パルサータイミングでの二重重力波源によるハッブル定数の測定
| Title |
Measuring_the_Hubble_Constant_with_Double_Gravitational_Wave_Sources_in_Pulsar_Timing |
| Authors |
Casey_McGrath,_Daniel_J._D'Orazio,_Jolien_Creighton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06495 |
パルサータイミングアレイ(PTA)は、超大質量ブラックホール連星(SMBHB)からの重力波を探しています。ここでは、将来のPTAが個々に解決されたSMBHBソースからの重力波の検出を使用して、ハッブル定数の純粋な重力波ベースの測定値を生成する方法を示します。これは、タイミング残差の重力波信号から同じソースまでの2つの別々の距離を測定することによって達成されます。周波数進化効果による光度距離$D_L$と、波面曲率による視差距離$D_\mathrm{par}$(フレネル)効果。膨張する宇宙におけるこれらの効果を含む一般化されたタイミング残差モデルを提示します。これらの2つの距離のうち、$D_\mathrm{par}$は、パルサー距離ラッピング問題、地球-パルサー距離の縮退、および非常に正確なサブパーセクレベルのパルサー距離を必要とする重力波源パラメーターにより、測定が困難です。克服する測定。ただし、このホワイトペーパーでは、2つのSMBHBソースの知識をタイミング残差で組み合わせると、ラッピングサイクルの縮退が大幅に除去されることを示します。2つの光源は、パルサーまでの距離を特定することでPTAを同時に較正します。これは、それ自体で有用であり、ハッブル定数の測定につながる光源の光度と視差距離の回復を可能にします。平方キロメートルアレイの時代に楽観的なPTAを使用すると、数百Mpc内の2つのSMBHBソースを使用して、ハッブル定数を10%程度の相対不確実性で測定できることがわかりました。
ファジィ暗黒物質のコア・ハロー構造の解析的アプローチ
ファジー暗黒物質(FDM)と呼ばれる超軽量ボソン暗黒物質は、冷たい暗黒物質に代わるものとして注目を集めています。FDMモデルの興味深い特徴は、ハローの中心に形成された安定した高密度のコアであるソリトンコアの存在です。この論文では、Schr\"odinger-Poisson方程式を近似的に解くことにより、ソリトンコア特性のハロー特性への依存性を解析的に研究します。これにより、初期の数値研究で見つかったものと同様のコアとハローの質量関係が得られますが、ハローの濃度と宇宙論的パラメーターに決定的に依存する要因が含まれます.新しい関係に基づいて、与えられた宇宙論について、(i)各ハロー質量のソリトンコアの半径と質量には理論的な限界が存在します(ii)濃度-ハロー質量(c-M)関係を予測に組み込むと、コア-ハロー関係は一般に非べき法則の挙動を示し、FDMモデルに関連する低質量スケールで抑制されたc-M関係、予測はシミュレーションとよく一致する傾向があります（iii）c-M関係の散乱は、コアhにかなりの分散を生じますまた、宇宙論的シミュレーションから得られた結果を説明することができます。最後に、分析処理の妥当性を批判的に検討します。摂動推定は、コアとハローの関係の予測が広範囲のパラメーター空間で有効であることを示唆しており、完全に無視できるわけではありませんが、分析計算で呼び出された近似の影響は小さいです。
MeerKAT Galaxy Cluster Legacy Survey データを使用した 2HDMS+S の暗黒物質の調査
暗黒物質は宇宙の物質の大部分を占めると考えられていますが、その性質についてはほとんど知られていません。候補粒子の物理的特性は、崩壊および/または消滅生成物を観察することにより、間接的な検出によって調べることができます。これは以前は主にガンマ線の研究によって行われていましたが、新しい電波干渉計の感度が向上したことで、電波帯域幅を介した探索が新たな最有力候補となっています。MeerKATの高感度は、8秒角のビームの3$\mu$Jybeam$^{-1}$から15秒角のビームの10$\mu$Jybeam$^{-1}$の範囲で、素数になります。電波ダークマター探索の候補。MeerKATGalaxyClusterLegacySurvey(MGCLS)データを使用して、銀河団内の拡散シンクロトロン放射を取得することで、暗黒物質モデルの特性を調べることができます。この作業では、一般的なWIMP消滅チャネルと2HDM+Sモデルの両方を検討します。後者は、実行1と2の大型ハドロン衝突型加速器(LHC)データで観察されたさまざまな異常を説明するために開発されました。MeerKATの公開データを使用することで、この機器を使用して生成された最初のWIMP暗黒物質制約を提示することができます。
宇宙大規模構造における暗黒物質とガスの解離
| Title |
Dissociation_of_dark_matter_and_gas_in_cosmic_large-scale_structure |
| Authors |
William_McDonald,_Danail_Obreschkow_and_Lilian_Garratt-Smithson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07033 |
冷たい暗黒物質(DM)とガスの部分的な空間分離は、宇宙の大規模構造の形成におけるユビキタスな特徴です。解離と呼ばれるこの分離は、有名な「弾丸」銀河団など、大規模な前駆細胞の衝突によって形成された銀河団で顕著です。このような解離構造の発生率を理論的予測と直接比較することは、強く解離したシステムの希少性と解離の定量化の難しさによって挑戦されています。この論文では、カスタム領域内のDMとガスの間の四重極の差をエンコードする、明確に定義された無次元解離インデックス$S\in[-1,1]$を紹介します。$\Lambda$CDM宇宙論では、冷たいDMと理想的な非放射ガスを含む宇宙の大規模構造のシミュレーションを使用して、ハローの90%が正に解離している($S>0$)、つまりDMを意味することがわかります。彼らのガスよりも伸びています。高度に解離した大規模構造の空間密度は、観測と一致しているように見えます。衝突する気体のDMハローの理想化された$N$-body+SPHシミュレーションを通じて、ラム圧力が連星衝突で解離を引き起こす方法の詳細をさらに調査します。このような300の一連のシミュレーションにより、連星衝突の軌道パラメーターと結果として生じる解離との間のスケールフリーの関係が明らかになりました。この関係に基づいて、非放射宇宙論的シミュレーションにおける解離構造の頻度は、そのようなシミュレーションによって予測される主要な(質量比$>1:10$)連星衝突によってほぼ完全に説明されると結論付けます。原則として、私たちの結果により、観測された特定の解離クラスターを生成した軌道パラメーターを制限することができます。
成長率のクラスタリング制約に対する固有のアライメントの影響
銀河と大規模構造の間の本質的な配列は、銀河クラスタリング分析を汚染し、銀河の偏りと宇宙の構造の成長率に影響を与えます。これは、大規模構造と相関する分光サンプルに対する選択効果を誘発するアライメントの結果です。この作業では、アライメントを無視した場合の銀河のバイアスと成長率のバイアスを定量化します。また、効果に対する外部事前確率とさまざまなプローブの組み合わせを考慮することにより、アライメントを軽減するためのさまざまなオプションを調べます。$k_{\rmmax}=0.1$Mpc$^{-1}$に制限する保守的な分析は、大きな影響を受けないことがわかります。ただし、より高い波数を目指す分析は、アライメントによる重大な汚染を証明する可能性があります。そのような場合、事前のアライメント振幅を含めたり、クラスタリングを銀河の位置固有の形状相関と組み合わせたりすると、同じ予想される制約力を回復したり、バイアスや成長率の測定値を通知したりすることさえできます。
ステージ III コズミック シアー サーベイの統一されたカタログ レベルの再解析
| Title |
A_Unified_Catalog-level_Reanalysis_of_Stage-III_Cosmic_Shear_Surveys |
| Authors |
Emily_P._Longley,_Chihway_Chang,_Christopher_W._Walter,_Joe_Zuntz,_Mustapha_Ishak,_Rachel_Mandelbaum,_Hironao_Miyatake,_Andrina_Nicola,_Eske_M._Pedersen,_Maria_E._S._Pereira,_Judit_Prat,_J._S\'anchez,_Tilman_Tr\"oster,_Michael_Troxel,_Angus_Wright,_The_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration_(DESC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07179 |
最近の銀河画像調査による宇宙論的パラメーターの制約は、$2-3\%$レベルの精度に達しています。VeraC.RubinObservatoryの今後のLegacySurveyofSpaceandTime(LSST)は、宇宙パラメータのサブパーセントレベルの測定値を生成し、$\Lambda$CDMモデルのマイルストーンテストを提供します。今後のLSST分析にガイダンスを提供するには、最近のさまざまな銀河画像調査の結果を完全に理解し、それらの一貫性を評価することが重要です。この作業では、3つの宇宙せん断データセットの統一されたカタログレベルの再分析を実行します。ダークエネルギー調査(DES-Y1)の最初の年のデータ、キロ度調査(KiDS)の1,000deg$^{2}$データセットです。-1000)、HyperSuprime-CamSubaruStrategicProgram(HSC-Y1)の初年度データ。LSSTDarkEnergyScienceCollaborationによって開発され、厳密にテストされたパイプラインを利用して、再分析を実行し、分析の選択肢に対する結果の堅牢性を評価します。$S_{8}$制約は、2つの異なる小規模モデリングアプローチ、および宇宙論的事前分布のさまざまな選択に対してロバストであることがわかりました。私たちの統一された分析により、調査の一貫性を厳密にテストすることができ、3つの調査が統計的に一貫していることがわかりました。フットプリントが部分的に重複しているため、3つのデータセットすべてを組み合わせると、KiDS-1000とHSC-Y1の間の相互共分散を近似的にモデル化し、相互共分散に異なる仮定が与えられた場合、$S_8$に$1.6-1.9\%$制約が生じます。.
イーサリントンの双対性の破れ: 非メートル法時空における重力レンズ効果と固有のアライメント
| Title |
Etherington_duality_breaking:_gravitational_lensing_in_non-metric_spacetimes_versus_intrinsic_alignments |
| Authors |
Eileen_Sophie_Giesel,_Basundhara_Ghosh,_Bj\"orn_Malte_Sch\"afer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07197 |
イーサリントン距離の双対関係は、重力の計量理論で十分に確立されており、表面の明るさの保存を通じて、光度距離と角直径距離の間の双対性を確認します。非メートル法時空でのレンズ効果によるイーサリントン距離双対性の違反は、銀河の表面の明るさの変動につながります。同様に、古典的な天体物理学では、銀河とその環境との固有の潮汐相互作用の結果として、表面の明るさの変動が発生する可能性があります。したがって、これらを2つのケースで詳細に研究します。最初に、固有のサイズの変動と結果として生じる表面の明るさの変化について、次に、距離の双対関係自体が獲得する非計量時空の例として面積計量時空について変更。これら2つのケースで角度スペクトルの自己相関と相互相関を比較し、固有の明るさの変動が累積信号対雑音比$\Sigma(\ell)\geq3$inで潜在的に測定できることを示しますユークリッドのような調査。ただし、面積メトリック時空での測定は、スペクトルの形状と振幅も決定する特定のパラメーターの選択に依存します。レンズ調査は、面積メトリック時空のレンズ効果によって引き起こされる表面の明るさの変動に敏感ですが、イーサリントン破壊パラメーターの自然値については測定が可能ではないようです。
ハッブル エクストリーム ディープ フィールド モザイクで密集したオブジェクト カタログをテストして、銀河系外の背景光の視点からサンプルの不完全性を調べる
| Title |
Testing_Crowded_Object_Catalogs_in_the_Hubble_eXtreme_Deep_Field_Mosaics_to_Study_Sample_Incompleteness_from_an_Extragalactic_Background_Light_Perspective |
| Authors |
Darby_Kramer,_Timothy_Carleton,_Seth_H._Cohen,_Norman_A._Grogin,_Rolf_A._Jansen,_Anton_M._Koekemoer,_John_W._Mackenty,_Norbert_Pirzkal,_and_Rogier_A._Windhorst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07218 |
銀河外背景光(EBL)の研究により、裸の空を測定し、そこから黄道と銀河の光モデルを差し引いた機器による直接測定と、統合銀河光(IGL)の測定値との間の重大な不一致が明らかになりました。この不一致は、不完全な黄道帯のモデルであるか、IGL計算でかすかな銀河を見逃しているかどうかにかかわらず、いずれかの方法にある可能性があります。この不一致は、ハッブル宇宙望遠鏡などの深層銀河調査によるものであり、$24\lem_{AB}\le29$magの暗い銀河の最大半分が見落とされていることが原因であると提案されています。この可能性に対処するには、ハッブル超深層フィールド(HUDF)の3つの複製を作成し、オリジナルに連続して回転させて追加します。SourceExtractorを使用してこれらの複製を分析し、復元されたカウントとフォトメトリーを元のHUDFと比較します。これにより、混乱、つまり近隣のかすかな銀河との混合が原因で失われた銀河の数を評価できます。この演習では、$28\lem_{AB}\le29$等級のかすかな銀河の最大50%が、特定のフィルターで見落とされたか、近隣の天体と混ざり合っていましたが、EBLの不一致だけを説明するには十分ではなかったことが明らかになりました。複製の。
Pantheon+ でハッブルの法則をテストする
ハッブルの法則(HL)は、オブジェクトの距離の低赤方偏移(低z)の進化を支配します。しかし、精度の高い低zバックグラウンドデータが不足しているため、その有効性と有効半径の調査は長い間行われていませんでした。最新のIa型超新星サンプルPantheon+は、低zデータが大幅に増加しており、HLをテストする絶好の機会を提供します。一般化されたHLを提案し、Pantheon+を使用してHLの最初の最新のテストを実装します。偏差パラメータ$\alpha=1.00118\pm0.00044$の制約を取得し、$0.04\%$精度で線形HLの有効性を確認し、遷移赤方偏移$z_t=0.03$と光度距離$D_{L,t}=123.13\pm1.75$Mpc、これは、HLが$z<0.03$のときに成立し、$D_L>123.13$Mpcの距離で崩壊することを意味します。HLのテストにおけるIa型超新星とHII銀河の能力を比較することで、低z物理学の調査におけるIa型超新星の独自性と強力なパワーを強調します。
Photobombing Earth 2.0: 回折限界に関連する汚染と居住可能な惑星スペクトルの不確実性
| Title |
Photobombing_Earth_2.0:_Diffraction_Limit_Related_Contamination_and_Uncertainty_in_Habitable_Planet_Spectra |
| Authors |
Prabal_Saxena |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06443 |
地球に似ているかもしれない居住可能な系外惑星を観察することは、そのような世界を検出するだけでなく、居住可能性の明らかな兆候が他の原因によるものではないことを確認することに依存する天文学の重要な優先事項です.NASAの2020AstrophysicsDecadalSurveyで推奨されているような、そのような世界を観測するように設計された宇宙望遠鏡は、回折限界の解像度を持ち、光源点の周囲の領域にある光源からの光を効果的に広げます。この手紙では、6メートルの宇宙望遠鏡の回折限界が、提案された検索に関連する距離にあるシステムの追加の予期しない天体を含む可能性がある地球のような惑星の点広がり関数をもたらすことを示しています。他の惑星や月などのこれらの予期しない追加のオブジェクトは、偽の特徴を生成し、スペクトルに追加の不確実性を追加することにより、推定される居住可能な惑星の取得スペクトルに影響を与える可能性があります。あたかも太陽系外惑星であるかのように6メートルの宇宙望遠鏡で観測された地球のモデルは、地球からの光が月、水星、金星、火星とさまざまな組み合わせで、さまざまな時間にさまざまな距離の組み合わせでブレンドされることを示しています。システムと波長。バイオシグネチャを検索するために潜在的に居住可能な惑星の真のスペクトルを抽出することの重要性を考えると、関連する望遠鏡の開発中にこの効果を説明する必要性を強調し、このフォトボム効果を説明するいくつかの潜在的な手段を提案します。
岩石惑星の熱進化と磁気史
Henyeyソルバーと組み合わせた熱進化モデルを提示して、岩石惑星がその溶鉄コアおよび/またはマグマ海で潜在的にダイナモをホストできる状況を研究します。マントルとコアの両方のエネルギー収支方程式を解くことにより、惑星の熱プロファイルの進化を計算します。修正混合長理論を使用して、マグマの海と固体マントルの両方における対流熱流をモデル化します。さらに、Henyeyソルバーを含めることで、惑星の収縮(膨張)による内部構造と加熱(冷却)の調整を一貫して説明します。臨界磁気レイノルズ数を使用して、ダイナモが動作できるかどうかを評価します。シミュレーションを実行して、惑星の質量($M_{pl}$)、核の質量分率(CMF)、および平衡温度($T_{eq}$)がダイナモソースの進化と寿命にどのように影響するかを調べます。$T_{eq}$がマグマ海の凝固様式を決定し、臨界値0.4を超える溶融分率を持つ層のみがマグマ海のダイナモ源領域に寄与する可能性があることがわかりました。$M_{pl}$とCMFによって決定されるマントルの質量が、鉄心の断熱効果を制御することがわかりました。さらに、惑星の質量が増加するにつれて液体コアが長持ちすることを示しています。コアの熱伝導率が40$\\mathrm{Wm^{-1}K^{-1}}$の場合、鉄心のダイナモの寿命は、1$M_{の液体コアの寿命によって制限されます。\oplus}$惑星、および3$M_{\oplus}$惑星の熱対流の欠如による。
