（多分野）自然インフレーションと重力波
我々は、周期的な非最小結合による自然なインフレーションの詳細な研究を提供します。これは、明示的なUV完了を許容する十分に動機付けられたインフレーションモデルです。我々は、この構造がプランクとBICEP/Keckの共同研究による最新の観測上の制約を満たすことができることを実証します。また、テンソル摂動による対応する遺物の重力波背景を計算し、DECIGO、BBO、ALIAなどの将来の宇宙搭載干渉計がそれを検出できる可能性があることを示します。次に、この分析を拡張し、アクションに追加の$R^2$項を特徴とするマルチフィールドモデルでこれらの結果の妥当性を確立します。これにより、自然インフレとスカラロン(別名~Starobinsky)インフレの間の補間が可能になります。我々は、前述の将来の干渉計が純粋な自然インフレーションと自然スカラロンインフレーションを区別できるようになる条件を調査します。後者の分析は、より一般的な文脈での重力波観測を通じて、単一フィールドと複数フィールドのインフレーションを区別するための扉を開く可能性があります。
ローグ世界とダークサイドの遭遇: ナンシー・グレース・ローマン宇宙望遠鏡で地球質量原始ブラックホールを明らかにする
| Title |
Rogue_worlds_meet_the_dark_side:_revealing_terrestrial-mass_primordial_black_holes_with_the_Nancy_Grace_Roman_Space_Telescope |
| Authors |
William_DeRocco,_Evan_Frangipane,_Nick_Hamer,_Stefano_Profumo,_Nolan_Smyth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00751 |
重力マイクロレンズは、非発光天体を観測するための最も強力な観測技術の1つです。既存のマイクロレンズ観察は、起源が不明な低質量天体の集団に関する興味深い証拠を提供します。これらの現象は、地球質量の自由浮遊惑星、または原始ブラックホールなどのエキゾチックな天体によって引き起こされる可能性があります。ただし、同じ質量のレンズ体では誘起光曲線が縮退するため、これらのオブジェクトの性質をイベントごとに解決することはできません。代わりに、レンズ現象の\textit{分布}を統計的に比較して、レンズ現象の集団の性質を判断する必要があります。既存の調査にはレンズの複数の部分母集団を特定するために必要な統計が不足していますが、ナンシー・グレース・ローマン宇宙望遠鏡の打ち上げによって状況は変わるでしょう。ローマンの銀河バルジ時間領域調査では、数百もの低質量マイクロレンズ現象が観測され、この集団の確実な統計的特徴付けが可能になると期待されています。この論文では、レンズ現象の持続時間の分布の特徴を利用することで、ローマンが自由浮遊惑星の背景に隠れた原始ブラックホールの部分集団に敏感になることを示します。ローマン氏の到達範囲は、ピーク感度で$f_\text{PBH}=10^{-4}$という原始ブラックホールの暗黒物質の分画まで拡張され、既存の超短時間スケールのマイクロレンズ現象の起源を決定的に決定できるようになるだろう。検出が陽性であれば、宇宙論的な暗黒物質のかなりの部分が巨視的な非発光物体で構成されているという証拠が得られるだろう。
宇宙論的場の潜在空間表現
私たちは、CAMELSプロジェクトから宇宙論的マルチフィールドデータセットの表現を学習する可能性を調査します。ガス密度(Mgas)、中性水素密度(HI)、磁場振幅(B)という3つのチャネルで構成される画像に対して、非常に深い変分エンコーダーをトレーニングします。いくつかの宇宙論的/天体物理学的パラメータ($\Omega_{\rmm}$など)に関する特徴空間内の画像のクラスタリングは、生成モデルが高次元入力の潜在空間表現を学習したことを示唆しています。抽出された特徴に対して線形テストを実行することで潜在コードの品質を評価し、単一の高密度層で一部のパラメーター、特に予測が係数に対応する物質密度を有望なレベルの精度まで回復できることがわかりました。決定$R^{2}$=0.93。さらに、結果は、生成モデルが$k\sim4h/{\rmMpc}のスケールまで、トレーニングデータの統計的特性と一致する統計的特性を示す画像を生成できることを示しています。
宇宙空隙とスニャエフ・ゼルドビッチの熱データの相互相関
| Title |
Cross-correlation_of_cosmic_voids_with_thermal_Sunyaev-Zel'dovich_data |
| Authors |
Gang_Li_(1,2),_Yin-Zhe_Ma_(3,4),_Denis_Tramonte_(5,1),_Guo-Liang_Li_(1)_((1)_Purple_Mountain_Observatory,_CAS,_(2)_University_of_Science_and_Technology_China,_(3)_Stellenbosch_University,_South_Africa,_(4)_National_Institute_for_Theoretical_and_Computational_Sciences,_South_Africa,_(5)_Xi'an_Jiaotong-Liverpool_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00826 |
私たちは、BOSS-DR12データで構築された97,090個の空隙のカタログを、アタカマからのデータに基づいて構築された$y$マップ上に積み重ねることにより、宇宙空隙に向かうスニャエフ・ゼルドビッチ・コンプトン$y$信号の欠損の測定値を提供します。宇宙望遠鏡(ACT)DR4とプランク衛星。ACTでは$7.3\,\sigma$、プランクでは$9.7\,\sigma$の有意性を持つボイド信号を検出し、両方のマップから抽出された関連するボイド半径$y$プロファイルの一致を取得しました。内部空隙プロファイル(空隙角度半径内の角度分離の場合)は、ACTとプランクでそれぞれ$4.7\sigma$と$6.1\sigma$の重要度で再構成されます。このようなプロファイルを、均一なガス密度と温度を仮定する単純なモデルを使用してモデル化します。これにより、空隙密度の積$(-\delta_{\rmv}T_{\rme})$に制約を設けることができます。コントラスト（ネガティブ）と電子温度。2つのデータセットからの最適値は$(-\delta_{\rmv}T_{\rme})=(6.5\pm2.3)\times10^{5}\,\text{K}$です。ACTの場合は$(8.6\pm2.1)\times10^{5}\,\text{K}$(プランクの場合は$68\%$C.L.)であり、不確実性の下ではよく一致します。このデータにより、ACTでは$2.7\times10^5\,\text{K}$、プランクでは$5.1\times10^5\,\text{K}$($95\%)と予想される空隙電子温度の下限を設定することができます。$C.L.);これらの結果は、空隙電子密度と宇宙平均の比の上限として$n^{\rmv}_{\rme}/\bar{n}_{\rme}\leqslant0.73$として変換できます。それぞれ$0.49$($95\%$C.L.)です。私たちの発見は、tSZ観測を使用して宇宙空隙内部のガス特性を制約することが可能であることを証明し、空隙が周囲に比べて圧力の低い領域であることを確認します。
HIDM: スコアベースの拡散モデルを使用した大規模 HI マップのエミュレート
今後の大規模調査からの地図を効率的に分析するには、高次元の尤度に直接アクセスし、忠実度の高い大規模フィールドを生成する必要があり、どちらも大きな課題です。CAMELSシミュレーションを使用して、最先端のスコアベースの拡散モデルを採用し、両方のタスクを同時に達成します。私たちのモデルHIDMが、CAMELSのパワースペクトル、確率分布、および2番目の瞬間までの尤度とよく一致する高忠実度の大規模HIマップを効率的に生成できることを示します。HIDMは、将来の大規模調査の科学的成果を最大化するための一歩を表します。
DSA-2000 による 21 cm 強度マッピング
| Title |
21_cm_Intensity_Mapping_with_the_DSA-2000 |
| Authors |
Ruby_Byrne,_Nivedita_Mahesh,_Gregg_W._Hallinan,_Liam_Connor,_Vikram_Ravi,_T._Joseph_W._Lazio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00896 |
線強度マッピングは、宇宙の大規模構造を解明する有望なプローブです。私たちは、中性水素の21cm輝線の統計的パワースペクトルに対する、2000個を超えるディッシュで構成される今後のアレイであるDSA-2000の感度を調査します。これらの測定により、個々の発生源を解明する必要なく、赤方偏移に近い宇宙全体にわたる中性水素の分布が明らかになるでしょう。これらの測定が成功するかどうかは、機器の感度と体系化に対する回復力にかかっています。DSA-2000は、z=0.5で21cmのパワースペクトルを検出するのに必要な感度を、0.1h/Mpcの分解能で0.03～31.32h/Mpcのパワースペクトルモードにわたって検出するのに必要な感度を備えていることを示します。公称アレイ設計を200個のアンテナの高密度コアで補完すると、低電力スペクトルモードでの感度が拡大し、バリオン音響振動(BAO)の測定が可能になることがわかりました。最後に、21cmの強度マッピングを妨げる可能性のある系統誤差の原因に対するDSA-2000の固有の回復力について定性的に説明します。
COLA を使用した模擬銀河カタログの高速生成
| Title |
Fast_generation_of_mock_galaxy_catalogues_with_COLA |
| Authors |
Jiacheng_Ding,_Shaohong_Li,_Yi_Zheng,_Xiaolin_Luo,_Le_Zhang_and_Xiao-Dong_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00981 |
私たちは、観測された銀河の統計的特性を正確に再現できる銀河模擬カタログを効率的に生成するために、COmovingLagrangianAcceleration(COLA)技術を使用する実現可能性を調査します。私たちが提案するスキームは、サブハロー存在量マッチング(SHAM)手順とCOLAシミュレーションを組み合わせたもので、SHAMの散乱振幅($\sigma_{\rmscat}$)、初期赤方偏移($z_{\rminit})という3つの自由パラメーターのみを利用します。COLAシミュレーションの$)、およびCOLAで使用されるタイムストライド($da$)。この概念実証研究では、赤方偏移範囲$z\in[0.45,0.55]$内のBOSSCMASSNGC銀河のサブセットに焦点を当てます。$(z_{\rminit},da)$のさまざまな組み合わせで$\mathtt{GADGET}$シミュレーションと低解像度COLAシミュレーションを実行します。それぞれ$800~h^{-で$1024^{3}$粒子を使用します。1}{\rmMpc}$ボックス。二点相関関数(2PCF)の単極子に対するCOLAモック銀河とCMASSNGC銀河の差を最小限に抑えることで、最適な$\sigma_{\rmscat}$が得られます。$z_{\rminit}=29$と$da=1/30$を設定すると、4から$20~h^{-1の範囲内でCOLAモック銀河とCMASSNGC銀河の間で良好な一致が得られることがわかりました。}{\rmMpc}$であり、Nボディコードよりも計算コストが2桁低くなります。さらに、異方性2PCF、3点クラスタリング、パワースペクトル多重極子などのさまざまな統計的特性を比較することによって詳細な検証が実行され、CMASSNGC銀河を使用したGADGETモックカタログとCOLAモックカタログの間で同様のパフォーマンスが示されています。さらに、さまざまな宇宙論モデルにわたるCOLAモックカタログの堅牢性を評価し、結果として得られる2PCFで一貫した結果が実証されました。私たちの調査結果は、COLAシミュレーションが、宇宙の大規模構造を探索する際のエミュレータや機械学習分析用のモックカタログを効率的に生成するための有望なツールであることを示唆しています。
Needlet Karhunen-Lo\`eve (NKL): 21cm 強度マップから前景をクリーニングする方法
| Title |
Needlet_Karhunen-Lo\`eve_(NKL):_A_Method_For_Cleaning_Foregrounds_From_21cm_Intensity_Maps |
| Authors |
John_Podczerwinski_and_Peter_Timbie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01290 |
