エントロピーはBBNと再結合の間で保存されましたか?
| Title |
Was_Entropy_Conserved_between_BBN_and_Recombination? |
| Authors |
Alexander_C._Sobotka,_Adrienne_L._Erickcek,_Tristan_L._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14308 |
光子と他の相対論的種の混合物に崩壊する大規模な粒子を考慮することにより、ビッグバン元素合成(BBN)と再結合の間のエントロピー保存の仮定をテストします。プランク温度と分極異方性、COBE/FIRASスペクトル歪み限界、観測された原始重水素存在量を使用して、これらの崩壊シナリオを制約します。$56\%$から$71\%$の間で崩壊する粒子のエネルギーが光子に転送される場合、再結合時の$N_{\mathrm{eff}}$は最小限に変更され、プランクデータだけでもかなりのエントロピー注入が可能になります。光子が崩壊によって注入される場合、スペクトル歪みの範囲を追加すると、粒子の崩壊率が$\Gamma_Y>1.91\times10^{-6}\text{s}^{-1}$at$95\%に制限されます$信頼水準(CL)。崩壊する粒子のエネルギー密度に対する制約は、原始重水素存在量に境界を含めることによって大幅に強化され、粒子がエネルギー密度の最大$2.35\%$($95\%$CL)に寄与することがわかります。崩壊する前の宇宙。
SKAパルサータイミングアレイで最初の超大質量ブラックホールの形成を解明
| Title |
Unravelling_the_formation_of_the_first_supermassive_black_holes_with_the_SKA_pulsar_timing_array |
| Authors |
Hamsa_Padmanabhan_(Geneva)_and_Abraham_Loeb_(Harvard) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14309 |
高い赤方偏移での銀河合体は、それらの中央の超大質量ブラックホールの活動を引き起こし、最終的にはそれらの合体にもつながります-そしてSKAパルサータイミングアレイ（PTA）によって検出可能な低周波重力波の潜在的な源です。ブラックホールの燃料供給に関連する2つの重要なパラメータは、クエーサー降着のエディントン比$\eta_{\rmEdd}$と、降着プロセスの放射効率$\epsilon$です（これは、クエーサー、$t_{\rmQSO}$）。SKAPTAを使用して重力波イベントの検出可能性のレジームを予測し、相対論的ドップラー速度ブーストおよび/または光度曲線の光学的変動を通じて観察可能な、数週間から数年のオーダーの公転周期を持つ関連バイナリを見つけます。検出可能性のSKAレジームと、高赤方偏移ブラックホールの質量および輝度関数に関する最新の観測制約、および暗黒物質ハローの併合率に関する理論的に動機付けられた処方を組み合わせて、関数として期待されるSKATPAイベントのアクティブな対応物の数を予測します。$z\gtrsim6$での一次ブラックホール質量の。最も巨大なブラックホールのクエーサーの対応物は、$z\gtrsim6$のSKATPAエラー楕円内で${uniquely\localizable}$であることがわかります。また、クエーサーのエディントン比と有効寿命の関数として、予想されるカウンターパートの数を予測します。私たちの結果は、SKAPTA検出が、最初の超大質量ブラックホールのシードと成長メカニズムに強い制約を課す可能性があることを示しています。
eROSITA観測を強化するための機械学習アプローチ
| Title |
A_Machine_Learning_Approach_to_Enhancing_eROSITA_Observations |
| Authors |
John_Soltis,_Michelle_Ntampaka,_John_Wu,_John_ZuHone,_August_Evrard,_Arya_Farahi,_Matthew_Ho_and_Daisuke_Nagai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14324 |
2019年に打ち上げられたeROSITAX線望遠鏡は、およそ100,000個の銀河団を観測すると予測されています。たとえば、チャンドラからのこれらのクラスターの追跡観測は、銀河クラスターの物理学に関する未解決の質問を解決するために必要になります。ディープチャンドラクラスターの観測には費用がかかり、すべてのeROSITAクラスターのフォローアップは実行不可能であるため、フォローアップ用に選択するオブジェクトは慎重に選択する必要があります。これに対処するために、模擬eROSITA観測に基づいて、より長期間のバックグラウンドのない観測を予測するためのアルゴリズムを開発しました。流体力学的宇宙論シミュレーションMagneticumを利用し、SIXTEを使用してeROSITA機器の状態をシミュレートし、新しい畳み込みニューラルネットワークを適用して、シミュレーションサンプルの各クラスターのチャンドラのような深い「超観測」を出力しました。メリット評価ツールは、特定のユースケースを念頭に置いて設計する必要があります。このモデルは、クラスターの動的状態とコアタイプを決定するための重要な要素であるクラスターの形態を正確かつ正確に再現する観測を生成します。このモデルは、銀河クラスターの理解を促進します。フォローアップの選択を改善することにより、画像間の深層学習アルゴリズムが現実的なフォローアップ観測をシミュレートするための実行可能な方法であることを示します。
大規模なスピン2ゴーストによるインフレーション
単一のスカラーに結合された二次重力の一般的なモデルを検討し、重力の自由度がインフレパラメータに及ぼす影響を調査します。大規模なスピン2ゴーストから生じる量子補正は、有効なインフレーションの可能性に大きく貢献し、追加のスカラーフィールドを必要とせずにグローバルスケールの不変性の自発的な崩壊の実現を可能にすることがわかりました。インフレパラメータを計算し、結果の予測をよく知られているインフレモデルと比較し、プランク共同研究のインフレに関する制約にうまく適合することを発見しました。
LSS データに照らした $Planck$ 温度パワー スペクトルの平滑化超過の原始的な起源について
| Title |
On_the_primordial_origin_of_the_smoothing_excess_in_the_$Planck$_temperature_power_spectrum_in_light_of_LSS_data |
| Authors |
Mario_Ballardini,_Fabio_Finelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14410 |
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の温度および偏光異方性パワースペクトルの{\emPlanck}DR3測定値は、現象学的パラメーター$A_によって定量化されることが多い$\Lambda$CDMに関して、音響ピークの過剰な平滑化を示しています。{\rmL}$.原始パワースペクトルに重ね合わされた特定の機能が、この過剰な平滑化の物理的解決策として提案されています。ここでは、物質パワースペクトルの$A_{\rmL}\simeq1.1-1.2$に対応するCMB温度スペクトルの平滑化を模倣するように設計された、波数に線形の周波数を持つこの特定の局在振動の影響を調査します。これらの原始振動の非線形減衰を研究するために必要なステップである一連のN体シミュレーションを使用して、摂動理論の予測の良さを次の次数で検証します。パラメータ空間の大部分について、この原始振動の振幅は$z=0$で観測された非線形物質パワースペクトルで強く減衰する可能性がありますが、$z\lesssim2$ではより大きな信号が依然として持続することを示します。したがって、高赤方偏移での将来の銀河調査のターゲットです。BOSSDR12の2点相関関数の分析から、{\emプランク}データ。
結合および非結合の初期暗黒エネルギー、大量のニュートリノ、および宇宙論的緊張
| Title |
Coupled_and_uncoupled_early_dark_energy,_massive_neutrinos_and_the_cosmological_tensions |
| Authors |
Adri\`a_G\'omez-Valent,_Ziyang_Zheng,_Luca_Amendola,_Christof_Wetterich_and_Valeria_Pettorino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14487 |
宇宙の逆距離梯子を構築するために使用されるデータの適切な記述を維持しながら、再結合前のエポックの特定のウィンドウで無視できない暗黒エネルギーの割合を持ついくつかの宇宙論モデルは、ハッブル張力を非常に効率的に緩和することができます。これらのモデルが物質変動の力を高め、大規模構造測定による緊張の悪化に事実上つながるかどうかについて、コミュニティで集中的な議論がありました。いくつかの場合には暗黒エネルギーと暗黒物質の間の結合、および大量のニュートリノの影響も考慮して、いくつかの初期暗黒エネルギー（EDE）モデルのコンテキストでこの極めて重要な質問に対処します。Planck2018尤度、パンテオン編集からのIa型超新星、およびバリオン音響振動に関するデータを使用して、それらを適合させます。超軽量アクシオンのような（ULA）EDEは、$\Lambda$CDMで見つかった値に対して$\sigma_{12}$の値を増やすことなく、実際に$H_0$の緊張を緩和できることがわかりました。一方、EDEは指数関数的なポテンシャルは緊張に影響を与えません。暗黒セクターでの結合は物質のクラスター化を促進する傾向があり、質量の合計の上限が標準モデルで得られたものに近すぎるため、データは大量のニュートリノの影響を大幅に制限します。最良の場合、つまりULAでは、ハッブル張力が$\sim2\sigma$に減少することがわかります。
バウンスポイント周辺の非線形プロセスによる原始ブラックホールの存在量の増強
| Title |
Enhance_Primordial_Black_Hole_Abundance_through_the_Non-linear_Processes_around_Bounce_Point |
| Authors |
Jie-Wen_Chen,_Mian_Zhu,_Sheng-Feng_Yan,_Qing-Qing_Wang_and_Yifu_Cai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14532 |
非特異バウンス宇宙論はインフレーションの代替パラダイムであり、バックグラウンドエネルギー密度はアインシュタイン重力のコンテキストでバウンスポイントで消失します。したがって、密度変動($\delta\rho$)の進化における非線形効果は、バウンス段階で強くなる可能性があり、原始ブラックホール(PBH)の存在量を高めるメカニズムを提供する可能性があります。この記事では、バウンスフェーズによるPBH強化の包括的な図を示します。$\delta\rho$の非線形展開を計算するために、Raychaudhuri方程式をここで数値的に解きます。非線形プロセスは、バウンスポイント後の$\delta\rho$の非ガウス確率分布関数につながる可能性があるため、PBH存在量は、修正されたPress-Schechter形式で計算されます。この場合、PBH形成の基準は、バウンスフェーズ中の$\delta\rho$の複雑な非線形進化的挙動のために複雑になります。私たちの結果は、バウンスフェーズが実際にPBHの存在量を十分に高める可能性があることを示しています。さらに、PBH存在量はバウンスフェーズのパラメーターを制約するために適用され、宇宙マイクロ波背景放射と大規模構造の調査を補完します。
FAST HI Intensity Map による CSST 銀河サーベイの相互相関の予測
| Title |
Forecasting_the_Cross-Correlation_of_the_CSST_galaxy_survey_with_the_FAST_HI_Intensity_Map |
| Authors |
Furen_Deng,_Yan_Gong,_Yougang_Wang,_Shuting_Dong,_Ye_Cao,_Xuelei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14566 |
光学銀河と中性水素(HI)放射強度との相互相関は、HI強度測定の信号対雑音比(SNR)を高めることができます。この論文では、中国宇宙ステーション望遠鏡(CSST)の分光探査によって得られた銀河サンプルと、500メートル開口球体望遠鏡(FAST)のHI強度マッピング(IM)探査との相互相関を調べます。.赤方偏移$0.2\sim0.3$でのIllusitrisTNGシミュレーション結果を使用して、CSST調査とFASTLバンドドリフトスキャン調査のモックデータを生成します。CSST分光サーベイでは、$z\sim0.3$で$10^{-2}(\unit{Mpc}/h)^{-3}$の高い共移動数密度を持つ銀河のサンプルを得ることができます。サンプル全体と、赤と青の銀河のサブサンプルを別々に含むCSST銀河と、前景を除去した電波強度を相互相関させます。すべてのケースで、HI銀河と光学銀河はよく相関していることがわかります。この相関関係から、HIの総存在量を高精度で測定できます。$\Omega_{\rmHI}$に対する$\sim0.6\%$の相対誤差は、$10000\unit{deg}^2$の重複測量領域の$z\sim0.3$で達成できます。
暗黒エネルギーのない超新星のフィッティング
パンテオンからのデータを使用して、広範囲の赤方偏移を高精度でカバーする1000を超える超新星Iaのサンプルを自由に利用できます。ここでは、銀河間消滅、超新星の光度の進化、および部分的に非宇宙論的要因による赤方偏移成分を含む、さまざまな宇宙論モデルを使用して、対応するハッブル-レマ\^itre図に適合させます。データは、ダークエネルギーを含むように標準モデルにうまく適合していますが、他のいくつかの変数を使用した解の縮退があります。したがって、SNeIaのハッブル-レマ\^itre図を単独で使用して、暗黒エネルギーによる加速膨張シナリオの存在を推測することはできません。この縮退の範囲内で、データに適切に適合するモデルには、次の代替ソリューションが含まれます。アインシュタイン-灰色の消滅を伴うドシッター$a_V=1.2\times10^{-4}$Mpc$^{-1}$;線形ハッブル-灰色の消滅を伴うレマ\^itre法則静的ユークリッド$a_V=0.4\times10^{-4}$Mpc$^{-1}$;疲れた光と灰色の絶滅を伴う静的ユークリッド$a_V=2.8\times10^{-4}$Mpc$^{-1}$;アインシュタイン-絶対等級の進化を伴うドシッター$\alpha=-0.10$magGyr$^{-1}$;$\Omega_M=0.07-0.29$、$\Omega_\Lambda=0$、および減衰/強化を伴う部分的に非宇宙論的な疲れた光の赤方偏移/青方偏移を伴うフリードマンモデル$|K_i|<2.2\times10^{-4}$Mpc$^{-1}$（ただし、ローカルSNe測定と互換性のない$M$のキャリブレーションが必要です）。
パラメータ化されたポストニュートン宇宙論におけるスケール依存の重力結合
| Title |
Scale-Dependent_Gravitational_Couplings_in_Parameterised_Post-Newtonian_Cosmology |
| Authors |
Daniel_B._Thomas,_Timothy_Clifton_and_Theodore_Anton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14713 |
ParameterizedPost-NewtonianCosmology(PPNC)は、宇宙における重力物理学を小規模および大規模スケールで接続する、宇宙論における重力をテストするための理論にとらわれないフレームワークです。これは、孤立した天体物理システムで重力をテストするためのパラメーター化されたポストニュートン(PPN)アプローチの直接的な拡張であり、したがって、非常に異なる物理領域からの重力の制約を比較して組み合わせることができます。理論的予測を検証し、その摂動方程式内に現れる重力結合のスケール依存性を初めて調査するために、重力のスカラーテンソル理論の例のクラスへのこのフレームワークの適用を調査します。そうすることで、大小の宇宙スケール間の移行領域におけるいくつかの単純な補間関数のパフォーマンスと、そのような関数を使用すると観測量の計算に導入される不確実性を評価します。PPNCフレームワークのすべての理論的予測は、関連するレジームで高い精度で検証され、単純な補間関数はこれらのレジーム間でうまく機能する(完全ではない)ことがわかります。この研究は、PPNCフレームワークを使用して宇宙論的データセットを分析できるようにするための重要なステップであり、それによって、宇宙の進化に伴って重力相互作用が変化したかどうか/どのように変化したかをテストできます。
宇宙の暗黒時代における強化された小規模構造
暗黒物質の粒子の性質に関連する微物理プロセスによって最終的に遮断されるまで、小規模で上昇する物質パワースペクトルの結果を検討します。デカップリング前から非線形領域の奥深くまで、弱く相互作用する大質量粒子の摂動を進化させ、非線形構造が非常に高い赤方偏移で豊富に形成できることを示します。このようなシナリオでは、暗黒物質の消滅は、物質と放射線が等しくなった後に大幅に増加します。さらに、パワースペクトルは幅広いスケールで増加する可能性があるため、最初の星形成ハローも通常より早く形成される可能性があります。次の課題は、初期の宇宙観測がこのような強化された暗黒物質の摂動をどのように制限するかを決定することです.
