観測された宇宙複屈折は原始パリティ違反で説明できるか?
| Title |
Can_primordial_parity_violation_explain_the_observed_cosmic_birefringence? |
| Authors |
Tomohiro_Fujita,_Yuto_Minami,_Maresuke_Shiraishi_and_Shuichiro_Yokoyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.08101 |
最近、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の$E$モード偏光と$B$モード偏光の間の相互相関が発見されました。CMB偏光データ。観測された$EB$相関が、原始宇宙のパリティ違反理論で生成される原始キラル重力波(CGW)によって説明される可能性を慎重に調査します。SPTPolとPOLARBEARによって観察されたものをはるかに超える$BB$自己相関の過剰生成により、CGWシナリオが機能しないことがわかりました。
HostPhot: 超新星やその他のトランジェントをホストする銀河のグローバルおよびローカル測光
| Title |
HostPhot:_global_and_local_photometry_of_galaxies_hosting_supernovae_or_other_transients |
| Authors |
Tom\'as_E._M\"uller-Bravo_and_Llu\'is_Galbany |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.08117 |
タイプIa超新星(SNeIa)は、宇宙の加速膨張率の発見以来、宇宙論的距離指標として基本的な役割を担ってきました。それらの光学的ピーク光度、光度曲線の減衰率、および光学的色の間の相関関係により、それらを標準化し、観測されたrms散乱を減らすことができます。10年以上前に、SNeIaの光学的ピーク光度がホスト銀河の恒星質量と相関することが判明し、その標準化がさらに改善されました。それ以来、ホスト銀河の特性はSNeIaの宇宙論的解析に使用され、星形成率など、基本的にSNeIaとホスト銀河の間の相関関係を駆動する特性を見つけるために多大な努力が払われてきました。さらに、SNeIaの前駆体が進化する局所環境は、地球環境、つまり銀河全体よりも推定距離のばらつきを減らすのにはるかに優れていることが注目されています。HostPhotは、SNeIaをホストする銀河のローカルおよびグローバルフォトメトリの計算を容易にするツールであり、これらのオブジェクトに対する環境の影響の研究に役立ちます。
弦壁ネットワークからのCMB複屈折によるアクシオン様粒子の探索
| Title |
Searching_for_axion-like_particles_through_CMB_birefringence_from_string-wall_networks |
| Authors |
Mudit_Jain,_Ray_Hagimoto,_Andrew_J._Long,_Mustafa_A._Amin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.08391 |
アクシオン様粒子(ALP)は、再結合後も存続し、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の異方性複屈折につながる宇宙ストリングとドメイン壁のネットワークを形成できます。宇宙ストリングの研究に加えて、ALPフィールドドメイン壁の形成が宇宙複屈折信号にどのように影響するかを明らかにし、強調します。これらの観察結果は、範囲$3H_0\lesssimm_a\lesssim3H_{\rmcmb}$の質量を持つALPを調べる独自の方法を提供します。いくつかの望遠鏡からのCMB複屈折の測定値を使用して、CMBのアクシオン欠陥による異方性複屈折の証拠は見つかりませんでした。ALP質量$m_a$、ALP-光子結合$\mathcal{A}\proptog_{a\gamma\gamma}f_a$、ドメインウォール数$N_{\rmdw}を含むモデルパラメーターの制約を抽出します。$、および文字列壁ネットワークの欠陥の量とサイズを特徴付けるパラメーター。等方性CMB複屈折の最近の証拠も考慮すると、信号がALP欠陥ネットワークによって生成されるという仮定の下で、異方性複屈折の非検出でこれに対応することは困難です。
K2-106b の組成の再分析: 超短周期の超水銀候補
| Title |
A_Reanalysis_of_the_Composition_of_K2-106b:_an_Ultra-short_Period_Super-Mercury_Candidate |
| Authors |
Romy_Rodr\'iguez_Mart\'inez,_B._Scott_Gaudi,_Joseph_G._Schulze,_Lorena_Acu\~na,_Jared_Kolecki,_Jennifer_A._Johnson,_Anusha_Pai_Asnodkar,_Kiersten_M._Boley,_Magali_Deleuil,_Olivier_Mousis,_Wendy_R._Panero,_Ji_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07883 |
超短周期の超水星候補であるK2-106bの組成に焦点を当てた、K2-106トランジット惑星系の再解析を提示します。既存の測光および視線速度データをグローバルにモデル化し、$M_{p}=8.53\pm1.02~M_{\oplus}$および$R_{p}=1.71^{+のK2-106bの惑星質量と半径を導き出します。0.069}_{-0.057}~R_{\oplus}$、これは$\rho_{p}=9.4^{+1.6}_{-1.5}$$\rmg~cm^{-3の密度につながります}$、以前に文献で報告された値よりも大幅に低い値です。液体の純粋なFeコアと鉄を含まない$\rmMgSiO_{3}$マントルで構成される2層の惑星を想定する惑星内部モデルを使用し、観測されたコア質量分率の範囲を決定します。質量と半径。ホストスターの既存の高解像度スペクトルを使用して、Fe/Mg/Siの存在量を導き出します([Fe/H]$=-0.03\pm0.01$、[Mg/H]$=0.04\pm0.02$、[Si/H]$=0.03\pm0.06$)を使用して、K2-106bの組成を推測します。K2-106bは、地球($33\%$)に比べて密度とコアの質量分率($44^{+12}_{-15}\%$)が高いにもかかわらず、その組成は予想と一致していることがわかります。これは、主星の相対的な耐火物存在量を反映していると仮定します。したがって、以前の文献で示唆されているように、K2-106bが超水星である可能性は低いです。
SPHERE/IRDIS での基準星差分画像
| Title |
Reference-star_differential_imaging_on_SPHERE/IRDIS |
| Authors |
Chen_Xie,_Elodie_Choquet,_Arthur_Vigan,_Faustine_Cantalloube,_Myriam_Benisty,_Anthony_Boccaletti,_Mickael_Bonnefoy,_Celia_Desgrange,_Antonio_Garufi,_Julien_Girard,_Janis_Hagelberg,_Markus_Janson,_Matthew_Kenworthy,_Anne-Marie_Lagrange,_Maud_Langlois,_Fran\c{c}ois_Menard,_and_Alice_Zurlo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07915 |
基準星微分イメージング(RDI)は、短い角度間隔(つまり、<0.3")での角度微分イメージング(ADI)よりも太陽系外惑星や円盤に敏感であると考えられている高コントラストイメージングの有望な技術です。すべてのアーカイブデータを使用して星の寄与の減算を最適化することにより、地上ベースの機器でのRDIのパフォーマンスを改善できるかどうかは不明です.私たちは、太陽系外惑星と円盤の直接イメージングにおけるSPHERE/IRDISデータでのRDIのパフォーマンスを特徴付けます.過去5年間にSPHERE/IRDISによって取得されたH23のすべてのアーカイブデータを使用して、マスター参照ライブラリを構築し、RDIを実行します。観測条件は、マスター参照ライブラリの中央条件付近です。平均して、RDIは、中央値の条件下での観測では、0.15インチの間隔でADIよりも約0.8mag増加しています。マスター参照ライブラリに参照ターゲットを追加すると、実際にRDIのパフォーマンスが向上することがわかります。ディスクイメージングでは、RDIはより多くのディスク機能を明らかにし、ディスク形態のより堅牢な回復を提供できます.合計強度で33個のディスク（19個の惑星形成ディスクと14個のデブリディスク）を解決し、そのうち4個はRDIでのみ検出できます.2個のディスクが解決されました.初めて散乱光で.3つのディスクが初めて総強度で検出された.この作業で構築したマスター参照ライブラリは、RDIを実行するためにレガシーまたは将来のSPHEREサーベイに簡単に実装でき、ADIよりも優れたパフォーマンスを達成できます。.ADIよりも最適なRDIゲインを得るために、今後の観測は0.6～0.8インチのシーイング条件で実施することをお勧めします。
| Title |
Presolar_stardust_in_asteroid_Ryugu |
| Authors |
Jens_Barosch,_Larry_R._Nittler,_Jianhua_Wang,_Conel_M._O'D._Alexander,_Bradley_T._De_Gregorio,_C\'ecile_Engrand,_Yoko_Kebukawa,_Kazuhide_Nagashima,_Rhonda_M._Stroud,_Hikaru_Yabuta,_Yoshinari_Abe,_J\'er\^ome_Al\'eon,_Sachiko_Amari,_Yuri_Amelin,_Ken-ichi_Bajo,_Laure_Bejach,_Martin_Bizzarro,_Lydie_Bonal,_Audrey_Bouvier,_Richard_W._Carlson,_Marc_Chaussidon,_Byeon-Gak_Choi,_George_D._Cody,_Emmanuel_Dartois,_Nicolas_Dauphas,_Andrew_M._Davis,_Alexandre_Dazzi,_Ariane_Deniset-Besseau,_Tommaso_Di_Rocco,_Jean_Duprat,_Wataru_Fujiya,_Ryota_Fukai,_Ikshu_Gautam,_Makiko_K._Haba,_Minako_Hashiguchi,_Yuki_Hibiya,_Hiroshi_Hidaka,_Hisashi_Homma,_Peter_Hoppe,_Gary_R._Huss,_Kiyohiro_Ichida,_Tsuyoshi_Iizuka,_Trevor_R._Ireland,_Akira_Ishikawa,_Motoo_Ito,_Shoichi_Itoh,_Kanami_Kamide,_Noriyuki_Kawasaki,_A._L._David_Kilcoyne,_et_al._(75_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07976 |
