宇宙再電離のモデル化
冷たい中性の銀河間水素が高度にイオン化された暖かいプラズマに変化することは、宇宙の暗黒時代の終わりと銀河時代の始まりを示しています。このプロセスの詳細は、初期の放射線源と熱源の性質、宇宙の大規模構造の統計的特徴、宇宙バリオンの熱力学と化学、星形成とブラックホール降着の歴史を反映しています。今後10年間の新しい地上および宇宙ベースの機器および施設からの多数の大規模なデータセットは、原始銀河、再電離光子収支、銀河間媒質(IGM)の物理学、および微細化に関する私たちの理解に革命をもたらす態勢を整えています。「宇宙網」における水素ガスの粒状特性。このレビューでは、再電離時代のモデリングの物理学と重要な側面を調査し、この分野で現在利用可能なさまざまな計算技術とツールについて説明します。
CMB y 型歪みの E および B モード: 再イオン化および再イオン化後の時代からの分極運動スンヤエフ-ゼルドビッチ効果
| Title |
E_and_B_modes_of_the_CMB_y-type_distortions:_polarised_kinetic_Sunyaev-Zeldovich_effect_from_the_reionisation_and_post-reionisation_eras |
| Authors |
Aritra_Kumar_Gon,_Rishi_Khatri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02270 |
自由電子の横特異速度に由来する宇宙マイクロ波背景放射(CMB)のEおよびBモード分極を、再電離および再電離後の時代における摂動理論の2次で調べます。興味深いことに、この分極運動スンヤエフ-ゼルドビッチ(SZ)効果のスペクトルは、黒体部分とy型の歪みに分解できます。y歪み部分は、主要なEおよびBモード、さらにはレンズ効果のあるBモードと区別できます。さらに、熱SZ効果など、偏光されていない他のy型信号と区別することもできます。この信号は、再イオン化の歴史、特に再イオン化の速度に敏感であることを示しています。y型歪みのEおよびBモードは、一次CMB異方性の宇宙分散を打ち負かす方法を提供し、宇宙パラメータの独立したプローブです。pkSZ効果の黒体成分は、テンソルとスカラーの比率$r\lesssim3\times10^{-5}$の原始テンソルモードの重要な前景になります。
PTA データセット内の複数の確率的重力波背景源のもつれを解く
| Title |
Disentangling_Multiple_Stochastic_Gravitational_Wave_Background_Sources_in_PTA_Datasets |
| Authors |
Andrew_R._Kaiser,_Nihan_S._Pol,_Maura_A._McLaughlin,_Siyuan_Chen,_Jeffrey_S._Hazboun,_Luke_Zoltan_Kelley,_Joseph_Simon,_Stephen_R._Taylor,_Sarah_J._Vigeland,_and_Caitlin_A._Witt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02307 |
NANOGravコラボレーション、EuropeanPulsarTimingArray(PTA)、ParkesPTA、およびInternationalPTAからの最新のデータセットにおける共通スペクトル確率過程の強力な証拠により、いくつかの天体物理学および宇宙論の影響を評価することが重要です。確率的重力波背景（GWB）に寄与する可能性のあるソース。Polらと同じデータセットの作成と注入の手法を使用します。(2021)では、単一および複数のGWBソースデータセットを作成することにより、複数のGWBの分離可能性を評価します。ベイジアンPTA分析手法を使用してこれらの注入されたソースを検索し、複数の天体物理学的および宇宙背景の回復と分離可能性を評価します。$\Omega_{\mathrm{PGW}}/\Omega_{\mathrm{SMBHB}}=0.5$のGWエネルギー密度比を持つ、原始重力波による超大質量ブラックホール連星とその下にある弱いバックグラウンドによるGWBの場合、2番目のプロセスのベイズ係数は17年で1を超え、データが追加されると増加します。20年間のデータでは、現在のPTAの方法と技術を使用して、この密度比で弱いGWBのスペクトルインデックスと振幅をそれぞれ64%と110%の分数の不確実性に制限することができます。これらの方法と調査結果を使用して、将来のPTAデータセットで複数の背景を検索するための基本的なプロトコルの概要を説明します。
| Title |
Fast_computation_of_non-linear_power_spectrum_in_cosmologies_with_massive_neutrinos |
| Authors |
Hern\'an_E._Noriega,_Alejandro_Aviles,_Sebastien_Fromenteau,_Mariana_Vargas-Maga\~na |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02791 |
追加のスケールを含む宇宙論で赤方偏移宇宙銀河パワースペクトルの1ループ補正を計算するため、Einstein-deSitter(EdS)とは異なるカーネルを計算します。具体的には、私たちの方法は、大量のニュートリノといくつかの修正された重力モデルが存在する宇宙論に合わせて調整されています。この記事では、前者のケースに集中します。摂動カーネルには、ニュートリノの自由ストリーミングのためにスケールに依存する対数成長係数$f(k,t)$、または一般的に使用される近似$f^2の失敗のいずれかから現れることに気付いた寄与があります。=\Omega_m$.後者の影響により、ループ補正の計算が非常に遅くなり、パラメーター推定のための完全な形状解析ができなくなります。しかし、核の支配的な部分が成長因子に由来することを特定し、核を単純化することを可能にしますが、ニュートリノの質量によって導入された特徴的な自由ストリーミングスケールを保持します.さらに、この単純化により、FFTLogメソッドを利用して計算をさらに高速化できます。Quijoteシミュレーションから抽出されたハローカタログを使用して、分析モデリングと数値手法を検証し、アプリオリに既知の宇宙論的パラメーターとの良好な一致を見つけました。PythonコードFOLPS$\nu$を公開して、赤方偏移空間パワースペクトルを数分の1秒で計算します。コードはhttps://github.com/henoriega/FOLPS-nuで入手できます。
大質量物体から散乱する天体物理学的確率的重力波背景のボルツマン方程式
| Title |
Boltzmann_equations_for_astrophysical_stochastic_gravitational_wave_backgrounds_scattering_off_of_massive_objects |
| Authors |
Lorenzo_Pizzuti,_Alessandro_Tomella,_Carmelita_Carbone,_Matteo_Calabrese,_Carlo_Baccigalupi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02800 |
大質量物体からの重力コンプトン散乱を説明する衝突項を含む、SGWBの強度および分極ストークスパラメータを記述する結合ボルツマン方程式のセットを提示します。このセットはCMBストークスパラメータのセットに似ていますが、重力放射の異なるスピンの性質と散乱プロセスに関与する物理学が決定的な違いを決定します。重力コンプトン散乱の場合、すべてのSGWB強度多重極子$\ell$(スカラーメトリック摂動のみの場合は$m=0$)が散乱されるため、任意の次数$\ell$の出力強度異方性が生成されます。それらは入ってくる放射線に存在します。SGWB直線偏光は、$m=\pm4$でのみ非偏光異方性放射から生成できます。これには、入射強度に少なくとも16進異方性($\ell\ge4$)が必要です。現在および今後の調査の周波数範囲では、重力コンプトン散乱のSGWB異方性への寄与が非常に小さいことを確認します。ただし、ここで提示された結合ボルツマン方程式のシステムは、大質量物体からの複数のSGWB散乱プロセスによって生成される異方性の総量、およびGWを横切るGW伝搬中の偏光と強度の間の相互作用の正確な推定値を提供することを強調します。宇宙のLSS。これらの結果は、今後の重力波検出器を考慮して、天体物理学のSWGB異方性を完全に扱うのに役立ちます。
生命の分光偏光測定: 熱気球からの空中測定
| Title |
Spectropolarimetry_of_life:_airborne_measurements_from_a_hot_air_balloon |
| Authors |
Willeke_Mulder,_C.H._Lucas_Patty,_Stefano_Spadaccia,_Antoine_Pommerol,_Brice-Olivier_Demory,_Christoph_U._Keller,_Jonas_G._K\"uhn,_Frans_Snik,_Daphne_M._Stam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02317 |
私たちの太陽系の外に生命は存在しますか?太陽系外の生命を探すための第一歩は、リモートセンシングアプリケーションを使用して地球上の生命を検出することです。強力で明白なバイオシグネチャーの1つは、生物分子とシステムのホモキラリティーに起因する円偏光です。2022年5月のスイスでのフィールドキャンペーン中に、熱気球からの空中分光偏光観測を使用して、地球上の生命を識別および特徴付ける可能性を調査することを目的としています。農地、森林、湖、都市サイトの測定。$<10^{-4}$の感度で(反射)光の分数誘導円偏光($V/I$)を測定する、十分に較正されたFlyPol装置を利用します。この装置は、400～900nmの範囲の可視スペクトルで動作します。円偏光スペクトルと追加の広帯域直線偏光情報を使用して、生物と非生物の特徴を区別する可能性を示します。光学セットアップのパフォーマンスを確認し、潜在的な改善について説明します。これにより、複数の標高から地球の表面の特徴を将来的に空中分光偏光測定で測定する方法に関する要件が設定されます。
FAST を使用した 33 の系外惑星系に向けた高感度マルチビーム ターゲット SETI 観測
| Title |
Sensitive_Multi-beam_Targeted_SETI_Observations_towards_33_Exoplanet_Systems_with_FAST |
| Authors |
Zhen-Zhao_Tao,_Hai-Chen_Zhao,_Tong-Jie_Zhang,_Vishal_Gajjar,_Yan_Zhu,_You-Ling_Yue,_Hai-Yan_Zhang,_Wen-Fei_Liu,_Shi-Yu_Li,_Jian-Chen_Zhang,_Cong_Liu,_Hong-Feng_Wang,_Ran_Duan,_Lei_Qian,_Cheng-Jin_Jin,_Di_Li,_Andrew_Siemion,_Peng_Jiang,_Dan_Werthime,_Jeff_Cobb,_Eric_Korpela,_David_P._Anderson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02421 |
地球外生命体を探すための主要なアプローチとして、地球外知的生命体の探査(SETI)は、技術的に可能な生命体を示す人工無線信号などの技術的特徴を検出することに取り組んでいます。この論文では、500メートル開口の球状電波望遠鏡(FAST)で、マルチビーム同時一致マッチング(MBCM)という名前の観測戦略を使用して、33の既知の系外惑星系に向けたターゲットを絞ったSETIキャンペーンを報告し、ETI狭帯域ドリフトを検索します。2つの直交直線偏波方向で1.05～1.45GHzの信号を別々に送信します。ケプラー438に向けた観測から検出された1140.604MHzの信号は、当初、その特徴が想定されたETIテクノシグネチャーとほぼ一致していたため、私たちの関心のピークでした。しかし、その偏光特性などの証拠は、地球外起源の可能性をほぼ排除することができます.私たちが検出できる最小等価等方放射電力(EIRP)は1.48x10^9Wに達するため、私たちの観測は前例のない感度を達成します。
せん断磁場をもつ原始惑星系円盤における宇宙線電離率
| Title |
Cosmic-ray_ionization_rate_in_protoplanetary_disks_with_sheared_magnetic_fields |
| Authors |
Yuri_I._Fujii_and_Shigeo_S._Kimura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02503 |
原始惑星系円盤における宇宙線による電離率に対する磁場配置の影響を調べた。まず、星間物質(ISM)から原始惑星系円盤への宇宙線の伝搬を考察し、円盤周辺の宇宙線密度がISM値の4分の1であることを示しました。次に、原始惑星系円盤における宇宙線の減衰を計算します。ディスク内の磁場は方位角方向に引き伸ばされており、宇宙線はミッドプレーンに伝搬する際に迂回する必要があります。回り道が列密度を約2桁効果的に高めることを示します。IMlupの周りの円盤の場合、これは$r\gtrsim\,100$auに対して1桁以上イオン化率を増加させます。一方、$r\lesssim\,100$auの場合、宇宙線はディスクのミッドプレーンで遮蔽され、イオン化率も$z\sim\,2H$で強化されます。私たちの結果は、宇宙線電離率の半径方向勾配を示す最近のALMA観測と一致しています。円盤の外径におけるイオン化率の上昇は、両極性拡散によって抑制されると考えられていた磁気回転不安定性を活性化する可能性があります。これらの結果は、原始惑星系円盤の力学的および化学的進化に強い影響を与えるでしょう。
HD 100546 のドップラー フリップの起源: 内部バイナリ コンパニオンによって生成された大規模なスパイラル アーム
| Title |
The_Origin_of_the_Doppler-flip_in_HD_100546:_a_large_scale_spiral_arm_generated_by_an_inner_binary_companion |
| Authors |
Brodie_J._Norfolk,_Christophe_Pinte,_Josh_Calcino,_Iain_Hammond,_Nienke_van_der_Marel,_Daniel_J._Price,_Sarah_T._Maddison,_Valentin_Christiaens,_Jean-Francois_Gonzalez,_Dori_Blakely,_Giovanni_Rosotti,_and_Christian_Ginski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02542 |
若い星からサブ秒角の距離にある伴星は、イメージするのが難しいです。しかし、それらの存在は、それらが原始惑星系円盤のちりとガスに作り出す摂動から推測することができます。ここでは、HD100546の円盤で以前に検出された内部渦巻きを明らかにする、SPHERE偏光観測の新しい解釈を提示します。渦巻きは、新たに検出された12CO内部渦巻きおよび以前に報告されたCO放出ドップラーフリップと一致します。埋め込まれた原始惑星のサイン。流体力学モデルとの比較は、このドップラーフリップが代わりに、ディスクキャビティ内の内部コンパニオンによって生成される可能性が高いスパイラルの運動学的対応物であることを示しています。
Streams on FIRE: 天の川と FIRE で検出可能な恒星ストリームの集団
| Title |