EFTofLSSとBOSSによる宇宙論：ダークエネルギーの制約と事前の注意
| Title |
Cosmology_with_the_EFTofLSS_and_BOSS:_dark_energy_constraints_and_a_note_on_priors |
| Authors |
Pedro_Carrilho,_Chiara_Moretti,_Alkistis_Pourtsidou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14784 |
ダークエネルギーの3つのモデルについて、BAOデータと一緒にBOSSDR12銀河パワースペクトルデータを分析します。ウィンドウレス推定器を使用した最近の測定値と、FAST-PTアルゴリズムを介して実装されたEFTofLSSに基づく独立した高速パイプラインを使用して、赤方偏移空間ループ補正を計算します。ボルツマンソルバーの代わりにBACCO線形エミュレーターを使用して分析を高速化します。2セットの分析を実行します。1つは$A_s$と$n_s$に$3\sigma$Planckの事前分布があり、もう1つはそのような事前分布がないCMBフリーです。まず、$\Lambda$CDMを調べて、同じ推定量で得られた以前の結果を再現します。CMBを使用しない場合、BOSSデータの以前の多くの分析と一致して、$A_s$の値が低いことがわかります。次に、$w$CDMを調べて、CMBのない実行で振幅の低い値を見つけ、$w=-1.17^{+0.12}_{-0.11}$のファントム暗黒エネルギーの優先度と組み合わせます。以前の結果との幅広い合意。最後に、$wA$CDMとラベル付けした暗散乱モデルを調査します。CMBを使用しない分析では、相互作用の強さ$A$と振幅$A_s$の間に大きな縮退が見られ、これらのパラメーターの測定が妨げられています。逆に、CMBを事前に使用した実行では、ダークエネルギーパラメーターを$w=-0.972^{+0.036}_{-0.029}$および$A=3.9^{+3.2}_に制限できます。{-3.7}$、これは相互作用するダークエネルギーの1$\sigma$ヒントを示しています。これは、このパラメーターの最初の測定値であり、$\sigma_8$の張力を緩和するこのモデルの機能を示しています。私たちの分析は、スケールに依存しない成長を伴うあらゆるモデルのガイドとして使用できます。最後に、結果の迷惑パラメータの事前確率への依存性を調査し、これらの事前確率が有益であり、その広がりによって輪郭にシフトが生じることを発見しました。この問題の詳細な調査について議論します。これは、LSSデータの現在および今後の分析に影響を与える可能性があります。
奇行惑星によって励起された原始惑星系円盤の密度波：線形理論
原始惑星系円盤で観測された螺旋密度波は、埋め込まれた惑星の存在を推測するためによく使われてきました。この推論は、シミュレーションと、密度航跡の形態を予測するために円軌道上の惑星用に開発された惑星-ディスク相互作用の線形理論の両方に依存しています。この作業では、偏心惑星によって駆動されるガス状ディスク内の密度波の構造を計算するための線形フレームワークを開発および実装します。私たちのアプローチでは、問題の本質的な方位周期と時間周期の両方を考慮に入れているため、周期的な摂動の可能性を扱うことができます(つまり、偏心惑星の摂動だけではありません)。グローバルな等温ディスクに埋め込まれた偏心した低質量の惑星によって励起された密度波の形態を計算することにより、フレームワークをテストし、その結果を、Zhuと張。数値シミュレーションとの優れた一致が見られ、ウェーブレット法と比較して精度と詳細が向上し、らせん分岐、波の交差、惑星波の分離を含むすべての複雑な偏心機能がキャプチャされます。これは、複雑な時間依存の密度航跡の形態を再現する際の線形フレームワークの力を示しており、偏心惑星と円盤の相互作用の将来の研究のための貴重なツールとして提示しています。
星と惑星の相互作用：波の構造と翼と翼の相互作用
電磁星-惑星相互作用（SPI）は、惑星が電磁力を介してそのホスト星に結合するときの現象を説明します。Alfv\'en波は、Alfv\'en翼を形成することにより、このような結合を確立できます。SPIは、私たちが太陽系からは知らない現象を可能にします。翼と翼の相互作用はそのような例であり、2つの惑星のAlfv\'en翼が融合し、非線形に相互作用します。この論文では、SPIが他の惑星や恒星風に与える影響に焦点を当てています。まず、SPIに接続されたさまざまな波の構造を分析します。次に、第2部では、翼と翼の相互作用を調査します。私たちの研究では、電磁流体力学モデルを適用して、複数の可能な惑星を持つ恒星系を記述しています。例として、TRAPPIST-1とその2つの最も内側の惑星を選択しました。PLUTOコードを拡張して、大気中性粒子とプラズマイオン間の衝突をシミュレートしました。中性ガス雲は惑星を模倣し、シミュレーション領域を移動します。これにより、完全に時間依存の恒星系のシミュレーションが可能になります。恒星風とTRAPPIST-1bの相互作用から生じる波動構造を解析しました。内向きの波の構造はAlfv\'en翼です。相互作用の外向きの部分は、Alfv\'en翼、低速モード波、惑星の伴流、および低速衝撃で構成されます。外惑星でのそれぞれの波の摂動の強さを、熱、磁気、動圧の局所的なバックグラウンド値の10\％から40\％のオーダーになるように定量化しました。翼と翼の相互作用は、2つの惑星が結合している間の相対的な位置が原因で発生し、3つのフェーズを示します。最初に、ポインティングフラックスの初期の非線形強化が$20\％$、中間フェーズでポインティングフラックスが減少し、3番目のフェーズで惑星cのAlfv\'enウィングが惑星bの波構造を通過して別の強化が行われます。ポインティングフラックスの。
希薄な大気を伴う地球型惑星における微生物代謝のための電離放射線誘発放射線分解の可能性の推定
| Title |
Estimating_the_potential_of_ionizing_radiation-induced_radiolysis_for_microbial_metabolism_in_terrestrial_planets_with_rarefied_atmospheres |
| Authors |
Dimitra_Atri,_Margaret_Kamenetskiy,_Michael_May,_Archit_Kalra,_Aida_Castelblanco,_Antony_Qui\~nones-Camacho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14675 |
電離放射線は、とりわけDNA、細胞、および活性酸素種(ROS)の生成に損傷を与えることにより、生物学に破壊的な影響を与えることが知られています。高線量の放射線に直接さらされることは確かに生物学的活動にとって好ましくありませんが、電離放射線は多くの生物学的に有用な生成物を生成する可能性があり、場合によっては生成することが知られています。そのようなメカニズムの1つは、荷電粒子誘起放射線分解による生物学的に有用な製品の生産です。エネルギー荷電粒子は、火星、エウロパ、エンケラドスなどの惑星の表面と、それらの希薄な大気からあまり遮蔽されることなく相互作用します。この粒子のエネルギーに応じて、粒子は地表下数メートルの深さまで浸透し、途中で多くの化学反応を開始することができます。副産物の中には、低エネルギーの放射線(太陽光など)では生成できないものもあり、生命がそれらを利用するための新しい道が開かれています。これらのケースのそれぞれについて、深さの関数としてエネルギー蓄積率を計算し、潜在的な代謝活動に対するエネルギー利用可能性を推定します。溶媒和電子、細胞外電子移動、および炭素固定、窒素固定、硫酸還元などのプロセスを促進するための間接電気物理を使用した化学独立栄養生物など、これらの電離放射線誘発反応の副産物を利用して、生命がそれ自体を維持できるさまざまなメカニズムについて説明します。ATP生産用。
単一の巨大な衝突によって水星を説明することはほとんどありません
| Title |
Explaining_Mercury_via_a_single_giant_impact_is_highly_unlikely |
| Authors |
P._Franco,_A._Izidoro,_O._C._Winter,_K._S._Torres,_A._Amarante |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14774 |
地球型惑星形成の古典的なシナリオは、月から火星への大量の惑星の胚の間の巨大な衝撃の段階によって特徴付けられます。古典的なモデルとその適応は、外側の3つの地球型惑星の適切な類似物を生み出しましたが、水星の起源はとらえどころのないままです。地球と比較した水銀の高コア質量分率は特に際立っています。衝突仮説の中で、この特徴は、2つの巨大な原始惑星の間のエネルギッシュな巨大な衝撃の結果として長い間解釈されてきました。ここでは、巨大な衝撃の結果に焦点を当てて、地球型惑星形成の古典的なシナリオを再検討します。惑星の胚と微惑星のさまざまな初期分布を考慮して、多数のN体シミュレーションを実行しました。私たちのシミュレーションでは、事実上円形から非常に奇行的な構成まで、さまざまな巨大惑星構成の影響をテストしました。シミュレーションで生成された巨大な影響を、平滑化された流体力学シミュレーションに従って水星と月の形成を説明する可能性が高いものと比較します。月の形成につながる可能性のある衝突イベントは、すべてのシミュレーションで観察され、すべての巨大な衝突の最大20％で、予想される月の形成イベント条件の範囲と一致しています。一方、単一の巨大な衝撃による水銀形成イベントは非常にまれであり、すべての巨大な衝撃の約1％未満を占めています。私たちの結果は、地球のようなケイ酸鉄の比率で分化した惑星物体のマントルを取り除く単一の巨大な衝撃の残骸として水星を生成することは困難であり、代替シナリオが必要になる可能性があることを示唆しています（複数の衝突など）。
GOGREEN サーベイ: $\boldsymbol{z} \gtrsim 1$ での大規模なクラスターにおける衛星クエンチング タイムスケールの制約
| Title |
The_GOGREEN_Survey:_Constraining_the_Satellite_Quenching_Timescale_in_Massive_Clusters_at_$\boldsymbol{z}_\gtrsim_1$ |
| Authors |
Devontae_Baxter,_Michael_Cooper,_Michael_Balogh,_Tim_Carleton,_Pierluigi_Cerulo,_Gabriella_De_Lucia,_Ricardo_Demarco,_Sean_McGee,_Adam_Muzzin,_Julie_Nantais,_Irene_Pintos_Castro,_Andrew_Reeves,_Gregory_Rudnick,_Florian_Sarron,_Remco_van_der_Burg,_Benedetta_Vulcani,_Gillian_Wilson,_Dennis_Zaritsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14302 |
$14$の大規模な（$10^{13.8}<M_{\mathrm{halo}}/\mathrm{M}_{\odot}<10^{15}$）を組み合わせることにより、$z\sim1$で衛星の消光をモデル化します。IllustrisTNGシミュレーションからの56ドルの赤方偏移に一致した類似体の降着履歴を持つGOGREENおよびGCLASS調査からの0.8ドル<z<1.3ドルのクラスター。衛星消光タイムスケール（$\tau_{\rmクエンチ}$）によってパラメータ化された基準モデルは、観測された同時代のフィールド消光率を使用して、落下時と落下後の両方で、シミュレートされた衛星母集団の消光を説明します。$\tau_{\rmクエンチ}$を調整して、観測された衛星クエンチ率と恒星の質量傾向を再現します。このモデルは、観測された衛星消光率を恒星質量（構造による）、投影されたクラスター中心半径、および赤方偏移の関数として正常に再現し、$z\sim1$で観測されたフィールドおよびクラスター恒星質量関数と一致します。衛星消光のタイムスケールは質量に依存し、低および中程度の赤方偏移での以前のいくつかの研究と矛盾していることがわかります。プローブされた恒星の質量範囲（$M_{\star}>10^{10}〜\mathrm{M}_{\odot}$）で、衛星の恒星の質量が$\sim1から増加すると、衛星の消光のタイムスケールが減少することがわかります。.6〜{\rmGyr}$at$10^{10}〜\mathrm{M}_{\odot}$to$\sim0.6-1〜{\rmGyr}$at$10^{11}〜\mathrm{M}_{\odot}$であり、中間の$z$での総低温ガス（H{\scriptsizeI}+H$_{2}$）の枯渇タイムスケールとほぼ一致しており、飢餓が支配的な要因である可能性があることを示唆しています。$z<2$での環境消光の。最後に、環境メカニズムは大規模衛星の消光に比較的効率的ですが、超大規模衛星（$M_{\star}>10^{11}〜\mathrm{）の大部分（$\sim65-80\％$）が見つかりました。M}_{\odot}$）は、落下する前にクエンチされます。
低質量、コンパクト、高赤方偏移銀河からのライマンアルファ脱出
| Title |
Lyman-Alpha_Escape_from_Low-Mass,_Compact,_High-Redshift_Galaxies |
| Authors |
Ragadeepika_Pucha,_Naveen_A._Reddy,_Arjun_Dey,_St\'ephanie_Juneau,_Kyoung-Soo_Lee,_Moire_K._M._Prescott,_Irene_Shivaei,_Sungryong_Hong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14303 |
NOAOのBo\"otes領域の7つのフィールドで、z$\approx$2.65で、分光学的に確認された27個のライマンアルファエミッター(LAE)と35個の測光ライマンアルファエミッター(LAE)のLy$\alpha$エスケープに対する星の集団とサイズの影響を調査します。ディープワイドフィールドサーベイ.我々は、ディープ$HST$/WFC3イメージングを使用して、地上での観測を補完し、重要な銀河の特性を推測します.同様の赤方偏移の典型的な星形成銀河(SFG)と比較して、LAEは質量が少ない($M_{\star}\approx10^{7}-10^{9}~M_{\odot}$)、若い(年齢$\lesssim$1Gyr)、小さい($r_{e}<$1kpc)、それ以下ダスト減衰(E(B$-$V)$\le$0.26mag)であるが、同等の星形成率(SFRs$\approx1-100~M_{\odot}{\rmyr^{-1サンプル中のLAEのいくつかは、星雲金属量が低い(${\rmZ_{neb}\lesssim0.2Z_{\odot}}$)および/または高い電離パラメータ($\)を持つ非常に若い銀河である可能性があります。log{(\rmU)}\gtrsim-2.4$).以前の研究に動機づけられて、星形成の集中の影響を調べ、星形成率の表面密度$\Sigma_{\rmSFR}$と特定の星形成率の表面密度$\Sigma_{\rmsSFR}$を計算することにより、Ly$\alpha$エスケープの重力ポテンシャル。与えられた$\Sigma_{\rmSFR}$に対して、Ly$\alpha$脱出率は、星の質量が小さいLAEの方が高い。LAEは、SFGと比較して平均で$\Sigma_{\rmsSFR}$が高くなっています。私たちの結果は、低重力ポテンシャルでのコンパクトな星形成が、Ly$\alpha$光子の脱出に適した条件をもたらすことを示唆しています。これらの結果は、Ly$\alpha$放射伝達の物理学と、宇宙の再電離に大きく寄与する可能性のある銀河のタイプに重要な意味を持っています。
$z=2.3$ で超光度の塵に覆われたクエーサー W1835$+$4355 の周りの赤い銀河の過密
| Title |
