再電離時の銀河間減衰翼の特徴的な形状と散乱を調査する
| Title |
Investigating_the_characteristic_shape_and_scatter_of_intergalactic_damping_wings_during_reionization |
| Authors |
Laura_C._Keating,_Ewald_Puchwein,_James_S._Bolton,_Martin_G._Haehnelt,_Girish_Kulkarni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11709 |
高赤方偏移における明るい天体のスペクトルにおけるLy$\alpha$減衰翼は、再電離時代における銀河間物質の電離状態を調べるのに有用なプローブである。再電離の不均一な性質にも関わらず、これらの減衰翼は銀河間物質の体積加重平均中性水素割合の強い関数である特徴的な形状をしていることが最近注目されています。ここでは、Sherwood-Relicsシミュレーションスイートからの斑点のある再イオン化のシミュレーションを使用して、この発見を詳しく調べた結果を紹介します。減衰翼の特徴的な形状と散乱は、減衰翼を生成する光学的深さへの寄与によって重み付けされた、視線に沿った平均中性水素密度によって決定されることを示します。宇宙の膨張による特徴的な形状に赤方偏移の依存性があることがわかりました。最後に、透過率が最初にゼロに達する点から大きな速度オフセットで、再電離履歴のさまざまな点での銀河と若い（または弱い）クエーサーの減衰翼の形状を区別できることを示します。
再電離時代における Mg II 森林相関関数の初の測定
| Title |
First_measurement_of_the_Mg_II_forest_correlation_function_in_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
Suk_Sien_Tie,_Joseph_F._Hennawi,_Feige_Wang,_Silvia_Onorato,_Jinyi_Yang,_Eduardo_Ba\~nados,_Frederick_B._Davies,_Jose_O\~norbe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11888 |
IGMの再電離に必要な原子あたりおよそ3個の電離光子を生成する過程で、同じ大質量星が爆発して金属を周囲に放出します。過度に敏感なLya遷移により、背景クエーサー光のガン・ピーターソン吸収はz>6での再電離の無効なプローブとなる一方、MgIIダブレットのような強力な低電離遷移は、金属が汚染された場合に検出可能な「金属線の森」を生じさせる。中立的なIGM。赤方偏移範囲5.96<z_MgII<7.42(z_MgII、中央値=6.47)を調査する10個の地上ベースのz>=6.80クエーサースペクトルのサンプルを使用して、MgII森林透過の自己相関を測定します。相関関数は、強力な小規模クラスタリングと、銀河のCGM内の強力な吸収体から生じる二重項速度(768km/s)での顕著なピークを示します。これらの強力な吸収体が特定されマスクされた後、信号はノイズと一致します。私たちの測定は、単純な均一濃縮モデルを仮定して、大規模な流体力学シミュレーションと半数値再電離トポロジーを組み合わせて生成された一連のモデルと比較されます。[Mg/H]とIGMニュートラル画分x_HIに関する情報のない事前分布を仮定して、z_MgII,median=6.47で[Mg/H]<-3.73という95%の信頼性の上限が得られます。データをlow-z(5.96<z_MgII<6.47;z_MgII,median=6.235)とhigh-z(6.47<z_MgII<7.42;z_MgII,median=6.72)のサブサンプルに分割すると、再びヌル検出と[それぞれ[Mg/H]<-3.75および[Mg/H]<-3.45。これらの最初の測定は、同程度の数のクエーサーを対象とした承認済みのJWSTサイクル2プログラム(GO3526)の準備を整えるもので、感度が桁違いに高く、Mgiiフォレストは再電離と濃縮に精度の制約を与える新しい強力なツールになります。宇宙の歴史。
WIMP核弾性散乱からのDAMIC過剰
SNOLABのDAMICクライオスタット内の電荷結合素子(CCD)を使用して実行された2つの暗黒物質探索により、バルクシリコン内に未確認の低エネルギーイベントの発生源が存在することが統計的に有意に報告されました。観測されたスペクトルは、質量が2～3GeVの弱相互作用質量粒子(WIMP)の弾性散乱からの核反動と一致しています。スピン非依存性WIMP核散乱の標準シナリオでは、アルゴン中でのDarkSide-50実験の結果から、導出された断面積は最終的に除外されます。$^{40}$Arとの相互作用が強く抑制され、WIMP核弾性散乱としてのDAMIC過剰の解釈が依然として有効な、アイソスピン違反およびスピン依存シナリオを特定しました。
MAPS: 原始惑星系円盤の分子イオン放出における偶然の時間変動を抑制する
| Title |
MAPS:_Constraining_Serendipitous_Time_Variability_in_Protoplanetary_Disk_Molecular_Ion_Emission |
| Authors |
Abygail_R._Waggoner,_L._Ilsedore_Cleeves,_Ryan_A._Loomis,_Yuri_Aikawa,_Jaehan_Bae,_Jennifer_B._Bergner,_Alice_S._Booth,_Jenny_K._Calahan,_Gianni_Cataldi,_Charles_J._Law,_Romane_Le_Gal,_Feng_Long,_Karin_I._\"Oberg,_Richard_Teague,_and_David_J._Wilner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11699 |
理論モデルと観測によれば、原始惑星系円盤内の分子イオンの存在量は、若い中心星によって設定されるさまざまなイオン化条件に非常に敏感であるはずです。我々は、惑星形成スケール（MAPS）アルマ望遠鏡大規模プログラムにおけるアルマ望遠鏡の分子の一部として観測された、HCO+J=1-0の時間的フラックス変動の探索を紹介します。私たちは、5つの発生源(HD163296、AS209、GMAur、MWC480、IMLup、発生源ごとに3～6回のユニークな訪問)が観察された日ごとに線と連続体のデータを分割して画像化しました。有意な増強(>3\sigma)は観察されませんでしたが、5つのディスクすべてでスペクトルプロファイルの変動が見つかりました。AS209、GMAur、およびHD163296の変動は暫定的にHCO+フラックスの変動に起因すると考えられますが、IMLupおよびMWC480の変動は\textit{uv}カバレッジの違いによって導入された可能性が高く、これは回収されたフラックスの量に影響します。イメージング中。暫定的な検出と低い程度の変動は、X線フレアによるHCO+変動の予想と一致しており、HCO+回転放出を大幅(>20%)レベルで強化するには比較的大きなフレアが必要です。これらの発見は、X線フレアによる化学反応を完全に特徴付けるために、高い信号対雑音比を備えた専用の監視キャンペーンが必要であることも示しています。
H$\alpha$ での AS209 ディスクの MagAO-X および HST 高コントラスト イメージング
| Title |
MagAO-X_and_HST_high-contrast_imaging_of_the_AS209_disk_at_H$\alpha$ |
| Authors |
Gabriele_Cugno,_Yifan_Zhou,_Thanawuth_Thanathibodee,_Per_Calissendorff,_Michael_R._Meyer,_Suzan_Edwards,_Jaehan_Bae,_Myriam_Benisty,_Edwin_Bergin,_Matthew_De_Furio,_Stefano_Facchini,_Jared_R._Males,_Laird_M._Close,_Richard_D._Teague,_Olivier_Guyon,_Sebastiaan_Y._Haffert,_Alexander_D._Hedglen,_Maggie_Kautz,_Andr\'es_Izquierdo,_Joseph_D._Long,_Jennifer_Lumbres,_Avalon_L._McLeod,_Logan_A._Pearce,_Lauren_Schatz,_and_Kyle_Van_Gorkom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11714 |
降着過程に関連する輝線の検出は、巨大ガス惑星がどこでどのように形成されるか、若い惑星が出生時の原始惑星系円盤とどのように相互作用するか、大気への揮発性物質の輸送がどのように起こるかを研究するための直接的な方法である。H$\alpha$($\lambda=0.656\,\mu$m)は、補償光学システムを使用して地上から観測できる最も強い降着線であると予想されているため、特定の高コントラスト画像キャンペーンの対象となっています。アルマ望遠鏡観測によって特定された、AS209を周回する以前に検出された原始惑星候補からのH$\alpha$放出を探索するために取得されたMagAO-XおよびHSTデータを紹介します。候補の位置では信号が検出されなかったため、その降着に制限を設けています。私たちのデータでは、$F_\mathrm{H\alpha}>2.5\pm0.3\times10^{-16}$ergs$^{-1}$cm$^{-でH$\alpha$放出が検出されたでしょう。2}$、PDS70bで測定されたHST流束よりも6.5倍低い(Zhouetal.,2021)。フラックス限界は、原始惑星が現在降着している場合、星周および惑星周の物質からの局所的な消滅により、光波長での放射が大きく減衰する可能性が高いことを示しています。さらに、データは、以前の禁止線の検出から予想されていた、星の北にあるジェットの最初の画像を明らかにします。最後に、この研究は、極端な補償光学システムを使用した現在の地上での観測が宇宙での観測よりも高感度である可能性があることを実証し、非常に大きな望遠鏡で反射光の中から小さな惑星を探す道を開きます。
YARARA V2: ラインバイライン RV で PCA を使用し、10 年以上にわたってサブ m/s 精度に到達
| Title |
YARARA_V2:_Reaching_sub_m/s_precision_over_a_decade_using_PCA_on_line-by-line_RVs |
| Authors |
M._Cretignier,_X._Dumusque,_S._Aigrain,_F._Pepe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11812 |
