UNITY による結合: 統一ベイジアン フレームワークを使用した 2,000 SNe の宇宙論
| Title |
Union_Through_UNITY:_Cosmology_with_2,000_SNe_Using_a_Unified_Bayesian_Framework |
| Authors |
David_Rubin,_Greg_Aldering,_Marc_Betoule,_Andy_Fruchter,_Xiaosheng_Huang,_Alex_G._Kim,_Chris_Lidman,_Eric_Linder,_Saul_Perlmutter,_Pilar_Ruiz-Lapuente,_Nao_Suzuki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12098 |
Ia型超新星(SNeIa)は、宇宙膨張の加速を確立するのに役立ちました。到達距離、精度、普及率の組み合わせにより、それらは重要な宇宙論的制約を提供し続け、他の宇宙論的探査機を補完します。個々のSN調査では赤方偏移の約2倍しかカバーできないため、複数のSNデータセットを編集することは非常に有益です。私たちは、24のデータセットから、宇宙論的に有用な2087個のSNeIaを集めた最新の「Union」コンピレーションを組み立てます(「Union3」)。すべてのSNeを同じ距離スケールに配置し、完全なレストフレーム光学を使用するようにSALT3で光曲線フィッティングを更新するように注意しています。今後数年間で、宇宙論的に有用なSNeIaの数は10倍以上に増加し、体系的な不確実性を準支配的に保つことがこれまで以上に困難になるでしょう。外れ値、選択効果、光曲線の形状と色の母集団、標準化関係、説明のつかない分散、不均一な観察を同時に扱うことの重要性について議論します。我々は、UNITY1.5(Type-IacosmologYのための統合非線形推論)と呼ばれる更新されたベイジアンフレームワークを紹介します。これには、以前の分析と比較して、選択効果、標準化、系統的不確実性をモデル化する能力が大幅に向上しています。解析の副産物として、SNのみの固有速度場の事後分布も復元しますが、この作業では解釈しません。Union3とUNITY1.5を使用して更新された宇宙論的制約を計算し、LambdaCDMを使用して弱い1.7～2.6シグマ張力と、暗黒エネルギーが解凍されている可能性のある証拠を見つけました。ビン化されたSN距離をコミュニティに公開します。
インスタンスのセグメント化による構造形成の特徴付け
| Title |
Characterizing_Structure_Formation_through_Instance_Segmentation |
| Authors |
Daniel_L\'opez-Cano,_Jens_St\"ucker,_Marcos_Pellejero_Iba\~nez_Ra\'ul_E._Angulo,_Daniel_Franco-Barranco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12110 |
暗黒物質のハローは、初期宇宙のほぼ均一な密度場への小さな摂動から形成されます。ハローを形成するためにこれらの初期摂動がどれくらいの大きさでなければならないかはわかっていますが、どの粒子が最終的にどのハローに属するかを予測する方法はかなりよくわかっていません。しかし、原ハローのラグランジュ形状を決定するのはこのプロセスであり、したがって原ハローの質量、スピン、形成の歴史を理解するためには不可欠です。ここでは、さまざまなハローのプロトハロー領域が初期密度場からどのように出現するかを学習するための機械学習フレームワークを紹介します。これには、どの粒子がハローの一部となるかを意味的に区別する1つのニューラルネットワークと、これらの粒子をハローメンバーシップによって異なるインスタンスにグループ化する2つ目のニューラルネットワークが含まれます。このインスタンスのセグメンテーションはワインバーガー法によって行われます。ワインバーガー法では、ネットワークが粒子を擬似空間表現にマッピングし、単純なクラスタリングアルゴリズムを通じてさまざまなインスタンスを簡単に区別できます。私たちのモデルは、ハローの質量とラグランジュ形状をオブジェクトごとに確実に予測するだけでなく、ハロー質量関数のような要約統計量も予測します。初期条件にわずかな違いがある2つのN体シミュレーション間の一致度と比較することで、私たちのモデルが最適に近い情報を抽出していることがわかります。私たちはモデルをオープンソースで公開し、初期条件の体系的な操作の影響を研究することによって構造形成の分析方法に情報を提供するためにこのモデルを使用できることを提案します。
LISA における確率的背景推論への弱パラメトリック アプローチ
| Title |
A_weakly-parametric_approach_to_stochastic_background_inference_in_LISA |
| Authors |
Federico_Pozzoli,_Riccardo_Buscicchio,_Christopher_J._Moore,_Francesco_Haardt_and_Alberto_Sesana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12111 |
レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)を使用した確率的重力波背景(SGWB)の検出は、ミッションサイエンスの目標の1つです。天体物理学的および宇宙論的起源のSGWBのもつれを解くことは困難な作業であり、ノイズレベルの不確実性によってさらに複雑になります。この研究では、ガウス確率過程からインスピレーションを得て、SGWBを推論するためのベイズ手法を導入します。未知のスペクトル形状の信号に対するアプローチの適合性を調査します。より効率的な超次元探索への第一歩として、モデルのハイパーパラメータを個別に探索します。提案された方法を代表的な天体物理学シナリオ、つまり、~\cite{Pozzoli2023}で最近推定された極質量比インスピラルの天体物理学前景に関する推論に適用します。このアルゴリズムは、事前分布が大きい場合でも、注入された信号を回復できると同時に、ノイズレベルの推定値を提供できることがわかりました。
初期物質支配からの重力波信号: 速い遷移と遅い遷移の間の補間
| Title |
Gravitational_Wave_Signals_From_Early_Matter_Domination:_Interpolating_Between_Fast_and_Slow_Transitions |
| Authors |
Matthew_Pearce,_Lauren_Pearce,_Graham_White,_Csaba_Bal\'azs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12340 |
初期宇宙における物質支配の時代は、原始的な確率的重力波信号を強化し、今後の重力波実験で検出可能にする可能性があります。しかし、結果として生じる重力波信号は、物質が支配する初期の時代の終わりに非常に敏感です。物質の支配が徐々に終了すると、相殺により信号は極端に抑制されますが、瞬間的な遷移の限界では、共鳴のような増強が生じます。しかし、物質支配時代の終わりは瞬時には起こり得ず、これまでの分析ではこれを説明するためにガウス平滑化手法が使用され、高速遷移限界付近の限られた領域のみが考慮されていました。この研究では、近似を行わずに、初期の物質支配から強化された重力波信号の研究を提示し、信号がどのようにして強く抑制された状態から強く強化された状態にスムーズに進化するかを示します。
グランダ・オリヴェロスのホログラフィックダークエネルギーに関する注意事項
この記事では、Granda-Oliverosホログラフィックダークエネルギー(GOHDE)モデルを再検討し、パラメータ空間の特徴を調査し、後期加速を説明できるモデルの能力は構築によって現れる積分定数のみによるものであることを示します。我々は、GOHDEが支配的なエネルギー成分のように振る舞い、後期には自然にダークエネルギーのように振る舞うことを示します。物質が支配する時期には、圧力のない物質のように振る舞い、非常に初期の段階で放射線のような挙動を示します。フリーパラメータを調整すると、これらの特性が抑制または強化される可能性があります。パラメータに応じて、GOHDEは特異な状態方程式を伴う一致、幻覚、または真髄のような暗黒エネルギーと同様に動作します。局所的な観察の点から、GOHDEモデルは観察的には$w$CDMと区別できず、特定のケースとして$\Lambda$CDMを包含することを示します。私たちの分析により、$\Lambda$CDMからの逸脱が後期加速の原因となる可能性はあるものの、宇宙の歴史全体を一貫して説明するには及ばないことが明らかになりました。さらに、OHD、Pantheon、CMBShiftパラメーター、BAO、QSOなどのさまざまなデータセットを利用して、GOHDEモデルの自由パラメーターを制約します。私たちの分析では、GOカットオフを仮定した場合の最良の適合は$\Lambda$CDMモデルと一致することが示されています。さらに、AIC、BIC、$\chi^2$などの統計量化子を使用して、さまざまなデータの組み合わせでモデルの良さをテストし、ベイズ係数を推定してモデルを対比します。私たちの調査では、標準GOHDEモデルは$\Lambda$CDMモデルと同等の可能性があり、$\beta=0.686^{+0.048}_{-0.044}$と$w{z_0}=-により最終的には後者が有利であることが示唆されています。0.988^{+0.042}_{-0.044}$。現在の観察を考慮すると、平らな宇宙では$\Lambda$CDMのケースが統計的に最良であり、おそらくGOHDE構築からの唯一の一貫した解決策であると結論付けます。
複合滑らかなランダム場のミンコフスキー汎関数
ミンコフスキー汎関数は、滑らかなランダム場の形態を定量化します。これらは、宇宙論的な場の統計的特性を調査するために広く使用されています。ミンコフスキー汎関数のアンサンブル期待値の解析公式は、ガウス場および軽度の非ガウス場でよく知られています。この論文では、式を2つのフィールドの合計である複合フィールドに拡張し、相関のない軽度の非ガウスフィールドとガウスフィールドの合計の式を明示的に導出します。これらの式は、通常、真の信号と、ノイズまたは何らかの残留汚染信号のいずれかである可能性がある1つまたは複数の二次フィールドの合計である観測データに適用できます。私たちの公式は、真の信号の形態および統計的性質に対する二次磁場の影響を明示的に定量化します。例として、ガウスノイズの存在がガウスおよび非ガウスCMB温度マップの形態学的特性と統計的性質にどのような偏りをもたらすかを決定するために式を適用します。
photo-$z$ 不確実性の存在下でのバリオニック音響振動の再構成
| Title |
Reconstructing_the_Baryonic_Acoustic_Oscillations_in_the_presence_of_photo-$z$_uncertainties |
| Authors |
Kwan_Chuen_Chan,_Guoyuan_Lu,_Xin_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12611 |
再構成法は、分光調査データ解析におけるバリオン音響振動(BAO)測定を改善するために広く使用されています。この研究では、測光データの領域におけるBAO信号の再構成を検討します。Zel'dovich再構成技術を適用することにより、photo-$z$不確実性の存在下で横方向BAOを再構成するための形式主義を開発します。$N$-bodyシミュレーションを通じてBAO再構成のパフォーマンスにアクセスします。横方向の再構成ポテンシャルは、表面密度と動径方向のポテンシャル寄与をソース項として使用して2Dポテンシャル方程式を解くことによって導出できます。解は主に表面密度によって決まります。物質場などの高密度サンプルで明らかなように、横方向BAO再構成により、BAO信号の強度と初期条件との相互相関の両方が強化されます。2Dポテンシャルの結果を3Dポアソン方程式の解と対比します。この場合、photo-$z$空間内の位置を使用してポテンシャル方程式を直接解き、良好な一致を見つけます。さらに、平滑化スケールやphoto-$z$の不確実性のレベルなどのさまざまな条件が再構成結果に及ぼす影響を調べます。私たちは、この方法を調査データに直接適用することを想定しています。
すべての単一フィールドのインフレモデルに対する 1 つの一貫性関係
この論文では、バックグラウンドの発展と線形摂動理論を注意深く検査することによって、単一フィールドのインフレーションモデルにおける曲率摂動のスクイーズ限界バイスペクトルの計算を可能にする非ガウス整合性関係を提示します。一貫性関係は、特定の対称性、大規模スケールでの曲率摂動の保存、アトラクター背景の進化、またはインフレトン場の正準運動エネルギーを必要としないため、文献にある他の関係よりも一般的です。我々は、インフレーションの単一フィールドモデルにおけるスクイーズドリミットバイスペクトルのすべての既知の例が、このフレームワーク内で再現できることを実証します。
回転雲の中でのボース星の形成
この論文では、有限の角運動量と自己相互作用を持つボソン暗黒物質の自己重力雲の進化を研究します。これは、6次の擬似スペクトル演算子分割法を使用して、非線形シュレーディンガー方程式とポアソン方程式系を解くことによって実現されます。初期の雲は、3次元空間全体にランダムに分布した質量密度を持っていると仮定されます。初期雲は運動領域にあります,つまり,ド・ブロイ波長はハローのサイズよりもはるかに小さいです.ここで示した数値シミュレーションではボーズ星が実際に形成されることが示されています.初期雲には角運動量と自己相互作用が存在します.雲は、自明ではない形で星形成時間に大きな影響を与える可能性があり、さらに、星形成時間後の渦度の大きさのプロファイルのプロットは、星間の自己相互作用が発生した場合には、形成された星が固有の角運動量を持たない可能性があることを示しています。これらの結果は、孤立した回転ボース星に関する以前の分析研究と一致しています。ただし、反発的な自己相互作用の場合、渦度の大きさの解析により、数値シミュレーションで形成された星が固有の角運動量を持っている可能性が示されています。また、星の平均質量と半径の図は、初期雲の角運動量の存在によって強く影響されることも示されています。
太陽系の将来の軌道: 100 天文単位以内の恒星遭遇の動的シミュレーション
| Title |
Future_trajectories_of_the_Solar_System:_dynamical_simulations_of_stellar_encounters_within_100_au |
| Authors |
Sean_N._Raymond,_Nathan_A._Kaib,_Franck_Selsis,_Herve_Bouy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12171 |
太陽の明るさが容赦なく増加することを考慮すると、地球はあと1ギルでハビタブルゾーンを出ることになります。その間、太陽系の内部力学を通じて地球の軌道が変化する可能性はごくわずかです。ただし、恒星が太陽から100天文単位以内を通過する確率は1ギルあたり約1%です。ここでは、N体シミュレーションを使用して、恒星の接近経路からの摂動下での惑星の考えられる進化経路を評価します。恒星が太陽から100天文単位以内を通過した場合、8つの惑星すべてが現在の軌道と同様の軌道で生き残る可能性は約92%であることがわかりました。しかし、恒星が通過すると、惑星の軌道を直接乱したり、力学的不安定性を引き起こしたりして、太陽系が混乱する可能性があります。水星は最も壊れやすく、破壊率（通常は太陽との衝突による）は、4つの巨大な惑星を合わせたものよりも高くなります。地球にとって最も可能性の高い破壊経路は、（月または金星との）巨大衝突を受けるか、太陽と衝突することです。各惑星は、現在の軌道とは大きく異なる軌道上に存在する可能性があり、場合によっては大きな離心率や軌道傾斜角が発生します。地球は、システムの軌道構造の再シャッフル、星間空間（またはオールトの雲）への放出、または通過する星による捕獲によって、より遠い（より冷たい）軌道に到達する可能性がわずかにあります。私たちは、フライバイ後の太陽系のもっともらしい結果を定量化します。
深層学習を使用して火星の「脳サンゴ」領域をマッピング
| Title |
Mapping_"Brain_Coral"_Regions_on_Mars_using_Deep_Learning |
| Authors |
Kyle_A._Pearson,_Eldar_Noe,_Daniel_Zhao,_Alphan_Altinok,_Alex_Morgan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12292 |
