CMB 二次異方性からの原始非ガウス性測定値へのバイアス
| Title |
Biases_to_primordial_non-Gaussianity_measurements_from_CMB_secondary_anisotropies |
| Authors |
William_Coulton,_Alexander_Miranthis,_Anthony_Challinor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12270 |
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の最終散乱面の私たちの見解は、散乱、銀河外放射、および再結合と観測の間の重力プロセスに起因する二次異方性によって覆い隠されています。Integrated-Sachs-Wolfe(ISW)効果と重力レンズ作用の間の相関関係からの非ガウス性が、原始非ガウス性(PNG)検索を著しく偏らせることが確立されている一方で、Hill(2018)による最近の研究は、二次異方性も大きなバイアスを生み出す可能性があります。その作業に基づいて、WebSkyとSehgalら(2010)のシミュレーションを使用して、局所形状、等辺形状、および直交形状のPNG測定に対するバイアスの可能性を広範囲に調べます。プランクのようなCMB実験では、フォアグラウンドクリーニングなしで、ローカルおよび直交テンプレートの宇宙赤外背景(CIB)レンズおよび熱Sunyaev-Zel'dovich(tSZ)レンズバイスペクトル、およびCIBとtSZからの大きなバイアスが見つかります。等辺テンプレートのバイスペクトル。シモンズ天文台などの将来の実験では、ISW効果とtSZおよびCIBの間の相関関係からのバイアスも重要になります。最後に、前景クリーニング技術がこれらのバイアスを十分に抑制できるかどうかを調査します。これらのバイアスの大部分は、内部線形結合法によって効果的に抑制され、プランクのような実験とSOのような実験に対するバイアスの合計は、$1\,\sigma$の統計誤差よりも小さいことがわかります。ただし、小さな総バイアスは、プランクのような実験のいくつかの$1\,\sigma$バイアスとSOのような実験の$2\,\sigma$バイアスのキャンセルから生じます。このキャンセルは正確なモデリングに影響される可能性が高いため、これらのバイアスに対するロバスト性を確保するには、制約力が低下する可能性がありますが、明示的な削除方法を使用する必要があります。
$H(z)$ の重力波標準サイレン測定値に対する不均一性と曲率の影響の定量化
平坦な$\Lambda$CDM宇宙の場合、光度距離の双極子を利用してハッブルパラメーターを測定できます。曲率と宇宙の反作用が許容されるより一般的な設定では、これが当てはまらないことがここで示されています。これは、そのような双極子光度距離データを使用して得られた$H(z)$測定値と、例えば、宇宙クロノメーターは、曲率および/または宇宙の逆反応の信号です。\newline\indent双極子光度距離から得られたハッブルパラメーターの模擬的な将来の重力波測定を検討することにより、すでに$1\%$の曲率が原理的に決定にかろうじて現れる可能性があることが示されています。ただし、5\%もの曲率を持つモデルを使用した現実的なモックデータの生成では、パラメーターの推定値は、誤った$H(z)$測定値と$H(z)$の真の測定値の間の不一致の信頼できる測定値を生成しません。同時に、誤差の少ない高度に理想化された状況を考慮したとしても、宇宙の逆反応が現在の宇宙の「エネルギー収支」の$10\%$を占めるとしても、検出するのは困難です。逆反応に関する結果は、逆反応の問題に対する特定の「スケーリングソリューション」に基づいており、研究では、光度距離の双極子を介して逆反応の信号を検出する可能性は、特定の逆反応モデルに強く依存することが示されています。
全天 PLATO 入力カタログの太陽類似体を周回する TESS 系外惑星候補の検証
| Title |
Validation_of_TESS_exoplanet_candidates_orbiting_solar_analogues_in_the_all-sky_PLATO_input_catalogue |
| Authors |
Giacomo_Mantovan,_Marco_Montalto,_Giampaolo_Piotto,_Thomas_G._Wilson,_Andrew_Collier_Cameron,_Fatemeh_Zahra_Majidi,_Luca_Borsato,_Valentina_Granata,_Valerio_Nascimbeni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12276 |
TransitingExoplanetSurveySatellite(TESS)は、比較的明るい星に焦点を当てており、何千もの惑星候補を発見しています。ただし、主にカメラの空間解像度が低いため($\approx$21arcsec/pixel)、TESSはいくつかの誤検知(FP)を検出することが期待されます。したがって、審査を行う必要があります。ここでは、全天PLATO入力カタログにある太陽アナログ星を周回するTESS候補のフォローアッププログラムを提示します。ガイアの測光と天体測定を使用して、絶対色等級図を作成し、太陽アナログ候補のホストを分離しました。VESPAソフトウェアを使用して各候補の確率論的検証を実行し、本物のトランジット惑星である可能性が最も高いオブジェクトの優先順位付きリストを作成しました.この手順に従って、大部分のFPを排除し、23人の候補を統計的に精査しました。この残りのセットでは、GaiaEarlyDataRelease3とセントロイドモーションテストを使用して恒星近傍分析を実行し、そのうちの12個のオンターゲット確率を大幅に高めました。次に、公開されている高解像度の画像データを使用してトランジットソースを確認し、完全に検証された5つの新しい惑星を発見しました。残りの候補については、オン/オフ測光を提案して、真の候補のリストをさらに絞り込み、その後の動径速度のフォローアップに備えます。
Chasing Tails: アストロインフォマティクスと市民科学によるアクティブな小惑星、ケンタウロス、および準ヒルダの発見
1950年の小惑星(4015)ウィルソン・ハリントンからの活動の発見により、天文学者は彗星のような活動が彗星に限定されないことを認識するようになりました。それ以来、30個未満の活動中の小惑星が発見されましたが、太陽系の基本的な物理的および化学的プロセスに関する手がかりを保持しています。活動の約半分は昇華に起因するものであり、小惑星を「揮発性貯留層」として強調しています。これは、揮発性物質を抱える小惑星の動的なグループです。木星と海王星の軌道の間にあるケンタウロスは、1977年に初めて認識され、別の貯留層を表しています。アクティブなケンタウロスもまれで、20人未満が知られています。太陽系の揮発性分布を理解することは、宇宙探査プログラムに情報を提供することから、私たちが知っている生命の前提条件である揮発性物質で惑星系がどのように形成されるかを明らかにすることまで、幅広い意味を持ちます。集団としての研究を可能にするために、既知のアクティブなオブジェクトの数を増やすことに着手しました。この論文では、(1)市民科学者に提示するために既知の小惑星の画像を抽出するパイプライン、(2)ダークエネルギーカメラの画像が活動検出に理想的であることを示す概念実証(Chandleretal.2018)を提示します。(3)可能性のある新しい反復活動メカニズムをどのように特定したか(Chandleretal.2019)、(4)ケンタウルスの活動の発見、およびどの種が昇華しているかを推定する新しい手法(Chandleretal.2020)、(5)どのように私たちのプロジェクトにより、天体をメインベルト彗星(Chandleretal.2021)のメンバーとして分類することができました。これは、昇華主導の活動で知られるまれな(<10)アクティブな小惑星サブセットです。ヒルダ彗星といくつかの活発な小惑星の存在を説明する可能性のある動的経路(Chandleretal.2022)、および(7)NASAパートナーの市民科学プロジェクトActiveAsteroids(http://activeasteroids.net)(初期結果を含む)。
2018 年の地球規模の砂塵嵐の際の火星での塵粒子の凝集の影響
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Impact_of_the_coagulation_of_dust_particles_on_Mars_during_the_2018_global_dust_storm |
| Authors |
Tanguy_Bertrand,_Melinda_Kahre,_Richard_Urata,_Anni_M\"att\"a\"anen,_Franck_Montmessin,_John_Wilson,_Mike_Wolff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12374 |
粒子の凝集は、2つの粒子が衝突してくっつくときに発生します。火星の大気では、小さな粒子が大きな粒子に凝集するため、粉塵の凝集により有効な粒子サイズが増加します。マーフィー等。(1990)は、火星の大気中のダストのブラウン凝固は、ダスト粒子の混合比率が低いため、重要ではないことを示しましたが、Montmessinetal.(2002)およびFedorovaら。(2014)は、主に0.1um未満の粒子半径を含むことを示しました。ただし、凝集の影響は、地球規模の砂塵嵐の間、つまり多数の小さな粒子の存在下で、3Dで調査されたことはありません。ここでは、NASAAmesMarsGlobalClimateModel(MGCM)を使用して、凝集による2018年の地球規模の嵐の間のダスト粒子サイズの時間的および空間的変化と、火星の気候に対するこれらのプロセスの全体的な影響を調査することによって、この問題を再検討します。凝固のパラメータ化には、ブラウン運動、ブラウン拡散強化、および重力収集の効果が含まれます。ブラウン運動とブラウン拡散の強化が重力収集を支配することを示します。嵐の間の凝固の影響は顕著であり、嵐のない状態と比較して凝固率が10倍に増加します。粒子の有効半径は、凝固によって2倍に増加する可能性があり、高度30kmを超える大気は20K寒くなります。全体として、私たちのパラメーター化は、観測に関連する嵐の崩壊段階の表現を改善します。多数のサブミクロンサイズの粒子が関与している場合、このプロセスは嵐の期間外でも重要なままです。GCMでは、大気中に余分な粉塵が蓄積することなく、表面からサブミクロンサイズの粒子を大量に持ち上げることができる可能性があります。
双極化フロントの背後にある薄い電流シート
| Title |
Thin_current_sheet_behind_the_dipolarization_front |
| Authors |
Nakamura,_R.,_Baumjohann,_W.,_Nakamura,_T._K._M.,_Panov,_E.,_V.,_Schmid,_D.,_Varsani,_A.,_S._Apatenkov,_V._A._Sergeev,_J._Birn,_T._Nagai,_C._Gabrielse,_M._Andre,_J._L._Burch,_C._Carr,_I._S_Dandouras,_C._P._Escoubet,_A,_N._Fazakerley,_B._L._Giles,_O._Le_Contel,_C._T._Russell,_and_R._B._Torbert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12671 |
