21 cm 背景に対する統合されたサックス・ウルフ効果による全球 21 cm 信号の探査
我々は、全球の21cmバックグラウンドを調査するための新しい方法を提案します。この背景には、宇宙マイクロ波背景と同様に統合サックス・ウルフ効果(ISW)が生じます。21cmISWは全球の21cm信号のスペクトル形状によって変調されるため、21cmISWの測定値は全球信号の進化のプローブとなります。フェーズ1SKA望遠鏡を使用すると、10000時間の観測で全球21cm背景の探査が可能となり、互いに矛盾するEDGESとSARASによる全球21cm信号の既存の測定との整合性チェックが可能になります。
R対称$SU(5)$インフレーションにおける原始ブラックホールからの確率的重力波背景
| Title |
The_Stochastic_Gravitational-Wave_Background_from_Primordial_Black_Holes_in_R-Symmetric_$SU(5)$_Inflation |
| Authors |
Nadir_Ijaz,_Maria_Mehmood_and_Mansoor_Ur_Rehman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14908 |
この研究では、スケールのない超重力環境における非最小結合ヒッグスインフレーションの実現を探求し、原始ブラックホールの形成を調査し、R対称$SU(5)$モデルの枠組み内で観測可能な陽子崩壊の可能性を検討します。。インフレについては、単一フィールドと複数フィールドの両方のシナリオが調査されます。テンソル対スカラー比$r$の単一フィールドモデルの予測は約$10^{-3}$で、スカラースペクトルインデックスはプランクの1$\sigma$範囲内に収まります。スカラースペクトルインデックス$-{dn_{s}}/{d\ln{k}}$の実行は約$10^{-4}$です。再加熱および非熱レプトジェネシスの現実的なシナリオは、再加熱温度$T_r\sim10^9$GeVで採用されています。マルチフィールドの場合では、主に原始ブラックホール(PBH)と重力波(GW)に焦点を当てます。このインフレーションの枠組みでは、パラメーターを適切に選択することでスカラーパワースペクトルがどのように強化され、暗黒物質を完全に説明できる原始ブラックホール(PBH)の生成につながるかを示します。また、このシナリオが現在および将来のGW検出器で検出できるスカラー誘起重力波(SIGW)につながることも示します。私たちは、ゲージ結合の統一性と宇宙論的限界と一致する次世代陽子崩壊実験Hyper-KとDUNEの観測可能な予測を探すために、さまざまな陽子崩壊チャネルを探索します。
Cluster Cosmology Redux: ハロー質量関数のコンパクトなモデル
銀河群と銀河団をホストする巨大なハローは、分光光度計の空全体に一貫した分角スケールの特徴、特に銀河の光赤外クラスター、サブミリCMBの歪み、および拡張されたX線放射源を焼き付けます。このような特徴の統計モデリングは、宇宙論、天体物理学、および基礎物理学研究の共通の理論的根拠として、暗黒物質ハローの時空密度の進化、つまりハロー質量関数(HMF)に依存することがよくあります。我々は、最初に対数質量に関して多項式展開し、次にそれらの係数を赤方偏移で同様に展開する多項式展開から生じる容易に解釈可能なパラメータを備えた、HMFのコンパクトな(8パラメータ)表現を提案します。双二次方程式(DQ-HMF)と呼ばれるこの形式と、$10^{13.7}を超えるハロー質量に対するMira-TitanN体エミュレータの推定値が良好に一致していることを証明します。h^{-1}{\rmM}_\odot$を赤方偏移範囲$0.1<z<1.5$にわたって計算し、プランク2018宇宙論の最適パラメータを提示し、$\sigma_8-\Omega_{\rmm}$飛行機。最小質量観測可能関係(MOR)との畳み込みにより、何らかの観測可能な特性によって特徴付けられるクラスターサンプルの数、平均質量、および質量分散の閉形式の式が得られます。さまざまなレベルの体系的不確実性の下で、既存および将来の調査からの潜在的なパラメーター制約の情報行列予測を実行し、300,000クラスターのLSSTに似た光学クラスター調査とリッチネス-質量分散によってモデルパラメーターに対するパーセントレベルの制約の可能性を実証します。$0.3^2$。さらに優れた制約は、サンプルサイズを10分の1にして、選択プロパティの分散を$0.1^2$に減らす調査によって達成できる可能性があります。基本的なMORパラメータ化の潜在的な利点と拡張について説明します。
パリティ違反重力における原始重力波によるパルサータイミングアレイ観測の説明
| Title |
Explaining_Pulsar_Timing_Array_Observations_with_Primordial_Gravitational_Waves_in_Parity-Violating_Gravity |
| Authors |
Chengjie_Fu,_Jing_Liu,_Xing-Yu_Yang,_Wang-Wei_Yu,_Yawen_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15329 |
最近、パルサータイミングアレイ(PTA)の共同研究により、ナノヘルツ周波数における重力波背景の存在が示唆されました。この論文では、Nieh-Yan修正テレパラレル重力と呼ばれる、単純で健全性平価に違反する重力モデルのコンテキスト内で、この信号の潜在的なインフレ解釈を検討します。このモデルを通じて2つのインフレーションシナリオが評価され、どちらもPTA観測の結果とよく一致する重要な偏光原始重力波(PGW)を生成します。さらに、得られたPGWは、PTA周波数帯域で強い円偏光と顕著な異方性を示すことができます。これは、PTAと宇宙マイクロ波背景放射の両方の観測によって検証される明確な特徴です。PGWのこのような独特の背景の検出により、次のような効果が得られると期待されています。私たちのシナリオを裏付ける強力な証拠と、インフレ力学と重力理論に関する洞察。
現場で最適化された基板証人プレート: 月や他の惑星の主要なプロセスのグラウンドトゥルース
| Title |
In-situ_Optimized_Substrate_Witness_Plates:_Ground_Truth_for_Key_Processes_on_the_Moon_and_Other_Planets |
| Authors |
Prabal_Saxena,_Liam_S._Morrissey,_Rosemary_M._Killen,_Jason_L._McLain,_Li_Hsia_Yeo,_Natalie_M._Curran,_Nithin_S._Abraham,_Heather_V._Graham,_Orenthal_J._Tucker,_Menelaos_Sarantos,_Aaron_B._Regberg,_Diane_E._Pugel,_Andrew_W._Needham,_Mark_Hasegawa_and_Alfred_J._Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14766 |
月、火星、その他の天体の将来の探査活動は、特に月での長期持続可能な人類の存在に対する最近の関心を考慮すると、永続的で持続可能な調査と研究の取り組みに重点を置く態勢が整っています。これらの取り組みの鍵となるのは、科学的目的と運用目的の両方において、月面上の多くの重要なプロセスを理解することです。私たちは、使い慣れたリモートセンシングやサンプル取得技術を補完し、低い環境フットプリントを維持しながら惑星表面の重要な場所でプロセスを監視する持続可能な方法を提供できる強力なツールである、その場人工基板証人プレートの潜在的な価値について議論します。私たちが「ビスケット」と呼ぶこれらのツールは、ジルコンベースのスプレーコーティングから表面構造に使用できる可能性のある金属まで、幅広い範囲のカスタマイズされた材料を使用して、柔軟に配置できる小型の受動的な証人プレートの一部として特定のプロセス/質問をターゲットにすることができます。場所と合計時間に関して。私たちは、水の存在/輸送、生物学的に関連する分子の存在と汚染、太陽活動関連の影響、その他のプロセスなどのプロセスがビスケットを使用してどのように測定できるかを示すユニークなケーススタディを検討および議論します。ビスケットは、これらのプロセスに関して位置に敏感な時間積分された重要な測定値を生成し、月の科学的理解を知らせ、月探査における運用目標を可能にします。私たちはこれをシミュレートされた横断と選択された例で具体的に実証しますが、惑星の表面に興味のあるすべてのグループは、将来の探査のためにこれらの適応性があり、設置面積が小さく、非常に有益なツールを検討する必要があることを強調します。
トランジット系外惑星としての地球: 地球型系外惑星の透過分光法と大気回収法の検証
| Title |
Earth_as_a_Transiting_Exoplanet:_A_Validation_of_Transmission_Spectroscopy_and_Atmospheric_Retrieval_Methodologies_for_Terrestrial_Exoplanets |
| Authors |
Jacob_Lustig-Yaeger,_Victoria_S._Meadows,_David_Crisp,_Michael_R._Line,_Tyler_D._Robinson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14804 |
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)は、透過分光法によるハビタブルゾーン内の地球型系外惑星の大気の探索と特性評価を可能にします。しかし、グランドトゥルースが知られている太陽系データを使用して、特に高分解能と高信号対雑音（S/N）の限界において、系外惑星研究を目的とした分光検索コードを検証する研究は比較的ほとんど行われていない。この研究では、太陽系リモートセンシングとガス系系外惑星の取り出しの遺産を備えた新しい地球型系外惑星の大気取り出しモデルを使用して、地球の高S/N経験的透過スペクトルを分析することによってそのような検証を実行します。1D垂直大気構造に関するさまざまな仮定の下で、地球の2～14umの透過スペクトルを低解像度(5umでR=250)および高解像度(5umでR=100,000)でフィッティングしました。ノイズのない透過スペクトルの限界において、モデルとデータ間の優れた一致(偏差<10%)が見つかり、H2O、CO2、O3、CH4、N2、N2O、NO2、HNO3、CFC-11、およびCFCの確実な検出が可能になります。これにより、系外惑星アナログ透過スペクトルを使用して、惑星の大気中の居住可能性、バイオシグネチャー、テクノシグネチャーガスの検出に強力なサポートが提供されます。高いスペクトル分解能での我々の検索は、大気の熱構造、微量ガスの存在量、衝突誘起吸収や屈折などの密度依存効果に対する顕著な感度を示し、さらには3D空間効果を示唆することさえあります。ただし、TRAPPIST-1eの合成観測を使用して、単純な1次元の垂直方向に均一な大気モデルの使用が、M型矮星を通過する地球型系外惑星のJWST観測には十分である可能性が高いことを検証しました。
埋め込まれた惑星に対する円盤の浮力応答: 高解像度でのクロスコード比較
| Title |
Buoyancy_response_of_a_disk_to_an_embedded_planet:_a_cross-code_comparison_at_high_resolution |
| Authors |
Alexandros_Ziampras,_Sijme-Jan_Paardekooper,_Richard_P._Nelson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14896 |
放射効率の悪い層流原始惑星系円盤では、惑星の近くでガスが垂直に偏向されると、埋め込まれた惑星が浮力応答を引き起こす可能性があります。この結果、垂直振動が発生し、惑星の共回転領域で渦の成長が促進され、タイプI領域での内部への移動が加速されます。我々は、円盤の浮力応答を特徴とする惑星円盤相互作用の3D非粘性断熱数値シミュレーションを使用したPLUTO/IDEFIXとFARGO3Dの比較を示し、PLUTO/IDEFIXが浮力関連の高次モードの解決に苦戦していることを示します。振動、渦の増大とそれに伴うトルクの弱体化。私たちはこれを、総エネルギーを節約する有限体積方式の欠点として解釈します。私たちの結果は、この効果を適切に捕捉するには、衝撃捕捉コードに非常に高い解像度または高次のスキームが必要であることを示しています。
主系列星の周りの水の凝縮ゾーン
| Title |
Water_Condensation_Zones_around_Main_Sequence_Stars |
| Authors |
Martin_Turbet,_Thomas_J._Fauchez,_Jeremy_Leconte,_Emeline_Bolmont,_Guillaume_Chaverot,_Francois_Forget,_Ehouarn_Millour,_Franck_Selsis,_Benjamin_Charnay,_Elsa_Ducrot,_Micha\"el_Gillon,_Alice_Maurel,_Geronimo_L._Villanueva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15110 |
岩石惑星の表面に湖、海、海の形で液体の水が存在できる一連の条件を理解することは、生命の出現と発達に潜在的に適した惑星の割合を決定するための重要な科学的ステップです。私たちは地球上でそれを知っています。この取り組みは、遠隔から検出可能な生命体が生息する可能性のある系外惑星の探索をガイドするために、いわゆる「ハビタブルゾーン」（HZ）を定義し、改良するためにも必要である。これまで、このテーマに関する気候数値研究のほとんどは、海洋を維持するために必要な条件に焦点を当てていましたが、そもそも海洋を形成するためのものではありませんでした。ここでは、歴史的にLMD一般地球気候モデル(GCM)として知られている3次元の一般惑星気候モデル(PCM)を使用して、さまざまな種類の主系列星の周りの水が支配的な惑星の大気をシミュレートします。このシミュレーションは、マグマオーシャン段階の終わりにおける原始水貯留層の凝縮による岩石惑星の初期の海洋形成の状態を再現するように設計されています。我々は、凝縮によって海洋を形成するのに必要な入射恒星放射線（ISR）が、海洋を蒸発させるのに必要な恒星放射線（ISR）よりも常に大幅に低いことを示した。我々は、3次元数値気候シミュレーションで計算されたHZの内縁よりも大幅に低いISRにある水凝結限界を導入します。この違いは、低高度の昼側の対流雲から高高度の夜側の成層圏雲への水雲の挙動の変化によるものです。最後に、TRAPPIST-1b、c、dの遷移スペクトル、発光スペクトル、熱位相曲線をH2Oに富んだ雰囲気で計算し、CO2雰囲気や裸岩シミュレーションと比較しました。これらの観測物を使用して、JWSTには低質量惑星の水蒸気大気を調査する能力があり、おそらく夜側の水雲の存在をテストできる可能性があることを示します。
接近した氷線と超低質量星の周囲の円盤における超恒星のC/O比
| Title |
Close-in_ice_lines_and_the_super-stellar_C/O_ratio_in_discs_around_very_low-mass_stars |
| Authors |
J._Mah,_B._Bitsch,_I._Pascucci,_T._Henning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15128 |
