最も単純な偏位集合理論からの正確なハロー質量関数
エクスカーションセット理論は、暗黒物質ハローの分布を記述するための強力で広く使用されているツールですが、通常は単純化された近似を使用して適用されます。私たちは数値サンプリング法を使用して、近似を行わずに理論によって予測される質量関数を研究します。球状のトップハットウィンドウと一定の$\delta=1.5$しきい値を使用するこの理論は、物質支配宇宙論の範囲のシミュレーションにおいて、無条件および条件付きの両方で$M_{200}$質量定義による質量関数を正確に予測します。。現在のエポックにおける$\Lambda$CDMの場合、予測は$M_\mathrm{200m}$と$M_\mathrm{200c}$質量関数の間にあります。対照的に、同じ窓関数を使用すると、楕円体の崩壊に基づく非一定のしきい値では、均一に少なすぎるハローが予測されます。この研究は、ハロー質量関数、クラスタリングバイアス、およびさまざまな宇宙論の集合履歴を簡単かつ正確に評価する新しい方法を示しています。幅広いパラメーターに対する理論の予測を正確に表すシンプルなフィッティング関数を提供します。
ハッブル張力と観測されたバルクフローの250 ${h^{-1}}$ Mpc以内の同時解法
| Title |
A_simultaneous_solution_to_the_Hubble_tension_and_observed_bulk_flow_within_250_${h^{-1}}$_Mpc |
| Authors |
Sergij_Mazurenko_(Bonn),_Indranil_Banik_(St._Andrews),_Pavel_Kroupa_(Bonn,_Prague)_and_Moritz_Haslbauer_(Bonn) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.17988 |
$\Lambda$冷たい暗黒物質($\Lambda$CDM)の標準宇宙モデルは、いくつかの宇宙論的観測により深刻な緊張状態にあります。最も重要なのはハッブル張力であり、$5\sigma$の信頼度を超えています。銀河数のカウントは、$\Lambda$CDM宇宙論と調和できない、300~Mpcまでの重大な過小密度であるキーナン・バーガー・コーウィ(KBC)スーパーボイドを示しています。ハスルバウアーら。は以前に、観測されたKBC超空洞からの重力によって駆動される流出により、高い局所ハッブル定数が自然に発生することを示しました。このモデルの主な予測は、固有速度は通常$\Lambda$CDMフレームワークで予想されるよりもはるかに大きいということです。これはワトキンスらによる最近の発見と一致します。CosmicFlows-4カタログ内の銀河は、$100-250\,h^{-1}$~Mpcのスケールで$\Lambda$CDMモデルで予想されるよりも大幅に速いバルクフローを持っています。バルクフロー曲線の上昇は標準的な宇宙論では予想外であり、$200\,h^{-1}$~Mpcで$4.8\sigma$の張力を引き起こします。この研究では、Haslbauerらの半解析的空隙モデルが何であるかを決定します。これらのスケールでのバルクフローを予測します。特に、$50\,h^{-1}$~Mpcのスケールで観測されたバルクフローと一致するように有利な地点が選択された場合、観測との定性的な一致が見られます。これは、バルク流量測定に制約されず、ハッブル張力を解決し、局所群の固有速度と一貫してKBCボイドを説明することが示された、以前に発表されたモデルの非常に重要な成功を表しています。私たちの結果は、構造が数十から数百Mpcのスケールで$\Lambda$CDMパラダイムよりも効率的に成長すれば、いくつかの宇宙論的張力が同時に解決できることを示唆しています。
GausSN: 強いレンズの超新星に対するベイジアン時間遅延推定
| Title |
GausSN:_Bayesian_Time-Delay_Estimation_for_Strongly_Lensed_Supernovae |
| Authors |
Erin_E._Hayes,_Stephen_Thorp,_Kaisey_S._Mandel,_Nikki_Arendse,_Matthew_Grayling,_Suhail_Dhawan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.17997 |
我々は、重力レンズ超新星(glSNe)の分解されたシステムを使用した時間遅延推定のためのベイジアンセミパラメトリックガウス過程(GP)モデルであるGausSNを紹介します。GausSNは、GPを使用して、基礎となる光曲線をノンパラメトリックにモデル化します。各SNタイプのテンプレート光曲線を仮定することなく、GausSNは、任意の数の波長フィルターのデータを同時に使用して、すべての画像の時間遅延を適合させます。また、時間遅延推定とともにマイクロレンズの効果を捕捉するための、新しい時間変化倍率モデルも導入します。この分析では、時間とともに変化する相対倍率をシグモイド関数としてモデル化し、また既存の時間遅延推定アプローチと比較するための定数としてもモデル化します。我々は、GausSNがナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡とベラC.ルービン天文台のレガシー時空調査(Rubin-LSST)からのglSNeのシミュレーションに対して堅牢な時間遅延推定を提供することを実証します。Romanによる時間遅延推定値の最大43.6%とRubin-LSSTによる推定値の52.9%には、5%未満の端数誤差があることがわかります。次に、GausSNをSNRefsdalに適用すると、マイクロレンズ処理に関係なく、5番目の画像の時間遅延が元の解析と一致していることがわかります。したがって、GausSNは、テンプレートベースのアプローチよりも光曲線の基礎となる形状についての仮定を少なくすることで、既存の時間遅延抽出方法によって達成される精度と精度のレベルを維持しながら、後処理を必要とするのではなくマイクロレンズを統計的誤差バジェットに組み込んでいます。その体系的な不確実性を説明します。GausSNは、Rubin-LSSTとRomanからのgLSNe発見率の現在の予測を考慮すると、時間遅延宇宙写真解析に拡張可能です。
ベラ・C・ルービン天文台による低表面輝度科学の準備: 観測可能なクラスター内光の割合とシミュレートされたクラスター内光の割合の比較
| Title |
Preparing_for_low_surface_brightness_science_with_the_Vera_C._Rubin_Observatory:_A_Comparison_of_Observable_and_Simulated_Intracluster_Light_Fractions |
| Authors |
Sarah_Brough,_Syeda_Lammim_Ahad,_Yannick_M._Bahe,_Ama\"el_Ellien,_Anthony_H._Gonzalez,_Yolanda_Jim\'enez-Teja,_Lucas_C._Kimmig,_Garreth_Martin,_Cristina_Mart\'inez-Lombilla,_Mireia_Montes,_Annalisa_Pillepich,_Rossella_Ragusa,_Rhea-Silvia_Remus,_Chris_A._Collins,_Johan_H._Knapen,_J._Chris_Mihos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18016 |
クラスター内光(ICL)は、銀河団が受けた相互作用の重要な記録を提供します。ただし、測定方法による理解には限界があります。これに対処するために、観測手法（表面輝度閾値-SB、ノンパラメトリック測定-NP）を使用して、最も明るい星団銀河とICLに保持されている星団光の割合（BCG+ICL割合）とICL単独（ICL割合）を測定します。、複合モデル-CM、複数銀河フィッティング-MGF）および開発中の新しいアプローチ（ウェーブレット分解-WD）は、4つの宇宙論的流体力学シミュレーションからの61個の銀河団（14<log10M_200c/M_solar<14.5）の模擬画像に適用されました。観察測定によるBCG+ICLおよびICLの画分を、シミュレートされた測定(開口および運動学的な分離)を使用したものと比較します。運動学的分離によって測定されたICL画分は、観察された画分よりも大幅に大きくなります。我々は、測定値が関連していることを発見し、観察された割合から運動学的なICL割合を推定するための方程式を提供します。さまざまな観察手法により、一貫したBCG+ICLおよびICLの割合が得られますが、アパーチャシミュレーション測定と比較すると、BCG+ICLおよびICLの割合が過小評価される傾向があります。さまざまな方法とアルゴリズムを比較すると、MGFアルゴリズムがシミュレーションと最も一致しており、CM法とSB法がそれぞれBCG+ICLとICLの割合に対して最小の投影効果を示していることがわかります。Ahad(CM)、MGF、およびWDアルゴリズムは、より大きなサンプルを処理するように設定するのが最適ですが、現在の形式のWDアルゴリズムは投影効果の影響を受けやすくなります。ルービン天文台のレガシー・サーベイ・オブ・スペース・アンド・タイムが提供する大量のサンプルを分析するために、これらの方法を使用した新しいアルゴリズムを検討することをお勧めします。
宇宙論にわたる粒子メッシュ シミュレーションのための効果的な進化方程式を学習する
| Title |
Learning_an_Effective_Evolution_Equation_for_Particle-Mesh_Simulations_Across_Cosmologies |
| Authors |
Nicolas_Payot,_Pablo_Lemos,_Laurence_Perreault-Levasseur,_Carolina_Cuesta-Lazaro,_Chirag_Modi_and_Yashar_Hezaveh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18017 |
粒子メッシュシミュレーションは、宇宙論的シミュレーションにおける従来の計算コストの高いN体コードと比較して、速度と引き換えに小規模な精度を犠牲にします。この研究では、シミュレーション中に小規模なスケールで生じた粒子メッシュポテンシャルの誤差を補正することにより、データ駆動型モデルを使用して粒子の効果的な進化方程式を学習する方法を示します。私たちは、学習した補正により、新しいまだ見ぬ初期条件と宇宙論をよく一般化する進化方程式が得られることがわかりました。さらに、結果として得られる修正マップをシミュレーションベースの推論フレームワークで使用して、宇宙論的パラメータの不偏推論を生み出すことができることを実証します。このモデルはフーリエ空間に実装されたネットワークであり、粒子の位置と速度についてのみトレーニングされます。
ベクトル場誘起（およびパリティ破壊の可能性もある）補償された等曲率摂動の現象学
| Title |
Phenomenology_of_a_vector-field-induced_(and_possibly_parity_breaking)_compensated_isocurvature_perturbation |
| Authors |
Eleonora_Vanzan_(1,2),_Marc_Kamionkowski_(3),_Selim_C._Hotinli_(3,4)_((1)_University_of_Padova,_(2)_INFN_Padova,_(3)_Johns_Hopkins_University,_(4)_Perimeter_Institute_for_Theoretical_Physics) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18121 |
大規模構造の中に、インフレトンを超えた新しい基礎分野の観測遺物があるのではないかと疑問に思うのは自然なことです。ここでは、バリオンに対して暗黒物質を移動させる原始ベクトル場の作用によって補償等曲率摂動(CIP)が生じるモデルの現象学について説明します。このモデルは、宇宙マイクロ波背景放射と銀河サーベイと次世代天文台との相互相関を伴う運動学スニヤエフ・ゼルドビッチ・トモグラフィーによって最もよくテストできます。今後の銀河調査で検出できる可能性のある新しい場のベクトルの性質の兆候もありますが、銀河調査だけではCIPの存在を示すことはできません。銀河分布にパリティを破る4点相関を引き起こすモデルも可能です。
部分構造による臨界曲線の天文摂動に対する解析的アプローチ
強力なレンズ系における臨界曲線の天文摂動は、小さな質量スケールに至るまでの下部構造の最も有望なプローブの1つであると考えられています。滑らかな質量分布は、アインシュタイン半径を中心とした曲率半径を持つ臨界曲線の対称的な幾何学形状を作成しますが、下部構造は臨界曲線上に小規模な歪みを導入し、これにより、高度に拡大された個々の星など、臨界曲線付近の重力レンズ現象の対称性が崩れる可能性があります。。臨界曲線の変動と下部構造によって引き起こされる表面密度の変動を結び付ける一般式を導き出します。これは、観測された臨界曲線の天文摂動から下部構造のモデルを制約する場合に役立ちます。部分構造が少数の巨大な構造によって支配されていない限り、式が有効で正確であることを数値的に確認します。この公式の実証として、最近「モスラ」として報告された極度に拡大された星の異常な位置が、下部構造による臨界曲線の変動によって説明できる可能性も探求します。$5\times10^7M_{\odot}/h$から$10^9M_{\odot}/h$の範囲の質量を持つ冷たい暗黒物質のサブハローは、モスラの異常な位置を十分に説明できることがわかりました。暗黒物質モデルを説明するには、$\sim10^{-24}~\mathrm{eV}$という非常に小さな質量が必要です。
ハッブル張力調査: 2012 年から 2022 年の測定結果の統計分析
| Title |
The_Hubble_Tension_Survey:_A_Statistical_Analysis_of_the_2012-2022_Measurements |
| Authors |
Bao_Wang,_Mart\'in_L\'opez-Corredoira,_Jun-Jie_Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18443 |
潜在的なハッブル張力を調査するために、2012年から2022年までのハッブル定数$H_0$のハッブル測定値216件のカタログを作成しました。これには、モデルに依存しない測定値109件と$\Lambda$CDMモデル107件が含まれます。に基づいた測定。これらの測定値を統計的に分析すると、ガウス分布に従う場合、平均$H_0$に対する結果の偏差が誤差範囲から予想されるよりもはるかに大きいことがわかります。$x\sigma$偏差は、ガウス分布において、値の頻度における$x_{\rmeq}\sigma$偏差と実際に等しいことがわかります($x_{\rmeq}=0.72x^{0.88}$)。。したがって、セファイドで校正されたIa型超新星と宇宙マイクロ波背景放射(CMB)データとの間で推定される5$\sigma$の張力は、周波数のガウス分布に換算すると実際に3$\sigma$の張力となります。ただし、この再キャリブレーションは、張力をテストしたいデータとは独立している必要があります。1976年から2019年のデータの以前の分析を採用すると、同等の緊張は$2.25\sigma$に減少します。測定値の相関による共分散項は結果を大きく変えることはありません。それにもかかわらず、データを$H_0<71$と$H_0\ge71$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$の2つのブロックに分離すると、それぞれのガウス分布との互換性が見つかります。異常値を削除せずに。これらの統計結果は、$H_0$の誤差範囲の過小評価が過去10年間にわたって蔓延し続けており、CMBおよび局所距離ラダー解析の方法論における系統的誤差が大半を占めていることを示しています。
ライマンによるニュートリノの重さの測定 - $\alpha$ 観測
大質量ニュートリノの存在は、宇宙論的データによってまだ明らかにされていません。この論文では、この目的を達成するために、高解像度のLyman-$\alpha$データの2点視線相関関数に基づく新しい方法を検討します。研究にはライマン$\alpha$雲の半解析モデルを採用しました。フィッシャー行列手法を使用して、分光ノイズと信号の両方について2点関数の共分散がほぼ消滅するシナリオを達成できることを示します。私たちは、このほぼ「ゼロノイズ」の結果を詳細に分析して、質量範囲$m_\nu\simeq0.05\hbox{--}0.1\,\rmeV$のニュートリノをS/N比で検出できる可能性があると主張します。単一のQSO視線で統一します。赤方偏移範囲$z\simeq2\hbox{--}2.5$内の複数の視線に沿ったデータを使用すると、この推定値をSNR$\simeq3\hbox{--}6$まで改善できることを示します。このようなデータセットはすでに文献に存在します。さらにフィッシャー行列の主成分分析を実行して、他のパラメータによるニュートリノ質量の縮退を研究します。プランク事前分布がニュートリノ質量と他の宇宙論的パラメーターの間の縮退を解除することを示します。しかし、ニュートリノ質量検出の見通しは、ライマン$\alpha$雲のイオン化と熱状態を特徴づけるパラメータが十分に決定されていないことによって左右される。
