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Tue 30 Aug 22 18:00:00 GMT -- Wed 31 Aug 22 18:00:00 GMT

21 cm 強度マッピングのためのセミブラインド PCA ベースの前景減算法

Title A_Semi-blind_PCA-based_Foreground_Subtraction_Method_for_21_cm_Intensity_Mapping
Authors Shifan_Zuo_(Tsinghua),_Xuelei_Chen_(NAOC)_and_Yi_Mao_(Tsinghua)
URL https://arxiv.org/abs/2208.14675
主成分分析(PCA)法と特異値分解(SVD)法は、21cm強度マッピング実験で前景減算に広く使用されています。それらの等価性を示し、PCA/SVDを使用して前景と宇宙の21cm信号を完全にきれいに分離するための条件は非現実的であることを指摘します。前景の左および/または右特異ベクトルの事前情報を利用する「特異ベクトル射影(SVP)」法と呼ばれる、PCAベースの前景減算法を提案します。最大数モードの左および/または右特異ベクトルのみが利用された場合でも、この新しいセミブラインド方式が復元された21cm信号のエラーを桁違いに削減できることをシミュレーションテストで示します。SVP推定量は、21cm観測で前景を除去し、宇宙の21cm信号の物理現象を明らかにするための新しい効果的なアプローチを提供します。

タイプ Ia 超新星の絶対ピークの大きさのモデルに依存しない境界

Title Model_independent_bounds_on_Type_Ia_supernova_absolute_peak_magnitude
Authors Bikash_R._Dinda_and_Narayan_Banerjee
URL https://arxiv.org/abs/2208.14740
Ia型超新星観測用のパンテオンサンプルと、モデルに依存しないノンパラメトリックアプローチによるハッブルパラメータ用の宇宙クロノメーターデータを使用して、Ia型超新星のピーク絶対等級に制約を課しました。私たちの分析は、ガウス過程回帰に基づいています。ピーク絶対マグニチュードのパーセントレベル境界を見つけます。完全を期し、結果の一貫性を確認するために、バリオン音響振動データと、プランク2018宇宙マイクロ波背景観測からの共動音地平線の事前データも含めます。これら2つのデータを含めることで、サブパーセントレベルでの制約が厳しくなります。これらすべてのデータのピーク絶対等級の平均値は互いに一致しており、その値はほぼ-19.4です。

インフレーション中の散逸による原始ブラックホール重力波

Title Primordial_black_holes_and_gravitational_waves_from_dissipation_during_inflation
Authors Guillermo_Ballesteros,_Marcos_A._G._Garc\'ia,_Alejandro_P\'erez_Rodr\'iguez,_Mathias_Pierre_and_Juli\'an_Rey
URL https://arxiv.org/abs/2208.14978
インフレーション中の一時的な散逸相からの曲率摂動の原始スペクトルにおける局在化されたピークの生成を研究し、原始ブラックホールの大規模な集団をもたらします。パワースペクトルの強化は、確率的な熱ノイズソースの曲率の変動により発生します。ノイズの多くの実現についてアインシュタイン方程式の確率系を解き、曲率パワースペクトルの分布を取得します。次に、決定論的な微分方程式系を使用してその期待値を見つける方法を提案します。さらに、分析解がスペクトルの主な特徴を理解するのに役立つ単一の確率方程式を見つけます。最後に、摂動理論において二次で誘起される重力波の確率的背景のエネルギー密度の完全な表現と数値推定を導出します。これには、膨張中、その後の放射エポック中、およびそれらの混合中に誘発される重力波が含まれます。私たちのシナリオは、ピークの質量分布とインフレーションからの重力波の検出可能な確率的背景を持つ原始ブラックホール暗黒物質を生成する新しい方法を提供します。

全天でのせん断のみの再構成による CMB レンズ

Title CMB_lensing_with_shear-only_reconstruction_on_the_full_sky
Authors Frank_J._Qu,_Anthony_Challinor,_Blake_D._Sherwin
URL https://arxiv.org/abs/2208.14988
現在および今後の調査からのCMBの重力レンズ効果の再構成は、依然として温度異方性によって支配されています。温度マップの銀河外前景は、標準の二次推定量で得られるレンズパワースペクトルに大きな偏りを引き起こす可能性があります。マスキングなどの手法では、これらの前景を完全に削除することはできず、残差を考慮しないと大きなバイアスが生じる可能性があります。この論文では、「せん断のみ」の推定量を研究します。これは、前景の特性について最小限の仮定のみを行いながら、銀河外の前景の汚染を抑制する幾何学的方法のクラスの例です。せん断のみの推定量は、フラットスカイの限界でのみ定式化されているため、広い調査に簡単に適用することはできません。ここでは、せん断のみの推定量の全天バージョンと、より小さなスケールでのレンズ再構築のパフォーマンスが向上した$m=2$多重極推定量への一般化を導出します。多重極推定量は一般に分離できないため、計算コストが高くなります。特異値分解に基づく分離可能な近似を調べます。これにより、実空間法による推定量の効率的な評価が可能になります。最後に、これらの推定量を銀河外の前景を含むシミュレーションに適用し、前景バイアスの抑制におけるそれらの有効性を検証します。

望遠鏡のグローバル ネットワークを利用して、高度に偏心した惑星 HD 80606 b のエフェメリスを更新し、JWST の効率的なスケジューリングを確保する

Title Utilizing_a_global_network_of_telescopes_to_update_the_ephemeris_for_the_highly_eccentric_planet_HD_80606_b_and_to_ensure_the_efficient_scheduling_of_JWST
Authors Kyle_A._Pearson,_Chas_Beichman,_Benjamin_J._Fulton,_Thomas_M._Esposito,_Robert_T._Zellem,_David_R._Ciardi,_Jonah_Rolfness,_John_Engelke,_Tamim_Fatahi,_Rachel_Zimmerman-Brachman,_Arin_Avsar,_Dr._Varun_Bhalerao,_Pat_Boyce,_Marc_Bretton,_Alexandra_D._Burnett,_Jennifer_Burt,_Martin_Fowler,_Daniel_Gallego,_Edward_Gomez,_Bruno_Guillet,_Jerry_Hilburn,_Yves_Jongen,_Tiffany_Kataria,_Anastasia_Kokori,_Harsh_Kumar,_Petri_Kuossari,_Georgios_Lekkas,_Alessandro_Marchini,_Nicola_Meneghelli,_Chow-Choong_Ngeow,_Michael_Primm,_Subham_Samantaray,_Masao_Shimizu,_George_Silvis,_Frank_Sienkiewicz,_Vishwajeet_Swain,_Joshua_Tan,_Kalee_Tock,_Kevin_Wagner,_Ana\"el_W\"unsche
URL https://arxiv.org/abs/2208.14520
トランジット中の惑星HD80606bは、高度に偏心している(e=0.93)ため、111日の軌道の間に日射量が1000倍に増加します。惑星の有効温度は、近点の間に主星の0.03AU以内に急速に通過するため、数時間で400Kから1400K以上に上昇します。ジェームスウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)によるHD80606bの食中の分光観測(近点の数時間前に便利な方向を向いている)は、この非常に変化しやすい環境を利用して、組成、化学的および力学を含むさまざまな大気特性を研究する態勢が整っています。タイムスケール、および大規模な大気の動き。これらの観測を計画し、解釈するために重要なのは、惑星の軌道に関する正確な知識です。2020年2月7日にTESS探査機によって観測された2020年2月7日と、2021年12月7日から8日に小型望遠鏡の世界的なネットワークによって観測された2つの完全通過イベントの観測について報告します。また、トランジットに結合されたモデルで分析すると、惑星の軌道暦を大幅に改善する新しい視線速度観測も報告します。私たちの新しい軌道ソリューションは、JWST時代のトランジットと食のタイミングの不確実性を数十分から数分に減らします。計画されているJWST観測と組み合わせると、この新しい精度は、HD80606bの軌道で非ケプラー効果を探すのに十分かもしれません。