Streams_on_FIRE:_Populations_of_Detectable_Stellar_Streams_in_the_Milky_Way_and_FIRE |
| Authors |
Nora_Shipp,_Nondh_Panithanpaisal,_Lina_Necib,_Robyn_Sanderson,_Denis_Erkal,_Ting_S._Li,_Isaiah_B._Santistevan,_Andrew_Wetzel,_Lara_R._Cullinane,_Alexander_P._Ji,_Sergey_E._Koposov,_Kyler_Kuehn,_Geraint_F._Lewis,_Andrew_B._Pace,_Daniel_B._Zucker,_Joss_Bland-Hawthorn,_Emily_C._Cunningham,_Stacy_Y._Kim,_Sophia_Lilleengen,_Jorge_Moreno,_Sanjib_Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02255 |
宇宙論的シミュレーションにおける恒星ストリームの集団と、観測された天の川矮小銀河ストリームとを比較した最初の詳細な研究を提示します。特に、FIRE-2シミュレーションで天の川類似体の周りで特定されたストリームを、南方恒星ストリーム分光調査(S5)で観測された恒星ストリームと比較します。川の個体群を正確に比較するために、FIRE川の模擬ダークエネルギー調査(DES)観測を生成し、それらの潮汐尾と前駆体の検出可能性を推定します。検出可能な星流の数と星の質量分布は、観測とシミュレーションの間で一致しています。ただし、近心と終点の分布には不一致があり、検出可能なFIREストリームは、平均して、天の川で観察されたものよりも大きな近心(>110kpcまで)で形成され、より大きな終点(>40kpc)でのみ存続します。仕方。天の川銀河の高質量矮小銀河ストリームの集団は不完全であることがわかりました。興味深いことに、FIREストリームの大部分は、DESのような観測で衛星としてのみ検出されます。これは、潮汐尾が表面の明るさが低すぎて検出できないためです。このようにして、天の川衛星周辺のまだ検出されていない潮汐尾の集団と、完全に検出されていない表面輝度の低い星流の集団を予測し、ルービン天文台でそれらの検出可能性を推定します。最後に、FIREと天の川のストリーム人口の間の不一致の原因と影響について議論し、宇宙論的シミュレーションにおける衛星破壊のテストのための将来の道を探ります。
円座銀河団の矮小銀河の分布と形態は、暗黒物質がないことを示唆している
| Title |
The_distribution_and_morphologies_of_Fornax_Cluster_dwarf_galaxies_suggest_they_lack_dark_matter |
| Authors |
E._Asencio,_I._Banik,_S._Mieske,_A._Venhola,_P._Kroupa_and_H._Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02265 |
矮小銀河は表面の明るさが低いため、潮汐力の影響を特に受けやすい。予想される擾乱の程度は、想定される重力の法則と、支配的なダークハローがあるかどうかによって異なります。これにより、矮小銀河はさまざまな重力モデルのテストに役立ちます。このプロジェクトでは、FornaxDeepSurvey(FDS)矮小銀河カタログを使用して、Fornaxクラスター内の矮小銀河の特性を、宇宙論およびミルグロミアンダイナミクスのラムダコールドダークマター($\Lambda$CDM)標準モデルによって予測されるものと比較します。（モンド）。Fornaxシステムのテスト粒子シミュレーションを構築します。次に、MCMC法を使用して、これを潮汐感受率$\eta$（半分の質量半径を理論的な潮汐半径で割ったもの）のFDS分布に適合させます。クラスターの中心からの予測された分離の分布。これにより、ドワーフが潮汐によって破壊される$\eta$値を制限することができます。$r'$バンドの地表の明るさの限界が平方秒あたり27.8マグニチュードであることを考慮すると、必要な安定性しきい値は$\eta_{\textrm{destr}}=0.25^{+0.07}_{-0.03}$in$\です。Lambda$CDMとMONDで$1.88^{+0.85}_{-0.53}$。$\Lambda$CDMの値は、$\eta_{\textrm{destr}}\approx1$であることを示す、以前の$\textit{N}$-body矮小銀河シミュレーションと緊張関係にあります。私たちのMOND$\textit{N}$-bodyシミュレーションは、$\eta_{\textrm{destr}}=1.70\pm0.30$であることを示しており、これはFDSのMCMC分析とよく一致しています。したがって、円座銀河団で観察された矮小銀河の変形と、その中心に向かって表面輝度の低い矮星がないことは、$\Lambda$CDMの期待とは相容れないが、MONDとはよく一致すると結論付けています。
On the Edge: 天の川銀河の星暈と暗黒物質暈の関係
| Title |
On_the_Edge:_the_relation_between_stellar_and_dark_matter_haloes_of_Milky_Way-mass_galaxies |
| Authors |
Anna_Genina,_Alis_Deason,_Carlos_Frenk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02266 |
宇宙流体力学シミュレーションで、天の川のような銀河の恒星と暗黒物質のハローの形成を調査します。恒星のハローは主に少数の巨大な矮星から剥ぎ取られた星で構成されており、そのほとんどは現在までに破壊されていることを示しています。一方、暗黒物質のハローは、主に小さな未解決のサブハロー($\lesssim10^6$M$_{\odot}$)と、束縛されていない粒子からなる「滑らかな」成分で構成されています。サブハローに。これらの違いにもかかわらず、恒星のハローの大部分を構成する大質量矮星も暗黒物質のかなりの割合を占めています。これらの矮星から取り除かれた星と暗黒物質は、それらの運動学を通じて関連付けられており、これがハローの位相空間構造に痕跡を残します。星の位相空間におけるコースティクスなどの特徴の位置とダークハローの特性との関係を調べます。恒星ハローの「エッジ」が暗黒物質ハローの質量と集合史のプローブであることを示します。天の川銀河の縁は、表面の明るさが31-36magarcsec$^{-2}$で見えるはずです。
CROC シミュレーションを使用した再電離時代の銀河におけるダストの生成、成長、および破壊のモデル化: メソッドとパラメーターの探索
| Title |
Modeling_Dust_Production,_Growth,_and_Destruction_in_Reionization-Era_Galaxies_with_the_CROC_Simulations:_Methods_and_Parameter_Exploration |
| Authors |
Clarke_J._Esmerian_and_Nickolay_Y._Gnedin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02277 |
宇宙論的銀河形成シミュレーションにおける星間塵の明示的な進化のモデルを紹介します。CosmicReionizationonComputersプロジェクト(CROC、Gnedin2014)のシミュレーションを後処理し、トレーサー粒子法でサンプリングされたシミュレーションのパスラインに沿ったダスト対ガス比の進化の常微分方程式を統合します。このモデルには、漸近巨星分枝(AGB)星風と超新星(SN)におけるダスト粒子生成の影響、星間物質(ISM)の気相からの重元素の降着による粒子成長、および星間物質による粒子破壊の影響が組み込まれています。超新星残骸(SNR)の高温ガス中の熱スパッタリング。私たちの分析の主な結論は、慎重に選択された粉塵破壊モデルの重要性であり、さまざまな合理的なパラメーター化により、シミュレーションのISMの$\sim100$pc解像度で非常に異なる値を予測できます。このダストモデルを10$h^{-1}$共運動Mpcボックス内の単一の最も重い銀河で実行すると、$\sim2\times10^9M_{\odot}$の恒星質量が$z=5$.このモデルは、高赤方偏移銀河からの既存のデータとほぼ一致するダスト質量とダストに敏感な観測可能な量を再現できることがわかりました。シミュレートされた銀河の総ダスト質量は、ダストモデルのパラメーターの選択、特にISMでの降着による粒子成長の時間スケールに多少影響されます。その結果、これらのエポックで銀河ダストの質量を制限できる観測可能な量は、ダストの物理学に制限をかけるのに役立つ可能性があります。
磁化された ISM のスターライト偏光ベースの断層撮影: Pasiphae の視線反転法
| Title |
Starlight-polarization-based_tomography_of_the_magnetized_ISM:_Pasiphae's_line-of-sight_inversion_method |
| Authors |
V._Pelgrims,_G._V._Panopoulou,_K._Tassis,_V._Pavlidou,_A._Basyrov,_D._Blinov,_E._Gjerl{\o}w,_S._Kiehlmann,_N._Mandarakas,_A._Papadaki,_R._Skalidis,_A._Tsouros,_R._M._Anche,_H._K._Eriksen,_T._Ghosh,_J._A._Kypriotakis,_S._Maharana,_E._Ntormousi,_T._J._Pearson,_S._B._Potter,_A._N._Ramaprakash,_A._C._S._Readhead,_I._K._Wehus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02278 |
恒星の偏光測定と距離を使用して、磁場の空平面の方向をトモグラフィーで分解するための最初のベイジアン法を提示します。このスタンドアロンのトモグラフィー反転法は、ほこりの多い領域内の3Dで磁化された星間物質(ISM)を再構築する上で重要な前進を示します。磁化されたほこりの多いISMからの偏光信号がさまざまな距離の薄層によって記述されるモデルを開発します。私たちのモデリングにより、個々のほこりの多い雲によって引き起こされる平均分極（振幅と方向）を推測し、乱流によって引き起こされる散乱を一般的な方法で説明することが可能になります。偏光と視差の不確実性を明示的に説明する尤度関数を提示します。ネストされたサンプリング法を使用して対数尤度を最大化することにより、磁化されたISMを再構築するためのフレームワークを開発します。$Gaia$からの現実的な不確実性を考慮し、現在計画されている観測戦略に従って偏光調査PASIPHAEに期待されるように、模擬データでベイズ逆変換法をテストします。採用された調査露出時間と系統的不確実性のレベルに対して、雲によって背景の星に引き起こされる分極が$\sim0.1\%$を超えるとすぐに、私たちの方法が雲の特性を回復するのに効果的であることを示します。私たちの方法は、平均偏光特性を回復するだけでなく、固有散乱を特徴付けることができるため、ISM乱流と磁場強度を特徴付ける方法が開かれます。最後に、既知の視線分解を使用してスターライト偏光の既存のデータセットにこの方法を適用し、以前の結果との一致と雲の特性の不確実性の定量化の改善を示します。
非平衡星間化学に対する局所的な星放射と塵の枯渇の影響
| Title |
The_effects_of_local_stellar_radiation_and_dust_depletion_on_non-equilibrium_interstellar_chemistry |
| Authors |
Alexander_J._Richings,_Claude-Andre_Faucher-Giguere,_Alexander_B._Gurvich,_Joop_Schaye,_Christopher_C._Hayward |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02288 |
星間化学は、ガスが冷却できる速度を決定し、イオンや分子から観測可能な分光線を予測できるようにするため、銀河の形成にとって重要です。星間物質(ISM)の化学をモデル化する際の2つの中心的な側面を探究します。(1)ガスをイオン化して加熱する局所的な星の放射の影響、および(2)存在量を減少させるダスト粒子への金属の枯渇。気相中の金属の。FIRE銀河形成モデルとCHIMES非平衡化学および冷却モジュールを使用して、矮星から天の川質量までの孤立した円盤銀河の高解像度(バリオン粒子あたり400M$_\odot$)シミュレーションを実行します。私たちの基準モデルでは、おおよその放射伝達スキームを使用して星の粒子から計算された星のフラックスに化学を結合し、金属の枯渇について経験的な密度依存の処方を実装します。比較のために、空間的に均一な放射場で金属枯渇なしのシミュレーションも実行します。私たちの基準モデルは、星の質量を伴うHIとH2の質量、[CII]158$\mu$m、[OI]63$\mu$m、[OIII]88$の線光度対星形成率で観測された傾向を広く再現しています。\mu$m、[NII]122$\mu$m、H$\alpha$6563A。均一な放射場を使用したシミュレーションでは、[OIII]88$\mu$mおよびH$\alpha$6563Aの光度が最大で1桁も暗いことが予測されますが、金属の枯渇を無視すると、炭素線と酸素線の光度が1倍増加します。因数$\approx$2。ただし、銀河の全体的な進化は、局所的な星フラックスや金属の枯渇によって強く影響を受けることはありません。ただし、局所的なフラックスを含めると、流出が弱くなり、ガスの割合が高くなる矮小銀河を除きます。
アンドロメダ座 (M 31) の惑星状星雲の調査 V. アンドロメダ座の薄いディスクと厚いディスクの化学的濃縮。惑星状星雲と H II
領域の酸素とアルゴンの存在比
| Title |
The_survey_of_planetary_nebulae_in_Andromeda_(M_31)_V._Chemical_enrichment_of_the_thin_and_thicker_discs_of_Andromeda._Oxygen_to_argon_abundance_ratios_for_planetary_nebulae_and_H_II_regions |
| Authors |
Magda_Arnaboldi,_Souradeep_Bhattacharya,_Ortwin_Gerhard,_Chiaki_Kobayashi,_Kenneth_C._Freeman,_Nelson_Caldwell,_Johanna_Hartke,_Alan_McConnachie_and_Puragra_Guhathakurta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02328 |