チャンドラセカールの有限大気問題に対する大気熱放射の影響
\textit{拡散反射有限大気問題}の解決策は、天体物理学のコンテキストで非常に役立ちます。Chandrasekharは、大気散乱を考慮することによって、この問題を解析的に解決した最初の人でした。これらの結果は、惑星大気のモデリングに広く応用されています。ただし、放出のある大気のモデル化には使用できません。\textit{熱放出効果}を散乱とともに含めることで、この問題を解決しました。ここでの目的は、散乱と熱放出が存在する一般化された有限大気問題の全体像を提供し、同じことを物理的に説明することです。そのために、不変原理法を使用した分析的アプローチを採用して、大気の熱放射が存在する場合の拡散反射有限大気問題を解決します。修正散乱関数$S(\tau;\mu,\phi;\mu_0,\phi_0)$,透過関数$T(\tau;\mu,\phi;\mu_0,\phi_0)の一般的な積分方程式を確立しました。熱放出大気の$\tau$に関する$とその導関数。これらの方程式を等方性散乱の場合に合わせてカスタマイズし、Chandrasekharの$X(\mu)$と$Y(\mu)$に類似した2つの新しい関数$V(\mu)$と$W(\mu)$を導入します。それぞれ機能します。また、修正されたS-T関数間の変換関係を導出し、$V(\mu)$関数と$W(\mu)$関数の物理的な説明を与えます。私たちの最終結果は、低排出限界（つまり、散乱のみ）でのチャンドラセカールの結果と一致しています。我々の結果の一貫性から、拡散反射有限大気問題における熱放出効果の考察は、散乱のみを考察するよりも、より一般的で正確な結果を与えると結論付けています。
エンケラドスの間欠泉のどろどろした水源
| Title |
A_mushy_source_for_the_geysers_of_Enceladus |
| Authors |
Colin_R._Meyer,_Jacob_J._Buffo,_Francis_Nimmo,_Andrew_J._Wells,_Samuel_Boury,_Tara_C._Tomlinson,_Jamie_R._G._Parkinson,_Geoffrey_M._Vasil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06714 |
エンケラドゥスは、探査機カッシーニによって測定された塩分噴出物と、潮汐加熱によって維持されていると推定される地下海洋のために、宇宙生物学の主要な標的です。海洋から地表への直接接続を介してプルームを調達するには、氷殻全体($\sim$10km)を破砕する必要があります。ここでは、より浅いトラの縞模様の割れ目内のせん断加熱が氷殻の部分的な融解を引き起こし、間質液が間欠泉として放出されることを可能にする別のメカニズムを探ります。2次元の多相反応性輸送モデルを使用して、塩辛い氷殻の局所せん断加熱によって生成されるどろどろした領域の熱力学をシミュレートします。私たちのモデルから、フラクチャを囲むシェル内のどろどろしたゾーンの温度、空隙率、溶融速度、および液体量を予測します。どろどろしたゾーン内には、追加の融解なしで$\sim250$kyr間欠泉を維持するのに十分な塩水量があり、内部融解の速度は観測された氷の放出速度と一致することがわかります。ただし、どろどろしたゾーン内の液体ブラインの組成は、部分的に融解するため、海洋とは異なります。間欠泉形成のこのせん断加熱メカニズムは、エンケラドゥスや他の衛星に適用され、氷衛星の地球物理学的プロセスと宇宙生物学的可能性の理解に影響を与えます。
金星の軌道内にあるキロメートルサイズの小惑星の発見と特徴付け
| Title |
The_discovery_and_characterization_of_a_kilometre_sized_asteroid_inside_the_orbit_of_Venus |
| Authors |
Bryce_T._Bolin,_T._Ahumada,_P._van_Dokkum,_C._Fremling,_M._Granvik,_K._K._Hardegree-Ullman,_Y._Harikane,_J._N._Purdum,_E._Serabyn,_J._Southworth,_C._Zhai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07253 |
近地球小惑星人口モデルは、金星の軌道内に位置する天体の存在を予測しています。2019年末までの捜索にもかかわらず、何も見つかりませんでした。(594913)'Ayl\'o'chaxnim、完全に金星の内側の軌道を持つ小惑星の発見とフォローアップ観測を報告します。(594913)'Ayl\'o'chaxnimの遠日点距離は~0.65天文単位、直径は~2km、色は赤です。金星の軌道内にこのような大きな小惑星が検出されたことは、地球に近い小惑星の人口モデルによる希少性を考えると驚くべきことです。完全に金星の軌道内にある最初の公式に番号が付けられ、名前が付けられた小惑星として、金星の小惑星の内部クラスを「Ayl\'o'chaxnim小惑星」と呼ぶことを提案します。
月面の水分脱着モデルにおける表面粗さの影響
昼側の月のレゴリスに水分子が存在することが観察されたことは、予想外の発見であり、まだよくわかっていません。標準的な熱物理モデルは、吸着水が安定するには高すぎる温度を予測します。この問題は、そのようなモデルで一般的な局所的に平坦な表面の仮定によって引き起こされる可能性があることを提案します。ここでは、表面粗さを明示的に考慮したモデルを適用し、太陽の照度、地形による影、自己発熱、熱再放射、および熱伝導を説明します。熱物理モデルを月面水の一次脱離のモデルに結び付け、表面の粗さによって、月が太陽に照らされた半球の任意の緯度で水を保持する能力が大幅に向上することを実証します。月の日のいつでも極。したがって、月の表面粗さが月の水の吸着と脱着に強い影響を与えることを示します。したがって、月の表面とその外気圏の水の量を正確に把握するには、表面の粗さを考慮することが非常に重要です。
中間型M型矮星G 9-40をトランジットするキーストーン亜海王星惑星の正確な質量決定
| Title |
Precise_mass_determination_for_the_keystone_sub-Neptune_planet_transiting_the_mid-type_M_dwarf_G_9-40 |
| Authors |
R._Luque,_G._Nowak,_T._Hirano,_D._Kossakowski,_E._Pall\'e,_M._C._Nixon,_G._Morello,_P._J._Amado,_S._H._Albrecht,_J._A._Caballero,_C._Cifuentes,_W._D._Cochran,_H._J._Deeg,_S._Dreizler,_E._Esparza-Borges,_A._Fukui,_D._Gandolfi,_E._Goffo,_E._W._Guenther,_A._P._Hatzes,_T._Henning,_P._Kabath,_K._Kawauchi,_J._Korth,_T._Kotani,_T._Kudo,_M._Kuzuhara,_M._Lafarga,_K._W._F._Lam,_J._Livingston,_J._C._Morales,_A._Muresan,_F._Murgas,_N._Narita,_H._L._M._Osborne,_H._Parviainen,_V._M._Passegger,_C._M._Persson,_A._Quirrenbach,_S._Redfield,_S._Reffert,_A._Reiners,_I._Ribas,_L._M._Serrano,_M._Tamura,_V._Van_Eylen,_N._Watanabe,_and_M._R._Zapatero_Osorio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07287 |
環境。過去30年間に発見された系外惑星集団の顕著なサブセットであるにもかかわらず、海王星以下のサイズの惑星の性質と起源は、系外惑星科学における未解決の問題の1つです。ねらい。明るい星を周回する惑星の場合、系の軌道と惑星のパラメーターを正確に測定することは、その形成と進化に関する競合する理論を区別するための最良の方法です。メソッド。K2ミッションからのデータで発見された海王星のトランジット惑星G9-40bの質量を初めて測定するために、CARMENES装置を使用して、M型準矮星G9-40の69の新しい視線速度観測を取得しました。.結果。セクター44、45、および46におけるTESSミッションからの新しい観測結果と組み合わせることで、惑星の半径を3.4%(Rb=1.900±0.065Re)の不確実性で測定し、その質量を次の精度で決定することができます。16%(Mb=4.00±0.63Me)。結果として得られる惑星のかさ密度は、地球の組成と一致せず、水に富むコアまたはかなりの水素に富むエンベロープのいずれかが存在することを示唆しています。結論。G9-40bは、半径谷内の周期半径空間に位置するため、キーストーン惑星と呼ばれます。いくつかの理論がこの集団の起源と特性を説明しており、この惑星は、これらのモデルが恒星ホスト質量に依存することをテストするための貴重なターゲットです。その明るさとホストの小さなサイズのおかげで、それはL98-59dに加わり、JWSTによる大気特性評価のための2つの最高の暖かい(Teq~400K)サブ海王星の1つとなり、サブ海王星での雲形成を調査します。サイズの惑星と内部構成モデルの縮退を破ります。
TOI-836: スーパーアースとミニ海王星が近くの K ドワーフを通過中
| Title |
TOI-836:_A_super-Earth_and_mini-Neptune_transiting_a_nearby_K-dwarf |
| Authors |
Faith_Hawthorn,_Daniel_Bayliss,_Thomas_G._Wilson,_Andrea_Bonfanti,_Vardan_Adibekyan,_Yann_Alibert,_S\'ergio_G._Sousa,_Karen_A._Collins,_Edward_M._Bryant,_Ares_Osborn,_David_J._Armstrong,_Lyu_Abe,_Jack_S._Acton,_Brett_C._Addison,_Karim_Agabi,_Roi_Alonso,_Douglas_R._Alves,_Guillem_Anglada-Escud\'e,_Tamas_B\'arczy,_Thomas_Barclay,_David_Barrado,_Susana_C._C._Barros,_Wolfgang_Baumjohann,_Philippe_Bendjoya,_Willy_Benz,_Allyson_Bieryla,_Xavier_Bonfils,_Fran\c{c}ois_Bouchy,_Alexis_Brandeker,_Christopher_Broeg,_David_J.A._Brown,_Matthew_R._Burleigh,_Marco_Buttu,_Juan_Cabrera,_Douglas_A._Caldwell,_Sarah_L._Casewell,_David_Charbonneau,_S\'ebastian_Charnoz,_Ryan_Cloutier,_Andrew_Collier_Cameron,_Kevin_I._Collins,_Dennis_M._Conti,_Nicolas_Crouzet,_Szil\'ard_Czismadia,_Melvyn_B._Davies,_Magali_Deleuil,_et_al._(94_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07328 |
TESSセクター11とセクター38からのデータを使用して、TOI-836(TIC440887364)を通過する2つの太陽系外惑星の発見を提示します。TOI-836は明るく($T=8.5$mag)、高い固有運動($\sim\,200$masyr$^{-1}$)、低金属量([Fe/H]$\approx\,-0.28$)$0.68\pm0.05$の質量を持つK-dwarfM$_{\odot}$$0.67\pm0.01$R$_{\odot}$の半径。我々は様々な施設で測光追跡観測を取得し、これらのデータセットを使用して、内惑星TOI-836bが$1.70\pm0.07$R$_{\oplus}$超惑星であることを決定します。地球は3.82日の軌道にあり、いわゆる「半径の谷」内に直接配置されています。外惑星TOI-836cは$2.59\pm0.09$R$_{\oplus}$のミニ海王星で、8.60日軌道にあります。放射速度測定により、TOI-836bの質量は$4.5\pm0.9$M$_{\oplus}$であるのに対し、TOI-836cの質量は$9.6\pm2.6$M$_{\oplus}であることが明らかになりました。$.TOI-836bの検出可能なTTVはありませんが、測光観測は、TOI-836cのトランジットタイミング変動(TTV)を20分程度示しています。惑星TOI-836cのTTVは、検出されていない外惑星によって引き起こされる可能性があります。
高速電波バーストの分散と電波銀河のファラデー回転を利用した銀河磁場再構成法
| Title |
A_method_for_reconstructing_the_Galactic_magnetic_field_using_dispersion_of_fast_radio_bursts_and_Faraday_rotation_of_radio_galaxies |
| Authors |
Ayush_Pandhi,_Sebastian_Hutschenreuter,_Jennifer_West,_Bryan_Gaensler,_Ashley_Stock |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06417 |
過去数年間の高速電波バースト(FRB)検出の急速な増加に伴い、全天銀河系外ファラデー回転測定の既存のコレクションに加えて、全天銀河系外分散測定(DM)観測用のカタログが開発されています。(RMs)の電波銀河。視線に平行な銀河磁場成分$B_{\parallel}$の全天情報を、電波銀河とFRB集団への視線に沿ったRMとDMのシミュレートされた観測を使用して再構築する方法を提示します。それぞれ。この技術は、異なる入力銀河磁場モデルと熱電子密度モデルを区別することができます。DMへの重要な銀河系外の寄与は、銀河のDMと$\left<B_{\parallel}\right>$の空を正確に再構築する際の主な障害です。シミュレートされたDMの視線にフィルタリングアルゴリズムを適用して再構成を改善する方法を検討し、$|b|$>10degでのDM観測の一般化された補正を導き出し、銀河系および銀河系外のDMの寄与を解くのに役立ちます。全体として、仮定されたモデルから、大規模な銀河構造と天の川の磁場の局所的な特徴の両方を再構築することができます。この手法を将来のFRB観測に適用する方法について説明し、シミュレートされたモデルと観測されたデータの間で考えられる違い、つまり、推論モデルの事前確率の調整、空に不均一に分布するFRBの集団、局所化された銀河系外DM構造に対処します。
JWST が明らかにした SMACS 0723 の 5 つの z > 5 輝線銀河の金属性
レンズクラスターSMACSJ0723.3-7327のJWSTの初期リリース観測は、高赤方偏移の宇宙に前例のない分光学的な外観を与えました。これらの観測により、z>5に5つの銀河が存在することが明らかになりました。5つすべてで検出可能な[OIII]4363線放射があり、これらの銀河が高温で金属量が低く、高度に星を形成していることを示しています。最近の研究では、これら5つの銀河の金属性がさまざまな手法を使用して研究されています。ここでは、これらの以前の結果を要約して比較するだけでなく、輝線の抽出を最適化する改良された方法論を使用して金属量の独自の測定を実行します。特に、同時ラインフィッティングと固定バルマー減分補正、および2Dスペクトルの輝線の新しいフットプリント測定を使用して、キャリブレーションや系統的影響の影響を受けにくい、より忠実度の高いライン比を生成します。次に、我々の金属量を、Hベータの高い静止フレーム等価幅を持つz<1銀河の金属量と比較し、それらが良好な類似物である可能性があることを発見しました。最後に、z~8までのJWST銀河は、宇宙の年齢に比べて若いと推定されます。
TNG50 銀河の UV からサブミリメーターまでの光度関数
| Title |
UV_to_submillimetre_luminosity_functions_of_TNG50_galaxies |
| Authors |
Ana_Trcka,_Maarten_Baes,_Peter_Camps,_Anand_Utsav_Kapoor,_Dylan_Nelson,_Annalisa_Pillepich,_Daniela_Barrientos,_Lars_Hernquist,_Federico_Marinacci,_Mark_Vogelsberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06424 |
TNG50シミュレーションから抽出された約14000個の低赤方偏移(z<=0.1)銀河のサンプルに放射伝達(RT)コードSKIRTを適用して、観測結果との比較を可能にします。RT手順は、TNG50銀河のサブサンプルと、DustPedia観測サンプルとの比較によって調整されます。異なる特定のSFRビンで、いくつかの光度と色のスケーリング関係とスペクトルエネルギー分布を比較します。UVからサブミリ波までの14の広帯域フィルターでTNG50シミュレーションの銀河の光度関数を一貫して導出し、開口、方向、放射伝達レシピ、および数値分解能の影響を調査します。私たちのTNG50+RT基準モデルは、膝で観察された光度関数とよく一致しますが(+/-0.04dexの典型的な一致)、5R_1/2内で評価されたTNG50+RT光度関数は、両方で観察されたものよりも一般的に高いことがわかります。かすかな端と明るい端、それぞれ0.004(全IR)-0.27(UKIDSSH)dexおよび0.12(SPIRE250)-0.8(GALEXFUV)dex。開口部の変更は、選択に応じて最大1dexまで、光度関数の明るい端に影響を与えます。しかし、解像度がより低いTNG50(TNG50-2、TNG50の8倍の質量解像度を持つ、TNG100と同様)の銀河の光度関数は、観測上の制約とより定量的に一致していることもわかりました。最後に、FUVからサブミリまでの53の広帯域でのTNG50サンプルの測光を、3つの方向と4つの開口部で、銀河のスペクトルエネルギー分布とともに公開します。
The ALMaQUEST Survey X: 融合が星の形成を引き起こしたのはどのような力ですか?
