宇宙マイクロ波背景放射と大規模構造を用いて斑状ヘリウム再電離を再現する
| Title |
Reconstructing_patchy_helium_reionization_using_the_cosmic_microwave_background_and_large-scale_structure |
| Authors |
Mesut_\c{C}al{\i}\c{s}kan,_Neha_Anil_Kumar,_Selim_C._Hotinli,_Marc_Kamionkowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00118 |
銀河間ヘリウムは宇宙正午($z\sim2$)の終わりまでに完全にイオン化されました。水素の再電離と同様に、ヘリウムの再電離は、周囲環境の銀河間ガスを電離する明るいクエーサーによって駆動され、斑点状になると予想されます。この時代のイオン化電子の形態を調べることにより、クエーサーのクラスタリングと発光度、活動銀河核の降着速度、変動性と寿命、超大質量ブラックホールの成長と進化など、初期の構造形成に関する重要な情報が得られる可能性がある。。この研究では、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の測定を使用して、斑状のヘリウム再電離に起因する光学深さの変動を再構築する方法を紹介します。ヘリウムの再イオン化はより低い赤方偏移で発生したため、今後の大規模な構造調査の調査は、CMBとの組み合わせ分析によってこの時代を調査する見通しを高める重要な機会を提供するでしょう。水素とヘリウムの再電離に関する共同情報行列解析を使用して、近未来の銀河とCMBの調査が二重電離ヘリウムによる光学的深さの変動を検出するのに十分な統計的検出力を備え、赤方偏移と継続時間を測定する方法を提供することを示します。ヘリウムの再イオン化は非常に重要です。また、ヘリウムの再イオン化における不確実性のモデリングが、水素の再イオン化を特徴付けるパラメータの測定精度に影響を与える可能性があることも示します。
スカラー フィールド、ファジー、ウルトラライト、ウェーブ、BEC ダークマター モデルの主な成果の短いレビュー
| Title |
Short_Review_of_the_main_achievements_of_the_Scalar_Field,_Fuzzy,_Ultralight,_Wave,_BEC_Dark_Matter_model |
| Authors |
Tonatiuh_Matos,_Luis_A._Ure\~na-L\'opez_and_Jae-Weon_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00254 |
スカラーフィールドダークマターモデルは、その歴史を通じてさまざまな形で知られています。ファジー、BEC、波動、超軽量、アクシオン様暗黒物質など。それらはすべて、宇宙の暗黒物質がクライン・ゴードン(KG)の運動方程式$に従う無スピン場$\Phi$であることを提案することにあります。\Box\Phi-dV/d\Phi=0$、与えられたスカラー場のポテンシャル$V$に対して。異なるモデル間の違いは、スカラー場ポテンシャル$V$の選択である場合があります。文献によると、人々は通常、KG方程式の非相対論的な弱場の極限で作業していることがわかります。そこでは、KG方程式はSchr\"odinger方程式に、アインシュタイン方程式はポアソン方程式に変換され、KG-アインシュタイン系がSchr方程式に変換されます。「オーディンジャー・ポアソン系。この論文では、歴史的な観点と観測との比較からこのモデルの最も興味深い成果のいくつかをレビューし、このモデルが宇宙の暗黒物質の性質に関する質問に対する最後の答えになる可能性があることを示します。
永年: ネストされたサンプリングの終わりに近づいています
このペーパーでは、ネストされたサンプリングの構造に関する分析結果を示し、そこから、ネストされたサンプリングの実装で機能するアルゴリズムの実行時間を推定する手法が開発されます。これらの手法をおもちゃのモデルと真の宇宙論的ネストされたサンプリング実行の両方でテストします。この方法では常に終点を桁違いに予測し、中間点付近の標準誤差以内で真の終点を予測します。
スパース性プライアを使用した弱いレンズ質量マップの 3 次元再構成。 II.三軸クラスターハローの重量測定
| Title |
Three-Dimensional_Reconstruction_of_Weak-Lensing_Mass_Maps_with_a_Sparsity_Prior._II._Weighing_Triaxial_Cluster_Halos |
| Authors |
Shouzhuo_Yang,_Xiangchong_Li,_Naoki_Yoshida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00309 |
Lietal.で発表された継続研究。(2021)、私たちは高解像度の3次元質量マップ再構成アルゴリズム\splinv{}に対して一連のテストを実行しました。$\rho\proptor^{-1}$および$\rho\proptor^{-1.5}$の内部密度プロファイルを持つ三軸ハローによって生成されるせん断場を使用して生成された現実的な模擬カタログに対して質量再構成精度をテストします。。銀河形状ノイズは、1年目のスバルHyperSuprime-Cam(HSC)調査に基づいてモデル化されています。アルゴリズムと暗黒物質ハローモデルの数学的詳細を確認した後、単一ハロー再構成に対する適応LASSO回帰ペナルティ項の係数の最適値を決定します。巨大な三軸ハローのハロー質量の測定に成功しました。質量決定精度は、$0.0625\leqz\leq0.2425$で$M=10^{14.6}~M_\odot$のハローの場合は5%、$10^{14.8}~M_\odot$のハローでは5%です。$0.0625\leqz\leq0.4675$、および赤方偏移範囲$0.0625\leqz\leqの$M=10^{15.0}~M_\odot$および$M=10^{15.2}~M_\odot$の場合は20パーセント0.4675ドル。赤方偏移推定精度は、$0.1525\leqz\leq0.4675$の範囲の上記のハロー質量に対して、常に$\Deltaz/z\leq0.05$を下回っています。また、三軸ハローの方向とハローモデルの系統誤差が再構成結果に大きな影響を与えないことも示します。最後に、現在および将来の銀河調査からの現実的なせん断マップを使用した\splinv{}の機能を示すために、複数のハローによって生成されたせん断カタログを使用して質量分布を再構成した結果を示します。
初期宇宙で形成された原始ブラックホール(PBH)連星が背景のハッブル膨張の影響を受ける確率は、PBHの数密度が非常に低い場合には無視できません(超大質量PBHの場合は実際にこのケースです)。。この論文では、PBHペアの移動距離に対する宇宙膨張の影響を考慮して、任意の拡張質量関数を使用してPBHの合体率を計算しました。すべてのPBHによるトルクと線密度の摂動も考慮されます。$f_\text{pbh}\lesssim0.01$では、PBH、$M\gtrsim10^6M_\odot$、バイナリのマージ率が予想より大幅に低いことがわかります。
LCDM および修正重力宇宙論における完全非線形領域におけるペアワイズ運動の力学
| Title |
Dynamics_of_pairwise_motions_in_the_fully_non-linear_regime_in_LCDM_and_Modified_Gravity_cosmologies |
| Authors |
Mariana_Jaber_and_Wojciech_A._Hellwing_and_Jorge_E._Garc\'ia-Farieta_and_Suhani_Gupta_and_Maciej_Bilicki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00472 |
密度場トレーサーに関する私たちの理解とは対照的に、宇宙速度場に関連する直接統計のモデリングには、依然として大きな改善の余地が残されています。ペアごとの速度の非線形領域の正確なモデリングが欠如しているため、この観測値にエンコードされた情報を十分に活用する能力が制限されます。我々は、標準的なLCDMパラダイムを超えてサブメガパーセクスケールと宇宙論に及ぶ幅広い適用性を備えた、平均降水速度$v_{12}(r,a)$をモデル化するための堅牢なアプローチを提案します。私たちのアプローチには、正確な非線形パワースペクトル記述を使用して完全なペア保存方程式を解くことが含まれます。モデルの堅牢性を評価するために、標準的なLCDMを超えた宇宙論、特にHu-Sawicki$f(R)$-重力モデルとDvali-Gabadadze-Porrati(DGP)修正重力モデルに拡張しました。注目すべきことに、キロパーセクスケールでの暗黒物質粒子のペアごとの速度の予測は、ダイナミックレンジ全体（$0.1\lesssim\xi\lesssim1000$、または$r\geq0.4$Mpc/）を通じてN体シミュレーションと優れた一致を示しています。h)。さらに、異なる重力モデルがペアごとの平均速度の形状と力学に明確な痕跡を残し、宇宙論的な重力法則の強力なテストを提供することを示します。
一次QCD相転移により生成される確率的重力波
私たちは、気泡衝突、音波、流体乱流という3つの異なる発生源を考慮して、一次QCDキラル相転移から生じる確率的重力波背景を調査します。Polyakov-Nambu-Jona-Lasinio(PNJL)モデルの枠組み内で、重力波の相転移の強度を支配するパラメーターを計算し、断熱進化経路に沿ったその大きさを決定します。相転移の強度を評価するために、クォークの動的進化に関連する有効バッグ定数$B_{\mathrm{eff}}$を導入します。擬似真空点における膨張ポテンシャルを計算すると、すべての気泡が暴走モードにあり、気泡壁の速度が光速に達していることがわかります。結果として得られる重力波エネルギースペクトルが推定され、センチヘルツ周波数範囲内で生成された重力波の特徴的な振幅が明らかになります。我々は重力波スペクトルを提示し、それを検出器の感度範囲と比較し、これらの発生源によって生成された重力波スペクトルがBBOや$\mu$ARESなどの将来の検出器によって検出される可能性があることを発見しました。
| Title |
Euclid_preparation._TBD._Galaxy_power_spectrum_modelling_in_real_space |
| Authors |
Euclid_Collaboration:_A._Pezzotta_(1),_C._Moretti_(2_and_3_and_4_and_5_and_6),_M._Zennaro_(7),_A._Moradinezhad_Dizgah_(8),_M._Crocce_(9_and_10),_E._Sefusatti_(5_and_6_and_11),_I._Ferrero_(12),_K._Pardede_(2_and_13_and_6_and_11_and_5),_A._Eggemeier_(14),_A._Barreira_(15_and_16),_R._E._Angulo_(17_and_18),_M._Marinucci_(19_and_20),_B._Camacho_Quevedo_(21_and_9),_S._de_la_Torre_(22),_D._Alkhanishvili_(14),_M._Biagetti_(23_and_6_and_2_and_5),_M.-A._Breton_(9_and_10_and_24),_E._Castorina_(25_and_26),_G._D'Amico_(19_and_27),_V._Desjacques_(20),_M._Guidi_(28_and_29),_M._K\"archer_(22_and_30),_A._Oddo_(2_and_6),_M._Pellejero_Ibanez_(17_and_4),_C._Porciani_(14),_A._Pugno_(14),_J._Salvalaggio_(5_and_11_and_31_and_6),_E._Sarpa_(2_and_11),_A._Veropalumbo_(32_and_33),_Z._Vlah_(34_and_35_and_36),_A._Amara_(37),_et_al._(217_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00679 |
