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
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宇宙論$\Lambda$CDMモデルのシンプルかつ最小限の拡張は、原初の元素合成予測に影響を与えず、現在のローカルな構築をすべて通過させながら、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。一般相対性理論のテスト。この$\Lambda\beta$CDMモデルの理論的定式化と天体物理学的観測との比較は、既存のデータに適合し、潜在的に緊張を解決する能力を証明するために提示されます。
プランクの T モード、E モード、および B モードのバイスペクトルを使用した重力子のパリティとガウス性のテスト
| Title |
Testing_Graviton_Parity_and_Gaussianity_with_Planck_T-,_E-_and_B-mode_Bispectra |
| Authors |
Oliver_H._E._Philcox,_Maresuke_Shiraishi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12498 |
多くのインフレーション理論は、非標準的な真空変動、修正一般相対性理論、またはゲージ場などの新しい粒子に起因する原始テンソル摂動の非ガウススペクトルを予測します。このようなモデルのいくつかは、1つの偏光状態が支配的なカイラルスペクトルも予測します。この研究では、プランクPR4温度と偏光データセットを利用して、原始重力波の非ガウス性とパリティ特性に制約を設けます。最近開発された準最適バイスペクトル推定器を使用して、$2\leq\ell<500$のCMBTモード、Eモード、およびBモードのすべての組み合わせに対してビニングされたパリティ偶数バイスペクトルとパリティ奇数バイスペクトルを計算し、両方のブラインドテストを実行します。任意の3点関数に敏感で、振幅$f_{\rmNL}^{ttt}$の、十分に動機付けられた等辺重力波テンプレート(ゲージ場をソースとする)のターゲットを絞った分析が可能です。Bモードが原始的な非ガウス性解析に含まれたのはこれが初めてです。これらは、パリティ偶数セクターの制約を$\simeq30\%$だけ強化し、バイアスを誘発することなくパリティ奇数境界を支配することがわかります。テンプレートの振幅が$f_{\rmNL}^{ttt}=900\pm700$(多数の解析変動に対して安定)に制限されているため、非ガウス性(いずれのパリティでも)は検出されないと報告しています。ここで適用される手法は、Bモードを含めることで、テンソル非ガウス性の将来の限界を劇的に改善する準備ができており、LiteBIRDなどの今後のCMBデータセットに再適用できます。
初期構造形成からの確率的重力波
| Title |
Stochastic_Gravitational_Waves_from_Early_Structure_Formation |
| Authors |
Nicolas_Fernandez,_Joshua_W._Foster,_Benjamin_Lillard,_and_Jessie_Shelton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12499 |
初期物質支配時代(EMDE)は、初期宇宙の多くのモデルで生じる自然な特徴であり、EMDEからビッグバンの時点までに必要な放射線支配宇宙への移行中に確率的重力波背景(SGWB)を生成する可能性があります。元素合成。線形領域で生成されるSGWBの計算はありますが、非線形領域については詳細な研究が行われていません。我々は、ハイブリッド$N$体と格子シミュレーションを使用して、準安定物質種とその崩壊で生成される放射線の両方からのGW生成を研究することにより、非線形領域におけるGW生成の最初の包括的な計算を実行します。我々は、非線形性が、再加熱前に形成される最大のハローの逆光通過時間と少なくとも同じ大きさの周波数まで、GW生成を大幅に強化することを発見した。結果として得られるSGWBは、再加熱温度に応じて、宇宙マイクロ波背景放射で探査されたものと同じくらい小さな曲率摂動について、将来の観測範囲内にあります。平衡状態から外れた力学は、誘導されたSGWBをさらに高める可能性がありますが、さらに高い周波数でのスペクトルを分解するには、完全に相対論的な重力処理が必要です。
$z = 2$ までの AMICO-COSMOS 銀河団とグループのカタログ: サンプル特性と X 線対応物
| Title |
AMICO-COSMOS_galaxy_cluster_and_group_catalogue_up_to_$z_=_2$:_Sample_properties_and_X-ray_counterparts |
| Authors |
Greta_Toni,_Matteo_Maturi,_Alexis_Finoguenov,_Lauro_Moscardini,_Gianluca_Castignani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12501 |
我々は、クラスター化オブジェクトの適応一致識別子(AMICO)を使用した、COSMOS分野での新しい銀河クラスター検索を提案します。私たちは、これまでに成功した広視野調査へのAMICOの革新的な応用を実行することにより、深さ($r<26.7$まで)の点で、小規模な、$z=2$までの新しいクラスターとグループのカタログを作成しました。カバーされる領域(マスクされていない領域の$1.69deg^2$)と赤方偏移の範囲。このサンプルと、X線を使用して実行した比較分析により、$z=2$まで、$10^{13}M_{sun}$未満までの質量プロキシスケーリング関係の校正が可能になり、今後のEuclidデータの分析など、AMICOの将来のアプリケーションのためのクラスターモデルの改良の基礎となります。AMICOは最適な線形マッチドフィルターに基づいており、銀河の位置、測光赤方偏移、および最も単純なケースでは1つの銀河のプロパティを使用して測光銀河カタログ内のクラスターを検出します。銀河の色の明示的な使用を避け、銀河のプロパティとして1等級を使用し、COSMOS2020とCOSMOS2015の両方の銀河カタログを使用して、r、Y、およびHバンドで3つの独立した実行を実行しました。3回の実行の結果を照合して得られた最終カタログには、$S/N>3.0$および$>3.5$を持つ候補クラスターがそれぞれ1269個と666個含まれています。一致しないもののほとんどは$S/N<3.5$であり、より堅牢なサンプルのカットとして選択できます。公開されたX線グループサンプルとの照合、および一致しない検出の場合はChandra+XMM-Newtonデータに基づいてAMICO候補の位置でのX線特性を推定することにより、X線特性を検出に割り当てました。622はX線束推定値を持つ候補です。この大規模なサンプルにより、AMICO質量プロキシとX線質量の間のスケーリング関係の校正と、最も安定した測光バンドの選択のための赤方偏移依存性の研究が可能になりました。
ヒルトップおよびヒルトップ二乗インフレーションのスケーリング特性
インフレーションの枠組みにおける長年の目標の1つは、理論空間でモデルを分類するために使用できるツールを構築することです。この文脈で提案されたアイデアは、さまざまなモデルを特徴付けるために、観測量のエネルギー依存のスケーリング動作を考慮することです。私たちは、小場近似が課されておらず、これらのモデルのエネルギースケール$\mu$が観測上の制約に従って自由パラメータとして変化するときの観測値を分析することにより、ヒルトップおよびヒルトップ二乗インフレーションのフレームワークでこのアプローチを実装します。スカラースペクトルの傾きとテンソル比$r$が$\mu$に依存するスケーリング動作を示し、$\mu$の関数としてのスケーリング指数がモデルに依存する関数形式につながることを示します。ここで議論されるタイプのスケーリング関係は、インフレ理論空間の特性としても、またインフレ後の再加熱プロセスの文脈においても興味深いものです。さらに、$\mu$の臨界値に対するスペクトルテンソル平面における$p$ファミリーの挙動における分岐挙動を観察します。
さまざまな大規模電波調査における双極子の非対称性の不一致の解決 -- 宇宙論的原理への影響
| Title |
Resolution_of_the_incongruency_of_dipole_asymmetries_within_various_large_radio_surveys_--_implications_for_the_Cosmological_Principle |
| Authors |
Ashok_K._Singal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12785 |
私たちは、それぞれが空の80%以上にわたる4つの大規模な電波探査で双極子の非対称性を調査しました。そのうちの2つ、VLASS(VeryLargeArraySkySurvey)とRapidASKAPContinuumSurvey(RACS)は最近、互いに不一致に見える双極子を生成し、また以前の電波探査双極子や宇宙マイクロ波背景放射(CMB)とも矛盾しているように見えます。)ダイポール。これらの電波調査では空のカバー範囲が大きく重複しており、一般的な電波源の大部分を構成しているため、基礎となる発信源に関係なく、電波双極子間に大きな違いがあることは期待できません。ここでは、これらの電波双極子を詳細に調べて、それらの間の不一致の原因を確認します。VLASSおよびRACSデータには、各測量の赤緯限界付近にあるように、赤緯に依存する体系が含まれていることがわかります。我々は、双極子の決定中にそれぞれの測量の赤緯限界を制限することによって、このような系統的な影響を軽減できることを示します。4回の電波探査からこのように導出された双極子の空座標の加重平均は、CMB双極子方向の$1.2\sigma$以内にあります。ただし、振幅はCMBダイポールよりも大幅に大きく、$3.7\pm0.6$倍以上であるように見えます。これは、CMB双極子を含むこれらすべての双極子の発生が太陽の特異な運動によるものであるという従来の通念に疑問を投げかけるだけでなく、標準の基礎である宇宙原理(CP)についても不快な疑問を引き起こします。$\Lambda$CDM宇宙論モデル。
超低速ロールインフレーションにおける確率変動からの原始ブラックホール圧縮関数
| Title |
Primordial_black_hole_compaction_function_from_stochastic_fluctuations_in_ultra-slow-roll_inflation |
| Authors |
Sami_Raatikainen,_Syksy_Rasanen,_Eemeli_Tomberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12911 |
私たちは、確率的効果が重要な場合に、超低速回転インフレーションを伴う原始ブラックホール(PBH)の形成を研究します。$\DeltaN$形式を使用し、解析的な定ロール近似で確率方程式を簡略化します。実行可能なインフレーションモデルを考慮すると、ガウス性や半径方向プロファイルについての仮定を持たずに、確率的パッチごとにPBH圧縮関数の空間プロファイルを数値的に求めます。密度分布の指数関数的な裾をもたらす確率的影響により、文献で想定されているのとは異なり、圧縮関数が非常に尖ったものになります。滑らかなプロファイルで見つかった崩壊閾値を単純に使用すると、PBHの存在量は最大$10^9$倍に増加し、PBHの質量分布は質量で3桁にわたって広がります。この結果は、とがったプロファイルを使用してPBH形成の数値シミュレーションをやり直す必要があることを示しています。
加重ランダム フォレストを使用した CSST 調査のモック フラックスからの測光赤方偏移の推定
| Title |
Estimating_Photometric_Redshift_from_Mock_Flux_for_CSST_Survey_by_using_Weighted_Random_Forest |
| Authors |
Junhao_Lu,_Zhijian_Luo,_Zhu_Chen,_Liping_Fu,_Wei_Du,_Yan_Gong,_Yicheng_Li,_Xian-Min_Meng,_Zhirui_Tang,_Shaohua_Zhang,_Chenggang_Shu,_Xingchen_Zhou_and_Zuihui_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12949 |
測光赤方偏移(photo-$z$)の正確な推定は、現在および将来の大天空調査を使用した銀河進化と宇宙論の両方の研究において重要です。この研究では、機械学習アルゴリズムであるランダムフォレスト(RF)を使用してphoto-$z$を推定し、結果に影響を与える系統的な不確実性を調査します。入力特徴として銀河束と色を使用し、ハッブル宇宙望遠鏡の測量用先端カメラ(HST-ACS)とCOSMOSカタログから生成されたシミュレートデータのトレーニングセットを使用して、入力特徴と赤方偏移の間のマッピングを構築します。計画されている中国宇宙ステーション望遠鏡（CSST）の影響。予測の精度と信頼性を向上させるために、逆分散重み付けを組み込み、入力特徴誤差を使用してカタログを撹乱します。私たちの結果は、重み付けされたRFが$\rm\sigma_{NMAD}=0.025$の写真$z$精度と$\rm\eta=2.045\%$の異常値率を達成でき、$の値よりも大幅に優れていることを示しています。\rm\sigma_{NMAD}=0.043$および$\rm\eta=6.45\%$は、テンプレートフィッティング手法を使用する、広く使用されているYaleのEasyandAccurateZphot(EAZY)ソフトウェアによって取得されます。さらに、異なる赤方偏移範囲に対する各入力特徴の重要性を計算したところ、最も重要な入力特徴が銀河スペクトルにおけるブレイク特徴のおおよその位置を反映していることがわかり、データから物理情報を抽出するアルゴリズムの能力が実証されました。さらに、赤方偏移確率分布関数の形状に基づいて、各予測値の信頼指数とエラーバーを確立しました。これは、高い信頼度でソースをスクリーニングすることで外れ値の割合をさらに削減できることを示唆しています。
原始宇宙を未来調査で多重追跡する
インフレーションによって生成される変動は、最も単純なモデルではガウス分布ですが、より複雑なモデルでは非ガウス分布になる場合があります。これらの変動は大規模構造の種となるため、局所的な種類の原始的な非ガウス性は、超大規模スケールのトレーサパワースペクトルに痕跡を残します。これらのスケールで増大する宇宙分散の問題に対処するために、物質分布のさまざまなトレーサーを組み合わせて原始信号を最大化するマルチトレーサー分析を使用します。将来のマルチトレース調査によってもたらされる利点を説明するために、2つのペア(銀河調査、21cm強度マッピング調査)を検討します。1つは高い赤方偏移($1\lez\le2$)で、もう1つは非常に高い赤方偏移です。赤方偏移($2\lez\le5$)。21cm測量は干渉計モードで行われ、HIRAXとPUMAの理想的なバージョンです。前景回避フィルターを実装し、干渉計の熱雑音の非自明なモデルを使用します。銀河サーベイは、EuclidとMegaMapperの理想化されたバージョンです。シンプルなフィッシャー予測を通じて、マルチトレーサーの可能性を説明します。結果は、マルチトレーサによる局所原始非ガウス性の精度が$\sim20-70\%$向上したことを示しています。
| Title |
Hunting_Galactic_Axion_Dark_Matter_with_Gravitationally_Lensed_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
Ran_Gao,_Zhengxiang_Li,_Kai_Liao,_He_Gao,_Bing_Zhang,_Zong-Hong_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12997 |
