銀河の外側部分にあるハロー天体のマイクロレンズ現象
| Title |
Microlensing_of_halo_objects_in_the_exterior_part_of_the_Galaxy |
| Authors |
Tabib_Rayed_Hossain,_Prabir_Kumar_Haldar,_Mehedi_Kalam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10184 |
この論文の文脈では、銀河ハロー内の巨大天体物理的コンパクトハロー天体(MACHO)と呼ばれる暗黒物質構造の偏球クラスターとして存在するマイクロレンズが考慮されます。NFW密度プロファイル[1]は観測データから導出されており、銀河の外側部分のハロー領域で最もよく機能します。したがって、このプロファイルは、数値的手法を使用して前述のマイクロレンズの電位、偏向角、および臨界曲線と苛性曲線をプロットするために使用されます。さらに、このモデルは古い密度プロファイルモデル[2]と比較され、その苛性曲線と臨界曲線の違いが指摘されています。これにより、NFWモデルは、古い密度プロファイルモデルによって生成された苛性曲線および臨界曲線によって描写されるよりも小さい領域を占める苛性曲線および臨界曲線を生成するという結論につながります。ただし、これらの構造は非常に小さく現代の望遠鏡の範囲を超えているため、マイクロレンズとして機能するこれらの構造にとって違いはそれほど重要ではないため、これらの構造から検出できるのは光度曲線のみです。
代表サンプルにおける X 線銀河団特性の進化 (EXCPReS)。温度プロファイル抽出のための最適なビニング
| Title |
Evolution_of_X-ray_galaxy_Cluster_Properties_in_a_Representative_Sample_(EXCPReS)._Optimal_binning_for_temperature_profile_extraction |
| Authors |
C.M.H._Chen,_M._Arnaud,_E._Pointecouteau,_G.W._Pratt,_and_A._Iqbal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10397 |
我々は、質量範囲$10^{14}<M_{\textrm500}<10^にわたる中程度の赤方偏移$(0.4<z<0.6)$での31個の銀河団の代表的なX線選択サンプルのXMMニュートン観測を提示します。{15}$~M$_\odot$。このサンプルEXCPRES(代表サンプルにおけるX線銀河クラスター特性の進化)は、最適にビン化されたクラスターX線温度プロファイルを生成する新しい方法をテストおよび検証するために使用されます。この方法では、ソフトバンドX線表面輝度プロファイルの分割に基づく動的プログラミングアルゴリズムを使用して、大きな半径まで所定の信号対雑音しきい値基準を最適に満たすビニングスキームを取得します。結果として得られる最適にビニングされたEXCPRES温度プロファイルから、ローカルREXCESSサンプルからの温度プロファイルと組み合わせることで、温度の相対誤差と[0.3-2]keV表面輝度信号対雑音比の間の一般的なスケーリング関係が得られます。そしてその温度と赤方偏移への依存性。サンプルの平均スケーリングされた3D温度プロファイルを導き出します。REXCESSの平均スケーリング済み3D温度プロファイルと比較すると、調査した赤方偏移範囲内で平均プロファイル形状が変化する証拠は見つかりません。
銀河クラスタリングのマルチスケールエミュレーション
シミュレーションベースの推論は、銀河クラスタリングの非線形スケールをモデル化するための有望なアプローチとして、ここ数年で関心が高まっています。ガウスプロセスを使用する一般的なアプローチは、宇宙論的パラメータと銀河ハロー接続パラメータに基づいて、スケールごとに独立してエミュレータをトレーニングすることです。入力パラメータ空間次元を拡張し、非対角ノイズ共分散行列を使用できる新しいガウス過程モデルを提案します。新しいフレームワークを使用して、赤方偏移$z=0.2$でのAbacusSummitN体シミュレーションからの赤方偏移空間内の銀河の非線形クラスタリングのすべてのスケールを同時にエミュレートします。このモデルには、9つの宇宙論的パラメーター、5つのハロー占有分布(HOD)パラメーター、および1つのスケール次元が含まれています。シミュレーションの解像度が限られていることを考慮して、$0.3~h^{-1}\mathrm{Mpc}$から$60~h^{-1}\mathrm{Mpc}$のスケールでエミュレータをトレーニングし、そのパフォーマンスを比較しますスケールごとに1つの独立したエミュレータを構築する標準的なアプローチ。新しいモデルは、標準的なアプローチと比較して、宇宙論的パラメーターに対してより正確かつ正確な制約をもたらします。新しいモデルはスケール空間にわたって補間できるため、宇宙論的パラメーターに対するより正確な制約をもたらすアルコック・パチンスキー歪み効果を考慮することもできます。
破れた {\Lambda}CDM: コンセンサス宇宙論モデルに対する観測上の競合者
| Title |
Ripped_{\Lambda}CDM:_an_observational_contender_to_the_consensus_cosmological_model |
| Authors |
R._Lazkoz_and_V._Salzano_and_L._Fernandez-Jambrina_and_M._Bouhmadi-L\'opez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10526 |
現在の観測では、宇宙が突然の出来事に終わる可能性を排除するものではありません。暗黒エネルギーの適切なパラメータ化を通じて、そのようなさまざまなシナリオを調査し、宇宙論的な背景データと対峙させることができます。ここでは、特定のシグモイド関数を使用して擬似リップシナリオをパラメータ化し、その進化的特徴と統計的パフォーマンスを多面的に詳細に検討します。一部のベイジアン弁別者によれば、私たちの宇宙の非暴力的な最終運命のこの描写は、おそらくコンセンサス{\Lambda}CDMモデルよりも統計的に有利であるようです。
大質量重力の拡張極小理論の観測限界: 重力子の質量に関する新しい限界
| Title |
Observational_bounds_on_extended_minimal_theories_of_massive_gravity:_New_limits_on_the_graviton_mass |
| Authors |
Antonio_De_Felice,_Suresh_Kumar,_Shinji_Mukohyama,_Rafael_C._Nunes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10530 |
この研究では、プランク-CMBデータ、バリオン音響振動(BAO)からの幾何学的測定、最近のパンテオン+サンプルからのIa型超新星を考慮して、拡張大質量重力最小理論(eMTMG)フレームワークに対する観測上の制約を初めて導出します。、そしてKIDS-1000調査からの自動相関と相互相関の宇宙シア測定も使用します。理論に力学選択の大きな自由があることを考慮して、宇宙の背景進化が有効宇宙定数の(正または負の)値から別の値への遷移を経るという、観測に動機付けられたサブクラスを考慮します。統計的な観点から、そのような遷移、つまり標準的な$\Lambda$CDM挙動からの逸脱の証拠は見つかりませんでした。また、プランク+BAO+Pantheon+データを使用した共同解析から、重力子の質量を$<に制約します。95%CLで6.6\times10^{-34}$eV。KIDS-1000調査データを使用して、モデルのスカラー摂動の進化と、eMTMGシナリオによって予測される構造の成長に対するその限界を制限します。この場合、95%CLで重力子の質量がゼロではないという小さな証拠が見つかります。$S_8$パラメータに関する現在の緊張を考慮して、これらの結果を解釈し、議論します。検討したサブクラス内では、現在のデータはeMTMGダイナミクスに上限を課すことしかできないと結論付けます。サブクラスを超えた可能性を考えると、eMTMGは修正重力の優れた候補として分類でき、観測データが重力子の質量と標準$\Lambda$CDM動作からの逸脱を効果的に制限(または確認)できるフレームワークとして機能します。
宇宙論的モデルの整合性関係とガウス過程のテストを取得する方法
| Title |
A_Method_for_Obtaining_Cosmological_Models_Consistency_Relations_and_Gaussian_Processes_Testing |
| Authors |
J._F._Jesus,_A._A._Escobal,_R._Valentim_and_S._H._Pereira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10703 |
現在の研究では、フラットXCDMモデルだけでなく、フラットおよび非フラット$\Lambda$CDMモデルを含むいくつかの宇宙論モデルに整合性関係テストを適用します。この解析では、ノンパラメトリックガウス過程法を使用して、ハッブルパラメーター$H(z)$と$H(z)$データからのその導関数、共動距離とその導関数など、関心のあるさまざまな宇宙論的量を再構築します。SNeIaデータより。各モデルのコンテキスト内でのみ有効であるべきこれらの量から一貫性関係を構築し、現在のデータでテストします。$H(z)$再構築の文脈において、そのような一貫性関係を構築する一般的な方法を見つけることができました。共移動距離再構成の場合、そのような関係を構築する一般的な方法はなく、この作業ではモデルごとに特定の一貫性関係を記述する必要がありました。$H(z)$データからは、上記3つのモデルすべての一貫性関係を分析しましたが、SNeIaデータについては、フラットおよび非フラット$\Lambda$CDMモデルについてのみ一貫性関係を分析しました。フラット$\Lambda$CDMモデルに関しては、区間$1.8\lesssimz\lesssim2.4$の$H(z)$データと$2\sigma$c.l.以上で矛盾が見つかりましたが、他のモデルではこのCLではすべてが一貫していました。SNeIaデータに関しては、フラット$\Lambda$CDMモデルは$0<z<2.5$区間で$1\sigma$c.l.で一貫していましたが、非フラット$\Lambda$CDMモデルは同じ区間で一貫していました($1\sigma$c.l.)。2$\sigma$c.l.