太陽型恒星の周囲の円盤と比較して、後期M型矮星の周囲の円盤のC/O比が上昇している原因はよくわかっていない。今回我々は、粘性による円盤進化モデルを用いて、観測された円盤のC/O比の差異を恒星の質量の関数として再現し、これらの円盤の水と氷の境界線の内側で成長する惑星の対応する大気組成を研究することに努めている。私たちは、小石の漂流と蒸発を含む円盤進化と惑星形成の結合コードを使用してシミュレーションを実行しました。ディスクミッドプレーン内のダスト組成には化学分配モデルを使用しました。水と氷の線の内側では、円盤のC/O比は、水と氷が豊富な小石の内側への漂流と蒸発により、最初は恒星未満まで減少し、その後、炭素が豊富な小石の内側への拡散により、超恒星の値まで再び増加します。蒸気。我々は、氷の線がより近くにあり、円盤の粘性時間スケールが短いため、このプロセスは太陽型星と比較して非常に低質量の星に対してより効率的であることを示した。高粘度の円盤では、炭素を豊富に含むガスの内部への移流が速いため、準恒星から超恒星への移行がより速く起こります。私たちの結果は、大気を早期に降着する惑星（円盤のC/Oがまだ準恒星であるとき）は大気のC/O比が低く、大気を降着するのが遅い惑星（円盤のC/Oが超恒星になったとき）であることを示唆しています。）高いC/O比が得られます。すべての星が同じ金属量と化学組成を持ち、内部円盤の垂直混合のタイムスケールが半径方向の移流のタイムスケールよりもはるかに短いという仮定の下で、私たちのモデルの予測は観測と一致しています。これは、惑星（大気）の組成を円盤の組成に結び付けることを目的とした将来の研究において、円盤の進化と並行して恒星の存在量を考慮する根拠をさらに強化するものである。
DESI QSO における塵の消滅と無線検出との顕著な関係: 赤 QSO における塵の吹き出し段階の証拠
| Title |
A_striking_relationship_between_dust_extinction_and_radio_detection_in_DESI_QSOs:_evidence_for_a_dusty_blow-out_phase_in_red_QSOs |
| Authors |
V._A._Fawcett,_D._M._Alexander,_A._Brodzeller,_A._C._Edge,_D._J._Rosario,_A._D._Myers,_J._Aguilar,_S._Ahlen,_R._Alfarsy,_D._Brooks,_R._Canning,_C._Circosta,_K._Dawson,_A._de_la_Macorra,_P._Doel,_K._Fanning,_A._Font-Ribera,_J._E._Forero-Romero,_S._Gontcho_A_Gontcho,_J._Guy,_C._M._Harrison,_K._Honscheid,_S._Juneau,_R._Kehoe,_T._Kisner,_A._Kremin,_M._Landriau,_M._Manera,_A._M._Meisner,_R._Miquel,_J._Moustakas,_J._Nie,_W._J._Percival,_C._Poppett,_R._Pucha,_G._Rossi,_D._Schlegel,_M._Siudek,_G._Tarl\'e,_B._A._Weaver,_Z._Zhou,_H._Zou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14790 |
我々は、進行中のダークエネルギー分光装置（DESI）調査における二次目標プログラムからの最初の8か月のデータを提示します。私たちのプログラムは、中赤外線と光学色の選択を使用して、通常のDESIQSO選択では見逃していたであろう、埃のように赤くなったQSOを優先的にターゲットにします。これまでのところ、3038個の候補の光スペクトルを取得しています。そのうち、高品質のオブジェクト(ロバストな赤方偏移を持つオブジェクト)の約70%がタイプ1QSOであることが視覚的に確認されており、主なDESIQSO調査から予想される割合と一致しています。塵で赤くなった青いQSO合成物をQSOスペクトルに当てはめることにより、見通し内塵の消滅がAv~4等級までの通常のQSOによく当てはめられることがわかります。LOFARTwo-meterSkySurvey(LoTSS)DR2からの無線データを利用して、QSOに向けた見通し内塵の消滅量と無線検出率の間に顕著な正の関係があることを特定しました。これは、大音量の無線によって引き起こされていません。システム、赤方偏移および/または光度効果。これは、QSOにおける塵の赤化と電波放射の生成との間に本質的な関係があることを示しており、電波放射は塵埃の多い環境で衝撃を引き起こす低出力ジェットまたは風/流出による可能性が最も高いと考えられます。この証拠に基づいて、赤色のQSOはQSOの進化における過渡的な「爆発」段階を表している可能性があり、そこでは風や流出によって塵やガスが排出され、隠されていない青色のQSOが現れるのではないかと考えられます。
ラム圧力を剥ぎ取った銀河の形態変化: 後期銀河タイプから初期銀河タイプへの経路
| Title |
The_morphological_transformation_of_ram_pressure_stripped_galaxies:_a_pathway_from_late_to_early_galaxy_types |
| Authors |
A._Marasco,_B._M._Poggianti,_J._Fritz,_A._Werle,_B._Vulcani,_A._Moretti,_M._Gullieuszik_and_A._Kulier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14791 |
私たちは、星形成（SF）活動が短い時間スケールで消失した銀河（銀河団内媒質からラム圧力が剥ぎ取られた銀河団銀河など）において、恒星集団の老化がどのようにして形態的変化を引き起こすのかを調査します。この目的のために、GASPプログラムからのMUSEデータと、スペクトルモデリングソフトウェアSINOPSISで導出された空間的に分解されたSF履歴の91個の銀河のサンプルを使用します。我々は、円盤全体にわたるSFの瞬間的な切断と、0.5Gyrと1Gyrの典型的な剥離タイムスケールによるアウトサイドインクエンチングという2つの消光シナリオを調査することによって、SF活動の将来の継続をシミュレーションした。シナリオごとに、私たちは銀河の進化過程における疑似MUSE分光データキューブと光学画像を作成し、OmegaWINGSSurveyからの銀河団で校正された新しい診断ツールを使用してその形態を分類します。検討したすべてのシナリオにおいて、青い雲の渦巻(90%)が優勢だった初期の銀河集団が、大部分が赤い雲の渦巻(50～55%)とレンズ状銀河(~40%)で構成される混合集団に進化することがわかりました。形態変化はわずか1.5～3.5Gyrで完了し、より効率的な焼入れシナリオではより速く進行します。私たちの結果は、たとえ力学的なプロセスを考慮しなくても、銀河団の過酷な環境によって引き起こされるSF消光が、数ギルの時間スケールで落下する銀河集団の形態に大きな影響を与える可能性があることを示しています。
HSC-SSP における IllustrisTNG: 画像データの公開と、非対称性と星形成の推進力としてのミニ合体の主要な役割
| Title |
IllustrisTNG_in_the_HSC-SSP:_image_data_release_and_the_major_role_of_mini_mergers_as_drivers_of_asymmetry_and_star_formation |
| Authors |
Connor_Bottrell,_Hassen_M._Yesuf,_Gerg\"o_Popping,_Kiyoaki_Christopher_Omori,_Shenli_Tang,_Xuheng_Ding,_Annalisa_Pillepich,_Dylan_Nelson,_Lukas_Eisert,_Hua_Gao,_Andy_D._Goulding,_Boris_S._Kalita,_Wentao_Luo,_Jenny_E._Greene,_Jingjing_Shi,_and_John_D._Silverman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14793 |
固定銀河恒星の質量では、構造の非対称性と星を形成する主系列$\Delta$SFMSからのオフセットとの間に明確な観測上の関連性があります。ここでは、TNG50シミュレーションを使用して、大規模な合体(星の質量比$\mu\geq0.25$)、小規模な合体($0.1\leq\mu<0.25$)、およびミニ合体($0.01\leq\mu)の相対的な役割を調査します。<0.1$)は、星形成銀河(SFG)間のこの接続を促進します。SKIRTによるダスト放射転送後処理を使用して、$0.1\leqz\leq0.7$を超える$\logM_を超える模擬TNG銀河のHyperSuprime-Camすばる戦略計画(HSC-SSP)合成画像の大規模な公開コレクションを作成しました。{\star}/\mathrm{M}_{\odot}\geq9$($\sim750$k画像)。それらの瞬間的なSFR、既知の合併履歴/予測、およびHSC-SSPの非対称性を使用して、(1)TNG50SFGが$\Delta$SFMSと非対称性の間で観察された傾向を定性的に再現すること、および(2)$\間に驚くほど類似した傾向が現れることを示します。Delta$SFMSとミニ合併の合体までの時間。赤方偏移、星の質量、環境、ガス分率を制御することで、個々のミニ合体イベントがSFRと非対称性の小さな向上をもたらし、それらが長い時間スケール(合体後、平均して少なくとも$\sim3$Gyr)にわたって維持されることを示します。これは、はるかに大きな振幅でピークに達しますが、合体後の制御と一致するのは$\sim1$Gyrのみである大/小合体残骸とは対照的です。TNG50SFGの$z=0.7$以降の$\mu\geq0.01$合体によるSFRの増加と非対称性を統合すると、ミニ合体が(i)すべての合体による星形成の$55$パーセントに関与していることがわかります。(ii)合併主導の非対称構造の70ドルパーセント。相対的な頻度とブースト時間スケールの延長により、ミニ合体は、SFGにおける星形成と非対称性の推進において、マイナーおよびメジャーの対応物よりも優勢です。
3Dダストマッピングに基づく太陽近傍の分子雲のパーセクスケールのカタログ：質量とサイズの関係への示唆
| Title |
A_Parsec-Scale_Catalog_of_Molecular_Clouds_in_the_Solar_Neighborhood_Based_on_3D_Dust_Mapping:_Implications_for_the_Mass-Size_Relation |
| Authors |
Shlomo_Cahlon,_Catherine_Zucker,_Alyssa_Goodman,_Charles_Lada,_Jo\~ao_Alves |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14794 |
Leikeらの樹状図を作成します。2020年3Dダストマップ。$\sim1$PCの空間解像度を活用して、太陽近傍の分子雲の均一なカタログを作成します。正確な距離を使用して、真の3D空間で65個の雲の特性を測定し、質量、サイズ、密度の不確実性の多くを排除します。カタログ内のクラウドには、合計$1.1\times10^5\が含まれます。\rmM_{\odot}$は$116～440$pcの距離にあり、文献にはよく研究された雲が12個含まれています。3D体積密度空間で雲の特性を導き出すことに加えて、3D雲を2Dの「空」ビューに投影することで、3Dデータから2D消塵マップを作成します。2D雲の特性を3D雲の特性とは別に測定します。2Dと3Dの派生結果を使用して、Larson1981に従って雲の質量とサイズの間のスケーリング関係を比較します。2D投影質量サイズ関係$M\proptor^{2.1}$がラーソンの3次式と一致することがわかります。関係ですが、3D派生プロパティでは、約1桁大きいスケーリング関係$M\proptor^{2.9}$が得られます。数値シミュレーションと解析理論からの予測を検証した結果、質量は2D空間($M\proptor^{2}$)と3D空間のボリューム($M\proptor^{3}$)を使用します。私たちの結果は、分子雲の柱と体積の密度がほぼ一定であることを示唆しています。これは、密度が低く、体積を満たしているガスが雲の質量の大半を占める雲では予想されることです。
赤方偏移 4.4 で棒渦巻銀河内の円盤屈曲波を検出
| Title |
Detecting_a_disk_bending_wave_in_a_barred-spiral_galaxy_at_redshift_4.4 |
| Authors |
Takafumi_Tsukui,_Emily_Wisnioski,_Joss_Bland-Hawthorn,_Yifan_Mai,_Satoru_Iguchi,_Junichi_Baba,_Ken_Freeman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14798 |
初期宇宙($z>2$)での棒渦巻銀河の最近の発見は、これらの構造がどのように形成され、初期宇宙の銀河の性質にどのように影響するのかという疑問を投げかけています。この研究では、アルマ望遠鏡観測から$z\約4.4$のBRI1335-0417の遠赤外線(FIR)連続体と[CII]放射の形態と運動学を調査します。等光線の位置角度と楕円率の変化は、棒銀河の特徴的な兆候を示しています。半径が$3.3^{+0.2}_{-0.2}$kpcで、以前に特定された二腕螺旋を橋渡ししている棒は、[CII]とFIR画像の両方で明白であり、ガスを銀河に向けて導くことによって銀河の急速な進化を推進しています。核。[CII]速度場のフーリエ解析により、見通し内速度振幅が最大$\sim30-40$kms$^{-1}$である明確な$m=2$モードが明らかになります。もっともらしい説明は、外部摂動によって引き起こされる円盤の垂直方向の曲がりモードであり、これがおそらく高い星形成速度と棒/らせん構造を引き起こしたと考えられます。[CII]で確認されたバーと、ガスが豊富な円盤銀河のFIR画像(半径$R\約2.2$円盤スケール長内の総質量の$\gtrsim70$\%)は、初期のバー形成の新たな視点を示唆しています。-既存の恒星円盤から出現する恒星棒ではなく、重力的に不安定なガスが豊富な円盤が、星を形成するガス状の棒を作り出す。
精度 ${\tt MARS}$ Abell 2744 の大規模再構成: JWST からの最大の強いレンズ
データセットと最も密度の高い弱いレンズ データセットを相乗させる
| Title |
Precision_${\tt_MARS}$_Mass_Reconstruction_of_Abell_2744:_Synergizing_the_Largest_Strong_Lensing_and_Densest_Weak_Lensing_Datasets_from_JWST |
| Authors |
Sangjun_Cha,_Kim_HyeongHan,_Zachary_P._Scofield,_Hyungjin_Joo,_and_M._James_Jee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14805 |