準連星系とその伴星の 3D 軌道構造

Title 3D_orbital_architecture_of_a_dwarf_binary_system_and_its_planetary_companion
Authors Salvador_Curiel_(1),_Gisela_N._Ortiz-Le\'on_(1,2),_Amy_J._Mioduszewski_(3)_and_Joel_Sanchez-Bermudez_(1)._((1)_Instituto_de_Astronom\'ia,_UNAM,_(2)_Max_Planck_Institut_fur_Radioastronomie,_(3)_National_Radio_Astronomy_Observatory)
URL https://arxiv.org/abs/2208.14553
星の質量と連星系の軌道サイズの多様性、および星と星、星と惑星、惑星と惑星の間の複雑な相互作用のため、連星系に関連する惑星系を完全に特徴付けるのは困難でした。ここでは、低質量連星系GJ896ABの高精度天体観測を報告し、木星のような惑星の伴星(GJ896Ab)の存在を明らかにしました。伴星は主星GJ896Aに関連付けられており、推定質量は木星質量の2.3倍、公転周期は284.4日です。いくつかの望遠鏡を使用して光学および赤外線で取得した相対天文データと、VeryLongBaselineArray(VLBA)を使用して電波波長で取得した絶対天文データの同時分析により、完全に特徴付けられた3次元天体が初めて明らかになりました。(3D)連星系と惑星の伴星の軌道面の向き。惑星軌道と連星軌道は逆行構成であり、両方の軌道面の間に大きな相互傾斜角($\Phi$=148度)があることがわかっています。惑星を含む連星系の3D軌道構造を特徴づけることは、惑星形成の文脈において重要です。これにより、系が円盤の断片化または乱流の断片化によって形成されたかどうか、およびスピン軌道のずれの起源が明らかになる可能性があります。さらに、ほとんどの星は連星系または複数の系にあるため、このような系を理解することは、一般的な惑星形成の現象をさらに理解するのに役立ちます。

昼側磁気圏界面におけるフラックス移動事象の体積研究

Title A_Volumetric_Study_of_Flux_Transfer_Events_at_the_Dayside_Magnetopause
Authors Arghyadeep_Paul,_Bhargav_Vaidya_and_Antoine_Strugarek
URL https://arxiv.org/abs/2208.14589
昼側の磁気圏界面での局所的な磁気リコネクションは、フラックストランスファーイベント(FTE)の生成につながります。FTE内の磁場は、複雑なヘリカルフラックスロープトポロジを示します。アダプティブメッシュリファインメント(AMR)戦略を活用して、地球に似た惑星の磁気圏の3次元磁気流体力学シミュレーションを実行し、これらのFTEの進化を研究します。初めて、3DでFTE構造を検出および追跡し、FTE進化の完全なボリューム画像を提示します。FTEボリューム内の熱力学的量の時間的進化は、断熱プロファイルからのPV曲線の偏差によって示されるように、連続的な再接続が実際にアクティブなFTE成長の主な原因であることを確認します。FTEの磁気特性を調べると、FTEボリューム内の垂直電流が急速に減少し、内部電流が磁場に整列する傾向があることがわかります。このようなFTEに対する線形フォースフリーフラックスロープモデルの有効性に関する評価は、構造が一定の$\alpha$状態に向かってドリフトすることを示していますが、継続的な再接続により、純粋に線形のフォースフリー構成の達成が阻害されます。さらに、選択したFTEに含まれるフラックスは、0.3~1.5MWbの範囲で計算されます。フラックス含有量が最も高いFTEは、昼側の正味オープンフラックスの$\sim$1%を構成します。これらのフラックス値は、線形フォースフリーフラックスロープモデルによって提供される推定値とさらに比較されます。選択されたFTEでは、連続的に再接続されたフラックス注入により、線形フォースフリーモデルはフラックス含有量を最大40%過小評価しました。

原始円盤における微惑星の熱物理進化

Title Thermophysical_evolution_of_planetesimals_in_the_Primordial_Disk
Authors Bj\"orn_J._R._Davidsson
URL https://arxiv.org/abs/2208.14628
かつて太陽から15~30天文単位に位置していた小さな氷の微惑星の原始円盤は、初期の太陽系における巨大な惑星の移動によって中断されました。その結果、原始円盤は、現在のカイパーベルト、散乱円盤、およびオールトの雲の天体のソース領域になりました。私は、熱物理学コード「NumericalIcyMinorBodyevolUtionSimulator」またはNIMBUSを提示し、それを使用して原始円盤内の微惑星の熱物理進化をその崩壊前に研究します。このようなモデリングは、オールトの雲からの動的な新しい彗星の挙動、および前処理されて太陽の近くに戻ってくる散乱円盤からのケンタウロスと短周期彗星の活動を理解するために必須です。直径が4~200kmの原始円盤の真ん中にある天体は、サイズに応じて0.1~10Myrのオーダーの時間スケールで、原始太陽と長寿命の放射性核種の加熱の組み合わせによって、すべてのCO氷を失ったことがわかりました。したがって、COおよびその他の超揮発性物質は、ストレージ用に揮発性の低いホストを必要とします。私は2つの可能性のあるホストを考えています:非晶質の水の氷とCO2の氷です。原始太陽の光度が高いため、いくつかの原始円盤天体は、最上部数十メートルで顕著な結晶化、CO:CO2分離、およびCO2昇華を維持している可能性があります。これが動的に新しい彗星のコマの存在比と遠方の活動にどのように影響するかを議論します。

