ウェーブレット散乱変換のシミュレーションベースのエミュレーターを使用した BOSS 銀河クラスタリングからの正確な宇宙論的制約
| Title |
Precise_Cosmological_Constraints_from_BOSS_Galaxy_Clustering_with_a_Simulation-Based_Emulator_of_the_Wavelet_Scattering_Transform |
| Authors |
Georgios_Valogiannis,_Sihan_Yuan,_Cora_Dvorkin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16116 |
ウェーブレット散乱変換(WST)係数のシミュレーションベースのエミュレーターを使用して、BOSSCMASSDR12銀河データセットの再解析を実行します。この推定器の最初の銀河クラスタリングアプリケーションの基礎を築いた以前の研究を超えて、状態から訓練されたWST係数と2点相関関数多極子の宇宙論的依存性のためのニューラルネットベースのエミュレータを構築します。\textsc{AbacusSummit}シミュレーションの最先端のスイートと、柔軟なHalo占有分布(HOD)銀河モデルを組み合わせたものです。パイプラインの精度を確認するために、パイプラインを一連の徹底的な内部および外部モックパラメーター回復テストにかけた後、それを適用して赤方偏移範囲$0.46<z<0.57$のCMASS観測を再分析しました。結合WST+2点相関関数尤度分析により、$\Lambda$CDMパラメーターで周辺化された1$\sigma$誤差を取得できることがわかりました。これは、2点相関関数と比較して、$2.5-6$倍厳密です。点相関関数を使用すると、WSTのみの結果と比較して$1.4～2.5$の係数が得られます。これは、それぞれパラメータ$\omega_c$、$\sigma_8$$\&$$n_s$の決定の競合$0.9\%$、$2.3\%$、$1\%$レベルに対応し、また$0.7\%にも対応します。$$\&$$2.5\%$の導出パラメータhおよび$f(z)\sigma_8(z)$の制約は、\textit{Planck}2018の結果と一致します。私たちの結果は、WSTの抑制力を再確認し、今後のStage-IV分光観測の力を最大限に活用するために高次統計を採用するという刺激的な見通しを強調しています。
拡散モデルによる CMB 観測からのゴミの除去
| Title |
Removing_Dust_from_CMB_Observations_with_Diffusion_Models |
| Authors |
David_Heurtel-Depeiges,_Blakesley_Burkhart,_Ruben_Ohana,_Bruno_R\'egaldo-Saint_Blancard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16285 |
宇宙論では、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)観測における原始$B$モードの探索により、銀河塵前景の洗練されたモデルの重要な必要性が浮き彫りになった。私たちは、ダスト前景の拡散ベースのモデリングと、成分分離に対するその関心を調査します。既知の宇宙論(または共分散行列)を備えたガウスCMBの仮定の下で、サンプリングプロセスが成分分離のコンテキストにおける事後サンプリングと直接一致するように、ダスト排出マップの例で拡散モデルをトレーニングできることを示します。これを、粉塵放出とCMBの混合をシミュレートして説明します。コンポーネントの一般的な要約統計量(パワースペクトル、ミンコフスキー関数)がこのプロセスによって適切に回復されることを示します。また、コンポーネントの分離に関して単一の宇宙論を使用してトレーニングされたモデルよりも優れたCMB宇宙論によって条件付けされたモデルも紹介します。このようなモデルは、拡散ベースの宇宙論的推論の将来の研究で使用されるでしょう。
対数正規近似を使用した Lyman-$\alpha$ フォレストの共分散行列
| Title |
Covariance_matrices_for_the_Lyman-$\alpha$_forest_using_the_lognormal_approximation |
| Authors |
Bhaskar_Arya,_Aseem_Paranjape_and_Tirthankar_Roy_Choudhury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16464 |
赤方偏移ビン全体にわたるライマン$\alpha$(Ly$\alpha$)フォレストの小規模フラックス統計における相関の性質を調査します。これらの相関関係を理解することは、Ly$\alpha$フォレストを使用した偏りのない宇宙論的および天体物理学的パラメーターの推論にとって重要です。以前の研究で開発した半数値対数正規モデルを使用してシミュレートした1次元の磁束パワースペクトル(FPS)と平均磁束($\barF$)に焦点を当てます。対数正規モデルは、ボックスの体積によって制限される完全平滑化粒子流体力学(SPH)シミュレーションと比較して、長波長モードの効果を比較的容易に捉えることができます。サイズ$\Deltaz\simeq0.1$の単一の赤方偏移ビンについて、対数正規モデルがFPS内の$k$ビン間の正の相互相関と、$\barF\times$FPSの負の相関を予測することを示します。、SPHシミュレーションおよび理論的期待と定性的に一致しています。それぞれ幅$\Deltaz$の2つの隣接する赤方偏移ビンにわたる測定値(長さ$2\Deltaz$のスキューを半分に「分割」することで取得)について、対数正規モデルはFPS$\times$FPSと$\barF\times$FPSの正の相関。長波長モードによって引き起こされます。これは、そのような「分割」串から導出される相互赤方偏移相関の無視できる程度の大きさを予測するSPHシミュレーションとは対照的であり、この違いの考えられる理由について説明します。最後に、長波長モードを無視した場合のパラメーター推論への影響について予備テストを実行します。その結果、隣接する赤方偏移ビンの相関構造の影響は比較的小さいものの、モデルに長波長モードが存在しないことが$\gtrsim2-につながる可能性があることがわかりました。\sigma$は天体物理パラメータの推論におけるバイアスです。私たちの結果は、パラメータ推論のために小規模なLy$\alpha$フォレストに依存する解析において、長波長モードをより慎重に扱う動機付けとなります。
パルサータイミングアレイを使用して初期宇宙の音速と状態方程式を同時に調査
最近、いくつかの主要なパルサータイミングアレイ(PTA)の共同研究により、ナノヘルツ領域付近の周波数に重力波背景が存在するという強力な証拠が集まりました。PTA信号がスカラー誘起重力波によるものであると仮定して、NANOGrav15年データセット、PPTADR3、およびEPTADR2からのPTAデータを共同で使用して、初期宇宙の状態を調査します。具体的には、状態方程式パラメータ($w$)、音速($c_s$)、再加熱温度($T_\mathrm{rh}$)を調べ、$w=0.60^{+0.32}_を求めます。曲率摂動の対数正規パワースペクトルの場合は、{-0.39}$、$c_s\gtrsim0.09$、および$T_\mathrm{rh}\lesssim0.2\,\mathrm{GeV}$です。さらに、ベイズ係数を計算して、さまざまなモデルを放射線支配モデル($c_s^2=w=1/3$)と比較し、無圧力流体支配モデルを効果的に除外します。私たちの研究は、初期宇宙の性質を探る強力なツールとしてのスカラー誘起重力波の重要性を強調しています。
ヨーロッパの低周波調査
| Title |
The_European_Low_Frequency_Survey |
| Authors |
Aniello_Mennella,_Kam_Arnold,_Susanna_Azzoni,_Carlo_Baccigalupi,_Anthony_Banday,_R._Belen_Barreiro,_Darcy_Barron,_Marco_Bersanelli,_Sean_Casey,_Loris_Colombo,_Elena_de_la_Hoz,_Cristian_Franceschet,_Michael_E._Jones,_Ricardo_T._Genova-Santos,_Roger_J._Hoyland,_Adrian_T._Lee,_Enrique_Martinez-Gonzalez,_Filippo_Montonati,_Jose-Alberto_Rubino-Martin,_Angela_Taylor,_Patricio_Vielva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16509 |
本稿では、銀河系および銀河系外の観測を行うことにより、レベル10$^{-3}$までの原始$B$モード偏光の前景なし測定を可能にするプロジェクトである欧州低周波探査(ELFS)を紹介する。5～120GHzの周波数ウィンドウでの放射。実際、Bモード偏光の測定における主な困難は、その微弱さだけではなく、宇宙の他の多くの物体も偏光マイクロ波を放出し、微弱なCMB信号をマスクしているという事実からもたらされます。このプロジェクトの第1段階は、シモンズアレイ(SA)とのコラボレーションと相乗して実施され、チリのアタカマにある3台の3.5mSA望遠鏡のうちの1台の焦点に5.5～11GHzのコヒーレント受信機を設置します("SAのELFS」）。受信機には、最新のザイリンクスRFシステムオンチップデバイスをベースにした完全デジタルバックエンドが装備され、観測帯域全体にわたって1MHzの周波数分解能を提供し、不要な無線から科学信号を除去できるようになります。周波数干渉、特に低軌道衛星メガコンステレーションからの干渉。この論文は、ELFSの科学的動機とその手段的特徴をレビューし、SAでのELFSの開発に関する最新情報を提供します。
宇宙像を用いた後期宇宙からのハッブル定数、空間曲率、および音の地平線に対する結合制約
| Title |
Joint_Constraints_on_the_Hubble_Constant,_Spatial_Curvature,_and_Sound_Horizon_from_the_Late-time_Universe_with_Cosmography |
| Authors |
Kaituo_Zhang,_Tianyao_Zhou,_Bing_Xu,_Qihong_Huang,_Yangsheng_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16512 |
この論文では、Ia型超新星(SNeIa)の最新のPantheon+サンプル、バリオン音響振動(BAO)測定、ハッブル観測データ(OHD)を使用して、ハッブル定数$H_0$、空間曲率$\Omega_{\rmK}$、および抗力エポック$r_{\rmd}$の終わりの音の地平線。モデルに依存しないようにするには、4つの宇宙図モデル、つまり赤方偏移に関するテイラー級数$y_1=z/(1+z)$、$y_2=\arctan(z)$、$y_3=\ln(1+z))$およびPad\'e近似式は、平坦な宇宙を仮定せずに使用されます。結果は、$H_0$が$\Omega_{\rmK}$および$r_{\rmd}$と逆相関しており、$\Omega_{\rmK}$または$r_{\rmdが小さいことを示しています。}$はハッブルの緊張を緩和するのに役立ちます。そして、$H_0$と$r_{\rmd}$の値は、フラット$\Lambda$CDMモデルに基づくプランク宇宙マイクロ波背景放射(CMB)データから導かれた推定値と一致していますが、$H_0$は2.3にあります。$\sim$3.0$\sigma$は、これらすべての宇宙論的アプローチにおいて\cite{Riess2022}によって得られたものとの緊張関係にあります。一方、現在の観測では、テイラー級数の$y_1$と$y_2$の3次を除くすべての近似のもとで、平坦な宇宙が好まれています。さらに、ベイジアン証拠の値によれば、フラット$\Lambda$CDMが依然として結合データセットによって最も好まれているモデルであり、次数(2,2)のPad\'e近似、3番目であることがわかりました。$y_3$と$y_1$の次数は、データセットに最もよく適合する上位3つの宇宙図展開ですが、$y_2$に関するテイラー級数は基本的に除外されます。
重力波標準サイレンによる惰行宇宙論モデルの制約
我々は、LIGO-Virgo-KAGRA検出器ネットワークの最初の3回の観測実行で観測された重力波標準サイレンを用いた惰性宇宙論モデルの最初のテストを紹介する。コースティング宇宙論に適応した統計銀河カタログ法を適用し、曲率パラメーター$k=\left\{-1,0,+1\right\}$の3つの固定値に対する$H_0$ハッブル定数の制約を推測します。$H_0^2c^{-2}$単位。$46$の暗いサイレン検出と単一の明るいサイレン検出の組み合わせ分析から得られた最大事後分布と$68.3\%$の最高密度間隔は$H_0=\left\{68.1^{+8.5}_{-5.6},67.5です。それぞれ^{+8.3}_{-5.2}、67.1^{+6.6}_{-5.8}\right\}~\mathrm{km\s^{-1}\Mpc^{-1}}$。$H_0$に対するすべての制約は、$k$とは独立して惰行宇宙論における$H_0$に制約を与える差分年齢法を適用した$H_0$の最新の測定値と1シグマ以内で一致しています。私たちの結果は、$47$LIGO-Virgo検出の光度距離と赤方偏移範囲における$a(t)\proptot$線形展開、つまり$d_\mathrm{L}\lesssim5~\mathrm{Gpcを使用してすべての宇宙論モデルを制約します。}$および$z\lesssim0.8$。これには、実質的に惰行モデルファミリのすべての(厳密に線形および準線形の両方)モデルが含まれます。私たちが発見したように、惰行モデルと$\Lambda$CDMモデルは、適用された一連の重力波検出に同様によく適合します。
なぜインフレは私たちにとって単一の分野のように見えるのでしょうか?
宇宙のインフレーション段階を実現する高エネルギー構造のほとんどには、多くの自由度が含まれています。しかし、宇宙論的な観測はすべて単一フィールドの埋め込みと一致しています。ボリューム選択効果がこの明らかな矛盾をどのように説明するかを示します。量子拡散により、空間の異なる領域は異なる量だけ膨張します。最も膨張し、最終的には宇宙の体積を支配する領域では、膨張力学を単一フィールドアトラクターに向ける一般的なメカニズムが明らかになります。制約付き確率的インフレーションの形式主義は、この目的のために開発されました。
最も単純なインフレの可能性
インフレーションは初期宇宙では非常に支持されている理論です。これは、宇宙マイクロ波背景放射や大規模構造の現在の観測と互換性があり、原始重力波の検出の推進力となります。また、現在のデータの品質を考慮すると、多数の実装候補があり、決定が非常に不十分です。シンボリック回帰の新しい方法を使用して、演算子の2つの可能な基底セットのうちの1つについて、可能なすべての単純なスカラー場のポテンシャルを生成します。これらを単一フィールドのスローロールインフレーションモデルとして扱い、プランクデータ内の情報を圧縮する際の効率を定量化する情報理論的指標(「最小記述長」)でスコア付けします。ポテンシャルのパラメーター空間に関する2つの可能な事前分布を調査します。1つは関数の構造の複雑さに関連し、もう1つは理論的に動機づけられる可能性のある関数を優先するためにKatzバックオフ言語モデルを使用するものです。これにより、プランクデータを説明する際に、簡潔さと正確さのバランスが最適に保たれるインフレトンポテンシャルを特定することができ、その後、理論的な動機が見つかる可能性があります。私たちの探索的研究は、基礎物理学をデータから直接抽出するための扉を開き、初期宇宙の完全な理解の探求において、より洗練された理論的事前知識によって強化される可能性があります。
音響初期の暗黒エネルギーは依然としてハッブル張力を解決できるのでしょうか?
