$H_0$-$\sigma_8$ 平面で張力解決モデルを評価するための視覚的なツール
| Title |
A_visual_tool_for_assessing_tension-resolving_models_in_the_$H_0$-$\sigma_8$_plane |
| Authors |
Igor_de_O._C._Pedreira,_Micol_Benetti,_Elisa_G._M._Ferreira,_Leila_L._Graef,_Laura_Herold |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04977 |
「ハッブル張力」を解決するために提案されたBeyond-$\Lambda$CDMモデルは、多くの場合、物質クラスタリングの振幅の不一致、「$\sigma_8$張力」に影響を与えます。2つの張力間の相互作用を調査するために、2つのパラメーター$H_0$と$\sigma_8$の間の関係を視覚化する簡単な方法を提案します。$\Lambda$CDMモデルとデータセットの特定の拡張に対して、$\Lambda$CDMを超えた物理のさまざまな振幅に対する$H_0$と$\sigma_8$の関係。この可視化手法を使用して、非最小ヒッグス様インフレーション、初期ダークエネルギー、変化する有効電子質量、追加の相対論的種、修正されたダークエネルギーモデルなど、選択された宇宙論モデルの傾向を示します。私たちは、提案された手法が、$H_0$張力と$\sigma_8$張力のコンテキストで多くのパラメーターを持つ複雑な宇宙論モデルの挙動を説明するための有用な診断ツールになる可能性があると考えています。
スカラー誘起重力波の欠落した 2 ループ寄与による原始非ガウス性に対する新しい制約
| Title |
New_constraints_on_primordial_non-Gaussianity_from_missing_two-loop_contributions_of_scalar_induced_gravitational_waves |
| Authors |
Zhe_Chang,_Yu-Ting_Kuang,_Di_Wu,_Jing-Zhi_Zhou,_Qing-Hua_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05102 |
NANOGrav15年データセットを使用して\acp{SIGW}のエネルギー密度スペクトルを解析し、それによって原始非ガウスパラメーター$f_{\mathrm{NL}}$を制約します。初めて、2点相関関数$\langleh^{\lambdaに対応する$f_{\mathrm{NL}}A_{\zeta}^3$に比例する17個の欠損2ループ図を計算します。,(3)}_{\mathbf{k}}h^{\lambda',(2)}_{\mathbf{k}'}\rangle$は局所型の原始非ガウス性です。\acp{SIGW}の総エネルギー密度スペクトルは、これらの2つのループ図によって大幅に抑制できます。\acp{SIGW}が\ac{PTA}の実験で観察された\acp{SGWB}よりも優勢である場合、[-5,-1]$のパラメーター間隔$f_{\mathrm{NL}}\はNANOGravに基づいて顕著に除外されます。15年間のデータセット。\acp{PBH}の豊富さと宇宙論的摂動展開の収束を考慮した後、$f_{\mathrm{NL}}$に可能な唯一のパラメータ範囲は$-1\lef_{\mathrmである可能性があることがわかります。{NL}}<0$。
3D 条件付き拡散モデルを使用した大宇宙論的場の超解像度エミュレーション
| Title |
Super-Resolution_Emulation_of_Large_Cosmological_Fields_with_a_3D_Conditional_Diffusion_Model |
| Authors |
Adam_Rouhiainen,_Michael_Gira,_Moritz_M\"unchmeyer,_Kangwook_Lee,_Gary_Shiu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05217 |
宇宙論における高解像度(HR)シミュレーション、特にバリオンを含む場合、数百万のCPU時間かかる場合があります。一方、同じ宇宙論的体積の低解像度(LR)暗黒物質シミュレーションでは、最小限のコンピューティングリソースが使用されます。私たちは、大規模な宇宙論的シミュレーションボリューム用のノイズ除去拡散超解像度エミュレータを開発します。私たちのアプローチは、画像から画像へのパレット拡散モデルに基づいており、これを3次元に変更します。私たちの超解像度エミュレータは、アウトペイントを実行するように訓練されているため、反復的なアウトペイント手順を使用して、非常に大きな宇宙論的ボリュームをLRからHRにアップグレードできます。アプリケーションとして、IllustrisTNG300トレーニングデータの8倍のボリュームを持つシミュレーションボックスを生成し、9000回以上のアウトペイント反復で構築し、さまざまな要約統計を使用してその精度を定量化します。
凝縮物と粒子ダークマターのハイブリッドモデル: 流体力学的限界における線形摂動
| Title |
Hybrid_model_of_condensate_and_particle_Dark_Matter:_linear_perturbations_in_the_hydrodynamic_limit |
| Authors |
Nick_P._Proukakis,_Gerasimos_Rigopoulos_and_Alex_Soto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05280 |
私たちは、コヒーレントな凝縮状態とインコヒーレントな粒子状状態の両方のモードを含む、自己相互作用するスカラー場の暗黒物質の摂動を解析します。著者らの以前の研究で第一原理から最初に導出された、凝縮物、粒子、およびそれらの相互重力ポテンシャルの連成方程式から出発して、2つの連成流体の流体力学的限界を導出し、膨張する宇宙におけるそれらの線形化された密度摂動を研究します。凝縮物のみまたは粒子のみの制限から離れて、パラメーターの特定の範囲では、このような自己相互作用混合物は、局所的な波数での標準線形$\Lambda$CDM値を上回る密度パワースペクトルを大幅に強化できることがわかりました。これらのスケールの$\Lambda$CDMで予想されるよりも早く、構造形成が非線形領域に移行します。また、このような混合物は、異なるボソン質量と自己結合強度を持つモデル間、特に自己結合モデルとより重いボソンで構成される非結合ファジィ暗黒物質の間で縮退を引き起こす可能性があることにも注意します。これらの発見は、スカラー場の暗黒物質モデルにおけるより豊かな現象学の可能性を開き、そのパラメータに観測限界を設定する取り組みにさらに情報を提供する可能性があります。
ダークディメンションと崩壊するダークマターグラビトン
私たちは、線形領域の摂動を考慮に入れて、ダークディメンションシナリオの宇宙論を探ります。ダークディメンションのシナリオの文脈では、私たちの宇宙における暗黒物質の自然な候補は、巨大なスピン2KK重力子の塔の励起です。これらの暗い重力子は宇宙初期に生成され、宇宙論的進化の過程で崩壊して明るいKK重力子になります。この崩壊により、宇宙が進化するにつれて暗黒物質の平均質量が減少します。さらに、各崩壊で解放される運動エネルギーは、暗黒物質粒子の加速速度につながり、構造形成の抑制につながります。現在のCMB(プランク)、BAO、宇宙せん断(KiDS-1000)データを使用して、今日の暗黒物質のキック速度$v_\mathrm{today}\leq2.2\times10^{-4}c$に限界を設けます。95\%CL。これにより、ダークディメンションシナリオのパラメータ空間のかなり特定の領域が得られます。宇宙論、天体物理学、卓上実験による実験限界を組み合わせると、暗黒次元のサイズは$l_5\sim1-10\,\mum$の範囲になります。ダーク・ディメンションのシナリオは現在の観察と著しく一致していることが判明し、近い将来の実験が可能な兆候を提供します。
スニャエフ・ゼルドビッチ効果を通じてモデルに依存しない方法でバリオンと暗黒物質の縮退を解く
| Title |
Breaking_the_baryon-dark_matter_degeneracy_in_a_model-independent_way_through_the_Sunyaev-Zeldovich_effect |
| Authors |
Anna_Chiara_Alfano,_Orlando_Luongo,_Marco_Muccino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05324 |
私たちは、中間赤方偏移データを利用してバリオン存在量と暗黒物質存在量の間の縮退を緩和する、モデルに依存しない\textit{B\'ezierパラメトリック補間}を提案します。そのためには、まず観測されたハッブルデータを補間して、(縮小された)ハッブル定数$h_0$にわたる宇宙境界を抽出し、スニヤエフ星団から推定される銀河団の角直径距離$D(z)$を補間します。-空間曲率を制限するゼルドビッチ効果、$\Omega_k$。このように決定されたハッブル点と$D(z)$を通じて、バリオン($\omega_b=h^2_0\Omega_b$)と全物質($\omega_m=h^2_0\)を境界とするバリオン音響振動の無相関データを補間します。Omega_m$)密度を使用して、同じ手法で$h_0$と$\Omega_k$の制約を強化します。物質セクターの縮退を除去するために宇宙マイクロ波背景放射から得られた値を介して$\omega_b$を固定する通常の処理を追求する代わりに、ここでは相関のあるバリオン音響振動から音響パラメータを補間します。モンテカルロ-マルコフ連鎖シミュレーションの結果は、$1$--$\sigma$の信頼水準でフラット$\Lambda$CDMモデルと一致することがわかりました。私たちの発見は$1$--$\sigma$でその非平坦な拡張もほぼ適切ですが、ハッブル定数は$2$--$\sigma$信頼水準まで緊張しているように見えます。したがって、処理を使用してハッブル張力も再分析し、期待値が局所的な制約とわずかに一致することがわかりました。
NenuFAR による一晩の観測から得られた、宇宙の夜明けからの 21 cm 信号パワー スペクトルの最初の上限
| Title |
First_upper_limits_on_the_21-cm_signal_power_spectrum_from_the_Cosmic_Dawn_from_one_night_of_observations_with_NenuFAR |
| Authors |
S._Munshi,_F._G._Mertens,_L._V._E._Koopmans,_A._R._Offringa,_B._Semelin,_D._Aubert,_R._Barkana,_A._Bracco,_S._A._Brackenhoff,_B._Cecconi,_E._Ceccotti,_S._Corbel,_A._Fialkov,_B._K._Gehlot,_R._Ghara,_J._N._Girard,_J._M._Grie{\ss}meier,_C._H\"ofer,_I._Hothi,_R._M\'eriot,_M._Mevius,_P._Ocvirk,_A._K._Shaw,_G._Theureau,_S._Yatawatta,_P._Zarka,_S._Zaroubi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05364 |
中性水素からの赤方偏移21cm信号は、初期宇宙の物理学の直接的な探査であり、現在および今後の多くの電波干渉計の重要な科学推進力となっています。この研究では、NewExtensioninNan\c{c}ayUpgradingLOFAR(NenuFAR)による一晩の観測を使用して、$z$の赤方偏移における宇宙の夜明けからの21cmのパワースペクトルに上限を設定します。=20.3。NenuFARは、10～85MHzの周波数範囲で動作する新しい低周波電波干渉計で、現在フランスのナン\c{c}ay電波天文台で建設中です。これは、短いベースラインで非常に高密度の紫外域をカバーするフェーズドアレイ機器であり、これらの周波数での21cm宇宙論解析にとって最も感度の高い機器の1つです。私たちの分析では、前景減算アプローチを採用しています。このアプローチでは、空のソースがモデル化され、キャリブレーションによって減算され、その後、ガウス過程回帰(GPR)を使用して残留前景が除去されます。最終的なパワースペクトルは、UV平面内のグリッド化された残差データキューブから構築されます。信号注入テストは解析パイプラインの各ステップで実行され、関連するパイプライン設定は信号損失を最小限に抑えるように最適化され、信号抑制は最終上限値のバイアス補正によって考慮されます。$z$=20.3および$k$=0.041$h\,\text{cMpcで、$2.4\times10^7$$\text{mK}^{2}$という最良の2$\sigma$上限が得られます。}^{-1}$。データには強力な過剰電力が見られ、上限は熱雑音の制限より2桁高くなります。私たちは、この過剰電力の原因と性質を調査し、解析パイプラインのさらなる改善について議論します。これにより、潜在的に過剰電力が緩和され、その結果、将来複数の夜の観測が処理されるときに熱雑音感度に到達できるようになります。
宇宙の謎と水素21cmライン：月観測とのギャップを埋める
| Title |
Cosmic_mysteries_and_the_hydrogen_21-cm_line:_bridging_the_gap_with_lunar_observations |
| Authors |
Anastasia_Fialkov,_Thomas_Gessey-Jones,_Jiten_Dhandha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05366 |
21cmの水素信号は、宇宙の暗黒時代として知られる時代、最初の星とブラックホールが形成された宇宙の夜明け、そして再電離の時代を含む若い宇宙の最も豊富な探査機であると予測されている。この信号は、宇宙の歴史の初期段階で起こるプロセスを解読する鍵を握っています。この意見記事では、21cm信号の月観測の潜在的な科学的利点と、より手頃な地上での取り組みと比較したその利点について説明します。月は電波宇宙論にとって最高の場所であり、低周波電波空の精密観測が可能になります。このような観測の独自性は、暗黒時代の21cm信号を使用して宇宙論と暗黒物質の性質をテストする比類のない機会を提供することです。同様に魅力的なのは、地上から得られるものよりもはるかに鮮明な宇宙の夜明けの画像を得る機会であり、これによって最初の星やブラックホールの性質を調べることができるようになります。
LIGO-Virgo-KAGRA の 3 回目の観測実行による非ガウス原始曲率摂動の制約
大振幅の原始密度変動から生じるスカラー誘起重力波(SIGW)は、インフレーションの時代を直接調査するためのユニークな観測テストを提供します。この研究では、LIGO-Virgo-KAGRA共同研究の3回目の観測(O3)データを使用して、原始密度変動の非ガウス性を考慮することにより、SIGWバックグラウンドに制約を与えます。非ガウス性パラメータが$F_{\rmNL}>3.55$の場合、非ガウス性がGWエネルギー密度スペクトルに無視できない影響を与え、O3データの解析に影響を及ぼし始めることがわかりました。さらに、制約は、大きな$F_{\rmNL}$制限で$F_{\rmNL}A_g=\rm{const.}$によって与えられる漸近的な動作を示します。ここで、$A_g$は曲率摂動の振幅を示します。大きい$F_{\rmNL}$の制限では、$10^{16},10の固定スケールで95%信頼水準の上限$F_{\rmNL}A_g\leq0.13,0.09,0.10$を設定しました。それぞれ^{16.5}、10^{17}~{\rmMpc}^{-1}$。
暗黒物質崩壊による発光線の分光的探索
| Title |
A_Spectroscopic_Search_for_Optical_Emission_Lines_from_Dark_Matter_Decay |
| Authors |
Hanyue_Wang,_Daniel_J._Eisenstein,_Jessica_Nicole_Aguilar,_Steven_Ahlen,_Stephen_Bailey,_David_Brooks,_Todd_Claybaugh,_Axel_de_la_Macorra,_Peter_Doel,_Jaime_E._Forero-Romero,_Anthony_Kremin,_Michael_E._Levi,_Marc_Manera,_Ramon_Miquel,_Claire_Poppett,_Mehdi_Rezaie,_Graziano_Rossi,_Eusebio_Sanchez,_Michael_Schubnell,_Gregory_Tarle,_Benjamin_A._Weaver,_and_Zhimin_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05476 |
私たちは、ダークエネルギー分光装置(DESI)の明るい銀河と明るい赤い銀河のサンプルから、近くの銀河の赤方偏移でダークスカイのスペクトルを積み重ねることにより、暗黒物質の崩壊による細線発光を探索します。私たちの探索では、銀河の中心から5～20秒角離れた領域を使用します。これは、約$50\,\rmkpc$の衝突パラメータに相当します。検索では未確認のスペクトル線は表示されず、線束制限$10^{-19}\,\rm{ergs}/\rm{s}/\rm{cm}^{2}/\rmを設定します光学帯域の放射に対する{arcsec}^{2}$($3000\lesssim\lambda\lesssim9000\,\mathring{\rmA}$)。これは、通常の広帯域検出におけるAB振幅の$34$に相当します。この検出限界は、視線に沿ったすべての暗黒物質から寄与する線表面の輝度が、測定された銀河系外背景光(EBL)よりも2桁低いことを示唆しており、これにより、暗黒物質からの細い光線放射が減衰する可能性が除外されます。EBLの主要な発生源です。
ハッブル張力を説明するためのシグモイド ダーク エネルギー モデルの評価
| Title |
Evaluating_a_Sigmoid_Dark_Energy_Model_to_Explain_the_Hubble_Tension |
| Authors |
Sergio_Torres-Arzayus,_Camilo_Delgado-Correal,_Mario-A._Higuera-G.,_Sebastian_Rueda-Blanco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05510 |
この研究では、赤方偏移$(z<2)$での膨張履歴$H(z)$に影響を与える後期の物理効果を調査するために、Pantheon+の編集に由来するIa型超新星(SNeIa)データを分析します。私たちは、ベースライン$\Lambda=-1$の値から現在までの特定の赤方偏移$z_a$で、状態方程式に急速な遷移を導入する時変ダークエネルギー(DE)モデルに焦点を当てています。シグモイド関数の実装を通じて値$w_0$を取得します。DEシグモイド現象論的パラメータ化で得られた制約は、遅延物理学を呼び出す動的DEモデルに幅広く適用できます。私たちの分析によると、シグモイドモデルは、標準的なLCDM単独と比較して、統計的に有意ではないものの、SNePantheon+データに対してわずかに良好な適合を提供することが示されています。平坦なジオメトリを仮定し、$\Omega_m$を2018プランク値$0.3153$で一定に維持した場合の近似結果は次のとおりです:$H_0=73.3^{+0.2}_{-0.6}$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$、$w_{0}=-0.95^{+0.15}_{-0.02}$、$z_a=0.8\pm0.46$。誤差は統計的な不確実性のみを表します。利用可能なSNデータセットには、ベースラインLCDMと代替シグモイドモデルを区別するのに十分な統計力がありません。シグモイドモデルが提供する興味深い特徴は、状態方程式の潜在的な遷移が発生した可能性がある特定の赤方偏移$z_a=0.8$を識別することです。シグモイドモデルは、ファントム領域($w_0<-1$)のDEには有利ではありません。動的DEモデルに対するさらなる制約は、CMBデータを使用して取得され、最後の散乱面までの距離が計算されます。シグモイドDEモデルは$H_0$の緊張を完全に解決するわけではありませんが、他の潜在的なソリューションと並んで役割を果たすことができる移行メカニズムを提供します。
{\it Kepler} からの系外惑星科学
ケプラー宇宙船は、直径0.95mの広視野望遠鏡を1つの機器として使用し、10年近く太陽中心軌道で運用され、系外惑星科学に革命をもたらした豊富なデータをもたらしました。ケプラーデータは、数百の複数惑星系を含む、数千の惑星の発見に使用されてきました。ケプラーの発見は、既知の系外惑星と惑星系の特性の多様性を大幅に拡大しました。さらに、ケプラーは、惑星の大きさ、公転周期、星の種類の関数として系外惑星の出現率の最良の推定値を提供し、$P\lesssim1$yrの惑星の正確な値を示しました。ここでは、このミッションの概要と、惑星の出現率、系外惑星の質量と半径の関係、惑星系の構造に関する主な発見について説明します。
レベルセット法による小天体の全地球的重力反転
我々は、例えば宇宙船の無線追跡によって提供される重力ポテンシャルの測定値から、小さな天体内の大規模な不均一性を推測するアプローチを提案します。ここでは、重力逆転の非一意性は、解を区分的に一定の密度分布に限定することによって緩和され、したがって、バックグラウンド媒体に分散された均一な密度の複数の領域(質量異常)で構成されます。各異常の境界は、スカラーフィールド(レベルセット関数と呼ばれる)の0レベルの表面として暗黙的に定義されるため、このフィールドを変更することで異常の形状と位置が変化します。ここでは、密度分布に関連する重力ポテンシャルが線積分多面体法によって計算され、その球面調和関数展開の係数が得られます。次に、密度分布は、ティホノフ正則化による反復最小二乗法を介して調整され、予測値間の残差を最小限に抑えるために、反復ごとにレベルセット関数、各異常の濃度コントラスト、および背景濃度の補正を推定します。重力係数と測定値。問題の非凸性と想定される事前知識の欠如(物体の形状を除く)を考慮すると、推定プロセスはいくつかのランダムな初期分布に対して繰り返され、結果として得られる解は、入力とは独立したグローバルプロパティに基づいてクラスター化されます。測定。これにより、データと一致する候補内部モデルのファミリーが提供され、各ファミリーにわたる局所密度値の広がりを使用して、推定された分布に関連する不確実性が評価されます。