測光サンプルと分光サンプルからの共同宇宙密度再構成
| Title |
Joint_Cosmic_Density_Reconstruction_from_Photometric_and_Spectroscopic_Samples |
| Authors |
Benjamin_Horowitz,_Peter_Melchior |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18738 |
私たちは、フォワードモデリングアプローチを通じて、空間的に重複する分光学的および測光的赤方偏移カタログから暗黒物質密度フィールドを再構築します。根底にある密度場を直接推論する代わりに、観測された宇宙体積に発展する最適な初期ガウス変動を見つけます。測光赤方偏移の実質的な不確実性を考慮して、微分可能な連続ポアソン過程を採用します。今後の主焦点分光器(PFS)の文脈では、比較的まばらな分光サンプルと高密度の測光サンプルを組み合わせることで、分光ターゲットが50～100%増加することに相当する宇宙構造分類の改善が見られます。
塵に覆われた原始惑星系円盤の拡散不安定性によるフィラメント形成
| Title |
Filament_formation_due_to_diffusive_instabilities_in_dusty_protoplanetary_disks |
| Authors |
Konstantin_Gerbig,_Min-Kai_Lin_(ASIAA,_NCTS_Physics_Division),_Marius_Lehmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.17996 |
我々は、原始惑星系円盤における新たな局所拡散不安定性の発見を報告する。この不安定性は、拡散率、粘度、またはその両方が増加に伴って十分に急速に減少する限り、質量拡散、せん断粘性、ダストガス抵抗の影響を受ける塵流体中で動作することができる。塵の表面質量密度。私たちは、原始惑星系円盤内の高密度の中央面ダスト層を記述するために、垂直平均化された軸対称流体力学モデルを考案しました。ガスは受動的コンポーネントとしてモデル化され、ガス単独またはダストとガスの組み合わせによって励起された乱流を介して、衝突のないダスト流体に拡散依存の効果的な圧力、質量拡散率、粘度を加えます。特に、最近のシミュレーションにおけるダスト質量の拡散勾配の測定によって裏付けられているように、ダストとガスの混合物が流れの不安定性を通じて小規模な乱流を生成するときに、そのような条件が満たされると我々は主張する。私たちは、新たに発見された不安定性が、ストリーミング不安定性のシミュレーションでほぼ遍在的に見られるフィラメント状の特徴の起源である可能性があると仮説を立てています。さらに、私たちのモデルは、高密度の惑星環における軸対称の粘性過安定と同様の方法で動作する振動モードの増大を可能にします。ただし、そのようなモードに必要な条件が原始惑星系円盤で満たされるかどうかはまだ推測の段階です。
超大型望遠鏡による高コントラストイメージングと中分解能分光法を使用して近くの岩石系系外惑星のバイオシグネチャーを検出
| Title |
Detecting_Biosignatures_in_Nearby_Rocky_Exoplanets_using_High-Contrast_Imaging_and_Medium-Resolution_Spectroscopy_with_Extremely_Large_Telescope |
| Authors |
Huihao_Zhang,_Ji_Wang,_Michael_K._Plummer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18117 |
今後数十年間、系外惑星科学の主な目的の1つは、宇宙で居住可能な惑星と地球外生命体の兆候を探索することです。生命の兆候は、地球型惑星の大気における熱力学的不均衡によって示されることがあります。現代の地球の大気中のO$_2$とCH$_4$はそのような兆候であり、一般にバイオシグネチャーと呼ばれます。系外惑星大気中のこれらのバイオシグネチャーは、将来の超大型望遠鏡(ELT)に搭載された高コントラストの撮像装置を通じて検出できる可能性があります。ELTを使用して信号対雑音比($S/N$)を定量化するために、近くの岩石惑星を最大10個選択し、中赤外ELTを使用してこれらの惑星の中解像度(R$\sim$1000)の直接イメージングをシミュレートします。イメージャおよび分光器(ELT/METIS、3-5.6$\mu$m)および高角度分解能モノリシック光学および近赤外積分フィールド分光器(ELT/HARMONI、0.5-2.45$\mu$m)。CH$_4$、O$_2$、H$_2$O、CO$_2$などのバイオシグネチャーを検出するための$S/N$を計算します。我々の結果は、GJ887~bがバイオシグネチャーの検出$S/N$が最も高く、ProximaCenbがELT/METIS直接イメージングのターゲットの中で唯一検出可能なCO$_2$を示すことを示しています。また、近くを通過する岩石惑星系の原型であるTRAPPIST-1系についても調査し、JWSTによる通過分光法のバイオシグネチャー検出$S/N$とELT/HARMONIによる直接分光法の比較を行った。私たちの研究結果は、JWSTが、近くの非通過惑星よりも比較的遠くにあり、角度間隔が小さいTRAPPIST-1のような通過惑星系の大気の検出と特徴付けに適していることを示しています。
彗星 81P/ワイルド 2: 太陽系の野生の青春の記録
NASAのスターダスト計画は、2006年1月15日に、実験室研究のために彗星81P/ワイルド2(「ヴィルト2」と発音)の昏睡状態にある岩石物質を地球に帰還させました。ワイルド2彗星には揮発性の氷が含まれており、海王星の軌道を越えて降着した可能性があります。ワイルド2のサンプルには、原始分子雲物質、つまり星間粒子や星周粒子が豊富に含まれていると予想されていました。その代わりに、ワイルド2の星間成分は非常にわずかであり、戻ってきた粒子のほぼすべてが太陽系星雲の広範囲で多様な領域で形成されたことが判明しました。Wild2物質のいくつかの特徴は原始的なコンドライトに似ていますが、その組成の多様性は、小惑星とは非常に異なる起源と進化の歴史を証明しています。ワイルド2彗星は、既知の小惑星との連続体上には存在しません。ワイルド2には小惑星からの衝突破片はほとんど存在せず、太陽系星雲が分散する前に太陽系の外側と内側(形成中の木星によって作られたと推定される隙間の向こう側)から塵が降着した可能性があります。彗星には多様な天体があり、ワイルド2は、若い太陽系で処理された塵の大部分が降着した彗星の一種である可能性があります。
岩石惑星形成中の揮発性元素の分布
| Title |
The_distribution_of_volatile_elements_during_rocky_planet_formation |
| Authors |
Terry-Ann_Suer,_Colin_Jackson,_Damanveer_S._Grewal,_Celia_Dalou_and_Tim_Lichtenberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18262 |
核偏析と大気形成は、その形成中に岩石惑星内およびその周囲に揮発性元素である水素(H)、炭素(C)、窒素(N)、硫黄(S)を再分布させる2つの主要なプロセスです。定義上、揮発性元素はガス状の貯留層に蓄積し、大気を形成します。しかし、初期の惑星形成の条件下では、これらの元素は親好性物質（つまり、鉄を好む物質）としても振る舞い、核を形成する金属に集中する可能性があります。現在の核形成モデルは、金属とケイ酸塩の反応が幅広い圧力、温度、組成空間にわたって起こり、最終的には岩石惑星の核とケイ酸塩部分の化学的性質に影響を与えることを示唆している。さらに、マグマ中の揮発性元素の溶解度は、惑星の内部と大気の間での揮発性元素の移動を決定します。このことは、高度に放射線を浴びた潜在的に溶融した系外惑星の状況で、最近より鮮明になっています。最近、岩石惑星の形成に関連する広範囲の条件にわたって、揮発性元素の金属ケイ酸塩とマグマガスの交換係数を実験的に調査することが大きく推進されています。定性的には、金属ケイ酸塩分配研究の結果は、かなりの量がマントルに残るものの、岩石惑星の核が揮発性元素の主要な貯蔵庫である可能性があることを示唆している。溶解度研究の結果は、酸化条件下では、大部分のHとSはマグマオーシャンに隔離される一方、大部分のNは大気中に放出され、Cは大気と内部にほぼ均等に分布していることを示唆しています。還元条件下では、ほぼすべてのNがマグマオーシャンに溶解し、大気が主なC貯留層になりますが、Hは内部と大気の間でより均等に分布し、Sは主に内部に残ります。
EX Lupi の JWST 線スペクトルの 2D ディスク モデリング
私たちは、原始惑星系円盤のJWST線スペクトルをより適切に予測および解析するために、熱化学円盤モデリングコードProDiMoに多くの新しい理論的アプローチと改良を導入しました。我々は、ディスク形状に対する新しいラインエスケープ確率法、ダスト沈降のための新しいスキームを開発し、2Dディスク形状における光率にUV分子遮蔽係数を適用する方法を議論します。我々は、これらの仮定がガスの加熱/冷却速度の決定に重要であることを示し、それらの仮定が予測される分子濃度とライン放出にどのように影響するかを議論します。修正した2Dモデルを、静止状態にあるTおうし座EXルピ星の周りの原始惑星系円盤に適用します。分子存在量、塵の不透明度、ガスと塵の温度の完全な2D予測を使用して、原子とイオンの線を含む、CO、H2O、OH、CO2、HCN、C2H2、H2による5～20マイクロメートルの赤外線線発光スペクトルを計算します。私たちは、スペクトルエネルギー分布、EXルピのJWSTスペクトルの全体的な形状、および柱密度、発光領域の観点から観察される主な分子特性を同時に適合させることができる、内側のリムの周りにゆっくりと増加する表面密度構造を備えた円盤モデルを開発します。分子の放出温度はすべて、1つの一貫したディスクモデルから得られます。さまざまな分子の線発光領域の空間構造について説明します。このモデルでは、内縁周囲のガスへの恒星のX線照射により、大量のHCNとC2H2が発生します。
AESTRA: 恒星活動の存在下での正確な動径速度推定のための深層学習
| Title |
AESTRA:_Deep_Learning_for_Precise_Radial_Velocity_Estimation_in_the_Presence_of_Stellar_Activity |
| Authors |
Yan_Liang,_Joshua_N._Winn,_Peter_Melchior |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18326 |
恒星の活動は正確な動径速度測定を妨げ、惑星、特に地球に似た惑星を検出して特徴付ける能力を制限します。正確な動径速度測定のための深層学習手法である\aestra(Auto-EncodingSTellarRadial-velocityandActivity)を紹介します。これは、星の静止フレームスペクトルの現実的なモデルを作成することを学習するスペクトル自動エンコーダーと、線プロファイルの変動によるスプリアスシフトが存在する中で真のドップラーシフトを識別することを学習する動径速度推定器を組み合わせています。\aestraは自己監視型であるため、トレーニングに「地上の真実」の動径速度を必要とせず、真実が不明な系外主星にも適用できます。1,000のシミュレートされたスペクトルを含むテストでは、\aestraは、スペクトルあたり3m/sの活動誘発ノイズと0.3m/sの光子ノイズが存在する場合でも、0.1m/sという低い惑星信号を検出できます。
(5026) マルテスと 2005 WW113 小惑星ペアの軌道の数値積分の結果
非常に若い小惑星ペア(5026)マルテスと2005WW113の軌道力学を数値積分によって研究しました。我々は、地球との平均運動共鳴3:11によって、ペア(5026)火星のより大きなメンバーの強い共鳴摂動を発見した。境界のない二次波(2005WW113)は共鳴から遠く離れたところに移動し、摂動を受けません。
K2 VII のスケーリング: 中間年代における高温の亜海王星の出現率が高いことの証拠
| Title |
Scaling_K2_VII:_Evidence_for_a_high_occurrence_rate_of_hot_sub-Neptunes_at_intermediate_ages |
| Authors |
Jessie_L._Christiansen,_Jon_K._Zink,_Kevin_K._Hardegree-Ullman,_Rachel_B._Fernandes,_Philip_F._Hopkins,_Luisa_M._Rebull,_Kiersten_M._Boley,_Galen_J._Bergsten,_and_Sakhee_Bhure |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18709 |
NASAK2ミッションは、双子に近い年齢600～800ミリ年のプレセペ星団とヒアデス星団を含む4つの若い星団の高精度時系列測光を取得しました。高温の海王星は主星に近く、結合が弱いガス状のエンベロープにあるため、質量損失メカニズムが非常に起こりやすく、若い年齢でこの集団を分析すると、惑星進化モデルに強い制約が与えられる可能性があります。自動通過検出パイプラインを使用して、以前に確認された10個の惑星を含む2つのクラスター全体で15個の惑星候補を回収します。プラセペ星団内のGKM星の熱い海王星下の出現率は79～107%であることがわかりました。これは、わずかに超太陽の金属量を考慮した後でも、K2によって観測された、年齢3～9ギルのGKM野星を周回する同じ惑星の出現率16.54+1.00-0.98%よりも2.5～3.5シグマ高いです([Fe/H]~0.2dex)のプレセペ星団。ヒアデス星団から約100個のターゲットを追加し、調査対象の惑星パラメーター空間を拡張した場合の影響を調べたところ、両方のケースで同様に高い発生率が見つかりました。若い高温の海王星の出現率が高いということは、これらの惑星が加齢に伴って大気の進化を遂げているか、銀河系がはるかに若い頃に形成された惑星系が現在とは大きく異なっていることを示している可能性があります。大気の質量減少シナリオの仮定の下では、プラセペとヒアデスの中間年齢におけるこれらの惑星の出現率が著しく高いことは、光蒸発と比較して、熱い海王星下の人口を形成する核動力による質量減少シナリオとより一致しているように思われる。シナリオ。
FIRE ハローのライマン リミット システムの一部をカバーする HI
原子状水素(HI)は、星の形成などの銀河スケールの特性と宇宙の大規模構造を結び付ける上で重要な役割を果たします。最近の数値シミュレーションでは、ライマンブレイク銀河(LBG)付近および赤方偏移$z\lesssim3$の発光クェーサーの前景で観測されたHIの被覆率との一致に成功しましたが、低質量端は観測ではまだ解明されていません。そして計算による調査。私たちは、ライマン限界システム($N_{\mathrm{HI}}}\gtrsim10^{17.2}$cm$^{-2}$)の広範囲の赤方偏移($z=0-6$)およびハロー質量($10^8-10^{13}M_{\odot}$)活動銀河核(AGN)からのフィードバックがない場合、$z=0$では$10^8-10^{11}M_{\odot}$、$z=6$では$10^8-10^{11}M_{\odot}$)。ハロー内部の被覆率は赤方偏移に伴って大幅な増加を示し、より高質量のハローではハロー質量への依存性が弱いことがわかりました。大規模なハロー($M_{\mathrm{vir}}\sim10^{11}-10^{12}M_{\odot}$)の場合、放射状プロファイルはスケール不変性を示し、質量から独立したままになります。動径依存性は、フィッティング関数によって適切に捕捉されます。シミュレーションにおける被覆率は、LBGの被覆率の測定値とよく一致しています。私たちの包括的な解析により、将来の観測で抑制を目指す$M_{\mathrm{vir}}\lesssim10^{10}M_{\odot}$のハローの赤方偏移とハロー質量の複雑な依存関係が明らかになり、物理学への重要な洞察が得られます。構造形成とガス集合の研究。
アルマ望遠鏡でホットコアの内部を探る：大質量原始星核への螺旋降着 G336.01-0.82
| Title |
Digging_into_the_Interior_of_Hot_Cores_with_ALMA:_Spiral_Accretion_into_the_High-mass_Protostellar_Core_G336.01-0.82 |
| Authors |