この論文では、新しいPantheon+とS$H_0$ESデータ、そしてBOSSLRGとeBOSSQSOを考慮して、音響初期ダークエネルギー(ADE)モデルがハッブル張力を解決する能力を再評価します。一方、大規模構造の有効場理論（ETFofLSS）に基づいて分析されたデータ。Pantheonデータよりも大きな$\Omega_m$値を優先するPantheon+データは、ADEモデルに対して強い制約力を持っていますが、BOSSおよびeBOSSデータのEFTofLSS分析では制約がわずかに増加するだけであることがわかります。ADEモデルはハッブルテンションの解決策として除外され、残りのテンションは$3.6\sigma$であることがわかります。さらに、アクシオンのような初期ダークエネルギーモデルは、残留張力が$2.5\sigma$である同じデータセットに直面した場合にパフォーマンスが向上することがわかりました。この研究は、Pantheon+データがハッブル張力の解決を目指すモデルに決定的な影響を与える可能性があることを示しています。
$\rho$ CrB システム内での惑星巻き込みの予後
系外惑星は、形成から出現した若い星から、白色矮星や中性子星を含む進化の後期段階に至るまで、生涯のさまざまな段階で星の周囲で検出されています。主系列後の恒星の進化は、惑星の潮汐の乱れや主星による飲み込みなど、惑星系の構造に劇的な、時にはトラウマ的な変化をもたらす可能性があります。$\rho$CrB系は、主星の比較的遅い年齢と明るさ、太陽の性質との類似性、および4つの既知の惑星の存在により、高度な主系列進化の特に興味深い事例です。ここでは、恒星進化モデルを使用して、$\rho$CrB恒星の性質の予想される軌道、特に主系列から外れて進化する今後10～15億年間の軌道を推定します。私たちは、内側の3つの惑星(e、b、c)が赤色巨星期と漸近巨星分岐の間に飲み込まれ、おそらく流体体ロシュ限界での蒸発または潮汐破壊によってこれらの惑星を破壊することを示します。外惑星である惑星dは、漸近的な巨大枝の終わりに向かって何度か恒星に短時間飲み込まれますが、恒星の質量減少とその後の惑星軌道の変化により、惑星は恒星の進化の白色矮星段階に生き残ることができる可能性があります。。私たちは、同様の星系に対するこの結果の影響について議論し、この星系のハビタブルゾーン内にある可能性のある惑星への影響について説明します。
回転する木星の表面冷却の低下により、有限の深さまで成長する対流帯が生じる
木星の重力場の最近の測定（ジュノーによる）と土星の環の地震学（カッシーニによる）は、両惑星が安定した層状の核を持ち、その核は重元素濃度の原始的な勾配を依然として持っていることを強く示唆している。木星の惑星は完全に対流しており、したがって完全に混合しているはずだと長い間予想されていたため、このような「拡散した」成層核の存在は驚きだった。表面冷却によって引き起こされる活発な対流ゾーンが表面に形成され、下からの流体の巻き込みによって深くなります。実際、この対流帯は非常に急速に成長し、地球全体が100万年以内に消費されると考えられていました。ここでは、連携して動作する2つのプロセスがこのパズルの解決策を提示することを提案します。巨大な惑星はすべて急速に回転しており、時間の経過とともに冷却速度が低下します。これらの効果はどちらも、対流ゾーンへの流体の同伴速度を低下させます。巨大惑星における同伴の解析的処方の使用を通じて、我々は、これら2つの効果、回転と表面冷却の減少により、最初は成長するが最終的には失速する対流帯を引き起こすことを実証しました。対流界面が漸近する深さは、回転速度と安定した内部の層構造に依存します。逆に、回転していない惑星や、現在のモデルが示唆しているよりも高いレベルの冷却を維持している惑星では、対流帯は永遠に深くなり、最終的には惑星全体に広がります。
2018 年 11 月 28 日の恒星食からのケンタウルス (2060) キロンの周囲の物質
| Title |
Material_Around_the_Centaur_(2060)_Chiron_from_the_2018_November_28_UT_Stellar_Occultation |
| Authors |
Amanda_A._Sickafoose,_Stephen_E._Levine,_Amanda_S._Bosh,_Michael_J._Person,_Carlos_A._Zuluaga,_Bastian_Knieling,_Mark_Lewis,_and_Karsten_Schindler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16205 |
ケンタウロス(2060)キロンによるガイアDR32646598228351156352の恒星掩蔽が、2018年11月28日(UT)に南アフリカ天文台から観測されました。ここでは、このイベントの74インチ望遠鏡からキロンの周囲の物質が確実に検出されたことを紹介します。さらに、いくつかの考えられる大気組成については、地球規模の大気は数十マイクロバールレベルで除外されます。74インチの光曲線には複数の3シグマドロップがあります。浸漬中に3つ、浸漬中に2つです。掩蔽物質は、スカイプレーンの核の中心から242～270kmの距離にあります。2011年の掩蔽からキロンに対して提案されたリング面の向きを仮定すると、光束降下は中心から352、344、316km(浸漬)、および357、364km(浸出)の位置にあり、通常の光学深さは0.26です。、0.36および0.22(水浸)、0.26および0.18(水浸)、および0.7～1.3kmの同等の幅。この検出は、以前に提案された2リングシステムに似ており、そのリング-ポール平面のエラーバー内に位置します。ただし、通常の光学深さは以前の値の半分未満であり、浸漬すると3つの特徴が検出されます。これらの結果は、周囲の物質の特性が2011年、2018年、2022年の観測の間に進化したことを示唆しています。
C/2020 S3彗星の揺れるプラズマ尾（エラスムス）
長周期彗星C/2020S3(エラスムス)は、UT202012.67に0.398天文単位で近日点に到達し、明るく太陽に近い天体になりました。STEREO-Aに搭載されたHI-1カメラとCOR2コロナグラフ、およびSoHOに搭載されたLASCO/C3コロナグラフを使用して2020年11月中旬から12月の間に撮影された画像は、プラズマ尾部の位置角度に大きな変化を示しています。これらの変動を分析するために、収差角度を計算する簡単な手法が開発されました。これらの角度は、軌道面で測定された、太陽と彗星の線と尾軸の間の角度として定義されます。収差角は$1.2^\circ$から$46.8^\circ$の範囲であり、平均(中央値)値は約$20.3^\circ$($16.3^\circ$)であることが判明した。収差角を考慮することにより、観測中の太陽風の動径速度は73.9km/sから573.5km/sの範囲であり、平均(中央値)値は約205.5km/s(182.3km/s)であると推定されました。観察全体を通じて、尾部が前傾している2つの期間が特定されましたが、これは収差だけでは説明できません。あるケースでは、この異常な位置角度が少なくとも11日間維持され、おそらく共回転相互作用領域が原因であると考えられます。もう1つのケースでは、尾部は約34時間という限られた期間内に、180$^\circ$から150$^\circ$、そして210$^\circ$に戻る劇的な変動を示した。この挙動は、NOAA12786から発射され、尾部が振る挙動を示している間にC/2020S3彗星に到着したハローコロナ質量放出との相互作用の結果として暫定的に説明される。
継続的な系外惑星の質量と半径の関係の解消
NASA系外惑星アーカイブから厳選された1,053個の確認された系外惑星のサブサンプルを使用して、経験に基づくべき乗則系外惑星の質量-半径-温度($M$-$R$-$T$)関係を構築します。直交距離回帰を使用して質量と半径の両方の誤差を考慮すると、データによって次のことが決定されます。1)異なる惑星体制の数。2)これらの領域の境界は、質量ブレークポイントで結合された壊れたべき乗則によって、または状態方程式と温度の変化によって引き起こされる不連続なべき乗則によって最もよく記述されるかどうか。我々は、データから3つの異なる惑星$M$-$R$体制と、それらの体制が不連続であることを強く裏付けることがわかりました。私たちの最も成功したモデルには$M$-$R$-$T$の関係が含まれており、氷/岩石(岩石質)惑星と氷巨人(海王星)惑星は純氷の状態方程式によって分離され、海王星と巨大ガス惑星は分離されています。(木星)惑星は、$M_{\rmbr}=115\pm19~M_{\oplus}$の質量ブレークによって分離されています。岩石惑星体制は$M\proptoR^{0.34\pm0.01}$に従うことが示されていますが、海王星は$M\proptoR^{0.55\pm0.02}$を持っています。両方の体制の惑星は、同様の最大質量まで広がっていることが見られます。木星体制では$M\proptoR^{0.00\pm0.01}T^{0.35\pm0.02}$であることがわかります。ここで$T$は惑星の平衡温度です。これは、これまでに検出された木星惑星については、平衡温度のみが質量の堅牢な推定量を提供することを意味します。
流星監視のための深層機械学習: 転移学習と勾配加重クラス活性化マッピングで進歩
| Title |
Deep_machine_learning_for_meteor_monitoring:_advances_with_transfer_learning_and_gradient-weighted_class_activation_mapping |
| Authors |
Eloy_Pe\~na-Asensio,_Josep_M._Trigo-Rodr\'iguez,_Pau_Gr\`ebol-Tom\`as,_David_Regordosa-Avellana,_Albert_Rimola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16826 |
ここ数十年で、流星研究のための光学検出システムの使用が劇的に増加し、その結果、膨大な量のデータが分析されるようになりました。自動流星検出ツールは、流星が継続的に流入するフラックスを研究し、新鮮な隕石を回収し、太陽系をより深く理解するために不可欠です。流星の検出に関しては、流星画像と流星以外の画像の誤検知を区別するのは従来手作業で行われており、非常に時間がかかりました。この問題に対処するために、畳み込みニューラルネットワーク(CNN)を使用して流星検出候補を分類する完全に自動化されたパイプラインを開発しました。私たちの新しい方法では、雲、月、建物などの静的な要素が含まれる画像でも流星を検出できます。各フレーム内で流星の位置を正確に特定するために、勾配加重クラスアクティベーションマッピング(Grad-CAM)技術を採用しています。この方法では、最後の畳み込み層からの活性化とその層の特徴マップ全体にわたる勾配の平均を乗算することにより、対象領域の識別が容易になります。これらの発見を最初の畳み込み層から得られた活性化マップと組み合わせることで、流星の最も可能性の高いピクセル位置を効果的に特定します。SpainMeteorNetwork(SPMN)によって収集された大規模なデータセットに基づいてモデルをトレーニングおよび評価し、98\%の精度を達成しました。ここで紹介する私たちの新しい方法論は、流星科学者や観測所のオペレーターの作業負荷を軽減し、流星の追跡と分類の精度を向上させる可能性があります。
ろうそくを吹き消す: 高赤方偏移で銀河を消す方法 -- 急速なスターバースト、AGN フィードバック、および環境のアンサンブル
| Title |
Blowing_out_the_Candle:_How_to_Quench_Galaxies_at_High_Redshift_--_an_Ensemble_of_Rapid_Starbursts,_AGN_Feedback_and_Environment |
| Authors |
Lucas_C._Kimmig,_Rhea-Silvia_Remus,_Benjamin_Seidel,_Lucas_M._Valenzuela,_Klaus_Dolag,_Andreas_Burkert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16085 |
JWSTとALMAによる最近の観測では、z=3以上の赤方偏移で非常に巨大な静止銀河が明らかになり、星の形成の急速な開始と消滅の両方が示されています。宇宙論シミュレーションスイートMagneticumPathfinderを使用して、z=3.42で3e10Msunより大きい恒星質量の36個の消光銀河を使用して、観測された数密度と恒星質量を再現します。私たちは、これらの銀河が、約2億ミリル以下の時間スケールで起こる、周囲のガスの特に等方性崩壊によって引き起こされる星形成の急速なバーストとその後のAGNフィードバックによって消光されることを発見しました。結果として得られるクエンチ銀河は、運動学的に高速回転し、アルファ強化された恒星成分をホストする一方、同様の恒星質量の銀河と比較して、より急峻な金属性とより平坦な年齢勾配を示します。銀河のガスは金属が濃縮されて放出されています。我々は、消光された銀河が最も密度の高いノードに存在するのではなく、むしろ局所的な低密度に存在することを発見した。私たちは、高い赤方偏移での将来の消光を予測するために観測可能な指標を分析し、500Myr未満のより短いタイムスケールではM_bh/M_*比が最良の予測因子であり、次に先行する星形成のバースト性、t50～t90(50からの消滅までの時間)が続くことを発見しました。%～90%の星の質量）。1Gyrを超える長い時間スケールでは、環境が最も強力な予測因子となり、t50～t90がそれに続きます。これは、高い赤方偏移では、古いガスの消費と新しいガスの欠如が、星形成の長期的な防止に星の存在よりも関連していることを示しています。巨大なAGN。私たちは、このような高zで消光された銀河の遺物は、強力なアルファ強調によって最もよく特徴づけられるはずであると予測しています。
マルチチャネル AGN フィードバックを使用した FIRE 宇宙論的ズームイン シミュレーションにおける消失した大質量銀河の形成
| Title |
Formation_of_quenched_massive_galaxies_in_FIRE_cosmological_zoom-in_simulations_with_multi-channel_AGN_feedback |
| Authors |
Lindsey_Byrne,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere,_Sarah_Wellons,_Philip_F._Hopkins,_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar,_Imran_Sultan,_Nastasha_Wijers,_Jorge_Moreno,_Sam_Ponnada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16086 |
