$z\sim 6$ クエーサー周辺の大規模な温度プロファイルの再構築
| Title |
Reconstructing_Large-scale_Temperature_Profiles_around_$z\sim_6$_Quasars |
| Authors |
Huanqing_Chen,_Rupert_Croft_and_Nickolay_Y._Gnedin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13787 |
高赤方偏移クエーサーはHeIIをHeIIIにイオン化し、その過程でIGMを加熱し、高温の大きな領域を作り出します。この作業では、畳み込みニューラルネットワーク(CNN)に基づいて、クエーサー近接ゾーンの平均宇宙密度での温度である$T_0$の空間プロファイルを復元する方法を示します。コンピューターのシミュレーションで宇宙の再イオン化から引き出された合成スペクトルを使用して、ニューラルネットワークをトレーニングします。単純なCNNは、観測上の不確実性が無視できる理想的なケースで、約1400$Kの精度で温度プロファイルを復元できることを発見しました。CNNのロバスト性をテストし、クエーサーホストハロー質量、クエーサー連続体、電離フラックスの不確実性に対してロバストであることを発見しました。また、CNNはクエーサースペクトルの硬さに関して優れた一般性を持っていることもわかりました。飽和したピクセルは精度に大きな問題を引き起こし、近接ゾーンの外側部分では精度が$1700$Kに低下する可能性があります。私たちの方法を使用すると、ガスがクエーサーによって作成されたHeIII領域の内側にあるか外側にあるかを区別できます。HeIII領域のサイズはクエーサーの全寿命と密接に関連しているため、この方法は$\sim$Myrタイムスケールでクエーサーの寿命を制約する大きな可能性を秘めています。
$\gamma$線減衰で暗黒物質を探す
| Title |
Seeking_dark_matter_with_$\gamma$-ray_attenuation |
| Authors |
Jos\'e_Luis_Bernal,_Andrea_Caputo,_Gabriela_Sato-Polito,_Jordan_Mirocha,_Marc_Kamionkowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13794 |
高エネルギーの天体物理学$\gamma$線のフラックスは、銀河外背景光(EBL)からの散乱による電子-陽電子対の生成によって減衰します。銀河集団に関する最新の情報を使用して、対生成光学深度への寄与を計算します。$\gamma$線の測定値から推定される光学的深さは、$\sim2\sigma$レベルの銀河から予想される深さを超えることがわかりました。過剰が、銀河からのEBLへの標準的な寄与の周波数に依存しない再スケーリングとしてモデル化される場合、$2.7\sigma$レベルで検出されます(EBLの全体的な$14-30\%$の増加)。代わりに、過剰の周波数依存性がダークマターアクシオンの2光子崩壊としてモデル化されている場合、$2.1\sigma$信頼レベルで過剰がないという帰無仮説よりも過剰が支持されます。ダークマター信号の証拠は見つかりませんでしたが、分析により、$8-25$eV質量範囲にわたる光子-アクシオン結合の最強の電流限界が設定されました。
ニューラル尤度比推定による強いレンズ観測からのサブハロー有効密度勾配の推定
| Title |
Inferring_subhalo_effective_density_slopes_from_strong_lensing_observations_with_neural_likelihood-ratio_estimation |
| Authors |
Gemma_Zhang,_Siddharth_Mishra-Sharma,_Cora_Dvorkin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13796 |
強力な重力レンズ効果は、銀河系以下のスケールで暗黒物質モデルを調査するための有望なアプローチとして浮上しています。最近の研究では、一般的に使用されているサブハローの質量関数よりも信頼性の高い観測量として、サブハローの有効密度勾配が提案されています。サブハロー有効密度勾配は、基礎となる密度プロファイルに関する仮定とは独立した測定値であり、従来のサンプリング方法を通じて個々のサブハローについて推測できます。個々のサブハロー測定を超えるために、機械学習の最近の進歩を活用し、ニューラル尤度比推定器を導入して、サブハローの集団の有効な密度勾配を推測します。私たちの方法が、(複数の画像内および複数の画像間で)複数のサブハローの統計的検出力を利用して、異なるサブハロー集団の特性を区別できることを示します。従来のサンプリングよりもニューラル尤度比推定器によって保証される計算効率は、暗黒物質の摂動因子の統計的研究を可能にし、今後の調査から強力なレンズシステムの流入が予想されるため、特に役立ちます。
PINION: 宇宙再電離の放射伝達シミュレーションを加速するための物理情報に基づいたニューラル ネットワーク
| Title |
PINION:_Physics-informed_neural_network_for_accelerating_radiative_transfer_simulations_for_cosmic_reionization |
| Authors |
Damien_Korber,_Michele_Bianco,_Emma_Tolley,_Jean-Paul_Kneib |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13803 |
スクエアキロメートルアレイ天文台(SKAO)の出現により、科学者はさまざまな赤方偏移で中性水素の分布をマッピングすることで、再電離の時代を直接観察できるようになります。物理的に動機付けられた結果は放射伝達コードでシミュレートできますが、これらのシミュレーションは計算コストが高く、必要なスケールと解像度を同時に生成することは容易ではありません。ここでは、再イオン化(PINION)のためのPhysics-Informedニューラルネットワークを紹介します。これは、事前に計算されたN体シミュレーションから平滑化されたガスおよび質量密度場から完全な4次元水素フラクションの進化を正確かつ迅速に予測できます。C$^2$-Rayシミュレーション出力でPINIONをトレーニングし、再イオン化化学方程式に物理制約を適用しました。5つの赤方偏移スナップショットと電離光子平均自由行程の単純な近似としての伝播マスクだけで、PINIONは$z=6$と$12$の間の再電離履歴全体を正確に予測できます。無次元パワースペクトルとC$^2$-Rayの結果に対する形態統計推定を分析することにより、予測の精度を評価します。ネットワークの予測は$z>7$の赤方偏移のシミュレーションとよく一致していますが、ネットワークの精度は$z<7$の場合、主に単純化された伝播マスクが原因で低下します。PINIONのパフォーマンスを大幅に改善し、大規模なシミュレーションに一般化する可能性を秘めています。
シュレーディンガーポアソン形式で宇宙ボイドの進化を調査し、適切な境界条件を持つ標準的な宇宙背景でダイナミクスの波力学的解を見つけます。このモデルの結果を、Zel'dovich近似を使用して得られた結果と比較します。一般的にボイドを研究する利点と、他のアプローチに対するシュレディンガーポアソン記述の利点について説明します。特に、自由粒子近似の有用性を強調しています。また、このシステムのレイノルズ数に似た無次元数についても説明します。これにより、ボイドソリューションをさまざまな物理的次元のシステムにスケーリングできます。
DESI Legacy Survey における銀河のスピン方向の分析
DESIレガシーサーベイは、北半球と南半球の両方をカバーする、他の地球ベースのサーベイと比較して大きなフットプリントを持つデジタルスカイサーベイです。この論文は、DESILegacySurveyによって画像化された渦巻銀河のスピン方向の分布を示しています。ほぼ1.3$\cdot10^6$の渦巻銀河を2つの半球に分割する簡単な分析は、北半球では反時計回りに回転する銀河の数が多く、南半球では時計回りに回転する銀河の数が多いことを示しています。その分布は以前の観測と一致していますが、はるかに多くの銀河とより大きなフットプリントを使用しています。より大きなフットプリントにより、分布を事前モデルに適合させる必要なく包括的な分析が可能になり、この研究はこの種の以前のすべての分析とは異なります。銀河のスピン方向を余弦依存性に当てはめると、$P<10^{-5}$の確率で双極子軸が整列することがわかります。分析は、銀河の自明な選択と、機械学習、深層学習、またはパターン認識のいずれの形式も使用しない単純な説明可能な注釈アルゴリズムを使用して行われます。さらなる研究が必要ですが、これらの結果は、銀河の角運動量の大規模な整列の可能性を示唆する以前の研究と一致しています。
| Title |
Exploiting_the_Einstein_Telescope_to_solve_the_Hubble_tension |
| Authors |
Matteo_Califano,_Ivan_de_Martino,_Daniele_Vernieri,_Salvatore_Capozziello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13999 |
暗黒エネルギーの状態方程式に従って、潜在的にハッブル張力を解くことができる4つの宇宙モデルを調べます。これに関連して、アインシュタイン望遠鏡は、特定の暗黒エネルギーモデルとは無関係に、ハッブル定数で$1\%$未満の相対精度を達成できることを示しています。最初に、1年、5年、10年の観測期間、信号対雑音比が9を超える重力波イベントを含む模擬カタログを作成します。これらのカタログから、THESEUSによって検出された可能性のある電磁対応物に関連付けられている可能性が最も高いイベントを抽出します。最後に、4つの暗黒エネルギーモデル、つまり非平坦な$\omega$CDMモデル、相互作用する暗黒エネルギーモデル、出現する暗黒エネルギーモデル、および時変重力定数モデルを選択して、アインシュタイン望遠鏡が限界とする精度を予測します。対応する宇宙パラメータ。ハッブル定数は常に$1\%$未満の不確実性で制約され、それによってハッブル張力に対する潜在的な解を提供することが予測されます。他の宇宙論的パラメーターの精度は、アインシュタイン望遠鏡だけで現在の限界を1桁以上改善できる出現暗黒エネルギーモデルを除いて、複数のプローブを使用して現在得られているものとせいぜい同等です。
MACS J0416.1-2403 の最先端の強力なレンズモデルで、分光多重画像のサンプルが最大です。
| Title |
A_state-of-the-art_strong_lensing_model_of_MACS_J0416.1-2403_with_the_largest_sample_of_spectroscopic_multiple_images |
| Authors |
P._Bergamini,_C._Grillo,_P._Rosati,_E._Vanzella,_U._Mestric,_A._Mercurio,_A._Acebron,_G._B._Caminha,_G._Granata,_M._Meneghetti,_G._Angora,_M._Nonino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.14020 |
VLTで得られたHSTからのマルチバンドイメージングとMUSEインテグラルフィールド分光法との組み合わせは、最近、銀河団の強レンズ効果(SL)モデリングに著しい進歩をもたらしました。クラスターごとに測光赤方偏移を含む数十の複数の画像から、場合によっては100を超える分光学的に確認された複数の画像とクラスターメンバー銀河を利用することにより、新世代の高精度SLモデルが最近開発されました。SLクラスターのJWST観測（数百からおそらく数千の複数の画像）により、さらなる前進が期待されています。これに関連して、237の分光学的に確認された複数の画像を利用した銀河団MACSJ0416.1-2403の新しい最先端のSLモデルを提示します。このモデルには、64個の銀河団の星の運動学情報と、チャンドラX線観測から決定された銀河団の高温ガス質量分布が組み込まれています。多数のマルチ画像の観測位置が0.43秒角という驚異的な精度で再現されています。このレンズモデルの信頼性をさらに評価し、以前に公開されたモデルよりも改善されていることを強調するために、新しく開発されたフォワードモデリングソフトウェアを使用して、いくつかのレンズ付き銀河の拡張された表面輝度再構成を示します。同じクラスターの他のSLモデルとの比較は、この新しいモデルが、観測された複数の画像の位置、形状、フラックスを正確に再現するのにより適していることを示しています。クラスターの総質量分布の堅牢な特徴付けに加えて、私たちのモデルは、かすかな高赤方偏移レンズ光源の固有の物理的特性を研究するための鍵となる正確で正確な倍率マップを提供できます。モデルは、新しく開発されたストロングレンズオンラインツール(またはSLOT)を通じて公開されます。
再電離時代の気泡サイズ分布モデル
気泡サイズ分布は、再電離の時代から観測された21cm信号から計算できる要約統計です。電離場のみに依存し、ガウス情報に限定されないため、21cm信号全体のパワースペクトルを補完する興味深いプローブです。気泡サイズ分布の柔軟で信頼性の高い理論モデルを考案することで、それを天体物理パラメータの推定に使用する道が開かれます。提案されたモデルは、エクスカーションセット理論と、気泡体積と気泡内の崩壊質量との間の関数関係から構築されます。以前のモデルとは異なり、機能的な関係や分布に対応します。パラメータ化された関係を使用すると、高解像度の完全連成放射流体力学シミュレーションHIRRAH-21から得られた気泡サイズ分布に最適な最小化を実行することで、モデルの予測力をテストできます。私たちのモデルは、$x_{\text{H}_{\text{II}}}\sim1\%$および$3\%$のイオン化分率での気泡サイズの数値分布によりよくフィットすることができます。モデル。さらに、観察可能ではない、最適なパラメーターに対応する崩壊した質量の関係に対する気泡の体積は、数値シミュレーションデータと比較されます。良好な一致が得られ、モデルを使用して観測された気泡サイズ分布からこの関係を推測できる可能性が確認されました。最後に、パーコレーションのプロセスを経験的に実装する単純なアルゴリズムを提示します。これにより、バブルサイズ分布モデルの使いやすさが$x_{\text{H}_{\text{II}}}\sim30\%$まで拡張されることが示されました。
曲率摂動による一次相転移の抑制
| Title |
Constraining_first-order_phase_transitions_with_curvature_perturbations |
| Authors |
Jing_Liu,_Ligong_Bian,_Rong-Gen_Cai,_Zong-Kuan_Guo,_Shao-Jiang_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.14086 |
宇宙論的な一次相転移（PT）中の量子トンネリングプロセスのランダム性によって引き起こされる曲率摂動を調査し、初めて曲率摂動を利用してPTパラメーターを制約します。宇宙マイクロ波背景スペクトルの歪みと超コンパクトなミニハロー存在量の観測は、100GeV未満のPT、特に低スケールPTと弱いPTに厳密な制約を与えることができることを発見しました。PTパラメーターの現在の制約は、この作業の結果によって大幅に拡張されます。
原始重力子背景を介してインフレーションを除外するという課題
インフレパラダイムの検証可能性に関する最近の議論では、モデルに依存せずに競合するシナリオとどのように区別するかという問題が提起されています。現実的なインフレーションモデルはCGBを観測不可能なレベルに希釈するため、宇宙グラビトンバックグラウンド(CGB)(プランク時間前後のグラビトンデカップリングからの遺物放射)の検出は、インフレーションパラダイムを除外すると主張します。相対論的種の有効数$\DeltaN_{{\rmeff},g}\approx0.054$へのCGBの寄与は、次世代の宇宙探査機の到達範囲内です。CGBに関連する高周波の確率的重力波背景を検出することは困難ですが、実現可能である可能性があると主張します。バウンスする宇宙論と緊急のシナリオに焦点を当てて、インフレに代わる選択肢の中での期待について簡単に説明します。
BeyondPlanck XI.サンプルベースのエンドツーエンドのエラー伝搬によるベイジアン CMB 分析
| Title |
BeyondPlanck_XI._Bayesian_CMB_analysis_with_sample-based_end-to-end_error_propagation |
| Authors |
L._P._L._Colombo,_J._R._Eskilt,_S._Paradiso,_H._Thommesen,_K._J._Andersen,_R._Aurlien,_R._Banerji,_M._Bersanelli,_S._Bertocco,_M._Brilenkov,_M._Carbone,_H._K._Eriksen,_M._K._Foss,_C._Franceschet,_U._Fuskeland,_S._Galeotta,_M._Galloway,_S._Gerakakis,_E._Gjerl{\o}w,_B._Hensley,_D._Herman,_M._Iacobellis,_M._Ieronymaki,_H._T._Ihle,_J._B._Jewell,_A._Karakci,_E._Keih\"anen,_R._Keskitalo,_G._Maggio,_D._Maino,_M._Maris,_B._Partridge,_M._Reinecke,_A.-S._Suur-Uski,_T._L._Svalheim,_D._Tavagnacco,_D._J._Watts,_I._K._Wehus,_A._Zacchei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.14276 |
