PTA と LISA によるスカラー誘起重力波の調査: 3 次補正の重要性
| Title |
Probing_scalar_induced_gravitational_waves_with_PTA_and_LISA:_The_Importance_of_third_order_correction |
| Authors |
Zhe_Chang,_Yu-Ting_Kuang,_Di_Wu,_Jing-Zhi_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14409 |
三次\acp{SIGW}の計算を再検討し、それを単色の原始パワースペクトルからより一般的な対数正規パワースペクトルに拡張します。\ac{LISA}および\ac{PTA}観測の\ac{SNR}に対する3次SIGWの影響を調査し、3次SIGWが\acp{GW}の総エネルギー密度スペクトルに大きく寄与していることを発見しました。-周波数領域。$A_{\zeta}=10^{-2}\sim10^{-1}$の原始パワースペクトル振幅の場合、3次SIGWの効果により、$40\%$から$400\%$の増加が生じます。LISAのSNR。さらに、我々のPTAデータ分析により、3次SIGWが原始パワースペクトルの振幅$A_{\zeta}$とピーク周波数$f_*$の両方を減少させることが明らかになりました。
| Title |
Observing_dark_matter_clumps_and_asteroid-mass_primordial_black_holes_in_the_solar_system_with_gravimeters_and_GNSS_networks |
| Authors |
Bruno_Bertrand,_Michal_Cuadrat-Grzybowski,_Pascale_Defraigne,_Michel_Van_Camp_and_S\'ebastien_Clesse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14520 |
この論文では、原始ブラックホール(PBH)または暗黒物質(DM)の塊がGNSS衛星軌道と重力計の測定に及ぼす重力の影響の可能性を研究します。これは、太陽系内の小惑星質量PBHおよびDM塊の密度に対する制約を得るために、28年間にわたる重力計とGNSSデータを対象とした将来の徹底的な統計分析への予備段階となります。このような制約は、地上規模での直接観測によって初めて得られるものとなる。
ローマ宇宙望遠鏡で暗い拡張レンズに新たな光を当てる
ローマ宇宙望遠鏡の銀河バルジ時間領域調査は、これまでで最も感度の高い銀河バルジのマイクロレンズ調査となり、暗黒物質(DM)を探索する新たな機会が開かれます。標準模型の多くの拡張では、DMサブハロー、ボソン/アクシオン星、ハローをまとった原始ブラックホールなど、拡張されたDM部分構造の形成が予測されています。このようなターゲットの場合、Romanは既存の制約より最大4桁低い幅広いパラメーター空間に敏感であることを示します。私たちの分析は、他の拡張DM構成にも容易に適用できます。
自己相互作用するファジィ暗黒物質ソリトンのビリアル化されたプロファイルと振動
| Title |
Virialized_Profiles_and_Oscillations_of_Self-interacting_Fuzzy_Dark_Matter_Solitons |
| Authors |
Milos_Indjin,_I-Kang_Liu,_Nick_P._Proukakis_and_Gerasimos_Rigopoulos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14917 |
我々は、ハローを背景にしない凝縮されたファジー暗黒物質系のソリトニックコアプロファイルの形状と振動に対する自己相互作用の影響を調査し、弱いものと弱いものとの間のクロスオーバーを特徴付ける適切にスケールされた相互作用強度の観点から普遍的な特徴を明らかにする。相互作用の強い政権。私たちの半解析結果は、Gross-Pitaevskii-Poisson方程式の球対称シミュレーションによってさらに確認されます。得られた関係を逆にして、反発ボソン自己相互作用の存在下でボソン質量の制約に大きな影響を与える可能性がある縮退を強調し、ボソン質量と自己の両方を一意に制約する方法として静的および動的ソリトニック特徴を同時に抽出することを提案します。-相互作用。
| Title |
Cometary_outbursts_in_the_Oort_cloud |
| Authors |
D._V._Belousov_(1)_and_A._K._Pavlov_(1)_((1)_Ioffe_Institute,_St._Petersburg,_Russia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14314 |
太陽系外縁部の彗星の核には、常に低温の宇宙線が照射されています。蓄積された高濃度のラジカルは、彗星の表面層を大幅に加熱して高速再結合を起こす可能性があります。我々は、ラジカルの再結合によって引き起こされる、太陽中心距離が遠いところでの彗星の活動のモデルを提示します。私たちは、検討されたメカニズムが、太陽系の遠方の領域、さらにはオールトの雲の距離にある彗星の活動を引き起こす可能性があることを発見しました。遠方の彗星貯留層での爆発は、最近発見された宇宙の銀河系外背景光の異常な拡散光の一因となる塵や氷の粒子の新たな発生源となる可能性があります。オールトの雲の中の半径の小さな彗星の軌道は、彗星の爆発によって大きく影響されます。この効果は、観測された小半径長周期彗星の数の減少を説明している可能性がある。
スピン軌道問題における高次共鳴および二次共鳴に関連する動的構造
| Title |
Dynamical_structures_associated_with_high-order_and_secondary_resonances_in_the_spin-orbit_problem |
| Authors |
Hanlun_Lei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14413 |
私たちの太陽系では、太陽-惑星、惑星-衛星、および連星小惑星の構成では、スピン軌道共鳴が一般的です。この研究では、高次および二次スピン軌道共鳴が、数値的および解析的アプローチを採用して研究されています。ポアンカレ断面と2種類の動的マップが生成され、位相空間に複雑な構造があることが示されます。数値構造を理解するために、摂動論を採用してスピン軌道共鳴を記述するための共鳴ハミルトニアンを定式化します。結果は、解析構造と数値構造の間に優れた一致があることを示しています。パラメータ空間$(\dot\theta,\alpha)$に生じる主要なV字型構造は同期一次共鳴によって彫刻され、V字型領域内の微細な構造は二次共振によって支配され、V字型領域の外側の構造は高次の共鳴によって支配されます。最後に、解析アプローチを連星小惑星系(65803)ディディモスと(4383)スルガに適用し、それらの位相空間構造を明らかにしました。
z~2 のデュアル AGN ホスト銀河は円盤状です: ASTRID シミュレーションでの恒星の運動学
| Title |
z~2_dual_AGN_host_galaxies_are_disky:_stellar_kinematics_in_the_ASTRID_Simulation |
| Authors |
Ekaterine_Dadiani,_Tiziana_Di_Matteo,_Nianyi_Chen,_Patrick_Lachance,_Yue_Shen,_Yu-Ching_Chen,_Rupert_Croft,_Yueying_Ni,_Simeon_Bird |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14263 |
ASTRIDシミュレーションを使用して、$z=2$におけるデュアルAGNホスト銀河の形態を研究し、間隔が小さく($\Deltar<30\rm{kpc}$)、質量が大きい($M_{\)ブラックホール(BH)ペアを選択します。text{BH,12}}>10^7M_\odot$)、および明度($L_{\text{bol,12}}>10^{43}\rm{erg/s}$)。$\sim1000$デュアルAGNホストを(MORDORを使用して)運動学的に標準コンポーネント、つまり「ディスク」(薄い円盤と厚い円盤、擬似バルジ)と「バルジ」(バルジとハロー)に分解し、円盤によって円盤支配銀河を定義します。-合計$D/T\geq0.5$。ASTRIDでは、デュアルAGNホスト(分離とは無関係)の$60.9\pm2.1\%$がディスクに集中しており、$D/T$分布のピークは$\sim0.7$です。特に、BHペアのホストは同様の形態を持っています(ほとんどの場合、ディスクまたはバルジの両方が優勢です)。デュアルAGNホストでは、$D/T$は、$M_{\rm*}\sim10^{9}M_{\odot}$の$\sim17\%$から、$M_の$64\%$まで増加します。{\rm*}\sim10^{11.5}M_{\odot}$であり、擬似バルジは高質量端におけるディスク部分の主要な構成要素です。さらに、デュアルAGNホストは、シングルAGNホストよりも高い割合のディスク/大きな擬似バルジを示します。ディスク対全体の比率は、BH質量またはAGN光度によってほぼ一定です。また、形態学的フィッティングソフトウェアStatmorphを使用して形態学的パラメーターを計算し、運動学的分解結果と比較することで、デュアルAGNホスト銀河の模擬画像を作成します。$83.3\pm2.4\%$付近の銀河は円盤状の輪郭を示しており、そのうち$\sim60.7\pm2.2\%$は運動学的に円盤であることが確認されています。二重AGN母銀河の質量指数と半質量半径は、$z\sim2$のHSTからの観測測定値と一致します。$\text{Gini}-M_{20}$関係から、約$34\%$が合併として識別されます。私たちは、円盤状の固有指数$n_{12}<1$および$(D/T)_{12}>0.5$を示す銀河によってホストされている2つの二重AGNを発見しました。これらは最近の性質と驚くほど一致しています。$z\sim2$の円盤銀河に二重クエーサーを発見しました。
OH 吸収銀河 IRAS 19154+2704 における AGN による流出
| Title |
AGN_driven_outflows_in_the_OH_absorber_galaxy_IRAS_19154+2704 |
| Authors |
C._Hekatelyne,_Thaisa_Storchi-Bergmann,_Rogemar_A._Riffel,_Preeti_Kharb,_Claudia_M._Cassanta,_Andrew_Robinson,_Dinalva_A._Sales |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14286 |