JWSTの弱レンズ(WL)データセットと強レンズ(SL)データセットの両方を組み合わせた、Abell2744の新しい高解像度自由形式質量モデルを紹介します。SLデータセットは286枚の複数の画像で構成されており、単一クラスターに対してこれまでで最も広範なSL制約を示しています。photo-$z$選択を採用したWLデータセットは、~350arcmin$^{-2}$の線源密度をもたらし、これまでで最も密度の高いWL制約をマークしています。組み合わせた質量再構成により、これまでで1.8Mpc$\times$1.8Mpcの再構成領域内でAbell2744の最高解像度の質量マップが可能になり、2つの脚が1Mpc程度、底面が0.6Mpc程度の二等辺三角形の構造が明らかになりました。私たちのアルゴリズムMAXimum-entropyReconStruction(${\ttMARS}$)は銀河団の分布をまったく認識していませんが、結果として得られる質量再構成は、最も明るい5つの銀河団と最も明るい5つの質量ピークが一致する最も明るい銀河団を非常によく追跡しています。。以前の研究での発見とは異なり、銀河団によって追跡されない異常な質量ピークは検出されません。私たちの質量モデルは、線源(~0".05)面と画像(~0".1)面の両方でSL複数画像の散乱が最小であることを示しており、これは以前の研究よりも~4倍低い値です。ttMARS}$は、約300,000個の非常に多くの自由パラメータを持つ質量場を表します。深層学習技術の利用により、数時間以内に解に収束します。当社では質量マップと倍率マップを公開しています。
宇宙に蓄積された塵と金属。 GRB が選択した $1.7 < z < 6.3$ の星形成銀河からの正確な存在量
| Title |
The_cosmic_build-up_of_dust_and_metals._Accurate_abundances_from_GRB-selected_star-forming_galaxies_at_$1.7_ |
| Authors |
K._E._Heintz,_A._De_Cia,_C._C._Th\"one,_J.-K._Krogager,_R._M._Yates,_S._Vejlgaard,_C._Konstantopoulou,_J._P._U._Fynbo,_D._Watson,_D._Narayanan,_S._N._Wilson,_M._Arabsalmani,_S._Campana,_V._D'Elia,_M._De_Pasquale,_D._H._Hartmann,_L._Izzo,_P._Jakobsson,_C._Kouveliotou,_A._Levan,_Q._Li,_D._B._Malesani,_A._Melandri,_B._Milvang-Jensen,_P._M{\o}ller,_E._Palazzi,_J._Palmerio,_P._Petitjean,_G._Pugliese,_A._Rossi,_A._Saccardi,_R._Salvaterra,_S._Savaglio,_P._Schady,_G._Stratta,_N._R._Tanvir,_A._de_Ugarte_Postigo,_S._D._Vergani,_K._Wiersema,_R._A._M._J._Wijers,_T._Zafar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14812 |
宇宙時間を通じて銀河の星間物質(ISM)に含まれる塵や金属の化学的濃縮は、銀河進化の重要な推進プロセスの1つです。今回我々は、ガンマ線バーストによって探査された$1.7<z<6.3$の星形成銀河36個の気相金属量、塵対ガス(DTG)、塵対金属(DTM)比の進化を研究します。(GRB)。GRBが選択したすべての銀河について、S/で少なくとも1つの耐火性元素(例:Fe)と1つの揮発性元素(例:SまたはZn)が検出された、中解像度(R=7000)から高解像度(R>40,000)の分光データを収集します。N>3。これは、正確な存在量と塵の減少パターンを確実に取得できるようにするためです。我々はまず、これらの銀河の塵を補正した吸収線に基づく気相金属量[M/H]$_{\rmtot}$の赤方偏移の変化を導出し、それに対して赤方偏移${\rmとの線形関係を決定します。[M/H]_{tot}}(z)=(-0.21\pm0.04)z-(0.47\pm0.14)$。次に、DTGとDTMの比を赤方偏移の関数として、また3桁の金属量を通じて調べ、直接見通し線の視覚減光$A_V$と導出された枯渇レベルの両方を通じて相対的な塵の存在量を定量化します。我々は、新しい方法を使用して、各GRBサイトラインのDTGとDTMの質量比を導き出し、塵相のすべての劣化元素の質量を合計します。DTGとDTMの質量比はどちらも気相金属量と強い相関があり、赤方偏移とともに緩やかな変化を示すことがわかりました。これらの結果には、物理的環境や、GRBによって探査されたISMを通るペンシルビームのような狭い視線に関連するさまざまな注意事項がありますが、高赤方偏移のガスと金属の含有量を推測するための塵の塊の研究に強い意味を与えます。特に、金属量が低く、赤方偏移が大きい領域では、銀河の平均値からの大きなオフセットが示されています。
局地宇宙から再電離時代までの銀河の気相中の金属の質量を測定する
| Title |
Gauging_the_mass_of_metals_in_the_gas_phase_of_galaxies_from_the_Local_Universe_to_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
K._E._Heintz,_A._E._Shapley,_R._L._Sanders,_M._Killi,_D._Watson,_G._Magdis,_F._Valentino,_M._Ginolfi,_D._Narayanan,_T._R._Greve,_J._P._U._Fynbo,_D._Vizgan,_S._N._Wilson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14813 |
塵や金属の化学的濃縮は、宇宙の星形成の歴史を制約する上で重要なプロセスです。これまで、高赤方偏移の星形成銀河の塵の質量は、遠赤外線連続体によって決定されてきましたが、金属の質量を決定するための同等で、潜在的により単純なアプローチは、$z\gtrsim2$ではまだ調査されていません。今回我々は、遠赤外線[CII]$-158\μ$m輝線を代用として、銀河の星間物質(ISM)中の金属質量を$z\約8$まで推定する新しい方法を提案する。。[CII]から$M_{\rmZ,ISM}$への変換係数を、$z>2$でのガンマ線バースト視線に加えて、$z\ほぼ0$でのベンチマーク観測サンプルに基づいて校正しました。$z\約0$と$z\約6$の銀河の宇宙流体力学シミュレーション。$\log(M_{\rmZ,ISM}/M_\odot)=\log(L_{\rm[CII]}/L_\odot)-0.45,$(dex0.4)の赤方偏移にわたるユニバーサルスケーリングが見つかりました。散乱は、金属度が2桁以上にわたって一定です。このスケーリングを$z\gtrsim2$の銀河における[CII]の最近の調査に適用し、気相ISMに保持されている金属の割合$M_{\rmZ,ISM}/M_\star$を次のように決定しました。より高い赤方偏移で銀河のISMに存在する金属の割合が増加していることを示す赤方偏移の関数。ISM内の宇宙金属質量密度($\Omega_{\rmZ,ISM}$)に$z\およそ5$と$\およそ7$でさらなる制約を課し、$\Omega_{\rmZ,ISMを生成します。}=6.6^{+13}_{-4.3}\times10^{-7}\,M_\odot\,{\rmMpc}^{-3}$($z\約5$)および$\オメガ_{\rmZ,ISM}=2.0^{+3.5}_{-1.3}\times10^{-7}\,M_\odot\,{\rmMpc}^{-3}$($z\約7ドル）。これらの結果は、それぞれの赤方偏移における統合された星形成履歴から予想される金属収量と一致しています。これは、$z\gtrsim5$で生成される金属の大部分が銀河のISMに限定されていることを示唆しています。
断続的なカオスと銀河中心の S 星の軌道進化の予測不可能性
| Title |
Punctuated_chaos_and_the_unpredictability_of_the_Galactic_center_S-star_orbital_evolution |
| Authors |
Simon_Portegies_Zwart,_Tjarda_Boekholt,_Douglas_Heggie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14817 |
私たちは、丸め誤差や離散化誤差のない正確な$N$-body計算を使用して、銀河中心にあるS星団のカオス的な挙動を調査します。私たちの発見は、銀河中心のS星間の混乱が、特にペア間や巨大な中心天体の近くでの接近遭遇によって生じることを明らかにしています。これらの遭遇は摂動を引き起こし、相互作用する星の軌道エネルギーに突然の変化を引き起こします。その結果、隣接する溶液の分離はほぼ指数関数的に増加します。我々は、S星団のカオス的な挙動を説明する「断続的カオス」理論を提案します。この現象は、有限の摂動が繰り返された後の、隣接する軌道間の間隔がほぼ直線的に増加することに起因します。参加している各星の軌道は、摂動によってエネルギーの離散的で突然の変化を経験します。これらのイベントの累積的な影響は、軌道位相の定常ドリフトによってさらに増幅されます。銀河中心では、少なくとも2つの星(場合によっては3つの星)の間の$\aplt100$\,auの距離内で起こる偶然の遭遇によって摂動が発生します。私たちのモデルは、27個のS星団で観察された指数関数的な成長を十分に説明しています。S星系のリアプノフ時間スケールは約462+/-74年であることが判明しました。今後数千年にわたり、S星団のカオスは主に、最も近い軌道を周回するいくつかの星、S2、S5、S6、S8、S9、S14、S18、S31、S21、S24、S27、S29、およびS38.
CASCO: 宇宙論的シミュレーションと観測からの宇宙論的パラメータと天体物理学パラメータ -- I. 局所的な星形成銀河における物理プロセスの制約
| Title |
CASCO:_Cosmological_and_AStrophysical_parameters_from_Cosmological_simulations_and_Observations_--_I._Constraining_physical_processes_in_local_star-forming_galaxies |
| Authors |
Valerio_Busillo,_Crescenzo_Tortora,_Nicola_R._Napolitano,_Leon_V._E._Koopmans,_Giovanni_Covone,_Fabrizio_Gentile,_Leslie_K._Hunt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14822 |
CAMELS宇宙論シミュレーションから得られた星形成銀河の構造特性と暗黒物質含有量を、星の質量範囲$[10^{9},10^{11}]\のSPARCサンプルから得られた観測された傾向と比較します。\textrm{M}_{\odot}$、宇宙論的および天体物理学(SNおよびAGN関連)パラメーターの値に制約を与えます。CAMELSのIllustrisTNG、SIMBA、およびASTRIDスイートからの1065個のシミュレーションすべてについて、サイズ、内部DM分率、内部DM質量、および恒星の総質量の関係を考慮し、$\chi^{観察に関しては2}$。IllustrisTNGスイートの場合、宇宙論的パラメータに次の制約が見つかります:$\Omega_{\textrm{m}}=0.27_{-0.05}^{+0.01}$,$\sigma_{8}=0.83_{-0.11}^{+0.08}$および$S_{8}=0.78_{-0.09}^{+0.03}$。これは、9年間のWMAP観測の結果と$1\sigma$以内で一致しています。SNフィードバック関連の天体物理パラメータは、参照IllustrisTNGシミュレーションからの単位星形成率および風速あたりの流出風エネルギーの逸脱を記述し、次の値を仮定します:$A_{\textrm{SN1}}=0.48_{-0.16}^{+0.25}$と$A_{\textrm{SN2}}=1.21_{-0.34}^{+0.03}$です。したがって、基準のillustrisTNGシミュレーションと比較して、単位星形成速度あたりの流出風力エネルギーの値が低いシミュレーションは、観測結果をよりよく再現します。SIMBAおよびASTRIDスイートに基づくシミュレーションは、実際の銀河で観測されるものよりも大幅に大きい中心暗黒物質質量を予測します。これは、SIMBAの宇宙論的制約と矛盾する$\Omega_{\textrm{m}}$の値を必要とすることによってのみ観測値と一致させることができます。または、ASTRIDの非現実的な銀河質量分布を特徴とするシミュレーション。
コアテール構造を持つシュルオーディンガー・ポアソン系の球状解
| Title |
Spherical_solutions_of_the_Schr\"odinger-Poisson_system_with_core-tail_structure |
| Authors |
Iv\'an_\'Alvarez-Rios,_Francisco_S._Guzm\'an |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14866 |
私たちは、ファジー暗黒物質(FDM)ハローのモデルとして機能する可能性のあるコアテール構造を備えたシュルオーディンガー・ポアソン(SP)方程式系の球対称平衡解を構築します。コアはソリトン基底状態であると仮定されます。SP方程式の平衡配置であり、尾部は遷移半径以降から積分されます。システムの総質量は、解の族をパラメータ化し、尾部の密度プロファイルを制約します。尾部は半径方向の速度プロファイルを持ちますが、コアは静止しています。これらの平衡構成の進化を調査すると、テールが最初にコアを乱し、その結果、溶液全体が「緩和」と呼ばれるビリアル化された溶液の周りで振動し、その平均もコアとテールの構造を持っていることがわかります。また、平衡配置のコアとハローのスケーリング関係は$\alpha=1/3$の指数を持つのに対し、緩和配置は次のスケーリングを示すこともわかります。$\アルファ=0.54$。
最遠のクェーサーからのブラック ホール シードの特性を制約する
最初のクエーサーの発見から60年以上が経過し、$z>6$の再電離の時代に$275$以上のそのような源が特定されています。JWSTは現在、より高い赤方偏移($z\gtrsim8$)とより低い質量($\lesssim10^7M_\odot$)の範囲を調査しています。徐々に遠ざかるクエーサーの発見は、$z\sim20-30$で形成されたブラックホール(BH)の最初の集団、またはBHシードの特性を制約するのに役立ちます。$z>6$におけるクェーサーの最も包括的なカタログのベイズ解析を初めて使用して、BHシードの分布を制約します。我々は、BHシードの質量分布が、べき乗則と、軽いシードと重いシードに関連する質量範囲に合わせた対数正規関数を組み合わせることによって効果的に記述できることを実証します。エディントン比、デューティサイクル、平均放射効率の推定値は、$0.82^{+0.10}_{-0.10}$、$0.66^{+0.23}_{-0.23}$、および$0.06^{+0.02です。それぞれ、}_{-0.02}$。要約すると、検出されたクェーサーを形成したBHの集団は、利用可能な時間の$\sim2/3$の間、平均して$\sim80\%$エディントンに降着しました。私たちの分析により、べき乗則の傾きは$-0.70^{+0.46}_{-0.46}$、対数正規平均は$4.44^{+0.30}_{-0.30}$であることがわかりました。軽いシードと重いシードに対応する特定の質量範囲内のべき乗則または対数正規分布のみを組み込んだモデルは、統計的に非常に嫌われます。私たちの結果は、高赤方偏移クエーサーの質量を包括的に説明するには、両方の成分を含める必要があることを示唆しています。したがって、軽い種子と重い種子の両方が初期の宇宙で形成され、成長して私たちが観察するクエーサーの集団を形成すると主張します。
$z=4.53$ の集団環境にある巨大な静止銀河
| Title |
A_massive_quiescent_galaxy_in_a_group_environment_at_$z=4.53$ |
