赤方偏移空間のミンコフスキー テンソル -- 平面平行近似を超えて
| Title |
Minkowski_Tensors_in_Redshift_Space_--_Beyond_the_Plane_Parallel_Approximation |
| Authors |
Stephen_Appleby,_Joby_P._Kochappan,_Pravabati_Chingangbam,_Changbom_Park |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.10164 |
ミンコフスキーテンソル(MT)は、フィールド内の異方性信号をプローブするために使用でき、大規模な構造カタログで赤方偏移空間歪み(RSD)信号を測定するのに適しています。平面平行近似に頼らずに、フィールドから線形RSD信号を抽出する方法を検討します。球状に赤方偏移した空間歪曲場は、異方性であり、不均一です。不均一性を解明する2点相関関数の式を導出し、均一性の内訳がテンソルミンコフスキー汎関数のボリューム平均とアンサンブル平均にどのように影響するかを説明します。これらの量のアンサンブル平均を曲線座標で構築し、アンサンブル平均とボリューム平均をほぼ同等にできることを示しますが、これは、テンソルのボリューム平均の定義と、観測者とフィールドの間の半径距離の選択に依存します。次に、カイザーRSD信号を正常に測定できるかどうかをテストするために、$z=0$で、球状に歪んだ赤方偏移空間、ガウスランダムフィールド、および重力進化暗黒物質密度フィールドからテンソルミンコフスキー汎関数を抽出します。暗黒物質領域については、大きなスケールでも存在する視線に平行なMT成分に有意な$\sim10\%$異常信号を見つけます$R_{\rmG}\gtrsim15\,{\rmMpc}$、カイザー効果に加えて。これは、MTの見通し線コンポーネントが、FingerofGod効果によって大幅に汚染されているためです。これは、キュムラントの追加の減衰項によって近似的にモデル化できます。
強くレンズ化された高速電波バーストの展望：ポストニュートンパラメータとハッブル定数の同時測定
| Title |
Prospects_of_strongly_lensed_fast_radio_bursts:_Simultaneous_measurement_of_post-Newtonian_parameter_and_Hubble_constant |
| Authors |
Ran_Gao,_Zhengxiang_Li,_He_Gao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.10175 |
強力な重力レンズ効果は、宇宙モデルと重力理論を精査するための強力なツールです。最近、レンズ質量と動的質量をそれぞれ反映する2つの距離比を介してハッブル定数とポストニュートンパラメータをエンコードする、強いレンズ効果と偏向器の恒星運動学からの時間遅延宇宙論が提案されました。同時に。さまざまな発生源を持つ強力なレンズシステムの中で、強力にレンズ化された高速電波バースト(FRB)が宇宙の精密プローブとして提案されてきました。ミリ秒。この作業では、シミュレーションを介してこれら2つのパラメーターを同時に推定する際の、強くレンズ化されたFRBの能力を調査します。今後の施設の予想FRB検出率とレンズ確率を考慮すると、数年で10個のレンズ付きFRBが蓄積される可能性が高く、$H_0$は$\sim1.5\%$の精度で決定でき、$\gamma_{\rmPPN}$は、それらから同時に$\sim8.7\%$の精度に制約される可能性があります。これらの同時推定は、これら2つの基本的なパラメーター間の相関関係を適切に反映するのに役立ちます。
$z\gtrsim1$ での SPT-SZ サーベイからの 9 つのクラスターの HST 弱レンズ効果測定を介して、SZ
質量スケーリング関係の経験的制約をより高い赤方偏移に拡張する
| Title |
Extending_empirical_constraints_on_the_SZ-mass_scaling_relation_to_higher_redshifts_via_HST_weak_lensing_measurements_of_nine_clusters_from_the_SPT-SZ_survey_at_$z\gtrsim1$ |
| Authors |
Hannah_Zohren,_Tim_Schrabback,_Sebastian_Bocquet,_Martin_Sommer,_Fatimah_Raihan,_Beatriz_Hern\'andez-Mart\'in,_Ole_Marggraf,_Behzad_Ansarinejad,_Matthew_B._Bayliss,_Lindsey_E._Bleem,_Thomas_Erben,_Henk_Hoekstra,_Benjamin_Floyd,_Michael_D._Gladders,_Florian_Kleinebreil,_Michael_A._McDonald,_Mischa_Schirmer,_Diana_Scognamiglio,_Keren_Sharon,_Angus_H._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.10232 |
赤方偏移$1.0\lesssimz\lesssim1.7$($z_\mathrm{median}=1.4$)とSunyaevZel'dovich(SZ)を持つ9つの遠方の大質量銀河団のハッブル宇宙望遠鏡(HST)による弱い重力レンズ効果の研究を提示します検出有意性$\xi>6.0$南極望遠鏡SunyaevZel'dovich(SPT-SZ)調査から。HST/ACSF606WおよびF814W画像で弱いレンズ銀河の形状を測定し、F110WでHST/WFC3および$U_\mathrm{HIGH}$でVLT/FORS2からの追加の観測を使用して、$z\gtrsim1.8$で背景の銀河を優先的に選択しました。高純度を実現。CANDELS/3D-HSTフィールドとHUDFフィールドからの最近の赤方偏移推定値を組み合わせて、ソース赤方偏移分布の改善された推定値を推測しました。接線方向の縮小せん断プロファイルを球状のNavarro-Frenk-White(NFW)モデルに適合させることにより、弱いレンズ質量を測定しました。クラスターSPT-CLJ2040$-$4451のサンプルで最大のレンズ質量を取得したため、X線およびSZ質量測定と比較して、このクラスターの高いレンズ質量を示唆する以前の結果が確認されました。低赤方偏移クラスターの以前の研究で得られた結果と弱いレンズ質量制約を組み合わせて、偏りのないSZ検出有意性$\zeta$とSPT-SZサーベイのクラスター質量の間のスケーリング関係のキャリブレーションを高赤方偏移に拡張しました。最大の赤方偏移ビン($1.2<z<1.7$)から推測された質量スケールは、大きな統計的不確実性があるにもかかわらず、より低い赤方偏移から導出された制約の外挿と一致することがわかりました。したがって、我々の結果は、以前の研究で見られたのと同様の傾向を示しており、弱いレンズデータから得られたクラスターの質量スケールは、プランク$\nu\Lambda$CDMで予想される質量スケールよりも低い(つまり、$\nu$$\SPT-SZクラスター数がカウントされると、ラムダ$コールドダークマター)宇宙論が計算されます。
銀河系外の背景光の中で行方不明のバリオンの信号を探す
宇宙に欠けているバリオンは、暖熱銀河間媒質(WHIM)として空間全体に隠されていると想定されています。それらを見つけることは、現代宇宙論の重要な課題の1つです。この論文では、非常に高エネルギーの電子/陽電子線が、改良されたベーテ・ハイトラーの式による異常な制動放射により、WHIMを照らす可能性があることを指摘します。その結果生じる過剰な銀河外背景光(EBL)は、直接測定法によって観測することができます。EBLの直接測定と間接測定の違いに関する可能な説明も提案されています。したがって、新しいウィンドウを開いて、EBLを介してWHIMプロパティを調べます。
強度マッピングと銀河クラスタリングを使用した重力のモデルに依存しないテスト
| Title |
Model-Independent_Test_for_Gravity_using_Intensity_Mapping_and_Galaxy_Clustering |
| Authors |
Muntazir_M._Abidi,_Camille_Bonvin,_Mona_Jalilvand,_Martin_Kunz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.10419 |
クラスタリングのみから$E_G$統計を測定する新しい方法を提案します。$E_G$統計は、重力レンズによって調べられた宇宙の幾何学をその幾何学内の銀河の運動と比較することによって、一般相対性理論の一貫性をテストする洗練された方法を提供します。現在の$E_G$推定量は、宇宙シアーまたはCMBレンズ効果のいずれかから測定された、銀河クラスタリングと重力レンズ効果を組み合わせています。この論文では、大規模構造の2つのトレーサー(強度マッピングと銀河クラスタリング)から得られたクラスタリング情報のみを使用して、$E_G$の新しい推定量を構築します。この推定器では、銀河の速度と重力レンズ効果の両方が、クラスタリングへの影響を通じて測定されます。この推定量を使用すると、他の$E_G$推定量に影響を与える汚染を抑制し、その結果、一般相対性理論の妥当性をロバストにテストできることを示します。HIRAXや$\textit{Euclid}$などの次の世代のサーベイでは、最大7%(より未来的なSKA2では3.9%)の精度で$E_G$を測定できると予測しています。
宇宙の夜明けの LAE: 意味と予測
| Title |
LAEs_at_Cosmic_Dawn:_Implications_and_Predictions |
| Authors |
Eduard_Salvador-Sol\'e,_Alberto_Manrique,_J._Miguel_Mas-Hesse,_Cristina_Cabello,_Jes\'us_Gallego,_Jos\'e_Miguel_Rodr\'iguez-Espinosa_and_Rafael_Guzman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.10426 |
ライマン$\alpha$放出銀河(LAE)の検出は、再電離の歴史に厳しい制約を課します。この論文では、以前の論文で示された2つの再電離シナリオで予測された非常に高い$z$のLAEの特性を導き出し、発光体と銀河系に関する15の独立した進化する地球規模の(または平均化された)宇宙特性に関する現在のデータと一致するようにします。CMB光子へのイオン化水素の媒体および光学的深さから電子への散乱：一般的に考えられているように、$z=6$によって完了する単調な挙動を持つものと、2つの完全なイオン化イベントを持つ非単調な挙動を持つもの。$z=6$と$z=10$です。非常に高い$z$LAEの\Lya光度関数は、これら2つのシナリオで非常に異なることがわかります。したがって、これらの予測を、JamesWebbSpaceTelescopeなどの新しい機器のおかげですぐに利用可能になる観測と比較すると、正しい再電離シナリオを明らかにすることができるはずです。それまでの間、$z$が非常に高いLAEの予測された赤方偏移分布とUV(またはライマン$\alpha$)光度を、$z>7.5$ですでに観測されているいくつかの天体のものと比較することができます。そうすることで、そのようなデータは単一再イオン化シナリオと緊張関係にあることがわかりますが、二重再イオン化シナリオとは完全に互換性があります。
Planck および BICEP/Keck Array 2018 による原始重力波の制約と、将来の B モード偏光測定の展望
| Title |
Planck_and_BICEP/Keck_Array_2018_constraints_on_primordial_gravitational_waves_and_perspectives_for_future_B-mode_polarization_measurements |
| Authors |
Daniela_Paoletti,_Fabio_Finelli,_Jussi_Valiviita,_Masashi_Hazumi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.10482 |
現在および将来のBモード偏光データは、初期宇宙からの重力波を制約する最も強力な観測量です。テンソルの傾き$n_t$とテンソルとスカラーの比率rの間のインフレ一貫性条件$n_t=-r/8$を緩和するとき、テンソルモードに保守的な制約を設定します。テンソル摂動のべき乗スペクトルを$\Lambda$CDMに追加し、このテンソルの寄与を2つの独立した原始テンソルとスカラーの比率$(r_1,r_2)$で$k_1=0.005$Mpc$^{-1}$および$k_2=0.02$Mpc$^{-1}$、PlanckおよびBICEP/KeckArray2018データ(BK18)は、制約$r_{0.005}<0.030$および$r_{0.02}<0.098$につながります。CL95%。対応する上限$r_{0.01}<0.039$は、Planck2018および古いBK15データで得られたものよりも2倍厳密です。次に、LiteBIRDなどのBモード偏光角度パワースペクトルの再イオン化バンプと再結合ピークの両方を測定する将来のCMB実験の展望を検討します。これらの将来の見通しで、$(r_1,r_2)$のスケールの選択に対する結果の堅牢性をテストします。$n_t=-r/8$を正確なスケール不変性と区別することは予想どおり不可能ですが、現在のデータと一致する$n_t=-r/8$からの根本的で理論的に動機付けられた逸脱をLiteBIRDで区別できることを示します。.さらに、LiteBIRDは$(r_{0.005},r_{0.02})$平面で許可されているパラメーター空間領域をPlanck2018とBK18によって現在許可されている領域の100分の1未満に縮小できるようになります。
遷移円盤の運動学と輝度温度 ～アルマ望遠鏡で見るガス下部構造の調査～
| Title |
Kinematics_and_brightness_temperatures_of_transition_discs_--_A_survey_of_gas_substructures_as_seen_with_ALMA |
| Authors |
Lisa_W\"olfer,_Stefano_Facchini,_Nienke_van_der_Marel,_Ewine_F._van_Dishoeck,_Myriam_Benisty,_Alexander_J._Bohn,_Logan_Francis,_Andr\'es_F._Izquierdo,_Richard_D._Teague |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09494 |
近年、星周円盤の塵やガスの高角度分解能観測により、さまざまな形態が明らかになり、これらの下部構造が惑星の形成によって駆動されているのではないかという疑問が当然生じています。埋め込まれた惑星を直接画像化することは依然として困難ですが、惑星などの根底にある摂動を調べるためにケプラー回転からの偏差を特徴付けるために使用できるため、円盤形成メカニズムを区別するための有望な方法はガスの運動学を研究することです。らせん構造を作成し、後者は輝度温度でも追跡できます。ここでは、ALMAで観測された36個の遷移ディスクのサンプルの輝度温度と運動学を分析して、コンパニオンを追跡する可能性のある部分構造を検索します。さまざまなCO同位体種のアーカイブバンド6および7観測を使用し、ケプラー円板モデルを速度場に適合させます。データから方位角平均輝度温度とケプラー回転モデルを差し引いた後、8つのソースの両方の残差に重要な部分構造が見つかりました。他の情報源は暫定的な特徴を示していますが、サンプルの半分は惑星と円盤の相互作用を示す可能性のある下部構造を示していません。初めて、分析の下部構造を他のさまざまな惑星の指標と比較します。円盤の約20%は、おそらく惑星の存在に関連する弧や渦巻きなどの強い特徴を示していますが、大部分は明確な惑星駆動の特徴としては示されていません。近赤外散乱光でらせんを示すほとんどすべてのディスクは、COデータで少なくとも暫定的な特徴を示します。現在のデータは非常に大質量の天体のみを明らかにすることができ、特徴の欠如は、惑星が存在する場合、それらは質量が小さい(<1-3Mj)か、深い空洞内の星の近くにあることを示唆している可能性があります。そのようなシナリオを確認するには、専用の観察とモデリングの取り組みが必要です。
VapoRock: 火山ガス放出とマグマ海の大気をモデル化するための気化ケイ酸塩溶融物の熱力学
| Title |
VapoRock:_Thermodynamics_of_vaporized_silicate_melts_for_modeling_volcanic_outgassing_and_magma_ocean_atmospheres |
| Authors |
Aaron_S._Wolf,_Noah_J\"aggi,_Paolo_A._Sossi,_and_Dan_J._Bower |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09582 |
ケイ酸塩の蒸気は、惑星の進化において重要な役割を果たしており、特にガス放出されたマグマ海洋大気による岩石惑星形成の初期段階を支配しています。当社のオープンソースの熱力学モデリングソフトウェア「VapoRock」は、MELTS液体モデル(Ghiorsoetal.1995)と複数の熱化学表(Chaseetal.1998など)からのガス種特性を組み合わせています。VapoRockは、Si-Mg-Fe-Al-Ca-Na-K-Ti-Cr-O系のマグマ液体と平衡状態にある34種類の気体種の存在量を、目的の温度と酸素フガシティ(fO2、またはO2の分圧)で計算します。実験との比較は、圧力と溶融酸化物の活動(何桁も変化する)が~3倍以内で再現されることを示しており、測定の不確実性と一致しています。また、バルクケイ酸塩地球を含む火成岩組成の幅広い選択に対してベンチマークを行い、元素蒸気の存在量を予測します(Na、Ca、およびAl)またはより現実的な(K、Si、Mg、Fe、およびTi)。クローズドソースのMAGMAコード(Kの30～300倍の最大偏差)。計算された蒸気存在量は、液体の活動に大きく依存します。VapoRockを支えるMELTSモデルは、天然の火成液体で特別に調整され、過去30年間にわたって広範囲にテストおよび改良されてきました。対照的に、MAGMAの基礎となる液体モデルは、液体疑似種の理想的な混合物を想定しており、天然のケイ酸塩溶融物の挙動を代表する非理想的な組成相互作用を捉えることができません。VapoRockを使用して、最後に、SiOとSiO2の相対存在量が、揮発分がなくなった系外惑星大気中の酸素フガシティの分光学的に測定可能な代用値を提供し、アウトガスされた系外惑星マントルのfO2を潜在的に制約する方法を調べます。
REBOUNDx におけるヤルコフスキー効果
小さな天体の軌道に対する放射力の影響をより徹底的に研究するために、ヤルコフスキー効果をN体積分器REBOUNDの拡張ライブラリであるREBOUNDxに導入します。ユーザーのニーズに応じて、2つの異なるバージョンのヤルコフスキー効果(「フルバージョン」と「シンプルバージョン」)を使用できます。効果の両方のバージョンのデモを提供し、それらの計算効率を以前に実装された別の放射力と比較します。さらに、2$M_{\odot}$星の漸近巨星分岐(AGB)段階での小惑星の軌道をシミュレートすることにより、REBOUNDxの他の機能と連携してこの効果を使用する方法を示します。このエフェクトは、REBOUNDxの最新リリースで自由に使用できるようになっています。
LAMOST-Kepler フィールドにおける星の炭素量
| Title |
Carbon_abundance_of_stars_in_the_LAMOST-Kepler_field |
| Authors |
Athira_Unni,_Mayank_Narang,_Thirupathi_Sivarani,_Manoj_Puravankara,_Ravinder_K_Banyal,_Arun_Surya,_S.P._Rajaguru,_C.Swastik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.10057 |
主星の鉄の量と太陽系外惑星の発生率との相関関係は十分に確立されており、いくつかの研究で得られています。同様の相関関係は、炭素や酸素などの最も豊富な元素にも存在する可能性があり、原始惑星系円盤のダスト化学も制御します。この論文では、LAMOSTサーベイによって観測されたケプラーフィールド内の多数の星を使用して、主星の炭素存在量に対する惑星の出現率を推定することができました。炭素存在量は、LAMOSTスペクトルのCHGバンド領域の合成スペクトルフィットを使用して導出されます。金属量に伴う炭素存在量の傾向は、以前の研究と一致しており、銀河の化学進化(GCE)に従います。[Fe/H]と同様に、[C/H]の値は巨大惑星ホストの間でより高いことがわかります。惑星ホストと単星における[C/Fe]と[Fe/H]の間の傾向は似ています。ただし、サブソーラー[C/Fe]比とより高い[Fe/H]を持つホスト星の周りの巨大惑星が優先されます。GCEの結果として、若い星ではより高い金属量とサブソーラー[C/Fe]値が見られます。したがって、現在のサンプルに基づいて、結果をGCEの結果または惑星形成によるものとして解釈することは困難です。
プラネット 9 に飛べますか?