Fernando_Olguin,_Patricio_Sanhueza,_Huei-Ru_Vivien_Chen,_Xing_Lu,_Yoko_Oya,_Qizhou_Zhang,_Adam_Ginsburg,_Kotomi_Taniguchi,_Shanghuo_Li,_Kaho_Morii,_Takeshi_Sakai,_Fumitaka_Nakamura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18006 |
我々は、アタカマ大型ミリ波サブミリ波アレイ（ALMA）を用いて、ホット星の内部探査の一環として、高質量星形成核G336.01-0.82を1.3mm、0.05インチ（約150天文単位）の角度分解能で観察しました。アルマ望遠鏡（DIHCA）によるコア調査。これらの高解像度の観察により、星周円盤の反対側に給電する2つのらせん状のストリーマーが詳細に明らかになります。CH$_3$OHからの分子線放出は、降下と一致するストリーマに沿った速度勾配を示している。同様に、回転と落下を伴う平らな包絡線モデルは、中心源の質量が10M$_\odot$より大きく、遠心障壁が300auであることを意味します。遠心バリアの位置は、連続放出の局所的なピークと一致します。私たちは、渦巻きストリーマによってもたらされたガスが遠心力の障壁に蓄積しており、それが将来の降着バースト現象を引き起こす可能性があると主張しています。~$4\times10^{-4}$M$_\odot$yr$^{-1}$という合計の高い降水率は、吹流しに沿って観測された速度勾配にモデルを照合することによって導出されます。それらの寄与は地球規模の核の降下率の20～50%を占めており、ストリーマーが大質量星の形成に重要な役割を果たしていることが示されている。
Mg II ダブレットを使用して 14 個の HETDEX 銀河からのライマン連続体脱出率を予測する
| Title |
Using_Mg_II_Doublet_to_Predict_the_Lyman_Continuum_Escape_Fraction_from_14_HETDEX_Galaxies |
| Authors |
Victoria_Salazar,_Floriane_Leclercq,_John_Chisholm,_Gary_J._Hill,_Gregory_R._Zeimann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18008 |
どの源が宇宙を再電離したかを制約するには、電離光子(ライマン連続体、LyC)の脱出の間接的な診断が必要です。我々は、ホビー・エバーリー望遠鏡の暗黒エネルギー実験(HETDEX)から選択された14個の銀河のLyC脱出率fesc(LyC)を、MgIIの特性のみに基づいて予測するためにMgIIを使用しました。HETの低解像度分光器(LRS2)を使用して、MgII輝線を特徴付け、2つの異なる方法を使用して考えられるLyCリーカーを特定しました。方法に応じて7つと5つの候補LyCリーカーが見つかりました。fesc(LyC)の範囲は3～80%でした。興味深いことに、我々のターゲットは多様な[OIII]/[OII]比(O32)を示し、強力な推定LyC候補は以前に確認されたLyCリーカーサンプルよりも低いO32値を示しています。さらに、粉塵とfesc(LyC)との相関関係も確認されました。私たちのサンプルの今後のHST/COSLyC観測により、MgIIと塵がfesc(LyC)の予測因子であることが確認され、高赤方偏移銀河の将来のJWST研究に洞察が提供されます。
アクティブ ラーニングがフラクタル決定境界と出会う: シトニコフの三体問題からの教訓
| Title |
Active_learning_meets_fractal_decision_boundaries:_a_cautionary_tale_from_the_Sitnikov_three-body_problem |
| Authors |
Nicolas_Payot,_Mario_Pasquato,_Alessandro_Alberto_Trani,_Yashar_Hezaveh_and_Laurence_Perreault-Levasseur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18010 |
重力N体問題などのカオス系は天文学のいたるところに存在します。機械学習(ML)は、そのようなシステムの進化を予測するためにますます導入されています。シミュレーションの高速化を目的としています。アクティブラーニング(AL)などの戦略は、MLトレーニングを最適化するための自然な選択です。ここでは、カオス的な動作を示すN体問題の最も単純なケースであるシトニコフ三体問題の安定性を予測する際のALの失敗を紹介します。この失敗を、分類問題の決定境界のフラクタルな性質に関連付けます。これは、星団物理学、銀河力学、または宇宙論のコンテキストでALを介してN体シミュレーションの大規模なセットを最適化する際の潜在的な落とし穴です。
| Title |
Supermassive_Black_Hole_Binaries_in_Ultralight_Dark_Matter |
| Authors |
Benjamin_C._Bromley,_Pearl_Sandick,_Barmak_Shams_Es_Haghi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18013 |
私たちは、超大質量ブラックホール(SMBH)連星の進化と、それらの合体が超軽量暗黒物質(ULDM)によって促進される可能性を調査します。ULDMが銀河の主要な暗黒物質(DM)構成要素である場合、その波の性質により、銀河のハロー全体で巨大な準粒子の形成が可能になります。今回我々は、準粒子とSMBH連星との個々の出会いが、連星からのエネルギーと角運動量の効率的な抽出につながる可能性があることを示す。ULDMの比較的短いコヒーレンス時間は、大規模な準粒子の定常状態集団を提供し、その結果、最終的なパーセク問題に対する潜在的な解決策となります。さらに、星の存在下では、ULDM準粒子が巨大な摂動体としても機能して、星の緩和率を局所的に高め、星の損失円錐を効率的に補充し、その結果、最終的なパーセク問題を解決できることを実証します。
銀河団の謎を解く：X線スペクトルの反復推論デコンボリューション
| Title |
Unraveling_the_Mysteries_of_Galaxy_Clusters:_Recurrent_Inference_Deconvolution_of_X-ray_Spectra |
| Authors |
Carter_Rhea,_Julie_Hlavacek-Larrondo,_Ralph_Kraft,_Akos_Bogdan,_Alexandre_Adam,_Laurence_Perreault-Levasseur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18014 |
X線スペクトル解析の分野では、観測されたスペクトルは長い間、機器応答関数と固有スペクトルの間の畳み込みの結果であったため、スペクトルの真の性質はとらえどころのないままでした。この研究では、リカレントニューラルネットワークフレームワークであるリカレント推論マシン(RIM)を使用して、機器応答関数からの固有スペクトルの高精度のデコンボリューションを実現します。当社のRIMモデルは、最先端の熱力学モデルとチャンドラX線天文台のアーカイブから得た本物の応答行列に基づいて細心の注意を払ってトレーニングされています。驚くべき精度を示し、私たちのモデルは1シグマ誤差レベルをはるかに下回る固有スペクトルの再構築に成功しました。私たちは、最近打ち上げられたX線望遠鏡XRISMの重要な校正ターゲットである銀河団アベル1550の実際のチャンドラ観測を通じて、この新しいアプローチの実用化を紹介します。この研究は、X線スペクトル解析の分野における大きな進歩を示し、これまで隠されていたスペクトルの洞察を解明するための有望な道を提供します。
広帯域色に多様体学習を適用して銀河の分光的特徴を予測: 概念実証と Euclid、Roman、Rubin LSST への潜在的な応用
| Title |
Predicting_the_Spectroscopic_Features_of_Galaxies_by_Applying_Manifold_Learning_on_Their_Broad-Band_Colors:_Proof_of_Concept_and_Potential_Applications_for_Euclid,_Roman,_and_Rubin_LSST |
| Authors |
Marziye_Jafariyazani,_Daniel_Masters,_Andreas_Faisst,_Harry_Teplitz,_Olivier_Ilbert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18015 |
前例のない量の測光データと分光データを提供する大規模銀河調査の時代に入り、銀河のスペクトルエネルギー分布を分析するための、より効率的でデータ駆動型でモデル依存性の少ない技術の必要性が高まっています。この研究では、分光法がサンプルの一部にしか利用できない場合でも、多様体学習アプローチを利用することで、広帯域測光から大規模な銀河サンプルの分光的特徴を推定できることを実証します。これは、銀河の広帯域色に自己組織化マップ(SOM)アルゴリズムを適用し、部分的に利用可能な分光情報を学習済みマップにマッピングすることによって行われます。このパイロット研究では、COSMOS分野で等級が制限された銀河サンプルにおける4000Aのブレークを推定することに焦点を当てています。観測された銀河の色(ugrizYJH)と、LEGA-CおよびzCOSMOS分光調査からのサンプルの一部の分光測定を使用して、親測光サンプルのこの特徴を推定します。使用された分光調査の不確かさの約2倍の不確かさを持つ広帯域の色のみを持つ銀河のD4000特徴を回復します。これらの測定値を使用して、サンプル内の銀河のD4000と恒星質量の間に正の相関関係があり、恒星質量が固定された赤方偏移の大きい銀河ではD4000の特徴が弱くなることが観察されました。これらは、銀河形成の縮小シナリオとその特定の星形成速度の減少、およびこの期間における恒星集団の老化によって説明できます。
miniJPASの調査。 $z \sim 0.7$ までの銀河の光度と恒星の質量関数の進化
| Title |
The_miniJPAS_survey._Evolution_of_the_luminosity_and_stellar_mass_functions_of_galaxies_up_to_$z_\sim_0.7$ |
| Authors |
L.A._D\'iaz-Garc\'ia,_R.M._Gonz\'alez_Delgado,_R._Garc\'ia-Benito,_G._Mart\'inez-Solaeche,_J._E._Rodr\'iguez-Mart\'in,_C._L\'opez-Sanjuan,_A._Hern\'an-Caballero,_I._M\'arquez,_J.M._V\'ilchez,_R._Abramo,_J._Alcaniz,_N._Ben\'itez,_S._Bonoli,_S._Carneiro,_A.J._Cenarro,_D._Crist\'obal-Hornillos,_R.A._Dupke,_A._Ederoclite,_A._Mar\'in-Franch,_C._Mendes_de_Oliveira,_M._Moles,_L._Sodr\'e,_K._Taylor,_J._Varela,_and_H._V\'azquez_Rami\'o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18051 |
私たちは、マルチフィルター調査からのデータのみを使用して銀河の光度と恒星質量関数(LMF)を制約するための堅牢な方法論を開発し、$z\sim0までのminiJPASLMFの進化を決定するためのこれらの技術の可能性をテストすることを目指しています。.7ドル。各miniJPAS銀河の星の質量と$B$バンドの明るさは、SEDフィッティングコードMUFFITの更新バージョンを使用して制約されます。その値は複合恒星集団モデルとminiJPAS測光赤方偏移の確率分布関数に基づいています。銀河は、消滅を補正した恒星質量と静止系カラー図によって分類されます。光束が制限されたサンプル($r_\mathrm{SDSS}<22$)に制限を設定するために、さまざまな恒星の質量と光度の完全性制限が設定され、赤方偏移の関数としてパラメーター化されます。miniJPASLMFは、不確実性、縮退、確率、完全性、事前分布を考慮した新しい最尤法を介してシェクター様関数に従ってパラメータ化されます。全体として、我々の結果は、以前の研究と一致して、miniJPASLMFの赤方偏移($0.05<z<0.7$)によるスムーズな進化を示しています。星形成銀河のLMF進化には、主にこれらの機能の明るくて重い端が関与しますが、静止銀河のLMFは、その暗くて質量の少ない端でも無視できない進化を示します。全球の$B$バンド光度密度の宇宙の進化は、$z=0.7$から0まで~0.1dex減少しますが、静止銀河の場合、この量はほぼ一定のままです。対照的に、星の質量密度は同じ赤方偏移範囲で約0.3dex増加します。このような進化は主に静止銀河によって引き起こされます。これは、この種の銀河の数が全体的に増加しているためであり、その中には大多数の最も重い銀河が含まれています(60$\log_{10}(M_\star/M_\odot)>10.7$)の銀河の割合は100%)。
星形成銀河の円盤からの中赤外放射を記述する 2 成分の確率分布関数
| Title |
A_Two-Component_Probability_Distribution_Function_Describes_the_mid-IR_Emission_from_the_Disks_of_Star-Forming_Galaxies |
| Authors |
Debosmita_Pathak,_Adam_K._Leroy,_Todd_A._Thompson,_Laura_A._Lopez,_Francesco_Belfiore,_Mederic_Boquien,_Daniel_A._Dale,_Simon_C._O._Glover,_Ralf_S._Klessen,_Eric_W._Koch,_Erik_Rosolowsky,_Karin_M._Sandstrom,_Eva_Schinnerer,_Rowan_Smith,_Jiayi_Sun,_Jessica_Sutter,_Thomas_G._Williams,_Frank_Bigiel,_Yixian_Cao,_Jeremy_Chastenet,_Melanie_Chevance,_Ryan_Chown,_Eric_Emsellem,_Christopher_M._Faesi,_Kirsten_L._Larson,_Janice_C._Lee,_Sharon_Meidt,_Eve_C._Ostriker,_Lise_Ramambason,_Sumit_K._Sarbadhicary,_David_A._Thilker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18067 |
近くの渦巻銀河の高解像度JWST-MIRI画像は、巨大な若い星と拡散星間放射線場の両方によって加熱された塵を追跡する複雑な下部構造を伴う発光を明らかにします。我々は、19年からの中赤外線(中IR)放射(7.7-21$\mu$m)の確率分布関数(PDF)の高角度(0."85)および物理分解能(20-80pc)の測定結果を提示します。PHANGS-JWSTサイクル1宝庫からの近くの星形成銀河。19個の銀河すべての円盤からの中赤外放射のPDFは、低強度でのほぼ対数正規分布と高強度パワーの2つの異なる成分を一貫して示しています。これら2つの成分は、個々の星形成領域が解決された場合にのみ現れます。VLT/MUSEH$\alpha$マッピングから特定されたHII領域の位置と比較すると、べき乗則成分は星形成から生じると推測されます。領域であり、主に若い星によって加熱された塵を追跡します。連続体が支配的な21$\mu$m帯域では、べき乗則がより顕著で、全磁束のおよそ半分が含まれます。7.7～11.3$\mu$mでは、べき乗則は、HII領域に近い小さな粒子(PAHを含む)の破壊によって抑制されますが、拡散領域の塵柱を追跡する対数正規成分がより顕著に見えます。銀河円盤内の対数正規拡散放出PDFの幅と形状はサンプル全体で一貫しており、対数正規ガス柱密度$N$(H)$\about10^{21}$cm$^{-2}を示唆しています。$は、典型的な(等温)乱流マッハ数$\約5-15$を持つ超音速乱流によって形成されます。最後に、銀河円盤のPDFが塵の多いHII領域と拡散ガスからどのように組み立てられるかを説明し、測定されたPDFパラメーターが星形成速度やガス表面密度などの全体的な特性とどのように相関するかを議論します。
MBH 連星侵入者: 宇宙論的シミュレーションからの三重系
| Title |
MBH_binary_intruders:_triple_systems_from_cosmological_simulations |
| Authors |