超軽量アクシオンまたはアクシオン様粒子は、理論的に強力な$CP$問題や、小規模な観測問題、つまりコア・カスプ問題や衛星問題に対する十分に動機付けられた解決策であるため、暗黒物質の最も有望な候補の1つです。アクシオンと光子の小さな結合が複屈折を引き起こします。我々は、銀河アクシオン暗黒物質（ADM）背景のプローブとして、重力レンズ高速電波バースト（FRB）システムの複数の画像の微分複屈折測定を提案します。レンズシステムの一般的な利点、つまり系統性や天体物理学的固有の依存性の軽減に加えて、重力レンズFRBシステムでのレンズ時間遅延と偏光角の正確な測定によって、システムはより堅牢で強力な探査機になります。単レンズのFRBシステム(SKA時代には大量に検出される可能性がある)を使用すると、ADMバックグラウンドでのアクシオンと光子の結合が$g_{a\gamma}<7.3\times10に制限される可能性があることを示します。^{-11}~\mathrm{GeV^{-1}}$はアクシオン質量$m_a\sim10^{-20}~\mathrm{eV}$です。これは、銀河ADMと他の天体物理探査機や実験室実験との相乗的探索を達成する上で非常に重要となる。
分光SDSS GalWCat銀河団カタログからの相関関数とバリオン音響振動ピークの検出
| Title |
The_Correlation_Function_and_Detection_of_Baryon_Acoustic_Oscillation_Peak_from_the_Spectroscopic_SDSS_GalWCat_Galaxy_Cluster_Catalogue |
| Authors |
Mohamed_H._Abdullah,_Anatoly_Klypin,_Francisco_Prada,_Gillian_Wilson,_Tomoaki_Ishiyama,_and_Julia_Ereza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13055 |
質量$\log_{10}{M_{200}}\geq13.6$~\hm~、赤方偏移$z\leq0.125$の1357個の銀河団の2点相関関数(CF)を測定します。この研究は、分光クラスターカタログ$\mathtt{SDSS-GalWCat}$を利用してCFを測定し、バリオン音響振動(BAO)信号を検出するという点で以前の解析とは異なります。統計的手法を使用したこれまでの研究とは異なり、GLAM$N$-bodyシミュレーションから1086個の銀河団ライトコーンのセットを生成することにより、共分散誤差を直接計算します。$\xi(s)=(s/s_0)^{-\gamma}$の形式のべき乗則モデルでCFをフィッティングし、3つの質量閾値での最適な相関長とべき乗則インデックスを決定します。質量閾値が増加すると相関長が増加する一方、べき乗則指数はほぼ一定であることがわかりました。$\log_{10}{M_{200}}\geq13.6$~\hmの場合、$s_0=14.54\pm0.87$~\h~と$\gamma=1.97\pm0.11$が見つかります。$s=100$~\h~でBAOシグナルを検出し、その有意性は$1.60\sigma$です。CFを$\Lambda$CDMモデルに当てはめると、$D_\mathrm{V}(z=0.089)\mathrm{r}^{fid}_d/\mathrm{r}_d=267.62\pm26$\が得られます。h、プランク2015宇宙論と一致。方法論的検証に使用された、高解像度\U~N-bodyシミュレーションからの108個の高忠実度でシミュレートされた銀河団ライトコーンのセットを提示します。$D_\mathrm{V}(z=0.089)/r_d=2.666\pm0.129$が見つかり、この方法では銀河団のこの小さなサンプルのパラメーター推定にバイアスが導入されていないことがわかります。
UNITsim Halpha エミッターによる改善された Halo 占有分布処方: 適合性と修正されたラジアル プロファイル
| Title |
An_improved_Halo_Occupation_Distribution_prescription_from_UNITsim_Halpha_emitters:_conformity_and_modified_radial_profile |
| Authors |
Guillermo_Reyes-Peraza_(IFT-UAM),_Santiago_Avila,_Violeta_Gonzalez-Perez,_Daniel_Lopez-Cano,_Alexander_Knebe,_Sujatha_Ramakrishnan,_Gustavo_Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13199 |
ユークリッドのミッションは、強力なアルファスペクトル輝線を持つ銀河の分布から宇宙論における前例のない測定を行う準備ができています。このデータを正確に解釈するには、銀河の形成と進化の物理学が銀河クラスタリングに与える影響を理解する必要があります。この研究では、銀河形成の半解析モデル(SAGE)を利用して、アルファ放射体のユークリッドに似たサンプルのクラスタリングを正確に再現するために必要なコンポーネントを探索します。私たちは、SAGE銀河のクラスタリングを再現できるHalo占有分布(HOD)処方の開発に焦点を当てています。通常、HODモデルは、特定のタイプの衛星銀河と中心銀河が独立した事象であると仮定します。私たちは適合性の必要性、つまり衛星の平均占有が特定のタイプの中心銀河の存在に依存するかどうかを調査します。HODモデルに適合性を組み込むことは、参照銀河サンプルのクラスタリングを再現するために重要です。私たちが調査するもう1つの側面は、ハロー内の衛星銀河の放射状分布です。従来の密度プロファイルモデルであるNFWプロファイルとエイナストプロファイルは、SAGE衛星銀河について測定された小規模クラスタリングを正確に再現できません。この制限を克服するために、我々はNFWプロファイルの一般化を提案し、それによって銀河クラスタリングの理解を深めます。
BBN後の暗黒放射線注入に対する包括的な制約
| Title |
Comprehensive_Constraints_on_Dark_Radiation_Injection_After_BBN |
| Authors |
Alexander_C._Sobotka,_Adrienne_L._Erickcek,_Tristan_L._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13235 |
我々は、巨大な隠れセクター粒子の暗黒放射線への崩壊を考慮することにより、ビッグバン元素合成（BBN）後のフリーストリーミング暗黒放射線の注入に関する制約を導き出します。このようなシナリオは、初期宇宙の進化に新しいエネルギー成分を導入することによって、ハッブル張力を緩和する可能性を秘めています。$\textit{Planck}$2018とSPT-3Gによる宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の観測、原始重水素存在量の測定、パンテオン+Ia型超新星データ、およびBOSSDR12からのバリオン音響振動(BAO)測定を採用しています。これらの崩壊シナリオを制限します。組換え前の崩壊は主に、相対論的種の有効数への影響によるCMBの観察によって制限されます。一方、大質量粒子の寿命が再結合を超えて延長する長寿命崩壊シナリオでは、CMBから推定される後期物質密度が減少する傾向があるため、Pantheon+とBAOからの制約を受けます。$\tau_Y=[10^{-12.08},10^{-1.49}]$Gyrの寿命にわたって周辺化すると、崩壊する粒子は$2\sigma$に制限され、最大$3\%のみに寄与することがわかります。宇宙のエネルギー密度の$。これらの崩壊に対する制限は非常に厳しいため、短命のシナリオでも長命のシナリオでもハッブル張力を大幅に緩和することはできません。
インフレ (2023 年)
これは、2023年版「素粒子物理学のレビュー」の第23章から抜粋した、宇宙論的インフレーションの研究の現状のレビューです:R.L.Workmanetal.(粒子データグループ)、Prog.理論。経験値物理学、2022、083C01(2022)および2023更新。
ストリーミングの不安定性と乱流: 微惑星形成の条件
| Title |
Streaming_Instability_and_Turbulence:_Conditions_for_Planetesimal_Formation |
| Authors |
Jeonghoon_Lim,_Jacob_B._Simon,_Rixin_Li,_Philip_J._Armitage,_Daniel_Carrera,_Wladimir_Lyra,_David_G._Rea,_Chao-Chin_Yang,_Andrew_N._Youdin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12508 |
流動不安定性(SI)は微惑星形成の有力な候補であり、ガスとの双方向の空気力学的相互作用によって固体が濃縮される可能性があります。結果として生じる濃度は、粒子の自己重力下で崩壊するほど高密度になり、微惑星を形成する可能性があります。これまでの研究では、臨界粒子対ガス表面密度比($Z$)を確立するために大規模なパラメータ調査が実施されており、この比を超えるとSIに起因する濃度が微惑星形成を引き起こします。しきい値$Z$は、無次元停止時間($\tau_s$、ダストサイズの代理)に依存します。しかし、これらの研究では粒子の自己重力と外部乱流の両方が無視されていました。ここでは、粒子の自己重力と乱流強制の両方を使用して3D層状せん断ボックスシミュレーションを実行します。これは、乱流拡散を測定する$\alpha_D$によって特徴付けられます。私たちは、いくつかの原始惑星系円盤におそらく存在する振幅での強制乱流が、閾値$Z$を最大で1桁増加させる可能性があることを発見しました。たとえば、$\tau_s=0.01$の場合、$\alpha_D=10^{-4}$、$10^{で$Z\gtrsim0.06$、$\gtrsim0.1$、$\gtrsim0.2$のときに微惑星形成が起こります。それぞれ-3.5}$と$10^{-3}$です。SIが機能するために必要な$\alpha_D$と$\tau_s$の関数として、重要な$Z$に対する単一の近似を提供します(ただし、$\tau_s=0.01$--0.1の範囲に限定されます)。私たちのシミュレーションはまた、微小惑星の形成には1を超える中央面の粒子とガスの密度比が必要であり、臨界値は$\alpha_D$から独立していることを示しています。最後に、粒子フィードバックと外部乱流の両方を考慮した粒子スケール高さの推定を提供します。
AB Aur、惑星形成研究用のロゼッタストーン (III): 2 mm および 7 mm での連続観測
| Title |
AB_Aur,_a_Rosetta_stone_for_studies_of_planet_formation_(III):_continuum_observations_at_2_and_7_mm |
| Authors |
Pablo_Rivi\`ere-Marichalar,_Enrique_Mac\'ias,_Cl\'ement_Baruteau,_Asunci\'on_Fuente,_Roberto_Neri,_\'Alvaro_Ribas,_Gisela_Esplugues,_David_Navarro-Almaida,_Mayra_Osorio,_and_Guillem_Anglada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12968 |
原始惑星系円盤のダスト特性に対する観測上の制約は、円盤の進化をより深く理解するための鍵となります。私たちは、ABAurの周りの原始惑星系円盤の塵の特性を特徴付けることによってその探査を続けています。2.2mmでのALMA観測と6.8mmでのVLA観測を紹介します。0.87mmおよび1.1mmでの以前のALMAおよびNOEMAの観測と合わせて、これらの観測は全球のスペクトル屈折率プロファイルおよびスペクトルインデックスマップの計算に使用されます。解釈面では、連続体放出のリングに沿った塵の特性を制限するのに役立つ単純な等温スラブモデルの結果を示します。また、リング発光の方位角コントラスト比がミリメートル波長によってどのように変化するかを説明するために、円盤惑星の流体力学シミュレーションに基づいた塵の放射伝達計算の結果も提示します。スペクトルエネルギー分布とスペクトル指数の半径方向プロファイルは、コンパクトな線源から中心に向かう放射が塵の熱放射によって支配されているのではなく、ラジオジェットに由来する自由自由放射によって支配されている可能性が高いことを示しています。6.8mmでの発光、0.87mmで37%。原始惑星系円盤の典型的なスペクトル指数は2.3です。塵円盤の質量は8$\rm\times10^{-5}$M$\rm_{\odot}$と推定されます。これは、平均ガス対塵比を40と仮定すると、円盤の総質量は次のようになります。3.2$\rm\times10^{-3}$M$\rm_{\odot}$。ミリメートルキャビティの外側のリングの方位角コントラスト比は、以前の発見と一致して、1.1mmよりも2.2mmで小さくなります。VLA画像には、リングに沿って$5\sigma$発光のいくつかの結び目が示されており、これはリング発光がその波長でほぼ軸対称であることと一致しています。リング発光の方位角コントラスト比が0.87mmから6.8mmに減少したのは、惑星間隙の外縁で塵が失われる減衰渦によって説明できます。
ロシター・マクラフリン効果と系外惑星の通過：中および低スペクトル解像度での微妙な関連性
| Title |
The_Rossiter-McLaughlin_effect_and_exoplanet_transits:_A_delicate_association_at_medium_and_low_spectral_resolution |
| Authors |
Yann_Carteret,_Vincent_Bourrier,_William_Dethier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12976 |
トランジット分光法による系外惑星大気の特性評価は、大気を通してフィルタリングされた恒星のスペクトルと、オカルトに覆われた恒星領域からの純粋なスペクトルとの比較に基づいています。円盤に積分されたスペクトルは、オカルトスペクトルの代用としてよく使用されますが、それらは星の種類と回転速度に応じてトランジットコードに沿って異なります。これはロシター・マクラフリン(RM)効果と呼ばれ、円盤に統合された恒星スペクトルを使用して計算すると、高いスペクトル分解能で透過スペクトルに偏りが生じることが知られています。最近、最初に主張された系外惑星からの大気信号は、高解像度で観察された特徴がRM効果によってよく再現されるため、ナトリウム二重項の中心での吸収から生じるものではないことが示された。ただし、HSTを使用して中程度のスペクトル分解能で行われた検出が、平滑化されたRMシグネチャから生じたものなのか、それとも惑星の吸収線の翼から生じたものなのかは不明のままです。より一般的には、中程度および低いスペクトル分解能におけるRM効果の影響は、依然として十分に調査されていません。この疑問に対処するために、私たちはEVAporatingExoplanetsコードを使用して、さまざまなシステムにおける現実的な透過スペクトルをシミュレートしました。JWST/NIRSPEC(プリズムモード)で低解像度で測定すると、RM効果がヘイズや分子吸収などの広帯域大気の特徴に偏りを生じさせないことがわかりました。ただし、JWST/NIRSPEC(G140Hモード)またはHST/STISを使用して中解像度で測定された準安定ヘリウムまたはナトリウムからの吸収特性は、特に高速回転子を横切る位置ずれした軌道上の惑星の場合、偏る可能性があります。対照的に、我々は、最初にHD209458bで報告された整列系であるNaの特徴がRM効果によって説明できないことを示し、惑星起源を支持します。
地上ベースとJWSTの大気回収解析を組み合わせたもの：IGRINSとNIRSpecの両者は、WASP-77A bの大気は金属に乏しいということに同意
| Title |
A_Combined_Ground-based_and_JWST_Atmospheric_Retrieval_Analysis:_Both_IGRINS_and_NIRSpec_Agree_The_Atmosphere_of_WASP-77A_b_is_Metal-Poor |
| Authors |
Peter_Smith,_Michael_Line,_Jacob_Bean,_Matteo_Brogi,_Prune_August,_Luis_Welbanks,_Jean-Michel_Desert,_Jonathan_Lunine,_Jorge_Sanchez,_Megan_Mansfield,_Lorenzo_Pino,_Emily_Rauscher,_Eliza_Kempton,_Joseph_Zalesky,_Martin_Fowler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13069 |