2018年9月8日14:10UTの小さなサブストームの正のベイ開始に先行する、MMS(MagnetosphericMultiscale)とクラスターによる地球近傍磁気圏尾部の高速フローとそれに関連するカレントシート擾乱のユニークな共役観測を報告します。MMSとクラスターは両方ともX~-14REに位置していました。局所的な高速流の双極化前線(DF)がクラスターとMMSによって検出され、夜明けから夕暮れの方向に約4RE離れてほぼ同時に検出されました。エネルギースペクトルの比較から明らかになった断熱電子加速シグネチャは、両方の宇宙船が同じDFに遭遇したことを確認します。マルチスケール多点データ解析により、現在のシート構造の変化を分析しました。現在のシートはDFの通過中に厚くなりましたが、初期の流れの夜明け側を中心とした別の流れの強化に続いて一時的に薄くなりました。MMSとクラスターは、主に電流シートが薄くなるこの期間に、赤道外地域で強い垂直および平行電流を観測しました。MMSとクラスターの両方での最大磁場整列電流は、後方に向けられています。MMSデータの詳細な分析は、強力な磁場整列電流が、夜明けと夕暮れのフローシア領域で強化されたホール電流を伴う複数の小規模な強力な電流層で構成されていることを示しました。現在のシートの薄化は、流れの跳ね返りプロセスおよび/または再接続の拡大/活性化に関連していることを示唆しています。これらの中規模および小規模の多点観測に基づいて、サブストーム電流くさびの発達に先立って、流れと電流シート擾乱の3D進化が推測されました。
近くの恒星への 167 個の準恒星伴星の 3D セレクション
| Title |
3-D_selection_of_167_sub-stellar_companions_to_nearby_stars |
| Authors |
Fabo_Feng,_R._Paul_Butler,_Steven_S._Vogt,_Matthew_S._Clement,_C.G._Tinney,_Kaiming_Cui,_Masataka_Aizawa,_Hugh_R._A._Jones,_J._Bailey,_Jennifer_Burt,_B.D._Carter,_Jeffrey_D._Crane,_Francesco_Flammini_Dotti,_Bradford_Holden,_Bo_Ma,_Masahiro_Ogihara,_Rebecca_Oppenheimer,_S.J._O'Toole,_Stephen_A._Shectman,_Robert_A._Wittenmyer,_Sharon_X._Wang,_D.J._Wright,_Yifan_Xuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12720 |
以前の研究で開発された新しいパイプラインを利用して、5108AFGKM星を少なくとも5つの高精度視線速度ポイントとガイアとヒッパルコスの天文データで分析します。1000\,dよりも長い周期を持つ914個の動径速度信号が見つかりました。これらの信号の周りで、167の寒冷巨星と68の他の種類の伴星が、視線速度、天体観測、および画像データの複合分析によって識別されます。検出バイアスを補正せずに、広軌道褐色矮星の最小発生率を1.3\%と推定し、40$M_{\rmJup}$付近に有意な褐色矮星の谷を見つけます。また、単一星で見られるものと同様に、3auを超えるホスト連星分数のベキ分布も見られます。これは、褐色矮星の多重度が優先されないことを示しています。私たちの研究では、9つの準恒星系(GJ234B、GJ494B、HD13724b、HD182488b、HD39060bおよびc、HD4113C、HD42581d、HD7449B、およびHD984b)も明らかにしています。以前に直接画像化されており、既存の施設で観察できる他の多くのものがあります。それらの年齢に応じて、サンプル内の追加の10-57個の準恒星天体が現在のイメージング施設で検出され、イメージ化された冷たい(または古い)巨人を1桁拡張できると推定されます。
惑星形成円盤の氷: 円盤モデルにおける一貫した氷の不透明度
| Title |
Ices_in_planet-forming_disks:_Self-consistent_ice_opacities_in_disk_models |
| Authors |
Aditya_M._Arabhavi,_Peter_Woitke,_Stephanie_M._Cazaux,_Inga_Kamp,_Christian_Rab,_Wing-Fai_Thi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12739 |
寒くて遮蔽された環境では、分子はダスト粒子の表面で凍結して、H2O、CO、CO2、CH4、CH3OH、NH3などの氷を形成します。原始惑星系円盤では、正確な半径方向および垂直方向の氷の広がりは、円盤の質量、形状、恒星のUV照射に依存します。この作業の目標は、原始惑星系円盤モデルの氷と裸粒子の不透明度を化学と一貫して計算するための計算効率の高い方法を提示し、円盤の物理化学的状態と光学的外観に対する氷の不透明度の影響を調査することです。ミー効率のマトリックスは、さまざまな氷の種と厚さに対して事前に計算され、そこから氷粒の位置に依存する不透明度が補間されます。これは、当社の化学ネットワークから得られる氷の不透明度と氷の局所組成の自己一貫性のあるソリューションによってPRODIMOコードに実装されています。局所的に、不透明度は大幅に変化する可能性があります。たとえば、氷の形成により、特にUVおよび光の波長で、中立面で200倍以上の増加が見られます。これは主に、氷の形成に起因するダスト粒子のサイズ分布の変化によるものです。ただし、不透明度はディスクの光学的に厚い領域でのみ変化するため、熱ディスクの構造は大きく変化しません。同じ理由で、氷の不透明度を持つディスクモデルで計算されたスペクトルエネルギー分布は、一般に、遠赤外線波長でかすかな氷の放出機能のみを示します。氷吸収機能は、エッジオン方向でのみ見られます。氷が粒度分布全体にどのように分布しているかについての仮定は、SEDの遠赤外線およびミリメートル勾配に影響を与えます。氷の特徴とその強さは、氷の力の法則と化学の種類の影響を受けます。私たちのモデルは、特に吸収において、ディスクを空間的に分解できる観測のために、より強い氷の特徴を予測しています。
$N$-body シミュレーションに基づく新しい離散動的摩擦推定器
| Title |
A_New_Discrete_Dynamical_Friction_Estimator_Based_on_$N$-body_Simulations |
| Authors |
Linhao_Ma,_Philip_F._Hopkins,_Luke_Zoltan_Kelley,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12275 |
銀河シミュレーションにおける長年の問題は、大質量ブラックホール粒子の質量がバックグラウンドシミュレーション粒子と同等またはそれ以下の場合に、その粒子に作用する動的摩擦(DF)力を解決することです。従来のChandrasekharDF公式に基づく多くのサブグリッドモデルが提案されていますが、実際の銀河に適用した場合、Chandrasekharの公式のいくつかの用語の定義に根本的なあいまいさがあり、(空間的に)離散した連続量を評価することが困難です。シミュレーションデータ。この作業では、$N$ボディシミュレーションの離散的な性質に基づいた新しいサブグリッドの動的摩擦推定量を提示します。これにより、Chandrasekharの式で曖昧に定義された量も回避されます。推定器をGIZMOコードでテストしたところ、DFが完全にキャプチャされた高解像度シミュレーションとよく一致し、追加の計算コストはごくわずかであることがわかりました。また、それをChandrasekhar推定量と比較し、実際の銀河シミュレーションへの応用について議論します。
過去 $\sim 10^{3-4}$ 年間に大幅な光度低下を示す活動銀河核の集団の発見
| Title |
Finding_of_a_population_of_active_galactic_nuclei_showing_a_significant_luminosity_decline_in_the_past_$\sim_10^{3-4}$_yrs |
| Authors |
J._Pflugradt,_K._Ichikawa,_M._Akiyama,_M._Kokubo,_B._Vijarnwannaluk,_H._Noda,_X._Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12286 |
最近の観測により、大規模($\sim1$kpc)では強い活動を示すが、小スケール($<10$pc)では弱い活動銀河核(AGN)の興味深いサブクラスが明らかになった。過去$10^{3-4}$年の中央エンジン。狭線領域のトレーサーである[OIII]$\lambda5007$輝線をカバーする$z<0.4$でSDSSタイプ1AGNカタログをクロスマッチングすることにより、このような減衰または減衰するAGNを体系的に検索します(NLR)放出、ほこりの多いトーラスからの放出をカバーするWISE中赤外線(MIR)カタログ。7,653のソースのうち、中赤外バンドから推定された放射光度が[OIII]$\lambda5007$輝線から推定された値よりも少なくとも1桁暗い57のAGNが見つかりました。この光度低下AGN候補集団は、4つの重要な特性を示しています。1)[OIII]$\lambda5007$ラインから推定された過去のAGN活動はエディントン限界付近に達し、2)光度低下AGN候補の30%以上が大きなWISE3.4$\mu$mバンドでの前の$\sim10$年の$\DeltaW1>0.45$magの絶対変動、3)$\log$([NII]$\lambda6584/\mathrmの中央値比{H}\alpha\lambda6563)=-0.52$であり、他のAGN集団と比較して、ガスの金属量が低い、および/またはイオン化パラメーターが高いことを示唆しています。4)母集団の2番目のエポックスペクトルは、ソースの15%のスペクトルタイプの変化を示します。この母集団は、$\sim10^{3-4}$年前に始まった光度の低下と最近の$10$年の低下との間の可能な関係についての洞察を提供します。
銀河星形成史の柔軟なモデル 光学色-M/L 関係のシフトとスクランブルの両方
| Title |
Flexible_Models_for_Galaxy_Star_Formation_Histories_Both_Shift_and_Scramble_the_Optical_Color-M/L_Relationship |
| Authors |
Yijia_Li_and_Joel_Leja |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12295 |