An_overdensity_of_red_galaxies_around_the_hyperluminous_dust-obscured_quasar_W1835$+$4355_at_$z=2.3$ |
| Authors |
Yibin_Luo_(USTC),_Lulu_Fan_(USTC),_Hu_Zou_(NAOC),_Lu_Shen_(USTC),_Zesen_Lin_(USTC),_Weda_Hu_(USTC),_Zheyu_Lin_(USTC),_Bojun_Tao_(USTC)_and_Guangwen_Chen_(USTC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14312 |
\emph{広視野赤外線サーベイエクスプローラー}全天サーベイにより、ホットダストで覆われた銀河(HotDOG)の新しい集団が発見されました。これは、ダストクエーサーであることが確認されています。以前の統計的研究では、HotDOGの周りにサブミリ波および中赤外域の選択された銀河のかなりの過密度が発見されており、それらが高密度領域に存在する可能性があることが示されています。ここでは、広視野赤外線を使用して、$z\sim2.3$にあるHotDOGW1835$+$4355を中心とする$7.5'\times7.5'$フィールドでの近赤外線($J$および$K_s$バンド)観測を提示します。パロマー200インチ望遠鏡のカメラ。$K_s<20$の天体には色基準$J-K_s>2.3$を使用して遠方赤色銀河(DRG)を選択します。W1835$+$4355フィールドのDRGの数密度が、3つのコントロールフィールドに比べて約2倍、大幅に過剰であることを発見しました。これは、HotDOGが赤方偏移が高い高密度領域の優れたトレーサーである可能性があることを示唆しています。W1835$+$4355は、それ自体でトレースされた密な環境の最も密な領域に存在しないことがわかります。可能性のあるシナリオは、W1835$+$4355が合体過程を経ており、その周辺領域の銀河の局所的な数密度が低下しているというものです。
HSC-SSPの巨大な初期型銀河：潮汐特徴のフラックス分率と合併率
| Title |
Massive_Early-Type_Galaxies_in_the_HSC-SSP:_Flux_Fraction_of_Tidal_Features_and_Merger_Rates |
| Authors |
Qifeng_Huang_(USTC)_and_Lulu_Fan_(USTC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14320 |
ここでは、巨大な初期型銀河（ETG）周辺の潮汐の特徴に関する統計的研究を紹介します。HyperSuprime-CamSubaruStrategicProgram（HSC-SSP）の画像データを利用して、恒星質量$M_*>10^{の2649ETGにおける潮汐特徴（$f_{\rmtidal}$）のフラックス割合を測定します。11}M_{\odot}$および自動化された手法を使用した赤方偏移$0.05<z<0.15$。HSC-SSPのワイドレイヤーは、$i$バンドで$\sim28.5$magarcsec$^{-2}$の深さに達します。この表面輝度制限の下で、これらの銀河の約28％が$f_{\rmtidal}>1\％$で顕著な潮汐の特徴を持っていることがわかります。その中で、ETGの数は$f_{\rmtidal}$で指数関数的に減少します。、$\sim100$の対数勾配。調査する恒星の質量範囲内で、$f_{\rmtidal}$が$M_*\approx10^{11}M_{\odot}$から$M_*\upperx10^{12に2倍に増加することに注意してください。}M_{\odot}$。また、ペアカウントを実行して、これらの大規模なETGの合併率を推定します。合併率を$f_{\rmtidal}$と組み合わせると、以前の研究と一致して、潮汐の特徴の典型的な寿命は$\sim$3Gyrであると推定されます。
現代の活動銀河における分子の流れと電波力学的フィードバックの有効性
| Title |
Molecular_Flows_in_Contemporary_Active_Galaxies_and_the_Efficacy_of_Radio-Mechanical_Feedback |
| Authors |
Prathamesh_D._Tamhane,_Brian_R._McNamara,_Helen_R._Russell,_Alastair_C._Edge,_Andrew_C._Fabian,_Paul_E._J._Nulsen,_and_Iurii_V._Babyk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14326 |
分子ガス流は、冷却高温大気を中心とする14のクラスター銀河(BCG)で分析されます。BCGには$10^{9}-10^{11}~\rmM_\odot$の分子ガスが含まれており、その多くは電波ジェットとローブによって移動しています。$z<0.2$内の45の活動銀河の分子流と電波ジェット出力を分子流出と比較した。私たちは、さまざまな活発な銀河の種類に対する電波、クエーサー、スターバーストフィードバックの相対的な有効性を理解しようとしています。BCG内の電波フィードバックによって駆動される分子の流れは、クエーサー核とスターバーストをホストする現代の銀河と比較して、その範囲が$\sim$10～1000倍大きい。ラジオフィードバックは、クエーサー原子核に比べて流速は遅くなりますが、運動量は大きくなります。BCG内の分子ガス流は、通常、10倍から100倍も大きいからです。分子ガスの質量と上昇高度をAGNまたはスターバースト出力で割った積(上昇係数と呼ばれるパラメーター)は、スターバーストとクエーサー核をそれぞれ2～3桁上回っています。アクティブな場合、電波フィードバックは一般に、クエーサーやスターバースト風と比較して、銀河内のガスを持ち上げるのにより効果的です。分子雲の運動エネルギー流束は、一般に駆動力の数パーセントを下回っており、多くの場合は大幅に下回っています。BCGでは、他の活動銀河に比べて星形成が抑制されていることが暫定的にわかっています。これはおそらく、これらの系がフィードバックの影響を受けにくく、星形成を促進することができる分子ディスクをめったに形成しないためです。
\ion{Mg}{II} の空間的変動と、局所的な LyC リーカーにおける電離光子エスケープの理解
| Title |
Understanding_the_spatial_variation_of_\ion{Mg}{II}_and_ionizing_photon_escape_in_a_local_LyC_leaker |
| Authors |
Thomas_Seive,_John_Chisholm,_Floriane_Leclerq,_and_Gregory_Zeimann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14328 |
電離光子は高赤方偏移銀河から逃げたに違いありませんが、中性の高赤方偏移銀河間媒体は、再電離の時代にこれらの光子を直接検出することを困難にします。電離光子脱出率を研究する間接的な方法は、最初の銀河がどのように宇宙を再電離したかを推測する方法を提示します。ここでは、J0919+4906のHET/LRS2観測を使用します。これは、イオン化光子のz$\upperx$0.4エミッターであることが確認されており、\ion{Mg}{II}$\lambda2796$、\の空間分解（直径12.5kpc）分光法を実現します。ion{Mg}{II}$\lambda2803$、[\ion{O}{II}]$\lambda\lambda3727,3729$、[\ion{Ne}{III}]$\lambda3869$、H$\gamma$、[\ion{O}{III}]$\lambda4363$、H$\beta$、[\ion{O}{III}]$\lambda4959$、[\ion{O}{III}]$\lambda5007$、およびH$\alpha$。これらのデータから、電離光子の有望な間接トレーサーである\ion{Mg}{II}放射を測定し、複数の空間分解開口部での星状電離とダスト減衰を測定します。J0919+4906は、その\ion{Mg}{II}エスケープに大きな空間的変動があり、したがって電離光子エスケープ率があることがわかります。観測結果を光イオン化モデルと組み合わせると、相対的な\ion{Mg}{II}放出と\ion{Mg}{II}の脱出率が最大の領域で、イオン化が最大になり、ダストの減衰が最小になることがわかります。一部の地域には、初期宇宙を再電離するためにモデルが必要とするものと一致する脱出率がありますが、他の地域にはありません。推定されたLyCエスケープフラクションの36倍の空間変動が観察されます。これは、最近観察された電離光子エスケープフラクションの間接トレーサーの統計サンプルと同様です。これらの観察結果は、中性ガスの特性の空間的変動が、測定されたLyCエスケープフラクションの大きな変動につながることを示唆しています。我々の結果は、単一の視線観測が電離光子の体積平均脱出率を追跡しないかもしれないことを示唆している。
KASIの性能評価-ディープローリングイメージング高速光学望遠鏡パスファインダー
| Title |
Performance_Assessment_of_the_KASI-Deep_Rolling_Imaging_Fast-optics_Telescope_pathfinder |
| Authors |
Woowon_Byun,_Jongwan_Ko,_Yunjong_Kim,_Kwang-Il_Seon,_Seunghyuk_Chang,_Dohoon_Kim,_Changsu_Choi,_Sang-Hyun_Chun,_Young-Beom_Jeon,_Jae-Woo_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Yongseok_Lee,_Hong_Soo_Park,_Eon-Chang_Sung,_Jaewon_Yoo,_Gayoung_Lee,_and_Hyoungkwon_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14553 |
$\Lambda$CDM宇宙では、ほとんどの銀河は合併と降着によって進化し、潮流や恒星のハローなどのかすかなおよび/または拡散した構造を残します。これらの構造は、銀河の最近の質量集合の歴史の良い指標ですが、表面輝度（LSB）が低いため、観測が難しいという欠点があります。光学システムによってもたらされる測光の不確実性を最小限に抑えてこれらのLSB機能を回復するために、線形非点収差のない3ミラーシステムを採用したK-DRIFTパスファインダーという名前の新しい最適化望遠鏡を開発しました。軸外設計のおかげで、望遠鏡内の光路での光の損失と散乱を回避することが期待されます。このプロトタイプ望遠鏡の性能を評価するために、測光深度とLSB機能を特定する機能を調査します。表面輝度の制限は、$10^{\prime\prime}\times10^{\prime\で$\mu_{r、1\sigma}\sim28.5$magarcsec$^{-2}$に達することがわかります。Prime}$ボックスを使用すると、NGC5907の東にある単一の恒星ストリームを識別できます。また、点像分布関数（PSF）の特性を調べて、PSF翼が非常に低いレベルに達していることを確認します。ただし、それでも、一部の内部反射は、光源の中心から$\sim$6分角の半径内に現れます。比較的小さな口径（0.3m）と短い積分時間（2時間）にもかかわらず、この結果は、私たちの望遠鏡がLSB検出において非常に効率的であることを示しています。
分子雲における星形成の理解IV。静止状態から大規模な分子雲までの列密度PDF
| Title |
Understanding_star_formation_in_molecular_clouds_IV._Column_density_PDFs_from_quiescent_to_massive_molecular_clouds |
| Authors |
N._Schneider_(1),_V._Ossenkopf-Okada_(1),_S._Clarke_(1,2),_R.S._Klessen_(3),_S._Kabanovic_(1),_T._Veltchev_(4),_S._Bontemps_(5),_S._Dib_(5,6),_T._Csengeri_(5),_C._Federrath_(7),_J._Di_Francesco_(8,9),_F._Motte_(10),_Ph._Andre_(11),_D._Arzoumanian_(12),_J.R._Beattie_(7),_L._Bonne_(5,13),_P._Didelon_(11),_D._Elia_(14),_V._Koenyves_(15),_A._Kritsuk_(16),_B._Ladjelate_(17),_Ph._Myers_(18),_S._Pezzuto_(14),_J.F._Robitaille_(10),_A._Roy_(5),_D._Seifried_(1),_R._Simon_(1),_J._Soler_(6),_D._Ward-Thompson_(15),_((1)_I._Physik._Institut,_Univers._zu_Koeln,_Germany_(2)_Academia_Sinica,_Inst._of_Astronomy_and_Astrophysics,_Taipei,_Taiwan_(3)_Institut_fuer_Theoretische_Astrophysik,_Univers._Heidelberg,_Germany_(4)_Faculty_of_Physics,_University_of_Sofia,_Bulgaria_(5)_LAB,_Univ._Bordeaux,_France_(6)_MPA,_Heidelberg,_Germany_(7)_Research_School_of_Astronomy_and_Astrophysics,_ANU,_Australia_(8)_Dep._of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Victoria,_Canada_(9)_NRC_Herzberg_Astronomy_and_Astrophysics,_Canada_(10)_Univers._Grenoble_Alpes,_France_(11)_AIM,_CEA_Saclay,_France_(12)_Division_of_Science,_NAO,_Tokyo,_Japan_(13)_SOFIA_Science_Center,_NASA_Ames_Research_Center,_USA_(14)_INAF-IAPS,_Roma,_Italy_(15)_Univers._of_Central_Lancashire,_UK_(16)_Physics_Dep._and_CASS,_University_of_California,_San_Diego,_USA_17_IRAM,_Avda._Divina_Pastora_7,_Local_20,_18012_Granada,_Spain_18_Center_for_Astrophysics,_Harvard_and_Smithsonian,_Cambridge,_MA_02138,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14604 |