火星探査プログラムの主な目的の1つは、地球上の過去または現在の生命の証拠を探すことです。これを達成するために、火星探査は液体または凍結した水がある可能性のある領域に焦点を当ててきました。一連の重要な領域では、比較的最近、火星の傾斜角の周期的な変化に応じて氷が解けるサイクルが見られた可能性がある。この研究では、畳み込みニューラルネットワークを使用して、火星の地形である「ブレインコーラル」地形を含む表面領域を検出します。この地形は、地球上の分類されたストーンサークルと形態と規模が類似していることから、凍結/融解サイクルの結果として形成された可能性があることが示唆されています。。私たちは火星偵察軌道船からの大きな画像(約100～1000メガピクセル)を使用して、ピクセルあたり数十センチメートル(約25～50cm)に近い解像度でこれらの地形を検索します。52,000枚を超える画像(約28TB)(火星の表面の約5%)が検索され、200枚を超える画像で検出が見つかりました。処理を迅速化するために、フル空間解像度で画像全体をデコードする代わりに、離散コサイン変換からの係数のブロックを利用することでJPEG圧縮を活用できるフーリエ領域の分類器ネットワーク(セグメンテーション前)を利用します。ハイブリッドパイプラインアプローチは、すべての画像に対してフル解像度でセグメンテーションネットワークを実行する場合と比較して、合計処理時間の最大95%を削減しながら、最大93%の精度を維持します。ビッグデータセットのタイムリーな処理は、ミッションの運用、地質調査に情報を提供して、着陸候補地の優先順位を付けたり、危険な地域を回避したり、特定の地形の空間範囲を地図化したりするのに役立ちます。セグメンテーションマスクとソースコードは、コミュニティが探索して構築できるようにGithubで入手できます。
新しい星の光の下で: 原始惑星系円盤の分散とボイルオフによる惑星大気の進化
| Title |
Under_the_light_of_a_new_star:_evolution_of_planetary_atmospheres_through_protoplanetary_disc_dispersal_and_boil-off |
| Authors |
James_G._Rogers,_James_E._Owen,_Hilke_E._Schlichting |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12295 |
小さな系外惑星の大気は、原始惑星系円盤の分散中に、局所的なガス円盤からの閉じ込め圧力が低下し、大気の損失と収縮を引き起こす「ボイルオフ」と呼ばれるプロセスを介して、急速な質量損失に対して脆弱である。私たちは、ガス状の核の降着とボイルオフ中の惑星進化の首尾一貫したモデルを構築します。周囲の円盤のガスが消散するにつれて、亜音速の風の流出によって惑星の質量が減少し、円盤と惑星の間に因果関係が存在することが可能になることがわかりました。惑星は最初、大気質量$\sim10\%$のオーダーで降着しますが、円盤の分散中にボイルオフによってこの質量の$\gtrsim90\%$が除去される可能性があります。我々は、惑星の最終的な大気の質量分率は、惑星の核質量と平衡温度だけでなく、冷却時間スケールと円盤分散時間スケールの比によって強く影響されることを示した。炉心の冷却と放射能の寄与により、我々は、炉心の明るさが最終的にボイルオフから炉心による質量損失への移行につながることを示した。主星に最も近いより小さな質量の惑星は、円盤の分散中にボイルオフと核による質量損失の組み合わせによって大気が完全に剥ぎ取られている可能性があることがわかり、円盤の分散に伴って人口レベルの半径のギャップが現れることが示唆されています。。さらに、惑星の音面下への恒星のXUV光子の浸透を考慮することにより、ボイルオフ/コアによる質量損失からX線/EUV(XUV)光蒸発への移行を検討します。最後に、ボイルオフの後期段階で惑星が原始惑星系円盤に隙間を開ける可能性があり、それが質量損失率を高める可能性があることを示した。
T タウリ円盤の中赤外スペクトル: CO2 と H2O の放出に対する小さな内部空洞の影響のモデル化
| Title |
Mid-infrared_spectra_of_T_Tauri_disks:_Modeling_the_effects_of_a_small_inner_cavity_on_CO2_and_H2O_emission |
| Authors |
Marissa_Vlasblom,_Ewine_F._van_Dishoeck,_Beno\^it_Tabone,_Simon_Bruderer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12445 |
[要約]若い星の周りの円盤の内側の数AUは、赤外線で最もよく探査されます。ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)は現在、これらの領域の化学構造を前例のない詳細さで特徴づけ始めています。発生源の特異なサブセットの1つは、いわゆる「CO2のみ発生源」であり、スペクトル内で15$\mu$mの強力なCO2特徴のみが検出されました。H2Oからの弱い放出を説明できるシナリオの1つは、円盤内に小さな内部空洞が存在することです。この空洞がH2O雪線を越えて延びるが、CO2雪線を越えない場合、これにより、H2O雪線束に対するH2Oライン束が強力に抑制される可能性があります。CO2のこと。この研究では、この声明の妥当性をテストすることを目的としています。熱化学コードDustAndLInes(DALI)を使用して、内部空洞を備えたTタウリ円盤モデルのグリッドを作成しました。これは、塵の昇華半径から始まり、一定のキャビティ半径。我々は、内部空洞サイズに応じた円盤のCO2およびH2Oスペクトルの進化を示し、十分な大きさの空洞が導入されると、最初はH2Oラインが支配的だったスペクトルが、代わりにCO2が支配的になる可能性があることを示します。ただし、これに必要な空洞サイズは約4～5天文単位で、完全な円盤内のCO2スノーラインの公称位置を超えています。この原因はおそらく空洞による熱構造の変化であり、雪線が外側に押し出されます。明るいCO2排出の別の説明も簡単に説明します。私たちのモデリング作業は、小さな内部空洞の存在がスペクトル内の強いCO2放出を説明できることを示しています。ただし、そのために必要なキャビティは、当初の予想よりも大きくなります。したがって、このシナリオは、十分に高い角度分解能(ミリメートル)の観測を使用してテストするのが容易になります。
SO$_2$、ケイ酸塩雲があるが、暖かい海王星では CH$_4$ は検出されない
| Title |
SO$_2$,_silicate_clouds,_but_no_CH$_4$_detected_in_a_warm_Neptune |
| Authors |
Achr\`ene_Dyrek,_Michiel_Min,_Leen_Decin,_Jeroen_Bouwman,_Nicolas_Crouzet,_Paul_Molli\`ere,_Pierre-Olivier_Lagage,_Thomas_Konings,_Pascal_Tremblin,_Manuel_G\"udel,_John_Pye,_Rens_Waters,_Thomas_Henning,_Bart_Vandenbussche,_Francisco_Ardevol_Martinez,_Ioannis_Argyriou,_Elsa_Ducrot,_Linus_Heinke,_Gwenael_Van_Looveren,_Olivier_Absil,_David_Barrado,_Pierre_Baudoz,_Anthony_Boccaletti,_Christophe_Cossou,_Alain_Coulais,_Billy_Edwards,_Ren\'e_Gastaud,_Alistair_Glasse,_Adrian_Glauser,_Thomas_P._Greene,_Sarah_Kendrew,_Oliver_Krause,_Fred_Lahuis,_Michael_Mueller,_Goran_Olofsson,_Polychronis_Patapis,_Daniel_Rouan,_Pierre_Royer,_Silvia_Scheithauer,_Ingo_Waldmann,_Niall_Whiteford,_Luis_Colina,_Ewine_F._van_Dishoeck,_Thomas_Greve,_G\"oran_Ostlin,_Tom_P._Ray,_Gillian_Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12515 |
WASP-107bは、海王星に似た質量$\sim$30.5$M_{\oplus}$と木星に似た半径$\sim$0.94$R_{\rmJ}を持つ暖かい($\sim$740K)通過惑星です。$、その拡張された雰囲気が侵食されています。これまでの観測では、WASP-107bの大気中に水蒸気と高高度の厚い凝縮層の証拠が示されていた。最近、光化学的に生成された二酸化硫黄(SO$_2$)が、高温($\sim$1,200K)の土星質量惑星の大気中から4.05$\mu$m付近の透過分光法で検出されましたが、その温度は$\sim$1,000未満です。K硫黄は、SO$_2$の代わりに硫黄同素体を形成することが好ましいと予測されています。今回我々は、中赤外線を使用してWASP-107bの透過スペクトルにおけるSO$_2$の2つの基本振動バンド、7.35$\mu$mと8.69$\mu$mの9$\sigma$検出を報告する。JWSTの機器（MIRI）。この発見により、WASP-107bが光化学が確認された2番目に照射された系外惑星であることが確立され、光化学が検出された系外惑星の温度範囲が$\sim$1,200Kから$\sim$740Kまで拡張されました。さらに、スペクトル分析により、ケイ酸塩雲の存在が明らかになりました。これは、より単純なクラウド設定よりも強く好まれます($\sim$7$\sigma$)。さらに、水は検出されますが($\sim$12$\sigma$)、メタンは検出されません。これらの発見は、不平衡化学の証拠を提供し、超太陽金属性を伴う動的に活性な大気を示しています。
TOI-732 b および c の特徴付け: M 矮星の半径と密度谷に関する新たな洞察
| Title |
Characterising_TOI-732_b_and_c:_new_insights_on_the_M-dwarf_radius_and_density_valley |
| Authors |
A._Bonfanti,_M._Brady,_T._G._Wilson,_J._Venturini,_J._A._Egger,_A._Brandeker,_S._G._Sousa,_M._Lendl,_A._E._Simon,_D._Queloz,_G._Olofsson,_V._Adibekyan,_Y._Alibert,_L._Fossati,_M._J._Hooton,_D._Kubyshkina,_R._Luque,_F._Murgas,_A._J._Mustill,_N._C._Santos,_V._Van_Grootel,_R._Alonso,_J._Asquier,_T._Bandy,_T._B\'arczy,_D._Barrado_Navascues,_S._C._C._Barros,_W._Baumjohann,_J._Bean,_M._Beck,_T._Beck,_W._Benz,_M._Bergomi,_N._Billot,_L._Borsato,_C._Broeg,_A._Collier_Cameron,_Sz._Csizmadia,_P._E._Cubillos,_M._B._Davies,_M._Deleuil,_A._Deline,_L._Delrez,_O._D._S._Demangeon,_B.-O._Demory,_D._Ehrenreich,_A._Erikson,_A._Fortier,_M._Fridlund,_D._Gandolfi,_M._Gillon,_M._G\"udel,_M._N._G\"unther,_A._Heitzmann,_Ch._Helling,_S._Hoyer,_K._G._Isaak,_D._Kasper,_L._L._Kiss,_K._W._F._Lam,_J._Laskar,_A._Lecavelier_des_Etangs,_et_al._(29_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12577 |
TOI-732は、半径の谷の両側に位置する2つの通過惑星をホストするM矮星です。利用可能な宇宙ベースの観測の数を倍増させ、動径速度(RV)測定の数を増やすことで、TOI-732bおよびcのパラメータを改良することを目指しています。また、その結果を使用して、よく特徴付けられたM個の準系外惑星のサンプルの半径の谷と密度の谷の両方の傾きを研究することも目指しています。私たちは、地上ベースの光度曲線、CHEOPSおよびTESS観測、および文献から取得したものとMAROON-X分光器で取得したRV時系列を共同モデル化することにより、全球MCMC解析を実行しました。M個の矮星谷の傾きは、サポートベクターマシン(SVM)手順によって定量化されました。TOI-732bは、半径$R_b=1.325_{-0.058}^{+0.057}$$R_{\oplus}$、質量$M_bの超短周期惑星($P\sim0.77$d)です。=2.46\pm0.19$$M_{\oplus}$(平均密度$\rho_b=5.8_{-0.8}^{+1.0}$gcm$^{-3}$)、外惑星は$P\sim12.25$dは$R_c=2.39_{-0.11}^{+0.10}$$R_{\oplus}$、$M_c=8.04_{-0.48}^{+0.50}$$M_{\oplus}$、つまり$\rho_c=3.24_{-0.43}^{+0.55}$gcm$^{-3}$です。また、内部構造の計算を考慮すると、TOI-732bはスーパーアースであり、TOI-732cはミニ海王星です。SVMアプローチに従って、$\mathrm{d}\log{R_{p,{\mathrm{valley}}}}/\mathrm{d}\log{P}=-0.065_{-0.013}^{を定量化しました。+0.024}$、これは太陽のような星よりも平坦です。以前の解析と一致して、M惑星のより満たされた半径の谷に注目し、密度の谷の傾きを$\mathrm{d}\log{\hat{\rho}_{\mathrm{valley}}}としてさらに定量化しました。/\mathrm{d}\log{P}=-0.02_{-0.04}^{+0.12}$。FGK星と比較して、半径の谷の位置と公転周期の依存性が弱いことは、M型矮星の周囲の半径の谷の形成における進化メカニズムに比べて、形成の影響がより大きいことを示している可能性があります。
系外惑星の質量と半径の関係、再考
系外惑星の質量と半径($M$-$R$)の関係を決定することは、系外惑星の特性評価にとって重要です。ここでは、信頼性の高い質量と半径の決定が可能な惑星のみを考慮したPlanetSカタログからの系外惑星データを使用した、$M$-$R$関係とその遷移の再分析を紹介します。「小さな惑星」は、$R\proptoM^{0.41\pm0.09}$である$7.80^{+9.74}_{-4.33}M_\oplus$までの質量を持つ惑星に対応することがわかりました。$7.80^{+9.74}_{-4.33}M_\oplus$と$125^{+11}_{-10}M_\oplus$の間の質量を持つ惑星は、「中間質量」惑星とみなすことができます。プロプトM^{0.65\pm0.03}$。大質量惑星、または巨大ガス惑星は、$125^{+11}_{-10}M_\oplus$を超える質量を持ち、$M$-$R$関係が$R\proptoM^{-0.02\であることが判明しています。午後0.01}$。半径と密度の関係を分析すると、「小型」惑星から「中型」惑星への移行が惑星半径$1.69^{+0.45}_{-0.35}R_\oplus$で起こることもわかります。私たちの結果は以前の研究と一致しており、現在測定されている惑星人口に理想的に適合します。
原始惑星系円盤内の PAH の空間分解観測の必要性
| Title |
The_need_for_spatially_resolved_observations_of_PAHs_in_protoplanetary_discs |
| Authors |
K._Lange,_C._Dominik,_A._G._G._M._Tielens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12794 |
多環芳香族炭化水素(PAH)の特徴は原始惑星系円盤で観察されており、スペクトルエネルギー分布(SED)から得られるそれらの発光特徴は、そのサイズを特徴づけ、存在量を決定するために文献で使用されています。2つの単純なディスクモデル(内側ディスクのPAHギャップに対する均一なPAH分布)を比較して、それらのSEDの違いと取得可能な情報を調査します。我々は、放射伝達コードRADMC-3Dを使用して、典型的なヘルビッグ星を周回する2つの原始惑星系円盤のSEDをモデル化しました。そのうちの1つは、内部円盤のPAHが枯渇していることを特徴としています。さらに、赤外線でのPAH放射の放射状プロファイルを抽出するために、正面から見た円盤の人工画像を作成しました。SEDから抽出されたPAHの特徴は、電離状態を除いて、原始惑星系円盤環境におけるPAHに関する限定的な情報を提供することがわかりました。原始惑星系円盤内のPAHの分布は、観測されるPAHの全光度に非線形的に影響を与え、3.3\,$\mu$mと11.3\,$\mu$mの特徴の間の相対強度を変化させます。さらに、3\,$\mu$m、6\,$\mu$m、および11\,$\mu$mのPAH放出特徴で放射状プロファイルを作成したところ、それらは次のような二重べき乗則プロファイルに従っていることがわかりました。傾きは、PAHが存在する放射環境(単一光子領域と多光子領域)を反映しています。IFUやジェームスウェッブ宇宙望遠鏡時代のイメージングなどの空間分解技術を使用すると、多波長放射プロファイルがPAHの空間分布に関する情報を提供するだけでなく、PAHのサイズやサイズに関する情報も提供できる可能性があることがわかりました。基礎となるUV環境は、光蒸発円盤風モデルにとって重要です。
