フィールドレベルエミュレータを使用した非線形宇宙構造からの初期条件のベイズ推論
| Title |
Bayesian_Inference_of_Initial_Conditions_from_Non-Linear_Cosmic_Structures_using_Field-Level_Emulators |
| Authors |
Ludvig_Doeser,_Drew_Jamieson,_Stephen_Stopyra,_Guilhem_Lavaux,_Florent_Leclercq,_Jens_Jasche |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09271 |
次世代の宇宙論データを解析するには、非線形重力構造形成の正確なモデリングと計算需要のバランスをとる必要があります。我々は、ハミルトニアンモンテカルロベースの銀河原点再構成(BORG)推論アルゴリズム内に、機械学習ベースのフィールドレベルエミュレーターを導入することによるソリューションを提案します。V-netニューラルネットワークアーキテクチャ上に構築されたこのエミュレータは、評価時間を大幅に短縮しながら、完全な$N$-bodyシミュレーションと正確に一致するように、一次ラグランジュ摂動理論による予測を強化します。$N$-bodyシミュレーションとガウスノイズからの非線形大規模構造に基づくモックデータを使用して、宇宙の初期条件をサンプリングするためのBORGへの組み込みをテストします。この方法は、初期条件の高次元パラメーター空間を効率的かつ正確に探索し、$1.95h^{-1}$Mpcの解像度でビニングされたデータフィールドの相互相関情報を完全に抽出します。パワースペクトルおよびバイスペクトルにおけるグラウンドトゥルースとのパーセントレベルの一致は、ナイキスト周波数$k_\mathrm{N}\約2.79h\まで達成されます。\mathrm{Mpc}^{-1}$。$N$-bodyシミュレーションの推定初期条件を使用した事後再シミュレーションでは、初期条件での情報の回復がハロー特性を正確に再現するのに十分であることを示しています。特に、高精度の$M_{200\mathrm{c}}$ハロー質量関数と、異なる質量ビン$[0.853,16]\times10^{14}M_{\odot}hにおけるハローの積層密度プロファイルを示します。^{-1}$。利用可能なすべての相互相関情報が抽出されるため、初期条件を回復する際の制限がノイズレベルとデータグリッド解像度に起因することを認識します。これは、正確な非線形モデリングの重要性を強調し、より小さなスケールで追加情報を抽出できる可能性を示しているため、有望です。
宇宙論的パリティ違反の教師なし探索: 畳み込みニューラル ネットワークによる調査
| Title |
Unsupervised_Searches_for_Cosmological_Parity-Violation:_An_Investigation_with_Convolutional_Neural_Networks |
| Authors |
Peter_L._Taylor,_Matthew_Craigie_and_Yuan-Sen_Ting |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09287 |
分光調査による$4$ポイント相関関数(4PCF)の最近の測定は、宇宙の大規模構造におけるパリティ違反の証拠を提供します。起源が物理的なものであれば、これはインフレーション時代のエキゾチックな物理学を指す可能性があります。ただし、4PCF信号内のパリティ違反の検索は、ランクテストを実行するための一連の大規模なシミュレーション、または検出を主張するための4PCF共分散の正確なモデルに依存しており、このアプローチでは上位からパリティ情報を抽出することはできません。$N$点関数を順序付けします。この研究では、畳み込みニューラルネットワークを使用していくつかの玩具モデルのパリティ違反を検出できるアプローチを実証する前に、これらの問題を克服する教師なしの方法を紹介します。この手法は4点法を補完するものであり、DESI、Euclid、Romanなどの今後のいくつかの調査でパリティ違反を発見するために使用できる可能性があります。
時間遅延コスモグラフィー: ウェンデルシュタイン天文台の四重レンズ QSO SDSSJ1433 の解析
| Title |
Time_Delay_Cosmography:_Analysis_of_Quadruply_Lensed_QSO_SDSSJ1433_from_Wendelstein_Observatory |
| Authors |
G._Queirolo_(1,2),_S._Seitz_(1,2),_A._Riffeser_(1,2),_M._Kluge_(2,1),_R._Bender_(2,1),_C._G\"ossl_(1),_U._Hopp_(1,2),_C._Ries_(1),_M._Schmidt_(1),_R._Z\"oller_(1,2)_(_(1)_Universit\"ats-Sternwarte,_Fakult\"at_f\"ur_Physik,_Ludwig-Maximilians_Universit\"at_M\"unchen,_Scheinerstr._1,_81679_M\"unchen,_Germany,_(2)_Max_Planck_Institute_for_Extraterrestrial_Physics,_Giessenbachstrasse_1,_85748_Garching,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09311 |
この研究の目標は、4枚レンズの可変QSOSDSSJ1433+6007の研究を通じてハッブル定数推定値を取得することです。これを達成するために、レンズモデリング用のマルチフィルター、アーカイブ$\textit{HST}$データ、および$\textit{ヴェンデルシュタイン天文台}$の2.1mフラウンホーファー望遠鏡による専用の時間遅延監視キャンペーンを組み合わせます。レンズのモデリングは、公開されている$\texttt{lenstronomy}$Pythonパッケージを使用してフィルターごとに個別に実行されます。このアプローチにより、$\textit{HST}$フィルターの1つ(F160W)のデータに軽い汚染物質が含まれていることがわかりました。これが検出されないままであれば、レンズの可能性、ひいては私たちの宇宙論的推論に重大な偏りをもたらした可能性があります。これらのデータを拒否した後、残りのフィルター(F475X、F814W、F105W、およびF140W)のレンズモデリングから、$\sim6\%$の精度でフェルマー電位差の結合事後分布を取得します。$\textit{g'}$バンドのWendelstein光度曲線データの解析は、公開されているPython$\texttt{PyCS3}$ツールに実装されているフリーノットスプラインフィッティング法を使用して実行されます。QSO画像間の遅延時間の精度は、画像の明るさと遅延時間に応じて7.5～9.8$\%$の範囲になります。次に、フェルマー電位差と時間遅延の事後値を結合します。フラットな$\Lambda$CDM宇宙論を仮定すると、ハッブルパラメータは$H_0=76.6^{+7.7}_{-7.0}\frac{\mathrm{km}}{\mathrm{Mpc\;s}}$と推測されます。、単一システムの不確実性は$9.6\%$に達します。
| Title |
Model-independent_Gamma-Ray_Bursts_Constraints_on_Cosmological_Models_Using_Machine_Learning |
| Authors |
Bin_Zhang,_Xiaoyao_Xie,_Xiaodong_Nong,_Guangzhen_Wang,_Zhiguo_Xiong,_Puxun_Wu,_Nan_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09440 |
この論文では、宇宙論に依存しない方法でIa型超新星(SNeIa)のパンテオン+サンプルから距離と赤方偏移の関係を再構築する機械学習(ML)手法を使用して、ガンマ線バースト(GRB)の光度関係を校正します。低赤方偏移のA219GRBデータセットは、最高のパフォーマンスで選択されたMLメソッドによってAmati関係($E_{\rmp}$-$E_{\rmiso}$)関係を調整するために使用されます。%調整された結果は次のとおりです。高赤方偏移データに外挿して、高赤方偏移でのハッブル図を構築します。高赤方偏移のGRBと最新の観測ハッブルデータ(OHD)を使用して、マルコフ連鎖モンテカルロ数値法を介して宇宙論モデルを制約します。K最近傍法(KNN)法により、$\Omega_{\rmm}$=$0.29^{+0.09}_{-0.06}$、$h$=$0.66^{+0.04}_{-0.07を取得します。1-$\sigma$の信頼水準での}$、$w_0$=$-0.83^{+0.66}_{-0.31}$、$w_a$=$-0.91^{+0.87}_{-0.46}$平面空間におけるシュヴァリエ・ポラースキー・リンダー(CPL)モデル。これは、1-$\sigma$での進化($w_a\neq0$)の可能性がある暗黒エネルギーに有利です。これらの結果は、ガウスプロセスを介して校正されたGRBから得られた結果と一致しています。
宇宙論的距離にわたって光速度が一定であることのモデルに依存しない確認
各種の標準的なろうそくや、現在利用可能な宇宙クロノメーターのカタログから推測される赤方偏移に依存するハッブル膨張率を使用して、$c$の変化を測定する最近の試みでは、光の速度が少なくとも一定であるように見えることが示される傾向がありました。$z\sim2$に。注目すべき例外は、高赤方偏移のUV$+$X線クエーサーの使用であり、そのハッブル図はcの値$c_0$($\equiv2.99792458\times10)からの$\sim2.7\sigma$の偏差を示しているようです。^{10}$cms$^{-1}$)地球上では。しかし、この論文では、この異常は、$c$が赤方偏移とともに変化することを許可されている場合の光度距離$D_L$と$H(z)$の間の導出関係の誤差と、不正確な結果によるものであることを示します。クエーサーカタログの校正。これらの欠陥が正しく対処されると、赤方偏移範囲$0\lesssimz\lesssim2$内で$c/c_0=0.95\pm0.14$となり、測定誤差内の変動がゼロと完全に一致することがわかります。
SKAOで見る宇宙加速時代
60年以上前にアラン・サンデージによって初めて構想され、赤方偏移ドリフトとして知られる、モデルに依存しない方法で宇宙の膨張をリアルタイムで観察できる可能性は、今後登場する天体物理施設、特に超大型望遠鏡(ELT)によって手の届くところにあります。）と平方キロメートルアレイ天文台（SKAO）。後者は下部赤方偏移を調査することで、宇宙の加速時代をリアルタイムで観察できるようになり、前者は物質の時代についても同じことができます。私たちは、赤方偏移ドリフトとその宇宙論的影響のSKAO測定の予測について議論するために、マルコフ連鎖モンテカルロ法と同等の結果が得られることを示すフィッシャー行列解析手法を使用します。私たちは特定の基準宇宙論モデルを検討しますが、主により不可知的な宇宙論的シリーズ(減速とジャークパラメータを含む)に依存し、ドリフトのドリフトの測定の見通しについても議論します。全体として、我々の分析は、妥当な量の観測時間を持つSKAO測定が、低赤方偏移加速宇宙の競合探査を提供できることを示している。
ゲージ対称性の下での暗黒エネルギーの非重力信号
| Title |
Non-gravitational_signals_of_dark_energy_under_a_gauge_symmetry |
| Authors |
Kunio_Kaneta,_Hye-Sung_Lee,_Jiheon_Lee,_Jaeok_Yi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09717 |
私たちは、ダークエネルギー分野におけるゲージ対称性の枠組み内でダークエネルギーの非重力信号を調査します。伝統的に、暗黒エネルギーは主に一般相対性理論またはその拡張内の重力効果を通じて研究されてきました。一方、ゲージ原理は標準モデル分野やダークマター分野において中心的な役割を果たしてきました。暗黒エネルギー場がゲージ対称性の下で機能する場合、同じゲージ原理の下で現在の宇宙のすべての主要な構成要素を研究できる可能性が導入されます。このアプローチは従来の方法論からの大幅な転換を示し、ダークエネルギーを探索するための新しい手段を提供します。
Dark Energy Survey Deep Field測光赤方偏移パフォーマンスとトレーニングの不完全性評価
| Title |
Dark_Energy_Survey_Deep_Field_photometric_redshift_performance_and_training_incompleteness_assessment |
| Authors |
L._Toribio_San_Cipriano,_J._De_Vicente,_I._Sevilla-Noarbe,_W._G._Hartley,_J._Myles,_A._Amon,_G._M._Bernstein,_A._Choi,_K._Eckert,_R._A._Gruendl,_I._Harrison,_E._Sheldon,_B._Yanny,_M._Aguena,_S._S._Allam,_O._Alves,_D._Bacon,_D._Brooks,_A._Campos,_A._Carnero_Rosell,_J._Carretero,_F._J._Castander,_C._Conselice,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_T._M._Davis,_S._Desai,_H._T._Diehl,_P._Doel,_I._Ferrero,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_E._Gazta\~naga,_G._Giannini,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_K._Kuehn,_S._Lee,_C._Lidman,_J._L._Marshall,_J._Mena-Fern\'andez,_F._Menanteau,_R._Miquel,_A._Palmese,_A._Pieres,_A._A._Plazas_Malag\'on,_A._Roodman,_E._Sanchez,_M._Smith,_M._Soares-Santos,_E._Suchyta,_M._E._C._Swanson,_G._Tarle,_M._Vincenzi,_N._Weaverdyck,_P._Wiseman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09721 |
