$f(T, \mathcal{T})$ 重力に対するビッグバン元素合成の制約
ビッグバン元素合成は、宇宙の非常に初期の状態についての観察的な洞察を私たちに提供します。この軽元素合成機構は、一般相対性理論から直接引き継がれる素粒子宇宙論の標準モデルから派生したものであるため、GRに何らかの変更を加えると、主に中性子から陽子への変換など、予測される観測可能なパラメーターに偏差が生じることが予想されます。比とバリオン対光子の比。測定された中性子対陽子比を使用し、理論的に得られた式を比較して、$f(T,\mathcal{T})$重力の枠組みで2つのモデルを制約します。次に、理論的に制約されたモデルをハッブルデータセットと$\Lambda$CDMモデルの観測データに対してテストして、宇宙の加速膨張を説明します。
PAU 調査: 深く広い視野における測光赤方偏移推定
| Title |
The_PAU_Survey:_Photometric_redshift_estimation_in_deep_wide_fields |
| Authors |
D._Navarro-Giron\'es,_E._Gazta\~naga,_M._Crocce,_A._Wittje,_H._Hildebrandt,_A._H._Wright,_M._Siudek,_M._Eriksen,_S._Serrano,_P._Renard,_E._J._Gonzalez,_C._M._Baugh,_L._Cabayol,_J._Carretero,_R._Casas,_F._J._Castander,_J._De_Vicente,_E._Fernandez,_J._Garc\'ia-Bellido,_H._Hoekstra,_G._Manzoni,_R._Miquel,_C._Padilla,_E._S\'anchez,_I._Sevilla-Noarbe,_P._Tallada-Cresp\'i |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07581 |
$\sim$50deg$^{2}$の領域をカバーする加速宇宙物理学サーベイ(PAUS)の深部広視野の測光赤方偏移(photo-$z$)を$\sim$180万で提示します。$i_{\textrm{AB}}<23$までのオブジェクト。PAUSのディープワイドフィールドは、CFHTLenSのW1およびW3フィールド、およびKiDS/GAMAのG09フィールドと重複します。Photo-$z$は、PAUSの40の狭帯域(NB)とCFHTLenSおよびKiDSの広帯域(BB)を使用して推定されます。SEDテンプレートフィッティングコードBCNZを使用して赤方偏移を計算します。これには、分光赤方偏移サンプルへの依存を排除する、観測されたフラックスとモデル化されたフラックスの間のゼロ点の校正手法が修正されています。BCNZとBBのみのphoto-$z$を組み合わせて得られる追加のphoto-$z$推定値($z_{\textrm{b}}$)を導入することで、赤方偏移の精度を向上させます。分光赤方偏移推定値($z_{\textrm{s}}$)と比較すると、$i_{\textrm{AB}}<23$のすべての銀河について$\sigma_{68}\simeq0.019$が得られ、典型的なバイアス$|z_{\textrm{b}}-z_{\textrm{s}}|$が0.01より小さい。$z_{\textrm{b}}\sim(0.10-0.75)$の場合、$\sigma_{68}\simeq(0.003-0.02)$が見つかります。これは、対応するBBよりも$10-2$精度が高い係数です。-結果のみ。サンプルを赤色(パッシブ)銀河と青色(アクティブ)銀河に分割しても、同様のパフォーマンスが得られます。BCNZによって得られた赤方偏移確率$p(z)$を検証し、そのパフォーマンスを$z_{\textrm{b}}$のパフォーマンスと比較します。これらの写真$z$カタログは、銀河のクラスタリングや高赤方偏移($z\lesssim1$)や微光等級での固有配列の研究など、重要な科学事例を促進します。
クェーサー磁束分布のスペクトル指数を用いた宇宙原理の解明
| Title |
Probing_Cosmological_Principle_using_the_spectral_index_of_quasar_flux_distribution |
| Authors |
Mohit_Panwar_and_Pankaj_Jain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07596 |
CatWISE2020赤外線源カタログのクエーサーを使用して、微分数カウントのスペクトル指数(x)の双極子信号を研究します。指数は対数尤度法を用いて抽出されます。1355352個のソースのクエーサーサンプルに対して、値$x=1.579\pm0.001$が得られます。$\chi^{2}$最小化を採用し、四重極項までのxの空モデルを仮定して、このパラメーターの双極子信号を抽出します。双極子の振幅|D|が次のとおりであることがわかります。は0.005\pm0.002であり、銀河座標系の双極子方向(l,b)は$(201.50^{\circ}\pm27.87^{\circ},-29.37^{\circ}\pm19.86^{\circ}に等しい})$。双極子異方性の方向は、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の半球出力非対称性$(l,b)=(221^\circ,-27^{\circ})$に非常に近いことがわかりました。また、黄道極と相関し、黄道バイアスに起因すると考えられる四重極異方性の信号も得られます。}
自己相互作用する超軽量暗黒物質の動的摩擦
| Title |
Dynamical_friction_in_self-interacting_ultralight_dark_matter |
| Authors |
Noah_Glennon,_Nathan_Musoke,_Ethan_O._Nadler,_Chanda_Prescod-Weinstein,_Risa_H._Wechsler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07684 |
私たちは、超軽量暗黒物質(ULDM)の背景における動的摩擦が暗黒物質の自己相互作用によってどのような影響を受けるかを調査します。自己相互作用を伴う均一なULDMバックグラウンド中を移動する点質量上の動的摩擦力を計算し、十分に強い反発性の自己相互作用では動的摩擦力が消滅することを発見しました。擬似スペクトルソルバー$\texttt{UltraDark.jl}$を使用して、ULDMの自己相互作用強度と粒子質量の妥当な値が次のような物体の加速度に$\mathcal{O}(1)$の差を引き起こすことをシミュレーションで示します。自己相互作用がない場合と比較して、ソリトンの中心近くを移動する超大質量ブラックホール(SMBH)。たとえば、$\lambda=10^{-90}$の反発的な自己相互作用では、自己相互作用のないモデルよりも動摩擦による減速が$\およそ70\%$小さくなります。我々は、ソリトン中心近くのSMBHと超軽量アクシオンハローに陥る巨大な衛星銀河についての結果の観測的意味について議論し、結果が自己相互作用が存在するか否かに依存することを示す。
Axion ストリング ソース モデリング
この論文では、弦の曲率半径$R_\mathrm{\,Gaussian}$が、定性的な動機に基づいて、アクシオン(グローバル)弦配置からの質量および質量のない放射の大きさおよび相対的な大きさに及ぼす影響について調査を実行します。ストリングネットワークシミュレーションからの観察。2つの衝突するガウス分布のグローバル文字列上の進行波解から初期条件を構築し、振幅$A$と標準偏差$\sigma_\mathrm{d}$にわたってパラメータースキャンを実行します。無質量放射線を介して放出されるエネルギーは、係数$\gamma$が曲率領域に依存するべき乗則$E_\mathrm{massless}\approptoA^{\gamma}$に従うことを示します。大量の放射線は、準線形領域$\sigma_\mathrm{d}\ggでは$E_{\mathrm{massive}}\approptoe^{-\zetaR_\mathrm{\,Gaussian}}$とほぼ指数関数的に抑制されます。\delta$は、非線形領域でべき乗則減衰$E_{\mathrm{massive}}\appropto(R_\mathrm{\,Gaussian})^{-\gamma}$を示します。ここで、$\sigma_\mathrm{d}\lesssim2\delta$、$R_\mathrm{\,Gaussian}$の異なる領域で異なる$\gamma$を使用します。非線形領域の特定の領域では、大量の粒子放射線が放出される総エネルギーの最大50%を占めます。全球ストリングからのアクシオン放射とアーベル・ヒッグスストリングからの重力放射との間の既知の類似点を利用すると、$R<\sigma_\の場合、巨大粒子放射チャネルが非線形バースト信号の無質量(重力)チャネルと同等の重要性を持つ可能性があることが示唆されます。mathrm{d}$ですが、追加のループが生成される状況でない限り。また、さまざまな振幅に対するアクシオン放射線のスペクトル指数$q$を推定しました。これは、調査した構成の$q\gtrsim1$を境界として、曲率が増加するにつれて、より高い割合の放射線が高周波モードで放出されることを示しています。
バリオン等曲率問題を伴わない低スケールのインフレーション磁気発生
| Title |
Low-Scale_Inflationary_Magnetogenesis_without_Baryon_Isocurvature_Problem |
| Authors |
Kazuki_Yanagihara,_Fumio_Uchida,_Tomohiro_Fujita_and_Shinji_Tsujikawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07938 |
原始磁気発生は、銀河間磁場(IGMF)の起源を説明する興味深い可能性です。しかし、バリオンの等曲率の問題が最近指摘され、電弱スケールを超えて動作するすべての磁気発生モデルが除外されました。このレターでは、チャーン・シモンズ結合を用いた低スケールのインフレシナリオがこの問題を回避できることを示します。再加熱温度が電弱スケールよりも低い具体的な膨張モデルを提案し、膨張および再加熱中に発生する磁場の量を数値計算します。再加熱温度が低いと、磁気ヘリシティが大幅に減少することがわかりました。インフレトンポテンシャルを変更することで完全に螺旋状の磁場を生成することも可能です。どちらの場合も、バリオン等曲率の問題を回避しながら、生成された磁場は観察されたIGMFを説明するのに十分な強さになる可能性があります。
Kilo-Degree Survey Bright Galaxy サンプルの深層学習ベースの測光赤方偏移
| Title |
Deep_learning_based_photometric_redshifts_for_the_Kilo-Degree_Survey_Bright_Galaxy_Sample |
| Authors |
Anjitha_John_William,_Priyanka_Jalan,_Maciej_Bilicki,_and_Wojciech_Hellwing |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08043 |
宇宙論的解析においては、赤方偏移の正確な決定が宇宙の進化を理解する上で依然として極めて重要です。しかし、分光赤方偏移(spec-$z$s)を持つ銀河はほんの一部であるため、より多くの銀河の赤方偏移を推定することが課題となります。これに対処するには、機械学習アルゴリズムを使用した測光ベースの赤方偏移(photo-$z$)推定が実行可能なソリューションです。以前の手法の限界を特定したこの研究では、より正確な写真$z$推定を行うために、キロ度測量(KiDS)の明るい銀河サンプル内でディープラーニング(DL)手法を実装することに焦点を当てています。新しいDLベースのモデルを以前の「浅い」ニューラルネットワークと比較して、赤方偏移の精度の向上を示します。私たちのモデルは、平均写真$z$バイアス$\langle\Deltaz\rangle=10^{-3}$と散乱$\mathrm{SMAD}(\Deltaz)=0.016$を与えます。ここで$\Deltaz=(z_\mathrm{写真}-z_\mathrm{仕様})/(1+z_\mathrm{仕様})$。この研究は、写真$z$推定に革命をもたらすDLの有望な役割を強調しています。
多波長観測による集団III銀河の特性の制約
| Title |
Constraining_the_properties_of_Population_III_galaxies_with_multi-wavelength_observations |
| Authors |
S._Pochinda,_T._Gessey-Jones,_H._T._J._Bevins,_A._Fialkov,_S._Heimersheim,_I._Abril-Cabezas,_E._de_Lera_Acedo,_S._Singh,_S._Sikder,_and_R._Barkana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08095 |
ビッグバン($z\約1100-11$)後40万年から4億年にわたる初期宇宙は、発光物体からの光が弱すぎて直接観測できないため、ほとんど解明されていない。新しい実験は直接観測の赤方偏移の限界を押し広げているが、低周波電波帯域での測定は水素21cm線の観測を通じて初期の星とブラックホールの形成を探ることが期待される。この研究では、HERAおよびSARAS3実験からの21cmデータと、多波長ベイジアン解析を使用した未解決の電波およびX線バックグラウンドの観測との間の相乗効果を調査します。私たちは、結合されたデータセットを使用して、集団IIと集団IIIの星、および初期のX線源と電波源の特性を制約します。結合適合により、集団IIIの星形成効率$\gtrsim5.5\%$が68パーセンタイルで不利であることが明らかになりました。また、21cmとX線背景データがどのように相乗的にX線効率事前分布の両端を制約し、星形成速度あたりのX線輝度の1D事後分布にピークを生成するかを示します。私たちは、初期の銀河は現在のスターバースト銀河よりもX線効率が0.33～311倍であった可能性が高いことを(信頼度68%で)発見しました。また、ジョイントフィットからの関数事後分布が$\lesssim-225\\mathrm{mK}$より深いグローバル21cm信号と$k=0.34\h\mathrm{Mpc^{-でのパワースペクトル振幅を除外することも示します。1}}$は$\Delta_{21}^2\gtrsim4814\\mathrm{mK}^2$より大きく、$3\sigma$の信頼度があります。
多重画像化されたクェーサーの GraL 分光同定
| Title |
GraL_spectroscopic_identification_of_multiply_imaged_quasars |
| Authors |
Priyanka_Jalan,_Vibhore_Negi,_Jean_Surdej,_C\'eline_Boehm,_Ludovic_Delchambre,_Jakob_Sebastian_den_Brok,_Dougal_Dobie,_Andrew_Drake,_Christine_Ducourant,_S._George_Djorgovski,_Laurent_Galluccio,_Matthew_J._Graham,_Jonas_Kl\"uter,_Alberto_Krone-Martins,_Jean-Fran\c{c}ois_LeCampion,_Ashish_A._Mahabal,_Fran\c{c}ois_Mignard,_Tara_Murphy,_Anna_Nierenberg,_Sergio_Scarano,_Joseph_Simon,_Eric_Slezak,_Dominique_Sluse,_Carolina_Sp\'indola-Duarte,_Daniel_Stern,_Ramachrisna_Teixera,_Joachim_Wambsganss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08217 |
重力レンズ効果は、宇宙を研究するための最も効率的なツールの1つであることが証明されています。このような光源のスペクトルを確認するには、広範な校正が必要です。この論文では、複数のソーススペクトルが互いに非常に近い場合のスペクトル抽出手法について説明します。マスキング技術を使用して、まずソーススペクトルの位置に対応するCCDスペクトル画像内の高い信号対雑音(S/N)ピークを検出します。この手法では、加重和を使用して累積信号を計算し、各ソーススペクトルが寄与する合計カウントの信頼できる近似値を生成します。次に、汚染スペクトルの減算を進めます。この方法を適用して、11個のレンズクエーサー候補の性質を確認します。
確率的 QCD アクシオン ウィンドウの再考: インフレーション中の均衡からの逸脱
| Title |
Revisiting_the_stochastic_QCD_axion_window:_departure_from_equilibrium_during_inflation |
| Authors |
Vadim_Briaud,_Kenji_Kadota,_Shinji_Mukohyama,_Alireza_Talebian,_Vincent_Vennin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08231 |
暗黒物質がQCDアクシオンでできている場合、その存在量はインフレーション中にアクシオン場によって取得される真空期待値によって決まります。アクシオンは通常、インフレーション中の量子拡散から生じる平衡分布に従うと想定されます。これは、QCDアクシオンがすべての暗黒物質を構成できる、いわゆる確率的窓につながります。$10^{10.4}\mathrm{GeV}\leqf\leq10^{17.2}\mathrm{GeV}$と$H_{\mathrm{end}}>10^{-2.2}\mathrm{によって特徴付けられます。GeV}$、ここで$f$はアクシオン崩壊定数、$H_{\mathrm{end}}$はインフレーション終了時のハッブル膨張率です。しかし、現実的なインフレ潜在力では、アクシオンはインフレ終了時に均衡分布に決して到達しないことが示されています。これは、アクシオンの緩和時間が、インフレーション中に$H$が変化する一般的な時間スケールよりもはるかに長いためです。結果として、アクシオンは、インフレーション中に軽いままである限り、準平坦な分布を獲得します。これにより、確率的アクシオンウィンドウを再評価することになり、$10^{10.3}\mathrm{GeV}\leqf\leq10^{14.1}\mathrm{GeV}$と$H_{\mathrm{end}が判明します。}>10^{-13.8}\mathrm{GeV}$。