この論文では、ニーレット係数にKarhunen-Lo\`eve変換を適用することで、HI強度マップから偏光前景と非偏光前景の両方をクリーンアップするNKLと呼ばれる手法を紹介します。NKLでは、視線に沿った相関関係だけでなく、「チャンク」と呼ばれる異なる角度領域間の相関関係も利用します。これは、マップ空間に適用される標準的な手法の多くに比べて明らかな利点を提供します。文献では、そのような空間相関は考慮されていません.さらに、NKL技術は、偏光前景を考慮する際に重要である、前景の性質に関する事前分布を必要としません.また、MGNILCと呼ばれるGNILCの修正バージョンも導入します,パフォーマンスを向上させるために前景の近似が組み込まれています。NKLおよびMGNILC手法は、偏光した前景を含むシミュレートされたマップでテストされます。それらのパフォーマンスは、GNILC、GMCA、ICA、およびPCA手法と比較されます。2つの別個のテストが実行されました。1つはat$1.84<z<2.55$、もう1つは$0.31<z<0.45$です。NKLは両方のテストで最高のパフォーマンスを提供することが判明し、$k<0.1\,{\rmhMpcでGNILCよりも10～50倍の改善が得られました。赤方偏移がより高い場合は^{-1}}$、赤方偏移がより低い場合は$k<0.03\,{\rmhMpc^{-1}}$です。ただし、どの方法もすべてのBAOスケールでパワースペクトルを満足のいくように回復することはできませんでした。
Cosmicflows-4 データからの大規模な速度場
| Title |
The_large_scale_velocity_field_from_the_Cosmicflows-4_data |
| Authors |
Yehuda_Hoffman,_Aur\'elien_Valade,_Noam_I._Libeskind,_Jenny_G._Sorce,_R._Brent_Tully,_Simon_Pfeifer,_Stefan_Gottl\"ober,_and_Daniel_Pomar\'ede |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01340 |
グループ化されたCosmicflows-4(CF4)データベースからの大規模速度場の再構成が示されています。推定された距離および速度データの対数正規バイアスは、バイアスガウス補正(BGc)スキームによって補正され、線形密度フィールドと速度フィールドはウィナーフィルター(WF)および制約付き実現(CR)アルゴリズムによって再構築されます。これらのツールは、一連のランダムで制約されたCosmicflows-3のような模擬データに対してテストされます。CF4データは、3つの主要なサブサンプル(6dFGSおよびSDSSデータ)と「その他」で構成されます。サブサンプルの個々の寄与が研究されています。速度場の定量的解析は主に、$300までの速度場の平均過密度($\Delta_L(R)$)とバルク速度($V_{\mathrm{bulk}}(R)$)プロファイルによって行われます。\,h^{-1}{\rmMpc}$。6dFGS成分を含まないCF4データの$V_{\mathrm{bulk}}(R)$および$\Delta_{\mathrmL}(R)$プロファイルは、$1\sigma$以内で宇宙分散と一致します。6dFGSサンプルは$V_{\mathrm{bulk}}$($\Delta_{\mathrmL}$)プロファイルを$\sim120\,h^{-1}{\rmMpc}$を超えて支配し、$R\sim250\(190)\\,h^{-1}{\rmMpc}$における宇宙分散と比較すると、およそ$3.4\sigma$($-1.9\sigma$)の過剰(不足)です。$V_{\mathrm{bulk}}$の振幅の超過は、その超銀河X成分によって支配されており、おおよそシャプレー集中の方向にあります。CF4データから推定される速度場の振幅とアライメントは、$\Lambda$CDMモデルに対して$\sim(2\,-\,3)\,\sigma$に矛盾があります。つまり、やや型破りではあるが、モデルに強制的な緊張感がない。
21\,cm 宇宙論における干渉計の校正と前景ウェッジの抑制のためのスペクトル冗長性
| Title |
Spectral_Redundancy_for_Calibrating_Interferometers_and_Suppressing_the_Foreground_Wedge_in_21\,cm_Cosmology |
| Authors |
Tyler_A._Cox,_Aaron_R._Parsons,_Joshua_S._Dillon,_Aaron_Ewall-Wice,_Robert_Pascua |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01422 |
中性水素からの21cm線の観測は、宇宙の夜明けから再電離時代(EoR)を経て、暗黒エネルギーが宇宙の膨張を加速する時期まで、天体物理学と宇宙論の刺激的な新しい探査機となることが期待されています。これらの各時代において、明るい前景を宇宙論的信号から分離することは、精緻なキャリブレーションを必要とする主要な課題です。この論文では、冗長ベースラインキャリブレーションを拡張した\textsc{nucal}と呼ばれる新しいキャリブレーション方法を紹介します。これにより、異なる周波数で同じ角フーリエモードを測定したビジビリティ間の相関を使用して、アンテナ応答のスペクトル変動を解決できるようになります。調整可能な離散偏長回転楕円体シーケンス(DPSS)のセットを使用してビーム重み付けされた空の色度をモデル化することにより、スペクトル的に滑らかな校正された可視性を最適化する校正ループを開発します。重要なことは、この技術では空や一次ビームの明示的なモデルを必要としないことです。現実的な光源とビームの色度を組み込んだシミュレーションにより、この方法が滑らかでない帯域通過特徴を解決し、狭帯域干渉系統を明らかにし、21cm再電離モデルのレベル以下の滑らかなスペクトル前景を抑制することを示します。現在のフォアグラウンド緩和技術が困難な「ウェッジ」領域と呼ばれます。我々は、この前景減算が、十分にサンプリングされた特定の角度フーリエモードに対して宇宙論的信号損失を最小限に抑えて実行できることを示し、スペクトル冗長キャリブレーションが現在および次世代の21cm強度マッピング実験にとって有望な手法となる。
Pantheon+ で宇宙論的基礎を再考する
| Title |
Cosmological_foundations_revisited_with_Pantheon+ |
| Authors |
Zachary_G._Lane,_Antonia_Seifert,_Ryan_Ridden-Harper,_Jenny_Wagner,_David_L._Wiltshire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01438 |
パンテオン+超新星カタログを再分析して、非FLRW進化による宇宙論、「タイムスケープ宇宙論」を標準の$\Lambda$CDM宇宙論と比較します。この目的を達成するために、2つのモデル間の幾何学的比較に使用できる最大のIa型超新星データセットであるPantheon+超新星カタログを検討します。FLRWの幾何学形状やFLRWの平均進化に関する固有速度からの独立性を含め、宇宙論からできるだけ独立した共分散行列を構築します。「モデルの独立性」の他のほとんどの定義をはるかに超えるこのフレームワーク内で、Ia型超新星(SneIa)の光曲線解析を改良するための新しい統計を導入します。統計的均一性のスケールを定義するために使用される従来の銀河相関関数に加えて、SneIa光曲線パラメータ$\betac$および$\alphax_1$の分布バイアスの洗練された分析を可能にする経験的統計を導入します。低赤方偏移については、ベイジアン解析により、低赤方偏移の超新星数の増加、モデル依存の光曲線フィッティングのアーティファクト、および超新星を観察する際の宇宙構造に起因する重要な特徴が浮き彫りになります。これは、統計的均一性の出現に関するより強力な調査を実施し、標準モデルに対する最近の課題を考慮して代替宇宙論を比較するために、宇宙論に依存しないデータ削減の必要性を示しています。「暗黒エネルギー」は通常、「新しい物理学」の代替として呼び出されます。Pantheon+カタログの第一原理からの再解析は、データ駆動型の設定での、物質と非線形時空幾何学の相互作用に関する将来のより深い研究をサポートします。25年ぶりに、Pantheon+カタログにはすでに非常に豊富なデータが含まれており、さらなる再分析によって真の「パラダイムシフト」が間もなく現れる可能性があるという証拠が見つかりました。[要約]
機械学習を利用して GCM 内の重複する不透明種を正確に処理する
| Title |
Harnessing_machine_learning_for_accurate_treatment_of_overlapping_opacity_species_in_GCMs |
| Authors |
Aaron_David_Schneider,_Paul_Molli\`ere,_Gilles_Louppe,_Ludmila_Carone,_Uffe_Gr{\aa}e_J{\o}rgensen,_Leen_Decin,_Christiane_Helling |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00775 |
系外惑星や褐色矮星の高精度観測を理解するには、流体力学、化学、放射線を組み込んだ詳細かつ複雑な大循環モデル(GCM)が必要です。この研究では、GCMにおける化学と放射線の結合を特に調べ、平衡化学が仮定できない場合に、相関k仮定で異なる化学種の不透明度を混合するためのさまざまな方法を比較します。我々は、個々の相関k不透明度(kテーブル)を効果的に組み合わせるDeepSets(DS)に基づく高速機械学習方法を提案します。DSメソッドを、適応等価消去(AEE)やリビニングと再ソーティングによるランダムオーバーラップ(RORR)などの他の公開されたメソッドと並行して評価します。これらの混合方法をGCM(expeRT/MITgcm)に統合し、ホットジュピターHD~209458bの例でその精度とパフォーマンスを評価します。私たちの調査結果は、DS手法はGCMの使用に対して正確かつ効率的である一方、RORRが遅すぎることを示しています。さらに、AEEの精度はその特定の実装に依存し、放射伝達ソリューションの収束を達成する際に数値的な問題が発生する可能性があることが観察されています。次に、単純化された化学的不平衡状況にDS混合法を適用し、TiOとVOのレインアウトをモデル化し、TiOとVOのレインアウトが成層圏の形成を妨げることを確認します。GCMにおける一貫した不平衡化学計算の開発をさらに促進するために、DS混合法と相関k放射伝達ソルバーを結合するためのドキュメントとコードを提供します。DSメソッドはGCMにとって十分な精度であることが広範囲にテストされていますが、大気回収を加速するには他のメソッドが必要になる可能性があります。
| Title |
Potential_Melting_of_Extrasolar_Planets_by_Tidal_Dissipation |
| Authors |
Darryl_Z._Seligman,_Adina_D._Feinstein,_Dong_Lai,_Luis_Welbanks,_Aster_G._Taylor,_Juliette_Becker,_Fred_C._Adams,_Marvin_Morgan,_Jennifer_B._Bergner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01187 |
イオ島の有限な離心率による潮汐加熱が地表の火山活動を促進すると予測され、その後、$\textit{ボイジャー}$探査機によってそれが確認されました。イオの火山活動はより複雑ですが、理論的には、マントルの厚さが減少するにつれて潮汐加熱が増加する暴走融解によって火山活動が引き起こされる可能性があります。我々は、(i)マントルの剛性$\mu$が中心圧力、つまり$\mu/(\rhogR_{\rmP})\gtrsim0.1$密度$\rho$、表面重力加速度$g$、半径$R_{\rmP}$の物体、(ii)表面は溶けていない、(iii)潮汐は十分なエネルギーを蓄積しており、(iv)惑星の離心率はゼロではありません。$\mu/(\rhogR_{\rmP})$の関数としておおよその液体コア半径を計算すると、$\muのこの暴走によりコアの$90\%$以上が溶解することがわかります。/(\rhogR_{\rmP})\gtrsim1$。現在確認されているすべての系外惑星の中で、L98-59系の地球型惑星が活発な火山活動を維持する最も有望な候補であることがわかりました。しかし、品質要因や潮汐による加熱と冷却のメカニズムの詳細に関する不確実性により、これらの惑星のいずれかで火山活動があると明確に主張することはできません。我々は、火山活動の痕跡である5、50、および$98\%$SO$_2$成分を追加した金星のような大気組成を仮定して、これらの惑星の合成透過スペクトルを生成します。L98-59bcdの$\textit{JWST}$で5～10個のトランジットを持つSO$_2$のモデルに対する$\gtrsim3\sigma$の優先順位がわかります。
K-矮星を周回する近接ガス巨人のヘリウム三重項通過の進化
| Title |
Evolution_of_helium_triplet_transits_of_close-in_gas_giants_orbiting_K-dwarfs |
| Authors |
Andrew_P._Allan,_Aline_A._Vidotto,_Carolina_Villarreal_D'Angelo,_Leonardo_A._Dos_Santos,_Florian_A._Driessen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01313 |