コンテクスト。大規模な画像銀河調査における正確な測光赤方偏移(photo-zs)の決定は、宇宙論的研究の鍵となります。最も一般的なアプローチの1つは、機械学習技術です。これらの方法では、アルゴリズムをトレーニングするために分光サンプルまたは参照サンプルが必要です。これらのサンプルの品質と特性は、信頼性の高い写真を評価する上で重要な要素であるため、注意を払う必要があります。目的。この作業の目標は、DNF機械学習アルゴリズムを使用して、Y3DESDeepFieldsカタログのphoto-zsを計算することです。さらに、トレーニングサンプルの不完全性を評価する手法と、不完全性が測光赤方偏移の品質にどのような影響を与えるかを研究するためのメトリクスを開発したいと考えています。最後に、Y3DESDeepFieldsカタログでのEAzYテンプレートフィッティングアプローチに関して得られたパフォーマンスを比較することに興味があります。方法。私たちは、赤方偏移が問題を測定可能な視点で示すことが知られている分光サンプルを使用して、より明るい等級でトレーニングの不完全性をエミュレートしました。主成分分析を使用して不完全性をグラフィカルに評価し、それをDNFによって提供されるパフォーマンスパラメーターと関連付けました。最後に、不完全性に関する結果をDNFを使用したY3DESDeepFieldsのphoto-z計算に適用し、そのパフォーマンスを推定しました。結果。DESDeepFields上の銀河の写真ZはDNFアルゴリズムで計算され、Y3DESDeepFieldsカタログに追加されました。これらはhttps://des.ncsa.illinois.edu/releases/y3a2/Y3deepfieldsで入手できます。「真の」赤方偏移がない場合のパフォーマンスを評価し、完全性を評価するための技術がいくつか開発されています。私たちは勉強しました...（一部抜粋）
新しい SH0ES および SPT-3G データを使用したハッブル張力ソリューションのレビュー
| Title |
Review_of_Hubble_tension_solutions_with_new_SH0ES_and_SPT-3G_data |
| Authors |
Ali_Rida_Khalife,_Maryam_Bahrami_Zanjani,_Silvia_Galli,_Sven_G\"unther,_Julien_Lesgourgues,_Karim_Benabed |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09814 |
我々は、$\Lambda$CDMを仮定して、最新のSH0ES測定と最近のCMBおよびBAOデータを比較すると、ハッブル張力を軽減するのに役立つ可能性のある11の宇宙論モデルの最新の分析を提示します。ハッブル張力は現在、$6\sigma$レベルに達しています。具体的には、$\Lambda$CDMの5つの古典的な拡張(大質量ニュートリノ、空間曲率、自由ストリーミングまたは自己相互作用する相対論的遺物、または動的暗黒エネルギーを含む)と、時間変化する電子質量、初期の暗黒エネルギー、または軽いマジョロンによって引き起こされるニュートリノセクターにおけるいくつかの重要な相互作用。以前の作品よりもいくつかの点で改善されています。南極望遠鏡からの最新データと、SH0ESコラボレーションによるハッブルレートの最新の測定値が含まれています。私たちは、ほとんどのモデルでニュートリノの合計質量を自由パラメーターとして扱います。これにより、興味深い縮退と制約が明らかになります。ハッブル張力を軽減または解決するモデルの可能性を評価するための追加の指標を定義します。任意のモデルの各パラメーター推論の実行中に、アクティブラーニングを使用してエミュレーター自体をトレーニングするエミュレーターを検証します。時変電子質量とマジョロンモデルが$3\sigma$以上で除外されることがわかりました。時間とともに変化する電子質量と空間曲率を備えたモデル、または初期のダークエネルギーを備えたモデルでは、張力が1.0～2.9$\sigma$に減少します。それにもかかわらず、この研究で考慮されたモデルはどれも、宇宙論の次の一致モデルとなるほど十分な統計的有意性を持って支持されていません。
ハッブルパラメータの観測者依存性: 共変の視点
| Title |
The_observer-dependence_of_the_Hubble_parameter:_a_covariant_perspective |
| Authors |
Roy_Maartens,_Jessica_Santiago,_Chris_Clarkson,_Basheer_Kalbouneh,_Christian_Marinoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09875 |
ハッブルパラメータの低赤方偏移測定値と高赤方偏移測定値の間の不一致が、宇宙論の標準モデルに挑戦する深刻な緊張として浮上しています。ここでは、張力そのものではなく、一般的な時空におけるハッブルパラメーターのモデルに依存しないビューに焦点を当てます。原理的に過去の光円錐上で観測可能な共変ハッブルパラメータを定義します。次に、観測者の変更によるハッブルパラメータの変換を注意深く分析します。相対速度の最優先事項として、移動する観測者は物質系観測者と同じ単極子と四重極を測定しますが、ドップラー効果と収差効果によって生成される双極子も検出します。双極子への異常な寄与は、標準的な摂動解析では無視されます。ハッブルパラメーターを観測値に結び付けるために、宇宙の距離とブースト下でのその挙動の共変分析を開発します。これは、ハッブルパラメータと光度距離の間の標準関係がブースト下では不変ではなく、物質フレーム内でのみ保持されることを明らかにしています。移動する観察者は、赤方偏移係数によって光度距離を補正する必要があります。そうしないと、誤った双極子と偽の八極子が検出されます。標準的な摂動解析では、この誤差は双極子の誤った予測につながります。
畳み込みニューラル ネットワークによる CMB マップ再構成とパワー スペクトル推定の強化
| Title |
Enhancing_CMB_map_reconstruction_and_power_spectrum_estimation_with_convolutional_neural_networks |
| Authors |
Bel\'en_Costanza,_Claudia_G._Sc\'occola,_Mat\'ias_Zaldarriaga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09943 |
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)マップの正確な再構成とそのパワースペクトルの測定は、初期宇宙の研究にとって非常に重要です。この論文では、畳み込みニューラルネットワークを実装してCMB温度マップにウィーナーフィルターを適用し、それを集中的に使用してパワースペクトルの最適な二次推定を計算します。私たちのニューラルネットワークは、WienerNetで実装されているものと同じUNetアーキテクチャを持っていますが、Python3とTensorFlow2で書かれているなどの新しい側面を持っています。また、不均一なノイズを考慮するためのノイズ分散マップ用の追加のチャネルと、マスク。このネットワークは非常に効率的であり、共役勾配を適用する方法など、ウィーナーフィルターを計算する標準的な方法で通常見られるボトルネックを克服します。マップのサイズに合わせて効率的に拡張できるため、CMBデータ分析に含めるのに便利なツールになります。ウィーナーフィルター再構成の精度は、標準的な方法と比較して満足のいくものです。私たちは、最適な2次推定量のシミュレーションベースの解析を実行することにより、パワースペクトルを効率的に推定するためにこのアプローチを多用しています。さらに、パワースペクトルの観点から再構成されたマップの品質を評価し、信号の統計的特性を適切に回復できることがわかりました。提案されたアーキテクチャが不均一ノイズを効率的に考慮できることがわかりました。さらに、分散マップの複雑さが増すと、ノイズレベルよりもネットワークの収束にとってより重要な課題が生じます。
最新のプランクデータによるCMB出力の異常
電力異常の欠如は、COBE、WMAP、プランク衛星によるCMBマップの大きな角度スケールで観察される予期せぬ特徴です。この特徴は、$\Lambda$CDMモデルによって予測される力の欠如にあり、標準的なインフレーション時代の前に新しい宇宙論的段階が到来することを示唆している可能性があります。この論文の主な点は、最新のプランク偏光データを考慮して、CMB偏光がこの特徴の理解をどのように改善するかを調査することです。この目的を達成するために、我々は、温度と分極データを別々に、そして一緒に考慮してこの異常を評価できる新しいクラスの推定器である、PR3(2018)とPR4(2020)リリースの両方の最新のプランクデータに適用します。PR4データセットがこの異常の研究に使用されるのはこれが初めてです。この特徴を批判的に評価するために、プランクデータセットに存在する既知の系統的効果の残差を考慮して、スカイマスク、高調波範囲、およびCMB多極子のビニングのさまざまな組み合わせを使用して、クリーン化されたCMBマップを分析します。私たちの分析によると、温度データのみに基づく推定では、成分分離方法$\leq0.33\%$および$\leq1.76\に応じて、Lower-tail-probability(LTP)で電力不足の存在が確認されます。%$、それぞれPR3とPR4用。私たちの知る限り、PR3データセットの$LTP\leq0.33\%$は、プランク信頼マスクを考慮したプランク2018データから得られた文献に存在する中で最も低いものです。偏光を考慮すると、これら2つのデータセット間に大きな違いがあることがわかります。しかし、PR3データセットについては、サブドミナント偏光情報を含めることで、考慮した高調波範囲全体に対する温度のみの解析よりも$\Lambda$CDM宇宙論モデルで受け入れられる可能性が低い推定値が得られることも示します。
NEOMOD 2: 10 年にわたる Catalina Sky Survey 観測からの地球近傍天体の最新モデル
| Title |
NEOMOD_2:_An_Updated_Model_of_Near-Earth_Objects_from_a_Decade_of_Catalina_Sky_Survey_Observations |
| Authors |
David_Nesvorny,_David_Vokrouhlicky,_Frank_Shelly,_Rogerio_Deienno,_William_F._Bottke,_Eric_Christensen,_Robert_Jedicke,_Shantanu_Naidu,_Steven_R._Chesley,_Paul_W._Chodas,_Davide_Farnocchia,_Mikael_Granvik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09406 |
CatalinaSkySurvey(CSS)は、地球近傍天体(NEO)に関する大規模な調査です。最近の研究では、2005年から2012年までのCSS観察を使用して、NEOの新しい人口モデル(NEOMOD)を開発しました。CSSのG96望遠鏡は2016年にアップグレードされ、それ以来10,000個を超えるユニークなNEOを検出しました。ここでは、G96のNEO検出効率を特徴付け、2013年から2022年までのG96のNEO検出を使用してNEOMODを更新します。これにより、大規模なNEOの人口に関連する以前のモデルの不一致が解決されます。絶対等級H<17.75(参照アルベドp_V=0.14の場合、直径D>1km)のNEOは936+/-29個あると推定されます。H=25-28のNEOサイズ分布の傾きは比較的浅いことがわかり(累積指数2.6)、H<28NEO(D>9m)の数は(1.20+/-0.04)x10と決定されます。^7.小型NEOは、大型NEOに比べて軌道分布が異なり、衝突確率が高くなります。我々は、H<28NEOの地球に対する年間0.034+/-0.002回の衝突を推定しています。これは、大気火球観測から推測される衝突束範囲の下限に近い値です。すべてのNEOがメインベルトから直接配送されるモデルと比較して、G96によって検出された小型NEOの集団は、Hとともに増加するように見えるa=1～1.6auの低離心率軌道の過剰を示します。非常に小さなNEOの人口は、地球型惑星に接近した際の大きなNEOの潮汐破壊によって増加します。潮汐破壊の影響がモデルで（おおよそ）考慮されると、H<28個のNEOが地球に与える影響は年間0.06+/-0.01と推定され、これは火球データとより一致します。
地球近傍小惑星 (2100) Ra-Shalom、(3103) Eger、(12711) Tukmit および (161989) Cacus の改良モデル
| Title |
Improved_models_for_near-Earth_asteroids_(2100)_Ra-Shalom,_(3103)_Eger,_(12711)_Tukmit_&_(161989)_Cacus |
| Authors |
Javier_Rodr\'iguez_Rodr\'iguez,_Enrique_D\'iez_Alonso,_Santiago_Iglesias_\'Alvarez,_Sa\'ul_P\'erez_Fern\'andez,_Javier_Licandro,_Miguel_R._Alarcon,_Miquel_Serra-Ricart,_Noemi_Pinilla-Alonso,_Susana_Fern\'andez_Men\'endez_and_Francisco_Javier_de_Cos_Juez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09696 |
私たちは、InstitutoAstrof\'isicoCanarias80とTelescopioAbiertoRemoto2望遠鏡で取得した、地球近傍小惑星(3103)Eger、(161989)Cacus、(2100)Ra-Shalom、および(12711)Tukmitの24個の新しい密な光曲線を紹介します。テイデ天文台（スペイン、テネリフェ島）で2021年から2022年にかけて、可視NEAs観測調査とNEO高速観測、特性評価、主要シミュレーションプロジェクトの枠組みで実施される。形状モデルと回転状態パラメータ($P$、$\lambda$、$\beta$)は、アーカイブデータとともに新しいデータにライトカーブ反転法を適用することによって計算されました。(3013)Egerと(161989)Cacusについては、形状モデルと回転状態パラメータは以前の研究と一致しますが、不確実性は小さくなります。(2100)Ra-Shalomについても、我々の結果は以前の研究と一致しています。それでも、Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddackの$\upsilon=(0.223\pm0.237)\times10^{-8}$radd$^{-2}$の加速により、ライトカーブは、(2100)ラー・シャロームがこの加速の影響を受ける可能性があることを示唆しています。また、(12711)Tukmitの形状モデルとその回転状態パラメータ($P=3.484900\pm0.000031$hr,$\lambda=27^{\circ}\pm8^{\circ)も初めて提示します。}$、$\beta=9^{\circ}\pm15^{\circ}$)。
ExoMol ライン リスト -- LVI: SO ライン リスト、実験遷移データの MARVEL 分析と分光モデルの改良
| Title |
ExoMol_line_lists_--_LVI:_The_SO_line_list,_MARVEL_analysis_of_experimental_transition_data_and_refinement_of_the_spectroscopic_model |
| Authors |
Ryan_P._Brady,_Sergei_N._Yurchenko,_Jonathan_Tennyson,_Gap-Sue_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09732 |
