| Title |
Uncovering_dark_matter_density_profiles_in_dwarf_galaxies_with_graph_neural_networks |
| Authors |
Tri_Nguyen,_Siddharth_Mishra-Sharma,_Reuel_Williams,_Lina_Necib |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12825 |
矮小銀河は暗黒物質が優勢な小さな銀河で、その一部は天の川銀河に埋め込まれています。バリオン物質(星やガスなど)がないため、暗黒物質の特性を調べるのに最適なテストベッドになります。これらの系の空間的な暗黒物質の分布を理解することで、形成と進化に影響を与える微物理的な暗黒物質の相互作用を制限することができます。私たちの宇宙の構造の。シミュレーションベースの推論とグラフベースの機械学習を活用する新しい方法を導入して、矮小銀河の暗黒物質密度プロファイルを、これらのシステムに重力的に結合している星の観測可能な運動学から推測します。私たちのアプローチは、動的ジーンズモデリングに基づく確立された方法のいくつかの制限に対処することを目的としています。この新しい方法は、暗黒物質のプロファイルにより強い制約を課すことができ、その結果、暗黒物質のハローの小規模な構造に関連する進行中のパズルのいくつかに重きを置く可能性があることを示しています。
二次重力波に対する自由流動ニュートリノの減衰効果を詳細に調べた。ボルツマン方程式を解き、ニュートリノによって誘起される異方性応力を二次に与えます。一次テンソルとそのスカラー摂動誘起重力波との結合を考察した。減衰カーネル関数の解析方程式を与え、最終的にエネルギー密度スペクトルを取得します。結果は、自由に流れるニュートリノが低周波重力波の密度スペクトルを大幅に抑制し、スペクトルの赤外線領域($k\llk_*$)で対数勾配$n$を拡大することを示しています。$k_*\sim10^{-7}$Hzのスペクトルでは、$k<k_*$の範囲で減衰効果が顕著です。1次と2次の複合効果により、振幅が$30\%$減少し、$k\sim10^{-9}$Hzで$n$が$1.54$から$1.63$にジャンプする可能性があります。パルサータイミングアレイ(PTA)の将来。
ハッブル定数の健全な地平線のない決定のロバスト性の評価
ハッブル張力は、再結合の前にサウンドホライズン($r_s$)を変更することで対処できます。これにより、ハッブル定数$H_0$の$r_s$フリー初期宇宙推定値に関心が集まります。LCDM内の完全な形状のBOSS銀河パワースペクトルの$r_s$フリー分析からの$H_0$の制約が最近報告され、LCDMを超えた物理学の実行可能性についてコメントするために使用されました。ここで、現在のデータを使用した$r_s$フリー分析は、モデルと宇宙論的パラメーターに設定された事前確率に依存することを示します。そのため、LCDM分析は、新しい物理学の賛成または反対の証拠として使用することはできません。初期暗黒エネルギー(EDE)や追加のニュートリノエネルギー密度($\DeltaN_{\rmeff}$)など、重要な圧力サポートを伴う追加のエネルギー密度を導入するLCDMを超えたモデルでは、$H_0の値が大きくなることがわかりました。$.一方、電子質量の変化($\Deltam_e$)など、再結合の時間のみに影響するモデルは、LCDMと同様の$H_0$制約を生成します。BOSSデータ、軽元素存在量からの制約、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)レンズ効果、スカラー振幅($A_s$)、スペクトルインデックス($n_s$)、およびPantheon+超新星からの$\Omega_m$に基づくCMBベースの事前確率を使用データセットから、LCDMで$H_0=64.9\pm2.2$km/s/Mpc;がわかりました。EDE、$H_0=68.7^{+3}_{-3.9}$;$\DeltaN_{\rmeff}$,$H_0=68.1^{+2.7}_{-3.8}$;$\Deltam_e$,$H_0=64.7^{+1.9}_{-2.3}$.投影されたサウンドホライズンのキャリブレーションされていないBAOおよびCMB測定値からの$\Omega_m$の事前確率を使用すると、これらの値はLCDM、$H_0=68.8^{+1.8}_{-2.1}$になります。EDE、$H_0=73.7^{+3.2}_{-3.9}$;$\DeltaN_{\rmeff}$,$H_0=72.6^{+2.8}_{-3.7}$;$\Deltam_e$,$H_0=68.8\pm1.9$.現在のデータでは、どのモデルもSH0ESと大きな緊張関係にあるわけではなく、$r_s$周辺化の有無による$H_0$事後比較に基づく一貫性テストは、LCDMモデルを超えた実行可能性に関して決定的ではありません。
スカラー弱重力予想とインフレーションモデル
[arXiv:2208.09842]でYuennanとChannuieは、dSをさらに改良して、複合NJLインフレーション(NJLI)、グルーボールインフレーション(GI)、スーパーヤンミルズインフレーション(SYMI)、オリエンティフォールドインフレーション(OI)などの4つのインフレーションモデルを調べました。沼地予想(FRSDC)の観点。彼らは、すべてのモデルがdS沼地予想(DSC)に違反しているが、前述の予想の自由パラメーターを手動で調整することにより(FRSDC)と互換性があることを発見しました。さて、この記事では、前述のインフレーションモデルのそれぞれを、沼地プログラムの他の2つの予想、スカラー弱重力予想(SWGC)と強スカラー弱重力予想(SSWGC)で確認したいと思います。これら2つの新しい予想と各モデルの同時互換性を調査したいと考えています。(FRSDC)と一致しているにもかかわらず、すべてのモデルがすべての地域でスワンプランドプログラムの他の予想と互換性があるわけではなく、これらの予想は特定の領域でのみ満たされることがわかります。また、高次導関数に定数パラメーター($\phi_{0}$)が存在するため、すべてのモデルの(SYMI)と(OI)は、沼地プログラムのすべての予想とより互換性があります。それらはすべて、より多くの満足を提供できます。それらは、宇宙の発展をより深く調べるための適切で正確なインフレーションモデルになり得ます。これらのモデルの特定の地域は、(FRSDC)、(SWGC)、および(SSWGC)と同時に互換性があると判断しました。
JWSTによる最近の観測では、$z\gtrsim10$にいくつかの明るい銀河の候補が特定されており、そのうちのいくつかは異常に大きく見える(最大$\sim10^{11}\\rmM_{\odot}$)。このような大質量銀河の初期形成は、標準的な$\Lambda\rmCDM$予測と一致させることが難しく、非常に高い星形成効率(SFE)が要求され、おそらく崩壊した構造の宇宙バリオン質量収支を超えることさえあります。線形摂動理論とPress-Schechter形式に基づく理想化された解析により、観測された大質量銀河の候補は、構造形成が質量($\gtrsim10^{9}\\rmM_{\odot}$)原始密度ゆらぎを増強する原始ブラックホール(PBH)。JWSTによって観測された最も大規模な銀河候補を生成できる、既存の経験的制約によって許可されたPBHパラメーター空間の領域を特定し、JWST時代のPBH宇宙論の一般的な特徴について説明します。
マイクロレンズ場と交差する重力波の波動効果：新しいアルゴリズムと補足研究
| Title |
Wave_effect_of_gravitational_waves_intersected_with_a_microlens_field:_a_new_algorithm_and_supplementary_study |
| Authors |
Xikai_Shan,_Guoliang_Li,_Xuechun_Chen,_Wenwen_Zheng_and_Wen_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13566 |
重力波(GW)イベントの増加により、GWの強力なレンズ効果の画像ペアを受信できるようになりました。ただし、マイクロレンズフィールドによる波の効果(回折と干渉)は、強力なレンズ信号の誤判定につながる可能性がある画像ペアのパラメーター推定を汚染します。マイクロレンズフィールドの影響を定量化するには、研究者は統計調査の大量のサンプルを必要とします。それにもかかわらず、振動特性のために、フレネル・キルヒホッフ回折積分の計算時間は、この側面の研究を妨げます。多くのアルゴリズムが利用可能ですが、マイクロレンズ場が銀河/銀河団に埋め込まれている場合には、ほとんどがうまく適用できません。この研究では、さまざまな種類の強力なレンズ画像に埋め込まれたマイクロレンズの波動光学効果を研究するための、より高速で正確なアルゴリズムを提案しています。さらに、フレネル-キルヒホッフ回折積分のレンズ平面境界の定量的推定基準を提供します。このアルゴリズムは、特に銀河/銀河団に埋め込まれたマイクロレンズフィールドの場合に、波動光学の研究を大幅に促進します。
校正されたガンマ線バースト $E_{\rm p}$-$E_{\rm iso}$ 相関からの遷移赤方偏移の制約
| Title |
Constraints_on_the_transition_redshift_from_the_calibrated_Gamma-ray_Burst_$E_{\rm_p}$-$E_{\rm_iso}$_correlation |
| Authors |
Marco_Muccino,_Orlando_Luongo,_Deepak_Jain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13700 |
ガンマ線の較正された$E_{\rmp}$-$E_{\rmiso}$相関を利用するモデルに依存しない手法を採用して、減速-加速エポック、つまり遷移赤方偏移$z_{tr}$を制約します。バースト(GRB)。そのために、実際のデータポイントに加えて、最大1,000ドルのシミュレートされた観測ハッブルデータ(OHD)ポイントを採用しています。次に、十分に統合されたベジェ多項式手法を使用して$E_{\rmp}$-$E_{\rmiso}$相関を較正し、OHDを2次まで補間します。GRBデータが較正されると、宇宙論的展開の2つの戦略を検討します。つまり、最初に$z_{tr}$の周りでハッブル率の直接展開を行い、次に同じ赤方偏移の周りで減速パラメーターを展開しますが、異なる赤方偏移を使用します。注文。タイプIa超新星、バリオン音響振動、およびGRBデータセットを使用して、モンテカルロ分析から、$z_{tr}$および$z=z_{tr}$でのジャークパラメータ、つまり$j_{tr}$に対する厳しい制約を推測します。私たちの結果は以前の結果と非常に互換性があり、ジャークパラメーターに関してわずかに異なる$\Lambda$CDM予測を確認します。この点で、一致パラダイムのどの拡張が可能であるかを推測し、調査結果を一般的なダークエネルギーモデルによって提供される期待と比較します。
ニューホライズンズ宇宙船によって取得された最高解像度の画像を使用した体系的な地形マッピングと詳細な地形分析により、冥王星の最大の月であるカロンに、初期の研究では詳細に調べられなかったさまざまな微分可能な地形が存在することが明らかになりました。私たちの研究の最も重要な発見には、(1)大きなクレーター(直径>30-40km)の切り捨てと省略、およびオズテラのいくつかの北向きで東向きに凸状の弧状範囲の東端に沿ったそれらのクレーターリムリッジが含まれます。(2)地球上の氷河のモレーン地形に似た葉状の尾根、葉状のノブ列、および葉状のエプロン、(3)垂れ下がった谷を含む樹枝状チャネルシステム、および(4)平行な尾根、ノブ列、および溝によって定義される局所的な線条面>長さ40〜50km。上記の観察とカロンの遭遇した半球の地形的二分法は、(i)バルカン平原盆地とその北縁に沿った伸張断層帯を作成した巨大な衝突、(ii)水氷岩盤のN2氷氷河侵食を促進し、水氷破片を堆積盆地に輸送することができる一時的な大気、(iii)地域的な氷河侵食、およびオズテラの高地から低地盆地への以前に設置された衝突噴出物堆積物の輸送バルカン平原の、(iv)カロンの脱紡糸によって誘発されたと解釈されるシン氷河期の北向きのスラスト運動、および(v)地球規模の退氷期におけるバルカン平原の下の地下N2氷上での水氷破片被覆層の発達。バルカン平原の充填は、氷火山活動を伴っていた可能性があります。衝突クレーターの大規模な修正は、カイパーベルト天体の形成メカニズムをテストするために使用される場合、カロンからのクレーターサイズ-頻度分布が下限としてのみ機能することを意味します。
SLOPpy による系外惑星大気の特徴付け
| Title |
Characterization_of_exoplanetary_atmospheres_with_SLOPpy |
| Authors |
Daniela_Sicilia,_Luca_Malavolta,_Lorenzo_Pino,_Gaetano_Scandariato,_Valerio_Nascimbeni,_Giampaolo_Piotto,_Isabella_Pagano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13045 |
透過分光法は、トランジットする惑星の上層大気に存在する主要な不透明源を推測し、熱圏と束縛されていない外気圏の組成を制約する最も有益な技術の1つです。高解像度の透過スペクトルを自動的に抽出できる公開ツールがないことは、科学的結果の再現性の問題を引き起こします。結果として、異なる研究グループによって得られた結果を比較し、系外惑星大気の均一な特性評価を実行することは非常に困難です。この作業では、SLOPpy(SpectralLinesOfPlanetswithpython)という名前の、一般に公開されているユーザーフレンドリーな標準ツールを提示して、系外惑星の光透過スペクトルを可能な限り正確に自動的に抽出および分析します。空の放射、大気の分散、地球の特徴と星間線の存在、中心から縁までの変動、およびロシター・マクラフリン効果の入力スペクトルを修正するために、SLOPpyによって最初にいくつかのデータ削減ステップが実行されます。-アートツール。パイプラインは、大気特性評価のための理想的なターゲットのHARPSおよびHARPS-Nデータに正常に適用されました。最初にコードのパフォーマンスを評価し、その適合性を検証するために、ここでは、HD189733b、WASP-76b、WASP-127b、およびKELT-20bに関する他の研究の以前の分析から得られた結果との比較を提示します。私たちの結果を同じデータセットを分析した他の研究と比較すると、このツールはほとんどの場合1$\sigma$以内で公開された結果と一致する結果を示し、SLOPpyを使用して同様のまたはより高い統計的有意性。
木星系は、X線源の宝庫です。多様で動的な大気およびオーロラ放出、拡散放射線帯とイオトーラス放出、および木星の衛星とのプラズマ表面相互作用です。このシステムは、天文学的なX線の豊富な自然実験室であり、各地域が独自のX線生成プロセスを紹介しています。太陽コロナ放射の散乱と蛍光。高エネルギーイオンからの電荷交換放出。相対論的電子からの逆コンプトン、熱および非熱制動放射。元素組成とガリレオ衛星での生命の可能性を示す指紋蛍光線。高エネルギー天体物理学の領域にとって、おそらく木星の最大の特徴は、観測されたX線放出をその場でのプラズマおよびそれらにつながる正確な物理プロセスの磁場測定と結び付ける機会です。-その場。このような同時研究により、木星の壮観な軟X線フレアと脈動は波動と粒子の相互作用によって生成され、制動放射オーロラは磁気ディスクのリコネクションと双極化によって変化することが明らかになりました。多くのリモートシグネチャがソースプロセスに関連付けられたままですが、未来は明るいです。チャンドラ、NuSTAR、XMM-Newton、Junoの現場測定の相乗効果により、今後数年間で革命的な洞察が提供され続け、JUICEとEuropaはATHENAとミッションを遂行します。おそらく、Lynxは新しいレガシーを可能にするでしょう。ただし、一部の放射を真に特徴付ける(ガリレオ衛星の元素組成のマッピングなど)には、その場でのX線計測が必要です。最近の進歩により、木星科学に最適なコンパクトで軽量なX線装置が可能になりました。この章は、システムの理解をパラダイムシフトする可能性のある低リスクの概念を確認することで締めくくります。
