非線形スケールでの近赤外銀河系外背景光変動
近赤外銀河系外背景光(EBL)に関するいくつかの変動研究では、数十分角スケール($\ell\sim10^3$)で過剰なパワーが見られます。イントラハロー光(IHL)からの放出は、過剰な信号の可能な説明として提案されています。この作業では、シミュレートされた銀河カタログMICECATを使用して、EBLゆらぎのパワースペクトルにおける統合銀河光(IGL)とIHLからの放射を調べます。$\ell\sim10^3$では、衛星銀河からの1ハロークラスタリングが、IGLパワースペクトルの2ハロー項に匹敵するパワーを持っていることがわかりました。以前のいくつかのEBL分析では、IGLモデルは小さな1ハロークラスタリングシグナルを想定していたため、EBLへのIHLの寄与が過大評価される可能性があります。また、赤方偏移とハロー質量の関数としてのIHL分布に対するIGL$+$IHLパワースペクトルの依存性、およびハロー内の空間プロファイルも調査します。私たちの予測は、今後のSPHERExディープフィールドサーベイが、この作業で考慮されるさまざまなIHLモデルを高い重要性で区別できることを示唆しています。最後に、以前の分析では考慮されていなかったマスクと信号の相関から、パワースペクトルの偏りを定量化します。
| Title |
The_cosmology_dependence_of_the_concentration-mass-redshift_relation |
| Authors |
Daniel_L\'opez-Cano,_Ra\'ul_E._Angulo,_Aaron_D._Ludlow,_M._Zennaro,_S._Contreras,_Jon\'as_Chaves-Montero,_G._Aric\`o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13718 |
暗黒物質のハローの濃度は、その内部構造と、それが質量と赤方偏移にどのように依存するかについての重要な情報を提供します。$c(M,z)$の宇宙論依存性に関する広範な研究をここに提示します。これは、次の宇宙論的パラメーターが変化した72の一連の重力のみの完全なN体シミュレーションに基づいています:$\sigma_{8}$,$\Omega_{\mathrm{M}}$,$\Omega_{\mathrm{b}}$,$n_{\mathrm{s}}$,$h$,$M_{\nu}$、$w_{0}$および$w_{\mathrm{a}}$。さまざまなハロー質量と赤方偏移の濃度に対するこれらのパラメーターの影響を特徴付けます。以前の研究と一致して、研究されたすべての宇宙論について、スケール半径$r_{-2}$内のダークマターハローの特徴的な密度と宇宙の臨界密度の間に密接な相関関係が存在することがわかりました。適切に定義された形成時間。この発見を、ハロー形成の歴史のエクスカーションセットモデリングと組み合わせると、暗黒物質のハローの濃度を、質量、赤方偏移、および宇宙論の関数として正確に予測することができます。シミュレーションを使用して、ハロー濃度を予測するために公開された多数のモデルの信頼性をテストし、それらが宇宙論的な$c(M,z)$関係を再現することに成功したか失敗したかを強調します。
ファジィ暗黒物質の力学的摩擦：円軌道
ファジー暗黒物質（FDM）の背景で円を描くように動く摂動体に作用する力学的摩擦（DF）を調査します。凝縮後、FDMはSchr\"odinger-Poisson方程式を満たす単一波動関数によって記述されます。同等の流体力学的定式化はMadelung変換によって取得できます。ここでは、両方の記述を考慮し、解析を線形応答理論に限定します。流体力学的定式化を利用して、定常状態および有限時間摂動におけるDFの完全な解析解を導き出します。予測を、消失しないFDM速度分散$\sigmaを含む波動アプローチの数値実装と比較します。$。私たちのソリューションは、$\sigma$が軌道速度$v_\text{circ}$を大幅に超えない限り、円運動の単一およびバイナリ摂動体の両方に有効です。超音速）気体DFはもはや存在せず、FDMの場合のDFは、シュロディンガー方程式の（また）拡散性に起因する赤外線発散を示します。有限時間摂動の場合の分析により、密度後流がFDM媒体を介して拡散し、その外側の境界に到達することが明らかになりました。この一時的なレジームが終了すると、ラジアルDFとタンジェンシャルDFの両方が、指数関数的に減衰するエンベロープを持つ定常状態の解の周りで振動します。したがって、定常状態は決して達成されません。結果を使用して、5つのろ座球状星団のDF減衰タイムスケールを再検討します。また、コンパクトなバイナリのインスピレーションは、バイナリの重心の周りのDFトルクが符号を反転して、抗力（要約）ではなく推力になることがあるため、停止する可能性があることも指摘します。
暗黒物質微物理の新しいプローブとしての重力波イベント率
| Title |
Gravitational-wave_event_rates_as_a_new_probe_for_dark_matter_microphysics |
| Authors |
Markus_R._Mosbech,_Alexander_C._Jenkins,_Sownak_Bose,_Celine_Boehm,_Mairi_Sakellariadou,_and_Yvonne_Y._Y._Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14126 |
連星ブラックホールの合体率が宇宙構造の形成に依存しているため、重力波が暗黒物質の微物理的特性を解明する可能性があることを示しています。これは、それ自体が暗黒物質のシナリオに大きく依存しているためです。特に、相互作用する、暖かい、またはあいまいな暗黒物質によって引き起こされるような小規模構造の抑制が、赤方偏移$z\gtrsim5$での連星ブラックホールの合体率の大幅な低下につながることを示しています。これは、将来の重力波観測が$\Lambda$CDM宇宙モデルの新しいプローブを提供することを示しています。
銀河の星とガスの運動学は、ハロー内の暗黒物質分布の敏感なプローブです。人気のあるファジー暗黒物質モデルは、銀河の密度分布の特異な形状を予測しています。つまり、ハローへの急激な移行を伴う特定の高密度コアです。さらに、ファジーダークマターは、ダークマター粒子の質量と密度パラメーターの間のスケーリング関係を予測します。この作業では、ベイジアンフレームワークといくつかのダークマターハローモデルを使用して、SpitzerPhotometryとAccurateRotationCurvesデータベースを使用して銀河の星の運動学を分析します。次に、ベイジアンモデル比較を使用して、最適なハロー密度モデルを選択します。銀河の半分以上が、標準的なダークマタープロファイル(NFW、バーケルト、コア付きNFW)よりもファジーダークモデルを好むことがわかりました。これはファジー暗黒物質の成功のように見えますが、すべての銀河にうまく適合する粒子質量の単一の値がないこともわかりました。
将来のCMB実験による偏極ダスト放出の視線変動の特徴づけ
| Title |
Characterizing_line-of-sight_variability_of_polarized_dust_emission_with_future_CMB_experiments |
| Authors |
Lisa_McBride,_Philip_Bull,_Brandon_S._Hensley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14213 |
銀河の塵の放出は、多くの場合、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)解析で、塵の温度と不透明度を名目上説明する単純な2パラメーター修正黒体(MBB)モデルを各ピクセルに当てはめることによって説明されます。これは個々のダスト雲の適切な近似値である可能性がありますが、通常、各視線に沿って各角度ピクセル内に多数のそのような雲が見られ、それらのスペクトルの重ね合わせが生じます。この論文では、各ピクセルのスペクトルエネルギー分布(SED)を、ダストクラウドプロパティの物理的に動機付けられたさまざまな統計的分布に対する個々のMBBスペクトルの積分としてモデル化することにより、ピクセルベースの前景フィッティング戦略に対するこの重ね合わせの影響を調べます。これらのSEDを単純な2パラメーターMBBモデルに適合させると、ダストSEDと視線に沿った偏光角の両方に大きな変化がない限り、一般に各ピクセルのCMBストークスQおよびU振幅の偏りのない推定値が得られることを示します。この場合、実例となるモデルで有意な($>10\sigma$)バイアスが観察されます。また、ダスト温度$T_d$とスペクトルインデックス$\beta_d$の最適値は、分布が広い場合、対応する統計分布の平均/中央値から大きく偏っていることもわかり、MBBがモデルの当てはめは、注意深く解釈しないと、マイクロ波波長でのダストの物理的特性の代表的でない図を与える可能性があります。フィッシャー行列分析を使用して、確率論的MBBモデルをフィッティングすることにより$T_d$および$\beta_d$分布自体のパラメーターを回復するために必要な実験的感度も決定し、SEDフィッティングによって広い分布のパラメーターのみを測定できることを発見しました単一の視線で。
ランニングバキュームとホログラフィックダークエネルギー：宇宙線の比較
コスモグラフィー法を使用して、さまざまなタイプの動的暗黒エネルギーモデル（DDES）の比較研究を行います。ここで検討しているモデルの中には、ランニングバキュームモデル（RVM）があります。これは、標準の宇宙モデル$\Lambda$CDMに匹敵するレベルで全体的な宇宙データに適合し、$\を軽減できるかなりの能力を示しています。sigma_8$と$H_0$の緊張。同時に、時間（赤方偏移）のさまざまなオプションを使用して、さまざまなホログラフィック暗黒エネルギーモデル（HDE）に対処します。モデルパラメーターは$c=c（z）$です。固定および進化するホログラフィック長さスケールの二重の仮定の下でHDEを扱い、どちらが優れているかを評価します。両方のタイプのDDE（RVMとHDE）は、利用可能な最も堅牢な分光データ、つまり、超新星のパンテオンサンプル（SnIa）、パワースペクトルの測定から抽出されたバリオン音響振動データ（BAO）、およびBOSSデータのバイスペクトルに直面しています。放出、および受動的に進化する銀河の分光観測から得られた異なる赤方偏移でのハッブル率（CCH）の宇宙クロノメーター測定。これらのデータサンプルを使用して、前述のDDEの実行可能性を評価し、それらを一致$\Lambda$CDMモデルと比較します。宇宙論的分析から、RVMは$\Lambda$CDMに匹敵するほどうまくいくと結論付けます。これは、それらの健全な現象学的状態により多くの信用を追加する事実です。対照的に、一部のHDEは、現在のハッブル地平線を固定ホログラフィック長として使用することを好みますが、ホログラフィック長が動的でハッブル地平線として進化する場合、より現実的なケースでは非常に不利になります。
遺物ニュートリノの非自明な位相空間分布は、ニュートリノ質量の主要な宇宙論的特徴の1つである小規模な原始密度摂動の消去に関与しています。この論文では、相対論的摂動理論を使用して、ニュートリノ位相空間分布の1%精度の粒子実現を生成するための新しいコード、FastDFを提示します。測地線方程式を使用して、弱く摂動された時空を移動する大規模な粒子の運動方程式を導出し、それに応じて粒子を統合します。測地線ベースの初期条件を$\deltaf$メソッドと組み合わせてショットノイズを最小化し、ニュートリノ運動量の定義を明確にする方法を示し、間違ったパラメータ化が使用されると大きな誤差が生じることを発見しました。アドホックな熱運動を伴う標準的なラグランジュ法と比較して、FastDFは精度を大幅に向上させます。コードを高速化し、位相空間密度を維持するシンプレクティック積分を確実にするために使用される近似スキームの概要を説明します。最後に、宇宙論的N体シミュレーションにおけるニュートリノ粒子の意味について説明します。特に、粒子法は、ニュートリノが線形で超相対論的である場合の$z=10^9$から、非線形で非相対論的である場合の$z=0$まで、ニュートリノの分布を正確に記述できると主張します。FastDFは、N体シミュレーションの正確な初期条件(IC)を設定するために使用でき、高次のICコードmonofonICに統合されています。
スカラートリスペクトル誘起重力波のノーゴー定理
| Title |
No-go_Theorem_for_Scalar-Trispectrum-Induced_Gravitational_Waves |
| Authors |
Sebastian_Garcia-Saenz,_Lucas_Pinol,_S\'ebastien_Renaux-Petel_and_Denis_Werth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14267 |
スカラーによって誘発された確率的重力波バックグラウンドのエネルギー密度への原始トリスペクトルの寄与は、従来のインフレーションシナリオにおけるスカラーパワースペクトルからの寄与を超えることはできないことを示します。具体的には、スケール不変理論のコンテキストで、いわゆる正三角形構成でピークに達する通常のトリスペクトル形状も、ソフト運動量限界で発散するローカルトリスペクトル形状も大きく寄与できないことを証明します。実際、これらの寄与は常に、スカラーパワースペクトルに対する相対的な1ループ補正を乗算する1次（またはそれよりも小さい）数よりも小さくなり、理論が摂動制御下にあるためには、必然的に1よりもはるかに小さくなります。ノーゴー定理はその仮定に値するだけなので、スケールに依存するスカラースペクトルのおもちゃモデルについても簡単に説明します。これにより、ノーゴー結果の堅牢性が確認されます。
MIRECLE：惑星の赤外線超過を使用して最も近いM星を周回する非通過岩石惑星を研究するためのミッドIRエクスプローラークラスミッションの科学収量
| Title |
MIRECLE:_Science_Yield_for_a_Mid-IR_Explorer-Class_Mission_to_Study_Non-Transiting_Rocky_Planets_Orbiting_the_Nearest_M-Stars_Using_Planetary_Infrared_Excess |
| Authors |
Avi_M._Mandell,_Jacob_Lustig-Yaeger,_Kevin_Stevenson,_Johannes_Staguhn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13727 |
最近の調査では、同時の広波長スペクトルの取得と恒星スペクトルからの惑星赤外線放射の同時フィッティングによる分解に依存する結合光を使用して、非トランジット系外惑星の大気を研究するための新しい観測およびデータ分析技術を利用する可能性が実証されています。星と惑星のスペクトル署名。PlanetaryInfraredExcess(PIE)と呼ばれるこの新しいデータ分析技術は、比較的控えめな望遠鏡の口径で、最も近い星の周りの非通過岩石惑星のMIR位相曲線を測定する機会を開く可能性を秘めています。MIRExoplanetCLImateExplorer(MIRECLE)と呼ばれるミッションと機器のコンセプトの性能と科学収量のシミュレーションを提示します。これは、広い波長範囲(1-18um)と低-解像度(R~50)のスペクトログラフは、PIEを使用して低温の岩石惑星からの放射を検出するために必要な波長範囲と極端なフラックス測定精度を同時に実現するように設計されています。近くの惑星ProximaCenbのPIE測定の潜在的な科学収量の探索的シミュレーションを提示し、比較的控えめな観測時間で地球のような大気の組成と構造を測定する可能性を示します。また、いくつかのミッションアーキテクチャとパフォーマンスメトリックの全体的な科学収量を提示し、技術的なパフォーマンス要件と、これらの要件を満たす可能性のある望遠鏡と機器の技術について説明します。
共鳴の連鎖における惑星の安定性の基準
| Title |
A_Criterion_for_the_Stability_of_Planets_in_Chains_of_Resonances |
| Authors |
Max_Goldberg,_Konstantin_Batygin,_Alessandro_Morbidelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13833 |
コンパクトなスーパーアース系外惑星システムの明確な特性を再現する形成プロセスを明らかにすることは、惑星形成理論の主要な目標です。最も成功したモデルは、非共鳴システムは、後に動的不安定性を経験する惑星の共鳴連鎖として始まると主張しています。ただし、共振チェーンの安定性の境界と不安定性自体のメカニズムの両方がよくわかっていません。以前の研究では、最速の秤動周波数とシノディック周波数の違いとの間の二次共振がシステムを不安定化させると仮定していました。ここでは、その仮説を使用して、惑星の公転周期と質量のみに依存する共振鎖の安定性に関する単純で一般的な基準を作成します。基準が最大6つの惑星までの合成共鳴チェーン内の惑星の最大質量を正確に予測することを示します。人口合成シミュレーションで生成されたより複雑な共振チェーンは、予想よりも安定性が低いことがわかりましたが、私たちの基準は依然として有用であり、機械学習モデルよりも優れています。
月の塵の粒子は、惑星間ミクロンの流星物質が月の表面に超高速で衝突することによって生成され、探査の安全性を深刻に脅かしています。月の塵のダイナミクスを研究することは、月の塵の起源と移動メカニズムを理解するのに役立ち、月の宇宙ミッションの軌道設計のための理論的なガイドラインを提供するのに役立ちます。この論文は、地球と月のシステムにおける惑星間インパクター環境、大量生産率、初期質量、速度と噴出物の角度分布、関連する宇宙探査ミッション、動的モデルと空間分布を含む月の塵のダイナミクスに関する以前の研究をレビューします。地球と月のシステム全体の月面から発生する塵の粒子の。
氷と火星の土壌模擬物質の関連性の反射率研究-II。 CO $_2$およびH$_2$O氷
| Title |
Reflectance_study_of_ice_and_Mars_soil_simulant_associations_--_II._CO$_2$_and_H$_2$O_ice |
| Authors |
Zuri\~ne_Yoldi,_Antoine_Pommerol,_Olivier_Poch,_Nicolas_Thomas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13905 |