コンテクスト。動径速度(RV)法による地球に似た惑星の検出は、恒星の活動や系外惑星の信号を模倣して隠す計器信号などの非ドップラー信号が存在するため、今日では非常に困難です。前回の論文では、地テル吸収、恒星の活動、機器体系の補正をスペクトルレベルで実装し、標準パイプラインよりも大幅に高い精度でラインバイライン(LBL)RVを抽出するYARARAパイプラインを紹介しました。目的。この論文では、LBLRVに対して主成分分析(PCA)分解を実行することでRVの精度をさらに向上できることを示します。方法。PCAの平均値に鈍感な性質は、真のドップラーシフトの影響を受けないことを意味するため、惑星以外の迷惑信号を分離して修正するために使用できます。結果。YARARAによって取得されたLBLRVにPCAアプローチを適用することにより、集中的に観察された20個のHARPSターゲットのデータを分析しました。最初の主成分は、ほとんどの星間で類似性を示しており、新たに特定された機器体系に対応しており、これを修正できるようになりました。いくつかのターゲットでは、これにより、HARPSの全寿命にわたって約90cm/sという前例のないRV二乗平均平方根が得られます。修正されたRVを使用して、61Vir付近で以前に発表された120日信号を確認し、その付近でスーパーアース候補(K=60+/-6cm/s、msini=6.6+/-0.7地球質量)を検出します。G6V星HD20794は、600日の軌道の一部を主星のハビタブルゾーン内で過ごします。結論。この研究は、これまで知られていない長期的な機器の影響を特定して修正し、それによって地球のアナログ体制に対する既存および将来の機器の感度を拡張するLBLPCAの可能性を強調しています。
超低質量星CIDA 1の周りのコンパクトダストリングにあるセンチメートルサイズの粒子
| Title |
Centimeter-sized_Grains_in_the_Compact_Dust_Ring_around_Very_Low_Mass_Star_CIDA_1 |
| Authors |
Jun_Hashimoto,_Hauyu_Baobab_Liu,_Ruobing_Dong,_Beibei_Liu,_Takayuki_Muto,_Yuka_Terada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11837 |
私たちは、カールG.ジャンスキー超大型アレイ(JVLA)を使用して、おうし座0.19~$M_\sun$T星CIDA1を取り囲む塵のリングの粒子サイズを複数センチメートルの波長で0$\farcs$2の空間分解能で調べました。--0$\farcs$9。CIDA~1付近のこれらの波長で、明確な部分リング構造が検出されました。空間分布とスペクトル指数に基づいて、これらのセンチメートル放出は、自由放出またはシンクロトロン放出ではなく、塵に由来すると判断しました。リング内の最大粒子サイズ($a_{\rmmax}$)を推定するために、観測されたスペクトルエネルギー分布(SED)と、放射伝達計算を使用してさまざまな$a_{\rmmax}$値に対して計算されたSEDを比較しました。我々の調査結果は、ダストの不透明度がDSHARPモデルで近似できると仮定すると、リング内の$a_{\rmmax}$値が約2.5~cmであることを示しています。これらの結果は、CIDA~1リング内で粒子の成長が起こり、センチメートルサイズの小石を含む小石降着シナリオを通じてより効率的な惑星形成を潜在的に促進することを示唆しています。
TOI-332 b: 海王星砂漠の奥深くで発見された超高密度の海王星
| Title |
TOI-332_b:_a_super_dense_Neptune_found_deep_within_the_Neptunian_desert |
| Authors |
Ares_Osborn,_David_J._Armstrong,_Jorge_Fern\'andez_Fern\'andez,_Henrik_Knierim,_Vardan_Adibekyan,_Karen_A._Collins,_Elisa_Delgado-Mena,_Malcolm_Fridlund,_Jo\~ao_Gomes_da_Silva,_Coel_Hellier,_David_G._Jackson,_George_W._King,_Jorge_Lillo-Box,_Rachel_A._Matson,_Elisabeth_C._Matthews,_Nuno_C._Santos,_S\'ergio_G._Sousa,_Keivan_G._Stassun,_Thiam-Guan_Tan,_George_R._Ricker,_Roland_Vanderspek,_David_W._Latham,_Sara_Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Daniel_Bayliss,_Luke_G._Bouma,_David_R._Ciardi,_Kevin_I._Collins,_Knicole_D._Col\'on,_Ian_J._M._Crossfield,_Olivier_D._S._Demangeon,_Rodrigo_F._D\'iaz,_Caroline_Dorn,_Xavier_Dumusque,_Marcelo_Aron_Fetzner_Keniger,_Pedro_Figueira,_Tianjun_Gan,_Robert_F._Goeke,_Andreas_Hadjigeorghiou,_Faith_Hawthorn,_Ravit_Helled,_Steve_B._Howell,_Louise_D._Nielsen,_Hugh_P._Osborn,_Samuel_N._Quinn,_Ramotholo_Sefako,_Avi_Shporer,_Paul_A._Str{\o}m,_Joseph_D._Twicken,_Andrew_Vanderburg,_and_Peter_J._Wheatley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12137 |
現在までに数千の惑星が発見されていますが、軌道パラメータ空間にはまだ何もない領域があります。一例は、海王星砂漠として知られる短周期かつ中程度の質量/半径の空間であり、惑星は簡単に見つかるはずですが、発見はまだ少ないです。これは、異常な形成と進化のプロセスがここに存在する惑星の原因であることを示唆しています。私たちは、砂漠の中にしっかりと座っている$0.78$dという超短周期の惑星、TOI-332bの発見を紹介します。TOI-332bは実効温度$5251\pm71$KのK0矮星を周回しています。TOI-332bの半径は$3.20^{+0.16}_{-0.12}$R$_{\oplus}$であり、海王星ですが、$57.2\pm1.6$M$_{\oplus}$という異常に大きな質量です。この惑星の密度は$9.6^{+1.1}_{-1.3}$gcm$^{-3}$で、これまでに発見された海王星サイズの惑星の中で最も高いものの1つです。4層の内部構造モデルは、この惑星が無視できる程度の水素ヘリウムエンベロープを持っている可能性が高いことを示しており、これはこれほど巨大な少数の惑星でのみ発見されており、したがってTOI-332bは惑星形成理論に対する興味深い挑戦を提示している。私たちは、この惑星から降着すると予想されていた木星のようなエンベロープを剥ぎ取るのに必要な質量損失を、光蒸発では説明できないことがわかった。この珍しい発見を説明するには、高離心率の移動、巨大衝突、原始惑星系円盤の隙間の開口など、他のシナリオに目を向ける必要があります。
原始惑星系円盤内で適度に傾斜した軌道を持つ低質量惑星の運動学的特徴
| Title |
Kinematic_signatures_of_a_low-mass_planet_with_a_moderately_inclined_orbit_in_a_protoplanetary_disk |
| Authors |
Kazuhiro_D._Kanagawa,_Tomohiro_Ono,_and_Munetake_Momose |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12144 |
原始惑星系円盤に埋め込まれた惑星は、円盤と惑星の相互作用によって隙間を生み出します。また、ガスの速度摂動も生成します。これは、運動学的惑星特徴と呼ばれる、分子線放射のチャネルマップにおけるケプラー回転からの逸脱としても観察できます。これらの観察された痕跡は、惑星の質量を決定するための手がかりを提供します。私たちは、3次元流体力学シミュレーションを通じて、傾斜した軌道を持つ惑星によって引き起こされる特徴を調査しました。私たちは、傾斜角$\sim10^{\circ}$--$20^{\circ}$のより小さな惑星が、巨大な同一平面上にある惑星によって引き起こされる運動学的特徴と同じくらい顕著な運動学的特徴を生み出すことができることを発見しました。運動学的特徴は類似しているにもかかわらず、運動学的特徴が同一平面上にある遊星によって形成される場合と比較して、ギャップはより浅くて狭い。また、速度摂動が中央平面に近い位置で弱くなるため、傾斜した惑星によって引き起こされる運動学的特徴は、よりまれなCO同位体ではより暗くなることもわかりました。これは、同一平面上の大質量惑星の場合とは異なりました。このアイソトポローグへの依存は、惑星が傾斜した軌道を持っている場合に顕著になります。我々は、HD163296の円盤で観察された2つの運動学的特徴について議論しました。我々は、220天文単位で観察されたキンクは傾斜した惑星によって引き起こされた可能性がある一方、67天文単位のキンクは同一平面上にある惑星によって引き起こされたキンクと一致すると結論付けました。
「音叉」解析による分子雲の寿命について
COとアルファ放射の「音叉」(TF)分析は、近くの銀河の分子雲の寿命を推定するために使用されています。単純なモデル計算により、この分析は必ずしも雲の寿命を推定するものではなく、休止期から星形成、そして休止期に戻るまでの雲の進化サイクルの期間を捉えていることがわかります。我々は、分子雲（例えば、CO中で追跡される）が永遠に存在し、ある周波数で星（例えば、HII領域）を形成し、その後雲から漂流するという仮説的な設定を採用します。TF解析では、依然として不滅の雲のタイムスケールが返されます。このモデルは、生まれたばかりの星を雲から分離するために漂流運動を必要とし、その起源について説明します。また、TF解析における特徴的な空間分離項の物理的起源と、基準タイムスケールの決定における系統的誤差によるバイアスについても説明します。
CROC シミュレーション II を使用した再電離期の銀河における塵の生成、成長、破壊のモデル化: 高赤方偏移銀河の塵含有量の予測
| Title |
Modeling_Dust_Production,_Growth,_and_Destruction_in_Reionization-Era_Galaxies_with_the_CROC_Simulations_II:_Predicting_the_Dust_Content_of_High-Redshift_Galaxies |
| Authors |
Clarke_J._Esmerian_and_Nickolay_Y._Gnedin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11723 |