我々は、ユークリッド分光銀河サンプルの今後の解析を考慮して、摂動銀河バイアス拡張の精度を調査します。大規模構造有効場理論(EFTofLSS)による最先端の処方を使用したオイラー銀河バイアス拡張のパフォーマンスを、ラグランジュ摂動理論と高解像度シミュレーションに基づくハイブリッドアプローチと比較します。これらのモデルは、$z=(0.9,1.2,1.5,1.8)$での旗艦IN体シミュレーションの共同スナップショットに対してベンチマークされています。このスナップショットには、H$\alpha$銀河が配置されており、宇宙内の何百万もの天体のカタログが作成されています。ボリュームは約$58\,h^{-3}\,{\rmGpc}^3$です。私たちの分析は、両方のモデルを使用して、検討中の赤方偏移範囲内のパラメーター$(h,\omega_{\rmc})$を同等の制約力で堅牢に推論できることを示唆しています。さらに、スケールカットとモデルの自由度の観点から、EFTofLSSモデルの有効範囲を決定します。これらのテストから、標準的な3次オイラーバイアス展開は、最大波数$k_{\rmmax}=0.45\,h\,{\までの実空間銀河パワースペクトルの完全な形状を正確に記述できることがわかります。パーセントレベルをはるかに下回る測定精度であっても、rmMpc}^{-1}$。特に、これは、ローカルおよび非ローカルのバイアスパラメータ、マターカウンターターム、およびショットノイズ寄与の補正を含む6つの自由な迷惑パラメータを備えた構成に当てはまります。どちらかの潮汐偏りパラメータを物理的動機に基づく関係に固定しても、依然として不偏の宇宙論的制約が生じます。最後に、ユークリッドの予想されるフットプリントに一致する体積を仮定して分析を繰り返しましたが、純度や完全性などの観測効果は考慮せず、この範囲のスケールと赤方偏移にわたって一貫した宇宙論的制約が得られることを示しました。
LiteBIRD の科学目標と予測。大規模CMB偏光を用いた原始重力波の起源に関するケーススタディ
| Title |
LiteBIRD_Science_Goals_and_Forecasts._A_Case_Study_of_the_Origin_of_Primordial_Gravitational_Waves_using_Large-Scale_CMB_Polarization |
| Authors |
P._Campeti,_E._Komatsu,_C._Baccigalupi,_M._Ballardini,_N._Bartolo,_A._Carones,_J._Errard,_F._Finelli,_R._Flauger,_S._Galli,_G._Galloni,_S._Giardiello,_M._Hazumi,_S._Henrot-Versill\'e,_L._T._Hergt,_K._Kohri,_C._Leloup,_J._Lesgourgues,_J._Macias-Perez,_E._Mart\'inez-Gonz\'alez,_S._Matarrese,_T._Matsumura,_L._Montier,_T._Namikawa,_D._Paoletti,_D._Poletti,_M._Remazeilles,_M._Shiraishi,_B._van_Tent,_M._Tristram,_L._Vacher,_N._Vittorio,_G._Weymann-Despres,_A._Anand,_J._Aumont,_R._Aurlien,_A._J._Banday,_R._B._Barreiro,_A._Basyrov,_M._Bersanelli,_D._Blinov,_M._Bortolami,_T._Brinckmann,_E._Calabrese,_F._Carralot,_F._J._Casas,_L._Clermont,_F._Columbro,_G._Conenna,_A._Coppolecchia,_F._Cuttaia,_G._D'Alessandro,_P._de_Bernardis,_M._De_Petris,_S._Della_Torre,_E._Di_Giorgi,_P._Diego-Palazuelos,_H._K._Eriksen,_et_al._(52_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00717 |
我々は、$LiteBIRD$衛星$B$モード調査を使用して、CMB角度パワースペクトルに特定の特徴を生み出すインフレモデルを制約する可能性を研究します。特定のモデル例、つまり観客のaxion-SU(2)ゲージフィールドインフレーションを検討します。このモデルは、インフレーション中に数e倍回転する擬スカラー「アクシオン様」場によって駆動されるゲージ場の変動の増幅から、パリティに違反する重力波を発生させることができます。発生源となる重力波は、再電離バンプスケールでの真空寄与を約1桁上回る可能性があり、再結合バンプスケールでの真空寄与に匹敵する可能性があります。私たちは、原始重力波信号の起源を理解し、時空の量子真空変動とインフレーション中の物質源という2つの生成メカニズムを区別するには、空を完全にカバーし、再電離バンプスケールにアクセスできる衛星ミッションが必要であると主張します。$LiteBIRD$衛星シミュレーションからのモデルパラメーターに対する予想される制約を提示します。これは、文献における以前の研究を補完し、拡張するものです。$LiteBIRD$は、真のモデルがCMBスケールの特徴を備えたaxion-SU(2)モデルである場合、スタロビンスキーモデルなどの標準的な単一フィールドスローロールモデルを重要度の高い状態で除外できることがわかりました。$TB$や$EB$角パワースペクトルなどのモデルのパリティ違反署名を使用して、モデルを標準の単一フィールドスローロールシナリオから解きほぐす可能性をさらに調査します。$LiteBIRD$の識別力のほとんどは、$TB$と$EB$の相関ではなく、$BB$角パワースペクトルに存在することがわかりました。
L 98-59 星系の 3 つの地球型惑星からの大気圏脱出
| Title |
Atmospheric_Escape_From_Three_Terrestrial_Planets_in_the_L_98-59_System |
| Authors |
Emeline_F._Fromont,_John_P._Ahlers,_Laura_N._R._do_Amaral,_Rory_Barnes,_Emily_A._Gilbert,_Elisa_V._Quintana,_Sarah_Peacock,_Thomas_Barclay,_Allison_Youngblood |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00062 |
気候の進化と系外惑星の潜在的な居住可能性に影響を与える非常に重要なプロセスは大気脱出です。大気圏脱出では、星からの高エネルギー放射線が惑星の大気からの水素原子やその他の軽元素の脱出を促します。L98-59は、そのような大気プロセスを研究するためのベンチマークシステムであり、通過する地球サイズの3つの惑星が、M3主星から金星のような星座(4-25S$_\oplus$)を受けています。VPLanetモデルを使用して、さまざまな初期水量を仮定して、L98-59系の進化とその内側の3つの小さな惑星の大気圏脱出をシミュレートします。私たちは、初期の水分量に関係なく、3つの惑星すべてが効率的な水の光分解と水素の損失により、大量の酸素を蓄積していることを発見しました。また、3つの惑星はすべて、急速な水の損失を引き起こすのに十分なXUV束を受けており、発達中の気候や大気に大きな影響を与えています。初期水分含有量が低いシナリオであっても、我々の結果は、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）が将来予定されている観測において、L98-59惑星上の残留酸素の観測に敏感になることを示唆しており、惑星bとcが最も高い。標的は大気圏を保持している可能性が高い。私たちの結果は、これらの小さな岩石惑星の大気の進化を抑制し、多地球型惑星系についての理解を一般化するために、L98-59系の現在および将来の観測の背景を提供します。
高分解能分光法による HD 189733 b の大気金属量と C/O
| Title |
Atmospheric_metallicity_and_C/O_of_HD_189733_b_from_high-resolution_spectroscopy |
| Authors |
Luke_Finnerty,_Jerry_W._Xuan,_Yinzi_Xin,_Joshua_Liberman,_Tobias_Schofield,_Michael_P._Fitzgerald,_Shubh_Agrawal,_Ashley_Baker,_Randall_Bartos,_Geoffrey_A._Blake,_Benjamin_Calvin,_Sylvain_Cetre,_Jacques-Robert_Delorme,_Greg_Doppman,_Daniel_Echeverri,_Chih-Chun_Hsu,_Nemanja_Jovanovic,_Ronald_A._L\'opez,_Emily_C._Martin,_Dimitri_Mawet,_Evan_Morris,_Jacklyn_Pezzato,_Jean-Baptiste_Ruffio,_Ben_Sappey,_Andrew_Skemer,_Taylor_Venenciano,_J._Kent_Wallace,_Nicole_L._Wallack,_Jason_J._Wang,_Ji_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00141 |
KeckPlanetImagerandCharacterizer(KPIC)からの典型的なホットジュピターHD189733bの高解像度$K$バンド発光スペクトルを紹介します。ベイジアン検索フレームワークを使用して、日中の圧力と温度のプロファイル、軌道運動学、H$_2$O、CO、CH$_4$、NH$_3$、HCN、およびH$_2$Sの質量混合比を適合させます。$\rm^{13}CO/^{12}CO$比。$\rm\logH_2O=-2.0^{+0.4}_{-0.4}$と$\rm\logCO=-2.2^{+0.5}_{-0.5}$の質量分率を測定し、上部に配置します。残りの種の制限。特に、局所的な熱平衡を仮定すると、HD189733bの平衡温度での存在が予想されるにもかかわらず、$\rm\logCH_4<-4.5$が99\%の信頼度で見つかります。$\rm^{13}CO$の暫定的な($\sim3\sigma$)検出を行い、取得された事後分布から$\rm^{12}C/^{13}C$比が類似または実質的に示唆される局所的な星間値よりも小さい。$\rm^{13}C$の濃縮の可能性は、氷または原始惑星系円盤の中央面における分別物質の降着と一致すると考えられます。取得された存在量は実質的に星以下の大気$\rmC/O=0.3\pm0.1$に相当しますが、炭素と酸素の存在量は恒星からわずかに超恒星であり、逆相関を予測する核降着モデルと一致しています。C/Oと金属性の間。低C/Oと高金属量の特定の組み合わせは、固体物質の顕著な付着がHD189733bの形成プロセスの後期に起こった可能性を示唆しています。
低密度領域の矮小銀河数に対するフリーストリーミングの影響
| Title |
The_impact_of_free-streaming_on_dwarf_galaxy_counts_in_low-density_regions |
| Authors |
Tamar_Meshveliani,_Mark_R._Lovell,_Robert_A._Crain_and_Joel_Pfeffer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00150 |