| Title |
The_ALMaQUEST_Survey_X:_What_powers_merger_induced_star_formation? |
| Authors |
Mallory_D._Thorp,_Sara_L._Ellison,_Hsi-An_Pan,_Lihwai_Lin,_David_R._Patton,_Asa_F._L._Bluck,_Dan_Walters,_Jillian_M._Scudder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06426 |
銀河の合体は、拡張星形成と中心星形成の両方を引き起こすことが知られています。しかし、理解されるべきことは、このトリガーされた星形成が、星形成効率の向上によって促進されたのか、それとも大量の分子ガス燃料によって促進されたのかということです。この作品は、ApachePointObservatory(MaNGA)調査で近くの銀河をマッピングすることから選択された20個の合体銀河(ペアまたは合体後のいずれか)についてAtacamaLargeMillimeterArray(ALMA)で収集されたCO放出の空間分解測定値を示しています。ALMAMaNGAクエンチングおよび星形成(ALMaQUEST)サーベイから11個の追加の合体銀河が選択され、相互作用のさまざまな段階での31個の合体のセットが得られ、幅広い星形成率(SFR)がカバーされます。分解されたKennicutt-Schmidt関係(rKS:$\Sigma_{H_2}$vs.$\Sigma_{SFR}$)、分解された分子ガス主系列(rMGMS:$\Sigma_{\star}$vs.$\Sigma_{H_2}$)、および解決された星形成主系列(rSFMS:$\Sigma_{\star}$vs.$\Sigma_{SFR}$)。これらの解決された関係からのオフセットを定量化し、個々の銀河のさまざまな領域で星形成率、分子ガス分率、および/または星形成効率(SFE)が強化されているかどうかを判断します。3つすべてのパラメーターのオフセットを比較することで、ガス分率またはSFEが強化された$\Sigma_{SFR}$を強化するかどうかを識別できます。合体によって引き起こされる星形成は、相互作用の段階に関係なく、銀河内および異なる合体の間の両方で、さまざまなメカニズムによって引き起こされる可能性があることがわかりました。
銀河ペアシステム IRAS 05589+2828 および 2MASX J06021107+2828382 におけるデュアル AGN の性質の解明
| Title |
Unravelling_the_nature_of_the_dual_AGN_in_the_galaxy_pair_system_IRAS_05589+2828_and_2MASX_J06021107+2828382 |
| Authors |
E._Ben\'itez,_E._Jim\'enez-Bail\'on,_C._A._Negrete,_D._Ruschel-Dutra,_J._M._Rodr\'iguez-Espinosa,_I._Cruz-Gonz\'alez,_L._F._Rodr\'iguez,_V._H._Chavushyan,_P._Marziani,_L._Guti\'errez,_O._Gonz\'alez-Martin,_B._W._Jiang_and_M._D'Onofrio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06451 |
私たちは、以前に検出された銀河対IRAS05589+2828と2MASXJ06021107+2828382で検出されたデュアルAGNシステムの核領域を、電波とX線のアーカイブデータと共に、新しい光学分光観測を通じて研究しました。私たちの多波長データは、Sy1\iras\(z=0.0330$\pm$0.0002)が、Sy2\twomas\(z=0.0334$\pm$0.0001)とのデュアルAGNシステムに適合することを強く示唆しています。20.08\arcsec\,($\sim$13.3\,kpc)の無線データ。光学スペクトルの分析により、2つのAGNの中でH$\alpha$と[OIII]からのかすかな狭い拡張放射が明らかになり、進行中の合併の証拠が裏付けられました。\iras\は二重成分の狭い輝線AGNであり、複雑で広いバルマー輝線プロファイルを持ち、$\sim$3500\,km\,s$^{-1}$の速度シフトを持つ強い赤いピークレットを明確に示しています.\iras\と\twomas\のブラックホールの推定質量は、log\,M$\rm_{BH}$\,=\,8.59\,$\pm$\,0.14(M$_\odot$)です。およびlog\,M$\rm_{BH}$\,=\,8.21$\pm$0.2(M$_\odot$)です。X線帯域では、\iras\はタイプ1の天体と互換性があり、スペクトルとフラックスの両方の変動性を示します。\chandra\,2MASX\,J06021107+2828382のデータにより、このソースで高い硬度比を測定することができ、タイプ2AGNの証拠が得られました。{\itKarlG.JanskyVeryLargeArray}で得られた22GHzの画像は、両方のAGNがスペクトルインデックス-0.26$\pm$0.03と-0.70$\pm$0.11を持つコンパクトな電波天体であることを明らかにし、初めてそのことを確認しました。無線帯域でのデュアルAGNの性質。
| Title |
Characterizing_the_3D_Kinematics_of_Young_Stars_in_the_Radcliffe_Wave |
| Authors |
Alan_J._Tu,_Catherine_Zucker,_Joshua_S._Speagle,_Angus_Beane,_Alyssa_Goodman,_Jo\~ao_Alves,_Jacqueline_Faherty,_and_Andreas_Burkert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06469 |
ラドクリフ波の運動学の分析を提示します。ラドクリフ波は、3Dダストマッピングによって最近検出された太陽近傍の分子雲の2.7kpc長の正弦波バンドです。GaiaDR2アストロメトリーと分光法を使用して、ラドクリフ波に沿った$\sim1500$若い星の3D空間速度を作用角空間で分析し、波の新しく生まれた星の動きをガスの動きの代用として使用します。銀河面に垂直な軌道位相に対応する若い星の垂直角は、波のような振動と潜在的に一致するパターンで、構造に沿った位置の関数として大きく変化することがわかりました。この種の振動は、同じ体積を占めるガイアからの古い星の対照サンプルでは見られず、長寿命の物理的プロセスによって引き起こされる形成チャネルを不利にします.若い星に見られる垂直角の傾向を説明するために「波状のミッドプレーン」モデルを使用し、波の空間周期と振幅の最適なパラメーターが、3Dダスト、追加の速度構造の証拠はありません.これらの結果は、主に波のガス状物質の動きに影響を与えるラドクリフ波の形成におけるより最近および/または一時的なプロセスをサポートしています。GaiaDR3での新しい星の視線速度測定と併せて、新しいシミュレーションと今後のシミュレーションとの結果の比較により、競合するさまざまな仮説をさらに区別できるようになるはずです。
星形成における磁場の性質：その解析方法と解釈のレビュー
| Title |
Magnetic_field_properties_in_star_formation:_a_review_of_their_analysis_methods_and_interpretation |
| Authors |
Junhao_Liu_(EAO),_Qizhou_Zhang_(CfA),_Keping_Qiu_(NJU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06492 |
ダスト粒子からの直線偏光放射と分子分光法は、星間媒体と分子雲の磁場トポロジーの効果的なプローブです。長年にわたるDavis-Chandrasekhar-Fermi(DCF)法、最近開発された相対方位ヒストグラム(HRO)解析、および分極強度勾配(KTH)法は、星形成における磁場の動的な役割を評価するために広く使用されています。観測から推測されたフィールド方向の空平面コンポーネント。これらの方法の進歩と限界を確認し、観測への応用を要約します。さまざまなバリエーションを含むDCF法の数値テストは、その最大の不確実性がエネルギー等分配の仮定に由来する可能性があることを示しており、シミュレーションと観測によってさらに較正する必要があります。特定の観測の秩序だった乱流磁場は、考慮されている領域の局所的な特性であることを示唆しています。DCF推定を使用した分極観測の分析は、磁気的にトランスから超臨界まで、および平均的にトランスから超アルフバニックの塊/コアが亜臨界雲で形成されることを示唆しています。大質量の星形成領域は、より高い柱密度のために、低質量の対応する領域よりも重力が支配的である可能性があります。観測によるHRO研究は、磁場と密度構造の間の優先的な相対配向が、柱密度の増加とともに平行から垂直に変化することを明確に明らかにしており、シミュレーションと併せて、星形成がtrans-to-sub-Alfvで進行中であることを示唆しています\'{e}niccloud.カラム密度が高くなると、垂直配向からランダム配向に戻る可能性があります。KTH法を使用した観察研究の結果は、HROおよびDCF研究の結果とほぼ一致しています。
| Title |
Methanol_deuteration_in_high-mass_protostars |
| Authors |
M._L._van_Gelder,_J._Jaspers,_P._Nazari,_A._Ahmadi,_E._F._van_Dishoeck,_M._T._Beltr\'an,_G._A._Fuller,_\'A._S\'anchez-Monge,_P._Schilke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06515 |
メタノール(CH$_3$OH)などの氷中で形成される分子の重水素化は、密集した冷たい雲での形成中の物理的条件に敏感であり、ホットコアでの重水素化メタノールの観察を通じて調べることができます。CH$_3$OH、CH$_2$DOH、CHD$_2$OH、$^{13}$CH$_3$OH、およびCH$_3^{18}$OHの遷移を含むアルマ望遠鏡による観測が調査されています。CH$_2$DOH、CHD$_2$OH、およびCH$_3$OHの列密度は、すべてのソースについて決定されます。ここで、CH$_3$OHの列密度は、光学的に薄い$^{13}$Cから導出されます。および$^{18}$O同位体種。したがって、メタノールのD/H比は、統計的影響を考慮して導出されます。大質量原始星のサンプルでは、単一の重水素化メタノール(CH$_2$DOH)が99のソースのうち25で検出されました。上限を含め、$N_\mathrm{CH_2DOH}/N_\mathrm{CH_3OH}$から推測される$\rm(D/H)_{CH_3OH}$比率は、99ソースのうち38について導出され、$\sim10の間で変化します^{-3}-10^{-2}$。文献からの他の高質量ホットコアを含めると、平均メタノールD/H比は$1.1\pm0.7\times10^{-3}$です。これは、低質量の原始星系で見られるもの($2.2\pm1.2\times10^{-2}$)よりも1桁以上小さい値です。二重重水素化メタノール(CHD$_2$OH)は、99ソースのうち11ソースに向かって検出されます。15ソースの上限を含め、$N_\mathrm{CHD_2OH}/N_\mathrm{CH_2DOH}$から導出された$\rm(D/H)_{CH_2DOH}$比率は、$\よりも2桁以上高いrm(D/H)_{CH_3OH}$平均$2.0\pm0.8\times10^{-1}$で、これは低質量のソースで見られるものと似ています。文献のGRAINOBLEモデルとの比較は、大質量のプレステラー段階が暖かい($>20$K)か、自由落下のタイムスケールよりも短いことを示唆している。対照的に、低質量の原始星の場合、$<15$Kの低温と、自由落下のタイムスケールよりも長いプレステラー期のタイムスケールの両方が必要です。
GLASS-JWST XIV からの初期の結果: 静止系光学における 1 < z < 5 宇宙の最初の形態学的アトラス
| Title |
Early_results_from_GLASS-JWST_XIV:_A_first_morphological_atlas_of_the_1_ |
| Authors |
Colin_Jacobs,_Karl_Glazebrook,_Antonello_Calabr\`o,_Tommaso_Treu,_Themiya_Nanayakkara,_Tucker_Jones,_Emiliano_Merlin,_Roberto_G._Abraham,_Adam_R_H_Stevens,_Benedetta_Vulcani,_Lilan_Yang,_Andrea_Bonchi,_Marusa_Bradac,_Marco_Castellano,_Adriano_Fontana,_Charlotte_A_Mason,_Takahiro_Morishita,_Diego_Paris,_Michele_Trenti,_Danilo_Marchesini,_Xin_Wang,_Paola_Santini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06516 |
GLASSEarlyReleaseScienceプログラムの一環として、JamesWebbSpaceTelescope(JWST)のNIRCamイメージャーで観測された銀河の静止フレーム光学形態分析を提示します。赤方偏移0.8<z<5.4で217のソースを選択し、7つの0.9-5umNIRCamフィルターを使用して静止フレームgri複合カラー画像を生成し、視覚的な形態学的分類を行います。HSTベースの作業と比較して、残りのフレームの光学イメージングによって明らかにされた、z>1.5で予想されるよりもディスクとバルジの発生率が高いことがわかります。73個の透明な円盤(z>1.5で43個)が検出され、そのうち45個に膨らみがあります。赤方偏移によるバルジ率の変化は明らかではありません。z<2(N=26)で60%、z>=2(N=19)で64%です。恒星の質量依存性は明らかで、質量が10^9.5M_sun(N=30)のすべての円盤銀河の47%でバルジが見られますが、M<10^9.5M_sun(N=15)では9%しかありません。静止フレームiバンドのジニ係数と非対称係数のノンパラメトリック測定で視覚形態を補足します。私たちのソースは、ローカル銀河よりも非対称で、ジニ値がわずかに高くなっています。ハッブル宇宙望遠鏡による高zレストフレーム紫外測定と比較すると、JWSTは、z>1.5でディスク、バルジ、スパイラルアームなどのより規則的な形態学的タイプを示し、より滑らかな(つまり、より低いジニ)およびより対称的な光分布を示します。z>1.5での検出可能なバルジと規則的な形態の予想外の普及により、銀河進化の理論モデルの新しいテストが可能になります。
Swift/UVOT を使用した Melotte 66 散開星団のホット集団の特徴付け
| Title |
Characterization_of_hot_populations_of_Melotte_66_open_cluster_using_Swift/UVOT |
| Authors |
K._K._Rao_(1),_K._Vaidya_(1),_M._Agarwal_(2),_A._Panthi_(1),_V._Jadhav_(3_and_4),_and_A._Subramaniam_(3)_((1)_Department_of_physics,_Birla_Institute_of_Technology_and_Science-Pilani,_333031_Rajasthan,_India,_(2)_Department_of_Physics_and_Kavli_Institute_for_Astrophysics_and_Space_Research,_Massachusetts_Institute_of_Technology,_Cambridge,_MA_02139,_USA,_(3)_Indian_Institute_of_Astrophysics,_Sarjapur_Road,_Koramangala,_Bangalore,_India,_(4)_Joint_Astronomy_Programme_and_Department_of_Physics,_Indian_Institute_of_Science,_Bangalore,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06659 |