我々は、惑星状星雲(PNe)の酸素とアルゴンの存在量を、内部絶滅が低く(前駆体年齢(>4.5Gyr))および高い絶滅(前駆体年齢が<2.5Gyr)、およびHII領域のものに使用して、化学物質を制約します。M31の薄い円盤と厚い円盤における濃縮と星形成効率.アルゴン元素は、酸素よりもIa型超新星(SNe)によってより多くの割合で生成されます.平均log(O/Ar)値は、PNeの関数としてそれらのアルゴン存在量12+log(Ar/H)は、M31ディスクPN前駆体の誕生時の星間物質(ISM)の状態を追跡します.したがって、[α/Fe]対[Fe/H]星の分布は、異なる星の進化段階の星雲放出の酸素対アルゴン存在比log(O/Ar)対アルゴン存在量にも刻印されています。制約する異なる年齢のPNeのlog(O/Ar)対(12+log(Ar/H))分布薄いおよび厚いM31円盤における親星集団の星形成の歴史。内側のM31ディスク(R_{GC}<14kpc)の場合、平均log(O/Ar)値を高絶滅および低絶滅PNeのアルゴン存在量の関数として再現する化学進化モデルには、金属の2回目の落下が必要です。ガスが豊富な（湿った）衛星の合併中のガスの質が低下します。M31では、薄い円盤はより若く、半径方向の広がりが少なく、より高い星形成効率で星を形成し、より長く伸びた厚い円盤よりも化学的濃縮のタイムスケールが速かった。M31の薄い円盤と厚い円盤の両方が、同様に高いアルゴン存在度(12+log(Ar/H))~6.7に達します。したがって、M31の薄い/厚い円盤の化学的および構造的特性は、天の川の薄い円盤と厚い円盤で決定されたものとは著しく異なります。
高度に降着するクエーサーの高金属含有量: 拡張サンプルの分析
| Title |
High_Metal_Content_of_Highly_Accreting_Quasars:_Analysis_of_an_Extended_Sample |
| Authors |
Karla_Garnica,_C._Alenka_Negrete,_Paola_Marziani,_Deborah_Dultzin,_Marzena_\'Sniegowska,_and_Swayamtrupta_Panda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02387 |
極端な人口A(xA)に属すると考えられている中間赤方偏移のクエーサーのUVスペクトルの分析を提示し、広い線を放出するガスの化学的存在量を推定することを目的としています。サンプルを42のソースに拡張する前の作業で説明されているアプローチに従います。私たちの目的は、以前に実行された分析の堅牢性をテストすることと、この調査の2つの最も興味深い結果を確認することです。非常に高い太陽金属量の証拠と、太陽の値に対する元素の相対存在量の偏差です。私たちの分析の基礎は、AlIII1860、CIII]1909、CIV1549、HeII1640、およびSiIV1397+OIV]1402の幅広い成分とその青の余剰。これらの成分の観測された流束比を、光イオン化コードCLOUDYによって予測された同じ比率と比較することにより、ビリアライズされたガス(幅広い成分)が10Z$_\odot$よりも高い金属量Zを示すことがわかりました。ビリアル化されていない雲の場合、太陽の化学組成に比例するという仮定の下で$\sim$5Z$_\odot$付近の金属量の下限を導き出し、以前の結果を確認しました。特に、金属線とHeII1640の比率に依存しています。これにより、アルミニウムとシリコンの線、および炭素の線に由来する太陽スケールの金属量の体系的な違いを確認することができました。最初のものは2倍高くなりました。高い割合で降着する明るいクエーサーの場合、Z値は高い可能性がありますが、そのZスケール値は、核周囲の星形成に関連する高度に濃縮されたガスによる可能性のある汚染の影響を受けます。高いZ値は、核および核周辺の星の形成、核コンパクト天体と降着円盤の間の相互作用、おそらく降着によって変化した星の形成を含む複雑なプロセスを示唆しています。
クエーサーの光スペクトルと変動性の関係
この作業の目的は、クエーサーの光学的変動とスペクトルの特徴との関係を見つけて、ランダム変動の背後にある規則性を明らかにすることでした。クエーサーのFeII/Hbetaフラックス比と[OIII]5007の等価幅には負の相関があることが知られています。〜10年後の明るさ。それぞれ異なるクエーサーサンプルを使用して3つの分析を行いました。最初の分析では、13,438個のスローンデジタルスカイサーベイクエーサーを使用して、EV1平面上の分布と明るさの変化量との関係が示されました。この結果は、その後の明るさの変化が明らかにEV1平面上の位置に関係していることを示しています。2番目の分析では、EV1平面上の変化する外観(状態)クエーサーとして報告されたソースをプロットしました。この結果は、EV1平面上の位置が各ソースの活動レベルに対応していることを示しており、それらの明るい状態または暗い状態は、典型的なクエーサー分布で分割された両側に分布しています。3番目の分析では、複数のエポックスペクトルを持つソースを使用して、EV1平面上の遷移ベクトルを調べました。この結果は、明るくなる光源と減光する光源が同じような経路をたどり、反対の活動レベルに対応する位置に変わることを示しています。また、この傾向は、多数のクエーサーの傾向に基づいて提案されているRFeIIがエディントン比と正の相関があるという経験則とは逆であることもわかりました。これらすべての分析から、クエーサーはEV1平面上の分布リッジの両側の間で振動する傾向があることが示されています。それぞれが薄暗い状態と明るい状態に対応します。光学変動のこの傾向は、Changing-Lookクエーサーなどの重要な明るさの変化が繰り返されると予想されることを示唆しています。
中央分子ゾーンの立体構造
アーカイブからの銀河中心(GC)領域のHIおよびCOラインキューブデータの詳細な比較が得られます。中央分子ゾーン(CMZ)は、半径$\sim320$pcおよび垂直スケール高$\sim70$pcのHIディスク(中央HIゾーン、CHZ)に埋め込まれていることが示されています。電波連続体ベルトは、分子アームIおよびIIと平行に走っていることが示されています。ベルトは空に二重無限の形を描き、SgrE($l\sim-1^\circ.2)$、C、B1、B2、SgrD($+1^\circ.2$)を結びます。ワーピングスター形成リングとして解釈されます。分子アームは、経度速度図(LVD)のHIアームと密接に関連しており、コヒーレントな剛体リッジを示しています。HIとCOの密接な関係により、HIラインの吸収を使用して、SgrA、B1、B2、およびCに対するアームの位置を決定できます。SgrA$^*$とメーザーの固有運動の三角データを組み合わせます。SgrB2の発生源と半径方向の速度から、SgrB2の3D速度ベクトルが決定されます。これらの分析から、SgrB2を持つ分子アームIはSgrA$^*$の手前側に位置し、SgrCを持つ分子アームIIは反対側に位置し、どちらもGCの周りに一対の対称アームを構成することが示されています。SgrAからEおよびArmsIとIIの可能な3Dビューを、パラメータリストとともに提示します。
天の川銀河周囲の熱い媒質中の 2 つの成分の広範な検出
| Title |
Widespread_Detection_of_Two_Components_in_the_Hot_Circumgalactic_Medium_of_the_Milky_Way |
| Authors |
Jesse_Bluem,_Philip_Kaaret,_K._D._Kuntz,_Keith_M._Jahoda,_Dimitra_Koutroumpa,_Edmund_J._Hodges-Kluck,_Chase_A._Fuller,_Daniel_M._LaRocca,_and_Anna_Zajczyk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02477 |
天の川(MW)を取り囲んでいるのは銀河周媒質(CGM)です。これは、MWの進化に重要な意味を持つ高温ガスの拡張貯留層です。HaloSat全天サーベイを使用して、CGMの軟X線放出を調査し、その分布と構造をより明確に定義しました。我々は、以前のHaloSatによる南方CGM(銀河緯度b<-30度)の研究を拡張して、北方CGM(b>30度)を含め、観測された結果を生成するには、異なる温度の少なくとも2つの高温ガスモデルコンポーネントが必要であるという証拠を見つけました。放出。より低温のコンポーネントの典型的な温度はkT~0.18keVですが、より高温のコンポーネントの典型的な温度はkT~0.7keVです。暖かい成分と熱い成分の両方の放出量は広い範囲(それぞれ~0.005-0.03、~0.0005-0.004cm-6pc)で、CGMが塊状であることを示しています。比較的一貫したCGMのパッチが北部で発見され、積み重ねられたスペクトルを使用してCGMスペクトルをより詳細に調べることができました。積み重ねられたスペクトルは、kT=0.166+/-0.005keVおよびkT=0.69+0.04-0.05keVの温度で2つの高温ガス成分を含むモデルでよく説明されます。高温コンポーネントを追加する代わりに、CGMのネオン強化単一温度モデルもテストされ、適合度が低く、残差が不十分であることがわかりました。
大質量ブラックホール前駆体経路の観測的特徴: しし座 I は喫煙銃なのか?
| Title |
Observational_Signatures_of_Massive_Black_Hole_Progenitor_Pathways:_is_Leo_I_a_Smoking_Gun? |
| Authors |
John_A._Regan_(Maynooth_University,_Ireland),_Fabio_Pacucci_(CfA)_and_M._J._Bustamante-Rosell_(UCSC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02546 |
最も大規模なクラスター銀河から矮小銀河領域に至るまで、大規模ブラックホール(MBH)の個体群の人口統計に関して、観測による証拠が増えています。ただし、これらの中心的なMBHが形成された前駆細胞経路は不明のままです。ここでは、矮小銀河におけるMBH形成の潜在的に強力な観測的特徴を報告します。(化石)矮小銀河のMBHの質量スペクトルの連続体は、重いシード形成経路のユニークな特徴であると主張します。親ガス雲の最初の断片化が大量の種子生産のバーストをもたらすという確固たる仮定の下では、これらの種子のかなりの部分が、中心天体の質量よりも小さい質量を持つ核外のMBHとして今日まで生き残ります。中心密度が比較的低いレオI銀河でのMBHの最近の発見に動機付けられて、MBHシード質量のそのような連続体は、軽いシードとは対照的に、最も軽いブラックホール質量から中心MBHの質量まで持続する必要があることを示します。そのような連続体が存在しないシナリオ。中心から外れたMBHと中央のMBHの検出は、大量のシーディング経路の強力な証拠となります。
JWST/NIRSpec による $z>7$ 銀河の存在パターン -- O/H、C/O、Ne/O、および Fe/O -- の初見
| Title |
A_First_Look_at_the_Abundance_Pattern_--_O/H,_C/O,_Ne/O,_and_Fe/O_--_in_$z>7$_Galaxies_with_JWST/NIRSpec |
| Authors |
Karla_Z._Arellano-C\'ordova,_Danielle_A._Berg,_John_Chisholm,_Pablo_Arrabal_Haro,_Mark_Dickinson,_Steven_L._Finkelstein,_Floriane_Leclercq,_Noah_S._J._Rogers,_Raymond_C._Simons,_Evan_D._Skillman,_Jonathan_R._Trump |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02562 |
ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)の近赤外分光器(NIRSpec)で撮影された早期放出観測から、3つのz>7銀河の静止フレーム近紫外および光学星雲スペクトルを分析します。これらの3つの高z銀河は、温度に敏感な[OIII]$\lambda$4363線を含むいくつかの強い放射星雲の線の検出を示しており、O/Hの星雲の状態と気相の存在量を直接決定することができます。C/O、Ne/O、Fe/O。他の最近の分析と一般的に一致するO/H存在量とイオン化パラメーターを導き出します。質量が最も小さい銀河は、O/Hの不確実性が大きく、質量と金属量の関係(つまり、勾配)を固定し、その赤方偏移の進化をテストする上で重要な効果があります。また、z>8の銀河でCIII]$\lambda$$\lambda$1907,1909放射を検出し、そこからこれまでで最も遠いC/O存在量を決定しました。この貴重な検出により、C/O赤方偏移が高赤方偏移に至る最初のテストが提供されます。ネオンの場合、高イオン化[NeIII]$\lambda$3869ラインを使用して、z>7での最初のNe/O存在量を測定し、この$\alpha$元素比に変化がないことを発見しました。Feの存在量を調査するために、z>8銀河における弱い[FeII]および[FeIII]線の暫定的な検出を調べます。これは、金属の急速な蓄積を示します。重要なことは、NIRSpec/JWSTを使用してz>7銀河の存在量パターンを確実に決定するには、適切にフラックスが較正され、より高いS/Nスペクトルが重要であることを示していることです。
イオン化ガス放出を追跡するおとめ座環境調査 (VESTIGE).XIII.おとめ座銀河団の拡散銀河と超拡散銀河の変換におけるラム圧ストリッピングの役割
| Title |
A_Virgo_Environmental_Survey_Tracing_Ionised_Gas_Emission_(VESTIGE).XIII._The_role_of_ram-pressure_stripping_in_transforming_the_diffuse_and_ultra-diffuse_galaxies_in_the_Virgo_cluster |
| Authors |
Junais_S._Boissier,_A._Boselli,_L._Ferrarese,_P._C\^ot\'e,_S._Gwyn,_J._Roediger,_S._Lim,_E.W._Peng,_J.-C.Cuillandre,_A._Longobardi,_M._Fossati,_G._Hensler,_J._Koda,_J._Bautista,_M._Boquien,_K._Ma{\l}ek,_P._Amram,_Y._Roehlly |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02634 |
低表面輝度銀河(LSB)は、宇宙のすべての銀河のかなりの部分に寄与しています。超拡散銀河(UDG)は、近年多くの注目を集めているLSBのサブクラスを形成します(ただし、その定義は研究によって異なる場合があります)。UDGは銀河団、グループ、および野外で多数発見されていますが、その形成と進化についてはまだ非常に議論されています。NGVS(光学)、VESTIGE(H$\alpha$狭帯域)、およびGUViCS(UV)サーベイからの多波長データの包括的なセットを使用して、おとめ座銀河団内の64の拡散銀河とUDGのサンプルを研究し、それらの形成履歴を調査しました。.これらの銀河の測光色と表面輝度プロファイルを分析し、それらをラム圧ストリッピング(RPS)イベントを含む銀河進化のモデルと比較して、過去の高温クラスターガスとの強力な相互作用の可能性を推測しました。私たちのサンプルは主に赤いLSBで構成されていますが、これはクラスター環境では一般的ですが、クラスター中心の距離による色の変化の証拠が見つかりました。青い、HIを含む、星を形成する拡散銀河が、サンプルの残りの部分よりもクラスターの中心から離れた場所に見られます。私たちのモデルを多周波観測と比較すると、サンプルの銀河のほとんどが、平均して1.6Gyr前に、生涯で強いRPSイベントを経験した可能性があることが示唆されます(分散が大きく、一部の銀河ではRPSがまだ進行中です)。このプロセスの結果、最初はガスが豊富な拡散青色銀河が、ガスが少なく赤色の銀河に変化し、現在は支配的な人口を形成しています。より極端なUDGは、平均してより遠い過去にこのプロセスを経験しています。高密度環境でのRPSは、銀河団で観測される多数の静止UDGの形成の主要なメカニズムの1つになる可能性があります。
シュレーディンガーの銀河候補: $z\approx17$ で謎めいた光、または $z\approx5$ でダスティ/クエンチング?