最初の12億ドル年間に$\sim10^5-10^9M_{\odot}$の範囲の恒星質量を持つ銀河の一連の宇宙論的流体力学シミュレーションを使用して、再電離時代の星間塵の含有量をモデル化します。宇宙の。私たちはダストの生成と破壊のプロセスを説明する後処理手法を使用しており、これらのプロセスのパラメータを体系的に変更して、これらの時代におけるダストに依存する観測可能な銀河の量がダストの物理学に制約を設けるのに役立つかどうかをテストすることができます。次に、これらの銀河の観測可能な特性のモデルを転送して、既存のデータと比較します。既存の観測制約を1つのモデルパラメーターセットと同時に一致させることはできないことがわかりました。具体的には、$z=5$での最大塵質量$D/Z\gtrsim0.1$を予測するモデルが、高い想定生産収量および/または星間物質の降着による効率的な成長のため、次の制約により好まれます。しかし、これらのモデルは紫外での減光が多すぎるため、$\beta_{\rmUV}$の観測と一致することができません。この不一致を調査するために、赤外線(IR)および紫外線(UV)放射によって調べられた星と塵の相対的な空間分布を分析します。これらは、おそらく恒星のフィードバックの制限により、既存のデータと比較して過度に対称的な形態を示しているように見えます。シミュレーションで使用したモデル。私たちの結果は、高赤方偏移銀河における塵の分布の観察可能な特性が、恒星のフィードバックの特に強力なテストであることを示しています。
星形成の引き金としてのGMC衝突。 IX.化学進化
| Title |
GMC_Collisions_As_Triggers_of_Star_Formation._IX._Chemical_Evolution |
| Authors |
Chia-Jung_Hsu,_Jonathan_C._Tan,_Jonathan_Holdship,_Duo,_Xu,_Serena_Viti,_Benjamin_Wu,_and_Brandt_Gaches |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11803 |
巨大分子雲(GMC)間の衝突は、大質量星や星団の形成を引き起こすメカニズムとして提案されています。このような衝突の天体化学的痕跡を調査するために、気相成分や氷相成分を含む化学進化に続く、さまざまな宇宙線イオン化率(CRIR)$\zeta$にさらされた衝突雲と非衝突雲の3D磁気流体力学シミュレーションを実行します。。GMCスケールでは、炭素は主に$\rm{C^+}$から始まり、その後C、COに遷移し、続いて氷相COと$\rm{CH_3OH}$が高密度で低温のフィラメント、塊、コアとして遷移します。雲から形成されます。酸素収支の大部分は、O、CO、および水の氷によって占められています。高密度領域では、ダスト粒子上へのCOの凍結の程度を測定する気相CO減少係数$f_D$を調査します。これには、CRIRへの依存性や質量の表面密度と温度の観測値も含まれます。また、高密度の塊を特定し、その物理的および化学的特性を分析します。これには、合成ライン放射モデリング後も含まれ、赤外暗雲(IRDC)の研究で使用される指標、特にCO、$\rmHCO^+$、$\rmN_2Hの存在量を調査します。^+$。衝突の場合、塊の典型的な密度は$n_{\rmH}\sim10^5\:{\rm{cm}}^{-3}$、温度は$\sim20\:$Kであることがわかります。衝突しないGMCのものはより低温です。$\zeta$とGMCの動的履歴に応じて、最大$f_D\sim10$のCO枯渇係数と、豊富なHCO$^+\sim10^{-9}$から$10^{-8}$が見つかります。$\rm{N_2H^+}\sim10^{-11}$から$10^{-10}$まで。観察されたIRDC塊との比較は、低いCRIR（$\sim10^{-18}\:{\rm{s}}^{-1}$）と、より静止した（衝突しない）、より低温で進化した化学力学を好むことを示しています。歴史。結果の一般的な意味と、分子雲観測の解釈に関する注意点について説明します。
星を形成する青色の初期型銀河の深部光学イメージング: 最近の合体を示すカラーマップ構造とかすかな特徴
| Title |
Deep_optical_imaging_of_star-forming_blue_early-type_galaxies:_Color_map_structures_and_faint_features_indicative_of_recent_mergers |
| Authors |
Koshy_George |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12153 |
銀河規模で星形成が進行している青色の初期型銀河は、局所宇宙の楕円銀河やS0銀河における星の質量の蓄積を理解する上で興味深い対象となります。私たちは、これらの赤色と死んだ星系における星形成の起源を理解するために、青色の初期型銀河の星形成集団を研究します。55個の星形成青色初期型銀河の$g$、$r$、$z$帯のダークエネルギーカメラで撮影されたレガシーサーベイ画像データが調べられ、$g-r$カラーマップが作成された。我々は、55個の銀河すべての光学カラーマップにおいて、37個の銀河付近の表面輝度の低い特徴、15個の銀河付近の微光レベルの相互作用の特徴、および最近の合体活動を示す構造を特定しました。これらの特徴は、これらの銀河が最初に特定された浅いスローンデジタルスカイサーベイの画像データでは見ることができません。銀河の周囲で見つかった表面の輝度の低い特徴は、最近の合体現象の名残である可能性があります。青色の初期型銀河の星形成集団は、楕円銀河の形成経路になると期待される合体後の系である可能性があります。私たちは、青い初期型銀河の星形成集団は初期型銀河の進化の一段階であると仮説を立てています。合体特徴は最終的には消滅し、星形成のための燃料は止まり、銀河は通常の初期型銀河の受動的な集団に移行するでしょう。
ローマンとルービンの時代の $z$ > 6.5 クエーサー探査の収量を予測する
| Title |
Predicting_the_Yields_of_$z$_>_6.5_Quasar_Surveys_in_the_Era_of_Roman_and_Rubin |
| Authors |
Wei_Leong_Tee,_Xiaohui_Fan,_Feige_Wang,_Jinyi_Yang,_Sangeeta_Malhotra,_James_E._Rhoads |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12278 |
約70個の$z>6.5$の明るいクエーサーが発見されており、明るい端に強く偏っているため、宇宙の夜明け以降のクェーサーの存在量に関する包括的な見解は得られていません。我々は、ローマン/ルービンによる高赤方偏移クエーサー調査の予測結果を提示します。これにより、3倍多くの2ドルから4ドル等級のより深いクェーサーサンプルが得られ、広範囲の光度にわたる高赤方偏移クエーサー、特に$L_\mathrm{bolでの暗いクェーサーを調査しています。}\sim10^{10}\;L_{\odot}$または$M_\mathrm{1450}\sim-22$は、現在十分に調査されていません。クエーサーの候補としては、同様の色の高$z$クエーサー、矮銀河、低$z$コンパクト銀河を含めます。選択の完全性と効率を評価するために、人口モデルに基づいて模擬カタログを作成します。$z$および$Y$バンドで古典的なカラードロップアウト法を利用して主要なクエーサー候補を選択し、続いてベイジアン選択法を使用してクエーサーを識別します。$6.5<z<9$で全体的な選択の完全性$>80\%$と効率$\sim10\%$が得られ、$z>6.5$で180個のクェーサー、$z>7.5$で20個、$で2個であることがわかります。z>8.5ドル。クェーサーの収量は、想定されるクェーサーの光度形状と赤方偏移の展開に敏感に依存します。50$\%$までの固有運動による褐色矮星の除去は、25等より明るい恒星に対して行うことができ、より暗い等級では低$z$銀河が優勢になります。私たちの結果は、ローマン/ルービンが宇宙で最も初期のクエーサーと最も暗いクエーサーの統計サンプルを発見できることを示しています。この新しい貴重なデータセットは、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡と超大型望遠鏡による研究を追跡調査する価値があり、クエーサーの光度関数のかすかな端の傾きを決定し、宇宙初期の超大質量ブラックホールの成長を制限することができます。
QSO 吸収線測定による銀河周乱気流の抑制
銀河周縁媒体(CGM)に関する私たちの知識は、主にクエーサー吸収線の測定に基づいています。これらにより、非常に乱流である可能性が高い多相媒質が明らかになりましたが、この乱流の制約は、吸収線成分の非熱的幅($b_{turb}$)と吸収線成分間の視線速度分散の測定に限定されています。コンポーネント($\sigma_{LOS}$)。ここでは、一連のCGMシミュレーションを分析して、これらの間接的な尺度が基礎となるCGMとどの程度関連しているかを判断します。私たちのシミュレーションは、一般に観察されるすべてのイオンの非平衡進化を追跡し、均一なCGM乱流領域の小規模シミュレーションと、銀河のハロー全体にわたる不均一な乱流のグローバルシミュレーションの2つの主なタイプで構成されます。各シミュレーションから、SiII、SiIV、CIV、OVIの模擬スペクトルを生成します。これにより、$b_{turb}$と$\sigma_{LOS}$を真の見通し線と直接比較できるようになります。乱気流($\sigma_{1D}$)。小規模シミュレーションでは、$b_{turb}$は$\sigma_{1D}$と弱い相関しかありません。これはおそらく、個々の暖かいCGM雲内のランダムな動きを測定しており、全体的なランダムな動きをサンプリングしていないためと考えられます。一方、$\sigma_{LOS}$と$\sigma_{1D}$には強い相関があり、最も密な場合は$\sigma_{1D}\estimate\sigma_{LOS}+10$kms$^{-1}$になります。ただし、私たちがシミュレーションした領域では、この相関の強さは調査対象の気相に弱く依存していました。私たちの大規模シミュレーションでは、$b_{turb}$と$\sigma_{1D}$にはほとんど相関がなく、$\sigma_{1D}\estimate\sigma_{LOS}+10$kms$^{-1であることも示されています。平均して}$ですが、個人の視線に応じて異なります。さらに、私たちの全球シミュレーションからの$\sigma_\mathrm{LOS}$分布は最近の観測と似ており、この量が調査された軸に関係なく銀河周囲の乱気流に有用な制約を与える可能性があることを示唆しています。
中性子星磁場におけるパウリ反発による電子原子衝突の強化
| Title |
Enhancements_of_Electron-Atom_Collisions_due_to_Pauli_Repulsion_in_Neutron-Star_Magnetic_Fields |
| Authors |