超大質量ブラックホール(SMBH)からのフィードバックは、観測された星形成の消失と、天の川質量スケールを超える銀河の色の二峰性の重要な推進力であると考えられています。近年、さまざまな形式のSMBHフィードバックが銀河形成シミュレーションのサブグリッドモデルとして実装されていますが、ほとんどの実装には、単純化された処方または星間物質(ISM)の粗視化モデルが含まれています。$z\sim0$まで進化したAGNフィードバックを備えたFIRE-3宇宙論ズームインシミュレーションの最初のセットを提示し、質量範囲$10^{12}-10^{13}\のハローを持つ銀河のセットを調べます。{\rmM_{\odot}}$。これらの高解像度シミュレーションは、詳細な恒星物理学とISM物理学を、放射フィードバック、機械的流出、および一部のシミュレーションでは宇宙線を含むマルチチャネルAGNフィードバックと組み合わせます。これらのシミュレーションにおける大質量(>L*)銀河は、恒星の質量とハローの質量関係、$M_{\rmBH}$-$\sigma$関係、サイズと質量の関係、およびフェイバーとジャクソンの関係。AGNフィードバックを用いたシミュレーションにおける大質量銀河の多くは、観測結果と定性的に一致し、星形成と楕円形の形態を消失させました。対照的に、AGNフィードバックのない大質量端でのシミュレーションでは、大きすぎて星の形成速度が高すぎ、大きさが桁違いでコンパクトすぎ、フェーバージャクソンをはるかに超える速度分散を持つ銀河が生成されます。これらの成功にもかかわらず、分析されたAGN物理モデルは、フィードバックパラメーターが一定に保たれた場合に、研究された全質量範囲にわたって均一に現実的な銀河を必ずしも生成するとは限らず、ブラックホールモデリングのさらなる改良が必要である可能性があることを示しています。
ろうそくに再び火を灯す：高赤方偏移の巨大な消光銀河に何が起こるか
| Title |
Relight_the_Candle:_What_happens_to_High_Redshift_Massive_Quenched_Galaxies |
| Authors |
Rhea-Silvia_Remus_and_Lucas_C._Kimmig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16089 |
z=3を超える赤方偏移にある非常に大質量の静止銀河の不可解な集団が、最近JWSTとALMAによって明らかになりました。そのうちのいくつかは、消光時間がz=6と同じくらい高い恒星年齢を持ち、一方でそれらの恒星の質量はすでにそれを超えています5e10Msun。これらの非常に巨大であるにもかかわらず消光した銀河は、初期段階での銀河形成に関する私たちの理解に疑問を投げかけています。流体力学宇宙論シミュレーションスイートMagneticumPathfinderを使用して、高い赤方偏移でこのような巨大な消光銀河が、観測されたものと同様の数密度で首尾よく再現できることを示します。シミュレートされた消光銀河の星の質量、サイズ、形成赤方偏移、および星形成履歴は、JWSTで決定されたものと一致します。z=3.4でこれらの消光銀河を追跡すると、z=2までに20%がより大規模な構造に降着し、残りの80%のうち約30%がz=2まで若返り、さらに30%が消光したままであることがわかります。、残りの40％は非常に低いレベルの星形成で若返った。若返りによって形成される星は、主に銀河の中心ではなく、外側の領域で形成されます。さらに、我々は、大規模な消光銀河が宇宙網の最も大規模なノードに存在するのではなく、ほぼ天の川ハロー質量のサイドノードに存在することを実証した。z=0であっても、小質量銀河団になるのは約10%だけですが、z=3.4の消光銀河のほとんどは群質量ハローになり、約20%は実際にはハロー質量が1e13Msunにさえ達しません。
大量の暗黒物質が地球質量に影響を与える
| Title |
The_abundance_of_dark_matter_haloes_down_to_Earth_mass |
| Authors |
Haonan_Zheng,_Sownak_Bose,_Carlos_S._Frenk,_Liang_Gao,_Adrian_Jenkins,_Shihong_Liao,_Yizhou_Liu,_Jie_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16093 |
非常に高い解像度(低解像度から高解像度まで、L0からL7で示されます)を備えた一連の連続ネストされたN体シミュレーションであるVoids-within-Voids-within-Voids(VVV)シミュレーションを使用して、プレス$10^{-6}\\mathrm{M_\odot}のミニハローから質量範囲全体にわたるハロー存在量を表すSchechter(PS)、Sheth-Tormen(ST)、および拡張Press-Schechter(EPS)式$、$z=30$から現在までのさまざまな赤方偏移での$10^{15}\\mathrm{M_\odot}$の豊富なクラスターハローまで。$z=0$と$z=2$では、STは$10^{11-での平均宇宙密度(つまり過密度$\delta=0$)を持つL0の結果に対して最良の予測を与えることがわかります。15}~\mathrm{M_\odot}$。より高い解像度レベル(L1～L7)は、さまざまな低濃度($\delta<-0.6$)でバイアスされた領域です。EPS形式では、この場合、所定の低密度を条件とする領域の質量関数が得られるため、これが考慮されます。EPSは、$10^{-6-12.5}~\mathrm{M_\odot}$の偏差$\lesssim20\%$で、これらのより高いレベルに対して適切な予測を示します。$z\sim7-15$では、L0のST予測とL1～L7のEPS予測がシミュレーション結果から若干大きな偏差を示しています。ただし、さらに高い赤方偏移$z\sim30$では、EPS予測は再びシミュレーションによく適合します。さらに、完全なL0シミュレーションからより多くのサブボリュームを選択することで結果を確認し、結論が選択した領域のサイズと過密度にほとんど依存しないことがわかりました。平均密度では、EPSはPS質量関数に還元されるため、より高いレベルのシミュレーションとよく一致していることは、PS(またはさらに良いのはST)式が、代表的な領域における総ハロー質量関数の正確な記述を与えることを意味します。大宇宙。
最近の過去に注意してください: バースト的な星形成によるスペクトル エネルギー分布モデリングの偏り
| Title |
Beware_the_recent_past:_a_bias_in_spectral_energy_distribution_modelling_due_to_bursty_star_formation |
| Authors |
P._Haskell,_S._Das,_D.J.B._Smith,_R.K._Cochrane,_C.C._Hayward,_D._Angl\'es-Alc\'azar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16097 |
私たちは、エネルギーバランススペクトルエネルギー分布（SED）フィッティングコードを使用した銀河星形成率（SFR）の回復が、最近の星形成履歴（SFH）にどのように依存するかを調査します。MagphysコードとProspectorコードを使用して、FeedbackinRealisticEnvironmentals(FIRE)プロジェクトから$1<z<8$でシミュレートされた大質量銀河の6,706個の合成スペクトルエネルギー分布(SED)をフィッティングします。我々は、バースト的な星形成に起因するマグフィスの結果におけるこれまで知られていなかった系統的誤差を特定しました。個々の銀河のSFR推定値は、大きな統計的有意性($>5\sigma$)で、真の値と1dexも異なる可能性があります。最近のSFHの詳細について。Prospectorを使用して推論されたSFRはこの傾向を示しません。おそらく、Magphysとは異なり、ProspectorはノンパラメトリックSFHを使用するためです。MagphysやパラメトリックSFHを想定したその他のコードを使用して、最近星形成を止めた銀河や進行中のバーストを経験している銀河など、平均SFRが過去$\sim$100百万年間で大幅に変化した可能性がある銀河を研究する場合には注意することをお勧めします。。この懸念は、たとえば、非常に赤方偏移の大きい銀河のJWST観測をフィッティングする場合に特に関連します。
活動銀河核の光学的変動特性はどのようにして公平に測定できるのでしょうか?
| Title |
How_can_the_optical_variation_properties_of_active_galactic_nuclei_be_unbiasedly_measured? |
| Authors |
Xu-Fan_Hu_(USTC),_Zhen-Yi_Cai_(USTC)_and_Jun-Xian_Wang_(USTC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16223 |
活動銀河核(AGN)の変動性は遍在していますが、まだ理解されていません。変化のタイムスケールや振幅など、AGNの光学的変化特性を測定し、それらを基本的な物理パラメーターと相関させることは、AGNの変動の起源と、それに関連するAGNの降着プロセスの物理学を探求する重要な方法として長い間役立ってきました。したがって、AGNの正確な変動特性を取得することが不可欠です。減衰ランダムウォーク(DRW)プロセスはAGNの光学変動をうまく説明できることがわかっていますが、不偏の変動特性を得るために必要な最小限の監視ベースラインの長さについては議論があります。この研究では、想定される事前分布、採用された最適値、アンサンブル平均法、およびフィッティング手法の複雑な組み合わせを徹底的に精査することで、この論争に決着を付けました。次に、新しく提案されるのは、同じ変動タイムスケールを持つAGNサンプルの不偏変動特性が、変動タイムスケールの約10倍の最小ベースラインで得られる最適化された解決策です。最後に、新しい最適化されたソリューションを使用して、AGN変動特性に対する制約を改善する際に、広視野測量望遠鏡によって実行される時間領域測量の積極的な役割を実証します。
N 体シミュレーションにおける銀河居住可能性の動的側面
| Title |
Dynamical_aspects_of_Galactic_habitability_in_N-body_simulations |
| Authors |
A._Mitra\v{s}inovi\'c,_B._Vukoti\'c,_M._Micic,_and_M._M._\'Cirkovi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16227 |
銀河の進化に関する最近の研究により、星の構成要素のダイナミクスが銀河の居住可能性を考慮する際の重要な要素の1つである可能性があることが明らかになりました。私たちは、10ギヤで進化する天の川銀河のN体シミュレーションモデルを実行して、恒星の軌道の永年進化と、その結果として生じる銀河の居住可能性に関連する特性、つまり、恒星の構成要素の密度と恒星との接近遭遇を研究します。この結果は、穏やかなレベルの動的加熱を伴う単純な軸対称モデルであっても、半径方向の移動が無視できないこと、および恒星の成分の正味の外向き拡散によって、銀河の郊外に居住可能なシステムが存在する可能性があることを示しています。接近遭遇率が居住性を著しく低下させることはないはずであるため、太陽以下の銀河中心半径でも居住可能な環境である可能性が高い。非円形から安定したほぼ円形の軌道に進化する星は、通常、外側に移動し、広い太陽近傍に定住します。$R\約3$kpcと$R\約12$kpcの間の領域は、従来理解されているように、銀河の居住可能領域の境界を曖昧にする可能性がある放射状混合ゾーンを表しています。太陽近傍の現在の安定した星の集団はこの放射状混合帯から生じており、ほとんどの星は内部領域から来ています。太陽系は、金属が豊富な円盤の内部領域から外側に移動し、現在の時代では円軌道を描いているため、典型的な天の川銀河の居住可能系と考えることができます。我々は、恒星の移動と恒星の軌道の長期進化によって引き起こされる混合のため、銀河居住可能領域の境界を特定の時代に厳密に限定することはできないと結論付けています。
降着流による大規模な分子雲フィラメントの成長 I: 低速衝撃不安定性 vs.両極性拡散
| Title |
Growth_of_Massive_Molecular_Cloud_Filament_by_Accretion_Flows_I:_Slow_Shock_Instability_v.s._Ambipolar_Diffusion |
| Authors |
Daisei_Abe,_Tsuyoshi_Inoue,_and_Shu-ichiro_Inutsuka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16448 |
ハーシェル・グールド・ベルト調査では、星が近くの分子雲の中で密なフィラメントを形成していることが示されました。最近の研究では、大規模なフィラメントがフィラメント上への降着流によって引き起こされる遅い衝撃によって拘束されることが示唆されています。遅い衝撃は、衝撃前部の波形変形に対して不安定であることが知られています。波形の不安定性は、降着流のラム圧力を乱流圧力に変換し、フィラメントの幅に影響を与える可能性があり、理論によれば、それが自己重力による破砕スケールとコアの質量を決定します。その重要性にもかかわらず、星形成フィラメントに対する遅い衝撃不安定性の影響は調査されていない。さらに、理想磁気流体力学(MHD)解析から得られた線形分散関係は、衝撃波の最も不安定な波長(または平均自由行程)が極めて小さいことを示しています。高密度フィラメントのスケールでは、両極性拡散の効果により、小さなスケールでの不安定性を抑制できます。この研究では、低速衝撃の不安定性に対する両極性拡散の影響を調査しています。二次元MHDシミュレーションを実行して、両極性拡散の影響を考慮して低速衝撃不安定性の線形成長を調べます。結果は、低速衝撃不安定性の最も不安定なスケールが、衝撃後の変数を使用して計算された両極性拡散の長さスケールl_ADの約5倍であることを示しています。ここで、l_ADは、両極性拡散率の磁気レイノルズ数が1であるスケールに対応します。
GPU コード Astaroth を使用した抵抗擬似ディスクの形成の探索
| Title |
Exploring_the_Formation_of_Resistive_Pseudodisks_with_the_GPU_Code_Astaroth |
| Authors |
Miikka_S._V\"ais\"al\"a_(1),_Hsien_Shang_(1),_Daniele_Galli_(2),_Susana_Lizano_(3),_Ruben_Krasnopolsky_(3)_((1)_Academia_Sinica,_Institute_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Taipei,_Taiwan,_(2)_INAF--Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri,_Largo_E._Fermi_5,_I-50125_Firenze,_Italy,_(3)_Instituto_de_Radioastronom\'ia_y_Astrof\'isica,_UNAM,_Apartado_Postal_3-72,_58089_Morelia,_Michoac\'an,_M\'exico) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16480 |
擬円盤は、分子雲コアの重力崩壊中に磁場の方向に対して垂直に形成される緻密な構造です。擬似ディスク形成の数値シミュレーションは、通常、従来のCPUコードでは計算コストが高くなります。この数値的にコストのかかる問題に対する高速コンピューティング手法の概念実証を実証するために、GPUを利用したMHDコードAstarothを検討します。これは、シンクパーティクルを使用して実装された、調整可能な有限抵抗率が低い6次の有限差分法です。擬似ディスクの形成は物理的および数値的に堅牢であり、科学検証のために新たに採用されたこの数値的アプローチのシンプルかつクリーンなセットアップで実現できます。この方法の可能性は、擬似円板の形成に伴う特定の物理的特徴の初期磁場強度への依存性を証明することによって説明されます。落下衝撃の発生と、中心物体に付着する質量と磁束の変動する挙動。パフォーマンステストとして、実装の弱いスケーリングと強いスケーリングの両方を測定し、マルチGPUシステムでコードを使用する最も効率的な方法を見つけます。適切な物理学と問題固有の実装が実現されると、GPUアクセラレーションコードは3D磁化崩壊問題に対する効率的なオプションになります。
