Gaia DR3 と今後のカタログを使用した天文弱いレンズ: 暗黒物質の下部構造の検索
| Title |
Astrometric_Weak_Lensing_with_Gaia_DR3_and_Future_Catalogs:_Searches_for_Dark_Matter_Substructure |
| Authors |
Cristina_Mondino,_Andreas_Tsantilas,_Anna-Maria_Taki,_Ken_Van_Tilburg,_Neal_Weiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12330 |
太陽質量10億個よりも軽い小規模な暗黒物質構造は、原始密度変動と暗黒物質の微物理学の重要なプローブです。星明かりの放射がないため、保証されている唯一の署名は重力によるものです。我々は、GaiaDR3データを使用した天の川銀河内のコンパクトな暗黒物質サブハローによる天文弱いレンズ効果の探索結果について報告します。マッチドフィルター解析を使用して、マゼラン雲の背景星の固有運動に対する時間領域レンズの相関痕跡を探すことで、$10^{7の間の質量$M_{l}$を持つハロー内の秩序が統一された部分構造部分を除外します。}\、M_{\odot}$および$10^{9}\、M_{\odot}$および1パーセク以下のサイズ。GaiaDR4からのデータを使用した全天にわたる適切な加速に基づく同様のアプローチは、$10\というはるかに低い質量範囲における$f_{l}\gtrsim10^{-3}$の部分構造部分に敏感である可能性があると予測しています。M_{\odot}\lesssimM_{l}\lesssim3\times10^{3}\,M_{\odot}$。さらに、大きな衝突パラメータの領域での積み重ねられたスター-スターレンズ現象に対する同様の手法を提案します。最初の実装はまだ十分な感度がありませんが、有用な診断および調整ツールとして機能します。将来のデータリリースでは、この積み重ね法を使用した平均恒星の質量測定が可能になるはずです。
分析制御変数を使用した DESI モックのノイズの軽減
| Title |
Mitigating_the_noise_of_DESI_mocks_using_analytic_control_variates |
| Authors |
Boryana_Hadzhiyska,_Martin_J._White,_Xinyi_Chen,_Lehman_H._Garrison,_Joseph_DeRose,_Nikhil_Padmanabhan,_Cristhian_Garcia-Quintero,_Juan_Mena-Fern\'andez,_Shi-Fan_Chen,_Hee-Jong_Seo,_Patrick_McDonald,_Jessica_Aguilar,_Steven_Ahlen,_David_Brooks,_Todd_Claybaugh,_Axel_de_la_Macorra,_Peter_Doel,_Andreu_Font-Ribera,_Jaime_E._Forero-Romero,_Satya_Gontcho_A_Gontcho,_Klaus_Honscheid,_Anthony_Kremin,_Martin_Landriau,_Marc_Manera,_Ramon_Miquel,_Jundan_Nie,_Nathalie_Palanque-Delabrouille,_Mehdi_Rezaie,_Graziano_Rossi,_Eusebio_Sanchez,_Michael_Schubnell,_Gregory,_Tarl\'e,_Zhimin_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12343 |
次世代の銀河実験で宇宙の膨張の歴史とその原始的な性質に関連する基本的な疑問に取り組むためには、相関関数やパワースペクトルなどの観測可能な大規模構造を確実にモデル化する必要があります。宇宙論的な$N$体シミュレーションは、モデルをテストするための参照を提供しますが、その出力は大規模なサンプルの分散の影響を受けます。幸いなことに、これは正確な分析的近似が存在する領域です。これらのシミュレーションを最適に活用するための鍵となる分散を削減するには、制御変数(CV)を使用して、そのような分析記述の精度と精度を活用できます。暗黒エネルギー分光装置(DESI)からの今後のデータを予測して生成されたモックカタログに2つの制御変量定式化を適用し、その分析パイプラインの堅牢性をテストします。パワースペクトルと相関関数のCV低減測定は、再構成前と再構成後の両方で、DESIモックカタログからの生の測定と比較して、測定誤差が5～10倍改善されました。私たちは、この減少を決定づける銀河サンプルの関連する特性を調査し、バリオン音響振動(BAO)解析に関連する導出量のいくつかで見つかった改善についてコメントします。また、任意の銀河カタログのパワースペクトルやその他の2点統計を計算するための最適化されたパッケージと、AbacusSummit立方体ボックス出力のいずれかについてCV低減測定値を取得するためのパイプラインも提供します。既存のソフトウェアに対するスクリプト、ノートブック、ベンチマークテストを公開し、$\textttと比較して$N_{\rmMesh}=256^3$のグリッドサイズで$\sim$10倍の速度向上を報告しています。{nbodykit}$。
プランク、ACT、SPT による重力の初期変化の調査
| Title |
Probing_Early_Modification_of_Gravity_with_Planck,_ACT_and_SPT |
| Authors |
Guillermo_Franco_Abell\'an,_Matteo_Braglia,_Mario_Ballardini,_Fabio_Finelli_and_Vivian_Poulin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12345 |
ハッブル張力を解決する候補として最近提案された早期修正重力(EMG)のモデルを検討します。モデルは、$F(\sigma)=M_{\mathrm{pl}}^2+\xi\sigma^の形式のリッチ曲率への非最小結合(NMC)を持つスカラー場$\sigma$で構成されます。2$と4次ポテンシャル$V(\sigma)=\lambda\sigma^4/4$によって誘起される有効質量です。最新のACTDR4およびSPT-3Gデータと完全なプランクデータを組み合わせたEMGモデルの最初の分析を示し、次の組み合わせから非ゼロEMG寄与に対する$\gtrsim2\sigma$の優先順位を見つけます。プライマリCMBデータのみ。主にACTDR4データによって駆動されます。これは、プランク温度からの高$\ell$情報が除去された場合にのみ検出される、一般的な「初期ダークエネルギー」モデルとは異なります。NMCは、最小結合の場合よりもデータに有利な密度摂動の進展を制御する上で重要な役割を果たしていることがわかりました。Pantheon+からの超新星の光度距離、BOSSからのバリオン音響振動と成長因子、およびプランクのCMBレンズの測定値を含めても、優先順位は影響を受けません。EMGモデルでは、S$H_0$ESとの緊張は$\sim6\sigma$から$\sim3\sigma$に緩和されます。さらにS$H_0$ESデータを追加すると、EMGモデルの検出が$5\sigma$を超えて上昇します。
温暖なインフレに超スローロールを組み込む
インフレトン場のゆっくりとした動きは、インフレ時代の標準的な力学を定義します。しかし、インフレシステムは、インフレトンポテンシャルの極めて平坦な領域に遭遇するとスローロールから逸脱し、ウルトラスローロールと呼ばれる段階に入ります。この記事では、温暖インフレと呼ばれる特に興味深いインフレシナリオにおける超スローロール段階の実現の可能性を探ります。温暖なインフレシナリオでは、熱化されたサブドミナント輻射層が、散逸力学の効果としてインフレトンエネルギー密度と共存します。この記事では、バックグラウンドのダイナミクスはポテンシャルが極端に平坦になると超スローロールを示しますが、散逸係数が輻射槽の温度の唯一の関数であるウォームインフレーションモデルでは、システムが熱を維持できないことを示します。超スローロールフェーズに入るとすぐに平衡状態になります。熱平衡は温暖インフレの重要な特徴であり、熱平衡のない温暖インフレにどのように対処するかはまだわかっていないため、この記事ではこれ以上そのようなシステムを分析することはできません。ただし、標準スローロールに滑らかに終わる超スローロール段階の短期間は、散逸係数が輻射浴の温度の関数であるだけでなく、放射槽の温度の関数であるWIモデルでも対応できることを示します。インフレトン場の振幅。私たちは、システムが熱平衡状態にある間に超スローロールをWIにうまく埋め込む基準を理論的に決定し、理論的に決定された基準に適合する特定の温暖インフレモデルにそのような短い超スローロール段階を実際に埋め込むことができることも数値的に示します。。
GJ 9404 b: 偏心惑星であることが確認されているが、候補ではない
| Title |
GJ_9404_b:_a_confirmed_eccentric_planet,_and_not_a_candidate |
| Authors |
Thomas_A._Baycroft,_Harry_Badnell,_Samuel_Blacker,_Amaury_H.M.J_Triaud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12309 |
離心軌道は一連の正弦曲線に分解でき、これは動径速度データに対して従来のピリオドグラムを使用する場合の誤警報確率の計算方法に影響します。今回我々は、HARPS-N分光器からのデータを用いたHADES調査によって特定された、M矮星GJ9404を周回する系外惑星の候補が、実際には高度に離心した軌道上の正真正銘の惑星であることを示す。GJ9404bは候補からは程遠く、高い信頼度で検出されます。検出確率、ベイズ係数、およびFIPピリオドグラムを計算するためにサインではなくケプラー関数を仮定する2つの方法を使用して、結論に達しました。これらは、{\ttkima}を使用したネストされたサンプリングを使用して計算されます。
地磁気の経年変化の時間スケールのスケーリング
ロウズスペクトルと地球表面で測定された経年変化スペクトルの比は、球面調和度$l$の関数として時間スケール$\tau_{\rmsv}(l)$を提供します。$\tau_{\rmsv}$は、外核内部のダイナモに関連する時間スケールを表すとしばしば想定されており、$l$とのスケーリングについては議論されています。この推測の妥当性を評価し、外核内部の地磁気$\boldsymbol{\dotB}$の時間変化を研究するために、磁気時間スケールスペクトル$\tau(l,r)$を導入します。内核より上のすべての半径$r$に対して有効であり、核とマントルの境界(CMB)以上では通常の$\tau_{\rmsv}$に減少します。$\tau$を数値地球ダイナモモデルで研究します。大きなスケールに焦点を当てると、CMBで$\tau\siml^{-1}$が得られることがわかります。CMBの直下では、$\tau$は急激な遷移を起こし、スケーリングが$l^{-1}$よりも浅くなります。この遷移は、$\boldsymbol{\dotB}$の3つのコンポーネントをすべて結び付けるCMBにおける磁気境界条件から生じます。外核の内部では、$\boldsymbol{\dotB}$を支配する水平磁場の時間変化にそのような制約はありません。その結果、$\tau_{\rmsv}$は外核内部の時間スケールの推定において信頼性が低くなります。$\tau$に関するもう1つの疑問は、凍結磁束仮説に基づくスケーリング議論を使用してそのスケーリングを説明できるかどうかです。これを調査するために、スペクトル空間で誘導方程式を解析します。両方の境界から離れると、$\boldsymbol{\dotB}$のパワースペクトルでは磁気拡散項が無視できることがわかります。ただし、$\boldsymbol{\dotB}$は帰納項の動径導関数によって制御されるため、凍結磁束引数が無効になります。CMB付近では、磁気拡散が$\boldsymbol{\dotB}$に影響を及ぼし始め、凍結磁束仮説が適用できなくなります。
原始惑星系円盤における不可逆的なダスト化学反応の有効反応温度
| Title |
Effective_reaction_temperatures_of_irreversible_dust_chemical_reactions_in_a_protoplanetary_disk |
| Authors |
Lily_Ishizaki,_Shogo_Tachibana,_Tamami_Okamoto,_Daiki_Yamamoto,_and_Shigeru_Ida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12571 |
原始惑星系円盤内の塵粒子は、その降着と拡散を通じてさまざまな物理化学的条件下でさまざまな化学反応を経験し、その結果塵の放射状化学勾配が生じます。我々は、三次元モンテカルロシミュレーションを実行して、塵の軌跡と架空の不可逆反応の進行を評価しました。その反応速度論はジョンソン・メール・アブラミ方程式で表されます。各粒子の反応度が一定以上になるまでの最高温度の分布は対数正規分布を示し、その最頻値温度を有効反応温度とした。有効反応温度とその分散の半分析的予測式は、反応時間スケールとダストの拡散輸送時間スケールを反応パラメータとディスクパラメータの関数として比較することによって導出された。この式は、広い温度範囲(200～1400K)における有効反応温度とその分散の数値結果をそれぞれ5.5%および24%以内で再現しています。我々は、実験的に決定された速度論に基づいて、非晶質ケイ酸塩ダストの結晶化とその酸素同位体とH2O蒸気との交換に公式を適用しました。サブミクロンサイズの非晶質フォルステライトダストの場合、酸素同位体交換の予測有効反応温度は、それらの分散を考慮しても重複がなければ結晶化の反応温度よりも低かった。これは、原始太陽系円盤内の非晶質ケイ酸塩塵が酸素同位体を16Oの少ないH2O蒸気と効率的に交換し、その結果、太陽とは異なる酸素同位体組成をもたらしたことを示唆している。
地球、木星、土星、太陽の大気における準周期性の起源について
この論文は、太陽系の質量中心の周りの太陽の運動と、惑星大気の圧力と温度に明らかな準周期性との間の可能性のある関連性を調査します。惑星大気における支配的な中周波範囲の周期性は、高調波系列39.5/n=TA/n年(n=2、3、4など)に密接に対応していることを確立します。周期TA=39.5年が加速と加速の間の間隔であることを確立します。太陽が太陽系の重心の近くを通過するときに経験するインパルス、およびインパルスの時系列が北大西洋振動や準隔年振動などの気候指標の周期性で観察されるスペクトル調和系列TA/nを生成すること。周期的な加速インパルスに応答する単純な調和振動子のモデルを開発し、その応答が準隔年振動のいくつかの特徴を再現することを示します。私たちは、太陽活動や惑星大気の変動で観察される振動現象は、惑星の運動に伴う太陽の衝撃的な加速に対するさまざまな自然振動モードの応答によるものである可能性があると結論付けています。
原始惑星系円盤の降着速度が最も低いことは、X線光蒸発が最終的な拡散を促進していることと一致する
| Title |
Lowest_accreting_protoplanetary_discs_consistent_with_X-ray_photoevaporation_driving_their_final_dispersal |
| Authors |
Barbara_Ercolano_(LMU,_Munich),_Giovanni_Picogna_(LMU,_Munich),_Kristina_Monsch_(CfA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12854 |
高エネルギーの恒星放射線からの光蒸発が原始惑星系円盤の分散を引き起こすと考えられてきた。さまざまな理論モデルが提案されていますが、その予測は、円盤が質量を失う速度と様式の点で異なり、惑星の形成と進化に重大な影響を及ぼします。この論文では、円盤集団合成モデルを使用して、最下位降着原始惑星系円盤の最近の観測を解釈し、EUV駆動、FUV駆動、およびX線駆動の光蒸発モデルからの予測を比較します。我々は、降着率の低い星（降着星が低い星）の最近の観測データが、原始惑星系円盤の分散の最終段階を促進する好ましいメカニズムとしてX線光蒸発を示していることを示す。また、X線光蒸発モデルによって予測された降着速度の分布が観測結果と一致する一方で、ここでテストされた他の分散モデルは明らかに除外されることも示します。
海王星の大気中のダークスポットの色と垂直構造のスペクトル決定
| Title |
Spectral_determination_of_the_colour_and_vertical_structure_of_dark_spots_in_Neptune's_atmosphere |
| Authors |
Patrick_G._J._Irwin,_Jack_Dobinson,_Arjuna_James._Michael_H._Wong,_Leigh_N._Fletcher,_Michael_T._Roman,_Nicholas_A._Teanby,_Daniel_Toledo,_Glenn_S._Orton,_Santiago_Perez-Hoyos,_Agustin_Sanchez-Lavega,_Lawrence_Sromovsky,_Amy_A._Simon,_Raul_Morales-Juberias,_Imke_de_Pater,_and_Statia_L._Cook |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12889 |
ボイジャー2号の大暗斑など、海王星の大気中の暗い渦のこれまでの観測は、少数の広波長チャンネルのみで行われており、その圧力レベルとその暗黒の原因を正確に特定する取り組みが妨げられてきた。ここでは、2019年に作成されたハッブル宇宙望遠鏡のNDS-2018ダークスポットの超大型望遠鏡(チリ)MUSE分光計による観察を紹介します。これらの中解像度475～933nmの反射スペクトルにより、ダークスポットが2019年に暗くなることで引き起こされることを示すことができます。深さ約5barのエアロゾル層の短波長(<700nm)。これはH$_2$S凝縮層であると考えられます。DBS-2019と名付けられた深い輝点もNDS-2018の端に見られ、そのスペクトル特徴は長波長(>700nm)での同じ5バー層の増光と一致しています。この明るい特徴は、以前に研究された暗点伴雲よりもはるかに深く、そのような黒点を生成し維持する循環と関連している可能性があります。