| Title |
Schrodinger's_Galaxy_Candidate:_Puzzlingly_Luminous_at_$z\approx17$,_or_Dusty/Quenched_at_$z\approx5$? |
| Authors |
Rohan_P._Naidu,_Pascal_A._Oesch,_David_J._Setton,_Jorryt_Matthee,_Charlie_Conroy,_Benjamin_D._Johnson,_John_R._Weaver,_Rychard_J._Bouwens,_Gabriel_B._Brammer,_Pratika_Dayal,_Garth_D._Illingworth,_Laia_Barrufet,_Sirio_Belli,_Rachel_Bezanson,_Sownak_Bose,_Kasper_E._Heintz,_Joel_Leja,_Ecaterina_Leonova,_Rui_Marques-Chaves,_Mauro_Stefanon,_Sune_Toft,_Arjen_van_der_Wel,_Pieter_van_Dokkum,_Andrea_Weibel,_Katherine_E._Whitaker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02794 |
$JWST$による$z>10$宇宙の最初の一瞥は、驚くほど豊富な明るい銀河の候補をもたらしました。ここでは、これらのシステムの中で最も極端なものを紹介します:CEERS-1749.$0.6-5\mu$m測光に基づくと、この驚くほど明るい($\approx$26mag)銀河は、$z\approx17$にあるように見えます。これにより、$M_{\rm{UV}}\approx-22$,$M_{\rm{\star}}\approx5\times10^{9}M_{\rm{\odot}}$システムになります。ビッグバンの後、単なる$\sim220$Myrsを形成しました。この銀河とその類似体の暗黙の数密度は、$\Lambda$CDM宇宙論を仮定するほぼすべての初期の銀河進化モデルに挑戦します。しかし、$z\approx5$の二次赤方偏移解を支持する強力な環境的証拠があります:$<2.5$"にある銀河の最近傍の3つすべてが、$z\approx5$の測光赤方偏移を持っています。さらに、CEERS-1749を示します。$z\approx5$原始銀河団は、磁場に比べて$\gtrsim5\times$過密である可能性があります.電離ガスを含む静止銀河からの$z\approx5$での強烈な線放射、または塵の多いスターバーストからの強い線放出は、満足のいくものを提供するかもしれません.CEERS-1749の光度測定の説明.$z\approx5$での輝線は共謀して$>2\mu$m測光度を高め、明らかな青い傾斜とSEDの強いブレークを生成します.そのような完全に偽装された汚染物質は狭い赤方偏移ウィンドウ($\Deltaz\lesssim0.1$)でのみ可能であり、特に中帯域が展開されている場合、そのような侵入者の許可されたボリュームは$z>10$検索の主要な懸念事項ではない可能性があることを意味します.CEERS-1749は$z\approx5$にあることが確認されており、赤方偏移が最も高いquになります。iescent銀河、またはこれまでに検出された初期宇宙の最小質量の塵銀河の1つです。この興味をそそる銀河の両方の赤方偏移の解決策は、初期の銀河進化の既存のモデルに挑戦する可能性を秘めているため、このソースの分光学的追跡が重要になります。
ストリーミング宇宙線の乱流再加速
亜音速の圧縮性乱流は、エネルギーを宇宙線(CR)に伝達します。これは、非共鳴再加速として知られるプロセスです。完全に拡散的なCR輸送を仮定して、$\sim\rmGeV$エネルギーで観測された一次CRと二次CRの比を説明するためにしばしば引き合いに出される。ただし、そのような推定では、CRの自己制限とストリーミングの影響が無視されます。これらの問題は、Athena++を使用したスターリングボックス磁気流体力学(MHD)シミュレーションで、フィールドに整列した拡散およびストリーミングCRトランスポートで研究されています。拡散のみについては、CR再加速率が分析的予測とよく一致していることがわかります。ストリーミングが含まれている場合、再加速率は血漿$\beta$に依存します。CR変数とガス変数の間のストリーミングによって変更された位相シフトにより、星間物質(ISM)のような低$\beta$環境では正規の再加速速度よりも遅くなりますが、クラスター内媒体のような高$\beta$環境では変化しません。(ICM)。また、シミュレーションでストリーミングエネルギー損失率を定量化します。サブAlfv\'{e}nic乱気流の場合、解像度に依存し(したがって、大規模なシミュレーションでは収束しません)、等方性損失率$v_{A}\cdotと比較して、大幅に抑制されます(桁違いに)。\nablaP_{\rmCR}/P_{\rmCR}\simv_{A}/L_{0}$、平均場と等方性CR勾配の間の不整合による。直観に反して、加速効率とは異なり、CR損失は$\beta\sim1-100$を超える磁場強度とはほとんど無関係であるため、ストリーミングが含まれている場合の加速率の低下の主な要因ではありません。この論文は主に乱流がCRにどのように影響するかを扱っていますが、フォローアップ論文(BustardとOh、準備中)では、MHDカスケードからエネルギーを迂回させ、ガス加熱への経路を変更し、乱流パワースペクトル。
放射効率の低い降着流における磁束輸送と磁気的に停止した円盤への経路
| Title |
Magnetic_Flux_Transport_in_Radiatively_Inefficient_Accretion_Flows_and_the_Pathway_towards_a_Magnetically_Arrested_Disk |
| Authors |
Prasun_Dhang,_Xue-Ning_Bai_and_Christopher_J._White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02269 |
大規模な磁場は、角運動量輸送を決定し、降着システムでジェット/流出を生成する上で重要な役割を果たしますが、その起源はまだよくわかっていません。ブラックホール周辺の放射非効率降着流(RIAF)に焦点を当て、Athena++コードを使用して3次元の一般相対論的磁気流体力学(GRMHD)シミュレーションを実施します。最初に、ダイナモ作用だけでは強力なジェットを生成するのに必要な十分な磁束を提供できないことを再確認します。次に、大規模な磁場が外部ソース(たとえば、X線連星の伴星、AGNの磁化された周囲媒体)から内側に移動する別の可能性を調査します。外部フィールドの実際の構成は複雑で不確実である可能性がありますが、閉じている可能性があります。最初の研究として、それらをさまざまなサイズ、形状、磁場強度の閉じた磁場ループとして扱います。磁束が最初の層流に注入される磁束輸送の以前の研究とは異なり、流入平衡で準定常乱流RIAFに磁場ループを注入し、それらの進化を追跡しました。大きな半径で注入されたフラックスのかなりの部分($\sim15\%-40\%$)が、ループが高緯度で注入された場合を除いて、ループパラメーターへの依存度が低く、ブラックホールに到達することがわかりました。ミッドプレーン。私たちの研究で観測された磁束輸送の比較的高い効率は、大規模な磁場の発生源がより大きな半径に存在する場合、磁気的に支配されたRIAF、潜在的に磁気的に停止したディスクがブラックホールの近くで比較的簡単に形成される可能性があることを示唆しています.
暗黒物質のプランク相互作用大質量粒子のシナリオにおける超高エネルギーでの光子束上限の宇宙論的意味
| Title |
Cosmological_implications_of_photon-flux_upper_limits_at_ultra-high_energies_in_scenarios_of_Planckian-interacting_massive_particles_for_dark_matter |
| Authors |
The_Pierre_Auger_Collaboration:_P._Abreu,_M._Aglietta,_J.M._Albury,_I._Allekotte,_K._Almeida_Cheminant,_A._Almela,_J._Alvarez-Mu\~niz,_R._Alves_Batista,_J._Ammerman_Yebra,_G.A._Anastasi,_L._Anchordoqui,_B._Andrada,_S._Andringa,_C._Aramo,_P.R._Ara\'ujo_Ferreira,_E._Arnone,_J._C._Arteaga_Vel\'azquez,_H._Asorey,_P._Assis,_G._Avila,_E._Avocone,_A.M._Badescu,_A._Bakalova,_A._Balaceanu,_F._Barbato,_J.A._Bellido,_C._Berat,_M.E._Bertaina,_G._Bhatta,_P.L._Biermann,_V._Binet,_K._Bismark,_T._Bister,_J._Biteau,_J._Blazek,_C._Bleve,_J._Bl\"umer,_M._Boh\'a\v{c}ov\'a,_D._Boncioli,_C._Bonifazi,_L._Bonneau_Arbeletche,_N._Borodai,_A.M._Botti,_J._Brack,_T._Bretz,_P.G._Brichetto_Orchera,_F.L._Briechle,_P._Buchholz,_A._Bueno,_S._Buitink,_M._Buscemi,_M._B\"usken,_K.S._Caballero-Mora,_L._Caccianiga,_F._Canfora,_et_al._(321_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02353 |
ピエール・オージェ天文台のデータで、銀河のハローで崩壊する超重X$粒子を示唆するサインの徹底的な検索を提示します。信号の欠如から、$X$粒子崩壊から予想される二次副産物フラックスの${\gtrsim}10^8$\,GeVを超えるさまざまなエネルギーしきい値の上限を導き出します。これらの超重粒子のエネルギー密度が今日観測されている暗黒物質のエネルギー密度と一致すると仮定すると、粒子フラックスの上限は、粒子質量の関数として崩壊プロセスを支配する結合の厳しい制約に変換されます。インスタントン誘起崩壊過程により、ダークセクターにおけるゲージ相互作用の減少した結合定数の境界を導出できることを示します:$\alpha_X\alt0.09$、$10^{9}\altM_X/\text{GeV}<10^{19}$.$\alpha_X$のこの上限は、再加熱期に生成された暗黒物質のプランク相互作用質量粒子のコンテキストで、宇宙マイクロ波背景放射でテンソルモードが観測されないことを補完するものです。暗黒物質を説明するこのシナリオの実行可能な領域は、$M_X$と$\alpha_X$に加えて、インフレーションの終わりのハッブル率、再加熱効率、および非-ヒッグスと曲率の最小結合。
複数の異なる観測結果からのブレイ運動量保存ネイタル キック モデルに対する新しい制約
| Title |
New_constraints_on_the_Bray_conservation-of-momentum_natal_kick_model_from_multiple_distinct_observations |
| Authors |
S._M._Richards,_J._J._Eldridge,_M._M._Briel,_H._F._Stevance,_R._Willcox |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02407 |
コンパクトなレムナントが形成中に受ける線形運動量であるネイタル超新星キックは、連星集団合成(BPS)モデルの重要な部分です。これらのキックは証拠によって十分にサポートされていますが、その根底にある分布とBPSモデルへの組み込みは不確実です。この作業では、キックの強度がイジェクトレムナントの質量比に直線的に比例する、以前に提案された分析処方を使用して、出生キックの性質を調査します。可能な値の広い範囲にわたって自由パラメーターを変化させ、これらの合成母集団を4つの制約に対して同時に比較します:コンパクト連星中性子星(BNS)システムの合体率、銀河BNSの周期離心率分布、単一星の速度分布。パルサー、および低噴出質量超新星が低速キックを生成する可能性。パラメーター空間のさまざまなサンプルが各テストを満たし、4つの制約すべてを同時に満たすモデルはわずか1%であることがわかります。単一の最適なキックモデルを特定することはできませんが、$\alpha=80\pm30$kms$^{-1}$、$\beta=0\pm20$kms$^{-1}$を報告します。すべての制約を満たすパラメーター空間の領域の中心であり、さらなる制約として$\beta\geq0$kms$^{-1}$を期待します。また、キックモデルの将来の改良を可能にするさらなる観察を提案します。キックモデルの感度の高いテストは、BNS合併率の赤方偏移の進化です。これは事実上、合併の遅延時間分布の直接的な尺度だからです。最適な値として、BNS合併率のピークは現在であることがわかります。
キネティックアルフエン波動乱流における断続性と電子加熱
| Title |
Intermittency_and_electron_heating_in_kinetic-Alfv\'en-wave_turbulence |
| Authors |
Muni_Zhou,_Zhuo_Liu,_and_Nuno_F._Loureiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02441 |
変動と電子加熱のスペクトル特性に焦点を当て、低ベータプラズマにおけるサブイオンスケールの乱流の解析的および数値的調査を報告します。等温限界では、ボルディレフとペレス(Astrophys.J.Lett.758,L44(2012))断続的な効果を含める。等温性の制約が取り除かれると(つまり、電子運動物理学を含めることで)、エネルギースペクトルは、電子のランダウ減衰によって急勾配になることがわかります。速度空間カスケードによる散逸。エルミート多項式表現を使用して電子分布関数の速度空間依存性を表現すると、分布のエルミートモーメントの解析的な最低次解を得ることができます。これは、数値シミュレーションによって裏付けられます。
THAMES で大規模なブラック ホール バイナリを釣り上げる
高密度環境での階層的な合体は、中間質量ブラックホール(IMBH)連星系の主要な形成チャネルの1つです。結果として得られる大規模な連星系は、質量の非対称性を示すと予想されます。放出された重力波(GW)は、高次モードからの重要な寄与を運ぶため、異なるモードの重ね合わせによる複雑な波形形態をもたらします。さらに、IMBHバイナリは、LIGO検出器での合併頻度が低く、信号持続時間が短いため、短期間のノイズのあるグリッチとして誤分類されるリスクが高くなります。ディープラーニングアルゴリズムをトレーニングして、短いGWトランジェントからノイズの多いグリッチを区別することができます。$\mathtt{THAMES}$--高度なGW検出器内の準円形のほぼエッジオンの質量非対称IMBHバイナリからのGW信号用の深層学習ベースのエンドツーエンド信号検出アルゴリズムを提示します。私たちの研究は、より高い質量の非対称でほぼエッジオンのIMBHバイナリの$\mathtt{PyCBC}$検索に基づくマッチドフィルターよりも優れていることを示しています。$\mathtt{PyCBC-IMBH}$($\mathtt{PyCBC-HM)に対して、質量比$q\in(5,10)$の敏感な体積-時間積の最大ゲインは5.24(2.92)倍です。}$)100年に1回の誤報率で検索します。広範な$\mathtt{PyCBC}$検索と比較すると、この係数は$q\in(10,18)$の$\sim100$です。このように体積感度が飛躍的に向上した理由の1つは、複雑な波形形態を持つ信号とノイズの多いトランジェントを区別する能力であり、重力波天文学の分野で複雑な信号形態を調査する際のディープラーニングアルゴリズムの可能性を明確に示しています。現在のトレーニングセットでは、$\mathtt{THAMES}$は、質量比$q\in(5,10)$と検出器を持つ中質量ブラックホール連星をターゲットとする$\mathtt{PyCBC}$ベースの検索に対してわずかにパフォーマンスが劣ります。フレームの総質量$M_T(1+z)\in(100,200)~M_\odot$.