砂粒の衝突で大気中の火星の塵を放出する

Title Releasing_Atmospheric_Martian_Dust_in_Sand_Grain_Impacts
Authors Tim_Becker,_Jens_Teiser,_Teresa_Jardiel,_Marco_Peiteado,_Olga_Munoz,_Julia_Martikainen,_Juan_Carlos_Gomez_Martin_and_Gerhard_Wurm
URL https://arxiv.org/abs/2208.14761
火星大気中の粉塵の発生源の1つは、加塩中の砂粒の衝突による最大数マイクロメートルの粉塵の放出であると考えられています。この粉塵の割合を調べるために、実験室で衝撃実験を行いました。直径約200\textmu{}mの少数の粒子が、シミュレートされた火星の土壌(バイモーダル\textit{MarsGlobalSimulant})に衝突しました。衝突は、真空中で$\sim18^\circ$の角度で衝突速度$\sim1\rmm/s$で発生しました。放出されたダストは、隣接する顕微鏡スライドでキャプチャされ、放出された粒子サイズ分布(PSD)は、土壌PSDに関連していることがわかりました。粘土サイズのダストの排出は、これらの粒子が小さいほどますます困難になることがわかりました。ただし、強力な凝集力にもかかわらず、個々の衝突は1\textmu{}m以下のダストを放出します。つまり、火星の大気中に浮遊できるサイズ範囲のダストです。より一般的には、特定のサイズのダストを放出する確率は、0.5\textmu{}mから5\textmu{}m(直径)までのサイズ範囲のべき法則によって特徴付けることができます。

RISTRETTO: VLT の回折限界における高分解能分光法

Title RISTRETTO:_high-resolution_spectroscopy_at_the_diffraction_limit_of_the_VLT
Authors Christophe_Lovis,_Nicolas_Blind,_Bruno_Chazelas,_Jonas_G._K\"uhn,_Ludovic_Genolet,_Ian_Hughes,_Micha\"el_Sordet,_Robin_Schnell,_Martin_Turbet,_Thierry_Fusco,_Jean-Fran\c{c}ois_Sauvage,_Maddalena_Bugatti,_Nicolas_Billot,_Janis_Hagelberg,_Eddy_Hocini,_Olivier_Guyon,_Christoph_Mordasini
URL https://arxiv.org/abs/2208.14838
RISTRETTOは、ESOVLTのビジター機器として提案される極端な適応光学(XAO)システムによって供給される可視高解像度スペクトログラフです。RISTRETTOの主な科学的目標は、反射光における太陽系外惑星、特に温帯の岩石惑星プロキシマbの検出と大気の特徴付けです。RISTRETTOは、アルベドを測定し、近くの星を周回する多くの太陽系外惑星の大気の特徴を初めて検出できるようになります。これは、望遠鏡の回折限界で動作する高コントラストAOシステムを、シングルモードファイバーに供給する7スパクセル積分フィールドユニット(IFU)を介して高解像度分光器に組み合わせることによって実現されます。RISTRETTOのさらなる科学的事例には、スペクトル分解されたHアルファ放出によるPDS70b&cなどの原始惑星の降着の研究が含まれます。氷の月や氷の巨人である天王星や海王星などの太陽系天体の空間分解研究。このプロジェクトは、スペクトログラフとIFU/ファイバーリンクサブシステムの高度な設計段階にあり、AOフロントエンドの予備設計段階にあります。スペクトログラフとIFU/ファイバーリンクの建設は2022年末に開始されます.RISTRETTOは、ESOELTでの同様の開発、特にELT-ANDESのSCAO-IFUモードと将来のELT-PCS機器の観点から、パスファインダー機器です。.

コメット C/2016 R2 (PanSTARRS) の N$_2$ 生産率

Title The_N$_2$_Production_Rate_in_Comet_C/2016_R2_(PanSTARRS)
Authors Sarah_E._Anderson,_Philippe_Rousselot,_Beno\^it_Noyelles,_Cyrielle_Opitom,_Emmanuel_Jehin,_Damien_Hutsemeker,_and_Jean_Manfroid
URL https://arxiv.org/abs/2208.14849
彗星C/2016R2(PanSTARRS)の観測により、N$_2^+$の非常に明るい発光バンドが明らかになりました。これは、彗星スペクトルでこれまで観測された中で最も強いものです。あるいは、他の彗星に比べてCNが少なく、H$_2$Oが著しく枯渇しているように見える。ここでは、Haserモデルを使用して、N$_2^+$輝線からのN$_2$生成率を定量化します。N2+を生成するN2の有効な親と娘のスケール長を導き出しました。これは、そのようなパラメータの最初の直接測定です。N2+の修正された蛍光効率を使用すると、結果として得られる窒素分子の生成速度は、11、12、および2018年2月13日、知られている彗星の中で最も高い。Q(CO)~1.1$\times10^{29}$Molecules.s-1のCO生成率に基づいて、Q(N$-2$)/Q(CO)~0.09が見つかります。N$_2^+$およびCO$^+$輝線の観測強度から導出されたN$_2^+$/CO$^+$比。また、3日間の観測夜の間で、この生産率の大きな変動を測定し、Q(N$_2$)は平均値に従ってプラスまたはマイナス20%変化します。

内部太陽系に対する木星の内側へのガス駆動移動の意味

Title Implications_of_Jupiter_Inward_Gas-Driven_Migration_for_the_Inner_Solar_System
Authors Rogerio_Deienno,_Andre_Izidoro,_Alessandro_Morbidelli,_David_Nesvorny,_and_William_F._Bottke
URL https://arxiv.org/abs/2208.14970
太陽の出生円盤における木星の移動の歴史は、あまり制約されていないままです。ここでは、木星の移動が小天体貯留層にどのように影響し、これが太陽からの元の軌道距離をどのように制限するかを検討します。微惑星の衝突進化の影響を考慮しながら、内部太陽系に対する木星の大規模で内側への放射状移動の意味を研究します。分析処方箋を使用して、ガス円盤における木星の成長と移動をシミュレートします。木星の初期軌道内に微惑星円盤が存在すると仮定します。この微惑星円盤は、最初の総質量とサイズ-頻度分布(SFD)を受け取りました。微惑星は空気力学的なガス抵抗の影響を感じ、主に移動中の木星に導かれながら互いに衝突します。私たちの主な目標は、メインアステロイドベルト(MAB)に移植された微惑星の質量と、移植された個体群のSFDを測定することです。また、微惑星の衝突中に生成されるダストの量も監視しています。MABに埋め込まれた微惑星集団のSFDは、木星内部の元の微惑星集団のSFDに似ている傾向があることがわかりました。また、5auと木星の元の軌道との間に質量がほとんどまたはまったく存在しない場合を除き、MABの現在の低質量と、木星が15auを超える距離から移動した可能性を一致させることは困難であることもわかりました。これは、MABに移植される元のディスク質量の割合が非常に大きいためです。最後に、いわゆるNC-CC同位体二分法に対するダスト生成の観点からの結果の意味について説明します。