私たちは、位相は一致しているがパワースペクトルが異なる初期条件から開始し、EAGLEで進化した流体力学シミュレーションを使用して、冷たい暗黒物質(CDM)と暖かい暗黒物質(WDM)宇宙論における環境の関数としての矮銀河集団の統計を研究します。銀河形成モデル。現在の天の川銀河(MW)と同様のハロー質量を持つDMハローの3~Mpc以内の矮銀河の存在量を測定したところ、銀河の半径方向分布$M_{*}>10^7$であることが判明した。\MsunはWDMとCDMでほぼ同じです。しかし、より低い質量では累積質量関数はWDMの方が浅くなり、CDMよりも$M_{*}\gtrsim10^{5}$~\Msunの矮小銀河が50%少なくなります。CDMと比較したWDMにおける低質量ハロー数の抑制は、ハーフモード質量$M_\rm{hm}$の領域のハローについて、高密度領域から低密度領域へと大幅に増加します。$M>2M_\rm{hm}$の場合、2つのモデルの発光率も過密領域から過密領域に発散します。これは、低密度での崩壊遅延の増加により崩壊が再イオン化閾値の後に押し上げられるためです。ただし、CDMに対するWDMハローの恒星質量とハロー質量の関係は、低密度領域に向かって増加します。最後に、WDMとCDMの間の$M_{*}\gtrsim10^5$\Msunによる銀河の抑制は密度とは無関係であると結論付けます。ハロー数と光度の抑制は、星の質量の増加によってバランスが保たれています。ハロー質量関係。
等しい質量の異方性球状銀河間の衝突における軌道減衰
私たちは、同一の球状銀河の放物線状の衝突における軌道減衰速度に対する動径異方性の影響を調査します。私たちの銀河モデルには、ヘルンクイスト密度プロファイルとオシプコフ-メリット速度分布が含まれています。放射状異方性モデルは等方性モデルの半分の時間でマージすることがわかりました。異方性モデルは潮汐変形の影響を受けやすくなります。これにより、軌道角運動量の内部自由度への伝達が加速されます。最初のアプローチ中であっても、異方性モデルはさらに歪んで、すでにかなりの量の角運動量を失った状態で周囲に到着します。私たちの結果は、合併率と潮汐の持続性の推定に影響を与える可能性があります。
DESIの初期データから特定された $z<1$ の極度に金属に乏しい銀河の大規模サンプル
| Title |
A_Large_Sample_of_Extremely_Metal-poor_Galaxies_at_$z<1$_Identified_from_the_DESI_Early_Data |
| Authors |
Hu_Zou,_Jipeng_Sui,_Am\'elie_Saintonge,_Dirk_Scholte,_John_Moustakas,_Malgorzata_Siudek,_Arjun_Dey,_Stephanie_Juneau,_Weijian_Guo,_Rebecca_Canning,_J._Aguilar,_S._Ahlen,_D._Brooks,_T._Claybaugh,_K._Dawson,_A._de_la_Macorra,_P._Doel,_J._E._Forero-Romero,_S._Gontcho_A_Gontcho,_K._Honscheid,_M._Landriau,_L._Le_Guillou,_M._Manera,_A._Meisner,_R._Miquel,_Jundan_Nie,_C._Poppett,_M._Rezaie,_G._Rossi,_E._Sanchez,_M._Schubnell,_H._Seo,_G._Tarle,_Zhimin_Zhou,_and_Siwei_Zou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00300 |
赤方偏移が比較的低い極度に金属に乏しい銀河(XMPG)は、初期宇宙における銀河の形成と進化を研究するための優れた実験室です。大規模な分光調査や分光追跡観測からそれらを特定するために多大な努力が費やされてきました。以前の研究では、数百のXMPGが特定されました。この研究では、暗黒エネルギー分光装置(DESI)の初期データから$z<1$で223個のXMPGの大規模なサンプルを取得しました。酸素存在量は、[OIII]$\lambda$4363線の検出に基づく直接$T_{\rme}$法を使用して決定されます。サンプルには、酸素存在量の不確かさに基づいて確認された95個のXMPGが含まれています。残りの128個の銀河がXMPG候補とみなされます。これらのXMPGは、DESIで観測された銀河全体の0.01%にすぎません。それらの座標とその他のプロパティは論文に記載されています。最も多くのXMPGの酸素存在量は$\sim1/34Z_{\odot}$、星の質量は約$1.5\times10^7M_{\odot}$、星形成率は0.22$M_{\odot}$年です。$^{-1}$。最も多くの2つのXMPGは、異なる形成メカニズムを示唆する異なる形態を示します。地元の環境調査では、XMPGが比較的密度の低い領域に優先的に存在することが示されています。それらの多くは、通常の星形成銀河の星の質量と金属量の関係(MZR)を下回ります。MZRと理論シミュレーションを比較すると、XMPGは高赤方偏移の星形成銀河によく似ているようです。これらのXMPG集団の性質は、進行中のDESI調査からのより大規模でより完全なサンプルを使用してさらに詳細に調査される予定です。
FASTによるアンドロメダ銀河M31の新しい連続観測
我々は、角度分解能4分角、感度約16mKの口径500メートルの球面電波望遠鏡(FAST)で観測した、1.248GHzでのM31の新しい全強度画像を提示する。新しいFAST画像は、大規模構造に対する感度が高いため、リングの外側で弱い発光を明らかに示しています。宇宙線電子のスケール長2.7kpcを導き出し、4.8GHzでのスケール長を比較することにより、宇宙線電子が主に拡散によって伝播することがわかります。全強度のスペクトル指数はリングに沿って変化しますが、これはシンクロトロン放射のスペクトルの変化に起因すると考えられます。この変動は、おそらくリングに沿った星の形成速度の変化によって引き起こされると考えられます。非熱放射の方位角プロファイルは、リングに沿ってピッチ角が変化する軸対称の大規模磁場によって解釈できることがわかり、M31の複雑な磁場構成が示されています。
天の川質量ホスト近くの低表面輝度銀河の環境消光
| Title |
Environmental_Quenching_of_Low_Surface_Brightness_Galaxies_near_Milky_Way_mass_Hosts |
| Authors |
J._Bhattacharyya,_A.H.G._Peter,_P._Martini,_B._Mutlu-Pakdil,_A._Drlica-Wagner,_A.B._Pace,_L.E._Strigari,_Y.-T._Cheng,_D._Roberts,_D._Tanoglidis,_M._Aguena,_O._Alves,_F._Andrade-Oliveira,_D._Bacon,_D._Brooks,_A._Carnero_Rosell,_J._Carretero,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_T._M._Davis,_S._Desai,_P._Doel,_I._Ferrero,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_G._Giannini,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_K._Kuehn,_J._L._Marshall,_J._Mena-Fern\'andez,_R._Miquel,_A._Palmese,_A._Pieres,_A._A._Plazas_Malag\'on,_E._Sanchez,_B._Santiago,_M._Schubnell,_I._Sevilla-Noarbe,_M._Smith,_E._Suchyta,_M._E._C._Swanson,_G._Tarle,_M._Vincenzi,_A._R._Walker,_N._Weaverdyck,_P._Wiseman_(DES_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00773 |
低表面輝度銀河(LSBG)は、大質量銀河付近の消光やその他の環境プロセスの優れたプローブです。私たちは、さまざまな環境に分布する局所宇宙の大規模ホストの近くにあるLSBGの広範なサンプルを研究しています。表面輝度$\mu_{\rmeff,g}>$24.2magarcsec$^{-2}$のLSBGは、DarkEnergySurveyYear3カタログから抽出され、一方、質量$9.0<log(M_{\star)のホストは、}/M_{\odot})<11.0$天の川銀河と大マゼラン雲に相当するものがz0MGSサンプルから選択されます。我々は、豊富なフォルナクス・エリダヌス星団環境と低密度場の両方において、LSBGの投影された半径方向密度プロファイルを、ホスト周囲の色と表面の明るさの関数として研究しました。クラスター環境と孤立フィールド銀河の両方のホストで、バックグラウンド密度に対する過密度が検出され、ビリアル半径の2.5倍に達します。LSBGサンプルを$g-i$色または表面輝度$\mu_{\rmeff,g}$で分割すると、ホストに近いLSBGは、表面輝度の高い対応物と同様に、著しく赤く明るいことがわかります。LSBGは、クラスター環境と分離環境の両方で、ホストのビリアル半径を超えて見える明確な「赤いシーケンス」を形成します。これは、流入するLSBGの前処理と、両方の宿主サンプルの周囲のバックスプラッシュ集団の消失を示唆しています。ただし、「青い雲」機能が相対的に目立つということは、クラスターホストと比較して分離されたホストの近くで前処理が進行中であることを意味します。
AGN拡張領域における大きなFeK$\alpha$相当幅の偏在性と大きさ
| Title |
The_Ubiquity_and_Magnitude_of_Large_FeK$\alpha$_Equivalent_Widths_in_AGN_Extended_Regions |
| Authors |
P._Tzanavaris_(1,2,3),_T._Yaqoob_(1,2),_S._LaMassa_(4)_((1)_CSST,_UMBC,_(2)_CRESST,_NASA/GSFC,_(3)_APS,_(4)_STScI) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00124 |
核から$\sim$kpcスケールの距離で生じる狭いFeK$\alpha$蛍光輝線は、少数のAGNでのみ検出されています。検出には、延長された線の発光が空間的に分解され、十分に明るいことが必要です。核の近くで発生する細いFeK$\alpha$線と比較すると、それらの線束ははるかに低いですが、かなり大きな等価幅EW$_{\rmFeK\alpha}$を示します。光学的に薄い限界では、等価水素柱密度$の詳細に関係なく、純粋に解析的な議論がそのような線の大きな値EW$_{\rmFeK\alpha}\sim$1keVを自然に予測することを示します。N_H$、またはリプロセッサーのジオメトリ。モンテカルロシミュレーションはこの結果を裏付けており、単純な解析的EW$_{\rmFeK\alpha}$処方がコンプトンシック領域に近づくより高い$N_H$まで耐えられることを示しています。文献の$Chandra$観察と比較し、我々の結果がローカルAGNについて報告されている大きなEW$_{\rmFeK\alpha}$値と一致していることを議論します。この値では、線が$\まで延長して検出されます。sim$kpcスケール、リージョン。我々は、AGNのkpcスケール領域からの大きなEW$_{\rmFeK\alpha}$は遍在しているはずだと主張します。なぜなら、それらは中心X線源の絶対光度に依存せず、散乱光に対してのみ測定されるからです。連続体。カバー係数$\ll$1や任意の小さいカラム密度であっても、値は$\sim$1keV以上になると予測します。私たちは、アタカマ大型ミリ波サブミリ波アレイ(ALMA)で現在日常的に検出されている大規模な分子物質が、$\sim$kpcスケールのFeK$\を引き起こす拡張X線散乱再処理装置として機能する可能性があると提案します。アルファ$の排出。
Ib型SN 2019oys付近の電波波長で明らかになった、高密度で不均質な星周媒質
| Title |
