CMB 空の正角循環宇宙論の特徴と異常
| Title |
Conformal_Cyclic_Cosmology_Signatures_and_Anomalies_of_the_CMB_Sky |
| Authors |
Eve_Bodnia,_Vlad_Isenbaev,_Kellan_Colburn,_Joe_Swearngin,_Dirk_Bouwmeester |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06021 |
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の低分散円とホーキングポイント(宇宙の以前のサイクルでのブラックホールの合体とブラックホールの蒸発の結果として生じる)は、共形循環宇宙論モデルの可能性のある証拠として予測されています(CCC)R.ペンローズによって導入されました。PlanckおよびWMAPCMBデータでこのような低分散円の高解像度検索を提示し、ResNet18アルゴリズムに基づく機械学習オープンソースソフトウェアであるHawkingNetを導入して、CMBでホーキングポイントを検索します。以前の研究[V.G.グルザディアン、R.ペンローズ]。データから異常を取り除いた後、統計的に有意な低分散円は見つかりません。ホーキングポイントに関しても、1度の開口角を超えるガウス温度振幅モデルを使用し、CMB異常を考慮した場合、統計的に有意な証拠は見つかりません。CMB異常自体がホーキングポイントの残骸である可能性があることは、それらの周囲の低分散および/または高温円によってサポートされていません。そのような円とホーキングポイントの密度が大きい場合、代わりにCMBに干渉スペックルパターンが発生する可能性があるため、CMBにそのような明確な特徴が存在しないことは、CCCを否定するものではありません。これは、CCCに固有ではない機能である、CMBの非ガウス変動につながります。ベストフィットのLambda-CDMとCOMPowerSpectCBMTT-fullパワースペクトルを使用すると、ローカルスケールでガウスノイズから実際のCMBスカイの大幅なローカル偏差が観測されます。
再電離時代の銀河の光度関数と大規模場密度の共同測定
| Title |
A_joint_measurement_of_galaxy_luminosity_functions_and_large-scale_field_densities_during_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
A.C._Trapp,_Steven_R._Furlanetto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06059 |
現在の世代の望遠鏡の最もエキサイティングな進歩の1つは、これらの機器を限界まで押し上げた深層場を使用して、再電離の時代に銀河を検出したことです。これらのフィールドから可能な限り多くの情報を抽出するために、これらのフィールドの分析を最適化することが不可欠です。特に、銀河の光度関数を測定する標準的な方法では、大規模な暗黒物質密度のゆらぎに関する情報が破棄されますが、この大規模な構造が宇宙の夜明けの間に銀河の形成と再電離を引き起こします。これらの密度を測定することは、銀河の調査を再イオン化プロセスと構造形成の理論モデルに結び付ける、観測可能な岩盤を提供します。ここでは、既存のハッブル深宇宙データを使用して、普遍的な光度関数を同時に当てはめ、大規模密度場と銀河バイアスに関する事前確率を直接組み込むことにより、$z=$6--8で各ハッブル深宇宙の大規模密度を測定します。.普遍的な光度関数の適合は、以前の方法と一致していますが、詳細が異なります。初めて、最も過密/過密なハッブルフィールドを含む、調査フィールドの基本的な密度を測定します。密度の分布が宇宙分散の現在の予測と一致することを示します。わずか17視野でのこの分析は、JamesWebbSpaceTelescopeで可能なことの小さなサンプルであり、匹敵する(またはそれ以上の)深さとより高い赤方偏移で数百の視野を測定します。
マーチソン ワイドフィールド アレイを使用した再イオン化の時代からの 21cm 信号の多周波角度パワー スペクトル
| Title |
Multi-frequency_angular_power_spectrum_of_the_21~cm_signal_from_the_Epoch_of_Reionisation_using_the_Murchison_Widefield_Array |
| Authors |
Cathryn_M._Trott,_Rajesh_Mondal,_Garrelt_Mellema,_Steven_G._Murray,_Bradley_Greig,_Jack_L._B._Line,_Nichole_Barry,_Miguel_F._Morales |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06082 |
マルチ周波数角度パワースペクトル(MAPS)は、球面平均パワースペクトルの代替手段であり、見通し内スペクトル変換を必要とせずに角度パワースペクトルの局所変動を計算します。MAPSおよび前景汚染の処理に対するさまざまなアプローチをテストし、球面平均パワースペクトルおよび単一周波数角パワースペクトルと比較します。我々は、MurchisonWidefieldArrayEpochofReionisation実験で得られた$z=6.2-7.5$の110時間のデータにMAPSを適用して、21cmの輝度温度変動の統計的検出力を計算した。明るい前景が存在する場合、MAPSを適用する前に大規模なモードを除去するためにフィルターが適用され、システマティックによりMAPSの電力が大幅に削減されます。MAPSは、球面平均パワーの結果を反映して、フィルター適用後の0～4~MHzのスペクトル分離について、シミュレートされた21~cmの宇宙信号に対して10$^2$--10$^3$のコントラストを示しています。スペクトラム。単一周波数の角度パワースペクトルも計算されます。$z=7.5$と$l=200$では、53~mK$^2$の角度パワーがあり、シミュレートされた宇宙信号パワーを1000倍超えています。大規模モードからのスペクトル漏れではなく、較正されたデータに固有の残留スペクトル構造が、系統的なパワーバイアスの主な原因です。単一周波数角度パワースペクトルは、前景を減らすためにスペクトルフィルターを適用した球面平均パワースペクトルと比較して、わずかに悪い結果をもたらします。より広い帯域幅を考慮して、他のフィルタを調査すると、この結果が改善される可能性があります。
| Title |
Revisiting_Chaplygin_gas_cosmologies_with_the_recent_observations_of_high-redshfit_quasars |
| Authors |
Jie_Zheng,_Shuo_Cao,_Yujie_Lian,_Tonghua_Liu,_Yuting_Liu,_Zong-Hong_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06167 |
この論文では、$0.04<z<5.1$の赤方偏移範囲をカバーするクエーサーの最新の観測を使用して、統一された暗黒物質と暗黒エネルギーの候補として一連のChaplyginガスモデルを調査します。利用可能な標準ろうそくデータと標準定規データのさまざまな組み合わせに基づいて、一般化チャプリギンガス(GCG)、修正チャプリギンガス(MCG)、新しい一般化チャプリギンガス(NGCG)、および粘性の一般化チャプリギンガス(VGCG)モデルに制約を課します。さらに、マルコフ連鎖モンテカルロ法から得られた統計結果に基づいて、Jensen-Shannonダイバージェンス(JSD)、ステートファインダー診断、および逸脱情報基準(DIC)を適用して、これらのCGモデルを区別します。結果は次のことを示しています。(1)標準定規データは、この分析で考慮されたさまざまなCGモデルの宇宙論的パラメーターに対して、より厳しい制約を提供できます。興味深いことに、利用可能なデータから導出された物質密度パラメーター$\Omega_{m}$とハッブル定数$H_{0}$は、Planck2018の結果からのものとよく一致しています。(2)統計的基準JSDに基づいて、私たちの調査結果は、Chaplyginガスと一致$\Lambda$CDMモデルとの間の十分な一貫性を示しています。ただし、statefinder診断のフレームワークでは、GCGおよびNGCGモデルを$\Lambda$CDMと区別することはできませんが、MCGおよびVGCGモデルは、現在のエポックで$\Lambda$CDMからの大幅な逸脱を示しています。(3)統計基準DICによると、MCGおよびVGCGモデルは高赤方偏移クエーサーからの実質的な観測サポートを持っているのに対し、GCGおよびNGCGモデルは観測サポートの少ないカテゴリを見逃していますが、除外することはできません。
eBOSS からのクエーサーのボイド BAO 測定
| Title |
Void_BAO_measurements_on_quasars_from_eBOSS |
| Authors |
A._Tamone,_C._Zhao,_D._Forero-S\'anchez,_A._Variu,_C.-H._Chuang,_F.-S._Kitaura,_J.-P._Kneib,_C._Tao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06238 |
配置空間で拡張されたバリオン振動分光測量データリリース16のクエーサー(QSO)サンプルに基づくボイドのクラスタリングを提示します。ボイドは、クエーサーのカルテットにまたがるDelaunay四面体によって計算された重なり合う空の外接球として定義され、低密度領域の深さの推定が可能になります。BAOのS/N比を最大化するために、半径が36$h^{-1}$Mpcより大きいボイドのみを考慮します。私たちの分析は、QSOとボイドの相互相関において負のBAOピークを示しています。QSO自己相関と対応するボイドとの相互相関の共同BAO測定は、$\sim5\%$の平均改善で、QSOモックの70$\%$の改善を示しています。ただし、SDSSデータでは、宇宙分散と互換性のある改善は見られません。モックとデータの両方について、ボイドを追加してもバイアスは発生しません。フラット$\Lambda$CDM仮定の下で、$D_V(z_{\rmeff})=26.297\pm0.547$の実効赤方偏移$z_{\rmeff}=1.48$でのデータの距離結合測定値を見つけます。.同様の有効体積を持つ1000個のボックスを使用したDESIのような調査の予測では、68$\%$のボックスで平均4.8$\%$改善され、ライトコーンモックと同じ結果が得られます。
一般化された Chaplygin ガスからの 1 パラメータの動的暗黒エネルギー
| Title |
One-parameter_dynamical_dark-energy_from_the_generalized_Chaplygin_gas |
| Authors |
Rodrigo_von_Marttens,_Dinorah_Barbosa,_Jailson_Alcaniz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06302 |
アインシュタインの方程式が時空幾何学を宇宙基盤の総物質含有量に結び付けるが、物質種の個々の寄与には結び付けないという事実は、宇宙のダークセクターの縮退に変換できます。このような縮退により、暗黒エネルギー(DE)が暗黒物質(DM)と相互作用するケースと、時間または距離の測定のみに基づく観測データを使用した動的な非相互作用シナリオとを区別することができなくなります。この論文では、非断熱一般化チャプリギンガス(gCg)モデルに基づいて、ファントムクロッシングを許可しない、さまざまな1パラメーターの動的DEパラメーター化のいくつかの宇宙論的結果を導き出し、研究します。Planck2018、eBOSSDR16、Pantheon、KiDS-1000のデータなど、公開されている最新のデータを使用してパラメーターの選択を行います。現在の観測では、モデルパラメーターに強い制約があり、$\Lambda$CDM宇宙論に非常に近い値になると同時に、よく知られている$\sigma_8$の張力が$\sim3\sigmaから減少することがわかります。$から$\sim1\sigma$レベル。
DESI レガシー イメージング サーベイで多重レンズ クエーサーと連星クエーサーを見つける
| Title |
Finding_Multiply-Lensed_and_Binary_Quasars_in_the_DESI_Legacy_Imaging_Surveys |
| Authors |
C._Dawes,_C._Storfer,_X._Huang,_G._Aldering,_A._Dey,_and_D.J._Schlegel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06356 |