なぜ山頂は寒いのでしょうか？乾燥した惑星の表面消滅率の推移
表面温度を理解することは居住性にとって重要です。火星に関する最近の研究では、表面温度の高度依存性(表面減率)が、薄いCO2大気の限界内ではゼロに収束することが判明しました。しかし、表面減耗率を制御するメカニズムはまだ完全には理解されていません。表面減耗率が温室効果と表面圧力の両方にどのように依存するかは依然として不明である。ここでは、気候モデルを使用して、いつ、そしてなぜ「山頂が寒い」のかを研究します。熱帯地表の減耗率は、温室効果と地表圧力とともに増加することがわかりました。温室効果は地表減率の推移を支配しており、緯度を越えて頑強です。圧力の影響は、大気が中程度に不透明な低緯度で重要です。単純なモデルは、移行のメカニズムについての洞察を提供します。私たちの結果は、地形的なコールドトラップが乾燥惑星の気候にとって重要である可能性があることを示唆しています。
ヤルコフスキー効果を検出するための自動手順と ESA NEO コーディネーション センターからの結果
| Title |
An_automated_procedure_for_the_detection_of_the_Yarkovsky_effect_and_results_from_the_ESA_NEO_Coordination_Centre |
| Authors |
Marco_Fenucci,_Marco_Micheli,_Francesco_Gianotto,_Laura_Faggioli,_Dario_Oliviero,_Andrea_Porru,_Regina_Rudawska,_Juan_Luis_Cano,_Luca_Conversi,_Richard_Moissl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10175 |
背景:地球近傍小惑星(NEA)に対するヤルコフスキー効果の測定は、今日の軌道決定において一般的な手法であり、より正確な新しい望遠鏡探査の開発により、検出数は増加するでしょう。ただし、新しい検出を見つけて偽の検出を特定するプロセスはまだ自動化されておらず、多くの場合、個人の判断に依存しています。目的:ヤルコフスキー効果を測定するためのNEA候補を検索し、誤った検出を特定できる、より自動化された手順を導入することを目指しています。方法:ヤルコフスキー効果によって引き起こされるNEA上の予想長半径ドリフトは、最新のNEA個体群モデルとデータに依存する小惑星の物理パラメーターの統計モデルに基づくモンテカルロ法を使用して計算されました。予想されるドリフトは、軌道と観測円弧の長さに関する現在の知識に従って、ヤルコフスキー効果が検出される可能性のある候補を選択するために使用されました。次に、各候補の軌道決定を通じて横方向の非重力加速度を推定しました。検出された加速度が統計的に有意な場合は、統計的検定を実行して、それがヤルコフスキー効果モデルと互換性があるかどうかを判断しました。最後に、孤立したトラックレットへの依存性を判断しました。結果:既知のNEAの中で、我々の手順により、受け入れられたヤルコフスキー効果の348個の検出が自動的に検出されました。結果は、直径の逆数による予測傾向と全体的に一致しており、この手順は誤った検出を特定して拒否するのに効率的であると思われます。このアルゴリズムは現在、測定可能なヤルコフスキー効果でNEAのカタログを定期的に更新するためにESANEOコーディネーションセンターによって採用されており、結果はWebポータルに自動的に投稿されます。
巨大外部通過系外惑星質量（GOT 'EM）調査： III． TOI-2010 を周回する温帯、軽度離心率の単一通過木星の回収と確認
| Title |
Giant_Outer_Transiting_Exoplanet_Mass_(GOT_'EM)_Survey:_III._Recovery_and_Confirmation_of_a_Temperate,_Mildly_Eccentric,_Single-Transit_Jupiter_Orbiting_TOI-2010 |
| Authors |
Christopher_R._Mann,_Paul_A._Dalba,_David_Lafreni\`ere,_Benjamin_J._Fulton,_Guillaume_H\'ebrard,_Isabelle_Boisse,_Shweta_Dalal,_Magali_Deleuil,_Xavier_Delfosse,_Olivier_Demangeon,_Thierry_Forveille,_Neda_Heidari,_Flavien_Kiefer,_Eder_Martioli,_Claire_Moutou,_Michael_Endl,_William_D._Cochran,_Phillip_MacQueen,_Franck_Marchis,_Diana_Dragomir,_Arvind_F._Gupta,_Dax_L._Feliz,_Belinda_A._Nicholson,_Carl_Ziegler,_Steven_Villanueva_Jr.,_Jason_Rowe,_Geert_Jan_Talens,_Daniel_Thorngren,_Daryll_LaCourse,_Tom_Jacobs,_Andrew_W._Howard,_Allyson_Bieryla,_David_W._Latham,_Markus_Rabus,_Tara_Fetherolf,_Coel_Hellier,_Steve_B._Howell,_Peter_Plavchan,_Michael_Reefe,_Deven_Combs,_Michael_Bowen,_Justin_Wittrock,_George_R._Ricker,_S._Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Thomas_Barclay,_David_Watanabe,_Karen_A._Collins,_Jason_D._Eastman,_and_Eric_B._Ting |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10232 |
TESSミッションのような大規模な系外惑星調査は、多数の系外惑星候補を発見するための強力なツールです。ベースラインの観察には避けられない制限があるため、結果として得られる候補リスト内では単一通過イベントが一般的です。これらの単一通過惑星は、公転周期が不明であり、その結果として追跡観測のスケジュールを立てるのが難しいため、未検証のままであることがよくあります。場合によっては、動径速度(RV)の追跡により、将来のターゲットを絞った通過検出を可能にするのに十分な期間を制約できる場合があります。我々は、そのような惑星の1つであるTOI-2010の確認を提示します。ほぼ3年間のRVの報道により、その期間が地球近傍天体監視衛星(NEOSSat)による広範囲の捜索が可能となり、追加の通過を検出できるレベルに到達したことが判明しました。ずっと後のTESSセクターでの追加の検出により、最終的なパラメーター推定が確固たるものになりました。TOI-2010bは、軽度の離心軌道($e=0.21$)上の木星惑星($M_P=1.29\M_{\rmJup}$,$R_P=1.05\R_{\rmJup}$)であることがわかります。期間は$P=141.83403$日です。アルベドがなく完全な熱再分配を備えた単純なモデルを仮定すると、平衡温度はアポアストロンからペリアストロンまで約360Kから450Kの範囲になります。TOI-2010bは、その広い軌道と明るい主星($V=9.85$)により、将来の低日射量大気分析のための貴重なテストベッドとなっています。
後期M型矮星の周囲に巨大惑星が形成される: 小石の降着と惑星と惑星の衝突
| Title |
Forming_Giant_Planets_Around_Late-M_Dwarfs:_Pebble_Accretion_and_Planet-Planet_Collision |
| Authors |
Mengrui_Pan,_Beibei_Liu,_Anders_Johansen,_Masahiro_Ogihara,_Su_Wang,_Jianghui_Ji,_Sharon_X._Wang,_Fabo_Feng,_and_Ignasi_Riba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10317 |
私たちは、$M_{\star}{=}0.1{-}0.2\M_{\odot}$の後期M矮星の周りの巨大惑星の形成を説明するために、小石駆動の核降着シナリオを提案します。巨大惑星の最適な円盤条件を探索するために、N体シミュレーションを実行して、内部の粘性加熱領域と外部の恒星の照射領域の両方を備えた円盤内の単一および複数の原始惑星の成長と動的進化を調査します。原始惑星の初期質量は、$0.01\M_{\oplus}$に等しいと仮定されるか、ストリーミング不安定性シミュレーションから導出された式に基づいて計算されます。私たちの発見は、寿命が長く、固体質量が大きく、中程度から高レベルの円盤乱流があり、原始惑星の初期質量が大きい円盤では、大質量惑星が形成される可能性が高いことを示しています。単一の原始惑星が成長するケースでは、到達可能な最大の惑星コア質量は一般に、急速なガス降着を引き起こすのに必要な閾値よりも低く、巨大惑星の形成を妨げます。それにもかかわらず、複数の原始惑星の場合、頻繁な惑星間衝突の助けにより、コアは小石の隔離質量障壁を超えることができます。その結果、ガスの降着が加速され、巨大惑星の形成が促進され、巨大惑星を成長させるための最適なパラメータ空間が大幅に広くなります。総合すると、我々の結果は、非常に低質量の恒星母体の周囲であっても、月質量の原始惑星が微惑星降着から最初に出現し、その後急速に成長するときに、公転周期が${\lesssim}100$日の巨大惑星が形成される可能性が依然として高いことを示唆している大量の小石貯留層${>}50\M_{\oplus}$と$\alpha_{\rmt}{\sim}10^の乱流レベルを伴う円盤内での小石の降着と惑星間衝突の組み合わせによるもの{-3}{-}10^{-2}$。
1 au での太陽エネルギー粒子飛跡生成速度: 現場の粒子束と月サンプル由来の飛跡密度の比較
| Title |
Solar-Energetic-Particle_Track-Production_Rates_at_1_au:_Comparing_In-situ_Particle_Fluxes_with_Lunar_Sample-Derived_Track_Densities |
| Authors |
A._R._Poppe,_P._S._Szabo,_E._R._Imata,_L._P._Keller,_R._Christoffersen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10323 |
核子あたり約1MeVのエネルギーを持つ重い(Z>26)太陽エネルギー粒子(SEP)は、隕石中に目に見える損傷跡を残すことが知られています。月や小惑星のサンプルにおけるこのような太陽フレアの軌跡の密度は、サンプルが宇宙にさらされた時間の尺度として使用されており、惑星の宇宙風化速度、惑星間のダスト粒子のダイナミクスと寿命、および長期の歴史に関する重要な情報が得られます。太陽粒子フラックスの。1auにおける惑星物質中のSEP飛跡蓄積率を知ることは、観測された飛跡密度を適切に解釈するために重要です。ここでは、NASAのAdvancedCommissionExplorer(ACE)によって取得された0.50～3.0MeV/nucのFeグループSEPフラックスのその場粒子観測を使用して、1auで6.0x10^5/cm2の飛跡誘導粒子のフラックスを計算します。/年/年観測された鉄族SEPのエネルギースペクトルを使用すると、ACE測定から推定されたSEP誘発損傷跡の深さ分布が、月サンプル64455で最近測定されたものとよく一致していることがわかりました。ただし、ACEによって推定される速度の大きさは、月のサンプルで観察された速度よりも約25倍高いです。私たちは、この不一致の性質について、軌道形成の非効率、月サンプルの熱アニーリング、宇宙風化処理による浸食、月でのSEPフラックスの変動など、いくつかの仮説を議論していますが、まだ満足のいく説明は見つかっていません。私たちは、この矛盾を解決するために、隕石中のSEPトラック形成の性質と、最近および地質時代の月表面におけるFeグループSEPのフラックスの両方についてさらなる研究を奨励します。
「飛翔体撹拌」と「共鳴撹拌」によりデブリディスクの遊星撹拌効率を向上
| Title |
Increasing_planet-stirring_efficiency_of_debris_disks_by_"projectile_stirring"_and_"resonant_stirring" |
| Authors |
Tyson_Costa,_Tim_D._Pearce,_Alexander_V._Krivov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10461 |
太陽系外のデブリ円盤は、微惑星の衝突時に放出されると考えられている塵を観察することで検出されます。これは、微惑星が動的に励起（「撹拌」）され、衝突が十分に一般的で激しいものであることを意味します。最も頻繁に考慮される撹拌メカニズムは、円盤の自己重力による自己撹拌と、永年相互作用による惑星の撹拌です。しかし、これらのモデルは、円盤の質量、自己重力、惑星の離心率を考慮すると問題に直面し、代わりに他の未解明のメカニズムが破片をかき混ぜる可能性をもたらします。私たちは、2つの追加メカニズムにより、惑星の撹拌は従来の永年モデルが示唆するよりも効率的である可能性があると仮説を立てています。まず、デブリ円盤の内縁にある惑星は、円盤を横切る偏心軌道上に巨大な物体を散乱させ、その後デブリを励起することができます(「飛翔体撹拌」)。第二に、惑星は、公称共鳴位置および公称共鳴位置間の両方で、広範囲の平均運動共鳴を介して広い領域にわたって破片をかき混ぜることができます(「共鳴撹拌」)。どちらのメカニズムも、永続惑星の撹拌とは異なり、離心率の低い惑星に対しても効果的です。これらの新しい撹拌メカニズムの実行可能性を判断するために、幅広いパラメーター空間にわたってN体シミュレーションを実行します。弊社では、一般公開しているリバウンド破片シミュレーションを評価するための特注プログラムを使用して撹拌レベルを定量化しています。私たちは、低質量の発射体でも円盤をかき混ぜることができることを発見し、これを簡単な分析基準で検証しました。また、共鳴撹拌が約0.5MJupを超える惑星に対して効果的であることも示します。これらのメカニズムが惑星の撹拌効率を高めることができることを証明することで、従来の（永続的な）惑星の撹拌が不十分な場合でも、惑星が依然としてデブリディスクを撹拌できる可能性があることを実証します。
彗星の光学分光法
彗星は太陽系の原始的な残骸であり、塵と氷で構成されています。それらは低温のため、軌道のほとんどで非活動的で検出不能なままです。しかし、それらが太陽に近づくと、揮発性物質が昇華し、塵が放出され、目に見える昏睡状態が生じます。彗星の分光観測は、ガスの放出と塵粒子からの反射太陽光の両方を同時に研究するのに役立ちます。長いスリットを実装することにより、分子発光の空間的変化を分析して、他の計算にさらに使用することができます。さらに、空間情報は、Af(rho)パラメーターの特徴的なプロファイルを抽出するのに役立ち、粉塵排出の挙動についての洞察が明らかになります。十分に長いスリットは、コマのさまざまな部分、さらには尾部で発生する放射に関する情報を抽出するのに有利であることが証明されます。長いスリットを利用した低分解能分光法を積極的に活用することで、彗星の化学組成や塵の放出を総合的に理解することができます。