The_dense_and_non-homogeneous_circumstellar_medium_revealed_in_radio_wavelengths_around_the_Type_Ib_SN_2019oys |
| Authors |
Itai_Sfaradi,_Assaf_Horesh,_Jesper_Sollerman,_Rob_Fender,_Lauren_Rhodes,_David_R._A._Williams,_Joe_Bright,_Dave_A._Green,_Steve_Schulze,_and_Avishay_Gal-Yam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00131 |
ここでは、SN2019oysと相互作用するCSMの広帯域無線観測を紹介します。SN2019oysは光学検査で最初に検出され、タイプIbSNとして分類されました。その後、発見から約$\sim$日後に、光学的な再増光と、強くて細い輝線が支配的なスペクトルへのスペクトル遷移を示しました。これは、遠く離れた高密度のCSM殻との強い相互作用を示唆しています。我々は、2.2～36GHzをカバーし、光発見後22～1425日にわたる広帯域のマルチエポック無線スペクトルをシンクロトロン放射源としてモデル化しました。このモデリングを使用して、祖先の衝撃波と質量損失率を特徴付けました。私たちの広帯域電波観測では、強い放射光が観測されています。この発光は、光学的発見から201日後と221日後に観察されたもので、CSM内を伝わる衝撃の前にある物質からの自由吸収の兆候を示しています。さらに、光学的に薄い領域の急峻なべき乗則は、放射電子のシンクロトロン冷却を示しています。SN-CSM相互作用モデルのコンテキストでこれらのスペクトルを解析すると、衝撃速度は14,000$\rmkm\,s^{-1}$、電子数密度は$2.6\times10^5\,\rmcmとなります。$2.6\times10^{16}$cmの距離にある^{-3}$。これは、風速100$\rmkmの場合、前駆大質量星からの質量損失率が$6.7\times10^{-4}\,\rmM_{\odot}年\rm^{-1}$になることを意味します。s^{-1}$(定常風における一定の質量損失率を仮定)。光学的発見から392日後と557日後の後期の電波スペクトルは、幅広いスペクトルピークを示しています。我々は、これが不均一なCSM構造を導入することで説明できることを示します。
SN~2015da: 衝撃後のダスト形成を伴う持続的超光度 Type~IIn 超新星の遅い時間の観測
| Title |
SN~2015da:_Late-time_observations_of_a_persistent_superluminous_Type~IIn_supernova_with_post-shock_dust_formation |
| Authors |
Nathan_Smith,_Jennifer_E._Andrews,_Peter_Milne,_Alexei_V._Filippenko,_Thomas_G._Brink,_Patrick_L._Kelly,_Heechan_Yuk,_and_Jacob_E._Jencson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00253 |
ゆっくりと進化する超光度のTypeIInSN2015daの測光と分光法を紹介します。SN2015daは、非常に高いピーク輝度と、数年間にわたって高い輝度を維持する点で並外れたものです。爆発から8年後でも、SN2015daは通常のSNII-Pのピークと同じくらい明るいままです。この期間にわたって統合された総放射エネルギー(ボロメータ補正なし)は、少なくとも1.6FOEです。軽度のボロメータ補正、巻き上げられた星周物質(CSM)の膨張する冷密シェルの運動エネルギーの追加、および非対称性の考慮を含めると、総爆発運動エネルギーはおそらく5～10FOEでした。CSM相互作用で光度曲線を強化するには、エネルギー爆発と20MsunのH-豊富なCSMが必要であり、これは30Msunを超える大規模な前駆系を意味します。狭いPCygの特徴は、90km/sで安定したCSM膨張を示し、爆発前に約0.1Msun/年という高い平均質量損失率を2世紀にわたって維持する必要があります(爆発時間に向かって増加しますが)。単一星のプレSN質量損失に関する現在の理論モデルはこれを説明できません。遅いCSMは、衝撃を受けていない噴出物中のHに富んだ物質を示すH$\alpha$の幅広の翼と組み合わされて、SN前の質量損失に対する脈動対不安定性モデルを不利にします。むしろ、SN以前の暴力的なバイナリ相互作用がキュープリットである可能性が高い。最後に、SN2015daは、ピーク直後から現在の時代まで輝線に特徴的な非対称の青方偏移を示し、衝撃後の塵形成の明白な証拠を伴う、よく研究された別の超光度SNeIInを追加します。
4FGL J1646.5$-$4406 からの電波食の発見: セアカゴケパルサー連星の新たな候補
| Title |
Discovery_of_radio_eclipses_from_4FGL_J1646.5$-$4406:_a_new_candidate_redback_pulsar_binary |
| Authors |
Andrew_Zic,_Ziteng_Wang,_Emil_Lenc,_David_L._Kaplan,_Tara_Murphy,_Alessandro_Ridolfi,_Rahul_Sengar,_Natasha_Hurley-Walker,_Dougal_Dobie,_James_K._Leung,_Joshua_Pritchard,_Yuanming_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00261 |
大規模な広視野調査により、パルサーのまれなサブクラスの偶然の発見が可能になります。そのようなクラスの1つは、「スパイダー」タイプのパルサー連星で、低質量の(準)恒星伴星を伴うコンパクトな軌道にあるパルサーで構成されます。ASKAPパイロットサーベイ観測における円偏光放射源の探索において、$\gamma$線源{4FGL}~J1646.5$-$4406の誤差領域内の放射源からの非常に変動性の高い円偏光放射を発見しました。。この変動は、$\sim5.3\,$h連星軌道上で伴星からのアブレーションされた物質の背後にあるコンパクトで急峻なスペクトル源の食と一致しています。日食の特性と{4FGL}J1646.5$-$4406との空間的一致に基づいて、我々は、その源はおそらく「セアカゴケ」連星系のリサイクルされたパルサーであると主張します。ASKAPとMurchisonWidefieldArrayの観測からの日食の特性を使用して、日食媒体の特性に広範な制約を与えます。私たちは、変光低質量星と一致する、光学/赤外線に対応する可能性のある星をアーカイブデータから特定しました。パークス電波望遠鏡「ムリヤン」とMeerKATを使用して、電波パルスを広範囲に探索しましたが、パルス放射の実行可能な検出は得られませんでした。パルスが検出されないのは連星内物質での散乱が原因であると考えられますが、星間分散測定値が$\sim$600$\,$pc$を超える場合、ISMからの散乱によってもパルスが検出されないことがもっともらしく説明できる可能性があります。\,$cm$^{-3}$。相手の光学観測から導き出された軌道制約は、将来の$\gamma$線脈動探索にとって非常に価値があり、パルサーとしての源の性質を確認できる可能性がある。
| Title |
The_environmental_dependence_of_Spitzer_dusty_Supernovae |
| Authors |
Lin_Xiao,_Tam\'as_Szalai,_Llu\'is_Galbany,_Ori_Fox,_Lei_Hu,_Maokai_Hu,_Yi_Yang,_Takashi_J._Moriya,_Thallis_Pessi,_Zhanwen_Han,_Xiaofeng_Wang,_and_Shengyu_Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00562 |
スピッツァーが提供する中間赤外線機能のおかげで、SNeの塵の体系的な調査が過去10年間にわたって実行されてきました。研究により、広範囲のSNサブタイプにわたってかなりの量の塵が存在することが明らかになりました。通常のSNeが後に中赤外超過を示し、ダスト状のSNeになるかどうかは、質量損失履歴や前駆体のエンベロープ構造、爆発環境などのいくつかの要因に影響される可能性があります。これらすべてを組み合わせて、環境特性に関連付けることができます。塵の多い環境下で爆発したSNeの体系的な分析は、塵に覆われた爆発星の特性や、そのような激しい塵の生成プロセスが局所環境と関連しているかどうかを測定するために非常に重要になる可能性がある。この研究では、まずIFSデータを使用して、ダストの多いSNeの環境特性を通常のものと比較して研究し、環境特性とダストパラメータの間の相関関係を分析します。ダスティSNeは、通常のタイプと比較して、より高いSFR領域に位置する割合が大きいことがわかりました。ダスト状SNeの発生は金属量にはあまり依存せず、酸素の存在量は太陽系下から太陽系外の金属量にまで及びます。また、ダスティSNeの宿主絶滅は多くの範囲に散在しており、ダスティSNの約40%は極めて低い絶滅環境に位置し、さらに30%はE(B-V)>0.6等のかなり高い宿主絶滅を伴うこともわかりました。
マグネターバーストにおけるカオスとランダム性の定量化
この研究では、高速電波バースト（FRB）を含むさまざまな天体物理学的過渡現象と比較して独特の挙動を明らかにすることを目的として、カオスランダム位相空間の文脈内でマグネターバーストの動的安定性を初めて調査します。私たちは、バースト到着時間と連続事象間のエネルギー差に焦点を当てて、アクティブなマグネター源SGRJ1550-5418およびSGRJ1935+2154からのバーストエネルギー時系列データを分析します。時間領域では明確な分離が見られ、マグネターバーストはFRB、太陽フレア、地震に比べてランダム性が大幅に低く、カオスの程度がわずかに高くなります。エネルギー領域では、マグネターバーストは他の現象と幅広い一貫性を示しますが、これは主に、さまざまなバーストや発生源にわたって観察されるカオスランダム性の広範な分布によるものです。興味深いことに、FRBとマグネターの関係からの予想に反して、我々の分析におけるマグネターバーストの到着時間パターンは、カオスランダム平面で繰り返されるFRBに顕著な近接性を示しません。この発見は、FRBが典型的なマグネターバーストと関連しているという仮説に異議を唱える可能性があるが、FRBが主に銀河FRB200428と同時に観測されたSGRJ1935+2154からの特異なX線バーストのような特殊なマグネターバーストに関連している可能性があるという証拠を間接的に裏付けるものである。
XMM-Newton -- セイファート 1 銀河 IC 4329A の NuSTAR 監視キャンペーン
| Title |
XMM-Newton_--NuSTAR_monitoring_campaign_of_the_Seyfert_1_galaxy_IC_4329A |
| Authors |
A._Tortosa,_C._Ricci,_E._Shablovinskaia,_F._Tombesi,_T._Kawamuro,_E._Kara,_G._Mantovani,_M._Balokovic,_C-S._Chang,_K._Gendreau,_M._J._Koss,_T._Liu,_M._Loewenstein,_S._Paltani,_G._C._Privon_and_B._Trakhtenbrot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00783 |