私たちは、放射線が支配的な時代にウォーターフォール対称性の破れが起こる宇宙論モデルを調査します。このモデルは、複雑なウォーターフォール場、アクシオン場、およびチャーン・シモンズ相互作用によるタキオン不安定性によって生成されるゲージ場(ダークフォトン)で構成されます。対称性が破れる前に、総エネルギー密度にはウォーターフォールフィールドからの真空エネルギーが組み込まれ、初期ダークエネルギー(EDE)の新しいシナリオが確立されます。対称性の破れに続いて、暗黒光子はヒッグス機構を介して動的に質量を獲得し、暗黒物質の豊富さに寄与する可能性があります。したがって、私たちのモデルは、$H_0$張力と暗黒物質の起源に同時に対処できます。
海王星以下の衝突の結果
観測された多重度の高い惑星系は、多くの場合、密に詰め込まれています。数値研究によると、このようなシステムは力学的不安定性の影響を受けやすいことが示されています。ケプラーによって大量に発見されたものと同様の、密集した系における力学的不安定性は、しばしば惑星と惑星の衝突につながる。観測された系外惑星の主なタイプである海王星未満の惑星では、惑星の質量は岩石の中心に集中していますが、その体積は低密度のガス状のエンベロープによって占められています。これらについては、従来の「粘着球」の仮定を使用することには疑問があります。N体積分と平滑化粒子流体力学の両方を使用して、衝撃パラメーター($b^{\prime}$)や衝撃速度($v_{\rm)などの現実的な運動学的特性で広範囲にわたる海王星以下の衝突をシミュレートしました。{im}}$)を使用して、考えられる結果を詳細に調査してください。我々は、多惑星系における力学的不安定性から予想されるものと同様の運動学的性質を持つ衝突の大部分($\sim76\%$)は、海王星以下の合体をもたらさない可能性があることを発見しました。その代わりに、海王星以下は互いに分離し、多くの場合、重大な大気損失が発生します。合体が実際に起こると、核からさえも大幅な質量損失を伴う可能性があり、場合によっては一方または両方の惑星の完全な破壊につながる可能性があります。$b^{\prime}<b_{\rm{c}}$の場合、準海王星は合体または分裂します。臨界値は$v_{\rm{im}}/v_{\rm{esc}}$に依存します。ここで、$v_{\rm{esc}}$は、粘着球を仮定した仮想の合体惑星の表面からの脱出速度です。$v_{\rm{im}}/v_{\rm{esc}}\lesssim2.5$の場合、$b_{\rm{c}}\propto(v_{\rm{im}}/v_{\rm{esc}})^{-2}$、および$b^{\prime}<b_{\rm{c}}$との衝突は通常、合併につながります。一方、$v_{\rm{im}}/v_{\rm{esc}}\gtrsim2.5$の場合、$b_{\rm{c}}\proptov_{\rm{im}}/v_{\rm{esc}}$、および$b^{\prime}<b_{\rm{c}}$との衝突により、サブ海王星の一方または両方が完全に破壊される可能性があります。
知的生命体の画期的な聴取探索: ケプラー光曲線における異常なトランジットの検出と特性評価
| Title |
The_Breakthrough_Listen_Search_for_Intelligent_Life:_Detection_and_Characterization_of_Anomalous_Transits_in_Kepler_Lightcurves |
| Authors |
Anna_Zuckerman,_James_Davenport,_Steve_Croft,_Andrew_Siemion,_Imke_de_Pater |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07903 |
時間領域の光学調査の範囲と感度が向上しているため、トランジット測光による系外惑星の検出と特性評価が、現在ほど有望かつ実現可能になったことはかつてありませんでした。過去の研究では、系外惑星の通過の特性を研究するために、位相折り畳まれた恒星の光曲線が利用されてきました。これは、これが、特定の期間と軌道暦で通過が存在するという最も高い信号を提供するためです。ライトカーブの信号対雑音比(SNR)が低く、データが欠落し、サンプリングレートが低いことが多いため、位相折り重ねベースではなく個別にトランジットを特徴付けることははるかに困難です。ただし、ライトカーブを位相折り畳むことにより、すべてのトランジットが同じ予想される特性を持つと暗黙的に仮定され、トランジットの性質と変動性に関するすべての情報が失われます。私たちは、通過形状の自然な変動や、地球外文明による通過信号の意図的または不注意による変更（たとえば、レーザー放射や軌道を周回する巨大構造物による）さえ見逃しています。この研究では、我々は、個々の異常な（タイミングまたは深さの）通過について恒星の光曲線を検索するアルゴリズムを開発し、ケプラーから確認された218個の確認された通過系外惑星系についての検索結果を報告する。
300nmから1,800nmの間の低緯度夜光連続体の構造、変動性、起源：近赤外線におけるHO$_2$放出の証拠
| Title |
Structure,_variability,_and_origin_of_the_low-latitude_nightglow_continuum_between_300_and_1,800_nm:_Evidence_for_HO$_2$_emission_in_the_near-infrared |
| Authors |
Stefan_Noll,_John_M._C._Plane,_Wuhu_Feng,_Konstantinos_S._Kalogerakis,_Wolfgang_Kausch,_Carsten_Schmidt,_Michael_Bittner,_Stefan_Kimeswenger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08175 |
約75kmから105kmの間の地球の中圏圏圏は、さまざまな分子や原子のさまざまな系統からの化学発光によって特徴付けられます。この放出は、夜間のこの高度領域の化学と力学の研究にとって重要であり、そして重要です。しかし、低強度および高線密度での分子発光に関する理解は依然として非常に限られています。チリのセロ・パラナルにある天文Xシューター・エシェル分光器からの10年間のデータに基づいて、我々はこの夜光(擬似)連続体を300から1,800nmの波長範囲で詳細に特徴付けました。私たちはスペクトルの特徴を研究し、同様の変動性を持つ連続体成分を導き出し、気候学を計算し、太陽活動への応答を研究し、さらには有効放射高を推定しました。結果は、セロ・パラナルの夜光連続体は本質的に2つのコンポーネントのみで構成されており、それらは非常に異なる特性を示すことを示しています。これらの成分の主な構造は、595および1,510nmでピークになります。前者は以前にFeO「オレンジアーク」バンドの主ピークとして同定されていたが、後者は新たな発見である。実験室データと理論は、この特徴と約800から少なくとも1,800nmの間の他の構造がHO$_2$からの放射によって引き起こされることを示しています。私たちは、化学を変更して全大気コミュニティ気候モデル(WACCM)を使用して実行を実行し、総強度、層プロファイル、変動性がこの解釈を実際に裏付けていることがわかりました。励起されたHO$_2$ラジカルは、ほとんどがHの分子再結合から生成されます。そしてO$_2$。可視波長での連続体のWACCM結果は、FeとO$_3$の反応からのFeOについて良好な一致を示した。ただし、シミュレートされた総排出量は低すぎるようで、変動がO$_3$によって支配される追加のメカニズムが必要になります。
| Title |
Tidal_disruption_of_near-Earth_asteroids_during_close_encounters_with_terrestrial_planets |
| Authors |
Mikael_Granvik_and_Kevin_J._Walsh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08247 |
数値モデリングは、重力で束縛された(いわゆる瓦礫の山)地球近傍小惑星(NEA)が、地球型惑星と接近してゆっくりと遭遇する際に、潮汐力によって破壊される可能性があることを長年示唆してきました。しかし、NEAの潮汐破壊は直接観察されたことはなく、NEAの系統に直接起因するとも考えられていません。今回我々は、地球と金星との接近遭遇時のNEAの潮汐破壊に関する集団レベルの証拠を示す。2005年から2012年にかけてのCatalinaSkySurveyによる観測に基づくNEA軌道と絶対等級の偏りのないモデル分布は、金星と地球の長半径と一致する近日点距離を持つNEAの数を過小予測している。過剰なNEAの軌道分布を詳細に分析すると、その特性は潮汐破壊の予測と一致しており、観測による選択効果や軌道力学では説明できないことが示されています。NEA個体群の進化モデルで潮汐の乱れを考慮すると、直径数十メートルの小惑星による衝突の予測速度と、同じサイズ範囲の火球の観測統計との間のギャップが部分的に埋められる。
CoPhyLab のダスト混合物の分光測光特性
| Title |
Spectro-photometric_properties_of_CoPhyLab's_dust_mixtures |
| Authors |
C._Feller,_A._Pommerol,_A._Lethuillier,_N._H\"anni,_S._Sch\"urch,_C._B\"uhr,_B._Gundlach,_B._Haenni,_N._J\"aggi,_M._Kaminek_and_the_CoPhyLab_Team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08311 |
目的:彗星物理学研究室(CoPhyLab)とその模擬宇宙条件下での彗星表面類似体の昇華実験の枠組みにおいて、我々は塵類似体として選ばれたジュニパー炭とSiO$_2$の緊密な混合物の特性を特徴付けます\citep{Lethuillier_2022}。サンプルの分光測光特性に関するこれらの調査の詳細を紹介します。方法:ハイパースペクトルイメージャーとラジオゴニオメーターを使用してこれらの特性を測定しました。サンプルのスペクトルから、反射率とスペクトルの傾きを評価しました。測定された位相曲線から、すべてのサンプルの測光モデルを反転しました。比重計、走査型電子顕微鏡、および有機元素分析装置を使用して、補足的な特性評価が得られました。結果:ジュニパー炭とこの炭とSiO$_2$の緊密な混合物の見かけの多孔度、元素組成、およびVIS-NIR分光測光特性の最初の値を報告します。私たちは、ジュニパー炭が均質混合物の分光光度特性を促進し、その強い吸光度がその元素組成と一致していることを発見しました。電子顕微鏡で観察したすべての混合物において、SiO$_2$粒子は大きくて緻密な凝集体を形成しており、その分光測光特性はそのような特徴と粒子サイズ分布に影響されることがわかりました。私たちは、我々の結果を彗星や他の太陽系の小さな天体に関する現在の文献と比較し、類似した塵の特徴的な特性のほとんどが、探査機が訪れた彗星の核、さらにはケンタウロス、トロヤ人、最も青いTNO。
通過する系外惑星の分光観測を最適化する
| Title |
Optimising_spectroscopic_observations_of_transiting_exoplanets |
| Authors |
Linn_Boldt-Christmas,_Fabio_Lesjak,_Ansgar_Wehrhahn,_Nikolai_Piskunov,_Adam_D._Rains,_Lisa_Nortmann,_and_Oleg_Kochukhov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08320 |
高分解能分光法を使用して通過する系外惑星の大気を観察する場合、今日の最新の分光器で可能なように、高い信号対雑音比(SNR)で高分解能のスペクトル特徴を検出することを目指します。ただし、このような高品質の観測を取得するにはトレードオフが伴います。トランジット全体でより少ない頻度でより長い露光を行うと、オーバーヘッドが削減され、より多くの光子が収集され、各観測のSNRが向上します。一方、より高い頻度で複数のより短い露光を行うと、より多くの光子が収集されます。惑星の半径方向速度が連続的に変化することによるスペクトル特徴のスミアリングを最小限に抑えます。SNRの最大化とスミアリングの最小化の両方が分析にとって有益であることを考慮すると、最適な妥協点がどこにあるのかを確立する必要があります。この研究では、パラナル天文台のVLT/CRIRES+で観測されるターゲットに基づいて、実際の通過イベントをモデル化します。4つの仮説シナリオを作成し、時間解像度のみを変更するために、同じ通過イベントの100回の実現にわたって各観測をシミュレートします。SYSREMアルゴリズムを使用して地殻線と恒星線を除去し、モデルテンプレートとの相互相関を通じてそれらを分析し、各時間分解能とケースが惑星信号をどの程度うまく検出できるかを測定します。我々は、時間分解能に基づいて検出重要度が連続的に変化すること、およびこの重要度の関数が明確な最大値を持つことを実証します。この最大値の強さと位置は、たとえば、次のように異なります。惑星システムのパラメータ、計測機器、および番号。削除の反復回数。したがって、観察者の完全なコンテキストを考慮してバランスを取る必要がある従来の写真の「露出トライアングル」に似た戦略を使用して、観察者がいくつかの要素を考慮する必要がある理由について説明します。私たちの方法は堅牢であり、観測者が他のターゲットに対する最良の観測戦略を推定するために使用する可能性があります。
DEATHSTAR: 地上の時間領域調査を使用して惑星を確認し、TESS データ内の偽陽性信号を特定するシステム
| Title |
DEATHSTAR:_A_system_for_confirming_planets_and_identifying_false_positive_signals_in_TESS_data_using_ground-based_time_domain_surveys |
| Authors |
Gabrielle_Ross,_Andrew_Vanderburg,_Zo\"e_L._de_Beurs,_Karen_A._Collins,_Rob_J._Siverd,_Kevin_Burdge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08373 |
我々は、地上望遠鏡からの高解像度アーカイブ画像を使用して近くの食連星を探索することにより、トランジット系外惑星調査衛星（TESS）ミッションによる系外惑星候補を検証または反駁するための技術を紹介します。私たちの新しいシステムは、「トランジットの検出と評価:タイムドメインアーカイブレコードに隠されたソースを見つける(DEATHSTAR)」と呼ばれています。私たちは、2つの地上望遠鏡調査(ZwickyTransientFacility(ZTF)と小惑星地球衝突最終警報システム(ATLAS))から時系列の切り抜き画像をダウンロードし、画像を分析して開口部を作成し、各星の明るさを測定しました。カスタムルーチンを使用して、結果の光度曲線をプロットしました。これまでのところ、17の惑星候補について目標通りの通過を確認し、35の誤検知を特定し、実際の通過源を特定しました。将来の自動化の改善により、DEATHSTARは大部分のTOI上で実行できるように拡張可能になります。
OpenGadget3 を使用した宇宙論シミュレーションにおける超大質量ブラックホールのスピン進化
| Title |
Supermassive_black_hole_spin_evolution_in_cosmological_simulations_with_OpenGadget3 |
| Authors |
Luca_Sala,_Milena_Valentini,_Veronica_Biffi,_Klaus_Dolag |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07657 |
銀河の中心にある大質量ブラックホール(BH)の質量とスピンは、ガスの降着や他のBHとの合体によって進化します。影響を与えるだけでなく、例えば相対論的ジェットの進化では、BHスピンがBHがエネルギーを放射する効率を決定します。私たちは、宇宙論的流体力学シミュレーションを使用して、宇宙時間にわたるBHスピンの進化と、超大質量BHとそのホスト銀河の共同成長の制御におけるその役割を調査します。我々は、BHスピンをモデル化するサブ解像度処方を実装し、幾何学的に薄く光学的に厚い円盤によるBH合体と不整列降着の両方を考慮します。私たちは、ズームインシミュレーションと宇宙論的体積の2つの理想化された設定で、BHスピンがどのように進化するかを調査します。後者のシミュレーションでは、BHスピンの進化と分布に関して、BH特性の関数として統計的に堅牢な結果を取得できます。$M_{\rmBH}\lesssim2\times10^{7}\;{\rmM}_{\odot}$を持つBHはガスの付着によって成長し、主にスピンに有利な一貫した方法で発生することがわかります。上。$M_{\rmBH}\gtrsim2\times10^{7}~{\rmM}_{\odot}$を超えると、その後の降着エピソードのガス角運動量の方向は、多くの場合互いに相関がありません。逆回転降着の確率、したがってスピンダウンの確率は、BHの質量とともに増加します。後者の大量体制では、BH合体が重要な役割を果たします。スピンの大きさは、BHに供給されるガスの動的状態と、合体とガス降着の相対的な寄与に応じて、さまざまな履歴を示します。それらの複合効果の結果として、高質量端でのスピンの大きさの広範囲の値が観察されます。BHスピンの分布とBH質量の関数としてのスピン依存放射効率の予測は、観測結果と非常に良く一致しています。
軌道トーラスイメージング: 元素存在量勾配を使用して測定された銀河円盤内の加速度、密度、暗黒物質
| Title |
Orbital_Torus_Imaging:_Acceleration,_density,_and_dark_matter_in_the_Galactic_disk_measured_with_element_abundance_gradients |
| Authors |
Danny_Horta,_Adrian_M._Price-Whelan,_David_W._Hogg,_Kathryn_V._Johnston,_Lawrence_Widrow,_Julianne_J._Dalcanton,_Melissa_K._Ness,_Jason_A._S._Hunt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07664 |
