磁気熱不安定性は、銀河団内の熱伝導率のホイッスル抑制に耐えられるのでしょうか?
| Title |
Does_the_magneto-thermal_instability_survive_whistler-suppression_of_thermal_conductivity_in_galaxy_clusters? |
| Authors |
Lorenzo_Maria_Perrone,_Thomas_Berlok,_Christoph_Pfrommer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02163 |
高温で希薄な銀河団内媒体(ICM)は、銀河団を形成する多くの重要なプロセスにおいて中心的な役割を果たします。それにもかかわらず、ICMにおけるプラズマ乱流と粒子輸送の性質は依然としてよく理解されておらず、巨視的ダイナミクスに対するプラズマの動的不安定性の影響を定量化することは未解決の問題を表しています。今回我々は、銀河団の周縁部で重大な乱流運動を引き起こすと予想される磁気熱不安定性（MTI）に対する熱流束のホイッスラー波抑制の影響に焦点を当てる。ホイッスラー波抑制領域における熱拡散率のサブグリッド閉包を使用した小規模ブシネスクシミュレーションを実行します。私たちのモデルは、銀河団の周縁部に適した範囲を探索するために調整された、関心のある天体物理スケールでのICMの衝突性を定量化する単一のパラメーターによって特徴付けられます。弱いホイッスラー抑制の場合、MTIは定性的に変化していないことがわかります。逆に、強力な抑制では磁気ダイナモが遮断され、MTI乱流は消滅します。ただし、天体物理学的に関連する限界では、MTIは追加の乱流源によって補われる可能性があります。このシナリオを調査すると、外部強制を組み込むと有益な効果があり、強力なホイッスラー抑制を伴うMTIシミュレーションさえも復活することがわかりました。その結果、プラズマは浮力的に不安定なままとなり、ICM内での乱流混合に重大な影響を及ぼします。
Ly$\alpha$NNA: ライマン $\alpha$ フォレスト用の深層学習フィールドレベル推論マシン
| Title |
Ly$\alpha$NNA:_A_Deep_Learning_Field-level_Inference_Machine_for_the_Lyman-$\alpha$_Forest |
| Authors |
Parth_Nayak,_Michael_Walther,_Daniel_Gruen,_Sreyas_Adiraju |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02167 |
ライマン-$\alpha$フォレストからの天体物理学的および宇宙論的特性の推論は、従来、有用ではあるが限られた情報を伝える送信場の要約統計に依存していました。フィールドレベルでのLyman-$\alpha$フォレストからの推論のための深層学習フレームワークを紹介します。このフレームワークは、スペクトル特徴を抽出し、べき乗則の温度と密度の関係を特徴付けるIGMの熱パラメータの回帰を実行する1D残差畳み込みニューラルネットワーク(ResNet)で構成されています。$z=2.2$でのNyx流体力学シミュレーションからの模擬吸収スペクトルの大規模なセットを使用して、さまざまな熱パラメータの組み合わせ(ラベル)を使用して、この教師付き機械を訓練します。ベイジアン最適化を使用してネットワークに最適なハイパーパラメータのセットを見つけ、ネットワーク推論の統計的堅牢性を高めるために10個のニューラルネットワークからなる委員会を使用します。パラメーターポイントの予測に加えて、私たちのマシンは、パラメーターの事後分布を推論するためのパイプラインを構築する共分散行列の自己矛盾のない推定値も提供します。私たちは、フレームワークの結果を、性能指数(FoM)として68%の信頼領域の面積に関して従来の概要(PDFおよび送信パワースペクトル)ベースのアプローチと比較します。完璧な（ノイズも系統性もない）Ly$\alpha$森林スペクトルデータセットの情報内容に関する研究では、事後制約が大幅に強化されていることがわかりました。パワースペクトルのみでFoMの係数5.65と1.71です。それぞれ、PDFと共同で--これは、古典的な要約統計量では伝えられない情報の関連部分を回復した結果です。
スケール依存性のある予熱による曲率の摂動
この形式を拡張して、軽いスカラー場の存在下での予熱によって生成される原始曲率摂動の非ガウス性を計算します。計算は、非摂動的なデルタN形式と格子場理論シミュレーションを使用した分離宇宙近似で実行されます。シミュレーションの初期条件は、インフレーション中のハッブルレートの時間依存性を考慮して、インフレーション中に地平線を離れたモードによって決定される統計アンサンブルから引き出されます。私たちの結果は、宇宙の分散、つまり今日観測可能な宇宙のサイズよりも長い波長を持つモードからの寄与が、支配的な寄与を決定する上で重要な役割を果たしているということを示しています。我々の形式主義を、重力との非最小結合によって動機付けられた観測的に実行可能な予熱モデルに適用することによって説明し、その完全なパラメーター依存性を研究します。
CHEX-MATE: クラスター内媒体温度分布の特性評価
| Title |
CHEX-MATE:_Characterization_of_the_intra-cluster_medium_temperature_distribution |
| Authors |
L._Lovisari,_S._Ettori,_E._Rasia,_M._Gaspari,_H._Bourdin,_M._G._Campitiello,_M._Rossetti,_I._Bartalucci,_S._De_Grandi,_F._De_Luca,_M._De_Petris,_D._Eckert,_W._Forman,_F._Gastaldello,_S._Ghizzardi,_C._Jones,_S._Kay,_J._Kim,_B._J._Maughan,_P._Mazzotta,_E._Pointecouteau,_G._W._Pratt,_J._Sayers,_M._Sereno,_M._Simonte,_P._Tozzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02176 |
CHEX-MATEサンプルから選択した28個のクラスターの温度(および密度)分布の摂動を研究し、不均一性のレベルとそれに関連するICMの動的状態を評価および特徴付けます。これらの空間的に分解された2D分布を使用して、グローバルおよび放射状の散乱を測定し、平均分布から最も逸脱している領域を特定します。このプロセス中に、3つの動的状態推定器を導入し、最も逸脱した領域を除去した後、クリーンな温度プロファイルを生成します。ほとんどのクラスターの温度分布は高温側に偏っており、対数正規関数でよく記述されることがわかりました。方位角値から1$\sigma$を超えて逸脱する領域の数が、形態学的推定量から推測される動的状態と相関していることを示すものはありません。これらの領域を削除すると、局所的な温度変動が最大10～20%発生し、クラスター全体の温度が平均$\sim$5%上昇します。$R_{500}$、$\sigma_{T,int}/T$内で測定された相対固有散乱の値は0.17$^{+0.08}_{-0.05}$であり、クラスターの質量とはほぼ独立しています。そしてダイナミックな状態。温度および密度プロファイルの散乱を流体力学シミュレーションと比較すると、サンプルの平均マッハ数領域を$M_{3D}$=0.36$^{+0.16}_{-0.09}$に制約します。乱流のエネルギーと熱エネルギーの比を推測し、この比を予測静水圧質量バイアス$b$に変換し、平均値$b\sim$0.11(0～0.37の範囲をカバー)を推定します。$R_{500}$。この研究では、乱流の研究、質量バイアスの導出、スケーリング関係特性の予測に使用できる28個のCHEX-MATEクラスターの詳細な温度変動測定が提供されます。
| Title |
The_Hubble_Diagram:_Jump_from_Supernovae_to_Gamma-Ray_Bursts |
| Authors |
Nikita_Lovyagin,_Rustam_Gainutdinov,_Stanislav_Shirokov,_and_Vladimir_Gorokhov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02320 |
ハッブル図(HD)は、赤方偏移に関して表示される光距離係数を含むプロットです。最もよく知られている「標準キャンドル」であるIa型超新星(SN)の距離係数と赤方偏移の関係は、宇宙論モデルのテストにおいて重要なツールです。この研究では、パンテオンカタログのSNIaデータを使用して、アマティ関係を介してスウィフトのロングガンマ線バースト(LGRB)を「標準キャンドル」として校正します。したがって、HDを超新星から$z\sim8$までのSwiftLGRBの領域まで拡張します。パラメーターとその誤差の推定の品質を向上させるために、モンテカルロ不確実性伝播法を実装します。また、SNIaと標準$\Lambda$CDMモデルによって校正されたAmatiパラメーターの推定結果を比較しましたが、それらの間に統計的に有意な違いは見つかりませんでした。私たちのLGRBサンプルのサイズは比較的小さく、誤差は大きいですが、将来の宇宙論的テストのために宇宙論的距離スケールの視点を拡大するこのアプローチが見つかりました。
メトロン プロジェクト -- I. メトロン プロジェクト科学プログラム
| Title |
The_Metron_Project_--_I._The_Metron_Project_Science_Program |
| Authors |
V._K._Dubrovich,_S._I._Grachev,_Yu._N._Eroshenko,_S._I._Shirokov,_and_G._G._Valyavin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02323 |
4つの記事シリーズの最初の記事であるこの論文では、メトロンプロジェクトの科学的目標が強調され、その枠組み内で研究に利用できる宇宙オブジェクトの特徴が提供されます。メトロン干渉計電波望遠鏡には、地球上、宇宙空間、または月の裏側(またはこれらのオプションの組み合わせ)に配置されたメートル範囲のダイポールアンテナのアレイが含まれている必要があります。メートル範囲での作業により、いわゆる「暗黒時代」の宇宙論的時代の研究が可能になります。これは観察するのは困難ですが、最初の星、銀河、ブラックホールの起源を理解する上で非常に興味深いものです。新しい宇宙論的物体やプロセスの探索に。可能性の1つは、多くのモデルでその存在が予測されている、初期の原始銀河や超大質量原始ブラックホールの周囲に広がるハロー内の21cm線での吸収を探すことです。Metronのもう1つの目標は、EDGES望遠鏡によって以前に検出された21cm線の異常吸収を解明し、星や系外惑星の磁気圏からの電波放射を観測することかもしれません。メトロンプロジェクトは、メートル範囲で前例のない分解能を達成することを目指しており、これにより新たな世界クラスの科学的成果が得られることが期待されています。メートルレンジのアンテナと受信機は比較的シンプルで安価であり、それらから干渉アレイを構築することは比較的短期間で完了できます。
The Three Hundred プロジェクト: 多視点模擬観測からの深層学習による銀河団内の物質分布のマッピング
| Title |
The_Three_Hundred_Project:_Mapping_The_Matter_Distribution_in_Galaxy_Clusters_Via_Deep_Learning_from_Multiview_Mock_Observations |
| Authors |
Daniel_de_Andres,_Weiguang_Cui,_Gustavo_Yepes,_Marco_De_Petris,_Antonio_Ferragamo,_Federico_De_Luca,_Gianmarco_Aversano,_Douglas_Rennehan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02469 |
宇宙で最も巨大な重力に束縛された天体である銀河団は暗黒物質によって支配されていますが、残念ながら、好ましくないバイアスを導入するいくつかの単純化された仮定を使用して、発光バリオンとの相互作用を通じてのみ調査することができます。この研究では、私たちは初めて、複数波長での模擬銀河団の模擬観測から投影された総質量密度マップを直接推論するための、U-Netアーキテクチャに基づく深層学習手法を提案します。このモデルは、スリーハンドレッドプロジェクトのシミュレートされたクラスターからの理想化されたモック画像の大規模なデータセットを使用してトレーニングされます。推定された密度マップの忠実度を評価するためのさまざまな測定基準を通じて、予測された総質量分布が実際のシミュレートされたクラスターと非常によく一致していることを示します。したがって、統合されたハロー質量がほぼ不偏であり、マルチビューからの最良の結果の場合は約1%であり、散乱も非常に小さく、基本的には3%以内であることは驚くべきことではありません。この結果は、このML法が、銀河団内の全体的な物質分布を再構成する従来のレンズ法よりも簡単な代替方法を提供することを示唆しています。
| Title |
A_comprehensive_parametrization_approach_for_the_Hubble_parameter_in_scalar_field_dark_energy_models |
| Authors |
M._Koussour,_N._Myrzakulov,_S._Myrzakulova,_and_D._Sofuo\u{g}lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02727 |
この研究は、スカラー場ダークエネルギーモデルのコンテキストにおける、無次元ハッブルパラメーター、つまり$E^2(z)=A(z)+\beta(1+\gammaB(z))$に対する新しいパラメーター化アプローチを提案します。パラメータ化は、さまざまな赤方偏移でのハッブルパラメータの動作を捕捉するために慎重に選択された2つの関数$A(z)$と$B(z)$によって特徴付けられます。私たちは、減速パラメータ、密度パラメータ、状態方程式パラメータなどの宇宙論的パラメータの進化を調査します。宇宙クロノメーター(CC)、バリオン音響振動(BAO)、およびPantheon+データセットからの観測データは、MCMC手法を使用して分析され、モデルパラメーターが決定されます。結果は、プランク観測を使用して標準の$\Lambda$CDMモデルと比較されます。私たちのアプローチは、モデルに依存しないダークエネルギーの探査を提供し、後期の宇宙加速の包括的な理解に貢献します。
予熱不安定性による原始ブラックホール形成の再考: スタロビンスキー・インフレーションの場合
| Title |
Revisiting_primordial_black_holes_formation_from_preheating_instabilities:_the_case_of_Starobinsky_inflation |
| Authors |
Daniel_del-Corral,_Paolo_Gondolo,_K._Sravan_Kumar,_Jo\~ao_Marto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02754 |
初期宇宙のインフレーション宇宙論における原始ブラックホール(PBH)の形成は、近年多くの注目を集めています。PBHの形成が考えられる方法の1つは、インフレーション後の予熱段階であり、この特定のシナリオでは、スカラー場ポテンシャルのアドホックな微調整は必要ありません。この論文では、原始密度摂動の増大と、その結果としてのインフレーションのスタロビンスキーモデルの予熱段階におけるPBH形成の可能性に焦点を当てます。予熱中のPBH形成の典型的なメカニズムは、インフレーション(タイプI)中にスーパーホライズンになり、宇宙膨張のさまざまな段階で粒子ホライズンに再突入する原始ゆらぎの崩壊に基づいています。この研究では、インフレーション中にサブホライズンに留まる(終了しない)一定範囲のモード(タイプIIモード)が存在することを示します。これらは、進化の後期段階で、閾値を超える大きな密度の摂動を引き起こす可能性があり、PBHの形成にも潜在的に寄与する可能性があります。タイプIおよび/またはタイプIIモードの崩壊の可能性を決定する条件を詳細に取得します。予熱段階は、状態方程式$w\ll1$を持つ「インフレトン」（ほぼ）物質支配相であるため、ゆらぎの臨界崩壊の枠組みに従い、よく知られているプレス法を使用して質量分率を計算します。SchechterとKhlopov-Polnarev形式を比較し、両者を比較します。最後に、原始降着とその結果としての暗黒物質へのPBH寄与に関する研究に対する我々の研究の意味についてコメントします。
ボロメトリック干渉計による CMB 原始 B モードの測定
| Title |
Measuring_the_CMB_primordial_B-modes_with_Bolometric_Interferometry |
| Authors |
A._Mennella,_P._Ade,_A._Almela,_G._Amico,_L.H._Arnaldi,_J._Aumont,_S._Banfi,_E.S._Battistelli,_B._B\'elier,_L._Berg\'e,_J.-Ph._Bernard,_P._de_Bernardis,_M._Bersanelli,_J._Bonaparte,_J.D._Bonilla,_E._Bunn,_D._Buzi,_F._Cacciotti,_D._Camilieri,_F._Cavaliere,_P._Chanial,_C._Chapron,_L._Colombo,_F._Columbro,_A._Coppolecchia,_M.B._Costanza,_G._D'Alessandro,_G._De_Gasperis,_M._De_Leo,_M._De_Petris,_N._Del_Castillo,_S._Dheilly,_A._Etchegoyen,_S._Ferazzoli,_L.P._Ferreyro,_C._Franceschet,_M.M._Gamboa_Lerena,_K._Ganga,_B._Garc\'ia,_M.E._Garc\'ia_Redondo,_D._Gayer,_J.M._Geria,_M._Gervasi,_M._Giard,_V._Gilles,_M._G\'omez_Berisso,_M._Gonzalez,_M._Gradziel,_L._Grandsire,_J.-Ch._Hamilton,_M.R._Hampel,_G._Isopi,_J._Kaplan,_L._Lamagna,_F._Lazarte,_S._Loucatos,_B._Maffei,_A._Mancilla,_S._Mandelli,_E._Manzan,_et_al._(54_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02779 |
Q&U宇宙論用ボロメトリック干渉計(QUBIC)は、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の原始Bモード偏光を測定するために設計された最初のボロメトリック干渉計です。ボロメトリック干渉法は、ボロメトリック検出器の感度と干渉法に特有の系統的効果の制御を組み合わせた新しい技術であり、どちらも原始Bモードの微弱な信号を探索する上で重要な機能です。ユニークな機能は、いわゆる「スペクトルイメージング」です。つまり、データ分析中に物理帯域内のいくつかのサブバンドで空の信号を復元する機能です。この機能は、従来のイメージャでは達成できない\Delta{\nu}/{\nu}\sim0.04の帯域内スペクトル解像度を提供します。これは銀河の前景の汚染を制御するための重要なツールです。本稿では、ボロメトリック干渉法の原理、QUBIC実験の現状、および将来の展望について説明します。
宇宙論モデルと JWST 赤色候補大質量銀河の間の緊張の定量化
| Title |
Quantifying_the_tension_between_cosmological_models_and_JWST_red_candidate_massive_galaxies |
| Authors |
Junchao_Wang,_Zhiqi_Huang,_Lu_Huang,_Jianqi_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02866 |
私たちは、質量閾値を超え、光円錐内の所定の体積内の暗黒物質ハローの数の尾部分布を推定するPythonツールを開発しました。このコードは拡張Press-Schechterモデルに基づいており、計算効率が高く、通常、特定の宇宙論的パラメーターのセットに対して個人のラップトップで数秒かかります。このコードの効率性の高さにより、宇宙論モデルとジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡が発表した赤い候補大質量銀河の間の張力を迅速に推定できるだけでなく、マルコフ連鎖モンテカルロ法で理論空間をスキャンすることも可能です。アプリケーション例として、このツールを使用して、Labb\'eetal.で提示された候補銀河の宇宙論的意味を研究します。（2023年）。標準の$\Lambda$冷暗黒物質($\Lambda$CDM)モデルは、星形成効率が高い赤方偏移で$\sim0.3$に達することができる場合、データとよく一致します。星形成効率$\epsilon\sim0.1$が低い場合、$\Lambda$CDMモデルは$\sim2\sigma$-$3\sigma$信頼水準で不利になります。
72～75 MHzのLOFAR-LBAの過渡RFI環境：赤方偏移した21cm信号の超広視野AARTFAAC Cosmic Explorer観測への影響
| Title |
Transient_RFI_environment_of_LOFAR-LBA_at_72-75_MHz:_Impact_on_ultra-widefield_AARTFAAC_Cosmic_Explorer_observations_of_the_redshifted_21-cm_signal |
| Authors |
B.K._Gehlot_(1),_L.V.E._Koopmans_(1),_S.A._Brackenhoff_(1),_E._Ceccotti_(1),_S._Ghosh_(1),_C.H\"ofer_(1),_F._G._Mertens_(2),_M._Mevius_(3),_S._Munshi_(1),_A._R._Offringa_(3_and_1),_V.N._Pandey_(3_and_1),_A._Rowlinson_(4_and_3),_A._Shulevski_(3),_R.A.M.J._Wijers_(4),_S._Yatawatta_(3)_and_S._Zaroubi_(5_and_1)_((1)_Kapteyn_Astronomical_Institute,_University_of_Groningen,_The_Netherlands_(2)_LERMA,_Observatoire_de_Paris,_PSL_Research_University,_CNRS,_Sorbonne_Universit\'e,_France,_(3)_ASTRON,_Netherlands_Institute_for_Radio_Astronomy,_The_Netherlands,_(4)_Anton_Pannekoek_Institute,_University_of_Amsterdam,_The_Netherlands,_(5)_Department_of_Natural_Sciences,_The_Open_University_of_Israel,_Israel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.03023 |
宇宙の夜明け（CD）と再電離時代（EoR）からの中性水素の赤方偏移した21cm信号の測定により、宇宙の最初の10億年間の進化における天体物理学的プロセスに関する豊富な情報が明らかになることが期待されています。AARTFAACCosmicExplorer(ACE)は、LOFARのAARTFAAC広視野イメージャを利用して、CDからの赤方偏移された21cm信号の強度変動のパワースペクトルをz~18で測定します。さまざまなソースからのRFIは観察されたデータを汚染するため、信頼性の高い検出のためには分析でRFIの影響を受けたデータを除外することが重要です。この研究では、クロスパワースペクトルとクロスコヒーレンスメトリクスを使用して非地上ベースの過渡RFIの影響を調査し、経時的なRFIの相関関係を評価し、ACE21cmパワーに対する過渡RFIの影響のレベルを調査します。スペクトル推定。フィルタリングされた画像を検査することにより、数分以内に視野を横切り、主に72～75MHz帯域のLOFARコアの位置にある航空機通信ビーコンからのものと思われる、移動する空ベースの一時的なRFI発信源を検出しました。この過渡的なRFIは時間の経過とともにほとんど相関がなく、75MHzで支配的な空の温度である仮想の機器を使用した3000時間以上の非常に深い積分時間でのみ熱ノイズより支配的であると予想されます。現実的な熱雑音シナリオでは、雑音が存在するフーリエ空間のさまざまなkモードにわたって目に見える相関は見つかりません。我々は、現時点での飛行機、衛星、隕石からの空ベースの一時的なRFIは、現在の感度レベルで、利用可能な500時間以上の観測データを統合した後では、ACE分析にとって重大な懸念を引き起こすものではないと結論付けている。ただし、大幅に深い統合を目指すより高感度な実験では、このような一時的なRFIを軽減またはフィルタリングすることが重要です。
宇宙の重力の不具合