H$_2$O氷とレゴリス模擬JSCMars-1にさまざまな方法で関連付けられたCO$_2$氷でできた火星表面の氷の類似物の可視および近赤外線反射率を測定します。実験室で十分に制御されたサンプルで得られたそのような実験結果は、さまざまな火星のオービター、着陸船、およびローバーによって収集されたイメージングおよびスペクトルデータを定量的に解釈するために貴重です。ただし、分光測光測定を取得しながら、十分に特性化された氷のサンプルを作成および維持することは困難であり、サンプルの準備と測定で遭遇するいくつかの困難について説明します。スペクトルから計算され、サンプルの組成と物理的特性の関数としてプロットされた測光およびスペクトル基準の形式で結果を提示します。以前の研究と一致して、水氷を含む他の材料と密接に混合されると、CO$_2$氷はその低い吸収性のために急速に検出できなくなることがわかりました。CO$_2$の特徴を完全に隠すには、わずか5wt。$\％$の細粒のH$_2$O氷で十分です。同様に、CO$_2$氷、H$_2$O氷、およびJSCMars-1の3成分混合物を使用して実行された昇華実験では、微量成分（3wt。$\％$）として存在する場合でも、水がテクスチャを決定することが示されています。と混合物の進化。スペクトルパラメータのさまざまな組み合わせが、H$_2$O、CO$_2$、JSCMars-1、またはそれらの反射率からさまざまな混合物を含むサンプルを識別する能力を評価し、氷と土壌の反射率スペクトルの解釈を支援するように研究を方向付けます。火星表面。実験室のスペクトルから、CaSSIS機器によって生成された色信号をシミュレートして、この機器の結果と直接比較できるようにし、他の機器で同じ操作を実行するために必要なスペクトルデータをデータベースに提供します。
HD 93963 A通過システム：TESSとCHEOPSによって発見された1.04dスーパーアースと3.65dサブネプチューン
| Title |
The_HD_93963_A_transiting_system:_A_1.04d_super-Earth_and_a_3.65_d_sub-Neptune_discovered_by_TESS_and_CHEOPS |
| Authors |
L._M._Serrano,_D._Gandolfi,_S._Hoyer,_A._Brandeker,_M._J._Hooton,_S._Sousa,_F._Murgas,_D._R._Ciardi,_S._B._Howell,_W._Benz,_N._Billot,_H.-G._Flor\'en,_A._Bekkelien,_A._Bonfanti,_A._Krenn,_A._J._Mustill,_T._G._Wilson,_H._Osborn,_H._Parviainen,_N._Heidari,_E._Pall\'e,_M._Fridlund,_V._Adibekyan,_L._Fossati,_M._Deleuil,_E._Knudstrup,_K._A._Collins,_K._W._F._Lam,_S._Grziwa,_S._Salmon,_S._H._Albrecht,_Y._Alibert,_R._Alonso,_G._Anglada-Escud\'e,_T._B\'arczy,_D._Barrado_y_Navascues,_S._C._C._Barros,_W._Baumjohann,_M._Beck,_T._Beck,_A._Bieryla,_X._Bonfils,_P._T._Boyd,_C._Broeg,_J._Cabrera,_S._Charnoz,_B._Chazelas,_J._L._Christiansen,_A._Collier_Cameron,_P._Cort\'es-Zuleta,_Sz._Csizmadia,_M._B._Davies,_A._Deline,_L._Delrez,_O._D._S._Demangeon,_B.-O._Demory,_A._Dunlavey,_D._Ehrenreich,_A._Erikson,_A._Fortier,_et_al._(52_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13920 |
HD93963A（TOI-1797）、G0\、V星（M$_*$=1.109\、$\pm$\、0.043\、M$_\odot$、R）を通過する2つの小さな惑星の発見を紹介します。ビジュアルバイナリシステムの$_*$=1.043\、$\pm$\、0.009\、R$_\odot$）。TESSとCHEOPSの宇宙測光を、MuSCAT2、`Alopeke、PHARO、TRES、FIES、およびSOPHIEからのデータと組み合わせました。セクター22のデータのリリース直後にTESS対象オブジェクト（TOI）として報告された、公転周期がP$_c\approx$3.65dのサブネプチューンである外側通過惑星HD93963Acを検証し、分光的に確認しました。HD93963Acの質量はM$_c=19.2\pm4.1$M$_{\oplus}$で、半径はR$_c=3.228\pm0.059$R$_{\oplus}$であり、平均密度を意味します。$\rho_c=3.1\pm0.7$gcm$^{-3}$の。内部オブジェクトHD93963Abは、検証済みの1.04d超短周期（USP）通過超地球であり、TESS光度曲線で発見されましたが、信号の重要性が低いため、TOIとしてリストされていません（TESS信号対雑音比$\approx$6.7、TESS$+$CHEOPS結合通過深度D$_b=141.5\pm8.5$ppm）。内側の惑星の存在を確認し、システムを検証するために9回の通過観測を実行することにより、CHEOPSで星を集中的に監視しました。HD93963Abは、TESSとCHEOPSによって発見および検証された最初の小さな（R$_b=1.35\pm0.042$R$_{\oplus}$）USP惑星です。惑星cとは異なり、HD93963Abは視線速度で有意に検出されません（M$_b=7.8\pm3.2$M$_{\oplus}$）。また、ドップラー測定で線形傾向を発見しました。これは、長周期の外惑星が存在する可能性を示唆しています。Vバンドの大きさが9.2のHD93963Aは、USP惑星をホストすることが知られている最も明るい星のひとつであり、ドップラー分光法による正確な質量測定の最も好ましいターゲットの1つであり、形成、進化、および超短周期惑星をホストする惑星系の移動モデル。
氷と火星の土壌模擬物質の関連性の反射率研究-I.H$ _2$O氷
| Title |
Reflectance_study_of_ice_and_Mars_soil_simulant_associations_--_I._H$_2$O_ice |
| Authors |
Zuri\~ne_Yoldi,_Antoine_Pommerol,_Olivier_Poch,_Nicolas_Thomas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13930 |
水氷とほこりの混合物の反射率は、他のパラメータの中でも、成分がどのように混合されるか（たとえば、密接な混合物、面の混合物、またはコーティング）に依存します（Clarketal.1999）。したがって、惑星表面から測定された反射スペクトルを反転して、表面に存在する水氷の量を導出する場合、氷と塵の異なる混合モードを区別することが重要です。ただし、反射スペクトルからの混合モードの違いはあいまいなままです。ここでは、定義されたスペクトル基準の研究と実験室混合物の色分析から、いくつかの水氷/土壌混合モードを特定する方法を示します。氷とほこりの混合物を再現し、表面に霜が現れると反射率が高くなり、スペクトル傾斜が平坦になるのに対し、密接な混合物に含まれる水氷の存在は主に吸収帯に影響を与えることがわかりました。特に、火星表面からの氷と土壌の反射スペクトルの解釈に役立つ実験データとスペクトル分析を提供します。
SPE流星クラスターの放出速度、年齢、形成過程
| Title |
Ejection_velocities,_age,_and_formation_process_of_SPE_meteoroid_cluster |
| Authors |
David_\v{C}apek,_Pavel_Koten,_Pavel_Spurn\'y,_and_Luk\'a\v{s}_Shrben\'y |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14029 |
2016年からの9月のイプシロンペルセウス座流星群に関する以前の研究に従います。質量が支配的な流星物質がクラスターの親体であり、流星物質の観測位置は放出速度と日射圧。流星物質の放出速度が相互の位置、質量、クラスターの年齢に依存する式が導き出されました。流星物質の質量とともに放出速度の値と方向を知ることで、クラスター形成の最も可能性の高いプロセスを決定することができました。流星物質は66$\times$67$\times$50kmの体積を占め、親流星物質に対して27km反日方向にシフトしています。クラスターの経過時間は2.28$\pm$0。44日です。放出速度は0.13$\pm$0.05m/sから0.77$\pm$0.34m/sの範囲で、平均値は0.35m/sです。放出速度の方向は、101$\pm$5$^\circ$の頂角で円錐の内側にあります。円錐の軸は、太陽の方向から$\sim$45$^\circ$離れており、親の流星物質に入射する小さな流星物質のフラックスの平均方向から$\sim$34$^\circ$離れています。非常に速い回転による表面の一部の分離による形成は、発生する可能性が最も低いものです。回転周波数は約2Hzと推定され、対応する応力は予測された強度限界よりも数桁低くなります。また、小さな流星物質が親体に衝突することによるクラスターの形成を説明することも困難です。ただし、この可能性は、可能性は低いですが、完全に排除することはできません。最も可能性の高いプロセスは、熱応力による剥離です。それらの推定された大きさは十分であり、導出された放出速度はこの形成過程と一致しています。
外部での小惑星の無秩序な拡散1：2は、火星との運動共鳴を意味します
| Title |
Chaotic_diffusion_of_asteroids_in_the_exterior_1:2_mean_motion_resonance_with_Mars |
| Authors |
Apostolos_A._Christou_and_Stanley_F._Dermott_and_Dan_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14047 |
2.1〜2.5auの内側の小惑星帯は、コンドライト隕石と地球近傍小惑星の両方の主要な発生源であるため、特に動的に重要です。この内側のベルトは、離心率タイプの永年共鳴と木星との1：3平均運動共鳴によって境界が定められています。小惑星の近日点が火星による散乱を可能にするほど低くない限り、脱出には境界共鳴の1つへの輸送が必要です。さらに、ヤルコフスキー力は、直径$\gtrsim$30kmの小惑星の離心率および/または傾斜を変更するのに一般的に効果がありません。したがって、火星から遠く離れた近心を持つ大きな小惑星は、それらの離心率の大きな変化を通してのみ、内側のベルトから逃げることができます。この論文では、火星との1：2平均運動共鳴付近の軌道の無秩序な拡散を体系的に研究します。共鳴軌道と非共鳴軌道の両方でのカオス的な軌道の進化は、傾斜と離心率の分散を増加させますが、それらの平均値を大幅に変更しないことを示します。さらに、分散成長は共鳴軌道で最大ですが、高い$e$では、共鳴が火星による小惑星の散乱を緩和するように作用し、ベルト内の小惑星の寿命を非共鳴軌道の場合よりも長くすることを示します。共鳴軌道と非共鳴軌道の両方のすべてのサイズの小惑星の場合、観測を説明するために必要な離心率の変化は、重力だけでは達成できません。小惑星を火星との遭遇から保護する際の共鳴トラッピングの役割も分析されています。
二重小惑星の二次成分の回転誘起粒状運動：ディモルフォスへのDARTの影響への応用
| Title |
Rotation-induced_granular_motion_on_the_secondary_component_of_binary_asteroids:_Application_to_the_DART_impact_on_Dimorphos |
| Authors |
Harrison_Agrusa,_Ronald_Ballouz,_Alex_J._Meyer,_Elisa_Tasev,_Guillaume_Noiset,_\"Ozgur_Karatekin,_Patrick_Michel,_Derek_C._Richardson,_Masatoshi_Hirabayashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14117 |
NASAのダブルアステロイドリダイレクションテスト（DART）ミッションは、ディディモスの動的状態を励起し、同期状態とおそらく無秩序な非主軸回転についての重要な秤動につながる、ディディモスバイナリ小惑星システムの二次コンポーネントであるディモーフォスに動的に影響を与えます。この特定の結果は人為的なものですが、バイナリシステムの他の多くの二次コンポーネントもそのようなエキゾチックなスピン状態になりがちです。励起されたスピン状態にある衛星の場合、時間とともに変化する潮汐および回転環境は、大幅な表面加速につながる可能性があります。状況によっては、このメカニズムがセカンダリの表面で粒状の動きを駆動する場合があります。完全に結合された3次元シミュレーションコードを使用して、ディディモスのような二重小惑星システムの動的進化をモデル化しました。次に、二次の摂動された動的状態に起因する、表面全体で感じられる時間変化する重力加速度と回転加速度を計算しました。励起されたスピンと軌道が有効な表面勾配に大きな変化を引き起こし、粒状運動と表面のリフレッシュを引き起こす可能性があることがわかりました。ただし、DARTの影響の場合、この影響は、ディモーフォスの詳細な形状、かさ密度、表面の地質、伝達される運動量など、多くの未知数に大きく依存します。ディディモスシステムとDARTミッションの他に、この効果は一般的なバイナリシステムにも重要な影響を及ぼします。
明るいM矮星GJ3090を通過するミニネプチューンの大気を特徴づけることができます
| Title |
Atmosphere_of_the_mini-Neptune_transiting_the_bright_M_dwarf_GJ_3090_can_be_characterized |
| Authors |
J.M._Almenara,_X._Bonfils,_J.F._Otegi,_O._Attia,_M._Turbet,_N._Astudillo-Defru,_K.A._Collins,_A.S._Polanski,_V._Bourrier,_C._Hellier,_C._Ziegler,_F._Bouchy,_C._Brice\~no,_D._Charbonneau,_M._Cointepas,_K.I._Collins,_I._Crossfield,_X._Delfosse,_R.F._D\'iaz,_C._Dorn,_J.P._Doty,_T._Forveille,_G._Gaisn\'e,_T._Gan,_R._Helled,_K._Hesse,_J.M._Jenkins,_E.L.N._Jensen,_D.W._Latham,_N._Law,_A.W._Mann,_S._Mao,_B._McLean,_F._Murgas,_G._Myers,_S._Seager,_A._Shporer,_T.G._Tan,_J.D._Twicken,_J._Winn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14121 |
22個の明るい（K=7.3等）M2矮星を通過する2。9日の軌道上のミニネプチューンであるGJ3090b（TOI-177.01）の検出を報告します。惑星はトランジット系外惑星探査衛星によって識別され、高精度視線速度惑星サーチャーの視線速度で確認されました。視界が制限された測光とスペックルイメージングは、近くの食変光星を除外します。LCOGT、スピッツァー、およびExTrA望遠鏡で追加の通過が観測されました。星の質量は0.519$\pm$0.013M$_\odot$で、半径は0.516$\pm$0.016R$_\odot$です。通過光度曲線と視線速度の測定値をモデル化し、惑星の質量3.34$\pm$0.72M$_\oplus$、半径2.13$\pm$0.11R$_\oplus$、平均密度1.89$^{+0.52}_{-0.45}$g/cm$^3$。惑星の密度が低いということは、揮発性物質の存在を意味し、その半径と日射量は、ミニネプチューンクラスターの下端にある半径の谷のすぐ上に惑星を配置します。惑星の大気と動的進化の結合分析は、純粋なH-He大気と矛盾しており、平均分子量の重い大気を支持します。221$^{+66}_{-46}$の透過分光測定法は、GJ3090bがGJ1214bに次ぐ2番目に好ましいミニネプチューンであることを意味します。GJ1214bのほぼ半分の質量であるGJ3090bは、スーパーアースとミニネプチューンの間の移行の端の優れたプローブです。視線速度データで、公転周期が13日、質量が17.1$^{+8.9}_{-3.2}$M$_\oplus$の惑星候補に起因する追加の信号を特定します。検出されません。
原始星円盤形成中の粒子成長
最近の観測では、mm/cmサイズの粒子が埋め込まれた原始星の円盤に存在する可能性があることが示されています。星形成の初期段階で、このような大きな粒子がミクロンサイズ（またはそれ以下）からどのように成長するかは、比較的未踏のままです。この研究では、2次元（2D軸対称）放射流体力学および粒子成長シミュレーションを使用して、原始星環境での粒子成長をモデル化するための最初のステップを実行します。ガスに対するダストドリフト速度が粒子サイズに比例する停止時間に比例する「終端速度近似」によって、粒子成長の計算を大幅に簡略化できることを示します。サイズに依存する終端速度だけからの粒子-粒子衝突は、深く埋め込まれたクラス0フェーズ中に、最初にミクロンサイズの粒子のかなりの部分をmm/cmサイズに変換するには遅すぎることがわかります。粒子と粒子の衝突速度が4倍に向上すると、実質的な粒子の成長が達成されます。ディスクミッドプレーンの上下のダスト成長により、粒子がミッドプレーンに向かってより速く沈降し、局所的なダストとガスの比率が増加します。これにより、そこでのさらなる成長が加速します。この必要な強化をどのように達成できるかは不明ですが、乱気流はさらに調査する価値のある強力な可能性です。
小惑星の共鳴引数の画像の識別に適用される人工ニューラル ネットワーク モデルの最適化
| Title |
Optimization_of_Artificial_Neural_Networks_models_applied_to_the_identification_of_images_of_asteroids'_resonant_arguments |
| Authors |