強くレンズされたクエーサーの複数の画像間の時間遅延は、ハッブル定数(H0)を測定するための強力なツールです。時間遅延を使用してより高い精度と精度でH0測定を実現するには、レンズ付きクエーサーのサンプルを拡大することが重要です。DarkEnergySpectroscopicInstrument(DESI)LegacyImagingSurveys(Deyetal.2019)で、強くレンズ化されたクエーサーを検索します。DESILegacySurveysは、3つの光学バンド(g、r、およびz)で観測された19,000deg2の銀河外空で構成されており、強くレンズされた新しいクエーサーの発見に適しています。DESIクエーサーサンプル(Yecheetal.2020)でクエーサーとして分類された約500万個のオブジェクトに自己相関アルゴリズムを適用します。これらのシステムは視覚的に検査され、ランク付けされます。ここでは、436個の新しい多重レンズおよび連星クエーサー候補を提示します。そのうち65個はSDSSDR16からの赤方偏移を持っています。SuperNovaIntegralFieldSpectrographからの追加の17候補の赤方偏移を提供します。
系外惑星の大規模なアンサンブルにおける衝突による大気損失の特徴
| Title |
Signatures_of_impact-driven_atmospheric_loss_in_large_ensembles_of_exoplanets |
| Authors |
Quadry_Chance,_Sarah_Ballard,_and_Keivan_Stassun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05989 |
大規模な太陽系外惑星トランジット調査の結果は、小さな惑星半径の分布が大気損失によって形作られた可能性が高いことを示しています。この原始大気の喪失には、いくつかの可能な物理的メカニズムが存在し、それぞれが異なる一連の観測シグネチャを生成します。この研究では、N体シミュレーションを介して大気損失の衝撃駆動モードを調査します。巨大な衝突の結果を、人口統計学的レベルで比較し、大気損失の別の一般的な方法である光蒸発の結果と比較します。同じセットの惑星に2つの異なる損失処方箋を適用して、原始大気が保持されている惑星の結果の分布を調べます。この比較の結果、作用している支配的な大気損失メカニズムを識別するための2つの新しい経路を特定します。これらの経路は両方とも、フォローアップの大気および放射速度調査の結果を調べる際に、トランジットの多重度を診断として使用することを含みます。
ウォータースノーラインを越えた影の原始太陽系ディスクミッドプレーンの分子組成
| Title |
The_Molecular_Composition_of_Shadowed_Protosolar_Disk_Midplanes_beyond_the_Water_Snowline |
| Authors |
Shota_Notsu,_Kazumasa_Ohno,_Takahiro_Ueda,_Catherine_Walsh,_Christian_Eistrup,_Hideko_Nomura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06005 |
ディスクミッドプレーンの温度は、ダストトラップ/リングの影響を受ける可能性があります。水の雪線を越えたダストの枯渇は影を落とします。この研究では、詳細なガス粒子化学反応ネットワークを採用し、原始太陽の周りの水雪線を越えた影構造を持つディスク内の支配的な炭素、酸素、および窒素を含む分子の放射状のガスと氷の存在量分布を調査します-星のように。影のある円盤では、約$3-8$auのダスト粒子は、H$_{2}$CO、CH$_{3}$などの有機分子の氷の量が約$5-10$倍以上あると予測されています。OH、NH$_{2}$CHO、H$_{2}$に加えて、CH$_{4}$やC$_{2}$H$_{6}$などの飽和炭化水素氷O、CO、CO$_{2}$、NH$_{3}$、N$_{2}$、およびHCNの氷と、影のない円盤の氷との比較。影の領域では、水素化(特にCO氷)が複雑な有機分子の主要な形成メカニズムであることがわかります。気相のN/O比は、気相のC/O比よりもはるかに大きな空間的変動を示します。したがって、N/O比は、影の領域の有用なトレーサーであると予測されます。N$_{2}$H$^{+}$線の放出は、陰になった領域の潜在的なトレーサーです。陰になった領域は、重要な揮発性物質をダスト粒子に再凝縮させ、影のない円盤内よりも星にはるかに近い氷の化学的濃縮領域を提供し、O$のトラップをある程度説明する可能性があると結論付けています。_{2}$彗星67P/Churyumov-Gerasimenkoを形成したちり粒子の氷。影のある円盤で形成された場合、木星は広大な距離を移動する必要がないことを議論します。
系外惑星磁場のプローブとしての系外惑星電波トランジット -- 時間依存の MHD シミュレーション
| Title |
Exoplanet_Radio_Transits_as_a_Probe_for_Exoplanetary_Magnetic_Fields_--_Time-dependent_MHD_Simulations |
| Authors |
Soumitra_Hazra,_Ofer_Cohen,_Igor_V._Sokolov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06006 |
恒星風と惑星磁場との相互作用による電波輸送変調を予測するために、HD189733恒星惑星系の一連の時間依存磁気流体力学シミュレーションを実行します。このシミュレーションでは、恒星のコロナと風のモデルと、完全に動的で時間に依存する方法で恒星を周回する太陽系外惑星を組み合わせます。私たちのシミュレーションは、さまざまな周波数で合成電波ライトカーブを取得できるようにする合成電波画像を生成します。電波光度曲線に惑星運動の明確な証拠が見つかりました。さらに、通過中の星の前での惑星磁気圏の通過に起因する光度曲線に、特定の繰り返しの特徴が見られます。さらに重要なことは、これらの光度曲線の特徴の大きさと位相が、惑星磁場の強さに明確に依存していることを発見したことです。私たちの研究は、電波トランジットが観測できれば、トランジットする太陽系外惑星の磁場強度に関する情報を実際に提供できることを示しています。これらの光度曲線の特徴と惑星場の強さへの依存をパラメータ化するための将来の作業は、電波観測データセットでこれらの特徴を検索するためのツールを提供します。私たちの研究では主星からの熱電波放射のみを考慮するため、この種の惑星通過を電波で検出するには、非常に感度の高い電波干渉計が必要です。
系外惑星に適用されるポリトロープ モデルの分数順序解析
惑星や太陽系外惑星の深部の物理的状態はまだ直接測定されていませんが、間接的な方法で計算できます。ポリトロープモデルは、この問題の解決策の1つです。この論文では、惑星の内部はポリトロープ状態方程式に従うと仮定しています。静水圧平衡条件は、構成物質の全体的な構造特性を決定するために使用されます。コンフォーマブル分数導関数の枠組みの中で、ポリトロープガス球を使用して、系外惑星の初期段階の内部の密度プロファイル、圧力プロファイル、温度分布、および質量半径関係をモデル化します。単一の化学組成の惑星を使用して、質量と半径の関係、圧力分布、および温度分布の変化の挙動を分数パラメーターで研究しました。1MJ、3MJ、10MJ(MJは木星の質量)の原始惑星の質量に対して72の分数モデルを計算し、ポリトロープインデックスの値はn=0、0.5、1、1.5で、分数パラメーターは0.75でした。-1.
CHEOPS が観測した海王星横断天体 (50000) Quaoar による恒星食
| Title |
A_stellar_occultation_by_the_transneptunian_object_(50000)_Quaoar_observed_by_CHEOPS |
| Authors |
B._E._Morgado,_G._Bruno,_A._R._Gomes-J\'unior,_I._Pagano,_B._Sicardy,_A._Fortier,_J._Desmars,_P._F._L._Maxted,_F._Braga-Ribas,_D._Queloz,_S._G._Sousa,_J._L._Ortiz,_A._Brandeker,_A._Collier_Cameron,_C._L._Pereira,_H._G._Flor\'en,_N._Hara,_D._Souami,_K._G._Isaak,_G._Olofsson,_P._Santos-Sanz,_T._G._Wilson,_J._Broughton,_Y._Alibert,_R._Alonso,_G._Anglada,_T._B\'arczy,_D._Barrado,_S._C._C._Barros,_W._Baumjohann,_M._Beck,_T._Beck,_W._Benz,_N._Billot,_X._Bonfils,_C._Broeg,_J._Cabrera,_S._Charnoz,_S._Csizmadia,_M._B._Davies,_M._Deleuil,_L._Delrez,_O._D._S._Demangeon,_B._O._Demory,_D._Ehrenreich,_A._Erikson,_L._Fossati,_M._Fridlund,_D._Gandolfi,_M._Gillon,_M._G\"udel,_K._Heng,_S._Hoyer,_L._L._Kiss,_J._Laskar,_A._Lecavelier_des_Etangs,_M._Lendl,_C._Lovis,_D._Magrin,_L._Marafatto,_V._Nascimbeni,_R._Ottensamer,_et_al._(23_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06204 |
恒星掩蔽は、掩蔽天体のいくつかの物理的パラメーターの決定を可能にする強力な技術です。結果は、測光精度、時間分解能、および得られた弦の数によって異なります。宇宙望遠鏡は、大気のシンチレーションの影響を受けないため、高い測光精度を実現できます。ESAのCHEOPS宇宙望遠鏡を使用して、Transneptunian天体(50000)Quaoarによる星食を観測しました。得られたコードをこのオブジェクトによる以前の掩蔽と比較し、サブミリ秒の精度でそのアストロメトリーを決定します。また、我々は、掩蔽天体に存在する地球規模のメタン大気の上限を決定します。CHEOPS宇宙望遠鏡を使用して、Quaoarによる星食を予測し、観測しました。このデータセットから掩蔽光度曲線を測定し、掩蔽天体の背後にある星の消失と再出現を決定しました。さらに、クアオアの手足を拘束するために、オーストラリアの地上望遠鏡が使用されました。以前の研究の結果と組み合わせることで、これらの測定により、食時のクアオアの正確な位置を得ることができます。地球を周回する宇宙望遠鏡を使用して、トランスネプチューン天体(TNO)による最初の星食から得られた結果を提示します。2020年6月11日に観測されたQuaoarによる掩蔽です。CHEOPS光曲線を使用して、地球規模のメタン大気を検出するための85nbarの地表圧力の上限を取得しました。また、この観測を地上での観測と組み合わせて、1.0mas未満の不確実性でその天文上の位置を決定するために、Quaoarの手足を当てはめます。この観測はこの種のものとしては初めてであり、地球を周回する宇宙望遠鏡による海王星横断天体の恒星掩蔽観測の概念の証明と見なされます。さらに、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡にとって重要な見通しを示しています。
非常に若い小惑星ペア (458271) 2010 UM26 と 2010 RN221
| Title |
Extremely_young_asteroid_pair_(458271)_2010_UM26_and_2010_RN221 |
| Authors |
D._Vokrouhlick\'y,_P._Fatka._M._Micheli,_P._Pravec,_E.J._Christensen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06207 |
メインベルト天体(458271)2010UM26と2010RN221の非常に類似した太陽中心軌道要素は、それらを既知の最も緊密なペアにし、その非常に若い年齢を約束します。その起源の状態を分析し、その年代を決定しました。2022年夏に(458271)2010UM26と2010RN221の専用観測を実施し、高精度の天文データセットが得られました。それらを以前に利用可能な観測と結合して、両方の小惑星の軌道決定の精度を改善しました。デカルト空間での軌道収束を観察することにより、この新しいペアの起源を制約するために、時間を遡って数値シミュレーションを使用しました。(458271)2010UM26と2010RN221の多数の可能性のあるクローンバリアントを使用すると、それらはすべて2003年3月頃の狭い時間間隔で収束し、非常に短い最小距離($\leq1000$km)と最小相対速度($\leq3$cm~s$^{-1}$)。これらの条件は、その年齢を決定するためのペアを構成する小惑星の相互の引力を含める必要があります。この効果によってモデルを拡張すると、収束結果も改善されます。このペアが2000年以降に形成された可能性は$55$\%を超えていることがわかります。しかし、準衛星によるキャプチャにより、このペアの年齢の不確実性は1960年代まで延長される可能性があります。それでも、これは知られている中で群を抜いて若い小惑星ペアであり、将来の天文観測の主要なターゲットです。