私たちは、特に宇宙論的(スーパーホライズン)領域とニュートン的(サブホライズン)領域の間の重力定数に「グリッチ」を持たせることによって、宇宙論的スケールで一般相対性理論を修正するモデルを研究します。これにより、標準の$\Lambda$CDMモデルに単一パラメータの拡張が与えられます。これはダークエネルギーコンポーネントを追加するのと同等ですが、このコンポーネントのエネルギー密度はどちらの符号を持つこともできます。プランク衛星からのデータに当てはめると、実際には負の寄与が優先されることがわかります。さらに、銀河調査におけるバリオン音響振動スケールへの適合性を損なうことを犠牲にしてはいるものの、スーパーホライズン重力がおよそ1%弱くなることで、さまざまな宇宙論的観測におけるハッブル張力とクラスタリング張力が大幅に緩和される可能性があることがわかりました。したがって、私たちのモデルが提供する特別なパラメトリックな自由度はさらなる探究に値し、統計的不確実性を4分の1に削減することで、将来の観測によってこの潜在的な宇宙の重力グリッチがどのように解明されるかについて議論します。
| Title |
Euclid_Preparation._TBD._Impact_of_magnification_on_spectroscopic_galaxy_clustering |
| Authors |
Euclid_Collaboration:_G._Jelic-Cizmek_(1),_F._Sorrenti_(1),_F._Lepori_(2),_C._Bonvin_(1),_S._Camera_(3_and_4_and_5),_F._J._Castander_(6_and_7),_R._Durrer_(1),_P._Fosalba_(7_and_8),_M._Kunz_(1),_L._Lombriser_(1),_I._Tutusaus_(9_and_1),_C._Viglione_(7_and_6),_Z._Sakr_(10_and_9_and_11),_N._Aghanim_(12),_A._Amara_(13),_S._Andreon_(14),_M._Baldi_(15_and_16_and_17),_S._Bardelli_(16),_C._Bodendorf_(18),_D._Bonino_(5),_E._Branchini_(19_and_20),_M._Brescia_(21_and_22_and_23),_J._Brinchmann_(24),_V._Capobianco_(5),_C._Carbone_(25),_V._F._Cardone_(26_and_27),_J._Carretero_(28_and_29),_S._Casas_(30),_M._Castellano_(26),_S._Cavuoti_(22_and_23),_A._Cimatti_(31),_G._Congedo_(32),_C._J._Conselice_(33),_L._Conversi_(34_and_35),_Y._Copin_(36),_L._Corcione_(5),_F._Courbin_(37),_H._M._Courtois_(38),_M._Cropper_(39),_et_al._(189_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.03168 |
この論文では、銀河クラスタリングの2点相関関数の多極子を使用して、ユークリッドの分光測量の解析に対するレンズ倍率の影響を調査します。レンズ倍率が宇宙論的制約に及ぼす影響と、倍率を無視した場合の最適パラメータの予想されるシフトを決定します。2つの宇宙論的解析を検討します。i)$\Lambda$CDMモデルとその拡張$w_0w_a$CDMに基づくフルシェイプ解析、およびii)各赤方偏移ビンの構造の成長率を測定するモデルに依存しない解析です。予測では、フィッシャー行列形式主義とマルコフ連鎖モンテカルロ法という2つの相補的なアプローチを採用しています。レンズ倍率の振幅を制御するローカルカウントスロープ(または倍率バイアス)の基準値は、EuclidFlagshipシミュレーションから推定されています。線形摂動理論を使用し、公開コード係数を使用して2点相関関数をモデル化します。$\Lambda$CDMモデルの場合、宇宙論的パラメータの推定は標準偏差0.4～0.7のレベルで偏っていることがわかりますが、$w_0w_a$CDM動的ダークエネルギーモデルの場合、レンズ倍率の影響は若干小さく、シフトは標準偏差0.5未満です。構造の成長率を測定することを目的としたモデルに依存しない解析では、成長率の推定には最高の赤方偏移ビンで最大$1.2$の標準偏差による偏りがあることがわかりました。結果として、特にユークリッドを使って一般相対性理論をテストする最も有望な方法の1つである成長因子を決定したい場合、分光調査ではレンズ倍率を無視することはできません。また、単純なテンプレートにレンズ倍率を含めることで、最小限の計算オーバーヘッドでこのシフトをほぼ完全に排除できることもわかりました。
| Title |
Renormalized_Primordial_Black_Holes |
| Authors |
Gabriele_Franciolini,_Andrea_Ianniccari,_Alex_Kehagias,_Davide_Perrone,_Antonio_Riotto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.03239 |
初期宇宙における原始ブラックホールの形成は、インフレーションの非アトラクター段階中に生成される大きな曲率摂動の崩壊、またはインフレーション後の曲率のような力学を通じて起こる可能性があります。このような小規模な曲率摂動は通常非ガウスであるという事実により、平滑化された濃度コントラストから構築された複合演算子の繰り込みが行われ、原始黒の存在量の計算に組み込まれます。このような繰り込みは、演算子混合の現象と、局所演算子、非局所演算子、および高微分演算子からなる無限の塔の出現、および原始ブラックホール形成のしきい値の大幅なシフトを引き起こします。これは、原始ブラックホールの存在量の計算が一般に想定されているものよりも複雑であることを示唆しています。
分離宇宙アプローチとインフレーション時の突然の移行
分離宇宙アプローチは、長波長限界における宇宙論的摂動の進化を理解する直感的な方法を提供します。空間的に均一な運動方程式の解を使用して、不均一な宇宙の進化を大規模にモデル化します。我々は、極初期の宇宙のインフレーション中に低速回転から超低速回転への突然の移行時に、超ハッブルスケールの有限範囲では、別個の宇宙アプローチが失敗することを示した。このような遷移は、インフレーション後に原始ブラックホールを生成するために必要な、小規模な原始パワースペクトルを大幅に強化するインフレーションモデルの特徴です。我々は、分離宇宙アプローチが遷移の前後で依然として区分的な方法で機能するが、有限スケール上の空間勾配は遷移における均一な解の不連続性を必要とすることを示す。別宇宙近似を採用した$\deltaN$形式主義と確率的インフレーションへの影響について議論します。
DISCO-DJ I: 宇宙論のための微分可能なアインシュタイン・ボルツマンソルバー
| Title |
DISCO-DJ_I:_a_differentiable_Einstein-Boltzmann_solver_for_cosmology |
| Authors |
Oliver_Hahn,_Florian_List,_Natalia_Porqueres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.03291 |
DISCO-DJ(DIfferentiableSimulationsforCOsmology-DonewithJAX)ソフトウェアパッケージのEinstein-Boltzmannモジュールを紹介します。このモジュールは、JAXフレームワークで線形化された宇宙論的なアインシュタイン・ボルツマン方程式の完全微分可能ソルバーを実装し、自動微分を使用してすべての入力パラメーターに関するすべてのソルバー出力のヤコビ行列を計算できるようにします。これは、指定されたパラメータのセットの解とともに、パラメータ空間の接線超平面も既知であることを意味します。これは、宇宙論的な推論や予測問題、さらには他の多くのアプリケーションにとって重要な要素です。私たちの実装について議論し、私たちのソルバーが、大質量ニュートリノやパラメーター化された状態方程式を持つダークエネルギー流体を含む既存の非微分不可能ソルバーCAMBおよびCLASSとパーミルレベルで一致することを示します。微分可能ソルバーを使用して、大規模構造宇宙論におけるさまざまな要約統計量のモデルパラメーターへの依存性を示し、最後に微分可能ソルバーをフィッシャー予測に簡単に使用できる方法を示します。実装は既存のソルバーよりも大幅に短く、よりモジュール化されているため、追加のダークエネルギーモデル、修正された重力、またはその他の非標準の物理など、追加の物理を組み込むようにソルバーを拡張するのは簡単です。
一酸化炭素とイオン化炭素線放出のグローバルシグナル: 絶対マイクロ波分光法のフォアグラウンドとターゲット
| Title |
Carbon_monoxide_and_ionized_carbon_line_emission_global_signals:_foregrounds_and_targets_for_absolute_microwave_spectrometry |
| Authors |
Dongwoo_T_Chung,_Jens_Chluba,_Patrick_C_Breysse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.03297 |
(略)我々は、銀河系外の一酸化炭素(CO)とイオン化炭素([CII])線放射の総強度から予想される全天平均信号を考慮して、PIXIEに似た将来のマイクロ波分光計の可能性を検討します。私たちは、特定の赤方偏移における同じ線発光を対象とした線強度マッピング(LIM)観測の予測のために元々開発されたモデルから開始し、宇宙時間全体にわたってそれらを外挿します。次に、遺物のスペクトル偏差、CO/[CII]全球信号、および以前の研究で考慮された他の銀河および銀河系外前景の範囲を記述するパラメータの不確実性についてフィッシャー予測を計算します。私たちは、将来のCMB分光計によるCO/[CII]全球信号の測定が、宇宙時間にわたる銀河内の金属性と分子ガスの進化を抑制する刺激的な機会を提供することを発見しました。PIXIEからその強化版であるSuperPIXIEまで、マイクロ波分光計は、平均運動温度と宇宙分子ガス密度の赤方偏移の変化をそれぞれ10%～1%のレベルに抑制する基本的な感度を備えています。スペクトル歪み中心の観点から見ると、他の前景と組み合わせると、空の平均CO/[CII]放出は$\mu$-および程度は低いですが$y$タイプの歪みを模倣する可能性があります。基準パラメータの下で、CO/[CII]モデルパラメータを限界化すると、$\mu$の誤差が$\simeq50$%増加し、$y$の誤差が$\simeq10$%増加します。計画されたCOLIM調査からの情報を組み込むことで、この精度の低下の一部を回復できます。将来の研究では、マイクロ波空のより一般的な処理を展開して、幅と深さの点で相互に強力に補完するPIXIEのような実験とCOLIM実験の間の潜在的な相乗効果をより詳細に定量化する必要があります。また、分光計とLIM調査の両方を最適化して改善する方法も必要です。前景を掃除し、それぞれの科学的利益を最大化します。
| Title |
Scalar_field_dark_energy:_Insights_into_cosmological_evolution_and_black_hole_accretion |
| Authors |
M._Koussour,_Y._Sekhmani,_Alnadhief_H._A._Alfedeel,_F._Awad,_and_N._Myrzakulov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.03299 |
我々は、スカラー場暗黒エネルギー(SFDE)の状態方程式をパラメータ化し、それを使用してさまざまな宇宙論的パラメータの解析解を導出する新しいアプローチを提案します。統計的MCMCとベイジアン手法を使用して、モデルパラメーターの制約値を取得し、3つの観測データセットを分析します。モデルパラメーター$\alpha$と$\beta$の両方が正の値を持つ、ダークエネルギー(DE)の典型的な動作が見つかりました。$CC$+$BAO$+$SNe$データセットの分析により、遷移赤方偏移と減速パラメーターの現在値が$z_{tr}=0.73_{-0.01}^{+0.03}$および$であることが明らかになりました。それぞれq_{0}=-0.44_{-0.02}^{+0.03}$。また、ブラックホール(BH)の周囲の降着SFDEの流体の流れを調査し、ホーキング放射とBHの蒸発を考慮して、降着時のBHの動的質量の性質を分析します。私たちが提案したモデルは、宇宙におけるDEの性質と降着時のBHの挙動についての洞察を提供します。
TESS を使用した通過深度の変動のブラインドサーチ
通過深度の変動現象は、系外惑星の大気活動や軌道力学などのプロセスを研究するための経路を提供します。この研究では、トランジット系外惑星探査衛星(TESS)が運用開始から最初の4年間に観測した330個の既知の惑星の間で、トランジット深度の変動をブラインド検索します。自動ピリオドグラム分析を通じて、顕著な通過深さの変動を示すと思われる4つのターゲット(KELT-8b、HAT-P-7b、HIP65Ab、およびTrES-3b)を特定しました。我々は、KELT-8bの通過深さの変動は近くの星からの汚染フラックスに由来する可能性が高いが、HIP65AbとTrES-3bの見かけの変動はかすめ軌道によるアーチファクトである可能性が高いことを発見した。HAT-P-7bは、惑星またはその主星に由来する可能性のある変動の兆候を示しています。個体群レベルの分析では、通過深度の変動と主星の有効温度および質量の間に有意な相関関係は示されていません。恒星の活動がトランジット光源効果による深度変化の原因である場合、このような相関関係が生じる可能性があります。約1%の検出率を、100,000個のオーダーの通過惑星が生成されると予測されている今後のローマのミッションに外挿すると、これらのターゲットのうち約1,000個が大きな通過深度の変動を示すことが判明すると予想されます。
準ヒルダ 2009 DQ118 で発見された反復的なアクティビティ
| Title |
Recurring_Activity_Discovered_on_Quasi-Hilda_2009_DQ118 |
| Authors |
William_J._Oldroyd,_Colin_Orion_Chandler,_Chadwick_A._Trujillo,_Scott_S._Sheppard,_Henry_H._Hsieh,_Jay_K._Kueny,_William_A._Burris,_Jarod_A._DeSpain,_Kennedy_A._Farrell,_Michele_T._Mazzucato,_Milton_K._D._Bosch,_Tiffany_Shaw-Diaz,_and_Virgilio_Gonano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02160 |
私たちは、準ヒルダ2009DQ118で2つの活動エポックを発見しました。活動的な小惑星や活動的な準ヒルダなど、彗星のような活動を示す小天体は、太陽系全体の水やその他の揮発物の分布を理解するために重要です。NASAのパートナーであるCitizenScienceプロジェクトであるActiveAsteroidsを通じて、ボランティアは2009年のDQ118のアーカイブ画像を彗星のような活動を示すものとして分類しました。詳細なアーカイブ画像検索を実行したところ、彗星のような尾の明確な兆候を持つ2016年3月8～9日のUTの画像が20枚以上見つかりました。次に、米国ニューメキシコ州サンスポットのアパッチポイント天文台にある3.5メートル天体物理研究コンソーシアム望遠鏡と、チリのラスカンパナス天文台にある6.5メートルマゼランバーデ望遠鏡を使用して、2009年DQ118の追跡観測を実施しました。これらの画像は、2009DQ118の2023年4月22日の近日点通過に関連する活動の第2期を明らかにしました。尾の測光分析を行ったところ、両方の時代において尾の見かけの長さと表面の明るさが同様であることがわかりました。また、2009年のDQ118の軌道の歴史と将来を動的シミュレーションを通じて調査しました。これらのシミュレーションは、2009DQ118が現在準ヒルダであり、木星との接近遭遇を頻繁に経験していることを示しています。2009DQ118は現在、小惑星軌道と彗星の軌道の境界にあることがわかりました。さらに、過去10万年の大半は木星系彗星かケンタウルス星であった可能性が高く、今後10万年の大半は同じ領域にあるだろう。検出された両方の活動時期は近日点付近で発生したため、観察された活動は揮発性の氷の昇華と一致します。2009DQ118は現在、2023年10月中旬まで観測可能です。さらなる観測は、観測された活動の特徴を明らかにするのに役立つでしょう。
中質量星の周囲のガスを豊富に含むデブリ円盤の根源的な起源
| Title |
A_Primordial_Origin_for_the_Gas-Rich_Debris_Disks_Around_Intermediate-Mass_Stars |
| Authors |
Riouhei_Nakatani,_Neal_J._Turner,_Yasuhiro_Hasegawa,_Gianni_Cataldi,_Yuri_Aikawa,_Sebasti\'an_Marino,_Hiroshi_Kobayashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02195 |
ほとんどのデブリ円盤はガスをほとんどまたはまったく含まない塵で構成されていますが、一部には、CO、イオン化炭素、および/または原子状酸素の輝線を介して大量のガスが検出されます。既知のそのようなガス状破片円盤のほとんどは、年齢が5000万年までのA型星の周囲にあります。我々は、半解析的円盤進化モデリングを用いて、ガス状デブリ円盤が星間物質と比較して小さな粒子が枯渇した残存した原始惑星系円盤であれば理解できることを示した。A星のFUV放射による光電加熱は非効率的ですが、磁気活動を駆動できる表面対流帯が欠如しているため、星のEUVとX線の放射は弱いです。この写真では、Aから初期Bまでのスペクトルタイプの範囲外にある星は、そのような長寿命のガス円盤を持つことが比較的困難です。質量の小さい星は、彩層、遷移領域、コロナでより強い磁気活動を持ち、その結果としてEUVやX線が放射されますが、より質量の大きい星は、強いEUV放射を生成するのに十分な温度の光球を持っています。どちらの場合も、原始円盤ガスは5000万年よりもずっと前に光蒸発する可能性があります。これらの結果は、内部降着応力、MHD風、星の質量と年齢の関数である光度を持つEUVおよびX線光子による光蒸発を組み込んだ0D円盤進化モデルから得られます。この研究で未解決のままになっている重要な問題は、一部の円盤が小さな塵で枯渇し、FUV光蒸発が遅くなる仕組みである。候補としては、粒子の成長、沈降、半径方向のドリフト、放射力、惑星系への組み込みなどが挙げられます。
壊滅的に蒸発している岩石惑星のおそらくマグネシウム鉄ケイ酸塩のほこりっぽい尾について
| Title |
On_the_likely_magnesium-iron_silicate_dusty_tails_of_catastrophically_evaporating_rocky_planets |
| Authors |
Beatriz_Campos_Estrada,_James_E._Owen,_Marija_R._Jankovic,_Anna_Wilson_and_Christiane_Helling |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02477 |
壊滅的に蒸発する岩石惑星は、小さな惑星の組成を研究するまたとない機会を提供します。これらの惑星の表面組成は、彗星のような塵の尾をモデル化することで制限できます。この研究では、塵の尾部の新しい自己矛盾のないモデルを提示します。塵雲の光学的深さのオンザフライ計算を含め、塵粒子がガス流出から出た後の軌道を物理的にモデル化します。私たちは、壊滅的に蒸発する2つの惑星、KIC1255bとK2-22bをモデル化します。両方の惑星について、塵はおそらく地球のような組成と一致するマグネシウム鉄ケイ酸塩（カンラン石と輝石）で構成されていることがわかりました。初期のダスト粒子サイズを$\sim$1.25-1.75$\mu$mに、平均(ダスト)惑星質量損失率を$\sim$3$M_\oplus\mathrm{Gyr^{-に制約します。1}}$。私たちのモデルは、K2-22bの先頭の塵の尾の起源が、流出の形状と低い放射圧力と恒星の重力の比の組み合わせである可能性が高いことを示しています。塵雲の光学的深さは、惑星の近くでは数分の１であることがわかりました。我々の組成制約は、これらの惑星からの塵を含んだ流出が温室効果と核の冬サイクルを経て、観測された通過深度の時間変動の起源となっているという最近提案された考えを裏付けるものである。ケイ酸マグネシウム鉄は、高質量損失状態でこのサイクルを引き起こすために必要な可視光と赤外光の不透明度の比を持っています。
共鳴系外惑星システムにおける低レベルの動的励起の証拠
| Title |
Evidence_for_Low-Level_Dynamical_Excitation_in_Near-Resonant_Exoplanet_Systems |
| Authors |
Malena_Rice,_Xian-Yu_Wang,_Songhu_Wang,_Avi_Shporer,_Khalid_Barkaoui,_Rafael_Brahm,_Karen_A._Collins,_Andres_Jordan,_Nataliea_Lowson,_R._Paul_Butler,_Jeffrey_D._Crane,_Stephen_Shectman,_Johanna_K._Teske,_David_Osip,_Kevin_I._Collins,_Felipe_Murgas,_Gavin_Boyle,_Francisco_J._Pozuelos,_Mathilde_Timmermans,_Emmanuel_Jehin,_Michael_Gillon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02478 |
共鳴に近い惑星系の幾何学的形状は、系外惑星系の初期状態を知るための比較的原始的な窓を提供します。共鳴に近い系では力学的な乱れが最小限に抑えられている可能性が高いことを考えると、これらの系のスピン軌道の向きは、静止惑星形成の典型的な結果や原始恒星の傾斜度分布を知ることができます。しかし、共鳴に近い系のスピン軌道の向きを制約する測定はほとんど行われていない。我々は、6.5mマゼラン粘土望遠鏡のカーネギー惑星ファインダー分光器(PFS)を使用して得られた、共鳴に近い暖木星TOI-2202bのロシター・マクラフリン測定を紹介します。これは、長周期系外惑星系（SOLES）における恒星傾斜度調査の8回目の結果です。天に投影された2Dスピン軌道角$\lambda=26^{+12}_{-15}$$^{\circ}$と3Dスピン軌道角$\psi=31^{+13を導出します。}_{-11}$$^{\circ}$は、TOI-2202b(これまでで3Dスピン軌道制約を持つ最も大規模な共鳴近惑星)が主星の赤道との正確な位置からずれている可能性が高いことを発見しました。近共鳴系のスピン軌道測定の完全なセンサスを組み込むことにより、周期比$P_2/P_1\lesssim4$を持つ近共鳴系の現在のセットは、一般に静止形成経路と一致しており、低速度の余地がある程度あることを実証します。-レベル($\lesssim20^{\circ}$)の原始惑星系円盤の位置ずれ、または円盤分散後のスピン軌道励起。私たちの結果は、共鳴に近い惑星系のスピン軌道幾何学を集団規模で解析した最初の例となります。
GOES GLM、バイアス付きボライド、およびバイアス解除分布
| Title |
GOES_GLM,_Biased_Bolides,_and_Debiased_Distributions |
| Authors |
Anthony_Ozerov,_Jeffrey_C._Smith,_Jessie_L._Dotson,_Randolph_S._Longenbaugh,_Robert_L._Morris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02776 |
GOES気象衛星に搭載された静止雷マッパー(GLM)計器の総合視野は広いため、火球などの他の大気現象の個体数を研究するのに役立ちます。GLMは雷マッパーであるため、雷以外に適用すると多くの検出バイアスがあり、これらの体系を研究し、火球束の正確な測定を確認する前に適切に考慮する必要があります。私たちは、機器バイアスと主な関心のある統計量である火球束の緯度方向の変動を同時に推定するベイジアンポアソン回帰モデルを開発しました。機器への入射光の角度による推定バイアスが、GLM機器の既知の感度とほぼ一致していることがわかりました。緯度方向の磁束変動の推定値を既存の理論モデルと比較したところ、GLMが高速度の火球に強く偏っていることと我々の推定値が一致していることがわかりました。
惑星大気の蒸発
近年、系外惑星研究の焦点は、単なる検出から詳細な特性評価へと移ってきています。トランジット惑星の質量と半径の正確な測定により、一部の低質量惑星は拡張した大気を持ち、他の惑星は裸の岩石であることが判明した。水素と大量の重元素の混合物からなる混合大気も検出されています。この惑星大気の多様性を説明する重要な要素は、主星からのX線およびEUV放射(XUV)による浸食です。XUV放射による蒸発は、いくつかの系外惑星ですでに測定されています。CaIIHKおよびMgIIhk発光コアの明らかな弱さは、惑星大気の蒸発の証拠として解釈されています。惑星からの蒸発物質が厚いトーラスを形成し、主星からのC、IIHK、MgIIhk線を吸収すると解釈されています。この寄稿では、観察によってこの仮説を証明または反証する新しい方法が提案されています。さらに、観測できる十分な明るいターゲットがすでに知られており、PLATOミッションではさらに多くのターゲットが見つかるであろうことが示されている。
準惑星エリスの回転位相に依存するJ-Hカラー