ガス円盤の重力不安定性によって原始星型M型矮星の範囲の周囲にガス巨人が形成される
| Title |
Forming_Gas_Giants_Around_a_Range_of_Protostellar_M-dwarfs_by_Gas_Disk_Gravitational_Instability |
| Authors |
Alan_P._Boss_and_Shubham_Kanodia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12903 |
M型矮星の周囲のガス巨大系外惑星(GEMS)のトランジットおよび動径速度(RV)調査による最近の発見は、核降着モデルで説明するのが困難です。ここでは、重力的に不安定な気体円盤の162個のモデルの均質なスイートを紹介します。これらのモデルは、観測された系外惑星の人口統計やM型矮星の原始惑星系円盤の質量推定値と比較するために、M型矮星の周囲にガス円盤重力不安定性（GDGI）機構によって形成される木星の質量0.1よりも重い巨大ガス惑星の存在証明を表している。私たちは、Enzo2.6アダプティブメッシュリファインメント(AMR)3D流体力学コードを使用して、星の質量が0.1$M_\odot$から0.5までの範囲のM矮星の周りの軌道にある重力的に不安定なガス円盤内の巨大ガス原始惑星の形成と初期軌道進化を追跡します。$M_\odot$。ガス円盤の質量は、質量が小さすぎてガス巨人を急速に形成できない円盤から、多数のガス巨人が形成される円盤までさまざまであり、したがって、M-周りのGDGI機構によってガス巨人が形成されるために必要な臨界円盤質量が明らかになりました。小人たち。円盤の質量は0.01$M_\odot$から0.05$M_\odot$まで変化し、調査された円盤と星の質量比は0.04から0.3の範囲でした。モデルは、初期外円盤温度(10K～60K)とAMRグリッド空間分解能のレベルを変えて、各恒星の質量について予想される巨大ガス原始惑星のサンプルを生成しました。大まかに言えば、GDGI機構がM型矮星の周りに巨大ガス原始惑星を形成するには、少なくとも0.02$M_\odot$の円盤質量が必要である。
JWST CEERS と JADES z = 4-7 の活動銀河は $>3\sigma$ で局所 $M_\bullet-M_\star$
関係に違反: 低質量ブラック ホールとシーディング モデルへの影響
| Title |
JWST_CEERS_&_JADES_Active_Galaxies_at_z_=_4-7_Violate_the_Local_$M_\bullet-M_\star$_Relation_at_$>3\sigma$:_Implications_for_Low-Mass_Black_Holes_and_Seeding_Models |
| Authors |
Fabio_Pacucci,_Bao_Nguyen,_Stefano_Carniani,_Roberto_Maiolino,_Xiaohui_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12331 |
JWSTは、ブラックホールの地平線を拡大し、より遠くのより小さな塊を観察し、そのホストの恒星の光を明らかにすることにより、高誘電率宇宙に関する私たちの理解に革命をもたらしています。high-zシステムの新たな検出により、最初のブラックホールの形成とその初期の銀河との共進化について前例のない洞察が得られます。H$\alpha$で検出されたブラックホールをホストするz=4-7のJWST銀河を調べることにより、(i)high-z$M_\bullet-M_\star$関係と(ii)ブラックホールの質量分布を調査します。、特に低質量範囲($M_\bullet\lesssim10^{6.5}M_\odot$)で。詳細な統計分析により、私たちの調査結果は、ローカル関係から$>3\sigma$信頼レベルで逸脱する高z$M_\bullet-M_\star$関係を最終的に明らかにしました。$\log(M_\bullet/M_\odot)=-2.38^{+0.82}_{-0.83}+1.06^{+0.09}_{-0.09}\log(M_\star/M_\odot)$。ブラックホールは、同様の銀河系ホストの局所的なブラックホールと比較して$\sim10-100\times$も超大質量です。この事実は調査における選択効果によるものではありません。さらに、私たちの分析では、ハイZJWST調査で$M_\bullet\lesssim10^{6.5}M_\odot$を使用すると$5-18\times$多くのブラックホールが検出され、$を使用すると$10-30\times$多くのブラックホールが検出される可能性が予測されます。M_\bullet\lesssim10^{8.5}M_\odot$、ローカルリレーションの予測と比較。より軽いブラックホールは、星の質量が$\sim10^{7.5}-10^8M_\odot$の銀河を優先的に占めます。これらの発生源はまだ検出できていません。その理由は、(i)それらが非アクティブである可能性がある(デューティサイクル1%～10%)、(ii)ホストがAGNを過剰に照射している、または(iii)AGNが隠れていてライン診断ですぐに認識できないためです。既存のJWST調査で低質量ブラックホールを探索すると、$M_\bullet-M_\star$の関係がさらに検証されます。現在のJWSTフィールドは、z=4～7のブラックホールシステムの宝庫を表しています。それらの検出は、その初期の進化と銀河系ホストとの共進化についての重要な洞察を提供するでしょう。
| Title |
The_progenitors_of_the_intra-cluster_light_and_intra-cluster_globular_clusters_in_galaxy_groups_and_clusters |
| Authors |
Niusha_Ahvazi,_Laura_V._Sales,_Jessica_E._Doppel,_Andrew_Benson,_Richard_D'Souza,_Vicente_Rodriguez-Gomez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12340 |
私たちは、タグ付けされた球状星団のカタログによって補完されたIllustrisTNG50宇宙論的流体力学シミュレーションを使用して、2つの拡張発光コンポーネントであるクラスター内光(ICL)とクラスター内球状星団(ICGC)の特性と構築を調査します。ボックス内で、ビリアル質量$5\times10^{12}<\rmM_{200}/\rmM_{\odot}<2\times10^{14の範囲にわたる39個の最も大規模なグループとクラスターを選択します。}$。我々は、シミュレーションからの予測と、ICLの質量分率およびその半径方向の広がりに関する現在の観察推定値との間に良好な一致があることを発見した。ICLの恒星の質量は、中心銀河の恒星の質量の$\sim10\%-20\%$にすぎませんが、銀河団または銀河団の集合履歴に関する有用な情報がエンコードされています。私たちの全星系のICLの約半分は、狭い恒星の質量範囲$M_*=10^{10}-10^{11}$$\rmM_{\odot}$の銀河によってもたらされます。ただし、ICLの構築に対する低質量銀河($M_*<10^{10}$$\rmM_{\odot}$)の寄与は、系ごとに大きく異なります。$\sim5\%-45\%$、$z=0$のICLの観察可能なプロパティから復元される可能性のある特徴。ビリアル質量が固定されている場合、矮小銀河の降着が重要な役割を果たしている系は、主な寄与源がより重い銀河である系に比べて、ICLの金属性プロファイルが浅く、金属含有量が少なく、星の質量が低い。クラスター内GCもこの履歴の優れたトレーサーであり、拡散光が検出できない場合の貴重な代替手段となることを示します。
オリオンバー付近の流出と外部光蒸発ディスクの VLT MUSE NFM ビュー
| Title |
The_VLT_MUSE_NFM_view_of_outflows_and_externally_photoevaporating_discs_near_the_Orion_Bar |
| Authors |
Thomas_J._Haworth,_Megan_Reiter,_C._Robert_O'Dell,_Peter_Zeidler,_Olivier_Berne,_Carlo_F._Manara,_Giulia_Ballabio,_Jinyoung_S._Kim,_John_Bally,_Javier_R._Goicoechea,_Mari-Liis_Aru,_Aashish_Gupta,_Anna_Miotello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12342 |
我々は、オリオン棒に向かう一対の円盤を持つ若い恒星天体、203-504と203-506のVLT/MUSE狭視野モード(NFM)観測を紹介します。これらの円盤はどちらも外部光蒸発の影響を受け、環境照射により外側領域から風が吹き出されます。興味深いことに、203-504は、互いの距離がわずか1.65{\arcsec}(400pcで660au)であると予測されているにもかかわらず、$\theta^2$OriAを指す古典的な涙滴型の「proplyd」形態を持っています(これは、による照射を示しています)。$\theta^1$OriC)ではなく、その星のEUVですが、203-506には電離フロントがなく、恒星のEUVによってまったく照射されていないことを示しています。しかし、203-506は[CI]8727{\AA}と[OI]6300{\AA}の発光を示しており、恒星FUVによる照射を示しています。これは、ディスクからの質量損失を促進する上でのFUV照射の重要性を明確に示しています。我々は、203-506がEUVから遮蔽されているのは、ホイヘンス領域の前景にあるイオン化層の観測者側の位置による可能性が最も高いと結論付けています。私たちは、これまで203-504から出ていると考えられていた流出HH519が実際には照射された雲端であることを実証し、その物体からの速度$\sim130$\,km\のほぼ視線に沿った新しいコンパクトな流出を特定しました。s$^{-1}$。
| Title |
Evolution_of_eccentric_stellar_disks_around_supermassive_black_holes:_the_complex_disk_disruption_dynamics_and_the_milliparsec_stars |
| Authors |
Antti_Rantala_and_Thorsten_Naab |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12344 |
私たちは、初期質量$M_{\mathrm{disk}}=1.0$-$7.5\times10^4M_\odot$と離心率$e_\mathrm{init}=0.1のパーセクスケールの恒星円盤の1000万年にわたる進化を研究します。超大質量ブラックホール(SMBH)周辺の$-$0.9$。私たちの円盤モデルは球状背景ポテンシャルに埋め込まれており、$0.25$～$1.7$の傾きを持つトップヘビーの単星および連星の初期質量関数(IMF)を持っています。この系は、ポストニュートン(PN)運動方程式と単純化された星の進化を含むN体コード$\texttt{BIFROST}$で進化します。すべての円盤は不安定で、Myrタイムスケールで$e_\star\sim0.3$～$0.4$でピークに達する同様の離心率分布に向かって進化します。$e_\mathrm{init}$が高いモデルでは、非常に風変わりな$(e_\star\gtrsim0.9)$恒星集団も生成されます。より大きな円盤質量$M_\mathrm{disk}\gtrsim3\times10^4\;\mathrm{M_\odot}$の場合、円盤破壊のダイナミクスは、異なる円盤半径で逆方向の歳差運動を伴う標準的な永年偏心円盤不安定性よりも複雑になります。-歳差運動方向の不安定性。この動作を説明する分析モデルを紹介します。すべてのモデルにおいて、$N\sim10$-$100$星のミリパーセク集団がSMBHの周囲に形成されます。$e_\mathrm{init}$が低い場合、星は内側に移動しますが、$e_\mathrm{init}\gtrsim0.6$の場合、星はヒルズ機構によって捕らえられます。PNがなければ、$6$Myr以降、捕らえられた星は熱未満の離心率分布を持ちます。我々は、PN効果を含めることで共鳴緩和効果を抑制することでこの熱化を防ぎ、無視できないことを示します。潮汐力が乱れた星の数は、ミリパーセクの星の数と同じか、それよりも多くなります。シミュレートされたモデルはどれも、天の川銀河中心の時計回りの円盤とSクラスターの運動学的な特性と星の個体群特性を同時に再現することはできません。
MeerKAT 吸収線調査 (MALS) データ リリース I: 1 ～ 1.4 GHz のストークス I 画像カタログ
| Title |
The_MeerKAT_Absorption_Line_Survey_(MALS)_data_release_I:_Stokes_I_image_catalogs_at_1-1.4_GHz |
| Authors |
P._P._Deka,_N._Gupta,_P._Jagannathan,_S._Sekhar,_E._Momjian,_S._Bhatnagar,_J._Wagenveld,_H.-R._Kl\"ockner,_J._Jose,_S._A._Balashev,_F._Combes,_M._Hilton,_D._Borgaonkar,_A._Chatterjee,_K._L._Emig,_A._N._Gaunekar,_G._I._G._J\'ozsa,_D._Y._Klutse,_K._Knowles,_J-.K._Krogager,_A._Mohapatra,_K._Moodley,_S\'ebastien_Muller,_P._Noterdaeme,_P._Petitjean,_P._Salas,_S._Sikhosana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12347 |
MeerKAT吸収線調査(MALS)は、$\delta\lesssim$$+20\deg$でLバンド(900～1670MHz)を指す391台の望遠鏡を観測しました。我々は、1006年に2289度$^2$(1132度$^2$)のエリアにわたって信号対雑音比(SNR)$>$5で検出された連続電波画像と495,325(240,321)個の電波源のカタログを提示する。MHz（1381MHz）。すべてのMALSポインティングには、中心の明るい電波源($S_{1\,\mathrm{GHz}}\gtrsim0.2$Jy)が含まれています。空間解像度の中央値は$12^{\prime\prime}$($8^{\prime\prime}$)です。ポインティング中心から離れたrmsノイズの中央値は25$\mu$Jybeam$^{-1}$(22$\mu$Jybeam$^{-1}$)で、$\sim$の15%以内にあります。達成可能な理論上の感度。MALSで複数の観測源から推定される磁束密度スケール比と天文精度は、それぞれ1%(8%散乱)と$1^{\prime\prime}$未満です。1.4GHzでのNVSSおよびFIRSTとの比較を通じて、磁束密度スケールとアストロメトリにおけるカタログの精度がそれぞれ6%(15%散乱)と$0.8^{\prime\prime}$よりも優れていることを確立しました。中央磁束密度オフセットは、ホログラフィック測定に基づく代替ビームモデルの方が高くなります(9%)。1.4GHzでのMALS無線ソースの数は文献と一致しています。125,621の光源(SNR$>$8)のサブセットのスペクトル指数($\alpha$)を推定し、磁束密度の減少に伴うスペクトル指数の平坦化を確認し、140の超急峻なスペクトル($\alpha<-1.3$)の光源を特定します。将来の高$z$電波銀河($z>2$)として。我々は、観測された磁束密度の長期(26年間)の変動を示す、主にAGNからなる1308個の変動放射線源と122個の過渡放射線源を特定しました。MALSのカタログと画像は、https://mals.iucaa.inで公開されています。
超新星発生前のフィードバックにより、星団の質量関数がべき乗則に設定され、星団形成効率が低下します。
| Title |
Pre-supernova_feedback_sets_the_star_cluster_mass_function_to_a_power_law_and_reduces_the_cluster_formation_efficiency |
| Authors |
Eric_P._Andersson,_Mordecai-Mark_Mac_Low,_Oscar_Agertz,_Florent_Renaud_and_Hui_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12363 |
星団の初期質量関数は約2の逆べき乗則指数を持つことが観察されていますが、この分布を決定するものや、銀河ごとに何らかの変動が観察される理由についてはまだ合意されていません。さらに、クラスター形成効率は、特にさまざまな環境を考慮した場合、さまざまな値をカバーします。これらのクラスターは、星形成を経験的に制約するためや、星フィードバックモデルの基本単位としてよく使用されます。したがって、詳細な銀河モデルは、予測可能であるとみなされるために、観測されたクラスターの基本特性を正確に捕捉する必要があります。私たちは、星団の形成を研究するための実験室として、矮小銀河の流体力学シミュレーションを使用しています。私たちは、恒星風、電離放射線、超新星など、恒星のフィードバックメカニズムのさまざまな組み合わせをテストします。各フィードバック機構はクラスター形成効率とクラスター質量関数に影響を与えます。さまざまな種類のフィードバックを組み合わせてフィードバックバジェットを増やすと、大規模なクラスターの数が減り、クラスターの形成効率が低下します。電離放射線が特に影響を与えることがわかっています。この効果は、早いフィードバックと遅いフィードバックを比較することでわかるように、フィードバック開始のタイミングに依存します。初期のフィードバックは電離放射線と星風によって発生し、大質量星が形成された直後に始まります。後期フィードバックは、最も質量のあるSN前駆体の主系列寿命の後にのみエネルギー注入が開始される場合に発生します。このタイミングは、最も質量のあるSN前駆体の選択によってさらに影響されます。遅いフィードバックだけでは、広範で平坦な質量関数が得られ、フィードバックが完全に存在しない場合には対数正規形状に近づきます。一方、早期フィードバックでは、通常観察されるものよりも急勾配ではあるものの、形成効率が低いべき乗則クラスター質量関数が生成されます。