系外惑星系の直接観測のための JWST アーリー リリース サイエンス プログラム I: 2-16 $\mu$m からの系外惑星 HIP

65426 b のハイ コントラスト イメージング

Title The_JWST_Early_Release_Science_Program_for_Direct_Observations_of_Exoplanetary_Systems_I:_High_Contrast_Imaging_of_the_Exoplanet_HIP_65426_b_from_2-16_$\mu$m
Authors Aarynn_L._Carter,_Sasha_Hinkley,_Jens_Kammerer,_Andrew_Skemer,_Beth_A._Biller,_Jarron_M._Leisenring,_Maxwell_A._Millar-Blanchaer,_Simon_Petrus,_Jordan_M._Stone,_Kimberly_Ward-Duong,_Jason_J._Wang,_Julien_H._Girard,_Dean_C._Hines,_Marshall_D._Perrin,_Laurent_Pueyo,_William_O._Balmer,_Mariangela_Bonavita,_Mickael_Bonnefoy,_Gael_Chauvin,_Elodie_Choquet,_Valentin_Christiaens,_Camilla_Danielski,_Grant_M._Kennedy,_Elisabeth_C._Matthews,_Brittany_E._Miles,_Polychronis_Patapis,_Shrishmoy_Ray,_Emily_Rickman,_Steph_Sallum,_Karl_R._Stapelfeldt,_Niall_Whiteford,_Yifan_Zhou,_Olivier_Absil,_Anthony_Boccaletti,_Mark_Booth,_Brendan_P._Bowler,_Christine_H._Chen,_Thayne_Currie,_Jonathan_J._Fortney,_Carol_A._Grady,_Alexandra_Z._Greenbaum,_Thomas_Henning,_Kielan_K._W._Hoch,_Markus_Janson,_Paul_Kalas,_Matthew_A._Kenworthy,_et_al._(63_additional_authors_not_shown)
URL https://arxiv.org/abs/2208.14990
超木星太陽系外惑星HIP65426bのJWSTアーリーリリースサイエンス(ERS)コロナグラフィ観測を、2~5$\mu$mの近赤外線カメラ(NIRCam)と中赤外線装置(MIRI)で提示します。)11-16$\mu$mから。$\sim$0.82"(87$^{+108}_{-31}$au)の距離で、HIP65426bは7つの観測フィルターすべてで明確に検出され、太陽系外惑星の最初の画像が得られたことを表しています。これらの観察結果は、JWSTが公称予測性能を最大10倍超えており、測定された5$\sigma$コントラスト限界が$であることを示しています。\sim$4$\times10^{-6}$($\sim$2.4$\mu$Jy)と$\sim$2$\times10^{-4}$($\sim$10$\mu$Jy)"NIRCamは3.6$\mu$m、MIRIは11.3$\mu$mです。これらのコントラスト限界は、$\sim$100auの分離を超えて0.3$M_\mathrm{Jup}$という低い質量を持つサブ木星の伴星に感度を提供します。既存の地上ベースの近赤外線データと合わせて、JWST測光は、1-16$\mu$mのBT-SETTTL大気モデルによく適合し、HIP65426bの光度範囲の$\sim$97%に及びます。前方モデル大気の選択とは無関係に、$\mathrm{log}\!\left(L_\mathrm{bol}/L_{\odot}\right)$=-4.35~-4.21であり、7.1$\pm$1.1$M_\mathrm{Jup}$というロバストな質量制約を提供します。全体として、これらの観測結果は、JWSTが直接画像化に適した太陽系外惑星の集団をより詳細に特徴付けるための強力でエキサイティングな機会を提供することを確認しています。

Collinder 132-Gulliver 21 ストリームの動的起源: 250 Myr の年齢差を持つ 3 つの共同移動集団の混合物

Title Dynamical_Origin_for_the_Collinder_132-Gulliver_21_Stream:_A_Mixture_of_three_Co-Moving_Populations_with_an_Age_Difference_of_250_Myr
Authors Xiaoying_Pang_(1_and_2),_Yuqian_Li_(1),_Shih-Yun_Tang_(3_and_4),_Long_Wang_(5_and_6),_Yanshu_Wang_(1),_Zhaoyu_Li_(7),_Danchen_Wang_(1),_M.B.N._Kouwenhoven_(1),_Mario_Pasquato_(8_and_9)_((1)_Department_of_Physics,_Xi'an_Jiaotong-Liverpool_University,_(2)_Shanghai_Key_Laboratory_for_Astrophysics,_Shanghai_Normal_University,_(3)_Lowell_Observatory,_(4)_Department_of_Astronomy_and_Planetary_Science,_Northern_Arizona_University,_(5)_School_of_Physics_and_Astronomy,_Sun_Yat-sen_University,_(6)_CSST_Science_Center_for_the_Guangdong-Hong_Kong-Macau_Greater_Bay_Area_(7)_Department_of_Astronomy,_School_of_Physics_and_Astronomy,_Shanghai_Jiao_Tong_University,_(8)_Center_for_Astro,_Particle_and_Planetary_Physics,_New_York_University_Abu_Dhabi,_(9)_INFN-_Sezione_di_Padova)
URL https://arxiv.org/abs/2208.14456
GaiaDR3データを使用して、機械学習アルゴリズムStarGOを介してCollinder132-Gulliver21領域を調査し、近接して位置する星の8つのサブグループ(ASCC32、Colinder132gp1--6、Gulliver21)を見つけます。これらの8つのサブグループの中で3つの共移動個体群が特定されました。(ii)中年(50~1億マイル)のグループ。(iii)275マイルの古い溶解星団ガリバー21.これらの3つの集団は、U-V分布で平行な斜めストライプ形状の過密度を形成します。これは、太陽近傍の散開星団や星団とは異なります。この運動学的構造は、3D空間で270pcを超えるため、Colinder132-Gulliver21ストリームと呼ばれます。最古の個体群であるガリバー21は、コリンダー132移動グループと中年グループに空間的に囲まれています。Collinder132-Gulliver21ストリームの星には、最大250Myrの年齢差があります。メタリシティ情報は、最も若い集団と最も古い集団の間で0.3dexの変動を示しています。Collinder132-Gulliver21ストリームの形成には、星形成と動的加熱の両方が含まれます。均一な金属量を持つ最も若い集団(コリンダー132移動グループ)は、おそらくフィラメント状の星形成によって形成されます。その後、中間年齢層と最年長層は、銀河バーまたはらせん構造の共鳴によって散らばり、コリンダー132の軌道を妨害しました。各個体群間の相互作用がなければ、現在、3つの個体群は互いに飛び交っており、約50Myrで再び別個の3つのグループになります。