TRAPPIST-1e の気候感度と変動性は地球よりも大きい
ジェームスウェッブ宇宙望遠鏡の委託により、岩石系外惑星の大気が天体観測によって特徴付けられるようになりつつあります。これらの観測は、居住可能な惑星を見つけるための航海において、系外惑星の大気を理解することを私たちに強いています.この目的で、CO$_2$分圧(pCO$_2$)が太陽系外惑星の気候変動に及ぼす影響を調査するために、潮汐固定TRAPPIST-1e太陽系外惑星のExoCAMモデルシミュレーションの結果を分析することにより、地球に似た水生惑星である惑星と地球そのもの。まず、惑星間の違いをそれらの基本パラメータに関連付けます。次に、地球類似体とTRAPPIST-1eの表面温度と降水量の感度をpCO$_2$と比較します。私たちのシミュレーションは、TRAPPIST-1eの気候と極端な気温は、地球に比べてpCO$_2$に対して$\sim$1.5倍敏感であることを示唆しています。降水量の感度は、分析する特定の地域に大きく依存します。実際、TRAPPIST-1eの中緯度および赤道亜星域付近の降水量はpCO$_2$に対してより敏感であり、降水量の感度はTRAPPIST-1eの方が$\sim$2倍大きい。大気が位相空間でどのように進化するかについての情報を提供する動的システムの視点は、追加の洞察を提供します。特に、pCO$_2$の増加は、両方の惑星の大気持続性の増加をもたらし、TRAPPIST-1eの持続性は、地球よりもpCO$_2$に敏感です。TRAPPIST-1eの気候は、特に昼側でpCO$_2$に対してより敏感である可能性があると結論付けています。この研究は、さまざまな惑星パラメータが潜在的に居住可能な太陽系外惑星と地球の気候変動に及ぼす影響を理解するための新しい経路を文書化しています。
TOI-1452 b: SPIRou と TESS は、M4 矮星を通過する温帯軌道にあるスーパーアースを明らかにします
| Title |
TOI-1452_b:_SPIRou_and_TESS_reveal_a_super-Earth_in_a_temperate_orbit_transiting_an_M4_dwarf |
| Authors |
Charles_Cadieux,_Ren\'e_Doyon,_Mykhaylo_Plotnykov,_Guillaume_H\'ebrard,_Farbod_Jahandar,_\'Etienne_Artigau,_Diana_Valencia,_Neil_J._Cook,_Eder_Martioli,_Thomas_Vandal,_Jean-Fran\c{c}ois_Donati,_Ryan_Cloutier,_Norio_Narita,_Akihiko_Fukui,_Teruyuki_Hirano,_Fran\c{c}ois_Bouchy,_Nicolas_B._Cowan,_Erica_J._Gonzales,_David_R._Ciardi,_Keivan_G._Stassun,_Luc_Arnold,_Bj\"orn_Benneke,_Isabelle_Boisse,_Xavier_Bonfils,_Andr\'es_Carmona,_P\'ia_Cort\'es-Zuleta,_Xavier_Delfosse,_Thierry_Forveille,_Pascal_Fouqu\'e,_Jo\~ao_Gomes_da_Silva,_Jon_M._Jenkins,_Flavien_Kiefer,_\'Agnes_K\'osp\'al,_David_Lafreni\`ere,_Jorge_H._C._Martins,_Claire_Moutou,_J.-D._do_Nascimento_Jr.,_Merwan_Ould-Elhkim,_Stefan_Pelletier,_Joseph_D._Twicken,_Luke_G._Bouma,_Scott_Cartwright,_Antoine_Darveau-Bernier,_Konstantin_Grankin,_Masahiro_Ikoma,_et_al._(11_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06333 |
半径の谷の近くまたは内側にある太陽系外惑星の特性を調べると、岩石の多いスーパーアースから、より大きく水素に富む大気のミニ海王星への移行に関する洞察が得られます。ここでは、11.1日温帯軌道($T_{\rmeq}=326\pm7$K)近くの可視連星M矮星の主要メンバー($H=10.0$,$T_{\rmeff}=3185\pm50$K)の周り。トランジットは最初にTESSによって検出され、OMMとMuSCAT3からの地上測光により、2つの$3.2^{\prime\prime}$コンパニオンの間で分離に成功しました。TOI-1452bの惑星的性質は、進行中のSPIRouレガシー調査の一環として、近赤外線SPIRou分光偏光計を使用した高精度速度測定によって確立されました。測定された惑星の質量($4.8\pm1.3$M$_{\oplus}$)と推測された嵩密度($5.6^{+1.8}_{-1.6}$g/cm$^3$)は、岩石コアを示唆しています。揮発性の高いエンベロープに囲まれています。より定量的には、TOI-1452bの質量と半径は、SPIRouによって測定された耐火性元素(Fe、Mg、およびSi)の恒星存在量と組み合わされて、$18\pm6$%のコア質量分率および水の質量分率と一致しています。$22^{+21}_{-13}$%。ウォーターワールドの候補TOI-1452bは、LHS1140bやK2-18bなどの他のよく知られている温帯の小さな惑星と同様の透過分光法メトリックを特徴とする、JWSTによる将来の大気特性評価の主要なターゲットです。このシステムはウェッブの北側連続観測ゾーンの近くにあり、一年中ほぼいつでも追跡できることを意味しています。
HD 56414 b: A 型星をトランジットする暖かい海王星
| Title |
HD_56414_b:_A_Warm_Neptune_Transiting_an_A-type_Star |
| Authors |
Steven_Giacalone,_Courtney_D._Dressing,_Antonio_Garc\'ia_Mu\~noz,_Matthew_J._Hooton,_Keivan_G._Stassun,_Samuel_N._Quinn,_George_Zhou,_Carl_Ziegler,_Roland_Vanderspek,_David_W._Latham,_Sara_Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_C\'esar_Brice\~no,_Chelsea_X._Huang,_David_R._Rodriguez,_Avi_Shporer,_Andrew_W._Mann,_David_Watanabe,_Bill_Wohler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06396 |
TESSデータでの発見とHD56414b(別名TOI-1228b)、海王星サイズ($R_{\rmp}=3.71\pm0.20\,R_\oplus$)の惑星の検証を報告します。TESS南方連続観測帯にある若い(Age=$420\pm140$Myr)A型星を通過する日の軌道周期。HD56414は、既知の亜木星惑星をホストする最もホットな星($T_{\rmeff}=8500\pm150\,{\rmK}$)の1つです。HD56414bは、惑星半径内の熱い海王星砂漠の境界上にあり、ボロメータ日射フラックス空間であり、惑星が質量損失を経験している可能性があることを示唆しています。これを調査するために、A型星の高い近紫外連続体放出を組み込んだ光蒸発モデルを適用します。その質量が$\ge8\,M_\oplus$の場合、A型星の典型的な1Gyrの主系列寿命にわたって、惑星はその大気のほとんどを保持できることがわかりました。私たちのモデルはまた、質量$<14\,M_\oplus$を持つ海王星に近いサイズの惑星は、1Gyr以上の全大気ストリッピングの影響を受けやすいと予測しており、FGKMタイプの星の周りで以前に観測された熱い海王星の砂漠を示唆しています。、おそらくA型星にまで及んでいます。
宇宙の正午における典型的な矮小銀河の直接法による酸素量
| Title |
The_Direct-Method_Oxygen_Abundance_of_Typical_Dwarf_Galaxies_at_Cosmic_High-Noon |
| Authors |
Timothy_Gburek_(1),_Brian_Siana_(1),_Anahita_Alavi_(2),_Najmeh_Emami_(3),_Johan_Richard_(4),_William_R._Freeman_(1),_Daniel_P._Stark_(5),_Christopher_Snapp-Kolas_(1)_((1)_University_of_California-Riverside,_(2)_IPAC-Caltech,_(3)_University_of_Minnesota-Twin_Cities,_(4)_CRAL-Lyon,_(5)_Steward_Observatory-University_of_Arizona) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05976 |
$1.7\lesssimz\lesssim2.6$($z_{\rm{mean}}=2.30$)にある16の典型的な重力レンズ効果のある星形成矮小銀河のKeck/MOSFIRE静止光学合成スペクトルを提示します。、すべて輝線強度とは無関係に選択されます。これらの銀河の恒星質量の中央値はlog($M_\ast$/$\rm{M_\odot}$)$_{\rm{med}}$=8.29で、星形成率の中央値は$\rm{SFR_{H\alpha}^{med}=2.25\M_\odot\年^{-1}}$.ブートストラップされた（統計のみの）不確実性スペクトルを考慮すると、電子温度に敏感な[OIII]$\lambda$4363輝線が$2.5\sigma$($4.1\sigma$)有意に測定されます。これにより、$12+\log(\rm{O/H})_{\rm{direct}}=7.87^{+0.24}_{-0.22}$($0.15^{+0.11}の直接法の酸素存在量が得られます。_{-0.06}\\rm{Z_\odot}$)。arXiv:1805.0822(4)のローカル参照キャリブレーションが($\lesssim0.15$dex)私たちのコンポジット一定のストロングライン比率での金属量。$M_\ast$を固定すると、この複合体はarXiv:1907.0001(3)の$z\sim2.3$直接法星質量$\,-\,$気相金属量関係(MZR)によってよく表されます。IllustrisTNGおよびFIREシミュレーションから予測されたMZRと比較すると、FIREMZRとの優れた一致が見られます。私たちの複合材料は、局所的に定義された基本的な金属量関係の固定$M_\ast$およびSFRで、金属量の進化がないことと一致しています。ダブレット比[OII]$\lambda$3729/[OII]$\lambda3726=1.56\pm0.32$($1.51\pm0.12$)と対応する電子密度$n_e=1^{+152}_を測定します。{-0}\\rm{cm^{-3}}$($n_e=1^{+49}_{-0}\\rm{cm^{-3}}$)-のみ)エラースペクトル。この結果は、$z\sim2$において、低質量銀河は高質量銀河よりも密度が低いことを示唆しています。
FIREシミュレーションによる天の川銀河周辺の伴銀河の軌道力学と歴史
| Title |
Orbital_dynamics_and_histories_of_satellite_galaxies_around_Milky_Way-mass_galaxies_in_the_FIRE_simulations |
| Authors |
Isaiah_B._Santistevan,_Andrew_Wetzel,_Erik_Tollerud,_Robyn_E._Sanderson,_Jenna_Samuel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05977 |
衛星銀河の軌道は、その歴史に関する豊富な情報をエンコードしています。FIRE-2宇宙論的シミュレーションを使用して、天の川(MW)質量ホスト銀河周辺の衛星銀河の軌道ダイナミクスと歴史を調査します。これは、以前の研究が示したように、観測と広く一致する衛星質量関数と空間分布を生成します。最初に、全速度、特定の角運動量、および特定の全エネルギーを含む、z=0での軌道ダイナミクスの傾向を調べます。これらの軌道特性は、主にMW質量ハローへの落下時間によって決まります。次に、ホストハローへの最初の落下の遡及時間と、近心距離、時間、およびカウントに焦点を当てて、軌道履歴を調べます。Mstarが10^7Msun未満の銀河の約37%は、低質量グループ(通常は~2.7Gyr)の衛星として「前処理」されてから、MW質量ハローに分類されました。z=0にあるすべての衛星の半分は、そのMW質量ホストについて複数の周辺中心を経験しました。驚くべきことに、これらの衛星のほとんど(67%)では、それらの最新の近心は最小近心ではありませんでした。最小近心は通常、約40%小さく、約6Gyr早く発生しました。成長する近心を持つこれらの衛星には、複数の起源があるように見えます。約半分では、特定の角運動量が時間の経過とともに徐々に増加しましたが、残りの半分では、最初のアポセンター付近で最も急速に増加しました。ハローの可能性と外側のハローの動的摂動により、これらの衛星の周辺中心が成長しました。私たちの結果は、理想化された静的軌道モデリングの限界を強調しています。