\emph{Gaia} の若手スターによって明らかにされた局所螺旋構造の運動学~DR3
| Title |
Kinematics_of_the_Local_Spiral_Structure_Revealed_by_Young_Stars_in_\emph{Gaia}~DR3 |
| Authors |
Dejian_Liu_and_Ye_Xu_and_Chaojie_Hao_and_Shuaibo_Bian_and_Zehao_Lin_and_Yingjie_Li_and_Jingjing_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12489 |
~\emph{Gaia}~DR3の若い散開星団とO--B2型星を用いて、局所的な螺旋構造の運動学を調査します。一般に、外側の渦巻きアーム内の若いソースは、内側の渦巻きアーム内のソースよりも大きな特異な動きを示す可能性があります。若い散開星団は、O-B2型星よりも小さな特異な運動をしているようで、ペルセウス座と局所腕の両方の源は、銀河の中心に向かって内向きの運動を示し、銀河の自転よりも遅く回転している可能性があります。一方、カリーナ腕のソースは太陽から銀河中心に向かう逆方向に移動し、銀河の回転よりわずかに速く回転する可能性があります。さらに、若い散開星団とO-B2型星を使用して、太陽に近いいくつかの領域の運動学的方法の距離推定を改善しました。
AMUSE-antlia I: 動的に若い銀河団内の初期型銀河の核 X 線特性
| Title |
AMUSE-antlia_I:_Nuclear_X-ray_properties_of_early-type_galaxies_in_a_dynamically_young_galaxy_cluster |
| Authors |
Zhensong_Hu,_Yuanyuan_Su,_Zhiyuan_Li,_Kelley_M._Hess,_Ralph_P._Kraft,_William_R._Forman,_Paul_E._J._Nulsen,_Sarrvesh_S._Sridhar,_Andra_Stroe,_Junhyun_Baek,_Aeree_Chung,_Dirk_Grupe,_Hao_Chen,_Jimmy_A._Irwin,_Christine_Jones,_Scott_W._Randall,_and_Elke_Roediger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12565 |
超大質量ブラックホール(SMBH)の形成と成長、およびホスト銀河との共進化を理解するには、活動銀河核(AGN)の活動に対する環境の影響を知ることが不可欠です。我々は、D=35.2Mpcに存在する、最も近い非冷却コアと最も近い合体銀河団であるアントリア銀河団のメンバー銀河からの核放出の新しいチャンドラX線観測を発表します。2つの主要な銀河NGC3268とNGC3258を中心とするその内部領域は、3つの深いチャンドラACIS-Iポインティングでマッピングされています。核X線源は、84分の7(8.3%)の初期型銀河(ETG)と2/8(25%)の後期型銀河で検出され、検出限界の中央値は8x10^38erg/sです。1つを除くすべての核X線源には、LバンドのMeerKATによって検出される対応する連続電波源があります。初期型銀河で検出された核X線源は、低輝度AGNの本物のX線対応物と考えられています。logLx(erg/s)>38.9の検出限界および10<logMs(Msun)<11.6の恒星質量に制限すると、6/11(54.5%)ETGにAntliaのX線AGNが含まれていることがわかります。これは、よりリラックスしたクールなコアクラスターである乙女座とフォルナックスのAGN占有率7/39(18.0%)と2/12(16.7%)をそれぞれ上回り、AMUSEフィールドETGの27/49に匹敵します(55.1%）。さらに、AntliaのX線AGNの半分以上は、NGC3258を中心とする若いサブクラスターによってホストされています。これは、比較的緩和されたクラスターと比較して、動的に若いクラスターではSMBH活動が強化されるためであると考えられます。
宇宙論的な時間スケール上の天の川球状星団。 Ⅲ．インタラクション率
| Title |
Milky_Way_globular_clusters_on_cosmological_timescales._III._Interaction_rates |
| Authors |
Maryna_Ishchenko,_Margaryta_Sobolenko,_Peter_Berczik,_Chingis_Omarov,_Olexander_Sobodar,_Mukhagali_Kalambay,_and_Denis_Yurin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12699 |
目的。私たちは、天の川球状星団の軌道構造の自己矛盾のない動的進化を実行します。これにより、可能性と可能性の高い近接通過、さらにはクラスター同士の衝突を推定することができます。方法。独自の高次N体並列動的phi-GPUコードを使用して、10ギヤのルックバック時間で147個の球状星団の軌道を再現しました。初期条件(現時点では3つの座標と3つの速度)はGaiaDR3カタログから取得されました。銀河は、IllustrisTNG-100からの5つの外部ポテンシャルによって表され、その質量と円盤およびハローの構成要素のサイズは、現在の天の川銀河の物理値と類似しています。結果。累積近接通過率の統計分析を示します。5つの外部ポテンシャルのそれぞれについて、10億年ごとに相対距離が50pcより短い約10個の近接通過が発生します。高い確率で最も信頼性の高い22個の衝突ペアを提示します。例:Terzan4対Terzan2(49%)、Terzan4対NGC6624(44%)、Terzan4対Terzan5(40%)、Terzan4対NGC6440(40%)、Terzan4対Liller1(42%)。衝突という意味で最も活発な球状星団はTerzan4で、平均5.65回の衝突イベントがあります(個々の1000の初期条件実現すべての平均)。ほとんどの衝突は銀河円盤の内側に位置し、2つのリング状の構造を形成します。最初のリング状構造の衝突数密度は1kpcで最も高く、2番目の構造の衝突数密度は2kpcで最大になります。結論。私たちの数値シミュレーションに基づいて、数十個の天の川球状星団はおそらくその一生の間にいくつかの接近遭遇や衝突の可能性さえ経験しており、それが個々の動的進化、さらには星の内容にさえ大きな影響を与える可能性があると結論付けることができます。
COSMOS-Web で非常に不明瞭な電波大音量の QSO 候補をホストしている大規模な z~7.65 銀河を発見
| Title |
Uncovering_a_Massive_z~7.65_Galaxy_Hosting_a_Heavily_Obscured_Radio-Loud_QSO_Candidate_in_COSMOS-Web |
| Authors |
Erini_Lambrides,_Marco_Chiaberge,_Arianna_Long,_Daizhong_Liu,_Hollis_B._Akins,_Andrew_F._Ptak,_Irham_Taufik_Andika,_Alessandro_Capetti,_Caitlin_M._Casey,_Jaclyn_B._Champagne,_Katherine_Chworowsky,_Olivia_R._Cooper,_Xuheng_Ding,_Andreas_L._Faisst,_Maximilien_Franco,_Steven_Gillman,_Ghassem_Gozaliasl,_Kirsten_R._Hall,_Santosh_Harish,_Christopher_C._Hayward,_Michaela_Hirschmann,_Taylor_A._Hutchison,_Knud_Jahnke,_Shuowen_Jin,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Anton_M._Koekemoer,_Vasily_Kokorev,_Sinclaire_M._Manning,_Crystal_L._Martin,_Jed_McKinney,_Colin_Norman,_Masafusa_Onoue,_Brant_E._Robertson,_Marko_Shuntov,_John_D._Silverman,_Massimo_Stiavelli,_Benny_Trakhtenbrot,_Eleni_Vardoulaki,_Jorge_A._Zavala,_Natalie_Allen,_Olivier_Ilbert,_Henry_Joy_McCracken,_Louise_Paquereau,_Jason_Rhodes,_Sune_Toft |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12823 |
このレターでは、JWSTNIRCam/MIRI、中赤外、サブミリ、およびCOSMOS-Web分野の無線イメージングを使用して選択された、最も赤方偏移が大きく、非常に不明瞭な、無線大音量のQSO候補の発見について報告します。多重周波数電波観測と中赤外測光を使用して、電波SEDのスペクトルの顕著な急峻化を伴う、強力で電波大音量(RL)で成長する超大質量ブラックホール(SMBH)を特定しました($f_{1.32\mathrm{GHz}}\sim2$mJy、$q_{24\mum}=-1.1$、$\alpha_{1.32-3\mathrm{GHz}}=-1.2$、$\Delta\alpha=-0.4$)。アルマ望遠鏡、深部地上観測、付随的な宇宙ベースのデータ、およびJWSTの前例のない分解能と感度を組み合わせると、UV/光学/NIRデータに対するQSO寄与の証拠は見つからず、したがって大量の遮蔽が推測されます(N$_{\mathrm{H}}>10^{23}$cm$^{-2}$)。豊富な深紫外からサブmmの測光データを使用して、$z_\mathrm{phot}$=7.65$^{+0.4}_{-0.3}$の特異解photo-zを報告し、非常に大規模なホストを推定します。-galaxy($\logM_{\star}=11.92\pm0.06\,\mathrm{M}_{\odot}$)。このソースは既知の不明瞭なRLQSO候補の中で最も遠いものを表しており、その不明瞭さのレベルは、これらのエポックにおける最も代表的ではあるが観測的に希少なQSO集団と一致しています。
$\lesssim$2000 au における星形成の初期条件: 3 つの初期段階の核の物理構造と NH$_{3}$ の枯渇
| Title |
Initial_conditions_of_star_formation_at_$\lesssim$2000_au:_physical_structure_and_NH$_{3}$_depletion_of_three_early-stage_cores |
| Authors |
Yuxin_Lin,_Silvia_Spezzano,_Jaime_E._Pineda,_Jorma_Harju,_Anika_Schmiedeke,_Sihan_Jiao,_Hauyu_Baobab_Liu,_and_Paola_Caselli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12835 |
前星核は、低質量星形成における重要な進化段階を表します。私たちは、NH$_{3}$(1,1)の高角度分解能観測により、3つの初期段階のコア、星なしコアL1517B、星前コアL694-2およびL429の詳細な熱構造と密度分布を明らかにすることを目指しています。)および(2,2)VLAおよびGBTで得られる反転遷移。さらに、NH$_{3}$が中部地域のどこで枯渇するのか、あるいは枯渇するのかどうかを調査します。$\textit{Spitzer}$8$~\mu$mマップに中赤外消滅法を適用すると、高角度分解能の水素柱密度マップが得られ、NH$_{の変動を評価するためのガス密度プロファイルが導出されます。3}$の存在量をガス体積密度の関数として表したもの。L429とL1517Bの測定温度プロファイルは、コア中心に向かってわずかな低下を示し、$\sim$9\~Kから8\~K未満、$\sim$11Kから10Kに低下しますが、L694-2はかなり低下しています。$\sim$9K付近の均一な温度分布。3つのコアの中で、L429は中心ガス密度が最も高く、音速の線幅に近く、局所的な速度勾配が最大であり、すべて高度な進化段階を示しています。NH$_{3}$の存在量は、L429の中央領域では2倍低くなり、ガス密度が4.4$\times$10$^{4}$$~cm^{-3}$付近で発生することが判明しました。。2$\times$10$^{5}$$~cm^{-3}$でNH$_{3}$存在量のさらに大きな低下を示すへびつかい座/H-MM1と比較すると、3つのコアとへびつかい座/H-MM1は、コアの中心密度の増加に伴うNH$_{3}$の減少が進行していることを示唆しています。
アンドロメダ銀河の6つの分解されたGMCの高密度ガスを追跡
| Title |
Tracing_Dense_Gas_in_Six_Resolved_GMCs_of_the_Andromeda_Galaxy |
| Authors |
Jan_Forbrich,_Charles_J._Lada,_J\'er\^ome_Pety,_and_Glen_Petitpas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12906 |
アンドロメダ銀河(M31)にある6つの分解された巨大分子雲(GMC)の高密度ガス追跡分子観察を紹介します。NOEMA干渉計を用いて、HCN(1-0)、HCO$^+$(1-0)、HNC(1-0)、および$^{13}$CO(1-0)の遷移を観測しました。)および100GHzの連続放射。これは、230GHzでのこれらの雲の分解された塵連続体の検出を含む、サブミリ波アレイ(SMA)を使用した以前の研究を補完します。この研究では、最初にさまざまな連続体測定を比較して、観察されたフラックスの平均遊離汚染は3mmでは71%であるが、1mmではわずか13%であると結論付け、3mmでの放射は1mmでの放射よりも信頼性が低いことを確認しています。星形成雲の塵の質量を計算するためのmm。$^{13}$COの放出はHCNとHCO$^+$の両方の放出よりも拡張されており、HNCの放出よりも拡張されていますが、HCNとHCO$^+$は両方とも空間的に一致していることがわかります。230GHzの粉塵放出も同様に拡張されます。これは、230GHzの塵連続体と最も重要なHCN放出の両方が、これらのGMCの高密度ガス成分を追跡していることを示唆しています。分子放射と230GHzの連続放射に由来する塵の質量との比較から、塵の質量対光の比($\alpha^\prime_{HCN}$および$\alpha^\)の最初の直接測定値が得られます。外部銀河のGMC内のprime_{HCO^+}$)。HCNの場合、結果は局所的なペルセウス雲での測定とほぼ同様であり、これらが確かに高密度ガス変換係数であることを示唆しています。HCNがM31の環境全体で同等の雲規模の密度領域を追跡しているかどうかを評価するには、より大きな雲サンプルが必要になります。
層状せん断箱における磁気回転不安定性の粒子内セルシミュレーション
| Title |
Particle-in-cell_Simulations_of_the_Magnetorotational_Instability_in_Stratified_Shearing_Boxes |
| Authors |
Astor_Sandoval,_Mario_Riquelme,_Anatoly_Spitkovsky,_Fabio_Bacchini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12348 |
磁気回転不安定性(MRI)は、天体物理学的降着円盤の降着効率の制御に重要な役割を果たします。SgrA*やM87などのブラックホールの周囲の低光度の円盤では、クーロン衝突はまれであり、MRIの物理学は事実上無衝突になります。無衝突MRIは動的プラズマ効果を引き起こし、その動的および熱力学的特性に影響を与える可能性があります。正味垂直磁場を備えたせん断ボックスを使用した、層状ディスクでの無衝突MRIの2Dおよび3Dパーティクル・イン・セル(PIC)プラズマシミュレーションを紹介します。初期$\beta=100$のペアプラズマを使用し、準相対論的プラズマ温度($k_BT\lesssimmc^2$)に焦点を当てます。私たちの2Dおよび3Dの実行では、円盤の膨張、粒子と磁場の流出、ダイナモのようなプロセスが示されています。また、(マクスウェル応力が支配的な)粘度パラメーター$\alpha\sim0.5-1$を持つ、磁力が支配的なディスクも生成します。シミュレーションが終了するまでに、ダイナモのような磁場がディスク内の磁気エネルギーと粘性を支配する傾向があります。2Dと3Dの実行ではかなり似た結果が得られ、以前の3DMHDシミュレーションとも一致しています。我々のシミュレーションでは、温度に依存するスペクトル指数$-p$を持つべき乗則の尾部によってほぼ特徴付けられる非熱的粒子加速も示しています。温度$k_BT\sim0.05-0.3\,mc^2$の場合、$p\約2.2-1.9$が得られます。最大加速粒子エネルギーは、磁気リコネクションによる加速の以前のPIC結果と一致する形で、MHDとラーモアスケールのプラズマ現象の間のスケール分離に依存します。私たちの研究は、ブラックホール周囲の低光度降着円盤における潜在的に観察可能な層状MRI効果を第一原理からモデル化するための第一歩を構成する。
コンプトン分光計とイメージャー
| Title |
The_Compton_Spectrometer_and_Imager |
| Authors |