最大の天体、または準惑星は、カイパーベルト天体の中でも異なるクラスを構成し、明るい表面と、より小さな海王星横断天体のものとは著しく異なる揮発性の組成によって特徴付けられます。これらの組成の違いは可視光と近赤外線の色にも反映され、表面全体の斑点により広帯域の色が回転位相とともに変化する可能性があります。ここでは、赤外線望遠鏡施設のGuideDogカメラで得られた準惑星(136199)エリスの近赤外線JバンドおよびHバンド観測を紹介します。これらの測定は、以前のJ-H測定から推測されたように、エリスのJ-H色が実際に回転位相によって変化することを示しています。これは、非常に低い振幅の可視範囲光曲線を特徴とする、非常に均一な高アルベド表面にもかかわらず、化学組成および/または他の材料特性における顕著な表面不均一性を示唆しています。一般に、支配的なCH4の粒径の変化がJ-H色の顕著な変化の原因である可能性がありますが、現在観察されている系の幾何学的形状では、観察されたJ-Hの変化は部分的にしか説明できません。
金星表面の WISPR: 光波長での金星夜間の熱放射の解析
| Title |
A_WISPR_of_the_Venus_Surface:_Analysis_of_the_Venus_Nightside_Thermal_Emission_at_Optical_Wavelengths |
| Authors |
J._Lustig-Yaeger,_N._R._Izenberg,_M._S._Gilmore,_L._C._Mayorga,_E._M._May,_A._Vourlidas,_P._Hess,_B._E._Wood,_R._A._Howard,_N._E._Raouafi,_G._N._Arney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.03190 |
パーカー太陽探査機（PSP）は、金星の重力を利用して軌道調整を行い、大胆な太陽の通過を可能にしながら、金星のフライバイを数回実施しました。これらの接近飛行中に、PSPは太陽探査用広視野イメージャー(WISPR)光学望遠鏡を使用して金星の夜面の画像を撮影しようとしました。これにより、理論化されているものの、それまで近くで観測されていなかった、厚く曇った大気を通して金星の表面が予想外に観察されました。0.8$\mu$m未満の可視スペクトル窓。私たちは、PSPの4回目の金星重力補助フライバイ中に得られた観測を使用して、金星の夜間フラックスの起源を調べ、金星の表面地質を観察するためのこの新しい大気の窓の存在を確認します。WISPR画像は、O$_2$夜光と一致する、縁の大気からの発光成分が重なる光学装置の新しい大気窓を通って漏れる熱い金星表面からの発光によってよく説明されます。表面の熱放射は、表面の高さ(温度による)および放射角度と強く相関します。テッセラと平原のユニットには、異なるWISPR輝度値があります。標高を調整すると、オブダレジオテッセラはテティスレジオよりも明るくなります。同様に、ソゴロン平原の火山平原は、周囲の地域の平野ユニットよりも明るいです。0.8$\μ$mでのWISPRの明るさは、鉱物中のFeO含有量と正の相関があると予測されます。したがって、より明るいユニットは、異なる出発組成を持っているか、風化が少ないか、またはより大きな粒子サイズを持っている可能性があります。
系外大気中の非平衡気相からの完全に時間依存の雲形成
| Title |
Fully_time-dependent_cloud_formation_from_a_non-equilibrium_gas-phase_in_exoplanetary_atmospheres |
| Authors |
Sven_Kiefer,_Helena_Lecoq-Molinos,_Christiane_Helling,_Nidhi_Bangera,_Leen_Decin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.03244 |
最近の観測では、系外惑星の大気中に雲が存在することが示唆されていますが、上層大気中の特定の化学種が化学平衡にない可能性があることも示されています。この研究の目標は、2つの主要な雲形成プロセス、核生成とバルク成長を非平衡気相から一貫して計算することです。さらに目的は、運動気相と雲のミクロ物理学との間の相互作用を調査することです。雲の形成は、気相速度ネットワークに結合されたモーメント法と速度核生成を使用してモデル化されます。具体的には、雲凝縮核の形成は、N=1～15の(TiO$_2$)$_N$の熱化学データを含むクラスター速度から導出されます。9バルクAl/Fe/Mg/O/Siの表面成長/S/Ti結合材料は、速度論的不平衡に由来する凝縮および表面反応によるそれぞれの気相種を考慮します。速度ネットワークの完全性と雲粒子形成の時間発展の影響が、太陽系外惑星HD209458bを例として研究されています。核生成、バルク成長、気相に関する化学的不平衡における一貫した完全に時間依存の雲形成モデルが提示され、最初のテストケースが研究されます。このモデルは、系外惑星の大気中での雲の形成が速いプロセスであることを示しています。これは、雲粒子の形成が局所的なプロセスであるという以前の発見を裏付けています。巨大ガス惑星HD209458bの大気内の選択された場所でのテストでは、雲粒子の数密度と体積が1秒以内に一定値に達することが示されています。TiO$_2$の複雑な速度論的ポリマー核生成は、古典的な核生成モデルの結果を裏付けています。SiO[s]とSiO$_2$[s]の表面反応により、H$_2$を2Hに解離させる触媒サイクルが形成され、その結果CH$_4$数密度が減少します。
KELT-20 b/MASCARA-2 b の CHEOPS 観察: 反射日中からの整列した軌道と変動の兆候
| Title |
CHEOPS_observations_of_KELT-20_b/MASCARA-2_b:_an_aligned_orbit_and_signs_of_variability_from_a_reflective_dayside |
| Authors |
V._Singh,_G._Scandariato,_A._M._S._Smith,_P._E._Cubillos,_M._Lendl,_N._Billot,_A._Fortier,_D._Queloz,_S._G._Sousa,_Sz._Csizmadia,_A._Brandeker,_L._Carone,_T._G._Wilson,_B._Akinsanmi,_J._A._Patel,_A._Krenn,_O._D._S._Demangeon,_G._Bruno,_I._Pagano,_M._J._Hooton,_J._Cabrera,_N._C._Santos,_Y._Alibert,_R._Alonso,_J._Asquier,_T._B\'arczy,_D._Barrado_Navascues,_S._C._C._Barros,_W._Baumjohann,_M._Beck,_T._Beck,_W._Benz,_M._Bergomi,_A._Bonfanti,_X._Bonfils,_L._Borsato,_C._Broeg,_S._Charnoz,_A._Collier_Cameron,_M._B._Davies,_M._Deleuil,_A._Deline,_L._Delrez,_B.-O._Demory,_D._Ehrenreich,_A._Erikson,_L._Fossati,_M._Fridlund,_D._Gandolfi,_M._Gillon,_M._G\"udel,_M._N._G\"unther,_J.-V._Harre,_A._Heitzmann,_Ch._Helling,_S._Hoyer,_K._G._Isaak,_L._L._Kiss,_K._W._F._Lam,_J._Laskar,_A._Lecavelier_des_Etangs,_et_al._(29_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.03264 |
掩蔽は、系外惑星の昼の大気を間接的に覗く機会の窓です。高精度の通過イベントは、高速回転するホストの周りの系外惑星のスピン軌道配列に関する情報を提供します。私たちは、超高温木星(UHJ)KELT-20bの惑星半径と幾何学的アルベド、さらにはこの系のスピン軌道配列を正確に測定することを目指しています。CHEOPS観測とTESS同時観測を併用することで、KELT-20bの光学的高精度なトランジットとオカルトを取得しました。私たちは、掩蔽測定結果をアーカイブ赤外線観測と併せて解釈し、惑星の幾何学的アルベドと昼の気温を測定します。さらに、主星の重力で暗くなるという性質を利用して、この系の傾きを測定します。7回のCHEOPS訪問で測定された時間平均の正確な掩蔽深度は82(6)ppm、利用可能なすべてのTESS測光の分析からは131(+8/-7)ppmでした。これらの測定値を使用して、KELT-20bの幾何学的アルベドを0.26(0.04)に、昼側半球の輝度温度を2566(+77/-80)Kに正確に制限します。ランバート散乱法則を仮定すると、ボンドアルベドを次のように制限します。0.36(+0.04/-0.05)で、夜側への熱伝達も最小限に抑えられます。さらに、5つの通過観測を使用して、システムの空に投影された傾斜に対して3.9(1.1)度というより厳しい制約を提供します。KELT-20bの揃った軌道は、他のA型恒星の周りを回る惑星の強く傾斜した軌道を発見したこれまでのCHEOPS研究とは対照的です。KELT-20bの比較的高い惑星幾何学的アルベドは、強く照射された惑星の反射率が高くなるという既知の傾向を裏付けています。最後に、惑星の昼側に移流している変動する雲量を示す可能性がある、掩蔽深さの時間的変動の兆候を暫定的に検出します。
HD 131488 のデブリ ディスク - 熱放射と散乱光の結合
| Title |
The_debris_disc_of_HD_131488_-_Bringing_together_thermal_emission_and_scattered_light |
| Authors |
Nicole_Pawellek,_Attila_Mo\'or,_Florian_Kirchschlager,_Julien_Milli,_Agnes_K\'osp\'al,_P\'eter_Abrah\'am,_Sebastian_Marino,_Mark_Wyatt,_Isabel_Rebollido,_A._Meredith_Hughes,_Faustine_Cantalloube,_Thomas_Henning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.03272 |
HD131488周囲のCOに富むデブリ円盤の最初のSPHERE/IRDISおよびIFSデータを示します。N体シミュレーションを使用して、散乱光画像と円盤のSEDの両方を自己矛盾のない方法でモデル化します。Henyey-Greenstein近似、ミー理論、および離散双極子近似を適用して、個々のダスト粒子の放出をモデル化します。私たちの研究は、ガス抵抗を考慮した場合にのみ、散乱光および円盤の熱放射データと一致するモデルを見つけることができることを示しています。モデルは、ガス表面密度$2\times10^{-5}\,M_\oplus/$au$^2$を示唆しており、これはアルマ望遠鏡観測からの推定値と一致しています。したがって、私たちのモデリング手順により、実際のガス測定を行わなくても、デブリディスク内の予想されるガス量を大まかに制限することができます。また、塵のサイズ分布が浅いため、大きな粒子が散乱光の全体量に大きく寄与することも示します。散乱位相関数は$\sim0.2\ldots0.6$のダスト空隙率を示しており、これは微惑星成長の小石の山シナリオと一致しています。
回転する巨大惑星の安定した成層および半対流領域における潮汐散逸: コリオリの力を組み込む
| Title |
Tidal_dissipation_in_stably_stratified_and_semi-convective_regions_of_rotating_giant_planets:_incorporating_Coriolis_forces |
| Authors |
Christina_M._Pontin,_Adrian_J._Barker,_Rainer_Hollerbach |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.03273 |
私たちは、回転する巨大惑星における慣性波、重力慣性波、界面重力波、表面重力波の発生に関連して、安定した成層層または半対流層が潮汐散逸速度をどのように変化させるかを研究します。私たちは、安定した（非対流）層が、太陽系の木星と土星で観察される高い潮汐散逸率に寄与するシナリオを調査します。私たちのモデルは、安定した成層と半対流層が潮汐散逸に及ぼす影響を研究するためのコリオリ力を組み込んだ理想的な球状ブシネスク系です。当社の詳細な数値計算では、現実的な潮汐力を考慮し、その結果として生じる粘性率と熱散逸率を計算します。拡張された安定した成層流体コアの存在により、対流エンベロープ内の慣性波（回転による）と希薄なコア内の重力慣性波の両方の潮汐波励起が大幅に強化されます。十分に強く成層された流体コアは、固体コアと同様に、対流エンベロープ内の慣性波の散逸を強化することを示します。我々は、観測された土星の衛星の移動速度を説明するのに十分な効率的な潮汐散逸率(および関連する潮汐品質係数$Q'$)が、慣性または重力の励起によって周回衛星の周波数で予測されることを実証します。安定層を備えたモデルの慣性波(共振ロックを必要としない)。安定した層は、高温の木星と温暖な木星、高温の海王星の潮汐の進化にも重要であり、効率的な潮汐循環速度を提供する可能性があります。今後の研究では、磁気や回転差、慣性波と乱流対流の相互作用も考慮した、より洗練された惑星モデルを研究する必要があります。
Juno によって明らかにされた木星の内部における動的潮汐散逸の流体力学的モデリング
| Title |
Hydrodynamic_modelling_of_dynamical_tides_dissipation_in_Jupiter's_interior_as_revealed_by_Juno |
| Authors |
Hachem_Dhouib,_Cl\'ement_Baruteau,_St\'ephane_Mathis,_Florian_Debras,_Aur\'elie_Astoul,_and_Michel_Rieutord |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.03288 |
ジュノー宇宙船は、木星の重力場に関する非常に正確なデータを取得し、木星の潮汐反応、内部構造、ダイナミクスに関する貴重な洞察を提供し、重要な制約を確立しました。私たちは、最新の内部モデルに基づいて木星の潮汐応答を計算するための新しいモデルを開発するとともに、木星のシステムの進化におけるさまざまな散逸プロセスの重要性も調べます。私たちは、安定成層帯の重力慣性波と対流帯の慣性波に作用する熱、粘性、分子拡散率によって、木星の動的潮汐の消散を研究します。平衡潮汐を求める線形方程式を解きます。次に、スペクトル法に基づく線形流体力学シミュレーションを使用して動的潮汐を計算します。コリオリ力は完全に考慮されますが、遠心効果は無視されます。私たちは、ジュノーの制約を考慮した内部構造モデルを使用して、木星で発生する動的潮汐を研究します。私たちは特に主要な四極潮汐成分を研究しており、木星のガリレオ衛星に関連する潮汐周波数に対応する周波数範囲に焦点を当てています。さまざまな散逸メカニズムを組み込むことで、総散逸を計算し、潮汐ラブ数の虚数部を決定します。散逸スペクトルには顕著な周波数依存性が見られ、散逸と強制周波数との間に強い関係があることがわかります。さらに、我々の分析により、動粘度、熱拡散率、分子拡散率が等しい選択されたパラメータ領域では、散逸に寄与する主要なメカニズムは粘度であり、その規模が熱散逸と化学散逸の両方を上回ることが明らかになりました。私たちは、安定した成層ゾーンの存在が、木星で観察された高い散逸を説明する上で重要な役割を果たしていることがわかりました。
散逸性暗黒基礎構造: 天の川における原子暗黒物質の影響 アナログサブハロス
| Title |
Dissipative_Dark_Substructure:_The_Consequences_of_Atomic_Dark_Matter_on_Milky_Way_Analog_Subhalos |
| Authors |
Caleb_Gemmell,_Sandip_Roy,_Xuejian_Shen,_David_Curtin,_Mariangela_Lisanti,_Norman_Murray,_Philip_F._Hopkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02148 |
宇宙論的な流体力学ズームインシミュレーションを使用して、原子暗黒物質(ADM)の副成分を含む天の川類似体のサブハローの特性を調査します。ADMは、標準モデルのバリオンと同様に、エネルギー散逸と束縛状態の形成につながる自己相互作用が存在するため、冷暗黒物質(CDM)とは異なります。このモデルは、標準モデルの自然かつ理論的に動機付けられた拡張である複雑なダークセクターで発生する可能性があります。この研究で使用されたシミュレーションは、GIZMOを使用して実行され、標準モデル重力セクターにおけるFIRE-2銀河形成物理学を利用しています。私たちが考慮するパラメーターポイントでは、ADMガスは効率的に冷却され、サブハローの中心まで崩壊します。これにより、サブハローの中心密度が増加し、その軌道に影響を及ぼし、より多くのサブハローが小さな周心通路を生き残ることになります。目に見える衛星銀河をホストするサブハローのサブセットは、CDMと比較してよりキュスピの密度プロファイルと小さな恒星の半質量半径を持っています。ADMシミュレーションで生成された矮小銀河の集団全体は、CDMシミュレーションで見られるものよりもはるかにコンパクトであり、観測された矮小銀河構造の多様性全体を再現することはできません。さらに、ほぼ完全にADMで構成され、宿主の中央領域に形成される非常にコンパクトなサブハローの集団も特定され、そこでバリオン円盤に特徴的な痕跡を残すことができます。この研究は、散逸性の強いダークマターシナリオにおけるサブハロー特性の最初の詳細な調査を示し、ADMパラメータ空間の他の領域や他のダークセクターモデルが銀河規模の観測対象にどのような影響を与えるかについての直観を提供します。
天の川類似衛星のガスと星の形成
| Title |
Gas_and_star_formation_in_satellites_of_Milky_Way_analogs |
| Authors |
Michael_G._Jones,_David_J._Sand,_Ananthan_Karunakaran,_Kristine_Spekkens,_Kyle_A._Oman,_Paul_Bennet,_Gurtina_Besla,_Denija_Crnojevic,_Jean-Charles_Cuillandre,_Catherine_E._Fielder,_Stephen_Gwyn,_and_Burcin_Mutlu-Pakdil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02152 |
私たちは、銀河系アナログ衛星(SAGA)IIカタログの8個(プラス1個の部分)の天の川銀河に似た衛星システム全体、合計42個(45個)の衛星を、H$\alpha$とHIの両方で画像化しました。カナダ・フランス・ハワイ望遠鏡とジャンスキー超大型アレイ。これら8つのシステムにおいて、衛星のHIガスがホストの銀河周縁媒体(CGM)と衝突する際に、衛星が現在ラム圧力ストリッピング(RPS)を受けているように見える4つのケースを特定しました。また、(予測される)衛星とホストの分離が減少するにつれて、ガス分率($M_\mathrm{HI}/M_\ast$)が明らかに抑制されていることもわかります。私たちの知る限り、これが天の川銀河系のサンプルで観察されたのは初めてです。ぎょしゃ座、APOSTLE、TNG-50の宇宙論的ズームインシミュレーションとの比較では、一貫した地球規模の挙動が示されていますが、すべての衛星にわたるガスの割合が系統的に約0.5dex低く予測されています。単純化されたRPSモデルを使用して、これらのシステムの衛星が遭遇した平均ピークCGM密度は$\log\rho_\mathrm{cgm}/\mathrm{g\,cm^{-3}}\およそ-27.3$と推定されます。。さらに、これらの衛星が野外銀河とは異なる特定の星形成速度とガス分率の関係に従っているという暫定的な証拠も見られます。最後に、UGC903システム内で、光学サイズと表面の明るさが超拡散銀河とみなされる標準基準を満たす1つの新しいガスリッチ衛星を検出しました。
MOSEL調査：JWSTは、大規模な合体/強力な相互作用が初期宇宙の極端な輝線を駆動していることを明らかにした
| Title |
MOSEL_survey:_JWST_reveals_major_mergers/strong_interactions_drive_the_extreme_emission_lines_in_the_early_universe |
| Authors |
Anshu_Gupta,_Ravi_Jaiswar,_Vicente_Rodriguez-Gomez,_Ben_Forrest,_Kim-Vy_Tran,_Themiya_Nanayakkara,_Anishya_Harshan,_Elisabete_da_Cunha,_Glenn_G._Kacprzak,_and_Michaela_Hirschmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02158 |
極端輝線銀河(EELG)は、星雲発光が特定の測光帯域の光束の30～40%に寄与しており、初期宇宙(z>6)に遍在しています。我々は、JWST先端銀河系外探査(JADES)の深部NIRCamイメージングを利用して、z~3のEELGの周囲の伴銀河(投影距離<40kpc、|dv|<10,000km/s)の特性を調査します。TNG100シミュレーションによるテストでは、z=3のほぼすべての銀河が、z=0までに同様のパラメータを使用して選択された少なくとも1つの伴銀河と合体することが明らかになりました。最も質量の大きいコンパニオンの質量比の中央値と、EELGの周囲のすべてのコンパニオンの合計質量比は、対照サンプルよりも10倍以上高くなっています。恒星質量と恒星質量と特定のSFRが一致する対照サンプルと比較した後でも、EELGは最も明るい伴星の質量比とすべての伴星の合計質量比が3～5倍高くなります。私たちの測定によれば、EELGは星の質量や特定のSFRに関係なく、強い相互作用を経験したり、大規模な合体を起こしたりする可能性が高いことが示唆されています。私たちは、強い相互作用や大規模な合体によって引き起こされるガスの冷却が極端な輝線を引き起こしている可能性があり、合合率の増加がz>6でのEELGの過剰存在の原因である可能性があると考えています。
$z=5.5$以降の星形成銀河の大きさと質量の関係の進化がCEERSによって明らかに
| Title |
Evolution_of_the_Size-Mass_Relation_of_Star-forming_Galaxies_Since_$z=5.5$_Revealed_by_CEERS |
| Authors |
Ethan_M._Ward,_Alexander_de_la_Vega,_Bahram_Mobasher,_Elizabeth_J._McGrath,_Kartheik_G._Iyer,_Antonello_Calabro,_Luca_Costantin,_Mark_Dickinson,_Benne_W._Holwerda,_Marc_Huertas-Company,_Michaela_Hirschmann,_Ray_A._Lucas,_Viraj_Pandya,_Stephen_M._Wilkins,_L.Y._Aaron_Yung,_Pablo_Arrabal_Haro,_Micaela_B._Bagley,_Steven_L._Finkelstein,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Anton_M._Koekemoer,_Casey_Papovich,_Nor_Pirzkal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02162 |
私たちは、CEERSの初期リリースJWST調査からの深部イメージングデータとCANDELSからのHSTイメージングを組み合わせて、星形成銀河のサイズと質量の関係、および恒星質量における形態消光関係を調べます$\textrm{M}_{\star}\赤方偏移範囲$0.5<z<5.5$にわたるgeq10^{9.5}\\textrm{M}_{\odot}$。2,450個の銀河のサンプルを用いたこの研究では、星形成活動に基づいて星形成銀河と静止銀河を分離し、星形成銀河と静止銀河が$z=5.5$まで異なる形態を持つことを確認し、以前の結果を拡張しました。より高い赤方偏移について研究しています。星形成銀河と静止銀河は、それぞれ$n\sim1.3$と$n\sim4.3$という典型的なS\'{e}rsic指数を持つことがわかりました。星形成銀河に焦点を当てると、以前に見つかったように、サイズと質量の関係の傾きは赤方偏移に対してほぼ一定ですが、$z\sim4.2$ではわずかな増加を示していることがわかります。サイズと質量の関係における切片は、以前の研究で見つかったのと同様の速度で$z=5.5$まで減少します。サイズと質量の関係における固有の散乱は$z=5.5$まで比較的一定です。
アルマ望遠鏡による大マゼラン雲の超新星残骸N49の観測。 II.衝撃加熱された分子雲の非LTE解析
| Title |
ALMA_Observations_of_Supernova_Remnant_N49_in_the_Large_Magellanic_Cloud._II._Non-LTE_Analysis_of_Shock-heated_Molecular_Clouds |
| Authors |
H._Sano,_Y._Yamane,_J._Th._van_Loon,_K._Furuya,_Y._Fukui,_R._Z._E._Alsaberi,_A._Bamba,_R._Enokiya,_M._D._Filipovi\'c,_R._Indebetouw,_T._Inoue,_A._Kawamura,_M._Laki\'cevi\'c,_C._J._Law,_N._Mizuno,_T._Murase,_T._Onishi,_S._Park,_P._P._Plucinsky,_J._Rho,_A._M._S._Richards,_G._Rowell,_M._Sasaki,_J._Seok,_P._Sharda,_L._Staveley-Smith,_H._Suzuki,_T._Temim,_K._Tokuda,_K._Tsuge,_K._Tachihara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02180 |