グローバルなエンドツーエンドのベイジアン処理によって導出されたPlanckLFIおよびWMAP観測からの事後サンプルベースの宇宙マイクロ波背景放射(CMB)制約を提示します。これらのサンプルを使用して、CMB、前景、および機器パラメーター間の相関関係を調査し、モデルの縮小、マスキング、およびリサンプリングによって緩和される中間角度スケールでのCMB温度変動と自由自由放出の間の特に強い縮退を特定します。事後ベースのCMBの結果を以前のPlanck製品と比較すると、一般的には良好な一致が見られますが、HFIデータが除外されているためノイズが高くなります。以前のプランクの結果とよく一致して、$3362.7\pm1.4{\mu}K$の最適なCMB双極子振幅が見つかりました。引用された不確実性は、サンプリングされた事後分布から直接導出され、体系的な影響に対するアドホックな寄与は含まれません。同様に、$\sigma^{TT}_2=229\pm97{\mu}K^2$の温度四重極振幅が見つかりました。これは、振幅に関して以前の結果とよく一致していますが、不確実性は桁違いです。フィッシャーの不確かさの対角線よりも大きい。関連して、$\ell=2$と$\ell=3$の間の可能なアライメントの証拠は、個々の四重極係数の分散がはるかに大きいため、以前に報告されたよりも低いことがわかりました。効果、およびより保守的な分析マスクによって。より高い多重極の場合、角温度パワースペクトルは一般にプランクとWMAPの両方とよく一致することがわかります。$\ell\le600$までの多極子に対してサンプルベースの漸近的に正確なBlackwell-Rao推定量が成功裏に確立されたのはこれが初めてであり、宇宙論的に重要な情報の大部分を占めています。宇宙論的パラメーターの制約は、関連論文に記載されています。(要約)
BeyondPlanck X.サンプルベースのエラー伝搬による Planck LFI 周波数マップ
| Title |
BeyondPlanck_X._Planck_LFI_frequency_maps_with_sample-based_error_propagation |
| Authors |
A._Basyrov,_A.-S._Suur-Uski,_L._P._L._Colombo,_J._R._Eskilt,_S._Paradiso,_K._J._Andersen,_R._Aurlien,_R._Banerji,_M._Bersanelli,_S._Bertocco,_M._Brilenkov,_M._Carbone,_H._K._Eriksen,_M._K._Foss,_C._Franceschet,_U._Fuskeland,_S._Galeotta,_M._Galloway,_S._Gerakakis,_E._Gjerl{\o}w,_B._Hensley,_D._Herman,_M._Iacobellis,_M._Ieronymaki,_H._T._Ihle,_J._B._Jewell,_A._Karakci,_E._Keih\"anen,_R._Keskitalo,_G._Maggio,_D._Maino,_M._Maris,_B._Partridge,_M._Reinecke,_T._L._Svalheim,_D._Tavagnacco,_H._Thommesen,_D._J._Watts,_I._K._Wehus,_and_A._Zacchei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.14293 |
BeyondPlanckフレームワーク内で導出されたPlanckLFI周波数スカイマップを提示します。このフレームワークは、機器、天体物理学、および宇宙論のパラメーターを含むグローバルな事後分布からサンプルを引き出します。主な製品は、周波数スカイマップサンプル全体のアンサンブルです。このアンサンブルにより、低レベルの機器の不確実性を高レベルの科学製品に計算的に便利なエンドツーエンドで伝播できます。LFI機器の系統的不確実性の2つの主な原因は、相関ノイズとゲイン変動であり、ここで紹介する製品は、これらの効果に対する完全なベイジアンエラー伝搬を、完全な角度分解能で初めてサポートすることを示しています。事後平均マップを、プランクのコラボレーションによって提供された従来の周波数マップと比較すると、一般的に良い一致が見られます。最も重要な品質の改善は、新しい処理でのキャリブレーションの不確実性が大幅に低下したことによるものです。70GHzで$\deltag_{0}/g_{0}=5\cdot10^{-5}$、名目上はPlanck2018によって報告された値の40分の1です。ただし、Planck2018の元の推定値には、自明ではない統計的解釈があり、これは、自己一貫性があり、適切に生成されるという点で、新しいフレームワークの利点をさらに示していますアドホックな不確実性の寄与を必要とせずに、関連するすべての量の定義された誤差推定。高密度のピクセル間共分散行列を含む低解像度データ製品を、計算コストの高い分析計算やシミュレーションを必要とせずに事後サンプルから直接生成する方法について説明します。事後ベースの周波数マップサンプリングは、低レベルの系統モデリングとエラー伝播に関して独自の機能を提供し、将来のCMBBモード実験で重要な役割を果たす可能性があると結論付けています。(要約)
さまざまな観測量を持つ遠方のクエーサーの双極子信号の研究
| Title |
A_study_of_Dipolar_Signal_in_distant_Quasars_with_various_observables |
| Authors |
Rahul_Kothari,_Mohit_Panwar,_Gurmeet_Singh,_Prabhakar_Tiwari,_Pankaj_Jain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.14397 |
さまざまな観測量を使用して、CatWISE2020カタログのAGN/クエーサーの異方性の信号を調べます。このデータは、ソース数カウントにおける双極子異方性の強いシグナルを示していることが以前に報告されています。2つの独立したデータ分析手順を使用してこの主張をテストし、数カウント双極子が以前の結果と一致することを発見しました。数のカウントに加えて、他の2つの観測量(平均スペクトルインデックス$\bar{\alpha}$と平均磁束密度$\bar{B}$)の異方性信号をテストします。平均スペクトル指数と平均磁束密度の両方で、かなりの強度の双極子信号が見つかりました。平均フラックス密度の双極子は銀河の中心に向かっており、1mJyを超えるフラックスを持つソースを除去するためにフラックスカットを課した後は非常に弱くなります。これは、いくつかの明るい光源の存在に起因する可能性があります。ただし、平均スペクトル指数の信号は、フラックスと銀河カットの両方の関数として比較的安定しています。この観測可能なポイントの双極子は、銀河の中心のほぼ反対側にあるため、銀河の偏りが原因で発生する可能性が最も高いです。したがって、平均スペクトル指数と平均フラックス密度の両方の信号は、等方性と一致しているように見えます。
初期対ファントム暗黒エネルギー、自己相互作用、過剰または大質量ニュートリノ、原始磁場、または曲がった宇宙: $H_0$ および
$\sigma_8$ 問題に対する可能な解決策の探索
| Title |
Early_versus_Phantom_Dark_Energy,_Self-Interacting,_Extra,_or_Massive_Neutrinos,_Primordial_Magnetic_Fields,_or_a_Curved_Universe:_An_Exploration_of_Possible_Solutions_to_the_$H_0$_and_$\sigma_8$_Problems |
| Authors |
Helena_Garc\'ia_Escudero,_Jui-Lin_Kuo,_Ryan_E._Keeley,_Kevork_N._Abazajian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.14435 |
この論文では、局所的な宇宙膨張率$H_0$、および$8\、h^{-1}\mathrm{Mpc}$、$\sigma_8$における大規模構造のクラスタリングの振幅における既存の張力を調査します。、およびこれらの緊張を緩和すると主張するモデル。進化する暗黒エネルギー($w$CDM)、余分な放射線($N_\mathrm{eff}$)、巨大ニュートリノ、曲率、原始磁場(PMF)、自己相互作用ニュートリノモデル、初期の暗黒エネルギーの7つのモデルを検討します。（EDE）。これらのモデルを、測定可能な宇宙時代の全範囲にまたがる3つのデータセットに対してテストし、かなりの精度を持ち、体系的な影響に対して十分にテストされています。Ia型超新星のパンテオンカタログ。最近のSH0ES$H_0$測定値と$\sigma_8$(およびその関連パラメーター$S_8=\sigma_8\sqrt{\Omega_\mathrm{m}/0.3}$)のいくつかの測定値を使用します。$w$CDM、$N_\mathrm{eff}$、PMF、およびEDEの4つのモデルが、ベイジアンモデル選択で「強い」しきい値を上回っていることがわかりました。ただし、完全なデータセットの$H_0$の張力を2$\sigma$未満に緩和するのはEDEだけです。反対に、完全なデータセットで$S_8/\sigma_8$の張力を軽減するモデルはなく、$H_0$と$S_8/\sigma_8$の両方の張力を組み合わせた場合でも、$\Lambda$CDMよりも優れたモデルはありません。
原始惑星系円盤における表面エネルギー制御氷形成によるガス状COの枯渇
原始惑星系円盤の基本的な特性の経験的制約は、惑星の形成と惑星の特性を理解するために不可欠です(1,2)。一酸化炭素(CO)ガスは、ディスクの特性を制限するためによく使用されます(3)。しかし、推定値は、円盤内のCOガス存在量が期待値に比べて枯渇していることを示しており(4,5,6,7)、CO存在量に影響を与えるさまざまな円盤プロセスのモデルは、観測された1Myrタイムスケールでこの枯渇を説明できませんでした(8,9)。、10,11,12,13,14)。ここでは、氷が既存の粒子に不均一に核形成するときに生じるケルビン効果など、円盤内の粒子に対する表面エネルギー効果が、COをその氷相に効率的に閉じ込めることができることを示しています。以前の氷形成モデルでは、小さな氷でコーティングされた粒子が温められた円盤層に持ち上げられると、COガスが放出されました。私たちのモデルは、最も研究されている4つの原始惑星系円盤で観測されたガス状COの存在量、分布、および時間発展を再現できます(7)。中立面と円盤の拡散率での固体および気体のCOインベントリを制約し、円盤質量の推定値の不一致を解決します。これは、惑星形成を制御する3つの重要なパラメーターです。
星間天体の光帆シナリオの観測可能なテスト
| Title |
Observable_tests_for_the_light-sail_scenario_of_interstellar_objects |
| Authors |
Wen-Han_Zhou,_Shang-Fei_Liu,_Yun_Zhang_and_Douglas_N.C._Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13818 |
最初の星間天体(ISO)1I/2017U1(`オウムアムア)の光帆シナリオを、物理モデルと観測上の制約を比較することによって精査します。これらの分析は、オウムアムアのような天体の将来の調査のために一般化することができます。ライトセイルは、磁場とガス原子による星間空間のドリフトを通過し、ナビゲーションシステムに課題をもたらします.ライトセイルが太陽系の内側に入ると、横方向の放射圧によってかなりの非半径方向の変位が生じます。非常に高い次元比とタンブリング運動により、非常に大きな振幅の光曲線が発生し、場合によっては光帆が見えなくなることさえあります。これらの観測機能により、星間天体の光帆シナリオを調べることができます。私たちの結果は、星間物質の中を自由に回転するライトセイルのドリフトは、移動距離がわずか1pcであっても$\sim100\,$auであることを示しています。オウムアムアの観測された変動振幅($\sim$2.5--3)と一致するライトセイルの予想輝度変調の確率は<1.5\%です。さらに、タンブリングライトセイルが見える(V=27よりも明るい)確率は、発見後2か月にわたる55回の観測すべてで0.4%です。放射圧は、オウムアムアよりもライトセイルの軌道面に垂直な大きな変位を引き起こす可能性があります。また、オウムアムアの横方向の加速度に対する反太陽の比率は、ライトセイルのそれから1.5{\sigma}ずれています。私たちは、オウムアムアが軽帆船である可能性は低いと考えています。侵入するライトセイルのダイナミクスは、存在する場合、明確な観測的特徴を持ち、将来の調査で私たちの方法で定量的に識別および分析できます。
GPI 2.0: 低解像度赤外線分光法による自発光太陽系外惑星の特性評価
| Title |
GPI_2.0:_Characterizing_Self-Luminous_Exoplanets_Through_Low-Resolution_Infrared_Spectroscopy |
| Authors |
Arlene_Aleman_(Stanford_University),_Bruce_Macintosh_(Stanford_University),_Mary_Anne_Limbach_(Texas_A&M_University),_Mark_Marley_(University_of_Arizona_Lunar_and_Planetary_Laboratory),_Jeffrey_Chilcote_(University_of_Notre_Dame),_Quinn_Konopacky_(University_of_California_San_Diego),_Dmitry_Savransky_(Cornell_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13863 |
太陽系外惑星の直接画像による特徴付けは、多くの場合、低いスペクトル分解能で行われます。GeminiPlanetImagerアップグレード(GPI2.0)のスペクトログラフをモデル化し、近赤外線スペクトルの分析を通じて観測者が太陽系外惑星の特性を制限できるようにする機器の可能性を評価します。ノイズの多い観測をシミュレートした後、Sonora2018モデルグリッドとの最尤比較から事後分布を計算しました。予備的な結果は、GPI2.0が観測者が十分な精度で温度を制限できるようにすることを示唆していますが、重力はほとんど不確実なままです。また、畳み込みをインストルメントラインスプレッド関数と組み合わせてシミュレーションに組み込むことの効果を調査し、結果を予備調査結果と比較します。
分割されたデータからシンプレクティック進化を学習するリープフロッグ ニューラル ネットワーク
| Title |
Leap-frog_neural_network_for_learning_the_symplectic_evolution_from_partitioned_data |
| Authors |
Xin_Li,_Jian_Li_and_Zhihong_Jeff_Xia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.14148 |
ハミルトニアンシステムの場合、この作業では、シンプレクティック進化マップによって生成される位置(q)変数と運動量(p)変数の学習と予測が考慮されます。Chen&Tao(2021)と同様に、シンプレクティックマップは母関数によって表されます。さらに、時系列(q_i、p_i)をいくつかのパーティションに分割することによって新しい学習スキームを開発し、リープフロッグニューラルネットワーク(LFNN)をトレーニングして、最初の(つまり、初期条件)と1つの間の生成関数を近似します。残りのパーティションの。短いタイムスケールでシステムの進化を予測するために、LFNNは累積誤差の問題を効果的に回避できます。次に、LFNNを適用して、2:3共鳴カイパーベルトオブジェクトの動作をはるかに長い期間で学習します。以前の研究で構築されたニューラルネットワークには2つの重要な改善があります(Lietal.2022):(1)ヤコビ積分の保存;(2)軌道進化の高精度予測。我々は、LFNNがハミルトニアン系の長期進化の予測に役立つ可能性があることを提案します。
不平衡化学を伴う褐色矮星大気における垂直混合の程度の調査
| Title |
Probing_the_Extent_of_Vertical_Mixing_in_Brown_Dwarf_Atmospheres_with_Disequilibrium_Chemistry |
| Authors |
Sagnick_Mukherjee_(1),_Jonathan_J._Fortney_(1),_Natasha_E._Batalha_(2),_Theodora_Karalidi_(3),_Mark_S._Marley_(4),_Channon_Visscher_(5),_Brittany_E._Miles_(1)_and_Andrew_J._I._Skemer_(1)_((1)_Department_of_Astronomy_and_Astrophysics,_University_of_California,_Santa_Cruz,_CA,_USA,_(2)_NASA_Ames_Research_Center,_MS_245-3,_Moffett_Field,_CA,_USA,_(3)_Department_of_Physics,_University_of_Central_Florida,_Orlando,_FL,_USA,_(4)_Lunar_and_Planetary_Laboratory,_The_University_of_Arizona,_Tucson,_AZ,_USA,_(5)_Dordt_University,_Sioux_Center_IA,_Space_Science_Institute,_Boulder,_CO,_USA_) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.14317 |