惑星9は、まだ発見されていない、太陽系外縁部にある架空の天体です。それは、地球型惑星またはガス/氷の巨人、あるいは原初のブラックホール(または暗黒物質凝縮体)である可能性があると推測されています。最先端のモデルは、第9惑星の長半径が$\sim400$AUであることを示しています。将来、第9惑星の位置が確認され、特定されることになった場合、このオブジェクトは、それをさらに特徴付けるための将来の宇宙ミッションの興味深いターゲットとなります。この論文では、化学推進とフライバイ操作の組み合わせ、および核熱推進(NTP)などのより高度なオプション($\sim100$kgの宇宙船ペイロード)に基づいて、惑星9に到達するためのさまざまなミッションアーキテクチャについて説明します。そしてレーザーセイル。固体化学推進剤のその後のミッション期間は、太陽からの距離に応じて45年から75年の範囲であり、SolarOberthマヌーバで使用されます。NTPは、木星のオーベルトマニューバだけで約40年の飛行時間を達成できますが、対照的に、レーザーセイルはわずか7年のタイムスケールを生み出す可能性があります。プラネット9は、化学推進がその性能限界に近づく移行点に近づいており、代替の高度な推進システム(NTPやレーザー帆など)が明らかにより魅力的になると結論付けています。
TOI-216bに似た(サブ)海王星を円盤の内側の縁に閉じ込める：円盤の粘性と海王星砂漠への影響
| Title |
Trapping_(sub-)Neptunes_similar_to_TOI-216b_at_the_inner_disk_rim:_Implications_for_the_disk_viscosity_and_the_Neptunian_desert |
| Authors |
Ond\v{r}ej_Chrenko,_Ra\'ul_Ortega_Chametla,_David_Nesvorn\'y,_Mario_Flock |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.10257 |
[要約]観測された亜海王星の発生率は0.1天文単位で切れ目があり、これは多くの場合、正の共回転トルクが内向きの移動を妨げる原始惑星系円盤の内縁にある移動トラップに起因します。内側のディスク領域の条件は、サブネプチューンがギャップを開き、共回転領域を枯渇させ、共回転トルクのサポートを失い、トラップ効率が不確実になるようなものであると主張します。私たちは、そのようなギャップを開く惑星をディスクの内側の縁に閉じ込めるのに何が必要かを研究しています。惑星移動の2D局所等温および非等温流体力学シミュレーションを実行します。(i)密度の低下を引き起こし、(ii)惑星がデッドゾーンからアクティブな磁気回転不安定性(MRI)のある領域に向かって移動するときの粘度の増加を模倣するために、ディスクに粘度遷移が導入されます。海王星のような上限テストケースとしてTOI-216bを選択しますが、固定軌道と進化軌道の両方で、さまざまな惑星質量も調査します。惑星と星の質量比が$q\simeq(4$-$8)\times10^{-5}$の場合、円盤の縁での密度の低下は、ギャップが開くことにより再形成され、中心にある小さな密度の隆起に置き換えられることがよくあります。惑星の共回転について。バンプが十分なガス質量を保持し、共回転領域が方位角的に非対称になり、惑星の前にガスの過密を蓄積する流線を解放する島がある場合にのみ、トラッピングが可能です。過剰な密度は、スパイラルアームの負のトルクを打ち消すことができる正のトルクを発揮します。私たちのモデルでは、効率的なトラッピングは$\alpha$粘度と粘度遷移全体のコントラストに依存します。TOI-216bをトラップするには、デッドゾーンの$\alpha_{\mathrm{DZ}}=10^{-3}$に$\alpha_{\mathrm{MRI}}\gtrsim5\times10^{-2}が必要です$MRIアクティブゾーンで。$\alpha_{\mathrm{DZ}}=5\times10^{-4}$の場合、$\alpha_{\mathrm{MRI}}\gtrsim7.5\times10^{-2}$が必要です。
カッシーニ画像科学サブシステムの相補的天体観測 フィービーの画像
フィービーは、逆行軌道を持つ唯一の土星の主要な衛星です。CassiniImagingScienceSubsystem(ISS)は、2004年から2017年の間にフィービーの画像を大量に撮影しましたが、それらの選択のみが削減されました。この論文では、フィービーの残りのISS画像を削減しました。縮小では、GaiaEDR3カタログを使用して参照星の位置を提供し、修正モーメントを使用して画像星とPhoebeの中心を測定しました。最終的に、合計834枚のフィービーのISS画像の縮小に成功しました。JPL天体暦SAT375と比較すると、フィービーの位置は一貫しています。赤経と赤緯の平均残差は0.08"と$-0.05$"で、残差の標準偏差は約0.2"です。線形単位の残差に関しては、赤経と赤緯の平均は約5です。それぞれkmと$-2$km;標準偏差は約11km.JPLエフェメリスSAT427とIMCCEエフェメリスPH20と比較すると、我々の測定値は強い偏りと大きな分散を示しています。
TOI-1468: 半径の谷の反対側にある 2 つのトランジット惑星、スーパーアースとミニ海王星のシステム
| Title |
TOI-1468:_A_system_of_two_transiting_planets,_a_super-Earth_and_a_mini-Neptune,_on_opposite_sides_of_the_radius_valley |
| Authors |
P._Chaturvedi,_P._Bluhm,_E._Nagel,_A._P._Hatzes,_G._Morello,_M._Brady,_J._Korth,_K._Molaverdikhani,_D._Kossakowski,_J._A._Caballero,_E._W._Guenther,_E._Pall\'e,_N._Espinoza,_A._Seifahrt,_N._Lodieu,_C._Cifuentes,_E._Furlan,_P._J._Amado,_T._Barclay,_J._Bean,_V._J._S._B\'ejar,_G._Bergond,_A._W._Boyle,_D._Ciardi,_K._A._Collins,_K._I._Collins,_E._Esparza-Borges,_A._Fukui,_C._L._Gnilka,_R._Goeke,_P._Guerra,_Th._Henning,_E._Herrero,_S._B._Howell,_S._V._Jeffers,_J._M._Jenkins,_E._L._N._Jensen,_D._Kasper,_T._Kodama,_D._W._Latham,_M._J._L\'opez-Gonz\'alez,_R._Luque,_D._Montes,_J._C._Morales,_M._Mori,_F._Murgas,_N._Narita,_G._Nowak,_H._Parviainen,_V._M._Passegger,_A._Quirrenbach,_S._Reffert,_A._Reiners,_I._Ribas,_G._R._Ricker,_E._Rodr\'iguez,_C._Rodr\'iguez-L\'opez,_M._Schlecker,_R._P._Schwarz,_A._Schweitzer,_S._Seager,_G._Stef\'ansson,_C._Stockdale,_L._Tal-Or,_J._D._Twicken,_S._Vanaverbeke,_G._Wang,_D._Watanabe,_J._N._Winn,_M._Zechmeister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.10351 |
明るいM3.0VスターTOI-1468（LSPMJ0106+1913）を周回する2つの小さなトランジット惑星の発見と特徴付けを報告します。そのトランジット信号は、TESSミッションの3つのセクターの測光時系列で検出されました。CARMENESとMAROON-Xスペクトログラフからの正確な視線速度測定を使用して、それらの両方のe惑星の性質を確認し、地上ベースのトランジット測光でそれらを補足します。これらすべてのデータの共同分析により、短周期惑星TOI-1468b($P_{\rmb}$=1.88d)の惑星質量は$M_{\rmb}=3.21\pm0であることが明らかになりました。24$$M_{\oplus}$と$R_{\rmb}=1.280^{+0.038}_{-0.039}R_{\oplus}$の半径、結果として密度は$\rho_{\rmb}=8.39^{+1.05}_{-0.92}$gcm$^{-3}$、これは大部分が岩の組成と一致しています。外惑星TOI-1468c($P_{\rmc}=15.53$d)の場合、質量$M_{\rmc}=6.64^{+0.67}_{-0.68}$$M_を導出します。{\oplus}$、半径$R_{\rmc}=2.06\pm0.04\,R_{\oplus}$、かさ密度$\rho_{c}=2.00^{+0.21}_{-0.19}$gcm$^{-3}$、これはH/Heガスエンベロープを持つ岩石コア組成に対応します。これらの惑星は半径の谷の反対側にあり、同じ特性を持つ他のシステムはほんの一握りしかないため、私たちのシステムを興味深い発見にしています.この発見は、M型矮星の周りの小さな惑星の半径の谷のより正確な位置を決定するのにさらに役立ち、したがって、惑星の形成と進化のシナリオにより多くの光を当てることができます.