地上ベースの高分解能分光法と宇宙ベースの低分解能分光法は、通過する系外惑星の大気を研究する2つの主な手段です。どちらの方法にも独自の長所と短所があり、この2つを組み合わせることで、系外惑星の大気を強力に探査できる可能性があります。共同大気検索枠組み内で、JWSTNIRSpec/G395H二次日食スペクトルと、GeminiSouth/IGRINSによるホットジュピターWASP-77Aの日食前後の熱日食観測を組み合わせました。IGRINSとNIRSpecデータセットからの推論は相互に一貫しており、この2つを組み合わせることで、H$_2$OとCOのガス存在量と垂直熱構造を、個別に提供されたいずれかのデータセットよりも高い精度で測定することができます。。WASP-77Abの太陽系下金属量([(C+O)/H]=-0.61$^{+0.10}_{-0.09}$)と太陽C/O比(C/O=0.57$^{+)を確認しました。0.06}_{-0.06}$)。2種類のデータは補完的であり、存在量の推論は主にIGRINSデータによって行われ、熱構造の推論はNIRSpecデータによって行われます。日食後のIGRINSデータから推論を引き出す私たちの能力は、湿度が高く変動する可能性があるため、トレンド除去プロセスで削除された特異値の数に非常に敏感です。また、IGRINSデータで大気力学の兆候を検索し、伝播する軌道暦誤差が軌道離心率または赤道付近の強力なジェットの両方として現れる可能性があることを発見しました。最新のエフェメリドを使用すると、どちらも検出されません。しかし、我々は熱の不均一性の適度な証拠を発見し、二次日食後の後期に現れるより涼しい夜面を測定しました。
原始惑星系円盤における塵の成長と進化
過去10年間にわたる観測能力の進歩、特にアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ(ALMA)やSPHERE装置は、小石の降着などの理論的革新と並行して、惑星形成と原始惑星系円盤の物理学に関する私たちの理解を再構築しました。このような進歩にもかかわらず、星間物質から原始惑星系円盤内での輸送と成長を経て、重力結合物体になるまでの、マイクロメートルサイズの塵の曲がりくねった経路に沿って謎が残されています。このレビューは、星周円盤における塵の進化に関する現在の知識を概説し、以下の洞察をもたらします:$\bullet$理論的研究と実験室研究により、半径方向のドリフトや沈降などの輸送プロセスを通じて蓄積されやすいサイズまで塵粒子が成長することが正確に予測されています。$\bullet$その過程における重大な不確実性は、依然として乱流のレベル、ダストの成長が停止する閾値衝突速度、およびダストの多孔性の進展である。$\bullet$対称および非対称の部分構造が広く普及しています。ダストトラップは、惑星形成モデルにおける長年の問題を解決しつつあるようであり、微惑星形成が活発に行われている場所であることと観測的に一致しています。$\bullet$場合によっては、惑星が下部構造の背後にある原因として特定されています。これは、惑星がどのようにしてこれほど急速に形成されるのかを理解するために、円盤の初期段階を研究する必要性を強調しています。将来的には、密度、乱流の強さ、運動学、粒子特性など、光学的に厚い領域の物理的状態をより適切に調査することが、実際の物理的プロセスを解明するために不可欠となるでしょう。
星形成核のダイナミクス (DiSCo): プロジェクトの概要とペルセウスの B1 および NGC 1333 領域に向けた初の展望
| Title |
Dynamics_in_Star-forming_Cores_(DiSCo):_Project_Overview_and_the_First_Look_toward_the_B1_and_NGC_1333_Regions_in_Perseus |
| Authors |
Che-Yu_Chen,_Rachel_Friesen,_Jialu_Li,_Anika_Schmiedeke,_David_Frayer,_Zhi-Yun_Li,_John_Tobin,_Leslie_W._Looney,_Stella_Offner,_Lee_G._Mundy,_Andrew_I._Harris,_Sarah_Church,_Eve_C._Ostriker,_Jaime_E._Pineda,_Tien-Hao_Hsieh,_and_Ka_Ho_Lam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12504 |
高密度のガス状コア内の内部速度構造は、分子雲における星形成の初期条件を提供する上で重要な役割を果たします。ただし、GBT-Argusの独自の機能が利用可能になるまでは、機器の制限のため、コアスケール(~0.01～0.1pc)での高密度ガスの運動学的特性は広範には特性化されていませんでした。したがって、進行中のGBT-アーガス大規模プログラム、星形成核のダイナミクス(DiSCo)は、星形成核の角運動量の起源と分布を調査することを目的としています。DiSCoは、高密度ガストレーサーN$_2$H$^+$を使用して、ペルセウス分子複合体のすべての星のないコアとクラス0の原始星のコアを、0.05km/s未満の速度分解能で~0.01pcスケールまで調査します。ここでは、ペルセウス座のB1およびNGC1333領域に向けたDiSCoからの最初のデータセットを紹介します。私たちの結果は、高密度コアの内部速度構造が他のコアスケールの特性とほとんど相関がないことを示唆しており、これらのガスの運動が雲スケールの乱流から外部で発生している可能性があることを示しています。これらの最初のデータセットは、高密度の核速度構造を研究するためのGBT-Argusの能力を再確認し、統計的に幅広いサンプルを使用して角運動量の問題に取り組む将来の研究のための経験的基礎を提供しました。
恒星流に群がる: アリのコロニーにヒントを得た計算でジェラム流の構造を明らかにする
| Title |
Swarming_in_stellar_streams:_Unveiling_the_structure_of_the_Jhelum_stream_with_ant_colony-inspired_computation |
| Authors |
Petra_Awad,_Marco_Canducci,_Eduardo_Balbinot,_Akshara_Viswanathan,_Hanneke_C._Woudenberg,_Orlin_Koop,_Reynier_Peletier,_Peter_Tino,_Else_Starkenburg,_Rory_Smith,_Kerstin_Bunte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12524 |
天の川銀河のハローには、球状星団(GC)や矮星銀河(DG)などの潮汐力が乱れた系の残骸である星流として知られる、動的にコヒーレントな下部構造が複数存在します。特別なケースは、複雑な形態で知られるジェラム川のケースです。GaiaDR3から入手可能なデータを使用して、ジェラムを含む空の領域を抽出しました。次に、選択した領域に属する星の位置と固有運動空間に新しいローカルアラインメントアントテクニック(LAAT)を適用し、データ内のローカル多様体と密接に並んでいる星や局所性の高い領域に属する星を強調表示しました。密度。固有運動空間における流れを表す過密度が2つの成分で構成されていることを発見し、これら2つの信号と以前に報告されたジェラムの狭い空間成分と広い空間成分との対応を示します。$S^5$調査によって提供された動径速度測定値を利用して、動径速度における2つの成分間の分離を初めて確認しました。狭い成分と広い成分の速度分散は$4.84^{+1.23}_{-0.79}$~km/sと$19.49^{+2.19}_{-1.84}$~km/sであり、金属量の分散はそれぞれ$0.15^{+0.18}_{-0.10}$と$0.34^{+0.13}_{-0.09}$。これらの測定値と構成要素の幅の違いは、ジェラムが降下中に天の川銀河に降着したDG内に埋め込まれたGCの残骸であるというシナリオで説明できます。ジェラムの特性はこの合体シナリオで説明できますが、核星団やDGなど、ナロー構成要素の他の前駆体も可能性として残っています。これらの可能性を排除するには、この流れのメンバー星のさらに多くの観測データが必要になるでしょう。私たちの分析は、川の形成履歴に関して川の内部構造の重要性を強調しています。
EAGLEシミュレーションにおける銀河団の歴史と質量含有量
EAGLE流体力学シミュレーションでz=0の銀河団に存在する銀河の質量含有量と、宇宙時間にわたる銀河の質量増加を調査します。私たちはHBT+アルゴリズムで生成された銀河カタログを使用します。これは、シミュレーション全体を通してサブハローの動的進化を追跡することにより、時間の経過とともに一貫してサブハローを識別します。衛星のサブハローと恒星の質量関係(SHSMR)は、二重べき乗則によってよく説明されます。$9<\logm_\star/\mathrm{M}_\odot<10$の恒星質量では、衛星は固定恒星質量での中心銀河のサブハロー質量の20～25%を持ちます。星の質量が大きい場合、衛星のSHSMRは中心星のSHSMRと一致します。衛星のSHSMRは、投影でもクラスターの中心に近い衛星では急激に減少し、最近の弱いレンズ測定とほぼ一致しています。衛星SHSMRの散乱は、すべてのクラスター質量とクラスター中心距離$R<R_\mathrm{200m}$において中心銀河の散乱よりも大きくなります。SHSMR散乱は星の質量とともに1桁にわたって約12%減少しますが、この依存性は降下時間の混合によって説明できます。重要な暗黒物質の前処理が行われます。大規模クラスターへの最近の落下者は、特に別の宿主の衛星として間接的に落下した場合、落下時までにすでに暗黒物質の最大50%を失っていた。それどころか、間接落下銀河の成長が鈍化している証拠が見られるものの、平均して衛星銀河は落下時に依然として恒星質量を増加させており、その後さらに2ギルにわたって増加します。全体として、前処理と後処理はそれぞれ衛星SHSMRに同様の影響を与えます。最後に、中心銀河との比較に基づいて、衛星が経験する平均質量損失を銀河団中心距離の関数として推定するための簡単な処方を提供します。これは観測上の弱いレンズ測定に便利です。[要約]
非負行列分解による分子観察における複数の発光成分のもつれの解き方
| Title |
Disentangling_Multiple_Emitting_Components_in_Molecular_Observations_with_Non-negative_Matrix_Factorization |
| Authors |
Damien_de_Mijolla,_Jonathan_Holdship,_Serena_Viti,_and_Johannes_Heyl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12646 |
銀河および銀河系外の星間物質(ISM)からの分子放出は、高密度ガスの物理的状態を決定するためによく使用されます。ただし、空間的に分解された領域であっても、観察される分子は必ずしも単一の成分から生じているとは限りません。複数のガス成分のもつれを解くことは、放射伝達研究においてしばしば縮退問題となります。この論文では、さまざまな物理的条件を追跡する可能性のある分子遷移の混合線強度マップのセットからガス成分を回収する手段として、非負数行列因数分解(NMF)アプローチの使用を調査します。私たちは、銀河の前星核と高赤方偏移銀河のISMという2つの非常に異なる環境の条件を再現するように設計された合成データセットで一連の実験を実行します。異なるコンポーネントのカラム密度が類似している場合、NMFアルゴリズムは、データ生成プロセスで使用されたコンポーネントに類似した複数のコンポーネントを復元することが多いことがわかりました。ただし、NMFが個々のコンポーネントをすべて回復できない場合は、最も類似した放出コンポーネントをグループ化します。さらに、初期化と正則化がNMFアルゴリズムの効率の重要な要素であることがわかりました。
銀河ハロー内の矮小銀河と微光星団のマゼラン/M2FS および MMT/ヘクトケル分光法
| Title |
Magellan/M2FS_and_MMT/Hectochelle_Spectroscopy_of_Dwarf_Galaxies_and_Faint_Star_Clusters_within_the_Galactic_Halo |
| Authors |
Matthew_G._Walker,_Nelson_Caldwell,_Mario_Mateo,_Edward_W._Olszewski,_Andrew_B._Pace,_John_I._Bailey_III,_Sergey_E._Koposov,_Ian_U._Roederer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12738 |
我々は、天の川ハロー環境内の38個の矮小回転楕円体銀河および微光星団内および/またはそれらに向かう16,369個の恒星ターゲットの分光データを提示します。すべてのスペクトルは、マゼラン/クレイ望遠鏡の多天体ファイバー給電エシェル分光器M2FSまたはMMTのヘクトシェルによる観測から得られ、典型的な限界等級G<21に達します。データ製品には、すべての観測からの処理されたスペクトルと推定値をリストしたカタログが含まれます。--テンプレートモデルフィッティングから導出--視線速度(不確かさの中央値1.1km/s)、実効温度(234K)、表面重力(の底10の対数)(cgs単位で0.52dex)、[Fe/H](0.38dex)および[Mg/Fe](0.24dex)の存在比。サンプルには3720個の光源のマルチエポック測定値が含まれており、光源ごとに最大15エポックが含まれており、固有の分光変動の研究が可能です。このサンプルには、赤色巨星と思われる6078個（表面重力に基づく）と、標的系の可能性のある4494個の星団（視線速度およびガイアが測定した固有運動に基づく）が含まれています。個々のターゲット星系ごとのメンバー星の数は、最も暗い星系では数個から、最も明るい星系では約850個までの範囲に及びます。ほとんどのシステムでは、私たちの新しいサンプルは、これまでに観察されたものよりも広い範囲に広がっています。私たちのサンプルに含まれる可能性のあるメンバーのうち、823個はホストシステムの投影された半光半径の2倍を超えており、42個は5Rhalfを超えています。
アベル 2495 の深部チャンドラ観測: 三重オフセット銀河団におけるスロッシング制御されたフィードバック サイクルの可能性
| Title |
Deep_Chandra_observations_of_Abell_2495:_a_possible_sloshing-regulated_feedback_cycle_in_a_triple-offset_galaxy_cluster |
| Authors |
Luca_Rosignoli,_Francesco_Ubertosi,_Myriam_Gitti,_Fabrizio_Brighenti,_Thomas_Pasini,_Ewan_O'Sullivan,_Fabio_Gastaldello,_Massimo_Gaspari,_Pasquale_Temi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12855 |
我々は、銀河団Abell~2495の新しい深層$Chandra$観測(130~ks)の分析を紹介します。この天体は、クラスター内媒質(ICM)、最も明るいクラスター銀河(BCG)、およびH$\alpha$線で輝く暖かいガスのピーク間に三重オフセットが存在することで知られています。新しい$Chandra$データは、X線放射ピークがBCGから$\sim$6.2kpcの距離にあり、H$\alpha$放射ピークから$\sim$3.9kpcの距離にあることを確認します。さらに、ICM内に2世代のX線空洞が存在することを確認しました。これは、おそらく中央電波銀河の活動によって膨張したものと考えられます。詳細な形態学的およびスペクトル分析を通じて、AGN爆発のパワー($P_{cav}=4.7\pm1.3\times10^{43}$~erg~s$^{-1}$)が、ICM冷却による放射損失を相殺します($L_{cool}=5.7\pm0.1\times10^{43}$~erg~s$^{-1}$)。これは、断片化した冷却コアにもかかわらず、Abell~2495が依然として効果的なフィードバックサイクルを保持していることを示しています。我々は、オフセットはICMのスロッシングによって引き起こされる可能性が最も高く、中心の東$\sim$58kpcにあるガス中に渦巻き構造の存在とおそらく寒冷前線が存在することによって裏付けられています。最終的に、前の$Chandra$スナップショットからすでに示唆されているように、2世代のX線空洞間の爆発間隔は、動的スロッシングタイムスケールのオーダーであることがわかります。したがって、スロッシングは中央AGNに定期的に燃料を供給することにより、Abell~2495におけるAGNフィードバックのタイムスケールを調整できるのではないかと我々は推測しています。