銀河中心に向かう単色光の探索
銀河中心に向かって140平方度の領域で、1秒未満のパルスと連続放射の両方の単色光が検索されました。毎秒6平方度以内のすべてのポイントの光スペクトルを取得する新しい機器が構築され、レーザーと天体物理源を区別することができます。このシステムは、修正されたシュミット望遠鏡、口径0.28メートルのウェッジプリズム、および9500x6300ピクセルの高速CMOSカメラで構成されています。2021年中に、合計34800回の露出が取得され、サブセカンドパルスと時間的に連続したモノクロソースの分析が行われました。単色光は見つかりませんでした。10メートルの開口部を持ち、100光年離れた場所にあるベンチマークレーザーは、1秒間に最大60メガワット以上の出力があれば検出され、1000光年離れた場所からは6000MWが必要です。この光学レーザーの非検出は、すべての質量の5000以上の近くの星、アルファケンタウリの太陽重力レンズ焦点、および広帯域光パルスの全天探索からの以前の光学SETI非検出に追加されます。これらの非検出は、ブロードバンドパルスの非検出とともに、光学ドメインで成長しているSETI砂漠を構成しています。
惑星系の並列 N 体シミュレーション: 直接的なアプローチ
n体システムの直接重力シミュレーションには時間の複雑性O(n^2)があり、体の数が増えるにつれて計算コストが高くなります。このワークロードを複数のコアに分散すると、計算が大幅に高速化されます。これは、並列計算の基本原理です。このプロジェクトは、BlueCrystalスーパーコンピューター上で、次の1000年(2015年から3015年)の太陽系をシミュレート(進化)します。重力体(惑星、月、小惑星)は正常にシミュレートされ、NASAのJPLHorizonsWebインターフェイスを介して太陽系オブジェクトの初期状態(質量、位置、および速度ベクトル)が取得されました。共有メモリシステムと分散メモリシステムの2つの並列コンピューティングドメインが調査されます。
| Title |
Terrestrial_planet_and_asteroid_belt_formation_by_Jupiter-Saturn_chaotic_excitation |
| Authors |
Patryk_Sofia_Lykawka_and_Takashi_Ito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13647 |
地球型惑星は、太陽系の原始惑星系円盤内の小さな月-火星質量の天体の降着によって形成されます。地球惑星形成モデルは、空間的に狭い円盤が巨大な金星と地球、そしてそれより軽い火星を形成する可能性があることを示唆しています。いくつかのシナリオがこのような円盤を生成する可能性があります:ガスによる木星の移動、初期の巨大惑星の不安定性、胚の収束、および微惑星/小石の積み上げ。しかし、これらのモデルは、4つの地球型惑星の同時形成や、太陽系内惑星系のその他の特性を説明する上で、深刻な課題に直面しています。ここで、巨大惑星の不安定性が発生する前に、共鳴に近い木星と土星の構成(2:1の平均運動共鳴)によって生成されるカオス的励起が狭い円盤を作成し、地球型惑星と小惑星帯の形成を可能にすることを発見しました。私たちのシミュレーションは、このメカニズムが通常、5-10Myrのタイムスケールで~1.5auを超えて大規模な円盤を枯渇させる可能性があることを示しました。結果として得られた地球システムは、金星、地球、火星の現在の軌道と質量を再現しました。約0.8～0.9天文単位の内側領域の円盤成分を考慮すると、いくつかの地球系が同時に4つの地球型惑星の類縁体を形成しました。私たちの地球システムは、追加の制約も頻繁に満たしていました。月を形成する巨大な衝突は、中央値で約30～55Myrの後に発生し、2au以内に形成された円盤オブジェクトによって表される後期衝突者、および地球の形成の最初の10～20Myrの間の効果的な水供給です。最後に、私たちのモデルの小惑星帯は、小惑星帯の軌道構造、小さな質量、および分類法(S、C、およびD/P型)を説明しました。私たちの結果は、無秩序な励起メカニズムが太陽系の地球型惑星と小惑星帯を形作ったことを示しています。
NGC 5548 の近赤外線冠状線の複数の場所
| Title |
Multiple_locations_of_near-infrared_coronal_lines_in_NGC_5548 |
| Authors |
Daniel_Kynoch,_Hermine_Landt,_Maryam_Dehghanian,_Martin_J._Ward_and_Gary_J._Ferland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12821 |
活動銀河核(AGN)における近赤外コロナ線の変動性に関する最初の集中的な研究を提示します。輝線フラックスとプロファイル形状の両方の変動性を研究するために、NGC5548で約1週間に1回行われる1年間にわたる分光モニタリングキャンペーンのデータを使用します。多くのAGN冠状線と同様に、ここで研究されたものは低イオン化禁制線よりも広く、それらに対して青方偏移しており、標準的な狭い線領域の内部の流出に起源があることを意味する層別化を伴うことがわかります。[SVIII]と[SiVI]冠状線プロファイルを初めて観察しました。これは、[SIX]または[SiX]のいずれにも見られない特徴である、狭いコアに加えて広い翼を示します。これらの翼は非常に可変的ですが、コアは無視できるほどの変化を示します。異なる線成分のプロファイル形状と変動特性の両方の違いは、AGNに少なくとも2つの冠状線領域があることを示しています。私たちは、可変の広い翼を、ほこりの多いトーラスの内側の端から蒸発したX線で加熱された風の基部と関連付けます。冠状線のコアは、狭い線領域の内側のいくつかの場所で形成される可能性があります。この加速する塊状の風に沿って、またはオブスキュラーで識別され、外側の降着円盤および広い線領域と同様のスケールで出現するはるかにコンパクトな流出のいずれかです。.
JWST によって観測された z > 10 の銀河における星形成の効率と確率論とダスト消滅のバランス
| Title |
Balancing_the_efficiency_and_stochasticity_of_star_formation_with_dust_extinction_in_z_>_10_galaxies_observed_by_JWST |
| Authors |
Jordan_Mirocha,_Steven_R._Furlanetto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12826 |
ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)による初期の観測では、ハッブル較正モデルの予測と比較して、赤方偏移z>10に明るい銀河が過剰に存在することが示されています。さらに困惑しているのは、z~9と、これまでに調べられた最大の赤方偏移z~13-17との間で、そのような天体の存在量が明らかに進化していないことです。この研究では、最初に、JWSTLFとの一致が不十分であるにもかかわらず、UVLFと4<z<8での色に較正された半経験的モデルが、個々のJWST銀河の特性に関する制約とほぼ一致することを示します。年齢、および静止紫外スペクトル勾配。次に、低質量のハローで予想されるよりも星の形成が効率的である場合、(固定されたハロー質量での)銀河の星形成率の桁違いの散乱が、実際に明るい銀河の存在量を押し上げることができることを示します。ただし、存在量の問題に対するこの解決策は、他の場所で張力を導入します。これは、低質量のハローの明るい等級ビンへの上方散乱に依存しているため、典型的な年齢、質量、およびスペクトル勾配が、このように観測された銀河からの制約よりもはるかに低いと予想されます。遠い。この緊張は、無視できない赤化によって緩和される可能性があり、測光的に選択された候補の最初のバッチが確認された場合、z>10の銀河では星形成とダスト生成が予想よりも効率的である可能性があることを示唆しています。
コズミック・ドーンを対象とした測光銀河調査の期待される純度について
過去30年間、ライマンブレーク法を使用したフォトメトリック銀河選択は、高z宇宙の理解を変え、3<z<8の銀河の大きなサンプルを比較的小さな汚染で提供しました。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡の出現により、ライマンブレーク技術はz~17まで拡張されました。しかし、得られたサンプルの純度はテストされていません。ここでは、暗黒物質のハロー質量関数の堅牢な基礎の上に構築された単純なモデルを使用して、特に明るい銀河の場合、予想される汚染レベルがz>10で劇的に上昇し、選択プロセスに厳しい要件が課せられることを示します。z>12で最も明るい光源は、潜在的な汚染物質よりも少なくとも1万倍少ない可能性が高いため、少数のターゲット光源を特定するには、広範な分光追跡キャンペーンが必要になる場合があります。
銀河中心の分子分画: 中央分子ゾーンと HI ゾーン
銀河中心(GC)の分子分画をマッピングすることにより、CMZ(中央分子帯)がどの程度の分子で中心にあるかという問題に定量的に対処します。この目的のために、COおよびHIラインのアーカイブデータを分析し、カラム(表面)および体積分子分率$f_{\rmmol}^\Sigma$および$f_{\rmmol}^\を決定します。線強度から天空に投影されたH$_2$の柱質量密度と全ガスの密度(H$_2$+HI)の比であるrho$と、\Htwoの体積質量密度の比\それぞれ輝度温度から全ガスに。$f_{\rmmol}^\Sigma$はCMZで$\sim0.9-0.95$と高く、GCで$f_{\rmmol}^\rho$は$0.93-0.98$であることが示されています。アームIとIIは、SgrB2に向かって$\sim0.98$の最高値を達成します。拡大する分子環(EMR、または平行四辺形)の$f_{\rmmol}^\Sigma$は$\sim0.9-0.93$とわずかに小さくなっています。我々はCMZを$f_{\rmmol}^\Sigma\ge0.8-0.9$を持つ領域として定義し、$l=-1^\circ.1からのH$_2$列密度のプラトー状分布の肩の間にある。$\pm0^\circ.2$の半分の厚さを持つガウス垂直分布を持つ$から$+1^\circ.8$。CMZは、$l\sim-2^\circ$と$+2^\circ.5$、$b=-0^\circの間のHIディスクとして定義される中央HIゾーン(CHZ)に埋め込まれています。.5$と$+0^\circ.5$.分析に基づいて、CMZの起源と、$f_{\rmmol}^\Sigma$と$f_{\rmmol}^の違いから推測される分子ガスとHIガスの体積充填率などの星間物理学について説明します。\rho$.
不確かなタイプのブレイザーズ候補の分類
| Title |
The_Classification_of_Blazars_Candidates_of_Uncertain_Types |
| Authors |
Jun-Hui_Fan,_Ke-Yin_Chen,_Hu-Bing_Xiao,_Wen-Xin_Yang,_Jing-Chao_Liang,_Guo-Hai_Chen,_Jiang-He_Yang,_Yu-Hai_Yuan,_De-Xiang_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12917 |
この作業では、サポートベクターマシン(SVM)法を採用して、光子フラックス$\alpha_{\rmphに対する光子スペクトルインデックスのプロットでBLLacertaeオブジェクト(BLLacs)とフラットスペクトル電波クエーサー(FSRQ)を分離します。}\sim{\rmlog}\,F$,変動指数に対する光子スペクトル指数$\alpha_{\rmph}\sim{\rmlog}\,\textit{V\!I}$,および光子フラックスに対する変動指数のそれ${\rmlog}\,{V\!I}\sim{\rmlog}\,F$.次に、分割線を使用して、\textit{Fermi}/LATカタログからの不確実な型のblazars候補のFSRQからBLLacsを伝えました。主な結論は:1.BLLacsとFSRQを$\alpha_{\rmph}=-0.123\,{\rmlog}\,F+1.170$で分離し、{\rmlog}\,F$プロット、$\alpha_{\rmph}=-0.161\,{\rmlog}\,{V\!I}+2.594$$\alpha_{\rmph}\sim{\rmlog}\,{V\!I}$プロット、および${\rmlog}\,{V\!I}=0.792\,{\rmlog}\,F+9.203$${\rmlog}\,{V\!I}\sim{\rmlog}\,F$プロット。2.932個のBLLac候補と可能なBLLac候補、および585個のFSRQ候補と可能なFSRQ候補が得られました。3.文献との比較のため、いくつかの議論が行われています。
ディープイメージングから極リング銀河の性質を解明
| Title |
Unveiling_the_nature_of_polar-ring_galaxies_from_deep_imaging |
| Authors |
Aleksandr_V._Mosenkov,_Vladimir_P._Reshetnikov,_Maria_N._Skryabina,_Zacory_Shakespear |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12943 |
一般的な構造特性と低い表面輝度の潮汐の特徴は、銀河の形成に関する重要な手がかりを保持しています。この論文では、SloanDigitalSkySurvey(SDSS)Stripe82およびその他の深層調査からの光学イメージングに基づいて、極環銀河(PRG)のサンプルを研究します。現在までにPRGの候補の最も深い画像を調査します。ホスト銀河と関連する極構造に対して測光分解を実行し、両方の構成要素の構造特性を導き出すことができます。サンプルのほとんどのPRGの周りに非常にかすかな潮汐構造を検出できます。いくつかの銀河では、合体による極リングの形成を直接観察することができます。これは、犠牲銀河の残骸と、その物質で構成される弧状の極構造に現れます。いくつかのケースでは、潮の降着の兆候を識別することができます。得られた結果は、銀河の重力相互作用と合体が極環銀河の形成の最も妥当なメカニズムであることを示しています。
GASP XXXIX: MeerKAT が A2626 でクラゲを狩る
| Title |
GASP_XXXIX:_MeerKAT_hunts_Jellyfish_in_A2626 |
| Authors |
Tirna_Deb,_Marc_A.W._Verheijen,_Bianca_M._Poggianti,_Alessia_Moretti,_J.M._van_der_Hulst,_Benedetta_Vulcani,_Mpati_Ramatsoku,_Paolo_Serra,_Julia_Healy,_Marco_Gullieuszik,_Cecilia_Bacchini,_Alessandro_Ignesti,_Ancla_M\"uller,_Nikki_Zabel,_Nicholas_Luber,_Yara_L._Jaff\'e,_Myriam_Gitti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12950 |