| Authors |
Takumi_Kakimoto,_Masayuki_Tanaka,_Masato_Onodera,_Rhythm_Shimakawa,_Po-Feng_Wu,_Katriona_M._L._Gould,_Kei_Ito,_Shuowen_Jin,_Mariko_Kubo,_Tomoko_L._Suzuki,_Sune_Toft,_Francesco_Valentino,_Kiyoto_Yabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15011 |
Keck/MOSFIREを用いたCOSMOS場における$z_\mathrm{spec}=4.53$の巨大な静止銀河の分光的確認について報告します。この天体は、COSMOS2020カタログの$z_\mathrm{phot}\sim4.65$にある星形成が抑制された銀河であることが最初に特定されました。$K$バンドのMOSFIREによる追跡分光分析により、進化した恒星集団を示すかすかな[OII]発光とバルマーブレイクが明らかになりました。測光とスペクトルの両方を使用してスペクトルエネルギー分布フィッティングを実行し、物理的特性を推測します。得られた星の質量は高く($M_*\sim10^{10.8}\,M_\odot$)、現在の星形成速度は$z=4.5$の主系列銀河よりも1dex以上低い。その星形成の歴史は、この銀河が$z\sim5$でスターバーストを経験し、その後に急速な消光段階を経験したことを示唆しています。これは$z>3$にある最も若い静止銀河の1つであり、おそらく消光過程にある銀河です。この銀河のユニークな特徴は、銀河が非常に密度の高い領域にあることです。$4.4<z_\mathrm{phot}<4.7$の位置に、銀河から物理的に150kpc以内に位置する4つの巨大な星形成銀河があります。興味深いことに、そのうちの3つは中央の静止銀河($\sim70\,\mathrm{kpc}$)のビリアル半径と強く重複しており、過密度領域がおそらく次のような高密度グループの最も高い赤方偏移候補であることを示唆しています。中心にある静止銀河が分光学的に確認された。このグループは、局所宇宙における大質量楕円銀河の形成期に相当する$z\sim$4-5での消光に対するグループ環境の役割について洞察を得るまたとない機会を私たちに提供してくれる。
二重棒銀河に対する中心大質量天体の力学的影響: 副棒銀河の自己破壊メカニズム
| Title |
Dynamical_Influence_of_a_Central_Massive_Object_on_Double-Barred_Galaxies:_Self-Destruction_Mechanism_of_Secondary_Bars |
| Authors |
Naoki_Nakatsuno,_Junichi_Baba_(Kagoshima_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15029 |
二重棒銀河は、超大質量ブラックホールや核星団などの中心大質量天体(CMO)に向かってガスを導くために重要な、サブkpcの二次恒星棒を示します。最近の$N$体のシミュレーションにより、二次棒によってCMOの質量が増加し、最終的に二次棒が破壊されるという新しい銀河進化シナリオが明らかになりました。その結果、CMO質量の成長が停止し、最大CMO質量が銀河の恒星質量の$\約10^{-3}$になることが示唆されています。この研究は、二重棒銀河内のバックボーン軌道群、特に二重周波数軌道に焦点を当てました。その結果、これらの軌道に対するCMOの動的影響が調査されました。研究の結果、CMOの導入により銀河の中心領域内に新たな軌道共鳴が出現したことが明らかになった。この共鳴にさらされた軌道は無秩序になり、二次バーをサポートできなくなり、最終的には構造全体が破壊されます。これは、共鳴の出現後に二次バーが新たに生成された軌道ファミリーからのサポートを得ることができないことが部分的に原因です。さまざまなパターン速度を持つ現実的な二重棒銀河における二次棒破壊の状態を推定することにより、研究の結果、そのような破壊はCMO質量が銀河質量の$\約10^{-3}$に達したときに発生することが証明されました。。さらに、銀河進化シナリオの物理的な説明が提供され、それによってCMOと二次バーの間の相互作用が解明されました。恒星の軌道運動に基づいた二次バーとCMOの共進化を理解することは、天の川銀河のバルジ内の恒星の将来の観測研究に向けた重要な一歩となります。
マイクロレンズによって引き起こされるランダム散乱の理論的解析
| Title |
Theoretical_Analysis_of_Random_Scattering_Induced_by_Microlensing |
| Authors |
Wenwen_Zheng,_Hou-Zun_Chen,_Xuechun_Chen,_and_Guoliang_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15073 |
マイクロレンズによって引き起こされる偏向角の理論的研究は、宇宙論的マイクロレンズ効果の原理を解明する直接的な道を提供します。この研究は、マイクロレンズによって引き起こされる光の偏向角の確率密度関数(PDF)に特に焦点を当てています。私たちは、Katzらの広く使用されている公式にいくつかの重要な改良を加えました。まず、係数を3.05から1.454に更新します。その結果、理論上のPDFとシミュレーション結果がより良く適合します。第2に、任意の上限が選択されない限り数値的に発散する一定の精度内で積分表現を置き換えることができる、PDF用の洗練されたフィッティング公式を開発しました。第三に、この分野でのさらなる理論的研究を促進するために、フィッティング公式のためのより適切なガウス近似を特定しました。
大規模な中心からずれた銀河流出と、IC 1553 の面外拡散電離ガスとの関係の証拠
| Title |
Evidence_for_a_large_off-centered_galactic_outflow_and_its_connection_to_the_extraplanar_diffuse_ionized_gas_in_IC_1553 |
| Authors |
Lukas_Dirks,_Ralf-J\"urgen_Dettmar,_Dominik_J._Bomans,_Peter_Kamphuis,_Ulrich_Schilling |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15134 |
目的。私たちは、星形成エッジオン銀河IC1553のMUSE光積分場スペクトルを解析して、その面外拡散電離ガス(eDIG)とその円盤とハローの界面を形成するプロセスを研究しました。方法。積分場スペクトルから輝線特性を抽出し、イオン化条件とeDIGの分布を解析するために一般的に使用される輝線診断図を生成しました。さらに、銀河流出の疑いのある運動学を調査するために、重力ポテンシャルフィッティングを実行しました。結果。eDIGスケールの高さの最大値は約1.0kpcで、投影時の銀河中心からの半径方向の距離に応じてほぼ直線的に減少することがわかりました。eDIGのイオン化状態は純粋な光イオン化シナリオと一致せず、代わりにショックイオン化による大きな寄与が必要です。これは、ガスの運動学に加えて、銀河規模の流出の存在を強く示唆しており、その起源は銀河の中心から少なくとも1.4kpc離れたところにあります。eDIGで推定される約225kms-1の衝撃速度は、潜在的なモデリングから推定される脱出速度に匹敵します。現在星形成中のクラスターが非対称に分布しているため、eDIGではさまざまなイオン化条件が生成されます。その結果、垂直輝線のプロファイルは銀河の長軸に沿って量的および質的に変化します。この分析は、eDIGの研究において、関連する物理的特性の正確な画像を形成するために、積分フィールドユニットを使用して行われるような、空間的および運動学的分布を考慮した観察を使用することが重要であることを示しています。
異方性散乱によって形成されたクエーサー 2005+403 の多重イメージング
| Title |
Multiple_imaging_of_the_quasar_2005+403_formed_by_anisotropic_scattering |
| Authors |
T._A._Koryukova_(ASC_LPI),_A._B._Pushkarev_(CrAO,_ASC_LPI),_S._Kiehlmann_(FORTH,_UoC),_A._C._S._Readhead_(Caltech) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15274 |
我々は、銀河低緯度($b=4.3^\circ$)クエーサー2005$+$403について報告する。このクエーサー2005$+$403では、屈折支配散乱によって引き起こされる多重イメージングの珍しい現象が検出された。この伝播効果の発現は、さまざまな周波数($\lesssim8$GHz)およびVLBA観測のエポックで明らかになります。異方性散乱によって形成されるパターンは、一定の銀河緯度の線に沿って引き伸ばされ、局所的な$\mathrm{PA}\about40^\circ$が1～2つのサブイメージを示し、多くの場合コアの両側にあります。1.4から43.2GHzの範囲の多周波数VLBAデータを分析したところ、見かけのコア成分の角度サイズと一次コア画像と二次コア画像間の分離の両方が$\lambda^2$依存性に従っていることがわかり、説得力のある証拠が得られました。マルチイメージングのプラズマ散乱源。2005$+$403で取得された15GHzでのOVRO長期モニタリングデータに基づいて、2019年4月から5月に発生した特徴的な磁束密度偏位が特定され、これはプラズマレンズの通過に関連する極端な散乱現象(ESE)に起因すると考えられます。視線の向こう側。ESEをモデル化すると、スクリーンの角サイズは0.4マスであり、スクリーンは4.4マス/yr$^{-1}$の固有運動でドリフトすることが判明した。散乱スクリーンが乱気流の激しい白鳥座領域に位置すると仮定すると、観測者に対するレンズの横方向の線形サイズと速度はそれぞれ0.7天文単位と37kms$^{-1}$である。
太陽付近に銀河系外の高速暗黒物質粒子は存在するのでしょうか?
| Title |
Are_there_any_extragalactic_high_speed_dark_matter_particles_in_the_Solar_neighborhood? |
| Authors |
Isabel_Santos-Santos,_Nassim_Bozorgnia,_Azadeh_Fattahi,_and_Julio_F._Navarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15388 |
私たちは、局所群の宇宙論的流体力学シミュレーションのAPOSTLEスイートを使用して、シミュレートされた天の川類似物における局所暗黒物質速度分布の高速尾部を調べます。太陽近傍の速度分布は、明確に定義された最大「脱出」速度で鋭く切り取られた一般化マクスウェル分布によってよく近似されています。切り取られた一般化マクスウェル分布は、すべての天の川銀河類似体の局所暗黒物質速度分布を正確にモデル化しています。別個の銀河系外高速成分の証拠はありません.局所最大速度は、局所群の最も遠い境界からハッブル時間内に太陽近傍に到達できる粒子に予想される終端速度によってよく近似されます.このタイミング制約は、最近の研究で主張されているように、局所的な暗黒物質の速度分布には、おとめ座超銀河団の「エンベロープ」によって寄与される高速粒子が含まれる可能性は低い。極大速度に近い速度を持つ太陽近傍の粒子は、銀河のビリアル半径のはるか外側に到達する可能性があり、その意味で、以前の研究で仮定されたローカルグループエンベロープに属します。したがって、そのような包絡線の局所的な現れは、明確な高速成分ではなく、単に切り取られたマクスウェル分布の高速テールにすぎません。
| Title |
Correlation_analysis_of_gravitational_waves_and_neutrino_signals_to_constrain_neutrino_flavor_conversion_in_core-collapse_supernova |
| Authors |
Hiroki_Nagakura_and_David_Vartanyan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14792 |
最近の多次元(マルチD)核崩壊超新星(CCSN)シミュレーションは、重力波(GW)とニュートリノ信号の特徴を明らかにし、始祖に依存しないCCSNの普遍的な特性についての洞察を提供します。しかし、実際の観測におけるニュートリノ解析は、自己誘起ニュートリノフレーバー変換（NFC）の曖昧さにより複雑となり、詳細な物理情報を抽出する際の障害となります。この論文では、最近の詳細な多次元CCSNシミュレーションからの相関分析に基づいて、GWとニュートリノの観測量からNFCに制約を課す新しいアプローチを提案します。提案された方法は、重要性が低い場合、またはGWが検出されない場合でも使用できます。また、提案された方法を補完するために電磁気観測をどのように利用できるかについても説明します。私たちが提案した方法にはCCSNモデリングに関連する不確実性がありますが、今回の結果はより詳細な研究の基礎として機能します。CCSNモデルに含まれる系統的誤差を減らすことが、このマルチメッセンジャー分析を成功させるための鍵であり、さまざまな理論グループと協力して行う必要があります。
核崩壊超新星の衝撃後の領域におけるニュートリノのフレーバー変換の基本的特徴
| Title |
Basic_characteristics_of_neutrino_flavor_conversions_in_the_post-shock_regions_of_core-collapse_supernova |
| Authors |
Hiroki_Nagakura_and_Masamichi_Zaizen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14800 |
核崩壊超新星(CCSN)理論における活発な議論の1つは、ニュートリノ-ニュートリノの自己相互作用によって引き起こされるニュートリノフレーバー変換が、CCSNダイナミクスの従来の図式をどのように大きく変えるかというものです。最近の研究では、ニュートリノが物質と緊密に結合しているニュートリノ球の内部で、強いフレーバー変換が発生する可能性があることが示されています。これらのフレーバー変換は、衝突不安定性または高速ニュートリノフレーバー変換(FFC)のいずれか、あるいはその両方に関連しています。しかし、これらのフレーバー変換がCCSNダイナミクスに及ぼす影響は、適切な微小物理学的入力による量子運動学的ニュートリノ輸送のグローバルシミュレーションが不足しているため、依然として非常に不確実です。バウンス後の初期段階の3つの異なる時間スナップショットでの最近のCCSNモデルからの流体プロファイルを考慮して、微小物理学の重要なセットを使用して球面対称でグローバルな量子動力学シミュレーションを実行します。私たちは、光学的に厚い領域で強いフレーバー変換が起こり、その結果、ニュートリノ放射場の大幅な変化が生じることを発見しました。ゲイン領域でのニュートリノの加熱はフレーバー変換がない場合よりも小さいですが、光学的に厚い領域でのニュートリノの冷却は一般に強化されます。マルチアングルニュートリノ輸送シミュレーションから得られたニュートリノデータに基づいて、ニュートリノの密度行列の対角成分に適用することにより、いくつかの代表的な古典的閉包関係も評価します。エディントンテンソルは、フレーバー変換が鮮やかに発生する領域を除いて、これらの閉包関係によってよく近似できることがわかります。また、スーパーカミオカンデ、DUNE、JUNOの検出器シミュレーションを実施し、ニュートリノ信号の解析を行っています。我々は、ニュートリノ信号におけるフレーバー変換の兆候を特定するための有用な戦略を提案します。これは、CCSNニュートリノの実データ解析で簡単に実装できます。