棒状銀河の内側の棒と核のリングの頻度とサイズ、および銀河の性質への依存性
| Title |
The_Frequency_and_Sizes_of_Inner_Bars_and_Nuclear_Rings_in_Barred_Galaxies_and_Their_Dependence_on_Galaxy_Properties |
| Authors |
Peter_Erwin_(Max-Planck-Institut_fuer_extraterrestrische_Physik) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12893 |
155個の棒状S0-Sd銀河の体積と質量が制限された(D<30Mpc、log(M_star/M_sun)$\geq9.75$)サンプルを使用して、棒内の二次構造を持つ割合を決定します。約20+/-3%には別の内側のバーがあり、二重バーになっています。同一の画分には核環があり、11^{+3}_{-2}%には両方が存在します。内側バーの周波数は恒星の質量の強力な単調関数です。log(M_star/M_sun)=9.75-10.25の棒銀河のうち4^{+3}_{-2}%のみが二重バー銀河であり、47+/-log(M_star/M_sun)>10.5を持つものは8%です。核リングの頻度はバーの絶対サイズの強い関数です。長半径が2kpc未満のバーの1^{+2}_{-1}%のみに核リングがありますが、39^{+6}_{大きなバーでは-5}%になります。非常に後期型(Scd--Sd)銀河には、内側の棒と核の環の両方が存在しません。内側のバーのサイズは銀河の星の質量と相関していますが、バーの主な集団からは明らかに小さなサイズにオフセットされています。これにより、星の質量に基づいて一貫した方法で「核棒」を定義することが可能になります。棒が核の棒サイズである単棒銀河が8つあります。これらのいくつかは、外側の棒が形成されなかった星系、または外側の棒が溶解した以前の二重棒銀河である可能性があります。内側のバーのサイズはホストバーのサイズとさらに密接に相関しており、これが主な要因である可能性があります。対照的に、核の輪のサイズは銀河の質量や棒のサイズと弱い相関しかなく、内側の棒よりもサイズのばらつきが大きい。
等温超音速乱流におけるエネルギーの統計
乱流は、多くの天体物理システムにおける重要なプロセスです。この研究では、等温、超音速、乱流ガスの熱エネルギーと運動エネルギーの統計を調査します。熱エネルギーと運動エネルギーのPDFとそれらの結合PDFの解析式を開発します。これらの解析モデルを、4つの異なるマッハ数(1、2、4、8)および3つの異なる駆動パターン(圧縮、混合、ソレノイド)にわたる$1024^3$セルの固定解像度を持つ一連のシミュレーションと比較します。熱エネルギーPDFに興味深いジャンプの不連続性が発見され、それが結合PDFに引き継がれます。
MIGHTEE 偏光の初期科学分野: 深い偏光の空
| Title |
MIGHTEE_Polarization_Early_Science_Fields:_The_Deep_Polarized_Sky |
| Authors |
A._R._Taylor,_S._Sekhar,_L._Heino,_A._M._M._Scaife,_J._Stil,_M._Bowles,_M._Jarvis,_I._Heywood,_and_J._D._Collier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13230 |
MeerKAT国際ギガヘルツ段階的銀河系外探査(MIGHTEE)は、MeerKATの大規模調査プロジェクトの1つであり、SKAの主要な科学の道筋を見つけるために設計されています。MIGHTEEは、$\mu$Jy感度まで合計20平方度のよく観察された4つのフィールド(COSMOS、XMM-LSS、ELAISS1、CDFS)の深層電波イメージングを行っています。880～1690MHzの広帯域イメージング観察により、全強度連続体、分光偏光分析、原子状水素スペクトルイメージングが得られます。MIGHTEEの初期の科学データは、COSMOSとXMM-LSSの初期観測から公開されています。この論文では、MIGHTEEの初期科学分野の分光偏光測定と偏光データ処理について説明し、偏光データの画像とカタログを提示します。カタログには、$\sim$20$\mu$Jy\,bm$^{-1}$の偏光強度検出限界までの13,271個の総強度無線源の電波スペクトル指数、赤方偏移情報、およびファラデー回転測定合成結果が含まれています。324のソースから偏光信号が検出されました。偏光検出については、ファラデー合成と$Q$、$U$フィッティングの両方からのファラデー深さのカタログ、および総強度と偏光スペクトルインデックスが含まれています。全無線源と検出された偏波源の赤方偏移の分布は同じであり、赤方偏移の中央値はそれぞれ0.86と0.82です。より長い波長での放射の偏光解消は、総強度スペクトル指数が減少するにつれて増加することが見られ、これは、偏光解消が電波源に固有のものであることを示唆しています。ファラデー深度の分散の赤方偏移依存性に関する証拠は見られません。
ローマ宇宙望遠鏡による原始ブラックホールによる天文マイクロレンズ
| Title |
Astrometric_Microlensing_by_Primordial_Black_Holes_with_The_Roman_Space_Telescope |
| Authors |
James_Fardeen,_Peter_McGill,_Scott_E._Perkins,_William_A._Dawson,_Natasha_S._Abrams,_Jessica_R._Lu,_Ming-Feng_Ho,_Simeon_Bird |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13249 |
原始ブラックホール(PBH)は、暗黒物質の一部を説明し、初期宇宙物理学の多くの分野に光を当てる可能性があります。半世紀以上にわたって研究に関心が寄せられてきたにもかかわらず、PBH集団はこれまで検出を免れてきました。$(10^{-9}-10)M_{\odot}$質量範囲のPBH($f_{\rmDM}$)で構成される暗黒物質の割合に対する最も競合的な制約は、測光マイクロレンズと$f_{\rmDM}\lesssim10^{-2}-10^{-1}$に限定されます。ミリ秒（マス）以下の天文計測機能を備えたローマ宇宙望遠鏡と、計画されている銀河バルジ時間領域探査（GBTDS）の出現により、天文計測マイクロレンズ痕跡の検出は日常的なものになるでしょう。測光マイクロレンズと比較して、天体測マイクロレンズ信号は、異なるレンズ質量と距離の構成に敏感であり、異なる情報を含むため、補完的なレンズプローブとなります。サブマス天文精度では、天文マイクロレンズ信号は通常、測光信号よりも大きなレンズと光源の距離で検出可能であり、純粋な天文イベントのマイクロレンズ検出チャネルが示唆されています。銀河シミュレーションを使用して、この純粋な天文マイクロレンズチャネルを介してGBTDS中に検出可能なマイクロレンズイベントの数を予測します。検出可能なイベントの数は、$1M_{\odot}$PBHの集団に対して$\およそ10^{3}f_{\rmDM}$でピークに達し、$\およそ10f_{\rmDM}まで減少することがわかります。$と$\約100f_{\rmDM}$は、それぞれ$10^{-4}M_{\odot}$と$10^{3}M_{\odot}$でした。ステラレンズからのPBHの識別可能性を考慮すると、GBTDSは敏感であり、$f_{\rmDM}$のPBH集団は$(10^{-1}-10^{2})M_{\odot}$は新しいPBH制約を生み出す可能性があります。
| Title |
The_detectability_of_single_spinless_stellar-mass_black_holes_through_gravitational_lensing_of_gravitational_waves_with_advanced_LIGO |
| Authors |
Chengjiang_Yin_and_Jian-hua_He |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12451 |
私たちは、最先端のLIGOに関して、スピンレス恒星質量ブラックホールによってレンズ化された重力波の検出可能性を調査します。シュワルツシルトブラックホールの時空で完全相対論的線形波動方程式を解くことにより、特に合体とリングダウンの段階で、強い重力がレンズ波形に独特の信号を生成する可能性があることがわかりました。レンズ付き波形と、スピン歳差運動および高次多極子を備えた最もよく適合したレンズなし一般相対性理論テンプレートとの間のフィッティング係数の違いは、$70M_{\odot}<M_以内のレンズブラックホール質量に対して$5\%$を超えています。高度なLIGOの感度では、{\rmレンズ}<133.33M_{\odot}$です。これは、点質量の弱場近似に基づく以前の解析よりも最大5倍検出可能であり、星の進化理論によって予測されるブラックホールの質量ギャップの大部分をカバーします。ベイズ推論に基づいて、レンズ機能は$M_{\rmレンズ}=70M_{\odot}$の場合は12.5、$M_{\rmレンズ}=250M_の場合は19.2のS/N比で区別できます。{\odot}$、これは高度なLIGOで達成可能です。
非ブレーザー AGN PKS 0521-36 におけるガンマ線準周期振動の検出
準周期振動(QPO)は、フェルミ検出された多くの明るいブレーザーで検出されています。このレターでは、15年間にわたるFermi-LATデータ全体にわたって検索された非ブレーザーAGNPKS0521-36で複数のQPOが検出されたことを報告します。QPOは268日、295日、および806日のタイムスケールで3$\sigma$を超える有意性で検出されます。806日目に検出されたQPOは、たまたま268日目のQPOの3次高調波です。時間スケールは、Lomb-Scargle分析とウェーブレット分析の両方で一貫しています。さらに、QPOの存在を明らかにするために、確率的に駆動される減衰調和振動子(SHO)および減衰ランダムウォーク(DRW)モデリングを使用して、光度曲線のガウスプロセスモデリングが実行されます。構築されたパワースペクトル密度(PSD)は2つのQPOを示し、観測されたタイムスケールは約283日と886日です。これは、長期QPOが検出された最初の非ブレーザーAGNです。以前の研究では、この源には弱いビームジェットがあることが示されています。これらのQPOの正確な原因はまだ不明です。また、さまざまなブレーザーで検出された$\gamma$線QPOを組み立て、ブラックホールの質量に依存するQPO時間スケールをテストしました。有意な相関は見られません。
ペルセウス銀河団の測定された物理パラメータに対する原子データの不確実性の影響を調査する
| Title |
Investigating_the_impact_of_atomic_data_uncertainties_on_measured_physical_parameters_of_the_Perseus_galaxy_cluster |
| Authors |
Priyanka_Chakraborty,_Rachel_Hemmer,_Adam_R._Foster,_John_Raymond,_Arnab_Sarkar,_Randall_Smith,_Nancy_Brickhouse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12712 |
XRISMやAthenaなどのミッションからの今後の高品質スペクトルを解釈するには、正確な原子データとプラズマモデルが不可欠です。温度、存在量、乱流、共鳴散乱係数などの物理量の推定は、基礎となる原子データに大きく依存します。ひとみが観測したペルセウス座のスペクトルをモデル化する際に、AtomDBツールvariableapecを使用して、アインシュタインA係数、衝突速度係数、H、He、Li様鉄のイオン化および再結合速度における原子データの不確実性の影響を推定しました。最適な温度、存在量、共鳴散乱係数、原子データの不確実性を含む乱流は、最適な温度、存在量、共鳴散乱係数、および乱流からそれぞれ約17%、35%、30%、および3%変化しました。原子データの不確実性なしで乱流を推定。これは、不確実性を含む最適な温度、存在量、および共鳴散乱係数の約32%、35%、および25%が、ゼロで計算された対応する最適値の3$\sigma$誤差領域の外側にあることを示しています。アトミックデータエラー。エネルギー範囲を1.8～20.0keVに拡大すると、ばらつきが少なくなり、存在量の26%と共鳴散乱係数の22%が最適値の3$\sigma$誤差の範囲外にあります。また、正確な実験室測定が必要な重要な原子量を特定するために、物理パラメータと原子速度の不確かさの間の相関関係も研究しました。最適温度とz(1s.2s$^{3}\rmS_{1}\rightarrow1s^{2}$)衝突率係数、存在量およびy(1s.2p$^{3)の間に負の相関があることを報告します。}\rmP_{1}\rightarrow1s^{2}$)衝突率係数、存在量とz衝突率係数、共鳴散乱係数とwの正の相関(1s.2p$^{1}\rmP_{1)}\rightarrow1s^{2}$)衝突率係数。
ミリ波VLBIによるディスク放出モデルとジェット放出モデル間の判別式としての射手座A*のコアシフト
銀河中心にある超大質量ブラックホールである射手座A*(SgrA*)の周囲の発光領域の性質については、依然として議論が続いています。ジェットモデルの予測では、高度に平行化された相対論的アウトフローが支配的な発光を観察すると、活動銀河核の電波コアの位置の周波数に依存したシフト（コアシフト）が発生するという。私たちは、ミリメートル超長基線干渉計を使用して、SgrA*の無線コアの周波数依存位置を研究し、さまざまな放射モデルのコアシフトを推定し、視野角と方向の関数としてのコアシフトの進化を調査し、星間散乱がある場合のその挙動。降着流入モデル（ディスク）と相対論的流出モデル（ジェット）について、SgrA*付近の放出の画像をシミュレーションします。これらは、3次元の一般相対論的磁気流体力学シミュレーションに基づいています。さまざまな視野角と方向をサンプリングして22、43、および86GHzで磁束密度マップを作成し、散乱の影響を調べます。ジェット主体のモデルは、ディスク主体のモデルよりも大幅に大きなコアシフト(場合によっては16倍)を示し、中間視野角(i=30、45度)では最大のコアシフトを示します。私たちのジェットモデルは、SgrA*のコアの周波数に依存する位置のべき乗則の関係に従います。位置角度が0度から90度に増加するにつれて、コアのシフトは減少します。ディスクモデルはべき乗則の関係にうまく適合せず、そのコアシフトは視野角の変化に鈍感です。屈折散乱を含むジェットモデルのコアシフトには、1cmあたり241.65+-1.93マイクロ秒の上限を設定します。私たちのジェットモデルは、円錐ジェットによるAGNの以前の予測と一致しており、星間散乱が存在する場合でもコアシフトを回復することができます。
反復 FRB のバースト発生時のメモリ
| Title |
Memory_in_the_Burst_Occurrence_of_Repeating_FRBs |
| Authors |
Ping_Wang,_Li-Ming_Song,_Shao-Lin_Xiong,_Xiao-Yun_Zhao,_Jin_Wang,_Shu-Min_Zhao,_Shuo_Xiao,_Ce_Cai,_Sheng-Lun_Xie,_Wang-Chen_Xue,_Chen-Wei_Wang,_Yue_Wang,_and_Wen-Long_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12978 |
