流体力学シミュレーションによる宇宙モデルの構築
流体力学シミュレーションは、現代の宇宙論において、複雑なシステムを探索し、将来の観測を方向付ける予測を行うために、かけがえのないものとなっています。第1章では、科学におけるシミュレーションの役割についての哲学的な議論から始めます。私たちは、シミュレーションが経験的知識と基礎的知識の間のギャップを埋めることができると主張します。シミュレーションの検証では、信頼性と懐疑性の間のバランスを達成することの重要性が強調されます。次に、第2章では、構造の形成と合成データと観測データの比較について紹介します。第3章では、個々のオブジェクトをモデル化するために使用されるズームインシミュレーションの制作パイプラインと、既知の欠点を軽減するための新しい方法について説明します。次に、SWIFTコードの弱いスケーリングを評価したところ、これが最も高い並列効率を持つ流体力学コードの1つであることがわかりました。第4章では、MACSISシミュレーションからの大質量銀河団の回転運動スニヤエフ・ゼルドビッチ(rkSZ)効果を研究します。私たちは、自己相似モデルによる初期の予測よりも30倍強い100$\mu$Kを超える最大シグナルを発見し、将来の検出の可能性を広げました。第5章では、観測から測定されたエントロピーの分布と、銀河のグループやクラスターのシミュレーションによって予測されたエントロピーの分布との間の緊張について扱います。最近の流体力学シミュレーションでは、体系的にエントロピープロファイルを最大1桁過剰予測しており、これまでに観察されているべき乗則に似たエントロピープロファイルよりも浅くて高いプロファイルが得られることがわかりました。EAGLEモデルのバリエーションを使用して、さまざまな流体力学およびサブグリッドパラメーターへの依存性について説明します。第6章では、宇宙時間の関数としてのプロファイルの進化を調査します。両方の天体について、高赤方偏移におけるべき乗則のようなエントロピープロファイルを報告します。ただし、遅い時間になると、エントロピープラトーが発生し、プロファイルの形状が変化します。
JWSTのPEARLS: MACS0416の背後にある119個の多重画像銀河、コースティック交差銀河のレンズ特性、$z=0.4$におけるハロー質量と球状星団数の関係
| Title |
JWST's_PEARLS:_119_multiply_imaged_galaxies_behind_MACS0416,_lensing_properties_of_caustic_crossing_galaxies,_and_the_relation_between_halo_mass_and_number_of_globular_clusters_at_$z=0.4$ |
| Authors |
Jose_M._Diego,_Nathan_J._Adams,_Steven_Willner,_Tom_Harvey,_Tom_Broadhurst,_Seth_H._Cohen,_Rolf_A._Jansen,_Jake_Summers,_Rogier_A._Windhorst,_Jordan_C._J._D'Silva,_Anton_M._Koekemoer,_Dan_Coe,_Christopher_J._Conselice,_Simon_P._Driver,_Brenda_Frye,_Norman_A._Grogin,_Madeline_A._Marshall,_Mario_Nonino,_Rafael_Ortiz_III,_Nor_Pirzkal,_Aaron_Robotham,_Russell_E._Ryan,_Jr.,_Christopher_N._A._Willmer,_Haojing_Yan,_Fengwu_Sun,_Kevin_Hainline,_Jessica_Berkheimer,_Maria_del_Carmen_Polletta,_Adi_Zitrin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.11603 |
$z=0.396$銀河団MACSJ0416.1$-$2403の新しいレンズモデルを、分光学的に確認された多重画像銀河77個の既知のセットと、過去のHSTからの多重画像銀河候補42個の追加セットに基づいて提示します。新しいJWSTデータ。新しい銀河には分光学的赤方偏移はありませんが、ここで示す幾何学的および/または測光的赤方偏移推定値があります。新しいモデルは、すべての複数の画像の倍率と時間遅延を予測します。制約の完全なセットは合計343で、単一クラスターによってレンズ化された複数の画像のこれまでで最大のサンプルを構成しています。この銀河団によってレンズ化されたコースティック交差銀河は特に興味深いものです。これらの銀河の一部は一時的な現象を示しており、そのほとんどは宇宙論的な距離にある星のマイクロレンズ効果として解釈されています。これらのコースティクスを交差するアークは、将来のより深いJWST観測でも同様の現象を示すことが期待されます。これらすべての円弧の時間遅延と拡大モデルを提供します。$N$-bodyシミュレーションから予想されるように、さまざまな円弧の時間遅延と倍率は一般に逆相関します。星団の主要なサブハローでは、レンズモデルからの暗黒物質の質量は、観測された球状星団の数とよく相関しています。これは、より低い赤方偏移で得られた以前の結果を裏付けるもので、レンズ制約が不足しているか利用できない場合に、球状星団がハロー質量の強力な質量代理として使用できることを示唆しています。
重力波標準サイレンからのハッブル定数の宇宙論的推論に関する系統的研究
| Title |
A_Study_of_Systematics_on_the_Cosmological_Inference_of_the_Hubble_Constant_from_Gravitational_Wave_Standard_Sirens |
| Authors |
Gr\'egoire_Pierra,_Simone_Mastrogiovanni,_St\'ephane_Perri\`es,_Michela_Mapelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.11627 |
コンパクトバイナリー合体(CBC)からの重力波(GW)は、宇宙の宇宙膨張を制限する可能性があります。関連する電磁波が存在しない場合、スペクトルサイレン法は検出器フレームとソースフレームの質量間の関係を利用して、ブラックホール(BH)の質量分布のパラメーターと宇宙膨張パラメーター$H_0$を共同で推論します。この技術は、バイナリブラックホールマージャ(BBH)で観察されるBHのソース質量集団のパラメータ化の選択に依存しています。天体物理学的に動機付けられたBBH集団を使用して、崩れたべき乗則、べき乗則プラスピーク、およびマルチピーク分布などのヒューリスティック質量モデルを使用した場合に、$H_0$の推定値に影響を与える可能性のある系統的効果を研究します。2000個のGW合体が検出された場合、スペクトルサイレン分析で得られた結果の$H_0$には最大$3\sigma$の偏りが生じる可能性があることがわかりました。このバイアスの主な原因は、質量分布の赤方偏移の進化を説明するためにこれまで使用されてきたヒューリスティック質量モデルの失敗と、予期しない質量の特徴をモデル化できないことにあります。我々は、将来のダークサイレンGW宇宙論解析では、赤方偏移の進化を説明でき、予期せぬ質量の特徴に適応できる源質量モデルを利用する必要があると結論付けています。
多波長データを用いた銀河団レンズ効果の光選択バイアスと投影効果の制約を予測する
| Title |
Forecasting_the_constraints_on_optical_selection_bias_and_projection_effects_of_galaxy_cluster_lensing_with_multiwavelength_data |
| Authors |
Conghao_Zhou,_Hao-Yi_Wu,_Andr\'es_N._Salcedo,_Sebastian_Grandis,_Tesla_Jeltema,_Alexie_Leauthaud,_Matteo_Costanzi,_Tomomi_Sunayama,_David_H._Weinberg,_Tianyu_Zhang,_Eduardo_Rozo,_Chun-Hao_To,_Sebastian_Bocquet,_Tamas_Varga,_Matthew_Kwiecien |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.11789 |
光学イメージングによって特定された銀河団は投影効果を受ける傾向があり、その影響はリッチネス(銀河団内のメンバー銀河の数)とコヒーレントなレンズ効果に影響を与えます。物理的に関連していない銀河は、視線距離に大きな不確実性があるため、銀河団のメンバーと誤認される可能性があり、それによって観測される銀河団の豊富さが変化します。同時に、投影効果はクラスターの弱い重力レンズ信号を変化させ、特定のハロー質量におけるリッチさとレンズ効果との間に相関のある散乱をもたらします。その結果、光学的に選択されたクラスターのレンズ信号は高くバイアスされる傾向があります。クラスターレンズのこの光選択バイアスの問題は、クラスター宇宙論における重要な課題の1つです。幸いなことに、最近利用可能なクラスターの多波長観測が解決策を提供します。この選択バイアスを抑制することを目的として、光学測光とガス特性の両方によって識別されるクラスターの観察されたレンズ効果を模倣したシミュレートされたデータセットを分析します。南極望遠鏡スニャエフ・ゼルドヴィッチ効果観測によるダークエネルギー調査からのredMaPPerサンプルを想定すると、1300平方度、0.2<z<0.65の重複調査により、平均レンズバイアスの精度を5%に制限できることがわかります。これは、観察から光学的選択バイアスを直接制限するための刺激的な機会を提供します。さらに、私たちのアプローチがレンズ信号から光選択バイアスを除去できることを示し、将来の光クラスター宇宙論解析への道を切り開きます。
インフレバブルから超大質量原始ブラックホールへ
スローロール膨張中に核生成したバブルは超臨界状態になる可能性があり、その半径はバブル内のデ・ジッター時空のハッブル地平線よりも大きいため（バブル内部の膨張する赤ちゃん宇宙）、したがって超大質量原始ブラックホール（SMPBH）に自然に発達する。)マルチピーク質量関数を使用します。この論文では、関連する現象学をさらに調査します。スローロールインフレが終わった後、バブルは超臨界状態になるだけでなく、未臨界状態になる可能性もあります。未臨界バブルがSMPBHに崩壊する可能性は低いことが示されています。しかし、理論的には、そのようなバブルは崩壊する前に超臨界バブルへのアップトンネルを形成する可能性があり、したがってSMPBHに寄与する可能性があります。我々は、SMPBHバイナリのマージ率を大幅に高める可能性があるSMPBHの初期クラスタリングの起源に関するメカニズムを提示し、そのようなSMPBHバイナリのマージが最近のNANOGrav信号を説明する可能性を示します。
miniJPAS調査：PZWavによる銀河団の光学検出
| Title |
The_miniJPAS_survey:_Optical_detection_of_galaxy_clusters_with_PZWav |
| Authors |
L._Doubrawa,_E._S._Cypriano,_A._Finoguenov,_P._A._A._Lopes,_A._H._Gonzalez,_M._Maturi,_R._A._Dupke,_R._M._Gonz\'alez_Delgado,_R._Abramo,_N._Benitez,_S._Bonoli,_S._Carneiro,_J._Cenarro,_D._Crist\'obal-Hornillos,_A._Ederoclite,_A._Hern\'an-Caballero,_C._L\'opez-Sanjuan,_A._Mar\'in-Franch,_C._Mendes_de_Oliveira,_M._Moles,_L._Sodr\'e_Jr.,_K._Taylor,_J._Varela,_and_H._V\'azquez_Rami\'o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12197 |
銀河団は、宇宙の宇宙論的パラメーターを理解し、制約するために不可欠なツールです。マルチバンド設計のおかげで、J-PASは、正確な測光赤方偏移と十分な深度を使用した独自のグループおよびクラスター検出ウィンドウを提供します。私たちは、PZWavアルゴリズムを使用して、より広範なJ-PAS調査のためのパスファインダー調査であるminiJPASから銀河団カタログを作成します。測光情報のみに依存して、私たちは、識別された星団の豊富さ、光学的明るさ、星の質量を含む光学質量トレーサーを提供します。重複するXMM-ニュートン観測と並行して、AEGISフィールドのチャンドラモザイクを再解析することにより、X線カタログを作成します。この分析により、赤方偏移0.75で4$\times10^{13}$M$_\odot$の質量を持つ構造が存在する可能性が明らかになり、調査の深さが強調されました。AMICOとVTが提供する他の2つのクラスターカタログの結果と比較すると、クラスター中心オフセットが100$\pm$60kpcで、赤方偏移の差が0.001未満である$43$の共通クラスターが見つかりました。我々は、クラスターカタログと大質量銀河のカタログを比較し、クラスター選択の重要性について報告します。一般に、$M^{\star}>$2$\times10^{11}$M$_\odot$で銀河の約75$\%$を回収できます。この研究は、J-PAS調査の可能性と、グループ規模に至るまで採用された手法を強調しています。
重力波イベントの数から宇宙論的制約を予測する
| Title |
Forecast_cosmological_constraints_from_the_number_counts_of_Gravitational_Waves_events |
| Authors |
Giovanni_Antinozzi,_Matteo_Martinelli,_Roberto_Maoli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12217 |
私たちは、宇宙論的パラメーターを推測するための2つの新しい方法を使用した、次期アインシュタイン望遠鏡(ET)干渉計の予測を紹介します。我々は、電磁波の対応物が欠けているコンパクトな連星合体からの重力波（GW）の放出、すなわちダークサイレン現象を考察します。GWの観測から宇宙論的な情報を推測するために使用される方法のほとんどは、赤方偏移測定の利用可能性に依存しています。赤方偏移測定は、通常、観測されたGWの発光をホストする可能性が最も高い銀河を特定するために使用される銀河カタログなどの外部データの助けを借りて取得されます。代わりに、私たちのアプローチはGW調査そのもののみに基づいており、GWの赤方偏移ではなくGWの距離に関する情報を利用します。距離間隔全体にわたる大規模なデータセットは分布を完全に表すことが期待されるため、私たちは予想されるETの広範囲にわたる測定能力に私たちの方法を適用しました。$\texttt{darksirens}$パッケージを使用して、基礎となる$\Lambda$CDM宇宙論を仮定し、3つの可能な星形成速度密度(SFR)モデルから選択する可能性を含めて、パッケージ$\texttt{darksirens}$を使用してETによる観測データセットをシミュレートします。可能性のある人口III星(PopIII)。2つの独立した統計手法をテストします。1つは観測されたイベントの理論的期待に基づく尤度アプローチに基づくもので、もう1つは$\textit{cut-and-countメソッド}$を適用するもので、観測されたイベントの数を予測カウント。どちらの方法も最終結果は一貫しており、データから誤ったSFRモデルを区別できる可能性も示していますが、PopIIIの可能性の存在は識別できません。宇宙論的パラメータに関しては、ET観測自体は強い縮退を受けるが、他の調査と相乗効果を発揮して使用すればパラメータ推定に大きく貢献する可能性があることがわかりました。
大規模構造の離散トレーサの調和解析
宇宙論では、天球に投影された場、特に一連の点によって定義される密度場を分析するのが一般的です。銀河。ピクセル化マップを使用してそのようなデータ(角パワースペクトルなど)の調和空間解析を実行する場合、小規模パワーおよびピクセルウィンドウ関数のエイリアシングに対処する必要があります。私たちは、宇宙マイクロ波背景放射と大規模構造コミュニティで採用されたこの問題へのアプローチを比較対照し、ピクセル化を回避する直接的なアプローチを提唱します。銀河データセットの擬似スペクトル解析を実行する方法について説明し、グラフィックス処理装置(GPU)による加速に適した特殊関数のよく知られたアルゴリズムを使用して、この方法を効率的に実装できることを示します。この方法は、より伝統的なマップベースのアプローチでピクセル数が十分に大きく、マスクが十分にサンプリングされている場合には、それと同じスペクトルを返します。この方法は、クロススペクトルおよび高次関数に容易に一般化できます。また、構成空間の位置と重みを解放することを補完するものとして、銀河カタログ内の情報を調和空間に直接配布するための便利なルートも提供します。私たちは、既存および今後のデータセットへのメソッドの適用を可能にするコードを公開します。
自然インフレは CMB データと一致していますか?