一酸化硫黄分子$^{32}$S$^{16}$Oの半経験的なIR/VisラインリストSOLISを示します。SOLISには、$X\,{}^{3}\Sigma^{-}$,$aをカバーするアインシュタイン$A$係数の形で、正確な経験的な振動エネルギーレベル、不確実性、寿命、量子数割り当て、遷移確率が含まれています。\,{}^{1}\デルタ^{}$,$b\,{}^{1}\シグマ^{+}$,$A\,{}^{3}\Pi$,$B\、{}^{3}\Sigma^{-}$、$X\、{}^{\prime\prime3}\Sigma^{+}$、$A\、{}^{\prime3}\Delta$および$e\,{}^{1}\Pi$系と波数の範囲は$J\le69$で最大43303.5cm$^{-1}$($\geq230.93$nm)です。SOLISは、汎用変分コードDuoを使用し、公開されているSOの非経験分光モデル(ポテンシャルエネルギー曲線、結合曲線、(遷移)双極子モーメントを含む)を基に、ダイアトミクスのロビブロニックSchr\"{o}dinger方程式を解くことによって計算されています。この目的のために、50106の実験遷移のデータベース(48972は非冗長)が、29の実験ソースの分析と、8558のロビブロニックエネルギーレベルの自己矛盾のないネットワークを通じて編集されました。$X$、$a$、$b$、$A$、$B$、$C$の電子状態は、回転量子数と振動量子数$J\leq69$および$v\leqをカバーするMARVELアルゴリズムで生成されました。30$、最大52350.40cm$^{-1}$のエネルギー。モデル化に必要な$B\,{}^{3}\Sigma^{-}(v=0)$状態に接続する遷移は観察されません摂動は正しく計算されるため、$B\,{}^3\Sigma^-$および$C\,{}^3\Pi$状態UVモデルのフィッティングは将来のプロジェクトに残しておきます。SOラインリストはExoMolから入手できます。www.exomol.com。
コンパクトな三惑星系の永年力学
離心率を一様に歳差運動する固有モードのセットに分解する永年ラプラスラグランジュ軌道解は、通常は数値的に解決される古典的な結果です。ただし、軌道の間隔が狭い極限では、いくつかの単純化により解析を進歩させることができます。我々は、中央の惑星が質量のない同一平面上の3惑星系における離心率固有モードの簡単な式を導出し、これらがさまざまな限界内にある3つの大質量惑星を含むより一般的な系の真の固有モードに近似することを示します。これらの結果は、実際のシステムの長期的な力学に対する直観を提供し、コンパクトな多惑星システムの安定性境界を理解するための応用を可能にします。
ガイアデータとハッブルデータの組み合わせによる遠方局所群矮小銀河の固有運動と軌道
| Title |
Proper_Motions_and_Orbits_of_Distant_Local_Group_Dwarf_Galaxies_from_a_combination_of_Gaia_and_Hubble_Data |
| Authors |
Paul_Bennet,_Ekta_Patel,_Sangmo_Tony_Sohn,_Andres_del_Pino,_Roeland_P._van_der_Marel,_Mattia_Libralato,_Laura_L._Watkins,_Antonio_Aparicio,_Gurtina_Besla,_Carme_Gallart,_Mark_A._Fardal,_Matteo_Monelli,_Elena_Sacchi,_Erik_Tollerud,_and_Daniel_R._Weisz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09276 |
私たちは、天の川銀河(MW)の外側のハローからLGの端に至るまで、局所銀河群(LG)内の12個の矮小銀河の固有運動(PM)を決定しました。GaiaHubソフトウェアを使用して、最初のエポックとしてHSTを使用し、2番目のエポックとしてGaiaを使用しました。しし座AとサグDIGでは、背景銀河に対するマルチエポックHST測定も使用しました。これらのPMを使用して導出された軌道履歴は、サンプル内の銀河の3分の2が$>$90\%の確率で最初の降下にあることを示しています。これらの最初に降下する矮星の観察された星形成履歴(SFH)は、シミュレーションにおける降下矮星と一般に一致しています。残りの4つの銀河は、MWまたはM31のビリアル半径を超えています。星形成(SF)と軌道履歴を比較すると、推測されるSFパターンと軌道履歴における力学的なイベントのタイミングとの間に暫定的な一致があることがわかります。Leo~Iの場合、小人がMWのビリアル半径を横切るにつれてSF活動が上昇し、周心直前($\約1.7$~Gyr前)にSFのバーストで最高潮に達します。その後、SFは周縁の後に減少しますが、最近の消火($\約0.3$~Gyr前)の前にいくつかの小さな爆発があります。これは、しし座～Ⅰ世のような小さな矮星であっても、ホストに落下した後、ガスの貯蔵庫につかまり、数ジャイルの間クエンチを回避できることを示しており、これはシミュレーションで一般的に見られるよりも長い期間である。Leo~II、NGC~6822、およびIC~10も、軌道に関してこのSFパターンと定性的に一致していますが、不確実性が大きいため、暫定的です。
CMズームⅣ。中央分子ゾーン全体にわたる初期の大質量星形成
| Title |
CMZoom_IV._Incipient_High-Mass_Star_Formation_Throughout_the_Central_Molecular_Zone |
| Authors |
H_Perry_Hatchfield,_Cara_Battersby,_Ashley_T._Barnes,_Natalie_Butterfield,_Adam_Ginsburg,_Jonathan_D._Henshaw,_Steven_N._Longmore,_Xing_Lu,_Brian_Svoboda,_Daniel_Walker,_Daniel_Callanan,_Elisabeth_A._C._Mills,_Luis_C._Ho,_Jens_Kauffmann,_J._M._Diederik_Kruijssen,_J\"urgen_Ott,_Thushara_Pillai,_and_Qizhou_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09284 |
この研究では、天の川銀河中心における初期の大質量星形成の考えられるすべての場所の星形成特性を制約します。私たちは、典型的な半径$\sim$0.1pcの天体のCMZoom1.3mm塵連続体カタログを使用して高密度構造を特定し、高質量星形成のトレーサーとの関連を測定します。私たちは、MSX、スピッツァー、ハーシェル、SOFIAからの8、21、24、25、および70umのコンパクトな放射、カタログ化された若い恒星天体、および水とメタノールのメーザーを組み込んで、各光源を特徴づけます。CMZの初期星形成率(SFR)は、今後10^5年間で約0.08Msunyr^{-1}であることがわかります。CMZの初期SFRの上限と下限はそれぞれ~0.45Msunyr^{-1}と~0.05Msunyr^{-1}と計算され、これはCMZの最近のSFRの他の推定値とほぼ同じから数倍の範囲に及びます。かなりの不確実性にもかかわらず、我々の結果は、CMZの初期SFRが以前に推定されたよりも高い可能性があることを示唆しています。我々は、星形成トレーサーの普及率はソースの体積密度と相関せず、その代わりに、高質量星形成の約75%が柱密度比(N_{SMA}/N_{ハーシェル})が〜以上の領域で見られることを発見した。1.5.最後に、進化した赤外線源を取り囲む冷たい塵の繰り返しの形態である「環礁源」の検出に焦点を当てます。これはおそらく、その外皮が破壊される過程にあるHII領域を表していると考えられます。
JWSTによる高倍率星の検出と特徴づけ：集団III発見の展望
| Title |
The_detection_and_characterization_of_highly_magnified_stars_with_JWST:_Prospects_of_finding_Population_III |
| Authors |
Erik_Zackrisson,_Adam_Hultquist,_Aron_Kordt,_Jos\'e_M._Diego,_Armin_Nabizadeh,_Anton_Vikaeus,_Ashish_Kumar_Meena,_Adi_Zitrin,_Guglielmo_Volpato,_Emma_Lundqvist,_Brian_Welch,_Guglielmo_Costa,_Rogier_A._Windhorst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09289 |
重力レンズの効果により、個々の高質量星が宇宙論的な距離まで検出可能になる可能性があり、近年、赤方偏移$z\約6$までの非常に拡大された星がいくつか検出されています。今回我々は、高い赤方偏移における金属富化恒星と無金属恒星の両方のスペクトルエネルギー分布の進化モデルであるムスペルヘイムを提示する。このモデルを使用して、レンズ付き星はヘルツシュプルング・ラッセル図全体にわたる星の固有分布の非常に偏ったサンプルを形成するはずであり、この偏りは通常、実効温度が低いことを特徴とする進化段階でのレンズ付き星の検出に有利になる傾向があると主張します。たとえ星がそのような状態で過ごすのは一生のうちほんの一部だけであるとしても。また、ジェームス・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)を使用して、高赤方偏移でレンズ付きのメタルフリー(集団III)の個々の星を検出する可能性も探ります。$z\gtrsim6$にある非常に大質量($\gtrsim100\M_\odot$)の集団III星は、多数の強いレンズ星団を対象とする調査でJWSTによって潜在的に検出される可能性があることがわかりました。関数は十分にトップヘビーであり、これらの星は実効温度$\leq15000$Kまで進化し、PopIII星の宇宙星形成速度密度は$\gtrsim10^{-4}\M_\odot$cMpc$に達します。^{-3}$年$^{-1}$、$z\約$6-10。金属を含まないレンズのある星と金属が豊富な星を区別するさまざまな方法についても説明します。
速度依存の自己相互作用する暗黒物質ハローの後期進化について
| Title |
On_the_Late-Time_Evolution_of_Velocity-Dependent_Self-Interacting_Dark_Matter_Halos |
| Authors |
Sophia_Gad-Nasr,_Kimberly_Boddy,_Manoj_Kaplinghat,_Nadav_Joseph_Outmezguine,_Laura_Sagunski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09296 |
私たちは、重力崩壊を受けて短平均自由行程領域の奥深くまで押し込まれる、孤立した自己相互作用暗黒物質(SIDM)ハローの進化を研究しています。初期条件として球状のナバロ・フレンク・ホワイト（NFW）ハローを仮定し、弾性暗黒物質の自己相互作用を考慮します。我々は、コア崩壊領域の深部にあるハローコアの構造と、それが暗黒物質の粒子物理特性、特に自己相互作用断面積の速度依存性にどのように依存するかについて議論します。我々は、この領域の深いところに、短平均自由行程領域と長平均自由行程領域の進化を結びつけることを可能にする近似的な普遍性を発見し、完全な重力熱進化のための速度依存の自己相互作用断面積を一定の断面積に近似的にマッピングすることができます。。私たちは、コア崩壊領域の深部におけるハロー進化に関する数値結果に基づいて、半解析的な処方を提供します。私たちの結果は、SIDMハローの中心に残る可能性のあるブラックホールの質量を推定するために不可欠です。
TNG300 シミュレーションにおける空白銀河の進化経路
| Title |
The_evolutionary_path_of_void_galaxies_in_TNG300_simulation |
| Authors |
Agust\'in_Rodr\'iguez-Medrano,_Volker_Springel,_Federico_Stasyszyn,_Dante_Paz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09297 |
宇宙の低密度領域にある銀河の特性は、銀河の形成と環境の間の相互作用を示唆しています。しかし、この特定の大規模環境が銀河の進化に影響を与える具体的な理由はまだ不明です。この論文では、IllustrisTNG300シミュレーションを使用して、宇宙空洞内の銀河の特性と進化の経路を調べます。z=0の空隙銀河の集団は、恒星質量が固定された非空隙銀河と比較して、星形成速度が高く、恒星対ハローの質量比が小さく、ガス金属性が高く、恒星金属性が低い。私たちの分析では、これらの違いは主に衛星として分類される銀河の特性によるものであり、ボイドサンプルと非ボイドサンプルの間に最大の違いが見られることが示されています。一定の恒星質量における合体の平均数は、空洞サンプルと非空洞サンプルの間で類似していますが、空洞銀河は遅い時期に合体を経験する傾向があり、その結果、降着恒星質量がより最近に蓄積されることになります。平均正味降着質量は高質量銀河に匹敵しますが、低質量のボイド銀河は非ボイド銀河よりも降着星の割合が高い傾向があります。この発見は、空洞銀河は主に合体や相互作用を頻繁に行わずに成長するという一般的な概念に疑問を投げかけます。
磁場強度の最も可能性の高い DCF 推定値
Davis-Chandrasekhar-Fermi(DCF)法は、星形成領域の磁場を評価するために広く使用されています。しかし、DCF方程式が地図領域内の平均空面電界強度をどの程度正確に推定できるかは不明のままです。この質問に対処するために、5つのDCF方程式が理想的な雲マップに適用されます。その偏光角は分散${\sigma}_{\theta}$を伴う正規分布を持ち、密度と速度分散の変動は無視できます。各DCF方程式は、グローバルな電界強度$B_{DCF}$とローカルDCF推定値の分布を指定します。「最も可能性の高い」DCF電界強度$B_{ml}$は分布モード(Chenetal.2022)であり、その補正係数${\beta}_{ml}$=$B_{ml}$/$B_{DCF}$は分析的に計算されます。各方程式${\beta}_{ml}$<1について、$B_{DCF}$が$B_{ml}$の偏った推定量であることを示します。$B_{DCF}\propto{{\sigma}_{\theta}}^{-1の場合、${\beta}_{ml}$の値は${\beta}_{ml}\about$0.7になります。}$はAfv\'enicMHD波の乱流励起によるもので、$B_{DCF}\propto{{\sigma}_{\theta}}^{-の場合${\beta}_{ml}\約$0.9非Alfv\'enicMHD波による1/2}$。これらの統計的補正係数${\beta}_{ml}$は、MHDシミュレーションから得られた補正係数${\beta}_{sim}$と部分的に一致します。統計的補正の相対的な重要性は、各シミュレーション補正に統計的要素と物理的要素の両方があると仮定することによって推定されます。この場合、標準、構造関数、および元のDCF方程式は、物理的な補正が最小限で済むため、最も正確であるように見えます。それらの相対的な物理的補正係数は、0から1までのスケールで0.1、0.3、および0.4です。対照的に、大角度および平行${\delta}B$方程式の物理的補正係数は0.6と0.7です。これらの結果は、モデルの制限内でDCF方程式を選択する際に役立つ可能性があります。
NGC 7194 グループで大規模な H I プルームを発見
| Title |
Discovery_of_a_large-scale_H_I_plume_in_the_NGC_7194_Group |
| Authors |
Mina_Pak,_Junhyun_Baek,_Joon_Hyeop_Lee,_Aeree_Chung,_Matt_Owers,_Hyunjin_Jeong,_Eon-Chang_Sung,_Yun-Kyeong_Sheen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09567 |