JAXAのはやぶさ2ミッションの一環として、C型小惑星リュウグウから最近戻ってきたサンプルで、プレソーラー物質のNanoSIMSベースの検索を実施しました。炭素質コンドライト隕石で通常識別されるOおよびC異常同位体組成を持つすべての主要なプレソーラー粒子タイプの検出を報告します。炭素質粒子の少なくとも2つはプレソーラーグラファイトですが、中程度のC同位体異常を持ついくつかの粒子はおそらく有機物です。プレソーラーケイ酸塩は、典型的な広範に水質変化したリュウグウマトリックスよりも岩質の変化が少ないクラストに位置していました。リュウグウのマトリックスで正規化されたプレソーラー粒子の存在量は、O-異常粒子で4.8$^{+4.7}_{-2.6}$ppm、SiC粒子で25$^{+6}_{-5}$ppm、11$です。^{+5}_{-3}$ppm炭素質粒子の場合。リュウグウは、炭素質イヴナ型(CI)コンドライトと同位体的および岩石学的に類似しています。リュウグウのその場でのプレソーラー粒子の存在量をCIコンドライトと比較するために、IvunaとOrgueilのサンプルもマッピングし、合計でSiC粒子と6つの炭素質粒子を発見しました。O異常粒子は検出されませんでした。CIコンドライトのマトリックスで正規化されたプレソーラー粒子の存在量は、リュウグウのものと類似しています:23$^{+7}_{-6}$ppmSiCおよび9.0$^{+5.3}_{-4.6}$ppm炭素質粒子.したがって、我々の結果は、Ryugu-CI接続をサポートするさらなる証拠を提供します。それらはまた、デリケートなプレソーラー物質の保存を可能にする局所的に異なる程度の変質など、リュウグウのサンプルにおける小規模な不均一性の興味深いヒントを明らかにします。
超高赤方偏移銀河の測光に適合するためのテンプレート
| Title |
Templates_for_Fitting_Photometry_of_Ultra-High-Redshift_Galaxies |
| Authors |
Charles_L._Steinhardt,_Vasily_Kokorev,_Vadim_Rusakov,_Ethan_Garcia,_Albert_Sneppen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07879 |
ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡からの最近のデータにより、$z\gtrsim11$にある銀河を初めて垣間見ることができます。超高赤方偏移の候補を特定し、その特性を推測するための最も成功したツールは、測光テンプレートフィッティングです。しかし、現在の方法は、宇宙のマイクロ波背景加熱のために$z>6$で物理的に許可されていない星の初期質量関数を含む、はるかに低い赤方偏移条件から派生したテンプレートに依存しており、星の人口は$での宇宙の年齢よりも大きくなっていますz>12$、現在観測されている$z>7.5$より弱い輝線。ここでは、$8<z<12$および$z>12$で予想される銀河の天体物理学に最適化された2セットの合成テンプレートが開発され、SMACS0723フィールドから$z>12$で3つの銀河に適合するために使用されます。これらのテンプレートを使用すると、最適な赤方偏移は以前のテンプレートセットで見つかった赤方偏移と似ていますが、推定された星の質量は1～1.6dexも低下するため、星の質量が$\Lambda$CDMと矛盾しているようには見えなくなります。2つの新しいテンプレートセットは、EAZYおよびLePhareと互換性のある形式でリリースされています。
SPHを持つ孤立した銀河における銀河ダイナモの数値依存性
銀河ダイナモに作用する数値依存性を理解することは、銀河で観測された磁場を適切に捉えるために必要な解像度と条件を決定する上で重要なステップです。ここでは、平滑化粒子磁気流体力学(SPMHD)を使用して、孤立した渦巻銀河における銀河ダイナモの数値依存性に関する広範な研究を紹介します。異なる初期設定、フィードバック、解像度、ジーンズフロア、および散逸パラメータを使用して、53の孤立した渦巻銀河シミュレーションを実行しました。結果は、円盤の渦巻腕領域で発生する強力な平均場ダイナモを示しています。これは、おそらく古典的なアルファオメガダイナモまたは最近報告された重力不安定ダイナモによって生成されます。フィードバックを含めることは、増幅プロセスに対して破壊的および肯定的な方法で機能することが見られます。円盤内のフィラメント構造の破壊、乱流拡散の増加、および中心面から銀河周辺媒体への磁束の放出により、増幅のための破壊的な干渉が発生します。フィードバックの正の効果は、垂直運動の増加と発達する乱流の噴水流であり、小規模な垂直構造と銀河内の数値散逸に大きく依存していることを示しています。有効なダイナモを持つ銀河は、熱エネルギー密度の10～30%のレベルで磁気エネルギー密度を飽和させます。密度平均の数値プラントル数は、すべてのシミュレーションで銀河全体で1未満であることがわかり、半径とともに値が増加します。乱流注入長を1kpcと仮定すると、数値的な磁気レイノルズ数は$Re_{mag}=10-400$の範囲内にあり、小規模ダイナモ($Re_{mag}に必要なレベルを下回る領域があることを示しています),crit}=30-2700$)がアクティブになります。
重力、乱流、および磁場のエネルギーバランスの文脈におけるIC 5146のハブフィラメント構造の進化
| Title |
Evolution_of_the_Hub-filament_Structures_in_IC_5146_in_the_Context_of_the_Energy_Balance_of_Gravity,_Turbulence,_and_Magnetic_Field |
| Authors |
Eun_Jung_Chung,_Chang_Won_Lee,_Woojin_Kwon,_Hyunju_Yoo,_Archana_Soam,_Jungyeon_Cho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07891 |
IC5146のダークストリーマーの西部ハブフィラメント構造(W-HFS)に向かう850$\mu$m分極とC$^{18}$O(3-2)ライン観測の結果を、Jamesを使用して提示します。ClerkMaxwellTelescope(JCMT)SCUBA-2/POL-2およびHARP機器。この領域のエネルギー収支を比較することにより、磁場、重力、および乱流の相対的な重要性がHFSのコア形成にどのように影響するかを調査することを目的としています。4つの850$\mu$mコアを特定し、Davis-Chandrasekhar-Fermi法を使用してコアとハブおよびフィラメントの磁場強度($B_{\rmpos}$)を推定しました。推定$B_{\rmpos}$は$\sim$80から1200$\mu$Gです。Wangetal.から、東部ハブ(E-hub)のコアであるE-47の$B_{\rmpos}$とE-hubは、500および320$\mu$Gであると再推定されました。それぞれ、同じ方法で。フィラメントとハブの重力($E_{\rmG}$)、運動($E_{\rmK}$)、および磁気エネルギー($E_{\rmB}$)を測定し、相対的な重要性を比較しましたその中で。$E_{\rmB}$ドミナントフィラメントは$aligned$フラグメンテーションタイプを持ち、$E_{\rmG}$ドミナントハブは$no$および$clustered$フラグメンテーションタイプを示すことがわかりました。$E_{\rmG}$ドミナントハブでは、$E_{\rmK}$の部分が、ハブが$clustered$($E_{\rmK}\sim20の部分)を持つようになるかどうかを決定するようです。\%$)または$no$フラグメンテーションタイプ($\sim10\%$)。E-HFSとW-HFSの進化シナリオを提案します。HFSは最初に乱流の衝突によって形成され、その後ハブとフィラメントは重力、乱流、および磁場。
超微光矮小銀河の郊外のメンバーのための宇宙狩り: おおぐま座 I、かみのけ座、ボオテス I
| Title |
The_Cosmic_Hunt_for_Members_in_the_Outskirts_of_Ultra_Faint_Dwarf_Galaxies:_Ursa_Major_I,_Coma_Berenices,_and_Bo\"otes_I |
| Authors |
Fletcher_Waller_(1)_and_Kim_Venn_(1)_and_Federico_Sestito_(1)_and_Jaclyn_Jensen_(1)_and_Collin_Kielty_(1)_and_Christian_Hayes_(2)_and_Alan_McConnachie_(2)_and_Julio_Navarro_(1)_((1)_University_of_Victoria,_(2)_NRC_Herzberg) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07948 |
GaiaEDR3データを使用して、3つの超微光矮小(UFD)銀河の周辺にある可能性のあるメンバーを特定しました。ComaBerenices(>2Rh)、UrsaMajorI($\sim$4Rh)、およびBo\"otesI($\sim$4Rh)、およびUrsaMajorIの中央地域の新しいメンバー。これらのターゲットは、GeminiGRACESスペクトログラフで観測され、UFD銀河との関連性を確認する正確な動径速度と金属量を決定するために使用されました.スペクトルは、10元素(Na、Mg、K、Ca、Sc、Ti)の吸収線の測定にも使用されました。、Cr、Fe、Ni、およびBa)、最も外側の星の化学的存在量が中央領域の星とよく一致していることを確認します.かみのけ座の星の存在量比と化学的パターンは、SNからの寄与と一致しています。Iaは、その星形成の歴史では珍しいものであり、このシステムが単一のコア崩壊超新星イベントから化学的に進化したという以前の提案と矛盾しています.3つすべての銀河の化学は、中心領域で形成され、その後彼らの潮汐剥離および/または超新星フィードバックによる現在の場所。しかし、ボオテスIでは、最も外側の星の金属量が低く、強い炭素濃縮が欠如していることも、矮小銀河の合体の証拠である可能性があります。
セイファート銀河 NGC 3786 の中間赤外線フレア: 不明瞭な潮汐破壊イベントによって引き起こされた変化する外観イベント?