銀河の光学色と星の質量対光比($M_*/L$)の間の非常に密接な関係は、効率的な星の質量推定に広く使用されています。しかし、この低い散乱が銀河集団の自然な秩序に由来するのか、それともそれらを説明するために使用されるモデルの単純な関係によって駆動されるのかは不明のままです.この作業では、単純な4パラメータの物理モデルから導出された関係を、ノンパラメトリックな星形成の歴史を含むより洗練された14次元のProspector-$\alpha$モデルと対比することにより、関係の起源を調査します。これらのモデルを3D-HSTサーベイから$0.5<z<3$にある63,430個の銀河に適用し、結果を$(g-r)$--$\log(M/L_g)$飛行機。我々は、Prospector-$\alpha$が体系的に0.12dexだけ高い$M_*/L$を推測していることを発見しました。Prospector-$\alpha$はまた、星雲の放出により、0.06dexだけ赤い静止フレーム$(g-r)$を体系的に推測します。驚くべきことに、$M_*/L$オフセットと$(g-r)$オフセットの複合効果により、2つのモデルで同様の平均色-$M_*/L$関係が観察されます。それにもかかわらず、Prospector-$\alpha$は、0.12dexの単純なモデルと比較して、0.28dexの散布で、はるかに緩い色-M/L関係を生成します。また、単純なモデルとは異なり、Prospector-$\alpha$モデルは、星の老化による関係の実質的な赤方偏移の進化を示しています。最後に、HBMがかすかな銀河の個々の事後領域でかなりの収縮を引き起こすことを示します。これは、観測された銀河集団を直接使用して、銀河SEDフィッティングの事前確率を通知するための重要な最初のステップです。
アルマ望遠鏡で明らかになった IRAS 16076-5134 での爆発的な分散流出の可能性
| Title |
Possible_Explosive_Dispersal_Outflow_in_IRAS_16076-5134_revealed_with_ALMA |
| Authors |
Estrella_Guzm\'an_Ccolque,_Manuel_Fern\'andez-L\'opez,_Luis_A._Zapata_and_Tapas_Baug |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12317 |
AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray(ALMA)アーカイブから大質量星形成領域IRAS16076-5134に向けて取得した0.9mm連続体とCO(3-2)線放出観測を提示します。質量が0.3から22M$_{\odot}$の14の高密度コアを識別します。-62から+83kms$^{-1}$までのフィラメント状のCO(3-2)放出の集合体を発見し、高密度コアMM8に近い共通の中心位置から放射状に発生しているように見えます。フィラメントの集合体は、空の平面に準等方性分布を持っています。いくつかのフィラメントの半径方向速度は、共通の原点から増加する線形速度勾配に従います。フィラメントの集合体全体を考慮すると、その総質量は、それぞれ70Kと140KのCO放出から138M$_{\odot}$と216M$_{\odot}$と推定されます。また、フィラメントの一定速度の膨張(83kms$^{-1}$)を仮定すると、流出物質の力学的年齢(3500年)、その運動量(~10$^{4}$M$_{\odot}$kms$^{-1}$)とその運動エネルギー(~10$^{48-49}$erg)。フィラメントによって提示された形態と運動学は、IRAS16076-5134に爆発的な特徴を持つ分散流出の存在を示唆しています。さらに、銀河の銀河中心半径に関して一定の星形成率と効率を考慮して、銀河内の爆発的な分散流出の周波数率の下限（110年ごと）の生の推定を行います。これは、分散流出と超新星の同程度の割合(約50年ごとに1回)を意味する可能性があり、これは星間物質のエネルギー収支と、分散流出と大質量星形成の間のリンクにとって重要である可能性があります。
Astrodust+PAH モデル: 散光星間物質におけるダストからの消滅、放出、偏光の統一された記述
| Title |
The_Astrodust+PAH_Model:_A_Unified_Description_of_the_Extinction,_Emission,_and_Polarization_from_Dust_in_the_Diffuse_Interstellar_Medium |
| Authors |
Brandon_S._Hensley,_B._T._Draine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12365 |
大きな粒子が単一の複合材料「アストロダスト」であり、ナノ粒子サイズの粒子が多環芳香族炭化水素(PAH)を含む異なる種類である星間ダストの新しいモデルを提示します。$\sim0.02\,\mu$mより大きい粒子の単一組成モデルは、遠赤外線(FIR)偏光部分の周波数依存性の欠如と、光とFIR偏光の特性比を最も自然に説明すると主張します。.PAHを使用して、固相存在量の制約を尊重しながら、銀河系の消光と拡散星間媒体からの放出の平均波長依存性と偏光を再現する、1.4:1の扁平な星屑粒子のサイズ分布と整列関数を導き出します。すべてのモデルデータとPythonベースのインターフェイスは公開されています。
$z\sim2$ における典型的な星形成銀河の $\rm{H}\alpha$ 対 UV 比とバースティネスとの間に相関関係の証拠はない
| Title |
No_Evidence_of_a_Correlation_between_$\rm{H}\alpha$-to-UV_Ratio_and_Burstiness_for_Typical_Star-forming_Galaxies_at_$z\sim2$ |
| Authors |
Saeed_Rezaee,_Naveen_A._Reddy,_Michael_W._Topping,_Irene_Shivaei,_Alice_E._Shapley,_Tara_Fetherolf,_Mariska_Kriek,_Alison_Coil,_Bahram_Mobasher,_Brian_Siana,_Xinnan_Du,_Ali_Ahmad_Khostovan,_Andrew_Weldon,_Najmeh_Emami,_and_Nima_Chartab |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12371 |
ダスト補正されたH$\alpha$とUVの光度比($L(\rmH\alpha)/L(\rmUV)$)が、高赤方偏移のバーストSFHを調べるのにどれほど効果的かは、長い間不明でした。銀河。この問題に対処するために、星形成率の表面密度($\Sigma_{\rmSFR}$)の解決された分布と星の年齢、および地球規模で測定された$L(\rmH\alpha)/L(\rmUV)$は、MOSDEF調査で観測された$1.37<z<1.70$と$2.09<z<2.61$の2つの赤方偏移ビンにある310個の星形成銀河のサンプルです。MOSDEF銀河の多波長バンドCANDELS/3D-HSTイメージングを使用して、$\Sigma_{\rmSFR}$と星の年齢マップを作成します。また、Keck-LRISによって取得されたMOSDEFターゲットのサブサンプルの合成静止フレーム遠紫外スペクトルも分析します。このサブサンプルには、赤方偏移$1.4<z<2.6$の124個の星形成銀河が含まれ、恒星集団の平均特性を調べます。$L(\rmH\alpha)/L(\rmUV)$のビンにおける年齢に敏感なFUVスペクトル特徴の強度。$\Sigma_{\rmSFR}$の分布と次のような星の年齢に基づいて、より高い$L(\rmH\alpha)/L(\rmUV)$を持つ銀河が星形成のバーストを受けているという証拠は見つかりませんでした。Siiv$\lambda\lambda1393,1402$とCiv$\lambda\lambda1548,1550$の大質量星からのP-Cygni機能の強み。私たちの結果は、$L(\rmH\alpha)/L(\rmUV)$比は、高赤方偏移の典型的な星形成銀河のバーストSFHの信頼できるトレーサーではないことを示唆しています。また、$L(\rmH\alpha)/L(\rmUV)$サブサンプル間で、星雲のHeii$\lambda1640$発光の強度に見られる変動も調べます。$L(\rmH\alpha)/L(\rmUV)$サブサンプル間で観測されたHeII発光の差のすべてを、IMFの質量上限の変動では完全に説明できないことがわかりました。このような違いを説明するには、X線連星などのHe$^{+}$イオン化光子の数が必要になる場合があります。
COSMOSフィールドで発見された新しい極リング銀河
| Title |
A_New_Polar_Ring_Galaxy_Discovered_in_the_COSMOS_Field |
| Authors |
Minoru_Nishimura,_Kazuya_Matsubayashi,_Takashi_Murayama_and_Yoshiaki_Taniguchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12388 |
銀河の形成と進化を完全に理解するためには、大量の銀河サンプルの3次元重力ポテンシャルを調べることが重要です。極リング銀河(PRG)はこの調査に役立つ実験室を提供するため、HyperSuprime-CamSubaruStrategicProgram(HSC-SSP)によって得られたデータセットを使用して、既知のPRGのサンプルの詳細な研究を開始しました。この調査の過程で、SDSSJ095351.58+012036.1として識別される新しいPRGを発見しました。その測光赤方偏移はz~0.2と推定されます。このPRGの極リング構造は、ホスト銀河の円盤に対してほぼ垂直に見え、乱れた特徴はありません。したがって、このPRGは、そのような邪魔されない極性構造の形成に関する有用な情報を提供してくれます。その測光特性について詳しく説明します。
| Title |
Investigating_the_nature_of_mass_distribution_surrounding_the_Galactic_supermassive_black_hole |
| Authors |
Man_Ho_Chan,_Chak_Man_Lee,_Chi_Wai_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12471 |
過去30年間に、銀河中心(SgrA*)の超大質量ブラックホール(SMBH)の周りを周回する多くの星が確認されました。それらの軌道の性質は、SMBHの質量に厳しい制約を与える可能性があります。特に、星S2は、その位置を最初に検出してから少なくとも1周期を完了しており、SMBHの特性とSMBHを取り巻く天体物理的環境を調べるための豊富な情報を提供できます。ここでは、かなりの量の暗黒物質または恒星質量がSMBHの周りに分布している場合、S2恒星軌道の歳差運動速度は、暗黒物質がない場合と比較して最大で27\%「遅くなる」可能性があるという興味深い現象を報告します。最適な暗黒物質のシナリオを想定して、SMBHを取り囲んでいます。S2恒星軌道または他の恒星軌道の将来の高品質の観測データは、SMBH付近の実際の質量分布と暗黒物質の性質を明らかにするのに役立つと予想されます。
超拡散銀河AGC 242019のHIガスディスクの厚さ
| Title |
The_HI_Gas_Disk_Thickness_of_the_Ultra-diffuse_Galaxy_AGC_242019 |
| Authors |
Xin_Li,_Yong_Shi,_Zhi-Yu_Zhang,_Jianhang_Chen,_Xiaoling_Yu,_Junzhi_Wang,_Qiusheng_Gu_and_Songlin_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12495 |
超拡散銀河(UDG)は、矮小銀河と同じくらいかすかですが、サイズは渦巻銀河に似ています。さまざまな形成メカニズムが提案されており、そのうちのいくつかは異なるディスク厚さをもたらす可能性があります。この研究では、AGC242019のHIスケールの高さ(h_g)とフレア角(h_g/R)の半径方向のプロファイルを、空間的によく分解されたHIガスマップに基づいたジョイントポアソン-ボルツマン方程式によって測定します。AGC242019の平均HIスケール高は<h_g>\approx537.15\pm89.4pcで、平均フレア角は<h_g/R>\approx0.19\pm0.03です。比較として、14個の矮小不規則星のサンプルの円盤の厚さも導き出します。AGC242019のHIディスクは、矮星に匹敵する厚さを持っていることがわかりました。これは、AGC242019が矮小銀河よりもはるかに強い恒星フィードバックを経験する可能性が低いことを示唆しています。