単純で時間不変の重力ポテンシャルの仮定の下で、多くの銀河力学技術は、星の運動学的観測から天の川銀河の質量と暗黒物質の分布を推測します。これらの方法は通常、パラメータ化された銀河のポテンシャルモデルに依存しており、位相空間内の星の密度を利用するため、自明ではない調査選択効果を考慮する必要があります。現在、大規模な分光調査では、正確な星のラベル測定(特に元素存在量)の形で運動学を超えた情報が提供されています。これらの元素の存在量は、軌道作用や他の力学的不変量と相関することが知られています。ここでは、位相空間の存在量勾配を使用して軌道をマッピングする軌道トーラスイメージング(OTI)フレームワークを使用します。多くの場合、これらの勾配は、選択関数の詳細な知識がなくても測定できます。私たちは、APOGEE調査からの恒星表面存在量と、ガイアミッションからの運動学データを組み合わせて使用します。私たちの方法は、銀河系の垂直($z$方向)軌道構造を明らかにし、円盤内の垂直加速場と軌道周波数の経験的測定を可能にします。これらの測定値から、総表面質量密度$\Sigma$と中間面体積密度$\rho_0$を銀河中心の半径と高さの関数として推定します。太陽の周りには、$\Sigma_{\odot}(z=1.1$kpc)$=72^{+6}_{-9}$M$_{\odot}$pc$^{-2}$が見つかります。そして$\rho_{\odot}(z=0)=0.081^{+0.015}_{-0.009}$M$_{\odot}$pc$^{-3}$は最も制約のある存在比を使用し、[マグネシウム/鉄]。これは、$\Sigma_{\odot,\mathrm{DM}}(z=1.1$kpc)$=24\pm4$M$_{\odot}$pc$^{-の表面密度における暗黒物質の寄与に相当します。2}$、総体積質量密度は$\rho_{\odot,\mathrm{DM}}(z=0)=0.011\pm0.002$M$_{\odot}$pc$^{-3}$。さらに、これらの質量密度の値を使用して、低$\alpha$円盤のスケール長を$h_R=2.24\pm0.06$kpcと推定します。
フォルナクス銀河とカリーナ矮小回転楕円体銀河にある極度に金属に乏しい星
| Title |
Extremely_metal-poor_stars_in_the_Fornax_and_Carina_dwarf_spheroidal_galaxies |
| Authors |
R._Lucchesi,_P._Jablonka,_\'A._Sk\'ulad\'ottir,_C._Lardo,_L._Mashonkina,_F._Primas,_K._Venn,_V._Hill,_D._Minniti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07676 |
我々は、FornaxとCarina矮小回転楕円体銀河(dSph)の[Fe/H]=-3付近にある4つの星を含む、非常に金属の少ない6つの星についてのVLT/UVESとXシューター観測の分析を紹介します。これまで、これら2つの銀河のこの金属量範囲はほとんど調査されていないか、まだ調査されていませんでした。1D/LTEモデルの大気に基づいて、25種類の元素の化学存在量が表示されます。さまざまな元素グループについて議論し、これら2つの系のアルファピーク元素と鉄ピーク元素が同じ金属度で天の川ハローと一般によく一致していることを発見しました。私たちの分析により、私たちが研究した6つの星はいずれも炭素増強を示さないことが明らかになりました。これは、同様に低い金属量で銀河内に炭素増強された金属に乏しい（CEMP-no;Ba増強なし）星が蔓延していることを考えると注目に値します。私たちが文献データを編集したところ、dSphsにおけるCEMPのない星の割合は、天の川銀河や超微光矮星銀河よりも大幅に低いことが示されています。さらに、我々は、dSph銀河内で最も金属度の低い[Fe/H]=-2.92、rプロセスリッチ(r-I)星の発見を報告します。この星fnx_06_019の[Eu/Fe]=+0.8は、La、Nd、Dyの増強([X/Fe]>+0.5)も示しています。カリーナとフォルナックスにおける私たちの新しいデータは、dSph銀河の極めて低い金属量範囲を示すのに役立ち、これらの星系にはCEMPのない星の割合が低いという証拠を追加します。
銀河日食: 小マゼラン雲が 2 つの重ねられた星系で星を形成している
| Title |
A_Galactic_Eclipse:_The_Small_Magellanic_Cloud_is_Forming_Stars_in_Two,_Superimposed_Systems |
| Authors |
Claire_E._Murray,_Sten_Hasselquist,_Joshua_E._G._Peek,_Christina_Willecke_Lindberg,_Andres_Almeida,_Yumi_Choi,_Jessica_E._M._Craig,_Helga_Denes,_John_M._Dickey,_Enrico_M._Di_Teodoro,_Christoph_Federrath,_Isabella_A._Gerrard,_Steven_J._Gibson,_Denis_Leahy,_Min-Young_Lee,_Callum_Lynn,_Yik_Ki_Ma,_Antoine_Marchal,_N._M._McClure-Griffiths,_David_Nidever,_Hiep_Nguyen,_Nickolas_M._Pingel,_Elizabeth_Tarantino,_Lucero_Uscanga,_Jacco_Th._van_Loon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07750 |
小マゼラン雲(SMC)の星形成円盤の構造とダイナミクスは、長い間私たちを混乱させてきました。SMCは、低金属量での銀河物理学のプロトタイプとして広く使用されていますが、その星間物質(ISM)の構造については根本的に理解されていません。この研究では、若い大質量星の運動学と、銀河オーストラリア平方キロメートルアレイパスファインダー調査による中性原子水素(HI)の高解像度観測によって追跡されたISMの構造とを比較することにより、SMCの新しいモデルを提示します(ガスカップハイ）。具体的には、GaiaとAPOGEEの調査から正確な動径速度制約を持つ数千の若い大質量星を特定し、これらの星をそれらが形成されたと思われるISM構造と照合します。これらの星に対する平均的な塵の消滅を比較することにより、SMCが異なる恒星とガスの化学組成を持つ2つの構造で構成されているという証拠が見つかります。我々は、観測をうまく再現する単純なモデルを構築し、SMCのISMが、視線に沿って約5kpc離れた同様のガス質量を持つ2つの重ねられた星形成システムに配置されていることを示します。
4C+37.11の中心運動学とブラックホール質量
電波源4C+37.11のホストのIFU測定について報告します。この巨大な楕円形には、pcスケールの分離で唯一分離された二重コンパクト核が含まれており、おそらく結合超大質量ブラックホール連星(SMBHB)であると考えられます。$i$バンド測光とGMOS-NIFU分光法により、この銀河には大きな$r_b=1.5^{\prime\prime}$コアがあり、影響半径$r_{\rmの内側では星の速度分散が増加していることが示されたSOI}\約1.3^{\プライム\プライム}$。コアのジーンズ異方性モデリング分析により、SMBHBの総質量は$2.8^{+0.8}_{-0.8}\times10^{10}M_\odot$であると推定され、これが既知の中で最も巨大なブラックホールシステムの1つであることがわかります。私たちのデータは、母銀河の中心kpcに重大な洗掘があったことを示しています。
降着およびその場で誕生した銀河ハロー星には鉄峰元素が豊富に含まれている
| Title |
Abundances_of_iron-peak_elements_in_accreted_and_in_situ_born_Galactic_halo_stars |
| Authors |
P.E._Nissen,_A.M._Amarsi,_\'A._Sk\'ulad\'ottir,_and_W.J._Schuster |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07768 |
低アルファ星（降着）および高アルファ星（その場で誕生）のハロー星におけるC、O、Na、Mg、Si、Ca、Ti、Cr、Mn、Fe、Ni、Cu、Znの存在量に関する以前の研究は、豊富なSc、V、Coを含むように拡張されており、より軽い元素とともにすべての鉄ピーク元素の元素合成を研究できるようになります。Sc、V、およびCoの存在量は、局所熱力学的平衡(LTE)を仮定した、高信号対雑音、高分解能スペクトルにおける原子線の等価幅の1DMARCSモデル大気分析から決定されました。さらに、新しい3Dおよび/または非LTE計算を使用して、Mgの一貫した3D非LTE計算を含むいくつかの元素の1DLTE存在量を補正しました。降着星とその場で誕生した星の2つの集団は、[Sc/Fe]、[V/Fe]、および[Co/Fe]を[Fe/H]の関数として示す図で明確に分離されています。高アルファ星と低アルファ星に関する[X/Mg]対[Mg/H]の傾向は、核崩壊とIa型超新星の発生量を決定するために使用されました。タイプIaの最大の寄与はCr、Mn、およびFeで発生しますが、Cuは純粋なコア崩壊元素です。Sc、Ti、V、Co、Ni、Znは中間のケースを表します。超新星モデルについて計算された収量と比較すると、核崩壊収量の一致性が低いことがわかります。Iaの収量は、チャンドラセカール質量以下のIa型超新星が、低アルファ星のホスト銀河の化学進化に主に寄与していることを示唆しています。低アルファ星の存在量と運動学における下部構造は、それらが少なくとも2つの異なる衛星降着現象、ガイア-ソーセージ-エンケラドゥスとタムノスから生じたことを示唆しています。
JWST による CEERS の再電離期にわたる極端輝線銀河の国勢調査
| Title |
A_Census_from_JWST_of_Extreme_Emission_Line_Galaxies_Spanning_the_Epoch_of_Reionization_in_CEERS |
| Authors |
Kelcey_Davis,_Jonathan_R._Trump,_Raymond_C._Simons,_Elizabeth_J._Mcgrath,_Stephen_M._Wilkins,_Pablo_Arrabal_Haro,_Micaela_B._Bagley,_Mark_Dickinson,_Vital_Fern\'Andez,_Ricardo_O._Amor\'In,_Bren_E._Backhaus,_Nikko_J._Cleri,_Mario_Llerena,_Samantha_W._Brunker,_Guillermo_Barro,_Laura_Bisigello,_Madisyn_Brooks,_Luca_Costantin,_Alexander_De_La_Vega,_Avishai_Dekel,_Steven_L._Finkelstein,_Nimish_P._Hathi,_Michaela_Hirschmann,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Anton_M._Koekemoer,_Ray_A._Lucas,_Casey_Papovich,_Pablo_G._P\'Erez-Gonz\'Alez,_Nor_Pirzkal,_Giulia_Rodighiero,_Caitlin_Rose_and_L._Y._Aaron_Yung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07799 |
私たちは、宇宙進化早期放出科学(CEERS)プログラムにおいて、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)NIRCam測光を使用して選択された4<z<9の1165個の極端輝線銀河(EELG)のサンプルを紹介します。我々は、観察フレーム等価幅EW>5000AAのHb+[OIII]（組み合わせ）またはHa発光を持つEELGを測光的に識別する簡単な方法を使用します。測光的に選択されたEELGのサブセット(34)のJWST/NIRSpec分光観察は、我々の選択方法を検証します。分光的に観察されたすべてのEELGは、SED由来の測光赤方偏移が不正確である場合を含め、極端な発光の測光による同定を裏付けます。CEERSの中帯域F410Mフィルターは、フィルターに輝線を含める点と、隣接する広帯域フィルターのHb+[OIII]とHaの間の連続体を正確に識別する点の両方で、EELGを識別するのに特に効率的であることがわかりました。最も赤い測光フィルター全体で混合された極端なHb+[OIII]発光の結果として、超高赤方偏移(z>12)で誤って分類される可能性のあるEELGの例を示します。我々は、EELGを同じ赤方偏移範囲内のより広範な(準極端な)銀河集団と比較し、それらがより広範な輝線銀河集団のより青くて高い等価幅の尾であることと一致していることを発見しました。最高EWのEELGは、連続体のサイズよりもコンパクトな輝線サイズを持つ傾向があり、活動銀河核が最も極端なEELGの少なくとも一部に関与していることを示唆しています。測光的に推定された輝線比は、以前の分光研究と一致し、高いイオン化と適度に低い金属性を伴うISM条件と一致しています。
近くの空隙内の矮星：SALT分光法の結果
| Title |
Dwarfs_in_nearby_voids:_results_of_SALT_spectroscopy |
| Authors |
S.A._Pustilnik,_A.Y.Kniazev,_A.L._Tepliakova,_Y.A._Perepelitsyna,_E.S._Egorova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07815 |
近くの空隙にある銀河を体系的に研究することを目的とした進行中のプロジェクトの枠組みの中で、我々は、南アフリカ大型望遠鏡(SALT)を使用して、近くの空隙銀河(NVG)サンプルからの62個の天体の分光分析を実施しました。これらには、極度メタルプア(XMP)ドワーフの事前選択された60個の候補のうちの残り8個、既知のボイドXMPドワーフ2個、およびローカルボリューム内に存在する52個のボイドドワーフが含まれます。近くの空洞に存在する47個の銀河について、さまざまな品質のスペクトルが得られました。そのうちの42個について、観測されたHII領域のO/Hの推定値を取得できる水素と酸素のラインを検出しました。42個の天体のうち12個について、微かな線[Oiii]4363が検出されました。これにより、電子温度T_eを直接導き出し、直接法によりガスのO/Hを取得することができました。[Oiii]4363ラインが検出されない14個の天体は、金属度の最低範囲(12+log(O/H)<7.5dex)に分類されます。これらについては、Izotovらの慎重にチェックされた新しい経験的「強線」法を使用します。強い線のみが検出され、12+log(O/H)が~7.5～8.0dexの他の14個の天体については、IzotovとThuanの「半経験的」手法の修正版を使用しました。これは、T_eに対する励起パラメータO32の影響を説明します。パラメータ12+log(O/H)<7.39dexで16個の新しい銀河が見つかりました。そのうち4つは12+log(O/H)=7.07-7.20dexです。観測された60個のNVGオブジェクトのうち、15個がHyperLEDAでの半径方向速度を誤っていました。それらは近くの空隙には存在しません。
プランク CO の再考: プランク宇宙ミッション観測からの改善された CO ライン排出マップ
| Title |
Planck_CO_revisited:_Improved_CO_line_emission_maps_from_Planck_space_mission_observations |
| Authors |
Shamik_Ghosh_(1,_3),_Mathieu_Remazeilles_(2)_and_Jacques_Delabrouille_(3,1)_((1)_Lawrence_Berkeley_National_Laboratory,_(2)_Instituto_de_Fisica_de_Cantabria_(CSIC-UC),_(3)_Centre_Pierre_Bin\'etruy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07816 |
プランク宇宙ミッションは、銀河COの最初の3つの回転放射線を観測しました。しかし、これらの地図はノイズが多いか、異なる起源からの天体物理学的放射によって汚染されています。私たちはこれらのデータ製品を再検討して、天体物理的汚染が低く、ノイズ特性が大幅に強化された新しい全天COマップを提供します。そのため、既存のプランク銀河COマップを評価し、後処理するように特定のパイプラインが設計されています。具体的には、一般化ニードレット内部線形結合法の拡張を使用して、複数周波数観測から複数成分の天体物理放射を抽出します。$10^\prime$の角度解像度で、よく特徴付けられたクリーンなCO全天マップが生成されます。これらのマップは科学界に公開されており、空全体のCO排出量を追跡したり、将来のCMB観測に備えて空のシミュレーションを生成したりするために使用できます。
局所的な金属の少ないハローの動的下部構造
\textit{Gaia}DR3とLAMOSTDR9からの6D位相空間と化学情報をトレーサーとして持つ4,098個の非常にメタルプア(VMP)星に基づいて、教師なし機械学習アルゴリズムである共有最近傍(SNN)を適用します。、作用エネルギー(\textbf{\textit{J}}-$E$)空間内の恒星グループを識別します。我々は、ヘルミ川、ガイア-ソーセージ-エンケラドゥス（GSE）、金属に弱い厚い円盤（MWTD）、ポンタス、ウーコン、タムノス、イイトイ+セコイア+アルジュナを含む、これまでに知られている7つの合体を地元のサンプルで検出しました。エネルギーに応じて、GSEとWukongをさらに小さな部分に分割し、個々の破片の軌道特性を調査します。同様に、タムノスの分割も行動に基づいています。高エネルギー準位と中エネルギー準位のGSE部分のアポセントリック距離は、それぞれ$29.5\pm3.6\,{\rmkpc}$と$13.0\pm2.7\,{\rmkpc}$に位置していることがわかります。これは、GSEが$\about30$\,kpcと$15\text{-}18$\,kpcの両方で銀河ハローの密度プロファイルの切れ目を説明できることを示唆しています。MWTDのVMP星は、金属の豊富な星よりも大きな離心率で順行軌道に沿って移動します。これは、MWTDのVMP部分が矮小銀河との降着によって形成された可能性があることを示しています。最後に、ローカルVMPサンプルで発見されたすべての部分構造を要約します。私たちの結果は、天の川銀河(MW)の内部ハローの形成と進化の参考になります。
局所体積矮小銀河カシオペア I. ガスの金属性、消滅および距離
| Title |
Local_Volume_dwarf_galaxy_Cassiopea_I._Gas_metallicity,_extinction_and_distance |