| Title |
A_Mid-infrared_Flare_in_the_Seyfert_Galaxy_NGC_3786:_A_Changing-look_Event_Triggered_by_an_Obscured_Tidal_Disruption_Event? |
| Authors |
Suyeon_Son,_Minjin_Kim,_Luis_C._Ho,_Dohyeong_Kim,_Taehyun_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.08062 |
セイファート1.8NGC3786で例外的な中赤外線フレアが発生したことを報告します。Wide-fieldInfraredSurveyExplorerからのマルチエポックデータでは、NGC3786の核中赤外線の明るさは$0.5-0.8$magまで大幅に変化しているように見えます。2020年半ば頃。しかし、ZwickyTransientFacilityからの光バンドの対応する光度曲線に大きな変化があるという証拠はありません。これは、フレアが核の粉塵によって大きく遮られた可能性があることを意味します。フレア後、ふたご座北座での分光観測により、${\rmPa}\alpha$と${\rmPa}\beta$にブロードな輝線が新たに出現し、ブロードな${\rmH}\beta$放射は、フレア後のスペクトルでわずかに検出されます。さらに、それらの中心波長は、狭い輝線に対して900kms$^{-1}$まで体系的に赤方偏移しています。これは、フレアがタイプ1.8からタイプ1への変化する外観現象に関連していることを明らかにしています。完全に排除されます。
星間物質循環における炭素高分子：観察と実験
| Title |
Carbon_macromolecules_in_the_cycle_of_interstellar_matter:_observations_andlaboratory_experiments |
| Authors |
Christine_Joblin_(CESR) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.08167 |
炭素高分子は、小さな気相種とより大きなダスト構造との間の中間体です。観察と専用の実験室での実験がこの状況をどのように裏付けているかを説明します。
SOFIA FEEDBACK 調査: RCW 49 のさまざまな領域における恒星フィードバックの PDR 診断
| Title |
SOFIA_FEEDBACK_survey:_PDR_diagnostics_of_stellar_feedback_in_different_regions_of_RCW_49 |
| Authors |
M._Tiwari,_M._Wolfire,_M._W._Pound,_E._Tarantino,_R._Karim,_L._Bonne,_C._Buchbender,_R._G\"usten,_C._Guevara,_S._Kabanovic,_\"U._Kavak,_M._Mertens,_N._Schneider,_R._Simon,_J._Stutzki,_A._G._G._M._Tielens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.08174 |
SOFIAからの[CII]158$\mu$mおよび[OI]63$\mu$m観測、$^{12}$APEXからのCO(3-2)観測とスピッツァー望遠鏡からのH$_2$線観測。RCW49の大きな地図はSOFIAとAPEX望遠鏡で観測されましたが、スピッツァーの観測は3つの小さな領域でしか利用できませんでした。定性分析から、H$_2$0-0S(2)輝線は、H$_2$0-0S(1)輝線と比較して、より密度の高いガスをプローブすることがわかりました。4つの領域(「北の雲」、「柱」、「尾根」、「シェル」)で、観測結果を更新されたPDRツールボックスモデルと比較し、6～13.6eV($G_{\rm0}$)、H原子核密度($n$)、温度と圧力。尾根の$G_{\rm0}$(2.4$\times$10$^3$Habingunits)が最も高く、北側の雲の$G_{\rm0}$(5$\回$10$^2$ハビング単位)。これは、Wd2クラスターに対するこれらの領域の位置の直接的な結果です。リッジは高密度(6.4$\times$10$^3$cm$^{-3}$)も持ち、進行中の星形成と一致しています。スピッツァーの位置の中で、Wd2クラスターに最も近い位置が最も密度が高く、星形成の初期段階を示唆しています。さらに、殻と重なっているスピッツァーの位置は$G_{\rm0}$が最も高いことがわかり、これはO9V星に近い結果であると予想されます。
l = 345.5度付近の大規模な星形成サイトにおける電離フィラメントと進行中の物理プロセス
| Title |
Ionized_filaments_and_ongoing_physical_processes_in_massive_star-forming_sites_around_l_=_345.5_degree |
| Authors |
L._K._Dewangan,_L._E._Pirogov,_N._K._Bhadari,_A._K._Maity |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.08212 |
ダストと分子フィラメントに関する数多くの調査研究が星形成サイトで実施されてきましたが、イオン化されたフィラメントに焦点を当てた研究は限られた数にすぎません。この側面を観察的に研究するために、l=345.5度付近の$\sim$74.6分角$\times$55分角の領域の多波長データの分析を提示します。843MHz連続体マップを使用して、2つの異なるイオン化フィラメント(すなわち、IF-A(範囲$\sim$8.5アーク分)およびIF-B(範囲$\sim$22.65アーク分))が、大質量OB星によって動力を与えられたイオン化された塊をホストしていることが識別されます。$^{13}$CO(2-1)およびC$^{18}$O(2-1)ラインデータを使用して、IF-AおよびIF-Bの親分子雲を次の速度範囲で調べます。[$-$21,$-$10]kms$^{-1}$で、フィラメント状の外観をしています。IF-AとIF-Bの親雲に向かう$-$18と$-$15kms$^{-1}$付近の少なくとも2つの雲成分が調査され、速度空間で接続されています。これらのフィラメント雲はまた、長軸に沿って互いに空間的に重なり合い、フィラメントのねじれ/結合の性質を支えています。顕著なクラスIの原始星と大質量星が、雲の構成要素の共通ゾーンに向かって観測されているように見えます。これらの発見は、約120万年前に2つのフィラメント雲が衝突したことを裏付けています。イオン化されたフィラメントの存在は、大質量星の結合フィードバックによって説明されるようです。IF-AとIF-Bに関連する分子フィラメントは、フィラメントで形成されたO星からの電離放射線の脱出とトラップに関する最新のモデルの結果を支持します。
ALMA REBELS サーベイ: 赤方偏移 7 での塵に覆われた宇宙星形成率密度
| Title |
The_ALMA_REBELS_Survey:_The_Dust-obscured_Cosmic_Star_Formation_Rate_Density_at_Redshift_7 |
| Authors |
Hiddo_Algera,_Hanae_Inami,_Pascal_Oesch,_Laura_Sommovigo,_Rychard_Bouwens,_Michael_Topping,_Sander_Schouws,_Mauro_Stefanon,_Daniel_Stark,_Manuel_Aravena,_Laia_Barrufet,_Elisabete_da_Cunha,_Pratika_Dayal,_Ryan_Endsley,_Andrea_Ferrara,_Yoshinobu_Fudamoto,_Valentino_Gonzalez,_Luca_Graziani,_Jacqueline_Hodge,_Alexander_Hygate,_Ilse_de_Looze,_Themiya_Nanayakkara,_Rafaella_Schneider,_Paul_van_der_Werf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.08243 |
宇宙塵は、銀河の進化とその観測上の特徴の両方を形成する重要な要素です。初期の宇宙でダストがどのくらいの速さで蓄積するかは未解決の問題であり、解決するには(サブ)ミリ波の波長での詳細な観測が必要です。ここでは、ReionizationEraBrightEmissionLineSurvey(REBELS)からの45の銀河のAtacamaLargeMillimeterArray観測と、$z\sim7$にあるUV選択銀河の[CII]とダスト放出をターゲットにするように設計されたそのパイロットプログラムを使用して調査します。スタッキング解析による高赤方偏移銀河のダスト含有量。隠れた星形成の典型的な割合$f_\mathrm{obs}=\mathrm{SFR}_\mathrm{IR}/\mathrm{SFR}_\mathrm{UV+IR}$は星の質量に依存し、より低い赤方偏移で観測されるものまで、範囲は$f_\mathrm{obs}\approx0.3-0.6$の銀河で$\log_{10}\left(M_\star/M_\odot\right)=9.4-10.4$.さらに、文献から$z\sim7$恒星質量関数を採用して、REBELSサーベイから宇宙星形成率密度を抽出します。私たちの結果は、$z\gtrsim3$以降の宇宙星形成率密度の比較的緩やかな減少のみを示唆しており、塵に覆われた星形成は$z\sim7$で$\sim30-50\%$に貢献しています。考えられる注意点については幅広く議論していますが、私たちの分析は、高赤方偏移での塵に覆われた星の形成が以前の予想よりも重要である可能性があることを示唆しています。