紫外(UV)波長の観測は、星団の高温星集団の理解に大きく貢献してきました。紫外観測を含む、星の多波長スペクトルエネルギー分布(SED)は、青いはぐれ星(BSS)などのエキゾチックな星の未解決のホットコンパニオンを発見するための優れたツールであることが証明されており、それによって、それらの形成メカニズムを制約するための有用な手がかりが提供されます。Melotte66は、距離4810pcに位置する3.4Gyrの古い散開星団です。GaiaEDR3データにML-MOCアルゴリズムを適用してクラスターメンバーを識別します。メンバーシップIDに基づいて、14のBSS候補、2つの黄色のストラグラー候補(YSS)、および1つのサブドワーフB候補(sdB)を含む1162のメンバーが見つかりました。Swift/UVOTデータを光およびIR波長の他のアーカイブデータと組み合わせて使用して、11のBSS候補とsdB候補のSEDを生成しました。温度が38000$_{-6000}^{+7000}$K、光度が2.99$_{-1.86}^{+5.47}$L$_\odotの1つのBSS候補BSS3のホットコンパニオンを発見しました。$、半径0.04$_{-0.005}^{+0.008}$R$_\odot$.このホットコンパニオンは、推定質量が0.24$\text{-}$0.44M$_\odot$の低質量WDである可能性があります。GaiaDR3変動分類に基づいて、1つのBSS候補BSS6を、期間が0.8006日のアルゴル型食連星として報告します。BSS3はケースAまたはケースBの物質移動チャネルを介して形成されるのに対し、BSS6はケースAの物質移動を介して形成されることをお勧めします。
ガイアとの32 Ori協会のセンサス
ガイア(DR3)の3回目のデータリリースから高精度測光と天体測定を使用して、32Ori協会のメンバー候補を特定しました。新しいスペクトルとアーカイブスペクトルを使用して、候補のサブセットのスペクトルタイプと動径速度が測定されました。動径速度測定値を持つ候補については、UVW速度を使用してメンバーシップをさらに制限し、169の候補の最終カタログに到達しました。<=M7(>=0.06Msun)のスペクトルタイプの場合、調査の完全性は~90%であると見積もっています。32個のOri候補のスペクトルタイプのヒストグラムは、M5(~0.15Msun)で最大値を示し、太陽近傍の他の若いクラスターおよび関連で測定された分布に似ています。利用可能なUVW速度は、関連付けが拡大していることを示していますが、明確に定義された運動学的年齢を生成していません。色等級図における低質量星の配列に基づくと、32オリアソシエーションと上部ケンタウルス-ルプス/下部ケンタウルス-クルクス(UCL/LCC)は、+/-1.2Myr以内で共進化であり、それらはBetaPicはグループを~3Myr移動します。これは、Gaiaの2番目のデータリリースに基づく以前の分析の結果と一致しています。最後に、広視野赤外線サーベイエクスプローラーからの中間赤外線(IR)測光を使用して、32個のOri候補の中で星周円盤からの過剰な放射をチェックしました。ディスクは18の候補について検出され、その半分はこの作業で初めて報告されます。フル、移行、または進化したディスクを持つ<=M6の候補の割合は10/149=0.07+0.03/-0.02であり、これはUCL/LCCの値と一致しています。
重力理論をテストするためのツールとして、いて座 A* と M87* の周りにある影
Randall--余剰次元Reissnerを伴うSundrum理論--の枠組みの中で、潮汐電荷を伴うノードストロームブラックホール解が発見されました。M87の超大質量ブラックホールの周りの影は、2017年4月のイベントホライズンテレスコープ(EHT)による観測に基づいて、2019年に再構成されました。前に、Reissner--Nordstr\"ommetricについて、電荷の関数として影のサイズの分析式を導出し、後でこれらの結果を潮汐電荷の場合に一般化しました。影のサイズの推定を行って、重力の代替理論のパラメーターを評価する機会について説明します。特に、EHTコラボレーションによって、これらの観測から潮汐料金を推定することができました。
JWSTで検出された超高赤方偏移銀河の星形成活動の下限：星の人口と放射線源への影響
| Title |
A_Lower_Bound_of_Star_Formation_Activity_in_Ultra-high_Redshift_Galaxies_Detected_with_JWST:_Implications_for_Stellar_Populations_and_Radiation_Sources |
| Authors |
Kohei_Inayoshi,_Yuichi_Harikane,_Akio_K._Inoue,_Wenxiu_Li,_Luis_C._Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06872 |
JWST観測の初期の結果では、明るい$z\gtrsim10$銀河の候補が予想よりも多く提供され、静止系のUV光度関数(LF)の構築が可能になりました。LFには、銀河集合の歴史、星形成活動、遠い宇宙の星の数に関する重要な情報が含まれています。アバンダンスマッチングから推定された親ハローから銀河への総バリオン質量流入率の上限を考えると、各赤方偏移における銀河の星形成とUV光子生成効率の積の下限を導き出します。この厳しい制約には、ガスを恒星に変換する高効率($\gtrsim10-30\%$)が必要です。この効率は、典型的な近くの銀河の効率よりもかなり高いですが、近くの宇宙で観察されるスターバースト銀河やスーパースタークラスターで見られる効率と一致しています。あるいは、星の集団が金属を含まず、上部に重い質量分布から引き出された場合、星の形成効率は数パーセントと低くなる可能性があります。これは$z\simeq6$での銀河集団全体の平均値です。より強い紫外線を発生させます。制約を達成するための他のいくつかのシナリオ、たとえば、コンパクトな星の残骸とクエーサーから生成されるエネルギー放射について議論し、今後の観測によってシナリオを区別する方法を提案します。
SAMI 銀河調査: 質量と金属量の関係における星形成銀河と受動銀河の間のオフセットを銀河サイズで説明できる
| Title |
The_SAMI_galaxy_survey:_galaxy_size_can_explain_the_offset_between_star-forming_and_passive_galaxies_in_the_mass-metallicity_relationship |
| Authors |
Sam_P._Vaughan,_Tania_M._Barone,_Scott_M._Croom,_Luca_Cortese,_Francesco_D'Eugenio,_Sarah_Brough,_Matthew_Colless,_Richard_M._McDermid,_Jesse_van_de_Sande,_Nicholas_Scott,_Joss_Bland-Hawthorn,_Julia_J._Bryant,_J.S._Lawrence,_\'Angel_R._L\'opez-S\'anchez,_Nuria_P._F._Lorente,_Matt_S._Owers_and_Samuel_N._Richards |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06939 |
この作業では、SAMI銀河サーベイからの1363銀河の中心の星の金属量([Z/H])が、それらの星の質量と重力ポテンシャルの代用値$\Phi$=log10(M/M*)-log10($r_e$/kpc)。以前の研究と一致して、受動銀河と星形成銀河は[Z/H]-M*平面の異なる領域を占めており、受動銀河は固定質量(alog10(M/M*)=10.3で0.23dexの差)。すべての銀河が[Z/H]と$\Phi$の間で同じ関係にあることを初めて示し、静的な$\Phi$での受動銀河と星形成銀河の間の[Z/H]のオフセットを示します。固定質量での[Z/H]のオフセット以下です(固定質量での0.21dexと比較して、固定$\Phi$での平均$\Delta$[Z/H]は0.11dex)。次に、銀河進化の簡単なモデルを構築して、結果を説明し、理解します。[Z/H]が宇宙時間にわたって$\Phi$をトレースし、銀河が消滅する確率はその質量とサイズの両方に依存すると仮定することで、瞬間的な消滅を含むモデルを使用して、星の金属量でこれらのオフセットを再現することができます。したがって、以前の研究とは対照的に、固定質量での金属量のオフセットは、それ自体では遅いクエンチングプロセスの証拠として使用できないと結論付けています。代わりに、私たちのモデルは、金属が豊富な銀河が、集団内の質量に対して常に最小の天体であったことを示唆しています。私たちの調査結果は、星の集団を研究する際に銀河のサイズを考慮する必要があることを繰り返しています。
MOND の修正慣性定式化のモデル
MONDの「修正慣性」定式化のモデルが記述され、非相対論的多体系に適用されます。それらには、時間非局所的な運動方程式が含まれます。運動量、角運動量、およびエネルギーは(非局所的に)定義され、その合計値は孤立したシステムに対して保存されます。モデルは、すべての顕著なMOND予測を行います。しかし、それらは、いくつかの第2層の予測において、既存の「修正重力」定式化とは異なります。モデルは、構成要素の内部加速度が高い場合でも、低加速度場での複合体の運動を正しく記述します。それらはMOND外部場効果(EFE)を示し、修正重力バージョンから期待されるようになったものとはいくつかの重要な違いを示しています。は$\mu(\theta\langlea_{ex}\rangle/a_0)$であり、$\mu(x)$は回転曲線を記述するMOND`補間関数'であり、$\mu(a_{ex}と比較されます。}/a_0)$現在知られている「修正重力」定式化。2つの主な違いは、$a_{ex}$が外部加速度の瞬間的な値であるのに対し、$\langlea_{ex}\rangle$はその特定の時間平均であり、$\theta>1$は外部フィールドと内部フィールドの変動の周波数比に依存する追加の要因。度数の比率のみが入力され、$a_0$だけが新しいディメンション化された定数のままです。銀河の円軌道上のシステム(円盤銀河の鉛直ダイナミクスなど)では、$\langlea_{ex}\rangle=a_{ex}$であるため、最初の差はなくなります。しかし、$\theta$係数は、修正された重力で推定されるものよりも、MOND効果を消滅させる際にEFEをかなり強化することができます。回転曲線、調和力、一般的な2体問題(深いMOND領域では1体問題に還元される)など、いくつかの正確な解も説明されています。
フライバイ相互作用における潮汐誘起渦巻きによる円盤銀河の垂直呼吸運動の励起
| Title |
Excitation_of_vertical_breathing_motion_in_disc_galaxies_by_tidally-induced_spirals_in_fly-by_interactions |
| Authors |
Ankit_Kumar,_Soumavo_Ghosh,_Sandeep_Kumar_Kataria,_Mousumi_Das,_Victor_P._Debattista |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07096 |
太陽系近傍の星々が、大規模でコヒーレントな垂直方向の呼吸運動を示していることが明らかになりました。同時に、天の川のような銀河は、進化の過程で衛星や伴星との潮汐相互作用を経験します。これらの潮汐相互作用は垂直方向の振動を励起することができますが、垂直方向の呼吸運動が潮汐の遭遇によって\textit{直接}励起されているのか、それとも潮汐によって引き起こされたスパイラルによって駆動されているのかはまだ明らかではありません.呼吸運動の励起が潮汐相互作用に直接関連しているかどうかをテストするために、さまざまな軌道構成を持つバインドされていない単一のフライバイ相互作用の一連の$N$体モデル(質量比5:1)を構築します。そのようなフライバイ相互作用がホスト銀河の外側の円盤で強い一時的な渦巻き($\sim2.9-4.2$Gyr続く)を励起できるというよく知られた結果を最初に再現します。らせんの生成と強さは、軌道パラメーター(相互作用の角度と軌道スピンベクトル)によって変化することが示されています。さらに、フライバイモデルが高さとともに振幅が増加するコヒーレントな呼吸運動を示すことを示します。呼吸運動の振幅は、方位角方向に沿って特徴的な変調を示し、呼吸運動の圧縮はらせんのピークと一致し、呼吸運動の拡大は腕間の領域に収まります。これは、らせん駆動の呼吸運動の特徴です。私たちのモデルにおけるこれらの呼吸運動は、潮汐によって引き起こされた強力な渦巻きの腕が消えるときに終わります。したがって、フライバイモデルで大規模な呼吸運動を駆動するのは、潮汐によって引き起こされる渦巻きであり、この文脈における潮汐相互作用の動的な役割は間接的です。
スーパーエディントン NLS1 RX J0134.2-4258 の多波長キャンペーン -- II.典型的なウィークライン セイファート銀河
| Title |
Multi-wavelength_Campaign_on_the_Super-Eddington_NLS1_RX_J0134.2-4258_--_II._an_Archetypal_Weak-Line_Seyfert_Galaxy |
| Authors |
Chichuan_Jin,_Chris_Done,_Martin_Ward,_Francesca_Panessa,_Bo_Liu,_He-Yang_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06581 |
RXJ0134.2-4258は、最もスーパーエディントン狭線セイファート1(NLS1)銀河の1つであり、電波からX線までのモニタリングキャンペーンを実施しました。この論文では、その光学/UVスペクトルと広帯域スペクトルエネルギー分布(SED)の詳細な分析を提示します。私たちの研究は、RXJ0134.2-4258の好ましいブラックホール質量が$\sim2~\times~10^{7}~M_{\odot}$であることを示しており、外側の円盤を通過する質量降着率は$\dot{m}_{\rmout}\sim20$(ゼロスピンと仮定)を観測された光度比$L_{\rmbol}/L_{\rmEdd}\sim6$と比較。移流や風によって電力が失われる可能性があるため、この放射効率の低下はスーパーエディントンフローで予想されます。RXJ0134.2-4258の光/UVラインは、弱いCIVおよびNV輝線を持っているため、弱いようなクエーサー(WLQ)のものに似ていることがわかります。また、最近いくつかのWLQで観測されたものと同様に、劇的なX線変動性も持っています。ただし、WLQはRXJ0134よりも体系的に質量が高く($\gtrsim10^8~M_{\odot}$)、エディントン比が低い($\dot{m}_{\rmout}\sim1-3$)。.2-4258。代わりに、$\dot{m}_{\rmout}$が同様に大きいが質量が小さい、最も極端なNLS1と比較します。これらは同様に放射効率の大幅な低下を示していますが、それらのUV線は同様に風に支配されていません。RXJ0134.2-4258のようなソースを説明するために、弱線セイファート(WLS)銀河の新しいカテゴリを提案し、その(これまでのところユニークな)特性を、より高い質量のブラックホールのより低い円盤温度が導くモデルで解釈します。超エディントン放射圧駆動風を高めたUVライン駆動へ。
パルサーの二重レンズが極端な散乱イベントの起源に光を当てる
| Title |
Pulsar_Double-lensing_Sheds_Light_on_the_Origin_of_Extreme_Scattering_Events |
| Authors |
Hengrui_Zhu,_Daniel_Baker,_Ue-Li_Pen,_Dan_R._Stinebring,_Marten_H._van_Kerkwijk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06884 |
極端な散乱イベントでは、前景のプラズマレンズによって光が視線外に屈折されるため、コンパクトな電波源の明るさが大幅に低下します。最近の努力にもかかわらず、これらのレンズの性質は謎のままでした.ほぼ丸いレンズは、星間物質に比べて非常に過大な圧力がかかり、約1年しか存在できなかったからです.これは、距離と速度に対する制約の欠如と相まって、多くの理論モデルをもたらしました。パルサーPSR~B0834+06での劇的な二重レンズ現象の観測結果を提示し、新しい位相検索手法を使用して、データが2スクリーンモデルで非常によく再現できることを示します。1つの強いもので。さらに、後者のレンズが非常に強力であるため、必然的に極端な散乱イベントが発生することを示しています。私たちの観測は、レンズがゆっくりと動き、空で非常に伸びていることを示しています。ほぼ真横から見たプラズマのシートから自然に生じるように、視線に沿って同様に引き伸ばされた場合、大きな過圧は必要なく、したがってレンズは長寿命になる可能性があります。私たちの新しい技術は、星間プラズマ構造を詳細に調査する可能性を切り開き、高精度のパルサータイミングとその後の重力波の検出に不可欠な理解につながります。