超木星VHS 1256 bの大気中の$^{13}$C、$^{18}$O、$^{17}$OのJWST測定
| Title |
JWST_measurements_of_$^{13}$C,_$^{18}$O_and_$^{17}$O_in_the_atmosphere_of_super-Jupiter_VHS_1256_b |
| Authors |
Siddharth_Gandhi,_Sam_de_Regt,_Ignas_Snellen,_Yapeng_Zhang,_Benson_Rugers,_Niels_van_Leur,_Quincy_Bosschaart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05349 |
同位体比は最近、地上観測により直接画像化された系外惑星や通過中の系外惑星の大気中で測定されている。JWSTの登場により、系外大気をさらに詳細に特徴付けることが可能になり、地上からはアクセスできない波長が開かれます。この研究では、直接画像化された伴星VHS1256bの大気中のCOから炭素と酸素の同位体$^{13}$C、$^{18}$O、$^{17}$Oを、$\sim$4.1-5.3$\mu$m早期リリース科学プログラム(ERS1386)からのNIRSpecG395H/F290LPの観測結果。$^{13}$C$^{16}$O、$^{12}$C$^{18}$O、$^{12}$C$^{17}$Oを32で検出して制限します。非常に高い信号対雑音の観測値のおかげで、それぞれ、16および10$\sigma$の信頼度が得られました。以前の測定間の$\mathrm{^{12}C/^{13}C=62^{+2}_{-2}}$により、存在量の比は絶対値よりも正確に制限されていることがわかります。仲間($\sim$30)と孤立した褐色矮星($\sim$100)の場合。酸素同位体比は$\mathrm{^{16}O/^{18}O=425^{+33}_{-28}}$および$\mathrm{^{16}O/^{17}O=1010^{+120}_{-100}}$。これらの比率はすべて、局所的な星間物質や太陽系よりも低く、よりマイナーな同位体の存在量が主要な同位体に比べて増加していることを示唆しています。これは、原始惑星系円盤における同位体分別によって引き起こされる可能性があり、同位体選択的光解離、ガス/氷分配、同位体交換反応を通じて炭素と酸素の比率が変化する可能性がある。COに加えて、$^{1}$H$_2$$^{16}$Oと$^{12}$C$^{16}$O$_2$(両種の主な同位体置換体)を制限します。ただし、$^{12}$C$^1$H$_4$と$^{14}$N$^{1}$H$_3$の上限のみが見つかります。この研究は、JWSTが系外惑星大気中の同位体を抑制する力を強調しており、将来の形成史の決定に大きな期待をもたらします。
外ムーンの「ドレーク方程式」 -- 形成、安定性、検出のカスケード
観測の可能性が予測されてから25年が経過し、何百もの太陽系外惑星系がよく研究されているにもかかわらず、私たちはまだ最初に確認された太陽系外衛星の発表を待っています。ドレーク方程式の「カスケード」構造に従いますが、代わりに、地球外知的生命体の本来の範囲を観測可能な外衛星の存在に適用しました。このペーパーの目的は、定量的な解決策を提供することではなく、問題の構造を明らかにすることです。発見につながる3つの重要なステップを特定します。ステップは、特定の系における特定の系外衛星の形成、軌道力学と長期安定性、および観測可能性です。このようにして、この問題は、星形成、惑星形成、月形成の5つの考えられる経路の問題と密接に関連することになります。恒星および惑星の回転と内部構造を含む、進化した惑星システムの長期的な力学。そして、恒星と機器起源の相関ノイズとサンプリング関数も考慮した、観測データの適切な評価。このようにして、系外衛星観測の成功と、今後予想される測定結果の解釈は、天体物理学において最も複雑で最も学際的な問題の1つであることが証明されます。
ローマコロナグラフ装置によるデブリディスクの高コントラスト偏光観測のシミュレーション
| Title |
Simulation_of_high-contrast_polarimetric_observations_of_debris_disks_with_the_Roman_Coronagraph_Instrument |
| Authors |
Ramya_M_Anche,_Ewan_Douglas,_Kian_Milani,_Jaren_Ashcraft,_Maxwell_A._Millar-Blanchaer,_John_H_Debes,_Julien_Milli,_and_Justin_Hom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05422 |
ナンシー・グレース・ローマン宇宙望遠鏡コロナグラフ装置は、系外惑星の高コントラスト偏光イメージングと分光学に加えて、光学波長と近赤外線波長でのデブリディスクと内部ダストベルトの偏光イメージングを可能にします。コロナグラフは、2つのウォラストンプリズムを使用して4つの直交偏光画像を生成し、空間分解能要素ごとに3%未満の測定誤差で偏光率を測定することが期待されています。ハイブリッドリオコロナグラフ(HLC)および成形瞳孔コロナグラフ(SPC)による偏光観測をシミュレートするために、ディスク散乱、コロナグラフの点応答関数、検出器ノイズ、スペックル、ジッター、および機器偏光をモデル化し、ストークスパラメーターを計算します。HLCモードとSPCモードの両方を使用した既知のシステムの発見の可能性と理解を深めるために、エリダヌス座イプシロン星とHR4796Aの周囲のデブリ円盤をそれぞれモデル化しました。エリダヌス星の場合、1つの分解能要素のピーク入力偏光率として0.37+/-0.01のアストロケイ酸塩を使用すると、0.33+/-0.01のピークディスク偏光率が回復します。同様に、HR4796Aでは、ピーク入力偏光率が0.92+/-0.01の場合、ピーク出力偏光率は0.80+/-0.03となります。コロナグラフの設計は必要な精度を満たしており、偏光率を正確に推定するにはフォワードモデリングが必要です。
高温ガスの降着は、高赤方偏移銀河における冷たい降着よりも速く星形成を促進する
| Title |
Hot_gas_accretion_fuels_star_formation_faster_than_cold_accretion_in_high_redshift_galaxies |
| Authors |
Zuzanna_Kocjan,_Corentin_Cadiou,_Oscar_Agertz,_Andrew_Pontzen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04961 |
私たちは、銀河形成の高解像度($\simeq$35pc)流体力学シミュレーションを使用して、質量$10^{12}$$\mathrm{M_\odot}の暗黒物質ハローがホストする銀河におけるガス降着と星形成の関係を調査します。$z=2$の$。赤方偏移が大きい場合、低温で降着したガスは星形成にすぐに利用できると予想されますが、高温モードで降着したガスは星を形成できるようになるまでに冷却するのに長い時間がかかると予想されます。これらの予想に反して、我々は、低温降着ガスの大部分は、内周銀河媒質(CGM)に到達した後、高温降着ガスよりも星を形成するまでに数百ミルも長い時間がかかることを発見した。低温で降着したガスの約10%が、内部CGMを通って銀河円盤上に急速に流れます。残りの90％は、ビリアル半径の$\sim$50％まで広がる乱流降着領域に閉じ込められており、そこからガスが星形成円盤に輸送されるまでに数百ミルかかります。対照的に、衝撃で加熱されたほとんどの高温ガスは、この「遅い軌道」を回避し、CGMから星が形成される円盤上に直接降着します。私たちは、CGM内部での降着後の冷たいガスの衝撃加熱と超新星による流出が、星形成の遅れに寄与していることを発見しましたが、完全には説明できませんでした。これらのプロセスが組み合わさって、低温降着ガスの銀河円盤への供給が遅くなり、その結果、$z>2$の天の川銀河質量銀河における星の形成速度が制限される。
大質量クラゲ銀河からのガス除去速度に対する恒星フィードバックの驚くべき効果の欠如
| Title |
The_Surprising_Lack_of_Effect_from_Stellar_Feedback_on_the_Gas_Stripping_Rate_from_Massive_Jellyfish_Galaxies |
| Authors |
Nina_Akerman,_Stephanie_Tonnesen,_Bianca_M_Poggianti,_Rory_Smith,_Antonino_Marasco,_Andrea_Kulier,_Ancla_M\"uller,_Benedetta_Vulcani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04964 |
私たちは、銀河団への突入時にラム圧力が剥奪される銀河における星形成と星のフィードバックの役割を研究します。私たちは、大規模な銀河($M_\text{star}=10^{11}M_\odot$)が大規模な銀河団($M_\text{cluster}=10^{15}M_)に移動する流体力学的風洞シミュレーションを使用します。\odot$)。シミュレーションには2種類あります。星形成と恒星フィードバックありとなし、それぞれSFとRCです。タイプごとに、同じ銀河の4つの実現をシミュレートします。正面風、側面風、$45^\circ$の角度のある風、およびラム圧力の影響を受けない制御銀河です。私たちは、星形成がある場合とない場合の銀河の剥離進化を直接比較します。我々は、恒星フィードバックがストリッピングプロセスに直接的な影響を及ぼさないこと、つまり、星間物質ガスへの速度キックによるストリッピングの強化がないことを発見した。RC銀河とSF銀河の主な違いは、より滑らかで均質な星間物質を生成する恒星フィードバックの間接的な効果によるものです。したがって、平均ガス表面密度は両方のシミュレーションタイプで同等ですが、散乱はRC銀河の方が広くなります。その結果、銀河の郊外では密度が高すぎる塊がRCシミュレーションで残り、剥離はよりゆっくりと進行します。同時に、内側のディスクでは、RCホール内の密度の低いガスが、SFシミュレーションで滑らかに分布したガスよりも早く除去されます。したがって、私たちの巨大な銀河の場合、風の角度に関係なく、剥離率に対するフィードバックの影響はほとんど無視できることがわかります。
条件付き色振幅分布: II.銀河群ごとの銀河の色と光度分布の比較
| Title |
The_conditional_colour-magnitude_distribution:_II._A_comparison_of_galaxy_colour_and_luminosity_distribution_in_galaxy_groups |
| Authors |
Haojie_Xu,_Zheng_Zheng,_Xiaohu_Yang,_Qingyang_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04966 |
条件付き色振幅分布(CCMD)は、銀河の色振幅ハロー質量関係の包括的な形式主義です。Xuらは、銀河の色と明るさの細かいビンでSDSS銀河の大規模なサンプルを共同モデリングした。(2018)現在の銀河の色と光度に依存する存在量とクラスタリングをよく再現するCCMDモデルのパラメーターを推定しました。この研究では、銀河グループ内の銀河の色と光度の分布を研究することにより、CCMDモデルのテストと調査を提供します。グループ銀河のリンゴとリンゴの比較は、同じ銀河グループファインダーを適用してCCMD銀河モックとSDSSデータからグループを特定することによって実現され、比較におけるグループ検索と質量割り当ての体系的な影響を回避します。条件付き明度関数(CLF)、条件付き色関数(CCF)、およびCCMDモックデータとSDSSデータから推定された銀河グループ内の銀河のCCMDに、全体的に良好な一致が見られます。比較によって明らかになった微妙な違いについても説明します。さらに、弱いレンズを通して測定されたハロー質量を持つ中心銀河のみを含むように構築された2つの外部カタログを使用すると、CCMDモデルの予測と一致して、それらの色振幅分布が2つの異なる直交成分を示していることがわかりました。私たちの結果は、CCMDモデルがハローの質量に依存する銀河の色と光度分布を適切に説明できることを示唆しています。HaloおよびCCMDのモックカタログは、他の調査を容易にするために公開されています。
$z \sim 0.7$ の超強力 MgII 吸収体の主銀河
| Title |
Host_galaxies_of_Ultra-Strong_MgII_absorbers_at_$z_\sim_0.7$ |
| Authors |
Labanya_Kumar_Guha,_Raghunathan_Srianand,_Patrick_Petitjean |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04973 |
私たちは、18個の超強力MgII系(USMgII)の主銀河の分光学的同定を$0.6\leqz\leq0.8$で報告します。これらを$0.4\leqz\leq0.6$以内で前回の調査からの20個のホスト銀河と結合することで最大のサンプルを作成しました。このサンプルを使用して、測定された衝突パラメーター($\rm6.3\leqD[kpc]\leq120$、中央値19kpc)が予想よりもはるかに大きく、USMgIIの母銀河が正規の$に従っていないことを確認します。\rmW_{2796}-D$の逆相関。この逆相関の存在と重要性はサンプルの選択に依存する可能性があることを示します。一般的なMgII吸収体で見られる$\rmW_{2796}-D$逆相関は、赤方偏移範囲$0.4\leqz\leq1.5$にわたる$\rmW_{2796}$の低い端で穏やかな進化を示し、増加に伴い衝撃パラメータの。通常のMgII吸収体のホスト銀河と比較して、USMgIIホスト銀河は、与えられた衝撃パラメーターに対してより明るく、より質量があります。USMgIIシステムは星形成銀河を優先的に選択しますが、同じ恒星質量を持つ主系列銀河と比較して進行中の星形成速度がわずかに低く、星形成状態から静止状態への移行を示唆しています。$m_r<23.6$の限界等級では、USMgII母銀河の少なくとも$29\%$が孤立しており、これらの場合のMgII吸収の幅は、大質量銀河の孤立したハローにおけるガスの流れ(流入/流出)に由来している可能性があります。星形成はするが、星爆発はしない銀河。$\ge21\%$の場合、相互作用によって広い速度拡散が生じる可能性がある場合、複数の銀河を吸収体と関連付けます。
環境は重要: 星の質量の予測された違い -- 矮小銀河のハロー質量関係と星形成の歴史
| Title |
Environment_Matters:_Predicted_Differences_in_the_Stellar_Mass--Halo_Mass_Relation_and_History_of_Star_Formation_for_Dwarf_Galaxies |
| Authors |
Charlotte_R._Christensen,_Alyson_Brooks,_Ferah_Munshi,_Claire_Riggs,_Jordan_Van_Nest,_Hollis_Akins,_Thomas_R_Quinn,_and_Lucas_Chamberland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04975 |
私たちは、ローカルボリューム内の何百もの矮小銀河を検出して特徴づけることができる時代に入りつつあります。野外矮星銀河とより大きな銀河の衛星矮星とのガス含有量と星形成特性には、強い二分法が存在することがすでに知られています。この研究では、天の川銀河などの巨大な銀河からの距離の関数として、銀河内で検出できる可能性のあるより微妙な違いを研究します。局所体積のような環境（大質量銀河から数Mpc離れた場所）で形成された矮小銀河の平滑化粒子流体力学シミュレーションを、天の川質量ハローの近くで形成された矮小銀河と比較します。私たちは、矮銀河に対する環境の影響が、天の川質量ハローの周囲のすぐ近くの領域を超えて広がっていることを発見しました。衛星として降着する前であっても、天の川質量ハローの近くにある矮小銀河は、孤立した銀河よりもハロー質量に対して恒星質量が大きい傾向があります。高密度環境にある矮小銀河は、より速く成長し、より早く星を形成する傾向もあります。我々は、これらの傾向がより孤立した矮小銀河のより低い消光速度、より高いHI割合、より青い色にどのように現れるかを示す観測予測を示します。
銀河形成の二段階モデル: I. 銀河と超大質量ブラックホールの成長
我々は、冷暗黒物質（CDM）のハローが、ポテンシャルの急速な変化を伴う速い段階を通じて重力ポテンシャル井戸を形成するという事実に基づいて、銀河形成と超大質量ブラックホール（SMBH）の成長のモデルを開発します。普遍的なバリオン部分は、ハロー内の冷却されたガスを自己重力で乱流にしてから、回転をサポートする円盤を形成します。ガスの断片化により、雲と雲の衝突や雲への抵抗がそれほど重要ではないほど高密度のサブ雲が生成され、星を形成し、中央のSMBHに供給するために弾道的に移動する動的に熱いサブ雲のシステムが生成されます。活動銀河核(AGN)と超新星(SN)のフィードバックは速い段階でのみ有効であり、その累積的な効果は星形成とSMBHの成長を調節するだけでなく、ハロー内の冷たいガスの量を減らして星の形成を可能にします。グローバルに安定したディスク。一連のハロー集合履歴を使用して、このモデルがSMBHの質量、銀河の恒星質量、ハローの質量、銀河とSMBHの数密度、宇宙にわたるそれらの進化の間の相関関係など、多くの観測結果を再現できることを実証します。時間。
天体物理的距離スケール VII: 赤色巨星の枝の先端を定義する星の色による光度の進行のための傾斜と相対ゼロ点の自己一貫性のある複数波長校正
| Title |
Astrophysical_Distance_Scale_VII:_A_Self-Consistent,_Multi-Wavelength_Calibration_of_the_Slopes_and_Relative_Zero_Points_for_the_Run_of_Luminosity_with_Color_of_Stars_Defining_the_Tip_of_the_Red_Giant_Branch |
| Authors |
Barry_F._Madore,_Wendy_L._Freedman_and_Kayla_Owens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05048 |
最近、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の打ち上げが成功したことを考えると、この方法で正確な銀河系外距離を測定するには、赤色巨星の枝の近赤外線から中赤外線の先端部（TRGB）の傾きと絶対等級の堅牢な校正を決定することが不可欠となるでしょう。マゼラン雲測光調査による大マゼラン雲の地上データと、2MASSからの近赤外線(NIR)データおよびスピッツァー宇宙望遠鏡を使用したSAGE調査の一環として収集された中赤外線(MIR)データを使用して、光学(VI)、NIR(JHK)、およびMIR([3.6]&[4.5])バンドパスにおけるTRGBの傾きとゼロ点を示します。これらのキャリブレーションでは、先端より+0.3+/-0.1等の星を利用し、先端を狭く取り囲む星のサンプルのみを使用した以前のキャリブレーションに比べて統計的に大幅な改善が得られます。
XQz5: 新しい超高輝度 z$\sim$5 クエーサー レガシー サンプル
| Title |
XQz5:_A_New_Ultraluminous_z$\sim$5_Quasar_Legacy_Sample |
| Authors |
Samuel_Lai,_Christopher_Onken,_Christian_Wolf,_Fuyan_Bian,_and_Xiaohui_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05098 |
高い赤方偏移で明るいクエーサーサンプルは、活動的な銀河核の進化を調べるのに役立ちます。この研究では、光学および近赤外分光観測による赤方偏移範囲$4.5<z<5.3$にある83個の超高輝度クェーサーのサンプルであるXQz5について説明します。クエーサーの光度関数の明るい端で前例のない完全性を備えています。このサンプルは南天体物理研究望遠鏡、超大型望遠鏡、ANU2.3m望遠鏡で観測され、赤方偏移範囲内で最も明るい既知のクエーサーの高品質で中解像度のスペクトルアトラスが得られます。確立されたビリアル質量関係を使用して、観測されたMg\,\textsc{ii}$\lambda$2799\AA\輝線を測定することによってブラックホールの質量を導き出し、UV連続体に対するボロメトリック補正を使用してボロメトリック光度を推定します。文献サンプルとの比較では、XQz5が他のXシュータークエーサーサンプルであるXQ-100とXQR-30の間の赤方偏移ギャップを埋め、両方よりも明るいサンプルであることが示されています。最近の文献と一致して、光度が一致した低赤方偏移のサンプルには、より大規模なブラックホールが存在します。これは、高赤方偏移のクエーサーが、低赤方偏移のクエーサーよりも活動的であることを示しています。
Type-1.9 AGN SDSS J1241+2602 の不明瞭な中央ブロードライン領域
この原稿では、タイプ1.9AGNSDSSJ1241+2602の不明瞭でないブロードライン領域(BLR)を裏付ける強力な証拠が報告されており、ブロードH$\alpha$は信頼できるが、ブロードH$\beta$は存在しません。一般に、広範なH$\beta$の消失は、AGN統合モデルによってType-1.9AGNの非常に不明瞭なBLRが予想されることによって説明できます。ここでは、ビリアルBH質量と\msig関係によるBH質量の2種類のBH質量の特性に基づいて、タイプ1.9AGNに隠されていない中心BLRがあるかどうかをテストする独立した方法を提案します。\objの主銀河吸収特徴による約110$\pm$12km/sの恒星の速度分散の信頼性の高い測定により、\msig関係によるBH質量はビリアルBH質量$(3.43\pm1.25)と一致します。\times10^7{\rmM_\odot}$は、SDSSJ1241+2602における遮蔽の影響を考慮せずに、観測された広範なH$\alpha$の特性を通じて決定されます。一方、SDSSJ1241+2602の非常に不明瞭なBLRを考慮すると、赤化補正されたビリアルBH質量は\msigの期待値よりも数十倍大きく、SDSSJ1241+2602は\msig空間の外れ値となり、信頼水準は$5\シグマ$。したがって、Type-1.9AGNSDSSJ1241+2602では、隠蔽されていないBLRが優先されます。結果は、タイプ1.9AGNの特性によってAGNのAGN統合モデルをテストする場合、隠蔽されていない中央BLRがタイプ1.9AGNに共通するかどうかを確認する必要があることを示しています。