Thomas_Gomez,_Mark_Zammit,_Igor_Bray,_Christopher_Fontes,_Jackson_White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11667 |
中性子星の表面と大気は、既知の宇宙最大の磁場を維持する独特の環境です。組成や状態方程式を含む中性子星の物質特性に関する私たちの知識は、依然として制約がほとんどありません。電子原子衝突は、中性子星の表面を記述する理論的な熱伝導およびスペクトル放射モデルに不可欠です。磁場中での散乱理論は1970年代に開発されましたが、裸核散乱のみに焦点を当てていました。この研究では、磁場中での原子と電子の衝突の量子的処理を紹介します。非常に重要なのは、2つの相互作用する電子から生じるパウリ反発が含まれていることです。磁場のない衝突では見られない奇妙な挙動が見つかりました。強磁場では、パウリ反発により衝突断面積が桁違いに増大する可能性があります。さらに、基底状態が関与する弾性衝突断面積は励起状態が関与するものと同等となり、大きな軌道を持つ状態が衝突に最も大きく寄与します。私たちは、中性子星の表面や大気における輸送特性とスペクトル線の広がりに大きな変化が見られ、これらの極端な環境のスペクトル診断に役立つと予想されます。
| Title |
The_internal_Faraday_screen_of_Sagittarius_A* |
| Authors |
Maciek_Wielgus,_Sara_Issaoun,_Ivan_Marti-Vidal,_Razieh_Emami,_Monika_Moscibrodzka,_Christiaan_D._Brinkerink,_Ciriaco_Goddi,_and_Ed_Fomalont |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11712 |
我々は、2017年4月にアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ(ALMA)で観測された銀河中心の超大質量ブラックホール、射手座A*(SgrA*)の85～101GHzの光度曲線について報告します。高ケイデンスのフルストークスデータのこの研究により、4秒の時間セグメントで分解された1～2%レベルでの部分直線偏光の新しい測定値と、0.3%での部分円偏光の厳しい上限が提供されます。我々はこれらの発見を、3日後に観測された212～230GHzでのSgrA*のALMA光度曲線と比較し、約150GHz未満の周波数での光源の急峻な脱偏光を特徴づけた。時間依存の回転測定(RM)測定値が得られます。85～101GHzの平均RMは、212～230GHzの平均RMの2分の1です。RMの急速な時間変動と両方の周波数帯域における異なる統計的特性を合わせて、これらの結果は、SgrA*のファラデースクリーンが主に内部的な性質のものであり、ファラデー回転の約半分が内部10の重力の内側で起こっていることを示しています。これは、一般的な外部ファラデースクリーンの想定とは異なります。次に、この観測結果を、合理的な物理パラメータのセットに対する放射効率の悪い降着流の理論モデルとどのように調和させることができるかを実証します。数値一般相対論的磁気流体力学シミュレーションとの比較は、SgrA*の降着流の最も内側の部分は、これらのモデルが予測するものよりもはるかに変動が少ないことを示唆しており、特に、観察された磁場構造は一貫性があり持続的であるように見えます。
サブバースト スロープの法則の検証: 繰り返される高速無線バーストの包括的な複数ソースの分光時間分析
| Title |
Validating_the_Sub-Burst_Slope_Law:_A_Comprehensive_Multi-Source_Spectro-Temporal_Analysis_of_Repeating_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
Katie_Brown,_Mohammed_A._Chamma,_Fereshteh_Rajabi,_Aishwarya_Kumar,_Hosein_Rajabi,_and_Martin_Houde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11729 |
私たちは、これまでで最大のサンプルである9つの異なるソースを利用して、繰り返される高速無線バースト(FRB)の包括的な分光時間分析を実行します。私たちのデータセットには、11のデータセットからの175のサブバーストと31のマルチコンポーネントバーストが含まれており、中心周波数の範囲は149～7144MHz、持続時間の範囲は73μs～13msです。我々の発見は、FRB放出のトリガー相対論的力学モデル(TRDM)の予測と一致しています。我々は、サブバースト勾配と周波数の間の予測された二次関係、および狭帯域放射の緩やかな相対論的ドップラー広がりと一致する周波数に対する帯域幅の線形依存性を確認します。最も重要なことは、サブバースト勾配の法則、つまりサブバースト勾配と継続時間の間の予測された逆関係が、さまざまな情報源にわたって一貫して保持されることを確認したことです。驚くべきことに、多成分バーストのドリフト率がサブバーストの傾きと同じ法則に従うことも発見しました。これはさらなる調査が必要な説明のつかない結果です。これらの発見は、FRB発光のいくつかの側面を説明するための実行可能な枠組みとしてTRDMを支持するだけでなく、FRBの複雑な分光時間特性についての新たな洞察も提供します。
BH-NS/BH前駆体系から生じる随伴系超新星の偏光特徴
| Title |
Polarization_Signature_of_Companion-Fed_Supernovae_Arising_from_BH-NS/BH_Progenitor_Systems |
| Authors |
Xudong_Wen,_He_Gao,_Shunke_Ai,_liangduan_liu,_Jin-Ping_Zhu,_Wei-Hua_Lei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11913 |
ブラックホール-中性子星(BH-NS)またはBH-BH系の形成には、伴星BHからの降着フィードバックにより、特別な超新星(SN)信号が伴う可能性があります。追加の加熱は主にブランドフォード・ペイン機構に起因し、SN噴出物の表面の光度分布の等方性の性質を破壊し、偏光の出現につながると考えられる。ここでは、これらの特殊なSNeのシミュレーションを実行するための3次元(3D)モンテカルロ偏光シミュレーションコード(MCPSC)を開発します。「近いバイナリ」シナリオでは、約\sim2の最大偏光レベルがSN放射のピーク時に発生するのに対し、「遠方バイナリ」シナリオでは、最大偏光(つまり\sim0.7)が観察されることがわかります。SNのピークよりもかなり遅い時間です。偏光の大きさは、光度分布のムラの程度と視線と赤道方向とのなす角度に依存します。超新星噴出物の幾何学的歪みを同時に考慮すると、偏光の大きさは増加する(偏楕円体の場合)か減少する(長楕円体の場合)可能性があります。分極シグネチャは、コンパニオン給餌SNeの識別を容易にするための有望な補助手段となる。さらに、これらの特別なSNeのイベントレートをLIGO-Virgo検出されたBH-NS/BHシステムのイベントレート密度と比較することにより、BH-NS/BH形成チャネルを区別するのにさらに役立つ可能性があります。
両半球の蛍光検出器アレイ・オブ・シングルピクセル望遠鏡（FAST）のプロトタイプで超高エネルギー宇宙線を検出
| Title |
Detecting_ultra-high-energy_cosmic_rays_with_prototypes_of_the_Fluorescence_detector_Array_of_Single-pixel_Telescopes_(FAST)_in_both_hemispheres |
| Authors |
Shunsuke_Sakurai,_Justin_Albury,_Jose_Bellido,_Fraser_Bradfield,_Ladislav_Chytka,_John_Farmer,_Toshihiro_Fujii,_Petr_Hamal,_Pavel_Horvath,_Miroslav_Hrabovsky,_Vlastimil_Jilek,_Jakub_Kmec,_Jiri_Kvita,_Max_Malacari,_Dusan_Mandat,_Massimo_Mastrodicasa,_John_N._Matthews,_Stanislav_Michal,_Hiromu_Nagasawa,_Hiroki_Namba,_Libor_Nozka,_Miroslav_Palatka,_Miroslav_Pech,_Paolo_Privitera,_Francesco_Salamida,_Petr_Schovanek,_Radomir_Smida,_Daniel_Stanik,_Zuzana_Svozilikova,_Akimichi_Taketa,_Kenta_Terauch,_Stan_B._Thomas,_Petr_Travnicek,_Martin_Vacula_(The_FAST_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11988 |
超高エネルギー宇宙線(UHECR)は、そのエネルギーが$10^{18}~\mathrm{eV}$を超えており、これまでに検出された粒子の中で最も高エネルギーです。最新の結果は、最高エネルギーではより重い組成を示しているようで、その起源の探索を複雑にしている。UHECR事象の数は限られているため、今後数十年間にUHECRを収集するには、実効曝露量が桁違いに大きい装置を構築する必要があります。蛍光検出器ArrayofSingle-pixelTelescopes(FAST)は、将来の地上アレイに適した、低コストで展開が容易なUHECR検出器として提案されています。両半球に配置されたプロトタイプを使用して、望遠鏡の設計と自律観測技術を検証することが不可欠です。ここでは、観測の現状、最近の試作機の性能結果、将来のミニアレイに向けた開発について報告します。
MACE望遠鏡による暗黒物質相互作用のガンマ線信号検出の見通し
| Title |
Prospects_of_detecting_gamma-ray_signal_of_dark_matter_interaction_with_the_MACE_telescope |
| Authors |
M._Khurana,_A._Pathania,_K._K._Singh,_C._Borwankar,_P._K._Netrakanti,_K._K._Yadav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12026 |