Euclid の準備は未定。 NISPによる活動銀河核の分光測定
| Title |
Euclid_preparation_TBD._Spectroscopy_of_active_galactic_nuclei_with_NISP |
| Authors |
Euclid_Collaboration:_E._Lusso,_S._Fotopoulou,_M._Selwood,_V._Allevato,_G._Calderone,_C._Mancini,_M._Mignoli,_M._Scodeggio,_L._Bisigello,_A._Feltre,_F._Ricci,_F._La_Franca,_D._Vergani,_L._Gabarra,_V._Le_Brun,_E._Maiorano,_E._Palazzi,_M._Moresco,_G._Zamorani,_G._Cresci,_K._Jahnke,_A._Humphrey,_H._Landt,_F._Mannucci,_A._Marconi,_L._Pozzetti,_P._Salucci,_M._Salvato,_F._Shankar,_L._Spinoglio,_D._Stern,_S._Serjeant,_N._Aghanim,_B._Altieri,_A._Amara,_S._Andreon,_T._Auphan,_N._Auricchio,_M._Baldi,_S._Bardelli,_R._Bender,_D._Bonino,_E._Branchini,_M._Brescia,_J._Brinchmann,_S._Camera,_V._Capobianco,_C._Carbone,_J._Carretero,_S._Casas,_M._Castellano,_S._Cavuoti,_A._Cimatti,_G._Congedo,_C._J._Conselice,_L._Conversi,_Y._Copin,_L._Corcione,_F._Courbin,_H._M._Courtois,_J._Dinis,_F._Dubath,_C._A._J._Duncan,_et_al._(185_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12096 |
活動銀河核(AGN)の主要な特性(降着率、質量、スピンなど)の統計的分布と進化は、天体物理学において依然として未解決の議論です。2023年7月1日に打ち上げられるESAユークリッド宇宙ミッションは、この分野での画期的な進歩を約束します。私たちは、Euclidが不明瞭な(タイプ2)と不明瞭な(タイプ1)AGNの両方について観察するものをシミュレートするために、レストフレームの近赤外線から輝線を含む紫外までのAGNスペクトルの詳細な模擬カタログを作成します。私たちは、広視野調査に使用されるNISP装置の赤色グリズムに焦点を当て、近赤外での分光AGN研究に新しい窓を開きます。Euclidは主にこの輝線に焦点を当てているため、赤方偏移の決定およびH$\alpha$+[NII]錯体の輝線束の取得における効率を定量化します。赤方偏移の範囲。分光赤方偏移は、H$\alpha$+[NII]が表示される区間(線束$>2x10^{-16}$ergs$^で0.89<z<1.83)の区間でシミュレーションされたAGNの83%について測定されます。{-1}$cm$^{-2}$($z\simeq1-1.5$のAGN活動のピークを含む)は赤色グリズムのスペクトル範囲内にあります。この赤方偏移の範囲外では、測定効率が大幅に低下します。全体として、分光赤方偏移は、輝線束$3x10^{-16}$ergs$^{-1}$cm$^{-2}$までのタイプ2AGNの~90%について正確に決定されます。タイプ1AGNの場合、$8.5x10^{-16}$ergs$^{-1}$cm$^{-2}$まで。回収されたブラックホールの質量値は、入力値に対して約10%の小さなオフセットを示しますが、全体的には良好な一致が見られます。z<2でのこのような高い分光範囲により、AGN活動のピークの時代から現在の宇宙に至るまで、数十万のAGNのAGN人口統計、スケーリング関係、およびクラスタリングを均一な分光情報で測定できるようになります。。
ALCHEMI励起解析によるNGC253 CMZの体積密度構造
| Title |
Volume_density_structure_of_the_NGC253_CMZ_through_ALCHEMI_excitation_analysis |
| Authors |
Kunihiko_Tanaka,_Jeffrey_G._Mangum,_Serena_Viti,_Sergio_Martin,_Nanase_Harada,_Kazushi_Sakamoto,_Sebastien_Muller,_Yuki_Yoshimura,_Kouichiro_Nakanishi,_Ruben_Herrero_Illana,_Kimberly_L._Emig,_S._Muhle,_Hiroyuki_Kaneko,_Tomoka_Tosaki,_Erica_Behrens,_Victor_M._Rivilla,_Laura_Colzi,_Yuri_Nishimura,_P._K._Humire,_Mathilde_Bouvier,_Ko-Yun_Huang,_Joshua_Butterworth,_David_S._Meier,_and_Paul_P._van_der_Werf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12106 |
私たちは、アルマ望遠鏡大型プログラムALCHEMIのデータを使用して、スターバースト銀河NGC253の中心分子帯(CMZ)の空間分解励起解析を提案します。これにより、NGC253と静止した天の川銀河中心(GC)を区別するパラメーターを探索します。階層ベイジアンフレームワークを採用した非LTE解析を9つの分子種からのバンド3-7遷移に適用し、カラム密度($N_\mathrm{H_2}$)、体積密度($n_\)の位置-位置-速度分布を描写します。mathrm{H_2}$)、および温度($T_\mathrm{kin}$)(27PC解像度)。2つの異なる成分が検出されました:$(n_\mathrm{H_2},\T_\mathrm{kin})\sim(10^{3.3}\\mathrm{cm}^{-3},85の低密度成分K)$と$(n_\mathrm{H_2},\T_\mathrm{kin})\sim(10^{4.4}\\mathrm{cm}^{-3},110\\の高密度コンポーネントmathrm{K})$、$n_\mathrm{H_2}\sim10^{3.8}\\mathrm{cm}^{-3}$で区切られています。NGC253は、GCの高密度ガス質量の$\sim10$倍、および高密度ガス質量分率の$\sim3$倍を持ちます。これらの特性は、HCN/CO比と一致しますが、星形成効率(SFE)における$\sim30$の差の要因を単独で説明することはできず、高密度ガスの質量と星形成速度のスケーリング則に矛盾します。NGC253に向かう$n_\mathrm{H_2}$ヒストグラムは$n_\mathrm{H_2}\sim10^6\\mathrm{cm}^{-3}$まで緩やかな下降勾配を示していますが、GCのヒストグラムは急峻な勾配を示しています$n_\mathrm{H_2}\gtrsim10^{4.5}\\mathrm{cm}^{-3}$に落ち、$10^5\\mathrm{cm}^{-3}$で消えます。濃厚ガスの閾値$n_\mathrm{H_2}$が$\sim10^{4.2\mbox{-}4.6}\\mathrm{cm}で取られる場合、それらの濃厚ガスの質量分率比はSFEと一致します。^{-3}$。NGC253CMZにおけるこの密度範囲を超えるガスの豊富さ、またはGCにおけるガスの希少性は、2つの銀河の中心における対照的な星形成を特徴付ける決定的な違いである可能性があります。
LOFAR 国際ベースラインで見た核領域: 再発活動の高解像度研究
| Title |
Nuclear_regions_as_seen_with_LOFAR_international_baselines:_A_high-resolution_study_of_the_recurrent_activity |
| Authors |
N._Jurlin,_R._Morganti,_F._Sweijen,_L._K._Morabito,_M._Brienza,_P._Barthel,_G._K._Miley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12114 |
電波銀河は電波空を支配しており、銀河進化パズルに不可欠です。電波銀河の統計サンプルを高解像度で研究することで、活動期と静止期を交互に繰り返すAGNの誘発メカニズムが解明されると期待されている。この研究では、ロックマンホール領域の6.6$deg^2$にわたる35個の電波銀河の中心領域にある亜秒角電波構造に焦点を当てます。これらの源は、150MHzLOFAR観測を使用して、活動銀河、残存電波銀河、および再起動電波銀河の候補として以前に分類されていました。私たちは形態を調べ、その中心領域のスペクトル特性を研究して、それらの進化段階を調査し、最初のサンプルを選択するために使用された基準を修正します。我々は、国際ベースラインを使用して取得された新しく利用可能なLOFAR150MHz画像を使用し、0.38インチx0.30インチの解像度を達成し、これを高解像度および低周波数での核領域の最初の体系的な研究としている。私たちは目標を達成するために、1.4GHzでのFIRST調査と3GHzでのKarlG.JanskyVLASkySurveyからの公開されている画像を使用します。さらに、再開された1つの候補については、3GHzのVLAを使用した新しい専用の観測結果を示します。私たちのサンプルでは、電波銀河の中心領域のさまざまな形態が発見されており、その中にはミニチュアの二重二重電波銀河に似ているものも含まれています。また、活動的なジェットの始まりや、大規模な構造とは関係のない明確な検出も見られます。さらに、サンプル中には、ライフサイクルのさまざまな段階を示す、150MHzから3GHzの間で平坦、急峻、またはピークなど、多様な無線スペクトルが見つかりました。これらの分析に基づいて、以前に検討された再開候補6つのうち5つを確認し、活性サンプルからさらに3つを特定しました。これは、再開段階が比較的短い残存段階（つまり、数千万年）の後に発生する可能性があることを示唆する以前の結果を裏付けています。
| Title |
Intermediate-Mass_Black_Holes_in_Star_Clusters_and_Dwarf_Galaxies |
| Authors |
Abbas_Askar,_Vivienne_F._Baldassare_and_Mar_Mezcua |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12118 |
太陽の質量の100～100,000倍の質量を持つブラックホールは、恒星質量と超大質量ブラックホールの間のミッシングリンクである可能性がある中質量ブラックホールとして分類されます。恒星質量ブラックホールは、星の進化の終点であり、最初は約20$\rm{M}_{\odot}$よりも重く、一般に重さは約10から100$\rm{M}_{\odot}$です。超大質量ブラックホールは多くの銀河の中心で発見されており、その重さは$10^{6}$から$10^{10}\\rm{M}_{\odot}$の間です。超大質量ブラックホールの起源は、天体物理学における未解決の問題のままであり、多くの実行可能な経路は、ブラックホールが中間質量段階を経ることを示唆しています。中質量ブラックホールが本当にブラックホールの独立したカテゴリーとして存在するのか、それともむしろそれらが最も重い恒星の質量と最も軽い超大質量ブラックホールを表すのかは、主に観測上の決定的な証拠がないためにまだ不明である。この章の最初の部分では、球状星団や核星団のような高密度の恒星環境におけるブラックホールの形成と成長に焦点を当て、提案されている中質量ブラックホールの形成チャネルを要約します。また、他のブラックホールとの合体による中質量ブラックホールの成長が、重力波と宇宙における超大質量ブラックホールの種まきの観点からいかに重要であるかを強調しています。この章の第2部では、密集した星団や矮小銀河核の中の中質量ブラックホールに対する多波長観測の制約と、将来のGW検出器が中質量ブラックホールの謎を解明するためにもたらす可能性のある支援に焦点を当てます。
天の川のコヒーレント磁場
我々は、場の全体的な構造を記述する新しい発散のないパラメトリック関数に基づいた、銀河系のコヒーレント磁場(GMF)の一連のモデルを提示します。モデルのパラメーターは、銀河系外源(RM)の最新の全天ファラデー回転測定と、WMAPおよびプランク(PI)の偏光シンクロトロン強度マップに適合しており、銀河内の熱線電子と宇宙線電子の密度について複数のモデルを採用しています。GMFの推定特性の堅牢性は、パラメトリック場モデルと電子密度モデルの多くの組み合わせを研究することによって評価されます。局所的な磁場のピッチ角(11+/-1度)を決定し、グランドデザインのスパイラルコヒーレント磁場の証拠を調査し(決定的ではありません)、円盤の上下にあるトロイダル磁気ハローの強度を決定します(10%以内で同じ）、宇宙線拡散体積の半値高さ(>2.9kpc)に制約を設定し、RMとPI由来の磁場強度の互換性(特定の仮定の下で互換性がある)を調査し、トロイダルかどうかを確認します。ハローフィールドは、銀河の回転差によるポロイダルハローのせん断によって生成される可能性があります（おそらく）。一連の8つのモデルは、さまざまな関数形式、データ積、および補助入力にまたがり、予測の差を最大化する、コヒーレントGMFにおける現在の不確実性を広く包含することが特定されています。銀河内のアクシオン光子変換率と超高エネルギー宇宙線の偏向の対応するスカイマップを提示します。これらのモデルで銀河を横切るUHECRの予測された偏向を比較したことに基づいて、空の大部分では偏向の不確実性が偏向自体よりも小さく、GMFがあれば核天文学の剛性閾値を2分の1に下げることができると結論付けています。たわみが考慮されます。
Mrk 783 周辺の謎の放出構造: 100 kpc 離れた伴星の交差イオン化
| Title |
Enigmatic_emission_structure_around_Mrk_783:_cross-ionization_of_a_companion_in_100_kpc_away |
| Authors |
Alexei_V._Moiseev,_Aleksandrina_A._Smirnova,_Tigran_A._Movsessian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12189 |
Mrk783は、大規模な電離ガス放出と関連している可能性のある活動核から最大14kpcまで広がる比較的大きな両面電波放出を持つ細線のセイファート1銀河です。我々は、主銀河を取り囲む発光ノットと拡散電離ガスの拡張システムを明らかにした深い[OIII]画像を取得しました。高励起ガスは、電波構造だけでなく、ロングスリット分光データから得られる輝線強度と運動学から導き出される、投影距離41kpcまでの活性核放射によって照らされる潮汐の特徴とも関連しています。。さらに、Mrk783の北の投影距離99kpcに位置する伴銀河SDSSJ130257.20+162537.1の円盤の一部も、AGN電離円錐内に収まります。Mrk783は「ハニーのフォールワープ前駆体」、つまり電離光度が低下する直前に、放射性の高い核活動から放射性の静かな核活動に連続的に切り替わる兆候を示す銀河であると考えられる可能性があります。
CANUCSのUV光度関数における赤方偏移9を超える銀河空間密度の急激な減少
| Title |
A_Steep_Decline_in_the_Galaxy_Space_Density_Beyond_Redshift_9_in_the_CANUCS_UV_Luminosity_Function |
| Authors |
Chris_J._Willott,_Guillaume_Desprez,_Yoshihisa_Asada,_Ghassan_T._E._Sarrouh,_Roberto_Abraham,_Maru\v{s}a_Brada\v{c},_Gabe_Brammer,_Vince_Estrada-Carpenter,_Kartheik_G._Iyer,_Nicholas_S._Martis,_Jasleen_Matharu,_Lamiya_Mowla,_Adam_Muzzin,_Ga\"el_Noirot,_Marcin_Sawicki,_Victoria_Strait,_Gregor_Rihtar\v{s}i\v{c},_Sunna_Withers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12234 |