氷の月の重力による氷の圧縮と表面下の多孔性
氷の衛星の表面の多孔性とその深さによる進化についての理解は、自重圧力下で氷の圧縮がどの程度の正確なスケールで起こるかなど、依然として限られている。このパラメータは、現在のリモートセンシングデータ(可視、赤外線から受動マイクロ波の分光法)を正しく解釈するために非常に重要ですが、着陸船、探査車、または冷凍ロボットを設計する際の惑星探査にとっても重要です。氷地殻のその場調査には、表面下の多孔性に関する知識が必要です。この研究では、先行研究に基づいて表土圧力のみによって駆動される締固めモデルを採用しています。深さの関数としての密度の定式化には、氷の圧縮係数という重要なパラメータが組み込まれています。この係数を決定するために、深さに依存する密度モデルを、南極と北グリーンランドの氷床コアの地球ベースの測定から得られた既存のデータに適合させます。我々の結果は、地球上の氷の圧縮の典型的な長さスケールを約20.1$\pm$0.6mとし、既存の文献と一致しています。このモデルをエウロパに適用します。エウロパは重力が低いため、典型的な氷の圧縮スケールは150$\pm$4mです。現在の宇宙飛行データによってスキャンされた深さと比較すると、重力による圧縮のみを考慮した場合、空隙率は一定とみなせることがわかります。
NEID による $\epsilon$ エリダニ再訪: 若い K 矮星の新たな活動に敏感な線を特定
| Title |
Revisiting_$\epsilon$_Eridani_with_NEID:_Identifying_New_Activity-Sensitive_Lines_in_a_Young_K_Dwarf_Star |
| Authors |
Sarah_Jiang,_Arpita_Roy,_Samuel_Halverson,_Chad_F._Bender,_Carlos_Selgas,_O._Justin_Otor,_Suvrath_Mahadevan,_Gu{\dh}mundur_Stef\'ansson,_Ryan_C._Terrien,_Christian_Schwab |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10677 |
最近の系外惑星の動径速度(RV)法の感度と精度の向上により、地球質量や周囲の他の潜在的に居住可能な惑星を検出するのに必要な閾値($\sim$10cm/s)に完全ではないものの、近づいてきました。太陽のような星。RV測定における星の活動に起因するノイズは、依然としてこの目標を達成するための大きなハードルとなっています。このノイズを実際の惑星の信号から解きほぐすためにさまざまな努力がなされてきましたが、スペクトルと星の活動の関係をより深く理解することは、星の活動の緩和について情報を提供するために非常に重要です。私たちは、部分的に自動化された手法を使用して、高精度分光器NEIDによる若い活動星$\epsilon$エリダニの一連の観測結果のスペクトル線を分析し、それらの特徴（深さ、半値全幅、積分光束）を相関させます。既知の活動指標を使用して、特定のタイプの星の活動に敏感に変化する形状の行儀の良い系統をフィルタリングして厳選します。次に、3つのラインの特徴すべてにおいてSインデックスと相関する9つのラインのリストを提示します。これには、新たに特定された4つの活動に敏感なラインが含まれます。同様に、少なくとも1つの特徴でSインデックスと相関する追加の行も示し、これらの行で観察された動作の考えられる影響について説明します。私たちの線リストは、星の活動とスペクトルの間の複雑な関係の経験的理解における一歩前進を表しており、小さな星の探索における活動を緩和するための全体的な取り組みにおいて、安定化された分光器を使用して線形態の時間変化を研究することの重要性を示しています。潜在的に地球に似た系外惑星。
5 つの局所タイプ 2 クエーサーにおける AGN 風の多相特性評価
| Title |
Multi-phase_characterization_of_AGN_winds_in_5_local_type-2_quasars |
| Authors |
G._Speranza,_C._Ramos_Almeida,_J._A._Acosta-Pulido,_A._Audibert,_L._R._Holden,_C._N._Tadhunter,_A.Lapi,_O._Gonz\'alez-Mart\'in,_M._Brusa,_I._E._L\'opez,_B._Musiimenta,_and_F._Shankar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10132 |
我々は、MEGARA(Multi-Espectr\'ografoenGTCdeAltaResoluci\'onparaAstronom\'ia)積分場ユニット(IFU)による5つの局所タイプ2クェーサー(QSO2s、z$\sim0.1$)の観測結果を紹介します。クエーサーフィードバック(QSOFEED)サンプル。これらの活動銀河核(AGN)の光度は10$^{45.5-46}$erg/s、星の質量は$\sim$10$^{11}$M$_{\odot}$です。[O~III]$\lambda$5007$\r{A}$輝線を通してイオン化ガスの運動学を調べます。直径$\sim$1.2インチ($\sim$2.2kpc)の円形開口で抽出された5つのQSO2の核スペクトルは、広い(半値全幅;1300)の形で高速風の兆候を示しています。$\leq$FWHM$\leq$2240km/sと青方偏移成分。5つのQSO2のうち4つが可視限界データで解決できるアウトフローを示し、それらの半径は3.1～12.6kpcの範囲であることがわかりました。拡張された電波放射を伴う2つのQSO2の場合、それが流出とよく一致していることがわかり、低出力ジェットがこれらの電波の静かなQSO2内のイオン化ガスを圧縮および加速している可能性があることを示唆しています。分解された流出では、[S~II]ベースの密度を使用した場合は3.3～6.5Msun/年、トランスオーロラ線ベースの密度を代わりに考慮した場合は0.7～1.6Msun/年のイオン化質量流出率が測定されました。それらは、0.2インチ解像度でのCO(2-1)アルマ望遠鏡観測から得られた、対応する分子量流出速度(8～16Msun/年)で表されます。両方の相は、流出特性に関する均一な仮定が採用された観測スケーリング関係から予想される流出質量速度よりも低い流出質量速度を示しています。これは、AGNの明るさが大規模な流出の唯一の要因ではないこと、および/または正確な流出特性を使用してこれらの関係を再スケールする必要があることを示している可能性があります。地球規模の星の形成速度に対する流出の重大な影響は見つかりませんでした。
恒星軌道空間塊の年齢分布
| Title |
The_Age_Distribution_of_Stellar_Orbit_Space_Clumps |
| Authors |
Verena_F\"urnkranz,_Hans-Walter_Rix,_Johanna_Coronado_and_Rhys_Seeburger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10133 |
銀河円盤内の若い星の軌道分布は、明確に定義された星団から、空に広く分散しているものの軌道作用角空間ではコンパクトな星の流れまで、高度に構造化されています。このようなグループの年齢分布は、同生の星のグループが「場」に分散する時間スケールを制限する可能性があります。ガイアデータは、アクションアングル空間でそのようなグループを特定するのに強力であることが証明されていますが、結果として得られるメンバーのサンプルは、多くの場合小さすぎ、CMD範囲が狭すぎるため、確実な年齢決定を行うことができません。ここでは、そのような星群の恒星集団の年齢を確実に推定できる新しいアプローチを開発し、説明します。これには、まず、所定のアクション角度分布を位置、視差、固有動作の5D空間に投影することが含まれます。そこでは、CMDのより広い範囲にわたって、可能性のあるメンバーのより大きなサンプルを識別できます。次に、a)広範囲に変化する距離と赤みを考慮した等時線フィッティングが必要になります。b)外れ値とバイナリ。ｃ）低質量主系列の年齢情報を組み込むことによる、まばらに存在する主系列ターンオフ。d)恒星集団内に固有の年齢の広がりが存在する可能性。このアプローチを6D軌道空間で特定された92の近くの恒星群に適用すると、それらは主に若い($\lesssim1$Gyr)の単年齢集団であることがわかります。多くのグループは確立された(既知の)局所的なクラスターであり、潮汐尾を伴う可能性がありますが、その他のグループは広範囲に分散し、明らかに束縛されていない傾向があります。この新しい年代測定ツールは、太陽近傍のどの軌道で星が形成され、どのくらいの速さで星が星域に分散するかを理解するための厳密なアプローチを提供します。
Ursa Major III/UNIONS 1: これまでに発見された最も暗い銀河?
最近発見された恒星系UrsaMajorIII/UNIONS1(UMa3/U1)は、これまでに知られている中で最も暗い天の川衛星です。$16^{+6}_{-5}\,\rmM_\odot$の恒星の質量と、$3\pm1$pcの光の半分の半径を持つこの銀河は、これまでに発見された最も暗い銀河か、最も暗い自己銀河のどちらかです。銀河を周回することが知られている重力星団。その視線速度の分散は暗黒物質の存在を示唆していますが、潜在的な連星の分散への寄与が未知であるため、現在の測定は決定的ではありません。我々は、N体シミュレーションを使用して、もし自己重力がある場合、この系が天の川の潮汐場で単一軌道(約0.4ギル)を超えて生存できないことを示しました。これは、この系が次の存在によって安定化されていることを強く示唆しています。大量の暗黒物質。UMa3/U1が~$10^9\rmM_\odot$尖ったLCDMハローの中心で形成された場合、その速度分散は~1km/s程度であると予測されます。これは、バイナリを無視した現在の推定値とほぼ一致しており、$\sigma_{\rmlos}$は1～4km/sの範囲にあります。その密度の高いカスプのため、このようなハローは天の川の干潮域でも生き残ることができ、UMa3/U1は現在まで比較的無傷で保たれるはずです。これは、UMa3/U1がおそらく天の川銀河の最も暗くて最も密度の高い矮小銀河衛星であることを意味しており、代替の暗黒物質モデルや、LCDM宇宙論における発光銀河形成の最小ハロー質量閾値に重要な意味を持ちます。
クェイサー サイトラインと銀河進化 (QSAGE) -- III. $z \約$ 2.2銀河の質量金属量と基本金属量の関係
| Title |
Quasar_Sightline_and_Galaxy_Evolution_(QSAGE)_--_III._The_mass-metallicity_and_fundamental_metallicity_relation_in_$z_\approx$_2.2_galaxies |
| Authors |
H._M._O._Stephenson_(Lancaster),_J._P._Stott,_F._Cullen,_R._M._Bielby,_N._Amos,_R._Dutta,_M._Fumagalli,_N._Tejos,_J._N._Burchett,_R._A._Crain,_J._X._Prochaska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10140 |
赤方偏移範囲$z=1.99-2.32$($z_{\text{med}}=2.16$)クエーサーサイトラインと銀河進化(QSAGE)調査による\emph{ハッブル宇宙望遠鏡}広視野カメラ3グリズム分光法を使用。金属量は、強力な輝線[OII]3727,3729、[OIII]4959,5007およびH$\beta$に基づいた経験的な気相金属量校正を使用して決定されました。質量励起図によって星形成銀河が特定され、活動銀河核と区別されました。$z\sim0$金属量キャリブレーションを使用すると、以前の文献分析と一致して、局所的に導出された関係と比較した場合、$z=2.2$MZRの金属量に$\およそ-0.51$dexの負のオフセットが観察されます。$z\sim5$に適した経験的金属量キャリブレーションを使用すると、金属量の$\およそ-0.46$dexの同様のオフセットが見つかります。ただし、この場合の$z=2.2$MZRの傾きはより浅くなっています。私たちのMZRと、さまざまな銀河進化モデルやシミュレーションから予測されたものとの間に一致があることがわかりました。さらに、星形成速度(SFR)への追加依存性を含む拡張された基本金属量関係(FMR)を調査します。私たちの結果は、FMRの存在を一貫して支持しており、同様の赤方偏移における以前の研究と一致して、局所由来の関係と比較して金属量が$0.28\pm0.04$dexオフセットしていることを明らかにしています。私たちのサンプルに存在するFMRから推測される固定質量でのSFRとの負の相関は、宇宙の正午にSFRを供給する金属に乏しいガスの効率的な降着によって引き起こされるものであると解釈します。
窩座銀河団の銀河の端: フィールドに比べて 50% 小さく密度が高い
| Title |
The_edges_of_galaxies_in_the_Fornax_Cluster:_Fifty_percent_smaller_and_denser_compared_to_the_field |
| Authors |
Nushkia_Chamba_and_Matthew_Hayes_and_The_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10144 |
物理的動機に基づく測定は、銀河の成長とその進化における環境の役割を理解するために重要です。特に、そのサイズや半径方向の広がりによって測定される銀河の成長は、この問題に対処するための経験的なアプローチを提供します。しかし、1世紀近く使用されてきた銀河の大きさの確立された定義は、これまで無視されてきたバイアスのため、これらの研究には不向きです。従来の方法で測定された半径は、恒星の形成やガスの付着または除去など、銀河の成長の重要な兆候を示す恒星の放出の拡散した外側の広がりを常に見逃しています。この問題は、星形成の閾値に基づいたサイズの物理的動機によるトレーサーとして、低表面輝度の切断または銀河の「エッジ」を調べることによって解決されます。私たちの合計サンプルは、星の質量が$10^5M_{\odot}<M_{\star}<10^{11}M_{\odot}$の範囲の$\sim900$銀河で構成されています。近くの銀河団、集団衛星、およびほぼ孤立した野銀河のこのサンプルは、FornaxDeepSurvey、深層IACStripe82、およびDarkEnergyCameraLegacySurveyからのマルチバンドイメージングを使用して編集されました。研究された質量範囲全体にわたって、野外と比較して、円座銀河団の銀河の端は半径が50%小さい位置にあり、端での平均恒星表面密度が2倍高いことがわかりました。これらの結果は、高温で混雑した環境では緩く結合した中性水素(HI)が急速に除去され、銀河の外側と内側が早期に切り詰められ、より拡張されたサイズと低密度のエッジの形成が妨げられることと一致しています。実際、HI割合が低い銀河は、より高い恒星表面密度を持つ縁を持っていることがわかります。私たちの結果は、銀河の進化における大規模な構造と環境の低表面輝度の痕跡を研究するための深部画像調査の重要性を強調しています。