我々は、ジェミニGMOS-IFU観測を使用した、OH吸収銀河IRAS19154+2704のガス分布、励起、運動学の二次元研究を発表します。その連続画像には、過去または進行中の相互作用を示す乱れた形態が示されています。電離ガスの放出は2つの運動学的成分を示します。1つは銀河ポテンシャル内を周回するガスを追跡している可能性のある狭い($\sigma\lesssim$300kms$^{-1}$)成分、もう1つは広い($\sigma\gtrsim$500)kms$^{-1}$)成分は活動銀河核(AGN)駆動の流出によって生成され、その速度は$-$500kms$^{-1}$に達し、銀河の脱出速度を超える可能性がある。輝線比とBPT図から、$\sim$2kpc内部のガス励起は主にAGNによるものである一方、より離れた領域では星形成による寄与が観察されることが確認された。核から850pcの距離での質量流出率は$\dot{M}_{\rmout}=4.0\pm2.6$M$_\odot$yr$^{-1}$と推定されます。対応する流出運動パワー$\dot{E}_{\rmout}=(2.5\pm1.6)\times10^{42}$ergs$^{-1}$は、わずか$3\times10^{-4}$L$_{\rmbol}$(AGNの光度)ですが、$\sim$10MyrAGNのライフサイクルにわたって維持されると、大きな質量流出速度により、$\およそ10^8$M$_\が排出されます。イオン化ガス単独ではodot$。これは、ULIRGSの運動学を調査した一連の論文の6回目であり、そのほとんどはOHメガメイザーを示す相互作用銀河です。IRAS19154は、アクティブなAGNの最も強力な兆候を示しており、進化シナリオを裏付けています。つまり、相互作用がAGNを引き起こし、相互作用の最も進んだ段階で完全に出現します。
JWST/MIRI 画像のデコンボリューション: AGN モデルへの応用と NGC 5728 の GATOS 観測
| Title |
Deconvolution_of_JWST/MIRI_Images:_Applications_to_an_AGN_Model_and_GATOS_Observations_of_NGC_5728 |
| Authors |
M._T._Leist,_C._Packham,_D._J._V._Rosario,_D._A._Hope,_A._Alonso-Herrero,_E._K._S._Hicks,_S._H\"onig,_L._Zhang,_R._Davies,_T._D\'iaz-Santos,_O._Ganz\'alez-Mart\'in,_E._Bellocchi,_P._G._Boorman,_F._Combes,_I._Garc\'ia-Bernete,_S._Garc\'ia-Burillo,_B._Garc\'ia-Lorenzo,_H._Haidar,_K._Ichikawa,_M._Imanishi,_S._M._Jefferies,_\'A._Labiano,_N._A._Levenson,_R._Nikutta,_M._Pereira-Santaella,_C._Ramos_Almedia,_C._Ricci,_D._Rigopoulou,_W._Schaefer,_M._Stalevski,_M._J._Ward,_L._Fuller,_T._Izumi,_D._Rouan,_T._Shimizu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14307 |
JWSTの優れた画質、安定性、感度により、地上観測では得られない忠実度でデコンボリューション技術を追求できます。画質を向上させ、複雑なJWST点像分布関数(PSF)の影響を軽減するためのいくつかのデコンボリューションアプローチの評価を示します。最適なデコンボリューション手法は、WebbPSFを使用してJWSTの複素PSFをシミュレートし、MIRISimを使用して活動銀河核(AGN)の玩具モデルのマルチバンドJWST/中赤外線イメージャーモジュール(MIRIM)観測をシミュレートすることによって決定されます。5つの異なるデコンボリューションアルゴリズムがテストされます:(1)Krakenデコンボリューション、(2)Richardson-Lucy、(3)アダプティブイメージングデコンボリューションアルゴリズム、(4)Condat-V\~uアルゴリズムによるスパース正則化、および(5)反復ウィーナーフィルタリングそしてしきい値処理。Krakenは、シミュレーションされたすべての波長帯にわたって良好な測光の整合性を維持しながら、玩具AGNモデルのMIRISim観測の核源の最大のFWHM低減を可能にすることがわかりました。セイファート2銀河NGC5728の銀河活動・トーラス・流出調査(GATOS)マルチバンドJWST/MIRIM観測にKrakenを適用すると、このアルゴリズムが核発生源のFWHMを全体にわたって1.6～2.2倍低減することがわかりました。5つのフィルター。クラーケン画像は、特に最長波長における南東から北西$\thicksim$2".5($\thicksim$470pc、PA$\simeq$115\deg)までの拡張核放射の検出を容易にします。我々は、Krakenが強力なツールであることを実証します。複雑なJWSTPSFに隠れているかすかな特徴を強調します。
銀河ハローの階層構造: \textsc{AstroLink} を使用した確率的凝集からクラスターを区別する
| Title |
The_Hierarchical_Structure_of_Galactic_Haloes:_Differentiating_Clusters_from_Stochastic_Clumping_with_\textsc{AstroLink} |
| Authors |
William_H._Oliver,_Pascal_J._Elahi,_Geraint_F._Lewis_and_Tobias_Buck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14632 |
我々は、合成データセットと観測データセットの両方から天体物理学的に関連する構造を階層的に分類するように設計された、効率的で汎用性の高いクラスタリングアルゴリズムである\textsc{AstroLink}を紹介します。私たちは、階層型銀河/(サブ)ハローファインダーである\textsc{CluSTAR-ND}を基にして構築しているため、\textsc{AstroLink}は暗黙的なクラスタリング構造の2次元表現を生成し、クラスターが統計的に異なることを保証します。$n$次元の入力データ内に暗黙的に含まれるノイズを含む密度変動。この再設計により、\textsc{CluSTAR-ND}の3つのクラスター抽出パラメーターが1つのパラメーター$S$に置き換えられます。$S$はクラスターの統計的有意性の下限しきい値であり、動的モデルフィッティングプロセスを通じて自動的かつ確実に推定できます。さまざまな特徴空間にわたって定義された一連のシミュレートされた銀河に各アルゴリズムを適用することにより、\textsc{AstroLink}の前任者と比較してこのアプローチの堅牢性を実証します。\textsc{AstroLink}は計算上の欠点に悩まされることなく、より強力なクラスタリングパフォーマンスを提供することがわかりました。これらの改善により、\textsc{AstroLink}は、合成データセットと観測データセットの両方から意味のある階層的で任意の形状の天体物理クラスターのセットを抽出するのに理想的に適しており、階層構造形成のコンテキスト内で形態学的分解のための優れたツールとして役立ちます。。
XXL 調査 LII : GMRT、ATCA、VLA、ケンブリッジ干渉計の観測からパラメトリック手法によって決定された電波 AGN 視感度関数の進化
| Title |
The_XXL_survey_LII_:_The_evolution_of_radio_AGN_luminosity_function_determined_via_parametric_methods_from_GMRT,_ATCA,_VLA_and_Cambridge_interferometer_observations |
| Authors |
B._\v{S}laus,_V._Smolcic,_\v{Z}._Ivezic,_S._Fotopoulou,_C._J._Willott,_P._Pendo,_C._Vignali,_L._Chiappetti,_M._Pierre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14683 |
私たちは、活動銀河核の電波視感度関数を構築することにより、その進化をモデル化します。我々は、さまざまなエリアと深さの一連の調査を使用します。すなわち、1,916ドルのAGN源の深部COSMOS調査、合わせて356ドルのAGNを含む広く浅い3CRR、7Cおよび6CE調査、および以下から構成される中間のXXL-ノースおよびサウスフィールドを使用します。ソースはそれぞれ$899$と$1,484$です。また、CENSORS、BRL、Wall$\&$Peacock、およびConfig調査も使用しました。これらの調査は、それぞれ$150$、$178$、$233$、および$230$のソースで構成されています。これらの調査を合わせると、$5,446$のAGN光源の番号が付けられ、高赤方偏移および広範囲の光度($z\およそ3$および$\log(L/\mathrm{WHz^{-1}まで)にわたる光度関数を制約しました)})\in[22,29])$。我々はベイジアンフレームワーク内のパラメトリック手法に焦点を当て、光度依存密度進化（LDDE）モデルがデータに最もよく適合し、証拠率が「強力」（$>10$）から「決定的」（$>100$）まで変化することを示します。）ジェフリーの解釈によると。数密度、光度密度、および動的光度密度を赤方偏移の関数として決定し、より単純なモデルには存在しない、より高い赤方偏移におけるこれらの関数の平坦化を観察します。これは、LDDEモデルの使用によって説明されます。最後に、進化における二峰性の可能性を調査するために、ホスト銀河の恒星質量に応じてサンプルをサブセットに分割します。これらのサブセット間では、LFの形状と進化に違いがあることがわかりました。まとめると、これらの発見は、AGNの進化と密度が単純なモデルではうまく説明できず、AGNサンプル全体が次のようなさまざまな特性に従ってサブサンプルに分割される、AGNサブ母集団を介したより複雑なモデルが必要であるという物理的な状況を示しています。たとえば、光学特性と星の質量、または光度依存関数による。
ALMaQUEST 調査 XIV: 放射状の分子ガス流は棒銀河の星形成能力に影響しますか?