GRB171205Aは、ブロードラインタイプのIc超新星(SN)であるSN2017iukに関連付けられた低光度で長時間のガンマ線バースト(GRB)です。これは、単一のCO星のコア崩壊で形成されたもの、またはタイプIIIの連星駆動型超新星(BdHN)と呼ばれる広く分離された連星で形成されたものと一致しています。CO星のコア崩壊は、新生NS($\nu$NS)とSN爆発を形成します。フォールバック降着は、質量と角運動量を$\nu$NSに転送します。膨張する星の層に注入された降着エネルギーは、即発放出を促進します。多波長べき乗法則の残光は、スピンする$\nu$NSによって注入されたエネルギーによって駆動される、SNイジェクタ内の電子のシンクロトロン放射によって説明されます。$\nu$NSによって得られる質量と角運動量の量、および$\nu$NSの回転進化を計算します。$\nu$NSは$58$ミリ秒の期間までスピンし、その後回転エネルギーを放出して、残光のシンクロトロン放射に電力を供給します。$\nu$NSスピンの不足は、低光度特性を説明し、ニッケルの放射性崩壊からのSNの発光が、シンクロトロン放射からの発光よりも優れていることを説明しています。$\nu$NSの進化から、SN爆発はGRBトリガーの最大$7.36$時間前に発生しなければならなかったと推測されます。したがって、初めて、GRBデータの分析は、関連するSN爆発の発生時刻につながり、SNに関連するニュートリノ放出とGRBイベントの電磁放出との間に厳しい遅延時間を設定します。
天文学的テストベッド コミュニティをつなぐ -- CAOTIC プロジェクト: ソフトウェア バージョン管理コンセプトの最適化された教育方法
| Title |
Connecting_the_astronomical_testbed_community_--_the_CAOTIC_project:_Optimized_teaching_methods_for_software_version_control_concepts |
| Authors |
Iva_Laginja,_Pablo_Robles,_Kevin_Barjot,_Lucie_Leboulleux,_Rebecca_Jensen-Clem,_Keira_J._Brooks,_Christopher_Moriarty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02263 |
実験室のテストベッドは、高コントラストイメージングと極端な補償光学の研究と開発技術の実施に不可欠な要素です。ソフトウェアやハードウェアの制御など、運用に差し迫ったリソースを使用および開発している研究所グループが世界中に多数あります。CAOTIC(CommunityofAdaptiveOpticsandhighContrasttestbeds)プロジェクトは、このコミュニティが天文計測器のより効率的な研究を行うために接続、情報共有、およびリソース交換を行うためのプラットフォームとなることを目的としています。-チームのつながり。これらの議事録では、私たちの新しいWebサイトであるCAOTICプロジェクトの目標を提示し、特に、科学者にバージョン管理を教えるための新しいアプローチに焦点を当てています。
CMB-S4サーベイ実験のためのモジュラー検出器と読み出しシステムの概念設計
| Title |
Conceptual_Design_of_the_Modular_Detector_and_Readout_System_for_the_CMB-S4_survey_experiment |
| Authors |
D._R._Barron,_Z._Ahmed,_J._Aguilar,_A._J._Anderson,_C._F._Baker,_P._S._Barry,_J._A._Beall,_A._N._Bender,_B._A._Benson,_R._W._Besuner,_T._W._Cecil,_C._L._Chang,_S._C._Chapman,_G._E._Chesmore,_G._Derylo,_W._B._Doriese,_S._M._Duff,_T._Elleflot,_J._P._Filippini,_B._Flaugher,_J._G._Gomez,_P._K._Grimes,_R._Gualtieri,_I._Gullett,_G._Haller,_S._W._Henderson,_D._Henke,_R._Herbst,_A._I._Huber,_J._Hubmayr,_M._Jonas,_J._Joseph,_C._L._King,_J._M._Kovac,_D._Kubik,_M._Lisovenko,_J._J._McMahon,_L._Moncelsi,_J._M._Nagy,_B._Osherson,_B._Reese,_J._E._Ruhl,_L._Sapozhnikov,_A._Schillaci,_S._M._Simon,_A._Suzuki,_G._Wang,_B._Westbrook,_V._Yefremenko,_and_J._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02284 |
宇宙マイクロ波背景ステージ4(CMB-S4)地上調査実験のためのモジュラー検出器と読み出しシステムの概念設計を提示します。CMB-S4は、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)とミリ波の空を前例のない感度でマッピングし、チリと南極から観測した500,000個の超伝導検出器を使用して空の60%以上をマッピングします。検出器および読み出しシステムの基本的なビルディングブロックは、100mKで動作する検出器モジュールパッケージであり、信号を室温まで運ぶ読み出しおよび増幅チェーンに接続されています。これは、フィードホーン結合オルソモードトランスデューサ(OMT)のアレイを使用して、空からの光パワーをDC電圧バイアス遷移エッジセンサー(TES)ボロメータに収集します。TESで得られた電流信号は、時分割マルチプレクサを備えた2段階の極低温超伝導量子干渉デバイス(SQUID)システムによって増幅され、ワイヤ数を削減し、室温の電子機器を調整して信号を調整し、データ取得に送信します。システム。CMB-S4の科学的目標を達成するために、広範囲の観測帯域(20～300GHz)と光パワーにわたる検出器と読み出しシステムの感度と系統要件が開発されています。設計には前世代のCMB機器の成功が組み込まれていますが、CMB-S4には、以前のどの実験よりも桁違いに多くの検出器が必要です。これには、10平方メートルを超えるシリコン上に複雑な超伝導回路を製造するだけでなく、大量の精密配線、組み立て、極低温試験が必要です。
シモンズ天文台: 大口径アルミナ光学用の広帯域メタマテリアル反射防止カッティング
| Title |
Simons_Observatory:_Broadband_Metamaterial_Anti-Reflection_Cuttings_for_Large_Aperture_Alumina_Optics |
| Authors |
Joseph_E._Golec,_Shreya_Sutariya,_Rebecca_Jackson,_Jerry_Zimmerman,_Simon_R._Dicker,_Jeffrey_Iuliano,_Arthur_Kosowsky,_Jeff_McMahon,_Giuseppe_Puglisi,_Carole_Tucker,_and_Edward_J._Wollack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02292 |
シモンズ天文台(SO)に展開される1オクターブを超える帯域幅で動作する大型アルミナフィルター用のメタマテリアル反射防止カッティング(ARC)の設計、製造、および測定された性能を紹介します。ARCは、カスタムダイシングソーを使用してミクロンに近い精度で光学素子の表面にダイシングされたサブ波長機能で構成されています。この設計では、最大20$^\circ$の入射角で反射をパーセントレベルで制御できます。ARCは、75～170GHz帯域をカバーする4つの直径42cmのフィルターと、200～300GHz帯域をカバーする直径50mmのプロトタイプで実証されました。これらのサンプルの反射と透過は、20GHzから1.2THzまでの周波数をカバーする広帯域コヒーレントソースを使用して測定されました。これらの測定値は、対象の通過帯域全体で反射率をパーセントレベルで制御し、散乱が光学応答を支配するメタマテリアル構造の長さスケールに波長が近づくにつれて透過率が急速に低下することを示しています。後者の動作により、この制限でメタマテリアルARCを散乱フィルターとして使用できます。
反射光学系の低次元構造熱光学性能 (STOP) モデルの部分空間同定
| Title |
Subspace_identification_of_low-dimensional_Structural-Thermal-Optical-Performance_(STOP)_models_of_reflective_optics |
| Authors |
Aleksandar_Haber_and_John_E._Draganov_and_Michael_Krainak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02333 |
この論文では、反射光学系の一時的な構造-熱-光学性能(STOP)モデルを推定するための部分空間システム同定技術の使用の実現可能性を調査します。テストケースとして、ニュートン式望遠鏡構造を使用します。この作業は、地上および宇宙望遠鏡、過酷な環境で動作する光学機器などの光学システムにおける熱効果および熱誘導波面収差の予測、推定、および制御のためのモデルベースのデータ駆動型技術の開発の必要性によって動機付けられています。環境、光リソグラフィーマシン、および高出力レーザーシステムの光学部品。一時的なSTOPダイナミクスの状態空間モデルを推定し、検証します。まず、COMSOLMultiphysicsでシステムをモデル化します。次に、MATLABソフトウェアモジュールのLiveLinkを使用して、波面収差データをCOMSOLからMATLABにエクスポートします。このデータは、Pythonで実装されている部分空間の識別方法をテストするために使用されます。STOPモデルのモデリングと推定における主な課題の1つは、STOPモデルが本質的に大規模であるということです。STOPモデルの大規模な性質は、光学的、熱的、および構造的現象と物理プロセスの結合に由来します。私たちの結果は、考慮されている光学系の大次元STOPダイナミクスが、低次元の状態空間モデルによって正確に推定できることを示しています。低次元の性質と状態空間形式により、これらのモデルは、熱によって引き起こされる波面収差の予測、推定、および制御に効果的に使用できます。開発されたMATLAB、COMSOL、およびPythonコードは、オンラインで入手できます。
バッファーガスの $\tilde{A}^2\Pi(0,0,0)-\tilde{X}^2\Sigma^+(0,0,0)$ バンドにおける低
$J$ 遷移冷やしたCaOH
| Title |
Low-$J$_transitions_in_$\tilde{A}^2\Pi(0,0,0)-\tilde{X}^2\Sigma^+(0,0,0)$_band_of_buffer-gas-cooled_CaOH |
| Authors |
Yuiki_Takahashi,_Masaaki_Baba,_Katsunari_Enomoto,_Ayami_Hiramoto,_Kana_Iwakuni,_Susumu_Kuma,_Reo_Tobaru,_Yuki_Miyamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02370 |
一水酸化カルシウムラジカル(CaOH)は、高温の岩石が多いスーパーアース系外惑星の大気や、星間および星周環境に存在すると予想されるため、天体物理学コミュニティからますます多くの注目を集めています。ここでは、$\tilde{A}^2\Pi(0,0,0)-\tilde{X}^2\Sigma^+(0,0,0)$バッファーガス冷却CaOHバンド。$J$が低い州から合計40の遷移が割り当てられ、これには以前の文献で報告されていない27の遷移が含まれます。基底状態と励起状態の両方で決定された回転定数は、以前の文献とよく一致しており、絶対遷移周波数の測定の不確実性は3倍以上改善されました。これは、CaOHの将来の星間、星周、および大気中の識別に役立ちます。ここで採用されているバッファガス冷却法は、低$J$遷移を調べるための特に強力な方法であり、他の天体物理分子にも容易に適用できます。
SCExAO/VAMPIRES用可視光リオコロナグラフ
| Title |
A_Visible-light_Lyot_Coronagraph_for_SCExAO/VAMPIRES |
| Authors |
Miles_Lucas,_Michael_Bottom,_Olivier_Guyon,_Julien_Lozi,_Barnaby_Norris,_Vincent_Deo,_Sebastien_Vievard,_Kyohoon_Ahn,_Nour_Skaf,_Peter_Tuthill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02380 |
SCExAO/VAMPIRESの可視光リオコロナグラフの設計と初期結果について説明します。コロナグラフは、内側の作動角がそれぞれ36mas、55mas、92mas、129masの4つのハードエッジの部分的に透過性の焦点面マスクで構成されています。Lyotストップは、幾何学的スループットが65.7%の反射型の小さめのデザインです。私たちの暫定的な空でのコントラストは、すべてのマスクサイズで0.1インチで1e-2から0.75インチで1e-4です。コロナグラフは2022年初頭に導入され、一般利用が可能です。
系外惑星の長期SETI観測における狭帯域信号のドリフト率
| Title |
Drift_Rates_of_Narrow-band_Signals_in_Long-term_SETI_Observations_for_Exoplanets |
| Authors |
Jian-Kang_Li,_Haichen_Zhao,_Zhenzhao_Tao,_Tong-Jie_Zhang,_Sun_Xiaohui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02511 |
無線信号のドップラーシフトは、送信機と受信機の間の相対運動によって発生します。時間の経過に伴う信号の周波数の変化は、ドリフト率と呼ばれます。電波SETI(地球外知性の探索)の研究では、系外惑星と地球の両方が移動しているため、地球外の狭帯域信号が「チャープ」されているように見えると予想されます。このような中心星の周りの惑星の回転と公転は、非ゼロのドリフト率を引き起こす可能性があります。重力赤方偏移や銀河ポテンシャルなど、送信機と受信機の間のその他の相対運動は無視できます。この論文では、天体力学の観点から地球と系外惑星の自転と軌道がドリフト率に寄与する一般的なケースを主に考察し、地球と系外惑星のケースとは異なる他のケースについて簡単に説明します。系外惑星の軌道周期が短い長期観測では、予想される疑似正弦波ドリフトの結果を得ることができます。軌道離心率が高い太陽系外惑星は、非対称ドリフトを引き起こす可能性があります。期待される結果は、長期間の観測で断続的な疑似正弦曲線になるはずです。地球外信号のもう1つの新しい基準として、疑似正弦曲線の特性は、将来の研究で長期のSETI再観測に適用できます。
MAORY/MORFEO とローリング シャッターによるレーザー ガイド星波面センシングの収差
| Title |
MAORY/MORFEO_and_rolling_shutter_induced_aberrations_in_laser_guide_star_wavefront_sensing |
| Authors |
Guido_Agapito,_Lorenzo_Busoni,_Giulia_Carl\`a,_C\'edric_Plantet,_Simone_Esposito,_Paolo_Ciliegi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02661 |
次世代超大型望遠鏡(ELT)用のレーザーガイドスター(LGS)シャックハルトマン(SH)波面センサーには、多数のサブアパーチャと良好な非常に細長いスポットのサンプリング。このニーズを満たすために想定されている1つの方法は、ローリングシャッター読み出し方式を備えたCMOS検出器の採用でした。これにより、読み出しノイズが低く、読み出し時間が短くなりますが、検出器の行が異なる瞬間に露出されるため、画像の歪みが生じます。この作業では、ESOELTのELT観測用マルチコンジュゲート適応光リレー（MORFEO、以前はMAORYとして知られていました）のLGSSH波面センシングに使用された場合のローリングシャッター読み出しスキームの影響を分析します。特に、レーザーのアップリンク伝搬に起因するLGSチルトジッターから発生する収差のように、急速に変化する収差の場合にローリング露光によって作成される歪み誘起収差の適応光学補正への影響に焦点を当てています。ビーム。MORFEOのLGSジッタ誘起収差が100nmrmsにもなる可能性があることを示し、考えられる緩和戦略について説明します。
MAORY/MORFEO と LIFT: 低次波面センサーは位相センサーになることができますか?