矮小銀河は $z\sim1$ から $z\sim0$ への ISM 進化をほとんど示さない: 金属量、星形成、電子密度の分光学的研究
| Title |
Dwarf_galaxies_show_little_ISM_evolution_from_$z\sim1$_to_$z\sim0$:_a_spectroscopic_study_of_metallicity,_star_formation,_and_electron_density |
| Authors |
John_Pharo,_Yicheng_Guo,_Guillermo_Barro_Calvo,_Teja_Teppala,_Fuyan_Bian,_Timothy_Carleton,_Sandra_Faber,_Puragra_Guhathakurta,_and_David_C._Koo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16651 |
$log(M_{\star}/M_{\odot})<9.5$の矮小銀河388個を含む、$0.3<z<0.85$の583個の輝線銀河の気相金属量の測定結果を示し、その依存性を調査します。銀河の恒星質量と星形成特性に及ぼす金属性。金属量は、主にHALO7D調査から得られた非常に深い($\sim$7時間曝露)Keck/DEIMOSスペクトルの輝線の測定を通じて決定されます。サンプル全体の3つの強線キャリブレーション(O3H$\beta$、R23、およびO3O2)、および微弱な[NeIII]$\lambda$3869および[OIII]$\lambda$4363発光を使用して金属度を測定します。ロバストな検出が可能であった112銀河と17銀河のライン。各校正法について質量金属量関係(MZR)を構築し、$z\sim0$銀河だけでなく、同等の赤方偏移における他の強線の結果と一致するMZRを見つけました。私たちは、MZRの固有散乱を質量の関数として定量化し、星の質量が小さくなるにつれて散乱が増加することを発見しました。また、MZR散乱の増加と比星形成率の増加との間の弱いながらも有意な相関関係も測定しました。基本的な金属量関係にもSFRの弱い影響が見られ、SFR係数は$\alpha=0.21$です。最後に、[OII]$\lambda\lambda$3727,3729ダブレットの磁束比を使用して、$\sim$1000銀河のガス電子密度を$log(M_{\star}/M_{\odot})<で計算します。赤方偏移の関数として10.5ドル。$z<1$銀河の低電子密度($n_e\sim25$cm$^{-3}$)を測定しましたが、これも$z\ほぼ0$の条件と一致しますが、より高い電子密度($n_e\sim100$cm$)を測定しました。^{-3}$)$z>1$の場合。これらの結果はすべて、$z\sim1$から$z=0$までの星形成星間物質条件にはほとんど進化がないことを示唆しており、この赤方偏移範囲で以前に入手できたものよりもより完全な低質量銀河のサンプルで確認されました。
射手座B2周囲のペプチド様分子のマッピング観察
生命の起源と密接な関係があるペプチド様分子が宇宙で発見された。2つの最も単純なペプチド様分子であるHCONH$_2$とCH$_3$CONH$_2$のマッピング観察が、IRAM30m望遠鏡を用いて射手座B2(SgrB2)複合体に向けて行われます。HCONH$_2$の7つの遷移とCH$_3$CONH$_2$の5つの遷移が解析に使用されます。SgrB2の分子エンベロープにおけるHCONH$_2$の励起温度とカラム密度の空間分布を回転ダイアグラムから得た。HCONH$_2$と同じ励起温度を仮定して、CH$_3$CONH$_2$のカラム密度も計算されます。結果は、SgrB2の分子エンベロープでは励起温度が6Kから46Kの範囲であることを示しています。HCONH$_2$とCH$_3$CONH$_2$の間の存在比を計算し、それらの間の関係と、以前の研究で言及されたHNCOとの関係を調べます。CH$_3$CONH$_2$/HCONH$_2$の存在比率は10%から20%、HCONH$_2$/HNCOの存在比率は1.5%から10%の範囲です。CH$_3$CONH$_2$は、SgrB2の北西部領域でHCONH$_2$に対して強化されています。H$^{13}$CONH$_2$の1つの遷移がSgrB2の12位置に向かって検出され、そこから$^{12}$C/$^{13}$C比28.7が得られます。X線バースト持続時間が短い時間依存化学モデルを使用して、観察されたHCONH$_2$とCH$_3$CONH$_2$の存在量を説明し、T$\rm_{dust}で最もよく適合する結果が得られます。$=53-56K。モデル化された存在量は、観測されたT$\rm_{dust}$で観測された存在量よりも低いため、モデルにさらに多くの化学反応を含める必要があります。
SN 2022jox: フラッシュ分光法を備えた非常に普通のタイプ II SN
| Title |
SN_2022jox:_An_extraordinarily_ordinary_Type_II_SN_with_Flash_Spectroscopy |
| Authors |
Jennifer_E._Andrews,_Jeniveve_Pearson,_Griffin_Hosseinzadeh,_K._Azalee_Bostroem,_Yize_Dong,_Manisha_Shrestha,_Jacob_E._Jencson,_David_J._Sand,_S._Valenti,_Emily_Hoang,_Daryl_Janzen,_M.J._Lundquist,_Nicolas_Meza,_Samuel_Wyatt,_Saurabh_W._Jha,_Chris_Simpson,_Joseph_Farah,_Estefania_Padilla_Gonzalez,_D._Andrew_Howell,_Curtis_McCully,_Megan_Newsome,_Craig_Pellegrino,_Giacomo_Terreran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16092 |
\ion{H}{1}、\ion{He}{2}、\ion{Cの初期の分光的高電離フラッシュの特徴を示すII型超新星(SN)、SN2022joxの高頻度の光学および紫外線観測を紹介します。{4}、および\ion{N}{4}は爆発後の最初の数日以内に消滅します。SN2022joxは、爆発後40Mpc未満の距離(DLT40)調査$\sim$0.75日で発見され、追跡スペクトルと発見から数分以内に取得されたUV測光により発見されました。SNはM$_V\sim$$-$17.3等のピーク明るさに達し、推定$^{56}$Ni質量は0.04M$_{\odot}$で、これは通常のII型SNeの典型的な値です。初期の光曲線のモデリングと光学スペクトルに存在する強いフラッシュの特徴は、質量損失率$\dot{M}\sim10^{-3}-10の前駆体から生成された星周物質(CSM)との相互作用を示しています。^{-2}\M_\odot\\mathrm{yr}^{-1}$。また、200日前後のスペクトルで見られるH$\alpha$の青方向の輝線の形で、後期のCSM相互作用の兆候がある可能性があります。この質量損失率は、タイプIISNeの前駆体として知られている赤色超巨星による静止質量損失に通常関連する値よりもはるかに高いが、閃光の特徴を持つ同様の核崩壊SNeからの推定値に匹敵しており、噴火現象または爆発的現象を示唆している。爆発前の数カ月または数年に、始原体で発生した超風。
重力波を用いた白色矮星連星の降着に関する天体物理学的パラメータ推定
降着連星白色矮星系は、レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)が検出する重力波の発生源と予想されています。私たちは、LISA観察からバイナリパラメータがどの程度正確に測定できるかを調査します。我々は、厚く水素に富んだエンベロープを持つ低質量供与体を含むバイナリに対してパラメータ推定を実行することで、以前の研究を補完します。この進化は、ドナーが非変性である早期の生理前の最小段階から、大きく変性したドナーを含む後期の生理後の最小段階までたどります。我々は、白色矮星のパラメータ（質量、ドナー半径など）に関する重力波の振幅、周波数、および周波数導関数の式を提示します。ここで、バイナリー進化は重力波放射と降着トルク、およびドナー半径と対数変化によって駆動されます。質量損失による半径($\eta_{\rmd}$)はモデルパラメータとして扱われます。次に、恒星天体物理学実験モジュール(MESA)のモデルを使用してフィッシャー解析を実行し、測定誤差を評価する現実的な基準値を推定します。ドナー半径はLISA観察のみで比較的良好に測定できる一方、電磁観察から光度距離を独立して測定できれば、個々の質量をさらに測定できることがわかりました。最近発見された白色矮星連星ZTFJ0127+5258のパラメーターに適用すると、我々のフィッシャー解析は、ZTFによる光度距離の測定を前提として、LISAの観測を使用して系の個々の質量とドナー半径を制約できることを示唆しています。
2013年から2019年にかけてAO 0235+164の相対論的ジェットからの磁性エネルギーから運動エネルギーへの等分配フレア
| Title |
A_Near_Magnetic-to-kinetic_Energy_Equipartition_Flare_from_the_Relativistic_Jet_in_AO_0235+164_during_2013-2019 |
| Authors |
Whee_Yeon_Cheong_(1_and_2),_Sang-Sung_Lee_(1_and_2),_Sang-Hyun_Kim_(1_and_2),_Sincheol_Kang_(2),_Jae_Young_Kim_(3_and_4),_Bindu_Rani_(5_and_2_and_6),_Anthony_C._S._Readhead_(7),_Sebastian_Kiehlmann_(8_and_9),_Anne_L\"ahteenm\"aki_(10_and_11),_Merja_Tornikoski_(10),_Joni_Tammi_(10),_Venkatessh_Ramakrishnan_(12_and_10),_Iv\'an_Agudo_(13),_Antonio_Fuentes_(13),_Efthalia_Traianou_(4_and_13),_Juan_Escudero_(13),_Clemens_Thum_(14),_Ioannis_Myserlis_(14),_Carolina_Casadio_(8_and_9),_Mark_Gurwell_(15)_((1)_University_of_Science_and_Technology,_Republic_of_Korea,_(2)_Korea_Astronomy_and_Space_Science_Institute,_(3)_Department_of_Astronomy_and_Atmospheric_Sciences,_Kyungpook_National_University,_(4)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Radioastronomie,_(5)_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_(6)_Department_of_Physics,_American_University,_(7)_Owens_Valley_Radio_Observatory,_California_Institute_of_Technology_(8)_Institute_of_Astrophysics,_Foundation_for_Research_and_Technology-Hellas,_(9)_Department_of_Physics,_Univ._of_Crete,_(10)_Aalto_University_Mets\"ahovi_Radio_Observatory,_(11)_Aalto_University_Department_of_Electronics_and_Nanoengineering,_(12)_Finnish_Centre_for_Astronomy_with_ESO_(FINCA),_University_of_Turku,_(13)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Andaluc\'ia-CSIC,_(14)_Institut_de_Radioastronomie_Millim\'etrique,_(15)_Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16296 |
我々は、2013年から2019年までの最近の活動期におけるブレーザーAO0235+164の多波長フレア活動を紹介します。離散相関関数(DCF)分析から、電波と$\gamma$の間に有意な(>95%)相関があることがわかりました。-光線の光曲線は、短い波長のフレアの後に長波長のフレアが発生します。2015年の電波フレアのピーク時に、MJD$57246^{+26}_{-30}$(2015年8月12日)の無線コアから放出された43GHzVLBAデータ内の新しいジェット成分を特定しました。ジェット成分の解析から、ドップラー因子$\delta_{\rmvar}=28.5\pm8.4$、バルクローレンツ因子$\Gamma=16.8^{+3.6}_{-3.1}を導き出しました。$、固有視野角は$\theta_{\rmv}=1.42^{+1.07}_{-0.52}\textrm{度}$です。準同時無線データの調査により、ターンオーバー周波数が$10～70$GHzの範囲で変化し、ピーク磁束密度が$0.7～4$Jyの範囲で変化する、部分的に吸収されたスペクトルが明らかになりました。2015年の電波フレアのピーク時のシンクロトロン自己吸収磁場強度は$B_{\rmSSA}=15.3^{+12.6}_{-14.0}$mGであり、等分配磁場に匹敵することがわかりました。同じエポックに対して計算された$B_{\rmEQ}=43.6^{+10.6}_{-10.4}$mGの強度。AO0235+164の相対論的ジェットの電波放射領域の追加分析は、AO0235+164が最近のフレア活動中に等分配から大きく逸脱していないことを示唆しています。
FRB 20180916B の周期的活動の物理的起源
高速無線バースト(FRB)は、ミリ秒単位の持続時間、大きな分散尺度(DM)および非常に高い輝度温度を持つ一時的な無線信号です。このうち、FRB20180916Bは16日間の周期的な活動をしていることが判明しました。しかし、周期性の物理的起源は依然として謎です。ここでは、網羅的な観測データを活用して周期モデルを診断します。超長期回転モデルが周期的活動に対して最も可能性が高いことがわかります。ただし、このモデルは観測された回転測定(RM)の変動を再現できません。我々は、FRB20180916Bの豊富な観測特徴に自然に対応できる、自己矛盾のないモデル、つまりゆっくり回転する中性子星と大きな質量損失を伴う大質量星を含む大質量連星を提案します。このモデルでは、RM変動は周期的であり、将来の観測によってテストできます。
双峰 IIb 型超新星の初期光度曲線に対するトムソン散乱と化学混合の影響
| Title |