系外惑星の大気脱出は伝統的に水素ライマン$\alpha$およびH-$\alpha$透過分光法を用いて観測されてきたが、より最近の検出では1083$~$nmの準安定ヘリウム三重項が利用されている。この機能は地上からアクセスできるため、大気圏脱出の研究に新たな可能性をもたらします。私たちの目標は、大量の放射線を照射された巨大ガス惑星の生涯の間に、放出されるヘリウムの観測可能性がどのように進化するかを理解することです。私たちは、惑星進化の関数としての水素のみの雰囲気からの1次元の自己無撞着な流体力学的脱出に関するこれまでの研究を、進化に焦点を当てた水素-ヘリウム雰囲気の脱出に関する最初の研究に拡張しました。さらに、これらの新しいモデルを使用して、ヘリウム三重項透過分光法を実行します。以前の流体力学的脱出モデルを適応させて、水素とヘリウムの両方の加熱および冷却プロセスを考慮し、同時に三重項状態のヘリウムの集団を解決します。惑星の進化を説明するために、私たちは、0.3$~M_{\rmJup}$に近い巨大ガス惑星と、X線、ハードおよびソフトEUV、および中紫外で受け取った恒星フラックスの惑星半径の進化する予測を利用します。K矮星ホストを仮定した波長ビン。ヘリウム三重項の特徴は進化とともに減少することがわかりました。私たちのモデルは、若い($\lesssim150$~Myr)の、近いガス巨人($\sim1$から$2~R_{\rmJup}$)が$\のヘリウム1083$~$nmの通過吸収を生成するはずであることを示唆しています。sim4\%$または$\sim7\%$は、それぞれ低速または高速回転するK矮星の場合で、ヘリウムの存在量が2$\%$であると仮定します。
追跡動径速度と通過タイミングデータでXO-7bの広軌道の巨大伴星を探す：重要な手がかりなし
| Title |
Search_for_the_wide-orbit_massive_companion_of_XO-7b_in_the_follow-up_radial-velocity_and_transit-timing_data:_no_significant_clues |
| Authors |
Z._Garai,_T._Pribulla,_R._Kom\v{z}\'ik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01402 |
XO-7bは、$V=10.52$等級のG0V型星を通過する熱い木星です。発見された動径速度(RV)データの直線的な傾きが、広い軌道を周回する大質量伴星を示しているため、この惑星系は興味深いものです。2020年、私たちはこの線形の傾きを追跡し、伴星の軌道周期に制約を設けることを主な科学的目標として、この星系のRVキャンペーンを開始しました。さらに、システムパラメータを改良することを目的としており、観測マイナス計算（O-C）におけるXO-7bの伴星の長期的な動的兆候を探索するために、XO-7bの通過タイミング変動（TTV）を調査したいと考えました。)途中の通過時間のデータ。発見されたRVとは別に、20件の追跡RV観察とTESS測光データを取得して分析しました。以前に観察された有意な線形RV勾配は追跡RVデータでは確認されず、逆の傾向を持つわずかな線形勾配のみが検出されました。発表された伴星が実際に存在する場合、最も説得力のある説明は、両方のRVデータセットがその直交位置の近くで収集されたということです。RVに基づいて、最小公転周期$P_\mathrm{orb,min,3}\gtrsim7900\pm1660$dと伴星の「最小」最小質量$(M_3\sini)_\mathrm{min}=16.7\pm3.5~\mathrm{M_{Jup}}$。通過中期のO-Cデータセットでは、XO-7bの伴星の重要な証拠は見つかりませんでした。発表された伴星が実際に存在する場合、これは、系外惑星の遠方の伴星はRVソリューションによってのみ知られるという以前の結果と一致すると再び結論付けることができます。
系外惑星のテクノシグネチャー探索のためのドリフト率分布の開発
| Title |
Developing_a_Drift_Rate_Distribution_for_Technosignature_Searches_of_Exoplanets |
| Authors |
Megan_G._Li,_Sofia_Z._Sheikh,_Christian_Gilbertson,_Matthias_Y._He,_Howard_Isaacson,_Steve_Croft,_Evan_L._Sneed |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01427 |
受信機に対する相対的な半径方向の加速度を持つ安定した周波数の送信機は、「ドリフトレート」として知られる受信周波数の時間の経過に伴う変化を示します。系外惑星からの送信の場合、ドリフトレートの複数の要素を考慮する必要があります。軌道と回転、地球の軌道と回転、その他の寄与地球に対する系外惑星によって生成される漂流率の分布を理解することは、a)地球外知的探査(SETI)プロジェクトでチェックする漂流率の範囲を制限するのに役立ちます。b)ドリフト信号をターゲット星からの予想ドリフト速度と比較できるため、b)対象信号の妥当性を判断するのに役立ちますこの論文では、$\sim$5300確認された系外惑星のドリフト速度分布をモデル化しました。NASA系外惑星アーカイブ(NEA)のパラメーターを使用しています。確認された系外惑星のドリフトレートは、その99\%が$\pm$53nHzの範囲内にあることがわかりました。これは、分布に基づいた最大ドリフトレートが$\sim$4倍であることを意味します。前作よりも下がった。NEAに固有の観測バイアスを軽減するために、これらのバイアスを軽減するために構築された系外惑星集団のシミュレーションも行いました。この結果は、既知の系外惑星のないケプラーのようなターゲット星の場合、信号の99\%を占めるには$\pm$0.44nHzで十分であることを示唆しています。推奨される最大ドリフト速度のこの減少は、部分的には、NEAの傾斜効果と短い軌道周期への偏りによるものです。これらの狭まったドリフトレートの最大値により、検索の効率が向上し、将来の無線テクノシグネチャ検索における大幅な計算労力が節約されます。
$\Lambda$CDM 予測としての局所超銀河団全体にわたる楕円銀河と円盤銀河の明確な分布
| Title |
Distinct_distributions_of_elliptical_and_disk_galaxies_across_the_Local_Supercluster_as_a_$\Lambda$CDM_prediction |
| Authors |
Till_Sawala_(1_and_2),_Carlos_Frenk_(2),_Jens_Jasche_(3_and_4),_Peter_H._Johansson_(1),_Guilhem_Lavaux_(4)_((1)_Department_of_Physics,_University_of_Helsinki,_(2)_Institute_for_Computational_Cosmology,_Durham_University,_(3)_The_Oskar_Klein_Centre_for_Cosmoparticle_Physics,_Department_of_Physics,_Stockholm_University,_(4)_Sorbonne_Universit\'e,_CNRS,_Institut_d'Astrophysique_de_Paris) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00755 |
さまざまなタイプの銀河が局所宇宙に均等に分布しているわけではありません。特に、超銀河面は最も明るい楕円銀河の中では目立つが、最も明るい円盤銀河の中では目立たない。この顕著な違いは、銀河と構造の形成を理解するためのユニークなテストを提供します。ここでは、SIBELIUSDARK制約付きシミュレーションを使用して、これらの観測による標準的なラムダ冷暗黒物質($\Lambda$CDM)モデルと標準的な銀河形成理論の予測に対抗します。我々は、SIBELIUSDARKが円盤と楕円体の空間分布を再現し、特に超銀河赤道付近で観察された過剰な巨大楕円体を再現していることを発見した。我々は、これが局所的な大規模構造と標準的な銀河形成パラダイムに直接従うことを示す。このパラダイムでは、円盤銀河はほとんど孤立して進化するのに対し、巨大な楕円銀河は超銀河面を定義する大規模なクラスターに集まる。以前の研究が示唆していたような異常なものではなく、局所宇宙および超銀河面に関連した巨大な楕円体と円盤の分布が$\Lambda$CDMモデルの重要な予測です。
アルマ望遠鏡 400pc による z=6.5 の巨大な歪んだ円盤銀河の画像
| Title |
ALMA_400pc_Imaging_of_a_z=6.5_Massive_Warped_Disk_Galaxy |
| Authors |
Marcel_Neeleman,_Fabian_Walter,_Roberto_Decarli,_Alyssa_B._Drake,_Anna-Christina_Eilers,_Romain_A._Meyer_and_Bram_P._Venemans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00771 |
我々は、z=6.5406クェーサーP036+03の主銀河からの[CII]および塵連続放射の0.075(~400pc)解像度のALMA観測を紹介します。放射が有効半径0.21インチ(1.1kpc)の薄い回転円盤から発生していることがわかりました。円盤の速度分散は66.4+-1.0km/sの一定値と一致しており、スケール高さは次のようになります。80+-30pc。[CII]速度フィールドは、円盤の歪みに起因する歪みを明らかにします。この歪みのある円盤をモデル化すると、傾斜角は40.4+-1.3度、回転速度は116+-3km/と推定されます。s.結果として得られた動的質量推定値(1.96+-0.10)x10^10Msunは以前の推定値より低く、これは、ブラックホールの質量とブラックホールの質量の間の局所的なスケーリング関係に基づいて、ホスト銀河の質量が予想より小さいという結論を強化します。アーカイブされたMUSELy-α観測を使用して、我々は、逆回転するハローガスが円盤を歪ませるのに必要なトルクを提供する可能性があると主張します。さらに、過剰な(15シグマ)塵連続放出のある領域を検出しました。kpcは銀河の中心の北西にあり、重力的に不安定です(Toomre-Q<0.04)。この領域は、ガスが効率的に角運動量を失うことができる、歪んだ円盤の一部内に位置しているため、この領域はワープによって形成が引き起こされた星形成領域であると我々は考えています。ALMAとMUSEを組み合わせたイメージングにより、円盤とハローの界面内のガス相互作用が宇宙誕生から最初の10億年間の巨大銀河の成長にどのような影響を与えるかについて、独自の視点が得られます。
発光マッピングによる円盤-銀河周回媒体遷移の解明
| Title |
Revealing_the_disk-circumgalactic_medium_transition_with_emission_mapping |
| Authors |
Nikole_M._Nielsen,_Deanne_B._Fisher,_Glenn_G._Kacprzak,_John_Chisholm,_D._Christopher_Martin,_Bronwyn_Reichardt_Chu,_Karin_M._Sandstrom,_Ryan_J._Rickards_Vaught |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00856 |
銀河の質量の大部分は、その恒星の構成要素から数百キロパーセク離れたところにあります。このガスの拡散貯留層である銀河周縁媒体(CGM)は、銀河と銀河を繋ぐ宇宙の網との間の境界面として機能します。我々は、近くの銀河の中心から30kpcまでの冷たいイオン化ガスをそのCGMまで追跡する輝線のキロパーセクスケールの分解能積分場分光法を提示する。恒星の半径の90%の2倍で傾斜が途切れている、滑らかな表面の輝度プロファイルが見つかりました。この半径では、ガスも円盤内のHII星形成領域による光イオン化から、より遠距離にある衝撃や銀河系外UV背景によるイオン化に移行します。これらの変化は星間物質(ISM)とCGMの間の境界を表しており、銀河におけるバリオン物質の主要な貯蔵庫の形状と範囲が初めて明らかになります。
VLA Sky Surveyのフットプリントにある高赤方偏移の活動銀河核からのサブミリ波電波放射
| Title |
Sub-mJy_radio_emission_from_high-redshift_active_galactic_nuclei_in_the_footprint_of_the_VLA_Sky_Survey |
| Authors |
Krisztina_Perger,_S\'andor_Frey,_Krisztina_\'E._Gab\'anyi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01128 |