多くのT型矮星とY型矮星の大気中の垂直混合による不平衡化学の証拠は、COの混合比の増加とNH$_3$の減少により推測されている。惑星と褐色矮星の大気モデルは通常、この垂直混合現象を垂直渦拡散係数$K_{\rmzz}$でパラメータ化します。$K_{\rmzz}$は大気中の対流領域ではおそらく混合長理論で近似できるが、放射領域では鉛直混合の強さは桁違いに不確かである。新しい放射対流平衡pythonコードPICASO3.0で計算された400～1000Kの$T_{\rmeff}$からの自己矛盾のない1Dモデル大気の新しいグリッドを使用して、分子存在量と対応するスペクトルがどのように得られるかを評価することを目的としています。深さに依存する$K_{\rmzz}$のプローブとして使用できます。与えられた表面重力では、$T_{\rmeff}$の関数としてCOの存在量に非単調な挙動が見られます。これは、化学物質の存在量が2つの潜在的な大気対流帯のいずれかでクエンチされるか、2つのいずれかでクエンチされることがあるからです。可能な放射ゾーン。温度構造と化学的クエンチングの挙動も重力によって変化します。私たちのモデルを、いくつかのT型矮星とY型矮星の利用可能な近赤外およびMバンド分光法と比較し、それらの大気垂直混合プロファイルを評価します。また、色等級図と比較し、JWSTスペクトルの予測を行います。この作業は、新しい制約を生み出し、化学と雲のモデリングに重要な意味を持つ星下大気の基本的な大気パラメーターである$K_{\rmzz}$を決定する際に、将来の大きな利益への道を示します。
低 S/N トランジット タイミング変動を使用した 50 以上のケプラー惑星の質量上限
| Title |
Mass_Upper_Bounds_for_Over_50_Kepler_Planets_Using_Low-S/N_Transit_Timing_Variations |
| Authors |
Jared_C._Siegel_(1)_and_Leslie_A._Rogers_(1)_((1)_University_of_Chicago) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.14398 |
ケプラーサンプルの利用可能な質量測定を拡大する見込みは限られています。惑星の質量は通常、主星の視線速度(RV)測定、または多惑星系におけるトランジットタイミング変動(TTV)の時系列モデリングによって推測されてきました。ただし、大部分のケプラーホストはRVフォローアップには暗すぎます。また、時系列モデリングに十分な強度のTTVを備えているのは、選択された数のシステムのみです。ここでは、信号対雑音比(S/N)の低いTTVを使用して多惑星系の惑星質量を制約する方法を開発します。California-KeplerSurveyからの79の多惑星系の175の惑星のサンプルについて、Keplerから公開されているTTV時系列を使用して、惑星質量の事後を推測します。53の惑星(私たちのサンプルの$>30\%$)について、低S/NTTVは惑星の質量に関する有益な上限をもたらします。25の小さな惑星の場合、低S/NTTVは揮発性の高い組成を好みます。使用可能な場合、低S/NTTVベースの質量制約は、RV由来の質量と一致しています。TTV時系列は、ケプラー惑星ごとに公開されており、ケプラーシステムのコンパクトさにより、TTVベースの制約は多惑星システムのかなりの部分に情報を提供します。低S/NTTVを活用することは、ケプラーサンプルの利用可能な質量制限を増やすための貴重な道を提供します。
化石グループの起源 XII。化石系周辺の大規模環境
| Title |
Fossil_group_origins_XII._Large-scale_environment_around_fossil_systems |
| Authors |
S._Zarattini,_J._A._L._Aguerri,_R._Calvi,_M._Girardi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13784 |
SloanDigitalSkySurveyDataRelease16からの分光情報を使用して、確認された16の化石系のサンプル周辺の100Mpcまでの大規模な構造を分析します。FGと\citetに示されているフィラメントとノードの中心との間の距離を計算します。{Chen2016}。また、質量追跡に適していると考えられている明るい銀河の密度や、銀河の密度に対する投影も調べています。最後に、FoFアルゴリズムを適用してFGの周囲のビリアル化構造を検出し、その周囲で利用可能な質量を推定します。FGは主にフィラメントの近くに見られ、平均距離は$3.7\pm1.1$R$_{200}$、最小距離は0.05$R_{200}$です。一方、平均距離と最小距離はそれぞれ$19.3\pm3.6$と6.1$R_{200}$で、交差点の近くにFGは見つかりませんでした。質量のトレーサーとして明るい銀河を使用すると、より高い赤方偏移のFGがより高密度の領域に見られるという相関関係があります。同時に、マグニチュードのギャップが最大($\Deltam_{12}$>2.5)のFGは、密度の低い環境で発見され、平均して小さな中心銀河をホストしています。私たちの結果は、FGがコズミックウェブの特異な位置で形成され、フィラメントに近く、ノードから遠く、コズミックウェブ自体との相互作用が制限される可能性があることを示唆しています。かすかなBCG、大きな$\Deltam_{12}$、および低い赤方偏移を持つFGは、その進化の最後の段階にあるシステムである可能性があると推測します。さらに、マグニチュードギャップが最大のシステムは大規模ではないという理論的予測を確認します。
VLT/MUSE 分光法で強化された SDSS J2222+2745 の新しい強いレンズ効果モデリング
| Title |
New_strong_lensing_modelling_of_SDSS_J2222+2745_enhanced_with_VLT/MUSE_spectroscopy |
| Authors |
A._Acebron,_C._Grillo,_P._Bergamini,_G._B._Caminha,_P._Tozzi,_A._Mercurio,_P._Rosati,_G._Brammer,_M._Meneghetti,_M._Nonino,_E._Vanzella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13788 |
z=0.489のSDSSJ2222+2745は、時間遅延が測定された背景(z=2.801)クエーサーの複数の画像を含む、現在知られている数少ないレンズクラスターの1つです。ハッブル宇宙望遠鏡(HST)からの画像と最近のマルチユニット分光探査機(MUSE)の分光データを組み合わせて、34のクラスターメンバーと3つの背景ソースからの12の複数の画像を安全に識別します。13個のクラスター銀河の星の速度分散を測定し、レンズの総質量に対するサブハロー質量成分の寄与を独立して推定することができます。レンズクラスターの予測される総質量分布は、MUSEの運動学的情報と外部せん断によって固定された単一の大規模な質量成分、銀河規模の成分で最適にモデル化されます。ベストフィットの強力なレンズモデルは、0.29の複数の画像のモデル予測位置と観測位置の間の二乗平均平方根の分離をもたらします。モデリングの仮定と使用された観測量に起因する体系的な不確実性の影響を分析すると、予測される総質量プロファイル、サブハロー質量成分の相対重量、および臨界線が統計的不確実性の範囲内で一貫していることがわかります。代わりに、予測された倍率と時間遅延の値は、レンズの総質量分布の局所的な詳細に対してより敏感であり、観察された複数の画像位置を同様に再現するレンズモデル間で大きく異なります。その複雑な形態、少数の点のような複数の画像、および現在のモデルの縮退により、(レンズ光源の観測された表面輝度分布と測定された時間遅延からの)追加情報をモデリングに含める必要があることが明らかになります。正確で正確な宇宙論的測定のためのSDSSJ2222+2745の。この作業で提示された完全なMUSEセキュア分光カタログは、公開されています。
Pristine Inner Galaxy Survey (PIGS) V: バルジに最も金属の少ない星がある天の川銀河の初期集合の化学力学的調査
| Title |
The_Pristine_Inner_Galaxy_Survey_(PIGS)_V:_a_chemo-dynamical_investigation_of_the_early_assembly_of_the_Milky_Way_with_the_most_metal-poor_stars_in_the_bulge |
| Authors |
Federico_Sestito,_Kim_A._Venn,_Anke_Arentsen,_David_Aguado,_Collin_L._Kielty,_Carmela_Lardo,_Nicolas_F._Martin,_Julio_F._Navarro,_Else_Starkenburg,_Fletcher_Waller,_Raymond_G._Carlberg,_Patrick_Fran\c{c}ois,_Jonay_I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_Georges_Kordopatis,_Sara_Vitali,_and_Zhen_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13791 |
銀河のバルジにある金属の少ない尾部の調査は、初期の天の川の集合と進化に関するユニークな情報を提供します。PristineInnerGalaxySurveyから選択された17個の非常に金属の少ない星(VMP、[Fe/H]$<-2.0$)の化学動力学的解析が、Gemini/GRACESスペクトルに基づいて実行されました。$\alpha-$要素(Mg、Ca、およびTi)、奇数Z(Na、K、およびSc)、Feピーク(CrおよびNi)、および中性子捕獲(Ba)要素の化学的存在量が決定されます。モデル大気分析から。この化学的性質は、私たちの星の大部分が、銀河の暈にある金属の少ない星に非常に似ていることを示唆しています。{\itGaia}EDR3から計算された軌道は、これらの星が最も初期の銀河集合の間にバルジに持ち込まれたことを意味します。私たちの星のほとんどは[Na,Ca/Mg]の存在量が大きいため、対不安定型超新星による濃縮の証拠はほとんどありません。私たちの星のうちの2つ(P171457、P184700)は、第2世代の球状星団星と互換性のある化学組成を持っており、銀河の内部に古い球状星団が存在し、現在は溶解していることを示唆しています。それらの1つ(P171457)は極度に金属が少なく([Fe/H]$<-3.0$)、球状星団の金属量の下限をはるかに下回っています。宇宙。3番目の星(P180956,[Fe/H]$\sim-2$)は[Na,Ca/Mg]が低く、[Ba/Fe]が非常に低く、金属だけで汚染された系での形成と一致しています。1つまたはいくつかの低質量超新星。興味深いことに、その軌道は銀河面に限定されており、天の川の最も初期の構成要素に関連付けられている文献で見つかった他の非常に金属の少ない星と同様です。
シミュレートされた天の川類似体における衛星銀河の色と落下時間の分布
| Title |
Colour_and_infall_time_distributions_of_satellite_galaxies_in_simulated_Milky-Way_analogs |
| Authors |
Yue_Pan,_Christine_M._Simpson,_Andrey_Kravtsov,_Facundo_A._G\'omez,_Robert_J._J._Grand,_Federico_Marinacci,_R\"udiger_Pakmor,_Viraj_Manwadkar_and_Clarke_J._Esmerian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13805 |
ここでは、Aurigaプロジェクトでシミュレートされた衛星銀河の色と、局所的な天の川類似体周辺の衛星銀河の探査(ELVES)調査で観測された衛星銀河とを比較します。私たちの目標は、観測されたELVES衛星の色分布と星形成特性の起源を理解することです。当初、天の川のようなホスト銀河をモデル化するために設計されたぎょしゃ座シミュレーションの衛星集団は、光度関数、消光部分、および色等級分布においてELVESの集団に似ていることがわかりました。衛星は、シミュレーションと観測の両方で、光度範囲$-15\lesssimM_g\lesssim-12$で青色から赤色に移行することがわかり、このシフトがシミュレーションの環境効果によって引き起こされることを示しています。また、シミュレーションと観測の両方での色分布は、統計的に異なる形態学的タイプまたは星形成状態に基づいて2つの集団に分解できることも示しています。シミュレーションでは、これら2つの集団は、統計的に異なる降水時間分布も持っています。星形成状態の遷移は、ぎょしゃ座とELVESの間で一貫しているように見えますが、銀河系類似体周辺の衛星(SAGA)調査とは対照的です。ここに示されている比較は、この緊張がELVESの改善されたターゲット選択によって解決されていることを示しているようですが、かすかな銀河の色を理解することにはまだ緊張があり、ELVESにはぎょしゃ座で回収されていないかすかな青い衛星のかなりの数があるようです。.
ガイアデータに設定された天の川円盤の自己無撞着力学モデル
| Title |
A_self-consistent_dynamical_model_of_the_Milky_Way_disc_set_to_Gaia_data |
| Authors |
A.C._Robin,_O._Bienaym\'e,_J.B._Salomon,_C._Reyl\'e,_N._Lagarde,_F._Figueras,_R._Mor,_J._G._Fern\'andez-Trincado,_J._Montillaud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13827 |
この論文は、天の川の重力ポテンシャルをガイアデータからの星の運動学と密度に当てはめることによって、どのように自己無撞着な力学モデルを得ることができるかを示しています。BesanconGalaxyModelを使用してポテンシャルを導出し、3つの運動積分に基づいて円盤の星分布関数を計算して、静止した星の円盤をモデル化します。重力ポテンシャルと星の分布関数は自己無撞着に構築され、ガイア観測から得られた運動学と密度分布と一致するように調整されます。マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)を使用して、動的モデルの自由パラメーターをガイア視差と適切な運動分布に適合させます。当てはめは、経度と緯度に広く分散しているGaiaeDR3データのいくつかのセットで行われます。Rとzによって変化する、異なる年齢のサブコンポーネントの速度分散楕円体とその傾きを決定することができます。薄い円盤と厚い円盤の母集団の密度法則とそれらの半径スケール長も、首尾一貫して得られます。この新しいモデルには、フレア状の薄いディスクなど、いくつかの興味深い特徴があります。厚い円盤は、密度と運動学の両方において、古い薄い円盤とは非常に異なる特徴を示すことがわかっています。これは、薄い円盤と厚い円盤が異なるシナリオで形成されたという考えをよく支持しています。暗黒物質のハローはほぼ球形であることが示されています。また、最近の研究とよく一致して、太陽運動を(10.79$\pm$0.56,11.06$\pm$0.94,7.66$\pm$0.43)km/sと導きます。結果として得られる完全に自己無撞着な重力ポテンシャルは、依然として軸対称であり、天の川銀河の滑らかな質量分布の適切な近似値であり、銀河系の実際の星の軌道の計算など、さらなる研究に使用できます(要約)。
| Title |
Star_Formation_Suppresion_by_Tidal_Removal_of_Cold_Molecular_Gas_from_an_Intermediate-Redshift_Massive_Post-Starburst_Galaxy |
| Authors |
Justin_S._Spilker,_Katherine_A._Suess,_David_J._Setton,_Rachel_Bezanson,_Robert_Feldmann,_Jenny_E._Greene,_Mariska_Kriek,_Sidney_Lower,_Desika_Narayanan,_and_Margaret_Verrico |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13917 |
観測とシミュレーションは、過大な銀河の形成を防ぐために、銀河での星の形成を積極的に抑制しなければならないことを示しています。星のフィードバックや超大質量ブラックホールの降着によって引き起こされる銀河の流出は、将来の星形成に利用できる冷たい分子ガスの量を調節するためにしばしば呼び出されますが、すべての銀河で関連する唯一の消光プロセスではない可能性があります。最近、最初の星形成エピソードを終えた大規模なz=0.646ポストスターバースト銀河の外側に最大64kpcまで広がる広大な分子潮汐機能の発見を提示します。潮汐尾には、(1.2+/-0.1)x10^10Msunの分子ガスが含まれており、システムの全低温ガス貯留層の47+/-5%に相当します。分子潮汐の特徴の規模と大きさは、既知のすべての近隣または高赤方偏移合体システムと比較して前例のないものです。合体中にホスト銀河から冷たいガスが剥ぎ取られたと推測されます。これは、最初のバースト段階を引き起こし、その後の星形成の抑制に関与している可能性が最も高いです。ほんの一例ですが、この結果は、銀河の合体が分子ガス燃料の大部分を直接除去することによって遠方の銀河の低温ガス含有量を調節し、星形成を直接抑制することができることを示しています。これは、フィードバック駆動の流出とは質的に異なる物理メカニズムです。.