拡散雲と静止雲をカバーする高角度分解能でのハーシェルイメージングから得られた29の銀河領域のN-PDFと、低、中、高質量の星形成（SF）を示すものを提示し、デルタ分散ツール。N-PDFは、低い列密度では二重対数正規分布であり、高い列密度では1つまたは2つのべき乗則テール（PLT）を表示します。拡散、静止、および低質量のSFクラウドの場合、2つの対数正規分布がそれぞれ原子相と分子相から発生することを提案します。巨大な雲の場合、最初の対数正規分布は乱流混合されたH2によって構築され、2番目の対数正規分布は圧縮された（恒星フィードバックを介して）分子ガスによって構築されることをお勧めします。ほぼすべての雲には、自己重力と一致する勾配を持つ2つのPLTがあり、2番目の雲は最初の雲よりも平坦または急勾配になる可能性があります。より平坦なPLTは、崩壊を遅らせ、より高密度に向かう質量の流れを減少させる恒星のフィードバックまたは他の物理的プロセスによって引き起こされる可能性があります。磁場がLOSカラム密度分布に対して垂直に配向している場合、より急な勾配が生じる可能性があります。N-PDFが対数正規からPLTに変わる最初の偏差点（DP）は、2〜5付近のAV（DP1）の視覚的消滅の値の周りのクラスター化を示しています。2つのPLT間のブレークを定義する2番目のDPは、大きく異なります。デルタ分散を使用すると、最初のPLTと2番目のPLTの間で傾きが変化するAV値が、分散スペクトルの特徴的なサイズスケールとともに増加することがわかります。低いカラム密度では、原子ガスと分子ガスが乱流で混合され、高いカラム密度では、ガスは完全に分子であり、自己重力によって支配されると結論付けます。したがって、分子雲の最適なモデルN-PDFは、対数正規低列密度分布のモデルであり、その後に1つまたは2つのPLTが続きます。
Uchuu-$\nu^2$GC 銀河と AGN: JWST、Euclid、LSST の高赤方偏移 AGN の宇宙分散予測
| Title |
Uchuu-$\nu^2$GC_galaxies_and_AGN:_Cosmic_variance_forecasts_of_high-redshift_AGN_for_JWST,_Euclid,_and_LSST |
| Authors |
Taira_Oogi,_Tomoaki_Ishiyama,_Francisco_Prada,_Manodeep_Sinha,_Darren_Croton,_Sof\'ia_A._Cora,_Eric_Jullo,_Anatoly_A._Klypin,_Masahiro_Nagashima,_J._L\'opez_Cacheiro,_Jos\'e_Ruedas,_Masakazu_A._R._Kobayashi,_Ryu_Makiya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14689 |
高赤方偏移($z\gtrsim6$)での活動銀河核(AGN)の光度関数の測定値は、宇宙分散およびポアソン分散を含むフィールド間の分散の影響を受けると予想されます。ユークリッド望遠鏡やジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)などの将来の調査も、フィールドの変動の影響を受けます。我々は、矮星サイズを解決するのに十分な質量分解能を持つ、25.7~\mathrm{Gpc}^3$の体積に2.1兆個の粒子を含む最先端の宇宙論的$N$体シミュレーションである宇宙シミュレーションを使用します。システムを半解析的な銀河とAGN形成モデルと組み合わせて、公開されているUchuu-$\nu^2$GCカタログを生成します。これにより、AGNの光度関数のフィールド間の分散を調査できます。このUchuu-$\nu^2$GCモデルを使用して、調査地域、AGN光度、および赤方偏移の関数として宇宙分散を定量化します。一般に、宇宙分散は、調査地域が増加し、赤方偏移が減少するにつれて減少します。$z\sim6-7$では、宇宙分散はAGN光度に弱く依存し、特に小さな調査地域(0.01および0.1deg$^2$)であることがわかります。これは、AGNが存在するダークマターハローの典型的な質量が光度に大きく依存しないためです。AGNの希少性のため、特に明るいAGNでは、ポアソン分散がフィールド間の分散の合計を支配します。最近の観測からのAGN光度関数の微弱端の推定に存在する不確実性について議論し、これを拡張して、Euclid、JWST、およびLegacySurveyofSpaceを使用した今後の観測に対するAGNの予想数とその分散を予測します。および時間(LSST)。特に、Euclidディープサーベイでは、モデルによっては120～240(16～80)AGNが検出され、静止フレームのUV絶対等級が$-20$($-20.5$)よりも明るいことが予測されます。ユークリッドHバンド深層サーベイ(要約)の$z=6.3$($z=7$)。
いて座A*の周りの恒星軌道の再構築における重力レンズ効果の影響
| Title |
The_impact_of_gravitational_lensing_in_the_reconstruction_of_stellar_orbits_around_Sgr_A* |
| Authors |
Silvia_Pietroni,_Valerio_Bozza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14732 |
天の川銀河の中心にあるブラックホールSgrA*を周回する星S2に関する過去数年間のGRAVITYコラボレーションによる驚くべき発見の後、重力レンズが周囲の恒星軌道の再構築に与える影響の詳細な調査を提示します。この巨大なブラックホール。星S2、S38、S55に対するレンズの位置天文効果と、これらが導出された軌道パラメータにどのように体系的に影響するかを評価します。その影響は現在の不確実性を下回っていますが、無視できるものではありません。これらの星の観測をさらに追加することで、レンズによる位置天文シフトを統計的ノイズから浮かび上がらせ、最終的に検出することが可能になります。より小さな半主軸$a$とさまざまな傾斜$i$で分析を繰り返すことにより、より広い範囲のパラメーターに対するレンズ効果を定量化することができます。予想通り、より小さな準主軸とほぼエッジオン軌道の場合、レンズ効果は約1桁増加します。
初期のJWSTデータで赤外線の明るい、光学的に暗い銀河の性質を明らかにする
| Title |
Unveiling_the_Nature_of_Infrared_Bright,_Optically_Dark_Galaxies_with_Early_JWST_Data |
| Authors |
L._Barrufet,_P._A._Oesch,_A._Weibel,_G._Brammer,_R.Bezanson,_R._Bouwens,_Y._Fudamoto,_V._Gonzalez,_G._Illingworth,_K._E._Heintz,_B._Holden,_I._Labbe,_D._Magee,_R.P._Naidu,_E._Nelson,_M._Stefanon,_R._Smit,_P._van_Dokkum,_J._Weaver,_C._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14733 |
ここ数年、ALMAとスピッツァー/IRACの両方の観測により、$z>3$にあると思われる巨大な銀河の集団が明らかになりました。しかし、個々の銀河の測光は非常に限られているため、これらのいわゆるHST暗黒銀河の真の性質はとらえどころのないままです。ここでは、EarlyReleaseScienceProgramCEERSの非常に深い高解像度NIRCamイメージングで観測された、このような銀河の最初のサンプルを紹介します。1.6$\mu$mから4.4$\mu$mの赤色に基づいて、33のHSTダークソースが選択されます。それらの物理的特性は、補助的なHSTイメージングを含む12バンドの多波長測光に由来します。これらの銀河は一般に、塵に覆われ($A_{V}\sim2$mag)、質量が大きく($\log(M/M_{\odot})\sim10$)、$z\に星形成源があることがわかりました。観測された表面密度$\sim0.8$arcmin$^{-2}$を持つsim2-8$。これは、大質量銀河の重要な部分が、再電離期に至るまでずっと、$z>3$で宇宙センサスから欠落していた可能性があることを示唆しています。HST-ダークソースは銀河の主系列にあり、$\mathrm{1.3^{+1.6}_{-1.0}\times10^{-3}M_{$z\sim6$で\odot}/yr/Mpc^{3}}$、以前の見積もりと同様。私たちの分析は、JWSTのユニークな力を示しており、これまで欠落していたこの銀河集団を明らかにし、静止フレーム光学イメージングに基づいて$z=2-8$にある銀河の完全な国勢調査を提供します。
Gaia-ESO 調査: r プロセス要素の起源に制約を課す
| Title |
The_Gaia-ESO_survey:_placing_constraints_on_the_origin_of_r-process_elements |
| Authors |
M._Van_der_Swaelmen_and_C._Viscasillas_V\'azquez_and_G._Cescutti_and_L._Magrini_and_S._Cristallo_and_D._Vescovi_and_S._Randich_and_G._Tautvai\v{s}ien\.e_and_V._Bagdonas_and_T._Bensby_and_M._Bergemann_and_A._Bragaglia_and_A._Drazdauskas_and_F._Jim\'enez-Esteban_and_G._Guiglion_and_A._Korn_and_T._Masseron_and_R._Minkevi\v{c}i\=ut\.e_and_R._Smiljanic_and_L._Spina_and_E._Stonkut\.e_and_S._Zaggia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14747 |
\emph{r}プロセス要素の起源についての新たな関心は、2つの中性子星の融合に対応する重力波と電磁波の両方の検出による重力イベントGW170817のマルチメッセンジャー観測によって刺激されました。このような現象は、\emph{r}プロセスの主な原因の1つとして提案されています。ただし、さまざまな金属量での\emph{r}プロセス要素の起源についてはまだ議論が続いています。銀河系の薄い円盤の母集団における\emph{r}プロセス要素の起源を調査することを目的としています。\emph{Gaia}-ESOの6回目の内部データリリースから、Eu、O、Mgが豊富にある天の川の薄い円盤と厚い円盤の星の大規模なサンプルを収集しました。サンプルは、ディスク内の$\sim5$kpcから$\sim20$kpcまでのガラクトセントリック半径に位置し、金属量範囲$[-0.5、0.4]$で、年齢間隔をカバーする62個の散開星団のメンバーで構成されています。0.1から7Gyで、金属量範囲$[-1.5、0.5]$の約1300個の天の川円盤フィールドスター。観察結果を化学進化モデルの結果と比較します。このモデルでは、考慮される3つの元素の元素合成源を変化させました。私たちの主な結果は、薄いディスクのEuは、主に、磁気回転駆動のSNeなどの寿命の短いソースによって生成されるということです。遅れた時間に追加の情報源があるという強力な証拠はありません。私たちの発見は、ハローや矮小楕円体銀河のように、他の環境での中性子星の合併による寄与がないことを意味するものではありませんが、薄い円盤の金属量でのEuの存在量を説明するためにそのような寄与は必要ありません。
潮汐剥離システムの進化の普遍的なモデル
| Title |
A_universal_model_for_the_evolution_of_tidally_stripped_systems |
| Authors |
Nicole_E._Drakos,_James_E._Taylor,_Andrew_J._Benson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14803 |
より大きなシステム内を周回する暗黒物質サブハロの構造進化の正確なモデルは、現在の暗黒物質の詳細な分布を理解するための基本です。サブハロ進化の数値シミュレーションは、潮汐ストリッピングに関連する質量損失がエネルギー空間で最も自然に理解され、最も結合の少ない粒子が最初に除去されるという考えを支持しています。この前提から始めて、我々は最近、サブハロ進化のためのゼロパラメータ「エネルギー切り捨てモデル」を提案しました。このモデルを、初期NFWプロファイルを使用した衛星の潮汐ストリッピングのシミュレーションでテストし、エネルギー切り捨てモデルが質量損失と密度プロファイルの両方を正確に予測することを示しました。この作業では、モデルをさまざまなHernquist、Einasto、およびKingプロファイルに適用します。これは、すべての場合でシミュレーション結果と非常によく一致することを示しており、整然と剥ぎ取られた無衝突システムを記述するための普遍的なモデルとして役立つ可能性があることを示しています。エネルギー切り捨てモデルの重要な予測は、暗黒物質サブハロの中心密度が質量を失うときに保存されることです。これは、暗黒物質の消滅計算やその他の暗黒物質の観測テストにとって重要な意味を持っています。
コズミックドーンで最も明るい銀河
最近のJWSTの観測は、ほとんどの理論モデルを超える$z\gtrsim10$銀河候補を示唆しています。ここでは、ハロー形成のタイムスケール、星形成の効率、および塵の減衰の間の相互作用が、初期の宇宙で検出できる銀河の特性と数密度にどのように影響するかを探ります。星形成が100％効率的で、ハロー内のすべてのガスが星に変換され、銀河がUV放出のピーク年齢（$\sim10$Myr）にあると仮定して、UV光度関数の理論上の上限を計算します。この上限は、現在の観測よりも$\sim4$桁大きく、これらが$\Lambda$CDM宇宙論における星形成と完全に一致していることを意味します。より現実的なモデルでは、拡張されたPress-Schechter理論から導出されたハロー形成タイムスケールの分布を星形成率（SFR）の代用として使用します。これまでに$z\gtrsim10$で観測された銀河は、形成タイムスケールが最も速い銀河、つまり最も極端なSFRと若い年齢の銀河によって支配されていると予測しています。これらの銀河は、UVマグニチュードの中央値とハロー質量の関係と比較して、$\sim1.5$magだけ上方散乱する可能性があります。これはおそらく、これまでに最も若い（$\lesssim10$Myr）、最も高度に星形成銀河（特定のSFR$\gtrsim$30Gyr$^{-1}$）のみが検出された高赤方偏移での選択効果をもたらします。さらに、私たちのモデリングは、UV光度関数の明るい端での赤方偏移の進化がダスト減衰の蓄積によって実質的に影響を受けることを示唆しています。より深いJWST観測（$m\sim30$に達する）は、比較的古い年齢（$\sim100$Myr）とそれほど極端ではない特定のSFR（$\sim10$Gyr$^{-1}$）を持つより典型的な銀河を明らかにすると予測します。$M_\mathrm{UV}\sim-20$銀河（$z\sim10$）。
潮汐破壊イベントの発生率に対する相対論的重力の影響について
超大質量ブラックホール(SMBH)による星の潮汐破壊は、相対論的重力を調べます。今後10年間で、観測された潮汐破壊イベント(TDE)の数は数桁増加し、SMBHと恒星集団の特性の統計的推論が可能になります。ここでは、結果が完全に分析的であるシュヴァルツシルト幾何学でSMBHに遭遇する星の近心距離の確率分布関数と、カー計量を分析します。この分析から、観測可能なTDEの数を計算します。これは、潮汐半径$r_{\rmt}$内にあるが、直接捕捉半径(一般に、地平線半径よりも大きい)の外側にあるものと定義されます。相対論的効果により、近心距離$r_{\rmp}\lesssim10\,r_{\rmg}$を持つ星の数が急激に減少することがわかりました。ここで、$r_{\rmg}=GM/c^2$であり、SMBHを最大限に回転させるために、$f_{\rmr_{\rmp}}\proptor_{\rmp}^{のような距離での$r_{\rmp}$の分布関数4/3}$、または$\beta\equivr_{\rmt}/r_{\rmp}$に関しては、$f_{\beta}\propto\beta^{-10/3}$としてスケーリングされます。非常に高い質量の終わりまで、スピンはTDE割合にほとんど影響を与えないことがわかります。この場合、速度はまったくゼロではなく、小さくなります(相対論的効果がない場合の期待速度の$\lesssim1\%$)。TDEの前駆体が主に低質量の恒星集団を反映しており、質量が$\lesssim1M_{\odot}$である場合、TDEの発生率が$10^{7}M_{を超えると実質的に減少すると予想されます。\odot}$.