VLASkySurvey(VLASS)観測の最初の2つのエポックからの空のフィールド「クイックルック」画像を使用し、$z\ge4にある$\sim3700$の個別に電波が検出されなかった活動銀河核(AGN)の位置を中心としています。$では、$3$GHzでのサブmJy放射を調べるために画像スタッキング解析を実行しました。$P_\mathrm{char}=(2-13)\times10^{24}$WHz$^{-1}$、$P_\mathrm{char}=2\times10^という特徴的な単色電波パワーが見つかりました。{24}-1.3\times10^{25}$WHz$^{-1}$は、AGN関連の電波放射がサンプル中に広範囲に広がっていることを示しています。赤方偏移ビニングされた中央値積み上げマップの信号対雑音比は4～6ドルの間であり、まだ完了していない第3エポックVLASS観測を含めると、検出限界は信号対雑音として定義されると予想されます。ノイズ比$\mathrm{SNR}\ge6$に達する可能性があり、赤方偏移の依存性を決定できます。高赤方偏移AGNの微弱電波放射の一般的なスペクトル特性に関する情報を得るために、VLASSと20センチメートルの電波空の微弱画像(FIRST)調査の両方でカバーされる$\sim3000$天体にサンプルを限定しました。。積み重ねられた中央値マップからの磁束密度は$\alpha^*=-0.30\pm0.15$の特徴的なスペクトル指数を示し、これは電波で検出された$z\ge4$のスペクトル指数の中央値と一致することがわかりました。高赤方偏移AGNカタログのAGN。Wide-fieldInfraredSurveyExplorerの観測に基づく3バンドの中赤外色-カラー図は、mJy未満のサンプルにおける電波放射に対するAGNの寄与に関するさらなる裏付けを提供します。
台風による恒星集団の総合調査: I. 大棒渦巻き NGC 1365 の若い恒星集団
| Title |
The_TYPHOON_stellar_population_synthesis_survey:_I._The_young_stellar_population_of_the_Great_Barred_Spiral_NGC_1365 |
| Authors |
Eva_Sextl,_Rolf-Peter_Kudritzki,_Andreas_Burkert,_I-Ting_Ho,_H._Jabran_Zahid,_Mark_Seibert,_Andrew_J._Battisti,_Barry_F._Madore,_Jeffrey_A._Rich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01140 |
我々は、15平方kpcの領域をカバーする漸進的積分ステップ法で得られたスターバーストバー渦巻銀河NGC1365のTYPHOONロングスリット吸収線スペクトルを解析した。集団合成手法を適用して、若い恒星集団と古い恒星集団の年齢と金属量の空間分布を、星の形成率、赤化、減光、および赤化に対する減光の比率R$_V$とともに決定します。我々は、若い恒星集団の光度の割合が外側に向かって増加していること、平均年齢が減少していること、そして最外周で2ジャヤ遅れて終了した質量成長の歴史を特徴とする、3kpcを超える恒星円盤の内側から外側への成長の明確な兆候を検出した。ディスク。若い恒星集団の金属量は明らかに超太陽であるが、より大きな銀河中心半径に向かって-0.02dex/kpcの勾配で減少する。一方、高齢者集団の金属含有量は勾配を示さず、若い集団よりも約0.4dex低いレベルで一定です。NGC1365の中心には、若い集団の金属量が劇的に低下し、古い集団の金属量よりも低くなる限られた領域が見つかります。私たちはこれを、金属に乏しいガスの降下と、さらに、星形成がAGNと超新星フィードバックによって停止され、数回の銀河の後、初期の世代の星からの星風によって噴出されたガスによって再開される化学進化の中断によるものであると考えています。後者のサポートとして、簡単なモデル計算を提供します。
HST およびサブ mm/mm 観察によるハーシェルが選択した強力なレンズ候補の特性評価
| Title |
Characterisation_of_Herschel-selected_strong_lens_candidates_through_HST_and_sub-mm/mm_observations |
| Authors |
Edoardo_Borsato,_Lucia_Marchetti,_Mattia_Negrello,_Enrico_Maria_Corsini,_David_Wake,_Aristeidis_Amvrosiadis,_Andrew_Baker,_Tom_Bakx,_Alexandre_Beelen,_Stefano_Berta,_David_Clements,_Asantha_Cooray,_Pierre_Cox,_Helmut_Dannerbauer,_Gianfranco_de_Zotti,_Simon_Dye,_Stephen_Eales,_Andrea_Enia,_Duncan_Farrah,_Joaquin_Gonzalez-Nuevo,_David_Hughes,_Diana_Ismail,_Shuowen_Jin,_Andrea_Lapi,_Matthew_Lehnert,_Roberto_Neri,_Ismael_P\'erez-Fournon,_Giulia_Rodighiero,_Douglas_Scott,_Stephen_Serjeant,_Flora_Stanley,_Sheona_Urquhart,_Paul_van_der_Werf,_Mattia_Vaccari,_Lingyu_Wang,_Chentao_Yang,_Anthony_Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01158 |
我々は、ハーシェル宇宙天文台による広域銀河系外探査で特定された281個の強いレンズ銀河の候補について、高度1.1$\μmのHSTスナップショット観測を実施した。私たちの候補は、磁束密度が$500\,\mu$m$S_{500}\geq80$mJyのシステムで構成されています。130システムの表面輝度分布をモデル化して減算し、前景レンズの候補を特定します。目視検査、アーカイブの高解像度観察、レンズ減算を組み合わせた後、レンズ効果の可能性に応じてシステムをさまざまなクラスに分類します。レンズ化されるシステムは65台確認されています。そのうち30件が新発見です。私たちは23のシステムでレンズモデリングと光源の再構成を実行することに成功しました。このシステムでは、前景のレンズが孤立した銀河であり、背景の光源がHST画像で検出されます。すべてのシステムは、特異な等温楕円体として正常にモデル化されています。レンズのアインシュタイン半径と背景光源の倍率は、以前の研究と一致しています。ただし、バックグラウンド光源の円形半径(0.34kpc～1.30kpc)は、同様に選択され部分的に重なったサンプルのサブmm/mmで測定された半径よりも$\sim$3倍小さくなります。私たちのレンズをSLACS調査のレンズと比較し、レンズに依存しない選択の方が、より暗く拡散した銀河や群レンズを捉えるのにより効果的であることを確認しました。このサンプルは、重力レンズの影響を受けた塵の多い星形成銀河の近赤外特性と星の質量を特徴付けるための最初のステップとなります。
PDRs4All VI: 機械学習技術を使用したオリオンバー内の PAH の光化学進化の調査
| Title |
PDRs4All_VI:_Probing_the_Photochemical_Evolution_of_PAHs_in_the_Orion_Bar_Using_Machine_Learning_Techniques |
| Authors |
S._Pasquini,_E._Peeters,_B._Schefter,_B._Khan,_A._Sidhu,_R._Chown,_J._Cami,_A._Tielens,_F._Alarcon,_A._Canin,_I._Schroetter,_B._Trahin,_D._Van_De_Putte,_C._Boersma,_E._Dartois,_T._Onaka,_A._Candian,_P._Hartigan,_T._S.-Y._Lai,_G._Rouille,_D.A._Sales,_Y._Zhang,_E._Habart,_O._Berne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01163 |
[要約]JWSTによるオリオンバーの観測では、PAHバンドの信じられないほど豊富さと、小規模でのその変化が示されました。私たちは、教師なし機械学習を使用して、オリオンバーである光解離領域(PDR)の主要ゾーン全体にわたるPAHの光化学的進化を調査することを目指しています。JWSTERSプログラムPDRs4AllのNIRSpecおよびMIRIIFUデータを使用します。二分割K平均法クラスタリングを利用して、いくつかの波長領域におけるスペクトル変動の詳細な空間マップを生成します。私たちはクラスターのプロファイルの変動について議論し、それらを局所的な物理的条件と結び付けます。これらの変動を、HII領域、原子PDRゾーン、および3つの解離フロントという重要なゾーンに関して解釈します。PAH発光は、PDR内の空間位置に強く依存するスペクトル変動を示します。8.6um帯域は、互いに体系的に変化する他のすべての帯域とは異なる動作をすることがわかりました。3.4～3.6umバンドと3.4/3.3強度比で均一な変動が見られます。我々は、3.4～3.6umバンドのキャリアは、非常に似たサイズのPAHに結合した単一側基によるものであると考えています。クラスターのプロファイルは、原子から分子のPDRゾーンまでの11.2umフィーチャーの特徴的なプロファイルクラス間の遷移を明らかにします。我々は、各プロファイルクラスのキャリアが独立していることを発見し、後者は分子PDRの深部にのみ存在するPAHクラスターであると推論しました。クラスタリングにより、11.2と6.2umバンド間の関係も明らかになります。そして、10.9～11.63um領域の変動から生成されたクラスターを使用して、5.95～6.6um領域のクラスターを復元できることがわかりました。クラスタリングは、空間スケールとスペクトルスケールの両方でPAHの変動を特徴付けるための強力なツールです。個々のバンドおよび全体的なスペクトルの挙動に関して、UV処理がPAHとOrionBarにおけるそのスペクトルシグネチャの進化の最も重要な推進力であることがわかりました。
星間水の氷塊の表面での尿素の合成。量子化学の研究
尿素は、いくつかの星間物質(ISM)源とマーチソン隕石で検出されたプレバイオティクス分子です。尿素は紫外線や高エネルギー電子衝撃に対して安定であるため、星間の氷中に存在すると予想されている。理論的および実験的研究は、イソシアン酸(HNCO)とホルムアミド(NH$_2$CHO)が尿素の前駆体である可能性があることを示唆しています。しかし、その形成経路については依然として不確実性が残っています。これまでの計算研究では、気相中または水分子の少ない状態でのホルムアミドと窒素含有種の反応による尿素の生成が特徴付けられていました。本研究では、量子化学計算を用いて、星間氷マントルを模倣した18個の水分子氷塊モデルにおけるHNCO+NH$_3$の反応を調査した。我々は、B3LYP-D3(BJ)/ma-def2-TZVP理論レベルで閉殻種と開殻種の両方が関与するさまざまなメカニズムを特徴付けました。ラジカル-ラジカルH$_2$NCO+NH$_2$カップリングは、ほぼバリアレスであるため、最も有利であることがわかりました。この経路では、氷表面の存在は、反応物質の濃縮装置/供給装置として機能するだけでなく、尿素生成中に解放されるエネルギーを散逸させることができる第三の物体としても機能するために重要です。
銀河の赤外線巻雲からの散乱光の偏光からの診断
| Title |
Diagnostics_from_polarization_of_scattered_optical_light_from_Galactic_infrared_cirrus |
| Authors |
Shannon_K._Bowes,_Peter_G._Martin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01376 |
我々は、星間塵と異方性星間輻射場（aISRF）のモデルを制約するための新しい診断法として、銀河の中間緯度の赤外線巻雲からの散乱光の偏光を提案します。球体による単一散乱の場合、特定の波長(Sloan$r$バンドと$g$バンド)でのダストモデルの強度と偏光強度のミー散乱位相関数を使用し、全空からの異方性照明のモデルを使用します(次のように表されます)。HEALPix)を利用して、統合磁束星雲(IFN)の有用な要約パラメーター、つまり照明、偏光角($\psi$)、および偏光率($p$)によって重み付けされた位相関数の平均を計算するための形式を開発します。散乱光から偏光を診断的に区別することを実証するために、SpiderIFNの概要パラメーターに対するさまざまな異方性照明モデルとさまざまなダストモデルの影響について報告します。FRaNKIE照明モデルを使用して説明するように、要約パラメータはIFNの位置にも影響されます。塵とaISRFモデルの実行可能性を評価する場合、散乱光の$\psi$と$p$の観察は、散乱光の強度(平均位相関数に関連する)と熱粉塵の放出の強さ。ただし、単一散乱を使用してモデル化できる光学的に薄いIFNは弱く、レイリー散乱の場合のように$p$は大きくないため、これらの観察は注意して正確に実行する必要があります。りゅう座星雲とクモ星雲を比較した結果は、その課題を示しています。
粘菌の宇宙ウェブのフィラメントとそれが銀河の進化に与える影響
| Title |
Filaments_of_The_Slime_Mold_Cosmic_Web_And_How_They_Affect_Galaxy_Evolution |
| Authors |
Farhanul_Hasan,_Joseph_N._Burchett,_Douglas_Hellinger,_Oskar_Elek,_Daisuke_Nagai,_S._M._Faber,_Joel_R._Primack,_David_C._Koo,_Nir_Mandelker,_Joanna_Woo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01443 |