我々は、大マゼラン雲(LMC)内の超新星残骸(SNR)N49に関連する衝撃加熱された分子雲の有力な証拠を初めて提示します。Atacama大型ミリ波/サブミリ波アレイで取得した$^{12}$CO($J$=2-1,3-2)および$^{13}$CO($J$=2-1)の線放射データを使用により、分解能3.5$''$(LMC距離で~0.8pc)で大きな速度勾配近似を用いて、$^{13}$COで検出された雲8個のH$_2$数密度と運動温度を導出した。雲の物理的性質は2つのカテゴリーに分けられる。衝撃波フロントに近い雲のうち3つは、最高温度が約50K、密度が約500〜700cm$^{-3}$であるのに対し、ショックフロントからわずかに離れた他の雲は、SNRの温度は約20K、密度は約800-1300cm$^{-3}$である。前者の雲は超新星衝撃によって加熱されましたが、後者の雲は主に宇宙線加熱の影響を受けました。これらの発見は、冷たい雲と熱いプラズマの間の熱伝導により、N49でX線再結合プラズマが効率的に生成されることと一致しています。また、SNRシェルの内部または表面にある3つの衝撃に巻き込まれた雲を除いて、ガスの圧力がほぼ一定であることもわかり、約4800年という短いSNR年齢の間に蒸発した雲がほとんどないことを示唆しています。この結果は、低密度の風泡内に密集した雲が存在する衝撃相互作用モデルと一致します。
合併の相互作用により、ギャラクシーグループハウジングQSO PKS0405$-$123とガス状星雲の星形成率が向上
| Title |
Merger_Interactions_Enhance_Star_Formation_Rates_in_Galaxy_Group_Housing_QSO_PKS0405$-$123_and_Gaseous_Nebulae |
| Authors |
Ian_E._Wolter,_Michelle_A._Berg,_John_Chisholm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02199 |
銀河の星形成率(SFR)は、銀河間の相互作用、銀河周縁体へのガスの恒星からのフィードバック放出、およびブラックホールへの降着からのエネルギー注入によって変化する可能性があります。しかし、これらのプロセスのどれが銀河内の星の形成を支配的に変化させるのかは明らかではありません。ジョンソンら。(2018)は、QSOPKS0405$-$123を収容する銀河群の群内媒質中に大きなガス状星雲の発見を報告し、それらが銀河の相互作用によって作成されたという仮説を立てました。私たちは、フィールドのVLT/MUSE観測からz$\sim$0.57にある30個のグループメンバー銀河のサンプルを特定し、それらの[OII]$\lambda$$\lambda$3727,3729SFRを計算して、QSOと星雲が一致しているかどうかを調査します。周囲の銀河のSFRに影響を与えています。私たちは、星雲内の銀河では星の形成がより一般的であることを発見し、銀河の相互作用がより高いSFRを促進していることを示しています。
APEX-SEPIA を使用した、局所的な超高輝度赤外線銀河の 752 GHz 水線の初の地上検出
| Title |
The_first_ground-based_detection_of_the_752_GHz_water_line_in_local_ultra-luminous_infrared_galaxies_using_APEX-SEPIA |
| Authors |
Daysi_Quinatoa,_Chentao_Yang,_Edo_Ibar,_Elizabeth_Humphreys,_Susanne_Aalto,_Loreto_Barcos-Mu\~noz,_Eduardo_Gonz\'alez-Alfonso,_Violette_Impellizzeri,_Yara_Jaff\'e,_Lijie_Liu,_Sergio_Mart\'in,_Axel_Weiss,_Zhi-Yu_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02230 |
我々は、z<0.08の3つの超光度赤外線銀河(ULIRG):IRAS06035-7102、IRAS17207-0014、IRAS09022-における752.033GHzでの水線p-H2O(211-202)の地上初の検出を報告します。3615。AtacamaPathfinderEXperiment(APEX)とSwedish-ESOPIInstrumentforAPEX(SEPIA)バンド9受信機を使用して、3つの銀河すべてで全体の信号対雑音比が8～10であるこのH2Oラインを検出しました。特に、IRAS06035-7102でこの行が検出されたのはこれが初めてです。APEXで測定した新しい145～705Jykms-1の流束を、HerschelSPIREFTSから取得した以前の値と比較します。高いスペクトル分解能でH2Oラインプロファイルを解決すると同時に、適度な積分時間内での検出の重要性が2倍向上するAPEXの優れた機能を強調します。p-H2O(211-202)と全赤外光度の間の相関関係を調査していると、私たちの銀河が局所的なULIRGの分布の明るい端の傾向に従っていることがわかりました。p-H2O(211-202)線スペクトルは、以前にアルマ望遠鏡で観測された中間JCOおよびHCNスペクトル、および塵連続体と比較されます。複雑な相互作用系IRAS09022-3615では、水の輝線のプロファイルは、アルマ望遠鏡CO(J=4-3)の放出に対して速度がオフセットされています。IRAS17207-0014およびIRAS06035-7102では、水ラインとCOラインの間のプロファイルが分光学的に位置合わせされています。このパイロット研究は、この重要な水路の地上ベースの高周波観測を直接実施する実現可能性を実証し、その性質に取り組むための詳細な追跡キャンペーンの可能性を開きます。
SkyMapper と SAGES の調査による銀河系 VMP/EMP ディスク システムのメンバー候補
| Title |
Candidate_Members_of_the_VMP/EMP_Disk_System_of_the_Galaxy_from_the_SkyMapper_and_SAGES_Surveys |
| Authors |
Jihye_Hong,_Timothy_C._Beers,_Young_Sun_Lee,_Yang_Huang,_Yutaka_Hirai,_Jonathan_Cabrera_Garcia,_Derek_Shank,_Shuai_Xu,_Mohammad_K._Mardini,_Thomas_Catapano,_Gang_Zhao,_Zhou_Fan,_Jie_Zheng,_Wei_Wang,_Kefeng_Tan,_Jingkun_Zhao,_Chun_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02297 |
現在、測光恒星調査は空の大部分をカバーしており、大規模な分光研究よりも暗い等級まで探査でき、そのような研究によく伴うターゲット選択のバイアスから比較的自由です。狭帯域/中帯域フィルターを含む測光金属量推定は、[Fe/H]$\sim-という低い金属量でも、SDSS/SEGUEやLAMOSTなどの既存の低解像度および中解像度の分光調査と同等の精度と精度を達成できます。3.5ドルから-4.0ドル。ここで我々は、非常に金属に乏しい（VMP;[Fe/H]$\leq$-2）と非常に金属に乏しい（EMP;[Fe/H]$）の中から銀河円盤系のメンバーである可能性が高いものを特定する取り組みについて報告する。\leq$-3)星。私たちの分析は、SkyMapperSouthernSurvey(SMSS)とStellarAbundanceandGalkEvolutionSurvey(SAGES)から選択された全宇宙運動を伴う約1,150万個の星のサンプルに基づいています。利用可能な最高の金属性と力学的推定値を取得するように設計された、多数の高品質のカットを適用した後、SMSS/SAGESサンプルを組み合わせた合計約774万個の星を分析します。私たちは、方法に応じて、5,878～7,600個のVMPスター(すべてのVMPスターの19%～25%)と、345～399個のEMPスター(すべてのEMPスターの35%～40%)を特定する2つの手法を採用しています。高度順行軌道(v$_{\phi}>150$kms$^{-1}$)上にある銀河円盤系のメンバーであり、その大部分は低い軌道離心率(ecc$\le0.4$)を持っています。MW円盤系に関連するVMP/EMP星の大部分は、形成初期の「原始」円盤の存在を強く示唆しています。
高赤方偏移フロンティアでの銀河消光: JWST-CEERS を使用した初期宇宙における宇宙論モデルの基礎テスト
| Title |
Galaxy_quenching_at_the_high_redshift_frontier:_A_fundamental_test_of_cosmological_models_in_the_early_universe_with_JWST-CEERS |
| Authors |
Asa_F._L._Bluck,_Christopher_J._Conselice,_Katherine_Ormerod,_Joanna_M._Piotrowska,_Nathan_Adams,_Duncan_Austin,_Joseph_Caruana,_K._J._Duncan,_Leonardo_Ferreira,_Paul_Goubert,_Thomas_Harvey,_James_Trussler,_Roberto_Maiolino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02526 |
我々は、JWST-CEERSデータを利用して、宇宙史の最初の0.5～3Gyr以内の巨大銀河($M_*>10^{9.5}M_\odot$)における星形成の消失の解析を発表する。当社では、高度な統計手法を組み合わせて利用し、多次元の相互相関パラメータ空間におけるクエンチングの固有の依存性を正確に制限します。具体的には、JWST-CEERSデータにランダムフォレスト（RF）分類、面積統計、偏相関分析を適用します。まず、2つの最先端の宇宙論的シミュレーション(IllustrisTNGおよびEAGLE)から主要なテスト可能な予測を特定します。どちらのシミュレーションも、初期宇宙の超大質量ブラックホール質量によって消光が制御されるはずであると予測している。さらに、どちらのシミュレーションでも、測光データにおけるブラックホール質量の最適な代用として恒星のポテンシャル($\phi_*$)が特定されています。ブラックホール質量に対する直接的な制約がない測光観測では、このサンプルのシミュレーションで予測された通り、星のポテンシャルが$z=0-8$のすべての時代における大質量銀河消光の最も予測的なパラメータであることがわかりました。。恒星のポテンシャルは、JWST-CEERSで調査されたすべての時代における静止の予測因子として、恒星の質量、銀河サイズ、銀河密度、およびセルシック指数よりも優れています。まとめると、これらの結果は、銀河の中心重力ポテンシャルと密接に関係している、宇宙の歴史を通じて安定した消光メカニズムが機能していることを強く示唆しています。この関係は、深いポテンシャル井戸内で巨大なブラックホールが形成および成長し、その後、放出的および予防的活動銀河核（AGN）フィードバックの混合を通じて銀河を消光することによって、宇宙論的モデルで説明されます。
潮汐愛数と Sgr A* 付近の S 星の周心移動に対するその影響
| Title |
Tidal_love_number_and_its_influence_on_the_pericenter_shift_of_S-stars_near_Sgr_A* |
| Authors |
P.C_Lalremruati,_H_lalrinfela_and_Zodinmawia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02675 |
潮汐愛数は、重力ポテンシャルの存在下での星の変形率を決定し、星の内部構造に依存します。この研究では、潮汐愛数に関する2つの重要な見通しを調査します:(i)潮汐愛数に対する星のポリトロープ指数の影響、および(ii)潮汐愛数がSgrA付近のS星の周心移動にどのように影響するか*これは重力理論の強磁場テストのための重要な探査機です。我々は、S-2軌道よりかなり下の45天文単位から500天文単位の周心距離でSgrA*を周回しているS星を考えます。S星は、n=1.0、1.5、2.0、2.5、3.0、3.5、4.0、および4.5の範囲のポリトロープ屈折率と、$i=90^{\circ}$で傾いた離心率e=0.9を持ちます。潮汐愛数は、多極子モーメント$l=2$および$l=3$に対して推定されます。ポリトロピック指数が増加すると、潮汐愛数が減少することがわかっています。さらに、$l=2$の多極モーメントの潮汐愛数は、$l=3$のそれよりも支配的です。潮汐歪み効果はまた、ポリトロープ指数が低く、多極子モーメント$l=2$を持つ潮汐愛数を持つコンパクトな軌道S星において、より大きな周心シフトを引き起こします。推定結果は、SgrA*付近での一般相対性理論とその代替理論をテストするための関連する洞察を提供します。
キロ度測量による強力な重力レンズ後のポストブルーナゲット候補のマルチバンド解析
| Title |
Multi-band_analysis_of_strong_gravitationally_lensed_post-blue_nugget_candidates_from_the_Kilo-Degree_Survey |
| Authors |
Rui_Li,_Nicola_R._Napolitano,_Linghua,_Xie,_Ran_Li,_Xiaotong_Guo,_Alexey_Sergeyev,_Crescenzo_Tortora,_Chiara_Spiniello,_Alessandro_Sonnenfeld_Leon_V._E._Koopmans_and_Diana_Scognamiglio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02930 |
銀河進化の初期段階では、かなりの数の銀河が、大きく活動的な星形成円盤の圧縮から生じる「青いナゲット」系と、赤色と受動的なコンパクト銀河。これらの天体は通常、宇宙望遠鏡でのみ観測可能であり、そのサイズ、質量、恒星の個体数パラメーターに関する詳細な研究は、比較的小さなサンプルに対して行われています。強力な重力レンズは、たとえ地上での観測であっても、それらを詳細に研究する新たな機会を提供する可能性があります。この研究では、キロ度サーベイ(KiDS)で発見された、強力にレンズされたポストブルーナゲット(pBN)銀河の最初の6個の\textit{真正}サンプルを紹介します。光学バンドと近赤外バンドからのレンズ拡大光度を使用することにより、背景光源の複数の画像の堅牢な構造特性と星の個体群特性を導き出しました。pBN銀河は非常に小さいサイズ($<1.3$kpc)、1kpc内の高い質量密度($\log\Sigma_1/M_{\odot}\mathrm{kpc}^{-2}>9.3$)、そして低い特定の星形成速度($\log\mathrm{sSFR/Gyrs}\lesssim0.5$)は、星を青色ナゲット相と赤色ナゲット相の間に配置します。このサンプルのサイズと質量および$\Sigma_1$と質量の関係は赤色ナゲットの関係と一致しており、sSFRは同じ赤方偏移におけるコンパクトな星形成青色ナゲット系の下限に近く、明らかな進化を示唆しています。それらの間のリンク。
速度勾配法による巨大フィラメントの磁場: 磁化ギャップによって遮断された規則的な磁場
| Title |
Magnetic_Fields_in_Giant_Filaments_Probed_by_the_Velocity_Gradient_Technique:_Regular_Magnetic_Field_interrupted_by_Magnetization_Gaps |
| Authors |
Mengke_Zhao,_Guang-Xing_Li,_Jianjun_Zhou,_Xindi_Tang,_Jarken_Esimbek,_Yuxin_He,_Dalei_Li,_Weiguang_Ji,_Zhengxue_Chang,_Kadirya_Tursun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02931 |
私たちは、GRS、ふぎん、SEDIGSMによる13CO分光データに速度勾配法（VGT）を適用することで、天の川銀河の渦巻き腕に関連する6本の巨大フィラメントの磁場構造を研究しています。塵の偏光放出と比較して、VGTでは速度情報を使用して前景と背景を分離することができ、そこから磁場の方向を確実に決定できます。ほとんどの場合、磁場はディスクのミッドプレーンに平行なフィラメント本体と整列したままであることがわかりました。このうち、G29、G47、G51は滑らかな磁場を示し、G24、G339、G349は不連続性を示します。ほとんどのフィラメントが銀河円盤のミッドプレーンと整列したままの磁場を持っているという事実は、銀河のせん断がフィラメントの形状に関与している可能性があることを示唆しています。乱流通過時間がせん断時間に比べて短い解析分解能(<=10pc)で磁場が規則的な状態を維持できるという事実は、乱流の動きが磁場の規則的な方向を効果的に破壊できないことを示唆しています。一部のフィラメントで見られる不連続性は、フィラメントの再集合、重力崩壊、恒星のフィードバックなどのプロセスによって引き起こされる可能性があります。
銀河、クエーサー、輝線銀河、星の機械学習ベースの測光分類
| Title |
Machine_learning-based_photometric_classification_of_galaxies,_quasars,_emission-line_galaxies,_and_stars |
| Authors |
Fatemeh_Zahra_Zeraatgari,_Fatemeh_Hafezianzade,_Yanxia_Zhang,_Liquan_Mei,_Ashraf_Ayubinia,_Amin_Mosallanezhad,_Jingyi_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02951 |
この論文では、測光データを使用して、正常銀河および輝線銀河(ELG;星形成、スターバースト、AGN、ブロードライン)、クエーサー、星などの天文源を分類するための機械学習手法の応用を検討します。私たちは、SloanDigitalSkySurvey(SDSS)データリリース17(DR17)と、SDSSからの分光学的にラベル付けされたソースを含むALLWISEカタログからのサンプルを利用しました。私たちの方法論は2つの部分で構成されています。まず、ランダムフォレスト(RF)アルゴリズムを使用して、3クラス、4クラス、7クラスの分類を含む実験を実行しました。このフェーズは、バランスの取れたデータセットで最適なパフォーマンスを達成することを目的としていました。2番目のパートでは、有望な結果に基づいて利用可能なすべてのデータを使用して、$k$-最近傍(KNN)、RF、XGBoost(XGB)、投票、人工ニューラルネットワーク(ANN)などのさまざまな機械学習手法をトレーニングしました。最初のフェーズ。私たちの結果は、光学機能と赤外線機能を組み合わせることの有効性を強調し、すべての分類器にわたって最高のパフォーマンスをもたらします。具体的には、3クラスの実験では、RFアルゴリズムとXGBアルゴリズムは、平衡データセットと不平衡データセットの両方で、98.93パーセントという同一の平均F1スコアを達成しました。7クラスの実験では、平均F1スコアは73.57%でした。4クラス実験でXGB法を使用すると、通常の銀河(NG)で87.9パーセント、ELGで81.5パーセント、恒星で99.1パーセント、クエーサー(QSO)で98.5パーセントのF1スコアを達成しました。）。時間のかかる分光法に基づく従来の方法とは異なり、私たちの実験では、慎重に分類された測光データに対して自動アルゴリズムを使用する実現可能性を実証しています。より多くのデータと十分な学習サンプルがあれば、詳細な測光分類が可能になり、経過観察候補の選択に役立ちます。
QuadTree ベースの特徴抽出器を備えた人工ニューラル ネットワークを使用した散開クラスターのパラメーター推定
| Title |
Parameter_Estimation_for_Open_Clusters_using_an_Artificial_Neural_Network_with_a_QuadTree-based_Feature_Extractor |
| Authors |
L._Cavallo,_L._Spina,_G._Carraro,_L._Magrini,_E._Poggio,_T._Cantat-Gaudin,_M._Pasquato,_S._Lucatello,_S._Ortolani,_and_J._Schiappacasse-Ulloa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.03009 |
既知の星団が前例のないほど増加しているため、その分析には迅速かつ最新のツールが必要です。この研究では、$Gaia$散開星団の年齢、金属量、消滅、距離を推定するために、合成クラスターで訓練された人工ニューラルネットワークを開発します。QuadTreeツールを使用してクラスターの色強度図から特徴を抽出する新しい手法を実装し、マルチバンドアプローチを採用します。$\sim5400$クラスターの信頼できるパラメーターを取得しました。私たちは、包括的な科学的検証を実行することにより、$Gaia$散開星団の重要なパラメーターを正確に決定する際の方法論の有効性を実証します。特に、私たちの分析では、高解像度の分光調査で観察される銀河の金属度の勾配を再現することができました。これは、私たちの方法が星団の色等級図(CMD)から金属性に関する情報を確実に抽出できることを示しています。研究されたクラスターのサンプルについて、文献に存在する以前の分析と比較して、興味深い体系的な古い年齢が見つかりました。この研究では、QuadTreeアルゴリズムを使用した特徴抽出への新しいアプローチを導入し、測光誤差や外れ値にもかかわらずCMD内のシーケンスを効果的にトレースします。畳み込みニューラルネットワークではなくANNの採用により、完全な位置情報が維持され、パフォーマンスが向上すると同時に、複数の測光バンドの同時分析からクラスターのパラメーターを導出できる可能性が示され、ベラルービン天文台のような今後の望遠鏡にとって有益になります。堅牢な等時線フィット技術を備えたANNツールの実装により、散開クラスターのパラメーターの探索がさらに改善される可能性があります。
| Title |
Massive_Black_Holes_in_Galactic_Nuclei |
| Authors |
David_Izquierdo-Villalba,_Alessandro_Lupi,_John_Regan,_Matteo_Bonetti_and_Alessia_Franchini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.03152 |
巨大ブラックホールは銀河の核の重要な存在です。さらに、特にジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡、パルサー・タイミング・アレイ・プロジェクト、LISAなどの機器によって提供されている（または提供されるであろう）驚くべき成果のおかげで、その天体物理学的関連性は近年大きく注目を集めています。この章では、銀河核に埋め込まれた大質量ブラックホールの天体物理学的性質に関連する広範な側面を、特にこの分野の最近および今後の進歩に焦点を当てて詳述することを目的としています。特に、大質量ブラックホールの質量とそのホスト銀河の特性を結び付ける関係はどのような形で形成されるのか、といった疑問に取り組みます。宇宙初期に巨大ブラックホールはどのようにして形成されるのでしょうか?z=0で非常に大きな質量に達することができるように、どのようなメカニズムがそれらに餌を与え続けているのでしょうか?2つの巨大なブラックホールから構成される連星はどのように形成され、合体して1つのより大きなブラックホールになるのでしょうか?ここでは主に理論的な観点からこれらのトピックを紹介し、現在および今後の施設が近い将来、巨大ブラックホールの理解をどのように高めることができるかについて議論します。
高銀河緯度における星間絶滅の定量化 I: ベイジアン モデルの検証
| Title |
Quantifying_Interstellar_Extinction_at_High_Galactic_Latitudes_I:_Bayesian_Model_Validation |
| Authors |
Matthew_O'Callaghan,_Gerry_Gilmore,_Kaisey_S._Mandel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.03199 |
銀河高緯度の星間物質(ISM)についての正確な知識は、これらの領域で予想される信号よりも大きい前景であるため、たとえ低いとはいえ、消滅による将来の宇宙マイクロ波背景放射(CMB)偏光実験にとって非常に重要です。私たちは、ヘルツシュプルング・ラッセル（HR）図の領域を特定するためのベイジアンモデルと、銀河の高緯度での単一星の消滅を正確に制約するのに適した関連データセットを開発します。ガイア、2MASS、ALLWISEからの測光、ガイアからの視差、入力データとしてガイアの低解像度BP/RP(XP)スペクトルから得られた恒星パラメータを使用し、ネストされたサンプリングを使用してモデルをデータに適合させ、絶滅からのサンプルを分析します。後部。絶滅の小さな変動をグラフ化することは、絶滅と他の恒星のパラメーター間の系統誤差と縮退の両方により複雑です。体系的要素は、恒星モデルが最も正確であるHR図の領域にデータを制限することで最小限に抑えることができます。さらに、実効温度の分光学的推定値をデータとして含めることにより、縮退を大幅に軽減できます。データの測定誤差を過小評価すると、正確な消光分布を回復するのに有害であることを示します。減衰パラメータを理解し、ISMの微細な変動を見つけるには、完全な事後解が必要であることを示します。ただし、平均消光と空間相関の事前の仮定を使用するだけで、他のベンチマークマップと同様のダストマップを作成できます。