活動銀河核(AGN)IC4329Aに関する{\itXMM-Newton}と{\itNuSTAR}の共同キャンペーンの結果を紹介します。これは9回の$\times$20ks{\itXMM-Newton}観測で構成されます。2021年8月に実行された、9日間以内の5回の$\times$20ks{\itNuSTAR}観測。各観測内では、AGNはそれほど変動せず、部分変動が5%を超えることはありません。フラックスの変動は、日単位のタイムスケールで、異なる観測間で観察され、最小と最大の2～10keVフラックスの間の比率は30%です。これらの変動は、AGNで通常観察される、明るいときは柔らかくなるという動作に従います。すべての観察において、ソフト過剰が明らかに存在します。以前の観測と一致して、線源のX線スペクトルは140～250keVのカットオフエネルギーを示し、これはさまざまな観測における誤差の範囲内で一定です。私たちは、監視中に一定であることと一致し、おそらく遠くの中性媒体に由来する細い鉄\ka線を検出しました。鉄線の幅広い成分の証拠は見つかりませんでした。これは、内側の円盤が強い反射を生成しないことを示唆しています。反射成分が弱いことがわかります($R_{\rmmax}=0.009\pm0.002$)。また、超高速の流出とともに暖かい吸収体コンポーネントの存在も発見しました。それらのエネルギーを見ると、これらの流出は、AGNの周囲の環境に重大なフィードバック影響を与えるのに十分な機械的パワーを持っています。
無線干渉イメージング用のデータ駆動型事前分布を使用したスケーラブルなベイジアン不確かさの定量化
| Title |
Scalable_Bayesian_uncertainty_quantification_with_data-driven_priors_for_radio_interferometric_imaging |
| Authors |
Tob\'ias_I._Liaudat_and_Matthijs_Mars_and_Matthew_A._Price_and_Marcelo_Pereyra_and_Marta_M._Betcke_and_Jason_D._McEwen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00125 |
スクエアキロメートルアレイのような次世代の電波干渉計は、その前例のない角度分解能と感度のおかげで、科学的発見を解き放つ可能性を秘めています。その可能性を解き放つ1つの鍵は、大量の受信データと複雑さを処理することにあります。この課題には、膨大なデータサイズに対処し、不確実性定量化(UQ)を使用して高品質の画像再構成を提供できる無線干渉イメージング手法を構築する必要があります。この研究では、高次元設定のデータ駆動型(学習された)事前分布を使用して電波干渉イメージングにおけるUQに対処する、QuantifAIという造語の手法を提案しています。私たちのモデルはベイジアンフレームワークに根ざしており、尤度に対して物理的に動機づけられたモデルを使用します。このモデルは、シミュレーションから暗黙的に学習された複雑な情報をエンコードし、事後分布の対数凹面を保証できる、データ駆動型の凸事前分布を利用します。高次元対数凹事後分布の確率集中現象を利用して、MCMCサンプリング手法を回避して事後分布に関する情報を取得します。MAP推定の計算には凸最適化手法を使用しています。これは、MCMCサンプリング戦略よりも高速で、次元のスケールに優れていることが知られています。私たちの方法では、局所信頼区間、つまりベイズ誤差範囲を計算し、再構成された画像に対して構造の仮説検定を実行できます。さらに、さまざまなスケールでピクセルごとの不確実性を計算するための新しい超高速な方法を提案します。シミュレートされた設定で電波干渉画像を再構成し、高速かつスケーラブルなUQを実行することで方法を実証し、MCMCサンプリングで検証します。私たちの方法は、スパース性を促進する事前分布に基づくベンチマーク方法よりも画質が向上し、より意味のある不確実性を示しています。QuantifAIのソースコード:https://github.com/astro-informatics/QuantifAI。
$\texttt{tdescore}$: 潮汐破壊イベントの正確な測光分類器
| Title |
$\texttt{tdescore}$:_An_Accurate_Photometric_Classifier_for_Tidal_Disruption_Events |
| Authors |
Robert_Stein,_Ashish_Mahabal,_Simeon_Reusch,_Matthew_Graham,_Mansi_M._Kasliwal,_Marek_Kowalski,_Suvi_Gezari,_Erica_Hammerstein,_Szymon_J._Nakoneczny,_Matt_Nicholl,_Jesper_Sollerman,_Sjoert_van_Velzen,_Yuhan_Yao,_Russ_R._Laher,_Ben_Rusholme |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00139 |
光学調査は、多数の潮汐破壊現象(TDE)の候補を特定することにますます熟練してきていますが、これらを分類するには一般に広範な分光学的リソースが必要です。ここでは、ZwickyTransientFacility(ZTF)からの$\sim$3000核過渡現象の体系的な調査を使用してトレーニングされた単純な測光分類器$\texttt{tdescore}$を紹介します。サンプルは非常に不均衡であり、TDEは全体の$<$2%を占めています。それでも$\texttt{tdescore}$は非TDEを99.6%の精度で拒否することができ、完全性77.0%、純度80.3%の可能性のあるTDEのサンプルを生成します。したがって、$\texttt{tdescore}$は、文献で利用可能などのTDE光度分類器スキームよりも大幅に優れており、ZTFデータと複数の波長カタログのクロスマッチング。新しい拡張機能では、「SHApleyAdditiveexPlanations」(SHAP)を使用して、個々の$\texttt{tdescore}$分類に対して人間が判読できる根拠を提供し、ユーザーが基礎となる分類子の推論を理解し、意見を形成できるようにします。$\texttt{tdescore}$は、今後のルービン天文台などの時間領域調査によるTDEの測光識別のモデルとして機能します。
ZTF ソース分類プロジェクト: III.変数ソースのカタログ
| Title |
The_ZTF_Source_Classification_Project:_III._A_Catalog_of_Variable_Sources |
| Authors |
Brian_F._Healy,_Michael_W._Coughlin,_Ashish_A._Mahabal,_Theophile_J._du_Laz,_Andrew_Drake,_Matthew_J._Graham,_Lynne_A._Hillenbrand,_Jan_van_Roestel,_Paula_Szkody,_LeighAnna_Zielske,_Mohammed_Guiga,_Muhammad_Yusuf_Hassan,_Jill_L._Hughes,_Guy_Nir,_Saagar_Parikh,_Sungmin_Park,_Palak_Purohit,_Umaa_Rebbapragada,_Draco_Reed,_Avery_Wold,_Joshua_S._Bloom,_Frank_J._Masci,_Reed_Riddle,_Roger_Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00143 |
可変天体の分類により、恒星の内部から銀河核に至るまでの幅広い天体物理学についての洞察が得られます。ZwickyTransientFacility(ZTF)は、10億を超える発生源の変動を記録する時系列観測を提供します。これらのデータは規模が大きいため、徹底的な分析を行うには自動化されたアプローチが必要です。この論文は、以前の研究に基づいて、ZTFソース分類プロジェクト(SCoPe)の結果を報告します。このプロジェクトは、170,632のライトカーブを含む手動で構築されたトレーニングセットを使用して、ニューラルネットワークとXGBoost機械学習(ML)アルゴリズムをトレーニングし、可変ZTFソースの二分分類を実行します。。いくつかの分類器が高い精度と再現率スコアを達成していることがわかり、40のZTFフィールドにわたる1億12,476,749個の光度曲線に対する予測の信頼性が示唆されています。また、XGB分類にとって最も重要な特徴を特定し、2つのMLアルゴリズムのパフォーマンスを比較して、XGB分類器間でより精度の高いパターンを見つけます。作成された分類カタログは一般に公開されており、SCoPe用に開発されたソフトウェアはオープンソースであり、将来の時間領域調査に適応できます。
超大型望遠鏡のフォトニックランタンによる分光天文計測とイメージングサイエンス
| Title |
Spectroastrometry_and_Imaging_Science_with_Photonic_Lanterns_on_Extremely_Large_Telescopes |
| Authors |
Yoo_Jung_Kim,_Michael_P._Fitzgerald,_Jonathan_Lin,_Steph_Sallum,_Yinzi_Xin,_Nemanja_Jovanovic,_Sergio_Leon-Saval,_Christopher_Betters,_Pradip_Gatkine,_Olivier_Guyon,_Julien_Lozi,_Dimitri_Mawet,_Barnaby_Norris,_S\'ebastien_Vievard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00221 |
フォトニックランタン(PL)は、マルチモードファイバーの形状からシングルモードファイバーの束に徐々に移行するテーパー導波路です。天文学用途では、PLはマルチモード望遠鏡の光をマルチモードファイバー入口に効率的に結合し、それを複数のシングルモードビームに変換できます。出力ビームは非常に安定しており、高解像度分光器やフォトニックチップビームコンバイナへの供給に適しています。たとえば、出力コアの相対強度を波長の関数として使用することにより、PLは分光天文測定を可能にします。さらに、出力コア内のビームをバックエンドのビーム結合器で干渉させることにより、PLを高スループットの干渉イメージングに使用できます。超大型望遠鏡(ELT)で使用すると、感度と角度分解能が向上し、PLのイメージング機能と分光天文測定機能がより高いコントラストとより小さな角度スケールまで拡張されます。私たちは、系外衛星、クェーサーのブロードライン領域、および星内周円盤の研究を含む、ELT上のPLの分光天文およびイメージング科学の可能性のある事例を研究しています。
RadioGalaxyNET: 拡張電波銀河と赤外線ホストを検出するためのデータセットと新しいコンピューター ビジョン アルゴリズム
| Title |
RadioGalaxyNET:_Dataset_and_Novel_Computer_Vision_Algorithms_for_the_Detection_of_Extended_Radio_Galaxies_and_Infrared_Hosts |
| Authors |
Nikhel_Gupta,_Zeeshan_Hayder,_Ray_P._Norris,_Minh_Huynh,_and_Lars_Petersson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00306 |
次世代の深層調査から電波銀河カタログを作成するには、拡張ソースの関連コンポーネントとそれに対応する赤外線ホストの自動識別が必要です。この論文では、マルチモーダルデータセットであるRadioGalaxyNETと、複数コンポーネントの拡張電波銀河とそれに対応する赤外線ホストの検出と位置特定を自動化するように設計された一連の新しいコンピュータービジョンアルゴリズムを紹介します。このデータセットは、電波と赤外線の両方のチャネルを含む2,800枚の画像に含まれる4,155個の銀河で構成されています。各インスタンスは、拡張電波銀河クラス、すべてのコンポーネントを含む対応する境界ボックス、ピクセルレベルのセグメンテーションマスク、および対応する赤外線ホスト銀河のキーポイント位置に関する情報を提供します。RadioGalaxyNETは、高感度のオーストラリアンスクエアキロメートルアレイパスファインダー(ASKAP)電波望遠鏡からの画像、対応する赤外線画像、銀河検出用のインスタンスレベルの注釈を含む最初のデータセットです。私たちは、データセット上でいくつかの物体検出アルゴリズムのベンチマークを行い、電波銀河と赤外線ホストの位置を同時に検出するための新しいマルチモーダルなアプローチを提案します。