カールG.ジャンスキー超大型アレイを使用した観測から、NGC7194グループにおける新しいHI構造の発見を紹介します。NGC7194グループは、5つの静止メンバーを持つ近く(z~0.027)の小さな銀河グループです。観測により、総質量M$_{HI}$=3.4x10$^{10}$M$_{\odot}$のグループ全体に広がる長さ200kpcのHIプルームが明らかになりました。HIガスの見通し速度は南(7200kms$^{-1}$)から北(8200km$^{-1}$)に向かって徐々に増加し、局所的な速度分散は最大70です。kms$^{-1}$。この構造はどのメンバー銀河とも空間的に一致していませんが、多数の青い星形成の結び目との密接な関係を示しています。グループ内のHIガスは珍しいことではありませんが、この特定の構造は、グループ内の大きな銀河との明確な関係が示されていないという意味で、依然として珍しいケースの1つです。私たちは、NGC7194グループにおけるこの大規模なHIガスの潜在的な起源と、銀河間の星形成の結び目との関係について議論します。私たちは、このHIの特徴は、銀河群メンバー間の潮汐相互作用、または後期型銀河の銀河群への侵入に由来する可能性があると提案します。あるいは、飛行侵入者からの残留ガスである可能性もあります。
Dragonfly Galaxy II を再訪します。若い、放射効率の高い電波大音量の AGN が、z=1.92
でのスターバースト合体で大量の分子流出を引き起こす
| Title |
Revisiting_the_Dragonfly_Galaxy_II._Young,_radiatively_efficient_radio-loud_AGN_drives_massive_molecular_outflow_in_a_starburst_merger_at_z=1.92 |
| Authors |
Yuxing_Zhong,_Akio_K._Inoue,_Yuma_Sugahara,_Kana_Morokuma-Matsui,_Shinya_Komugi,_Hiroyuki_Kaneko,_and_Yoshinobu_Fudamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09649 |
放射性大音量の活動銀河核(RLAGN)は独特のAGN集団であり、低い降着率では超大質量ブラックホール(SMBH)と優先的に関連していると考えられていました。ジェットモードのフィードバックを通じて冷たいガスを放出することで、ホスト銀河の進化に影響を与える可能性がある。この研究では、アルマ望遠鏡を使用して、高赤方偏移電波銀河MRC0152-209のz=1.92におけるCO(6-5)線の放射を最大$0.024''$解像度(~200pcに相当)で研究しました。この星系は2つの銀河で構成されるスターバースト大合体です。北西(NW)の銀河はジェット運動出力$L_{\rmJet}\gtrsim2\times10^{46}$erg/sのRLAGNをホストしており、南東(SE)の銀河です。1つ。系全体(北西+南東銀河)のSEDフィッティングに基づいて、RLAGNのAGNボロメータ光度$L_{\rmAGN,bol}\sim0.9-3\times10^{46}$erg/sを求めました。$M_{\rmBH}-M_\star$のスケーリング関係からBH質量を推定し、保守的に$\sim0.7-4$のエディントン比を求めました。これらの結果は、RLAGNが放射効率が高く、強力なジェットがスーパーエディントン降着円盤から発射される可能性があることを示唆しています。アルマ望遠鏡は、ジェット軸に垂直な大規模($M_{\rmH_2}\sim2\times10^9$Msun)、コンパクト($\sim500$pc)、偏った分子流出を明らかにしました。質量流出速度(約1200～2600Msun/年)は、約2000～3000Msun/年の星形成速度に匹敵します。流出運動パワー/$L_{\rmAGN,bol}$比~0.008～0.02および運動量ブースト係数~3～24は、放射モードAGNフィードバックと一致します。一方で、ジェットは、AGN放射線からの追加のエネルギー供給なしに$\sim2\times10^5$年の寿命内で分子の流出を駆動することもできます。その後、ジェットは長期にわたる一時的な打ち上げを通じて、主銀河からすべての冷たいガスを除去することができます。私たちの研究は、スターバースト、強力なジェット、および急速なBH成長が共存するユニークな天体を明らかにしており、これはAGNとホスト銀河の共進化の基本的な段階を表している可能性があります。
e-MERLIN および VLA を使用した NGC 1068 のラジオジェット: 構造と形態
| Title |
Radio_jets_in_NGC_1068_with_e-MERLIN_and_VLA:_structure_and_morphology |
| Authors |
Isaac_M._Mutie_(1_and_2),_David_Williams-Baldwin_(2),_Robert_J._Beswick_(2),_Emmanuel_K._Bempong-Manful_(2_and_3),_Paul_O._Baki_(1),_Tom_W._B._Muxlow_(2),_Jack_F._Gallimore_(4),_Susanne_E._Aalto_(5),_Bililign_T._Dullo_(6)_and_Ranieri_D._Baldi_(7)_((1)_Technical_University_of_Kenya,_(2)_The_University_of_Manchester_(3)_University_of_Bristol,_(4)_Bucknell_University,_(5)_Chalmers_University_of_Technology,_(6)_Universidad_Complutense_de_Madrid,_(7)_Instituto_di_Radioastronomia_-_INAF) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09722 |
我々は、原型となるセイファート2銀河NGC1068の5、10、21GHzにおける新しい高感度e-MERLINおよびVLA電波画像を紹介します。我々は、コンパクトなコンポーネントNE、C、S1、S2から北東と南西のジェットローブのかすかな二重ローブジェット構造まで、ラジオジェットを画像化します。さらに、e-MERLINとVLAデータを初めて組み合わせて、ジェット間のマッピングを行いました。成分NE、C、およびS2は、5～21GHzの間で光学的に薄い非熱放射が支配的であることを示す急峻なスペクトルを持っています。AGNが存在するコンポーネントS1の無線スペクトルはフラットです。我々は、サザンジェットの一部である新しい構成要素S2aを報告する。これらの新しいデータを1983年、1992年、1995年に観測されたMERLINおよびVLAデータと比較し、成分Cの流束が2分の1に減少したことを報告し、このジェット成分の変動性を示唆しています。高角度分解能のe-MERLINマップを使用して、アルマ望遠鏡で観測された分子ガスの流出と一致する北東のジェットローブ内のバウショックを検出します。北東のジェットローブは、アルマ望遠鏡で観測された同じ領域の高密度の分子ガスを追い出す原因と考えられる十分な電波出力を持っています。
VISCACHA 調査 -- IX. 8DのSMCサザンブリッジ
| Title |
The_VISCACHA_survey_--_IX._The_SMC_Southern_Bridge_in_8D |
| Authors |
M._C._Parisi,_R._A._P._Oliveira,_M._Angelo,_B._Dias,_F._Maia,_S._Saroon,_C._Feinstein,_J._F._C._Santos_Jr.,_E._Bica,_B._Pereira_Lima_Ferreira,_J._G._Fern\'andez-Trincado,_P._Westera,_D._Minniti,_E._R._Garro,_O._J._Katime_Santrich,_B._De_Bortoli,_S._Souza,_L._Kerber,_A._P\'erez-Villegas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09756 |
小マゼラン雲(SMC)の本体の外側の構造は、主に大マゼラン雲(LMC)との相互作用から生じる潮汐分岐によって特徴付けられます。これらの潮汐成分における恒星の集団を特徴付けることは、この銀河とマゼラン系全体の力学の歴史を理解するのに役立ちます。サザンブリッジクラスターの完全な位相空間ベクトル情報を提供します。我々は、12個のSMCクラスターの測光および分光分析を実行し、これまでに知られている完全な位相空間ベクトル情報を備えたSMCクラスターの数を2倍にしました。3D距離と3D速度を考慮してサンプルを再分類します。投影された2D分類に従ってサザンブリッジオブジェクトとして分類されたクラスターの一部が、実際にはバックグラウンドのメインボディとカウンターブリッジに属していることがわかりました。本物の前景ブリッジクラスターの運動学を、同じ方法で以前に分析したものと比較すると、サザンブリッジクラスターがLMCに向かって移動しており、ノーザンブリッジの運動学を共有していることが明らかになります。CaT金属量の測定を含む文献からのサンプルクラスターに加えて、サザンブリッジの年齢と金属量の関係をノーザンブリッジの年代と比較します。私たちは、両方の地域が同じ化学濃縮の歴史を経験していないようであり、ノーザンブリッジには3Gyrより古く、-1.1よりも金属が少ないクラスターが明らかに存在しないという考えを強化しますが、これは原因ではないようです選択効果に。
NOEMA (SWAN) を使用したアーク秒での渦潮の調査 - I. HCN と N$_2$H$^+$ 3mm ラインのマッピング
| Title |
Surveying_the_Whirlpool_at_Arcseconds_with_NOEMA_(SWAN)-_I._Mapping_the_HCN_and_N$_2$H$^+$_3mm_lines |
| Authors |
Sophia_K._Stuber,_Jerome_Pety,_Eva_Schinnerer,_Frank_Bigiel,_Antonio_Usero,_Ivana_Besli\'c,_Miguel_Querejeta,_Mar\'ia_J._Jim\'enez-Donaire,_Adam_Leroy,_Jakob_den_Brok,_Lukas_Neumann,_Cosima_Eibensteiner,_Yu-Hsuan_Teng,_Ashley_Barnes,_M\'elanie_Chevance,_Dario_Colombo,_Daniel_A._Dale,_Simon_C.O._Glover,_Daizhong_Liu,_Hsi-An_Pan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09810 |
我々は、近くの象徴的な大惑星の90および110GHzのいくつかの分子線からの放射をマッピングするIRAMノーザン拡張ミリ波アレイ(NOEMA)+30mの大規模プログラムである「NOEMAによるアーク秒での渦巻きの調査」(SWAN)からの最初の結果を紹介する。渦巻銀河M~51を雲スケールの解像度($\sim$3\arcsec=125\,pc)で設計します。この研究の一環として、通常の星の内部$\sim5\,\times7\,$kpcのN$_2$H$^+$(1-0)の最初の高感度雲スケールマップを取得しました。-形成銀河。高密度の星形成ガスを追跡する能力をテストするために、HCN(1-0)およびCO(1-0)の放出と比較します。私たちの合計FoVの平均N$_2$H$^+$対HCNライン比は$0.20\pm0.09$で、南を含む円盤全体にわたって$\gtrsim2$倍の強い地域変動があります。西側スパイラルアームとセンター。中心$\sim1\,$kpcはN$_2$H$^+$と比較してHCN放出の増加を示しており、これはおそらくAGN駆動の励起効果によって引き起こされると考えられます。HCNとN$_2$H$^+$は強度において強い超線形相関があり($\rho_\mathrm{Sp}\sim0.8$)、平均散乱は$\sim0.14\,$であることがわかりました。$\gtrsim1.5\,$dexの範囲にわたる強度のdex。中央領域を除外すると、データは指数$1.2$のべき乗則によって最もよく記述され、明るい領域では単位HCNあたりN$_2$H$^+$がより多く存在することが示されます。私たちの観察は、HCNとCOの線比がガス密度の高感度の追跡子であることを示しており、N$_2$H$^+$を利用した最近の銀河研究の結果と一致しています。AGN付近に存在する独特の線比と、円盤内のべき乗則の散乱は、ガス密度との一次相関に加えて、二次物理学(光学的深さ、ガス温度など)または化学(存在量変動)は、N$_2$H$^+$/CO、HCN/CO、およびN$_2$H$^+$/HCN比率でエンコードされます。
NGC 3311 の球状星団集団の年齢、金属量、およびアルファ増強
| Title |
Ages,_metallicity,_and_alpha-enhancement_of_the_globular_cluster_populations_in_NGC_3311 |
| Authors |
Natalie_Grasser,_Magda_Arnaboldi,_Carlos_Eduardo_Barbosa,_Chiara_Spiniello,_Lodovico_Coccato,_John_Trevor_Mendel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09850 |
目的。私たちは、うみへび座I星団の中心銀河であるNGC3311の球状星団(GC)の恒星集団の特性、年齢、金属含有量を調査し、その進化の歴史をより適切に制約することを目指しています。方法。私たちは、マルチユニット分光エクスプローラー(MUSE)からの積分場分光データを使用して、NGC3311の中央領域にある680個の発生源を特定し、それらの1Dスペクトルを抽出しました。形態、動径速度、輝線の観点からこれらのソースを分析することで、選択を49個の正当なGC候補に絞り込むことができました。これらの候補を、銀河中心(R)までの投影距離に応じて2つのグループ、つまり内側(R<20秒角)と外側(R>20秒角)のGCに分割しました。内側と外側のGC母集団の抽出された1Dスペクトルを積み重ねて、得られたスペクトルの信号対雑音比(S/N)を高め、フルスペクトルのフィッティングを可能にしました。さらに、NGC3311のすべてのGCと、2つの最も中心的なGC候補のうちの1つのスタックスペクトルも作成しました。コードpPXFを使用して、4つの積み重ねられた1Dスペクトルに対して恒星個体群解析を実行し、質量重み付けされた統合年代、金属量、および[$\alpha$/Fe]存在量を取得しました。結果。すべてのGCは古く、年齢が13.5ギヤを超えており、超太陽金属性を持っています。色の分布を見ると、内側のものは外側のものよりも赤く、金属が多く含まれている傾向があることがわかります。これは、二相形成シナリオと一致しています。フルスペクトルのフィッティング結果を見ると、額面どおり外側のGCの[$\alpha$/Fe]比が大きく、これは同じ半径で表面の輝度プロファイルを支配する星で見られるものと一致しています。ただし、外部GCと内部GCの値は不確実性の範囲内で一貫しています。
次世代深部銀河系外探査公開近赤外線スリットレスサーベイエポック 1 (NGDEEP-NISS1): 0.5 < z < 3.6
における銀河系外の星形成と活動銀河核
| Title |