MACE（大気チェレンコフ実験）望遠鏡がインドのハンレで定期的なガンマ線観測を開始した。$\sim$海抜4.3kmの高度に位置し、直径21mの大型準放物線反射鏡を備えており、20GeV以上のエネルギー範囲のガンマ線空を非常に高い感度で探査する機能を備えています。この研究では、潜在的な天体物理環境における暗黒物質相互作用からの高エネルギーガンマ線信号を探索する実現可能性研究の結果を紹介します。我々は、MACE応答関数とその他の機器特性の影響を研究して、弱相互作用する大質量粒子（WIMP）の速度平均相互作用断面積（$<\sigmav>$）を調査します。これは、期間中の熱暗黒物質の凍結から予想されます。デカップリングの時代。Pythiaシミュレーションパッケージを使用して、質量範囲200GeV～10TeVの純粋なWIMPの形で暗黒物質が存在し、標準モデル粒子への自己消滅を通じて特徴的なガンマ線スペクトルを生成すると考えます。異なる標準モデルチャネルに対応するガンマ線スペクトルとMACE応答関数の畳み込みを使用して、Segue1(矮小回転楕円体銀河)の予想される100時間のMACE観測における$<\sigmav>$の上限を推定します。暗黒物質の潜在的な場所。
FRB 20220912A のバーストにおけるマイクロショットの密林
| Title |
Dense_Forests_of_Microshots_in_Bursts_from_FRB_20220912A |
| Authors |
Dant\'e_M._Hewitt,_Jason_W._T._Hessels,_Omar_S._Ould-Boukattine,_Pragya_Chawla,_Isma\"el_Cognard,_Akshatha_Gopinath,_Lucas_Guillemot,_Daniela_Huppenkothen,_Kenzie_Nimmo6_and_Mark_P._Snelders |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12118 |
我々は、ECLAT(天体物理的過渡現象からの銀河系外コヒーレント光)の一部として、ナンシー電波望遠鏡(NRT)を使用して、繰り返し高速電波バースト源FRB20220912Aから検出された非常に明るいバースト(>400Jyms)について報告します。モニタリングキャンペーン。これらのバーストは、非常に明るく、広帯域で、持続時間の短い構造(約16マイクロ秒)を示し、これを「マイクロショット」と呼び、優れた信号対雑音比とダイナミックレンジ(32ビット)を考慮すると、NRTデータで特によく研究できます。サンプル）。最も明るいマイクロショットの推定ピーク磁束密度は450Jyです。マイクロショットをワイブル分布としてモデル化し、約0.5のワイブル形状パラメータを取得することにより、マイクロショットが密集した「森」にクラスター化されていることを示します。私たちの偏光解析により、バーストはほぼ100%直線偏光であることが明らかになりました。円偏光率が10%未満。ゼロに近い平均回転測定値は0.10(6)rad/m^2。バースト持続時間にわたって偏光位置角度を変化させます。バーストの1つについては、WesterborkRT-1単一25mディッシュによる同時観測からの生の電圧データを分析します。これらのデータにより、シンチレーション帯域幅0.30(3)MHzを測定し、(サブ)マイクロ秒のタイムスケールでバーストを調査することができます。非分散に関連するいくつかの重要なニュアンスについても説明します。広帯域マイクロショットの放射メカニズムは、マイクロショットを使用して分散を補正した後でも数百MHz/msの残留ドリフトを示す、より広範なバースト成分の放射メカニズムとは潜在的に異なると提案します。観測された放射が現象学的に太陽からのさまざまな種類の電波バーストにどのように類似しているかを説明します。
アスカリアン無線アレイの全稼働時間での拡散ニュートリノ探索に向けた進展
| Title |
Progress_Towards_a_Diffuse_Neutrino_Search_in_the_Full_Livetime_of_the_Askaryan_Radio_Array |
| Authors |
Paramita_Dasgupta,_Marco_Stein_Muzio_(for_the_ARA_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12125 |
アスカリアン無線アレイ(ARA)は、南極での氷中超高エネルギー(UHE、$>10$PeV)ニュートリノ実験で、ニュートリノによって誘発された粒子カスケードからの無線放射を検出することを目的としています。ARAには5つの独立した観測点があり、合わせてほぼ24観測点年分のデータを収集しました。これらのステーションはそれぞれ、辺の長さ$\sim15$mのほぼ立方体の格子に深さ$\sim200$mのアンテナクラスターを氷中に埋め込むことによってUHEニュートリノを探索します。さらに、5番目のARAステーション(A5)には、フェーズドアレイ(PA)と呼ばれる、7つの密集した垂直偏波アンテナのトリガーアレイで構成されるビームフォーミングトリガーがあります。この議事では、この「ハイブリッド」ステーションのデータを使用したニュートリノ探索を紹介し、解析効率の向上、バックグラウンド除去、およびニュートリノ頂点再構成の機能を強調します。これは、密集したトリガーアンテナとアウトリガーアンテナの長い基線を組み合わせることで可能になります。また、A5分析を、検出器の特性評価と校正、バックグラウンドのモデル化と制約、アレイ全体にわたるノイズの除去などの、より広範な5ステーション分析プログラムのコンテキストに配置します。私たちは、この完全なニュートリノ探索によって100PeVを超える世界最高レベルの限界が設定され、次世代のニュートリノ検出実験に情報が得られると期待しています。
NGC 2071 のおうし座 T 星で時折発生するフレアから $\gamma$ 線を検出。 I. 観測との関係
| Title |
$\gamma$-ray_detection_from_occasional_flares_in_T_Tauri_stars_of_NGC_2071._I._Observational_connection |
| Authors |
A._Fil\'ocomo,_J._F._Albacete_Colombo,_E._Mestre,_L._J._Pellizza_and_J._A._Combi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12142 |
NGC2071は、フェルミ宇宙望遠鏡によって検出された3つの$\gamma$線源と重なる星形成領域です。私たちは、おうし座T星における強いフレア活動が$\gamma$線の放出を引き起こし、フェルミ衛星に搭載された広域望遠鏡によって検出されたいくつかの未確認の発生源に対応する可能性があると提案します。我々は、最初の2年間と14年間全体の観測という2つのフェルミデータセットに対してスペクトル分析と時間分析を実行しました。$\gamma$線源は、最初の2年間の観測で、100GeV以上のエネルギーで背景より3.2$\sigma$高い位置で検出可能であることがわかりました。おうし座T星で発生すると予想される最高エネルギーフレアの頻度の分析は、我々の推定と一致しています。さらに、$\gamma$線の放出を引き起こすフレアの最小エネルギーが$\sim5\times10^{37}$ergであることが判明しました。この一致は、星形成領域における未確認の$\gamma$線源の起源としての稀なフレアに関するこれまでの仮説を裏付ける厳しい観測上の制約となる。
大爆発中の Be/X 線連星系 LS V +44 17 のベリタス観測
Be/X線連星系LSV+4417(RXJ0440.9+4431)は、稀な種類のガンマ線連星系に属する可能性があります。この系はBe星と、公転周期150日の中性子星伴星で構成されている。2022年12月、MAXIは線源からのX線バーストを検出しました。X線バーストは1月上旬にピークに達し、その後減少し、その後再増光しました。2番目のピークでは、磁束は15～50keVの範囲で1Crabを超え、パルス周期208秒のパルス発光成分を示しました。VERITASの観測は、2023年1月24日から1月27日まで、2回目のバーストのピーク近くに実施されました。ここでは、これらのデータにおける超高エネルギー(VHE)ガンマ線放出の探索について報告します。
Swift-UVOT の光から紫外までの通過帯域の経験的吸光係数
| Title |
Empirical_extinction_coefficients_for_the_Swift-UVOT_optical-through-ultraviolet_passbands |
| Authors |
Fang_Yi_(1_and_2),_Yuan_Haibo_(1_and_2),_Zhang_Ruoyi_(1_and_2),_Gao_Jian_(1_and_2)_and_Xu_Shuai_(1_and_2)_((1)_Institute_for_Frontiers_in_Astronomy_and_Astrophysics,_Beijing_Normal_University,_(2)_Department_of_Astronomy,_Beijing_Normal_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11664 |
我々は、Schlegeletal.の塵の赤化マップに関して経験的な赤化係数と吸光係数を計算しました。Swift-UVOT通過帯域の場合、「スターペア」法、UVOTSerendipitousSourceCatalogからの測光データ、LAMOSTDataRelease7および2MASSからの分光データを使用します。UVW2-UVM2、UVM2-UVW1、UVW1-U、U-B、B-V色の赤化係数は、それぞれ-1.39、2.08、0.78、0.72、0.84です。UVW2、UVM2、UVW1、U、B、Vバンドはそれぞれ5.60、6.99、4.91、4.13、3.41、2.57です。この数値は、フィッツパトリックの消滅則R(V)=3.0による予測と一致しています。係数の温度依存性の変化、特に紫外線通過帯域の変化が発見され、議論されています。今後、Swift-UVOTデータを赤化するときに、新しい赤化係数と減衰係数を使用することをお勧めします。
太陽物理学における他の惑星磁気圏と大気の研究の事例
| Title |
The_case_for_studying_other_planetary_magnetospheres_and_atmospheres_in_Heliophysics |
| Authors |
Ian_J._Cohen,_Chris_Arridge,_Abigail_Azari,_Chris_Bard,_George_Clark,_Frank_Crary,_Shannon_Curry,_Peter_Delamere,_Ryan_M._Dewey,_Gina_A._DiBraccio,_Chuanfei_Dong,_Alexander_Drozdov,_Austin_Engert,_Rachael_Filwett,_Jasper_Halekas,_Alexa_Halford,_Andr\'ea_Hughes,_Katherine_Garcia-Sage,_Matina_Gkioulidou,_Charlotte_Goetz,_Cesare_Grava,_Michael_Hirsch,_Hans_Leo_F._Huybrighs,_Peter_Kollmann,_Laurent_Lamy,_Wen_Li,_Michael_Liemohn,_Robert_Marshal,_Adam_Masters,_R._T._James_McAteer,_Karan_Molaverdikhani,_Agnit_Mukhopadhyay,_Romina_Nikoukar,_Larry_Paxton,_Leonardo_H._Regoli,_Elias_Roussos,_Nick_Schneider,_Ali_Sulaiman,_Y._Sun,_Jamey_Szalay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11690 |