我々は、IllustrisTNG(TNG100)宇宙論シミュレーションを使用して宇宙の網フィラメントを識別する新しい方法を提案し、銀河に対するフィラメントの影響を調査します。DelaunayTessellationFieldEstimator(DTFE)と、粘菌生物からインスピレーションを得たMonteCarloPhysarumMachine(MCPM)による宇宙密度場の推定値を、DisPerSE構造同定フレームワークで使用した場合を比較します。MCPMベースの再構成は、より高い忠実度でフィラメントを特定し、DTFEベースの再構成よりも目立たない/拡散したフィラメントをより多く見つけ、真の基礎物質の分布をより正確に追跡します。私たちの新しいフィラメントカタログを使用すると、ほとんどの銀河がフィラメント状スパインから1.5～2.5Mpc以内に位置しており、最も近いフィラメントまでの距離による特定の星形成速度の中央値と銀河ガスの割合の中央値はほとんど変化しないことがわかりました。代わりに、局所フィラメントセグメントの単位長さあたりの合計MCPM過密度としてフィラメント線密度{\Sigma}fil(MCPM)を導入し、このパラメーターが銀河ガスの供給と消光の優れた予測因子であることを発見しました。我々の結果は、z<=1の高線密度フィラメント付近では、ほとんどの銀河が消光され、ガスが不足していることを示しています。z=0では、log(M*/Msun)>10.5銀河の消光は主に質量によって引き起こされますが、低質量銀河はフィラメント線密度の影響を大きく受けます。高線密度フィラメントでは、衛星は強く消光されますが、z<=0.5では中心星形成は減少しますが、ガス分率は減少しません。銀河形成に対する大規模構造の影響を解明するために、SDSS、DESI、すばるPFSなどによる銀河調査に私たちの新しいフィラメント同定手法を適用する可能性について議論します。
赤色超巨星超新星始原星のバイアス補正された光度関数
| Title |
A_bias-corrected_luminosity_function_for_red_supergiant_supernova_progenitor_stars |
| Authors |
Nora_L._Strotjohann_and_Eran_O._Ofek_and_Avishay_Gal-Yam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00744 |
赤色超巨星(RSG)星の光度関数とII型超新星(SNe)のRSG前駆星の光度関数の間の見かけの緊張は、しばしばRSG問題と呼ばれ、多くのRSGがSN爆発を起こさずに寿命を終えるのではないかと示唆する人もいます。しかし、これまでに提示されたRSGSN前駆体の光度関数は、検索の感度が考慮されていなかったため、高光度に偏っていました。ここでは、限界等級を使用して、バイアス補正されたRSG前駆体光度関数を計算します。すべてのRSG前駆体のうち、$(36\pm11)\%$だけがボロメトリック等級$-7\,\text{mag}$より明るいことが分かりました。これは、$(56\pm5)\%$よりもかなり小さい割合です。Davies&Beasor(2020)による引用。不確実性が大きくなるのは、前駆体サンプルが比較的小さいためです。一方、大きさ、ボロメータ補正、消光、SN距離などの測定量の不確実性は、サンプル内の異なる物体に対してランダムに変動する限り、影響はわずかです。RSGSN前駆体の光度関数を大マゼラン雲のM型超巨星と比較すると、前駆体の光度関数の形状がより平坦であるため、それらが一貫していることがわかります。したがって、RSG前駆体光度関数は、失敗したSNeの存在を意味しません。提示された統計的方法は、前駆体の検索に限定されず、検出されたオブジェクトのサンプルに対して測定が行われるが、プローブされた量または特性はサンプルの一部についてのみ決定できるというあらゆる状況に適用されます。
5 年以上のデータを含む HAWC 超高エネルギーガンマ線マップ
| Title |
The_HAWC_ultra-high-energy_gamma-ray_map_with_more_than_5_years_of_data |
| Authors |
Kelly_Malone,_Jos\'e_Andr\'es_Garc\'ia_Gonz\'alez,_Patrick_Harding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00861 |
2020年、HAWCコラボレーションは、56TeVおよび100TeVを超えるガンマ線源の最初のカタログを発表しました。9つの発生源が検出され、これはこれまでで最高のエネルギー源カタログとなりました。ここでは、古いデータを再分析した結果と、それ以降に取得した追加データを紹介します。私たちは、より優れたポインティング精度と改善されたガンマ/ハドロン分離を備えた新しいバージョンの再構成ソフトウェアを使用しています。現在、56TeVを超える25以上の発生源が確認されており、ほとんどの発生源は銀河面に位置しています。これらの大部分はレプトニックパルサー風星雲であると思われますが、一部はハドロン放出があることが示されています。私たちはスペクトルを示し、HAWCコラボレーションがPeVatron候補とみなしているものを含む、いくつかの最も興味深い発生源の考えられる放出メカニズムについて議論します。
ブレザー AO 0235+164 の繰り返されるフレア活動
| Title |
The_Repeating_Flaring_Activity_of_Blazar_AO_0235+164 |
| Authors |
Juan_Escudero_Pedrosa,_Iv\'an_Agudo,_Andrea_Tramacere,_Alan_P._Marscher,_Svetlana_Jorstad,_Z._R._Weaver,_Carolina_Casadio,_Clemens_Thum,_Ioannis_Myserlis,_Antonio_Fuentes,_Efthalia_Traianou,_Jae-Young_Kim,_Joana_Kramer,_Rub\'en_L\'opez-Coto,_Filippo_D'Ammando,_M._Bernardos,_Giacomo_Bonnoli,_Dmitriy_A._Blinov,_G.A._Borman,_T.S._Grishina,_V.A._Hagen-Thorn,_E.N._Kopatskaya,_E.G._Larionova,_V.M._Larionov,_L.V._Larionova,_D.A._Morozova,_S.S._Savchenko,_I.S._Troitskiy,_Y._V._Troitskaya,_and_A.A._Vasilyev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01157 |
コンテクスト。赤方偏移z=0.94に位置するブレーザーAO0235+164は、過去数十年間に複数の鋭いマルチスペクトル範囲のフレア現象を経験しました。特に、2008年と2015年にピークに達し、多波長で広範囲に報道されたエピソードは興味深い動作を示しました。目的。私たちは、観測された偏光計の変動の特性、広帯域スペクトルエネルギー分布の特性、および超高解像度トータルで見られる発生源の観測された時間発展挙動の特性を制約することにより、これら2つの観測されたフレアの実際の起源を研究します。-光束および偏光測定の超長基線干渉法(VLBI)イメージング。方法。VLBI画像の解析により、7mmジェットの運動学的パラメータと幾何学的パラメータを制約することができます。離散相関関数を使用して、統計的相関と、異なるスペクトル範囲での発光間の遅延を計算します。スペクトルエネルギー分布のマルチエポックモデリングにより、発光の特定のモデルを提案できるようになります。特に、この線源では、複数のスペクトル範囲の強いフレアが発生している間に、スペクトルのX線領域で観察される異常なスペクトルの特徴が顕著です。結果。これらのX線スペクトルの特徴は、2つの標準的なブレーザーバンプの原因となる粒子分布とは別の粒子分布に由来する放出成分によって説明できることがわかりました。これは、X線と残りのスペクトル範囲の間に強い相関関係が見出されない相関分析の結果と一致しています。我々は、外部コンプトン支配モデルとシンクロトロン自己コンプトン支配モデルの両方が、観測されたスペクトルエネルギー分布を説明できることを発見した。ただし、シンクロトロンのセルフコンプトンモデルは、観測から推測される遅延と幾何学的パラメーターによって強く支持されます。
XMM-Newton を使用した HMXB GX 301$-$2 における蛍光発光の変動性と塊状風の存在の研究
| Title |
Studying_the_variability_of_fluorescence_emission_and_the_presence_of_clumpy_wind_in_HMXB_GX_301$-$2_using_XMM-Newton |
| Authors |
Kinjal_Roy,_Hemanth_Manikantan,_and_Biswajit_Paul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01176 |
我々は、降着する高質量X線連星パルサーGX301$-$2の\textit{XMM-Newton}観測からのデータの分析結果を提示します。観察の非フレアセグメントにおけるスペクトル分析により、鉄の蛍光発光の等価幅が観察された吸収柱密度と相関し、鉄のK$\beta$線とK$\alpha$線の強度の比が変化することが明らかになった。ソースのフラックス。コヒーレントな脈動はパルサーの回転周期687.9$\pm$0.1sで検出され、二次脈動も周期671.8$\pm$0.2sで検出され、これは鉄線のエネルギーバンドで最も顕著でした。中性子星の自転周期では、鉄線の脈動は振幅が小さく、連続体とは異なるプロファイルを持ちます。パルス位相分解分光法により、光度曲線の非フレアセグメント中の鉄輝線の脈動も明らかになりました。二次期間では、鉄線と連続体の両方がほぼ同一のパルス部分とパルスプロファイルを持ちます。追加の周期性は、中性子星の回転と中性子星の周りを逆行する星の風の塊のケプラー周波数との間のうなり周波数に起因すると考えられます。凝集塊から発生する再処理されたX線放射は、連続体と鉄の蛍光線の両方で観察される二次脈動を生成する可能性があります。中性子星の周りを回転する塊は、中性子星から約5lt-s離れていると推定されています。
ブレーザー二次ガンマ線の強力な重力レンズに対する銀河間磁場の影響について議論します。現在、ブレーザーのガンマ線の強い重力レンズ効果の2つのケースが知られています。この場合、放射線はブレーザーと地球の間の視線上の銀河によって偏向されます。磁場は一次放射線によって生成される電子陽電子対の動きに影響を与え、それによって二次ガンマ放射線の方向を変える可能性があります。それは重力レンズの方程式を修正し、二次ガンマ線で観測される信号が光子のエネルギーと磁場に依存することになります。したがって、原理的には、信号の時間遅延、画像の角度位置（将来の高解像度ガンマ線望遠鏡用）、または観測されたエネルギースペクトルの形状から銀河間磁場を推定することが可能である。この方法は、ブレザーB0218+357の例で説明されています。ただしこの場合、ブレーザーとレンズ銀河までの距離が遠いため、有用な制約を得ることができません。結果は、磁場$B>2\times10^{-17}$Gの下限のみであり、他の既存の制約よりも弱くなります。しかし、レンズ付きブレーザーの将来の発見は、特にe-ASTROGAM、GECAM、SVOMなどの新世代のガンマ線望遠鏡や、高出力の将来のガンマ線望遠鏡の助けを借りて、磁場を測定するためのより有利な機会を提供する可能性があります。角度分解能、~0.1インチ。
中性子星の回転磁場におけるアクシオン様粒子との相互作用による光子の円偏光の誘発
| Title |
Induced_Circular_Polarization_on_Photons_Due_to_Interaction_with_Axion-Like_Particles_in_Rotating_Magnetic_Field_of_Neutron_Stars |
| Authors |
Mohammad_Sharifian,_Moslem_Zarei,_Sabino_Matarrese_and_Roberto_Turolla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01445 |
私たちは、中性子星(NS)の回転磁場中のアクシオン様粒子(ALP)との相互作用によって光子の偏光がどのような影響を受けるかを調べます。この研究では、量子ボルツマン方程式を使用して、ミリ秒NSの周期磁場が光子とALPの相互作用を強化し、それらに円偏光を生成することを実証しています。NSと伴星を含む連星系は探査機として機能する可能性がある。NSが地球観測者に対して伴星の前にある場合、そこでのALPとの相互作用の結果として、以前は直線偏光していた光子に円偏光が生じます。半連星期間の後、伴星がNSの前を通過し、光子の円偏光が消えて直線偏光に変わります。回転周波数300~Hzのミリ秒NSの除外されたパラメーター空間は、結合定数$1.7\times10^{-11}~\text{GeV}^{-1}\leqg_{a\gamma\gamma}\を強調表示します。$7\times10^{-12}~\text{eV}\leqm_a\leq1の範囲のALP質量の場合、leq1.6\times10^{-3}~\text{GeV}^{-1}$。5\×10^{3}~\text{eV}$。