ツヴィッキー過渡施設と球状星団: 大規模なマゼラン雲サンプルを補足した異常セファイドの周期-光度と周期-ウェゼンハイトの関係
| Title |
Zwicky_Transient_Facility_and_Globular_Clusters:_The_Period-Luminosity_and_Period-Wesenheit_Relations_for_Anomalous_Cepheids_Supplemented_with_Large_Magellanic_Cloud_Sample |
| Authors |
Chow-Choong_Ngeow,_Anupam_Bhardwaj,_Matthew_J._Graham,_Steven_L._Groom,_Frank_J._Masci,_and_Reed_Riddle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13950 |
基本モード異常セファイドの最初のグリバンド周期-光度(PL)および周期-ヴェーゼンハイト(PW)関係を提示します。これらのPLとPWの関係は、球状星団M92と大マゼラン雲にある5つの異常なセファイドのサンプルを組み合わせたものから導き出されたもので、どちらも文献から入手できる距離の精度は~1%です。以前の研究で報告されているように、gバンドPL関係はBバンドPL関係に似ています。PLとPWの関係を矮小銀河クレーターIIで発見された異常なセファイドに適用し、RRLyraeに基づく最近の測定値よりも大きいが一貫した距離係数を発見しました。グリバンドPLとPWの関係の校正は、異常なセファイドの数が少ないために精度が低くなりますが、矮小銀河までの距離測定に役立ちます。
| Title |
ALCHEMI_finds_a_"shocking"_carbon_footprint_in_the_starburst_galaxy_NGC~253 |
| Authors |
Nanase_Harada,_Sergio_Martin,_Jeff_Mangum,_Kazushi_Sakamoto,_Sebastian_Muller,_Victor_Rivilla,_Christian_Henkel,_David_Meier,_Laura_Colzi,_Mitsuyoshi_Yamagishi,_Kunihiko_Tanaka,_Kouichiro_Nakanishi,_Ruben_Herrero-Illana,_Yuki_Yoshimura,_Pedro_Humire,_Rebeca_Aladro,_Paul_van_der_Werf,_Kim_Emig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13983 |
スターバースト銀河の中心は、そのガス力学とさまざまな氷の脱着メカニズムの存在により、特定のガスと氷の化学的性質によって特徴付けられる場合があります。これにより、特異な観察可能な構成が得られる可能性があります。ALMAの大規模プログラムALCHEMIの一部として収集されたデータから、氷化学の信頼できるトレーサーである$CO_2$の存在量を分析します。このプログラムは、1.6$''$の角度分解能でスターバースト銀河NGC~253に向かう広帯域スペクトルスキャンです。.プロトン化された形式の$HOCO^+$を使用して、気相の$CO_2$存在量を制限します。$HOCO^+$の分布はメタノールの分布と似ており、氷から昇華した$CO_2$のプロトン化によって$HOCO^+$が生成されたことが示唆されます。$HOCO^+$分数存在量は、中央分子ゾーン(CMZ)の外側部分で$(1-2)\times10^{-9}$であることがわかりますが、それよりも低い($\sim10^{-10}$)キネマティックセンターの近く。外側のCMZでのこのピーク部分存在量は、天の川のCMZに匹敵し、銀河円盤の星形成領域よりも桁違いに高い。化学モデルから示唆された$HOCO^+/CO_2$比の範囲から、気相の$CO_2$分数存在量は外側CMZで$(1-20)\times10^{-7}$と推定され、中心付近では桁違いに低い。文献から、外側CMZでの$CO_2$の氷分画存在量は$(2-5)\times10^{-6}$と推定されます。氷とガスの$CO_2$存在量の比較は、効率的な昇華メカニズムを示唆しています。この昇華は、バーとCMZの軌道交点での大規模な衝撃に起因します。
銀河の三点相関関数の解析方程式：密度摂動の三次まで
| Title |
Analytical_Equation_of_Three-point_Correlation_Function_of_Galaxies:_to_Third_Order_of_Density_Perturbation |
| Authors |
Shu-Guang_Wu_and_Yang_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13988 |
ニュートン重力による密度場に関数微分を適用して、銀河の3点相関関数$\zeta$の静的な非線形方程式を3次密度摂動に適用します。式を閉じて、質量とジーンズ波数のくりこみを実行します。観測から推測された境界条件を使用して、固定$u=2$で3次解$\zeta(r,u,\theta)$を取得します。これは正であり、角度$\に沿って$U$形状を示します。theta$であり、放射状の$r$に沿って$r\leq30\,h^{-1}$Mpcの範囲まで単調に減少します。対応する縮小$Q(r,u,\theta)$は、ガウスケースの1から逸脱し、$\theta$に沿ってより深い$U$形状を持ち、$r$に沿って非単調に変化します。3次の解は銀河のSDSSデータと一致しており、特に大規模なスケールでは以前の2次の解に非常に近くなっています。これは、密度摂動の次数が増加する相関関数の方程式が、非線形銀河系の安定した記述を提供することを示しています。
教師なし機械学習を用いた ASKAP による特異な電波形態の発見}
| Title |
Discovery_of_Peculiar_Radio_Morphologies_with_ASKAP_using_Unsupervised_Machine_Learning} |
| Authors |
Nikhel_Gupta,_Minh_Huynh,_Ray_P._Norris,_Rosalind_Wang,_Andrew_M._Hopkins,_Heinz_Andernach,_B\"arbel_S._Koribalski_and_Tim_J._Galvin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13997 |
教師なし機械学習法を使用して検出された一連の特異な電波源を提示します。オーストラリアのスクエアキロメートルアレイパスファインダー(ASKAP)望遠鏡からのデータを使用して、自己組織化マップ(SOM)をトレーニングします。3つのASKAPサーベイ、EvolutionaryMapofUniverseパイロットサーベイ(EMU-PS)、DeepInvestigationofNeutralGasOriginsパイロットサーベイ(DINGO)、SurveyWithASKAPofGAMA-09+X-ray(SWAG-X)からの電波マップは、次のとおりです。最も希少な、または未知の電波形態を検索するために使用されます。天文ソースの回転と反転の不変性を実装するSOMアルゴリズムの拡張を使用します。SOMは、「マルチコンポーネント」としてカタログ化されたすべてのソースとして定義されるEMU-PS内のすべての「複雑な」無線ソースの画像を使用してトレーニングされます。次に、トレーニング済みのSOMを使用して、すべての調査で複雑なソースの類似性スコアを推定します。類似度メトリックに従って最も複雑なソースの0.5\%を選択し、それらを視覚的に調べて、最も希少な電波形態を見つけます。これらの中で、2つの新しい奇数電波圏(ORC)候補と、その他の5つの特異な形態が見つかりました。多波長特性と、選択された特異な光源の光学/赤外線対応物について説明します。さらに、銀河団からの拡散放射や、分離型、尾が曲がった型、FR-IおよびFR-II型の電波銀河など、従来の電波形態の例を示します。ORC候補の円形の背後にある理由である可能性がある過密環境について説明します。
星団環境は低質量衛星銀河の星形成を裏返しに消してしまう
| Title |
Cluster_environment_quenches_the_star_formation_of_low-mass_satellite_galaxies_from_the_inside-out |
| Authors |
Bitao_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.14004 |
環境は、銀河の星形成の歴史において重要な役割を果たしています。クラスター環境で顕著な潮汐および流体力学的ストリッピングは、銀河の周辺ガスを除去することができ、星形成は外部から環境的に抑制される可能性があります。特定の星形成率(sSFR)プロファイルの半径方向勾配の環境依存性を再検討します。SDSSファイバースペクトルから測定されたアーカイブスペクトルインデックスD4000nとHdAを使用して放射状勾配を調べ、中央のsSFRと、スペクトルエネルギー分布のフィッティングからの合計sSFRを示します。空間解像度が低いにもかかわらず、豊富なSDSSデータにより、星の質量、sSFR、および環境への依存を解きほぐすことができます。質量範囲9<logM/M_solar<9.8の低質量衛星銀河は、質量、sSFR、およびファイバーカバレッジが一致する孤立した銀河と比較して、より裏返しのパターンで平均消光することがわかりました。この環境効果は、星形成の主系列より下の銀河で特に強く、相空間図が裏返しの消光と軌道特性の間の明確な関連性を明らかにする大規模な銀河団の中心部にある銀河でピークに達します。私たちの結果は、クラスター環境における潮汐および流体力学的相互作用の両方が、主に裏返しから衛星の星形成を抑制することを示唆しています。高温ガスハローからの低角運動量の降着ガスは、中央のガス貯留層を補充するための重要な供給源であるため、外側の星形成円盤が大きな影響を受けていない場合に、クラスター内のガスストリッピングが飢餓につながり、裏返しのクエンチングを引き起こす可能性について説明します。
視差誤差が 10% 未満のメーザーからの銀河スパイラル密度波のパラメーター
| Title |
Parameters_of_the_Galactic_Spiral_Density_Wave_from_Masers_with_Parallax_Errors_Less_Than_10% |
| Authors |
Vadim_Bobylev_and_Anisa_Bajkova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.14029 |
VLBI三角視差と固有運動を測定して、銀河メーザーと電波星の運動学を研究しました。相対三角法視差誤差が10\%未満のメーザーを考慮し、それらから銀河回転パラメーターを決定しました。特に、太陽距離$R_0$での銀河の直線回転速度は$244.4\pm4.3$kms$^{-1}$であることがわかっています(採用された$R_0=8.1\pm0.1$の場合)。kpc)。半径方向、残留接線方向、および垂直方向のメーザー速度の結合および個別のスペクトル解析を実行しました。たとえば、垂直メーザー速度から、波長$\lambda_W=2.6\pm0.7$kpcの速度摂動振幅$f_W=5.2\pm1.5$kms$^{-1}$を推定しました。星の垂直速度に対するらせん密度波の影響。太陽から3kpc以内にある104個のメーザーに基づいて、ジョイントソリューションの結果として、半径$f_R=6.7\pm1.1$kms$^{-1}$と接線$f_\を推定しました。theta=2.6\pm1.2$kms$^{-1}$、速度摂動、摂動波長$\lambda=2.1\pm0.3$kpc、および銀河の渦巻き密度波$\chi_\における太陽の位相odot=-148\pm15^\circ$.LocalArmに属するメーザーと電波星の空間分布にラドクリフ波の存在を確認しました。
恒星と星雲のスペクトルモデリングによる星形成銀河の恒星特性の再検討
| Title |
Revisiting_stellar_properties_of_star-forming_galaxies_with_stellar_and_nebular_spectral_modelling |
| Authors |
Leandro_S._M._Cardoso,_Jean_Michel_Gomes,_Polychronis_Papaderos,_Ciro_Pappalardo,_Henrique_Miranda,_Ana_Paulino-Afonso,_Jos\'e_Afonso,_Patricio_Lagos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.14036 |
スペクトル合成は、銀河のスペクトルエネルギー分布を主な光度の寄与因子(恒星集団や電離ガスなど)に分解することにより、銀河の物理的性質を解釈するための強力なツールです。しかし、星雲の放出が星形成(SF)銀河の推定される特性に与える影響は、長年にわたってほとんど見過ごされてきました。この作業の目的は、恒星連続体と星雲連続体をFADOで同時にフィッティングし、純粋な恒星集団合成コードの代表であるSTARLIGHTを使用して得られた結果と比較することにより、SDSSDR7からSF銀河の恒星特性間の関係を推定することです。平均質量、平均年齢、平均金属量の値に関するコード間の差は、銀河全体では$\sim$0.06dex、SF銀河では$\sim$0.12dex(EW(H$\alpha$)>の銀河)にもなります。3\AA)であり、両方のコードの最も顕著な違いは、加重平均星齢です。集中SF銀河(EW(H$\alpha$)>75\AA)の平均的な光加重および質量加重星形成の歴史を詳しく調べると、スターライトが集中SF銀河の平均軽加重年齢を過小評価していることが示唆される。$\sim$0.17dexまで増加し、FADOと比較して最大$\sim$0.13dex軽量化された金属量を過大評価しています(またはその逆)。受動的銀河、SF銀河、集中的SF銀河サンプルの平均的な星の特性を比較すると、EW(H$\alpha$)の増加と星の総質量の減少に伴い、コード間の差が大きくなることも明らかになりました。この研究は、純粋な恒星集団合成アプローチが、比較的高い星形成率を持つ銀河の推測された恒星特性に悪影響を与えるという間接的な証拠を発見しました。次に、これは、質量と年齢や質量と金属性などの基本的な関係の解釈を偏らせる可能性があります。
高密度コア衝突の MHD シミュレーション
高密度分子コア間の衝突プロセスに対する磁場の影響を調査しました。Enzoアダプティブメッシュリファインメントコードを使用して、2つの自己重力コア間の衝突の3次元電磁流体シミュレーションを実行しました。コアは、均一な磁場に浸された安定した等温のボナー・エーベルト(BE)球体としてモデル化されました。衝突は、オフセットパラメーター$b$、初期コアのマッハ数$\mathcal{M}$、磁場強度$B_{0}$、および初期磁場と衝突軸の間の角度$\theta$によって特徴付けられました。正面衝突($b=0$)の場合、圧縮された層で1つの原始星が形成されました。磁場強度が高いほど、降着率は低くなります。$b=0$および$\theta=90^{\circ}$のモデルでは、降着率は$b=0$および$\theta=0^{\circ}と比較して初期磁場強度に大きく依存していました。}$モデル。中心から外れた($b=1$)衝突では、より高い特定の角運動量が増加しました。したがって、ガスの動きは複雑でした。$b=1$および$\mathcal{M}=1$のモデルでは、原始星の数とガス運動は$B_{0}$と$\theta$に大きく依存していました。$b=1$および$\mathcal{M}=3$のモデルでは、顕著な衝撃圧縮層は形成されず、星形成は引き起こされませんでした。
エージング ダイアグラムによるエージングとクエンチング: シミュレーションと観察による制約からの予測
| Title |
Ageing_and_Quenching_through_the_ageing_diagram:_predictions_from_simulations_and_observational_constraints |
| Authors |
Pablo_Corcho-Caballero,_Yago_Ascasibar,_Sebasti\'an_F._S\'anchez,_\'Angel_L\'opez-S\'anchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.14084 |
(要約)我々は、老化ダイアグラム(AD)を横切る銀河の分布を研究する:EW(H$\alpha$)によって追跡された最後の数マイルの間に形成された星の割合と星の質量の量との関係~Gyrのスケールで形成されます--ダスト補正光学色$(g-r)_0$またはバルマーブレーク$D_n(4000)$を観測プロキシとして使用します。この図によって、銀河の星形成履歴(SFH)の最近の変化を追跡し、永年進化(エイジング)によって支配されている銀河と、星形成が突然中断された(クエンチング)システムを区別することができます。AD全域の銀河の位置の物理的特性を提供するために、CALIFAおよびMaNGAサーベイから選択された2つの銀河サンプルのSFHのPipe3D推定を、IllustrisTNGからの予測と組み合わせて使用します。西暦の銀河の分布は、最後の3億年と3億年に形成された星の質量分率と強く相関する4つのレジームによって記述できることがわかりました。星形成率が宇宙の年齢に匹敵するスケールで変化する老化システムは、すべてのサンプルで銀河集団の$70-80\%$を占めています。SFHが突然切り捨てられたオブジェクトは、(体積補正された)数で$\sim5-10\%$を表す分離されたクエンチされたシーケンスに沿って配置されます。未定のシステムは、老化とクエンチの体制の間の中間集団を表します。最後に、引退した銀河は、老化と消滅のシーケンスが収束する西暦の領域に位置しています。誕生率パラメーター$b\equiv\frac{SFR}{\langleSFR\rangle}$に関してさまざまな星形成活動レベルを定義し、銀河が〜500Myrのスケールで老化シーケンスからクエンチシーケンスに移行することを発見しました。老化図は、支配的な老化集団から最近消滅した銀河を識別するための有用なツールを提供すると結論付けています。
矮小銀河の星の固有運動: 中心密度カスプとコアの区別
| Title |
The_proper_motion_of_stars_in_dwarf_galaxies:_distinguishing_central_density_cusps_from_cores |
| Authors |
Ivan_de_Martino,_Antonaldo_Diaferio,_Luisa_Ostorero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.14110 |
矮小銀河内の${{\sim2000}}$星の固有運動を最大1km/sの不確かさで測定することで、矮星の暗黒物質(DM)密度プロファイルが中央のコアまたはカスプ。これらの制限は、天体座標、視線速度、星の固有運動を含む、将来の天文{\itTheia}のようなミッションから予想されるものと同様の模擬星カタログを作成することによって導き出されます。矮星のDMハローの密度場は、拡張されたNavarro-Frank-White(eNWF)球体モデルからサンプリングされますが、星の数密度分布はプラマー球体です。星の速度場は、ジーンズの方程式に従って設定されます。$N\gtrsim2000$星のサンプルに適用されたモンテカルロマルコフ連鎖アルゴリズムは、真の値の$10\%$以内で、$1\sigma$の相対不確実性$\lesssim20$\%で、eNFWDMパラメータの偏りのない推定値を返します。.星の適切な動きは、視線速度のみが利用可能な場合に現れるeNFWパラメータ間の縮退を持ち上げます。{私たちの分析は、半光半径で推定された質量密度プロファイルの対数勾配を推定することにより、$N=2000$星のサンプルが$8\sigma$以上でコアとカスプを区別できることを示しています。適切な運動は、星のサンプルのサイズが$N=100$から$N=6000$に増加すると、平均して2.65dexから0.15dexに減少する$1\sigma$の不確実性を持つ矮星質量プロファイルの偏りのない推定値も返します。出演者。したがって、適切な運動の測定は、近くの矮星におけるDMの分布を強く制限することができ、DMの性質と特性を理解するための基本的な貢献を提供します。
カーネギー・アーバイン銀河調査。 X. 恒星の質量に基づくスケーリング関係の膨らみ