Valerio_Carruba,_Safwan_Aljbaae,_Gabriel_Carit\'a,_Rita_Cassia_Domingos,_Bruno_Martins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14181 |
小惑星帯は、小惑星と惑星の基本周波数の間に通約可能性があるときに発生する平均運動と永年共鳴のウェブが交差しています。伝統的に、これらの天体は、小惑星の軌道要素と摂動する惑星の組み合わせである、それらの共鳴引数の時間発展の視覚的検査によって識別されていました。これらの共鳴の影響を受ける小惑星の個体数は、場合によっては数千のオーダーであるため、これは人間の観察者にとって負担となる作業になっています。最近の研究では、畳み込みニューラルネットワーク（CNN）モデルを使用して、このようなタスクを自動的に実行しました。この作業では、このようなモデルの結果を、VGG、Inception、ResNetなどの最も高度で公開されているCNNアーキテクチャの結果と比較します。このようなモデルのパフォーマンスは、検証セットと、データ拡張、ドロップアウト、バッチ正規化などの一連の正則化手法を使用して、最初に過剰適合の問題についてテストおよび最適化されます。次に、3つの最高のパフォーマンスのモデルを使用して、数千の画像を含む大規模なテストデータベースのラベルを予測しました。正則化の有無にかかわらず、VGGモデルは、大規模なデータセットのラベルを予測するための最も効率的な方法であることが証明されました。ヴェラC.ルービン天文台は、今後数年間で最大400万個の新しい小惑星を発見する可能性が高いため、これらのモデルを使用すると、共鳴する小惑星の集団を特定するのに非常に役立つ可能性があります。
透過分光法の多次元分析に向けて。パートIII：TauRExを使用した検索での2D効果のモデリング
| Title |
Toward_a_multidimensional_analysis_of_transmission_spectroscopy._Part_III:_Modelling_2D_effects_in_retrievals_with_TauREx |
| Authors |
Tiziano_Zingales,_Aur\'elien_Falco,_William_Pluriel_and_J\'er\'emy_Leconte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14247 |
太陽系外惑星の大気の研究に特化した新世代の分光器は、入力スペクトルをよりよく解釈するために大気モデルの高精度を必要とします。宇宙ミッションのおかげで、観測されたスペクトルは、旧世代の計装と比較してより高い精度で可視から中赤外線までの広い波長範囲をカバーし、大気のさまざまな領域から来る複雑な特徴を明らかにします。ホットジュピターとウルトラホットジュピター（HJとUHJ）の場合、スペクトルの複雑さの主な原因は、昼側と夜側の熱的および化学的違いにあります。この文脈では、大気の1次元平面平行検索モデルは、そのようなスペクトルの複雑さを抽出するのに適していない可能性があります。さらに、ベイジアンフレームワークは計算集約的であり、完全な3次元の自己無撞着モデルを使用して太陽系外惑星の大気を取得することを妨げています。TauREx2D検索コードを提案します。これは、計算コストとモデルの精度の間の適切な妥協点として2次元大気モデルを使用し、最も高温の惑星の太陽系外惑星の大気特性をより適切に推測します。TauREx2Dは、方位角対称性を仮定して、太陽系外惑星大気からの透過スペクトルを計算する、四肢全体の2Dパラメーター化を使用します。また、さまざまな種の熱解離モデルも含まれています。入力観測が与えられると、TauREx2Dが取得された大気パラメーターと実際の大気パラメーターの間のバイアスを軽減することを示します。また、局所的な温度と組成の関係について事前の知識を持つことが、大気の温度構造を推測するのに役立つことも示しています。最後に、このようなモデルをWASP-121bのGCMシミュレーションから計算された合成スペクトルに適用し、四肢全体で2次元フォワードモデルを使用するときにパラメーターバイアスを除去する方法を示します。
渦巻銀河の形成に対するH$_ {\ rm2}$駆動の星形成と低濃縮環境からの星のフィードバックの影響
| Title |
Impact_of_H$_{\rm_2}$-driven_star_formation_and_stellar_feedback_from_low-enrichment_environments_on_the_formation_of_spiral_galaxies |
| Authors |
Milena_Valentini,_Klaus_Dolag,_Stefano_Borgani,_Giuseppe_Murante,_Umberto_Maio,_Luca_Tornatore,_Gian_Luigi_Granato,_Cinthia_Ragone-Figueroa,_Andreas_Burkert,_Antonio_Ragagnin_and_Elena_Rasia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13710 |
分子ガスの貯蔵所（H$_{\rm2}$）は、銀河の星形成（SF）の燃料を表しています。星形成率（SFR）を利用可能なH$_{\rm2}$に接続することは、銀河形成の宇宙論的シミュレーションでSFを正確にモデル化するための鍵です。天の川の宇宙論的ズームインシミュレーションで、H$_{\rm2}$の基礎となるモデリングと、低金属量環境での星のフィードバック（LMF、つまり低金属量の星のフィードバック）の記述をどのように変更するかを調査します。サイズハローは、形成中の渦巻銀河とその最終的な特性の形成履歴に影響を与えます。2つの異なるモデルを利用して、低温ガスの分子分率を計算します（f$_{\rmH_{\rm2}}$）：$i）$Krumholzetalによる理論モデル。（2009b）および$ii）$Blitz＆Rosolowsky（2006）による現象論的処方。f$_{\rmH_{\rm2}}$を推定するために採用されたモデルは、最終的な特性を決定し、銀河の形態を形成する上で重要な役割を果たしていることがわかります。塊状の星間物質（ISM）と、Krumholzetal。よりも複雑なH$_{\rm2}$分布。（2009b）モデルは、近くの円盤銀河の観測とのより良い一致をもたらすと予測しています。これは、SFRを星形成分子ISMの物理的特性に関連付けることがいかに重要であるかを示しています。LMFが金属の少ないISMで供給する追加のエネルギー源は、高赤方偏移でSFを制御し、宇宙時間全体でSFの貯留層を調整する上で重要です。LMFは、ISMの冷却特性を調整できるだけでなく、銀河バルジの恒星の質量を減らすこともできます。これらの発見は、宇宙論的シミュレーションにおけるSFの数値モデリングの改善を促進することができます。
Bo \ "otesの幽霊：最も発光の少ない矮小銀河
| Title |
A_Ghost_in_Bo\"otes:_The_Least_Luminous_Disrupted_Dwarf_Galaxy |
| Authors |
Vedant_Chandra,_Charlie_Conroy,_Nelson_Caldwell,_Ana_Bonaca,_Rohan_P._Naidu,_Dennis_Zaritsky,_Phillip_A._Cargile,_Jiwon_Jesse_Han,_Benjamin_D._Johnson,_Joshua_S._Speagle,_Yuan-Sen_Ting,_and_Turner_Woody |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13717 |
H3分光調査によって明らかにされた破壊された超微弱な矮小銀河であるスペクターの発見を報告します。この構造は、12.5kpcの距離で共動する金属の少ない星のペアを介して検出され、ガイアの位置天文学と追跡分光法でさらに特徴づけられました。スペクターは$25^\circ\times1^\circ$の星の流れであり、銀河系の前景を取り除くために厳密な運動学的カットが適用されるまで完全に見えません。分光学的メンバーは、恒星の年齢$\tau\gtrsim12$Gyrと平均金属量$\langle\text{[Fe/H]}\rangle=-1.84_{-0.18}^{+0.16}$を示唆しており、重要な固有の金属量分散$\sigma_{\text{[Fe/H]}}=0.37_{-0.13}^{+0.21}$。したがって、スペクターは古代の矮小銀河の破壊された残骸であると私たちは主張します。統合された光度$M_{\text{V}}\upperx-2.6$を備えたスペクターは、知られている中で最も光度の低い矮小銀河の流れです。数十の同様のストリームが現在の検索手法の検出しきい値を下回っていると推定し、分光学的調査は非常に低い表面輝度構造を識別するための新しい手段を提供すると結論付けています。
近くの赤外線明るい銀河における高密度ガスと星形成：HCNとHCO+のAPEX調査J= 2-1
| Title |
Dense_Gas_and_Star_Formation_in_Nearby_Infrared_Bright_Galaxies:_APEX_survey_of_HCN_and_HCO+_J=2-1 |
| Authors |
Jing_Zhou,_Zhi-Yu_Zhang,_Yu_Gao,_Junzhi_Wang,_Yong_Shi,_Qiusheng_Gu,_Chentao_Yang,_Tao_Wang,_and_Qinghua_Tan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13724 |
星形成に関する銀河系と銀河系外の両方の研究は、星が高密度の分子ガスから直接形成されることを示唆しています。このような高密度ガスを追跡するために、HCNとHCO+J=1-0は、双極子モーメントが大きく、存在量が比較的多く、COに次ぐ最強の線であることが多いため、広く使用されています。ただし、HCNとHCO+J=1-0の放出おそらく、低体積密度のガス成分が支配的である可能性があります。HCNJ=2-1およびHCO+J=2-1は、より適切な臨界密度と励起要件を備えており、星形成に密接に関連する典型的な高密度ガスを追跡します。ここでは、APEX12m望遠鏡を使用して、近くの17個の赤外線明るい銀河に向けたHCNJ=2-1およびHCO+J=2-1の新しい観測を報告します。HCNJ=2-1、HCO+J=2-1の光度と全赤外線放射の間の相関勾配は、それぞれ1.03+-0.05と1.00+-0.05です。無線/サブミリメートルの連続体の面積で正規化されたそれらの表面密度の相関は、さらに緊密な関係を示しています（勾配：0.99±0.03および1.02+-0.03）。8つのAGNが優勢な銀河は、上記の関係において11の星形成が優勢な銀河と有意差を示していません。平均HCN/HCO+比は、AGNが優勢な銀河と星形成が優勢な銀河で、それぞれ1.15±0.26と0.98±0.42であり、赤外線の光度、塵の温度、または赤外線のポンピングに明らかに依存していません。マゼラン雲はほぼ同じ相関関係に従い、8桁に拡大します。一方、活動銀河核（AGN）を備えた超高光度赤外線銀河は、系統的に相関関係の上にあり、AGNによって導入された潜在的なバイアスを示しています。
$ z \sim0.25$の静かなQSOにおけるKpcスケールの無線構造
| Title |
Kpc-scale_Radio_Structure_in_$z\sim0.25$_Radio-Quiet_QSOs |
| Authors |
Trevor_V_McCaffrey,_Amy_E_Kimball,_Emmanuel_Momjian,_and_Gordon_T_Richards |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13792 |
A-の超大型アレイ（VLA）で6GHzで最近観測された128個の電波が静かな準恒星オブジェクト（QSO）の均質で、光学的に選択された、体積が制限された（$0.2<z<0.3$）サンプルの分析を示します。構成（$\sim0.33''$解像度）。これらの新しい結果を、C構成（$\sim3.5''$）のVLAを使用した以前（2010〜2011）の6GHz観測と比較します。これらの電波が静かなQSO（RQQ）はすべて$3.5''$スケール（$z=0.25$で$\sim$14kpc）で未解決でしたが、RQQの約半分の注目すべき複雑な銀河系下の構造を$0.33で解決しました。''$解像度（$z=0.25$で$\sim$1.3kpc）。2セットの観測間のフラックス密度測定値を比較することにより、銀河系以下の規模の重要な電波構造がRQQ母集団の少なくとも70％に存在し、中央成分が平均$\approx$65を占めることを示しています。検出された総無線電力の％。1つのRQQ、J0935+4819は、印象的な対称のダブルローブ形態を示し、$\sim$にFRIIタイプの形態を持つラジオ$\mathrm{\textit{quiet}}$QSOの最初に特定された例のようです。arcsecスケール（$\gtrsim6$kpcの予測サイズ）。RQQ銀河系下の形態を明らかにすることに加えて、レガシー（1.4GHzでのFIRST）および最近（3GHzでのVLAスカイサーベイ）のVLAサーベイからの対応物を使用して、RQQ、および178QSOの親サンプルの無線中間および大音量ソースのコア用。これらの結果は、RQQ集団がモノリシックな現象ではなく、主にスターバーストを動力源とする銀河とジェットを動力源とする銀河の混合物で構成されているという概念の高まりを裏付けています。
GLASS-JWST XVIの初期の結果：UVスロープを通してより青いz〜4-7宇宙を発見する
| Title |
Early_results_from_GLASS-JWST_XVI:_Discovering_a_bluer_z~4-7_Universe_through_UV_slopes |
| Authors |
Themiya_Nanayakkara,_Karl_Glazebrook,_Colin_Jacobs,_Andrea_Bonchi,_Marco_Castellano,_Adriano_Fontana,_Charlotte_Mason,_Emiliano_Merlin,_Takahiro_Morishita,_Diego_Paris,_Michele_Trenti,_Tommaso_Treu,_Antonello_Calabro,_Kristan_Boyett,_Marusa_Bradac,_Nicha_Leethochawalit,_Danilo_Marchesini,_Paola_Santini,_Victoria_Strait,_Eros_Vanzella,_Benedetta_Vulcani,_Xin_Wang,_Lilian_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13860 |
JWST-GLASSEarlyReleaseScienceNIRCam並列観測を使用して、$4<z<7$で選択されたNIRCam/$F444W$銀河のUV連続体特性の最初のビューを提供します。$5\mu$mの選択は、以前の\emph{HST}観測と比較して、より赤いシステムに対してより高い感度を持つと予想されます。多波長NIRCam観測を組み合わせることにより、178個の銀河のサンプルのUV連続体の傾斜を厳密な品質管理で制限します。私たちの予想に反して、銀河の$>95\%$は塵のレベルが非常に低い青色の星形成銀河($Av_{\beta}\sim0.06\pm0.39$)であることがわかりました。$\mathrm{M_{UV}<-20}$を持つ銀河は、UV勾配と赤方偏移の間に統計的に有意な相関関係があることを示しています。暗くて質量の小さい銀河は、明るい質量の大きい銀河に比べて、より青いUV勾配を示します。銀河への個々の適合は、従来の恒星集団モデルで許容される$\beta\sim-2.5$の最も青いUV勾配値に達します。したがって、GLASS-JWSTによって得られた銀河の静止紫外および光学観測を正確に再現するには、集団IIIの寄与または現在考慮されていない他のエキゾチックな効果を伴う恒星集団モデルが必要になる可能性があります。このダストのない初期のビューは、宇宙時間に伴う銀河の漸進的な質量とダストの蓄積に関する現在の宇宙論的理解が、宇宙の$\sim0.7-1.5$ジャイラ年代ウィンドウを記述するのに大部分正確であることを裏付けています。UV微光塵の少ない星系が多数存在することは、$z>6$にある低質量銀河が優勢であり、宇宙の再電離に重要な役割を果たしていることを示している可能性があります。
HII 南方領域 RCW 42 に向けた星形成活動の調査
| Title |
Investigating_star-formation_activity_towards_the_southern_HII_region_RCW_42 |
| Authors |
Vipin_Kumar,_S._Vig,_V.S._Veena,_S._Mohan,_S.K._Ghosh,_A._Tej,_and_D.K._Ojha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14040 |
HII領域RCW42の星形成活動は、近赤外線から電波波長までの複数の波長帯を使用して調査されます。5.8kpcの距離に位置するこの南部地域は、1.8$\times$10$^6$L$_{\odot}$の放射光度を持っています。イオン化されたガス放出は、インドの巨大メートル波電波望遠鏡を使用して、610MHzと1280MHzの低無線周波数で画像化されており、$20\times15$pc$^2$に及ぶHII領域の大きな広がりを示しています。この領域の平均電子数密度は$\sim70$cm$^{-3}$と推定されます。これは、雲の平均イオン化率が$11\％$であることを示しています。2MASSとスピッツァーの調査からのデータを使用して、拡張された緑色の天体EGOG274.0649-01.1460といくつかの若い恒星状天体がこの地域で特定されました。関連する分子雲からの塵の放出は、ハーシェル宇宙望遠鏡を使用して調査されます。これにより、この領域に5つの塊C1〜C5が存在することがわかります。電波放射ピークに向かう質量380および390M$_{\odot}$の2ミリメートルの放射コアが、1.4mmのALMAマップからC1に向かって識別されました。さまざまな星形成トレーサーとの関連に基づいて、塊の進化段階を調査したところ、すべての塊がアクティブ/進化段階にあることがわかりました。
IllustrisからのシミュレートされたHST+JWSTイメージングデータを使用して、巨大な銀河の形成の初期段階を精査する
| Title |
Probing_the_earliest_phases_in_the_formation_of_massive_galaxies_with_simulated_HST+JWST_imaging_data_from_Illustris |