銀河団A2626内の6つのクラゲ候補銀河(JFCG)のMeerKATHI観測を紹介します。Bバンド画像からJFCGと同定された6つの銀河JW100とJW103のうち2つは、クラゲ銀河(JFG)であることが確認されました。どちらのJFGもHI含有量が低く、クラスターコアに存在し、非常に高速($\sim$3$\sigma_{cl}$)で移動します。クラゲ以外の銀河として識別される他のJFCGは、HIが豊富で、HIの形態により、ワープ、非対称性、および潮汐相互作用の可能性が明らかになります。A2626JFGとGASPサンプルから確認された他の3つのJFGの両方は、これらの銀河がHIストリップされているが、まだ消光されていないことを示しています。JW100では、HI、Halpha、およびCOのテールが同程度($\sim$50kpc)検出されます。多相速度チャネルを比較すると、おそらくストリッピングされたガスとICMの間の長期にわたる相互作用が原因で、Halpha放出が存在する尾部の北部セクションでHIまたはCO放出が検出されません。また、HIとCOの間に逆相関が見られます。これは、尾部の南部でHIがH2に効率的に変換されていることを示唆しています。RPSとHIからH2への変換の両方が、原子ガスの重要な枯渇チャネルであることがわかります。HIからH2への変換は、テールよりもディスクの方が効率的です。
アルマ望遠鏡によるJWST $z \approx 12-13$ 銀河候補からの [OIII] 88 $\mu$m および 1.2 mm 連続体放射の上限
ジェームスウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)の公開NIRCam観測に基づいて、多くの新しい$z>11$銀河の候補が特定されました。これらの候補の分光学的確認は、それらの赤方偏移を確実に測定し、初期宇宙における銀河の形成に関する私たちの理解の文脈に置くために必要です.GLASS-z13はこれらの候補の1つであり、報告されている測光赤方偏移$z>11.9$、恒星質量$\log{(M_{\rmstar}/\rm{M}_\odot)}=9.0^{$7^{+4}_{-3}\,\rm{M}_\odot\,\rm{年}^{-1}$。[\ion{O}{III}]\を検索してGLASS-z13の分光赤方偏移を取得するために取得した、公開されているALMAバンド6DDT観測(プロジェクト2021.A.00020.S;PIT.Bakx)を提示します。88\,\textmum線放射の赤方偏移範囲$z=11.9-13.5$。[\ion{O}{III}]\,88\,\textmum発光は、GLASS-z13周辺のアパーチャ内で抽出された統合スペクトルでは検出されず、自動線検出アルゴリズムを使用しても検出されません(さまざまなUV重み付け戦略を適用するイメージング）。GLASS-z13に関連する1.2~mmの連続発光も検出されません。GLASS-z13がz$\approx$12-13にある場合、これは[\ion{O}{III}]\,88\,\textmumおよびrest-frame$の3-$\sigma$上限を意味しますそれぞれ$\sim6\times10^6\,\rm{L}_\odot$と10.8$\mu$Jyの\sim$90$\mu$m連続放出。[\ion{O}{III}]\,88\,\textmumと連続体放出が検出されないことは、必ずしもGLASS-z13が$z\approx12-13$にないことを意味するわけではありません。また、$z\sim12$銀河の最近のシミュレーションによる予測と一致して、低金属量の星間媒体($\sim0.05\,\rm{Z}_\odot$以下)によっても説明できます。これは、最初の銀河の特性を研究するためのALMAとJWSTの相乗効果を示していますが、GLASS-z13の高い測光赤方偏移を確認または拒否するには、JWST/NIRSpec分光法が必要になります。
ライマンアルファ散乱に対する乱流の影響
中性原子水素ガスを伝搬するライマンアルファ(Ly$\alpha$)光子の散乱に対する有限の相関長を持つ乱流の影響を研究するモンテカルロ放射伝達コードを開発します。有効平均自由行程、創発スペクトル、およびLy$\alpha$光子が経験する散乱の平均数が、乱流の存在下でどのように変化するかを調査します。相関長は重要で敏感なパラメーターであり、平均的なLy$\alpha$光子が乱流雲を脱出する前に受ける散乱イベントの数を桁違いに減らすことができることがわかりました。これは、スピン温度のLy$\alpha$放射へのWouthuysen-Fieldカップリングの有効性に影響を与えるだけでなく、散乱光子の偏光にも影響を与える可能性があります。
星形成領域におけるダスト粒子配列と回転分裂の理論と観測研究の最近の進歩
| Title |
Recent_progress_in_theory_and_observational_study_of_dust_grain_alignment_and_rotational_disruption_in_star-forming_regions |
| Authors |
Le_Ngoc_Tram_and_Thiem_Hoang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13195 |
ダスト天体物理学の現代的な理解により、放射線とダストの相互作用から生じる放射トルク(RAT)が、粒子の配列と回転の乱れを含む2つの基本的な効果を引き起こす可能性があることが明らかになりました。ここでは、星形成領域(SFR)に向かって観測されたダスト偏光を使用して、これらの効果の理論的開発と観測テストにおける最近の進歩を確認します。最初に、それぞれRAT-A効果とRAT-D効果と呼ばれるRATアライメントとRAT破壊の基本理論を確認します。次に、RAT-AとRAT-Dの両方を考慮して偏光熱ダスト放出をモデル化するために使用する数値的方法と、観測のためのダスト偏光の理論的予測について簡単に説明します。次に、SFRへの熱ダスト分極を使用して、RAT-AおよびRAT-D効果の観測証拠を検索するための観測努力を確認します。最後に、これらのSFRに向かって観測されたダストの偏極から推定される磁場と、原始星環境、ダストの進化、時間領域の天体物理学など、さまざまな天体物理条件に対するRATパラダイムの意味について説明します。
運動学的データは、銀河で最も金属が豊富な領域として核星団を再構築します
銀河中心(GC)は、地球からわずか8kpcの位置にあり、銀河核を理解するための独自のテンプレートを構成しています。それにもかかわらず、GCへの高い混雑と絶滅は、その主要な星の構成要素である核星盤（NSD）と核星団（NSC）の研究を妨げています。最近の研究では、NSDとNSCは、NSCに向かう視線に沿って、それらの星の異なる絶滅を介して区別できることが示唆されています。これにより、さまざまな絶滅グループの固有運動、動径速度、および金属量分布を分析するようになりました。NSCを中心とする領域で、NSD星とNSC星の可能性を区別するために、測光、運動学、および金属量のデータを使用します。星の2つの異なる消滅グループを検出し、NSDとNSCの予想される運動学と一致して、それらのそれぞれについて有意に異なる適切な運動分布を得ました。NSDとNSCで異なると思われる動径速度マップを導き出しました。また、構成要素ごとに異なる金属量を発見し、最大のものは最も消滅した星のグループについて測定されました。各吸光グループの金属量分布はバイモーダル分布に最もよく適合することがわかりました。これは、それぞれに2つの金属量成分が存在することを示しています(太陽の金属量をわずかに下回っている広い部分と、より金属が豊富で狭い部分で、最大である)。恒星の高絶滅グループ)。両方の絶滅グループは、運動学と金属量が異なる別個のGCコンポーネントであり、NSDとNSCに対応すると結論付けています。したがって、異なる絶滅によってそれらを区別することが可能です。NSCの金属が豊富な星について得られた高い平均金属量$[M/H]\sim0.3$\,dexは、NSCがおそらく銀河で最も金属が豊富な領域であることを裏付けています。
LAMOST-Gaia におけるスーパー メタル リッチ スターの同方向回転起源の証拠: ファイ面と Lz 面で同様の勾配を持つ複数の尾根
| Title |
Evidence_for_Co-rotation_Origin_of_Super_Metal_Rich_Stars_in_LAMOST-Gaia:_Multiple_Ridges_with_a_Similar_Slope_in_phi_versus_Lz_Plane |
| Authors |
Yuqin_Chen,_Gang_Zhao_and_Haopeng_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13353 |
太陽系近傍のスーパーメタルリッチ(SMR)星は、内側の円盤で生まれ、銀河バーの共回転共鳴(CR)で最も激しい放射状移動によって現在の位置に来たと考えられています。この作業では、-8km/skpc/degの同様の勾配に従って、メディアンVRによってコード化されたphi対Lz空間で6つの尾根と起伏を検出することにより、LAMOST-GaiaのSMR星のCR起源の証拠を示します。傾きは、大きくて遅い銀河バーのCRに対するモナリオらのモデルによって予測されます。初めて、この勾配に続く-18km/s付近の負のVRを持つ2つの外側の広い起伏について、-10度から20度の方位角での角運動量の変化を示します。CRの外側の大きな振幅と2番目のうねりの広いピークをもつ波状パターンは、射手座矮小銀河と円盤の小さな合体が、銀河バーのCRの重大な影響以外の役割を果たしている可能性があることを示しています。
SDSS IV MaNGA -- フェイスオン銀河における星形成駆動のバイコニカル アウトフロー
| Title |
SDSS_IV_MaNGA_--_Star-Formation_Driven_Biconical_Outflows_in_Face-On_Galaxies |
| Authors |
Dmitry_Bizyaev,_Yan-Mei_Chen,_Yong_Shi,_Namrata_Roy,_Rogerio_Riffel,_Rogemar_A._Riffel,_Jose_G._Fernandez-Trincado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13392 |
SDSSMaNGA(MappingNearbyGalaxiesatAPO)調査で、中央の星形成に起因するバイコニカルガスアウトフロー(FSFB)を伴う132個の正面向きの低傾斜銀河を発見しました。FSFB銀河は、その中心で二重ピークまたは広がった輝線プロファイルを示します。ピークと最大の流出速度は、それぞれ58km/sと212km/sです。ガス速度分散は、ガス塊のジーンズ不安定性またはガス乱流散逸によって強化されたガス分散のモデルと互換性のある中心星形成表面密度への穏やかな依存性を明らかにします。ガスの流出速度を推定し、中心ガスの枯渇時間は銀河の質量に依存しないと結論付けました。同様に、星形成によるガス消費率に対するガス流出率の比率は、大質量銀河では低く、低質量天体では高くなりますが、星形成はガス消費のより急速なプロセスです。FSFB銀河の特性を375の比較銀河の対照サンプルと比較し、FSFB天体は中心部に星形成の集中が高く、周辺部に比べて中央部の星の数が若いことがわかりました。銀河の環境を分析し、近くの衛星と低表面輝度構造の要素を特定しました。銀河相互作用の初期および中間段階に割り当てることができる多くの潮汐強化された特徴が、比較サンプルに関してFSFB銀河ではるかに頻繁に見られることがわかります。ガスは小さな衛星からの降着によって補充されるべきであると結論付けています。
全天のサブミリのダスト放出に基づいて導き出された中間速度 HI 雲の金属性
| Title |
Metallicity_of_the_intermediate_velocity_HI_clouds_derived_based_on_the_sub-mm_dust_emission_for_the_whole_sky |
| Authors |
Takahiro_Hayakawa_and_Yasuo_Fukui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13406 |
空の80%以上で47arcminの分解能で、21cmHI放射とサブmmダスト放射を組み合わせた重回帰分析を実行しました。この方法は空を連続的にカバーし、ガスのごく一部をカバーする明るい星への光吸収線の測定とは区別されます。ダストとガスの比率が金属量に比例すると仮定して、すべてのHI成分、つまり中速雲(IVC)、高速雲(HVC)、および局所的な雲の金属量を導出しました。HIガス。主な結果には、IVCの金属量が0.1～1.5の範囲(ローカル拡散HIガスの大部分と比較して)であり、モードが0.6であること、およびそのかなりの割合($\sim$30%)が含まれます。IVCには、<0.3の低金属ガスが含まれます。さらに、HVCコンプレックスCの80%が<0.3の金属量を持ち、マゼランストリームの金属量が<0.1と均一で非常に低いことが明らかになりました。低金属量のIVCガスの大部分は、銀河噴水モデルではなく、外部の低金属量HIガスの降着の図を支持する可能性があると主張します。さらに、IVCは速度の低下とともにIVCの金属量が増加する傾向を示し、IVCがz<1kpcでの動的相互作用を介して高金属量のハローガスを蓄積していることを示唆しています。
OGLE-IV $\delta$ Scuti Stars を使用した天の川バルジの 3 次元構造への MCMC アプローチ
| Title |
An_MCMC_Approach_to_the_Three-dimensional_Structure_of_the_Milky_Way_Bulge_using_OGLE-IV_$\delta$_Scuti_Stars |
| Authors |
Mami_Deka_(1),_Sukanta_Deb_(1_and_2),_Kerdaris_Kurbah_(1)_((1)_Department_of_Physics,_Cotton_University,_Panbazar,_Guwahati,_Assam,_India,_(2)_Space_and_Astronomy_Research_Center,_Cotton_University,_Panbazar,_Guwahati,_Assam,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13497 |
銀河バルジ領域($-8^{\circ}.3<l<9^{\circ}.4$)OGLE-IVプロジェクトによって最近リリースされた$7,440$星の測光データのクリーンなサンプルを使用しています。バルジの幾何学的パラメーターは、5次元パラメーター空間での最尤法(ML)分析に基づいて決定されます。これらのパラメーターのより洗練された値とその不確実性は、完全なベイジアンマルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)分析から取得されます。膨らみを楕円体として近似し、ガラクト中心距離の関数としての星の数密度の分布は、3つの分布関数を使用してモデル化されています。タイプと1つのガウス($\rmG$)タイプ。AIC値とBIC値に基づいて、指数モデル$\rmE_{1}$が、MCMC分析から得られたパラメーター値の最適な統計モデルとして選択されます。MCMC分析の結果は次のとおりです。銀河中心までの平均距離(GC)は、$R_{0}=8.034\pm0.012_{\rmstat}\pm0.586_{\rmsys}$kpcであることがわかります。バルジ$\delta$Scuti分布は、$1.000\pm0.005:0.348\pm0.002:0.421\pm0.002$として、正規化された($a\equiv1$)軸比($a:b:c$)を持つ3軸形状をしています。.ここで$a$は、銀河面にあり、私たちの方を向いている半長軸です。$b$と$c$は2つの半短軸で、前者は銀河面にあり、後者はそれに垂直です。ガラクト中心距離$R\ge2.0$~kpcで得られた$a$と比較して$b$の値が小さいことは、バー角度$22^{\circ}のバルジのバー状構造の存在を示しています。006\pm2^{\circ}.078$.