高赤方偏移銀河の質量スケール: LEGA-C の恒星力学モデルで較正されたビリアル質量推定値
| Title |
The_Mass_Scale_of_High-Redshift_Galaxies:_Virial_Mass_Estimates_Calibrated_with_Stellar_Dynamical_Models_from_LEGA-C |
| Authors |
Arjen_van_der_Wel,_Josha_van_Houdt,_Rachel_Bezanson,_Marijn_Franx,_Francesco_D'Eugenio,_Caroline_Straatman,_Eric_F._Bell,_Adam_Muzzin,_David_Sobral,_Michael_V._Maseda,_Anna_de_Graaff,_Bradford_P._Holden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12605 |
$z=0.6-1.0$での$673$銀河の動的モデルと、LEGA-Cからの空間的に分解された(長いスリット)恒星運動学データを使用して、$M_{\rm{vir}}=K\として定義されるビリアル質量推定値を較正しますsigma'^2_{\star,\rm{int}}R$、$K$をスケーリング係数、$\sigma'_{\star,\rm{int}}$からの空間的に積分された恒星速度の2次モーメントLEGA-Cサーベイと$R$S\'ersicプロファイルから測定された有効半径は、HSTイメージングに適合します。サンプルは$M_{\star}>3\times10^{10}~M_{\odot}$の代表であり、形態や色に関係なく、すべてのタイプの銀河が含まれています。$R=R_{\rm{sma}}$~(光の50\%を囲む楕円の長半径の長さ)を$\sigma'_{\の傾斜補正と組み合わせて使用することを示します。star,\rm{int}}$~は偏りのない$M_{\rm{vir}}$を生成します。$\sigma'_{\star,\rm{int}}$への射影効果の重要性を、ATLAS$の近くの初期型銀河のビリアル質量推定値と傾斜角の間に同様の残留傾向が存在することを示すことによって確認します。^{\rm{3D}}$~調査。また、前に示したように、S\'ersicプロファイルに基づく$R$推定値を使用する場合、動径プロファイルの非相同性を説明するためのS\'{e}rsicインデックス依存補正が必要です。ATLAS$^{\rm{3D}}$~surveyからの低赤方偏移銀河の類似の動的モデルに関して、LEGA-Cの較正されたビリアル定数に0.1dexの体系的なオフセットが見つかりました。銀河サンプル間の違いまたは未知の系統誤差。いずれにせよ、私たちの研究では、8Gyrの宇宙時間にわたる銀河の共通の質量スケールを確立し、体系的な不確実性は最大で0.1dexです。
NH2 とホルムアルデヒド (CH2O) の気相反応は、星間環境におけるホルムアミド (NH2CHO) の供給源ではありません。
| Title |
The_gas-phase_reaction_of_NH2_with_formaldehyde_(CH2O)_is_not_a_source_of_formamide_(NH2CHO)_in_interstellar_environments |
| Authors |
Kevin_M._Douglas,_Daniel_Lucas,_Catherine_Walsh,_Niclas_A._West,_Mark_A._Blitz,_Dwayne_E._Heard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12658 |
NH2とホルムアルデヒド(CH2O)の気相反応の低温動力学に関する最初の実験的研究が行われました。この反応は、星間環境におけるホルムアミド(NH2CHO)の供給源として以前に示唆されていました。レーザーフラッシュ光分解とレーザー誘起蛍光分光法を備えたパルスラバルノズルを使用して、CH2Oの存在下でのNH2の一時的な減衰を生成および監視しました。CH2Oとの反応によるNH2の損失は観察されず、速度係数の上限を34Kで<6x10-12cm3分子-1s-1に設定します。ポテンシャルエネルギー面の第一原理計算をRRKM計算と組み合わせて、実験結果と一致する35Kで6.2x10-14cm3分子-1s-1の速度係数を予測しました。生成物としてのホルムアミドの形成に対する重要な障壁、18kJmol-1の存在は、H原子の移動が量子力学的トンネリングによって発生する可能性があるNH3+CHOを生成するH抽象化チャネルのみを意味します。23kJmol-1バリアを通過し、低温で開いています。これらの結果は、反応が障壁なしで進行する可能性があり、したがって気相ホルムアミド形成への実行可能な経路であることを示唆した最近の理論的研究とは対照的です。計算された速度係数は、この反応が星間および星周条件下でごくわずかな量の気相ホルムアミドしか生成しないことを示す天文学的モデルで使用されました。したがって、NH2とCH2Oの反応は、星間環境の低温でのホルムアミドの重要な供給源ではありません。
銀河中心の雲M0.10-0.08とM0.11-0.11の間の相互作用の証拠
| Title |
Evidence_for_an_interaction_between_the_Galactic_Center_clouds_M0.10-0.08_and_M0.11-0.11 |
| Authors |
Natalie_O._Butterfield,_Cornelia_C._Lang,_Adam_Ginsburg,_Mark_R._Morris,_Juergen_Ott_and_Dominic_A._Ludovici |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12679 |
KおよびKaバンド(~25および36GHz)で超大型アレイを使用して、銀河中心雲M0.10-0.08の高解像度(~2-3";~0.1pc)の電波観測を提示します。M0.10-0.08の雲は、銀河中心のラジオアークと隣接するM0.11-0.11分子雲の近くの複雑な環境に位置しています.私たちのデータから、M0.10-0.08は、複数の分子を含むコンパクトな分子雲(~3pc)のように見えます.コンパクトな分子コア(5+;<0.4pc).この研究では、次の分子からM0.10-0.08で合計15の分子遷移を検出しました:NH3、HC3N、CH3OH、HC5N、CH3CN、およびOCS.M0.10-0.08の60以上の36GHzCH3OHメーザーは、輝度温度が400Kを超え、温度は100-400Kの31のメーザー候補があります。NH3を使用してガスの運動学的解析を行い、この領域に向かって複数の速度成分を検出します。銀河の中心.この領域のガスの大部分は51.5km/s(M0.10-0.08)の速度を持ち、低速の翼は37.6です。キロ/秒。また、M0.11-0.11の雲の延長であると考えられる10.6km/sの比較的弱い速度成分も検出します。過去のX線蛍光観測と組み合わせたガス運動学の分析は、M0.10-0.08とM0.11-0.11が銀河中心の同じ近くに位置し、物理的に相互作用している可能性があることを示唆しています。
| Title |
Improving_Black_Hole_Accretion_Treatment_in_Hydrodynamical_Simulations |
| Authors |
Matas_Tart\.enas_(1),_Kastytis_Zubovas_(1_and_2)_((1)_Center_for_Physical_Sciences_and_Technology,_Saul\.etekio_av._3,_Vilnius_LT-10257,_Lithuania_(2)_Astronomical_Observatory,_Vilnius_University,_Saul\.etekio_av._3,_Vilnius_LT-10257,_Lithuania) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12692 |
大きな銀河スケールは、供給とフィードバックの一時的なサイクルによって、何桁も小さい超大質量ブラックホール(SMBH)スケールに接続されています。活動銀河核(AGN)は、SMBHへの降着によって駆動され、AGNエネルギーの大部分は、エディントン付近の領域では、薄いサブpc降着円盤で生成されます。現在、数十パーセクから数百パーセクの核周囲ガス貯留層から、0.01pc未満の降着円盤スケールまで、非常に異なるスケールで発生するプロセスをモデル化することは非常に困難です。大規模または宇宙論的シミュレーションで使用されるサブグリッド処方箋は大規模なフィードバックを再現できますが、フィードバックがガスダイナミクスにどのように影響するかを理解するために正確なタイムスケールを取得することが重要なパーセクスケールのシミュレーションでは、より現実的なモデルを使用することを提案します。そしてAGN付近の星形成。私たちのアプローチをテストするために、SPHコードを使用して、銀河中心に似た環境でのガスリングと分子雲の間の逆行衝突の一連の流体力学的シミュレーションで、SMBHに結合されたサブ解像度の薄い降着円盤モデルを使用しますガジェット-3。ディスクを介したSMBHの摂食は、瞬間的な摂食処方に比べて比較的スムーズで遅れています。フィードバックによる降着の減少は、降着円盤と瞬間的な摂食シミュレーションの両方に存在しますが、明確な中央空洞は降着円盤の実行でのみ表示されます。これは、揮発性の低い降着フェーズが周囲のガスにより大きな影響を与える可能性があることを示唆しています。
| Title |
Constraining_Sterile_Neutrino_Dark_Matter_in_the_Milky_Way_Halo_with_Swift-XRT |
| Authors |
Dominic_Sicilian,_Dannell_Lopez,_Massimo_Moscetti,_Esra_Bulbul,_Nico_Cappelluti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12271 |
Swift-XRTデータアーカイブ全体を考慮して、天の川銀河の暗黒物質ハローにおける無菌ニュートリノ暗黒物質崩壊信号の検索を提示します。生のアーカイブをフィルタリングした後、全視野を含む$\sim$77Msデータセットと、Swift-XRTポイントソースカタログを使用して切り出されたポイントソースを含む$\sim$41Msデータセットを分析します。3.5keV付近を含む両方のデータセットで、3～6keVの連続体にわたって輝線が検出されなかったことが報告されています。点源の切り出されたデータセットは、点源の汚染がないため、かすかな暗黒物質崩壊信号に対する感度が高いことがわかっているため、制約を設定するために使用されます。全データセットの連続体全体での非検出は、既存のX線制約をわずかに強化して、無菌ニュートリノ暗黒物質パラメーター空間を制約するために使用されます。銀河中心からの角距離によってグループ化されたデータサブセットの$\sim$3.5keVでの非検出は、3.5keVラインの銀河強度プロファイルを制約するために使用され、銀河の$\sim$1/4にわたってこれまでで最も強い制約を提供します。