最初の CHIME/FRB カタログを使用した高速電波バーストのエネルギーと距離の分布の推定
| Title |
Inferring_the_Energy_and_Distance_Distributions_of_Fast_Radio_Bursts_using_the_First_CHIME/FRB_Catalog |
| Authors |
Kaitlyn_Shin,_Kiyoshi_W._Masui,_Mohit_Bhardwaj,_Tomas_Cassanelli,_Pragya_Chawla,_Matt_Dobbs,_Fengqiu_Adam_Dong,_Emmanuel_Fonseca,_B._M._Gaensler,_Antonio_Herrera-Mart\'in,_Jane_Kaczmarek,_Victoria_Kaspi,_Calvin_Leung,_Marcus_Merryfield,_Moritz_M\"unchmeyer,_Aaron_B._Pearlman,_Masoud_Rafiei-Ravandi,_Kendrick_Smith,_Shriharsh_P._Tendulkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14316 |
高速電波バースト（FRB）は、始祖がほとんど知られていない、短時間でエネルギッシュな銀河系外の電波放射の閃光です。これらの天体物理学的現象がどのように発生するかを理解するためにはFRB集団の研究が不可欠ですが、そのような研究は、多数のFRBと特徴的な観測バイアスなしに実施することは困難でした。カナダの水素強度マッピング実験/高速電波バースト（CHIME/FRB）のコラボレーションによって公開された536個のFRBの最近リリースされたカタログを使用して、選択効果についても較正するFRB母集団の研究を提示します。Schechterの光度関数を仮定すると、$E_\mathrm{char}=$$2.38^{+5.35}_{-1.64}\times10^{41}$ergの特性エネルギーカットオフと微分べき乗則を推測します。$\gamma=$$-1.3^{+0.7}_{-0.4}$のインデックス。同時に、[$7.3^{+8.8}_{-3.8}$（stat。）$^{+2.0}_{-1.8}$（sys。）]$\times10^4$バーストの体積率を推測します。Gpc$^{-3}$year$^{-1}$10$^{39}$ergのピボットエネルギーより上で、600MHzで10msの散乱タイムスケールより下であり、宇宙の進化を大幅に制限できないことがわかります。星形成率によるFRB人口の割合。ホスト分散測定（DM）の寄与を対数正規分布としてモデル化し、銀河系の寄与の合計を80pccm$^{-3}$と仮定すると、中央値は$\mathrm{DM}_\mathrm{hostです。}=$$84^{+69}_{-49}$pccm$^{-3}$、文献で一般的に使用されている値に匹敵します。FRBの始祖のために提案されたモデルは、我々の結果によって予測された完全なFRBの人口のエネルギーと豊富さと一致している必要があります。最後に、CHIMEで検出されたFRBの赤方偏移分布を推測します。これは、次のCHIME/FRBアウトリガープロジェクトで有効になるローカリゼーションと赤方偏移でテストされます。
単一および多成分中性子星クラストの結晶化
| Title |
Crystallization_in_single_and_multicomponent_Neutron_Star_crusts |
| Authors |
D._Barba-Gonz\'alez,_C._Albertus,_M._\'Angeles_P\'erez-Garc\'ia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14323 |
分子動力学シミュレーションを使用して、中性子星の外皮における単一および多成分格子の形成と安定性を研究します。イオンのガウス電荷分布の改善された処理を含めて、効率的なエバルトの方法を使用して、電子スクリーニングされたクーロン相互作用のポテンシャルと力の式を取得します。私たちの調査結果は、外側の地殻のバリオン密度の場合、点状のイオン処理では結晶化挙動を完全に説明できないため、クーロン理論の融解パラメーター$\Gamma_C$を、追加のパラメーター$\eta$で補完する必要があることを示しています。イオンの有限サイズに関する情報。私たちのアプローチでは、スクリーニングされたプラズマに点状のアプローチを超えて含めると、計算された格子エネルギー安定性に強い影響があり、点状の相互作用に関してバリオンあたりの結晶化エネルギーが最大$\sim$40％減少し、その結果、融解することがわかります。結果として生じるポイントは、より低い温度に置き換えられます。
合体する中性子星連星からのリコネクションによる高速電波トランジェント
中性子星が関与する重力波イベントの前に、電磁星が関与するかどうか、またどのように先行できるかは、未解決の問題です。この研究は、2つの中性子星がマグネターレベルの強度をはるかに下回る磁場と衝突すると、ミリ秒の高速電波バーストのような過渡現象が発生する可能性があることを示しています。グローバルな力のない電気力学シミュレーションを使用して、バイナリ磁気圏でオーバーツイストされた共通磁束管によって生成された電磁フレアが軌道電流シートと衝突して圧縮し、磁気リコネクションが強化されることを示します。その結果、現在のシートは一連のプラズモイドに断片化し、それらが互いに衝突してコヒーレント電磁波を放出します。結果として生じるミリ秒の長さの放射バーストは、恒星での$B^{\ast}=10^{11}\、\rmG$の磁場に対して、$10-20\、\rmGHz$の範囲の周波数を持つ必要があります。表面。
中性子星物理学に照らした一般相対論的衝撃計算の重要性
| Title |
The_importance_of_general_relativistic_shock_calculation_in_the_light_of_neutron_star_physics |
| Authors |
Anshuman_Verma_and_Ritam_Mallick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14471 |
流体力学方程式の数値シミュレーションは、さまざまな現代の天体物理学の問題を解決するための中心的な部分を形成します。ショックの場合、動的方程式またはジャンプ条件（時間発展のない保存方程式）のいずれかを持つことができます。曲線時空におけるジャンプ条件の解は、本研究で詳細に導き出され、分析されます。また、ジャンプ条件からタウブアディアバットまたは燃焼アディアバットの方程式を導き出します。本研究では、時間的衝撃と空間的衝撃の両方を分析しました。曲がった時空の弱い衝撃のエントロピーの変化は、平らな時空の場合と同様に小さいことがわかります。また、一般相対論的空間のような衝撃の場合、相対論的ケースとは異なり、チャップマン-ジュゲ点は必ずしも下流物質の音速点に対応しないことがわかります。湾曲した時空の衝撃波解を分析するには、時空を表す計量ポテンシャルの情報が必要です。これは、現在の作業では中性子星と見なされます。星の中心で衝撃波が発生し、外側に伝播していると仮定します。衝撃波が外側に伝播するにつれて、衝撃波は核物質をクォーク物質に燃焼させ、燃焼シナリオがあります。中性子星の衝撃を研究するには、衝撃条件の一般相対論的処理が必要であることがわかります。これにより、与えられた状態方程式の最大質量を計算しながら、結果がTOV方程式の解と一致するようになります。また、このような一般相対論的処理では、中性子星の燃焼過程は常に爆発であることがわかります。
| Title |
Binary_neutron_star_mergers_and_the_effect_of_onset_of_phase_transition_on_gravitational_wave_signals |
| Authors |
Shamim_Haque,_Ritam_Mallick_and_Shashikesh_Kumar_Thakur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14485 |
この研究では、等質量連星中性子星合体と不等質量連星中性子星合体のシミュレーションを実行しました。高密度で物質を支配する状態方程式によって、観測された重力信号がどのように変化するかを比較しました。主に、ハドロン状態方程式とクォーク状態方程式の結果を比較しました。クォーク物質はギブズ形式でモデル化され、純粋なハドロン状態と純粋なクォーク状態の間に混合相が現れます。クォーク物質が最初に現れる密度を変化させました。質量がほぼ等しい2つの連星が合体すると、最終的な星は物質の性質に関係なく安定した配置になる(崩壊しない)ことがわかります。しかし、連星合体の合体後のシナリオを調べることができれば、クォーク物質が低密度で現れると、重力波の振幅に大きな違いが見られる可能性があります。ハドロン次数とクォーク次数の物質特性が大きく異なる場合、最終的な合併生成物の安定性に反映されることがわかりました。ハドロン物質は安定したレムナント星を与えることができますが、クォーク物質が現れると、崩壊が可能になります(ハドロン状態方程式がクォーク状態方程式よりも硬いと仮定すると)。しかし、質量の異なる連星（質量差が大きい）同士が合体する場合、状態方程式（ハドロンかクォークか）による観測信号の違いは、最初の接触点から明らかです。また、(状態方程式に依存する)重力信号の違いは、同じ総バリオン質量を持つ等質量連星合体よりも、不等質量連星合体の方がより重要であることもわかります。
Voigt 近似 II の中性子星地殻: 有効せん断弾性率の電子スクリーニング補正の一般式
| Title |
Neutron_star_crust_in_Voigt_approximation_II:_general_formula_for_electron_screening_correction_for_effective_shear_modulus |
| Authors |
Andrey_I._Chugunov_(Ioffe_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14649 |
中性子星地殻の有効せん断弾性率への主な寄与は、クーロン固体モデル内で計算でき、任意の(多成分であっても)組成の簡単な解析式で近似できます。ここで、Thomas-Fermi近似における電子スクリーニングに関連する補正を考えます。特に、相対論的電子(密度$\rho>10^6$g\,cm$^{-3}$)の場合、この補正は$\delta\mu_\mathrm{eff}^\mathrmとして推定できることを示しています。{V}=-9.4\times10^{-4}\sum_Zn_ZZ^{7/3}e^2/a_\mathrm{e}$、総和はイオン種、$n_Z$は数密度電荷$Ze$を持つイオンの$k_\mathrm{TF}$は、トーマスフェルミスクリーニング波数です。最後に、$a_\mathrm{e}=(4\pin_\mathrm{e}/3)^{-1/3}$は電子球の半径です。準中立性条件$n_\mathrm{e}=\sum_ZZn_Z$が仮定されます。この結果は、任意の(多成分や非晶質の)物質にも当てはまり、中性子星の地殻や白色矮星の(高密度の)コアにも適用できます。たとえば、スクリーニング補正により、$Z\sim40$のせん断弾性率が$\sim9$\%減少します。これは、中性子星地殻の内層で一般的です。
4つのフレアエピソードをカバーするフラットスペクトルラジオクエーサーNVSSJ141922-083830の多波長研究
| Title |
A_multiwavelength_study_of_the_flat_spectrum_radio-quasar_NVSS_J141922-083830_covering_four_flaring_episodes |
| Authors |
D._A._H._Buckley,_R._J._Britto,_S._Chandra,_V._Krushinsky,_M._B\"ottcher,_S._Razzaque,_V._Lipunov,_C._S._Stalin,_E._Gorbovskoy,_N._Tiurina,_D._Vlasenko_and_A._Kniazev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14762 |
もともとは第3フェルミ-LATAGNカタログ（3LAC）で未知のタイプのブレーザー候補（BCUIIオブジェクト）として分類された、多波長観測とフラットスペクトル電波クエーサーNVSSJ141922-083830のモデルを提示します。2015年2月21日（MJD57074）と2018年9月8日（MJD58369）に、MASTERGlobalRoboticNet（MASTER-Net）望遠鏡を使用した光学バンドで比較的明るいフレア（>3マグニチュード）が観測されました。2015年3月1日（MJD57082）、爆発中、および2017年5月30日（MJD57903）、静止中に南部アフリカ大型望遠鏡（SALT）で得られた光学スペクトルは、5325\r{A}および$で輝線を示しました。それぞれMgII2798\r{A}およびCIII]1909\r{A}線として識別されたため、赤方偏移z=0.903を導出した\approx$3630\r{A}。Fermi-LATデータの分析は、静止状態（5年間のデータ）と、2014年2月から4月、2014年10月から11月、2015年2月から3月、2018年9月の4つの顕著なフレア状態で実行されました。フェルミ-LAT。べき乗則スペクトルインデックス$\Gamma=2.0$-$2.1$を使用して、最後の3つのフレア期間中のガンマ線スペクトルの硬化を報告します。最大ガンマ線フラックスレベルは、2014年10月24日（MJD56954）に$（7.57\pm1.83）\times10^{-7}$ph〜cm$^{-2}$s$^{-1で観測されました。}$。2015年2月から3月のフレア中の多波長スペクトルエネルギー分布は、このブレーザーがFSRQクラスに属するという以前の証拠を裏付けています。SEDは、FSRQに典型的なパラメーターを持つ単一ゾーンのレプトンモデルでうまく表現できますが、高エネルギー放出のハドロン起源も除外できません。
高質量X線連星でブラックホールをスピンアップし、試みに融合しない方法