ASKAPの技術的・科学的発展
フル36アンテナのオーストラリアスクエアキロメートルアレイパスファインダー(ASKAP)を使用したパイロット調査の科学的結果は、ここ数年で大幅に増加しています。この傾向は、今年後半に開始される予定の完全な調査で継続する可能性があります。新しいフェーズドアレイフィードのおかげで、各ASKAPポインティングは約30平方度をカバーし、空の高解像度の無線画像を提供する高速測量機になります。最近の科学的ハイライトの中には、マゼラン雲や近くの銀河群や銀河団の中性水素の研究、何百万もの電波連続源のカタログ、奇数電波圏の発見、高速電波バーストの位置特定などがあります。少し。ASKAP測量速度を実証するために、赤緯+41度の南の全天を15秒角の解像度でカバーする高速ASKAP連続測量(RACS)も実施しました。
VLASS および FIRST サーベイによって明らかにされた、z < 0.3 の低赤方偏移銀河からの一時的な電波放出
| Title |
Transient_radio_emission_from_low-redshift_galaxies_at_z<0.3_revealed_by_VLASS_and_FIRST_surveys |
| Authors |
Fabao_Zhang_(1),_Xinwen_Shu_(1),_Luming_Sun_(1),_Lei_Yang_(1),_Ning_Jiang_(2),_Liming_Dou_(3),_Jianguo_Wang_(4),_and_Tinggui_Wang_(2)_((1)_AHNU,_(2)_USTC,_(3)_GZU,_(4)_YNAO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.08308 |
18の低赤方偏移(z<0.3)銀河のサンプルの発見を提示し、一時的な核電波放射を示します。これらの銀河は、1993年から2009年に実施された20cmの電波空のかすかな画像では検出されないか、わずかに検出されますが、エポックI(2017年から2019年)に電波フラックスで(5倍以上)著しく明るくなりました。超大型アレイスカイサーベイ(VLASS)の観測。2020年から2021年のエポックIIVLASS観測では、18個の銀河すべてが検出されており、電波フラックスは約3年間でゆっくりと(約40%の割合で)進化することがわかっています。RapidASKAPContinuumSurveyでは15の銀河が観測されており、888MHzと3GHzの間にフラットまたは反転したスペクトル勾配が見られます。電波が明るくなる前に撮影されたスローンデジタルスカイサーベイのスペクトルに基づいて、18のうち14はライナーまたは核活動が弱いかまったくない通常の銀河に分類できます。ほとんどの銀河は赤色で質量があり、半分以上が10^8Msunを超える中心ブラックホール質量を持っています。私たちのサンプルの1つの銀河だけが、少なくとも2か月間続く光フレアと、恒星の潮汐破壊などの中心光フレアのダスト加熱エコー放射として説明できる赤外光曲線の長い減衰を示していることがわかりました。イベント。一時的な電波放射のいくつかの可能性について議論し、超大質量ブラックホールの散発的な短い燃料供給によって引き起こされた、生まれたばかりの電波ジェットに関連している可能性が高いと結論付けています。このようなシナリオは、電波フラックスの変動性とスペクトルの進化を測定することにより、これらのソースのさらなる多周波電波観測でテストできます。
IC 860 の多波長ビュー: 消滅銀河の内部で何が起きているか
| Title |
A_Multiwavelength_view_of_IC_860:_What_Is_in_Action_inside_Quenching_Galaxies |
| Authors |
Yuanze_Luo,_Kate_Rowlands,_Katherine_Alatalo,_Elizaveta_Sazonova,_Abdurro'uf,_Timothy_Heckman,_Anne_M._Medling,_Susana_E._Deustua,_Kristina_Nyland,_Lauranne_Lanz,_Andreea_O._Petric,_Justin_A._Otter,_Susanne_Aalto,_Sabrina_Dimassimo,_K._Decker_French,_John_S._Gallagher_III,_Joel_C._Roediger,_Sofia_Stepanoff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.08379 |
青色の星形成から赤色の静止状態への移行の初期段階にある近くのスターバースト後の銀河であるIC860の多波長研究を提示します。光学画像は、コンパクトなコアから発生する銀河全体のほこりの多い流出を明らかにします。CO位置-速度図とNaD吸収機能から、分子および中性気相における多相流出の証拠を見つけます。中性質量流出率を~0.5M$_{\odot}/$yrに、総水素質量流出率を~12M$_{\odot}$/yrに制約します。どちらの流出成分も銀河から逃れられないようです。また、光学画像、CO空間分布、および運動学における最近の合併の証拠、および光輝線比、中赤外特性、および電波スペクトル形状における埋もれたAGNの証拠も見つけます。現在の星形成速度での分子ガス貯留層の枯渇時間は約7Gyrであり、銀河が青と赤のシーケンスの間の中間段階に長期間留まる可能性があることを示しています。したがって、星形成率の大幅な低下(「消滅」)とガスの枯渇のタイムスケールは、必ずしも同じではありません。私たちの分析は、流出がガスを追い出すのではなく妨害することによって星形成を抑制するのに役立ち、同様のクエンチング銀河で進行中の可能性のある活動に光を当てるというクエンチングの図をサポートしています。
| Title |
Possible_counterpart_signal_of_the_Fermi_bubbles_at_the_cosmic-ray_positrons |
| Authors |
Ilias_Cholis_and_Iason_Krommydas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07880 |
内側の銀河は、ガンマ線フェルミ泡やX線のeROSITA泡の原因となる宇宙線バーストイベントをホストしています。この作業では、AMS-02陽電子フラクションを研究し、天体物理学的背景の仮定に応じて、最も低いエネルギーが1.4から4.9-$\sigma$の重要性を持つ12、21、および48GeV付近の3つの特徴を見つけます。一次、二次宇宙線、および局所パルサーからの宇宙線による、宇宙線陽電子フラクション、陽電子フラックス、および電子プラス陽電子フラックスを説明するバックグラウンドシミュレーションを使用して、これらのスペクトルの特徴を、内部銀河からの電子/陽電子バーストイベントに由来するものとしてテストします。.$\tau\simeq3-10$Myrの年齢のイベントによって説明される12GeVの特徴が見つかりました。フェルミバブルの提案された年齢と一致しています。さらに、フェルミバブルの体積内ではなく、銀河円盤に沿って伝播する宇宙線電子と陽電子のエネルギーは、$10^{51.5}-10^{57.5}$エルグ、または$O(10^{-4})-O(1)$フェルミバブルを引き起こす宇宙線エネルギー.これらの陽電子分率の特徴は、フェルミバブル、またはその中の下部構造、またはeROSITAバブルの対応する信号であると主張しています。
| Title |
Intermediate-mass_Black_Holes_on_the_Run_from_Young_Star_Clusters |
| Authors |
Elena_Gonz\'alez_Prieto,_Kyle_Kremer,_Giacomo_Fragione,_Miguel_A.S._Martinez,_Newlin_C._Weatherford,_Michael_Zevin,_Frederic_A._Rasio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07881 |
恒星残骸と超大質量BHの間の範囲の質量を持つブラックホール(BH)の存在は、ごく最近、明確に確立されたばかりです。LIGO/VirgoCollaborationによって検出された重力波信号であるGW190521は、そのような中間質量BH(IMBH)の存在の最初の直接的な証拠を提供します。このイベントは、このような大規模なBHの形成チャネルの可能性についての議論に火をつけ、継続しています。検出によって明らかになったように、IMBHは「上部質量ギャップ」($\approx40-120\,M_{\odot}$)でBHのバイナリ結合を介して形成される可能性があります。あるいは、IMBHは、密集した星団内で恒星の衝突と合体によって形成された非常に大質量の恒星の崩壊によって形成される可能性があります。この研究では、最先端のクラスターモンテカルロ($\texttt{CMC}$)モデル。BH合併からの重力放射反跳、または少数体散乱遭遇からの動的反動キックによる親クラスターからの放出で終わる、動的寿命全体にわたるIMBHの進化を調べます。私たちのモデルのIMBHの$\textit{all}$は、最初の$\sim500$Myr以内にホストクラスターから排出されることがわかりました。IMBH合併率のピークは、赤方偏移$z\approx2で$\mathcal{R}\approx2\,\rm{Gpc}^{-3}\,\rm{yr}^{-1}$と推定されます$.