| Title |
The_ALMaQUEST_Survey_XIV:_do_radial_molecular_gas_flows_affect_the_star-forming_ability_of_barred_galaxies? |
| Authors |
Lucy_M._Hogarth,_Am\'elie_Saintonge,_Tim_A._Davis,_Sara_L._Ellison,_Lihwai_Lin,_Carlos_L\'opez-Cob\'a,_Hsi-An_Pan_and_Mallory_D._Thorp |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14702 |
私たちは、棒状銀河が放射状の分子ガス流を抱えている可能性が統計的に高いかどうか、またそれらの流れが全球的性質にどのような影響を与えるかを調査します。ALMA-MaNGAの消光と星形成(ALMaQUEST)調査からの46個の銀河を使用し、GalaxyZoo2とHyperLEDAの形態学的分類の組み合わせを使用して、光バーを持つ銀河を特定します。放射状の分子ガス流を検出するために、ALMaQUEST$^{12}$CO(1-0)データキューブの完全3D運動学モデリングを採用しています。棒状の分類と放射状の棒流の検出を組み合わせると、棒状に分類された銀河は、棒状のない銀河やエッジオンの銀河と比較して、統計的に大規模な放射状のガス運動が発生する可能性が高いことがわかりました。さらに、棒状銀河の大部分は、共鳴系の存在を示す最適モデルにおける複数成分の表面輝度プロファイルを必要とします。放射状棒流を伴う棒状銀河（「棒状+放射状流」サブセット）として分類された銀河は、放射状棒流のない棒状銀河や他の形態学的サブサンプルと比較して、全球星形成効率が大幅に抑制されることがわかりました。私たちの「バード+放射状の流れ」サブセットも、ガス部分の枯渇を示すことなく、一貫して中心に集中した分子ガス分布を有しており、ガスの枯渇が星形成の抑制の原因ではないことを示唆しています。さらに、これらの天体は中心の1kpcでガス密度の中央値が高く、中心ガスの増強がこれらの天体の中心スターバーストを促進しないことを意味します。私たちは、大規模なガス流入によって引き起こされるせん断などの動的効果が、内部ガス貯留層を重力的に安定化させるように作用すると提案します。
天の川銀河の形態と電離状態における AGN フィードバックの観測的特徴
| Title |
Observational_Signatures_of_AGN_Feedback_in_the_Morphology_and_the_Ionization_States_of_Milky_Way-like_Galaxies |
| Authors |
Nadia_Qutob,_Razieh_Emami,_Kung-Yi_Su,_Randall_Smith,_Lars_Hernquist,_Dian_P._Triani,_Cameron_Hummels,_Drummond_Fielding,_Philip_F._Hopkins,_Rachel_S._Somerville,_David_R._Ballantyne,_Mark_Vogelsberger,_Grant_Tremblay,_James_F._Steiner,_Douglas_Finkbeiner,_Ramesh_Narayan,_Minjung_Park,_Josh_Grindlay,_Priyamvada_Natarajan,_Christopher_C._Hayward,_Du\v{s}an_Kere\v{s},_Sam_B._Ponnada,_Sirio_Belli,_Rebecca_Davies,_Gabriel_Maheson,_Letizia_Bugiani,_Yijia_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14809 |
私たちは、$10^{12}M_\odot$のハロー質量を持つ銀河に静止を誘発する、さまざまなAGNジェットモデルの特徴を詳細に分析しました。宇宙線優勢ジェット、高温熱ジェット、歳差運動ジェットを含む3つのジェットモデルが、それぞれ2つのエネルギー束レベルで研究され、ジェットを含まない恒星フィードバックのみのシミュレーションと比較されます。MgII、OVI、およびOVIIIイオンの分布を、ガスの温度と密度のプロファイルとともに調べます。MgIIのような低エネルギーイオンはISMに集中しますが、OVIIIなどの高エネルギーイオンはAGNジェットの繭の端で優勢です。高エネルギーの磁束ジェットは、全体の密度が低い等方性のイオン分布を示します。高エネルギーの熱線ジェットまたは宇宙線ジェットは、より小さな半径で圧力を加え、核密度を大幅に抑制します。宇宙線ジェットは追加の圧力サポートを提供し、冷気と温気のガス分布を拡大します。OVIおよびOVIIIにおけるイオン対質量比の傾きのブレイクは、ISMからCGMへの移行(10～30kpcの間)で実証され、より遠くになるほどCGMに向かって滑らかに成長します。
磁気圏における高速電波バーストの伝播は、その待ち時間と磁束分布を形作る
| Title |
The_Propagation_of_Fast_Radio_Bursts_in_the_Magnetosphere_Shapes_Their_Waiting-time_and_Flux_Distributions |
| Authors |
Di_Xiao,_Zi-Gao_Dai,_Xue-Feng_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14352 |
高速電波バースト(FRB)の分野は、さまざまな電波望遠鏡からの観測結果がますます豊富になるにつれて、詳細な特性評価の時代に入っています。大規模なFRBサンプルは統計研究に適しています。非常にアクティブな繰り返しFRBの待ち時間分布は、左のピークが右のピークよりも低い、普遍的な二重ピークの特徴を示すという興味深い発見があります。これら2つのピークが独立しており、最初は比較可能であると仮定すると、観察された非対称な形状は磁気圏の伝播効果に起因すると考えられることを示します。磁化されたプラズマを通過するFRBは、荷電粒子の円運動を誘発して電流ループを形成します。これにより、背景磁場とは反対方向の誘導磁場がさらに発生します。実効電界強度が変化すると、後続のFRBの散乱吸収確率が影響を受けます。特定の物理的条件下では吸収が重要となる場合があり、タイムラグが小さいバーストほど吸収されやすくなります。また、散乱光学深度はバースト光度にも依存するため、光束分布にも影響が生じます。
円盤新星: AGN 円盤におけるガス支援連星ブラックホール形成の熱力学
| Title |
Disc_Novae:_Thermodynamics_of_Gas_Assisted_Binary_Black_Hole_Formation_in_AGN_Discs |
| Authors |
Henry_Whitehead,_Connar_Rowan,_Tjarda_Boekholt,_Bence_Kocsis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14431 |
私たちは、活動銀河核(AGN)のガス状円盤内での恒星質量ブラックホール(BH)間の接近遭遇の熱力学を調査します。その間に連星ブラックホール(BBH)が形成される可能性があります。オイラーグリッドコードAthena++を使用したせん断ボックス処方内の一連の2D粘性流体力学シミュレーションを検討します。私たちは、流体が等温ガス、または局所熱平衡にあるガスと放射線の断熱混合物のいずれかである形成シナリオを研究します。光学的厚さの冷却だけでなく、粘性および衝撃加熱の効果も含めます。私たちは、ガスと慣性力によるBBHのエネルギー散逸とトルクを追跡しながら、埋め込まれたBHをガスと共進化させます。等温の場合と比較して、BBHの形成は依然として効率的であるにもかかわらず、各BHの周囲に形成されたミニディスクはかなり高温で拡散していることがわかりました。我々は、最初の接近遭遇時と、結合に成功したBBHのその後の近点期間の両方で、放射性ミニディスク間の衝突から生じる巨大な爆風を観察した。これらの「円盤新星」は、BBHヒル球体のガスを枯渇させ、周囲の媒体にエネルギーを注入するという重大な影響を及ぼします。これらの現象からの熱放射を分析する際、接近遭遇/近点に関連する局所的な光度の周期的なピークが観察され、放射のピークは光学/近赤外にあります。AGNの周辺では、これらのバーストはIR帯域でAGNの明るさの4%に達する可能性があり、フレアは0.5～1年かけて上昇します。異なるディスク領域での衝突、または磁気を使用して3Dで処理された場合、より顕著なフレアが発生する可能性があります。
過活動反復FRBのミリ秒位置特定 20220912A
| Title |
Milliarcsecond_Localisation_of_the_Hyperactive_Repeating_FRB_20220912A |
| Authors |
Dant\'e_M._Hewitt,_Shivani_Bhandari,_Benito_Marcote,_Jason_W._T._Hessels,_Kenzie_Nimmo,_Franz_Kirsten,_Uwe_Bach,_Vladislavs_Bezrukovs,_Mohit_Bhardwaj,_Richard_Blaauw,_Justin_D._Bray,_Salvatore_Buttaccio,_Alessandro_Corongiu,_Marcin_P._Gawro\'nski,_Marcello_Giroletti,_Aard_Keimpema,_Giuseppe_M._Maccaferri,_Zsolt_Paragi,_Matteo_Trudu,_Mark_P._Snelders,_Tiziana_Venturi,_Na_Wang,_David_R._A._Williams-Baldwin,_Nicholas_H._Wrigley,_Jun_Yang_and_Jianping_P._Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14490 |