小体分化のタイムスケール
| Title |
Time_scales_of_small_body_differentiation |
| Authors |
Marc_Monnereau,_J\'er\'emy_Guignard,_Adrien_N\'eri,_Michael_J._Toplis,_Ghylaine_Quitt\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.10357 |
隕石の岩石学的および地球化学的多様性は、それらの母体のバルク組成の関数ですが、内部分化がいつどのように起こったかの結果でもあります。ここでは、関連する2つの主要なパラメーターである、本体のサイズと降着時間を考慮して、この2番目の側面に焦点を当てます。ケイ酸塩液体の加熱、冷却、および排水に関連するさまざまな時間スケールの相互作用について説明します。1-D球面ジオメトリの2相流モデリングに基づいて、排水時間が2つの独立したパラメーターに比例することを示します:$\mu_m/R^2$、マトリックス粘度と本体半径の2乗の比、および$\mu_f/a^2$、マトリックス粒子サイズの2乗に対する液体粘度の比率。これらの特性の温度、熱履歴、および融解度への依存性を確認し、熱進化中に数桁変化することを示します。これらの変動は、一定の特性を仮定した小体微分の2相流モデリングの結果に疑問を投げかけています。それらの融解(e.g.MoskovitzandGaidos,2011;Neumannetal.,2012)は、6～8桁過大評価されたケイ酸塩液体の浸透速度に依存しています。太陽系の歴史の最初の数百万年の間に堆積した物体では、排水は地球規模のマグマオーシャンの発生を防ぐことができないと結論付けています。これらの条件は、鉄隕石の母体の生成を説明するのに理想的なようです。サイズと降着時間の関数としての小天体のさまざまな進化シナリオのマップが提案されています。
FITS 形式の天体物理データを使用した 4C 14.11 の電波ローブのスペクトル インデックス分布
| Title |
Spectral_index_distribution_over_radio_lobes_of_4C_14.11_using_astrophysical_data_in_FITS_format |
| Authors |
V._Borka_Jovanovi\'c,_D._Borka,_A._Arseni\'c,_P._Jovanovi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09685 |
この論文の目的は、FRII電波銀河4C14.11のフラックスとスペクトル指数分布を調査することです。ローブ全体のフラックスとスペクトルインデックスの分布、およびそれらのホットスポットに注目しました。その目的のために、1450および8440MHzで与えられたこの電波銀河の公に入手可能な観測を使用しました。特に、我々は、無線放射二重電波源のLeahyのAtlas、マンチェスターのJodrellBankCenterforAstrophysics、およびNASA/IPACExtragalacticDatabaseを使用しました。非熱(シンクロトロン)放射がローブの領域を支配することがわかりました。ホットスポットと残りのローブの区別は、フラックスよりもスペクトルインデックスの方がはるかに小さくなります。また、両方のローブの内側部分で、スペクトルインデックス$\alpha$が平均でフラットであり、1.2よりも大幅に高いこともわかりました。これは、4C14.11が古いAGNであることを示しています。
\emph{R}-プロセス アライアンス: ケモダイナミカルにタグ付けされたグループ II. Halo
$r$-Process-Enhanced Stars の拡張サンプル
| Title |
The_\emph{R}-Process_Alliance:_Chemo-Dynamically_Tagged_Groups_II._An_Extended_Sample_of_Halo_$r$-Process-Enhanced_Stars |
| Authors |
Derek_Shank,_Timothy_C._Beers,_Vinicius_M._Placco,_Dmitrii_Gudin,_Thomas_Catapano,_Erika_M._Holmbeck,_Rana_Ezzeddine,_Ian_U._Roederer,_Charli_M._Sakari,_Anna_Frebel,_Terese_T._Hansen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09712 |
GaiaEarlyDataRelease3の天文パラメータに基づく軌道特性は、${\sim}1700$$r$-process-enhanced(RPE;[Eu/Fe]$>+0.3$)金属不足星([Fe/H]$\leq-0.8$)$R$-ProcessAlliance、GALacticArcheologywithHERMES(GALAH)DR3調査、および追加の文献ソースから編集。\HDBSCAN~教師なし学習アルゴリズムを使用して、軌道エネルギーと円柱作用に基づいて、これらの星の動的クラスターを見つけます。$5$から$22$のメンバーを含む$36$のChemo-DynamicallyTaggedGroup(CDTG)を識別します。$17$のCDTGには、少なくとも$10$のメンバースターがあります。Gaia-Sausage-Enceladus、SplashedDisk、Metal-WeakThickDisk、HelmiStream、LMS-1(Wukong)、およびThamnosなどの既知の天の川(MW)下部構造が再識別されます。MW球状星団との関連は、$7$CDTGについて決定されます。認識されているMW矮小銀河衛星は、CDTGのいずれにも関連付けられていませんでした。以前に識別された動的グループもCDTGに関連付けられており、構造決定情報と可能な新しい識別情報が追加されています。Carbon-EnhancedMetal-PoorRPE(CEMP-$r$)星がターゲットの中で特定されています。これらをYoon-Beers$A$(C)$_{c}$vs.[Fe/H]図の形態グループに割り当てます。私たちの結果は、CDTGのRPEスターが誕生環境の影響を受ける共通の化学的歴史を共有していることを示した以前の動的分析を確認しています。
H2 (j = 0) による HC17O+ の超微細分解速度係数
| Title |
Hyperfine_resolved_rate_coefficients_of_HC17O+_with_H2_(j_=_0) |
| Authors |
Francesca_Tonolo,_Fran\c{c}ois_Lique,_Mattia_Melosso,_Cristina_Puzzarini,_Luca_Bizzocchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09850 |
ホルミルカチオン(HCO+)は、分子雲に最も豊富に存在するイオンの1つであり、星間化学において主要な役割を果たしています。このため、星間環境で最も豊富な摂動種によるHCO+とその同位体の回転励起の正確な衝突速度係数は、非局所熱平衡モデルにとって重要であり、特別な注意が必要です。この研究では、H2(j=0)との衝突におけるHC17O+の最初の超微細分解速度係数を決定しました。実際、これまでに衝突パラメータに関する散乱計算が行われていないにもかかわらず、HC17O+同位体は天体物理モデリングアプリケーションで重要な役割を担っています。計算は、CCSD(T)-F12a/aug-cc-pVQZレベルの理論で得られた新しい4次元(4D)ポテンシャルエネルギー面に基づいています。対応する断面積値のテストでは、H2の回転レベル間のカップリングの影響を適切に近似するために無視できることが指摘されました。このため、H2コライダーは球体として扱われ、H2の5つの方向に基づくポテンシャルの平均が散乱計算に使用されてきました。5～100Kの範囲の温度でHC17O+超微細構造について解決された状態間の速度係数は、再結合技術を使用して計算されています。この研究は、完全な量子近接結合方程式から直接計算されたHC17O+/H2非弾性速度係数の最初の決定を提供し、星間環境におけるHC17O+の将来の放射伝達モデリングの信頼性をサポートします。
H$\beta$ FWHM が $15,000$ km\,s$^{-1}$ を超えるクエーサーの電波二分法
| Title |
Radio_Dichotomy_in_Quasars_with_H$\beta$_FWHM_greater_than_$15,000$_km\,s$^{-1}$ |
| Authors |
A._Chakraborty_(1_and_2),_A._Bhattacharjee_(3),_M._S._Brotherton_(4),_R._Chatterjee_(1_and_2),_S._Chatterjee_(1_and_2)_and_M._Gilbert_(3)_((1)_Department_of_Physics,_Presidency_University,_(2)_School_of_Astrophysics,_Presidency_University,_(3)_Department_of_Biology,_Geology_and_Physical_Sciences,_Sul_Ross_State_University,_(4)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Wyoming) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09860 |
大規模な偏りのないサンプルから、すべてのクエーサーの$10\%$-$15\%$が電波ノイズ(RL)であると推測されています。スローンデジタルスカイサーベイのクエーサーカタログを使用して、H$\beta$FWHMが$15,000$kms$^{-1}を超える高ブロードライン(HBL)クエーサーの電波音量分数(RLF)を示します。$、$\sim57\%$です。ブラックホールの質量、エディントン比、被覆率(CF)に関して、サンプルのRL集団と電波静穏(RQ)集団の間に有意差はありませんが、RLクエーサーの光学的連続光度はより高くなります。それらのCFの分布の類似性は、HBLRLおよびRQクエーサーの視野角に関して、分析が偏っていないことを示しています。したがって、HBLサンプルのRLクエーサーの降着円盤の光度はより高いと結論付けます。これは、より明るい円盤とより顕著なジェットとの関係を示しています。それらを非HBLH$\beta$ブロード輝線クエーサーと比較すると、HBLソースは非常に高いRLFを持つことに加えて、最も低いエディントン比を持つことがわかります。これは、ジェットが低エディントン比降着システムから発射されるというジェット形成の理論と一致しています。[OIII]狭い輝線は、HBLサンプルのRQクエーサーと比較してRLの方が強いことがわかります。これは、文献の以前の発見と一致しており、狭い線のガスとジェットの相互作用によって引き起こされる可能性があります。.
ATOMS: アルマ望遠鏡による大質量星形成領域の 3 mm 観測 -- XII: 原始銀河団 G12.42+0.50 および
G19.88-0.53 におけるフラグメンテーションとマルチスケールのガス運動学
| Title |
ATOMS:_ALMA_Three-millimeter_Observations_of_Massive_Star-forming_regions_--_XII:_Fragmentation_and_multi-scale_gas_kinematics_in_protoclusters_G12.42+0.50_and_G19.88-0.53 |
| Authors |
Anindya_Saha,_Anandmayee_Tej,_Hong-Li_Liu,_Tie_Liu,_Namitha_Issac,_Chang_Won_Lee,_Guido_Garay,_Paul_F._Goldsmith,_Mika_Juvela,_Sheng-Li_Qin,_Amelia_Stutz,_Shanghuo_Li,_Ke_Wang,_Tapas_Baug,_Leonardo_Bronfman,_Feng-Wei_Xu,_Yong_Zhang,_Chakali_Eswaraiah |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09877 |
2つの原始銀河団、G12.42+0.50およびG19.88-0.53について、アルマ望遠鏡の大質量星形成領域(ATOMS)サーベイの3ミリメートル観測からの新しい連続体および分子線データを提示します。3mmの連続体マップは、グローバルに収縮する2つのプロトクラスターのそれぞれに7つのコアがあることを示しています。これらのコアは、半径と質量の関係と、大質量星形成の表面質量密度基準を満たしています。出生時の塊と同様に、コアのビリアル分析は、コアが重力崩壊を受けていることを示唆しています($\rm\alpha_{vir}<<2$)。コアスケールのフラグメンテーションへのクランプが調査され、得られたコアの質量と分離は、サーマルジーンズのフラグメンテーションと一致することがわかります。両方の領域で速度勾配と複数の流出を伴う大規模なフィラメント構造を検出します。H$^{13}$CO$^{+}$マップのデンドログラム分析により、それぞれ$\sim$0.1pcと0.03pcのサイズを持ついくつかの枝と葉の構造が特定されます。分岐構造によって示される超音速ガス運動は、この空間スケールでのガスの運動が乱流によって駆動されることを示すラーソンのべき法則と一致しています。遷音速/亜音速ガス運動への遷移は、乱流の散逸を示す$\sim$0.1pcの空間スケールで発生することがわかります。これと一致して、葉の構造は、ラーソンの法則の勾配から逸脱するガス運動を明らかにします。大規模な収束するフィラメントから崩壊するコアまで、G12.42+0.50とG19.88-0.53のガス力学は、スケールに依存した乱流と重力の優位性を示しており、これら2つの駆動メカニズムの組み合わせを説明するには呼び出す必要があります。原始銀河団での大規模な星形成。
クエーサー SDSS J1130+0411 の BAL アウトフローにおける高い質量流量
$-2400$から$-15,400$kms$^{-1}$の範囲の半径速度を持つクエーサーSDSSJ1130+0411($z\approx3.98$)で観測された6つのアウトフローの吸収トラフの分析を提示します。これらのスペクトルは、VeryLargeTelescope/UltravioletandVisualEchelleSpectrographを使用して、残りのフレーム波長範囲$1135-1890$\r{A}で取得されました。主な流出システム($v\approx-3200$kms$^{-1}$)では、FeIIといくつかのFeII*吸収トラフ、SiIIとSiII*吸収トラフを識別します。電子数密度$\logn_e=2.6_{-0.7}^{+0.8}$cm$^{-3}$を決定します。これらおよび他のイオンのカラム密度を使用して、水素カラム密度$\logN_H=21.44_{-0.33}^{+0.24}$cm$^{-2}$およびイオン化パラメーター$\logで光イオン化ソリューションを決定します。U_H=-1.75_{-0.45}^{+0.28}$.これらの値から、距離$R=16_{-11}^{+23}$kpc、平均質量流量$\dot{M}=4100_{-2400}^{+6600}$$M_{\を導き出します。odot}$yr$^{-1}$、運動光度$\log\dot{E}_k=46.13_{-0.37}^{+0.41}$ergs$^{-1}$.この$\dot{E}_k$は、クエーサーのエディントン光度の$1.4_{-0.8}^{+2.2}$%であるため、AGNフィードバックに大きく貢献します。
3D-\textit{HST}/CANDELS フィールドの $0.5
| Title |
The_physical_properties_of_massive_green_valley_galaxies_as_a_function_of_environments_at_$0.5 |
| Authors |
Wenjun_Chang,_Guanwen_Fang,_Yizhou_Gu,_Zesen_Lin,_Shiying_Lu,_Xu_Kong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.10014 |
消光期における環境の影響を調べるために、緑の谷(GV)銀河の過密度と他の物理的性質(すなわち、有効半径$r_{\rme}$,S\'{e}rsic指数$n$、特定の星形成率sSFR)。5つの3D-{\itHST}/CANDELSフィールドに基づいて、$0.5<z<2.5にある2126個の大質量($M_{\star}>10^{10}M_{\sun}$)GV銀河の大きなサンプルを構築します。$を分割して、密度の高い四半期と密度の低い四半期に分割します。結果は、より密度の高い環境にあるGV銀河は$0.5<z<1$で$n$値が高く、sSFRが低いことを示していますが、$1<z<2.5$では識別可能な違いはありません。同じ赤方偏移ビン内の異なる環境のGV銀河では、有意な拡大または縮小は見られません。これは、密度の高い環境がバルジの成長を促進し、$0.5<z<1.5$のGV銀河の星形成活動を抑制することを示唆していますが、銀河のサイズには影響しません。また、環境と$M_{\star}$の両方に対する3つの個体群(ブルークラウド、グリーンバレー、レッドシーケンス)の一部の依存性も調べます。与えられた$M_{\star}$では、青い雲の割合は環境密度の増加とともに減少しますが、赤いシーケンスの割合は反対です。最も大質量のGV銀河では、より密度の高い環境で急激な低下が見られます。異なる赤方偏移ビンの3つのフラクションの質量依存性と相まって、我々の結果は、恒星の質量と環境が共同して消光プロセスを促進することを意味します。このような二重の効果は、非静止銀河の数に対するGV銀河の数として新しい有効GV割合を再計算することによっても確認されます。
FASTで観測された巨大な赤い渦巻銀河のHI含有量
| Title |
HI_content_of_massive_red_spiral_galaxies_observed_by_FAST |
| Authors |
Lan_Wang,_Zheng_Zheng,_Cai-Na_Hao,_Rui_Guo,_Ran_Li,_Lei_Qian,_Lizhi_Xie,_Yong_Shi,_Hu_Zou,_Yixian_Cao,_Yanmei_Chen,_Xiaoyang_Xia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.10084 |
279個の巨大な赤い渦巻きのサンプルが、Guoらによって光学的に選択されました。(2020)、そのうち166個の銀河がALFALFAサーベイによって観測されています。この作業では、500メートル開口球状電波望遠鏡(FAST)を使用して、残りの113個の巨大な赤い渦巻銀河のHIコンテンツを観測します。113の銀河のうち75は、信号対雑音比(S/N)が4.7を超えるHI検出を持っています。ALFALFAサーベイで観測された同じサンプル内の赤い渦巻きと比較すると、FASTで観測された銀河は平均してS/Nが高く、HI質量が低くなります。多くの赤い渦巻きにかなりの量のHI質量が含まれている理由を調べるために、DESILegacyImagingSurveysで観測された画像を使用して、巨大な赤い渦巻きのカラープロファイルを確認します。ALFALFAとFASTの両方のサンプルで、HIが検出された銀河は、HIが検出されなかった銀河よりも外側の円盤が青いことがわかりました。HIが検出された銀河では、銀河のHI質量と外径のg-r色の間に明確な相関関係が存在します。HI質量が大きい銀河ほど、外側の円盤が青くなります。この結果は、光学的に選択された巨大な赤い渦巻きが完全に消光されておらず、多くの銀河で観測されたHIガスがそれらの外側の青い円盤に存在する可能性があることを示しています。
アルマハタ・シッタ隕石の宇宙フラーレンの検出: それらは星間遺産ですか?
