パルサータイミングアレイはホットビッグバンを検出しましたか?初期宇宙における強い一次相転移による重力波
| Title |
Have_Pulsar_Timing_Arrays_detected_the_Hot_Big_Bang?_Gravitational_Waves_from_Strong_First_Order_Phase_Transitions_in_the_Early_Universe |
| Authors |
Katherine_Freese,_Martin_Wolfgang_Winkler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03330 |
宇宙の物質と放射線の起源は、ホットビッグバンにあります。インフレーションの終わり、キネーションの期間の後(「Kination-InducedBigBang」)、または2番目の後初期宇宙における真空支配の期間(「過冷却ビッグバン」)。また、宇宙の暗黒物質のみがインフレーションのかなり後に一次相転移で生成される「ダークビッグバン」も提案します。これらのシナリオのすべてにおいて、ホットビッグバンの再加熱温度とそれに対応する偽真空のエネルギースケールが範囲$T_*\sim\rho_{{\rmvac}}^{1/4}$=MeV--100GeV.より高い再加熱温度でのすべての同じモデルは、より高い周波数での重力波の今後の地上および宇宙ベースの干渉計検索に関心を持つでしょう。
CMBスペクトル歪みを伴う原始ブラックホールの制約
原始ブラックホール(PBH)と弱く相互作用する大質量粒子(WIMP)で構成される混合暗黒物質シナリオでは、WIMPはPBHに降着して、初期宇宙で密度スパイクを伴う超小型ミニハロー(UCMH)を形成できます。古典的な暗黒物質のハローと比較して、UCMHはより早く形成され、中心の密度が高くなります。消滅率はWIMPの数密度の2乗に比例するため、UCMH内でのWIMPの消滅が促進され、初期宇宙に影響を与えることが期待されます。再結合の時間と物質放射の均等化の間に、UCMH内のWIMPの消滅から放出されたエネルギーが宇宙に注入され、CMB$y$型の歪みが生じます。これらの影響を調査し、遠赤外絶対分光光度計(FIRAS)の観測結果を利用してPBHの存在量の上限を導出します。WIMPの質量範囲が$1\lem_{\chi}\le1000~\rmGeV$の場合、PBHの存在量の上限は$5\times10^{-3}\le\Omega_{\rmであることがわかります。PBH}\le5\times10^{-2}$.
単一の例からのマルチチャネルデータの生成モデル -- 粉塵排出への適用
| Title |
Generative_Models_of_Multi-channel_Data_from_a_Single_Example_--_Application_to_Dust_Emission |
| Authors |
Bruno_R\'egaldo-Saint_Blancard,_Erwan_Allys,_Constant_Auclair,_Fran\c{c}ois_Boulanger,_Michael_Eickenberg,_Fran\c{c}ois_Levrier,_L\'eo_Vacher_and_Sixin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03538 |
宇宙のマイクロ波背景放射における原始$B$モードの探求は、銀河の塵の前景の洗練されたモデルの必要性を強調しています。ここでは、単一の例から多周波ダスト放出の現実的な統計モデルを構築することを目指しています。ウェーブレット位相高調波(WPH)統計の拡張ファミリによって条件付けられたマイクロカノニカル勾配降下モデルに依存する一般的な方法論を紹介します。データのマルチチャネルの側面に取り組むために、クロスWPH統計を定義し、マップ間の非ガウス相関を定量化します。私たちのデータ主導の方法論はさまざまな状況に適用できます。それに応じて、この作業が依存しているソフトウェアPyWPHを更新しました。これを磁気流体力学シミュレーションから構築されたダスト放出マップに適用して、1)$(I,E,B)$マルチオブザーバブル入力、2)$\{I_\nu\}_の2つの生成モデルを構築して評価します。\nu$多周波入力。サンプルは、元のマップと比較して一貫した特徴を示しています。1)の統計分析は、パワースペクトル、ピクセルの分布、およびミンコフスキー汎関数が十分に捕捉されていることを示しています。2)合成マップと元のマップの両方のスペクトルエネルギー分布(SED)を修正された黒体(MBB)法則でフィッティングすることによって分析します。マップは同様に適合しており、MBBパラメーターを比較すると、モデルがデータからSEDの空間的変動をうまく捉えていることがわかります。ダスト放出モデリングに関するこの作業の展望に加えて、クロスWPH統計の導入は、異なるマップ間での非ガウス相互作用を特徴付けるための新しい道を開きます。これは、天体物理学にとって有益であると考えています。
原始ブラック ホールの増加は過剰な電波バックグラウンドを説明できるか?
| Title |
Can_accreting_primordial_black_holes_explain_the_excess_radio_background? |
| Authors |
Sandeep_Kumar_Acharya,_Jiten_Dhandha_and_Jens_Chluba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03816 |
$\simeq0.1-10\,{\rmGHz}$で見られる過剰な電波バックグラウンドは、過去数年間、多くの科学的議論を刺激してきました。最近、原始ブラックホールの降着からのソフトフォトン放出がこの信号を説明できる可能性があることが指摘されました。これらの降着ブラックホールからの予想される紫外線光子放出は、$z>6$で宇宙を完全にイオン化し、したがって$z\simeq$20での21cm吸収シグネチャを洗い流し、既存の宇宙マイクロ波と緊張状態になることを示します。バックグラウンドの異方性と平均スペクトル歪みの制限。モデルの可能な拡張について説明します。しかし、原始ブラックホールの降着による電波過剰の説明は十分に正当化されていないようです。
| Title |
On_the_Cosmic_Web_Elongation_in_Fuzzy_Dark_Matter_Cosmologies |
| Authors |
Tibor_Dome,_Anastasia_Fialkov,_Philip_Mocz,_Bj\"orn_Malte_Sch\"afer,_Michael_Boylan-Kolchin,_Mark_Vogelsberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03827 |
ファジーダークマター(FDM)シナリオは、バニララムダコールドダークマター($\Lambda$CDM)宇宙論モデルの小規模な課題と、構成粒子の堅牢な実験的証拠の欠如により、近年注目を集めています。この研究では、宇宙論的$N$体シミュレーションを使用して、高赤方偏移宇宙ウェブと、原始密度摂動におけるFDMのようなパワースペクトルカットオフに対するその応答性を調査するために、ビリアル化FDM暗黒物質ハローの3つの異なる特性を次のように調べます。粒子質量$m$の関数。まず、$\Lambda$CDMと比較して、それらの質量密度プロファイルの濃度は低く、$m$依存のハロー質量でピークに達し、したがって$\Lambda$CDMの密度プロファイルのおおよその普遍性をさらに破ります。$\Lambda$CDMの$N$ボディシミュレーションでは、中間からメジャーおよびマイナーからメジャーの形状パラメーターのハロープロファイルは、楕円体半径と共に単調に増加しますが、低赤方偏移ではバリオン物理学により非単調になります。そして、より高い赤方偏移でのFDMのようなパワースペクトルカットオフ。最後に、周囲の重力潮汐場で最初に球状に崩壊するハローの変形に起因する固有のアライメント相関は、FDM粒子質量の減少とともに強くなります。$z\sim4$では、$\Lambda$CDMの推定された等方化線形アライメントの大きさ$D_{\text{iso}}$とかなり極端な$m=10^{-22}$eVFDMモデル。ビリアル化されたハローの内部特性に対するこのようなFDMのような痕跡は、その進化が線形構造形成物理学によって大きく支配されている手付かずの高$z$宇宙ウェブで著しく目に見える。
| Title |
A_Reliable_Calibration_of_HII_Galaxies_Hubble_Diagram_with_Cosmic_Chronometers_and_Artificial_Neural_Network |
| Authors |
Jian-Chen_Zhang,_Kang_Jiao,_Tingting_Zhang,_Tong-Jie_Zhang_(corr-auth),_Bo_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03960 |
距離インジケータによって較正されたHII銀河(HIIGx)の$L-\sigma$関係は、ハッブル定数$H_0$を測定するための信頼できる標準キャンドルです。最も簡単なキャリブレーション手法は、同じ銀河からの距離はしごの最初の層でそれらを固定します。最近、宇宙モデルに依存しない宇宙クロノメーター(CC)をキャリブレーターとして使用する別の有望な方法が提案されました。宇宙の平坦性に関する仮定を取り除き、データ再構築プロセスにノンパラメトリック人工ニューラルネットワークを使用することで、この手法を促進します。宇宙曲率密度パラメータと$L-\sigma$関係の勾配との間に相関関係が見られるため、キャリブレーションの信頼性が向上します。キャリブレーションされたHIIGxハッブル図を使用して、$H_0$に関する従来の仮定から解放されたIa型超新星ハッブル図を取得します。最後に、$H_0=65.9_{-2.9}^{+3.0}\mathrm{kms^{-1}Mpc^{-1}}$の値を取得します。これは最新のPlanck18測定と互換性があります。
| Title |
New_Accretion_Constraint_on_the_Evaporation_of_Primordial_Black_Holes |
| Authors |
Seyed_Sajad_Tabas,_Mahsa_Berahman,_Javad_T._Firouzjaee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04197 |
この論文では、放射線優勢時代と物質優勢時代の原始ブラックホールの蒸発と降着のプロセスを調査しました。通常、これら2つのプロセスは互いに独立していると見なされるため、このテーマは非常に重要です。つまり、これまでの研究では、それらが互いに直接的な影響を及ぼさないように考えられており、その結果、原始ブラックホールの質量への影響は個別に計算されていました。この論文の計算は、これら2つのプロセスが互いに独立していると仮定すると、特定の制限内でのみ正しい答えを与える間違った結果につながることを示しています。実際、一般に、始原ブラックホールのイベントホライズンの静的な状態を考慮して蒸発に関する計算を行うのは間違いですが、原始ブラックホールの半径は降着によって絶えず変化しています。さらに、いくつかの質量で動的事象の地平線を考慮すると、ホーキング蒸発プロセスのシャットダウンにつながる可能性があることを示しました。この調査は、以前の調査よりもはるかに正確で詳細です。これらの計算は、ブラックホール、蒸発、および降着を支配する主要なプロセスの両方を考慮して、形成時から物質支配時代の終わりまでの原始ブラックホールの質量進化をよく示しています。
高赤方偏移CMBレンズ質量マップによる初期構造とモデルに依存しないニュートリノ質量の探査
| Title |
Probing_early_structure_and_model-independent_neutrino_mass_with_high-redshift_CMB_lensing_mass_maps |
| Authors |
Frank_J._Qu,_Blake_D._Sherwin,_Omar_Darwish,_Toshiya_Namikawa_and_Mathew_S._Madhavacheril |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04253 |
CMBレンズ効果マップは、高赤方偏移への射影における質量分布を調べますが、低赤方偏移構造への重要な感度が残っています。この論文では、適切にスケーリングされた銀河密度マップを減算することにより、CMBレンズ質量マップから低赤方偏移の寄与を除去する方法について説明し、レンズ除去に似たモデルに依存しない手順で低赤方偏移構造を無効にします。これにより、非常に高い赤方偏移での構造成長のプローブを提供できる高$z$のみの質量マップが得られます。システマティックスを制御できれば、CMB-S4レンズ効果とルービンLSSTのような銀河調査を組み合わせることで、次のことができると予測されます。赤方偏移$z>3.75$($z>5$)での構造の振幅を$2.3\%$($3.3\%$)以内で調べます。次に、そのような高$z$CMBレンズマップの他のアプリケーション例について説明します。CMBレンズ作用の標準的な分析では、間違った暗黒エネルギーモデル(または間違ったモデルのパラメーター化)を仮定すると、ニュートリノの質量制約に偏りが生じる可能性があります。対照的に、CMB-S4レンズ効果とLSST銀河から構築された高$z$質量マップは、非標準暗黒エネルギーモデルの存在に対する感度がごくわずかで、ほぼモデルに依存しないニュートリノ質量制約を提供できることを予測で示しています。、パラメータ化に関係なく。
小惑星の至近距離での自律的な高速探査
| Title |
Autonomous_Rapid_Exploration_in_Close-Proximity_of_an_Asteroid |
| Authors |
Rodolfo_Batista_Negri,_Ant\^onio_Fernando_Bertachini_de_Almeida_Prado,_Ronan_Arraes_Jardim_Chagas,_and_Rodolpho_Vilhena_de_Moraes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03378 |
非線形のロバストな誘導と制御を使用して、自律型宇宙船が小惑星に高速で接近し、小惑星の特性を知らずに周回する可能性を評価します。宇宙船は、軌道投入を目的とした急速なアプローチを行いながら、搭載されたバッチシーケンシャルフィルタリングを使用してナビゲートします。提案された自律型GN\&Cアーキテクチャが現在のテクノロジ内で実行可能であることを、保守的な仮定を通じて示します。より重要なのは、自律的な宇宙船が小惑星の周りでより大胆な運用プロファイルを持つことができることを示すことです.現在のミッションの保守的で慎重なアプローチを継承する必要はありません.-近接。この結果は、このようなパラダイムシフトがコストと探索時間に大きな影響を与える可能性があることを示唆しており、これは人口の多い地域を探索するのに非常に役立ちます。
ホットジュピターの大気における熱抵抗不安定性による変動
ホットジュピターの大気は、熱抵抗不安定性にさらされる可能性があり、温度とともに増加する電気伝導率が暴走するオーム加熱につながります。ホットジュピターの赤道領域におけるローカルダイナミクスの単純化されたモデルを紹介します。このモデルでは、電気伝導率の増加がフラックスの凍結につながるため、大気の流れに対する逆反応が組み込まれています。温度依存の電気伝導率に対して出現する新しい時間依存のソリューションを示します(一方、温度に依存しない伝導率は常に定常状態に発展します)。周期的なサイクルは、静止間隔で区切られたアルヴェン振動のバーストで構成され、磁気レイノルズ数は1より小さい値と大きい値の間で交互に変化し、振動を維持します。不安定性が作用する圧力と温度の領域を調べます。大気モデルで見られる典型的な赤道加速度では、圧力$\sim0.1$--$1\{\rmbar}$および温度$\approx1300$--$1800\{\rmK}$で磁場が不安定になることがわかります。$\sim10\{\rmG}$.一定の風速に基づく以前の研究とは異なり、磁場が弱いほど不安定性が強くなることがわかりました。私たちの結果は、特に中間温度では、変動性が磁化された熱い木星大気の特徴であるべきだという考えを支持するものです。電気伝導率の温度依存性は、ホットジュピター大気ダイナミクスのMHDモデルに含めるべき重要な要素です。
昼間の六分儀流星群の特徴付けとファエトン - 双子座ストリーム複合体の性質の解明
| Title |
Characterizing_the_Daytime_Sextantids_Meteor_Shower_and_Unveiling_the_Nature_of_the_Phaethon-Geminid_Stream_Complex |
| Authors |
Y._Kipreos,_Margaret_Campbell-Brown,_P._Brown,_D._Vida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03521 |
ファエトン-ジェミニッドストリームコンプレックス(PGC)の一部である昼間の六分儀流星群は、現在地球で見られる最強の流星群であるジェミニドと密接に関連しています。DSXは小惑星2005UDと同様の軌道を共有していますが、関連付けの性質は不明のままです。光学データから、DSX流星はふたご座と同様に消滅することがわかり、それらも高密度であり、共通の起源と一致していることを示唆しています。レーダーデータから、ストリームメンバーシップを決定するための新しい凸包アプローチを適用して、19,007個のDSX軌道を分離しました。ピークでは、平均半長径が1AU近く、離心率が0.86であり、両方とも太陽経度の関数として減少することがわかります。傾斜はピークで平均25度ですが、時間の経過とともに増加します。顕著なDSX活動は、太陽経度173～196$^{\circ}$から広がり、186～189$^{\circ}$の間でフラックスのプラトーがあります。ピークフラックスは$2\pm0.05\times10^{-3}$km$^{-2}$hr$^{-1}$であり、20のZHRに相当します。ピーク時に$s=1.64\pm0.06$のシャワーが降り、ピークの前後の日の平均は$1.70\pm0.07$です。DSXストリームの質量は$10^{16}$gと推定され、これは2005UDと同じ次数であり、2005UDからの最近の隕石生成によって作成されたものであるにはストリームが大きすぎることを示唆しています。DSXと2005UDは、3200Phaethonを作成したのと同じ分裂イベントで作成されたことを提案します。
地球質量惑星の周りのムーンパッキング
太陽系の4つの巨大惑星はすべて、複数の月からなる系をホストしていますが、地球型惑星は最大2つの月しかホストしていません。地球は小さな小惑星を一時的な衛星として捉えることができます。これは、地球を安定して周回できる月、または地球質量の太陽系外惑星がいくつあるのかという疑問を投げかけています。太陽のような星を周回する地球質量の惑星の周りのネストされた軌道で、近接した等質量の月の一連のN体シミュレーションを実行します。最も内側の月は、ホスト惑星のロッシュ半径の近くで始まり、最も外側の月が単一の月の安定限界近くで始まるまで、システムは詰まっています。衛星の初期間隔は、単一の星の周りのコンパクトな惑星系の研究に一般的に使用される反復スキームに従います。3衛星系の場合、MEGNOマップを生成して、周期領域とカオス領域を計算し、不安定化MMRを特定します。私たちの計算では、月の最大数は、密集した環境で安定した軌道を維持できる衛星の想定質量(Ceres-、Pluto-、Luna-mass)に依存することが示されています。私たちのN体シミュレーションを通じて、最大7個の$\pm$1セレス質量、4個の$\pm$1冥王星質量、および3個の$\pm$1ルナ質量衛星の安定した配置を見つけました。しかし、外向きの潮汐移動は、太陽のような星の10Gyrの恒星寿命にわたって、安定した軌道上の衛星の数にかなりの役割を果たす可能性があります。
WASP-52b の H$\alpha$ と He 10830 透過スペクトルのモデル化
Ly$\alpha$、H$\alpha$、およびHeトリプレット(10830$\rm\AA$)線の過剰吸収によって、大気の脱出が検出されました。H$\alpha$とHe10830線の吸収を同時にモデル化すると、系外惑星大気に関する有用な制約が得られます。この論文では、非局所熱力学モデルと新しいモンテカルロシミュレーションモデルを組み合わせた流体力学モデルを使用して、H(2)およびHe(2$^3$S)母集団を取得します。Ly$\alpha$放射伝達のモンテカルロシミュレーションは、球形恒星Ly$\alpha$放射と球形惑星大気の仮定で初めて実行され、内部のLy$\alpha$平均強度分布が計算されます。H(2)人口の推定に必要な惑星大気。ホットジュピターWASP-52bにおけるH$\alpha$線とHe10830線の透過スペクトルを同時にモデル化します。主星が(1)高いX線/極紫外線(XUV)フラックス($F_{\rmXUV}$)とXUV放射($\beta_m$)の比較的低いX線の割合、または(2)低い$F_{\rmXUV}$と高い$\beta_m$。He10830$\rm\AA$トリプレットのシミュレーションは、観測結果に適合するには高いH/He比($\sim$98/2)が必要であることを示唆しています。両方の線にうまく適合するモデルは、$F_{\rmXUV}$を基準値の約0.5倍、$\beta_m$を約0.3の値に制限します。モデルはまた、水素とヘリウムが逃げる大気に由来することを示唆しており、質量損失率は約2.8$\times10^{11}$gs$^{-1}$です。