The_Next_Generation_Deep_Extragalactic_Exploratory_Public_Near-Infrared_Slitless_Survey_Epoch_1_(NGDEEP-NISS1):_Extra-Galactic_Star-formation_and_Active_Galactic_Nuclei_at_0.5_ |
| Authors |
Nor_Pirzkal,_Barry_Rothberg,_Casey_Papovich,_Lu_Shen,_Gene_C._K._Leung,_Micaela_B._Bagley,_Steven_L._Finkelstein,_Jennifer_M._Lotz,_Anton_M._Koekemoer,_Nimish_P._Hathi,_Yingjie_Cheng,_Nikko_J._Cleri,_L._Y.,_Aaron_Yung,_Bren_E._Backhaus,_Jonathan_P._Gardner,_Pablo_G._P\'erez-Gonz\'alez,_Henry_C._Ferguson,_Norman_A._Grogin,_Jasleen_Matharu,_Swara_Ravindranath,_Russell_Ryan,_Danielle_A._Berg,_Caitlin_M._Casey,_Marco_Castellano,_Oscar_A._Ch\'avez_Ortiz,_Katherine_Chworowsky,_Mark_Dickinson,_Rachel_S._Somerville,_Isabella_G._Cox,_Romeel_Dav\'e,_Kelcey_Davis,_Vicente_Estrada-Carpenter,_Adriano_Fontana,_Seiji_Fujimoto,_Mauro_Giavalisco,_Andrea_Grazian,_Taylor_A._Hutchison,_Anne_E._Jaskot,_Intae_Jung,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Lisa_J._Kewley,_Allison_Kirkpatrick,_Dale_D._Kocevski,_Rebecca_L._Larson,_Priyamvada_Natarajan,_et_al._(6_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09972 |
次世代深層銀河系外探査公共(NGDEEP)調査プログラムは、近赤外イメージャーとスリットレスを使用して、できるだけ多くの銀河の広い赤方偏移範囲にわたって複数の輝線を検出する近赤外スリットレス分光観測(\NGDEEP)を含むように特別に設計されました。分光器（NIRISS）。現在までに、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)は、このプログラム(\NGDEEPA)に割り当てられた軌道(エポック1)のうち50$\%$を観測しました。\NGDEEPA\は、重複するスペクトル、複数の位置角度、および複数のクロスフィルターとグリズムの複雑な組み合わせに対処するように設計された、独自に開発された一連のキャリブレーションファイルを、重複する分散スペクトルからの汚染を定量化するための堅牢で実証済みのアルゴリズムと組み合わせて使用します。3$\sigma$の感度限界である2$\times$10$^{-18}$erg/s/cm$^2$を達成しました。私たちは、$1<z<3.5$の銀河のダスト含有量、星形成速度、および金属性([OIII]/H$\beta$)を特徴付ける深広視野スリットレス分光法(WFSS)の能力を実証します。さらに、活動銀河核(AGN)の存在を特定し、広がったレストフレームMgIIとH$\beta$輝線を使用して、その超大質量ブラックホール(SMBH)の質量を推定します。次に、分光結果は、分光エネルギー分布(SED)モデルを測光のみに当てはめて外挿した銀河の物理的特性と比較されます。この結果は、広範囲の赤方偏移にわたって銀河の特性を決定する他の方法に比べて、近赤外波長におけるWFSSの独特のパワーと効率を明らかに示しています。
JADES 起源フィールドの最も初期の銀河: ビッグバン後の光度関数と宇宙の星形成速度密度 3 億年
| Title |
Earliest_Galaxies_in_the_JADES_Origins_Field:_Luminosity_Function_and_Cosmic_Star-Formation_Rate_Density_300_Myr_after_the_Big_Bang |
| Authors |
Brant_Robertson_(1),_Benjamin_D._Johnson_(2),_Sandro_Tacchella_(3,4),_Daniel_J._Eisenstein_(2),_Kevin_Hainline_(5),_Santiago_Arribas_(6),_William_M._Baker_(3,4),_Andrew_J._Bunker_(7),_Stefano_Carniani_(8),_Courtney_Carreira_(1),_Phillip_A._Cargile_(2),_St\'ephane_Charlot_(9),_Jacopo_Chevallard_(7),_Mirko_Curti_(10),_Emma_Curtis-Lake_(11),_Francesco_D'Eugenio_(3,4),_Eiichi_Egami_(5),_Ryan_Hausen_(12),_Jakob_M._Helton_(5),_Peter_Jakobsen_(13,14),_Zhiyuan_Ji_(5),_Gareth_C._Jones_(7),_Roberto_Maiolino_(3,4,15),_Michael_V._Maseda_(16),_Erica_Nelson_(17),_Pablo_G._P\'erez-Gonz\'alez_(6),_D\'avid_Pusk\'as_(3,4),_Marcia_Rieke_(5),_Renske_Smit_(18),_Fengwu_Sun_(5),_Hannah_\"Ubler_(3,4),_Lily_Whitler_(5),_Christopher_N._A._Willmer_(5),_Chris_Willott_(19),_Joris_Witstok_(3,4)_((1)_University_of_California,_Santa_Cruz,_(2)_Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian,_(3)_Kavli_Institute_for_Cosmology,_University_of_Cambridge,_(4)_Cavendish_Laboratory,_University_of_Cambridge,_(5)_Steward_Observatory,_University_of_Arizona,_(6)_Centro_de_Astrobiolog{\i}a_(CAB),_CSIC-SINTA,_(7)_University_of_Oxford,_(8)_Scuola_Normale_Superiore,_Pisa,_(9)_Sorbonne_Universit\'e,_CNRS_(10)_European_Southern_Observatory,_(11)_University_of_Hertfordshire,_(12)_The_Johns_Hopkins_University,_(13)_Cosmic_Dawn_Center,_(14)_Niels_Bohr_Institute,_University_of_Copenhagen,_(15)_University_College_London,_(16)_University_of_Wisconsin-Madison,_(17)_University_of_Colorado,_Boulder,_(18)_Liverpool_John_Moores_University,_(19)_NRC_Herzberg) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.10033 |
私たちは、JWSTで観測された最も深い画像領域であるJADESOriginsField(JOF)における最も初期の銀河集団の特徴を明らかにしました。補助的なハッブル光学画像($0.4-0.9\mu\mathrm{m}$にわたる5つのフィルター)と、7つの中帯域を含む$0.8-5\mu\mathrm{m}$にわたる14のフィルターを備えた新しいJWST画像を利用します。フィルターごとに最大46時間の総露光時間に達します。$>2\mu\mathrm{m}$のすべてのイメージングデータを組み合わせて、これらの波長でこれまでに撮影された最も深いイメージングを構築します。これはスタック内で$\約31.4$AB等級、AB等級30.1～30.8等級の深さに達します。($5\sigma$,$r=0.1"$円形開口)を個々のフィルターで測定します。測光赤方偏移を測定し、堅牢な選択基準を使用して、赤方偏移$z=11.5-15$で8つの銀河候補のサンプルを特定します。これらの天体はコンパクトに見えます。半光半径$R_{1/2}\sim50-200$pc、星の質量$M_\star\sim10^7-10^8M_\odot$、星形成速度$\mathrm{SFR}\sim0.1-1~M_\odot~\mathrm{yr}^{-1}$.私たちの検索では、$15<z<20$では候補が見つからず、これらの赤方偏移に上限が設定されています。赤方偏移や、候補銀河の測光赤方偏移の不確実性を周辺化し、未検出の影響を組み込んだ光度のビニングを行わずに、進化する光度関数の特性を推定します。以前の結果とよく一致する$z=12$光度関数を見つけます。,そして、視感度関数の正規化とUV視度密度は$z=12$から$z=14$まで$\sim2.5$倍減少することがわかります。我々は、暗黒物質ハロー質量関数の進化に関する理論モデルとの関連で、我々の結果の考えられる意味について議論します。
Guided Moments 形式主義: 天体物理シミュレーションのための新しい効率的な完全ニュートリノ処理
| Title |
The_Guided_Moments_formalism:_a_new_efficient_full-neutrino_treatment_for_astrophysical_simulations |
| Authors |
Manuel_R._Izquierdo,_J._Fernando_Abalos_and_Carlos_Palenzuela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09275 |
我々は、核崩壊超新星や中性子星の合体などの天体物理学シナリオにおけるニュートリノモデリングのための新しいガイドモーメント($\texttt{GM}$)形式を提示します。打ち切りモーメント近似($\texttt{M1}$)スキームとモンテカルロ($\texttt{MC}$)スキームは、ニュートリノ輸送のボルツマン方程式を解く際に堅牢かつ正確であることが証明されています。ただし、各方法がさまざまな物理的シナリオにおいて特定の長所と短所を示すことはよく知られています。$\texttt{GM}$形式はこれらの問題を効果的に解決し、正確な$\texttt{M1}$クロージャを通じて光学的に厚い限界を正確に捕捉できる包括的なスキームを提供し、$\texttt{MC}を通じて光学的に薄い限界を正確に捕捉することができます。$ベースのアプローチ。さらに、$\texttt{GM}$法は、合理的な計算コストでニュートリノ分布関数を近似します。これは、さまざまなニュートリノと流体の相互作用を正しく推定するために重要です。私たちの研究では、$\texttt{GM}$法の定式化と応用について包括的に議論し、最後に3つのスキーム($\texttt{M1}$、$\texttt{MC})を含むいくつかのテスト問題にわたる徹底的な比較を行っています。$,$\texttt{GM}$)検討中です。
円盤の周回進化に対する相対論的影響: 偏心ブラックホール連星系周囲の極配列の破壊
| Title |
Relativistic_Effects_on_Circumbinary_Disk_Evolution:_Breaking_the_Polar_Alignment_around_Eccentric_Black_Hole_Binary_Systems |
| Authors |
Anna_C._Childs,_Rebecca_G._Martin,_C._J._Nixon,_Aaron_M._Geller,_Stephen_H._Lubow,_Zhaohuan_Zhu,_and_Stephen_Lepp |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09495 |
私たちは、あらゆるスケールの連星の周りの周連星円盤の進化と整列に対する一般相対性理論(GR)の影響を研究します。バイナリの相対論的な後尾体歳差運動を流体力学コード{\scphantom}に実装します。GRの効果は、相対論的な連星系の後端歳差運動のタイムスケールと円盤節点の歳差運動のタイムスケールとの比較に応じて、周連星円盤の安定した極配列を抑制する可能性があることがわかりました。周連星系円盤進化の研究では通常、低質量または広く離れた連星系を単純化するのに適したGRの影響が無視されます。この場合、ディスクの初期位置ずれが十分に大きければ、極位置合わせが行われます。ただし、相対論的歳差運動のタイムスケールが非常に短い系は極軸を揃えることができず、代わりに共面軸方向に進みます。タイムスケールが類似している中間領域では、結果はディスクの特性に依存します。波状ディスク領域(ディスクの粘性パラメーターがアスペクト比より小さい場合、$\alpha<H/r$)では、ディスクが半径方向に良好に連通しているため、極配列はより可能性が高くなります。粘性ディスク領域では、ディスクが破損する可能性が高くなります。複数のリングが互いに破壊的に相互作用する可能性があり、その結果、ディスクの寿命が短くなり、ディスクが同一平面上に配置されるようになります。主系列星や恒星質量ブラックホール連星の周囲では、極配列が連星から遠く離れたところで抑制される可能性があるが、一般に円盤の内側部分は極配列になる可能性がある。超大質量ブラックホールの周囲の円盤では、極配列が完全に抑制され、バイナリ分離が密接に行われる可能性があります。
コロナ加熱降着円盤再処理: 活動銀河核の UV/光反射マッピングのための周波数分解ラグ予測
| Title |
Corona-heated_Accretion-disk_Reprocessing:_Frequency-Resolved_Lag_Predictions_for_UV/Optical_Reverberation_Mapping_of_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Jie_Chen_(XMU/PKU),_Mouyuan_Sun_(XMU),_Zhi-Xiang_Zhang_(XMU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09590 |
活動銀河核(AGN)の高ケイデンス、長期UV/光学モニタリングによる連続体残響マッピングにより、さまざまなタイムスケールでAGN中央エンジンのサイズを解決することができます。NGC5548(AGNSTORMIキャンペーンのターゲット)の周波数分解されたタイムラグは、古典的なShaakura$\&$Sunyaev円盤モデルのX線再処理と一致しません。今回我々は、NGC5548の周波数分解された時間遅れがコロナ加熱降着円盤再処理(CHAR)モデルによってうまく生成できることを示します。さらに、AGNSTORMIIキャンペーンの発信源であるMrk817の周波数分解タイムラグのCHARモデル予測を行います。また、ブラックホール質量とエディントン比の関数として周波数分解時間遅れも取得します。これは$10^{6.5}$から$10^9\M_{\odot}$までのブラックホール質量に有効です。エディントン比は0.01から1です。さらに、現在の連続残響マッピングキャンペーンのタイムスパンでは、CHARモデルの遅れと明度の関係は次のようになり得ることを示します。$\tau_{\mathrm{gz}}\proptoL_{\mathrm{5100}}^{0.55\pm0.04}$、これは観測結果と一致しています。今後の観測により、私たちの結果がテストされ、AGN中央エンジンの解決に新たな光が当たる可能性があります。