強くレンズ化された高速電波バーストの倍率と時間遅延に対するプラズマの影響
識別された高速無線バースト(FRB)の数は、現在および将来の施設で急速に増加しています。強くレンズ化されたFRBも発見されることが期待されており、これは正確な時間遅延を提供できるため、宇宙論と基礎物理学に豊富な用途があります。ただし、レンズ付きFRBの電波信号は、重力に加えて、レンズ銀河内のプラズマによって偏向されます。重力とプラズマの両方によるこのようなたわみは、重力レンズによって引き起こされる分散遅延や幾何学的遅延とは異なる、周波数依存の時間遅延を引き起こします。レンズ効果とプラズマモデルに応じて、レンズ画像の周波数と時間の遅延関係は、複数の画像間または分散関係のいずれかから、際立った動作を示すことができます。プラズマは一般にレンズ銀河に存在するため、このような現象は将来の研究、特に低周波数で無視することはできません。さらに重要なことに、このような情報は、レンズ付きFRBを検索する潜在的な方法を提供するだけでなく、レンズ銀河の質量およびプラズマ分布に対する制約も提供します。特に、プラズマは、欠落している中央の画像を低い無線周波数で観測できるようにする可能性があります。
大量噴火からの超新星の前兆: 近くのコア崩壊超新星の早期警告の見通し
| Title |
Precursors_of_Supernovae_from_Mass_Eruption:_Prospects_for_Early_Warning_of_Nearby_Core-collapse_Supernovae |
| Authors |
Daichi_Tsuna,_Yuki_Takei,_Toshikazu_Shigeyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.08256 |
タイプII超新星の大部分の最近の観測では、前駆星の非常に近くに高密度の星周媒質(CSM)の痕跡が示されています。このCSMがコア崩壊の数か月前の噴火による質量損失によって作成された場合、噴火自体が前兆として見える可能性があり、近い将来の超新星の早期警告として役立ちます。オープンソースコードCHIPSに基づく放射流体力学シミュレーションを使用して、赤色超巨星の大量噴火からの放出を理論的にモデル化します。ささやかな大規模な噴火の場合、光度は通常$10^{39}$ergs$^{-1}$のオーダーであり、星が爆発するまで数百日も続く可能性があり、主に赤外線(ピーク付近で-9等から-11等)。銀河系および局所的なタイプII超新星からこれらのサインを見つけるための観測戦略について説明します。
トラックのようなアイスキューブイベントで見つかった高エネルギーニュートリノフラックスへの銀河の寄与
| Title |
Galactic_contribution_to_the_high-energy_neutrino_flux_found_in_track-like_IceCube_events |
| Authors |
Yu._Kovalev,_A._Plavin_and_S._Troitsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.08423 |
背景:大規模なニュートリノ望遠鏡によって検出されたニュートリノの天体物理的な発生源は、依然として不明です。ニュートリノフラックスの一部がブレーザーによって生成されるという統計的に有意な観測的兆候が存在する一方で、多くの理論的研究は潜在的な銀河点源の存在も示唆しています。それらのいくつかは、100TeVを超えるガンマ線で観測されています。さらに、銀河円盤における宇宙線相互作用は、拡散ニュートリノ流束を保証します。しかし、これらの銀河ニュートリノは、これまで明確に検出されていません。目的:ここでは、観測された最高エネルギーのニュートリノの中にそのような銀河成分が存在するかどうかを調べます。方法:推定ニュートリノエネルギーが200TeVを超えるパブリックトラックのようなIceCubeイベントを分析します。銀河緯度bでのこれらのニュートリノの到来方向の分布を、単純なビン化されていないノンパラメトリック検定統計量の中央値|b|を使用して調べます。サンプルの上。結果:この分布は、ニュートリノフラックス等方性の帰無仮説によって示唆される分布から逸脱し、より低い|b|に向かってシフトします。4*10^{-5}のp値で、4.1シグマの統計的有意性に対応します。結論:銀河起源の高エネルギーニュートリノフラックスの重要な成分が存在し、数百TeVの拡散銀河ガンマ線のチベットASガンマ観測からのマルチメッセンジャーの予想とよく一致します。以前に確立された銀河系外の関連付けとともに、ここで報告する銀河系の要素は、ニュートリノの空が豊富で、さまざまなクラスのソースからの寄与で構成されていることを意味します。
機械学習による X 線イメージング検出器のバックグラウンドの低減
| Title |
Reducing_the_background_in_X-ray_imaging_detectors_via_machine_learning |
| Authors |
D._R._Wilkins,_S._W._Allen,_E._D._Miller,_M._Bautz,_T._Chattopadhyay,_R._Foster,_C._E._Grant,_S._Hermann,_R._Kraft,_R._G._Morris,_P._Nulsen_and_G._Schellenberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07906 |
天文X線検出器の感度は、機器のバックグラウンドによって制限されます。バックグラウンドは、アテナや将来の米国主導の旗艦またはプローブクラスのX線ミッションを含む、将来のX線天文台の対象となる多くの科学ケースにとって重要な低表面輝度源を観察する場合に特に重要です。2keVを超えると、バックグラウンドは宇宙線が宇宙船や検出器と相互作用することによって誘導される信号によって支配されます。次世代のX線イメージング検出器でイベントを識別し、イベントが宇宙線と天体物理学のX線光子によって引き起こされる確率を予測するための新しい機械学習アルゴリズムを開発し、宇宙線によって引き起こされるX線のフィルタリングを強化します。バックグラウンド。機械学習アルゴリズムは、単一の一次イベントから発生する二次イベント間の典型的な相関関係を学習することにより、現在の世代のX線ミッションで採用されている従来のフィルタリング方法では見逃される宇宙線誘起のバックグラウンドイベントをうまく識別できることがわかりました。拒否されないバックグラウンドを30%も削減します。
ケック天文台のライガー: イメージャー光学アセンブリとスペクトログラフの再イメージング光学系の設計
| Title |
Liger_at_Keck_Observatory:_Design_of_Imager_Optical_Assembly_and_Spectrograph_Re-Imaging_Optics |
| Authors |
James_Wiley,_Aaron_Brown,_Renate_Kupke,_Maren_Cosens,_Shelley_A._Wright,_Michael_Fitzgerald,_Chris_Johnson,_Tucker_Jones,_Marc_Kassis,_Evan_Kress,_James_E._Larkin,_Kenneth_Magnone,_Rosalie_McGurk,_Nils_Rundquist,_Eric_Wang,_and_Sherry_Yeh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07936 |
Ligerは、W.M.ケック天文台。イメージャーの焦点面からIFSスライサーモジュールと小型レンズアレイにビームパスを転送する分光器再イメージング光学(RIO)を含むイメージャー光学アセンブリの設計と解析を提示します。各イメージャコンポーネントと最初の2つのRIOメカニズムが組み立てられ、同じ光学プレート上で個別に位置合わせされます。バッフリングは背景放射と散乱光を抑制し、瞳孔観察カメラにより、イメージャー検出器は望遠鏡の瞳孔の画像に焦点を合わせることができます。光学プレートは、システム全体の位置合わせのためにアダプターフレームに取り付けます。イメージャーとRIOは、最終的なサイエンスクライオスタットに取り付ける前に、極低温試験チャンバーで特性評価されます。
| Title |
Liger_at_Keck_Observatory:_Design_of_the_Data_Reduction_System_and_Software_Interfaces |
| Authors |
Nils_Rundquist,_Andrea_Zonca,_Arun_Surya,_Shelley_A._Wright,_Aaron_Brown,_Maren_Cosens,_Michael_Fitzgerald,_Chris_Johnson,_Marc_Kassis,_Renate_Kupke,_Kyle_Lanclos,_James_E._Larkin,_Kenneth_Magnone,_Rosalie_McGurk,_Ji_Man_Sohn,_Gregory_Walth,_James_Wiley,_Sherry_Yeh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07937 |
Ligerは、ケック全天精密適応光学(KAPA)システムの機能を利用するW.M.ケック天文台の第2世代の近赤外線イメージャーおよび積分視野分光器(IFS)です。Ligerは0.81{\mu}m～2.45{\mu}mの波長範囲で動作し、さまざまな空間プレートスケールと視野を持つスライサーと小型レンズアレイIFSを利用して、天文学者が利用できる数百のモードを実現します。スライサーとレンズレットIFSモードの生データ形式は非常に複雑であるため、Ligerはデータ削減システム(DRS)と組み合わせて設計する必要があります。DRSはリアルタイムで機器からのデータを削減し、科学に即したデータを提供します。オブザーバーへのデータ製品。DRSは、読み取りシステムから生のイメージャーとIFSフレームを削減し、IFSデータの表示に適したカスタムのクイックルック視覚化ツールを介して2Dおよび3Dデータ製品を提供します。DRSは削減されたデータをケック天文台アーカイブ(KOA)に提供し、天文学者はオブザーバーデータのオフライン後処理に利用できます。DRSの初期設計を提示し、天文台と計測器のソフトウェアシステム間のインターフェイスを定義します。