The_effects_of_Thomson_scattering_and_chemical_mixing_on_early-time_light_curves_of_double_peaked_type_IIb_supernovae |
| Authors |
Seong_Hyun_Park,_Sung-Chul_Yoon,_Sergei_Blinnikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16328 |
二重ピークを持つSNeIIb光度曲線のこれまでの数値シミュレーションでは、始原星の水素に富んだエンベロープの半径と質量が、最初のピーク付近の初期光度曲線の明るさと時間スケールに大きな影響を与える可能性があることが実証されている。本研究では、放射流体力学シミュレーションを使用して、SNejecta内のトムソン散乱と化学混合がSNeIIbの初期段階での光度曲線にどのような影響を与えるかを調査します。2つの異なる数値コード(\stella{}と\snec{})の結果を比較すると、トムソン散乱の効果により、最初のピークの光学的輝度が3分の1以上減少する可能性があることがわかります。これにより、この効果が無視された対応する場合と比較して、熱化深度がロッスランド平均光球よりも下に位置することになります。また、最初のピークの後に光学強度が準線形に減少する典型的な観測SNeIIbとは対照的に、モデルの初期光学光度曲線では数日間続く短命のプラトー状の特徴も観察されました。モデルの予測と観測の間のこの矛盾を調整するには、SN噴出物の水素に富むエンベロープとヘリウムコアの間のかなりの程度の化学混合が必要です。一方、最初のピークを適切に再現するには、水素が豊富な最外層への\nifs{}の大幅な混合を制限する必要があります。我々の発見は、これら2つの要素を無視した単純化されたアプローチからSNIIb前駆細胞の構造を推測すると、かなりの不確実性が生じる可能性があることを示しています。
X線パルサーRX J0440.9+4431からの超臨界降着領域におけるスピン位相依存性QPOの発見
| Title |
Discovery_of_spin-phase_dependent_QPOs_in_the_super-critical_accretion_regime_from_the_X-ray_pulsar_RX_J0440.9+4431 |
| Authors |
Christian_Malacaria,_Daniela_Huppenkothen,_Oliver_J._Roberts,_Lorenzo_Ducci,_Enrico_Bozzo,_Peter_Jenke,_Colleen_A._Wilson-Hodge,_and_Maurizio_Falanga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16498 |
RXJ0440.9+4431は降着X線パルサー(XRP)であり、大規模なX線バースト活動によりより詳細な研究が可能になった最近まで比較的未探査のままでした。ここでは、$Fermi$-GBMで観測されたこの源からの${\sim}0.2$Hz準周期振動(QPO)の発見について報告します。RXJ0440.9+4431におけるQPOの出現は3度過渡的です。つまり、QPOは特定の明るさ以上でのみ、特定のパルス位相でのみ(つまり、正弦波状のパルスプロファイルのピークに対応します)、そして一定期間のみ出現します。一度にわずかな振動。我々は、この新たに発見された現象（3回過渡的なQPO、つまりATTOの出現）は、降着円盤の内部領域の粘度が質量降着速度や温度変化に対して不安定である降着円盤を通してQPOが供給される場合に起こると主張する。このような変動は、発生源が超臨界降着領域に切り替わり、放出パターンが変化するときに引き起こされます。また、観察されたQPOのスピン位相依存性は、発光領域の構成が原因である可能性が高いと主張します。
小マゼラン雲超新星残骸の ATCA 研究 1E 0102.2-7219
| Title |
ATCA_Study_of_Small_Magellanic_Cloud_Supernova_Remnant_1E_0102.2-7219 |
| Authors |
Rami_Z._E._Alsaberi,_M._D._Filipovi\'c,_S._Dai,_H._Sano,_R._Kothes,_J._L._Payne,_L._M._Bozzetto,_R._Brose,_C._Collischon,_E._J._Crawford,_F._Haberl,_T._Hill,_P._J._Kavanagh,_J._Knies,_D._Leahy,_P._J._Macgregor,_P._Maggi,_C._Maitra,_P._Manojlovi\'c,_S._Mart\'in,_C._Matthew,_N._O._Ralph,_G._Rowell,_A._J._Ruiter,_M._Sasaki,_I._R._Seitenzahl,_K._Tokuda,_N._F._H._Tothill,_D._Uro\v{s}evi\'c,_J._Th._van_Loon,_V._Velovi\'c,_and_F._P._A._Vogt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16533 |
オーストラリア望遠鏡コンパクトアレイとアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイによる、小マゼラン雲超新星残骸第1E0102.2-7219の2100、5500、9000、および108000MHzの新規およびアーカイブデータを紹介します。また、AustralianSquareKilometerArrayPathfinderによって提供されるHiデータも含まれます。残骸は平均半径6.2pcのリング状形態を示します。5500MHzの画像では、無線画像で初めて確認された橋のような構造が明らかになりました。この構造は光学画像とX線画像の両方でも見ることができます。9000MHzの画像では、磁束密度4.3mJyの中心特徴が検出されましたが、上限4%で中心特徴に向けた有意な偏光が欠如しているため、パルサー風星雲の起源は除外されました。1E0102.2-7219の平均偏波分率は、5500MHzで7+-1パーセント、9000MHzで12+-2パーセントです。残骸全体のスペクトル指数は-0.61+-0.01です。1E0102.2-7219の方向の見通し内磁場強度は、65+-5マイクロGの等分配磁場で約44マイクロGと推定されます。この後者のモデルは、磁場と宇宙線電子のみの合計の最小エネルギーを使用します。この残骸に向かうHi雲が~160～180kms-1の速度範囲で検出され、空洞のような構造が163.7～167.6kms-1の速度で検出されます。1E0102.2-7219へのCO排出は検出されません。
超新星の二重爆発シナリオにおける白色矮星の伴星の暴走速度
| Title |
The_runaway_velocity_of_the_white_dwarf_companion_in_the_double_detonation_scenario_of_supernovae |
| Authors |
Jessica_Braudo,_Noam_Soker_(Technion,_Israel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16554 |
我々は、白色矮星（WD）の質量供与体伴星による二重爆発（DDet）シナリオにおけるIa型超新星（SNIa）の噴出物の有限速度を考察し、生き残った（質量供与体）の暴走速度が次のことを発見した。WDは爆発前の軌道速度よりも約8～11%低くなります。これは、銀河内で最速の暴走WDがDDetシナリオに由来する場合、有限の噴出速度を無視した単純な計算で得られるものよりもさらに大規模なWDが必要であることを意味します。この極端な初期条件のセットにより、このようなバイナリはあまり一般的ではなくなります。また、観察されたSNIa残骸とは異なり、内部噴出物が球対称から大きく逸脱していることも暫定的に発見した。我々は、これらの発見は、DDetシナリオは主に特異なSNeIaをもたらすが、正常なSNeIaには至らないという主張を裏付けると主張します。
ジェミンガパルサーハローの低速拡散ゾーンのサイズと電子注入スペクトル指数の制限
電子拡散係数の測定は、ガンマ線パルサーハローの研究において最も簡単な作業です。HAWC実験によるゲミンガハローの空間形態とスペクトルの更新された測定結果により、低速拡散ゾーンのサイズやパルサー風星雲（PWN）からの電子注入スペクトルなど、拡散係数を超えるパラメータを制約することが可能になります。2ゾーン拡散モデルに基づくと、ゲミンガ周辺の低速拡散ゾーンサイズ($r_*$)は$30～70$pcの範囲内であることがわかります。この範囲の下限は、ジェミンガハローの一次元形態に対するモデルの適合度によって決まります。上限は、シミュレーションとPWN観測に基づく注入スペクトルのべき乗則指数(つまり、$p\gtrsim1$)の期待値とともに、ジェミンガハローのガンマ線スペクトルのフィッティングから導出されます。$r_*$を下限$30$~pcに設定すると、HAWCスペクトル測定で許可される最大$p$が得られ、上限は$3\sigma$の有意性で$2.17$になります。さらに、$r_*=30$pcおよび$p=2.17$の場合、地球のゲミンガによって生成される予測陽電子スペクトルは、$50-500$GeVの範囲でのAMS-02の測定値と一致することがわかりました。
FSRQ QSO B1420+326 の MAGIC 観測からの光子 ALP 振動の探査
2020年の初めに、MAGICはFSRQQSOB1420+326からの超高エネルギー(VHE)フレア活動を報告しました。現在、VHEガンマ線の放出が観測されている既知の最も遠いブレーザー(z=0.682)の中で4番目です。この研究では、フェルミLATとMAGICによってフレア状態付近で測定されたガンマ線スペクトルにおける光子アクシオン様粒子(ALP)振動の影響を調査します。ALPパラメータに95%信頼水準(C.L.)の上限を設定し、光子とALPの結合定数$g_{a\gamma}<2\times10^{-11}$GeV$^{-1}に対する制約を取得します。ALP質量$m_{a}\sim10^{-10}-10^{-9}$eVの$。VHE光子のハドロン起源を仮定して、この源から予想されるニュートリノ束と、PeV未満のエネルギーでのQSOB1420+326のようなFSRQからの拡散ニュートリノ束への寄与も推定します。さらに、サブPeVニュートリノの対応する$\gamma$線に対する光子ALP振動の影響を研究します。最後に、ガンマ線スペクトル上の目に見えないニュートリノがALPに崩壊し、PeV以下のエネルギーで$\gamma$線束を拡散させる実行可能なシナリオを調査する。興味深いことに、ニュートリノの寿命$\tau_{2}/m_{2}=10^3$seV$^{-1}$を選択すると、$\gamma$線束が良好な観測感度を示すことがわかりました。LHAASO-KM2A方面へ。
2019年から2021年にかけてCSES-01衛星に搭載された高エネルギー荷電粒子検出器によるガンマ線バースト観測
| Title |
Gamma-Ray_Burst_observations_by_the_high-energy_charged_particle_detector_on_board_the_CSES-01_satellite_between_2019_and_2021 |
| Authors |
Francesco_Palma,_Matteo_Martucci,_Coralie_Neub\"user,_Alessandro_Sotgiu,_Francesco_Maria_Follega,_Pietro_Ubertini,_Angela_Bazzano,_James_Rodi,_Roberto_Ammendola,_Davide_Badoni,_Simona_Bartocci,_Roberto_Battiston,_Stefania_Beol\`e,_Igor_Bertello,_William_Jerome_Burger,_Donatella_Campana,_Antonio_Cicone,_Piero_Cipollone,_Silvia_Coli,_Livio_Conti,_Andrea_Contin,_Marco_Cristoforetti,_Giulia_D'Angelo,_Fabrizio_De_Angelis,_Cinzia_De_Donato,_Cristian_De_Santis,_Piero_Diego,_Andrea_Di_Luca,_Emiliano_Fiorenza,_Giuseppe_Gebbia,_Roberto_Iuppa,_Alessandro_Lega,_Mauro_Lolli,_Bruno_Martino,_Giuseppe_Masciantonio,_Matteo_Merg\`e,_Marco_Mese,_Alfredo_Morbidini,_Francesco_Nozzoli,_Fabrizio_Nuccilli,_Alberto_Oliva,_Giuseppe_Osteria,_Federico_Palmonari,_Beatrice_Panico,_Emanuele_Papini,_Alexandra_Parmentier,_et_al._(25_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16670 |
この論文では、2018年から太陽で運用されている中国地震電磁衛星(CSES-01)に搭載された高エネルギー粒子検出器(HEPD-01)による5つの強力なガンマ線バースト(GRB)の検出について報告します。-$\sim$高度507km、傾斜角97$^\circ$の同期極軌道。HEPD-01は、エネルギー範囲3～100MeVの高エネルギー電子、30～300MeVの範囲の陽子、および30～300MeV/nの範囲の軽い原子核を検出するように設計されています。それにもかかわらず、モンテカルロシミュレーションは、HEPD-01が、たとえ$\sim$5MeVを超える適度な有効面積を持っていたとしても、エネルギー範囲300keVから50MeVのガンマ線光子に敏感であることを示しました。文献で報告されているGRBとHEPD-01トリガー構成マスクのセットからの信号の間の専用の時間相関分析により、高エネルギー光子に対する予想される検出器の感度が確認されました。HEPD-01の電子束とGRB190114C、GRB190305A、GRB190928A、GRB200826B、GRB211211Aからの光子の同時時間プロファイルを比較すると、エネルギー範囲が異なるにもかかわらず、顕著な類似性が示されました。約2MeVのピーク感度を持つ高エネルギー応答と、実際の飛行構成における検出器の中程度の有効面積は、これら5つのGRBが$\sim$3$\times$10$^{を超えるフルエンスを特徴とする理由を説明しています。300keV-50MeVのエネルギー区間で-5}$ergcm$^{-2}$が検出されました。
核崩壊超新星における中性子を積んだ磁化流出からの準熱GeVニュートリノ：スペクトルと光度曲線
| Title |
Quasithermal_GeV_neutrinos_from_neutron-loaded_magnetized_outflows_in_core-collapse_supernovae:_spectra_and_light_curves |
| Authors |
Jose_Alonso_Carpio,_Nick_Ekanger,_Mukul_Bhattacharya,_Kohta_Murase,_Shunsaku_Horiuchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16823 |