超音速プロジェクト: SIGO の初期の進化経路
| Title |
The_Supersonic_Project:_The_Early_Evolutionary_Path_of_SIGOs |
| Authors |
William_Lake,_Smadar_Naoz,_Blakesley_Burkhart,_Federico_Marinacci,_Mark_Vogelsberger,_Gen_Chiaki,_Yeou_S._Chiou,_Naoki_Yoshida,_Yurina_Nakazato,_and_Claire_E._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05987 |
超音速誘起ガス天体(SIGO)は、球状星団の潜在的な形成経路として注目を集めている初期宇宙天体のクラスです。SIGOは、構造と進化を特徴付ける鍵となる分子水素冷却の文脈で研究され始めたのはごく最近のことです。分子冷却を伴うSIGOの集団レベルの特性を研究することは、崩壊と星形成の可能性を理解する上で重要であり、SIGOが現在の時代まで生き残ることができるかどうかを検討する上で重要です。ここでは、数値解析と解析解析を組み合わせて、星を形成する前のSIGOの進化を調べます。たとえば、分子冷却の存在下での人口レベルでのSIGOの進化に重要なさまざまなタイムスケールを研究しています。SIGOの崩壊の臨界密度に関する以前の定式化を修正することで、SIGOの拡張性が崩壊の阻害要因として作用する傾向があることを示すことができます。シミュレートされたSIGOは、それらを分散させる傾向がある人工的な2体緩和効果によって制限されることがわかります。これは、解像度が限られているためです。自然界のSIGOは、シミュレーションよりも寿命が長いと予想されます。さらに、SIGOが近くのダークマターハローに落ち、球状星団のようなシステムを生成する可能性があるフォールバックタイムスケールは、多くの場合、それらの冷却タイムスケールおよび重力によって収縮する崩壊タイムスケールよりも長くなります。したがって、一部のSIGOは、金属線の冷却を考慮しなくても、最初は臨界密度を超えることができなかったにもかかわらず、ハローの外側で冷却して崩壊する時間があります。この分析から、SIGOは宇宙の無視できないストリーム速度パッチでハローの外側に星を形成するはずであると結論付けています。
銀河の渦巻き腕、バー、集中、およびクエンチングに対する環境の影響
YuとHo(2020)は、近くにある4378個の渦巻銀河とS0銀河のサンプルについて、SloanDigitalSkySurvey画像のフーリエ解析を使用して、渦巻腕の強度と腕のピッチ角が中心集中度と逆相関していることを示しました。現在の研究では、YuとHo(2020)のスパイラルアームパラメータの傾向を、環境と特定の星形成率(sSFR)で検索します。似たような濃度の銀河を比較すると、銀河団と渦巻銀河の腕の強さやピッチ角に大きな違いは見られません。濃度の違いを考慮に入れると、フィールドスパイラルと比較してクラスタースパイラルのパラメーターf3に大きな違いは見られません。ここで、f3は正規化されたm=3フーリエ振幅です。集中力を一定に保つと、腕の強さとピッチ角の両方がsSFRと相関しますが、f3は相関しません。これらの関係は、デイビスらによる提案をサポートしています。(2015)ピッチ角、バルジ恒星質量、およびガス表面密度を含むらせん構造の「基本平面」。これらの結果を、銀河における渦巻き腕の生成と消滅の理論の観点から議論します。GalaxyZooに基づく以前の研究との比較を支援するために、YuとHo(2020)のパラメーターが、GalaxyZooによって測定された同様のパラメーターとどのように関連しているかを調べます(つまり、f3とアームの数、ピッチ角と巻き取りパラメーター、集中力とバルジクラス）。
UVIT を使用して NGC 628 の経年変化を理解する
| Title |
Understanding_the_secular_evolution_of_NGC_628_using_UVIT |
| Authors |
K._Ujjwal,_Sreeja_S._Kartha,_Smitha_Subramanian,_Koshy_George,_Robin_Thomas_and_Blesson_Mathew |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05999 |
恒星形成速度の調節、ひいては銀河の進化には、永年および環境の影響が重要な役割を果たしています。UVフラックスは銀河の星形成の直接的なトレーサーであるため、ASTROSATに搭載された紫外イメージング望遠鏡(UVIT)を使用すると、銀河の星形成領域をその驚くべき空間分解能で特徴付けることができます。この研究では、局所宇宙の渦巻銀河であるNGC628の永年進化に焦点を当てています。UVITの分解能を利用して、NGC628の最大$\sim$63pcを分解し、星形成領域の識別と特徴付けを行います。ProFoundを使用してNGC628のUVITFUV画像で300の星形成領域を識別し、識別された領域はStarburst99モデルを使用して特徴付けられます。銀河全体の星形成領域の年齢と質量分布は、円盤の裏返しの成長をサポートしています。NGC628の2つの腕の間で星形成特性に有意な差がないことがわかりました。また、異なる年齢の星形成領域の方位オフセットも定量化します。年齢勾配が見つからないため、渦状の密度波はNGC628の渦状腕の形成シナリオではない可能性があることを示唆しています。速度密度($0.23M_{\odot}yr^{-1}kpc^{-2}$)は、渦状腕や銀河の残りの部分の他の星形成領域と比較して.
勾配法による磁場の追跡: 空間フィルタリングと干渉計の使用
| Title |
Tracing_Magnetic_Fields_with_the_Gradient_Technique:_Spatial_Filtering_and_Use_of_Interferometers |
| Authors |
Yue_Hu,_Alex_Lazarian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06074 |
天体物理環境における磁場の探査は重要ですが、挑戦的です。勾配法(GT)は、MHD乱流と乱流磁気リコネクションの特性に根ざした、磁場を追跡するための新しいツールです。この作業では、低空間周波数が削除されたときに、放射光と分光データから得られた複数の勾配のパフォーマンスを研究します。MHDシミュレーションから得られた合成観測を使用して、低空間周波数がない場合に磁場をトレースするGTの精度が向上することを実証します。GALFA-HIサーベイから選択した拡散中性水素領域に低空間周波数フィルターを適用します。GTから推定された磁場とPlanck353GHz偏波測定値との間の整列の増加を報告します。シングルディッシュ観測とは無関係に干渉データを使用すると、GTで磁場を正確に追跡する独自の方法が提供されることを確認します。
すざくとチャンドラの共同観測で測定された近くの銀河群の周辺における化学的存在量
| Title |
Chemical_abundances_in_the_outskirts_of_nearby_galaxy_groups_measured_with_joint_Suzaku_and_Chandra_observations |
| Authors |
Arnab_Sarkar,_Yuanyuan_Su,_Nhut_Truong,_Scott_Randall,_Fran\c{c}ois_Mernier,_Fabio_Gastaldello,_Veronica_Biffi,_and_Ralph_Kraft |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06085 |
MKW4、Antlia、RXJ1159+5531、およびESO3060170の4つの近くの銀河グループのディープスザクと主にスナップショットチャンドラ観測の結果を報告します。それらのピーク温度は2～3keVを超えて変化し、ウイルスの半径に制約されたガス特性を持つ最小のシステムになります。彼らの群内培地(IGrM)の周辺(R$>$0.25R$_{200}$)におけるFeの平均存在量は$Z_{\rmFe}=0.309\pm0.018$$Z_\odot$で、$自由度12に対して\chi^2$=14であり、これは非常に均一であり、大規模な銀河団のそれと著しく類似しており、IllustrisTNG宇宙論シミュレーションからの数値予測と完全に一致しています。私たちの結果は、銀河系が形成される前であっても、質量が1桁を超える初期の濃縮シナリオをサポートしています。R$_{200}$に統合すると、ICMで測定されたFe含有量と超新星の収量から予想されるものとの間に緊張関係が見え始めます。さらに、O、Mg、Si、S、およびNiの存在量を制限します。Feに対するこれらの元素の存在比は、IllustrisTNGからの予測(利用可能な場合)と一致しています。それらのIa型超新星の割合は、14%から21%の間で変化します。グループ周辺での純粋なコア崩壊超新星濃縮は除外できます。R$_{200}$以内のそれらの累積鉄質量対光比は、ペルセウス星団の半分であり、これは、銀河群が浅い重力ポテンシャル井戸のために濃縮ガスのすべてを保持していないことを意味するか、またはグループとクラスターは、星形成の歴史が異なる場合があります。
銀河NGC 3627の多相磁場
磁場は銀河の形成と進化に重要な役割を果たしますが、観測によってそれらを測定することは困難です。ここでは、超大型アレイ(VLA)で観測されたシンクロトロン偏光と、分光データを使用した速度勾配法(VGT)から測定されたセイファート銀河NGC3627の磁場方向を調べます。後者は、磁気流体力学(MHD)乱流の異方性を利用して磁場を調べます。PHANGS-ALMAおよびPHANGS-MUSEサーベイから得られたCO(2-1)およびH$\alpha$輝線に適用すると、偏極と世界的に一致する磁場の向きが明らかになります。VGT-COと偏極の一致は、シンクロトロン放射に関連する磁場が星形成領域にも浸透していることを示唆しています。VGT-H$\alpha$の測定値は、銀河の円盤とハローに浸透する暖かい電離媒体の磁場を明らかにするため、分極との一致度が低くなります。シンクロトロン偏光によって測定された顕著な放射状磁場が、渦巻き腕から銀河バーへの遷移領域に現れることがわかりますが、そのような形態は、VGT-COおよびVGT-H$\alpha$測定磁場ではあまり明らかではありません。半径方向の磁場は、磁気トルクが軌道を回るガスの角運動量を除去するのに重要であることを示唆しています。ダスト偏極、VGT-CO、およびシンクロトロン偏極から推定される磁場は、東アームで異なることがわかります。この違いは、3つの測定値がそれぞれ、衝突前、衝突前と衝突後の混合物、および衝突後の流れに関連する磁場をトレースしているという事実から生じると解釈されます。
銀河内回転曲線に対する磁場の影響
過去数十年の間に、磁場が銀河の回転曲線に影響を与える可能性があることを指摘する研究がいくつかありました。しかし、暗黒物質やバリオン成分の影響に比べると影響は小さい。この手紙では、銀河の回転曲線に対する磁場の影響を再検討します。銀河の内側の回転曲線が磁場によって大きく影響を受ける可能性があることを示しています。内側回転曲線データを説明するために以前に提案された内側バルジ成分の追加は必要ありません。磁場の寄与は、銀河中心から5pcから50pcの間の内部回転速度の過剰を完全に説明できます。私たちの分析では、中心の規則的な磁場強度の方位角成分を$B_0\sim50-60$$\mu$Gに制限することもできます。これは、観測された範囲と一致しています。
吸収、散乱、誘導放出をシミュレートする明示的な吸収を伴うモンテカルロ放射伝達
| Title |
Monte_Carlo_radiative_transfer_with_explicit_absorption_to_simulate_absorption,_scattering,_and_stimulated_emission |
| Authors |
Maarten_Baes,_Peter_Camps,_Kosei_Matsumoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06137 |
コンテキスト:モンテカルロ法は、特に一般的な3Dジオメトリで、放射伝達問題を解決するためにおそらく最も広く使用されているアプローチです。放出、吸収、および散乱の物理プロセスは、モンテカルロフレームワークに簡単に組み込まれます。ただし、正味の誘導放出、または負の断面を持つ吸収は、この方法には適合しません。目的:モンテカルロ放射伝達における標準的な光子パケットのライフサイクルの変更を調査します。これにより、一般性や効率を失うことなく正味の誘導放出を処理できます。方法:正味の誘導放出を効率的に処理できる明示的な吸収法を提示します。これは、光子パケットのパスに沿った吸光光学深度ではなく散乱を使用して、次の相互作用位置をランダムに選択し、吸収の決定論的な別の処理を提供します。この手法を2ストリーム1D放射伝達問題用の専用モンテカルロコードとフル機能の3DコードSKIRTに実装し、定量的統計テストを使用して全体的なパフォーマンスを調べました。結果:私たちの専用コードは、強力な正味誘導放出の1つを含む、すべての体制で2ストリーム問題の解析解を回復することができます。SKIRTでの実装は簡単です。明示的な吸収手法は、既に組み込まれている分散削減および加速手法と簡単に組み合わせることができます。一般に、明示的吸収は、正味吸収の領域でのモンテカルロルーチンの効率を向上させる傾向があります。結論:明示的な吸収により、モンテカルロ放射伝達における正味の誘導放出の処理が可能になり、...(要約)とスムーズにインターフェースします。