| Authors |
\'Angela_Garc\'ia-Argum\'anez,_Pablo_G._P\'erez-Gonz\'alez,_Armando_Gil_de_Paz,_Gregory_F._Snyder,_Pablo_Arrabal_Haro,_Micaela_B._Bagley,_Steven_L._Finkelstein,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Anton_Koekemoer,_Casey_Papovich,_Nor_Pirzkal,_Harry_C._Ferguson,_L._Y._Aaron_Yung,_Marianna_Annunziatella,_Nikko_J._Cleri,_M._C._Cooper,_Luca_Costantin,_Benne_W._Holwerda,_Rosa_Mar\'ia_M\'erida_Gonz\'alez,_Caitlin_Rose,_Mauro_Giavalisco,_Norman_A._Grogin,_Dale_D._Kocevski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14062 |
Illustris-1シミュレーションを使用して、$\textit{Hubble}$および$\textit{JamesWebbSpaceTelescope}$データの機能を調べ、結合された深さを利用して、高赤方偏移銀河の星の種族を分析します。空間分解能、および波長範囲。そのために、シミュレートされた広視野ACS、WFC3、NIRCamデータと2次元星の種族合成（2D-SPS）を使用して、大規模な（M$_{\ast}>10の統合された星形成履歴（SFH）を導き出します。^{10}\、$M$_{\odot}$）\mbox{$1<z<4$}でシミュレートされた銀河は、ローカルのM$_{\ast}>10^{11}\、$に進化します。M$_{\odot}$銀河。特に、HSTおよびJWSTデータセットが、それぞれCANDELSおよび進行中のCEERS観測と同様の深さに達する可能性を調査し、ローカルM$_のSFHの最初のエピソードを特徴付けるこのデータセットの機能の決定に集中します。{\ast}>10^{11}\、$M$_{\odot}$銀河の始祖を、$z>1$で研究します。この論文で紹介されている2D-SPS法は、最初の星形成エピソードが巨大な銀河で発生した宇宙時間を確実に回復するように調整されています。つまり、統合されたSFHの最初の段階です。特に、シミュレーションで全恒星質量の最初の1％から50％が形成された時期について説明します。5％未満の典型的な中央値の系統的オフセットでこれらの年齢を回復し、約20％〜30％に分散できることを示します。Illustrisデータの測定によると、ローカルのM$_{\ast}>10^{11}\、$M$_{\odot}$銀河が$z=16までに形成を開始したことを回復できます。$、$z\sim1$に存在する恒星の質量の最初の5％を$z=4.5$で、10％を$z=3.7$で、25％を$z=2.7$で形成します。
相互作用するネットワークによって説明される星間分子の複雑さの出現
| Title |
The_emergence_of_interstellar_molecular_complexity_explained_by_interacting_networks |
| Authors |
Miguel_Garcia-Sanchez_(1,_2_and_3),_Izaskun_Jimenez-Serra_(1),_Fernando_Puente-Sanchez_(4),_and_Jacobo_Aguirre_(1_and_3)_((1)_Centro_de_Astrobiologia_(CSIC/INTA),_Ctra._de_Torrejon_a_Ajalvir_km_4,_E-28806,_Torrejon_de_Ardoz,_Spain,_(2)_Instituto_de_Investigacion_Tecnologica_(IIT),_Universidad_Pontificia_Comillas,_E-28015_Madrid,_Spain,_(3)_Grupo_Interdisciplinar_de_Sistemas_Complejos_(GISC),_Madrid,_Spain,_(4)_Department_of_Aquatic_Sciences_and_Assessment,_Swedish_University_of_Agricultural_Sciences,_76551_Uppsala,_Sweden) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14176 |
近年、星間空間でますます多くの複雑な有機分子が検出されるのを目撃しており、それらのいくつかはプレバイオティクスの関心事です。星間前生物化学の起源とその生化学、そして最終的には生物学との関係を解きほぐすことは、複雑性理論とネットワーク科学の適用が十分に活用されていない非常に挑戦的な科学的目標です。このアイデアに勇気づけられて、複雑さへの単純なネットワーク構造の進化をモデル化するための理論的および計算上のフレームワークを提示します。私たちの環境では、複雑なネットワークは単純化された化合物を表し、ノードの動的な重要性を最適化して相互作用します。環境を表すパラメータが臨界値に達したときに、単純なネットワークから複雑さへの移行の出現について説明します。特に、私たちのシステムは実際の化学の規則をモデル化しようとはせず、外部入力データに依存していませんが、結果は星間物質の化学多様性の進化における複雑さの出現を説明しています。さらに、それらは、暗い雲の中の分子の存在量とそれらを生成物として生成する潜在的な化学反応の数との間のまだ未知の関係を明らかにし、実際のシナリオに光を当てるここに提示された概念フレームワークの能力をサポートします。私たちの仕事は、宇宙での化学からプレバイオティクス化学、そして最終的には生命への非常に複雑な旅を条件付けるいくつかの特性が、比較的単純で普遍的なパターンを示す可能性があるという概念を強化します。
Arp58およびArp68：2つのM51タイプシステム
2つのM51タイプのシステムArp68とArp58を研究します。これらは星の質量、ガス含有量、環境が大きく異なります。6m望遠鏡BTAで得られたロングスリットスペクトル観測は、スペクトルカットに沿った視線(LOS)速度と気相酸素量の分布を追跡するために使用されました。2つのシステムは、観測された特性によって比較されます。両方のシステムで、ガスの非常に強力な大規模な非円運動と、おそらく星のフィードバックによるガスの流出によって引き起こされた、Arp68の潮汐スパイラルアームに沿ったkpcサイズの鋸歯状の速度プロファイルを発見しました。LOS速度の大幅な低下は、アープ58の「ヒンジ」領域でも見られます。ここでは、内側の渦巻き腕が潮汐渦巻き腕に変化します。これは、M51型銀河について以前に予測されていました。星形成の局所的な場所と衛星は、色-色の図で進化モデルと比較されます。渦巻銀河アープ58とは異なり、アープ68システムの主要な銀河は、継続的な星形成のバーストを経験しています。気相の金属量の推定値は、Arp58がより高い金属存在量を持ち、気相酸素存在量の浅い負の半径方向勾配を明らかにしていることを示しています。Arp68の放出ガスは、この銀河の所与の光度に対して予想されるよりも著しく低い金属量を持っています。
天の川の銀河腕接線（銀河経度）のカタログ、およびさまざまな腕の接線に基づく年齢勾配
| Title |
Catalog_of_spiral_arm_Tangents_(Galactic_Longitudes)_in_the_Milky_Way,_and_the_Age_Gradient_based_on_various_arm_tangents |
| Authors |
Jacques_P_Vallee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14220 |
1980年以降に観測された205個の銀河腕の接線（銀河経度）の更新されたカタログが表示されます。これは、6年間（2016年以降）に80本のアーム接線が追加されたことを表しています。ほとんどの腕の接線は、電波領域の望遠鏡で観察されます。この研究では、ダストレーンからの各アームトレーサーの分離を分析して、ダストレーンから離れる相対速度（年齢勾配）を取得します。各アームトレーサーはダストレーンから分離されていることが観察され、スパイラルアーム全体で約11.3+/-2Myr/kpcの年齢勾配を示しています。これにより、ダストレーンから離れた相対速度は約87+/-10km/sになります。
散開星団UPK39、UPK 41、PHOC 39の再考：新しいバイナリ散開星団が見つかりました
| Title |
Revisit_of_open_clusters_UPK_39,_UPK_41_and_PHOC_39_:_a_new_binary_open_cluster_found |
| Authors |
Xianhao_Ye,_Jingkun_Zhao,_Terry_D._Oswalt,_Yong_Yang,_Gang_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14229 |
Simetal。でUPK39（以下\texttt{c1}）、UPK41（以下\texttt{c2}）と名付けられたAquilaRift雲の近くの3つの散開星団を調査します。（2019）およびPHOC39（以下、\texttt{c3}）は、それぞれHunt\＆Reffert（2021）にあります。GaiaDR3からの測光パスパンド、赤化、および消滅を使用して、色-絶対等級図（CAMD）を作成します。アイソクロネフィットを使用すると、年齢はそれぞれ$6.3\pm0.9$、$8.1\pm1.4$、$21.8\pm2.2$Myrと見積もられます。GaiaとLAMOSTのデータを使用して推定された、それらの固有運動と視線速度は非常に似ています。それらの軌道、異なる時間におけるそれらの間の相対距離、運動学、年齢、および金属量から、\texttt{c1}と\texttt{c2}は、同時に形成された可能性が高い原始的なバイナリ散開星団であると結論付けます。、および\texttt{c3}は、将来、\texttt{c1}、\texttt{c2}をキャプチャする可能性があります。
TNG50-3 シミュレーションからの大規模なブラック ホール連星: II。デュアル AGN を使用してブラック ホールの合体率を予測する
| Title |
Massive_Black_Hole_Binaries_from_the_TNG50-3_Simulation:_II._Using_Dual_AGNs_to_Predict_the_Rate_of_Black_Hole_Mergers |
| Authors |
Kunyang_Li,_Tamara_Bogdanovi\'c,_David_R._Ballantyne,_Matteo_Bonetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14231 |
二重活動銀河核（dAGN）は、合併後の銀河の集団を追跡し、LISAによって観測される可能性のある重力波の重要な源である大規模なブラックホール（MBH）の合併の前兆です。このシリーズのペーパーIでは、TNG50-3シミュレーションによって予測された約2000の銀河合体の集団を使用して、約1kpcの初期分離でMBHペアの軌道進化と合体の半解析モデルをシードしました。ここでは、dAGNの光度と、これらのペアが合併後の銀河で進化する際の分離を計算し、dAGNの合体率が赤方偏移によってどのように変化するかを示します。軌道進化のための数Gyrの長い力学的摩擦のタイムスケールのため、最終的にMBHの合併で終わるdAGNの割合は赤方偏移とともに増加し、赤方偏移が1になるまで50％を通過しません。ただし、膨らんだ質量を持つ銀河のdAGN>10^10の太陽質量、またはほぼ等しい質量のMBHで構成されるものは、より速く進化し、平均よりも高い合体率を持ちます。どの赤方偏移でも、小さな間隔（>0.7kpc）で観測されたdAGNは、より広く分離されたシステムよりもハッブル時間でマージする確率が高くなります。論文Iに見られるように、放射線フィードバック効果はMBH合併の数を大幅に減らすことができ、これは広く分離されたdAGNの予想よりも多い数として現れる可能性があります。dAGNの調査を前提として、MBH合体率と潜在的なLISA検出率を推定する方法を示します。これらの速度を最終的なLISA測定値と比較すると、銀河合体後の力学的摩擦の効率を判断するのに役立ちます。
より鋭く、より深く見る：再電離の時代における銀河の測光および分光特性のJWSTの最初の垣間見る
| Title |
Seeing_sharper_and_deeper:_JWST's_first_glimpse_of_the_photometric_and_spectroscopic_properties_of_galaxies_in_the_epoch_of_reionisation |
| Authors |
James_A._A._Trussler,_Nathan_J._Adams,_Christopher_J._Conselice,_Leonardo_Ferreira,_Duncan_Austin,_Rachana_Bhatawdekar,_Joseph_Caruana,_Christopher_C._Lovell,_William_J._Roper,_Aprajita_Verma,_Aswin_P._Vijayan_and_Stephen_M._Wilkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14265 |
SMACS0723JWST早期放出観測フィールド内の再電離の時代（EoR）における4つの銀河の測光および分光特性を分析します。これらの光源の既知の分光赤方偏移を考慮して、NIRCam測光のみを使用して測光赤方偏移を導出できる精度を調査し、F115Wイメージングが高い等価幅（EW）のz〜8銀河を区別するために不可欠であることを発見しました[OIII]{\lambda}5007放出とz〜10バルマー破壊銀河。4つの光源すべてが強い（>0.6等）F356W-F444W色を示し、数値シミュレーションからの理論的予測の極限に位置していることがわかります。これらの銀河は、[OIII]{\lambda}5007/H\betaと[NeIII]{\lambda}3869/[OII]の間の局所的な相関関係から（約0.5dex）ずれていることがわかります。これは、高赤方偏移銀河のシミュレーションからの予測。[OIII]{\lambda}5007レストフレームの等価幅を分光法から直接測定し、強いF356W-F444W色から推測して間接的に測定し、400-の大きな[OIII]{\lambda}5007EWを見つけました。1000{\AA}。[OIII]{\lambda}5007およびH\betaEWは、ローカル宇宙の極端な、激しく星を形成する矮小銀河で見られるものと一致しています。私たちの構造分析は、これらの銀河が分解され、明るい塊と色のグラデーションを持つ不規則な形を示していることを示しています。FLARESの流体力学シミュレーションからの予測と一致して、このような激しい星形成と極端な星雲の状態は、EoRでは例外ではなく標準である可能性があります。最後に、星形成銀河とAGNは、[OIII]{\lambda}5007/H\beta-[OII]/H{\delta}平面内の同様の領域を占めることがよくありますが、AGNは明確な赤色を示すことがわかります。F150W-F200W、F200W-F277W平面で。
LISAによる重力波で明らかになった大マゼラン雲
レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）は、ローカルユニバース内の感動的な恒星質量コンパクトバイナリでいっぱいの非一時的な重力波の空を明らかにします。大マゼラン雲（LMC）は、その近接性と二重白色矮星（DWD）の人口が多いため、LISAの空で目立つと予想されます。ここでは、重力波源を使用したLMCの最初の専用研究を紹介します。（1）光波長観測からの密度分布と星形成履歴、（2）詳細な流体力学シミュレーション、（3）2つの組み合わせに基づいて3つのLMCモデルを組み立てます。私たちのモデルは、数百から数百の検出可能なDWDを生成します。実際、LMCはLISAの空で解決された銀河になります。重要なのは、これらの中で、数十から百の二重縮退超新星Ia型始祖、これまで明確に観測されたことのないバイナリのクラスを予測することです。検出数の範囲は、主に、LMCの総恒星質量と最近のモデルの星形成の違いによるものです。私たちの結果は、LISAソースの総数、周期、チャープ質量が、LMCの恒星質量と最近の星形成の両方に独立した制約を与える可能性があることを示唆しています。私たちの公に利用可能なモデル母集団は、その構造やLISA混乱ノイズへの寄与など、LMCの将来の研究で使用される可能性があります。
電磁ブラックホール観測量に対する水素対ヘリウムの影響
私たちの銀河の中心と近くのメシエ87には、電磁スペクトル全体に放射する降着流をサポートする超大質量ブラックホールが含まれていることが知られています。降着ガスの組成は不明ですが、イオン化された水素とヘリウムの混合物である可能性があります。単純な解析モデルと一連の一般相対論的電磁流体力学的降着シミュレーションを使用して、ソースの偏光画像とスペクトルエネルギー分布が降着物質の水素/ヘリウム含有量によってどのように影響を受けるかを研究します。降着モデルのパラメータ空間を完全に調査することは不可能であるため、定量的に正確な予測を行うのではなく、一般的な傾向を特定することを目指しています。イオンと電子の温度比が固定されている場合、ヘリウムの割合を増やすとガスの温度が上がります。したがって、観測フラックス密度の制約に一致させるには、電子の数密度と磁場強度を減少させる必要があります。私たちの数値シミュレーションでは、放出は低プラズマベータから高プラズマベータの領域にシフトします-画像の形態を変化させ、光度曲線の変動を減少させます-特に中立面に近い放出を伴う強く磁化されたモデルで。偏光画像では、モデルのガス組成が直線偏光の（デ）スクランブルの程度に影響を与え、したがって、分解された直線偏光の割合の推定に影響を与えることがわかります。また、ヘリウム組成の流れのスペクトルは、より高い周波数でピークに達し、より高い光度を示すこともわかりました。我々は、ガス組成がブラックホール降着の予測モデルにおいて重要な役割を果たす可能性があると結論付けています。
サルデーニャ電波望遠鏡による3CR403.1の高周波無線イメージング
| Title |
High_frequency_radio_imaging_of_3CR_403.1_with_the_Sardinia_Radio_Telescope |
| Authors |