Mohammad_Sayeb,_Laura_Blecha,_Luke_Zoltan_Kelley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18228 |
大質量ブラックホール(MBH)連星は銀河の合体後に形成される可能性がありますが、これが必ずしもハッブル時間内にMBH連星合体につながるとは限りません。合併のタイムスケールは、MBHがガスや恒星の背景、および重力波(GW)によってどれだけ効率的に軌道エネルギーを失うかによって決まります。これらのメカニズムが非効率的なシステムでは、バイナリの吸気時間が、その後の銀河合体によってシステムに3番目のMBHがもたらされるのに十分な長さになる可能性があります。この研究では、Illustris宇宙論的流体力学シミュレーションで三重MBHシステムの集団を特定し、特徴付けます。トリプルMBHシステムの相当な発生率がわかります。私たちの基準モデルでは、すべてのバイナリシステムの22%がトリプルを形成し、そのうちの$>70$%には、$z=0$によってマージされないバイナリが含まれています。さらに、トリプルの重要なサブセット(すべてのバイナリの6%、またはすべてのトリプルの4分の1以上)がパーセクスケールでトリプルシステムを形成しており、3つのBHは強い三体相互作用を受ける可能性が最も高くなります。重要なことに、三重出現率はバイナリ吸気モデルの重要なパラメータ（バイナリ離心率と恒星の損失円錐再充填率）に弱い依存性しかないことがわかりました。また、二元系対三重系MBH集団のホスト銀河の特性にも強い傾向は観察されません。我々の結果は、トリプルシステムがMBH合併率を高め、それによってパルサータイミングアレイとLISAで検出可能な低周波数GW信号を強化する可能性を示しています。
自然 vs. 育成: 銀河の星形成活動に対する環境の影響を再考する
| Title |
Nature_vs._Nurture:_Revisiting_the_environmental_impact_on_star_formation_activities_of_galaxies |
| Authors |
Ke_Shi,_Nicola_Malavasi,_Jun_Toshikawa_and_Xianzhong_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18427 |
私たちは、最新のCOSMOS2020カタログから$z<4$にある$\sim$170k銀河の質量完全サンプルを使用して、銀河の星形成活動に対する環境影響の体系的な研究を発表します。$z<1$では、すべての銀河の平均星形成率(SFR)が環境密度の増加とともに減少することがわかります。しかし、星形成銀河のみを考慮すると、$z<1$で平均SFRは環境に依存しなくなります。$z>2$では、すべての銀河のSFRと環境密度の間に明確な正の相関関係が観察されます。一方で、$z<1$の星形成銀河を除くすべての赤方偏移において、銀河の恒星質量は環境とともに著しく増加する。$z<2$では環境密度の増加とともに静止銀河の割合が増加し、$z\sim1$までは「形態と密度」の関係が存在することが確認された。また、$z>1$では環境消光は無視できるが、すべての赤方偏移において質量消光が大質量銀河の支配的な消光メカニズムであることも判明した。これらの結果に基づいて、我々は、星の質量によって調節される物理的過程が銀河の星形成活動の主な原動力である可能性があると主張する。赤方偏移が低い($z<1$)場合、大質量銀河は主に質量が大きいために消光され、通常の「SFR密度」関係が得られます。高い赤方偏移($z>2$)では、ほとんどの銀河は星形成の主系列に厳密に従う星形成銀河であり、異なる環境での星の質量の違いは自然に「SFR密度」の逆転につながります。'関係。
星形成とガス密度の関係における恒星フィードバック: シミュレーションと観測の比較
| Title |
Stellar_Feedback_in_the_Star_Formation-Gas_Density_Relation:_Comparison_between_Simulations_and_Observations |
| Authors |
Paolo_Suin,_Annie_Zavagno,_Tine_Colman,_Patrick_Hennebelle,_Antoine_Verliat,_Delphine_Russeil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18522 |
コンテクスト。恒星形成率(SFR)と表面ガス密度を関連付けるケニカット・シュミットの法則(KS則)に対する恒星のフィードバックの影響は、現在も議論されているテーマです。さまざまなプロセスが同時に進行しており、固有のバイアスがあるため、個々の雲の観測結果を解釈するのは困難です。したがって、恒星フィードバックの役割を理解し、観察可能な兆候を特定するには、数値調査が必要です。目的。私たちは、観察および分析できる明確な兆候を特定することを目的として、KS則に対する恒星フィードバックの役割を調査します。方法。さまざまなフィードバック処方の下で進化する$10^4\,M_{\odot}$クラウドのMHD数値シミュレーションを分析します。一連のシミュレーションには4種類のフィードバックが含まれています。原始星ジェットのみを使用したもの、大質量星からの電離放射線$(>8\,M_{\odot})$を使用したもの、その両方を使用したもの、恒星フィードバックなしのものです。これらのシミュレーションを既存の観測結果と比較するために、観測研究に適用されるのと同じ手法を採用してその進化を分析します。次に、データが典型的な観察バイアスの影響を受けた場合に、同じ分析がどのように変化するかをシミュレーションします。結論。恒星フィードバックの存在は、KS関係と自由落下時間あたりの星形成効率($\epsilon_\mathrm{ff}$)に強く影響します。その影響は主に、クラウドの構造に対する影響によって決まります。私たちの雲で測定された$\epsilon_\mathrm{ff}$は、実際の雲で通常観察される値よりも高くなりますが、観測バイアスを模倣する処方を適用すると、期待値との良好な一致が回復しました。したがって、観測結果は合計SFRを過小評価する傾向があると推測できます。さらに、これは、シミュレーションに含まれる物理学が、$\epsilon_\mathrm{ff}$の設定に寄与する基本メカニズムを再現するのに十分であることを示している可能性があります。
さまざまな種類の氷に対する NH3 の結合エネルギーと、NH3 と H2O の雪線への影響に関する実験的研究
| Title |
Experimental_study_of_the_binding_energy_of_NH3_on_different_types_of_ice_and_its_impact_on_the_snow_line_of_NH3_and_H2O |
| Authors |
S._Kakkenpara_Suresh,_F._Dulieu,_J._Vitorino,_P._Caselli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18619 |
窒素を含む分子(N2H+やNH3など)は、密集した雲のコアのような高密度、低温領域の優れたトレーサーであり、原始惑星系円盤の雪線や彗星の化学進化に光を当てる可能性があります。しかし、これらの分子の粒子表面の化学的性質については不確実性が存在しており、それがそれらの形成と進化に重要な役割を果たしている可能性があります。この研究では、他の主要な星間氷成分(つまり、H2O、CO、CO2)と並んで、星間条件下で粒子を模倣した表面上のNH3の挙動を実験的に調査します。私たちは、超高真空(UHV)セットアップVENUS(VErsdesNoUvellesSyntheses)を使用して、NH3と他の吸着質(ここでは、H2O、13CO、およびCO2)の共堆積実験を実行し、温度プログラム脱着(TPD)および温度プログラム中の温度プログラム脱着を実行しました。暴露脱着(TP-DED)実験。基板上のNH3のTPDプロファイルの解析により、結晶氷(CI)およびコンパクトアモルファス固体水(c-ASW)上のNH3の結合エネルギー(BE)分布を得た。NH3-13CoまたはNH3-CO2の共堆積混合物にH2Oが導入され、H2Oが存在しない場合には、脱着の大幅な遅延とNH3の脱着速度の低下が観察されます。第二に、H2Oは、水の非晶質から結晶質への相変化中に放出される、共堆積したNH3のほぼ5～9パーセントを捕捉します。第三に、CIについては、前指数係数A=1.94e15s-1を使用して、3780K～4080Kの範囲のBE分布と、3780K～5280Kの範囲のc-ASW分布を取得しました。量子計算と一致して、NH3の挙動は水素結合の形成によりH2Oの存在によって大きく影響されると結論付けています。この相互作用により、粒子表面上のNH3が高温まで保存され、原始惑星系円盤の中心の原始星が利用できるようになります。これは、恒星以前の核でNH3が凍結することがなぜ効率的であるのかも説明します。
ツヴィッキー一時施設からの 5 年間の測光におけるマイクロレンズ イベント
| Title |
Microlensing_Events_in_Five_Years_of_Photometry_from_the_Zwicky_Transient_Facility |
| Authors |
Ruocheng_Zhai,_Antonio_C._Rodriguez,_Casey_Y._Lam,_Eric_C._Bellm,_Josiah_Purdum,_Frank_J._Masci,_and_Avery_Wold |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18627 |
マイクロレンズには、自由浮遊惑星、中性子星、恒星質量ブラックホールなど、天の川銀河内の暗い天体を検出するための独自の利点があります。ほとんどのマイクロレンズ調査は銀河バルジに焦点を当てており、そこでは星の密度が高いほど事象発生率が高くなります。しかし、銀河面でのマイクロレンズ現象はより近く、より長い時間スケールで起こります。これにより、暗いレンズの質量に対する独立した制約として機能するマイクロレンズ視差のより適切な測定が可能になります。この研究では、銀河面領域$|b|の2018年から2023年までのZwickyTransientFacility(ZTF)データリリース17におけるマイクロレンズ現象を系統的に検索しました。<20^\circ$。124個の信頼度の高いマイクロレンズイベントと54個の考えられるイベントが見つかりました。イベントの選択では、効率的な\texttt{EventFinder}アルゴリズムを使用してマイクロレンズ信号を検出します。これは、将来のZTFデータリリースやルービン天文台のレガシー時空調査(LSST)からのデータなどの大規模なデータセットに使用できる可能性があります。カタログレベルのシミュレーションからのZTF場の検出効率を使用して、アインシュタインの平均タイムスケールは$\langlet_\mathrm{E}\rangle=51.7\pm3.3$日と計算され、銀河面に関する以前の結果よりも1.5以内に小さくなります。-$\シグマ$。私たちは光学深度とイベント率を計算しますが、最終サンプルの作成では目視検査を使用するため、慎重に解釈します。DR17には2年分のZTFデータが追加され、3年間のDR5検索で見つかったマイクロレンズイベントの量(60件)が2倍以上になり、以前よりも長いアインシュタインタイムスケールのイベントが見つかりました。
ジェイド: 高い赤方偏移で不明瞭な細い線の AGN が多数存在する
| Title |
JADES:_A_large_population_of_obscured,_narrow_line_AGN_at_high_redshift |
| Authors |
Jan_Scholtz,_Roberto_Maiolino,_Francesco_D'Eugenio,_Emma_Curtis-Lake,_Stefano_Carniani,_Stephane_Charlot,_Mirko_Curti,_Maddie_S._Silcock,_Santiago_Arribas,_William_Baker,_Rachana_Bhatawdekar,_Kristan_Boyett,_Andrew_J._Bunker,_Alex_Cameron,_Jacopo_Chevallard,_Chiara_Circosta,_Daniel_J._Eisenstein,_Kevin_Hainline,_Ryan_Hausen,_Xihan_Ji,_Zhiyuan_Ji,_Benjamin_D._Johnson,_Nimisha_Kumari,_Tobias_J._Looser,_Jianwei_Lyu,_Michael_V._Maseda,_Eleonora_Parlanti,_Michele_Perna,_Marcia_Rieke,_Brant_Robertson,_Bruno_Rodr\'iguez_Del_Pino,_Fengwu_Sun,_Sandro_Tacchella,_Hannah_\"Ubler,_Giacomo_Venturi,_Christina_C._Williams,_Christopher_N._A._Willmer,_Chris_Willott,_Joris_Witstok |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18731 |
我々は、JADES分光探査によるJWST/NIRSpecによる2つの最も深い観測で42個の細線活動銀河核(タイプ2AGN)候補を同定したことを紹介します。スペクトル範囲と観察の深さにより、z=10までのレストフレームの光学輝線とUV輝線の両方に基づいて細線AGNを選択することができます。銀河の金属性の減少により、$z>3$では、標準的な光学診断図(N2-BPTまたはS2-VO87)では、多くのAGNを他の光イオン化源から区別できなくなります。したがって、HeII$\lambda$4686、HeII$\lambda$1640、NeIV$\lambda$2422、NeV$\lambda$3420、NV$\lambda$1240などの高電離線も他のUV遷移と組み合わせて使用します。AGNの存在を追跡します。209個の親銀河の親サンプルから、42個のタイプ2AGN(ただし、そのうち10個は暫定的)を特定しました。これにより、タイプ2AGNをホストするJADES内の銀河の一部が約$20\pm3$\%となり、これは進化しません。選択されたタイプ2AGNの推定光度は$10^{41.3-44.9}$ergs$^{-1}$、主銀河の恒星質量は$10^{7.2-9.3}$M$_{\odot}$。選択されたAGNホスト銀河の星形成速度は、星形成主系列の速度と一致しています。z=4-6のAGNホスト銀河は$\sim$8-30\%をUV光度関数に寄与し、UV光度とともにわずかに増加します。
VLAフレームEx。 I. NGC 4388 における AGN の広帯域無線特性
| Title |
VLA_FRAMEx._I._Wideband_Radio_Properties_of_the_AGN_in_NGC_4388 |
| Authors |
Andrew_J._Sargent,_Travis_C._Fischer,_Megan_C._Johnson,_Alexander_J._van_der_Horst,_Nathan_J._Secrest,_Onic_I._Shuvo,_Phil_J._Cigan,_Krista_L._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18833 |
我々は、AGN降着物理と波長依存性の関係を理解するためのプログラムである基礎参照活動銀河核(AGN)モニタリング実験(FRAMEx)の一環として、カール・G・ジャンスキー超大型アレイ(VLA)観測から得られた最初の結果を発表する。時間の関数としての位置。このVLA調査では、広帯域モードのVLAを使用して、硬X線で選択された25個のAGNの完全なボリュームサンプルから無線特性を調査します。我々は、すべての偏波プロダクトを使用して$4～12$GHzでAアレイ構成のターゲットを観察しました。この研究では、この調査のためのキャリブレーションとイメージングの方法を紹介し、無線静かなAGNNGC4388の結果と分析を紹介します。私たちは、多項、多周波数合成イメージングアルゴリズムを使用してこれらのデータをキャリブレーションおよびイメージ化し、連続$4～12$GHz帯域にわたるその空間、スペクトル、偏波構造。AGNでは、7.3GHzのブレイク周波数以下では$\alpha=-0.06$、それ以上では$\alpha=-0.34$のブレイクべき乗則スペクトルを測定します。AGNと二次無線ノットの両方にわたって分極をサブアーク秒の解像度で検出します。私たちの結果を補助データと比較したところ、VLA電波連続体は、超長基線アレイで調べたようにサブパーセクの空間スケールで分解される局所的な星間物質と相互作用するAGN風による可能性が高いことがわかりました。AGNの南西にあるよく知られた電離円錐は、主銀河の円盤の下側に投影された物質である可能性が高いようです。
宇宙線の鏡面拡散の数値実験