天体物理学のブラックホール（BH）は、その質量とスピンによって完全に説明できます。しかし、急速に回転するものを作り出すことは、それらを生み出す星がBHが形成される前にそれらの角運動量のほとんどを失うので、非常に困難です。始祖がタイトな軌道で低質量の星とペアになっているバイナリは、（潮汐によって）急速に回転するBHを生成できますが、大規模なコンパニオンを持つバイナリは（そのような軌道に収まらないため）生成できません。いくつかの急速に回転するブラックホール（BH）が、非常に巨大なコンパニオンスターと対になって観測されており、星形成パラダイムに逆らっています。恒星の核とエンベロープの相互作用（および風）を減らすモデルは、観測や理論とよく一致しません。私は彼らがエネルギー学の説明も見逃していることを示しています。BHスピンは、恒星の崩壊中には生成できません。爆発フォールバック材料を介した軌道スピンの使用は、観測と一致しません。受け入れられている物質移動チャネルを介してBHをスピンアップすると、その寿命よりも時間がかかり、通常は破棄されます。私は、BHと星を融合すると予測される高速物質移動メカニズムが、BHをうまくスピンアップし、観測を自然に説明しながら、前述の合併と代替案の主な危険を回避するメカニズムを示すことを示します。その影響は、高エネルギーのBH天体物理学の文脈において、潜在的にパラダイムシフトと広範囲にわたるものです。
毎秒1テラビットの空：Argusアレイ階層データ処理システムのアーキテクチャと実装
| Title |
The_sky_at_one_terabit_per_second:_Architecture_and_implementation_of_the_Argus_Array_Hierarchical_Data_Processing_System |
| Authors |
Hank_Corbett_and_Alan_Vasquez_Soto_and_Lawrence_Machia_and_Nathan_Galliher_and_Ramses_Gonzalez_and_Nicholas_M._Law |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14304 |
ArgusOpticalArrayは、現在開発中の総観測量観測所であり、5メートルのモノリシック望遠鏡と900台の市販の市販の望遠鏡から多重化された全天の視野に相当する総収集領域を持ちます。アレイは、高速動作時($m_g\leq16.1$)で毎秒7916deg$^2$、ベースケイデンスで30秒ごと($m_g\leq19.1$)を観測し、それぞれ4.3PBと145TBを生成します。55ギガピクセルのカメラモザイクを使用して、1泊あたりのデータを処理します。ArgusArrayHierarchicalDataProcessingSystem(Argus-HDPS)は、ArgusArrayプロジェクトの機器制御および分析パイプラインであり、完全に削減されたデータ製品をリアルタイムで作成できます。カメラのサブアレイを同じ場所に配置されたコンピューティングノードと組み合わせて、生の11Tbpsのデータレートを一時的なアラート、30秒のリズムで選択されたターゲット周辺のフル解像度の画像セグメント、およびフィールド全体のフル解像度のcoaddに抽出します。$15+$-分のケイデンスでのビューの。長時間の光度曲線の生成と深層での一時的な発見は、5日間のケイデンス($m_g\leq24.0$)に加算され、日中の運用にスケジュールされます。このホワイトペーパーでは、Argusオプティカルアレイのデータ削減戦略について説明し、GPU対応のArgus-HDPSパイプラインを使用して、ArgusArrayTechnologyDemonstratorからの代表的なデータに対して、画像のセグメンテーション、共加算、差分画像解析を示します。
裏返し、逆さまの望遠鏡：ArgusArrayの新しい疑似焦点設計
| Title |
The_inside-out,_upside-down_telescope:_the_Argus_Array's_new_pseudofocal_design |
| Authors |
Nicholas_Law_and_Alan_Vasquez_Soto_and_Hank_Corbett_and_Nathan_Galliher_and_Ramses_Gonzalez_and_Lawrence_Machia_and_Glenn_Walters |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14318 |
ArgusOpticalArrayは、最初の全天、秒角の解像度、5mクラスの望遠鏡になります。現在プロトタイプが作成されている55GPixアレイは、1秒未満のリズムを可能にする61MPix超低ノイズCMOS検出器を備えた900個の望遠鏡で構成されます。アーガスは、北の空のすべての部分を1泊6〜12時間観測し、同時に高ケイデンスと深天の調査を実現します。アレイは2色の百万エポックの映画を作成し、毎分$m_g$=19.6、毎週$m_g$=23.6の暗い空の深さに到達し、空全体の47％を超えて、最も感度の高いものを実現します。高速トランジェント、重力波の対応物、太陽系外惑星のマイクロレンズイベント、およびその他の多くの現象を検索します。この論文では、すべての望遠鏡を半球型ボウルの内側に取り付ける（元のドーム設計を裏返しにする）新開発のアレイ配置を紹介します。したがって、望遠鏡のビームは単一の「疑似焦点」点に収束します。望遠鏡の極軸に沿って配置された場合、この点は望遠鏡が追跡するときに移動しないため、すべての望遠鏡が固定されたエンクロージャー内の単一の動かない窓を通して同時に見ることができます。この望遠鏡ボウルは、単純な自由スイングピボット（通常の望遠鏡取り付けサポートを逆さまにする）から吊り下げられ、2番目の取り付けピボットによって定義される仮想極軸の作成によって極軸合わせが提供されます。この新しい設計は、現在38望遠鏡のArgusPathfinderでプロトタイプ化されており、移動可能な外部ドームの必要性を排除し、したがって、完全なArgusアレイのコストと複雑さを大幅に削減します。したがって、慎重なソフトウェアスコープ制御と既存のソフトウェアパイプラインの使用と相まって、ArgusArrayは、ミッドスケールレベルの予算内で最も深く最速の空の調査の1つになる可能性があります。
補償光学テレメトリデータの仮想アクセスに向けて
| Title |
Towards_virtual_access_of_adaptive_optics_telemetry_data |
| Authors |
Tiago_Gomes_and_Carlos_Correia_and_Lisa_Bardou_and_Olivier_Beltramo-Martin_and_Thierry_Fusco_and_Caroline_Kulcs\'ar_and_Timothy_Morris_and_Nuno_Moruj\~ao_and_Beno\^it_Neichel_and_James_Osborn_and_Paulo_Garcia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14344 |
現在、大量の適応光学(AO)制御ループデータとテレメトリには、エンドユーザーがアクセスできません。これらのデータへのアクセスを拡大することは、システムのPSFの導出、乱流の特性評価、システム制御の最適化などのいくつかのユースケースに対処して、多くの面でAOの状況を変える可能性があります。これらのデータを共有する際の最大の障害の1つである、アクセスを妨げる標準化の欠如に対処します。AOテレメトリ用のオブジェクト指向のPythonパッケージを提案します。このパッケージのデータモデルは、フレキシブルイメージトランスポートシステム(FITS)に基づく下線付きのアーカイブ対応データ交換標準からユーザーを抽象化します。その設計は、生の形式または実際の機器の詳細から抽象化された、既存および将来の幅広いAOシステムからのデータをサポートします。現在サポートされている10mクラスの天文台のアクティブなAOシステムからのデータを使用して、その使用法を例示します(AOFとKeck)。さらに多くの計画があります。
Keck All sky Precision Adaptive Optics Tomography System の昼間のキャリブレーションとテスト
| Title |
Daytime_calibration_and_testing_of_the_Keck_All_sky_Precision_Adaptive_Optics_Tomography_System |
| Authors |
Avinash_Surendran_and_Jacques_R._Delorme_and_Carlos_M._Correia_and_Steve_Doyle_and_Sam_Ragland_and_Paul_Richards_and_Peter_Wizinowich_and_Philip_M._Hinz_and_Daren_Dillon_and_Cesar_Laguna_and_Sylvain_Cetre_and_Scott_Lilley_and_Ed_Wetherell_and_Jason_C._Y._Chin_and_Eduardo_Marin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14433 |
KeckAllskyPrecision適応光学（KAPA）プロジェクトの開発は、KeckI適応光学（AO）システムをアップグレードして、4つのレーザーガイド星（LGS）アスタリズムを備えたレーザー断層撮影補償光学（LTAO）を可能にするために2018年9月に開始されました。このプロジェクトには、既存のLMCTレーザーのTopticaレーザーへの置き換え、新しいリアルタイムコントローラー（RTC）と波面センサーの光学系とカメラの実装、レーザー断層撮影に必要なインフラストラクチャを提供するための新しい日中のキャリブレーションとテストプラットフォームが含まれます。。ここで紹介する作業では、KAPA断層撮影アルゴリズムのパフォーマンスをテストするための新しい日中のキャリブレーションインフラストラクチャについて説明します。このホワイトペーパーでは、断層撮影アルゴリズムの日中のキャリブレーションとパフォーマンス評価のためのハードウェアインフラストラクチャの概要を説明します。これには、AOベンチフォーカスで4つのレーザーガイドスター（LGS）と2つのナチュラルガイドスター（NGS）をシミュレートするファイバー結合光源を備えたアステリズムシミュレーターの実装、およびAOベンチ上の既存のTelSimのアップグレードが含まれます。焦点の非アイソプラナティズムと風によって引き起こされる大気の乱流をシミュレートします。有効高度で調整可能なフェーズスクリーンを使用して、最大3秒間、最大10m/sの風速をシミュレートします。
AOシステムを使用した近赤外および視覚的高解像度偏光イメージング
| Title |
Near-IR_and_visual_high_resolution_polarimetric_imaging_with_AO_systems |
| Authors |
H.M._Schmid_(ETH_Zurich,_Switzerland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14511 |
近年、大きな望遠鏡で補償光学（AO）機器を使用して、高い空間分解能から大きな利益を得ているため、多くの壮大な偏光画像が取得されています。この論文では、AO偏光測定のいくつかの基本原理を要約し、これらのシステムの課題と制限について説明し、星周円盤の調査、進化した星からのほこりっぽい風の調査、および太陽系外惑星の反射の検索のためのAO偏光計の性能を説明する結果について説明します。太陽系外惑星。
将来の検出器を用いた中性子星-ブラックホール系のスピン整列探索の感度
| Title |
Sensitivity_of_spin-aligned_searches_for_neutron_star-black_hole_systems_using_future_detectors |
| Authors |
Rahul_Dhurkunde_and_Alexander_H._Nitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14645 |
コンパクトバイナリオブジェクトからの重力波の現在の検索は、主に支配的な重力波モードを検出し、バイナリコンポーネントが軌道角運動量と整列したスピンを持っていると仮定するように設計されています。これらの選択は、観測されたソースの分布に観測バイアスをもたらします。サブドミナント重力波モードからの無視できない寄与がある、重要なスピン軌道歳差運動または不等質量比のソースは見逃される可能性があります。特に、これは観測された中性子星であるブラックホール(NSBH)の数を大幅に抑制または偏らせる可能性があります。NSBH合併の基準集団をシミュレートし、ドミナントモードと整列スピンのみを説明する検索を使用することの影響を判断します。AdvancedLIGO設計、A+、LIGOVoyager、およびCosmicExplorer観測所の影響を比較します。スピン分布の向きが等方性で大きさが一様である基準母集団の場合、質量比が$q>6$で最大$\sim60\%のソースの$\sim25\%$を見逃すことがわかります。$(\chi_p>0.5)$高度に歳差運動するソース$(\chi_p>0.5)$、バックグラウンドのおおよその増加を考慮した後。実際には、検索で適用される厳密な信号整合性テストにより、真の観測バイアスはさらに大きくなる可能性があります。AdvancedLIGOdesignとAdvancedVirgoによる低スピンで不等質量比のソースの観察は、部分的にはこれらの選択効果によるものかもしれません。高質量比の歳差運動源に敏感な検索の開発により、スピン特性がコンパクトオブジェクトの形成と天体物理学への重要な洞察を提供する新しい連星の検出が可能になる可能性があります。
指数積を使用した軌道加速度
ProductofExponentials（PoE）の定式化は、ロボット工学の分野で最も一般的に使用されていますが、最近では軌道運動の記述に使用できるようになっています。軌道力学のPoE公式は、軌道要素セットに基づいて軌道を定義および描画するための代替方法です。現在、軌道力学のPoE公式は、一次導関数（速度）によってのみ導出されています。この作業では、軌道力学に適合したPoE式の2次導関数を調べます。これにより、2体システムでの衛星の軌道運動をより完全に説明できます。この包括的なアプローチは、6つの時変軌道要素すべてを説明するために統一されたアプローチを採用しているため、研究と応用の範囲が広がります。
南極における BICEP3 CMB 偏光計の偏光キャリブレーションの改善
| Title |
Improved_Polarization_Calibration_of_the_BICEP3_CMB_Polarimeter_at_the_South_Pole |
| Authors |