OGLE-2019-BLG-0362Lb: 低質量星の周りの超木星質量惑星
| Title |
OGLE-2019-BLG-0362Lb:_A_super-Jovian-mass_planet_around_a_low-mass_star |
| Authors |
Sun-Ju_Chung,_Jennifer_C._Yee,_Andrej_Udalski,_Andrew_Gould,_Michael_D._Albrow,_Youn_Kil_Jung,_Kyu-Ha_Hwang,_Cheongho_Han,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Weicheng_Zang,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Radek_Poleski,_Przemek_Mr\'oz_Pawe{\l}_Pietrukowicz,_Jan_Skowron,_Micha{\l}_K._Szyma\'nski,_Igor_Soszy\'nski,_Szymon_Koz{\l}owski,_Krzysztof_A._Rybicki,_Patryk_Iwanek,_Marcin_Wrona,_Mariusz_Gromadzki,_and_Krzysztof_Ulaczyk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04230 |
光度曲線のピーク付近で短期間の異常$(\sim0.4\,\rmdays)$を伴う、惑星のマイクロレンズ効果イベントOGLE-2019-BLG-0362の分析を提示します。これは、共鳴コースティックによって引き起こされます。この事象は、惑星とホストの質量比が$q\simeq0.007$であるクローズバイナリレンズモデルとワイドバイナリレンズモデルの間で$\Delta\chi^2=0.9$の深刻な縮退を持っています。角度アインシュタイン半径を測定しますが、マイクロレンズの視差は測定しないため、ベイジアン分析を実行してレンズの物理パラメーターを推定します。OGLE-2019-BLG-0362L系は超木星質量惑星$M_{\rmp}=3.26^{+0.83}_{-0.58}\,M_{\rmJ}$であることがわかりました。Mドワーフ$M_{\rmh}=0.42^{+0.34}_{-0.23}\,M_\odot$の距離$D_{\rmL}=5.83^{+1.04}_{-1.55}\、\rmkpc$.予測される星と惑星の距離は$a_{\perp}=2.18^{+0.58}_{-0.72}\,\rmAU$であり、これは惑星が主星のスノーラインを超えていることを示しています。
10 個の強力なレンズ クラスターの背後にある暗い銀河のサブミリ波調査
| Title |
A_Submillimeter_Survey_of_Faint_Galaxies_Behind_Ten_Strong_Lensing_Clusters |
| Authors |
L._L._Cowie,_A._J._Barger,_F._E._Bauer,_C.-C._Chen,_L._H._Jones,_C._Orquera,_M._J._Rosenthal,_and_A._J._Taylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03328 |
10の強力なレンズクラスターのディープSCUBA-2450ミクロンおよび850ミクロンイメージングを提示します。クラスターの中心から半径4.5フィート以内にある404のソースの>4シグマSCUBA-2850ミクロンカタログを提供します。また、対象のALMA観測からのクラスターA370、MACSJ1149.5+2223、およびMACSJ0717.5+3745での>4.5シグマアルマ870ミクロン検出のカタログと、他のすべての>4.5シグマアルマ望遠鏡のカタログ(ほとんどの場合1.2mm)は、アーカイブアルマ観測からのクラスターフィールドのいずれかで検出されました。アルマ望遠鏡の検出については、利用可能な場合は、独自のケック観測または文献から、分光学的または測光赤方偏移を提供します。赤方偏移を推定するための450ミクロンから850ミクロンへのフラックス比の使用を確認します。レンズモデルを使用して倍率を決定しますが、そのほとんどは1.5～4の範囲です。アルマ星団のサンプルをチャンドラ深層場(CDF)アルマおよびSMAサンプルで補足した後、サブミリ波銀河の赤方偏移分布が0.5mJyの縮小850ミクロンフラックスまで進化した証拠は見つかりませんでした。この結果を考えると、F160Wが850ミクロンのフラックス比で明るいものからより暗い縮小された850ミクロンのフラックスに増加する傾向が観察されたのは、より暗いサブミリ波銀河の消滅が少ないことに起因すると結論付けます。ただし、この関係には広い広がりがあり、1mJy未満のフラックスまでのいくつかの光学的/NIR暗黒銀河の存在が含まれます。最後に、アルマ望遠鏡の分析から得た洞察を基に、SCUBA-2のサンプルを分析し、55850ミクロンの明るいz>4候補を提示します。
異常な天の川-ローカル シート システム: スピンの強さとアライメントへの影響
| Title |
The_Unusual_Milky_Way-Local_Sheet_System:_Implications_for_Spin_Strength_and_Alignment |
| Authors |
M.A._Aragon-Calvo,_Joseph_Silk,_Mark_Neyrinck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03338 |
天の川銀河とローカルシートは、私たちの近くの異常に遅い速度分散と、そのような環境での天の川銀河の一見高い質量という点で、独特の銀河系を形成しています。TNG300シミュレーションを使用して、私たちの銀河の周りで観測されたものと同様のローカルハッブルフローの速度分散を持つ宇宙壁に位置する天の川類似体(MWA)を検索しました。ローカルシートアナログのMWAはまれであり、(160-200Mpc)^3ボリュームあたり1つです。シートのような冷たい環境は、銀河の角運動量に対する環境の影響を保存、増幅、または単純化することがわかりました。そのようなシートでは、シートと銀河のスピンの間に特に強い整列があります。また、これらの銀河はスピンパラメータが低いです。これらは両方とも、壁形成以来の合併の欠如に関連している可能性があります。私たちの結果が、天の川-ローカルシートシステムの非定型的な性質の認識につながることを願っています.私たちの宇宙環境の影響を十分に考慮せずに局所的な観測を誤って外挿すると、天の川と近くの宇宙の形成と進化を理解する上でコペルニクスの偏見につながる可能性があります。
ふたご座GMOS-IFU観測によるレッドガイザー銀河の活動銀河核サイン
| Title |
Active_Galactic_Nuclei_signatures_in_Red_Geyser_galaxies_from_Gemini_GMOS-IFU_observations |
| Authors |
G._S._Ilha,_R._A._Riffel,_T.V._Ricci,_S._B._Rembold,_T._Storchi-Bergmann,_R._Riffel,_N._Roy,_K._Bundy,_R._Nemmen,_J._S._Schimoia,_L._N._da_Costa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03383 |
レッドガイザーは、低光度の活動銀河核(AGN)による可能性が高い、銀河規模の電離流出を伴う静止銀河です。ガスのイオン化と運動学を研究するために、MaNGAサーベイから選択された9つのレッドガイザーの内部$\sim1.0-3.0$kpcのGeminiGMOS-IFU観測を使用しました。輝線比は、すべてのソースにセイファート/ライナー(低電離核放出領域)核が存在することを示唆しています。2つの銀河は、MaNGAの直径2.5秒角(銀河の距離で$1.3-3.7$kpc)の開口内で3\AA(AGNイオン化を示す)より大きいH$\alpha$等価幅(H$\alpha$EW)を示します。一方、より高い解像度のGMOSデータでは、角分解能($0.3-0.9$kpc)に等しい開口内に4つの銀河がH$\alpha$EW$>3$\AAを示しています。GMOS-IFUデータを持つ2つの天体の場合、H$\alpha$EWは3\AAよりも低く、1.5\AAよりも大きく、ほとんどの場合、かすかなAGNが原因です。空間分解された電子密度マップは、$100-3000$cm$^{-3}$の値を示し、他の研究で決定されたものと一致しています。大きな(MaNGA)および核スケール(GMOS-IFU)のガス速度場はずれており、運動学的な位置角の差は12$^{\circ}$と60$^{\circ}$です。[NII]$\lambda$6583の輝線プロファイルは非対称で、速度場の赤方偏移側に青い翼があり、青方偏移側に赤い翼があります。私たちの結果は、レッドガイザーのガスが少なくとも中央領域でAGNによってイオン化され、歳差運動する降着円盤に由来する可能性が高い流出が存在するという以前の兆候を裏付けています。
Gaia EDR3 データを使用して決定された散開星団ガリバー 18 およびガリバー 58 の主な天体物理パラメータ
| Title |
The_principal_astrophysical_parameters_of_the_open_clusters_Gulliver_18_and_Gulliver_58_determined_using_Gaia_EDR3_data |
| Authors |
Ashraf_Tadross,_Eslam_Elhosseiny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03386 |
2つの散開星団ガリバー18とガリバー58の測光と天体の研究は、ガイア宇宙天文台(Gaia-EDR3)の初期の3番目のデータリリースを使用して初めて実行されました。2つのクラスターの固有の動き、視差、色等級図を調べることで、実際のクラスターメンバーシップを特定しました。したがって、クラスターの年齢、色の過剰、および太陽中心の距離が決定されました。ガリバー18とガリバー58の光度関数、質量関数、総質量、質量分離、および緩和時間も推定されました。
Abell 98のクラスター間フィラメントに合体前ショックを発見
| Title |
Discovery_of_a_pre-merger_shock_in_an_intercluster_filament_in_Abell_98 |
| Authors |
Arnab_Sarkar,_Scott_Randall,_Yuanyuan_Su,_Gabriella_E._Alvarez,_Craig_Sarazin,_Paul_Nulsen,_Elizabeth_Blanton,_William_Forman,_Christine_Jones,_Esra_Bulbul,_John_Zuhone,_Felipe_Andrade-Santos,_Ryan_E._Johnson,_and_Priyanka_Chakraborty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03401 |
深い(227ks)チャンドラ観測を使用して、初期段階の合体星団Abell98における軸方向合体ショックの最初の明確な検出を報告します。衝撃波は、Abell98の北部分星団から南に約420kpc、北部分星団と中央部分星団の間にあり、マッハ数はM$\approx$2.3$\pm$0.3です。軸方向合体衝撃前線の発見は、合体プロセスの初期段階で2つのサブクラスターが捕捉される大規模な銀河団の形成における重要な時期を明らかにします。衝撃後領域の電子温度は、磁場との相互作用によって電子が衝撃波面で強く加熱される瞬間無衝突モデルを支持することがわかりました。また、アベル98の合体軸に沿って、kT=1.07$\pm$0.29keVの温度を持つクラスター間ガスフィラメントの検出についても報告します。フィラメント内のガスの測定された特性は、以前の観測および数値と一致しています。WHIMフィラメントが銀河団のビリアリゼーション領域と相互作用する、暖熱銀河間媒体（WHIM）の最も高温で最も密度の高い部分のシミュレーション。
QSO E1821+643 の拡張輝線領域の運動学と電離構造
| Title |
The_Kinematics_and_Ionization_Structure_of_the_Extended_Emission_Line_Region_of_QSO_E1821+643 |
| Authors |
Sara_A._Rosborough,_Andrew_Robinson,_and_Trent_Seelig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03418 |
最も明るいクエーサーは、大規模なガスの豊富な合体によって作成され、E1821+643はクールコアクラスターの中心に位置する光学的に明るいクエーサーであり、合体後の爆発段階の後期段階にあるようです。このクエーサーは重力反動の候補としても識別されており、超大質量ブラックホール(SMBH)は、前駆体SMBH連星の合体中に重力波の異方性放射による反動キックを受けています。E1821+643を取り囲む拡張イオン化ガスのロングスリットスペクトルを分析して、その運動学とイオン化を調べます。運動学的に異なる3つの成分を特定しました。これらの成分はそれぞれ、核からの広角の極風、運動学的に乱されていないガス、赤方偏移した弧状のガスの構造に、3～4\arcsecの距離で関連付けられています~(13-18kpc)核から。後者の成分は、HST画像で見られる[OIII]放射の弧の北端と東端と一致します。この特徴は、ガスに富む銀河との合体から核の南東に至る潮汐尾をたどる可能性があり、その存在はアラベナらによって推測されています。CO排出量の検出から。あるいは、アークは、強力なクエーサー風によって吹き飛ばされたガスの殻の残骸である可能性があります。拡張ガスの輝線比は、クエーサーによる光イオン化と一致していますが、放射ショックからの寄与を排除することはできません。
GLASS-JWST XV からの初期の結果: NIRCAM ディープ フィールドの最もかすかな赤いソースは本質的に青い
| Title |
Early_results_from_GLASS-JWST_XV:_the_faintest_red_sources_in_the_NIRCAM_deep_fields_are_intrinsically_blue |
| Authors |
Karl_Glazebrook,_T._Nanayakkara,_C._Jacobs,_N._Leethochawalit,_A._Calabr\`o,_A._Bonchi,_M._Castellano,_A._Fontana,_C._Mason,_E._Merlin,_T._Morishita,_D._Paris,_M._Trenti,_T._Treu,_P._Santini,_X._Wang,_K._Boyett,_Marusa_Bradac,_G._Brammer,_T._Jones,_D._Marchesini,_M._Nonino,_B._Vulcani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03468 |
JamesWebbSpaceTelescope(JWST)GLASSEarlyReleaseScienceプログラムからの深いNIRCAM画像で見つかった最も赤い2～5$\mu$mのソースの最初の外観を提示します。ハッブル宇宙望遠鏡で到達可能なよりも赤いバンドでのみ検出され、青いバンドではわずかにしか検出されないか検出されないソースについて、一般的な検索を行います。つまり、特定のスペクトルシグネチャを探しません。以前に特定されました。F200W、F277W、F356W、またはF444WフィルターのいずれかでAB$\sim27$($>10\sigma$検出しきい値に対応)までのソースを検索し、より青いすべてのフィルターに対して1マグニチュード超過を要求します。バンド(F090、F115W、F150W)。F444W$>25$より暗いところに、48のそのようなソースが見つかります。フォトメトリック赤方偏移とスペクトルエネルギー分布を7バンドフォトメトリに当てはめ、この集団の大部分($\sim$70%)を静止フレーム紫外光波長でかすかな$2<z<6$銀河として識別します。恒星質量$10^8$--$10^9$M$_\odot$であり、$>2$$\mu$mで観測されたフラックスは、バルマーブレークと強い輝線の組み合わせによって押し上げられました。黙示の休符相当幅は$>400\unicode{x00C5}$です。これは、赤色の光源が$z<3$の静止銀河と塵の多い星形成天体である傾向がある明るい等級とは対照的です。$z\sim4$かすかな青い銀河の空間密度は、等価幅が高く、JWST以前の調査で見つかったよりも1桁高い。私たちの一般的な選択基準により、論文IIIで報告された堅牢な$z\sim12$ライマンブレイクギャラクシーや、XIIIで報告された非常にクールな褐色矮星など、多様な他の現象を個別に識別することができます。さらに、星形成の調節を理解するための新しい未知の領域である$z\sim2$で、質量が非常に小さい($8\times10^8$M$_\odot$)静止銀河を発見しました。
現実的な結合エネルギーを持つホット分子コア内の分岐炭素鎖分子の存在量を研究する天体化学モデル
| Title |
Astrochemical_model_to_study_the_abundances_of_branched_carbon-chain_molecules_in_a_hot_molecular_core_with_realistic_binding_energies |
| Authors |
Satyam_Srivastav,_Milan_Sil,_Prasanta_Gorai,_Amit_Pathak,_Bhalamurugan_Sivaraman_and_Ankan_Das |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03531 |
直鎖(ノルマル-プロピルシアニド、n-C3H7CN)および分枝鎖(イソ-プロピルシアニド、i-C3H7CN)シアン化アルキルは、大規模な星形成領域(いて座B2(N)およびオリオン)で最近同定されました。これらの分岐鎖分子は、重要なアミノ酸(側鎖構造)も同様の領域に存在する可能性があることを示しています。この分岐が高次(シアン化ブチル、C4H9CN)に向かって伝播するプロセスは、活発な研究分野です。粒子触媒プロセスがこれらの種の大部分を形成した可能性があるため、結合エネルギーの現実的なセットを考慮することが実際に不可欠です。水はこの星間氷の主成分であるため、量子化学計算を使用して、水を基質としてこれらの種の結合エネルギーを推定します。これらの種の結合エネルギー値は、以前に使用されていたものよりも大幅に低いことがわかりました。現実的な結合エネルギー値を使用すると、これらの種の存在量が大幅に変化する可能性があることに注意してください。分岐は、新しい結合エネルギーを持つ高次アルキルシアニドに対してより有利です。新しい結合エネルギー値と1つの必須の破壊反応(i-C3H7CN+H->CH3C(CH3)CN+H2、947Kの活性化障壁を持つ)を含めると、t-C4H9CNの存在量が劇的に増加しました。
銀河の南北非対称性: 垂直位相宇宙カタツムリとの接続の可能性
| Title |
The_North/South_Asymmetry_of_the_Galaxy:_Possible_Connection_to_the_Vertical_Phase_Space_Snail |
| Authors |
Rui_Guo_(SJTU),_Juntai_Shen_(SJTU),_Zhao-yu_Li_(SJTU),_Chao_Liu_(NAOC),_Shude_Mao_(THU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03667 |
銀河系は、南北(N/S)非対称性の最近の発見と、垂直位相空間($z-V_{z}$)。矮星のトレーサー集団におけるN/S非対称性は、滑らかな平衡背景に重ね合わせた単純な位相カタツムリモデルで定量的にモデル化できることを示しています。位相カタツムリが$z$軸と交差すると、数密度が高まり、銀河面の反対側に比べて速度分散($\sigma_{z}$)が減少します。観測された非対称N/S$\sigma_{z}$プロファイルのみにフィッティングすることで、位相空間カタツムリとバックグラウンドのモデル化に利用されるポテンシャルの合理的なパラメーターを取得します。データの選択効果。カタツムリの形状と、最適なモデルによって得られるN/S数密度の差は、以前の観測結果と一致しています。平衡背景は、$0.0151^{+0.0050}_{-0.0051}$${\rmM}_{\odot}\,{\rmpc}^{-3}$の局所暗黒物質密度を意味します。私たちのモデルの垂直バルク運動は観察結果と似ていますが、$\sim$1.2$\rmkm\,s^{-1}$シフトしています。私たちの研究は、位相空間カタツムリとN/S非対称性との間の強い相関関係を示しています。将来の観測上の制約により、より包括的なカタツムリモデルが促進され、天の川の可能性とカタツムリの特徴にエンコードされた摂動の履歴が解明されます。
ASAI で見た星形成領域における分子複雑性の出現
大規模プログラム「AstrochemicalSurveysAtIRAM」(ASAI)は、80～272の範囲の10個のテンプレートソースのサンプルの偏りのないラインサーベイを実行することにより、太陽型星形成プロセスのさまざまな段階に沿った分子の複雑さの出現を調査します。IRAM30m望遠鏡でGHz。ここでは、LargeProgramASAIの主な結果の概要を示します。
初期型銀河における星形成の非効率性とケニカット・シュミットの法則