ガス流の特徴-I: HI 銀河周縁物質の運動学と銀河の回転の関係
| Title |
Signatures_of_gas_flows-I:_Connecting_the_kinematics_of_the_HI_circumgalactic_medium_to_galaxy_rotation |
| Authors |
Hasti_Nateghi,_Glenn_G._Kacprzak,_Nikole_M._Nielsen,_Michael_T._Murphy,_Christopher_W._Churchill,_Sowgat_Muzahid,_Sameer,_Jane_C._Charlton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05164 |
CGMは、銀河の進化に影響を与えるさまざまな運動学的特徴を持つ多くの物理プロセスをホストします。銀河の回転と一致するHIの割合を等価幅の共回転割合$f_{\rmEWcorot}$で定量化することで、CGM銀河と銀河の運動学的関係に取り組みます。$5R_{\rmvir}$以内のHST/COSHI吸収(${12<\log(N(HI)/{\rmcm}^{-2})<20}$)を持つ70個のクエーサーサイトラインを使用z<0.6$銀河では、HI柱密度が増加すると$f_{\rmEWcorot}$が増加することがわかります。$f_{\rmEWcorot}$は、$R_{\rmvir}$内では$\sim0.6$で横ばいですが、$R_{\rmvir}$を超えると$f_{\rmEWcorot}$$\sim0まで減少します。35ドル。$f_{\rmEWcorot}$も、$R_{\rmvir}$以内の方位角と傾斜角で平坦な分布を持ちますが、短軸ガスと$R_{\rmvir}$の外側では2倍減少します。エッジオン銀河の場合は2倍になります。$R_{\rmvir}$内では、共回転支配のHIが長軸と短軸から$\sim20$度以内に位置します。驚くべきことに、$R_{\rmvir}$内で長軸と短軸の両方に沿った共回転と一致する等しい量のHI吸収が見つかりました。しかし、この共回転は$R_{\rmvir}$を超えると短軸に沿って消失するため、このガスが流出からのものである場合、銀河に結合していることが示唆されます。$f_{\rmEWcorot}$は、ハロー質量の20年間にわたって一定であり、シミュレーションから予想されるように、log(M$_{\rmh}/M_{\odot})>12$では減少しません。我々の結果は、共回転ガス流は$R_{\rmvir}$内および長軸と短軸の近くでより高い柱密度のガスを検索することによって最もよく見つかることを示唆しています。
ガス流の特徴-II: 銀河周回多相物質の運動学と銀河回転の関係
| Title |
Signatures_of_gas_flows-II:_Connecting_the_kinematics_of_the_multiphase_circumgalactic_medium_to_galaxy_rotation |
| Authors |
Hasti_Nateghi,_Glenn_G._Kacprzak,_Nikole_M._Nielsen,_Sameer,_Michael_T._Murphy,_Christopher_W._Churchill,_Jane_C._Charlton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05165 |
多相CGMは、降着や流出などの銀河の進化に影響を与える重要なプロセスをホストします。私たちは、多相CGMと母銀河の回転の間の運動学的関係を研究するために、EW共回転率($f_{\rmEWcorot}$)を使用して、これらの現象の証拠を探しました。我々は、$21\leqD\leq~276$kpcの銀河内にあるHST/COS(SiII、CII、SiIII、CIII、OVIを含むがこれらに限定されない)からの吸収線を持つ27系を調べました。すべてのイオンの中央値$f_{\rmEWcorot}$は誤差内で一貫しており、N$(\rmHI)$が増加するにつれて$f_{\rmEWcorot}$も増加することがわかります。低電離ガスの$f_{\rmEWcorot}$は、$D/R_{\rmvir}$の増加とともに減少する可能性が高く、OVIとHIは平坦であることがより一貫しています。$f_{\rmEWcorot}$は方位角の関数として最小限に変化し、固定の方位角ではすべてのイオンで同様です。多数のOVI検出により、共回転ガスの大部分がどこで見つかったかを調査することができました。高度に共回転するOVIは主に銀河の長軸に沿って存在します。$f_{\rmEWcorot}$をイオン化ポテンシャル(${d{f_{\rmEWcorot}}}/{d{(eV)}}$)の関数として見ると、より強い共回転の特徴がわかります。低電離ガス用。CGMの金属性と主軸共回転との間に関連性が示唆されており、$f_{\rmEWcorot}$が高い低電離ガスはより低い金属性を示し、大規模なフィラメント状の流入を追跡する可能性がある。より高い$f_{\rmEWcorot}$を伴うより高いイオン化ガスはより高い金属性を示し、代わりに同一平面上にリサイクルされたガスの付着を追跡する可能性があります。私たちの結果は、さまざまなガス流シナリオを区別するために、さまざまなイオン化相から生じる吸収を比較することの重要性を強調しています。
アルマ望遠鏡によるオリオン・プランク銀河冷塊の探査 (ALMASOP): 恒星前核に埋め込まれた非常に高密度でコンパクトな天体を発見
G208.68-19.92-N2
| Title |
ALMA_Survey_of_Orion_Planck_Galactic_Cold_Clumps_(ALMASOP):_Discovery_of_an_extremely_dense_and_compact_object_embedded_in_the_prestellar_core_G208.68-19.92-N2 |
| Authors |
Naomi_Hirano,_Dipen_Sahu,_Sheng-Yaun_Liu,_Tie_Liu,_Ken'ichi_Tatematsu,_Somnath_Dutta,_Shanghuo_Li,_Chin-Fei_Lee,_Pak_Shing_Li,_Shih-Ying_Hsu,_Sheng-Jun_Lin,_Doug_Johnstone,_Leonardo_Bronfman,_Huei-Ru_Vivien_Chen,_David_J._Eden,_Yi-Jehng_Kuan,_Woojin_Kwon,_Chang_Won_Lee,_Hong-Li_Liu,_Mark_G._Rawlings,_Isabelle_Ristorcelli,_Alessio_Traficante |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05308 |
オリオン座分子雲3(OMC-3)領域にある恒星前核G208.68-19.02-N2(G208-N2)の内部構造が、アタカマ大型ミリ波サブミリ波アレイ(ALMA)を用いて研究されました。ダスト連続体の放出により、長さ$\sim$5000au、平均H$_2$体積密度$\sim$6$\times$10$^7$cm$^{-3}$のフィラメント構造が明らかになりました。このフィラメント状構造の先端には、半径$\sim$150--200au、質量$\sim$0.1M$_{\odot}の「原子核」と呼ばれるコンパクトな物体があります。$.核の中心密度は$\sim$2$\times$10$^9$cm$^{-3}$で、半径方向の密度プロファイルは$r^{-1.87{\pm}0.11}$です。原子核の密度スケーリングは特異等温球の密度スケーリングより$\sim$3.7倍高く、これと0.39という非常に低いビリアルパラメーターは、原子核内のあらゆる場所で重力が圧力よりも支配的であることを示唆しています。この核に局在するCO流出の兆候はありません。フィラメント構造はN$_2$D$^+$3--2の発光によって追跡されますが、C$^{18}$O2--1の発光によって追跡されません。これは、高密度と低温によるCOの大幅な減少を示唆しています。核に向かって、N$_2$D$^+$も減少の兆候を示しています。これは、親分子N$_2$の減少、またはまたは、非常に小さな領域でCOを昇華させる可能性のある、埋め込まれた非常に低光度の中心源の存在。G208-N2の核は、第一静水圧核(FHSC)形成の直前にある星前核、またはFHSCの候補であると考えられています。
| Title |
Merging_Hierarchical_Triple_Black_Hole_Systems_with_Intermediate-mass_Black_Holes_in_Population_III_Star_Clusters |
| Authors |
Shuai_Liu,_Long_Wang,_Yi-Ming_Hu,_Ataru_Tanikawa_and_Alessandro_A._Trani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05393 |
理論的予測によれば、非常に重い星は複数回の衝突を通じて形成され、最終的にはミニ暗黒物質ハローに埋め込まれた集団III星団内で中間質量ブラックホール（IMBH）に進化する可能性がある。この研究では、$N$-bodyシミュレーションコード\textsc{を使用して、$f_{\rmb}=0$と1の原始二進分数を持つモデルを含む集団III星団の長期進化を調査します。ペタル}。私たちは、\textsc{tsunami}コードを使用して、クラスター内の階層的トリプルブラックホールの現象を包括的に調べます。特に、ニュートン後補正を行った内部バイナリブラックホール(BBH)のマージに焦点を当てます。私たちの調査結果は、内部BBHには$\mathcal{O}(100)M_{\odot}$程度の質量を持つIMBHが含まれている可能性が高く、その結果、それらの合併率は最大$0.1{\rmになる可能性があることを示唆しています。Gpc}^{-3}{\rm年}^{-3}$。$f_{\rmb}=0$のモデルでは、これらの合体する内部BBHの進化は主に初期の重力波放射によって駆動されますが、その進化のダイナミクスはそれらと内部の三次BHとの間の相互作用によって支配されます。$f_{\rmb}=1$の場合。一部の合体内部BBHの軌道離心率は、力学的摂動により、香西・リドフ振動として知られる時間の経過とともに周期的に振動します。さらに、合体する内側のBBHは低周波数範囲で高度に離心した軌道を持つ傾向があり、その一部は赤方偏移が低く、LISA/TianQinによって検出される可能性があります。より高い周波数範囲では、より広い赤方偏移範囲にわたる内側のBBHの結合がDECIGO/ET/CE/LIGO/KAGRAによって検出されます。
JWST-CEERS で $3
| Title |
Remarkably_Compact_Quiescent_Candidates_at_$3 |
| Authors |
Lillian_Wright,_Katherine_E._Whitaker,_John_R._Weaver,_Sam_E._Cutler,_Bingjie_Wang,_Adam_Carnall,_Katherine_A._Suess,_Rachel_Bezanson,_Erica_Nelson,_Tim_B._Miller,_Kei_Ito,_Francesco_Valentino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05394 |
このレターでは、カーネルらによって最初に報告された、3<z<5における10個の静止候補の静止フレームの光学サイズと近赤外サイズを測定します。(2023a)。$\textit{ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡}$(JWST)近赤外線カメラ(NIRCam)F277WおよびF444Wイメージングを使用します。これは、公開されているCEERSEarlyReleaseScience(ERS)プログラムと、天文フィッティング$\textbf{imcascade}$を通じて取得されました。サイズ測定を実行するためにマルチガウス拡張を利用するコード。より低い赤方偏移での静止銀河の静止光学サイズ質量関係の外挿と比較すると、サンプルの候補10個のうち8個(80%)は平均で$\sim$40%コンパクトです。10候補のうち7つ(70%)は、残りのフレームの赤外線サイズが残りのフレームの光学サイズより$\sim$10%小さく、負のカラーグラデーションを示しています。2つの候補(20%)は、レストフレームの赤外線サイズがレストフレームの光学サイズより$\sim$1.4$\times$大きいです。これらの候補のうちの1つは星形成が進行中または残留している兆候を示しており、この銀河が完全に消滅していない可能性があることを示唆しています。残りの候補は両方のフィルターで未解決であり、活動銀河核(AGN)を示している可能性があります。驚くべきことに、サンプル内で最も重い銀河のうち3つ(log(M$_{\star}$/M$_{\odot}$)=10.74-10.95)が非常にコンパクトで、有効半径${\simであることが観察されました。}$0.7kpc。私たちの結果は、潜在的な色の勾配を補正した後でも、静止銀河はz>3を超えると以前に予想されていたよりもコンパクトである可能性があることを示しています。これは、静止銀河のサイズの進化がこれまで予想されていたよりも急激であり、私たちの現在の理解は$\textit{ハッブル宇宙望遠鏡}$(HST)の限られた波長機能と静止銀河における負の色勾配の存在によって偏っていることを示唆しています。
Hyper Suprime-Cam すばる戦略計画調査における新しい天の川衛星探索の最終結果：さらに 2 つの候補を発見
| Title |
Final_Results_of_Search_for_New_Milky_Way_Satellites_in_the_Hyper_Suprime-Cam_Subaru_Strategic_Program_Survey:_Discovery_of_Two_More_Candidates |
| Authors |
Daisuke_Homma,_Masashi_Chiba,_Yutaka_Komiyama,_Masayuki_Tanaka,_Sakurako_Okamoto,_Mikito_Tanaka,_Miho_N._Ishigaki,_Kohei_Hayashi,_Nobuo_Arimoto,_Robert_H._Lupton,_Michael_A._Strauss,_Satoshi_Miyazaki,_Shiang-Yu_Wang,_Hitoshi_Murayama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05439 |
$\sim1,140$deg$^2$にわたるHyperSuprime-Cam(HSC)すばる戦略計画(SSP)調査のデータを使用した、新しい天の川(MW)衛星の探索の最終結果を紹介します。すでに報告した3つの候補に加えて、太陽中心距離$D_{\odot}\simeq126$kpcにある六分座にある2つの新しいMW衛星候補と、$D_{\odot}\にあるおとめ座を特定しました。simeq151$kpc、それぞれSextansIIとVirgoIIIと名付けられました。それらの光度(SextII:$M_V\simeq-3.9$mag;VirIII:$M_V\simeq-2.7$mag)と半光半径(SextII:$r_h\simeq154$pc;VirIII:$r_h\simeq)44$pc)それらを超微光矮星銀河(UFD)のサイズ-光度空間の領域に配置します。以前に知られていた4つの衛星を含め、HSC-SSPのフットプリントには合計9つの衛星が存在します。このUFDの発見率は、冷暗黒物質モデルの枠組みで予測されるMW衛星の個体数に関する最近のモデルから予測された率よりもはるかに高く、したがって、衛星が多すぎる問題に遭遇していることを示唆しています。この緊張を解決するための可能な解決策についても説明します。
有核矮銀河から星団までの進化の連続体
| Title |
An_evolutionary_continuum_from_nucleated_dwarf_galaxies_to_star_clusters |
| Authors |
Kaixiang_Wang,_Eric_W._Peng,_Chengze_Liu,_J._Christopher_Mihos,_Patrick_C\^ot\'e,_Laura_Ferrarese,_Matthew_A._Taylor,_John_P._Blakeslee,_Jean-Charles_Cuillandre,_Pierre-Alain_Duc,_Puragra_Guhathakurta,_Stephen_Gwyn,_Youkyung_Ko,_Ariane_Lan\c{c}on,_Sungsoon_Lim,_Lauren_A._MacArthur,_Thomas_Puzia,_Joel_Roediger,_Laura_V._Sales,_Rub\'en_S\'anchez-Janssen,_Chelsea_Spengler,_Elisa_Toloba,_Hongxin_Zhang,_and_Mingcheng_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05448 |
体系的な研究により、近くの宇宙に数百もの超小型矮星銀河(UCD)が存在することが明らかになりました。半光半径$r_h$が約10～100パーセク、恒星の質量$M_*$$\about$$10^6-10^8$の太陽質量を持つUCDは、既知の恒星系の中で最も密度の高いものの1つです。外観は大質量球状星団に似ていますが、拡張された恒星エンベロープ、複雑な星形成履歴、上昇した質量対光比、および超大質量ブラックホールの検出は、一部のUCDが潮汐によって剥ぎ取られた矮星銀河の残存核星団であることを示唆しています。古代のコンパクトな銀河でさえも。しかし、潮汐剥離の一時的な段階で発見された物体はほんのわずかであり、この推定される進化経路は観測によって完全に追跡されたことはありません。今回我々は、おとめ座銀河団内の106個の銀河が、通常の有核矮小銀河と単一成分のUCDの中間の形態を持っていることを示し、この形態学的遷移を完全にマッピングし、星団と銀河の間の「サイズギャップ」を埋める連続体を明らかにする。それらの空間分布とより赤い色は、巨大銀河の周囲の最初の数個の周心通路上の剥ぎ取られた衛星銀河とも一致します。これらの銀河のいくつかの周りの「超拡散」潮汐の特徴は、UCDが潮汐剥離によってどのように形成されているかを直接示しており、この進化の経路には有核超拡散銀河(UDG)としての初期段階が含まれている可能性があることを示しています。これらのUCDは、銀河団内の古代の矮小銀河の化石残骸を目に見える形で表しており、さらに低質量の残骸がまだ発見されていない可能性があります。
無衝突球状恒星系におけるスケール不変モード
摂動方程式の解析的解が得られ、これは単一の長さパラメーターをもつ無衝突球状恒星系のすべてのエルゴードモデルに存在します。この解決策は、このパラメーターの変化、つまり総質量を維持しながら球を伸縮させることに対応します。システムは平衡状態を維持します。解が単純であるため、摂動理論のすべての次数で分布関数、ポテンシャル、密度を明示的に表現できます。これは、摂動エネルギーの概念を明確にするのに役立ちます。摂動エネルギーは振幅の2次量であるため、線形理論では計算できません。2次摂動を考慮して構築された摂動エネルギーの正しい式と、1次摂動から線形理論内で得られる双一次形式として構築された摂動エネルギーのよく知られた式は一致しないことが示されています。ただし、これらのエネルギーは両方とも運動の積分であり、定数だけ異なります。得られた解は、無衝突恒星モデルの数値研究におけるコードの正確性と計算の精度を制御するために使用できます。
国際液体鏡望遠鏡によるLSB銀河の表面輝度特性
| Title |
Surface_Brightness_Properties_of_LSB_Galaxies_with_the_International_Liquid_Mirror_Telescope |
| Authors |
Jiuyang_Fu,_Bhavya_Ailawadhi,_Talat_Akhunov,_Ermanno_Borra,_Monalisa_Dubey,_Naveen_Dukiya,_Baldeep_Grewal,_Paul_Hickson,_Brajesh_Kumar,_Kuntal_Misra,_Vibhore_Negi,_Kumar_Pranshu,_Ethen_Sun_and_Jean_Surdej |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05621 |
表面輝度の低い(LSB)銀河は、局所宇宙の光度密度のかなりの部分を占めます。表面の輝度が低いことは、より典型的な表面の輝度が高い銀河とは異なる形成と進化のプロセスを示唆している。この研究は、2022年10月24日から11月1日までの観測期間中に国際液体鏡望遠鏡によって取得された画像に含まれるLSB銀河の分析を示しています。3,092個のLSB銀河が測定され、$g'に基づいて青と赤のLSBカテゴリーに分類されました。-i'$の色。これらのサンプルでは、有効半径の中央値は4.7秒角、有効半径内の平均表面輝度の中央値は26.1等秒角$^{-2}$である。青いLSB銀河は赤いLSB銀河よりもわずかに明るいです。青色と赤色のLSB銀河の間で楕円率の有意な差は見つかりませんでした。
高エネルギー X 線探査機 (HEX-P): 成長する超大質量ブラックホールの核周囲環境
| Title |
The_High_Energy_X-ray_Probe_(HEX-P):_The_Circum-nuclear_Environment_of_Growing_Supermassive_Black_Holes |
| Authors |