| Title |
Detection_of_Cosmic_Fullerenes_in_the_Almahata_Sitta_Meteorite:_Are_They_an_Interstellar_Heritage? |
| Authors |
Hassan_Sabbah_(IRAP),_Micka\"el_Carlos_(IRAP),_Peter_Jenniskens_(SETI),_Muawia_Shaddad,_Jean_Duprat_(IMPMC\_COSMO),_Cyrena_Goodrich_(LPI),_Christine_Joblin_(IRAP) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.10122 |
バックミンスターフラーレンC60は、これまでに星間および星周環境で観測された最大の分子です。この分子の形成メカニズムは活発に議論されています。原始的な炭素質コンドライトの対象を絞った検索にもかかわらず、今日まで隕石中のC60の明確な検出は報告されていません。ここでは、AlmahataSitta(AhS)polymictureilite隕石で、C30から少なくともC100までのフラーレンが初めて確実に検出されたことを報告します。この検出は、高感度のレーザー脱離レーザーイオン化質量分析法を使用して達成されました。フラーレンは、AhSウレイライトの7つのクラスターで明確に検出されています。分子族分析は、フラーレンが、同じサンプルで検出された多環芳香族炭化水素とは異なるリザーバーに由来することを示しています。フラーレンファミリーは、炭素クラスターと最もよく相関します。その一部は、衝突するレーザーによる固体炭素相の破壊によって形成された可能性があります。検出されたフラーレンがこのように形成されていないことを示します。フラーレンは、まだ特定されていない特定の炭素相の固有成分であることを示唆しています。マーチソンとアジェンデのバルクサンプルでフラーレンが検出されなかったということは、同じ実験条件を使用しているにもかかわらず、これらの原始コンドライトにはこの相が存在しないか、量が少ないことを示唆しています。前者のケースは、ユレイライト母体の炭素質相の衝撃波処理によるフラーレンの形成をサポートします。ただし、このシナリオをサポートする実験データはありません。これは、フラーレンが星間遺産であり、星間プロセスのメッセンジャーである可能性を残しています。
ケンタウルス A の UVIT ビュー。肯定的な AGN フィードバックに関する詳細な研究
| Title |
UVIT_view_of_Centaurus_A;_a_detailed_study_on_positive_AGN_feedback |
| Authors |
Prajwel_Joseph,_P._Sreekumar,_C._S._Stalin,_K._T._Paul,_Chayan_Mondal,_Koshy_George,_Blesson_Mathew |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.10209 |
$\require{mediawiki-texvc}$活動銀河核(AGN)の中心にある超大質量ブラックホールは、AGNホストの星形成特性に影響を与える相対論的ジェットを生成します。紫外(UV)バンドでの観測は、星形成に対するAGNジェットの効果の優れたビューを提供できます。ここでは、巨大な楕円銀河NGC5128がホストする大きな電波源ケンタウルスAの約20kpcにわたる北方星形成領域(NSR)における星形成特性のセンサスを提示します。この領域では、352のUV源を特定しました。AstroSatに搭載された紫外イメージング望遠鏡(UVIT)で観測された$<$1.5秒角の角度分解能での新しい観測を使用して、CenAに関連付けられています。これらの観測は、1つの遠紫外(FUV;$\lambda_{\text{mean}}$=1481$\AA$)と3つの近紫外(NUV;with$\lambda_{\text{mean}})で実行されました。$2196$\AA$、2447$\AA$、および2792$\AA$)バンドのそれぞれ。UVで確認された星形成源は、CenAのジェットの方向にある傾向があり、それによって星形成のジェットトリガーが示唆されます。NSRを外側領域と内側領域に分けると、内側領域の星は外側領域よりも比較的若い年齢であることがわかりました。これは、2つの領域が異なる星形成の歴史を持っている可能性があることを示唆しています。また、NSRでUVITソースカタログも提供しています。
MACS J0416.1-2403 低質量銀河の形態運動学
| Title |
Morpho-kinematics_of_MACS_J0416.1-2403_low_mass_galaxies |
| Authors |
B._I._Ciocan,_B._L._Ziegler,_A._B\"ohm,_M._Verdugo,_and_C._Maier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.10388 |
VLT/MUSEからの光学分光法と、HSTおよびVLT/HAWK-Iからの測光観測を使用して、R200にある17個の低質量MACSJ0416.1-2403クラスター銀河と赤方偏移のある5個のフィールド銀河の形態運動学を研究します。z〜0.4の。輝線のフラックスを測定することにより、星形成率、ガス相の金属量、および空間的に分解されたガスの運動学を回復しました。測光データから銀河の構造と形態を分析し、バルジとディスクへの多成分分解を実行しました。空間的に分解されたガス速度フィールドは、3Dアプローチを使用してモデル化されました。これにより、最大回転速度と速度分散を含む固有のガス運動学を取得できました。クラスターとフィールド人口は、4つのクエンチングシステムのサブサンプルのみを含む、星形成主系列銀河として分類できます。最低質量系は基本的な金属量の関係の予測から逸脱し、より高い金属量を示しますが、より高い質量系はモデル予測に従っています。これは、これらのオフセットを駆動するメカニズムとして、元のガス流入のカットオフおよび/またはホットハローガスの除去を示唆している可能性があります。私たちの形態運動学的分析は、最大速度vmax<50km/sの矮星のサブサンプルを明らかにしました。これは、タリーフィッシャーの関係から逸脱しています。これは、星間物質がラム圧ストリッピングの影響を受けていることを示している可能性があります。しかし、銀河団銀河の約30%は、回転が優勢なガス円盤を持ち、タリー-フィッシャーの関係に従います。星の質量-S0.5平面では、これらの系は密接な順序に従っており、この関係から大きく離れているのは5つの銀河の部分集団だけです。外れ値の銀河の形態と運動学の両方が、前処理と銀河団固有の相互作用の組み合わせが、それらの星とガスの円盤に影響を与えていることを示唆しています。
最小スケールでの星形成; SMACS0723 のクランプ集団に関する JWST 研究
| Title |
Star_formation_at_the_smallest_scales;_A_JWST_study_of_the_clump_populations_in_SMACS0723 |
| Authors |
Ad\'ela\"ide_Claeyssens,_Angela_Adamo,_Johan_Richard,_Guillaume_Mahler,_and_Matteo_Messa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.10450 |
レンズ銀河団フィールドSMACS0723内の赤方偏移1から8にある18のレンズ銀河で検出されたクランプ集団を提示します。空のこのあまり知られていない領域の最近のJWSTEarlyReleaseObservationsは、より浅いHST画像では検出されていない、ホスト銀河内および周囲の多数の点状のソースを明らかにしました。JWSTマルチバンド測光法とこの銀河団のレンズ効果モデルを使用して、これらの星の塊の固有のサイズと等級を推定します。$<$10から100spcまでの光学的レストフレーム有効半径と$\sim10^5$から$10^8$M$_{\odot}$までの範囲の質量を導出し、局所宇宙の大質量星団と重なります。年齢は1歳から100歳までの範囲です。交差時間を凝集塊の年齢と比較し、検出された凝集塊の30～50%が重力結合と一致していると判断します。Gyr古い塊の欠如は、溶解時間スケールが1Gyrよりも短いことを示唆しています。赤方偏移を伴う塊の光度(質量)表面密度の大幅な増加が見られます。再電離期の銀河の塊は、局所宇宙の大質量星団よりも高い星の密度を持っています。赤方偏移$<6$の単一銀河にズームインし、SparklerとFireworkの2つの銀河について、それらの星団/塊が、最近の(100-500Myr)合併イベント。銀河の小さなサンプルで実施された私たちの研究は、急速に進化する銀河で星団が形成される条件を理解するためのJWST観測の可能性を示しています。
高赤方偏移でのハローと星の質量分布の極値統計: JWST の結果は {\Lambda}CDM と緊張関係にありますか?
| Title |
Extreme_Value_Statistics_of_the_Halo_and_Stellar_Mass_Distributions_at_High_Redshift:_are_JWST_Results_in_Tension_with_{\Lambda}CDM? |
| Authors |
Christopher_C._Lovell,_Ian_Harrison,_Yuichi_Harikane,_Sandro_Tacchella,_Stephen_M._Wilkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.10479 |
暗黒物質のハロー質量の分布は、$\Lambda$CDM宇宙論で正確に予測できます。したがって、特定の赤方偏移における単一の大規模なハローまたは銀河の存在は、後者のバリオンと星の一部を想定して、基礎となる宇宙論モデルをテストするために使用できます。高い赤方偏移($z>8$)にある非常に大きな銀河の恒星質量の最近の多数の測定は、これらの天体のいずれかが$\Lambda$CDMと緊張状態にあるかどうかの調査を動機付けています。極端な値の統計を使用して、最も極端な質量のハローと銀河の質量赤方偏移平面に信頼領域を生成します。数値モデルに対するテストでは、暗黒物質のハロー質量にも銀河系の恒星質量にも緊張は見られません。しかし、恒星の分数($f_{\star}\sim1$)の控えめな推定値を使用しているにもかかわらず、HSTとJWSTの両方からの高赤方偏移での銀河質量の最近の観測による決定では、暫定的な$>3\sigma$の緊張が見られます。これらの銀河は$\Lambda$CDMと緊張状態にあるか、星の質量または赤方偏移の推定値に不確実性が存在するため説明されていません。
LIGO/Virgo run O3 からの重力波イベントと一致するニュートリノの IceCube 検索
| Title |
IceCube_search_for_neutrinos_coincident_with_gravitational_wave_events_from_LIGO/Virgo_run_O3 |
| Authors |
Aswathi_Balagopal_V.,_Raamis_Hussain,_Zsuzsa_Marka,_Justin_Vandenbroucke,_Doga_Veske_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09532 |
IceCubeニュートリノ天文台のデータを使用して、高度なLIGOおよびVirgo検出器が3回目の観測中に検出した重力波イベントからの高エネルギーニュートリノ放出を検索しました。検出器の3回目の観測実行中にリリースされた公開候補イベントの低遅延フォローアップと、GWTC-2.1およびGWTC-3カタログで報告された80の信頼できるイベントのアーカイブ検索を行いました。中性子星を含む合体からのより長い時間スケールでのニュートリノ放出についても拡張検索が行われました。GW190521の光学的対応候補の追跡検索も実施されました。2つの方法を使用しました。ビニングされていない最尤分析と、天体物理学の事前分布を使用したベイジアン分析。どちらも以前は、重力波イベントからの高エネルギーニュートリノ放出を検索するために使用されていました。有意なニュートリノ放出はどの分析でも観測されず、時間積分されたニュートリノフラックスと、高エネルギーニュートリノで放出された等方性等価エネルギーの合計に上限が設定されました。
合体銀河団 SPT-CL J2031-4037 における硬 X 線放射の非熱起源の可能性
| Title |
Possible_non-thermal_origin_of_the_hard_X-ray_emission_in_the_merging_galaxy_cluster_SPT-CL_J2031-4037 |
| Authors |
M._S._Mirakhor,_S._A._Walker,_J._Runge,_P._Diwanji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09553 |
高エネルギーX線領域での銀河団からの非熱放射は、さまざまな機器で検索されていますが、この放射の検出の重要性は、限界に達していないか、議論の余地があることがわかっています。ハードエネルギーバンドにX線を集束させるNuSTARの独自の機能を利用して、合体銀河団SPT-CLJ2031-4037の238ksNuSTAR観測の詳細な分析を提示し、非熱逆コンプトン放出を検索します。SPT-CLJ2031-4037のスペクトル分析は、この星団の硬X線放射が非熱成分によって説明できる可能性を示していますが、この硬放射の純粋な熱起源を完全に排除することはできません。統計的および系統的な不確実性を含めて、私たちの最良のモデルフィットは$3.93_{-1.10}^{+1.24}\times10^{-12}$ergs$^{-1}の20-80keV非熱流束をもたらします。$cm$^{-2}$.推定された非熱流束は、NuSTARや他のX線装置を使用して他の銀河団で見られるものに匹敵します。この非熱フラックスとクラスターの既存の電波データを使用して、約0.1～0.2$\mu$Gの範囲の体積平均磁場強度を推定します。
高磁化中性子星の地殻におけるウルカ対の進化
| Title |
Evolution_of_Urca_Pairs_in_the_Crusts_of_Highly_Magnetized_Neutron_Stars |
| Authors |
Michael_Famiano,_Grant_Mathews,_A._Baha_Balantekin,_Toshitaka_Kajino,_Motohiko_Kusakabe,_Kanji_Mori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09573 |
変更されたUrcaプロセスにおけるニュートリノ放出に対する強い磁場の影響について報告します。さまざまなウルカペアに対するランダウ準位の影響がニュートリノ放出スペクトルに影響を与え、ニュートリノ放出の角度非対称性につながることを示します。低磁場の場合、ランダウ準位は冷却にほとんど影響しません。ただし、電界強度が増加すると、電子の化学ポテンシャルが増加し、Urcaペアが存在できる密度が低くなります。中程度の電界強度の場合、ランダウ準位分布とフェルミ分布の間に興味深い干渉があります。電界強度が十分に高い場合、電子エネルギースペクトル全体が最終的に単一のランダウ準位に制限され、放出スペクトルに劇的なスパイクが生じます。
ブラック ホールの質量スペクトルのピークの解決
| Title |
Resolving_The_Peak_Of_The_Black_Hole_Mass_Spectrum |
| Authors |
Ebraheem_Farag,_Mathieu_Renzo,_Robert_Farmer,_Morgan_T._Chidester,_F.X._Timmes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09624 |
連星ブラックホール(BH)の合体の重力波(GW)検出により、宇宙のBH質量分布のサンプリングが開始されました。単一星コアの進化は、対不安定超新星(PISN)によるBH質量分布のギャップを予測します。BH質量ギャップの上端と下端を決定することは、BHのマージからのGW検出を解釈するのに役立ちます。\MESA\を使用して、$Z=10^{-5}$の金属量を持つ単一の回転しない大規模なヘリウムコアを、コンパクトな残骸を残さずに崩壊してBHを形成するか、PISNとして爆発するまで進化させます。S(300keV)=(77,203)keVbの範囲のSファクターの下限BH質量ギャップの境界を計算します。これは、高解像度の表に示されている$^{12}$C($\alpha$,$\gamma$)$^{16}$O反応率確率分布関数。BH質量ギャップ全体でBH質量スペクトルの理論的ピークを解決するために、時間分解能と質量分解能を広範囲にテストします。対流混合と核燃焼に関して収束を調査し、収束を達成するにはかなりの時間分解能が必要であることを発見しました。また、低解像度モデルが収束に達するのを助けるために、最小拡散係数の採用をテストします。$\pm3\sigmaからM\textsubscript{lower}$\simeq$\,60$^{+32}_{-14}$\,\Msun\として上部質量ギャップの新しい下端を確立します$^{12}\text{C}(\alpha,\gamma)^{16}\text{O}$レートの$不確実性。M\textsubscript{lower}$\simeq$\,69$^{+34}_{-18}$を見つけて、上部質量ギャップの下端でのより大きな3-$\alpha$率の影響を調べます。\,\Msun.私たちの結果を、重力波過渡カタログで報告されているBHと比較します。
新星 Sgr 2016 N.4 (= V5856 Sgr = ASASSN-16ma) での継続的な核燃焼は、その爆発から 6 年後
| Title |
Persistent_nuclear_burning_in_Nova_Sgr_2016_N.4_(=_V5856_Sgr_=_ASASSN-16ma)_six_years_past_its_outburst |
| Authors |
U._Munari,_N._Masetti,_F._M._Walter,_R._E._Williams,_F.-J._Hambsch,_A._Frigo,_P._Valisa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09630 |
我々は、驚くべきことに、新星噴火から6年後、高速の新星Sgr2016N.4が長く続く明るいプラトー（静止より10等以上高いデルタI）に閉じ込められていることを報告します。同様の出来事を経験する他の新星はほとんどありません。毎日のBVRI測光と毎月の高解像度光学分光法を収集する集中的な観測キャンペーンを実施し、5つの異なるエポックでSwift衛星を使用して紫外線とX線で新星を観測しました。プラトー中に放射されたボロメータ光度は~4200Lsun(銀河バルジの距離に換算)で、0.6Msun白色矮星の安定した核燃焼に対応します。安定した風がFWZI~1600km/sで吹き飛ばされ、おそらく極方向に沿って、より速いFWZI~3400km/sの質量損失が一時的に強化されます。これらの風の衝突は、X線で検出された放射に電力を供給する可能性があります。燃焼殻の外半径は約25Rsunで、有効温度は約7600Kで、値はF0II/Ib明るい巨星のものと似ています。プラトー期に見られるデルタm<1等級の変動は、15～17日の周期で準周期的な振動が不規則に現れるカオスとして説明するのが最も適切です。限られた量のダスト(~3x10^(-11)Msun)が、T(dust)~1200Kで流出する風に連続的に凝縮し、L(dust)~52Lsunを放射します。
GLEAM-Xの謎~J162759.5-523504.3
GLEAM-X~J162759.5-523504.3は、異常に長いスピン周期(P$_s$=1091.1690s)を持つ新たに発見されたラジオトランジェントであり、双極子表面磁気を持つラジオマグネターであると識別できることが提案されています。$2.5\times10^{16}$~Gのフィールド。a)そのような強い場を中性子星の核と地殻の境界に固定することが可能であり、b)場の散逸のエネルギーがこの星の観測された光度(電波とX線)を説明できることが示されています。.