J._Cornelison,_C._Verg\`es,_P.A.R._Ade,_Z._Ahmed,_M._Amiri,_D._Barkats,_R._Basu_Thakur,_D._Beck,_C._A._Bischoff,_J._J._Bock,_V._Buza,_J._R._Cheshire_IV,_J._Connors,_M._Crumrine,_A._J._Cukierman,_E._V._Denison,_M._I._Dierickx,_L._Duband,_M._Eiben,_S._Fatigoni,_J._P._Filippini,_C._Giannakopoulos,_N._Goeckner-Wald,_J._Grayson,_P._K._Grimes,_G._Hall,_G._Halal,_M._Halpern,_E._Hand,_S._A._Harrison,_S._Henderson,_S._R._Hildebrandt,_G._C._Hilton,_J._Hubmayr,_H._Hui,_K._D._Irwin,_J._Kang,_K._S._Karkare,_S._Kefeli,_J.M._Kovac,_C.L._Kuo,_K._Lau,_E.M._Leitch,_A._Lennox,_T._Liu,_K._Look,_K.G._Megerian,_L._Minutolo,_L._Moncelsi,_Y._Nakato,_T._Namikawa,_H._T._Nguyen,_R._O'Brient,_S._Palladino,_M.A._Petroff,_T._Prouve,_C._Pryke,_B._Racine,_C._D._Reinsema,_M._Salatino,_A._Schillaci,_B._L._Schmitt,_B._Singari,_et_al._(23_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14796 |
BICEP3旋光計は、95GHzでの宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の観測専用の、小口径の屈折望遠鏡です。これは、度角スケールの偏光パターン、特に宇宙のインフレーションのユニークな特徴である非常に求められている原始的なBモード信号をターゲットにするように設計されています。空からの偏光信号は、共局在化した直交偏光超伝導転移端センサー（TES）ボロメータを区別することによって再構築されます。この作業では、合計$\sim1000$のうち、BICEP3実験の$\sim800$以上の機能する検出器ペアの検出器の偏光応答の絶対測定値を示します。特別に設計された回転偏光光源（RPS）を使用して、複数の光源と望遠鏡のボアサイト回転角での偏光応答を測定し、360度にわたる応答を完全にマッピングします。ここでは、2022年1月に取得したオンサイトキャリブレーションデータから抽出した偏光特性を示します。同様のキャリブレーションキャンペーンが2018年に実行されましたが、制約は$\sim0.5^\circ$のレベルの系統分類によって支配されていることがわかりました。キャリブレーション設定にいくつかの改善を加えた後、大幅に低いレベルの系統的汚染を報告できるようになりました。将来的には、このような正確な測定値を使用して、標準的な宇宙論モデル、つまり宇宙複屈折を超えて物理学を制約する予定です。
観測質量損失率における風線変動と固有誤差
OB星のUV風線変動は普遍的であるように見えます。我々は、変動性が光球内またはその近くに根ざした大きくて密度の高い光学的に厚い構造によるものであるという証拠をレビューします。繰り返しの保存と単純なモデルを使用して、観測されたプロファイルの変動を光学的厚さの変動に変換し、その結果、測定された質量損失率の変動を変換します。グローバルレートは安定している可能性がありますが、測定されたレートは異なります。その結果、プロファイルの変動は、UV風の線から決定される質量損失率がどのように変動するかを推測します。これらの変動は、単一の観測から得られた質量損失率に固有の固有の誤差を定量化します。これらの導出レートは、3倍以上異なる場合があります。私たちの結果はまた、非同時観測（UVおよび地上ベースのデータなど）からのレートが一致する必要がないことを意味します。最後に、結果を使用して、変動の原因となる構造の性質を調べます。
太陽内部の準2年変動の周期依存性
準2年振動（QBO）の存在と周期性に対する太陽周期の依存性を調査しました。日震技術を使用して、GlobalOscillationsNetworkGroup（GONG）、MichelsonDopplerImager（MDI）、Helioseismic＆MagneticImager（HMI）の太陽振動周波数を中程度の範囲で使用して、サイクル23と24の周波数シフトを調査しました。また、関連するQBOを研究するために、最後の4つの太陽サイクルについて2つの太陽活動プロキシ（F10.7インデックスとMgIIインデックス）を調べました。分析は、経験的モード分解（EMD）と高速フーリエ変換（FFT）を使用して実行されました。EMD分析方法は、調査中のデータセットの長さの倍音である周期性を持つ統計的に有意な固有モード関数（IMF）を検出しやすいことがわかりました。倍音によるものではない統計的に有意な周期性がQBO範囲で検出されました。サイクル23と比較してサイクル24ではQBOの存在が減少していることがわかります。QBOの存在は、pモードが移動した深さやpモードの平均頻度に敏感ではありませんでした。分析はさらに、pモードの周波数シフトでQBOを生成する原因となる磁場が約0.95太陽半径より上に固定されていることを示唆しました。
非平面磁気活性GESベースの太陽プラズマ安定性
実験室のプラズマ壁相互作用に基づく天体物理学的重力静電シース（GES）モデルは、乱流効果の存在下での磁気活性二流体太陽プラズマシステムの動的安定性を研究するために方法論的に適用されます。球対称GESモデル形式は、拡散太陽表面境界（SSB）を介して、太陽内部プラズマ（SIP、内部自己重力、有界）と太陽風プラズマ（SWP、外部点重力、非境界）を結合します。通常の球面モードの仮説は、SIPスケールとSWPスケールの両方でモード変動を表す一般化線形2次分散関係になります。建設的な数値プラットフォームは、修正GESモード励起の分散モード機能と非分散モード機能の両方の進化を明らかにします。導出された非平面分散法則の信頼性は、平面波近似に基づいて以前に報告された結果と一致する正確な解析的形状の助けを借りて具体化されます。熱統計的GES安定性は、主に磁場、平衡プラズマ密度、およびプラズマ温度に依存することがわかります。分散性の特徴は、静電的なものよりも自己重力の領域でより顕著であると推測されます。磁気熱相互作用は、SIP（SWP）などに減速（加速）および不安定化（安定化）の影響をもたらします。最後に、文献で報告されている最近の天文観測シナリオに従って、集団プラズマ力学の観点から多様な日震活動を理解するための提案された分析の適用可能性を簡単に示します。
8つの短周期II型ケフェイド変光星の周期変化の検索
| Title |
A_search_for_period_changes_of_eight_short-period_Type_II_Cepheids |
| Authors |
Alemiye_M._Yacob,_Leonid_N._Berdnikov,_Elena_N._Pastukhova,_Alexei_Y._Kniazev,_Patricia_A._Whitelock |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14695 |
この研究では、BLHerサブタイプの8つの短周期II型ケフェイド変光星の周期変化を調査します。つまり、周期は1〜4日の範囲です。これらの星の$O-C$ダイアグラムは、地上および宇宙調査からのすべての適切な観測データを使用して作成されます。これは1世紀以上の時間間隔にまたがり、デジタル化された写真乾板と文献からの測光が含まれます。$O-C$ダイアグラムは、放物線状の進化の傾向を示しています。これは、これらの8つの短周期星の増加周期と減少周期の両方の存在を示しています。これらの周期の変化は、BLHer星の最近の理論的進化の枠組みと恒星進化モデルとよく一致しています。ロンバードとコーエンによって提案された脈動安定性テストはまた、期間の変化が実際のものであることを示唆しています。
太陽活動プロキシの比較: 固有ベクトルと平均黒点数
| Title |
Comparison_of_solar_activity_proxies:_eigen_vectors_versus_averaged_sunspot_numbers |
| Authors |
Zharkova_V.V,_Vasilieva_I.,_Shepherd_S.J._and_Popova_E |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14708 |
主成分分析から得られた太陽背景磁場（SBMF）の要約曲線、または係数要約曲線、MSCと、平均黒点数（SSN）との間のリンクを確立しようとします。MSCをSSNのセット全体と比較すると、サイクル12〜24、6、7、および-4、-3のサイクルタイミング、期間、および最大時間のかなり密接な対応が明らかになります。ただし、1720-1760と1830-1860では、MSC曲線とSSN曲線の間で、サイクルの最大振幅、期間、および最大時間のシフトに不一致があります。MSC曲線は、マウンダー極小期の直前のサイクル0と1、およびサイクル-1と-2で、最大値が2倍（サイクル1〜4）、最大振幅分布が3倍のかなり規則的なサイクルを示しています。1700〜1750年のMSCサイクルでは、サイクル-3〜0およびサイクル1〜4の最大振幅がSSNの振幅よりも小さいことがわかりますが、サイクル-2〜0では、SSNの最小値で最大値が反転しています。MSCまたはベイジアンモデルを黒点曲線に厳密に適合させると、マウンダー極小期または/および現代の太陽極小期（2020-2053）の発生が歪められます。これらの不一致は、不十分な観測と、これらのプロキシの原因となる太陽磁場の違いによって引き起こされる可能性があります。1650年から2050年までの壮大な太陽周期（GSC）におけるトロイダルおよびポロイダル磁場のダイナモシミュレーションは、GSC中のそれらの振幅変動間の明確な違いを示しています。SBMFの固有ベクトルを使用すると、SSNから導出された固有値に追加情報を提供でき、太陽活動の理解に役立ちます。
再発新星V3890〜Sgr：赤色巨星成分とその環境の近赤外線および光学的研究
| Title |
The_recurrent_nova_V3890~Sgr:_a_near-infrared_and_optical_study_of_the_red_giant_component_and_its_environment |
| Authors |
B._Kaminsky_(Main_Astronomical_Observatory,_Kyiv,_Ukraine),_A._Evans_(Keele_University,_UK),_Ya._V._Pavlenko_(Main_Astronomical_Observatory,_Kiyv,_University_of_Hertfordshire,_UK),_C._E._Woodward_(University_of_Minnesota),_D._P._K._Banerjee_(Physical_Research_Laboratory,_Ahmedabad,_India),_R._D._Gehrz_(University_of_Minnesota),_F._Walter_(Stony_Brook_University,_USA),_S._Starrfield_(School_of_Earth_and_Space_Exploration,_Arizona_State_University,_USA),_I._Ilyin,_K._G._Strassmeier_(Leibniz-Institut_fur_Astrophysik_Potsdam,_Germany),_R._M._Wagner_(Large_Binocular_Telescope_Observatory,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14721 |
2019年の噴火の前後に得られたデータを使用して、回帰新星V3890Sgrの赤色巨星成分の分析を提示します。その有効温度は$\log{g}=0.7$に対して$T_{\rmeff}=3050\pm$200Kですが、$T_{\rmeff}$にはわずかな変化があります。太陽の値と比較して、炭素($0.20\pm0.05$~dex)とナトリウム($1.0\pm0.3$~dex)の両方が過剰に存在し、おそらく1990年の新星噴火からの噴出物が赤に同伴された結果です。巨大光球。$^{12}$C/$^{13}$C$=25\pm2$という値が見つかりました。これは、他の反復新星の赤色巨星に見られる値と似ています。5--38$\,mu$m領域の静止スペクトルを解釈するには、赤色巨星環境に光球SiO吸収と冷たい($\sim400$~K)ダストが存在する必要があります。Na{\sci}D線の領域のスペクトルは複雑で、2019年の噴火からの噴出物と連星の平面に蓄積された物質との間の相互作用の可能性のある証拠とともに、少なくとも6つの星間成分を含んでいます。巨大な二次星を伴う3つの反復新星は、塵の含有量が異なる環境を持っていることが示されていますが、光球の$^{12}$C/$^{13}$C比は類似しています。SiO基本バンドは、3つすべての星で光球起源である可能性が最も高いです。
再発する新星Tかんむり座T星からの$^{28}$SiOメーザー放出に対する厳しい制限
| Title |
Stringent_limits_on_$^{28}$SiO_maser_emission_from_the_recurrent_nova_T_Coronae_Borealis |
| Authors |
A._Evans_(Keele_University,_UK),_B._Pimpanuwat,_A._M._S._Richards_(Jodrell_Bank_Centre_for_Astrophysics,_University_of_Manchester,_UK),_D._P._K._Banerjee_(Physical_Research_Laboratory,_Ahmedabad,_India),_U._Munari_(INAF_Astronomical_Observatory_of_Padova,_Asiago,_Italy),_M._D._Gray_(National_Astronomical_Research_Institute_of_Thailand,_Jodrell_Bank),_B._Hutawarakorn_Kramer_(National_Astronomical_Research_Institute_of_Thailand,_Max-Planck-Institut_fur_Radioastronomie,_Germany),_A._Kraus_(Max-Planck-Institut_fur_Radioastronomie,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14743 |