| Title |
Star_formation_inefficiency_and_Kennicutt-Schmidt_laws_in_early-type_galaxies |
| Authors |
Brian_Jiang,_Luca_Ciotti,_Zhaoming_Gan,_and_Jeremiah_Ostriker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03735 |
円盤銀河の星形成は、ガスの表面密度($\Sigma_{gas}$)[$\textrm{M}_{\odot}\;\textrm{kpc}^{-2}$]と星形成率($\Sigma_{SFR}$)[$\textrm{M}_{\odot}\;\textrm{kpc}^{-2}\;\textrm{Gyr}^{-1}$].円盤銀河とは対照的に、初期型銀河(ETG)は通常、星の形成がほとんどまたはまったくないため、ケニカット-シュミットの法則はありません。しかし、最近の観測では、ETGに大規模なガス状の冷たい円盤が存在することが指摘されており、ガスから星への変換がなぜそれほど効率的でないのかという疑問が生じています。高解像度の流体力学的数値コード\texttt{MACER}を使用して実行された最新のシミュレーションにより、ETGの従来の分類を静止した死んだ銀河として再評価します。局所的なトゥームレ不安定性と局所的なガス冷却時間スケールを組み合わせたシンプルだが堅牢な星形成モデルを介して、銀河の回転の存在下でホスト銀河のISMの冷却エピソードに続く恒星円盤の必然的な形成を予測します。シミュレートされたETGの解決されたKennicutt-Schmidt星形成法則は、表面密度と体積の両方の形式で、円盤銀河で観測された観測されたしきい値、勾配、および正規化を再現することがわかりました。同時に、グローバルなケニカット・シュミットの法則の分析を通じて、観測された星形成の非効率性の問題に対して、星形成の増加と大量のガス流出が部分的な解決策を提供することを示唆しています。したがって、星形成予測の観測的チェックは、局所的な星形成法則の形を確認し、ETGにおける星形成の非効率性を再評価するために不可欠です。
赤い星形成銀河の冷たいガスと塵の性質
| Title |
The_cold_gas_and_dust_properties_of_red_star-forming_galaxies |
| Authors |
Ryan_Chown,_Laura_C._Parker,_Christine_D._Wilson,_Toby_Brown,_Fraser_A._Evans,_Yang_Gao,_Ho_Seong_Hwang,_Lihwai_Lin,_Amelie_Saintonge,_Mark_Sargent,_Matthew_W._L._Smith,_Ting_Xiao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03842 |
「赤い不適合」と呼ばれる赤い星形成銀河のサンプルの冷たいガスとダストの特性を調べます。低赤方偏移銀河の代表的なサンプルから、単一皿のCO観測とHI観測を収集します。また、赤色の不適合のJCMTCO観測も収集します。また、これらの銀河のサブセットについて、SCUBA-2850um観測を取得します。これらのデータを使用して、生存分析手法を使用して非検出を考慮して、赤色のミスフィットの分子ガス、総低温ガス、およびダストの特性を、青色の対応物(「青色のアクティブ」)の特性と比較します。対数SFR-対数M*平面の固定位置でのこれらの特性と、星形成主系列からのオフセットとを比較します。青色の活性物質と比較すると、赤色のミスフィットは、分子ガスの枯渇時間がわずかに長く、全ガスの枯渇時間が同様であり、分子と全ガスの質量分率が大幅に低く、ダストと星の質量比が低く、ダストとガスの比が類似しています。$\logM_\mathrm{mol}$-$\logM_\star$平面のかなり平坦な勾配。私たちの結果は、人口としての赤の不適合は、ガス供給の不足により消滅する可能性が高いことを示唆しています。
拡散を伴う銀河バー共鳴：バーダークマターハロー動的摩擦への影響を伴う解析モデル
| Title |
Galactic_bar_resonances_with_diffusion:_an_analytic_model_with_implications_for_bar-dark_matter_halo_dynamical_friction |
| Authors |
Chris_Hamilton_(1),_Elizabeth_A._Tolman_(1),_Lev_Arzamasskiy_(1),_Vin\'icius_N._Duarte_(2)_((1)_Institute_for_Advanced_Study,_(2)_Princeton_Plasma_Physics_Laboratory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03855 |
宇宙時間にわたる円盤銀河の永年進化は、主に「粒子」の軌道(星や暗黒物質など)と非軸対称の特徴(渦巻腕やバーなど)の回転の間の共鳴によって駆動されます。このような共鳴は、天の川銀河や外部銀河で観測された現在の運動学的および測光的特徴を説明するためにもしばしば引き合いに出されます。単純化されたケースでは、これらの共鳴相互作用はよく理解されています。たとえば、安定して回転するバーの共鳴の近くに閉じ込められたテスト粒子の永年力学は、Binney、Monariなどによって開発された角度作用ツールを使用して簡単に分析できます。ただし、それらの処理は、実際の銀河の確率論性と乱雑性に対処していません。これらの影響は、いくつかの例外を除いて、以前は複雑なN体シミュレーションでしか捉えられていませんでした。この論文では、振子近似を使用し、粒子の遅い動作の拡散を考慮して、剛体回転棒を使用して軌道共鳴付近の粒子の分布関数を記述する単純な運動方程式を提案します。拡散強度$\Delta$のさまざまな値について、この運動方程式を解きます。次に、この理論を、球状の暗黒物質ハローに埋め込まれた棒が感じる動的摩擦トルクの計算に適用します。$\Delta=0$の場合、Tremaine&Weinbergの古典的な結果である、時間漸近(位相混合)極限で摩擦が消失するという結果が得られますが、$\Delta>0$の場合、拡散が相混合を抑制し、有限の負のトルクは、実際の銀河バーが常に減速することを示唆しています。
BASS XXXII: 規模 $\lesssim$ 100-200 pc での ALMA による AGN の核ミリ波連続放射の研究
| Title |
BASS_XXXII:_Studying_the_Nuclear_Mm-wave_Continuum_Emission_of_AGNs_with_ALMA_at_Scales_$\lesssim$_100-200_pc |
| Authors |
Taiki_Kawamuro,_Claudio_Ricci,_Masatoshi_Imanishi,_Richard_F._Mushotzky,_Takuma_Izumi,_Federica_Ricci,_Franz_E._Bauer,_Michael_J._Koss,_Benny_Trakhtenbrot,_Kohei_Ichikawa,_Alejandra_F._Rojas,_Krista_Lynne_Smith,_Taro_Shimizu,_Kyuseok_Oh,_Jakob_S._den_Brok,_Shunsuke_Baba,_Mislav_Balokovi\'c,_Chin-Shin_Chang,_Darshan_Kakkad,_Ryan_W._Pfeifle,_George_C._Privon,_Matthew_J._Temple,_Yoshihiro_Ueda,_Fiona_Harrison,_Meredith_C._Powell,_Daniel_Stern,_Meg_Urry,_David_B._Sanders |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03880 |
活動銀河核(AGN)における核($\lesssim$100pc)ミリ波(mm-wave)連続体放射の起源を理解するために、サブアーク秒分解能バンド6(211-275GHz)アルマデータを体系的に分析しました。70か月のSwift/BATカタログからの98の近くのAGN($z<$0.05)。このサンプルは、不明瞭なシステムに対してほとんど偏りがなく、現在までで最大数のAGNを高ミリ波空間分解能サンプリング($\sim$1-200pc)で提供し、14-150keVの広い範囲の光度{$40<\log[L_{\rm14-150}/({\rmerg\,s^{-1}})]<45$}、ブラックホール質量[$5<\log(M_{\rmBH}/M_\odot)<10$]、およびエディントン比($-4<\log\lambda_{\rmEdd}<2$)。1.3mm(230GHz)と14～150keVの光度の間に有意な相関関係が見られます。その散乱は$\approx$0.36dexであり、ミリ波放射はAGNの光度の良い代理として機能し、$N_{\rmH}\sim10^{26}$cm$まで塵の消滅はありません。^{-2}$。過去の研究によると、ミリ波放射はX線コロナ周辺の自己吸収シンクロトロン放射である可能性がありますが、ミリ波放射のさまざまな起源についても説明します。AGN関連の粉塵放出、流出による衝撃、および小規模($<$200pc)ジェット。ミリ波の傾きは一般に予想よりも平坦であるため、粉塵の放出が支配的である可能性は低いです。また、エディントン比によるミリ波光度の増加がないため、放射線による流出モデルはおそらく一般的なメカニズムではありません。さらに、核構造の極軸からの傾斜角の指標に対するミリ波の光度の独立性を発見しました。これは、光度が角度のみに依存するジェットモデルと矛盾しています。
極度に金属の少ない薄い円盤星 2MASS J1808-5104 の化学組成パターンとその起源
| Title |
The_chemical_abundance_pattern_of_the_extremely_metal-poor_thin_disk_star_2MASS_J1808-5104_and_its_origins |
| Authors |
Mohammad_K._Mardini,_Anna_Frebel,_Rana_Ezzeddine,_Anirudh_Chiti,_Yohai_Meiron,_Alexander_P._Ji,_Vinicius_M._Placco,_Ian_U._Roederer,_and_Jorge_Mel\'endez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03891 |
明るく非常に金属の少ない星2MASS~J1808$-$5104の高解像度($R\sim35,000$)、高い信号対雑音比($S/N=350$)のマゼラン/MIKEスペクトルを提示します。[Fe/H]=$-$4.01(分光LTE恒星パラメータ)、[Fe/H]=$-$3.8(測光恒星パラメータ)、[Fe/H]=$-$3.7(分光NLTE恒星パラメータ)が見つかりました。CHGバンドから$\mbox{[C/Fe]}=0.38$の炭素対鉄比を測定しました。したがって、J1808$-$5104は、同様に鉄の存在量が少ない他の多くの星とは対照的に、炭素が増加していません。また、初めてバリウム存在量($\mbox{[Ba/Fe]}=-0.78$)を決定し、大幅に削減された窒素存在量の上限([N/Fe]$<-0.2$)。J1808$-$5104の比率は$\mbox{[Sr/Ba]}=-0.17$と低く、超微光矮小銀河の星と一致している。また、J1808$-$5104の存在量パターンを人口III超新星モデルのグリッドからの元素合成収量に当てはめます。J1808$-$5104は、E$=10\times10^{51}$\,ergの高い爆発エネルギーと、M$=29.5$\,M$_{\odot}$.興味深いことに、J1808$-$5104は銀河系の薄い円盤のメンバーであり、詳細な運動学的分析と計算された星の活動と速度によって確認されました。最後に、時間に依存する銀河ポテンシャル\texttt{ORIENT}を使用して、J1808$-$5104の軌道履歴も確立しました。J1808$-$5104は安定した準円軌道を持っているようで、大部分は薄い円盤に閉じ込められています。このユニークな軌道の歴史、星の非常に古い年齢($\sim13.5$\,Gyr)、および[C/Fe]と[Sr/Ba]の低い比率は、J1808$-$5104が最も早い時期に形成された可能性があることを示唆しています。天の川銀河の階層的な集合体であり、原始の薄い円盤に関連している可能性が最も高い。
ジェームス ウェッブ宇宙望遠鏡による 7.7 $\mu$m、10 $\mu$m、および 15 $\mu$m の銀河源数
| Title |
Galaxy_source_counts_at_7.7_$\mu$m,_10_$\mu$m_and_15_$\mu$m_with_the_James_Webb_Space_Telescope |
| Authors |
Chih-Teng_Ling,_Seong_Jin_Kim,_Cossas_K.-W._Wu,_Tomotsugu_Goto,_Ece_Kilerci,_Tetsuya_Hashimoto,_Yu-Wei_Lin,_Po-Ya_Wang,_Simon_C.-C._Ho,_and_Tiger_Yu-Yang_Hsiao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03954 |
ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)によって7.7、10、15$\mu$m(それぞれF770W、F1000W、F1500W)バンドで得られた早期解放観測に基づく中赤外銀河の数のカウントを提示します。中赤外線装置(MIRI)。JWSTの感度が優れているため、F770W、F1000W、F1500Wフィルターでは、80%の完全性の限界がそれぞれ0.32、0.79、2.0$\mu$Jyに達します。つまり、スピッツァーなどの以前の宇宙赤外線望遠鏡よりも$\sim$100倍の深さになります。またはあかり。数カウントは、多環芳香族炭化水素(PAH)の放出により、特徴的なピークよりもはるかに深くなります。文献の進化モデルからのより暗いフラックスへの外挿は、新しいデータと驚くほどよく一致しており、外挿された赤外線光度関数の外挿されたかすかな端と、より高い赤方偏移への宇宙星形成の歴史を組み合わせることで、JWSTによるより深い数のカウントを再現できます。JWSTの優れた感度による観測データにより、微弱な赤外線源の理解が確認されました。
星間窒素同位体比: 銀河中心からペルセウス アームまでの新しい NH3 データ
| Title |
Interstellar_Nitrogen_Isotope_Ratios:_New_NH3_Data_from_the_Galactic_Center_out_to_the_Perseus_Arm |
| Authors |
J._L._Chen,_J._S._Zhang,_C._Henkel,_Y._T._Yan,_H.Z.Yu,_J._J._Qiu,_X._D._Tang,_J._Wang,_W._Liu,_Y._X._Wang,_Y._H._Zheng,_J._Y._Zhao,_and_Y._P._Zou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03977 |
私たちの目的は、銀河全体の星間14N/15N比を測定し、星間アンモニア同位体比に関する標準データセットを確立し、銀河の化学進化に新しい制約を提供することです。14NH3と15NH3の(J,K)=(1,1)、(2,2)、および(3,3)線は、上海天馬65m電波望遠鏡(TMRT)とエフェルスベルク100m望遠鏡で観測されました。210ソースの大規模なサンプル。これらの発生源のうち141個が14NH3中のTMRTによって検出されました。そのうちの8つは15NH3でも検出されました。強力なNH3放出を伴う36のソースのうち10について、エフェルスバーグ100m望遠鏡は、TMRT望遠鏡による検出で3つのソース(G081.7522、W51D、およびOrion-KL)を含む15NH3(1,1)ラインを正常に検出しました。したがって、合計15のソースが14NH3と15NH3ラインの両方で検出されます。これら15のソースのラインおよび物理パラメータが導出され、光学的深さ、回転および運動温度、カラム密度の合計が含まれます。１４Ｎ／１５Ｎ同位体比は、１４ＮＨ３／１５ＮＨ３存在比から決定された。両方の望遠鏡から得られた同位体比は、不確実性の範囲内で特定のソースについて一致しており、太陽中心距離と運動温度への依存は見られません。14N/15N比は、ガラクトセントリック距離とともに増加する傾向があり、半径方向の窒素同位体勾配が確認されます。これは、超漸近的な巨大分枝星と新星の影響を含む、最近の銀河化学モデル計算の結果と一致しています。
活動銀河核の広線領域における渦巻き腕。 I. 密に巻かれたケースの残響と微分干渉信号
| Title |
Spiral_Arms_in_Broad-line_Regions_of_Active_Galactic_Nuclei._I._Reverberation_and_Differential_Interferometric_Signals_of_Tightly_Wound_Cases |
| Authors |
J.-M._Wang,_P._Du,_Y.-Y._Songsheng_and_Y.-R._Li_(IHEP) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04095 |
活動銀河核のスペクトルの主要な特徴として、広い輝線は、中心の超大質量ブラックホール(SMBH)を取り囲むイオン化ガスの運動学と空間分布の情報を提供します。これは、いわゆるブロードライン領域(BLR)です。BLRにスパイラルアームが出現する証拠が増えています。反響マッピング(RM)キャンペーンによって、BLRの特性半径が降着円盤の自己重力領域の半径と重なることが示されています。WKB近似の枠組みの中で、スパイラルアームの観測特徴のロバストな特性を示します。結果として得られる渦状の腕は、幅広い輝線のさまざまなプロファイルにつながります。$m=1$モードのスパイラルアームを持つBLRのRMおよび微分干渉特性を計算します。これらの特徴は、GRAVITY搭載の超大型望遠鏡干渉計などを介した高品質のRMおよび微分干渉観測で検出できます。WKB近似は、RMキャンペーンおよび微分分光天文観測における密度波信号のより一般的なケースを調査するために、将来的に緩和および普遍化される予定です。
DarkMix: ダーク マター ハローの検出と特徴付けのための混合モデル
| Title |
DarkMix:_Mixture_Models_for_the_Detection_and_Characterization_of_Dark_Matter_Halos |
| Authors |
Llu\'is_Hurtado-Gil,_Michael_A._Kuhn,_Pablo_Arnalte-Mur,_Eric_D._Feigelson,_Vicent_Mart\'inez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04194 |
暗黒物質のシミュレーションには、ハローと構造を適切に識別して分類するための統計的手法が必要です。ノンパラメトリックソリューションは、これらの構造のカタログを提供しますが、モデルベースのアルゴリズムの追加学習がなく、マージ状況で粒子を誤分類する可能性があります。混合モデルを使用すると、暗黒物質のシミュレーションで見つかったハローに複数の密度プロファイルを同時に適合させることができます。この作業では、Einastoプロファイル(Einasto1965、1968、1969)を使用して、Bolshoiシミュレーション(Klypinetal.2011)のサンプルで見つかったハローをモデル化し、それらの位置、サイズ、形状、および質量を取得します。コードはR統計ソフトウェア環境に実装されており、https://github.com/LluisHGil/darkmixからアクセスできます。
高赤方偏移Ly$\alpha$放射銀河の空間相関に対する電離背景ゆらぎの影響
| Title |
The_effect_of_ionizing_background_fluctuations_on_the_spatial_correlations_of_high_redshift_Ly$\alpha$-emitting_galaxies |
| Authors |
Avery_Meiksin_(IfA,_University_of_Edinburgh)_and_Teresita_Suarez_(IfA,_University_of_Edinburgh) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04203 |
銀河系を取り囲むガスの電離レベルの変調を通じて、Ly$\alpha$を放出する銀河のクラスタリングに対する全銀河の光電離紫外背景(UVBG)の変動の影響の可能性を調査します。赤方偏移$z>5$では、銀河間媒質の再電離が完了したと仮定した場合でも、変動は十分に大きく、数百秒角までのスケールで角度相関関数を無視できないほど強化し、場合によっては支配的にさえする可能性があります。.$z\sim5.7$での観測値との比較は統計的に一致しており、UVBG変動の影響はありませんが、変動を考慮すると、Ly$\alpha$放出のバイアス係数が比較的低いモデルを含む許容可能なモデルの範囲が広がります。銀河。この場合、おおよその赤方偏移範囲$3<z<7$にわたるLy$\alpha$エミッターのバイアス係数の進化は、$\sim10のLy$\alpha$を放出する銀河のほぼ一定のハロー質量に対応します。^{10.5}\,M_\odot$.