核崩壊超新星で生成される高速回転し強磁化された陽中性子星(PNS)は、相対論的な磁化風を引き起こす可能性があります。イオンと中性子は、弾性衝突を通じて結合したままで共加速することができます。私たちは元素合成とそれに続く核崩壊を研究し、そのような磁化された風で相対論的中性子が生成される可能性があることを発見しました。最終的にデカップリングが起こると、噴出物との非弾性衝突によりパイオンが生成され、$0.1-10\,{\rmGeV}$ニュートリノが生成されます。Murase、Dasgupta&Thompson、Phys.で提示されたこのシナリオに従ってください。Rev.D,89,043012(2014)では、準熱ニュートリノ放出のスペクトルと光度曲線を数値的に計算し、宇宙線の加速なしにべき乗則の尾が形成されることを発見しました。銀河超新星が発生した場合、表面磁場$B_{\rmdip}\sim10^{を備えたPNSのハイパーカミオカンデ、KM3Net-ORCA、およびIceCube-Upgradeを使用して$\sim10-1000$ニュートリノイベントを検出できます。13-15}\,{\rmG}$および初期スピン期間$P_i\sim1-30\,{\rmms}$。検出に成功すれば、超新星を多エネルギーニュートリノ源として研究できるようになり、さまざまな種類の過渡現象におけるPNSの役割への手がかりが得られる可能性があります。
測光赤方偏移推定に対する深層学習アプローチ
測光赤方偏移推定は、距離推定のための天文学における重要なプロセスであり、さまざまな波長フィルターで物体の大きさを利用することによって天体構造の赤方偏移を取得します。この研究は、SloanDigitalSkySurveyの50,000個の天体のデータセットを活用しました。このデータセットは、5つの等級のバンドと、それに対応する赤方偏移ラベルで構成されています。通常、研究では赤方偏移予測にスペクトル分布テンプレート(SED)を使用します。ただし、これらのテンプレートは高価であり、特に大規模なデータセットの場合は入手が困難です。この論文では、テンプレートベースの予測ではなく、データ駆動型の方法論のアプローチを検討しています。分析にデシジョンツリー回帰モデルと完全接続ニューラルネットワーク(FCN)の両方を採用した結果、FCNはデシジョンツリーリグレッサーを大幅に上回り、デシジョンツリーのRMSEが0.16を超えるのに対し、0.009という驚異的な二乗平均平方根誤差(RMSE)を達成しました。FCNの優れたパフォーマンスは、天文データの複雑な関係を捕捉する能力を際立たせており、データ駆動型の赤方偏移推定の可能性を秘めており、これは次世代の調査の進歩に役立ちます。
大気チェレンコフ望遠鏡と高速光学天文学用のニューロモーフィック カメラ: 新しいパラダイム、課題、機会
| Title |
Neuromorphic_cameras_for_Atmospheric_Cherenkov_Telescopes_and_fast_optical_astronomy:_new_paradigm,_challenges_and_opportunities |
| Authors |
John_Hoang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16321 |
天文学コミュニティでは、2010年代半ば以降、ニューラルネットワークに基づく深層学習技術の使用が爆発的に増加しています。これらの自然からインスピレーションを得た技術の広範な採用は、天文学者が以前は克服できなかった問題に取り組むのに役立ち、新しい発見の前例のない機会を提供しました。しかし、今日の光天文学の主要なツールの1つである光感知デバイスは、自然でも効率的でもありません。具体的には、最先端のルービン天文台のような最新のCCDカメラは、定期的にセンサーに光を当てるために内部時計を必要とし、大量のエネルギーと情報帯域幅を消費し、ダイナミックレンジが限られています。それとは対照的に、生物学的な目は内部時計とシャッターを持たず、ピクセル密度ははるかに高いですが、消費するエネルギーと帯域幅は大幅に少なく、明るい環境でも暗い環境でも適応できます。目の性質に触発されて、M.マホワルドとC.ミードは1991年にシリコン網膜センサーという革新的な概念を導入しました。イベントベースカメラ(EBC)とも呼ばれるこのタイプのデバイスは、従来のカメラとは大きく異なる方法で動作します。従来のCCDベースのイメージセンサー。EBCは視神経の動作原理を模倣し、ピクセルが光強度の変化を検出した場合にのみ各イベントが生成される一連のイベントを継続的に生成します。EBCには固定された露光時間がなく、ダイナミックレンジが高く、動作に必要な電力が低く、高速現象を捕捉できます。これらの特性は、チェレンコフ望遠鏡や他の高速光学天文学にとって重要な要件です。この研究では、そのような場合にEBCを使用する機会と課題を提示し、この革新的な技術の実現可能性を実験的に評価するための低コストのアプローチを提案します。
STRAW-b (STRings for Absorption length in Water-b): 太平洋ニュートリノ実験の 2
回目のパスファインダー ミッション
| Title |
STRAW-b_(STRings_for_Absorption_length_in_Water-b):_the_second_pathfinder_mission_for_the_Pacific_Ocean_Neutrino_Experiment |
| Authors |
Kilian_Holzapfel,_Christian_Spannfellner,_Omid_Aghaei,_Andrew_Baron,_Jeanette_Bedard,_Michael_B\"ohmer,_Jeff_Bosma,_Nathan_Deis,_Christopher_Fink,_Christian_Fruck,_Andreas_G\"artner,_Roman_Gernh\"auser,_Felix_Henningsen,_Ryan_Hotte,_Reyna_Jenkyns,_Martina_Karl,_Natascha_Khera,_Nikhita_Khera,_Ian_Kulin,_Alex_Lam,_Tim_Lavallee,_Klaus_Leism\"uller,_Laszlo_Papp,_Benoit_Pirenne,_Emily_Price,_Tom_Qiu,_Immacolata_Carmen_Rea,_Elisa_Resconi,_Adrian_Round,_Carsten_Rott,_Albert_Ruskey,_Li_Ruohan,_Keita_Sasaki,_Matt_Tradewell,_Michael_Traxler,_Daniele_Vivolo,_Seann_Wagner,_Eva_Laura_Winter,_Martin_Wolf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16714 |
2018年以来、太平洋ニュートリノ実験(P-ONE)と名付けられた高エネルギーニュートリノ望遠鏡の可能性が、STRAWとSTRAW-b(StringsforAbsorptionLengthinWaterの略)という2つのパスファインダーミッションによって徹底的に検査されてきました。。P-ONEプロジェクトは、カナダのバンクーバー島の西海岸近くに位置するカスカディア盆地の深海環境に、体積1立方キロメートルのニュートリノ検出器を設置することを目指しています。環境条件とその規模のニュートリノ検出器建設の実現可能性を評価するために、パスファインダーミッションSTRAWとSTRAW-bがP-ONEの指定敷地内の深さ2.7kmに配備され、NEPTUNE天文台に接続されました。、オーシャンネットワークスカナダ（ONC）によって運営されています。STRAWはカスカディア盆地の水の光学特性の分析に焦点を当てましたが、\ac{strawb}はカメラと分光計を使用して深海環境における生物発光の特性を調査しました。このレポートでは、STRAW-bのコンセプトを紹介し、その科学的目的と使用される機器について説明します。さらに、STRAW-bの安全で信頼性の高い導入プロセスを保証するために実装される設計上の考慮事項についても説明します。さらに、導入全体を通じて機器にかかる機械的ストレスを監視した、バッテリー駆動のロガーによって収集されたデータも紹介します。このレポートでは、データ収集(DAQ)システムで達成された顕著な進歩と、ONCのサーバーインフラストラクチャとの統合の成功に特に重点を置き、STRAW-bの運用の概要も示しています。
高忠実度分光偏光電波イメージングを使用した太陽コロナ質量放出からの電波放射の解読
| Title |
Deciphering_Radio_Emission_from_Solar_Coronal_Mass_Ejections_using_High-fidelity_Spectropolarimetric_Radio_Imaging |
| Authors |
Devojyoti_Kansabanik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16072 |
コロナ質量放出（CME）は、太陽から太陽圏へのプラズマと磁場の大規模な放出であり、宇宙天気の最も重要な要因です。CMEの地理的有効性は主に磁場の強さとトポロジーによって決まります。コロナと太陽圏の両方におけるCME磁場の測定は、宇宙天気予報を改善するために不可欠です。電波波長での観測は、CME磁場の強度とトポロジーの両方を推定するためのいくつかの遠隔測定ツールを提供します。中でも、CME磁場に閉じ込められた弱相対論的電子によって生成されるジャイロシンクロトロン(GS)放射は、コロナ低部および中冠部におけるCMEの磁場強度を推定するための有望な方法の1つである。ただし、CMEの一部からのGS放射は、静かな太陽の放射よりもはるかに弱いため、検出するにはハイダイナミックレンジ(DR)イメージングが必要です。この論文では、新技術の電波望遠鏡であるマーチソン広視野アレイからのデータを使用して、高DR分光偏光スナップショット太陽電波画像を日常的に生成できる最先端の校正およびイメージングアルゴリズムを紹介します。これにより、はるかに高いコロナ高度でCMEプラズマからのはるかに弱いGS放射を検出できるようになります。初めて、ロバストな円偏光測定が総強度測定と併用されてGSモデルパラメーターが制約され、推定されたGSモデルパラメーターのロバスト性が大幅に向上しました。また、日常的に使用される均一かつ等方性のGSモデルが、観測をモデル化するのに必ずしも十分ではない可能性があることを示す観測証拠も見つかりました。将来的には、今後登場する高感度望遠鏡と物理ベースの順方向モデルにより、これらの仮定の一部を緩和し、コロナ高さでのCMEプラズマパラメーターを推定するためのこの方法をより堅牢にすることができるはずです。
ガイア XP スペクトルを持つ 5,000 個のクール LMC 超巨星の物理的特性: 上部 HR
ダイアグラムの詳細な描写が、行方不明の超新星前駆体のヒントとなる
| Title |
Physical_Properties_of_5,000_Cool_LMC_Supergiants_with_Gaia_XP_Spectra:_A_Detailed_Portrait_of_the_Upper_HR_Diagram_Hints_at_Missing_Supernova_Progenitors |
| Authors |
Trevor_Z._Dorn-Wallenstein,_Kathryn_F._Neugent,_Emily_M._Levesque |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16088 |
低温超巨星の物理的特性を特徴づけることにより、大質量星の核崩壊が起こる前の進化の最終段階を調べることが可能になります。その重要性にもかかわらず、これらの星の基本的な性質$T_{\rmeff}$と$\logL/L_\odot$は、限られた数の天体についてのみ知られています。ガイアミッションの3回目のデータリリースには、十分に制約された特性を持つLMC内の数百もの低温超巨星の正確な測光と低解像度分光法が含まれています。これらのデータを使用して、シンプルで解釈しやすい機械学習モデルをトレーニングし、トレーニングデータに匹敵する高精度で実効温度と光度を回帰します。次に、モデルを5000個の低温超巨星に適用します。その多くは、以前に$T_{\rmeff}$または$L$の推定値が公表されていません。結果として得られるハーツプルング-ラッセル図には十分な密度があり、低温超巨星の分布を詳細に研究することができます。サンプルの視度関数を調べると、$\logL/L_\odot=5$を超える黄色超巨星の視度関数が顕著に平坦化しており、それに対応して赤色超巨星の視度関数が急勾配になっていることがわかります。私たちはこの発見を以前の結果と照らし合わせて、悪名高い赤色超巨星問題に対するその意味を提示します。
我々は、銀河バルジ球状星団NGC6522の領域に投影された変光星の包括的な分析を提示し、それらの特徴についての貴重な洞察を提供します。GaiaDR3の固有運動を使用して、野星と真の星団メンバーを区別することを目指しています。メンバー星の正確な色等級図を作成するために、赤化差マップを作成しました。私たちは、RRこと座星、II型ケファイド星、長周期変光星(LPV)および食連星の光度曲線がOGLEIIIおよびIVデータベースを通じて入手できる変光星の特異性を検出し、議論します。特に、変数V24を調べます。これは、約1100日の時間スケールでの周期変化から生じる顕著な位相変調を示しています。星団メンバー間の変光星は、星団の金属性と距離の指標として機能します。これらの決定は光度曲線に基づいています。3つのRRc星のフーリエ光度曲線分解により、次のクラスターパラメーターを導き出しました。分光スケールでの金属量[Fe/H]$_{\rmUVES}$=--1.16$\pm$0.09。平均距離$D=8.77\pm0.16$kpc。
巨大な未見の伴星を伴う原始白色矮星の発見
| Title |
Discovery_of_a_proto-white_dwarf_with_a_massive_unseen_companion |
| Authors |
Gautham_Adamane_Pallathadka,_Vedant_Chandra,_Nadia_L._Zakamska,_Hsiang-Chih_Hwang,_Yossef_Zenati,_J._J._Hermes,_Kareem_El-Badry,_Boris_T._Gaensicke,_Sean_Morrison,_Nicole_R._Crumpler,_Stefan_Arseneau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16313 |
我々は、巨大な伴星($>1\,M_\odot$at2$\sigma$)の伴星を周回する発生期の超低質量(ELM)白色矮星(WD)であるSDSS~J022932.28+713002.7の発見を報告する。36時間の期間。私たちは、進行中のSDSS-V調査からのデータを含む分光学と測光を組み合わせて、主星pre-ELM白色矮星の恒星パラメータを測定します。主なWDの光曲線は楕円体の変化を示し、これを動径速度データと$\tt{PHOEBE}$バイナリシミュレーションと組み合わせて、目に見えない伴星の質量を推定します。一次WDの質量は$M_1$=$0.18^{+0.02}_{-0.02}$M$_\odot$であり、目に見えない二次WDの質量は$M_2$=$1.19^{+0.21}_{-0.14であることがわかります。}$M$_\odot$。この伴星の質量は、それがチャンドラセカール質量に近い白色矮星または中性子星である可能性が最も高いことを示唆しています。おそらく、システムは最近、目に見えるプライマリから目に見えないセカンダリへのロシュローブオーバーフローを経験したと考えられます。バイナリの動的構成は、そのような天体の理論的な進化の軌跡と一致しており、プライマリは現在縮小段階にあります。測定された公転周期により、この系は安定した進化経路に乗せられ、数ジャイル以内に、巨大でコンパクトな伴星を周回する収縮したELM白色矮星に至るだろう。