ガイアによる原始ブラックホールの天体マイクロレンズ

Title Astrometric_Microlensing_of_Primordial_Black_Holes_with_Gaia
Authors Himanshu_Verma,_Vikram_Rentala
URL https://arxiv.org/abs/2208.14460
ガイア宇宙望遠鏡は、銀河系の星の天体測定で前例のない精度を可能にします。この作業では、Gaiaの感度を調べて、原始ブラックホール(PBH)の暗黒物質を、PBHが背景の星の見かけの軌道に作成する歪み、アストロメトリックマイクロレンズ(AML)として知られる効果を通じて検出します。レンズ効果確率の新しい計算を提示し、これを既存の公開されているGaiaeDR3恒星カタログと組み合わせて、Gaiaが遭遇するAMLイベントの予想率を予測します。また、背景を減らすのに役立つ、いくつかのイベント観測量の予想分布も計算します。他のソースによるAMLのようなイベントの天体物理学的バックグラウンドレートは無視できると主張し(おそらく非常に長い期間のイベントを除く)、これを使用して、単色質量を持つPBHのパラメーター空間に設定できる潜在的な除外を計算します。関数。Gaiaは、$0.4~M_\odot$-$5\times10^7~M_\odot$の範囲のPBHに敏感であり、$\sim10~M_\odot$のPBHに対して最大の感度を持つことがわかりました。PBHで構成される暗黒物質の$3\times10^{-4}$のごく一部を除外します。この絶妙な感度により、ガイアはLIGOで見られる重力波信号のPBH起源を除外する可能性を秘めています。レンズ現象の確率に関する私たちの新しい計算には、レンズ現象が数年間続く中間期間のレンズ現象の効果が初めて含まれていますが、ガイアミッションの寿命よりもまだ短い期間です。予測された質量排除の下限は、これらのタイプのレンズイベントに特に敏感です。ガイアの時系列データがリリースされると、レンズ効果率とイベントの観測可能な分布の予測は、このデータを利用してPBHパラメーター空間の真の排除/発見を推定するのに役立ちます。

ウェッブの真珠: バックライト銀河系 VV 191 における塵の減衰と重力レンズ効果

Title Webb's_PEARLS:_dust_attenuation_and_gravitational_lensing_in_the_backlit-galaxy_system_VV_191
Authors William_C._Keel,_Rogier_A._Windhorst,_Rolf_A._Jansen,_Seth_H._Cohen,_Benne_Holwerda,_Sarah_T._Bradford,_Clayton_D._Robertson,_Giovanni_Ferrami,_Stuart_Wyithe,_Haojing_Yan,_Christopher_J._Conselice,_Simon_P._Driver,_Norman_A._Grogin,_Christopher_N.A._Willmer,_Anton_M._Koekemoer,_Brenda_L._Frye,_Nimish_P._Hathi,_Russell_E._Ryan,_Jr.,_Nor_Pirzkal,_Madeline_A._Marshall,_Dan_Coe,_Jose_M._Diego,_Thomas_J._Broadhurst,_Michael_J._Rutkowski,_Lifan_Wang,_S.P._Willner,_Andreea_Petric,_Cheng_Cheng,_and_Adi_Zitrin
URL https://arxiv.org/abs/2208.14475
重畳楕円系VV191aによるバックライトを使用して、多腕渦巻銀河VV191bにおけるダスト減衰の空間的および波長的挙動を導出し、この測定に非常に有利なジオメトリを備えています。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)とハッブル宇宙望遠鏡(HST)を使用したイメージングは​​、高い角度分解能で波長範囲0.3~4.5ミクロンにまたがり、塵を0.6~1.5ミクロンまで詳細に追跡します。明確な塵の筋が、明るい渦巻きの腕をはるかに超えて続き、複雑なウェブをたどり、渦巻きの腕のピッチに常に従うわけではなく、ペトロス半径の1.7付近で非常に鋭い放射状のカットオフがあることがわかっています。半径14~21kpcでの各帯域の減衰プロファイルとカバレッジ統計を提示します。波長による減衰則を導出します。主に1.5ミクロンの測定によってもたらされるてこ作用のおかげで、ダストレーン内およびダストレーン間のデータは、銀河のスターバーストおよび星形成領域で見られるよりも急峻な赤化挙動(0.6から1.5ミクロンの間でR_V~3.3)を明らかに支持しています。Rの値は、波長が長くなるにつれて大きな値にシフトするように見えます(0.9~1.5ミクロンの間でR~3.5)。天の川のような粒子集団の場合、これらの低い値は、ほとんどのダスト構造が60pcレベルで空間的に分解されていることを示唆しています。異なる列密度の領域を混合すると、波長の動作が平坦になります(R_Vが大きくなります)。NIRCamの画像は、z~3.2$にある遠方の背景銀河からのレンズアークを明らかにし、前景の楕円銀河核から2.8インチの位置で方位角方向に90度広がり、加えて、対像と追加の弱くレンズ化された背景銀河を示しています。レンズモデルと画像データは、アインシュタイン半径1.8kpc内の太陽単位での質量/光比M/L_B=6.6。

CEERS キー ペーパー III: JWST を使用した 3 < z < 5 での AGN の解決されたホスト プロパティ

Title CEERS_Key_Paper_III:_The_Resolved_Host_Properties_of_AGN_at_3_
Authors Dale_D._Kocevski,_Guillermo_Barro,_Elizabeth_J._McGrath,_Steven_L._Finkelstein,_Micaela_B._Bagley,_Henry_C._Ferguson,_Shardha_Jogee,_Guang_Yang,_Mark_Dickinson,_Nimish_P._Hathi,_Bren_E._Backhaus,_Eric_F._Bell,_Laura_Bisigello,_V\'eronique_Buat,_Denis_Burgarella,_Caitlin_M._Casey,_Nikko_J._Cleri,_M._C._Cooper,_Luca_Costantin,_Darren_Croton,_Emanuele_Daddi,_Adriano_Fontana,_Seiji_Fujimoto,_Jonathan_P._Gardner,_Eric_Gawiser,_Mauro_Giavalisco,_Andrea_Grazian,_Norman_A._Grogin,_Yuchen_Guo,_Pablo_Arrabal_Haro,_Michaela_Hirschmann,_Benne_W._Holwerda,_Marc_Huertas-Company,_Taylor_A._Hutchison,_Kartheik_G._Iyer,_Brenda_Jones,_St\'ephanie_Juneau,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Lisa_J._Kewley,_Allison_Kirkpatrick,_Anton_M._Koekemoer,_Peter_Kurczynski,_Aur\'elien_Le_Bail,_Arianna_S._Long,_Jennifer_M._Lotz,_Ray_A._Lucas,_et_al._(13_additional_authors_not_shown)
URL https://arxiv.org/abs/2208.14480
CosmicEvolutionEarlyReleaseScienceSurvey(CEERS)からのイメージングの最初のエポックで$3<z<5$で識別された5つのX線発光活動銀河核(AGN)のホストプロパティについて報告します。各銀河は\textit{JamesWebbSpaceTelescope}(\jwst)近赤外線カメラ(NIRCam)で画像化されており、これらの赤方偏移で空間的に分解された静止フレーム光学形態を提供します。また、銀河とAGNテンプレートの組み合わせを使用してスペクトルエネルギー分布を適合させることにより、各ホスト銀河の星の質量と星形成率を導き出します。AGNホストの平均星質量は${\rmlog}(M_{*}/{\rmM_{\odot}})=11.0$であり、現在の赤方偏移範囲で検出された最も重い銀河の1つです。AGNからの核光を考慮した後でも、CEERSの指摘。AGNホストの3つが球状の形態を持っていることがわかります。最近の相互作用または合併イベントを示す可能性のある強い形態学的障害を示すものはありません。特に、解決されたホストの4つすべてが、消光またはスターバースト後の恒星集団と一致する静止フレームの光学色を持っています。$z>3$で受動的に進化する銀河にAGNが存在することは重要です。これは、これらの赤方偏移で観測される大規模な静止銀河の人口の増加を説明するために、ほとんどの半解析モデルと宇宙論的シミュレーションで迅速なフィードバックメカニズムが必要とされるためです。私たちの調査結果はこの図と概ね一致しており、星形成が抑制された後もAGNがこれらのシステムにエネルギーを注入し続けることができ、おそらく静止状態を維持するのに役立つことを示しています。