| Title |
Is_natural_inflation_in_agreement_with_CMB_data? |
| Authors |
F._B._M._dos_Santos,_G._Rodrigues,_J._G._Rodrigues,_R._de_Souza,_J._S._Alcaniz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12286 |
自然インフレーションは、疑似南部ゴールドストーン形式のインフレトンポテンシャル$V(\phi)=\Lambda^4[1+\cos{(\phi/f)}である初期宇宙の十分に動機付けられたモデルです。]$、宇宙の加速された時代を自然に推進することができます。この論文は、現在の宇宙マイクロ波背景放射(CMB)観測を踏まえて、最小および非最小結合の自然インフレーションシナリオの観測上の実行可能性を調査します。私たちは、場と重力との小さく負の結合が、最小結合モデルのよく知られた観測上の不一致を軽減できることを発見しました。Planck2018CMBおよびBICEP/KeckアレイのBモード偏光データのモンテカルロマルコフ連鎖解析を実行して、データとの一致を達成するために結合$\xi$がどの程度強ければよいかを推定します。また、これらの結果が自然インフレシナリオの物理的解釈に及ぼす影響についても簡単に説明します。
| Title |
Constraints_on_cosmological_coupling_from_the_accretion_history_of_supermassive_black_holes |
| Authors |
Mark_Lacy_(1),_Athena_Engholm_(2),_Duncan_Farrah_(2),_Kiana_Ejercito_(2)_((1)_National_Radio_Astronomy_Observatory,_(2)_Department_of_Physics_and_Astronomy_and_Institute_for_Astronomy,_University_of_Hawaii,_Manoa) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12344 |
ブラックホールの質量と宇宙の膨張との結合は、宇宙の暗黒エネルギー内容を理解するための可能性のある道として提案されています。$z=0$における超大質量ブラックホール(SMBH)の質量密度と、$z=6$以降にAGNに降着した総質量を比較することで、この仮説を検証し、SMBH質量密度のどれだけが宇宙論的に結合したものから生じ得るかを制約します。降着による成長とは対照的な成長。局所的なSMBH質量密度の推定$\about1.0\times10^{6}\,$M$_{\odot}\,$Mpc$^{-1}$、放射降着効率$\etaを使用します。$:$0.05<\eta<0.3$、および$z\およそ4$で観測されたAGN光度密度から、宇宙のスケールサイズとブラックホールの質量の間の結合定数$k$の値を次のように制約します。は$0<k\stackrel{<}{_{\sim}}2$の範囲内にあり、ブラックホールがダークエネルギーのソース項となるために必要な$k=3$の値を下回ります。しかし、パルサータイミングアレイを使用した重力波背景の初期推定では、$z=0$におけるSMBH質量密度がより高いことが有利でした。$z=0$で$\およそ7.4\times10^{6}\,$M$_{\odot}\,$Mpc$^{-1}$のような質量密度を採用すると、これにより、放射効率が低い場合でも$k=3$が実行可能になり、非ゼロの宇宙論的結合が排除される可能性があります。ブラックホール質量とバルジ質量の関係に基づくSMBH質量密度の現在の推定値ではおそらく$k=3$は除外されるが、GWBがSMBHの合併によるものである場合、$k>2である可能性は依然として残されていると結論付けます。$が優先されます。
PNG-UNITsims: 質量の関数としての原始非ガウス分布に対するハロー クラスタリングの応答
| Title |
PNG-UNITsims:_the_response_of_halo_clustering_to_Primodial_Non-Gaussianities_as_a_function_of_mass |
| Authors |
Adrian_G._Adame_(UAM/IFT),_Santiago_Avila_(IFAE),_Violeta_Gonzalez-Perez_(UAM),_Gustavo_Yepes_(UAM),_Marcos_Pellejero_(IfA),_Chia-Hsun_Chuang_(U.Utah),_Yu_Feng_(BCCP),_Juan_Garcia-Bellido_(IFT/UAM),_Alexander_Knebe_(UAM)_and_Mike_S._Wang_(IfA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12405 |
局所原始非ガウス分布(L-PNG)を使用したこれまでで最大の完全なN体シミュレーションである\textsc{PNG-UNITsim}を紹介します。$L_{\rmbox}=1\;の周期ボックス内の$4096^3$粒子の進化を追跡します。h^{-1}\,{\rmGpc}$、$m_{p}=1.24\times10^{9}\の質量分解能になります。h^{-1}\,M_\odot$。これは、ステージIVの分光調査の対象となる銀河を解決するには十分です。\textsc{PNG-UNIT}には\textit{固定}初期条件があり、そのフェーズは既存の\textsc{UNIT}シミュレーションにも\textit{一致}しています。シミュレーションにおけるこれら2つの特徴により、不確実性が大幅に低減されるため、この低減を見積もるために100個の\textsc{FastPM}モックを使用します。この新しいシミュレーションの初期条件を設定するために使用される非ガウス分布の振幅は$f_{\rmNL}^{\rmlocal}=100$です。この最初の研究では、\textsc{PNG-UNIT}シミュレーションから大量に選択された暗黒物質ハローを使用して、ローカルPNGパラメーターを制約します。PNGは、\bpまたは$p$を通じてパラメータ化されたスケール依存のバイアスを引き起こします。これは宇宙論的トレーサーの種類に依存する可能性があります。$p=1$の場合を{\it普遍性関係}と呼びます。$p$をハロー質量の関数として測定します。$1\times10^{12}$と$2\times10^{13}\,h^{-1}M_\odot$の間の質量を持つハローは、{\it普遍性関係}によってよく記述されます。$2\times10^{10}$と$1\times10^{12}\,h^{-1}M_\odot$の間の質量を持つハローの場合、$3\sigma$で$p<1$であることがわかります。すべての質量ビンを組み合わせると、$p$は$0.955\pm0.013$の値と一致していることがわかります。これは、低質量ハローの数が多いため、\textit{universality}から$3\sigma$離れています。また、$f_{\rmNL}$を制約する場合に$p$に対する事前分布を使用した場合の影響も研究します。$b_\phi$について得られた値を事前分布として使用すると、DESIのような(ステージIV)調査は、普遍性関係が仮定される場合よりも$f_{\rmNL}$をより適切に制約できると予測します。
暗黒物質セクターの重力を知る窓としてのハッブル張力: 一連のモデルの探査
| Title |
The_Hubble_tension_as_a_window_on_the_gravitation_of_the_dark_matter_sector:_exploration_of_a_family_of_models |
| Authors |
Jean-Philippe_Uzan,_Cyril_Pitrou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12408 |
暗黒物質が追加の長距離スカラー相互作用を経験する、標準的な宇宙論的$\Lambda$CDMモデルの単純かつ最小限の拡張のファミリーは、原初の元素合成予測に影響を与えず、すべての構築を通過させながら、長期にわたるハッブル張力を軽減することが実証されています。一般相対性理論の現在の局所テスト。この記事では、それらの理論的定式化と暗黒物質への影響について説明します。次に、背景レベルと摂動レベルの両方で、それらの宇宙論的特徴を調査します。天体物理データとの詳細な比較が実行され、既存のデータに適合する能力について議論されます。低赤方偏移データと高赤方偏移データの相補性とその制約力についての徹底的な議論により、使用されるデータセットの組み合わせが何であれ、これらのモデルが$\Lambda$CDMモデルの予測をどのように改善するのか、またなぜ潜在的にハッブル張力を解決できるのかが明らかになります。。どのような環境でも完全に予測できるため、暗黒物質分野における重力のより良い理解への道が開かれます。
別のユニバース画像でのループ修正
短期スケールでパワーのスパイクを生成するインフレーションモデルでは、大規模モードに対する小規模基礎構造の逆反応が強化されます。私たちは、別個のユニバースフレームワークが、この逆反応を定量化するループ修正を計算するための非常に便利なツールを提供すると主張します。対象となる各ループは、波数と地平線の出口時間における大きな階層によって特徴付けられます。別個のユニバースのフレームワークは、これらの階層に関係する重要な因数分解を強調表示します。私たちは、単純で古典的な逆反応モデルの観点から各ループ補正を解釈し、文献で報告されているさまざまなボリュームスケーリングの意味を明確にします。私たちは、重大な逆反応には、ショートスケールの非線形性と、ショートスケールのパワースペクトルを変調する長短結合の両方が必要であると主張します。長短結合が存在しない場合、インコヒーレントなショットノイズのような効果のみが存在し、音量が抑制されます。ショットノイズを除去し、特定のスケールからの反動は$f_{NL}$のようなパラメーターの積によって制御されます。つまり、ショートスケールモードの非線形性を測定する等辺構成と、ロング-ショートモードを測定するスクイーズド構成です。カップリング。これらは、スケールの階層が大きくなるデカップリング限界におけるループの動作を制御する重要なスケール依存性を運ぶ可能性があります。単一フィールドモデルでは、長短結合がこの階層によって抑制される可能性があり、その場合、正味の逆反応は安全に抑制されます。3フェーズの超低速ロールシナリオで明示的な計算を使用してフレームワークを説明します。最後に、別個のユニバースフレームワークで使用される平滑化スケールのさまざまな選択について説明し、その効果がローカルオペレーターの繰り込みに吸収される可能性があると主張します。
DESI と Rubin の時代の速度再構成 (パート II): ライトコーン上の現実的なサンプル
| Title |
Velocity_reconstruction_in_the_era_of_DESI_and_Rubin_(part_II):_Realistic_samples_on_the_light_cone |
| Authors |
Boryana_Hadzhiyska,_Simone_Ferraro,_Bernardita_Ried_Guachalla,_Emmanuel_Schaan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12434 |
大規模構造の分布から銀河固有の速度場を再構成することは、宇宙論において重要な役割を果たします。一方で、それは構造形成と重力についての洞察を与えてくれます。もう1つは、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)マップから動的スニヤエフ・ゼルドビッチ(kSZ)効果を選択的に抽出することを可能にします。この研究では、光円錐上の高精度合成銀河カタログを使用して、ダークエネルギーなどの現代の大規模構造実験で銀河の三次元空間分布を利用するときに速度場をどの程度うまく回復できるかを調査します。分光器(DESI)とルービン天文台(LSST)。特に、バリオン音響振動(BAO)解析で使用される標準的な手法を採用し、連続方程式を通じて銀河のゼルドビッチ変位を再構築します。これにより、大規模な速度の一次近似が得られます。数密度、バイアス、マスク、面積、赤方偏移ノイズ、調査深度、および平滑化の変動を調査します。私たちの主な目的は、DESIとアタカマ宇宙望遠鏡(ACT)の間で計画されたkSZ解析のガイダンスを提供することであるため、DESIの分光ターゲットと測光ターゲットの忠実な表現に速度再構成を適用します。視線に沿った再構成された速度と真の速度の間の相互相関係数を報告します。DESIY1分光調査の場合、相関係数は$r\約0.64$であると予想されますが、測光調査の場合は、使用された従来の調査の場合とほぼ同じように$\sigma_z/(1+z)=0.02$となります。DESI銀河のターゲット選択では、$r$は半分の$r\約0.31$に縮小します。この論文の結果が将来のkSZ積層研究に役立つことを願っています。この論文で使用されているすべてのスクリプトは、\url{https://github.com/boryanah/abacus_kSZ_recon}にあります。
DESI と Rubin の時代の速度再構成 (パート I): 分光、測光、ハイブリッド サンプルの調査
| Title |
Velocity_reconstruction_in_the_era_of_DESI_and_Rubin_(part_I):_Exploring_spectroscopic,_photometric_&_hybrid_samples |
| Authors |
Bernardita_Ried_Guachalla,_Emmanuel_Schaan,_Boryana_Hadzhiyska,_Simone_Ferraro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12435 |
銀河やハローの特異な速度は、その空間分布のみから再構成できます。この手法はバリオン音響振動(BAO)再構成に似ており、連続方程式を使用して密度場と速度場を結び付けます。結果として得られる再構成された速度は、運動学的なスニャエフ・ゼルドビッチ(kSZ)効果や移動レンズ効果のような、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)上の銀河速度の痕跡を測定するために使用できます。これらの測定の精度が高まるにつれて、公平で統計的に最適な推論を可能にするために、速度再構成のパフォーマンスを特徴付けることが重要になります。この論文では、関連するパフォーマンス指標、つまり再構成された速度の分散と、それらの真の速度との相関係数を定量化します。kSZと移動レンズの再構成に関連する速度は、実際には銀河ではなくハローの速度であることを示します。赤方偏移空間の歪み、測光赤方偏移誤差、衛星銀河の割合、不正確な宇宙論的パラメータの仮定、および平滑化スケールが再構成パフォーマンスに及ぼす影響を定量化します。また、分光サンプルから推定される速度を、より密度の高い測光サンプルの位置で評価するハイブリッド再構成手法も研究します。測光サンプルのみを使用する方が、ハイブリッド分析を実行するよりも優れていることがわかりました。DESIおよびRubinLSST用の現実的な銀河サンプルを使用したAbacusSummitの2Gpc$/h$長さのシミュレーションにより、制御された設定でこの解析を実行できます。関連論文でHadzhiyskaetal。2023年には、光円錐に沿った進化の影響をさらに組み込み、DESIの赤色発光銀河(LRG)、輝線銀河(ELG)、およびルービンLSSTのようなサンプルの現実的な性能推定値を提供します。
Gaia DR2 天文計による小惑星の質量測定への挑戦
Gaiaの2番目のデータリリースには、数千の太陽系天体の高精度の天文測定結果が含まれています。これらの測定により、ガイアが観測した大質量天体間の散乱現象をモデル化することで、小惑星の質量を決定できる可能性が高まりました。この論文では、2回目のデータ公開中に発生する可能性のある小型小惑星間の遭遇を特定し、質量決定に伴うさまざまな誤差を定量化します。私たちは、最良の場合、ガイア天文法は小惑星の位置に1kmもの厳しい制約を与えることができると主張します。さらに、一般相対論的補正を行ったとしても、太陽系の積分では700日後に1kmの誤差が蓄積されることがわかりました。DR2天文測定のモデリングには問題ありませんが、将来のGaiaデータリリースでは、太陽や惑星の重力調和などの追加の効果を考慮したモデルが必要になる可能性があります。さらに、次善の天文不確実性、観測の幾何学的形状、およびガイア観測パターンにより、ほとんどの場合、制約がはるかに緩くなり、場合によっては、制約が数桁弱くなります。これは、最小の小惑星の正確な質量決定には、将来のガイアデータリリースまたは他の情報源からの追加の観測が必要であることを示唆しています。さらなる調査が最も期待できる遭遇のリストを提供します。
海王星太陽系天体上の水和鉱物の探索
| Title |
Hunting_for_Hydrated_Minerals_on_Trans-Neptunian_Objects |
| Authors |
Tom_Seccull,_Wesley_C._Fraser,_Dominik_A._Kiersz_and_Thomas_H._Puzia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.11646 |
ケイ酸塩が豊富である可能性のある3つの太陽系外縁天体(TNO)の新しい光反射スペクトルを紹介します。これらのスペクトルは、鉄含有層状ケイ酸塩の存在に関連する0.7ミクロンの吸収特徴の過去のヒントと検出を確認する目的で取得されました。我々の新しいスペクトル120216(2004EW95)は、水で変化した外側主帯小惑星のスペクトルに存在する水和鉱物の吸収バンドと形状が似ている、明確に検出された吸収特徴を示しています。別々の時期に得られた208996(2003AZ84)の4つの新しい反射率スペクトルはすべて特徴がないように見えますが、この天体の公称回転周期と一致するタイムスケールではスペクトル勾配(約3.5%/0.1ミクロンと8.5%/0.1ミクロンの間)が大きく異なります。我々は、90568(2004GV9)の最初の4つの光反射スペクトルを報告し、それらはすべて特徴がありませんが、この天体について以前に報告された色と一致していることがわかりました。私たちは、衝撃が、TNOの表面に水和鉱物を検出可能な濃度で供給、掘削、または形成できる唯一のメカニズムであると推測しています。その結果、TNO上の水和鉱物の堆積物は局所的に存在し、衝突サイトと関連していると予測されます。全体的に変化したTNO(2004EW95で観測的に示唆されたように)は、現在の海王星横断集団に移植される前に、太陽中心距離が小さい(<15au)でより容易に形成されたと考えられます。
対称的な TESS 通過光度曲線から推定された KELT-19Ab の反転軌道
| Title |
The_flipped_orbit_of_KELT-19Ab_inferred_from_the_symmetric_TESS_transit_light_curves |
| Authors |
Yugo_Kawai,_Norio_Narita,_Akihiko_Fukui,_Noriharu_Watanabe,_Satoshi_Inaba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.11815 |