| Authors |
S.A._Pustilnik,_A.L._Tepliakova,_A.S._Vinokurov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08108 |
CasIは、広範囲の推奨距離を持つLVdirrです。Tikhonov(2019)は、HST画像とTRGB法を使用して、CasIをD=1.6+-0.1Mpcに配置しました。さらに、彼はCasIの恒星の金属量をz~0.0004(Z~Zo/50)のレベルで推定しています。このような近くにある極度に金属度の低い矮星が本物であれば、詳細な研究にとって非常に貴重な天体となるだろう。より深いHST画像に基づいて、CasIの代替TRGB距離である4.5+-0.2MpcがEDDで提示されました。CasIは、IC342(D~3.3Mpc)とMaffei1(D~5.7Mpc)の中間に位置します。我々は、CasIの非常に低い金属性が示唆されていることを確認し、大分子量の吸光の推定値を改善し、Cas~Iまでの距離の推定値を改善したいと考えています。我々は、SAO6m望遠鏡分光法を使用して、CasIの2つのHII領域のガス金属量を推定し、観測されたバルマー減少からMW吸光値の独立した上限を導き出します。CasIの2つのHII領域で12+log(O/H)=7.83+-0.1および7.58+-0.1dexの値が得られます。これは、Z(星)の5～10倍高いZ(ガス)に相当します。出演者。これらのHII領域で測定されたBalmerの減少は、IRダスト放出によって得られたA_B=3.69+-0.4と比較して、A_B=3.06+-0.14等の最大MW減衰をもたらし、CasIまでの距離の他の推定に使用されます。これにより、元のEDD距離が4.1Mpcまで短縮されます。Bergらの関係。(2012)12+log(O/H)とM_Bの間のLV後期型銀河については、CasIのM_Bを一括するために使用されます。これにより、Cas~までの距離を独立して推定することができます。Iは、係数2.17という大きな1シグマの不確実性がありますが、~1.64~Mpcです。不確実性を考慮して上記の距離推定値を組み合わせると、推定値D~3.65Mpcが得られ、CasIがIC342の周囲に存在するのに有利になります。
異なるモデルフィッティングによって選択された表面輝度の低い銀河
$\alpha$.40SDSSDR7サンプルのすべての銀河の画像を2種類の単一成分モデルと2種類の2成分モデル(ディスク+バルジ):単一指数関数、単一s\'{e}rsic、指数関数+deVaucular(exp+deV)、および指数関数+s\'{e}rsic(exp+ser)。Bバンド円盤中心面の明るさ$\mu_{\rm0,disk}{\rm(B)\geqslant22.5\mag\arcsec^{-2}}$と軸比$\rmb/の基準によるa>0.3$の場合、それぞれ1105、1038、207、および75個の銀河を含む4つの非エッジオンLSBGサンプルを各モデルから選択しました。指数関数モデルと関数モデルで選択されたLSBGの間には756個の共通の銀河があり、指数関数モデルで選択されたLSBGの68.42%、関数モデルで選択されたLSBGの72.83%に相当します。残りの不一致は、指数モデルと現実モデルの間の$\mu_{0}$の取得の違いによるものです。$0.5\leqslantn\leqslant1.5$の範囲のフィッティングに基づいて、2つのモデルからの$\mu_{0}$の関係は$\mu_{\rm0,s\acute{e}rsicと書くことができます。}-\mu_{\rm0,exp}=-1.34(n-1)$。ディスク+バルジモデル(LSBG_2comps)によって選択されたLSBGは、単一コンポーネントモデル(LSBG_1comp)によって選択されたLSBGよりも大きく、より大きなディスクコンポーネントも表示されます。LSBG_2compの大部分の膨らみは目立ちませんが、単一コンポーネントモデルのみを採用した場合、LSBG_2compの60%以上が選択されません。また、LSBG_2compsから31個の巨大な低表面輝度銀河(gLSBG)を特定しました。これらは、色振幅図の他のgLSBGと同じ領域に位置します。gLSBG選択のさまざまな基準を比較した結果、ガスリッチLSBGの場合、gLSBGとバルジのある通常のLSBGを区別するには$M_{\star}>10^{10}M_{\odot}$が最適であることがわかりました。
FLAMINGO プロジェクト: X 線観測と比較した銀河団
| Title |
The_FLAMINGO_Project:_Galaxy_clusters_in_comparison_to_X-ray_observations |
| Authors |
Joey_Braspenning,_Joop_Schaye,_Matthieu_Schaller,_Ian_G._McCarthy,_Scott_T._Kay,_John_C._Helly,_Roi_Kugel,_Willem_Elbers,_Carlos_S._Frenk,_Juliana_Kwan,_Jaime_Salcido,_Marcel_P._van_Daalen,_Bert_Vandenbroucke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08277 |
銀河団は、宇宙論と銀河形成物理学の両方にとって重要な探査機です。X線観測から測定されたクラスターのガス特性の観測と比較することにより、宇宙論的、流体力学的FLAMINGOシミュレーションをテストします。FLAMINGOには、前例のない数の巨大な銀河群($>10^6$)と銀河団($>10^5$)が含まれており、宇宙論と銀河形成物理学の両方のバリエーションが含まれています。さまざまな質量と赤方偏移について、クラスターのスケーリング関係の進化と、温度、密度、圧力、エントロピー、金属量の放射状プロファイルを予測します。シミュレーションにおける粒子の体積重み付けとX線重み付けの差、およびクールコアと非クールコアサンプル間の差は、恒星とAGNのフィードバックが適用されたシミュレーション間の差と同じ大きさであることを示します。大幅に異なるガス分画を生成するように校正されています。熱駆動のAGNフィードバックと比較して、$R_{\rm500c}$で同じガス分率を生成するように調整された動的ジェットフィードバックでは、エントロピーが高く、密度が低い、より高温の炉心が得られ、これは低温炉心クラスターのより小さい部分に変換されます。ガス分率が低くなり、ガス密度が低くなるように調整されたより強力なフィードバックにより、温度、エントロピー、金属量は高くなりますが、圧力は低くなります。スケーリング関係と熱力学プロファイルは、赤方偏移に伴って金属量が減少することを除いて、自己相似の期待に関してほとんど変化を示しません。基準FLAMINGOシミュレーションにおけるクラスターの温度、密度、圧力、およびエントロピープロファイルは観測結果とよく一致していますが、コアの金属量が高すぎることがわかりました。
銀河団のサブハロー: コヒーレントな降着と内部軌道
| Title |
Subhalos_in_Galaxy_Clusters:_Coherent_Accretion_and_Internal_Orbits |
| Authors |
Chi_Han_(UMich),_Kuan_Wang_(UMich),_Camille_Avestruz_(UMich),_Dhayaa_Anbajagane_(UChicago) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08337 |
銀河団ホストハローにおけるサブハローダイナミクスは、観測された銀河団メンバー銀河の分布と特性を支配します。IllustrisTNGシミュレーションを使用して、クラスターサイズのハローで見つかったサブハローの降着と軌道を調査します。クラスターサイズのホストハローの長軸方向の変化の中央値は、$a\sim0.1$と現在との間で約$80$度であることがわかります。サブハロー降着の角度分布におけるコヒーレント領域を特定し、降着サブハローの$\sim68\%$はビリアル半径の表面積$\sim38\%$を通ってホストハローに入ります。サンプル内の銀河団の大部分には$\sim2$のようなコヒーレントな領域があり、おそらくクラスターに栄養を与えるフィラメントに相当します。さらに、ホストの長軸に対するサブハローの角軌道を測定し、クラスタリングアルゴリズムを使用して、さまざまな振動タイムスケールで異なる軌道モードを特定します。軌道モードはサブハローの降着条件と相関します。より短い振動を伴う軌道モードのサブハローは、ピーク質量が低く、降着方向が長軸と若干一致する傾向があります。最も少ない振動挙動を示す1つの軌道モードは、主にホストハローの長軸に垂直な面の近くに集積するサブハローで構成されます。私たちの発見は、主要なフィラメント構造からの流入と内部の動的摩擦からの予想と一致しています。ほとんどのサブハローはフィラメントを通じて降着し、より大規模なサブハローは降着後の軌道が少なくなります。私たちの研究は、銀河団内媒質がどのように銀河団を剥ぎ取り、消光するかに関連するサブハローダイナミクスの独自の定量化を提供します。
高エネルギー天体物理ニュートリノ測定におけるエネルギー依存のフレーバー遷移の特定
| Title |
Identifying_Energy-Dependent_Flavor_Transitions_in_High-Energy_Astrophysical_Neutrino_Measurements |
| Authors |
Qinrui_Liu,_Damiano_F._G._Fiorillo,_Carlos_A._Arg\"uelles,_Mauricio_Bustamante,_Ningqiang_Song,_Aaron_C._Vincent |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07649 |
TeV-PeV天体物理ニュートリノのフレーバー組成、つまりフラックス中のさまざまなフレーバーのニュートリノの割合は、高エネルギー天体物理学と基礎物理学の多用途のプローブです。フレーバーの同定は難しく、検出される高エネルギー天体物理ニュートリノの数は限られているため、これまでのフレーバー組成の測定は、観測されたニュートリノエネルギーの範囲にわたる平均を表しています。しかし、これはフレーバー組成の変化の潜在的な存在をエネルギーで洗い流し、それを仮定する多くのモデルに対する私たちの感受性を弱めます。初めて、フレーバー組成のエネルギー依存性を測定し、低エネルギーから高エネルギーへの移行を探します。IceCubeHigh-EnergystartingEvents(HESE)の7.5年間の公開サンプルに基づく現在の測定では、風味の変化の証拠は見つかりませんでした。次世代ニュートリノ望遠鏡バイカルGVD、IceCube-Gen2、KM3NeT、P-ONE、TAMBO、TRIDENTによるHESEと通過ミューオンの共同観測により、2030年までに200TeV付近でのフレーバー遷移が特定される可能性があります。2040年までに、我々は推測できるでしょう。低エネルギーでの完全なパイオン崩壊連鎖を介したニュートリノ生成から、高エネルギーでのミューオン減衰パイオン崩壊への移行を確立するのに十分な精度でニュートリノが生成されるフレーバー組成。
外観が変化する AGN Mrk 1018 の長期変動の解釈
| Title |
Interpreting_the_long-term_variability_of_the_changing-look_AGN_Mrk_1018 |
| Authors |
S._Veronese,_C._Vignali,_P._Severgnini,_G._A._Matzeu,_M._Cignoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07663 |
私たちは、2005年から2019年までの光学、紫外線、X線分光測光データにわたる広範なデータセットを利用して、外観が変わる活動銀河核(CL-AGN)Mrk1018の徹底的な研究を紹介します。広帯域測光を行い、観察された外観の変化の挙動を理解するために、光学からX線へのスペクトルエネルギー分布(SED)フィッティングを実行しました。14年間の分析を通じて、硬度比が約2倍に増加し、X線スペクトルに大きな変化が発生したことがわかりました。また、広帯域調光も検証し、光学、UV、X線の輝度がそれぞれ>7、>24、および~9倍減少しました。これらの薄暗さは、紫外線放射の減少に起因すると考えられます。我々は、2つのコンプトン化モデルを使用してX線スペクトルを記述し、一貫した高温のコンプトン化媒体と、冷却された暖かい成分を明らかにしました。この冷却は、降着円盤内の磁場の弱まりに関連しており、紫外線の減光を説明します。我々は、この弱化はジェットの形成によって引き起こされ、ひいては内部降着流の状態変化に起因すると提案します。正規化された降着率は明るい状態では超臨界($\mu=$0.06>0.02)、明るい状態では亜臨界($\mu=$0.01<0.02)であるため、光学とX線のSEDフィッティングはこの結論を裏付けています。朦朧とした状態。状態遷移の境界面で生じる不安定性により、粘性時間スケールを、観測された約10年間のMrk1018変動まで短縮することができます。私たちは、最近の合体現象や冷たいカオス降着によってAGNサブPC領域に押し出されたガス雲が関与する、この状態遷移の可能性のある誘発メカニズムを調査しました。このシナリオが将来のシミュレーションによって検証されれば、CL-AGNについての理解が深まる可能性があり、降着円盤の小さな乱れと相まって、見た目の変化の主な要因である降着率約0.02についての疑問が生じる可能性があります。
アレン望遠鏡アレイを使用した反復 FRB 20220912A の特性評価
| Title |
Characterization_of_the_Repeating_FRB_20220912A_with_the_Allen_Telescope_Array |
| Authors |
Sofia_Z._Sheikh,_Wael_Farah,_Alexander_W._Pollak,_Andrew,_P._V.,_Siemion,_Mohammed_A._Chamma,_Luigi_F._Cruz,_Roy_H._Davis,_David_R._DeBoer,_Vishal_Gajjar,_Phil_Karn,_Jamar_Kittling,_Wenbin_Lu,_Mark_Masters,_Pranav_Premnath,_Sarah_Schoultz,_Carol_Shumaker,_Gurmehar_Singh,_Michael_Snodgrass |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07756 |
FRB20220912Aは、2022年秋に発見され、数か月間にわたって非常に活発な活動を続けた反復高速ラジオバースト(FRB)です。我々は、主に1572MHzを中心とする1344MHzの帯域幅をカバーする、最近改修されたアレン望遠鏡アレイを使用した、この発生源の541時間の追跡観測から35個のFRBを検出したことを報告します。35個のFRBはすべてバンドの下半分で検出され、上半分では検出されず、4～431Jy-ms(中央値=$48.27Jy-ms)のフルエンスをカバーしました。我々は、時間の経過とともに周波数が下向きにドリフトするバースト、時間の経過とともに周波数が下向きにドリフトするバーストなど、さまざまな分光時間的特徴について、これまでの中継器の研究との一貫性を見出しました。帯域幅と中心周波数の間には正の相関関係があります。そして時間の経過とともにサブバースト期間が減少します。我々は、2か月の観測キャンペーンを通じて観測されたバーストの中心周波数が明らかに減少したことを報告します(1日あたり$6.21\pm0.76$MHzの低下に相当します)。FRB20220912Aのカットオフフルエンスが$F_\textrm{max}\lesssim10^4$Jy-msであると予測します。このソースは全天レートと一致しており、FRB20220912Aが、$\sim$100Jy-msのフルエンスに対して数パーセントのレベルの全天FRBレート。最後に、特徴的なタイムスケールとサブバーストの周期性を調査し、a)複数コンポーネントのバーストにおけるサブバースト間のタイムスケールの中央値は5.82$\pm$1.16ミリ秒であり、b)最も等間隔なマルチコンポーネントでも厳密な周期性の証拠は存在しないことを発見しました。-サンプル内のコンポーネントバースト。我々の結果は、FRBの広帯域観測の重要性を実証し、FRBの前駆体モデルと放出機構モデルを比較するための重要な一連の観測パラメータを提供する。
第 38 回国際宇宙線会議へのベリタスの貢献
| Title |
VERITAS_contributions_to_the_38th_International_Cosmic_Ray_Conference |
| Authors |
A._Acharyya,_C._B._Adams,_A._Archer,_P._Bangale,_J._T._Bartkoske,_P._Batista,_W._Benbow,_J._L._Christiansen,_A._J._Chromey,_A._Duerr,_M._Errando,_Q._Feng,_G._M._Foote,_L._Fortson,_A._Furniss,_W._Hanlon,_O._Hervet,_C._E._Hinrichs,_J._Hoang,_J._Holder,_Z._Hughes,_T._B._Humensky,_W._Jin,_M._N._Johnson,_M._Kertzman,_M._Kherlakian,_D._Kieda,_T._K._Kleiner,_N._Korzoun,_S._Kumar,_M._J._Lang,_M._Lundy,_G._Maier,_C._E_McGrath,_M._J._Millard,_C._L._Mooney,_P._Moriarty,_R._Mukherjee,_S._O'Brien,_R._A._Ong,_N._Park,_C._Poggemann,_M._Pohl,_E._Pueschel,_J._Quinn,_P._L._Rabinowitz,_K._Ragan,_P._T._Reynolds,_D._Ribeiro,_E._Roache,_J._L._Ryan,_I._Sadeh,_L._Saha,_M._Santander,_G._H._Sembroski,_R._Shang,_M._Splettstoesser,_A._K._Talluri,_J._V._Tucci,_V._V._Vassiliev,_A._Weinstein,_D._A._Williams,_S._L._Wong,_and_J._Woo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07774 |
2023年7月26日から8月3日まで名古屋で開催された第38回国際宇宙線会議(ICRC)でベリタスコラボレーションが発表した論文をまとめたもの。
二重中性子星の合体: 遅い時間の電波信号は過大評価されているのか?