星形成フィラメントからおうし座T型円盤までのダスト粒子の進化のNIKA2観測：おうし座B211/B213フィラメントのNIKA2観測の暫定結果
| Title |
NIKA2_observations_of_dust_grain_evolution_from_star-forming_filament_to_T-Tauri_disk:_Preliminary_results_from_NIKA2_observations_of_the_Taurus_B211/B213_filament |
| Authors |
Q._Nguyen-Luong,_R._Adam,_P._Ade,_H._Ajeddig,_P._Andr\'e,_E._Artis,_H._Aussel,_A._Beelen,_A._Beno\^it,_S._Berta,_L._Bing,_O._Bourrion,_M._Calvo,_A._Catalano,_M._De_Petris,_F.-X._D\'esert,_S._Doyle,_E._F._C._Driessen,_G._Ejlali,_A._Gomez,_J._Goupy,_C._Hanser,_S._Katsioli,_F._K\'eruzor\'e,_C._Kramer,_B._Ladjelate,_G._Lagache,_S._Leclercq,_J.-F._Lestrade,_J._F._Mac\'ias-P\'erez,_S._C._Madden,_A._Maury,_P._Mauskopf,_F._Mayet,_A._Monfardini,_A._Moyer-Anin,_M._Mu\~noz-Echeverr\'ia,_L._Perotto,_G._Pisano,_N._Ponthieu,_V._Rev\'eret,_A._J._Rigby,_A._Ritacco,_C._Romero,_H._Roussel,_F._Ruppin,_K._Schuster,_A._Sievers,_C._Tucker,_R._Zylka,_A._Bacmann,_A._Duong-Tuan,_N._Peretto,_and_A._Rigby |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16526 |
星形成過程における分子雲の塵の特性の進化を理解するために、星形成フィラメントから前星核、原始星核、そしておうし座T星までの塵放射率の変化を制約します。IRAM30m望遠鏡のNIKA2連続体カメラを使用して、おうし座B211/B213フィラメントを1.2\,mmと2\,mmで前例のない感度で観察し、得られたマップを使用して塵の放射率指数$\beta$を導き出しました。B211/B213フィラメントの$\beta$マップで検出された105個の天体のサンプルは、全体として、$\beta$がフィラメントおよび星前核($\beta\sim2\pm0.5$)から原始星核まで減少していることを示しています。($\beta\sim1.2\pm0.2$)からT-おうし座原始惑星系円盤($\beta<1$)まで。B211/B213フィラメント全体の平均粉塵放射率指数$\beta$は、平坦な($\beta\sim2\pm0.3$)プロファイルを示します。これは、塵の粒子サイズがフィラメント内ではむしろ均一であり、前星核から原始星への重力収縮/崩壊が始まった後でのみサイズが大幅に成長し始め、おうし座T型原始惑星系円盤では大きなサイズに達することを示唆している可能性がある。親フィラメントからTタウリ円盤へのこの進化は、約100～2000万時間の時間スケールで起こります。
シミュレーションと観察による Ca II 854.2 nm スペクトル プロファイルの比較クラスタリング分析
| Title |
Comparative_clustering_analysis_of_Ca_II_854.2_nm_spectral_profiles_from_simulations_and_observations |
| Authors |
Thore_E._Moe,_Tiago_M._D._Pereira,_Luc_Rouppe_van_der_Voort,_Mats_Carlsson,_Viggo_Hansteen,_Flavio_Calvo,_Jorrit_Leenaarts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16611 |
私たちは、異なる磁気活動を持つBifrostシミュレーションで見つかった合成CaII854.2nmスペクトルの典型的な形状を、スウェーデンの1m太陽望遠鏡(SST)による静かな太陽観測で見つかったスペクトル形状と比較対照することを目的としています。クラスタリング技術を使用して、さまざまな量の磁気活動によるBifrostシミュレーションから合成された典型的なCaII854.2nmプロファイル形状を抽出します。合成プロファイルを観測条件に劣化させてクラスタリングを繰り返し、合成結果を実際の観測結果と比較します。高解像度シミュレーションの平均スペクトルは観測値とかなりよく比較できますが、合成プロファイルが劣化した後でも、観測強度プロファイルのクラスターと合成強度プロファイルの間にはかなりの違いがあることがわかりました。シミュレーションからの典型的な吸収プロファイルはどちらも幅が狭く、内側の翼からラインコアまでのより急峻な遷移を示しています。さらに、最も静止したシミュレーションでも、観測よりもはるかに多くの割合で、コアの周囲の局所発光やその他のエキゾチックなプロファイル形状を伴うプロファイルが見つかりました。選択した合成クラスターのセットの大気構造を調べると、観測結果と最もよく似ているクラスターと最も類似していないクラスターの温度成層に明確な違いがあることがわかります。狭く急峻なプロファイルは、弱い温度勾配、またはラインコア形成領域で最小値まで下がる前にラインウィング形成領域で極大値まで温度が上昇するかのいずれかに関連しています。緩やかな遷移を示すプロファイルは、$-3\lesssim\log\tau_{5000}\lesssim-1$の範囲で急峻な拡張温度勾配を示します。
最速の古典新星 V1674 Her の研究: 光イオン化とモルフォ運動モデル解析
| Title |
Study_of_the_fastest_classical_nova,_V1674_Her:_Photoionization_and_Morpho-kinemetic_model_analysis |
| Authors |
Gesesew_R._Habtie,_Ramkrishna_Das,_Ruchi_Pandey,_N._M._Ashok_and_Pavol_A._Dubovsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16619 |
$t_2\sim0.90$日で最も速い古典新星として認識されている新星V1674Her(2021)の調査結果を紹介します。新星までの距離は4.97kpcと推定されている。WDの質量と半径は、それぞれ$\sim~1.36~M_\odot$と$\sim0.15~R_\oplus$と計算されます。爆発後の1か月にわたって、V1674Herは、極大期前、衰退初期、星雲期、冠状期という異なる段階を通過し、驚くほど素早い変化を示しました。星雲線は10日目に出現し、これまでに観測された中で最も早い開始を示した古典新星となっています。光イオン化コード\textsc{cloudy}を使用して、観測された光スペクトルをモデル化しました。最適なモデルから、システムに関連するさまざまな物理的および化学的パラメーターを推定しました。中心電離源の温度と光度は、それぞれ$1.99-2.34~\times10^5$Kと$1.26-3.16~\times10^{38}$\ergsの範囲にあります。He、O、N、Neなどの元素は、星雲期と冠状期の両方で太陽の存在量に比べて過剰であることがわかります。このモデルによると、FeIIの存在量は減少する一方でNeの存在量は増加し、FeとHe/Nの新星クラス間のまれなハイブリッド遷移が解明される可能性があります。すべてのエポックで放出された質量は、$3.42～7.04~\times10^{-5}~M_\odot$の範囲に及びました。\textsc{shape}を利用した形態運動学モデリングにより、新星V1674Herは中心に赤道環を持ち、傾斜角i=67$\pm$1.5$^{\circ}$の双極構造を持っていることが明らかになりました。
スペクトル背景を差し引いたアクティビティ マップ
| Title |
Spectral_Background-Subtracted_Activity_Maps |
| Authors |
Carsten_Denker_(Leibniz-Institut_f\"ur_Astrophysik_Potsdam_(AIP)),_Meetu_Verma_(Leibniz-Institut_f\"ur_Astrophysik_Potsdam_(AIP)),_Alexander_G._M._Pietrow_(Leibniz-Institut_f\"ur_Astrophysik_Potsdam_(AIP)),_Ioannis_Kontogiannis_(Leibniz-Institut_f\"ur_Astrophysik_Potsdam_(AIP)),_Robert_Kamlah_(Leibniz-Institut_f\"ur_Astrophysik_Potsdam_(AIP)_and_Universit\"at_Potsdam,_Institut_f\"ur_Physik_und_Astronomie) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16747 |
高解像度の太陽分光法は、光球および彩層のスペクトル線から豊富な情報を提供します。ただし、データの量は1日の観測で数億のスペクトルを軽く超えます。したがって、多次元データセット内の対象となるスペクトルシグネチャを識別する方法が必要です。背景を差し引いた活動マップ(BaSAM)は、時系列の画像やフィルターグラムで太陽活動の特徴を特定するためにこれまで使用されてきました。この研究ノートでは、この方法をどのように拡張してスペクトルデータに適用できるかを示します。
ガイアとギャレックスのデータからおうし座・ぎょしゃ座分子複合体の新しいグループのおうし座T型星を発見
| Title |
Uncovering_a_new_group_of_T_Tauri_stars_in_the_Taurus-Auriga_molecular_complex_from_Gaia_and_GALEX_data |
| Authors |
Ana_In\'es_G\'omez_de_Castro,_Ra\'ul_de_la_Fuente_Marcos,_Ada_Canet,_Leire_Beitia-Antero,_Javier_Ya\~nez-Gestoso,_Juan_Carlos_Vallejo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16820 |
この研究では、銀河進化探査機による全天調査(GALEX-AIS)によって測定された紫外色(UV)と赤外色(IR)によって特定される、TAMC内のおうし座T星(TTS)の候補63個のリストを調べます。)とTwoMicronsAllSkySurvey(2MASS)です。この研究の目的は2つあります。それらが前主系列(PMS)星であるかどうかを評価することと、広視野でPMS星を検出するためのUV-IR色-色図の良さを評価することです。これらのソースの天文特性はGaiaDR3カタログから取得され、メンバーシップの確率を評価するために使用されます。運動学的グループを検索するためにいくつかの分類アルゴリズムがテストされましたが、最終的な分類はk-means++アルゴリズムで行われました。メンバーシップ確率はロジスティック回帰を適用して評価されました。さらに、大空領域多物体ファイバー分光望遠鏡のアーカイブで入手可能な分光情報は、入手可能な場合には、そのPMSの性質を確認するために使用されています。候補者の約20%がTAMCメンバーの運動学を共有しています。このうち、HD281691は雲の前に位置するG8型の野星であり、HOAurはガイアによって提供される金属量が非常に低いことから、ハロー星である可能性があります。残りは、既知の3つのPMS星(HD30171、V600Aur、J04590305+3003004)、これまで知られていなかった降着M型星2つ(J04510713+1708468およびJ05240794+2542438)、およびPMS星の可能性が非常に高い5つの追加の発生源です。これらの新しいソースのほとんどは、ぎょしゃ座・ペルセウス領域上の銀河の低緯度に集中しています。
重クォークによる初期物質支配による優先アクシオンモデルの拡張
| Title |
Extending_preferred_axion_models_via_heavy-quark_induced_early_matter_domination |
| Authors |
Andrew_Cheek,_Jacek_K._Osi\'nski,_Leszek_Roszkowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16087 |
KSVZ型アクシオンモデルにおける重いクォークの宇宙論的帰結を調べます。私たちは、それらの存在が初期の物質支配段階を引き起こし、宇宙の進化を変えることが多いことを発見しました。これにより、標準的な宇宙論が過剰生成につながる領域にアクシオンの質量が拡張され、繰り込み不可能な項を持つより多くのアクシオンモデルが実行可能になります。定量的には、以前に文献で見つかった結果$d\leq5$とは対照的に、次元9($d=9$)までの有効期間を経て進行する崩壊は宇宙論的制約と一致していることがわかりました。その結果、重いクォークはさらに重くなる可能性があり、暗黒物質の正しい遺物密度を含むアクシオン質量ウィンドウは桁違いに拡張され、$m_a\about6\times10^{-9}\,{\rmeV}$。これは、初期の位置ずれ角度の微調整に頼ることなく達成され、将来の多くのアクシオンハスコープ実験の動機を強化します。さらに、これらのモデルが、組み換え時の相対論的自由度の数の測定を通じてどのように調査できるかを調査します。
エクサスケール向けの CRK-HACC のパフォーマンスを移植可能な SYCL 実装
| Title |
A_Performance-Portable_SYCL_Implementation_of_CRK-HACC_for_Exascale |
| Authors |
Esteban_M._Rangel,_S._John_Pennycook,_Adrian_Pope,_Nicholas_Frontiere,_Zhiqiang_Ma,_Varsha_Madananth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16122 |
第1世代のエクサスケールシステムには、複数のベンダーのGPUを搭載したさまざまなマシンアーキテクチャが含まれます。その結果、多くの開発者は、コードの複数のバージョンを維持することを避けるために、移植可能なプログラミングモデルを採用することに関心を持っています。開発者がさまざまなアプローチの長所と短所を理解できるように、そのようなプログラミングモデルの経験を文書化する必要があります。この目的を達成するために、このペーパーでは、AMD、Intel、NVIDIAの3つの異なるベンダーのGPU上で実行される大規模宇宙論アプリケーション(CRK-HACC)のSYCL実装のパフォーマンスの移植性を評価します。元のコードをCUDAからSYCLに移行するプロセスを詳しく説明し、カーネルを特定のターゲットに特化することで、プログラマーの生産性に大きな影響を与えることなく、パフォーマンスの移植性を大幅に向上できることを示します。CRK-HACCのSYCLバージョンは、ほぼ0のコード発散で0.96のパフォーマンス移植性を達成しており、SYCLがパフォーマンスを移植可能なアプリケーションにとって実行可能なプログラミングモデルであることを示しています。