John_A._Tomsick,_Steven_E._Boggs,_Andreas_Zoglauer,_Dieter_Hartmann,_Marco_Ajello,_Eric_Burns,_Chris_Fryer,_Chris_Karwin,_Carolyn_Kierans,_Alexander_Lowell,_Julien_Malzac,_Jarred_Roberts,_Pascal_Saint-Hilaire,_Albert_Shih,_Thomas_Siegert,_Clio_Sleator,_Tadayuki_Takahashi,_Fabrizio_Tavecchio,_Eric_Wulf,_Jacqueline_Beechert,_Hannah_Gulick,_Alyson_Joens,_Hadar_Lazar,_Eliza_Neights,_Juan_Carlos_Martinez_Oliveros,_Shigeki_Matsumoto,_Tom_Melia,_Hiroki_Yoneda,_Mark_Amman,_Dhruv_Bal,_Peter_von_Ballmoos,_Hugh_Bates,_Markus_B\"ottcher,_Andrea_Bulgarelli,_Elisabetta_Cavazzuti,_Hsiang-Kuang_Chang,_Claire_Chen,_Che-Yen_Chu,_Alex_Ciabattoni,_Luigi_Costamante,_Lente_Dreyer,_Valentina_Fioretti,_Francesco_Fenu,_Savitri_Gallego,_Giancarlo_Ghirlanda,_Eric_Grove,_Chien-You_Huang,_Pierre_Jean,_Nikita_Khatiya,_J\"urgen_Kn\"odlseder,_Martin_Krause,_Mark_Leising,_Tiffany_R._Lewis,_Jan_Peter_Lommler,_Lea_Marcotulli,_Israel_Martinez-Castellanos,_Saurabh_Mittal,_Michela_Negro,_Samer_Al_Nussirat,_Kazuhiro_Nakazawa,_Uwe_Oberlack,_David_Palmore,_Gabriele_Panebianco,_Nicolo_Parmiggiani,_Tyler_Parsotan,_Sean_N._Pike,_Field_Rogers,_Hester_Schutte,_Yong_Sheng,_Alan_P._Smale,_Jacob_Smith,_Aaron_Trigg,_Tonia_Venters,_Yu_Watanabe,_Haocheng_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12362 |
ComptonSpectrometerandImager(COSI)は、2027年の打ち上げを予定して開発中のNASASmallExplorer(SMEX)衛星ミッションです。COSIは、0.2～5MeVで空全体を調査するように設計された広視野ガンマ線望遠鏡です。天体物理源のイメージング、分光法、偏光測定を提供し、ゲルマニウム検出器は輝線測定に優れたエネルギー分解能を提供します。COSIの科学目標には、銀河内の反物質の消滅による0.511MeV放射の研究、元素合成による放射性元素のマッピング、偏光測定による放射機構と放射源の形状の決定、マルチメッセンジャー放射源の検出と位置特定などが含まれます。ゲルマニウム検出器の瞬間視野は空の25%以上で、アクティブシールドによって側面と底面が囲まれているため、バックグラウンドを除去するとともに、ガンマ線バーストやその他のガンマ線フレアの検出が可能になります。空の大部分の上空にあります。以下では、科学、技術設計、プロジェクトの状況など、COSIミッションの概要を説明します。
MoonBEAM による磁星の巨大フレアの検出
| Title |
Detecting_Magnetar_Giant_Flares_with_MoonBEAM |
| Authors |
O.J._Roberts,_E._Burns,_A._Goldstein,_C.M._Hui_(on_behalf_of_the_MoonBEAM_Team) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12396 |
マグネターは、非常に強い磁場を持ち、ゆっくりと回転する中性子星であり、非常に明るくエネルギーに満ちた巨大フレアをめったに生成しません。マグネター巨大フレア(MGF)は短い(200ミリ秒)の強いフラッシュで始まり、その後、マグネターの回転周期(通常2～12秒)によって変調される数分間続くより弱い発光が続きます。過去40年間に、私たちの銀河系とマゼラン雲内で観測されたMGFは3つだけですが、これらはすべて、その極度の強度による機器の飽和に悩まされていました。銀河系外のMGFは短いガンマ線バースト(GRB)の小さなサブセットを装っていると提案されており、現在の機器の感度ではマゼラン雲をわずかに超えた距離まで脈動する尾部を検出できないことに注目している。ただし、最初の明るいフラッシュは、25Mpc未満の距離でも容易に観察できます。このプレゼンテーションでは、GRB200415Aなどのイベントからの最近の観察を使用して、MGFのスペクトル的および時間的挙動を評価し、短いGRBなどの他の前駆細胞と区別します。次に、ムーンバースト・エナジェティクス全天モニター(MoonBEAM)の概要を紹介します。ムーンビームは、これらの現象のさらなる発見を試み、放出をよりよく理解するためにこれらの現象の性質をさらに解明するのに役立つ高機密データを提供します。GRBと比較したメカニズム。そうすることで、MoonBEAMは、Astro2020の10年調査の重要な目標である、エネルギーに満ちた天体物理現象の包括的な全体像を提供するのに役立ちます。
SN 2022pul の地上および JWST 観測: I. 特異な Ia 型超新星における炭素、酸素、星周相互作用の異常な特徴
| Title |
Ground-based_and_JWST_Observations_of_SN_2022pul:_I._Unusual_Signatures_of_Carbon,_Oxygen,_and_Circumstellar_Interaction_in_a_Peculiar_Type_Ia_Supernova |
| Authors |
Matthew_R._Siebert,_Lindsey_A._Kwok,_Joel_Johansson,_Saurabh_W._Jha,_St\'ephane_Blondin,_Luc_Dessart,_Ryan_J._Foley,_D._John_Hillier,_Conor_Larison,_R\"udiger_Pakmor,_Tea_Temim,_Jennifer_E._Andrews,_Katie_Auchettl,_Carles_Badenes,_Barnabas_Barna,_K._Azalee_Bostroem,_Max_J._Brenner_Newman,_Thomas_G._Brink,_Mar\'ia_Jos\'e_Bustamante-Rosell,_Yssavo_Camacho-Neves,_Alejandro_Clocchiatti,_David_A._Coulter,_Kyle_W._Davis,_Maxime_Deckers,_Georgios_Dimitriadis,_Yize_Dong,_Joseph_Farah,_Alexei_V._Filippenko,_Andreas_Fl\"ors,_Ori_D._Fox,_Peter_Garnavich,_Estefania_Padilla_Gonzalez,_Or_Graur,_Franz-Josef_Hambsch,_Griffin_Hosseinzadeh,_D._Andrew_Howell,_John_P._Hughes,_Wolfgang_E._Kerzendorf,_Xavier_K._Le_Saux,_Keiichi_Maeda,_Kate_Maguire,_Curtis_McCully,_Cassidy_Mihalenko,_Megan_Newsome,_John_T._O'Brien,_et_al._(37_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12449 |
特異なIa型超新星(SNeIa)の星雲相観測は、これらの希少なSNeと、より一般的で宇宙論的に有用なSNeIaの両方の前駆体シナリオと爆発のダイナミクスに重要な制約を与えます。我々は、「超チャンドラセカール」質量SNIa（あるいは「03fg様」SN）であるSN2022pulを、明るさのピーク前から星雲のかなり奥まで特徴付けるための大規模な地上および宇宙ベースの追跡キャンペーンからの観測結果を提示する。光から中赤外(MIR)の波長にわたる位相。光度曲線の初期の上昇は典型的ではなく、2つの異なる成分を示しており、SNIa噴出物が高密度の炭素と酸素に富んだ星周物質(CSM)と相互作用していることと一致しています。光学的には、SN2022pulはSN2012dnに最も類似しており、他の03fgに似たSNeと比べて推定ピーク光度が低く($M_{B}=-18.9$mag)、光球速度が高い。星雲段階では、SN2022pulが03fgのようなサブクラスの多様性をさらに高めます。$B$バンドの明るさのピークから168日から336日後、SN2022pulは[OI]$\lambda\lambda6300,\6364$(${\rmFWHM}\約2{,}000$)からの非対称で狭い発光を示します。kms$^{-1}$)、[CaII]$\lambda\lambda7291,\7323$(${\rmFWHM}\約7{,}300$kms$^{-1}$)、FeIIIからFeIIへの急速なイオン化変化。最後に、JWSTのデータを使用して、03fg様SNIaの史上初の光学から中赤外(MIR)星雲スペクトルを提示します。MIRでは、ネオンとアルゴンの強い線、安定したニッケルからの弱い放射、そして強い熱塵放射($T\約500$K)が、光学中の顕著な[OI]と組み合わされて、SN2022pulが生成されたことを示唆しています。炭素/酸素が豊富なCSM内での白色矮星の合体。
SN 2022pul の地上および JWST 観測: II.星雲分光法による特異な Ia 型超新星の激しい合体に関する証拠
| Title |
Ground-based_and_JWST_Observations_of_SN_2022pul:_II._Evidence_from_Nebular_Spectroscopy_for_a_Violent_Merger_in_a_Peculiar_Type-Ia_Supernova |
| Authors |
Lindsey_A._Kwok,_Matthew_R._Siebert,_Joel_Johansson,_Saurabh_W._Jha,_Stephane_Blondin,_Luc_Dessart,_Ryan_J._Foley,_D._John_Hillier,_Conor_Larison,_Ruediger_Pakmor,_Tea_Temim,_Jennifer_E._Andrews,_Katie_Auchettl,_Carles_Badenes,_Barnabas_Barna,_K._Azalee_Bostroem,_Max_J._Brenner_Newman,_Thomas_G._Brink,_Maria_Jose_Bustamante-Rosell,_Yssavo_Camacho-Neves,_Alejandro_Clocchiatti,_David_A._Coulter,_Kyle_W._Davis,_Maxime_Deckers,_Georgios_Dimitriadis,_Yize_Dong,_Joseph_Farah,_Alexei_V._Filippenko,_Andreas_Flors,_Ori_D._Fox,_Peter_Garnavich,_Estefania_Padilla_Gonzalez,_Or_Graur,_Franz-Josef_Hambsch,_Griffin_Hosseinzadeh,_D._Andrew_Howell,_John_P._Hughes,_Wolfgang_E._Kerzendorf,_Xavier_K._Le_Saux,_Keiichi_Maeda,_Kate_Maguire,_Curtis_McCully,_Cassidy_Mihalenko,_Megan_Newsome,_John_T._O'Brien,_Jeniveve_Pearson,_et_al._(35_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12450 |
我々は、爆発後338日の星雲相にある特異な「03fg様」（または「スーパーチャンドラセカール」）Ia型超新星（SNIa）であるSN2022pulの地上観測とJWST観測の解析を発表する。私たちの結合スペクトルは継続的に0.4-14$\mu$mをカバーしており、03fgのようなSNIaの最初の中赤外スペクトルが含まれています。通常のSNIa2021aefxと比較して、SN2022pulは平均電離状態が低く、輝線プロファイルが非対称で、中間質量元素(IME)のアルゴンとカルシウムからの発光が強く、鉄族元素(IGE)からの発光が弱く、SNIaでネオンを初めて明確に検出。12.81$\mu$mで強く、幅広く、中央にピークがある[NeII]は、2つのsub-$M_{\text{Ch}}$間の動的相互作用である「暴力的合体」SNIaモデルの特徴として以前に予測されていました。白色矮星(WD)は、低質量のWDを破壊し、もう一方の爆発を引き起こす.暴力的な合体シナリオは、すでに03fgのようなSNeIaの主要な仮説でした;SN2022pulでは、IME間に見られる大規模な噴出物の非対称性を説明できますIGEと狭い酸素と広いネオンの中心位置。我々は既存のモデルを修正して、光学的な鉄の放出をより良く再現するために中央噴出物の凝集を追加し、最も内側の領域($<2000$kms$^{-)に質量を追加します。1}$)は、観測された狭い[OI]$\lambda\lambda6300$,6364放射を説明するためのものです。激しいWD-WD合体は、SN2022pulの観測の多くを説明しており、我々の結果は、03fgのサブクラスに対するこのモデル解釈を支持しています。-SNIaのような。
静かだが静かではない: 2 つの過渡高質量 X 線連星の静止状態特性を明らかにする
| Title |
Quiet,_but_not_silent:_Uncovering_quiescent_state_properties_of_two_transient_High_Mass_X-ray_binaries |
| Authors |
Gayathri_Raman,_Varun,_Pragati_Pradhan,_Jamie_Kennea |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12498 |
静止中に行われたNuSTAR観測を使用した、2つの過渡X線パルサーMXB0656-072とMAXIJ1409-619の広帯域スペクトルとタイミング研究の最初のセットを紹介します。最も低い光度状態の1つで捕捉されたにもかかわらず、これらのターゲットは両方とも継続的な低レベル降着の兆候を示しています。時間平均スペクトル解析の結果は、中性子星のホットスポットからの熱放射とともに強力なソフトパワー則成分の存在を初めて示しました。どちらのターゲットについても、静止熱X線放射は地殻深部加熱モデルと一致しています。MXB0656-072では、静止中のサイクロトロンラインの脈動や兆候は検出されません。ただし、MAXIJ1409-619では、502秒で$\sim$66%のパルス率で強い脈動が検出され、このパルサーが少数の静止状態の脈動システムのリストに追加されます。
ミリヘルツ重力波観測とAGN測量を組み合わせてファイナルパーセク問題に取り組む
| Title |
Addressing_the_final-parsec_problem_by_combining_milli-Hertz_gravitational-wave_observation_and_AGN_survey |
| Authors |
Liang-Gui_Zhu_and_Xian_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12499 |
大質量ブラックホール連星(MBHB)は、ミリヘルツ(mHz)GW帯域で最も大きな重力波(GW)発生源ですが、ブラックホールが銀河の最も内側のパーセクに到達すると、その力学的進化は失速する可能性があります。このような「最終パーセク問題」は、活動銀河核（AGN）などのガスが豊富な環境でMBHBが形成されれば解決できるが、AGNを含まない他の解決策も存在する。AGNは遍在しているため、MBHBとAGNの間の相関関係をテストすることは、実際の観測では困難です。この困難を克服するために、我々は、恒星質量連星ブラックホールのホスト銀河を制約するために最初に設計された統計的手法を使用して、さまざまなシナリオでMBHB-AGN相関を検索します。$z\lesssim0.5$でMBHBを1つだけ検出することで、レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)などのmHzGW検出器は、発生源の位置を正確に特定する能力のおかげで、さまざまな合併シナリオをすでに区別できることがわかりました。さらに、将来の検出器ネットワークとより詳細なAGN調査により、MBHBの$20\%$のほんの一部が実際にAGNに結合したとしても、$z\sim3$の赤方偏移までMBHBとAGNの相関を証明できるようになります。これらの制約は、final-parsec問題の可能な解決策に関する長年の議論を解決するのに役立ちます。
| Title |
The_classification_and_categorisation_of_Gamma-Ray_Bursts_with_machine_learning_techniques_for_neutrino_detection |
| Authors |
Karlijn_Kruiswijk_(1),_Gwenha\"el_de_Wasseige_(1)_((1)_Centre_for_Cosmology,_Particle_Physics_and_Phenomenology_-_CP3,_Universit\'e_catholique_de_Louvain,_Louvain-la-Neuve,_Belgium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12672 |
ガンマ線バースト(GRB)は明確で明確に観測された現象ですが、個々のGRBはそれぞれ固有です。実際、GRBはその変動的な動作で知られており、BATSEはすでにT90ディストリビューションから2つのカテゴリのGRBを発見することができました。短いGRBと長いGRB。これら2つのカテゴリーは、予想される2種類のGRB前駆細胞と一致します。最近では、硬度比や超新星の有無など、さらに区別できる特徴が見つかっています。しかし、それは個々のGRBを分類することが決して簡単であることを意味するものではありません。さらに、低光度GRBやX線リッチGRBなど、さらに多くのGRBカテゴリも理論化されています。これらの異なるタイプのGRBは、異なるニュートリノスペクトルを示している可能性もあり、異なるタイプのGRBはより大量のニュートリノを放出する可能性が高くなります。私たちは、機械学習を使用してGRBを分類および分類し、より大きなニュートリノ束を生み出す可能性のある部分集団を探索する継続的な取り組みを紹介します。隠されたパターンや相関関係を明らかにできるため、特に教師なし学習を使用します。T90、硬度、フルエンス、SNR、スペクトル指数、さらには完全な光度曲線とスペクトルなどの機能を利用して、ガンマ線バーストのさまざまな構造とカテゴリを見つけることができます。