GaiaNIR：処理と測光に関する注意事項
特に、Gaiaの後継機として2045年頃に打ち上げられる可能性のあるGaiaNIR用に設計された、天文衛星による機内処理と測光に関するいくつかのアイデアが紹介されています。-提案されている検出器からのデータの初期処理が実装された場合、スキャン全体のスミアリングが重要ではなくなるため、GaiaNIRでの感度の向上、画像のオーバーラップの減少、およびPSFキャリブレーションの簡素化が実現します。-天文測光および天体物理学的理由から必要とされる高い角度分解能には、フィルター測光が必要です。低分散スペクトルは、星密度が高くなると機能しなくなるため、疑問視されています。GaiaNIRでは、予想される星の数が多いため、Gaiaよりもはるかに大きな問題になります。読者の皆様への対応として、言葉だけで述べることができるGaiaNIR測光に関するすべての議論をこのノートに収集することが目的でした。衛星上の測光装置を定義するために行われる残りの作業には、さらなる定量的評価とさまざまなオプションの比較が必要です。最後に、1)フィルターの利点は、測光観測が天文測定にも使用できることです。2)ガイアのXPスペクトルは、G<~18.5等の約4億個の単一星について非常に良好な天体物理データを提供しますが、フィルターでは次のような結果が得られます。すべてのより暗い星とすべての多重星にとってより良い、そして3)天体物理学にとって、NIRの低分散スペクトルがフィルターに比べてどのような利点を持っているかは現時点では明らかではありません。
未確認の異常現象を研究するための UAPx の最初の野外遠征の初期結果
| Title |
Initial_Results_From_the_First_Field_Expedition_of_UAPx_to_Study_Unidentified_Anomalous_Phenomena |
| Authors |
M._Szydagis,_K.H._Knuth,_B.W._Kugielsky,_C._Levy,_J.D._McGowan,_M.D._Phelan,_and_G.P._Voorhis_Jr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00558 |
2021年7月、アルバニー大学物理学科の教員は、カタリナ島に位置するカリフォルニア州アバロンおよびその近隣のUAPに関するデータを収集するため、組織UAPxとの1週間にわたる現地調査に参加した。この文書では、この共同作業で採用されたハードウェアとソフトウェアの両方の技術をレビューし、成功と失敗についての率直な議論と、学んだ教訓を将来の遠征に適用する方法に関するセクションが含まれています。観測可能な光と赤外線の両方のカメラが配備され、さらに他の（非電磁波）放射に対するセンサーも配備されました。ピクセル減算法は、カメラの視野を横切る空および/または海の物体の初期識別を提供するために、他の同様の単純な方法で強化されました。最初の結果は、合計約1時間のトリガーされた可視/暗視モードビデオと600時間以上記録されたトリガーされていない(遠方)IRビデオ、および55時間の(バックグラウンド)放射線測定に基づいて提示されます。当初は異常である可能性があったいくつかのあいまいさについて複数の説明的解決を行った後、太平洋標準時間で7月16日金曜日の午前4時頃に捕捉された主要な残りのあいまいさに焦点を当てます。可視/近赤外カメラの暗い点は、おそらく電離放射線と一致しています。これまでのところ、ありきたりな説明には抵抗してきた。最後に、ハードサイエンスに基づいたUAP研究というまだ初期段階にあるこの分野における本格的な研究者向けの定量的な提案を行います。最終的な目標は、ありきたりな結論や推測的な結論への確証バイアスを持たずにUAPを特定することです。
質量範囲7～15Msunの太陽金属量星の進化と最終運命。 I. AGB から SAGB 星への移行、電子捕獲と核崩壊超新星前駆体
| Title |
Evolution_and_final_fate_of_solar_metallicity_stars_in_the_mass_range_7-15_Msun._I._The_transition_from_AGB_to_SAGB_stars,_Electron_Capture_and_Core_Collapse_Supernovae_progenitors |
| Authors |
Marco_Limongi,_Lorenzo_Roberti,_Alessandro_Chieffi,_Ken'ichi_Nomoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00107 |
標準的な初期質量関数によると、7～12Msunの範囲の星は、7Msunよりも重い星の約50%（数による）を構成しますが、それにもかかわらず、それらの進化的特性、特に最終的な星は、運命についてはまだほとんど研究されていません。この論文では、主系列前段階から超新星前段階、または熱パルス段階の進行段階まで、太陽の金属性、つまり7～15Msunの範囲の非回転星の進化特性の詳細な研究を紹介します。初期質量により異なります。我々は、(1)7.00Msunは縮退したCOコアを発達させ、C燃焼反応を起こさないという意味で古典的なAGB星として進化することを発見しました。(2)初期質量M>=9.22Msunの星は、核崩壊超新星として一生を終えます。(3)7.50<=M/Msun<=9.20の範囲にある星は、縮退したONeMgコアを発達させ、熱パルスSAGB段階を通じて進化します。4)質量範囲7.50<=M/Msun<=8.00の星は、ハイブリッドCO/ONeMg-またはONeMg-WDとして寿命を終えます。(5)初期質量が8.50<=M/Msun<=9.20の範囲にある星は、電子捕獲型超新星として爆発する可能性があります。
ファイバー分解光学および近紫外チェルニーターナーイメージング分光偏光計 (FRANCIS)
| Title |
The_Fibre_Resolved_opticAl_and_Near-ultraviolet_Czerny-Turner_Imaging_Spectropolarimeter_(FRANCIS) |
| Authors |
D.B._Jess,_S.D.T._Grant,_W._Bate,_J._Liu,_S._Jafarzadeh,_P.H._Keys,_L.E.A._Vieira,_A._Dal_Lago,_F.L._Guarnieri,_D.J._Christian,_D._Gilliam,_D._Banerjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00122 |
太陽物理学界は、次世代の地上および宇宙施設が充実する黄金時代を迎えています。最新の観測望遠鏡による分解能の向上により、これらの新しい施設の回折限界で動作しながら、高い空間分解能、時間分解能、スペクトル分解能で（ほぼ）同時の測定を取得することがより困難になっています。したがって、近年、高い空間分解能、時間分解能、スペクトル分解能の3つを同時に取得するために積分フィールドユニット(IFU)が提供する機能に対する関心が高まっています。これまで、太陽物理研究用に開発されたIFUは、中間光および赤外の測定に焦点を当ててきました。ここでは、近紫外から中間光の波長範囲内で動作するように設計されたIFUプロトタイプを紹介します。これにより、これまでに開発された機器スイートに追加のスペクトル範囲が提供されます。IFUは、近々開発予定の2メートルクラスのインド国立大型太陽望遠鏡の低予算の概念実証として建設され、円形断面ファイバーを使用して光をチェルニーターナー構成の分光器に導き、得られたスペクトルを高精度の光ファイバーを使用して捕捉します。量子効率科学CMOSカメラ。各入力ファイバーのマッピングにより、非偏光構成で動作しながら20/秒を超えるフレームレートで2次元スペクトル画像の再構成が可能になります。ここで紹介する科学検証データは、近紫外波長で動作するファイバー供給型IFUが太陽物理学の研究に適していることを強調しています。重要なのは、このタイプの機器のデモンストレーションが成功したことで、今後の地上および宇宙搭載の望遠鏡施設に適した将来の改良型を作成するためのさらなる技術開発への道が開かれることです。
IACOB プロジェクト X. 銀河青色超巨星の大規模定量分光分析
| Title |
The_IACOB_project_X._Large-scale_quantitative_spectroscopic_analysis_of_Galactic_blue_supergiants |
| Authors |
Abel_de_Burgos,_Sergio_Sim\'on-D\'iaz,_Miguel_A._Urbaneja,_Joachim_Puls |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00241 |
青色超巨星(BSG)は、大質量星の進化を理解するための重要な天体です。しかし、理論的予測と経験的観察の間の相違により、まだ答えられていない重要な問題が明らかになりました。BSGの統計的に有意で偏りのないサンプルを研究することは、状況を改善するのに役立ちます。私たちは、IACOB分光データベースからの銀河BSGの大規模なサンプルの均質かつ包括的な定量的分光分析を実行することを目指しています。IACOB-BROADを使用して、投影回転速度($v\sini$)と巨大乱流の広がり($v_{\rmmac}$)を導出します。FASTWIND計算を使用して、実効温度($T_{\rmeff}$)、表面重力、微小乱流($\xi$)、SiとHeの表面存在量、風の強さのパラメーターを導き出しました。我々は、これまでに分光分析された銀河系BSGの最大のサンプル(538個のO9-B5型星からなる)について、上記の量の推定値を提供します。約21kKではBSGの相対数が減少していることがわかり、これはその温度以下では高速回転する星が不足していることと一致している。私たちは、この特徴が15～85Msolの範囲の経験的な終末期主系列の位置を大まかに描写しているのではないかと推測しています。O星とBSGの$v\sini$分布の主な特徴を$T_{\rmeff}$の関数として調べることにより、角運動量を星の中心核から表面に効率的に輸送するメカニズムは次のようなものである可能性があることを提案します。主なシーケンスに沿って動作します。$\xi$,$v_{\rmmac}$と分光光度の間に相関関係が見られます。また、BSGのわずか20%しかHeが豊富な雰囲気を持っていないこともわかり、BSGのこの特定のサブサンプルの起源が二元進化にある可能性があることを示唆しています。$T_{\rmeff}$の低い方に向けて風の双安定領域にわたって風の強さが増加するという明確な経験的証拠は見つかっていない。
AE Aqr ツインの VLBI 検出、LAMOST J024048.51+195226.9
| Title |
VLBI_detection_of_the_AE_Aqr_twin,_LAMOST_J024048.51+195226.9 |
| Authors |
Pengfei_Jiang,_Lang_Cui,_Xiang_Liu,_Bo_Zhang,_Yongfeng_Huang,_Hongmin_Cao,_Tao_An,_Jun_Yang,_Fengchun_Shu,_Guiping_Tan_and_Jianping_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00307 |
LAMOSTJ024048.51+195226.9(J0240+1952)は、既知の中で最も高速に回転する白色矮星である、2番目のAEAquarii(AEAqr)型激変変星であると最近特定されました。私たちは、ヨーロッパVLBIネットワークを1.7GHzで利用してJ0240+1952の超長基線干渉計(VLBI)観測を実行し、質量スケールでの電波形態の最初のビューを取得しました。私たちの高解像度VLBI画像は、電波放射が質量スケール($\lesssim2$\,AU)でコンパクトであることを明確に示しており、電波ジェットや長時間の放射の証拠はありません。この小型電波源の平均磁束密度は$\sim0.37$\,mJyで、その輝度温度は$\gtrsim2.3\times10^{7}$\,Kで与えられ、非熱起源であることが確認されました。この放射は、AEAqrで見られる電波フレアと同様に、数十分の時間スケールで不規則な変動を示します。J0240+1952の測定されたVLBI位置は、\textit{Gaia}から得られたものと一致しています。我々の結果は、電波放射がこの系の磁化小塊の拡大によるシンクロトロン放射の重ね合わせによるものであるというモデルを支持するものである。