北半球における超高エネルギー宇宙線の局所発生源の兆候
| Title |
Indication_of_a_Local_Source_of_Ultra-High-Energy_Cosmic_Rays_in_the_Northern_Hemisphere |
| Authors |
Pavlo_Plotko,_Arjen_van_Vliet,_Xavier_Rodrigues,_Walter_Winter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12274 |
ピエールオージェ天文台(PAO)とテレスコープアレイ(TA)の共同研究は、30EeVを超える超高エネルギー宇宙線(UHECR)の観測エネルギースペクトルに大きな違いがあることを報告しています。この作業では、剛性に依存する最大エネルギーモデルを使用し、関連するすべてのパラメーターの完全な周縁化を含む、TAデータとPAOデータのジョイントフィットを提示します。TA実験でのみ見える北半球の局所的な天体物理源の存在は、PAOとTAの測定値を最高エネルギーまで調整できることを示しています。両方の実験が宇宙論的なソース分布から同じUHECRフラックスを観察するシナリオと比較して、そのローカルソースの存在が5.6$\sigma$レベルで有利であることを示します。また、天体物理学的な説明は、観測値の違いが実験系統学(つまり、エネルギー依存シフト)によって説明されるシナリオよりも、現在のデータをより適切に説明できることを定量化します。ローカルソースから放出されたさまざまな質量組成をテストした結果、データは、シリコン質量グループが支配的な宇宙線を放出する約14Mpcの距離にあるソースによって最もよく説明されると結論付けました。また、可能なソース候補についても説明します。
進化した超新星残骸における過剰電離プラズマの形成について
| Title |
On_the_formation_of_over-ionized_plasma_in_evolved_supernova_remnants |
| Authors |
Miho_Katsuragawa,_Shiu-Hang_Lee,_Hirokazu_Odaka,_Aya_Bamba,_Hideaki_Matsumura_and_Tadayuki_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12451 |
超新星残骸(SNR)に見られる豊富な多様性を取り巻く際立った謎の1つは、動的に進化した多くの天体から過剰にイオン化または再結合するプラズマが最近発見されたことです。その形成メカニズムの解読を支援するために、SNRにおけるプラズマのイオン化状態の時間発展をモデル化できる新しいシミュレーションフレームワークを開発しました。このプラットフォームは、完全に時間依存の非平衡イオン化計算に結合された1次元の流体力学コードに基づいており、任意の年齢でのSNRの空間分解広帯域X線スペクトルを生成するスペクトル合成コードが付随しています。数万年までのSNRのイオン化状態の進化に対するさまざまな星周環境の影響を調査するために、包括的なパラメトリック調査を実行します。星間物質(ISM)密度の配列と前駆体の質量損失率にまたがる2次元パラメーター空間を使用して、コア崩壊爆発がトリガーされる周囲環境のモデルのグリッドを作成します。私たちの結果は、空間的に拡張された低密度風で急速に拡大する若いSNR(数100～1,000年)の場合、古いSNR(>数1,000年)が拡大する場合に、再結合プラズマをうまく再現できることを示しています。密集したISM、または限られた密集した風域から希薄なISMに分割された古いSNR。最後に、私たちのモデルは進化したSNRの観測に直面しており、いくつかの異常値を除いて全体的に良好な一致が見られます。
核トランジェント eRASSt J045650.3-203750 の極端な X 線変動の解読: 部分的な潮汐破壊イベントが繰り返される可能性が高い
| Title |
Deciphering_the_extreme_X-ray_variability_of_the_nuclear_transient_eRASSt_J045650.3-203750:_A_likely_repeating_partial_tidal_disruption_event |
| Authors |
Zhu_Liu,_A._Malyali,_M._Krumpe,_D._Homan,_A._J._Goodwin,_I._Grotova,_A._Kawka,_A._Rau,_A._Merloni,_G._E._Anderson,_J._C._A._Miller-Jones,_A._G._Markowitz,_S._Ciroi,_F._Di_Mille,_M._Schramm,_Shenli_Tang,_D._A._H._Buckley,_M._Gromadzki,_Chichuan_Jin,_and_J._Buchner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12452 |
(要約)この論文では、赤方偏移z~0.077の静止銀河でSRG/eROSITAによって発見された例外的な反復X線核トランジェントeRASStJ045650.3-203750(以下、J0456-20)の結果を提示します。主な結果は次のとおりです。1)J0456-20は、4つの特徴的なフェーズを循環します。X線上昇フェーズからX線プラトーフェーズに至り、約2か月間続きます。これは、X線フラックスが1週間以内に100分の1を超えるほど劇的に低下する可能性がある急速なX線フラックスの低下段階によって終了し、その後X線照射を開始する前の約2か月間のX線のかすかな状態が続きます。光線の立ち上がり段階。2)X線スペクトルは一般に、光子指数が3.0を超える上昇段階では柔らかく、X線フラックスが増加するにつれて硬くなります。X線の上昇段階の開始時に、内部領域の温度が$T_\text{in}=70$eVであるマルチカラーディスクの証拠があります。高品質のXMM-Newtonデータは、安定期と上昇期の明るい端で、ソフトディスクシード光子の逆Comptonisationを通じて、暖かくて熱いコロナがX線放出の原因である可能性があることを示唆しています。3)J0456-20は中程度のUV変動のみを示し、有意な光学的変動はありません。4)電波放出は、(まだ)X線プラトー段階でのみ検出され、2週間の時間スケールで急速な減少を示しています。私たちは、J0456-20は、暫定的な再発時間223日程度の反復核トランジェントである可能性が高いと結論付けています。J0456-20の観測特性を説明するいくつかの可能性について議論し、現在、最も可能性の高いシナリオとして部分的な潮汐破壊イベント(TDE)の繰り返しを支持しています。長期的なX線の進化は、熱ディスクが支配する柔らかい状態と急なべき法則状態の間の遷移として説明され、コロナが数ヶ月以内に形成され、数週間以内に破壊される可能性があることを意味します.
私たちの目的は、活動銀河核(AGN)のブラックホール(BH)質量を測定するためのツールとして、X線フラックスの変動性を批判的に評価することです。X線データからの正規化された過剰分散の測定に基づいて、BH質量を推定するための処方箋を確立することを目指しています。光曲線の持続時間とX線の信号対雑音比(S/N)の観点から最小要件について説明し、連続体と輝線残響の研究から得られるものに匹敵する信頼性の高い決定を可能にします。核分光望遠鏡アレイ硬X線ミッション（NuSTAR）からのローカルセイファートの光曲線を使用して、3〜10および10〜20keVバンドで正規化された過剰分散（NXV）を計算し、分析を10keV以上のエネルギーバンド。次に、過剰な分散測定値を文献からの独立したBH質量推定値と組み合わせて、さまざまなサンプルのMBHとNXVの関係を確立し、光曲線の持続時間とX線S/Nの観点からその精度を評価しました。3～10および10～20keVバンドの過剰分散測定を使用してAGNのBH質量を正確に測定できることがわかりましたが、厳しい品質要件を適用する必要があります。超過分散を計算するために使用される光度曲線の必要最小限のS/Nと持続時間は、それぞれ3および約100ksである必要があります。正規化された過剰分散とブラックホール質量の間に直線関係があり、後者を推定するために使用できます。平均不確実性は0.4から0.25dex程度です(採用された光曲線セグメントの持続時間によって異なります)。
電荷欠乏状態における Alfv\'{e}n 波の伝搬
電荷欠乏領域におけるAlfv\'{e}n波の伝搬の数値シミュレーション結果を提示します。これは、プラズマ密度が、波に電流を供給するのに必要な臨界値を下回っている状態です。Alfv\'{e}n波が電荷密度が臨界値を超える領域から電荷を拾い上げ、それらを高いローレンツ係数で移流させるという保守的なシナリオを分析します。Alfv\'{e}n波とそれによって運ばれる電荷からなるシステム(電荷運搬Alfv\'{e}n波(CC-AW)と呼ぶ)は、小さいが非ゼロ、プラズマ密度。CC-AWと静止媒体の間の相互作用には、摂動のない磁場の方向に沿った強い電場の出現につながる不安定性のような2ストリームがあることがわかります。この不安定性の成長率は、CC-AWが遭遇する媒体のプラズマ周波数のオーダーです。私たちの数値コードは、何百もの波周期のシステムに従います。数値計算によると、電場の最終的な強さは、Alfv\'{e}n波の振幅の数パーセントのオーダーです。線形成長段階中の不安定性に関連する正弦波振動電流によって生成される放射はほとんどありません。ただし、非線形フェーズでは、変動する電流密度がプラズマ周波数付近で強いEM放射を生成し、不安定性の成長を制限します。
星の強度干渉観測による星の角度サイズの再構成で達成可能な精度の調査
| Title |
Investigating_the_accuracy_achievable_in_reconstructing_the_angular_sizes_of_stars_through_stellar_intensity_interferometry_observations |
| Authors |
Michele_Fiori,_Giampiero_Naletto,_Luca_Zampieri,_Irene_Jim\'enez_Mart\'inez,_and_Carolin_Wunderlich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12277 |
コンテキスト:近年、恒星強度干渉法は、チェレンコフ望遠鏡アレイに効率的に適用できるため、天文学界から新たな関心が寄せられています。目的:地上で測定された視程曲線をフィッティングすることにより、恒星のサイズを再構築する際に達成できる精度を調査しました。予想される利用可能な天文目標の数の多さ、1年間の夜の数の制限、および複数の基線の存在の可能性により、科学的成果を最大化するための観測戦略を慎重に計画する必要があります。方法:測定の総数、積分時間、信号対雑音比、ベースラインに沿ったさまざまな位置。結果:可能な限り最良の結果を得るには、ゼロベースライン相関の値を測定することが不可欠であることがわかりました。この値を直接測定できるシステム、または事前にわかっているシステムは、感度が高くなります。また、統合時間を最小限に抑えるには、0と可視性関数の最初のゼロに対応するベースラインの中間にあるベースラインで2番目の測定値を取得するだけで十分であることもわかりました。この機能は、複数の位置で測定する必要はありません。最後に、星の角度サイズを事前に再構成する際に達成できる精度を決定するために、特定の条件下で使用できるいくつかの分析式を取得しました。これは、観測スケジュールの最適化に役立ちます。
Q 変換を使用した重力波イベント付近のグリッチの特定