Chandra X-ray Observatory Advanced CCD Imaging Spectrometer からの画像で拡張ソースを検索
| Title |
Search_for_extended_sources_in_the_images_from_Chandra_X-ray_Observatory_Advanced_CCD_Imaging_Spectrometer |
| Authors |
Igor_Volkov_and_Oleg_Kargaltsev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09923 |
チャンドラX線天文台AdvancedCCDImagingSpectrometer(ACIS)画像の拡張構造を検索できる便利なツール(ChaSES)を紹介します。このツールは、DBSCANクラスタリングアルゴリズムに依存して、背景と比較して光子の密度が高い領域を検出します。ここでは、GitHubで公開しているツールの設計と機能について説明します。また、実際のデータへのアプリケーションの広範な例をオンラインで提供しています。
ガンマ線バースト(GRB)は、観測された持続時間$T_{90}$のバイモーダル分布に基づいて、長い母集団と短い母集団(すなわち、LGRBとSGRB)に分類されます。マルチメッセンジャーの観測では、ほとんどのSGRBとLGRBは、それぞれコンパクトな天体の合体と大規模なコラプサーのブラックホール(BH)超降着から放出された超相対論的ジェットによって駆動されるはずであることが示されました。ただし、期間の基準は、特定のGRBの物理的な起源を正しく反映できない場合があります。コラプサーのシナリオでは、ジェットがエンベロープと星周媒体からうまく抜けたときにGRBを観測できます。観測されたGRBの持続時間は、ジェットが噴出してからエンジンが作動した時間のみを反映しています。この研究では、大規模なコラプサーにおけるニュートリノ消滅またはブランドフォード・ズナイェック機構によって駆動されるジェットの伝播を研究しています。コラプサーシナリオでLGRB、SGRB、および失敗したGRBを生成するための前駆体の署名が表示されます。BHハイパー降着への大量供給とエンベロープへのジェット伝播との間の競合は、明らかにコラプサーの密度プロファイルに依存しています。GRBの持続時間と等方性エネルギー$E_{\rm{\gamma,iso}}$がコラプサーの密度プロファイルを制約するのに役立つことを示します。最後に、コラプサー起源のSGRBであるGRB200826Aは、前駆体のエンベロープが剥ぎ取られた$\sim10~M_\odot$コラプサーによって発射されたニュートリノ消滅優位のジェットに由来する可能性があることを提案します。
M87* リングの幅はどれくらいですか? Ⅱ．新しい形状モデル
M87*の2017年のイベントホライズンテレスコープ(EHT)観測では、予想される質量のブラックホールのイベントホライズンスケールと一致する、直径$\sim40\mu$のリング状の特徴が検出されました。しかし、このリングの厚さは、観測上の外観を制限するための重要なパラメーターであるにもかかわらず、測定が難しいことが判明しました。このシリーズの最初の論文では、観測された閉鎖フェーズと閉鎖振幅をモデル予測と比較するために使用される尤度関数の選択にリングの幅が影響を受けるかどうかを尋ねました。この論文では、リング幅がモデル自体の変化に対してロバストであるかどうかを調査します。明るさの調整可能な半径方向減衰と、一次環に加えて二次「フォトンリング」コンポーネントという2つの新しい機能を備えた、より現実的な幾何学的モデルを構築します。この薄い二次リングは、光学的に薄い降着流を持つブラックホールの重力レンズ効果によって予測されます。新しいモデルを使用してデータを分析すると、モデルの自由度が追加されても、一次環は狭いまま(分数幅$\leq0.25$)であることがわかります。これは、真の空のM87*の出現の狭いリングを支持するさらなる証拠を提供します。これは、確認された場合、理論的な説明を必要とする驚くべき特徴です。二次リングがあるモデルとないモデルのベイジアン証拠を比較すると、2017年の観測でレンズ付きフォトンリングが存在するという証拠は見つかりませんでした。ただし、私たちが紹介する手法は、より大きくより感度の高いアレイを使用した将来の観測に役立つ可能性があります。
ニューラル ネットワークを使用して、ガンマ線、X 線、UV/光学、および IR データを使用する 4FGL
関連のないソース間で新たに発見された BL Lacs と FSRQ を区別する
| Title |
Using_Neural_Networks_to_Differentiate_Newly_Discovered_BL_Lacs_and_FSRQs_among_the_4FGL_Unassociated_Sources_Employing_Gamma-ray,_X-ray,_UV/Optical_and_IR_Data |
| Authors |
Amanpreet_Kaur,_Stephen_Kerby,_Abraham_D._Falcone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.10015 |
第4フェルミカタログの3番目のデータリリース(DR3)にある~2157の関連付けられていないソースのうち、~1200がNeilGehrelsSwiftObservatoryの尖った機器で観測されました。これらの観測により、95%フェルミ不確実領域内で238の高S/NX線源が得られました。最近、カービー等。ニューラルネットワークを使用して、これらの238個のX線対応物から4FGLの関連しないソースに対応するブレーザー候補を見つけ、112個のブラザー対応ソースの可能性を見つけました。ブレザーの完全なサンプルとそれらのサブ分類は、ブレザーシーケンスのパズルを理解し、フェルミカタログのガンマ線放出ブレザークラスの全体的な完全性を理解するのに役立つ必要なステップです。マルチパーセプトロンニューラルネットワーク分類器を使用して、ガンマ線、X線、UV/光学、およびIR特性を使用して、これらの112のブレーザー候補の中からFSRQとBLLacsを識別しました。この分類子は、ソースがFSRQサブクラスに関連付けられる確率をP_fsrqが表すように、各ソースがいずれかのカテゴリに関連付けられる確率推定値を提供します。このアプローチを使用すると、4つのFSRQと50のBLLacsが99%以上の信頼度で分類されますが、残りの58のブレーザーはBLLacまたはFSRQとして明確に分類できませんでした。
| Title |
An_extensive_study_of_blazar_broad_emission_line:_Changing-look_blazars_and_Baldwin_effect |
| Authors |
Hubing_Xiao,_Junhui_Fan,_Zhihao_Ouyang,_Liangjun_Hu,_Guohai_Chen,_Liping_Fu,_Shaohua_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.10104 |
ブレーザージェットの放出は非熱放射が支配的であるのに対し、降着円盤ジェットは通常、熱放出が支配的であることが知られています。この研究では、降着円盤の性質を表すブレーザー輝線強度特性と、ジェットエミッションの代表格。利用可能な輝線等価幅($EW$)、GeV$\gamma$線フラックス、および文献からのSED情報を使用して、656のブレーザーのサンプルをまとめました。この作業では、55の以前のBCUが現在FSRQとして識別されていることを発見し、$EW$に基づいて52の変化する外観のブレザーを発見し、そのうち45が新たに確認されました。これらの変化する外観のブレザーは、BLLac天体よりも大きな降着率(${\dotM}/{\dotM}_{\rmEdd}$)を持っています。さらに、この作品の変化する外観のブレーザーの90.7\%がLSPとして確認されているため、より低いシンクロトロンピークブレーザー(LSP)が変化する外観のブレーザーのソースである可能性があることを示唆しています。$EW$と連続体強度の間の反相関、いわゆるグローバルボールドウィン効果(BEff)が確認されています。電波の静かな活動銀河核(RQ-AGN)よりもブレーザーで観測されたより急なグローバルBEffは、広い輝線光子の逆コンプトン散乱によって引き起こされることを示唆しています。この解釈は、輝線$EW$と固有の逆コンプトン光度との間の正の相関によってさらに支持されます。
マグネター爆発の三次元磁気熱シミュレーション
| Title |
Three-Dimensional_Magnetothermal_Simulations_of_Magnetar_Outbursts |
| Authors |
Davide_De_Grandis,_Roberto_Turolla,_Roberto_Taverna,_Elisa_Lucchetta,_Toby_S._Wood_and_Silvia_Zane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.10178 |
最も強く磁化された中性子星(NS)であるマグネターの決定的な特徴は、X/$\gamma$バンドでの一時的な活動です。特に、それらの多くは、いわゆるアウトバーストと呼ばれる放出増強の段階を経ており、その間、光度は数時間で$\sim$10$-$1000倍に上昇し、その後数か月または数年にわたって減衰します。バーストはしばしば熱スペクトルを示します。これは、星の表面に高温の領域が出現することに関連しており、その後形状が変化して冷却されます。ここでは、3D磁気熱進化コードを使用して、NSの外部地殻での突然の局所的な熱注入の展開をシミュレートし、これがマグネター爆発の主な特徴を再現できることを発見しました。完全な3D処理により、注入の結果として星の表面に現れる本質的に非対称なホットスポットを初めて研究し、それらの温度と形状の進化を追跡することができます.加熱された領域のさまざまな物理的条件によって生じる影響を調査し、特に磁場の形状がイベントの特性を決定する上で重要な役割を果たす方法を強調しています。
超新星残骸の衝撃構造を特定するためのファラデー トモグラフィーの可能性について
| Title |
On_the_Potential_of_Faraday_Tomography_to_Identify_Shock_Structures_in_Supernova_Remnants |
| Authors |
Shinsuke_Ideguchi,_Tsuyoshi_Inoue,_Takuya_Akahori_and_Keitaro_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.10182 |
超新星残骸(SNR)の磁場に関する知識は、銀河宇宙線加速モデルを制約する上で最も重要です。また、星間磁場に関する情報を間接的に提供することもできます。この論文では、SNRのファラデー分散関数(FDF)を初めて予測します。この研究では、弱い規則的な磁場に拡大するSNRの3次元(3D)理想電磁流体力学(MHD)シミュレーションの結果を使用します。さまざまな視野角に対するSNRの衝撃を受けた領域の固有のFDFを提示します。FDFは一般にファラデー複素数であることがわかります。これは、衝撃を受けた領域の磁場に関する情報を取得するには、従来の回転測定の研究では不十分であり、ファラデートモグラフィーが必要であることを意味します。また、FDFを使用すると、視線が最初の磁場の向きに平行な場合に、偏光強度の物理的深さ分布を導き出すことができることも示します。さらに、FDFの幅の半径方向プロファイルから0.1～0.2pcの精度で接触不連続の位置を特定できることを示します。
KASCADE-Grande データの最近の分析結果
| Title |
Results_from_recent_analysis_of_KASCADE-Grande_data |
| Authors |
D._Kang,_J.C._Arteaga-Vel\'azquez,_M._Bertaina,_A._Chiavassa,_K._Daumiller,_V._de_Souza,_R._Engel,_A._Gherghel-Lascu,_C._Grupen,_A._Haungs,_J.R._H\"orandel,_T._Huege,_K.-H._Kampert,_K._Link,_H.J._Mathes,_S._Ostapchenko,_T._Pierog,_D._Rivera-Rangel,_M._Roth,_H._Schieler,_F.G._Schr\"oder,_O._Sima,_A._Weindl,_J._Wochele,_J._Zabierowski_(for_the_KASCADE-Grande_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.10229 |
KASCADEとその拡張アレイであるKASCADE-Grandeは、100TeVから1EeVの一次エネルギー範囲で宇宙線の個々の空気シャワーを測定することに専念しました。この実験は、宇宙線の銀河起源から銀河外起源への移行領域における宇宙線のエネルギースペクトルと質量組成の調査、およびマルチを使用した妥当性テストを通じて、エアシャワー開発におけるハドロン相互作用モデルの特性の定量化に大きく貢献しました。-KASCADE-Grandeからの検出器情報。2013年にデータの蓄積は完了しましたが、データ分析は現在も継続中です。最近、KASCADE-Grandeのデータを使用して、SIBYLLバージョン2.3dの新しいハドロン相互作用モデルの信頼性を調査しました。大気中の高エネルギー空気シャワーのミュオン含有量の変化も研究されています。このトークでは、KASCADE-Grandeからの最近の結果と、KASCADECosmicRayDataCenter(KCDC)の更新について説明します。
CCAT-prime: 再イオン化分光計時代の光学設計
| Title |
CCAT-prime:_The_Optical_Design_for_the_Epoch_of_Reionization_Spectrometer |
| Authors |
Zachary_B._Huber,_Steve_K._Choi,_Cody_J._Duell,_Rodrigo_G._Freundt,_Patricio_A._Gallardo,_Ben_Keller,_Yaqiong_Li,_Lawrence_T._Lin,_Michael_D._Niemack,_Thomas_Nikola,_Dominik_A._Riechers,_Gordon_Stacey,_Eve_M._Vavagiakis,_Bugao_Zou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09521 |
EpochofReionizationSpectrometer(EoR-Spec)は、6mの主鏡CrossedDragone望遠鏡であるCCAT-primeCollaborationのFredYoungサブミリ波望遠鏡(FYST)のPrime-Cam受信機用の機器モジュールになります。ファブリペロー干渉計(FPI)を使用して、EoR-Specは210～420GHzの周波数をステップスルーし、3.5の赤方偏移の間の星形成銀河の集合体で158$\mu$m[CII]線の線強度マッピングを実行します。そして8は、再電離の時代における宇宙の構造の進化を追跡することです。ここでは、像面での光学品質やその他の重要なパラメーターの研究を含む、モジュールの光学設計を紹介します。FPIで必要な分解能(R$\sim$100)を達成するには、システムのLyot絞りでビームを高度にコリメートすることが重要です。他のPrime-Camモジュールで使用される3つではなく、4つのレンズでこの目標を達成するための最適化プロセスの概要が説明されています。最適化の一環として、このCrossedDragone設計で一部の非球面レンズを双円錐レンズに置き換えた効果をテストし、双円錐レンズがモジュールの焦点面全体の画質を向上させる傾向があることを発見しました。
UV-SCOPE ミッション: 惑星とその環境の紫外分光特性評価
| Title |
The_UV-SCOPE_Mission:_Ultraviolet_Spectroscopic_Characterization_Of_Planets_and_their_Environments |
| Authors |
David_R._Ardila,_Evgenya_Shkolnik,_John_Ziemer,_Mark_Swain,_James_E._Owen,_Michael_Line,_R._O._Parke_Loyd,_R._Glenn_Sellar,_Travis_Barman,_Courtney_Dressing,_William_Frazier,_April_D._Jewell,_Robert_J._Kinsey,_Carl_C._Liebe,_Joshua_D._Lothringer,_Luz_Maria_Martinez-Sierra,_James_McGuire,_Victoria_Meadows,_Ruth_Murray-Clay,_Shouleh_Nikzad,_Sarah_Peacock,_Hilke_Schlichting,_David_Sing,_Kevin_Stevenson,_Yen-Hung_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09547 |
UV-SCOPEは、太陽系外惑星における大気の質量損失の原因を特定し、高温の木星でエアロゾル形成を促進するメカニズムを調査し、恒星環境が大気の進化と居住可能性に及ぼす影響を研究するというミッションコンセプトです。これらの調査の一環として、ミッションは、約200の星と惑星の時間領域紫外(UV)スペクトルの広範な目的のレガシーデータベースを生成します。天文台は、6000から240の範囲の解像度で、1203{\AA}と4000{\AA}の間の同時、ほぼ連続的なカバレッジをもたらす、ロングスリット分光器とペアになった60cm、f/10の望遠鏡で構成されています。同じスペクトル範囲で、4%(遠紫外;FUV)および15%(近紫外;NUV)を超えるスループットを提供し、HST/COSに匹敵し、HST/STISよりもはるかに優れています。主な設計上の特徴は、分散要素として機能し、放射線の劣化を考慮した後でも高いスループットを提供するLiFプリズムです。UV最適化された単層反射防止コーティングを施した2つのデルタドープ電子増倍CCD検出器を使用することで、高い量子効率と低い検出器ノイズが得られます。地球と太陽の第2ラグランジュポイントから、UV-SCOPEは、FUVからNUVまでの範囲全体で、惑星のトランジットと恒星の変動性を継続的に観測します。これらすべての機能により、UV-SCOPEは系外惑星の大気と、ホスト星が惑星に及ぼす影響を研究するための理想的な機器となっています。UV-SCOPEは、2021年の機会の発表のためのミディアムエクスプローラー(MidEx)ミッションとしてNASAに提案されました。承認された場合、天文台は5年間にわたって開発されます。その主要な科学ミッションは完了するまでに34か月かかります。宇宙船は6年間の運用に十分な燃料を搭載しています。
CCAT-prime: Prime-Cam 用 850 GHz モジュールの光学および極低温設計
| Title |
CCAT-prime:_Optical_and_cryogenic_design_of_the_850_GHz_module_for_Prime-Cam |
| Authors |