Carnegie-IrvineGalaxySurveyから312個の円盤銀河のバルジの光学色を測定し、以前に入手できた$R$バンド構造パラメーターを恒星質量パラメーターに変換します。また、中央の1kpc($\Sigma_{1}$)における平均的な星質量表面密度も測定します。質量ベースのコルメンディ関係をフラックスに基づく元の関係と比較すると、古典的バルジと疑似バルジへの分類の大部分、およびそれらの全体的な統計的特性が本質的に変化していないことがわかります。Kormendy関係式のバルジタイプの分類は、星の人口効果に対して堅牢ですが、質量ベースの分類基準は、バルジの構造特性とその星の人口の間でより良い一致を生み出します。さらに、質量ベースのコルメンディ関係式は、元のコルメンディ関係式では隠されている、高$z$コンパクトな初期型銀河に似た超高密度バルジの集団を明らかにします。これらのバルジは、おそらく宇宙初期に組み立てられたスフェロイドの遺物ですが、いくつかについては、経年的な成長からの寄与を除外することはできません.$\Sigma_1$がバルジ表面密度とよく相関するという以前の研究を確認します。
MUSE による初期型群優勢銀河の空間分解特性: ガス含有量、イオン化メカニズム、および金属量勾配
| Title |
Spatially-resolved_properties_of_early-type_group-dominant_galaxies_with_MUSE:_gas_content,_ionisation_mechanisms_and_metallicity_gradients |
| Authors |
P._Lagos,_S._I._Loubser,_T._C._Scott,_E._O'Sullivan,_K._Kolokythas,_A._Babul,_A._Nigoche-Netro,_V._Olivares,_and_C._Sengupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.14115 |
電離ガスと初期型群優勢銀河におけるその起源の徹底的な調査を目的として、完全局所体積群サンプル(CLoGS)からの18の銀河のアーカイブMUSEデータを提示します。このデータにより、電離ガスの形態、EW(H$\alpha$)、運動学、気相の金属量(12+log(O/H))など、空間的に分解された暖かいガスの特性を調べることができました。これらのシステムの。異なるイオン化メカニズムを区別するために、BPTダイアグラムとEW(H$\alpha$)で輝線比[OIII]/H$\beta$と[NII]/H$\alpha$を使用しました。.私たちのサンプルのイオン化源は、さまざまな半径でさまざまな影響を及ぼし、中央領域は低輝度AGNの影響を受けやすく、LINERのような発光の拡張領域は、pAGBの光イオン化が大きく寄与する可能性が高い他のメカニズムによってイオン化されることがわかりました。サンプルを3つのH$\alpha$+[NII]発光形態タイプに分類しました。いくつかの方法とイオン化源を仮定して、気相の金属量を計算します。一般に、12+log(O/H)は、星雲の形態のタイプに関係なく、すべての銀河の中心からの半径とともに減少し、存在量プロファイルにおける金属量の勾配を示しています。興味深いことに、より拡張されたフィラメント構造とすべての核外の星形成領域は、浅い金属量勾配を示します。不確実性の範囲内で、これらの拡張された構造は化学的に均一であると見なすことができます。私たちのサンプルの群優勢銀河は、1つまたは複数のメカニズムの結果として、過去に冷たいガスを獲得した可能性が高いことを示唆しています。イオン化ガス構造の成長に寄与するガス雲または衛星の合体/降着および/または冷却の流れ。
銀河乱流ダイナモの観測的特徴
超新星(SN)爆発と微分回転によって駆動される乱流を介して星間物質の磁気流体力学シミュレーションで自己無撞着に生成される銀河磁場の観測シグネチャを分析します。特に、観測面で形成される典型的な構造を特徴づけることにより、ファラデー回転測定(RM)、シンクロトロン放射、およびストークスパラメーターの時間発展を研究します。これを行うには、熱電子と宇宙線(CR)の両方の電子分布に対して2つの異なるモデルを定義します。私たちの結果は、RMのマップには、微分回転によってせん断および異方的にレンダリングされる構造があり、熱電子モデルの選択とSNレートに依存することを示しています。シンクロトロンマップは、見通し線に沿った平均磁場のマップと定性的に類似しており、構造はCRモデルの影響をわずかに受けるだけです。直線偏光度などのストークスパラメータと関連する量は、観測の周波数と解像度の両方に大きく依存します。
10年間のIceCube公開データを使用したプロンプトおよびX線残光フェーズ中の{\gamma}線バーストからのニュートリノ探索
| Title |
Neutrino_search_from_{\gamma}-ray_bursts_during_the_prompt_and_X-ray_afterglow_phases_using_10_years_of_IceCube_public_data |
| Authors |
Francesco_Lucarelli,_Gor_Oganesyan,_Teresa_Montaruli,_Marica_Branchesi,_Alessio_Mei,_Samuele_Ronchini,_Francesco_Brighenti,_and_Biswajit_Banerjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13792 |
ガンマ線バースト(GRB)からのニュートリノ放出は長い間求められており、最も認定されたGRB放出モデルに対する厳しい制限がIceCubeから取得されています。過去数十年間の多波長GRB観測により、ローレンツ係数や光度などのGRB発光パラメーターに関する知識が向上しました。このようなパラメーター間の経験的な相関関係は、プロンプト段階で特定されており、GRBモデルに直接影響します。この作業では、IceCubeデータ解析用に開発されたPSLabオープンアクセスコードを使用して、選択したGRBのプロンプトおよびアフターグローフェーズからの個々のニュートリノ放出を検索し、そのようなGRBのアンサンブルからの放出を積み重ねます。残光期では、特にX線フレアとプラトーを伴うGRBに注目します。過去のスタッキング検索では、地球で同じGRBフルエンスが想定されていましたが、物理的に動機付けられたGRB重みに基づくスタッキングスキームを提示します。さらに、赤方偏移測定が利用できない場合に、経験的相関関係を使用してGRB光度とローレンツファクターを推測するプロンプトフェーズの新しい方法論を考えます。有意なニュートリノ過剰は観測されていません。したがって、GRBニュートリノフラックスと、ジェット内の磁場を含む関連するGRBパラメータに制約を設定します。特に、バリオン負荷は典型的なGRBプロンプトで10未満であることがわかっているため、GRBエジェクタのバリオン優位の起源が不利になっています。
GRB 210619B 光残光偏光
| Title |
GRB_210619B_optical_afterglow_polarization |
| Authors |
N._Mandarakas,_D._Blinov,_D._R._Aguilera-Dena,_S._Romanopoulos,_V._Pavlidou,_K._Tassis,_J._Antoniadis,_S._Kiehlmann,_A._Lychoudis,_L._F._Tsemperof_Kataivatis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13821 |
光偏光法による非常に明るいガンマ線バーストGRB210619Bの追跡について報告します。我々は、Skinakas天文台のRoboPol装置を使用して、バースト後~5967～8245秒の時間枠でSDSS-rバンドのGRB210619Bの光残光の光偏波観測を行いました。観測時間中に偏光度と偏光角の変動の兆候が見られます。また、観測の終わりに向かって、偏光値の大幅な上昇と偏光角の大幅な変化にも注意してください。このタイムスケールでこのような行動が観察されたのはこれが初めてです。
Black Widow パルサー B1957+20 の日食付近のプラズマ レンズ作用
| Title |
Plasma_lensing_near_the_eclipses_of_the_Black_Widow_pulsar_B1957+20 |
| Authors |
Fang_Xi_Lin,_Robert_Main,_Dongzi_Li,_Ue-Li_Pen,_Marten_H._van_Kerkwijk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13868 |
最近、いくつかの食ミリ秒パルサーが、イオン化された仲間の流出からの強くて明らかに弱いレンズ作用を経験することが示されています。レンズ効果は電離プラズマの強力なプローブとなり、最強のレンズはパルサーの放射領域を解像する可能性があり、日食パルサーの「実験室のような」状態でレンズ効果を理解することは、高密度に存在する高速電波バーストにも同様に適用される可能性があります。、磁化環境。アレシボ天文台での日食を通して、元のブラックウィドウパルサーPSRB1957+20で、強いレンズ効果と見かけの弱いレンズ効果の2つのレジームの明確な証拠を発見し、可変分散測定(DM)、吸収、散乱、および磁束密度を見つけます。327MHz。明らかに弱いレンズ領域における磁束密度の変動は、幾何光学を使用して、DMの変動から直接モデル化できることを示します。入口の平均有効速度$954\pm99$km/sと出口$604\pm47$km/sは、軌道運動だけでは説明できませんが、コンパニオンからの物質の重要な流出速度と一致しています。また、幾何光学は、弱いレンズと強いレンズの間のレジーム変化がいつどこで発生するかを予測できることを示し、明らかな弱いレンズ効果は多くの画像の平均化によるものであると主張します。私たちのフレームワークは、弱いレンズ効果と強いレンズ効果を予測し、原則として、傾斜を独立して制約するために、日食の近くで連星内物質によってレンズ化される可能性が高い他の食パルサーに適用できます。
RCW 86 の南西縁における周囲密度によって制御される粒子加速
| Title |
Particle_acceleration_controlled_by_ambient_density_in_the_southwestern_rim_of_RCW_86 |
| Authors |
Hiromasa_Suzuki,_Satoru_Katsuda,_Takaaki_Tanaka,_Nobuaki_Sasaki,_Tsuyoshi_Inoue,_Federico_Fraschetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13948 |
超新星残骸(SNR)ショックにおける粒子加速物理は、天体物理学で最も興味深い問題の1つです。SNRRCW~86は、明るいX線放出を通じて同じ領域で加速粒子と加速環境の両方の情報を抽出できるため、粒子加速物理学を理解するための適切な環境を提供します。この作業では、RCW~86の南西領域のX線固有運動とスペクトル特性を調べます。適切な運動速度は、2.8~kpcの距離で$\sim300$--2000~km~s$^{-1}$であることがわかります。内側に移動する2つのフィラメントが見つかりました。これは、逆方向の衝撃ではなく、反射された衝撃である可能性が高くなります。X線分光法に基づいて、周囲の密度や温度などの熱パラメーターと、べき乗流束や屈折率などの非熱パラメーターを評価します。いくつかの非熱フィラメントの磁束の経時的な減少から、磁場の振幅は$\sim30$--100~$\mu$Gであると推定されます。物理パラメータを収集し、パラメータの相関関係を調査します。熱支配フィラメントからのシンクロトロン放射は、周囲密度$n_{\rme}$as$\text{(べき乗流束)}\propton_{\rme}^{1.0\pmと相関することがわかりました0.2}$および$\text{(power-lawindex)}\propton_{\rme}^{0.38\pm0.10}$であり、衝撃速度と衝撃傾斜角ではまったくないか、または弱いだけです。解釈として、局所的に強化された磁気乱流レベルが局所的な加速条件に大きな影響を与える衝撃雲相互作用シナリオを提案します。
潮汐破壊イベント AT2020opy の電波観測: 高密度の核周囲媒質に遭遇する非相対論的発光アウトフロー
| Title |
Radio_observations_of_the_tidal_disruption_event_AT2020opy:_a_luminous_non-relativistic_outflow_encountering_a_dense_circumnuclear_medium |
| Authors |
Adelle_J._Goodwin,_James_Miller-Jones,_Sjoert_van_Velzen,_Michael_Bietenholz,_Jasper_Greenland,_Brad_Cenko,_Suvi_Gezari,_Assaf_Horesh,_Gregory_R._Sivakoff,_Lin_Yan,_Wen-fei_Yu,_Xian_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13967 |
潮汐破壊イベント(TDE)は、星が超大質量ブラックホールに近づきすぎて、潮汐力によって破壊されるときに発生します。TDEの電波観測は、SMBH周辺の降着流の内部領域から、または潮汐破片の流れによって放出される可能性のある流出物質からのシンクロトロン放射を追跡します。潮汐破壊イベントの電波検出はめったにありませんが、ジェットの発射と超大質量ブラックホールからの流出、および銀河の核周辺環境に関する重要な情報を提供します。ここでは、カールG.ヤンスキーの超大型アレイ(VLA)、MeerKAT、およびアップグレードされた巨大なMetrewave電波望遠鏡で撮影された3つのエポックの電波観測を含む、TDEAT2020opyの電波検出を紹介します。AT2020opyは、これまでに報告された電波放射を伴う最も遠い熱TDEであり、進化するシンクロトロンスペクトルのモデル化から、ホスト銀河は、電波帯域で検出された他の熱TDEよりも密度の高い核周囲媒体を持っていると推測されます。イベントのシンクロトロンスペクトル特性の等分割分析に基づいて、電波放出流出は、最初の光フレアのほぼ時または直後に開始された可能性が高いと結論付けています。流出の相対論的運動の証拠は見つかりません。このイベントの高い光度は、ホスト銀河の高密度の核周囲媒体がより明るい電波放射を生成し、中心密度が低い銀河よりも速くピークに達することを裏付けています。
分類された高速電波バーストの普遍的な幅とエネルギーの関係のヒント
高速無線バースト(FRB)の利用可能なサンプルの総数は近年着実に増加しており、統計的な観点からFRBの研究が容易になっています。同時に、FRBの分類は現在、喫緊の課題です。バーストの輝度温度が分類の理想的な基準として役立つことを提案します。この作業では、すべてのローカライズされたFRBについて利用可能なデータを収集し、3つの繰り返しFRBについて、固有パルス幅とバーストエネルギー$T_{\rmi}\proptoE_\nu^{0.25}$の間に正の関係があることを発見しました。これは、FRB20121102Aデータのみを使用した以前の作業と似ています。クリティカルライン$T_{\rmB,cri}$は、FRBごとに異なることがわかりました。これは、ソースプロパティの違いを反映している可能性があります。この関係は、主流の放射線メカニズムに強い制約を課す可能性があります。コヒーレント曲率放射もシンクロトロンメーザー放射も、この関係を再現するために必要な高輝度温度に到達する能力を持っていないことは明らかです。
ガンマ線バーストの 2 成分ジェット モデルにおけるシンクロトロン自己コンプトン放出
| Title |
Synchrotron_Self-Compton_Emission_in_the_Two-Component_Jet_Model_for_Gamma-Ray_Bursts |
| Authors |
Yuri_Sato,_Kaori_Obayashi,_B._Theodre_Zhang,_Shuta_J._Tanaka,_Kohta_Murase,_Yutaka_Ohira_and_Ryo_Yamazaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13987 |
ガンマ線バースト(GRB)は、相対論的ジェットによって引き起こされる高エネルギー光子(即時放出)の強烈なバーストです。放出後、電波から超高エネルギー(VHE)ガンマ線まで、多波長の残光が数日以上続きます。過去3年間に、4つのGRB(GRB180720B、190114C、190829A、および201216C)からのVHEガンマ線光子が、主要大気ガンマ画像チェレンコフ(MAGIC)望遠鏡などの地上の画像大気チェレンコフ望遠鏡によって検出されました。高エネルギー立体視システム(H.E.S.S.)。それらの1つであるGRB190829Aは、X線および光学バンドで$1.4\times10^3$sに無彩色のピークを示し、低光度GRBに分類されるといういくつかの特異な特徴を持っていました。以前、私たちは2成分ジェットモデルを提案しました。これは、小さな初期ジェット開口半角$\theta_0(=0.015$rad)と大きなバルクローレンツファクター$\Gamma_0=350$および「広いジェット」を持つ「狭いジェット」を持ちます。'$\theta_0=0.1$radおよび$\Gamma_0=20$で。狭いジェットは、初期のX線と光学的放出、および明らかに小さな等方性ガンマ線エネルギーと軸外観察の場合のピークエネルギーを説明しました。さらに、X線と電波(1.3GHzと15.5GHz)の残光がワイドジェットから放出されました。ここでは、シンクロトロン自己コンプトン(SSC)放出によるVHEガンマ線フラックスを計算します。VHEガンマ線放出を含むGRB190829Aの多波長残光は、我々の2成分ジェットモデルによってよく説明されます。2成分ジェットからの残光放出も、GRB180720B、190114C、および201216Cの観測結果と一致しています。さらに、チェレンコフ望遠鏡アレイ(CTA)による軸外オーファン残光の検出可能性について説明します。
中性子星合体による重元素と電磁過渡現象
中性子星が関与するコンパクトな連星合体は、その質量の一部を宇宙に放出する可能性があります。非常に中性子が豊富なため、この物質は急速な中性子捕獲元素合成を受け、結果として生じる放射能は、キロノバまたはマクロノバとして知られる高速で短寿命の電磁過渡現象に電力を供給します。このような過渡現象は、最も極端な物理的条件の刺激的なプローブであり、その観測は重元素による宇宙の濃縮を示しています。ここでは、質量放出メカニズム、放出物の特性、および結果として生じる放射性過渡現象に関する現在の理解を確認します。GW170817の余波で最初によく観察されたイベントは、豊富な洞察を提供しましたが、そのようなイベントの今日の写真の多くは、まだ理論的研究の寄せ集めに基づいています。現在の理解を要約することとは別に、まだコンセンサスに達していない問題を指摘し、将来の研究の可能な方向性をスケッチします。付録では、WinNet核反応ネットワークに基づいて公開されている加熱速度ライブラリについて説明し、流体力学シミュレーションでの実装を軽減するための単純な適合式を提供します。
| Title |
Revealing_Double_White_Dwarf_Mergers_with_Multi-messenger_Signals |
| Authors |
He-Wen_Yang_(1),_Pak-Hin_Thomas_Tam_(1)_and_Lili_Yang_(1)_((1)_Sun_Yat-sen_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.14138 |
かなりの数の二重白色矮星(DWD)が、吸気段階での重力波(GW)放出により、ハッブル時間内に合体すると考えられています。DWDシステムの結果は、二重縮退モデルとしてのIa型超新星か、大規模で長期にわたる合体の残骸のいずれかです。これらのイベントの予想されるマルチメッセンジャー信号は、詳細な結合物理プロセスを区別するのに役立ちます。この作業では、DWD合体の一般的なシナリオを提供し、GWとニュートリノに焦点を当てて、すべての主要なメッセンジャーの放出を調査することを目指しています。私たちの目標は、マルチメッセンジャー観測の現在および将来の(共同)取り組みについて、いくつかのガイダンスを提供することです。DWDシステムの融合進化を通じて、さまざまなメッセンジャー(GW、ニュートリノ、電磁波)がさまざまな時期に支配的になります。この作業では、1kpcの距離にあるDWDの合体イベントが実際にGWとニュートリノの検出可能な信号を生成できることを示します。GW周波数は、潮の干満が始まる10日前頃に0.8～1.8Hzの帯域にあります。楽観的な状況では、JUNOやハイパーカミオカンデなどの今後の検出器によって検出されるニュートリノの数は、$\sim$1kpcでのDWD合体イベントでO(1)に達する可能性があると推定されます。