| Title |
Double_Neutron_Star_Mergers:_Are_Late-time_Radio_Signals_Overestimated? |
| Authors |
Shao-Ze_Li,_Yun-Wei_Yu,_He_Gao_and_Lin_Lan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07919 |
連星中性子星の合体は、高速で移動する準等方性物質の放出を引き起こす可能性があり、これにより熱放射が誘発され、キロノバ放出が引き起こされる可能性があります。さらに、放出された物質と周囲の環境との間の相互作用により外部衝撃が発生し、その結果、結合後数十年間持続する長時間の無線信号が発生する可能性があります。超新星噴出物とは対照的に、キロノバ噴出物は比較的質量が小さく、速度が速いため、その膨張により最終的に噴出物の密度が非常に低くなり、媒体粒子が噴出物を自由に通過できるようになる可能性があります。それにより、星間物質に対するある種の不完全な掃引がもたらされることになる。おもちゃの模型を使った我々の調査では、連星中性子星の合体によってブラックホールが形成されるか中性子星が形成されるかに関係なく、このような不完全な掃引が後期の電波放射パワーを大幅に減少させる可能性があることが明らかになった。したがって、我々の発見は、これまでに報告された特定の短いガンマ線バーストに対する電波の上限が、これらの短いGRBにおける長寿命マグネター残骸の存在に必ずしも厳しい制約を課すものではない可能性があることを示唆している。
弱磁化天体物理衝撃におけるイオンビームワイベル不安定性による磁場増幅の強化
| Title |
Enhanced_Magnetic_Field_Amplification_by_Ion-Beam_Weibel_Instability_in_Weakly_Magnetized_Astrophysical_Shocks |
| Authors |
Taiki_Jikei,_Takanobu_Amano,_Yosuke_Matsumoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07933 |
我々は、弱い磁化媒体中での無衝突の強い衝撃におけるイオンビームワイベル不安定性の進展を調べます。有限の背景磁場は、背景電子が磁化して振る舞うかどうかに応じて、不安定性の線形位相と非線形位相の両方に実質的に影響を与えることがわかりました。磁化された電子の細胞内粒子シミュレーションにより、磁場増幅のダイナモのようなメカニズムが特定され、これが最終的に自発的な磁気再接続につながります。このシナリオは典型的な若い超新星残骸のショックにも適用できると結論付けています。
2017年から2018年の巨大爆発中の銀河ULXスウィフトJ0243.6+6124からの光学/紫外線放射の起源を明らかにする
| Title |
Unveiling_the_origin_of_the_optical/UV_emission_from_the_Galactic_ULX_Swift_J0243.6+6124_during_its_2017-2018_giant_outburst |
| Authors |
J._Alfonso-Garz\'on,_J._van_den_Eijnden,_N._P._M._Kuin,_F._F\"urst,_A._Rouco-Escorial,_J._Fabregat,_P._Reig,_J._M._Mas-Hesse,_P._A._Jenke,_C._Malacaria,_and_C._Wilson-Hodge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08080 |
2017年9月下旬から2018年2月にかけて、BeX線連星(BeXB)SwiftJ0243.6+6124は前例のないほど明るい巨大バーストを起こしました。報告されたX線輝度は非常に高いため、システムは超高輝度X線源(ULX)として分類されました。また、これは電波ジェット放出を示した最初のBeXBパルサーでもありました。この光源は、X線やラジオだけでなく、光学や紫外線の波長でも明るかった。この論文では、X線の放出と同時に観察される光/UV束の起源を理解することを目的としています。X線連星における光学/UV放射を説明できる主なメカニズムを考慮して、爆発に沿ったX線束と比較して光学/UV光度曲線を研究しました。光学/UVとX線の光度曲線の間には密接な相関関係が観察されているため、X線の再処理が最も妥当な説明であると思われます。私たちは光度曲線の減衰のタイムスケールを計算し、光学線とX線の放射の間の相関指数を研究しました。最後に、バーストに沿って観測された光学/UVSEDを再現するために、ドナー星の表面のX線加熱、降着円盤の照射、粘性加熱された降着円盤からの放射を考慮した物理モデルを構築しました。私たちのモデルでは、Be星周円盤が軌道と同一平面上にあることを考慮し、現在のモデルではその照射を無視しました。モデルの入力として、Swift/XRTおよびBAT観測のスペクトルフィットから得られたボロメトリックX線束から計算された入射X線輝度を使用しました。Be星表面のX線加熱としてのX線の再処理と降着円盤の照射が、2017年から2018年のスウィフトJ0243.6の巨大バースト中に観察された光学/紫外線放射を再現できる2つの主なメカニズムであると結論付けています。+6124。
天の川は高エネルギーニュートリノで輝く
天の川銀河で最もエネルギーの高い天体物理源である高エネルギー宇宙線を生成できる宇宙加速器は、1世紀以上にわたって発見に抵抗してきました。これまで、天体物理学者は主に、銀河系から放出されると予想されるガンマ線を探し出すことによって、これらの線源を探してきました。2023年、アイスキューブニュートリノ天文台は天の川銀河から高エネルギーニュートリノを発見し、銀河系における宇宙線の生成と相互作用の証拠の流れを開始しました。
降着ミリ秒パルサーのパルスプロファイルに対する降着漏斗内での散乱の影響
| Title |
Effects_of_scattering_in_the_accretion_funnel_on_the_pulse_profiles_of_accreting_millisecond_pulsars |
| Authors |
Varpu_Ahlberg,_Juri_Poutanen,_and_Tuomo_Salmi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08142 |
降着ミリ秒パルサー(AMP)のホットスポット放出は、円盤の内半径と中性子星表面の間の降着流の中で散乱を受けます。流れの散乱光学深さは、パルス位相の関数である光子の放出角度に依存し、ホットスポットが観測者に最も近いときに最大に達します。十分に大きな光学深さでは、観測されたパルスプロファイルは二次極小値を発現するはずであり、その深さは降着速度と発光形状に依存します。降着速度とともに進化するこのような低下は、バースト中にAMPで観察される位相シフトとパルスプロファイルの進化を説明できる可能性があります。散乱を考慮することは、中性子星の質量や半径などの中性子星のパラメータの決定精度を向上させるために、AMPパルスプロファイルを正確にモデリングするために重要です。この論文では、降着漏斗のトムソン光学深さの簡略化された解析モデルを提示し、それをパルスプロファイルのシミュレーションに適用します。降着漏斗内での散乱は、降着率$\dot{M}\gtrsim10^{-10}~{M}_\odot\,\mathrm{yr}^{のパルスプロファイルに重大な影響を与えることを示します。-1}$。私たちのモデルは、観測結果と一致すると思われる降着率によるパルスプロファイルの段階的な変化を予測します。
IAR が実施したグリッチパルサー監視キャンペーンの最新情報
| Title |
Updates_on_the_glitching_pulsar_monitoring_campaign_performed_from_IAR |
| Authors |
Ezequiel_Zubieta,_Santiago_del_Palacio,_Federico_Garc\'ia,_Susana_Beatriz_Araujo_Furlan,_Guillermo_Gancio,_Carlos_Oscar_Lousto,_Jorge_Ariel_Combi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08188 |
パルサーは、回転が非常に安定していることで知られています。ただし、この安定性は、原因がよくわかっていない回転周波数の突然の増加であるグリッチによって乱される可能性があります。この研究では、2019年以来IARで実施されたパルサー監視キャンペーンの予備的な結果をいくつか紹介します。我々は、5つのグリッチのパラメータのタイミングソリューションフィットからの測定値を提示します。ベラパルサーのグリッチ1つ、PSRJ0742-2822のグリッチ1つ、PSRJ0742-2822のグリッチ1つ、PSRJ1740-3015には2つの小さなグリッチ、PSRJ1048-5832には2つの小さなグリッチがあります。最後に、Velaのグリッチ間期間を特徴付けるために渦クリープモデルを適用しました。ただし、予備的な結果では、高度に縮退し、制限が緩いパラメータが得られました。
第38回国際宇宙線会議へのJEM-EUSO共同貢献
| Title |
JEM-EUSO_Collaboration_contributions_to_the_38th_International_Cosmic_Ray_Conference |
| Authors |
S._Abe,_J.H._Adams_Jr.,_D._Allard,_P._Alldredge,_R._Aloisio,_L._Anchordoqui,_A._Anzalone,_E._Arnone,_M._Bagheri,_B._Baret,_D._Barghini,_M._Battisti,_R._Bellotti,_A.A._Belov,_M._Bertaina,_P.F._Bertone,_M._Bianciotto,_F._Bisconti,_C._Blaksley,_S._Blin-Bondil,_K._Bolmgren,_S._Briz,_J._Burton,_F._Cafagna,_G._Cambi\`e,_D._Campana,_F._Capel,_R._Caruso,_M._Casolino,_C._Cassardo,_A._Castellina,_K._\v{C}ern\'y,_M.J._Christl,_R._Colalillo,_L._Conti,_G._Cotto,_H.J._Crawford,_R._Cremonini,_A._Creusot,_A._Cummings,_A._de_Castro_G\'onzalez,_C._de_la_Taille,_R._Diesing,_P._Dinaucourt,_A._Di_Nola,_T._Ebisuzaki,_J._Eser,_F._Fenu,_S._Ferrarese,_G._Filippatos,_W.W._Finch,_F._Flaminio,_C._Fornaro,_D._Fuehne,_C._Fuglesang,_M._Fukushima,_S._Gadamsetty,_D._Gardiol,_G.K._Garipov,_E._Gazda,_A._Golzio,_F._Guarino,_C._Gu\'epin,_A._Haungs,_T._Heibges,_F._Isgr\`o,_E.G._Judd,_F._Kajino,_I._Kaneko,_S.-W._Kim,_P.A._Klimov,_J.F._Krizmanic,_V._Kungel,_E._Kuznetsov,_F._L\'opez_Mart\'inez,_D._Mand\'at,_M._Manfrin,_A._Marcelli,_L._Marcelli,_W._Marsza{\l},_J.N._Matthews,_M._Mese,_S.S._Meyer,_J._Mimouni,_H._Miyamoto,_Y._Mizumoto,_A._Monaco,_S._Nagataki,_J.M._Nachtman,_D._Naumov,_A._Neronov,_T._Nonaka,_T._Ogawa,_S._Ogio,_H._Ohmori,_A.V._Olinto,_Y._Onel,_G._Osteria,_A.N._Otte,_A._Pagliaro,_B._Panico,_E._Parizot,_I.H._Park,_T._Paul,_M._Pech,_F._Perfetto,_P._Picozza,_L.W._Piotrowski,_Z._Plebaniak,_J._Posligua,_M._Potts,_R._Prevete,_G._Pr\'ev\^ot,_M._Przybylak,_E._Reali,_P._Reardon,_M.H._Reno,_M._Ricci,_O.F._Romero_Matamala,_G._Romoli,_H._Sagawa,_N._Sakaki,_O.A._Saprykin,_F._Sarazin,_M._Sato,_P._Schov\'anek,_V._Scotti,_S._Selmane,_S.A._Sharakin,_K._Shinozaki,_S._Stepanoff,_J.F._Soriano,_J._Szabelski,_N._Tajima,_T._Tajima,_Y._Takahashi,_M._Takeda,_Y._Takizawa,_S.B._Thomas,_L.G._Tkachev,_T._Tomida,_S._Toscano,_M._Tra\"iche,_D._Trofimov,_K._Tsuno,_P._Vallania,_L._Valore,_T.M._Venters,_C._Vigorito,_M._Vr\'abel,_S._Wada,_J._Watts_Jr.,_L._Wiencke,_D._Winn,_H._Wistrand,_I.V._Yashin,_R._Young,_M.Yu._Zotov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08204 |
これは、第38回国際宇宙線会議(名古屋、2023年7月26日～8月3日)でJEM-EUSO共同研究によって発表された論文集です。
eUDS: UKIDSS 超深度調査フィールドの SRG/eROSITA X 線調査。情報源のカタログ
| Title |
eUDS:_The_SRG/eROSITA_X-ray_Survey_of_the_UKIDSS_Ultra_Deep_Survey_Field._Catalogue_of_Sources |
| Authors |
R._Krivonos,_M._Gilfanov,_P._Medvedev,_S._Sazonov,_R._Sunyaev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08222 |
スペクトル・レントゲン・ガンマ(SRG)宇宙船に搭載されたeROSITAX線望遠鏡は、2019年8月から9月にかけて太陽・地球L2点への飛行中に、UKIDSS超深度探査(UDS)のフィールドを観察しました。したがって、結果として得られたeROSITAUDS(またはeUDS)調査は、最初のeROSITAX線画像調査であり、広い空域を均一に観測できる望遠鏡の能力を実証しました。150ksの中程度の単一カメラ露光で、eUDSは、0.3～2.3keV帯域で4E-15から5E-14erg/s/cm^2の範囲の制限光束で約5deg^2をカバーしました。eUDS中に10以上の確率(~4シグマ)で検出された647個のソースのカタログを提示します。このカタログには、0.3～2.3keVの主要エネルギーバンドの光源フラックスと、0.3～8keVの多数のバンドでの強制測光に関する情報が記載されています。より詳細な4XMM-DR12カタログを使用して、XMM-Newtonによる以前の観測と比較して、eROSITA観測中に少なくとも10倍明るくなったり、暗くなったりした22個の変動の激しい天体を特定しました。また、2.3～5keVのハードエネルギーバンドでeROSITAによって検出された22個のソースのカタログも提供します。
KASCADE実験データと機械学習による宇宙線元素群のエネルギースペクトル
| Title |
Energy_spectra_of_elemental_groups_of_cosmic_rays_with_the_KASCADE_experiment_data_and_machine_learning |
| Authors |
M._Yu._Kuznetsov,_N._A._Petrov,_I._A._Plokhikh,_V._V._Sotnikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08279 |
我々は、1.4～100PeVのエネルギーにおける宇宙線(陽子、ヘリウム、炭素、シリコン、鉄)の質量成分スペクトルとそれらの平均質量組成の再構成を報告します。結果は、大規模なエアシャワー実験KASCADEのアーカイブデータから得られました。私たちは、この再構成のために特別に開発された新しい機械学習技術と最新のハドロン相互作用モデル、QGSJet.II-04、EPOS-LHC、Sibyll2.3cを使用します。元のKASCADEの結果と比較して、陽子成分が著しく過剰で、中核および重核成分が不足していることがわかりました。同時に、我々の結果は、IceTopおよびTALE実験の結果と部分的に一致しています。体系的な不確実性は、ハドロンモデル間の差異を考慮して計算され、クロスハドロンモデルの体系化を行わずに計算された他の言及された実験の不確実性と同様の大きさを持ちます。
高速過渡空と非常に高解像度の観測へのアルゼンチンの窓
儚い空は、短い時間スケールで劇的な変化を示す多様な現象で構成されています。これらのイベントは、コンパクトなシステムで発生する1秒未満のバーストから、週や月のタイムスケールのばらつきまで多岐にわたります。このような現象を観察することを目的とした施設では、いくつかの課題に対処する必要があります。それは、ガンマ線バースト(GRB)のような現象の最初の瞬間を追跡するための高速再位置決めスキーム、新たな高速バーストを検出できる広い視野です。電波バースト(FRB)、または銀河連星の流出とフレア活動を検出するための高感度および高ケイデンス。これらの情報源からスペクトル情報を回復するための大きな帯域幅と組み合わせると、これらのシステムで行われている物理プロセスを明らかにできるようになります。アルゼンチンの新しい多目的干渉計アレイ(MIA)は、前述のような過渡空に関する深く最先端の研究を行うのに適した施設となる可能性があります。さらに、欧州VLBIネットワーク(EVN)などのVLBIネットワーク内で30mIARアンテナを接続する可能性について、コミュニティから大きな関心が寄せられています。これにより、アルゼンチンが地図上に配置され、非常に高解像度(ミリ秒レベル)の観測が可能になります。このモードは、MIAによる観測と合わせて、天文学者が南天に関する知識を大幅に増やすことを可能にする潜在的な新しい体制を開くことになります。