重力波信号の近くで発生する重力波データのグリッチを識別するための計算方法を提示します。信号を取り囲むデータの超過にフラグを立て、そのような超過がガウスノイズで発生する確率を計算します。このツールによって報告される確率は、有色のガウスノイズと、最適なテンプレートを使用して信号を差し引いた後の重力波イベントを含むデータで一貫性があることを検証します。さらに、LIGO-Virgoの3回目の観測実行からのイベントのグリッチ識別結果を、グリッチ軽減が必要なイベントのリストと比較します。最後に、このツールが提供する重力波イベントを取り巻くデータ品質に関する正確で自動化された情報を使用して、これらのイベントの天体物理学的分析を改善する方法について説明します。
低エネルギーガンマ線ドメインは、高エネルギー宇宙の研究にとって重要な窓です。ここでは、極端な物理的条件や強力な爆発イベント中に物質を観察できます。しかし、微弱な線源からのガンマ線を観測することは、現在の機器では非常に困難です。現在使用されている技術では、より多くの信号を収集するにはより大きな検出器が必要であり、機器のバックグラウンドが増加します。将来のガンマ線ミッションに必要な感度の飛躍のためには、磁束集中望遠鏡を使用する必要があります。幸いなことに、回折に基づくラウエレンズやフレネルレンズなどのガンマ線光学系がこれを可能にします。ラウエレンズは中程度の焦点距離(数十から数百メートル)で機能しますが、基本的なイメージング機能しか提供しません。一方、フレネルレンズは非常に優れたイメージングを提供しますが、視野が非常に狭く、焦点距離$\sim$10$^8$mが必要です。この章では、これらの光学系の基本的な概念を紹介し、その動作原理、主な特性、および既に実施されたいくつかの実現可能性調査について説明します。
WALOP-South: PASIPHAE サーベイ用の 4 カメラ ワンショット イメージング偏光計。ペーパー II --
偏光モデリングとキャリブレーション
| Title |
WALOP-South:_A_Four-Camera_One-Shot_Imaging_Polarimeter_for_PASIPHAE_Survey._Paper_II_--_Polarimetric_Modelling_and_Calibration |
| Authors |
Siddharth_Maharana,_Ramya_M._Anche,_A._N._Ramaprakash,_Bhushan_Joshi,_Artem_Basyrov,_Dmitry_Blinov,_Carolina_Casadio,_Kishan_Deka,_Hans_Kristian_Eriksen,_Tuhin_Ghosh,_Eirik_Gjerl{\o}w,_John_A._Kypriotakis,_Sebastian_Kiehlmann,_Nikolaos_Mandarakas,_Georgia_V._Panopoulou,_Katerina_Papadaki,_Vasiliki_Pavlidou,_Timothy_J._Pearson,_Vincent_Pelgrims,_Stephen_B._Potter,_Anthony_C._S._Readhead,_Raphael_Skalidis,_Trygve_Leithe_Svalheim,_Konstantinos_Tassis,_Ingunn_K._Wehus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12441 |
Wide-AreaLinearOpticalPolarimeter(WALOP)-South装置は、Polar-AreasStellarImaginginPolarizationHighAccuracyExperiment(PASIPHAE)プログラムを実行するための調査装置として使用される、広視野で高精度の光学偏光計です。.ワンショットの4チャネルおよび4カメラのイメージング旋光計として動作するように設計されており、視野は$35\times35$分角で、ストークスパラメータ$I$、$q$、および$u$を測定します。SDSS-rブロードバンドフィルターでの1回の露光で。装置の設計目標は、視野全体で0.1%の全体的な偏光測定精度を達成することです。ここでは、機器の偏光の量とソースを特徴付ける、機器の完全な偏光モデリングを示します。測定値からソースの実際のストークスパラメータを正確に取得するために、機器の校正方法を開発しました。このキャリブレーション方法とシミュレートされたデータを使用して、機器の分極を補正し、分極度$p$で0.1%の精度を得る方法を示します。さらに、実験室の卓上WALOPのようなテストベッド偏光計に実装することにより、キャリブレーション方法をテストおよび検証しました。
SRON Ti/Au 遷移端センサー X 線熱量計の性能
| Title |
Performance_of_the_SRON_Ti/Au_Transition_Edge_Sensor_X-ray_Calorimeters |
| Authors |
Martin_de_Wit,_Luciano_Gottardi,_Kenichiro_Nagayoshi,_Hiroki_Akamatsu,_Marcel_P._Bruijn,_Marcel_L._Ridder,_Emanuele_Taralli,_Davide_Vaccaro,_Jian-Rong_Gao,_and_Jan-Willem_A._den_Herder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12556 |
2030年代初頭には、ESAの新しいX線天文台であるアテナが打ち上げられる予定です。2つの主要な機器を搭載し、そのうちの1つはX線積分フィールドユニット(X-IFU)、提案された数千の遷移端センサー(TES)のアレイで構成されるX線イメージング分光計です。最大7keVの光子エネルギーに対して2.5eVのエネルギー分解能。SRONでは、転移温度が100mKをわずかに下回るTi/Au二重層に基づくバックアップTESアレイを開発しています。この寄稿では、これらの最先端の検出器の特性と機能の概要を説明します。何年にもわたって、さまざまな形状の多数の検出器を製造および研究してきたため、検出器の特性を正確に制御する方法を十分に理解することができました。法線抵抗、熱コンダクタンス、臨界温度など、最も重要な検出器の特性を正確に変えることができます。これにより、検出器を微調整して、さまざまなアプリケーションの要求を満たすことができます。検出器は、5.9keVのX線に対して1.8eV未満という優れたエネルギー分解能を示しています。デバイスの特性を調整することにより、ACバイアスとDCバイアスの両方を使用して、さまざまな読み出し方式に最適に適合させることができます。次のステップは、TESアレイのサイズを現在のキロピクセルアレイからX-IFU用のフルサイズアレイに拡大することです。
遷移エッジセンサーの大規模アレイの周波数ドメイン多重化読み出し
| Title |
Frequency_domain_multiplexing_readout_for_large_arrays_of_transition-edge_sensors |
| Authors |
Davide_Vaccaro,_Hiroki_Akamatsu,_Luciano_Gottardi,_Jan_van_der_Kuur,_Kenichiro_Nagayoshi,_Emanuele_Taralli,_Martin_de_Wit,_Marcel_P._Bruijn,_Anton_J._van_der_Linden,_Bert-Joost_van_Leeuwen,_Paul_van_der_Hulst,_Kevin_Ravensberg,_Cor_P._de_Vries,_Mikko_Kiviranta,_Jian-Rong_Gao,_Jan-Willem_A._den_Herder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12604 |
遷移端センサー(TES)アレイ用の周波数領域多重化(FDM)読み出し技術の最新の進歩とデモンストレーションを報告します。どちらも、将来のAthenaに搭載されたX-IFU機器のフレームワークで開発しています。X線望遠鏡。SRONで開発されたTi/AuTESマイクロ熱量計、高QLCフィルター、アナログ/デジタルエレクトロニクス、およびVTTフィンランドの低ノイズ2ステージSQUID増幅器を使用して、37の同時読み出しで、FDM読み出し技術の実現可能性を実証しました。6keVのエネルギーで2.23eVのエネルギー分解能を持つピクセル。最後に、テクノロジーをさらにスケールアップして改善するための計画の概要を説明します。
JWST/NIRSpec 検出器システムの飛行中ノイズ性能
| Title |
The_In-Flight_Noise_Performance_of_the_JWST/NIRSpec_Detector_System |
| Authors |
Stephan_M._Birkmann,_Giovanna_Giardino,_Marco_Sirianni,_Pierre_Ferruit,_Bernhard_Rauscher,_Catarina_Alves_de_Oliveira,_Torsten_B\"oker,_Nimisha_Kumari,_Nora_L\"utzgendorf,_Elena_Manjavacas,_Charles_Proffitt,_Timothy_D._Rawle,_Maurice_te_Plate,_Peter_Zeidler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12686 |
近赤外分光器(NIRSpec)は、2021年12月25日に打ち上げられたジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)の4つの焦点面機器の1つです。機器の試運転データ。この機器は、約42.8Kの温度で動作し、一対のSIDECARASICを介して読み取られる2つの2048x2048HAWAII-2RGセンサーチップアセンブリ(SCA)を備えています。NIRSpecは、NIRSpecの厳しいノイズ要件を満たし、1/fおよび相関ノイズを低減するように設計された「ImprovedReferenceSamplingandSubtraction」(IRS2)読み出しモードをサポートしています。さらに、NIRSpecは、明るい天体の時系列観測用に最適化されたサブアレイを備えています。明るいホスト星の周りの太陽系外惑星トランジットの観測。検出器の読み取りおよび総ノイズ性能だけでなく、暗信号にも注目します。
1 年間の観測シミュレーションで最適化されたウェーブレット ベースのバックグラウンド補正による SVOM/ECLAIRs イメージ トリガー
| Title |
The_SVOM/ECLAIRs_image_trigger_with_wavelet-based_background_correction_optimised_with_a_one-year_simulation_of_observations |
| Authors |
N._Dagoneau,_S._Schanne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12767 |