ジェイムズ ウェッブ宇宙望遠鏡で $z \geq 5$ にある銀河の主系列を解明: シミュレーションからの予測
| Title |
Unveiling_the_main_sequence_of_galaxies_at_$z_\geq_5$_with_the_James_Webb_Space_Telescope:_predictions_from_simulations |
| Authors |
Jordan_C._J._D'Silva,_Claudia_D._P._Lagos,_Luke_J._M._Davies,_Christopher_C._Lovell,_Aswin_P._Vijayan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06180 |
2つの独立した宇宙論的銀河形成シミュレーション、流体力学シミュレーションであるFLARESと半解析モデルであるSHARKを使用して、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)が星の存在とパラメーターをどの程度明らかにできるかを調べます。$z=5\to10$での主系列(SFS)の形成、つまり形状、散乱、正規化。2つの独立したシミュレーションを使用することで、銀河形成の物理学の実装にロバストな、または実装に大きく依存する予測(星の質量、星形成率、SFR、光度関数など)を分離することができます。両方のシミュレーションは、JWSTが${z\sim10}$まで($\approx10^{8.3}\,\rmM_{\odot}$の恒星質量および$のSFRまで)のすべての本質的に明るい銀河を観測できると予測しています\approx1\,\rmM_{\odot}\,yr^{-1}$)中程度の積分時間。したがって、JWSTは、現在提案されている調査地域(たとえばWebbCOSMOS$0.7\,\rmdeg^2$)を考慮して、SFSのパラメーターを正確に制約することができます。どちらのシミュレーションも、定性的に類似した星の質量とSFRの分布を予測していますが、重要な量的な違いがあります。FLARESでのブラックホールの成長($z\approx8$)の結果としてのクエンチングの早期開始。銀河から観測された光に対する化学濃縮の影響（FLARESは、SHARKと比較してはるかに少ないダスト減衰を予測しており、これはSHARKの迅速な金属濃縮に起因すると考えられます）。JWSTの観測により、これらのモデルを区別できるようになり、最初の銀河の形成に関する理解が大幅に改善されます。
JWST/MIRI 7.7 ミクロンの性質の初見 SMACS 0723 からの情報源
| Title |
A_First_Look_into_the_Nature_of_JWST/MIRI_7.7_micron_Sources_from_SMACS_0723 |
| Authors |
Edoardo_Iani,_Karina_I._Caputi,_Pierluigi_Rinaldi_and_Vasily_Kokorev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06364 |
これまで、中赤外線波長(>5ミクロン)での銀河外宇宙に関する私たちの知識は、まれな活動銀河核(AGN)とz~2までの明るい通常の銀河に限られていました。中赤外装置(MIRI)を備えたJWSTの出現は、高z宇宙を調査するための競争力のある波長ドメインとしての中赤外領域の能力に革命をもたらすと予想されます。この作業では、レンズクラスターフィールドSMACS0723から>3シグマの有意性で選択されたJWSTMIRI7.7ミクロンソースの性質の最初の研究を提示します。これらすべてのソースの測光赤方偏移と派生物理パラメーターを取得します。この7.7ミクロンの銀河サンプルは、zphot~6.8までの通常の銀河のみでほぼ独占的に構成されており、zphot=7.2にAGNがあることがわかります。私たちの銀河の大部分は[3.6]-[7.7]<0の色を持ち、SEDフィッティングに高いダスト減衰値(A_V=3-4)を必要とする銀河はほとんどありません。結果として得られるレンズ補正された星の質量は、10^7-10^{11}Msunの範囲に及びます。全体として、私たちの結果は、深いフィールドの最初のMIRI7.7ミクロン観測が高赤方偏移宇宙を調べるのにすでに有用であることを明確に示しており、利用可能になるより深い7.7ミクロン観測が初めて、エポックを開くことを示唆しています。中赤外波長での再イオン化。
非標準ニュートリノ自己相互作用は、超新星コア内でニュートリノフレーバー等分配を引き起こす可能性があります
| Title |
Non-Standard_Neutrino_Self-Interactions_Can_Cause_Neutrino_Flavor_Equipartition_Inside_the_Supernova_Core |
| Authors |
Sajad_Abbar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06023 |
非標準的なニュートリノの自己相互作用が、コア崩壊超新星で予想されるような、高密度のニュートリノガスの全体的なフレーバーの均等分配につながる可能性があることを示しています。マルチアングルシナリオでのこの現象のこの最初の調査では、そのようなフレーバーの等分配が非常に短いスケールで発生する可能性があることを示しています。したがって、新しく形成された原始中性子星の物理学に大きな影響を与える可能性があります。コア崩壊超新星。私たちの調査結果は、将来の銀河コア崩壊超新星が、非標準ニュートリノの自己相互作用を、標準モデルの項よりも何桁も小さい場合でも、かなり詳しく調べることができることを示唆しています。
| Title |
A_supercritical_accretion_disk_with_radiation-driven_outflows |
| Authors |
Xinwu_Cao_(1),_Wei-Min_Gu_(2),_(1._Zhejiang_Univ.,_2._Xiamen_Univ.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06088 |
ブラックホール(BH)重力の垂直成分が放射力に抵抗できない場合、必然的に円盤からの流出が発生します。ディスク内の垂直方向のガス運動の動的方程式を解くことにより、流出における質量損失率を導き出します。超臨界降着円盤の構造は、半径方向のエネルギー移流を含めて計算されます。円盤がその外縁で中程度のエディントンスケールの速度($\sim100$まで)で降着している場合、つまり、ごく一部のガスのみがBHによって降着している場合、ほとんどの流入ガスは流出に追い込まれることがわかります。これはいくつかのエディントン光度で放射していますが、非常に高い降着率の場合は約10に達します($\dot{m}\equiv\dot{M}/\dot{M}_{\rmEdd}\sim1000$)。.通常のスリムな円盤と比較すると、円盤の光度は流出時の質量損失により大幅に抑制されます。このモデルを潮汐破壊イベント(TDE)の光度曲線に適用すると、典型的な降着率$\dot{m}\proptot^{-5/3}$は円盤の外縁にあると仮定され、これは一部のTDEで観察された光度曲線と定性的に一致しており、TDEで観察されたエネルギー不足現象を理解するのに役立ちます。超大質量BHを取り囲む超臨界降着円盤からの強い流出は、ホスト銀河で重要な役割を果たしている可能性があり、これは機械的フィードバックモデルの成分として捉えることができます。超大質量BHの成長に対する結果の意味についても説明します。
PSR J0554+3107 の XMM-Newton 観測: 冷却中の大質量中性子星からのパルス熱放射
| Title |
XMM-Newton_observations_of_PSR_J0554+3107:_pulsing_thermal_emission_from_a_cooling_high-mass_neutron_star |
| Authors |
A._S._Tanashkin,_A._V._Karpova,_A._Y._Potekhin,_Y._A._Shibanov,_D._A._Zyuzin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06160 |
中年の電波の静かな$\gamma$線パルサーJ0554+3107のXMM-Newton観測により、パルサー周期を伴う脈動を検出することにより、X線で初めてそれを確実に識別することができました。0.2～2keV帯域では、パルスプロファイルは、回転位相の約半分によって分離された2つのピークを示し、パルス部分は$25\pm6$パーセントです。このバンドのプロファイルとスペクトルは、主に水素雰囲気を伴う中性子星からの熱放射、$\sim10^{13}$Gの双極子磁場、および不均一な表面温度によって説明できます。パルサー磁気圏からの非熱放射は、より高い光子エネルギーでかろうじて検出されます。大気+パワーの法則モデルとのスペクトル適合は、J0554+3107が質量1.6-2.1$M_\odot$、半径$\approx13$km、有効温度が赤方偏移したかなり重くて冷たい中性子星であることを意味します。$\approx50$eVのスペクトルは$\approx350$eVに未知の性質の吸収線を示しています。消光距離関係を考えると、パルサーは$\approx2$kpcに位置し、赤方偏移されたボロメトリック熱光度は$\approx2\times10^{32}$ergs$^{-1}$になります。星内部の超高密度物質のもっともらしい状態方程式、熱を覆うエンベロープのさまざまな組成、およびさまざまな年齢を考慮して、J0554+3107の冷却シナリオについて説明します。
軸外ガンマ線バースト残光を伴うトランス相対論的衝撃における粒子加速の探査
| Title |
Probing_particle_acceleration_at_trans-relativistic_shocks_with_off-axis_gamma-ray_burst_afterglows |
| Authors |
Kazuya_Takahashi,_Kunihito_Ioka,_Yutaka_Ohira,_Hendrik_J._van_Eerten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06274 |
粒子の加速は、相対論的衝撃と非相対論的無衝突衝撃の間で異なると予想されます。重力波(GW)に対応する電磁場であるガンマ線バースト(GRB)残光は、加速された電子分布の超相対論的進化を観察するための理想的なターゲットであることを示します。-光線観測。相対論的スペクトル勾配は、光度曲線のピーク時間付近で急激に変化し始め、ピーク時間の約10倍で非相対論的限界に近づくことがわかります。残光放射光スペクトルの超相対論的進化は、誤差範囲内でGRB170817Aの観測と一致しており、より密度の高い環境のGWホライズン$\sim200$Mpcでの同様の、しかしより遠いイベントで測定可能です。このようなイベントは、GRB170817Aのような軸外の短いGRBの10～50パーセントの割合を表すと大まかに見積もっています。また、光度曲線が互いに類似している場合、スペクトルの進化はジェット構造に依存しないこともわかります。
| Title |
The_Influence_of_Beta_Decay_Rates_on_r-Process_Observables |
| Authors |
Kelsey_A._Lund,_J._Engel,_G.C._McLaughlin,_M.R._Mumpower,_E.M._Ney,_and_R._Surman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06373 |
急速中性子捕獲プロセス(rプロセス)は、鉄よりも重い元素が合成される主なメカニズムの1つであり、アクチニドの自然生成に完全に関与しています。キロノバ放出は、主にrプロセスを介して合成された種の放射性崩壊によって動力を与えられているとモデル化されています。rプロセスが核の安定性から遠く離れて発生することを考えると、測定されていないベータ崩壊率は、rプロセスの時間スケールを設定する上で重要な役割を果たします。さまざまな理論上のグローバルなベータ崩壊の説明に対するキロノバモデリングの感度をよりよく理解するために、これらを元素合成計算に組み込みます。これらの計算の結果を比較し、キロノバ核エネルギー生成と光度曲線予測の違い、および最終的な存在量と核宇宙クロノメトリーへの影響を強調します。ベータ崩壊率の違いが、日単位の時間スケールでの核加熱の増加の原因であり、合体後1～10日の間に平均放射光度が大幅に増加するシナリオを調査します。測定されたものと測定されていないものの両方の主要な核を特定し、その減衰率は、光度曲線の進化に関与するタイムスケールでの核加熱生成に直接影響を与えます。また、ベータ崩壊率の不確実性が宇宙クロノメトリーからの年齢推定に大きく影響することもわかりました。