現在のマルチメッセンジャー天文学の時代では、ショートガンマ線バースト(sGRB)による重力波(GW)と電磁(EM)の同時観測に関する情報に簡単にアクセスできることが重要です。非専門家が共同GW-sGRB検出の迅速な計算を実行できるようにする必要があります。sGRBモデルを構築し、これを以前に構築したGravitationalWaveUniverseToolboxのフレームワークに追加します。GW検出器と高エネルギー(HE)機器のさまざまな組み合わせについて、予想される共同GW-sGRB検出率を提供します。ツールボックスに適したトップハットジェットモデルを作成するために、一般的なGRBモデルを採用および適応させます。ユーザー指定のGW検出器で観測された連星中性子星(BNS)の集団をシミュレートします。私たちのモデルは、結果として得られるsGRBの特性とその検出可能性を予測します。GW検出器とHE機器を組み合わせた場合の予測される共同検出率を報告します。私たちの調査結果は、アインシュタイン望遠鏡(ET)の影響の重要性を強調しています。ETは、検出されたsGRBの大多数が対応するGWを観測するような速度でBNSを観測します。さらに、LIGOホライズンが限られていることを考えると、HE検出器からのsGRB情報を使用して、より高い赤方偏移でサブスレッショルドGW信号を検索すると、非常に成功する可能性があります。同様に、ET時代には、GWデータはサブスレッショルドsGRBを見つけるのに役立ちます。$\sim$270%の共同ET-Fermi/GBM観測の数。最後に、トップハットジェットモデルでは、軸外のsGRBを含むジョイント検出の数が過小評価されていることがわかりました。これを、2番目の幅広で弱いジェットコンポーネントで修正します。現在の時代の関節検出の大部分には軸外のsGRBが含まれていることがわかり、GRB170817Aが考えられるほどありそうにない.ET時代では、ほとんどの関節検出に軸上のsGRBが含まれます。
X-ray Detected Be Stars (XDBS) のカタログ
チャンドラソースカタログv2.0、XMM-Newton4XMM-DR11カタログ、またはSwift2SXPSカタログ。多波長カタログには、正確な光学位置、X線特性(フラックス、光子指数、硬度比)、光学、近赤外、赤外測光法、ソース分類(利用可能な場合)、および固有運動、有効温度などのその他の特性が含まれます。X線と光束の比率も同様です。また、カタログの内容を簡単に視覚化できる便利なグラフィカルユーザーインターフェイスも提供しています。
GRB 180720Bにおける超相対論的即発放出相の構造とブラックホールの性質
| Title |
The_structure_of_the_ultrarelativistic_prompt_emission_phase_and_the_properties_of_the_black_hole_in_GRB_180720B |
| Authors |
F._Rastegarnia,_R._Moradi,_J._A._Rueda,_R._Ruffini,_Liang_Li,_S._Eslamzadeh,_Y._Wang,_S._S._Xue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.14177 |
GRB190114Cと同様に、フェルミGBMによって静止フレーム時間間隔$t_{\rmrf}=4.84$--$10.89$~sで観測されたGRB180720Bの超相対論的即発放出(UPE)を分析します。時間サブインターバルで実行される時間分解スペクトル分析から、UPE階層構造を明らかにします。短い時間間隔ごとのスペクトルは、複合黒体とカットオフべき乗則モデルによって常に適合されます。この構造は、量子電気力学(QED)領域で動作するバイナリ駆動超新星(BdHN)モデルの\textit{innerengine}で説明します。この体制では、生まれたばかりのカーBHと周囲の磁場との重力磁気相互作用によって誘導される電場は、過剰臨界、すなわち$|{\bfE}|\geqE_c$であり、ここで$E_c=m_e^2c^3/(e\hbar)$.過臨界磁場は真空を分極させ、膨張中に周囲からバリオンをロードする$e^+~e^-$ペアプラズマをもたらします。対電磁バリオン(PEMB)パルスの透明点への自己加速のダイナミクスを計算します。放射時間スケール、ローレンツ因子、およびPEMBパルスの透過半径を決定することにより、UPEの時間ビンが減少するシーケンスにおける量子真空分極プロセスを特徴付けます。また、周囲の磁場$\sim10^{14}$Gの強度を推定し、BH質量の下限$M=2.4~M_\odot$を取得し、それに応じてスピンの上限を取得します。$\alpha=0.6$、UPEがKerrBH抽出可能エネルギーによって駆動され、その質量がNS臨界質量によって下から拘束されるという条件から。
銀河系外の硬X線空の多周波特徴付け
| Title |
A_multifrequency_characterization_of_the_extragalactic_hard_X-ray_sky |
| Authors |
Matej_Kosiba,_Harold_Andres_Pe\~na-Herazo,_Francesco_Massaro,_Nicola_Masetti,_Alessandro_Paggi,_Vahram_Chavushyan,_Eugenio_Bottacini_and_Norbert_Werner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.14181 |
今日では、宇宙X線背景放射(CXB)の起源が近くの活動銀河核の統合された放出によるものであることがわかっています。したがって、CXBへのさまざまなソースクラスの寄与の正確な見積もりを取得するには、硬X線の空を完全に特徴付けることが重要です。パレルモSwift-BAT硬X線カタログ(3PBC)の3dリリースに記載されているすべてのソースの多周波分析を提示します。目的は、(i)多周波基準を採用する最大数のソースを特定および分類することです。(ii)セイファート銀河を抽出して、Turin-SyCATカタログの2番目のリリースをここに提示します。未確認の硬X線源と分類されていない硬X線源を区別し、銀河系と銀河系外のクラスを区別する残りのものを分類および分類することを可能にする、電波、赤外線、および光学的基準に基づく分類スキームの概要を説明します。改訂版の3PBCには、1176の機密情報源、820の銀河系外情報源、356の銀河系情報源、199の未分類情報源、および218の未確認情報源がリストされています。私たちの分析によると、硬X線の空は主にセイファート銀河とブレーザーによって占められています。セイファート銀河については、合計633個のセイファート銀河を含むTurin-SyCATの2番目のリリースを提示し、282個の新しいソースが含まれており、以前のリリースから80%増加しています。セイファート銀河タイプ1とタイプ2の赤外線と硬X線のフラックス比のフラックス分布に明確な違いがないことを確認しました。しかし、中赤外線フラックスと硬X線フラックスの間には有意な傾向があることを確認しました。-光線束。
ULXの降着柱の最大光度に対する電子-陽電子対の重要性
| Title |
Importance_of_electron-positron_pairs_on_the_maximum_possible_luminosity_of_the_accretion_columns_in_ULXs |
| Authors |
V.Suleimanov,_A.Mushtukov,_I.Ognev,_V.Doroshenko,_K.Werner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.14237 |
パルス超高輝度X線源(pULX)の高い光度を説明するモデルの1つは、Mushtukovらによって提案されました。（2015）。彼らは、高度に磁化された中性子星の表面の降着柱が、高磁場での不透明度の減少により非常に明るくなる可能性があることを示しました。しかし、強い磁場は電子-陽電子対生成の増幅にもつながります。したがって、電子および陽電子の数密度の増加は、断面積の減少を補償し、電子散乱の不透明度は磁場の倍率によって減少しません。その結果、降着柱の可能な最大光度は、磁場によって増加しません。10$^{40}-10^{41}$ergs$^{-1}$の範囲で、磁場の強さにわずかに依存します。
HAWCで測定した10TeVから1PeVまでの宇宙線の全粒子エネルギースペクトル
| Title |
The_all-particle_energy_spectrum_of_cosmic_rays_from_10_TeV_to_1_PeV_measured_with_HAWC |
| Authors |
J._A._Morales-Soto,_J._C._Arteaga-Vel\'azquez_(for_the_HAWC_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.14245 |
HAWC天文台は、TeV領域の天体物理学的ガンマ線と1TeVから1PeVのエネルギー範囲の銀河宇宙線の両方を研究するように設計された、空気シャワー検出器です。このエネルギー体制は、宇宙線研究にとって非常に興味深いものです。なぜなら、間接的な観測が直接的な測定と重なるため、両方の技術でクロスキャリブレーションと実験的系統誤差の研究の機会が提供されるからです。この目的に役立つ可能性のある量の1つは、宇宙線の全粒子エネルギースペクトルです。この作業では、10TeVと1PeVの間の全宇宙線エネルギースペクトルに関するHAWC測定の更新を提示します。スペクトルは、2018年1月から2019年12月までに収集されたほぼ2年間のHAWCのデータの展開分析から得られました。エネルギー推定には、高エネルギーハドロン相互作用モデルQGSJET-II-04を使用しました。この結果は、2017年にHAWC共同研究によって以前に報告された数十TeV付近の膝のような構造の存在を示しています。
DAMPE宇宙ミッションからの高エネルギー銀河宇宙線に関する結果
DAMPE(DarkMatterParticleExplorer)は、2015年に高度500kmの太陽同期軌道で打ち上げられた衛星生まれの実験であり、それ以来、安定した状態でデータを取得しています。その主な目標には、宇宙の電子と陽電子、陽子、原子核、ガンマ線、そして非常に高いエネルギーまでのスペクトル測定が含まれます。検出器の主な機能には、32放射長の深熱熱量計と大規模な幾何学的受入が含まれ、DAMPEは運用中の最も強力な宇宙機器の1つであり、高い統計と小さな系統で数百TeVまでの高エネルギーフロンティアをカバーします。さまざまな種のスペクトル測定の結果が示され、議論されます。
マグネター バーストと高速電波バーストで火の玉を拡大する
中性子星(NS)の表面近くで生成された放射プラズマの火球は、磁力線に沿って自身の圧力で膨張し、光子放出と相対論的物質の流出を引き起こします。拡大する火球の進化を5つのケースに包括的に分類し、重要なプロセスを考慮して、光球の光度と流出の運動エネルギーを取得します。磁束管から逃げる光子の横方向拡散、強い磁場の影響、NS表面からのバリオン負荷、サイクロトロン共鳴散乱による放射加速など、ガンマ線バーストの文脈では考慮されていないものもあります。高速電波バースト(FRB)を伴うマグネターバースト、特に銀河FRB20200428Aに関連するSGR1935+2154からのX線ショートバーストにこのモデルを適用すると、バースト放射が流出を高ローレンツファクターまで十分に加速できることが示されます。FRBに電力を供給するためのエネルギー。
| Title |
Detection_of_GeV_emission_from_an_ultra-long_gamma-ray_burst_with_the_Fermi_Large_Area_Telescope |
| Authors |
Yi-Yun_Huang,_Hai-Ming_Zhang,_Kai_Yan,_Ruo-Yu_Liu_and_Xiang-Yu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.14333 |
フェルミGBMによって検出されたGRB220627Aは、{$\sim$700}sの長さの休止期によって分離された2つのガンマ線放出エピソードを示しています。GRB220627Aは、2つのエピソードの時間的な形状とスペクトルが似ているため、重力レンズ効果のあるGRBであると推測されます。Fermi-LATデータを分析すると、最初のエピソードでは100MeVを超える約49のガンマ線光子がGRBから発生し、2番目のエピソードではGeV光子は検出されないことがわかりました。2つのエピソードの広帯域スペクトル研究に基づいて、重力レンズのシナリオは高い信頼レベルで除外でき、したがって、GRB220627Aは本質的に超長時間のGRBであり、プロンプトバースト放出が1000より長く続くと結論付けています。秒。これは、超長距離GRBからGeV放射が検出された最初のケースです。LAT光曲線に見られる短いスパイクは、バーストを見るGBM検出器にも存在することがわかり、フェルミエネルギー範囲全体にわたる共通の内部発光領域を示唆しています。初期プロンプト段階での15.7GeV光子の検出は、GRB噴出物のバルクローレンツファクターに$\Gamma\ge300$の下限を設定します。バルクローレンツファクターの制約は、超長GRBの起源を明らかにする可能性があります。
中性子星のハイペロン体積粘度と $r$ モード
| Title |
Hyperon_bulk_viscosity_and_$r$-modes_of_neutron_stars |
| Authors |
O._P._Jyothilakshmi,_P._E._Sravan_Krishnan,_Prashant_Thakur,_V._Sreekanth_and_T._K._Jha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.14436 |
相対論的平均場理論の枠組みでハイペロンコアをもつ回転中性子星を研究するために、修正カイラル有効モデルの新しいパラメータ化を提案し、適用します。モデルにメソニッククロスカップリングを含めることで、対称エネルギー勾配パラメーターの密度コンテンツが改善されました。これは、最近の地上実験からの発見と一致しています。重力駆動$r$モードの抑制におけるその役割を調査するために、ハイパーニック媒体の体積粘度が分析されます。非レプトンの弱い相互作用によって引き起こされるハイパーニックバルク粘度係数と対応する減衰時間スケールが計算され、$r$モードの不安定ウィンドウが取得されます。現在のモデルは、振動のより効果的な減衰により、不安定領域が大幅に減少すると予測しています。$\sim10^8$Kから$\sim10^{9}$Kまで、ハイパーニックバルク粘度が$r$モードを完全に抑制し、不安定ウィンドウ間の安定領域につながることがわかりました。私たちの分析は、不安定性が星の角速度を$\sim$0.3~$\Omega_K$まで低下させる可能性があることを示しています。ここで、$\Omega_K$は星のケプラー周波数です。
真空UV照射水氷上での気相COの消費によるCO$_2$の生成
| Title |
The_formation_of_CO$_2$_through_consumption_of_gas-phase_CO_on_vacuum-UV_irradiated_water_ice |
| Authors |
J._Terwisscha_van_Scheltinga,_N.F.W._Ligterink,_A.D._Bosman,_M.R._Hogerheijde,_H._Linnartz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13789 |
[要約]原始惑星系円盤の観測は、円盤が気相のCOで枯渇していることを示唆している。気相のCOは化学的に消費され、ガス粒子プロセスによって揮発性の低い種に変換されることが提唱されている。星間氷の観測により、H$_2$O氷内のCO$_2$成分が明らかになり、共形成が示唆された。この作業の目的は、COの昇華温度以上で気相COと固体状態のOHラジカルとの相互作用を実験的に検証することです。非晶質固体水(ASW)を15Kで堆積させ、続いて真空UV(VUV)照射を行います。H$_2$Oを解離し、OHラジカルを生成します。気相COは同時に認められ、ASWに短い滞留時間でのみ吸着します。固体状態の生成物は赤外線分光法で研究され、一度質量分析法で気相に放出されます。結果は、VUV照射ASWと相互作用する場合、気相COがCO$_2$に変換され、効率が7～27%であることを示しています。40から90Kの間では、CO$_2$の生産は一定で、90Kを超えると、O$_2$の生産が引き継がれます。40-60Kの温度範囲では、CO$_2$は固体のままであるが、$\geq$70Kの温度では、形成されたCO$_2$が気相に放出される。気相COは、その昇華温度以上で固体状態のOHラジカルと反応すると結論付けます。この気相COと固体状態のOHラジカル相互作用は、観測されたCO$_2$が水に富んだ氷に埋め込まれていることを説明できる。また、以前に示唆されたように、惑星形成円盤で観測された気相COの欠如にも寄与している可能性があります。私たちの実験は、惑星形成円盤と分子雲のモデル記述で最初に採用されたよりも低い水氷解離効率を示しています。これらのモデルに水氷解離の減少と水氷表面でのCOの結合エネルギーの増加を組み込むことで、このガス粒子相互作用を最大限に調査することができます。
重力波ひずみデータの機器アーチファクトは、重力波検出と重複し、測定されたソースローカリゼーションの精度を著しく損なう可能性があります。これらのバイアスは、検出された重力波に対応する電磁波の検出を妨げる可能性があります。測定されたソースローカリゼーションに対するインストルメンタルアーティファクトの影響を軽減する方法を提案します。この方法では、修復技術を使用してインストルメンタルアーティファクトを含むデータを削除し、その後のデータ分析でデータの削除を修正します。この方法の有効性をテストし、潜在的な制限を特定するさまざまな信号クラスと修復パラメーターを使用して、この方法を使用した一連のシミュレーションを提示します。大多数のシナリオで、この方法はデータの一部を削除した後でも重力波信号をロバストにローカライズできることを示しています。また、機器のアーティファクトが測定されたソースの場所にどのようにバイアスをかけることができるか、およびこの方法を使用してこのバイアスを軽減する方法も示します。
XPOL-III: ハイスループットX線偏光測定用の新世代VLSI CMOS ASIC
| Title |
XPOL-III:_a_New-Generation_VLSI_CMOS_ASIC_for_High-Throughput_X-ray_Polarimetry |
| Authors |
M.Minuti,_L.Baldini,_R.Bellazzini,_A.Brez,_M.Ceccanti,_F.Krummenacher,_L.Latronico,_L.Lucchesi,_A.Manfreda,_L.Orsini,_M.Pinchera,_A.Profeti,_C.Sgr`o,_G.Spandre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.14103 |
PolarLightキューブサットに搭載されたガスピクセル検出器とイメージングX線ポラリメトリーエクスプローラーの宇宙での打ち上げと運用の成功は、天文X線ポラリメトリー用のこのクラスの検出器の実行可能性と技術的健全性を実証していますが、現在の最先端の技術は、大幅に大きなデータスループットを可能にするように設計された、強化されたX線タイミングおよび偏光測定ミッションなど、次世代の実験の課題を満たす準備ができていません.このホワイトペーパーでは、特にこれらの制限に対処し、克服するために考案された、XPOL-IIIと呼ばれる新しいカスタムの自己トリガー読み出しASICの設計とテストについて説明します。新しいチップは、前世代の全体的なアーキテクチャに基づいて構築されていますが、いくつかの異なる重要な領域で前任者よりも改善されています。トリガー電子回路の感度、読み出しウィンドウの定義の柔軟性、および最大速度。シリアルイベント読み出し。これらの設計の改善を組み合わせると、検出器の偏光測定、スペクトル、イメージング、またはタイミング機能の測定可能な低下なしに、イベントごとのデッドタイムをほぼ1桁小さくすることができ、次世代のX線ミッションに適しています。.