GOALS-JWST: 明るい赤外線銀河 VV 114 における隠された星の形成と拡張された PAH 放出

Title GOALS-JWST:_Hidden_Star_Formation_and_Extended_PAH_Emission_in_the_Luminous_Infrared_Galaxy_VV_114
Authors Aaron_S._Evans,_David_Frayer,_Vassilis_Charmandaris,_Lee_Armus,_Hanae_Inami,_Jason_Surace,_Sean_Linden,_Baruch_Soifer,_Tanio_Diaz-Santos,_Kirsten_Larson,_Jeffrey_Rich,_Yiqing_Song,_Loreto_Barcos-Munoz,_Joseph_Mazzarella,_George_Privon,_Vivian_U,_Anne_Medling,_Torsten_Boeker,_Susanne_Aalto,_Kazushi_Iwasawa,_Justin_Howell,_Paul_van_der_Werf,_Philip_N._Appleton,_Thomas_Bohn,_Michael_Brown,_Christopher_Hayward,_Shunshi_Hoshioka,_Francisca_Kemper,_Thomas_Lai,_David_Law,_Matthew_Malkan,_Jason_Marshall,_Eric_Murphy,_David_Sanders,_and_Sabrina_Stierwalt
URL https://arxiv.org/abs/2208.14507
ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)中赤外線装置(MIRI)による明るい赤外線(IR)銀河VV114の画像が表示されます。この赤方偏移~0.020の合体には、光学星団が豊富な西側の成分(VV114W)と、ダストレーンによってUVおよび光学波長で隠された明るい中赤外核をホストする東側の成分(VV114E)があります。MIRIでは、VV114E核は主に630pc離れた明るいNEコアとSWコアに分解されます。この核は、VV114の15um光の45%を構成し、NEおよびSWコアはIR光度、L_IR(8-1000um)~8+/-0.8x10^10L_sunおよび~5+/-0.5x10^10を持っています。L_sun、およびIR密度、Sigma_IR>~2+/-0.2x10^13L_sun/kpc^2および>~7+/-0.7x10^12L_sun/kpc^2、それぞれ--Sigma_IRの範囲内オリオン星形成コアとArp220の核。以前は活動銀河核(AGN)があると推測されていたNEコアは、スターバーストのような中赤外色を持っています。対照的に、VV114ESWはAGNのような色をしています。L_IR~0.02-5x10^10L_sunを持つ約40の星形成ノットが特定され、そのうちの25%には光学的な対応物がありません。最後に、拡散放射は中赤外放射の40~60%を占めます。最も注目すべきは、UVおよび光学光子によって確率論的に励起されたフィラメント状の多環式芳香族炭化水素(PAH)発光が、VV114の7.7um光の半分を占めていることです。局所宇宙で最も極端なスターバースト銀河.

GOODS-N フィールドの深部大型双眼カメラ r バンド観測

Title Deep_Large_Binocular_Camera_r-band_Observations_of_the_GOODS-N_Field
Authors Teresa_A._Ashcraft,_Tyler_McCabe,_Caleb_Redshaw,_Rogier_A._Windhorst,_Rolf_A._Jansen,_Seth_H._Cohen,_Timothy_Carleton,_Kris_Ganzel,_Anton_M._Koekemoer,_Russell_E._Ryan,_Mario_Nonino,_Diego_Paris,_Andrea_Grazian,_Adriano_Fontana,_Emanuele_Giallongo,_Roberto_Speziali,_Vincenzo_Testa,_Konstantina_Boutsia,_Robert_W._O'Connell,_Michael_J._Rutkowski,_Claudia_Scarlata,_Harry_I._Teplitz,_Xin_Wang,_Marc_Rafelski,_and_Norman_A._Grogin
URL https://arxiv.org/abs/2208.14572
我々は、大型双眼鏡の大型双眼鏡カメラ(LBC)を使用して、GOODS-Northフィールドの838枚のスローンrバンド画像(約28時間)を取得し、銀河における拡張された低輝度の特徴の存在を研究し、画像深度と解像度のトレードオフ。個々の画像は効果的なシーイングによって並べ替えられ、最適な解像度と最適な深度のモザイクが、シーイングFWHM<0.9"およびFWHM<2.0"のすべての画像でそれぞれ作成されました。明るい銀河とその下部構造を調べ、重なっているオブジェクトを正確にデブレンドするには、最適な解像度のモザイクが必要ですが、可能な限り最も暗いオブジェクトを検出するには($m_{AB}$~29.2magの限界等級まで)、最適な深度のモザイクが必要です。ハッブル宇宙望遠鏡(HST)に搭載された現存のWFC3/UVISおよびACS/WFCカメラと比較して、より大きなLBCピクセルに起因するより優れた表面輝度感度により、拡散フラックスと非常にかすかな潮汐尾の両方を明確に検出できます。モザイク内の360個の最も明るい銀河について、方位角で平均化された放射状の表面輝度プロファイルを作成しました。最適な解像度と最適な深度のモザイクから、大部分のライトプロファイルにほとんど違いはありません。ただし、プロファイルの$\lesssim$15%は、銀河の周辺で$\mu^{AB}_{r}$$\simeq$31magarcsec$^{-2}$の表面輝度レベルまでの過剰フラックスを示しています.これは銀河外背景光(EBL)の研究に関連しています。なぜなら、銀河の外側領域の拡散光が​​EBLへの主要な寄与であると考えられているからです。より浅い最適な解像度プロファイルと比較して、最適な深度プロファイルには追加の拡散光が存在しますが、銀河の周辺の拡散光は、rバンドのEBL全体へのわずかな寄与であることがわかります。