これは、ファジー暗黒物質モデルにおける銀河のいくつかの特性に関する簡単なレビューです。暗黒物質は、質量$m=O(10^{-22})eV$の超軽量スカラー粒子です。量子圧力から、ダークマターはハロー長スケールを持ち、コアカスプ問題などのコールドダークマターモデルの小規模な問題を解決し、観測された銀河の他の多くの謎を説明できます。
拡散星間バンドのプロファイルの拡大
| Title |
Broadened_profiles_of_Diffuse_Interstellar_Bands |
| Authors |
J._Kre{\l}owski,_G.A._Galazutdinov,_P._Gnaci\'nski,_R._Hakalla,_W._Szajna,_R._Siebenmorgen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13519 |
この論文では、おそらく介在する雲の物理的特性によって引き起こされる、46の視線で測定された拡散星間バンド(DIB)のプロファイルの広がりとピーク波長の変動について説明しています。調査された4つの拡散バンド(5780、5797、6196、および6614\AA)の半値全幅は、特徴の幅を2倍にする強い変動性を示しています。効果の大きさにもかかわらず、現在の分析は、最も強い拡散バンドに限定されています。弱いバンドでは、はるかに高いS/N比が必要になるからです。調査されたDIBのプロファイルの広がりは、プロファイルの中心をより長い波長に向かって移動させます。これは、おそらく未知の分子キャリアのP分岐のより高いレベルの励起によるものです。さらに、拡散バンドは、水素分子の振動励起状態が豊富に存在する雲ではより広くなります。つまり、DIBの広がりは、H$_2$$\nu$=2振動レベルで推定される回転温度と相関します。ただし、DIBの非常に広範なプロファイルを示すオブジェクトはほとんどありません。Herschel~36では、DIBプロファイルの極端な特異性が検出されました。ここでは、さまざまな機器からのスペクトルで確認された、拡散バンドの幅の漸進的な成長を示します。
低質量銀河UGC 7321の薄い円盤と厚い円盤の星形成閾値とトランケーションのリンク
| Title |
Linking_star_formation_thresholds_and_truncations_in_the_thin_and_thick_disks_of_the_low-mass_galaxy_UGC_7321 |
| Authors |
Sim\'on_D\'iaz-Garc\'ia,_S\'ebastien_Comer\'on,_St\'ephane_Courteau,_Aaron_E._Watkins,_Johan_H._Knapen,_Javier_Rom\'an |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13527 |
ほとんどの渦巻銀河には薄い円盤と厚い円盤が見られますが、その形成シナリオは不明なままです。厚いディスクが形成されるプロセスが遅いか速いか、内部プロセスか環境プロセスかは不明です。光学的および近赤外線(NIR)表面輝度プロファイルの低下として観察される、薄い円盤と厚い円盤の外側の切り捨ての物理的な起源も、よく議論されているトピックです。これらの切り捨ては、天の川型銀河の星形成(SF)のしきい値に関連付けられていますが、そのような低質量の対応する銀河や厚い円盤では、そのような接続は確立されていません。エッジオン銀河UGC7321の測光分析は、ブレークスルーの可能性を提供します。このよく研究された拡散した、孤立した、膨らみのない、極薄の銀河は、動的にもSFでも未進化であると考えられています。これは、厚い円盤と切り捨ての形成における内部効果を解きほぐすための理想的なターゲットです。最近のSFを追跡する深遠および近紫外(UV;GALEX)画像と、古い恒星集団を追跡する光学(DESIgrz)およびNIR(Spitzer3.6ミクロン)画像からの私たちの軸方向光プロファイルは、外側の詳細な識別を可能にします。薄いディスクと厚いディスクの両方でプローブされたすべての波長の切り捨て。正面からのビューにデプロジェクションした後、ガス密度SFしきい値の理論的期待と一致して、1平方パー秒あたり約1.5太陽質量の星密度で鋭い切り捨ての痕跡が見つかります。トランケーション半径を超える赤い色は、星が外側の領域に向かって移動していることを示しています。このように、UGC7321の自然のままの性質を考えると、厚い円盤とトランケーションが内部メカニズムだけで形成される可能性があることを示しています。これは、質量の小さい銀河の間で物理的に動機づけられた円盤サイズの測定に制約をもたらします。
$z \simeq 9-17$ での銀河の形態 JWST/NIRCam イメージングによって明らかになった: 宇宙サイズの進化と
$z\sim 12$ での非常にコンパクトな明るい銀河の同定
| Title |
Morphologies_of_Galaxies_at_$z_\simeq_9-17$_Uncovered_by_JWST/NIRCam_Imaging:_Cosmic_Size_Evolution_and_an_Identification_of_an_Extremely_Compact_Bright_Galaxy_at_$z\sim_12$ |
| Authors |
Yoshiaki_Ono,_Yuichi_Harikane,_Masami_Ouchi,_Hidenobu_Yajima,_Makito_Abe,_Yuki_Isobe,_Takatoshi_Shibuya,_Yechi_Zhang,_Kimihiko_Nakajima,_and_Hiroya_Umeda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13582 |
JWST/NIRCam$2-5\mu$mイメージングによって解決された$z\sim9-17$での銀河の形態を提示します。私たちのサンプルは、GLASS、CEERS、SMACSJ0723、およびステファンのクインテット隣接フィールドでの厳しいドロップアウトおよび写真$z$基準によって特定された$25$の銀河候補で構成されています。S/N$=10-40$の$6$の明るい銀河と、NIRCam実データの安全な点広がり関数(PSF)を備えた積み重ねられた暗い銀河に対して、GALFITを使用して表面輝度(SB)プロファイルフィッティングを実行します。モンテカルロシミュレーションによるシステマティックスの慎重な評価。結果を以前のJWST研究の結果と比較し、測定値の有効半径$r_{\rme}$が$z\sim9$での以前の測定値と一致することを確認します。$r_{\rme}\simeq200-300$pcを、$z\sim12-17$の銀河に対して、指数関数的なプロファイル、$n\simeq1-1.5$のS\'ersicインデックスで取得します。$s=-1.19^{+0.16}_{-0.15}$に対する$r_{\rme}\propto(1+z)^s$の関係が$z\sim0-17にわたる宇宙の進化を説明することを示します$\simL^*_{z=3}$銀河の$。$z\sim12$にある1つの明るい($M_{\rmUV}=-21$mag)銀河、GL-z12-1は、$r_{\rme}=61\pm11$の非常にコンパクトなサイズを持っています。PSFを確実に超えるpc。GL-z12-1SBがAGN$+$galaxy複合プロファイルに適合する場合でも、最適な銀河成分は再びコンパクトで、$r_{\rme}=78^{+30}_{-$z\sim12$での典型的な$r_{\rme}$値よりも大幅に($>5\sigma$)小さい12}$pc。数値シミュレーションと比較すると、このようなコンパクトな銀河は$z\gtrsim10$で自然に形成され、初期エポックでの頻繁な合体により、$r_{\rme}\propto(1+z)^s$関係。
L1451-mmの流出確認：SiO線とCH$_3$OHメーザー検出
| Title |
Confirmation_of_the_outflow_in_L1451-mm:_SiO_line_and_CH$_3$OH_maser_detections |
| Authors |
V._Wakelam,_A._Coutens,_P._Gratier,_T.H_G_Vidal,_N._Vaytet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13606 |
理論的に予測された最初の静水圧コア(FHSC)の観測上の対応物は、現在ほぼ20年間、星間物質で検索されてきました。これらのオブジェクトは寿命が短く、小さく、密集した繭に埋め込まれているため、他のタイプのより進化したがまだ埋め込まれているオブジェクトと区別することは依然として課題です。それらを見つけるための1つの可能なリードは、これらのオブジェクトによって開始される流出の特徴付けです。いくつかの分子の発光を調べるために、NOEMA干渉計でL1451-mmFHSC候補を観測しました。CH$_3$OH、SiO、CS、およびH$_2$CO列とともに、中央ソース周辺の発光領域の物理的条件を取得するために、CH$_3$OH検出線の非局所熱力学的平衡解析が実行されました。密度。標的分子のうち、c-C$_3$H$_2$、CH$_3$OH、CS、C$^{34}$S、SO、DCN、DCO$^+$、H$_2$COのラインが検出されました。、HC$_3$N、HDCO、およびSiO。メタノールラインの1つがメーザーラインのようです。このクラスIメーザーとL1451-mmのSiOラインの検出は、低速でコンパクトな流出の存在をサポートしています。メタノールの熱線の励起条件は衝撃($\sim3\times10^6$~cm$^{-3}$のH$_2$密度と40~K以上の温度)にも適合します。これらの低速流出は、FHSCのいくつかのモデルによって理論的に予測されていますが、これらのモデルは衝撃温度が20°K未満、つまりメタノールが蒸発しないことも予測しています。さらに、予測された速度は粒子を侵食せず、シリコンを気相に放出しません。したがって、これらの新しい観測は、L1451-mmが非常に初期の原始星の段階にあり、観測されているよりも速い速度でほぼ空の平面上で流出を開始するという仮説を支持すると結論付けています。
H$_2$O UV 光解離の診断としての OH 中赤外放射。 Ⅱ．星間PDRへの応用
| Title |
OH_mid-infrared_emission_as_a_diagnostic_of_H$_2$O_UV_photodissociation._II._Application_to_interstellar_PDRs |
| Authors |
Marion_Zannese,_Beno\^it_Tabone,_Emilie_Habart,_Franck_Le_Petit,_Ewine_F._van_Dishoeck,_Emeric_Bron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13619 |
114～144nmのUV範囲での水の光解離により、励起されたOHが形成され、高度に励起された回転線を介して中赤外波長で放出されます。これらの線は、いくつかの原始惑星系円盤と衝撃波でスピッツァーによってのみ検出されました。以前の研究は、それらが水の光解離のユニークな診断法であることを示しています。その高い感度と角度分解能のおかげで、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)は、星間光解離領域(PDR)などの他の環境でそれらを検出できる可能性があります。MeudonPDRコードを使用して、PDRの熱構造と化学構造を計算します。統合強度に対する熱圧($P_{\rmth}/k$=$n_{\rmH}T_{\rmK}$)とUVフィールド強度の影響、およびJWSTでの検出可能性は次のとおりです。詳しく調べました。OHmid-IR発光は、H$^0$/H$_2$遷移の非常に近くで発生すると予測され、その層で光解離した水のカラム密度に正比例します。水の中性気相形成には比較的高い温度($T_{\rmK}\gtrsim300~$K)が必要なため、結果として得られるOH中赤外線は主にこの位置の温度と相関し、したがって、気圧の高い地域。これは、これらの線が、熱圧が高い($P_{\rmth}/k$$)強く照射されたPDR($G_0^{\rmインシデント}$$>$10$^3$)でのみ検出可能であると予測されることを意味します\gtrsim$5$\times$10$^7$Kcm$^{-3}$)。後者の場合、OHmid-IRラインは、入射UVフィールドの強度にあまり依存しません。JWSTで観測できるOH中赤外線は、高密度で強く照射されたPDRの有望な診断です。
z~12 GLASS-JWST 銀河候補の深層アルマ赤方偏移探索
| Title |
Deep_ALMA_redshift_search_of_a_z~12_GLASS-JWST_galaxy_candidate |
| Authors |
Tom_J._L._C._Bakx,_Jorge_A._Zavala,_Ikki_Mitsuhashi,_Tommaso_Treu,_Adriano_Fontana,_Ken-ichi_Tadaki,_Caitlin_M._Casey,_Marco_Castellano,_Karl_Glazebrook,_Masato_Hagimoto,_Ryota_Ikeda,_Tucker_Jones,_Nicha_Leethochawalit,_Charlotte_Mason,_Takahiro_Morishita,_Themiya_Nanayakkara,_Laura_Pentericci,_Guido_Roberts-Borsani,_Paola_Santini,_Stephen_Serjeant,_Yoichi_Tamura,_Michele_Trenti,_and_Eros_Vanzella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13642 |
ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)は、非常に初期の宇宙(ビッグバン後500マイル未満)に驚くほど豊富な明るい銀河の候補を発見し、現在の銀河形成モデルに疑問を投げかけています。これらの候補の太古の性質を確認し、最初の銀河がどのように星を形成し、成長するかを理解するには、分光法が必要です。ここでは、GLASS-JWSTEarlyReleaseScienceProgramで特定された、z>10で最も明るく、最も堅牢な候補の1つであるGHZ2/GLASS-z13に対する深部分光および連続体アルマ観測を紹介します。ダスト連続体検出の欠如は、低赤方偏移のダストの侵入者を除外することにより、高赤方偏移の性質をサポートしますが、合計30GHzとソースの赤方偏移確率分布の98%をカバーしているにもかかわらず、ターゲットの位置に明るい輝線は検出されません。(z=11.9-13.5)。暫定的な輝線は、GHZ2/GLASS-z13のJWST位置から0.5arcsec離れて識別されます。これは、[OIII]88um線に関連付けられている場合、z=12.117+/-0.012の分光学的赤方偏移を意味します。ただし、信号が天体物理学的なものであり、ターゲットに関連付けられていることを確認するには、さらなる確認が必要です。酸素線の光度に対する現在の制約は、金属の少ない銀河の[OIII]-SFR関係に沿って(または下に)配置します。これらの観測によって暗示された低い金属量と塵の含有量は、JWSTによって観測された青色のUV勾配とも一致しており、この初期の時代の銀河における塵の減衰はごくわずかであることを示唆しています。この研究は、JWSTとALMAの間の相乗効果を示しており、z>10の銀河候補の将来の分光調査への道を開きます。
若いSMC領域NGC 602における連続星形成：ALMAからの洞察
| Title |
Sequential_Star_Formation_in_the_Young_SMC_Region_NGC_602:_Insights_from_ALMA |
| Authors |
Theo_J._O'Neill,_Remy_Indebetouw,_Karin_Sandstrom,_Alberto_D._Bolatto,_Katherine_E._Jameson,_Lynn_R._Carlson,_Molly_K._Finn,_Margaret_Meixner,_Elena_Sabbi,_Marta_Sewilo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13768 |
NGC602は、小マゼラン雲の「翼」にある若い低金属星団です。関連する$\textrm{H}\scriptstyle\mathrm{II}$領域の分子ガスの高解像度($\sim$0.4pc)AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray観測の分析を通じて、クラスターの最近の進化の過去を明らかにします。N90。CO放出によって追跡された110個の分子塊($R<$0.8pc)を特定し、その塊と関連する若い恒星(YSO)および前主系列(PMS)星との関係を研究します。クランプは高いビリアルパラメータ(典型的な$\alpha_{\rm{vir}}=$4-11)を持ち、$\textrm{H}\scriptstyle\mathrm間の最後の$\lesssim$8Myrで衝突のシグネチャを保持する可能性があります{I}$隣接超巨星殻SMC-SGSの成分$X_{CO,B}=(3.4\pm0.2)\times10^合計$16,600\pm2,400\M_\odot$のN90の分子ガス質量。最近の($\lesssim1$Myr)星形成率は$130\pm30\M_{\odot}$Myr$^{-1}$で、効率は8$\pm$3\%である全分子ガス質量に対する全YSO質量。塊の特性またはPMS星の年齢とNGC602からの距離の間には、顕著な半径方向の傾向はほとんどありません。NGC602がこの領域での最近の星形成を直接引き起こさなかった形成プロセスである可能性が高い。
FR-II電波銀河の電波ローブにおけるフェルミ加速機構間の相互作用の数値的研究
| Title |
A_numerical_study_of_the_interplay_between_Fermi_acceleration_mechanisms_in_radio_lobes_of_FR-II_radio_galaxies |
| Authors |
Sayan_Kundu,_Bhargav_Vaidya,_Andrea_Mignone,_Martin_J._Hardcastle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12823 |
コンテキスト:ラジオラウドAGNsは、観測された非熱スペクトルを生じさせる粒子加速のさまざまなサイトを持っていると考えられています。確率的乱流加速(STA)と拡散衝撃加速(DSA)は、弱磁化環境における高エネルギー粒子の潜在的な発生源として一般的に挙げられています。これらの加速過程とさまざまな放射損失が一緒になって、これらの銀河外電波源の放射特性を決定します。目的:この研究の目的は、FR-II電波銀河の電波ローブにおけるSTAとDSAの間の動的な相互作用、およびこれらの加速メカニズムがさまざまな放射損失とともにどのように形成されるかを調査することです。これらの銀河系外のソースに見られる放出の特徴。方法:STAの現象論的に動機付けられたモデルが考慮され、その後、新しいハイブリッドオイラーラグランジュフレームワークを介して、磁気流体力学的にシミュレートされた電波ローブで使用されます。結果:STAは、通常の衝撃加速スペクトルとは形態学的に異なる湾曲した粒子スペクトルを生じさせます。根底にある粒子エネルギースペクトルのこの構造上の違いの結果として、電波ローブのスペクトルエネルギー分布にさまざまな多波長の特徴が生じます。さらに、DSAに加えてSTAを考慮した場合、電波ローブからの拡散X線放射の増強が観察されます。