先端宇宙太陽観測衛星 (ASO-S/FMG) に搭載されたフルディスク磁気記録計の磁場校正
| Title |
The_Magnetic_Field_Calibration_of_the_Full-Disk_Magnetograph_onboard_the_Advanced_Space_based_Solar_Observatory_(ASO-S/FMG) |
| Authors |
S._Liu,_J.T._Su,_X.Y._Bai,_Y.Y._Deng,_J._Chen,_Y.L._Song,_X.F._Wang,_H.Q._Xu,_X._Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00319 |
フルディスク磁気記録計は、先進宇宙太陽観測所(ASO-S/FMG)に搭載された主要な科学ペイロードであり、ストークスパラメーター観測を通じてベクトル磁場を測定します。磁場値の精度は、FMG磁場測定の品質をチェックする上で重要な側面です。FMGの設計によれば、磁場校正には、弱磁場近似に基づく線形校正方法が推奨されます。ただし、宇宙船の軌道速度は、観測されるスペクトル線の位置に影響を及ぼし、偏光信号強度の変化を引き起こす可能性があります。したがって、磁場は宇宙船の軌道速度によって変調されます。この記事では、FMGとHMI(太陽力学天文台に搭載されたヘリオ地震・磁気イメージャ)間の相互校正を通じて、磁場校正係数に対する探査機の軌道速度の影響を調査します。FMGとHMIの磁場を補助基準としての宇宙船軌道速度と比較することにより、宇宙船軌道速度に依存する修正された線形校正係数が得られる。宇宙船の軌道速度の影響を除去した修正された校正係数によって補正されたFMGの磁場は、より正確になり、科学研究に適したものになります。
| Title |
Exsolution_process_in_white_dwarf_stars |
| Authors |
Maria_Camisassa,_Denis_A._Baiko,_Santiago_Torres,_and_Alberto_Rebassa-Mansergas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00604 |
白色矮星(WD)星は、高密度プラズマの物理学を研究するための宇宙実験室と考えられています。さらに、星の集団や主系列伴星の年代を測定するための宇宙時計としてWD星を使用するには、これらの星の正確な年齢を提供するためにWDの物理学を適切に理解する必要があります。私たちは、WD星の内部における溶出、つまり結晶化したイオン二元混合物が成分の異なる割合を持つ2つの固溶体に分離するプロセスを研究することを目的としています。親固体混合物の組成に応じて、このプロセスで熱が放出または吸収されるため、WDの冷却が遅れたり加速したりすることがあります。溶出の正確な状態図に基づいて、我々は、炭素-酸素と酸素-ネオンの両方のコア組成を持ち、質量がそれぞれ0.53～1.29Msunと1.10～1.29Msunの範囲にある水素リッチWDでこのプロセスをモデル化しました。Exsolutionは、WDの低光度(log(L/Lsun)$\lesssim$-2.75)および実効温度(Teff$\lesssim$18000K)で発生する遅いプロセスです。COでは、同じ質量のONeWDよりも明るい光度で溶出が始まることがわかりました。巨大なWDは、低質量のWDよりも明るい光度で解離します。WDの冷却時間に対する脱溶の最終的な影響は、星の質量と正確な化学プロファイルに依存します。標準的なコアの化学プロファイルと混和ギャップの微物理学に関する好ましい仮定の場合、冷却遅延はL/Lsun~-5で~0.35Gyrsにもなる可能性があります。このプロセスに関連する可能性のある化学的再分布を無視しましたが、これにより冷却がさらに遅れる可能性があります。ExsolutionはWDの冷却時間にわずかな影響を与えるため、それに関連するGaiaカラー強度図にはWD分岐が見つかりません。しかし、大規模なWDでの放出はWDの光度関数のかすかな端を変える可能性があり、その結果WDの宇宙年代学に影響を与えます。
コロナル フラックス ロープの自動識別と追跡 -- パート II: 数学的形態学に基づいた新しいフラックス ロープ抽出方法とたわみ解析
| Title |
The_Automatic_Identification_and_Tracking_of_Coronal_Flux_Ropes_--_Part_II:_New_Mathematical_Morphology-based_Flux_Rope_Extraction_Method_and_Deflection_Analysis |
| Authors |
Andreas_Wagner,_Slava_Bourgeois,_Emilia_K._J._Kilpua,_Ranadeep_Sarkar,_Daniel_J._Price,_Anshu_Kumari,_Jens_Pomoell,_Stefaan_Poedts,_Teresa_Barata,_Robertus_Erd\'elyi,_Orlando_Oliveira,_Ricardo_Gafeira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00673 |
我々は、Wagnerらの方法論に基づいて構築された、太陽コロナ磁場モデリングデータ用の磁束ロープ(FR)抽出ツールを紹介します。（2023年）。このスキームを活性領域AR12473およびAR11176の磁場シミュレーションに適用します。この方法を以前の方法と比較し、それぞれ最大200Mmと300Mmの高さまでの新たに抽出されたFRの3D運動を研究します。抽出方法は、ツイストパラメーターと、オープニング変換や形態学的勾配を含むさまざまな数学的形態学アルゴリズムに基づいています。抽出元の平面内のFRの円形性を調査することで、メソッド間の違いを強調します。活性領域のシミュレーションは、時間依存のデータ駆動型磁気摩擦モデル(TMFM;Pomoelletal.(2019))を使用して実行されます。シミュレーション時間全体にわたって頂点を追跡することでFR軌跡を調査します。このアップグレードされた方法論により、FR形状に関する事前の仮定が少なくなり、より多くのツールがユーザーに提供され、その結果、より正確な磁力線のセットが得られることを実証します。伝播解析の結果、AR12473から噴出するFRはAR11176FRよりも強いダイナミクスを示し、領域内を上昇する際に大きな偏向を示すことがわかりました。AR11176FRはより安定しているように見えますが、依然として顕著なたわみがあります。これは、これらの低いコロナ高では、それほど動的でない場合であっても、FRが伝播方向に大きな変化を起こすことを裏付けています。モデリング結果は観測によっても検証されており、AR12473は実際に動的かつ噴火的ですが、AR11176はシミュレーション時間枠の外で噴火のみを特徴としています。
α + 8Be 反応におけるポケット共鳴の観点から見たホイルと関連励起状態
| Title |
The_Hoyle_and_associated_excited_states_from_the_viewpoint_of_pocket_resonances_in_alpha_+_8Be_reactions |
| Authors |
Teck-Ghee_Lee,_Orhan_Bayrak,_Ian_J._Thompson_and_Cheuk-Yin_Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16837 |
光モデル結合チャネル枠組み内の基底状態の拡張$^8$Be原子核上の$\alpha$粒子の反応におけるポケット共鳴の観点から、ホイル状態とそれに関連する励起状態の生成を調べる。予測された反応断面積は、質量中心エネルギー$E_{\rmcm}$の関数として、ホイル共鳴を含む顕著な共鳴を示します。これらの共鳴の位置と幅は、ターゲットの変形($\beta_2$パラメータ)と核表面ポテンシャルのパリティに敏感であり、偶数パリティの$L$部分波は奇数パリティのものと比べてより深い$-$$\alpha$ボソンのボース・アインシュタイン交換により、表面領域で$L$部分波が発生します。反応断面積をさまざまな部分波に分解すると、共鳴エネルギーと共鳴幅が、$0_2^+$(ホイル状態)、$0_3^+$、$1_1^についての利用可能な実験データおよび以前の超球面計算と合理的に一致することがわかります。$^{12}$Cの-$状態と$3_1^-$状態。ただし、理論上の幅が狭い$2_2^+$状態を除きます。波動関数と共鳴幅を分析すると、狭くて鋭い$0_2^+$、$3_1^-$、$2_2^+$共鳴がポケット共鳴、つまりポテンシャル障壁以下で起こる共鳴であるのに対し、広い$0_3^+$共鳴が特定される。^+$および$1_1^-$共鳴は障壁を超えた共鳴です。天体物理学応用の場合、$\alpha$+$^8$の融合について、$E_{\rmcm}$$<$1.0MeVの天体物理学$S(E_{\rmcm})$-factorも評価します。推定された$s$-wave$\alpha$+$^8$Be反応断面積と関連する$\gamma$-および$に基づいて$^{12}$C$(2^+)$状態になることポテンシャルポケット内の$^{12}$C励起状態の減衰の\alpha$-減衰幅。
周波数領域における準単色 LISA ソース
LISAで対象となるバイナリ音源の中には、観測時間中の重力波周波数$\Deltaf\lesssim1\;\mbox{yr}^{-1}$の変化という意味で準単色なものもあります。私たちは、LISAの動きとLISAパターン関数によって引き起こされるドップラーシフトを考慮して、周波数領域(FD)でこれらの音源を研究し、その結果を時間領域での以前の研究と比較します。また、準単色の場合から$\Deltaf\gtrsim1\;\mbox{yr}^{-1}$の場合に適用される、フィッシャー行列計算で一般的に使用される定常相近似への移行についても説明します。
最小左右対称モデルにおける希薄暗黒物質の解剖学
初期宇宙の「長寿命」粒子によって注入された一時的な物質支配と後期エントロピー希釈は、正しい暗黒物質遺物密度を生み出すための標準メカニズムとして機能します。私たちは最近、粒子の部分的な崩壊を希釈して暗黒物質にすることの宇宙論的重要性を指摘しました。このような方法で暗黒物質が再生成されると、暗黒物質は熱的な対応物よりも高い運動量を運び、その結果、大規模な構造観察によって制約される線形物質のパワースペクトルが抑制されます。この研究では、ニュートリノ質量の起源を説明する最小左右対称モデルに対するそのような制約の影響を研究します。私たちは、宇宙論とさまざまな天体物理学および地球上の制約によって許容される、実行可能なパラメーター空間を使用して、考えられる希釈シナリオの系統的な解剖図を作成します。我々は、観測された暗黒物質遺物の存在量に対応するには、左右対称性の自発的破れのスケールがPeV以上でなければならないこと、そして宇宙論がその最も感度の高いプローブを提供し続けるであろうことを示す。希釈剤がより重い右旋ニュートリノの1つである場合、それははるかに軽く、電弱スケールの近くにある可能性があります。
球対称異方性の奇妙な星
この研究では、奇妙な星に異方性が存在する可能性について広範な研究を行いました。このタスクを達成するために、ストレンジマターに3つの異なる構成を使用します。不対物質、2フレーバー超電導ストレンジマター(2SC)ストレンジマター、および完全に3フレーバー超電導ストレンジマター(CFL)です。それぞれの構成について、質量と半径の関係、無次元の潮汐パラメータ、慣性モーメント、さまざまな程度の異方性に対する表面曲率など、奇妙な星に関連する量を計算します。可能な限り、私たちは結果を文献にある制約と比較し、特に非常に重いパルサー(PSRJ0952-0607)や非常に軽いコンパクトな天体(HESSJ1731-347)の存在に焦点を当てます。