Valentina_Missaglia,_Matteo_Murgia,_Francesco_Massaro,_Alessandro_Paggi,_Ana_Jimenez-Gallardo,_William_R._Forman,_Ralph_P._Kraft,_Barbara_Balmaverde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13711 |
電波源3CR403.1の多周波観測結果を提示します。これは、近く(z=0.055)で、拡張($\sim$0.5Mpc)の電波銀河で、小さな銀河群にホストされています。サルデーニャ電波望遠鏡(SRT)からの新しい高周波電波観測を使用して、アーカイブの低周波電波観測で増強し、3CR403.1の電波スペクトルおよび偏光特性を調査しました。MHzからGHzへのスペクトル解析から、ローブの等分布磁場はB$_{eq}$=2.4~$\mu$Gであり、ソースの年齢は$\sim$100Myrであると計算されました。拡散X線放射のスペクトル解析から、クラスター内媒質(ICM)の温度と密度を測定しました。SRT観測から、電波束密度がバックグラウンド値を下回っている2つの領域を発見しました。ここでSunyaev-Zel'dovich効果が発生しているかどうかをテストするために、電波とX線観測の両方からComptonizationパラメーターを計算し、2つの推定値の間に大きな緊張関係があることを発見しました。負の信号が本物と見なされる場合、2つの値の不一致は、緩やかな相対論的ゴースト電子の非熱浴の存在によって部分的に引き起こされる可能性があると推測されます。偏波電波画像から、3CR403.1の2つの顕著な拡張構造の間でファラデー回転の正味の非対称性が見つかり、ICMの磁場強度が1.8-3.5$\mu$Gに制限されます。磁場-ガス密度平面における3CR403.1の位置は、文献で報告されている中心磁場と中心ガス密度の間の傾向と一致しています。
| Title |
A_New_Emulated_Monte_Carlo_Radiative_Transfer_Disk-Wind_Model:_X-Ray_Accretion_Disk-wind_Emulator_--_XRADE |
| Authors |
G._A._Matzeu,_M._Lieu,_M._T._Costa,_J._N._Reeves,_V._Braito,_M._Dadina,_E._Nardini,_P._G._Boorman,_M._L._Parker,_S._A._Sim,_D._Barret,_E._Kammoun,_R._Middei,_M._Giustini,_M._Brusa,_J._P\'erez_Cabrera_and_S._Marchesi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13731 |
2.5Dモンテカルロ放射伝達コードに基づく新しいX線降着円盤風エミュレーター（\textsc{xrade}）を提示します。流れ内の局所的なイオン化状態と速度場を計算することによって。\textsc{xrade}は、X線トレーシングと教師あり機械学習を組み合わせたプロセスを通じて実装されます。シミュレートされたディスク風スペクトルのトレーニング、検証、およびテストからなる新しいエミュレーション方法を開発し、意図的に構築された人工ニューラルネットワークを作成します。標準的なモンテカルロ放射伝達パイプラインで必要な数時間とは対照的に、トレーニング済みのエミュレーターは、特定のパラメーターセットの単一の合成スペクトルを一瞬で生成できます。エミュレーターは、\textsc{xspec}などの従来のX線フィッティングパッケージで通常直面する多次元空間での補間の問題に悩まされることはありません。\textsc{xrade}は、ブラックホールの質量、電離光度、および降着速度のスケールにわたるさまざまなソースに適しています。例として、これまでに観測された中で最も確立された降着円盤風をホストする明るいクエーサーPDS456のX線スペクトルの物理的解釈への\textsc{xrade}の適用性を示します。私たちのエミュレーション手法は、\textit{XRISM/resolve}や\textit{アテナ/X-IFU}.このツールは、さまざまなX線スペクトルモデルやそれを超えて実装することもできます。
Abell1750の初期段階の合併からの非熱放射のRXTE観測
構造形成中の衝撃加速において、宇宙線陽子と宇宙線電子に入るエネルギーの最初の観測ベースの計算を行います。宇宙線陽子のエネルギーと宇宙線電子のエネルギーの比は0.86であることがわかります。ここでRTXEから報告された非熱X線成分とガンマ線放出のFermiLAT上限から計算されたこの値は、非熱エネルギーの大部分を陽子に置く理論的推定値よりも大幅に低くなっています。私たちの推定は、3〜20keVのRXTEスペクトルを使用した非熱X線放射の検出に基づいています。これは、単一の熱成分では十分にモデル化されていない残留放射を示しています。非火力のべき乗則コンポーネントを追加することの統計的有意性は約96％です。2番目の熱成分を追加することの重要性は90％です。等温モデルへの完全な宇宙X線背景放射（CXB）変動からなるコンポーネントの追加は、92％の信頼度で重要です。2つの熱成分モデルの累積確率は、熱とべき乗則で81％と90％です。したがって、非熱放射を伴うモデルがデータの好ましい記述です。XMM、チャンドラ、スザクの分光画像データにおけるクラスター間の衝撃加熱の証拠は、宇宙線成分も存在する必要があることを示しており、追加成分の非熱的解釈をサポートしています。ボロメータの非熱X線輝度は1.6$\times$10$^{44}$ergss$^{-1}$であり、0.1〜100keVバンドの全X線放射の36％です。
It \ ^ o Calculus（criptic）を使用した宇宙線星間伝搬ツール：宇宙線輸送と観測シグネチャを同時に計算するためのソフトウェア
| Title |
Cosmic_Ray_Interstellar_Propagation_Tool_using_It\^o_Calculus_(criptic):_software_for_simultaneous_calculation_of_cosmic_ray_transport_and_observational_signatures |
| Authors |
Mark_R._Krumholz,_Roland_M._Crocker,_and_Matt_L._Sampson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13838 |
星間物質を通る宇宙線の伝播をシミュレートし、結果として観測可能な非熱放射を計算するための新しいオープンソースソフトウェアパッケージであるIt\^oCalculusを使用したCosmicRayInterstellarPropagationToolであるcripticを紹介します。Cripticは、ピッチ角がほぼ等方的になるスケールよりも大きなスケールで宇宙線の輸送を記述するフォッカー-プランク方程式を解き、これを、エネルギー範囲$\simの宇宙線が移動する微物理プロセスの豊富で正確な処理に結び付けます。$MeVから$\sim$PeVはエネルギーを失い、放出を生成します。Cripticは、宇宙線輸送モデルと、宇宙線が通過するバックグラウンドプラズマの状態の両方に関して、意図的に不可知論的です。宇宙線が流れたり、拡散したり、両方の任意の組み合わせを実行したりする問題を解決できます。これらの輸送プロセスを記述する係数は、背景のプラズマ状態、宇宙線自体の特性、および宇宙線の局所積分の任意の関数にすることができます。フィールド自体(例えば、局所的な宇宙線の圧力または圧力勾配)。コードは、ハイブリッドOpenMP-MPIパラダイムを使用して並列化され、最新のスーパーコンピューターで複数のコアとノードを利用して迅速な計算を行うことができます。ここでは、コードで使用されている数値的方法、マイクロ物理プロセスの処理、および実行した一連のコードテストと検証について説明します。
星周磁場の垂直衝撃からの宇宙線の脱出
| Title |
Escape_of_cosmic_rays_from_perpendicular_shocks_in_the_circumstellar_magnetic_field |
| Authors |
Shoma_F._Kamijima_and_Yutaka_Ohira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13896 |
パーカースパイラル磁場で恒星周辺媒体に伝播する球形衝撃波の垂直衝撃波領域からの宇宙線（CR）の脱出過程を調査します。超新星残骸（SNR）の垂直衝撃における拡散衝撃加速は、上流の磁場増幅なしでCRをPeVまで加速すると予想されます。赤色超巨星（RSG）とウォルフライエ（WR）星は、この作品の始祖と見なされます。テスト粒子シミュレーションを実行して、RSGとWR星の観測から予想される磁場強度と回転周期を使用する、上流領域での磁場増幅なしの脱出プロセスと脱出制限最大エネルギーを調査します。赤道または極に沿って移動しながら粒子がはるか上流の領域に逃げることを示します。SNRがRSGおよびWR星の自由風領域に伝播するとき、最大エネルギーは約$10-100〜{\rmTeV}$です。ほとんどの場合、脱出が制限された最大エネルギーは、赤道と極の間の電位差によって与えられます。始祖が斜め回転子であり、SNRが超新星爆発の直後の初期段階にある場合、脱出が制限された最大エネルギーは、波状電流シートの半波長によって制限されます。さらに、RSGの場合、ほとんどのRSGで強い磁場強度が維持されている場合、風の領域で加速されたCRの光度が$10〜{\rmTeV}$を超える観測されたCRフラックスを供給するのに十分であることを示します。CRの光度に関しては、WR星の自由風に伝播するSNRがPeVCRに寄与する可能性があります。SNRショックの周りで磁場増幅が機能しない限り、最大エネルギーは、RSGとWR星の回転周期、恒星風、および表面磁場に依存する風領域の磁場強度によって決定されます。したがって、CRの起源を理解するには、これらの量を観察する必要があります。
1ES 2344+514の異なる化身のフォトハドロニック解釈
| Title |
Photohadronic_interpretation_of_the_different_incarnation_of_1ES_2344+514 |
| Authors |
Sarira_Sahu,_Isabel_Abigail_Valadez_Polanco,_Subhash_Rajpoot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13932 |
1995年の発見以来、高エネルギーピークブレーザー1ES2344+514は、GeV-TeVフレアリングのいくつかのエピソードを経験し、他のいくつかの望遠鏡によって多波長で観測されてきました。1996年に観測されたX線スペクトルと2016年のフレアイベントは、1ES2344+514が一時的なEHBLのような振る舞いをしていることを立証しています。このような振る舞いは、近くのいくつかの高エネルギーピークブレーザーでも観察されています。1995年と2007年のGeV-TeVフレア観測イベントを説明するためにフォトハドロニックモデルを使用します。また、最近提案された2ゾーンフォトハドロニックモデルは、多くの一時的なEHBLのようなソースのマルチTeVフレアイベントの説明に成功しています。MJD57611およびMJD57612のGeV-TeVフレアスペクトルを説明するために使用されます。2ゾーン光ハドロニックモデルのゾーン2パラメータが、これらのスペクトルを説明する上で中心的な役割を果たしていることがわかります。おそらくこれは、新しいタイプの一時的なEHBLのようなソースを示しています。観測されたスペクトルへの適合は、同じ問題に対処するために文献で採用されている他のレプトンおよびハドロンモデルと同等またはそれよりも優れていることがわかります。
ブラックホールX線連星4U1630-47におけるmHz準規則変調現象のInsight-HXMTビュー
| Title |
An_Insight-HXMT_view_of_the_mHz_quasi-regular_modulation_phenomenon_in_the_black_hole_X-ray_binary_4U_1630-47 |
| Authors |
Zi-Xu_Yang,_Liang_Zhang,_Yue_Huang,_Qingcui_Bu,_Zhen_Zhang,_He-Xin_Liu,_Wei_Yu,_Peng-Ju_Wang,_Q.C._Zhao,_L._Tao,_Jin-Lu_Qu,_Shu_Zhang,_Shuang-Nan_Zhang,_Liming_Song,_Fangjun_Lu,_Xuelei_Cao,_Li_Chen,_Ce_Cai,_Zhi_Chang,_Tianxian_Chen,_Yong_Chen,_Yupeng_Chen,_Yibao_Chen,_Weiwei_Cui,_Guoqiang_Ding,_Yuanyuan_Du,_GuanHua_Gao,_He_Gao,_Mingyu_Ge,_Yudong_Gu,_Ju_Guan,_Chengcheng_Guo,_Dawei_Han,_Jia_Huo,_Shumei_Jia,_Weichun_Jiang,_Jing_Jin,_Lingda_Kong,_Bing_Li,_Gang_Li,_Wei_Li,_Xian_Li,_Xufang_Li,_Zhengwei_Li,_Chengkui_Li,_Lin_Lin,_Congzhan_Liu,_Tipei_Li,_Xiaobo_Li,_Xiaohua_Liang,_Jinyuan_Liao,_Hongwei_Liu,_Xiaojing_Liu,_Xuefeng_Lu,_Qi_Luo,_Tao_Luo,_Binyuan_Ma,_Ruican_Ma,_Xiang_Ma,_Bin_Meng,_Yi_Nang,_Jianyin_Nie,_Ge_Ou,_Xiaoqin_Ren,_Na_Sai,_Xinying_Song,_Liang_Sun,_Ying_Tan,_Youli_Tuo,_Chen_Wang,_Wenshuai_Wang,_Lingjun_Wang,_Yusa_Wang,_Jieshuang_Wang,_Xiangyang_Wen,_Bobing_Wu,_Baiyang_Wu,_Mei_Wu,_Shuo_Xiao,_Yupeng_Xu,_Shaolin_Xiong,_Sheng_Yang,_Yanji_Yang,_Qibin_Yi,_Qianqing_Yin,_Yuan_You,_Bing_Zhang,_Fan_Zhang,_Hongmei_Zhang,_Juan_Zhang,_Wanchang_Zhang,_Wei_Zhang,_Binbin_Zhang,_Peng_Zhang,_Yifei_Zhang,_Yuanhang_Zhang,_Haisheng_Zhao,_Xiaofan_Zhao,_Shijie_Zheng,_Dengke_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14048 |
ここでは、硬X線変調望遠鏡からの観測を使用して、2021年の爆発時のブラックホールX線連星4U1630-47のスペクトルタイミングの結果を報告します。1.6～4.2HzのType-C準周期振動(QPO)と60mHz付近の準規則変調(QRM)がバースト中に検出されます。mHzQRMは、8～35keVのエネルギーバンドで10%～16%の分数rmsを持ち、Q係数(周波数/幅)は2～4です。hxmtの広いエネルギーバンドの恩恵を受けて、1～100keVにおける60mHzQRMのエネルギー依存性を初めて研究します。mHzQRMの分数rmsは光子エネルギーと共に増加しますが、mHzQRMのタイムラグはソフトであり、光子エネルギーと共に減少します。mHzQRMの急速な再発が、1時間未満のタイムスケールで、爆発中に観察されています。この期間中、ソースがQRM状態から非QRM状態に遷移すると、対応するエネルギースペクトルが緩やかに変化します。QRM現象は、降着速度にも依存性を示します。QRMは、コロナから引き起こされた未知の降着不安定性によって引き起こされる可能性があることを示唆しています。
OJ 287での2020年のX線バーストの起源の探査
| Title |
Exploration_of_the_origin_of_2020_X-ray_outburst_in_OJ_287 |
| Authors |
Shifeng_Huang,_Shaoming_Hu,_Hongxing_Yin,_Xu_Chen,_Sofya_Alexeeva,_and_Yunguo_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14085 |
OJ287の研究は何年も続いています。2020年4月から6月に、この線源は2番目に高いX線爆発（2016年から2017年の爆発に次ぐ）を経験し、この爆発のメカニズムはまだ議論中です。この論文では、爆発の起源を探求するための2つのシナリオについて説明します。ブラックホールディスクの衝撃の後遺症と潮汐破壊現象（TDE）です。爆発時のスペクトル指数とX線フラックスおよび硬度比（HR）と軟X線フラックスの弱い相関関係を示します。これらの特徴は静止状態の場合とは異なります。相関関係は、モニタリング履歴で最も高いX線フラックスを持つ2016年から2017年の爆発の相関関係と比較されます。2016-2017年と2020年の爆発の分析は、ブラックホールディスクの影響の後遺症の理論と利用可能なデータの推定に基づくX線爆発の予想時間は過去の観測と矛盾していることを示しています。軟X線スペクトル、かろうじて時間的な色の変化、およびHRの変化は、2020年の爆発がTDEの候補と見なされた2016年から2017年の爆発と同様の特徴を共有していることを意味します。さらに、軟X線崩壊光度曲線の完全なTDE（$t^{-5/3}$）と部分的なTDE（$t^{-9/4}$）の予測が適切であることがわかります。私たちの分析は、OJ287での2020年の爆発はおそらくTDE候補に関連していることを示唆しています。
カルベラの超新星残骸の発見の可能性
| Title |
Possible_discovery_of_Calvera's_supernova_remnant |
| Authors |
M._Arias,_A._Botteon,_C._G._Bassa,_S._van_der_Jagt,_R._J._van_Weeren,_S._P._O'Sullivan,_Q._Bosschaart,_R._S._Dullaart,_M._J._Hardcastle,_J._W._T._Hessels,_T._Shimwell,_M._M._Slob,_J._A._Sturm,_C._Tasse,_N._C._M._A._Theijssen,_and_J._Vink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14141 |