ヘリオ物理学は、「太陽の性質、そしてそれが宇宙の性質そのもの、ひいては惑星の大気とそこに存在する技術にどのような影響を与えるかを研究する」分野です。しかし、NASAのヘリオ物理学部門は、惑星の磁気圏と大気の研究を地球のものだけに限定する。これにより、他の世界における宇宙プラズマ物理学の探求と理解は、惑星科学部門と天体物理学部門の権限に委ねられます。これは一般に宇宙プラズマ物理学の研究にとって有害である。なぜなら、いくつかの部門を越えた資金提供の機会は存在するが、宇宙プラズマ物理学の重要な要素は、太陽物理学の科学者の専門知識を他の恒星および惑星磁気圏に拡張することによって最もよく対処できるからである。しかし、太陽系内の多様な世界は、地球では再現されない重要な環境条件を提供しますが、基本的な宇宙プラズマ物理プロセスについての深い洞察を提供することができます。ヘリオ物理学の目的、包括的な機器、分析とモデリングのための新たな助成金の機会を利用して惑星系を研究することにより、宇宙プラズマ物理学の基本的かつ普遍的なプロセスの新たな理解が可能になります。したがって、ヘリオ物理学コミュニティは、特に宇宙物理学と航空学の目的を研究するために、惑星ターゲットへのヘリオ物理学専用の取り組みを検討し、優先順位を付け、資金を提供する準備を整えておく必要があります。
OSIRIS-REx サンプル分析計画 -- リビジョン 3.0
起源、スペクトル解釈、資源識別、およびセキュリティレゴリスエクスプローラー(OSIRIS-REx)探査機は、2018年12月にその目標である地球近傍小惑星101955ベンヌに到着しました。1年間近くで運用した後、チームは主要なサイトを選択しました。サンプルコレクション。2020年10月、探査機はベンヌの表面に降下し、サンプルを採取した。探査機は2021年5月にベンヌを出発し、2023年9月にサンプルを地球に帰還させる予定である。帰還したサンプルの分析により、このB型小惑星の歴史と、その構成要素や前駆体天体の歴史を解明するための重要なデータが得られるだろう。OSIRIS-RExサンプル分析計画の主な目的は、サンプル分析チームがレベル1のミッション要件を満たすフレームワークを提供し、返されたサンプルを分析して前太陽の歴史、形成年代、星雲と母天体の変化の歴史、星雲との関係を決定することです。既知の隕石、有機物の歴史、宇宙の風化、再表面化の歴史、ベンヌのレゴリスのエネルギーバランスまで。この目標を達成するために、この計画は、調整されたサンプル分析のための仮説に基づくフレームワークを確立し、返されたサンプルに適用される分析機器と手法を定義し、返されたサンプルのベースライン、オーバーガイド、およびしきい値の分析戦略に関するガイダンスを提供します。希少またはユニークな岩石学を含み、データの保存、管理、検索、およびアーカイブシステムについて説明し、サンプル科学データの共同登録と調整された分析を促進するための微地理情報システムの実装のためのプロトコルを確立し、次の計画の概要を説明します。サンプル分析準備テスト。サンプルをキュレーションからサンプル分析チームに転送するためのガイダンスを提供します。
単一ピクセル望遠鏡の蛍光検出器アレイ (FAST) の再構築手順
| Title |
Reconstruction_procedure_of_the_Fluorescence_detector_Array_of_Single-pixel_Telescopes_(FAST) |
| Authors |
Fraser_Bradfield,_Justin_Albury,_Jose_Bellido,_Ladislav_Chytka,_John_Farmer,_Toshihiro_Fujii,_Petr_Hamal,_Pavel_Horvath,_Miroslav_Hrabovsky,_Vlastimil_Jilek,_Jakub_Kmec,_Jiri_Kvita,_Max_Malacari,_Dusan_Mandat,_Massimo_Mastrodicasa,_John_N._Matthews,_Stanislav_Michal,_Hiromu_Nagasawa,_Hiroki_Namba,_Libor_Nozka,_Miroslav_Palatka,_Miroslav_Pech,_Paolo_Privitera,_Shunsuke_Sakurai,_Francesco_Salamida,_Petr_Schovanek,_Radomir_Smida,_Daniel_Stanik,_Zuzana_Svozilikova,_Akimichi_Taketa,_Kenta_Terauchi,_Stan_B._Thomas,_Petr_Travnicek,_Martin_Vacula_(The_FAST_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11989 |
蛍光検出器ArrayofSingle-pixelTelescopes(FAST)は、次世代宇宙線検出器として提案されているいくつかの設計のうちの1つです。このような検出器は膨大な収集エリアを必要とする一方、コスト効率を維持する必要もあります。これらの要求を満たすために、FAST共同研究は、わずか4つの光電子増倍管(PMT)で構成される簡素化された低コストの蛍光望遠鏡を設計しました。標準のエアシャワー再構成技術はPMTが非常に少ない場合には使用できないため、FASTでは代替の2段階のアプローチが使用されます。最初のステップでは、ニューラルネットワークを使用して、実際のシャワーパラメータの最初の推定値を提供します。この推定値は、最小化手順の初期推定として使用され、測定されたPMTトレースがシミュレートされたものと比較され、最適なシャワーパラメータが見つかります。これらの手順の詳細な説明が、テレスコープアレイ実験でのFASTプロトタイプの予想されるパフォーマンスとともに、技術のデモンストレーションとして提供されます。
太陽噴火によるタイプ III 電波バーストと GLE および SGRE 事象との関係
| Title |
Type_III_Radio_Bursts_from_Solar_Eruptions_and_their_Connection_to_GLE_and_SGRE_Events |
| Authors |
Nat_Gopalswamy,_Anshu_Kumari,_and_Pertti_A._M\"akel\"a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11779 |
我々は、太陽エネルギー粒子（SEP）現象における地表面増強（GLE）におけるコロナ質量放出（CME）特性と、観測された低周波タイプIII電波バーストによって示される太陽からの持続ガンマ線放出（SGRE）の類似性について報告する。惑星間媒体の中で。複合タイプIIIバーストの平均1MHz持続時間は、SGREイベントでは36分、GLEイベントではそれぞれ34分です。同様に、SGREとGLEの基礎となるCMEの平均宇宙速度は、それぞれ1866km/sと2084km/sです。これらは、スカイプレーン速度が800km/sを超えるフロントサイドハローCMEに関連するタイプIIIバーストの対照サンプルの対応する値(32分、1407km/s)よりも大きくなります。これらの結果は、高エネルギーのCME駆動衝撃が粒子を非常に高いエネルギーまで加速し、それがGLEおよびSGRE現象の原因となるという考えと一致しています。
SOFIA を使用した WC+O バイナリ WR137 の分光ダスト特性の予測
| Title |
FORCASTing_the_spectroscopic_dust_properties_of_the_WC+O_binary_WR137_with_SOFIA |
| Authors |
Megan_J._Peatt,_Noel_D._Richardson,_Peredur_M._Williams,_Nicole_Karnath,_Victor_I._Shenavrin,_Ryan_M._Lau,_Anthony_F._J._Moffat,_and_Gerd_Weigelt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11798 |
WR137(HD192641)は、炭素が豊富なウォルフ・ライエ星とオエ伴星からなる連星系で、13年の軌道を周回しています。ペリアストロンの近くでは、2つの星の風が衝突し、炭素質の塵が形成されます。2021年7月、2021年2月、2022年5月（サイクル9）のSOFIA運用の最終年中に、SOFIAとFORCASTを使用してシステムの3つの中間赤外グリズムスペクトルを取得しました。これらのスペクトル内で、Wolf-Rayet風から放出されるHeI、HeII、CIII、およびCIVからのいくつかの風線と、6.3～6.4$\mu$m付近の弱い放出特徴を特定しました。この期間を通じて、ピークフラックスは6.29$\mu$mから6.41$\mu$mにシフトしました。連続体ダストの放出が増大するにつれて弱い特徴が増大する一方で、連続体とのコントラストが低下するためにWR放出が減少するように見えました。さらに、観察中に特徴のピークがより赤い波長にシフトすることが観察されます。この特徴を、UIR特徴および塵の多いWCバイナリで特定された他の輝線と比較します。WR137の場合、システム内の風と大江星の円盤の混合が塵の形成を開始するのに重要であり、塵の形成が続くにつれて重要性が薄れるのではないかと考えられます。これまでの赤外線測光では塵生成の「ミニ噴火」が示されており、これはオエ星円盤の変化で説明できる可能性がある。
EX Lup の降着の歴史: バースト、アウトバースト、静止の 1 世紀
| Title |
The_Accretion_History_of_EX_Lup:_A_Century_of_Bursts,_Outbursts,_and_Quiescence |
| Authors |
Mu-Tian_Wang,_Gregory_J._Herczeg,_Hui-Gen_Liu,_Min_Fang,_Doug_Johnstone,_Ho-Gyu_Lee,_Frederick_M._Walter,_Franz-Josef_Hambsch,_Carlos_Contreras_Pena,_Jeong-Eun_Lee,_Mervyn_Millward,_Andrew_Pearce,_Berto_Monard_and_Lihang_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11895 |