ケック天文台のライガー: イメージャー検出器と IFS ピックオフ ミラー アセンブリ
| Title |
Liger_at_Keck_Observatory:_Imager_Detector_and_IFS_Pick-off_Mirror_Assembly |
| Authors |
Maren_Cosens,_Shelley_A._Wright,_Aaron_Brown,_Michael_Fitzgerald,_Chris_Johnson,_Tucker_Jones,_Marc_Kassis,_Evan_Kress,_Renate_Kupke,_James_E._Larkin,_Kenneth_Magnone,_Rosalie_McGurk,_Nils-Erik_Rundquist,_Ji_Man_Sohn,_Eric_Wang,_James_Wiley,_Sherry_Yeh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07938 |
Ligerは、次世代の近赤外線イメージャーであり、W.M.ケック天文台。Ligerは、現在進行中のKeckAll-SkyPrecisionAdaptiveOptics(KAPA)アップグレードから改善された適応光学(AO)を利用するように設計されています。Ligerは0.84-2.45$\mu$mで動作し、スペクトル分解能はR$\sim$4,000-10,000です。Ligerは、シーケンシャルイメージャーとスペクトログラフの設計を利用して、同時観察を可能にします。2つのスペクトログラフモードがあります。14および31masの高い空間サンプリングを備えたレンズレットと、拡張された視野を備えた75および150masのサンプリングを備えたスライサーです。イメージャー検出器の近くにある2つのピックオフミラーが、これら2つのIFSチャネルに光を向けます。イメージャ検出器とIFSピックオフミラー取り付けアセンブリの設計と構造解析を提示します。これらは、操作全体で安定性を調整および維持するために使用されます。圧電アクチュエータを使用して、機器の位置合わせ中に$\rm3\,mm$の移動量をステップ実行し、通常の操作中に所定の位置にロックされる検出器とピックオフミラーの両方の最適な焦点を決定します。設計が必要な重力および輸送負荷に耐え、光学系の位置決め公差内で位置合わせできることを実証します。
Per aspera ad astra simul: 一緒に星への困難を通して
| Title |
Per_aspera_ad_astra_simul:_Through_difficulties_to_the_stars_together |
| Authors |
David_Jones_and_Petr_Kabath_and_Jorge_Garcia-Rojas_and_Josef_Hanus_and_Marian_Jakubik_and_Jan_Janik_and_Roman_Nagy_and_Juraj_Toth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.08134 |
この記事では、戦略的パートナーシップ「PerAsperaAdAstraSimul」と「ヨーロッパ共同天文学者プロジェクト:Espa\~na-Czechia-Slovakia」について詳しく説明します。これらの戦略的パートナーシップは、(あらゆるレベルを対象とした)教育活動のための国際協力を促進し、初期のキャリア研究者の開発と成長をサポートするために考案されました。これらの戦略的パートナーシップの後援の下で実施された活動は、エラスムス+プログラムの主要な行動2が、国際的な教育プロジェクトを支援するための非常に貴重なリソースであり、そのようなプロジェクトが一般大衆と教育に大きな影響を与えることができることを示しています。初期のキャリア研究者の継続的な開発について。Erasmus+スキームによって提供される機会を利用するよう、他の教育者に強くお勧めします。
230 GHz ALMA 観測からの銀河中心のトランジェントの最初の検索
| Title |
A_first_search_of_transients_in_the_Galactic_Center_from_230_GHz_ALMA_observations |
| Authors |
Alejandro_Mus,_Ivan_Marti-Vidal,_Maciek_Wielgus,_Georgina_Stroud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.08248 |
銀河中心(GC)は、私たちの銀河で最も高い星の密度の1つを示しており、その周囲を、パルサーやさまざまな種類のフレア活動などの電波トランジェントが潜在的に豊富な環境にしています。この論文では、230GHzでのAtacamaLargeMillimeter/submmimeter(mm/submm)Array(ALMA)連続体観測に基づくGC領域の過渡的な活動に関する最初の研究を紹介します。この検索は、特にGCフィールドでの変動検出用に設計された、新しいセルフキャリブレーションアルゴリズムに基づいています。この方法を使用して、GC中央の超大質量ブラックホール射手座A*(SgrA*)の有効視野~$\sim30\,$arcsecondsで、アルマ望遠鏡の230GHz観測を使用して電波過渡現象の検索を実行しました。2017年4月6日、7日、および11日の数時間(5～10時間)の観測時間(5～10時間)にわたるイベントホライズンテレスコープ(EHT)キャンペーン。不完全なデータキャリブレーションの視野と残留効果。したがって、実際のトランジェントを識別するための堅牢な統計的基準を確立できます。イベントは、相関時間の少なくとも3倍存続する必要があり、連続する画像間の瞬間的な二乗平均平方根の少なくとも7倍のピークエクスカーションが必要です。当社のアルゴリズムは、GCフィールドの過渡ソースの現実的な合成シミュレーションに対して正常にテストされています。統計的基準の有効性を確認した後、230GHzでのGCの有効視野における一時的なアクティビティの上限を示します。
ハイ コントラスト イメージングのための精密スペックル パターン再構成
ハイコントラストイメージングでは、残留スペックルノイズを低減し、検出能力を向上させるために、機器、技術、アルゴリズムに多大な努力が払われています。この作業では、ハイコントラストイメージングを実行するための最適な検出統計と組み合わせて、スペックルイメージの正確な物理的記述を使用する可能性を探ります。この方法では、短時間露光のスペックル画像を使用し、位相回復アルゴリズムを使用して各画像の点広がり関数(PSF)を再構築します。再構成されたPSFを使用して、すべての画像の最適な検出統計を計算します。再構成されたPSFの使用によって生じるバイアスを分析し、$10^4$画像にわたる累積まで完全に修正します。シミュレーションで、再構成プロセスでのオーバーフィッティングによるメソッドの感度損失を測定し、$0.1-0.5^{\2m望遠鏡でのシリウスAの$1h$観測の場合はprime\prime}$。
| Title |
Interchange_reconnection_within_coronal_holes_powers_the_fast_solar_wind |
| Authors |
S._D._Bale,_J._F._Drake,_M._D._McManus,_M._I._Desai,_S._T._Badman,_D._E._Larson,_M._Swisdak,_N._E._Raouafi,_T._Phan,_M._Velli,_D._J._McComas,_C._M._S._Cohen,_D._Mitchell,_O._Panasenco,_J._C._Kasper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07932 |
太陽圏を満たす高速の太陽風は、コロナホールと呼ばれる太陽の開いた磁場の領域の奥深くから発生します。しかし、流出するプラズマをそのような高速に加速するエネルギー源については、依然として広く議論されていますが、アルベン波の加熱や交換再接続などのメカニズムの候補により、最終的には本質的に磁気的であるという広範な証拠があります。コロナホール内の太陽表面近くの磁場は、メソスケールの超顆粒対流セルの境界に関連する空間スケールで構造化されており、そこでは下降流が強力な磁場の束を作り出します。これらのネットワーク磁場束のエネルギー密度は、風のエネルギー源として有望な候補です。ここでは、10番目の近日点近くにあるパーカーソーラープローブ(PSP)宇宙船からの2つの高速太陽風ストリームの測定値を報告します。これは、インターチェンジリコネクションメカニズムの強力な証拠を提供します。具体的には、コロナホールベースの超粒状構造が太陽に近い太陽風に刻印されたままであることを示し、その結果、磁気「スイッチバック」の非対称パッチと、100keVを超えて広がるべき法則のような分布を持つ対応するエネルギーイオンを伴うバースト太陽風の流れが生じることを示します。.開いた磁気構造と閉じた磁気構造の間の交換再接続の粒子内細胞シミュレーションは、エネルギーイオンスペクトルを含む観測の重要な特徴をサポートしています。低コロナでの交換リコネクションの重要な特徴は、リコネクションが無衝突であり、エネルギー放出率が周囲のプラズマを加熱し、高速風を駆動するのに十分であることを含むPSPデータから推測されます。
おうし座 T 星 PDS 70 をホストする惑星の HST UV 分光法