我々は、CANUCS調査で広く離れた5つの視線の深層JWSTNIRCamイメージングから選択された、赤方偏移$z>7.5$の158個の銀河の新しいサンプルを提示します。指示点の3分の2と銀河の80%は、7～9の中帯域を含む12～14個のNIRCamフィルターでカバーされており、正確な測光赤方偏移と低赤方偏移侵入者に対する堅牢性を提供します。分光赤方偏移を持つ$z>7.5$の28個の銀河のサンプルは、測光赤方偏移と分光赤方偏移の差に低い系統的オフセットと散乱が見られます。赤方偏移8～12で銀河のUV光度関数を導出し、赤方偏移8～10でHSTで以前に観察されたものよりわずかに高い正規化を発見しました。$z=8$から$12$への銀河空間密度の減少が、発見されたものよりも急峻であることが観察されました。ほとんどのJWSTサイクル1研究による。特に、$z>10$には8個の銀河のみが見つかり、$z>12.5$には1つも見つかりません。マスクされていない状態では、F277WAB=28または$M_{UV}=-20$より明るい$z>10$銀河はありません。、レンズなしの調査エリアは53.4平方分角です。GLASSやCEERSと比較してCANUCSには明るい$z>10$銀河が存在しないのは、異なる視線に沿った銀河密度の本質的なばらつきによるものであると考えられます。$z=8$と$12$の間のCANUCS光度関数の進化は、特別な調整を行わずに、標準的な星形成効率を仮定したシミュレーションによって予測されたものと同等です。
第二世代星形成の主な経路としての球状星団におけるハード連星の合体
| Title |
The_merger_of_hard_binaries_in_globular_clusters_as_the_primary_channel_for_the_formation_of_second_generation_stars |
| Authors |
Valery_Kravtsov_(1),_Sami_Dib_(2),_Francisco_A._Calderon_(3)_((1)_Sternberg_Astronomical_Institute,_Lomonosov_Moscow_State_University,_Russia,_(2)_Max_Planck_Institute_for_Astronomy,_Germany,_(3)_Departamento_de_Fisica,_Unuversidad_Catolica_del_Norte,_Chile) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12249 |
我々は最近、球状星団（GC）における第2世代（G2）星の起源が、原始（G1）低質量主系列（MS）星の連星媒介衝突によるものであることを示唆する観測証拠を発表した。このメカニズムにより、質量バジェットの問題と、希釈のための外部ガスの必要性の両方が回避されます。ここで、このシナリオを裏付ける別の証拠について報告します。(1)MS連星の割合はGC内のG1星の割合に比例し、同時に、(2)G1星の割合が小さいほど、より高い質量比(q$>0.7$)のバイナリの欠損が多くなります。これらは、特定の一次質量における結合エネルギーがより高いため、平均して、質量比が小さい対応物よりも硬いです。次に(2)は、(1)がハードバイナリの破壊ではなく、ハードバイナリのマージ/スラッシュ衝突によるものであることを意味します。連星に関する現在のデータによって補完されたこれらの新しい結果は、次の結論につながります:(i)連星、特に低質量の初星を含む短周期の連星、$M_{\rmP}<1.5の質量比分布$M$_{\sun}$は、q$=1.0$付近で強くピークに達しますが、(ii)高い恒星密度での動的プロセスは、より柔らかい連星を破壊し、硬い(ほぼ)双子の連星をさらに困難にして有利にする傾向があります。彼らの合併と衝突。このようにして形成されたG2星は、主星の$2M_{\rmP}$の実質2倍の質量を獲得します。$M_{\rmMS}<1.0$M$_{\sun}$における天の川銀河のようなIMFの傾き。
オリオン KL に向けた最初の Ka バンド (26.1 ～ 35 GHz) ブラインドライン調査
| Title |
The_first_Ka-band_(26.1-35_GHz)_blind_line_survey_towards_Orion_KL |
| Authors |
Xunchuan_Liu,_Tie_Liu,_Zhiqiang_Shen,_Sheng-Li_Qin,_Qiuyi_Luo,_Yan_Gong,_Yu_Cheng,_Christian_Henkel,_Qilao_Gu,_Fengyao_Zhu,_Tianwei_Zhang,_Rongbing_Zhao,_Yajun_Wu,_Bin_Li,_Juan_Li,_Zhang_Zhao,_Jinqing_Wang,_Weiye_Zhong,_Qinghui_Liu,_Bo_Xia,_Li_Fu,_Zhen_Yan,_Chao_Zhang,_Lingling_Wang,_Qian_Ye,_Aiyuan_Yang,_Fengwei_Xu,_Chao_Zhang,_Somnath_Dutta,_Shanghuo_Li,_Meizhu_Liu,_Dongting_Yang,_Chuanshou_Li,_Li_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12276 |
天馬65メートル電波望遠鏡(TMRT)を使用して、オリオンKLに向けてKaバンド(26.1～35GHz)のライン調査を実施しました。これはKaバンドにおける初のブラインドライン測量であり、mKレベル($\sim$1kms$^{-1}$のスペクトル分解能で1～3mK)の感度を達成しています。合計592個のガウス特徴が抽出されます。そのうち、257個の無線組換え系統(RRL)が特定されています。H、He、CのRRLの最大$\Deltan$は、それぞれ20、15、5です。スタッキングにより、イオンRRL（O$^+$などの他のイオンの寄与の可能性があるC$^+$のRRL）の$\beta$線と、$\gamma$の暫定的な信号を初めて検出しました。イオンRRLの線も積層スペクトル上に見られます。さらに、他の318のライン特徴が37分子種に割り当てられましたが、これらの分子種のうち10種はTMRTのQバンド調査では検出されませんでした。9種の振動励起状態も検出されました。ほとんどの種の放出はLTEでモデル化できます。E-CH3OH($J_2-J_1$)の多くの遷移はメーザー効果を示しており、これはモデル化によって確認されており、$J\sim6$のバンピングピークのほかに、$J\sim13$にも別のピークがあります。メチルシアノアセチレン(CH$_3$C$_3$N)がオリオンKLで初めて検出されました。この研究は、スペクトル線調査では長らく無視されてきたKaバンドが、RRLと分子線を同時に調査するのに非常に有用であることを強調しています。
Rapid ASKAP Continuum Survey V: 1367.5 MHz での空のカタログ作成と RACS-mid の 2
回目のデータ リリース
| Title |
The_Rapid_ASKAP_Continuum_Survey_V:_cataloguing_the_sky_at_1367.5_MHz_and_the_second_data_release_of_RACS-mid |
| Authors |
S._W._Duchesne,_J._A._Grundy,_George_H._Heald,_Emil_Lenc,_James_K._Leung,_David_McConnell,_Tara_Murphy,_Joshua_Pritchard,_Kovi_Rose,_Alec_J._M._Thomson,_Yuanming_Wang,_Ziteng_Wang,_Matthew_T._Whiting |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12369 |
AustralianSKAPathfinder(ASKAP)は、RapidASKAPContinuumSurvey(RACS)の一環として、複数の周波数で空を調査しました。最初の2つのRACS観測エポック、887.5(RACS-low)および1367.5(RACS-mid)MHzがリリースされました(McConnelletal.,2020;Duchesneetal.,2023)。RACS-lowからの電波源のカタログも公開されており、赤緯+30$^\circ$の南の空をカバーしています(Haleetal.,2021)。この文書では、赤緯+49$^\circ$より下の空をカバーするRACS-midの最初のカタログセットについて説明し、リリースします。カタログはRACS-lowカタログと同様の方法で作成され、このプロセスについて説明し、追加の変更点を強調します。36200deg$^2$をカバーする汎用プライマリカタログは、角度解像度の中央値が11.2インチx9.3インチで、カタログ領域全体の感度と空の範囲を最大化する可変角度解像度を備えています。一次カタログは、銀河面の電波源を含む3105668個の電波源($|b|<5^\circ$の銀河緯度を除く2861923個)で構成されており、1.6mJyを超える電波源についてはカタログが95%完成していると推定されています。。プライマリカタログとともに、2つの補助カタログも提供します。1つ目は、RACS-lowカタログの空の範囲とほぼ一致する、固定解像度の25秒角のカタログです。この25秒角のカタログは、画像が感度の低い25秒角の角度解像度に畳み込まれる点を除いて、プライマリカタログと同じように構築されています。2番目の補助カタログは時間領域科学用に設計されており、時間変動信号の損失を避けるために追加の畳み込み、モザイク処理、またはソースエントリの重複排除を行わずに、元のRACS-midイメージからのソースリストを連結したものです。3つのRACS-midカタログすべてとすべてのRACSデータ製品は、CSIROASKAPScienceDataArchive(CASDA)を通じて入手できます。
赤外線暗雲中の恒星集団の電波調査 G14.225-0.506
| Title |
Radio_survey_of_the_stellar_population_in_the_infrared_dark_cloud_G14.225-0.506 |
| Authors |
Elena_D\'iaz-M\'arquez,_Roger_Grau,_Gemma_Busquet,_Josep_Miquel_Girart,_\'Alvaro_S\'anchez-Monge,_Aina_Palau,_Matthew_S._Povich,_Nacho_A\~nez-L\'opez,_Hauyu_Baobab_Liu,_Qizhou_Zhang,_Robert_Estalella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12542 |
IRDCG14.225-0.506は、星形成活動のいくつかの道しるべと同様に、2つの異なる高密度ハブをもたらすフィラメントのネットワークと関連付けられています。この研究の目的は、G14.2の恒星集団の特徴を明らかにするためにcm連続体の放射を研究することです。A構成（約0.3インチ）のVLAを使用して、6cmと3.6cmで深度（約1.5〜3マイクロジュール）の連続電波観測を実行しました。また、異なる日に取得した観察結果を利用して、短いタイムスケールでの変動の存在を研究しました。北部領域G14.2-Nで32個、南部領域G14.2-Sで34個の合計66個の発生源が検出されました。発生源のうち10個が変動していることが判明しました。スペクトル指数に基づくと、G14.2-Nの発光は主に非熱源によって支配されていますが、G14.2-Sにはより多くの熱放射体が含まれています。ソースの約75%は他の波長で対応するものを示します。各ハブの中心付近の内側0.4個の領域では、G14.2-NのIRソースの数はG14.2-Sよりも4倍多くなっています。また、電波輝度と放射光の関係も調査しました。ボロメータの光度を調査し、調査対象の光源の熱放射が熱ラジオジェットと互換性があることを発見しました。X線対応源の場合、非熱放射体はk=0.03のグデル・ベンツ関係に従います。G14.2-NとG14.2-Sの間で同様のレベルの断片化が見つかり、両方があまり進化していない天体で見つかった非熱放射は、G14.2-Nがより大規模なYSOで構成されている可能性があり、フィラメントとハローの勾配と一致して、より高度な進化段階にあることを示唆しています。私たちの結果は、最も若い部分であるG14.2-Sから始まり、G14.2-Nが続き、最も進化した領域M17で終わる、より広範な進化の順序を裏付けています。
LINER における流出に関する MEGARA の見解
| Title |
The_MEGARA_view_of_outflows_in_LINERs |
| Authors |
L._Hermosa_Mu\~noz_(1_and_2),_S._Cazzoli_(1),_I._M\'arquez_(1),_J._Masegosa_(1),_M._Chamorro-Cazorla_(3_and_4),_A._Gil_de_Paz_(3_and_4),_\'A._Castillo-Morales_(3_and_4),_J._Gallego_(3_and_4),_E._Carrasco_(5),_J._Iglesias-P\'aramo_(1),_M.L._Garc\'ia-Vargas_(6),_P._G\'omez-\'Alvarez_(6),_S._Pascual_(3_and_4),_A._P\'erez-Calpena_(6),_N._Cardiel_(3_and_4)_((1)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Andaluc\'ia_IAA_-_CSIC,_(2)_Centro_de_Astrobiolog\'ia_CAB_CSIC-INTA,_(3)_Departamento_de_F\'isica_de_la_Tierra_y_Astrof\'isica,_Universidad_Complutense_de_Madrid,_(4)_Instituto_de_F\'isica_de_Part\'iculas_y_del_Cosmos_IPARCOS,_Facultad_de_Ciencias_F\'isicas,_Universidad_Complutense_de_Madrid,_(5)_Instituto_Nacional_de_Astrof\'isica,_\'Optica_y_Electr\'onica_INAOE,_(6)_FRACTAL_S.L.N.E.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12552 |
アウトフローはすべてのAGNに遍在していると考えられていますが、低光度AGN、特にLINERにおけるアウトフローの存在は調査され始めたばかりです。それらの特性(幾何学、質量、エネルギー論)はまだ適切に特徴付けられていません。私たちは、GTCのMEGARA装置からの積分場分光データを使用して、イオン化ガス流出の原因となる候補である9つのライナーの少量サンプルを分析します。私たちは、光学における主要な輝線を研究して、その特性と物理的起源を特定することを目的としています。MEGARAの最低(R$\sim$6000)および最高(R$\sim$20000)のスペクトル解像度でデータキューブを取得しました。私たちは恒星連続体をモデル化して差し引いてイオン化ガスの寄与を取得し、輝線をフィッティングしてその運動学(速度と速度分散)を抽出しました。我々は、輝線の二次成分として流出を特定しました。輝線の主成分は通常、銀河円盤内のガスに関連していました。一部のオブジェクトでは、二次コンポーネントと共空間の拡張$\sigma$領域が存在します。私たちはそれを、流出との相互作用によって生成される乱流ガスと関連付けました。6つのライナーで流出の兆候が見つかり、質量流出率は0.004～0.4M$_{sun}$yr$^{-1}$、エネルギー率は$\sim$10$^{38}$～$\でした。シム$10$^{40}$エルグs$^{-1}$。それらの平均電子密度は600cm$^{-3}$で、(平均)$\sim$340kms$^{-1}$の(絶対)速度で$\sim$400pcの距離まで広がります。それらはコンパクトで未解決である傾向がありますが、一部の情報源では泡のような形態で拡張されています。我々の結果は、以前のロングスリット分光データと画像データを使用して特定された最良のLINER候補にアウトフローが存在することを裏付けています。これらの流出は、より明るいAGNで得られるスケーリング関係に従いません。一部の天体については、噴流が流出の主な原因であると議論します。
エッジオン銀河の周囲の衛星。 I. 動的質量
私たちは、赤緯が-30度を超える16551個の天体を含むEGIPSカタログ内のエッジオン銀河の周囲の衛星の検索を開始しました。私たちは、中心銀河がその仲間に比べて少なくとも1等明るさで優勢である系を探しました。その結果、764個のEGIPS銀河の周囲に、投影距離が500kpc未満、動径速度差が300km/s未満の候補衛星1097個を発見した。これらのうち、547個の中心銀河の周囲にある757個の衛星は、20km/sを超える動径速度精度を持ち、重力拘束条件を満たしています。この衛星群は、平均投影距離が84kpc、平均動径速度分散が103km/sであることが特徴です。小型衛星を中心EGIPS銀河の周りの等方性軌道上を移動する試験粒子として扱い、エッジオン銀河の投影（軌道）質量を決定しました。1.3*10^10から42*10^{10}Lsunの光度範囲内で、系の総質量は線形依存性log(Mp)～0.88*log(<LK>g)と平均値でよく表されます。$K$バンドに対する質量の合計光度は17.5+-0.8Msun/Lsunに等しく、これは天の川銀河、M31、M81などの近くの渦巻銀河に典型的です。
孤立した楕円銀河 NGC 5812 -- MOND それとも暗黒物質?