コンパクトな内部コロナを持つブラックホール降着円盤からの大規模かつ複雑なX線タイムラグ
ハードおよびハード中間状態にあるブラックホールX線バイナリは、広帯域ノイズの変動間にハードおよびソフトの時間差(高エネルギー放射が低エネルギーに遅れる、またはその逆)を示します。これは、円盤の形状を制約するために使用できる可能性があります。これらのシステムにコロナを組み込む。光の移動遅延に基づくコンプトン化と残響遅れモデルは、非常に大きく（数百から数千の重力半径$R_{g}$）、X線スペクトルモデリングや偏光測定からの制約と矛盾するコロナを暗示する可能性があります。。今回我々は、観察された大きくて複雑なX線のタイムラグが、黒体を放出する円盤内で変動が生成され、それを通って比較的コンパクトな($\sim$10$R_{g}$)内部の円盤に伝播するというモデルによって説明できることを示す。コロナ。このモデルは、ディスク半径が大きいほど変動時間スケールが長くなるため、ディスク変動が周波数$<1$Hzでフーリエ周波数に依存する遅れを伴ってコロナ変動を導く理由を自然に説明します。伝播する変動はまた、円盤からのコロナシード光子を連続的に変調し、粘性散逸によるコロナの加熱と、その結果として生じる残響信号を変調する。これらの異なる効果の相互作用は、ディスクとべき乗則放射の間の遅れ挙動の観察された複雑なパターン、およびさまざまなべき乗則エネルギーバンド、パワースペクトル形状のエネルギー依存性、およびコロナに対するスペクトルタイミング特性の強い依存性をもたらします。幾何学。したがって、観測されたスペクトルタイミングの複雑さは、円盤を伝播する質量降着変動に対する円盤コロナシステムの応答の自然な結果です。
PolarVis: Web ベースの偏光解析に向けて
天文画像の偏光分析を実行する天文学者は、多くの場合、環境や固有のプロセスとの相互作用による磁力の影響を示す銀河などの対象物体の位置を手動で特定する必要があります。これらの場所は、LinesofSight(LoS)として知られています。さまざまな視線を分析すると、問題の天体物理的物体とその周囲の電磁気的性質についての洞察が得られます。LoSごとに、天文学者は診断プロットを作成して、分数偏光やファラデースペクトルなど、対応する電磁場の変動をマッピングします。ただし、さまざまなLoS診断プロットを天体画像上の位置に関連付けるには、プロットと画像を交互に切り替える必要があります。その結果、LoSの位置がその磁場の変動に影響を与えるかどうかをその診断プロットを分析して判断することは、2つを直接結び付ける方法がないため困難になります。PolarVisは、インタラクティブなWebベースのFITSビューア(JS9)を使用して、画像上の特定の視線にあるボタンをクリックするだけで、その視線に対応するインタラクティブな診断プロットをほぼ瞬時に表示できるようにする取り組みです。
EXCLAIM u-Spec 統合分光計の特性評価のための光学テストベッドの最適化
| Title |
Optimization_of_an_Optical_Testbed_for_Characterization_of_EXCLAIM_u-Spec_Integrated_Spectrometers |
| Authors |
Maryam_Rahmani,_Emily_M._Barrentine,_Eric_R._Switzer,_Alyssa_Barlis,_Ari_D._Brown,_Giuseppe_Cataldo,_Jake_A._Connors,_Negar_Ehsan,_Thomas_M._Essinger-Hileman,_Henry_Grant,_James_Hays-Wehle,_Wen-Ting_Hsieh,_Vilem_Mikula,_S._Harvey_Moseley,_Omid_Noroozian,_Manuel_A._Quijada,_Jessica_Patel,_Thomas_R._Stevenson,_Carole_Tucker,_Kongpop_U-Yen,_Carolyn_G._Volpert,_Edward_J._Wollack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07656 |
極低温大口径強度マッピング実験（EXCLAIM）ミッションのために開発中の小型超伝導オンチップ分光計の光学応答を特徴付けるテストベッドについて説明します。EXCLAIMは、赤方偏移3.5から現在までの銀河のCOおよびCII輝線を調査する気球による遠赤外線実験です。u-Specと呼ばれる分光計は、単一のマイクロ波給電線を介して読み出される動的インダクタンス検出器(KID)に結合されたシリコンチップ上の回折格子で構成されています。EXCLAIM用のプロトタイプ分光計を使用して、フォトミキサーソースを使用して分光計のスペクトル応答を特徴付ける能力を実証します。オンチップ基準検出器を利用してオフチップ光学系からのスペクトル構造に対して正規化を行い、シリコンエタロンを利用して絶対周波数を校正します。
アルゼンチン電波天文学研究所による科学研究
この記事では、アルゼンチン電波天文学研究所(IAR)の文書作成に関するいくつかの数字とマイルストーン、およびIARで働く研究者によって近年行われた科学的成果の個人的なレビューを紹介します。また、IARの主力プロジェクトである多目的干渉アレイ(MIA)の科学的目的について、アルゼンチンの土壌に最近設置された、または設置中の機器プロジェクトとの関連で簡単に説明します。
相互作用深度センシングによる X 線およびガンマ線の高解像度分光イメージング用の厚さ 2 mm の大面積 CdTe 両面ストリップ検出器
| Title |
2-mm-Thick_Large-Area_CdTe_Double-sided_Strip_Detectors_for_High-Resolution_Spectroscopic_Imaging_of_X-ray_and_Gamma-ray_with_Depth-Of-Interaction_Sensing |
| Authors |
Takahiro_Minami,_Miho_Katsuragawa,_Shunsaku_Nagasawa,_Shin'ichiro_Takeda,_Shin_Watanabe,_Yutaka_Tsuzuki,_Tadayuki_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07915 |
我々は、10cm$^2$の均一な広い撮像領域による高い空間分解能と、高いエネルギー分解能を備えた、ストリップピッチ250μmの厚さ2mmのCdTe両面ストリップ検出器(CdTe-DSD)を開発した。検出効率は数十から数百keVです。分光イメージングによる硬X線や軟ガンマ線の定量観察、宇宙観測、核医学、非破壊元素分析など幅広い分野でご利用いただけます。この検出器は、以前に開発された厚さ0.75mmの検出器より$\sim$2.7倍厚いため、硬X線と軟ガンマ線の検出効率が向上します。十分なバイアスを適用せず、低温で動作させなかった場合、厚さが増加するとバイアス誘起分極が増強される可能性がありますが、CdTeダイオードに500Vの高電圧が印加された場合、分極は検出器では明らかではありません。1日の実験中、温度は20$^\circ$Cに維持されます。CdTeダイオードのキャリア輸送特性が低いため、「相互作用深度」(DOI)への依存性も大きくなり、その結果、DOI情報が多くなる一方で、電荷共有や低エネルギーテールなどの複雑な検出器応答が損失を悪化させます。エネルギー分解能。この論文では、厚さ2mmのCdTe-DSDを開発し、その応答を研究し、エネルギー分解能、空間分解能、および均一性を評価しました。また、検出器の応答を理論的に理解するための理論モデルを構築し、キャリア輸送特性を推定しながら100umの精度でDOIを再構築しました。高いエネルギー分解能と高い3次元空間分解能を持ち、均一で広い撮像領域を持つ検出器を実現しました。
H.E.S.S. による最初の強度干渉測定望遠鏡
| Title |
First_Intensity_Interferometry_Measurements_with_the_H.E.S.S._Telescopes |
| Authors |
Andreas_Zmija,_Naomi_Vogel,_Frederik_Wohlleben,_Gisela_Anton,_Adrian_Zink_and_Stefan_Funk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08015 |
天体物理観測のための強度干渉法は、過去10年間でますます関心を集めています。入射光の位相にアクセスせずに、高解像度天文学のために異なる望遠鏡の光子束を相関させる方法は、大気の乱流の影響を受けず、高精度の光路制御を必要としません。必要な大規模な収集領域は、イメージング大気チェレンコフ望遠鏡によって提供できます。VERITASやMAGICなどの既存の望遠鏡システムに強度干渉計を導入すると、星の高解像度イメージングに成功することが証明されています。2022年4月に、H.E.S.S.の望遠鏡を2台装備しました。ナミビアにあるアレイは、明るい月の期間に南天の星と星系を測定するための強度干渉計のセットアップを備えています。望遠鏡カメラの蓋に外部光学システムを取り付けました。この光学システムは、入射光を分割して2つの光電子増倍管に送り、望遠鏡間の相互相関に加えて、1つの望遠鏡内のゼロベースライン相関を測定します。光学要素は電動化されているため、望遠鏡の追跡誤差をライブで修正できます。キャンペーン中、私たちは空間相関曲線を測定し、それによって{\lambda}Sco(シャウラ)と{\sigma}Sgr(ヌンキ)の角直径を測定しました。また、{\の多星系を使用した干渉計の体系的な研究も行いました。alpha}Cru（アクルックス）。
HRMOS ホワイトペーパー: 科学へのモチベーション
| Title |
HRMOS_White_Paper:_Science_Motivation |
| Authors |
Laura_Magrini,_Thomas_Bensby,_Anna_Brucalassi,_Sofia_Randich,_Robin_Jeffries,_Gayandhi_de_Silva,_Asa_Skuladottir,_Rodolfo_Smiljanic,_Oscar_Gonzalez,_Vanessa_Hill,_Nadege_Lagarde,_Eline_Tolstoy,_Jose'_Maria_Arroyo-Polonio,_Martina_Baratella,_John_R._Barnes,_Giuseppina_Battaglia,_Holger_Baumgardt,_Michele_Bellazzini,_Katia_Biazzo,_Angela_Bragaglia,_Bradley_Carter,_Giada_Casali,_Gabriele_Cescutti,_Camilla_Danielski,_Elisa_Delgado_Mena,_Arnas_Drazdauskas,_Mark_Gieles,_Riano_Giribaldi,_Keith_Hawkins,_H._Jens_Hoeijmakers,_Pascale_Jablonka,_Devika_Kamath,_Tom_Louth,_Anna_Fabiola_Marino,_Sarah_Martell,_Thibault_Merle,_Benjamin_Montet,_Michael_T._Murphy,_Brunella_Nisini,_Thomas_Nordlander,_Valentina_D'Orazi,_Lorenzo_Pino,_Donatella_Romano,_Germano_Sacco,_Nathan_R._Sandford,_Antonio_Sollima,_Lorenzo_Spina,_et_al._(8_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08270 |
高解像度多天体分光器(HRMOS)は、ヨーロッパ南天天文台(ESO)で開催されたVLT2030ワークショップでの最初のプレゼンテーションを経て、ヨーロッパ南天天文台(ESO)の超大型望遠鏡(VLT)に提案する予定の設備機器です。2019年6月HRMOSは、恒星天体物理学や系外惑星の研究から銀河系や局地集団の考古学に至るまで、幅広い活発な研究分野にわたって画期的な科学を実施するために不可欠な機能の組み合わせを提供します。HRMOSは、今後10年間に計画されている将来の計測機器の状況における機能のギャップを埋めます。HRMOSの主な特性は、高いスペクトル分解能(R=60,000～80,000)と、マルチオブジェクト(20～100)機能および長期安定性を組み合わせたもので、優れた半径方向速度精度と精度(10m/s)を提供します。初期設計では、mag(AB)=15の星ではSNR～100が約1時間で達成可能である一方、mag(AB)=17の星では同じ露出時間でSNR～30に達すると予測されています。高解像度と多重化の組み合わせにより、比較的青色の波長(380nmまで)に及ぶ波長範囲をカバーするため、HRMOSは分光器となり、私たちの知識の限界を押し広げ、将来の主力機器として期待されています。この白書で紹介される科学事例には、天文学コミュニティからの貢献を得て、また最初のHRMOSワークショップ(https://indico.ict.inaf.it/event)への幅広い参加を通じて、コアサイエンスチームによって開発されたトピックやアイデアが含まれています。/1547/)は、2021年10月にフィレンツェ(イタリア)で開催されました。
フローマッチングとニューラルインポータンスサンプリングによる系外惑星の大気特性の推定
| Title |
Inferring_Atmospheric_Properties_of_Exoplanets_with_Flow_Matching_and_Neural_Importance_Sampling |
| Authors |
Timothy_D._Gebhard_and_Jonas_Wildberger_and_Maximilian_Dax_and_Daniel_Angerhausen_and_Sascha_P._Quanz_and_Bernhard_Sch\"olkopf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08295 |
大気検索(AR)は、通常タスクをベイズ推論問題として組み立てることにより、観測された光スペクトルから大気パラメータを推定することによって系外惑星の特徴を調べます。ただし、ネストされたサンプリングなどの従来のアプローチは計算コストがかかるため、機械学習(ML)に基づくソリューションへの関心が高まっています。この進行中の研究では、まず、AR用の新しいMLベースの方法としてフローマッチング事後推定(FMPE)を調査し、この場合、ニューラル事後推定(NPE)よりは正確ですが、ネストされたサンプリングよりは精度が低いことを発見しました。。次に、FMPEとNPEの両方を重要度サンプリングと組み合わせます。この場合、両方の方法が精度とシミュレーション効率の点でネストされたサンプリングよりも優れています。今後、私たちの分析は、尤度ベースの重要度サンプリングによるシミュレーションベースの推論が、正確かつ効率的なARのフレームワークを提供し、既存の望遠鏡からの観測データの分析だけでなく、新しい望遠鏡の開発にも貴重なツールになる可能性があることを示唆しています。ミッションと計器。
補償光学テレメトリー標準: 新しいデータ交換フォーマットの設計と仕様
| Title |
Adaptive_Optics_Telemetry_Standard:_Design_and_specification_of_a_novel_data_exchange_format |
| Authors |
Tiago_Gomes,_Carlos_M._Correia,_Lisa_Bardou,_Sylvain_Cetre,_Johann_Kolb,_Caroline_Kulcs\'ar,_Fran\c{c}ois_Leroux,_Timothy_Morris,_Nuno_Moruj\~ao,_Beno\^it_Neichel,_Jean-Luc_Beuzit,_Paulo_Garcia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08300 |
VIS/NIR地上観測所によって生成される補償光学(AO)テレメトリの量はこれまで以上に増加しており、大規模なテレメトリマイニングを伴うパフォーマンス分析やAOの研究開発活動をサポートするための標準化されたデータ交換フォーマットの必要性が高まっています。、処理、キュレーション。この文書では、地上の可視/赤外線天文台からのAOテレメトリを共有するための標準として、適応型光学テレメトリ(AOT)データ交換フォーマットを紹介します。AOTは、FlexibleImageTransportSystem(FITS)に基づいており、自然なシステムや単一/複数のレーザーガイドスターAOシステムを含む、さまざまなシステムや構成にわたって明確で一貫したデータアクセスを提供することを目的としています。私たちは、大気乱流パラメータ推定と点像分布関数再構築(PSF-R)という2つの主要なユースケースに焦点を当ててAOTを設計しました。私たちは、複数のシステムからの既存のAOテレメトリーデータセットを使用して設計をプロトタイプ化し、テストしました。自然星とレーザーガイド星を備えた単一共役体、マルチチャネル波面センサーを備えた断層撮影システム、シャックハルトマンまたはピラミッドのいずれかをメインとして備えたシステムの単一および複数波面補正器です。波面センサー。AOTファイル構造は徹底的に定義されており、データフィールド、説明、データ型、単位、および予期されるサイズが指定されています。この形式をサポートするために、AOTファイルのデータ変換、読み取り、書き込み、探索を可能にするPythonパッケージを開発しました。これは公開されており、汎用のPythonパッケージマネージャーと互換性があります。異なる望遠鏡にインストールされた5つの異なる機器からのデータをパッケージ化することで、AOTフォーマットの柔軟性を実証します。
太陽の中心にはブラックホールがあるのでしょうか?