EXLupは、光学波長で$\sim5$等級の降着爆発を繰り返し、それが数か月続く若い星のクラスの原型です。130年前に遡る広範なモニタリングにもかかわらず、EXLupの降着履歴はほとんど定性的なままであり、大きな不確実性があります。我々は、2022年の$\sim2$mag光バーストのマルチバンド等級測光に基づいて開発された、光学的明るさと降着の間の相関関係を適用することによって、EXLupの過去の降着率を評価します。2つの異なるクラスのバーストが発生します。V\sim5$mag)は一年中継続し、まれであり、降着率は$\dot{M}_{\rmacc}\sim10^{-7}~M_\odot~{\rmyr^{-に達しますピーク時は1}}$、降着総質量は地球質量約0.1個です。特徴的なバースト($\DeltaV\sim2$mag)の継続期間は$\sim2-3$か月で、より一般的であり、降着率は$\dot{M}_{\rmacc}\sim10^{-に達します。ピーク時は8}~M_\odot~{\rmyr^{-1}}$、降着質量の合計は地球質量約$10^{-3}$です。一連のバースト全体における降着総質量の分布はべき乗則ではあまり説明できず、大規模なバーストと特徴的なバーストの背後にある異なる駆動原因が示唆されます。2つのクラスのバースト中に増加する総質量は、静止中に増加する質量の約2倍です。私たちの光曲線の分析により、2022年のバースト後の光曲線には色に依存した時間のずれがあり、これは星の表面に熱い点と冷たい点の両方が存在することが原因であることが明らかになりました。
2 つの低質量比接触バイナリ システムの測光および分光学的研究: CRTS J225828.7-121122 および CRTS
J030053.5+230139
| Title |
Photometric_and_Spectroscopic_Study_of_Two_Low_Mass_Ratio_Contact_Binary_Systems:_CRTS_J225828.7-121122_and_CRTS_J030053.5+230139 |
| Authors |
Surjit_S._Wadhwa,_Jelena_Petrovic,_Nick_F._H._Tothill,_Ain_Y._De_Horta,_Miroslav_D._Filipovic_and_Gojko_Djura\v{s}evic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11906 |
この研究は、最近認識された2つの接触連星系の測光および分光観測を報告しています。どちらのシステムも皆既日食を示しており、光度曲線の分析から、両方の質量比が0.3未満という非常に低いことが示されています。色と距離に基づくキャリブレーションから絶対パラメータを導き出し、どちらも質量比が低いにもかかわらず、安定した軌道にある可能性が高く、合体する可能性が低いことを示します。他の点では、両方の系は他の接触連星と同様の特性を持ち、二次系は主系列の対応物よりも大きくて明るく、また、両方の系で二次系は一次系よりもかなり密度が高いこともわかりました。
CME 運動学の推論に対するイメージング ケイデンスの影響の調査
| Title |
Exploring_the_Impact_of_Imaging_Cadence_on_Inferring_CME_Kinematics |
| Authors |
Nitin_Vashishtha,_Satabdwa_Majumdar,_Ritesh_Patel,_Vaibhav_Pant,_Dipankar_Banerjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11944 |
コロナ質量放出（CME）の運動学は、その開始メカニズムを理解し、惑星への影響を予測するために不可欠です。ほとんどの加速と減速は4R$\odot$未満で発生します。これは開始を理解するために重要です。さらに、内部コロナ($<$3R$_\odot$)でのCMEの運動学は、外部コロナでのCMEの伝播と最終的な地球への影響と密接に関連しています。CMEの運動学は主にコロナグラフデータを使用して調査されるため、画像化の頻度がデータ分析の精度と導き出される結論にどのような影響を与えるかを調査すること、また、今後のコロナグラフを使用した観察キャンペーンの設計の柔軟性を決定することも重要です。MLSOのK-コロナグラフで観測された10個のCMEを研究します。K-Corの高ケイデンス(15秒)の白色光観察を使用してCMEを手動で追跡し、ケイデンスを30秒、1分、2分、5分と変化させて運動学に対するケイデンスの影響を研究します。また、フィッティングパラメータを推定するためにブートストラップ法も採用しました。我々の結果は、CMEの平均速度はイメージングケイデンスにそれほど依存していないが、平均加速度はイメージングケイデンスに大きく依存していることを示しており、信頼区間は異なるケイデンスでの平均加速度の大きなシフトを示しています。ケイデンスの低下は加速開始時間の決定にも影響します。さらに、機器のピクセル解像度やCMEの速度にも影響されるため、すべてのCMEを調査するための最適なリズムを見つけるのは難しいことがわかりました。しかし、非常に遅いCME(速度300Kms$^{-1}$未満)を除いて、我々の結果は、運動学の研究には1分のケイデンスが妥当であることを示しています。この研究の結果は、内部コロナを観測する既存および今後のミッションのための観測キャンペーンを計画する上で重要となるでしょう。
要素の起源に関する観察上の制約。 VII.低温星のスペクトルにおける Y II 線の NLTE 解析と銀河の化学時計としての Y への影響
| Title |
Observational_constraints_on_the_origin_of_the_elements._VII._NLTE_analysis_of_Y_II_lines_in_spectra_of_cool_stars_and_implications_for_Y_as_a_Galactic_chemical_clock |
| Authors |
Nicholas_Storm,_Maria_Bergemann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12092 |
重要なSプロセス元素であるイットリウム(Y)は、元素合成の研究でよく使用され、マグネシウム(Mg)と組み合わせることで銀河の化学時計としても使用されます。私たちは、主系列星と赤色巨星のY存在量研究における、以前に仮定したLTEライン形成の仮定の適用性を研究し、提案されている星の年齢指標である[Y/Mg]比に対するNLTE効果の影響を調査します。私たちは、Gaia-ESO調査で取得した高解像度スペクトルから、48個の太陽類似星について、星のパラメータ、年齢、Fe、Mg、YのNLTE存在量を導き出します。Yについては、新しいNLTEアトミックモデルを提示します。太陽光のNLTE存在量はA(Y)$_{\rmNLTE}=2.12\pm0.04$dexであり、LTEよりも$0.04$dex高いことがわかります。Y存在量に対するNLTEの影響は、太陽に似た星の診断で頻繁に使用される光YII回線では控えめです。NLTEは、そのような星の[Y/Mg]比にわずかな影響を与えます。金属に乏しい赤色巨星の場合、YIIラインに対するNLTEの影響は大きく、$+0.5$dexを超える可能性があります。Gaia/4MOST/WEAVEベンチマークスターHD122563の場合、NLTE存在量比[Y/Fe]$_{\rmNLTE}=-0.55\pm0.04$dexが見つかり、さまざまなYII系統から一貫した存在量が得られます。。NLTEは、後期型星のY存在量診断に異なる影響を与えます。これらは、中性子捕獲元素の典型的な銀河濃縮トレーサーである、赤色巨星や金属に乏しい恒星のYII線に特に影響を与えます。主系列星の場合、光診断用YII線に対するNLTEの影響は、金属の種類を問わず最小限のままです。これは、太陽に似た星の宇宙時計としての[Y/Mg]比の信頼性を裏付けます。
UNCOVER: キロパーセクスケールの距離にある 3 つの低温褐色矮星の JWST 分光法
| Title |
UNCOVER:_JWST_Spectroscopy_of_Three_Cold_Brown_Dwarfs_at_Kiloparsec-scale_Distances |
| Authors |
Adam_J._Burgasser,_Roman_Gerasimov,_Rachel_Bezanson,_Ivo_Labbe,_Gabriel_Brammer,_Sam_E._Cutler,_Lukas_J._Furtak,_Jenny_E._Greene,_Joel_Leja,_Richard_Pan,_Sedona_H._Price,_Bingjie_Wang,_John_R._Weaver,_Katherine_E._Whitaker,_Seiji_Fujimoto,_Vasily_Kokorev,_Pratika_Dayal,_Themiya_Nanayakkara,_Christina_C._Williams,_and_Adi_Zitrin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12107 |
我々は、Abell2744レンズ場の再電離時代(UNCOVER)調査の前に、超深度NIRSpecとNIRCam観測で特定された3つの遠方のT型褐色矮星のJWST/NIRSpecスペクトルを報告します。1つの源はNIRCam測光に基づいてT矮星の候補として以前に報告されており、他の2つの源は当初活動銀河核の候補として特定されました。超深度の低解像度1-5$\μ$mスペクトルは、T矮星大気と一致する分子特徴の存在を確認し、近赤外スペクトル標準との比較により、sdT1、T6、およびT8-T9のスペクトル分類を推測します。最も暖かいソースであるUNCOVER-BD-1のスペクトルは、太陽以下の金属性の証拠を示し、大気モデルへの適合はTeff=1300Kおよび[M/H]~-1.0を示しており、これは分光学的に見られる数少ない例の1つとなっています。-確認されたT亜矮星。最も冷たいソースUNCOVER-BD-3のスペクトルは、Teff=550KのT/Y矮星の境界付近に位置し、CH$_4$、CO、H$_2$O、そしておそらくPH$の特徴を特定します。3.5-5.0$\mu$mバンドの_3$。私たちの分析は、この発生源ではPH3がCO$_2$よりも好まれていることを示唆しており、これは太陽系下の金属性の指標である可能性があります。銀河の中央面からの距離は0.9～4.5kpcであると推定されており、人口シミュレーションでは、銀河の厚い円盤またはハローのメンバーである可能性が高いことが示されています。私たちのシミュレーションはまた、F444W=30AB等級までのAbell2744視野に最大7個のT矮星と5～6個のL矮星が存在する可能性があり、その約半分がハローメンバーであることを示しています。これらの結果は、天の川銀河内で最古の金属に乏しい褐色矮星を特定し特徴付けるための深部JWST/NIRSpec分光法の有用性を強調しています。
星周円盤変動の研究における VLTI 観測の可能性
| Title |
The_potential_of_VLTI_observations_for_the_study_of_circumstellar_disk_variability |