| Title |
The_isolated_elliptical_galaxy_NGC_5812_--_MOND_or_Dark_Matter? |
| Authors |
Tom_Richtler_(1),_Ricardo_Salinas_(2),_Richard_Lane_(3),_Michael_Hilker_(4)_((1)_Departamento_de_Astronomia,_Universidad_de_Concepcion,_Concepcion,_Chile,_(2)_Departamento_de_Astronomia,_Universidad_de_La_Serena,_La_Serena,_Chile,_(3)_Centro_de_Investigacion_en_Astronomia,_Universidad_Bernardo_O'Higgins,_Santiago,_Chile,_(4)_European_Southern_Observatory,_Garching,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12598 |
暗黒物質やMONDに頼らずにその力学をモデル化できる孤立した楕円銀河が存在します。NGC7507。孤立した楕円形のNGC5812は、孤立の役割の可能性を調査するもう1つの天体です。私たちは球状星団(GC)と銀河の光自体を動的トレーサーとして使用し、その質量プロファイルを制限します。私たちはジェミニ/GMOSマスク分光法を採用し、IRAF内で提供されるGMOS縮小手順を適用し、相互相関法によってGC速度を測定し、ツールpPXFを使用して銀河スペクトルの視線運動学を抽出します。速度を取得できた最外部の銀河中心距離が20kpcである28個のGCを特定しました。さらに、6kpcまでの統合された銀河光の16のスペクトルが中心運動学をモデル化するために使用されました。これらのスペクトルは、速度場が乱れていることの証拠を提供します。銀河の光に対して球状のジーンズモデルを構築し、球状星団に対してトレーサー質量推定器を適用します。質量推定器に固有の仮定により、MONDは20kpcまでの質量と互換性があります。ただし、暗黒物質のない銀河も除外されません。私たちは、推定質量が1.6x10**7太陽質量の球状星団を1つ発見しました。これは、孤立した楕円体の最初の超小型矮星です。私たちはNGC5812を暗黒物質や楕円銀河の代替アイデアという一般的な文脈に置きました。初期型銀河の間でもモンディアン現象学の根拠が非常に強くなっているため、一致よりも逸脱した事例の方が天体物理学的に興味深いように見えます。MONDによって予測されたバリオン性タリーフィッシャー関係(BTFR)は、初期型銀河の一部のサンプルで観察されますが、他のサンプルでは観察されません。ただし、MONDianの予測から逸脱する銀河の場合、データの品質とデータの完全性に問題が生じることがよくあります。(要約)
超淡い矮銀河の恒星質量関数に対する原始ブラックホールの影響
| Title |
The_impact_of_primordial_black_holes_on_the_stellar_mass_function_of_ultra-faint_dwarf_galaxies |
| Authors |
Nicolas_Esser,_Sven_De_Rijcke_and_Peter_Tinyakov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12658 |
原始ブラックホールが暗黒物質を構成している場合、超微光の矮星銀河など、速度分散が遅い暗黒物質が支配的な環境で形成される星は、誕生時にブラックホールを捕捉する可能性があります。捕獲確率は、$10^{20}$g程度の質量の原始ブラックホールでは無視できず、星の質量とともに増加します。さらに、感染した星は宇宙論的に短い時間スケールで事実上目に見えないブラックホールに変わります。したがって、暗黒物質が小惑星質量の原始ブラックホールでできている場合、超微光矮星で観測される大質量主系列星の数は抑制されるはずである。これは星の測定された質量分布に影響を与え、トップライト（つまり、高質量範囲で空乏）になる可能性があります。現在の望遠鏡の観測能力を模倣したシミュレートされたデータを使用して、局所的な超淡い矮星の星の質量関数の既存の測定を使用して、原始ブラックホールで構成される暗黒物質の割合を制限できることを示します。-現在は拘束されていません--質量範囲は$10^{19}-10^{21}$gです。
MIDIS: 再電離期周辺の強い (Hb+[OIII]) 放出、星形成およびバースト性の関係
| Title |
MIDIS:_The_Relation_between_Strong_(Hb+[OIII])_Emission,_Star_Formation_and_Burstiness_Around_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
Karina_I._Caputi,_Pierluigi_Rinaldi,_Edoardo_Iani,_Pablo_G._P\'erez-Gonz\'alez,_G\"oran_Ostlin,_Luis_Colina,_Thomas_R._Greve,_Hans-Ulrik_N{\o}rgaard-Nielsen,_Gillian_S._Wright,_Javier_Alvarez-M\'arquez,_Andreas_Eckart,_Jens_Hjorth,_Alvaro_Labiano,_Olivier_Le_F\`evre,_Fabian_Walter,_Paul_van_der_Werf,_Leindert_Boogaard,_Luca_Costantin,_Alejandro_Crespo-G\'omez,_Steven_Gillman,_Iris_Jermann,_Danial_Langeroodi,_Jens_Melinder,_Florian_Peissker,_and_Manuel_G\"udel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12691 |
z=8からz=5.5までの再電離時代の終了前後の強力な(Hb+[OIII])エミッターの特性を調査します。私たちは、ハッブルエクストリームディープフィールド（P2-XDF）のMIRI深赤外線探査（MIDIS）の平行フィールドで超深度JWST/NIRCamイメージングを利用して、顕著な（Hb+[OIII]）エミッターを選択します（スペクトルエネルギー分布連続体に関するF356Wバンドでの磁束密度の向上に基づいて、z=5.5～7で残りEW_0>100オングストローム)。同様の、より高い（z=7-8）赤方偏移での文献からの他の（Hb+[OIII]）エミッターで選択を補完します。我々は、以前の研究と一致して、EW_0(Hb+[OIII])と銀河星の質量および年齢の両方との間に(非独立な)逆相関があり、特定の星形成率(sSFR)と正の相関があることを発見した。SFR-M*平面では、(Hb+[OIII])エミッターは星形成の主系列とスターバースト領域の両方に存在し、星の質量が低い場合(log10(M*)<7.5)は区別できなくなります。EW_0(Hb+[OIII])とSFRの間には非単調な関係があるという暫定的な証拠が見つかり、SFR>1Msun/年では両方のパラメータが相互に相関するが、SFRが低いほど相関は平坦になる。これは、低いSFR値では、高いEW_0(Hb+[OIII])を生み出す低い金属量が重要である可能性があることを示唆している。興味深いことに、強力な放射体と他の銀河(z=5.5-7サンプルのそれぞれ33%と67%)の特性は、多くの場合に高いsSFRを含めて類似しています。したがって、再電離時代の周りの宇宙の星形成活動の全体像を得るには、放出体と非放出体の両方を考慮することが重要です。
超拡散銀河 (SMUDG) の体系的な測定。 VI.核星団
| Title |
Systematically_Measuring_Ultra-Diffuse_Galaxies_(SMUDGes)._VI._Nuclear_Star_Clusters |
| Authors |
Mika_Lambert,_Donghyeon_J._Khim,_Dennis_Zaritsky,_Richard_Donnerstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12795 |
SMUDGカタログの拡張として、超拡散銀河(UDG)内の潜在的な核星団(NSC)の測光検索を紹介します。NSCを持つ325個のSMUDGes銀河を特定し、既存の距離推定による144個のうち、33個のNSCホストをUDGとして特定します($\mu_{0,g}$$\ge$24magarcsec$^{-2}$,$r_e\ge1.5$kpc)。NSCを持つSMUDGは、銀河の赤色配列上にあり、NSCとホスト銀河の恒星の質量関係を満たし、平均NSC恒星の質量分率は0.02ですが、最大0.1に達し、NSCがホスト中心から標準偏差でずれています。0.10$r_e$であり、より高密度の環境にはあまり有利ではありません。これらの特性はすべて、より高い表面輝度の銀河サンプルから得られた以前の結果と一致しており、NSCの挙動とホスト銀河の表面輝度との依存性はせいぜい比較的弱いと考えられます。
銀河流出残骸とその進化によって引き起こされる奇数電波円の広帯域非熱放射
| Title |
Broadband_non-thermal_emission_of_odd_radio_circles_induced_by_galactic_outflow_remnants_and_their_evolution |
| Authors |
Yutaka_Fujita,_Norita_Kawanaka,_Susumu_Inoue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12099 |
奇数電波円(ORC)は、電波調査で最近発見された、かすかな拡散放射の神秘的なリングです。いくつかは潜在的に銀河と関連しており、我々がOGREと呼ぶ銀河流出の残骸からの放射光であると提案されている。ORCがOGREから生じると仮定して、広帯域の非熱放射とその進化について説明します。過去に中心銀河から大量のエネルギーが放出され、宇宙線が加速される外向き衝撃が生じたと考えられます。観測されたORCのスペクトルインデックスとサイズから、衝撃速度と注入エネルギーを推定します。周囲媒体の磁場と温度が妥当な値である場合、観測された電波出力を考慮して放出されるエネルギーは最大10^60ergである必要があることがわかり、エネルギー源が活動銀河核であることが示唆されます。また、シンクロトロン、逆コンプトン(IC)、電子からの制動放射、陽子からのパイオン崩壊放射など、OGREのスペクトルエネルギー分布(SED)とその進化も計算します。より若いOGREは、それぞれ軟X線帯域とガンマ線帯域にシンクロトロンピークとICピークを持つSEDを持つと予想されます。将来的には、それらは、たとえば「奇妙なX線サークル」として、無線周波数やより高い周波数で検出可能になる可能性があります。さらに、これまでに発見されたORCの一部からは、赤外線ICの発光が観測できる可能性があります。将来のORCの広帯域観測は、このモデルの重要なテストを提供するだけでなく、銀河周囲のスケールでのフィードバック効果の独自のプローブも提供する可能性があります。
| Title |
A_Comprehensive_Theory_for_Neutron_Star_and_Black_Hole_Kicks_and_Induced_Spins |
| Authors |
Adam_Burrows,_Tianshu_Wang,_David_Vartanyan,_Matthew_S.B._Coleman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12109 |
20回の長期3D核崩壊超新星シミュレーションを使用したところ、爆発までの遅延が短いために準球状に爆発するコンパクトネスの低い始原星は、$\sim$100$-$200kms$^{-1}$の範囲である一方、後で爆発し、より非球面になる、よりコンパクトな前駆体は$\sim$300$-$1000kms$^{-1}$の範囲で中性子星を放出します。さらに、これら2つのクラスが中性子星の重力質量と相関していることもわかりました。この相関関係は、連星中性子星系の存続は、部分的にはそのキック速度の低さによるものである可能性があることを示唆しています。また、キックと噴出物の質量双極子および爆発エネルギーの両方との相関関係も見つかりました。さらに、ブラックホール誕生の1つのチャネルは$\sim$10$M_{\odot}$の塊を残し、ニュートリノによる爆発を伴わず、小さなキックを経験します。2つ目は、$\sim$3.0$M_{\odot}$の質量を高速で蹴り出したブラックホールを残す激しい爆発です。私たちは、発生期の中性子星の誘起スピンが数秒から$\sim$10ミリ秒の範囲であること、パルサーのスピンとキックの相関関係が自然に現れることを発見しました。初期スピンが爆発方向にバイアスをかける場合、スピン/キック相関は核崩壊超新星のニュートリノ機構の一般的な副産物であると我々は示唆しています。最後に、爆発的なブラックホール形成で誘発されるスピンはおそらく大きく、崩壊星の範囲にあると考えられます。この新しい3Dモデルスイートは大幅に拡張された視点を提供し、デフォルトで観測されたパルサーの特性の一部を説明しているようです。
MeerKAT 1.3GHzによる超新星残骸の観測
| Title |
MeerKAT_1.3_GHz_Observations_of_Supernova_Remnants |
| Authors |
William_Cotton,_R._Kothes,_F._Camilo,_P._Chandra,_S._Buchner,_M._Nyamai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12140 |
私たちは、\chg{36}高緯度の超新星残骸の完全なStokesMeerKATLバンド(856--1712\,MHz)の観測結果を発表します。感度の高い高ダイナミックレンジの画像には、豊富な構造が表示されます。G15.1$～$1.6は、SNRではなくHII領域であるようです。G30.7$-$2.0は、はるかに低い解像度で画像化すると、弧を形成するように見える3つの背景の銀河系外源で構成されています。サンプル内の残骸の少なくとも半分には「吹き出し」または「耳」が含まれており、これらが共通の特徴であることを示しています。偏光データの分析により、残骸の放出領域の磁場構造と、偏光放出の前にある磁化された熱プラズマの詳細が明らかになります。G327.6+14.6と非常に拡張された偏光ジェットを備えたバックグラウンドAGNとの偶然の位置合わせにより、残骸の内部におけるファラデー効果の存在をテストすることができます。この残骸の内部では、ファラデー回転物質のわずかな証拠が見つかっています。
RMHD AGNジェットシミュレーションにおける電波銀河環境のプローブとしてのファラデー回転
| Title |
Faraday_rotation_as_a_probe_of_radio_galaxy_environment_in_RMHD_AGN_jet_simulations |
| Authors |
Larissa_A._Jerrim,_Stanislav_S._Shabala,_Patrick_M._Yates-Jones,_Martin_G._H._Krause,_Ross_J._Turner,_Craig_S._Anderson,_Georgia_S._C._Stewart,_Chris_Power,_Payton_E._Rodman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12363 |
活動銀河核(AGN)は、電波ジェットのフィードバックを通じて銀河とその環境に影響を与えることで、銀河の形成と進化に不可欠な役割を果たしています。歴史的に、電波銀河の観測を解釈し、電波ジェットのフィードバックを定量化することは、それらの物理パラメータ間の縮退のために困難でした。特に、ジェットの運動出力と環境密度のさまざまな組み合わせによって、見かけのサイズやストークスI光度を含む、区別できない無線連続体の特性が得られることが十分に確立されています。我々は、ファラデー回転を使用して視線環境を調査することによって、この縮退を打破するアプローチを提案します。我々は、乱流磁場を伴う理想的な環境における三次元相対論的磁気流体力学的AGNジェットのシミュレーションでこの効果を研究します。合成のストークスI放射とファラデー回転測定(RM)マップを生成し、シミュレートされたソースを区別できるようにします。ジェットのヘッドとローブの端付近でRMが強化され、ジェット軸を横切るRMの反転が見られます。環境密度と平均クラスター磁場強度が増加すると、ファラデー回転測定値の分布が広がることを示します。私たちはソースの脱分極特性を研究し、ホットスポット領域がローブよりも低い周波数で脱分極することを発見しました。RM分布に対する脱分極の影響を定量化し、発生源が脱分極しすぎてRM分布を正確に測定できない周波数が環境特性のプローブであることがわかりました。この技術は、電波銀河環境の調査や、AGNフィードバック予算のより正確な推定値の決定など、今後の調査にさまざまな新たな機会を提供します。
H.E.S.S.、HAWC、チベットAS$\gamma$、およびLHAASOによって検出されたTeV源に関連するパルサーPSR
J1849$-$0001とその風星雲G32.64+0.53のX線特性評価
| Title |
X-ray_characterization_of_the_pulsar_PSR_J1849$-$0001_and_its_wind_nebula_G32.64+0.53_associated_with_TeV_sources_detected_by_H.E.S.S.,_HAWC,_Tibet_AS$\gamma$,_and_LHAASO |
| Authors |