OWL-Moon: 月からの非常に高解像度の分光偏光干渉計とイメージング: 太陽系外惑星から宇宙論へ
| Title |
OWL-Moon:_Very_high_resolution_spectropolarimetric_interferometry_and_imaging_from_the_Moon:_exoplanets_to_cosmology |
| Authors |
Jean_Schneider,_Joseph_Silk_and_Farrokh_Vakili |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05971 |
月の表面に位置する口径50～100mの望遠鏡であるOWL-Moonの概念を概説し、天文学の3つの主要な領域、すなわち居住可能な系外惑星でのバイオシグネチャーの検出、系外惑星の地球物理学、および宇宙論に対処します。このような大型の月望遠鏡は、大型の地球ベースの望遠鏡と組み合わせると、強度干渉測定が可能になり、ピコアーク秒の角度分解能につながります。これは、天文学の多くの分野に応用できるものであり、月への帰還に対する宇宙機関の新たな関心を考慮するとタイムリーです。
スペクトル相互相関技術のための天体写真ソリューション
| Title |
Astrophotonic_Solutions_for_Spectral_Cross-Correlation_Techniques |
| Authors |
Suresh_Sivanandam_(1),_Ross_Cheriton_(2),_Polina_Zavyalova_(1),_Peter_R._Herman_(1),_Emily_Deibert_(1),_Erin_Tonita_(2,3),_Volodymyr_Artyshchuk_(2,4),_Ernst_de_Mooij_(5),_Siegfried_Janz_(2),_and_Adam_Densmore_(2)_((1)_University_of_Toronto,_(2)_National_Research_Council_of_Canada,_(3)_University_of_Ottawa,_(4)_Carlton_University,_and_(5)_Queen's_University_Belfast) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05983 |
フォトニックデバイスを使用して、テンプレートスペクトルとのスペクトル相互相関を完全にオンデバイスで実行できる、従来の分光法への新しいアプローチを開発しました。慎重に設計され、変調された透過スペクトルを備えたフォトニックデバイスを作成することにより、分散を必要とせずに相互相関を光学的に実行できるため、機器が大幅に簡素化され、コストが削減されます。測定された相関ラグは、特定の天体物理オブジェクト内の原子/分子種を検出し、半径速度を決定するために使用できます。シリコンとファイバーベースのフォトニクスという、異なるフォトニクスプラットフォームを使用する現在開発中の2つの設計アプローチの概要を紹介します。シリコンフォトニックアプローチは、相互相関を実行するために熱光学的に変調できるリング共振器を利用します。ファイバーアプローチでは、歪み変調可能な透過スペクトルを備えたカスタマイズされたファイバーブラッググレーティング(FBG)を使用します。どちらのアプローチも実験室で分子ガスを検出することができており、現在、空でのテストを行っています。最後に、これらのタイプのデバイスの将来について説明します。これらのデバイスのシンプルさは、恒星のRV測定と系外惑星の検出を必要とする科学プログラムに大きく貢献できる、低コストで専用のマルチオブジェクトまたは統合フィールド分光計を開発する可能性を開くからです。.
シモンズ天文台の焦点面モジュール: バイアスステップ測定による検出器の再バイアス
| Title |
Simons_Observatory_Focal-Plane_Module:_Detector_Re-biasing_With_Bias-step_Measurements |
| Authors |
Yuhan_Wang,_Tanay_Bhandarkar,_Steve_K._Choi,_Kevin_T._Crowley,_Shannon_M._Duff,_Daniel_Dutcher,_John_Groh,_Kathleen_Harrington,_Erin_Healy,_Bradley_Johnson,_Jack_Lashner,_Yaqiong_Li,_Max_Silva-Feaver,_Rita_Sonka,_Suzanne_T._Staggs,_Samantha_Walker,_and_Kaiwen_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05997 |
シモンズ天文台は、チリのアタカマ砂漠の標高5200mにある3つの0.5mの小口径望遠鏡と1つの6mの大口径望遠鏡で構成される地上ベースの宇宙マイクロ波背景調査実験です。SOは、30/40GHzの低周波(LF)、90/150GHzの中周波(MF)、および220/280をカバーする4つの望遠鏡のスイート全体で、49の個別の焦点面モジュールに60,000の遷移端センサー(TES)ボロメーターを展開します。GHz超高周波(UHF)。各MFおよびUHFフォーカルプレーンモジュールパッケージには、検出器に電圧バイアスを提供する12の検出器バイアスラインにまたがる1720個の光検出器が含まれています。観測中、検出器はさまざまな大気放出の影響を受けるため、それに応じて再バイアスする必要があります。再バイアス処理には、TES抵抗や応答性などの検出器の特性を迅速に測定することが含まれます。その結果に基づいて、1つのバイアスライン内の検出器が適切な電圧でバイアスされます。ここでは、バイアスステップ測定の結果を使用して、モジュール内の検出器を再バイアスする手法について説明します。
FFT ベースの大気相スクリーン シミュレーションの正確な補償器としてのガウス位相自己相関
| Title |
Gaussian_phase_autocorrelation_as_an_accurate_compensator_for_FFT-based_atmospheric_phase_screen_simulations |
| Authors |
Sorabh_Chhabra,_Jyotirmay_Paul,_A._N._Ramaprakash,_Avinash_Surendran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06060 |
大気乱流の挙動を正確にシミュレートすることは常に困難です。よく知られているFFTベースの方法では、低周波数と高周波数の両方の動作を正しく予測できません。サブハーモニック補償は低周波補正に役立ちますが、すべての画面サイズと外側スケールパラメータの比率(G/$L_0$)の問題を解決するわけではありません。FFTベースのシミュレーションでは、比較的大きな画面サイズと外部スケールパラメータの比率(G/$L_0$)の場合にのみ正確な結果が得られます。この作業では、ガウス位相自己相関行列を導入して、修正されたサブハーモニクス補償を適用した後、あらゆる種類の残留誤差を補償しました。これにより、高域でのアンダーサンプリング、低域でのサブハーモニクス加算のサンプリング・重みの不均等、パッチ正規化係数などの問題を解決しました。私たちのアプローチは、理論的予測に関して、シミュレーションの位相構造関数の最大誤差を1.8\%(G/$L_0$=1/1000)以内に減らします。
電波天文学教育用の 21 cm 水素線実験用の Bose Horn Antenna Radio Telescope (BHARAT) 設計
| Title |
A_Bose_Horn_Antenna_Radio_Telescope_(BHARAT)_design_for_21_cm_hydrogen_line_experiments_for_radio_astronomy_teaching |
| Authors |
Ashish_A._Mhaske,_Joydeep_Bagchi,_Bhal_Chandra_Joshi,_Joe_Jacob,_and_Paul_K._T |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06070 |
私たちは、銀河系からの21cmの水素線放出を検出するために、ボーズホーンアンテナ電波望遠鏡(BHARAT)という名前の低コストの電波望遠鏡システムを設計しました。このシステムは、インドの天文学および天体物理学のための大学間センター(IUCAA)の電波物理研究所(RPL)で、実験室でのセッションおよび学生と教師のトレーニングに使用されています。また、いくつかの大学や専門学校の実験室カリキュラムの一部でもあります。ここでは、電波望遠鏡として使用される、非常に効率的で、構築が容易で、費用対効果の高いデュアルモード円錐ホーンの設計を紹介し、キャリブレーション手順について説明します。また、学部または大学院プログラムの実験室カリキュラムにこの実験を簡単に組み込むことができるように、望遠鏡を使用して取得したモデル観測データをいくつか提示します。アンテナの名前は、電波科学のパイオニアであり、世界的に有名な科学者に影響を与えた傑出した教師であるアチャリヤジャガディシュチャンドラボースにちなんで名付けられました。
| Title |
The_LSST_era_of_supermassive_black_holes_accretion-disk_reverberation_mapping |
| Authors |
Andjelka_B._Kovacevic,_Viktor_Radovic,_Dragana_Ilic,_Luka_C._Popovic,_Roberto_J._Assef,_Paula_Sanchez-Saez,_Robert_Nikutta,_Claudia_M._Raiteri,_Ilsang_Yoon,_Yasaman_Homayouni,_Yan-Rong_Li,_Neven_Caplar,_Bozena_Czerny,_Swayamtrupta_Panda,_Claudio_Ricci,_Isidora_Jankov,_Hermine_Landt,_Christian_Wolf,_Jelena_Kovacevic-Dojcinovic,_Masa_Lakicevic,_Djor{\dj}e_Savic,_Oliver_Vince,_Sasa_Simic,_Iva_Cvorovic-Hajdinjak,_Sladjana_Marceta-Mandic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06203 |
VeraC.RubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTime(LSST)は、典型的な降着円盤(AD)のサイズが数光日である活発に降着する超大質量ブラックホールの前例のない大規模なサンプルを検出します。これにより、バンド間連続体遅延を使用した活動銀河核(AGN)のADサイズの残響マッピング(RM)測定における課題に直面することになります。メトリックAGNTimeLagMetricを使用して、ADRMに対するLSSTケイデンス戦略の効果を調べます。赤方偏移、ケイデンス、マグニチュードリミット、およびダスト絶滅のマグニチュード補正を説明します。さまざまなLSSTケイデンス戦略でメトリックを実行して、LSST測光RM測定のパフォーマンス推定のアトラスを作成します。メトリクスの機能を使用して、0<z<7内でADタイムラグを計算できるクエーサーの推定数の上限を提供します。このようなオブジェクトの総数は、調査の平均サンプリングレートが減少するにつれて増加すると予測しています。ADタイムラグの測定値は、任意のフィルターの各深層掘削フィールド(DDF、10平方度)で1000を超えるソースに対して予想され、これらのソースの赤方偏移分布はz~1でピークに達します。LSSTDDFで提案されているように、良好なリズム(約5日)と長い累積シーズン(約9年)を持つLSST観測戦略が、ADサイズ測定に適していることがわかります。最も適したDDFケイデンスの合成LSSTライトカーブを作成し、RMタイムラグを決定して、提案されたメトリックに基づいて最適なケイデンスの影響を示します。
{\mu} 仕様の統合型分光計の光学的特性評価とテストベッドの開発
| Title |
Optical_Characterization_&_Testbed_Development_for_{\mu}-Spec_Integrated_Spectrometers |
| Authors |
Maryam_Rahmani,_Alyssa_Barlis,_Emily_M._Barrentine,_Ari_D._Brown,_Berhanu_T._Bulcha,_Giuseppe_Cataldo,_Jake_Connors,_Negar_Ehsan,_Thomas_M._Essinger-Hileman,_Henry_Grant,_c,_James_Hays-Wehle,_Wen-Ting_Hsieh,_Vilem_Mikula,_S._Harvey_Moseley,_Omid_Noroozian,_Trevor_R._Oxholm,_Manuel_A._Quijada,_Jessica_Patel,_Thomas_R._Stevenson,_Eric_R._Switzer,_Carole_Tucker,_Kongpop_U-Yen,_Carolyn_Volpert,_and_Edward_J._Wollack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06401 |