P._G._Boorman_(1),_N._Torres-Alb\`a_(2),_A._Annuar_(3),_S._Marchesi_(4_and_2),_R._Pfeifle_(5),_D._Stern_(6),_F._Civano_(5),_M._Balokovi\'c_(7_and_8),_J._Buchner_(9),_C._Ricci_(10_and_11),_D._M._Alexander_(12),_W._N._Brandt_(13_and_14_and_15),_M._Brightman_(1),_C._T._Chen_(16_and_17),_S._Creech_(18),_P._Gandhi_(19),_J._A._Garc\'ia_(5_and_1),_F._Harrison_(1),_R._Hickox_(20),_E._Kammoun_(21_and_22),_S._LaMassa_(23),_G._Lanzuisi_(4),_L._Marcotulli_(7_and_8),_K._Madsen_(5),_G._Matt_(21),_G._Matzeu_(24),_E._Nardini_(22),_J._M._Piotrowska_(1),_A._Pizzetti_(2),_S._Puccetti_(25),_D._Sicilian_(26),_R._Silver_(5),_D._J._Walton_(27),_D._R._Wilkins_(28),_X._Zhao_(29)_((1)_Caltech,_(2)_Clemson_University,_(3)_Universiti_Kebangsaan_Malaysia,_(4)_INAF-Bologna,_(5)_X-ray_Astrophysics_Laboratory,_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_(6)_JPL,_(7)_Yale_Center_for_Astronomy_\&_Astrophysics,_(8)_Department_of_Physics,_Yale_University_(9)_Max-Planck-Institut_f\"ur_extraterrestrische_Physik,_(10)_Universidad_Diego_Portales,_(11)_Kavli_Institute_for_Astronomy_and_Astrophysics,_Peking_University,_(12)_Durham_University,_(13)_Department_of_Astronomy_\&_Astrophysics,_The_Pennsylvania_State_University,_(14)_Institute_for_Gravitation_and_the_Cosmos,_The_Pennsylvania_State_University,_(15)_Department_of_Physics,_The_Pennsylvania_State_University,_(16)_Science_and_Technology_Institute,_Universities_Space_Research_Association,_(17)_NASA_Marshall_Space_Flight_Center,_(18)_University_of_Utah,_(19)_University_of_Southampton,_(20)_Dartmouth_College,_(21)_Roma_Tre,_(22)_INAF-Firenze,_(23)_Space_Telescope_Science_Institute,_(24)_European_Space_Astronomy_Centre_(ESAC),_(25)_Agenzia_Spaziale_Italiana,_(26)_University_of_Miami,_(27)_University_of_Hertfordshire,_(28)_Stanford_University,_(29)_Harvard-Smithsonian_Center_for_Astrophysics) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04949 |
最初の活動銀河核(AGN)が発見されて以来、大規模なブラックホールが宇宙の時間の中でどのように進化してきたかを理解するために、かなりの観察と理論の努力が費やされてきました。核周囲遮蔽は現在、重要な要素として確立されており、観測されたほぼすべてのAGNは、X線スペクトルにある程度の遮蔽の兆候を示すことが知られています。しかし、60年以上の努力にもかかわらず、実質的な未解決の疑問が残っている：降着力は核周囲遮蔽物の構造にどのような影響を与えるのか？オブスキュラーの動的特性は何ですか?本質的に弱いAGNの周囲に高密度の核周囲掩蔽が存在する可能性はあるでしょうか?矮小銀河の中心には、いくつの中質量ブラックホールが存在するのでしょうか?この論文では、2030年代のこれらの問題の解決に貢献するために、高エネルギーX線プローブ(https://hexp.org)で達成可能な次世代の展望をいくつか紹介します。HEX-Pの独特の広さ(0.2～-80keV)と厳密な同時X線通過帯域により、中央エンジンと核周囲遮蔽物の間の時間的共進化の研究に理想的に適しています。感度の向上とバックグラウンドの低減により、現在および将来の多波長観測によって補完される分光モデルの開発が可能になります。我々は、HEX-Pの角度分解能が10keV以下および10keV以上であれば、厚い遮蔽物によって隠蔽された場合でも、低い降着力と低いブラックホール質量の両方で降着する巨大ブラックホールの発見と確認が可能になることを示します。したがって、HEX-Pは、近くの銀河の塵に覆われた中心部の他の次世代観測と組み合わせることで、ブラックホールの成長と銀河の共進化の全体像に向けた道を開く上で極めて重要となるでしょう。
高エネルギー X 線探査機 (HEX-P): 超新星残骸、パルサー風星雲、核天体物理学
| Title |
The_High_Energy_X-ray_Probe_(HEX-P):_Supernova_remnants,_pulsar_wind_nebulae,_and_nuclear_astrophysics |
| Authors |
Stephen_Reynolds,_Hongjun_An,_Moaz_Abdelmaguid,_Jason_Alford,_Chris_L._Fryer,_Kaya_Mori,_Melania_Nynka,_Jaegeun_Park,_Yukikatsu_Terada,_Jooyun_Woo,_Aya_Bamba,_Priyadarshini_Bangale,_Rebecca_Diesing,_Jordan_Eagle,_Stefano_Gabici,_Joseph_Gelfand,_Brian_Grefenstette,_Javier_Garcia,_Chanho_Kim,_Sajan_Kumar,_Brydyn_Mac_Intyre,_Kristin_Madsen,_Silvia_Manconi,_Yugo_Motogami,_Hayato_Ohsumi,_Barbara_Olmi,_Toshiki_Sato,_Ruo-Yu_Shang,_Daniel_Stern,_Naomi_Tsuji,_George_Younes,_and_Andreas_Zoglauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04952 |
HEX-Pは、高空間分解能X線イメージング(半値全幅$<10"$)と、有効領域がはるかに優れた広いスペクトル範囲(0.2～-80keV)を組み合わせたプローブクラスのミッションコンセプトです。現在の施設(XMM-NewtonやNuSTARなど)を利用して、さまざまな重要な天体物理学問題に対する革新的な新しい洞察を可能にします。HEX-Pは、超新星残骸(SNR)やパルサー風星雲(シェルSNRの場合、HEX-Pは、非熱支配型SNRと熱成分と非熱成分の両方を含むSNRの両方からの非熱X線放射のより正確なスペクトル特性評価と位置特定を通じて、理解を大幅に向上させることができます。いくつかの若いSNR(CasAやTychoなど)のマルチエポックHEX-P観測により、X線フィラメントやノットの年単位の変動を検出できると期待されており、これにより、局所的な磁場強度や最大電子エネルギーなど、拡散衝撃加速度に関連する基本パラメーターを決定します。PWNeの場合、HEX-Pはパルサー放射とは別に空間分解された広帯域X線スペクトルデータを提供し、粒子の加速、冷却、伝播がPWNeのさまざまな進化段階でどのように機能するかを研究できるようになります。HEX-Pはまた、最も若いSNRにおける$^{44}$Tiの検出または制限を改善し、二重核の証拠として稀な核線を発見する可能性により、銀河放射性源の核天体物理学に独自かつ重要な貢献をする用意ができている。中性子星の合体。この論文全体を通して、我々は各クラスの物体のシミュレーションを提示し、HEX-Pのイメージングとスペクトル能力の両方がSNR、PWNe、および核天体物理学の知識を前進させる能力を実証しています。
ヘリウムによる電子縮退物質における乱流駆動爆発の開始
| Title |
Turbulently-Driven_Detonation_Initiation_in_Electron-Degenerate_Matter_with_Helium |
| Authors |
Gabriel_O._Casabona_and_Robert_T._Fisher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04960 |
Ia型超新星(SNeIa)は、加速宇宙の発見につながった標準化可能な宇宙論的キャンドルです。しかし、白色矮星（WD）がどのように爆発してSNeIaにつながるのかという物理学はまだよくわかっていません。WDを急速に混乱させる爆発前線の開始はパズルの重要な要素ですが、SNeIaのグローバル3Dシミュレーションでは、爆発の開始を捉えるために必要な長さのスケールを解決できません。この研究では、分散燃焼体制における爆発開始の理論的基準を解明します。最初は純粋なヘリウムからなる電子縮退WD物質内の局所3D駆動の乱流流体力学シミュレーションに対してこの基準をテストします。我々は、強力な乱流散逸がヘリウムを急速に加熱し、$\alpha$捕獲による加速燃焼によって爆発を引き起こすのに十分な炭素核を形成するという、新しい爆発経路を実証します。強力に駆動された乱流条件のシミュレーションでは、平均密度$10^6$gcm$^{-3}$および平均温度$1.4-1.8\times10^9$Kで爆発が起こりますが、それより低い温度では爆発しません。密度は$10^5$gcm$^{-3}$で、理論的予測とよく一致しています。
14年間のFermi-LATデータを用いた天の川矮小回転楕円体銀河からの暗黒物質消滅のレガシー解析
| Title |
Legacy_Analysis_of_Dark_Matter_Annihilation_from_the_Milky_Way_Dwarf_Spheroidal_Galaxies_with_14_Years_of_Fermi-LAT_Data |
| Authors |
Alex_McDaniel,_Marco_Ajello,_Christopher_M._Karwin,_Mattia_Di_Mauro,_Alex_Drlica-Wagner,_Miguel_A._Sanchez-Conde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04982 |
天の川銀河(MW)の矮小回転楕円体衛星銀河(dSphs)は、弱相互作用大粒子(WIMP)の暗黒物質(DM)の消滅または崩壊からのガンマ線を探索するための特に興味深いターゲットです。それらは近くにあり、DMが支配的であり、標準的な天体物理学的プロセスからの顕著な放出がありません。フェルミ大面積望遠鏡(LAT)を使用したdSphsからのDM放射の以前の研究では、DM消滅断面積と質量に対して最も堅牢かつ厳格な制約が提供されています。我々は、14年以上のLATデータと、dSphsおよび$J$-factorsの最新の国勢調査を使用したMWdSphsの分析を報告します。個々のdSphは有意に検出されませんでしたが、テストした両方の消滅チャネル($b\bar{b}$,$\tau^+\tau^-$)7dSphs。dSphsの組み合わせ尤度解析($s_{global}\sim0.5\sigma$)からは有意なDMシグナルは見つかりませんでしたが、$2-3\,\sigma$レベルでバックグラウンドと比較したわずかな局所的超過が見られます。$M_{\chi}=150-230$GeV($M_{\chi}=30-50$GeV)のDM質量で観測され、$b\bar{b}$($\tau^+\)に消滅するタウ^-$)。重大な検出がなかったことを考慮して、以前の最近の結果とほぼ一致する$b\bar{b}$および$\tau^+\tau^-$消滅チャネルに更新された制約を設定します。過去の研究と同様に、銀河中心超過（GCE）の一部のWIMPDM解釈には緊張が見られますが、銀河中心超過（GCE）の密度プロファイルとGCE体系の不確実性を考慮すると、その限界は他の解釈と一致しています。LAT曝露量の増加とdSphsサンプルの適度な増加による感度の向上という保守的な仮定に基づいて、局所的な$\sim2\,\sigma$信号が本物であれば、$\sim4\,\sigma$に近づく可能性があると予測します。追加の$\sim10$年間の観察によるローカル信頼度。
キロノバ放出に対する速度分布の影響
| Title |
The_Effect_of_the_Velocity_Distribution_on_Kilonova_Emission |
| Authors |
Chris_L._Fryer,_Aimee_L._Hungerford,_Ryan_T._Wollaeger,_Jonah_M._Miller,_Soumi_De,_Christopher_J._Fontes,_Oleg_Korobkin,_Atul_Kedia,_Marko_Ristic,_Richard_O'Shaugnessy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05005 |
中性子星の合体で打ち上げられる非相対論的噴出物からの電磁放射（動的または円盤風による）は、この噴出物の総質量と組成の両方を調査できる可能性があります。これらの観察は、宇宙におけるrプロセス元素の生成におけるこれらの合体の役割を理解する上で極めて重要です。しかし、噴出物の多くの特性が光曲線を変える可能性があり、観測を利用して噴出物の量に強い制限を設ける前に、どの特性がこの発光の形成に役割を果たしているかを特定し、これらの特性が発光に与える影響を理解する必要があります。合併により生成されるrプロセス要素。この論文は、ランタニドに富んだ噴出物の速度分布(異なる速度で移動する質量の量)が光線曲線とスペクトルに及ぼす影響を理解することに焦点を当てています。シミュレーションでは、円盤流出に関する最近の計算によって導かれた分布を使用し、速度分布の影響を噴出物の質量、速度、組成の影響と比較します。我々の比較では、速度分布の不確実性により、ピーク赤外線光度に基づいて推定される噴出物質量の不確実性が2～4倍になる可能性があることが示されています。また、初期のUVまたは光学観測により速度分布を制限し、噴出物の質量の不確実性を低減できる可能性があることも示します。
| Title |
Simultaneously_unveiling_the_EBL_and_intrinsic_spectral_parameters_of_gamma-ray_sources_with_Hamiltonian_Monte_Carlo |
| Authors |
M._Genaro,_L._A._Stuani_Pereira,_D._R._de_Matos_Pimentel,_E._Moura_Santos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05026 |
銀河系外背景光(EBL)は、非常に高いエネルギーでの銀河系外ガンマ線放出の減衰に関与する主要な放射線場ですが、その正確なスペクトル強度は完全には決定されていません。したがって、ガンマ線源(活動銀河核、AGNなど)の固有のスペクトル特性による伝播効果を解きほぐすことが、これらの天体の観測を解釈する上での主な課題となります。我々は、一連のソースを組み合わせて適合させて、EBLと固有スペクトルを特徴付けるパラメーターを同時に推論するためのベイジアンおよびマルコフ連鎖モンテカルロアプローチを提案します。これには、周辺化を通じて両方のパラメーターセットの不確実性を相互に簡単に組み込むことができるという利点があります。事後分布の。理想的なCTA構成で観測された合成ブレーザーのサンプルを採取し、複数の観測を組み合わせて露出を変化させることによるEBL制約への影響を研究します。また、この方法論を、現在の画像大気チェレンコフ望遠鏡で測定された36個の異なるAGNの65個のガンマ線スペクトルのセットに適用します。これには、多数のパラメータを持つ空間でサンプリングするという困難なタスクの解決策としてハミルトニアンモンテカルロ法を使用します。我々は、これらすべての天体についての固有のスペクトルパラメータを同時に取得しながら、中赤外領域における堅牢な制約を発見しました。特に、我々は、マルカリアン501(Mkn501)のフレアデータ(HEGRA/1997)がEBLを30$\μ$mを超えるように制限するために不可欠であると特定します。
高エネルギー X 線プローブ (HEX-P): 硬 X 線デュアル AGN サイエンスの未来
| Title |
The_High_Energy_X-ray_Probe_(HEX-P):_The_Future_of_Hard_X-ray_Dual_AGN_Science |
| Authors |
Ryan_W._Pfeifle_(1,2),_Peter_G._Boorman_(3),_Kimberly_A._Weaver_(1),_Johannes_Buchner_(4),_Francesca_Civano_(1),_Kristin_Madsen_(1),_Daniel_Stern_(5),_N\'uria_Torres-Alb\`a_(6),_Emanuele_Nardini_(7),_Claudio_Ricci_(8,9,10),_Stefano_Marchesi_(6),_D._R._Ballantyne_(11),_Dominic_Sicilian_(12),_Chien-Ting_Chen_(13,14),_Elias_Kammoun_(15,16,7),_Ryan_C._Hickox_(17),_Javier_A._Garc\'ia_(1,3),_Labani_Mallick_(18,19,3)_((1)_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_(2)_Oak_Ridge_Associated_Universities,_NASA_NPP_Program,_(3)_California_Institute_of_Technology,_(4)_Max_Planck_Institute_for_Extraterrestrial_Physics,_(5)_Jet_Propulsion_Laboratory,_(6)_Clemson_University,_(7)_INAF_--_Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri,_(8)_Universidad_Diego_Portales,_(9)_Peking_University,_(10)_George_Mason_University,_(11)_George_Institute_of_Technology,_(12)_University_of_Miami,_(13)_Science_and_Technology_Institute,_(14)_NASA_Marshall_Space_Flight_Center,_(15)_IRAP,_Universit\'e_de_Toulouse,_(16)_Universit\`a_Roma_Tre,_(17)_Dartmouth_College,_(18)_University_of_Manitoba,_(19)_Canadian_Institute_for_Theoretical_Astrophysics) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05154 |
現代の天体物理学の基本的な目標は、超大質量ブラックホール(SMBH)の成長と銀河の進化の関係を理解することです。銀河の合体は、既知の銀河進化の最も劇的な経路の1つを提供し、銀河核へのガスの流入を促進し、星の形成と中心SMBH活動の両方を促進する可能性があります。したがって、核対の間隔が$<10$kpcである合体後期の二重活動銀河核（二重AGN）は、銀河にとって最も変革期と一致するため、合体シーケンスに沿ったSMBHの成長を研究するための理想的な候補となる。ただし、デュアルAGNの確認と研究は非常に困難です。硬X線($>10$keV)研究は、後期合体における二重AGNの大部分を取り囲むと予測される密集した不明瞭な環境を調査するための比較的汚染のないツールを提供します。現在まで、機器の要件が厳しいため、これらのエネルギーで最も明るく最も近い系はほんの一握りしか研究されていません。我々は、局所宇宙内で密接に分離された($\sim2''-5''$)デュアルAGNの軟X線と-初めて-硬X線の対応物を空間的に分解するHEX-Pのユニークな機能を実証します。最先端の物理トーラスモデルを組み込むことにより、深く埋め込まれた降着SMBHに期待される現実的な広帯域X線スペクトルを再現します。したがって、HEX-Pのみがアクセスできる二重AGNの硬X線空間分解観測は、近くの宇宙における二重AGNについての理解を変えることになるでしょう。
| Title |
Which_black_hole_is_spinning?_Probing_the_origin_of_black-hole_spin_with_gravitational_waves |
| Authors |
Christian_Adamcewicz,_Paul_D._Lasky,_Eric_Thrane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05182 |