宇宙線(CR)拡散に関する最近の観測と理論との間の緊張により、新しいCR拡散メカニズムの探求が必要となっています。Lazarian&Xu(2021)によって最近提案されたCRのミラー拡散に関する最初の数値研究を実行します。我々は、磁気流体力学(MHD)乱流で自然に生じる乱流磁場の垂直超拡散と磁気ミラーリングが、ミラー拡散が起こるための2つの必須の物理的要素であることを実証します。超音速、亜音速、非圧縮性のMHD乱気流では、ミラー反射によりCRのピッチ角が繰り返し$90^\circ$を横切り、ミラー拡散がCRの閉じ込めを強力に強化し、そのピッチ角に依存する平行度が強化されることがわかりました。平均自由行程は乱流の噴射規模よりもはるかに小さくなる可能性があります。ジャイロ共鳴散乱によるピッチ角の確率的変化により、CRは確率的に、比較的大きなピッチ角では遅いミラー拡散を受け、より小さなピッチ角では速い散乱拡散を受け、その結果、L\'{e}vy-flightのような伝播が生じます。
ミラースターの電磁署名
| Title |
Electromagnetic_Signatures_of_Mirror_Stars |
| Authors |
Isabella_Armstrong,_Berkin_Gurbuz,_David_Curtin,_Christopher_Matzner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18086 |
ミラースターは、ミラーツインヒッグスの最小原子暗黒物質と双子バリオンを含む散逸暗黒物質モデルの一般的な予測です。ミラースターは、通常の光子と暗い光子の間の極めて抑制された運動混合相互作用を通じて、星間物質から通常の物質を捕捉することができます。この蓄積された「ナゲット」はミラースターコアから熱を奪い、非常に特性の高いX線と光信号を放出します。この研究では、ミラー星ナゲットの物理学の未知の詳細に依存しない、ミラー星ナゲットの特性の一般的なパラメータ化を考案し、Cloudyスペクトル合成コードを使用して、光学的に薄いミラー星ナゲットからの熱放射の現実的かつ包括的な予測を取得します。。ミラースターナゲットは、白色矮星の集団と部分的にのみ重なるHR図の非常に明確に定義された狭い領域に存在することがわかりました。私たちが一般に公開している詳細なスペクトル予測により、光学的に薄いナゲットはその連続スペクトルの形状によって白色矮星と明確に区別でき、惑星状星雲やその他の光学的に薄い標準光源とは非常にエキゾチックな輝線比によって明確に区別できることを実証することができます。。私たちの研究により、現実的な鏡星望遠鏡による探索が可能になり、暗黒物質の詳細な性質が明らかになる可能性があります。
| Title |
NuSTAR_Hard_X-ray_Monitoring_of_Gravitationally_Lensed_Quasar_RX_J1131-1231 |
| Authors |
Cora_A._DeFrancesco_(1),_Xinyu_Dai_(1),_Mark_Mitchell_(1),_Abderahmen_Zoghbi_(2,_3),_Christopher_W._Morgan_(4)_((1)_University_of_Oklahoma_(2)_University_of_Maryland_(3)_NASA/GSFC_(4)_United_States_Naval_Academy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18088 |
活動銀河核(AGN)からのX線放出は、降着円盤からの光子の逆コンプトン散乱と、反射による直接X線放出の再処理の組み合わせから生じると考えられています。我々は、2016年6月10日から2020年11月30日までのNuSTAR、Swift、およびXMM-Newtonによる重力レンズクエーサーRXJ1131-1231の硬X線(10～80keV)および軟X線(0.5～8keV)モニタリングを発表します。ハードバンドとソフトバンドでのクエーサーマイクロレンズ変動の振幅によりサイズの比較が可能になり、ソースが大きくなるとマイクロレンズ変動が小さくなります。2018年6月6日から2020年11月30日までの期間では、ハードライトカーブとソフトライトカーブの両方が利用可能で、ハードバンドとソフトバンドはそれぞれ3.7倍と5.5倍で変動し、rms変動は$0.40\pm0.05$と$0.57でした。\pm0.02$。変動振幅とrmsはどちらも硬X線放射の方が適度に小さく、硬X線放射が軟X線放射領域よりも適度に大きいことを示しています。我々は、7つの結合硬X線および軟X線モニタリングエポックからの反射率が、有意な変動が少ない定数と効果的に一致していることを発見しました。総X線束を直接成分と再処理成分に分解した後、直接放出と比較して再処理束の変動振幅が小さいことがわかりました。べき乗則のカットオフエネルギーは96$^{+47}_{-24}$keVに制限されており、ペアの生成制限によりシステムが許容パラメータ空間内に位置します。
新しく爆発する低質量X線連星の光学的探索
| Title |
An_Optical_Search_for_New_Outbursting_Low_Mass_X-Ray_Binaries |
| Authors |
Yuankun_Wang,_Eric_C._Bellm,_Allison_Crossland,_William_I._Clarkson,_Alessandro_Mazzi,_Reed_Riddle,_Russ_R._Laher,_and_Ben_Rusholme |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18150 |
一時的低質量X線連星(LMXB)は、主にX線およびガンマ線の全天モニターによって発見されます。X線の爆発には蛍光増白も伴い、経験的にはX線の検出に先立って起こる可能性があります。新たに高感度な光学的概観調査は、発見のための補完的な経路を提供し、降着円盤のイオン化につながる熱不安定性の初期の発生と伝播に関する洞察の可能性を提供する可能性がある。ZwickyTransientFacility(ZTF)アラートストリームを使用して、これまで発見されていなかったバーストLMXBを光波長で包括的に検索します。私たちのパイプラインは、まずカタログ化されたX線源とアラートの位置を相互照合し、次に8日間の指数加重移動平均との差をしきい値処理することで、一致したアラートの30日間のライトカーブを分析します。19か月にわたるライブ検索に加えて、4年間のZTFアーカイブデータに対してパイプラインを実行し、4つの既知のLMXBを回復しました。また、ライブサーチでMAXIJ1957+032のバーストを独自に検出し、未分類のX線過渡現象であるSwiftJ1943.4+0228のバーストを10年ぶりに発見しました。銀河のLMXB個体群のモンテカルロシミュレーションを使用して、爆発するLMXBの29%がZTFで検出可能であり、LMXBの4.4%がクロスマッチしたX線カタログに存在すると推定され、銀河の個体群は$3390^{+3980と推定されます。}_{-1930}$。現在のパイプラインでは、これまで知られていなかったものも含め、爆発するすべてのLMXBの1.3%を検出できると推定されていますが、ルービン天文台のレガシー時空間調査(LSST)では、爆発するLMXBの43%を検出できると推定されています。
| Title |
Determining_the_core-collapse_supernova_explosion_mechanism_with_current_and_future_gravitational-wave_observatories |
| Authors |
Jade_Powell,_Alberto_Iess,_Miquel_Llorens-Monteagudo,_Martin_Obergaulinger,_Bernhard_M\"uller,_Alejandro_Torres-Forn\'e,_Elena_Cuoco,_Jos\'e_A._Font |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18221 |
核崩壊超新星の深部からは重力波が放出されており、重力波の検出から爆発のメカニズムを解明できる可能性がある。これまでの研究では、爆発のメカニズムがニュートリノ駆動によるものなのか、重力波信号からの磁気回転によるものなのかを判断できることが示唆されている。しかし、爆発段階全体をカバーする長時間の磁気回転波形は、以前の研究の時点では利用できず、モデルが急速に回転している場合、爆発は磁気回転によって駆動されるとのみ想定されていました。したがって、我々は、AdvancedLIGO、EinsteinTelescope、およびNEMO重力波検出器のノイズに注入された、完全な爆発段階をカバーする新しい3D長時間磁気回転核崩壊超新星波形を使用して最新の研究を実行します。信号分類結果には、失敗した爆発のカテゴリも含まれています。次に、ベイジアンモデル選択、辞書学習、畳み込みニューラルネットワークという3つの異なる方法を使用して、信号の爆発メカニズムを決定します。3つの異なる方法は、ニュートリノによる駆動爆発と磁気回転による爆発を区別できますが、信号対雑音比が高い信号の非爆発とニュートリノによる爆発のみを区別できます。
原始大質量星の進化に関する研究 II: 星の回転とガンマ線バーストの前駆体
| Title |
A_Study_of_Primordial_Very_Massive_Star_Evolution_II:_Stellar_Rotation_and_Gamma-Ray_Burst_Progenitors |
| Authors |
Guglielmo_Volpato,_Paola_Marigo,_Guglielmo_Costa,_Alessandro_Bressan,_Michele_Trabucchi,_L\'eo_Girardi,_and_Francesco_Addari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18429 |
初期金属度$の2つの値について、初期質量${100\,M_{\odot}}$から${200\,M_{\odot}}$の、回転する原始の非常に重い星の新しい進化モデルを計算します。{Z=0}$と${Z=0.0002}$。この質量範囲で初めて、恒星の回転と脈動による質量損失、および放射風を考慮しました。モデルは、ゼロ年齢の主系列からペアの不安定性が始まるまで進化します。私たちはモデルの進化の過程における主な特性について議論し、その後、最終的な運命とジェット駆動事象の可能性のある前兆に焦点を当てます。脈動対不安定性を受けるすべての軌道は、崩壊星フレームワーク内で成功したガンマ線バースト(GRB)を生成しますが、ブラックホール(BH)に直接崩壊する軌道は、ジェット駆動の超新星現象を生成します。後者の場合、予期されるブラックホールの質量は、前駆体内部のジェット伝播によって変化し、その結果、ペア不安定性ブラックホールの質量ギャップ内でBHを生成するはずの異なるモデルが生成されます。ここで金属性ゼロおよび金属含有量が非常に少ない前駆体から予測される成功したGRBは、Swift-BATX線検出器やJWSTなどの現在の望遠鏡を使用して赤方偏移${\sim20}$まで検出できるほど十分明るいかもしれない。
IceCube を使用して褐色矮星の暗黒物質捕捉率を調査する
この研究では、褐色矮星(BD)内で暗黒物質(DM)が消滅する可能性を探り、ニュートリノ生成の型破りなメカニズムを調査しています。散乱相互作用によるBDへのDM粒子の効率的な蓄積を動機として、DM消滅チャネルを考慮して1GeVから100TeVの質量範囲に焦点を当てます$\chi\chi\rightarrow\nu\bar{\nu}\nu\bar{\nu}$は長命の仲介者を通じて行われます。10年間のIceCubeデータを使用して、局所BDの検出能力を評価し、$10^{-39}~\rmcm^{2}$の数倍の断面積を持つDM核子散乱を除外します。この場合、高エネルギーニュートリノは、ガンマ線よりもDM散乱断面積に対して厳しい制約を与えます。
相対論的磁化イオン電子衝撃による直線偏光のコヒーレント発光
| Title |
Linearly-polarized_Coherent_Emission_from_Relativistic_Magnetized_Ion-electron_Shocks |
| Authors |
Masanori_Iwamoto,_Yosuke_Matsumoto,_Takanobu_Amano,_Shuichi_Matsukiyo,_Masahiro_Hoshino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18487 |
高速無線バースト(FRB)は、ミリ秒の過渡的な天体物理現象であり、無線周波数で明るいです。しかし、放出メカニズムはまだ解明されていない。1つのシナリオは、マグネターフレアとその結果として生じる相対論的衝撃波に関連するコヒーレント放射です。今回我々は、相対論的磁化イオン電子衝撃の前例のない大規模シミュレーションを報告し、強い直線偏光の電磁波が励起されることを示した。運動エネルギーの放射への変換は非常に効率的であるため、波の振幅が明るさの原因となります。また、ショックフロント変調を反映する偏光角スイングも見つかり、一部の繰り返しFRBの偏光特性が示唆されます。この結果は、FRBの起源としてのショックシナリオを裏付けています。
| Title |
Modelling_of_radio_supernovae:_Including_the_effects_of_inhomogeneities_and_radiative_cooling |
| Authors |
Claes-I._Bjornsson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18516 |
空間的に未解決のソースに不均一性が存在するかどうかを確認するのは、多くの場合困難です。これにより、ソースのプロパティを決定できる精度が制限されます。均一モデルでは予期されなかった観測された特徴を、電波超新星における不均一性の特性を推測するためにどのように使用できるかを示します。さらに、観察された放射冷却の影響は、不均質性によって深刻な影響を受ける可能性があります。推定されたソース特性は、冷却周波数の観測値に非常に敏感であることが示されています。下限値であっても、特性を制限するのに役立つことがよくあります。SN2003Lの主な放射光領域の体積充填率は小さく、おそらく数パーセント程度であると主張されています。逆に、SN2002apでは均一性からの逸脱が大幅に小さくなります。Ib/c型電波超新星で観測された特性は一般に、個々の発生源の体積充填率は時間の経過とともにかなり一定のままであるが、無線周波数で後でピークに達するものは充填率が低いことを示しています。SN2003LとSN2002apの両方の主要なシンクロトロン構成要素の条件は、相対論的電子と磁場の間のエネルギーの等分配と一致しています。
AGN円盤における階層的ブラックホール合体の集団特性に対するガス硬化の影響
| Title |
Impact_of_gas_hardening_on_the_population_properties_of_hierarchical_black_hole_mergers_in_AGN_disks |
| Authors |
M._Paola_Vaccaro,_Michela_Mapelli,_Carole_P\'erigois,_Dario_Barone,_M._Celeste_Artale,_Marco_Dall'Amico,_Giuliano_Iorio_and_Stefano_Torniamenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18548 |
活動銀河核(AGN)における階層的ブラックホール(BH)合体は、連星ブラックホール(BBH)の形成チャネルの中でも独特です。なぜなら、それらは対応する電磁波と関連している可能性が高く、効率的にBHの大量成長を引き起こす可能性があるからです。ここでは、AGNにおけるBBHの進化に対するガスの降着と移動トラップの影響を調査します。私たちは、関連する主な物理プロセスを捕捉しながらパラメーター空間を探索できる、新しい高速半解析モデルを開発しました。我々は、吸気中のBBHと周囲のガスとの間のエネルギーと角運動量の効果的な交換（以下、ガス硬化）が階層的合体の効率を大幅に高め、中間質量BH（最大10,000太陽質量）の形成につながることを発見した。スピンアライメントを引き起こします。さらに、効率的なガス硬化を備えたモデルは、BBH質量比と有効スピンとの間の逆相関、および一次BH質量と有効スピンとの間の相関の両方を示しています。対照的に、ガス強化が非効率であれば、階層的な合併チェーンは最初の2～3世代後にすでに切り詰められています。私たちは、AGNのBBH集団を他の動的チャネルおよび分離されたバイナリ進化と比較します。
銀河間物質における電子のコンプトン散乱
| Title |
Compton_scattering_of_electrons_in_the_intergalactic_medium |
| Authors |
Yuanyuan_Yang,_Heyang_Long_and_Christopher_M._Hirata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18721 |