現在、大きな軌道傾斜角を持つ惑星が数十個発見されており、惑星軌道のダイナミックな進化の証拠となっている。現在のサンプルでは、$90^\circ$付近に明らかに惑星が集まっており、$180^\circ$付近にも惑星が存在しませんが、後者はいくつかの理論によって予想されています。最近、階層ベイジアン分析を使用した統計的外挿により、$90^\circ$付近の顕著なクラスター化が否定され、実際には分布がより広い可能性があることが示唆されました。この研究では、KELT-19Abの対称TESS通過光度曲線を重力暗法を使用して分析し、その真の傾きを測定します。その大きな空に投影された傾斜角$\lambda=-179.7^{\circ+3.7^\circ}_{\,\,-3.8^\circ}$により、KELT-19Abは現在知られている唯一の傾斜角が$180^に近い惑星となっています。\円$。$v\mathrm{sin}i$と$\lambda$に分光学的制約を適用し、四肢暗化係数に理論的制約を適用して、KELT-19Abの傾斜度が$\psi=155^{\circ+17であることを確認します。^\circ}_{\,\,-21^\circ}$、反転軌道を支持します。この結果は、統計的に推測される傾斜分布の均一性と一致しており、また、対称光度曲線に対する重力暗化技術の適用可能性を強調しています。
開口マスキング干渉計を使用した遷移円盤の小さな間隔での低質量伴星を検索
| Title |
Searching_for_low-mass_companions_at_small_separations_in_transition_disks_with_aperture_masking_interferometry |
| Authors |
Tomas_Stolker,_Jens_Kammerer,_Myriam_Benisty,_Dori_Blakely,_Doug_Johnstone,_Michael_Sitko,_Jean-Philippe_Berger,_Joel_Sanchez-Bermudez,_Antonio_Garufi,_Sylvestre_Lacour,_Faustine_Cantalloube,_Ga\"el_Chauvin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.11989 |
遷移ディスクには大きな中央空洞があり、近年空間的に解決されました。星周円盤の空洞やその他の下部構造は、多くの場合、巨大な伴星への道しるべとして解釈されます。私たちは、遷移円盤の中央領域で恒星および準恒星伴星を探すことを目指しています。これらのディスクが、HD142527システムと同様に、本質的に周回的である可能性があるかどうかを判断したいと考えています。VLT/SPHEREのスパースアパーチャマスキングモードで、HD100453、HD100546、HD135344B、およびPDS70の4つのシステムを観察しました。H2およびH3イメージングデータから複雑な可視性とバイスペクトルを抽出しました。バイナリモデルを閉鎖フェーズに適合させて、コンパニオンを検索し、検出限界を推定しました。検証のために、HD142527の4つのアーカイブデータセットも分析し、その低質量恒星の伴星の軌道要素と大気パラメータを推定しました。観測された4つのシステムでは重要な点源は検出されていません。$\およそ$0.004のコントラスト感度により、$\およそ$2天文単位までの恒星の伴星を除外し、$\gtrsim$3〜5天文単位の分離で星以下の状態を部分的に探索することができます。HD142527Bの分析により、その投影軌道は拡張した内側円盤の塵の特徴と一致しており、その軌道は外側円盤とほぼ同一平面上にある可能性があることが明らかになりました。大気モデリングにより、低重力でわずかに赤みを帯びたスペクトルの外観が確認されます。バルクパラメータは、動的制約および進化の軌跡と一致しています。HD142527とは対照的に、HD100453、HD100546、HD135344B、およびPDS70の解明された円盤の特徴に、近接恒星の伴星が関与しているという証拠は見つかりません。代わりに、巨大惑星の形成や、さらには低惑星の形成が考えられます。PDS70の惑星系の場合と同様に、質量褐色矮星がこれらの星周円盤の最も内側の環境($\lesssim$20au)を形成している可能性があります。
地球に似た惑星への大きな衝突時の衝突体のコア物質の分布
| Title |
The_distribution_of_impactor_core_material_during_large_impacts_on_Earth-like_planets |
| Authors |
Jonathan_P._Itcovitz,_Auriol_S._P._Rae,_Thomas_M._Davison,_Gareth_S._Collins,_Oliver_Shorttle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12132 |
若い岩石惑星に大きな衝突が起きると、その組成が変化し、表面に高度な還元状態が生じ、親鉄性の高い金属がマントルに再導入される可能性があります。これらのプロセスの鍵となるのは、インパクターの化学的に還元されたコア材料(金属鉄)が利用できるかどうかです。したがって、衝突体の核のどのくらいが惑星のマントル/表面にアクセス可能なままであり、どのくらいが核に隔離され、どのくらいが脱出するかを制限することが重要です。ここでは、衝突鉄の運命を決定するための衝撃物理学コードiSALEを使用した、そのような衝突シナリオの3Dシミュレーションを紹介します。iSALEに材料強度を含めることは、地球の固体成分と流体成分の両方の挙動を捉え、核への鉄の隔離を特徴づける上で極めて重要です。我々は、惑星の核に降着する（$f_{core}$）、または脱出する（$f_{esc}$）衝突体の核物質の質量分率が、修正された比衝突エネルギーの関数として容易にパラメータ化できることを発見しました。幅広い影響についてはf_{core}>f_{esc}$。これらの結果は、材料強度を組み込んでいない以前の研究とは異なります。私たちの研究は、大きな衝突により、若い岩石惑星のマントルにかなりの還元衝突体のコア物質が配置される可能性があることを示しています。したがって、衝撃によって生成される還元雰囲気は、そのような世界では一般的である可能性があります。しかし、惑星の核への脱出と隔離により、衝突体の核の大部分が地球化学的に惑星のマントルから隠される可能性があります。その結果、マントル親鉄元素の存在量に基づいた惑星への後期衝突の地球化学的推定は過小評価される可能性がある。
天体の機械学習: AI ファインマンを使用して火星の平面性、地動性、軌道方程式を発見
| Title |
Celestial_Machine_Learning:_Discovering_the_Planarity,_Heliocentricity,_and_Orbital_Equation_of_Mars_with_AI_Feynman |
| Authors |
Zi-Yu_Khoo,_Gokul_Rajiv,_Abel_Yang,_Jonathan_Sze_Choong_Low,_St\'ephane_Bressan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12315 |
機械やアルゴリズムは天体観測だけで火星の楕円軌道を発見したり学習したりできるのでしょうか?ヨハネス・ケプラーは、火星の楕円軌道に関する第一法則を発見するために2つのパラダイムシフトを必要としました。第一に、地球中心基準から太陽中心基準への移行です。第二に、火星の軌道を三次元空間から二次元空間に縮小することです。私たちは、物理学にインスピレーションを得た記号回帰ツールであるAIファインマンを拡張して、火星の軌道の地心性と平面性を発見し、彼のケプラー第一法則の発見をエミュレートします。
宇宙初期の潮汐破壊現象による低質量ブラックホールの探査: JWST、RST、および LSST 調査の時代の展望
| Title |
Exploring_Low-Mass_Black_Holes_through_Tidal_Disruption_Events_in_the_Early_Universe:_Perspectives_in_the_Era_of_JWST,_RST,_and_LSST_Surveys |
| Authors |
Kohei_Inayoshi,_Kazumi_Kashiyama,_Wenxiu_Li,_Yuichi_Harikane,_Kohei_Ichikawa,_and_Masafusa_Onoue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.11602 |
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)は最近、$z=4-11$に低光度の活動銀河核(AGN)の存在を発見しました。分光観測により、これらの発生源の核ブラックホール(BH)質量の推定値が得られ、低質量境界が$M_{\rmBH}\sim10^{6-7}~M_\odot$まで拡張されました。この画期的な進歩にも関わらず、観察されたBHの最低質量は、種子個体群の予測質量範囲よりも$\gtrsim1-2$桁重いため、巨大なBHの初期質量分布は不十分な制約のままとなっています。この論文では、$\lesssim10^{4を使用して低質量BH個体群を探索するツールとして、低光度AGNに埋め込まれた恒星の潮汐破壊現象(TDE)の紫外線から光学(静止系)フレアに焦点を当てます。-6}~M_\odot$。我々は、JWSTで検出されたAGN母銀河の特性に関連する$z=4-11$にわたるTDE率の推定値を提供し、JWSTとローマ宇宙望遠鏡(RST)による深く広範囲の調査プログラムがTDEを検出および識別できることを発見しました。$z\simeq4-7$まで。JWSTによるJADES-Medium(およびCOSMOS-Web)調査の1年間の$z>4$のTDEの予測検出数は$N_{\rmTDE}\sim2-10~(0.2-2)$です。RSTを使用した高緯度時間領域測量のディープ(およびワイド)層の$N_{\rmTDE}\sim2-10~(8-50)$。さらに、RSTとの広視野調査で一時的な高赤方偏移TDEを探すための調査戦略と、検出数を向上させるためのVeraC.Rubin天文台との共同観測キャンペーンについて議論します。高赤方偏移TDE検索は、初期のBH個体群の質量分布を調査するまたとない機会を与えてくれます。
eFEDS および COSMOS 分野におけるタイプ 1 および 2 AGN の超大質量ブラックホールとそのホスト銀河の特性
| Title |
The_properties_of_supermassive_black_holes_and_their_host_galaxies_for_type_1_and_2_AGN_in_the_eFEDS_and_COSMOS_fields |
| Authors |
G._Mountrichas_and_I._Georgantopoulos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.11609 |
この研究では、私たちの主な目的は、タイプ1とタイプ2のAGNの間でSMBHとそのホスト銀河の特性を比較することです。私たちの分析では、eFEDSとCOSMOS-Legacyという2つの分野で検出されたX線源を使用します。X線源を分類するために、CIGALEコードを使用してSEDフィッティング分析を実行します。分析の堅牢性を確保することが最も重要であり、これを達成するために、厳格な選択基準を課しています。したがって、スペクトルの光学、近赤外線、中赤外線部分にわたる広範な測光データと、信頼できる主銀河の特性と分類を持つ情報源のみが含まれていました。最終サンプルは3,312個のAGNで構成され、そのうち3\,049個がタイプ1に分類され、263個がタイプ2に分類されます。ソースは$\rm0.5<z<3.5$の赤方偏移範囲に及び、広範囲のL$_Xを包含します。$、$\rm42<log,[L_{X,2-10keV}(ergs^{-1})]<46$の範囲内に収まります。私たちの結果は、タイプ2AGNがタイプ1の源と比較して、$0.2-0.3$\,dexだけ、より大質量の銀河に生息する傾向を示していることを示しています。また、タイプ2AGNは、平均して、タイプ1AGNと比較して、エディントン比の代用である比ブラックホール降着率が低くなります。これらの違いは、データセット内で考慮されるすべての赤方偏移とL$_X$にわたって持続します。さらに、我々の分析により、$\rmz<1$において、タイプ2源は1AGNと比較して星形成率が低い傾向があることが明らかになりました。この図は$\rmz>2$および$\rmlog,[L_{X,2-10keV}(ergs^{-1})]>44$で逆転します。AGNをX線遮蔽レベル($N_H$)に基づいて分類すると、同様のパターンが現れます。ただし、この場合、観察された差異は低から中程度のL$_X$AGNについてのみ顕著であり、AGN分類に適用される$\rmN_H$しきい値にも敏感です。これらの包括的な発見は、多様な宇宙時代と光度体制にわたるAGNタイプとそのホスト銀河の特性を支配する複雑な関係についての理解を深めます。
| Title |
Detecting_the_edges_of_galaxies_with_deep_learning |
| Authors |
Jes\'us_Fern\'andez,_Fernando_Buitrago,_Benjam\'in_Sahelices |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.11654 |
銀河の端または切断は、銀河の郊外に位置する低表面輝度(LSB)の特徴であり、ガス密度によって効率的な星形成が可能になるまでの距離を区切ります。そのため、それらは銀河のサイズを決定するための非恣意的な手段として解釈される可能性があり、このことは、他のサイズの代理星と比較したときの銀河の質量とサイズの関係におけるばらつきが小さいことによっても強化されます。ただし、この新しい測定基準にはいくつかの問題があります。つまり、ディープイメージングへのアクセスと、エッジ位置を導き出すために表面の明るさ、色、および質量プロファイルを対比する必要があるということです。最初のハードルは新しい超深部銀河の観測によってすでに克服されていますが、私たちはここで機械学習(ML)アルゴリズムを使用して、非常に大規模なデータセットに対するこれらの特徴の位置を決定することを提案します。深層学習(DL)モデルによるセマンティックセグメンテーションを、1052個の巨大なサンプル(M$_{\rmstellar}$>10$^{10}$M$_{)のHST観測で人間が得た結果と比較します。\odot}$)銀河は$z<1$にあります。さらに、ネットワークの入力に物理的な意味を与えるために、天文学的な拡張の概念が導入されています。私たちの発見は、人間と同様のパフォーマンスが日常的に達成できることを示唆しています。アンサンブル学習を使用して複数のニューラルネットワークの出力を組み合わせることで、最良の結果が得られます。さらに、エッジ認識損失関数を使用すると、ネットワークが銀河の境界に集中して最適化できることがわかりました。実験により、AIによって実行されたセグメンテーションと人間のモデルとの間には大きな類似性があることが明らかになりました。最良のモデルでは、平均サイコロ0.8969が達成されますが、最良のアンサンブルでは平均サイコロ0.9104に達します。この方法論は、銀河質量集合に密接に従うと予想されるスケーリング関係を導き出すために、ユークリッドなどの将来のデータセットで多用されるでしょう。
VVV 調査による銀河バルジ全体の空間分解されたマイクロレンズのタイムスケール分布
| Title |
Spatially_resolved_microlensing_timescale_distributions_across_the_Galactic_bulge_with_the_VVV_survey |
| Authors |
Zofia_Kaczmarek_(1_and_2),_Peter_McGill_(3),_N._Wyn_Evans_(1),_Leigh_C._Smith_(1),_Nathan_Golovich_(3),_Eamonn_Kerins_(4),_David_Specht_(4),_William_A._Dawson_(3)_((1)_Institute_of_Astronomy,_University_of_Cambridge,_(2)_Zentrum_f\"ur_Astronomie_der_Universit\"at_Heidelberg,_Astronomisches_Rechen-Institut,_(3)_Lawrence_Livermore_National_Laboratory,_(4)_Jodrell_Bank_Centre_for_Astrophysics,_University_of_Manchester) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.11667 |
ViaLactea(VVV)近赤外線(NIR)調査データのVISTA変数で見つかった1602件のマイクロレンズイベントを分析します。ベイジアン階層モデルを使用して、銀河バルジ($|\ell|<10^\circ,$$|b|<5^\circ$)全体にわたって、空間分解され効率補正されたタイムスケール分布を取得します。時間スケール分布の空間分解されたピークと平均は、経度と緯度の帯の周辺分布とともに、銀河のベサンモデルに基づく予測と1$\sigma$レベルで一致しています。。中心バルジフィールド($|\ell|<5^\circ$)のイベントタイムスケールは、非中心フィールド($|\ell|>5^\circ$)よりも平均して短いことがわかります。対数正規タイムスケール分布の平均ピークは、中心フィールドでは23.6$\pm$1.9日、非中心フィールドでは29.0$\pm$3.0日でした。このNIRマイクロレンズイベントのサンプルを使用してバルジの構造を調査する能力は、VVV調査のまばらな頻度と、専用の光学調査と比較して検出されたマイクロレンズイベントの数が比較的少ないことによって制限されます。将来の調査を楽しみに、私たちはローマ望遠鏡が時間スケール分布における空間的に分解された非対称性を検出できるかどうかを調査します。($\ell=\pm9,5^\circ$,$b=-0.125^\circ$)と($\ell=-5^\circ$,$b)を中心とする2つのローマ体のペアを提案します。=\pm1.375^\circ$)は、それぞれ経度と緯度の非対称性を測定するための適切なターゲットとして機能します。
塵によるブロードライン領域の雲のカバーファクター
活動銀河核におけるブロードライン領域(BLR)の雲の起源については、まだ議論中です。私たちは、BLRの外側の電離度の低い部分にある雲が塵に作用する放射圧によって放出されるというシナリオを開発しました。流出のほとんどは失敗した風を形成するため、これをFRADO(失敗した放射加速粉塵流出)と呼びますが、特定のパラメータ範囲では実際の流出も発生します。モデルの予測をテストすることを目的としています。この論文では、雲の角度分布と正味被覆率の計算を示します。これは、HベータまたはMgII輝線の形で遮断および再処理できる放射線の割合に影響します。その結果、被覆率が雲の質量、降着速度、金属量と複雑に関係していることが明らかになりました。特に、これらのパラメータが増加すると、カバーファクターも増加し、AGNの中央エンジンと周囲のマテリアルの間の動的な相互作用が明らかになります。
銀河の高緯度および低緯度における近赤外線の消滅の法則
近赤外線(NIR)での天の川の消光曲線はべき乗則の形式に従いますが、傾き$\beta_\text{NIR}$の値については議論があります。天の川銀河の紫外線消光曲線の傾きの系統的な変動は、光学的傾きの変動($R_V$による)と相関関係があることが知られているが、そのような依存性がNIRにまで及ぶかどうかは不明である。最後に、塵柱の密度が低いため、銀河系外での活動のほとんどが行われる銀河の高緯度では、NIRの消滅の法則は本質的に制約を受けません。この論文では、SDSSスペクトルの恒星パラメーターに基づいて、SDSSおよび2MASS測光を使用して56,649個の星から減光曲線を構築します。私たちはダストマップを使用して塵のない星を特定し、そこから星のパラメーターと固有色の間の関係を校正します。さらに、高緯度での低塵状態を調査するために、多くの星に基づく集計曲線を使用します。低～中程度の塵柱($0.02<E(B-V)\lesssim1$)では$\beta_\text{NIR}$に大きな変動は見られず、平均$\beta_\text{NIR}=1.85\が報告されています。pm0.01$、Fitzpatrickらの意見に同意。(2019)ですが、Cardellietal.よりも急勾配です。（1989）およびフィッツパトリック（1999）。また、$\beta_\text{NIR}$と$R_V$の間に本質的な相関関係は見つかりません(2つの値の相関不確実性の結果である明らかな相関関係があります)。これらの結果は、典型的な視線にも当てはまります。私たちは銀河中心近くの非常に埃っぽい領域や、$R_V>4$のまれな視界を調査しません。最後に、$R_H=0.345\pm0.007$を見つけ、セファイドの校正と$H_0$の決定に対するその関係についてコメントします。