GLASS-JWST の初期結果。 XVII: 最初の銀河の構築 -- 第 1 章 5
| Title |
Early_Results_From_GLASS-JWST._XVII:_Building_the_First_Galaxies_--_Chapter_1._Star_Formation_Histories_at_5 |
| Authors |
A._Dressler_(The_Observatories,_The_Carnegie_Institution_for_Science),_B._Vulcani,_T._Treu,_M._Rieke,_C._Burns,_A._Calabro',_A._Bonchi,_M._Castellano,_A._Fontana,_N._Leethochawalit,_C._Mason,_E._Merlin,_T._Morishita,_D._Paris,_A._Mercurio,_T._Nanayakkara,_B._M._Poggianti,_P._Santini,_X._Wang,_K._Misfelt,_D.P._Stark,_C._Wilmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04292 |
高赤方偏移銀河のJWST観測は、星形成の歴史(初期の銀河における星の質量の蓄積)を測定するために使用されます。新しい解析プログラムSEDz*は、赤方偏移が$5<z<7$の銀河の近赤外スペクトルエネルギー分布を、$z=12$から進化した恒星集団テンプレートの組み合わせと比較します。GLASS-JWST-ERSプログラムのコンテキストで撮影された$1-5\mum$をカバーする7つの広帯域でNIRCamイメージングを利用し、SEDz*を使用して、この赤方偏移の24の典型的な銀河のよく制約された星形成履歴を解決します。範囲。この最初の調査では、$5<z<12$にわたる長く連続的な星の形成から、短いが強烈なスターバーストまで、さまざまな歴史を見つけます。今日の典型的なM*銀河の種。
高速電波バーストへの応用によるプラズマ シンチレーション存在下での重力レンズ効果
| Title |
Gravitational_lensing_in_the_presence_of_plasma_scintillation_with_application_to_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
Pawan_Kumar,_Paz_Beniamini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03332 |
高速電波バースト(FRB)の重力レンズ効果が、レンズの近くまたはソースと観測者の間のどこかにあるプラズマスクリーンによってどのように影響を受けるかについて説明します。乱流媒体を通る波の通過は、重力像の倍率、レンズ作用の確率(特に強い倍率イベントの場合)、および画像間の時間遅延に影響します。プラズマによる散乱により線源の角度サイズが広がるため、倍率が抑えられます。画像間の時間遅延は、異なる画像の光子軌道に沿った異なる分散測定(DM)の結果として変更されます。それぞれの画像の光度曲線も、波の散乱によって広がっているため、画像は異なる時間的プロファイルを持つことができます。最初の2つの効果は、恒星および準恒星質量レンズで最も深刻であり、最後の効果(散乱の広がり)は、ソース/観測者から宇宙論的な距離にあるレンズとプラズマスクリーンで発生します。これにより、宇宙の豊富さを測定するためのFRBの使用が制限される可能性があります。一方、画像間の時間遅延が大きく、一時的な光源の光度曲線に2つ以上の十分に分離されたピークがある場合、異なる画像の波経路に沿った異なるDMは、スケールでIGMの密度変動を調べることができます$\lesssim10^{-6}$radを使用して、高赤方偏移のレンズ付きFRBを使用して、宇宙の斑点のある再電離の歴史を調べます。2つのイメージパスに沿った異なる回転測定(RM)により、光源からの直線偏光放射を部分円偏光に変換できます。
X線スーパーバーストにおける炭素点火の推定深さによる、降着中性子星地殻の浅い加熱の抑制
降着した中性子星の地殻内の浅い深さに位置する、まだ説明されていない熱源の証拠が蓄積されています。しかし、この熱源の性質は不明です。私は、X線スーパーバーストにおける炭素点火の推定深さを、浅い加熱の大きさと深さに対する追加の制約として使用できることを実証しました。推定された浅い加熱特性は、想定された地殻組成と炭素融合反応速度に比較的影響されません。降着率が低い場合、降着がスーパーバースト発火深度まで海を置き換えるのに十分な時間続いている限り、結果は降着爆発の持続時間にわずかに依存します。エディントン率での降着率の場合、結果はアウトバースト期間へのより強い依存性を示しています。以前の研究と一致して、加熱源と冷却源の間の深さがある程度近接していない限り、ウルカ冷却は計算されたスーパーバースト発火深度に影響を与えないことが示されています。
不等質量連星ブラックホール系はより大きい $\chi_\text{eff}$ を持つか?重力波天文学におけるコピュラとの相関関係の探索
| Title |
Do_unequal-mass_binary_black_hole_systems_have_larger_$\chi_\text{eff}$?_Probing_correlations_with_copulas_in_gravitational-wave_astronomy |
| Authors |
Christian_Adamcewicz_and_Eric_Thrane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03405 |
連星ブラックホールシステムの形成の歴史は、その質量、スピン、離心率の分布に刻印されています。これらのパラメーターを順番に研究することで多くのことがわかってきましたが、最近の研究では、2次元以上のバイナリブラックホールパラメーターの結合分布が調査されています。最も注目すべきは、カリスターら。【T.A.カリスター、C.-J.Haster,K.K.Y.Ng,S.VitaleandW.M.Farr,Astrophys.Ｊ．Ｌｅｔｔ．922,L5(2021)]は、連星ブラックホールの質量比と実効スピン$\chi_\text{eff}$が反相関していることを発見しました。このような2次元の母集団研究では、以前は見過ごされていた微妙な点を指摘します。相関関係の制御されたテストを実施するには、2つの周辺分布を修正する必要があります。応用統計学のツールであるコピュラ密度関数を使用して、この微妙な問題に対処します。Callisterなどを使用します。重力波天文学におけるコピュラの力を実証するためのケーススタディとして、それらの天体物理学的推論を精査します。しかし、私たちの調査結果は、構成要素の質量が等しくない連星ブラックホールは、より大きな$\chi_\text{eff}$(98.7%の信頼性)を示すという彼らの結論を支持しています。これらの発見の潜在的な天体物理学的意味と、コピュラを使用した将来の研究の展望について議論することで締めくくります。
「非理想体は相対論的リコネクションの注入問題を解く」へのコメント
| Title |
Comment_on_"Nonideal_Fields_Solve_the_Injection_Problem_in_Relativistic_Reconnection" |
| Authors |
Fan_Guo,_Xiaocan_Li,_Omar_French,_William_Daughton,_William_Matthaeus,_Qile_Zhang,_Yi-Hsin_Liu,_Patrick_Kilian,_Grant_Johnson,_Hui_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03435 |
最近、Sironi(PRL,128,145102;S22)は、相対論的磁気リコネクションの動力学的シミュレーションにおいて、高エネルギーに加速された粒子と、磁場よりも大きな電場を持つ領域(E>B領域)の交差との相関関係を報告しました。彼らは、E>B領域の電界(ガイド電界が消失する場合)が、粒子を注入エネルギーに加速する際に支配的であると主張しています。S22は、粒子エネルギーがE>B領域で低エネルギーにリセットされると、効率的な注入が抑制されることを示すテスト粒子シミュレーションを提示しました。このコメントは、S22の参照ケースに似たシミュレーションを分析することによって、これらの主張を再検討します。E>B領域は短時間だけ粒子をホストするため、交差中にE>B加速が注入エネルギーに寄与するのはごくわずかであることを示します。任意のE>B交差の前の励起は、同等の寄与をしており、E>B領域が事前加速粒子に固有のものではないことを示しています。新しいテスト粒子シミュレーションは、E>B領域のゼロアウト電場が注入に強く影響しないことを示しています。E>B加速を除外するためにS22で使用される手順は、E>B領域外の加速を部分的に除去し、誤った結論につながることを提案します。
いて座A$^*$のイベント・ホライズン・テレスコープ観測による超軽量ボソンの境界
| Title |
Bounds_on_ultralight_bosons_from_the_Event_Horizon_Telescope_observation_of_Sgr_A$^*$ |
| Authors |
Akash_Kumar_Saha,_Priyank_Parashari,_Tarak_Nath_Maity,_Abhishek_Dubey,_Subhadip_Bouri,_and_Ranjan_Laha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03530 |
EventHorizonTelescope（EHT）コラボレーションによる射手座A$^*$（SgrA$^*$）の最近の観測により、ブラックホール（BH）物理学におけるさまざまな未解決の問題が明らかになりました.さらに、標準モデル(BSM)以外のさまざまなシナリオを調査することもできます。最も深遠な可能性の1つは、BH超放射(SR)を使用した超軽量ボソン(ULB)の検索です。EHT観測は、SgrA$^*$が非ゼロのスピンを持っていることを意味します。この観測を使用して、純粋な重力相互作用を持つULBの質量の境界を導き出します。自己相互作用超軽量アクシオンを考慮して、SgrA$^*$の特定のスピンに対して、減衰定数のパラメーター空間内の新しい領域を制約します。さまざまな回転するBHの将来の観察により、ULBに対する現在の制約が改善される可能性があります。
べき法則進化における相対論的効果と GRB 分極
何十年にもわたる偏波観測と、ガンマ線バースト(GRB)における重要度の高い偏波$\gamma$線、X線、光学、および電波放射が数十のケースで蓄積されてきたにもかかわらず、人々はまだ一貫したシナリオを見つけていません。これまでのGRB分極の世界的に観測されたタイミング特性を理解するため。ここでは、観測されたGRB分極の特性が、宇宙論的距離で4セグメントのタイミング進化を示すことを報告します。(I)初期のこぶ(最初の数秒以内)。(II)後のべき乗則減衰($\sim$10$^{1}$から$\sim$10$^{4}$sへ)、これは$\pi_{\rmobs}\proptot^{-0.50\pm0.02}$;(III)その後、後期の再明るくなるこぶ($\sim$10$^{4}$から$\sim$10$^{5}$sへ);(IV)最後に、$\pi_{\rmobs}\proptot^{-0.21\pm0.08}$.これらの発見は、さまざまな発光領域での偏光時間発展の変化を仮定する偏光モデルの主流に挑戦を与える可能性があります。これらの結果は、中央エンジンによって生成された高度に相対論的で磁化されたジェットの相対論的および幾何学的効果、およびグローバルにランダムであるが局所的にコヒーレントな形式として分布する「磁気パッチ」によって説明できることを示しています。私たちの分析は、GRB偏光のグローバルな観測特性を説明する可能性のある単一の支配的なメカニズムがあり、他の放出メカニズムと効果がGRB偏光に対する空間的局所的および時間的短い効果に役割を果たす可能性があることを示唆しています。
ブレーザーは、電磁スペクトル全体で確率的フラックス変動を示し、多くの場合、一般的に対数正規モデルとしてモデル化される裾の重いフラックス分布を示します。しかし、Tavecchio等。（2020）およびAdamsetal。(2022)は、最も明るいフレアリングフェルミLATフラットスペクトル電波クエーサー(FSRQ)のいくつかの高エネルギーガンマ線フラックス分布が、逆ガンマ分布であることを示すさらに重い裾の分布によってうまくモデル化されることを発見しました。ショットノイズプロセスの結果として逆ガンマフラックス分布が生じる自己回帰逆ガンマ変動モデルを提案します。このモデルでは、Fermi-LATデータの分析と同様に、離散バーストは個別に未解決であり、時間ビン内で平均化されます。タイムビンの期間よりも長いタイムスケールでの確率的変動は、一次自己回帰構造を使用してモデル化されます。フラックス分布は、多くの弱いバーストの限定的なケースでは、ほぼ対数正規になります。部分変動性は、時間ビンの期間が長くなるにつれて減少すると予測されます。シミュレートされた光度曲線を使用して、提案されたモデルがFSRQおよびBLLacオブジェクトの典型的なガンマ線変動特性と一致することを示します。モデルパラメーターは、平均バーストレート、バーストフルエンス、および長期的な確率的変動の時間スケールとして物理的に解釈できます。
ねらい。ガンマ線バースト(GRB)プロンプトフェーズでの偏光データの蓄積により、偏光モデルをテストできます。メソッド。偏光観測により、30個のGRBの時間積分偏光を予測しました。これを行うために、観測されたスペクトルパラメータを使用しました。このモデルでは、放出メカニズムはシンクロトロン放射であり、放出領域の磁場構成は大規模秩序化されていると仮定されました。したがって、予測された分極度(PD)は上限です。結果。ガンマ線バースト偏光計(GAP)とPOLARによって検出されたほとんどのGRBでは、予測されたPDは、対応する観測されたPDと一致する可能性があります。したがって、大規模な秩序磁場でのシンクロトロン放出モデルは、POLARによって検出された適度に低いPDをよく解釈します。したがって、これらのGRBプロンプトフェーズまたは少なくともピーク時の磁場は、秩序成分によって支配されます。AstroSatでは一般に高いPDが観測されていますが、観測されたPDの上限を除いて、秩序磁場($\sim30\%$)で予測されたPDはすべて観測された値よりも低くなっています。規則化された磁場におけるシンクロトロン放出は、シンクロトロン放出モデルのPDの上限を予測するため、AstroSatによって検出される典型的なPD値は、シンクロトロン放出モデルの偏極に挑戦します。次に、次期POLAR-2に搭載される高エネルギー偏光検出器(HPD)と低エネルギー偏光検出器(LPD)のPDを予測します。シンクロトロン放出モデルでは、HPDによって検出されたGRBの集中PD値はLPDよりも高くなり、散逸光球モデルの予測とは異なる可能性があります。したがって、GRBプロンプトフェーズのモデルをテストするには、より正確なマルチバンド偏波観測が強く望まれます。
大マゼラン雲のパルサー風星雲からのガンマ線フレア
若いパルサー風星雲(PWNe)の高エネルギー放射は可変であることが知られています。これは、急速な増光と減光の両方を受けることができるカニ星雲によって最も顕著に例示されています。大マゼラン星雲の2つのパルサー、PSRJ0540-6919とPSRJ0537-6910は、進化的にカニに非常に近いため、カニ星雲と同様に、それらの周囲のPWNeから同じ種類の変動性が予想される場合があります。この作業では、2008年8月から2021年12月までに収集された100MeV～10GeVの範囲のFermiLargeAreaTelescopeからのデータを使用して、ガンマ線におけるこれらのPWNeの変動性を検索します。1週間の時間分解能で100-300MeV、300-1000MeV、1-10GeV。$E>1$GeVでフレアが観察されなかったクラブとは対照的に、すべてのバンドでフレア活動の証拠が見つかりました。100-300および300-1000MeV帯域でのフレア発生の分析は、PWNeの1つのフラックスが$\約5-10$の係数で増加した可能性があることを示しています。2つのPWNeのうちどちらがフレアしたかについては、空で近接しているため確信が持てません。ただし、LATの角度分解能が優れている1～10GeVバンドでは、両方のPWNeで輝度が向上したエピソードがいくつか見られます。観察された変動性の原因となる可能性のある汚染物質を確認しましたが、それらの寄与は関連性がないことがわかりました。
変化する姿の活動銀河核Mrk 590における消失軟X線過剰の起源
| Title |
The_origin_of_the_vanishing_soft_X-ray_excess_in_the_changing-look_Active_Galactic_Nucleus_Mrk_590 |
| Authors |
Ritesh_Ghosh_(IUCAA),_Sibasish_Laha_(NASA-GSFC),_Kunal_Deshmukh,_Varun_Bhalerao,_Gulab_C._Dewangan,_and_Ritaban_Chatterjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04067 |
\xmm{}、\suzaku{}、\swift{からの20年間の多波長観測を使用して、興味深い変化する外観のAGN(CLAGN)Mrk~590で検出された軟X線過剰の性質と起源を研究しました。}と\nustar{}。このCLAGNでのソフトエクセスの消失に照らして、広範なUV/X線スペクトル分析を使用して、「ウォームコンプトン化」と「イオン化されたディスク反射」の2つのモデルをテストします。私たちの主な調査結果は次のとおりです。(1)2004年に最後に観測された軟X線過剰放出は2011年に消失し、その後の観測で再び現れることはありませんでした。(2)有意な変動を検出しました($\sim300\%$)最低状態($L_{\rmbol}=4.4\times10^{43}\,erg\,s^{-1}$,in2016)での観測間の観測された光UVおよびべき法則フラックス)と最高の状態($L_{\rmbol}=1.2\times10^{44}\,erg\,s^{-1}$,in2018),(3)UVフラックスとべき法則フラックスが続く同じ時間パターン、(4)光子指数は有意な変動を示した($\Gamma=1.88^{+0.02}_{-0.08}$および$\Gamma=1.58^{+0.02}_{-0.03}$2002年)および2021)観測間、(5)ソーススペクトルにコンプトンハンプは検出されなかったが、狭いFe$K_{\alpha}$線がすべての観測に存在する、(6)高エネルギーカットオフを検出した最新の\nustar{}観測値を使用したべき法則連続体($92^{+55}_{-25}\rmkeV$および$60^{+10}_{-08}\rmkeV$)、(7)ウォームコンプトン化モデルには追加が必要ですソースUVバンプを説明するためのイオンdiskbbコンポーネント、(8)エディントンレートと他の変化する外観のAGNで見られるようなソフトエクセスとの間に相関関係はありません。UV/X線のスペクトル変動を考えると、イオン化されたディスク反射または暖かいコンプトン化モデルは、Mrk〜590で観察される消失するソフトエクセス機能を説明するのに適切ではない可能性があると結論付けています.