この論文は、銀河間物質(IGM)内の宇宙線電子の分布と影響を調査します。銀河系外背景の合成モデルを利用して、コンプトンを含む宇宙線のスペクトルを進化させます。宇宙線電子のエネルギー密度分布は赤方偏移$z\about2$でピークとなり、$\sim$MeV範囲でピークになります。一般的なIGM圧力に対する宇宙線圧力の部分的な寄与は、赤方偏移が小さくなるにつれて徐々に増加します。平均密度では、IGM$P_{\rmCRe}/P_{\rmth}$内の熱圧力に対する宇宙線電子の比率は、$z=2$では0.3%、$z=1では1.0%に上昇します。$、$z=0.1$では1.8%。$\sim$MeV宇宙線電子によって引き起こされるIGM内のプラズマ振動の線形ランダウ減衰率を計算すると、それが$\sim10^{-6}\,\rms^{-1のオーダーであることがわかります。}$は、$z=2$における波数$1.2\lesssimck/\omega_{\rmp}\lesssim5$と平均密度($\omega_{\rmp}$はプラズマ周波数)です。これはブレーザーによって生成されるTeV$e^+e^-$ペアビームの運命に強く影響します。ブレーザーは波数$ck/\omega_{\rmp}\estimate\sec\theta$のプラズマ振動を伴う斜め不安定まで潜在的に不安定です。($\theta$はビームと波動ベクトルの間の角度です)。線形ランダウ減衰は、ペアビームの不安定性の増大や衝突効果よりも少なくとも数千倍速い。したがって、$\theta$が非常に小さいモード($ck/\omega_{\rmp}\rightarrow1$、線形ランダウ減衰が運動学的に抑制される)を除き、ペアビームの不安定性がオフになります。このため、ペアビームの不安定性が完全にオフになるのか、それともsmall-$\theta$モードを引き続き使用できるのかという疑問が残ります。
GYOTO 2.0: 偏光相対論的レイトレーシング コード
| Title |
GYOTO_2.0:_a_polarized_relativistic_ray-tracing_code |
| Authors |
N._Aimar,_T._Paumard,_F._H._Vincent,_E._Gourgoulhon_and_G._Perrin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18802 |
ブラックホールやその他のコンパクトな物体の近傍における偏光した一般相対論的放射伝達は、相対論的天体物理学プラズマの特性を調べるための重要なツールとなっています。GRAVITY、EventHorizon望遠鏡、ALMA、IXPEなどの機器を使用すると、このような数値フレームワークを非常にタイムリーに開発できます。この記事では、パブリックレイトレーシングコードGyotoの極性拡張を紹介し、最初の現実的な計算を簡単に実行できるPythonノートブックを提供します。コードは非常にモジュール化されており、ユーザーの特定のニーズに合わせて拡張機能を簡単に追加できます。時空には依存せず、任意のコンパクトオブジェクトに使用できます。私たちはテストを提供することでコードの有効性を実証し、特にipoleコードとの完全な一致を示します。私たちの記事は、関連する形式主義をすべて自己完結型で教育的に紹介することも目的としています。
ノイズの中のエコー: スコアベースの尤度および事前確率を使用した、淡い銀河表面の輝度プロファイルの事後サンプル
| Title |
Echoes_in_the_Noise:_Posterior_Samples_of_Faint_Galaxy_Surface_Brightness_Profiles_with_Score-Based_Likelihoods_and_Priors |
| Authors |
Alexandre_Adam,_Connor_Stone,_Connor_Bottrell,_Ronan_Legin,_Yashar_Hezaveh_and_Laurence_Perreault-Levasseur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18002 |
銀河集団の詳細な構造を調べることにより、銀河集団の形成と進化のメカニズムについての貴重な洞察が得られます。このような解析に対する大きな障壁となるのは、実際の天体画像の自明ではないノイズ特性と、構造をぼやかす点広がり関数(PSF)です。ここでは、スコアベースの尤度特性評価と拡散モデル事前分布における最近の進歩を組み合わせて、画像デコンボリューションのベイジアン分析を実行するフレームワークを紹介します。この方法を最小限に処理された\emph{ハッブル宇宙望遠鏡}(\emph{HST})データに適用すると、次世代の\emph{ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡}(\emph{JWST})でしか見ることができなかった構造が復元されます。）イメージング。
大規模天文調査における分布外の一般化に向けて: 堅牢なネットワークが類似の表現を学習
| Title |
Towards_out-of-distribution_generalization_in_large-scale_astronomical_surveys:_robust_networks_learn_similar_representations |
| Authors |
Yash_Gondhalekar,_Sultan_Hassan,_Naomi_Saphra,_Sambatra_Andrianomena |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18007 |
機械学習(ML)モデルを配布外(OOD)の例に一般化することは、今後の天文調査から情報を抽出する上で依然として重要な課題です。解釈可能性アプローチは、OOD一般化問題に対する洞察を得る自然な方法です。ニューラルネットワーク表現の類似性測定メトリックであるCenteredKernelAlignment(CKA)を使用して、CAMELSマルチフィールドデータセット上の事前学習済み畳み込みニューラルネットワーク(CNN)の表現類似性とパフォーマンスの関係を調べます。モデルが分布の変化に対して堅牢である場合、モデルはOODデータのレイヤー全体で実質的に異なる表現を生成することがわかりました。ただし、一般化できない場合、これらの表現はOODデータのレイヤーごとにあまり変化しません。モデル設計、トレーニング戦略の指導、およびトレーニング中に帰納的バイアスとしてCKAを組み込むことによるOOD問題の軽減における類似性表現の潜在的な応用について説明します。
スコアベースの事前分布を使用した無線干渉法のためのベイジアン イメージング
| Title |
Bayesian_Imaging_for_Radio_Interferometry_with_Score-Based_Priors |
| Authors |
Noe_Dia,_M._J._Yantovski-Barth,_Alexandre_Adam,_Micah_Bowles,_Pablo_Lemos,_Anna_M._M._Scaife,_Yashar_Hezaveh,_Laurence_Perreault-Levasseur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18012 |
電波干渉法における逆イメージングタスクは、計算効率の高い方法で電波天文学におけるベイジアン不確実性を取得するための重要な制限要因です。銀河の光学画像から導出されたスコアベースの事前分布を使用して、DSHARP調査から原始惑星系円盤の画像を復元します。我々の方法は、前銀河の指定が間違っているにもかかわらず、妥当な事後サンプルを生成することを実証します。我々のアプローチが既存の電波干渉イメージングアルゴリズムと競合する結果を生み出すことを示します。
広視野赤外線宇宙望遠鏡用極低温焦点測定システム
| Title |
Cryogenic_Focus_Measurement_System_for_a_Wide-Field_Infrared_Space_Telescope |
| Authors |
Samuel_S._Condon_(1),_Stephen_Padin_(1),_James_Bock_(1),_Howard_Hui_(1),_Phillip_Korngut_(1),_Chi_Nguyen_(1),_Jordan_Otsby_(1)_((1)_California_Institute_of_Technology) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18043 |
極低温、広視野、近赤外線宇宙望遠鏡で焦点エラーを測定する手法について説明します。測定は、検出器と光学系への背景の熱赤外線負荷を軽減するための反射コールドフィルターを備えた、大きな真空窓を通して見るコリメータを使用して行われます。$300\textrm{mm}$口径$f/3$宇宙望遠鏡SPHERExでは、$\sim\!を使用して焦点位置の測定を実現します。5\textrm{}\mu\textrm{m統計}$と$\sim\!15\textrm{}\mu\textrm{msystematic}$エラー。
自動運転望遠鏡: オフライン強化学習による天体観測キャンペーンの自律スケジューリング
| Title |
Self-Driving_Telescopes:_Autonomous_Scheduling_of_Astronomical_Observation_Campaigns_with_Offline_Reinforcement_Learning |
| Authors |
Franco_Terranova,_M._Voetberg,_Brian_Nord,_Amanda_Pagul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18094 |
現代の天文学実験は、銀河進化の研究から宇宙の加速まで、複数の科学的目標を達成するために設計されています。これらの目標には、さまざまなクラスの夜空天体のデータが必要であり、それぞれが特定の観測ニーズを持っています。これらの観察上のニーズは通常、互いに激しく競合しています。これは、未解決のままである、困難な多目的最適化問題を引き起こします。自律システムをトレーニングするための貴重なパラダイムとしての強化学習(RL)の有効性は十分に実証されており、天文学活動のスケジュールを最適化できる自動運転望遠鏡の基盤となる可能性があります。望遠鏡と天球上の空の位置の離散セットの間の相互作用の例を含むシミュレートされたデータセットを使用して、RLモデルをトレーニングしてこれらのいくつかの位置からデータを順次収集し、データの品質の尺度として累積報酬を最大化できます。集まった。私たちは、ストーンエッジ天文台(SEO)からの観測スケジュールを最適化するタスクのために、シミュレートされたデータを使用してディープQネットワーク(DQN)の複数の実装をテストおよび比較します。DQNに対する複数の改善とデータセットの調整を組み合わせて、DQNがテストセットの各状態で達成可能な最大報酬の87%+-6%の平均報酬を達成できることを示しました。これは、特定の天文学的課題に対するオフラインRLアルゴリズムの初めての比較であり、そのような比較および評価タスクを実行するための最初のオープンソースフレームワークです。
デジタルツインとディープニューラルネットワークによる天空測量望遠鏡の不整合状態の認識
| Title |
Perception_of_Misalignment_States_for_Sky_Survey_Telescopes_with_the_Digital_Twin_and_the_Deep_Neural_Networks |
| Authors |
Miao_Zhang,_Peng_Jia,_Zhengyang_Li,_Wennan_Xiang,_Jiameng_Lv,_Rui_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18214 |
天空測量望遠鏡は現代の天文学において重要な役割を果たしていますが、光学要素の位置ずれにより点像分布関数に大きな変動が生じ、データ品質の低下につながる可能性があります。これに対処するには、データ処理方法のための正確な点像分布関数の再構築を支援したり、画質を向上させるための光学コンポーネントの調整を容易にしたり、位置ずれ状態を取得する方法が必要です。天空測量望遠鏡は多くの光学要素で構成されているため、膨大な数の潜在的な位置ずれ状態が発生し、その一部が複雑に組み合わされて検出の課題を引き起こしています。しかし、光学素子の位置ずれ状態を継続的に調整することで、結合状態を解くことができます。この原理に基づいて、異なる視野で連続的に変化する点像分布関数から位置ずれ状態を抽出するディープニューラルネットワークを提案します。十分で多様なトレーニングデータを確保するには、デジタルツインを採用してニューラルネットワークトレーニング用のデータを取得することをお勧めします。さらに、位置ずれデータを保存するために状態グラフを導入し、位置ずれ状態と対応する点広がり関数の間の複雑な関係を調査し、実験からのトレーニングデータの生成を導きます。トレーニングが完了すると、ニューラルネットワークは、大気の乱流、ノイズ、検出器内の限られた空間サンプリングレートによって引き起こされる影響に関係なく、観測データから位置ずれの状態を推定します。この論文で提案された方法は、アクティブ光学システムと光学システムのアライメントに関する事前情報を提供するために使用できます。
2022 VGOS-R&D プログラムに基づく短期統合スキャンの実現可能性を評価
| Title |
Evaluating_the_feasibility_of_short-integration_scans_based_on_the_2022_VGOS-R&D_program |
| Authors |
Matthias_Schartner,_Bill_Petrachenko,_Mike_Titus,_Hana_Krasna,_John_Barrett,_Dan_Hoak,_Dhiman_Mondal,_Minghui_Xu,_Benedikt_Soja |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18621 |
この研究では、超長基線干渉計(VLBI)全球観測システム(VGOS)の観測戦略の改善に焦点を当てた活動について報告します。2022年に実施された6つの専用の24時間研究開発(R&D)セッションでは、5～20秒という短い観測時間での信号対雑音比(SNR)ベースのスケジューリングアプローチの有効性が調査されました。セッションでは、完全な8Gbps観測モードが利用され、専用のキャリブレーションスキャン、VGOS周波数源磁束カタログ、改善された空のカバレッジパラメーター化などの要素が組み込まれました。ステーションごとにスケジュールされたスキャンの数は、運用中のVGOS-OPSセッションと比較して2.34倍増加し、その結果、ステーションごとの観測数は2.58倍に増加しました。注目すべきことに、ベースラインごとの成功した観測の割合は、VGOS-OPSで採用されている固定の30秒観測アプローチと一致しており、SNRベースのスケジューリングアプローチの有効性を示しています。測地結果への影響は統計分析に基づいて調査され、VGOS-R&DプログラムとVGOS-OPSを比較すると大幅な改善が明らかになりました。推定された測点座標の形式誤差は50%減少しました。基線長の再現性が30%向上し、測地測定の精度が向上したことが実証されました。さらに、地球の方位パラメータは大幅な改善を示し、形式誤差が60%減少し、地球の向きに関する一致が27%改善されました。IVS-R1/R4、および13%より良い一致IERSEOP20C04。全体として、これらの発見はVGOS-R&Dプログラムの優位性を強く示しており、これを将来の運用上のVGOS観測のロールモデルとして位置付けています。
SPICY と WISE による新しい Eruptive YSO
| Title |
New_Eruptive_YSOs_from_SPICY_and_WISE |
| Authors |
C._Contreras_Pe\~na,_M._Ashraf,_J._E._Lee,_G._Herczeg,_P._W._Lucas,_Z._Guo,_D._Johnstone,_H._G._Lee_and_J._Jose |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18187 |
この研究では、SPICYカタログから生じる4つの高振幅変数YSO(近赤外波長または中赤外波長での$\simeq$3mag)を示します。3回の爆発は1年以上の継続期間を示し、現在も継続しています。そして、NEOWISE観測の最後の2つの時期に追加のYSOが増光したため、バーストの継続期間は不明です。4つの発生源のスペクトルの分析により、それらが噴火変量クラスの新しいメンバーであることが確認されました。本物のFUorとしてしっかりと分類できる2つのYSOと、V1647Oriのようなクラスに分類される1つのオブジェクトが見つかりました。爆発の継続期間が不確実であることを考慮すると、追加のYSOはFUor候補としてのみ分類できます。YSOの降着プロセスをより深く理解するには、これらの特定の発生源の継続的な監視と追跡が重要です。