この短いメモでは、好条件下では、合体銀河の中心に適度な量の中質量ブラックホールが存在することによって、最後のパーセク問題が軽減される可能性があるという可能性に注意を向けます。
EMU/GAMA: 電波で検出された銀河は、光学的に選択された銀河よりも不明瞭です
| Title |
EMU/GAMA:_Radio_detected_galaxies_are_more_obscured_than_optically_selected_galaxies |
| Authors |
U._T._Ahmed_(1_and_2),_A._M._Hopkins_(1),_J._Ware_(1),_Y._A._Gordon_(3),_M._Bilicki_(4),_M._J._I._Brown_(5),_M._Cluver_(6),_G._G\"urkan_(7_and_8),_\'A._R._L\'opez-S\'anchez_(1,_9_and_10),_D._A._Leahy_(11),_L._Marchetti_(12_and_13),_S._Phillipps_(14),_I._Prandoni_(13),_N._Seymour_(15),_E._N._Taylor_(6),_E._Vardoulaki_(7)_((1)_Australian_Astronomical_Optics,_Macquarie_University,_Australia,_(2)_Centre_for_Astrophysics,_University_of_Southern_Queensland,_Australia,_(3)_Department_of_Physics,_University_of_Wisconsin-Madison,_USA,_(4)_Center_for_Theoretical_Physics,_Polish_Academy_of_Sciences,_Poland,_(5)_School_of_Physics_\&_Astronomy,_Monash_University,_Australia,_(6)_Centre_for_Astrophysics_and_Supercomputing,_Swinburne_University_of_Technology,_Australia,_(7)_Th\"uringer_Landessternwarte,_Germany,_(8)_CSIRO_Space_and_Astronomy,_ATNF,_Australia,_(9)_Macquarie_University_Research_Centre_for_Astronomy,_Astrophysics_\&_Astrophotonics,_Australia,_(10)_ARC_Centre_of_Excellence_for_All_Sky_Astrophysics_in_3_Dimensions_(ASTRO-3D),_(11)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Calgary,_Canada,_(12)_Department_of_Astronomy,_University_of_Cape_Town,_South_Africa,_(13)_INAF_-_Istituto_di_Radioastronomia,_Italy,_(14)_Astrophysics_Group,_School_of_Physics,_University_of_Bristol,_UK,_(15)_International_Centre_for_Radio_Astronomy_Research,_Curtin_University,_Australia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.11883 |
私たちは、大きく隠された銀河集団を探査する際の電波選択の重要性を実証します。私たちは、銀河質量集合体(GAMA)G23フィールドの宇宙進化地図(EMU)初期科学データをGAMAデータと組み合わせて、広視野赤外線測量エクスプローラー(WISE)赤外線(IR)測光。IRの明るさと色を提供します。私たちは、バルマー減分(BD)に基づいて星形成銀河の遮蔽の程度を調査し、この傾向が0<z<0.345の赤方偏移範囲でどのように変化するかを調査します。我々は、電波で検出された集団が親の光学サンプルよりも平均して高いレベルの遮蔽を有しており、これは最も低い星形成率（SFR）と金属度システムでもある最低BD銀河と最低質量銀河の欠落によって生じていることを実証した。我々は、この結果が低質量、低SFR銀河におけるより急峻な恒星の初期質量関数から生じているのではないかという推測を含め、この結果の考えられる説明について議論します。
進化する恒星の初期質量関数が初期銀河と再電離に及ぼす影響
| Title |
The_impact_of_an_evolving_stellar_initial_mass_function_on_early_galaxies_and_reionisation |
| Authors |
Elie_Rasmussen_Cueto,_Anne_Hutter,_Pratika_Dayal,_Stefan_Gottl\"ober,_Kasper_E._Heintz,_Charlotte_Mason,_Maxime_Trebitsch,_Gustavo_Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12109 |
JWSTによる観測により、明るいz>10銀河候補が予想外に豊富に存在することが明らかになりました。私たちは、より高い赤方偏移とより低い気相金属量に向かってますますトップヘビーになる恒星の初期質量関数（IMF）が、初期宇宙における明るい天体の存在量の増加をもたらすかどうか、そしてそれが初期の宇宙と比較して銀河の特性の進化にどのような影響を与えるかを調査します。相変わらずのIMF。私たちは、このような進化するIMFを、最初の10億年間に銀河の進化と再電離を結びつけるAstraeusの枠組みに組み込んでいます。私たちの実装では、超新星フィードバック、金属濃縮、電離および紫外線放射のIMF依存性が考慮されています。私たちは2つのシミュレーションを実行します。1つはサルピーターIMFを使用し、もう1つは進化するIMFを使用します。一定のサルピーターIMFと比較すると、(i)進化するIMFでは大質量星の存在量が多いため、恒星の単位質量あたりの光が多くなり、恒星の質量の増加が遅くなり、恒星とハローの質量比が低くなります。(ii)根底にある暗黒物質ハローの自己相似的な成長により、進化するIMFの星形成の主系列は、サルピーターIMFのそれからほとんど逸脱しません。(iii)進化するIMFの恒星の質量と金属量の関係は、より高い金属量に移行しますが、そのハローの質量と金属量の関係は変化しません。(iv)進化するIMFのダスト対金属質量比の中央値は、SNフィードバックが強力であるため、より低くなります。(v)進化するIMFは、電離光子の脱出率のより低い値を必要とし、銀河から出現する電離光子とハロー質量の間のより平坦な中央値関係とより小さい散乱を示します。それでも、イオン化領域のトポロジーはサルピーターIMFとほとんど変わりません。これらの結果は、より低い質量対光比がより強力な恒星フィードバックによって打ち消されるため、上部がより重いIMFだけでは、明るいz>10光源がより多く存在することを説明する可能性が低いことを示唆しています。
NGC1068 の中心にあるパーセク規模の塵の多い構造を色でモデル化
| Title |
Chromatically_modelling_the_parsec_scale_dusty_structure_in_the_centre_of_NGC1068 |
| Authors |
James_Leftley,_Romain_Petrov,_Niklas_Moszczynski,_Pierre_Vermot,_Sebastian_Hoenig,_Violeta_Gamez_Rosas,_Jacob_Isbell,_Walter_Jaffe,_Yann_Clenet,_Jean-Charles_Augereau,_Philippe_Berio,_Richard_Davies,_Thomas_Henning,_Stephane_Lagarde,_Bruno_Lopez,_Alexis_Matter,_Anthony_Meilland,_Florentin_Millour,_Nicole_Nesvadba,_Taro_Shimizu,_Eckhard_Sturm,_Gerd_Weigelt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12125 |
背景:超大型望遠鏡干渉計(VLTI)は、活動銀河核(AGN)の中心パーセクにある塵の画期的な画像を提供しており、これはAGN統合スキームとAGNホスト銀河相互作用の重要な要素であると考えられています。単一の赤外線帯域では、これらの画像は複数の解釈を持つ可能性があり、その一部は統一スキームに疑問を呈する可能性があります。これは、NGC1068の典型的なタイプ2AGNの場合です。この縮退は、異なる単一バンド画像間の位置合わせの曖昧さによって妨げられるマルチバンド温度マップによって軽減されます。目的:NGC1068がホストするAGNのVLTIGRAVITY+MATISSE$2\mu$m$-13\mu$m観測を同時に説明できる色彩モデルを作成することで、この問題を解決する。方法:黒体エミッターとダストオブスキュレーションを配置した単純な円盤と風のジオメトリを使用して、塵の多い物体の色IR干渉データのための汎用性の高い多波長モデリング方法を作成します。結果:この単純な幾何学構造は、K$-$NバンドからのNGC1068の分光干渉データを再現することができ、オブスキュレーションと傾斜効果を伴う複雑な単一バンド画像を説明し、バンド間の位置合わせの問題を解決します。結果として得られるモデルの傾きと位置角度が、細線領域に関する以前の大規模研究で推定されたものと一致していることがわかりました。さらに、結果として得られるモデル画像は、同じ波長で評価した場合、同じデータの複数の無彩色画像再構成に視覚的に似ています。私たちは、NGC1068のAGNは、AGN統合スキームの塊状の円盤と風の反復によって実際に説明できると結論付けています。このスキーム内では、タイプ2AGNとして説明するのが最も適切であり、不明瞭な塵の化学的性質はカンラン石ケイ酸塩と$16\pm1\%$非晶質炭素の混合物によって説明できることがわかりました。
高赤方偏移と低質量へ: 超深度の JADES MIRI F770W 平行線で $3
| Title |
To_high_redshift_and_low_mass:_exploring_the_emergence_of_quenched_galaxies_and_their_environments_at_$3 |
| Authors |
Stacey_Alberts,_Christina_C._Williams,_Jakob_M._Helton,_Katherine_A._Suess,_Zhiyuan_Ji,_Irene_Shivaei,_Jianwei_Lyu,_George_Rieke,_William_M._Baker,_Nina_Bonaventura,_Andrew_J._Bunker,_Stefano_Carniani,_Stephane_Charlot,_Emma_Curtis-Lake,_Francesco_D'Eugenio,_Daniel_J._Eisenstein,_Anna_de_Graaff,_Kevin_N._Hainline,_Ryan_Hausen,_Benjamin_D._Johnson,_Roberto_Maiolino,_Eleonora_Parlanti,_Marcia_J._Rieke,_Brant_E._Robertson,_Yang_Sun,_Sandro_Tacchella,_Christopher_N._A._Willmer,_Chris_J._Willott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12207 |
JWST先進深部銀河系外探査(JADES)の超深度NIRCamおよびMIRIイメージングを使用して、静止銀河(QG)およびスターバースト後銀河(PSB)の堅牢な選択を紹介します。この鍵となるのはMIRI7.7$\μ$mイメージングであり、これは静止フレーム$J$バンドを提供することによって古い恒星集団と$3<z<6$での塵の減衰との間の縮退を打ち破る。これを使用して、8.8acmin$^2$にわたる質量限定(log$M_{\star}/M_{\odot}\geq8.5$)サンプルのUVJ色空間で受動的に進化する23個の銀河を特定します。7.7$\,\mu$mを使用した場合と使用しない場合のこの選択の評価は、NIRCamによる高密度の波長カバー($1-4$中バンドを含む$8-11$バンド)が$J-$bandアンカーの欠如を補うことができることを示しています。高赤方偏移QGの確実な選択はNIRCamのみで可能です。私たちのサンプルは、形成赤方偏移$z_{\rmf}\lesssim8.5$を伴う急速な消光タイムスケール($\sim100-600$Myr)を特徴としており、$z_{\rmphot}=で記録を保持する可能性のある大規模なQGを含んでいます。5.33_{-0.17}^{+0.16}$および重大な残留粉塵含有量の証拠のある2つのQG($A_{\rmV}\sim1-2$)。さらに、12log$M_{\star}/M_{\odot}=8.5-9.5$PSBの大規模なサンプルを提示し、UVJ選択を低質量まで拡張できることを示しました。私たちのサンプルの環境を分析した結果、コズミックローズとして知られるグループには、大規模なQGと塵に覆われた星形成銀河(いわゆるジキルとハイドのペア)に加え、$\sim20$kpc内に3つの追加のQGが含まれていることが明らかになりました。さらに、コズミックローズは、低質量PSBの7/12を含む$z\sim3.7$のより大きな過密度の一部です。別の4つの低質量PSBは$z\sim3.4$の過密度のメンバーです。この結果は、低質量PSBが$z>3$の過密環境に優先的に関連付けられていることを強く示しています。
重水素化分子は、星形成の初期段階における進化と運動学を研究するための貴重なプローブです。本研究では、IRAM30m望遠鏡を用いた重水素化分子線に焦点を当て、星なし塊候補101個の一点測量と、選択した11個の源のオンザフライ（OTF）観測を実施することで、包括的な調査を実施する。。単一点観測では、DCO$^{+}$J=1$-$0で46回、DCNJ=1$-$0で12回、DNCJ=1$-$0で51回、N$で7回の検出を行います。_{2}$D$^{+}$J=1$-$0、DCO$^{+}$J=2$-$1の場合は20、DCNJ=2$-$1の場合は10。重水素化分子が検出されたスターレスクランプ候補(SCC)は、反応速度の中央値が低く、H$_{2}$CO(1$_{(0,1)}$$-$0$_{(0,0)})が狭いことがわかります。$)半値全幅(FWHM)の中央値を、そのような検出がなかったものと比較して表示し、同時に1.1mmの強度、質量、距離の同様の中央値を表示します。さらに、我々のOTF観察では、重水素化分子が主に1.1mmの連続体ピーク付近にピークを持ち、DCO$^{+}$J=1$-$0の発光がDCNやDNCJと比較して重水素化ピーク領域の強度が高いことを示していることが明らかになりました。=1$-$0の排出量。さらに、重水素化分子や$^{13}$C$-$isotopologueからの発光の大部分は、1.1mm連続体ピークのピーク位置に近いピーク位置を示します。OTF観測で重水素放出が最も強い20"$\times$20"領域を分析することにより、D$_{\rmfrac}$の重水素存在量は0.004$-$0.045、0.011$-$0.040、0.004$-$0.038と推定されました。(HCN)、D$_{\rmfrac}$(HCO$^{+}$)、D$_{\rmfrac}$(HNC)とそれぞれなります。我々のOTF観察における重水素化分子ラインの差動検出は、臨界密度と形成経路の変動に起因する可能性があります。
暗黒物質の性質を理解することは、現代物理学の最優先事項の1つです。しかし、その不活性性のため、地上実験で直接検出して研究することは非常に困難です。現在、数値N体シミュレーションは、暗黒物質粒子の無衝突の性質を仮定することにより、粒子の特性と位相空間分布を研究するための最良のアプローチです。これらのシミュレーションは、密度プロファイルや速度分布などの暗黒物質ハローの普遍的な特性を予測するための満足のいく理論がないという事実も補います。この研究では、シミュレーションデータとよく一致するNFWのような密度プロファイルと速度分布、および速度成分分布を提供できる暗黒物質位相空間分布の新しい解析モデルを提案します。私たちのモデルは、暗黒物質分布の理論的モデリングと、実験解析に暗黒物質速度分布を必要とする地下検出器実験の両方に関連しています。
ハッブル レガシー フィールドから z$\sim$8 を赤方偏移するための銀河クラスタリング測定
| Title |
Galaxy_clustering_measurements_out_to_redshift_z$\sim$8_from_Hubble_Legacy_Fields |
| Authors |
Nicol\`o_Dalmasso,_Michele_Trenti_and_Nicha_Leethochawalit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12329 |
我々は、さまざまな深さの狭いペンシルビーム調査で銀河の二点相関関数を測定するための新しいアプローチを提案します。私たちの方法論は、CANDELSGOODSデータセット内の光学および近赤外測光データを通じて取得された$N_g=160$ライマンブレイク銀河候補からなる包括的なサンプルを分析することにより、高赤方偏移銀河クラスタリング調査を$z\sim8$まで拡張するために利用されています。ハッブル宇宙望遠鏡のレガシーフィールドから。$M_{UV}<-19.8$の明るい光源の場合、$\overline{z}=7.7$で$b=9.33\pm4.90$の銀河バイアスと、$r_0=10.74\pm7の相関長を決定します。.06$$h^{-1}Mpc$。XDFでも同様の結果が得られ、中央光度$M_{UV}=-18.4$のわずかに暗いサンプルの同じ赤方偏移での銀河バイアス測定$b=8.26\pm3.41$が得られました。暗黒物質ハローバイアスと比較し、存在量マッチングを採用することにより、特徴的なハロー質量$M_h\sim10^{11.5}M_{\odot}$と1に近いデューティサイクルを推定します。可変深度データセットに対するアプローチを検証するために、標準的な2点相関関数推定器を使用して深さがほぼ均一な領域で分析を再現し、一貫した結果をもたらします。私たちの研究は、JWSTデータセットで将来利用するための貴重なツールを提供するだけでなく、初期銀河のクラスター化が$z\gtrsim8$を超えて赤方偏移とともに増加し続け、初期のJWSTイメージングで観察された原始銀河団構造の存在に潜在的に寄与していることを示唆しています。$z\gtrsim8$での分光調査。
2 < z < 2.5 原始銀河団内の静止銀河の恒星質量関数
| Title |
The_stellar_mass_function_of_quiescent_galaxies_in_2_ |
| Authors |