ブラックホールX線連星MAXIにおけるB型準周期振動の遷移と起源~ J1348--630
| Title |
Transitions_and_Origin_of_the_Type-B_Quasi-Periodic_Oscillation_in_the_Black_Hole_X-ray_Binary_MAXI~_J1348--630 |
| Authors |
H.X.Liu,_Y._Huang,_Q.C.Bu,_W._Yu,_Z.X.Yang,_L._Zhang,_L.D.Kong,_G.C.Xiao,_J.L.Qu,_S.N.Zhang,_S.Zhang,_L.M.Song,_S.M.Jia,_X.Ma,_L.Tao,_M.Y.Ge,_Q.Z.Liu,_J.Z.Yan,_R.C.Ma,_X.Q.Ren,_D.K.Zhou,_T.M.Li,_B.Y.Wu,_Y.C.Xu,_Y.F.Du,_Y.C.Fu,_Y.X.Xiao,_G.Q._Ding,_and_X.X._Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07066 |
異なるタイプの準周期振動(QPO)間の高速遷移は、一般に、ブラックホールの一時的なソース(BHT)で観察されます。\emph{Insight}-HXMTによって観測されたMAXI~J1348--630のタイプBQPOの遷移のタイミングとスペクトル特性に関する詳細な研究を提示します。分数rms変動-エネルギー関係とエネルギースペクトルは、タイプBQPOがおそらくジェット歳差運動に由来することを明らかにします。タイプBQPOが存在する場合、弱いべき乗則支配のパワースペクトルと比較して、対応するエネルギースペクトルは、コンプトン化成分の増加と{\tt\stringxillverCp}成分の必要性、およびコロナの高さのわずかな増加を示します。{\tt\stringrelxilllp}モデルを使用する場合。したがって、結合された内部ディスクジェット領域が、観察されたタイプBQPO遷移の原因であることを示唆しています。タイプBのQPOの出現/消失のタイムスケールは長いか短い(秒)であり、これはディスクジェット構造の不安定性を示している可能性があります。これらの現象について、バーディーン・ペターソン効果がディスクジェット構造をBHスピン軸と整列させる、または磁束管によって束縛された小規模ジェットの消失がタイプBQPOの消失につながるという仮説を立てます。.B/C遷移に関する3つのイベントが観測されました。そのうちの1つは、$\sim9.2$Hz(C)から$\sim4.8$Hz(B)への短い時間で発生しました。他の2つの遷移のエネルギースペクトル分析は、タイプCQPOが存在する場合、Comptonizationフラックスが高く、スペクトルがより硬く、ディスクの内半径がわずかに変化することを示しています。タイプCのQPOは、おそらく比較的強いジェットまたはコロナに由来することを示唆しています。
SKA-Low プリカーサー ステーションを使用した 22 の電波パルサーのスペクトル解析
| Title |
Spectral_analysis_of_22_radio_pulsars_using_SKA-Low_precursor_stations |
| Authors |
C._P._Lee,_N._D._R._Bhat,_M._Sokolowski,_N._A._Swainston,_D._Ung,_A._Magro,_R._Chiello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07182 |
第二世代プリカーサーステーションを使用して、スクエアキロメートルアレイ(SKA-Low)の低周波成分であるアパーチャアレイ検証システム2(AAVS2)および技術開発アレイ2(EDA2）。SKA-Lowステーションを使用して、明るいパルサーの選択されたサンプルの複数の周波数でのフォローアップ観測を含め、70〜350MHzの間で100の南天パルサーを観測しました。これらの観測により、記録帯域幅が約1MHzに制限されている初期システムの適度な感度にもかかわらず、6つのパルサーに対してこれまでに公開された最低周波数の検出を含む、22のパルサーの検出が得られました。SKA-Lowステーションで得られた同時磁束密度測定値を比較し、厳密な電磁シミュレーションを実行することにより、Sokolowskietalで提示されたSKA-Low感度シミュレーションコードの精度を検証します。(2022)。さらに、ヤンコフスキーらによって開発された方法を使用して、検出されたパルサーの電波スペクトルにモデルを適合させます。(2018)、元の作品には取り付けられなかった9つのパルサーを含む。スペクトルを5つの形態学的クラスに確実に分類し、1つを除くすべてのパルサーが単純なべき法則の振る舞いからの逸脱を示すことを発見しました。これらの発見は、よく決定されたスペクトルを持つパルサーは、平均よりもスペクトルの平坦化またはターンオーバーを示す可能性が高いことを示唆しています。私たちの研究は、SKA-Lowステーションがパルサー電波スペクトルの科学的に有用な測定と分析にどのように有意義に使用できるかを示しています。パルサー電波スペクトルは、SKA-Lowで計画されたパルサー調査と科学を知らせるための重要な入力です。
SNGuess: 若い銀河系外トランジェントの選択方法
| Title |
SNGuess:_A_method_for_the_selection_of_young_extragalactic_transients |
| Authors |
N._Miranda,_J.C._Freytag,_J._Nordin,_R._Biswas,_V._Brinnel,_C._Fremling,_M._Kowalski,_A._Mahabal,_S._Reusch,_J._van_Santen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06534 |
天文学で検出されるトランジェントの数が急速に増加しているため、機械学習に基づく分類方法がますます採用されています。それらの目標は通常、トランジェントの決定的な分類を取得することであり、優れたパフォーマンスを得るには、通常、多数の観測セットの存在が必要です。ただし、適切に設計されたターゲットモデルは、より少ないコンピューティングリソースで分類目標を達成できます。この論文では、SNGuessを紹介します。SNGuessは、近くにある若い銀河系外トランジェントを高純度で見つけるために設計されたモデルです。SNGuessは、天文警報データから効率的に計算できる一連の機能を使用します。これらの機能の一部は静的で、アラートメタデータに関連付けられていますが、その他はアラートに含まれる測光観測から計算する必要があります。ほとんどの機能は、検出後のトランジェントの寿命の早い段階ですでに取得または計算できるほど単純です。これらの機能は、ZwickyTransientFacility(ZTF)から15か月にわたって取得された一連のラベル付きの公共警報データに対して計算されます。SNGuessのコアモデルは、勾配ブースティングによってトレーニングされる決定木の集合で構成されます。2020年4月から2021年8月までのZTFからの一連のアラートからSNGuessによって提案された候補の約88%が、真に関連する超新星(SNe)であることがわかりました。明るい検出によるアラートの場合、この数値は92%から98%の範囲です。2020年4月以降、SNGuessによってZTFアラートストリームで潜在的な若いSNeとして識別されたトランジェントは、AMPEL_ZTF_NEWグループ識別子でトランジェントネームサーバー(TNS)に公開されています。ZTFによって観測されたトランジェントのSNGuessスコアには、Webサービス経由でアクセスできます。SNGuessのソースコードは公開されています。
StraKLIP: Karhunen-Lo\^eve
画像処理アルゴリズムを使用した、近くにいるかすかなコンパニオンの検出と特性評価のための新しいパイプライン
| Title |
StraKLIP:_A_novel_pipeline_for_detection_and_characterization_of_close-in_faint_companions_through_Karhunen-Lo\^eve_Image_Processing_algorithm |
| Authors |
Giovanni_M._Strampelli,_Laurent_Pueyo,_Jonathan_Aguilar,_Antonio_Aparicio,_Gaspard_Duch\^ene_and_Massimo_Robberto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06719 |
ハイコントラストイメージング解析用に特別に設計されていない一連の広視野イメージング観測を使用して、主星からわずかな角度で離れたところにあるかすかな天文伴星を検出して特徴付けるために開発された新しいパイプラインを紹介します。パイプラインのコアは、参照PSFライブラリのKarhunen-Lo\^evetruncated変換に依存して、PSF減算を実行し、候補を識別します。検出の信頼性とコンパニオンの特徴付けのテストは、バイナリのシミュレーションと、偽陽性/真陽性分析のための受信者動作特性曲線の生成を通じて行われます。このアルゴリズムは、オリオン星雲星団の2つのHSTTreasuryProgramで取得された大規模なHST/ACSおよびWFC3データセットで正常にテストされています。これらの広範な数値実験に基づいて、一度に1つの星を観測するために設計された方法に基づいているにもかかわらず、パイプラインはモザイク空間ベースのデータで非常にうまく機能することがわかりました。実際、褐色矮星質量伴星をほぼ惑星の質量限界まで検出することができます。パイプラインは、完全性が$\gtrsim10\%$の$\gtrsim0.1"$または完全性が$\sim30\%$の$\sim0.2"$に近い分離で信号を確実に検出できます。このアプローチは、既存のHSTアーカイブ、近い将来のJWSTモザイク、および将来の広視野ローマン画像のデータから始めて、さまざまな宇宙ベースの画像調査に適用できる可能性があります。
おとめ座: 宇宙論的衝撃波のスケーラブルな教師なし分類
宇宙の衝撃波は、宇宙構造の形成を理解する上で不可欠です。それらを研究するために、科学者は計算コストの高い高解像度の3D流体力学シミュレーションを実行します。結果として得られるデータセットは膨大であり、複雑な形態と複数の衝撃波面が交差するため、衝撃波面を分離および分類するのが難しいため、シミュレーション結果の解釈は困難です。この未解決の教師なし分類問題に取り組むために、物理的な動機、スケーラビリティ、および確率論的堅牢性を組み合わせた新しいパイプラインである乙女座を紹介します。この目的のために、低ランク行列近似を使用したカーネル主成分分析を使用して、衝撃を受けた粒子のデータセットのノイズを除去し、ラベル付きサブセットを作成します。教師付き分類を実行して、確率的変分ディープカーネル学習を使用して完全なデータ解像度を回復します。さまざまな複雑さを持つ3つの最先端のデータセットを評価し、良好な結果を達成します。提案されたパイプラインは自動的に実行され、少数のハイパーパラメーターしかなく、テスト済みのすべてのデータセットで適切に機能します。私たちの結果は大規模なアプリケーションに有望であり、現在可能になっている将来の科学的研究を強調しています。
ロブスターアイ X 線光学系
この章では、ロブスターアイの設計に基づく広視野X線光学系の歴史、原理、および最近の開発について説明します。天文学やその他のアプリケーションで使用されるかすめ入射(反射)X線イメージングシステムのほとんどは、Wolter1(または修正)配置に基づいています。しかし、実験室環境と宇宙環境の両方の将来のアプリケーションのために提案された他の設計と構成もあります。Kirkpatrick-Baez(K-B)ベースのレンズやさまざまなタイプのロブスターアイオプティクスがその例です。ウォルターレンズと同様に、これらのシステムはすべて、X線を2回反射して焦点画像を作成するという原理を使用しています。X線天文学および天体物理学のさまざまな将来のプロジェクトでは、広い視野を持つ大型の光学系が必要になります。大きなKirkpatrick-BaezモジュールとロブスターアイX線望遠鏡の両方が、広い視野、低質量、低コストなどの革新を提供できるため、ソリューションとして役立つ可能性があります.マイクロポアオプティクス(MPO)を使用したロブスターアイオプティクスの基本的な仕組みと、そのさまざまな用途について説明します。これらの光学系の問題と制限要因が評価され、ロブスターアイ光学系を使用して科学目的を達成する現在のミッションがレビューされます。マルチフォイルオプティクス(MFO)アプローチは、有望な代替手段です。これらの配置は、実験装置にも広く適用できます。この章では、科学の他の分野における非Wolterシステムの代替アプリケーションの詳細も調べます。これらのシステムの一部は、実験室やシンクロトロンですでに幅広いアプリケーションを発見しているK-Bシステムなどの利点をすでに実証しています。
宇宙線電波アレイの効率の確率モデル
宇宙線空気シャワーのデジタル無線検出は、高エネルギー天体素粒子物理学の代替技術として登場しました。宇宙線無線アレイの検出効率の推定は、この技術に関して残っている数少ない課題の1つです。この問題に対処するために、エアシャワーの無線技術の主要要素の明示的な確率論的処理に基づいたモデルを開発しました。地上での無線信号のフットプリント、個々のアンテナでの信号の検出、および配列全体のレベル。このモデルは、最大効率の空の領域の推定を可能にし、宇宙線の絶対フラックスを測定するために不可欠なアレイの開口を計算するために使用できます。また、汎用モデルに適用する半解析的手法を提示し、高精度で妥当な計算時間で効率とアパーチャを計算します。このホワイトペーパーのモデルは、計測器の例としてTunka-Rexアレイに適用され、モンテカルロシミュレーションに対して検証されます。検証は、モデルが特に完全な効率で領域を予測する際にうまく機能することを示しています。したがって、絶対宇宙線フラックスの測定を容易にし、宇宙線研究における選択バイアスを最小限に抑えるために、他のアンテナアレイに適用することができます。
超新星光エコーを含む画像の自動分類用パッケージ
| Title |
A_Package_for_the_Automated_Classification_of_Images_Containing_Supernova_Light_Echoes |
| Authors |
A._Bhullar,_R._A._Ali_and_D._L._Welch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07260 |
環境。超新星のいわゆる「光のエコー」-爆発で照らされた星間塵の見かけの動き-は、天文学的な差分画像で検出できます。ただし、光のエコーは非常にまれであるため、手動での検出は困難な作業になります。何百年も前の超新星光エコーの調査には、各CCDアンプからのサブイメージを検査する必要がある、何百もの広視野イメージャーのポインティングが含まれる場合があります。ねらい。(i)少なくとも1つの超新星光エコーを含む可能性が高い画像を自動的に識別するようにトレーニングされたカプセルネットワークと、(ii)光エコーおよび/または光エコーをローカライズするためのルーティングパスの視覚化を実装するPythonパッケージであるALEDを紹介します。識別された画像の特徴のように。メソッド。ALED(ALED-m)に実装されたカプセルネットワークのパフォーマンスを、異なるアーキテクチャのいくつかのカプセルおよび畳み込みニューラルネットワークと比較します。また、天文差分画像の大規模なカタログにALEDを適用し、人間による検証のために候補の光エコー画像を手動で検査します。結果。ALED-mは、テストセットで90%の分類精度を達成し、ルーティングパスの視覚化によって識別された光エコーを正確にローカライズすることがわかりました。13,000以上の天体画像のセットから、ALEDは手動の分類では見落とされていた一連の光エコーを特定しました。ALEDはgithub.com/LightEchoDetection/ALEDから入手できます。
MagAO-X: 現在の状況とフェーズ II の計画
| Title |
MagAO-X:_current_status_and_plans_for_Phase_II |
| Authors |