Fermi-LAT 観測を使用した陽子の加速とパピス A からの脱出の証拠 SNR
| Title |
Evidence_for_proton_acceleration_and_escape_from_the_Puppis_A_SNR_using_Fermi-LAT_observations |
| Authors |
Giuffrida_Roberta,_Lemoine-Goumard_Marianne,_Miceli_Marco,_Gabici_Stefano,_Fukui_Yasuo,_Hidetoshi_Sano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14848 |
超新星残骸(SNR)は、拡散衝撃加速による相対論的エネルギーへの銀河宇宙線加速の最良の候補です。SNRのガンマ線放射は、レプトン(逆コンプトンおよび制動放射)およびハドロン(陽子間相互作用とその後のパイオン崩壊)プロセスの直接的な証拠を提供する可能性があります。パピスAは、星間雲と相互作用する約4千年前のSNRであり、電波からガンマ線までの広いエネルギー帯域で観測されています。私たちは、フェルミLAT望遠鏡のガンマ線放出を研究するために、14年間にわたるフェルミLAT望遠鏡の観測結果の形態学的およびスペクトル解析を実行しました。我々は、X線放射で観察されたものを彷彿とさせる、残骸の東側と西側の間の高エネルギー輝度の明らかな非対称性を発見した。東側は分子雲と相互作用しており、パイオン崩壊モデルで再現できるスペクトルを示しています。さらに、残骸の近くにある2つのガンマ線源を分析しました。それらのスペクトルの硬さは、ガンマ線の放射がパピスAの衝撃から逃げる粒子によるものである可能性があることを示唆しています。
中程度の再結合近似による IIP 型超新星のモデル
本稿では、媒体再結合を近似したIIP型超新星(SNeIIP)の新しい光曲線モデルを提案します。エンベロープ内で起こる水素の再結合は、SNeIIPの光度曲線に大きな影響を与えると考えられています。膨張エンベロープを通る再結合波の伝播は、温度とボロメータ光度を決定するために重要です。以前の研究では、擬光球としての役割を果たす再結合フロントを決定するためにいくつかの近似が行われました。エディントン境界条件を使用して、実際の光球を境界にして、エンベロープの温度プロファイルの時間変化を決定し、ボロメータ光度を計算します。実際の状況により近い結果を得るために、再結合波の速度に関する新しい近似が導入されました。以前の研究で作成された自己矛盾のない近似を放棄し、遅い再結合近似に対する以前の試みで初期のハンプ問題を解決しました。生成された光度曲線は、この近似の必要性を示しており、観察結果とよく一致しています。
NuSTARによる降着動力X線パルサーのスペクトルの「10keV特徴」の調査
降着するX線パルサーの一部は、$\sim$10keVで「10keV特徴」として知られる独特のスペクトル特徴を示すことが報告されています。この特徴は輝線または吸収線として特徴付けられており、その起源は不明です。異なる天文台による同じ発生源の複数の観測で発見されていますが、特定の発生源のすべての観測が一貫してその存在を示したわけではありません。この研究では、10keVの両側を途切れることなく広帯域でカバーする低バックグラウンド分光観測所であるNuSTARからのデータを使用して、「10keV特徴」の存在について系統的な調査を実行しました。私たちは、30個の明るいX線パルサーの58個のアーカイブNuSTAR観測に対して体系的なスペクトル解析を実行しました。これらの選択されたソースの3$～$79keVスペクトル連続体は、3$～$15keVでのフィッティング品質とモデルの単純さに基づいて選択されたモデルでフィッティングされ、「10keV特徴」の存在が検査されました。私たちの分析は、11の異なるソースのNuSTAR観測58件のうち16件にそのような特徴が存在することを示しており、10keVを中心とするガウス吸収モデルに適合しています。私たちの分析は、フレアデータが持続的放出とは別に分析されない場合、そのような特徴が誤って検出される可能性があることも示唆しています。
artpol: カー ブラック ホール周囲の降着円盤の分光偏光特性を解析する光線追跡法
| Title |
artpol:_Analytical_ray-tracing_method_for_spectro-polarimetric_properties_of_accretion_disks_around_Kerr_black_holes |
| Authors |
Vladislav_Loktev,_Alexandra_Veledina,_Juri_Poutanen,_Joonas_N\"attil\"a,_and_Valery_F._Suleimanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15159 |
X線連星の降着円盤と活動銀河核の分光偏光測定の特徴には、中心ブラックホールの質量とスピン、およびコンパクト天体に近い物質の幾何学に関する情報が含まれています。この情報は、X線偏光測定の手段を使用して抽出できます。この研究では、観測された特性から回転ブラックホールのパラメーターを取得するのに役立つ、偏光\textsc{artpol}の高速解析光線追跡技術を紹介します。この手法は、時間のかかる数値レイトレーシング計算を置き換えることができます。\textsc{artpol}は、無次元スピンパラメーター$a\leq0.94$をもつカーブラックホールに対して正確であると同時に、直接レイトレーシング計算よりも4桁以上高速であることが証明されることを示します。このアプローチにより、\textit{ImagingX-rayPolarimetryExplorer}からの分光偏光データを直接フィッティングするための幅広い展望が開かれます。
IceCube タウニュートリノ検索と拡散天体物理ニュートリノ束のフレーバー組成測定の概要
| Title |
Summary_of_IceCube_Tau_Neutrino_Searches_and_Flavor_Composition_Measurements_of_the_Diffuse_Astrophysical_Neutrino_Flux |
| Authors |
Neha_Lad_and_D._F._Cowen_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15213 |
南極のIceCubeニュートリノ観測所からのデータを使用した、拡散天体物理ニュートリノフラックスのフレーバー組成測定の概要を示します。IceCubeは、2つの異なるアプローチを通じて天体物理学的タウニュートリノの候補を特定しました。1つのアプローチでは、タウニュートリノ荷電電流相互作用の特徴である「ダブルカスケード」イベントトポロジーの分類と再構築に専用の粒子識別アルゴリズムを使用しました。この最初のアプローチは、高エネルギー開始事象(HESE)サンプルに適用されます。これは、12年間のIceCubeライブタイムを含む、60~TeVを超えるエネルギーを持つ全天、オールフレーバーのニュートリノ事象のセットです。HESEサンプルに長年のデータと更新された氷の特性を追加することにより、特にこれが高統計量のサンプルと組み合わせて適合した場合、以前のIceCube解析よりも天体物理学的ニュートリノフラックスのフレーバー組成に対して厳しい制約が提供されることを示します。行きのトラックとカスケード。2番目のアプローチでは、9.7年分のIceCubeデータから7つの候補イベントを検出する、機密性の高い機械学習ベースの選択手法を使用します。このアプローチは、これまでで最も統計的有意性が高いゼロ天体物理学的タウニュートリノ仮説を除外します。
天体物理ニュートリノのフレーバー組成を測定するための IceCube-Gen2 の感度
| Title |
Sensitivity_of_IceCube-Gen2_to_measure_flavor_composition_of_Astrophysical_neutrinos |
| Authors |
Neha_Lad_(for_the_IceCube-Gen2_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15220 |
IceCubeでの天体物理学的ニュートリノフラックスの観察と、異なるニュートリノフレーバーを分離するその検出機能により、IceCubeはこのフラックスのフレーバーコンテンツを制限するようになりました。IceCube-Gen2は、現在のIceCube検出器の拡張が計画されており、現在の計測容積の約8倍になります。この研究では、天体物理学的ニュートリノフレーバー組成に対するIceCube-Gen2の感度を研究し、そのタウニュートリノ識別能力を調査します。高エネルギー開始イベント(HESE)分類を模倣したシミュレートされたIceCube-Gen2データセットにIceCube解析を適用します。再構成は、現在のIceCube光学モジュールと比較して3倍高い量子効率と等方性角度受容性を備えたセンサーを使用して実行されます。IceCube-Gen2による地球における天体物理学的ニュートリノ束のフレーバー比の制約に関する10年間のデータの予測感度を示します。
Skyrme効果的な相互作用に基づいて構築された高密度物質の状態方程式のベイズ調査
| Title |
Bayesian_Survey_of_the_Dense_Matter_Equation_of_State_built_upon_Skyrme_effective_interactions |
| Authors |
Mikhail_V._Beznogov,_Adriana_R._Raduta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15351 |
状態方程式(EOS)は、中性子星(NS)の構造と組成を理解するための重要な要素です。質量$\約$2Msunのいくつかのパルサーの観測、連星中性子星の合体における重力波信号からの潮汐変形能の推論、および2つのミリ秒パルサーの結合質量と半径の推定は、核飽和密度を超えたNSEOSの挙動をより適切に制限するのに貢献した。私たちは、さまざまな最小限の制約セットを適用したEOSファミリを構築し、これらの制約のいくつかが果たす役割を特定することを目指しています。また、核物質(NM)の性質とNSの性質の間の相関関係を確立することも目指しています。NMの非相対論的平均場理論と原子核効果相互作用の標準的なSkyrmeパラメーター化を使用して、ベイジアンフレームワーク内でEOSのモデルを生成します。我々が課す制約は、NMの経験的パラメーター、純粋中性子物質(PNM)の非経験的計算、およびNSの最大質量の下限2Msunに基づいています。EOSにも因果関係がなければなりません。純粋な核組成が仮定されています。EOSが生成され、5つの制約セットについて調査されます。有効交互作用パラメータの周辺化された事後分布。NMの経験的パラメータ。NSの選択されたグローバルプロパティがプロットされ、分析されます。アイソスカラーおよびアイソベクターチャネルのパラメーター間の相関関係、およびNSプロパティとの相関関係が研究されます。NMとNSのEOSは、PNMの核子あたりのエネルギーがさまざまな密度でとる値の間の相関関係が考慮されるかどうかなど、一連の制約に非常に敏感です。生成した5つのセットのそれぞれには、PSRJ0030+045およびJ0740+6620からの関節質量と半径の制約を50\%の信頼領域で満たすかなりの数のモデルが存在しますが、一方、HESSJ1731--34のNS。
最初の Event Horizon Telescope データセットにおける Sgr A* の周囲のパルサーの検索
| Title |
A_search_for_pulsars_around_Sgr_A*_in_the_first_Event_Horizon_Telescope_dataset |
| Authors |
Pablo_Torne,_Kuo_Liu,_Ralph_P._Eatough,_Jompoj_Wongphechauxsorn,_James_M._Cordes,_Gregory_Desvignes,_Mariafelicia_De_Laurentis,_Michael_Kramer,_Scott_M._Ransom,_Shami_Chatterjee,_Robert_Wharton,_Ramesh_Karuppusamy,_Lindy_Blackburn,_Michael_Janssen,_Chi-kwan_Chan,_Geoffrey_B._Crew,_Lynn_D._Matthews,_Ciriaco_Goddi,_Helge_Rottmann,_Jan_Wagner,_Salvador_Sanchez,_Ignacio_Ruiz,_Federico_Abbate,_Geoffrey_C._Bower,_Juan_J._Salamanca,_Arturo_I._Gomez-Ruiz,_Alfredo_Herrera-Aguilar,_Wu_Jiang,_Ru-Sen_Lu,_Ue-Li_Pen,_Alexander_W._Raymond,_Lijing_Shao,_Zhiqiang_Shen,_Gabriel_Paubert,_Miguel_Sanchez-Portal,_Carsten_Kramer,_Manuel_Castillo,_Santiago_Navarro,_David_John,_Karl-Friedrich_Schuster,_Michael_D._Johnson,_Kazi_L._J._Rygl,_Kazunori_Akiyama,_Antxon_Alberdi,_Walter_Alef,_Juan_Carlos_Algaba,_Richard_Anantua,_et_al._(239_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15381 |
イベントホライズン望遠鏡(EHT)は、2017年に天の川銀河の中心、いて座A*(SgrA*)にある超大質量ブラックホールを周波数228.1GHz($\lambda$=1.3mm)で観測しました。基礎物理学では、SgrA*を周回する単一のパルサーであっても、EHTデータセット内のパルサーの検索を動機付けることができることがテストされています。高い観測頻度は、通常急峻な発光スペクトルを示すパルサーが非常に暗いと予想されることを意味します。ただし、銀河中心でのパルサー検出を妨げる可能性がある効果であるパルス散乱も無効にします。さらに、マグネターまたは二次逆コンプトン放射は、低周波数よりもミリメートル波長の方が強い可能性があります。我々は、EHT2017キャンペーンで最も感度の高い3つの観測点、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ、大型ミリ波望遠鏡、およびIRAM30m望遠鏡からのデータを使用して、SgrA*に近いパルサーの探索を紹介します。フーリエ領域解析、高速折りたたみアルゴリズム、およびパルサーとバースト状の過渡放射の両方を対象とした単一パルス検索に基づく3つの検出方法を適用します。観察の同時性を利用して潜在的な候補を確認します。新しいパルサーや重大なバーストは見つかりませんでした。これほど高い無線周波数でパルサー探索が行われたのは初めてであるため、解析方法を詳細に説明し、探索の感度を詳細に推定します。我々は、EHT2017の観測は、SgrA*の近くに存在する可能性のあるパルサーのごく一部($\lesssim$2.2%)にしか感度がないと結論付けており、この領域でより暗いパルサーをさらに探す動機となっています。