LOFAR2メートルスカイサーベイ(LoTSS)で、銀河系の高緯度の孤立した中性子星であるカルベラパルサーの周りに、表面輝度の低い電波放射のリングが発見されたことを報告します。中心は$\alpha=14\mathrm{h}11\mathrm{m}12.6\mathrm{s}$,$\delta=+79^\mathrm{o}23'15"$で、内側と外側があります$14.2'$と$28.4'$の半径、および$1.08\pm0.15$Jyの144MHzでの積分磁束密度リングの中心は、カルベラパルサーの位置から$4.9'$オフセットされています。IsaacNewtonTelescopeでは、同時発光は見られませんが、リングの内部に小さな($\sim20"$)光学構造が見られます。リングの解釈として、H~II領域、超新星残骸(SNR)、奇数電波圏(ORC)の3つが考えられます。リング、パルサー、および以前に検出されたX線を放出する非平衡イオン化プラズマの位置の一致により、SNRの解釈を好むようになりました。ソースが実際にSNRであり、カルベラパルサーとの関連性が確認された場合、カルベラのSNR、またはG118.4+37.0は、銀河ハロー内の数少ないSNRの1つになります。
高スピン、高質量のX線連星は、連星のブラックホールをマージする人口に貢献していますか？
| Title |
Do_high-spin_high_mass_X-ray_binaries_contribute_to_the_population_of_merging_binary_black_holes? |
| Authors |
Monica_Gallegos-Garcia,_Maya_Fishbach,_Vicky_Kalogera,_Christopher_P_L_Berry,_Zoheyr_Doctor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14290 |
ブラックホール連星（BBH）システムの重力波観測は、ブラックホールのスピンの大きさが比較的小さいことを示しています。これらの測定値は、高質量X線連星（HMXB）の高スピン測定値と緊張関係にあります。MESAシミュレーションのグリッドを高速母集団合成コードCOSMICと組み合わせて使用して、これら2つのバイナリ母集団の起源を調べます。両方の星が主系列星にある間のケースAの物質移動は、HMXBで高スピンBHを形成する可能性があることが示唆されています。この形成チャネルを想定すると、物質移動の安定性の臨界質量比に応じて、これらのケースAHMXBの48〜100％が共通外層フェーズ中にマージされ、最大42％のバイナリが幅が広すぎてマージできないことを示します。ハッブルタイム。MESAとCOSMICはどちらも、Case-A物質移動によって形成された高スピンHMXBは、物質移動がハッブル時間内に結合するのに十分な軌道収縮をもたらす可能性がある小さなパラメータ空間内でのみ結合BBHを形成できることを示しています。これらのCase-AHMXBの最大11％のみがBBHの合併につながり、BBHの合併の最大20％がCase-AHMXBからのものであることがわかりました。したがって、これら2つのスピン分布が異なることが観察されることは驚くべきことではありません。
日食メガムービープロジェクト（2017）
| Title |
The_Eclipse_Megamovie_Project_(2017) |
| Authors |
Hugh_S._Hudson,_Laura_Peticolas,_Calvin_Johnson,_Vivan_White,_Mark_Bender,_Jay_M._Pasachoff,_Juan_Carlos_Mart\'inez_Oliveros,_Braxton_Collier,_Alex_Fillpenko,_Noelle_Fillipenko,_Andrew_Fraknoi,_Juan_Camilo_Guevara_G\'omez,_Justin_Koh,_David_Konerding,_Brian_Kruse,_Scott_McIntosh,_Brian_Mendez,_Igor_Ruderman,_Dan_Zevin_(and_many_hundreds_of_volunteers) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13704 |
2017年8月21日の皆既日食は、北米の全幅を横断しました。これは、現代の家電製品の中で初めての機会です。したがって、一般の人々と関わり、比較的高レベルの設備を備えたボランティアのオブザーバーを参加させる絶好の機会となりました。私たちのプログラム（「EclipseMegamovie」）は、このような日食写真の初めての公開データベースを作成する手段としてこれを利用しました。その結果、何百人もの個人が参加する大規模なアウトリーチプログラムが、ほぼ完全にボランティアベースで、Google、太平洋天文学会、カリフォルニア大学バークレー校の組織の支援を受けて支援されました。プロジェクトのホームページは\url{http://eclipsemegamovie.org}で、映画自体が含まれています。ここでのコメントが、2024年4月8日の皆既日食における同様の活動の計画に役立つことを願っています。
Firefly：数百万のデータポイント用のブラウザベースのインタラクティブな3Dデータ視覚化ツール
| Title |
Firefly:_a_browser-based_interactive_3D_data_visualization_tool_for_millions_of_data_points |
| Authors |
Alexander_B._Gurvich,_Aaron_M._Geller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13706 |
3D粒子データセットを視覚化するための新しいブラウザベースのインタラクティブツールであるFireflyを紹介します。一般的なパーソナルコンピューターでは、Fireflyは、最大1,000万個を超える粒子とのリアルタイムの相互作用を同時にレンダリングして有効にし、付属のカスタムビルドのoctreeレンダリングエンジンを使用して、数十億個の粒子を含むデータセットをインタラクティブに探索できます。作成したFireflyビジュアライゼーションを表示するには、インストールは不要で、URLにアクセスするだけで、ほとんどの最新のインターネットブラウザですぐに使用できます。その結果、Fireflyの視覚化は、スマートフォンやタブレットを含むほとんどのデバイスですぐに機能します。Fireflyは、主に研究者が自分のデータを探索するために開発されていますが、結果を研究者/共同研究者に伝達したり、効果的な広報ツールとしても役立ちます。ユーザーインターフェイスのすべての要素をカスタマイズして無効にすることができるため、追加の労力をほとんどかけずに、同じ視覚化をさまざまな対象者に簡単に適合させることができます。新しいFireflyビジュアライゼーションの作成は、入力データをFirefly互換形式に変換し、ローカルとインターネットの両方でFireflyのインスタンスをホストするための便利なメソッドを提供する、提供されているPythonデータプリプロセッサ（PDPP）を使用して簡単に行えます。粒子の位置を視覚化することに加えて、ユーザーはベクトル場（速度など）を視覚化し、スカラー場で点をフィルタリングして色付けすることもできます。天文データセットに適用されたホタルの3つの例を共有します：1）FIRE宇宙論的ズームインシミュレーション、2）SDSS銀河カタログ、および3）ガイアDR3。追加のインタラクティブデモのギャラリーは、https：//alexbgurvi.ch/Fireflyで入手できます。
サイモンズ天文台用のユニバーサル読み出しハーネスの開発と性能
| Title |
Development_and_performance_of_Universal_Readout_Harnesses_for_the_Simons_Observatory |
| Authors |
Jenna_E._Moore,_Tanay_Bhandarkar,_Brooke_DiGia,_Cody_Duell,_Nicholas_Galitzki,_Justin_Mathewson,_John_Orlowski-Scherer,_Max_Silva-Feaver,_Yuhan_Wang,_Caleb_Wheeler,_Zhilei_Xu,_and_Philip_Mauskopf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13737 |
サイモンズ天文台（SO）は、地上ベースの宇宙マイクロ波背景放射（CMB）調査実験であり、3つの0.5m小口径望遠鏡と1つの6m大口径望遠鏡で構成されています。チリ。SOは、60,000を超える遷移エッジセンサー（TES）を利用して、27〜280GHzの6つの周波数帯域でCMBの温度と偏波を観測します。小口径と大口径の両方の望遠鏡受信機（LATR）に共通するのは、300K-4Kユニバーサル読み出しハーネス（URH）で、最大600のDCバイアスラインと、入力および出力同軸ケーブル、入力で構成される24の無線周波数（RF）チャネルをサポートします。出力読み出し同軸ケーブル上の減衰器とカスタム高ダイナミックレンジ40K低ノイズアンプ（LNA）。各RFチャネルは、最大1000個のTES検出器を読み取ることができます。このホワイトペーパーでは、SO展開の初期段階で構築された6つのURHの設計と特性評価について説明します。
NASAの高コントラストイメージングテストベッド施設でのブロードバンドベクトル渦コロナグラフテスト
| Title |
Broadband_Vector_Vortex_Coronagraph_Testing_at_NASA's_High_Contrast_Imaging_Testbed_Facility |
| Authors |
Garreth_Ruane,_A_J_Eldorado_Riggs,_Eugene_Serabyn,_Wesley_Baxter,_Camilo_Mejia_Prada,_Dimitri_Mawet,_Matthew_Noyes,_Phillip_K._Poon,_Nelson_Tabiryan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13742 |
理想的なベクトル渦コロナグラフの比類のない理論的性能は、将来の軸外宇宙望遠鏡で太陽系外惑星を直接イメージングするための最も有望な技術の1つになります。ただし、地球サイズの惑星（$\sim10^{-10}$）から反射された光を観測するために必要な画像のコントラストは、実験室の設定ではまだ実証されていません。液晶ベクトル渦波長板の製造における最近の進歩と、テストベッドでのシステムレベルのパフォーマンスの向上により、1.57$\times10^{-9}$と5.86$\times10^{-9}の生のコントラストを達成しました。それぞれ10％と20％の光帯域幅での$は、疑似星の片側で3-10$\lambda/D$の間隔で平均化されました。前者は、以前に報告されたパフォーマンスよりも10倍向上しています。達成されたコントラストとスペクトル帯域幅の関数の実験的比較を示します。限界誤差項の推定値を提供し、将来の太陽系外惑星イメージング宇宙望遠鏡に必要なコントラスト性能のギャップを埋めるために必要な改善について説明します。
空中太陽望遠鏡用の高速で正確なスキャンミラーメカニズムの開発
| Title |
Development_of_Fast_and_Precise_Scan_Mirror_Mechanism_for_an_Airborne_Solar_Telescope |
| Authors |
Takayoshi_Oba,_Toshifumi_Shimizu,_Yukio_Katsukawa,_Masahito_Kubo,_Yusuke_Kawabata,_Hirohisa_Hara,_Fumihiro_Uraguchi,_Toshihiro_Tsuzuki,_Tomonori_Tamura,_Kazuya_Shinoda,_Kazuhide_Kodeki,_Kazuhiko_Fukushima,_Jos\'e_Miguel_Morales_Fern\'andez,_Antonio_S\'anchez_G\'omez,_Mar\'ia_Balaguer_Jimen\'ez,_David_Hern\'andez_Exp\'osito,_Achim_Gandorfer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13864 |
スリットベースの分光計または分光偏光計が天体を正確かつ迅速にマッピングできるようにするスキャンミラーメカニズム（SMM）を開発しました。入口スリットの前の光路に設置するように設計されたSMMは、折り返しミラーを傾け、反射画像をスリット面上で横方向に移動させ、分光装置によって分散される別の1次元画像を供給します。一般に、SMMは、視野（FOV）全体にスリット位置を正確に配置しながら、迅速かつ広範囲にスキャンする必要があります。これらの性能は、光球や彩層の電磁流体力学の研究など、近未来の観測に非常に求められています。当社のSMMは、電磁アクチュエータとギャップベースの静電容量センサーを設置することにより、閉ループ制御システムを実装しています。私たちの光学テスト測定は、SMMが次の性能基準を満たしていることを確認しました：i）広いスキャン範囲（${\pm}$1005秒角）にわたって最高のスキャンステップ均一性（0.08％の直線性）、ii）高い安定性（3${\sigma}$=0.1arcsec）、ここで角度は機械的角度で表され、iii）高速ステッピング速度（26ms）。SMMの優れた機能は、3回目の打ち上げであるSunriseIIIの気球搭載太陽観測所に近赤外線分光偏光計のメカニズムを搭載することにより、実際の使用でまもなく実証されます。
CHIMEを使用したラジオホログラフィー用のジョンA.ゴールト望遠鏡の特性評価
カナダの水素強度マッピング実験（CHIME）は、天体物理学的な中性水素の21cmの放出を測定して、赤方偏移z=0.8-2.5で大規模構造を調査します。ただし、かなり明るい前景の下で21cmの信号を検出することは、依然として重要な課題です。21cmと前景放射の間の高いダイナミックレンジのため、前景をうまくフィルターで除去するには、機器の系統分類学、特に望遠鏡のビームの精巧なキャリブレーションが必要です。CHIMEビームの高忠実度測定を実現するために使用されている1つの手法は、ラジオホログラフィーです。この技術では、CHIMEの各アナログ入力からの信号が、同じ場所に配置された参照アンテナである26mのジョンA.ゴールト望遠鏡からの信号と相関します。26mのゴールト望遠鏡は、CHIME上を通過する輝点源を追跡します。この作品では、ゴールト望遠鏡のいくつかの特性の分析を提示します。いくつかの明るい光源のドリフトスキャン測定と、408MHzHaslamマップから導出されたバックグラウンド推定を使用して、Galtシステムの温度を推定します。ゴールト望遠鏡のビーム形状を決定するために、明るい電波源カシオペアAのラスタースキャンを実行して分析します。最後に、初期のホログラフィック測定を使用して、CHIMEとゴールト干渉計のホログラフィック分析のためにCHIMEに関するゴールト望遠鏡の形状を測定します。データセット。
天文学と物理学における未知の未知数の定量化
不確実性の定量化は、天文学と物理学の重要な部分です。科学研究者は、多くの場合ベイズフレームワークを使用して、データの統計的および体系的な不確実性の両方を可能な限りモデル化しようとします。次に、結果として生じる不確実性の定量化について決定が下される可能性があります。おそらく、特定の理論を信じるかどうか、または特定の行動を取るかどうかです。ただし、ほとんどの統計的主張は文脈に応じて解釈する必要があることはよく知られています。特定のモデルが非常に高い信頼度で除外されている場合でも、研究者は通常、説明されていない体系がある可能性があることを認識しているため、新しい結果が実際に受け入れられる前に、通常、複数の独立したソースからの確認が必要になります。この論文では、これらの「未知の未知数」を定量化しようとする天文学の2つの方法を比較します。特に、非常に大きな未知数の存在の可能性を説明する、パラメータ推定問題の後方に現実的な太い尾を生成しようとします。効果。これらの方法を一連のケーススタディでテストし、科学データへの悪意のある干渉が存在する場合にこれらの方法がどれほど堅牢であるかについて説明します。
VLT変形可能副鏡のシミュレーター：Yepun-UT4望遠鏡用の補償光学機器のテストツール
| Title |
The_simulator_of_the_VLT_Deformable_Secondary_Mirror:_a_test_tool_for_adaptive_optics_instruments_for_the_Yepun-UT4_telescope |
| Authors |
Runa_Briguglio,_Armando_Riccardi,_Luca_Carbonaro,_Enrico_Pinna,_Chiara_Selmi,_Paolo_Grani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14099 |
変形可能ミラーシミュレーター（DMS）は、超大型望遠鏡UT4の適応副鏡からのF/13ビームを再現する光学デバイスです。このシステムは、ERIS機器（またはERIS-AO）のWaveFrontセンサーモジュールのキャリブレーションと機能検証のためのテストツールとして設計および統合されています。この目的のために、DSMSimには、高次の変形可能なミラーと、レーザーと自然のアステリズムを模倣し、WFS光学系を照らす2つの光源が含まれています。このホワイトペーパーでは、DSMSimの設計、ERIS-AOとの統合、検証、および調整手順について報告します。最後に、システムの将来の改善のためのロードマップの概要を説明します。この作業は、VLTの将来の計装プロジェクト（MAVIS-AOなど）のリファレンスとなることを目的としています。
少数モードファイバのモーダルノイズ
NIRPS（NearInfra-RedPlanetSearcher）は、YJHバンドでの高精度視線速度測定のためのAO支援およびファイバー給電スペクトログラフです。NIRPSは、SCAO支援機器であるという特異性も備えており、初めて少数モードのファイバーを使用できるようになります。この選択は、コンパクトな極低温分光器を設計できるようにすることで優れたトレードオフを提供しますが、悪い視界条件やかすかな星に対しても高い結合効率を維持します。主な欠点は、はるかに重要なモーダルノイズにあります。これは、1m/sの正確な視線速度測定を可能にするために取り組む必要のある問題です。この論文では、スクランブリングデバイスとモーダルノイズを軽減するための戦略を検証することを可能にした半経験的研究の結果を提示します。これは、最初は最終的なファイバーのラボ測定の完全なセットに基づいています。第二に、そのような測定値は、特に回折格子と光学照明が導出されたRVに与える影響を研究するために、分光器の設計に注入されます。