熱核超新星 2021rhu の分光偏光測定: ピーク光度の 79 日後の高カルシウム分極
| Title |
Spectropolarimetry_of_the_Thermonuclear_Supernova_2021rhu:_High_Calcium_Polarization_79_Days_After_Peak_Luminosity |
| Authors |
Yi_Yang_(1),_Huirong_Yan_(2,_3),_Lifan_Wang_(4),_J._Craig_Wheeler_(5),_Dietrich_Baade_(6),_Howard_Isaacson_(1),_Aleksandar_Cikota_(6),_Justyn_R._Maund_(7),_Peter_Hoeflich_(8),_Ferdinando_Patat_(6),_Steven_Giacalone_(1),_Malena_Rice_(9),_Dakotah_B._Tyler_(10),_Divya_Mishra_(4,_6),_Chris_Ashall_(11),_Thomas_G._Brink_(1),_Alexei_V._Filippenko_(1),_Ll\'ius_Galbany_(12),_Kishore_C._Patra_(1),_Melissa_Shahbandeh_(8),_Sergiy_S._Vasylyev_(1),_Jozsef_Vink\'o_(13,_14,_15)_((1)_UC_Berkeley,_(2)_DESY,_(3)_University_of_Potsdam,_(4)_Texas_A&M_University,_(5)_UT_Austin,_(6)_ESO,_(7)_University_of_Sheffield,_(8)_Florida_State_University,_(9)_Yale,_(10)_UCLA,_(11)_Virginia_Tech,_(12)_ICE-CSIC,_(13)_Konkoly_Observatory,_(14)_E\"otv\"os_Lor\'and_University,_(15)_University_of_Szeged) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12862 |
Ia型超新星(SN)2021rhuの4つのエポック($B$バンドの最大光度に対する$-$7、+0、+36、+79日)の分光偏光観測を報告します。$3890\pm93$オングストロームでピークに達し、$p_{\rmmax}=1.78%\pm0.02$%のレベルに達する、波長依存の連続偏光が見つかりました。偏光曲線のピークは、天の川で典型的なものよりも青く、SNへの視線に沿った小さな塵の粒子の割合が大きいことを示しています。星間偏光を除去した後、CaII近赤外線トリプレットの偏光が、$-$7日目の$\sim$0.3%から+79日目の$\sim$2.5%に顕著に増加することがわかりました。NaIDおよびCaIIH&K機能にわたる高解像度フラックススペクトルの時間的変化は、+39日目から+74日目まで見られませんでした。星周または星間物質。CaII近赤外三重項分極の後期上昇の説明は、SNからの異方性放射による光励起/ポンピングによる弱い磁場内のカルシウム原子の整列である可能性があることを示唆しています。
AstroSat観測によるHMXB 4U 2206+54のスピンダウン率の変化と輝線の検出
| Title |
Change_in_spin-down_rate_and_detection_of_emission_line_in_HMXB_4U_2206+54_with_AstroSat_observation |
| Authors |
Chetana_Jain,_Ajay_Yadav_and_Rahul_Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12969 |
この作品は、インドのAstroSatミッションに搭載されたLAXPC機器から取得したデータを使用して、4U2206+54のタイミングとスペクトル解析を提示します。このソースは、2016年9月と2016年10月にAstroSatで観測されました。後者の4U2206+54の観測では、MJD57669で$5648(4)$の脈動が検出されたことを報告しています。パルスプロファイルは正弦波であり、固有の形状は30keVまでのエネルギーに依存しません。パルス分率はエネルギーとともに$\sim0.5$%から$\sim0.8$%に増加します。$2.95(14)\times10^{-7}$ss$^{-1}$の更新されたスピンダウンレートを報告します。これは、以前に報告された長期値の約0.40分の1です。エネルギースペクトルは、エネルギー指数カットオフが高い吸収べき乗則を使用してモデル化するのが最適です。我々は、4U2206+54に$7$keVのエネルギーで$\sim0.4$keVの幅を持つ広い輝線の存在を検出した。
フェルミ大面積望遠鏡による太陽観測からの長寿命メディエータによる暗黒物質散乱の制約
| Title |
Constraints_on_dark_matter_scattering_with_long_lived_mediators_from_observations_of_the_Sun_with_the_Fermi_Large_Area_Telescope |
| Authors |
D._Serini,_F._Loparco,_M._N._Mazziotta,_S._De_Gaetano,_L._Di_Venere,_F._Gargano,_L._Lorusso,_G._Panzarini_and_R._Pillera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13157 |
太陽は、銀河のハローからのダークマター粒子がそのコアまたは外部軌道に重力で閉じ込められる可能性があるため、間接的なダークマター検索の有望なターゲットを表しており、それらの消滅により、標準モデルの粒子が到達できる最終状態につながる可能性があります地球。この作業では、ダークマター粒子が消滅して長寿命のメディエーターのペアになり、それが太陽から脱出して、ガンマ線のペアまたは$b\bar{b}$に崩壊するシナリオを検討しました。$\tau^{+}\tau^{-}$、$\mu^{+}\mu^{-}$チャネル、最終状態でのガンマ線の生成。これらすべてのプロセスにより、太陽に向かうガンマ線のエネルギースペクトルが過剰になると予想されます。そのため、フェルミ大面積望遠鏡が最初の13.5年間の運用中に収集したデータを分析し、太陽ガンマ線スペクトルの超過の可能性を探しました。統計的に有意な過剰が見つからないため、スピン依存およびスピン非依存の両方のケースで暗黒物質-核子散乱断面積に制約を設定しました。調査されたすべてのメディエーター崩壊チャネルと、数GeV/c${^2}$から1TeV/c${^2}$の間の暗黒物質の質量について、スピン依存およびスピンの上限が-独立断面積は、$10^{-45}$から$10^{-39}$cm$^{2}$および$10^{-47}$から$10^{-42}$cmの範囲です$^{2}$、それぞれ。
活動銀河 S5 0716+714 の光学的ライトカーブにおける重力マイクロレンズ現象
| Title |
Gravitational_Microlensing_Events_in_the_Optical_Lightcurve_of_Active_Galaxy_S5_0716+714 |
| Authors |
D.{\L}._Kr\'ol,_{\L}._Stawarz,_J._Krzesinski,_and_C.C._Cheung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13185 |
ブレーザー型のよく知られた活動銀河S50716+714は、光周波数での短時間スケールでの特に高い変動性デューティサイクルによって特徴付けられます。そのため、ソースは、地上望遠鏡と宇宙搭載望遠鏡の両方を含む多数の監視プログラムの対象となりました。TransitingExoplanetSurveySatelliteによって提供された最新のデータの蓄積を詳しく調べると、「火山のような」対称形状を持ついくつかの顕著なイベントが数時間持続することに気付きました。ソースをターゲットにした全地球ブレイザー望遠鏡キャンペーン。これらの独特の特徴は、バイナリレンズによる、システム内の歳差運動ジェットの最も内側のセグメントの重力マイクロレンズ効果によるものである可能性があることを提案します。逆光線撮影法を使用してレンズの倍率パターンを調べ、PythonパッケージMuLensModelを使用して光源軌道パラメーターを調べます。このようにして、選択したすべてのイベントを単一のレンズにうまく適合させることができ、各レンズイベントのソース軌道パラメーターのみをわずかに調整しました。分析の主な意味は、中程度の質量のブラックホール、おそらくは超大質量のブラックホールを含む大質量のバイナリレンズの存在であり、はるかに質量の小さい伴星($\lesssim0.01$の係数)が配置されています。ブレーザーのホスト銀河内で、おそらく中央のキロパーセク領域です。活動銀河における中間質量および二重超大質量ブラックホールの探索に関する提案されたシナリオの主な物理的意味について説明します。
ジェット駆動の双極爆発による明るい超新星のライトカーブの急激な減少
| Title |
Rapid_decline_in_the_lightcurves_of_luminous_supernovae_by_jet-driven_bipolar_explosions |
| Authors |
Muhammad_Akashi,_Amir_Michaelis,_and_Noam_Soker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13222 |
ジェット駆動の双極コア崩壊超新星(CCSN)爆発から双極星周物質(CSM)への光度曲線を計算し、赤道観測者が光度曲線に急速な、さらには突然の降下があることを発見したことを示します。このような爆発の形態につながる可能性のあるシナリオは、共通エンベロープ進化(CEE)であり、CCSN爆発の直前に、RSG前駆体がよりコンパクトなコンパニオンと相互作用し、スパイラルインしてコアをスピンアップします。伴星は、主系列星、中性子星、またはブラックホールである可能性があります。連星相互作用は激しい風によって砲弾を放出し、CEEは赤道面でより高密度のガスを放出します。コンパニオンが質量を増加させ、ジェットを発射すると仮定します。3次元(3D)の流体力学的シミュレーションを実施し、弱いジェット(シェーピングジェット)を高密度のシェルに発射し、相互作用がバイポーラCSMを形成することを示します。急速な崩壊前のコア回転ジェットの結果として、CCSNの爆発を引き起こします。ジェットとバイポーラCSMとの相互作用をシミュレートし、単純なスキームを使用してライトカーブを計算します。極方向に近すぎない観測者の光度曲線の急激な低下が、水素の少ない光度超新星(LSN)SN2018donの光度曲線を説明できることを示します。私たちの研究は、ジェット駆動の爆発が多くの、あるいはほとんどのCCSNeの原因であるという主張を強化します。
Insight-HXMTで研究されたX線降着パルサー1A 0535+262のタイミング特性
| Title |
Timing_properties_of_the_X-ray_accreting_pulsar_1A_0535+262_studied_with_Insight-HXMT |
| Authors |
P._J._Wang,_L._D._Kong,_S._Zhang,_V._Doroshenko,_A._Santangelo,_L._Ji,_E._S._Yorgancioglu,_Y._P._Chen,_S._N._Zhang,_J._L._Qu,_M._Y._Ge,_J._Li,_Z._Chang,_L._Tao,_J._Q._Peng,_Q._C._Shui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13340 |
Insight-HXMTからの広帯域データを使用して、1A0535+262の2020年の巨大バーストのタイミング解析の結果を報告します。亜臨界光度から超臨界光度領域へのパルスプロファイル進化の分析が初めて提示されます。観測されたパルスプロファイルは、エネルギーと光度の両方に複雑な依存性を示すことがわかりました。、アウトバーストが4.8$\times10^{37}$ergs$^{-1}$から1.0$\times10^{38}$ergs$^{-1}$の範囲の光度で展開する場合。観測された構造は光度に依存し、光源の臨界光度($\sim$6.7$\times10^{37}$ergs$^{-1}$)付近に現れます。
HAWCによるTeV領域の宇宙線の陽子+ヘリウムスペクトルの測定
| Title |
A_measurement_of_the_proton_plus_helium_spectrum_of_cosmic_rays_in_the_TeV_region_with_HAWC |
| Authors |
HAWC_Collaboration:_A._Albert,_R._Alfaro,_C._Alvarez,_J.R._Angeles_Camacho,_J.C._Arteaga-Vel\'azquez,_K.P._Arunbabu,_D._Avila_Rojas,_H.A._Ayala_Solares,_E._Belmont-Moreno,_C._Brisbois,_K.S._Caballero-Mora,_T._Capistr\'an,_A._Carrami\~nana,_S._Casanova,_U._Cotti,_J._Cotzomi,_E._De_la_Fuente,_R._Diaz_Hernandez,_M.A._DuVernois,_M._Durocher,_J.C._D\'iaz-V\'elez,_C._Espinoza,_N._Fraija,_J.A._Garc\'ia-Gonz\'alez,_F._Garfias,_M.M._Gonz\'alez,_J.A._Goodman,_J.P._Harding,_B._Hona,_D._Huang,_F._Hueyotl-Zahuantitla,_P._H\"untemeyer,_A._Iriarte,_V._Joshi,_D._Kieda,_G.J._Kunde,_A._Lara,_W.H._Lee,_H._Le\'on_Vargas,_J.T._Linnemann,_A.L._Longinotti,_G._Luis-Raya,_K._Malone,_O._Martinez,_J._Mart\'inez-Castro,_J.A._Matthews,_P._Miranda-Romagnoli,_J.A._Morales-Soto,_E._Moreno,_M._Mostaf\'a,_A._Nayerhoda,_L._Nellen,_M._Newbold,_R._Noriega-Papaqui,_N._Omodei,_E.G._P\'erez-P\'erez,_C.D._Rho,_D._Rosa-Gonz\'alez,_H._Salazar,_F._Salesa_Greus,_A._Sandoval,_J._Serna-Franco,_A.J._Smith,_R.W._Springer,_K._Tollefson,_I._Torres,_R._Torres-Escobedo,_F._Ure\~na-Mena,_L._Villase\~nor,_X._Wang,_E._Willox,_H._Zhou,_C._de_Le\'on,_J.D._\'Alvarez,_G.B._Yodh,_A._Zepeda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13350 |
HAWCは、TeVガンマ線と宇宙線を研究するために設計された空気シャワー検出器です。観測所は$22000\,m^2$の$300の水チェレンコフタンク($4.5\,m$深さx$7.3\,m$直径)の配列とそれぞれ$4$の光電子増倍管(PMT)で構成されています。計測器は、ヒットPMTの数、タイミング情報、およびイベント中のPMTでの合計料金を記録します。これらのデータから、到来方向、地上でのコアの位置、横方向の年齢、一次エネルギーなどのシャワーの観測量が推定されます。この作業では、2015年6月から2019年6月までにHAWCによって収集されたシャワーデータのサンプルのシャワー年齢と一次エネルギーの分布を調べ、QGSJET-II-04の予測に基づくシャワー年齢カットを使用して、HおよびHe原色によって支配されるイベントのサブサンプル。これらのデータと専用の分析を使用して、$6$から$158$TeVまでのH+Heの宇宙線スペクトルを再構築しました。
ゆっくり回転する降着流のグローバル構造とダイナミクス
楕円銀河の核にある超大質量ブラックホールの周りのゆっくりと回転する降着流のグローバルソリューションを研究します。ブラックホールを取り囲む降着ガスの速度は、最初は亜音速であり、次に超音速でブラックホールに落ちるため、降着の流れは遷音速でなければなりません。ボンダイ半径からブラックホール付近までの方程式を数値的に解きます。私たちの議論の焦点は、放射損失が無視されたわずかに回転する降着流の特性にあります。この研究では、外側境界条件(外側境界での温度と特定の角運動量)が降着流のダイナミクスにどのように影響するかについて説明します。物理的に不連続な2つのレジームを調査します。ボンダイ型の降着と円盤型の降着です。ボンダイのような降着は、ボンダイ半径$\ell_{B}$での特定の角運動量が限界安定軌道$\ell_{ms}$での特定の角運動量よりも小さい場合に発生します。比較すると、ボンダイ半径$\ell_{B}$での特定の角運動量が限界安定軌道$\ell_{ms}$の特定の角運動量よりも大きい場合、円盤状の降着が発生します。また、静水圧平衡の仮定を維持し、結果を考慮しない場合と比較します。この研究によると、静水圧平衡の仮定を考慮すると、質量降着速度が低下します。さらに、粘度パラメーター$\alpha$のさまざまな範囲に対する解を見つけます。最後に、ゆっくりと回転する降着流に対する銀河ポテンシャルの影響を調べます。
動的噴出物の長期シミュレーション: 相同膨張とキロノバ特性
| Title |
Long-Term_Simulations_of_Dynamical_Ejecta:_Homologous_Expansion_and_Kilonova_Properties |
| Authors |
Anna_Neuweiler,_Tim_Dietrich,_Mattia_Bulla,_Swami_Vivekanandji_Chaurasia,_Stephan_Rosswog,_Maximiliano_Ujevic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13460 |