Anthony_I._Huber,_Scott_C._Chapman,_Adrian_K._Sinclair,_Locke_D._Spencer,_Jason_E._Austermann,_Steve_K._Choi,_Jesslyn_Devina,_Patricio_A._Gallardo,_Doug_Henke,_Zachary_B._Huber,_Ben_Keller,_Yaqiong_Li,_Lawrence_T._Lin,_Mike_Niemack,_Kayla_M._Rossi,_Eve_M._Vavagiakis,_Jordan_D._Wheeler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09560 |
Prime-Camは、CerroChajnantorAtacamaTelescope-prime(CCAT-prime)施設用の第1世代の機器です。Prime-Camの850$~$GHzモジュールは、すべての機器モジュールの中で最も高い周波数をプローブします。F$\lambda$間隔、ビームサイズ、ピクセル感度、および検出器数の間の850$~$GHz光学系のパラメータ空間について説明します。CCAT-prime用の850$~$GHz計器モジュールの光学設計の最適化を提示します。さらに、極低温テストベッド内の41,400個の動的インダクタンス検出器(KID)を読み取るために$>30の読み出しラインに対応する極低温RFチェーン設計の開発について説明します。
Mingantuスペクトル電波ヘリオグラフの非共面ベースライン効果に関する研究
専用の太陽電波ヘリオグラフとして、MingantUSpEctralRadioHeliograph(MUSER)は、3000メートルを超える最大ベースラインと400MHz～15GHzの周波数範囲を備えています。古典的な電波干渉理論によれば、非共面ベースライン効果(すなわち、w項効果)が考慮され、そのような無線機器に対して校正されます。しかし、これまでの文献では、太陽放射ヘリオグラフのw項効果に関する定性的または定量的分析を詳細に行ったものはほとんどありませんでした。この研究では、MUSERのw項効果の完全な定量分析を提案しています。MUSERを簡単に紹介した後、1年にわたるベースラインの変動を体系的に調査し、対応するw項の変動を分析します。さらに、指定された拡張ソース、つまり太陽のイメージングにおけるw項の影響を調べました。画像の歪みなど、w項の考えられる影響について説明しました。シミュレートされた結果は、高い空間分解能を持つ太陽電波イメージングにとってw項が不可欠で避けられない問題であることを示しています。
チリの望遠鏡のための広視野高ケイデンスCMBサーベイ設計
| Title |
Wide_Field_High_Cadence_CMB_Survey_Designs_for_Chilean_Telescopes |
| Authors |
Haruki_Ebina,_Reijo_Keskitalo,_Julian_Borrill,_Steve_K._Choi,_Theodore_Kisner,_Sigurd_Naess,_Michael_Niemack,_Jason_R._Stevens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.10070 |
正弦波変調高ケイデンス調査戦略と呼ばれる、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)を測定するチリの大口径望遠鏡(LAT)の新しい広域調査戦略を提示します。この戦略は、CMB-S4、シモンズ天文台、およびCCAT-primeの共同作業のためのLAT測定を最適化する過程で開発されました。$f_{sky}\sim0.5$以上を観測すると、太陽回避を有効にしても、望遠鏡は一貫して高い観測効率を達成します。等サイズのフィールドを観察する従来の方位スキャン調査戦略は、偏角に関連する観察深さの不均一性および架橋の欠如の問題に悩まされる。ここで説明する新しい調査戦略は、均一性と架橋の両方を大幅に改善すると同時に、時間領域の天体物理学のより高いケイデンス観測を可能にします。均一性と架橋は、それぞれ方位角速度と正弦波仰角の変調によって改善されます。特に、ほぼ均一な観察深度があり、クロスリンクは、-40度の偏角付近でのクロスリンクの完全な欠如から、フィールド全体でクロスリンクの最も厳しいしきい値をクリアするまで改善されます。シミュレートされた戦略は、AtacamaCosmologyTelescopeで使用された戦略や、以前に研究されたSimonsObservatoryの調査戦略と比較されます。
多数のスカイ マップの球面調和関数変換の高速化
球面調和変換は、宇宙マイクロ波背景データなどの球面データセットの解析における強力なツールです。この作業では、CPUとGPUの両方の計算をサポートする球面調和関数変換の新しいスキームを提示します。これは、多数のスカイマップで特に効率的です。私たちの実装を、最高速度のプログラムの1つである標準の\textsl{Libsharp-HEALPix}コードと比較することにより、CPU実装の場合は4～10倍の速度向上を示し、状態の場合は最大60倍の速度向上を示します。・最先端のGPUを採用。この新しいスキームは、次のGitHubリポジトリで入手できます:\href{https://github.com/liuhao-cn/fastSHT}{\textsl{fastSHT}}。
新世代の太陽専用電波イメージング分光望遠鏡であるMingantuSpectralRadioheliograph(MUSER)は、超広帯域周波数範囲にわたる太陽の高時間、高角度、高周波数解像度のイメージングを実現しました。MUSERアンテナの各ペアは、積分時間と周波数チャネルごとに開口面での複雑な可視性を測定します。次いで、可視性データの逆フーリエ変換によって、各積分時間および周波数チャネルに対応する無線画像が得られる。一般に、複雑な可視性のフェーズは、機器および伝搬効果によって大きく損なわれます。したがって、忠実度の高いラジオ画像を取得するには、堅牢なキャリブレーション手順が不可欠です。上記の位相エラーの可視性データを修正するために、冗長ベースラインの使用、標準的な宇宙ソースの観測、または太陽ディスクのフィッティングなど、利用可能な多くのキャリブレーション手法がありますが、MUSERは非冗長ベースラインで構成され、太陽円盤構造は常に利用できるわけではありません。したがって、MUSERが信頼性の高い無線画像を取得するのに適切な場合はいつでも、これらの利用可能な技術に加えて、代替の較正方法を開発することが望ましいです。未知の位置誤差を含む点のようなキャリブレーションソースの場合、問題を説明する数学モデルを初めて導き出し、無線画像の位置のオフセットを調べることによって、この未知の誤差をキャリブレーションする最適化方法を提案しました。時間間隔の一定期間にわたって。シミュレーション実験と実際の観測データ解析は、この方法が有効で実現可能であることを示しています。MUSERの実際のデータでは、較正された位置誤差は、機器の空間角度分解能内にあります。この校正方法は、電波開口合成観測の他の状況でも使用できます。
電波天文観測用デジタル分光計の最適化
この論文の目標は、高速フーリエ変換分光計(FFTS)のダイナミックレンジを縮小するミラー抑制を最適化する手順を開発し、この手順をFFTSのフィールドプログラマブルゲートアレイ(FPGA)に実装することでした。これは、複素振幅スペクトルにキャリブレーションを適用することによって実現されます。最新のマルチビームヘテロダインレシーバーには、多数の独立したシグナルチェーンが装備されているため、システムが複雑になり、電力だけでなくスペースも消費し、高価になります。受信機アレイの複雑さを軽減するために、中間周波数(IF)帯域は4～8GHzであり、FFTSでこの帯域を直接サンプリングする必要があります。現在の世代のFFTSの4GHzの入力帯域幅は、単一のアナログデジタルコンバーター(ADC)ではサンプリングできません。その帯域幅に到達するために、複数のADCが異なる時点で同じ信号をサンプリングします。この方法は「時間インターリーブサンプリング」と呼ばれます。ADCの特性は互いに異なり、スペクトル内でミラー信号が発生します。これらのミラー信号は、分光計のダイナミックレンジを低下させる可能性があります。したがって、ミスマッチは積極的に修正する必要があります。現在の世代のFFTSは、1つの固定周波数でミラー抑制を最適化する、周波数に依存しないキャリブレーションを使用します。不一致の一部は周波数に依存し、その影響は周波数とともに増加するため、これは最適ではありません。この論文作業中に開発された手順には、3つのステップが含まれます。最初に、周波数帯域全体でミスマッチが測定されます。次に、時間インターリーブADCのモデルを使用して、これらの不一致からフィルター係数が計算されます。これらのフィルタ係数は、ADCの複素振幅スペクトルに適用されます。新しく実装されたキャリブレーションは、周波数に依存しないキャリブレーションと比較して、ミラー抑制を最大20dB改善します。
CorrSim: 多波長タイミング観測シミュレータ
多くの天文システムは、電磁スペクトル全体で複雑で急速な変動を示します。この変動性を研究することは、根本的なプロセスを理解するための鍵です。ただし、限られた、または斑状の望遠鏡の可用性、表示の制約、および多くのソースの予測不可能でかすかな性質の組み合わせにより、特に同時多波長観測に関しては、このタスクに適したデータを取得するのが難しい場合があります。その結果、研究者は、試行錯誤によってリアルタイムで観測パラメーターを調整していることに気付くことがよくあります。または、観測が目標を達成するのに十分な長さではなかったことに後で気付く場合があります。ここでは、これらの問題のいくつかを軽減し、多波長協調観測の計画を支援するコードを提示します。このコードは、システムの時間モデルおよびフーリエモデル(つまり、パワースペクトル、コヒーレンス、およびラグ)を入力として受け取り、ノイズ、望遠鏡パラメーター、および有限サンプリングの影響を含むシミュレートされた多波長観測を返します。この目的は次のとおりです。(i)潜在的な観測をシミュレートする(観測の実現可能性に関する決定を通知する)。(ii)異なるフーリエモデルがシステムの変動性にどのように影響するかを調査する(たとえば、帯域間の周波数依存コヒーレンスまたはフーリエラグの変更が、相互相関関数などのデータ製品にどのように影響するか)。(iii)既存のデータをシミュレートし、その信頼性を調査するため。コードの背後にある方法論を概説し、さまざまなパラメーター(ノイズ源、観測距離、望遠鏡の選択など)がデータにどのように影響するかを示し、実際のソフトウェアの例を示します。
赤色巨星の中心部にある30～100kGの磁場
| Title |
30_to_100-kG_magnetic_fields_in_the_cores_of_red_giant_stars |
| Authors |
Gang_Li,_S\'ebastien_Deheuvels,_J\'er\^ome_Ballot,_Fran\c{c}ois_Ligni\`eres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09487 |
赤色巨星は、進化した低質量または中質量の星で、中心の水素含有量を使い果たし、ヘリウムコアと水素燃焼シェルを残しています。恒星の振動は、光学的光度曲線の周期的な減光と増光として観察できます。赤色巨星では、放射状でない音響波が重力波と結合し、エンベロープでは圧力(p)モード、コアでは重力(g)モードとして振る舞う混合モードを生じさせます。これらのモードは、以前は赤色巨星の内部回転を測定するために使用されていたため、コアからの角運動量輸送の純粋な流体力学的プロセスは非効率的すぎるという結論に至りました。磁場は、追加の必要な輸送を生み出す可能性があります。しかし、恒星内部の磁場を直接測定したことがないため、現在、その性質についてはほとんどわかっていません。回転と同様に、磁場は振動モード周波数のシフトを誘発するため、星震学では磁場を直接検出できます。ここでは、ケプラー衛星で観測された3つの赤色巨星のコアの磁場の測定について報告します。フィールドは、双極子モード多重線の対称性を破るシフトを誘発します。したがって、水素燃焼シェルの近くで〜30〜〜100kGの範囲の電界強度を測定し、電界トポロジーに制約を課します。
近くのM型矮星連星の軌道監視と動的質量の更新
| Title |
Updated_orbital_monitoring_and_dynamical_masses_for_nearby_M-dwarf_binaries |
| Authors |
Per_Calissendorff,_Markus_Janson,_Laetitia_Rodet,_Rainer_K\"ohler,_Micka\"el_Bonnefoy,_Wolfgang_Brandner,_Samantha_Brown-Sevilla,_Ga\"el_Chauvin,_Philippe_Delorme,_Silvano_Desidera,_Stephen_Durkan,_Clemence_Fontanive,_Raffaele_Gratton,_Janis_Hagelberg,_Thomas_Henning,_Stefan_Hippler,_Anne-Marie_Lagrange,_Maud_Langlois,_Cecilia_Lazzoni,_Anne-Lise_Maire,_Sergio_Messina,_Michael_Meyer,_Ole_M\"oller-Nilsson,_Markus_Rabus,_Joshua_Schlieder,_Arthur_Vigan,_Zahed_Wahhaj,_Francois_Wildi,_and_Alice_Zurlo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09503 |
若いM型連星は、その拡張された前主系列進化を利用することにより、正確な等時年代測定に特に役立ちます。ケプラー運動から動的質量を抽出できるため、これらの低質量オブジェクトの軌道監視は、それらの基本的な特性を制約する上で不可欠になります。ここでは、AstraLuxLargeMultiplicitySurveyの共同作業を、SpHere赤外線太陽系外惑星(SHINE)プロジェクトのフィラーサブプログラムと、NordicalOpticalTelescope(NOT)のFastCamラッキーイメージングカメラからの未発表データと併せて紹介します。超大型望遠鏡(VLT)のNaCo装置。以前の研究に基づいて、アーカイブデータと新しい天文データを使用して、20個のM型連星の軌道パラメーターを制限します。バイナリのうち8つがベイジアン確率が高く、既知の若い移動グループ(YMG)に属していることを特定します。サンプル内の14連星の軌道パラメーターを制約する最初の試みを提供します。残りの6つには、追加の天文データと更新されたガイア視差を提供する以前に適合した軌道があります。ここで構築された連星のうちの4つの実質的な軌道情報により、個々の動的質量と星の進化モデルの等時線からの理論的質量との直接比較が可能になり、暫定的な個別の動的質量推定値を持つ追加の3つの連星系が近い将来に改善される可能性があります。それぞれのバイナリペアの想定されたYMG年齢に基づいて、等時線からの動的質量と理論質量との間の全体的な一致を達成しました。個々の動的質量を取得した最適な軌道制約を持つ2つのシステム、J0728とJ2317は、進化モデルによって予測されたよりも高い動的質量を示します。
SDSS J2211+1136 と ZTF J1901+1458 の二重白色矮星合体前駆体
| Title |
The_double_white_dwarf_merger_progenitors_of_SDSS_J2211+1136_and_ZTF_J1901+1458 |
| Authors |
M._F._Sousa,_J._G._Coelho,_J._C._N._de_Araujo,_S._O._Kepler,_J._A._Rueda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09506 |
二重白色矮星(DWD)の合体は、大規模で急速に回転する高磁場白色矮星(HFMWD)の主要な形成チャネルである可能性があります。ただし、DWD合併を観察されたHFMWDに接続する直接リンクはまだありません。ここでは、HFMWDSDSSJ221141.80+113604.4(以下J2211+1136)およびZTFJ190132.9+145808.7(以下J1901+1458)がDWD合併製品である可能性があることを示しています。J2211+1136は$1.27\,M_\odot$WDで、回転周期は$70.32$s、表面磁場は$15$MGです。J1901+1458は、$1.35\、M_\odot$WDで、回転周期が$416.20$秒で、表面磁場は$600$-$900$MGの範囲です。単一星の進化を仮定すると、現在測定されているWD質量と表面温度、J2211+1136とJ1901+1458の冷却年代は、それぞれ$2.61$-$2.85$Gyrと$10$-$100$Myrです。これらのWDはDWD合併製品であると仮定し、ディスクに囲まれた中央のWDによって形成される合併後の構成の進化を計算します。合併後のシステムは、降着、質量放出（プロペラ）、または磁気ブレーキが中央WDへのトルクを支配するかどうかに応じて、3つのフェーズを経て進化することを示しています。これらのフェーズの期間を計算すると、WDの回転年齢、つまり、合併からWDの中央の残骸が現在の測定された回転期間に達する瞬間までの合計経過時間が、冷却年齢と一致することがわかります。降着率の値、円盤の質量、および観察と一致する合併後の進化につながるDWD合併のプライマリおよびセカンダリWDコンポーネントの値を推測します。
画像から画像への変換によるソーラー EUV 画像の合成作成の限界を探る
| Title |
Exploring_the_Limits_of_Synthetic_Creation_of_Solar_EUV_Images_via_Image-to-Image_Translation |
| Authors |
Valentina_Salvatelli,_Luiz_F._G._dos_Santos,_Souvik_Bose,_Brad_Neuberg,_Mark_C._M._Cheung,_Miho_Janvier,_Meng_Jin,_Yarin_Gal,_Atilim_Gunes_Baydin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09512 |
太陽からテラバイト単位の観測データを毎日生成しているNASAのマルチスペクトル10年にわたるミッションであるソーラーダイナミクスオブザーバトリー(SDO)は、最近、機械学習方法論の可能性を実証し、道を開くためのユースケースとして使用されています。将来の深宇宙ミッション計画への道。特に、画像から画像への変換を使用して極端な紫外線チャネルを仮想的に生成するというアイデアは、利用可能なチャネルが少ないミッションを強化し、ダウンリンクが低いことによる課題を軽減する方法として、いくつかの最近の研究で提案されています。深宇宙でのレート。このホワイトペーパーでは、4つのチャネルの順列とエンコーダー/デコーダーベースのアーキテクチャに焦点を当て、そのようなディープラーニングアプローチの可能性と限界を調査します。特に、形態学的特徴と太陽表面の明るさがニューラルネットワークの予測にどのように影響するかに注意を払います。この作業では、次の質問に答えたいと思います。画像から画像への変換によって作成された太陽コロナの合成画像は、太陽の科学的研究に使用できますか?この分析は、ニューラルネットワークが3桁以上のカウントレート(ピクセル強度)を超える高品質の画像を生成し、一般に1%の誤差内でチャネル間の共分散を再現できることを強調しています。ただし、モデルのパフォーマンスは、フレアのような非常に高エネルギーのイベントに対応して大幅に低下し、その理由は、モデルのトレーニングに課題をもたらすようなイベントの希少性に関連していると主張しています。