NIRPSフロントエンド：設計、パフォーマンス、および教訓
| Title |
NIRPS_Front-End:_Design,_performance,_and_lessons_learned |
| Authors |
N._Blind,_U._Conod,_A._de_Meideros,_F._Wildi,_F._Bouchy,_S._Bovay,_D._Brousseau,_A._Cabral,_L._Genolet,_J._Kolb,_R._Schnell,_A._Segovia,_M._Sordet,_S._Thibault,_B._Wehbe,_G._Zins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14143 |
NIRPS（NearInfra-RedPlanetSearcher）は、YJHバンドでの高精度視線速度測定のためのAO支援およびファイバー給電スペクトログラフです。NIRPSは、SCAO支援機器であるという特異性も備えており、初めて少数モードのファイバーを使用できるようになります。この選択は、コンパクトな極低温分光器を設計できるようにすることで優れたトレードオフを提供しますが、悪い視界条件やかすかな星に対しても高い結合効率を維持します。主な欠点は、はるかに重要なモーダルノイズにあります。これは、1m/sの正確な視線速度測定を可能にするために取り組む必要のある問題です。このホワイトペーパーでは、NIRPSフロントエンドを紹介します。その設計（オプトメカニックス、制御）の概要、空でのパフォーマンス、およびその過程で学んだいくつかの教訓です。
RISTRETTO：2ラムダ/Dで高分散コロナグラフを可能にするコロナグラフとAO設計
| Title |
RISTRETTO:_coronagraph_and_AO_designs_enabling_High_Dispersion_Coronagraphy_at_2_lambda/D |
| Authors |
N._Blind,_B._Chazelas,_J._K\"uhn,_E._Hocini,_C._Lovis,_M._Beaulieu,_T._Fusco,_L._Genolet,_O._Guyon,_J._Hagelberg,_I._Hughes,_P._Martinez,_J.-F._Sauvage,_R._Schnell,_M._Sordet,_A._Spang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14177 |
RISTRETTOは、高分散コロナグラフを目指して、VLT機器SPHEREとESPRESSOを結合するという当初のアイデアを発展させたものです。RISTRETTOは、高コントラスト、高解像度の分光法の技術を使用して、反射光の近くの太陽系外惑星の大気の特性評価を可能にするビジター機器です。その目標は、ProxCenbや、星から約35masの位置にある他の惑星、つまりlambda=750nmで2lambda/Dを観測することです。この機器は、極端な補償光学、コロナグラフ面分光器、および回折限界分光器（R=140.000、ラムダ=620-840nm）で構成されています。コロナグラフIFUとXAOシステムに関する研究の状況を紹介します。特に最初のものは、PIAAアポダイザーの修正バージョンに基づいており、最初の回折リングでヌルを可能にします。私たちが提案する設計は、中央値の観察条件で2lambda/Dで>50％の結合と<1E-4のコントラストに達する可能性があります。
サイモンズ天文台：大口径望遠鏡受信機の開発と検証
| Title |
The_Simons_Observatory:_Development_and_Validation_of_the_Large_Aperture_Telescope_Receiver |
| Authors |
Tanay_Bhandarkar,_Sanah_Bhimani,_Gabriele_Coppi,_Simon_Dicker,_Saianeesh_K._Haridas,_Kathleen_Harrington,_Jeffrey_Iuliano,_Bradley_Johnson,_Anna_M._Kofman,_Jack_Lashner,_Jenna_Moore,_David_V._Nguyen,_John_Orlowski-Scherer,_Karen_Perez_Sarmiento,_Julia_Robe,_Maximiliano_Silva-Feaver,_Robert_J._Thornton,_Yuhan_Wang,_Zhilei_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14212 |
サイモンズ天文台（SO）は、地上ベースの宇宙マイクロ波背景放射（CMB）調査実験であり、標高5200に設置された3つの0.5m小口径望遠鏡（SAT）と1つの6m大口径望遠鏡（LAT）で構成されています。チリのアタカマ砂漠でm。次世代CMB望遠鏡に設定された感度要件を満たすために、LATは、すべて大口径望遠鏡レシーバー（LATR）内の7つの光学管（OT）にわたって100mKで30,000の遷移エッジセンサー（TES）検出器を展開します。さらに、LATRには、13のOTにわたって62,000TESに拡張する機能があります。LATは、30、40、90、150、230、および280GHzを中心とする検出器バンドを使用して、CMBの分単位の解像度の観測を行うことができます。機器を完全に特性評価し、必要な感度レベルを達成できることを示すために、展開前にLATRシステムを厳密にテストしました。LATRが極低温および機械的要件を満たし、許容できる低いベースライン読み出しノイズを維持することを示します。
超電導検出器の視覚特性と極低温性能の相関
| Title |
Correlating_Visual_Characteristics_and_Cryogenic_Performance_of_Superconducting_Detectors |
| Authors |
K._R._Ferguson,_A._N._Bender,_N._Whitehorn,_T._W._Cecil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14242 |
超伝導転移端センサー（TES）ボロメータの極低温特性評価は、時間と労力を要するプロセスです。新しい実験でTESボロメータのアレイがどんどん大きくなるにつれて、テストプロセスはボトルネックになります。したがって、室温での検出器の性能を評価するための方法を開発することが望ましい。1つの可能性は、機械学習を使用して、検出器の外観を極低温特性と相関させることです。ここでは、南極点望遠鏡の現在の受信機であるSPT-3Gの製造サイクルからの3つのエンジニアリンググレードのTESボロメータウェーハを使用して、このようなアルゴリズムをトレーニングおよびテストします。これらのTESボロメータの高解像度画像がキャプチャされ、関連する特徴が画像から計算されました。検出器の調整能力や、通常の抵抗、臨界温度、遷移幅などの超伝導パラメータを含む極低温性能測定基準も測定されました。ランダムフォレストアルゴリズムは、視覚的特徴からこれらのパフォーマンスメトリックを予測するようにトレーニングされました。画像の分析は非常に成功したことが証明されました。極低温特徴を予測するランダムフォレストアルゴリズムの機能は、選択した入力画像特徴のセットによって制限されていましたが、データ量の増加または画像特徴の追加によってこの問題が解決される可能性があります。
SWASTi-SW：太陽風のための宇宙天気適応シミュレーションフレームワークとADITYA-L1ミッションとの関連性
| Title |
SWASTi-SW:_Space_Weather_Adaptive_SimulaTion_framework_for_Solar_Wind_and_its_relevance_to_ADITYA-L1_mission |
| Authors |
Prateek_Mayank,_Bhargav_Vaidya_and_D._Chakrabarty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13708 |
背景として機能する太陽風の流れは、太陽圏での宇宙天気ドライバーの伝播を支配し、地磁気嵐の活動を引き起こします。したがって、太陽風パラメータの予測は、宇宙天気予報の中核です。この作品は、固有の3次元（3D）太陽風モデル（SWASTi-SW）を提示します。周囲の太陽風を予測するためのこの数値フレームワークは、半経験的コロナルモデルと物理ベースの内部太陽圏モデルを使用する確立されたスキームに基づいています。この研究は、太陽圏領域への速度プロファイル入力を提供する、Wang-Sheeley-Arge（WSA）関係のより一般化されたバージョンを示しています。GONGおよびHMIマグネトグラムの視線観測は、コロナルモデルの入力として使用され、これにより、0.1AUでの太陽風プラズマ特性が提供されます。これらの結果は、2.1AUまでの太陽風特性を計算するために、内部太陽圏の電磁流体力学（MHD）モデルの初期境界条件として使用されます。複数のキャリントン回転の検証実行に加えて、比熱比の変化の影響とストリーム相互作用領域（SIR）の研究も提示されます。この作品は、SIRの多方向機能を紹介し、ISROの今後の太陽ミッションAditya-L1に搭載されたAditya太陽風粒子実験（ASPEX）ペイロードの太陽風イオン分光計（SWIS）サブシステムからの潜在的な観測の合成測定を提供します。
強磁性超大質量白色矮星EGGR156の急速回転
| Title |
The_Rapid_Rotation_of_the_Strongly_Magnetic_Ultramassive_White_Dwarf_EGGR_156 |
| Authors |
K._A._Williams_(1),_J._J._Hermes_(2)_and_Z._P._Vanderbosch_(3)_((1)_Texas_A&M_University-Commerce,_(2)_Boston_University,_(3)_California_Institute_of_Technology) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13763 |
白色矮星の自転周期の分布は、恒星進化の後期段階での角運動量の進化を抑制する手段を提供するだけでなく、二重縮退した合併の物理学と残骸への洞察を提供します。低質量白色矮星の回転分布は星震学によって比較的よく制約されていますが、中間質量恒星進化または白色矮星の合併のいずれかから生じる可能性のある高質量白色矮星の回転分布はそうではありません。斑点のある星の回転による白色矮星の測光変動は、測定された自転周期で高質量白色矮星のサンプルサイズを急速に増加させています。強力な磁性、超大質量白色矮星であるEGGR156の光度曲線における22.4分の測光変動の発見を提示します。この変動性を急速な回転として解釈し、データはEGGR156が二重縮退合併の残骸であることを示唆しています。最後に、磁気双極子放射による、急速に回転する大規模な磁気WDの周期変化率を計算します。EGGR156を含む多くの場合、周期の変化は現在、妥当なタイムスケールでは検出できません。これは、これらのWDが非常に正確な時計である可能性があることを示しています。ZTFJ1901+1450やREJ0317$-$853など、最も磁気が強く、急速に回転する大規模なWDの場合、周期の変化は検出可能であり、これらのエキゾチックな白色矮星の構造と進化を制約するのに役立つ可能性があります。
V410とも座：初期の恒星進化のための有用な実験室
| Title |
V410_Puppis:_A_useful_laboratory_for_early_stellar_evolution |
| Authors |
Ahmet_Erdem,_Derya_Surgit,_Burcu_Ozkardes,_Petr_Hadrava,_Micheal_D._Rhodes,_Tom_Love,_Mark_G._Blackford,_Timothy_S._Banks,_Edwin_Budding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13768 |
マルチスターV410Puppisの新しい分光（HERCULES）および地上ベースのマルチカラー測光データは、衛星測光（HIPPARCOSおよびTESS）、および歴史的な位置天文観測と組み合わされています。V410PupAabの絶対パラメータは次のように導出されます。$M_{Aa}$=$3.15\pm0.10$、$M_{Ab}$=$1.83\pm0.08$（M$_{\odot}$）;$R_{Aa}$=$2.12\pm0.10$、$R_{Ab}$=$1.52\pm0.08$（R$_\odot$）;$a$=$6.57\pm0.04$R$_\odot$;$T_{Aa}$=$12500\pm1000$、$T_{Ab}$=$9070\pm800$（K）、および測光距離$350\pm10$（pc）。光度曲線の低振幅SPB変動の発見と、V410PupB周辺の降着構造およびV410PupCの放出コアの兆候を報告します。V410PupはおそらくVelaに関連する若い地層であると主張します。2OBアソシエーション。組み合わされた証拠は、標準的な恒星進化モデリングとの比較から、7〜25Myrの範囲の年齢を可能にします。
H-R図全体の白色矮星バイナリ
| Title |
White_dwarf_binaries_Across_the_H-R_Diagram |
| Authors |
Borja_Anguiano,_Steven_R._Majewski,_Keivan_G._Stassun,_Carles_Badenes,_Christine_Mazzola_Daher,_Don_Dixon,_Carlos_Allende_Prieto,_Donald_P._Schneider,_Adrian_M._Price-Whelan,_Rachael_L._Beaton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13992 |
白色矮星のバイナリを研究するために、APOGEE-GALEX-\emph{Gaia}カタログを作成しました。このデータベースは、GALEX、{\itGaia}、およびAPOGEEデータの組み合わせから識別されたWDバイナリシステムの最小限のバイアスのサンプルを作成して、軌道パラメータと化学組成を持つWDバイナリの数を増やすことを目的としています。主系列星、主系列星、準巨星、準巨星、赤色巨星、赤色巨星など、FとMの間のスペクトル型の非縮退コンパニオンを含む3,414個のソースをWD連星候補として識別します。私たちの調査結果の中には、（a）推定WD半径$R<25$R$_{\Earth}$を持つ合計1,806のシステムがあります。これは、メインサンプル内のWDバイナリ候補のより信頼性の高いグループを構成します。（b）WDバイナリ候補とほとんどの発光巨人の対照サンプルとの間の金属量分布関数の違い（$M_H<-3.0$）。（c）WDコンパニオンを持つサブ準巨星の集団の存在。（d）APOGEEの視線速度シフトの累積分布によって示されるように、WDを含まないものと比較してWDを含むバイナリの期間が短いことの証拠。（e）レッドクランプ、主系列バイナリ、および準巨星コンパニオンを持つシステムと、主系列または赤色巨星コンパニオンを持つシステムとの間の周期分布の違いに基づく、軌道周期を持つ252WDバイナリのサンプルにおける体系的な軌道進化の証拠;（f）共通外層（CE）の進化中の化学的濃縮の証拠。これは、CE後（$P<100$日）のWDバイナリ候補と比較して広いWDバイナリ候補（$P>100$日）の金属性が低いことによって示されます。
宇宙線による氷マントル脱着のより良い理解に向けて
宇宙線加熱による星間氷の脱着の標準モデルは、古典的な(0.1ミクロン)ダスト粒子からの氷マントル成分の散発的な脱着の連続表現に基づいています。これは再評価され、（拡張された）粒子冷却プロファイル、粒子サイズ依存性の考慮、および効率に対する制約による脱着の追跡を含むように開発されました。次に、種の共脱着と非常に小さな粒子からのマントル全体の脱着から可能な許容範囲で、プロセスの真の散発的な性質を研究するためにモデルが構築されました。この研究の重要な結果は、脱着速度が非常に不確実であるということですが、以前に決定されたものよりも大幅に大きいことはほぼ確実です。典型的な星間粒子サイズ分布では、脱着は最小の粒子からの寄与によって支配されることがわかります。散発的脱着モデルは、宇宙線の衝突間の間隔が凍結時間スケールと同等かそれ以下である場合、連続表現は適用できないことを示しています。化学変化は非常に長い時間スケールで発生する可能性があり、その結果、宇宙線フラックスに非常に非線形に依存する強力な気相化学濃縮が発生します。限られたレベルの種の共脱着および/または非常に小さな粒子からの寄与を含めることで、特にH2Oなどの種の速度がさらに向上します。一般に、暗い環境では、宇宙線加熱が主要な脱着メカニズムであることがわかります。これらの結果は、原始星および原始惑星環境に重要な化学的影響を与える可能性があります。
AGB流出の形態とダイナミクスに対するコンパニオンの影響の3D流体力学的調査
| Title |
3D_hydrodynamical_survey_of_the_impact_of_a_companion_on_the_morphology_and_dynamics_of_AGB_outflow |
| Authors |
Jolien_Malfait,_Silke_Maes,_Ward_Homan,_Jan_Bolte,_Lionel_Siess,_Frederik_De_Ceuster_and_Leen_Decin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14032 |
高解像度のALMA観測を使用すると、AGB後の星や惑星状星雲で観測されたものに似た複雑な構造が、低質量の進化した星の星周エンベロープで検出されます。球対称性からのこれらの逸脱は、主に伴星または惑星との相互作用によって引き起こされると考えられています。3次元の流体力学シミュレーションを使用して、AGB流出の風の形態とダイナミクスに対するバイナリコンパニオンの影響を研究します。バイナリ構成の特性パラメータで構築された分類パラメータを使用して、これらのシミュレーションで形成される風の構造と形態を分類します。最後に、コンパニオンが十分に大きい場合、スリングショットメカニズムを介して風の膨張速度を変更すると結論付けます。
複数の恒星系KQVelからの電波放射の発見と起源
| Title |
Discovery_and_origin_of_the_radio_emission_from_the_multiple_stellar_system_KQVel |