Adit_H._Edward,_Michael_L._Balogh,_Yannick_M._Bahe,_Michael_C._Cooper,_Nina_A._Hatch,_Justin_Marchioni,_Adam_Muzzin,_Allison_Noble,_Gregory_H._Rednick,_Benedetta_Vulcani,_Gillian_Wilson,_Gabriella_De_Lucia,_Ricardo_Demarco,_Ben_Forrest,_Michaela_Hirschmann,_Gianluca_Castignani,_Pierluigi_Cerulo,_Rose_A._Finn,_Guillaume_Hewitt,_Pascale_Jablonka,_Yadayuki_Kodama,_Sophie_Maurogordato,_Julie_Nantais,_Lizhi_Xie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12380 |
我々は、COSMOS領域の$2.0<z<2.5$の範囲から$10^{9.5}$M$_{\odot}$の質量限界までの14個の既知の原始星団の銀河恒星質量関数(SMF)の解析を提示する。既存の測光赤方偏移と統計的背景の減算を使用し、$(NUV-r)$色と$(r-J)$色から識別される星形成銀河と静止銀河を別々に考慮します。私たちの基準サンプルには、クラスター中心から1Mpc以内の銀河が含まれています。星形成銀河の原始銀河団SMFの形状は、この赤方偏移では一般的な場の形状と区別できません。しかし、静止銀河は野外よりも平坦なSMFを示し、低質量で上向きになりますが、これは$\sim2\sigma$でのみ重要です。どの質量においても静止銀河が優勢であるという強力な証拠はなく、log$M_{\ast}/M_{\odot}<10.5の銀河に対する$1\sigma$信頼度の割合は$<15\%$の割合です。$。我々の結果を$1<z<1.5$の銀河グループのサンプルと比較し、これらの時代の間にかなりの量の環境消光が起こり、高質量($\rmM>10^)の相対存在量が増加する必要があることを示します。{10.5}M_{\odot}$)の静止銀河は$\gtrsim$2倍になります。しかし、より低い質量($\rmM<10^{10.5}M_{\odot}$)では、追加の環境焼入れが必要です。
JWST は、驚くほど高い割合の銀河が $0.5\leq z\leq4$ で渦巻状であることを明らかにしました
| Title |
JWST_Reveals_a_Surprisingly_High_Fraction_of_Galaxies_Being_Spiral-like_at_$0.5\leq_z\leq4$ |
| Authors |
Vicki_Kuhn,_Yicheng_Guo,_Alec_Martin,_Julianna_Bayless,_Ellie_Gates,_AJ_Puleo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12389 |
渦巻き腕は、局所銀河の形態を分類するために使用される最も重要な特徴の1つです。渦巻き腕が最初に出現した宇宙時代には、銀河全体の進化だけでなく、渦巻き腕の形成メカニズムについての重要な手がかりが含まれています。このレターでは、宇宙進化早期放出科学調査からのジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)画像を使用して、赤方偏移$0.5\leqz\leq4$と恒星質量$\geq10^{10}\を持つ渦巻銀河を視覚的に特定しました。M_\odot$。873個の銀河のうち、216個が渦巻構造を持つことが判明した。サンプル内の渦巻銀河は、非渦巻銀河よりも星形成率(SFR)が高く、サイズも大きくなっています。$z\sim0.75-2.75$では、観測されたらせん分率が48%から8%に減少することがわかりました。これらの割合は、ハッブル宇宙望遠鏡(HST)で観測された割合よりも高くなります。赤方偏移$z>3$で螺旋状の特徴の可能性も検出されます。私たちは、赤方偏移の低い銀河を赤方偏移の高い銀河に人為的に赤方偏移させ、それらを再検査して観測効果を評価しました。赤方偏移サンプルの入力スパイラル分数を変化させることにより、$\sim40$%の入力分数が$z=2-3$での観測分数と最もよく一致することがわかりました。$z\sim3$にある実際の銀河では、$<20$%(3$\sigma$)である渦巻き部分を除外することができます。この割合は驚くほど高く、円盤と同様に螺旋腕の形成が宇宙の初期に行われたことを示唆しています。
IceCube を使用してガンマ線バーストから 10 ～ 1,000 GeV のニュートリノを検索
| Title |
Search_for_10--1,000_GeV_neutrinos_from_Gamma_Ray_Bursts_with_IceCube |
| Authors |
IceCube_Collaboration:_R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_S._K._Agarwalla,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_J.M._Alameddine,_N._M._Amin,_K._Andeen,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_Y._Ashida,_S._Athanasiadou,_L._Ausborm,_S._N._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_M._Baricevic,_S._W._Barwick,_V._Basu,_R._Bay,_J._J._Beatty,_J._Becker_Tjus,_J._Beise,_C._Bellenghi,_C._Benning,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_E._Blaufuss,_S._Blot,_F._Bontempo,_J._Y._Book,_C._Boscolo_Meneguolo,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_J._Braun,_B._Brinson,_J._Brostean-Kaiser,_L._Brusa,_R._T._Burley,_R._S._Busse,_D._Butterfield,_M._A._Campana,_K._Carloni,_E._G._Carnie-Bronca,_S._Chattopadhyay,_N._Chau,_C._Chen,_Z._Chen,_D._Chirkin,_S._Choi,_B._A._Clark,_A._Coleman,_G._H._Collin,_A._Connolly,_J._M._Conrad,_P._Coppin,_et_al._(349_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.11515 |
8年間にわたるIceCube-DeepCoreデータにわたる2,268個のガンマ線バーストから10～1,000GeVのニュートリノを検索した結果を紹介します。この研究では、電磁放射が逃げることができない光球の下でのバースト物理学を調査します。自由ストリーミング中性子とバルクジェット陽子との亜光球衝突では、数十GeVのニュートリノが予測されます。最初の解析では、各GRBのプロンプトフェーズを中心とした6つの重複する時間ウィンドウを使用して、最も重要なニュートリノとGRBの一致を検索しました。2番目の分析では、それぞれ個別には弱すぎて検出できないが、組み合わせると潜在的に重要なGRBのグループの検索を実行しました。どちらの分析でもニュートリノ放出の証拠は見つかりませんでした。最も重要なニュートリノの一致は、Fermi-GBMGRBbn140807500であり、すべての試行で補正されたp値は0.097です。GRBのグループを検索するために使用された二項検定のp値は、すべての試行補正後に0.65でした。二項検定により、GRBbn140807500のみから構成され、追加のGRBが存在しないグループが見つかりました。この研究のニュートリノ限界は、TeVからPeVのエネルギーでIceCubeによって得られた限界を補完します。GRBの大規模なセットとGRB221009Aの結果を亜光球中性子陽子衝突モデルと比較し、GRB221009Aがバリオン負荷に対して最も制約的な制限を提供していることを発見しました。ジェットのローレンツ係数が300(800)の場合、GRB221009Aのバリオン負荷は90%の信頼水準で3.85(2.13)よりも低くなります。
浸漬降着中性子星のX線偏光測定 4U 1624-49
| Title |
X-Ray_Polarimetry_of_the_Dipping_Accreting_Neutron_Star_4U_1624-49 |
| Authors |
M._Lynne_Saade,_Philip_Kaaret,_Riccardo_Ferrazzoli,_Stefano_Silvestri,_Michela_Negro,_Alberto_Manfreda,_Kinwah_Wu,_Enrico_Costa,_Paolo_Soffitta,_Samar_Safi-Harb,_Juri_Poutanen,_Alexandra_Veledina,_Alessandro_Di_Marco,_Patrick_Slane,_Stefano_Bianchi,_Adam_Ingram,_Roger_W._Romani,_Nicolo_Cibrario,_Brydyn_Mac_Intyre,_Romana_Mikusincova,_Ajay_Ratheesh,_James_F._Steiner,_Jiri_Svoboda,_Stefano_Tugliani,_Ivan_Agudo,_Lucio_A._Antonelli,_Matteo_Bachetti,_Luca_Baldini,_Wayne_H._Baumgartner,_Ronaldo_Bellazzini,_Stephen_D._Bongiorno,_Raffaella_Bonino,_Alessandro_Brez,_Niccolo_Bucciantini,_Fiamma_Capitanio,_Simone_Castellano,_Elisabetta_Cavazzuti,_Chien-Ting_Chen,_Stefano_Ciprini,_Alessandra_De_Rosa,_Ettore_Del_Monte,_Laura_Di_Gesu,_Niccolo_Di_Lalla,_Immacolata_Donnarumma,_Victor_Doroshenko,_Michal_Dovciak,_et_al._(61_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.11655 |
我々は、ImagingX-rayPolarimetryExplorer(IXPE)を使用した、浸漬降着中性子星4U~1624$-$49の最初のX線偏光解析研究を紹介します。非ディップ時間間隔での分極の検出を信頼水準99.99\%で報告します。2～8keV帯域での平均偏光度(PD)は$3.1\%\pm0.7\%$、偏光角は$81\pm6$度(北より東)であることがわかります。X線ディップ中のPDの上限は22\%であり、信頼度は95\%であると報告しています。エネルギーによるPDの増加については、わずかな証拠(信頼度95.3\%)があります。スペクトルを黒体とカットオフべき乗則成分の吸収和でフィッティングし、それとは別に多温度黒体降着円盤と熱コンプトン化成分の吸収和でスペクトルをフィッティングしました。2番目のモデルでは偏光は主にコンプトン化コンポーネントから派生しますが、最初のモデルでは偏光の起源を区別できません。線源の比較的大きなPD(6～8keVバンドで$6\%\pm2\%$まで)は、境界層または拡散層のみでのコンプトン化によって生成される可能性は低いです。これは、これまでのひしゃくモデルで想定されていたように、降着円盤の一部を覆う幾何学的に薄いスラブコロナや降着円盤からの反射成分を追加することによって生成できます。
球状星団内のミリ秒パルサーの VLITE 探索: GLIMPSE-C01 でのパルサーの発見
| Title |
A_VLITE_Search_for_Millisecond_Pulsars_in_Globular_Clusters:_Discovery_of_a_Pulsar_in_GLIMPSE-C01 |
| Authors |
Amaris_V._McCarver_(1_and_2),_Thomas_J._Maccarone_(1),_Scott_M._Ransom_(3),_Tracy_E._Clarke_(4),_Simona_Giacintucci_(4),_Wendy_M._Peters_(4),_Emil_Polisensky_(4),_Kristina_Nyland_(4),_Tasha_Gautam_(5_and_3),_Paulo_C._C._Freire_(5),_and_Blagoy_Rangelov_(6)_((1)_Texas_Tech_University,_(2)_Naval_Research_Enterprise_Internship_Program,_(3)_National_Radio_Astronomy_Observatory,_(4)_U.S._Naval_Research_Laboratory,_(5)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Radioastronomie,_(6)_Texas_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.11694 |
我々は、星団GLIMPSE-C01での新しいミリ秒パルサーの発見を含む、球状星団内のパルサーの探索結果を紹介します。VLA低帯域電離層および過渡現象実験(VLITE)とVLITE共用天空調査(VCSS)のエポック1および2の画像を使用して、97個の球状星団内の低周波電波源を検索しました。私たちは探索領域内で10個のソースを発見しました。これは、感度限界での銀河系外ソースの数から予想されたよりも4個多いものです。最も強いパルサー候補は、GLIMPSE-C01で見つかったスペクトル指数が約-2.6の点源であり、GMRTからの0.675と1.25GHz、およびVLAからの1.52GHzでの追加の測定結果を提示し、スペクトル指数を裏付けています。2005年からのグリーンバンク望遠鏡のアーカイブSバンドデータを使用して、クラスター内で回転周期19.78ミリ秒の連星パルサーを検出しました。既存のデータを使用してこのパルサーが急峻なスペクトル源と同じ位置にあることを確認することはできませんが、パルス磁束は他の周波数から予測された磁束密度と一致しており、一致する可能性があります。この源はまた、ほとんどのミリ秒パルサーよりも高い磁場を示す強力なX線放射を示しており、そのリサイクルが中断されたことを示唆しています。我々は、急峻なスペクトル源の低周波探索が、特に分散の高い視線上でパルサー候補を特定する効果的な方法であることを実証します。
| Title |
Searching_for_Intermediate_Mass_Black_Holes_in_Globular_Clusters_Through_Tidal_Disruption_Events |
| Authors |
Vivian_L._Tang,_Piero_Madau,_Elisa_Bortolas,_and_Eric_W._Peng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.11887 |
中間質量ブラックホール(IMBH)は、恒星質量ホールと銀河核の超大質量種との間のつながりである可能性があり、球状星団(GC)は、その形成に最も有望な環境の1つである可能性があります。今回我々は、GCの中心にある恒星カスプに埋め込まれた10^3Msun<M_BH<10^5MsunIMBHからの潮汐破壊現象(TDE)の観測可能性に関するパイロット研究を実行します。私たちは、長いスーパーエディントン降着段階とその後の光学フレアをモデル化し、1Dフォッカー・プランク手法を利用して、ブラックホールの質量とGC特性の関数として主系列星の破壊率を導き出します。断熱的に拡大するアウトフローの光球放射は、観測可能な放射線を支配し、NUV/光バンドのピークに達し、数か月から数年の期間、おとめ座のGCの（古い）恒星集団の明るさを上回ります。NextGenerationVirgoClusterSurvey(NGVS)によって複数のエポックで観察された約4,000のGCのサンプルでTDEイベントを検索すると、ヌル結果が得られます。モデルの予測を考慮すると、このサンプルは、IMBHをホストするGCの現在の占有率に厳しい制約を設定するには小さすぎます。当然のことながら、GC内のIMBHの存在についてより深い洞察を得るには、星団中心の星分布、TDEの光度曲線と光度の特性のより優れたシミュレーションと、GCの大規模な調査がすべて必要です。
PSR B0943+10: モード スイッチ、極性キャップの形状、および直交偏光放射
| Title |
PSR_B0943+10:_Mode_Switch,_Polar_Cap_Geometry,_and_Orthogonally_Polarized_Radiation |
| Authors |
Shunshun_Cao,_Jinchen_Jiang,_Jaroslaw_Dyks,_Longfei_Hao,_Kejia_Lee,_Zhixuan_Li,_Jiguang_Lu,_Zhichen_Pan,_Weiyang_Wang,_Zhengli_Wang,_Jiangwei_Xu,_Heng_Xu,_Renxin_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.11984 |
パルサー磁気圏ダイナミクスを調査するためのパラダイム例の1つとして、PSRB0943+10(J0946+0951)が代表的に現れ、モードスイッチ、直交分極、およびサブパルスドリフトを示します。積分パルスと単一パルスの両方が、口径500メートルの球状電波望遠鏡(FAST)で研究されます。このパルサーのモードスイッチ現象をパラメータ推定に基づく固有モード探索法を用いて研究した。パルサーのモードスイッチの位相空間展開は、奇妙なアトラクターのようなパターンを示しています。放射幾何学形状は、偏光位置角度を回転ベクトルモデルに適合させることによって提案されます。次に、パルサーのパルスプロファイルがパルサー表面のスパーク位置にマッピングされ、メインパルスと前駆体成分の放射プロセスの違いにより、X線と無線モードスイッチの同期が説明される可能性があります。B0943+10の直交偏光放射に関する詳細な単一パルス研究が提示されており、偏光放射の放射伝達の特定のモデルをサポートする可能性があります。B0943+10のBモードとQモードは、周波数と直交モードの割合によって異なる展開を示し、これはモード切り替え中に磁気圏が変化する可能性があることを示しています。Bモードには追加の成分があり、Bモードのパルス成分の主要部分と比較して、明確な偏光特性と変調特性を示します。Qモードのパルスプロファイルの場合、プリカーサーとメインパルスの成分は直交偏光しており、メインパルスがXの低高度から発生する場合、パルサーから遠くに放射されるプリカーサー成分がOモード(Xモード)で放射される可能性があることを示しています。モード（Oモード）。この発見は、パルサーの電気力学と関連する放射メカニズムに大きな影響を与える可能性があります。
ASASSN-18ap: 光度曲線の初期のバンプまたは異常な IIn 型超新星を伴う粉塵の潮汐擾乱現象の候補
| Title |
ASASSN-18ap:_A_Dusty_Tidal_Disruption_Event_Candidate_with_an_Early_Bump_in_the_Light_Curve_or_an_extraodinary_Type_IIn_supernovae |
| Authors |
Yibo_Wang,_Tingui_Wang,_Ning_Jiang,_Xiaer_Zhang,_JiaZheng_Zhu,_XinWen_Shu,_Shifeng_Huang,_FaBao_Zhang,_Zhenfeng_Sheng,_Zheyu_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12015 |