AcubeSAT ミッションにおけるアンテナ システムとメカニズムの設計から検証への進化
| Title |
The_Evolution_from_Design_to_Verification_of_the_Antenna_System_and_Mechanisms_in_the_AcubeSAT_mission |
| Authors |
Panagiotis_Bountzioukas,_Georgios_Kikas,_Christoforos_Tsiolakis,_Dimitrios_Stoupis,_Eleftheria_Chatziargyriou,_Alkis_Hatzopoulos,_Vasiliki_Kourampa-Gottfroh,_Ilektra_Karakosta-Amarantidou,_Aggelos_Mavropoulos,_Ioannis-Nikolaos_Komis,_Afroditi_Kita,_David_Palma,_Loris_Franchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16134 |
AcubeSATは、コンパクトなマイクロ流体LoCプラットフォームを使用して、真核細胞に対する微小重力と放射線の影響を調査することを目的としたオープンソースのCubeSatミッションです。これは、テッサロニキのアリストテレス大学の学際的な学生チームであるSpaceDotによって開発され、ESA教育局の「FlyYourSatellite!3」プログラムによって支援されています。ミッションの科学データは、搭載された統合カメラ設定を通じてキャプチャされた顕微鏡画像で構成されます。ペイロードデータの合計サイズは12か月で2GB近くになると予想されるため、限られた電力、コスト、複雑さの予算を満たす高速で効率的なダウンリンクが必要です。現在、これらの特定の制約を完全にサポートするオープンソースの通信システム設計は存在しないため、私たちは独自のソリューションを開発することにしました。アンテナシステムは、設計が成熟するにつれて複数回の反復を経ましたが、そのプロセスはESAの専門家から受け取ったフィードバックによって大いに助けられました。最終的な通信システム構成は、2.4GHzで動作するSバンドマイクロストリップアンテナと、ペイロードデータ用とTM&TC用のUHF展開可能アンテナで構成され、両方とも社内設計です。このペーパーでは、3年以上にわたるAcubeSATのアンテナシステムの反復と、それぞれの背後にある理論的根拠と分析結果を紹介します。このような低コストのCubeSatミッション通信システムの将来の開発を支援するために、開発に関する決定事項を本書全体で強調します。
ゆっくりとした収縮と膨張を伴う放射線主導の跳ね返りモデル
| Title |
Radiation-dominated_bouncing_model_with_slow_contraction_and_inflation |
| Authors |
Piero_A._P._Molinari,_Paola_C._M._Delgado,_Rodrigo_F._Pinheiro,_Nelson_Pinto-Neto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16250 |
固有の物質内容が放射線流体である、非常に単純な非特異インフレモデルが提示されます。モデルは、非常に大きく、ほとんど空で平らな時空からゆっくりと収縮し、跳ね返りを実現します。その後、60e倍を超える準ドシッターインフレーション膨張が開始され、元素合成前の通常の古典的な減速された放射線主導の膨張にスムーズに変化します。最初の収縮フェーズと最後の拡張フェーズは古典的ですが、中間のバウンスフェーズとインフレーションフェーズは、配置空間内を急速に移動するガウス波動関数から現れる量子宇宙論効果によって引き起こされます。この量子の時代には、膨大な数の光子が生成されます。この豊かな進化すべてを説明するスケール係数は、共形時間の驚くほど単純な分析関数です。モデルの遠い過去の量子真空揺らぎから生じる宇宙論的スカラー摂動は、モデルの自由パラメーターの妥当な値の観測と互換性のある振幅を持つ、ほぼスケール不変のスペクトルを示します。
$\nu_{R}$-philic スカラー暗黒物質
右巻きニュートリノ($\nu_{R}$)は、暗黒物質(DM)が存在する可能性のある隠れセクターにおける新しい物理学への興味深い入り口を提供します。この研究では、$\nu_{R}$に排他的に結合された実数スカラーのみを含む最も単純な隠れセクター($\nu_{R}$-philicスカラーと呼ばれます)を詳しく調べます。$\nu_{R}$と標準モデルとの結合がシーソー関係によって決定され、責任があるという制約の下で、DM候補として機能する$\nu_{R}$-philicスカラーの実行可能性を調査します。観察されたDMの存在量について。DM減衰チャネルを分析し、ボルツマン方程式を解くことにより、実行可能なパラメーター空間を特定します。特に、我々の研究は、$\nu_{R}$-philicスカラーがDMとなる$\nu_{R}$の質量の下限($\sim10^{4}$GeV)を明らかにしました。DMの質量は、サブKeVからサブGeVまで変化する可能性があります。実行可能なパラメータ空間内では、DM崩壊からの単色ニュートリノ線がDM間接検出にとって重要な信号となる可能性があります。
非計量性重力におけるブランズ・ディッケ場: 宇宙論的解と共形変換
| Title |
The_Brans-Dicke_field_in_Non-metricity_gravity:_Cosmological_solutions_and_Conformal_transformations |
| Authors |
Andronikos_Paliathanasis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16357 |
我々は、対称テレパラスカラーテンソル理論のファミリーに属する非計量性重力におけるブランズ・ディッケ理論を考察する。私たちの焦点は、最小結合スカラー場の理論とは異なる、アインシュタイン枠での共形等価理論を導き出す際に、共形変換の意味を探ることにあります。共形変換の基本原理は、関連理論の数学的等価性を示唆しています。ただし、物理変数への影響を徹底的に分析するために、空間的に平坦なフリードマン-レマ\^{\i}トレ-ロバートソン-ウォーカー幾何学を調査し、非一致ゲージでの接続を定義します。1つのフレームで宇宙論モデルの正確な解を構築し、等角関連フレームで物理的特性を比較します。驚くべきことに、厳密な解の一般的な物理的性質は等角変換下でも不変のままであることがわかりました。最後に、対称テレパラスカラーテンソル宇宙論の解析解を初めて構築します。
| Title |
Primordial_Black_Hole_formation_from_overlapping_cosmological_fluctuations |
| Authors |
Albert_Escriv\`a_and_Chul-Moon_Yoo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16482 |
私たちは、放射線が支配する宇宙の間に、より大きなスケールで他のものと重なり合う超地平線の曲率変動の崩壊から生成される原始ブラックホール(PBH)の形成を考察します。一連の異なる曲率プロファイルを使用して、変動間の重複により、PBH形成の閾値(圧縮関数の臨界ピークとして定義される)が数パーセント減少できることを示します。逆の場合、変動が十分に分離されている場合、しきい値は変動が分離されている(分離されたピーク)ように動作します。arXiv:1907.13311の分析推定値は、重力崩壊を引き起こしている対応するピークに適用すると正確に使用できることがわかりました。また、ダイナミクスを詳細に研究し、さまざまな初期構成での最終的なPBH質量を推定し、プロファイルの依存性がそれに大きな影響を与えることを示しています。
Dandelion による meV 暗黒光子の指向性検出
| Title |
Directional_detection_of_meV_dark_photons_with_Dandelion |
| Authors |
C._Beaufort,_M._Bastero-Gil,_A._Catalano,_D-S._Erfani-Harami,_O._Guillaudin,_D._Santos,_S._Savorgnano,_and_F._Vezzu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16505 |
この論文では、meV付近の質量を持つダークフォトン(DP)を探索する新しいパラボラアンテナ実験であるDandelionについて紹介します。この実験は、2023年末までにデータの取得を開始する予定です。球面ミラーは、DPと標準光子との間の変換面として機能し、DPに収束します。418個のキネティックインダクタンス検出器のマトリックスを150mKまで冷却しました。ミラーを1Hzで傾けると、予想される信号がピクセル上に移動し、連続的なバックグラウンド測定が可能になります。期待される信号には2つの変調があります。1つはDPを明確に発見するための方向性シグネチャを提供する空間変調、もう1つはDPの偏光の決定を可能にする強度変調です。meVに近い質量の場合、縦方向と横方向のDPのインフレーション生成は相互に排除されるため、ダンデライオンによる偏光決定は初期宇宙のインフレーション段階に新たな光を当てる可能性があります。30日間稼働する最初のDandelionプロトタイプは、meV質量スケールでのDPの現在の排除限界を1桁以上改善し、指向性検出に基づいた前例のない発見の可能性でこの領域を調査するでしょう。
この論文では、コピュラエントロピー(CE)を測光赤方偏移に適用することを提案します。CEは測光測定値と赤方偏移の間の相関関係を測定するために使用され、その後、高いCEに関連付けられた測定値が赤方偏移を予測するために選択されます。提案手法をSDSSクェーサーデータ上で検証した。実験結果は、特に赤方偏移が大きいサンプルでは、実験で使用したすべての測定値の結果と比較して、選択した測定値を使用すると測光赤方偏移の精度が向上することを示しています。CEで選択される測定値には、光度の大きさ、標準偏差を含む紫外帯域の明るさ、および他の4つの帯域の明るさが含まれます。CEは厳密に定義された数学的概念であるため、そのように導出されたモデルは解釈可能です。
$n^{th}$ アインシュタイン環全体の角度位置 $n$
整合漸近展開を実行して、衝撃パラメータの臨界値からの偏差のべき級数展開で、シュヴァルツシルト計量における光線の軌道の解析式を見つけます。この展開では、2番目の下位順序まで有効な結果を示します。これらの結果を使用して、ブラックホールのすぐ後ろにあるが必ずしもブラックホールから遠く離れていない星から生じる$n^{th}$アインシュタインリング(大部分$n$)の角度位置の解析的展開を見つけます。この展開の小さなパラメータは$e^{-\pi(2n+1)}$です。このパラメータの式は3次まで正確です。
宇宙ベースの重力波検出における銀河白色矮星連星の上空の位置
| Title |
Sky_location_of_Galactic_white_dwarf_binaries_in_space-based_gravitational_wave_detection |
| Authors |
Pan_Guo,_Hong-Bo_Jin,_Cong-Feng_Qiao_and_Yue-Liang_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16796 |
識別された白色矮星(WD)バイナリの位置を迅速に特定することは、宇宙ベースの重力波(GW)検出の基本要件です。実際、GW信号の振幅は、太陽軌道上のGW検出器の周期運動によって変調されます。1年を超える観測時間に応じて観測信号の強度が強化され、高い信号対雑音比(SNR)が向上します。データのギャップが存在するため、長期間にわたって観測されるデータの完全性は、データのギャップを埋めるかどうかに依存します。実際には、1年間で、GW源はGW検出器の最良の観測軌道位置を持ち、そこでGWの検出器応答強度が最大になります。したがって、GWソースの方向が検出アームに対して垂直である最適な位置をスカイマップの検証済みGWソースで検索して、SNRも向上させることができます。検出器に対するGW源の位置に応じてGW信号の3アーム応答強度がより明確に変化するため、ノイズと時間遅延干渉計によるノイズの抑制は無視されます。選ばれた4つのソースでは、2つの検証WDバイナリ、J0806とV407Vulが、TAIJIによってそれぞれ2日と3日という短期間に最良の軌道位置で観測されました。これらのGWの強度は、TAIJI感度曲線の値を大幅に上回っています。単一の検出器と比較すると、2つの検出器のネットワークでは検証バイナリの位置の精度が大幅に向上するわけではありません。この結果の理由は、1つのGW光源がTAIJIとLISAの両方の検出器に対して垂直になることができないためです。これらの結果は、宇宙ベースのミッションの実験データからのGW信号の探索とGW源のパラメータ推定が、GW源に関連する軌道位置を無視しないことを意味します。
| Title |
Measuring_Supermassive_Black_Hole_Properties_via_Gravitational_Radiation_from_Eccentrically_Orbiting_Stellar_Mass_Black_Hole_Binaries |
| Authors |
Andrew_Laeuger,_Brian_Seymour,_Yanbei_Chen,_Hang_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16799 |
超大質量ブラックホール(SMBH)の近くを周回しながら合体する恒星質量連星ブラックホール(BBH)が存在する可能性があります。このような三重系では、SMBHは軌道ドップラーシフトと角運動量のデシッター歳差運動を通じてBBHの重力波形を変調します。恒星質量BBHからのGW周波数は変調効果が蓄積する間にこの帯域でゆっくりと変化するため、ミリヘルツ帯とデシヘルツ帯に焦点を当てた将来の宇宙ベースのGW天文台は、これらの波形変調を観測する独自の態勢を整えることになるでしょう。この研究では、フィッシャー情報行列形式を適用して、宇宙搭載GW検出器が、軌道上のBBHからのGWを使用してBBH+SMBH階層トリプルの特性をどの程度測定できるかを推定します。我々は、SMBHの周りの離心軌道のより現実的なケースを考慮して以前の研究を拡張し、特に軌道周心歳差運動の影響を含めています。LISA、B-DECIGO、TianGOなどの検出器コンセプトでは、広範囲のトリプルシステムパラメーターにわたって0.1%レベル未満の部分不確かさでSMBH質量と軌道長半径を抽出できることがわかりました。さらに、中心周歳差運動と軌道離心率の影響により、この系の測定能力が大幅に向上することがわかりました。また、LISAはこれらのシステムを測定できますが、デシヘルツ検出器のコンセプトであるB-DECIGOおよびTianGOを使用すると、トリプルのパラメーターに対する感度が向上することがわかりました。