マルチメッセンジャー時代の量子重力現象学のホワイトペーパーとロードマップ
| Title |
White_Paper_and_Roadmap_for_Quantum_Gravity_Phenomenology_in_the_Multi-Messenger_Era |
| Authors |
R._Alves_Batista,_G._Amelino-Camelia,_D._Boncioli,_J._M._Carmona,_A._di_Matteo,_G._Gubitosi,_I._Lobo,_N._E._Mavromatos,_C._Pfeifer,_D._Rubiera-Garcia,_E._N._Saridakis,_T._Terzi\'c,_E._C._Vagenas,_P._Vargas_Moniz,_H._Abdalla,_M._Adamo,_F._K._Anagnostopoulos,_V._Antonelli,_M._Asorey,_A._Ballesteros,_D._Benisty,_M._Boettcher,_J._Bolmont,_A._Bonilla,_P._Bosso,_M._Bouhmadi-L\'opez,_L._Burderi,_A._Campoy-Ordaz,_S._Caroff,_S._Cerci,_J._L._Cortes,_V._D'Esposito,_S._Das,_M._de_Cesare,_M._Demirci,_F._Di_Lodovico,_T._Di_Salvo,_J._M._Diego,_G._Djordjevic,_A._Domi,_L._Ducobu,_C._Escamilla-Rivera,_G._Fabiano,_D._Fern\'andez-Silvestre,_S._A._Franchino-Vi\~nas,_A._M._Frassino,_D._Frattulillo,_L._J._Garay,_M._Gaug,_L._\'A._Gergely,_E._I._Guendelman,_D._Guetta,_I._Gutierrez-Sagredo,_P._He,_S._Heefer,_T._Juri\'c,_et_al._(47_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00409 |
量子力学と一般相対性理論の統合は長い間実現できませんでした。量子重力に関するさまざまな考えられる理論の経験的予測が検証されるようになったのはつい最近のことです。マルチメッセンジャー高エネルギー天体物理学の黎明期は、地球上の実験で可能であるよりもはるかに高いエネルギーを持ち、はるかに長い距離を移動する粒子を研究できるため、非常に有益ですが、いくつかの面でさらなる進歩が必要です。ここでは、量子重力現象学に関する現在の戦略と実験枠組みの徹底的な評価が提供されます。私たちの目的は2つあります。暫定的なマルチメッセンジャー探索の説明と、将来の検出実験に焦点を当てることです。本研究では、COSTアクションCA18108「マルチメッセンジャーアプローチにおける量子重力現象学（QG-MM）」を通じて形成された研究者ネットワークの展望として、将来の理論枠組み、観測設備、量子重力現象学の目的を推進するには、データ共有ポリシーが満たされる必要があります。
VLBI 観測に基づくテンソル対スカラー比の制約: PGW 誘導インコヒーレンス アプローチ
| Title |
Constraining_tensor-to-scalar_ratio_based_on_VLBI_observations:_PGWs_induced-incoherence_approach |
| Authors |
Fateme_Shojaei_Arani,_Malek_Bagheri_Harouni,_Brahim_Lamine,_Alain_Blanchard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00474 |
インフレーションシナリオによって予測される原始重力波（PGW）の背景は、宇宙論的距離にわたって伝播する電磁場のインコヒーレンスを誘発します。我々は、超長基線干渉法（VLBI）調査によって達成される角サイズ赤方偏移\theta-z測定に基づいて、基礎となるインフレーションパラメーター、特にテンソル対スカラー比rを制約するための新しいスキーマを提案します。VLBI観測は、コヒーレンス長を波長と角度サイズ、つまりd_coh<\lambda/\thetaで表すvan-CitterZernike定理に依存しています。この研究では、赤方偏移z_*に位置する信号源から地球への伝播に沿った、(VLBIに関与する)無線信号とPGWとの相互作用が、視界のぼやけにつながることを示します。ぼかし効果は、高度に絞り込まれたPGWに対して評価されます。可視性を損なわないためには、干渉計の投影されたベースラインが\xi_sq(z)より小さくなければならないことがわかります。\xi_sq(z)は、テンソルに反比例します。\xi_sq\proptor^{-1/2}によるスカラー比。したがって、干渉パターンに基づくVLBI観測では、\xi_sq(z)が放出された放射線のd_cohよりも大きいという事実によってrに制約が課せられます。制約を評価するために、VLBIで観測され、赤方偏移範囲0.46<z<2.73に位置するコンパクトな電波クエーサーのサンプルを使用します。このパラメータに対する現在の制約をはるかに超える、テンソル対スカラー比の厳しい上限r<2.10^{-6}が得られます。結果に影響を与える可能性のあるさらなる問題と注意事項が検討されます。特に、PGWの量子から古典への移行の考えられる影響について議論します。最終的に、原始テンソル摂動の背景は、より遠方の音源の角サイズ赤方偏移の高精度VLBI測定の助けを借りて、より制約される可能性があります。
| Title |
The_maximum_mass_of_a_black_hole_which_can_tidally_disrupt_a_star:_measuring_black_hole_spins_with_tidal_disruption_events |
| Authors |
Andrew_Mummery |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00557 |
ブラックホールの事象の地平面にある物体が受ける潮汐加速度は、ブラックホールの質量の2乗に1ずつ減少します。そのため、ブラックホールが事象の地平線の外側で物体を潮汐力によって破壊し、観測可能な発光を引き起こす可能性がある最大質量が存在します。この最大質量は「ヒルズ質量」として知られており、完全な一般相対性理論は、ブラックホールのスピン$a_\bullet$と、ブラックホールの回転軸に対する到来する天体の軌道の傾斜角の両方の関数です。$\psi$。この論文では、ヒルズの質量が$a_\bullet$と$\psi$の単純な解析関数で表現できること、これがこの問題の最初の一般解であることを示します。この一般的な解は、最内結合球面軌道として知られる臨界カー計量軌道のクラスの対称性を利用することによって見出されます。興味深いことに、ブラックホールの回転が固定されている場合、最大のヒルズ質量は、ブラックホールの赤道面$\psi\neq\pi/2$の外側に入る軌道傾斜角に位置する可能性があります。文献にある以前の結果と比較すると、この効果は、最大回転するブラックホールの最大ヒルズ質量(固定スピンで)の$\sqrt{11/5}\simeq1.48$の増加につながる可能性があります。。次に、潮汐破壊イベントにおけるブラックホールの質量の推定と組み合わせたベイズ推論を使用して、ブラックホールのスピンに保守的な制約を課す方法を示します。これらのスピン分布を計算する、公開されているコードtidalspinを提供します。
何が発見をもたらすのか
第182回ノーベルシンポジウムの議事録への寄稿の中で、私は物理学者や天文学者が使用する「発見」の概念について考察します。特に、私は科学界が発見と、より弱い証拠によってのみ裏付けられている命題をどのように区別しているかについてコメントし、このプロセスの社会的性質を強調し、そのような判断を下す際の主観的な要素について言及します。私は、意図的にベイジアン的な性質を持ったアプローチを支持します。このアプローチでは、個人が自分の事前情報を評価して公に述べ、体系的に更新することが奨励されます。これらの実践を銀河中心のガンマ線過剰の事例に適用して終わります。
MAVEN ROSE を使用した太陽極小期の乱れのない火星の電離層の M1 層と M2 層の特性評価
| Title |
Characterization_of_the_M1_and_M2_layers_in_the_undisturbed_Martian_ionosphere_at_solar_minimum_with_MAVEN_ROSE |
| Authors |
Jennifer_Segale,_Marianna_Felici,_Paul_Withers,_Shannon_Curry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00734 |
火星の電離層は現地時間で対称ですか?電離層は、大気中に塵がない遠日点と、嵐が吹いていないのに気温が上がって塵がある近日点では変化しますか？私たちは、太陽天頂角を前例のない範囲でカバーしたMAVEN電波掩蔽科学実験(Withersetal.,2020)のデータを利用して、これらの質問に答え、現地時間と季節が太陽極小期の電離層に引き起こす影響を分離します。2016年7月から2022年12月の間にMAVENROSEによって収集された火星の電離層の1,228個の電子密度プロファイルのうち219個では、常に存在する昼側のM2層に加えて、その直下に明確なM1層が示されています。これにより、太陽天頂角の関数としてM2とM1のピーク密度と高度の挙動を研究することができ、また、初めて現地時間と火星の季節も研究することができました。低SZAのM1層は高度100km未満で発生する可能性があることがわかりました。M2層とM1層の両方のピーク高度と密度は、夕暮れの電離層よりも季節によって大きく変化します。そして、SZAを使用するとM2のピーク密度がM1よりも速い速度で減少することがわかります。この研究は、太陽極小期における光生成火星の電離層を正確に特徴付けるためのベースラインを提供します。
高度な LIGO 重力波検出のための環境カップリングの自動評価
| Title |
Automated_Evaluation_of_Environmental_Coupling_for_Advanced_LIGO_Gravitational_Wave_Detections |
| Authors |
Adrian_Helmling-Cornell,_Philippe_Nguyen,_Robert_Schofield,_Raymond_Frey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00735 |
AdvancedLIGO検出器による重力波の直接観測には極めて高い感度が必要であるため、環境ノイズが重力波信号を汚染する可能性があることを意味します。その結果、環境モニタリングの取り組みが行われ、aLIGO検出器によって2015年から2020年にかけて検出された90ドルの重力波イベントについて、環境アーチファクトが重力波検出に影響を与えるのを防ぐのに役立つ新しいノイズ軽減技術が開発されました。検出器の感度向上により重力波検出率が増加しているため、重力波検出器とその周囲の間の環境結合の程度を監視および評価するための、洗練された信頼性の高い自動化された方法が必要です。環境監視センサーのネットワークからのデータを使用して、重力波信号に存在する環境結合の程度を定量化するための計算ツールPEMcheckを紹介します。私たちは、LIGOの3回目の観測で自信を持って検出された79ドルの重力波に適用したときの性能を研究し、重力波データが極度に環境汚染された場合の性能をテストします。PEMcheckの自動分析では、汚染の可能性を理由に環境ノイズの専門家によるさらなる研究に値する重力波は少数しか特定されず、これまでの観測実行ですべての重力波候補に対して行われていた手動の精査に比べて大幅な改善であることがわかりました。全体として、PEMcheckは意図したとおりに機能します。したがって、PEMcheckは、LIGOの4回目の観測実行中のイベント検証において重要な役割を果たすことになります。