Pan-STARRS から見た広線セイファート 1 銀河と細線セイファート 1 銀河の光学変動の比較
| Title |
The_comparison_of_optical_variability_of_broad-line_Seyfert_1_and_narrow-line_Seyfert_1_galaxies_from_the_view_of_Pan-STARRS |
| Authors |
Hongtao_Wang,_Chao_Guo,_Hongmin_Cao,_Yongyun_Chen,_Nan_Ding,_Xiaotong_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12690 |
パノラマ測量望遠鏡と迅速応答システム(Pan-STARRS)のデータセットを使用して、変動振幅と5100\AAでの光度、ブラックホールの質量、エディントン比、$R_{\rmFe\の関係を調査します。,II}$($\rmH\beta$線の広い割合に対する4435-4685\AA~内のFeII線のフラックスの比)および$R_{5007}$(フラックスの比)太線セイファート1(BLS1)と細線セイファート1(NLS1)銀河の、それぞれg、r、i、z、yバンドの[OIII]線から合計$\rmH\beta$線まで)。また、BLS1銀河とNLS1銀河の変動特性の類似点と相違点も解析します。その結果を以下に列挙する。(1)。変動振幅の累積確率分布は、NLS1銀河がBLS1銀河よりも低いことを示しています。(2)。5100\AAの光度、ブラックホール質量、エディントン比、$R_{\rmFe\,II}$、$R_{5007}$に対する変動振幅の依存性をそれぞれ分析します。変動振幅とエディントン比の間には有意な負の相関があり、5100\AAでの光度との相関は有意ではありません。結果はまた、ブラックホールの質量と$R_{5007}$との有意な正の相関、$R_{\rmFe\,II}$との有意な負の相関を示しており、これは低赤方偏移ビンにおけるRakshitとStalin(2017)と一致しています(z<0.4)およびAiら(2010)。(3)。変動振幅と電波ラウドネスの関係を、155個のBLS1銀河と188個のNLS1銀河について調査しました。私たちの結果には有意な相関関係は見つかりませんでした。
Fermi-LAT ライトカーブ リポジトリ: タイムドメインおよびマルチメッセンジャー コミュニティのためのリソース
| Title |
The_Fermi-LAT_Light_Curve_Repository:_A_resource_for_the_time-domain_and_multi-messenger_communities |
| Authors |
Janeth_Valverde,_D._Kocevski,_M._Negro,_S._Garrappa_and_A._Brill_(for_the_Fermi-LAT_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12709 |
フェルミ大域望遠鏡(Fermi-LAT)は15年以上にわたり、高エネルギーのガンマ線空全体を監視しており、今日まで最高のサンプリングされた0.1--$>1$TeV光子を提供しています。その結果、フェルミLATは、ガンマ線活動警報の主な情報源としてタイムドメインおよびマルチメッセンジャーコミュニティにサービスを提供してきました。これらすべてにより、Fermi-LATは、宇宙の最も極端な物体の背後にある基礎的な物理学を理解するための重要な手段となります。ただし、ミッション期間にわたるLAT光度曲線の生成は、計算コストが非常に高くなる可能性があります。Fermi-LAT光曲線リポジトリ(LCR)は、この問題に取り組んでいます。LCRは、4FGL-DR2カタログで可変とみなされる1525のフェルミLAT線源のガンマ線光度曲線の公開ライブラリです。このリポジトリは、光源と周囲領域の全尤度非ビン解析を通じて生成された、日、週、月のタイムスケールの光度曲線で構成され、時間間隔ごとに光束と光子指数の測定値を提供します。NASAのFSSCでホストされているこのライブラリは、ユーザーにこの継続的に更新される光度曲線データへのアクセスを提供し、さらにタイムドメインおよびマルチメッセンジャーコミュニティへのリソースとしても機能します。
PIC と PIC-MHD を使用した軽相対論的衝撃における宇宙線加速の調査
| Title |
Using_PIC_and_PIC-MHD_to_investigate_cosmic_ray_acceleration_in_mildly_relativistic_shocks |
| Authors |
Artem_Bohdan,_Anabella_Araudo,_Allard_Jan_van_Marle,_Fabien_Casse,_Alexandre_Marcowith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12721 |
天体物理学的衝撃は、荷電粒子を相対論的な速度まで加速することによって宇宙線を生成します。しかし、宇宙線スペクトルに対するさまざまな種類の衝撃の相対的な寄与については、依然として議論が続いています。数値研究は、非相対論的領域では、衝撃のアルフブのマッハ数に応じて、斜めの衝撃が宇宙線を加速する可能性があることを示しています。私たちは現在、この研究を穏やかな相対主義体制に拡張しようとしています。この場合、イオン反射率の衝撃傾斜に対する依存性は、非相対論的領域と比較して異なります。より速い相対論的衝撃は衝撃傾斜角の大部分に対して垂直であるため、効率的なDSAを初期化する能力は制限されます。完全動力学PICシミュレーションを使用してイオン注入率を定義します。このシミュレーションでは、衝撃の形成を追跡し、1～3の範囲のローレンツ因子をカバーする穏やかな相対論的領域で衝撃前駆体の形成に関与するイオンの割合を決定します。この結果を利用して、PIC-MHDを組み合わせた手法を使用して、局所的な衝撃傾斜に依存するイオン注入レシピで衝撃の大規模な展開をモデル化します。この方法論は、衝撃傾斜に対する自己生成または既存の上流乱気流の影響を考慮しており、従来のハイブリッド技術と比較して、大幅に大規模かつ長時間のシミュレーションを研究することができます。
10 年間の IceCube 公開データを使用してニュートリノ点源解析用の SkyLLH ソフトウェアを拡張
| Title |
Extending_SkyLLH_software_for_neutrino_point_source_analyses_with_10_years_of_IceCube_public_data |
| Authors |
Chiara_Bellenghi,_Martina_Karl,_Martin_Wolf_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12733 |
高エネルギー宇宙粒子の発生源の探索には、ビンなし対数尤度(LLH)関数を使用した仮説検定を伴う高度な分析技術が必要です。SkyLLHは、これらのLLH関数を構築し、尤度比テストを実行するためのオープンソースのPythonベースのソフトウェアツールです。私たちは、ユーザーが10年間のIceCube公開データを使用して全空のニュートリノ点源探索を実行できるようにする、SkyLLHの新しい使いやすいモジュール式拡張機能を紹介します。ユーザーをガイドするために、SkyLLHは実験データを分析し、有用な統計量を計算する方法を示すチュートリアルを提供します。ここでは、分析ワークフローの詳細を説明し、IceCubeパブリックデータセットを操作するために可能ないくつかの方法を示します。さらに、SkyLLHが公開データリリースを使用した以前のIceCube出版物の結果を再現できることを示します。最大0.5$\sigma$のシフト以内で、候補源のリストからニュートリノ放出について同様の局所的有意性が得られます。最後に、最も重要な発生源候補であるNGC1068から測定されたニュートリノ束は、以前に発表された結果と実質的な一致を示しています。
IceCube による北天のニュートリノ点源の探索を、追加の年数のデータで拡張
| Title |
Extending_the_IceCube_search_for_neutrino_point_sources_in_the_Northern_sky_with_additional_years_of_data |
| Authors |
Chiara_Bellenghi,_Martin_Ha_Minh,_Tomas_Kontrimas,_Elena_Manao,_Rasmus_{\O}rs{\o}e,_Martin_Wolf_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12742 |
IceCubeニュートリノ観測所は、南極の南極の氷の奥深くに配備された1立方キロメートルの大きさのニュートリノ望遠鏡です。IceCubeの主要な目標の1つは、天体物理学の高エネルギーニュートリノの起源を見つけることです。2022年、IceCubeはこれまでで最も強力な点状ニュートリノ発生源である活動銀河NGC1068を特定しました。2011年から2020年の間に記録された北天からの9年間のミューニュートリノデータを分析すると、NGC1068からの放出は4.2$\と大幅です。、\シグマ$。私たちは、追加の年分のデータを使用して、この検索を拡張する計画を提示します。これらの年の1年には、IceCubeが部分的にしか構築されていなかった2010年のデータが含まれています。北天全体のニュートリノ点源の感度と発見の可能性の向上について議論します。私たちは、確立された分析技術を基盤とすることで、NGC1068だけでなく、北の空の考えられるすべての発生源について、これまでの観測を改善できる可能性があることを示します。
PLEnuMによる過渡ニュートリノ発生源の検出の見通し
| Title |
Prospects_for_the_detection_of_transient_neutrino_sources_with_PLEnuM |
| Authors |
Lisa_Johanna_Schumacher,_Foteini_Oikonomou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12759 |
IceCubeによるTeV～PeV範囲の高エネルギー天体物理ニュートリノの発見は、ニュートリノ天文学の始まりとなり、その発生源の探索は続けられています。IceCubeにより、1TeV～10TeV範囲のNGC1068と0.1～1PeV範囲のTXS0506+056の2つの有望な線源候補が特定されました。どちらの線源にも対応するガンマ線がありますが、TXS0506+056の識別にはニュートリノとガンマ線の両方の追加の時間情報が不可欠でした。惑星ニュートリノモニタリング(PLEnuM)の概念は、KM3NeT、バイカル-GVD、北半球のP-ONE、南半球のIceCube-Gen2など、現在および将来のすべてのニュートリノ観測所の曝露を組み合わせるアプローチです。このPLEnuMアプローチを使用して、将来のニュートリノ観測所が稼働した後に、ブレーザーやGRBなどの一時的な発生源候補の検出能力がどのように向上するかを推定します。さらに、PLEnuMの瞬間視野を組み合わせることにより、全天にわたる希少な超高エネルギーニュートリノのリアルタイム検出率がどのように向上するかを紹介します。
欧州 VLBI ネットワークを使用した FRB 20190520B に関連付けられた永続的無線ソースの制約
| Title |
Constraints_on_the_persistent_radio_source_associated_with_FRB_20190520B_using_the_European_VLBI_Network |
| Authors |
Shivani_Bhandari,_Benito_Marcote,_Navin_Sridhar,_Tarraneh_Eftekhari,_Jason_W._T._Hessels,_Dant\'e_M._Hewitt,_Franz_Kirsten,_Omar_S._Ould-Boukattine,_Zsolt_Paragi,_Mark_P._Snelders |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12801 |
我々は、高速無線バースト源FRB20190520Bと潜在的に関連する連続電波源の超長基線干渉計（VLBI）観測を発表する。ヨーロッパVLBIネットワーク(EVN)を使用すると、ソースは$<2.3$mas($3\sigma$)の角度サイズのVLBIスケールでコンパクトであることがわかります。これは、横方向の物理サイズ$<9$pc(ホスト銀河の$z=0.241$赤方偏移における)に相当し、最初に知られているリピータFRBに関連付けられているものと同様のFRB持続無線発信源(PRS)であることが確認されます。20121102A。PRSの磁束密度は1.7GHzで$201\pm34\rm{\muJy}$、スペクトル電波視度は$L_{1.7\rmGHz}=(3.0\pm0.5)\times10^{29}です。\,\mathrm{ergs^{-1}Hz^{-1}}$(これもFRB20121102APRSに似ています)。以前の低解像度の観測と比較すると、ミリ秒スケールでは磁束が分解されていないことがわかります。PRSの位置を改良し、以前の結果と比較して精度を1桁向上させました。また、1.4GHzでのFRB20190520Bバーストの検出も報告し、バーストの位置が$\lesssim20$マスでPRSの位置と一致していることがわかりました。これは、それらの直接的な物理的関連性と、単一の中央エンジンがバーストとPRSの両方に電力を供給するという仮説を強く裏付けています。風星雲内のマグネターのモデルについて議論し、その年齢と、観測されたPRS放射に影響を与える推定上の星雲の半径に対して許容されるパラメーター空間を提示します。あるいは、降着による「超星雲」モデルも観測上の制約に適合することがわかりました。
Redback: 電磁過渡現象のためのベイズ推論ソフトウェア パッケージ
| Title |
Redback:_A_Bayesian_inference_software_package_for_electromagnetic_transients |
| Authors |
Nikhil_Sarin,_Moritz_H\"ubner,_Conor_M._B._Omand,_Christian_N._Setzer,_Steve_Schulze,_Naresh_Adhikari,_Ana_Sagu\'es-Carracedo,_Shanika_Galaudage,_Wendy_F._Wallace,_Gavin_P._Lamb,_En-Tzu_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12806 |
時間領域天文学の急速な進歩という豊かな約束を果たすことは、私たちの観察を物理モデルと対峙させ、私たちが見ているものを最もよく表すパラメーターを抽出することによってのみ可能です。ここでは、{\scRedback}を紹介します。電磁過渡現象のためのベイジアン推論ソフトウェアパッケージ。{\scRedback}は、キロノバ、超新星、ガンマ線バースト残光、潮汐破壊現象、エンジン駆動過渡現象、X線残光のための12を超える異なるサンプラーと100を超える異なるモデルにオブジェクト指向の{\scpython}インターフェースを提供します他の爆発性過渡現象の中でも、ミリ秒マグネターによって駆動されるガンマ線バーストの一部。モデルの複雑さは、単純な分析モデルや半分析モデルから、機械学習によって加速された数値シミュレーションに基づいて構築された代用モデルまで多岐にわたります。{\scRedback}は、Swift、Fink、Lasair、オープンアクセスカタログ、BATSEからのデータをダウンロードして処理し、このデータやプライベートデータに適合させるためのシンプルなインターフェースも提供します。{\scRedback}は、ZwickyTransientFacilityやVeraRubinなどの望遠鏡の過渡状態を現実的な周期、制限された等級、空の範囲でシミュレートしたり、任意の設定でユーザーが作成した仮想の調査をシミュレートするエンジンとしても使用できます。また、さまざまな望遠鏡での機会観測のターゲットに適した、より一般的なシミュレーションインターフェイスも提供します。一連の例を通じて、{\scRedback}を、現実的な調査のための大規模な過渡現象のシミュレーション、実際のデータ、シミュレートされたデータ、またはプライベートデータへのモデルの適合、マルチメッセンジャー推論、および最終目的として機能するツールとしてどのように使用できるかを示します。パラメータ推定と電磁過渡現象の性質の解釈のためのエンドツーエンドのソフトウェアツールキット。
| Title |
Thermal_properties_of_accretion_disc_in_non-Kerr_spacetime:_distinguishing_black_hole_and_naked_singularity |
| Authors |
Subhankar_Patra,_Bibhas_Ranjan_Majhi,_Santabrata_Das |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12839 |