FRBの物理を調べるには、繰り返しFRBの性質を理解することが重要です。この研究では、4つのデータセットから3つの繰り返しFRBのバースト間の待ち時間の統計を分析します。待ち時間が以前の時間間隔($\lambda_0$で示される)に普遍的に顕著に依存していることがわかります。短い待ち時間の後には短い待ち時間が続き、長い待ち時間が続く傾向がある一時的なクラスタリングが観察されます。このメモリ依存性は、条件付き平均待機時間と次のバーストまでの条件付き平均残存時間に現れ、どちらも$\lambda_0$に正比例して増加します。したがって、前のバースト後の所定の時間枠内で後続のFRBバーストが発生する可能性は、バースト履歴によって大きく影響されます。我々は、これらのメモリ効果がスケール不変の事前条件付き待ち時間分布に存在することを初めて明らかにしました。メモリ効果により、繰り返しのFRBと見かけの非繰り返しFRB(つまり1回だけ観察された)の両方を説明できる待ち時間の統一された説明が提供されることを示します。これらの結果は、FRBのメカニズムに新たな光を当てます。
超高エネルギー宇宙線の銀河起源について
数百万年前の銀河中心の超大質量ブラックホールの活動に伴う強力な相対論的ジェットによる粒子の加速が、$10^{15}$eVより高いエネルギーで観測された宇宙線スペクトルを説明できる可能性があることが示された。加速された粒子は、銀河形成直後の超新星と中心ブラックホールの活動によって生成された、拡張された磁化ガスハローの中に効率的に閉じ込められます。私たちは、超高エネルギー宇宙線の重化学組成と軽化学組成の両方が観測結果と一致する可能性があることを発見しました。
| Title |
Photons_from_neutrinos:_the_gamma_ray_echo_of_a_supernova_neutrino_burst |
| Authors |
Cecilia_Lunardini,_Joshua_Loeffler,_Mainak_Mukhopadhyay,_Matthew_J._Hurley,_Ebraheem_Farag,_F._X._Timmes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13197 |
星が核の崩壊を起こすと、あらゆる種のニュートリノが約10秒間バーストして膨大な量のエネルギーが放出されます。星の水素エンベロープでの逆ベータ崩壊は電磁カスケードを引き起こし、最終的に0.511MeVの特性エネルギーでガンマ線のフレア(ニュートリノバーストの「エコー」)を引き起こします。私たちはこのフレアの現象学と検出可能性を研究しています。その光度曲線は、数秒間の速い上昇と同様に速い下降を特徴とし、その間に1分または1時間のプラトーがあります。地球に近い星(距離D<1kpc)の場合、エコーは有効面積10^3cm^2以上の近い将来のガンマ線望遠鏡で観測可能になります。その観察により、封筒のサイズと構成がわかります。ニュートリノバーストの直接検出と併せて、視線から離れたニュートリノ放出に関する情報も得られ、恒星表面と地球の間のニュートリノ伝播の影響のテストが可能になります。
L 銀河による潮汐破壊現象の人口統計: I. 体積 TDE 率と核星団の豊富さ
| Title |
Demographics_of_Tidal_Disruption_Events_with_L-Galaxies:_I._Volumetric_TDE_rates_and_the_abundance_of_Nuclear_Star_Clusters |
| Authors |
M._Polkas,_S._Bonoli,_E._Bortolas,_D._Izquierdo-Villalba,_A._Sesana,_L._Broggi,_N._Hoyer_and_D._Spinoso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13242 |
星は巨大なブラックホールの近くで潮汐力によって引き裂かれ、潮汐破壊現象（TDE）として分類される発光フレアを引き起こす可能性があります。これらの現象は、中質量ブラックホールの大量成長に寄与している可能性があり、進行中の過渡調査からの新しいサンプルは、他の方法では検出できないこの成長チャネルに関する有用な情報を提供する可能性があります。この研究は、宇宙論的な枠組みでブラックホールとその銀河環境の共進化をモデル化することにより、TDEの人口統計を研究することを目的としています。我々は、半解析銀河形成モデルL-Galaxiesを使用します。これは、ブラックホールの種と成長、スピンの進化、バイナリブラックホールのダイナミクスに関する複数のシナリオを含む、銀河と大質量ブラックホールの進化を追跡します。時間依存のTDE率は、PhaseFlowで解かれた1次元のフォッカープランク方程式の解に従って、銀河環境に応じて各ブラックホールに関連付けられます。私たちのモデルは、33個のTDEの最新の光学サンプルおよび以前のX線サンプルと一致するTDE体積率を生成します。この合意には、ブラックホールを持つ核星団の高い占有率が必要です。なぜなら、これらの星の貯蔵庫は、すべての質量体制においてTDEの大部分をホストしているからです。これまでの研究とは異なり、TDE速度は${\sim}\,10^{6.5}$M$_{\odot}$のピークまではブラックホールの質量の増加関数であり、それを超えると速度は低下すると予測しています。浅いべき乗則分布。また、事象の地平線抑制におけるブラックホールのスピン分布とTDEによる累積成長への影響についても議論します。私たちの結果は、特に中質量ブラックホールや矮小銀河の低質量領域に向けて、時間依存のTDE速度の必要性を強調しています。
中性子星の質量分布と最大質量：軌道傾斜角の影響
| Title |
Mass_Distribution_and_Maximum_Mass_of_Neutron_Stars:_Effects_of_Orbital_Inclination_Angle |
| Authors |
L\'ivia_S._Rocha,_Jorge_E._Horvath,_Lucas_M._de_S\'a,_Gustavo_Y._Chinen,_Lucas_G._Bar\~ao_and_Marcio_G._B._de_Avellar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13244 |
超高密度の物質は、中性子星の内部で物理的に実現されます。重要な特性の1つはその最大質量であり、これは天体物理学と超高密度物質の状態方程式に広範な影響を及ぼします。この研究では、ベイジアン解析を使用して、銀河中性子星の質量分布と最大質量閾値を精査します。2つの異なるモデルを比較して、最も重要な量である軌道傾斜角の余弦($i$)の一様分布を仮定することの影響を評価します。これは、これまでの解析では一般的でした。この一般的な仮定により、最大質量は$2.25$~$M_\odot$($90\%$信頼度内では2.15--3.32~$M_\odot$)となり、最大値付近に強いピークが生じます。ただし、$i$の観測制約が間接的に含まれる2番目のモデルでは、解析は$2.56^{+0.87}_{-0.58}~M_\odot$($2\sigma$の不確実性)の質量限界をサポートします。それは、統計がまだ限られているものの、重力波観測から収集されたいくつかの最近の結果と同じ方向を示しています。この研究は、軌道傾斜角を正確に扱うことの重要性を強調し、中性子星の最大質量に関する進行中の議論に貢献し、個々の中性子星の質量決定における不確実性の重要な役割をさらに強調しています。
アマテラスの粒子はどこから来たのか?
テレスコープ・アレイ・コラボレーションは最近、$2.4\times10^{20}$eVという非常に高いエネルギーを持つ宇宙線粒子「アマテラス」の検出を報告しました。ここでは、その推定電荷とその生成の軌跡を調査します。一次鉄核またはわずかに剥ぎ取られた破片として、この現象は、UHECRの組成とスペクトルに関する既存のパラダイムによく適合します。銀河磁場の強度と構造の最新のモデリングを使用し、不確実性を考慮して、我々は、発生源と考えられる体積。発生源の方向に関する位置不確実性は$4\pi$の6.6\%、つまり2726deg$^2$と推定されます。磁気偏向の不確実性と実験的エネルギーの不確かさは、位置特定にほぼ等しく寄与します。最大ソース距離は8～50Mpcであり、その範囲はエネルギー割り当ての不確実性を反映しています。イベントの局在領域を示す天空図を提供し、さまざまなタイプの銀河の位置を重ね合わせます。強力な電波銀河の中に候補源はありません。AGNまたは星形成銀河が起源である可能性は低いですが、より正確なエネルギー決定がなければ完全に除外することはできません。最も単純な選択肢は、アマテラスが他の点では区別できない銀河の一時的な出来事で創造されたというものです。
SN 2021adxl: 金属量が極めて低い環境での、近くで輝く相互作用超新星
| Title |
SN_2021adxl:_A_luminous_nearby_interacting_supernova_in_an_extremely_low_metallicity_environment |
| Authors |
S._J._Brennan,_S._Schulze,_R._Lunnan,_J._Sollerman,_L._Yan,_C._Fransson,_I._Irani,_J._Melinder,_T.-W._Chen,_K._De,_C._Fremling,_Y.-L._Kim,_D._Perley,_P._J._Pessi,_A._J._Drake,_M._J._Graham,_R._R._Laher,_F._J._Masci,_J._Purdum,_H._Rodriguez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13280 |
SN2021adxlは、ゆっくりと進化している明るい、非対称輝線プロファイルを持つIIn型超新星で、よく研究されているSN2010jlと同様です。私たちは、発見から約1.5年をカバーする広範な光学、近紫外、近赤外の測光と分光法を紹介します。SN2021adxlは、主銀河の中心から離れた活発に星形成が行われている領域の頂上という、異常な環境で発生しました。Ly{\alpha}、OII、およびコンパクトコアの出現により、SN2021adxlのホストは、より高赤方偏移のグリーンピース銀河に類似したブルーベリー銀河として分類されるでしょう。いくつかの存在量指標を使用して、爆発環境の金属量は太陽のわずか10%であることがわかり、これはタイプIInSN環境で報告されている金属量の中で最も低いものです。SN2021adxlはr~-20.2等のピーク等級に達し、発見以来、SN2021adxlはrバンドで~4等級しか減光せず、18か月間の累積放射エネルギーは~1.5e50ergです。SN2021adxlは、X線の検出によって見られ、コロナ輝線の検出によって明らかになり、多成分の水素とヘリウムのプロファイルを通じて、複雑な星周媒質との相互作用の強い兆候を示しています。この相互作用をさらに理解するために、モンテカルロ電子散乱コードを使用してH{\alpha}プロファイルをモデル化します。青方偏移した高速成分は、放射状に薄い球状の殻からの放射と一致しており、電子散乱による幅広い放射成分が生じます。この放出殻の速度進化を使用すると、最初の約200日間の定常状態の質量損失率が年間4-6e-3Msunであると仮定すると、SN噴出物は少なくとも5Msunの星周物質と衝突することがわかります。進化。SN2021adxlの観測を続けると、SN2010jlで見られたものと同様に、塵の形成や赤外線の過剰の兆候が明らかになる可能性があります。
| Title |
Three-body_encounters_in_black_hole_discs_around_a_supermassive_black_hole:_The_disc_velocity_dispersion_and_the_Keplerian_tidal_field_determine_the_eccentricity_and_spin-orbit_alignment_of_gravitational_wave_mergers |
| Authors |
Alessandro_Alberto_Trani,_Stefano_Quaini,_Monica_Colpi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13281 |
超大質量ブラックホール(SMBH)の周囲のコンパクト天体の円盤内での恒星質量ブラックホール(BH)の動的遭遇は、BH連星の形成と合体を加速する可能性があります。このような円盤内でのBH間のバイナリ単一遭遇は、非常に偏心したBH合体の過剰につながる可能性があると提案されています。しかし、これまでの研究では、円盤の速度分散とSMBHの潮汐場が3体ダイナミクスにどのような影響を与えるかが無視されてきました。私たちは、円盤速度分散のさまざまな値を考慮してバイナリとシングルの遭遇の結果を調査し、SMBHの潮汐場の役割を調べます。次に、それらを含めることがBHバイナリのマージのプロパティにどのような影響を与えるかを示します。最大次数3.5PNまでのポストニュートン補正を含む、高精度の正規化コードTSUNAMIを使用して、4体衝突(つまり、SMBHを4番目の粒子として使用)のシミュレーションを実行します。円盤速度分散は、円盤内の軌道がどのように整列して円形になるかを制御し、遭遇前の2進単一ペアの相対速度を決定します。速度分散が減少するにつれて、遭遇後の連星の離心率は熱から超熱に移行し、連星の硬化が強化されます。これら2つの領域間の移行は、ディスクの離心率と傾斜角がe~i~10^-4のオーダーで起こります。これらの異なる領域は、ランダムな動きによって支配されるディスクと、ケプラーせん断によって支配されるディスクに対応します。SMBHの潮汐場と円盤速度分散が含まれると、GW合体の数、特に高度に偏心した吸気の数に大きな影響を与える可能性があります。これらは、低速分散では最大2倍高く、高速分散では最大12倍低くなります。スピン軌道配列は、高速分散時にのみ潮汐場の影響を受け、逆配列の二元BHの形成を効果的に抑制します。
テンプレート: JWST/NIRSpec 積分場分光法のための堅牢な外れ値除去方法
| Title |
TEMPLATES:_A_Robust_Outlier_Rejection_Method_for_JWST/NIRSpec_Integral_Field_Spectroscopy |
| Authors |
Taylor_A._Hutchison,_Brian_D._Welch,_Jane_R._Rigby,_Grace_M._Olivier,_Jack_E._Birkin,_Kedar_A._Phadke,_Gourav_Khullar,_Bernard_J._Rauscher,_Keren_Sharon,_Manuel_Aravena,_Matthew_B._Bayliss,_Lauren_A._Elicker,_Seonwoo_Kim,_Manuel_Solimano,_Joaquin_D._Vieira,_David_Vizgan_(TEMPLATES_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12518 |
WedescribeacustomoutlierrejectionalgorithmforJWST/NIRSpecintegralfieldspectroscopy.Thismethodusesalayeredsigmaclippingapproachthatadaptsclippingthresholdsbaseduponthespatialprofileofthesciencetarget.Wefindthatthisalgorithmproducesarobustoutlierrejectionwhilesimultaneouslypreservingthesignalofthesciencetarget.もともと、このメソッドは、jwstパイプライン外れ値検出ステップの不満足な初期パフォーマンスへの対応として開発されましたが、スタンドアロンソリューションとして、または現在のパイプラインソフトウェアの補足として機能します。残りの(つまり、フラグが立てられていない)アーティファクトを現在のパイプラインの外れ値検出ステップと比較すると、私たちの方法ではjwstパイプラインの5分の1の数の残留アーティファクトが発生することがわかります。ただし、両方の方法を組み合わせると、ほぼすべてのアーティファクトが除去されることがわかりました。これは、アルゴリズムの堅牢な外れ値除去とパイプラインの個別ディザの両方を利用するアプローチです。ThiscombinedapproachiswhattheTEMPLATESEarlyReleaseScienceteamhasconvergeduponforourNIRSpecobservations.Finally,wepubliclyreleasethecodeandJupyternotebooksforthecustomoutlierrejectionalgorithm.