| Title |
MAORY/MORFEO_and_LIFT:_can_the_low_order_wavefront_sensors_become_phasing_sensors? |
| Authors |
Guido_Agapito,_Lorenzo_Busoni,_Giulia_Carl\`a,_C\'edric_Plantet,_Simone_Esposito,_Paolo_Ciliegi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02662 |
ELT観測用の多重共役適応光学リレー(MORFEO、以前はMAORYとして知られていた)は、超大型望遠鏡(ELT)用の適応光学(AO)モジュールであり、深部観測用のマルチAOイメージングカメラAに1分角の補正フィールドを提供することを目的としています。(MICADO)および将来のクライアント機器に。空の大部分と広範囲の大気条件で、回折限界に近い解像度を提供する必要があります。平らな波面を提供するその能力は、大気の乱流と望遠鏡環境の既知の側面に直面する必要がありますが、望遠鏡の最終的な特性はまだ完全に開発および構築されていません.この作業では、望遠鏡の瞳孔のセグメンテーションに関連する問題(低風の影響、ハンドオーバー時の残留位相エラー、制御関連の問題など)に焦点を当て、システムのパフォーマンスを制限する可能性があります。MORFEOは現在、隣接するミラーセグメント間の位相ステップを測定するための専用センサーを予見していません。-平面技術(LIFT)。
MAVIS: 適応光学モジュールの性能評価
| Title |
MAVIS:_performance_estimation_of_the_adaptive_optics_module |
| Authors |
Guido_Agapito,_Daniele_Vassallo,_C\'edric_Plantet,_Jesse_Cranney,_Hao_Zhang,_Valentina_Viotto,_Enrico_Pinna,_and_Francois_Rigaut |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02663 |
MCAOAssistedVisibleImagerandSpectrograph(MAVIS)は、ESO超大型望遠鏡(VLT)用の新しい可視機器です。その適応光学モジュール(AOM)は、3つの変形可能モジュールのおかげで、4kx4k光学イメージャーの30arcsecのFoVとモノリシック積分フィールドユニットで、低銀河緯度と銀河極での高い空範囲で極端な適応光学補正レベルを提供する必要があります。ミラー(DM)、8個のレーザーガイドスター(LGS)、最大3個のナチュラルガイドスター(NGS)、および11個の波面センサー(WFS)。このモジュールの設計を推進し、システムとサブシステムの要件が満たされているかどうかを評価するには、慎重にパフォーマンスを見積もる必要があります。ここでは、昨年中にこのトピックで行われた作業を紹介します。フェーズBの設計とより現実的な条件を考慮してシステムパラメーターを更新し、分析およびエンドツーエンドのシミュレーションから一連の結果を生成しました。システムのパフォーマンスを可能な限り完全に把握します。
Visible Integral-field Spectrograph eXtreme (VIS-X): MagAO-X による高解像度分光法
| Title |
The_Visible_Integral-field_Spectrograph_eXtreme_(VIS-X):_high-resolution_spectroscopy_with_MagAO-X |
| Authors |
Sebastiaan_Y._Haffert,_Jared_R._Males,_Laird_M._Close,_Kyle_Van_Gorkom,_Joseph_D._Long,_Alexander_D._Hedglen,_Olivier_Guyon,_Lauren_Schatz,_Maggie_Kautz,_Jennifer_Lumbres,_Alexander_Rodack,_Justin_M._Knight |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02720 |
MagAO-Xシステムは、マゼランクレイ6.5m望遠鏡用の新しい適応光学系です。MagAO-Xは、可視域で極端な適応光学(ExAO)性能を提供するように設計されています。VIS-Xは、MagAO-X用に特別に設計されたインテグラルフィールドスペクトログラフであり、高スペクトル(R=15.000)および高空間分解能(7質量スパクセル)で光学スペクトル範囲(450～900nm)をカバーします。0.525アー秒の視野。VIS-Xは、PDS70bやcなどの降着原始惑星の観測に使用されます。エンドツーエンドのシミュレーションは、MagAO-XとVIS-Xの組み合わせが、これまでの他のどの装置よりも、原始惑星の降着に対して100倍敏感であることを示しています。VIS-Xは惑星の降着線を解決できるため、降着プロセスを制限できます。この装置は、2021年秋に最初の照明を搭載する予定です。分光器とその後処理性能を特徴付けるために、実験室での測定値を示します。
極低温 CMB 装置の光学設計のための熱試験
| Title |
Thermal_Testing_for_Cryogenic_CMB_Instrument_Optical_Design |
| Authors |
D.C._Goldfinger,_P.A.R._Ade,_Z._Ahmed,_M._Amiri,_D._Barkats,_R._Basu_Thakur,_D._Beck,_C.A._Bischoff,_J.J._Bock,_V._Buza,_J._Cheshire,_J._Connors,_J._Cornelison,_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._Hubmayk,_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.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._Reintsema,_M._Salatino,_A._Schillaci,_B.L._Schmitt,_B._Singari,_A._Soliman,_A.G._Smith,_T._St._Germaine,_B._Steinbach,_R.V._Sudiwala,_K.L._Thompson,_C._Tsai,_C._Tucker,_A.D._Turner,_C._Umilt\`a,_C._Verg\`es,_A.G._Vieregg,_A._Wandui,_A.C._Weber,_D.V._Wiebe,_J._Willmert,_W.L.K._Wu,_H._Yang,_K.W._Yoon,_E._Young,_C._Yu,_L._Zeng,_C._Zhang,_S._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02755 |
宇宙マイクロ波背景放射の観測は、より高感度の測定を行うために必要な低ノイズ性能と機器の安定性を提供する低温検出器、読み出し、光学系を備えた極低温機器に依存しています。したがって、低温コンポーネントと許容可能なシステム冷却要件で、必要な性能を達成するために極低温設計のすべての側面を最適化することが重要です。特に、極低温ステージに伝わる熱負荷を低減するサーマルフィルターとコールドオプティクスの使用に焦点を当てます。それらの性能をテストするために、BICEPアレイ望遠鏡の3番目の受信機を統合しながら、一連の現場測定を行いました。この受信機の動作を特徴付けることに加えて、これらの測定は、将来の機器のために行われる設計上の選択を知らせるために使用されるモデルを改良し続けます。
ルービン天文台 LSST によるデータからソフトウェア、科学へ
| Title |
From_Data_to_Software_to_Science_with_the_Rubin_Observatory_LSST |
| Authors |
Katelyn_Breivik,_Andrew_J._Connolly,_K._E._Saavik_Ford,_Mario_Juri\'c,_Rachel_Mandelbaum,_Adam_A._Miller,_Dara_Norman,_Knut_Olsen,_William_O'Mullane,_Adrian_Price-Whelan,_Timothy_Sacco,_J._L._Sokoloski,_Ashley_Villar,_Viviana_Acquaviva,_Tomas_Ahumada,_Yusra_AlSayyad,_Catarina_S._Alves,_Igor_Andreoni,_Timo_Anguita,_Henry_J._Best,_Federica_B._Bianco,_Rosaria_Bonito,_Andrew_Bradshaw,_Colin_J._Burke,_Andresa_Rodrigues_de_Campos,_Matteo_Cantiello,_Neven_Caplar,_Colin_Orion_Chandler,_James_Chan,_Luiz_Nicolaci_da_Costa,_Shany_Danieli,_James_R._A._Davenport,_Giulio_Fabbian,_Joshua_Fagin,_Alexander_Gagliano,_Christa_Gall,_Nicol\'as_Garavito_Camargo,_Eric_Gawiser,_Suvi_Gezari,_Andreja_Gomboc,_Alma_X._Gonzalez-Morales,_Matthew_J._Graham,_Julia_Gschwend,_Leanne_P._Guy,_Matthew_J._Holman,_Henry_H._Hsieh,_et_al._(54_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02781 |
VeraC.RubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTime(LSST)データセットは、太陽系の起源から暗黒物質や暗黒エネルギーの性質まで、宇宙に対する私たちの理解を劇的に変えるでしょう。この研究の多くは、堅牢でテスト済みのスケーラブルなアルゴリズム、ソフトウェア、およびサービスの存在に依存します。そのようなツールを事前に特定して開発することで、LSSTからの初期の科学の提供を大幅に加速できる可能性があります。これらを共同で開発し、広く利用できるようにすることで、LSST科学に関するより包括的で公平なコラボレーションを実現できます。このような機会を促進するために、「ルービン天文台LSSTによるデータからソフトウェア、科学へ」というタイトルのコミュニティワークショップが、LSSTコラボレーションとコンピューティングのための学際的ネットワーク(LINCC)とパートナーによって組織され、3月にニューヨークのフラットアイアン研究所で開催されました。2022年28～30日。ワークショップには、300件以上の応募から招待された50人以上の直接参加者が含まれていました。それは、必要な7つの重要なソフトウェア分野を特定しました:(i)スケーラブルなクロスマッチングとカタログの分散結合、(ii)堅牢な測光赤方偏移の決定、(iii)選択関数の決定のためのソフトウェア、(iv)スケーラブルな時系列分析のためのフレームワーク。、（v）大規模な画像アクセスと再処理のためのサービス、（vi）大規模なオブジェクト画像アクセス（カットアウト）と分析、および（vii）スケーラブルなジョブ実行システム。このホワイトペーパーは、このワークショップでの議論をまとめたものです。動機付けとなる科学の使用事例、特定された分野横断的なアルゴリズム、ソフトウェア、およびサービス、それらの高レベルの技術仕様、およびそれらを開発するために必要な包括的なコラボレーションの原則について検討します。初期のLSST科学のための再利用可能なソフトウェアを開発しようとしているグループや個人の間の行動とコラボレーションを促進するだけでなく、ニーズの有用なロードマップとしてこれを提供します。
極低温大口径強度マッピング (EXCLAIM) の実験のための新世代の統合マイクロスペック遠赤外線分光計の開発
| Title |
Developing_a_New_Generation_of_Integrated_Micro-Spec_Far_Infrared_Spectrometers_for_the_EXperiment_for_Cryogenic_Large-Aperture_Intensity_Mapping_(EXCLAIM) |
| Authors |
Carolyn_G._Volpert,_Emily_M._Barrentine,_Mona_Mirzaei,_Alyssa_Barlis,_Alberto_D._Bolatto,_Berhanu_Bulcha,_Giuseppe_Cataldo,_Jake_A._Connors,_Nicholas_Costen,_Negar_Ehsan,_Thomas_Essinger-Hileman,_Jason_Glenn,_James_P._Hays-Wehle,_Larry_A._Hess,_Alan_J._Kogut,_Harvey_Moseley,_Jonas_Mugge-Durum,_Omid_Noroozian,_Trevor_M._Oxholm,_Maryam_Rahmani,_Thomas_Stevenson,_Eric_R._Switzer,_Joseph_Watson,_and_Edward_J._Wollack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02786 |
遠赤外線天文学の現状により、将来の宇宙および地上機器用のコンパクトで感度の高い分光計を開発する必要性が高まっています。ここでは、遠赤外線気球ミッションEXCLAIMのために現在開発中の$\rm\mu$-Spec分光計の詳細を紹介します。分光計は、$\rm638\\で$\rmR\=\\lambda/\Delta\lambda\=\512$の分解能で$\rm555-714\\mu$mの範囲をカバーするように設計されています。マムバンドセンター。分光計の設計には、Nbマイクロストリップ平面伝送線路と薄膜Alキネティックインダクタンス検出器(KID)を採用した、低損失単結晶Siチップ上の平行平板導波路に実装されたローランドグレーティング分光計が組み込まれています。EXCLAIM$\rm\mu$-Spec設計は、成功した$\rmR=64\\mu$-Specプロトタイプの進歩であり、スペクトル分散を組み合わせたサブmm超伝導フォトニック集積回路(PIC)と見なすことができます。そして検出。この設計は、単一の$M{=}2$グレーティング次数で動作するため、多次の焦点面を必要とせずに、1つの分光計でEXCLAIMバンド全体をカバーできます。EXCLAIM装置は、直径150mmの単一のSiウェーハ上に製造された6つの分光計を飛ばします。製造には、Si誘電体の両側にある超伝導層のパターニングを伴うフリップウェーハボンディングプロセスが含まれます。分光計は100mKで動作するように設計されており、NEP${\sim}8\times10^{-19}$$\rmW/\sqrt{Hz}$の目標をターゲットとする355個のAlKID検出器が含まれます。EXCLAIM用のこれらの$\rm\mu$-Spec分光計の設計、製造、進行中の開発についてまとめます。
Gaia DR3 の三角関係: 近い連星の周りの広い三次星の発生率、向き、偏心
| Title |
The_love_triangle_in_Gaia_DR3:_occurrence_rates,_orientations,_and_eccentricities_of_wide_tertiaries_around_close_binaries |
| Authors |
Hsiang-Chih_Hwang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02257 |
近い連星の形成は、何十年もの間未解決の問題でした。近い連星の大部分は三重系であり、その形成はKozai-Lidovメカニズムに関連している可能性があることを示唆しています。ただし、観測された多くのトリプルの構成がKozai-Lidovメカニズムをトリガーする可能性は低いため、この図は議論の余地があります。この論文では、GaiaDataRelease3からの、日食、分光、天文連星を含む近い連星のサンプルを使用して、内側の連星とそれらの広い3連星の間の不思議なつながりを調査します。内側連星の軌道周期の減少に伴い、幅の広い三次系($10^3$-$10^4$AU)の割合が増加することを示します。フィールド全体の連星分数と比較して、広い三次分数は、日食連星(中央軌道周期$0.44$日)では$2.28\pm0.10$倍高く、天文連星(中央軌道周期)では$0.65\pm0.03$倍低い$537$日の期間)。ワイド三連星の分離分布はワイド連星に似ており、食連星の三連星では$\sim10^4$AUが一時的に超過しています。$v$-$r$角度分布を使用して、幅の広い三次星系が内部連星系に関して等方性の方向と一致していることを示します。幅の広い3連星の推定離心率分布は熱($f(e)\proptoe$)に近く、同様の距離にある幅の広い連星と同様です。動的な展開シナリオは、私たちの調査結果と矛盾する非常に風変わりな広い三次を予測するため、好ましくありません。Kozai-Lidov機構が$>10^3$AUの広い三次星系に有効であるためには、内部連星の初期分離が$>3$AUである必要があります。これらの大きな初期分離と大きな三次分離でのパラメーター空間を調査するには、将来の理論的調査が必要です。
BPASS基準モデルによって予測されるVFTS 243
| Title |
VFTS_243_as_predicted_by_the_BPASS_fiducial_models |
| Authors |
H._F._Stevance,_S._Ghodla,_S._Richards,_J._J._Eldridge,_M._M._Briel,_P._Tang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02258 |
VFTS243における明確な静止状態のBH星と主系列O星のコンパニオンの最近の発見は、ブラックホールの祖先であるブラックホール連星を再現しようとする、理論的な星の進化と個体群モデルに対する新しい制約への扉を開きます。ここで、BinaryPopulationおよびSpectralSynthesis基準モデル(BPASSv2.2.1)がVFTS243のようなシステムをネイティブに予測することを示します。50\msol\、および初期質量24--25\msolの副星。発見論文で推測されたものと同様の初期パラメーターを持つ%BPASSシステムは、観測によって示されるよりも10\msol重いO星を持つ最終的なシステムをもたらします。さらに、主星の死によって、低エネルギー爆発$E<10^{50}$ergsが発生したに違いないことがわかりました。一様事前分布では、生まれたばかりのブラックホールの蹴り速度が$<33$\kms(90%信頼区間)であることがわかります。VFTS~243について報告された非常に低い離心率と、SNキックが非常に小さかったに違いないという著者によるその後の結論は、0～5\kmsの間の事後分布のピークと一致しています。最後に、ブラックホールの個体群合成で一般的に使用される削減されたホッブスキック分布は非常に好ましくありませんが、最新のパラメーターキャリブレーションを使用したブレイキックは2$\pm$3.5\kmsを予測します。均一なキックプライアを使用して、VFTS243のようなモデルをマッチングします。
連星12ボーティスのTESS観測における太陽のような振動と楕円体の変動
| Title |
Solar-like_oscillations_and_ellipsoidal_variations_in_TESS_observations_of_the_binary_12_Bo\"otis |
| Authors |
Warrick_H._Ball,_Andrea_Miglio,_William_J._Chaplin,_Keivan_G._Stassun,_Rafael_Garc\'ia,_Lucia_Gonz\'alez-Cuesta,_Savita_Mathur,_Thierry_Appourchaux,_Othman_Benomar,_Derek_L._Buzasi,_Chen_Jiang,_Cenk_Kayhan,_Sibel_\"Ortel,_Zeynep_\c{C}elik_Orhan,_Mutlu_Y{\i}ld{\i}z,_J._M._Joel_Ong,_Sarbani_Basu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02302 |
いずれかまたは両方の成分で振動を研究できる連星は、恒星物理学の理解に強力な制約を与える可能性があります。明るい連星12Bo\"otis(12Boo)は特に有望な星系です。なぜなら、一次星は二次星よりも数パーセントだけ質量が大きいにもかかわらず、およそ60パーセント明るいからです。両方の星にはかなりの表面対流帯があり、したがって、おそらく,太陽のような発振器.我々はここで太陽のような振動と12BooのTESS光度曲線における楕円体の変化の最初の検出を報告する.太陽のような振動は個々のモード周波数を明確に測定するのに十分明確ではないが,我々はグローバルを組み合わせる星地震学パラメータとスペクトルエネルギー分布(SED)への正確な適合により、システムの特性に、文献の値よりも数倍正確な新しい制約が提供されます.SED適合だけで、6,115ドルの新しい有効温度、光度、および半径が得られます\pm45\,\mathrm{K}$,$7.531\pm0.110\,\mathrm{L}_\odot$および$2.450\pm0.045\,\mathrm{R}_\odot$で12ブーAおよび$6200\pm60\,\mathrm{K}$,$4.692\pm0.095\,\mathrm{L}_\odot$と$1.901\pm0.045\,\mathrm{R}_\odot$が12BooBの場合。12BooAの星震学的制約と組み合わせると、年齢は$2.67^{+0.12}_{-0.16}\,\mathrm{Gyr}$、これは12BooBのものと一致します。
2 つの温度と 2 つの放射測定によるコロナ X 線スペクトル放射照度の毎日の変動のモデル化
| Title |
Modeling_the_Daily_Variations_of_the_Coronal_X-ray_Spectral_Irradiance_with_Two_Temperatures_and_Two_Emission_Measures |
| Authors |
Bennet_D._Schwab,_Thomas_N._Woods,_James_P._Mason |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02379 |
ミニチュアX線太陽分光計(MinXSS-1)CubeSatは、0.5～10keVの太陽X線を観測しました。2つの温度、2つの排出測定モデルは、毎日平均化された各スペクトルに適合します。これらの毎日の平均気温と排出測定値は、対応する毎日の太陽10.7cm電波フラックス(F10.7)値に対してプロットされ、シュワブウッズメイソン(SWM)モデルと呼ばれるそれぞれの間に線形相関が見られます。線形傾向は、F10.7測定のみに基づいて、0.5keVから10keVの間の太陽スペクトルを推定できることを示しています。このモデルの低温成分は、スペクトルに対する静止太陽の寄与を表し、基本的に太陽活動とは無関係です。つまり、1日の平均静止太陽は、太陽の強度に関係なく、単一の温度(1.70MK)によって正確に記述され、対応する排出量のみが表されます。この温度までは、太陽強度の高低に合わせて調整する必要があります。より暖かい温度成分は、スペクトルへの活性領域の寄与を表すことが示されており、5MKから6MKの間で変化します。1～8オングストロームのGOESXRS-Bデータを使用してこのモデルを検証すると、SWMモデルの放射照度とGOESXRS-B放射照度の比率が平均して1に近いことがわかります。太陽の静止状態でのMinXSS-1スペクトルは、約3keVを超えるとカウントが非常に低くなります。SWMモデルは、MinXSS-1またはDAXSSスペクトルを非常に高いスペクトル分解能で生成し、エネルギー範囲を拡張して測定間のギャップを埋め、予測を1947年まで拡張することができます。
WR 63: 複数システム (O+O)+WR ?