この論文では、ヨハンセンとプサルティス(JP)の非カー時空における降着流のスペクトル特徴を含む降着流の特性を研究します。そうすることで、一般相対論的枠組みでコンパクトな物体の周りの流れ運動を記述する支配方程式を数値的に解きます。ここで、スピン($a_{k}$)と変形パラメーター($\varepsilon$)は中心の性質を示します。発生源、つまりブラックホール(BH)または裸の特異点(NS)。これにより、相対論的降着流のエネルギー($E$)と角運動量($\lambda$)を変化させることにより、全球降着解の考えられるすべてのクラス($i.e.$、O、A、W、I型)が得られます。、降着円盤のスペクトルエネルギー分布（SED）の研究における熱制動放射の役割を調べます。$\lambda-E$平面内のパラメータ空間を、BHモデルとNSモデルの降着解の異なるクラスに関して分割します。さらに、これらの降着解に対応する円盤光度($L$)を計算し、BHモデルとNSモデルの両方について、Iタイプの解が残りのタイプの解よりも高い$L$とSEDを生成することを観察しました。BHモデルの場合、$E$値が低い場合、WおよびIタイプのソリューションのSEDは、OおよびAタイプのソリューションの結果とは大きく異なります。逆に、NSモデルの場合、異なる降着解に対するSEDは$\lambda$と$E$のパラメーター空間全体で同一です。また、SEDに対する$\varepsilon$の効果を調べ、非カーBHが通常のカーBHよりも高いSEDを生成することを観察しました。最後に、同一の$E$と$\lambda$の降着解について、BHモデルとNSモデルから得られたSEDを比較し、裸の特異点天体がブラックホールよりも多くの光パワースペクトルを生成することを発見しました。
熱核核バースト振動のパルス プロファイル モデリング II: 変動性の処理
| Title |
Pulse_Profile_Modelling_of_Thermonuclear_Burst_Oscillations_II:_Handling_variability |
| Authors |
Yves_Kini,_Tuomo_Salmi,_Serena_Vinciguerra,_Anna_L._Watts,_Devarshi_Choudhury,_Slavko_Bogdanov,_Johannes_Buchner,_Zach_Meisel,_Valery_Suleimanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12895 |
パルスプロファイルモデリングは、中性子星の質量、半径、幾何学的パラメーターを推測するために使用できる相対論的光線追跡技術です。以前の研究では、降着中性子星からの熱核バースト振動にこの技術を適用した場合のパフォーマンスを調べました。その研究では、バースト発振源に関連する変動を無視すると、特に意味のある制約を得るために名目上必要とされる高い計数率において、推定される質量と半径に重大な偏りが生じることが示されました。この後続の研究では、ばらつきを無視できる短いセグメントにバーストをスライスし、それらのセグメントを結合してフィッティングすることでバイアスを軽減できることを示します。このアプローチを使用すると、質量と半径に関する系統的な不確実性が統計的不確実性の範囲内に収まります。約10$^6$のソース数では、質量と半径の両方について約10%の不確実性が生じます。ただし、このモデリング戦略には大量の計算リソースが必要です。また、同じ発生源の複数のバーストから得られた質量と半径の事後分布をマージして、合計カウント数が同等の単一バーストの結果と同等の結果を生成できることも確認します。
Scorpius X-1 における光学と X 線の関係
| Title |
Links_Between_Optical_and_X-ray_Light_in_Scorpius_X-1 |
| Authors |
Alexander_B._Igl_(Louisiana_State_University),_Robert_I._Hynes_(Louisiana_State_University),_Christopher_T._Britt_(Space_Telescope_Science_Institute),_Kieren_S._O'Brien_(Durham_University),_Valerie_J._Mikles_(NASA_Goddard_Space_Flight_Center) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12934 |
私たちは、マクドナルド天文台のロッシX線タイミングエクスプローラーとオットーシュトルーベ望遠鏡を使用して、低質量X線連星ScoX-1を1秒の時間分解能で12晩同時に観測しました。これは、ScoX-1の最も包括的なX線/光学同時データセットの1つです。再処理の証拠は、相互相関関数における9つの正のゼロに近いラグピークの形で観察され、そのうち8つは比較的小さく、区分的指数関数の形状をとっていました。これらのピークは最初は目視で識別され、その後、その重要性を確認するためにコンピューターによる識別スキームが開発されました。短いラグ(4秒未満)と、広がっている枝や柔らかい頂点での発生に基づいて、小さな相互相関特徴は、外側のディスクからの再処理によって引き起こされる可能性がありますが、コンパニオンがまだ寄与している可能性があります。彼らの尻尾まで。Zトラックは、トラック上のシステムの位置を数値的に定義できるように、ランク番号スキームを使用してパラメータ化されました。光学レベルに対して結果をプロットすると、水平方向からフレア分岐の法線方向に移動すると、ステップ関数が増加し、差動光学レベルはそれぞれ~0.47、~0.57、~1.1であることがわかります。Zトラックの位置と光学系の間の追加の相関関係が、上部のフレアブランチで見つかりました。光強度ヒストグラムは、中間光束のみを含む通常の分岐とフレア分岐の間の遷移領域を明らかにします。
深層学習を使用したアインシュタイン望遠鏡データ内の宇宙弦カスプの重力波検索
| Title |
Gravitational-Wave_Searches_for_Cosmic_String_Cusps_in_Einstein_Telescope_Data_using_Deep_Learning |
| Authors |
Quirijn_Meijer,_Melissa_Lopez,_Daichi_Tsuna,_Sarah_Caudill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12323 |
宇宙ひもの重力波探査は現在、検出器の不具合の存在によって妨げられており、その一部のクラスは宇宙ひも信号に非常に似ています。この混乱により、検索の効率が大幅に低下します。宇宙ひものカスプからの重力波信号と、将来のアインシュタイン望遠鏡からの設計感度データでシミュレートされたブリップグリッチとを区別するタスク用の深層学習モデルが提案されています。このモデルは3つの畳み込みニューラルネットワークで構成されるアンサンブルで、精度79%、真陽性率76%、偽陽性率18%を達成しています。これは、畳み込みニューラルネットワークがアインシュタイン望遠鏡の不具合の現実的な母集団でトレーニングされた初めてのことです。信号とグリッチで構成されるデータセットでは、モデルは整合フィルタリングよりも優れたパフォーマンスを示し、特にグリッチの拒否において優れていることが示されています。モデルの動作は、分類モデルに対する波形セクションの重要性を定量化するために使用される波形外科手術と呼ばれる新しい技術を含む、いくつかの方法を適用することによって解釈されます。さらに、1次元時系列に対する畳み込みニューラルネットワークの活性化を視覚化する方法が提案され、使用されています。これらの分析は、宇宙弦カスプ信号とブリップグリッチの間の形態学的違いの理解をさらに深めるのに役立ちます。ミリ秒オーダーの分類速度のため、深層学習モデルは、リアルタイム検出パイプラインの一部として将来使用するのに適しています。深層学習モデルは横断的であるため、他の一時的な検索にも適用できる可能性があります。
重力波イベントに対する GWSkyNet-Multi 機械学習分類器予測の説明
| Title |
Explaining_the_GWSkyNet-Multi_machine_learning_classifier_predictions_for_gravitational-wave_events |
| Authors |
Nayyer_Raza,_Man_Leong_Chan,_Daryl_Haggard,_Ashish_Mahabal,_Jess_McIver,_Thomas_C._Abbott,_Eitan_Buffaz,_Nicholas_Vieira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12357 |
GWSkyNet-Multiは、LIGOとVirgoの天文台によって検出された重力波イベントの候補を分類するために開発された機械学習モデルです。このモデルは、低遅延のOpenPublicAlertsで公開された限られた情報を使用して、イベントが2つのブラックホールの合体であるか、中性子星が関与する合体であるか、または非天体物理学的グリッチであるかを示す予測スコアを生成します。これにより、LIGO-Virgo-KAGRA(LVK)の観測実行中に候補イベントの電磁追跡を実行するかどうかについて、時間に敏感な決定が容易になります。ただし、モデルが予測を行うために利用可能な限られた情報をどのように活用しているかはよくわかっていません。深層学習ニューラルネットワークとして、モデルの内部動作は解釈が難しい場合があり、その有効性と堅牢性に対する信頼に影響を与えます。私たちは、モデルとその入力を体系的に摂動させて、情報源を区別するためにモデルが学習した基礎的な特徴と相関関係を説明することで、この問題に取り組みます。我々は、2Dスカイマップのローカライゼーション領域と、計算されたコヒーレンス対インコヒーレンスのベイズ係数が、実際のイベントとグリッチを区別するための強力な予測因子として使用されることを示します。発生源までの推定距離は、連星ブラックホールの合体と中性子星が関与する合体を区別するためにさらに使用されます。これらの発見を活用して、LVKの3回目の観測実行でGWSkyNet-Multiによって誤分類されたイベントには、予測に影響を与える明確な空域、コヒーレンス係数、距離値があり、これらの誤分類を説明できることを示しました。結果は、モデルの限界を特定し、さらなる最適化のための潜在的な手段を知らせるのに役立ちます。
水の氷: 温度依存の屈折率とその天体物理学的影響
| Title |
Water_ice:_temperature-dependent_refractive_indexes_and_their_astrophysical_implications |
| Authors |
W._R._M._Rocha,_M._G._Rachid,_M._K._McClure,_J._He_and_H._Linnartz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12379 |
星間の氷は主に凍った水で構成されています。正確な複素屈折率が必要な吸収不透明度や散乱不透明度など、H$_2$O氷の基本パラメータを導き出すことが重要です。この研究の主な目的は、正確なH$_2$O氷の複素屈折率に基づいて氷粒の不透明度を導き出し、それが宇宙の氷柱密度と空隙率の導出に及ぼす影響を評価することです。\texttt{optool}コードを使用して、H$_2$O氷の新しい中赤外複素屈折率測定に基づいて氷粒子の不透明度の値を導き出します。次に、これらの不透明度を\texttt{RADMC-3D}コードで使用して、H$_2$O氷を含む原始星エンベロープの放射伝達シミュレーションを実行します。これは、水の氷柱密度を計算するために使用されます。30~KにおけるH$_2$O氷の中赤外における実屈折率は、文献で以前に報告されているものより$\sim$14\%低いことがわかりました。これは、埋め込まれた原始星のシミュレーションから得られる氷柱密度に直接影響します。我々は、氷の気孔率が氷粒子の不透明度に重要な役割を果たしており、H$_2$Oリブレーションモードが気孔率レベルを制約する診断ツールとして使用できることを発見した。最後に、ここで示した屈折率により、3~$\mu$mバンドに基づいて18~$\mu$mの粒子サイズ検出限界を推定できますが、6~$\mu$mバンドではより大きな粒子サイズを追跡できます。20~$\mu$mより。新しい中赤外屈折率を使用した放射伝達シミュレーションに基づいて、H$_2$O氷は以前の推定よりも多くの赤外光の吸収を引き起こすと結論付けました。これは、3および6~$\μ$mのバンドが10~$\μ$mより大きいサイズの氷粒子内で依然として検出可能であることを意味します。最後に、この目的で日常的に使用されるOHダングリングボンドに加えて、H$_2$O氷のリブレーションバンドも星間氷の空隙率レベルを制約する診断ツールになり得ることを提案します。
| Title |
The_Petabyte_Project |
| Authors |
Evan_F._Lewis,_Sarah_Burke-Spolaor,_Maura_McLaughlin,_Duncan_Lorimer,_Kshitij_Aggarwal,_Devansh_Agarwal,_Joseph_Kania,_Nate_Garver-Daniels,_Joseph_P._Glaser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12432 |
高速電波バースト、断続的パルサー、回転する過渡電波などの過渡電波源は、極端放射物理学や、介在する星間および/または銀河間媒体に関する豊富な情報を提供します。これらの天体を理解するための重要なステップには、発生源集団の特徴を明らかにし、観測頻度全体での事象発生率を推定することが含まれます。しかし、これまでの取り組みは主に個々の調査チームによって、異なる観測周波数と望遠鏡を使用し、検索と特性評価のための不均一なアルゴリズムを使用して行われていました。ペタバイトプロジェクト(TPP)は、20年間の観測周波数(300MHz～20GHz)をカバーする数ペタバイトの無線過渡調査からのデータを均一に再処理することで、これらの問題に対処することを目的としています。TPPは、堅牢なイベント発生率分析、調査とパイプラインの完全性の詳細な評価を提供するとともに、アーカイブおよび進行中の無線調査からの発見を明らかにします。TPPの処理パイプライン、範囲、および新たな発見をもたらす可能性の概要を紹介します。
LMC の未解決の白色矮星連星からの確率的重力波背景の LISA 検出可能性
| Title |
LISA_Detectability_of_a_Stochastic_Gravitational_Wave_Background_from_Unresolved_White_Dwarf_Binaries_in_the_LMC |
| Authors |
Steven_Rieck,_Alexander_W._Criswell,_Valeriya_Korol,_Michael_A._Keim,_Malachy_Bloom,_Vuk_Mandic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12437 |
レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)は、mHz帯域のさまざまな重力波源を検出すると期待されています。これらの信号の一部は個々の検出を回避し、代わりにいくつかの確率的重力波背景(SGWB)の1つに混乱ノイズとして寄与します。特に、数百万の未解決の二重白色矮星の重ね合わせから生じる大音量の信号である「銀河前景」が含まれます。天の川銀河のバイナリ(DWD)。同様の、より弱いSGWBが、大マゼラン雲(LMC)を含む局所宇宙の他のDWD集団からも検出される可能性があります。ベイジアンLISA推論パッケージ($\tt{BLIP}$)を使用して、LMC内の未解決のDWDによって生成された異方性SGWBのLISAによる検出可能性を評価します。そのために、バイナリ集団合成によって生成された現実的なDWD集団からLMCSGWBをシミュレートし、LMCSGWBとLISA検出器ノイズからの確率的寄与で構成される$\tt{BLIP}$を使用して4年間の時間領域データをシミュレートします。$\tt{BLIP}$の球面調和異方性SGWB検索を使用してこのデータを分析します。我々はこの分析の結果を提示し、LMC内のDWDからのSGWBがLISAによって検出できる可能性があることを示します。
コンプトンペア望遠鏡: 次世代MeV $\gamma$ 線観測所のプロトタイプ
| Title |
The_Compton-Pair_telescope:_A_prototype_for_a_next-generation_MeV_$\gamma$-ray_observatory |
| Authors |
Janeth_Valverde_(UMBC/NASA_GSFC),_Nicholas_Kirschner_(GWU),_Zachary_Metzler_(UMD/CRESST_II/NASA_GSFC),_Lucas_D._Smith_(UMD),_Nicholas_Cannady_(CRESST/UMBC),_Regina_Caputo_(GSFC),_Carolyn_Kierans_(GSFC),_Iker_Liceaga-Indart_(GSFC/Catholic_U),_Alexander_Moiseev_(CRESST/UMD),_Lucas_Parker_(LANL),_Makoto_Sasaki_(CRESST/UMD),_Adam_Schoenwald_(GSFC/UMBC),_Daniel_Shy_(NRL),_Sambid_Wasti_(CUA/_NASA/_CRESST_II),_Richard_Woolf_(NRL),_Aleksey_Bolotnikov_(BNL),_Gabriella_Carini_(BNL),_A._W._Crosier_(NREP),_T._Caligure_(NREP),_Alfred_Dellapenna_Jr_(BNL),_Jack_Fried_(BNL),_P._Ghosh_(CUA/_NASA/_CRESST_II),_Sean_Griffin_(Wisconsin_IceCube_Particle_Astrophysics_Center),_J._Eric_Grove_(NRL),_Elizabeth_Hays_(GSFC),_Sven_Herrmann_(BNL),_Emily_Kong_(Technology_Service_Corporation),_Julie_McEnery_(GSFC),_John_Mitchell_(NASA/GSFC),_Jeremy_S._Perkins_(GSFC),_Bernard_Phlips_(NRL),_Clio_Sleator_(NRL),_Eric_Wulf_(NRL),_and_Anna_Zajczyk_(CRESST/UMBC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12464 |