Jared_R._Males,_Laird_M._Close,_Sebastiaan_Haffert,_Joseph_D._Long,_Alexander_D._Hedglen,_Logan_Pearce,_Alycia_J._Weinberger,_Olivier_Guyon,_Justin_M._Knight,_Avalon_McLeod,_Maggie_Kautz,_Kyle_Van_Gorkom,_Jennifer_Lumbres,_Lauren_Schatz,_Alex_Rodack,_Victor_Gasho,_Jay_Kueny,_Warren_Foster |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07299 |
マゼラン・クレイ6.5m望遠鏡用の2000アクチュエータ、3.6kHz適応光学およびコロナグラフシステムであるMagAO-Xのステータス更新を提示します。MagAO-Xは、可視波長での高コントラストイメージング用に最適化されています。私たちの主な科学的目標は、太陽系のような太陽系外惑星の検出と特徴付けであり、Hアルファで検出された非常に若いまだ降着中の惑星から、反射された星の光を使用して特徴付けられる古い温帯惑星にまで及びます。最初の点灯は2019年12月でしたが、その後の試運転はCOVID-19のためキャンセルされました。その間、MagAO-Xはラボのテストベッドとして機能しました。ハイライトには、いくつかの焦点面および低次波面センシングアルゴリズムの実装、新しい予測制御アルゴリズムの開発、およびIFUモジュールの追加が含まれます。MagAO-Xは、GiantMagellanTelescopeHighContrastAdaptiveOpticsTestbedのAOシステムとしても機能します。これらのプロジェクトの概要を説明し、2022年4月の試運転とサイエンスランの結果を報告します。最後に、MagAO-Xの包括的なアップグレードのステータスを提示し、反射光で太陽系外惑星の極端なコントラスト特性評価を可能にします。.これらのアップグレードには、コロナグラフ内の新しいポストAO1000アクチュエーター可変ミラー、波面センシング用の最新世代のsCMOS検出器、最適化されたPIAACMCコロナグラフ、およびコンピューティングシステムのアップグレードが含まれます。これらのフェーズIIアップグレードが完了したら、反射光で近くの太陽系外惑星の調査を実施する予定です。
GMagAO-Xの概念設計：GMTによる可視波長ハイコントラストイメージング
| Title |
The_conceptual_design_of_GMagAO-X:_visible_wavelength_high_contrast_imaging_with_GMT |
| Authors |
Jared_R._Males,_Laird_M._Close,_Sebastiaan_Y._Haffert,_Olivier_Guyon,_Victor_Gasho,_Fernando_Coronado,_Olivier_Durney,_Alexander_Hedglen,_Maggie_Kautz,_Jamison_Noenickx,_John_Ford,_Tom_Connors,_Doug_Kelly |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07312 |
25mの巨大マゼラン望遠鏡(GMT)用の極端な適応光学システムであるGMagAO-Xの概念設計を紹介します。私たちは、Astro2020の勧告に対応して初期の高コントラスト系外惑星科学を可能にするために、GMTのファーストライト時またはその直後に利用できるようにGMagAO-Xを開発しています。主要な科学的目標は、居住可能な可能性のある近くの地球上の世界の特徴付けです。GMagAO-Xは、統合されたセグメントフェージングコントロールを備えたウーファーツイーターシステムです。トゥイーターは、7つの3000アクチュエータセグメントで構成された、21,000アクチュエータセグメント化された変形可能ミラーです。マルチステージの波面センシングシステムは、ブートストラップ、フェージング、および高次センシングを提供します。器具全体が回転子に取り付けられ、重力の不変性を提供します。メインのAOシステムの後、可視(gからy)および近赤外(YからH)科学チャンネルには、統合されたコロナグラフィック波面制御システムが含まれています。その後、完全に補正され、オプションでコロナグラフィーでフィルター処理されたビームは、イメージャーや分光器を含む一連の焦点面計測器に供給されます。これには、ファイバーフィードを介したGMTの既存の設備機器が含まれます。設計を評価するために、GMagAO-Xのパフォーマンスを評価するためのエンドツーエンドの周波数ドメインモデリングフレームワークを開発しました。次に、多くの閉ループフィードバック制御システムのダイナミクスがモデル化されます。最後に、後処理アルゴリズムの周波数領域モデルを使用して、最終的な後処理された感度を分析します。GMagAO-XのCoDRは2021年9月に開催されました。ここでは、GMagAO-Xのサイエンスケース、機器の設計、期待される性能、および操作の概念の概要を示します。
巨大マゼラン望遠鏡用の 21,000 アクチュエータ ExAO システムの光学および機械設計: GMagAO-X
| Title |
The_Optical_and_Mechanical_Design_for_the_21,000_Actuator_ExAO_System_for_the_Giant_Magellan_Telescope:_GMagAO-X |
| Authors |
Laird_M._Close,_Jared_R._Males,_Olivier_Durney,_Fernando_Coronado,_Sebastiaan_Y._Haffert,_Victor_Gasho,_Alexander_Hedglen,_Maggie_Y._Kautz,_Tom_E._Connors,_Mark_Sullivan,_Olivier_Guyon,_Jamison_Noenickx |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07318 |
GMagAO-Xは、25.4mGMT用の準初光ExAOコロナグラフ計器です。これは、GMTの折り畳まれたポートのスロット用に設計されています。厳格なExAOフィッティングとサーボエラー要件(<90nmrmsWFE)を満たすために、GMagAO-Xには、>2KHzの修正速度が可能な21,000アクチュエータDMが必要です。波面/セグメントピストンエラーを最小限に抑えるために、GMagAO-Xには、この「21,000アクチュエータパラレルDM」の一部として、防振テーブルに干渉ビームコンバイナがあります。ピストンエラーは、HolographicDispersedFringeSensor(HDFS)によって検出されます。コロナグラフに加えて、コロナグラフ後のLyotLowOrderWFS(LLOWFS)を備えており、非共通パス(NCP)エラーを検出します。LLOWFSは、非共通パスDM(NCPDM)を駆動して、これらのNCPエラーを修正します。GMagAO-Xは、可視および/またはNIRで高コントラストの科学と波面センシングを取得します。ここでは、GMagAO-Xのトップレベルの科学要件を満たし、GMT機器の要件に準拠し、COTS部品のみを必要とする、外部レビュー(2021年9月)に成功したCoDR光学機械設計を紹介します。
トリプルステージ AO アーキテクチャ (TSAO) を備えた GMagAO-X 用の可視極端補償光学
| Title |
Visible_extreme_adaptive_optics_for_GMagAO-X_with_the_triple-stage_AO_architecture_(TSAO) |
| Authors |
Sebastiaan_Y._Haffert_and_Jared_R._Males_and_Laird_M._Close_and_Olivier_Guyon_and_Alexander_Hedglen_and_Maggie_Kautz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07330 |
非常に大きな望遠鏡は、可視域で高いストレールを得るために、瞳孔全体に数百のアクチュエータを必要とします。これを実現するために、GMT/GMagAO-Xの3段階AO(TSAO)システムを想定しています。最初の段階は、一次補正を提供するIRピラミッド波面センサーによって制御される4KDMです。2番目のステージには、21000個のアクチュエータを備えたGMagAO-Xの高次並列DMが含まれており、各ミラーセグメントの位相調整のための干渉遅延線が含まれています。このステージでは、高次モード用にZernike波面センサーを使用し、セグメントピストン制御用にHolographicDispersedFringeSensorを使用します。最後に、第3段階では、フォーカルプレーンの波面センシングと制御を使用して、非共通光路収差制御とコロナグラフ波面制御に専用の3Kdmを使用します。トリプルステージアーキテクチャは、より単純な分離制御ループを作成するために選択されました。この作業では、GMagAO-Xを使用したExAO用に提案されたトリプルステージAOアーキテクチャのパフォーマンスについて説明します。
超大型望遠鏡時代の赤外線検出器ガイド窓
将来の超大型望遠鏡(ELT)では、その可能性を完全に実現するために適応光学(AO)システムの進歩が必要になります。別個の専用の波面センサーに加えて、科学焦点面自体内の波面センシングも多くの新しい機器に必要になることが認識されています。1つのアプローチは、On-DetectorGuideWindows(ODGW)を使用することです。これにより、科学検出器の小さなサブウィンドウが連続的に読み出され(~10秒から100秒のHz)、チップ全体のより遅い読み取り(>10秒)が並行して行われます。）。これらのウィンドウからのガイドスター重心を使用して、振動とたわみを補正できます。これらのウィンドウのもう1つの潜在的な用途は、高ケイデンスでローカライズされたリセットを実行して、飽和を防ぎ、明るい光源からの持続性を最小限に抑えることです。5umカットオフのTeledyneHAWAII-2RG赤外線検出器と、新しいAstronomicalResearchCamerasGen-4コントローラーを使用して、ODGWシステムのプロトタイプを作成しました。ODGWモードの実装と、観測された科学画像アーティファクトについて説明します。
MagAO-X による高度な波面センシングと制御のデモンストレーション
| Title |
Advanced_wavefront_sensing_and_control_demonstration_with_MagAO-X |
| Authors |
Sebastiaan_Y._Haffert,_Jared_R._Males,_Kyle_Van_Gorkom,_Laird_M._Close,_Joseph_D._Long,_Alexander_D._Hedglen,_Kyohoon_Ahn,_Olivier_Guyon,_Lauren_Schatz,_Maggie_Kautz,_Jennifer_Lumbres,_Alexander_Rodack,_Justin_M._Knight,_He_Sun,_Kevin_Fogarty,_Kelsey_Miller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07334 |
太陽系外惑星の探索により、地上の望遠鏡の補償光学システムは限界に達しています。現在、2つのノイズ源によって制限されています。一時的な制御エラーと非共通パスの異常です。まず、AOシステムの一時的な制御エラーにより、強い残留ハローが発生します。このハローは、予測制御を適用することで軽減できます。MagAO-Xでの2KBMCDMによる予測制御のパフォーマンスを示し、説明します。一時的な制御エラーを減らした後、非共通パスの波面収差をターゲットにすることができます。過去1年間に、MagAO-Xで深いコントラスト(5$\lambda$/Dで<1e-7)を達成できる新しいモデルフリーの焦点面波面制御技術を開発しました。パフォーマンスについて説明し、空での実装の詳細と、これがMagAO-Xを反射光での惑星のイメージングに向けてどのように推進するかについて説明します。新しいデータ駆動型予測コントローラーと焦点面波面コントローラーは、2022年4月に空でテストされます。
巨大マゼラン望遠鏡の ExAO パラレル DM 用の新しいヘクピラミッド瞳スライサー
| Title |
A_Novel_Hexpyramid_Pupil_Slicer_for_an_ExAO_Parallel_DM_for_the_Giant_Magellan_Telescope |
| Authors |
Maggie_Kautz,_Laird_M._Close,_Alex_Hedglen,_Sebastiaan_Haffert,_Jared_R._Males,_Fernando_Coronado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07345 |
25.4mの巨大マゼラン望遠鏡(GMT)は、セグメント化された超大型望遠鏡(ELT)の新しいシリーズの最初のものになります。25.4mの瞳孔は、花びらのパターンで7つの8.4mの円形セグメントに分割されます。アリゾナ大学では、新進気鋭のExAO機器であるGMagAO-XのELTエクストリーム適応光学(ExAO)に使用される新しい瞳孔スライサーを開発しました。これは、「六角錐」として知られる中心を通る穴を備えた6面の反射ピラミッドの形で提供されます。GMT瞳孔をこの反射光学系に通すことで、外側の6つの花弁が6つの異なる方向に外側に送られ、中央のセグメントが中心を通過します。各セグメントは、圧電ピストン/チップ/チルトコントローラーに取り付けられた独自の偏光に依存しないフラットフォールドミラーに移動し、極端な波面制御に使用される独自の市販の3,000アクチュエーターデフォーマブルミラー(DM)に移動します。21,000アクチュエーターDMを生成するために7つのDMが並列に動作するこのスキームは、ヘキサピラミッドが重要な光学コンポーネントである「パラレルDM」と名付けられた新しいExAOアーキテクチャです。これは、モノリシックDMアーキテクチャの現在または近い将来のアクチュエータ数を大幅に上回ります。光学システムは、偏光エラーやケラレのない高品質の波面(ラムダ/10面PV)向けに設計されています。この複雑な光学システムのインバー機械的取り付け構造の設計と製造について、この論文で説明します。
次世代軟X線イメージャーにおける電荷拡散の影響を理解する
| Title |
Understanding_the_effects_of_charge_diffusion_in_next-generation_soft_X-ray_imagers |
| Authors |
Eric_D._Miller,_Gregory_Y._Prigozhin,_Beverly_J._LaMarr,_Marshall_W._Bautz,_Richard_F._Foster,_Catherine_E._Grant,_Craig_S._Lage,_Christopher_Leitz,_Andrew_Malonis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07348 |
広いエネルギー範囲に敏感な高解像度の光学系を利用するために、将来のX線イメージング機器には、小さなピクセルを備えた厚い検出器が必要になります。このピクセルアスペクト比は、軟X線帯域のスペクトル応答に影響を与えます。これは、多くの科学目標にとって不可欠です。入射窓付近の光子相互作用によって生成された電荷は、収集されるまでに複数のピクセル全体に拡散し、課された値を下回る可能性があるためです。ノイズ閾値。これらの微妙だが重要な効果を理解し、将来の検出器の設計と要件を知らせるために、さまざまな検出器の特性と動作設定を使用して電荷拡散のシミュレーションを提示し、さまざまなX線エネルギーでのスペクトル応答を評価します。実験室でテストされ、宇宙に展開された実際のCCD検出器の性能と比較することにより、シミュレーションを検証し、さまざまな厚さ、ピクセルサイズ、およびその他の特性にまたがります。シミュレーションは、より大きなピクセル、より高いバイアス電圧、および最適な裏面パッシベーションによって性能が向上する一方で、読み出しノイズの低減がすべてのケースで支配的な効果を持つことを示しています。最後に、スペクトル応答を低下させる他のプロセスの大きさのために、高ピクセルアスペクト比デバイスが裏面パッシベーション性能を測定する際の課題をどのように提示するかを示し、シミュレーションを利用してこの性能を定性的に評価する方法を提示します。説得力のある科学的要件は技術的に互いに競合することが多いため(高空間分解能、軟X線応答、硬X線応答)、これらの結果を使用して、将来の高空間分解能X線装置の適切なバランスを見つけることができます。.