UNIONSを使用した既知の最も暗い天の川衛星の発見
| Title |
The_discovery_of_the_faintest_known_Milky_Way_satellite_using_UNIONS |
| Authors |
Simon_E._T._Smith,_William_Cerny,_Christian_R._Hayes,_Federico_Sestito,_Jaclyn_Jensen,_Alan_W._McConnachie,_Marla_Geha,_Julio_Navarro,_Ting_S._Li,_Jean-Charles_Cuillandre,_Rapha\"el_Errani,_Ken_Chambers,_Stephen_Gwyn,_Francois_Hammer,_Michael_J._Hudson,_Eugene_Magnier,_and_Nicolas_Martin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10147 |
私たちは、天の川銀河の既知の衛星の中で最も光度が低い、おおぐま座III/UNIONS1の発見を紹介します。この衛星は、Vバンドの絶対等級が$+2.2^{+0.4}_{-0.3}$magであると推定されています。星の総質量16$^{+6}_{-5}$M$_{\odot}$に相当します。UrsaMajorIII/UNIONS1は、深部の広視野紫外線近赤外線光学北方調査(UNIONS)で発見され、古い($\tau>11$Gyr)で金属が乏しい([Fe/H]$\sim-2.2$)太陽中心距離$\sim$10kpcにある恒星の集団。コンパクト($r_{\text{h}}=3\pm1$pc)で、非常に少ない星で構成されているにもかかわらず、KeckII/DEIMOS追跡分光法でUrsaMajorIII/UNIONS1の実在性を確認し、11個を特定しました。動径速度メンバー。そのうち8つは$Gaia$からの完全な天文データを持ち、固有の運動に基づいて共同運動します。これら11個の動径速度メンバーに基づいて、固有速度分散$3.7^{+1.4}_{-1.0}$kms$^{-1}$を導き出しますが、いくつかの注意事項により、この値は、この時点の根底にある重力ポテンシャル。主に、最大の速度外れ値をメンバーリストから除外すると、速度分散が$1.9^{+1.4}_{-1.1}$kms$^{-1}$に低下し、その後追加の外れ値星を削除すると、未解決の速度分散。連星の存在が測定値を膨らませている可能性がある一方で、重大な速度分散の可能性があるため、UrsaMajorIII/UNIONS1は、この信じられないほど暗い衛星の本当の性質を推定するためのマルチエポック分光追跡調査の最優先候補となっています。
Cloudy の 23.01 リリース
| Title |
The_23.01_release_of_Cloudy |
| Authors |
Chamani_M._Gunasekera,_Peter_A._M._van_Hoof,_Marios_Chatzikos_and_Gary_J._Ferland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10163 |
CloudyのC23.01アップデートをお知らせします。これにより、$\sim$1990以来存在していた、線中心からLy$\alpha$光学深度の平均正規化への変換を必要とするルーチンの単純なコーディングエラーが修正されます。これは、背景の不透明性によるHILy$\alpha$の破壊に影響します。その最大の影響は、高電離塵雲のLy$\alpha$強度にあり、予測される強度は最大3倍強くなります。粒子の赤外線放射など、Ly$\alpha$の破壊に依存する他の特性もそれに応じて変化します。
MAGPIサーベイ: $z\sim0.3$ 星形成銀河の電離ガスにおける運動学的非対称性の要因
| Title |
The_MAGPI_Survey:_Drivers_of_kinematic_asymmetries_in_the_ionised_gas_of_$z\sim0.3$_star-forming_galaxies |
| Authors |
R._S._Bagge,_C._Foster,_A._Battisti,_S._Bellstedt,_M._Mun,_K._Harborne,_S._Barsanti,_T.Mendel,_S._Brough,_S.M.Croom,_C.D.P._Lagos,_T._Mukherjee,_Y._Peng,_R-S._Remus,_G._Santucci,_P._Sharda,_S._Thater,_J._van_de_Sande,_L._M._Valenzuela_E._Wisnioski_T._Zafar_and_B._Ziegler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10268 |
銀河のガス運動学は、銀河の進化に寄与する物理プロセスに敏感です。外部プロセスは外側領域でより重大な運動学的外乱を引き起こす一方、内部プロセスは内側領域でより大きな外乱を引き起こすことが予想されます。MAGPI(IntegralFieldSpectroscopy)による中世の銀河特性調査から得られた47個の銀河($0.27<z<0.36$)のサブサンプルを使用して、イオン化ガスラインに存在する非対称性を測定することで運動学的擾乱の原因に関する研究を実施します。$0.5R_e$(内側領域)と$1.5R_e$(外側領域)の楕円環における視準速度マップ。内部と外部の運動学的非対称性を比較することで、どのような物理的プロセスが銀河の非対称性を引き起こしているのかをより深く理解することを目指しています。局所宇宙に関する他の積分場分光研究と一致して、ほとんどの非対称系はより大規模な隣接系に近接していることから、局所環境が運動学的擾乱に役割を果たしていることが判明した。活動銀河核（AGN）の存在が内部領域内の非対称性に寄与していることを示唆する証拠は見つかっていないが、輝線モデリングによるいくつかの注意点がある。これまでの研究とは対照的に、非対称性をもたらすプロセスがMAGPI銀河の星形成を促進するという証拠は見つかっていません。最後に、恒星の質量と非対称性の間に弱い逆相関があることを発見しました（すなわち、恒星の質量が大きい銀河は非対称性が低い）。最後に、ガスがイオン化される前の低温の気相（分子または原子）に存在する擾乱や、存在する非軸対称の特徴（棒など）など、イオン化ガスの非対称性を引き起こす可能性のある原因について議論します。銀河円盤の中で。私たちの結果は、イオン化ガスの運動学的擾乱と銀河の進化に関与する物理過程との間の複雑な相互作用を浮き彫りにしています。
電離星雲の存在量の不一致: 正しい存在量はどれですか?
| Title |
The_abundance_discrepancy_in_ionized_nebulae:_which_are_the_correct_abundances? |
| Authors |
Jos\'e_Eduardo_M\'endez-Delgado_and_Jorge_Garc\'ia-Rojas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10280 |
電離星雲は、宇宙の化学組成と進化を理解する鍵となります。これらの星雲の中でも、H~{\scii}領域と惑星状星雲は、ガスの化学進化に関与する元素合成プロセスとともに、星間物質の現在および過去の化学組成についての洞察を提供するため、特に重要です。ただし、衝突励起線(CEL)と組換え線(RL)に由来する重元素の存在量は一致しません。この長年にわたる豊かさの不一致の問題は、私たちの絶対的な豊かさの決定に疑問を投げかけています。(存在する場合)正しい重元素存在量を提供する行はどれですか?最近、H~{\scii}領域の高度に電離したガス内に集中した温度不均一性があり、報告された不一致の原因となっていることが示されました。しかし、惑星状星雲はH~{\scii}領域と同じ傾向を示さず、存在量の不一致の別の原因を示唆しています。この議事では、H~{\scii}領域と惑星状星雲の両方における存在量の不一致問題の最新技術について簡単に議論します。
機械学習を用いた銀河の恒星と総質量の推定
| Title |
Galaxy_stellar_and_total_mass_estimation_using_machine_learning |
| Authors |
Jiani_Chu,_Hongming_Tang,_Dandan_Xu,_Shengdong_Lu,_Richard_Long |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10351 |
従来の銀河質量推定方法には、モデルの仮定と縮退の問題がありました。このような仮定への依存を減らす機械学習を使用すると、現在の観測で星や暗黒物質の分布をどの程度正確に予測できるかを判断できます。この研究では、TNG100シミュレーションからの銀河の一般的なサンプルを使用して、マルチブランチ畳み込みニューラルネットワーク(CNN)ベースの機械学習手法が中心(つまり、有効半径1～2ドル以内)の恒星と銀河を予測する能力を調査します。総質量と星の質量対光比$M_*/L$。これらのモデルは、銀河画像と空間分解された平均速度と速度分散マップを入力として受け取ります。このようなCNNベースのモデルは、一般に、モデルが各成分の個々の寄与について信頼性の高い予測を行うことができるという意味で、バリオン物質と暗黒物質の間の縮退を打ち破ることができます。たとえば、$r$バンド画像と2つの銀河運動マップを入力として使用すると、$M_*/L$を予測するモデルの予測不確かさは0.04dexになります。さらに、どの(グローバル)特徴が上記の特性の正確な予測に大きく寄与しているかを調査するために、勾配ブースティングマシンを利用します。私たちは、銀河の明るさが中心領域のすべての質量の予測を支配し、次に恒星の速度分散が来ることを発見しました。また、恒星と暗黒物質の質量分率($f_*$、$f_{\rmDM}$)と暗黒物質の質量$M_{DM}$を予測する際に寄与する主な特徴を調査し、基礎となる天体物理学について議論します。
弱いライマン・ウェルナー放射によって引き起こされるHD冷却による低質量ポップIII星の形成
| Title |
Low-mass_Pop_III_star_formation_due_to_the_HD-cooling_induced_by_weak_Lyman-Werner_radiation |
| Authors |
Sho_Nishijima_(1),_Shingo_Hirano_(1_and_2)_and_Hideyuki_Umeda_(1)_((1)_The_University_of_Tokyo,_(2)_Kanagawa_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10386 |
ライマン・ウェルナー(LW)放射線の光解離分子水素(H$_2$)は、集団III(PopIII)の星形成ガス雲の熱的および力学的進化に影響を与えます。強力な低波長放射線の影響は、初期宇宙における超大質量ブラックホール形成との関連でよく研究されてきました。ただし、宇宙初期の平均強度は数桁低いです。包括的な研究として、$J_{\rmLW}/J_{21}=0$(放射線なし)から$30$(H-冷却雲)までの$18$の異なる強度でのLW放射線の影響を調査します。3次元宇宙論シミュレーションから得られた原始星形成ガス雲。放射線強度の増加に伴う全体的な傾向は、以前の研究と一致して、ガス雲の温度が徐々に上昇します。一方、HD冷却により、ガス雲の温度の$J_{\rmLW}$への依存性は、特定の強度範囲($J_{\rmLW}/J_{21}=0.025-0.09$)。HD冷却雲では、最初の高密度領域の形成後$10^5$年間、温度は$200$K未満に留まり、低い降着率を維持した。最後に、HD冷却雲には、約$1-16\,M_{\odot}$を持つ低質量の高密度コア($10^8\,{\rmcm^{-3}}$以上)しかなく、その中には$\leq\!0.8\,M_{\odot}$の低質量ポップIII星(いわゆる「生き残った星」)が形成される可能性があります。HD冷却が効果的になるにつれて、星形成効率の上限$M_{\rmcore}/M_{\rmvir,gas}$は$10^{-3}$から$10^{-5}$へと大幅に減少する。この傾向は、ホストハローの総ガス質量がLW放射強度とともに増加するのに対し、PopIII星の総質量は同様に増加しないことを示しています。
ホビー・エバリー望遠鏡の暗黒エネルギー実験 (HETDEX) からの爆発前の環境と SN 2023ixf の始祖
| Title |
The_Pre-explosion_Environments_and_The_Progenitor_of_SN_2023ixf_from_the_Hobby_Eberly_Telescope_Dark_Energy_Experiment_(HETDEX) |
| Authors |
Chenxu_Liu,_Xinlei_Chen,_Xinzhong_Er,_Gregory_R._Zeimann,_Jozsef_Vinko,_J._Craig_Wheeler,_Erin_Mentuch_Cooper,_Dustin_Davis,_Daniel_J._Farrow,_Karl_Gebhardt,_Helong_Guo,_Gary_J._Hill,_Lindsay_House,_Wolfram_Kollatschny,_Fanchuan_Kong,_Brajesh_Kumar,_Xiangkun_Liu,_Sarah_Tuttle,_Michael_Endl,_Parker_Duke,_William_D._Cochran,_Jinghua_Zhang,_and_Xiaowei_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10400 |