CMB測定用TESボロメータの電熱フィードバックを伴わない特性評価手法の開発
| Title |
Development_of_the_characterization_methods_without_electrothermal_feedback_for_TES_bolometers_for_CMB_measurements |
| Authors |
Yume_Nishinomiya,_Akito_Kusaka,_Kenji_Kiuchi,_Tomoki_Terasaki,_Johannes_Hubmayr,_Adrian_Lee,_Heather_McCarrick,_Aritoki_Suzuki,_Benjamin_Westbrook |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.14159 |
超伝導遷移端センサー(TES)ボロメーターは、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)観測に使用されます。テストベッドを使用して、飽和電力Psatと固有の熱時定数tau0に関してTESボロメータの熱性能を評価しました。電熱フィードバックを用いた方法を補完する評価方法を開発しました。我々の方法では、ボロメータのアンテナ終端抵抗は、光パワーをシミュレートするためにDCまたはAC電力で直接バイアスされ、TESは小さな電力でバイアスされます。それを用いた測定方法と結果について述べます。DC電力を印加して5つのサンプルのPsatを評価し、Psatと逆脚長の間の全体的な傾向を確認しました。DCとAC電力を加えてサンプルのtau0を評価しましたが、測定値は他のTESパラメータの期待値を考慮すると妥当なものでした。この評価方法により、TESが設計値で製造されたかどうかを検証し、将来のCMB観測のために製造へのフィードバックを提供することができます。
CORSIKA 8 -- 次世代のエア シャワー シミュレーション フレームワーク
20年以上にわたり、コミュニティは大規模な空気シャワー、チェレンコフ発光、および無線信号のシミュレーションのためにCORSIKAに大きく依存してきました。CORSIKAのバージョン7までのFortranベースのモノリシック設計は、大成功を収めましたが、新しい実験ニーズへの適応を制限します。たとえば、シャワーが空気から高密度の媒体に移行する複雑なシナリオや、マルチコアの使用などの新しいコンピューティングパラダイムへの適応が制限されます。およびGPUの並列化。CORSIKA8では、最新のモジュラーC++ベースのシミュレーションフレームワークでCORSIKAのコア機能を再実装し、CORSIKA7に対して正常に検証しました。ここでは、CORSIKA8の哲学について説明し、いくつかのサンプルアプリケーションを紹介し、現在の実装状況と今後の予定。
電波測定による傾斜した大規模な空気シャワーの再構築
30-80MHz帯域の無線アンテナで測定された65$^\circ$と85$^\circ$の間の天頂角を持つ広範な空気シャワーの再構成アルゴリズムを提示します。私たちのアルゴリズムは、電荷過剰と地磁気放射の重ね合わせ、および早期後期効果によって導入された非対称性を明示的に考慮に入れるCoREASシミュレーションから導出された信号モデルに基づいています。適合パラメーター間の相関関係を利用して次元を減らし、適合手順の安定性を確保します。私たちのアプローチは、5\%をはるかに下回る電磁エネルギーの再構成のための固有の解像度で、100%近くの再構成効率に達します。これは、30～80MHz帯域を使用する今後の大規模な無線検出アレイ、特にピエールオージェ天文台のAugerPrime無線検出器で採用でき、より高い周波数で動作するGRANDなどの実験に適用できる可能性があります。
ターゲットを絞った異方性重力波背景のベイジアンパラメータ推定
| Title |
Bayesian_parameter_estimation_for_targeted_anisotropic_gravitational-wave_background |
| Authors |
Leo_Tsukada,_Santiago_Jaraba,_Deepali_Agarwal,_Erik_Floden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.14421 |
確率的重力背景の拡張ソースは、従来、球面調和関数ベースで検索されてきました。LIGOやVirgoなどの地上の重力波検出器による以前の観測実行中の分析では、角度パワースペクトル$C_\ell$に関する制約が得られましたが、モデルパラメータを推定する機能はありません。この論文では、空の特定の異方性分布を持つそのような確率信号を検索するための代替ベイジアン形式を紹介します。このアプローチは、モデルパラメーターのベイズ事後分布を提供し、異なる信号モデル間の選択テストも可能にします。従来の分析では最大の角度スケール\textit{aアプリオリ}が固定されていますが、ここでは、観測された信号の振幅と角度スケールに依存するベイズ係数に基づいてカットオフスケールを決定する、より体系的かつ定量的な方法を示します。.また、ミリ秒パルサーの母集団に対するLIGOとVirgoの3回目の観測実行を分析し、信号振幅の95%制約$\epsilon<2.7\times10^{-8}$を取得します。
AGB 恒星風の 3D シミュレーション -- I. 定常風とダスト形成
ねらい。平滑化粒子流体力学(SPH)コードファントムにおける粒子放出とダスト核形成の処理の実装を提示します。これらの開発は、AGB星から発生するダスト駆動の風をより完全にモデル化するための第一歩を表しています。メソッド。AGB流出は、球状の内部境界からSPH粒子を注入することによってモデル化されます。この境界は、AGB星を中心とする一連の同心円状のシェルであり、粒子は、等面体測地表面の頂点にあるこれらのシェルに配置されます。最も外側のシェルは、事前定義された半径方向速度で排出され、後続の下部シェルは、排出されたシェルを補充します。すべてがランダムに回転して、流出の等方性を改善します。これらのシェル上の粒子の物理的特性は、1D解析定常風方程式を解くことによって設定されます。粉塵の形成は、固体粒子のビルディングブロックを作成する炭素が豊富な材料のコンパクトな化学ネットワークから計算されます。その後、粒子サイズ分布に関する知識を必要とせずに、モーメントの理論を使用してダストの成長率を取得します。結果。一連の1Dリファレンスソリューションに対して実装をテストしました。私たちの方法がパーカー型の風解を再現できることを示します。トランスソニックソリューションの場合、音点付近に小さな振動が存在しますが、これらはトランスソニックの通過や末端の風速には影響しません。超音速解は、常に1D解析プロファイルとうまく比較できます。また、2つの形式を使用してダストの実装をテストしました。ボーエンによって考案された不透明度の分析的処方箋と、炭素ダスト形成の完全な処理です。どちらのシミュレーションも、ガス温度が凝縮温度を下回ったときに予想される追加の加速度を示す1D解析解を再現します。
HESP-GOMPAサーベイからの銀河ハロー内の非常に金属の少ない星の間のLi分布、運動学、および詳細な存在量分析
| Title |
Li_distribution,_kinematics_and_detailed_abundance_analysis_among_very_metal-poor_stars_in_the_Galactic_halo_from_the_HESP-GOMPA_survey |
| Authors |
Avrajit_Bandyopadhyay,_Thirupathi_Sivarani,_Timothy_C._Beers,_A._Susmitha,_Prasanta_K_Nayak,_Jeewan_C_Pandey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13912 |
SDSS/MARVELS事前調査の一環として最初に観測された、リチウムの検出を伴う、新しく同定された明るく非常に金属の少ない星の詳細な元素存在量に関する研究を提示します。これらの星は、HESP-GOMPAサーベイの一環として、高解像度の分光学的追跡のために選択されました。この作業では、主系列星、亜巨星、赤色巨星を含むいくつかの星で検出されたLiの存在量について説明します。異なるクラスの星は、共通の起源を指し示す非常に類似したLiの分布を示すことがわかっています。巨星と主系列星の温度の関数として、Liの枯渇のスケーリング関係を導出します。文献からのサンプルの大部分は、この関係の1シグマ(巨人と矮星でそれぞれ0.19と0.12dex/K)内に収まることがわかりました。また、銀河面からの距離の関数として、Li存在量の勾配が存在することも報告しています。これは、星の集団が混在していることを示しています。ほとんどのLiに富む星は、銀河面内またはその近くにあることがわかっています。Liとともに、各星のC、奇数Z、アルファ、Feピーク、および中性子捕捉元素の詳細な存在量を導出しました。また、Gaia-EDR3の天文パラメータを使用して研究を補完し、運動学を導出して星の動きを区別しました。その場で形成され、付着したもの。文献からの追加の星を含むスパイト高原の星の集団は、その場で形成された星と降着によって形成された星からの重要な貢献を持っていることがわかっています。プログラム星の軌道も導き出され、5Gyrの期間遡って研究されています。
境界自由吸収の影響を含むコロナ磁場を決定するための新しいインバージョン法
| Title |
A_novel_inversion_method_to_determine_the_coronal_magnetic_field_including_the_impact_of_bound-free_absorption |
| Authors |
Juan_Martinez-Sykora,_Viggo_H._Hansteen,_Bart_De_Pontieu,_Enrico_Landi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13984 |
磁場がコロナを支配します。したがって、測定する重要なパラメータです。残念ながら、その強度を推定するための既存の手法は、強力な仮定と制限によって制限されています。これらの技術には、ポテンシャルまたは非線形力のない方法を使用した光球または彩層場の外挿、コロナ地震学に基づく推定、またはコロナ磁場を測定するDKISTのCryo-NIRSP機器などを介した直接観測が含まれますが、四肢からのみ。あるいは、この作業では、\fex~257.261~\AAの磁場誘起(MIT)遷移に基づいて最近開発されたアプローチを調査します。このアプローチを調べるために、2つの3D磁気流体力学シミュレーションからいくつかの\fex\ラインを合成しました。さらに、中性水素とヘリウム、および単一イオン化ヘリウムからの境界自由吸収を考慮に入れます。コロナの高さで発生する低温プラズマからの吸収は、磁場の決定に大きな影響を与えます。これらの\fex\線を使用して電界を測定する際の課題を、密度と温度の依存性を考慮して詳細に調査します。温度、密度、および磁場の関数として差分放出測定の反転を使用して、MITから磁場を導出するための新しいアプローチを提示します。このアプローチは、大きな吸収を受けず、比較的強いコロナ磁場($>250$~G)を持つ領域の磁場強度(最大\%18の相対誤差)を推定することに成功しています。この方法により、吸収が著しい領域をマスキングすることができます。
階層トリプルの経験的安定境界
三体問題はカオスであることで有名で、閉形式の解析解はありません。ただし、3つ以上のボディの階層システムは、無期限の時間スケールで安定する可能性があります。1つの軌道が他の天体の重力によってわずかに影響を受けるように、天体が別個の時間スケールと長さスケールを持つ別々の2天体軌道に分割できる場合、システムは階層的であると見なされます。以前の研究では、限られた範囲のパラメーターでさまざまな解像度でそのようなシステムの安定性をマッピングし、観測された現象を説明するために分析的および半分析的な安定性境界適合を導出する試みが行われました。特定のレジームは比較的よく理解されています。ただし、マッピングされていないままのパラメーター空間の大きな領域があり、安定性の境界がよくわかっていません。初期パラメーターの範囲にわたる階層トリプルの安定性境界の包括的な数値研究を提示します。具体的には、内部連星と外部第3天体の質量比($q_{\rmout}$)、相互傾斜角($i$)、内部連星と外部連星の両方の初期平均偏差と離心率($e_{\rmin}$と$e_{\rmout}$)。安定境界の$q_{\rmout}$への依存性を、内側連星の準長軸と外側連星の近心分離$a_{\rmin}/R_{\rmpの比率のしきい値として当てはめます。,out}\leq10^{-0.6+0.04q_{\rmout}}q_{\rmout}^{0.32+0.1q_{\rmout}}$共面順行システムの場合。相互の傾向を説明する追加の要因を開発します。結果の適合は、$87.7\%$の精度で安定境界の近くでランダムに初期化された$10^4$軌道の安定性を予測します。
鋭く並んだ Ap 星の磁場測定
以前の観測では、Ap星とBp星は表面磁場強度の二峰性分布を示し、300G未満から数ガウスまでの磁気双極子磁場強度を持つ星は実際にはほとんどまたはまったく存在しないことが示唆されていました。弱い磁場を持つことが現在知られているAp星とBp星の数は多くないので、Ap星とBp星の追加の分光偏光解析研究を実行して、磁気の安定性に対する臨界値の存在の仮定が正しいかどうかを証明する必要があります。フィールドは現実的です。この研究では、磁場の強さを特徴付ける目的で、シャープなスペクトル線を持つAp星のサンプルの高解像度HARPSpol磁場測定値を提示します。研究された7つの鋭い線の星のうち、HD174779とHD203932の2つの星は、$\left<B_{\rmz}\right>=-45\pm3$Gと$\のかなり弱い縦磁場を示します。left<B_{\rmz}\right>=21\pm4$G、それぞれ。さらに、TESS観測は、Ap星とBp星の自転周期の区別に関する以前の結論をテストするために使用されました。HD189832とHD203932を除いて、研究されている他のすべてのシャープラインの星は長い自転周期を持っています。Ap星のゆっくりとした自転についての説明は現在不明であるため、Ap星とBp星の形成と進化の理解を深めるには、ゆっくりと回転するAp星とBp星に関する追加の研究が必要です。
単一のJ字型冠状ループのずれによるS字状形成
差し迫った太陽噴火のよく知られた前兆は、活動領域(AR)におけるシグモイドとしても知られる熱いS字型ループの出現です。古典的には、このようなS字型ループの形成は、2つの反対向きのJ字型ループの磁気再接続によって実装されると想定されています。しかし、再結合の詳細は、噴火前の段階での微弱な放出と微妙な進化のためにとらえどころのないものです。この論文では、2013年4月11日のNOAAAR11719で、単一のJ字型ループが、そのフットポイントの1つがずれることによって、S字型ループにどのように変化するかを調査します。約16分の間隔で、J字型ループは、強い電流密度の低コロナ領域をバースト的に滑り抜け、滑り足元で1000kms$^{-1}$を超える速さのピーク見かけ速度に達します。非線形の力のない場のモデル化によって示唆されるように、電流密度の増加は、コロナプラズマの「非理想性」が局所的に重要になり、それが磁気リコネクションを促進する可能性があることを示しています。滑り運動をしているループセグメントは加熱されます。一方、固定フットポイントより上では、ループの延長と加熱の組み合わせ効果により、コロナ放射が暗くなり、後者は、調光勾配と放射測定の時間的変化として現れます。これらの機能は共に、単一のJ字型ループの滑り再接続によるシグモイド形成の非対称シナリオをサポートします。これは、二重J字型ループシステムを含む標準的なテザー切断シナリオとは異なります。
ダイレクトサンプリング観測における星間中性ガス流入パラメータの相関関係の打破
| Title |
Breaking_correlation_in_the_inflow_parameters_of_interstellar_neutral_gas_in_direct-sampling_observations |
| Authors |
M._Bzowski,_M.A._Kubiak,_E._M\"obius,_N.A._Schwadron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.14101 |
星間境界探査機(IBEX)に搭載されたIBEX-Lo装置によって実行された観測の分析で得られた、太陽圏への星間中性ガス流入の温度、方向、および速度の間の相関関係の理由を分析します。この相関関係は、機器に入る原子の速度を測定できないことと、観測中に機器によって実行される太陽の周りの短い軌道アークへの観測の制限の組み合わせの結果であることを指摘します。速度を測定する機能がなくても、より長い軌道アークに沿って、または太陽の周りの軌道上の少なくとも2つの離れた場所から観測を実行する機能があれば、パラメーターの相関関係を破ることが可能であることを実証します。ただし、これには、星間マッピングおよび加速プローブ(IMAP)に搭載される予定のIMAP-Loカメラのように、宇宙船の回転軸に対して機器のボアサイトを調整する機能が必要です。
ダーク オフ リム ギャップ: 最低温度と彩層の動的性質の発現
| Title |
Dark_off-limb_gap:_manifestation_of_temperature_minimum_and_dynamic_nature_of_the_chromosphere |
| Authors |
D._Kuridze,_P._Heinzel,_J._Koza,_R._Oliver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.14134 |
CHROMosphericImagingSpectrometer(CHROMIS)とCRispImagingSpectroPolarimeter(CRISP)で取得したH$\beta$線とCaII8542\r{A}線の高解像度イメージング分光法を使用して、太陽の下層大気のオフリム放射を調べます。)スウェーデンの1m太陽望遠鏡で。H$\beta$線の翼の画像は、CaII画像には見られない光球の縁と彩層の間の暗い強度のギャップを示しています。1次元球形ジオメトリのRHコードを使用してオフリム放射の合成スペクトルを計算し、観測結果とよく一致することを発見しました。合成ラインプロファイルの分析は、H$\beta$ラインウィング画像のギャップが、この層のバルマー線の不透明度と放射率のギャップがよく知られているため、光球と彩層の間の温度の最小領域をマッピングすることを示しています。ただし、観測されたギャップは、合成プロファイルよりも外側のラインウィングの位置で、ラインコアから離れて検出されます。我々は、モデル彩層における微小乱流の増加が、外側の線の翼の暗いギャップを再現するために必要であることを発見し、観測されたH$\beta$ギャップが温度の最小値と太陽彩層の動的性質の現れであることを示唆している.温度の最小値により、合成CaIIラインウイング強度がわずかに増加します。観測されたオフリムCaIIラインウイング放出は、光球リムの端近くの温度最小層より下で同様の増強を示しています。