2021 年の爆発中の明るいブラック ホール X 線連星 4U 1543--47: 高い光度で膨張した厚い降着円盤
| Title |
The_bright_black_hole_X-ray_binary_4U_1543--47_during_2021_outburst:_a_thick_accretion_disk_inflated_by_high_luminosity |
| Authors |
S._J._Zhao,_L._Tao,_P._P._Li,_R._Soria,_H._Feng,_Y._X._Zhang,_R._C._Ma,_W._D._Zhang,_E._L._Qiao,_Q._Q._Yin,_S._N._Zhang,_L._Zhang,_Q._C._Bu,_X._Ma,_Y._Huang,_M._Y._Ge,_X._B._Li,_Q._C._Zhao,_J._Q._Peng,_Y._X._Xiao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09632 |
ブラックホールX線バイナリソース4U1543--47は2021年にスーパーエディントンアウトバーストを経験し、最大$\sim1.96\times10^{-7}\rmerg\\rmcm^{のピークフラックスに達しました。2--10\,keVバンドの-2}\\rms^{-1}$($\sim8.2$カニ)。バーストが始まってすぐに、急速に軟化状態に移行しました。私たちの目標は、降着率がエディントンに近い場合に、降着円盤の構造が標準的な薄い円盤からどのように逸脱するかを理解することです。そのために、硬X線変調望遠鏡（Insight-HXMT）、核分光望遠鏡アレイ（NuSTAR）、ニール・ゲーレルス・スウィフト天文台（スウィフト）による準同時観測から得られたスペクトルを解析しました。これらのスペクトルは、円盤、弱いコロナ、反射成分で構成されるモデルによく適合します。この反射成分は、円盤の自己照射、つまり内側の円盤から放出された光子が強い重力場によって軌道が曲げられて降着円盤の表面に戻ることによって引き起こされると考えられます。このシナリオでは、最適なパラメーターは、反射光束が全光束の半分以上を占めることを意味します。一般相対論的光線追跡シミュレーションを使用して、降着率がエディントン限界に近いかそれを超えるため、円盤が幾何学的に厚くなり、漏斗のような形状になる場合に、このシナリオが実行可能であることを示します。4U1543--47の特定のケースでは、円盤表面と赤道面の間の角度$\gtrsim$45度によって、必要な自己照射量を説明できます。
XTE J1946+274 の位相依存サイクロトロン線機能への $\textit{Insights}$:
$\textit{AstroSat}$ および $\textit{Insight}$-HXMT ビュー
| Title |
$\textit{Insights}$_into_the_phase-dependent_cyclotron_line_feature_in_XTE_J1946+274:_An_$\textit{AstroSat}$_and_$\textit{Insight}$-HXMT_view |
| Authors |
Ashwin_Devaraj,_Rahul_Sharma,_Shwetha_Nagesh,_Biswajit_Paul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09808 |
XTEJ1946+274は、15.8秒の自転周期と172日の公転周期を持つBe/X線連星です。1998年の爆発の$\textit{RXTE/PCA}$データを使用して、37keV付近のサイクロトロン線が報告されました。この線の存在、パルス位相への依存性、および光度による変化については、それ以来議論の対象となってきました。この研究では、2つの$\textit{AstroSat}$観測の再解析を紹介します。1つは2018年のバーストの上昇段階で、もう1つは2021年のバーストの下降段階で行われました。また、2018年のバーストのピーク時の発生源の$\textit{Insight}$-HXMT観測の新しい分析も紹介します。爆発の過程で発生源がスピンアップし、2つの爆発の間にスピンダウンしていることがわかりました。2018$\textit{AstroSat}$観測($\sim45$keV)と2018$\textit{Insight}$-HXMT観測($\sim$50keV)を使用して、より高いサイクロトロン線エネルギーの存在を報告します。$\textit{AstroSat}$からのデータを使用した、2021年のバーストの衰退段階における$\sim$40keVの線。また、サイクロトロン線パラメータのパルス位相依存性も調査し、両方の$\textit{AstroSat}$観測のすべての位相で線が顕著に検出され、パルス位相による変化を示すこともわかりました。これは、$\textit{BeppoSAX}$および$\textit{NuSTAR}$を使用して報告された以前の結果とは異なります。サイクロトロン線のこの挙動は、光子の生成と、この中性子星の2つの極での降着柱半径の違いによるものであると説明します。
ブラックホールX線連星MAXI J1820+070の短期タイムラグにおける動的コロナの証拠
| Title |
Evidence_for_a_dynamic_corona_in_the_short-term_time_lags_of_black_hole_X-ray_binary_MAXI_J1820+070 |
| Authors |
Niek_Bollemeijer,_Phil_Uttley,_Arkadip_Basak,_Adam_Ingram,_Jakob_van_den_Eijnden,_Kevin_Alabarta,_Diego_Altamirano,_Zaven_Arzoumanian,_Douglas_J.K._Buisson,_Andrew_C._Fabian,_Elizabeth_Ferrara,_Keith_Gendreau,_Jeroen_Homan,_Erin_Kara,_Craig_Markwardt,_Ronald_A._Remillard,_Andrea_Sanna,_James_F._Steiner,_Francesco_Tombesi,_Jingyi_Wang,_Yanan_Wang_and_Abderahmen_Zoghbi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09835 |
硬い状態のブラックホールX線連星のX線観測では、降着円盤の急速な変化とコロナのべき乗則放射は相関しており、フーリエ周波数に依存する時間遅れを示します。短い時間スケール(約0.1秒)では、これらの遅れは残響によるものと考えられており、したがってコロナの形状に強く依存している可能性があります。低周波準周期振動(QPO)は、おそらく一般相対論的レンズ・サーリング歳差運動による、コロナの幾何学的変化によって生じるX線束の変動です。したがって、短期的なタイムラグはQPO時間スケールで変化すると予想されるかもしれません。我々は、2018年の爆発のハードな状態にあるブラックホールX線連星MAXIJ1820+070のNICER観測に対して新しいスペクトルタイミング解析を実施し、円盤支配とコロナパワーの間で短期的な時間がどのように遅れるかを調査した。法則が支配するエネルギー帯域は、さまざまな時間スケールで変化します。私たちの方法は、QPOと広帯域ノイズによる変動を区別することができ、べき乗則磁束とQPO周波数で最も強い遅れ振幅との間に線形相関があることがわかります。また、QPO信号を解析し、磁束と遅れの変動のQPO位相依存性を決定する新しい方法も導入し、両方が非常に類似していることを発見しました。私たちの結果は、QPOの幾何学的起源と一致していますが、QPOの時間スケールだけでなく、幅広い時間スケールにわたって同様に幾何学が変化する動的なコロナの証拠も提供します。
散逸性一般相対論的磁気流体力学の因果関係の限界
| Title |
Causality_Bounds_on_Dissipative_General-Relativistic_Magnetohydrodynamics |
| Authors |
Ian_Cordeiro,_Enrico_Speranza,_Kevin_Ingles,_F\'abio_S._Bemfica,_Jorge_Noronha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09970 |
我々は、イスラエル・スチュワート理論を用いて記述されるブラギンスキーの磁気流体力学の相対論的一般化の大規模なクラスが、湾曲した時空における完全な非線形領域において因果的かつ強い双曲的であるための必要十分条件を決定する。私たちの新しい非線形解析は、平衡点付近の標準的な線形展開では取得できない動的変数に対して、より厳しい制約を提供します。因果関係はせん断粘性補正のサイズを厳しく制限し、磁化された弱く衝突する相対論的プラズマの平衡から程遠い力学に制限を設け、そのような系における消火ホースの不安定性の始まりを排除する。
マグネターは、超強力な磁場を持ち、おそらくこれらの磁場によって引き起こされるパワーフレアを示す特別なクラスの中性子星を形成します。このようなフレアを観察すると、特定の周波数で準周期振動(QPO)が存在することが明らかになります。彼らはフレアで興奮していると考えられている。QPOは、マグネターの構造、磁場、マグネターの活動メカニズムに関する重要な情報を運ぶ可能性があります。磁場の影響を一次摂動理論で扱い、マグネター地殻のねじり（磁気弾性）振動の周波数を計算します。この理論は、非磁性振動周波数がゼーマン成分に分割されることを予測します。マグネターのねじり振動スペクトルのゼーマン分割は、ShaisultanovとAichler(2009)によって示唆され、明確に説明され、推定されましたが、彼らの研究はあまり注目されていません。それを拡張するために、任意の磁場構成に対して強すぎない磁場でのゼーマン分割を含む発振周波数を計算する手法を提案します。ゼーマン分割により振動スペクトルが強化され、観測値の理論的解釈が簡素化されます。地殻内の純粋な双極子磁場によるマグネターのいくつかの低周波振動を計算します。この結果は、SGR1806--20のハイパーフレアおよびSGR1900+14の巨大フレアで検出された低周波QPOと定性的に一致しています。
WRAP: 複数の調査にわたる適切な動きオブジェクトの効率的な相互識別のためのツール
| Title |
WRAP:_A_Tool_for_Efficient_Cross-Identification_of_Proper_Motion_Objects_Spanning_Multiple_Surveys |
| Authors |
Hunter_Brooks,_J._Davy_Kirkpatrick,_Dan_Caselden,_Adam_C._Schneider,_Aaron_M._Meisner,_Yadukrishna_Raghu,_Farid_Cedeno,_Jacqueline_K._Faherty,_Federico_Marocco,_Marc_J._Kuchner,_S.L.Casewell,_and_The_Backyard_Worlds:_Planet_9_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09294 |
このツールは、天文学者が点源の測光データと天文データを収集するのを支援するために作成されたツールです。このツールは、点源のかすれや動きのために単純なクロスマッチングアルゴリズムを混乱させる可能性があります。WRAPを使用すると、天文学者はカタログデータとその基礎となる画像を結び付けることで、複数の調査にわたって適切な動きを持つ天体を正確に相互識別できるようになり、リアルタイムで相互関連性を視覚的に確認できるようになります。BackyardWorlds:Planet9市民科学プロジェクト内で開発されたWRAPは、この共同作業(およびその他)によって、微弱で高運動の音源の特性評価を支援することを目的としています。
matvis: 多要素 21 cm アレイの早送りモデリングのための行列ベースの可視性シミュレーター
| Title |
matvis:_A_matrix-based_visibility_simulator_for_fast_forward_modelling_of_many-element_21_cm_arrays |
| Authors |
Piyanat_Kittiwisit,_Steven_G._Murray,_Hugh_Garsden,_Philip_Bull,_Christopher_Cain,_Aaron_R._Parsons,_Jackson_Sipple,_Zara_Abdurashidova,_Tyrone_Adams,_James_E._Aguirre,_Paul_Alexander,_Zaki_S._Ali,_Rushelle_Baartman,_Yanga_Balfour,_Adam_P._Beardsley,_Lindsay_M._Berkhout,_Gianni_Bernardi,_Tashalee_S._Billings,_Judd_D._Bowman,_Richard_F._Bradley,_Jacob_Burba,_Steven_Carey,_Chris_L._Carilli,_Kai-Feng_Chen,_Carina_Cheng,_Samir_Choudhuri,_David_R._DeBoer,_Eloy_de_Lera_Acedo,_Matt_Dexter,_Joshua_S._Dillon,_Scott_Dynes,_Nico_Eksteen,_John_Ely,_Aaron_Ewall-Wice,_Nicolas_Fagnoni,_Randall_Fritz,_Steven_R._Furlanetto,_Kingsley_Gale-Sides,_Bharat_Kumar_Gehlot,_Abhik_Ghosh,_Brian_Glendenning,_Adelie_Gorce,_Deepthi_Gorthi,_Bradley_Greig,_Jasper_Grobbelaar,_Ziyaad_Halday,_Bryna_J._Hazelton,_Jacqueline_N._Hewitt,_et_al._(50_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09763 |
宇宙の夜明けと再電離の時代からの微弱な21cm線放射の検出には、観測に必要なダイナミックレンジを達成するための機器の校正と体系に対する絶妙な制御だけでなく、その統計的特性と信号損失特性を実証するための分析技術の検証も必要となります。。これを達成するための重要な要素は、これらの研究専用に構築された大規模な多要素無線干渉アレイによって生成される種類のデータの高忠実度シミュレーションを実行できることです。これらのアレイの大規模化は、数百の周波数チャネル、数千の時間サンプル、数百のアンテナを備えたアレイの数万のベースラインにわたる詳細な空と計器モデルをシミュレートする必要があるため、計算上の課題を引き起こします。この論文では、必要なスケールで電波干渉測定(可視性)をシミュレートするための高速マトリックスベースの方法を紹介します。これは、標準的な並列化技術と組み合わせて、一次ビーム補間、座標変換の高速近似、およびアンテナごとの量をベースラインごとの可視性まで拡張するベクトル化された外積を賢明に使用することによって実現されます。私たちは、公開されているmatvisコードに実装されたこのメソッドの結果を高精度のリファレンスシミュレーターに対して検証し、さまざまな問題に対するその計算スケーリングを調査します。