超新星(SN)2023ixfは、2023年5月19日に発見されました。ホスト銀河M101は、2020年4月30日から2020年7月10日までの期間、ホビーエバリー望遠鏡暗黒エネルギー実験(HETDEX)共同研究により、可視光線を使用して観測されました。10mホビー・エバリー望遠鏡(HET)上の積分フィールド複製可能ユニット分光器(VIRUS;$3470\lesssim\lambda\lesssim5540$\r{A})。SN2023ixfの$\pm$30秒角内のファイバー充填率は80%で、空間分解能は1秒角です。r<5.5秒角の周囲は100%カバーされます。これにより、星雲輝線を含むSN2023ixfの空間的に分解された爆発前の局所環境を分析することができます。消滅と星形成速度(SFR)の表面密度($\Sigma_{\rmSFR}$)の2次元(2D)マップは、r<5.5秒角領域内の動径分布に弱い増加傾向を示しており、これは次のことを示唆しています。SN2023ixfの前駆体付近では吸光度とSFRの値が低くなりました。r<3秒角以内のSFRの消光中央値と表面密度の消光中央値は$E(B-V)=0.06\pm0.14$、$\Sigma_{\rmSFR}=10^{-5.44\pm0.66}です。~\rmM_{\odot}\cdotyr^{-1}\cdotarcsec^{-2}$。爆発の前後で絶滅に大きな変化はありません。SN2023ixfからの分離によってガスの金属度は大きく変化しません。$R_{23}$計算の金属が豊富な部分は、SN2023ixfの周囲のガスの金属量が太陽の金属量($\simZ_{\odot}$)に似ていることを示しています。カナダ・フランス・ハワイ望遠鏡レガシーサーベイ（CFHTLS）のアーカイブ深部画像は、$22.778\pm0.063$等級の$z$帯にSN2023ixfの前駆体が明確に検出されているが、残りの領域では検出されていないことを示しています。CFHTLSの4つのバンド($u,g,r,i$)。結果は、$\about$22$M_\odot$の巨大な前駆体を示唆しています。
PAU 調査: 観測された色の赤方偏移関係を使用した銀河形成モデルに対する新しい制約
| Title |
The_PAU_Survey:_a_new_constraint_on_galaxy_formation_models_using_the_observed_colour_redshift_relation |
| Authors |
G._Manzoni,_C._M._Baugh,_P._Norberg,_L._Cabayol,_J._L._van_den_Busch,_A._Wittje,_D._Navarro-Girones,_M._Eriksen,_P._Fosalba,_J._Carretero,_F._J._Castander,_R._Casas,_J._De_Vicente,_E._Fernandez,_J.Garcia-Bellido,_E._Gaztanaga,_J._C._Helly,_H._Hoekstra,_H._Hildebrandt,_E._J._Gonzalez,_S._Koonkor,_R._Miquel,_C._Padilla,_P._Renard,_E._Sanchez,_I._Sevilla-Noarbe,_M._Siudek,_J._Y._H._Soo,_P._Tallada-Crespi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10469 |
プランクミレニアムN体シミュレーションに実装されたGALFORM半解析銀河形成モデルを使用して、観測者の過去の光円錐上に模擬銀河カタログを構築します。このN体シミュレーションの質量分解能は、この目的で使用された以前のシミュレーションよりもほぼ1桁優れており、より暗い銀河を探査できるため、低赤方偏移でより完全な模擬カタログを構築できます。シミュレーション出力の高い時間リズムにより、モック内で銀河の特性と位置の計算を改善することができます。私たちは、モックの予測を加速宇宙サーベイの物理学と照らし合わせてテストします。これは、80億年のルックバックタイムにわたって銀河の個体群を調査する、非常に正確で精密な測光赤方偏移を備えた狭帯域イメージングサーベイです。モデルを観察された数、赤方偏移分布、観察された色の変化と比較し、良好な一致を見つけました。これらの統計により、モデルに依存した観測値の処理が不要になります。このモデルは、観測値と同様の中央値を持つ赤と青の母集団を生成します。ただし、モデルにおける銀河の色の二峰性は観測よりも強いです。この二峰性は、GALFORM測光にエラーの単純なモデルを含めることで軽減されます。主要なモデルパラメータを摂動させたときに、観測された銀河の色のモデル予測がどのように変化するかを調べます。この演習では、赤と青の銀河の色の中央値と相対的な存在量が、モデルで使用される超新星によって駆動されるフィードバックの強度に制約を与えることを示しています。
WHaD 図: 1 本の輝線によるイオン化源の分類
| Title |
The_WHaD_diagram:_Classifying_the_ionizing_source_with_one_single_emission_line |
| Authors |
S._F._S\'anchez_,_A._Z._Lugo-Aranda_,_J._S\'anchez_Almeida_,_J._K._Barrera-Ballesteros_,_O._Gonzalez-Mart\'in_,_S._Salim_and_C._J._Agostino6 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10573 |
光分光法を使用してイオン化源を分類する通常のアプローチは、再結合水素線に対する衝突金属線のペア([Oiii]と[Nii]など)の相対強度を比較する診断図の使用に基づいています(例:H{\beta}とH{\alpha})。標準的な手順として受け入れられているにもかかわらず、混乱体制や関係する輝線に必要な信号対雑音比に関連する制限など、既知の問題が存在します。これらの問題は、星間物質とその多孔性についての私たちの本質的な理解だけでなく、星形成速度や酸素存在量などの基本的な銀河の性質や、とりわけ活動銀河核の割合などの重要な疑問にも影響を及ぼします。。私たちは、さまざまなイオン化源間の混乱を最小限に抑えるために文献にある既存の代替案を調査し、1つの単一輝線H{\alpha}からの等価幅と速度分散を使用してイオン化源を分類する新しい単純な図を提案しました。私たちは、近くの宇宙(z{\sim}0.01)の開口制限された空間分解分光データを使用して、WHaDと呼ばれる新しい図が、以前に採用されていた手順よりも効率的な方法でさまざまなイオン化源を分離していることを実証しました。この図では、異なるイオン化源の間で選択するために、新しい領域のセットが定義されています。新しく提案された図は、H{\alpha}のみが利用可能な場合、または古典的な診断図(例:H{\beta})に含まれる輝線の信号対雑音比が異なる場合に、イオン化源を決定するのに適しています。
LinearResponse.jl を使用した自己重力恒星球と円盤の線形応答の予測
| Title |
Predicting_the_linear_response_of_self-gravitating_stellar_spheres_and_discs_with_LinearResponse.jl |
| Authors |
Michael_S._Petersen,_Mathieu_Roule,_Jean-Baptiste_Fouvry,_Christophe_Pichon,_Kerwann_Tep |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10630 |
私たちは、自己重力(3D球面対称)恒星球と(2D軸対称の非常に薄い)円盤の線形応答を計算するために、Juliaで書かれた効率的で多用途の公開ライブラリであるLinearResponse.jlを紹介します。LinearResponse.jlは、複雑な周波数平面全体をスキャンして、不安定モード、中立モード、および(弱い)減衰モードを調査できます。ポテンシャルモデルと分布関数が与えられると、この数値ツールボックスはモード周波数と個々のモードの形状を推定します。ライブラリは、球面等時線モデルとメステルディスクの以前の結果の組み合わせ、および球面プラマーモデルの新しいシミュレーションに対して検証されます。LinearResponse.jlの応用範囲は、線形応答理論を超えて、モジュラーインターフェイスを介して自己重力システムの運動理論にも拡張されます。
暗黒物質に乏しく孤立して逃げ出した銀河。 IllustrisTNG の例
| Title |
The_isolated_dark_matter-poor_galaxy_that_ran_away._An_example_from_IllustrisTNG |
| Authors |
Ana_Mitra\v{s}inovi\'c,_Majda_Smole_and_Miroslav_Micic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10643 |
暗黒物質欠損銀河の発見以来、多くの研究により、これらのエキゾチック銀河は、より強力な潮汐相互作用により$\Lambda$CDMモデルで自然に発生することが示されています。これらは通常、星の質量が$10^8-10^9\;\mathrm{M}_\odot$の範囲にある、より重い銀河の衛星です。暗黒物質を欠き、さらに大規模な隣接銀河も欠如している巨大な銀河が最近発見されたことは不可解である。文献では2つの考えられるシナリオが示唆されています。それは、銀河が初期に暗黒物質を失ったか、それとも最初から暗黒物質が欠けていたかのどちらかです。前者の仮定の概念実証として、IllustrisTNG300の例を示します。現在、この銀河の恒星の質量は$M_\star\simeq6.8\cdot10^9\です。\mathrm{M}_\odot$、ガスなし、$M_\mathrm{DM}/M_\mathrm{B}\simeq1.31$、恒星の半質量半径$R_{0.5,\star}=2.45\;\mathrm{kpc}$。$z=2.32$から$z=1.53$の間の早い段階で暗黒物質の大部分を失いました。それ以来、クラスター環境に留まり続け、合体することなくクラスターのメンバーと対話しながら、軌道上を加速しています。最終的に、それはクラスターを離れ、最後の$\sim2\;\mathrm{Gyr}$を孤立して過ごし、シミュレーション内で最も大規模なクラスターのすぐ外側に常駐しました。したがって、この銀河は、初期に拡張エンベロープを失った孤立した暗黒物質の少ない銀河と、なんとか脱出したかなりコンパクトな恒星系の両方のシミュレーションで見つかった最初の例となる。
ブラックホール時空の制約に関する将来展望: 天体物理ジェットの地平線スケールの変動
| Title |
Future_Prospects_for_Constraining_Black-Hole_Spacetime:_Horizon-scale_Variability_of_Astrophysical_Jet |
| Authors |
Kotaro_Moriyama,_Alejandro_Cruz-Osorio,_Yosuke_Mizuno,_Christian_M._Fromm,_Antonios_Nathanail,_Luciano_Rezzolla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10141 |
イベントホライズンテレスコープ(EHT)コラボレーションは最近、超大質量ブラックホールM87*とSgrA*の最初の地平線スケールの画像を公開し、その付近の物理的状態に関するいくつかの最初の情報を提供しました。観測結果と3次元一般相対論的磁気流体力学(GRMHD)シミュレーションの比較により、EHTはこれらのブラックホール時空の特性に初期制約を設定することができました。しかし、降着流の特性と時空の特性、特にブラックホールの質量とスピンを正確に区別することは、プラズマの特性と時空の特性を変化させるときに放出される放射線が受ける縮退のため、依然として困難なままである。次世代EHT(ngEHT)観測では、ディスクジェットダイナミクス間の複雑な相互作用を探ることにより、これらの縮退の一部が除去されると期待されており、ブラックホールスピンに関する情報を抽出するための最も有望なツールの1つとなります。磁気停止円盤(MAD)のGRMHDシミュレーションと、放出された放射線の一般相対論的放射伝達(GRRT)計算を使用することにより、地平線に匹敵する空間スケールでのジェットと降着円盤のダイナミクスの特性を研究しました。。このようにして、ジェットの動径および方位角のダイナミクスがブラックホールのスピンとよく相関していることを強調することができます。M87*のngEHT観察の解像度と画像再構成能力に基づいて、この相関の検出可能性とそれに伴う不確実性を評価できます。全体として、私たちの結果は、将来のEHT観測でブラックホールのスピンを制限する見通しがどのようなものかを評価するのに役立ちます。
位置のずれた周連星円盤によって引き起こされるブラックホール連星の合体
| Title |
Mergers_of_black_hole_binaries_driven_by_misaligned_circumbinary_discs |
| Authors |
Rebecca_G._Martin,_Stephen_Lepp,_Bing_Zhang,_C._J._Nixon_and_Anna_C._Childs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10160 |
流体力学シミュレーションを使用して、一般相対性理論の効果を含む、ブラックホール連星周囲の非常に位置がずれた周連星円盤の進化を調べます。我々は、ディスクの寿命がZKL振動のタイムスケールよりも長い場合、連星の質量のわずか数パーセントの円盤の質量が、フォン・ツァイペル・香西・リドフ(ZKL)のような振動を通じて連星の離心率を大幅に増加させる可能性があることを示します。ディスクはバイナリから遠く離れた比較的狭い物質のリングとして始まり、放射状に広がります。連星が高度に偏心すると、円盤の破壊によって内側の円盤リングが形成され、すぐに極に整列します。極環は連星の急速な逆行性後尾運動を引き起こし、ZKL効果を弱めます。これにより、連星の離心率を高いレベルに保つことができ、ブラックホールの合体時間を大幅に短縮できる可能性があります。このメカニズムでは、連星に対する初期の円板の傾きが順行よりも逆行に近いことが必要です。
ホログラフィック量子泡のぼかしとガンマ線バーストの局在化 GRB221009A
ガンマ線バーストGRB221009Aは、ガンマ線とX線、そして遠紫外線に至るまで前例のない明るさで、複数の宇宙および地上の光学/近赤外線望遠鏡による赤方偏移z=0.151の主銀河内の識別を可能にしました。そして、宇宙線空気シャワー現象を介して、251TeVの光子との最初の関連付けを可能にします。これは、潜在的に観察可能な量子重力（QG）現象と直接の緊張関係にあり、時空の「泡立ち」が宇宙論的な距離を伝播する波面に蓄積し、十分なエネルギーがあれば、光子を効果的に広げることによって、遠くにあるが明るい点状の物体を見えなくする可能性がある。空全体に。しかし、この効果は光子の損失をもたらさないため、銀河系外の背景光による吸収とは区別されます。地上から大気を見た場合と同様に、泡によるぼやけの単純な多波長平均が説明されます。FermiおよびSwift機器の視野内でスケーリングすると、10MeV以下のピークエネルギーのすべてのz<5GRB角度分解能データに適合し、GRB221009Aの最高エネルギー局在化(限界限界)と依然として一致することができます。約1度の角度は、ホログラフィックQGに有利な定式化と一致します。
超新星発光による数分間の光学フレア
| Title |
Minutes-duration_Optical_Flares_with_Supernova_Luminosities |
| Authors |