宇宙望遠鏡画像分光器(STIS)で得られた、ハッブル宇宙望遠鏡(HST)のUV観測結果を要約します。これらの観測は、PDS70の最初の遠紫外(FUV)および近紫外(NUV)スペクトルを提供します。地上ベースの観測により、これまでのところ、星周円盤の広い隙間を周回する2つの形成中の巨大惑星が明らかになりました。星と若い惑星の両方が、まだ降着していると考えられています。HSTスペクトルは、恒星の外層大気と恒星周辺環境の物理的状態に関する新たな洞察を提供します。スペクトルは、最大形成温度logT=4.5-5.2Kの彩層および遷移領域の輝線によって支配されています。恒星の連続体発光はNUVに存在しますが、降着衝撃から生じる可能性のある重要なFUV連続体は見つかりません。いくつかの蛍光FUVH2輝線が存在しますが、H2線は通常wTTSでは検出されないため、驚くべき結果です。H2線は、星の衰退する降着の貯留層として機能する可能性がある、照射された星周ガスに由来する可能性があります。CIV線の光度と降着率の間の以前に確立された相関関係は、$\dot{M}_{acc}$$\sim$10$^{-10}$$M_{\odot}$yr$^{-1}をもたらします。$、以前の見積もりと一致しています。ALMAの円盤ガスモデルは、星の近くで恒星のX線とUV(XUV)放射が強く吸収され、惑星を効果的に遮蔽していることを示唆しています。内側の円盤のガスはXUV放射による進行中の光蒸発にさらされており、円盤は期待される寿命の終わりに近づいており、PDS70は降着の後期段階にある若い惑星ホスト星の重要な例となっています。
マゼラン雲のポストAGB星を用いたAGBフェーズでのダスト生成と質量損失の理解
| Title |
Understanding_dust_production_and_mass_loss_on_the_AGB_phase_using_post-AGB_stars_in_the_Magellanic_Clouds |
| Authors |
Silvia_Tosi,_Flavia_Dell'Agli,_Devika_Kamath,_Paolo_Ventura,_Hans_Van_Winckel,_Ester_Marini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.08314 |
目的:マゼラン雲におけるAGB後の単一の星の観測結果を解析することにより、AGBフェーズ中に発生する表面化学の変化を理解することを目的としています。また、AGB星の星周エンベロープで活発なダスト形成プロセスの再構築も目指しています。方法:我々は二重ピーク(シェル型)スペクトルエネルギー分布(SED)を示すマゼラン雲の可能性が高い単一ポストAGBソースを調べます。放射伝達計算の結果と比較してSEDを解釈し、個々のソースの光度とダスト含有量を導き出します。さらに、観測によって導き出された恒星パラメーターとターゲットサンプルの光球化学存在量を、AGBおよびポストAGB恒星の恒星進化モデリングの結果と比較します。これにより、前駆細胞の初期質量および形成時期に関する個々のソースの特徴付けが可能になります。結果:シェルタイプのSEDを持つ13個の可能性が高い単一ポストAGB星のターゲットサンプルの中で、8個の天体が~1-2.5Msun前駆星から派生した炭素星であることがわかりました。13個の天体のうち5個は質量が小さく、M<1Msun星から派生しています。塵の鉱物学に基づいて、これらの5つの星はケイ酸塩の塵に囲まれているため、炭素星になることができませんでした。ダストの光学的深さと星の光度は相関しています。これは、進化の時間スケールがより明るい星がより速く、ダストの層が中心の天体に近づくためです。SEDの詳細な分析から、AGB後の星の周りで現在観測されているダストは、中心星の収縮が始まり、有効温度が約3500～4000Kに上昇した後に放出されたと推測されます。
| Title |
Parameter_Estimation_of_Gravitational_Waves_with_a_Quantum_Metropolis_Algorithm |
| Authors |
Gabriel_Escrig,_Roberto_Campos,_Pablo_A._M._Casares_and_M._A._Martin-Delgado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05506 |
2015年に重力波が初めて検出されて以来、宇宙を透視するこの革新的な方法によって達成された成功の数は増え続けています。ただし、この種のイベントを分析するための現在の手法は、必要な計算能力が高いため、深刻なボトルネックとなっています。この記事では、量子アルゴリズムに基づく最近の技術がこの障害をどのように克服できるかを探ります。この目的のために、Metropolis-Hastingsアルゴリズムに適用されるよく知られたQuantumWalks技術に基づいて、重力波パラメーターの推論のために文献で使用される古典的なアルゴリズムの量子化を提案します。最後に、最初のGWカタログGWTC-1のすべてのイベントについて、このアルゴリズムを従来の対応するアルゴリズムと比較して、複雑さが増すさまざまなパラメーターのセットを推定し、量子アルゴリズムに多項式の利点があることを発見し、最初の出発点を設定しました。将来のアルゴリズムのために。
| Title |
Lepto-axiogenesis_and_the_scale_of_supersymmetry |
| Authors |
Patrick_Barnes,_Raymond_T._Co,_Keisuke_Harigaya,_and_Aaron_Pierce |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07878 |
QCDアクシオンを含むPeccei-Quinnフィールドが初期宇宙で回転を受ける場合、ニュートリノ質量に関与する次元5オペレーターは、最終的に観測された宇宙のバリオン非対称性を引き起こすレプトン非対称性を生成できます。このレプト-軸形成シナリオでは、超対称モデルで自然に実現される、ペッセイ-クイン場の動径方向の平坦なポテンシャルが必要です。Dine-Fischler-Srednicki-Zhitnitsky(DFSZ)およびKim-Shifman-Vainshtein-Zakharov(KSVZ)アクシオンモデルのこのメカニズムの効率を慎重に計算し、観測されたバリオンの非対称性を再現するために必要なスカラースーパーパートナーの質量に下限を設定します。.KSVZモデルの場合、スーパーパートナーが関与する散乱チャネルを含めた後、以前に存在していた計算よりも6倍大きい非対称性の生成効率が見つかりました。この場合、ドメインウォール数が1の場合、スーパーパートナースケールは$\sim$30TeVを超える必要があります。下限は、磁壁数が大きくなると弱くなります。スーパーパートナーの質量スケールは、DFSZモデルでは5TeVと低い可能性があることがわかりました。いずれの場合も、スーパーパートナーの質量の下限はニュートリノの質量に反比例するため、ニュートリノの質量の上限が向上するにつれて強化される可能性があります。アクシオンの回転が運動のずれを介してアクシオンの暗黒物質を同時に生成できるパラメーター空間を特定します。この場合、スカラースーパーパートナーの質量に300TeVオーダーの上限を設定することが可能です。
空の異なるドーナツ？円光子軌道と宇宙ブラック ホールの影に対する圧力特異点の影響
| Title |
Dissimilar_Donuts_in_the_Sky?_Effects_of_a_Pressure_Singularity_on_the_Circular_Photon_Orbits_and_Shadow_of_a_Cosmological_Black_Hole |
| Authors |
S.D._Odintsov,_V.K._Oikonomou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07972 |
これまでに得られたブラックホールの観測は、空にも同様の「ドーナツ」が存在することを示しています。しかし、将来得られる観測されたブラックホールの影の一部が他のものと異なる場合はどうなるでしょうか?この研究の目的は、将来観測されるいくつかのブラックホールの影の違いが、$H_0$張力の問題を説明する可能性があることを示すことです。この手紙では、円形光子軌道と宇宙赤方偏移における銀河超大質量ブラックホールの影に対する圧力宇宙特異点の影響の可能性を調査します。圧力特異点は宇宙におけるグローバルな出来事であるため、圧力特異点の影響は特定の赤方偏移の超大質量ブラックホールに課せられます。我々が示すように、圧力特異点は、マクビティ計量によって記述される宇宙論的ブラックホールの周りの円形の光子軌道に影響を与え、具体的には、特異点が発生する時間インスタンスの前のしばらくの間、光子軌道は存在しません。これらのブラックホールの影に対する円形の光子軌道の欠如の可能な影響について議論します。私たちの考えは、圧力特異点が近い過去に発生した場合、これは過去に特異点が発生した時間インスタンスに対応する赤方偏移の超大質量銀河ブラックホールの影に直接的な痕跡を残す可能性があることを示しています。したがって、将来、赤方偏移$z\leq0.01$の影のサンプルが観察され、特定の赤方偏移の違いが影に見られる場合、これは圧力特異点が発生したことを示している可能性があり、このグローバルイベントは解決する可能性があります$H_0$-tensionは前作で議論されています。ただし、赤方偏移$z\leq0.01$での複数の影の観測は、かなり将来の課題です。
非弾性散乱による低質量暗黒物質の (in) 直接検出
| Title |
Low-Mass_dark_matter_(in)direct_detection_with_inelastic_scattering |
| Authors |
Nicole_F._Bell,_James_B._Dent,_Bhaskar_Dutta,_Jason_Kumar,_Jayden_L._Newstead |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.08020 |