| Authors |
A._Bensberg,_J._Kobus,_S._Wolf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12160 |
コンテクスト。若い恒星の特徴はその変動性であり、これはさまざまな物理的プロセスによって引き起こされます。複数の時代にまたがる近赤外および中赤外の波長範囲での高解像度干渉観察により、これらのプロセスの詳細な研究が可能になります。目的。我々は、星周円盤を持つ典型的な変量降着中心の若い恒星天体の測光光束の測定値の変化に関連する干渉観測量の予想される変動を調査することを目的としています。方法。私たちは、降着する中心星を持つ星周円盤のモデルに対して3Dモンテカルロ放射伝達シミュレーションを使用して得られた可視性と閉塞段階、および輝度分布の測光束を計算しました。結果。中心天体の降着光度の変化、つまり降着する前主系列星は、超大型望遠鏡干渉計(VLTI)の機器で測定される星円盤系の視程と閉鎖段階に大きな変動を引き起こす可能性があります。）これは測光束の変化に関連している可能性があります。ベースラインの変動による追加の影響を考慮すると、干渉観察は、基礎となるプロセスの理解に貴重な貢献を提供できます。さらに、カスタマイズされた強度マップの可視性と閉鎖段階に対する時角の影響を推定できるWebアプリケーションVLTIB-VARを提供します。
| Title |
Tidal_Disruption:_An_Unforgettable_Encounter_with_a_Black_Hole |
| Authors |
Mark-David_Hosale,_Jim_Madsen,_Vedant_Basu_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11623 |
毎年恒例のGLEAM屋外アート展示会では、ウィスコンシン州マディソンのオルブリッチ植物園で厳選された大規模な照明インスタレーションが展示されます。地元、地方、そして国際的なアーティストからの作品が集まり、2か月にわたる毎年恒例のイベントには、毎年秋に数万人の来場者が集まります。潮汐破壊現象の形態と挙動を表現したアートサイエンス光の彫刻「TidalDisruption」が、GLEAM2022で初公開されました。このインスタレーションは、アーティストのホサレ氏とアブドゥアッラー氏、そして天体物理学者のマドセン氏とのコラボレーションでした。臨場感あふれる光と音の展示では、約4分間のシーケンスで、星が螺旋を描きながらブラックホールに突入する死をスタイリッシュに表現しました。主にHosaleによって設計されたコンポーネントは、カリフォルニア大学マディソン校の物理科学研究所で透明なPVCパイプを使用して特注で製造されました。このポスターでは、「TidalDisruption」の開発・製作・設置の過程と、視聴者からの反響を紹介します。
太陽圏の粒子放射線環境: 現状、制限および推奨事項
| Title |
Particle_Radiation_Environment_in_the_Heliosphere:_Status,_limitations_and_recommendations |
| Authors |
Jingnan_Guo,_Bingbing_Wang,_Kathryn_Whitman,_Christina_Plainaki,_Lingling_Zhao,_Hazel_M._Bain,_Christina_Cohen,_Silvia_Dalla,_Mateja_Dumbovic,_Miho_Janvier,_Insoo_Jun,_Janet_Luhmann,_Olga_E._Malandraki,_M._Leila_Mays,_Jamie_S._Rankin,_Linghua_Wang,_Yihua_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11926 |
宇宙天気は、現代の生活や社会のニーズにも応えることができる宇宙環境の一貫した理解を求める、太陽物理学のさまざまな分野の科学者を結び付ける学際的な研究分野です。COSPARのISWAT(国際宇宙天気行動チーム)の「クラスター」は、宇宙天気研究のさまざまな分野に注目を集めながら、定期的な通信と対話を通じて結合システムが広く対処されるようにします。ISWATクラスター「H3:太陽圏の放射線環境」(https://www.iswat-cospar.org/h3)は、宇宙活動、衛星産業、有人宇宙探査に関連する放射線リスクを軽減するという実際的な目標。特に、現在のアプローチは物理現象全体を理解するのに役立ち、多視点観測の出力を最適化し、現在のモデルを限界まで押し上げます。この論文では、4つの異なる放射線タイプをカバーする太陽圏の放射線環境の科学的側面をレビューします:太陽エネルギー粒子(SEP)、地表レベル増強(GLE、地表増強を引き起こすのに十分な高エネルギーを持つSEPイベントの一種)-レベル検出器）、銀河宇宙線（GCR）および異常宇宙線（ACR）。私たちは、過去10～20年間の研究コミュニティにおける関連する進歩と、理解と予測能力の点でまだ不足していることに焦点を当てています。最後に、宇宙放射線環境分野における観測能力とモデリング能力の両方の向上に関連するいくつかの推奨事項も検討します。
QCD アクシオン ハイブリッド インフレーション
インフレトンがグルオンのチャーン・シモンズ項と結合して再加熱が成功すると、QCDアクシオンによる強いCP問題の解決を考慮すると、インフレトンとQCDアクシオンの間の混合が一般的に予想されます。これは、インフレトンが別のより重い軸である場合に特に自然です。我々は、QCDアクシオンが重いアクシオンと混合することでインフレトンの役割を果たすシナリオを提案します。特に、インフレーションのエネルギースケールがQCDスケールよりも低い場合、QCDアクシオンが初期段階でインフレトンの役割を果たすハイブリッドインフレーションが実現されます。混合効果を考慮した詳細な数値計算を実行します。興味深いことに、通常は自由パラメータであるQCDアクシオンの初期ミスアラインメント角度は、インフレトンダイナミクスによって決定されます。単純なモデルでは$\pi$に近いことがわかります。これは、以前の文献で提案されたpiシフトインフレーションの実現であり、QCDアクシオンダークマターとインフレーションが密接に関連している可能性があることを示しています。重アクシオンは将来の加速器実験によって探査される可能性があります。
暗黒物質（DM）は中性子星の内部に蓄積し、その質量、半径、潮汐特性を大きく変化させる可能性があると考えられています。私たちは、巨大で自己相互作用するスカラー場またはベクトル場としてモデル化されたボソン暗黒物質が中性子星にどのような影響を与えるかを研究します。私たちは、完全なアインシュタイン・ヒルベルト・クライン・ゴードン系の潮汐変形能を自己矛盾なく計算する方程式を導き出し、と呼ばれる結合系の総質量と潮汐特性に対するスカラー場の質量と自己相互作用強度の影響を調査します。フェルミオン粒子星(FBS)。私たちは、プロカ星と中性子星をフェルミ粒子とアインシュタイン・プロカ理論のベクトル場の混合系に初めて組み合わせ、これをフェルミオン・プロカ星（FPS）と名付けました。FPSの平衡解を構築し、その質量、半径を計算し、安定性と高次モードに関して分析します。ボソン質量と自己相互作用強度が等しい場合、FPSはFBSよりも質量が大きく、幾何学的に大きくなる傾向があることがわかりました。FBSとFPSはどちらもDMコアソリューションとDMクラウドソリューションを認めていますが、それらが退化した結果を生み出す可能性があることがわかりました。コアソリューションは中性子星のコンポーネントをコンパクトにし、潮汐変形能を低下させますが、クラウドソリューションは逆効果です。特定の雲のような構成を電磁気的に観測すると、ブッフダール限界に違反しているように見えます。自己相互作用の強さは、質量と潮汐変形能の両方に大きく影響することがわかりました。観察上の制約と異常検出との関係について説明します。また、有効な状態方程式を持つモデルをFBSの自己無撞着解と比較し、両方の解が十分に収束する自己相互作用の強さを見つける方法も示します。
ノンパラメトリック手法を使用して、強いレンズベイズ因子に対する母集団モデルの不確実性の影響を軽減する
| Title |
Mitigating_the_effect_of_population_model_uncertainty_on_strong_lensing_Bayes_factor_using_nonparametric_methods |
| Authors |
Damon_H._T._Cheung,_Stefano_Rinaldi,_Martina_Toscani_and_Otto_A._Hannuksela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12182 |
重力波の強力なレンズ効果により、今後の観測実行で繰り返されるイベントとしていくつかの検出可能な画像が生成される可能性があり、これは事後オーバーラップ解析(ベイズ因子)で検出できます。2つの重力波現象は、レンズ作用または天体物理学的偶然のいずれかによって類似している可能性があるため、バイナリブラックホール集団の選択は解析において重要な役割を果たします。この研究では、ベイズ因子に関するさまざまな母集団モデルによって引き起こされるバイアスを調査します。私たちはベンチマーク集団に従って重力波イベントの模擬カタログを構築し、ノンパラメトリック手法とパラメトリック手法の両方を使用してそれを再構成します。これらの再構成を使用して、両方のモデルを利用してレンズペアイベントのベイズ係数を計算し、結果をベンチマークモデルと比較します。ノンパラメトリック母集団モデルを使用すると、パラメトリック母集団モデルよりもバイアスが小さくなることを示します。したがって、私たちの研究は、強力なレンズ分析のために十分に不可知論的な集団モデルを選択することの重要性を示しています。
宇宙論における一様確率
現代の宇宙論では、無限のサポート上で一様な確率の問題が発生します。この論文は、ポケットユニバースに対する確率尺度の割り当てを複雑にするインフレーション理論のコンテキストに焦点を当てています。宇宙論における測度問題は、一意に動機付けられた測度を選択することが不可能であるように見えますが、標準確率論で発生するパラドックスに関連しており、無限のサンプル空間での均一性が決定的に関係しています。この問題は物理学者によって議論されてきましたが、このテーマに関する以前の研究への言及はありませんでした。この記事の目的は、最近の宇宙論の議論に確率哲学者を紹介することと、宇宙論に取り組んでいる物理学者や哲学者に、コルモゴロフ、デ・フィネッティ、ジェインズ、その他の確率論者による関連する基礎的研究に親しんでもらうことの両方である。したがって、主な目標は対策の問題を解決することではなく、現在の障害の正確な原因を明らかにすることです。パラドックスに入る仮定の分析は、無限のサンプル空間上で一様な確率を一貫して扱う方法が複数存在することを示しています。宇宙論で使用される数学的手法に対して多元主義的な立場を取ることは、宇宙論における確率の割り当てに進歩の余地があることを示しています。