漸近巨大分枝星Tケファイの分光学的および測光的研究
漸近巨星分枝星ケフェイTケファイの分光法と測光が、2022年の387日の脈動周期中の36夜に同時に記録された。測光は、絶対光束におけるすべてのスペクトルを校正するために使用された。我々は、1つの完全な脈動サイクル中のBおよびVの大きさ、B-Vカラーインデックス、スペクトルの種類、実効温度、およびバルマー輝線束の変化について報告します。
BRITE-Constellation ターゲットのカタログ I. フィールド 1 ～ 14 (2013 年 11 月～2016 年 4 月)
| Title |
Catalogue_of_BRITE-Constellation_targets_I._Fields_1_to_14_(November_2013_-_April_2016) |
| Authors |
K._Zwintz,_A._Pigulski,_R._Kuschnig,_G._A._Wade,_G._Doherty,_M._Earl,_C._Lovekin,_M._Muellner,_S._Pich\'e-Perrier,_T._Steindl,_P._G._Beck,_K._Bicz,_D._M._Bowman,_G._Handler,_B._Pablo,_A._Popowicz,_T._Rozanski,_P._Miko{\l}ajczyk,_D._Baade,_O._Koudelka,_A._F._J._Moffat,_C._Neiner,_P._Orleanski,_R._Smolec,_N._St._Louis,_W._W._Weiss,_M._Wenger,_E._Zoclonska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18382 |
BRITE(BRITE)ミッションは、星の構造と進化を調査することを目的として、2つの通過帯域で測光時系列を収集します。2013年と2014年の打ち上げ以来、5つのBRITE超小型衛星からなる星座は、64の視野で合計700個を超える個々の明るい星を観測してきました。一部のターゲットは複数回観測されています。したがって、これらの星について取得されたデータセットの合計時間ベースは9年にも及ぶ可能性があります。私たちの目的は、すぐに使用できるBRITEデータの完全な説明を提供し、最も興味深いターゲットを特定することでBRITE-Constellationデータの科学的可能性を示し、科学者が研究でこれらのデータをどのように使用できるかを実証し、奨励することです。自動的に縮小されたBRITE-Constellationデータに非相関処理を適用して、楽器効果を補正します。私たちは、ミッションの最初の約2.5年間に最初の14視野で観測された300個の星について得られた光度曲線の統計分析を実行しました。国際変光星指数との相互識別も行っています。我々は、2013年11月から2016年4月までにBRITE-Constellationミッションが観測した最初の14領域で得られたデータを紹介します。また、これらの領域のデータの特性と、そこで観測された300個の星についても説明します。これらのデータを使用して、提示された星のサンプルの64%で変動を検出しました。サンプルの21.3%に相当する64個の星は、文献ではまだ変数として特定されておらず、それらのデータは詳細に分析されていません。したがって、それらはさらなる研究のための貴重な科学資料を提供することができます。すべてのデータは、BRITEパブリックデータアーカイブおよびカナダ天文学データセンターを通じて公開されています。
TCP J18224935-2408280: 爆発中に特定された共生星
TCPJ18224935-2408280は、2021年5月19日にバーストしたと報告されました。追跡分光観測により、この系が共生星であることが確認されました。2021年から2022年にかけてヒマラヤ・チャンドラ望遠鏡から得られた光学スペクトルを紹介します。初期のスペクトルは、バルマー線、HeI線、およびHeIIなどの高電離線によって支配されていました。その後の観測では、ラマン散乱OVIも確認されました。この系のバーストは円盤の不安定性として始まり、その後、殻の燃焼の促進と白色矮星の光球半径の拡大の兆候が確認されました。したがって、この爆発は複合新星タイプであることが示唆されます。爆発後の高温構成要素の温度は1.5x10$^5$Kを超えたままであり、爆発後長期間にわたって系内で安定した砲弾が燃焼していることを示しています。アーカイブされたマルチバンド測光データの分析に基づいて、この星系には温度$\sim$3600K、半径$\sim$69R$_\odot$のM1-2IIIスペクトルタイプの冷たい巨人が含まれていることがわかりました。。バースト前後の光曲線は631.25$\pm$2.93dの周期性を示しています。これを公転周期とみなします。
工場と蜂の巣。 V. プレセペとヒアデス山脈における彩層と冠状活動とその回転への依存性
| Title |
The_Factory_and_the_Beehive._V._Chromospheric_and_Coronal_Activity_and_Its_Dependence_on_Rotation_in_Praesepe_and_the_Hyades |
| Authors |
Alejandro_N\'u\~nez,_M._A._Ag\"ueros,_J._L._Curtis,_K._R._Covey,_S._T._Douglas,_S._R._Chu,_S._DeLaurentiis,_M._Wang,_J._J._Drake |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18690 |
低質量（太陽質量1.2未満）の主系列星は時間の経過とともに角運動量を失い、磁気活動の低下につながります。この回転と活動の関係の詳細はまだよくわかっていません。私たちは、約700万ドル古いプレセペ星団とヒアデス星団の散開星団のメンバーの観察を使用して、この年齢の活動のさまざまな追跡子の回転と活動の関係を特徴付けることを目指しています。公開されたデータを補完するために、250個のプレセペ星について新しい光学スペクトル、10個について新しいX線検出、および28個について新しい自転周期を取得しました。ヒアッドのこれらの数は、それぞれ131、22、および137です。後者では、期間のあるヒャドの数が50%増加します。これらのデータを使用して、分数H$\alpha$とX線光度$\mathit{L}_{H\alpha}/\mathit{L}_{bol}$および$\mathit{L}_Xを測定しました。/\mathit{L}_{bol}$、ロスビー数値$\mathit{R}_o$を計算します。私たちは、$\およそ$700Myrで、ほぼすべてのM矮星がH$\alpha$発光を示し、連星は単一星と同じ全体的な色H$\alpha$の等価幅分布を持つことを発見しました。$\mathit{R}_o-\mathit{L}_{H\alpha}/\mathit{L}_{bol}$平面では、不飽和単星は指数$\beta=-5.9のべき乗則に従います。$\mathit{R}_o>0.3$の場合、\pm0.8$。$\mathit{R}_o-\mathit{L}_X/\mathit{L}_{bol}$平面では、$\mathit{R}_o\lesssim0.01$の単一星の過飽和の証拠が見られます。これは指数$\beta_{sup}=0.5^{+0.2}_{-0.1}$のべき乗則に従い、恒星コロナが遠心力によって剥がされているという仮説を裏付けています。アクティビティが飽和する臨界$\mathit{R}_o$値は、$\mathit{L}_{Hよりも$\mathit{L}_X/\mathit{L}_{bol}$の方が小さいことがわかりました。\alpha}/\mathit{L}_{bol}$。最後に、$\mathit{L}_{H\alpha}/\mathit{L}_{bol}$と$\mathit{L}_X/\mathit{L}_{の間にほぼ1:1の関係があることが観察されました。bol}$は、コロナと彩層の両方が同様の磁気加熱を経験していることを示唆しています。
太陽彩層の回転差: コダイカナル太陽天文台の Ca II K データからの 1 世紀にわたる展望
| Title |
Differential_Rotation_of_the_Solar_Chromosphere:_A_Century-long_Perspective_from_Kodaikanal_Solar_Observatory_Ca_II_K_Data |
| Authors |
Dibya_Kirti_Mishra,_Srinjana_Routh,_Bibhuti_Kumar_Jha,_Theodosios_Chatzistergos,_Judhajeet_Basu,_Subhamoy_Chatterjee,_Dipankar_Banerjee,_Ilaria_Ermolli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18800 |
彩層の回転差は、太陽周期のさまざまな段階における彩層と光球の間の大気の結合を理解する上で重要な要素です。したがって、この研究では、コダイカナル太陽天文台(KoSO)からの新しく校正された数十年にわたるCaIIKスペクトロヘリオグラム(1907～2007年)を利用して、画像相互相関の技術を使用して太陽彩層の回転差を調査します。私たちの分析により、彩層の差動回転速度$\Omega(\theta)=(14.61\pm0.04-2.18\pm0.37\sin^2{\theta}-1.10\pm0.61\sin^4{\theta})^\が得られます。円{\rm/日}$。これらの結果は、黒点を使用して測定された差動回転速度と比較した場合、彩層プラージュは光球よりも赤道自転速度が1.59%速く、緯度勾配も光球と比較して小さいことを示唆しています。私たちの結果を他の天文台の結果と比較するために、ローマ、ムードン、およびマウントウィルソン天文台からのCaIIKデータの小さなサンプルに私たちの方法を適用しました。これらは、KoSOデータからの発見を裏付けています。さらに、過去1世紀にわたって、顕著な南北非対称性や彩層の回転差の系統的な変動は見つかっていません。
太陽の金属性における最大ブラックホール質量について
最近、MESAとGenecの詳細な進化コードで得られたモデルは、太陽の金属性(Z=0.014)で形成されたブラックホールが35M$_\odot$、またはそれ以上の質量に達する可能性があることを示しました。これらの結果の妥当性を評価するために再現研究を実行します。私たちはMESAとGenecを使用して、太陽の金属性における一連の大質量恒星モデルを計算します。私たちの計算では、大規模な星の進化に重要な最新の物理学（適度な回転、高いオーバーシュート、磁気角運動量輸送）を採用しています。私たちのモデルの主な特徴は、以前の計算を大幅に更新する、大質量星の恒星風の新しい処方です。Z=0.014で最大BH質量28M$_\odot$が見つかりました。最も重いBHは、初期質量$M_{\rmzams}\sim$40M$_\odot$の星から形成され、$M_{\rmzams}$が200M$_\odot$を超える星から形成されると予測されています。私たちの研究で見つかったより低い質量BHは、主に最新の風質量損失処方に起因しています。我々は恒星の進化モデルに内在する不確実性を認識しているが、我々の研究は、BH質量予測において重要な物理学（恒星風の質量損失率など）の最新の知識を採用することの重要性を強調している。
質量依存性調節因子による天体物理ブラックホールにおける地平線スケールの効果
| Title |
Horizon-scale_effects_in_astrophysical_black_holes_from_mass-dependent_regulators |
| Authors |
Jens_Boos_and_Christopher_D._Carone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16319 |
通常、通常のブラックホールは、地平線の半径$r_\text{h}$よりもはるかに小さい調整器$\ell$によって記述されます。レギュレータのスケールを大きくすると、ブラックホールの地平線が削除され、コンパクトで地平線のないオブジェクトが残ります。これは、天体物理ブラックホールの地平線スケール効果が無次元比$\ell/r_\text{h}\ll1$によって抑制されるというよく知られた通説を正当化しているように見えます。観測と矛盾するブラックホール質量の範囲を禁止することなく、地平線付近で$\sim50\%$補正を行う通常のブラックホール計量が実際に可能であることを明示的に示します。これにより、このような規則的な天体物理学的ブラックホールの周囲の光の偏向と影について、潜在的に観察可能な地平線スケールの効果への扉が開かれます。
量子センサーの軌道ネットワークを使用した宇宙論的スカラー場の検出
このレターでは、テスト例としてGPS衛星ネットワークに焦点を当て、仮説的にコヒーレントに進化する宇宙論的スカラー場と量子センサーの軌道ネットワークとの相互作用を検出することを提案します。暗黒エネルギーのスカラーテンソル理論やアクシヒッグスモデルなどの宇宙論的シナリオは、そのような場が存在する可能性を示唆しています。この磁場はCMBフレーム内で（ほぼ）静止しているため、CMBに対する地球観測者の移動の結果として双極子を示すことになります。現在のGPSネットワークの感度は宇宙論的双極子を検出するには不十分ですが、最先端の原子時計を使用した太陽中心軌道上の量子センサーの将来のネットワークは、この要件に達し、それを超える可能性があります。
私たちは、もともとドミニコ会の説教師修道士が所有し、現在はポール・デュピュイ美術館（トゥールーズ、フランス）に所蔵されているラテン語アストロラーベの構築に使用された34個の星のカタログの最も可能性の高い日付を特定しました。）。この目的を達成するために、我々は、レーテの写真とアストロラーベの法則をデジタル化し、レーテの34個の星のポインターの端の赤道座標を計算し、アストロラーベ上のいくつかの星のリストから取得した113個の基準星のリストを作成しました。次に、1400年から1700年までの日付について、指針の端の座標と基準星の座標を比較しました。このアストロラーベの最も可能性の高い日付は1550年です。
データセット蒸留による Galaxy の特徴の発見
| Title |
Discovering_Galaxy_Features_via_Dataset_Distillation |
| Authors |
Haowen_Guan,_Xuan_Zhao,_Zishi_Wang,_Zhiyang_Li,_and_Julia_Kempe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.17967 |
多くのアプリケーションでは、ニューラルネット(NN)は人間の能力と同等かそれを超える分類パフォーマンスを備えています。さらに、NNは人間が分類するために認識しているものとは異なる可能性のある基礎的な特徴を活用している可能性があります。関連する機能を「リバースエンジニアリング」して科学的理解を高めることはできるでしょうか?ここでは、このアイデアを銀河分類という悪名高い難しいタスクに適用します。NNはこのタスクで高いパフォーマンスに達しましたが、ニューラルネットワーク(NN)は銀河を分類するときに何を「見る」のでしょうか?人間の目では見落としがちな、この作業に役立ち、新たな洞察を提供できる形態学的特徴はあるでしょうか?初期の進化のトレーサー、または追加的に組み込まれたスペクトルデータを視覚化することはできますか?私たちは、大規模なデータセットから知識を抽出し、それをコンパクトな合成データセットに凝縮することを主な目的とした最近のディープラーニング手法であるデータセット蒸留を利用して、ニューラルネットワークのレンズを通して銀河形態を要約および視覚化する新しい方法を提案します。この合成データセットでトレーニングされたモデルは、完全なデータセットでトレーニングされたモデルと同等のパフォーマンスを達成します。私たちは、GalaxyZoo2データセットのクラスバランスが取れた中規模の高信頼バージョンを厳選し、正確なNN分類器からのデータセットの蒸留を進めて、銀河形態学的特徴の合成プロトタイプ画像を作成し、その有効性を実証します。独立した興味深い点として、蒸留プロセスを自動化し、コンピュータービジョンベンチマークでパフォーマンスの向上を示す、最先端のマッチングトラジェクトリアルゴリズムの自己適応バージョンを導入します。
連星ブラックホールからの重力波で暗黒物質を検出できるようにするには、暗黒物質がその近傍の平均密度よりも高い密度に達する必要があります。軽い（波状の）暗黒物質の場合、連星間の暗黒物質の密度は、周囲の環境からの降着によって大幅に増加する可能性があります。ここでは、スカラー粒子のコンプトン波長が軌道間隔$2\pi/\mu\simd$に匹敵する場合、等質量連星の最後の10軌道に対する結果として生じる位相ずれ効果が最大になることを示します。この効果の現象学は、通常議論されるチャネルとは異なります。チャネルでは、(軌道経路に沿った)動的摩擦と、エネルギーと角運動量の放射が位相ずれを駆動し、むしろ半径方向の力(半径方向の時空曲率)によって支配されます。方向）ブラックホール間の過密度に向かって。私たちの数値研究では同じオーダーのスケールに限定されていますが、この効果はより大きな分離や粒子質量でも持続する可能性があり、バイナリの合体の歴史に重要な役割を果たす可能性があります。