M83 の拡張紫外線ディスクにおけるトップライト初期質量関数の制約
| Title |
Constraining_the_top-light_initial_mass_function_in_the_extended_ultraviolet_disk_of_M83 |
| Authors |
R._P._V._Rautio_(1),_A._E._Watkins_(2),_H._Salo_(1),_A._Venhola_(1),_J._H._Knapen_(3_and_4),_and_S._Comer\'on_(4_and_3)_((1)_Space_Physics_and_Astronomy_research_unit,_University_of_Oulu,_(2)_Centre_for_Astrophysics_Research,_School_of_Physics,_Astronomy_and_Mathematics,_University_of_Hertfordshire,_(3)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_(4)_Departamento_de_Astrof\'isica,_Universidad_de_La_Laguna) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.03237 |
初期質量関数(IMF)の普遍性または非普遍性は、恒星集団の測光特性から星形成速度と星形成履歴を決定する上で重要な意味を持ちます。私たちは、M83の外円盤の低密度環境にある高質量星(トップライト)でIMFが欠損しているかどうかを再調査し、その中でのIMFの形状を制約します。GalaxyEvolutionExplorer(GALEX)のアーカイブされた遠紫外(FUV)および近紫外(NUV)データと、新しいディープOmegaCAM狭帯域H$\alpha$イメージングを使用して、M83の外円盤内にあるFUVで選択された天体のカタログを構築しました。カタログのH$\alpha$-明るいクラスターとFUV$-$NUVの青色のクラスターを数え、最大光束比$F_{\mathrm{H}\alpha}/f_{\lambda\mathrm{FUVを測定しました。クラスター間で}}$を測定し、カタログ全体の総磁束比$\SigmaF_{\mathrm{H}\alpha}/\Sigmaf_{\lambda\mathrm{FUV}}$を測定しました。次に、これらの測定値を、標準的なサルピーターIMF、トランケートIMF、および急勾配IMFを使用して作成された恒星集団合成モデルからの予測と比較しました。また、想定される内部消滅を変化させた場合の結果への影響も調査しました。標準のSalpeterIMFまたは切り捨てられたIMFを使用したモデルで観測を再現することはできません。急峻なIMF($\alpha>3.1$)を持つモデルが観測された星団数を同時に再現するのは、外円盤星団の平均内部消滅が$0.10<A_{\mathrm{V}}<0.15$であると仮定した場合のみです。観測された最大$F_{\mathrm{H}\alpha}/f_{\lambda\mathrm{FUV}}$と観測された$\SigmaF_{\mathrm{H}\alpha}/\Sigmaf_{\lambda\mathrm{FUV}}$。私たちの結果は、低密度環境では高質量星が不足している非普遍的なIMFを裏付けています。
シグナス X の CO マッピング -- 体積密度分布
我々は、10mのハインリッヒヘルツサブミリ波望遠鏡(SMT)を使用して、はくちょう座X分子雲複合体のCO(2-1)および$^{13}$CO(2-1)マップを提示する。地図は、シグナスOB2協会からのフィードバックの影響を強く受けている複合体の南部をカバーしています。野辺山45mはくちょう座XCOサーベイのCO(1-0)と$^{13}$CO(1-0)マップを組み合わせて、RADEXによる多重遷移分子線解析を行い、速度の体積密度を導出する-コヒーレントガス成分。列密度確率分布関数(N-PDF)のべき乗則末尾部分にある列密度を持つ成分を選択し、それらの体積密度を体積密度PDF($\rho$-PDF)に組み立てます。$\rho$-PDFは、10$^{4.5}$cm$^{-3}$$\lesssimn_{\rmH_2}\lesssim$10$^{5.5}の範囲のべき乗則形状を示します。$cm$^{-3}$の近似傾きは$\alpha=-1.12\pm0.05$です。この傾斜は、回転支持された構造物や重力崩壊を受ける構造物のシミュレーションによって予測されるものよりも浅い。フィードバックを使用して同じ分析を合成観測に適用すると、浅い傾斜の原因を特定するのに役立つ可能性があります。$\rho$-PDFは、分子雲の形成と進化のモデルをテストするためのもう1つの有用なベンチマークを提供します。
星までの距離
| Title |
The_Distance_to_the_Stars |
| Authors |
Ralf_Siebenmorgen_(1)_and_Rolf_Chini_(2)_((1)_European_Southern_Observatory,_Garching,_Germany,_(2)_Ruhr_University_Bochum,_Faculty_of_Physics_and_Astronomy,_Astronomical_Institute_(AIRUB),_Bochum,_Germany,_Universidad_Catolica_del_Norte,_Instituto_de_Astronomia,_Antofagasta,_Chile,_Nicolaus_Copernicus_Astronomical_Center_of_the_Polish_Academy_of_Sciences,_Warsaw,_Poland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.03310 |
澄んだ夜空の広大さは、星までの距離への好奇心を呼び起こします。恒星の距離を推定するには、視差と光度という2つの主な方法があります。この研究では、これら2つの方法間の注目すべき矛盾を明らかにする新しい分析を紹介します。GAIAの精度により、視差を距離に直接変換できます。対照的に、光度距離では、星の見かけの絶対的な明るさの決定とは別に、星間減光の補正を可能にする赤化値が必要です。高品質のサンプルから得られた、特異性のない発赤曲線を持つ47個の星を使用すると、これらの星のほとんど(80%)で光度距離が視差距離を過大評価していることがわかります。この不可解な矛盾は、星間塵の現代的な制約を尊重し、絶対的な赤化を初めて考慮する範囲に更新されたモデルに、大きな塵粒子、いわゆるダークダストの新しい集団を組み込む場合にのみ取り除くことができます。このモデルは、矛盾する距離を統合する視覚的な消滅を提供します。暗黒塵の平坦な吸収と散乱特性のもう1つの広範な影響は、暗黒エネルギーの量の尺度として機能するSNIaの光曲線を広げることです。
超新星残骸と異常X線パルサーを対象としたアーカイブパークスのパルサー観測で分散単一電波パルスは検出されなかった
| Title |
No_Dispersed_Single_Radio_Pulses_Detected_in_Archival_Parkes_Pulsar_Observations_Targeting_Supernova_Remnants_and_Anomalous_X-ray_Pulsars |
| Authors |
Fronefield_Crawford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02114 |
パークス望遠鏡では、関連する中性子星からのパルス電波放射を検出するキャンペーンで、4つの超新星残骸と4つの異常X線パルサーが以前に観測されました。これらのデータの最初の検索ではシグナルは検出されませんでした。最近開発されたHEIMDALLおよびFETCHソフトウェアパッケージを使用してデータを再処理しました。これらはシングルパルスの検出と分類用に最適化されています。この新しい解析では、0から$10^{4}$pccm$^{-3}$の範囲の分散測定において、どのターゲットからも信号対雑音比が7を超える天体物理パルスは検出されませんでした。これらのターゲットからの単一無線パルスに対する計算されたフルエンス制限を含めます。
質量ギャップ候補としての大質量中性子星: 状態方程式と磁場の探索
| Title |
Massive_neutron_stars_as_mass_gap_candidates:_Exploring_equation_of_state_and_magnetic_field |
| Authors |
Zenia_Zuraiq_(IISc),_Banibrata_Mukhopadhyay_(IISc),_Fridolin_Weber_(SDSU/UCSD) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02169 |
中性子星(NS)の中心の密度は核飽和密度の数倍に達することがあります。このような密度での物質の正確な性質はまだほとんどわかっていません。NSの理論モデルを構築するために、提案されている現象学的相対論的平均場状態方程式をいくつか検討します。このような高密度でのエキゾチック物質の出現により、NSの質量が$\simeq2.2M_\odot$に制限されることがわかりました。しかし、磁場とモデルの異方性の存在により星の質量は大幅に増加し、最も重いNSと最も軽いブラックホールを隔てる観測上の質量ギャップ内に星が配置されます。したがって、GW190814のような重力波観測や、この質量ギャップ内の他の潜在的な候補は、実際に巨大な磁化されたNSを表す可能性があると我々は提案します。
多次元核崩壊超新星の爆発性を予測するための力爆発条件にニュートリノ駆動対流を組み込む (FEC+)
| Title |
Including_Neutrino-driven_Convection_into_the_Force_Explosion_Condition_to_Predict_Explodability_of_Multi-dimensional_Core-collapse_Supernovae_(FEC+) |
| Authors |
Mariam_Gogilashvili,_Jeremiah_W._Murphy,_and_Jonah_M._Miller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02179 |
大質量星のほとんどは、核の崩壊で一生を終えます。しかし、どれが核崩壊超新星（CCSN）として爆発して中性子星を残し、どれが崩壊して爆発を中止してブラックホールになるかは明らかではない。高価な多次元シミュレーションを行わずに爆発性を予測する1つの方法は、解析的な爆発条件を開発することです。これらの解析的な爆発条件は、爆発メカニズムのより深い理解を提供し、一部のシミュレーションが爆発し、一部が爆発しない理由についての洞察を提供します。解析力爆発条件(FEC)は、球対称CCSNシミュレーションの爆発条件を再現します。このフォローアップ原稿では、爆発を促進する支配的な多次元効果であるニュートリノ駆動対流をFECに含めます。この一般化臨界条件(FEC+)は多次元シミュレーションに適しており、2次元および3次元のCCSNシミュレーションの爆発条件を正確に予測できる可能性があります。ニュートリノ駆動の対流を追加すると臨界状態が$\sim30\%$減少することを示します。これは以前の多次元シミュレーションと一致しています。
最初の宇宙ニュートリノ源である TeV ブレーザー TXS 0506+56 のさまざまなタイムスケールにおけるマルチバンド光学変動
| Title |
Multi-band_optical_variability_on_diverse_timescales_of_the_TeV_blazar_TXS_0506+56,_the_first_cosmic_neutrino_source |
| Authors |
Vinit_Dhiman,_Alok_C._Gupta,_Rumen_Bachev,_Paul_J._Wiita,_Sergio_A._Cellone,_A._Strigachev,_Haritma_Gaur,_A._Darriba,_D._P._Bisen,_G._Locatelli,_L._A._Mammana,_E._Semkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02352 |
我々は、8つの光地上を使用して2017年1月21日から2022年4月9日までの220夜にわたって収集されたBVRIデータを使用して、夜間から長期のタイムスケールでTeVブレーザーTXS0506+056の最初の大規模な光束とスペクトル変動研究を報告します。ベースの望遠鏡。日内変動(IDV)の探索では、ネステッドANOVAテストと検出力強化Fテストという2つの統計分析手法を採用しました。Rバンドでは35夜のうち8夜、Vバンドでは14夜のうち2夜で発生源が変動し、デューティサイクル(DC)がそれぞれ22.8%と14.3%であることがわかりました。V-Rの明らかな色の変化は、14観察夜のうち1晩のみ見られましたが、より限定されたB、I、およびB-IデータではIDVは見つかりませんでした。私たちの監視期間中、源はRバンドで1.18等級の変動を示し、同様の変動がすべての光波長ではっきりと見られます。これら4つの波長帯すべてで観測が行われた44夜分のブレーザーの光学(BVRI)SEDを抽出しました。平均スペクトルインデックス(\alpha)は0.897+-0.171と決定されました。
高速無線バーストに関する多波長研究
高速電波バースト(FRB)の多波長(MW)観測は、これらの銀河系外信号のまだ知られていない起源を明らかにするための重要な手段です。この議事では、MW研究を実施するための正確な位置特定の必要性について説明します。我々は、対応するMWの理論的予測を多数提示し、進行中のMWキャンペーンのいくつかの例について言及します。
TESS を使用した日中タイムスケールでのブレーザー OJ 287 の急速な光学フレア
我々は、2021年10月13日から12月31日までの約80日間、トランジット系外惑星探査衛星（TESS）で得られたブレーザーOJ287の光度曲線を、前例のない2分間のサンプリングで解析しました。期間全体を通じて大きな変動が見られましたが、2021年11月中旬の2日間でフラックスがほぼ2倍になり、その後ほぼ3倍になった2つの例外的なフレアを検出しました。超過分散、一般化ロム・スカーグルピリオドグラム、および連続自己回帰移動平均(CARMA)法を使用して光度曲線解析を実行し、光束の半減/倍加のタイムスケールを推定しました。最も可能性の高い最短の変動タイムスケールは、最初のフレアの上昇段階で0.38日であることが判明しました。このような高速フレアを生成する可能性がある、放射性大音量の活動銀河核の変動に関するいくつかの放射モデルについて簡単に説明します。
2015 年から 2023 年までの連星超大質量ブラックホール ブレーザー OJ 287 の準同時の光束と偏光の変動: 光束と偏光の変動における逆相関の検出
| Title |
Quasi-simultaneous_Optical_Flux_and_Polarization_Variability_of_the_Binary_Super_Massive_Black_Hole_Blazar_OJ_287_from_2015_to_2023:_Detection_of_an_Anticorrelation_in_Flux_and_Polarization_Variability |
| Authors |
Alok_C._Gupta,_Pankaj_Kushwaha,_Mauri_J._Valtonen,_Sergey_S._Savchenko,_Svetlana_G._Jorstad,_Ryo_Imazawa,_Paul_J._Wiita,_Minfeng_Gu,_Alan_P._Marscher,_Zhongli_Zhang,_Rumen_Bachev,_G._A._Borman,_Haritma_Gaur,_T._S._Grishina,_V._A._Hagen-Thorn,_E._N._Kopatskaya,_V._M._Larionov,_E._G._Larionova,_L._V._Larionova,_D._A._Morozova,_T._Nakaoka,_A._Strigachev,_Yulia_V._Troitskaya,_I._S._Troitsky,_M._Uemura,_A._A._Vasilyev,_Z._R._Weaver,_A._V._Zhovtan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02372 |
私たちは、米国、日本、ロシア、クリミア、ブルガリアの望遠鏡を使用して2015年から2023年まで実施された準同時観測を使用して、連星ブラックホールブレーザーOJ287の光束と偏光変動を研究しました。これは、OJ287の光束と偏光変動の最も広範な準同時研究の1つです。OJ287は、大きな振幅、~3.0等級の光束変動、偏光度の~37%の大きな変化、および~215の大きな振れを示しました。偏光の電気ベクトルの角度の度。観測期間中、いくつかのフラックスフレアが検出されました。これらのフレアは、偏光度の急激な増加と偏光角の電気ベクトルの変動と相関しています。JD2,458,156からJD2,458,292まで、ほぼ一定の偏光角を伴う、光束と偏光度の間の逆相関の特異な挙動が検出されました。OJ287で観察された磁束と偏光の変化についてのいくつかの説明を簡単に説明します。
Blazar 3C 279 のマルチバンド相互相関無線変動
| Title |
Multi-band_Cross-correlated_Radio_Variability_of_the_Blazar_3C_279 |
| Authors |
Krishna_Mohana_A,_Alok_C._Gupta,_Alan_P._Marscher,_Yulia_V._Sotnikova,_S._G._Jorstad,_Paul_J._Wiita,_Lang_Cui,_Margo_F._Aller,_Hugh_D._Aller,_Yu._A._Kovalev,_Y._Y._Kovalev,_Xiang_Liu,_T._V._Mufakharov,_A._V._Popkov,_M._G._Mingaliev,_A._K._Erkenov,_N._A._Nizhelsky,_P._G._Tsybulev,_Wei_Zhao,_Z._R._Weaver,_D._A._Morozova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02395 |
我々は、ブレーザー3C279の電波変動の長期マルチバンド観測間の相互相関の研究結果を紹介します。10年以上(2008年から2022年)の電波データが、2から3の範囲の7つの異なる周波数で収集されました。GHz～230GHz。マルチバンドの電波光曲線は光束の変化を示しており、顕著なフレアの特徴が最初は高周波で現れ、その後は低周波バンドで現れます。この動作は相互相関分析によって定量化され、低周波数帯域の放射が高周波数帯域の放射よりも遅れていることがわかります。ラグと周波数のプロットは、負の傾きを持つ直線(通常は~-30日/GHz)でよく当てはまります。我々は、観測結果を説明できるジェットの物理的変化の可能性を示唆するために、マルチエポックVLBAマップで見られる明るく動く結び目の進化と組み合わせて、これらの流束の変化を議論します。変動の一部は衝撃モデルの予測と一致しますが、その他の変動は、ジェットに対する小さな視野角が与えられた場合、結び目軌道がわずかに曲がるときに変化するドップラービーム係数によってよりよく説明されます。
PSR J2007$+$0910 のサブパルスのマルチドリフト挙動を FAST で調査する
| Title |
Investigating_the_multi-drifting_behavior_of_subpulses_in_PSR_J2007$+$0910_with_the_FAST |
| Authors |
Xin_Xu,_Lunhua_Shang,_Qijun_Zhi,_Shijun_Dang,_Shi_Dai,_Jie_Tian,_Yan_Yu,_Qingying_Li,_Shuo_Xiao,_Dandan_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02555 |
PSRJ2007+0910の多重漂流サブパルスの挙動は、1250MHzでの口径500メートルの球状電波望遠鏡(FAST)の高感度観測により注意深く研究されています。PSRJ2007+0910には少なくとも6つの異なる単一放射モードが観察されており、そのうち4つは重大なサブパルスドリフト挙動(モードA、B、C、およびD)を示し、残りの2つ(モード$E_1$およびモード)であることがわかりました。$E_2$)は定常サブパルス構造を示します。モードA、B、C、Dのサブパルスドリフト周期は$P_{3,A}=8.7\pm1.6P$、$P_{3,B}=15.8\pm1.2P$、$P_{3,それぞれC}=21.6\pm1.3P$と$P_{3,D}=32.3\pm0.9P$で、$P$はこのパルサーのパルス周期を表します。サブパルス間隔はすべてのモード$P_2=6.01\pm0.18^\circ$でほぼ同じです。詳細な分析により、パルサーの複数漂流サブパルス放出モードの出現と漂流期間の大きな変化はエイリアシング効果に起因する可能性があることが示唆されています。観察された非ドリフトモードは、周期~P_2での火花点の移動によって引き起こされる可能性があります。私たちの統計分析によると、このパルサーのドリフトモードは、ほとんどの場合、モード変更時に低速ドリフトから高速ドリフトに切り替わります。PSRJ2007+0910の興味深いサブパルス放射現象は、マルチドリフトモードのスイッチングメカニズムを理解するユニークな機会を提供します。
| Title |
Collective_neutrino_oscillations_and_heavy-element_nucleosynthesis_in_supernovae:_exploring_potential_effects_of_many-body_neutrino_correlations |
| Authors |
A._Baha_Balantekin,_Michael_J._Cervia,_Amol_V._Patwardhan,_Rebecca_Surman,_Xilu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02562 |
核崩壊超新星や連星中性子星の合体など、コンパクトな天体が関与する高エネルギーの天体物理学的プロセスでは、ニュートリノが核種の合成に重要な役割を果たします。これらの環境のニュートリノは、コヒーレント前方散乱やインコヒーレント(衝突)効果など、ニュートリノ-ニュートリノ相互作用によって駆動される集合的なフレーバー振動を経験する可能性があります。最近、一粒子有効処理または「平均場」処理を超えて、ニュートリノの集団振動における潜在的な新しい挙動を探索することに関心が集まっています。ここでは、異なる天体物理条件とニュートリノ入力を伴う超新星環境における元素合成収量に対する、平均場処理およびそれ以降の集団ニュートリノ振動の影響を探ることを目指しています。私たちは、集団振動が超新星におけるp過程とr過程の元素合成の動作に影響を与える可能性があることを発見しました。潜在的な影響は、高エントロピーで陽子が豊富な条件で特に強く、ニュートリノ相互作用が初期の{\n}pプロセスの中性子を豊富に押し出し、その結果、陽子に富んだ低質量原子核の独自の組み合わせが生じる可能性があることがわかりました。中性子が豊富な高質量原子核として。このニュートリノによって引き起こされる中性子捕獲プロセスを「{\nu}iプロセス」と呼びます。さらに、ニュートリノ間に自明ではない量子相関が有意に存在する場合、関連する一体ニュートリノ観測物の進化を修正することにより、対応する平均場振動処理と比較して異なる核種収量をもたらす可能性がある。
中性子星シミュレーション用の連続音速を使用した 1 パラメーターおよび 2 パラメーターの状態方程式パラメーター化
| Title |
One-_and_two-parameter_equation_of_state_parametrizations_with_continuous_sound_speed_for_neutron_star_simulations |
| Authors |
Ga\"el_Servignat,_Philip_J._Davis,_J\'er\^ome_Novak,_Micaela_Oertel,_Jos\'e_A._Pons |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02653 |
中性子星振動などの数値シミュレーション用の現実的な状態方程式の高密度部分を表現することを目的とした2つのフィッティングスキームについて説明します。状態方程式の低密度部分は、任意のポリトロープ地殻によって表され、我々は、任意の所望の地殻を高密度フィットに縫い合わせるための一般的な手順を提案します。これは、気圧の内部エネルギー、圧力、音速に基づいて実行されます。$\beta$-平衡にある冷中性子星を記述する状態方程式。追加の構成パラメーターを使用した状態方程式へのフィッティングスキームの拡張が提案されています。特に、低密度での$\beta$-均衡の存在を保証する形式主義を開発します。この低密度モデルの追加の特徴は、原理的にはあらゆるパラメータ化に適用できることです。フィッティングの性能は、質量、半径、潮汐変形能、および動的な半径方向の振動周波数に関してチェックされます。そのために、流体力学方程式の非保存形式に基づいた擬似スペクトル分離中性子星進化コードを使用します。可能な限り、既存のパラメータ化と、文献で公開されている動径周波数値との比較が提案されています。静的量と動的量は、フィッティングスキームによってよく再現されます。私たちの結果は、半径が地殻の選択に非常に敏感であるにもかかわらず、この選択が中性子星の振動周波数にほとんど影響を与えないことを示唆しています。
AstroSat観測を使用したNGC 4051のX線/UV遅延の検出