光/紫外潮汐破壊イベントの光/紫外放射の起源
| Title |
The_origin_of_the_optical/ultraviolet_emission_of_optical/ultraviolet_tidal_disruption_events |
| Authors |
De-Fu_Bu,_Erlin_Qiao,_Xiao-Hong_Yang,_Jifeng_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04118 |
光学/紫外線(UV)潮汐破壊イベント(TDE)の最も顕著な問題の1つは、それらの光学/UV放射の起源です。星の破片の降着円盤によって生成された軟X線は、周囲の光学的に厚いエンベロープまたは流出によって、光学/UV光子に再処理できることが提案されています。ただし、このメカニズムの詳細なモデルはまだありません。この論文では、放射伝達を伴う流体力学的シミュレーションを実行することにより、円形化された星のデブリ降着流/流出システムの光学/UV放射を計算します。光学/UV光子は、光学的に厚い流出における降着流の放出を再処理することによって生成できることがわかりました。このモデルは、発光半径、放射温度、光度などの光学/UVTDEの観測された発光特性、およびこれらの量の経時変化をうまく解釈でき、光学/UVTDEの起源を理解するための強力な理論的基礎を提供します。UVTDE。
高密度環境でのコア崩壊超新星 -- 粒子加速と非熱放出
| Title |
Core-collapse_supernovae_in_dense_environments_--_particle_acceleration_and_non-thermal_emission |
| Authors |
Robert_Brose,_Iurii_Sushch,_Jonathan_Mackey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04185 |
超新星残骸は、電波、X線、ガンマ線の非熱放射の検出から宇宙線を加速することが知られています。ただし、宇宙線をPeVエネルギーまで加速する能力はまだ実証されていません。いくつかの若いSNRのガンマ線スペクトルにカットオフが存在することから、PeVエネルギーはレムナントの進化の最初の数年間にのみ達成される可能性があるという考えが導かれました。時間依存の加速コードRATPaCを使用して、大質量星の周囲の密な環境に拡大する超新星における宇宙線の加速を研究します。球対称の1次元シミュレーションを実行し、宇宙線、磁気乱流、およびテスト粒子限界における熱プラズマの流体力学的流れの輸送方程式を同時に解きました。RSG星とLBV星の周りで自由に膨張する風に対して予想される典型的なCSMパラメータを調査し、爆発後の最初の数日間の強いガンマ-ガンマ吸収を説明しました。達成可能な最大粒子エネルギーは、磁場と質量損失率の考慮された最大値であっても、600TeV未満に制限されます。爆発前に中程度の質量損失を経験するLBVとRSGの場合、最大エネルギーは200TeVと70TeVを超えるとは予想されません。ガンマ線のピーク光度が現在の上限と一致していることを発見し、現在の世代の機器が、最大60kpcの距離でのIIP型爆発および1.0MpcまでのIIn型爆発からのガンマ線を検出できることを評価しました。また、我々のモデルが予測した熱X線と電波シンクロトロンの放射との間の良好な一致も、観測の範囲で見られます。
| Title |
Fast_neutrino_cooling_in_the_accreting_neutron_star_MXB_1659-29 |
| Authors |
Melissa_Mendes,_Farrukh_J._Fattoyev,_Andrew_Cumming,_Charles_Gale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04262 |
低質量X線連星MXB1659-29の複数の降着爆発にわたる地殻の加熱と冷却のモデル化は、中性子星コアのニュートリノ光度が、コアの$\sim1\%$で発生する直接のUrca反応と一致することを示しています。音量。このシナリオを、核対称エネルギー$L$の勾配、および中性子と陽子の超流動ギャップの範囲によってパラメータ化された詳細な状態方程式を含む中性子星モデルを使用して調査します。予測される中性子星の質量は、$L$と想定されるギャップに敏感に依存することがわかりました。超流動ギャップのどの組み合わせが、推定されたニュートリノの光度を再現するかについて議論します。$L\gtrsim80\{\rmMeV}$の値が大きくなると、低質量中性子星でのdUrca反応を抑制するために超流動性が必要になります。しかし、最大のギャップは最大質量に近い質量を与え、より冷たい中性子星を収容することを困難にします。dUrcaの正規化を減らしたモデルは、エキゾチックなコアでの代替の効率の低い高速冷却プロセスの近似値と見なします。急速冷却プロセスがdUrcaの$\sim1000$以内であれば、観測されたニュートリノの光度のより自然な説明を提供する、より大きな放出量の解を見つけます。私たちのモデルの熱容量は、完全対核子から完全不対核子までの範囲に及びます。これは、コア冷却の長期観測がモデルを区別できることを意味します。中性子星の質量、半径、および対称エネルギーの密度依存性に対する将来の制約の影響について説明します。
AREPOによる一般相対論的移動メッシュ流体力学シミュレーションと中性子星合体への応用
| Title |
General_relativistic_moving-mesh_hydrodynamics_simulations_with_AREPO_and_applications_to_neutron_star_mergers |
| Authors |
Georgios_Lioutas,_Andreas_Bauswein,_Theodoros_Soultanis,_R\"udiger_Pakmor,_Volker_Springel,_Friedrich_K._R\"opke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04267 |
移動メッシュコードAREPOで一般相対論的流体力学を実装します。また、共形平坦近似を使用するアインシュタイン場の方程式のソルバーを結合します。実装は、固定メトリックまたは動的時空を使用して、孤立した静的中性子星を進化させることによって検証されます。両方のテストで、ラジアル振動モードの周波数は、独立した計算のものと一致します。中性子星合体の最初の移動メッシュシミュレーションを実行します。シミュレーションには、セルを適応的にリファインまたはデリファインし、それによってローカル解像度を動的に調整するスキームが含まれています。一般的なダイナミクスは、中性子星合体の独立した平滑化粒子流体力学および静的メッシュシミュレーションと一致しています。大まかに比較すると、合併後の二重コア構造や準放射状振動モードなどの動的機能が、より長い時間スケールで持続することがわかります。これは、おそらく私たちの方法の数値拡散率が低いことを反映しています。同様に、合併後の重力波放出は、他のコードでのシミュレーションで観察されたのと同じ特徴を示しています。特に、合体後のフェーズの主な周波数は、同じ連星系の独立した結果とよく一致していることがわかりますが、比較すると、合体後の重力波信号の振幅はゆっくりと減衰します。-合併の振動はあまり減衰されません。移動メッシュAREPOコードでの一般相対論的流体力学の実装の成功は、動的な時空進化を含み、天体物理学における一般相対論的問題をシミュレートするための根本的に新しいツールを提供します。
| Title |
Late-time_accretion_in_neutron_star_mergers:_implications_for_short_gamma-ray_bursts_and_kilonovae |
| Authors |
Wenbin_Lu_(UC_Berkeley,_Princeton)_and_Eliot_Quataert_(Princeton) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04293 |
中性子星(NS)-NSまたはNS-ブラックホールの合体後の降着円盤の長期(t>>10秒)の進化を研究し、最初の数回で形成されたrプロセス核による放射性加熱を考慮に入れます。秒。累積加熱は、合体後のt~10^2s(\alpha/0.1)^{-1.8}(M/2.6Msun)^{1.8}で最終的に円盤の結合エネルギーを超えることがわかります。ここで、\alphaはShakuraです。-Sunyaev粘性パラメーターとMは残骸の質量です。これにより、ディスクが急速に蒸発し、ジェットの動力が遮断されます。これが、多くの短いガンマ線バースト(GRB)で見られる拡張放出(EE)またはX線プラトーの終わりでの急激なフラックス減少の原因であると提案します。急激な減少の前の浅いフラックスの進化は、ジェット出力がディスク質量に比例してスケーリングするというもっともらしいシナリオと一致しています。NS合流からのジェットには2つの成分があることを示唆しています。1つは、迅速なガンマ線放出に対応する短い持続時間の狭い成分で、もう1つはEEを生成する長時間持続する広い成分です。これは、「オーファンEE」(プロンプトガンマ線なし)が、将来の広視野X線調査で観測可能なNS合併の有望な電磁気対応物である可能性があるという予測につながります。長寿命の円盤は、ベータ崩壊電子によって運ばれるエネルギーをt~100dまで効率的に熱化できる遅いイジェクタ成分を生成し、これらの後期エポックでのキロノバの放射光度の10%に寄与します。近くの(<100Mpc)NS合併の将来の地上およびJWST近赤外分光法は、合併の数週間後に狭い(~0.01c)線の特徴を検出すると予測します。これは、形成された原子種の強力なプローブを提供します。これらのイベント。
| Title |
Tidal_Deformability_Doppelgangers:_I._Differentiability_of_gravitational_waveforms_for_neutron_stars_with_a_low-density_phase_transition |
| Authors |
Carolyn_A._Raithel,_Elias_R._Most |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04294 |
連星中性子星インスパイラルの重力波検出は、高密度物質の状態方程式(EoS)を制約するために重要です。このような制約は、推定された潮汐変形能と基になるEoSの堅牢な関連付けに依存しています。ここでは、半径で最大0.45kmの違いがあるにもかかわらず、中性子星の質量範囲全体で潮汐変形能曲線が<30異なるEoSの新しいファミリーの存在を示します。これらの「潮汐変形性ドッペルゲンガー」は、現在の重力波検出器では識別できません。ただし、次世代の検出器と核理論の進歩により、このファミリーのEoSを制限または除外できる可能性があります。
| Title |
Tidal_Deformability_Doppelgangers:_II._Implications_of_a_low-density_phase_transition_in_the_neutron_star_equation_of_state |
| Authors |
Carolyn_A._Raithel,_Elias_R._Most |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04295 |
超高密度物質の特性を研究することは、現代の中性子星研究の重要な目標の1つです。連星中性子星合体の渦巻きからの潮汐変形能の測定は、冷たくて高密度の物質の状態方程式(EoS)を制約するための1つの有望な方法を提供します。この作業では、核密度での圧力が大きく異なり、星の半径に大きな違いがあるが、天体物理的に観測された中性子星質量の全範囲にわたって驚くほど類似した潮汐変形能を予測する新しいクラスのEoSについて報告します。500万個の区分的ポリトロープEoSの調査を使用して、4つの異なるセットの核事前分布を条件として、これらの「潮汐変形能ドッペルゲンガー」が一般的に発生することを示します。圧力(原子核密度で最大3倍)と中質量中性子星の半径(最大0.5km)が大幅に異なる可能性があることがわかりましたが、それらの潮汐変形能力は観察上区別できません(\Delta\Lambda<30)であり、現在の重力波検出器の感度を備えています。潮汐変形能のこのほぼ縮退は、低密度での相転移を可能にした結果であることを示しています。核理論（キラル有効場理論など）、中性子星半径のX線観測、および/または次世代の重力波検出器からの入力の組み合わせにより、これらの潮汐変形能ドッペルゲンガーを大幅に制限できることを示しています。
Santa Cruz Extreme AO Laboratory (SEAL) テストベッドでのさまざまな波面センシングおよび制御の開発
| Title |
Various_Wavefront_Sensing_and_Control_Developments_on_the_Santa_Cruz_Extreme_AO_Laboratory_(SEAL)_Testbed |
| Authors |
Benjamin_L._Gerard,_Javier_Perez-Soto,_Vincent_Chambouleyron,_Maaike_A.M._van_Kooten,_Daren_Dillon,_Sylvain_Cetre,_Rebecca_Jensen-Clem,_Qiang_Fu,_Hadi_Amata,_Wolfgang_Heidrich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03402 |
地上ベースのハイコントラストイメージング(HCI)および極端な適応光学(AO)技術は、近くの若い星系の周りの雪線を越えて周回する巨大ガス系外惑星の直接検出を可能にするところまで進歩しました。ただし、現在のHCIおよびAO技術を使用した場合の残りの波面エラーは、コロナグラフィック科学画像の「スペックル」として認識され、HCI機器の感度を低質量、近距離、および/またはより古い/より低温の太陽系外惑星系の検出と特徴付けに依然として制限しています。このようなHCI機器の感度を向上させるには、AO波面センサー(WFS)と制御技術の性能を向上させることが重要です。ここでは、SantacruzExtremeAOLaboratory(SEAL)テストベッドで進行中の3つの異なる進行中の波面センシングおよび制御プロジェクトの開発を紹介します。(FAST)およびShackHartmannWFS、(2)焦点面波面検出のための瞳チョッピング、最初は外部振幅変調器を使用し、次に位相のみの変調器としてDMを使用、(3)通常のPWFSと比較して、変調されていないブライトピラミッドWFS(PWFS)。3つのトピックはすべて、マルチWFSSCAOおよび/または第2段階のAOという共通のテーマを共有しており、将来これらの手法をさらに調査する機会とアプリケーションを提示します。
Estudio de los efectos sistem\'aticos de SOPHIE+ con algoritmos de
aprendizaje autom\'atico
| Title |
Estudio_de_los_efectos_sistem\'aticos_de_SOPHIE+_con_algoritmos_de_aprendizaje_autom\'atico |
| Authors |
J._Serrano_Bell_and_R._F._D\'iaz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03434 |
SOPHIE+は、フランスのオートプロヴァンス天文台にあるエシェル分光器です。同時校正により、1ms$^{-1}$近くの精度に達することができます。ただし、ゼロ点は、現在の太陽系外惑星探索プログラムに必要な精度を達成するために修正する必要がある数ms$^{-1}$の低周波数ドリフトを示しています。この目的のために、4つの視線速度標準星が定期的に監視され、機器のドリフトが測定されます。この作業では、SOPHIE+のような楽器の楽器ドリフトを修正する新しい方法を提案します。教師あり機械学習技術を使用して、環境、機器、および観測機能を入力としてゼロ点ドリフトを予測します。645の観測と120を超えるフィーチャを含むデータセットが構築されました。さまざまなアルゴリズムを調査し、機器のドリフトの予測で1.47ms$^{-1}$の精度を達成しました。これらの技術は、標準星を監視する必要なしに補正方法を可能にする可能性を秘めており、また、その安定性と精度を向上させるために使用できる機器についての知識を私たちに与えることができます.