コンプトンペア(ComPair)望遠鏡は、将来の中エネルギーガンマ線ミッションに必要な技術を開発し、ガンマ線ビームと気球飛行でプロトタイプを設計、構築、テストすることを目的としたプロトタイプです。ComPairチームは、4つの検出器サブシステムで構成される機器を構築しました。両面シリコンストリップ検出器トラッカー、新しい高解像度仮想フリッシュグリッドテルル化カドミウム亜鉛熱量計、および高エネルギーホドスコピックヨウ化セシウム熱量計です。プラスチックシンチレーター反一致検出器で囲まれています。これらのサブシステムは、コンプトン散乱とペア生成を介して光子の検出と特性評価を一緒に行い、宇宙線の拒否権を可能にし、同じアーキテクチャを備えた宇宙望遠鏡の概念実証となります。ComPairを通じて実現される将来の中エネルギーガンマ線ミッションは、新しいメッセンジャーと新しい物理学および宇宙生態系のテーマの両方において、Astro2020Decadal調査で提起された多くの疑問に対処することになります。この寄稿では、ComPairプロジェクトの概要と気球飛行への歩みを紹介します。
アタカマ砂漠におけるミリ波およびサブミリ波の天体観測のためのGNSSデータを用いた降水量水蒸気測定
| Title |
Precipitable_Water_Vapor_Measurement_using_GNSS_Data_in_the_Atacama_Desert_for_Millimeter_and_Submillimeter_Astronomical_Observations |
| Authors |
Junna_Sugiyama,_Haruki_Nishino_and_Akito_Kusaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12632 |
可降水蒸気(PWV)は、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)測定などのミリ波およびサブミリ波の天体観測から得られるデータの品質に大きな影響を与えます。これらの天文台の中には、PWVを監視するために放射計を使用しているものもあります。この研究では、数台のミリ波およびサブミリ波望遠鏡が設置されているチリのアタカマ砂漠で、全地球測位衛星システム(GNSS)機器を使用して、2021年4月から2022年4月までPWVが測定されました。これらの測定値を放射計の測定値と比較することで、その精度を評価しました。オンラインソフトウェアパッケージであるCanadianSpatialReferenceSystemPrecisePointPositioning(CSRS-PPP)を使用して、GNSSデータからPWVを計算しました。GNSSデータのみを使用した場合、推定されたPWVは+1.08mmの系統的オフセットを示しました。GNSSデータとGNSS受信機と同じ場所に設置された気圧計からのデータを組み合わせると、推定されたPWVは-0.14mmという低い系統オフセットを示しました。GNSSPWVは、平均時間1時間で0.52mmの統計誤差を示しました。他のPWV測定方法と比較して、GNSS機器は悪天候条件でも堅牢で、十分な時間分解能を備え、安価です。この論文は、低PWV条件で良好な精度と精度を実証することにより、GNSS機器が観測サイトの評価や地上望遠鏡のデータ分析のためのPWV測定に貴重なツールであることを示しています。
チェレンコフ望遠鏡アレイ大型望遠鏡に適用された深い教師なしドメイン適応
| Title |
Deep_unsupervised_domain_adaptation_applied_to_the_Cherenkov_Telescope_Array_Large-Sized_Telescope |
| Authors |
Micha\"el_Dell'aiera,_Mika\"el_Jacquemont,_Thomas_Vuillaume,_Alexandre_Benoit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12732 |
チェレンコフ望遠鏡アレイは、超高エネルギーガンマ線天文学のためのイメージング空気チェレンコフ技術を使用する次世代の天文台です。その最初のプロトタイプ望遠鏡はラ・パルマ島の現場で運用されており、そのデータ収集により、既知の発生源を検出し、新しい発生源を研究し、期待される性能を確認することが可能になりました。入射粒子の物理的特性(エネルギー、到来方向、種類)を再構築するための深層学習の適用は、シミュレーションで実行された場合に有望な結果を示しています。それにもかかわらず、ディープラーニングベースのモデルはドメインシフトの影響を受ける可能性があるため、実際の観測データにそのモデルを適用することは困難です。この記事では、イメージング大気チェレンコフ望遠鏡のイベント再構築のための最先端の深層学習モデルにドメイン適応手法を実装してドメインの不一致を低減することでこの問題に取り組み、それによってもたらされるパフォーマンスの向上に光を当てます。
膨張する太陽風における MHD 乱流の進化: 残留エネルギーと断続性
| Title |
Evolution_of_MHD_turbulence_in_the_expanding_solar_wind:_residual_energy_and_intermittency |
| Authors |
Chen_Shi,_Nikos_Sioulas,_Zesen_Huang,_Marco_Velli,_Anna_Tenerani,_Victor_R\'eville |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12376 |
私たちは、太陽風の文脈における減衰乱流の3D磁気流体力学(MHD)シミュレーションを実施します。太陽風の球面膨張を考慮して、膨張ボックスモデルを実装します。初期乱流は、相関のない逆伝播するアルフエン波で構成され、等方性のパワースペクトルを示します。私たちの発見は、正規化されたクロスヘリシティ$\sigma_c$とは無関係に、非線形相互作用が存在するときはいつでも負の残留エネルギーが一貫して生成されることを明らかにしました。球状の拡張により、このプロセスが容易になります。結果として生じる残留エネルギーは、$[S_2(\mathbf{b})-S_2(\mathbf{u})]\proptol_\perp$または同等の$-E_r\proptok_\perp^のように、主に垂直方向に分布します。{-2}$。ここで$S_2(\mathbf{b})$と$S_2(\mathbf{u})$はそれぞれ磁場と速度の2次構造関数です。ほとんどの実行では、$S_2(\mathbf{b})$はスケーリング関係$S_2(\mathbf{b})\proptol_\perp^{1/2}$($E_b\proptok_\perp^{-)を作成します。3/2}ドル）。対照的に、$S_2(\mathbf{u})$は$S_2(\mathbf{b})$より一貫して浅く、これは太陽風のその場観測と一致しています。断続性の代理として機能する乱流の高次統計は、膨張効果の影響を強く受けますが、初期$\sigma_c$には弱い依存性を持っていることが観察されます。一般に、膨張効果が存在する場合、断続性がより顕著になります。最後に、シミュレーションでは、負の残留エネルギーと断続性は乱流の進行とともに同時に増大しますが、それらは異なるスケールで生成されるため、それらの間に明らかな因果関係がないことがわかりました。
前主系列から白色矮星の冷却軌道までの低質量集団III 星の進化
| Title |
Evolution_of_low_mass_population_III_stars_from_the_pre-main_sequence_to_the_white_dwarf_cooling_track |
| Authors |
T._M._Lawlor_and_J._MacDonald |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12468 |
大規模な集団III星からの放射線フィードバックにより、原始物質または原始に近い物質からの低質量星形成が引き起こされた可能性があります。初期宇宙の低質量星が実際に形成された場合、一部は白色矮星、亜巨星、または主系列星として局所的に残るはずです。この論文では、前主系列から白色矮星の冷却軌道に至る原始金属性を持つ0.8Msunから3.0Msunの単一星の進化に関するモデル計算と、次のように結論づけられる4.0Msunから7.0Msunの単一星の進化に関する計算を提示する。巨人の段階。この研究の目的の1つは、最初の星の、またはほぼ最初の星の、観察される可能性のある前駆体の潜在的な観察可能なマーカーを特定することです。私たちは、ポップIII低質量星の進化の違いと、より若い高等Z星との比較、および他の原始進化モデルとの比較において、一見奇妙な進化の違いを数多く明らかにしました。また、初期と最終の質量関係を示し、集団IIIの祖先を持つ可能性のある単一の白色矮星の最小質量を特定します。
太陽内部コロナの乱流力学と流速：あかつき宇宙船による電波探査実験の結果
| Title |
Turbulence_dynamics_and_flow_speeds_in_the_inner_solar_corona:_Results_from_radio-sounding_experiments_by_the_Akatsuki_spacecraft |
| Authors |
Richa_N._Jain,_R._K._Choudhary,_Anil_Bhardwaj,_T._Imamura,_Anshuman_Sharma,_Umang_M._Parikh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12596 |
太陽内部コロナは、太陽風にエネルギーを与え、それを超音速および超アルフヴェニック速度まで推進する上で重要な役割を果たす領域です。その重要性にもかかわらず、この領域は観察の限界によりほとんど調査されていないため、依然としてよく理解されていません。この文脈におけるコロナ電波探査技術は、この最も探査されていない領域の一部で情報を提供するのに役立つため、役立ちます。内部コロナにおける太陽風のダイナミクスを明らかにするために、私たちは、2021年の金星と太陽の合イベント中に「あかつき」探査機によって実施されたコロナ電波探査実験から得られたデータを使用した研究を実施しました。2つの地上局(バンガロールのIDSNと日本のUDSC)で記録されたXバンド無線信号を分析することにより、プラズマ乱流特性を調査し、等方性準静的乱流モデルに基づいて流速測定を推定しました。私たちの分析により、コロナの内側（太陽半径5～13の太陽中心距離で）の太陽風の速度は220～550km/秒の範囲にあり、この領域で予想される平均流速よりも速いことが明らかになりました。電波探査の結果を太陽円盤のEUV画像と統合することにより、コロナホールから発生する高速プラズマ流の特性とエネルギー化に関する独自の視点が得られました。私たちは、拡大したコロナホールから発せられる高速太陽風流が、太陽中心距離の増加に向けて伝播する過程を追跡しました。私たちの研究は、電波探査結果とコロナのEUV観測を裏付けることで、最も探査されていない冠状内側領域に関する独自の洞察を提供します。
ガイアの光学分光法は DOT で原始星を検出しました: 原始星の光球を調査できるでしょうか?
| Title |
Optical_spectroscopy_of_Gaia_detected_protostars_with_DOT:_can_we_probe_protostellar_photospheres? |
| Authors |
Mayank_Narang,_Manoj_Puravankara,_Himanshu_Tyagi,_Prasanta_K._Nayak,_Saurabh_Sharma,_Arun_Surya,_Bihan_Banerjee,_Blesson_Mathew,_Arpan_Ghosh_and_Aayushi_Verma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12689 |
光学分光法は、星の特性と降着指標を最も直接的に観察できます。$H\beta$、$H\alpha$、CaII三重項線などの標準的な降着トレーサー、およびほとんどの光球特徴は光波長に含まれます。しかし、これらのトレーサーは、それらに向かう視線の減光が大きいため(Av$\sim$50-100等)、深く埋め込まれた原始星からは容易に観察できません。ただし、場合によっては、流出空洞が光球の観察を可能にする視線に沿って整列している場合、またはエンベロープが非常に希薄で薄いため減光が低い場合には、光の波長で原始星を観察することが可能である。このような場合、これらの原始星を光の波長で検出できるだけでなく、分光学的に追跡することもできます。私たちは、ガイアDR3調査で原始星の光学的対応物を探すために、オリオン座の原始星のHOPSカタログ(Furlanetal.2016)を使用しました。HOPSサンプル内の330個の原始星のうち、2インチ以内にある光学対応物が62個の原始星で検出されました。光学的に検出された62個の原始星のうち17個について、3.6mデヴァスタール光学望遠鏡(DOT)の牡羊座-デヴァスタール微光天体分光器カメラ(ADFOSC)と、2メートルのヒマラヤチャンドラ望遠鏡(HCT)のハンレ微光天体分光器カメラ(HFOSC)を使用して、強い光球の特徴を検出します。たとえば、スペクトル{(4つの原始星の)}のTiOバンドなど、光球が星形成過程の初期に形成される可能性があることを示唆しています。さらに、後期M型に似た光球を示す原始星のスペクトルタイプを決定しました。原始星の降着率は、おうし座T型星の降着率と同様で、10$^{-7}$から10$^{-8}$$M_\odot$/年の範囲にあります。
| Title |
An_asteroseismic_age_estimate_of_the_open_cluster_NGC_6866_using_Kepler_and_Gaia |
| Authors |
K._Brogaard,_T._Arentoft,_A._Miglio,_G._Casali,_J._S._Thomsen,_M._Tailo,_J._Montalb\'an,_V._Grisoni,_E._Willett,_A._Stokholm,_F._Grundahl,_D._Stello_and_E._L._Sandquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12731 |
巨大な星における太陽のような振動の星地震学により、その質量と半径を導き出すことができます。散開星団のメンバーの場合、これにより、色等級図からの推定年齢と同一であるはずの星団の年齢推定が可能になりますが、その種類の分析に存在する不確実性とは無関係です。したがって、より正確で正確な年齢推定値を取得することができます。私たちは、散開星団NGC6866の振動する巨大メンバーの星地震特性を測定し、星団の年齢推定に利用することを目指しています。モデルの比較により恒星の物理学に対する制約が可能になり、今回我々は対流中心のオーバーシュートの効率と主系列中の回転の影響を調査する。これはこれらの比較的重い巨人の年齢に重大な影響を与える。NGC6866の6つの巨大メンバーを特定し、そのうち5つについて星地震測定値を導き出します。これにより、対流コアのオーバーシュートが抑制され、以前よりも正確で正確な年齢推定が可能になります。アステ地震学は、平均質量2.8$M_{\odot}$を持つ巨人のヘリウム核燃焼進化段階を確立する。ステップオーバーシュートの説明で主系列の対流コアオーバーシュートの量が$\alpha_{ov}\leq0.1H_p$に減らない限り、それらの半径は現在の1次元恒星モデルで予測されるものよりも大幅に小さくなります。私たちの測定はまた、回転がNGC6866の星の進化に影響を与えていることを示唆しています。その影響は、3Dシミュレーションと一致するが、現在の1D恒星モデルとは一致しません。星団の年齢は0.43$\pm$0.05Gyrと推定されており、これまでのほとんどの推定よりも大幅に若く、より正確です。モデル内の対流コアのオーバーシュートと回転の影響を制限しながら、正確なクラスター年齢を導き出します。私たちは、ヘリウム核燃焼星の自動年齢推定に潜在的なバイアスがあることを明らかにしました。
3つのB超巨星の進化状態を明らかに：PU Gem、$\epsilon$ CMa、$\eta$ CMa
| Title |
Unveiling_the_evolutionary_state_of_three_B_supergiant_stars:_PU_Gem,_$\epsilon$_CMa_and_$\eta$_CMa |
| Authors |
Julieta_P._S\'anchez_Arias,_P\'eter_N\'emeth,_Elisson_S._G._de_Almeida,_Matias_A._Ruiz_Diaz,_Michaela_Kraus,_Maximiliano_Haucke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12745 |
私たちは、星地震学、分光学、進化モデルを組み合わせて、銀河青色超巨星(BSG)の進化の包括的な全体像を確立することを目指しています。このような調査を開始するために、HD42087(PUGem)、HD52089($\epsilon$CMa)、およびHD58350($\eta$CMa)の3つのBSG候補を分析用に選択しました。これらの星は脈動を示しており、赤色超巨星(RSG)段階の前または後の進化段階にあると考えられていました。私たちの分析では、2分間のケイデンスTESSデータを利用して測光変動を研究し、CASLEO天文台で新しい分光観測を取得しました。CMFGENの非LTE放射伝達モデルを計算し、反復スペクトル解析パイプラインXTGRIDを使用して星と風のパラメーターを導き出しました。スペクトルモデリングは、実効温度、表面重力、CNO存在量、および質量損失率のみを変更することに限定されていました。最後に、導き出された金属存在量をジュネーブ恒星の進化モデルからの予測と比較しました。3つすべての星の周波数スペクトルは、確率的振動、非放射状ストレンジモード、または回転分裂のいずれかを示しています。我々は、TESSのセクター別の観測ウィンドウがかなり短いため、質量損失の変動に関連する低周波数の信頼できるモード識別を確立することができないと結論付けています。スペクトル分析により、質量損失率が徐々に変化することが確認され、得られたCNO存在量は文献で報告されている値と一致しました。我々は、星の質量と光度について、星の進化モデルとの定量的な一致を達成することができました。しかし、分光学的表面存在量は理論的予測と一致しないことが判明した。星印は、CNOサイクル処理された材料に典型的なN濃縮を示していますが、存在比は関連するCおよびOの枯渇レベルを反映していません。
差動回転する太陽の慣性モードの線形モデル
| Title |
A_linear_model_for_inertial_modes_in_a_differentially_rotating_Sun |