私たちは、2016年6月5日から9日までの4日間にわたるAstroSat観測を使用して、NGC4051からの遠紫外(FUV)、近紫外(NUV)、およびX線帯域放射の変化の間の関係を研究します。NGC40513つのバンドすべてで急速な変動を示し、X線バンド($F_{var}\sim37\%$)で最も強い変動振幅を持ち、UVバンド($F_{var}\sim3-5)でははるかに弱い変動を示しました。\%$)。内挿相互相関関数(ICCF)と離散相互相関関数(DCF)を使用して実行された相互相関解析により、UV光量曲線とX線光線曲線の間に強い相関関係($\sim0.75$)があることが明らかになりました。X線バンドの変動は、FUVバンドとNUVバンドの変動をそれぞれ$\sim7.4{\rm~ks}$と$\sim24.2{\rm~ks}$だけリードしていることがわかります。UVラグはサーマルディスク再処理モデルに有利です。FUVバンドとNUVバンドには強い相関があり($\sim0.9$)、FUVバンドの変動はNUVバンドの変動を$\sim13{\rm~ks}$リードしています。AstroSat観測を使用して見つかった紫外線遅れと、以前に報告されたものおよび熱反射時間遅れの理論モデルとの比較は、降着円盤/コロナの形状またはコロナの高さのいずれかが変化する可能性を示唆しています。
10 TeV 宇宙線バンプが局所星間物質で発生する理由について
| Title |
On_Why_the_10-TeV_Cosmic_Ray_Bump_Originates_in_the_Local_Interstellar_Medium |
| Authors |
Mikhail_Malkov,_Patrick_Diamond,_Mingyun_Cao,_and_Igor_Moskalenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02753 |
一次および二次CRスペクトルの最近の測定、その到達方向、および太陽圏の周りの磁場幾何学に関する知識の向上により、不可解な10TeVの「バンプ」がそれを超えると発生できない距離の限界を設定できるようになりました。バンプに関連するスペクトルの切れ目の鋭さ、局所的な磁気赤道（$90^{\circ}$ピッチ角）を横切るCR強度の突然の変化、および一次と二次のCRスペクトルパターン間の類似性は、局所的な磁気赤道を示しています。バックグラウンドCRからのバンプパーティクルの再加速。我々は、50TV未満の既存のCRの剛性をわずか約1.5倍増加させることで、近くの衝撃がそのようなバンプを生成する可能性があると主張します。~0.5TV未満の再加速粒子は星間物質の流れとともに対流され、太陽に到達しないため、バンプが形成されます。この単一の普遍的なプロセスは、100TV未満の剛性範囲で観察されるすべてのCR種のスペクトルの原因となります。私たちは、実行可能な候補の1つは、太陽の3.2パーセクにあるエリダヌス座イプシロン星に関連する衝撃系であり、局所的な磁場の方向とよく一致していると提案します。古い超新星殻など、他の衝撃でも同様の影響が生じる可能性があります。CR陽子データから独自に導出された3つのパラメーターのみを使用して、すべてのCR種のスペクトルを再現する簡単な式を提供します。私たちの形式主義がヘリウムと炭素のスペクトルとB/C比をどのように予測するかを示します。
クロックド X 線バースター 1RXS J180408.9$-$342058 による中性子星構造の制約
タイプIX線バーストは、降着中性子星(NS)の表面で急速に明るくなる過渡現象です。{\itクロックバースター}と呼ばれる一部のX線バーストは、バーストシーケンス内で同様の光曲線プロファイルを持つ規則的な動作を示します。クロックドバースターの周期的な性質には、NS内のX線バイナリパラメーターと物理現象を制限するという利点があります。本研究では、さまざまな状態方程式とNS質量に基づいて数値モデルを計算し、最近同定されたクロックバースター1RXSJ180408.9$-$342058の観測結果と比較します。降着率と再発時間の関係は、NSの質量と半径に非常に敏感であることがわかりました。特に、1RXSJ180408.9$-$342058は$1.7M_{\odot}$未満の質量を持っているようであり、より硬い核状態方程式(NS半径$\gtrsim12.7{\rmkm)を好むと判断しました。}$)。したがって、この新しいクロックドバースターの観察は、NSの構造を調査するための追加の制約を提供する可能性があります。
GRB 成層残光における微小物理パラメータの変化と閉塞関係: サブ GeV から TeV 観測まで
| Title |
Microphysical_Parameter_Variation_in_GRB_Stratified_Afterglows_and_Closure_Relations:_from_sub-GeV_to_TeV_Observations |
| Authors |
Nissim_Fraija,_Maria_G._Dainotti,_Boris_Betancourt_Kamenetskaia,_Antonio_Galv\'an-G\'amez,_Edilberto_Aguilar-Ruiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02859 |
ガンマ線バースト(GRB)は、相対論的衝撃の際に微小物理パラメーターを通じて磁場と粒子に与えられるエネルギー部分の変化を調査する貴重な機会を提供する最も刺激的な発生源の1つです。\textit{Fermi}大面積望遠鏡(\textit{Fermi}-LAT)とチェレンコフ望遠鏡によって検出されたバーストからのGeV-TeV放射線の遅延発生は、外部衝撃モデルを支持する重要な情報を提供します。外部衝撃における閉包関係(CR)と光曲線の導出には、GRB残光物理学の知識が必要です。この原稿では、ハードおよびソフトスペクトル指数を持つ電子分布によって放射されるシンクロトロンおよびSSC残光モデルの微小物理パラメータを変化させて、層状媒体中のCRと光曲線を導出します。マルコフ連鎖モンテカルロシミュレーションを使用して、現在のモデルを適用して、第2ガンマ線バーストカタログ(2FLGC)で報告されているGRBのスペクトルおよび時間インデックスの進化を調査します。このカタログは、10GeV以上の光子エネルギーを持つ29のバーストで構成されています。これらのバースト(GRB180720B、190114C、190829A、221009A)は100GeVを超える高エネルギー光子を伴い、標準的なシンクロトロンシナリオのCRではほとんどモデル化できません。分析の結果、i)2FLGCでのシンクロトロンとSSC発光を使用した最も可能性の高い残光モデルが密度一定シナリオに対応し、ii)時間(スペクトル)指数を一定に保つスペクトル(時間)指数の変化が、GRB190829AおよびGRB221009Aで示される微小物理パラメーターの進化。
畳み込みニューラル ネットワークを使用したブレーザー広帯域放射のモデリング - I. シンクロトロンのセルフコンプトン モデル
| Title |
Modeling_blazar_broadband_emission_with_convolutional_neural_networks_-_I._Synchrotron_self-Compton_model |
| Authors |
Damien_B\'egu\'e,_Narek_Sahakyan,_H\"usne_Dereli_B\'egu\'e,_Paolo_Giommi,_Sargis_Gasparyan,_Mher_Khachatryan,_Andrea_Casotto,_Asaf_Pe'er |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02979 |
ブレーザーの多波長スペクトルエネルギー分布(SED)をモデル化すると、放出の原因となる基礎的な物理プロセスについての重要な洞察が得られます。自己矛盾のないモデルを使用したSEDモデリングは計算量が多くなりますが、これらの天体物理学的オブジェクトを包括的に理解するためには不可欠です。畳み込みニューラルネットワーク(CNN)を使用してブレーザーのSEDをモデル化するための、新しく効率的な方法を紹介します。この論文では、シンクロトロン放出と逆コンプトン放出、および自己矛盾のない電子冷却とペア生成-消滅プロセスを組み込んだレプトニックモデルでCNNをトレーニングしました。CNNは、ブレーザーの放射痕跡を高精度で再現できます。このアプローチにより計算時間が大幅に短縮され、それによって多波長データセットへのリアルタイムのフィッティングが可能になります。デモンストレーションとして、MultiNestでトレーニング済みCNNを使用して、Mrk421および1ES1959+650の広帯域SEDに適合させ、それらのパラメーター事後分布を取得することに成功しました。ブレーザーのSEDをフィッティングするためのこの新しいフレームワークは、外部のコンプトンおよびハドロンのシナリオに基づいたより洗練されたモデルを組み込むためにさらに拡張され、解析におけるマルチメッセンジャー制約が可能になります。モデルは、ブレーザー観測からのマルチメッセンジャーデータの自己一貫性のあるモデリングを容易にするために、Webインターフェイスであるマルカリアン多波長データセンターを介して公開されます。
超高エネルギー宇宙線と銀河の相互相関のモデル化
| Title |
Modelling_cross-correlations_of_ultra-high-energy_cosmic_rays_and_galaxies |
| Authors |
Federico_R._Urban,_David_Alonso_and_Stefano_Camera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.03048 |
超高エネルギー宇宙線(UHECR)を発生させる天体物理エンジンは、現在でも不明のままです。UHECRの伝播範囲は局所的な異方性宇宙に限定されているため、UHECRの到着方向の分布は異方性でなければなりません。この論文では、そのような異方性を検出するために、UHECRと銀河の間の角度調和相互相関の可能性の分析を拡張します。私たちは、陽子、酸素、ケイ素の注入モデルを研究し、磁気偏向の解析処理を拡張することによってこれを実現します。定量的には、与えられた各多重極の相関は一般に弱いものの、(1)多重極全体で合計された高調波パワーの合計は、自己相関と相互相関の両方で約5をはるかに上回るS/N比で検出可能であることがわかります。ここで研究されるほとんどの場合の相関関係(最適な重みが適用されると)は、最高エネルギーで約8～10の間に信号対雑音比のピークがあります。(2)UHECRの自己相関と相互相関を組み合わせると、特に重い組成の場合、最大スケールで個々の多重極について\(3\sigma\)以上の検出レベルに達することができます。特に、複合解析四重極は既存のデータですでに検出できる可能性があると予測します。
トラペジウム星団内の大質量星 $\Theta^1$ Ori C の衝撃風による電子の非効率な加速
| Title |
Inefficient_acceleration_of_electrons_in_the_shocked_wind_of_the_massive_star_$\Theta^1$_Ori_C_within_the_Trapezium_cluster |
| Authors |
W._Bednarek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.03085 |
若い星団内の大質量星の衝撃風は、相対論的粒子が加速される可能性のある場所として提案されている。このような環境で加速された電子は、（大質量星からの）光放射と（星団内の塵によって再散乱された）赤外線放射を効率的に合成して、GeV-TeVガンマ線を生成すると期待されている。私たちは、トラペジウム星団内の大質量星$\Theta^1$OriCの恒星風における電子の加速、伝播、放射の時間依存過程を調査します。この星団は近くのオリオン大星雲(M42)内にあります。我々は、星風から相対論的電子へのエネルギー変換効率が非常に低い、つまり$\chi<10^{-4}$。このように効率が低いため、$\Theta^1$OriCの恒星風で加速された電子からのガンマ線放出は、将来のチェレンコフ望遠鏡でかろうじて観測できる程度です。チェレンコフ望遠鏡アレイ(CTA)。
超新星のジッタリングジェット爆発メカニズムにおけるジェット - カウンタージェットの非対称性
| Title |
Jet_-_counter-jet_asymmetry_in_the_jittering_jets_explosion_mechanism_of_supernovae |
| Authors |
Noam_Soker_(Technion,_Israel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.03286 |
私は、核崩壊超新星残骸(CCSNR)N63AのX線画像から3対の耳(小さな葉)で構成される点対称の形態を特定し、この形態がジッタージェット爆発メカニズム(JJEM)を裏付けていると主張します。SNRN63Aの3つのペアのそれぞれの反対側の2つの耳は、一方が他方よりも大きいため、互いに等しくありません。SNRN63Aの形態から、この非対称性は打ち上げ時の反対側のジェットが非対称であるためであると推測します。つまり、新しく誕生した中性子星は、星を爆発させるジェットを発射しますが、多くの場合、そのジェットに対抗するジェットよりも強力な1つのジェットで爆発を起こします。私は、この非対称性は、ジェットを発射する降着円盤がジェットの発射中に完全に緩和する時間がないことに起因すると考えています。これは、JJEMで予想されるように、円盤が2つの不等な側面を持って生まれた場合、ジェット発射エピソードの大部分、あるいはすべての間、2つの側面は不等なままであることを意味します。また、磁気リコネクションのタイムスケール（磁場が緩和するタイムスケールとほぼ同じ）は、ジェット発射のエピソードよりもそれほど短くないため、降着円盤の両側は異なる磁気構造を持つ可能性があることも示します。降着円盤の不等辺からは、互いに異なるエネルギーを持つ2つの反対側のジェットが発射されます。
GRMHD シミュレーションから得た準周期噴火器の降着特性に対する制約
| Title |
Constraints_on_the_accretion_properties_of_quasi-periodic_erupters_from_GRMHD_simulations |
| Authors |
Anna_Chashkina,_Omer_Bromberg,_Amir_Levinson,_Ehud_Nakar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.03296 |
背景:銀河の中心にある明らかに静止している超大質量ブラックホール(BH)のいくつかは、X線帯域で準周期的噴火(QPE)を示していますが、その性質はまだ不明です。噴火の起源として考えられるのは降着円盤ですが、そのような円盤の性質はフレアの再発の時間スケールと継続時間によって制限されます。目的:この研究では、既知のQPEが、外半径$r_{\rmout}\sim10-40r_{\rmg}$のコンパクトな降着円盤からの降着によって説明できる可能性をテストします。特定の天体GSN069。方法:薄いディスクと厚いディスクの{\ttHARMPI}コードを使用していくつかの3DGRMHDシミュレーションを実行し、厚さ、磁場構成、磁化、カーパラメーターなどの初期ディスクパラメーターが、GSN069の観測特性にどのような影響を与えるかを研究します。QPE。結果:当初はプラズマ$\beta$が低かった小さくて厚い降着円盤を通って、ゆっくりと回転するBHへの降着が、観察されたフレアの継続時間、バースト間の時間、および可変ジェット放出の証拠の欠如を説明できることを示しました。このような円盤を形成するには、降着物質の正味角運動量が小さくなければなりません。準周期的な供給メカニズムを備えたこのような低い角運動量物質の潜在的な発生源は、風によって打ち上げられる恒星の緊密な連星である可能性があります。
私たちは、連星中性子星合体後の合体段階で潜在的に活動する$\alpha\Omega$ダイナモに対する平均場モデルの影響を調査します。これは、追加の$\alpha-$termを使用して理想的な一般相対論的磁気流体力学(GRMHD)の方程式を導出することで実現します。これは、ニュートンの対応物によく似ていますが、標準の数値相対性理論シミュレーションとの互換性を維持しています。我々は、差動回転するマグネター残骸とその降着円盤の外層における磁気回転不安定性によって駆動される乱流ダイナモに対するヒューリスティックなダイナモ閉包関係を提案する。最初のデモンストレーションとして、このフレームワークを合併後の進化の初期段階($\lesssim50\,\rmms$)に適用します。我々は、ダイナモ作用の効率に応じて、磁場増幅と相関するバリオン負荷量とともに磁気的に駆動される流出が存在する可能性があることを実証する。これらの流出には、準定常状態に落ち着く前に、前兆フレアエピソードが含まれる場合もあります。この研究で調査されたダイナモパラメータでは、最大$10^{50}\,\rmerg/s$の電磁エネルギー束が観察されていますが、より大きな増幅パラメータはより強い束につながる可能性があります。我々の結果は、中性子星の残骸が短いガンマ線バーストやその前駆体を発生させるためには、かなりのダイナモ増幅（合体中または合体後のいずれか）が必要である可能性があるという予想と一致している。
天体物理学の探査遠赤外線ミッション向けの高感度運動インダクタンス検出器アレイ
| Title |
High-sensitivity_Kinetic_Inductance_Detector_Arrays_for_the_Probe_Far-Infrared_Mission_for_Astrophysics |
| Authors |
Logan_Foote,_Chris_Albert,_Jochem_Baselmans,_Andrew_Beyer,_Nicholas_Cothard,_Peter_Day,_Steven_Hailey-Dunsheath,_Pierre_Echternach,_Reinier_Janssen,_Elijah_Kane,_Henry_Leduc,_Lun-Jun_Liu,_Hien_Nguyen,_Joanna_Perido,_Jason_Glenn,_Jonas_Zmuidzinas,_Charles_(Matt)_Bradford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02175 |
能動的に冷却された望遠鏡を備えた遠赤外線（far-IR）天体物理学ミッションでは、銀河や形成中の惑星系が大部分の光を発する波長での観測速度が桁違いに向上します。現在研究中のPRObe遠赤外線天体物理学ミッション(PRIMA)では、遠赤外線全体にわたる低解像度および中解像度の分光法に重点を置いています。PRIMAの低温望遠鏡を最大限に活用するには、ピクセルあたりのノイズ等価電力(NEP)が1x10-19W/rtHz以下の遠赤外線検出器アレイが必要です。当社は、これらの感度を達成するために、少量のアルミニウム動的インダクタンス検出器(KID)アレイを開発しています。1,008ピクセルアレイのマルチトーン測定に焦点を当て、長波長(210um)アレイアプローチの開発について紹介します。当社では、ピクセルの73%で1x10-19W/rtHz未満のNEPを測定しています。
All People, One Sky: IAU CPS コミュニティ参加のための財団
この報告書はまず、2010年代後半に新たに出現した非常に大規模な低軌道衛星グループの配備に関する現状、国際天文学コミュニティによって提起された懸念、およびこの問題に対処するためにコミュニティがとった措置について説明します。次に、多くの利害関係者に影響を与える大型衛星群の影響を考慮した、2020年から21年にかけて開催された一連の4つの会議の結果と、それらの結果がどのようにしてIAU保護センターの設立につながったかについて説明します。衛星星座干渉(IAUCPS)とそのコミュニティエンゲージメント(CE)ハブからの暗くて静かな空。最後に、これらの会議の勧告に基づいたCEHubの初期計画と活動について簡単に説明します。
| Title |
Nonlinear_wavefront_reconstruction_from_a_pyramid_sensor_using_neural_networks |
| Authors |
Alison_P._Wong,_Barnaby_R._M._Norris,_Vincent_Deo,_Peter_G._Tuthill,_Richard_Scalzo,_David_Sweeney,_Kyohoon_Ahn,_Julien_Lozi,_Sebastien_Vievard,_Olivier_Guyon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02595 |
ピラミッド波面センサー(PyWFS)は、感度が高いため、補償光学(AO)システムでの使用がますます普及しています。PyWFSの主な欠点は、本質的に非線形であることです。つまり、古典的な線形波面再構成技術は、波面誤差が大きい場合、特にピラミッドが変調されていない場合、パフォーマンスの大幅な低下に直面します。この論文では、広く使用されている行列ベクトル乗算(MVM)制御を置き換えるためのニューラルネットワーク(NN)の潜在的な使用について検討します。私たちは、ニューラルネットワーク(NN)の非線形性をモデル化する能力により、MVM制御よりも明確な利点が得られるという仮説をテストすることを目的としています。すばるコロナグラフィックエクストリーム補償光学システム(SCExAO)機器で取得した日中のデータを使用して、MVM線形再構成器のパフォーマンスを高密度NNと比較します。最初の実験セットでは、14のゼルニケモードから生成された波面と、異なる変調半径(25、50、75、および100マス)でのPyWFS応答を生成します。NNではすべての変調においてはるかに正確な波面再構成が可能であり、PyWFSの非線形性が顕著になる領域では性能の差が増大することがわかりました。2番目の実験セットでは、大気のような波面のデータセットを生成し、NNが線形再構成器よりも優れていることを確認します。SCExAOリアルタイムコンピュータソフトウェアは、後者のベースラインとして使用されます。これらの結果は、NNが線形再構成器を改善し、近い将来にAOのパフォーマンスに飛躍的な進歩をもたらす立場にあることを示唆しています。
広視野VPHAS+測量データから解明された惑星状星雲候補を発見するためのAI技術
| Title |
AI_Techniques_for_Uncovering_Resolved_Planetary_Nebula_Candidates_from_Wide-field_VPHAS+_Survey_Data |
| Authors |
Ruiqi_Sun,_Yushan_Li,_Quentin_Parker,_Jiaxin_Li,_Xu_Li,_Liang_Cao,_and_Peng_Jia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02607 |
AIと深層学習技術は、データ雪崩に対処するために必要なツールとして、天文学においてますます重要な役割を果たし始めています。ここでは、銀河面の混雑した広視野狭帯域Hアルファ調査画像から分解された惑星状星雲(PNe)を見つけるためのアプリケーションについて説明します。PNeは、低質量星から中質量星の星の進化の後期段階を研究するのに重要です。しかし、確認されている約3,800の銀河PNeは、予想される数字をはるかに下回っています。解決されたPNeの従来の視覚的検索は、現代の天文調査、特に輝線星雲を強調表示する狭帯域フィルターで取得されたものではデータサイズが大きく、対象範囲が広いため、時間がかかります。PNe候補者向けに、より客観的で再現性があり、効率的で信頼性の高いトロールをテストおよび促進するために、新しい深層学習アルゴリズムを開発しました。この論文では、アルゴリズムをいくつかのH-alphaデジタル調査(IPHASやVPHAS+など)に適用しました。トレーニングおよび検証のデータセットは、HASHデータベースからの真のPNeを使用して構築されました。転移学習の後、それはVPHAS+調査に適用されました。各調査フィールドは1*1deg^2をカバーし、2,284の調査フィールドのうち979フィールドを調査しました。IPHASからの454個のPNeのサンプルを検証セットとして使用すると、アルゴリズムはこれらのオブジェクトのうち444個(97.8%)を正しく識別し、説明可能な「偽」陽性は16個のみでした。私たちのモデルは、2637の既知のPNeと、HII領域などのカタログ化された他の多くの種類の非PNeを含む、約20,000の検出を返しました。合計815個の新しい高品質PNe候補が見つかり、そのうち31個がその後の光学分光追跡調査のための最高品質のターゲットとして選択されました。我々の技術の有効性を実証するために、代表的な予備確認分光法の結果をここに示します。詳細は論文IIで説明します。
成功、失敗、人口動態の変化に関する 7 つの天文学的 10 年調査の概要
| Title |
An_Overview_of_Seven_Astronomical_Decadal_Surveys_on_Successes,_Failures,_and_Shifting_Demographics |
| Authors |
Michelle_Pan,_Virginia_Trimble |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02950 |
私たちは、7つの調査委員会が約10年間隔で提供した、天文および天体物理施設に対する米国連邦政府の資金提供に関する約60年にわたる推奨事項を新たに検討します。最も優先度の高い項目のおよそ3分の1が、報告書から約15年以内に(ほとんどが)連邦資金で完了したことは依然として真実です。残りの3分の1は、（主に）国、民間、または国際的な資金によって行われました。そして、約3分の1は実現しませんでした(そして、今はそれを望んでいないかもしれません)。他の非常に生産性の高い施設の中には、あまり推奨されなかったものの、別の方法でキューに入ったものもあります。また、10年ごとの報告書に記載されているように、実際に資金提供され、多かれ少なかれ建設された最優先施設の長期的な成果についても簡単に見ていきます。最後に、さまざまなパネルや委員会のジェンダーバランスについて簡単に説明し、一次データを収集している間に重要であると思われたいくつかのより広範な問題について言及します。2番目の論文では、パネルと委員会のメンバーが長年にわたりどのような機関から来ているかを検討します。