中性子星連星系の豊富な現象を研究するには、正確な数値相対性理論シミュレーションが不可欠です。この作業では、合体プロセス中に動的に放出される物質と、それが生み出すキロノバ過渡現象に焦点を当てています。通常、噴出物からのキロノバ光度曲線の放射伝達シミュレーションでは、相同膨張が仮定されますが、この条件は、通常非常に短い数値相対性シミュレーションの最後に常に満たされるとは限りません。この記事では、BAMコードのインフラストラクチャを調整して、相同拡張の条件がいつ満たされるかを調査することを目的として、動的イジェクタのより長いシミュレーションを可能にします。実際、完全な相同展開からの偏差は、合併後約100ミリ秒で約30%であることがわかります。これらの偏差がキロノバ光度曲線の計算にどのように影響するかを判断するために、異なる基準時間の噴出物データを抽出し、それらを放射伝達シミュレーションの入力として使用します。私たちの結果は、合体後80ミリ秒以降の抽出時間の光度曲線の偏差は0.4等未満であり、数値ノイズとほぼ一致していることを示しています。したがって、動的噴出物コンポーネントの相同拡張からの偏差は、キロノバモデリングの目的では無視できます。
Insight-HXMT による 4U~1608--52 の観測: 熱核爆発と降着環境の間の相互作用の証拠
| Title |
Insight-HXMT_observation_on_4U~1608--52:_evidence_of_interplay_between_thermonuclear_burst_and_accretion_environments |
| Authors |
Yu-Peng_Chen,_Shu_Zhang,_Long_Ji,_Shuang-Nan_Zhang,_Ling-Da_Kong,_Peng-Ju_Wang,_Zhi_Chang,_Jing-Qiang_Peng,_Jian_Li,_Jin-Lu_Qu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13556 |
タイプIバーストは、降着円盤とX線連星のコロナ/境界層の両方の放射圧とComptonizationを通じて降着プロセスに影響を与える可能性があり、逆もまた同様です。Insight-HXMTによって1～50keVで検出された4U1608-52の明るい光球半径拡大(PRE)バーストの時間的進化を調査し、バーストと持続的な放出の間の相互作用を研究することを目的としています。中性子星(NS)表面からの放出とは別に、ソフト(<3keV)とハード(>10keV)X線バンドの両方に残留物が見られます。時間分解分光法は、過剰が強化されたプレバースト/持続的放出またはコロナ/境界層によるバースト放出のコンプトン化に起因する可能性があることを明らかにしています。Comptonizationモデルは、畳み込み熱Comptonizationモデル(XSPECのthcomp)であり、Comptonizationパラメーターは、持続的な放出から導出された値に固定されています。PREフェーズでは、強化されたプリバースト/持続的放出またはバースト放出のComptonizationが除去された後、NS表面放出はプラトーを示し、その後、光球がNS表面に接触するまで上昇し、その結果、その瞬間にフラックスのピークに。上記の発見は、バースト放射による内部ディスクの蒸発により、ディスクによって隠されているNS表面の下部が視線にさらされていることに対応していると推測されます。faモデルと畳み込み熱圧縮モデルの間の一貫性は、熱核爆発と降着環境の間の相互作用を示しています。これらの現象は通常、従来の黒体モデルフィッティングでは表示されませんでした。これは、以前の観測での低い計数率と狭いエネルギー範囲が原因である可能性があります。
DM-power: 高速電波バーストに応用した高精度分散測定アルゴリズム
| Title |
DM-power:_an_algorithm_for_high_precision_dispersion_measure_with_application_to_fast_radio_bursts |
| Authors |
Hsiu-Hsien_Lin,_Marlon_Luis_Bause,_Suryarao_Bethapudi,_Dongzi_Li,_Fang_Xi_Lin,_Robert_Main,_Visweshwar_Ram_Marthi,_Ue-Li_Pen,_Laura_G_Spitler,_Robert_Wharton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13677 |
無線バーストの分散測定(DM)を正確に決定するための新しい方法であるDMパワーを提示し、それを高速無線バースト(FRB)ソースFRB20180916Bに適用します。DM-powerは、FRBに見られる複数の時間スケールでの複雑な構造に動機付けられており、バーストのパワースペクトル内の複数のフーリエ周波数での測定値を組み合わせることで、DMを最適化します。各フーリエ周波数で測定値を最適に重み付けすることにより、DM-powerは、多くの異なるバーストタイムスケールに関する情報を効果的に組み込むバーストDMを見つけます。パルサーB0329+54からの単一パルスでこの手法を検証し、FRB~20180916Bからの11個のバーストに適用します。これらのDM測定値の精度($\sigma_{\rmDM}\sim0.01~{\rmpc~cm}^{-3}$まで)は、$\approxにわたるDMの統計的に有意な変動を測定するのに十分です。2$~時間スパン。この変化は、視線に沿った電子密度の変化の結果である可能性がありますが、観測された変化は、分散遅延を模倣できる固有の周波数依存バースト構造の結果であると思われます。
新しい CHARA 装置 SILMARIL の設計: H バンドと K バンドで 3 ビーム コンバイナの感度を押し上げる
| Title |
Design_of_the_new_CHARA_instrument_SILMARIL:_pushing_the_sensitivity_of_a_3-beam_combiner_in_the_H-_and_K-bands |
| Authors |
Cyprien_Lanthermann,_Theo_ten_Brummelaar,_Peter_Tuthill,_Marc-Antoine_Martinod,_E._Robert_Ligon,_Douglas_Gies,_Gail_Schaefer,_and_Matthew_Anderson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12963 |
光干渉法は、高い角度分解能を達成するための強力な技術です。ただし、その主な問題は、他の観測技術と比較して感度が低いことです。過去10年間、VLTIのPIONIERやGRAVITY、CHARAのMIRC-XやMYSTICなどの機器を使用して、光干渉法の感度を向上させるための努力がなされてきました。これらの機器は感度を重視していましたが、その設計の焦点は感度ではなく、相対的な天文精度、イメージング能力、またはスペクトル分解能でした。私たちの目標は、感度を最適化するように特別に設計された機器を構築することです。これは、機器のさまざまな部分に設計努力を集中し、新しい技術と技術を調査することを意味しました。まず、e-APD技術を使用し、FirstLightImagingが提供する低ノイズのC-REDOneカメラを使用します。これは、最近の新しい機器の感度の向上に既に使用されています。シングルモードファイバーの使用は見送りますが、瞳面レイアウトよりも感度の高い像面設計を優先します。また、焦点距離の長いシリンドリカルミラーを使用して、最小数の光学素子を使用して設計のスループットを最大化します。設計を3つのビームに制限することを選択しました。これにより、クロージャーフェーズを取得する機能が得られますが、より多くのビームの組み合わせで入射光束が希釈されることはありません。また、HバンドとKバンドを同時に観測できるように、エッジフィルターを設計に使用しています。低スペクトル分解能を使用して、群遅延フリンジトラッキングを可能にしますが、各スペクトルチャネルのフリンジのSNRを最大化します。これらすべての要素は、HバンドとKバンドの両方で10から11の間の典型的な制限の大きさにつながります。
月のサンプルは太陽のタイムカプセル
HeliophysicsDecadalサーベイは、持続的な月面探査の来るべき機会を取り入れ、月面に保持されている太陽の秘密を解き明かすための学際的な取り組みを促進する必要があります。関心の高いサンプルの優先順位付けと、サンプルの取り扱いと分析のためのプロトコルを含む計画されたArtemisの取り組みでは、最も診断に役立つ関連するソーラーサインへの入力と、それらを取得/保持する最善の方法が非常に重要です。最後に、専用の会議やワークショップなどを通じて、2つのコミュニティの理論的専門知識を結び付ける方法で活用することで、2つのコミュニティは、単独で行うよりも多くのことを互いに助け合うことができます。
LitePIG: ミリヘルツ帯の重力波に対する Lite パラメータ推定システム
| Title |
LitePIG:_A_Lite_Parameter_Inference_system_for_the_Gravitational_wave_in_the_millihertz_band |
| Authors |
Renjie_Wang,_Bin_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13351 |
ミリヘルツ帯で測定された重力波(GW)のpythonベースのパラメーター推論システムを提示します。このシステムには、大質量ブラックホール連星(MBHB)に由来するGW波形、定常機器ガウスノイズ、高次高調波モード、時間遅延干渉法(TDI)からの完全な応答関数、およびガウス尤度が含まれます。動的ネストパラメータサンプラーを使用した関数。特に、高次モードの役割を強調します。これらのモードを含めることで、光度距離の推定精度は、先頭次数($\ell=2,|m|=2$)モードのみの場合に比べて、およそ50倍向上します。これは、傾斜角度に対するさまざまな高調波モードの応答関数が異なるためです。したがって、距離傾斜縮退を打破するのに役立ちます。さらに、高次高調波を使用して一般相対性理論(GR)をテストすることの堅牢性を示します。私たちの結果は、MBHBからのGWが$c_{21}=0.54^{+0.61}_{-0.82}$,$c_{32}の精度で4つの高調波振幅(GRからの偏差)を同時に制約できることを示しています。=-0.65^{+0.22}_{-0.08}$、$c_{33}=0.56^{+0.60}_{-0.76}$、$c_{44}=1.57^{+2.34}_{-1.90}$、それぞれ。
恒星干渉計の視野とコントラストの制限。簡単なレビュー
恒星干渉計の視野(FoV)とコントラストの制限は、30年以上にわたって数多くの出版物で取り上げられてきました。親星のハビタブルゾーンを周回する太陽系外惑星を検出して特徴付けるために、長いベースラインの地上干渉計または宇宙搭載のヌリング干渉計が想定されているため、最近、このトピックはいくらかの関心を取り戻しました。この目標は、高角周波数領域で十分なコントラスト比を達成することを想定しているため、干渉計のFoV全体で実現されます。このホワイトペーパーでは、スペクトル帯域幅、光束のミスマッチ、フリンジトラッキング、望遠鏡の画質、大気のシーイング、望遠鏡の瞳孔の光学的共役のミスマッチ、非晶質光学系の影響、瞳孔の収差、信号対-画像干渉計の黄金律に関するノイズ比と偏差。最後に、これらすべての要因の暫定的な分類を示します。
宇宙でのヌリング干渉計は、回転望遠鏡アレイを必要としません
中赤外波長帯での宇宙搭載ヌリング干渉計は、親星のハビタブルゾーンを周回する太陽系外惑星の大気を特徴付け、生命マーカーを発見する可能性がある最も有望な技術の1つです。その最も困難な課題の1つは、少なくとも1マイクロメートルよりも優れた精度で惑星信号を変調するために、中央コンバイナーの周りを移動する自由飛行望遠鏡宇宙船を制御することです。さらに、さまざまな天体ターゲットを観測するためにアレイ全体を定期的に再構成する必要があるため、1つまたは複数の宇宙船を失い、通常の終了前にミッションを中止するリスクが高まります。この論文では、望遠鏡を回転させる必要がなく、必要なアレイの再構成の数が最小限に抑えられる単純化された光学構成について説明します。中央コンバイナに配置された回転プリズムまたはミラーのみを使用して、惑星信号の効率的な変調を可能にします。この論文では、固定望遠鏡アレイを備えたヌリング干渉計の一般的な原理が説明されています。遊星変調信号を決定するために、数学的関係が確立されます。数値シミュレーションは、収集望遠鏡の3つの異なる配置に対して実行されます。彼らは、宇宙での干渉法をゼロにするために回転望遠鏡アレイを必要としないことを確認しています
ロード オブ ザ リング グレーティング: コロナグラフィ用のイメージ プレーン フィルターとしての使用
コロナグラフィーは、親星のハビタブルゾーンを周回する太陽系外惑星を特定して特徴付けるための効率的な手法です。コロナグラフの重要なファミリは、光学系の中間像面に配置された振幅フィルターまたは位相フィルターに基づいており、機器の射出瞳面にあるいわゆるリオ絞りの外側に星の光を広げます。この記事では、イメージプレーンコロナグラフフィルターとして使用される円形の振幅および位相グレーティングの可能性を探ります。振幅円形格子の最も単純なケースの理論的分析を提示し、そのイメージと瞳マスクを交換することにより、古典的なリオコロナグラフに関して反転パラダイムを導入します。さまざまなタイプの円形格子が考慮され、その性能が数値シミュレーションの助けを借りて評価されます。最も有望なソリューションが提示されます。システムが慎重に最適化されていれば、星明かりの高い減衰率が実現可能であると結論付けます。
フェルミガンマ線宇宙望遠鏡の主要な装置であるラージエリアテレスコープは、イメージング用の広視野ガンマ線望遠鏡です。データ取得とイベント解析手順に多くの改良を加えた結果、$\sim20$MeVから$\sim2$TeVまでの幅広いエネルギー範囲をカバーするようになりました。2008年6月11日の打ち上げ以来13年以上の運用を経て、ガンマ線の空の最高解像度で最も深い描写を提供してきました。この章では、計測器の設計、データ収集システム、キャリブレーション、および性能について説明します。
レーザー スペックルを使用したピクセル重心の特徴付けと、ナンシー グレース ローマン宇宙望遠鏡の検出器アレイへの適用
| Title |
Pixel_centroid_characterization_with_laser_speckle_and_application_to_the_Nancy_Grace_Roman_Space_Telescope_detector_arrays |
| Authors |
Christopher_M._Hirata_and_Christopher_Merchant |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13665 |
ナンシー・グレース・ローマン宇宙望遠鏡は、その広視野計器を使用して、近赤外線で一連の天空調査を実施します。弱い重力レンズ効果を使用した宇宙構造の成長の測定など、これらの調査の科学的目的のいくつかは、天体の画像の機器関連の歪みの精巧な制御を必要とします。Romanは4kx4kTeledyneH4RG-10赤外線検出器アレイを飛ばします。この論文では、レーザースペックルパターンを二重スリット開口部を通して非飛行検出器アレイに投影することにより、ピクセル重心が規則的なグリッド上にあるかどうかを調査します。確率的スペックルパターンからピクセル重心オフセットを再構築する方法を開発します。テストセットアップの向きにより、ここではxオフセットのみが測定されます。シミュレーションと、人工的なオフセットを実際の画像に挿入することの両方で、この方法をテストします。異なるスペックルの実現からの再構成の相互相関を使用して、ピクセルオフセットマップの分散のどの程度が信号(検出器に固定)であり、どの程度がノイズであるかを判断します。64x64ピクセルパッチでこの再構成を実行し、ピクセルインデックスから位置への最適な線形マッピングをフィッティングした後、0.0107ピクセルRMSの通常のグリッドからx(列)方向に重心オフセットが残っていることがわかります(シフトを除く)。スペックルパターンが制約できない、別の行との相対的な行全体の)。線形マッピングではなく二次マッピングからの残差を考慮すると、これは0.0097pixRMSに減少します。これらのRMSオフセットには、物理的なピクセルオフセットだけでなく、クロストークや再構成で残っている系統誤差による明らかなオフセットの両方が含まれます。天文検出器のピクセルレベルの動作を特徴付けるツールとしてのスペックルシーン測定の長所と短所についてコメントします。
光学測光でホット黒体パラメータを拘束する際のエラー
光学データのみを使用して数10^4Kよりも高温のオブジェクトの黒体パラメーターを測定することは、多くの天体物理学の研究で一般的です。ただし、これらの温度では、光バンドがスペクトルのレイリージーンズテールをほとんどサンプリングしているため、このプロセスは大きなエラーを起こしがちです。ここでは、さまざまな黒体をシミュレートし、現実的な測定誤差を使用してさまざまな帯域でそれらをサンプリングし、2つの異なる方法と2つの異なる事前分布を使用してそれらを黒体に再適合させることにより、これらの誤差を定量化します。光学データのみを使用する場合、対数一様事前確率は一様事前確率よりも優れていることがわかります。それでも、約35,000Kを超える黒体の測定温度は約10,000K間違っている可能性があり、約50,000Kを超える黒体の温度については下限しか得られません。光学のみの黒体適合から推定されたボロメトリック光度は、3～5倍の誤差を生じる可能性があります。宇宙ベースの紫外線データを追加すると、これらのエラーは大幅に縮小します。そのようなデータが利用できない場合のために、さまざまな測定温度になる可能性のある真の温度の分布のプロットと表を提供します。ホット黒体を光学データのみでフィッティングする場合、これらの分布を系統的な不確実性として考慮することが重要です。
TAIGA -- 宇宙素粒子物理学と高エネルギーガンマ線天文学のための高度なハイブリッド検出器複合体
| Title |
TAIGA_--_an_advanced_hybrid_detector_complex_for_astroparticle_physics_and_high_energy_gamma-ray_astronomy |
| Authors |