EVN-Liteセットアップを備えた欧州VLBIネットワーク(EVN)を使用した、超活性反復FRB20220912Aの超長基線干渉計(VLBI)観測を紹介します。2022年10月の2つの観測エポックにわたって、FRB20220912Aから150個のバーストを検出しました。これらのバーストのデータを組み合わせることで、FRB20220912Aの位置を数ミリ秒の精度で特定することができます。これは、地球の距離で10pc未満の横スケールに相当します。ソース。この位置特定の精度は、FRB20220912Aが以前に発見されたものよりも主銀河の中心に近いものの、依然として主銀河の核からはかなりオフセットしていることを示しています。秒角スケールでは、FRB20220912Aはアーカイブ観測で知られている持続的連続電波源と一致しますが、ミリ秒スケールではコンパクトな持続的放射は見つかりません。したがって、持続的な電波放射は、主銀河での星形成によるものである可能性が高い。これは、FRB20121102AやFRB20190520Bなどの他のアクティブなFRBとは対照的です。
| Title |
A_magnetar_giant_flare_in_the_nearby_starburst_galaxy_M82 |
| Authors |
Sandro_Mereghetti,_Michela_Rigoselli,_Ruben_Salvaterra,_Dominik_P._Pacholski,_James_C._Rodi,_Diego_Gotz,_Edoardo_Arrigoni,_Paolo_D'Avanzo,_Christophe_Adami,_Angela_Bazzano,_Enrico_Bozzo,_Riccardo_Brivio,_Sergio_Campana,_Enrico_Cappellaro,_Jerome_Chenevez,_Fiore_De_Luise,_Lorenzo_Ducci,_Paolo_Esposito,_Carlo_Ferrigno,_Matteo_Ferro,_Gian_Luca_Israel,_Emeric_Le_Floc'h,_Antonio_Martin-Carrillo,_Francesca_Onori,_Nanda_Rea,_Andrea_Reguitti,_Volodymyr_Savchenko,_Leonardo_Tartaglia,_William_Thuillot,_Andrea_Tiengo,_Lina_Tomasella,_Martin_Topinka,_Damien_Turpin,_Pietro_Ubertini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14645 |
巨大フレアは、1秒未満でガンマ線帯の最大10$^{47}$ergのエネルギーを放出する短い爆発現象であり、非常に強い磁場によって駆動される若い中性子星であるマグネターの最も壮観な現象である。磁気圏では10$^{14-15}$G、星の内部ではさらに高くなる可能性があります。ガンマ線天文学の始まりから約50年間、天の川銀河と大マゼラン雲にある3つの異なるマグネターから3つのフレアしか観測されていないため、これらのまれなフレアの発生率はあまり制限されていません。このサンプルは、銀河系外現象の発見によって拡大される可能性がある。なぜなら、巨大フレアは数分の1秒で10$^{46}$erg/sを超えるピーク光度に達し、現在の機器では数十Mpcまで視認できるようになるからである。。ただし、これらの距離では、通常の短いガンマ線バースト(GRB)と同様に見え、区別するのが困難です。後者は、はるかにエネルギーの高いイベント、10$^{50-53}$ergであり、コンパクトな連星合体によって生成され、はるかに長い距離で発生します。実際、近くの銀河のマグネター巨大フレアの候補として、さまざまな信頼度で提案されている短いGRBはわずか数個だけです。今回我々は、スターバースト銀河M82の中心領域と位置的に一致する短いGRBの発見を報告する。そのスペクトルとタイミングの特性、およびイベントの数時間後に得られた対応するX線と光学の限界、および関連する重力波信号の欠如から、このイベントはM82のマグネターからの巨大フレアであると高い確信度で認定されます。。
ピエール・オージェ天文台のハイライト
ピエール・オージェ天文台は、最大10$^{20}$eV以上の超高エネルギー宇宙線を研究するために設計されたユニークな施設です。この天文台はアルゼンチンにあり、蛍光検出器によって監視される3000平方キロメートルのエリアに広がる1600台を超える水チェレンコフ検出器で構成されています。天文台のデータ取得の第1段階は2004年に始まり、2021年末まで続きました。この寄稿では、ピエールオージェ天文台の第1段階のデータ分析の結果が示されています。これらには、宇宙線のエネルギースペクトル、組成、到来方向の異方性の測定などが含まれます。ピエール・オージェ天文台のフェーズIの結果は、超高エネルギー宇宙線現象の理解に大きな進歩をもたらし、アップグレードされたAugerPrime検出器による第2フェーズの研究の基礎を築きました。AugerPrimeのアップグレードのステータスとそのパフォーマンスについても説明します。
外部コンプトン放出を伴う GRB 180720B および GRB 190829A からの非常に高エネルギーのガンマ線
| Title |
Very_high-energy_gamma_rays_from_GRB_180720B_and_GRB_190829A_with_external_Compton_emission |
| Authors |
Monica_Barnard,_Soebur_Razzaque_and_Jagdish_C._Joshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14772 |
ガンマ線バースト(GRB)は、銀河系外の発生源からの短く、明るく、エネルギーに満ちた放射の閃光と、その後に続く明るさの低下した長い残光段階で構成されます。H.E.S.S.によるGRB180720BおよびGRB190829Aからの超高エネルギー(VHE、$\gtrsim100$GeV)残光放出の最近の発見。原因となる排出メカニズムに関して疑問を提起している。我々は、風と星間物質の両方のシナリオを考慮すると、これらの観測された遅延放出は、外部放射線場、すなわち外部コンプトン（EC）におけるGRB爆風中の超相対論的電子の逆コンプトン放出の結果であると解釈する。我々は、光学からVHEに至るまでの多波長光曲線とエネルギースペクトルの予測を提示し、シンクロトロンおよびシンクロトロン自己コンプトン(SSC)放射メカニズムも含めます。我々は、銀河系外背景光(EBL)との相互作用による光子の吸収による$\gamma$線の減衰についてECおよびSSCモデルを補正した。結果を多波長データと比較したところ、ECはGRB180720Bの固定モデルパラメーターの特定のセットに対して満足のいく適合を与えるのに対し、SSCはGRB190829Aに対してより良好な適合をもたらすことがわかりました。どちらのGRBにとっても、一定密度の星間物質よりも風環境が好まれ、外部放射場としては宇宙マイクロ波背景放射が好まれます。しかし、より多くのデータと効果的な最適化ツールがあれば、モデルのよりロバストな適合を見つけることができ、GRB環境および遅い時間に観測される放出に対する粒子エネルギー要件に対するより適切な制約が暗示されます。これは、これらの極端なエネルギーでのGRBの将来の観察に影響を及ぼします。
降着した低質量X線連星からの偏光
| Title |
Polarised_light_from_accreting_low_mass_X-ray_binaries |
| Authors |
F._Capitanio_(1),_A._Gnarini_(2),_S._Fabiani_(1),_F._Ursini_(2),_R._Farinelli_(3),_M._Cocchi_(4),_N._Rodriguez_Cavero_(5),_L._Marra_(2)_((1)INAF-IAPS_Rome,_Italy,_(2)_Universita\'_degli_Studi_Roma_Tre,_Rome,_Italy,_(3)_INAF-OAS,_Bologna,_Italy,_(4)_INAF-OAC,_Cagliari,_Italy,_(5)_Washington_University_in_St._Louis,_United_States) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14779 |
2021年末に発売されたX線分光偏光計IXPEのおかげで、X線偏光計はついに、低質量X線連星の降着の物理を研究する際の並外れたツールとなりました。重力波で起こったことと同様に、X線偏光測定は、高エネルギー天体物理領域において新たな補完的であると同時に基本的な役割を果たすことになります。ここでは、主要なX線望遠鏡とガンマ線望遠鏡と連携した大規模なIXPE観測キャンペーンによって得られた、低質量X線連星の降着に関する最初の1年半の結果を要約します。次に、これらの結果を理論的予測と比較し、予想外の結果を明らかにします。
複雑化した火の玉バブルが第二の銀河系外マグネター巨大フレア GRB 231115A に適合
| Title |
A_Comptonized_Fireball_Bubble_Fits_the_Second_Extragalactic_Magnetar_Giant_Flare_GRB_231115A |
| Authors |
Yi-Han_Iris_Yin,_Zhao_Joseph_Zhang,_Jun_Yang,_Run-Chao_Chen,_Umer_Rehman,_Varun,_Bin-Bin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14833 |