宇宙船の見かけの明るさのモデリング: OneWeb 星座衛星に関する研究
| Title |
Modelling_of_spacecraft_apparent_brightness:_a_study_on_OneWeb_constellation_satellites |
| Authors |
Gerardo_Littoriano,_Camilla_Colombo,_Alessandro_Nastasi,_Carmelo_Falco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.03050 |
地球の周りを周回する人工衛星は、特定の条件下では肉眼でも見えるようになります。光害現象は、天文学界の研究活動を危険にさらします。物体が残した痕跡は明瞭で明白ですが、科学目的の画像は損傷し、劣化します。衛星の明るさを推定できる数学的モデルの開発が必要であり、これは反射現象のあらゆる側面を捉えるための第一歩となります。輝度モデル(ミラノ工科大学による)は、見かけの等級進化の現実的なシミュレーションを実装するために利用され、光害の影響が少ない新世代宇宙船の原型を開発するために使用できる可能性があります。自然の球体の放射束密度の表現を提供する古典的な測光理論に基づいて、束密度と関連する見かけの等級を記述する大域法則を利用して解析を一般化します。研究は最終的に、宇宙船の形状を最もよく表現できるあらゆる形状の3次元物体に焦点を当てています。衛星の明るさの代表的な結果を得るために、検証プロセスが実行されました。OneWeb衛星の観測データは、パレルモ近郊のイズネッロにあるGALHassin天文台によって収集されています。観測は、さまざまな照明条件での衛星の明るさをマッピングするために行われ、また、空上のさまざまな位置（つまり、上昇中、頂点、沈下中）の単一の衛星をターゲットにしました。
スピン依存 DM 探索のための CaWO4 結晶の 17O 濃縮
長年にわたり、暗黒物質(DM)の性質を解明するためにさまざまな実験が試みられてきました。この研究では、核スピン5/2の同位体17Oを使用したスピン依存DM相互作用の直接探索にCaWO4結晶を使用する可能性を調査しています。天然存在量が0.038%と低いため、ミュンヘン工科大学の結晶製造プロセス中に17Oを濃縮したCaWO4結晶が開発されました。3つのCaWO4結晶が濃縮され、ライプツィヒ大学で核磁気共鳴分光法によってそれらの17O含有量が測定されました。この論文は、17O濃縮の概念と最初の結果を示し、CRESTによるスピン依存DM探索の感度を高めるために濃縮結晶を使用する可能性について議論します。
Euclid の近赤外分光計と光度計が飛行準備完了 - 最終性能のレビュー
| Title |
Euclid's_Near-Infrared_Spectrometer_and_Photometer_ready_for_flight_-_review_of_final_performance |
| Authors |
E._Medinaceli,_L._Valenziano,_N._Auricchio,_E._Franceschi,_F._Gianotti,_P._Battaglia,_R._Farinelli,_A._Balestra,_S._Dusini,_C._Sirignano,_E._Borsato,_L._Stanco,_A._Renzi,_A._Troja,_L._Gabarra,_S._Ligori,_V._Capobianco,_L._Corcione,_D._Bonino,_G._Sirri,_L._Patrizii,_M._Tenti,_D._Di_Ferdinando,_C._Valieri,_N._Mauri,_F._Giacomini,_D._Le_Mignant,_E._Prieto,_M._Carle,_F._Ducret,_W._Gillard,_A._Secroun,_T._Maciaszek,_S._Ferriol,_R._Barbier,_F._Grupp,_W._Holmes,_M._Pniel,_A._Waczynski,_S._Prado,_M._Seiffert,_M._Jhabvala,_RJ._Laureijs,_G._Racca,_JC._Salvignol,_T._Boenke,_P._Strada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.03202 |
ESAの使命であるEuclidは、最終統合段階に取り組んでいますが、完全に適格です。ユークリッドは可視光と近赤外線の波長域で観測することで銀河系外探査($0<z<2$)を行う予定です。赤外線放射を検出するために、0.9～2$\μ$mの範囲で動作する近赤外線分光光度計(NISP)機器が装備されています。このペーパーでは、調査戦略を紹介した後、NISPデータ処理ユニットのアプリケーションソフトウェアに焦点を当て、16台のTeledyneHAWAII-2RGアレイによって生成されたデータのオンボード処理の最終パラメータ化を取得するための実験プロセスに焦点を当てます。(HgCdTe)検出器。私たちは、飛行構成ハードウェア-完全な光学システム(Korshアナスティグマト望遠鏡)、検出器アレイ(0.56deg$^2$視野)、および読み出しシステム(16個のデジタル制御ユニットおよびサイドカーASIC)を使用した最新の地上テストキャンペーンの結果を報告します。。次に、オンボード処理のパフォーマンスが表示されます。また、最終テスト段階で見つかった重大な問題についても説明します。ESAが率いる独立レビュー「Tiger」チームとEuclidコンソーシアムのNISP専門家チームによる集中的な調整作業のおかげで、問題がどのように特定され、解決されたかを示します。リエージュでの周囲温度での延長されたPLMレベルのキャンペーンと、マルセイユで実施されたNISPEQMモデルの専用テストキャンペーンにより、最終的に問題の解決が確認されました。最後に、FOCAL5--CSLでのエンドツーエンドのペイロードモジュールテストキャンペーンから得られた、NISP機器の優れた分光測定(青グリズムと2つの赤グリズムを使用)および測光性能の例を報告します。これらの結果には、測光点像分布関数(PSF)の決定と分光分散検証が含まれます。
太陽フレアは、コロナ内の磁気リコネクションがプラズマを数十MKに加熱し、粒子を高エネルギーに加速する劇的な現象です。また、それらはコロナ（磁気リコネクションが起こる場所）と太陽下部大気（ほとんどのエネルギーが放射される場所）の間の輸送にも主に関与します。たとえば、フレアスペクトル線の遍在的な非熱的広がりなど、太陽フレアにおけるアルフビエニック波/乱流の存在についての実質的な証拠があります。アルフボ波がフレアに及ぼす物理的役割は、特に2007年から2010年以降、かなりの注目を集めてきました。この記事では、太陽フレアにおけるアルフボ波、乱流、輸送の特性と重要性について、分光観測によって明らかになった内容をレビューします。高いルンドクイスト数での磁気リコネクションと太陽方向リコネクションジェットの制動による波動励起のメカニズム。そして、下層大気への波エネルギー輸送とその結果として生じる加熱とダイナミクスのモデル。この記事は、新たな進歩の見通しについての議論で終わります。
活発に降着するアルゴル型食連星の星の性質 2M16212643+2136590
| Title |
Stellar_properties_of_an_actively_accreting_Algol-type_eclipsing_binary_2M16212643+2136590 |
| Authors |
Marina_Kounkel,_Matteo_Statti,_Avani_Kulkarni,_Keivan_G._Stassun,_Meng_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02166 |
相互作用する連星は単星とは大きく異なる進化をするため、このプロセスの複雑さを理解するには、正確に決定された恒星のパラメータを備えたそのような系のより大きなサンプルが必要です。我々は、分光学的に二重線の食連星2M16+21を含む階層トリプルの解析を提示します。私たちの計算によると、この系は大幅な物質移動を受けており、ドナーの現在の質量と半径は0.33Msunと2.55Rsun、降着体の半径は1.37Msunと2.20Rsunで、質量比は4.2になります。ドナーからのすでに大幅な質量損失があり、初期ガスの半分をはるかに超えて放出されているにもかかわらず、物質移動は依然として活発です。降着による衝撃により、降着体の表面には光球より約2倍高温のスポットが生成され、温度は約10,000Kに達し、大幅なUV過剰が生じています。この衝撃温度は、活発な降着を起こす前主系列星で見られる温度に匹敵します。わずか約2度というホットスポットのコンパクトさは、二元物質移動を示す系で観測された中で最も小さいものの1つであり、その形成の最近のことを示しており、降着流の衝突点を明示的に追跡するために使用できます。このシステムのドナーは亜亜巨人である可能性があります。それを同様の初期条件を持つ系と比較することは、そのような星の形成プロセスを理解するのに役立つかもしれません。
磁気流体力学的特性を使用した光球からコロナまでのプラズマのシミュレーション I: データ駆動型境界条件
| Title |
Simulating_the_photospheric_to_coronal_plasma_using_magnetohydrodyanamic_characteristics_I:_data-driven_boundary_conditions |
| Authors |
Lucas_A._Tarr_and_N._Dylan_Kee_and_Mark_G._Linton_and_Peter_W._Schuck_and_James_E._Leake |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02281 |
私たちは、特性法に基づいて磁気流体力学(MHD)システム内を情報がどのように伝播するかの一般的な記述を作成し、それを使用してMHD方程式と本質的に矛盾しない数値境界条件(BC)を定式化します。私たちの定式化には、太陽のシミュレーションに関する2つの大きな進歩が含まれています。まず、境界(太陽光球など)の時系列観測から推測されるプラズマの状態に最適に一致するデータ駆動型BCを導き出します。第二に、私たちの方法は観測値のランダムノイズと系統的偏りを直接処理し、MHDと厳密に一致し、観測値と最大限一致する境界進化の解を見つけます。膨張するスフェロマックのグラウンドトゥルース(GT)シミュレーションに対してこの方法を検証します。データ駆動型シミュレーションは、高ケイデンスで駆動すると、光球上でのGTシミュレーションを高い忠実度で再現できます。しきい値ケイデンスに達し、駆動シミュレーションでGTシミュレーションを正確に再現できなくなるまで、低い運転ケイデンスではエラーが徐々に増加します。ただし、BCの特徴的な定式化では、駆動される解が駆動層の真の解から離れている場合でも、境界発展をMHD方程式に準拠させる必要があります。この逸脱の増加は、システムの正しい進化を完全に特定するために境界における追加情報がいつ必要になるかを明確に示しています。この方法は、下限境界上の一部の変数の進化に関する情報が利用できない場合でも機能しますが、忠実度はさらに低下します。
『クールスターズIII』の小型ダイナモ。 F3V 星から M0V 星の光球の変化
| Title |
Small-scale_Dynamo_in_Cool_Stars_III._Changes_in_the_photospheres_of_F3V_to_M0V_stars |
| Authors |
Tanayveer_S._Bhatia,_Robert_H._Cameron,_Hardi_Peter,_Sami_K._Solanki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02286 |
静かな太陽磁束の一部は、対流帯で動作する小規模発電機(SSD)に起因する可能性があります。低温の主系列星で動作するSSDは、大気の構造、特に対流に影響を与えると予想されており、観測上の痕跡があるはずです。私たちは、3D放射を使用して、スペクトルタイプF3V、G2V、K0V、M0Vの下部光球における運動（KE）と磁気エネルギー（ME）の強度特性、速度、空間分布に対するこれらの場の分布とその影響を調査することを目的としています。-MHDシミュレーション。$\tau=1$面における電界強度のPDFは、すべてのケースで非常に似ています。M0V星は最も強い磁場を示しますが、ガス圧力と比較すると、F3V星の磁場は最大値に達します。すべての星は、中央の光球では垂直電界に比べて水平電界が過剰になっており、この過剰は後のスペクトル型になるほど顕著になります。これらの磁場により、上昇流速度が低下し、粒子がわずかに小さくなり、粒子間レーンに輝点が形成されます。KEとMEの空間分布もすべての場合で同様であり、重要なスケールの単純な圧力スケールの高さの比例関係を意味します。SSD場は、冷たい主系列星の光球に対してかなり似た影響を及ぼします。つまり、対流速度の大幅な減少と粒子サイズのわずかな減少、そして明るい星の形成に関連する粒子間レーンでの場の集中がkGレベルに達するということです。ポイント。場の強さとエネルギーの分布もかなり似ています。
2022 年 3 月 28 日のサブテラヘルツフレアのプレインパルス期とインパルス期
| Title |
Pre-impulsive_and_Impulsive_Phases_of_the_Sub-Terahertz_Flare_of_March_28,_2022 |
| Authors |
G.G._Motorina,_Yu.T._Tsap,_V.V._Smirnova,_A.S._Morgachev,_A.D._Shramko,_and_A.S._Motorin |
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https://arxiv.org/abs/2311.02435 |
太陽電波スペクトルの特性とフレア放射の時間的プロファイルは、100～1000GHzの周波数範囲での電波放射の増加として観察されるサブテラヘルツ(サブTHz)成分の熱的性質を示します。サブTHzフレアの開始は、インパルス段階よりも数分間先行する可能性があります。ただし、プリインパルス性およびインパルス性のサブTHz放射の起源は不明のままです。本研究は、バウマン・モスクワ国立工科大学電波望遠鏡RT-7.5（93GHz）を用いて2022年3月28日に観測されたM4.0Xクラスの太陽フレアの詳細な分析に特化している。これらのデータは、X線(GOES、GBM/フェルミ)、極紫外線(AIA/SDO)、およびマイクロ波領域での多波長太陽観測とともに提供されます。EUV放射の原因となる差動放射測定(DEM)は、AIA/SDOデータに基づいて逆問題を解くことによって決定されます。DEMを使用し、プレインパルス期とインパルス期における熱フリー放出メカニズムを仮定して、フレア源のコロナプラズマのミリメートル放出フラックスを計算しましたが、これは観測値よりもはるかに小さいことが判明しました。私たちは、コロナ内で加速された電子とコロナループ上部からの熱流束は、遷移領域と彩層上部に位置するサブTHz放射源の加熱には関与できないと結論付けました。太陽フレアの前衝撃期における彩層加熱の原因の可能性について議論します。
高温で巨大なクラス 0 円盤における塵の粒径と分極メカニズムの解明 IRAS 16293-2422 B
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Exploring_the_dust_grain_size_and_polarization_mechanism_in_the_hot_and_massive_Class_0_disk_IRAS_16293-2422_B |
| Authors |
Joaquin_Zamponi,_Mar\'ia_Jos\'e_Maureira,_Hauyu_Baobab_Liu,_Bo_Zhao,_Dominique_Segura-Cox,_Chia-Lin_Ko_and_Paola_Caselli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02521 |
多波長ダスト連続体と自己散乱から生じる偏光観測は、若い円盤の粒子サイズを調査するために使用されてきました。ただし、自己散乱による偏光は、面に面した光学的に厚いディスクでは低く、特に新しくてより大容量のディスクでは、偏光によるサイズ制約の一部が保留されます。高温($\gtrsim$400K)クラス0ディスクIRAS16293-2422Bに向けて検出された1.3mmの放射は自己散乱に起因しており、粒子サイズが200～2000$\mu$mであると予測されています。私たちは、高温で大規模なクラス0円盤モデルを使用して、自己散乱から得られる磁束および偏光分率における粒子サイズの影響を調査し、観測結果と比較します。私たちは、1.3～18mmの新規およびアーカイブの高解像度観察を一連の合成モデルと比較しました。私たちは、このプロセスを自動化するためのSynthesizerと呼ばれる新しい公開ツールを開発しました。これは、数値シミュレーションから合成観測を生成するための使いやすいプログラムです。光学的深さは、それぞれ1.3～18mmの130～2の範囲にあります。ミリ単位の粒子を含む重要な粒子成長集団からの予測は、すべての波長での観測値と同等です。自己散乱によって生じる偏光率は、最大粒径100$\μ$mの場合、1.3mmで最大$\sim$0.1%に達し、アルマ望遠鏡で観測されたものよりも一桁低くなります。ストークスIフラックスの比較から、若いクラス0円盤IRAS16293B、特に耐火性有機物が存在する内側の高温領域($<10$au、$T>$300K)で顕著な粒子成長が存在する可能性があると結論付けます。蒸発する。私たちのモデルの自己散乱によって生成される偏光は、1.3mmおよび7mmでの観察を説明できるほど高くはありません。また、二色性消光や細長く整列した粒子の偏光反転などの影響は、可能性はあるもののテストされていないシナリオとして残ります。
MELCHIORS: 高解像度恒星分光法のメルカトル図法ライブラリ
| Title |
MELCHIORS:_The_Mercator_Library_of_High_Resolution_Stellar_Spectroscopy |
| Authors |
P._Royer,_T._Merle,_K._Dsilva,_S._Sekaran,_H._Van_Winckel,_Y._Fr\'emat,_M._Van_der_Swaelmen,_S._Gebruers,_A._Tkachenko,_M._Laverick,_M._Dirickx,_G._Raskin,_H._Hensberge,_M._Abdul-Masih,_B._Acke,_M.L._Alonso,_S._Bandhu_Mahato,_P._G._Beck,_N._Behara,_S._Bloemen,_B._Buysschaert,_N._Cox,_J._Debosscher,_P._De_Cat,_P._Degroote,_R._De_Nutte,_K._De_Smedt,_B._de_Vries,_L._Dumortier,_A._Escorza,_K._Exter,_S._Goriely,_N._Gorlova,_M._Hillen,_W._Homan,_A._Jorissen,_D._Kamath,_M._Karjalainen,_R._Karjalainen,_P._Lampens,_A._Lobel,_R._Lombaert,_P._Marcos-Arenal,_J._Menu,_F._Merges,_E._Moravveji,_P._Nemeth,_P._Neyskens,_R._Ostensen,_P._I._P\'apics,_J._Perez,_S._Prins_S._Royer,_A._Samadi-Ghadim,_H._Sana,_A._Sans_Fuentes,_S._Scaringi,_V._Schmid,_L._Siess,_C._Siopis,_K._Smolders,_S._Sodor,_A._Thoul,_S._Triana,_et_al._(11_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02705 |
過去数十年にわたり、恒星のスペクトルのライブラリは、特定の天体または特定のスペクトルタイプの参照スペクトルのソースとしてなど、さまざまな科学の事例で使用されてきました。大規模なライブラリが存在し、大規模スペクトル調査プロジェクトの数が増加しているにもかかわらず、南半球の数百の天体のスペクトルを提供する非常に高解像度のスペクトルライブラリは現在1つだけです(UVES-POP)。私たちはサンプルを拡張し、北半球で得られた均一なスペクトルの収集により、実効温度と表面重力をより細かくカバーできるようにすることを目指しています。2010年から2020年にかけて、ラパルマ島のロックデロスムチャチョス天文台にあるメルカトルエルメス分光器を使用して、明るい星の数千のエシェルスペクトルを取得しました。そのパイプラインは高品質のデータ削減製品を提供しています。また、スペクトル連続体の真の形状に近づくために、機器の応答を補正する方法も開発しました。さらに、ほとんどのオブジェクトのスペクトル範囲全体を均一に正規化する正規化プロセスを考案しました。我々は、2043個の星をカバーする3256個のスペクトルからなる新しいスペクトルライブラリを紹介します。有効温度と輝度クラスの全範囲にわたって、高い信号対雑音比と高いスペクトル分解能を兼ね備えています。スペクトルは4つのバージョンで表示されます。生、機器応答から補正したもの、大気分子吸収による補正ありと補正なし、正規化(地熱補正を含む)です。
回転ゆっくり脈動する B 星における重力モードの非線形 3 モード結合: 静止解とモデリングの可能性
| Title |
Non-linear_Three-mode_Coupling_of_Gravity_Modes_in_Rotating_Slowly_Pulsating_B_Stars:_Stationary_Solutions_and_Modeling_Potential |
| Authors |
Jordan_Van_Beeck,_Tim_Van_Hoolst,_Conny_Aerts,_Jim_Fuller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02972 |
コンテクスト。ゆっくりと脈動するB(SPB)星は、重力慣性モード領域で複数周期の変動を示し、モード間の非線形共鳴の兆候を示します。いくつかは、線形設定で内部特性を推測するために、過去数年間に星地震モデリングを受けてきました。回転は通常、従来の回転近似(TAR)によってモデリングに含まれます。目的。我々は、TAR内の3つの重力慣性モード間の時間非依存(定常)共鳴非線形結合を記述することにより、星地震学に利用可能なツールのセットを拡張することを目指しています。このような結合により、線形固有モードの周波数のみに依存するのではなく、星地震モデリングプロセスでモード振幅比を使用する機会が提供されます。方法。観測による検出に続いて、回転星の3つの重力慣性モード間の共鳴定常非線形結合の式を導き出します。定常解の選択ルールと安定性領域を評価し、観測対象と比較できる非線形周波数と振幅比の観測値を予測します。結果。非線形周波数シフトのほとんどは、観測から得られる一般的な周波数誤差に比べて無視できます。理論的に予測された組み合わせ周波数の振幅比は、SPBターゲットの観測上の対応物の一部と一致します。他の観察された比率は、他の飽和メカニズム、異なるモード間の相互作用、または駆動ゾーン内の異なる不透明度勾配に関連付けられている可能性があります。結論。私たちの非線形モード結合形式は、ケプラーによって4年間監視された単一SPB星で観測された共鳴モード結合の定常振幅比の一部を説明できます。
単一流体の部分電離太陽プラズマ内で伝播する Alfv{\'e}n 波の位相混合
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Phase_mixing_of_propagating_Alfv{\'e}n_waves_in_a_single-fluid_partially_ionized_solar_plasma |
| Authors |
Max_McMurdo,_Istvan_Ballai,_Gary_Verth,_Abdulaziz_Alharbi_and_Viktor_Fedun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02989 |
アルフベン波の位相混合は、太陽大気加熱の最も有望なメカニズムの1つです。この場合の波の減衰には、磁場の方向に対して小さな横スケールが必要です。ここで、この要件は、平衡プラズマ密度プロファイルの横方向の不均一性を考慮することによって達成されます。部分的に電離した彩層プラズマの単一流体近似を使用して、位相混合せん断アルフベン波の減衰の有効性を研究し、波の散逸に対する電離度の変化の影響を調査します。私たちの結果は、せん断アルフベン波の散逸長がプラズマの電離度に強く依存することを示していますが、より重要なのは、部分的に電離したプラズマでは、せん断アルフベン波の減衰長がプラズマの場合よりも数桁短いことです。これは、相混合が太陽彩層の加熱に大きく寄与している可能性があるという証拠を提供します。相混合の有効性は、非常に弱い電離プラズマから非常に強い電離プラズマまで、さまざまな電離度について調査されています。我々の結果は、太陽表面から1916～2150kmの高さに相当する電離度が0.518～0.657の範囲の部分電離プラズマ内で位相混合伝播するアルフベン波が、静かな太陽における彩層の放射損失のバランスを取るのに十分な加熱を提供できることを示している。。
恒星の活動指標としての近赤外 Ca II トリプレット: ライブラリーと比較研究
| Title |
Near-Infrared_Ca_II_Triplet_As_An_Stellar_Activity_Indicator:_Library_and_Comparative_Study |
| Authors |
Xin_Huang_(corr-auth),_Yu-JI_He,_ZhongRui_Bai,_Hailong_Yuan,_MingKuan_Yang,_Ming_Zhou,_Yiqiao_Dong,_Mengxin_Wang,_Han_He,_Jinghua_Zhang,_Yao-Quan_Chu,_Yongheng_Zhao,_Yong_Zhang,_Haotong_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.03120 |