FRBSTATS: 高速電波バースト特性を視覚化するための Web ベースのプラットフォーム
高速電波バースト(FRB)の研究は非常に重要であり、特に近年、広く研究されているトピックです。FRBの極端な性質は、研究者が銀河間媒体を調査し、宇宙のエキゾチックな側面を研究するためのツールとして役立つ可能性がありますが、FRBの急速な発見は、最近、新しいイベントの追跡を困難なものと見なしています。FRBSTATSは、観測されたイベントの統計的概要とともに、最新に公開されたFRBのオープンアクセスカタログへのユーザーフレンドリーなWebインターフェイスを提供します。このプラットフォームは、FRBSTATSAPIを介して直接、またはCSV/JSON解析データベースの形式で基本的なFRBデータの取得をサポートし、さまざまな視覚化のためにパラメーターとその分布のプロットを可能にします。これらの機能により、研究者は人口調査や天体物理モデルとの比較を行い、これらの発生源の背後にある起源と放出メカニズムを説明できます。これまでのところ、806バーストの赤方偏移推定値が計算および導出されており、観測されたほぼすべてのFRBの赤方偏移エントリを含む最初の公開データベースが提供されています。最後に、このプラットフォームは、プライマリバーストとリピーターの間の関連付けを示す視覚化ツールを提供し、TransientNameServerによって提供される基本的なリピーター情報を補完します。この作業では、プラットフォームの構造、確立されたバージョン管理システム、およびこのようなオープンデータベースを最新の状態に維持するための戦略について説明します。さらに、数百のバーストを教師なしでリピータと非リピータに分類できる、計算効率の高いクラスタリングベースの斬新なアプローチを導入し、3つの新しいFRBリピータを発見しました。
LiteBIRD 低周波望遠鏡用の小型プロトタイプ偏光変調器のテストベッドの準備
| Title |
Testbed_preparation_of_a_small_prototype_polarization_modulator_for_LiteBIRD_low-frequency_telescope |
| Authors |
Thuong_D._Hoang,_Tomotake_Matsumura,_Ryota_Takaku,_Takashi_Hasebe,_Tommaso_Ghigna,_Nobuhiko_Katayama,_Yuki_Sakurai,_Kunimoto_Komatsu,_Teruhito_Iida,_Yurika_Hoshino,_Shinya_Sugiyama,_Hirokazu_Ishino_(for_the_LiteBIRD_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03673 |
LiteBIRDは、ISAS/JAXAが主導する宇宙マイクロ波背景放射(CMB)放射偏波衛星ミッションです。主な科学的目標は、宇宙のインフレーション時代から生成された原始重力波信号を検索することです。LiteBIRD望遠鏡は、連続的に回転する半波長板(HWP)を使用した偏光変調ユニット(PMU)を採用しています。PMUは、1/fノイズなどの系統的影響を軽減することで、前例のない感度を達成するための重要なコンポーネントです。LiteBIRDLFTの1/10スケールのプロトタイプPMUを開発しました。これは、5層のアクロマティックHWPと直径50mmを持ち、観測周波数範囲34～161GHzに及びます。HWPは超電導磁気軸受(SMB)に回転子として取り付けられ、高温超伝導体を固定子として浮上します。この研究では、PMUシステム全体がクライオスタットチャンバー内で4-KGifford-McMahon(GM)クーラーによって10Kまで冷却されます。入射コヒーレントなミリ波偏波信号を回転するHWP全体に伝搬し、変調信号を検出します。変調された光信号と、回転機構からの回転同期信号を調べます。テストベッドシステムと、このセットアップから取得した予備データについて説明します。このテストベッドは、ブロードバンドHWPPMUを統合し、光データの潜在的な系統的影響を評価するために構築されています。これにより、準備とテストに時間がかかる本格的なモデルで計画を立てることができます。
新しい赤外線遮断エアロゲル散乱フィルターとその天体物理学および惑星科学への応用
| Title |
Novel_infrared-blocking_aerogel_scattering_filters_and_their_applications_in_astrophysical_and_planetary_science |
| Authors |
Kyle_R._Helson,_Stefan_Arseneau,_Alyssa_Barlis,_Charles_L._Bennett,_Thomas_M._Essinger-Hileman,_Haiquan_Guo,_Tobias_Marriage,_Manuel_A._Quijada,_Ariel_E._Tokarz,_Stephanie_L._Vivod,_Edward_J._Wollack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03755 |
赤外線遮断散乱エアロゲルフィルターは、遠赤外線、サブミリ波、およびマイクロ波領域での天体物理学および惑星科学観測において、幅広い潜在的用途を持っています。エアロゲルフィルターの誘電体モデリングの成功により、サブミリ波太陽観測月揮発性実験(SSOLVE)、宇宙論大角度測量機(CLASS)、実験極低温大口径強度マッピング(EXCLAIM)用。フィルターの熱マルチフィジックスシミュレーションは、極低温受信機に統合された場合のフィルターの性能を予測します。プロトタイプフィルターは、4Kまでの極低温サイクルに耐え、機械的特性が低下することはありませんでした。
DSN の閉ループ アーカイブ追跡データ ファイルからオブザーバブルを構築するための Python ベースのツール
NASAのディープスペースネットワーク(DSN)から収集された電波科学データは、NASAの惑星データシステム(PDS)を通じてさまざまな形式で利用できます。これらのデータの大部分は複雑な形式で圧縮されているため、ユーザーは専門知識がないとアクセスできません。このホワイトペーパーでは、クローズドループアーカイブ追跡データファイル(ATDF)を前処理し、ドップラーおよび範囲観測量を生成し、それらを補助情報と共にASCIIテーブルに書き込むことができるPythonベースのツールを紹介します。ATDFは原始的なクローズドループ無線科学製品であり、利用可能なドキュメントが限られています。2000年代初頭、DSNはATDFを廃止し、追跡およびナビゲーションサービスデータファイル(TNF)に置き換えて、電波科学システムの進化に対応しました。ほとんどのデータ処理ソフトウェア(軌道決定ソフトウェアなど)は、これらのデータを直接使用できないため、これらのデータの利用が制限されます。そのため、歴史的な閉ループ電波科学データの大部分は、最新のソフトウェアや太陽系に関する理解の向上によってまだ処理されていません。このホワイトペーパーで紹介する前処理ツールを使用すると、重要な電波科学実験を行うための最新の技術とソフトウェアを使用して、このような履歴データを再利用できます。
wSMA用メタルメッシュIRフィルター
| Title |
Metal_Mesh_IR_Filter_for_wSMA |
| Authors |
Chao-Te_Li,_C.-Y.E._Tong,_Ming-Jye_Wang,_Tse-Jun_Chen,_Yen-Pin_Chang,_Sheng-Feng_Yen,_Jen-Chieh_Cheng,_Wei-Chun_Lu,_Yen-Ru_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03902 |
2004年から本格的な科学運用が開始されて以来、サブミリ波アレイはIF帯域幅を拡張し、受信機とクライオスタットをアップグレードする計画を実行してきました。金属メッシュローパスフィルターは、赤外線(IR)放射を遮断してクライオスタットの熱負荷を軽減するように設計されています。フィルターは、フォトリソグラフィーによって石英ウエハー上に製造され、反射防止(AR)材料でコーティングされています。フィルタは200～400GHzでテストされ、通過帯域性能が検証されました。測定結果は、EMシミュレーション結果とよく一致することがわかりました。それらは、帯域外除去を検証するために遠赤外線(FIR)周波数範囲でテストされました。IR反射率は約70%であることがわかりました。これは、金属によってブロックされた領域のパーセンテージに相当します。
天文学の現在と未来（ASTRO2022）
| Title |
The_Present_and_Future_of_Astronomy_(ASTRO2022) |
| Authors |
Giacomo_Beccari,_Henri_M._J._Boffin,_Paola_Andreani,_Selma_de_Mink,_Wendy_Freedman,_Michael_Hill,_Bruno_Leibundgut,_Federico_Lelli,_Anna_Miotello,_Sean_Sapcariu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03971 |
最も魅力的で古代の科学の1つである天文学は、常に社会で特別な役割を果たしてきました。2022年にESOはオンライン会議を開催し、専門的な雰囲気の中で社会学的および哲学的に関連する天文学的なトピックについて議論するためのプラットフォームをコミュニティに提供しました。会談では、科学の方法論から測定基準の使用、評価プロセスにおける多様性の重要性、天文学と社会のつながりなど、いくつかの重要な側面に触れました。
Athena の WFI 用の飛行のような DEPFET センサーの分光性能
| Title |
Spectroscopic_performance_of_flight-like_DEPFET_sensors_for_Athena's_WFI |
| Authors |
Johannes_M\"uller-Seidlitz,_Robert_Andritschke,_Michael_Bonholzer,_Valentin_Emberger,_G\"unter_Hauser,_Maximilian_Herrmann,_Peter_Lechner,_Astrid_Mayr,_Julian_Oser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04178 |
AthenaX線望遠鏡のワイドフィールドイメージャーは、ローリングシャッター読み出しモードで動作するDEPFETセンサーを使用した2つの背面照射型検出器で構成されています。明るい点状の光源を調査するためのWFIの機能。両方のセンサーは、前のプロトタイピング段階で選択されたピクセルレイアウト、製造技術、および読み出しモードを特徴とするフルサイズで製造されました。計測器のタイミング要件に関して、0.2keVから15keVのターゲットエネルギー範囲の関連部分で、さまざまな光子エネルギーに対するこれらの飛行のような検出器の分光性能を提示します。鉄55光源によって生成される5.9keVの光子の場合、スペクトルの発光ピークの半値全幅として表されるスペクトル性能は、大型検出器で126.0eV、高速検出器で129.1eVです。また、カメラの信号チェーンの予備分析により、公称動作フェーズの終了時に宇宙でのパフォーマンスを最初に予測することもできます。
概観調査における光エコーの自動検出に向けて: Deep Convolutional Neural Networks の適用に関する考慮事項
| Title |
Toward_automated_detection_of_light_echoes_in_synoptic_surveys:_considerations_on_the_application_of_the_Deep_Convolutional_Neural_Networks |
| Authors |
Xiaolong_Li,_Federica_B.Bianco,_Gregory_Dobler,_Roee_Partoush,_Armin_Rest,_Tatiana_Acero-Cuellar,_Riley_Clarke,_Willow_Fox_Fortino,_Somayeh_Khakpash,_and_Ming_Lian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04198 |
ライトエコー(LE)は、星間塵からの天体物理的な過渡現象の反射です。それらは、散在する塵や元の過渡現象の研究を可能にする魅力的な天文現象です。ただし、LEはまれであり、かすかな、拡散した、時間発展する特徴として現れるため、検出が非常に困難です。LEの検出は、大規模な概観調査の時代には実行不可能な方法である、画像の人間による検査に依然大きく依存しています。ヴェラC.ルービン天文台のレガシーサーベイオブスペースアンドタイム(LSST)は、前例のない量の天文画像データを高い空間解像度、絶妙な画質、数万平方度を超える空で生成します。これはLEにとって理想的なサーベイです。ただし、Rubinデータ処理パイプラインは点源の検出用に最適化されており、LEを完全に見逃します。過去数年間、人工知能(AI)のオブジェクト検出フレームワークは、リアルタイムの人間レベルのパフォーマンスを達成し、それを上回ってきました。この作業では、ATLAS望遠鏡からデータセットを準備し、コンピュータービジョンコミュニティで開発された人気のあるAIオブジェクト検出フレームワークであるYouOnlyLookOnce(YOLO)をテストして、天体画像内のLEの検出におけるAIの可能性を実証します。.AIフレームワークは、サイズと品質が制限されたデータセットであっても、人間レベルのパフォーマンスに到達できることがわかりました。クラスの不均衡やラベルの不完全性などの課題を調査して強調し、高スループットの天文調査におけるLEの自動検出と研究のためのエンドツーエンドのパイプラインを構築するために必要な作業のロードマップを作成します。
電波天文学のための干渉のコヒーレント時間領域キャンセル
電波天文学は、さまざまな人為的発生源からの干渉に対して脆弱です。この干渉を軽減するための多くの戦略の中には、コヒーレントタイムドメインキャンセリング(CTC)があります。これにより、干渉を回避したり、影響を受けたデータを削除したりするのではなく、理想的には干渉を「見抜く」ことができます。しかし、CTCは実装が難しく、よく理解されておらず、現在、この戦略はどの主要な電波望遠鏡でも定期的に使用されていません。このホワイトペーパーでは、除去された干渉電力の割合やノイズの増加など、電波天文学に関連する指標を使用して、CTCの機能と制限に関する新しい包括的な研究を含む、CTCのレビューを紹介します。この作業は、電波天文学への脅威が大幅に増加し、現在実施されている緩和方法を圧倒する可能性のある新世代の通信システムの出現によって動機付けられています。
天体望遠鏡用エアロゲル散乱フィルターの特性評価
| Title |
Characterization_of_aerogel_scattering_filters_for_astronomical_telescopes |
| Authors |
Alyssa_Barlis,_Stefan_Arseneau,_Charles_L._Bennett,_Thomas_Essinger-Hileman,_Haiquan_Guo,_Kyle_R._Helson,_Tobias_Marriage,_Manuel_A._Quijada,_Ariel_E._Tokarz,_Stephanie_L._Vivod,_Edward_J._Wollack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04257 |
ポリマーエアロゲル基板に散乱粒子を埋め込むことによって作られた一連の新しい赤外線遮断フィルターを開発しました。当社の開発により、基本エアロゲル材料の組成と散乱粒子の特性の両方に基づいてフィルターのスペクトル性能を調整することができます。当社のフィルターは、地上でのCMB実験から惑星科学探査機まで、さまざまな用途での使用を目的としています。ダイヤモンド散乱粒子のさまざまなサイズ分布を組み込んだいくつかのポリイミドベースのエアロゲル配合物を含む、これまでに製造およびテストした配合物をまとめます。また、ミリ波フーリエ変換分光計テストベッドの開発など、フィルターの光学特性を測定するために使用されるスペクトル特性評価手法についても説明します。
DELIGHT: 多重解像度画像を使用したトランジエントの銀河ホストの深層学習識別
| Title |
DELIGHT:_Deep_Learning_Identification_of_Galaxy_Hosts_of_Transients_using_Multi-resolution_Images |
| Authors |
Francisco_F\"orster,_Alejandra_M._Mu\~noz_Arancibia,_Ignacio_Reyes,_Alexander_Gagliano,_Dylan_Britt,_Sara_Cuellar-Carrillo,_Felipe_Figueroa-Tapia,_Ava_Polzin,_Yara_Yousef,_Javier_Arredondo,_Diego_Rodr\'iguez-Mancini,_Javier_Correa-Orellana,_Amelia_Bayo,_Franz_E._Bauer,_M\'arcio_Catelan,_Guillermo_Cabrera-Vives,_Raya_Dastidar,_Pablo_A._Est\'evez,_Giuliano_Pignata,_Lorena_Hernandez-Garcia,_Pablo_Huijse,_Esteban_Reyes,_Paula_S\'anchez-S\'aez,_Mauricio_Ramirez,_Daniela_Grand\'on,_Jonathan_Pineda-Garc\'ia,_Francisca_Chabour-Barra,_and_Javier_Silva-Farf\'an |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04310 |
DELIGHT、または銀河系外トランジエントの銀河ホストのディープラーニング識別を提示します。これは、銀河系外トランジエントのホスト銀河を自動的かつリアルタイムで識別するように設計された新しいアルゴリズムです。提案されたアルゴリズムは、一時的な候補の位置を中心とするコンパクトな多重解像度画像を入力として受け取り、一時的なものと予測されたホストの中心を結ぶ2次元オフセットベクトルを出力します。多重解像度入力は、同じ数のピクセルを持つ一連の画像で構成されますが、次第にピクセルサイズと視野が大きくなります。\nALeRCEブローカーチームによって視覚的に識別されたサンプル銀河のサンプルは、畳み込みニューラルネットワーク回帰モデルのトレーニングに使用されました。この方法は、比較的大きな($10\arcsec<r<60\arcsec$)銀河と小さい($r\le10\arcsec$)見かけの大きさの主銀河の両方を、より少ない情報(32kB)で正しく識別できることを示しています。大きな単一解像度の画像(920kB)。提案された方法は、位置を回復する際の壊滅的なエラーが少なく、より完全であり、他の最先端の方法よりも交差一致した赤方偏移を回復する汚染が少ない($<0.86\%$)。マルチ解像度の入力画像によって提供されるより効率的な表現は、VeraC.Rubin天文台などの新世代の大型エタンデュ望遠鏡からのアラートストリームに採用された場合、一時的なホスト銀河のリアルタイムでの識別を可能にする可能性があります。
すべての低質量星は余分な混合プロセスを経ていますか?