角運動量輸送の理論的研究は、孤立した恒星質量ブラックホールが無視できるほどの無次元スピンの大きさ$\chi\lesssim0.01$で誕生することを示唆しています。しかし、最近の重力波観測では、連星ブラックホール系の$\gtrsim15\%$には、無視できないスピンの大きさを持つブラックホールが少なくとも1つ含まれていることが示されています。1つの説明は、最初に誕生したブラックホールが、潮汐相互作用を通じて2番目に誕生するブラックホールの恒星核を回転させるというものである。通常、2番目に誕生したブラックホールは「二次」（質量が小さい）ブラックホールですが、質量比の逆転として知られるプロセスを通じて「一次」（より質量の大きい）ブラックホールになる可能性があります。。私たちは、任意の連星内でブラックホールが1つだけ回転する可能性がある「シングルスピン」フレームワークを使用して、第3の重力波過渡カタログ(GWTC-3)からのデータを分析することで、この仮説を調査します。この仮定を前提にすると、LIGO--Virgo--KAGRA連星の少なくとも$28\%$(信頼性90%)には、質量比の逆転を示す可能性がある顕著なスピンを伴う主星が含まれていることを示します。重大なスピンを持つセカンダリを含むバイナリの証拠は見つかりません。ただし、両方のブラックホールの回転を許可するモデルと比較すると、シングルスピンフレームワークは適度に不利です(自然対数ベイズ係数$\ln{\calB}=3.1$)。今後の研究で、ほとんどの合体連星には2つの回転ブラックホールが含まれていることが確証できれば、連星ブラックホールの形成メカニズムやブラックホール前駆体における角運動量輸送の効率についての理解に疑問が生じる可能性がある。
PSR J0941$-$39 および PSR J1107$-$5907 の広帯域観測
| Title |
Wide_Bandwidth_Observations_of_PSR_J0941$-$39_and_PSR_J1107$-$5907 |
| Authors |
S.N._Sun,_N._Wang,_W.M._Yan,_S.Q._Wang,_and_J.T._Xie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05183 |
我々は、パークス州ムリヤンの超広帯域低周波（UWL）受信機を使用した、パルサーと回転無線過渡現象（RRAT）の間の遷移を示すPSRJ0941$-$39とPSRJ1107$-$5907の偏波解析を紹介します。64m電波望遠鏡。各パルサーのスペクトルインデックスが測定され、異なる状態間の明確な変動が明らかになりました。回転ベクトルモデル(RVM)を使用することにより、PSRJ0941$-$39の磁気圏の形状はRRAT状態とパルサー状態の間で一貫しており、放出は磁気圏の同じ高さから発生していることが判明しました。RRAT状態の発生は、パルサーの磁気圏内の電流の変動に起因する可能性があります。我々の結果は、RRATの放出メカニズムが典型的なパルサーの放出メカニズムと類似点を共有している可能性があることを示唆しています。
中性子星ジェットの 3 次元 GRMHD シミュレーション
X線連星の中の中性子星とブラックホールは、ハードスペクトル状態で強力な平行ジェットをホストしていることが観察されています。数値シミュレーションは、ジェット形成の背後にあるメカニズムとその特性を理解する上で貴重なツールとして機能します。ここ数年、一般相対論的磁気流体力学（GRMHD）シミュレーションからブラックホールジェットを理解するための多大な努力がなされてきたが、中性子星ジェットについては依然として十分に調査されていない。我々は、斜め磁気圏を持つ降着中性子星の三次元（3D）GRMHDシミュレーションの結果を初めて発表する。私たちのシミュレーションにおけるジェットは、ブランドフォード・ズナジェク過程と同様に、回転星の固定磁場によって生成されます。星が降着する場合、星と円盤の磁場の相互作用が重要な役割を果たし、その結果、ジェット出力が${\Phi^2}_{\rmJet}$に正比例することがわかりました。ここで、$\Phi_{\rmJet}$はジェット内の開放磁束です。ジェット出力は恒星の磁気傾斜角の増加とともに減少し、最終的に直交磁気圏では、整列した場合と比較して$\simeq2.95$の係数で減少します。また、高度に傾斜した磁気圏を伴う強力なプロペラ領域では、円盤によって引き起こされる開いた恒星の磁束の平行化によって縞模様の風の一部が保存され、結果として縞模様のジェットが発生することもわかりました。
周波数111MHzにおけるパルサーB0823+26の変動性と成分の研究
| Title |
Study_of_the_variability_and_components_of_the_pulsar_B0823+26_at_a_frequency_of_111_MHz |
| Authors |
M.O._Toropov,_S.A._Tyul'bashev,_T.V._Smirnova,_V.A._Samodurov,_I.L.Ovchinnikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05376 |
パルサーB0823+26の研究は、大型フェーズドアレイ(LPA)電波望遠鏡を使用して行われています。5.5年の期間で、メインパルス(MP)、ポストカーサー(PC)、およびインターパルス(IP)の振幅が、3.7分間続く毎日のセッションで評価されました。明るい(B)モードと静かな(Q)モードにおけるMPの平均振幅の比は60であることが示されています。Bモードの場合、MP振幅とIP振幅の平均比は65、MP振幅の比は65です。PCへの振幅は28です。ヌル化のあるセッションの数は、セッションの合計数の4%です。長期間にわたるMP、IP、およびPCの振幅変動の構造関数(SF)および相関関数分析により、典型的な時間スケール37\pm5日および1年を検出することができました。時間変動の分析は、37日という時間スケールが、視線内でほぼ準均一に分布する星間プラズマの不均一性の屈折によってよく説明されることを示しています。このシンチレーションは、観察された変動に主に寄与します。構造関数の分析により、数日の変動がある可能性があることがわかりました。この時間スケールには明確な解釈はありませんが、明らかに星間物質上の電波の屈折に関連しています。1年間の変動時間スケールはこれまで検出されていませんでした。私たちは、その外観を、地球から約50～100pcの距離にある近接したスクリーン上の散乱層の存在と関連付けます。
状態遷移中のブラックホール過渡現象Swift J1727.8-1613のX線偏光の追跡
| Title |
Tracking_the_X-ray_Polarization_of_the_Black_Hole_Transient_Swift_J1727.8-1613_during_a_State_Transition |
| Authors |
Adam_Ingram,_Niek_Bollemeijer,_Alexandra_Veledina,_Michal_Dovciak,_Juri_Poutanen,_Elise_Egron,_Thomas_D._Russell,_Sergei_A._Trushkin,_Michela_Negro,_Ajay_Ratheesh,_Fiamma_Capitanio,_Riley_Connors,_Joseph_Neilsen,_Alexander_Kraus,_Maria_Noemi_Iacolina,_Alberto_Pellizzoni,_Maura_Pilia,_Francesco_Carotenuto,_Giorgio_Matt,_Romana_Mikusincova,_Edward_Nathan,_Maxime_Parra,_Pierre-Olivier_Petrucci,_Simona_Righini,_Paolo_Soffitta,_James_F._Steiner,_Jiri_Svoboda,_Francesco_Tombesi,_Stefano_Tugliani,_Francesco_Ursini,_Yi-Jung_Yang,_Silvia_Zane,_Wenda_Zhang,_Ivan_Agudo,_Lucio_A._Antonelli,_Luca_Baldini,_Wayne_H._Baumgartner,_Ronaldo_Bellazzini,_Stephen_D._Bongiorno,_Raffaella_Bonino,_Alessandro_Brez,_Niccolo_Bucciantini,_Simone_Castellano,_Elisabetta_Cavazzuti,_Chien-Ting_Chen,_Stefano_Ciprini,_Alessandra_De_Rosa,_et_al._(63_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05497 |
我々は、ImagingX-rayPolarimetryExplorer(IXPE)による5つの観測を中心とした、明るいブラックホールX線連星SwiftJ1727.8$-$1613に関するキャンペーンについて報告します。これは、ハード状態からソフト状態への遷移にわたるブラックホールX線連星のX線偏光の進化を追跡することが可能になったのは初めてです。2～8keVの偏光度は、5回の観測にわたって$\sim$4\%から$\sim$3\%までゆっくりと減少しましたが、全体を通じて南北方向に留まりました。オーストラリア望遠鏡コンパクトアレイ(ATCA)を使用して、固有の7.25GHzの電波偏波を測定し、同じ方向に揃えます。電波偏光がジェットの方向と一致していると仮定すると（これは将来、分解されたジェット画像でテストできる）、これは、硬質中間体全体について、X線コロナがジェット軸に沿ってではなく、円盤面内に広がっていることを意味します。州。これは、中性子星内部組成探査(NICER)で測定した長い($\gtrsim$10ミリ秒)ソフトラグが、純粋な光交差遅延以外のプロセスによって支配されていることを意味します。さらに、スペクトル状態に伴うソフトラグ振幅の変化が他の音源で見られる一般的な傾向とは異なることがわかり、SwiftJ1727.8$-$1613がこれまでサンプリングが不足していた部分母集団のメンバーであることを示唆しています。
GRB 221009A 残光の拡大
| Title |
The_expansion_of_the_GRB_221009A_afterglow |
| Authors |
S._Giarratana,_O._S._Salafia,_M._Giroletti,_G._Ghirlanda,_L._Rhodes,_P._Atri,_B._Marcote,_J._Yang,_T._An,_G._Anderson,_J._S._Bright,_W._Farah,_R._Fender,_J._K._Leung,_S._E._Motta,_M._P\'erez-Torres,_A._J._van_der_Horst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05527 |
我々は、欧州VLBIネットワーク(EVN)と超長基線アレイ(VLBA)による超長基線干渉(VLBI)を使用して、最初のGRBから40日から262日までの期間にわたって、ガンマ線バースト(GRB)221009Aを観測しました。私たちの観測の高い角分解能(~mas)により、GRB030329以来2度目となる、GRB噴出物の周囲媒体への膨張によって引き起こされる相対論的衝撃の投影サイズ$s$を測定することができました。私たちの観察は、3.6$\sigma$に相当する有意性で衝撃波の拡大を裏付けており、明らかに超光速の拡大率を明らかにすることでその相対論的性質を裏付けています。べき乗則展開モデル$s\proptot^a$を観測されたサイズの進化に当てはめると、傾き$a=1.9_{-0.6}^{+0.7}$がわかります。これは、どちらの関数から予想されるよりも急勾配です。順方向ショック(FS)または逆方向ショック(RS)モデル。膨張の明らかな加速を意味します。各周波数でデータを個別にフィッティングすると、異なる拡大率がわかり、周波数に依存する挙動が示されます。我々は、2つの衝撃が異なる周波数で、そしておそらくは異なる時間で放出を支配するという条件で、風のようなサーカムバースト媒体の場合、観測されたサイズの進化がRSとFSと調和できることを示す。
異常な ANITA イベントの遷移放射線の解釈について
| Title |
On_the_transition_radiation_interpretation_of_anomalous_ANITA_events |
| Authors |
Juan_Ammerman-Yebra,_Jaime_Alvarez-Mu\~niz,_Enrique_Zas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05554 |
南極衝撃過渡アンテナ(ANITA)検出器は、南極の氷冠の表面から発信されるいくつかの無線パルスを観測しました。これらのパルスは、氷での反射による無線信号の特徴的な極性反転を示す宇宙線によって引き起こされる下向きのシャワーではなく、上向きの大気粒子シャワーに起因すると考えられました。大気中で発達し、氷の表面を遮る宇宙線シャワーからのコヒーレント遷移放射は、これらのいわゆる「異常」現象の可能な別の説明として提案されています。この解釈をテストするために、遷移放射を含む2つの均質な誘電媒体間の平面界面を通過するシャワーを処理するために、電磁シャワーからのコヒーレントパルスを計算するプログラムであるZHSの拡張を開発しました。さまざまな幾何学形状を考慮すると、氷の表面を遮断し、ANITAの高さで検出される空気シャワーからのすべてのパルスは、大気圏で完全に発達する超高エネルギー宇宙線シャワーによって放出されるパルスと同じ極性を示すことがわかります。氷に映ります。遷移放射線は、異常なANITA事象の説明としては好ましくないことがわかりました。
パルサーのタイミング異常: バリオン数違反への窓
私たちは、準平衡進化を引き起こす特定のクラスの低速バリオン数違反(BNV)がパルサーのスピン特性に及ぼす影響を調査します。この研究は、BNVがスピンダウン速度、スピン周波数の二次導関数、パルサーの制動指数などの観測可能なパラメーターをどのように潜在的に変更できるかを明らかにしています。さらに、BNVがパルサータイミングの異常と、正と負の両方の幅広い制動指数を引き起こす可能性があることを実証します。さらに、BNVによるパルサーのスピンアップの可能性を調べます。これにより、「死んだ」パルサーが復活する新しいメカニズムが得られる可能性があります。私たちは、このようなBNV効果を検出するための将来のパルサータイミングの取り組みに必要な感度を評価することで結論を導き出し、パルサーが基礎物理学をテストするための実験室として機能する可能性を強調しています。
大質量星から超新星および超新星残骸への進化のモデル化
核崩壊超新星残骸(SNR)の研究は、複雑な形態と星の破片の不均一な分布という興味深いパズルを提示します。特に、若い残骸（年齢が5000年未満）は、超新星(SN)エンジンの内部プロセスに関する重要な洞察を提供し、元素合成収量と爆発の初期段階から生じる大規模な非対称性に関する詳細を明らかにできるため、計り知れない価値を持っています。。さらに、これらの残骸は、始祖星の性質や、始祖星の質量減少の歴史によって形成された残骸と周囲の星周媒体（CSM）との間の相互作用を反映している可能性のある特徴も持っています。したがって、若いSNR、親SNe、および前駆大質量星の間の関係を調査することは、SNエンジンの物理学を深く掘り下げ、大質量星の進化の最終段階とその質量損失を支配するとらえどころのないメカニズムを調査するために最も重要である可能性があります。この寄稿では、私たちのチームが達成した大質量星からSNeおよびSNRへの経路のモデリングにおける最近の進歩をレビューします。焦点は、観測されたSNRの物理的および化学的特性と、その前駆星およびSN爆発との間の関連性を調査することにあります。この関係が解明されると、核崩壊SN爆発の物理学や大質量星の進化の最終段階を調査する機会が得られます。
COSINE-100のNaI(Tl)結晶におけるアルファバックグラウンド
| Title |
Alpha_backgrounds_in_NaI(Tl)_crystals_of_COSINE-100 |
| Authors |
G._Adhikari,_N._Carlin,_D._F._F._S._Cavalcante,_J._Y._Cho,_J._J._Choi,_S._Choi,_A._C._Ezeribe,_L._E._Fran,_C._Ha,_I._S._Hahn,_S._J._Hollick,_E._J._Jeon,_J._H._Jo,_H._W._Joo,_W._G._Kang,_M._Kauer,_B._H._Kim,_H._J._Kim,_J._Kim,_K._W._Kim,_S._H._Kim,_S._K._Kim,_S._W._Kim,_W._K._Kim,_Y._D._Kim,_Y._H._Kim,_Y._J._Ko,_D._H._Lee,_E._K._Lee,_H._Lee,_H._S._Lee,_H._Y._Lee,_I._S._Lee,_J._Lee,_J._Y._Lee,_M._H._Lee,_S._H._Lee,_S._M._Lee,_Y._J._Lee,_D._S._Leonard,_N._T._Luan,_B._B._Manzato,_R._H._Maruyama,_R._J._Neal,_J._A._Nikkel,_S._L._Olsen,_B._J._Park,_H._K._Park,_H._S._Park,_J._C._Park,_K._S._Park,_S._D._Park,_R._L._C._Pitta,_H._Prihtiadi,_S._J._Ra,_C._Rott,_A._Scarff,_K._A._Shin,_M._K._Son,_N._J._C._Spooner,_W._G._Thompson,_L._T._Truc,_L._Yang,_G._H._Yu,_for_COSINE-100 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05010 |
COSINE-100は、106kgのNaI(Tl)ターゲット物質を使用した暗黒物質直接検出実験です。210Pbおよび娘同位体は、WIMP対象領域の主要なバックグラウンドであり、ベータ崩壊およびアルファ崩壊によって検出されます。アルファチャネルの分析は、ベータ/ガンマチャネルで観察されたバックグラウンドモデルを補完します。COSINE-100NaI(Tl)結晶の消光係数の測定とアルファ崩壊成分のモンテカルロシミュレーション結果を紹介します。データは、アルファ崩壊が確率的に2つの考えられる消光因子のうちの1つを受けることを強く示していますが、この現象は理解されていません。当てはめた結果は独立した測定結果と一致しており、COSINE-100の背景の全体的な理解を向上させます。
Keck Planet Finder で太陽を見つめる: 高信号対雑音比の太陽としての星スペクトルのための自律型太陽校正器
| Title |
Staring_at_the_Sun_with_the_Keck_Planet_Finder:_An_Autonomous_Solar_Calibrator_for_High_Signal-to-Noise_Sun-as-a-Star_Spectra |
| Authors |
Ryan_A._Rubenzahl_(1),_Samuel_Halverson_(2),_Josh_Walawender_(3),_Grant_M._Hill_(3),_Andrew_W._Howard_(1),_Matthew_Brown_(3),_Evan_Ida_(4_and_3),_Jerez_Tehero_(3),_Benjamin_J._Fulton_(5),_Steven_R._Gibson_(1),_Marc_Kassis_(3),_Brett_Smith_(3),_Truman_Wold_(3),_Joel_Payne_(3)_((1)_California_Institute_of_Technology,_(2)_NASA_Jet_Propulsion_Laboratory_(3)_W._M._Keck_Observatory_(4)_Hawai'i_Community_College_(5)_NASA_Exoplanet_Science_Institute/Caltech-IPAC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05129 |
非常に高精度の動径速度(EPRV)測定は、10cm/sの「地球外」感度で、内部ノイズ(機器系統学)および道路上の外部ノイズ(恒星の固有変動)と競合します。これらのノイズ源はどちらも、「Sun-as-a-star」RVと機器間の比較を使用して十分に調査されています。私たちは、W.M.ケック天文台で最近委託されたケック惑星ファインダー(KPF)に安定した円盤統合太陽光を供給する自律システムであるソーラーキャリブレーター(SoCal)を構築しました。SoCalを使用すると、KPFは、KPFの高速読み出しモード(16秒未満)を使用して、EPRV施設としては前例のないリズムで5秒の露光で、信号対雑音比~1200、R=~98,000の太陽の光学(445～870nm)スペクトルを取得します。露光間）。日常的な自律運用は、ステートマシンロジックを使用して運用ループを定義することによって実現されます。雲の影響を受けるデータは、同時放射照度測定から得られる信頼性の高い品質管理指標を使用して自動的にフラグが付けられます。成長を続けるEPRV分光器の世界的ネットワーク全体で太陽データを太陽光フィードと比較することで、EPRVチームは内部および外部のノイズ源を解きほぐし、分光器の性能をベンチマークすることができます。これを促進するために、すべてのSoCalデータ製品はKeckObservatoryArchiveで直ちに公開されます。私たちは、SoCalRVを、すぐに公開されている唯一のEPRV太陽データセットであるNEIDの同時代のRVと比較しました。数時間のタイムスケールで30～40cm/sレベルで一致することがわかり、これは光子制限の組み合わせの精度に匹敵します。SoCalからのデータは、初期運用中のKPFに関連する検出器の問題と波長校正の不正確性を評価するためにも使用されました。SoCalの長期運用では、KPFの高速読み出しモードを使用して1日6時間あたり1,000を超える太陽スペクトルが収集され、最も近い太陽型恒星で高い信号対雑音比での星の活動研究が可能になります。
将来の EST 望遠鏡に搭載される新世代マルチチャネル減算ダブルパス (MSDP)
による分光偏光測定をイメージングするための高スペクトル分解能スライサーに関するメモ
| Title |
Note_concerning_a_high_spectral_resolution_slicer_for_imaging_spectro-polarimetry_with_the_new_generation_Multichannel_Subtractive_Double_Pass_(MSDP)_onboard_the_future_EST_telescope |
| Authors |
Jean-Marie_Malherbe,_Pierre_Mein,_Fr\'ed\'eric_Say\`ede,_Thierry_Roudier_(OMP) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05225 |