すばる HSC (WERGS) による電波銀河の広く深い探査。 IX.大規模な電波銀河が生息する z~5 の最も密度の高い領域

Title A_Wide_and_Deep_Exploration_of_Radio_Galaxies_with_Subaru_HSC_(WERGS)._IX._The_Most_Overdense_Region_at_z~5_Inhabited_by_a_Massive_Radio_Galaxy
Authors Hisakazu_Uchiyama,_Takuji_Yamashita,_Tohru_Nagao,_Yoshiaki_Ono,_Jun_Toshikawa,_Kohei_Ichikawa,_Nozomu_Kawakatu,_Masaru_Kajisawa,_Yoshiki_Toba,_Yoshiki_Matsuoka,_Mariko_Kubo,_Masatoshi_Imanishi,_Kei_Ito,_Toshihiro_Kawaguchi,_Chien-Hsiu_Lee_and_Tomoki_Saito
URL https://arxiv.org/abs/2208.14632
z=4.72、HSCJ083913.17+011308.1(HSCJ0839+0113)の高z電波銀河(HzRG)の周りの銀河密度環境について報告します。HyperSuprime-Camスバル戦略プログラムデータ。HSCJ0839+0113は、4.7シグマ有意水準でrドロップアウト銀河によって識別される高密度領域の周辺に存在することがわかります。HSCJ0839+0113と高密度領域のピーク位置との間の投影距離は0.4物理Mpcであり、この時代の典型的な原始銀河団半径よりも短い。拡張されたPressSchechterモデルとライトコーンモデルによると、HSCJ0839+0113がホストする高密度領域は、z=0で10^14Msunを超えるハローに進化すると予想され、80%を超える高い確率で発生します。これらの発見は、HSCJ0839+0113がプロトクラスターに関連していることを示唆しています。HSCJ0839+0113リッチシステムは、同じ宇宙時代にLBGを持つ既知の原始星団の中でLBGの密度が最も高い領域です。

HESTIAによるローカルグループへの異方性衛星降着

Title Anisotropic_satellite_accretion_onto_the_Local_Group_with_HESTIA
Authors Alexandra_Dupuy,_Noam_I._Libeskind,_Yehuda_Hoffman,_H\'el\`ene_M._Courtois,_Stefan_Gottl\"ober,_Robert_J._J._Grand,_Alexander_Knebe,_Jenny_G._Sorce,_Elmo_Tempel,_R._Brent_Tully,_Mark_Vogelsberger,_Peng_Wang
URL https://arxiv.org/abs/2208.14648
宇宙のウェブがどのようにハローに栄養を与え、銀河の形成に燃料を供給するかは、幅広い意味を持つ未解決の問題です。この研究では、ローカル環境を再現するために初期条件が制約されているシミュレーションを使用することにより、ローカル宇宙論のコンテキスト内でローカルグループの集団集合を調査します。この研究の目的は、天の川銀河とアンドロメダ銀河への衛星の降着の方向が、宇宙のウェブに関連しているかどうかを調べることです。この解析では、HESTIAシミュレーションスイートで利用可能な3つの高解像度シミュレーションと、派生した速度せん断および潮汐テンソルが考慮されます。局所グループの降着の歴史には、$z\approx0.7$前後のエポックで区切られた2つの時代があることがわかります。また、衛星は、バイラル半径$R_{200}$を超える前に、親のハローと比較して$\sim4$Mpcまで移動できることもわかりました。最後に、潮汐テンソルとせん断テンソルの両方の最も遅い崩壊の軸$\vec{e_3}$との落下方向の強い整列を観察します。この配置は、初期の落下期に入る衛星によって支配されています。つまり、$z>0.7$です。

マルチバンド銀河サーベイで失われたフラックス密度を予測するための機械学習アプローチ

Title A_Machine_Learning_Approach_to_Predict_Missing_Flux_Densities_in_Multi-band_Galaxy_Surveys
Authors Nima_Chartab,_Bahram_Mobasher,_Asantha_Cooray,_Shoubaneh_Hemmati,_Zahra_Sattari,_Henry_C._Ferguson,_David_B._Sanders,_John_R._Weaver,_Daniel_Stern,_Henry_J._McCracken,_Daniel_C._Masters,_Sune_Toft,_Peter_L._Capak,_Iary_Davidzon,_Mark_Dickinson,_Jason_Rhodes,_Andrea_Moneti,_Olivier_Ilbert,_Lukas_Zalesky,_Conor_McPartland,_Istvan_Szapudi,_Anton_M._Koekemoer,_Harry_I._Teplitz,_Mauro_Giavalisco
URL https://arxiv.org/abs/2208.14781
情報理論に基づいて、銀河の物理的特性を望ましい精度で測定するために必要なバンドの最適な数を見つける新しい方法を提示します。概念実証として、最近更新されたCOSMOSカタログ(COSMOS2020)を使用して、$iのサンプルに対するハワイTwo-0(H20)およびUVISTAのような調査で、銀河の物理的特性を測定するための最も関連性の高い波長帯を特定します。<25$AB等級の銀河。利用可能な$i$バンドフラックスでは、$r$、$u$、IRAC/$ch2$、および$z$バンドが赤方偏移に関するほとんどの情報を提供し、重要性が$r$バンドから$zに減少することがわかります$バンド。また、同じサンプルについて、IRAC/$ch2$、$Y$、$r$、および$u$バンドが、重要度の高い順に星の質量測定に最も関連するバンドであることもわかりました。バンド間の相互相関を調査し、モデルをトレーニングして、H20のような観測から近赤外でのUVISTA観測を予測します。$YJH$バンドの等級は、近赤外バンドで24AB等級よりも明るい銀河について、$1\sigma$magscatter$\lesssim0.2$の精度でシミュレート/予測できることがわかりました。これらの結論は、サンプルの選択基準に依存することに注意してください。異なる選択を持つ銀河の新しいサンプルについては、これらの結果を再測定する必要があります。私たちの結果は、限られた数のバンドが存在する場合、広範なスペクトル範囲で観測された銀河の母集団に対してトレーニングされた機械学習モデルが、テンプレートフィッティングよりも優れていることを示唆しています。このような機械学習モデルは、利用可能な広範な調査で取得された情報を最大限に含み、少数のバンドが存在する場合に避けられないテンプレートフィッティングのパラメーター空間の縮退を解消します。

FilDreaMS 1. 複数のスケールでのフィラメントの検出と再構成のための新しい方法の提示

Title FilDReaMS_1._Presentation_of_a_new_method_for_Filament_Detection_and_Reconstruction_at_Multiple_Scales
Authors J.-S._Carri\`ere,_L._Montier,_K._Ferri\`ere,_I._Ristorcelli
URL https://arxiv.org/abs/2208.14826
環境。フィラメント構造は、星間物質のいたるところにあるようです。それらを検出して特徴付けることができることは、それらの起源、進化、および物質の銀河サイクルにおける役割を理解するための最初のステップです.ねらい。FilDReaMSと呼ばれる新しい方法を提示して、特定の画像内のフィラメントを検出および分析します。この方法は、高速で使いやすく、マルチスケールであり、統計研究に適しています。メソッド。入力画像は長方形のモデルバーでスキャンされます。これにより、このバーで局所的に近似できる構造を明らかにし、それらの方向を導き出すことができます。バーの幅は、さまざまな幅のフィラメントをプローブするために、幅広い値にわたって変化させることができます。結果。メソッドを検証し、ノイズのレベル、フィラメントのアスペクト比、およびフィラメント強度のダ​​イナミックレンジに対する感度を評価するために、いくつかの一連のテストを実行しました。この方法は、フィラメント構造の配向を回復する際に非常に優れたパフォーマンスを発揮し、公称条件で0.5{\deg}の精度、高レベルのノイズを伴う最悪のシナリオでは最大3{\deg}の精度を示すことがわかりました。フィラメント幅は、ほとんどの場合、0.5ピクセル(ピクセル)よりも優れた不確実性で回復されます。信号対雑音比が低い場合は、最大3ピクセルまで拡張できます。プラマー型フィラメントのプロファイルとこの方法の結果との間の対応を構築するいくつかの試みが提案されていますが、局所環境に敏感なままです。結論。私たちの方法は、堅牢で、拡散から高密度媒体まで、さまざまな環境でのフィラメント構造の識別と再構築に適応していることがわかりました。これにより、特に配向を扱う場合に、これらのフィラメント構造の階層スケールを高い信頼性で探索できます。