Chanho_Kim_(1),_Jaegeun_Park_(1),_Jooyun_Woo_(2),_Sarah_Silverman_(2),_Hongjun_An_(1),_Aya_Bamba_(3,_4_and_5),_Kaya_Mori_(2),_Stephen_P._Reynolds_(6),_Samar_Safi-Harb_(7)_((1)_Chungbuk_National_University,_(2)_Columbia_Astrophysics_Laboratory,_(3)_Department_of_Physics,_Graduate_School_of_Science,_The_University_of_Tokyo,_(4)_Research_Center_for_the_Early_Universe,_School_of_Science,_The_University_of_Tokyo,_(5)_Trans-Scale_Quantum_Science_Institute,_The_University_of_Tokyo,_(6)_NC_State_University,_(7)_University_of_Manitoba) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12376 |
我々は、チャンドラ、XMM-Newton、NICER、Swift、NuSTARによって測定されたパルサーPSRJ1849$-$0001とその風星雲(PWN)のX線放射特性について報告します。X線データでは、$\sim$60keVまでのパルサーの38msの脈動が有意に検出されました。さらに、パルサーのオンパルススペクトルエネルギー分布が顕著な曲率を示し、そのピークは約60keVであることがわかりました。パルサーの位相平均スペクトルとオンパルススペクトルを比較すると、パルサーのオフパルス放射がオンパルス放射と非常によく似たスペクトル形状を示すことがわかりました。このオフパルス発光の特性評価により、NuSTARのオフパルスデータを使用して、微弱かつ拡張したPWNの$>$10keVスペクトルを測定できるようになりました。私たちは、X線スペクトルと、PWNの明るさと光子指数の半径方向プロファイルの両方を測定し、これらのX線測定を公開されているTeVの結果と組み合わせました。次に、マルチゾーン排出シナリオを採用してブロードバンドデータをモデル化しました。モデリングの結果は、PWN内の磁場が比較的低く($\about7\mu\rmG$)、電子が$\stackrel{>}{_{\sim}}$400TeVのエネルギーまで加速されることを示唆しています。このPWN内で。X線PWNの外側でTeV放出を担う電子は、$\sim$10kyrでパルサーから$\sim$30pcまで伝播する可能性があります。
準周期振動を伴うヘアリー・カー ブラック ホールの制約
| Title |
Constraints_on_Hairy_Kerr_black_hole_with_quasi-periodic_oscillations |
| Authors |
Cheng_Liu,_Hoongwah_Siew,_Tao_Zhu,_Qiang_Wu,_Yuanyuan_Zhao,_and_Haiguang_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12423 |
ヘアリーカーブラックホールは、軸対称流体に囲まれた回転時空を描く新しいブラックホールソリューションです。これは観測上非常に重要であり、天体物理学的ブラックホールの優れた候補です。私たちの研究では、ヘアリー・カーブラックホール(HKBH)時空におけるX線連星の準周期振動(QPO)に対するヘアリー電荷の影響を調査しています。相対論的歳差運動モデルは、HKBHを取り囲む降着円盤の3つの主要な周波数を計算するために使用されます。私たちは結果を5つのX線バイナリの観測結果と比較し、毛状電荷パラメーターを制限するためにマルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)シミュレーションを採用しました。HKBH時空に毛深い電荷が存在するという実質的な証拠はありません。したがって、$0<\alpha<0.07697$と$0.27182<l_0/M<2.0$の範囲のヘアリーチャージ値の観測制約を変形パラメータに設定します。
| Title |
Low_Magnetic-Field_Neutron_Stars_in_X-ray_Binaries |
| Authors |
Tiziana_Di_Salvo,_Alessandro_Papitto,_Alessio_Marino,_Rosario_Iaria,_Luciano_Burderi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12516 |
この章では、弱く磁化された中性子星を含むX線連星系の性質の概要を説明します。これらは、比較的弱い磁場($\sim10^{10}$Gauss未満)と低質量(100万ドル未満)を持つ中性子星を含む古い(寿命がギガ年)半分離連星系です。\odot$)伴星は、密な系で共通の質量中心の周りを公転しており、公転周期は通常1日未満です。伴星は通常、ロシュローブを満たし、降着円盤を通って中性子星に質量を移動させます。そこで、落下物質の初期位置エネルギーのほとんどが放出され、温度が数千万ケルビン度に達し、したがって大部分の物質を放出します。X線帯域のエネルギー。それらの放射は高速の時間変動を特徴とし、おそらく系の最も内側の部分の短い時間スケールに関連していると考えられます。磁場が弱いため、降着流は中性子星に接近し、最終的に中性子星がその表面に降着し、場合によってはタイプIX線バーストとして知られる壮大な爆発を引き起こします。いくつかの情報源では、中性子星の弱い磁場($\sim10^8-10^9$ガウス)は、降着流を極冠に誘導するのに十分なほど強く、X線放射を調節し、高速回転を明らかにします。ミリ秒周期での中性子星の動き。これらのシステムは、基礎物理学の研究、特に現代物理学と天体物理学の最も重要な目標の1つである相対性理論や重力の代替理論のテスト、超高密度物質の状態方程式の研究にとって重要です。
回転する中性子星の磁気ヘリシティ
私たちは中性子星(NS)における磁気ヘリシティの進化を研究しています。まず、表面項が荷電粒子密度と磁気ヘリシティ密度のキラル不均衡の合計の保存則にどのように影響するかを分析します。私たちの結果は、磁化されたNSとなる有限体積の系に適用されます。我々は、これらの表面項の寄与が、磁力線の再接続とそれに続くマグネターで観察されるX線またはガンマバーストを引き起こす可能性があることを示します。新しい量子表面項を標準磁気流体力学で知られている古典的寄与と比較すると、剛体回転を伴うNSについてのみ、その寄与が古典項よりも優れていることがわかります。次に、空間座標に任意に依存する速度と不均一な密度を持つ背景フェルミオンと電弱相互作用するキラル電子のダイナミクスを研究します。左右の粒子に対する運動方程式と有効作用を導出します。回転体の場合、アドラー異常と異常電流の補正が得られます。次に、得られた結果は、磁化された回転NS内部の磁気ヘリシティ流の研究に適用されます。我々はヘリシティ変化の特徴的な時間を計算し、それが特定のパルサーの磁気サイクル周期と一致することを実証した。
ベラパルサー風星雲の空間分解された X 線偏光マップ
| Title |
A_Spatially_resolved_X-ray_Polarization_map_of_the_Vela_Pulsar_Wind_Nebula |
| Authors |
Kuan_Liu,_Fei_Xie,_Yi-Han_Liu,_Chi-Yung_Ng,_Niccolo'_Bucciantini,_Roger_W._Romani,_Martin_C._Weisskopf,_Enrico_Costa,_Alessandro_Di_Marco,_Fabio_La_Monaca,_Fabio_Muleri,_Paolo_Soffitta,_Wei_Deng,_Yu_Meng,_En-wei_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12558 |
この論文では、IXPEによって観測されたベラパルサー風星雲(PWN)の完全な空間分解偏光マップを紹介します。効果的なバックグラウンド弁別技術を採用することにより、我々の結果は、周辺領域で著しく高い局所偏光度を示し、その確率は60％（55％）を超え、95％（99％）の確率であり、これは放射光で予測される上限に近い値である。機構。高度の分極は、乱流磁気エネルギーが秩序あるエネルギーの最大33%であることを示唆しています。さらに、X線偏光マップは、星雲全体にわたる電波観測で明らかになった磁場と一致するトロイダル磁場パターンを示しています。この一貫性は、観測されたX線と電波放射が同じ磁場からの電子によって放射されていることを明らかにします。かにのPWNとは異なり、ベラのPWNで観察された一貫性は、超新星爆発の逆衝撃とPWNの間の相互作用に起因する可能性があり、これがシンクロトロン冷却星雲とパルサーに近い新鮮な星雲の間の変位を引き起こします。。これらの発見は、VelaPWNの構造と進化、およびPWNeにおける磁気流体力学的相互作用についての理解を深めます。
さまざまな宇宙背景を使用したローレンツ不変性違反効果の調査
| Title |
Investigating_the_Lorentz_Invariance_Violation_effect_using_different_cosmological_backgrounds |
| Authors |
Hassan_Abdalla,_Garret_Cotter,_Michael_Backes,_Eli_Kasai_and_Markus_B\"ottcher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12620 |
ローレンツ対称性などの物理学におけるよく知られた概念は、いくつかの量子重力理論によって予測されるように、プランクのエネルギースケールに近づくエネルギーで破られることが予想されます。しかし、このような非常に大きなエネルギーは、現在の地球上の実験では到達できません。現在および将来のチェレンコフ望遠鏡施設は、エネルギー依存の時間遅延を介して長距離を移動する光子のローレンツ対称性からの蓄積された変形を測定する機能を備えている可能性があります。ローレンツ不変性違反~(LIV)署名をテストするのに最適な自然研究所の1つは、ガンマ線バースト~(GRB)です。LIV効果による時間遅延の計算は、宇宙膨張の歴史に依存します。LIV効果によるタイムラグを計算するこれまでの研究のほとんどでは、標準の$\Lambda$CDM(または一致)宇宙論モデルが仮定されています。この論文では、$\Lambda$CDM宇宙論モデルの代替を仮定した場合にLIV署名が大きく異なるかどうかを調査します。具体的には、標準的なChevallier-Polarski-Linder~(CPL)パラメータ化、暗黒エネルギーの二次パラメータ化など、自明ではない暗黒エネルギー状態方程式($w\neq-1$)を持つ宇宙論モデルを検討します。状態方程式とパデのパラメータ化。予測されるタイムラグの相対的な差は小さく、せいぜい数パーセント程度であり、したがって、現在または近い将来に起こり得る測定の系統誤差よりも小さい可能性が高いことがわかりました。
ブラックホール低質量X線連星GX 339-4における高周波バンプの系統的研究
| Title |
A_systematic_study_of_the_high-frequency_bump_in_the_black-hole_low-mass_X-ray_binary_GX_339-4 |
| Authors |
Yuexin_Zhang,_Mariano_M\'endez,_Sara_E._Motta,_Andrzej_A._Zdziarski,_Gr\'egoire_Marcel,_Federico_Garc\'ia,_Diego_Altamirano,_Tomaso_M._Belloni,_Liang_Zhang,_Thimo_Timmermans,_and_Guobao_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12661 |
約30Hzを超える周波数を特徴とするこの高周波バンプは、ブラックホールX線連星のパワー密度スペクトル(PDS)における、ほとんど調査されていない時間変動の特徴を表しています。2002年、2004年、2007年、2010年のGX339-4のバーストでは、タイプCの準周期振動(QPO)と併せてこの隆起が時折観察されました。私たちは、ロッシX線タイミングエクスプローラー(RXTE)によって2～60keVバンドで観測されたこれら4つのバースト中のバンプの特性を系統的に研究し、39件の観測でバンプを検出しました。タイプCQPOの周波数は約0.1～9Hzの範囲にありますが、バンプの二乗平均平方根(rms)振幅は、タイプCQPO周波数プロットに対する硬度比の変化を示しています。GRS1915+105で以前に研究したように、バンプのrms振幅をコロナ温度およびソースの同時ラジオジェット束と比較することにより、GX339-4の硬い状態ではバンプが常に強いことを確立します。rms振幅の測定値は4～10%の範囲です。同時に、コロナ温度は高く、電波束は低くなります。これらの発見は、バンプを代理として使用すると、降着エネルギーの大部分がラジオジェットに誘導されるのではなく、高温コロナに向けられることを示しています。GX339-4のコロナとジェット間の非効率なエネルギー伝達メカニズムの観点からこの現象を議論します。
AstroSat ビューのさまざまな極端なブラー
| Title |
The_variety_of_extreme_blazars_in_the_AstroSat_view |
| Authors |
Pranjupriya_Goswami,_Michael_Zacharias,_Andreas_Zech,_Sunil_Chandra,_Markus_Boettcher,_Iurii_Sushch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12695 |
エクストリームブラーは、スペクトルエネルギー分布(SED)に非常に硬い固有X線/TeVスペクトルと極端なピークエネルギーを持っています。観測証拠は、極端なブレーザーからの非熱放射は通常は変化しないことを示唆しています。私たちは、さまざまな極端ブレーザーのX線およびGeV観測の特徴を調査することを目的としており、非常に硬いTeVスペクトルを説明できるさまざまなブレーザー発光モデルの適用可能性をテストすることも目的としています。私たちは、線源については、Fermi-LATからのガンマ線データとともに、AstroSatおよびSwift-XRTデータのX線解析を実行します。1ES0120+340、RGBJ0710+591、1ES1101-232、1ES1741+196、および1ES2322-409。我々は3つのモデルを採用しています:1)定常状態の1ゾーンシンクロトロンセルフコンプトン(SSC)コード、2)複数の衝撃で共加速される電子と陽子の別のレプトニックシナリオ(極限TeV源のみに適用)、および3)ワンゾーンハドロレプトニック（OneHaLe）コード。ハドロレプトニックコードは、ガンマ線放射プロセスを説明するために2回使用されます。陽子シンクロトロンと二次対のシンクロトロン放射です。私たちのX線分析により、1ES0120+340と1ES1741+196の両方のシンクロトロンピークエネルギーの十分に制約された推定値が得られます。マルチエポックのX線およびGeVデータは、数日から数週間の時間スケールであっても、RGBJ0710+591および1ES1741+196のスペクトルと光束の変動を明らかにします。予想通り、1ゾーンSSCモデルは通常のHBLのSEDを適切に再現しますが、最も激しいTeV放出を説明するのは困難に直面します。ハドロニックモデルは、ハードTeVスペクトルに適度に適合しますが、極端なジェット出力が必要になるというトレードオフがあります。一方、レプトハドロンシナリオは、極限TeV源のGeVスペクトルを当てはめる際にさらなる課題に直面しています。最後に、e-p共加速シナリオは、観察された硬電子分布を自然に考慮しており、RGBJ0710+591および1ES1101-232の最も硬いTeVスペクトルと効果的に一致します。
ICADの歴史における天文学と天体物理学
聴覚ディスプレイに関する国際会議(ICAD)は、情報やデータの伝達における音の使用の探求に関心のある研究者や実践者にとって重要なイベントです。1994年の創設以来、この会議は聴覚ディスプレイの分野でアイデアを交換し、研究結果を発表するための重要なフォーラムとして機能してきました。この会議は主に聴覚表示と音響設計に焦点を当てていますが、長年にわたって天文学が会議の議事録に存在感を示してきました。ただし、天文学に関する専用のセッションが開催されるのは、現在のICADカンファレンスまでです。この論文は、1994年から2022年までのICAD会議の歴史における天文学の存在の統計的概要を提供することを目的としており、この分野の研究者による貢献の一部と、サウンドアーティストの注目を集めた興味深いトピックに焦点を当てています。。
点光源の最適な測光: アレイ検出器での結合光源束とバックグラウンドの測定 -- 理論から実用化まで
| Title |
Optimal_photometry_of_point_sources:_Joint_source_flux_and_background_determination_on_array_detectors_--_from_theory_to_practical_implementation |
| Authors |
Mario_L._Vicu\~na,_Jorge_F._Silva,_Rene_A._Mendez,_Marcos_E._Orchard,_Sebastian_Espinosa,_and_Jeremy_Tregloan-Reed |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12142 |
この論文では、デジタルアレイ検出器によって観測された点光源の光源とバックグラウンドフラックスの共同決定について研究します。2次元のCram\'er-Rao絶対下限(CRLB)と、一般化されたテイラー展開からの高次元の陰的推定量のパフォーマンス限界を明示的に計算します。この後者のアプローチにより、結合推定量のバイアスと分散に対する計算可能な処方を得ることができます。これらの処方を、重み付き最小二乗推定器(確率的重み付き最小二乗と呼ばれる改良版を導入)および最尤推定器の場合の数値シミュレーションの経験的結果と比較し、優れた一致を発見しました。我々は、これらの推定器が、CRLBに非常に厳密に近づく分散を伴うフラックスとバックグラウンドの準不偏な結合推定を提供し、したがって最適であることを実証します。これは、次善的な天文測光で一般的に使用される逐次推定の場合とは異なります。私たちの予測を現実的な観測の数値シミュレーション、およびTESSで観測された正真正銘の非変動性恒星源の観測と比較し、それをバックグラウンドとフラックスの逐次推定の結果と比較して、理論的な期待を裏付けます。当社の実用的な推定器は、一般的な測光パイプラインのベンチマークとして、または絶対測光で最大の精度と精度を必要とするアプリケーションのベンチマークとして使用できます。