イメージング分光法は、ESTなどの大型望遠鏡の補償光学(AO)と組み合わせて、2DFOV上の速度と磁場の高い空間的および時間的分解能の測定を行うことを目的としています。我々は、FeIのような細い光球線用の新世代スライサー(56チャンネル)を使用して、将来のヨーロッパ太陽望遠鏡(EST)のマルチチャンネル減算ダブルパス(MSDP)用の高スペクトル分解能スライサー(標準30m{\AA})を提案します。、0.13mmステップ）、AOと既存の偏光計の利点が得られます。目的は、瞬間データ(X、Y、ラムダ)の立方体を高いリズムで再構成し、光球のダイナミクスと磁場の研究を可能にすることです。
高分解能分光器の機器プロファイル再構築のための新しい方法
| Title |
A_new_method_for_instrumental_profile_reconstruction_of_high_resolution_spectrographs |
| Authors |
Dinko_Milakovi\'c_and_Prashin_Jetwha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05240 |
分光器の機器プロファイル(IP)に関する知識は、波長の校正や科学的分析での使用に必要な重要な情報を提供します。この研究では、レーザー周波数コム校正(LFC)システムを備えた高解像度分光器でIPを再構成するための新しい方法を開発し、IP形状の仮定が正確な分光測定の達成に与える影響を評価します。天文用LFCは、既知の波長を持つ約10,000ドルの明るい未分解の輝線を生成し、IPの優れたプローブとなります。このデータからIP形状に関する詳細情報を抽出するために、ガウス過程回帰に基づく新しい手法が開発されました。これらをESO3.6m望遠鏡に搭載された極めて安定した分光器であるHARPSに適用し、検出器の512箇所でIPを再構築し、検出器の総面積の60%をカバーしました。HARPSIPは非対称であり、検出器全体で滑らかに変化することがわかりました。経験的IPモデルは、92%(64%)の確率で10ms$^{-1}$(5ms$^{-1}$)以上の波長精度を提供します。比較すると、ガウスIP形状が想定される場合、同じ精度に達する確率はわずか29%(8%)です。さらに、ガウス仮定は、60ms$^{-1}$もの大きなHARPS波長スケールにおける次数内および次数間の歪みと関連している。これらの歪みの空間分布は、それらが分光器の光学系に関連している可能性があることを示唆しており、したがってガウスIPが使用される場合、一般に交差分散エシェル分光器に現れる可能性があります。ここで紹介する方法は、ESPRESSOだけでなく、将来的にはANDESやG-CLEFなどのLFCを備えた他の機器にも適用できます。経験的IPは、高分解能スペクトルから基本定数の客観的かつ不偏な測定値を取得するために、また、赤方偏移ドリフト、同位体存在量、その他の科学事例の測定値を取得するために重要です。
メニーコアアーキテクチャを使用した非分散の高速化
| Title |
Accelerating_Dedispersion_using_Many-Core_Architectures |
| Authors |
Jan_Novotn\'y,_Karel_Ad\'amek,_M.A._Clark,_Mike_Giles,_Wesley_Armour |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05341 |
天体物理学的無線信号は、それを発する極端な物理的プロセスの優れたプローブです。ただし、電磁放射線は地球に到達するまでに電離星間物質(ISM)を通過し、放出される信号に周波数依存の時間遅延(分散)をもたらします。分散を除去すると、高速無線バースト(FRB)などの過渡信号や、孤立したパルサーや他の小型天体の周囲の軌道にあるパルサーからの繰り返し信号の検索が可能になります。次世代電波望遠鏡が生成する膨大な量と高解像度のデータには、科学的に価値のある結果をリアルタイムで抽出するために、時間領域のデータ処理パイプラインで使用されるハイパフォーマンスコンピューティング(HPC)ソリューションとアルゴリズムが必要です。このペーパーでは、NVIDIAGPU、IntelおよびAMDCPUでのブルートフォースインコヒーレント分散解除の最先端の実装について説明します。私たちの実装は他の利用可能なソリューションよりも4倍高速(8ビット8192チャネル入力)であることを示し、11台の既存の望遠鏡を使用して、実装がリアルタイムより少なくとも20倍高速であることを示します。この作業はAstroAccelerateパッケージの一部です。
CLEAN の診断および停止指標としての残留エントロピー
| Title |
Residual_Entropy_as_a_Diagnostic_and_Stopping_Metric_for_CLEAN |
| Authors |
D._C._Homan_(1),_J._S._Roth_(1),_A._B._Pushkarev_(2)_((1)_Denison_University,_(2)_Crimean_Astrophysical_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05427 |
我々は、CLEANアルゴリズムの潜在的な診断および停止メトリックとして、残差画像内のピクセルの空間分布および光束分布から測定されるエントロピーの使用を提案します。無線干渉法における標準的なデコンボリューション手法として幅広い成功を収めているにもかかわらず、反復CLEANアルゴリズムの最適な停止点を見つけることは依然として課題です。CLEANの最終段階で測定された残差画像のエントロピーは、ソース構造や予想されるノイズレベルについての事前知識がなくても計算できること、および残差画像のランダム性の尺度として最大エントロピーの点を見つけることができることを示します。強力な停止基準として機能します。また、画像内の予想される熱ノイズと比較した場合、残差の最大エントロピーは、最終的なCLEANマップの忠実度を制限する可能性があるデータ編集、キャリブレーション、またはデコンボリューションの問題の存在を明らかにできる有用な診断であることもわかりました。。
フーリエ変換分光計を使用して太陽の動径速度精度 10 cm/s を目指す
| Title |
Towards_10_cm/s_radial_velocity_accuracy_on_the_Sun_using_a_Fourier_transform_spectrometer |
| Authors |
Michael_Debus,_Sebastian_Sch\"afer,_Ansgar_Reiners |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05520 |
IAG太陽天文台は、フーリエ変換分光計(FTS)を使用して、空間的に分解された太陽表面の高忠実度の超高解像度スペクトル(R>500000)を生成しています。これらのスペクトルの動径速度(RV)校正は現在、地球大気からの吸収線を使用して実行されているため、精度と精度が制限されています。周波数校正の精度と精度を向上させるために、CARMENESFP設計を進化させたファブリペローエタロン(FP)セットアップとヨウ素セルを組み合わせて使用する予定です。正確な波長ソリューションを作成するために、ヨウ素セルはFPと並行して測定されます。その後、FPを使用して、太陽観測の同時校正を通じてヨウ素によって提供される正確な波長ソリューションを転送できます。FTSの安定性と精度を検証するために、FPとヨウ素セルの並行測定を実行します。測定結果は、90時間にわたって1m/sレベルのFTSの本質的な安定性を示しています。FPRVとヨウ素セルRVの差は、同じ期間内では顕著な傾向を示しません。FPとヨウ素セル間のRV差のRMSは10.7cm/sで、これは主にヨウ素セルとFPの固有のRV精度(それぞれ10.2cm/sと1.0cm/s)に起因すると考えられます。これは、現在の最先端の高精度RV機器と競合できる10cm/sのレベルまでFTSを校正できることを示しています。これらの結果に基づいて、我々はヨウ素のスペクトルを絶対基準として使用して10cm/sのRV精度を達成できると主張します。
シモンズ天文台: 90/150 GHz TES 検出器モジュールの大規模特性評価
| Title |
The_Simons_Observatory:_Large-Scale_Characterization_of_90/150_GHz_TES_Detector_Modules |
| Authors |
Daniel_Dutcher,_Shannon_M._Duff,_John_C._Groh,_Erin_Healy,_Johannes_Hubmayr,_Bradley_R._Johnson,_Dante_Jones,_Ben_Keller,_Lawrence_T._Lin,_Michael_J._Link,_Tammy_J._Lucas,_Samuel_Morgan,_Yudai_Seino,_Rita_F._Sonka,_Suzanne_T._Staggs,_Yuhan_Wang,_Kaiwen_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05583 |
シモンズ天文台(SO)は、チリ北部のアタカマ砂漠に配備されている宇宙マイクロ波背景計測スイートです。SO内の望遠鏡は、3種類のダイクロイック遷移エッジセンサー(TES)検出器アレイを使用しており、90GHzおよび150GHzの中周波(MF)アレイには、SOの第1段階の約68,000個の検出器の65%が含まれています。必要な26個のMF検出器アレイはすべて製造され、検出器モジュールにパッケージ化され、実験室のクライオスタットでテストされています。すべてのモジュールにわたって、動作可能な検出器の平均歩留まりが84%、飽和電力の中央値が(2.8、8.0)pW、四分位間範囲が(90、150)GHzで(1、2)pWであり、それぞれ目標範囲内に収まっていることがわかります。。各検出器ウェーハ上のTESの通常抵抗と超伝導転移温度が3%以内で均一になるように測定し、全体の中心値はそれぞれ7.5mohmと165mKです。時定数、光学効率、ノイズ性能に関する結果も示されており、機器の感度予測の達成と一致しています。
国際液体ミラー望遠鏡による軌道上のデブリの偶然の検出：最初の結果
| Title |
Serendipitous_Detection_of_Orbital_Debris_by_the_International_Liquid_Mirror_Telescope:_First_Results |
| Authors |
Paul_Hickson,_Bhavya_Ailawadhi,_Talat_Akhunov,_Ermanno_Borra,_Monalisa_Dubey,_Naveen_Dukiya,_Jiuyang_Fu,_Baldeep_Grewal,_Brajesh_Kumar,_Kuntal_Misra,_Vibhore_Negi,_Kumar_Pranshu,_Ethen_Sun_and_Jean_Surdej |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05614 |
軌道上のデブリは宇宙活動に対するリスクを増大させており、天体画像の重大な汚染源になりつつあります。がれきの多くはカタログ化されていないため、影響を評価することがさらに困難になっています。我々は、国際液体鏡望遠鏡による最初の10日間の試運転観測から得られた初期結果を紹介する。そこでは、衛星、ロケット本体、その他の形態のデブリを含む軌道を周回する物体によって生成される縞の画像が検査された。私たちは83の縞を検出し、相関分析を実行して、これらを公共データベース内のオブジェクトと照合することを試みました。これらのオブジェクトの48\%には相関がありませんでした。これは、比較的明るいオブジェクトであっても、データベースにかなりの不完全性があることを示しています。推定等級14.5までの相関天体を検出することができ、最も暗い非相関天体の場合はそれより約2等級大きくなる可能性があります。
4m国際液体鏡望遠鏡プロジェクト
| Title |
The_4m_International_Liquid_Mirror_Telescope_project |
| Authors |
Jean_Surdej,_Bhavya_Ailawadhi,_Talat_Akhunov,_Ermanno_Borra,_Monalisa_Dubey,_Naveen_Dukiya,_Jiuyang_Fu,_Baldeep_Grewal,_Paul_Hickson,_Brajesh_Kumar,_Kuntal_Misra,_Vibhore_Negi,_Anna_Pospieszalska-Surdej,_Kumar_Pranshu_and_Ethen_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05615 |
国際液体ミラー望遠鏡(ILMT)プロジェクトは、リジェ天体物理学・地球物理学研究所(ベルギー、リジェ大学)、アリヤバタ観測科学研究所間の観測天体物理学における科学的共同研究です。（ARIES、インド、ナイニタール）およびカナダのいくつかの大学（ブリティッシュコロンビア、ラヴァル、モントリオール、トロント、ビクトリア、ヨーク）。一方、ベルギー王立天文台、ウズベキスタン国立大学、ウルグベク天文研究所（ウズベキスタン）、ポズナ天文台（ポーランド）など、他のいくつかの機関もこのプロジェクトに参加しています。英国企業AMOS(AdvancedMechanicalandOpticalSystems)は、デヴァスタール(インド、ウッタラーカンド州)のARIESサイトに建設された望遠鏡構造を製造しました。天体観測専用の液体鏡望遠鏡としては初めてです。最初の光は2022年4月29日に取得され、現在試運転が行われています。この短い記事では、ILMTの主要コンポーネントについて説明し、図示します。また、第3回BINAワークショップで発表されたILMTの論文にも焦点を当てます。この論文では、ILMT科学プログラムのさまざまな側面が議論されています。
1 年間の ILMT 観測をさまざまな座標系で表現したもの
| Title |
A_year-long_representation_of_the_ILMT_observations_in_different_coordinate_systems |
| Authors |
Monalisa_Dubey,_Bhavya_Ailawadhi,_Talat_Akhunov,_Ermanno_Borra,_Kuntal_Misra,_Naveen_Dukiya,_Jiuyang_Fu,_Baldeep_Grewal,_Paul_Hickson,_Brajesh_Kumar,_Vibhore_Negi,_Kumar_Pranshu,_Ethen_Sun_and_Jean_Surdej |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05616 |
4m国際液体鏡望遠鏡(ILMT)は、幅22ドルの空の帯の天頂観測を行うインド初の光学測量望遠鏡です。1年を通してILMTがカバーする空の部分を決定するために、ILMTの視野(FoV)を3つの異なる座標系(銀河系、黄道系、赤道系)で表します。$+29^{\circ}21'41.4"$の一定の赤緯と地方恒星時(LST)に対応する変化する赤経(RA)範囲を採用しています。6月から9月までの観測はモンスーンの季節により妨げられます。このような表現の便利さにより、ILMTFoV内の一時的なイベントの位置を特定することができ、これにより他の施設による迅速な追跡観測が可能になります。
4 メートル国際液体鏡望遠鏡用の天文および測光校正器
| Title |
Astrometric_and_photometric_calibrators_for_the_4-m_International_Liquid_Mirror_Telescope |
| Authors |
Naveen_Dukiya,_Bhavya_Ailawadhi,_Talat_Akhunov,_Ermanno_Borra,_Monalisa_Dubey,_Jiuyang_Fu,_Baldeep_Grewal,_Paul_Hickson,_Brajesh_Kumar,_Kuntal_Misra,_Vibhore_Negi,_Kumar_Pranshu,_Ethen_Sun_and_Jean_Surdej |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05617 |
国際液体鏡望遠鏡（ILMT）は4メートル級の測量望遠鏡です。2022年4月29$^{\rmth}$に初点灯を達成し、現在試運転段階に入っている。$+$\ang{29;21;41.4}の赤緯を中心とした固定\ang{;22;}幅のストリップで空をスキャンし、\emph{時間遅延積分(TDI)}モードで動作します。\textit{Gaia}DR3をSDSSDR17およびPanSTARRS-1(PS1)とクロスマッチングすることによって得られたILMTストリップ内の音源の完全なカタログを提示し、$g、r$、および$iにおけるこれらの音源の見かけの大きさでカタログを補足します。$フィルター。これらのソースは天文校正器として機能します。GaiaDR3のリリースでは、空を横切る$\sim$2億2,000万光源のSDSS$g、r$、および$i$バンドを含む、一般的な広帯域測光システムで合成測光が可能になります。この合成測光を使用してクロスマッチングのパフォーマンスを検証し、次に2つの信頼できるソースからの正確な測光測定値を含むカタログのサブセットを作成しました。
ILMT発見超新星追跡戦略
| Title |
Follow-up_strategy_of_ILMT_discovered_supernovae |
| Authors |
Brajesh_Kumar,_Bhavya_Ailawadhi,_Talat_Akhunov,_Ermanno_Borra,_Monalisa_Dubey,_Naveen_Dukiya,_Jiuyang_Fu,_Baldeep_Grewal,_Paul_Hickson,_Kuntal_Misra,_Vibhore_Negi,_Kumar_Pranshu,_Ethen_Sun_and_Jean_Surdej |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05618 |
4メートルの国際液体鏡望遠鏡(ILMT)施設は、天頂方向を向いて、同じ空の帯($\sim$22$^\prime$幅)を毎晩継続的にスキャンします。連続した夜間画像に最適な画像減算技術を実装することで、毎年数百の超新星(SNe)を検出することが可能です。ILMTで検出されたSNeの迅速なモニタリングは、ARIES望遠鏡(1.3mDFOTおよび3.6mDOT)を使用した機会モードの安全なターゲットの下で計画されています。DOT施設による分光分析は、SNeの分類と詳細な調査に役立ちます。ILMTの試運転段階で、超新星(SN)2023afがILMTの視野内で確認されました。SNはILMTおよびDOT機能でさらに監視されました。SN2023afの光度曲線とスペクトル特徴に基づく予備的な結果を示します。
4m ILMTによる多重撮像クェーサーの観測
| Title |
Observation_of_mulitply_imaged_quasars_with_the_4-m_ILMT |
| Authors |
Talat_Akhunov,_Bhavya_Ailawadhi,_Ermanno_Borra,_Monalisa_Dubey,_Naveen_Dukiya,_Jiuyang_Fu,_Baldeep_Grewal,_Paul_Hickson,_Brajesh_Kumar,_Kuntal_Misra,_Vibhore_Negi,_Anna_Pospieszalska-Surdej,_Kumar_Pranshu,_Ethen_Sun_and_Jean_Surdej |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05619 |
重力レンズクエーサー(GLQ)は、ハッブルレマ\^{i}treパラメーター$H_{0}$の値を決定する独立した方法を提供する可能性があり、レンズ銀河の暗黒物質の内容を調べ、微小な銀河を分解できることが知られています。遠方の活動銀河核の構造。このため、複数の画像を取得したクェーサーが、4m国際液体鏡望遠鏡(ILMT)による測光モニタリングの主な推進要因の1つとなっています。私たちは次の質問に答えたいと思います。ILMTを使用して多重画像クエーサーをいくつ検出できるはずですか?そして、GLQ画像の正確な等級を導き出すにはどうすればよいでしょうか?多重画像化されたクエーサーの数は15ドルであると我々は推定していますが、楽観的な予測では最大50ドルと予測されています。レンズ付き画像の光束測定を正確に行うために、適応型PSFフィッティング手法を使用することを提案します。2022年春の予備観測中に、$\it{i}$および$\it{r}$スペクトル帯域で四重に撮像されたクェーサーSDSSJ1251+2935を検出することができました。
ILMT による変数の調査
| Title |
Survey_of_Variables_with_the_ILMT |
| Authors |
Baldeep_Grewal,_Bhavya_Ailawadhi,_Talat_Akhunov,_Ermanno_Borra,_Monalisa_Dubey,_Naveen_Dukiya,_Jiuyang_Fu,_Paul_Hickson,_Kuntal_Misra,_Brajesh_Kumar,_Vibhore_Negi,_Kumar_Pranshu,_Ethen_Sun_and_Jean_Surdej |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05620 |
インド北部の山中に、液体水銀を入れた高さ4メートルの回転皿があります。国際液体鏡望遠鏡(ILMT)は、10年間にわたって空の117平方度を調査し、検出されたすべての天体の天文測光および測光の変動を研究します。科学プログラムの1つは、変光星の調査です。収集されたデータは、光度曲線の包括的なカタログを構築するために使用されます。これは、星の形成と進化、天の川銀河の構造と力学、そして宇宙全体の性質を研究する天文学者にとって不可欠な情報源となるでしょう。このカタログは、私たちが宇宙を理解するための助けとなり、私たちの宇宙を形作る基本的なプロセスについてのより深い洞察を提供します。この研究では、調査について説明し、ILMTの初期試運転データで見つかった変光星の例をいくつか示します。
SunPhot: 国際液体鏡望遠鏡による今後のクエーサー変動調査の準備
| Title |
SunPhot:_Preparations_for_an_upcoming_quasar_variability_survey_with_the_International_Liquid_Mirror_Telescope |