星の内部で物質を混合するための物理的プロセスとして対流のみを考慮する標準的な星の進化モデルは、低質量星(M<2Msun)で大量の3Heが生成されることを予測しており、3He/Hのピーク存在量は~数x10-数字で3。銀河の生涯にわたって、これは3He/H存在量を生成し、それは銀河中心半径の増加とともに減少するはずです。しかし、銀河円盤全体のHII領域での3He+の観測では、3He/Hの値が原始存在量((3He/H)p~10-5)と同様であり、3He存在量にほとんど変化がないことが明らかになりました。「3He問題」として知られるこの不一致は、熱塩不安定性による余分な混合メカニズムを星の進化モデルで呼び出すことによって解決できます。ここでは、JanskyVeryLargeArray(JVLA)で惑星状星雲J320(PNG190.3-17.7)の3He+を観測し、標準的な星の収量をサポートするVLAで行われた以前の3He+検出を確認します。この測定だけでも、すべての星が余分な混合を受けるわけではないことを示しています。私たちのより感度の高い観測では、データを11.4km/sの速度分解能に平滑化した後、58.8マイクロJy/ビームのRMSノイズでJ320からの3He+放射が検出されませんでした。数値放射伝達コードNEBULAを使用して、数によって3He/H<=2.75x10-3の存在限界を推定します。この結果は、PNでの3He+の最後の重要な検出を無効にし、すべての星が追加の混合プロセスを受ける可能性を考慮に入れています。
ツヴィッキー過渡施設と球状星団: タイプ II セファイドの周期-光度および周期-ヴェーゼンハイトの関係
| Title |
Zwicky_Transient_Facility_and_Globular_Clusters:_The_Period-Luminosity_and_Period-Wesenheit_Relations_for_Type_II_Cepheids |
| Authors |
Chow-Choong_Ngeow,_Anupam_Bhardwaj,_Jing-Yi_Henderson,_Matthew_J._Graham,_Russ_R._Laher,_Michael_S._Medford,_Josiah_Purdum_and_Ben_Rusholme |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03404 |
ZwickyTransientFacilityからの測光データに基づいて、18の球状星団に位置する37のタイプIIセファイド(以下TIIC)の最初のグリバンド周期光度(PL)および周期Wesenheit(PW)関係を提示します。また、球状星団までの最新の等質距離を使用して、24の球状星団の58TIICのBVIJHKバンド絶対等級を更新しました。g/r/iおよびB/V/IバンドPL関係の勾配は、距離と赤化の同じサンプルを使用する場合、統計的に一貫していることがわかります。PAndromedaプロジェクトからの~270TIICのサンプルに基づいて、M31までの距離を推定するために、球状星団のriバンドPL/PW関係のキャリブレーションを使用しました。校正されたriバンドPW関係を使用して取得されたM31までの距離係数は、古典的なセファイドに基づく最近の決定とよく一致します。ただし、較正されたrバンドおよびiバンドのPL関係を使用して導出された距離係数は、系統的に0.2等程度小さく、PL関係に追加の系統誤差が存在する可能性があることを示唆しています。最後に、期間と色(PC)の関係も導出し、TIICのサンプルについて、Qインデックスが赤くなっていない期間とQインデックス(PQ)の関係を初めて導出します。(r-i)および近赤外色に基づくPC関係とPQ関係は、脈動周期とは比較的無関係であることがわかります。
CME進化に対する太陽圏状態の影響
2019年末までの太陽周期24の集大成により、太陽周期23(SC23)と太陽周期24(SC24)の2つの太陽周期全体のコロナ質量放出(CME)の異なる特性を比較する機会が生まれました。Gopalswamyらによる提案をテストするために、SC23および24における四肢CMEの幅の進化について報告します。(2015a)CMEフラックスロープは、SC24のより大きな日心距離で圧力バランスを達成することを示しています。非常に多数のリムCME(約1000)について、日心距離の関数としてCME幅を測定し、CMEが一定の幅に達する距離を決定します。各サイクルで。新しいパラメーターを導入しました。CMEの遷移高さ(hc)は、それを超えるとCMEの幅が準一定値に安定する臨界地心距離として定義されます。サイクルとフェーズ間の比較は、この新しいパラメータに基づいています。SC24のhcの平均値は、SC23よりも62%高いことがわかります。SC24CMEは、SC23CMEと比較して、太陽からの距離が大きいところでピーク幅に達します。SC24で強化された遷移高度は、異常膨張の新しい観測承認です。太陽圏の弱い状態によって引き起こされるSC24CMEの異常な膨張は、CMEフラックスロープと周囲の媒体との間の圧力バランスが達成されるより大きな日心距離を説明します。
恒星天体物理学実験モジュール (MESA): 時間依存対流、エネルギー保存、自動微分、およびインフラストラクチャ
| Title |
Modules_for_Experiments_in_Stellar_Astrophysics_(MESA):_Time-Dependent_Convection,_Energy_Conservation,_Automatic_Differentiation,_and_Infrastructure |
| Authors |
Adam_S._Jermyn,_Evan_B._Bauer,_Josiah_Schwab,_R._Farmer,_Warrick_H._Ball,_Earl_P._Bellinger,_Aaron_Dotter,_Meridith_Joyce,_Pablo_Marchant,_Joey_S._G._Mombarg,_William_M._Wolf,_Tin_Long_Sunny_Wong,_Giulia_C._Cinquegrana,_Eoin_Farrell,_R._Smolec,_Anne_Thoul,_Matteo_Cantiello,_Falk_Herwig,_Odette_Toloza,_Lars_Bildsten,_Richard_H._D._Townsend,_and_F.X._Timmes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03651 |
私たちは、ステラ天体物理学における実験のためのオープンナレッジソフトウェア機器モジュール(MESA)の機能を更新します。新しいauto_diffモジュールは、MESAで自動微分を実装します。これは、ハードコーディングされた分析式または有限差分近似の必要性を軽減する機能を有効にします。時間依存対流の新しいモデルを使用して、MESAでの対流の成長と減衰の処理を大幅に強化します。これは、大質量星の後期段階の核燃焼と電子縮退点火イベントで特に重要です。MESAの状態方程式の実装を強化し、さまざまなエネルギー方程式の機能と拡張機能について説明することで、エネルギー計算とソルバーの精度の継続的な改善を定量化します。MESAでの星のモデリングを改善するために、星の大気、分子の不透明度、コンプトンの不透明度、伝導性の不透明度、元素の拡散係数、および核反応速度の処理に対する重要な更新について説明します。星黒点の処理、低質量星の重要な考慮事項、および放射線が優勢な領域での超断熱対流の修正を紹介します。単色不透明度と放射浮揚の計算効率を高めるための新しいアプローチと、新しい演算子分割核燃焼モードを使用して大質量星の後期段階の進化の効率を高めるための新しいアプローチについて説明します。最後に、ソースコードの開発とコミュニティの関与を強化するMESAのソフトウェアインフラストラクチャの主要な更新について説明します。
太陽プラージュにおける彩層の特徴とダイナミクスのモデル化
彩層は動的で複雑な層であり、関連するすべての物理プロセスが非常に小さな時空間スケールで発生します。彩層診断として使用できるいくつかのスペクトル線は、現実的な理論モデルなしでは解釈が困難な複雑な情報を提供します。これらのモデルに含まれる必要がある主要な要素は何ですか?磁場は、彩層構造に最も大きな影響を与えます。これは、太陽円盤と四肢に見られる彩層の動的繊維状構造がいたるところに存在することから明らかです。この原稿で提示された数値実験は、モデリングの現在の状態を示しています。それらは、私たちのモデルがさまざまな彩層の特徴とそのダイナミクスをどの程度再現しているかを示しています。この出版物では、さまざまな成分が彩層モデルに及ぼす影響について説明し、1対1のモデルを構築するためのレシピを提供しています。これらのモデルを観測と組み合わせることで、太陽大気で起こる物理的プロセスについての洞察が得られます。
コロナ磁場の 3D 再構成のための Stokes-V Cryo-NIRSP/DKIST 観測の使用の正当化
| Title |
Justification_of_the_use_of_Stokes-V_Cryo-NIRSP/DKIST_observations_for_the_3D_Reconstruction_of_the_Coronal_Magnetic_Field |
| Authors |
Maxim_Kramar_and_Haosheng_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03840 |
この研究は、コロナ磁場の3D再構成にStokes-VCryo-NIRSP/DKIST観測を使用する正当性を示しています。PredictiveScienceInc.によって生成された太陽極小期の太陽コロナの磁気流体力学(MHD)モデルを使用して、地球から観測されたFeXIII1075nmコロナ輝線の分光偏光測定値を合成しました。Stokes-Q,Uデータは、最大$2\R_\odot$の視野(FOV)を持つアップグレードされたコロナルマルチチャネル偏光計(UCoMP)によって、太陽自転周期の半分(約2週間)にわたって「取得」されます。Stokes-Vデータは、2つのCryo-NIRSPFOVに等しい合計FOVでCryo-NIRSP/DKISTによって1日1回、2日間「取得」されます。Cryo-NIRSPFOVカバレッジを使用したこの量のStokes-V観測でも、UCoMP直線偏光データのみに基づくトモグラフィー再構成と比較して、アクティブ領域での3Dコロナ磁場再構成を著しく改善できることを実証しました。
SN 1181 の残骸
| Title |
The_stellar_remnant_of_SN_1181 |
| Authors |
Foteini_Lykou,_Quentin_A._Parker,_Andreas_Ritter,_Albert_A._Zijlstra,_D._John_Hillier,_Mart\'in_A._Guerrero,_Pascal_Le_D\^u |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03946 |
Type~Iax超新星SN1181ADの恒星残骸と推定二重縮退合体の観測とモデル化を報告する。それは唯一知られている結合恒星SNレムナントであり、惑星状星雲の中心星でも大規模なポップI前駆星でもない、ウォルフライエ特徴を持つ唯一の星です。幅が広く強いOVI線とOVIII線を持つ独自の輝線スペクトルを、高速の恒星風と衝撃を受けた高温ガスとしてモデル化します。非LTE風のモデルは、質量損失率が$\sim10^{-6}\,\rmM_\odotyr^{-1}$であり、終末速度が$\sim$15,000kms$^{-1}$、以前の結果と一致しています。OVIIIの線は、$T\simeq4$MKの衝撃ガス温度を示します。以前の提案を下回って、$B<2.5$MGという磁場の上限を導き出します。光度は、残骸質量$1.2\pm0.2$$\rmM_\odot$と噴出物質量$0.15\pm0.05$$\rmM_\odot$を示しています。記録測光法によると、恒星の残骸は100年間で$\sim$0.5等級暗くなりました。低いNe/O$<0.15$は、合体におけるO-Ne白色矮星に反論します。コールドダストシェルは、SNIaxでのダストの2番目の検出であり、コールドダストの最初の検出です。残骸の噴出物の質量と運動エネルギーの推定値は、タイプIaxの銀河系外のソースと一致しています。
Be+剥ぎ取り星連星のX線放射
| Title |
The_X-ray_emission_of_Be+stripped_star_binaries |
| Authors |
Yael_Naze_(FNRS/ULiege),_Gregor_Rauw_(Uliege),_Myron_A._Smith_(NSF_OIR_Lab),_Christian_Motch_(Obs._Strasbourg) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03990 |
Chandra、Swift、およびXMM-Newtonからの観測を使用して、すべての既知の(18)Be+sdOシステムの高エネルギー特性と、はぎ取られた星をかくまっていると疑われる7つの追加のBe連星を調査します。観測されたX線特性は、他のBeサンプルで観測されたものと同様であることがわかります。これらのシステムの大多数(25のうち15)は、非常にかすかな(そしてソフトな)X線放出を示し、他の6つは確かに明るいX線源ではありません。2つのシステムのみがガンマCas特性(つまり、明るいX線と硬X線)を示し、そのうちの1つは新しい検出であるHD37202(ゼータタウ)です。高温と高吸収の組み合わせにより(おそらく傾斜が大きいため)、非常にハードなスペクトルを示します。並行して、以前に報告されたこのBe星の周期的な振る舞いが近年消えていることに注意してください。代わりに、Halphaラインでは、より短いサイクルと対称的なラインプロファイルが観察されます。最近、ガンマ-Cas星で観測される特異なX線放射は、Be星の円盤と、熱く剥ぎ取られた伴星の風との衝突から発生する可能性があることが示唆されていました。このサンプルに含まれるガンマ-Cas類似体のごく一部と、ガンマ-Casケースの既知のコンパニオンの特性(予測に反して、低質量または極端に高温ではない)が、実際の剥ぎ取られた星と衝突-風の経験的知識により、円盤と風の衝突がガンマ-Cas現象を説明する可能性が低いシナリオになります。
太陽フレアと恒星フレア: 周波数、活動領域、恒星ダイナモ
弱いフレアの場合、斑点への依存はかなり弱い可能性があることを示しています。実際には、そのようなフレアは、小さなアクティブ領域と大きなアクティブ領域の両方で発生する可能性があります。同時に、クラスMおよびXの強力で大きなフレアは、大きな活動領域でより頻繁に発生します。エネルギー推定では、星の黒点の平均磁場は、太陽黒点の影の平均磁場と等しいと仮定することもできます。したがって、実効平均磁場は、太陽黒点で900Mx/cm$^2$、星黒点で2000Mx/cm$^2$です。さらに、エネルギー貯蔵の高さはA$^{1/2}$に厳密に比例することはできません。星の場合、適合係数は1桁小さくなります。クラスMとクラスXの強力な太陽X線フレアと星でのスーパーフレアの発生率の分析は、活動領域の斑点とコンパクトさの違いを考慮して、両方のセットを単一のモデルで説明できることを示しています。したがって、星のスーパーフレアと太陽のスーパーフレアの問題は、ダイナモメカニズムの有効性の違いの問題に還元されます。
恒星連星における降着と潮汐誘導化学的均質進化の評価：電磁気的影響
| Title |
Evaluating_accretion_&_tidally_induced_Chemically_Homogeneous_Evolution_in_stellar_binaries:_Electromagnetic_implications |
| Authors |
Sohan_Ghodla,_J._J._Eldridge,_Elizabeth_R._Stanway,_H\'elo\"ise_F._Stevance |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03999 |
強い潮流と連星系における質量降着によって引き起こされる急速な回転誘起化学的均質進化(CHE)の発生を調査します。\textsc{mesa}を使用して、単一の星がCHEを経験するために必要な最小初期角周波数の関係を導き出します。これを拡張して、パケット(1981)の分析関係を一般化することにより、バイナリでの降着誘導CHEの同様の関係を導き出します。$Z\lesssim0.004$と$M\gtrsim$20M$_{\odot}$を使用した場合、従来は初期質量の5～10%の降着が想定されていましたが、この値は$\sim$効率的な角運動量降着の2パーセント。一方、特定のシステムでは、降着によって引き起こされるスピンアップの効率を過大評価する可能性があります。\textsc{bpass}を使用して、短周期連星の強い潮汐の影響下で星を進化させることにより、人口研究を実施し、降着によって引き起こされた急速な回転の更新された効果も説明します。降着CHE(潮汐CHEと比較して)は、質量移動中の角運動量降着効率が10%であっても、均一な星を生成する主要な手段であることがわかります。潮汐CHEとは異なり、降着によって発生したCH星は、コアが崩壊するまで角運動量の大部分を保持できることがわかります。したがって、降着CHEは、コラプサー(マグネター)形式の下でGRBs/Ic-BL(SLSN-I/Ic-BL)のような電磁トランジェントの重要な形成チャネルである可能性があり、単一のCH星がそれらの下で両方のトランジェントにつながる可能性があることを示します。それぞれの編成シナリオ。
プレイオネ周辺のディスクの高速節歳差運動には、壊れたディスクが必要です
プレイオネは218日軌道にあるBe星で、伴星は低質量連星です。最近の数値シミュレーションでは、ディスクの内部に材料が積極的に供給されると、Beスターディスクが破損する可能性があることが示されています。壊れた後、円盤は2つのリングで構成されます。恒星の赤道に固定された内側のリングと、自由に節歳差運動できる外側のリングです。二重リング円盤は、プレイオネで観察された変動性の一部を説明するかもしれません。観測された時間スケール$80.5\,\rmyr$で、コンパニオンによって駆動される外側のディスクリングのノードの歳差運動をモデル化します。$e_{\rmb}=0.6$の離心率を持つ連星円盤の壊れた円盤の外輪は、観測されたタイムスケールで歳差運動を行い、観測された円盤サイズとほぼ一致する外半径を持つことがわかりました。壊れていない円盤モデルは、観測された歳差運動率と円盤サイズの両方に適合することはできません。ディスクが潮汐トランケーション半径まで伸びている場合、Kozai-Lidovによって駆動されるディスク偏心の抑制は、高いバイナリ偏心の可能性が高くなります。
マルチバンド標準ボロメータ補正による標準恒星光度の改善方法
| Title |
A_Method_of_Improving_Standard_Stellar_Luminosities_with_Multiband_Standard_Bolometric_Corrections |
| Authors |
Volkan_Bak{\i}\c{s},_Zeki_Eker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04110 |
最も正確な天体物理パラメータを持つ406個の主系列星の標準光度($L$)は、絶対等級とジョンソン$B,V$およびガイアEDR3$G$,$G_{BP}$でのボロメータ補正から予測されます。$G_{RP}$フィルタ。必要なマルチバンド$BC$と$BC-T_{eff}$の関係は、主系列成分とGaiaEDR3視差を持つ209DDEB(Double-linedDetachedEclipsingBinaries)のパラメーターから最初に取得されます。単純化されたSEDは、フィルター依存のコンポーネントの光の寄与と星間調光を与えるように定式化されています。これは、実質的に任意のフィルターでコンポーネントの$BC$を計算するのに不可欠です。星の平均標準$L$は、平均$M_{Bol}$から計算されます。平均$M_{Bol}$は、さまざまなフィルターで予測された独立した$M_{Bol}$値の数学的平均であり、$L$の不確実性は伝搬された不確実性です。平均$M_{Bol}$の不確実性から。サンプル星の平均標準$L$は、Stefan-Boltzmannの法則に従って、対応する$L$値と比較されます。非常に高い相関($R^2>0.999$)が見つかりました。エラーのヒストグラム分布を比較すると、平均標準$L$($\sim2.5$パーセントでのピーク)に関連する不確実性は、$L$($\sim8$パーセントでのピーク)の不確実性よりもはるかに小さいことがわかります。ステファン・ボルツマンの法則。平均$M_{Bol}$の予測に使用されるフィルターの数を増やすと、標準的な星の光度の精度が向上します。絶滅法則、色-色関係、色過剰-ガイア通過帯域の色過剰関係が主系列星で初めて実証されました。
EMISSA -- 太陽と恒星の活動のミリメータ指標の探索 II。恒星活動の確固たる指標に向けて
| Title |
EMISSA_--_Exploring_Millimetre_Indicators_of_Solar-Stellar_Activity_II._Towards_a_robust_indicator_of_stellar_activity |
| Authors |
Atul_Mohan,_Sven_Wedemeyer,_Peter_H._Hauschildt,_Sneha_Pandit,_Maryam_Saberi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04217 |
恒星の活動とその大気の物理的特性との間の堅牢な定量的マッピングを提供できる活動指標は、スペクトルタイプ全体の活動の物理を調査する上で重要です。しかし、一般的な活動指標は、その値に大きなばらつきがあるため、堅牢な定量的尺度を定義することが困難です。ミリ波(mm)の波長で星の彩層内のさまざまな大気層を調べ、大気のダイナミクスの断層写真を提供します。このプロジェクトは、クールな主系列星($\mathrm{T_{eff}}\sim$5000-7000K)の堅牢なmmベースの活動指標を定義することを目的としています。30-1000GHzのアーカイブデータを使用して、太陽を含む低温星のmm輝度温度($\mathrm{T_B(\nu)}$)スペクトルインデックス($\mathrm{\alpha_{mm}}$)を導出します。範囲。$\mathrm{\alpha_{mm}}$の導出された値は、さまざまな物理パラメータの関数として調査され、経験的なべき法則関数が導出されました。$\mathrm{\alpha_{mm}}$推定値は、他の活動指標とも比較されました。推定誤差にもかかわらず、$\mathrm{\alpha_{mm}}$値は、一般的な活動指標とは異なり、クールな星をうまく区別できました。$\mathrm{\alpha_{mm}}$対物理パラメータの派生傾向の推定誤差が小さいことは、$\mathrm{\alpha_{mm}}$が堅牢な活動指標になる可能性があることを示唆しています。$\mathrm{\alpha_{mm}}$は、彩層温度成層と低温星の活動に関連しており、一般的な活動指標よりもロバストに星を区別し、物理的に特徴付けることができます。活動サイクル中にさまざまな物理パラメータを持ち、複数のエポックで収集された、星のミリバンドにわたる多周波数データの必要性を強調します。これは、統計的にロバストな方法で$\mathrm{\alpha_{mm}}$を探索し、主系列での彩層加熱の出現を研究するのに役立ちます。