| Authors |
Jishnu_Bhattacharya,_Chris_S._Hanson,_Shravan_M._Hanasoge_and_Katepalli_R._Sreenivasan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12766 |
太陽の慣性波モードは、太陽の内部についての新たな洞察を明らかにする可能性があるため、興味深いものです。太陽の地下におけるこれらの主に逆行伝播モードは、高方位次数で薄殻のロスビー・ハウウィッツモデルから逸脱しているように見えます。$m>15$における扇形赤道慣性モードの新しい測定結果を提示します。共回転系における標準的なロスビー・ハウヴィッツ分散関係と比較して、モードの逆行性が徐々に弱まっているように見えます。スペクトル固有値ソルバーを使用して、差動回転が存在する場合の太陽慣性モードのスペクトルを計算します。特に赤道ロスビーモードに焦点を当てると、数値的に得られたモード周波数が明確な尾根に沿って存在し、そのうちの1つが太陽で観測されたモード周波数に著しく近いことがわかります。$n=0$尾根が逆行方向に大きく偏向していることもわかります。これは、太陽の測定値が当初考えられていたような基本的な$n=0$ロスビー・ハウヴィッツ解に対応せず、より高い$n$の場合の太陽計測値に対応する可能性があることを示唆しています。数値的に得られた固有関数も、$n=0$モードの場合とは異なり、対流帯の奥深くに位置しているようであり、これは太陽の測定とは大きく異なり、推論を複雑にします。
衝突および放射イオン化と再結合を伴う部分電離二流体衝撃 - マルチレベル水素モデル
| Title |
Partially-ionised_two-fluid_shocks_with_collisional_and_radiative_ionisation_and_recombination_--_multi-level_hydrogen_model |
| Authors |
B._Snow,_M._Druett,_A._Hillier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12802 |
爆発現象は、媒体がイオン化種と中性種の両方で構成される太陽彩層や分子雲などの暖かいプラズマ環境で多くの衝撃を引き起こすことが知られています。部分イオン化は衝撃の挙動を決定する上で重要です。これは、イオンと中性物質が局所的に分離し、衝撃内に下部構造が存在できるようになるためです。部分的にイオン化した衝撃を正確にモデル化するには、イオン化種と中性種、およびそれらの相互作用を注意深く扱う必要があります。ここでは、二流体(P\underline{I}P)コードに実装された衝突および放射イオン化と再結合速度の両方を備えたマルチレベル水素モデルを使用して、部分電離スイッチオフスローモード衝撃を研究します。太陽彩層に典型的な物理パラメータを研究します。マルチレベル水素モデルは、衝突イオン化中の巨視的な熱エネルギー損失により、MHDソリューションとは大きく異なります。特に、衝撃後および有限幅内の両方のプラズマ温度は、衝撃後のMHD温度よりも大幅に低くなります。さらに、彩層中層から下層では、ショックは単流体MHD類似物よりもはるかに大きな圧縮を特徴とします。温度の低下と圧縮の増加は、部分的にイオン化した媒体における衝撃の熱進展における非平衡イオン化の重要性を明らかにしています。部分的に電離した衝撃はランキン・ユゴニオ衝撃ジャンプ条件によって正確に記述されないため、これらを使用して下層大気衝撃の特性を推測するのは正しくない可能性があります。
原始惑星系円盤リングの形成における円盤化学の重要性について
放射状下部構造は現在、若い系から古い系までの幅広い原始惑星系円盤(PPD)で観察されていますが、その形成については依然として活発な議論が行われている領域です。最近の磁気流体力学(MHD)シミュレーションでは、非理想的なMHD効果が含まれる場合、PPD内にリングやギャップが自然に形成される可能性があることが示されています。ただし、これらのシミュレーションでは、リングの成長を促進するために磁気拡散率の大きさにアドホックな近似を採用しています。これらの項のパラメータ化を単純な化学ネットワークと粒子分布モデルに置き換えて、より自己矛盾のない方法で非理想的な効果を計算します。さまざまな粒子分布を使用して、さまざまなディスク条件での粒子形成をシミュレートします。両極性拡散を含めて、大きな粒子集団(>1{\μ}m)と非常に小さな多環芳香族炭化水素(PAH)の集団を含む粒子は周期的で安定したリングの成長を促進する一方、中間サイズの粒子はリング形成を抑制することがわかりました。オーミック拡散を含めることでPAHのプラスの影響が除去され、大きな粒子集団だけが依然として周期的なリングとギャップ構造を生成します。これらの結果は、無次元エルサッサー数{\Lambda}(磁気力とコリオリの力の比)によって定量化される、磁場と中立ディスク材料の間の結合の程度に密接に関係しています。両極性のみの場合と両極性オーミックの場合の両方について、総エルサッサー数が最初にディスクのミッドプレーンに沿って一定程度である場合、リングおよびギャップ構造が発達する可能性があります。
太陽物理学の再考: 次の 10 年とその先を見据えた大胆な新しいビジョン
| Title |
Reimagining_Heliophysics:_A_bold_new_vision_for_the_next_decade_and_beyond |
| Authors |
Ian_J._Cohen,_Dan_Baker,_Jacob_Bortnik,_Pontus_Brandt,_Jim_Burch,_Amir_Caspi,_George_Clark,_Ofer_Cohen,_Craig_DeForest,_Gordon_Emslie,_Matina_Gkioulidou,_Alexa_Halford,_Aleida_Higginson,_Allison_Jaynes,_Kristopher_Klein,_Craig_Kletzing,_Ryan_McGranaghan,_David_Miles,_Romina_Nikoukar,_Katariina_Nykyrii,_Larry_Paxton,_Louise_Prockter,_Harlan_Spence,_William_H._Swartz,_Drew_L._Turner,_Joe_Westlake,_Phyllis_Whittlesey,_Michael_Wiltberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12308 |
太陽物理学の分野にはブランド化の問題があります。私たちは、「太陽物理学とは何ですか?」という質問に対する答えを必要としています。その答えは、私たちの科学と私たちの使命に同時に驚きと探求の感覚を導入する説得力のある方法で、私たちの科学を明確かつ簡潔に定義するものでなければなりません。残念ながら、私たちの分野を定義するために最近の宇宙天気に過度に依存していることは、太陽物理学を応用した太陽物理学科学の実際的で関連性のある例として単に使用するのではなく、太陽物理学と宇宙物理学の範囲を狭め、その基本的な重要性を低下させています。今後、私たちのコミュニティは、太陽物理学の定義とその大きな疑問について、大胆かつ恥ずかしがることなく取り組む必要があります。私たちは、ヘリオ物理学の定義を一般化して拡張し、コミュニティの関心を高める新しい「フロンティア」を含めるという新しい考え方で、私たちの科学の一般的かつ基本的な重要性と興奮を強調する必要があります。太陽物理学は、現在の太陽と地球の関係への限定から解放され、太陽系および大宇宙にわたる宇宙プラズマ物理学の基本的な性質の研究に拡張されるべきです。最後に、たとえ伝統的な太陽の探査ではないとしても、切実な科学の疑問を対象とした一連の大胆な新しいミッションを統一した声で構想し、優先順位を付け、支援することで、私たちはコミュニティとして団結して科学を前進させる必要があります。-そして太陽物理学科学の地球中心の側面。太陽物理学科学のフロンティアと範囲を拡大するこのような新しい大規模なミッションは、太陽物理学プログラム全体を支援するよう国民や政策立案者を活気づける鍵となる可能性があります。
| Title |
Gravitationally_decoupled_Non-Schwarzschild_black_holes_and_wormhole_space-times |
| Authors |
Francisco_Tello-Ortiz,_\'Angel_Rinc\'on,_A._Alvarez_and_Saibal_Ray |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12317 |
この記事では、最小限の幾何学的変形アプローチによる重力デカップリングを使用して、新しい球面対称で静的なブラックホールの解決策を取得します。先に進むために、$\theta$セクターの平均圧力が消滅していると仮定してシステムを閉じます。また、最小限に変形したブラックホールの解をワームホールの時空にどのように接続できるかという問題にも取り組みます。
| Title |
Nuclear_physics_constraints_from_binary_neutron_star_mergers_in_the_Einstein_Telescope_era |
| Authors |
Francesco_Iacovelli,_Michele_Mancarella,_Chiranjib_Mondal,_Anna_Puecher,_Tim_Dietrich,_Francesca_Gulminelli,_Michele_Maggiore,_Micaela_Oertel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12378 |
次世代の地上設置型重力波検出器であるアインシュタイン望遠鏡(ET)とコズミックエクスプローラー(CE)は、他の多くの画期的な科学的目標の中でも特に、高密度物質に制約を課すユニークな機会を提供します。最近の研究では、ETの科学的根拠がさらに強化され、特にさまざまな検出器設計の性能が研究されました。この論文では、その研究の核物理学のセクションのより詳細な研究を紹介します。特に、2つの異なる検出器構成(単一サイトの三角形の設計と、広く離れた2つの「L字型」干渉計からなる設計)に焦点を当て、連星中性子星(BNS)合体の検出の見通しと、その検出方法を研究します。これらは、高密度物質の根底にある状態方程式(EoS)についての私たちの理解を再構築する可能性があります。私たちは、いくつかの最先端のEoSモデルと最先端の合成BNSマージャカタログを採用し、フィッシャー情報形式主義(FIM)を利用して、個々のBNSイベントを記述する天体物理学的パラメーターの統計誤差を定量化します。FIM法の信頼性を確認するために、いくつかのシミュレートされたイベントに対して完全なパラメーター推定をさらに実行します。これらの現象に関連する潮汐変形能力の不確実性に基づいて、ベイジアンフレームワーク内で最近開発されたメタモデリングアプローチを使用して、根底にある注入されたEoSを抽出するメカニズムの概要を説明します。私たちの結果は、信号対雑音比が$12$を超える$\gtrsim500$イベントがあれば、中性子星物質を支配する根底にあるEoSを非常に正確に突き止めることができることを示唆しています。
スケール不変モデルにおける相転移からの重力波
私たちは、古典的なスケール不変性(CSI)を持つモデルにおける強一次電弱相転移(EWPT)中に生成される重力波(GW)の特性を調査します。ここでは、(1)光膨張と(2)純粋放射ヒッグス質量(PRHM)の場合に対応する2つのパラメーター空間領域を区別します。CSIモデルでは、いくつかの三重スカラー結合に加えて、ダイラトン質量、またはPRHMの場合のヒッグス質量は、放射補正(RC)によって完全にトリガーされます。EWPT強度とGWスペクトルに対するRCの影響を調べるために、電弱対称性の破れを支援する実一重項と多重度$N_Q$と質量$m_Q$を持つ追加のスカラー場$Q$によって標準モデルを拡張します。。すべての理論的および実験的制約を課した後、光ディラトンとPRHMの2つのケースに対して、検出可能なGWスペクトルを持つ強力な一次EWPTが実現できることを示します。また、三重ヒッグス粒子結合に関連する、ジヒッグス生成プロセスの断面積の相対的な増強の対応する値も示します。今後のLISAやDECIGOなどの実験によりGWスペクトルが観測できる領域を求めます。また、シナリオ(1)と(2)は、将来のGW観測と将来の衝突器でのディヒッグス生成の測定によって区別できることも示します。
重レプトフィリック $Z'$ の探索: レプトン衝突型加速器から重力波まで
| Title |
Searching_for_Heavy_Leptophilic_$Z'$:_from_Lepton_Colliders_to_Gravitational_Waves |
| Authors |
Arnab_Dasgupta,_P._S._Bhupal_Dev,_Tao_Han,_Rojalin_Padhan,_Si_Wang,_Keping_Xie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12804 |
私たちは、将来の高エネルギー$e^+e^-$または$\mu^+\mu^-$衝突器や重力波観測所での好熱性$Z'$ゲージ粒子の現象学を研究します。好熱性$Z'$モデルは、十分に動機付けられているものの、現在の低エネルギーと${\calO}(100~{\rmGeV})$を超える$Z'$質量の衝突器探索からほとんど制約を受けず、したがって、将来のレプトン衝突型加速器にとってまたとない機会です。好熱性$U(1)_{L_\alpha-L_\beta}~(\alpha,\beta=e,\mu,\tau)$モデルを具体的な例として取り上げ、将来$e^+e^-マルチTeVの質量中心エネルギーを持つ$および$\mu^+\mu^-$衝突器は、重い$Z'$粒子に対して前例のない感度を提供します。さらに、これらの$U(1)$モデルが古典的にスケール不変である場合、$U(1)$対称性を破るスケールでの相転移は超過冷却で強く一次になる傾向があり、観測可能な確率的重力現象につながります。波のサイン。私たちは、最先端のLIGO-VIRGOやCosmicExplorerなどの重力波観測所の将来の感度が衝突型加速器実験を補完し、${\calO}(10^4~{\rmTeV})$。
音響ピークを伴う浅層遺物の重力波スペクトル
| Title |
Shallow_relic_gravitational_wave_spectrum_with_acoustic_peak |
| Authors |
Ramkishor_Sharma,_Jani_Dahl,_Axel_Brandenburg,_and_Mark_Hindmarsh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12916 |
私たちは、ピークの低周波数側に焦点を当てて、一次相転移によって生成されるような初期宇宙の音波によって生成される重力波(GW)スペクトルを研究します。数値シミュレーションで、波数$k$が$k^9$の急上昇がピークに達し、その大きさが$(H/k_\text{p})H$の速度で増大するというSoundShellモデルの予測を数値シミュレーションで確認します。$H$はハッブルレート、$k_\text{p}$はピーク波数で、流体速度パワースペクトルのピーク波数によって設定されます。また、これまで無視されていた項は、$H\lesssimk\lesssimk_\text{p}$の範囲内で振幅$(H/k_\text{p})^2$の浅い部分を与えることも示します。小さい$H/k$は$k$として上昇します。この線形上昇は、他のモデリングや直接の数値シミュレーションでも見られます。したがって、直線的に上昇する部分とピークの間の相対振幅は、速度スペクトルのピーク波数と音源の寿命に依存し、拡大する背景ではハッブル時間$H^{-1}$によって制限されます。最も低いピーク波数と最も大きな信号を持つ遅い相転移の場合、音響GWピークはスペクトルの局所的な強調として現れ、ピークへの立ち上がりは$k^9$よりも急峻ではありません。渦乱流には存在しないピークの形状は、将来のGW観測所における相転移パラメータ推定の縮退を解消するのに役立つ可能性がある。
サウンドシェルモデル内の音波からの重力波スペクトルの特性評価
| Title |
Characterization_of_the_gravitational_wave_spectrum_from_sound_waves_within_the_sound_shell_model |
| Authors |
Alberto_Roper_Pol,_Simona_Procacci,_Chiara_Caprini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12943 |
私たちは、放射線支配中の一次相転移中に生成される音波を源とする重力波(GW)スペクトルを計算します。速度場の相関器はサウンドシェルモデルに従って評価されます。私たちの導出には宇宙の膨張の影響が含まれており、特にハッブル時間に匹敵する持続時間を持つ調達プロセスにとって、その重要性が示されています。GWソーシング積分の正確な解から、小さな周波数$\Omega_{\rmGW}\simk^3$での因果的成長が見つかり、おそらく線形領域$\Omega_{\rmGW}\simが続きます。相転移パラメータに応じて、中間$k$でのk$。ピーク付近では、サウンドシェルモデルに見られる$k^9$スケーリングに近づく急激な増加が見られます。この成長により、GWスペクトルピークの周囲に隆起が生じます。これは、渦乱流では同様のものが観察されていないため、音響運動によって生成されるGWの特徴的な特徴を表す可能性があります。それにもかかわらず、$k^9$スケーリングは文献で予想されているよりもはるかに拡張されておらず、必ずしも現れるわけではないことがわかりました。音源の継続時間への依存性$\tau_{\rmfin}-\tau_*$は、小さな周波数$k$では二次関数であり、$\ln^2(\tau_{\rmfin}{\膨張する宇宙の場合、calH}_*)$。ピーク付近の周波数では、係数$\Upsilon=1-1/(\tau_{\rmfin}{\calH}_*)$によって成長が抑制され、短期間では線形になります。我々は、因果関係の尾部とピークの両方でGWスペクトルの振幅に影響を与える、定常プロセスのソース継続時間に対する一次または二次依存性について議論し、定常性の仮定が非常に関連性のあるものであることを示しています。GWのスペクトル形状が関係します。最後に、相転移のパラメーターに依存する、結果として得られるGWスペクトルの一般的な半解析テンプレートを提示します。