将来の強度マッピング(IM)実験のために、周波数トモグラフィー(PSDFT)データのパワースペクトル空間分解を確立するためのベイジアンフレームワークを紹介します。マップ領域で機能するほとんどの従来の成分分離手法とは異なり、この新しい技術は、多周波数パワースペクトルを生データとして扱い、周波数領域における個別の成分の相関パターンを利用して成分パワースペクトルを再構築できます。私たちは、明るい前景の汚染物質、IM信号、さまざまな周波数の楽器効果を含む合成模擬データを使用して、干渉計とシングルディッシュのようなIM実験の両方でこの新しい手法をそれぞれ検証しました。PSDFTアプローチでは、パワースペクトルサブスペースでベイジアンアプローチを使用して、前景の明るい汚染を効果的に除去し、目的のIM信号を抽出できます。この新しいアプローチは、幅広いIM分析に直接適用でき、将来の高品質なIMデータセットに適しており、将来のIM調査に強力なツールを提供します。
自己重力多体システムにおける断続的なカオスと不決定性
| Title |
Punctuated_Chaos_and_Indeterminism_in_Self-gravitating_Many-body_Systems |
| Authors |
Tjarda_C._N._Boekholt,_Simon_F._Portegies_Zwart_and_Douglas_C._Heggie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14803 |
動的カオスは、天体物理学の多体系における重力の基本的な現れです。リアプノフ指数のスペクトルは、小さな摂動に対する関連する指数関数的な応答を定量化します。これらの指数の解析的導出は、観測されたシステムの安定性と予測可能性を理解するために重要です。このエッセイは、離心軌道と交差軌道を持つ系におけるカオスの新しいモデルを提示します。ここで、指数関数的な発散は連続的なプロセスではなく、一定の間隔での離散的なイベント、つまり断続的なカオスによって引き起こされる、増加し続ける線形応答の累積的な影響です。断続的なカオスを伴う長寿命システムは、その寿命内でプランク長の摂動を天文学的なスケールにまで拡大し、それらを根本的に非決定的にしてしまう可能性があることを示します。
系外惑星イメージングと補償光学のための変形可能なミラーベースの瞳チョッピング
| Title |
Deformable_mirror-based_pupil_chopping_for_exoplanet_imaging_and_adaptive_optics |
| Authors |
Javier_Perez_Soto,_Cesar_Laguna,_Benjamin_L._Gerard,_Anne_Dattilo,_Vincent_Chambouleyron,_and_Rebecca_Jensen-Clem |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14855 |
大気の乱流により、地上の望遠鏡から撮影された画像は歪んでしまいます。補償光学(AO)を使用すると、画像の鮮明さが向上し、既存の望遠鏡でのより優れた観察が可能になり、地上設置のコロナグラフィー系外惑星イメージング機器には不可欠です。多くのAOシステムの欠点は、非共通光路収差を補正できないセンサーを使用していることです。私たちは、この問題に対処するために、変形可能ミラー(DM)ベースの瞳チョッピングと呼ばれる新しい焦点面波面センシング技術を開発しました。このプロセスには、コロナグラフィーまたは非コロナグラフィーの科学画像と変形可能ミラーが含まれます。可変ミラーは、フレームごとに局所的なティップ/チルトを適用することで位相を変調します。これにより、従来のAO補正後に波面に残った収差を補正できます。この技術は、UCSCのSantaCruzExtremeAOLaboratory(SEAL)テストベッドでのシミュレーション(コロナグラフィー画像および非コロナグラフィー画像)とテスト(非コロナグラフィー画像)の両方で検証されます。我々は、局所的なチップ/チルトを適用するためのわずか250nmのDMストロークで、この波面センサーが低次のゼルニケモードに対して線形であり、残留大気乱流を補正するために原則として最大kHzの速度でのリアルタイム制御を可能にすることを実証します。
Mini-EUSO 望遠鏡データ分析のための機械学習
| Title |
Machine_Learning_for_Mini-EUSO_Telescope_Data_Analysis |
| Authors |
Mario_Bertaina,_Mikhail_Zotov,_Dmitry_Anzhiganov,_Dario_Barghini,_Carl_Blaksley,_Antonio_Giulio_Coretti,_Aleksandr_Kryazhenkov,_Antonio_Montanaro_and_Leonardo_Olivi_(for_the_JEM-EUSO_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14948 |
ニューラルネットワークや他の機械学習(ML)方法は、画像やビデオの分類など、さまざまな分類タスクにおいて非常に効率的であることが知られています。Mini-EUSOは、2019年から国際宇宙ステーション上で運用されている広視野画像望遠鏡で、紫外域の大気中で起こるさまざまなプロセスに関するデータを収集しています。ここでは、Mini-EUSOデータ内の軌跡のような信号の認識と分類のためのMLベースのアプローチの開発に関する結果を簡単に紹介します。その中には、流星、スペースデブリ、光度曲線と運動学が予想されるものと類似している信号も含まれます。超高エネルギー宇宙線によって発生する大規模な空気シャワーによるものです。単純なニューラルネットワークであっても、これらのタスクを解決する際に優れたパフォーマンスを発揮することを示します。
HERD 熱量計の WLS ファイバー読み取りの最適化
| Title |
Optimization_of_WLS_fiber_readout_for_the_HERD_calorimeter |
| Authors |
X.Liu,_Z._Quan,_Y.W.Dong,_M.Xu,_J.J.Wang,_R.J.Wang,_Z.G.Wang,_X.Z.Cui,_T.W.Bao,_C.L._Liao,_J.F.Han,_Y.Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15208 |
約7500個のLYSO立方体で構成される新しい3D熱量計は、中国宇宙ステーションに設置される高エネルギー宇宙放射線検出(HERD)施設の重要かつ重要な検出器です。各LYSOキューブ内の宇宙線からのエネルギー蓄積は、マルチレンジデータ収集とリアルタイムトリガのために、複数波長シフト(WLS)ファイバーによって変換されます。この研究では、IntensifiedScientificCMOS(IsCMOS)収集の信号対雑音比を改善することを目的として、WLSファイバー端からの振幅を最適化するために、LYSOキューブの表面仕上げとカプセル化のさまざまな方法が調査されました。5つの粗い表面と鏡面反射板を備えたLYSO立方体は、低域ファイバー端で最大振幅を達成します。これは、PTFEラッピングを施した研磨立方体と比較して約44%増加します。LYSO立方体の表面上の異なる位置における振幅の不均一性をX線で測定し、立方体全体の位置相関係数を導き出しました。HERDCALOに基づくシミュレーションを行ったところ、5つの粗面を有するLYSO立方体と粗い底面を有する立方体の両方が、他の2つの構成と比較して優れた電子のエネルギー分解能を示すことが明らかになった。
NUSES 宇宙ミッションに搭載された Terzina 計器
| Title |
The_Terzina_instrument_onboard_the_NUSES_space_mission |
| Authors |
R._Aloisio,_L._Burmistrov,_A._Di_Giovanni,_M._Heller,_T._Montaruli,_C._Trimarelli_(for_the_NUSES_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15342 |
この論文では、NUSES衛星ミッションの2つの科学ペイロードのうちの1つであるTerzina装置を紹介します。NUSESは技術パスファインダーとして機能し、さまざまなエネルギー範囲にわたる宇宙線、ニュートリノ、ガンマ線を軌道上で検出するために設計された一連の革新的な機器をホストします。Terzina装置自体は、シュミットカセグレン光学系を備えたコンパクトな望遠鏡です。その主な目的は、高エネルギー(>100PeV)宇宙線と地球の大気の相互作用によって生成される大気シャワーによって放出されるチェレンコフ放射線を検出することです。Terzinaは、高エネルギーの天体物理ニュートリノと地球との相互作用から生じるタウレプトンやミューオンによって引き起こされる上向きのシャワーを検出することを目的とした、将来の宇宙ベースの機器の開発における重要な前進となります。このペーパーでは、Terzina装置の主要な技術的側面、その機能、および検出の可能性について詳しく説明します。
MUSE III で見た若い大質量 SMC クラスター NGC 330。星のパラメータと回転速度
| Title |
The_young_massive_SMC_cluster_NGC_330_seen_by_MUSE_III._Stellar_parameters_and_rotational_velocities |
| Authors |
J._Bodensteiner,_H._Sana,_P._L._Dufton,_C._Wang,_N._Langer,_G._Banyard,_L._Mahy,_A._de_Koter,_S._E._de_Mink,_C._J._Evans,_Y._G\"otberg,_V._H\'enault-Brunet,_L._R._Patrick,_F._R._N._Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14799 |
星の初期回転速度の起源と、内部の角運動量輸送または連星伴星との相互作用により、進化中に星の表面の回転速度がどのように変化するかは、恒星の天体物理学において未解決の疑問のままである。ここでは、物理パラメータを導き出し、小マゼラン雲にある年齢3500万年の大質量星団NGC330にあるB型星の(予想される)回転速度の分布を研究することを目的としています。NGC330は、クラスターターンオフ(TO)付近でポストインタラクションバイナリの数が多くなると予測される年齢範囲にあります。マルチバンドハッブル宇宙望遠鏡測光とマルチユニット分光エクスプローラー分光法における大気モデルを調整する、測光と分光を同時に行うグリッドフィッティング手法を開発します。これにより、mF814W=18.8等より明るい250個以上のB星とBe星の物理的パラメーターを均一に制約することができます。NGC330のBe星の回転速度は、B星の回転速度よりも大幅に高速です。回転速度は、色等級図における星の位置の関数として変化し、定性的には二星集団合成の予測に従います。若い星団と比較すると、NGC330の星は平均してより速く回転していることがわかります。NGC330の年齢3500万人の集団の回転速度は、重要な連星相互作用を受けた恒星集団の予測と定量的に一致しています。つまり、B星の大部分は単一星または相互作用前の連星の主星である可能性があります。急速に回転するBe星は、以前の相互作用で質量と角運動量を獲得した可能性がありますが、TOに近いBe星はスピンアップされた単一星である可能性があります。TOの上にあるゆっくりと回転する、明らかに単一の星は、合併の産物である可能性があります。このフレームワークでは、若い集団と比較したNGC330の異なるvsini特性を理解できます。
M101: II の SN 2023ixf プロジェニター。プロパティ
| Title |
The_SN_2023ixf_Progenitor_in_M101:_II._Properties |
| Authors |
Schuyler_D._Van_Dyk,_Sundar_Srinivasan,_Jennifer_E._Andrews,_Monika_Soraisam,_Tamas_Szalai,_Steve_B._Howell,_Howard_Isaacson,_Thomas_Matheson,_Erik_Petigura,_Peter_Scicluna,_Andrew_W._Stephens,_Judah_Van_Zandt,_WeiKang_Zheng,_Sang-Hyun_Chun,_Alexei_V._Filippenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14844 |
私たちは最初の論文に続き、メシエ101の近くにある核崩壊超新星SN2023ixfの前駆体候補である赤色超巨星(RSG)の爆発前の地上および宇宙からの大規模な赤外線観測と光学観測のアンサンブルを分析しました。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）で得られた爆発前のデータ。我々は、ジェミニノースの機器によるSN観察に基づいて、前駆体候補とSNとの関連を確認し、SN部位の金属性を拘束した。SNに対する宿主内部の消滅は、高分解能Keckスペクトルからも確認されました。我々は、その本質的な変動性を考慮して、観測された恒星のスペクトルエネルギー分布（SED）を、その下にある恒星の光球の前方にケイ酸塩が豊富な塵の殻があると仮定する塵放射伝達モデリングを用いて当てはめた。この星は塵にかなり覆われており、これまでに発見された中で最も塵の多い祖先候補と考えられます。我々は、この星の有効温度と光度の最尤推定値が3450Kおよび9.3e4L_sunであり、68%の信頼できる範囲が2370～3700Kおよび(7.6～10.8)e4L_sunであることを発見しました。候補者は、驚くほど類似したSEDと光度を持つ銀河RSG類似体、IRC-10414を持っている可能性があります。単星進化モデルとの比較により、我々は、祖先候補の初期質量を12M_sunから15M_sunまでに制限しました。私たちは、SN2023ixf祖先候補の驚くべき眺めを入手できました。これは、HSTとジェームスウェッブ宇宙望遠鏡を使って、今後さらに追跡調査されるはずです。
不透明度の R マトリックス計算 II。鉄イオン FeXVII、FeXVIII、FeXIX の光イオン化と振動子強度
| Title |
R-Matrix_calculations_for_opacities.II._Photoionization_and_oscillator_strengths_of_iron_ions_FeXVII,_FeXVIII_and_FeXIX |
| Authors |
S.N._Nahar,_L._Zhao,_W._Eissner_and_A.K._Pradhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14854 |
鉄は、恒星の内部での放射線輸送に重要な役割を果たす主要な重元素です。鉄イオンは、その豊富さと多数の結合準位と遷移により、天体物理学的に豊富な他のどの元素よりも不透明度を決定します。少数の鉄イオンは、太陽対流帯と放射帯の境界にある対流帯（BCZ）の底部の鉄の存在量と不透明度を構成しており、これが本研究の焦点である。BCZの物理的条件では、FeXVII、FeXVIII、およびFeXIXが合わせて、それぞれ20\%、39\%、および26\%の鉄イオン画分の85\%に寄与します。我々は、放射線吸収の2つの主なプロセスである束縛遷移および束縛遷移に関するこれらのイオンについて、これまでで最も広範なR行列原子計算を報告しました。Breit-PauliR行列(BPRM)近似における、FeXVIIの場合はFeXVIIIの218ターゲットまたはコアイオンの微細構造レベル、FeXVIIIの場合はFeXIXの276レベル、および180LS項(415の微細構造レベルに相当)を使用した波動関数拡張を考慮します。FeXIX計算用のFeXXの。n=2、3、4の複合体へのコアイオン励起を含むこれらの大きなターゲット拡張により、光イオン化断面積の精度と収束が可能になり、高層共鳴も含めることができます。光イオン化断面積は、FeXVIIおよびFeXVIIIのすべての結合微細構造レベル、およびFeXIXの900個の結合LS状態について得られています。光イオン化の顕著な特徴を示す選択された結果、特に境界自由不透明度に大きな影響を与える$\Deltan=1$の高層コア励起によって形成される強いシートンPEC(コアの光励起)共鳴が示されます。