JWST/MIRIイメージャによる高精度天体測光・測光
| Title |
High-precision_astrometry_and_photometry_with_the_JWST/MIRI_imager |
| Authors |
M._Libralato,_I._Argyriou,_D._Dicken,_M._Garc\'ia_Mar\'in,_P._Guillard,_D._C._Hines,_P._J._Kavanagh,_S._Kendrew,_D._R._Law,_A._Noriega-Crespo,_J._\'Alvarez-M\'arquez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12145 |
天文学は天文学の主要な柱の1つであり、その最も古い分野の1つです。長年にわたり、ハッブル宇宙望遠鏡(HST)データを利用した天文観測研究の数が増加し、さまざまな現象に対する私たちの理解に革命をもたらしました。JWSTの打ち上げにより、最新の最先端の宇宙望遠鏡で撮影されたデータを使用して、これらの結果を再現または改善したいと思うことがほとんど本能的になりました。この点に関して、コミュニティは当初、JWSTに搭載された近赤外線(NIR)検出器に焦点を当ててきました。その高い空間解像度のためです。この論文は、イメージャを使用して高精度の天文測光と測光を取得するツールを開発することにより、HSTから学んだことを取得してJWSTの中赤外線観測装置(MIRI)に適用する取り組みを開始します。正確な実効点像分布関数(ePSF)モデルと幾何学的歪み補正を作成し、それらの時間的安定性を分析し、JWSTMASTアーカイブ内の利用可能なデータで現在可能な範囲で品質をテストする方法を詳細に説明します。。慎重なデータ削減により、MIRIイメージャとJWST一般のパフォーマンスと複雑さについての深い洞察が得られることを示します。コミュニティが新しい観測プログラムを考案できるよう支援するために、私たちはePSFモデルと幾何学的歪み補正を一般に公開しています。
LIGO、VIRGO、KAGRA重力波(GW)観測所は、感度を向上させて事象発生率を高め、2023年3月に開始予定の4回目の観測期間であるO4に向けた準備を進めています。GW関連のコンピューティングには、特にオフラインデータ処理と分析の領域において、HEPコンピューティングとの大きな共通点と、たとえば、機器の感度や感度によって生データの量があまり増加しないという事実などの重要な相違点の両方があります。タイムリーに「イベント候補アラート」を生成し、EMおよびニュートリノ天文台に配信する必要があるため、重力マルチメッセンジャー天文学が可能になります。干渉計からのデータは、低遅延処理とオフライン処理の両方のためにコラボレーション間で交換されます。近年、3つのコラボレーションは、もともとHEPコンピューティングのコンテキストで開発されたツールとアーキテクチャの採用を増やすことで、増大するコンピューティング需要に備え、従来のカスタムメイドツールのメンテナンスの負担を軽減するために、共通の分散コンピューティングインフラストラクチャを設計および構築しました。。そのため、たとえば、HTCondorはワークフロー管理に使用され、Rucioは多くのデータ管理ニーズに、CVMFSはコードとデータ配布などに使用されます。GWコンピューティングのユースケースを紹介し、O4中に使用されるコンピューティングインフラストラクチャのアーキテクチャと、その後の観測実行O5に向けて計画されているいくつかのアップグレードについてレポートします。
ESAF シミュレーションおよび分析フレームワークで得られた、JEM-EUSO プログラムのコンテキストにおける開発と結果
| Title |
Developments_and_results_in_the_context_of_the_JEM-EUSO_program_obtained_with_the_ESAF_Simulation_and_Analysis_Framework |
| Authors |
S._Abe,_J._H._Adams_Jr.,_D._Allard,_P._Alldredge,_L._Anchordoqui,_A._Anzalone,_E._Arnone,_B._Baret,_D._Barghini,_M._Battisti,_J._Bayer,_R._Bellotti,_A._A._Belov,_M._Bertaina,_P._F._Bertone,_M._Bianciotto,_P._L._Biermann,_F._Bisconti,_C._Blaksley,_S._Blin-Bondil,_P._Bobik,_K._Bolmgren,_S._Briz,_J._Burton,_F._Cafagna,_G._Cambi\'e,_D._Campana,_F._Capel,_R._Caruso,_M._Casolino,_C._Cassardo,_A._Castellina,_K._\v{C}ern\'y,_M._J._Christl,_R._Colalillo,_L._Conti,_G._Cotto,_H._J._Crawford,_R._Cremonini,_A._Creusot,_A._Cummings,_A._de_Castro_G\'onzalez,_C._de_la_Taille,_L._del_Peral,_R._Diesing,_P._Dinaucourt,_A._Di_Nola,_A._Ebersoldt,_T._Ebisuzaki,_J._Eser,_F._Fenu,_S._Ferrarese,_G._Filippatos,_W._W._Finch,_F._Flaminio,_C._Fornaro,_D._Fuehne,_C._Fuglesang,_M._Fukushima,_D._Gardiol,_G._K._Garipov,_A._Golzio,_et_al._(113_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12656 |
JEM--EUSOは、宇宙ベースの超高エネルギー宇宙線観測所の開発のための国際プログラムです。このプログラムは、開発中またはデータ分析段階にある一連のミッションで構成されています。すべての機器は、近紫外範囲で動作する広視野望遠鏡をベースにしており、大気中の広範な空気シャワーから発せられる蛍光を検出するように設計されています。JEM-EUSOプログラムのフレームワークでシミュレーションソフトウェアESAFについて説明し、使用される物理的仮定について説明します。ここでは、ESAFにおけるJEM--EUSO、POEMMA、K-EUSO、TUS、Mini-EUSO、EUSO-SPB1、およびEUSO-TA構成の実装を示します。初めてESAFシミュレーションの出力が実験データと比較されました。
連星の接触追跡: 恒星の合体への道筋
星の合体は、若返った青いはぐれ星、磁化された特異な星、過渡現象や星雲など、さまざまな現象を引き起こします。約6000の詳細な1次元連星進化モデル（太陽金属度における初期成分質量0.5〜20$\,\text{M}_{\odot}$）のグリッドを使用して、どの初期連星配置が接触と古典的な共通包絡線(CE)フェーズを分析し、その後の合併の可能性を評価します。自転と潮汐を考慮すると、接触と合体につながる5つのメカニズムが特定されます。暴走物質移動、$\text{L}_{2}$-オーバーフロー、降着子の膨張、潮汐による軌道減衰、非保存的物質移動です。初期一次質量が5-20$\,\text{M}_{\odot}$の物質移動バイナリの少なくとも40%が接触に入り、>12%と>19%は融合して古典的なCEに進化する可能性があります。それぞれ位相。古典的なCEの進化は、初期質量比$q_{\text{i}}$<0.15-0.35の場合、後期のCase-BおよびCase-Cのバイナリで起こり、$q_{\text{i}}$が大きくなると安定した物質移動が起こります。初期のCase-Bバイナリでは、$q_{\text{i}}$<0.15-0.35で接触が発生し、初期のより広いCase-Aバイナリでは、$q_{\text{i}}$<0.35でこれが発生します。最初に最も近いCase-Aシステムはすべて、接触バイナリを形成します。$q$<0.5で接触に入る連星は熱タイムスケールで合体または分離するが、$q$>0.5で形成される連星は長寿命の接触相につながると予測します。コンタクトバイナリが$q$>0.5でほぼ独占的に観察されるという事実は、私たちの予想を裏付けています。私たちのモデルにおける物質移動は非保存的であるため、接触、合併、および古典的なCEの発生率は下限値となります。ほとんどの連星では、降着しなかった塊は放出できず、円盤内に沈降したり、接触相や合体を引き起こす可能性があります。全体として、接触バイナリはバイナリ物質移動の頻繁で興味深い結果であり、その正確な結果はまだ理解され、さらに研究される必要があります。
フレア加速イオンによる波の発生と 3He 加速への影響
| Title |
Wave_Generation_by_Flare-Accelerated_Ions_and_Implications_for_3He_Acceleration |
| Authors |
A._Fitzmaurice,_J.F._Drake,_M._Swisdak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12149 |
太陽フレアからより低温のプラズマ領域に流れ込む高エネルギーの陽子粒子とアルファ粒子によって生成される波は、細胞内粒子シミュレーションを使用して調査されます。陽子とアルファの初期分布関数は2つの母集団で構成されます。1つは異方性($T_{\Parallel}>T_{\perp}$)で表されるエネルギーのあるストリーミング集団、片側カッパ関数、もう1つはコールドなマクスウェルバックグラウンド集団です。。これらの分布の異方性とゼロでない熱流束は、陽子サイクロトロン周波数より低い周波数範囲の斜波を不安定にします。これらの波は、波フレーム内の一定のエネルギー面に沿って初期分布の尾部から粒子を散乱させます。非線形共鳴幅の重なりにより、シミュレーションの終了までに粒子がほぼ等方性の分布に散乱することが可能になります。$^3$Heのダイナミクスはテスト粒子を使用して調査されます。それらの温度はほぼ20倍に上昇する可能性がある。このような波がフレアサイトの上下の領域に伝播すると、加熱と$^3$Heのフレア加速領域への輸送が引き起こされる可能性がある。フレアサイトに押し込まれる加熱された$^3$Heの量は波のエネルギーに比例します。シミュレーションの値を使用して、加速領域に送り込まれた$^3$Heの存在量がコロナ内の$^4$Heの存在量に近づくはずであることを示します。したがって、フレアで生成される高エネルギーイオンによって駆動される波は、衝撃的フレアで観察される$^3$Heの増強を引き起こす有力な候補である。
$\beta$ Pic 移動グループのメンバー HD 181327 によって明らかにされた、親原始惑星系円盤の構成を通じた
$\beta$ Pic b の形成に関する洞察
| Title |
Insight_into_the_Formation_of_$\beta$_Pic_b_through_the_Composition_of_Its_Parent_Protoplanetary_Disk_as_Revealed_by_the_$\beta$_Pic_Moving_Group_Member_HD_181327 |
| Authors |
Henrique_Reggiani,_Jhon_Yana_Galarza,_Kevin_C._Schlaufman,_David_K._Sing,_Brian_F._Healy,_Andrew_McWilliam,_Joshua_D._Lothringer,_Laurent_Pueyo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12210 |
$\beta$Picbには超太陽の金属性と亜太陽のC/O比があることが示唆されています。$\beta$Picの太陽炭素と酸素の存在量、したがって惑星の親原始惑星系円盤の太陽炭素と酸素の存在量を仮定すると、$\beta$PicbのC/O比は、この星が親原始惑星系円盤のH$_{2}間の核降着によって形成されたことを示唆しています。$OとCO$_{2}$の氷のライン。$\beta$ただし、写真bの高い金属性とその質量$M_{\text{p}}~=~11.7~M_{\text{Jup}}$を調和させるのは困難です。大質量星は、以前の原始惑星系円盤の存在量を記録する可能性が低い、独特の光球存在量を示すことがあります。この問題は、同じ分子雲内で形成され、おそらく同じ組成を共有する同じ移動集団内のFGK星の元素存在量を推測することで、移動集団内の初期型星について克服できます。我々は、$\beta$Picbの親原始惑星系円盤の組成を知るための最良の代用物である$\beta$Pic移動グループのメンバーであるF矮星HD181327の光球存在量を推定します。並行して、$\beta$Picbの更新された大気存在量を推定します。親原始惑星系円盤のH$_{2}$O氷線を超えた核降着によって形成された質量の惑星として予想されるように、$\beta$Picbの大気は恒星の金属性と一致していることがわかり、超恒星であることが確認されました。星以下のC/O比を持つ炭素と酸素の豊富さ。我々は、移動群内のFGK矮星の元素存在量を、同じ移動群の初期型と後期型のメンバーの元素存在量の推定が困難な代用として使用できることを提案します。
公開されている HARPS/ESO 分光アーカイブの分析 -- HARPS 動径速度データベースの Ca II H&K 時系列
| Title |
Analysis_of_the_public_HARPS/ESO_spectroscopic_archive_--_Ca_II_H&K_time_series_for_the_HARPS_radial_velocity_database |
| Authors |
V._Perdelwitz,_T._Trifonov,_J._T._Teklu,_K._R._Sreenivas,_L._Tal-Or |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12438 |
現在、磁気活動は動径速度(RV)系外惑星探索における主な制限要因となっています。太陽などの非活動的な星でさえ、その表面の活動領域により、数m/s程度のRVジッターを示します。CaIIH&Kラインなどの時系列の彩層活動指標を利用すると、系外惑星探索プログラムに対するそのような活動現象の影響を軽減できます。さらに、機器効果の特定と補正により、RV系外惑星調査の精度を向上させることができます。私たちは、Trifonovらによって以前に公開されたHARPS-RVBankRVデータベースを更新することを目指しています。(2020)、さらに3.5年間の時系列とCaIIH&Kライン($R'_{HK}$)の彩層活動指標が含まれています。この追加データは、HARPS機器で得られたRV時系列に対する星の磁気活動の影響の分析に役立ちます。私たちの更新されたデータベースは、このような星の磁気活動がRV測定に及ぼす影響を理解し、軽減する上で、系外惑星コミュニティに貴重なリソースを提供することを目的としています。新しいHARPS-RVBankデータベースには、2022年1月より前にHARPS装置で取得されたすべての恒星スペクトルが含まれています。小さいながらも重要な夜間のゼロ点変動を補正したRVは、Trifonovetal.に記載されているのと同じ方法を使用して計算されました。（2020年）。$R'_{HK}$推定値は、Perdelwitzetal.に概説された方法論を使用して、個々のスペクトルと同時追加されたテンプレートスペクトルの両方から決定されました。(2021)、合成モデルのスペクトルを利用します。HARPSRVデータベースの新しいバージョンには、5,239個の星の合計252,615個のRVが含まれています。これらのうち、200774は$R'_{HK}$値を持ち、これは公的に利用可能なすべてのHARPSスペクトルの80%に相当します。現在、これは高精度RVの最大の公開データベースであり、$R'_{HK}$測定値の最大の編集物です。
B[e] スター MWC 137 モデルの安定性と脈動について
| Title |
On_the_stability_and_pulsation_in_models_of_B[e]_star_MWC_137 |
| Authors |
Sugyan_Parida,_Abhay_Pratap_Yadav,_Michaela_Kraus,_Wolfgang_Glatzel,_Yogesh_Chandra_Joshi,_Santosh_Joshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12549 |
B[e]型星は、強い輝線、測光$\&$分光変動、および非定常な質量損失率によって特徴付けられます。MWC137は、オリオン座に位置する銀河B[e]型星です。TESSによる最近のMWC137の測光観測により、支配周期が1.9日である変動性が明らかになりました。この変動の原因は不明ですが、星の脈動によるものと考えられています。この変動の性質と原因を理解するために、我々はMWC137の3つの異なるモデルセットを構築し、非断熱線形安定性解析を実行しました。いくつかの低次モードは不安定であることが判明しており、31～34M$_{\odot}$および43～46M$_{\odot}$の範囲の質量を持つモデルの周期は1.9dに近くなります。太陽の化学組成と質量が45M$_{\odot}$のモデルの非線形領域における不安定性の進展により、周期1.9dの有限振幅脈動が生じます。したがって、本研究では、MWC137のこの変動が脈動によるものであることを確認しました。HR図のMWC137の位置を通過する進化の軌跡は、この星が主系列後の進化段階にあるか、この進化段階に入ろうとしていることを示しています。
| Title |
Dynamics_of_the_tachocline |
| Authors |