| Authors |
P._Leto,_L.M._Oskinova,_C.S._Buemi,_M.E._Shultz,_F._Cavallaro,_C._Trigilio,_G._Umana,_L._Fossati,_I._Pillitteri,_J._Krticka,_R._Ignace,_C._Bordiu,_F._Bufano,_G._Catanzaro,_L._Cerrigone,_M._Giarrusso,_A._Ingallinera,_S._Loru,_S.P._Owocki,_K.A._Postnov,_S._Riggi,_J._Robrade,_F._Leone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14075 |
KQVelは、ゆっくりと回転する磁気Ap星と、未知の性質の伴星で構成されるバイナリシステムです。この論文では、その電波放射の検出について報告します。ATCA干渉計（バンド名：16cm、4cm、15mm）を使用して多周波無線キャンペーンを実施しました。ターゲットはすべてのバンドで検出されました。電波放射の最も明白な説明は、それがAp星の磁気圏で発生しているということですが、これは実行不可能であることが示されています。Ap星の既知の恒星パラメータにより、初期型の磁気星からの非熱的ジャイロシンクロトロン放射のスケーリング関係を利用することができます。これは、遠心磁気圏を持つ星からの電波放射が回転によってどのようにサポートされているかを示す一般的な関係です。KQVelのパラメータを使用すると、予測される電波の光度は、測定されたものより5桁以上低くなります。非常に長い自転周期は、観測された電波放射の源としてのAp星を除外します。未知のコンパニオンを含む、KQVelからの電波放射に関する他の考えられる説明が調査されました。観測された特徴（すなわち、電波の光度とスペクトル、X線との相関）に一致するシナリオは、階層型恒星系であり、磁気星の可能なコンパニオンは、少なくとも1つの磁気的にアクティブな近接連星（おそらくRSCVnタイプ）です。晩期型星。システムの総質量と互換性を持たせるために、最後のシナリオでは、KQVel恒星系の軌道傾斜角に強い制約を課しています。
密度が不均一な回転楕円体星の遊星周波数
密度が不均一な回転星の重力ポテンシャルを考慮して、星を周回する粒子の軌道周波数とエピサイクリック周波数を導き出します。星は一定密度の同心回転楕円体で構成されており、星内部の密度のべき乗則分布がグローバルであると仮定します。最低次の近似では、離心率$\geq1/\sqrt{2}$の場合、半径方向のエピサイクリック周波数の最大値が$r=\sqrt{2}ae$で発生するというMaclaurin回転楕円体の既知の結果を復元します。これらの特徴的な周波数の性質は、回転する星の形状に基づいて異なることがわかります。偏平回転楕円体の場合、軌道は逆行カー軌道に似ており、星の内部の密度変化が急になるにつれて、放射状の遊星最大の位置が恒星の表面に近づきます。それどころか、長球の周りの軌道は長球-カー軌道に似ていますが、長球形の星にはわずかに安定した軌道は存在しません。軌道周波数は、オブレート（扁長）星のケプラー値よりも大きく（小さく）、$e\rightarrow0$または$r\rightarrow\infty$として等しくなります。角速度と角運動量の半径方向のプロファイルにより、偏平/長球のあらゆる性質の周りに安定した付着ディスクが可能になります。
暗黒物質の探査機としての木星ミッション
太陽系で魅力的な最大の惑星である木星には、木星の特性に関する大量のデータを収集した9つの宇宙船が訪れました。この論文では、相対論的電子フラックスのその場測定の1つのタイプを使用して、ダークセクターと可視世界の間のダークマター（DM）とダークメディエーターをプローブできることを示します。巨大な重量とクールなコアを備えた木星は、GeVスケール付近またはそれ以下の質量を持つDMの理想的なキャプチャーになる可能性があります。捕獲されたDM粒子は、暗光子などの長寿命の暗メディエーターに消滅し、その後、木星の外側で電子と陽電子に崩壊する可能性があります。木星の磁場によってトラップされた荷電粒子は、ガリレオプローブやジュノーオービターなどの木星ミッションで測定されています。利用可能なデータを使用して、核子から散乱するDMの断面積$\sigma_{\chin}$の上限を、寿命が${\calO}（0.1-1）$sのダークメディエーターに設定します。結果は、木星ミッションからのデータが、既存のDM検索によって探索されていない、または探索されていないパラメータ空間の領域をすでにプローブしていることを示しています。^{-38}）1GeVDMの$cm$^2$は、暗いメディエーターを介して主に$e^+e^-$に消滅します。この研究は、木星ミッションからの大規模な惑星データセットの完全な物理的可能性を調査するための例と最初のステップとして役立ちます。また、電子、陽電子信号、太陽アクシオンの二次生成物に関連する他のいくつかの潜在的な方向についても概説します。
光環不安定の運命
ライトリング（LR）はあるが事象の地平線がない超小型オブジェクトは、強い重力現象学でブラックホール（BH）を模倣する可能性があります。しかし、そのようなオブジェクトは動的に実行可能ですか？滑らかな準ミンコフスキー初期データから形成できる静止および軸対称の超小型オブジェクトには、時空の不安定性を引き起こすと主張されている少なくとも1つの安定したLRが必要です。しかし、その発展と運命は不明でした。他の既知の不安定性のない超小型ボソニック星の完全に非線形な数値進化を使用し、新しい断熱有効ポテンシャル技術を導入して、LRが不安定性を引き起こしたことを確認し、2つの可能な運命を特定します：非超小型構成への移行またはBHへの崩壊。具体的な例では、安定したLRポテンシャル井戸が非常に浅い場合を除いて、一般的な移行/崩壊の時間スケールが$\sim10^3$の光交差時間よりも大きくないことを示しています。私たちの結果は、LRの不安定性が、もっともらしいBH模倣者である可能性のある地平線のない超小型オブジェクトを破壊するのに効果的であることを示しています。
グルーボール暗黒物質の再考
暗黒物質が、重力のみに結合された閉じ込め暗黒${\rmSU}（3）$ゲージ理論の安定したスカラーグルーボールで構成されている可能性を再検討します。ダークグルーボールの熱的残存粒子は、強い結合のダイナミクスを説明する熱効果理論で初めて研究されました。私たちの分析の重要な要素は、格子シミュレーションによって適合されたグルーボールの有効ポテンシャルの使用です。熱的残存粒子は$0.12\zeta_{T}^{-3}\Lambda/（137.9{\rmeV}）\lesssim\Omegah^{2}\lesssim0.12\zeta_{T}^の範囲にあると予測します。{-3}\Lambda/（82.7{\rmeV}）$、$\Lambda$は閉じ込めスケール、$\zeta_{T}$は可視対暗セクターの温度比であり、不確実性はラティスデータに適合します。この予測は、文献にある既存のグルーボールの存在量の結果よりも1桁小さいものです。私たちのフレームワークは、さまざまなゲージ群に簡単に一般化でき、宇宙論の歴史を修正して、強く結合した暗いセクターとその宇宙論的意味の一貫した探査への道を開きます。
パラティーニ重力の遅い時間加速
二次補正$\alphaR^2$と非最小結合$\xi\phi^2R$が、指数ポテンシャル$V（\phi）=M^4\exp（-重力のパラティーニ定式化における\lambda\phi）$。動的システム手法を使用して、モデルのアトラクター構造を分析し、システムの可能な軌道を明らかにします。パラメータ$\alpha$の許容できないほど大きな値を除いて、2次補正が遅い時間のダイナミクスで役割を果たすことができないことがわかります。それは早い時期に役割を果たすことができますが。非最小結合によって駆動されるダイナミクスを伴う、物質が支配的な相から加速膨張相への実行可能な進化を見つけます。これらの進化は、フィールドが凍結してしまう軌道に対応しているため、宇宙定数として機能します。
トーションバーアンテナ用の結合キャビティを備えた波面センシング
| Title |
Wavefront_Sensing_with_a_Coupled_Cavity_for_Torsion-Bar_Antenna |
| Authors |
Yuka_Oshima,_Satoru_Takano,_Ching_Pin_Ooi,_Yuta_Michimura,_Masaki_Ando |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13847 |
トーションバーアンテナ（TOBA）は、トーション振り子を使用した地上ベースの重力波検出器です。TOBAは、中間質量ブラックホール連星の合体、重力波の確率的背景、ニュートンノイズを検出でき、緊急地震速報に役立ちます。ノイズリダクションを実証するために、35cmスケールの振り子を備えたプロトタイプ検出器フェーズIIITOBAが開発中です。目標ひずみ感度は、0.1Hz〜10Hzの間で$1\times10^{-15}\、{/\sqrt{\rmHz}}$に設定されます。フェーズIIIの振り子の回転を$5\times10^{-16}\、{{\rmrad}/\sqrt{\rmHz}}$まで測定するために、結合キャビティを使用した波面センシングの新しいスキームが提案されました。鳥羽。私たちの方法では、補助空洞を使用して、主空洞の1次エルミート-ガウスモードを強化します。角度信号増幅の実現可能性を確認し、結合されたキャビティをロックする方法を確立するために、実験的なデモンストレーションが進行中です。結合キャビティの性能を評価し、このセンサーで角度信号の増幅が可能であると結論付けました。結合されたキャビティは、2つの変調周波数を使用したPound--Drever--Hall技術によって共振に正常にロックされました。
弱いゴーストのないガウス・ボネット重力理論におけるマルチホライズン・ブラックホール解、光子球および近日点シフト
| Title |
Multi-horizons_black_hole_solutions,_photon_sphere_and_perihelion_shift_in_weak_ghost-free_Gauss-Bonnet_theory_of_gravity |
| Authors |
G._G._L._Nashed_and_Shin'ichi_Nojiri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13915 |
修正された重力理論の中で、宇宙論の観点から、ゴーストフリーのガウス・ボネ（GFGB）重力理論が検討されてきました。その適用可能性をチェックする最良の方法は、理論にガイドラインまたは制限を与える観察可能な予測を引き出すことであり、実際の観察とは対照的である可能性があります。本研究では、GFGBの一貫した場の方程式を導き出し、その方程式を球対称時空に適用することにより、新しい球対称ブラックホール（BH）解を取得します。これらのBHソリューションの物理的特性を研究し、得られた時空が複数の地平線を持ち、時空のガウス-ボネ不変量が取るに足らないものではないことを示します。また、これらのBHソリューションに関連する熱力学的量を調査し、これらの量が以前の研究で知られているものと一致していることを示します。最後に、光子球を与えるこれらの解の測地線方程式を研究し、弱いGFGBの近日点シフトを見つけます。さらに、シュワルツシルト解と新しいBH解の1次GFGB摂動を計算し、球対称解に関する過去の文献の既存の結果を改善および拡張することを示します。
外側の太陽圏の乱気流
| Title |
Turbulence_in_the_outer_heliosphere |
| Authors |
Federico_Fraternale,_Laxman_Adhikari,_Horst_Fichtner,_Tae_K._Kim,_Jens_Kleimann,_Sean_Oughton,_Nikolai_V._Pogorelov,_Vadim_Roytershteyn,_Charles_W._Smith,_Arcadi_V._Usmanov,_G_P._Zank,_Lingling_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14115 |
太陽風（SW）と局所星間物質（LISM）は乱流媒体です。それらの相互作用は複雑な物理的プロセスによって支配され、粒子集団、バルクフロー、乱流の点で大幅に異なる特性を持つ太陽圏領域を作成します。太陽風の乱流の性質とダイナミクスに関する私たちの知識は、主に地球と太陽に近い観測に依存しており、マルチ宇宙船ミッションを含む豊富な宇宙ミッションが利用できるようになったため、近年ますます向上しています。対照的に、外側の太陽圏における乱流の特性はまだ完全には理解されていません。ボイジャーとニューホライズンズによるその場観測、およびIBEXによる遠隔中性原子測定は、乱流が太陽圏界面で作用する重要なプロセスの1つであることを強く示唆しています。これは、超熱イオンと高エネルギーの中性原子の生成に関与する電荷交換プロセスと密接に関連しています。この論文では、遠方のSWとLISMにおける乱流の観測的証拠、モデリングの取り組みの進歩、および未解決の課題について概説します。
CompOSEの内部クラスト状態方程式
この論文では、最近CompOSEオンラインリポジトリにアップロードされた相対論的平均場内部地殻状態方程式をいくつか紹介します。これらの状態方程式は、実験的および微視的な制約を満たし、2つの太陽質量星を再現することもできます。TOV方程式を統合して質量と半径の関係を取得し、潮汐変形可能性、コンパクト性、および有効潮汐変形可能性を計算して、NICER、LIGO、およびVirgoの最新の天体物理データと比較します。
自発的に破れたローレンツ不変性を伴う有効場の理論の正の限界
| Title |
Positivity_bounds_on_effective_field_theories_with_spontaneously_broken_Lorentz_invariance |
| Authors |
Paolo_Creminelli,_Oliver_Janssen_and_Leonardo_Senatore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14224 |
ブーストが自発的に破られる理論では、EFT係数の陽性限界を導き出します。保存カレント（または応力エネルギーテンソル）のリタードグリーン関数の解析特性を使用し、理論がUVで共形になると仮定します。この方法は一般的であり、宇宙論と凝縮物質システムの両方に適用できます。具体的な例として、大きな化学ポテンシャルでのCFTの普遍的な低エネルギーダイナミクスを説明する共形超流動のEFTを見て、NLOとNNLOでの3次元での演算子の係数の不等式を導き出します。
観測可能な重力波を伴う相対論的気泡壁を介したレプトン数生成と暗黒物質
| Title |
Leptogenesis_and_Dark_Matter_Through_Relativistic_Bubble_Walls_with_Observable_Gravitational_Waves |
| Authors |
Debasish_Borah,_Arnab_Dasgupta,_Indrajit_Saha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14226 |
レプトン数生成に関与する暗黒物質と重い右巻きニュートリノの両方が、TeVスケールの過冷却一次相転移（FOPT）の結果として形成された相対論的気泡壁を横切ることによって質量を獲得するシナリオを研究します。これにより、必要なレプトンの非対称性を生み出すのに十分な、気泡内の右巻きニュートリノの大きな平衡外れが生じますが、より明るい暗黒物質は、その後の熱凍結によってその遺物が設定された状態で平衡状態を維持できます。古典的な共形対称性は、一重項スカラーによって誘発されるFOPTを介して質量の起源を保証すると同時に、LISA実験の感度内で重力波の振幅を強化する過冷却を保証します。標準模型を超える追加の場として3つのRHN、1つの不活性スカラーダブレットおよび1つの一重項スカラーを伴う最小シナリオは、不活性スカラーダブレットよりも不活性RHN暗黒物質を支持するこの可能性を実現するのに十分です。
半古典的自由度の束縛状態としてのブラックホール
ブラックホールは、最大重力を伴う半古典的な自由度の束縛状態と見なされます。エリアエントロピーの原因となる構成の場合、情報分布は、半古典的なアインシュタイン方程式を介して内部メトリックを決定します。次に、束縛状態には地平線や特異点がなく、内部はプランク長に近い$AdS$半径を持つ$AdS_2\timesS^2$の連続スタッキングであり、プランクに近いローカルでの熱状態のように動作します。温度。内部ボリューム全体でエントロピー密度を統合すると、面積法則が正確に再現されます。これは、重力のダイナミクスが、体積法則から面積法則へのエントロピーの変化に重要な役割を果たしていることを示しています。
| Title |
Density-clustering_of_continuous_gravitational_wave_candidates_from_large_surveys |
| Authors |
Benjamin_Steltner,_Thorben_Menne,_Maria_Alessandra_Papa,_Heinz-Bernd_Eggenstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14286 |
連続重力波の検索は、例えば地球からのほぼ単色の重力波放出を対象としています。非軸対称高速自転中性子星。大規模な調査では、多くの場合、非常に多数の異なる波形を明示的に検索する必要があり、$\sim10^{17}$テンプレートを簡単に超えてしまいます。このような場合、実用的な理由から、たとえば$\sim10^{10}$のように上位の結果のみが保存され、段階の階層を通じてフォローアップされます。これらの候補のほとんどは、隣接する候補から完全に独立しているわけではありませんが、変動、信号、または外乱などの共通の原因によって発生します。同じ根本原因に由来する候補を慎重にクラスター化することで、その後のフォローアップがより効果的になります。過去の検索では、高い検出統計値を持つ候補の周りに対称的でコンパクトな過密度を繰り返し見つけることに基づいて、多くのクラスタリングアルゴリズムが採用されてきました。このホワイトペーパーで紹介する新しいクラスタリング方法は、以前の方法よりも大幅に改善されています。過剰密度の形状にとらわれず、非常に効率的で効果的です。非常に高い検出効率で、99.99ドルのノイズ除去を実現しています。\%$は、以前に達成できたよりも2桁多くの候補をクラスター化することができ、固定感度で30倍以上高速なフォローアップを可能にします。また、クラスタリングパラメーターを最適に選択する方法も示します。