おそらく太陽の中心にはブラックホールは存在しないでしょう。この詳細にもかかわらず、この研究における私たちの目標は、この疑問は興味深いものであり、中心ブラックホールを持つ星の研究には十分な動機があることを読者に納得させることです。原始ブラックホールが存在するなら、宇宙の暗黒物質を説明できるほどの数が存在する可能性がある。原始ブラックホールはほぼどのような質量でも形成される可能性がありますが、$10^{-16}-10^{-10}~\textrm{M}_\odot$の間の小惑星質量窓が依然として有力な暗黒物質候補であり、これらのブラックホールは形成時に星によって捕らえられる可能性があります。このような星は、その中心核にある微視的なブラックホールからの降着光によって部分的に供給されており、「ホーキング星」と呼ばれている。ホーキング星の星の進化は非常に自明ではなく、私たちの最近の研究で開発された詳細な星の進化モデルが必要です。ここでは、2つの降着スキームを使用した太陽質量ホーキング星の完全な進化モデルを紹介します。1つは一定の放射効率を備えたスキームで、もう1つはこの研究で新しい、適応放射効率を使用して光子トラップの効果をモデル化するものです。
全球天体地震学プロジェクトの概念実証: 継続的な地上観測による大質量星の星地震学
| Title |
The_Global_Asteroseismology_Project_Proof_of_Concept:_Asteroseismology_of_Massive_Stars_with_Continuous_Ground-Based_Observations |
| Authors |
Noi_Shitrit_and_Iair_Arcavi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07662 |
大質量（太陽質量8倍以上）の星は多くの天体物理学系の祖先ですが、その構造と進化の重要な側面はほとんど理解されていません。天体地震学には、これらの未解決のパズルを解決する可能性がありますが、大質量星の短周期の脈動と長周期のビートパターンの両方をサンプリングすることは、観測上多くの課題を引き起こします。地上の単一サイト観測では、主な振動モードを識別するのに数年または数十年かかります。マルチサイトキャンペーンではこの期間を短縮することができましたが、オブジェクトのサンプルに関する人口調査までスケールアップすることはできませんでした。宇宙ベースの観測では、連続サンプリングと多数の天体の観測の両方を実現できますが、ほとんどの場合、モードの識別やモデルの縮退の除去に必要なマルチバンドデータが不足しています。ここでは、大規模なサンプルに拡張できる方法で、数か月以内に大質量星の主な振動モードを識別して特定するための新しい地上観測戦略を開発し、テストします。私たちはラスクンブレス天文台を使用してこれを行います。このユニークな施設は、グローバルネットワークとして動作するロボット型の均質な望遠鏡で構成されており、これまでの複数サイトでの取り組みの課題のほとんどを克服していますが、新たな課題も提示されており、私たちはこれに対処するための戦略を調整しています。この研究は、大規模な星の星地震学を単一の天体からバルクの研究に移行させ、星の構造と進化モデルを制約する際の可能性を最大限に引き出すことを目的とする、地球星地震学プロジェクトの概念実証として機能します。この研究はまた、ラスクンブレス天文台がさまざまな科学目標のためにマルチサイトの連続観測を実行できる能力を実証しています。
IPA。 JWST/NIRSpec を使用して CO 排出で見たクラス 0 原始星
| Title |
IPA._Class_0_Protostars_Viewed_in_CO_Emission_Using_JWST/NIRSpec |
| Authors |
Adam_E._Rubinstein,_Himanshu_Tyagi,_Pooneh_Nazari,_Robert_Gutermuth,_Samuel_Federman,_Mayank_Narang,_Will_R._M._Rocha,_Nashanty_Brunken,_Katie_Slavicinska,_Neal_J._Evans_II,_Joel_D._Green,_Dan_M._Watson,_Henrik_Beuther,_Tyler_Bourke,_Alessio_Caratti_o_Garatti,_Lee_Hartmann,_Pamela_Klaassen,_Hendrik_Linz,_Leslie_W._Looney,_Puravankara_Manoj,_S._Thomas_Megeath,_James_Muzerolle_Page,_Thomas_Stanke,_John_J._Tobin,_Ewine_F._van_Dishoeck,_Scott_J._Wolk,_Yao-Lun_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07807 |
私たちは、JWSTの近赤外分光器(NIRSpec)を使用して、5つのクラス0原始星の中心領域における明るいCO基本放射を調査し、どのようなプロセスがガスを励起するかの手がかりを提供します。CO線発光画像は、$v=1-0$と$v=2-1$の2つの振動帯から$\sim$150ro振動遷移のフォレストに対して抽出されます。ただし、${}^{13}$COは検出されないため、${}^{12}$COの光学深さを統計的に制約することしかできません。ノイズ測定を使用して${}^{13}$CO排出の上限を決定すると、${}^{12}$CO/${}^{13}$COの磁束比は、${}^{12}$COの放出自体は、上位状態の回転量子数$J_u\geq15$を持つro振動遷移では光学的に厚くありません。CO放出が光学的に薄いと仮定して、消滅補正されたCOラインフラックスから回転温度と分子数を推定するための分布図を構築します。$v=1$($\sim600-1000$Kおよび$\sim1500-3500$K)には2つの異なる温度成分が必要ですが、$v=2$($\sim2000-6000$K)には1つのより高温の成分が必要です）。振動温度は我々の情報源の中で$\sim900$Kであり、光度に伴う傾向は見られません。振動温度と、ソースのCO分子の推定総量を使用すると、暖かいガスの総質量は、低質量原始星の$\sim$0.1$\rmM_{Earth}$から$\sim$1Mまでの範囲の光度と強く相関します。大質量原始星の場合は$_{\rmsun}$です。気柱の密度と温度の分布の解釈は、COに影響を与える放射プロセスと化学プロセスに依存します。$v=2$集団の存在は、COガスが放射励起されていることを示している可能性があります。私たちの高質量源の周囲のCOアイソトポローグの選択的UV光解離は、${}^{13}$COの枯渇を説明できる可能性がある。
太陽金属性を伴うミラ変数の理論的な周期-半径および周期-光度の関係
主系列$M_\mathrm{ZAMS}=1.5M_\odot$、$2M_\odot$、$3M_\odot$上の初期質量を持つAGB星の進化系列が、初期金属量$Z=0.014$に対して計算されました。熱平衡状態にあるエンベロープを持つ進化シーケンスの選択されたモデルが、非線形恒星の脈動を計算するための初期条件として使用されました。各進化シーケンスの流体力学モデルは、周期-半径図と周期-光度図の実線に沿って集中していることが示されています。AGB星の星の明るさは、$M_\mathrm{ZAMS}$の増加とともに増加する縮退した炭素核の質量に依存するため、理論的な周期と半径および周期と光度の関係は主系列星の質量ごとに異なります。進化系列$M_\mathrm{ZAMS}=2M_\odot$および$M_\mathrm{ZAMS}=3M_\odot$の流体力学モデルでは、最初の倍音パルセーターの周期は$86~\textrm{d}\le\Piです。\le123~\textrm{d}$および$174~\textrm{d}\le\Pi\le204~\textrm{d}$、一方、進化シーケンスのすべてのモデル$M_\mathrm{ZAMS}=1.5M_\odot$は基本モードで発振します。d.脈動周期$\Pi\lesssim500$の恒星には、かなり規則的な動径振動が存在します。周期が長いモデルでは、$\Pi$の増加に伴って振幅が急激に増加し、振動が不規則になります。
ケプラー巨星 $^{12}$C/$^{13}$C: 混合パズルの欠けているピース
| Title |
$^{12}$C/$^{13}$C_of_Kepler_giant_stars:_the_missing_piece_of_the_mixing_puzzle |
| Authors |
N._Lagarde,_R._Minkeviciute,_A._Drazdauskas,_G._Tautvaisiene,_C._Charbonnel,_C._Reyl\'e,_A._Miglio,_T._Kushwahaa_and_B._Bale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08197 |
豊富な観測背景にもかかわらず、巨星の炭素同位体比の測定を扱った分光研究はほとんどありません。しかし、これは巨大星の内部で起こる混合メカニズムを理解する上で重要な要素です。71個の巨大野星から得られたCNOと$^{12}$C/$^{13}$Cの存在量を示します。次に、この新しいカタログとケプラー衛星とガイア衛星からの補足データを使用して、星の特性の関数として巨大な枝で起こる混合の効率を研究します。私たちは、北欧光学望遠鏡のFIES分光器を使用して、71個の巨大野星についてCNO、より具体的には12C/13Cの存在量を決定しました。さらに、星地震学はすべての星に対して利用可能であり、その質量、年齢、進化状態が提供されます。最後に、Gaiaデータからの天文測定もサンプルの大部分で利用できます。私たちは、これらの新しい決定を、輸送プロセスの影響を考慮した星の進化モデルと比較します。私たちの広範なカタログの可能性を最大限に活用し、銀河の進化と恒星の進化の影響の両方を考慮するために、熱塩の不安定性の影響を考慮した恒星の進化モデルが含まれるブザンソン銀河モデルを使用して模擬カタログを構築しました。中心部のヘリウム燃焼星の表面の12C/13Cは、初上昇のRGB星の表面の12C/13Cよりも低いことが確認されました。核の表面で測定された12C/13Cヘリウム燃焼星は[Fe/H]と質量とともに増加しますが、年齢とともに減少します。これらの傾向はすべて、赤色巨星で起こる熱塩混合によって非常によく説明されます。観察ではモデルよりもN/Oが低いように見えますが、モデルが12C/13C対N/Oの挙動を説明できることを示しました。また、この違いを理解するには、厚い円板コアのHe燃焼星に対するさらなる制約が必要であることにも注意します。
古典的Be星の多重度に関するCHARAアレイ干渉計プログラム：剥ぎ取られた亜矮星伴星の新たな検出と軌道
| Title |
The_CHARA_Array_interferometric_program_on_the_multiplicity_of_classical_Be_stars:_new_detections_and_orbits_of_stripped_subdwarf_companions |
| Authors |
Robert_Klement_(1,2),_Thomas_Rivinius_(2),_Douglas_R._Gies_(3),_Dietrich_Baade_(4),_Antoine_Merand_(4),_John_D._Monier_(5),_Gail_H._Schaefer_(1),_Cyprien_Lanthermann_(1),_Narsireddy_Anugu_(1),_Stefan_Kraus_(6),_Tyler_Gardner_(6)_((1)_The_CHARA_Array_of_Georgia_State_University,_Mount_Wilson,_CA,_USA,_(2)_European_Organisation_for_Astronomical_Research_in_the_Southern_Hemisphere_(ESO),_Santiago,_Chile,_(3)_Center_for_High_Angular_Resolution_Astronomy,_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Georgia_State_University,_Atlanta,_GA,_USA,_(4)_European_Organisation_for_Astronomical_Research_in_the_Southern_Hemisphere_(ESO),_Garching_bei_Munchen,_Germany,_(5)_Department_of_Astronomy,_University_of_Michigan,_Ann_Arbor,_MI,_USA,_(6)_Astrophysics_Group,_School_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Exeter,_Exeter,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08252 |
急速な回転と非放射状の脈動により、Be星は減少円盤を構築することができ、そこで特徴的な線の放出が形成されます。Be星の主要だが制約されていない部分は、連星における質量と角運動量の移動によって急速に回転します。かすかな伴星は、ヘリウム燃焼亜矮星OB型星(sdOB)、白色矮星(WD)、または中性子星である可能性があります。低質量伴星の分光指標として選ばれた37個のBe星の光学/近赤外CHARA干渉法を紹介します。マルチエポック$H$および/または$K$バンド干渉計に加え、他の場所で収集された動径速度と視差から、3D軌道を構築し、6つの物体について両方の成分の磁束比と絶対動的質量を導き出し、アンカーポイントの数を4倍にしました。進化モデル用。さらに、既知のBe+sdO連星59Cygに対して、より幅広い伴星が新たに同定されましたが、補助的なVLTI/GRAVITY分光干渉法により、HR2142のsdO伴星周囲の星周物質が確認されました。一方、我々は6つの伴星を検出できませんでした。$\gamma$Casに似たX線放射を持つ星であり、X線の原型となる星$\gamma$Casと$\pi$Aqrについては、予想される分光質量のsdOBおよび主系列伴星が除外されています。とらえどころのないWDの仲間が最も可能性の高い仲間として残され、X線の説明の可能性も高い。他の星では、低質量の主系列の近縁星は確認されなかった。
VLTI/GRAVITY は、若い亜星星団 HD 136164 Ab が「失敗した星」のように形成されたという証拠を提供します
| Title |
VLTI/GRAVITY_Provides_Evidence_the_Young,_Substellar_Companion_HD_136164_Ab_formed_like_a_"Failed_Star" |
| Authors |
William_O._Balmer,_L._Pueyo,_S._Lacour,_J._J._Wang,_T._Stolker,_J._Kammerer,_N._Pourr\'e,_M._Nowak,_E._Rickman,_S._Blunt,_A._Sivaramakrishnan,_D._Sing,_K._Wagner,_G.-D._Marleau,_A.-M._Lagrange,_R._Abuter,_A._Amorim,_R._Asensio-Torres,_J.-P._Berger,_H._Beust,_A._Boccaletti,_A._Bohn,_M._Bonnefoy,_H._Bonnet,_M._S._Bordoni,_G._Bourdarot,_W._Brandner,_F._Cantalloube,_P._Caselli,_B._Charnay,_G._Chauvin,_A._Chavez,_E._Choquet,_V._Christiaens,_Y._Cl\'enet,_V._Coud\'e_du_Foresto,_A._Cridland,_R._Davies,_R._Dembet,_A._Drescher,_G._Duvert,_A._Eckart,_F._Eisenhauer,_N._M._F"orster_Schreiber,_P._Garcia,_R._Garcia_Lopez,_E._Gendron,_R._Genzel,_S._Gillessen,_J._H._Girard,_S._Grant,_X._Haubois,_G._Hei{\ss}el,_Th._Henning,_S._Hinkley,_S._Hippler,_M._Houll\'e,_Z._Hubert,_L._Jocou,_M._Keppler,_P._Kervella,_L._Kreidberg,_et_al._(34_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08283 |
初期型の星の周りを周回する若い低質量の褐色矮星は、低い質量比($q\lesssim0.01$)で、本質的にまれであるように見え、形成のジレンマを示しています。これらの天体の一握りが、「」の最高質量の結果となる可能性があります。それとも、最も低い質量の「失敗した連星」（円盤の断片化または核の断片化によって形成される）をより代表しているのでしょうか？さらに、それらの軌道はモデルに依存しない動的質量を生み出すことができ、広い波長範囲と正確なシステム年齢推定と組み合わせると、初期条件に応じてモデルが広い分散を持つ領域で進化モデルを制約することができます。$16\,\mathrm{Myr}$準星伴星HD~136164~Ab(HIP~75056~Ab)のVLTI/GRAVITYによる新しい干渉観測と、ヒッパルコス・ガイアカタログからの固有運動測定を含む更新された軌道適合を紹介します。加速。動的質量は$35\pm10\,\mathrm{M_J}$($q\sim0.02$)と推定され、HD~136164~Abは動的質量推定値を持つ最年少の準星伴星となる。新しい質量、新しく拘束された軌道離心率($e=0.44\pm0.03$)と離心率($22.5\pm1\,\mathrm{au}$)は、伴星が初期質量の低質量尾部を介して形成されたことを示している可能性があります。関数。\texttt{SPHINX}M矮星モデルグリッドへの大気の適合は、太陽以下のC/O比が$0.45$、太陽金属量が$3\times$であることを示唆しており、これは円盤の断片化による星周円盤の形成を示している可能性があります。いずれにしても、修正された質量推定では、星周円盤の核降着による「ボトムアップ」形成は除外されている可能性が高い。HD~136164~Abは、動的質量推定により若い星系天体の選ばれたグループに加わる;将来の\textit{Gaiaからのエポック天文計測}データのリリースは、この重要なオブジェクトの動的質量をさらに制限します。