不透明度の R マトリックスの計算: III.自己電離共鳴のプラズマの広がり
| Title |
R-matrix_calculations_for_opacities:_III._Plasma_broadening_of_autoionizing_resonances |
| Authors |
A.K._Pradhan_(Dept._of_Astronomy,_The_Ohio_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14870 |
一般的な定式化は、光イオン化断面積における固有の自己イオン化(AI)共鳴のプラズマの広がりの影響を研究し、定量的に確認するために使用されます。特に、RMOPシリーズ(RMOP-II、以下RMOP2)の前回の論文で説明した鉄イオンのRマトリックスデータは、電子衝突、イオンマイクロフィールド(Stark)、熱ドップラー効果、コアなどによる基礎的な物理メカニズムを実証するために使用されます。励起、および自由-自由遷移。Feイオンの多数の結合準位、Fe~XVIIの454準位、Fe~XVIIIの1,184準位、およびFe~XIXの508準位のBreit-PauliR行列(BPRM)断面積が考慮されます。理論的および計算的手法の説明に続いて、温度と密度の関数としての{\itExtrinsic}プラズマの広がりによるAI共鳴の大幅な広がりとシフトを示す結果のサンプルが提示されます。AIの共鳴強度を再分配すると、統合された強度だけでなく、広がり、不鮮明になり、平坦化され、最終的には境界のない連続体に溶解する共鳴複合体の自然に{\it固有の}非対称形状が保存されます。
不透明度の R マトリックス計算: IV. FeXVII と FeXVIII の相対論的 R 行列と歪波計算の収束、完全性、比較
| Title |
R-Matrix_calculations_for_opacities:_IV._Convergence,_completeness,_and_comparison_of_relativistic_R-matrix_and_distorted_wave_calculations_for_FeXVII_and_FeXVIII |
| Authors |
L._Zhao,_S.N._Nahar,_W._Eissner_and_A.K._Pradhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14880 |
不透明度に対する結合チャネル(CC)Breit-PauliR-Matrix(BPRM)計算の完全性を調査するために、相対論的歪波(RDW)法を使用して補完(「トップアップ」)し、BPRM光イオン化クロスを比較します。FeXVIIとFeXVIIIの両方の高$n\ell$レベルのセクション。これら2つの方法を使用すると、バックグラウンド光イオン化断面積で良好な一致が見られ、結合レベル断面積の完全な一致も保証されます。CC-BPRM計算を補完するために、追加の束縛準位を含む束縛遷移と、論文RMOPIIに記載されているBPRM自動イオン化共鳴に対応する多数の二重励起準束縛準位が、RDW法を使用して計算されます。高エネルギー領域での光イオン化断面積も計算され、約500$Ry$まで比較され、BPRMよりも高いコアレベルの励起による寄与が考慮されます。いくつかの背景の断面を正確に再現する上で重要な役割を果たす、構成の相互作用の影響が調査されています。追加のRDWレベルは、Mihalas-Hummer-D\"{a}ppen状態方程式(論文I)に従ってごくわずかに存在する上限$n\ell$限界レベルに対応するという事実により、その効果は不透明度は小さいと予想されます。
不透明度の R マトリックス計算: I. 方法論と計算
血漿不透明度を改善するための放射パラメータを計算するためのRマトリックス方法論の拡張バージョンが提供されます。主に歪み波(DW)近似に依存する既存の手法との対比と比較について、精度を検証し、特に不透明度プロジェクト(OP)を参照して未解決の問題を解決するために説明します。組み込まれた改良点には、(i)微細構造を含む複雑な原子系の大規模ブライト・パウリR行列(BPRM)計算、(ii)発振器を計算するための(e+ion)システムの収束密結合波動関数拡張があります。強度と光イオン化断面積、(iii)天体物理学と実験で注目される開殻鉄イオンと閉殻鉄イオン、(iv)エネルギー温度密度に依存する断面積の関数としての自己電離共鳴のプラズマ拡大の処理、(v)高度に励起された準位のR行列計算と収束を比較する「top-up」手順、および(vi)共鳴および束縛されたイオン準位の分光学的同定。現在のRマトリックスの単色不透明度スペクトルはOPとは根本的に異なり、ロッセランド平均不透明度およびプランク平均不透明度の向上につながります。このシリーズの他の論文で報告された研究および進行中の研究の概要が示されています。OPの研究の現在の再検討に基づいて、重元素の不透明さのために高温密度のプラズマ源の修正が必要であることは明らかです。
抵抗磁気流体力学シミュレーションと漸近膨張における磁気ねじ山付き降着円盤
| Title |
Magnetically_threaded_accretion_disks_in_resistive_magnetohydrodynamic_simulations_and_asymptotic_expansion |
| Authors |
Miljenko_\v{C}emelji\'c,_W{\l}odek_Klu\'zniak,_Varadarajan_Parthasarathy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14910 |
目的。中心天体とその降着円盤の間の磁気結合の現実的なモデルは、星や恒星の残骸の回転履歴を理解するための前提条件です。この目的を達成するために、私たちは磁気流体力学(MHD)シミュレーションと一致する解析モデルを提供することを目指しています。方法。私たちは初めて、誘導方程式とエネルギー方程式を含む、薄い磁気降着円盤の定常漸近膨張方程式の完全なセットを書きました。また、公開されているコードPLUTOを使用して、磁気双極子を備えた星の周囲の降着円盤の抵抗MHDシミュレーションも実行しました。私たちは解析結果を数値解と比較し、星と円盤の磁気圏相互作用を記述する誘導方程式の以前の解との関連で結果を議論しました。結果。私たちは、円盤を貫く磁場が薄い円盤の内部では数桁抑制されるため、恒星磁場の存在が速度場や円盤内部の密度プロファイルに強い影響を与えないことを発見しました。MHDシミュレーションで見つかった密度フィールドと速度フィールドは、解析解の半径方向および垂直方向のプロファイルと一致します。定性的には、MHDシミュレーションにより、ディスクのみで誘導方程式を解くことによって以前に得られた解と同様の内部磁場が得られます。ただし、磁場の構成は、ディスクの外側の磁場の膨張によって定量的に影響を受けます。これは正味トルクに反映されます。星にかかるトルクは、非磁性の場合よりも磁性の場合の方が一桁大きくなります。星のスピンアップは、MHDの場合の降着のタイムスケールに匹敵するタイムスケールで起こり、星の磁場が存在しない場合には1桁遅くなります。
XSM、AIA、XRTによるBクラスフレアの多波長観測
| Title |
Multi-wavelength_observations_of_a_B-class_flare_using_XSM,_AIA,_and_XRT |
| Authors |
Yamini_K._Rao,_B._Mondal,_Giulio_Del_Zanna,_N._P._S._Mithun,_S._V._Vadawale,_K._K._Reeves,_Helen_E._Mason,_and_Anil_Bhardwaj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14912 |
チャンドラヤーン2/XSM、SDO/AIA、ひので/XRTによる、2021年2月25日に北西縁付近の活動領域(AR12804)から発生したBクラスフレアの多波長観測を紹介します。マイクロフレアは約30分間続き、温度が10MKに達するホットループで構成されます。温度感度が異なる3つの機器すべてからフレアのピークで得られた平均実効温度が、優れた一致(20%以内)であることを報告します。Be-thinとBe-medを組み合わせたXRTフィルターは、このようなマイクロフレア現象における高温を測定する優れた機会を提供します。マイクロフレアの進化中の元素存在量も研究され、上昇期と衰退期のコロナ値と比較して、フレアのピーク時の光球値に向かって低下することが観察されています。これは、以前のXSM研究と一致しています。
| Title |
The_Effects_of_Non-Equilibrium_Velocity_Distributions_on_Alfv\'en_Ion-Cyclotron_Waves_in_the_Solar_Wind |
| Authors |
Jada_Walters,_Kristopher_G._Klein,_Emily_Lichko,_Michael_L._Stevens,_Daniel_Verscharen,_and_Benjamin_D._G._Chandran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14944 |
この研究では、一般に想定されている2成分バイマクスウェル構造ではなく、太陽風の陽子速度分布関数(VDF)に見られる複雑な構造が、平行伝播微小不安定性の発生と進展にどのような影響を与えるかを調査します。数値分散ソルバーである任意線形プラズマソルバー(ALPS)を使用して、風探査機による太陽風の観測から抽出された陽子VDFに対して計算されたAlfv\'enモードの実周波数と成長/減衰率を求めます。この波の挙動を、風陽子VDFのコアアンドビームのバイマクスウェルフィットに同じ手順を適用して得られた挙動と比較します。抽出されたデータとバイマクスウェル分布で得られたプラズマ波には、VDFの形状に対する成長/減衰率の強い依存性など、いくつかの大きな違いがあることがわかりました。これらのVDFに準線形拡散演算子を適用することで、VDF構造の違いが波の成長と減衰率に大きな影響を与える速度空間内の共鳴相互作用領域を特定します。VDF構造に対するAlfv\'enモードの挙動の敏感な依存性のこの実証は、太陽風陽子バックグラウンドVDFのバイマクスウェルモデルの線形理論によって予測されるAlfv\'enイオン-サイクロトロン不安定性閾値が宇宙船の観測を完全に制約しない理由を説明する可能性があります。Wind宇宙船によって作られたものなど、太陽風陽子VDFの研究。
深層学習モデルによる太陽フラックス進化ビデオの効率的なラベル付け
| Title |
Efficient_labeling_of_solar_flux_evolution_videos_by_a_deep_learning_model |
| Authors |
Subhamoy_Chatterjee,_Andr\'es_Mu\~noz-Jaramillo,_and_Derek_A._Lamb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14976 |
機械学習(ML)は、大規模で複雑なデータを調べるための重要なツールになりつつあります。ラベル付けは、意味のある注釈を追加するプロセスとして定義され、教師ありMLの重要なステップです。ただし、データセットのラベル付けには時間がかかります。ここでは、粗雑にラベル付けされた天文ビデオでトレーニングされた畳み込みニューラルネットワーク(CNN)を活用して、データのラベル付けの品質を向上させ、人間の介入の必要性を軽減できることを示します。私たちは、太陽円盤上の最初の検出に基づいて、双極磁気領域(BMR)の出現または非出現という2つのクラスに大まかに分類された太陽磁場のビデオを使用します。大まかなラベルを使用してCNNをトレーニングし、手動で検証し、ラベルとCNNの不一致を修正し、収束するまでこのプロセスを繰り返します。従来、フラックス出現のラベル付けは手動で行われてきました。この反復プロセスを通じて得られた高品質のラベル付きデータセットにより、必要な手動検証が50%削減されることがわかりました。さらに、ビデオを段階的にマスクし、CNN推論の最大の変化を探すことにより、CNNを再トレーニングすることなくBMR出現時間を特定します。これは、複雑な動的イベントのラベル付けという困難なタスクを簡素化するためのCNNの多用途性を示しています。
太陽風パラメータのアドホック ニューラル ネットワーク再構築の範囲と制限
| Title |
Scope_and_limitations_of_ad_hoc_neural_network_reconstructions_of_solar_wind_parameters |
| Authors |
Maximilian_Hecht,_Verena_Heidrich-Meisner,_Lars_Berger,_and_Robert_F._Wimmer-Schweingruber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14980 |
太陽風の特性は、太陽源地域の条件と輸送履歴によって決まります。陽子の速度、陽子密度、陽子の温度、磁場強度、酸素の荷電状態組成などの太陽風のパラメータは、太陽風の太陽源領域を調査するための代用として使用されます。太陽源領域の輸送と条件は、いくつかの太陽風のパラメータに同時に影響を与えます。観察された冗長性は、一連の隠れた変数によって引き起こされている可能性があります。選択した4つの太陽風パラメーターの関数が5番目の太陽風パラメーターをどの程度適切にモデル化できるかを判断することで、この仮定をテストします。このような関数が完全なモデルを提供する場合、この太陽風パラメータは、他の4つのパラメータの隠れた変数から一意に決定されるでしょう。私たちはニューラルネットワークを関数近似器として使用し、考慮された太陽風パラメーター間の未知の関係をモデル化しました。このアプローチは、AdvancedCombopositionExplorer(ACE)からの太陽風データに適用されます。ニューラルネットワークの再構築は、観察と比較して評価されます。測定の不確かさによって定義される制限内で、陽子密度と陽子温度を適切に再構築できます。また、流れの境界面の前後にある太陽風の流れでは、再構築が最も困難であることもわかりました。考慮されるすべての太陽風パラメータ、特に陽子密度、温度、酸素の荷電状態比については、パラメータの再構築は測定の不確実性によって妨げられます。セクターリバーサルプラズマの再構成精度は、ストリーマベルトやコロナホールプラズマの再構成精度に比べて著しく低いです。輸送の影響を受けない特性である酸素の荷電状態比の再構成が難しいという事実は、輸送の影響を受けた陽子プラズマ特性からソース固有の情報を回復することが困難であることを意味している可能性があります。
過去の磁力図データを使用した確率論的な太陽フレア予測
| Title |
Probabilistic_solar_flare_forecasting_using_historical_magnetogram_data |
| Authors |
Kiera_van_der_Sande,_Andr\'es_Mu\~noz-Jaramillo,_Subhamoy_Chatterjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15410 |