| Title |
Multi-messenger_astronomy_in_the_new_physics_modality_with_GPS_constellation |
| Authors |
Arko_P._Sen,_Kalia_Pfeffer,_Paul_Ries,_Geoffrey_Blewitt_and_Andrei_Derevianko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12752 |
私たちは、マルチメッセンジャー天文学における斬新でエキゾチックな物理学、モダリティを探求します。私たちは、合体によって放出されるエキゾチックなフィールドと、原子時計のネットワークによるそれらの直接検出に興味があります。私たちは特に、全地球測位システムの衛星に搭載されたルビジウム時計に焦点を当てています。ブラックホール特異点の合体中にエキゾチックフィールドのバーストが生成され、量子重力メッセンジャーが放出される可能性がある。検出可能であるためには、そのような場は超軽量かつ超相対論的である必要があり、私たちはそれらをエキゾチック低質量場(ELF)と呼びます。このような場はゼロではない質量を持っているため、ELFバーストは、まったく同じ合体によって放出される重力波よりも遅れます。次に、重力波観測所は、微弱なELF信号を探索する原子時計ネットワークに検出トリガーを提供します。ELFは、センサーネットワーク全体にアンチチャープ過渡現象を刻み込みます。ELFが基本定数の変動を引き起こす場合、ELFは原子時計によって検出可能です。GPS衛星に搭載された時計を使用してELFバーストを探索する技術の開発の進捗状況を報告します。私たちは、2017年8月17日の連星中性子星の合体GW170817に焦点を当てます。LIGO重力波トリガー後のクロックノイズに興味深い過剰があることがわかりました。過剰なノイズは、LIGOトリガー後の太陽電子束の増加によって説明できる可能性があります。
美星町における光害の長期変動
日本の西部に位置する美星町は、独自の条例と住民の努力により、美しい夜空を光害から守る町として知られています。天体観測の正確な測定のためには、光害の量と質を監視することも重要です。街中の蛍光灯は徐々に発光ダイオード（LED）ランプに置き換えられました。光害が天体観測にどの程度の影響を与えているかを調べるため、2006年から美星天文台（BAO）に設置されている101cm望遠鏡で撮影された測光分光データのアーカイブデータを分析した結果、光害による天体観測への影響は明らかではありませんでした。光学帯域における空の明るさは大きく変動しますが、分光観測により、2017年から2023年にかけてLED光に由来する4500\AA付近の青いこぶが観察されました。BAOで観測された光害の明るさは変化していませんが、光の起源は徐々に変化しています。蛍光灯からLED電球に変わりました。
時分割超電導量子干渉素子マルチプレクサ用バイアス電流源の開発
| Title |
The_development_of_bias_current_source_for_time-division_superconducting_quantum_interference_device_multiplexer |
| Authors |
N._Li_and_G._Liao_and_D._Yan_and_Y._Xu_and_Y._Zhang_and_Z._Liu_and_S._Yuan_and_Y._Zhang_and_H._Gao_and_Y._Li_and_Y._Gu_and_C._Liu_and_H._Li_and_Z._Li_and_X._Ren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12851 |
遷移エッジセンサー(TES)は、サブミリ波放射線からガンマ線までの光子を検出するのに役立つデバイスであり、通常は電流バイアスポイントで動作します。TESの大規模アレイ応用の問題は、超伝導量子干渉デバイス(SQUID)に基づく低温多重読み出しです。現在、最も成熟したテクノロジーは時分割多重SQUID(TDM)です。TDMに適切な電流バイアスを提供するために、構成可能な超低ノイズ電流源(CLCS)を設計します。これは、超低ノイズ計装アンプと低ノイズ、高解像度(20ビット)デジタルアンプのフィードバック構造に基づいています。アナログコンバーター(DAC)。CLCSの高インピーダンス出力により、インピーダンスの不整合の問題が回避されます。CLCSは、$0$～5mAの電流出力範囲で10nAの超高分解能を備えています。CLCSの性能をテストするために、構造の異なる3つのTESを使用してI-Vテストを実施し、その結果を商用電源モジュールSIM928と比較します。一方、CLCSの出力ノイズレベルをSIM928と比較し、TESの異なる電流バイアスでのシステム全体のノイズを分析します。上記のすべての測定と分析により、CLCSのパフォーマンスが実験要件を満たしていることが検証されます。
CiaoCiao WFS: ELT でのフェーズの不連続性の検出
今後登場する超大型望遠鏡は、いわゆる「瞳断片化」効果に対処する必要があります。超大型望遠鏡(ELT)に関して言えば、副鏡を支える太いスパイダーレッグの存在が、鏡全体にわたって目に見えない位相の不連続を引き起こす可能性があります。補償光学補正のパフォーマンスを制限する可能性がある瞳孔セクター。これに関連して、瞳セクター間の位相差を感知する回転シアリング干渉計で構成される波面センサー(WFS)、CiaoCiaoWFSを提案します。この研究では、CiaoCiaoWFSの概念と数値シミュレーションを通じて実行された最初の解析を紹介します。特に、ELT観測用マルチコンジュゲート補償光学リレー(MORFEO)を使用した観測中に、低風の影響によって位相の不連続が誘発された場合のこのような波面センサーの性能を分析します。
宇宙のビルビー: LISA で観測された過渡重力波信号のベイズ推論
| Title |
BILBY_in_space:_Bayesian_inference_for_transient_gravitational-wave_signals_observed_with_LISA |
| Authors |
Charlie_Hoy,_Laura_K._Nuttall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13039 |
レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)は2030年代半ばに打ち上げられる予定で、大規模なブラックホール連星合体や極端な質量比のインスピレーションなどからの重力波候補を観測すると期待されています。LISAミッションの科学的成果を最大化するには、観測された重力波信号から発生源の特性を正確に推測することが重要です。ユーザーフレンドリーなベイジアン推論ライブラリであるBILBYは、既存の地上の重力波検出器からのデータに対して重力波推論を実行するために定期的に使用されます。LISAを使用したベイジアン推論には、地上ベースの推論を超える追加のサブタイトルと複雑さが含まれることを考慮して、この作業では、LISAを使用してパラメーター推定を実行するようにBILBYを変更します。我々は、完全にネストされたサンプリングを実行して、a)ゼロノイズおよびb)理想化された機器ノイズの過渡重力波信号からLISA音源の特性を正確に推測できることを示します。大規模なブラックホールバイナリマージに焦点を当てることで、高次の多重極波形モデルを使用して1年分のシミュレートされたLISAデータを分析できることを実証し、尤度計算を最適化する手法と比較した完全なネストされたサンプリングの計算コストとパフォーマンスについて議論します。ヘテロダイン尤度など。
非常に不均衡な測光データセットからの QSO 選択の再現率を高める
| Title |
Boost_recall_in_QSO_selection_from_highly_imbalanced_photometric_datasets |
| Authors |
Giorgio_Calderone,_Francesco_Guarneri,_Matteo_Porru,_Stefano_Cristiani,_Andrea_Grazian,_Luciano_Nicastro,_Manuela_Bischetti,_Konstantina_Boutsia,_Guido_Cupani,_Valentina_D'Odorico,_Chiara_Feruglio,_Fabio_Fontanot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13194 |
コンテクスト。明るいQSOの特定は、銀河間物質を調査し、宇宙論における未解決の問題に対処するために非常に重要です。現在利用可能な測光調査でそのような情報源を見つけるために、機械学習方法を含むいくつかのアプローチが採用されています。しかし、汚染源（星や銀河など）と比較して、高い赤方偏移での明るいQSOは稀であるため、特に高い完全性が要求される場合、信頼できる候補の選択は困難な作業になります。目的。我々は、星、銀河、低zQSO（不均衡なデータセット）が大半を占める測光データセットからQSOを選択する際の再現率（つまり、考慮されたサンプル内の完全性）を高めるための新しい手法を提案します。方法。私たちの方法は、残りのデータセットに主にhigh-zQSOが含まれるまで、興味のないクラスに属する確率がユーザー定義のしきい値を超えるソースを繰り返し削除することで動作します。分類確率の推定が可能であれば、既存の任意の機械学習手法を基礎となる分類器として使用できます。この方法をPanSTARRS1、Gaia、WISEのクロスマッチングによって得られたデータセットに適用し、私たちの方法とその直接のマルチラベル対応物の両方を使用してhigh-zQSO候補を特定しました。結果。トレーニングデータセットとテストデータセットをランダムに選択していくつかのテストを実行したところ、再現率が大幅に向上し、z>2.5のQSOでは50%から85%に、z>3のQSOでは70%から90%に増加しました。また、分類が不明な2.6x10^6ソースのサンプルで、3098個の新しいQSO候補のサンプルを特定しました。121の候補者について追跡分光法を取得し、z>2.5で107の新しいQSOを確認しました。最後に、私たちの候補と独立した方法で選択された候補を比較すると、2つのサンプルが90%以上重複しており、両方の方法が高いレベルの完全性を達成できることがわかります。
恒星フレアは遠紫外線で発光する
| Title |
Stellar_Flares_Are_Far-Ultraviolet_Luminous |
| Authors |
Vera_L._Berger,_Jason_T._Hinkle,_Michael_A._Tucker,_Benjamin_J._Shappee,_Jennifer_L._van_Saders,_Daniel_Huber,_Jeffrey_W._Reep,_Xudong_Sun,_Kai_E._Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12511 |
私たちは、太陽から100パーセント以内の158個の星で、近紫外線(NUV:1750-2750\r{A})と遠紫外線(FUV:1350-1750\r{A})の両方で182個のフレアを特定しました。GalaxyEvolutionExplorer(GALEX)のケイデンスライトカーブ。恒星フレアからの紫外線(UV)放射は、系外惑星系の居住可能性を決定する上で重要な役割を果たします。しかし、そのようなUV放射がそのような生命を促進するか脅かすかは、これらのフレアのエネルギーに強く依存します。惑星の居住可能性に対するフレアの影響を評価するほとんどの研究は、FUV束よりも多くのNUV束を生成する9000K黒体スペクトルエネルギー分布を想定しています($R\equivF_{\rmFUV}/F_{\rmNUV}\about\frac{1{6}$)。代わりに、過剰なFUVが$R\about\frac{1}{2}-2$、つまり9000K黒体の予想のおよそ$3-12$倍に達するという逆の現象が観察されます。FUVとNUVの時間積分フレアエネルギーの比率は、フレア中の一定の9000K黒体によって予測されるよりも平均して3.0倍高くなります。最後に、ピーク時のFUV/NUV比が総UVフレアエネルギーと主星のG-RP色の両方と暫定的に相関していることがわかります($\sim2\sigma$有意性)。平均して、$E_{\text{UV}}>10^{32}$ergフレアや完全対流星のフレアでは、ピーク時により高いFUV/NUV比が観察されます。
赤色超巨星の大気層に対する風の影響 II． AH Sco、KW Sgr、V602 Car、CK Car、および V460 Car の
VLTI/GRAVITY および MATISSE 観察のモデリング
| Title |
The_effect_of_winds_on_atmospheric_layers_of_red_supergiants_II._Modelling_VLTI/GRAVITY_and_MATISSE_observations_of_AH_Sco,_KW_Sgr,_V602_Car,_CK_Car_and_V460_Car |
| Authors |
G._Gonz\'alez-Tor\`a,_M._Wittkowski,_B._Davies_and_B._Plez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12521 |
質量損失は、特に星が主系列を離れて赤色超巨星(RSG)段階に進化するときに、大質量星の一生において重要な役割を果たします。しかし、RSGの質量減少イベントを引き起こす物理的プロセスはよく理解されていません。最近、我々は、MARCS大気モデルに静的な風を追加すると、RSGの大気中で観測された拡張を正確に再現できることを示しました。この研究では、VLTI/MATISSEおよびGRAVITYで取得されたRSGAHSco、KWSgr、V602Car、CKCar、およびV460Carの新しい干渉データと一致する合成観測量を計算します。モデルのスペクトルと可視性を計算し、観測に最適なモデル、質量損失率、および最適な角ロッセランド直径を見つけました。$K$、$L,$、$M$帯域に対応する$1.8-5.0\,\mu$mの波長範囲をカバーするモデルをデータと照合しました。私たちのモデルは、CO、H$_2$O、SiOの拡張大気層を含む、この広い波長範囲にわたる分光干渉データを再現します。$3.0<\theta_{\mathrm{Ross}}<5.5$masのRosseland角直径と$-6.5<\log\dot{M}/M_{\odot}\mathrm{yr}^の質量損失率が得られます。{-1}<-4$。ガス圧力に対するSiOの分圧とSiO4.0$\,\μm線の強度は、恒星半径2と3の間で増加します。より明るいモデルほど質量損失率が高くなるため、相対強度はモデルに使用される光度に依存します。この研究はさらに、私たちのMARCS+風モデルが、広い波長範囲にわたるいくつかのスペクトル診断で観察されたRSG大気の物理的広がりを再現できることを実証しています。新しく取得したデータのスペクトルと可視性の両方を再現し、観測結果と一致する温度と密度の層別も提供します。MATISSEデータでは、ケイ酸塩ダストの前駆体としてSiO層の拡張を新たに含めます。
放射核を持つ主系列星の内部音速プロファイルの星地震インバージョン
| Title |
Asteroseismic_Inversions_for_Internal_Sound_Speed_Profiles_of_Main-sequence_Stars_with_Radiative_Cores |
| Authors |
Lynn_Buchele,_Earl_P._Bellinger,_Saskia_Hekker,_Sarbani_Basu,_Warrick_Ball,_J{\o}rgen_Christensen-Dalsgaard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12526 |
太陽に似た発振器の最良の天体地震モデルであっても、理論上の振動周波数は、観測された振動周波数とは大きな違いを示します。構造反転は、これらの周波数の違いを利用して、星の構造の根底にある違いを推測しようとします。太陽の研究に広く使用されていますが、他の星の構造反転結果はこれまでのところ限られています。音速反転をより多くの星に適用することで、より広範囲の条件にわたって星の理論を調査できるだけでなく、現在の理解の欠陥を示唆する可能性のある全体的なパターンを探すことができます。そのために、我々は、1M$_\odot$から1.15M$_\odot$までの質量を持つ12個の主系列太陽型恒星の構造反転の結果を提示します。私たちの逆変換により、ターゲットの星の半径の最も内側の30%における等温音速の違いを推測することができます。ターゲット星の半分では、最適モデルの構造が観測結果と完全に一致しています。残りの部分では、反転により、星の音速プロファイルとモデルの音速プロファイルの間に大きな違いがあることが明らかになります。私たちの恒星モデルのコアの音速が低すぎる星が5つあり、逆の挙動を示す星が1つあります。私たちの反転によって最も重要な違いが明らかになった2つの星について、モデルの微小物理学を変更することでそれらが改善されるかどうかを調べ、核反応速度または核の不透明度を変更すると、差異は減少する可能性はあるものの、完全に解消されるわけではないことがわかりました。
M型巨大惑星RZ Ariの磁場と活動の長期研究
| Title |