コロナルループのスローモード波によるプラズマ加熱とナノフレア
| Title |
Plasma_heating_and_nanoflare_caused_by_slow-mode_wave_in_a_coronal_loop |
| Authors |
Fanxiaoyu_Xia,_Tongjiang_Wang,_Yang_Su,_Jie_Zhao,_Qingmin_Zhang,_Astrid_M._Veronig,_Weiqun_Gan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.10029 |
スロッシング振動として現れ、少なくとも1.5周期続いた大きな冠状ループにおける反射強度摂動の詳細な分析を提示します。摂動は、ループの1つのフットポイントでマイクロフレアによって開始され、ループに沿って伝播し、最終的にリモートのフットポイントで反射され、すべてのAIA極端紫外(EUV)チャネルで大幅な明るさが観察されます。このユニークな観察により、スロッシング振動の熱特性と減衰メカニズムだけでなく、離れた足元でのエネルギー伝達についても理解を深めることができます。微分放射測定(DEM)解析とコロナ地震学の手法に基づいて、1)計算された局所音速は、振動中に観察された摂動の伝播速度と一致し、これは遅い磁気音響波を示唆しています。2）熱伝導は波の主要な減衰メカニズムですが、観測された波の急速な減衰を説明するには、圧縮粘性の異常な増強や波の漏れなどの追加の減衰メカニズムも必要です。3)波は離れた足元でナノフレアを生成し、最大熱エネルギーは$\thicksim10^{24}-10^{25}$erg.この研究は、コロナルループにおける磁気音響波の伝播と反射の一貫した図を提供し、波によって引き起こされたナノフレアの最初の確かな証拠を報告しています。この結果は、さらなるシミュレーション研究のための新しい手がかりを明らかにし、コロナ加熱の問題を解決するのに役立つ可能性があります。
ジャイロ高調波数の多いゼブラ ストライプ
太陽電波ゼブラは、太陽フレアプラズマのプラズマ密度と磁場の決定に使用されます。観測されたゼブラストライプを分析し、二重プラズマ共鳴(DPR)不安定性によるゼブラストライプの生成を仮定すると、ジャイロ高調波数の高い値が見つかりました。場合によっては、ジャイロ高調波数の増加とともに減少する、これまでに計算されたDPR成長率と一致せずに、100を超えます。ジャイロ高調波数$s$の高い値を持つシマウマがどのように生成されるかという問題に対処します。この目的のために、超熱電子のロスコーン$\kappa$分布を考慮し、ロスコーン角度、電子エネルギー、およびバックグラウンドプラズマを変化させて、$s$の非常に広い範囲でDPR不安定性の成長率を計算します。温度。上部ハイブリッド波の分散関係と成長率を数値的に計算し、損失円錐角が$\sim80^\circ$の場合、ジャイロ高調波数の増加とともに成長率が増加することを発見しました。これらのロスコーン角度の最大成長率は、速度$v_\kappa=0.15\,c$で得られます。ジャイロ高調波数の関数としての成長率は、ゼブラストライプ周波数に対応する明確なピークを示しています。$\kappa$インデックスが増加し、バックグラウンド温度が低下するにつれて、周囲の成長率レベルに対する成長率のピークのコントラストが増加します。$s$の値が高いゼブラは、大きな損失円錐角($\sim80^\circ$)を持つ超熱電子の損失円錐分布が存在する領域で生成できます。さらに、$s$の値が高いため、磁場は比較的弱く、そのような領域では空間勾配が小さくなります。
詳細な単星および連星の進化モデルに基づく、LMC の Wolf-Rayet 星の合成母集団
| Title |
A_synthetic_population_of_Wolf-Rayet_stars_in_the_LMC_based_on_detailed_single_and_binary_star_evolution_models |
| Authors |
D._Pauli,_N._Langer,_D._R._Aguilera-Dena,_C._Wang,_P._Marchant |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.10194 |
近い連星系での物質移動が、天の川銀河とマゼラン雲のウォルフ・ライエ(WR)星の個体数に寄与していることは間違いありません。ただし、バイナリ形成チャネルはこれまでのところ十分に調査されていません。大マゼラン雲(LMC)に適した金属量について、公開されているMESAコードで計算された詳細なバイナリおよび単一星の進化モデルの大規模なグリッドを調査することで、これを改善したいと考えています。連星モデルは、ロッシュローブオーバーフローと物質移動によって計算され、最初はより質量の大きい星が中心部のヘリウムを使い果たします。恒星風の光学的深さの推定値に基づいて、WR星とヘリウム星のモデルを区別します。これらのモデルを使用して、星形成が一定であると仮定して、合成WR集団を構築します。私たちのモデルは、主要なWRサブタイプの数と光度関数を含む、LMCのWR集団を非常に詳細に再現できます。連星分数が100%(50%)の場合、$10^6\,L_{\odot}$($10^{5.7}\,L_{\odot}$)未満のすべてのLMCWR星は、剥奪された連星質量供与体であることがわかります。.また、いくつかの洞察に満ちたミスマッチを特定します。単一の星の割合が50\%の場合、私たちのモデルはあまりにも多くの黄色超巨星を生成し、最初の連星割合を大きくするか、ハンフリーズ・ダビッドソン限界近くで質量損失を増大させる必要があります。私たちのモデルは、観察されたものよりも長い期間のWRバイナリを予測します。これはおそらく、短期に対する観察バイアスによるものです。私たちのモデルはまた、最短期間のWR連星を過小に予測しており、これは二重ブラックホールの合体の前駆体を理解する上で影響を与える可能性があります。生成された連星WR星の割合は、しばしば想定されるよりも大きい可能性があり、観測されたWR星を再現するために単一の星モデルのみが使用される場合、星の物理学を誤って調整するリスクを概説しています。
SPIRouスペクトルから44M矮星の大気特性を推定
| Title |
Estimating_the_atmospheric_properties_of_44_M_dwarfs_from_SPIRou_spectra |
| Authors |
P._I._Cristofari,_J.-F._Donati,_T._Masseron,_P._Fouqu\'e,_C._Moutou,_A._Carmona,_E._Artigau,_E._Martioli,_G._H\'ebrard,_E._Gaidos,_X._Delfosse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.10340 |
M型矮星の正確なパラメーターを導出するために設計された方法の進歩について説明します。私たちの分析は、有効温度($T_{\rmeff}$)、表面重力(SPIRouLegacySurvey(SLS)内で監視された44M矮星の$\rm\log{g}$)、金属量([M/H])、およびアルファ強化($\rm[\alpha/Fe]$)。これらの星のうち12個に依存して、適切にモデル化された星の線の選択を改良することで方法を調整し、必要に応じて線リストのパラメーターを調整して適合を改善しました。取得した$T_{\rmeff}$、$\rm\log{g}$、および[M/H]は文献値とよく一致しており、$T_{\rmeff}で50K程度の分散があります。$および$\rm\log{g}$および[M/H]の0.1dex。$\rm[\alpha/Fe]$の当てはめが他の恒星パラメータの導出に影響を与えることを報告しており、この追加パラメータへの当てはめ手順を拡張する動機となっています。得られた$\rm[\alpha/Fe]$は、他の研究で得られた経験的関係から予想されるものと互換性があることがわかります。
VV CrA A 原始惑星系円盤における異常な水の放出貯留層
| Title |
An_unusual_reservoir_of_water_emission_in_the_VV_CrA_A_protoplanetary_disk |
| Authors |
Colette_Salyk,_Klaus_M._Pontoppidan,_Andrea_Banzatti,_Ulrich_K\"aufl,_Cassandra_Hall,_Ilaria_Pascucci,_Andr\'es_Carmona,_Geoffrey_A._Blake,_Richard_Alexander,_Inga_Kamp |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.10402 |
VLT-CRIRES、VLT-VISIR、およびスピッツァー-IRSで取得された赤外線スペクトルで観察されるように、$\sim$2Myr歳の低質量連星系VVCrAからの水蒸気放出の異常なパターンの分析を提示します。連星の各成分は、L($\sim3\,\mu$m)とN($\sim12\,\mu$m)バンドの両方で水蒸気からの放出を示しています。Nバンドとスピッツァースペクトルは、円盤を持つ若い星から以前に観測されたものと類似しており、拡張された原始惑星系円盤からの放射と一致しています。逆に、VVCrAAのCRIRESLバンドデータは、高温($T\gtrsim1500$K)、カラム密度($N_\mathrm{H2O}\sim3\times10^{20}\\mathrm{cm}^{-2}$)、および乱流の広がり($v\sim10$kms$^{-1}$)、しかし非常に小さな放射領域($A\lesssim0.005$AU$^2$)。以前に観測されたV1331Cyg(Doppmannetal.2011)およびSVS13(Carretal.2004)からの水の放出との類似性は、そのような貯水池の存在が進化的状態に関連している可能性があることを示唆しており、おそらく高い降着率の存在に関連しています。または風。内側の円盤にはそのような貯水池が含まれている可能性がありますが、単純なケプラーモデルは発光線の形状とうまく一致せず、別の速度場を考慮する必要があります。また、異常な放出は、より大きなVVCrAA原始惑星系円盤内に埋め込まれた惑星周円盤で発生する可能性があるという新しい考えも提示します。この異常なスペクトルパターンの真の物理的起源を特定するには、追加のデータが必要になる可能性があります。
超新星後の暴走としての古典的な OBe スター: バイナリの起源を確認する
| Title |
Classical_OBe_Stars_as_Post-Supernova_Runaways:_Confirming_Binary_Origins |
| Authors |
Matthew_M._Dallas_(U._Michigan),_M._S._Oey_(U._Michigan),_Norberto_Castro_(AIP/Potsdam) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.10408 |
大質量連星は、重力波天文学から星の進化まで、さまざまな分野で重要な役割を果たしています。小マゼラン雲(SMC)内の古典的なOBe星が大質量連星における質量と角運動量の移動から急速な回転を得ているといういくつかの証拠を提供します。(1)OBe星はOB星よりも磁場周波数が高い。(2)O星からの恒星距離の累積分布関数(CDF)は、OBe星が対応するスペクトル型の通常のOB星よりもはるかに孤立していることを示しています。(3)OBe星のCDFは、超新星後の天体であることが確認されている大質量X線連星(HMXB)のCDFに近づく。(4)大江星はBe星と同じように星団から孤立しており、最終的な質量は初期の質量から比較的独立しており、主要な物質移動と一致している。最後に、超巨星OBe星の空間分布が古典的なOBe星の空間分布とは異なり、輝線スペクトルの原因となるメカニズムが異なることもわかりました。
タランガ DR1: 1 年目と 2 年目の TESS Short Cadence データの分析
TESS（TransitingExoplanetSurveySatellite）は、トランジット系外惑星を探すために太陽系近傍の明るい星を観測することを目的として、2018年に打ち上げられました。2年間の公称ミッションの完了後、TESSは200,000を超える星の2\,分のケイデンス測光を提供しました。この大量の光曲線のコレクションは、この星の集団の統計的および時間的特性を研究する可能性を開きます。現在利用可能なデータパイプラインのほとんどは、一度に1つのセクターで動作するように設計されています。{\ttTaranga}と呼ばれる新しいTESSデータパイプラインを提示します。これは、観測されたすべての星の期間検索を実行しながら、マルチセクターの光度曲線をマージすることを目的としており、統計結果をデータベースに保存します。{\ttTaranga}パイプラインには3つのコンポーネントがあり、1)各セクターのPDCSAPフラックスを処理してマージされたPDCSAPライトカーブを作成し、2)SAPフラックスに対して同様の操作を実行し、3)マージされたSAPおよびPDCSAPライトのピリオドグラムを生成します。ピーク識別を実行しながら曲線を表示します。公称TESSミッションで短いリズムで観測された232\,122個の星すべてについて、PDCSAPとSAPの光曲線を結合し、それらのピリオドグラムと共に提供します。これらの星の{\ttタランガ}から生成されたすべての結果の統計を含むデータベースを提供します。
連星中性子星合体は、他の知られている天体物理チャネルに比べて質量の少ないブラックホールにつながる可能性があり、より質量の大きいコンパクトな天体連星と比較して、より小さい曲率スケールで生じる一般相対性理論の修正を探る可能性があります。この代表的な例として、ここでは、完全な非摂動的進化方程式の進化を使用して、シフト対称アインシュタイン-スカラー-ガウス-ボンネット重力における連星中性子星合体を調べます。修正された重力結合の値が大きい場合でも、インスパイラルへの影響は小さいことがわかります（予想どおり、中性子星はこの理論ではスカラー電荷を持たないため）。ただし、合併後は、放射線を含む強力なスカラー効果が発生する可能性があります。ブラックホールが形成されると、スカラー電荷が発生し、リングダウン重力波信号に影響を与えます。寿命の長い残骸が合体後も存続する場合、ブラックホール形成の場合と同様のスカラー放射の星源レベルの振動が見られます。残骸の星では、同じ質量のブラックホール解が存在する最大値に匹敵する結合値で、スカラー場に有意な非線形増強があり、それが十分に大きい場合、一見進化の崩壊につながることがわかります。基礎となる方程式の双曲線性が失われるためです。
ミラーマターが存在するが、宇宙の暗黒物質のすべてを構成できない場合、追加の暗黒物質成分は他のセクターと重力的にのみ相互作用する可能性があると予想できます。重力相互作用する成分の自然な候補は、原始ブラックホール(PBH)です。ミラー暗黒物質によるPBHの制約を示します。特に、初期のPBH質量は、暗黒物質がミラーを含む場合、$10^{17}\{\rmg}\lesssimM_{\rmPBH}\lesssim10^{25}\{\rmg}$と推定されます。バリオンとPBH。
チャネル $^{16}$O$\to \alpha+^{12}$C の漸近正規化係数の決定。励起状態 $^{16}$O($0^+; 6.05$ MeV)
| Title |
Determination_of_asymptotic_normalization_coefficients_for_the_channel_$^{16}$O$\to_\alpha+^{12}$C._Excited_state_$^{16}$O($0^+;_6.05$_MeV) |
| Authors |
L._D._Blokhintsev,_A._S._Kadyrov,_A._M._Mukhamedzhanov,_and_D._A._Savin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09587 |
漸近正規化係数(ANC)は、周辺放射捕捉反応の断面の全体的な正規化を決定します。本論文では、既知のその値は、大きなスプレッド$(0.29-1.65)\times10^3$fm$^{-1/2}$によって特徴付けられます。ANC$C$は、実験データの位相シフト分析から知られる$\alpha^{12}$C$s$波散乱振幅のエネルギーを、$^{16}$O拘束状態であり、負のエネルギーの非物理的な領域に横たわっています。$C$を決定するために、分析継続の2つの異なる方法が使用されます。最初の方法では、散乱データは物理領域のエネルギーの多項式の和によって近似され、極に外挿されます。外挿の最良の方法は、正確に解けるモデルに基づいて選択されます。2番目のアプローチでは、ANC$C$は、2体の$\alpha^{12}$CポテンシャルのSchr\"odinger方程式を解くことによって求められます。そのパラメーターは、次の最適な記述の要件から選択されます。$\alpha+^{12}$Cチャネルの固定実験結合エネルギー$^{16}$O$(0^+;6.05$MeV)での位相シフト解析データ。ANC$Cの値これら2つのメソッド内で取得された$は、区間(886--1139)fm$^{-1/2}$にあります。
ブレーン世界における宇宙ひもの性質について
ブレーン上の静的な円筒対称宇宙ストリングを摂動近似なしで調べます。弦の中心のエネルギー密度がブレーンの張力の2倍よりも(はるかに)大きい場合、(有効な)弦の張力が(大幅に)強化される可能性があることがわかりました。また、ストリングの中心のエネルギー密度がブレーン張力の2倍に近づくと、宇宙ストリングの問題を回避する新しい方法も指摘されます。これらの発見は、ブレーン上の宇宙ストリング、特にブレーン上のインフレーション(Dタームインフレーションなど)の後に生成される宇宙ストリングを検索するための実験的および理論的な意味を持つ可能性があります。
閉じ込められた領域と拡張された領域における対流乱流の特性間の類似性
| Title |
Similarities_between_characteristics_of_convective_turbulence_in_confined_and_extended_domains |
| Authors |
Ambrish_Pandey,_Dmitry_Krasnov,_J\"org_Schumacher,_Ravi_Samtaney,_Katepalli_R._Sreenivasan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09713 |
自然現象に特有の非常に高いレイリー数での乱流対流を理解するために、必要なリソースを利用可能な制限内で最適化する必要がある場合は、細長いセルでの計算研究がオプションです。ただし、付随する水平方向の閉じ込めは、流れのいくつかの特性に影響を与えます。ここでは、固定レイリー数$Ra=3\times10^{10}$であり、アスペクト比25のように、定量的に$Pr$の増加とともに変動が弱まることがわかります。細長いセルのバルク領域における温度変動の確率密度関数(PDF)はほとんどガウスのままですが、次のように逸脱が増加します。$Pr$は1を超えて増加します。速度導関数と運動エネルギー散逸率のPDFを計算することによって速度場の間欠性を評価し、$Pr$が減少するにつれて間欠性が増加することを発見します。対流のバルク領域では、細長いセル、大きなアスペクト比のセル、および2D対流に適用できる一般的な結果は、乱流プラントル数が$Pr^{-1/3}$として減少することです。
重力波検出器は、ポリマーの量子効果について何と言っていますか?