機械学習(ML)を使用した太陽フレア予測研究は、太陽周期24と太陽周期25の始まりをカバーするSDO/HMI時代の高解像度磁力線データに焦点を当てており、太陽周期23からのデータについてはSOHO/MDIを遡った取り組みも行われています。この論文では、複数の機器からの毎日の過去の磁気記録データの4太陽周期以上を考慮します。これは、MLベースのフレア予測にこの履歴データを活用する最初の試みです。畳み込みニューラルネットワーク(CNN)を適用してフルディスクマグネトグラムから特徴を抽出し、ロジスティック回帰モデルとともにマグネトグラムとフレア履歴に基づくスカラー特徴を組み込みます。私たちはアンサンブルアプローチを使用して、今後24時間以内のMクラス以上のフレアの校正された確率的予測を生成します。全体として、履歴データを含めることで予測スキルと信頼性が向上することがわかりました。私たちは、単一フレームのマグネトグラムには、少数のスカラー特徴に要約できるよりもはるかに関連性の高い情報が含まれていないこと、およびフレア履歴の方がCNNで抽出された特徴よりも高い予測力を持っていることを示します。これは、フレア予測モデルに時間情報を含めることの重要性を示しています。
活動領域コアにおける小規模なコロナ加熱現象に対する低大気の反応の高解像度観測
| Title |
High_Resolution_Observations_of_the_Low_Atmospheric_Response_to_Small_Coronal_Heating_Events_in_an_Active_Region_Core |
| Authors |
Paola_Testa_(1),_Helle_Bakke_(2,3),_Luc_Rouppe_van_der_Voort_(2,3),_and_Bart_De_Pontieu_(4,2,3)_((1)_Harvard-Smithsonian_Center_for_Astrophysics,_(2)_Rosseland_Centre_for_Solar_Physics,_University_of_Oslo,_(3)_Institute_of_Theoretical_Astrophysics,_University_of_Oslo,_(4)_Lockheed_Martin_Solar_&_Astrophysics_Laboratory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15417 |
コロナ加熱現象中の太陽下部大気（彩層と遷移領域）の高分解能スペクトル観測と、衝撃的に加熱されたループのモデルからの予測を組み合わせることで、活動領域コアの加熱特性の強力な診断が可能になります。今回我々は、スウェーデンの1メートル太陽望遠鏡（SST）にある界面領域イメージング分光計（IRIS）と色彩圏イメージング分光計（CHROMIS）を使って、このような現象の最初の連携観測を分析した。これにより、非常に高い空間分解能が得られ、彩層の増光が明らかになった。空間寸法は最大150kmまで。私たちは機械学習手法(k-meansクラスタリング)を使用して、彩層スペクトルの空間的および時間的特性における重要な一貫性を発見し、ひいてはコロナ加熱の空間的および時間的分布の一貫性を示唆しています。IRISおよびCHROMISスペクトルとシミュレーションとの比較は、低エネルギー(低エネルギーカットオフ~5keV)の非熱電子と熱伝導によって運ばれるコロナ内の直接加熱の両方が低層大気の加熱に寄与していることを示唆しています。これは、小規模な加熱現象（ナノフレアからマイクロフレア）では非熱電子が珍しくなく、その特性が彩層および遷移領域のスペクトル観測によって制約される可能性があるという証拠が増えつつあることと一致している。
| Title |
Neutrinos_from_the_Sun_can_discover_dark_matter-electron_scattering |
| Authors |
Tarak_Nath_Maity,_Akash_Kumar_Saha,_Sagnik_Mondal,_Ranjan_Laha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12336 |
私たちは、太陽からの高エネルギーニュートリノ観測を使用して、暗黒物質と電子の散乱を調査します。電子と相互作用する暗黒物質（DM）は、太陽の内部に捕捉される可能性があります。これらの捕捉されたDMは消滅して、さまざまな標準モデル(SM)粒子が生成される可能性があります。これらのSM状態から生成されるニュートリノは、IceCubeとDeepCoreで観察できます。太陽方向からのニュートリノは過剰ではありませんが、IceCubeとDeepCoreの現在のデータセットは、DM質量範囲$10\,$GeVから$10^5\のDM電子散乱断面積に最も強い制約を設定していることがわかります。,$GeV。私たちの研究は、ニュートリノ望遠鏡による将来の太陽の観測によって、DM-電子相互作用が発見される可能性があることを示唆しています。
| Title |
Spin_dependence_of_black_hole_ringdown_nonlinearities |
| Authors |
Jaime_Redondo-Yuste,_Gregorio_Carullo,_Justin_L._Ripley,_Emanuele_Berti_and_Vitor_Cardoso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14796 |
一般相対性理論の非線形特性は、インスパイアから最終リングダウン段階まで、2つのブラックホールの合体にその痕跡を残します。非線形性の影響を定量化するために、ブラックホール摂動理論の二次に取り組み、ブラックホールのスピンと初期データを変化させたときに、二次モードを駆動する一次モードと比較して二次モードの励起を研究します。混乱。2次モードの相対振幅は、考慮する初期データにわずかに依存しますが、大きなブラックホールスピンでは大きく減少します。これは、極値以下のカーブラックホールに対するカー-CFT対応に基づく計算の外挿には注意が必要であることを意味します。
すべてのループ注文におけるインフレ相関係数の非分析性とオンシェル因数分解
| Title |
Nonanalyticity_and_On-Shell_Factorization_of_Inflation_Correlators_at_All_Loop_Orders |
| Authors |
Zhehan_Qin,_Zhong-Zhi_Xianyu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14802 |
宇宙のインフレーション中の量子場のダイナミクスは、遅延境界相関器を介して調査できます。これらの境界相関器の解析構造には、バルクダイナミクスの豊富な物理情報が含まれており、宇宙論的コライダーの観測物とも密接に関連しています。この研究では、任意のループ次数で大規模な交換を行うインフレ相関器について、非ローカル信号と呼ばれる特定のタイプの非解析的動作を研究します。我々は、任意のループグラフ内の非局所信号の考えられるすべてのソースを特定する信号検出アルゴリズムを提案し、このアルゴリズムが網羅的であることを証明します。次に、任意の数のループを持つグラフ内の主要な非局所信号に対するオンシェル因数分解定理のいくつかのバージョンを提示し、主要な非局所信号に対する明示的な解析式を提供します。また、非局所信号切断規則を任意のループグラフに一般化します。最後に、nループメロングラフやさまざまな2ループグラフなど、結果の使用法を示す多くの明示的な例を提供します。
恒星の核崩壊からのスカラー重力波を使用した大規模なスカラー場の自己相互作用の抑制
| Title |
Constraining_self-interactions_of_a_massive_scalar_field_using_scalar_gravitational_waves_from_stellar_core_collapse |
| Authors |
Naomichi_Asakawa_and_Yuichiro_Sekiguchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15052 |
私たちは、スカラー場の３次および４次の自己相互作用を伴う大規模なスカラーテンソル理論に基づいて、恒星の核の崩壊からの重力波の包括的な数値研究を実行します。私たちは、自己相互作用、スカラー場の質量、共形因子に対する重力波の依存性を調査します。重力波スペクトルは、3次と4次の自己相互作用の間の系統的な違いを示していることを発見しました。また、この系統的な差異はスカラー場の質量と等角因子の影響を受けないこともわかります。私たちの結果は、自己相互作用の種類が、将来計画されている検出器を使用した重力波の観測によって制約される可能性があることを示しています。
| Title |
Probing_Quarkyonic_Matter_in_Neutron_Stars_with_the_Bayesian_Nuclear-Physics_Multi-Messenger_Astrophysics_Framework |
| Authors |
Peter_T._H._Pang,_Lars_Sivertsen,_Rahul_Somasundaram,_Tim_Dietrich,_Srimoyee_Sen,_Ingo_Tews,_Michael_Coughlin,_Chris_Van_Den_Broeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15067 |
中性子星の内部には、私たちの宇宙で実現される最高密度の物質が含まれています。興味深いことに、高密度物質の理論的研究は、2つの太陽質量中性子星の存在と組み合わせて、音速$c_s$が共形限界($c_s^2\sim1/3$)をはるかに超える値まで増加する必要があることを示しています。)より高い密度で再び減少する前に。この減少は、強力な一次相転移、またはハドロン物質からクォーク物質へのクロスオーバー転移のいずれかによって説明できる可能性があります。後者のシナリオでは、音速の顕著なピークが等角限界を超える値に達し、推測される動作を自然に説明できます。この研究では、モデルパラメータを制約することを目的として、核物理学マルチメッセンジャー天体物理学フレームワーク\textsc{NMMA}を使用して、四京物質モデルの予測と中性子星の天体物理学的観測を比較します。クォーキョニック物質が中性子星内で実現すると仮定すると、中性子星の核内には太陽質量2倍の範囲の質量を持つ大量のクォークが存在する可能性があり、その量は$\sim0.13M_\odot$に達します。総質量の$\sim5.9\%$。さらに、ここで調査した四京物質モデルの場合、$1.4M_\odot$中性子星の半径は$13.44^{+1.69}_{-1.54}(13.54^{+1.02}_{-1.04})$kmになります。AT2017gfoが含まれていない(含まれている)場合、$95\%$の信頼性があります。
| Title |
Einstein_vs_Hawking:_Black_hole_binaries_and_cosmological_expansion |
| Authors |
Aur\'elien_Barrau,_Baptiste_Blachier,_Maxime_Lahlou,_Andrew_Liu,_Killian_Martineau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15117 |
このメモは、古典的な一般相対論的力学がホーキング蒸発によって引き起こされる進化と競合する2つの異なる状況を調査することを目的としています。私たちは特に、重力波と重力子を放出するブラックホールの連星系と、ブラックホールがそれ自身の放射線浴に浸されたときの宇宙論的進化に焦点を当てています。どちらの場合も、いくつかの重要な特徴に下線が引かれています。
私たちは、インフレーション再加熱中の位置ずれによるQCDアクシオンおよびアクシオン様粒子(ALP)暗黒物質生成の現象学を調査します。再加熱によるインフレトンの減衰と消滅を考慮して、一般的なポテンシャル$\sim\phi^n$内で振動するインフレトンを含むシナリオを調査します。再加熱温度が低い場合、正しい遺物の存在量につながるパラメータ空間を標準の場合を超えて拡大することができます。インフレトンと物質の結合の種類と$n$の値に応じて、拡張パラメーター空間の特定の部分がADMX、CAPP、およびMUSEの実験によってすでに制約されていることがわかります。将来のハロスコープ実験では、厳しい制約が課されることが予想されます。再加熱のダイナミクスを制限する際にアクシオン実験を利用できる可能性を強調します。
宇宙搭載検出器による重力波バーストの探索
| Title |
Searching_Gravitational-Wave_Bursts_with_Space-Borne_Detectors |
| Authors |
Zheng_Wu,_Hui-Min_Fan,_Yi-Ming_Hu,_Ik_Siong_Heng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15354 |
ミリヘルツ重力波帯域は、TianQinのような宇宙搭載検出器によって開かれると期待されています。さまざまなメカニズムによって重力波の短い爆発が発生する可能性がありますが、その実際の波形をモデル化するのは難しい場合があります。このような重力波バーストを特定し、ノイズ過渡現象として誤分類しないようにするために、信号に敏感でないチャネルを利用してノイズ過渡現象を拒否する原理実証エネルギー超過法を提案しました。私たちはシミュレートされたデータでテストを実行し、信号対雑音比20のバーストの場合、過渡ノイズの汚染があっても、私たちの方法は年に1回の誤報率の下で97.4%の検出効率に達することができます。ただし、ノイズ過渡現象が頻繁に発生すると、検出効率が低下します。
重力と結合したスカラー場の幾何学とユニタリティ
私たちは、明らかにフレームに依存しない方法で重力と非共形的に結合したスカラー場理論を定式化します。$S$行列などの物理量は場の再定義のもとで不変である必要があるため、ターゲット空間の幾何学的形状によって表現されます。ただし、このエレガントな幾何学的定式化は、ワイル変換に関連する冗長性のため、重力との結合を考慮すると不明瞭になります。有名な例はヒッグスインフレーションです。ヒッグスのターゲット空間はジョーダン系では平坦ですが、アインシュタイン系では湾曲します。さらに、O$(N)$非線形$\sigma$モデルの任意の幾何学形状は、適切なワイル変換によって平坦化できることさえ示すことができます。この手紙では、計量の等角モードを含めることによってターゲット空間の概念を拡張し、拡張された幾何学が明らかにワイル変換/場の再定義不変であるコンパクトな定式化を提供することを示します。この形式主義に基づいて、2対2の散乱振幅から摂動ユニタリティー違反の規模を推定します。
量子センシングによる単一重力子の検出
| Title |
Detecting_single_gravitons_with_quantum_sensing |
| Authors |
Germain_Tobar,_Sreenath_K._Manikandan,_Thomas_Beitel,_Igor_Pikovski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15440 |
重力の量子化により、重力子、つまり重力波を形成する離散エネルギーの粒子が生じると広く信じられています。しかし、これまでのところ、それらの検出は不可能であると考えられています。ここでは、単一重力子の痕跡が実験室で観察できることを示します。我々は、刺激された自発的な単一重力子プロセスが大規模な量子音響共振器に関連する可能性があること、および刺激された吸収が量子ジャンプの連続感知によって解決できることを示します。私たちは、物質と重力波の間の単一エネルギー量子の交換を観察する実現可能性を分析します。私たちの結果は、単一重力子の痕跡が実験の範囲内にあることを示しています。光子の光電効果の発見と同様に、そのような痕跡は重力の量子化の最初の実験的証拠を提供する可能性があります。