A_long-term_study_of_the_magnetic_field_and_activity_in_the_M_giant_RZ_Ari |
| Authors |
R._Konstantinova-Antova,_S._Georgiev,_A._L\`ebre,_A._Palacios,_J._Morin,_R._Bogdanovski,_C._Abbott,_F._Baron,_M._Auri\`ere,_N._A._Drake,_S._Tsvetkova,_E._Josselin,_C._Paladini,_P._Mathias,_R._Zamanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12549 |
我々は、その活動の起源を推測するために、磁場、活動指標、および動径速度の直接かつ同時測定を取得するために、単一のM6III巨大惑星RZ-Ariの詳細な長期研究を紹介します。私たちは星の進化の文脈でその磁気活動を研究しており、この目的のために、その進化の状態とLiの存在量も精密化しました。一般に、M型巨人については、磁気活動の特性とその原因についてはほとんどわかっていません。RZ-Ariは、ゼーマン検出された既知のM巨人の中で最も強い表面磁場を有しており、その表面磁性構造の詳細な研究を可能にするのに十分な明るさを持っています。この成果により、これらの星の活動機構が解明されることが期待されます。
誇張された剥ぎ取られた恒星の連星の進化的性質と恒星集団におけるそれらの発生について
| Title |
On_the_evolutionary_nature_of_puffed-up_stripped_star_binaries_and_their_occurrence_in_stellar_populations |
| Authors |
Debasish_Dutta_and_Jakub_Klencki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12658 |
大質量星の大部分は複数の星系で形成され、物質移動を介して伴星と相互作用します。この相互作用は通常、初等星がそのエンベロープを脱落させ、「剥ぎ取られた星」の形成につながります。古典的には、剥ぎ取られた星は急速に収縮して、高温の紫外線で明るいヘリウム星になると予想されています。驚くべきことに、最近の光学調査により、より大きくて温度が低く、「膨らんだ」ように見え、主系列（MS）と重なっている多数の剥ぎ取られた星が明らかになりました。ここでは、星の進化コードMESAを使用して、膨らんだ剥ぎ取り(PS)星の進化の性質と寿命を研究します。Z=0.017～0.0017の4つの金属量でバイナリモデルのグリッドを計算しました。以前の仮定に反して、剥ぎ取られた星は物質移動の終了直後に熱平衡を取り戻すことがわかりました。それらのさらなる収縮は、残留水素に富むエンベロープが枯渇する速度によって決定され、主な要因は水素シェルの燃焼（支配的）と風による質量損失です。PSスターフェーズの継続時間は、全寿命の1$\%$であり、熱タイムスケールの最大100倍です。私たちは、軌道周期、質量比、風、半対流など、いくつかの関連要素を調査しました。単純な個体数推定を行ったところ、$\log(L/L_{\rm\odot}$)$>$3.7を持つすべての星のうち$\sim$0.5-0.7$\%$がPS星であることがわかりました。私たちの結果は、数十から数百のPS星が通常の星を装ってMS集団の中に隠れている可能性があることを示しています。小マゼラン雲だけでも$\sim$100です。それらの本当の性質は、低い表面重力、高い窒素濃縮、そしておそらく遅い回転によって明らかにされるかもしれません
ウェブ望遠鏡による二重星系 WDS 03286+2523 BRT 133 の測定
| Title |
Measurement_of_the_Double_Star_System_WDS_03286+2523_BRT_133_with_a_Web_Telescope |
| Authors |
Miracle_Chibuzor_Marcel,_Jorbedom_Leelabari_Gerald,_Bauleni_Bvumbwe,_Idris_Abubakar_Sani,_Privatus_Pius,_Ohi_Mary_Ekwu,_Esaenwi_Sudum,_and_Joy_Ugonma_Olayiwola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12707 |
WDS03286+2523BRT133は、1896年以来観測されている二重星系です。この研究では、電荷対を備えたウェブ望遠鏡から得られたデータを利用して、この系の位置角と距離の新しい測定値を示します。デバイス(CCD)カメラ、GaiaEDR3、および履歴記録。位置角度と間隔はそれぞれ222.4{\deg}と5.35"であると決定しました。これは、2004年に測定された以前の値222{\deg}と5.34"からわずかに増加していることを示しています。また、視差と比率も採用しました。システムの固有運動メトリック(rPM)値を使用して、その二値性を評価します。この分析により、この系は重力に束縛され、長い軌道周期を持っている可能性があることが示されました。
大マゼラン雲内の極度に金属に乏しい星の高分解能分光研究
| Title |
High-resolution_spectroscopic_study_of_extremely_metal-poor_stars_in_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
W._S._Oh,_T._Nordlander,_G._S._Da_Costa,_M._S._Bessell,_A._D._Mackey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12793 |
我々は、大マゼラン雲にある非常に金属に乏しい7つの星のUVES高分散スペクトルに基づいた詳細な存在量結果を提示します。我々は、7つの星すべて(そのうち2つが[Fe/H]$\leq$--3.0を持つ星)が、マゼラン雲でこれまでに発見された中で最も金属の少ない星であることを確認しました。元素存在比は、同様の[Fe/H]値を持つ天の川ハロー星とほぼ一致しています。私たちのサンプルでは、より金属が豊富な星のうち2つがrプロセス元素で強化されていることがわかりました。この結果はReggianiらの結果とは対照的です。(2021)では、我々のサンプルよりも高い[Fe/H]値を持つ、金属の少ないLMC星9つすべてがrプロセス元素に富んでいることが判明しました。[Fe/H]値が低い星ではr過程の濃縮が存在しないことは、LMCで実質的なr過程の増強を生成する中性子星の連星合体プロセスの最小遅延タイムスケール$\sim$100Myrと一致します。金属の含有量が非常に少ない星のサンプルと非常に少ない星のサンプルにおけるr過程増強(r-Iまたはr-II)の発生率は、レッジャーニらの星も含まれていますが、統計的には天の川のハローで見られるものと区別できないことがわかりました(2021)サンプルは、LMCのより大きなr-II周波数を示唆しています。全体として、我々の結果は、LMCのような質量を持つ他の銀河にも適用できる可能性のあるLMCにおける星形成の最も初期の時代に光を当てています。
FGK+Mワイド連星を使用したLAMOST M矮星の金属性の校正
| Title |
Calibration_of_metallicity_of_LAMOST_M_dwarf_stars_Using_FGK+M_wide_binaries |
| Authors |
Dan_Qiu,_Jiadong_Li,_Bo_Zhang,_Chao_Liu,_Haijun_Tian,_Zexi_Niu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12827 |
M矮星の正確な金属量を推定することは、スペクトルが複雑であるため、よく知られた困難な問題です。この研究では、F、G、またはK矮星とM矮星を伴ったワイドバイナリを使用して金属性を経験的に校正します。LAMOSTによってよく観察された1308個のFGK+M幅バイナリを使用して、サポートベクター回帰(SVR)に基づくデータ駆動型手法であるStellarLAbelMachine(SLAM)モデルを使用して、Mドワーフの[Fe/H]を校正しました。トレーニングデータの[Fe/H]ラベルは、[-1,0.5]dexの範囲のFGKコンパニオンからのものです。TeffはLiらから選択されます。(2021)、範囲は[3100,4400]K。[Fe/H]とTeffのSLAM推定の不確かさは、snri>100でそれぞれ~0.15dexと~40Kです。ここで、snriは信号対雑音比です。M矮星スペクトルのiバンドでの比(SNR)。私たちは、訓練されたSLAMモデルを適用して、LAMOSTDR9の低解像度スペクトルで約630,000M矮星の[Fe/H]とTeffを決定しました。同様にキャリブレーションにFGK+Mワイドバイナリを使用する他の文献と比較すると、私たちの[Fe/H]推定値には偏りはありませんが、約0.14～0.18dexのばらつきが見られます。ただし、APOGEEと比較した[Fe/H]は、約0.10～0.15dexの系統的な差があり、約0.15～0.20dexのばらつきがあります。APOGEEと比較したTeffのバイアスは3Kで、散乱は62Kですが、ボロメータ温度に基づく他の校正と比較すると、体系的に180K高くなります。最後に、我々は1308M矮星二次星のゼータ指数を計算し、ゼータと[Fe/H]の間に中程度の相関関係を示しました。
限定フレアと爆発フレアにおける太陽磁気リコネクションの特徴付け
| Title |
Characterising_Solar_Magnetic_Reconnection_in_Confined_and_Eruptive_Flares |
| Authors |
Kanniah_Balamuralikrishna,_John_Y._H._Soo,_Norhaslinda_Mohamed_Tahrin,_Abdul_Halim_Abdul_Aziz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12873 |
磁気リコネクションは、磁場に蓄えられたエネルギーが大規模に爆発的に放出される基本的なメカニズムであり、コロナ質量放出（CME）との関連に応じて、噴火または閉じ込められたフレアとして現れる可能性があります。これまでのいくつかの研究では、フレア持続時間とフレアクラスの間に相関関係はないと結論付けていますが、サンプルサイズはBクラスとCクラスに偏っています。彼らは上流階級を代表するものではありません。したがって、フレアの継続期間とフレアの種類（限定的および噴火的）の間の相関関係を決定するために、極端な現象が発生していないサンプルを研究しました。私たちは、大気イメージングアセンブリ（AIA）とヘリオ地震・磁気イメージャ（HMI）からのデータを使用して、円盤中心から$45^{\circ}$以内にあるM5からX5までのクラスの$33$フレアを調べました。一般に、半値全幅(FWHM)によるフレア持続時間に対するフレアクラス間の線形相関は弱いことがわかります($r=0.19$)。ただし、限定フレアには噴火型($r=0.08$)と比較して有意な相関関係($r=0.58$)があります。また、閉じ込められたMクラスフレアの平均継続時間は、噴火性フレアの半分未満です。同様に、磁気リコネクション磁束に対して、フレアクラス間では、閉じ込められたフレアの方が噴火性フレア($r=0.60$)よりも高い相関($r=0.89$)を示します。この研究では、フレアタイプ間のバランスのとれたサンプルサイズが、信頼性の高い定量的比較を取得するための重要な戦略です。
分子流出の放出履歴に光を当てる: 複数の速度モードと歳差運動
| Title |
Shedding_light_on_the_ejection_history_of_molecular_outflows:_Multiple_velocity_modes_and_precession |
| Authors |
Veronica_Lora,_Thomas_Nony,_Alejandro_Esquivel,_Roberto_Galv\'an-Madrid |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13087 |
可変降着は、低質量星形成の進化段階でよく研究されています。しかし、星形成の初期段階における降着の歴史は、まだほとんど研究されていないトピックです。原始星天体から発生する流出とジェットは、その降着の歴史に光を当てる可能性がある。我々は、27個の原始星核によって駆動される46個のアウトフローを含む原始星団であるW43-MM1の最近研究されたケースを検討します。W43-MM1の個々のコアと関連する結び目の流出運動学は、一時的な原始星の放出を示しています。私たちは、個々の炉心システム(炉心#8)の観測パラメータを取得し、流出速度の一時的な変化を含む、そのようなシステムの3D流体力学シミュレーションを実行しました。シミュレーションは、ジェットの噴出速度の変化における1速度モードと2速度モードを考慮して、コアから出現する平行ジェットで構成されます。さらに、ジェットの歳差運動を1および2速度モードモデルに含めた場合の影響を調査しました。シミュレーションから位置速度図を作成し、観測結果と比較しました。W43-MM1の炉心#8の流出で観察された流出ノットの位置やその他の位置速度の特徴を説明するには、放出速度と歳差運動に第2モードを含める必要があることがわかりました。
宇宙の超弦とゲージ弦からの重力波
宇宙ゲージストリングネットワークと複数のストリングタイプで構成される超ストリングネットワークから予想される重力波（GW）スペクトルの現象学的比較を実行します。初期宇宙におけるスケーリング動作の違反と相対論的自由度の数の進化がGWスペクトルにどのような影響を与えるかを示します。パルサータイミングアレイ(PTA)とレーザー干渉計に関連するすべての周波数に有効なスーパーストリングとゲージストリングから、GWスペクトルの単純な解析式を導き出します。PTAからの最新データを分析し、超弦ネットワークはNANOGravからの32nHzデータと一致しているが、高次元空間の体積のわずか約10%で弦が進化しない限り、3.2nHzデータとは緊張状態にあることを示します。。また、ゲージストリングネットワークは$3\sigma$のNANOGrav-15データによって除外されますが、EPTAおよびPPTAデータと完全に互換性があることも指摘します。最後に、PTAのGW信号とレーザー干渉計の間の相関を研究します。
宇宙ベースの干渉計を使用して銀河および銀河系外の重力波背景を調査する
| Title |
Probing_the_galactic_and_extragalactic_gravitational_wave_backgrounds_with_space-based_interferometers |
| Authors |
Giorgio_Mentasti_and_Carlo_R._Contaldi_and_Marco_Peloso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.10792 |
私たちは、\cite{Mentasti:2023gmg}と\cite{Bartolo_2022}で開発された形式を使用して、レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)単独で、および提案されたアンテナと組み合わせて、異方性確率的重力波背景(SGWB)を検出する見通しを研究します。宇宙用干渉計Taiji。これまでの解析は周波数領域でのみ実行されていました。ここでは、衛星の特定の運動を考慮して、球面調和関数におけるSGWBの膨張の個々の係数の検出可能性を研究します。これには、時間依存の応答関数を使用する必要があります。これを分析に含めて、異方性信号の最適な推定値を取得します。私たちは2つのアプリケーションに焦点を当てます。まず、空間分布に関する事前知識を前提とせずに、異方性銀河信号を再構成します。私たちは、LISAとTaijiを使用したLISAの両方が、銀河SGWBの現実的なモデルの調和係数に厳しい制約を課すことができないことを発見しました。次に、形態は既知だが全体の振幅は未知の銀河信号と、天体物理学的起源の等方性銀河外SGWB成分との識別に焦点を当てます。この場合、銀河背景と銀河外背景の両方が標準モデルで予測された振幅を持っている場合、2つの調査で信頼水準$\gtrsim3\sigma$で両方の存在を確認できることがわかります。また、LISAのみの場合、周波数領域での分析(年間を通じて均一に取得されたデータの時間平均の仮定の下)では、最適な分析と比較して2つの振幅のほぼ同一の決定が得られることもわかりました。
アイソスピン違反ダークマターでウィンドウを開く
我々は、小さな暗黒物質質量と大きな散乱断面積の領域における直接検出の制約に対する、アイソスピンに違反する暗黒物質と核子の相互作用の影響を考察する。アイソスピン違反は、感度の低下（検出器内の核による散乱断面積の減少による）と感度の向上（表土中の散乱断面積の減少による）の両方を引き起こす可能性があります。したがって、アイソスピン違反効果は、パラメーター空間の一部の閉じた領域を開く一方で、他の領域を閉じる可能性があります。
| Title |
Gravitational_waves_from_supercooled_phase_transitions:_dimensional_transmutation_meets_dimensional_reduction |