Antoine_Strugarek,_Bernadett_Belucz,_Allan_Sacha_Brun,_Mausumi_Dikpati,_Gustavo_Guerrero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12648 |
太陽タコクリンは、対流エンベロープの底部にまたがる強い放射方向および緯度方向の剪断力を持つ太陽の内部領域です。太陽地震反転に基づいて、タコクリンは薄い（太陽半径の5%未満）ことが知られています。1992年に太陽タコクリンの最初の理論が発表されて以来、この薄さは太陽物理学者を困惑させ続けています。このレビューでは、太陽内部のこの魅力的な領域についての理解の根拠を示します。私たちは、太陽タコクリンで問題となっているさまざまな物理的メカニズムを詳しく説明し、その薄さを説明するために提案されているメカニズムに特に焦点を当てます。また、タコクリンで発生する可能性が高い波や不安定性を含むMHDプロセスの全範囲と、地表で観察される活性領域パターンとの関連の可能性についても調査します。私たちは、それぞれの最新の発見を振り返り、まだ欠けている物理的理解を強調します。これにより、研究コミュニティは、太陽のタコクリンと恒星のタコクリンがどのように形成され、維持され、そしてどのように一般的な意味で理解できるようになるでしょう。永続的な時間スケールで進化します。
| Title |
Gravitational_wave_populations_and_cosmology_with_neural_posterior_estimation |
| Authors |
Konstantin_Leyde,_Stephen_R._Green,_Alexandre_Toubiana,_Jonathan_Gair |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12093 |
私たちは、重力波集団の高速かつ正確な階層ベイズ推論に神経事後推定を適用します。正規化フローを使用して、個々のソース観測値のコレクションから母集団のハイパーパラメーターを直接推定します。このアプローチは、イベント表現における完全な自由、選択効果の自動組み込みを提供し、(尤度推定とは対照的に)事後サンプルを取得するための確率的サンプラーを必要としません。ネットワークのトレーニング時にはイベントの数が不明である可能性があるため、部分母集団の分析に分割し、後で再結合します。これにより、追加のイベントが観察されるときの高速な連続分析が可能になります。ダークサイレン宇宙論のおもちゃの問題に関する方法を実証し、推論にかかる時間はわずか数分で、パフォーマンスが低下する前に$\sim600$イベントまでスケールできることを示します。したがって、神経事後推定は、多数のイベントを伴う母集団推論の有望な手段であると我々は主張します。
重力波カタログを使用した信号対雑音比の検出閾値の校正
| Title |
Calibrating_signal-to-noise_ratio_detection_thresholds_using_gravitational-wave_catalogs |
| Authors |
Matthew_Mould,_Christopher_J._Moore,_Davide_Gerosa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12117 |
重力波信号の探索は、複数の独立した解析パイプラインによって行われる、挑戦的で計算集約的な取り組みです。検出は観測されたノイズの多いデータのみに依存する必要がありますが、代わりに最適な信号対雑音比(SNR)を通じて真のソースパラメータに関しても非物理的に定義される状況があります。たとえば、実際の検索を適用する計算コストは、大規模なシミュレートされた天体物理集団が予測カタログを作成するには法外なことがよくあります。選択効果と固有のSNR分布を同時にモデル化することで、ベイジアン設定で実際のカタログから対応する検出しきい値を推測し、非物理モデルを物理モデルに合わせて校正します。最新のオープンデータから、ネットワークの最適SNRの検出しきい値は$10.5_{-2.4}^{+2.1}$、$11.2_{-1.4}^{+1.2}$、$9.1_{-0.5}^{であると推測されます。1回目、2回目、3回目の観測実行ではそれぞれ+0.5}$(中央値と対称90%信頼区間)であり、分布は4次のべき乗則と一致します。さらに、ステップ関数のしきい値の仮定を緩和し、フローの正規化などのより柔軟なモデルを使用して仮定の分布を検証する方法を示します。これは、明らかな事前分布のない統計のランク付けに役立ちます。私たちが推測するのと同じ検出基準を採用することで、モデラーは実際の信号に対する完全な検索に合わせて調整された、近似的ではあるが効率的な選択効果を適用できるようになります。
強力な電磁イオンサイクロトロン波の特性: 準線形、非線形、および非共鳴波と粒子の相互作用への影響
| Title |
Properties_of_Intense_Electromagnetic_Ion_Cyclotron_Waves:_Implications_for_Quasi-linear,_Nonlinear,_and_Nonresonant_Wave-Particle_Interactions |
| Authors |
Xiaofei_Shi,_Anton_Artemyev,_Xiao-Jia_Zhang,_Didier_Mourenas,_Xin_An,_Vassilis_Angelopoulos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12243 |
相対論的電子と電磁イオンサイクロトロン(EMIC)波の間の共鳴相互作用は、外側放射線帯のこの重要な電子集団に効果的な損失メカニズムを提供します。電子の散乱と損失の拡散領域は、準線形拡散理論の枠組み内で放射線帯モデルによく組み込まれていますが、非線形領域は主に試験粒子シミュレーションで研究されています。また、あまり研究されていない、EMIC波による電子散乱の非共鳴領域もあります。EMIC波と周囲プラズマの特性に応じて、3つの状態すべてが存在するはずですが、これらの状態の発生率はこれまで定量化されていませんでした。この研究は、電子散乱の拡散、非線形、非共鳴領域における最も重要なEMIC波束特性の統計的調査を提供します。私たちは、3年間にわたるヴァンアレン探査機の観測結果を利用して、波の振幅、波束のサイズ、および個々の波束内の周波数変動率の分布を導き出します。EMIC波は通常、それぞれ$\sim10$の波周期を持つ波束として伝播し、そのような波束の$\sim3-10$\%が2～6MeVの非線形共鳴相互作用の領域に到達できることを実証します。電子。波束内のEMIC周波数変動は中心周波数の$50～100$\%に達し、これは波動パワースペクトルの顕著な高周波テールに相当することを示します。我々は、HバンドEMIC波による高エネルギーおよび低エネルギーの電子降下に対するこれらの波束特性の影響と、波動粒子相互作用の準線形および非線形領域の相対的重要性を調査します。
| Title |
Analytical_models_of_supermassive_black_holes_in_galaxies_surrounded_by_dark_matter_halos |
| Authors |
Zibo_Shen,_Anzhong_Wang,_Yungui_Gong,_Shaoyu_Yin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12259 |
このレターでは、3つの解析モデルが閉じた形式で構築されており、それぞれが暗黒物質ハローに囲まれた銀河の中心に位置する超大質量ブラックホール(SMBH)を表しています。後者はアインシュタイン雲によってモデル化されています。ハローの密度プロファイルは、SMBHの2つのシュワルツシルト半径内で消失し、弱い、強い、支配的なエネルギー条件を満たします。時空は漸近的に平坦であり、3つのモデル間の違いは、遠方領域の密度プロファイルの傾きにあります。銀河の中心から。
GPU アクセラレーションによる大規模な恒星分類のための量子強化サポート ベクター マシン
| Title |
Quantum-Enhanced_Support_Vector_Machine_for_Large-Scale_Stellar_Classification_with_GPU_Acceleration |
| Authors |
Kuan-Cheng_Chen,_Xiaotian_Xu,_Henry_Makhanov,_Hui-Hsuan_Chung,_Chen-Yu_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12328 |
この研究では、量子コンピューティングとGPUアクセラレーションの力を活用した、星の分類のための革新的な量子拡張サポートベクターマシン(QSVM)アプローチを紹介します。当社のQSVMアルゴリズムは、特にハーバード大学の恒星分類システム内の複雑なバイナリおよびマルチクラスのシナリオの処理において、K最近傍法(KNN)やロジスティック回帰(LR)などの従来の手法を大幅に上回っています。量子原理の統合により分類精度が著しく向上し、cuQuantumSDKを使用したGPUアクセラレーションにより、量子シミュレーターにおける大規模なデータセットの計算効率とスケーラビリティが保証されます。この相乗効果により、処理プロセスが高速化されるだけでなく、多様な星の種類を分類する精度も向上し、天文データ分析における新たなベンチマークを確立します。私たちの発見は、天文学研究における量子機械学習の変革の可能性を強調し、星の分類の精度と処理速度の両方において大幅な進歩を示しています。この進歩は、天体物理学および関連科学分野に広範な影響を及ぼします。
Attractive (s)axion: モジュライ空間の境界にある宇宙論的トラッカー
我々は、弾性率空間の漸近領域に近い弾性率のエネルギー密度によって支配されるFLRW宇宙の宇宙論的進化を研究します。$\mathcal{N}=1$SUGRA運動項の構造により、同じキラル多重項内に存在するサクシオンとアクシオンは、後者がポテンシャルのフラットな方向であっても(普遍的に)結合し、結果的に非結合になります。-些細なダイナミクス。文献で知られている結果を複数の弾性率の場合に一般化し、多くの成分(アクシオンを含む)の相対エネルギー密度が進化を通じて一定の比率に留まるさまざまな「追跡」アトラクター解の存在を示します。初期宇宙と後期宇宙の両方に関連する現象学的応用。
私たちは、量子重力(QG)における離散的な大域対称性の破れがもたらす現象学的結果を調査します。私たちは、離散的な大域的対称性がスカラー暗黒物質(DM)とドメイン壁(DW)の原因であるという以前のシナリオを、弱く相互作用する大質量粒子と考えられるフェルミオンDMのケースに拡張し、凍結によって正しいDM遺物密度を達成します。-インメカニズム。DMと標準モデルニュートリノの混合により、さまざまな間接DM検出方法を使用して、QGスケール、フリーズインのスケール、および再加熱温度を同時に制限できます。このようなQG対称性の破れはDW消滅につながるため、特徴的な重力波背景が生成される可能性があり、パルサータイミングアレイによる重力波スペクトルの最近の観測を説明することができます。したがって、この研究は、観測からQGの有効規模を調査するという興味深い可能性を強調しています。
密度依存クォーク質量モデルからのプロトストレンジクォーク星
| Title |
Proto-strange_quark_stars_from_density-dependent_quark_mass_model |
| Authors |
Adamu_Issifu,_Franciele_M._da_Silva_and_D\'ebora_P._Menezes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12511 |
この論文では、原始ストレンジクォーク星として誕生してから、ゼロ温度で安定したSQSとして成熟するまでのストレンジクォーク星(SQS)の進化を調査します。私たちは、自己結合自由クォークが中性子星(NS)を形成すると仮定し、密度依存のクォーク質量モデルを使用してその進化を研究します。我々は、星の進化の2つの主要な段階、すなわち星の脱空子化と冷却過程におけるニュートリノ捕捉領域とニュートリノ透過領域における$\beta$平衡恒星物質を考察する。エントロピー密度を固定し、核状態方程式(EoS)、星内部の粒子分布と温度プロファイル、音速、ポリトロープ指数、星の構造を調査します。私たちの結果は、SQSの進化線に沿って、ニュートリノ濃度が高い星はニュートリノが少ない星よりもわずかに質量が大きいことを示しています。音速によって設定された共形境界と一致するEoSが得られ、NSの2M$_\odot$質量制約も星の進化のすべての段階で満たされました。
非最小結合スカラー場との $f(T)$ 重力における強結合問題に対する有効場理論のアプローチ
| Title |
The_effective_field_theory_approach_to_the_strong_coupling_issue_in_$f(T)$_gravity_with_a_non-minimally_coupled_scalar_field |
| Authors |
Yu-Min_Hu,_Yang_Yu,_Yi-Fu_Cai,_Xian_Gao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12645 |
$f(T)$重力のハミルトニアン解析は、少なくとも1つのスカラー型自由度(DoF)の存在を意味します。しかし、この$f(T)$重力のスカラー自由度は、宇宙背景の周りの線形摂動として現れず、これは根底にある強い結合の問題を示しています。この研究では、前述の強結合問題に対処または軽減することを目的として、$f(T)$重力に最小限に結合しない追加のスカラー場を導入することで範囲を拡大します。有効場理論(EFT)アプローチを採用して、オストログラツキーゴーストを回避する、二次演算子までのねじりEFT形式のクラスを提供します。この現象を説明するために、単純なモデルを研究し、その線形スカラー摂動の詳細な分析を実行します。結果は、この玩具モデルの結合項が初期の縮退状況を回避するために必要であることを示しています。新しい制約を完全に回避するには、より多くの結合項が必要です。この消滅するスカラー自由度が線形レベルで宇宙背景に伝播し始めると、この現象は$f(T)$重力、特に物質結合の存在下で生じる強結合の問題の再検討を必要とするでしょう。
| Title |
Geometry_dependence_of_TLS_noise_and_loss_in_a-SiC:H_parallel_plate_capacitors_for_superconducting_microwave_resonators |
| Authors |
K._Kouwenhoven,_G.P.J._van_Doorn,_B.T._Buijtendorp,_S.A.H._de_Rooij,_D._Lamers,_D.J._Thoen,_V._Murugesan,_J.J.A._Baselmans_and_P.J._de_Visser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12681 |
平行板コンデンサ(PPC)は、超伝導マイクロ波共振器のサイズを大幅に縮小し、単一光子エネルギー分解運動インダクタンス検出器(KID)のアレイのピクセルピッチを縮小します。KIDの周波数ノイズは通常、PPCに必要な誘電体材料の格子欠陥に起因するトンネル2レベルシステム(TLS)によって制限されます。周波数ノイズレベルがPPCの寸法にどのように依存するかについては、実験的に検討されていません。a-SiC:HPPCを使用した56個の共振器の周波数ノイズを測定しました。これは、PPC面積で44倍、誘電体の厚さで4倍をカバーします。ノイズ解析をサポートするために、TLSに起因する電力依存の固有損失と共振器の温度依存の共振周波数シフトを測定します。TLSモデルから、誘電体のTLS特性によって設定される、形状に依存しないマイクロ波損失と共振周波数シフトが予想されます。ただし、厚さに依存するマイクロ波損失と共振周波数シフトが観察されており、これはPPCベースの共振器の性能を制限する表面層によって説明されます。均一な誘電体の場合、周波数ノイズレベルはPPCの面積と厚さに直接反比例する必要があります。PPCサイズの増加により周波数ノイズが減少することがわかりますが、場合によっては、正確なスケーリングが予想よりも弱くなることがあります。最後に、PPCベースの共振器に基づいたKID設計のエンジニアリングガイドラインを導き出します。
我々は、インフレーション再加熱中の重力子の制動放射から生じる確率的重力波(GW)スペクトルを調査します。一般的な単項ポテンシャル$V(\phi)\propto\phi^n$の周りで振動するインフレトン$\phi$に焦点を当て、$i)$インフレトンの崩壊と$ii)$インフレトンの消滅という2つの異なる再加熱シナリオを考慮します。二次ポテンシャルの場合、インフレトンの散乱により、減衰チャネルよりも大きなGW振幅が生じる可能性があることを示します。一方、GWスペクトルは各シナリオで異なる特徴と赤方偏移を示すため、発見の際にそれらを区別することが可能になります。具体的には、消滅の場合、GW周波数は崩壊の周波数よりも高い値にシフトする可能性がありますが、消滅によって生成されるGW振幅は、$n\geq4$の場合、次の理由により崩壊の場合よりも小さくなることがわかります。再加熱中の輻射のスケーリングが異なります。また、$n$が増加するにつれて、GWスペクトルの違いがより顕著になることも示します。最後に、さまざまな再加熱シナリオを区別するための将来の高周波GW検出器の可能性を強調します。
連星ブラックホール合体から放出されるリングダウン重力波から複数の準正規モードを抽出することは、残存ブラックホールが一般相対性理論におけるカー時空によって記述されるかどうかをテストするための試金石となる。ただし、リングダウン信号と線形摂動理論によって予測される準正規モード周波数の間の一貫性をチェックするのは簡単ではありません。最長寿命モードは安定して抽出できますが、高倍音ほど早く減衰するため、倍音のフィッティングがオーバーフィットになる傾向があります。倍音の抽出を改善するために、時間領域におけるリングダウン波形の最長存続モードのフィッティングと減算からなる反復手順を提案します。模擬波形と数値相対性理論波形の解析を通じて、反復手順によりより安定した方法で倍音を抽出できることを明らかにしました。