XPipeline: MagAO-X のスケールでのスターライト減算
| Title |
XPipeline:_Starlight_subtraction_at_scale_for_MagAO-X |
| Authors |
Joseph_D._Long,_Jared_R._Males,_Sebastiaan_Y._Haffert,_Laird_M._Close,_Katie_M._Morzinski,_Kyle_Van_Gorkom,_Jennifer_Lumbres,_Warren_Foster,_Alexander_Hedglen,_Maggie_Kautz,_Alex_Rodack,_Lauren_Schatz,_Kelsey_Miller,_David_Doelman,_Steven_Bos,_Matthew_A._Kenworthy,_Frans_Snik,_Gilles_P._P._L._Otten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07354 |
MagAO-Xは、チリのラスカンパナス天文台にあるマゼランクレイ6.5メートル望遠鏡用のエクストリームアダプティブオプティクス(ExAO)装置です。その高い空間分解能と時間分解能により、すべてのAOシステムテレメトリと科学画像を含め、1TB/時以上のデータレートを生成できます。指揮、遠隔測定、科学データの送信と保存に使用するツールとアーキテクチャについて説明します。大量のデータにはデータ処理への分散アプローチが必要であり、単一のラップトップから数十のHPCノードに拡張できるパイプラインを開発しました。同じコードベースを、望遠鏡でのクイックルック機能と後処理の両方に使用できます。ExAOデータの後処理用に開発したソフトウェアとインフラストラクチャを提示し、最近取得した直接画像データでの使用を示します。
| Title |
HD-TESS:_An_Asteroseismic_Catalog_of_Bright_Red_Giants_within_TESS_Continuous_Viewing_Zones |
| Authors |
Marc_Hon,_James_S._Kuszlewicz,_Daniel_Huber,_Dennis_Stello,_and_Claudia_Reyes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06478 |
HD-TESSは、NASAのTransitingExoplanetSurveySatellite(TESS)からの測光に基づく天体地震学的測定を含む、HenryDraper(HD)カタログからの1,709個の明るい($V\sim3-10$)赤色巨星のカタログです。単一のTESS観測サイクルで少なくとも6か月にわたる光度曲線を使用して、地球規模の星震パラメータ($\nu_{\mathrm{max}}$および$\Delta\nu$)の測定値と、各星の進化状態を提供します。カタログ。大気恒星パラメーターの文献値を採用して、星震スケール関係を使用してカタログ内の巨人の質量と半径を推定し、HD-TESS巨人は平均してケプラー赤色巨星と比較して質量が大きいことを観察します。さらに、準矮星または白色矮星の仲間を含む、天文連星系の99個の赤色巨星における振動の発見を提示します。最後に、18の赤色巨星について、長基線干渉計を使用して測定されたものに対してアステロ地震スケーリング関係からの半径をベンチマークし、スケーリング関係の補正係数により、アスタ地震半径と干渉半径の間の一致が約3%に改善されることがわかりました。
バルジ回転楕円体からの58個の金属欠乏星のAPOGEEスペクトルの存在量分析
| Title |
Abundance_analysis_of_APOGEE_spectra_for_58_metal-poor_stars_from_the_bulge_spheroid |
| Authors |
B._Barbuy,_T.C._Moura,_H._Ernandes,_A._P\'erez-Villegas,_S.O._Souza,_C._Chiappini,_A.B.A._Queiroz,_F._Anders,_J.G._Fern\'andez-Trincado,_A.C.S._Fria\c{c}a,_K._Cunha,_V.V._Smith,_B.X._Santiago,_R.P._Schiavon,_M._Valentini,_D._Minniti,_M._Schultheis,_D._Geisler,_J._Sobeck,_V.M_Placco,_M._Zoccali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06634 |
銀河系の中心部には、球状のバルジ星、バーの永年進化によってバルジに移動した星、内側のハロー、内側の厚い円盤、内側の薄い円盤、過去の降着イベントからの残骸など、多数の恒星集団があります。.球状バルジの恒星集団に属する58の候補恒星のサンプルを特定し、それらの存在量を分析しました。Mg、Ca、およびSiラインの現在の計算は、APOGEE-ASPCAPの存在量と一致していますが、C、N、O、およびCeの存在量は再検討されています。バーデの窓で光学的に調査された他のバルジ星の典型である、マグネシウム、Si、およびCaの存在量と同様に、酸素の通常の$\alpha$要素の増強を見つけます。これらの星の[O/Fe]の増加は、それらが降着デブリに属していないことを示唆しています。N存在量の広がりは見られず、サンプル星のいずれもNに富むものはなく、これらの星は球状星団に由来する第2世代の星ではないことを示しています。代わりに、Ceはサンプル星で強化されており、これは、大質量高速回転星、いわゆるスピンスターの初期世代からの濃縮などによるsプロセスの起源を示しています
惑星状星雲におけるカッパ分布電子の診断としての紫外 CII 線
| Title |
The_ultraviolet_CII_lines_as_a_diagnostic_of_kappa-distributed_electrons_in_planetary_nebulae |
| Authors |
Zheng-Wei_Yao,_Yong_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06758 |
非マクスウェル$\kappa$電子エネルギー分布(EED)は、惑星状星雲(PNe)の研究におけるいわゆる「電子温度と存在量の不一致問題」を解決するために、近年提案されています。したがって、観測からPNeのEEDを決定するための診断ツールを開発する必要性が生じます。高エネルギーレベルから生じる、PNeからの紫外(UV)輝線は、EEDの高エネルギーテールに敏感に依存する強度を示します。この作業では、\ion{C}{2}]$\lambda$2326/\ion{C}{2}$\lambda$1335強度比を使用して、EEDとマクスウェル分布($\kappa$インデックスで表される)。マクスウェル分解アプローチを使用して、\ion{C}{2}の理論的な$\kappa$-EEDベースの衝突励起係数を導出し、\ion{C}{2}のUV強度比を次の関数として計算します。$\kappa$インデックス。{\itInternationalUltravioletExplorer}によって取得されたアーカイブスペクトルを分析し、12PNeからの\ion{C}{2}UVラインの強度を測定します。観測されたライン比と理論上の予測を比較することで、$\kappa$値を推測できます。Maxwellian-EED仮説では、観測された\ion{C}{2}]$\lambda$2326/\ion{C}{2}$\lambda$1335比は、観測された光スペクトルから予測されたものよりも一般に低いことがわかります。.この不一致は、$\kappa$EEDで説明できます。私たちの結果は、推定された$\kappa$値が15から無限大の範囲であることを示しており、マクスウェル分布からの軽度または中程度の偏差を示唆しています。しかし、$\kappa$分布の電子が星雲全体に存在する可能性は低いです。おもちゃのモデルは、PNの自由電子の約1～5%が$\kappa=3$という小さな$\kappa$-EEDを持っていれば、観測を説明するのに十分であることを示しています。
相対論的重力の寄与による太陽四重極モーメントの推定の展望
すべての太陽の基本的なパラメーター(質量、直径、表面での重力など)のうち、重力モーメントは、主に信頼できる推定値を得ることが非常に困難であるため、これまでほとんど無視されてきました。太陽の四重極モーメント$J_2$の大きさのオーダーは現在$10^{-7}$であることが知られていますが、その正確な値はまだ議論されています。実際、回転体の重力ポテンシャルの多極子$J_{(l,~l=2,...)}$での展開は、相対論的レベルで惑星の軌道運動に影響を与えます。ここで、最初の太陽四重極モーメントの寄与による一般相対性理論のテストで行われた最近の進歩を思い出します。Eddington-Robertsonパラメーターを使用して、理論的および実験的な観点から制約を思い出します。単位静止質量あたりの時空の曲率の量をエンコードする$\gamma$とともに、ポストニュートンパラメータ$\beta$は、惑星の相対論的歳差運動に寄与します。後者のパラメーターは、重ね合わせの重力法則における非線形性の量をエンコードします。原則として、惑星天体暦から$J_2$を抽出することは可能ですが、他の解パラメーター(惑星の長半径、小惑星の質量など)と有意に相関していることを観察します。$J_2$相関に注目すると、一般に~$\beta$と~$\gamma$が解放されると、相関~[$\beta,J_2$]と~[$\gamma,J_2$]$\approx$45\%と$\approx$55\%です。さらに、すべての惑星のダイナミクスに基づく値はレンズ-ティリング効果によって偏っています。これは、これまでモデル化および解決されたことはありませんが、$\approx$7\%と見積もることができます。したがって、太陽の四重極モーメントを適切に見積もることができます:$1.66\times10^{-7}$$\leq$$J_2$$\leq$$2.32\times10^{-7}$。
太陽コロナからの弱いユビキタス衝撃的非熱放射の検出
| Title |
Detection_of_weak_ubiquitous_impulsive_nonthermal_emissions_from_the_solar_corona |
| Authors |
Rohit_Sharma,_Divya_Oberoi,_Marina_Battaglia_and_Sam_Krucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07147 |
弱いエネルギーの放出が至る所に存在することは、ナノフレア仮説と呼ばれる、コロナ加熱を説明する最も有望な仮説の1つです。このような弱い加熱イベントに関連する加速された電子は、メートル波無線帯域のプラズマ不安定性を介してコヒーレントなインパルス放出を引き起こすとも予想され、これはそれらの存在を探すための有望なスペクトルウィンドウになります。最近、\citet{Mondal2020b}は、仮定されたナノフレアの電波対応物であるという要件を満たしているように見える静かな太陽領域からの弱いインパルス放射の存在を報告しました。静かな太陽からのこのような低コントラストの弱い放射の検出は困難であり、その意味を考えると、それらの存在を確認することが重要です。この作業では、MurchisonWidefieldArrayのデータを使用して、可視領域で弱いインパルス成分から放出の支配的なゆっくり変化する成分を分離することにより、それらの検出のための独立した堅牢なアプローチの使用を探ります。太陽全体で発生しているミリSFUレベルのバーストを検出し、その輝度温度、分布、形態、持続時間、およびEUV画像に見られる特徴との関連性を特徴付けます。また、FORWARDコロナルモデルからの入力といくつかの合理的な仮定を使用して非熱粒子のエネルギーを制約し、それらがサブピコフレア($\sim10^{19}-10^{21}$エルグ）範囲。その過程で、おそらく最も弱いタイプIIIの電波バーストと、最も弱い準周期的脈動の明確な特徴を示す別のものも発見します。
適度なサイズの近世および現代の望遠鏡を使用した場合の太陽黒点の可視性に対する絞りとシーイングの影響
| Title |
The_effect_of_aperture_and_seeing_on_the_visibility_of_sunspots_when_using_early_modern_and_modern_telescopes_of_modest_size |
| Authors |
Nicol\`as_de_Hilster_and_Siebren_van_der_Werf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07244 |
シーイングと回折の畳み込みを使用して、太陽黒点の可視性におけるシーイングとアパーチャの関係を調べます。口径が5cm未満の望遠鏡でも、シーイングによって大きな影響を受けることが示されています。開口部が大きい機器は、小さい機器よりも見えにくくなりますが、同じ大気条件の下では常に細部のレベルが向上します。
切り離された食連星からの矮星の表面の明るさと色の関係 -- I. サンプルのキャリブレーション
| Title |
Surface_brightness-colour_relations_of_dwarf_stars_from_detached_eclipsing_binaries_--_I._Calibrating_sample |
| Authors |
D._Graczyk,_G._Pietrzy\'nski,_C._Galan,_J._Southworth,_W._Gieren,_M._Ka{\l}uszy\'nski,_B._Zgirski,_A._Gallenne,_M._G\'orski,_G._Hajdu,_P._Karczmarek,_P._Kervella,_P.F.L._Maxted,_N._Nardetto,_W._Narloch,_B._Pilecki,_W._Pych,_G._Rojas_Garcia,_J._Storm,_K._Suchomska,_M._Taormina,_and_P._Wielg\'orski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07257 |
表面の明るさ-色の関係(SBCR)は、星の角度直径を予測するための非常に便利なツールです。それらは、日食連星法またはBaade-Wesselink法によって、非常に正確な分光測光距離を計算する可能性を提供します。正確に既知の三角視差を持つ二重線の切り離された食連星(SB2DEB)は、前例のない精度でSBCRのキャリブレーションを可能にします。このようなキャリブレーションを改善するには、非常に正確に決定された物理パラメータを使用して、適切な食連星のキャリブレーションサンプルを拡大することが重要です。私たちは、不活性な主系列成分を含む太陽系近傍の10個のSB2DEBのサンプルを慎重に選択しました。コンポーネントには、初期Aから初期Kまでのスペクトルタイプがあります。すべてのシステムには、ガイアミッションからの高精度の視差があります。HARPSスペクトルから導出された動径速度曲線と同時に、高精度の地上および宇宙ベースの測光を分析しました。スペクトルのもつれを解くことで成分の個々のスペクトルを取得し、これらを使用して正確な大気パラメータと化学的存在量を導き出しました。ほとんどすべてのコンポーネントについて、正確な表面温度と金属量を導き出しました。20個の星の絶対寸法を、質量と半径についてそれぞれ0.2％と0.5％の平均精度で導出しました。3つのシステムは、スローなアプシダルモーションを示します。1つのシステムHD32129は、はるかに暗いK6Vコンパニオンを持つトリプルシステムである可能性が最も高いです。また、3つのシステムには金属線コンポーネントが含まれており、バリウムとイットリウムが強力に強化されています。すべてのシステムの構成要素は、分離した食の連星から以前に導出されたSBCRとよく比較されます。HD32129を除いて、利用可能なGaiaDR3視差で1%よりも優れた精度でSBCRを較正するために使用できます。
LEGO による質量関数の教育学的表現とその起源
私たちは、学際的な科学教育の不可欠な部分として、大衆機能の教育を推進しています。質量関数は、すべての宇宙スケールで異なる質量を持つオブジェクトの周波数分布を特徴付けます。私たちは、多様な学生の聴衆のための創造的なLEGOブロックの実験で、この概念の体験学習を強化するつもりです.驚いたことに、レゴの質量関数は、質的にだけでなく量的にも、宇宙全体で見られる質量関数に匹敵します。また、普遍的な質量関数の連続性の説明として、重力と質量分布の関係についても説明します。
暗闇の中へ: 高赤方偏移電磁カスケードからの超高エネルギー ニュートリノ
| Title |
Into_the_darkness:_Ultra-high_energy_neutrinos_from_high-redshift_electromagnetic_cascades |
| Authors |
AmirFarzan_Esmaeili,_Antonio_Capanema,_Arman_Esmaili,_Pasquale_Dario_Serpico |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06440 |
超高エネルギー光子によって引き起こされるミュオン対生成および二重対生成プロセスが宇宙マイクロ波背景放射に及ぼす影響を研究します。ミューオン対の生成断面積は電子対の生成断面積よりも小さいが、関連するエネルギー損失長は、高赤方偏移で電子対生成断面積に匹敵するか、後者よりも短い(深いクライン仁科レジームの逆コンプトンが続く)。天体物理電波のバックグラウンドは無視できると予想されます。高エネルギーでの$e/\gamma$相互作用の詳細を考慮してシミュレーションを実行することにより、赤方偏移$zで$E\gtrsim10^{19}\,$eVに注入された電磁エネルギーのかなりの部分が\gtrsim5$はニュートリノに導かれます。二重対の生成は、これらの電磁カスケードでのミュオン生成の多重度を高める上で重要な役割を果たします。超高エネルギーニュートリノスペクトルは、まだ検出されていませんが、原理的には、低赤方偏移のものと比較して、拡散ガンマ線フラックスからの制約が弱い、従来の宇宙またはエキゾチックな宇宙のいずれかの若い宇宙の超高エネルギー源に関する情報を含んでいる可能性があります。.