| Authors |
Maciej_Kierkla,_Bogumila_Swiezewska,_Tuomas_V._I._Tenkanen,_Jorinde_van_de_Vis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12413 |
放射対称性が破れたモデルは通常、強く過冷却された一次相転移を特徴とし、その結果、観測可能な確率的重力波背景が生じます。この研究では、高温での次元縮小を次元変換を伴う理論に適用し、これらの遷移に対する高次の熱補正の役割を分析します。特に、高温有効場理論（3DEFT）がどの程度利用できるかを研究しています。私たちは、臨界温度から大幅な過冷却にもかかわらず、気泡核生成速度の高温膨張を3DEFTフレームワークを使用して適用できることを発見し、EFTの記述における課題を指摘しました。私たちの発見を以前の研究と比較し、この研究で得られた主な次数の補正がGW観測量の予測に大きな影響を及ぼし、高次の熱効果のさらなる探査を動機付けることを発見しました。
中性子星(NS)は、NSの多くのユニークな機能により、暗黒物質(DM)検出器の役割を果たすことができることはかなり前から知られていました。これらの(以前に開発された)アイデアを、ローカルの基本フィールド(WIMPなど)ではなく複合オブジェクトによって表現される場合のDMの特定の形式に適用します。より正確には、いわゆるアクシオンクォークナゲット(AQN)暗黒物質モデルを考慮します。このとき、「非バリオン」暗黒物質は、実際には高密度クォーク相にあるクォークとグルーオンで構成されています(古い考えと同様)我々は、AQNとNS物質との相互作用が多くの深い観察可能な効果を引き起こす可能性があり、これはDM粒子が弱く相互作用するWIMPによって表される場合の従来の図とは劇的に異なるものであると主張します。NS表面を加熱するための磁気再接続のトリガーとして機能します。この効果により、多くの古いNSで予測された表面温度と観測された表面温度の間に観察された不一致が大幅に軽減(または完全に除去)される可能性があります。この加熱メカニズムには常にハードXが伴います。提案されたメカニズムの指標として機能する可能性がある光線の放出。
曲がった時空における二体問題: 重力波の過渡現象の探求
| Title |
Two-body_problem_in_curved_spacetime:_exploring_gravitational_wave_transient_cases |
| Authors |
V.N._Yershov,_A.A._Raikov_and_E.A._Popova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12557 |
LIGO/Virgo共同研究によるGW150914重力波信号解析の2つのバージョンを比較します。最初のバージョンは、重力波の最初の実験的検出の発表とともに、この共同研究によって2016年に公開されました。それは、合体二体問題の完全に非線形の一般相対論的処理を伴う重力波波形に基づいていました。2017年に発表された、同じ著者によるこの信号の2回目の解析は、一般相対性理論の四重極ポストニュートン(PN)平坦時空近似に基づいていました。著者らは、最初の出版物で、PNに基づく系の質量推定が、厳密な相対論的処理を使用して得られた質量推定と一致することを示しました。我々の見解では、この偶然の一致は、合体するブラックホール連星の重力波形に対する厳密な非線形理論では、線源と検出器の基準系の差を完全には考慮していないことを意味します。なぜなら、比較に使用されるPN近似が考慮されているためです。これら2つの基準フレームは、設計上、またPN近似を構築するための原理と条件によって区別されません。我々は、この矛盾の考えられる影響について議論し、合体する連星ブラックホール系の以前に推定された特徴的な（チャープ）質量のほとんどの精度が、かなりの系統誤差の影響を受ける可能性が高いことを発見しました。これらの光源の対応する光度距離も過大評価されていることが判明しました。
TREX-DM による WIMP の検索: 成果と課題
| Title |
Searching_for_WIMPs_with_TREX-DM:_achievements_and_challenges |
| Authors |
Juan_F._Castel,_Susana_Cebri\'an,_Theopisti_Dafni,_David_D\'iez-Ib\'a\~nez,_\'Alvaro_Ezquerro,_Javier_Gal\'an,_Juan_Antonio_Garc\'ia,_Igor_G._Irastorza,_Mar\'ia_Jim\'enez,_Gloria_Luz\'on,_Cristina_Margalejo,_\'Angel_de_Mira,_Hector_Mirallas,_Luis_Obis,_Alfonso_Ortiz_de_Sol\'orzano,_Oscar_P\'erez,_Jaime_Ruz_and_Julia_Vogel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12622 |
TREX-DM検出器は、微小バルクのMicromegas読み取り機能を備えた低バックグラウンドチャンバーで、2018年にカンフラン(LSC)の地下実験室で稼働しました。それ以来、データ取得キャンペーンは、1から2の異なる圧力でアルゴンとネオンの混合物を使用して実行されてきました。4バールまで。からの領域で1keV$_{ee}$の低いエネルギー閾値と80カウントkeV$^{-1}$Kg$^{-1}$day$^{-1}$のバックグラウンドレベルを達成することで、1から7keV$_{ee}$まで、この実験は低質量WIMPを探索する可能性を示しています。現在直面している最も重要な課題の2つは、バックグラウンドレベルとエネルギー閾値の両方を低減することです。エネルギー閾値に関しては、最近、MicromegasとGEM技術の組み合わせに基づいた新しい読み出し面が開発されており、単一電子イオン化エネルギーに近い非常に低いエネルギー閾値を可能にする前置増幅段を目指しています。。バックグラウンドの低減に関しては、汚染集団を特定して最小限に抑えるための研究とは別に、TREX-DM検出器コンポーネントの適切な材料選択を可能にする高感度アルファ検出器が開発されています。どちらの課題も、WIMP検出のターゲットとして使用されるガス混合物の最適化と合わせて、TREX-DMを使用してWIMPの質量が1GeVc$^{-2}$未満の領域を探査する必要がある。
一般相対論的場の理論におけるエントロピーの正しい定義は何ですか?
最近、著者と共同研究者らは、エネルギー-運動量テンソルが共変保存された曲面時空に関する一般相対論的場の理論に対して、ネーター電荷とは異なる新しい保存電荷を構築する方法を提案し、その新しい保存電荷が系のエントロピーを記述することを提案した。。提案の具体的な証拠として、そのような新しい保存電荷がいくつかの古典的な重力系に実際に存在すること、そしてそれらで計算された提案されたエントロピー密度が局所オイラーの関係と熱力学の第一法則を同時にかつ非摂動的に満たすことが示された。ニュートン定数を考慮します。これらの展開は、局所的な熱力学関係の物理的影響についての簡単な議論を含めてレビューされます。
MIMAC による keV 陽子と炭素反動の指向性検出
| Title |
Directional_detection_of_keV_proton_and_carbon_recoils_with_MIMAC |
| Authors |
C._Beaufort,_O._Guillaudin,_D._Santos,_N._Sauzet,_E._Mobio,_R._Babut,_C._Tao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12842 |
指向性検出は、直接検出器によって測定されたDMのような信号が実際に銀河のハローからのDM粒子によって生成されていることを実証するための専用の戦略です。(サブ)ミリメートル軌道を用いてDMによって引き起こされる核反動の方向を測定するという実験的課題は、これまでのところ$100~\rm{GeV}$程度のDM質量への最大指向性到達距離を制限している。この論文では、MIMAC検出器を3つの異なる中性子場に曝露し、中性子によって引き起こされる核反跳の方向を再構築する方法を開発します。陽子の反跳は運動エネルギー$4~\rm{keV}$まで、炭素の反跳は運動エネルギー$5.5~\rm{keV}$まで、$16^\circ$より優れた角度分解能を測定しました。検出器は初めて、入射粒子の方向を制限することなく、keV範囲の運動エネルギーによる陽子と炭素の反跳の方向性測定を実現しました。この研究は、$\mathcal{O}(1~\rm{GeV})$までの質量のDMを探査するための方向検出がもうすぐできることを示しています。
超新星残骸G108.2-0.6とその原子環境からの発光を発見
| Title |
Discovery_of_optical_emission_from_the_supernova_remnant_G108.2-0.6_and_its_atomic_environment |
| Authors |
Gunay_Payli,_Hicran_Bakis,_Ebru_Aktekin,_Hidetoshi_Sano,_Aytap_Sezer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12862 |
我々は、殻型銀河超新星残骸(SNR)G108.2$-$0.6からの発光を初めて検出したことを報告する。SNRの形態学的特性とスペクトル特性を調べるために、1.5mRTT150望遠鏡を使用してH$\alpha$画像とロングスリットスペクトルを取得しました。その北と南の領域に沿っていくつかのフィラメントが検出されましたが、これはそのSNRの性質と一致しています。スペクトルは0.4$～$1.1の範囲の[SII]/H$\alpha$比を示し、衝撃加熱されたガスからの発光を示しています。南部地域で検出された酸素二重線輝線[OI]$\lambda$6300、$\lambda$6363も、衝撃の存在を示す指標を裏付けています。15から1800cm$^{-3}$の範囲の[SII]6716/6731比を使用して電子密度を推定します。スペクトルは、衝撃速度が比較的低い$V_{\rms}$$\sim$80kms$^{-1}$であり、衝撃前の雲密度が$n_{\rmc}$$\simであることを示しています。$18$-$57cm$^{-3}$。H$\alpha$/H$\beta$比は観測領域全体で顕著な変動を示し、吸光$E(B-V)$の範囲は0.22～1.65でした。また、アーカイブHIデータを分析し、SNRまでの運動学的距離を$\sim$0.8kpc、動的年齢をG108.2$-$0.6の$\sim$70$\pm$10kyrと推定しました。
再加熱後のインフレトン媒介暗黒物質および可視物質散乱の宇宙論的意味
| Title |
Cosmological_implications_of_inflaton-mediated_dark_and_visible_matter_scatterings_after_reheating |
| Authors |
Deep_Ghosh,_Sourav_Gope_and_Satyanarayan_Mukhopadhyay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12985 |
暗黒物質(DM)粒子の初期密度は、標準モデル(SM)から切り離されているため、再加熱時に内部熱化の初期温度比$\xi_i=T_{\rmDM,i}/T_で生成される可能性があります。{\rmSM,i}$。このシナリオは必然的に、再加熱後のDMとSMの間のインフレトン媒介散乱を意味し、その割合はDMの遺物存在量と再加熱温度によって決まります。これらの散乱は、$\mathcal{O}(10^7{~\rmGeV})$や$\mathcal{O}(10^9{~\rmGeV}ほどのインフレトン質量や再熱温度にとって重要である可能性があります))$はそれぞれ、浴温度が質量よりも大きい場合、熱的に平均化された衝突項はインフレトン質量とはほぼ無関係になるためです。これらの散乱がDM宇宙論に及ぼす影響は、SMゲージボソン、フェルミ粒子、ヒッグス場との5次元までのゲージ不変のインフレトン相互作用の集合による摂動再加熱物理学をモデル化して研究されています。インフレトンとの結合が非常に小さい場合でも、最初は低い(高い)DM温度が急速に上昇(低下)することが観察されます。DM質量には鋭い下限があり、この下限を下回ると、より高速な後方散乱によりDM量子がSM粒子に枯渇するため、遺物の存在量は満たされなくなります。DM質量が低い場合、$\xi_i<1$の衝突によりCMB制約が強くなり、$\mathcal{O}(10^{-4})$ほど小さい値を調べますが、$\xi_i>の場合は弱くなります。1ドル。BBN制約は、$\mathcal{O}(0.1)$ほど小さい$\xi_i$を調べる、より低いDM質量の衝突により強くなり、より高いDM質量では弱くなります。したがって、高スケールのインフレーションモデルにも関連する、予測可能な速度でのインフレトン媒介衝突は、光DMの宇宙論に大きな影響を与える可能性があります。
極端な質量比吸気における真空を超えた GR 効果のモデリングと推論に対する相関関係の影響
| Title |
Impact_of_Correlations_on_the_Modeling_and_Inference_of_Beyond_Vacuum-GR_Effects_in_Extreme-Mass-Ratio_Inspirals |
| Authors |
Shubham_Kejriwal,_Lorenzo_Speri,_Alvin_J._K._Chua |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13028 |
重力波天文学では、次期LISA天文台の極質量比吸入(EMRI)源は、銀河核内の天体物理環境や一般相対性理論(GR)からの潜在的な逸脱の高精度プローブとして機能する可能性がある。このような「真空を超えたGR」効果は、GR下の真空EMRIの進化に対する摂動としてモデル化されることがよくあります。これまでの研究では、一度に1つの効果の推論を調べることにより、これらの効果に対する前例のない制約が報告されています。ただし、より現実的な解析には、複数の真空を超えたGR効果を同時に推論する必要があります。このような影響を説明するパラメータは、一般に、相互および真空EMRIパラメータと有意な相関関係があります。モデル化された効果が実際の信号に存在しない場合でも、これらの相関関係がどのように残るのか、また信号内の効果が解析モデルに存在しない場合にそれらの相関関係がどのように推論バイアスを引き起こすのかを明示的に示します。これはパラメータセット全体の全体的な測定可能性を悪化させ、以前の研究で見つかった制約に挑戦し、EMRIにおける真空を超えたGR効果のモデリングと推論に一般的な問題を引き起こします。
| Title |
Neutrino_spin_oscillations_in_gravitational_fields_in_noncommutative_higher_dimensions |
| Authors |
S.A._Alavi,_T._Fallahi_Serish |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13142 |
ブラックホール(BH)の重力場におけるニュートリノスピン振動の研究は、ニュートリノ物理学の興味深いトピックの1つです。一方、近年では、高次元におけるさまざまな物理現象の探求に多くの研究が注がれています。非可換幾何学は、時空の構造をより深く、より正確に探求するために、過去数年間研究者らの焦点となってきました。この研究では、シュヴァルツシルト計量とライスナー・ノルドストローム計量の非可換高次元重力場におけるニュートリノスピン振動が研究されています。空間の非可換性の効果が計算され、さまざまな次元でのその役割が議論されます。最後に、非可換性パラメータの上限が得られます。
我々は、標準モデルの一重項スカラー場を介して初期宇宙の温度$T_*$で相転移が起こり、それが偶然右旋ニュートリノ(RHN)と結合し、その結果、それらの質量が温度に依存して最終的に緩和することを示す。電弱相転移後の一定値(EWPT)。その結果、RHNのゼロ温度質量がサブGeV領域に該当する場合でも、スファレロンプロセスを介して、観測された宇宙のバリオン非対称性を満たす$T_*$に近い温度で、必要な量のレプトン非対称性を生成することができ、テスト可能な状態を提供します。レプトジェネシスのシナリオ。興味深いことに、このフレームワークは、ヘリウム存在量測定実験によって示唆されているように、原始レプトンの非対称性（EWPT未満の温度で生成される）を予測することもでき、レプトン生成の初期段階との相関関係がある。
湿地におけるスタロビンスキー・インフレーション
我々は、ラグランジュ関数の$R^2$項を介して実現されるインフレーションのスタロビンスキーモデルは、光種の塔による量子効果に由来する可能性があると主張します。2つの別個の引数を使用して、これが$R^2$項のスケールが種スケール$\Lambda_s$のオーダー、つまり重力が強く結合するエネルギーでなければならないことを意味することを示します。このシナリオがインフレ、インフレ再加熱、ひも理論の埋め込みに与える影響と課題について説明します。これに関連して、私たちはスタロビンスキーのインフレが湿地にあると結論付けるための強力な証拠を収集します。