再発性新星TCrBの3番目の既知の噴火が差し迫っていることを示す兆候があり、噴火前の多波長観測は、噴火前のシステムの特性を明らかにするために重要です。TCrBは、8$\、\mu$mでSiOの基本的な振動特性を示すことが知られています。予想される噴火が発生した場合、放出された物質がシステム内の赤色巨星の風にぶつかったときに発生した衝撃は、SiOメーザー放出を使用して追跡できる可能性があります。100mのエフェルスベルク電波望遠鏡を使用して、43.122GHzおよび42.820〜での$\upsilon=1$、$\upsilon=2$、$J=1\rightarrow0$遷移での$^{28}$SiO放射を検索しました。システムが静止している間、それぞれGHz。そのような放出の証拠は見つかりません。
GLASS-JWSTからの初期の結果。 XIII。かすかな、遠い、そして冷たい褐色矮星
| Title |
Early_results_from_GLASS-JWST._XIII._A_faint,_distant,_and_cold_brown_dwarf |
| Authors |
M.Nonino,_K.Glazebrook,_A.J.Burgasser,_G.Polenta,_T.Morishita,_M.Lepinzan,_M.Castellano,_A.Fontana,_E.Merlin,_A.Bonchi,_D.Paris,_T.Treu,_B.Vulcani,_X.Wang,_P.Santini,_E.Vanzella,_T.Nanayakkara,_A.Mercurio,_P.Rosati,_C.Grillo,_M.Bradac |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14802 |
早期放出科学エイベル2744平行場のJWSTNIRCam観測で、後期T型褐色矮星候補の偶然の発見を提示します。この発見は、4〜$\mu$m波長でのJWSTの感度と、スペクトルエネルギー分布のパンクロマティック0.9--4.5〜$\mu$mカバレッジによって可能になりました。未解決の点源の大きさはF115W=27.95$\pm$0.15およびF444W=25.84$\pm$0.01（AB）であり、そのF115W$-$F444WおよびF356W$-$F444Wの色は、他の既知のTドワーフに期待される色と一致します。赤方偏移のある背景の星、高赤方偏移のクエーサー、または非常に高赤方偏移の銀河として除外できます。恒星大気モデルとの比較は、温度が$T_{eff}$$\approx$600〜Kで、表面重力が$\log{g}$$\upperx$5であることを示しています。これは、質量が0.03〜M$_{\odotであることを意味します。}$および5〜Gyrの年齢。この候補の距離は、銀河面に垂直な方向で570〜720〜pcであると推定され、厚い円盤または褐色矮星である可能性があります。これらの観測は、銀河系の厚い円盤とハローの亜恒星質量関数の非常に低質量の端を精査するJWSTの力を強調しています。
軌道離心率の無視による inspiral-merger-ringdown 一貫性テストの系統的バイアス
| Title |
Systematic_bias_on_the_inspiral-merger-ringdown_consistency_test_due_to_neglect_of_orbital_eccentricity |
| Authors |
Sajad_A._Bhat,_Pankaj_Saini,_Marc_Favata_and_K._G._Arun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13761 |
インスパイラルマージャーリングダウン（IMR）整合性テストは、波形のインスパイア部分とマージリングダウン部分を介して独立して推測される、ブラックホール連星のマージレムナントの最終質量と最終スピンの整合性をチェックします。地上の検出器の周波数帯域に入るとき、バイナリはほぼ円形になると予想されるため、一般相対性理論（GR）のテストでは、現在、準円形の波形が使用されています。IMR整合性テストに対する残留軌道離心率の影響を定量化します。離心率は、LIGOバンドの軌道離心率（$10$Hzで定義）$e_0\gtrsim0.1$で、推定される最終質量と残りのブラックホールのスピンに有意な系統的バイアスを引き起こすことがわかります（範囲$65-200\、M_{\odot}$）。CosmicExplorer（CE）によって観測された連星ブラックホールの場合、$e_0\gtrsim0.015$（$200-600\、M_{\odot}$システムの場合）では構造的偏りが顕著になります。最終的な質量とスピンに対するこの偏心によって引き起こされるバイアスは、IMR整合性テストで明らかな不整合を引き起こし、GRの誤った違反として現れます。したがって、波形モデルの偏心補正は、特に第3世代（3G）検出器の場合、GRの堅牢なテストを構築するために重要です。また、吸気パラメータと最終質量および最終スピンとの関係に対する奇行補正を推定します。それらは非常に小さいことが示されています。
| Title |
Core-collapse_Supernova_Constraint_on_the_Origin_of_Sterile_Neutrino_Dark_Matter_via_Neutrino_Self-interactions |
| Authors |
Yu-Ming_Chen,_Manibrata_Sen,_Walter_Tangarife,_Douglas_Tuckler,_and_Yue_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14300 |
新規ニュートリノ自己相互作用は、ステライルニュートリノ暗黒物質（S$\nu$DM）の熱的残存粒子の実行可能なパラメーター空間を開くことができます。この作業では、S$\nu$DMが支配的に生成される初期の宇宙時代と同じ基本的なプロセスと同様の環境を特徴とするコア崩壊超新星を使用して、遺物ターゲットを制約します。プラズマ種からの非ゼロ化学ポテンシャルの存在下での熱ポテンシャルの導出を含む、超新星冷却速度に対する大規模なスカラー媒介ニュートリノ自己相互作用の影響の詳細な計算を提示します。私たちの結果は、超新星冷却の議論が、地上および宇宙論的プローブを補完するニュートリノ自己相互作用パラメーター空間をカバーできることを示しています。
| Title |
Searching_for_a_Fifth_Force_with_Atomic_and_Nuclear_Clocks |
| Authors |
Dawid_Brzeminski,_Zackaria_Chacko,_Abhish_Dev,_Ina_Flood_and_Anson_Hook |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14310 |
等価原理に違反する長距離力を媒介する新しい超軽量スカラー場が存在する一般的なクラスの理論を検討します。このようなフレームワークでは、太陽と地球がスカラー場のソースとして機能し、原子および核スペクトルに対する潜在的に観測可能な位置依存の影響をもたらします。これらの影響に対する現在および次世代の原子時計と核時計の感度を決定し、その結果を、第5の力に違反する等価原理に対する既存の実験室および天体物理学的制約と比較します。将来的には、太陽の周りの地球の軌道の離心率によって引き起こされる実験室の原子時計と原子核時計の周波数の年次変調が、理論に違反するこの一般的なクラスの等価原理の最も感度の高いプローブを提供する可能性があることを示します。異常な赤方偏移実験で行われているように、地球の周りの離心率軌道に精密時計を配置し、周波数の時間変化を検索することで、さらに高い感度を得ることができます。特に、現在の時計技術に基づく異常な赤方偏移実験は、既存の限界とほぼ同じレベルで主に電子に結合する第5の力に対してすでに感度があります。私たちの研究は、これらの実験の将来のバージョンを設計するときに目指す明確な感度目標を提供します。
理想的な単原子流体の重力熱進化の枠組みで、進化のシーケンスに沿った各準静的平衡に対するChandrasekharの基準を利用することにより、($N$+1)次元の流体球の動的不安定性を調べます。不安定性が引き起こされると、他の相互作用がプロセスを停止しなければ、おそらく崩壊してブラックホールになります。この観点から、理想的な単原子流体が安定しているが安定しすぎていない境界次元であるため、(3+1)次元時空の特権は明らかです。さらに、正の宇宙定数を持つ安定した静水圧平衡を可能にするのは、独自の次元性です。高次元($N>3$)の球体はすべて真に不安定です。対照的に、(2+1)次元の時空では、ニュートンの重力理論またはアインシュタインの一般相対性理論のいずれかのコンテキストで安定しすぎています。負の宇宙定数の役割は、Ba\~nados-Teitelboim-Zanelli(BTZ)ブラックホールの解と流体円盤の平衡配置を得るために重要であることはよく知られています。宇宙定数が負であるため、均一な流体円盤が裸の特異点に崩壊する不安定な構成はなく、これは宇宙検閲の予想を支持します。ただし、質量が$\mathcal{M}_{\rmBTZ}>0$のBTZホールは、流体ディスクの崩壊から発生する可能性があります。時空の次元の影響について簡単に説明します。
軌道離心率は、動的連星ブラックホール形成の調号です。合体するバイナリからの重力波には、その軌道離心率に関する情報が含まれています。これは、バイナリが合併の近くで十分な離心率を保持している場合に測定できます。離心率を測定するには、専用の波形が必要です。いくつかのモデルが提案されており、数パーセント以上のレベルで数値相対論とよく一致しています。ただし、刺激的なシステムの離心率を定義する方法は複数あり、モデルが異なれば内部的に離心率の定義も異なるため、離心率の測定値を直接比較することは困難です。この作業では、偏心の異なる定義間で変換するフレームワークを開発することにより、2つの偏心波形モデル$\texttt{SEOBNRE}$と$\texttt{TEOBResumS}$を体系的に比較します。このマッピングは、一方のモデルの偏心をもう一方のモデルと同じ基準周波数に進化させる前に、偏心と基準周波数に対する2つのモデル間の相対的な不一致を最小化することによって構築されます。$\texttt{SEOBNRE}$に渡された離心率の特定の値について、$\texttt{TEOBResumS}$に小さい値の離心率を入力する必要があることを示します。同じ経験的離心率。偏心数値相対論シミュレーションの分析を繰り返すことにより、このマッピングを検証し、$\texttt{TEOBResumS}$が$\texttt{SEOBNRE}$よりも対応して小さい偏心値を報告することを示します。
| Title |
Searching_for_Scalar_Field_Dark_Matter_using_Cavity_Resonators_and_Capacitors |
| Authors |
V.V._Flambaum,_B.T._McAllister,_I.B._Samsonov,_M.E._Tobar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14437 |
超弦理論に強く動機付けられた、電磁場への膨張のような結合を持つ光スカラー場のモデルに基づいて、暗黒物質を探索するための新しい実験を確立します。非共鳴スカラー光子遷移の過程で、電場と磁場が透過する空洞共振器での光子信号のパワーを推定します。ADMXのような実験で採用されている既存の空洞共振器は、スカラー光子結合に対する感度が低いが消失しないことを示しています。その結果、ADMX実験の結果を再利用することにより、2.7から4.2$\mu$eVのスカラー場質量の範囲で、スカラー-光子結合の新しい限界を見つけました。スカラー場の暗黒物質に対する感度を高める、この実験の可能な修正について説明します。また、高電圧コンデンサに基づくスカラーフィールド暗黒物質検索の広帯域実験を提案します。この実験の推定感度は、分子分光法に基づく実験の感度を2桁近く上回っています。
中性子星の近域で重力波によって生成された光子
重力波または重力子が電気的または磁気的な背景を通過するとき、それはある程度の確率で光子に変換される可能性があります。この論文では、双極子磁場は、ミンコフスキー時空と中性子星の近域の湾曲時空の両方でこの種の背景と見なされます。前者の場合、背景磁場に平行ではなく垂直に移動する重力子が、より効果的に電磁放射場に変換される可能性があることがわかります。後者の場合、重力子が中性子星の近くで半径方向に沿って移動する状況に焦点を当てます。中性子星の半径は約10キロメートルであるため、長波長または低周波数の重力波は、回折によって中性子星を迂回する可能性があります。高周波重力波の場合、変換確率は、静的な電気的または磁気的なバックグラウンドの場合と同様に、距離の2乗に比例します。双極子場と中性子星の北極の間の傾斜角が小さいほど、磁気振幅は大きくなります。湾曲した時空を説明する用語は、この種の確率をわずかに高めます。この値は、約$\sim10^{-14}-10^{-10}$のオーダーであると推定されます。したがって、この種の変換プロセスは、高周波重力波を観測するためのウィンドウを開く可能性があると予想されます。
一重項拡張モデルにおける暗黒物質遺物密度の希釈
2ヒッグスダブレットモデルの標準模型（xSM）の一重項拡張を含む一重項拡張モデルにおける電弱一次相転移（FOPT）によって引き起こされる暗黒物質（DM）遺物密度の希釈を研究します（2HDM+S）および次最小超対称標準模型（NMSSM）。これらのモデルでは、強い電弱FOPTによって放出されるエントロピーがDM密度を最大で1/3に希釈できることがわかります。それにもかかわらず、一重項場の構成が相転移温度に関連するxSMおよびNMSSMでは、DMが凍結する前に常に強いFOPTが発生するため、現在のDM密度では希釈効果は無視できます。一方、DMフリーズアウト温度がFOPTに依存しない2HDM+Sでは、希釈により、過剰なDM遺物密度またはDM直接検出によって除外された一部のパラメーター空間が救われる可能性があります。