| Authors |
Ethen_Sun,_Bhavya_Ailawadhi,_Talat_Akhunov,_Ermanno_Borra,_Monalisa_Dubey,_Naveen_Dukiya,_Jiuyang_Fu,_Baldeep_Grewal,_Paul_Hickson,_Brajesh_Kumar,_Kuntal_Misra,_Vibhore_Negi,_Kumar_Pranshu_and_Jean_Surdej |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05622 |
最近の研究では、クエーサーの変動性と固有の明るさとの間に相関関係があることが示唆されています。校正されれば、宇宙距離ラダー上でクェーサーを使用できる可能性がありますが、この研究は現在、高いリズムと精度を備えたクェーサー光度曲線データの欠如により制限されています。Python測光データパイプラインSunPhotは、国際液体鏡望遠鏡(ILMT)による今後のクエーサー変動調査の準備の一環として開発されています。SunPhotは、絞り測光を使用して、校正されたILMT画像から光源のカタログの光度曲線を直接抽出します。SunPhotv.2.1は稼働していますが、プロジェクトはILMTのコミッショニングの完了を待っています。
4m 国際液体鏡望遠鏡: 簡単な歴史といくつかの予備的な科学的結果
| Title |
The_4m_International_Liquid_Mirror_Telescope:_a_brief_history_and_some_preliminary_scientific_results |
| Authors |
Jean_Surdej,_Bhavya_Ailawadhi,_Talat_Akhunov,_Ermanno_Borra,_Monalisa_Dubey,_Naveen_Dukiya,_Jiuyang_Fu,_Baldeep_Grewal,_Paul_Hickson,_Brajesh_Kumar,_Kuntal_Misra,_Vibhore_Negi,_Anna_Pospieszalska-Surdej,_Kumar_Pranshu_and_Ethen_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05623 |
この記事は、2023年3月21日にデヴァスタール(ARIES、ウッタラーカンド州、インド)で行われた4m国際液体ミラー望遠鏡(ILMT)の落成式の際に行われた招待講演に基づいています。以下、短い歴史を紹介します。液体ミラー望遠鏡、特に天体物理観察に完全に特化した初の液体ミラー望遠鏡である4mILMTの研究に貢献しました。いくつかの予備的な科学的結果について説明し、望遠鏡の最初の試運転段階で撮影されたいくつかの直接CCD画像を示します。機器、操作、最初の観察、性能、科学的結果の詳細については、BINA3ワークショップの同じ議事録に掲載されている一連のILMTポスター論文を参照することをお勧めします。
白色矮星パルサー AR Scorpii の急速な進化
| Title |
Rapid_Evolution_of_the_White_Dwarf_Pulsar_AR_Scorpii |
| Authors |
Peter_Garnavich,_Stephen_B._Potter,_David_A._H._Buckley,_Anke_van_Dyk,_Daniel_Egbo,_Colin_Littlefield_and_Anousha_Greiveldinger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04967 |
9年間にわたるARSco光学光度曲線の分析では、回転する白色矮星の2つの磁極によって生成されるビートパルスペアの相対振幅の経年変化が示されています。最近の測光では、一次ビートパルスと二次ビートパルスの振幅が同等であることが示されていますが、2015年には一次パルスは二次ピークの約2倍でした。ビートパルス振幅の等化は、直線偏光束にも見られます。この急速な進化は、白色矮星の自転軸の歳差運動と一致しています。この観測結果は、パルス振幅が$\gtrsim40$年の期間にわたって周期するが、上限は現時点では十分に制限されていないことを示唆しています。歳差運動が進化を促すメカニズムであれば、今後10年間でビートパルスの振幅比は最大値に達し、その後非対称のビートパルスに戻るでしょう。
若い星におけるヘリウム 10830 \AA\ 三重項の強度と変動性、大気圏検出への影響
| Title |
The_Strength_and_Variability_of_the_Helium_10830_\AA\_Triplet_in_Young_Stars,_with_Implications_for_Exosphere_Detection |
| Authors |
Daniel_M._Krolikowski,_Adam_L._Kraus,_Benjamin_M._Tofflemire,_Caroline_V._Morley,_Andrew_W._Mann,_Andrew_Vanderburg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04971 |
若い系外惑星は惑星の進化、特に若い頃に最もダイナミックに起こる大気の質量減少を追跡します。しかし、若い星の高い活動レベルは、大気の質量損失の分光信号を覆い隠したり、模倣したりする可能性があります。これには、ますます重要性を増している外気圏探査機である活動感受性の高いHe10830\AA\トリプレットが含まれます。若い年齢のHe-10830トリプレットの特徴を明らかにするために、ハビタブルゾーン惑星ファインダーで撮影した若いトランジット惑星ホストの時系列NIRスペクトルを提示します。He-10830の吸収強度は、最も速い回転と最も遅い回転を除いてサンプル全体で同様であり、若い彩層が高密度であり、衝突を介して準安定ヘリウムに存在していることを示しています。コロナ放射線による光イオン化と再結合は、活性極と非活性極の準安定ヘリウム集団のみを支配します。フレアや表面の特徴の変化などの揮発性の星の活動は、He-10830トリプレットの変動を引き起こします。変動は最年少年齢で最も大きく、3億年齢を超えると$\lesssim5-10$m\AA\(または3%)に減少し、この年齢範囲の星8つ中6つが本質的な変動がないことに一致しています。He-10830トリプレットの変動は最も小さく、最短のタイムスケールでは年齢に依存しません。恒星の固有の変動性は、最年少の年齢を除いて、若い外気圏の検出を妨げるものではありません。活動の影響を最小限に抑えるために、トランジットの周囲で直接撮影されたトランジット外の比較観察や複数のトランジットの観察をお勧めします。いずれにしても、多くのシナリオでは、1時間のタイムスケールであっても星の変動が増大する可能性があるため、恒星の活動との関連でトランジット観測を解釈する場合には注意が必要です。
ヒアデス連星系の動的質量 vB 120
我々は、ヒアデス星団内の5.7年周期の天文分光連星系であるvB120(HD30712)の分光観測を報告します。私たちは、半径速度を文献からの他の速度、および既存のスペックル干渉計測定と組み合わせて、システムの改善された3D軌道を導き出します。コンポーネントの質量はM1=1.065+/-0.018MSun、M2=1.008+/-0.016MSun、軌道視差は21.86+/-0.15masと推定され、これはGaiaDR3からの視差よりも正確であることがわかります。これは、動的質量測定を備えたヒアデス星系の9番目の二元系または多重系であり、最も高い精度を備えた例の1つです。スペクトルエネルギー分布の分析により、星の絶対半径R1=0.968+/-0.012RSunおよびR2=0.878+/-0.013RSun、実効温度5656+/-56Kおよび5489+/-60Kが得られます。プライマリとセカンダリのそれぞれに。これらの特性を、既知の年齢と星団の金属量に関する現在の恒星の進化モデルの予測と比較すると、わずかな違いしか示されません。
SPIRou、ゆっくりと回転するM型矮星の異常に強い磁場を明らかにする
| Title |
SPIRou_reveals_unusually_strong_magnetic_fields_of_slowly_rotating_M_dwarfs |
| Authors |
L._T._Lehmann,_J.-F._Donati,_P._Fouque,_C._Moutou,_S._Bellotti,_X._Delfosse,_P._Petit,_A._Carmona,_J._Morin,_A._A._Vidotto_and_the_SLS_consortium |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05039 |
この論文では、SPIRouで収集された分光偏光データを分析することにより、ゆっくりと回転する6つの中期から後期のM矮星(回転周期$P_{\mathrm{rot}}\約40-190\,\mathrm{dy}$)を研究します。2019年から2022年までのSPIRouLegacySurveyの一環として、カナダ・フランス・ハワイ望遠鏡で行われました。各星の円偏光スペクトルの最小二乗デコンボリューション(LSD)プロファイルから、各星の回転を確認します。6つのマドワーフの周期を解析し、最近提案された主成分分析(PCA)に基づく方法とゼーマンドップラーイメージングの両方を使用して、それらの大規模な磁場トポロジーとその経時的進化を調査します。すべてのマドワーフは、PCA法を使用した円偏光LSDプロファイルから直接見られるように、自転周期の時間スケールで大規模な場の変動を示します。完全対流のM-dwarfGJ-1151の磁気極性の反転と、Gl-905で進行中の反転の可能性を検出しました。私たちの小さなサンプルの4つの完全対流のM矮星(Gl~905、GJ~1289、GJ~1151、GJ~1286)は、2つの部分対流のM矮星よりも大きな時間的変動(主に場の強さと軸対称)を示します。(G1~617B、G1~408)。驚くべきことに、6つのマドワーフは、著しく高速で回転するマドワーフと同様の20～200Gの範囲の大規模な磁場強度を示します。私たちの発見は、非常にゆっくりと回転するマドワーフの大規模磁場は、これまで磁気的に特徴づけられてきた高速回転子の磁場とは異なる領域で動作するダイナモ過程を通じて生成される可能性が高いことを示唆しています。
LAMOST DR8でおうし座M型T型星の2つの異なる完全な円盤進化パターンを発見
| Title |
Discovery_of_Two_Different_Full_Disk_Evolutionary_Patterns_of_M-type_T_Tauri_Stars_with_LAMOST_DR8 |
| Authors |
Hasitieer_Haerken,_Guang-Wei_Li,_Min_Li,_Fuqing_Duan,_and_Yongheng_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05206 |
ガスと塵で満たされた円盤全体は惑星の質量の上限を決定し、その寿命は惑星形成、特に巨大惑星の形成にとって重要です。この研究では、おうし座T星(TTS)の円盤全体の進化のタイムスケールと降着との関係を研究しました。GaiaEDR3、2MASS、WISEデータと組み合わせると、LAMOSTDR8で1077個の円盤を含むTTS候補が見つかり、恒星パラメータが得られました。そのうち783個は、スペクトルによって古典型おうし座T星(CTTS、169個)または弱い線を持つおうし座T型星(WTTS)として新たに分類されました。HaのEWとFWHMに基づいて、降着中の157個のTTSが特定され、その約82%も完全な円盤を持っていました。M<0.35MoのTTSでは、約80%が約0.1Myrですでに完全な円盤を失っているようであり、これがその質量が低いことを説明している可能性がありますが、残りの20%の完全な円盤は5Myr以内に同様の速度で非完全な円盤が進化します。、おそらく巨大な惑星を形成するのに十分です。円盤を含むTTSに対する降着TTSの割合は約10%で安定しており、$\sim$5～10百万ドル持続する可能性があり、完全な円盤と降着が非完全な円盤と同様の速度で進化することを示唆しています。M>0.35MoのTTSでは、ほぼすべての完全な円盤が0.1Myr以上、ほとんどが1Myr、いくつかは20Myrまで生存できます。これは、M<0.35Moの円盤よりも惑星が形成される可能性が高いことを意味します。したがって、M>0.35MoのM矮星はより多くの惑星を持つことができます。ディスクを含むTTSに対するフルディスクTTSの割合は、$f\proptot^{-0.35}$の関係に従って年齢とともに減少し、同様の関係が増加するTTSの割合とフルディスクCTTSの割合にも存在することを示唆しています。完全な円盤と降着の進化は、非完全な円盤よりも速くなります。完全な円盤星の場合、低質量星の降着の割合は高質量の星の降着の割合より体系的に低く、降着が恒星の質量に依存していることが確認されています。
入れ子の平衡回転楕円体図形 -- IV.異種構成について
論文IとIIで拡張された入れ子平衡図形の理論は、回転体の層の数が無限である極限で研究され、完全な不均一性に到達することができます。漸近過程では、方程式の離散集合は回転速度の微分方程式になります。剛体回転(中心から表面へ)の特殊なケースでは、等密度表面の楕円率を赤道質量密度プロファイルに結び付ける積分微分方程式(IDE)が導き出されます。ほとんどの研究とは対照的に、これらの方程式は小さな平坦化に限定されず、高速回転子にも同様に当てはまります。SCF法から得られた数値解を使用して、このアプローチを検証します。楕円率が小さい(回転が遅い)場合は、Clirautの方程式が完全に回復します。Chandrasekharの摂動的なアプローチおよびビリアル方程式に基づくRobertsの研究との比較は成功しています。私たちは、低速回転子から高速回転子への移行を特徴付ける基準を導き出します。質量密度ジャンプを含む不均一構造の処理は、修正されたIDEを通じて提案されています。
巨大惑星伴星が周回する太陽型恒星のrモードの潮汐励起と軌道進化への影響 II: 位置がずれた場合の潮汐の影響
| Title |
The_tidal_excitation_of_r_modes_in_a_solar_type_star_orbited_by_a_giant_planet_companion_and_the_effect_on_orbital_evolution_II:_The_effect_of_tides_in_the_misaligned_case |
| Authors |
J._C._B._Papaloizou_and_G.J._Savonije |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05271 |
私たちは、太陽型中心星と近接軌道を周回する巨大惑星の潮汐相互作用に関するパパロイゾウとサボニエの研究を、中心星の自転軸と軌道角運動量がずれている状況にまで拡張しました。rモードの励起の可能性と、非回転系で周波数がゼロの潜在的な摂動による潮汐力の影響を考慮して、潮汐応答を決定します。次数l'=1および次数m=1または-1のrモードとのほぼ共振がありますが、半値幅は十分に狭いことが判明するため、実際の散逸率は非共振ポテンシャル摂動によって生成される散逸率と同様であることがわかります。。私たちはその結果を使用して、磁気ブレーキによる中心星のスピンダウンを考慮して、初期傾斜角の全範囲における位置ずれの進行を決定します。全体として、主系列の生涯にわたる公転周期が約3.7日である1つの木星の質量を持つ惑星にとって、潮汐進化の速度は重要ではないことがわかりました。ただし、質量が大きい惑星や公転周期が短い場合には、これは重要になり、惑星質量の2乗と公転周期の逆4乗にほぼ比例します。
要素の起源に関する観察上の制約。 Ⅷ.金属の乏しい星におけるバリウム、ストロンチウム、イットリウムの化学進化の抑制
| Title |
Observational_constraints_on_the_origin_of_the_elements._VIII._Constraining_the_Barium,_Strontium_and_Yttrium_chemical_evolution_in_metal-poor_stars |
| Authors |
G._Guiglion,_M._Bergemann,_N._Storm,_J._Lian,_G._Cescutti,_A._Serenelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05459 |
最近、リアンら。(2023)は、Gaia-ESOデータのおかげで、[Fe/H]>-1領域における中性子捕獲元素の化学進化を研究しました。ここでは、この研究を[Fe/H]=-3まで補完し、Ba、Y、Sr、および[Ba/Y]と[Sr/Y]の存在比に焦点を当てます。これにより、s-に関する包括的な見解が得られます。プロセス元素合成チャネル。私たちは、高S/Nの高解像度光学スペクトルを使用して、銀河の金属に乏しい323個の星におけるBa、Y、およびSrのLTEおよびNLTE存在量を測定しました。以前に決定されたLTEおよびNLTE大気パラメータを使用した1Dモデル大気とともに、スペクトルフィッティングコードTSFitPyを使用しました。NLTEの効果は、元素に応じて-0.1～~0.2dex程度です。sプロセスの重元素と軽元素の比率[Ba/Y]は、金属が不足している領域でも[Fe/H]によってわずかに変化しますが、これは金属が豊富な領域での挙動と一致しています。特定の金属量における[Ba/Y]の散乱は、存在量測定の不確かさよりも大きくなります。異なる収率処方を持つ均一な化学進化モデルは、低[Fe/H]での[Ba/Y]散乱を正確に再現できません。Cescutti&Chaippini(2014)による確率的化学進化モデルを採用すると、[Ba/Y]と[Ba/Sr]の存在量パターンで観察された散乱を再現できます。私たちの観察により、モデル作成者が以前に示唆したようなrプロセス寄与の恣意的なスケーリングの必要性は除外されます。私たちは、特に金属が乏しい環境において、化学存在量を測定する際にNLTE効果を適切に含めることがいかに重要であるかを示しました。この研究は、銀河化学進化モデル(確率論的vs.1ゾーン)の選択が、モデルと観測値を比較する際の鍵となることを示しています。4MOSTやWEAVEなどの今後の調査では、何千もの金属に乏しい星の高品質のスペクトルが提供される予定であり、この研究はそのような調査で何が達成できるかについての典型的なケーススタディを示しています。
J191213.72-441045.1の白色矮星を紫外線観測で明らかに
| Title |
Unveiling_the_white_dwarf_in_J191213.72-441045.1_through_ultraviolet_observations |
| Authors |
Ingrid_Pelisoli,_Snehalata_Sahu,_Maxim_Lyutikov,_Maxim_Barkov,_Boris_T._Gaensicke,_Jaco_Brink,_David_A._H._Buckley,_Stephen_B._Potter,_Axel_Schwope,_S._H._Ramirez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05558 |
J191213.72-441045.1は、4.03時間の軌道を周回する白色矮星とM型矮星から構成される連星系です。これは、白色矮星のスピン周期5.3分で変調された電波、光学、X線の発光と、さまざまな軌道側波帯周波数を示しています。電波パルス白色矮星の原型であるARScorpiiと同様に、観測されたパルス発光は二元相互作用によって駆動されているようです。この研究では、ハッブル宇宙望遠鏡の宇宙起源分光器で得られた遠紫外スペクトルの分析を紹介します。この分析では、J191213.72-441045.1の白色矮星を直接検出しました。白色矮星の実効温度は11485+/-90K、質量は0.59+/-0.05太陽質量であることがわかりました。磁場には暫定的な上限を約50MGとします。白色矮星が熱平衡にある場合、その物理的パラメーターは、白色矮星の中心で結晶化が始まっていないことを意味します。あるいは、実効温度は圧縮加熱の影響を受けた可能性があり、過去の降着段階を示しています。磁場の上限が比較的低く、強い磁場を生成する可能性のある結晶化が不足している可能性があるため、システムのパルサーのようなモデルには課題があり、低磁場のプロペラモデルが優先されます。また、システムの多くの顕著な特徴を説明する二項相互作用の幾何学的モデルも開発します。
進化した大質量連星の恒星合体の証拠：大マゼラン雲の青色超巨星
| Title |
Evidence_for_stellar_mergers_of_evolved_massive_binaries:_blue_supergiants_in_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Athira_Menon,_Andrea_Ercolino,_Miguel_A._Urbaneja,_Daniel_J._Lennon,_Artemio_Herrero,_Norbert_Langer,_Abel_Schootemeijer,_Emmanouil_Chatzopoulos,_Juhan_Frank,_Sagiv_Shiber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05581 |
青色超巨星はその母銀河の中で最も明るい星ですが、その進化の状況は恒星天体物理学において長年の問題となっています。この先駆的な研究では、新たに導き出された恒星のパラメータをもつ大マゼラン雲内の59個の初期B型超巨星の大規模なサンプルを提示し、それらの間の連星合体によって誕生した星の特徴を特定します。我々は、水素を含まない核（一次星）と主系列伴星（二次星）を持つ超巨星からなる連星の新しい一次元合体モデルをシミュレーションし、二次星と初星の核との相互作用の影響を考察する。私たちは、生まれたばかりの16--40\,M$_\{odot}$星の進化を、核の炭素が枯渇し、最終的な爆発前の構造に近づくまで追跡します。単独で誕生する星とは異なり、このような星の合体で誕生した星は、核のヘリウム燃焼段階を通じて青色であり、ほとんどのサンプルの表面重力とヘルツシュプルング・ラッセル図の位置を再現します。これは、観測された青色超巨星が合体で生まれた星と構造的に似ていることを示している。さらに、我々のデータサンプルの少なくとも半分で示された大きな窒素対炭素および酸素比、およびヘリウムの増強は、我々のモデル予測と独自に一致しており、青色超巨星の大部分が実際に連星合体の産物であるとの結論に導いています。