カシオペアAの内側と外側の吸収領域のマルチアンテナ探査
| Title |
Multi-antenna_probing_of_absorbing_regions_inside_and_outside_Cassiopeia_A |
| Authors |
Lev_A._Stanislavsky,_Ihor_N._Bubnov,_Aleksander_A._Stanislavsky,_Philippe_Zarka,_Alan_Loh,_Cedric_Viou,_Aleksander_A._Konovalenko,_Anatolii_I._Brazhenko,_Anatolii_V._Frantsuzenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09764 |
コンテクスト。カシオペアAは、低周波電波天文学における超新星残骸(SNR)の中で重要な位置を占めています。低周波観測による連続体スペクトルの解析により、SNR吸収特性の経時的変化が明らかになり、衝撃を受けていない噴出物と星周媒体(CSM)とのSNR相互作用を調査する方法が示唆されます。目的。この論文では、2023年半ばのこのSNRに向けた自由自由吸収パラメータの典型的な値を見つけるために、カシオペアAの積分スペクトルの低周波測定を示します。また、ゆっくりと進化し減少する積分磁束を追跡するための新しい結果も追加します。密度。方法。私たちは、8～66MHzの周波数範囲内でカシオペアAの連続体スペクトルを測定するために、Nan\c{c}ayUpgradingLOFAR(NenuFAR)の新しい拡張機能とNASUのウクライナ電波干渉計(URAN-2、ポルタヴァ)を使用しました。カシオペアAの電波束密度は、各電波望遠鏡に2つのサブアレイを使用し、2素子相関干渉計として使用して、2023年6月から7月に取得されました。結果。我々は、統合スペクトルからカシオペア座Aに向かう内部および外部吸収イオン化ガスの放出量、電子温度、およびイオンの平均電荷数を測定しました。一般に、それらの値はStanislavskyらによって提示された値と同等です。(2023)ですが、そのわずかな変化は、このSNRにおける自由吸収パラメータの進化を示しています。高精度の測定に基づいて、SNR-CSM相互作用を検出しました。結論。NenuFARとURAN-2干渉観測で得られたカシオペア座Aの統合磁束密度スペクトルは、今後の研究で衝撃を受けていない噴出物の進化とSNR-CSM相互作用を観察するために、カシオペア座A内およびその周囲のイオン化ガス特性を継続的に監視する新たな可能性を切り開きます。。
天体物理学における機械学習の応用: 測光赤方偏移推定
| Title |
Machine_learning_applications_in_astrophysics:_Photometric_redshift_estimation |
| Authors |
John_Y._H._Soo,_Ishaq_Y._K._Alshuaili_and_Imdad_Mahmud_Pathi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09813 |
機械学習は過去10年間で重要な研究ツールとなり、その応用は人類に知られているすべてではないにしても、ほぼほぼの分野に拡大されました。特に、天体物理学の研究における機械学習の利用は1980年代初頭に地味に始まりましたが、オンラインで無料の天文データが大量に入手できるようになったことで、今日では多くのサブ分野で台頭し、広く使用されるようになりました。この短いレビューでは、銀河とクエーサーの光度赤方偏移の推定という天体物理学の1つのトピックに議論を絞り込み、その背景、重要性、および過去20年間にその推定方法を改善するために機械学習がどのように使用されてきたかについて説明します。年。また、マレーシアで行われた最近の機械学習測光赤方偏移研究の例も示し、機械学習が発展途上国が天文学と天体物理学の一般的な研究に貢献できる実行可能かつ簡単な方法であることを確認します。
南方の ApSi 星のドップラー画像 HD 152564
| Title |
Doppler_imaging_of_a_southern_ApSi_star_HD_152564 |
| Authors |
I._Potravnov,_T._Ryabchikova,_N._Piskunov,_Y._Pakhomov,_A._Kniazev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09594 |
化学的に特異な星HD152564の分光研究の結果を紹介します。南アフリカ大型望遠鏡に搭載されたHRS分光器で得られた中解像度($R=37000$)の観測を使用して、大気パラメータT$_{eff}を決定しました。$=11950$\pm200$Kおよびlogg=3.6$\pm0.2$dex。存在量分析の結果、軽元素の軽度の欠乏と、最大$\sim$2dexの金属の過剰が明らかになり、シリコンが最も過剰でした。これらの特徴を持つHD152564は、Ap星のケイ素サブグループの典型的なメンバーです。HD152564の光度曲線と線プロファイルの回転変調は、大気中の元素の不均一な表面分布の典型的な例です。HD152564表面の多要素ドップラーイメージングを実行しました。He、O、Mg、Si、Feについて構築された存在量マップにより、一連の赤道点および周極環におけるこれらの元素の濃度が明らかになりました。光度曲線の測光最大値は、最も過剰な2つのシリコンスポットの可視性と一致しました。FeとSiのさまざまなイオン化段階から決定された存在量は、HD152564大気中でのこれらの元素の垂直成層の明らかな証拠を示しています。一方、異なるイオン化段階と励起エネルギーの線から再構成されたシリコンの水平分布は、大気深部での平均存在量の増加と同一であるように見えました。
古い星における原子の拡散と混合 VIII: 球状星団 M4 (NGC 6121) における化学存在量の変動
| Title |
Atomic_Diffusion_and_Mixing_in_Old_Stars_VIII:_Chemical_abundance_variations_in_the_globular_cluster_M4_(NGC_6121) |
| Authors |
T._Nordlander,_P._Gruyters,_O._Richard,_A._J._Korn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09657 |
進化段階に伴う化学物質存在量の変動は、広範囲の金属量を有する球状星団や散開星団の恒星間で確認されている。金属に乏しいクラスターでは、これらの変動は、効率を微調整した追加の混合プロセスによって緩和された場合、原子とイオンの内部拡散運動（総称して原子拡散として知られる）を考慮した星の構造および進化モデルからの予測とよく比較されます。我々はここで、高解像度ESO/VLTFLAMES分光法を用いた86個の星の詳細な化学存在量分析による、銀河球状星団NGC6121(M4)([Fe/H]=-1.13)におけるこれらの影響の研究を紹介する。星の範囲は、主系列分岐点(TOP)からバンプのすぐ上の赤色巨星枝(RGB)までです。C-N-OとMg-Al-Si存在量の逆相関を特定し、窒素存在量が1dex異なる二峰性集団の存在を確認します。第2世代の星の組成は、大質量星(20～40Msol)と漸近的な巨大分枝星の両方からの汚染を示唆しています。私たちは、TOPとRGBの間の化学存在量の進化的変動を発見しました。これは、恒星のパラメーターとモデル化の仮定の不確実性に対して堅牢です。変動は弱いですが、効率的な追加混合を使用すると予測とよく一致します。銀河のリチウム生成を補正せずに、初期リチウム存在量2.63+-0.10を導き出しますが、これは予測された原始BBN値よりもわずかに低い値です。
Kepler/K2 および TESS ミッションによる古典パルセーターの測光研究における最近の進歩
ほぼ連続的で高密度にサンプリングされた宇宙ベースの測光により、星の光の変化の最も詳細な部分を復元することができます。このような光度曲線の数は、ケプラー宇宙望遠鏡のミッション延長とTESSミッションの打ち上げのおかげで、ここ数年で急速に増加しています。この新しい時代は、RRこと座とセファイドの研究に新たな視点をもたらし、低振幅現象を広範囲の個々の星で統計的に研究できるようになりました。この議事録では、ケプラー、K2、およびTESSフィールドの最近の調査と、高品質測光を正確に縮小する際の課題をレビューします。
MESAシミュレーションによる高温亜矮星B星の質量範囲
| Title |
The_mass_range_of_hot_subdwarf_B_stars_from_MESA_simulations |
| Authors |
Eduardo_Arancibia-Rojas,_Monica_Zorotovic,_Maja_Vu\v{c}kovi\'c,_Alexey_Bobrick,_Joris_Vos,_Franco_Piraino-Cerda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09920 |
高温亜矮星B(sdB)星は、連星相互作用により水素エンベロープのほぼ全体を失ったヘリウム核燃焼星です。それらの推定標準質量$\rmM_{\mathrm{sdB}}\sim0.47M_{\odot}$は、観測とシミュレーションの両方から見つかった広い範囲を考慮して、最近議論されています。ここでは、恒星進化コードMESAを使用して、20年前にエグルトンコードで導出されたsdBの質量範囲を改訂および改良し、金属性の影響とメインシーケンス中のコアオーバーシュートの包含について議論します。$\sim2.0\rmM_{\odot}$までの低質量前駆体については、優れた一致が見られます。$\sim2.5\rmM_{\odot}$よりも重い星の場合、文献からのシミュレーションと比較して、より広い範囲のsdB質量が得られます。金属量が低い場合のMESAモデルは、平均して、わずかに大きなsdBを予測します。最後に、sdB質量の関数としてsdB寿命の結果を示し、これがシミュレーションと観測サンプルの比較に与える影響について議論します。この研究は、観測されたsdB連星の銀河質量分布を再現する道を切り開きます。
ツヴィッキー過渡施設で発見された4つの新しい日食降着超小型白色矮星連星
| Title |
Four_new_eclipsing_accreting_ultracompact_white_dwarf_binaries_found_with_the_Zwicky_Transient_Facility |
| Authors |
J._M._Khalil,_J._van_Roestel,_E._C._Bellm,_J._S._Bloom,_R._Dekany,_A._J._Drake,_M._J._Graham,_S._L._Groom,_S._R._Kulkarni,_R._R._Laher,_A._A._Mahabal,_T._Prince,_and_R._Riddle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09980 |
コンテクスト。降着する超小型連星には、退化した天体から降着し、公転周期が65分より短い白色矮星が含まれています。目的。この手紙の目的は、ツヴィッキー過渡施設を使用して発見された4つの新しい日食降着超小型連星の発見と軌道周期を報告し、それらの測光特性について議論することです。方法。ZwickyTransientFacilityを使用して編集された4171個の矮新星のリストを検索し、ボックス最小二乗法を使用してデータ内の周期信号を検索しました。結果。我々は、軌道周期が25.9分から56分の間にある4つの新しい日食降着超小型連星を発見した。そのうちの1つは以前にAMCVnとして発表されているが、他の3つのシステムは新たな発見である。他の2つの短い周期システムもAMCVnシステムである可能性が高く、一方、56分の周期を持つ最も長い周期システムは、2年間に複数回のスーパーバーストが観察されており、これはヘリウムCVであることとより一致しています。
炭素豊富な AGB 星の星周化学の図表: I. アルマ望遠鏡 3 mm スペクトル調査
| Title |
Charting_Circumstellar_Chemistry_of_Carbon-rich_AGB_Stars:_I._ALMA_3_mm_spectral_surveys |
| Authors |
R._Unnikrishnan,_E._De_Beck,_L.A._Nyman,_H._Olofsson,_W.H.T._Vlemmings,_D._Tafoya,_M._Maercker,_S.B._Charnley,_M.A._Cordiner,_I._de_Gregorio,_E._Humphreys,_T.J._Millar,_M.G._Rawlings |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.10014 |
AGB星は、元素合成と広範な質量損失を通じてISMの化学濃縮に大きく貢献しています。AGBの大気および星周の化学、特にCが豊富な環境における現在の知識のほとんどは、炭素星IRC+10216の観察に基づいています。私たちは、3つの炭素星、IRAS15194-5115、IRAS15082-4808、およびIRAS07454-7112のサンプルを研究し、多くの場合IRC+10216に起因すると考えられる典型的な状態をテストすることで、CリッチAGBCSEの化学をより一般的に理解することを目指しています。。私たちはアルマ望遠鏡バンド3で空間分解された不偏スペクトル調査を実行しました。49の分子種から合計132の回転遷移を特定しました。輝度分布には主に2つの形態があります。中央がピークになったもの(例:HCN)と殻状のもの(例:C$_2$H)です。線の輝度分布の方位平均した動径プロファイルを使用して分子発光領域のサイズを推定し、存在量推定値を導き出しました。シェルの分布のうち、シアノポリインは炭化水素よりわずかに小さい半径でピークに達し、CNとHNCは最も広範囲の発光を示します。各種の発光領域は、IRAS07454-7112で最も小さくなります。分析の不確実性の範囲内で、IRC+10216と比較しても、3つの星はほとんどの種で同様の存在量を示していることがわかりました。IRC+10216と比較して、3つの星の方がSiOが豊富であることがわかります。私たちの推定同位体比は、情報源の文献値とよく一致します。観察された星周化学は、発光領域の相対位置と分子存在量の両方の点で、サンプル全体にわたって、またIRC+10216のそれと比較して非常によく似ているように見えます。これは、一次近似的に、IRC+10216に合わせて調整された化学モデルが、風密度でおよそ1桁にわたってCに富んだエンベロープで観察された化学を再現できることを意味します。
新しい物理学の探査としてのカーブラックホールの蒸発
ストリング軸のシナリオでは、原始ブラックホール(PBH)は蒸発する際に無視できないスピンパラメーターを維持することができます。私たちは、PBHの最後の1時間における質量とスピンの進化の両方を追跡することで、TeVスケールを超えた新しい物理学の純粋な重力探査が得られ、新しいスカラー、フェルミオン、ベクトルボソン、およびスピン3の数を決定できることを示します。/2粒子。さらに、我々は、ホーキング光子とニュートリノ一次放射スペクトルからPBHの質量とスピンを正確に測定するためのマルチメッセンジャーアプローチを提案します。これは、新しい自由度と標準モデル粒子の間の推定相互作用とは無関係です。地球-PBH距離から。