将来の遠赤外線宇宙観測用平行平板コンデンサ アルミニウム KID
| Title |
Parallel_Plate_Capacitor_Aluminum_KIDs_for_Future_Far-Infrared_Space-Based_Observatories |
| Authors |
Nicholas_F._Cothard,_Christopher_Albert,_Andrew_D._Beyer,_Charles_M._Bradford,_Pierre_Echternach,_Byeong-Ho_Eom,_Logan_Foote,_Marc_Foote,_Steven_Hailey-Dunsheath,_Reinier_M._J._Janssen,_Elijah_Kane,_Henry_LeDuc,_Joanna_Perido,_Jason_Glenn,_Peter_K._Day |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00773 |
将来の宇宙ベースの遠赤外線天体物理観測には、低い光学的バックグラウンドに対応した非常に高感度な検出器が必要となります。PRobe遠赤外線天体物理学ミッション(PRIMA)は、25～265$\μ$mの放射線に感応する数千個の超伝導運動インダクタンス検出器(KID)のアレイを配備します。ここでは、PRIMAで期待される低バックグラウンド環境向けに設計された、波長25～80$\μ$mの少量アルミニウムKIDプロトタイプの実験室での特性評価を紹介します。検出器の設置面積を最小限に抑え、TLSノイズを抑制するために、コンパクトな平行板コンデンサが使用されています。新しい共振吸収体は、対象帯域の応答を強化するように設計されています。低バックグラウンドのクライオスタットと極低温黒体を使用して取得したこれらの検出器のノイズと光学効率の測定結果を示します。マイクロレンズとハイブリッド化されたKIDアレイは、検出器のNEPが約$6.5\times10^{-19}~\textrm{W/Hz}^{1/2}$に制限され、フォトンノイズが約50aWまで制限されることがわかりました。NEPモデルに当てはめると、光学システムが50aWまでよく特性化され、理解されていることがわかります。少量アルミニウムKIDアレイ開発の将来の計画と、これらの測定に使用されるテストベッドについて説明します。
先進的X線画像衛星（AXIS）の概要
| Title |
Overview_of_the_Advanced_X-ray_Imaging_Satellite_(AXIS) |
| Authors |
Christopher_S._Reynolds,_Erin_A._Kara,_Richard_F._Mushotzky,_Andrew_Ptak,_Michael_J._Koss,_Brian_J._Williams,_Steven_W._Allen,_Franz_E._Bauer,_Marshall_Bautz,_Arash_Bodaghee,_Kevin_B._Burdge,_Nico_Cappelluti,_Brad_Cenko,_George_Chartas,_Kai-Wing_Chan,_L\'ia_Corrales,_Tansu_Daylan,_Abraham_D._Falcone,_Adi_Foord,_Catherine_E._Grant,_M\'elanie_Habouzit,_Daryl_Haggard,_Sven_Herrmann,_Edmund_Hodges-Kluck,_Oleg_Kargaltsev,_George_W._King,_Marina_Kounkel,_Laura_A._Lopez,_Stefano_Marchesi,_Michael_McDonald,_Eileen_Meyer,_Eric_D._Miller,_Melania_Nynka,_Takashi_Okajima,_Fabio_Pacucci,_Helen_R._Russell,_Samar_Safi-Harb,_Keivan_G._Stassun,_Anna_Trindade_Falc\~ao,_Stephen_A._Walker,_Joern_Wilms,_Mihoko_Yukita,_William_W._Zhang_(on_behalf_of_the_AXIS_Science_Community) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00780 |
先進X線イメージング衛星(AXIS)は、チャンドラX線天文台の遺産を基に、450分角にわたって0.3～10keV帯域の低バックグラウンド、秒角解像度のイメージングを提供するプローブクラスのコンセプトです。$^2$の視野、感度の桁違いの向上。AXISは、単結晶シリコンを使用した軽量のセグメント化されたX線光学系の構築におけるブレークスルーと、優れたスペクトル分解能を備えた大判、小ピクセル、高読み出しレートのCCD検出器の製造における開発を活用し、堅牢でコスト効率の高いシステムを実現します。デザイン。さらに、AXISは、ターゲット・オブ・オポチュニティのアラートに応答し、オンボード過渡現象検出機能を備え、ニール・ゲーレルズ(スウィフト)Xの遺産を引き継いで、時間とともに変化するX線宇宙を研究するための強力な施設となるでしょう。一時的なX線宇宙の研究に革命をもたらした放射線天文台。この論文では、AXISの概要を紹介し、AXISコンセプトを推進する主要な科学目標と、天文台の設計がこれらの目標をどのように達成するかを強調します。
SOAR積分場分光器用スキッパーCCDの特性評価と最適化
| Title |
Characterization_and_Optimization_of_Skipper_CCDs_for_the_SOAR_Integral_Field_Spectrograph |
| Authors |
Edgar_Marrufo_Villalpando,_Alex_Drlica-Wagner,_Andr\'es_A._Plazas_Malag\'on,_Abhishek_Bakshi,_Marco_Bonati,_Julia_Campa,_Braulio_Cancino,_Claudio_R._Chavez,_Juan_Estrada,_Guillermo_Fernandez_Moroni,_Luciano_Fraga,_Manuel_E._Gaido,_Stephen_Holland,_Rachel_Hur,_Michelle_Jonas,_Peter_Moore,_and_Javier_Tiffenberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00813 |
SOAR積分フィールド分光器(SIFS)のプロトタイプ焦点面で使用するための6つのスキッパーCCDの特性評価と最適化の結果を紹介します。8つのスキッパーCCDをテストし、パフォーマンス結果に基づいてSIFS用に6つを選択しました。スキッパーCCDは、6k$\times$1k、15$\mu$mピクセル、厚く、完全空乏型の$p$チャネルデバイスであり、$\sim250\mu$mまで薄くされ、裏面処理および処理が施されています。反射防止コーティング付き。読み出し時間を最適化して、1回の非破壊読み出しで$<4.3$e$^-$rms/ピクセル、検出器の$5\%$で$0.5$e$^-$rms/ピクセルを達成します。24個のアンプすべて(検出器ごとに4つのアンプ)について、$N_{\rmsamp}$=400($\sigma_{\rm0e^-}\sim$0.18e$^-$rms/ピクセル)を使用して単一光子計数を実証します。）。また、外観上の欠陥($<0.45\%$「不良」ピクセル)、暗電流($\sim2\times10^{-4}$e$^-$/ピクセル/秒)などの従来のCCD特性評価測定も実行します。.)、電荷転送の非効率性(平均$3.44\times10^{-7}$)、電荷拡散(PSF$<7.5\mu$m)フォトンカウンティングによってのみ可能になる特性評価と最適化測定について報告します。このような結果には、フォトンカウンティング機能を維持しながらフルウェル容量$\sim40,000-63,000$e$^-$を達成するための電圧の最適化、クロック誘起電荷の最適化、低信号(数十電子)での非線形性測定などが含まれます。さらに、Skipperを使用して、より明るく太る効果と絶対量子効率(450nmから980nmの間で$\gtrsim\,80\%$、600nmから900nmの間で$\gtrsim\,90\%$)の測定を実行します。CCD。
将来の遠赤外線天文台向けのモノリシックキロピクセルシリコンマイクロレンズアレイ
| Title |
Monolithic_Kilopixel_Silicon_Microlens_Arrays_for_Future_Far-Infrared_Observatories |
| Authors |
Nicholas_F._Cothard,_Thomas_Stevenson,_Jennette_Mateo,_Nicholas_Costen,_Kevin_Denis,_Joanna_Perido,_Ian_Schrock,_Frederick_Wang,_Jason_Glenn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00819 |
将来の遠赤外線天体物理観測では、何千もの超高感度超伝導検出器を含む焦点面アレイが必要となり、各検出器は望遠鏡に光学的に接続される必要があります。より長い波長では、フィードホーンアレイや小型レンズの巨視的アレイなど、多くのアプローチが開発されています。しかし、波長が25ミクロンと短いため、遠赤外線での光結合は依然として困難です。この論文では、グレースケールリソグラフィーとディープ反応性イオンエッチングを使用して遠赤外モノリシックシリコンマイクロレンズアレイを製造するための新しいアプローチを紹介します。マイクロレンズアレイの設計、製造、および特性評価について説明します。設計されたレンズプロファイルと製造されたレンズプロファイルを比較し、製造されたレンズが設計された検出器に対して84%の包囲パワーを達成すると計算します。これは、設計された性能よりわずか3%低いだけです。また、反射防止コーティングのマイクロレンズアレイと、マイクロレンズアレイと検出器アレイをハイブリッド化するためのシリコン対シリコンのダイボンディングプロセスのために開発された方法も紹介します。
水素強度マッピング干渉計で使用する超広帯域アンテナのフィードと反射体の設計
| Title |
Design_of_an_Ultra-Wideband_Antenna_Feed_and_Reflector_for_use_in_Hydrogen_Intensity_Mapping_Interferometers |
| Authors |
Podczerwinski_and_Timbie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01289 |
この論文では、水素強度マッピング実験での使用を目的とした、5.5:1帯域幅の給電アンテナと反射器システムの設計について説明します。このシステムは、これらの実験でフィード/リフレクタ内の散乱やアンテナ間のクロスカップリングから発生する可能性のある系統的な影響を低減するように最適化されています。提案されたフィードは、超広帯域のVivaldiスタイルの設計で、滑らかな周波数応答、高ゲイン、反射皿の影を最小限に抑えるように最適化されています。このフィードには、体系性を低下させるが感度を低下させる吸収要素をオプションで含めることができます。提案された反射板は、$f/d=0.216$の深い放物線状の皿で、追加のシールドを提供する楕円形のカラーが付いています。これらの設計選択を最適化する手順について説明します。
敵対的生成ネットワークを使用した空気チェレンコフ望遠鏡のイメージングのための空気シャワー画像の超高速生成
| Title |
Ultra-Fast_Generation_of_Air_Shower_Images_for_Imaging_Air_Cherenkov_Telescopes_using_Generative_Adversarial_Networks |
| Authors |
Christian_Elflein,_Stefan_Funk,_Jonas_Glombitza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01385 |
イメージング空気チェレンコフ望遠鏡(IACT)によって取得されたデータの分析では、機器の応答を導き出すために多数の空気シャワーシミュレーションが必要です。シミュレーションは非常に複雑で、コンピュータとメモリを大量に消費する計算を必要とし、通常は機器の光感度の変化を考慮して、異なる観察間隔で繰り返し実行されます。ディープニューラルネットワークに基づく生成モデルの使用により、巨大なシミュレーションライブラリをメモリ効率よく保存し、非常に短時間で多数のシミュレーションをコスト効率よく生成できる可能性が得られます。この研究では、WassersteinGenerativeAdversarialNetworksを使用して、$1{,}500$ピクセルを超えるFlashCam設計を備えたIACT用のフォトンシャワーを生成します。H.E.S.S.のシミュレーションの使用実験では、高品質のIACT画像の生成に成功したことを実証します。この分析には、低レベルの観測物とシャワーの形状を記述するよく知られたヒラスパラメータに基づいて生成された画像品質の包括的な研究が含まれます。我々は、生成された画像が、低レベルの観測物、ヒラスパラメータ、それらの物理的特性、およびそれらの相関に関して高い忠実度を持っていることを初めて実証しました。$10^5$程度の生成速度の向上が確認されたことにより、IACTの空気シャワーの高速かつメモリ効率の高いシミュレーションの有望な見通しが得られます。