| Title |
What_do_gravitational_wave_detectors_say_about_polymer_quantum_effects? |
| Authors |
Angel_Garcia-Chung,_Matthew_F._Carney,_James_B._Mertens,_Aliasghar_Parvizi,_Saeed_Rastgoo,_Yaser_Tavakoli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09739 |
重合重力波に対する重力波天文台の検出器アームの予想される応答を計算します。これらの波の数学的および理論的特徴については、以前の研究で説明しました。現在の原稿では、測地線偏差の方法を使用して、検出器アームの運動方程式に対する摂動解析解と完全非摂動数値解の両方を見つけます。これらの結果は、検出器によって測定された信号の周波数と振幅の両方に対する変更を示しています。さらに、周波数空間のモードを分析することにより、LISAでのこれらの信号の検出可能性を調べます。
湯川力による初期構造形成による不均一な低温電弱バリオン形成
| Title |
Inhomogeneous_cold_electroweak_baryogenesis_from_early_structure_formation_due_to_Yukawa_forces |
| Authors |
Marcos_M._Flores,_Alexander_Kusenko,_Lauren_Pearce,_Graham_White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09789 |
いくつかの粒子種での非重力構造形成によってプラズマが不均一に加熱される場合、実行可能な電弱バリオン生成が一次相転移なしで実現できることを示します。湯川相互作用は、初期宇宙における比較的長距離の引力を媒介することができます。これは不安定性を生み出し、放射線が優勢な時代であっても、一部の種では構造の成長につながります。電弱スケール未満の温度では、崩壊して消滅するハローが火球内のプラズマを加熱し、それが膨張して、バリオンの非対称性を生成するのに適した非平衡高温環境を作り出します。バリオン生成時のプラズマ温度は10MeVまで低くすることができ、標準宇宙論と低再熱宇宙論の両方と一致します。
| Title |
First_post-Newtonian_$N$-body_problem_in_Einstein-Cartan_theory_with_the_Weyssenhoff_fluid:_equations_of_motion |
| Authors |
Emmanuele_Battista,_Vittorio_De_Falco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09839 |
Weyssenhoff流体をスピンモデルとして利用することにより、最初のポストニュートン次数でのアインシュタイン-カルタン重力理論における$N$体システムの運動方程式を導出します。私たちのアプローチは、重力源の連続記述の点粒子極限を実行することにあります。最終方程式は、Einstein-Cartanモデルの1PNレベルでの消去原理の妥当性についてのヒントを提供します。巨視的な角運動量を含む一般相対論的動力学との類推も議論されています。
右手系(RH)ニュートリノ($N_{Ri}$)に弱く結合する寿命の長いスカラー場($\Phi$)は、低スケールレプトジェネシス(LSL)メカニズム、真空期待値$v_\Phi$が大きいにもかかわらず。この場合、$M_i$によって共有される相関関係と$\Phi$によって駆動される非標準宇宙史の期間は、原始重力波(GW)のLSLシグネチャを研究する絶好の機会を提供します。特に、インフレーションの青に傾いたテンソルパワースペクトルが原因で発生し、非標準の宇宙時代を伝播する重力波については、それが魅力的であることがわかります。$M_i$に応じて、シナリオには2つの重要な結果があります。第一に、LSLが作用している場合、かなり大きなブルーティルトを伴うGWは、非常に大規模な再加熱を伴うインフレ後のモデルであっても、ビッグバン元素合成(BBN)境界と矛盾しません。第二に、通常は二重ピークであるGWスペクトル形状の低周波および相補的な高周波測定を介してLSLをプローブする可能性を開きます。ケーススタディとして、パルサータイミングアレイ(PTA)からのGWに関する最近の結果を低周波数での「測定」と見なし、高周波数でのLSLメカニズムのシグネチャを予測します。
ベクトルおよび勾配の非計量性を伴う重力のゲージ不変理論の現象学的特徴
| Title |
Phenomenological_signatures_of_gauge_invariant_theories_of_gravity_with_vectorial_and_gradient_nonmetricity |
| Authors |
Israel_Quiros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.10048 |
この論文では、重力効果が時空の曲率だけでなく非計量性にも起因する理論の現象学的フットプリントについて議論します。これらの理論は、ゲージ不変性によって特徴付けられます。その単純さのために、ここではベクトル非計量性を伴う理論に焦点を当てます。ワイル可積分幾何学(WIG)空間に基づく勾配非計量性理論に特に重点を置きます。任意のベクトル非計量性が量子時代に役割を果たした可能性がありますが、代わりに、勾配の非計量性が古典世界の重力現象の記述に重要になる可能性があります。これは、粒子の標準モデル(SMP)と矛盾することなく、ゲージ対称性が過去、現在、未来の宇宙の実際の対称性である可能性があることを意味します。WIG時空によってモデル化されたゲージ不変の世界では、真空エネルギー密度が動的量であるため、宇宙定数問題(CCP)を回避できることを示します。さらに、ゲージの不変性と、光子と放射線が非計量性と相互作用しないという事実により、宇宙膨張の加速ペースは暗黒エネルギーを必要とせずに説明できます。また、結果として得られるゲージ不変フレームワークの「多世界」解釈についても説明します。ここで、一般相対性理論(GR)は理論の特定のゲージにすぎません。GRに基づいて計算されたハッブルパラメーターの現在の値とゲージ不変理論による値との間の避けられない不一致は、ハッブル張力の問題を説明する可能性があります。また、ゲージの自由度により、現在のフレームワーク内の平坦性、地平線、および遺物粒子の存在量の問題を説明するためにインフレーションが必要ないことも示されます。
モジュラー $A_4$ 対称性を持つハイブリッド インフレーションの未臨界レジーム
| Title |
Subcritical_regime_of_hybrid_inflation_with_modular_$A_4$_symmetry |
| Authors |
Yoshihiro_Gunji,_Koji_Ishiwata,_Takahiro_Yoshida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.10086 |
モジュラー$A_4$対称性を持つ超重力モデルを考察し、ニュートリノの混合とインフレーションの間の相互作用について議論します。このモデルには、マヨラナ質量を持つ右巻きニュートリノと、ウォーターフォールフィールドへの追加の湯川カップリングが含まれています。このモデルでは、活動中のニュートリノは質量がなく、反転した階層のみが許容され、観測されたニュートリノ混合データからマヨラナフェーズは$\pm(120\text{--}180)^\circ$付近であると予測されます。.初期の宇宙では、右巻きのスニュートリノの1つがインフレトン場の役割を果たしていました。宇宙マイクロ波背景データと一致するハイブリッドインフレーションの未臨界領域に注目して、スカラーセクターのダイナミクスを分析し、上限$\mathcal{O}(10^{10})~{\rmGeVを導出します。}$マヨラナ質量のスケールで。
連星系の動径速度に対するいくつかの修正された重力モデルの影響
天文および天体物理学連星系の多くのクラスでは、直接観測可能な量である視線速度$V$の長い観測記録が利用可能です。親星に近い太陽系外惑星の場合、それらはいくつかの完全な軌道回転をカバーしますが、たとえばProxima/$\alpha$ケンタウリABシステムのような広い連星の場合、既存の視線速度測定では比較的短い軌道アークのみがサンプリングされます。ここでは、重力のいくつかの長距離修正モデルによって連星の動径速度に引き起こされる変化$\DeltaV$が解析的に計算されます。特に、$r^{-N},\,N=2,\,3$および$r^2$に比例するエクストラポテンシャルが考慮されます。宇宙定数$\Lambda$は後者のグループに属します。軌道ごとの正味シフトと瞬間的なシフトの両方が、モデルごとに明示的に計算されます。宇宙論定数は、プロキシマ/$\alpha$ケンタウリAB連星の視線速度の変化をわずか$\left|\DeltaV\right|\lesssim10^{-7}\,\mathrm{m\,s}^{-1}$ですが、現在の視線速度の測定精度は$\sigma_V\simeq30\,\mathrm{m\,s}^{-1}$です。ここで紹介する計算スキームは非常に一般的なものであり、他の修正重力にも簡単に拡張できます。
鏡としてのビッグバン: 強力な CP 問題の解決策
ビッグバンは一種の鏡として理解できると主張します。スピノールと高次スピン場の反射境界条件が局所的なローレンツ対称性とゲージ対称性によってどのように固定されるか、および一時的なミラー(Bangのような)が空間的なミラー(AdS境界のような)とどのように異なるかを示し、観測された左巻きと右巻きのフェルミオンのパターン。標準モデルを極小左右対称理論の極限と見なすことにより、アクシオンなしで強い$CP$問題の新しい宇宙論的解が得られます。
| Title |
The_radiation_emitted_from_axion_dark_matter_in_a_homogeneous_magnetic_field,_and_possibilities_for_detection |
| Authors |
Shuo_Xu,_Siyu_Chen,_Hong-Hao_Zhang,_Guangbo_Long |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.10398 |
均一磁場中でアクシオン(またはアクシオン様粒子)暗黒物質を振動させることによって励起される直接放射と、その検出スキームを研究します。円筒状一様磁場に対するアクシオン誘起放射電力の解析的表現を具体的に導いた。長波極限では、放射パワーはB場の体積とアクシオンの質量$m_a$の2乗に比例しますが、短波極限に近づくにつれて振動し、ピークパワーは円柱の側面の面積に比例します。磁場と$m_a^{-2}$。最大出力は、固定半径$R$の質量$m_a\sim\frac{3\pi}{4R}$にあります。この出力特性に基づいて、異なる帯域幅の4つの検出器がBフィールドを囲む質量範囲$1-10^4$\,neVのアクシオンを検出する方式について説明します。典型的なパラメータ値での$m_a\lesssim1\,\mu$eVの期待される感度は、既存の制約をはるかに超える可能性があります。
有限原子核の 4 次対称エネルギーへの高次アイソスピン依存表面張力の寄与
| Title |
High-order_isospin-dependent_surface_tension_contribution_to_the_fourth-order_symmetry_energy_of_finite_nuclei |
| Authors |
Bao-Jun_Cai,_Rui_Wang,_Zhen_Zhang,_Lie-Wen_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.10438 |
飽和密度$\rho_0$での核物質の4次対称エネルギー$E_{\rm{sym,4}}(\rho_0)$とそれに対応する$a_{\rm{sym,4}}(A)半経験的核質量公式における有限核の$は、後者への高次アイソスピン依存の表面張力の寄与を考慮することによって再検討されます。高次アイソスピン依存の表面張力効果を明示的に含む$a_{\rm{sym,4}}(A)$の完全な式を導き出し、$E_{\rm{sym,4}}(\rho_0)$は、高次の表面張力が十分に拘束される前に、測定された$a_{\rm{sym,4}}(A)$から抽出できません。私たちの結果は、核質量の分析から得られた数MeVの大きな$a_{\rm{sym,4}}(A)$値が$E_{\rm{sym,4}}(\rho_0)\lesssim2$MeVを平均場モデルから得たものであり、必ずしも大きな$E_{\rm{sym,4}}(\rho_0)$値を考慮せずに以前に得られた$\sim20$MeVに導くわけではありません。高次表面張力。さらに、有限核の6次対称エネルギー$a_{\rm{sym,6}}(A)$の式も与えます。.
12 年目の SpacePy 宇宙科学パッケージ
| Title |
The_SpacePy_space_science_package_at_12_years |
| Authors |
Jonathan_T._Niehof,_Steven_K._Morley,_Daniel_T._Welling_and_Brian_A._Larsen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.10447 |
10年以上にわたり、SpacePyプロジェクトは太陽物理学データとシミュレーション結果の作成と分析のためのオープンソースソリューションに貢献してきました。ここでは、SpacePyの設計原則と機能を確認してから、最近の進歩と、より広範な科学的PythonエコシステムにおけるSpacePyの将来について検討します。最後に、SpacePyを使用したいくつかの作業を紹介します。