PNV J00444033+4113068: 振幅 0.7 等、赤色でない初期のスーパーハンプ
| Title |
PNV_J00444033+4113068:_early_superhumps_with_0.7_mag_amplitude_and_non-red_color |
| Authors |
Yusuke_Tampo,_Keisuke_Isogai,_Naoto_Kojiguchi,_Makoto_Uemura,_Taichi_Kato,_Tam\'as_Tordai,_Tonny_Vanmunster,_Hiroshi_Itoh,_Pavol_A._Dubovsky,_Tom\'a\v{s}_Medulka,_Yasuo_Sano,_Franz-josef_Hambsch,_Kenta_Taguchi,_Hiroyuki_Maehara,_Junpei_Ito,_Daisaku_Nogam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04251 |
WZSge型矮新星(DN)爆発の最初の日には、2:1の共鳴が降着円盤にらせん状の腕構造を誘発し、光学的光度曲線の初期のスーパーハンプとして観測されます。この論文は、2021年のスーパーアウトバースト中の食WZSgeタイプDNPNVJ00444033+4113068の3.8m生命望遠鏡とVSNETコラボレーションによる光学観測を報告しています。日食分析では、その軌道周期は0.055425534(1)dでした。我々の観測では、0.7等の振幅を持つ初期のスーパーハンプが確認されました。これは、既知のWZSge型DNeの中で最大の振幅です。さらに興味深いことに、その初期のスーパーハンプは二次極小値付近で最も赤くなりましたが、他のWZSgeタイプのDNeは初期のスーパーハンプの最大値付近で最も赤い色を示しています。バーストのピーク付近のスペクトルは、HeII4686\AA~とH$\alpha$の二重ピークの輝線を示し、ピーク間隔は$\ge700$km/sであり、非常に高い傾斜システムをサポートしています。初期のスーパーハンプマッピングでは、PNVJ00444033+4113068の初期のスーパーハンプの独特なプロファイルと色が、垂直に延長されたダブルアーム構造を持つ降着円盤によってうまく再現されています。したがって、PNVJ00444033+4113068の初期のスーパーハンプの大振幅と独特の色の振る舞いは、他のWZSgeタイプDNeとともに2:1共鳴モデルによって説明できます。
コロナ輝点の 2D モデル: スピキュール、UV バースト、サージ、EUV コロナ ジェットとの関連
| Title |
A_2D_Model_for_Coronal_Bright_Points:_Association_with_Spicules,_UV_bursts,_Surges_and_EUV_Coronal_Jets |
| Authors |
D._N\'obrega-Siverio_and_F._Moreno-Insertis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04308 |
コロナルブライトポイント(CBP)は、静かな太陽とコロナホールのEUVまたはX線で観測される高温の小規模なループで構成される、太陽大気中の遍在する構造です。それらはコロナの加熱を理解するための重要な要素です。それにもかかわらず、それらの加熱メカニズム、その下の彩層、またはこれらの構造におけるフラックス出現の影響に関する基本的な疑問は未解決のままです。Bifrostコードを使用して2D実験を実行しました。この実験では、コロナホールの磁気ゼロポイント構成が現実的なグラニュレーションによって摂動して進化します。観測結果と比較するために、合成SDO/AIA、ソーラーオービターEUI-HRI、およびIRIS画像が計算されています。この実験は、コロナの磁気リコネクションによって媒介される、確率論的粒状運動のみの作用によるCBPの自己無撞着な生成を示しています。再接続は断続的かつ振動的であり、EUV/UV観測量で識別可能なコロナおよび遷移領域の温度ループにつながります。CBPの有効期間中、その根底にある反対の極性の表面で収束とキャンセルが行われます。CBPの下の彩層は、その密度とその中のスピキュールに関するいくつかの独特の特徴を示しています。CBPの最終段階は噴出です。粒状スケールでの磁束の出現がCBPトポロジーを乱し、UVバースト、サージ、EUVコロナジェットなどのさまざまな放出を引き起こします。観測されたCBPの特徴を説明することとは別に、私たちの結果は、シミュレーションとさまざまな大気層での協調観測を組み合わせたさらなる研究への道を開きます。
強制磁化せん断流乱流における上昇勾配と下降勾配の運動量輸送のほぼ相殺
| Title |
Near-cancellation_of_up-_and_down-gradient_momentum_transport_in_forced_magnetized_shear-flow_turbulence |
| Authors |
B._Tripathi,_A.E._Fraser,_P.W._Terry,_E.G._Zweibel,_and_M.J._Pueschel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03342 |
課せられた本体力によって維持される2次元の不安定なせん断層によって駆動される粘抵抗磁気流体乱流は、初期プロファイルの散逸のない線形固有モードに分解することによって調べられます。下り勾配の運動量フラックスは、予想どおり、大規模な不安定性に由来します。ただし、大規模な線形的に安定しているが非線形に励起された固有モードによる継続的な上昇勾配運動量輸送が特定されており、不安定モードによる下降勾配輸送をほぼキャンセルすることがわかっています。安定モードは、平均流へのエネルギー伝達を介して大規模な乱流変動を枯渇させることにより、これを実現します。これは、不安定性の非線形飽和から形成されたコヒーレント渦が乱流輸送と変動を減少させるという、古くから知られている観察の根底にある物理的メカニズムを確立します。次に、非線形励起安定モードに対する磁場の影響が定量化されます。不安定性をほぼ完全に抑制する強い磁場を課した場合でも、安定モードによる上昇勾配輸送は、不安定モードによる下降勾配輸送の少なくとも3分の2ですが、弱い磁場の場合、この割合は最大$98\%$。これらの効果は、磁気プラントル数と強制力の変動によって持続します。最後に、連続モードはエネルギー的にそれほど重要ではないことが示されていますが、磁気ゆらぎとマクスウェル応力を捕捉するために不可欠です。それらの飽和乱流振幅に対して、単純な分析スケーリング則が導き出されます。数値シミュレーションで確認されている特性であるフーリエ波数の逆数として減衰率を予測します。
重力波分極のパラメータ化
重力波(GW)偏波のモデリングの基礎となる形式と、それらを定義するために使用される座標フレームを確認します。その過程で、「偏光角」の概念を明確にし、概念的に異なる3つの定義を特定します。それらがどのように関連し、GWデータ分析の実践でどのように発生するかを説明し、LIGO-Virgo標準の標準となった関連する規則を詳細に説明します。さらに、任意のGW信号を楕円(つまり、完全に偏光)状態の重ね合わせとして表現できることを示し、そのような基本状態のプロパティと可能なパラメーター化を調べます。完全偏極モードのさまざまな一般的なパラメーター化について説明し、それらに関連する座標変換のヤコビアンを計算します。これにより、モデル化されていない、または半モデル化された信号再構成を含む、さまざまなアプリケーションに対する各パラメーター化の適合性を調べることができます。プラスモードとクロスモードの振幅に関して直接パラメータ化された分析は、暗黙のうちに高い信号電力を優先し、事前定義された方向に沿った直線偏波を優先する傾向があることを指摘します。これにより、円偏波する傾向がある対面または対面ソースをターゲットにするのに最適ではありません。連続波、リングダウン研究、BayesWaveなどのモデル化されていない分析にまで及ぶアプリケーションを使用して、代替のパラメーター化について説明します。
特異点の重力場による代替インフレーション
観測可能な宇宙が負の質量リング特異点のエルゴスフィアから出現し、宇宙のすべてのコンテンツが特異点の回転軸に沿った測地線軌道上を光速に近い同じ群速度で移動するというシナリオを調査します。適切な座標パラメータ化と軌道上での評価により、軌道付近の計量テンソルは、地平線の問題を解決する収縮とその後の膨張特性を伴う共形スケール係数$a(\eta)$を示すことがわかります。次に、軌道に沿って（特異点の質量スケールに関して摂動的に）重力放射の静的な流れを導入して、均一な放射が支配する宇宙をモデル化します。アインシュタイン場の方程式を計量摂動の物理的に動機付けられた仮説で解くと、有効な等角スケール係数が実際に、従来の放射が支配する宇宙で予想されるのと同じべき法則で漸近的に増加することが明らかになります。
ニュートリノ質量、暗黒物質、暗黒エネルギーが統一された枠組みで説明できることを示し、新しい目に見えないボーン-インフェルド場を仮定します。これを「非線形暗光子」と名付け、meVスケールの動的変換を受け、ニュートリノと結合。暗黒エネルギーの発生は暗黒光子凝縮の副産物として動的に説明され、裸の質量のないニュートリノがmeVスケール前後の有効質量を獲得するように誘導します。非相対論的ニュートリノのペアリングにつながる非線形暗光子によって誘導されたチャネルを熟考することは魅力的であり、それによって宇宙論的超流動状態が生成されます。その結果、軽いニュートリノ複合ボソンの出現が予測され、良い冷たい暗黒物質の候補が提供されます。特に、私たちのモデルが追加のグローバルレプトン数$U_L(1)$対称性によって強化されている場合、ニュートリノペアは、ニュートリノレスダブルベータ崩壊($0\nu\beta\beta$)。私たちのモデルは興味深い現象論的意味合いを持っています。これは、非線形のボーン-インフェルド相互作用項の結果として、暗黒エネルギー、暗黒物質、およびニュートリノ質量が時変動的変数であるためです。PLANCK+SNe+BAOコラボレーションデータから生じる制限についても説明します。最後に、私たちのモデルはニュートリノ質量の逆階層を可能にし、JUNO実験に興味深い意味を持ちます。
アインシュタイン・エーテル・スカラー理論におけるブラックホール周辺の薄い円盤での降着過程を考察します。ディスクの物理特性に対するモデルパラメーターの影響を調べます。結果は、パラメーターの値が増加すると、エネルギー束、放射温度、スペクトルカットオフ周波数、スペクトル光度、およびディスクの変換効率が低下することを示しています。円盤は、負のパラメーターの場合、一般相対性理論のそれよりも熱く、より明るくなりますが、正のパラメーターの場合、円盤はより冷たく、より明るくなりません。また、理論によって許容されるパラメーターの値の一部が、ディスクの物理的特性によって除外されることもわかりました。
尤度のマルチバンド分解を使用した一般相対性理論の重力波パラメータ化テストの加速
| Title |
Accelerating_gravitational-wave_parameterized_tests_of_General_Relativity_using_a_multiband_decomposition_of_likelihood |
| Authors |
Naresh_Adhikari,_Soichiro_Morisaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03731 |
コンパクトな連星合体(CBC)からの重力波の検出により、一般相対性理論(GR)の強力な場のダイナミクスを調べることができました。LIGO-Virgo-KAGRAコラボレーションによって実行されるさまざまなテストの中には、GR波形に対するパラメーター化された変更が導入および制約されるパラメーター化されたテストがあります。通常、この解析では、数百万を超える計算コストの高い波形を生成する必要があります。信号が長いほど計算コストは高くなり、現在の解析では連星中性子星(BNS)信号を完了するのに数週間から数年かかります。この作業では、尤度のマルチバンド分解を使用してパラメーター化されたテストを高速化する手法を提示します。これは、もともと著者の1人がGRを仮定してCBC信号のパラメーター推定解析を高速化するために提案されたものです。私たちの手法は、20Hzの低周波数カットオフに対して、1.4Msun-1.4MsunBNS信号のパラメーター化されたテストをO(10)倍高速化することを示します。また、シミュレートされた信号と実際のデータを使用して、メソッドの精度を検証します。
| Title |
Neutron-Mirror-Neutron_Oscillation_and_Neutron_Star_Cooling |
| Authors |
Itzhak_Goldman,_Rabindra_N._Mohapatra,_Shmuel_Nussinov,_Yongchao_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03771 |
最近の論文で、古い冷たい中性子星(NS)の観測された冷却速度が、中性子からミラー中性子($n-n'$)への遷移速度の上限を提供できることが指摘されました。この制限は非常に厳しいため、現在の地上でのプロセスの検索ラウンドで$n\ton'$振動を発見することはできません。この非常に重要な結論に動機付けられて、この提案を批判的に分析し、$n\ton'$振動のほぼ正確なミラーモデルに存在する興味深い新しい効果に注目します。これは、この境界に大きく影響します。新しい要素は$\beta$減衰$n'\top'+e'+\bar{\nu}'_{e}$で、ミラー粒子の雲$n'$,$p'$を作成します、$e'$および$D'$はNSコア内にあります。$e'$は、ミラー粒子の(分)ミリ電荷の存在によって有効になる$e-e'$散乱を介して、$n\ton'$遷移によって生成されるエネルギーを「奪う」ことができます。このエネルギーは、高速ミラー制動放射を介して観測されていないミラー光子として放出され、この上限の緩和につながります。
PSLVデブリを軌道から外すためのコールドガススラスターの設計と解析
| Title |
Design_and_Analysis_of_Cold_Gas_Thruster_to_De-Orbit_the_PSLV_Debris |
| Authors |
Roshan_Sah,_Raunak_Srivastava,_Kaushik_Das |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03773 |
今日の宇宙の主な関心事は、スペースデブリの制御不能な成長と、特に地球低軌道(LEO)領域での宇宙船との衝突の可能性です。この論文は、捕捉プロセス後に高さ668kmから250kmのPSLVデブリを軌道から外すために、最適化されたマイクロ推進システム、コールドガススラスタを設計することを目的としています。推進システムは、主に貯蔵タンク、パイプ、制御弁、収束発散ノズルで構成されています。この論文は、設計推力要件が満たされるまで、継続的な反復プロセスに基づいて各コンポーネントの設計のアイデアを提供します。すべてのコンポーネントはCATIAV5で設計され、構造解析は各コンポーネントのANSYSツールで行われ、シリンダータンクはその壁に発生する高いフープ応力に耐えることができます。また、流れの解析は、CDノズルのK-$\epsilon$乱流モデルを使用して行われます。これは、PSLVを高い軌道から低い軌道に軌道から外すために必要な推力を提供します。その後、空気抵抗は、地球の大気に戻って燃やす。ホーマンの軌道移動法は、PSLVスペースデブリの軌道からの離脱に使用されており、STKツールによってシミュレートされています。その結果は、最適化された設計のスラスターが、PSLVデブリを非常に低い軌道に軌道から外すのに十分な推力を生成することを示しています。
キラル対称性復元によるマルチメッセンジャー制約の調整
| Title |
Reconciling_Multi-messenger_Constraints_with_Chiral_Symmetry_Restoration |
| Authors |
Micha{\l}_Marczenko,_Krzysztof_Redlich,_Chihiro_Sasaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03933 |
中性子星の構造を調べるために、核粒子とデルタ物質のパリティダブレットモデルを検討します。マルチメッセンジャー天文学の制約を純粋なハドロン状態方程式(EOS)内で調整できることを示します。これは、バリオンセクターにおけるキラル対称性回復の自己無撞着な処理を説明します。天体物理学的な制約によって必要とされるEOSの特性は、恒星コアにおけるハドロンクォーク相転移の存在を必ずしも意味しないことを示します。
QCDにおける一次キラル相転移の運命：ダークQCDへの影響
| Title |
Fate_of_first-order_chiral_phase_transition_in_QCD:_Implications_to_dark_QCD |
| Authors |
Yuanyuan_Wang,_Mamiya_Kawaguchi,_Shinya_Matsuzaki,_and_Akio_Tomiya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03975 |
QCDのような理論におけるキラル相転移の一次の性質は、宇宙の暗黒面に対処するために重要な役割を果たすことができます。そこでは、作成された平衡状態が、重力波生成などの宇宙論的および天体物理学的プローブとして機能するために不可欠です。これは広く調査されています。この学際的な物理学は、質量のない(軽い)3つのフレーバーを持つQCDのような理論における熱カイラル相転移が一次であるという広く受け入れられている推測に基づいて構築されています。通常のクォークまたはダーククォークが光子またはダークフォトンの十分に弱いバックグラウンドフィールド(まとめて「磁場」フィールドと呼ぶ)に外部結合している場合、このような1次の特徴は成り立たない可能性があることがわかります。弱い「磁気」背景場は、初期宇宙の何らかの「磁気発生」に由来する可能性があると仮定しています。私たちは、幅広いクラスのQCDに似た理論でキラル相転移を記述できる低エネルギー有効モデルに取り組んでいます。質量のない(軽い)3つのフレーバーの場合、$2f_\pi^2\lesssimeB(\ll(4\pif_\pi)^2)$のときに1次の機能がなくなることを示します。$は"磁場"の強さで、$f_\pi$は真空でのパイ中間子崩壊定数です。この消失は、「磁気的に」誘起されたスケール異常とキラル対称性を破るための「磁気」触媒作用の存在の一般的な結果であり、外部の「磁場」場に結合されたダークQCDのモデル化に影響または制約を与えるでしょう。
不安定な標準モデルのポテンシャルを使用したヒッグス インフレーション
標準モデルのヒッグスポテンシャルは不安定で、$\phi<\Lambda\sim10^{10}$GeVで負になる可能性があります。ここで、$\phi<\Lambda$におけるポテンシャルの正の安定領域にヒッグスインフレーションが存在する可能性があるかどうかを検討します。これを行うために、標準モデルにスカラー$\chi$を持つ非最小結合誘導重力セクターを追加します。$\chi$の非最小結合の適切な形式として、インフレーション中のジョーダン系の有効プランク質量が十分に小さい場合、小さな$\phi<\Lambda$で従来のヒッグスインフレーションが可能であることを示します。、ヒッグスインフレーションの終わりに$\chi\neq0$への相転移があり、ジョーダンフレームプランクの質量が現在観測されている値まで増加します。アインシュタインの枠組みでは、これはインフレーションの終わりでのヒッグス運動項の抑制に対応します。ツリーレベルでのヒッグスインフレーションの予測は、インフレーション中のヒッグス場の大きさを除いて、従来のヒッグスインフレーションと変わらないことを示します。
2009 年の太陽極小期頃に LEO CORONAS-Photon 衛星で 3 番目に内側の放射線帯を検出
| Title |
Detection_of_the_third_innermost_radiation_belt_on_LEO_CORONAS-Photon_satellite_around_2009_solar_minimum |
| Authors |
Oleksiy_V._Dudnik,_Janusz_Sylwester,_Miroslaw_Kowalinski,_Piotr_Podgorski,_Kenneth_J._H._Phillips |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04154 |
我々は、2009年5月にバン・アレンの内側と外側の電子放射線帯の下、内側、外側のさまざまな磁気圏領域を満たす高エネルギー荷電粒子集団の変動を分析しました。この研究は、STEP-Fと地球低軌道のCORONAS-Photon衛星に搭載されたSphinX機器が互いに近接して配置されています。高感度STEP-Fデバイスから収集された粒子フルエンシーのデータ分析は、L=1.6、つまり地球磁気圏の有名なヴァンアレン電子内部放射帯の下に持続電子帯が存在することを示しています。この「新しい」帯の電子エネルギースペクトルは、内側の帯の電子エネルギースペクトルよりもはるかに急勾配であるため、エネルギーEe>400keVを持つ電子は、南大西洋異常(SAA)の外側のL=1.6ではほとんど記録されませんでした。太陽軟X線分光光度計SphinXで使用されるX線検出器の実効最低しきい値エネルギーの概念を導入し、SAAとヴァンアレン外帯の2つの領域の値を定義します。最低しきい値エネルギーの異なる値は、粒子エネルギースペクトルの異なる勾配に直接関連付けられます。STEP-FとSphinX装置から得られたデータの相互分析により、南半球と北半球の両方の放射線帯の空間電子分布の高度に異方性を検出することが可能になりました。また、弱い地磁気嵐のメインフェーズ中にすべての緯度で低エネルギー電子の存在を検出しました。
太陽風パラメータと太陽活動の長期変動について
| Title |
On_long-term_variations_of_solar_wind_parameters_and_solar_activity |
| Authors |
V.I._Vlasov_and_R.D._Dagkesamanskii_and_V.A._Potapov_and_S.A._Tyul'bashev_and_I.V._Chashei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04158 |
20~24回の太陽活動周期のデータについて、年平均太陽風速と惑星間シンチレーション指数の長期変動を、地磁気活動のWolf数とA_P指数の変動と比較した。中および高太陽緯度でのシンチレーションパラメータのゆっくりとした非単調な傾向が、世紀サイクルのオーダーの典型的なスケールで存在することが示されています。1610年から現在までの長いデータ系列について、ウォルフ数の変動と気温の異常との間の相関関係を分析します。地球規模の気候問題への結果の適用の可能性が議論されています。
キップ・ソーンの思い出
キップ・ソーンとの仕事が彼の物理学のキャリアにどのように影響したかについての著者による簡単な回想。