この論文では、専用の希釈冷凍機(DR)システムでu-Spec分光計を特徴付けるために開発された極低温光学テストベッドについて説明します。u-Specは、ローランド型グレーティング分光計に類似した遠赤外統合型分光計です。これは、ニオブマイクロストリップラインとアルミニウムのキネティックインダクタンス検出器(KID)を備えた単結晶シリコン基板を採用しています。解像度512の現在の設計は、EXCLAIM(ExperimentforCryogenicLargeApertureIntensityMapping)バルーンミッション用に製造されています。主要な分光計の性能と設計パラメータは、各チャネルの効率、NEP、チャネル間分離、スペクトル分解能、および周波数応答です。ここでは、光学特性評価施設の開発と設計、および初期のプロトタイプR=64デバイスを使用したその施設の予備検証について説明します。掃引フォトミキサラインソースを使用して、R=64デバイスの初期光学測定を実施し、説明しました。また、この新しいテストベッドでのEXCLAIMR=512u-Specデバイスの光学特性評価のテスト計画についても説明します。
DQスターに金属がありません。彼らの起源への説得力のある手がかり
白色矮星は重元素による外部汚染を頻繁に示しますが、本質的に炭素が豊富なDQスペクトルクラスのメンバーはこの現象を経験できず、数十年にわたる難問を表しています。この研究は、古典的なDQ白色矮星におけるCaIIの高解像度分光探索を報告しており、これらの星は、より広い人口と比較して、汚染頻度と重元素質量分率の両方で発育不全であることを発見しています。他の白色矮星スペクトルクラスと比較して、DQ星では平均外部降着率が少なくとも3桁低いことがわかっています。i)降着金属の明らかな欠如、ii)星周惑星物質の不足、iii)ポスト共通エンベロープ連星における進化していない伴星の観測された欠損、iv)比較的低いヘリウム質量分率を同時に説明する必要があるいくつかの仮説が検討されています。、および他のスペクトルクラスよりも小さく見える残留質量、v)強い磁気の高い発生率、およびvi)適度に古いディスクの運動学。これらすべての制約と一致する仮説は1つだけであり、DQ型白色矮星は、恒星構造と恒星周囲環境の両方を変化させた連星進化の子孫であることを示唆しています。連星の起源は、より暖かく、より大質量のDQ星についてすでに疑われており、ここでは、DQスペクトルクラス全体の潜在的な進化的統一において、コア炭素材料を露出させる包括的なメカニズムとして提案されています。この写真では、DQ星は、動的に活動する惑星系を一般的にホストするDAまたはDB白色矮星の子孫ではありません。
ループプロミネンスシステムからのトムソン散乱の観測
| Title |
Observations_of_Thomson_scattering_from_a_loop-prominence_system |
| Authors |
Juan_Carlos_Mart\'inez_Oliveros_and_Juan_Camilo_Guevara_G\'omez_and_Pascal_Saint-Hilaire_and_Hugh_Hudson_and_S\"am_Krucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06007 |
SolarDynamicsObservatoryのHelioseismicandMagneticImager(HMI)によってフルストークスパラメーターで観測された、X8.2フレアSOL2017-09-10に続くコロナ低層部の白色光構造の観測について説明します。これらのデータは、明るいループとその上の拡散発光領域の両方を示しています。ループは、高温のX線ループとコロナ雨の中間にある、古典的なループプロミネンスシステムの白色光の対応物として解釈します。ループの外側の拡散放射は直線偏光であり、冷却と再結合の前に見られる高温プラズマからのトムソン散乱に関して自然に解釈されます。HMIからの偏光データにより、この散乱の寄与をHMI疑似連続体測定から区別し、偏光源のコロナ質量を直接推定することができます。16:19~UTのスナップショットの場合、質量は$8\times10^{14}$~gと推定されます。さらに、このソースの体積充填率は1に近いと結論付けます。
500 Myr 古い散開星団 M37 の惑星状星雲
| Title |
The_Planetary_Nebula_in_the_500_Myr_old_Open_Cluster_M37 |
| Authors |
Vasiliki_Fragkou,_Quentin_A._Parker,_Albert_A._Zijlstra,_Roberto_Vazquez,_Laurence_Sabin_and_Jackeline_Suzett_Rechy-Garcia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06101 |
我々は、大型で進化した双極惑星状星雲と、その青色で白色矮星の中心星が、古い銀河の散開星団M37(NGC2099)のメンバーであることが確認されたことを報告します。これは、銀河の散開星団にある惑星状星雲の既知の3番目の例にすぎず、惑星状星雲を特定して研究する進行中のプログラム(散開星団の関連付け)によって発見されました。関連付けの高い信頼性は、ガイアから確認された中心星と星団星の一貫した動径速度と適切な運動に由来し、潮汐星団の境界内にある惑星状星雲の一致と位置を赤くしています。興味深いことに、銀河系の3つの例はすべて、バイポーラの形態とおそらくタイプIの化学的性質を持っており、どちらも高質量の前駆体の特徴です。この場合、原始星の質量は約2.8Msunの中間範囲にあります。これは、星団の白色矮星の推定値とは無関係に、重要な星の初期質量関係と最終質量関係に関する貴重な追加ポイントを提供し、サンプリングが不十分な質量領域のギャップにも入ります。この惑星状星雲はまた、これまでに決定された中で最大の運動学的年齢を持っているように見え、星団内に配置されている場合、可視性の寿命が長くなることを意味します。
ソーラー オービターに搭載された極端紫外線イメージャーによって観測された C1.4 太陽フレアのライマン $\alpha$ 放射
| Title |
The_Lyman-$\alpha$_Emission_in_a_C1.4_Solar_Flare_Observed_by_the_Extreme_Ultraviolet_Imager_aboard_Solar_Orbiter |
| Authors |
Ying_Li,_Qiao_Li,_De-Chao_Song,_Andrea_Francesco_Battaglia,_Hualin_Xiao,_S\"am_Krucker,_Udo_Sch\"uhle,_Hui_Li,_Weiqun_Gan,_M._D._Ding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06182 |
太陽フレア中の水素ライマン$\alpha$(H{\sci}Ly$\alpha$)放出は、空間分解画像で研究されることはほとんどなく、その物理的起源は完全には理解されていません。この論文では、ソーラーオービターに搭載された極端紫外線イメージャーからのC1.4太陽フレア（SOL2021-08-20T22:00）の新しいLy$\alpha$画像を、SolarTerrestrialRelationsObservatoryAheadとSolarDynamicsObservatory宇宙船。Ly$\alpha$放出は、1--8\AA\および5--7keVでの熱放出と良好な時間的相関を持っていることがわかりました。この小さなイベントで処理します。しかし、非熱電子は、硬X線イメージングとスペクトルフィッティングによって明らかにされたように、フレアの上昇段階でフレアリボンでLy$\alpha$を生成する際に小さな役割を果たします。Ly$\alpha$放出は、フレアリボンから発生するだけでなく、フレアループから発生する可能性があります。これは、さまざまなフレアフェーズで発生するプラズマの加熱と冷却によって引き起こされる可能性があります。また、Ly$\alpha$発光は、He{\scii}304\AA\発光の光度曲線と時空間変動にかなり類似した特徴を示し、小さな違いがあることもわかっています。これらの観測結果は、太陽フレアにおけるLy$\alpha$放出の理解を深め、恒星フレアにおけるLy$\alpha$放出を調査するためのいくつかの洞察を提供します。
太陽と恒星の活動サイクル -- 太陽系外惑星と同期していない
太陽と恒星の周期的な活動は主にダイナモメカニズムによる磁場の生成によって説明されます。ダイナモメカニズムは、回転差によってポロイダルフィールドのエネルギーをトロイダルコンポーネントのエネルギーに変換します。しかし、惑星系、そしてまず第一に木星の重力の影響による場の生成を説明する別の見方があります。この仮説は、太陽系外惑星の特徴を関連する星の活動の変動と比較することで検証できます。このような比較を行い、否定的な結論を導き出しました。系外惑星の重力の影響と主星の周期との関係は、考慮されたどのケースにも見られませんでした。さらに、強い重力の影響が恒星活動の周期的変動を完全に排除する可能性があると信じる理由があります。
新しいスペクトル データを考慮した双子の詳細な進化モデル: AN Cam、RS Ari、および V455 Aur
| Title |
Detailed_Evolutionary_Models_for_Twins_in_Sight_of_New_Spectral_Data:_AN_Cam,_RS_Ari,_and_V455_Aur |
| Authors |
G\"okhan_Y\"ucel,_Volkan_Bak{\i}\c{s} |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06196 |
分光データと測光データを組み合わせて、3つの日食双晶($q(M_2/M_1)\sim$1)連星系の進化シナリオを提示します。正確な\textit{TESS}測光データ、RV測定、および分光データを使用することで、質量や半径などの基本的なパラメーターを2%よりも正確に計算することができました。各成分の温度と系の金属量は、高分解能スペクトルによって取得されています。スペクトル分析によると、ANCam、RSAri、およびV455Aurの金属量の値は、\text{[M/H]}=\,0.00$\pm$0.12、0.05$\pm$0.08、および-0.07$\pmです。それぞれ0.07ドル。各システムの導出された金属量を使用して、\textsc{mesa}を使用して、これら3つのシステムの初期軌道パラメータと詳細な進化状態を高精度で計算します。私たちの分析によると、ANCamの両方のコンポーネントが終末期のメインシーケンスを通過し、RSAriのプライマリコンポーネントは巨人期にあり、セカンダリコンポーネントはターミナルエイジのメインシーケンスを通過しました。最後に、V455Aurの両方のコンポーネントはまだメインシーケンスにあります。ANCam、RSAri、およびV455Aurの3つのシステムの現在の年齢は、それぞれ3.0、3.3、および1.4Gyrsであり、それぞれ400、250、および2700Myrsでコンポーネント間で質量が移動し始めます。
| Title |
CUSP:_a_two_cubesats_constellation_for_Space_Weather_and_solar_flares_X-ray_polarimetry |
| Authors |
Sergio_Fabiani,_Ilaria_Baffo,_Sergio_Bonomo,_Gessica_Contini,_Enrico_Costa,_Giovanni_Cucinella,_Giovanni_De_Cesare,_Ettore_Del_Monte,_Andrea_Del_Re,_Sergio_Di_Cosimo,_Simone_Di_Filippo,_Alessandro_Di_Marco,_Pierluigi_Fanelli,_Fabio_La_Monaca,_Alfredo_Locarini,_Pasqualino_Loffredo,_Giovanni_Lombardi,_Gabriele_Minervini,_Dario_Modenini,_Fabio_Muleri,_Andrea_Negri,_Massimo_Perelli,_John_Rankin,_Alda_Rubini,_Paolo_Soffitta,_Eliseo_Strollo,_Paolo_Tortora,_Alessandro_Zambardi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06211 |