高スペクトル解像度のダークホール: コンセプト、結果、そして約束
| Title |
High-Spectral_Resolution_Dark_Holes:_Concept,_Results,_and_Promise |
| Authors |
William_Thompson,_Adam_B._Johnson,_Christian_Marois,_Olivier_Lardi\`ere,_Fr\'ed\'eric_Grandmont,_Tim_Hardy,_Kris_Caputa,_Colin_Bradley,_Garima_Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01421 |
次世代の高コントラスト画像機器は、難しいトレードオフに直面しています。比較的速いリズム(分)で広い視野(秒角)にわたって、高いスペクトル分解能でデータを配信する必要があります。焦点面波面センシングを採用し、したがってスーパーナイキストサンプリングを必要とする機器の場合、これらの要件は従来の小型レンズ一体型フィールドスペクトログラフ（IFU）では同時に満たすことができません。SPIDERSパスファインダー機器については、レンズレットIFUとは異なるトレードオフを提供し、ダークホール全体で最大R20,000のスペクトル解像度を実現するイメージングフーリエ変換分光器(IFTS)のデモを行っています。我々は、ダークホールの色度分析を含むSPIDERSIFTSからの予備結果を提示し、スペクトル差分イメージング(SDI)の最大40$\times$の改善と、コヒーレント差分イメージングとコヒーレント差分イメージングの両方を組み合わせたスペクトルコヒーレント差分イメージングの最初のアプリケーションを実証します。イメージング(CDI)とSDI。
$\delta$ Sct 星の PL ダイアグラム: 距離推定器としてのビジネスに戻る
| Title |
The_PL_diagram_for_$\delta$_Sct_stars:_back_in_business_as_distance_estimators |
| Authors |
A._Garc\'ia_Hern\'andez_(1),_J._Pascual-Granado_(2),_M._Lares-Martiz_(2),_G._M._Mirouh_(1),_J._C._Su\'arez_(1),_S._Barcel\'o_Forteza_(1),_A._Moya_(3)_((1)_Departamento_de_F\'isica_Te\'orica_y_del_Cosmos,_Universidad_de_Granada,_Spain,_(2)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Andaluc\'ia_(CSIC),_Spain,_(3)_Departament_d'Astronomia_i_Astrof\'isica,_Universitat_de_Val\`encia,_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01238 |
この研究では、モード励起と選択メカニズムがまだ十分に制約されておらず、構造と振動が回転の影響を受ける$\delta$Sct星の周期と光度の関係(PLR)に焦点を当てます。最近の文献でPLRをレビューし、$\delta$Sctの大規模なサンプルからの新しい推論を追加します。基本モードを特定することの難しさを強調し、回転に起因する表面効果が測定された光度に影響を与える可能性があることを示し、PLRの広がりを説明します。私たちは、低次の大きな分離と、回転する星に当てはまる基本動径モード周波数(F0)との間の密接な関係を導き出し、モード識別への道を開きます。回転効果を考慮すると、さまざまなサンプルに対して得られたPLRが互いに互換性があり、最近の文献と互換性があり、最も観測された$\delta$Sct星とも互換性があることを示します。また、周波数スペクトルの最大振幅ピークがほとんどの$\delta$Sctの基本モードに対応していることもわかり、とらえどころのないモード選択メカニズムに光が当てられました。
TIC 378898110: TESS の明るい短周期 AM CVn バイナリ
| Title |
TIC_378898110:_A_Bright,_Short-Period_AM_CVn_Binary_in_TESS |
| Authors |
Matthew_J._Green,_J._J._Hermes,_Brad_N._Barlow,_T._R._Marsh,_Ingrid_Pelisoli,_Boris_T._G\"ansicke,_Ben_C._Kaiser,_Alejandra_Romero,_Larissa_Antunes_Amaral,_Kyle_Corcoran,_Dirk_Grupe,_Mark_R._Kennedy,_S._O._Kepler,_James_Munday,_R._P._Ashley,_Andrzej_S._Baran,_Elm\'e_Breedt,_Alex_J._Brown,_V._S._Dhillon,_Martin_J._Dyer,_Paul_Kerry,_George_W._King,_S._P._Littlefair,_Steven_G._Parsons,_and_David_I._Sahman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01255 |
AMCVn型システムは、超小型のヘリウム降着連星系であり、熱核超新星の前駆体と進化的に関連しており、今後の宇宙ベースの干渉計で検出可能な強力な銀河重力波源になると期待されています。軌道周期$\lesssim$20--23分のAMCVn連星は、永久電離降着円盤とともに一定の高い状態で存在します。我々は、TESSの2分間のケイデンス測光で発見された、明るく($G=14.3$等)、近く($309.3\pm1.8$pc)の高状態AMCVn連星であるTIC378898110の発見を紹介します。光波長では、これは既知のAMCVnバイナリの中で3番目に明るいです。この系の測光は23.07172(6)分の周期性を示し、これはおそらく「スーパーハンプ」周期であり、22～23分の範囲の軌道周期を意味します。検出可能な分光変動はありません。この星系は、支配的な測光期間がより短い期間（最小$20.5\pm2.0$に制限される）に変化する、年間を通じて異常な増光現象を経験しました。これは、円盤端食の始まりの証拠である可能性があることを示唆しています。推定物質移動率$\log(\dot{M}/\mathrm{M_\odot}\mathrm{yr}^{-1})=-6.8\pm1.0$は異常に高く、高い値を示唆している可能性があります。-質量または熱膨張したドナー。このバイナリはX線源として検出され、その束は$9.2^{+4.2}_{-1.8}\times10^{-13}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$は0.3～10keVの範囲です。TIC378898110は、TESSで発見された最短周期の連星系であり、予測される重力波振幅が大きいため、将来の宇宙ベースの重力波検出器にとって説得力のある検証バイナリとなります。
全球風力モデルから得られたマゼラン雲 B 超巨星の新しい質量損失率
| Title |
New_mass-loss_rates_of_Magellanic_Cloud_B_supergiants_from_global_wind_models |
| Authors |
J._Krticka,_J._Kubat,_I._Krtickova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01257 |
私たちは、大マゼラン雲と小マゼラン雲に対応する金属量について、B超巨星の線駆動風の全球モデルを提供します。モデルの速度と密度構造は、共運動フレームで導出される放射力と運動平衡方程式から計算されたレベル集団を使用した流体力学方程式から一貫して決定されます。我々は、星の明るさ、有効温度、金属性の観点から予測される質量損失率を表す式を提供します。予測される風の質量損失率は$\dotM\simZ^{0.60}$として金属量の減少とともに減少し、星の明るさに比例します。質量損失率は、鉄の再結合により、約20kKの双安定性ジャンプの領域より下で増加します。以前の理論的および観測的研究と一致して、双安定性ジャンプの領域で風の特性が滑らかに変化することがわかりました。金属量が減少すると、双安定性ジャンプは弱くなり、より低い実効温度に移行します。双安定性ジャンプよりも低い金属量では、我々の予測は現在の進化モデルで使用されているものと同様の速度を提供しますが、双安定性ジャンプより下では古い予測よりも速度は大幅に低くなります。私たちの予測された質量損失率は、銀河系とマゼラン雲からの恒星風の観測が一様に凝集の影響を受けると仮定して、H$\alpha$線から導かれた観測推定値と一致します。このモデルは、紫外分光法から得られた終端速度の温度依存性をうまく再現しています。
太陽大気中の磁場とプラズマ加熱
| Title |
Magnetic_fields_and_plasma_heating_in_the_Sun's_atmosphere |
| Authors |
Philip_Judge,_Lucia_Kleint,_Roberto_Casini,_Alfred_de_Wijn,_Tom_Schad,_Alexandra_Tritschler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01286 |
私たちは、ダニエルK.イノウエ太陽望遠鏡(DKIST)からの最初に公開されたデータを使用して、太陽光球からコロナへの磁気的なつながりを追跡します。私たちは、彩層磁性と明るい彩層、遷移領域、コロナプラズマとの関係を詳しく調べます。2022年6月、可視分光偏光計(ViSP)機器は、衰退する活動領域内の単極ネットワークを標的にしました。ViSPは、縦ゼーマン感度0.25Mx/cm2(FeI630.2nm)および0.5Mx/cm2(CaII854.2nm)でラスタースキャンを取得しました。ViSPは「低」解像度モード(スリット幅0.214インチ、スペクトル分解能R～70,000)で動作し、105インチx50インチの共通領域にわたる偏光マップを生成しました。SDOとIRISからのデータを組み合わせて次のことを尋ねます。加熱されたプラズマで満たされた出現磁束の一部?プラズマの元素の性質は何ですか?超粒子以下のスケールでは、加熱されたプラズマとWFAから得られる彩層磁場の特性との間に相関関係は見つかりませんでした。私たちの観察から隠されたプロセスがプラズマ加熱を制御しています磁気測定の改善が必要である一方で、これらのデータは、「コロナは自己調整型の強制システムである」ことを示しています(Einaudietal.2021)。加熱は、単に境界条件だけでなく、コロナの状態に依存します。クールループ、テクトニクス、観察可能な磁気リコネクションなどの特定可能な双極磁場は、単極彩層磁場を持つこれらの領域については反駁されています。
コロナ輝点統計 I. 寿命、形状、およびコロナ共回転
| Title |
Coronal_bright_point_statistics_I._Lifetime,_shape,_and_coronal_co-rotation |
| Authors |
I._Kraus_(1),_Ph.-A._Bourdin_(1_and_2),_J._Zender_(3),_M._Bergmann_(3_and_4),_A._Hanslmeier_(1)_((1)_Institute_of_Physics,_University_of_Graz,_Graz/Austria,_(2)_Space_Research_Institute,_Austrian_Academy_of_Sciences,_Graz/Austria,_(3)_European_Space_Research_and_Technology_Center,_Noordwijk/Netherlands,_(4)_Iceye_Oy,_Espoo/Finland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01408 |
コンテクスト。太陽のコロナは、温度が100万ケルビンを超える太陽大気の一部であり、存在するには内部で加熱する必要があります。この加熱メカニズムは依然として謎のままです。光球内の大きな磁気活性領域が、コロナ内での強力な極端紫外(EUV)放射につながることがわかります。はるかに小さいスケール(数十Mm程度)では、均一なサイズのコロナ輝点(CBP)に関連付けられる双極領域と多極領域が存在します。目的。私たちの目的は、統計的な意味でCBPの特性を研究し、SDO宇宙船からの連続データを使用することで、CBPの生涯にわたる追跡を可能にすることでした。さらに、下部コロナが光球と共回転しているかどうかを調べるために、CBPのさまざまな回転速度プロファイルをテストしました。次に、約346個のCBPとそのサイズ、形状、外観と消失、AIA装置のEUVチャネルでの可視性の情報を含むデータベースを作成しました。私たちは同様の先行研究で私たちの方法を検証したいと考えています。方法。2015年の最大連続SDO観測間隔の高ケイデンスデータを使用して、CBPの自動追跡アルゴリズムを採用しました。一部の情報(たとえば、総寿命、特徴的な形状、CBPの下の磁気極性など)は依然として人間の介入を必要とします。結果。この研究では、CBPの基本的な特性に関する統計と、たとえばCBPの寿命とその形状を関連付けるいくつかの比較表を示します。すべてのAIAチャンネルで同時に見えるCBPは全体的に明るく見え、加熱も強いため、総放射束も高くなります。さまざまなAIAチャネルでのEUV発光の可視性をCBPの形状および寿命と比較しました。...(完全版はPDFを参照)