| Title |
WR_63:_A_multiple_system_(O+O)+WR_? |
| Authors |
A.-N._Chen\'e_(1,2)_and_L._Mahy_(3)_and_E._Gosset_(4)_and_N._St-Louis_(5)_and_K._Dsilva_(6)_and_R._Manick_(7)_((1)_Gemini_Observatory,_(2)_Visiting_astronomer_at_the_Universit\'e_de_Montr\'eal,_(3)_Royal_Observatory_of_Belgium,_(4)_Universit\'e_de_Li\`ege,_(5)_Universit\'e_de_Montr\'eal,_(6)_KU_Leuven,_(7)_Institut_de_Plan\'etologie_et_d'Astrophysique_de_Grenoble) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02487 |
Wolf-Rayet(WR)starWR63のスペクトルには、2つの異なるO星のスペクトル線が含まれており、周期が~4.03dで振幅~160および~225km/sの規則的な視線速度(RV)変動を示しています。光度曲線は、右心室の変化と同じ時期に深さ0.2等の2つの狭い食を示しています。一方、私たちのデータは、WRスペクトル線に大きなRV変動を示していません。これらの発見は、WR63が1000日以上の周期でWR星を周回する2つの非相互作用の後期O星から構成される三重系であることと互換性があります。WRスペクトルラインプロファイル変動の振幅は、ライン強度の7～8%に達し、0.04等の周期的な測光変動に関連しているようです。大きな風密度構造がこの変動の原因である可能性がありますが、これを確認するにはデータが十分ではありません。私たちの分析によると、3つの星が束縛されている場合、それらは約5.9+/-1.4マイルの年齢で共存することになります。O星までの距離は3.4+/-0.5kpcと推定されています。それらの動的質量は14.3+/-0.1および10.3+/-0.1M_solです。回転する単一の星の進化経路を使用して、それらの初期質量は、プライマリとセカンダリでそれぞれ18+/-2と16+/-2M_solであると推定されます。将来的には、WR星のRV変動を検出して、近いO+OBシステムに重力的に結合していることを証明し、その質量を決定するために、定期的なスペクトル監視が必要です。
セルオートマトンなだれモデルは太陽フレアの準周期的な脈動をシミュレートするか?
| Title |
Do_Cellular_Automaton_Avalanche_Models_Simulate_the_Quasi-Periodic_Pulsations_of_Solar_Flares? |
| Authors |
Nastaran_Farhang,_Farhad_Shahbazi,_Hossein_Safari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02493 |
フレア構造の基礎となる磁気流体力学的プロセスに由来するさまざまな周期を持つ準周期的脈動(QPP)が、太陽フレア放出で繰り返し検出されます。2Dセルラーオートマトン(CA)なだれモデルを適用して、反復的なロード/アンロードメカニズムの結果としてQPPをシミュレートします。フレアリングループでの磁気リコネクションの頻繁な発生により、検出された放射に準周期的なパターンが誘発される可能性があることを示します。21070回のシミュレートされたフレアのうち、813回のイベントが50秒以上持続し、ようこう硬X線望遠鏡の時間分解能でスケーリングされ、これらのかなり長く続くイベントの約70％がQPPを示すことがわかりました。また、適用されたCAモデルがQPPの幅広い周期性を提供することも示しています。さらに、Lomb-Scargleピリオドグラムを適用したケースのほぼ50%で、複数の周期が存在することが観察されます。対数正規分布は、システムの独立した可変パラメーターの効果を代表する基本的な乗法メカニズムの現れとして、周期の単峰分布に適合します。期間の対数正規分布のグローバル最大値は29.29秒です。シミュレートされたQPPの統計をホストフレアのパラメータと比較し、フレアプロパティがQPPの周期に与える影響について説明します。CAモデルの固有の特性、つまり反復的なロード/アンロードメカニズムと得られた証拠を考慮すると、CAモデルがQPPを生成する可能性があることを提案します。また、自己回帰統合移動平均モデルの適用可能性を調べて、シミュレートされたQPPと観測QPPを記述します。
Wolf-Rayet星：最近の進歩と根強い問題
Wolf-Rayet(WR)星は、大量の質量損失に関連する強力で幅の広い輝線によってスペクトルが支配される星のクラスを構成します。大質量星の領域では、既知のWR星の約90%が主系列から進化したと考えられています。古典的なWR(cWR)星と呼ばれるこれらの水素が枯渇した天体は、中心核が崩壊してブラックホールになる前の重要な進化段階を表し、熱い星の風物理学へのユニークな窓を提供します。それらの形成は、固有の質量損失またはバイナリ相互作用のいずれかに根ざしていると考えられています。現代のモデル大気を使用した分析から得られた結果は、恒星の進化からの予測とWR星の導出された特性をまだ一致させることができません。重要なことに、星の進化モデルはcWR星の大部分を再現できません。これは、太陽系下の金属量で特に深刻になる問題です。次世代モデルの大気と、検出されていない仲間を探すための今後の観測キャンペーンは、進歩の場を約束します。
孤立した白色矮星における磁気発生の複数のチャネル
強力な磁場の存在は、かなりの部分の縮退星に共通する特徴ですが、磁場の起源と進化についてはほとんどわかっていません。ボリュームが制限された調査からの新しい観測上の制約は、すべての星に有効な単一のメカニズムよりも複雑な状況を示しています。おそらく合体の結果である高質量の白色矮星では、磁場は非常に一般的で非常に強く、冷却段階ですぐに現れることを示しています。これらのフィールドは、マージ中にアクティブなダイナモによって生成された可能性があります。多くの場合、単一の星の進化の産物である低質量の白色矮星は、出生時に磁気を検出できることはめったにありませんが、それらの約4分の1では磁場が非常にゆっくりと非常に弱く現れます。私たちが見ることができるのは、進化の初期段階で生成され、内部から徐々に表面に緩和する内部フィールドです。磁場の周波数と強度は増加し続け、最終的には非常に大質量の星に匹敵するようになり、特に星がコアの結晶化の開始を過ぎて冷えた後は、その効果が活発なダイナモメカニズムの原因となる可能性があります。地球の内部。
B型超巨星の定量分光
環境。B型超巨星は、恒星大気から恒星および銀河の進化まで、宇宙距離スケールに至るまで、さまざまな天体物理学的トピックに対処するための用途の広いツールです。ねらい。ハイブリッド非LTEアプローチ-ローカル熱力学的平衡(LTE)の仮定の下で計算されたラインブランケットモデル大気と、LTEからの偏差を説明するライン形成計算-が、質量$MのB型超巨星の定量分析のためにテストされます。<30M_{\odot}$、14の銀河オブジェクトのサンプルを特徴付けます。メソッド。KuruczのAtlas12コードと非LTEライン形成コードDetail/Surfaceを使用して計算された静水圧平面平行大気構造と合成スペクトルは、Tlustyを使用した完全な非LTE計算の結果と比較され、モデルに対する乱流圧力の影響は次のとおりです。調査した。高解像度スペクトルは、シュタルク幅の水素線と複数の金属イオン化平衡を使用して、大気パラメーター、および元素存在量について分析されます。基本的な星のパラメータは、星の進化の軌跡とGaiaEDR3の視差を考慮して導き出されます。ターゲット星に向かう星間赤化は、モデルのスペクトルエネルギー分布を観測されたものと一致させることによって決定されます。結果。私たちのハイブリッド非LTEアプローチは、考慮されたB型超巨星のより深い光球層の静水圧完全非LTEモデリングと同等であることが判明しました。乱流圧力は、10kms$^{-1}$を超える微小乱流速度に関連する可能性があります。複数の指標を同時に一致させることにより、導出されたすべてのパラメータについて高い精度と精度が達成されます。化学種(He、C、N、O、Ne、Mg、Al、Si、S、Ar、Fe)の存在量は、0.05～0.10dexの不確実性で導出されます。得られた比率N/C対N/Oは、ジュネーブ恒星進化モデルからの予測にしっかりと従っています。
シミュレートされた太陽大気での磁性糸のねじれ
環境。プラズマ流入は、コロナループの加熱やプロミネンスの形成など、太陽大気におけるさまざまなプロセスを伴います。ねらい。成層太陽大気をモデル化します。その中で、シミュレートされたプロミネンススレッドは、形成プロセスを模倣するように設計されたプラズマ流入を介して密度の蓄積を経験します。このようなシステムとねじれ摂動との相互作用、および考えられる結果を調査することを目指しています。メソッド。線形化された運動方程式と誘導方程式を統合して、光球のフットポイントでランダムに駆動されるねじれ摂動の空間的および時間的進化を分析します。結果。私たちの結果は、磁気スレッドがツイスト増幅を経験することを示しています。エネルギーのさまざまなソースとシンク、および対応する増幅メカニズムが特定されます。彩層の高さに達するスレッドは、磁気ねじれの影響を最も受けやすく、最大のねじれは足元付近で発生します。増幅するねじれは、シミュレートされた糸に沿った定在波の動作に関連付けられています。結論。私たちの研究は、ねじれ摂動がプロミネンススレッド内で増幅され、足元に強い磁気ねじれが形成される可能性があることを示唆しています。増幅プロセスは、バックグラウンド磁場の小さな長さスケールによって促進されます。一方、バックグラウンド密度の小さな長さスケールは成長を阻害します。プロミネンス構造内の高密度プラズマをサポートする役割を含む、増幅されたツイストの考えられる結果について説明します。
3 つの明るい赤い新星のパンクロマティック進化: パンデミック時代の禁じられた抱擁 -- IV
| Title |
Panchromatic_evolution_of_three_luminous_red_novae:_Forbidden_hugs_in_pandemic_times_--_IV |
| Authors |
A._Pastorello,_G._Valerin,_M._Fraser,_A._Reguitti,_N._Elias-Rosa,_A._V._Filippenko,_C._Rojas-Bravo,_L._Tartaglia,_T._M._Reynolds,_S._Valenti,_J._E._Andrews,_C._Ashall,_K._A._Bostroem,_T._G._Brink,_J._Burke,_Y.-Z._Cai,_E._Cappellaro,_D._A._Coulter,_R._Dastidar,_K._W._Davis,_G._Dimitriadis,_A._Fiore,_R._J._Foley,_D._Fugazza,_L._Galbany,_A._Gangopadhyay,_S._Geier,_C._P._Gutierrez,_J._Haislip,_D._Hiramatsu,_S._Holmbo,_D._A._Howell,_E._Y._Hsiao,_T._Hung,_S._W._Jha,_E._Kankare,_E._Karamehmetoglu,_C._D._Kilpatrick,_R._Kotak,_V._Kouprianov,_T._Kravtsov,_S._Kumar,_Z.-T._Li,_M._J._Lundquist,_P._Lundqvist,_K._Matilainen,_P._A._Mazzali,_C._McCully,_K._Misra,_A._Morales-Garoffolo,_S._Moran,_N._Morrell,_M._Newsome,_E._Padilla_Gonzalez,_Y.-C._Pan,_C._Pellegrino,_M._M._Phillips,_G._Pignata,_A._L._Piro,_D._E._Reichart,_et_al._(20_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02782 |
AT2018bwo、AT2021afy、およびA2021bluの3つの銀河系外発光赤色新星(LRNe)の測光および分光データを提示します。AT2018bwoは、アウトバースト開始から数週間後にNGC45(約6.8Mpc)で発見されました。監視期間中、トランジェントは10^40erg/sのピーク光度に達しました。UGC10043(~49.2Mpc)によってホストされたAT2021afyは、2.1x10^41erg/sの光度に達する初期の最大値で、2つのピークを持つ光度曲線を示しました。最後に、UGC5829(~8.6Mpc)のAT2021bluの場合、アウトバースト前の段階はいくつかの測光調査によって十分に監視されており、この天体はアウトバーストの前にゆっくりとした光度の上昇を示しました。AT2021bluの光度曲線は、天体が太陽の後ろに消えるまで前例のないリズムでサンプリングされ、その後、後期段階で復元されました。LRNAT2021bluの光度曲線は2つのピークを示し、顕著な初期の最大値は6.5x10^40erg/sの光度に達し、AT2021afyの半分です。AT2021afyとAT2021bluのスペクトルは、LRNeの予想される進化を示しています。最初のピークでは、顕著なバルマー線の放出によって支配される青色の連続体と、2番目のピークでは狭い吸収金属線を持つK型星の連続体と一致する赤色の連続体です。、広い最大値。AT2018bwoのスペクトルは著しく異なり、非常に赤い連続体が吸収における幅広い分子の特徴によって支配されています。これらのスペクトルは2番目のピーク以降のLRNeのスペクトルと非常によく似ているため、AT2018bwoは進化の非常に遅い段階で発見された可能性があります。これは、その急速な進化と、M型星のスペクトル特性と互換性のあるスペクトル特性を説明するでしょう。バーストの何年も前のLRNサイトのディープフレームの分析と、光度曲線の考察から、3つのLRNeの静止前駆システムは、AT2018bwoの約13MoからAT2021bluの13-18Moまでの範囲の原色を持つ、大規模である可能性があります。、AT2021afyでは40Mo以上。
弾性率安定化に対する再加熱の影響
モジュライポテンシャルは、インフレの終わりに生成されるインフレトンエネルギー密度または放射の外部エネルギー源により、その最小値を失います。しかし、最小値が存在しないからといって、モジュライが不安定になるわけではありません。実際、モジュライの不安定化は、フィールドの初期フィールド値に常に依存しています。この作業では、再加熱の効果がモジュライ不安定化の問題をどのように緩和するかを注意深く研究します。サーマルバスを生成するための関連する時間スケールにより、初期フィールド範囲を大きくしてフィールドを安定させることができます。通常の概念に反して、許容される初期フィールド範囲は、有効ポテンシャルが暴走する性質のものである場合、温度が高いほど大きくなります。これにより、重い質量弾性率の弾性率不安定化の問題が緩和されます。低質量係数($\lesssim$30TeV)の場合、初期存在量が抑制されない限り、許容されるフィールド範囲はBBN制約に違反することにより宇宙係数問題を引き起こします。
カイラル対称のバルクモードと超軽量アクシオン暗黒物質に対する感度を備えたツイストエニオンキャビティ共振器
| Title |
Twisted_Anyon_Cavity_Resonators_with_Bulk_Modes_of_Chiral_Symmetry_and_Sensitivity_to_Ultra-Light_Axion_Dark_Matter |
| Authors |