非壊滅的なマグネターから発生するマグネター巨大フレア(MGF)は、いくつかの短いガンマ線バースト(GRB)と注目すべき類似点を共有しています。しかし、観察が限られているため、その詳細な起源と放射メカニズムを理解することは依然として困難です。$\sim3.5$Mpcの光度距離にあるシガー銀河に位置する2番目の銀河系外マグネター巨大フレアであるMGFGRB231115Aの発見は、前述のトピックについての洞察を得るさらに別の重要な機会を提供します。このレターでは、その時間特性を調査し、経験的および物理的モデルのフィッティングを通じて、時間積分スペクトルと時間分解スペクトルの両方の包括的な分析を実施します。私たちの結果は、GRB200415Aと類似したGRB231115Aの特定の特性を明らかにしました。我々はコンプトン化火球バブルモデルを採用しています。このモデルでは、高密度$e^{\pm}$のマグネター風によって形成されたコンプトン雲がコンプトン散乱と逆コンプトン散乱を受け、その結果、膨張する火球からの熱スペクトルが再形成されます。光球の半径。これにより、時間の経過とともに主要な発光特性が動的に変化します。私たちのモデルは観測データにうまく適合し、半径$\sim1.95\times10^{5}$cmの閉じ込められた火の玉や$2.5\times10^{16の高い局所磁場などの制約された物理的な画像を提供します。}$G.イベントの派生ピークエネルギーと等方性エネルギーにより、バーストのMGF起源とMGF-GRBサンプルへの寄与がさらに確認されます。また、MGFの高いイベント発生率密度($\sim8\times10^5\\rmGpc^{-3}\yr^{-1}$)と超高い局所磁場。
シミュレーションベースの推論による孤立パルサー個体群の合成
| Title |
Isolated_pulsar_population_synthesis_with_simulation-based_inference |
| Authors |
Vanessa_Graber,_Michele_Ronchi,_Celsa_Pardo-Araujo,_Nanda_Rea |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14848 |
私たちはパルサー集団の合成とシミュレーションベースの推論を組み合わせて、孤立した銀河電波パルサーの磁気回転特性を制約します。私たちはまず、中性子星の動的特性、回転特性、磁気特性に焦点を当てて、中性子星の誕生特性と進化をモデル化するための柔軟なフレームワークを開発します。特に、初期磁場強度$B$とスピン周期$P$を対数正規分布からサンプリングし、べき乗則で後期の磁場減衰を捕捉します。各対数正規分布は、平均$\mu_{\logB}、\mu_{\logP}$、および標準偏差$\sigma_{\logB}、\sigma_{\logP}$によって記述されます。一方、べき乗則はインデックス$a_{\rmlate}$によって特徴付けられ、5つの自由パラメータが得られます。次に、3回の電波探査による検出を模倣するために星の電波放射と観測バイアスをモデル化し、入力パラメータを変化させることで合成$P$-$\dot{P}$ダイアグラムの大規模なデータベースを生成します。次に、ニューラル事後推定に焦点を当てたシミュレーションベースの推論アプローチに従い、このデータベースを使用してディープニューラルネットワークをトレーニングし、5つのモデルパラメーターの事後分布を直接推論します。シミュレーションデータ上でこれらの個々の神経密度推定量の検証に成功した後、ネットワークのアンサンブルを使用して、観測されたパルサー集団の事後分布を推測します。$\mu_{\logB}=13.10^{+0.08}_{-0.10}$、$\sigma_{\logB}=0.45^{+0.05}_{-0.05}$、$\mu_{\logP}=-1.00^{+0.26}_{-0.21}$、対数正規分布の場合は$\sigma_{\logP}=0.38^{+0.33}_{-0.18}$、および$a_$95\%$信頼区間でのべき乗則の{\rmlate}=-1.80^{+0.65}_{-0.61}$。私たちのアプローチは、複雑な個体群合成フレームワークに対する堅牢な統計的推論に向けた重要な一歩となり、将来の銀河パルサーの多波長解析の基礎を形成します。
ブレーザーTon 599における光束変動と $\gamma$ 線束変動の相関関係の調査
| Title |
Investigation_of_the_correlation_between_optical_and_$\gamma$-ray_flux_variation_in_the_blazar_Ton_599 |
| Authors |
Bhoomika_Rajput,_Amit_Kumar_Mandal,_Ashwani_Pandey,_C._S._Stalin,_Walter_Max-Moerbeck_and_Blesson_Mathew |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14857 |
ブレーザーにおける光束変動と$\gamma$線束変動との相関関係は、複雑な挙動を明らかにする。この研究では、2008年8月から2023年3月までの約15年間にわたるブレーザートン599の光学放射と$\gamma$線放射の変化の関係についての分析を紹介する。トン599は最高のフラックス状態に達した2023年1月第2週の電磁スペクトル全体にわたる。光束と$\gamma$線束の変化の関係を調査するために、エポックA、B、C、D、およびエポックとしてラベル付けされた5つの特定の期間を指定した。E.期間B、C、D、Eでは、光源は光学フレアを示しましたが、期間Aでは静止状態にありました。これらの光学フレアに対応する$\gamma$線は、期間B、C、ただし、期間Dでは、対応する$\gamma$線は弱いか、存在しません。これらの時代の1ゾーンレプトニック放出モデルを使用して、広帯域スペクトルエネルギー分布(SED)フィッティングを実行しました。SED解析により、光学的UV放射は静止期Aでは主に降着円盤から発せられ、期間B、C、D、Eではジェットからのシンクロトロン放射が支配的であることが明らかになった。相関光学フレアや$\gamma$線フレアなどのガンマ$線放出は、磁場、バルク・ローレンツ因子、電子密度などの要因の変化によって説明できる可能性がある。一方、オーファン光学フレアは、磁場とバルクローレンツ因子の増加によって生じる可能性があります。
準周期振動の発生源として考えられる切頭した傾斜ディスク
| Title |
Truncated,_Tilted_Discs_as_a_Possible_Source_of_Quasi-Periodic_Oscillations |
| Authors |
A._Deepika_Bollimpalli,_P._Chris_Fragile,_W._Janosz_Dewberry,_W{\l}odek_Klu\'zniak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14876 |
降着ブラックホールや中性子星の多くは、準周期振動(QPO)と呼ばれるX線光度曲線の急速な変動を示します。最も一般的に観察されるタイプは低周波数($\lesssim10$Hz)のタイプCQPOですが、高周波数QPO($\gtrsim60$Hz)を示すソースはほんの一握りです。タイプCQPOの主要なモデルは、ブラックホールの回転軸とずれている、熱く幾何学的に厚い降着流のレンズサーリング歳差運動です。しかし、このモデルの既存のバージョンでは、周囲の幾何学的に薄い円盤が歳差運動する内側の幾何学的に厚い流れに及ぼす影響を考慮していません。ボリンパリらでは。2023年に、傾斜した先端を切った降着円盤の一連のGRMHDシミュレーションを使用して、外側の薄い円盤が歳差運動トーラスの歳差運動速度を遅くすることを確認しました。これは、タイプCのQPOに直接観測上の影響を及ぼします。このペーパーでは、これらのシミュレーションの詳細な分析を提供し、それらを整列切頭ディスクシミュレーションと比較します。我々は、ディスクの位置ずれが内部熱流のさらなる変動を引き起こすことを発見しました。これは、比較可能な位置合わせされたディスクのシミュレーションには存在しません。これは、位置ずれがQPOを生成するための重要な要件である可能性があることを示唆しています。この変動は、遷移半径に対応する遊星周波周波数における内部トーラスの全体的な垂直振動によるものであると考えられます。この説明は、ブラックホールX線連星系における高周波QPOの現在の観察と一致しています。
天体物理反応流をモデル化するための完全明示的インテグレータ
| Title |
A_Fully_Explicit_Integrator_for_Modeling_Astrophysical_Reactive_Flows |
| Authors |
Parker_Johnson,_Michael_Zingale,_Eric_T._Johnson,_Alexander_Smith,_Kyle_E._Niemeyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14195 |
複雑な天体物理学的反応流れのシミュレーションは計算コストが高くなります。反応は硬く、通常は陰的な積分法が必要です。反応の更新はシミュレーションの中で最もコストがかかる部分であることが多く、これがより経済的な方法の探求の動機となります。この研究ノートでは、天体物理学の反応性流れに適用した場合に、陽的ルンゲ-クッタ-チェビシェフ(RKC)法が陰的解法と比較してどのように実行されるかを調査します。これらの積分器は、中性子星の表面に降着した燃料の不安定な熱核燃焼によって生じるX線バーストのシミュレーションに適用されます。RKCメソッドは従来の暗黙的インテグレータと同様の精度で実行されますが、CPU上で実行すると計算効率がより高いことを示します。
mirkwood を超えて: 等角予測による SED モデリングの強化