アーバンライトスケープのスペクトロメトリー
NASAの地球の宇宙飛行士写真へのゲートウェイ国際宇宙ステーションから撮影された2,500のカタログ化された都市のライトスケープ(都市の夜間照明)の30,000枚を超える写真が含まれています。これらのマルチスペクトルDSLR写真のうち100枚以上は、十分な空間解像度、シャープネス、露出を備えており、都市の光景の広帯域スペクトル特性評価に使用できます。MODTRAN放射伝達モデルからシミュレートされた大気透過率の分析は、透過率スペクトルのスペクトル勾配がモデル大気の選択に比較的鈍感であることを示しています。大気の経路長とエアロゾルの光学的深さの変化は、主に勾配ではなくスペクトルのバイアスに影響します。これは、色温度でキャリブレーションされたRGBチャネルを、大気の散乱と吸収の相対的な違いに対して補正して、定量的な相互比較を可能にすることを示唆しています。18枚の相互較正されたRGB写真のモザイクは、白、黄、赤の光源に対応する4つの明確に定義されたスペクトルエンドメンバーを持つスペクトル特徴空間をレンダリングし、明るさは暗い背景のエンドメンバーによって調整されます。これらの4つのスペクトルエンドメンバーは、線形スペクトル混合モデルの基礎を形成します。これを反転して、すべてのピクセルの瞬時視野内に存在する各エンドメンバーの面積分率を推定できます。結果として得られるスペクトル特徴空間は、暗いエンドメンバーからほぼフラットなスペクトル(白黄色)および暖かいスペクトル(オレンジ色)のソースに及ぶ2つの異なる混合傾向を示しています。照らされたピクセルの分布は、暖かいスペクトルの街路照明の輝度の低い背景に強く偏っており、一般に点光源や主要な大通りに対応する明るい光があります。18の個々の都市ライトスケープスペクトル特徴空間の相互比較は、露出と内部混合傾向の変動にもかかわらず、一貫したトポロジーを示しています。
暗黒物質としてのニュートリノではないのはなぜですか?批判的レビュー、KATRIN、および新しい研究の方向性
| Title |
Why_not_Neutrinos_as_the_Dark_Matter?_A_Critical_Review,_KATRIN_and_New_Research_Directions |
| Authors |
D.J._Buettner_and_P.D._Morley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06460 |
私たちは、宇宙論的(ビッグバンの遺物)ニュートリノはホットダークマターにしかなりえないという従来の知恵に挑戦します。著名な研究者が「[暗黒物質]はニュートリノではあり得ない」と宣言するきっかけとなった、基礎となる本や最近の出版物における概念、派生物、および議論の批判的なレビューを提供します。次に、レリックニュートリノの異常な磁気モーメントと高強度の原始磁場との相互作用による大幅な電力損失をもたらす物理学を提供し、凝縮ニュートリノ天体(CNO)へのその後の凝縮をもたらします。最後に、暗黒物質としての凝縮宇宙ニュートリノを除外する実験的縮退質量限界が提供されます(CNO状態方程式の修正を必要とする新しい物理学がない限り)。最後に、研究の新しい方向性について議論します。
一般的なマルチスペクトル植生指数をハイパースペクトル混合モデルに関連付ける: 多様な農業景観における 5 nm、3 m の空中イメージング分光法の結果
| Title |
Linking_Common_Multispectral_Vegetation_Indices_to_Hyperspectral_Mixture_Models:_Results_from_5_nm,_3_m_Airborne_Imaging_Spectroscopy_in_a_Diverse_Agricultural_Landscape |
| Authors |
Daniel_Sousa_and_Christopher_Small |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06480 |
何十年もの間、農学者はリモートセンシングを使用して、バイオマス、部分被覆、植物の健康状態などの主要な作物パラメーターを監視してきました。植生指数(VI)はこの目的でよく使用され、主にマルチスペクトル画像のスペクトルの赤のエッジを利用します。対照的に、スペクトル混合モデルは、完全な反射スペクトルを使用して、混合ピクセル内に存在する複数の端成分材料の面積分率を同時に推定します。ここでは、カリフォルニア農業の作物と土壌におけるハイパースペクトルエンドメンバー分数と6つの一般的なマルチスペクトルVIとの関係を特徴付けます。緑の植生の部分面積(Fv)は、15のAVIRIS-ngフライトラインのモザイクから編集された64,000,0005nm、3～5mの反射スペクトルから直接推定されました。その後、シミュレートされたPlanetSuperDove反射スペクトルがAVIRIS-ngから導出され、6つの一般的なVI(NDVI、NIRv、EVI、EVI2、SR、DVI)の計算に使用されました。マルチスペクトルVIは、パラメトリック(ピアソン相関、r)およびノンパラメトリック(相互情報量、MI)類似性メトリックを使用して、ハイパースペクトルFvと比較されました。4つのVI(NIRv、DVI、EVI、EVI2)は、Fvに対して強い線形関係を示しました(r>0.94;MI>1.2)。NIRvとDVIは強い相互関係(r>0.99、MI>2.4)を示したが、Fvと比較して1:1から大きく外れていた。EVIとEVI2も強く相互に関連し(r>0.99、MI>2.3)、Fvとの1:1の関係により密接に従いました。対照的に、NDVI&SRは、Fvに対して、より弱い非線形の不均一分散関係を示しました(r<0.84、MI=0.69)。NDVIは、基板の背景反射率(非植生スペクトルの場合-0.05<NDVI<+0.6)と飽和度(NDVI=0.7の場合、0.2<Fv<0.8)に対して特に深刻な感度を示しました。マルチスペクトルVIおよびハイパースペクトル混合モデルの比較可能性に対するこれらの直接的な観測上の制約は、空間およびスペクトル分解能が向上する地球観測の次の時代における農業アプリケーションの定量的ベンチマークとして役立ちます。
ミリ eV 暗光子検出器としての 1 電子量子サイクロトロン
| Title |
One-Electron_Quantum_Cyclotron_as_a_Milli-eV_Dark-Photon_Detector |
| Authors |
Xing_Fan,_Gerald_Gabrielse,_Peter_W._Graham,_Roni_Harnik,_Thomas_G._Myers,_Harikrishnan_Ramani,_Benedict_A._D._Sukra,_Samuel_S._Y._Wong,_Yawen_Xiao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06519 |
meVダークフォトン暗黒物質を検出するための高$Q$共振器として、トラップされた電子を使用することを提案します。暗光子の残りのエネルギーが2つの最低サイクロトロン準位のエネルギー分裂と一致すると、電子サイクロトロンの最初の励起状態が共鳴励起されます。1つの電子を使用して実行された原理実証測定では、この方法が7.4日間の検索でバックグラウンドフリーであることを示しています。これは、148GHz(0.6meV)で暗光子暗黒物質の制限を設定します。これは、以前の制約よりも約75倍優れています。0.1-1meV質量範囲(20-200GHz)の暗光子暗黒物質は、暗光子検出用に設計された装置で同様の感度で検出される可能性があります。
コンパクト星の崩壊磁場と非崩壊磁場に遭遇するUHEニュートリノ
| Title |
UHE_neutrinos_encountering_decaying_and_non-decaying_magnetic_fields_of_compact_stars |
| Authors |
Neetu_Raj_Singh_Chundawat,_Arindam_Mandal_and_Trisha_Sarkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06644 |
外部磁場の存在下でのニュートリノスピンフレーバー歳差運動の現象は、電弱相互作用の標準モデルを超えた物理学と関連するニュートリノ磁気モーメントの影響です。超高エネルギーニュートリノは、活動銀河核、ブレーザー、超大質量ブラックホールなどの非常にエネルギーの高い天体物理オブジェクトを含む、宇宙の多くの発生源から生成されます。このような高エネルギーニュートリノが中性子星や白色矮星などのコンパクトな恒星天体を通過すると、これらのコンパクトな天体によって提供される法外な磁場のために、それらのフラックスが大幅に減少する可能性があります。ディラックニュートリノの場合、このような現象は、ニュートリノが無菌の対応物に変換されるために発生します。この作業では、空間的に変化する磁場を持つ中性子星を考えます。この磁場は、時間とともに減衰する場合としない場合があります。非崩壊磁場では、中性子星を通過した後、高エネルギーのディラックニュートリノのフラックスがほぼ半分になることがわかりました。中性子星内部にミュー粒子が存在する場合、フラックスは$\sim10\%$によってさらに弱められる。減衰磁場の場合、磁束の減少は一時的に静的な磁場と比較して$\sim5\%$軽減されます。白色矮星の場合、フラックスの枯渇は中性子星に比べて少ないです。
大規模な密度勾配を持つプラズマへの連続注入相対論的電子ビーム緩和の数値シミュレーション
| Title |
Numerical_simulations_of_a_continuously_injected_relativistic_electron_beam_relaxation_into_a_plasma_with_large-scale_density_gradients |
| Authors |
Vladimir_Annenkov_and_Evgeniia_Volchok |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06786 |
この論文では、611keV($v_b=0.9c$)のエネルギーとピッチ角分布を持つ連続的に注入された相対論的電子ビームの緩和プロセスに対する磁化プラズマの密度の大規模な減少勾配と増加勾配の影響細胞内粒子数値シミュレーションを使用して研究されています。勾配が滑らかに減少し、均質なプラズマの場合、選択されたパラメータに対して、大きな振幅の空間的に制限されたプラズマ振動の形成が起こることが分かった。このような場合、変調の不安定性が発生し、イオン密度の長波縦変調が形成されます。さらに、プラズマ波の大振幅は、プラズマ電子をビームエネルギー程度のエネルギーまで加速する。勾配の増加と急激な減少の場合、プラズマ振動の振幅の大幅な減少と乱流イオン密度スペクトルの形成が観察されます。ビーム電子がビーム粒子の初期エネルギーの2倍以上のエネルギーに加速される可能性も示されています。このプロセスは、プラズマ密度が増大するビームの伝播中だけでなく、ビーム粒子と大振幅のプラズマ振動との相互作用による均質なプラズマでも発生します。
弦の一貫性は、宇宙の複屈折を伴う電弱アクシオンに影響を与えました
| Title |
Consistency_of_the_string_inspired_electroweak_axion_with_cosmic_birefringence |
| Authors |
Weikang_Lin_and_Tsutomu_T._Yanagida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.06843 |
最近報告された、一般的な減衰定数を持つアクシオンのような粒子の宇宙複屈折からの制約を再検討します。文献では見落とされてきたモデルパラメータ空間の自然性に特に注意が払われています。観測された宇宙複屈折は、ひも理論に触発された減衰定数$F_A\simeq10^{16}$GeVを持つ電弱アクシオンによって自然に説明されることを示します。
超新星におけるスピンフレーバー歳差運動効果
ニュートリノの磁気モーメントが大きい場合、超新星内部のスピンフレーバー歳差運動に位相効果が現れる可能性があります。通常のフレーバー振動位相効果とは2つの側面で異なります。部分的に断熱的な共鳴が1つしかない場合でも発生する可能性があり、ニュートリノエネルギースペクトルの大部分に影響を与えます。コア崩壊超新星におけるマヨラナニュートリノのスピンフレーバー歳差運動効果を解析的および数値的に調べます。私たちの分析的アプローチは、スピンフレーバー歳差運動とミヘーフ・スミルノフ・ウォルフェンシュタイン共鳴が完全に切り離されているという仮定に基づいています。このデカップリングの仮定が成り立たない場合は、数値結果のみを提示します。生存確率の敏感な位相依存性は、地球で観測される最終的なニュートリノエネルギースペクトルを汚す不確実性として扱うことができることを示します。
無秩序な磁力線はコロナル ループの急速な再結合を引き起こすか?
過去10年間、Boozerは、3次元(3D)の磁気リコネクションは2次元(2D)のリコネクションとは根本的に異なると主張してきた磁場。この機能により、3D磁力線マッピングが無秩序になり、理想的でない小さな影響に対して指数関数的に敏感になります。その結果、強力な電流シートなしで3Dリコネクションが発生する可能性があります。ブーザーの理論を、サブアルフエニックフットポイントの動きによって駆動されるブーザー・エルダー冠状ループモデルの理想的で抵抗性の低減された磁気流体力学シミュレーションによってテストします。私たちのシミュレーション結果はブーザーの理論を支持していません。理想的なシミュレーションでは、BoozerとElderは、簡略化されたモデル方程式の項が欠落しているため、電流密度の強度を大幅に過小評価することが示されています。さらに、さまざまなLundquist数の抵抗シミュレーションは、対数依存性のBoozerの予測とは対照的に、最大電流密度がLundquist数に比例することを示しています。
重力の虹のダーク エネルギー スター
暗黒エネルギーの概念は、コンパクトな天体が特異点に重力崩壊するのを防ぐための候補になり得ます。一般相対性理論のUV補完における重力の虹の有用性（時空の新しい記述を提供することによる）によれば、相転移領域近くのコンパクトオブジェクトの挙動を研究するための優れたオプションになる可能性があります。この作業では、重力の虹の場の方程式を解くことにより、流体としての異方性暗エネルギーの修正されたトールマン-オープンハイマー-フォルコフ(TOV)方程式を取得します。次に、結果を一般相対性理論と比較するために、一般化されたトルマン・マテズ・ホイットマン質量関数を使用して、暗黒エネルギー星のエネルギー密度、動径方向圧力、横方向圧力、重力プロファイル、異方性係数などの物理量を決定します。ジャンクション条件を評価し、重力の虹の暗黒エネルギー星の薄いシェルの動的安定性を調べます。また、この星の内部領域のエネルギー条件も調べます。重力の虹の係数がこの非特異なコンパクトオブジェクトに大きな影響を与え、相転移領域の近くでモデルを変更できることを示します。
動的同期と地平線の問題
宇宙論的地平問題は、因果関係がなかった空間ドメインが正確な交響曲として出現する理由です。グローバルに同期された初期状態が一時的で不均一なMixmasterユニバースの$\omega$限界点として到達するという地平線の問題に対する解決策を提案します。後者の$\alpha$-limitセットが最小エントロピーの同期された初期状態を表すカスナー円であることを示します。したがって、初期状態に到達しないように量子重力効果によって進化が中断されない限り、宇宙が「等方性」状態に入って将来の調和を維持するため、プランクサイズドメインは、完全な同期性ではあるが、因果的に切り離されたものとして出現する.
一次相転移と重力波による磁壁ネットワーク
一次相転移(PT)では、気泡の衝突が重要な重力波(GW)源です。気泡衝突に続いて、電弱スケールまたはそれ以上のスケールでの新しい物理学に関連する離散対称性の破れの結果として縮退した真空が発生すると、磁壁が形成される可能性があります。格子シミュレーションを使用して、ドメイン壁の動的進化を研究し、ドメイン壁のネットワークがPTの完了前後に形成され、壁ネットワークの寿命が真の真空の縮退が壊れているかどうかに大きく依存することを発見しました。数値結果は、ドメインウォールネットワークがPTの余波でGWを生成し続け、スペクトル形状を劇的に変化させ、大きさを約1桁増強することを示しています。結果として得られるGWパワースペクトルは、$kR_*\simeq\pi$でピークに達し、ピーク波数を超えると、$k^{-1.2}$に近い減衰法則があり、その後、UVカットオフが$kR_でゆっくりと減少するプラトーが続きます。*\sim\mathcal{O}(10^2)$
パルサーの任意のセットのヘリングスとダウンズの相関
パルサータイミングアレイ(PTA)は、重力波が異なるパルサーからのパルスの到着時間に誘起する相関関係を介して重力波(GW)を検出します。2つのパルサーへの方向間の角度$\gamma$の関数としての平均相関$\mu_{\rmu}(\gamma)$は、1983年にHellingsとDownsによって計算されました。分散$\sigma^2_{\この相関におけるrmtot}(\gamma)$は、角度$\gamma$で単一のパルサーペアに対して最近計算されました。空に一様に分布する多くのそのようなペアを平均すると、これは固有の宇宙分散$\sigma^2_{\rmcos}(\gamma)$に減少します。その分析を、特定の空の位置に分布するパルサーの任意の有限セットに拡張します。このパルサーペアは、$\gamma$の有限幅のビンにグループ化されます。パルサーの任意のセットの相関(測定または計算)が与えられると、各ビンの平均を推定する最良の方法が見つかります。相関の最適推定量は、その角度ビンに寄与するすべてのパルサー間の相関を考慮に入れます。また、ビン化された推定値の分散も計算します。狭いビンの場合、パルサーペアの数が増えると、分散は宇宙分散まで低下します。より広いビンの場合、$\gamma$の角度分解能を犠牲にすることで、分散を宇宙分散よりも小さくすることさえできます。私たちの計算は、GW信号がガウスアンサンブルによって記述されていることを前提としています。これは、予想されるPTAソースによって生成される混乱ノイズの適切な記述を提供します。いくつかのPTAコラボレーションによって現在監視されているパルサーのセットのGW分散のプロットを使用して、方法を説明します。この方法は、将来のPTAにも適用できます。そこでは、改良された望遠鏡が、より多くのパルサー集団とより高い精度のタイミングを提供します。