私たちは、発見当初は超新星(SNe)として特定された光過渡現象ASASSN-18apの分類を再検討しました。遅れて光る赤外線バーストや光るコロナ輝線の出現など、新たに出現した現象に基づいて、我々は、ASASSN-18apは超新星ではなく、塵の多い環境での潮汐破壊現象(TDE)である可能性が高いことを示唆しています。赤外線爆発の総エネルギーは$\rm3.1\times10^{51}$ergであり、これは光学から紫外の範囲の総エネルギーよりも1桁高く、塵の大量の消滅、超常的な活動を示しています。EUVコンポーネント、または異方性連続発光。増光開始時の光学的光度曲線にでこぼこした特徴が現れ、これはごく最近いくつかのTDEで報告されました。この初期の隆起は、ほとんどのTDEの上昇段階での光曲線の十分なサンプリングが不足していたため、過去には見落とされていた可能性があり、発光の起源についての洞察が得られる可能性があります。
ミリ秒パルサーの自転周期分布について
| Title |
On_the_spin_period_distribution_of_millisecond_pulsars |
| Authors |
Xiao-Jin_Liu,_Zhi-Qiang_You,_Zu-Cheng_Chen,_Shen-Shi_Du,_Ang_Li,_Xing-Jiang_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12185 |
スピン周期の分布は、ミリ秒パルサー(MSP)の形成を理解するための重要な手がかりを提供します。固有周期の分布を明らかにするために、銀河領域と球状星団内の電波MSPの3つのサンプルを分析しました。パルスの広がりによる選択バイアスは修正されていますが、無視できる程度であることが判明しています。すべてのサンプルがスピン周波数のワイブル分布によって適切に記述できることがわかりました。銀河領域または球状星団内、および孤立または連星系内のMSPを考慮すると、これらの部分集団間のスピン分布に有意な違いは見つかりません。現在知られているMSPの個体数に基づくと、ミリ秒未満のパルサーは平方キロメートルアレイで発見される可能性は低いが、現在の記録保持者である$P=1.4よりも速く回転するパルサーは$\sim10$まで発見されることがわかります。$~msが予想されます。
H.E.S.S. の光陽電子学的解釈GRB 221009Aからの残光観測
| Title |
A_photohadronic_interpretation_of_the_H.E.S.S._afterglow_observations_from_GRB_221009A |
| Authors |
Sarira_Sahu,_B._Medina-Carrillo,_D._I._P\'aez-S\'anchez,_G._S\'anchez-Col\'on,_and_Subhash_Rajpoot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12284 |
高エネルギー立体視システム(H.E.S.S.)は、トリガーイベントの53時間後に、非常に強力で長時間持続するガンマ線バーストGRB221009Aの観測を開始しました。H.E.S.S.共同研究者らは、2022年10月11日、12日、17日に悪条件の大気条件下で観測を実施したが、光源からの顕著な高エネルギー光子は検出されず、異なる夜の光束の上限を計算した。我々は、光ハドロンモデルを使用してこれらの束の上限を研究し、GRBジェットの前方衝撃領域における高エネルギー陽子とシンクロトロンシード光子との相互作用が、H.E.S.S.によって計算された上限と互換性のある挙動を示すことを示します。コラボレーション。
ニュートリノによる流出と金属に非常に乏しい星の元素存在量パターン
| Title |
Neutrino-Driven_Outflows_and_the_Elemental_Abundance_Patterns_of_Very_Metal-Poor_Stars |
| Authors |
A._Psaltis,_M._Jacobi,_F._Montes,_A._Arcones,_C.J._Hansen,_H._Schatz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12306 |
銀河系の非常に金属に乏しい星(VMP)の大気中で観察されたストロンチウムと銀の間の元素存在量($Z=38-47$)には、弱い$r$プロセスと$\np$の指紋が含まれている可能性があります。-初期の核崩壊超新星爆発で起こるプロセス。この研究では、定常状態モデルに基づいてさまざまな天体物理条件を組み合わせて、エントロピー、膨張時間スケール、電子分率の観点から超新星噴出物の豊富さをカバーします。さまざまな条件の組み合わせに基づいて計算された存在量は、超新星噴出物の条件を制限する目的で恒星の観測結果と比較されます。私たちは、ニュートリノによる流出のいくつかの条件が、観測されたサンプルの存在量を一貫して再現していることを発見しました。さらに、成功した組み合わせから、中性子が豊富な軌道は観測されたSr-Zr($Z=38-40$)の存在量をよりよく再現し、陽子が豊富な軌道はMo-Pd($Z=42-47$)をよりよく再現します。）。
基本的な反復デコンボリューション: 検出器の視野から散乱する光を補正する高速機器点像分布関数デコンボリューション手法
| Title |
The_Basic_Iterative_Deconvolution:_A_fast_instrumental_point-spread_function_deconvolution_method_that_corrects_for_light_that_is_scattered_out_of_the_field_of_view_of_a_detector |
| Authors |
Stefan_Johann_Hofmeister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.11784 |
点像分布関数はイメージングシステムの光学系を記述し、収集された画像を楽器効果に対して補正するために使用できます。点広がり関数を使用して画像をデコンボリューションするための最新技術は、Richardson-Lucyアルゴリズムです。ただし、忠実度が高いにもかかわらず、速度が遅く、検出器の視野外に散乱する光を考慮することができません。検出器の視野外に散乱した光子を考慮するデコンボリューションアルゴリズムであるBasicIterativeDeconvolution(BID)アルゴリズムを復活させ、画像サブ領域デコンボリューション用に拡張しました。その実行時間は、4096x4096ピクセルの画像の場合はRichardson-Lucyアルゴリズムより1.8～7.1高速で、250x250ピクセルのサブ領域の場合は最大150倍高速です。AtmosphericImagingAssembly(AIA)によって撮影された太陽画像の拡張BIDアルゴリズムをテストしたところ、BIDの再構成強度とRichardson-Lucyアルゴリズムの間の偏差が1%+0.1DN未満であることがわかりました。
MeV 天体物理分光探査機 (MASS): コンプトン望遠鏡のミッション コンセプト
| Title |
MeV_Astrophysical_Spectroscopic_Surveyor_(MASS):_A_Compton_Telescope_Mission_Concept |
| Authors |
Jiahuan_Zhu,_Xutao_Zheng,_Hua_Feng,_Ming_Zeng,_Chien-You_Huang,_Jr-Yue_Hsiang,_Hsiang-Kuang_Chang,_Hong_Li,_Hao_Chang,_Xiaofan_Pan,_Ge_Ma,_Qiong_Wu,_Yulan_Li,_Xuening_Bai,_Mingyu_Ge,_Long_Ji,_Jian_Li,_Yangping_Shen,_Wei_Wang,_Xilu_Wang,_Binbin_Zhang,_Jin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.11900 |
我々は、将来のミッションコンセプトであるMeV天体物理分光探査機(MASS)を提案します。これは、輝線検出用に最適化された3D位置感応カドミウム亜鉛テルル化物(CZT)検出器を使用する大面積コンプトン望遠鏡です。ペイロードは、位置がずれたチェス盤レイアウトの2層のCZT検出器で構成され、軸上観察の総幾何学的領域は4096cm$^2$になります。検出器は、0.662MeVで0.6\%のエネルギー分解能で室温で動作できます。軌道上のバックグラウンドは質量モデルを使用して推定されます。1MeV付近のエネルギーでは、1Msの観測で約$10^{-5}$光子cm$^{-2}$s$^{-1}$の線感度が得られます。MASSの主な科学目標には、天体物理学における元素合成や、コンパクトな物体や過渡的なソースに関連する高エネルギー天体物理学が含まれます。ペイロードCZT検出器の重量は約40kgであり、超小型衛星または小型衛星に統合できることが示唆されています。私たちは、近い将来、宇宙で4つの検出器ユニットを備えたこの技術を直接テストするために、MASS-Cubeと名付けられたパスファインダーを構築しました。
大口径極低温サファイアとアルミナ光学部品用のムライトとデュロイドによる反射防止コーティング
| Title |
Anti-reflection_coating_with_mullite_and_Duroid_for_large-diameter_cryogenic_sapphire_and_alumina_optics |
| Authors |
Kana_Sakaguri,_Masaya_Hasegawa,_Yuki_Sakurai,_Junna_Sugiyama,_Nicole_Farias,_Charles_Hill,_Bradley_R._Johnson,_Kuniaki_Konishi,_Akito_Kusaka,_Adrian_T._Lee,_Tomotake_Matsumura,_Edward_J._Wollack,_Junji_Yumoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.11956 |
当社は、サファイア半波長板(HWP)上で使用する広帯域2層反射防止(AR)コーティングと、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)偏光測定用のアルミナ赤外線(IR)フィルターを開発しました。微弱なCMBBモード信号を測定するには、検出器に到達する光子の数を最大化し、軸外の入射角での反射によるスプリアス偏光を最小限に抑える必要があります。サファイアとアルミナは3.1の高い屈折率を持ち、ARコーティングなしでも反射率が高くなります。この論文では、溶射ムライトとDuroid5880LZを使用したARコーティングの設計、製造、品質管理、測定された性能について説明します。この技術により、直径600mmの大型光学素子が可能になります。また、良好な接着を確保し、熱サイクル時の剥離を防ぐ鍵となる、新しく開発されたサーモグラフィーベースの非破壊品質管理技術も紹介します。90/150(220/280)GHzを中心とする2つの観測帯域で、平均反射率が約2.6%(0.9%)であることを示します。室温では、220/280GHzでの105mm四方のテストサンプルの平均透過率は83%ですが、吸収損失の減少により、100Kでは90%に増加します。したがって、当社が開発した積層技術は、特に誘電損失の問題に対処する際に、220/280GHzアプリケーションに効果的であることが証明されています。このARコーティング技術は、シモンズアレイおよびシモンズ天文台実験の極低温HWPおよびIRフィルターに導入されており、CMB-S4などの将来の実験にも適用されます。
ラットパロット: 2020 年の土星と木星の大結合の MeerKAT イメージング観測で、特異に発光するパルサーの偶然の発見。 I.
ダイナミックイメージングとデータ解析
| Title |
The_RATT_PARROT:_serendipitous_discovery_of_a_peculiarly_scintillating_pulsar_in_MeerKAT_imaging_observations_of_the_Great_Saturn-Jupiter_Conjunction_of_2020._I._Dynamic_imaging_and_data_analysis |
| Authors |
O._M._Smirnov,_B._W._Stappers,_C._Tasse,_H._L._Bester,_H._Bignall,_M._A._Walker,_M._Caleb,_K._M._Rajwade,_S._Buchner,_P._Woudt,_M._Ivchenko,_L._Roth,_J._E._Noordam,_F._Camilo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12165 |
我々は、MeerKATLバンドシステムを使用した2020年の土星と木星のグレートコンジャンクションの放射偏光観測について報告します。この観測は、当初は科学検証の目的で実施され、偶然にもパルサーの発見をもたらしました。木星の放射線帯は非常に明るく、時間的に変化します。MeerKATの感度と相まって、この研究で報告されている動的イメージング技術の開発が必要でした。私たちは、木星の回転磁気圏、カリストの電波検出、および多数の背景電波銀河を明らかにする深層電波「ムービー」を紹介します。また、土星のすぐ近くで約45分間続く明るい電波過渡現象も検出されました。追跡深部画像観測により、これが微弱でコンパクトな可変電波源であることが確認され、共用のMeerTRAP検索エンジンによるパルス放射の検出が得られ、PSRJ2009-2026と指定された電波放射中性子星としての天体の性質が確立された。ディープイメージングとPTUSEパルサーバックエンドを組み合わせたさらなる観測により、物体の詳細な動的スペクトルが測定されました。定性的にはシンチレーションと一致していますが、拡大イベントの大きさと特徴的な時間スケールは奇妙です。私たちはこの天体を、奇数のタイムスケールで繰り返す異常屈折を伴うパルサー(PARROT)と暫定的に指定しています。この調査の一環として、動的スペクトルと光曲線を生成物として画像データ内の可変光源を検出するためのパイプラインを提示し、視程データから得られた動的スペクトルとPTUSEによって得られた動的スペクトルを比較します。このような過渡現象や変数をさらに検出するためのMeerKATの機能と展望について説明します。
広視野探査望遠鏡用の Kilonova ターゲティング光曲分類
| Title |
Kilonova-Targeting_Lightcurve_Classification_for_Wide_Field_Survey_Telescope |
| Authors |
Runduo_Liang,_Zhengyan_Liu,_Lei_Lei_and_Wen_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12169 |
重力波(GW)検出器の感度の向上と、ベラ・ルービン天文台のレガシー時空測量(LSST)や2.5メートル幅フィールド測量望遠鏡(WFST)などの大規模な測量施設の能力の向上により、私たちは現在、次のような可能性を秘めています。増加する遠方のキロノバ(KN)を検出します。しかし、進行中および将来の追跡調査で検出された多数の過渡現象からKNを区別することは、重大な課題となります。この研究では、GWに関連するKNを特定することに特に焦点を当てて、WFSTが実施する追跡調査に合わせた効率的な分類メカニズムを確立することを目的としています。我々は、新しい時間畳み込みニューラルネットワークアーキテクチャを採用しており、WFSTによって3日間続くシミュレートされたマルチバンド測光を使用してトレーニングされ、コンテキスト情報、つまりGWによる光度距離情報が伴います。コンテキスト情報の選択を比較すると、最良のモデルの精度は95\%、再現率は94\%に達します。また、AT2017gfoおよびAT2019npvの測光データに対しても適切な検証を実行します。さらに、GW追跡調査においてKNを識別するモデルの能力を調査します。$\sim250$で検出された、本物の偽のフィルタとクロスマッチングを通過した天体物理学的過渡現象のうち、選択された20個の候補で真のKNを捕捉できる確率は80\%以上あると結論付けます。
LLAMA ミリ波およびサブミリ波天文台。科学の機会に関する最新情報
| Title |
LLAMA_Millimeter_and_Submillimeter_Observatory._Update_on_its_Science_Opportunities |
| Authors |
M._Fernandez-Lopez,_P._Benaglia,_S._Cichowolski,_F._S._Correra,_G._Cristiani,_T._P._Dominici,_N._Duronea,_G._Gimenez_de_Castro,_J._R._D._Lepine,_I._F._Mirabel,_J._P._Raulin,_H._Saldano,_L._Suad,_and_C._Valotto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12210 |
LargeLatinAmericanMillimeterArray(略してLLAMA)は、アルゼンチンとブラジルの共同科学技術事業であり、その目標は、ミリ波およびサブミリ波で宇宙の観測を実行できる観測施設を設置し、運用することです。これは、12メートルのアルマ望遠鏡に似たアンテナと2つのナスミスキャビンで構成されます。LLAMAはアルゼンチン北西部、プナサルテニアの標高4,850メートルにあります。完成すると、LLAMAにはバンド1、2+3、5、6、7、9をカバーする6台のALMA受信機が装備され、2つのNasmythキャビンに設置されることになります。ここでは、各分野の国際的な専門家グループの経験から収集した、LLAMAがさまざまな天文学的テーマに関して達成できる科学に関連した主なアイデアを要約します。
白色矮星の結晶化における相分離中の流体の混合
白色矮星の冷却を正確にモデル化するには、その核が結晶化するときに放出されるエネルギーを処理する必要があります。この相転移は、潜熱と重力エネルギーを放出することによって冷却を遅らせます。これは相分離の結果として生じます。液体Cが固体C/Oコアから放出され、外向きの炭素フラックスを駆動します。ガイアの色等級図は、白色矮星の質量依存の過剰密度を明らかにし、予想される場所での冷却の遅れを示し、この理論の顕著な裏付けを提供します。ただし、観察された過密度はモデルに比べて強調されています。さらに、それは磁性の増加と関連しており、結晶化と磁場の発生との関連性を示唆しています。強化された冷却遅延と磁場の生成を説明することを目的とした最近の研究では、大規模な乱流運動を想定した均一混合処方が採用されています。ここで、これらの計算が自己矛盾がないことを示します。また、熱塩混合はC/O相分離中に必要な化学的再分配を提供するのに十分効率的である可能性が高く、結果として得られる速度と混合長が以前の推定よりもはるかに小さいことも示します。これらの減少した流体運動は測定可能な磁場を生成できないため、結晶化との関連には別のメカニズムを呼び出す必要があることが示唆されています。最後に、この混合により化学プロファイルが変化し、それが脈動モードの周波数に影響を与えます。
Gaia DR3 を使用した近くの新しい白色矮星の特定
| Title |
Identification_of_new_nearby_white_dwarfs_using_Gaia_DR3 |
| Authors |
Alex_Golovin,_Sabine_Reffert,_Akash_Vani,_Ulrich_Bastian,_Stefan_Jordan,_Andreas_Just |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.11664 |