開発中のSVOMミッションは、4～150keVのエネルギーバンドで動作する約2srの広い視野を持つ、4つの機器、特にECLAIRという名前のコード化マスク望遠鏡を搭載します。ECLAIRに搭載されたトリガーソフトウェアは、既知のX線源からのガンマ線バーストや特異な動作(強力なアウトバーストなど)などの高エネルギーの過渡現象を検索し、衛星の位置を変更して、搭載されたナローでフォローアップ観測を実行します。視野計器。ECLAIRに搭載されたソフトウェアに実装されている2つのアルゴリズムの1つである画像トリガーは、地球が視野を横切ることができる20秒から20分の範囲の露出期間にわたって画像を生成します。CXBと既知のX線源からの寄与は、ECLAIRの天体物理学的および機器の背景を支配すると予想され、かすかな過渡現象に対する感度を最適化するために、コード化されたマスク画像のデコンボリューションの前に考慮して修正する必要があります。これらの背景成分を補正するために、従来のフィッティング法と検出器画像のウェーブレット分解に基づく新しい方法を実装し、検討しました。これらの方法の性能を調査および評価するために、ECLAIRに搭載されたイメージトリガーの1年間のシミュレーションを実行しました。このSVOMミッションの現実的な観測シナリオで生成された画像から、空の画像を分析して新しいソースを検索する方法も定義しました。SVOM/ECLAIR搭載の画像トリガーの背後にあるアルゴリズムを紹介します。実装したウェーブレット法は、従来のフィッティング法と比較して、クリーニングパフォーマンスの点で同様の結果を提供し、検出器の背景の形状に関する仮定を必要としないという利点があることを示します。また、再構成された空の画像の品質に基づいて、適応するように検出しきい値を調整します。
非常に若いZTF超新星のRINGO3偏光測定
| Title |
RINGO3_polarimetry_of_very_young_ZTF_supernovae |
| Authors |
J._R._Maund,_Y._Yang,_I._A._Steele,_D._Baade,_H._Jermak,_S._Schulze,_R._Bruch,_A._Gal-Yam,_P._A._Hoeflich,_E._Ofek,_X._Wang,_M._Amenouche,_R._Dekany,_F.J._Masci,_R._Riddle,_M.T._Soumagnac |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12285 |
観測された超新星(SNe)の進化の初期段階は、衝撃の発生と周囲の星周媒体の「フラッシュ」イオン化によって支配されると予想されます.この物質は、前駆体の進化の最終段階から発生します。初期のSNeの測光と分光法は、星の死に至る最新かつ最速の進化段階に重要な制約を課す可能性があります.これらの痕跡は、爆発後5日以内に噴出物の膨張によって消去されます.ここでは、最も初期の制約を提示します.日付、2018年6月から2019年8月の間にZwickyTransientFacility(ZTF)によって発見された10個のトランジェントの分極に関する。ZTFによる検出から1日以内に観測された3つのSNeを含む、リバプール望遠鏡RINGO3装置を使用して、迅速な分極追跡が行われた。すべてのSNタイプについて、爆発の最初の5日以内の分極の限界は一般に<2%であり、初期の非対称性が軸方向のraに限定されることを意味します。tios>0.65(扁平回転楕円体構成を想定)。また、最大光の前後で観測されたタイプI超光速SN2018bszとタイプIISN2018hnaの偏光観測も提示します。
ロスビー数を用いた反太陽微分回転星の探索 -- ケプラー場への応用
| Title |
Hunting_for_anti-solar_differentially_rotating_stars_using_the_Rossby_number_--_An_application_to_the_Kepler_field |
| Authors |
Quentin_Noraz,_Sylvain_N._Breton,_Allan_Sacha_Brun,_Rafael_A._Garc\'ia,_Antoine_Strugarek,_Angela_R._G._Santos,_Savita_Mathur,_Louis_Amard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12297 |
太陽型恒星の対流エンベロープの数値シミュレーションでは、反太陽の微分回転プロファイルが何十年にもわたって発見されてきました。これらのプロファイルは、遅い赤道と速い極(つまり、太陽に対して反転)によって特徴付けられ、高いロスビー数(遅い回転子)のシミュレーションで発見されています。このような回転プロファイルは、進化した星で観測的に報告されていますが、主系列の冷たい太陽型星で明確に観測されたことはありません。これに関連して、主系列の太陽型星でこのレジームを検出することは、それらの磁気回転進化の理解を深めるでしょう。この研究の目的は、\textit{Kepler}サンプルで反太陽微分回転の最も有望なクールな主系列星の候補を特定することです。まず、主系列太陽型星の流体ロスビー数$Ro_{\rmf}$を観測量から、内部構造と金属量の影響を考慮して推定する新しい理論式を導入します。反太陽回転差を示す可能性が最も高い星のリストを取得します。2つのサンプルを識別します。1つは太陽の金属量で14のターゲットを含み、もう1つは他の金属量で8つのターゲットを含みます。$Ro_{\rmf}$が最も高いターゲットは、約log$_{10}g=4.37$~dexの早期Gまたは後期F星である可能性が高いことがわかりました。\textit{Kepler}サンプルには、反太陽微分回転のクールな主系列星の候補が存在すると結論付けます。最も有望な候補はKIC~10907436であり、他の2つの特に興味深い候補は太陽アナログKIC~7189915と地震ターゲットKIC~12117868です。これらの22の星の将来の特徴付けは、力学が高いロスビー数で古い太陽型星の磁気進化と回転進化にどのように影響するかを理解するのに役立つと期待されています。
MWC656: Be+BH か Be+sdO か?
MWC656は、ブラックホールの伴星を持つ古典的なBe星として報告されています。再検討されたスペクトル変動特性により、これはありそうもなく、ホット準矮星の可能性が高くなります。
FastQSL: 準セパラトリクス層の高速計算方法
| Title |
FastQSL:_a_fast_computation_method_for_Quasi-Separatrix_Layers |
| Authors |
Peijin_Zhang,_Jun_Chen,_Rui_Liu,_Chuanbing_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12569 |
磁気リコネクションは、2つのセパラトリック層または2つの準セパラトリック層の交差点で優先的に発生します。これは、スカッシングファクターQによって定量化できます。この計算は、できるだけ多くの磁力線をトレースする必要があるため、計算コストが高くなります。3DデータキューブでQとツイスト数を取得するために最適化されたメソッド(FastQSL)を開発しました。FastQSLは、グラフィックプロセスユニット(GPU)のハードウェアアクセラレーションを利用し、最も計算集約的な部分である磁力線のトレースにステップサイズ適応方式を採用しています。その結果、1秒あたり453万個のQ値の計算効率を達成します。FastQSLはオープンソースであり、データのインポート、エクスポート、および視覚化がユーザーフレンドリーです。
1989 年 9 月 29 日の地上レベルの強化イベントの分析。 2001 年 4 月 15 日および 2005 年 1 月 20 日
| Title |
Analysis_of_ground_level_enhancement_events_of_29_September_1989;_15_April_2001_and_20_January_2005 |
| Authors |
Romanius_Ejike_Ugwoke,_Augustine_Ubachukwu,_Johnson_Ozoemena_Urama,_Ogbonnaya_Okike,_Jibrin_Adejoh_Alhassan,_Augustine_Ejikeme_Chukwude |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12572 |
1989年9月29日の宇宙線(CR)イベントの地上レベル増強(GLE)の分析結果を提示します。2001年4月15日と2005年1月20日。これには、さまざまな地理的緯度と経度にまたがる一連の中性子モニター(NM)の1時間ごとの生のCRカウントの調査が含まれます。Rソフトウェアに実装されたawkスクリプトとコンピューターコードを使用して、気圧補正されたNMの生データプロットが低緯度、中緯度、高緯度にグループ化されました。結果は、GLEシグナルの構造パターンの類似点と相違点の両方を示しています。GLEの崩壊期のCRカウントが常にピーク前のカウントよりも高い理由を説明するために、ピーク前のすべてのカウントを直接太陽中性子から来ていると解釈し、ピークを含む崩壊期のCRカウントを太陽中性子から来ていると解釈しました。一次CRと大気中の原子および分子との相互作用によって生成される二次CR中性子。これらの一次中性子を検出したNMを特定し、経度が近いことを発見しました。以前の著者は、これらの2つの種を衝動的で段階的なイベントとして識別したようです。GLE信号には説明のつかない兆候が多数ありますが、いくつかの結果は、地磁気の剛性が低緯度および中緯度でのCRの強度を効果的に決定することを示唆しています。その影響は、高緯度地域では明らかに重要ではありません。それにもかかわらず、提示された結果は、確固たる声明を出す前に検証する必要があります。原則として、常に存在する難治性のCR日周異方性のGLE信号への寄与は、今後の作業で説明する必要があります。
Trumpler 16-26: SDSS/APOGEE H バンド分光法によって発見された新しい遠心磁気圏
| Title |
Trumpler_16-26:_A_New_Centrifugal_Magnetosphere_Discovered_via_SDSS/APOGEE_H-band_Spectroscopy |
| Authors |
S._Drew_Chojnowski,_Swetlana_Hubrig,_Jonathan_Labadie-Bartz,_Thomas_Rivinius,_Markus_Scholler,_Ewa_Niemczura,_David_L._Nidever,_Amelia_M._Stutz,_C.A._Hummel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12722 |
遠心磁気圏(CM)による異常に幅広い水素放出を生成する、高度に磁化され、急速に回転し、ヘリウムで強化された初期のB星のまれなクラスの新しい例の発見を報告します。この星はトランプラー16-26で、トランプラー16散開星団のB1.5Vメンバーです。CMは当初、SDSS/APOGEE$H$バンドスペクトルで観測された水素ブラケット系列発光に基づいて疑われていました。このタイプの他の星と同様に、二重ピークの極端な速度分離(最大1300kms$^{-1}$)のために、放出は非常に変動的であり、常に顕著でした。別の手がかりがTESSにありました。よく知られているCMホスト星$\sigma$OriEの挙動に似た、0.9718115日と思われる自転周期で段階的に調整された場合、サイクルごとに2つの不規則な日食を示す光度曲線。強い磁場と自転位相同期変動を確認するには、光学分光偏光測定と分光法からなるフォローアップキャンペーンを開始しました。関連するデータは、測光から見つかった周期で$-3.1$から$+1.6$kGの間で変化する縦磁場を明らかにしました。光学スペクトルは、急速な回転($v\sini=195$kms$^{-1}$)、表面ヘリウム増強、および幅広い可変水素放出を確認しました。したがって、Tr16-26は既知の20$^{\rmth}$であり、4番目に速く自転し、これまでに発見された最も暗いCM主星であることが確認されました。$B_{\rmd}>11$kGの投影された双極子磁場強度を持つTr16-26は、最も磁気的なCM星の1つでもあります。