N._M._Budnev,_I._Astapov,_P._Bezyazeekov,_E._Bonvech,_A._Borodin,_A._Bulan,_D._Chernov,_A._Chiavassa,_A._Dyachok,_A._Gafarov,_A._Garmash,_V._Grebenyuk,_E._Gress,_O._Gress,_T._Gress,_A._Grinyuk,_O._Grishin,_A._D._Ivanova,_A._L._Ivanova,_N._Kalmykov,_V._Kindin,_S._Kiryuhin,_R._Kokoulin,_K._Kompaniets,_E._Korosteleva,_V._Kozhin,_E._Kravchenko,_A._Kryukov,_L._Kuzmichev,_A._Lagutin,_M._Lavrova,_Y._Lemeshev,_B._Lubsandorzhiev,_N._Lubsandorzhiev,_A._Lukanov,_D._Lukyantsev,_S._Malakhov,_R._Mirgazov,_R._Monkhoev,_E._Osipova,_A._Pakhorukov,_L._Pankov,_A._Pan,_A._Panov,_A._Petrukhin,_I._Poddubnyi,_D._Podgrudkov,_V._Poleschuk,_V._Ponomareva,_E._Popova,_E._Postnikov,_V._Prosin,_V._Ptuskin,_A._Pushnin,_R._Raikin,_A._Razumov,_G._Rubtsov,_E._Ryabov,_Y._Sagan,_V._Samoliga,_A._Satyshev,_A._Silaev,_A._Silaev_(junior),_A._Sidorenkov,_A._Skurikhin,_A._Sokolov,_L._Sveshnikova,_V._Tabolenko,_L._Tkachev,_A._Tanaev,_M._Ternovoy,_R._Togoo,_N._Ushakov,_A._Vaidyanathan,_P._Volchugov,_N._Volkov,_D._Voronin,_A._Zagorodnikov,_D._Zhurov_and_I._Yashin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13757 |
TAIGA-1(TunkaAdvancedInstrumentforcosmicrayphysicsandGammaAstronomy)プロジェクトの物理的な動機、現在の状況、宇宙線の研究とガンマ線天文学の分野における主な結果、および将来の計画が提示されます。TAIGA天文台は、数TeVから数PeVのエネルギーでの地上ベースのガンマ線天文学と天体粒子物理学、および100TeVから数EeVの宇宙線物理学に取り組んでいます。パイロットのTAIGA-1コンプレックスは、バイカル湖の南端から西へ約50kmのトゥンカ渓谷にあります。
銀河バルジとLMCのOGLE-$\delta$ Scuti星の周期-色と振幅-色の関係
| Title |
Period-Colour_and_Amplitude-Colour_relations_for_OGLE-$\delta$_Scuti_stars_in_the_Galactic_Bulge_and_LMC |
| Authors |
Mami_Deka_(1),_Shashi_M._Kanbur_(2),_Sukanta_Deb_(1_and_3),_Susmita_Das_(4),_Kerdaris_Kurbah_(1),_Earl_P._Bellinger_(5_and_6),_Anupam_Bhardwaj_(7)_((1)_Department_of_Physics,_Cotton_University,_Panbazar,_Guwahati_781001,_Assam,_India,_(2)_Department_of_Physics,_State_University_of_New_York_Oswego,_Oswego,_NY_13126,_USA,_(3)_Space_and_Astronomy_Research_Center,_Cotton_University,_Panbazar,_Guwahati_781001,_Assam,_India,_(4)_Konkoly_Observatory,_CSFK,_Konkoly_Thege_Mikl\'os_\'ut_15-17,_H-1121,_Budapest,_Hungary,_(5)_Max_Planck_Institute_for_Astrophysics,_Garching,_Germany,_(6)_Stellar_Astrophysics_Centre,_Aarhus,_Denmark,_(7)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Capodimonte,_Via_Moiariello_16,_I-801301,_Napoli,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12822 |
銀河バルジと大マゼラン星雲(LMC)$\delta$Scuti星の挙動について、最大、平均、最小光における周期色と振幅色(PCAC)の関係についての分析を提示します。公開されている光学重力レンズ実験-IV(OGLE-IV)の銀河バルジの光度曲線と、LMC$\delta$Scuti星のOGLE-IIIの光度曲線が解析に利用されています。銀河バルジ$\delta$Scutis星は最大/平均/最小光でフラットPC関係に従うことがわかっていますが、LMC$\delta$Scutisは最大/平均/最小光で傾斜/傾斜/フラットPC関係を持っています。GalacticbulgeとLMC$\delta$Scutisの両方に、最大/平均/最小で傾斜/平坦/傾斜AC関係があります。これらの関係は、銀河系の$\delta$ScutisがLMCの対応するものと比較してより熱くなっていることも示しています。$\delta$Scutisの周期-振幅(PA)関係は、銀河バルジとLMCで異なる挙動を示します。LMC変数は、特定の期間でより高い振幅を持つことがわかります。銀河バルジ$\delta$Scutiの振幅は、2成分ガウス混合モデルを使用してモデル化できるバイモーダル分布を示します。1つの成分は振幅が小さく、別の成分は振幅が大きくなります。観測された$\delta$ScutiPCAC関係の挙動は、水素イオン化フロント(HIF)と星の光球の相互作用の理論とPA図を使用して説明できます。MESA-RSPを使用して、銀河バルジとLMCにそれぞれ適切な入力金属量$Z=0.02$と$Z=0.008$を持つ$\delta$Scuti星の理論的な非線形流体力学的脈動モデルを計算します。観測されたPCAC関係と理論計算は、HIF-光球相互作用理論をサポートしています。
巨星の分光年齢指標 [Y/Mg]、[Y/Al]、[Y/Si]、[Y/Ca]、[Y/Ti] の妥当性について
| Title |
On_the_validity_of_the_spectroscopic_age_indicators_[Y/Mg],_[Y/Al],_[Y/Si],_[Y/Ca],_and_[Y/Ti]_for_giant_stars |
| Authors |
Orlando_J._Katime_Santrich,_Leandro_Kerber,_Yuri_Abuchaim,_Geraldo_Gon\c{c}alves |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12891 |
[Y$/$Mg]、[Y$/$Al]、[Y$/$Si]、[Y$/$Ca]、および[Y$/$Ti]は、化学時計として提案されています。散開星団内の巨星と同様に、フィールド内の太陽金属性矮星。この最後の仮説を検証するために、7つの散開星団に属する50個の巨星の存在比を導き出します。存在量を計算するために、LTE仮説を仮定してFEROSスペクトルを分析します。[Y$/$Mg]、[Y$/$Al]、[Y$/$Si]、[Y$/$Ca]、[Y$/$Ti]がフィールドドワーフの化学時計として機能することを確認しました。局所領域の星(d$<$1kpc)に対し、フィールドジャイアントの場合、[Y$/$Mg]、[Y$/$Al]、および[Y$/$Si]も年齢とともに傾向を示しますが、高いです。散乱。[Y$/$Ca]と[Y$/$Ti]は、フィールドジャイアントの年齢との相関関係を示していません。私たちの散開星団では、[Y$/$Mg]、[Y$/$Al]、および[Y$/$Si]は明らかな傾向を示していますが、[Y$/$Ca]対年齢はフラットで[Y$/$Ti]対Agesはそれほど急ではありません。また、化学時計が初期の年齢で高い散乱を持っていることも確認しています。コンパイルされたサンプルの場合、化学時計は結果と似ていますが、状況によっては重要な違いがあります。矮星と巨星を分析すると、存在比と年齢の間のいくつかの関係が得られる可能性があり、分光学的年齢指標の非普遍性が確認されます。
ガイアデータの連星散開星団
環境。観測によると、天の川銀河に存在する可能性のある連星星団の割合は、マゼラン雲の割合と同じか、それよりも低いことが示されています。ガイアによる視差測定の前例のない精度により、ますます多くの新しい連星散開星団(OC)の発見が可能になりました。ねらい。Gaiaデータベースの情報を用いて、同時に形成される真の連星散開星団の候補を調査することを目指しています。メソッド。散開星団の最新のカタログに基づいて、50pcの間隔内で銀河内の隣接する連星散開星団の相互作用を調査しました。すべての候補ペアのバイナリプロットを介して、それらの座標、固有運動、視差、および色等級図(CMD)を比較しました。真の連星開星団の候補は、50pcの分離に制限された異なる星団のCMDでの共通の固有運動と一貫した動作に基づいて選択されます。結果。選択された連星散開星団の約10対は、クラスターメンバーのほぼ半分が共有されているという証拠に基づいて、同じクラスターであるように見えます。14対は真の連星である可能性があり、それらが同じ雲に由来する可能性があることを意味し、そのうち5対が新たに発見されました。さらに、UBC46とUBC192の2つの星団が、恒星複合体LISCAIの一部であることがわかりました。私たちの結果は、集団で生まれたOCは通常、若い散開星団で構成されていることを確認しています。
Gaia DR2 および EDR3 データと高視線速度を持つポスト AGB 星の進化状態
| Title |
Gaia_DR2_and_EDR3_data_and_evolutionary_status_of_post-AGB_stars_with_high_radial_velocities |
| Authors |
Wako_Aoki,_Tadafumi_Matsuno,_Mudumba_Parthasarathy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12971 |
GaiaDR2とEDR3のデータとポストAGB候補のリストを使用して、20個のポストAGB星と高い動径速度を持つ候補の視差、固有運動、二値性を調べます。それらのガイア距離から、それらの光度と運動学が導き出されます。これらの星の進化の状態は、ポストAGB進化トラック上の位置から議論されています。9個の星がポストAGB星であることが確認されており、初期の主系列質量は太陽質量の1倍または2倍程度です。それらの運動学情報から、そのうちの2つの天体が明らかにハロー集団に属していることが識別され、低質量であることを示唆しています。高い視線速度を持つこの作品のサンプルの他のオブジェクトの起源と進化の状態について説明します。
超軟X線源における光準周期変動の起源のロバストなモデル
| Title |
A_robust_model_for_the_origin_of_optical_quasi-periodic_variability_in_supersoft_X-ray_sources |
| Authors |
Weitao_Zhao,_Xiangcun_Meng,_Yingzheng_Cui,_and_Zheng-Wei_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13559 |
超軟X線源(SSS)は、Ia型超新星の前駆物質として知られています。準周期的変動は、SSSの光学的光度曲線で検出されています。しかし、そのような準周期的な観測可能な特徴の正確な起源は謎のままです。この論文では、伴星への超軟X線の照射によって引き起こされる周期的な物質移動を伴う白色矮星（WD）降着モデルを提案することにより、観測されたSSSの光学的準周期的変動を再現することを目的としています。メソッド。超軟X線が伴星に照射されている間に、伴星からWDへの周期的な物質移動が起こり得ると仮定して、周期的なギザギザの降着速度を採用することにより、MESAを使用してWDの降着プロセスとその後のWDの進化をシミュレートしました。私たちの結果をよく観測されたSSSRXJ0513.9-6951の光曲線と比較すると、私たちのモデルはRXJ0513.9-6951の光の高い状態と低い状態の間の準周期的な遷移を再現できることがわかります。降着率は、WD光球がモデルで定期的に拡大および縮小することにつながる可能性があります。さらに、モデルのSSSの遷移期間は、降着するWDの質量に強く依存することがわかりました。WD質量が大きいほど、移行期間は短くなります。我々の結果に基づいて、伴星への超軟X線の照射によって引き起こされる周期的な物質移動が、観測されたSSSの光学的な準周期的変動の起源である可能性があることを示唆しています。さらに、我々の結果は、観測されたSSSの光学遷移期間が、降着するWDの質量の大まかな推定に役立つ可能性があることを示しています。
原始星の環境と一時的な集団集合のプローブとしての降着バーストエコー
| Title |
Accretion_Burst_Echoes_as_Probes_of_Protostellar_Environments_and_Episodic_Mass_Assembly |
| Authors |
Logan_Francis,_Doug_Johnstone,_Jeong-Eun_Lee,_Gregory_J._Herczeg,_Feng_Long,_Steve_Mairs,_Carlos_Contreras-Pe\~na,_Gerald_Moriarty-Schieven_(the_JCMT_Transient_Team) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13568 |
原始星は非常に時間的に変化する速度で物質を降着する可能性が高いですが、最も若い原始星からの降着変動の測定はまれです。サブmm/mm観測では、降着光度の変化に対するエンベロープ内のダストの熱応答を追跡できるため、降着速度の変動を定量化できます。この論文では、ALMAACA、SMA、およびJCMTによって観測された、へび座メインの変光星の同時期のサブmm/mm光度曲線を提示します。$\sim18$月周期変数であるEC53(V371Ser)の最新の爆発は、SMAおよびJCMT観測で十分にサンプリングされています。EC53のSMA光度曲線は、JCMTよりも数週間早くピークに達し、より強い振幅を示すことが観測されています。ACA観測の確率的変動は、SMM10IRで検出され、JCMTで見られるよりも$\sim2$大きい振幅があります。我々は、EC53の光度曲線が、エンベロープを横切る光の移動時間に関連する遅延と、冷たいエンベロープ物質の組み込みによるJCMT応答の追加の希釈によって妥当に説明されることを示すために、降着爆発に対するエンベロープ応答の玩具モデルを開発します。ビーム。より大きなJCMTビームは、SMM10IRで発生している可能性のある急激な変化に対する応答を洗い流すこともできます。このように、私たちの研究は、基礎となる降着光度の変動と原始星環境の両方のプローブとして、サブmm/mm観測を使用するための貴重な概念実証を提供します。
実マグネトグラムと合成マグネトグラムを使用した、太陽から 1 AU までの太陽風モデルのパフォーマンスの比較
| Title |
Comparing_the_Performance_of_a_Solar_Wind_model_from_the_Sun_to_1_AU_using_Real_and_Synthetic_Magnetograms |
| Authors |
Kalpa_Henadhira_Arachchige_(Lowell_Center_for_Space_Science_and_Technology,_University_of_Massachusetts_Lowell),_Ofer_Cohen_(Lowell_Center_for_Space_Science_and_Technology,_University_of_Massachusetts_Lowell),_Andr\'es_Mu\~noz_Jaramillo_(Southwest_Research_Institute_Boulder,_Boulder,_CO,_USA)_and_Anthony_R._Yeates_(Department_of_Mathematical_Sciences,_Durham_University,_Durham,_DH1_3LE,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13668 |
太陽風モデルの入力は、1AUでの正確な太陽風予測に重要な役割を果たします。この作業では、電磁流体力学(MHD)シミュレーションの入力としてダイナモモデルから生成された合成マグネトグラムを紹介します。観測された太陽マグネトグラム入力と合成太陽マグネトグラム入力の宇宙天気モデリングフレームワーク(SWMF)の結果を比較する定量的研究を実行します。それぞれのケースについて、極端紫外線(EUV)画像の結果を比較し、地球軌道に沿ってシミュレーションデータを抽出して、その場での観測と比較します。太陽周期23および24内の一連のキャリントン回転(CR)の実際の合成マグネトグラムを使用してSWMFを初期化します。この結果は、太陽風モデルへの入力として使用されるダイナモモデルの能力を定量化し、予測を提供するのに役立ちます。1AUの太陽風。
LOFAR を使用した移動するタイプ IV 無線バーストの干渉イメージングとビーム形成研究
| Title |
Interferometric_imaging,_and_beam-formed_study_of_a_moving_Type_IV_Radio_burst_with_LOFAR |
| Authors |
Hongyu_Liu,_Pietro_Zucca,_Kyung-Suk_Cho,_Anshu_Kumari,_Peijin_Zhang,_Jasmina_Magdalenic,_Rok-Soon_Kim,_Sujin_Kim,_Juhyung_Kang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13670 |
タイプIVの電波バーストは、50年以上にわたって研究されてきました。ただし、電波放出メカニズムの詳細は未解決の問題です。放射メカニズムに関するより多くの情報を提供するために、2014年8月25日に、低周波アレイ(LOFAR)の高解像度機能を使用して、微細構造(スパイクグループ)を持つ移動タイプIV電波バーストを調べました\textbf{(SOLA-D-21-00188)}。Nan\c{c}ayRadioHeliograph(NRH)とIV型電波バーストの最初のLOFAR画像データの比較を提示します。LOFARデータを使用して20$\sim$180MHzの範囲の周波数で円偏波度(DCP)を計算すると、イベント中にDCPの値が10\%$\sim$20の値で徐々に増加することがわかりました。\%.このタイプIVの伝播を追跡するために、LOFAR干渉計データを白色光観測と組み合わせました。運動学は、電波源の西向きの動きを示しており、CMEの前縁よりも遅いです。LOFARの動的スペクトルは、継続時間が1秒未満で、輝度温度が高い($T_\mathrm{B}$)、つまり$10^{12}$$\sim$$10^{13}$の多数の微細構造を示しています。K.DCPの漸進的な増加は、タイプIVの最も妥当なメカニズムとしてジャイロシンクロトロン放出をサポートします。ただし、電子サイクロトロンメーザー(ECM)不安定性などのコヒーレント放出は、小規模な微細構造の原因となる可能性があります。このように高い$T_\mathrm{B}$の原因となったのは、数え切れないほどの微細構造です。