私はフェスティナ・レンテ湿地が限界があると考えており、例えば再加熱中に発生するような熱効果を考慮に入れると、この限界の意味が大幅に強化されると主張します。私は、閉じ込めスケールは真空エネルギーに比例するスケールよりも高くなければならないが、熱効果のないフェスティナレンテは閉じ込めスケールをハッブルスケール以上に制限するだけであると主張します。非ナベリアンゲージ場のヒッグスの場合、ヒッグス質量の大きさは、電弱スケール(または一般的にはヒッグスVEVによって設定されるスケール)に比例する限界よりも重くなければならないことがわかりました。SM内のヒッグスの測定値は限界を満たしています。インフレーション中に境界が侵害されることを避ける方法は、多数の種を軽量化することです。この場合、インフレスケールを種スケールより下にしたい場合、インフレスケールは$\ll10^5$GeVに制限されます。これらの境界は、GUTなどのBSM物理学に対して現象学的意味合いを持ち、たとえば、GUTヒッグシング相転移からの重力波の兆候が弱い、または存在しないことを示唆しています。
ダークマター電子散乱データからハローに依存しない情報を抽出する
| Title |
Extracting_Halo_Independent_Information_from_Dark_Matter_Electron_Scattering_Data |
| Authors |
Elias_Bernreuther,_Patrick_J._Fox,_Benjamin_Lillard,_Anna-Maria_Taki,_Tien-Tien_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04957 |
直接検出実験とその結果の解釈は、銀河のハロー内の暗黒物質の速度構造に敏感です。この研究では、もともと暗黒物質核散乱の文脈で導入されたこのような天体物理学に基づく不確実性を扱う形式主義を拡張し、暗黒物質電子散乱相互作用を含めます。模擬データを使用して、正しい暗黒物質の質量と速度の分布を決定する能力が、光メディエーターを含むモデルなど、いくつかの低位置のビンのみに存在する反動スペクトルでは枯渇していることを実証します。また、この形式主義により、既存の実験データセット(SENSEIやEDELWEISSなど)の互換性をテストする方法や、将来起こり得る実験(GaAsベースの検出器など)を予測する方法も示します。
運動量空間の原始温泉からの暗黒放射
| Title |
Dark_Radiation_from_the_Primordial_Thermal_Bath_in_Momentum_Space |
| Authors |
Francesco_D'Eramo,_Fazlollah_Hajkarim,_Alessandro_Lenoci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04974 |
将来のCMB調査のための驚くべき予測に動機付けられ、運動量空間での厳密な解析を介して、二体崩壊または熱浴粒子による連星散乱によって初期宇宙で生成された暗黒放射線の量を評価します。暗輻射位相空間分布の進化を追跡し、漸近解を使用して、追加ニュートリノ種の有効数$\DeltaN_{\rmeff}$の観点からパラメータ化された追加の相対論的エネルギー密度の量を評価します。私たちのアプローチにより、宇宙の歴史を通じて決して平衡に達することのなかった光粒子を研究し、代わりに熱化する際のデカップリングの物理学を精査することが可能になります。私たちは、生産プロセスに関与するすべての粒子の量子統計効果を組み込み、目に見えるセクターと目に見えないセクターの間で交換されるエネルギーを考慮します。非瞬間的なデカップリングは最終的な分布のスペクトル歪みの原因となっており、それらが$\DeltaN_{\rmeff}$の対応する値にどのように変換されるかを定量化します。最後に、正確な結果と既存の文献で一般的に使用されている近似手法とを包括的に比較します。注目すべきことに、その差は将来の観測の実験感度よりも大きくなる可能性があり、運動量空間での厳密な解析の必要性が正当化されることがわかりました。
必要なのは 2 ワットだけです: エッジ コンピューティングによるニュートリノ望遠鏡の検出器内リアルタイム機械学習の実現
| Title |
Two_Watts_is_All_You_Need:_Enabling_In-Detector_Real-Time_Machine_Learning_for_Neutrino_Telescopes_Via_Edge_Computing |
| Authors |
Miaochen_Jin,_Yushi_Hu,_Carlos_A._Arg\"uelles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04983 |
機械学習技術の使用により、ニュートリノ望遠鏡の物理学的発見の可能性が大幅に高まりました。今後数年間で、既存の検出器と新しい実験用ハードウェアを備えた新しい望遠鏡がアップグレードされ、より多くの統計情報とより複雑なデータ信号が得られることが期待されています。これには、より複雑なデータをより効率的な方法で処理するために必要なソフトウェア側のアップグレードが必要になります。具体的には、リアルタイム信号処理を実現するための低消費電力かつ高速なソフトウェア手法を模索していますが、現在の機械学習手法は、これらの実験が行われているリソースに制約のある地域に展開するには高価すぎるためです。量子化とGoogleEdgeTensorProcessingUnit(TPU)での展開を介して、水/氷ニュートリノ望遠鏡の検出器内に機械学習手法を展開できるようにするための最初の試みと概念実証を紹介します。残差畳み込み埋め込みを使用して再帰的ニューラルネットワークを設計し、量子化プロセスを適応させてアルゴリズムをGoogleEdgeTPUにデプロイします。このアルゴリズムは、CPUベースの回帰ソリューションと比較して同じ量の電力を必要としながら、従来のGPUベースの機械学習ソリューションと比較して同様の再構成精度を達成でき、高精度と低電力の利点を組み合わせて、リアルタイムの検出器内機械学習を可能にします。電力が最も制限されている環境でも。
LIGO O3 データセットの連続重力波の全天探索でより深く調査する
周波数帯域[30,150]Hzおよびスピンダウン範囲$[{-1}\times10^{-8}、{+1}\times10^{-9}]$Hz/秒。この検索は、同じPowerFluxパイプラインを使用したO3データの前半の以前の分析に基づいて構築されています。ここでは、完全なO3データを使用し、初期段階でLIGOHanford(H1)とLIGOLivingston(L1)データの完全にコヒーレントな組み合わせによる緩いコヒーレンスを使用することで、より深く検索します。同時に、検索される周波数帯域を制限し、狭くて高度に妨害された帯域を除外します。スペクトルバンド。信号は検出されず、母集団平均の上限を推定することに加えて、円偏波と直線偏波の振幅に厳密な頻度主義的な上限を設定します。円偏波で得られる下限上限は$\sim4.5\times10^{-26}$で、直線偏波の下限は$\sim{1.3}\times10^{-25}$です(どちらも144Hz付近)）。母集団平均上限の最小推定値は$\sim{1.0}\times10^{-25}$です。ここで検索された周波数帯域では、これらの制限はO3aPowerFlux検索よりも$\sim1.4$の中央値で改善され、完全なO3データに対して取得された以前の最良の制限よりも$\sim1.1$の中央値で改善されています。
| Title |
Sensitivity_of_JWST_to_eV-Scale_Decaying_Axion_Dark_Matter |
| Authors |
Sandip_Roy,_Carlos_Blanco,_Christopher_Dessert,_Anirudh_Prabhu,_Tea_Temim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04987 |
最近打ち上げられたジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)は、暗黒物質(DM)崩壊から生じるeVスケールの輝線を解明できます。私たちは、標準的な運用中に予想される空の観測を使用して、天の川銀河における有力なDM候補であるアクシオンの崩壊に対するミッション終了時の感度を予測します。関連のない輝線を検索すると、アクシオンと光子結合$g_{a\gamma\gamma}\gtrsim5.5\times10^{-12}$GeV$^{-により、質量範囲$0.18$eV～$2.6$eVのアクシオンが拘束されます。1}ドル。特に、これらの結果は、天体恐怖症のQCD軸子を$\lesssim$0.2eVの質量に制約します。
GR-Athena++: 中性子星時空の一般相対論的磁気流体力学シミュレーション
| Title |
GR-Athena++:_General-relativistic_magnetohydrodynamics_simulations_of_neutron_star_spacetimes |
| Authors |
William_Cook,_Boris_Daszuta,_Jacob_Fields,_Peter_Hammond,_Simone_Albanesi,_Francesco_Zappa,_Sebastiano_Bernuzzi,_David_Radice |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04989 |
中性子星時空への応用のための、GR-Athena++の一般相対論的磁気流体力学(GRMHD)への拡張を紹介します。新しいソルバーは、Athena++の制約付きトランスポート実装をアインシュタイン方程式のZ4c定式化に結合し、オクトツリー適応メッシュリファインメントを使用してGRMHDで動的時空をシミュレートします。比較的低い解像度でグリッド対称性を課すことなく、安定した収束結果を実証する孤立中性子星時空と連星中性子星時空のベンチマーク問題を検討します。このコードは、$10^{-16}$の発散のない制約を完全に相対的に破って、非回転星の磁場の不安定性を正確に捕捉します。微小物理状態方程式による進化と、高速回転する星の重力崩壊におけるブラックホールの形成を扱います。連星系については、重力放射線反応下での進化の正しさを実証し、重力波形の収束を示します。磁化された連星中性子星の合体における衝突界面におけるケルビン・ヘルムホルツ不安定性を解決するための適応メッシュ改良の使用を紹介します。GR-Athena++は、$10^5$CPUコアを超える$80\%$を超える強力なスケーリング効率を示し、現実的な実稼働セットアップでは$\sim5\times10^5$CPUコアまで優れた弱いスケーリングを示します。GR-Athena++は、エクサスケールコンピューターを使用して、強力で動的重力下でのGRMHD流れの堅牢なシミュレーションを可能にします。
非コンパクト内部モードを持つセミローカルストリングの重力放射について
| Title |
About_gravitational_radiation_of_semi_local_strings_with_non_compact_internal_modes |
| Authors |
A._Morano_and_O._Santill\'an |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05279 |
以前の研究[1]では、推定上の渦が与えられた場合、その放射チャネルを研究することによって、それが非アーベル的であるかどうかが決定されました。この例では、内部配向モードが球体$S^2$で記述される$SU(2)$ゲージモデルがあると考えました。この参考文献で示されている非アーベル効果は、このスペースがコンパクトであるため、あまり顕著ではありませんでした。今回の研究では、この解析を内部空間が非コンパクトな渦に対して拡張しました。この状況は、半局所的な超対称渦によって実現される可能性があります[2]～[9]。内部空間の体積は無限であるため、大きなエネルギーの摂動が物体に沿って伝播する可能性があります。内部空間がリッチフラットメトリックを使用して解決された円錐形である場合の、特定の構成が示されています。この興味深い特徴は、それが静的な渦に対応していることです。つまり、摂動は内部モードのみによるものです。たとえ静的であっても、重力放射線の放出は、この場合にはかなり秩序あるものである。これは、大量の重力放射線を放出する可能性のあるゆっくりと移動する物体の存在が、非異常性のヒントであることを示唆しています。
レアイベント検索用の二相キセノン時間投影チャンバー
過去10年間で、二相キセノン時間投影チャンバー(Xe-TPC)は、天体粒子物理学や稀少事象探索の分野で最も強力な検出器の1つとして台頭してきました。主に暗黒物質粒子の直接検出を目的として開発され、現在地下深部で実施されている実験は、数トン規模の目標質量、約1keVのエネルギー閾値、太陽ニュートリノによるものと同様の放射能誘発バックグラウンド率に達しています。これらのユニークな特性と、数年間にわたって実証された安定した動作により、多数の超希少な相互作用の高感度検索による新しい領域の探索が可能になります。これらには、粒子暗黒物質の探索、二次弱い崩壊の探索、天体物理学的ニュートリノの観測が含まれます。まず、放射線検出媒体としてのキセノンのいくつかの特性と、二相Xe-TPCの動作原理を、そのエネルギー校正および分解能とともにレビューします。次に、現在実行中の実験と提案されている次世代プロジェクトの状況について説明し、いくつかの技術的課題について説明します。最後に、暗黒物質候補、二次微弱崩壊、太陽および超新星ニュートリノに対するそれらの感度を調べます。二相Xe-TPCに基づく実験は難しく、他の優れた実験と同様に、常に限界に挑戦されます。天体素粒子物理学や宇宙論における他の多くの取り組みとともに、彼らは未知の境界に挑戦し続け、できれば私たちの宇宙に関する深い新しい知識を明らかにすることを期待しています。
重力による量子のもつれから宇宙の曲率を探る
| Title |
Probing_the_curvature_of_the_cosmos_from_quantum_entanglement_due_to_gravity |
| Authors |
Suddhasattwa_Brahma_and_Abhinove_Nagarajan_Seenivasan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05483 |
重力が基本的に量子である場合、重力を介した相互作用により、任意の2つの量子粒子は互いにもつれなければなりません。重力媒介もつれと呼ばれるこの現象は、卓上の実験装置で摂動量子重力を検出するという最近の取り組みにつながっています。この論文では、これを一般化して、基底状態にある2つの理想的な巨大振動子が、膨張する宇宙の重力によってもつれ合う様子を想像し、背景の時空の曲率が結果として生じるもつれのプロファイルに痕跡を残すことを発見しました。したがって、宇宙論的観測から重力媒介のもつれを検出することは、宇宙の局所的な膨張率を測定する刺激的な新しい道を開くことになるでしょう。
宇宙論的テレパラレル摂動
$f(Q)$重力への関心が高まっており、この分野の大きな進歩につながりました。ただし、この分野の研究のほとんどは一致ゲージに基づいており、接続の自由度の影響が見落とされていることに注意することが重要です。この研究では、重力の一般的なテレパラレル、メートルテレパラレル、および対称テレパラレル理論における摂動を研究する際の関係に特に注意を払います。計量の摂動だけでなく、アフィン接続の摂動も調べます。これを説明するために、空間的に平坦なFLRW幾何学形状と湾曲したFLRW幾何学に対する追加のスカラー場の形で物質がある場合とない場合の$f(G)$、$f(T)$、$f(Q)$重力の宇宙論的摂動を調べます。私たちの摂動解析により、一般的な$f(Q)$背景には、背景の接続に応じて最大7つの自由度があることが明らかになりました。これは、$\href{https://doi.org/10.1002/prop.202300185}{Fortschr.で初めて確立された自由度の上限と完全に一致しています。物理学。2023、2300185}$。$f(G)$および$f(T)$重力理論では、一般的な湾曲した宇宙背景上の重力セクターでは2つのテンソルモードのみが伝播し、強い結合の問題を示しています。$f(Q)$宇宙論の文脈では、7つのモードすべてが伝播する特定のバックグラウンド接続について、少なくとも1つのゴースト自由度が存在することがわかります。接続の他のすべての選択では、4つの自由度のみが伝播する強結合問題を犠牲にしてゴーストを回避できます。したがって、$f(G)$、$f(T)$、$f(Q)$の形式のテレパラレル系理論内のすべての宇宙論は、強い結合またはゴースト不安定性のいずれかに悩まされます。物質フィールドを接続に直接結合するか、最小でない結合によって、これらの結果が変わる可能性があります。
スピン誘起四重極モーメント測定における二重スピン歳差運動と高調波の影響
| Title |
Effect_of_double_spin-precession_and_higher_harmonics_on_spin-induced_quadrupole_moment_measurements |
| Authors |
Divyajyoti_and_N._V._Krishnendu_and_Muhammed_Saleem_and_Marta_Colleoni_and_Aditya_Vijaykumar_and_K._G._Arun_and_Chandra_Kant_Mishra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05506 |
スピン誘起四重極モーメント(SIQM)測定を使用して、バイナリブラックホール(BBH)の性質のヌルテストを実行する可能性を調査します。これは、先行(四極)スピン誘起モーメントにおける個々の2値成分のスピンによる変形の度合いを定量化するパラメーター($\kappa$)に関連する偏差パラメーター($\delta\kappa$)を制約することによって実現されます。この文書全体を通じて、$\kappa$をSIQMパラメーターと呼び、$\delta\kappa$をSIQM偏差パラメーターと呼びます。ここで紹介するテストは、二重スピン歳差運動および高次モードを考慮した波形モデルを採用することにより、BBHの性質に関する初期のSIQMベースのヌルテストを拡張します。二重スピン歳差運動を伴う波形は、単一スピン歳差運動を伴う波形と比較して$\delta\kappa$に対してより適切な制約を与えることがわかりました。また、LIGO-Virgo検出器の最初の3回の観測実行(O1～O3)を通じて観測された、選択されたGWイベントのSIQM偏差パラメーターに関する以前の制約を再検討します。さらに、テストにおける高次モードの影響も、ゼロノイズでシミュレートされた信号を注入することによって、さまざまな質量比とスピンの組み合わせについて調査されます。私たちの分析は、質量比が3を超え、スピン歳差運動が大きい連星では、パラメーター推定を確実に実行するためにスピン歳差運動と高次モードを考慮した波形が必要である可能性があることを示しています。
強力なレンズの重力波を使用した暗黒銀河ハローの特性の推定
重力波(GW)は、電磁波(EM)と同様に、重力レンズ現象を通じて巨大な物体によって歪む可能性があります。GW天文学における重力レンズの重要性は、GW検出時代にますます明らかになり、すでに100近くのイベントが検出されています。現在の地上設置の干渉計が設計感度に達すると、これらの検出器は、間に存在する銀河や銀河団の暗いハローによって強くレンズ化されたいくつかのGW信号を観測する可能性があると予想されます。したがって、GW信号に対する強いレンズ効果を解析することは、レンズの特性を理解し、GW光源固有のパラメータを正しく推測するために重要になります。ただし、レンズ波形のパラメータ間には強い縮退があるため、GW観測だけでは複雑なレンズモデルのレンズパラメータを正確に推測することはできません。この論文では、強いレンズを受けたGW信号のパラメータ推定を実行し、EM観測を利用してレンズの形状や赤方偏移などのレンズパラメータを推定する方法について説明します。単純な球面対称レンズモデルの場合、GW情報のみを使用してレンズパラメータを適切に復元できることがわかりました。一方、レンズパラメータを回復するには、非軸対称レンズモデルの追加の電磁観測とともに4つ以上のGW画像が検出されるシステムが必要です。GW観察とEM観察を組み合わせると、レンズパラメータの推論をさらに改善できます。
回転する反射面に対する事象の地平線の存在をテストする
| Title |
Testing_the_Existence_of_Event_Horizons_against_Rotating_Reflecting_Surfaces |
| Authors |
Joost_de_Kleuver,_Thomas_Bronzwaer,_Heino_Falcke,_Ramesh_Narayan,_Yosuke_Mizuno,_Oliver_Porth_and_Hector_Olivares |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05555 |
最近、事象の地平線望遠鏡が事象の地平線スケールでブラックホールを初めて観測し、事象の地平線の存在をテストできるようになりました。事象の地平線には定義上、観察可能な特徴はありませんが、それらが存在しないことを探すことはできます。その場合、他の表面と同様に、放射線を吸収(および熱放出)および/または反射する可能性のある、ある種の表面が存在する可能性があります。この論文では、このような回転反射面の潜在的な観察可能な特徴を研究します。任意の時空における反射面の一般的な記述を構築します。これは、静止反射面と回転反射面の特定のモデルを定義するために使用され、対応する光路と合成画像を研究します。これは、測地方程式の数値積分と一般相対論的放射伝達コードRAPTORの使用によって行われます。反射面は、フォトンリング内の合成画像にリング状の特徴の無限のセットを作成します。中間には中央のリングがあり、その後、より高次のリングが互いの外側に位置し、光子リングに収束します。リングフィーチャの形状とサイズは、表面の半径R、スピンa、傾斜iによってわずかに変化し、すべての場合においてフィーチャが「影の領域」内に収まります。回転する反射面には明確な観察可能な特徴があり、事象の地平線望遠鏡は反射率が高い場合に反射面と事象の地平線との違いを観察できると結論付けています。このような反射面モデルは除外できるため、ブラックホールの影が確かに事象の地平線の存在を示しているという結論が強化されます。