直接検出実験における発光暗黒物質の検出を再検討します。このシナリオでは、暗黒物質が吸熱的に散乱して励起状態を生成し、それが崩壊して光子を生成します。崩壊光子からの電子反跳信号を、狭いスペクトル形状を持つ他の潜在的な電子反跳信号と区別できる方法を探ります。より大きな体積/露出のキセノン検出器は、検出器のエネルギー分解能を約1桁大きく改善しない限り、信号の起源を区別できないことがわかります。また、より高解像度の検出器を使用して、一般的な発光暗黒物質信号について何がわかるかを調べます。固体検出器によるエネルギー分解能の進歩に動機付けられて、サブeV分解能により、そうでなければ観察が不可能になるバックグラウンドレベルの存在下でLDMの発見が可能になることがわかりました。また、サブeVの解像度を使用して、発光暗黒物質崩壊スペクトルの形状を決定し、暗黒物質の質量と速度分布を制限できることもわかりました。
神秘的でステルスなニュートリノの物理学は、宇宙の多くの現象の中心にあります。これらの粒子は、適切な名前の弱い相互作用を通じて、物質と相互作用し、互いに相互作用します。典型的な天体物理エネルギーでは、弱い相互作用は電磁相互作用よりも数十桁弱い。しかし、初期の宇宙と崩壊する星では、ニュートリノは巨大な数との弱い相互作用の強さを補う以上のことができます.ニュートリノは、これらのサイトのダイナミクスを支配し、元素の合成を支配する条件を設定できます。ここでは、これらの粒子の発見の歴史をたどり、星の進化と崩壊、ビッグバン、マルチメッセンジャー天体物理学における粒子の役割について説明します。ニュートリノ物理学は、素粒子物理学、核物理学、天体物理学、宇宙論の最前線にあります。ニュートリノの話では、これらすべての分野が重なっています。
非極小結合を持つ中性子星近傍での対称性の回復
| Title |
Symmetry_restoration_in_the_vicinity_of_neutron_stars_with_a_nonminimal_coupling |
| Authors |
Masato_Minamitsuji,_Shinji_Tsujikawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.08107 |
$F(\phi)R$形式のRicciスカラー$R$に非最小結合した自己相互作用スカラー場$\phi$によって実現される、スカラー化された中性子星(NS)の新しいモデルを提案します。スカラー場には自己相互作用ポテンシャルがあり、ソースから遠く離れたその真空期待値$\phi_v$に位置しています。NS内では、ポテンシャルの負の質量の2乗に対する正の非最小結合の優位性により、中心磁場値$\phi_c$が$0$に近い対称性が回復します。これにより、$\phi_v$と$\phi_c$を接続するスカラー化されたNS解の存在が可能になりますが、その差は重要ですが、弱い重力星の場は$\phi=\phi_v$の近くにあります。NSのArnowitt-Deser-Misner質量と半径、およびNS表面の周囲の重力は、太陽系の局所的な重力制約を満たしながら、スカラーヘアからかなりの補正を受けることができます。負の非最小結合によって引き起こされる自発的なスカラー化の元のシナリオとは異なり、宇宙論的解の壊滅的な不安定性は回避できます。また、インフレーション時代から今日までの宇宙論的ダイナミクスを研究し、スカラー場$\phi$が、成功した宇宙論的進化を台無しにすることなく、最終的に漸近値$\phi_v$に近づくことを示します。$\phi$が潜在的な最小値付近で振動し始めた後、同じフィールドが冷たい暗黒物質の発生源になる可能性もあります。
非最小インフレーションにおけるモノポール、ひも、重力波
$SO(10)$大統一において、トポロジー的に安定した中間質量($\sim10^{14}$GeV)モノポールの観測可能な数密度が、Coleman-Weinbergポテンシャルとinflatonフィールドから重力へ。スカラースペクトルインデックス$n_s$は現在の観測結果と非常によく一致しており、テンソルとスカラーの比率は$r\gtrsim0.003$です。このモデルはまた、中間スケールのトポロジー的に安定した宇宙ストリングの存在を予測し、それらの重力波スペクトルは、関連する対称性の破れによって経験される宇宙インフレーションの量を反映しています。これらの原始モノポールとひもからの確率的重力波背景の発見は、初期宇宙における対称性の破れパターンに関する重要な新しい洞察を提供するでしょう。
確率的境界のあるインフレ
インフレーション場空間に境界がある場のブラウン運動を調べます。フィールドと境界の両方が、対応するdS時空のハッブル膨張率によって決定されるノイズの振幅でブラウン運動を起こします。このセットアップは、インフレーションの終わりの表面で生成された不均一性から曲率摂動が誘発されるインフレーションのモデルを模倣します。ドリフト優勢レジームと拡散優勢レジームの場合を詳細に研究した。フィールドがフィールド空間のいずれかの境界にヒットするための最初のヒット確率と、フィールドのeフォールドの平均数を計算します。インフレのモデルへの影響が見直されます。
LeXInt: Leja 補間を使用する Exponential Integrators のパッケージ
| Title |
LeXInt:_Package_for_Exponential_Integrators_employing_Leja_interpolation |
| Authors |
Pranab_J._Deka,_Lukas_Einkemmer,_and_Mayya_Tokman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.08269 |
多項式補間を使用して$\varphi_l(z)$関数を計算する指数積分器用の公開ソフトウェアを紹介します。Lejaポイントでの内挿法は、伝統的に使用されているKrylov部分空間法と競合することが最近示されました。開発されたフレームワークは、時間統合のための任意のPythonソフトウェアパッケージへの容易な適応を容易にします。
| Title |
MSW_effect_with_quark_matter:_Neutron_Star_as_a_case_study |
| Authors |
Hiranmaya_Mishra_(NISER,_Bhubaneswar),_Prasanta_K._Panigrahi_(IISER_Kolkata),_Sudhanwa_Patra_(IIT_Bhilai),_Utpal_Sarkar_(IISER_Kolkata) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.08278 |
中性子星のコアに$\Lambda^0、\Sigma^0、\Xi、\Omega$などのバリオン共鳴を伴うストレンジクォーク物質が存在する可能性を示唆する、さまざまな天体物理学的結果からの最近の発見により、MSWを調査します。一般に、クォーク物質での効果。ダウンクォークがストレンジクォークに完全に変換される共鳴条件には、非常に大きな物質密度($\rho_u\simeq10^{5}\,\mbox{fm}^{-3}$)が必要であることがわかりました。それにもかかわらず、中性子星は、変換が統計的に有意になるための最良の条件を提供します。これは、電荷中性条件を課すことから予想されるのと同じオーダーです。これにより、ハイペロンパズルや高密度バリオン物質の状態方程式が解ける可能性があります。
| Title |
Sneutrinos_as_two_inflatons_and_curvaton_and_leptogenesis |
| Authors |
Tomo_Takahashi,_Toshifumi_Yamada,_Shuichiro_Yokoyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.08296 |
スニュートリノは、2つのインフレトンと1つのカーバトンが同時に原始変動に寄与するマルチフィールドインフレーションフレームワークに組み込むことができると主張します。これは、プランクとBICEP/Keckからのスペクトルインデックスとテンソル対スカラー比に関する現在の制約と一致しています。2018.また、同じフレームワークが、最も軽いスニュートリノの崩壊によって実現されるレプトジェネシスを介して、宇宙のバリオンの非対称性を説明できることも示しています。スニュートリノの質量など、シナリオが機能するパラメータ範囲を調査します。特に、シナリオが成功するには、テンソルとスカラーの比率が$10^{-4}$より大きくなければならないことを示します。
GW170817イベントと互換性のある重力のガウスボンネット理論における再加熱時代
| Title |
Reheating_era_in_Gauss-Bonnet_theories_of_gravity_compatible_with_the_GW170817_event |
| Authors |
S.A._Venikoudis_(Aristotle_U.,_Thessaloniki),_F.P._Fronimos_(Aristotle_U.,_Thessaloniki) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.08333 |
この記事では、原始重力波が光速で伝播すると仮定して、アインシュタイン-ガウス-ボンネット重力の文脈で再加熱時代を適切に説明する方法を紹介します。再加熱温度と再加熱時間の方程式が導き出され、実証されているように、それらの式は正準スカラー場の場合と非常によく似ており、ガウス・ボネットスカラー結合関数の2次導関数が現れ、数値を効果的に変更します。スカラーポテンシャルの値。このような用語の出現は、$\lambda$が現在動的である$\lambdaR$モデルの重力を思い起こさせます。関心のある2つの実行可能なインフレーションモデルを検討します。前者はスカラーガウスボネット結合関数としてエラー関数を含み、後者はウッズサクソンスカラーポテンシャルを含みます。両方のモデルについて、前述の量が理論上の期待と一致することが示されています。必要な唯一の制約は、Gauss-Bonnetスカラー結合関数の2次導関数が実際にはプランク質量の2乗よりも小さいという仮定、つまり$\ddot\xi<\frac{M_{Pl}^2}{8}$実行可能な説明を得るために。理論の自由パラメーター、具体的にはインフレーション時代のウッズ・サクソンモデルの潜在的な振幅が有効な状態方程式を決定し、したがって再加熱時期は、EoSパラメーターが等しい硬い物質のタイプによって記述できることがわかります。放射のそれに近いEoSパラメータによって統一するか。