kHzを超える超高周波の原始重力波：宇宙ひもの場合
私たちは、キロヘルツから100ギガヘルツまでの超高周波でのみ現れ、LIGO、アインシュタイン望遠鏡、コズミックエクスプローラー、LISA、パルサータイミングアレイのいずれにも信号を残さない、原始起源の重力波背景(GWB)を調査します。私たちは宇宙ひもによって生成されるGWBに焦点を当て、高エネルギースケール($10^{10}$GeVを超える)の素粒子物理パラメーターにわたって走査するGWスペクトルの予測を行います。ローカルストリングネットワークからの信号は、ビッグバン元素合成/宇宙マイクロ波背景境界と同じくらい大きくなり、10kHz帯域で$10^{-26}$もの高い特性ひずみを伴うため、宇宙における大統一物理学を調査する可能性を提供します。$10^{14}-10^{17}$GeVのエネルギー範囲。比較すると、アクシオン弦からのGWBは、関連する重いアクシオンによって引き起こされる初期物質時代により抑制されます(最大の特性ひずみ$\sim10^{-31}$で)。我々は、このようなGWを調査し、したがって対応する高エネルギー物理プロセスを調査するために、仮想的な未来のGW検出器の必要な到達距離を推定します。高周波スペクトルは、対称性を破るスケールの情報を超えて、カスプやキンクに関連するUVカットオフの位置を通じて弦の微細な構造、および弦にかかる摩擦力に関する潜在的な情報をエンコードします。一方、IRの傾きは、ストリングネットワークの減衰の原因となる物理学を反映しています。GWスペクトルのUVカットオフの測定からスカラーポテンシャル、特にスカラー自己結合を再構築するための可能な戦略について議論します。
原始ブラックホールの全暗黒物質仮説を高速電波が破裂から救い出すと緊張が高まる
| Title |
Rescuing_The_Primordial_Black_Holes_all-Dark_Matter_Hypothesis_from_The_Fast_Radio_Bursts_Tension |
| Authors |
Dorian_W._P._Amaral_and_Enrico_D._Schiappacasse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09285 |
原始ブラックホール(PBH)はすべて暗黒物質(DM)であるという仮説は、最近、これらの天体が過剰な速度の高速無線バースト(FRB)を発生させるという予測によってその動機を失わせました。ただし、これらの予測は、このレートが非常に敏感ないくつかの単純化した仮定に基づいています。この記事では、この理論を復活させることを目的として、中性子星(NS)によるPBHの捕獲から生じるこの速度の以前の推定を改善します。我々は、PBHとNSの速度分布関数をより正確に計算し、中心の超大質量ブラックホールの存在による銀河中心でのNSとDMの密度プロファイルの強化も考慮します。我々は、NSによるPBHの捕獲によるFRBの割合の以前の推定値が3桁大きすぎることを発見し、すべてのDM仮説としてのPBHは依然として実行可能な理論であり、観察されたFRBの割合は次の場合にのみ完全に説明できると結論付けています。中央の十分にとがったPBH密度プロファイルを考慮します。
巨大星座とそれに対応する人工大気圏突入プラズマダストによる電離層の潜在的擾乱
| Title |
Potential_Perturbation_of_the_Ionosphere_by_Megaconstellations_and_Corresponding_Artificial_Re-entry_Plasma_Dust |
| Authors |
S._Solter-Hunt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09329 |
今後数十年間で、主にメガコンステレーションと呼ばれるインターネット群を構築するために、50万から100万個の衛星が設置されると予想されています。これらのメガコンステレーションは使い捨てであり、常に再侵入して交換されるため、導電性微粒子の層が形成されます。ここでは、再突入衛星の世界中の分布から残された導電性粒子の質量が、すでにヴァン・アレン帯の質量の数十億倍であることが示されます。予備的な分析によると、CCMC電離層データによると、宇宙飛行領域のデバイ長は非宇宙飛行領域よりも大幅に長くなっています。巨大星座が成長するにつれて、衛星微粒子のデバイ長は月環境のデバイ長を超え、世界中の地球の周りに導電層を形成する可能性があります。したがって、衛星の再突入により、磁気圏の他の部分よりも高い電荷を持つプラズマ塵の世界的な帯が生成される可能性があります。したがって、導電性衛星とそのプラズマダスト層による磁気圏の摂動は予測されるべきであり、集中的な研究分野となるはずです。人間の活動は大気だけでなく、電離層にも明らかに影響を与えています。
中性子星合体におけるバルク粘性輸送係数
| Title |
Bulk_viscosity_transport_coefficients_in_neutron_star_mergers |
| Authors |
Yumu_Yang,_Mauricio_Hippert,_Enrico_Speranza,_Jorge_Noronha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09364 |
ニュートリノ透明領域における$npe$物質の弱い相互作用過程による一次および二次のバルク粘性輸送特性を計算する。輸送係数は、弱い相互作用速度と状態方程式に依存する、ベータ平衡から外れた圧力補正を特徴づけます。現実的な状態方程式に対してこれらの係数を計算し、それらの係数が核対称エネルギー$J$とその傾き$L$の変化に敏感であることを示します。
動的質量を使用したインフレ相関関係子の解析式
大規模な場は、宇宙論的コライダー信号と呼ばれる原始相関関数またはインフレーション相関器に独特の振動特徴を刻み込む可能性があります。この研究では、以前の数値研究を拡張し、宇宙論的ブートストラッププログラムで開発された技術を実装し、インフレーション相関関係子に対するスカラー場の時間依存質量の影響を分析的に調査します。時間依存質量は一般に、スローロールインフレトンバックグラウンドとのカップリングによって誘発され、非微分カップリングの場合に特に顕著な影響を及ぼします。時間依存性を線形近似することにより、大規模スカラーのモード関数が解析的に計算され、それに基づいて、大規模スカラーのツリーレベル交換による2点、3点、および4点相関器の解析式が導出されます。得られた式は、パワースペクトルとバイスペクトルに対する現象論的な影響を議論するために利用され、スクイーズ構成におけるバイスペクトル、つまり宇宙論的コライダー信号のスケーリング挙動が、時間依存のボルツマン抑制から修正されることが判明した。スケーリング挙動を詳細に調査することにより、原理的にはインフレトンと大質量粒子の間の非微分結合を決定することができます。
エクストラディメンション、地平線の彼方へ
円上にコンパクト化された5次元を持つ異次元ブレーンワールドについて議論します。特徴的な特徴として、ワープ係数は双曲線であり、特異点のないバルク水平線によって隠れたブレーンと可視のブレーンを分離します。4D物理学の最も大きく分離された2つのスケール、4Dプランク質量と4D宇宙定数は、追加次元の2つの物理スケール、つまり$(i)$追加次元の適切なサイズ$R$によって決定されます。,$(ii)$目に見えるブレーンと地平線の間の距離、$R_0$。4Dプランク質量と4D宇宙定数の間の現実的なスケール階層が$R/R_0\sim2.34$に対して得られます。通常の微調整は削減されるのではなく、非常に高い精度でモデルの基本スケールに近づく必要がある2つの別個のブレーンエネルギー密度の微調整に促進されます。私たちのシナリオは、厳密に空のバルクと4Dブレーン上のFriedmann-Lema\^itre-Robertson-Walker計量を使用した5Dアインシュタイン方程式の正確な解に基づいています。これには、正の4Dブレーンエネルギー密度が必要であり、ドシッター湿地予想と一致する断熱暴走解を説明します。Kaluza-Klein(KK)重力子状態は、$\textit{ちょうど2}$モードの離散重力子スペクトルを可能にする、修正されたP\"oschl-Tellerポテンシャルの解です。通常の無質量重力子に加えて、私たちのシナリオは、$m_1=\sqrt{2}H_0\estimate2\times10^{-33}\,\mathrm{eV}$の質量ギャップを持つ超巨大スピン2重力子で、近い将来に検出可能になる可能性があります。重力子、または大規模な重力子状態の連続体の可能性は、地平線に対する単一性によって禁止されています.私たちは、このモデルを常に現実的な宇宙論に変える際のハードルについて議論します,それは、それが地球に向けて高めているに違いない4Dブレーンの張力を私たちに示しています。モデルの基本スケールは減少しますが、観測可能な4D拡大率は減少しています。
厚い球殻内の準地衡対流駆動ダイナモ
| Title |
Quasi-geostrophic_convection-driven_dynamos_in_a_thick_spherical_shell |
| Authors |
Olivier_Barrois,_Thomas_Gastine_and_Christopher_C._Finlay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09946 |
厚い球殻形状でハイブリッドQG-3D数値スキームを使用して計算されたダイナモを示します。私たちのモデルは、熱輸送と磁気誘導の3D処理で拡張された準地衡対流コードに基づいています。私たちは、運動エネルギーよりも1～2桁低い磁気エネルギーを持つ、自立型の多極弱磁場ダイナモの集合体を発見しました。ポロイダル磁気エネルギーは弱く、構造上、浮力とローレンツ力には赤道方向の非対称成分が不足しています。これにより、帯状の流れと$\Omega$効果が支配的な3Dシミュレーションで見られるダイナモと同様に、速度場が磁場の影響を弱くしか受けない構成が得られます。これらのダイナモの時間依存性は、ダイナモ波によるものと考えられる準周期振動によって特徴付けられます。これまでに発見されたQG-3Dダイナモは地球に似ていません。私たちのセットアップが強力な双極子支配の磁場を生成できないことは、QGの流れに含まれる成分が欠落していること、および関連するヘリシティと$\alpha$効果の欠如を示している可能性があります。ここで紹介したモデルは、帯状の流れが支配的であることが知られている恒星のダイナモの研究により適している可能性があります。この研究は控えめな制御パラメータで実行されましたが、より低いエクマン数に移行すると、磁気プラントル数と流体力学プラントル数の両方のより小さな値が重要になる場合、3Dに比較的粗いグリッドを使用することで、私たちのアプローチの効率が向上します。磁場と温度場、およびQG速度場用のより細かいグリッド。
自由度の大きなジャンプに対する気泡壁速度の予測
| Title |
Prediction_of_the_bubble_wall_velocity_for_a_large_jump_in_degrees_of_freedom |
| Authors |
Mikel_Sanchez-Garitaonandia_and_Jorinde_van_de_Vis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09964 |
気泡の膨張速度は、一次相転移からの重力波の予測において重要なパラメーターです。このパラメータは、特に強結合理論における相転移において計算が困難です。この研究では、弱結合理論と強結合理論に有効な、大きなエンタルピージャンプを伴う相転移の壁速度を推定する方法を紹介します。この制限では爆発は好ましくないが、壁速度は必ずしも小さいわけではないことがわかりました。また、状態方程式における他の2つの特徴、つまり非共形音速と位相が存在する限られた温度範囲の影響も調査します。前者は所定の核生成温度で壁速度を増加させることができ、後者は壁速度を小さな値に制限できることがわかりました。私たちのアプローチをテストするために、通常これら3つの特徴を表示するホログラフィック相転移を使用します。壁速度の数値的に得られた値との良好な一致が見られます。また、重力波への影響が重要である可能性があることも示します。
クォーク物質と天体核物理学：最近の発展
非閉じ込められた冷たいクォーク物質は自然界に存在しますか?これは現在、天体核物理学における基本的な未解決の問題の1つです。これらの議事では、中性子星とその連星合体の天体物理学的観測と核と素粒子の第一原理計算からの入力を合成することにより、モデルに依存しない方法でこの問題に対処するための現在の最先端技術をレビューします。理論。私は、漸近的に高密度の冷クォーク物質における摂動計算における最近の改善と、大質量中性子星の核内での共形化転移に関する説得力のある証拠を強調します。
群場理論における計量の再構築
私たちは、(関係)座標系を定義するためにこれらの物質場を使用して、4つの質量のないスカラー場と結合した量子重力の群場理論(GFT)を研究します。我々は、特にスカラー場の値の変化の下でのGFT作用の対称性を利用して、古典的に保存された一連の電流を導出し、状態の選択に関係なく、同じ保存則が量子レベルで正確に成り立つことを示します。我々は、物質場が常にGFTのクライン・ゴードン方程式を満たすことを意味する保存電流の自然な解釈を提案します。次に、物質参照系において、同じ保存電流を使用して有効なGFT時空計量のすべての成分を抽出できることが観察されます。最後に、この構造を空間的に平坦な均質かつ等方性の宇宙の単純な例に適用します。私たちの提案は、総体積や体積摂動などの特定の幾何学量のみが定義できるGFT文献を大幅に超えており、GFTから現れるより一般的な幾何学を研究する可能性を開きます。
PhenomXO4a: 高次多重極子と非対称性を備えたブラックホール連星を歳差運動するための現象学的重力波モデル
| Title |
PhenomXO4a:_a_phenomenological_gravitational-wave_model_for_precessing_black-hole_binaries_with_higher_multipoles_and_asymmetries |
| Authors |
Jonathan_E._Thompson,_Eleanor_Hamilton,_Lionel_London,_Shrobana_Ghosh,_Panagiota_Kolitsidou,_Charlie_Hoy,_Mark_Hannam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.10025 |
この研究では、数値相対性理論に合わせて調整された多極子の非対称性と歳差運動角を組み込んだ最初の現象学的周波数領域重力波形モデルであるPhenomXO4aを紹介します。私たちは、PhenomPNRモデルを生成したモデリング作業に基づいて構築し、追加したものをIMRPhenomXフレームワークに組み込み、共歳差フレームモデルを再調整し、調整された歳差角をより高い信号多重極に拡張します。また、周波数領域モデルには初めて、支配的な重力波多極子への共歳差運動系におけるスピン歳差運動誘起多極非対称性の最近のモデルも含まれています。完全なモデルとその構成コンポーネントの精度は、不一致を計算し、パラメータ推定研究を実行することにより、数値相対性理論および数値相対性代理波形との比較を通じて評価されます。支配的な信号多重極について、PhenomPNRモデルで見られたモデリングの改善が維持されていることを示します。現在の完全なIMRモデルの相対精度はパラメータ空間内の位置と比較メトリックに応じて異なり、平均すると同等の精度であることがわかりました。ただし、点ごとの精度の変動が必ずしもパラメーター推定の回復における大きな偏りにつながるわけではないことがわかりました。