1D 恒星の進化における時間依存の対流浸透のモデル化
| Title |
Modelling_time-dependent_convective_penetration_in_1D_stellar_evolution |
| Authors |
Cole_Johnston,_Mathias_Michielsen,_Evan_H._Anders,_Mathieu_Renzo,_Matteo_Cantiello,_P._Marchant,_Jared_A._Goldberg,_Richard_H._D._Townsend,_Gautham_Sabhahit,_and_Adam_S._Jermyn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08315 |
1D恒星の進化計算では、年齢、核の質量、核のコンパクトさ、元素合成収率などの量について不確実な予測が行われます。不確実性の主な原因は、対流的に安定している領域とそうでない領域の間の界面のモデル化です。理論的および数値的研究により、対流境界に隣接して、化学運動量および角運動量輸送を誘発し、星の熱構造を変化させる多数のプロセスが存在するはずであることが実証されている。このようなプロセスの1つは対流浸透と呼ばれ、激しい対流が名目上の対流境界を超えて広がり、組成と熱構造の両方が変化します。この研究では、恒星進化ソフトウェア機器mesaを使用した恒星の進化計算に対流浸透のプロセスを組み込みます。Andersらによって提示された説明に従って、対流浸透を実装します。(2022a)プレメインシーケンスからHeコアの枯渇までのモデルのグリッドを計算します。対流浸透ゾーンの範囲は、新しい自由パラメーターを導入することなく、各タイムステップで自己矛盾なく計算されます。対流コアを備えたすべてのモデルで実質的な貫入ゾーンと、光度や半径などの全球の星の特性に対する観察可能な違いの両方が見つかりました。我々は、予測される貫通ゾーンの半径範囲が星の総質量、年齢、星の金属量にどのように比例するかを事前に設定します。既存の数値研究と観察研究の文脈で結果を議論します。
大質量星星地震学に波を起こす
大質量星は恒星の進化だけでなく、銀河の進化理論においても大きな役割を果たしています。これは、連星の伴星との動的相互作用のためであり、超新星としての強風と爆発的死が環境に化学的、放射的、運動学的フィードバックを与えるためです。しかし、このフィードバックは超新星始祖星の物理学に強く依存します。天体地震学（星の脈動の研究）が、星の内部で働く物理的プロセスを制約するための天文学研究の最前線での主要な方法となるために必要なツールを高度なレベルで開発したのは、ここ数十年のことです。たとえば、大質量星の内部回転、磁場の強さと形状、混合および角運動量輸送プロセスに関する正確かつ正確な小惑星地震の制約は、広範な質量にわたってますます利用可能になりつつあります。さらに、宇宙望遠鏡を使った現在進行中の大規模な時系列測光調査により、質量と年齢の広い範囲にわたる広範なコヒーレントな脈動や、ユビキタスな確率的低周波（SLF）の発見など、大質量星の変動性の大きな多様性が明らかになった。)光度曲線のばらつき。この招待状の総説では、現代の星地震技術のおかげで、巨大な星の内部で働いている物理的プロセスの理解における進歩について議論し、将来の展望で締めくくります。
| Title |
The_neutrino_fog_for_dark_matter-electron_scattering_experiments |
| Authors |
Ben_Carew,_Ashlee_R._Caddell,_Tarak_Nath_Maity,_Ciaran_A._J._O'Hare |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04303 |
電子上の散乱によるサブGeV暗黒物質の探索はここ数年で加速している。原子核上で散乱する暗黒物質の場合と同様に、電子反動に基づく探索でも、ニュートリノの形での究極のバックグラウンドに直面します。いわゆる「ニュートリノ霧」とは、ニュートリノの背景が暗黒物質信号の決定的な発見主張を妨げる可能性がある、開いた暗黒物質パラメータ空間の範囲を指します。この研究では、ニュートリノ霧をマッピングします。シリコン、ゲルマニウム、キセノン、アルゴンのターゲットに基づいたさまざまな電子反跳実験用です。核反動の場合と同様に、ニュートリノの霧までの「エッジ」も計算します。これは、ニュートリノがどの位置にあるかを示す視覚的なガイドとして使用できます。この境界は、これらの実験を動機付けるために使用された重要な理論マイルストーンの一部を除外します。
この論文では、局所物理学が宇宙全体によって非局所的に影響を受けるマキアン設定を取り上げ、局所(「ニュートンのバケツ」)を私たちの目に見える宇宙、および宇宙全体(マッハの「固定」)と自由に同一視します。星'')と私たちの地平線の向こうにある地球規模の宇宙。重要なのは、従来のFRW設定を超えて、2つの異なるプロパティを持つことを許可していることです。明確性のために、私たちは、自然の定数と二重の空間的にグローバルな時間変数の観点から、物理法則の進化から非局所性が生じる理論に焦点を当てます。非ローカル理論は葉状構造に依存するため、{\itlocal}(ただしグローバルではない)ハミルトニアン制約が失われます。これは、非局所性が発生している間だけでなく、非局所性が停止した後も当てはまります。局所的なハミルトニアン制約は、時間的に定数まで回復されるだけであり、統合された過去の非局所性の記憶が保持されます。我々は、この積分定数が局所的なハミルトニアン制約を維持し、従来の無圧力暗黒物質と同じ宇宙論的性質を持つ余分な流体を追加することに等しいことを示します。この等価性はクラスタリング特性の観点から崩れ、新しいコンポーネントは他の物質を引き寄せますが、その位置からは移動しません。これは、引き寄せられながらも引き寄せられず、好みのフレームを釘付けにする、究極の「ペイントされた」ダークマターです。
衝突と集合的フレーバー変換: 高速ダイナミクスの統合
| Title |
Collisions_and_collective_flavor_conversion:_Integrating_out_the_fast_dynamics |
| Authors |
Damiano_F._G._Fiorillo,_Ian_Padilla-Gay,_Georg_G._Raffelt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07612 |
高密度の天体物理環境、特に核崩壊超新星や中性子星の合体では、ニュートリノ-ニュートリノ前方散乱が非常に短いスケールでフレーバー変換を引き起こす可能性があります。バックグラウンド媒体による散乱は、振動を減衰したり、新たな衝突フレーバー不安定性(CFI)を引き起こしたりするなど、さまざまな方法で集合的なフレーバー変換に影響を与える可能性があります。このプロセスの重要な特徴は、ニュートリノ間屈折のはるかに速い力学と比較して、衝突の速度が遅いことです。空間的均一性を仮定して、このスケールの階層を活用して、衝突によって引き起こされる遅いダイナミクスのみを考慮して説明を簡素化します。CFIの場合と、衝突によって減衰する高速不安定性の場合の両方における新しいアプローチを説明します。どちらの場合でも、私たちの戦略は、フレーバー変換の説明を簡素化し、衝突または高速の不安定性が飽和した後のシステムの最終状態を定性的に理解できるようにする新しい方程式であるスローダイナミクス方程式を提供します。
自己教師ありニューラル対称埋め込みを使用した尤度フリー推論の最適化
| Title |
Optimizing_Likelihood-free_Inference_using_Self-supervised_Neural_Symmetry_Embeddings |
| Authors |
Deep_Chatterjee,_Philip_C._Harris,_Maanas_Goel,_Malina_Desai,_Michael_W._Coughlin_and_Erik_Katsavounidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07615 |
無尤度推論は、高速かつ効果的なパラメータ推定を実行するための強力なツールとして急速に台頭しています。物理的問題における対称性を周辺化することで、尤度フリー推論を最適化し、推論をさらに高速化する手法を示します。このアプローチでは、時間変換などの物理的対称性は、対称性データ拡張による自己教師あり学習によるジョイント埋め込みを使用して学習されます。続いて、パラメータを調整する前に埋め込みネットワークを使用してデータを要約する正規化フローを使用してパラメータ推論が実行されます。2つの単純な物理問題に対してこのアプローチを提示し、事前にトレーニングされた対称情報に基づいた表現を使用しない正規化フローと比較して、少数のパラメーターでより高速な収束を示します。
拡大する宇宙における EFT の限界
私たちは、膨張中の宇宙に存在する有効場理論(EFT)のウィルソン係数の限界を、そのモードが分解可能な量だけ最小結合光子よりも先に伝播しないことを要求することによって見つけます。これを行うために、WKB近似およびEFTの有効性領域内の固定タイムスライスでEFTモードによって被る空間シフトを計算します。ガリレオンのシフト対称スカラーと曲面空間一般化で生じる境界を分析します。
冷たいデュエットからの温かい驚き: 2 成分ダークマターを使用した N 体シミュレーション
| Title |
Warm_Surprises_from_Cold_Duets:_N-Body_Simulations_with_Two-Component_Dark_Matter |
| Authors |
Jeong_Han_Kim,_Kyoungchul_Kong,_Se_Hwan_Lim,_Jong-Chul_Park |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07660 |
私たちは、2成分の冷暗黒物質候補を使用した広範なN体シミュレーションを調査します。温度の変化、パワースペクトル、密度摂動、最大円速度関数を詳しく調べます。我々は、2つの候補間の実質的な質量差と、より重い成分から軽い成分への消滅により、後者に暖かい暗黒物質のような挙動を与え、観測限界なく、暖かい暗黒物質の候補が提供するすべての明確な特徴を利用していることがわかりました。暖かい暗黒物質の塊について。さらに、2成分暗黒物質モデルが観測データとよく一致することを実証し、地上実験でとらえどころのない暗黒物質候補をどこでどのように探索するかについて貴重な洞察を提供します。
私たちは、平らなフリードマン・レマ・ロバートソン・ウォーカー宇宙に埋め込まれた宇宙論的ワームホールを表すアインシュタイン場方程式の新しい厳密解を発見しました。新しい指標は、キムが発見した以前の宇宙論的ワームホールの解決策を一般化したものです。我々は、すべての宇宙時間において、フレアアウト条件が喉部で満たされることを明示的に示す。さらに、背景の宇宙論モデルに関係なく、ゼロエネルギー条件は喉の部分で違反されます。したがって、ここで提示される時空幾何学は、すべての宇宙時間に存在し、どの宇宙論的モデルでもその喉が開いたままである宇宙力学と結合したワームホールを記述しています。
DECIGOが観測した重力波による中間質量連星ブラックホールのパラメータ推定
2030年頃には、LISA、TaiJi、TianQin、DECIGOなどの宇宙ベースの重力波検出器の打ち上げが予定されており、中間質量ブラックホール連星(IMBBH)によって生成される重力波の検出が具体的な見通しになります。ただし、検出器は大量の非ガウス非定常データを受信するため、パラメータ推定に従来のベイジアン推論方法を使用すると、波形テンプレートライブラリに大幅なリソース要求と制限が発生します。したがって、この論文では、非ガウスかつ非定常である恒星起源バイナリブラックホール(SOBBH)によって誘発される前景ノイズをシミュレートし、パラメータ推定のためのガウス過程回帰(GPR)と深層学習の使用を検討しました。このような非ガウス、非定常のバックグラウンドノイズの存在下での中間質量バイナリブラックホール(IMBBH)の発生を調べます。ディープラーニングとGPRからのこれらの結果を比較することにより、ディープラーニングが従来のGPRと比較してパラメーター推定の精度を向上できることを示します。さらに、GPRと比較して、深層学習はサンプルパラメーターの事後分布をより速く提供できます。
| Title |
Neutrinos_from_pre-supernova_in_the_framework_of_TQRPA_method |
| Authors |
A._A._Dzhioev,_A._V._Yudin,_N._V._Dunina-Barkovskaya,_A._I._Vdovin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07988 |
我々は、超新星以前の環境で高温原子核による弱い過程によって生成される（反）ニュートリノのスペクトルと光度を計算するための新しい方法を提案します。これは熱準粒子ランダム位相近似(TQRPA)に基づいており、有限温度における原子核の弱い相互作用応答の微視的な熱力学的一貫性のある計算を可能にします。星の進化コードMESAからの現実的な代表的な超新星以前の状態について、高温の$^{56}$Feとの中性電流および充電電流の弱い反応から生じる(反)ニュートリノの光度とスペクトルを計算し、それらを熱の寄与と比較します。プロセス。TQRPAアプローチは、大規模シェルモデル(LSSM)の弱い相互作用速度に基づく標準的な手法と比較して、電子ニュートリノ(主に電子捕獲反応で生じる)の総光度が高いだけでなく、より硬いニュートリノスペクトル。さらに、TQRPAとLSSMを適用すると、反電子ニュートリノ発生の文脈では、ニュートリノ-反ニュートリノ対放出による中性電流核脱励起(ND)プロセスが電子-陽電子対消滅プロセスと少なくとも同じくらい重要であることがわかりました。。また、フレーバー振動が反電子ニュートリノ束に対するNDプロセスの高エネルギー寄与を強化することも示します。これは、地球の検出器による超新星以前の反ニュートリノの登録にとって潜在的に重要である可能性があります。
正規化流量を使用した、過渡ノイズ存在下での重力波信号の効率的なパラメータ推論
| Title |
Efficient_parameter_inference_for_gravitational_wave_signals_in_the_presence_of_transient_noises_using_normalizing_flow |
| Authors |
Tian-Yang_Sun,_Chun-Yu_Xiong,_Shang-Jie_Jin,_Yu-Xin_Wang,_Jing-Fei_Zhang,_Xin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08122 |
グリッチは、重力波(GW)信号と頻繁に交差する非ガウスおよび過渡ノイズのカテゴリーを表し、GWデータの処理に顕著な影響を与えます。GW天文学研究にとって重要なGWパラメータの推論は、特にこのような干渉の影響を受けやすくなります。この研究では、時間領域の高い時間分解能と時間領域と周波数領域の両方の周波数分離特性をシームレスに統合して、GWパラメータの尤度のない推論のための正規化フローの利用を開拓しました。注目すべきことに、私たちの調査結果は、この推論方法の精度が従来の非グリッチサンプリング手法に匹敵することを示しています。さらに、私たちのアプローチはより高い効率を示し、ミリ秒オーダーの処理時間を誇ります。結論として、流れの正規化の適用は、過渡ノイズの影響を受けるGW信号を処理する上で極めて重要であることが明らかになり、GW天文学研究の分野を強化するための有望な手段を提供します。
エアベアリング宇宙船シミュレータ用の高精度視覚ベース姿勢推定システム
| Title |
High-accuracy_Vision-Based_Attitude_Estimation_System_for_Air-Bearing_Spacecraft_Simulators |
| Authors |
Fabio_Ornati,_Gianfranco_Di_Domenico,_Paolo_Panicucci,_Francesco_Topputo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08146 |
衛星の回転力学をシミュレートするためのエアベアリングプラットフォームには、高精度のグラウンドトゥルースシステムが必要です。残念ながら、このスコープに使用される市販のモーションキャプチャシステムは複雑で高価です。この論文では、単眼カメラと一連の基準マーカーを使用して回転空気軸受プラットフォームの姿勢を計算する、新規で汎用性の高い方法を示します。この研究では、Perspective-n-Point問題の解決を伴う他の文献手法よりも大幅に正確な、幾何学ベースの反復アルゴリズムを提案しています。さらに、システムパラメータの予備推定を実行するための自動校正手順も示されています。開発された方法論はRaspberryPi4マイクロコンピューターに展開され、一連のLEDマーカーを使用してテストされます。この設定で取得されたデータは、同じシステムのコンピューターシミュレーションと比較され、姿勢推定のパフォーマンスを理解して検証されます。シミュレーション結果は、プラットフォームのアバウトボアサイト回転およびクロスボアサイト回転で$\sim$12秒角および$\sim$37秒角程度の予想1シグマ精度と、平均待ち時間6ミリ秒を示しています。
特定のインフレーションモデルでは、インフレーション後の宇宙の再加熱は主にインフレトン場の粒子への摂動減衰によるものではなく、タキオン不安定性を通じて進行します。その過程で、多くの場合インフレトン自体とは異なる不安定場の長波長モードが非常に大きな占有数を獲得し、その後熱平衡状態に再分配されます。我々は、2PI有効作用の1/N-NLO切り捨てを使用した、Kadanoff-Baym方程式の量子リアルタイム格子シミュレーションを通じて、このプロセスを数値的に調査します。我々は、初期の最大占有数、「古典的」運動量範囲、古典近似の妥当性、有効IR温度を特定し、系の運動平衡と状態方程式を研究します。