GaiaDR3の天文測定と測光に基づいて、近くにある新しい白色矮星を特定し、以前に文書化されていたにもかかわらず最近の白色矮星のカタログから見逃されていた白色矮星を検証しました。天文測量ソリューションの信頼性を確保するために、GaiaDR3の2つのパラメーターのみを使用しました。画像パラメーターの振幅と適合度を決定するパラメータと、視差対誤差の比率です。さらに、色倍率図を使用する際に白色矮星を確実に識別できるように、測光信号対雑音要件を課しました。我々は、50個の現地個体群内でこれまで報告されていない9個の白色矮星を特定し、GCWD21(GentileFusilloetal.2021)およびその他の最近の体積制限された白色矮星サンプルから欠落している、以前に報告された21個の白色矮星を検証しました。これらの天体のいくつかは、超低温の白色矮星の希少なクラスに属します。サンプル内の4つの白色矮星は$1\sigma$区間内の実効温度が$T_{eff}\leq4000$Kであり、そのうちの2つは絶対等級が$M_G>16.0$magです。確認された白色矮星は、主に銀河面の近くや大マゼラン雲の前景など、混雑した領域に位置しています。また、これらの白色矮星のうち19個には、角度分離が$1.1'$から$7.1'$の範囲にあり、成分間の明るさの差が最大9.8等級である共通の固有運動伴星があることもわかりました。これらの系の1つは白色矮星と2つのK矮星からなる三重系であり、もう1つは二重白色矮星系です。我々は、GCWD21の50個のサブサンプルに含まれる2,338個の高信頼性白色矮星の中から103個の汚染物質を特定し、GaiaDR3の天文測定溶液が偽であり、純度が4.4%向上していることを発見しました。
HMI 球面調和係数を使用した太陽の表面近くのせん断層の調査
球面調和関数（SH）係数から構築されるドップラーグラムにリング図の手法を適用することにより、太陽表面から深さ30Mmまでの地下流の帯状成分と子午線成分を測定しました。SH係数は、ヘリオ地震および磁気イメージャ(HMI)のフルディスクドップラーグラムから取得されます。この研究で得られたフローと、直接ドップラーグラムを使用した従来の方法で得られたフローとの間には、良好な一致といくつかの違いがあることがわかりました。
RSP/MESA を使用したセファイド Y へびつかい座の脈動モデリング。星周エンベロープと高い射影係数が Baade-Wesselink 法に及ぼす影響
| Title |
Pulsation_modelling_of_the_Cepheid_Y_Ophiuchi_with_RSP/MESA._Impact_of_the_circumstellar_envelope_and_a_high_projection_factor_on_Baade-Wesselink_method |
| Authors |
V._Hocd\'e,_R._Smolec,_P._Moskalik,_R._Singh_Rathour,_O._Zi\'o{\l}kowska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12046 |
Y~Ophiuchi(Y~Oph)は、脈動周期の約半分のセファイドと同じくらい暗いと報告されている古典的なセファイドで、低い動径速度と光曲線振幅を示します。私たちの目的は、Y~Ophの流体力学的脈動モデリングを実行して、その距離を導き出し、広範な一連の観察によって制約されたその低振幅と光度に対する物理的な洞察を提供することです。まず、流体力学脈動コード\texttt{MESA-RSP}を使用してモデルのグリッドに対して線形解析を実行し、約17$\の周期で脈動を線形励起する質量、金属量、有効温度、光度の組み合わせを見つけます。,$日。次に、恒星パラメータの最適な組み合わせを求めて、非線形計算を実行して、これらのモデルの全振幅脈動を取得します。最後に、結果を脈動サイクルに沿った一連の完全な観察結果と比較します。距離、色超過、星周包絡線(CSE)モデルを同時に調整して、光度曲線と角直径を適合させます。高い実効温度におけるすべての脈動モデルが脈動サイクルに沿った観測結果と著しく一致していることがわかりました。この結果は、Y~Ophの振幅が低いことが、不安定性ストリップの青い端に近いその位置によって説明できることを示唆しています。また、約7-8$\,\mathrm{M}_\odot$の脈動質量は、適度なオーバーシュート、PL関係、\textit{Gaia}視差を伴う非正準進化モデルと一致していることもわかりました。ただし、文献からのBaade-Wesselink(BW)距離測定値と一致するには、5$\,$M$_\odot$よりもはるかに低い質量が必要です。測光に対するCSEの影響と約1.5の投影係数の組み合わせにより、BW法から得られる距離と光度の値の不一致が説明されることを示します。
活性領域 11429 における磁場進化のデータ駆動型シミュレーション: PENCIL コードを使用した磁気摩擦法
| Title |
Data-driven_simulations_of_magnetic_field_evolution_in_Active_Region_11429:_Magneto-friction_method_using_PENCIL_code |
| Authors |
P._Vemareddy,_J\"orn_Warnecke,_Ph._A._Bourdin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12124 |
コロナ磁場は、長い時間スケールでは準静的に、短い時間スケールでは動的に進化します。現時点では、コロナ磁場の定期的な測定は存在しないため、光球での磁場の観測を使用してコロナ磁場の発展を生成することは、太陽活動領域からの過渡現象の起源を理解するための基本的な要件です。磁気摩擦(MF)アプローチを使用して、太陽活動領域11429におけるコロナ磁場の進化をシミュレートすることを目指しています。MF法は、観測値から規定されたさまざまな境界条件で初期磁場を駆動するドライバーモジュールとともにオープンソースの\PCに実装されています。光球のベクトル磁場。ベクトルポテンシャルと観測結果を扱うために、自由磁性エネルギーが異なる3種類の底部境界ドライバーを規定します。MFシミュレーションは磁気構造を再現し、噴火前のAIA画像によって示されたS字状形態とよりよく一致します。AR11429に見られるように、すでに剪断された磁場が剪断された磁場によってさらに駆動され、高度に剪断されたコロナ磁気構成が維持され、さらに構築されることがわかりました。データ駆動型MFシミュレーションは、コロナ磁場の進化を生成するための実行可能なツールです。ねじれたフラックスロープの形成とその噴出を捉えます。
複数の太陽周期にわたる地下層と表面磁気活動との関係
私たちは、太陽の内部と大気の関係についての理解を深めるために、太陽の高次音響モード周波数と表面磁気活動の時空間変化を複数の太陽周期にわたって調査します。私たちは、太陽表面直下のせん断層の状態を特徴付ける高次モードに焦点を当てています。全球振動ネットワークグループ(GONG)によって行われたフルディスクドップラー観測を使用して、2001年7月から2021年12月までの期間をカバーするモード周波数が、リングダイアグラムの局所太陽地震技術によって計算されます。10.7cmの電波束測定値、黒点の数、および太陽活動の代理として局所的な磁気活動指数を考慮すると、周波数シフトと各活動指数の間に強い相関があることがわかります。周波数シフトと磁気活動における半球の非対称性をさらに調査し、サイクル23の下降段階における活動と周波数の両方が南半球で優勢である一方、サイクル24ではこれらの量が北半球と南半球の間で変動していることがわかりました。太陽周期の進行に伴うさまざまな緯度での周波数シフトを分析すると、周期24の太陽活動の最大期間中に南半球では中緯度での周波数のシフトが支配的ですが、周期が最小に向かって進むにつれて値が重複することが観察されます。活動期間。サイクル25の開始時の周波数シフトは、磁気活動後の南半球で支配的であることがわかります。この分析は、発振周波数の変動が強い磁場と弱い磁場の両方によって引き起こされるという追加の証拠を示しています。
NGC 1850 A と B の He の豊富さ: 星団内の複数の集団形成の初期段階を観察しているのでしょうか?
| Title |
The_He_abundance_in_NGC_1850_A_and_B:_are_we_observing_the_early_stage_of_formation_of_multiple_populations_in_a_stellar_cluster? |
| Authors |
R._Carini,_A._Sollima,_E._Brocato,_K._Biazzo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12351 |
我々は、超大型望遠鏡の積分場分光器であるマルチユニット分光探査機で観測された、大マゼラン雲の若い二重星団NGC1850AとNGC1850B内のB星のサンプルの結果を紹介します。4本のHe線(4922$\mathring{\mathrmA}$、5015$\mathring{\mathrmA}$、6678$\mathring{\mathrmA}$、および7065$)の観測された等価幅(EW)を比較します。\mathring{\mathrmA}$)は、非LTE効果を考慮したコードSYNSPECを使用して、さまざまなHe質量分率(Y=0.25、0.27、0.30、0.35)で計算された合成スペクトルから決定されたものと比較されます。この比較から、B星のHe質量分率を決定し、均一ではない分布を発見しました。恒星は、NGC1850AのMSに属する弱ヘリウム星(Y$\lt$0.24)とヘーノーマル星(0.24$\leqslant$Y$\leqslant$0.26)の3つのグループに分けることができます。-リッチ星(0.33$\leqslant$Y$\leqslant$0.38)は、NGC1850Bに関連するMS内に位置しています。我々は、Heリッチ星のHe線の異常な特徴の原因として星の回転を分析しました。観測されたEWと、異なる回転速度(V$\sin{i}$=0および250Km/s)の理論モデルから得られたEWとの違いの簡単な分析を提供します。MUSEスペクトルの分解能では決定的な結果は得られませんが、我々の分析はHe増強仮説を裏付けています。
ガンマ Cas 星の蛍光 Fe K 線放射 I. ガンマ Cas 星は推進中性子星のホストですか?
| Title |
Fluorescent_Fe_K_line_emission_of_gamma_Cas_stars_I._Do_gamma_Cas_stars_host_propelling_neutron_stars? |
| Authors |
Gregor_Rauw |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12373 |
ガンマ・カズ星は、異常に硬くて明るい熱X線放射を示す初期型のBe星です。これらの特性を説明するために提案されたシナリオの1つは、プロペラ段階で中性子星の伴星が存在することを仮定しており、その間、高速回転する中性子星の磁気圏が落下する物質を反発します。このモデルをテストするために、$\gamma$~Cas星のX線スペクトルにおける$\sim6.4$\,keVの蛍光FeK$\alpha$輝線を調べました。これは、主星と主星の両方の強力な診断を提供します。硬X線源と再処理物質。我々は、推進中性子星シナリオの枠組みで蛍光FeK$\alpha$輝線の合成線プロファイルを計算した。この場合、2つの物質の貯蔵庫が蛍光に寄与します。Be星周降分円盤と、推定上の推進中性子星の周囲のX線放出プラズマの殻を取り囲む冷たい物質の殻です。私たちは合成線のプロファイルを分析し、よく研究されている3つの$\gamma$~Cas星の線の同等の幅を予想しました。予測された線の強度は、観測値を少なくとも1桁下回ります。観察された線強度を再現するためにモデルパラメーターをプッシュすると、一次X線源に向かう柱密度が観察によって決定された値を通常20倍超え、さらに観察されたよりも高いX線輝度を意味することになります。$\gamma$~Cas星で観察されたFeK$\alpha$蛍光輝線の強度は、文献で提案されているプロペラシナリオの予想される特性と一致しません。
太陽型恒星における軟X線フレアの統計的研究
光学帯域での恒星フレアの統計的特徴は広範な研究を受けていますが、軟X線帯域、特に太陽型恒星の場合はまだ研究されていません。ここでは、太陽型星における軟X線フレアの統計的研究を紹介します。これは、恒星フレアの多波長挙動を理解するのに役立ちます。私たちは主に、変動性が示された多数のフレア星を含むチャンドラソースカタログリリース2.0と、星の分類に必要な情報を含むガイアデータリリース3を使用します。また、恒星軟X線フレアを識別・分類し、その性質を推定するための一連の手法も開発します。選択された103個の近くの太陽型恒星の129個のフレアサンプルの詳細な統計的調査により、次の主な結果が得られます。(1)試料の軟X線帯で放出されるフレアエネルギーは$\sim10^{33}$から$\sim10^{37}\\mathrm{erg}$の範囲にあり、その大部分は最もエネルギーの強いスーパーフレアは$6.0_{-4.7}^{+3.2}\times10^{37}\\mathrm{erg}$のエネルギーを持ちます。(2)フレア持続時間は、$T_\mathrm{duration,SXR}\proptoE_\mathrm{flare,SXR}^{\0.201\pm0.024}$で定式化されるエネルギーに関連しており、光学バンドとNIRバンド。異なるバンドでの異なる放射メカニズムを示します。(3)エネルギーの関数としての恒星フレアの頻度分布は次のように定式化されます$\mathrm{d}N_\mathrm{flare}/\mathrm{d}E_\mathrm{flare,SXR}\proptoE_\mathrm{flare,SXR}^{\-1.77}$、これは他のバンドや他のタイプの星で見つかった結果と同様であり、軟X線バンドで放出されるエネルギーがフルバンドの一定の割合である可能性があることを示しています。ボロメトリックエネルギー。
重力波によって引き起こされる空洞内の電磁場
電磁波（EM）空洞を用いた重力波（GW）の検出方法は、近年大きな注目を集めています。この論文は、EM場の摂動の解析を徹底的に検証し、既存の文献にいくつかの問題を提起します。私たちの研究は、文献に記載されているような材料に課せられる厳格な条件は、実験的に制御できないゲージ依存量に依存しているため、不適切であることを示しています。代わりに、材料に弾性を組み込み、GWによって誘起される電場の支配方程式を修正し、ゲージ不変量のみの観点から表現します。これらの方程式をTM010モードの円筒空洞に適用すると、検出器のGWアンテナパターンが得られます。
パルサー磁気圏からの重力波
平らな時空における直交パルサー磁気圏の回転による重力波の発生を調査します。中心星の周りの電磁エネルギー密度の非軸対称分布の回転による一次計量摂動を計算します。我々は、1kpcの距離内にある形成直後の強磁場パルサーからの重力波が、新世代の重力波検出器で検出可能である可能性があることを示す。
| Title |
Physical_Signatures_of_Fermion-Coupled_Axion_Dark_Matter |
| Authors |
Asher_Berlin,_Alexander_J._Millar,_Tanner_Trickle,_Kevin_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.11601 |
アクシオン暗黒物質の存在下では、フェルミオンの回転は「アクシオン風」トルクと「アクシオ電気」力を受けます。我々は、これらの効果の新しい実験的プローブを調査し、多層誘電体ハスコープの磁化されたアナログがアクシオン電子結合のための桁違いの新しいパラメータ空間を探索できることを発見した。また、媒質内励起へのアクシオン吸収の計算を再検討し、スピン偏極ターゲットではアクシオン電吸収が遮蔽され、アクシオン風の吸収が磁気エネルギー損失関数の観点から特徴付けられることを示します。最後に、詳細な理論的処理により、文献における最近の主張を批判的に検討することができます。電子エネルギー準位に対するアクシオ電気補正は以前に見積もられたものよりも小さく、一定のアクシオン場による電子の電気双極子モーメントは完全に偽りであることが判明した。
21 cm パワースペクトルにおける不均一エネルギー注入: 暗黒物質崩壊に対する感度
| Title |
Inhomogeneous_Energy_Injection_in_the_21-cm_Power_Spectrum:_Sensitivity_to_Dark_Matter_Decay |
| Authors |
Yitian_Sun,_Joshua_W._Foster,_Hongwan_Liu,_Julian_B._Mu\~noz,_Tracy_R._Slatyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.11608 |
21cm信号は、宇宙の夜明けと再電離(赤方偏移$z\sim5-30$)の間の宇宙の熱状態を測定し、崩壊または消滅する暗黒物質(DM)からのエネルギー注入を調査するための新しい手段を提供します。これらのDMプロセスは本質的に不均一です。崩壊と消滅は両方とも密度に依存し、さらに各点に蓄積される注入エネルギーの割合はガスのイオン化と密度に依存するため、吸収と伝播にさらなる異方性が生じます。この研究では、宇宙の夜明けにおける空間的に不均一なエネルギーの注入と堆積の影響をモデル化するための新しいフレームワークを開発し、イオン化とバリオンの密度依存性、および伝播する光子の減衰を考慮します。私たちは、この最初の完全に不均一な処理が、エキゾチックなエネルギー注入源の存在下で予測される21cmパワースペクトルにどのような影響を与えるかを示し、今後の21cmパワースペクトルのHERA測定が光子へのDM崩壊と電子/陽電子ペア。これらの予測された制約は、CMBおよびライマン$\alpha$測定から導出された制約を大幅に上回り、電子/陽電子対への崩壊については、GeV未満の質量範囲における既存の制約をすべて超え、寿命は$\sim10^{28}に達します。\,\mathrm{s}$。私たちの分析は、宇宙の暗黒時代におけるエキゾチックなエネルギー注入源に対する21cm宇宙論の前例のない感度を示しています。私たちのコード$\mathtt{DM21cm}$にはこれらすべてのエフェクトが含まれており、付随するリリースで公開されています。
フローベースの高速熱量計シミュレーターによる異常検出
| Title |
Anomaly_detection_with_flow-based_fast_calorimeter_simulators |
| Authors |
Claudius_Krause,_Benjamin_Nachman,_Ian_Pang,_David_Shih,_Yunhao_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.11618 |
最近、熱量計シャワーのシミュレーションを高速化するために、いくつかの正規化フローベースの深い生成モデルが提案されています。CaloFlowを例として使用して、これらのモデルが追加のトレーニングコストなしで教師なし異常検出を同時に実行できることを示します。実証として、1つ(バックグラウンド)または複数の(信号)光子によって開始される電磁シャワーを考えます。CaloFlowモデルは単一光子シャワーを生成するように設計されていますが、シャワーの可能性へのアクセスも提供します。この可能性を異常スコアとして使用し、可能性が低いとタグ付けされたにわか雨を研究します。予想通り、信号光子がほぼ同一線上にある場合、タガーは苦戦しますが、それ以外の場合は効果的です。このアプローチは、同じ低レベル熱量計入力を使用して特定の信号モデルのみでトレーニングされた教師あり分類器を補完します。教師あり分類器は目に見えない信号モデルに対しても非常に効果的ですが、教師なし手法は特定の領域でより感度が高いため、最終的なパフォーマンスにはアプローチの組み合わせが必要になると予想されます。
ブラックホールは自分が何でできているかを覚えていますか?