私たちは、星の彩層活動を特徴づける指標となるCaIITripletの新しい星インデックスライブラリを構築し、公開しました。このライブラリは、LargeSkyAreaMulti-ObjectFiberSpectroscopeTelescope(LAMOST)の低解像度分光測量(LRS)DataRelease9(DR9)のデータに基づいています。星の彩層活動をよりよく反映するために、新しいインデックス$R$と$R^{+}$を定義しました。このライブラリには、562,863個のF、G、K型太陽類似星の699,348スペクトルからの各CaII赤外線三重項(IRT)の$R$と$R^{+}$の測定値と信号対雑音比(SNR)が含まれています。）100を超える値、およびLAMOSTLRSカタログから継承された恒星大気パラメータと基本情報。CaIITripletの3つの個別インデックス間の差異を比較し、$R^{+}_{\lambda8542}$とCaIIH&K$S$および$R^+_{HK}の比較分析も実施しました。$インデックスデータベース。低活動星の割合は$T_{eff}$とともに減少し、高活動星の割合はまず温度の低下とともに減少し、5800Kでは温度の低下とともに増加に転じることがわかりました。また、CaIIH&KとIRTの両方で高い活動指数を示す星のかなりの部分が活動の低い連星であることもわかり、その一部はCaIIH&K$S$指数と$R^{+}_{\で区別できる可能性があります。lambda8542}$スペース。この新しい恒星のライブラリは、星の彩層活動を研究するための貴重なリソースとして機能し、星の磁気活動やその他の天体物理現象の理解を向上させるために使用できます。
太陽プロミネンスにおける 2 つの流体力学
| Title |
Two_fluid_dynamics_in_solar_prominences |
| Authors |
S._J._Gonz\'alez_Manrique_(1_and_2_and_3_and_4),_E._Khomenko_(2_and_3),_M._Collados_(2_and_3),_C._Kuckein_(2_and_3),_T._Felipe_(2_and_3),_P._G\"om\"ory_(4)_*1 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.03183 |
太陽のプロミネンスには大量の中性種が含まれています。衝突結合が十分に強くない場合、プロミネンスプラズマを構成するイオン化流体と中性流体のダイナミクスはわずかに異なる可能性があります。大規模な速度はドップラー効果によって定量化できます。小規模な速度はスペクトル線の幅に痕跡を残します。ここでは、観察された荷電種と中性種のデカップリングの可能性を調査することを目的として、イオン化元素の1つのスペクトル線と中性元素の2つのスペクトル線を使用して、プロミネンス内の分解速度と未分解速度を測定します。プロミネンスは、2017年6月17日にドイツの真空塔望遠鏡で観察されました。CaII854.2nm、H{\alpha}656.28nm、およびHeD3の強度スペクトルを同時に記録しながら、10位置スキャンの繰り返しからなる時系列が実行されました。587.56nmライン。3つのスペクトル線の視線速度とドップラー幅は、あらゆる空間位置と時間的瞬間で決定されました。すべてのスペクトル線が同じ血漿量をサンプリングしていることを確認するために、光学的に薄い血漿のある場所を特定するための選択基準を適用しました。3つのスペクトル線の速度は、この領域では非常に似ていることが判明し、イオン化したCaIIは、ある時点で、H{\alpha}およびHeIの中性線の速度変動と比較して体系的に大きな速度変動を示しました。後者は互いに非常に近いことが判明しました。ドップラー幅の分析により、CaIIラインが過剰な未解決の動きを示していることが示されました。観察されたプロミネンスにおけるイオン化プラズマ成分と中性プラズマ成分のダイナミクスは、互いに非常に近かった。見つかった差異は、イオンと中性物質の間の局所的なデカップリングが特定の空間位置または瞬間に現れる可能性があることを示している可能性があります。
ハッブル張力のシナリオとして動的暗黒エネルギーを使用した計量 $f(R)$ 重力
| Title |
Metric_$f(R)$_gravity_with_dynamical_dark_energy_as_a_scenario_for_the_Hubble_tension |
| Authors |
Giovanni_Montani,_Mariaveronica_De_Angelis,_Flavio_Bombacigno,_Nakia_Carlevaro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11101 |
我々は、計量$f(R)$重力と動的ダークエネルギー寄与の組み合わせに基づいて、ハッブル張力を解釈するための理論的枠組みを導入します。修正された重力は、局所的なSNIaパンテオン+データとプランク測定に対応するために、ハッブル定数の適切なスケーリングを担う非最小結合スカラー場を提供します。動的な暗黒エネルギー源は、初期宇宙における低赤方偏移クインテッセンス領域($-1<w<-1/3$)とファントム寄与($w<-1$)を分けるファントム分割線を示しており、低赤方偏移におけるタキオン不安定性がないことを保証します。結果として得られる$H_0(z)$プロファイルはプランク値に急速に近づき、$z\gtrsim5$ではプラトー動作を示します。このシナリオでは、ハッブル張力は低い赤方偏移効果として現れ、原理的にはSNIa予測をクエーサーやガンマ線バーストなどの遠方の発生源と比較することでテストできます。
| Title |
Efficient_Machine_Learning_Ensemble_Methods_for_Detecting_Gravitational_Wave_Glitches_in_LIGO_Time_Series |
| Authors |
Elena-Simona_Apostol_and_Ciprian-Octavian_Truic\u{a} |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02106 |
技術が進歩し、重力波を観測するプロセスがより正確になるにつれて、重力波(GW)解析現象の人気が高まっています。GW信号の感度と観測頻度は常に向上していますが、収集されたGWデータにノイズが含まれる可能性は依然として残っています。この論文では、GWの天文台からのデータセット内のさまざまな種類のノイズとパターンを検出するための2つの新しい機械学習および深層学習アンサンブルアプローチ(つまり、ShallowWavesおよびDeepWavesEnsembles)を提案します。私たちの研究では、マルチクラス分類のためのさまざまな機械学習および深層学習技術も調査し、一般的に使用される3つのパフォーマンス指標(精度、精度、再現率)の観点から最良の結果を強調する包括的なベンチマークを提供します。私たちは、先進レーザー干渉計GW天文台(LIGO)によって収集された実世界のデータからの注釈付き時系列で構成されるデータセットでモデルをトレーニングし、テストします。我々は、提案されたDeepWavesEnsembleによって最高の総合精度が得られ、それに近いのがShallowWavesEnsembleであることを経験的に示しています。
考古天文学とニュースペイン北西部のイエズス会宣教における教会の方向性
| Title |
Archaeoastronomy_and_the_orientation_of_churches_in_the_Jesuit_missions_of_north-western_New_Spain |
| Authors |
Maria_Florencia_Muratore,_Adrian_Di_Paolo,_Alejandro_Gangui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02134 |
我々は、ヌエバ・スペインの歴史的な副王領の土地にある17世紀と18世紀のイエズス会教会の方向性に関する広範な考古天文学的研究を紹介する。私たちのサンプルには、主に現在のメキシコにある41の礼拝堂と教会が含まれています。これらの教会は協会によって建設されたことが文書情報によって示されており、衛星画像とデジタル標高モデルを使用して主軸の方位角と地平線の高さを測定しました。。私たちの結果は、方位図もサンプル偏角ヒストグラムから導出された統計分析も、適切なレベルの信頼度で特定の方位パターンを選択できないことを示しています。私たちは、南アメリカのイエズス会宣教会に関する以前の研究を含む、より広範な文化的および地理的文脈の中でこれらの北米の教会について議論し、私たちの結果について考えられるいくつかの説明を提案します。ここで提示したデータの分析に基づいて、ヌエバ・スペイン副王領のイエズス会教会の方向性は明確に定義された処方箋に従っていない可能性が高いと結論付けます。
アクシオンは、主要な暗黒物質候補として、光子との結合に基づいて現在進行中および提案されている多くの実験的探索の標的となっている。光子と結合する超軽量アクシオンも光の偏光回転を引き起こす可能性があり、宇宙マイクロ波背景放射によって調べることができます。この研究では、アクシオンのボース・アインシュタイン凝縮によりブラックホールの周囲に大きなアクシオン場が必然的に発生し、誘起複屈折効果が強化されることを示します。したがって、我々は、アクシオン暗黒物質のアクシオン光子結合に対する新しいプローブとして、超大質量ブラックホールイメージング偏光角の変調を測定することを提案します。ブラックホールの周囲の振動するアクシオン場は、ブラックホール画像上で偏光回転を引き起こします。これは、独特の時間変動性と周波数不変性を示すため、検出可能であり、偏光角に対する天体物理学的影響と区別できます。イベントホライズンテレスコープで探査できるアクシオン質量範囲$10^{-21}-10^{-16}\text{eV}$内のアクシオン-光子結合の範囲を示します。ブラックホール偏光測定によってプローブされるアクシオンパラメータ空間は、偏光測定の感度の向上と、決定されたブラックホール質量を持つより多くのブラックホール偏光測定ターゲットとともに拡大します。
真空崩壊のための一般化された冷原子シミュレーター
| Title |
Generalized_cold-atom_simulators_for_vacuum_decay |
| Authors |
Alexander_C._Jenkins,_Ian_G._Moss,_Thomas_P._Billam,_Zoran_Hadzibabic,_Hiranya_V._Peiris,_and_Andrew_Pontzen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02156 |
冷原子アナログ実験は、相対論的真空崩壊を研究するための有望な新しいツールであり、実験室で初期宇宙理論を経験的に調べることができます。しかし、既存のアナログ提案では原子の散乱長に厳しい要件が課されており、実験的に実現するのは困難です。ここで我々はこれらの提案を一般化し、ボソン同位体の2つの状態間の安定な混合物が相対論的類似物として使用できることを示します。これにより、適切な実験設定の範囲が大幅に拡大され、低温原子による真空崩壊を研究する取り組みが促進されます。
重力波のパリティ違反と第3世代検出器の観測限界
| Title |
Parity_violation_in_gravitational_waves_and_observational_bounds_from_third-generation_detectors |
| Authors |
Matteo_Califano,_Rocco_D'Agostino,_Daniele_Vernieri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02161 |
この論文では、重力波(GW)の伝播におけるパリティ違反の影響を分析します。この目的のために、我々は、GW波形の位相と振幅に対する修正された重力補正をエンコードする、新しく提案されたパラメータ化ポストアインステニアン(PPE)形式を採用します。特に、私たちはパリティ違反理論の3つのよく知られた例、すなわちチャーン・シモンズ理論、対称テレパラレル理論、およびホー・ヴァ・リシッツ重力理論に焦点を当てて研究を行っています。各モデルについて、重力ラグランジアンにパリティ違反項を含めることから生じるPPEパラメーターを特定します。したがって、アインシュタイン望遠鏡やコズミックエクスプローラーなどの第3世代GW干渉計のシミュレートされた感度を使用して、PPE係数と連星系の物理パラメーターの数値限界を取得します。そうすることで、一般相対性理論からの逸脱が所定の信頼限界内で排除できないことがわかります。さらに、我々の結果は、LIGO-Virgo-KAGRAネットワークから推論された値と比較して、GWパラメーターの相対精度が1桁向上していることを示しています。この点において、今回の研究は、前例のない精度で基礎物理学を調査する次世代GW検出器の力を実証しています。
| Title |
Revisiting_the_dynamics_of_interacting_vector-like_dark_energy |
| Authors |
Carlos_Rodriguez-Benites,_Manuel_Gonzalez-Espinoza,_Giovanni_Otalora_and_Manuel_Alva-Morales |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02397 |
私たちは、宇宙の加速膨張を説明するために提案された理論的枠組みである、相互作用するベクトル状のダークエネルギーの力学を修正します。ベクトル状のダークエネルギーとダークマターの相互作用を調べることで、宇宙膨張の歴史や加速する宇宙の熱力学への影響を解析します。私たちの結果は、相互作用の存在がベクトル状のダークエネルギーの進化に大きな影響を与え、その状態方程式とエネルギー密度に明確な特徴をもたらすことを示しています。私たちは私たちの発見を観測データと比較し、将来の宇宙論的研究において相互作用を考慮することの重要性を強調します。
スカラーヘアを持つ磁気的に荷電したオイラー・ハイゼンベルク ブラック ホールの周囲の粒子の動きとイベント ホライズン テレスコープ
| Title |
Motion_of_particles_around_a_magnetically_charged_Euler-Heisenberg_black_hole_with_scalar_hair_and_the_Event_Horizon_Telescope |
| Authors |
Dionysios_P._Theodosopoulos,_Thanasis_Karakasis,_George_Koutsoumbas,_Eleftherios_Papantonopoulos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02740 |
私たちは、スカラーヘアを持つ磁気的に荷電したオイラー・ハイゼンベルク(EH)ブラックホール(BH)の背景における非荷電粒子と光子の動きを研究します。時空は漸近的に(A)dSまたはフラットになる可能性があります。BH周囲の粒子の動きと粒子の半径方向の動きの実効ポテンシャルの挙動を調査した後、測地線に対するBHパラメータの寄与を決定します。フォトンは、EH非線形電気力学の補正によって引き起こされる有効なジオメトリのヌル測地線に従います。したがって、有効な形状を決定した後、BHの影を計算します。理論的に計算されたBHの影を、イベントホライゾンテレスコープの共同研究によって取得されたM87*およびSgrA*の影の画像と比較することにより、BHパラメーター、つまりスカラーヘア($\nu$)、磁気電荷に制約を課します。($Q_{m}$)とEHパラメータ($\alpha$)。
電弱バリオ発生、暗黒物質、暗黒 CP 対称性
暗黒物質を説明し、高温での自発的CP破れを介して電弱バリオ発生を達成するという動機で、我々は複素一重項スカラー($S=\frac{\chi+i\eta_s}{\sqrt{2}})を提案します。$)離散ダークCP対称性に関する2ヒッグスダブレットモデルの拡張:$S\to-S^*$。ダークCP対称性により、一方では$\chi$が暗黒物質候補であることが保証され、他方では$\eta_s$がヒッグスダブレット場の擬スカラーと混合することが可能になり、これがCP-高温での電弱バリオ発生に必要な違反源。宇宙は、バリオン数が生成される強い一次電弱相転移を含む多段階の相転移を経験します。現在の温度では、観察された真空が生成され、CP対称性が回復して、厳しい電気双極子モーメントの実験限界が満たされます。関連する制約を考慮して、ヒッグス共鳴領域付近の$m_{\chi}$の単純なシナリオを研究し、暗黒物質遺物の存在量とバリオンの非対称性が同時に説明できることを発見した。最後に、将来の宇宙ベースの検出器での重力波の痕跡とLHCの痕跡について簡単に説明します。
この記事では、原始ブラックホールの生成メカニズムに関する洞察を得るために、確率的重力波背景を独自のプローブとして使用しました。我々は、原始ブラックホールの生成メカニズムに由来する一次部分と、原始ブラックホールが通過するさまざまなメカニズムに由来する二次部分からなる累積重力波背景を検討してきました。我々は、軽いまたは超軽いスカラー粒子が存在すると、超放射不安定性が最も検出可能な重力波背景の二次部分を生成することを示しました。累積バックグラウンドのユニークな特徴を示すために、我々は、一次相転移中の遅延真空減衰が原始ブラックホールの起源であると考えました。関連する光スカラーの質量、ピーク周波数などの累積バックグラウンドの特徴が遷移パラメーターに依存することを示しました。また、私たちの主張をさらに詳しく説明するために、いくつかのベンチマークケースの累積的な背景も生成しました。
独立したアフィン接続による膨張と再加熱
この論文は、メトリックに依存しない動的アフィン接続のコンポーネントがどのように観測と一致してインフレを引き起こすことができるかについて議論した講演に基づいています。これにより、インフレトンの幾何学的原点が提供されます。また、スピン0と奇数パリティを持つこの場の崩壊によってヒッグス粒子がどのようにして宇宙を十分な高温まで再加熱できるのかも説明しました。
重力波源のパルサーペア間の半球平均ヘリングスダウン曲線
| Title |
Hemisphere-averaged_Hellings-Downs_curve_between_pulsar_pairs_for_a_gravitational_wave_source |
| Authors |
Tatsuya_Sasaki,_Kohei_Yamauchi,_Shun_Yamamoto,_Hideki_Asada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02939 |
ヘリングスダウンズ(HD)曲線は、パルサータイミングアレイを使用したナノヘルツ重力波(GW)の探索において重要な役割を果たします。天半球内のパルサーペアの相関の角度パターンについて議論します。半球平均相関曲線は、超大質量ブラックホールの連星のようなGWコンパクト源の空の位置に依存します。単一の光源が支配的である場合、その空の位置は、半球の平均角度相関の変動が最大となる半球の北極になります。
現在の観測データは、暗黒エネルギー(DE)がその決定的な証拠を考慮せずに宇宙定数であることを示しています。$\Lambda$の動的性質を時間とスケール係数の関数として個別に考慮し、重力波に対する影響を検討します。この記事は、DEのみがハッブルのパラメータおよび/またはその導関数に基づいていた以前の著作\textit{JHEAp36(2022)48-54}の続きです。スケール係数($a^{-m}$)に基づくDEモデルの場合、結果は、パラメーター$m$が他のモデルと比較して$2<m\leqslant3$としてより限定されていることと、宇宙初期のDE密度の値は小さい。DEが低周波重力波に影響を与えるのは、物質が支配する時代の$10^{-3}$Hz未満のモード$m=3$のみです。ハッブルパラメーター関数に基づいて開発されたモデルでは、振幅と「B-B」偏波多極子係数を最大値から最小値まで減少させる広い範囲が定められています。$M_{bh}>10^{3}M_{sun}$の大質量ブラックホール連星の合体など、低周波数および超低周波数のGWの主要な情報源があり、mHz周波数によってDEの種類を決定します。宇宙実験(LISAなど)およびnHz範囲のNANOGrav15年データによる。
European Moon Rover System: 将来の複雑な月探査ミッションのためのモジュール式多目的探査機
| Title |
The_European_Moon_Rover_System:_a_modular_multipurpose_rover_for_future_complex_lunar_missions |
| Authors |
Cristina_Luna,_Manuel_Esquer,_Jorge_Barrientos-D\'iez,_Alba_Guerra,_Marina_L._Seoane,_I\~naki_Colmenarejo,_Steven_Kay,_Angus_Cameron,_Carmen_Cama\~nes,_\'I\~nigo_Sard,_Danel_Ju\'arez,_Alessandro_Orlandi,_Federica_Angeletti,_Vassilios_Papatoniou,_Ares_Papantoniou,_Spiros_Makris,_Armin_Wedler,_Bernhard_Rebele,_Jennifer_Reynolds,_Markus_Landgraf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.03136 |
この文書は、欧州月面探査機システムプレフェーズAプロジェクト中に実施された研究を紹介します。このプロジェクトでは、モジュール式のアプローチで、さまざまな目的を持つさまざまなミッションを実行できる月面探査機システムを開発しました。これには、200kgを超えるレゴリスの発掘と輸送、月の裏側に天体物理観測所の建設、月の南極への科学機器の設置、衛星の火山史の研究などが含まれます。これを達成するために、移動とモビリティの観点からプラットフォームの設計にモジュール式のアプローチが採用されており、これにはもちろん船内の自律性も含まれます。モジュラープラットフォームにより、さまざまなペイロードに対応し、実行するミッションに最も有利な位置にそれらを割り当てることができます（たとえば、必要なペイロードのために月面に直接アクセスできます）。また、月面への再配置も可能です。ペイロードを削除し、完全に異なるタスクを実行するように探査車の設計自体を再構成します。
天体物理学的コンパクトバイナリからエキゾチックな重力波信号を検索するためのテンプレートバンク
| Title |
Template_bank_to_search_for_exotic_gravitational_wave_signals_from_astrophysical_compact_binaries |
| Authors |
Abhishek_Sharma,_Soumen_Roy,_and_Anand_S._Sengupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.03274 |
コンパクトなバイナリ合体からの重力波信号のモデル化された探索は、一般相対性理論(GR)によって決定されるテンプレート波形に依存します。信号が検出されると、一般にGRのモデルに依存しないテストを実行し、GR波形とデータの間の一貫性を探すか、現象論的な逸脱を導入してGRからの逸脱を検出します。GRを超えた物理現象の重要な存在により波形が変化する可能性があり、GRテンプレートベースの検索では見逃される可能性があります。最近の研究[Phys.Rev.D107,024017(2023)]は、下位ポストニュートン項でのパラメータ化された偏差を仮定して、バイナリブラックホールの合体をターゲットにし、検索感度に対する軽度の影響を実証しました。驚くべきことに、成分質量が1～$2.4\:\rm{M}_\odot$の範囲にある連星中性子星(BNS)系の探索空間の場合、パラメータ化された偏差はGW170817から測定された偏差パラメータの幅$1\sigma$に及びます。イベントが発生した場合、GRテンプレートバンクは非GRシグナルの検出には非常に効果がありません。ここでは、BNS検索空間用の非GRテンプレートバンクを構築するための新しいハイブリッド方法を紹介します。ハイブリッド法では、三次元格子配置の幾何学的なアプローチを使用してパラメータ空間ボリュームの大部分をカバーし、続いてランダム法を使用してパラメータ空間の境界領域をカバーします。非GRバンクのサイズは従来のGRバンクよりも$\sim$15倍大きく、ターゲット探索空間内の非GR信号の検出に効果的であることがわかりました。
超新星におけるニュートリノの自己相互作用からの重力記憶信号
| Title |
Gravitational_memory_signal_from_neutrino_self-interactions_in_supernova |
| Authors |
Soumya_Bhattacharya,_Debanjan_Bose,_Indranil_Chakraborty,_Arpan_Hait,_and_Subhendra_Mohanty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.03315 |
質量$M_\phi\simeq10{\rmMeV}$を持つ光スカラーまたはベクトルの交換から生じる大きな自己相互作用を持つニュートリノは、宇宙論において構造形成やハッブル張力の解決に有用な役割を果たすことができます。ニュートリノの大規模な自己相互作用が、ニュートリノの明るさやニュートリノバーストの持続時間などの超新星観測の特性を変化させる可能性があると提案されている。この論文では、超新星ニュートリノから生じる重力波記憶信号を研究します。我々の結果は、自己相互作用ニュートリノの記憶信号が、高周波数範囲では自由ストリーミングニュートリノよりも弱いことを明らかにしました。計画されている宇宙搭載検出器であるDECIGOとBBOについて、そのような信号を検出し区別することへの影響についても説明します。