従来のスペクトルエネルギー分布（SED）フィッティング技術は、星形成履歴や塵の減衰曲線の仮定による不確実性に直面しています。私たちは、SEDフィッティングにおける柔軟性と不確実性の定量化を強化する、高度な機械学習ベースのアプローチを提案します。mirkwoodで使用される固定NGBoostモデルとは異なり、私たちのアプローチでは、決定論的モデルを含むあらゆるsklearn互換モデルが可能です。等角化分位回帰を組み込んで点予測をエラーバーに変換し、解釈性と信頼性を高めます。CatBoostを基本予測子として使用し、等角予測ありとなしの結果を比較し、カバレッジや間隔幅などのメトリクスを使用してパフォーマンスの向上を実証します。私たちの方法は、観測データから銀河の物理的特性を導き出すための、より多用途かつ正確なツールを提供します。
ASKAP の RFI 環境と傾向の調査とモニタリング I: 報告統計
| Title |
Survey_and_Monitoring_of_ASKAP's_RFI_Environment_and_Trends_I:_Flagging_Statistics |
| Authors |
L._Louren\c{c}o,_A._P._Chippendale,_B._Indermuehle,_V._A._Moss,_Tara_Murphy,_T._J._Galvin,_G._Hellbourg,_A._W._Hotan,_E._Lenc,_M._T._Whiting |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14422 |
我々は、「ASKAPのRFI環境と傾向の調査と監視」(SMART)プロジェクトのためにアーカイブされたオーストラリアンSKAパスファインダー(ASKAP)観測からの無線周波数干渉(RFI)フラグ統計の初期分析を紹介します。この調査コンポーネントは、深刻なRFIのために通常使用されない帯域を含む、ASKAPの700MHz～1800MHzの周波数範囲全体をカバーします。この専用の調査に加えて、私たちはすべての科学的観測の報告統計を定期的にアーカイブして分析し、天文台のRFI環境をほぼリアルタイムで監視します。私たちは望遠鏡自体を非常に高感度のRFIモニターとして使用し、RFIの影響を受ける科学観測の一部を直接評価します。この目的を達成するために、フラグテーブルは、すべての科学観測に対する日常的なASKAP操作の一部として、頻度と時間の関数として自動的に取り込まれ、集計されるようになりました。このペーパーで示されているデータは、いくつかのASKAPSurveyScienceProject(SSP)のすべてのアーカイブデータを処理したものです。日常的に使用されている「クリーンな」連続体サイエンスバンド全体でのRFIによるフラグの平均量は3%であることがわかりました。1293MHz～1437MHzの「クリーンな」中帯域(処理前に廃棄される、無線航行衛星の影響を受ける1293MHz未満の144MHzを除く)がRFIの影響を最も少なく、次に742MHzから1437MHzまでの「クリーンな」低帯域が続きます。1085MHz。ASKAPSSPは、低帯域のモバイルサービス、中帯域の航空サービス、および1510MHz～1797MHzの高帯域の衛星ナビゲーションサービスでほとんどのデータを失います。また、これらのサービスの一部では、破棄されるデータの割合が年々増加していることも示しています。SMARTは、ASKAPの変化するRFI環境を研究し、一連のRFI軽減技術の実装について情報を提供するユニークな機会を提供します。
TNG LII の GAPS プログラム。 SpotCCF ツールを使用した V1298 タウのスポット モデリング
| Title |
The_GAPS_programme_at_TNG_LII._Spot_modeling_of_V1298_Tau_using_SpotCCF_tool |
| Authors |
C._Di_Maio,_A._Petralia,_G._Micela,_A._F._Lanza,_M._Rainer,_L._Malavolta,_S._Benatti,_L._Affer,_J._Maldonado,_S._Colombo,_M._Damasso,_A._Maggio,_K._Biazzo,_A._Bignamini,_F._Borsa,_W._Boschin,_L._Cabona,_M._Cecconi,_R._Claudi,_E._Covino,_L._Di_Fabrizio,_R._Gratton,_V._Lorenzi,_L._Mancini,_S._Messina,_E._Molinari,_M._Molinaro,_D._Nardiello,_E._Poretti,_and_A._Sozzetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14269 |
若い活動星の磁気活動による本質的な変動は、系外惑星の検出と特性評価における主な課題の1つです。我々は、相互相関関数（CCF）技術に基づいて、若い/活動的で高速回転する星の光球とその表面の不均一性（星点）をモデル化し、星のスポット構成に関する情報を抽出できる方法を提案します。国立ガリレオ望遠鏡の惑星系全球構造(GAPS)プロジェクトの中で、HARPS-N高解像度分光器によって提供された若い惑星主星V1298タウの300以上のスペクトルを分析しました。SpotCCFモデルをCCFに適用することで、この星のスポット構成(緯度、経度、および投影充填率)を抽出し、このターゲットの新しいRV時系列も提供しました。V1298タウのCCFプロファイルで特定された特徴が星の回転によって変調されていることを発見し、それらが星黒点によって引き起こされるという仮定を裏付けています。この分析は、高緯度では星の回転速度が異なり、回転速度が低いことを示唆しています。また、SpotCCFは、一般的に使用されるパイプラインと比較して分散が大幅に低くなり、RV抽出が改善され、その結果、星の回転によって変調される恒星の活動の寄与が軽減されることがわかりました。惑星信号をデータに直接注入することによる検出感度テストにより、SpotCCFモデルが感度と惑星信号を回復する能力を向上させることが確認されました。私たちの方法は、星の光球のモデリングを可能にし、若い/活動的で急速に回転する星のスポット構成を抽出します。また、最適化されたRV時系列の抽出も可能になるため、新しい系外惑星の検出能力が強化され、星の活動についての理解が深まります。
太陽の対流帯と放射内部の非線形シミュレーションにおける慣性波
| Title |
Inertial_Waves_in_a_Nonlinear_Simulation_of_the_Sun's_Convection_Zone_and_Radiative_Interior |
| Authors |
Catherine_C._Blume,_Bradley_W._Hindman,_Loren_I._Matilsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14270 |
太陽の対流帯におけるロスビー波や他のよりエキゾチックな形の慣性振動の最近の観測は、そのような波が太陽内部の地震探査として使用できるかもしれないという希望に火を付けた。ここでは、太陽の対流帯と上部放射内部をモデル化した球面幾何学における3D数値シミュレーションを紹介します。このモデルは、扇形およびテッセラル赤道ロスビー波、逆行混合慣性モード、順行熱ロスビー波、最近観測された高周波逆行(HFR)渦度モード、およびこれらの緯度の倍音である可能性のあるものを含む、幅広い慣性振動を特徴としています。HFRモード。このモデルを使用して、扇形およびテッセラルのロスビー波が対流ゾーン内だけでなく放射内部にも遍在していることを示します。このシミュレーションには、異なる波の空洞に存在する2つの異なるロスビー波族が存在することを示唆します。1つは放射内部に、もう1つは対流ゾーンにあります。最後に、HFRモードを含む対流帯に現れる逆行慣性波の多くは実際にはすべて関連しており、順行熱ロスビー波と混合モードである緯度の倍音であることを示唆します。
| Title |
Particle_acceleration_by_sub-proton_cyclotron_frequency_spectrum_of_dispersive_Alfven_waves_in_inhomogeneous_solar_coronal_plasmas |
| Authors |
D._Tsiklauri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14616 |
太陽フレア中に観測された軟X線束を説明するという問題は、電子の大部分の加速を引き起こすが、その加速が太陽コロナルのループトップで起こる場合、フレアがループトップで分散性を生み出すと仮定することで潜在的に解決できる可能性がある。フットポイントに向かって伝播するアルフベン波(DAW)。DAWがループの徐々に密度の高い部分を移動するにつれて(重力成層により)、電子の大部分は必要なくなります。ここでは、DAWの$f^{-1}$周波数スペクトルを考慮することで以前の結果を拡張し、完全な動的粒子内セル(PIC)シミュレーションを使用して${\rmHe^{++}}$イオンを追加します。横方向密度勾配が${4-40}c/\omega_{\rm{pe}}$の範囲にあり、DAW駆動周波数が$0.3-0.6\omega_{\rm{cp}}$である場合を考えます。(i)周波数スペクトルの場合は、同様の場合の電子加速率には影響を与えないが、イオンサイクロトロンによる${\rmHe^{++}}$加熱の数倍の割合が見られる共振;(ii)逆伝播するDAWが複数回衝突する場合、はるかに大きな電子およびイオンの加速部分が見られますが、このプロセスは時間的に断続的です。これは、集中的に加熱（温度上昇）すると、上記の熱の割合が小さくなるためです。また、より等方的な速度分布も見られます。(iii)DAWが衝突するとキンク振動が発生します。(iv)波の屈折により、磁気ゆらぎパワースペクトルのスケーリングが高密度領域で急峻になることが見られます。私たちのPIC実行では、元のスペクトルよりもはるかに急な傾きが生成され、電子スケールの物理現象がDAWスペクトル進化に顕著な影響を及ぼしていることがわかります。