火星の昼側低高度誘導磁場の性質と金星との比較
| Title |
Properties_of_Mars'_Dayside_Low-Altitude_Induced_Magnetic_Field_and_Comparisons_with_Venus |
| Authors |
Susanne_Byrd,_Zachary_Girazian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18217 |
私たちの研究目的は、NASAのMAVEN(MarsAtmosphereandVolatileEvolutioN)ミッションのデータを使用して、火星の低高度(250km)誘導磁場を特徴付けることです。私たちは、さまざまな太陽天頂角や太陽風の条件下で誘導磁場がどのように挙動するかを評価し、さらに惑星固有の特性（火星の地殻磁気など）が磁場の形成や構造をどのように変化させるかを理解することを目指しています。次に、パイオニア金星探査機からのデータを使用して、金星の誘導磁場と火星の誘導磁場を比較します。金星では、磁場の垂直構造は2つの状態(磁化または非磁化)のいずれかで存在する傾向がありますが、火星の誘導磁場はより複雑であり、この単純な分類スキームを使用できないことがわかりました。また、金星と火星の両方の電離層における低高度誘導磁場の強度が、太陽風速と磁気パイルアップ境界の間の角度の余弦に応じて変化することもわかりました。金星の低高度の電界強度は火星よりも高くなる傾向があります。しかし、金星の磁場の強さは、圧力平衡と無視できる程度の熱圧力を仮定した理論的予測よりも低くなります。火星の場合、これらの仮定を考慮すると、低高度の磁場の強度は予想よりも高くなります。誘導場の強さは、太陽風の動的な圧力とともに、両惑星の圧力バランスの予想と一致する傾向を示しますが、上流の太陽風データが欠如しているため、金星の適合には重大な不確実性があります。私たちの結果は、金星と火星の誘導磁場の大きな違いを強調しており、サイズや地殻磁気の存在などの惑星固有の特性が、磁化されていない惑星の誘導電離層磁場に影響を与えることを示唆しています。
動作領域および周波数領域におけるカオス拡散: 不安定時間の推定
| Title |
Chaotic_diffusion_in_the_action_and_frequency_domains:_estimate_of_instability_times |
| Authors |
Gabriel_Teixeira_Guimar\~aes_and_Tatiana_Alexandrovna_Michtchenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18367 |
目的:非線形システムにおけるカオス拡散は、アクションフレームワークで一般的に研究されます。この論文では、周波数領域での研究により、位相空間内のカオス領域のサイズと、これらの領域内の拡散タイムスケールの適切な推定値が得られることを示します。方法:ポアンカレ断面、リアプノフ指数、スペクトル解析などの従来のツールを適用して、平面円拘束三体問題(PCR3BP)の位相空間を特徴付けます。比較の目的で、拡散係数は、周波数領域と同様に、シャノンエントロピー法(SEM)を適用して、問題のアクションドメインで取得され、平均二乗変位(MSD)法とラスカーの拡散方程式を適用します。リアプノフ時間まで得られた拡散係数によって定義される拡散時間スケールと、直接数値積分によって得られた不安定時間とを比較します。結果:カオスを検出するための従来のツールは、低速拡散または限定拡散プロセスのいずれかが支配的な運動領域を誤って表現する傾向があります。SEMは、ゆっくりとしたカオス拡散の領域では良好なパフォーマンスを示しますが、強いカオス運動の領域を特徴付けることはできません。周波数ベースの方法は、位相空間全体を正確に特徴付けることができ、周波数領域で得られた拡散時間は、弱いカオス運動領域と強いカオス運動領域の両方で、直接積分の不安定時間と十分な一致を示します。SEMによって得られた拡散時間は、数値積分によって得られる不安定時間と正確に一致しません。結論:周波数領域における動的不安定性の研究は、拡散タイムスケールの信頼できる推定値を提供し、計算時間の点でも優れた費用対効果をもたらすと結論付けます。
重力波は、重力の基礎理論をテストするための強力な手段を提供します。スカラーテンソル理論などの一般的な重力理論では、重力波方程式の摩擦項と音速の修正が予想されます。その場合、そのような係数の急速な振動、たとえば、振動するスカラー場により、重力波ひずみに狭いパラメトリック共鳴が生じる可能性があります。私たちは、DHOST理論の中でそのような可能性について一般的な分析を実行します。私たちは、効果的な場理論アプローチ内で、変形変換を使用して、より大きな共鳴を伴う理論空間を見つけます。次に、例えばインフレーションからの原始重力波背景の存在を仮定して、非最小結合超軽量暗黒物質スカラー場に形式主義を適用します。私たちは、スペクトル密度の共鳴ピークが、LISA、Taiji、アインシュタイン望遠鏡、CosmicExplorerなどの今後の検出器によって検出可能である可能性があることを発見しました。
Einasto プロファイルを使用した Einstein クラスターのモデリング
我々は、アインシュタインクラスターを使用して、円形測地線上をあらゆる可能な角度方向と軌道半径で移動する無衝突粒子によって生成される物質応力エネルギーを用いて、暗黒物質ハローをモデル化するための一般相対論的アプローチを実証します。知られているように、このような物質により、接線方向の圧力がゼロではないが半径方向の圧力がゼロである異方性の圧力プロファイルが可能になります。アインシュタインクラスターにはEinasto密度プロファイルを使用します。その特性(計量関数)と安定性の問題に関する分析研究が調査されます。さらに、このモデル(エイナストプロファイルを使用)を暗黒物質ハローのモデルとして確立するために、SPARC銀河回転曲線データを使用し、モデルパラメーターの最適値を推定します。接線方向の圧力プロファイルなどの一般相対論的特徴(ケプラー速度を超えた)が定量的に調査されます。したがって、観測結果とよく一致するEinastoプロファイルを持つアインシュタインクラスターは、暗黒物質ハローの実行可能なモデルと考えられるかもしれません。
深層学習による極端な質量比の検出、抽出、パラメータ推定にインスピレーションを与える
| Title |
The_detection,_extraction_and_parameter_estimation_of_extreme-mass-ratio_inspirals_with_deep_learning |
| Authors |
Qianyun_Yun,_Wen-Biao_Han,_Yi-Yang_Guo,_He_Wang,_and_Minghui_Du |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18640 |
宇宙搭載重力波検出器の主な目的の1つは、極質量比吸気(EMRI)を検出して分析することです。この取り組みは、EMRI信号が複雑で長く、本質的に微弱な性質であるためさらに複雑になるため、重大な課題を抱えています。このレターでは、宇宙搭載検出器のEMRI信号を検出するための2層畳み込みニューラルネットワーク(CNN)アプローチを紹介し、信号の偽陽性率(FPR)1%で96.9%の真陽性率(TPR)を達成します。特に、超大質量ブラックホール(SMBH)の質量とスピン、軌道の初期離心率などのEMRIの重要な固有パラメータは、VGGネットワークを使用することで直接推定できます。。SMBHの質量とスピンは、それぞれ99%と92%で決定できます。これにより、次のベイズパラメータ推定のパラメータ空間と計算コストが大幅に削減されます。私たちのモデルは波形モデルの精度への依存性も低いです。この研究は、EMRIデータ分析における深層学習手法の可能性を強調し、EMRI信号の迅速な検出と効率的なパラメータ推定を可能にします。
DarkSide-50暗黒物質検出器の長期的な時間的安定性
| Title |
Long-term_temporal_stability_of_the_DarkSide-50_dark_matter_detector |
| Authors |
The_DarkSide-50_Collaboration:_P._Agnes,_I.F.M._Albuquerque,_T._Alexander,_A.K._Alton,_M._Ave,_H.O._Back,_G._Batignani,_K._Biery,_V._Bocci,_W.M._Bonivento,_B._Bottino,_S._Bussino,_M._Cadeddu,_M._Cadoni,_F._Calaprice,_A._Caminata,_M.D._Campos,_N._Canci,_M._Caravati,_N._Cargioli,_M._Cariello,_M._Carlini,_V._Cataudella,_P._Cavalcante,_S._Cavuoti,_S._Chashin,_A._Chepurnov,_C._Cical\`o,_G._Covone,_D._D'Angelo,_S._Davini,_A._De_Candia,_S._De_Cecco,_G._De_Filippis,_G._De_Rosa,_A.V._Derbin,_A._Devoto,_M._D'Incecco,_C._Dionisi,_F._Dordei,_M._Downing,_D._D'Urso,_M._Fairbairn,_G._Fiorillo,_D._Franco,_F._Gabriele,_C._Galbiati,_C._Ghiano,_C._Giganti,_G.K._Giovanetti,_A.M._Goretti,_G._Grilli_di_Cortona,_A._Grobov,_M._Gromov,_M._Guan,_M._Gulino,_B.R._Hackett,_K._Herner,_T._Hessel,_B._Hosseini,_F._Hubaut,_et_al._(83_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18647 |
競争力のある感度を達成するには大量の曝露が必要となるため、数年のタイムスケールでの暗黒物質検出器の安定性は重要な要件です。検出器が、予想される暗黒物質の兆候である年間イベント速度の変調を潜在的に検出できるようにすることが特に重要です。この研究では、ほぼ3年間にわたる低放射能アルゴン運転にわたるDarkSide-50デュアルフェーズアルゴン時間投影チャンバーの性能履歴を紹介します。特に、サブkeVエネルギー堆積に対する感度を可能にするエレクトロルミネッセンス信号に焦点を当てています。エレクトロルミネッセンス収率の安定性は0.5%よりも優れていることがわかります。最後に、サブkeV領域周辺で観測されたイベント発生率の時間的変化がバックグラウンド予測と一致していることを示します。
スローロールおよびラピッドターンインフレーションの一貫性条件
我々は、急速な回転と三次の遅い回転の領域における、2フィールド宇宙論モデルにおけるインフレーションの一貫性条件に関する研究を要約します。このタイプの持続的なインフレ期間を確保するには、スカラーポテンシャルとスカラー場空間計量の間の特定の関係を満たす必要があります。この条件の導出について説明します。さらに、一般的に、急速なターンフェーズは短命になる傾向があると主張します。
液相ループモードアルゴン精製システム
| Title |
A_liquid-phase_loop-mode_argon_purification_system |
| Authors |
Christoph_Vogl,_Mario_Schwarz,_Patrick_Krause,_Grzegorz_Zuzel,_and_Stefan_Sch\"onert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18697 |
希ガスおよび液体検出器が正常に動作するには、高い化学純度が必要です。気体精製は高純度の貴流体を製造する信頼性の高い方法として浮上していますが、大質量流量の要件により液相精製の開発が推進されています。我々は、銅触媒と4Åモレキュラーシーブをベースとした中規模液体アルゴン(LAr)精製システムを構築し、1トンの市販LAr5.0を$\tau_3\sim1.3\mu$sの長い有効三重項寿命まで精製することができた。さらに、空気による汚染によりクエンチされた$\tau_3\sim1\mu$sの有効三重項寿命が、20体積を超えるとループモード精製で$\tau_3\sim1.3\mu$sに回復できることを示します。交換。
相互作用するクォーク星構造に対する異方性圧力の影響
| Title |
Effects_of_anisotropic_pressure_on_interacting_quark_star_structure |
| Authors |
Juan_M._Z._Pretel,_Takol_Tangphati,_Ayan_Banerjee_and_Anirudh_Pradhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18770 |
摂動量子色力学(pQCD)補正とカラー超伝導は、強く相互作用する物質が極端な条件下で新しい物理現象を明らかにする可能性があると予測します。これらの相互作用効果を考慮して、相互作用するクォーク物質から構成されるクォーク星における異方性圧力の役割を研究します。物理的によく動機づけられた2つの異方性プロファイルを採用して、半径、重力質量、表面赤方偏移、慣性モーメント、潮汐ラブ数、振動スペクトルなどのさまざまな巨視的特性に対する異方性圧力の影響を調査するために、恒星の構造方程式を数値的に解きます。注目すべきことに、どちらの異方性モデルでも、負の異方性は相互作用するクォーク星の動径方向の安定性を高めますが、正の異方性ではその逆が起こります。しかし、Bowers-Liangプロファイルの場合、最大質量点に対応する中心密度は、二乗振動周波数が消失する中心密度と一致せず、安定した異方性相互作用クォーク星の存在が最大質量を超えて存在する可能性があることを示しています。負の異方性。さらに、我々の理論的予測をいくつかの観測質量半径測定および潮汐変形能制約と比較したところ、強い相互作用効果と異方性効果の両方が、宇宙で観測されるコンパクトな星を記述する上で重要な役割を果たしていることが示唆された。
アクシオン様粒子は、標準モデル(SM)を超えた多くの物理シナリオで予測されています。SM粒子との相互作用は、大域的なバリオン数や電磁ゲージ対称性の異常を含む、他のSMの大域対称性やゲージ対称性とともに、関連する大域的対称性の三角形異常から生じる可能性があります。私たちは、バリオンの化学ポテンシャルと電磁場の両方と結合する粒子である、対応する「電子バリオンアクシオン」の現象学的研究を開始します。中性子星、特にマグネターは、高いバリオン密度と強い磁場を持ち、薄いアクシオンを自然に発達させることができます。この現象は、中性子星の回転と一般相対性理論の影響を考慮して計算されます。中性子星の回転周波数よりも軽いアクシオン粒子の場合、異常相互作用によって中性子からのアクシオン粒子の放出も誘発される可能性があります。光アクシオン領域におけるこの放出は、中性子星の冷却速度に大きく寄与する可能性があります。
音速の構造：中性子星から重イオン衝突まで
| Title |
Structure_in_the_speed_of_sound:_from_neutron_stars_to_heavy-ion_collisions |
| Authors |
Nanxi_Yao,_Agnieszka_Sorensen,_Veronica_Dexheimer,_Jacquelyn_Noronha-Hostler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.18819 |
重い中性子星と半径の小さい軽い中性子星の両方の観察から、バリオン密度の関数として核物質の音速が因果限界に近い値まで急激に上昇することが予想されます。しかし、これは低エネルギー重イオン衝突から抽出される状態方程式と矛盾する可能性があるという議論がなされている。この研究では、音速の急激な上昇を特徴とする一群の中性子星の状態方程式を考察し、対称エネルギー展開を使用して、重イオン衝突で生成されるほぼ対称な核物質に適用できる状態方程式を取得します。。次に、低エネルギー重イオン実験から得られた集合的な流れデータと、ハドロン輸送コードSMASHを使用して得られたシミュレーションの結果と、音速の密度依存性を再現する平均場ポテンシャルを比較します。通常の核物質の飽和密度の2〜3倍の密度で発生し、M_max〜2.5M_Sun近くの中性子星を生成する音速の二乗のピークを特徴とする状態方程式が、重イオン衝突データと一致することを示す。