Anna_Y._Q._Ho_(1),_Daniel_A._Perley_(2),_Ping_Chen_(3),_Steve_Schulze_(4),_Vik_Dhillon_(5,6),_Harsh_Kumar_(7),_Aswin_Suresh_(7),_Vishwajeet_Swain_(7),_Michael_Bremer_(8),_Stephen_J._Smartt_(9,10),_Joseph_P._Anderson_(11,12),_G._C._Anupama_(13),_Supachai_Awiphan_(14),_Sudhanshu_Barway_(13),_Eric_C._Bellm_(15),_Sagi_Ben-Ami_(3),_Varun_Bhalerao_(7),_Thomas_de_Boer_(16),_Thomas_G._Brink_(17),_Rick_Burruss_(18),_Poonam_Chandra_(19),_Ting-Wan_Chen_(20,21),_Wen-Ping_Chen_(22),_Jeff_Cooke_(23,24,25),_Michael_W._Coughlin_(26),_Kaustav_K._Das_(27),_Andrew_J._Drake_(27),_Alexei_V._Filippenko_(17),_James_Freeburn_(23,24),_Christoffer_Fremling_(18,28),_Michael_D._Fulton_(10),_Avishay_Gal-Yam_(3),_Llu\'is_Galbany_(29,30),_Hua_Gao_(16),_Matthew_J._Graham_(28),_Mariusz_Gromadzki_(31),_Claudia_P._Guti\'errez_(30,29),_et_al._(40_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10195 |
近年、ある種の明るい銀河系外光過渡現象は、わずか数日間しか続かないことが観察されている。それらの観測期間が短いことは、タイムスケールが数週間である最も一般的な明るい銀河系外過渡現象（超新星）とは異なる動力発生メカニズムを示唆しています。一部の短期間の過渡現象、特にAT2018cowでは、青色の光学色と明るい電波およびX線の放射が表示されます。いくつかのAT2018牛のような過渡現象は、X線の変動性、長期にわたる紫外線放射、暫定的なX線の準周期振動、および高速(ただし準相対論的)放射線放出噴出物と結合した大規模エネルギーなど、長寿命の埋め込まれたエネルギー源のヒントを示しています。。今回我々は、AT2018牛のような過渡現象であるAT2022tsd（「タスマニアデビル」）の余波における数分間の光学フレアの観測を報告する。フレアは数カ月にわたって発生し、非常にエネルギーが高く、非熱性である可能性が高く、準相対論的な流出またはジェットから発生することを示唆しています。私たちの観察により、一部のAT2018牛のような過渡現象では、埋め込まれたエネルギー源がマグネターか降着ブラックホールのいずれかであるコンパクトな物体であることが確認されました。
| Title |
Multi-messenger_astrophysics_in_the_gravitational-wave_era |
| Authors |
Geoffrey_Mo,_Rahul_Jayaraman,_Danielle_Frostig,_Michael_M._Fausnaugh,_Erik_Katsavounidis,_George_R._Ricker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10229 |
GW170817の観測は、重力波(GW)と電磁波(EM)波の両方で観測された最初の連星中性子星の合体であり、マルチメッセンジャーGW天文学の時代の始まりとなりました。この新しい技術は、極端な天体物理プロセスを調査するための観測に富んだ方法を提供します。LIGO-Virgo-KAGRAコラボレーションによるO4観測の開始と、過渡現象の探索に適した広視野EM機器の登場により、マルチメッセンジャー天体物理学はかつてないほど有望です。私たちは、GWイベントに対応するマルチメッセンジャーの最近の検索と結果をレビューし、特に新しい近赤外線探査望遠鏡であるWINTERと系外惑星探査宇宙望遠鏡であるTESSに焦点を当てて、既存および今後のEMフォローアップ施設について説明します。
ブレーザーの光学日内変動 S5 0716+714
| Title |
Optical_intra-day_variability_of_the_blazar_S5_0716+714 |
| Authors |
Tushar_Tripathi,_Alok_C._Gupta,_Ali_Takey,_Rumen_Bachev,_Oliver_Vince,_Anton_Strigachev,_Pankaj_Kushwaha,_E._G._Elhosseiny,_Paul_J._Wiita,_G._Damljanovic,_Vinit_Dhiman,_A._Fouad,_Haritma_Gaur,_Minfeng_Gu,_G._E._Hamed,_Shubham_Kishore,_A._Kurtenkov,_Shantanu_Rastogi,_E._Semkov,_I._Zead,_Zhongli_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10358 |
我々は、2019年11月から2022年12月にかけてインドの2台、ブルガリアに2台、セルビアに1台、エジプトに1台の望遠鏡を用いて53夜にわたって実施された、ブレーザーS50716+714の最近の大規模なマルチバンド光学測光観測を紹介する。B、V、R、Iバンドでそれぞれ1401、689、14726、165個の測光画像フレームを収集しました。私たちはB、V、R、Iバンドで3晩にわたってブレーザーをほぼ同時に監視しました。B、V、Rで4泊。V、R、Iで2泊。BとRで5泊。VバンドとRバンドで2泊。Rバンドのみで37泊分のデータも取得しました。単一バンドデータは日内の光束変動を研究するために使用され、2つ以上のバンドの準同時観測により光源内の色の変動を検索することができます。検出力を強化したF検定と入れ子になったANOVA検定を使用して、日中のタイムスケールでのブレーザーの光度曲線における真の光束と色の変化を検索します。12、11、53、5晩の観測のうち、9、8、31、3晩では、それぞれ、対応するB、V、R、Iバンドで、~3%～~20%の振幅の日内変動が検出されました。デューティサイクルは75%、73%、58%、60%になります。これらのデューティサイクルは、以前に通常測定されたものよりも低くなります。これらのタイムスケールでは、明るいときは青くなる、明るいときは赤くなる両方の色の変化が見られますが、測定可能な色の変化がない夜も存在します。この観察された日内変動について考えられる説明について簡単に説明します。
IceCube Supernova データ収集システムによる外部アラートのリアルタイム フォローアップ
| Title |
Realtime_Follow-up_of_External_Alerts_with_the_IceCube_Supernova_Data_Acquisition_System |
| Authors |
Nora_Valtonen-Mattila_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10398 |
IceCubeニュートリノ観測所は、核崩壊超新星爆発中に放出されるMeVニュートリノに対して独自の感度を持っています。超新星データ収集システム(SNDAQ)は、MeVニュートリノのバーストを探索する検出器レート偏差をリアルタイムで監視します。LIGO-Virgo-KAGRAで検出された重力波からの外部アラートに応答するためにSNDAQを使用する新しい分析ストリームを紹介します。
AGN ディスク内のブラック ホール バイナリ マージのキックされた残骸を利用した電磁的対応物
| Title |
Electromagnetic_Counterparts_Powered_by_Kicked_Remnants_of_Black_Hole_Binary_Mergers_in_AGN_Disks |
| Authors |
Ken_Chen_and_Zi-Gao_Dai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10518 |
活動銀河核(AGN)の円盤は、重力波(GW)を通じて検出できる連星ブラックホール(BBH)合体の顕著な形成チャネルとして広く考えられています。さらに、高密度の環境ガスの存在により、埋め込まれたBBHの合併により電磁(EM)対応物が生成される可能性があります。この論文では、AGN円盤内で発生するBBH合体のキックされた残骸によって引き起こされるEM放射を調査します。残りのBHは、円盤を横切るときに、付着する磁化媒体を介してジェットを発射します。結果として生じるジェットは減速し、伝播中に側方の繭にエネルギーを散逸します。私たちは、ジェットコクーンシステムの3つの放射メカニズム、つまりジェットブレークアウト放出、ディスクコクーン冷却放出、およびジェットコクーン冷却放出を調査し、ジェットコクーン冷却放出が独自の周波数帯域で検出される可能性が高いことを発見しました。我々は、電磁波の対応物としてO($10^3$)秒間続く軟X線過渡現象を予測します。GWトリガー後のO(10)日の時間遅れが追跡観測に寄与します。したがって、AGNディスク内のBBHマージは、新しいマルチメッセンジャーソースを表します。将来的には、GWの測定と位置特定の精度の向上と、そのような関連するEM信号の熱心な探索とを組み合わせることで、AGN円盤におけるBBH合体の起源を効果的に検証または制限できるようになるでしょう。
絶対的にシンチレーション: ブラック ホールを形成する超新星による $\nu$ 質量の拘束
| Title |
Absolutely_Scintillating:_constraining_$\nu$_mass_with_black_hole-forming_supernovae |
| Authors |
George_Parker,_Michael_Wurm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10682 |
次の銀河核崩壊超新星(CCSN)からのニュートリノバーストを地上で検出できれば、基本的なニュートリノ物理学だけでなく、恒星の天体物理学にも深い洞察が得られるでしょう。飛行時間(ToF)効果を使用すると、CCSN信号を使用してニュートリノの絶対質量を制限できます。この研究では、核崩壊中にブラックホールが形成され、ニュートリノ信号が突然切断される場合を研究します。この鋭いカットオフはToF研究で利用できる機能であり、モデルにほとんど依存しないニュートリノ質量に厳密な制限を設定することができます。超新星ニュートリノが地球上の液体シンチレーター検出器で検出されれば、並外れたエネルギー分解能により、低ニュートリノエネルギーでのToF効果のエネルギー依存サンプリングが可能になります。有望な実験プログラムの1つは、現在中国で建設中の次世代液体シンチレーター検出器である江門地下ニュートリノ観測所(JUNO)です。3次元ブラックホール形成コア崩壊超新星シミュレーションを使用すると、ニュートリノの絶対質量に対するJUNOのような検出器の感度は控えめに見積もられ、$m_\nu<0.39^{+0.06}_{-0.01}$eVとなります。95%CL境界の場合。THEIA-100のような次世代の液体シンチレーター天文台では、0.2eV未満の感度も達成できる可能性があります。
| Title |
Polarimetric_Geometric_Modeling_for_mm-VLBI_Observations_of_Black_Holes |
| Authors |
Freek_Roelofs,_Michael_D._Johnson,_Andrew_Chael,_Michael_Janssen,_Maciek_Wielgus,_Avery_E._Broderick,_The_Event_Horizon_Telescope_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10695 |
EventHorizonTelescope(EHT)は、超大質量ブラックホールM87*といて座A*の明白な影を画像化したミリメートルの超長基線干渉計(VLBI)アレイです。これらの観測からの旋光データには、ブラックホールと降着流の特性に関する豊富な情報が含まれています。この研究では、さまざまな程度の不変性を持つデータ積を広範なクラスの校正誤差に適合させるアプローチに焦点を当てて、mm-VLBIデータの偏光幾何モデリング手法を開発します。ブラックホール付近の画像構造を近似するために、偏光解析「mリング」モデルを使用してフィッティング手順を確立します。このモデルを一般相対論的磁気流体力学モデルからの合成EHTデータに適合させることにより、直線分極構造と円分極構造が比較的少ないモデルパラメーターでうまく近似できることを示します。次に、このモデルを2017年に撮影されたM87*のEHT観測に当てはめました。全強度と直線偏光において、mリングの当てはめは、イメージング手法による以前の結果と一致しています。円偏光では、mリングの適合は、数日間にわたる永続的な双極子の非対称性と配向を伴う、イベント水平スケールの円偏光構造の存在を示します。同じ構造が、観測バンド、使用したデータ積、およびモデルの仮定とは無関係に復元されました。この広範な一致にもかかわらず、イメージング手法では同様に一貫した結果が得られません。したがって、ソース構造に追加の仮定を課した円偏光の結果は、ある程度の注意を払って解釈する必要があります。偏光幾何学的モデリングは、特にEHTのような疎なアレイの場合、水平スケールの偏光放射の特性を制約するための便利で強力な方法を提供します。
| Title |
LenSiam:_Self-Supervised_Learning_on_Strong_Gravitational_Lens_Images |
| Authors |
Po-Wen_Chang,_Kuan-Wei_Huang,_Joshua_Fagin,_James_Hung-Hsu_Chan,_Joshua_Yao-Yu_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10100 |
自己教師あり学習は、注釈付きのラベルを必要とせずにデータから適切な表現を学習することで知られています。私たちは、強力な重力レンズ画像の表現学習のための単純なシャム(SimSiam)アーキテクチャを探索します。一般的に使用される画像拡張は、レンズの特性を変更する傾向があります。たとえば、ズームインするとアインシュタインの半径に影響します。同じ基礎となるレンズモデルを表す画像ペアを作成するために、源銀河を変更しながらレンズモデルを固定することでレンズの特性を保存するレンズ拡張方法を導入します。私たちの調査では、このレンズ拡張がラベルなしでレンズ画像表現を学習するためにSimSiamとうまく連携することが実証されているため、これをLenSiamと名付けます。また、事前トレーニングされたLenSiamモデルが下流のタスクに利益をもたらすことも示します。コードとデータセットはhttps://github.com/kuanweih/LenSiamでオープンソース化されています。