| Title |
Do_black_holes_remember_what_they_are_made_of? |
| Authors |
Harshraj_Bandyopadhyay_and_David_Radice_and_Aviral_Prakash_and_Arnab_Dhani_and_Domenico_Logoteta_and_Albino_Perego_and_Rahul_Kashyap |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.11620 |
私たちは、即時崩壊連星中性子星の合体で形成されるブラックホールのリングダウン信号を研究します。私たちは$48$の数値相対性理論シミュレーションからのデータを分析します。重力波信号の多重極子$(\ell=2,m=2)$と$(\ell=2,m=1)$が、ブラックホール摂動によって予測されたように、減衰する減衰指数関数によってよく適合することを示します。理論。2つのモードの振幅の比は、前駆体の二元質量比$q$と減少した潮汐パラメーター$\tilde\Lambda$に依存することを示します。残念ながら、データの数値の不確実性が大きすぎるため、この依存関係を完全に定量化できません。これらの結果が確認されれば、次世代の重力波観測所で物質存在下での一般相対性理論の新たな実験が可能になる。
中性子星の散逸潮汐変形能に関する最初の制約
| Title |
First_constraint_on_the_dissipative_tidal_deformability_of_neutron_stars |
| Authors |
Justin_L._Ripley_and_Abhishek_Hegade_K.R._and_Rohit_S._Chandramouli_and_and_Nicolas_Yunes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.11659 |
中性子星連星から放出される重力波(GW)は、超核密度における物質の物理学へのユニークな窓を提供します。吸気後期の間、伴星の重力場によって各星に引き起こされる潮汐変形は、星の内部特性に決定的に依存します。恒星の潮汐バルジとその伴星の重力場とのずれは、放出される重力波の位相に刻印される内部散逸過程の強さを符号化します。ここでは、LIGOと乙女座によって検出されたGW170817(連星中性子星)事象からのGWデータを分析し、中性子星の散逸潮汐変形能に関する最初の制約を見つけます。この制約から、連星における各星の温度プロファイルを仮定すると、吸気中の各星の平均体積($\zeta$)およびせん断($\eta$)粘度の限界値が次のように得られます。ゼータ\lesssim10^{31}$g/(cms)と$\eta\lesssim10^{28}$g/(cms)です。バルク(せん断)粘度のこの限界は、高度なLIGOの5回目の観測実行中に$10^{30}$g/(cms)($10^{27}$g/(cms))まで改善される可能性があると予測しています。と乙女座、そしてインスピレーションデータを使用するコズミックエクスプローラーのような第3世代検出器を使用すると$10^{29}$g/(cms)($10^{26}$(g/(cms)))になります。これらの制約はすでに情報を提供しています。核物理学モデルを作成し、中性子星の後期吸気における粘性と温度の相互作用をより深く理解するためのさらなる理論的研究の動機付けとなります。
重力波に対する月の反応
mHzとHzの間の中間周波数範囲の重力波を探索するツールとして、月の地震探知機を使用することが提案されています。月の内部に3つの異なる球対称モデルを使用して、アインシュタイン重力およびジョルダン・ブランス・ディッケ重力における重力波に対する月の応答を調査します。さまざまなモデルの最初の固有周波数はモデルの詳細にほとんど依存せず、回転楕円体振動とトロイダル振動の両方で基本周波数$\nu_1$が1\,msに近いことがわかりました。対照的に、結果として生じる変位は最大2倍まで変化し、振幅$h_0$の回転楕円体振動の場合は$(2.7-5.6)\times10^{11}/h_0$cmの範囲になります。アインシュタイン重力理論と一般的なスカラーテンソル理論の両方で、トロイダル振動は係数$2\pi\nuR/c$によって抑制されます。
星がブラックホールの近くを通過するときに潮汐力が乱される可能性があり、その破片が高エネルギーニュートリノの束を誘発する可能性があります。IceCubeデータには、潮汐破壊現象で生成された高エネルギーニュートリノのヒントがあることが議論されています。これらの天体物理現象におけるニュートリノと光子の放出領域は、中心ブラックホールの近くに位置している可能性が高く、そこでは暗黒物質の密度が銀河の外側領域よりも大幅に大きい可能性があります。私たちは、AT2019dsg、AT2019fdr、AT2019aalcの母銀河の超大質量ブラックホール周囲の暗黒物質粒子との相互作用による、放出ニュートリノと光子束の潜在的な減衰を調査し、暗黒物質ニュートリノのいくつかのよく動機付けられたモデルへの影響を研究します。そして暗黒物質と光子の相互作用。さらに、我々は、いくつかの宇宙論的緊張を軽減することが証明されている暗黒物質ニュートリノ散乱断面積の値との制約の相補性について議論します。
| Title |
Bayesian_power_spectral_estimation_of_gravitational_wave_detector_noise_revisited |
| Authors |
Toral_Gupta_and_Neil_Cornish |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.11808 |
重力波干渉計データの分析には、ノイズ共分散行列の推定が必要です。定常ノイズの場合、これはパワースペクトルを推定することになります。ウェルチ平均などの古典的な手法は多くの分析で使用されますが、この手法では広範囲の「オフソース」データが必要となり、定常性の仮定が崩れる可能性があります。このため、「オンソース」データのみを使用するベイズスペクトル推定がより広く使用されるようになってきていますが、ベイズ手法は古典的な手法に比べて時間がかかり、計算コストが高くなる傾向があります。ここでは、BayesWave超次元ベイジアンスペクトル推定アルゴリズムの速度とパフォーマンスにおける多くの改善を紹介し、新しい低遅延の固定次元ベイジアンスペクトル推定アルゴリズムFastSpecを紹介します。これは、BayesWave分析の開始点として機能し、スタンドアロンの高速スペクトル推定ツールとして。Welch、BayesWave、およびFastSpecアルゴリズムのパフォーマンスは、白色化された周波数領域データに正規性の統計的テストを適用することによって比較されます。ベイズスペクトル推定法は、古典的なアプローチよりも大幅に優れていることが示されています。
パリティに違反した重力下で回転するブラック ホールの正確な解決策
| Title |
Exact_solution_for_rotating_black_holes_in_parity-violating_gravity |
| Authors |
Hiroaki_W._H._Tahara,_Kazufumi_Takahashi,_Masato_Minamitsuji,_Hayato_Motohashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.11899 |
最近、パリティ違反の等形因子を使用して可逆等角変換を構築できることが指摘されており、これを利用して、一般相対性理論から新しいクラスのパリティ違反のゴーストフリー計量理論を生成することができます。このような理論では、一般相対性理論のカー解に対して共形変換を実行することによって、回転ブラックホールの正確な解を取得します。これを共形カー解と呼びます。等角カー時空におけるテスト粒子の測地線運動を調査します。ヌル測地線はカー時空の測地線と同じままですが、タイムライク測地線は、パリティ違反の等角因子によって引き起こされる有効な外力により、興味深い差異を示します。
中性子星の中心音速に関する最近の推論結果をまとめました。高度に圧縮されたバリオン物質の状態方程式と相構造への影響について議論します。既知の最も重いパルサーによって強い制約が課せられることを考慮すると、これらの極端な天体の安定性を確保するには、状態方程式が非常に厳密でなければなりません。この必要な剛性により、中性子星コアにおける相転移の発生の可能性が制限されます。これらの経験的発見を考慮して、カイラル対称性の回復に向けた相転移の探求や、冷たく高密度のバリオン物質における能動的自由度など、多くの議論が行われている問題が探究されています。
低温での重力波検出における反射コーティングの機械的損失に対する TiO2 ドーピングの影響
| Title |
TiO2_doping_effect_on_reflective_coating_mechanical_loss_for_gravitational_wave_detection_at_low_temperature |
| Authors |
Yukino_Mori,_Yota_Nakayama,_Kazuhiro_Yamamoto,_Takafumi_Ushiba,_Dani`ele_Forest,_Christophe_Michel,_Laurent_Pinard,_and_Julien_Teillo,_Gianpietro_Cagnoli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.11940 |
私たちは、6～77Kのサファイアディスク上で、TiO2を使用した場合と使用しない場合の、誘電体多層反射コーティング(イオンビームでスパッタリングされたSiO2およびTa2O5)の機械的損失を測定しました。測定された損失角は温度依存性を示し、極大値は次の角度で見つかりました。約20K。この最大値は7.0*10^(-4)(TiO2あり)および7.7*10^(-4)(TiO2なし)でしたが、サファイアディスク上のコーティングに関する以前の測定では温度依存性がほとんど示されていませんでした(物理学).Rev.D74022002(2006))。KAGRAでコーティングの熱雑音を評価し、今後の調査戦略について議論しました。
| Title |
Primordial_Black_Hole_Sterile_Neutrinogenesis:_Sterile_Neutrino_Dark_Matter_Production_Independent_of_Couplings |
| Authors |
Muping_Chen,_Graciela_B._Gelmini,_Philip_Lu,_Volodymyr_Takhistov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12136 |
滅菌ニュートリノ($\nu_s$s)は十分に動機付けられており、標準模型の活性ニュートリノと混合する可能性のある仮想の中性粒子を積極的に探します。これらは、通常、その質量がkeV範囲にある場合、主要な温暗黒物質(DM)候補とみなされますが、高温または低温のDM成分である可能性もあります。私たちは、活性ニュートリノとのみ最小限に結合し、宇宙初期の原始ブラックホール(PBH)の蒸発で生成される$\nu_s$sの特徴と現象について詳細に議論します。このプロセスは、私たちが「PBH無菌ニュートリノ生成」と呼んでいます。以前に研究された$\nu_s$生成メカニズムとは異なり、この新しいメカニズムは活性-無菌混合に依存しません。結果として得られる$\nu_s$sは独特のスペクトルを持ち、典型的なシナリオよりも大きなエネルギーで生成されます。この特性により$\が可能になりますPBHが蒸発する前に宇宙を物質支配しない場合、nu_s$sは異常な$0.3$MeVから$0.3$TeVの質量範囲でWDMとなる可能性があるPBHが蒸発する前に物質支配をする場合、PBHの蒸発に関連する誘導重力波の偶然の可能性$\nu_s$崩壊からの天体物理学的X線観測は、私たちのシナリオの明確な特徴を構成します。私たちのシナリオの明確な特徴を構成します。
中性子星は50年間研究されてきたが、核物質の強結合状態を研究するための信頼できる方法が存在しないことが主な原因で、その内部構造と組成は謎のままである。この研究では、これまでのすべての平均場の研究では無視されていた量子多体効果を組み込んだ、量子波動力学(QHD)を扱うための非摂動場理論的アプローチを開発します。最も基本的なQHD($\sigma$-$\omega$)モデルに基づいて、わずか4つのパラメーターを調整するだけで、原子核物理量の5つの実験値への優れた適合を達成します。結果として得られる状態方程式からは、最近の中性子星の観測結果とよく一致する質量と半径の関係が得られます。私たちの研究は、非摂動的なQHDを使用して、無限の核物質や中性子星におけるさまざまな相関効果を理論的に記述するための統一された枠組みを確立します。
天の川銀河中心の近くでは、中性子星を含む天体が高密度の暗黒物質環境内に存在しています。この研究は、暗黒物質と核子の相互作用を介した中性子星による暗黒物質の蓄積を調査し、内部の暗黒物質密度の増加につながります。その結果、暗黒物質の消滅により、逃げてニュートリノに崩壊する長寿命のメディエーターが生成されます。IceCube、ANTARESの実験限界、およびARIAの将来予測を活用して、簡略化されたダーク$U(1)_{X}$メディエーターモデル内の暗黒物質-核子の断面積に対する制約を確立します。このアプローチは、さまざまな天体や暗黒物質モデルに適用でき、銀河中心近くの暗黒物質と中性子星の間の複雑な相互作用についての洞察を提供します。
相対論的効果は銀河の力学を説明できない
最近の文献では、非線形および/または重力磁気の一般相対論的効果が銀河力学において主導的な役割を果たし、部分的または全体的に暗黒物質に取って代わることが示唆されています。1+3の「準マクスウェル」形式を使用して、一般的な根拠に基づいて、そのような仮説が不可能であることを示します。
| Title |
Self_Interacting_Dark_Matter_and_Dirac_neutrinos_via_Lepton_Quarticity |
| Authors |
Satyabrata_Mahapatra,_Sujit_Kumar_Sahoo,_Narendra_Sahu,_Vicky_Singh_Thounaojam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12322 |
この論文では、自己相互作用する暗黒物質とニュートリノのディラック性質との関連性を提唱しました。私たちの探査には$Z_4\otimesZ_4'$の離散対称性が関係しており、ディラックニュートリノ質量はタイプIシーソー機構を通じて生成されます。この対称性は、ディラックニュートリノ質量の生成に寄与するだけでなく、$\Lambda{\rmCDM}$の小規模な異常を軽減できる、光メディエーターとの自己相互作用する暗黒物質の実現を促進します。天体物理学的観測によって示唆されているように、後者は大規模なスケールで発生します。したがって、ニュートリノのDMとディラックの性質の安定性は、同じ根底にある対称性に由来することが示されています。このモデルはまた、熱起源または非熱起源の追加の相対論的自由度$\DeltaN_{\rmeff}$を特徴としており、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)実験の範囲内で、検出見込みに加えて補完的なプローブを提供します。DM。
カシミール力によって駆動される反ド・シッター $\to$ デ・シッター遷移と宇宙論的パラメーターの緊張の緩和
| Title |
Anti-de_Sitter_$\to$_de_Sitter_transition_driven_by_Casimir_forces_and_mitigating_tensions_in_cosmological_parameters |
| Authors |
Luis_A._Anchordoqui,_Ignatios_Antoniadis,_Dieter_Lust |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12352 |
過去数年間にわたり、低赤方偏移と高赤方偏移の観測は、現在の膨張率$H_0$の測定と、宇宙後期における物質クラスタリングの振幅の決定($S_8$でパラメータ化)の決定において緊張を引き起こした。）。最近、暗黒エネルギー含有量をパラメータ化する宇宙定数が臨界赤方偏移$z_c\sim2$で符号を切り替えれば、これらの緊張の両方が解決できることが注目されました。しかし、反ド・シッター(AdS)湿地予想は、AdS真空がモジュライ空間でデ・シッター(dS)真空から無限の距離にあるため、ゼロ温度での宇宙定数の符号の仮定された切り替えはありそうもないことを示唆しています。バルクに存在する場のカシミール力を使用して、真空エネルギーにおける必要なAdS$\to$dSクロスオーバー遷移の説明を提供します。次に、エントロピー引数を使用して、準安定真空間のAdS$\to$dS遷移には、重力が強くなる種スケールの縮小が伴うに違いないと主張します。このAdS$\to$dS上昇予想を裏付ける例をいくつか示します。