| Title |
Structure_and_evolution_of_ultra-massive_white_dwarfs_in_general_relativity |
| Authors |
L._G._Althaus,_M._E._Camisassa,_S._Torres,_T._Battich,_A._H._Corsico,_A._Rebassa-Mansergas,_R._Raddi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.14144 |
質量が1.29Msunを超える一定の静止質量の超大質量酸素/ネオン白色矮星冷却トラックの最初のセットを提示します。これは、それらの構造的および進化的特性に対する一般相対性理論の影響を完全に考慮に入れています。1.29、1.31、1.33、1.35、および1.369Msun白色矮星の完全な進化系列を、ラプラタ恒星進化コードLPCODEで計算しました。この研究では、星の構造と進化の標準的な方程式が修正され、一般相対性理論の効果がすべて含まれるようになりました。比較のために、同じ数列が計算されていますが、ニュートンの場合が対象です。私たちの計算によると、最も質量の大きい白色矮星の進化的特性は、一般相対性理論の効果によって大きく変更されています。特に、結果として得られる恒星の半径は、一般相対論的なケースでは著しく小さく、より質量の大きいものに対するニュートンの扱いで予測されるよりも最大25%小さくなります。1.369Msunよりも質量の大きい酸素/ネオン白色矮星は、一般相対論効果に関して重力的に不安定になることがわかります。結晶化時の相分離によるコアの化学分布を考慮すると、このような不安定性は、1.36Msunを超えるやや低い星の質量で発生します。さらに、最も質量の大きい白色矮星系列の冷却時間は、高度な進化段階のニュートンの場合よりも約2分の1になります。最後に、これらの一般相対論的効果をテストするための理想的な候補として、白色矮星のサンプルが特定されました。最も質量の大きい白色矮星の構造的および進化的特性を正確に評価するには、一般相対性理論の効果を考慮に入れる必要があると結論付けています。
減衰活性領域における流れ場の進化 ＩＩ．ネイキッドスポット周辺での合流の流れ
| Title |
Evolution_of_the_flow_field_in_decaying_active_regions_II._Converging_flows_at_the_periphery_of_naked_spots |
| Authors |
Hanna_Strecker_and_Nazaret_Bello_Gonz\'alez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.14272 |
以前の研究では、黒点崩壊中の黒点周辺の流れ場の進化を調査し、それを超顆粒細胞の流れ場と比較しました。黒点の崩壊は、周囲と相互作用しながら進行します。これは、崩壊スポットを囲む流れ場で観察される変化によって明らかにされます。現在、同じサンプルの黒点の直接周辺における流れ場の進化を詳細に調査し、黒点細胞に存在する大規模な流れの役割の全体像を提供することを目指しています。太陽力学観測所(SDO)に搭載された日震磁気撮像装置(HMI)による観測から得られた太陽黒点の水平速度プロファイルを分析します。安定期から崩壊、そして最終的な消失まで、太陽円盤全体での進化をたどります。崩壊の最終段階にあるスポットを囲むフロー領域の進化には、(i)フローセルが内破して周囲の超顆粒の作用で消えるか、(ii)スポットよりも長生きするという2つの異なるシナリオがあります。後者の場合、残りの裸のスポットに向かう内向きの流れが、スポットに最も近い付近で発生し、その後、さらに外側への流出が続きます。これらの調査結果は、現実的な磁気流体力学(MHD)の太陽黒点と堀領域のシミュレーションによる理論的予測に観測証拠を提供します。エバーシェッドフローとモートフローはどちらもスポットセル内の本格的な黒点の存在に関連しており、半影が崩壊すると消失します。堀の流れは超粒状の流れに衰退します。スポット細胞の最終的な運命は、周囲の超顆粒細胞との相互作用に依存します。内破しないスポットセルの場合、残りの裸のスポットは、放射冷却によって駆動される集中的な流入と、細孔で観察されるものと同様に、その周囲の顆粒の幾何学的な配置を発達させます。
コール アンド レスポンス: 大規模な太陽フレアにおける彩層蒸発の時間分解研究
| Title |
Call_and_Response:_A_Time-Resolved_Study_of_Chromospheric_Evaporation_in_a_Large_Solar_Flare |
| Authors |
Sean_G._Sellers,_Ryan_O._Milligan,_R._T._James_McAteer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.14347 |
2014年10月22日にNOAAAR12602によって生成されたX1.6の太陽フレアを調査しました。このイベント全体がRHESSI、IRIS、およびHinode/EISによってカバーされ、非熱電子ドライバーに対する彩層応答の解析が可能になりました。RHESSIスペクトルフィッティングを介して非熱電子に含まれるエネルギーを導出し、この呼び出しの時間依存パラメーターを、広い温度範囲にわたるドップラー速度、密度、および非熱幅の応答にリンクしました。注入された総エネルギーは$4.8\times10^{30}$ergで、持続時間は$352$秒でした。このエネルギーは爆発的な彩層蒸発を引き起こし、1.35--1.82MKの間の流れ反転温度でドップラー速度と非熱速度の両方が描写されました。ピーク電子注入の時間(14:06UT)は、最高速度の時間に対応しました。この時点で、通常静止していると考えられるFeXXIVのコアで200kms$^{-1}$の青方偏移を発見しました。この時間の少し前に、非熱電子集団は、SiIVとFeXXIの非熱速度のピークに対応する最も浅いスペクトルインデックス($\approx$6)を持っていました。流れ反転温度付近で形成されたFeXIVの非熱速度は低く、密度やドップラー速度と相関していませんでした。同様の温度を持つイオンの非熱速度が増加し、ドップラー速度と相関することが観察されました。これは、流れの反転点を囲む未解決の流れを意味します。この研究は、大規模なXクラスフレアの包括的で時間分解された一連の彩層診断と、さらなるモデリング研究に理想的な時間分解されたエネルギー注入プロファイルを提供します。
連続体有効場理論と重力について
重力の存在下で連続体セクターを使用した有効場理論(EFT)を調べます。最初に、中心電荷と種スケールに基づく議論を通じて、自由連続体を持つEFTは標準(すなわち4Dアインシュタイン)重力と一貫して結合できないことを説明します。したがって、自由またはほぼ自由な連続体を持つEFTは、有限数の自由度または非標準の重力のいずれかを持つ必要があります。ホログラフィックに定義された連続体モデルを通じて後者を実証し、ギャップのある連続体(つまり、線形膨張背景)を生じさせる5D膨張重力子システムのクラスに焦点を当てます。モデルの最も単純なバージョンでは、ニュートンポテンシャルからの$R^{-2}$偏差が見つかります。有限温度では、ブレーンのフリードマン方程式で$a^{-5}$スケーリング則(つまり、$w=\frac{2}{3}$)を持つエネルギー密度が見つかります。これは、バルクの地平線によって誘導されます。また、これらのエキゾチックな偏差が純粋なAdSからの偏差に移行する、少し進化したモデルも提示します。膨張重力背景におけるブレーン宇宙論は、これらの線に沿って探ることができます。
らせん膨張相関器: 部分メリン・バーンズ方程式とブートストラップ方程式
大規模な回転粒子は、アクシオン型カップリングからの膨張中にヘリシティ依存の化学ポテンシャルを獲得します。このような回転場は、ヘリカルインフレーション相関器と呼ばれるかなり大きなインフレトン相関器を媒介することができます。ヘリカルインフレトン相関器は、ほぼスケール不変、dSブーストブレーク、パリティ違反であり、宇宙コライダー物理学の有望な観測量です。この作業では、滑らかな背景と振動信号の両方を含む、大規模な回転粒子のツリーレベルの交換を伴う4点ヘリカルインフレーション相関器の完全な分析結果を提示します。部分的なメリン・バーンズ表現とブートストラップ方程式の解法を含む、2つの独立した方法で一括シュウィンガー・ケルディシュ積分を計算します。また、大規模なスカラーまたはヘリカルスピニング交換を伴う3点関数の新しい閉形式解析結果も提示します。分析結果により、ヘリシティ依存の化学ポテンシャルの現象論的結果を具体的かつ効率的に調査することができます。特に、化学ポテンシャルは、局所タイプと非局所タイプの両方の振動信号を指数関数的に増強できるが、バックグラウンドにはかなり穏やかな方法でしか影響しないことを示しています。私たちの結果は、deSitterブートストラッププログラムを拡張して、deSitterブーストの非摂動的破壊を含めます。私たちの結果はまた、宇宙コライダー信号に対して最近提案された切断規則を明示的に検証します。
必要な数のeフォールド、スカラー摂動のスペクトルインデックスの現在の境界、テンソルとスカラーの比率、およびインフレーションのスケールに一致する、標準的な単一フィールドのスローロールインフレーションモデルの大規模なクラスを効率的に構築できます。遺伝的アルゴリズムを使用しています。セットアップはモジュール式であり、さらに現象論的な制約を含めるように簡単に適応させることができます。六次多項式ポテンシャルの半包括的検索により、およそO(300,000)の実行可能なインフレモデルが得られます。このデータセットの分析により、テンソルとスカラーの比率が0.0001<r<0.0004の範囲にあるモデルが優先されることが明らかになりました。また、余弦項と指数項を含むポテンシャルも考慮します。最後の部分では、強化学習と遺伝的プログラミングに依存する、より複雑な検索方法について説明します。この文脈で強化学習を使用することはより困難であることが証明されていますが、遺伝的プログラミングのアプローチには、新しい関数形式を備えた多数の実行可能なインフレーションモデルを明らかにする可能性があります。
| Title |
Neutrino_propagation_in_the_neutron_star_with_uncertainties_from_nuclear,_hadron,_and_particle_physics |
| Authors |
Parada_T._P._Hutauruk,_Hana_Gil,_Seung-il_Nam,_Chang_Ho_Hyun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.13971 |
本研究では、KIDS(Korea-IBS-Daegu-SKKU)やSLy4などのさまざまなエネルギー密度汎関数(EDF)モデルをクォークと共に使用して、核媒体中の中性電流ニュートリノ核子散乱を調査します。有限密度での核子形状因子の中間子結合(QMC)モデル。微分断面積(DCS)とニュートリノ平均自由行程(NMFP)は、密度依存核子形状因子(DDFF)と、ニュートリノ磁気モーメント(NMM)やその電荷半径(NCR）。DDFFは散乱断面積を減少させますが、NCRはそれを大幅に増加させます。NMMの影響はほとんど無視できることがわかりました。また、中性子星の冷却プロセスでは中性子有効質量の値が重要であることも観測されており、中性子有効質量が自由空間の質量よりも大きい場合、ニュートリノは$\rho\gtrsimの密度で物質と相互作用できることを示しています。半径13kmの中性子星では1.5\rho_0$。
天の川ハローの速度に依存する $J$ 係数: 銀河バルジで起こっていることは銀河バルジにとどまりますか?
| Title |
The_Velocity-Dependent_$J$-factor_of_the_Milky_Way_Halo:_Does_What_Happens_in_the_Galactic_Bulge_Stay_in_the_Galactic_Bulge? |
| Authors |
Kenny_Kiriu,_Jason_Kumar,_Jack_Runburg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.14002 |
銀河バルジ内の速度依存暗黒物質消滅から生じる可能性のある光子信号の角度分布を検討します。ゾンマーフェルト強化消滅の場合、バルジ内の暗黒物質の消滅は、決してバルジを離れることのない低速の粒子によって支配され、銀河バルジ内の暗黒物質のプロファイルと角度分布。一方、$p$-または$d$-波の消滅の場合、バルジを離れることができる高速粒子のごく一部が、暗黒物質の消滅に重要な、しばしば支配的な寄与を提供することがわかります。膨らみます。これらのシナリオでは、銀河バルジの奥深くでの暗黒物質の消滅と、結果として生じる光子信号の角度分布を完全に理解するには、バルジのかなり外側にある暗黒物質のプロファイルを理解する必要があります。これらの結果に照らして銀河中心の超過を考察し、この超過を$p$波消滅の観点から説明するには、バルジ内の暗黒物質プロファイルが通常考えられているよりもはるかに急勾配のプロファイルを持つ必要があることがわかります。バルジの外側のプロファイルの動作に関連する不確実性。
長周期連星中のコンパクト天体からの連続重力波の日和見探索
| Title |
Opportunistic_search_for_continuous_gravitational_waves_from_compact_objects_in_long-period_binaries |
| Authors |
Avneet_Singh_and_Maria_Alessandra_Papa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.14117 |
連続重力波のほとんどの全天探索は、発生源が孤立していると仮定しています。この論文では、長周期軌道にある未知のコンパニオンオブジェクトを考慮し、孤立したソースの全天検索からの以前の結果を日和見的に使用して、バイナリ軌道パラメーターの大きく未調査の範囲にわたって連続重力波の振幅を明示的に制約することなく制約します。バイナリシステム専用の検索を実行します。結果として得られる制限は、未知の連星系の既存の上限よりも大幅に制限されますが、後者はさまざまな軌道パラメーター範囲に適用されます。
M31 の電波観測による WIMP 暗黒物質に関する制約の更新 -- その他の消滅チャネル
この簡単な論文は、[A.E.Egorov、Phys。Rev.D106,023023(2022)]M31の電波観測によるすべての可能な消滅チャネル(一次消滅生成物としてのニュートリノと光子の場合を除く)。ここでのすべての方法論は、言及された論文でそれを正確に繰り返します。そこでは、代表的で人気のある2つの消滅チャネルのみ-$\chi\chi\rightarrowb\overline{b}$と$\chi\chi\rightarrow\tau^+\tau^-$-が考慮されました。ここで、軽い一次消滅積の場合$\chi\chi\rightarrow\tau^+\tau^-,\mu^+\mu^-,gg,c\overline{c},u\overline{u},d\overline{d},s\overline{s},e^+e^-,b\overline{b}$(およびそれらの任意の組み合わせ)基準(不確かさの平均)低質量熱的に弱く相互作用する大質量粒子(WIMP)の極限は$\approx$(40-70)GeVの範囲に閉じ込められており、$\chi\chi\rightarrowb\overline{b},\tau^+\で囲まれていますtau^-$ケース。$W^+W^-,Z^0Z^0,t\overline{t},hh$;M31のDM密度と磁場分布の楽観的なケースを想定しない限り、熱断面積のレベルで調べることはできません。結論として、$m_x\gtrsim40$GeVは、$\approx$(20-90)GeVと推定される完全な不確実性範囲を持つ熱WIMPの基準チャネルに依存しない質量制限を表します。
| Title |
Gravitation_Wave_signal_from_Asteroid_mass_Primordial_Black_Hole_Dark_Matter |
| Authors |
Diptimoy_Ghosh_and_Arvind_Kumar_Mishra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.14279 |
質量範囲$\sim10^{17}-10^{22}$gの原始ブラックホール(PBH)は、現在制約がなく、宇宙の完全な暗黒物質(DM)密度を構成できます。これに動機付けられて、現在の研究では、前述の質量範囲のPBHの存在を、今後のGW検出器での観測可能な重力波（GW）の生成に関連付けることを目指しています。インフレによって生成された小規模での強化された原始曲率摂動から、放射線が支配的な時代にPBHが誕生したと仮定して、比較的モデルに依存しないアプローチに従います。CMBとBAOのデータからの制約により、PBHが宇宙のDM密度全体である可能性が考慮されることを示します。最後に、強化された曲率摂動によって引き起こされるGWスペクトルを導き出し、eLISA、BBO、DECIGOなどの将来のGW検出器でそれらが検出可能であることを示します。
ハイブリッドMOND暗黒物質モデルのための新しいチェレンコフ放射制約
修正された重力モデルには、通常の物質と結合し、光速よりわずかに遅い速度で伝播するモードが含まれることがよくあります。高エネルギー宇宙線は、チェレンコフ放射によりエネルギーを失い、そのようなモデルを制約します。これは、一部のMOND(ModifiedNewtonianDynamics)モデルにも当てはまります。ただし、MONDは本質的に非線形であり、結果がこれらのモデルの特定の高加速動作、つまりMOND領域外の動作に依存する可能性があるため、これらの制約を正確にすることは困難です。最近、さまざまな混成MOND暗黒物質モデルが提案されました。そこでは、宇宙スケールでの冷暗黒物質(CDM)現象論と銀河スケールでのMOND現象論が共通の起源を共有しています。このようなモデルには通常、物質に直接結合されたモード(MONDの場合)が含まれますが、非相対論的な音速(CDMの場合)があります。したがって、恒星のような非相対論的な物体でさえ、重力チェレンコフ放射を放出することができます。関連するエネルギー損失の下限を計算します。これらのモデルのMONDレジームのみに依存する制御された近似を使用します。結果を3つの具体的なモデルに適用します。元の超流動暗黒物質モデル(SFDM)では、最も一般的に使用されるパラメーターを含むパラメーター空間の一部を除外します。2フィールドSFDMの場合、関連するモードの物質結合は混合によって抑制されるため、制約はありません。SkordisとZ{\l}o\'snikによって最近提案されたモデルでは、非静的な状況では物質結合が抑制されるため、制約はありません。