系外惑星特性評価用の高分解能赤外分光器用の校正ユニット設計 (HISPEC)
| Title |
Calibration_Unit_Design_for_High-Resolution_Infrared_Spectrograph_for_Exoplanet_Characterization_(HISPEC) |
| Authors |
Ben_Sappey,_Quinn_Konopacky,_Nemanja_Jovanovic,_Ashley_Baker,_Jerome_Maire,_Samuel_Halverson,_Dimitri_Mawet,_Jean-Baptiste_Ruffio,_Rob_Bertz,_Michael_Fitzgerald,_Charles_Beichman,_Garreth_Ruane,_Marc_Kassis,_Chris_Johnson,_Ken_Magnone,_and_HISPEC_Team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10239 |
10メートルクラスの望遠鏡に搭載された最新世代の高解像度分光写真装置は、挑戦的な科学事例を追求し続けています。したがって、先駆的な科学方法論を実現するには、これまで以上に正確な校正方法が必要です。当社は、系外惑星大気のドップラーイメージング、高精度の動径速度、近くの系外惑星の高コントラスト高解像度分光法などの困難な科学ケースを促進するように設計された、系外惑星特性評価用高解像度赤外線分光器(HISPEC)キャリブレーションユニット(CAL)を紹介します。CALは、パスファインダー機器KeckPlanetImagerandCharacterizer(KPIC)の伝統に基づいて構築されており、シングルモードファイバーに結合された波長情報でエンコードされた4つの近赤外(NIR)光源を利用します。これらは、科学観察中に同期的に使用したり、日中のキャリブレーション中に非同期的に使用したりできます。ホローカソードランプ(HCL)と一連のガス吸収セルは、0.98{\μ}m～2.5{\μ}mの絶対校正を提供します。レーザー周波数コム(LFC)は、観測中に安定した時間に依存しない波長情報を提供し、CALはLFCのバックアップとしてフィネスの低いアストロエタロンを実装します。HISPECのような機器から得られる設計の教訓は、将来ELTに同様の機器の要件を伝えるのに役立ちます。
天体物理データセットと CRUMB の結合
現在、天文機械学習の分野には、広く使用されているベンチマークデータセットがありません。ほとんどの研究では、公開されていないカスタムメイドのデータセットが使用されているため、モデル間の比較が困難になっています。この論文では、文献に存在する4つの「親」データセットから構築されたファナロフ・ライリー銀河の公的に利用可能な画像データセットであるCRUMBを紹介します。CRUMBは、これらの銀河の最大の画像データセットを提供することに加えて、分類のための「基本」ラベルと、意見の相違を考慮して4つの親データセットで使用される元のクラスラベルを提供する「完全」ラベルという2層のラベル付けシステムを使用しています。保存する異なるデータセット間の画像のクラス内で、親データセットの任意の組み合わせからソースに選択的にアクセスします。
自動機械学習による天体画像の品質評価
| Title |
Astronomical_Images_Quality_Assessment_with_Automated_Machine_Learning |
| Authors |
Olivier_Parisot,_Pierrick_Bruneau,_Patrik_Hitzelberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10617 |
電子支援天文学は、望遠鏡に接続されたデジタルカメラで深空の画像をキャプチャし、直接観察では見えなかった天体のビューを表示することから構成されます。この手法により大量のデータが生成され、観察セッション後に専用の画像編集ソフトウェアを使用してデータを強化することができます。この研究では、画像品質評価が天体画像の自動評価にどのように役立つかを示し、また、自動機械学習を使用して専用のモデルを開発します。
アルマ望遠鏡2030時代の人工知能による画像解析に挑むBRAIN研究
| Title |
A_BRAIN_study_to_tackle_image_analysis_with_artificial_intelligence_in_the_ALMA_2030_era |
| Authors |
Fabrizia_Guglielmetti,_Michele_Delli_Veneri,_Ivano_Baronchelli,_Carmen_Blanco,_Andrea_Dosi,_Torsten_En{\ss}lin,_Vishal_Johnson,_Giuseppe_Longo,_Jakob_Roth,_Felix_Stoehr,_{\L}ukasz_Tychoniec,_Eric_Villard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10657 |
ESO内部のALMA開発研究であるBRAINは、宇宙統計学と宇宙情報学を利用した合成画像解析の不正設定逆問題に取り組んでいます。これらの新興研究分野は、観測天文学、統計学、アルゴリズム開発、データサイエンスの交差点で学際的なアプローチを提供します。この研究では、運用上および科学上の目的でアルマ望遠鏡イメージングにこれらのアプローチを採用する利点の証拠を提供します。アルマ望遠鏡で校正された科学データに適用される2つの技術、RESOLVEとDeepFocusの可能性を示します。科学アーカイブに保存されているデータ製品の品質と完全性、および運用の全体的な処理時間が向上する見込みにより、大きな利点が得られます。どちらのアプローチも、計画された電子アップグレードによって決定されるデータレートの今後の革命に対処するための論理的な経路を示しています。さらに、これらの分野の進歩を促進するために、新しいパッケージALMASimを通じて追加の製品をコミュニティに提供し、大規模なコミュニティが新しいアルゴリズムのトレーニングやテストに使用できる洗練されたALMAシミュレータを提供します。
| Title |
Direct_Optimal_Mapping_Image_Power_Spectrum_and_its_Window_Functions |
| Authors |
Zhilei_Xu,_Honggeun_Kim,_Jacqueline_N._Hewitt,_Kai-Feng_Chen,_Nicholas_S._Kern,_Elizabeth_Rath,_Ruby_Byrne,_Ad\'elie_Gorce,_Zachary_E._Martinot,_Joshua_S._Dillon,_Bryna_J._Hazelton,_Adrian_Liu,_Miguel_F._Morales,_Zara_Abdurashidova,_Tyrone_Adams,_James_E._Aguirre,_Paul_Alexander,_Zaki_S._Ali,_Rushelle_Baartman,_Yanga_Balfour,_Adam_P._Beardsley,_Gianni_Bernardi,_Tashalee_S._Billings,_Judd_D._Bowman,_Richard_F._Bradley,_Philip_Bull,_Jacob_Burba,_Steven_Carey,_Chris_L._Carilli,_Carina_Cheng,_David_R._DeBoer,_Eloy_de_Lera_Acedo,_Matt_Dexter,_Nico_Eksteen,_John_Ely,_Aaron_Ewall-Wice,_Nicolas_Fagnoni,_Randall_Fritz,_Steven_R._Furlanetto,_Kingsley_Gale-Sides,_Brian_Glendenning,_Deepthi_Gorthi,_Bradley_Greig,_Jasper_Grobbelaar,_Ziyaad_Halday,_Jack_Hickish,_Daniel_C._Jacobs,_Austin_Julius,_MacCalvin_Kariseb,_et_al._(32_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10711 |
再電離時代（EoR）中に中性水素を検出する鍵は、支配的な前景放射線から宇宙論的信号を分離することです。私たちは、干渉可視性をマッピングするための直接最適マッピング(Xuetal.2022)を開発しました。線形演算のみが含まれており、可視性から画像まで点像分布関数に関する完全な知識が含まれています。ここでは、FFTベースの画像パワースペクトルと、直接最適マッピングに基づくその窓関数を示します。再電離アレイ水素エポック(HERA)フェーズI構成に基づくノイズレスシミュレーションを使用して、イメージのパワースペクトル特性を調査します。窓関数は、前景が支配的な領域からEoR窓への$<10^{-11}$電力漏れを示しています。2Dおよび1Dパワースペクトルも、前景とEoRの間の分離を検証します。さらに、$uv$-complete配列から可視性をシミュレートし、その画像パワースペクトルを計算しました。結果は、フォアグラウンド--EoRリークが$10^{-12}$未満にさらに抑制され、テーパ関数のサイドローブによって支配されることが示されています。2Dパワースペクトルにはホライズンウェッジの兆候はありません。$uv$-completeの結果は、将来の21cm宇宙論アレイ設計の参考事例を提供します。
RCB 星と dLHdC 星の星地震学的豊かさ
RCB星は、塵の噴出エピソードによって長期間の消滅を示す可能性がある$L\about10^4\,L_{\odot}$太陽質量天体です。多くは、半振幅が0.05ドルから0.3ドルの大きさで、30ドルから50ドルの日の範囲で半規則的な脈動を示します。宇宙ベースの測光により、実質的な外部対流エンベロープを持つ水素支配星では太陽のような振動が遍在していることが判明したため、RCB星と密接に関連するダストレス水素欠乏炭素(dLHdC)星の脈動が、ほぼ純粋なヘリウムからなる大きな対流性の外側エンベロープを持ち、同様の起源を持っています。恒星のモデリングと脈動の計算を通じて、観測されたこれらの脈動の周期と振幅が、Hに富む同胞の十分に測定された現象学に従っていることがわかりました。特に、観測されたモードは角度次数$l=0,1$および$2$である可能性が高く、主に音響的な性質のもの(すなわち、動径次数が低い$p$モード)であることを示します。最大振幅を持つモードは、ヘリウム主体のエンベロープに適切に再スケールされた音響カットオフ周波数に近く、観測された振幅は高光度で見られるものと一致しています($L>10^3\,L_{\odot}$)H豊富な巨人。また、$T_{\mathrm{eff}}\gtrsim5400\,\mathrm{K}$の場合、HdC恒星模型は2つの外側対流帯の間に放射層を示し、多くの物質をサポートする$g$モード空洞を形成していることもわかりました。より長い周期($\約100$日)の振動。私たちの初期の研究は主に断熱モードに焦点を当てていましたが、これらのターゲットのその後の宇宙ベースの観測（TESSやPlatoなど）により、より深い周波数の研究が可能になる、より多くの周波数が検出される可能性が高いと期待しています。これらの珍しい星の内部。
非軸対称ダイナモによる太陽タコクラインの閉じ込め
| Title |
Confinement_of_the_Solar_Tachocline_by_a_Non-Axisymmetric_Dynamo |
| Authors |
Loren_I._Matilsky_and_Nicholas_H._Brummell_and_Bradley_W._Hindman_and_Juri_Toomre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10202 |
私たちは最近、ダイナモで生成された磁場によってタコクリン閉じ込めが達成された太陽内部の最初の3D数値シミュレーションを発表しました。このフォローアップ研究では、放射ゾーン(RZ)と対流ゾーン(CZ)が結合されたシステムにおける磁場の強さの変化(磁気プラントル数の変化によって制御)に伴う閉じ込めの程度を分析します。我々は、弱、中、強のダイナモ磁場の強さに対応する3つの解領域を大まかに発見しました。弱磁場領域では、大規模な磁場はほとんど軸対称であり、規則的で周期的な極性反転（観測された太陽周期を彷彿とさせる）を伴いますが、閉じ込められたタコクラインを作り出すことはできません。強磁場領域では、大規模磁場はほとんど非軸対称であり、不規則で準周期的な極性反転があり、閉じ込められたタコクラインを形成します。中磁場体制では、大規模磁場は長期間にわたって強磁場ダイナモに似ていますが、断続的に弱まり、一時的に強い差動回転が発生する可能性があります。すべての領域において、RZにおけるポロイダル磁場の強度の振幅は、表皮深さの議論によって非常によく説明されます。表皮深さの原因となる振動場(中磁場および強磁場の場合)は非軸対称です。RZに対して回転するフィールド構造。これらの新しいシミュレーションは、太陽ダイナモによるタコクリン閉じ込め（いわゆる高速磁気閉じ込めシナリオ）が可能であることを再確認しますが、RZに対して回転する非軸対称の磁場成分が主な役割を果たすという新しい全体像を示唆しています。22年周期に関連して定期的に反転する軸対称磁場。
mmラジオスナップショット分光イメージングによる太陽-恒星大気トモグラフィー
ミリ波(mm)周波数は主に、恒星の彩層から遷移領域までの層からの熱放射に敏感ですが、メートル波(電波)周波数はコロナの高さを調べます。mm帯と電波帯の分光スナップショットイメージングを組み合わせると、太陽を含む冷たい主系列星(スペクトルタイプ:FGKM)の活動大気層の断層撮影探査が可能になります。高感度の最新のミリ波干渉計と電波干渉計を使用すると、幅広い動作帯域幅にわたってサブ秒およびサブMHzの分解能で、さまざまなエネルギースケールをカバーする太陽/恒星の活動を調査できます。これらの機器の優れた紫外線照射範囲により、ハイダイナミックレンジのイメージングが容易になり、太陽上のエネルギー的に弱い事象であっても、微細な分光時間的リズムで形態学的進化を調べることができます。この記事では、現在の進歩、データ分析の課題、利用可能なツールを紹介します。これらのツールと新しいデータが太陽・恒星研究分野に与える影響について、将来の展望とともにまとめます。
MHD 乱流シミュレーションにおける数値粘度と抵抗率
| Title |
Numerical_viscosity_and_resistivity_in_MHD_turbulence_simulations |
| Authors |
Lakshmi_Malvadi_Shivakumar_and_Christoph_Federrath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10350 |