IRC+10216のサブミリ波偏光測定
| Title |
Sub-mm_wave_polarimetry_of_IRC+10216 |
| Authors |
B-G_Andersson,_Janik_Karoly,_Pierre_Bastien,_Archana_Soam,_Simon_Coud\'e,_Mehrnoosh_Tahani,_Michael_S._Gordon_and_Sydney_Fox-Middleton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14666 |
我々は、炭素に富んだ漸近巨大枝(AGB)星IRC+10216の星周エンベロープ(CSE)のSCUBA-2/POL-2850$\mu$m偏光観測結果を発表します。FIRと光偏光データはどちらも、粒子が中心星に対して半径方向に長軸を持って整列していることを示しています。850$\mu$mの分極はこの単純な構造を示しません。850$\mu$mデータは、決定的ではありませんが、磁気双極子の幾何学構造を示しています。このような単純な双極子の幾何学形状を仮定すると、結果として得られる850$\mu$mの偏光幾何学形状は、ゼーマン観測とCSEにおける小規模構造の両方と一致します。ソースのSCUBA-2850$\μ$m通過帯域内にはかなりのスペクトル線偏光が含まれていますが、広帯域偏光の結果が線偏光によって支配される可能性は低いです。必要な粒子の配列を説明するには、星の初期の酸素が豊富なAGB相からの化石ケイ酸塩粒子、または最大の粒子への強磁性インクルージョンの組み込みによる粒子鉱物学的効果が役割を果たす可能性があります。私たちは、最も可能性の高い説明は、磁場に対して移動する荷電粒子が誘導電場の周りを歳差運動するため、磁場と整列する新しい整列メカニズム\citep{arXiv:2009.11304}によるものであると主張します。このメカニズムは、カーボンダストの光学、FIR、およびサブミリ波偏光が、単に粒子の荷電状態によって異なるだけで一貫した方法で説明できるため、特に魅力的です。
\`A は R CrB 変数の非線形脈動を提案します
ヘリウム星モデルは、RCrB変数が見つかるHRダイアグラムの領域に動的に進化しました。MESA恒星進化コードは、脈動RCrB変数で観察される周期と互換性のある周期長を持つ脈動不安定性を検出することができました。計算された脈動の特性は、それらが奇妙なモードであることを示唆しています。
渦を識別するための革新的な自動化された方法。 II.太陽大気の数値シミュレーションへの応用
| Title |
Innovative_and_automated_method_for_vortex_identification._II._Application_to_numerical_simulations_of_the_solar_atmosphere |
| Authors |
J.R._Canivete_Cuissa_and_O._Steiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14701 |
コンテクスト。シミュレーションと観測の両方で、太陽大気中で遍在的な小規模な渦運動が発生していることが観察されています。それらは、静かな彩層とコロナの局所加熱に重要な役割を果たしていると考えられています。以前の論文で、曲率中心の正確な推定に基づいて渦を自動識別する新しい方法を提案しました。このメソッドはSWIRLアルゴリズムで実装されました。目的。私たちは、太陽大気の首尾一貫した数値シミュレーションに対するSWIRLアルゴリズムの適用可能性を評価することを目的としています。非常に乱流でダイナミックな太陽の流れは、あらゆる渦検出方法に課題をもたらします。また、数値シミュレーションによる光球および彩層の小規模な渦巻き運動の性質と特性の統計的解析も行っています。方法。CO5BOLDコードを使用して実行された太陽大気の現実的な3次元放射磁気流体力学シミュレーションにSWIRLアルゴリズムを適用しました。統計的妥当性を達成するために、物理時間の2時間をカバーするシミュレーションの30回のインスタンスを分析しました。結果。SWIRLアルゴリズムは、流れの水平成分の螺旋状の瞬間的な流線として認識される光球と彩層の渦のほとんどを正確に識別しました。特定された渦巻きの一部は、一般に磁気的に支配された粒間レーンに根を下ろし、彩層内に垂直に延びる三次元のコヒーレント構造を形成している。統計解析の結果、光球と彩層の渦巻きの平均数密度はそれぞれ1Mm-2と4Mm-2であり、シミュレーションされた大気全体の平均半径は50～60kmであることがわかりました。また、彩層渦の回転速度と局所的なアルフエン速度の間にはほぼ線形の相関関係があることもわかりました。(要約)
局所熱力学的平衡近似における太陽大気のポリトロープ指数に対するイオン化の影響
| Title |
Influence_of_Ionization_on_the_Polytropic_Index_of_the_Solar_Atmosphere_within_Local_Thermodynamic_Equilibrium_Approximation |
| Authors |
Albert_M._Varonov,_Todor_M._Mishonov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14759 |
太陽コロナで観測されたポリトロープ/断熱指数$\gamma$の減少を説明する最初の理論的試みが達成されました。重元素を含む太陽プラズマカクテルの局所熱力学的平衡(LTE)におけるイオン化再結合プロセスの化学反応は、静かな太陽大気中で$1.1<\gamma\leq5/3$を引き起こすことが判明した。また、静かな太陽大気がLTEにあることも示されており、この理論的研究が正当化されます。この結果は、サハ方程式を数値的に解き、その後、密度と温度に関するエンタルピーと圧力の熱力学的偏導関数からポリトロープ指数を計算するために新たに導出された方程式を使用することによって得られます。さらに、この方法で計算されたポリトロピック指数と、コロナループ内を伝播する低速磁気流体力学（MHD）波の分光観測から測定されたものとを比較すると、観測された$\gamma$の減少のうち、LTEイオン化が占める割合はごくわずかであることがわかります。活動領域の太陽プラズマは予想どおりLTEではありません。ただし、観察された高温でのより高いポリトロープ指数の依存性は、現在の理論的アプローチによって確認されています。太陽コロナの活動領域におけるポリトロープ指数の減少を考慮するには、速度論的な非LTEイオン化計算を実行する必要があると結論付けられます。
機械的宇宙論: 合成機械的格子におけるインフレーション モデルのシミュレーション
| Title |
Mechanical_cosmology:_simulating_inflationary_models_in_synthetic_mechanical_lattices |
| Authors |
Brendan_Rhyno_and_Ivan_Velkovsky_and_Peter_Adshead_and_Bryce_Gadway_and_Smitha_Vishveshwara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13467 |
観測天体物理学の最近の進歩とアナログ重力の分野での継続的な探査に触発され、合成機械格子実験の文脈内で宇宙論モデルをシミュレートする見通しについて議論します。私たちは、フリードマン・レマ・イトレ・ロバートソン・ウォーカー（FLRW）計量法によって記述される宇宙の膨張シナリオの物理学に焦点を当てています。具体的には、バックグラウンドFLRW時空のスカラー変動を量子化すると、時間的に変化するペア生成項を持つ二次ボソンハミルトニアンが得られます。ここでは、これらのクラスの宇宙論モデルと物理機械振動子システムとの間に1対1の対応を提供するマッピングを示します。次に、原理の証明として、このような発振器で構成された実際の合成格子システムで実験を実行します。私たちは、インフレ的なダークエネルギーと物質が支配する宇宙によって引き起こされる2つの異なるFLRW拡大シナリオをシミュレーションし、実験結果について議論します。
iDMEu: ヨーロッパおよびその他の地域におけるダークマターへの取り組み
私たちは、オンラインリソースのメタリポジトリ、共通のディスカッションプラットフォーム、およびダークマターに関するあらゆる事項に関する一連の会議を設立する素粒子物理学者と天体粒子物理学者のグループによる共同の取り組みである、ヨーロッパ以降のダークマターイニシアチブ(iDMEu)を紹介します。。この文書は、iDMEuに関する状況報告および引用可能な項目として機能します。
NASA SciX での大規模言語モデルとベクトル埋め込みの実験
| Title |
Experimenting_with_Large_Language_Models_and_vector_embeddings_in_NASA_SciX |
| Authors |
Sergi_Blanco-Cuaresma,_Ioana_Ciuc\u{a},_Alberto_Accomazzi,_Michael_J._Kurtz,_Edwin_A._Henneken,_Kelly_E._Lockhart,_Felix_Grezes,_Thomas_Allen,_Golnaz_Shapurian,_Carolyn_S._Grant,_Donna_M._Thompson,_Timothy_W._Hostetler,_Matthew_R._Templeton,_Shinyi_Chen,_Jennifer_Koch,_Taylor_Jacovich,_Daniel_Chivvis,_Fernanda_de_Macedo_Alves,_Jean-Claude_Paquin,_Jennifer_Bartlett,_Mugdha_Polimera,_and_Stephanie_Jarmak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14211 |