現実的な 3D MHD シミュレーションから合成された H$\alpha$ ライン プロファイルの急速な青および赤シフト エクスカーション
| Title |
Rapid_Blue-_and_Red-shifted_Excursions_in_H$\alpha$_line_profiles_synthesized_from_realistic_3D_MHD_simulations |
| Authors |
S._Danilovic,_J._P._Bj{\o}rgen,_J._Leenaarts,_M._Rempel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13749 |
急速な青および赤方偏移イベント(RBE/RRE)は、太陽コロナの質量負荷と加熱に重要な役割を果たしている可能性がありますが、その性質と起源についてはまだ議論の余地があります。これらの機能をモデル化して、その特性、形成、および起源についてさらに学ぶことを目指しています。太陽プラージュ領域の現実的な3次元(3D)磁気流体力学(MHD)モデルが作成されます。合成H$\alpha$スペクトルが生成され、これらの特徴のスペクトルシグネチャが識別されます。これらのイベントに関連する磁力線が追跡され、根底にある力学が研究されます。このモデルは、空間分布、横方向の動き、長さ、寿命など、RBEとRREの多くの特性をよく再現しています。合成のH$\alpha$ラインプロファイルは、観測されたものと同様に、強い青方偏移または赤方偏移と非対称性を示しています。これらのラインプロファイルは、主に$2-4$Mmの高さの範囲に現れる$30-40$km/sより大きい大きさの速度の垂直成分によって引き起こされます。磁力線を追跡することにより、RBE/RREの出現を引き起こす垂直方向の速度は、磁力線に垂直な速度の成分に常に関連付けられていることを示します。この研究は、RBEとRREがアルフベニック波の徴候であり、場合によっては低速磁気音響モードが大きく寄与しているという仮説を裏付けています。
Advanced LIGO: Gravity Spy グリッチ分類の 3 回目の観測実行までのデータ品質
| Title |
Data_quality_up_to_the_third_observing_run_of_Advanced_LIGO:_Gravity_Spy_glitch_classifications |
| Authors |
J_Glanzer,_S_Banagiri,_S_B_Coughlin,_S_Soni,_M_Zevin,_C_P_L_Berry,_O_Patane,_S_Bahaadini,_N_Rohani,_K_Crowston_and_C_{\O}sterlund |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12849 |
重力波検出器のノイズを理解することは、重力波信号の検出と解釈の中心となります。グリッチは一時的な非ガウスノイズ機能であり、さまざまな環境および機器の起源を持つ可能性があります。GravitySpyプロジェクトは、機械学習アルゴリズムを使用して、時間-周波数の形態に基づいてグリッチを分類します。分類されたグリッチの結果のセットは、グリッチを軽減する方法の検出器特性調査、またはグリッチの影響を改善する方法のデータ分析研究への入力として使用できます。ここでは、AdvancedLIGOの3回目の観測実行までのデータのGravitySpy分析を示します。LIGOHanfordからの233981個のグリッチとLIGOLivingstonからの379805個のグリッチを形態クラスに分類します。グリッチの分布が2つのLIGOサイト間で異なることがわかります。これは、データ品質の研究が各重力波観測所に個別に調整される潜在的な必要性を強調しています。
ハイブリッド サンプリングを使用した重力波信号による一般相対性理論のテストの加速
| Title |
Accelerating_Tests_of_General_Relativity_with_Gravitational-Wave_Signals_using_Hybrid_Sampling |
| Authors |
Noah_E._Wolfe,_Colm_Talbot,_and_Jacob_Golomb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12872 |
AdvancedLIGO/Virgo干渉計は、$\sim100$の重力波トランジェントを観測しており、相対性理論、天体物理学、および宇宙論に関する新しい疑問に答えることを可能にしています。ただし、これらの制約を計算するための現在の手順の多くは、将来の一時的なカタログのサイズの増加にうまく対応できません。重力波信号を使用した一般相対性理論のパラメーター化されたテストをより効率的に実行するために、新しいハイブリッドサンプリング法を導入します。この方法を連星ブラックホールの合体GW150914とシミュレートされた信号に適用すると、この方法は、ハイブリッド解析の保守的な設定を使用した現在の方法よりも約1桁効率的であることがわかります。相対論からの潜在的な逸脱を測定するという特定の問題に焦点を当ててきましたが、私たちの方法は、単純なモデルとより複雑なモデルに分解できるあらゆる問題にはるかに広く適用できます。
| Title |
Unified_neutron_star_EOSs_and_neutron_star_structures_in_RMF_models |
| Authors |
Cheng-Jun_Xia_and_Toshiki_Maruyama_and_Ang_Li_and_Bao_Yuan_Sun_and_Wen-Hui_Long_and_Ying-Xun_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12893 |
トーマス・フェルミ近似の枠組みで、$n_\mathrm{b}\approx10^{-10}$-2$\mathrm{fm}^{-3}$、さまざまな共変密度汎関数、つまり、非線形自己結合(NL3、PK1、TM1、GM1、MTVTC)および密度依存結合(DD-LZ1、DDME-X、PKDD、DD-ME2、DD2、TW99)。EOSは$n_\mathrm{b}\lesssim10^{-4}$fm${}^{-3}$と0.1fm${}^{-3}\でほぼ一致することがわかります。lesssimn_\mathrm{b}\lesssim0.3$fm${}^{-3}$ですが、他の密度領域では核子間の効果的な相互作用に敏感です。対称エネルギー$L$の傾きが大きい汎関数を採用することにより、曲率パラメーター$K_\mathrm{sym}$と中性子ドリップ密度が一般的に増加し、液滴サイズ、核の陽子数、コア-クラスト遷移密度、およびオンセット密度が増加します。非球状核の減少。すべての汎関数は、太陽質量の2倍の限界を超える最大質量を持つ中性子星を予測しますが、DD2、DD-LZ1、DD-ME2、およびDDME-Xの汎関数は、観測上の制約に従って最適な中性子星半径を予測します。それにもかかわらず、対応する歪度係数$J$は予想よりもはるかに大きく、汎関数MTVTCとTW99のみが$J$の技術開始の制約を満たしています。したがって、PSRJ0740+6620の半径と中性子星の最大質量のより正確な測定は、核物理学と天体物理学の観測からのすべての制約を満たす汎関数を特定するために不可欠です。$M=1.4M_{\odot}$および$2M_{\odot}$における中性子星の半径、傾き$L$および対称エネルギーの曲率パラメーター$K_\mathrm{sym}$の間の近似線形相関は、次のように観測されます。これは主に、ここで採用された汎関数の曲率と勾配の相関関係に起因します。
| Title |
Inferring_the_dense_matter_equation_of_state_from_neutron_star_observations_via_artificial_neural_networks |
| Authors |
Ameya_Thete,_Kinjal_Banerjee,_Tuhin_Malik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13163 |
飽和密度($\rho_0$)を超える密度での核物質の状態方程式(EoS)を記述することの難しさは、さまざまな仮定と手法に基づく多数のモデルの出現につながりました。これらのEoSは、中性子星(NS)を記述するために使用される場合、観測量の異なる値につながります。天体物理学における傑出した目標は、天体物理学と重力波の測定を利用して高密度物質のEoSを制限することです。核物質パラメーターは、対称および非対称核物質の飽和密度付近のEoSの拡張におけるテイラー係数として表示され、EoSの物理的に動機付けられた表現を提供します。この論文では、深層学習ベースの方法論を紹介して、一連の核物質パラメーターからNS質量、NS半径、潮汐変形能などの重要な中性子星観測量を予測します。生成されたモックデータを使用して、ニューラルネットワークモデルが有限原子核の基礎となる物理を正確に捉え、対称エネルギー勾配、その曲率、一連の物理的制約から生じる潮汐変形能の間の相互相関を再現できることを確認します。また、トレーニングされたニューラルネットワークを使用して、最近の観測データに照らしてNMPの体系的なベイジアン推定を実行し、これらのNMP間の相関関係の影響を研究します。有限の原子核の制約から生じる相互相関を考慮しないことで、高次のNMPで最大30%の固有の不確実性が観察できることを示します。
修正された重力におけるイベントホライズンカットオフを備えたTsallisホログラフィックダークエネルギーモデル
| Title |
Tsallis_holographic_dark_energy_model_with_event_horizon_cutoff_in_modified_gravity |
| Authors |
Artyom_V._Astashenok,_Alexander_S._Tepliakov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13320 |
我々は$f(R)=R+\lambdaR^2-\sigma{\mu}/{R}$の野尻・オディンツォフ重力系におけるTsallisホログラフィック暗黒エネルギーモデルを考察した。IRカットオフイベントホライズンの場合。このような宇宙の宇宙進化は、さまざまな初期条件とパラメーターの値について調査されています。将来の時間からのハッブルパラメーター$H$の依存性には振動があります。$\mu\neq0$の特異点の出現は典型的であり、これらの特異点に至るまでの時間は宇宙論的な観点から比較的短いことが示されています。特異点は、$R$上の$f(R)$の2次導関数のゼロに関連付けられています。これらのモデルは、Ia超新星天体物理学からの観測データと、赤方偏移$z$からのハッブルパラメーターの依存性を、少なくとも正規の$\Lambda$CDMモデルよりも悪くは記述できないことに注目するのは興味深いことです。
超微粒子核乳剤検出器を備えたグランサッソ表面実験室での環境サブ MeV 中性子測定
| Title |
Environmental_sub-MeV_neutron_measurement_at_the_Gran_Sasso_surface_laboratory_with_a_super-fine-grained_nuclear_emulsion_detector |
| Authors |
T._Shiraishi,_S._Akamatsu,_T._Naka,_T._Asada,_G._De_Lellis,_V._Tioukov,_G._Rosa,_R._Kobayashi,_N._Ambrosio,_A._Alexandrov,_O._Sato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13366 |
環境中性子の測定は、暗黒物質粒子などの新しい物理学の探索において特に重要です。これは、中性子がしばしば還元不可能な背景源を構成するためです。サブMeVスケールでの中性子エネルギースペクトルの測定は、非常に優れたエネルギー分解能と非常に高い$\gamma$線除去能を必要とするため、技術的に困難です。この研究では、ナノイメージングトラッカー(NIT)と呼ばれる超微粒子核エマルジョンを中性子検出器として使用しました。中性子の主なターゲットは、エマルジョン膜の水素(陽子)含有量です。トポロジー解析により、中性子散乱によって誘発された陽子反跳は、サブマイクロメートルの精度で飛跡として検出できます。この方法は、$3\times10^7~\gamma~\rm{cm}^{-2}$のレベルで、非常に高い$\gamma$線除去能を示します。$\gamma$線であり、サブMeVエネルギー領域でも非常に優れたエネルギーと方向の分解能を備えています。この測定を十分な統計量で実行するために、自動スキャンシステムをアップグレードして、250g/年/マシンの速度を達成しました。このシステムの検出器の性能を880keVの単色中性子で較正しました。関連するすべての運動変数について、期待値と非常によく一致することがわかりました。開発された方法をINFNグランサッソ表面実験室で暴露されたサンプルに適用すると、$(5.9\pm1.2)\times10^{-3}\rm{cm}^{-2}\rm{s}^{-1}$は、0.25から1MeVの間の陽子エネルギー範囲(0.25から10MeVの間の中性子エネルギー範囲に対応)にあり、予測と一致しています。中性子エネルギーと方向分布もよく一致しています。
Pieter Johannes van Rhijn、Kapteyn's Astronomical Laboratory and the
Plan of Selected Areas
| Title |
Pieter_Johannes_van_Rhijn,_Kapteyn's_Astronomical_Laboratory_and_the_Plan_of_Selected_Areas |
| Authors |
P.C._van_der_Kruit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13496 |
この寄稿では、1921年から1957年まで続いたピーテルヨハネスファンライン総局の期間中のカプテイン天文研究所について説明します。この研究所は、創設者ヤコブスコルネリウスカプテインの下で、世界有数の天文学研究所の1つに発展しました。ファン・ラインがカプテインの引退を引き継いだとき、それはカプテインの選択された地域の計画を調整する過程にありました。VanRhijnの研究は堅実で専門的な仕事でしたが、彼の論文では、彼の発見がより大きなスキームにどのように適合するかを議論する前に、常に立ち止まりました。彼は想像力に欠けていたかもしれませんが、銀河の構造の新たな姿に向けたより大きな視点へのリンクが欠けていました.ファン・ラインは、彼の大学による地元の支援にもかかわらず、より多くの資金を得ようとする彼の試みを厳しく制限する要因によって、彼のほぼ完全な総局を通して妨げられたことは不幸なことでした.これらはもちろん、1930年代の大恐慌と第二次世界大戦とその余波であり、1940年代のほとんどの間、彼は結核に苦しんでいました。しかし、ライデンと比較してフローニンゲンが離れた場所にあることも重要な要素でした。そこでは、カプテインの3人の重要な被保護者が率いる主要なインフラストラクチャが整備されており、フローニンゲンよりもライデンを支持する政府の偏見が重要な要素でした。最後に、アドリアーンブラウが1957年にファンラインの後継者としての任命を受け入れ、彼のリーダーシップの下でリバイバルの始まりを開始させた1950年代の展開と状況を検討します。
HSTスペクトル画像とガリレオ磁場データの共同解析によるエウロパの太陽下大気の制約
| Title |
Constraining_Europa's_subsolar_atmosphere_with_a_joint_analysis_of_HST_spectral_images_and_Galileo_magnetic_field_data |
| Authors |
Sebastian_Cervantes_and_Joachim_Saur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13650 |
ハッブル宇宙望遠鏡(HST)スペクトル画像からの1304{\AA}と1356{\AA}での酸素放出と、最接近時のガリレオ磁場測定の2つの観測セットを組み合わせることで、太陽系下半球上のエウロパの希薄な大気を制約します。E12フライバイ。我々は、エウロパの大気を3つの中性ガス種で記述します:グローバルな分子($\mathrm{O_2}$)と原子状酸素(O)、および局所的な水($\mathrm{H_2O}$)は、赤道近くのプルームとして、および月の後尾半球にある亜太陽点付近に集中する安定した分布。Roth(2021)からのOI1356{\AA}とOI1304{\AA}の排出量の比率と磁場データに基づいた結合モデリングにより、$\mathrm{O_2}$の密度と位置に関する制約を導き出すことができます。エウロパの大気中の$\mathrm{H_2O}$。Roth(2021)からの$\mathrm{O_2}$の$50\%$および$\mathrm{H_2O}$の$50\%$から$75\%$の間の存在量が、HSTを共同で説明し、ガリレオ測定。これらの値は、Roth(2021)によって導き出された$6\times10^{16}~\mathrm{m}^{-2}$の上限に近い$\mathrm{O}$の列密度、およびサブソーラーポイント周辺の強く閉じ込められた安定した$\mathrm{H_2O}$大気。私たちの分析では、$\mathrm{O_2}$に対して$1.2\times10^{18}~\mathrm{m}^{-2}$、および$1.5\times10^{19}~\mathrm{m}^{の列密度が得られます。$\mathrm{H_2O}$の亜太陽点で-2}$から$2.2\times10^{19}~\mathrm{m}^{-2}$。ただし、両方の列密度は、Roth(2021)の不確実性の範囲内にあります。私たちの結果は、エウロパに安定した$\mathrm{H_2O}$大気が存在するという追加の証拠を提供します。
不活性ダブレット モデルからの 100 GeV 付近の明るい暗黒物質
| Title |
Light_dark_matter_around_100_GeV_from_the_inert_doublet_model |
| Authors |
Shehu_AbdusSalam,_Leila_Kalhor,_Mohammad_Mohammadidoust |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13705 |
コライダーと暗黒物質の探索限界、および強い一次電弱相転移(EWPT)の要件に照らして、不活性ヒッグスダブレットモデル(IDM)の大域的な適合を行いました。これらは、考慮された観測上の制約と互換性のあるIDMパラメーター空間がまだあることを示しています。特に、課せられたデータと理論的要件は、100GeV付近にスカラー暗黒物質候補が存在するという仮説を支持しています。これは主に、EWPT制約による低質量への引き寄せによるものです。電弱精度測定の影響、暗黒物質の直接検出限界、および十分に強力な一次EWPTを得るための条件はすべて、IDMスカラー間の質量分裂に、時には反対方向に強く依存しています。