分子雲イオン化による暗黒物質と陽子散乱の抑制
| Title |
Constraining_Dark_Matter-Proton_Scattering_from_Molecular_Cloud_Ionization |
| Authors |
Carlos_Blanco,_Ian_Harris,_Yonatan_Kahn,_and_Anirudh_Prabhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00740 |
分子雲として知られる、主に分子状水素で構成される星間物質内の光学的に高密度な雲は、光子吸収、宇宙線散乱、暗黒物質(DM)散乱の形でのエネルギー注入に敏感です。高密度の分子雲におけるイオン化率は、さまざまな分子トレーサーの存在量の観察によって大きく制限されます。最近の研究では、高密度分子雲内のイオン化率の測定を使用して、DM電子散乱断面積に制約を設定しています。ここでは、最近中性子散乱の文献からDMの文脈に適応させた分子ミグダル効果を使用して、DM陽子断面積の類似の境界を計算します。これらの限界は、強結合DMサブフラクションの最も強い制限である可能性があり、天体物理システムへのミグダル効果の最初の適用を表します。
非相対論的相互作用と相対論的相互作用から核物質、核および中性子星モデルの編集された特性
| Title |
Compiled_Properties_of_Nucleonic_Matter_and_Nuclear_and_Neutron_Star_Models_from_Non-Relativistic_and_Relativistic_Interactions |
| Authors |
Boyang_Sun,_Saketh_Bhattiprolu,_and_James_M._Lattimer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00843 |
この論文は、251の非相対論的(Skyrme様)、252の相対論的平均場(RMF)および点結合(RMF-PC)を含む、公表されている理論核相互作用の広範なコレクションのモデルパラメーターとゼロ温度特性をまとめています。13ゴニーっぽい勢力。これは、これまでで最も包括的なモデルパラメーターの表を形成します。飽和密度における均一対称物質と純粋中性子物質の性質が決定されます。中性子過剰におけるテイラー展開の二次項から見出される対称特性は、飽和密度での純粋中性子と対称核物質のエネルギー差と比較されます。表面張力や表面対称エネルギーなど、選択された液滴モデルパラメーターは、半無限表面に対して決定されます。中性子が豊富な閉殻核$^{48}$Caおよび$^{208}$Pbの液滴モデルの中性子層の厚さと双極子分極率を、公表されている理論的なHartree-Fockおよび実験結果と比較します。さらに、1.2、1.4、1.6M$_\odot$中性子星の半径、結合エネルギー、慣性モーメント、潮汐変形能が計算されます。バルク物質、核構造、低質量中性子星の特性に関する広範な相関解析が実行され、核実験や天体物理観測と比較されます。
ウォッシュイン・レプトジェネシスは、宇宙のバリオン非対称性を生成するための強力なメカニズムであり、右旋ニュートリノ相互作用を電弱スファレロンプロセスと同じ立場、つまり標準模型プラズマ内の化学ポテンシャルの背景に作用する単なる傍観者プロセスとして扱います。ウォッシュインレプトジェネシスを成功させるには、この化学的バックグラウンドがCP違反である必要があります。これは、非常に高い温度で標準モデルに保存されている10以上のグローバル電荷のいずれかを違反することで達成できます。この論文では、ウォッシュインレプトジェネシスに必要な原始電荷非対称性が、原始ブラックホール（PBH）を蒸発させることによって容易に生成できることを実証します。私たちの議論は、PBHから放出されるホーキング放射には粒子スペクトル内のあらゆる状態が多かれ少なかれ含まれているという事実に基づいています。したがって、CP違反の崩壊を伴う重状態が紫外領域に存在する場合、PBHの蒸発によりこれらの状態が生成されることは避けられません。このシナリオを簡単なおもちゃのモデルで説明します。PBHの蒸発により、非対称電子と呼ばれる重粒子が生成され、その崩壊により右手電子の原始電荷非対称性が生じ、これが洗浄の初期条件を設定します。レプトジェネシスでは。我々は、初期の熱非対称子存在量の減衰がPBH蒸発のずっと前に発生し、無視できるほどの原始電荷非対称性のみをもたらすパラメーター領域に焦点を当てます。その後のPBHの蒸発は、非対称子の存在量を復活させ、最終的にバリオン非対称性の生成を確実に成功させるメカニズムとして機能します。私たちは、PBHは、紫外線内に存在する可能性のあるあらゆるCP違反物理へのアクセスを許可する非対称生成マシンとして機能し、それをより低いエネルギーで再点火し、右巻きニュートリノによってバリオン非対称に再処理できると結論付けています。
宇宙と物質に関するリソースを意識した研究: デジタル変革における行動喚起
| Title |
Resource-aware_Research_on_Universe_and_Matter:_Call-to-Action_in_Digital_Transformation |
| Authors |
Ben_Bruers,_Marilyn_Cruces,_Markus_Demleitner,_Guenter_Duckeck,_Michael_D\"uren,_Niclas_Eich,_Torsten_En{\ss}lin,_Johannes_Erdmann,_Martin_Erdmann,_Peter_Fackeldey,_Christian_Felder,_Benjamin_Fischer,_Stefan_Fr\"ose,_Stefan_Funk,_Martin_Gasthuber,_Andrew_Grimshaw,_Daniela_Hadasch,_Moritz_Hannemann,_Alexander_Kappes,_Raphael_Kleinem\"uhl,_Oleksiy_M._Kozlov,_Thomas_Kuhr,_Michael_Lupberger,_Simon_Neuhaus,_Pardis_Niknejadi,_Judith_Reindl,_Daniel_Schindler,_Astrid_Schneidewind,_Frank_Schreiber,_Markus_Schumacher,_Kilian_Schwarz,_Achim_Streit,_R._Florian_von_Cube,_Rod_Walker,_Cyrus_Walther,_Sebastian_Wozniewski,_Kai_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01169 |
気候転換点の可能性を低くするために化石燃料エネルギー生産を削減することが急務であることを考慮して、私たちはデジタル変革に重点を置き、宇宙と物質に関する研究分野で資源を意識した知識の獲得を求めます。対策のポートフォリオは詳細に説明され、実行に必要なタイムスケールに従って要約されます。この措置は、持続可能な研究に貢献するとともに、資源利用に対する意識の向上を通じて科学の進歩を加速します。この作品は、2023年5月に開催されたデジタル変革における持続可能性に関する3日間のワークショップに基づいています。
| Title |
Rotating_Bose-Einstein_Condensate_Stars_at_finite_temperature |
| Authors |
P._S._Aswathi,_P._S._Keerthi,_O._P._Jyothilakshmi,_Lakshmi_J._Naik_and_V._Sreekanth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01278 |
私たちは、一般相対性理論の範囲内で、静的およびゆっくりと回転する自己重力ボース・アインシュタイン凝縮(BEC)星の全体的な特性に対する温度の影響を研究します。私たちは、凝縮物が非相対論的EoSで記述できると仮定して、最近開発された温度依存BEC状態方程式(EoS)を使用して星状物質を記述します。恒星のプロファイルは、一般相対論的ハートル・ソーン低速回転近似式を使用して取得されます。温度が上昇すると、静止した場合と回転した場合の質量半径の値が減少していることがわかります。ただし、温度の存在により、中心密度が低くても質量値が高くなります。BEC恒星の構造に対する回転と温度の相殺効果が分析され、定量化されています。我々は、静止系の場合と同様に、温度を含めることは回転する恒星のプロファイルに大きな影響を与えるが、最大質量には無視できる影響を与えることを報告します。我々はまた、温度の存在下で、静止および回転するBEC星の全体的な特性に対するEoSパラメーター(ボソンの質量と自己相互作用の強さ)の影響も研究しました。
レーザー干渉計宇宙アンテナの波形モデリング
| Title |
Waveform_Modelling_for_the_Laser_Interferometer_Space_Antenna |
| Authors |
LISA_Consortium_Waveform_Working_Group,_Niaesh_Afshordi,_Sarp_Ak\c{c}ay,_Pau_Amaro_Seoane,_Andrea_Antonelli,_Josu_C._Aurrekoetxea,_Leor_Barack,_Enrico_Barausse,_Robert_Benkel,_Laura_Bernard,_Sebastiano_Bernuzzi,_Emanuele_Berti,_Matteo_Bonetti,_B\'eatrice_Bonga,_Gabriele_Bozzola,_Richard_Brito,_Alessandra_Buonanno,_Alejandro_C\'ardenas-Avendan\~o,_Marc_Casals,_David_F._Chernoff,_Alvin_J._K._Chua,_Katy_Clough,_Marta_Colleoni,_Mekhi_Dhesi,_Adrien_Druart,_Leanne_Durkan,_Guillaume_Faye,_Deborah_Ferguson,_Scott_E._Field,_William_E._Gabella,_Juan_Garc\'ia-Bellido,_Miguel_Gracia-Linares,_Davide_Gerosa,_Stephen_R._Green,_Maria_Haney,_Mark_Hannam,_Anna_Heffernan,_Tanja_Hinderer,_Thomas_Helfer,_Scott_A._Hughes,_Sascha_Husa,_Soichiro_Isoyama,_Michael_L._Katz,_Chris_Kavanagh,_Gaurav_Khanna,_Larry_E._Kidder,_et_al._(60_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01300 |
レーザー干渉計宇宙アンテナであるLISAは、重力波天文学の新時代の到来を告げます。初の宇宙ベースの重力波検出器として期待されているこの装置は、私たちの視野をミリヘルツの重力波の空にまで広げるでしょう。そこには、私たちの銀河系の何百万もの超小型連星から大規模な銀河の合体まで、驚くほど多様な興味深い新しい波源が豊富にあります。宇宙論的な距離にあるブラックホール。地上の探知機の視野に踏み込むインスピレーションの始まりから、コンパクトな物体が巨大なブラックホールに転落する死のスパイラル、そしてその間にある多くの発生源まで。LISAの発見の可能性を実現する上で中心となるのは、波形モデル、つまりこれらの発生源が放出する重力波のパターンの理論的および現象学的予測です。このホワイトペーパーは、LISAコンソーシアムの波形ワーキンググループを代表して提出されています。これは、LISAソースの波形モデルの現状をレビューし、今後克服する必要がある重要な課題について説明します。
共鳴非ガウス性のための宇宙論的ブートストラップ
最近の進歩により、宇宙論的相関関係子と密接に関連する場理論の波動関数が、単一性、局所性、因果関係、および初期状態の選択の結果として従わなければならない多くの制約が明らかになりました。これらの制約を対称性、つまり均一性、等方性、スケール不変性と組み合わせると、(ブーストレス)宇宙論的ブートストラップとして知られるアプローチである、単純な観測値の大規模なクラスを計算できるようになります。ここで、離散スケーリングサブグループを保持する場合、スケール不変性の制限を緩和できることを示します。我々は、より弱いブートストラップ制約に対する無限クラスの解を発見し、それらがアクシオンモノドロミーインフレーションなどの十分に動機付けられたモデルで生じる共鳴非ガウス性を再現および拡張することを示します。プランクデータには新しい非ガウス形状の証拠は見つかりません。興味深いことに、私たちの結果は、スケール不変の場合の変形として再解釈して、全エネルギー極の複雑な次数、またはより刺激的に複素数の導関数との相互作用を含めることができます。また、IR発散共鳴の寄与について初めて議論し、以前の文献における取るに足らない矛盾を強調します。