オープンソースの大規模言語モデルを使用すると、NASASciX(つまりNASAADS)などのプロジェクトが、データの著作権とユーザーのプライバシーを尊重しながら、既存の概念にとらわれずに考えて、情報検索とデータ拡張のための代替アプローチを試すことができます。ただし、大規模な言語モデルに何の文脈もなしに質問が直接提示されると、幻覚が起こりやすくなります。NASASciXでは、アブストラクトとフルテキストコンテンツの大規模なコレクションに対してセマンティックベクトルを作成する実験を開発し、システムのコンテキストチャンクを使用して質問するプロンプトシステムを設計しました。非系統的な人間による評価に基づいた実験では、検索拡張生成を使用すると幻覚の程度が低く、反応が良好であることが示されています。プロジェクトが保持する高いレベルの信頼と品質を尊重しながら、このテクノロジーを活用するNASASciXでの新しい機能とデータ拡張プロセスを設計するには、さらなる探求が必要です。
コンパクトな星: 横断するか、それとも周回するか?それが質問です
コンパクト星の表面上の2つの対蹠点間の光信号の移動時間は、星の中心を通過する直線と、星の表面に沿って対蹠点を結ぶ半円形の軌道という2つの異なる軌道について計算されます。スター。興味深いことに、高密度の星の場合、より長い軌道(星の表面に沿って進む軌道)は、漸近観測者によって測定される移動時間によって特徴付けられる可能性があることが明確に証明されています。特に、一定密度の星については、無次元密度領域パラメータ$\Lambda\equiv4\piR^2\rho$の臨界値を決定します。これは、星の中心を通過する星の移動時間は短くなり、漸近観測者によって測定されるように、星の表面に沿った半円の軌道は移動時間が短いことが特徴です[ここで$\{R,\rho\}$はそれぞれ星の半径とその密度]。
天文赤外線干渉法のヘテロダイン検出か直接検出かの決定問題を議論するための非経験的導出
| Title |
An_ab-initio_derivation_to_discuss_the_heterodyne_versus_direct_detection_decision_problem_for_astronomical_infrared_interferometry |
| Authors |
E._A._Michael,_F._E._Besser,_M._Hadjara,_E._Moreno,_A._Berdja,_M._Pina,_G._Pereira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14365 |
大気透過率や低いビーム充填率などの第一原理に基づいて導き出されたヘテロダイン(HD)と直接検出(DD)の間の一貫した明示的なスペクトル比較はまだ文献には見つかりませんが、将来の赤外線干渉計の技術計画の決定には必要です。たとえば、次のような施設です。惑星形成に焦点を当てています。このタスクでは、より低いソース温度(300～1000K)での中赤外範囲(NバンドおよびQバンド)での高感度連続体とドップラー分解発光線および吸収線検出の両方が必要です。両方の方式の信号対雑音比(SNR)は、同じ半古典理論内で導出されます。この理論は、アンテナへの結合に関する古典モード理論と、3つの放射フィールド、熱信号、熱バックグラウンド、およびHDの場合はコヒーレント局部発振器(LO)も含まれます。この方法では、非常に小さなビーム充填係数(干渉計)や大気吸収/放出の影響を一貫して組み込むことができ、量子ノイズの伝播も含めて、HDで相互相関(CC)を備えたバランスの取れたミキサーの考慮を可能にします。特に、検出前から検出後のSNRへの移行は細心の注意を払って考慮されました。このようなことを行うのは、通常引用されるSNR式があまりにも単純で非現実的なケースに対して導出されており、さらにいくつかの誤った仮定が含まれているためです。従来のHDに対して感度が1桁向上する天文干渉計用の新しいHDスキームを導入し、R=10000のスペクトル分解能でNバンドおよびQバンドにおけるDD干渉計の感度を超えるべきであると計算しました。R=300についても、実行可能な技術的改良が加えられています。この結果は、将来の中赤外干渉計施設および既存の施設での新しい機器のための広帯域ヘテロダイン技術の開発を促進します。
相関ノイズを伴う重力波検出器ネットワークの可能性
| Title |
Likelihood_for_a_Network_of_Gravitational-Wave_Detectors_with_Correlated_Noise |
| Authors |
Francesco_Cireddu,_Milan_Wils,_Isaac_C._F._Wong,_Peter_T._H._Pang,_Tjonnie_G._F._Li,_Walter_Del_Pozzo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14614 |
アインシュタイン望遠鏡は、現在のパラメータ推定解析では見落とされがちな相関ノイズによるデータ解析の重要な課題に直面しています。我々は、アインシュタイン望遠鏡または任意の検出器ネットワークの相関ノイズを含む尤度関数の統計的定式化を提示することで、この問題に対処します。これらの相関を無視すると、パラメータ推定の精度が大幅に低下し、解決可能な信号の再構築に失敗する可能性さえあります。これは、この研究で示されているように、アインシュタイン望遠鏡によって約束された豊富な結果を明らかにするために、相関ノイズの適切な処理がいかに重要であるかを強調しています。
非最小結合重力と月レーザー測距による制約における等価原理違反
| Title |
Equivalence_principle_violation_in_nonminimally_coupled_gravity_and_constraints_from_Lunar_Laser_Ranging |
| Authors |
Riccardo_March,_Orfeu_Bertolami,_Marco_Muccino,_Simone_Dell'Agnello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14618 |
私たちは、曲率と物質が非最小結合している特定の種類の重力理論(NMC)に基づいて、太陽-地球-月系の力学を分析します。これらの理論は、地球と月が太陽に向かって異なる方向に落ちることを示唆する可能性のある第五の力と追加の非ニュートン力の起源を与えるため、等価原理に違反する可能性があります。我々は、詳細な分析を通じて、NMC重力理論の一連のパラメーターについて、48年間の月レーザー測距データから生じる弱い等価原理の限界との整合性が、適切なスクリーニングメカニズムの実装によって達成できることを示します。
マイクロストリッププレートによる液体キセノンエレクトロルミネッセンスの初観察
| Title |
First_observation_of_liquid_xenon_electroluminescence_with_a_Microstrip_Plate |
| Authors |
G._Martinez-Lema,_V._Chepel,_A._Roy_and_A._Breskin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14663 |
液体キセノンに浸したマイクロストリッププレートを用いたエレクトロルミネッセンス増幅の最初の観察について報告します。アルファ粒子によって誘起された液体のエレクトロルミネッセンスは、ガラスの同じ側に堆積された、幅の広い陰極ストリップと織り交ぜられた8$\μ$mの狭い陽極ストリップの近くの強い不均一な電場で観察されました。基板。液体中のエレクトロルミネッセンス収量は$(35.5\pm2.6)$VUV光子/電子の値に達しました。我々は、単相貴液体検出器の検出素子としての潜在的な組み込みに向けて、より適切な微細構造でこの応答を強化する方法を提案します。
SM*A*S*H を精査するか潰す可能性がある
SM*A*S*Hは素粒子物理学の標準モデルの拡張であり、真空の安定性、インフレーション、バリオンの非対称性、ニュートリノ質量といった素粒子物理学と宇宙論の6つのパズルを一度に解決するための最小限のフィールド数を備えています。、強力なCP、そしてダークマター。SM*A*S*Hのパラメーターは、対称性とこれらのパズルを解くための要件によって制約されます。これにより、実験で直面する可能性のある観測対象についてのさまざまな確実な予測が提供されます。宇宙マイクロ波背景偏光実験、アクシオンハスコープ、将来の宇宙搭載重力波検出器によってSM*A*S*Hを精査または粉砕する見通しとタイムラインについて議論します。
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡による最近の観測により、$z>7-10$に大規模な銀河源($\mathrm{>10^{10}\M_\odot}$)の集団が確認されました。ビッグバン。このような大質量銀河は、標準的な宇宙論モデル内で形成されるのに十分な時間がないため、これらの観測は標準的な宇宙論に大きな疑問を投げかけます。この問題に対する考えられる解決策は、修正された重力理論における重力の強化や、銀河形成前の初期宇宙で生成された巨大な原始ブラックホールが宇宙の種を提供する可能性があるという主張など、数多く提案されている。その後、銀河やブラックホールが形成されます。さらに2つの珍しい可能性について説明します。ブラックホールは宇宙論的なバウンスを通じて存続し、現在の銀河形成の前に存在していた以前の宇宙周期で形成された大きなシードを構成する可能性があります。そして、一般的な宇宙論モデルの初期の初期振動領域で発生する不完全なスパイクと、後になって不均質なモデルで形成される可能性のある永久的なスパイクの両方が、宇宙初期に大きな構造を生成するメカニズムを提供する可能性があります。