2017 年 9 月の高エネルギー粒子イベントを生成した活動領域 12673 の磁場環境
| Title |
The_magnetic_field_environment_of_active_region_12673_that_produced_the_energetic_particle_events_of_September_2017 |
| Authors |
Stephanie_L._Yardley,_Lucie_M._Green,_Alexander_W._James,_David_Stansby,_Teodora_Mihailescu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12774 |
太陽エネルギー粒子(SEP)を予測し、SEPイベントを事前に生成する活動領域(AR)からフレア/CMEを特定することは、非常に困難です。AR12673の磁場環境を調査します。これには、ARの磁気構成、AR付近の周囲の磁場構成、崩壊指数プロファイル、および4回の噴火イベントの前後の地球に接続された磁場のフットポイントが含まれます。噴火イベントのうち2つはSEP生産的(2017年9月4日20:00~UTおよび9月6日11:56~UT)であり、2つはそうではありません(9月4日18:05~UTおよび9月7日14:33)。~UT)。EUVおよび白色光コロナグラフ観測の範囲と潜在的な場の外挿を分析し、SEP生成イベントに関連するCMEが、フレア加速粒子をフレアサイトから地球に接続された場にリダイレクトするヌルポイント再接続をトリガーすることを発見しました。および/または、開いた地球に接続されたフィールドへの大幅な拡大（および衝撃の形成）があります。高さによる減衰指数の変化率は、この領域が高速のCME($v>$1500~km~s$^{-1}$)を生成する可能性があることを示しており、これはイベント2と3で発生しました。ARの磁場環境は、CMEの磁場の接続性と伝搬方向に加えて、開放磁場とヌルポイントのサイトを含み、地球へのSEPの脱出と到着に重要な役割を果たします。他のSEP生産性ARを調査して、それらの磁場環境とCME伝播方向が地球へのSEPの脱出と到着に重要かどうかを判断する必要があります。
ひもにインスパイアされた非局所場の理論における偽真空の運命
この記事では、弦の場の理論から動機付けられた弱非局所理論でコールマンバウンスを研究します。運動項は、質量スペクトルに新しい状態やゴーストを導入することなく、エネルギースケール$M$で機能する高次導関数の無限級数を介して拡張されます。システムを半古典的な方法で扱い、薄壁近似で気泡の核生成を計算します。理論における非局所スケール$M$の効果は、標準の局所バウンスシナリオと比較して、真空トンネリング率を偽の真空から真の真空に抑制することであることがわかります。同様に、気泡の壁から遠ざかるにつれて、非局所性の影響が減少し、この抑制が有核気泡の壁の周りでのみ顕著になることを示します。私たちの調査から、主な効果は、非局所性が局所バブルプロファイルの解を汚すという事実によるものであると結論付けています。ただし、気泡壁のエネルギーは、薄壁近似における理論の微視的な非局所的挙動の影響を受けないままです。また、リー・ウィック理論のケースと宇宙論への結果の応用についても議論します。
| Title |
Origin_of_nontopological_soliton_dark_matter:_solitosynthesis_or_phase_transition |
| Authors |
Yang_Bai,_Sida_Lu,_Nicholas_Orlofsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12290 |
この研究は、プランクスケールを超える大規模なグローバル電荷と質量を持つ非トポロジカルソリトンが初期宇宙で形成され、暗黒物質の存在量を支配できることを示しています。ソリトシンセシスでは、初期のグローバルな電荷の非対称性が存在する場合、ソリトンは平衡ダイナミクスの下でできるだけ大きく成長することを好みます。それらの量は、粒子融合によるソリトン形成が凍結する時期によって設定され、それらの電荷は、自由粒子を蓄積するのにかかる時間によって設定されます。この作業は、両方の量の推定を改善し、特に、以前に考えられていたよりもはるかに大きな荷電ソリトンが形成されることを示しています。結果は解析的に推定され、連成ボルツマン方程式を解くことによって数値的に検証されます。ソリトシンセシスがなくても、相転移は偽真空ポケット内に残された粒子からソリトンを形成し、現在の存在量と特性を決定する可能性があります。電荷の非対称性がゼロであっても、この方法で形成されたソリトンは、各ポケット内の(反)粒子数の統計的変動のために、非常に大きな電荷を持つ可能性があります。
FPGA ベースの高解像度 TDL TDC 向けの低デッド タイムでリソース効率の高いエンコード方法
| Title |
A_low_dead_time,_resource_efficient_encoding_method_for_FPGA_based_high-resolution_TDL_TDCs |
| Authors |
Wenhao_Dong,_Changqing_Feng,_Junchen_Wang,_Zhongtao_Shen,_Shubin_Liu,_Qi_An |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12498 |
本論文は,タップ遅延線(TDL)時間‐デジタル変換器(TDC)の細かい時間データのための新しい符号化法を提示する。これは分割統治戦略に基づいており、低いデッドタイム性能を維持しながらロジックリソースの使用率を大幅に削減できるという利点があります。さらに、高度なデバイスの気泡の深さが大きいという問題は、この方法で解決できます。ザイリンクスのArtix-7フィールドプログラマブルゲートアレイ(FPGA)デバイスに実装された4つの例を示します。このホワイトペーパーで紹介するエンコード方法を使用して、通常のTDLTDC(半分の長さの遅延線TDC)の細かい時間データをエンコードします。ダブルエッジおよびフォーエッジウェーブユニオンTDC。従来のエンコーダーを採用した最新の公開論文のTDCと比較すると、この論文のTDCのロジック使用率は、さまざまな状況で45%から70%削減され、エンコードのデッドタイムは1クロックサイクルに制限できます。実証されたTDCの許容可能な解像度も得られ、エンコード方法の機能性が証明されました。
パルサータイミングアレイにおける確率的重力波背景現象
| Title |
Stochastic_gravitational_wave_background_phenomenology_in_a_pulsar_timing_array |
| Authors |
Reginald_Christian_Bernardo_and_Kin-Wang_Ng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12538 |
パルサーのタイミングは、一般相対性理論と代替重力理論をテストするための独立した手段を提供します。これには、おなじみの横テンソル偏波を超えるメトリック偏波が確率的重力波背景としてどのように刻印され、ミリ秒パルサーのペアからの電波パルスの到着時間がどのように相関するかを理解する必要があります。この作業では、等方性確率的重力波背景に焦点を当て、一般的な重力の自由度を特徴とする、パルサータイミングアレイで観測可能な関連する物理量である、パワースペクトルとオーバーラップ削減関数を取得するための簡単で自己完結型の形式を提示します。ライトコーンから離れた横モードと縦モードの両方。さらに、有限のパルサー距離の考察を強調します。これは、2つの点で重要であることがわかります。1つ目は、すべてのモードを明確に定義すること、2つ目は、空のサブ度間隔のパルサーに含まれる小規模なパワーを維持することです。等方性確率的重力波背景の角度パワースペクトルとオーバーラップ削減関数に焦点を当てて、テンソル、ベクトル、およびスカラー分極についてこれについて説明します。私たちの結果は、パルサータイミングアレイ内のミリ秒パルサー全体の重力波誘起空間相関を調べるための効率的な数値手法への道を開きます。
異方性中性子星の $I-$Love$-C$ 関係
最も一般的な仮定の1つは、星の内部の圧力は本質的に等方性であるというものです。ただし、圧力は本質的に局所的に異方性であり、より現実的なケースです。この研究では、スカラー圧力異方性モデルを使用して、異方性中性子星の特定の特性を調査します。相対論的平均場モデルの状態方程式(EOS)を使用して、星内でさまざまな完全な流体条件がテストされます。質量($M$)、半径($R$)、コンパクトさ($C$)、ラブ数($k_2$)、無次元潮汐変形能($\Lambda$)、およびモーメントなどの異方性中性子星のプロパティ慣性($I$)が計算されます。上記の量の大きさは、$k_2$と$\Lambda$を除いて、異方性の正(負)の値で増加(減少)します。普遍的な関係$I-$Love$-C$は、相対論的ケースから非相対論的ケースまで、ほぼ58のEOSスパンで計算されます。異方性を含めると、それらの間の関係が弱くなることがわかりました。GW170817潮汐変形限界とさまざまなアプローチからの半径制約の助けを借りて、BLモデルを使用する場合、異方性パラメーターが1.0未満であることがわかります。普遍的な関係とGW170817によって与えられた潮汐変形性の限界を使用して、正準半径$R_{1.4}=10.74_{-1.36}^{+1.84}$kmと慣性モーメントの理論的限界を設定します。$I_{1.4}=1.77_{-0.09}^{+0.17}\times10^{45}$gcm$^2$等方性星の信頼限界90%。同様に、$\lambda_{\rmBL}=1.0$の異方性星の場合、値は$R_{1.4}=11.74_{-1.54}^{+2.11}$km,$I_{1.4}=2.40_{-0.08}^{+0.17}\times10^{45}$gcm$^2$それぞれ。
始原核合成による核観測量の探索
これらの量を変化させることにより、結合エネルギー、散乱長、中性子寿命、\textit{etc.}などの基本的な核観測量に対する原始核存在量の依存性を研究します。数値計算は、公開されている4つのコードを使用して実行されたため、これらの依存性に対するモデル依存(系統的)な不確実性の調査が容易になりました。実際、数パーセントのオーダーの偏差が見られます。さらに、いくつかの関連パラメータに対する速度の感度の温度依存性を考慮すると、最終的な原始存在量の感度が低下し、場合によってはかなりの量になります。これらの効果は、ここで研究された核パラメーターの根底にあるクォーク質量やカップリングなどの基本パラメーターに対する核存在量の依存性の研究に関連していると考えられています。
ベクトル理論における陽性限界
ユニタリティ、局所性、因果関係、ローレンツ不変性を仮定して、それ以外の場合は不明なUV補完で、最も一般的でゴーストのない一般化ProcaおよびProcaNuevo質量ベクトルモデルの有効場理論係数に関する新しい制約セットを導き出します。一般化されたProcaモデルの場合、以前は正の境界のコンテキストで考慮されていなかった新しい相互作用が含まれており、これらの追加の用語が、以前に考慮されていた相互作用のパラメーター空間の拡大につながることがわかりました。一般化されたProcaモデルとProcaNuevoモデルは同等ではありませんが、2つのモデルをパラメーター化する係数と、それらが正の境界で果たす役割との間に興味深い類似点が見つかります。