CUbesatSolarPolarimeter(CUSP)プロジェクトは、地球を周回する2つのCubeSatのコンステレーションを開発し、各衛星に搭載されたコンプトン散乱偏光計によって硬X線帯域の太陽フレアの直線偏光を測定することを目的としています。CUSPは、フレアリング磁気構造における磁気リコネクションと粒子加速の研究を可能にします。CUSPは、CubeSatの技術とミッションの開発を目的としたAlcorプログラムの枠組みの中で、イタリア宇宙庁によるフェーズA研究が承認されたプロジェクトです。
$\eta$ Carinae の Na D$_1$ 吸収成分の変化は、散逸する中央オカルターの位置の手がかりを提供します
| Title |
Changes_in_the_Na_D$_1$_Absorption_Components_of_$\eta$_Carinae_Provide_Clues_on_the_Location_of_the_Dissipating_Central_Occulter |
| Authors |
Connor_S._Pickett,_Noel_D._Richardson,_Theodore_Gull,_D._John_Hillier,_Henrik_Hartman,_Nour_Ibrahim,_Alexis_M._Lane,_Emily_Strawn,_Augusto_Damineli,_Anthony_F._J._Moffat,_Felipe_Navarete,_and_Gerd_Weigelt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06389 |
$\eta$CarinaeのスペクトルにおけるNaD吸収ダブレットは複雑で、大噴火(1840年代)、小噴火(1890年代)、および星間雲に関連する複数の吸収の特徴があります。速度プロファイルは、システムの恒星風に由来するPCygniプロファイルによってさらに複雑になり、HeI$\lambda$5876プロファイルとブレンドされます。NaDプロファイルには、速度$-$145kms$^{-1}$、$-$168kms$^{-1}$、および$+$87kms$^の吸収成分を含む多数の吸収成分が含まれています。{-1}この分析で注目する$。2008年から2021年にかけて記録された地上ベースのスペクトルは、長期観測を通じて$-$145kms$^{-1}$吸収の大きな変動性を示しています。$\eta$Carinaeの2020ペリアストロン通過前の高イオン化段階では、この特徴は完全に消失しましたが、$-$168kms$^{-1}$での第2の吸収とともに、2020ペリアストロン全体で一時的に再び現れました。過去数十年にわたって、$\eta$Carは徐々に明るくなり、散逸するオカルターによって引き起こされたことが示されました。$-$145kms$^{-1}$成分の吸収の減少は、紫外共鳴線の吸収で見られる同様の傾向と相まって、この中心オカルターがおそらくリトルホムンクルスに関連する大きな塊か、小さなホムンクルスと星。また、$+$87kms$^{-1}$での前景吸収成分についても報告しています。近くの星系のスペクトルにおけるNaD吸収の比較は、この赤方偏移成分が、りゅうこつ星雲における以前の紫外スペクトル調査と一致する拡張された前景構造に由来する可能性が高いことを示しています。
結合アクシオンセクターの非摂動的構造と直接検出への影響
| Title |
Nonperturbative_structure_in_coupled_axion_sectors_and_implications_for_direct_detection |
| Authors |
David_Cyncynates,_Olivier_Simon,_Jedidiah_O._Thompson,_Zachary_J._Weiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05501 |
ミスアラインメントによって生成された近くの質量を持つアクシオンのペアは、アクシオン暗黒物質の強化された直接的および天体物理学的特徴につながる非線形共鳴を経験する可能性があります。関連するパラメーター空間の多くで、自己相互作用により、アクシオンのゆらぎが非摂動的になり、初期の宇宙で崩壊します。$3+1$次元シミュレーションを用いて、この「友好的なアクシオン」シナリオにおけるそのような非摂動的構造の観測結果を調査します。重要なことに、非線形ダイナミクスが2つのアクシオンの存在量を平衡化するように機能し、共鳴ペアの存在を実験的に確認することが以前に予想されていたよりも簡単になることがわかりました。また、友好的なアクシオン暗黒物質からの重力波放出も計算します。結果として得られる確率的背景は、$10^{-22}\,\text{eV}$を超えるアクシオン質量では検出できない可能性が高いですが、宇宙マイクロ波背景の分極は、可能性のあるハイパーライトで友好的なサブコンポーネントを制限します。最後に、強い非線形性の期間中に形成された高密度の自己相互作用-結合振動は、均一なアクシオンバックグラウンドによって駆動され、真空内での期待を超えて寿命を延ばすことを示します。
量子ドットによる暗黒物質の直接検出
| Title |
Dark_Matter_Direct_Detection_with_Quantum_Dots |
| Authors |
Carlos_Blanco,_Rouven_Essig,_Marivi_Fernandez-Serra,_Harikrishnan_Ramani,_Oren_Slone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05967 |
サブGeVの暗黒物質と電子の相互作用を調べるための新しいターゲットとして、量子ドットを使用することを提案します。量子ドットは半導体材料のナノ結晶であり、市販されており、グラムスケールの量がリットルスケールの体積の溶媒に懸濁しています。量子ドットは効率的なシンチレータであり、単一光子量子収率がほぼ1であり、そのバンド端の電子特性は、正確に調整できる特徴的なサイズによって決定されます。例としては、硫化鉛(PbS)およびセレン化鉛(PbSe)量子ドットがあり、サブeVの光学ギャップを持つように調整できます。暗黒物質相互作用は、単一光子量子収量の約10%の効率で2つの光子の放出を介して減衰する多励起子状態で、1つまたは複数の電子正孔対(励起子)を生成できます。市販の量子ドットと2つの光電子増倍管(PMT)を使用して同時2光子信号を検出する実験装置は、既存のダークマター境界を既に改善できますが、ダークカウント率の低い光検出器を使用すると、現在の制約を改善できます。桁違いに。
赤外分光法による eV 暗黒物質の間接検出
赤外分光法は大きく発展しました。特に、赤外線光子は、最先端のスペクトログラフで高いスペクトル分解能と角度分解能で測定できます。それらは、暗黒物質(DM)などの標準モデルを超える粒子の崩壊と消滅による単色光子に敏感ですが、連続スペクトルを形成する背景光子を抑制します。この論文では、赤外線スペクトログラフを使用して、DMが赤外線に減衰することを間接的に検出する方法を研究します。特に、深刻な熱的および天体物理的ノイズを克服できることを示しています。具体例として、マゼランクレイ6.5m望遠鏡に搭載された極端な分散と感度を実現するための暖赤外エシェル分光器（WINERED）とジェームズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）の近赤外分光器（NIRSpec）について説明します。マゼラン望遠鏡(JWST)のWINERED(NIRSpec-likespectrograph)を使用したかすかな矮小球状銀河の数時間の測定により、質量範囲$m_\phi=1.8-2.7\のアクシオン様粒子DMをプローブできることを示します。,$eV($0.5-4\,$eV)と光子結合$g_{\phi\gamma\gamma}\gtrsim10^{-11}{\rmGeV}^{-1}$.信号光子線のドップラーシフトの測定や、8.2mすばる望遠鏡の赤外線カメラと分光器(IRCS)を使用した天の川銀河中心周辺のDM崩壊の可能性のある検索など、高解像度を利用した補完的なアプローチ、も提示されます。
ステップ部分音響暗黒物質、大規模構造、ハッブル張力
| Title |
Stepped_Partially_Acoustic_Dark_Matter,_Large_Scale_Structure,_and_the_Hubble_Tension |
| Authors |
Manuel_A._Buen-Abad,_Zackaria_Chacko,_Can_Kilic,_Gustavo_Marques-Tavares,_Taewook_Youn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05984 |
現在の宇宙論的データにおける2つの最も重要な緊張、$H_0$および$S_8$問題に同時に対処できる、新しい相互作用ダークセクターモデル、SteppedPartiallyAcousticDarkMatter(SPartAcous)を提案します。部分音響暗黒物質(PAcDM)シナリオと同様に、このモデルは暗黒放射線と高温で相互作用する暗黒物質のサブコンポーネントを特徴としており、小さなスケールでの構造の成長を抑制し、それによって$S_8$問題に対処します。ただし、SPartAcousモデルでは、暗放射には、物質と放射が等しくなる時間に近づくと非相対論的になる軽い質量を持つ成分が含まれます。この光成分が消滅するにつれて、残りの暗黒放射が加熱され、暗黒物質との相互作用が切り離されます。ダークセクターの加熱により、暗黒放射線の相対エネルギー密度が段階的に増加し、$H_0$の張力が大幅に低下しますが、暗黒物質と暗黒放射線の分離により、より大きなスケールでのパワースペクトルが同一になります。$\Lambda$CDMに。
短距離相関を持つハドロンモデルにおける潮汐変形能と慣性モーメントに対する暗黒物質の影響
| Title |
Dark_matter_effects_on_tidal_deformabilities_and_moment_of_inertia_in_a_hadronic_model_with_short-range_correlations |
| Authors |
O._Louren\c{c}o,_C._H._Lenzi,_T._Frederico,_and_M._Dutra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06067 |
この作業では、短距離相関(SRC)と暗黒物質(DM)コンテンツを含む相対論的平均場(RMF)ハドロンモデルを通じて得られた無次元潮汐変形能$(\Lambda)$に関連する結果を研究します[Phys.Rev.D105,023008(2022)]。暗い粒子の候補として、ヒッグス粒子交換を介して核子と相互作用する最も軽いニュートラリーノを使用します。特に、LIGOとVirgoのコラボレーション(LVC)によって提供される連星中性子星合体GW170817イベントからの重力波の観測に関する制約に対してモデルをテストします。暗黒粒子のフェルミ運動量($k_F^{DM}$)が増加すると$\Lambda$が減少することを示します。この機能は、$\Lambda_{1.4}=190^{+390}_{-120}$($1.4M_\odot$中性子星の$\Lambda$)の制限を満たすために、ここで使用されるRMF-SRC-DMモデルを優先します。)、および$\tilde{\Lambda}=300^{+420}_{-230}$LVCによって指定されます。また、$k_F^{DM}$が増加すると、連星系の潮汐変形能である$\Lambda_1$と$\Lambda_2$もGW170817観測データの方向に移動することを示します。最後に、システムにDMを含めても\mbox{$I$-Love}関係($\Lambda$と無次元慣性モーメント$\bar{I}$との相関関係)が破壊されないことを確認します。$\bar{I}_\star\equiv\bar{I}(M_\star)=11.10^{+3.68}_{-2.28}$の観測データ$M_\star=1.338M_\odot$、RMF-SRC-DMモデルによって達成されます。
| Title |
Black_hole_superradiance_with_(dark)_matter_accretion |
| Authors |
Lam_Hui,_Y.T._Albert_Law,_Luca_Santoni,_Guanhao_Sun,_Giovanni_Maria_Tomaselli,_Enrico_Trincherini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06408 |
ブラックホールの超放射の研究は、ブラックホールのスピンダウンを伴う孤立した雲の成長に焦点を当てることがよくあります。この論文では、物質の降着と環境からの角運動量の追加効果を検討します。多くの場合、ブラックホールは超放射しきい値に沿ってドリフトすることによって進化することを示します。この場合、そのパラメーターの進化は分析的または半分析的に説明できます。降着が雲とブラックホールの質量比を増加させるメカニズムとして機能する条件を定量化し、約10%の標準的な最大値を超えます。これは、我々がオーバースーパーラディアンスと呼ぶプロセスによって発生します。これにより、降着がブラックホールを介してスーパーラディアンス雲に効果的に供給されます。2つの明確な例を示します。波動暗黒物質で予想される渦からの降着と、バリオン円盤からの降着です。前者の場合、コンフルエントなHeun関数の漸近挙動への分析的適合を使用して、降着率を推定します。一方の雲層が成長し、他方の雲層が縮小する層遷移も同様に理解できます。