磁気流体力学(MHD)乱流シミュレーションが物理学を正確に反映していることを確認するには、数値散逸を理解することが重要です。ここでは、純粋に数値的な粘性と抵抗率を使用したMHDシミュレーション(暗黙的大渦シミュレーション;ILES)で、流体力学および磁気レイノルズ数(ReおよびRm)を線形グリッド解像度Nの関数として決定します。音速マッハ数がそれぞれマッハ=0.1およびマッハ=10であるシミュレーションを介して、亜音速および超音速領域における数値粘度を定量化します。Re=(N/N_Re)^p_Reを求めます。マッハ=0.1の場合はp_Re=[1.2,1.4]およびN_Re=[0.8,1.7]、マッハ=0.1の場合はp_Re=[1.5,2.0]およびN_Re=[0.8,4.4]となります。Mach=10で、Rm=(N/N_Rm)^p_Rmが見つかります。Mach=0.1の場合はp_Rm=[1.3,1.5]およびN_Rm=[1.1,2.3]、p_Rm=[1.2,1.6]およびN_Rm=[0.1,0.7]マッハ=10。得られる磁気プラントル数(Pm=Rm/Re)は、マッハ=0.1の場合はPm=1.3+/-1.1、マッハ=10の場合はPm=2.0+/-1.4の一定値と一致します。私たちの結果を亜音速領域での独立した研究と比較したところ、p_Reとp_Rmが見事に一致し、N_ReとN_Rmが約2倍以内の一致を示しました(コードとソルバーの違いによる)。これらの結果を、文献からの直接数値シミュレーション(DNS、つまり明示的な粘度と抵抗率を使用)で設定したターゲットReおよびRmと比較します。この比較とILES関係を使用して、指定されたNのDNSで目標ReおよびRmを達成できるかどうかを判断できます。明示的な(物理的)散逸が数値散逸よりも優勢であるためには、目標のレイノルズ数が必要であると結論付けます。対応する数値よりも低く設定してください。
太陽の対流帯における l=m+1 の半径方向渦度による非トロイダル慣性モードの数値研究
| Title |
Numerical_study_of_non-toroidal_inertial_modes_with_l=m+1_radial_vorticity_in_the_Sun's_convection_zone |
| Authors |
Yuto_Bekki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10414 |
太陽では、赤道ロスビーモード、臨界緯度モード、高緯度モードなど、さまざまなタイプの慣性モードが観察され、確認されています。最近の観測ではさらに、太陽と共回転する系で見たときに赤道ロスビーモードよりも約３倍速く逆行方向に伝播する赤道非対称動径渦度モードの検出が報告されている。ここでは、太陽の対流帯の現実的な線形モデルを使用して、これらの赤道非対称渦度モードの特性を研究します。それらは本質的に非トロイダルであり、赤道でかなりの放射状の流れが関与していることがわかります。したがって、背景濃度の層別化は、それらの分散関係を決定する上で重要な役割を果たします。太陽の回転差は、粘性臨界層を導入し、対流帯の底部近くにモードを閉じ込めることによって、重大な影響を与えることもわかっています。さらに、浮力がこれらの非トロイダルモードの追加の復元力として作用するため、それらの伝播周波数は背景の超断熱性$\delta$に著しく敏感であることがわかりました。観測された周波数が線形モデルと互換性があるのは、対流ゾーンの大部分が弱断熱性でない場合($-5\times10^{-7}\lesssim\delta\lesssim-2.5\times10^{-7}$)です。。私たちの結果は、高緯度慣性モードを使用した以前の研究で独立して導出された制約($\delta<2\times10^{-7}$)と一致していますが、それよりも厳しいです。強い超断熱性の表面近くの層の下では、太陽の対流帯の大部分は通常想定されているよりもはるかに断熱に近い可能性があり、さらには弱い準断熱性である可能性さえあることが示唆されています。
3D 冠状 CME 再構成の収集、照合、および比較
コロナ質量放出（CME）の影響を予測することは、現在の宇宙天気予報の取り組みの主な焦点です。通常、CMEの特性は立体コロナル画像から再構成され、CMEの惑星間進化のフォワードモデルに使用されます。したがって、コロナ再構成の不確実性を知ることは、予測の不確実性を決定する上で重要な要素となります。コロナルCME再構成のカタログの数は増え続けていますが、これらのカタログ間の広範な比較はまだ行われていません。ここでは、個々のカタログのオンラインコレクションであるLivingListofAttributesMeasuredinAnyColonalReconstruction(LLAMACoRe)を開発し、継続的に更新する予定です。この最初のバージョンでは、2007年から2014年までのSTEREO観測を使用した3D再構成を含む24の異なるカタログからの結果を使用します。私たちは個々のカタログを照合し、どの復元が同じイベントに対応するかを判断しました。LLAMACoReには、1863のCMEに対する2954の再構成が含まれています。これらのうち、510のCMEには、異なるカタログからの複数の再構成が含まれています。各CMEの最適な制約値を使用すると、組み合わせたカタログが一般に知られている太陽周期の傾向を再現していることがわかります。同じイベントの2つの独立した再構成間で予想される典型的な差を決定し、緯度4.0度、経度8.0度、傾斜24.0度、角度幅9.5度、形状パラメータ0.1の値を見つけます。カッパ、速度115km/s、質量2.5e15g。これらは依然として太陽周期全体にわたって最も可能性の高い値ですが、太陽極大期に向けた偏差にはさらに極端な外れ値が見つかります。
NANOGrav 観測の超軽量 $(L_\mu-L_\tau)$ ベクトル暗黒物質解釈
NANOGravと他のパルサータイミングアレイ(PTA)の共同研究によって観測されたパルサー残差の角度相関は、確率的重力波(SGW)から予想されるヘリングスダウンズ相関を裏付ける証拠を示しています。この論文では、超軽量の$L_{\mu}-L_{\tau}$ゲージボソン暗黒物質(ULDM)によって引き起こされる、観測されたパルサーのタイミング相関の非重力波による説明を提供します。ULDMは2つの方法でパルサー相関に影響を与えることができます。ベクトルULDMの重力ポテンシャルにより、パルサー信号のシャピロ時間遅延と自明ではない角度相関が生じます(スカラーULDMの場合と比較して)。さらに、パルサーの暗黒物質ゲージグループの電荷がゼロではない場合、局所的な暗黒物質の電場によってパルサーの振動と、それに対応するパルサー信号のドップラーシフトが発生します。パルサーはかなりの量のミューオンを運ぶため、$L_{\mu}-L_{\tau}$ベクトル暗黒物質がドップラー振動とパルサー信号の時間遅延の両方に寄与していることを指摘します。私たちの分析により、NANOGravデータは、SGWまたはShapiro時間遅延仮説を備えたSGWと比較して、$L_{\mu}-L_{\tau}$ULDMシナリオによりよく適合していることが示されています。
実効ループ量子重力から量子ブラックホールを再考する
| Title |
Revisiting_quantum_black_holes_from_effective_loop_quantum_gravity |
| Authors |
Geeth_Ongole,_Parampreet_Singh,_Anzhong_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10166 |
我々は、4つの一般パラメータ$c_o、m、\delta_b$、$\delta_c$のループ量子重力から動機付けられた効果的な記述を使用して、古典クラスカル時空のループ量子化群を体系的に研究します。ここで、後者の2つは重合パラメータを示します。基礎となる量子幾何学を捕捉します。我々は、重合パラメータが動的軌道上で一定であり、そのうちのAshtekar-Olmedo-Singh(AOS)モデルとCorichi-Singh(CS)モデルが特殊なケースとして現れるファミリーに焦点を当てます。私たちは、量子重力効果によるこれらすべてのモデルにおける特異点解決の一般的な特徴を研究し、その解をホワイトホール(WH)とブラックホール(BH)の地平線を越えて外部まで解析的に拡張します。クレッチマンスカラーの漸近展開における主項が$r^{-4}$であることがわかります。ただし、太陽質量よりも大きな質量を持つAOSおよびCSモデルのブラックホールの場合、支配項は観測可能な宇宙のサイズに対して$r^{-6}$として動作し、{私たちの分析は、宇宙のパラメーターの選択を現象学的に制約するために使用できます。さらに、BH地平線のホーキング温度が巨視的なBHの古典的な値と一致することを要求することで、パラメータ$c_o$を一意に修正できます。BHとWHの質量が同じ次数であると仮定すると、AOSモデルの必要な特性をすべて共有する$\delta_b$と$\delta_c$の選択肢のファミリーを特定できます。
基礎（HE）物理学のための量子技術
この短い寄稿では、(量子)計測のフロンティアにおける発展が基礎的な高エネルギー物理学(HEP)の鍵となり得るいくつかの方向性を強調します。私は暗黒物質と重力波の検出に焦点を当て、原子時計と磁力計、大型原子干渉計、電磁空洞内の小さな場の検出からのアイデアを紹介します。この寄稿は包括的とは程遠く、HEPおよび量子技術コミュニティのすべての人々にこの魅力的なトピックを探求するよう呼びかけるものです。
高精度原子干渉計に最適な絞り
| Title |
Optimal_squeezing_for_high-precision_atom_interferometers |
| Authors |
Polina_Feldmann,_Fabian_Anders,_Alexander_Idel,_Christian_Schubert,_Dennis_Schlippert,_Luis_Santos,_Ernst_M._Rasel,_and_Carsten_Klempt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10241 |
私たちは、超低温の相互作用物質の空間分離に基づいて、絞りが干渉計にとって重要なリソースであることを示します。原子の相互作用により、これらの原子干渉計の精度には一般的な限界が生じ、これは原子数を増やしても、従来の位相や数の絞り込みによっても超えることはできません。ただし、調整されたスクイーズド状態では、相互作用から生じる重大な悪影響を予測することによって制限されるこの敏感性を克服できます。私たちは、将来の高精度微分物質波干渉計、特に重力波検出用の勾配計への応用を想定しています。
量子計算による暗黒物質検出の量子強化
| Title |
Quantum_Enhancement_in_Dark_Matter_Detection_with_Quantum_Computation |
| Authors |
Shion_Chen,_Hajime_Fukuda,_Toshiaki_Inada,_Takeo_Moroi,_Tatsumi_Nitta,_Thanaporn_Sichanugrist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10413 |
我々は、量子干渉を利用して量子ビットベースの暗黒物質検出実験における信号レートを大幅に向上させる新しい方法を提案します。さまざまな量子センサーは、波状の暗黒物質を検出するための理想的な特性を備えており、量子コンピューターで一般的に使用されている量子ビットは、暗黒物質検出器の優れた候補です。量子ビットを操作する適切な量子回路を設計することで、信号レートが$n_{\rmq}^2$に比例してスケールされることを実証します。$n_{\rmq}$はセンサー量子ビットの数ではなく、$n_{\rmq}$です。$n_{\rmq}$と線形に変化します。したがって、かなりの数のセンサー量子ビットを使用した暗黒物質検出では、信号レートの大幅な向上が期待できます。我々は、暗黒物質との相互作用による個々の量子ビットの位相進化をコヒーレントに組み合わせることでこの強化を達成する量子回路の具体例を提供します。また、この回路が量子コンピューターの重要な量子ノイズ源であるディフェーズノイズに対してフォールトトレラントであることも実証します。ここで提案する強化メカニズムは、暗黒物質信号の強化に関連する量子操作をこれらのデバイスに適用できる限り、量子コンピューターのさまざまなモダリティに適用できます。
Kerr-Taub-NUT 時空の超放射
超放射は、帯電または回転するブラックホールからの反射中に増幅される電界波の効果です。この論文では、重力磁性と重力磁性の両方を持つソースを表す一般的な軸対称静止カー・タウブ・NUT(ニューマン・ウンティ・タンブリーノ)時空における大質量スカラーおよび質量のない高スピン場の摂動の超放射散乱の低エネルギー動力学を研究します。単極子モーメント(磁気質量)と重力磁気双極子モーメント(角運動量)。すべてのスピン摂動場に対する一般化されたTeukolskyマスター方程式を取得します。方程式は角度部分と半径部分に分けられます。角度方程式は、カー時空における回転楕円体調和関数を一般化するスピン重み付き回転楕円体調和関数につながります。私たちは、実効スピンを周波数(またはエネルギー)とNUTパラメーターの間の結合として特定します。地平線付近および無限境界における動径波動関数の挙動を研究した。スカラー、ニュートリノ、電磁波、ラリタ・シュウィンガー波、重力波など、スピンを伴うすべての無質量場の放出率や断面積などの低エネルギー観測物の解析式を提供します。
重力波検出器による連星中性子星合体残骸の回転不安定性検出の可能性を探る
| Title |
Exploring_the_Potential_for_Detecting_Rotational_Instabilities_in_Binary_Neutron_Star_Merger_Remnants_with_Gravitational_Wave_Detectors |
| Authors |
Argyro_Sasli,_Nikolaos_Karnesis_and_Nikolaos_Stergioulas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10626 |
私たちは、アップグレードされた次世代の重力波検出器のさまざまなネットワーク構成を使用して、連星中性子星合体の合体後の段階における回転不安定性を検出できる可能性を探ります。私たちの研究では、数値的に生成された合体後の波形を使用しており、合体後の$O(10{\rm})$msの時点で$l=m=2$$f$モードが再励起されることが明らかになりました。これらの信号をカラーガウスノイズに注入し、ベイズ推論を使用してウェーブレットの合計として再構成を実行することにより、これらの信号の検出可能性を評価します。結合後の段階の不安定部分に限定して、再構成された信号と注入された信号の間の重なりを計算すると、総質量と距離に応じて、計画されている第3世代検出器のネットワークで回転不安定性の存在を推測できることがわかります。ソースへ。最近提案された高周波検出器の設計では、不安定部分は200Mpcでも検出可能であり、予想される検出率が大幅に向上することがわかりました。既存のHLV検出器で構成されていますが、A+の2倍の感度にアップグレードされたネットワークの場合、合体後の重力波放射全体のピーク周波数が、ネットワークのS/N比8で検出可能であることを確認します。40Mpcの距離。