J._F._Bourhill,_E._C._I._Paterson,_M._Goryachev,_M._E._Tobar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01640 |
この作業では、AnyonCavityResonatorを発明しました。共振器はねじれた中空構造に基づいており、選択した共振モードがゼロ以外のヘリシティを示すことを可能にします。キャビティの断面に応じて、モードは以前に研究されたものよりも一般的な対称性を持っています。たとえば、ねじれがない場合、モードはボソンの形になりますが、$180^{o}$ねじれた場合、対称性はフェルミオンの形になります。一般にねじれた共振器がエニオンの形であることを示します。非ゼロヘリシティはモードをアクシオンに結合し、アップコンバージョン限界でモードが共振器の帯域幅内の超軽量アクシオンに結合することを示します。カップリングは、振幅変調側波帯を追加し、共振器の帯域幅内の単一モードのみを使用して超軽量アクシオンを検索する簡単で高感度な方法を可能にします。
$\boldsymbol{2+2}$ の探索 $\boldsymbol{3+1}$ の質問に対する回答
| Title |
Exploring_$\boldsymbol{2+2}$_Answers_to_$\boldsymbol{3+1}$_Questions |
| Authors |
Jonathan_J._Heckman,_Austin_Joyce,_Jeremy_Sakstein,_and_Mark_Trodden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02267 |
ローレンツ(つまり、$3+1$)署名における物理学の特性を理解するためのツールとして、クライン(つまり、$2+2$)署名時空で定式化された物理学の潜在的な用途を探ります。ユークリッド(つまり、$4+0$)の署名量を使用して、ローレンツの署名量子場理論の基底状態の波動関数を形式的に構築できるのと同じように、クラインの署名への同様の解析的継続により、解析の方向に低粒子フラックスの状態が構築されます。継続。$2+2$署名で利用可能な自然な超対称代数もあり、相関関数の構造を制約するのに役立ちます。ローレンツ対称性の自発的な破れは、$3+1$署名で非超対称系に対応するさまざまな$\mathcal{N}=1/2$超対称代数を生成できます。宇宙定数の問題に対処する上で、これらの構造が果たしうる役割について推測します。
重力波データにおけるノイズパラメータとコンパクトバイナリ信号パラメータの同時推定
| Title |
Concurrent_estimation_of_noise_and_compact-binary_signal_parameters_in_gravitational-wave_data |
| Authors |
Cailin_Plunkett,_Sophie_Hourihane,_Katerina_Chatziioannou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02291 |
コンパクトバイナリ信号の重力波パラメータ推定は、通常、検出器のガウスノイズとバイナリパラメータのプロパティの逐次推定に依存します。この手順では、パワースペクトル密度で表されるノイズ分散が事前に完全にわかっていることを前提としています。ノイズとコンパクトバイナリパラメーターを同時に推定する分析により、推定パラメーターに対するこの近似の影響を評価し、ノイズ特性の不確実性を過小評価することができます。GWTC-3カタログのイベントを使用して、従来の逐次推定法と新しい完全周辺化法を比較します。復元された信号と推定されたパラメーターは、統計的な測定の不確実性の範囲内で一致することがわかります。現在の検出器の感度では、ノイズパワースペクトル密度に関する不確実性は、他の不確実性の原因と比較して、支配的な効果ではありません。
異方性プラズマ乱流によって駆動される3D小規模リコネクション中のエネルギー輸送
| Title |
Energy_transport_during_3D_small-scale_reconnection_driven_by_anisotropic_plasma_turbulence |
| Authors |
Jeffersson_A._Agudelo_Rueda,_Daniel_Verscharen,_Robert_T._Wicks,_Christopher_J._Owen,_Georgios_Nicolaou,_Kai_Germaschewski,_Andrew_P._Walsh,_Ioannis_Zouganelis_and_Santiago_Vargas_Dom\'inguez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02350 |
無衝突プラズマにおけるエネルギー散逸は、長年にわたる基礎物理学の問題です。磁気リコネクションと乱流が結合し、システムサイズのスケールからサブプロトンスケールまでエネルギーを輸送することはよく知られていますが、エネルギー分布とエネルギー散逸チャネルの詳細はよくわかっていません。特に、乱流カスケードの結果として発生する3次元(3D)小規模リコネクションに関連するエネルギー移動と輸送は不明です。明示的な完全運動論的粒子インセルコードを使用して、非等方性およびAlfv\'enic崩壊乱流で形成される3D小規模磁気リコネクションイベントをシミュレートします。2本のフラックスロープの再接続を伴う非常に動的で非対称な再接続イベントを特定します。ボルツマン方程式に基づく2流体アプローチを使用して、再接続イベントに関連する空間エネルギー移動を研究し、2流体エネルギー方程式の電力密度項を、標準的なエネルギーベースの減衰、加熱、散逸プロキシと比較します。私たちの発見は、電子バルクフローが運動エネルギー密度よりも効率的に熱エネルギー密度を輸送することを示唆しています。さらに、乱流リコネクションイベントでは、エネルギー密度の移動はプラズマ圧縮によって支配されます。これは、乱流シートと乱流リコネクションイベントと一致しますが、層流リコネクションとは一致しません。
コンパクト連星の合体後の後期モデリング: 相対性理論の効果、r プロセス加熱、輸送効果の扱い
| Title |
Late-time_post-merger_modeling_of_a_compact_binary:_effects_of_relativity,_r-process_heating,_and_treatment_of_transport_effects |
| Authors |
Milad_Haddadi,_Matthew_D._Duez,_Francois_Foucart,_Teresita_Ramirez,_Rodrigo_Fernandez,_Alexander_L._Knight,_Jerred_Jesse,_Francois_Hebert,_Lawrence_E._Kidder,_Harald_P._Pfeiffer,_Mark_A._Scheel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02367 |
コンパクト連星合体からの重力波に対応する検出可能な電磁気は、合体後の最初の10秒間のブラックホール降着円盤残骸からの流出によって生成される可能性があります。効果的な粘度を使用した2次元軸対称シミュレーションは、この後期の合併後の進化をモデル化するための効率的で有益な方法であり続けています。軸対称の固有の近似と、粘度による乱流角運動量輸送のモデル化に加えて、以前のシミュレーションでは、状態方程式と乱流輸送効果の処理に関連する他の単純化が行われることがよくあります。このホワイトペーパーでは、これらのモデリングの選択の効果をテストします。ニュートン粘性流体力学で以前に展開された正確な合体後の初期構成を同じ粘度で展開することにより、ニュートン処理がディスク噴出物の質量の適切な推定値を提供しますが、流出速度を過小評価することがわかります。重い核を含めると、噴出物の質量が著しく増加することがわかりました。おおよそのrプロセス効果を含めると、構成に対する設計上の効果を除いて、比較的小さな効果しかありません。乱流輸送効果をモデル化する組成とエントロピーの拡散は、噴出物の質量を減らし、より低い平均とより密集した分布で速度を与えるという全体的な効果があります。また、10,000\,kmを超える距離でも流出の大幅な加速が見られるため、熱風速度はこの半径を超えると、以前に報告されたよりもいくらか高い値で漸近するだけです。
ナッシュ理論における宇宙加速と代替真空の概念
重力の二次理論であるナッシュ理論は、エキゾチックな物質や宇宙定数なしで後期の宇宙加速を説明できると主張します。ナッシュ理論の正確な宇宙論的解の観測実行可能性は、マルコフ連鎖モンテカルロシミュレーションとJLA+OHD+BAOデータセットを使用して判断されます。標準の{\Lambda}CDM宇宙論からの逸脱が記録され、分析されます。ナッシュ真空のダイナミクスが、アインシュタインの真空に自己相互作用するヒッグススカラー場を加えたダイナミクスと同等であることを証明します。これは、ヒッグス真空期待値の緩やかな進化が許可されている場合に限られます。これは、基本粒子の質量スケールと微細構造定数の変動につながります。この変動は、一連のクエーサーからの分子吸収スペクトルの分析にうまく適合することがわかっています。
修正フリードマン方程式からの宇宙の大規模構造
特定の$W_3$代数から構築された宇宙のモデルに由来する修正フリードマン方程式が、CMBデータから抽出されたハッブル定数と局所測定値から抽出されたハッブル定数の違いをどのように説明できるかを既に示しました。この記事では、同じモデルが宇宙の大規模構造の側面もうまく説明していることを示します。
修正ガウス・ボンネット宇宙論の遅延時間制約
この論文では、Ricciスカラー$R$とトポロジカルGauss--Bonnet項$G$の組み合わせを含む重力作用を考えます。具体的には、対称性を考慮して選択された修正重力理論の特定のクラス、つまり$f(R,G)=R^nG^{1-n}$モデルの宇宙論的特徴を研究します。空間的に平坦で均一で等方的な背景の文脈では、現在観測されている宇宙の加速度は幾何学によって対処できるため、宇宙定数の欠点を\emph{事実上}回避できることを示しています。したがって、無圧物質の存在下でフリードマン方程式を数値的に解き、ハッブル膨張率の赤方偏移挙動を取得する戦略を提示します。次に、モデルの実行可能性を確認するために、後期宇宙観測に適用されるベイジアンモンテカルロ法を使用して、理論の自由パラメーターに制約を設定します。私たちの結果は、$f(R,G)$モデルが標準の$\Lambda$CDMモデルの低赤方偏移の動作を模倣できることを示していますが、高赤方偏移に向かうと実質的な違いが現れ、標準の欠如につながります物質支配の時代。最後に、エネルギー条件を調査し、宇宙パラメータの値の適切な選択の下で、暗い流体の場合に発生するように、分析から得られた$n$の平均値を考慮すると、それらはすべて違反することを示します。
中性子星コアの磁化された超伝導物質の表面エネルギー
この論文では、陽子超伝導体(SC)が中性子超流動(SF)と相互作用するための有効場理論が開発され、中性子星(NS)の磁化SC体の表面エネルギー(SE)に適用されます。.本質的に、ここで研究されたSEは核SEとは異なります。ここでは、陽子SF密度はゼロに減衰しますが、全陽子密度は表面全体で一定です。凝縮体間の相互作用は現象論的にパラメータ化され、パラメータの範囲が変化するにつれて、それらの影響は平面SEの計算から決定されます。SEをゼロに等しくする重要なGinzburg-Landau(GL)パラメーター$\kappa_c$は、SEが消失する系では熱力学的臨界MFが上限臨界MFと同等であることに注目することによって分析的に求められます。弱い結合の場合、$\kappa_c$は、漸近的な渦間相互作用に基づく以前の結果と一致して、SF-SF密度-密度結合の線形関数であることが示されています。数値シミュレーションは、私たちの分析的予測を裏付けています。以前の文献で考慮されていたSF密度の勾配のスカラー積から生じる混合項による結合は、超伝導タイプにはほとんど影響を与えないことがわかります。ただし、この結合は、表面に局在するSF中性子密度の凍結波束を生成します。勾配結合からの主要な寄与は、新しい混合量子圧力項から生じることが示されていますが、それでも平面SEには影響しません。現在の計算は、現象論的有効場理論における超伝導タイプの初期マップを提供し、ここで現象論的に導入された結合パラメーターの微視的計算を必要とする将来の研究のランドマークとして機能します。
ホログラフィック マルチクォーク星のノーマル モードと準ノーマル モード
| Title |
Normal_and_Quasinormal_Modes_of_Holographic_Multiquark_Star |
| Authors |
Supakchai_Ponglertsakul,_Piyabut_Burikham,_Sitthichai_Pinkanjanarod |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02761 |
マルチクォーク星の四重極ノーマルモード振動周波数$f_{n}$は、$n=1-5$に対して計算されます。コア領域の低密度マルチクォークから高密度マルチクォークへの移行時に、最初の2つのモードがより大きな値にジャンプします。これは、高密度コアの存在の特徴的な特徴です。星の振動が時空と結合すると、重力波~(GW)が発生し、星は減衰振動します。振動の準正規モード~(QNMs)は、小さい虚数部と大きい虚数部をそれぞれ持つQNMに対して、ダイレクトスキャンとWKBの2つの方法を使用して計算されます。小さな架空のQNMは、質量が$M=0.6-2.1M_{\odot}$~(太陽質量)のマルチクォーク星に対して、周波数が$1.5-2.6$kHzで減衰時間が$0.19-1.7$秒です。大きな虚部を持つWKBQNMの周波数は$5.98-9.81$kHzで、減衰時間は$M\simeq0.3-2.1M_{\odot}$に対して$0.13-0.46$msです。それらは、それぞれ流体の$f-$modesと時空の曲率$w-$modesであることがわかります。
| Title |
Gravitational_wave_inference_on_a_numerical-relativity_simulation_of_a_black_hole_merger_beyond_general_relativity |
| Authors |
Maria_Okounkova,_Maximiliano_Isi,_Katerina_Chatziioannou,_Will_M._Farr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02805 |
一般相対性理論を超えた重力理論から連星ブラックホールの合体波形に一般的な重力波推定手順を適用します。ひも理論とループ量子重力に起源を持つ修正重力理論である動的チャーン・サイモンズ重力を考察します。この理論は、量子重力効果が重要になる長さスケールに対応する追加のパラメーター$\ell$を導入します。この理論に基づいて生成された数値相対性理論の波形に基づいてデータをシミュレートします。これは、強い非線形の合体領域における一般相対性理論の予測とは異なります。$\ell$と信号対雑音比の値が異なるGW150914に似たパラメーターを持つシステムを考えます。シミュレートされたデータの2つの分析を実行します。1つ目は、一般相対性理論に基づいて導出された波形を使用するテンプレートベースの分析であり、2つの重力理論によって予測された波形間の縮退を識別することができます。2つ目は、BayesWaveに基づく形態に依存しない分析であり、信号が一般相対性理論と一致しているとは想定していません。BayesWave解析では、シミュレートされた信号を忠実に再構築できます。ただし、一般相対性理論に基づいて導出された波形モデルは、シミュレートされた修正重力信号を完全に模倣することはできず、そのような偏差は既存の推論ツールで識別できます。$\ell$偏差の大きさに応じて、達成可能な信号対雑音比$\gtrsim20{-}30ドル。