FilDReaMS 2. 4 ハーシェル磁場におけるフィラメントと磁場の相対配向解析への応用

Title FilDReaMS_2._Application_to_the_analysis_of_the_relative_orientations_between_filaments_and_the_magnetic_field_in_four_Herschel_fields
Authors J.-S._Carri\`ere,_K._Ferri\`ere,_I._Ristorcelli,_L._Montier
URL https://arxiv.org/abs/2208.14843
星間物質のシミュレーションと観測の両方が、フィラメント構造と磁場の間の相対的な向きの研究が、フィラメントの形成と進化、および星形成のプロセスにおいて磁場が果たす役割に新しい洞察をもたらすことができることを示しています。フィラメントを検出および分析する新しい方法であるFilDReaMSの最初のアプリケーションを提供します。私たちの目標は、検出されたフィラメントと磁場の間の相対的な向きを調査することです。異なる銀河環境と進化段階によって特徴付けられる4つのハーシェルフィールド(G210、G300、G82、G202)のサンプルにFilDreaMSを適用します。まず、さまざまなバー幅のフィラメントによって形成されたネットワークと、それらの階層的組織を調べます。次に、フィラメントの向きをプランク分極データから推定される磁場の向きと比較し、空間スケールと${\rmH_2}$列密度の両方の関数として相対的な向きの角度の統計を初めて調べます。4つのHerschelフィールドで優先的な相対配向が見られます。カラム密度の低い小さなフィラメントは、磁場に対して垂直よりもわずかに平行ですが、大きなフィラメント(カラム密度が高い)はほぼ垂直に(または、G202の場合はほぼ垂直に)配向しています。平行)。近くの2つのフィールド(G210とG300)では、$N_{\rmH_2}\simeq1.1$と$1.4\times10^{21}\,$cm$^{-2}$、それぞれ、以前の研究の結果と一致します。私たちの結果は、雲のスケールでの磁場とより小さいスケールでのフィラメントとの間の結合の存在を確認しています。また、HerschelとPlanckの観測結果を組み合わせることの可能性も示しており、専用の方法でさらに統計分析を行う必要があります。

回転冷却CH$^{+}$の解離再結合速度係数の実験的決定と拡散雲化学への影響

Title Experimental_determination_of_the_dissociative_recombination_rate_coefficient_for_rotationally-cold_CH$^{+}$_and_its_implications_for_the_diffuse_cloud_chemistry
Authors Daniel_Paul_(1,2),_Manfred_Grieser_(1),_Florian_Grussie_(1),_Robert_von_Hahn_(1),_Leonard_W._Isberner_(3,1),_\'Abel_K\'alosi_(1,2),_Claude_Krantz_(1),_Holger_Kreckel_(1),_Damian_M\"ull_(1),_David_A._Neufeld_(4),_Daniel_W._Savin_(2),_Stefan_Schippers_(3),_Patrick_Wilhelm_(1),_Andreas_Wolf_(1),_Mark_G._Wolfire_(5),_and_Old\v{r}ich_Novotn\'y_(1)_((1)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Kernphysik,_Heidelberg,_Germany,_(2)_Columbia_Astrophysics_Laboratory,_Columbia_University,_New_York,_NY,_USA,_(3)_I._Physikalisches_Institut,_Justus-Liebig-Universit\"at_Gie{\ss}en,_Gie{\ss}en,_Germany,_(4)_Department_of_Physics_&_Astronomy,_Johns_Hopkins_University,_Baltimore,_MD,_USA,_(5)_Department_of_Astronomy,_University_of_Maryland,_College_Park,_MD,_USA)
URL https://arxiv.org/abs/2208.14927
CH$^+$の観測は、拡散雲の物理的性質を追跡するために使用されますが、これには、基礎となるCH$^+$化学を正確に理解する必要があります。この研究まで、その化学における最も不確実な反応は、CH$^+$の解離的組換え(DR)でした。極低温貯蔵リングでの電子イオン結合ビーム実験を使用して、さまざまな拡散雲条件に適用可能なCH$^+$電子、振動、および回転基底状態のDR速度係数を決定しました。私たちの結果は、CH$^+$DR速度係数のこれまで認識されていなかった桁違いの不確実性を$\sim\pm20\%$に減らし、静止ガスから局所的なガスまで、拡散雲に関連するすべての温度に適用できます。衝撃や乱流などのプロセスによって加熱されます。単純な化学ネットワークに基づいて、静止ガスに関連する温度でDRが重要な破壊メカニズムになる可能性があることがわかりました。温度が局所的に上昇するにつれて、ガスの電子分率にも対応する増加がある場合、DRは$\sim600\,\mathrm{K}$の温度まで重要であり続けることができます。私たちの新しいCH$^+$DR速度係数データは、CH$^+$存在量観測による拡散雲の物理的性質の将来の研究の信頼性を高めます。

異なる密度のスパイラルアーム環境におけるクラスターとOBアソシエーションの形成

Title The_formation_of_clusters_and_OB_associations_in_different_density_spiral_arm_environments
Authors C._L._Dobbs,_T._J._R._Bending,_A._R._Pettitt,_A._S._M._Buckner,_M._R._Bate
URL https://arxiv.org/abs/2208.14930
スパイラルアームにおけるクラスターの形成と進化のシミュレーションを提示します。シミュレーションは2つの異なるスパイラルアーム領域に従い、総ガス質量を変化させてさまざまな質量クラスターを生成します。光イオン化フィードバックを含めると、観測されたクラスター質量半径の関係が生成され、フィードバックなしと比較してクラスターの半径が増加することがわかります。超新星は、クラスターの特性にほとんど影響を与えません。高密度、高ガス質量のシミュレーションでは、フィードバックが大きな影響を与える前に星形成が急速に起こるため、星形成はフィードバックの影響を受けにくいことがわかりました。ガス密度が最も低いシミュレーションでは、結果として得られるクラスターは、フィードバックがない場合とは完全に異なります(クラスターの数とその質量など)。星形成率も大幅に抑えられています。このモデルのクラスター内の星の割合は、約20\%で時間とともに減少します。私たちの最も低いガスシミュレーションモデルでは、OBアソシエーション、特にオリオンIaに似た特性を持つ星形成グループの形成が見られます。低密度とより強い初期ダイナミクスは、クラスターではなく関連の形成を助長することをお勧めします。すべてのモデルで、クラスターの形成は複雑で、クラスターの結合と分割が行われます。形成される最も大規模なクラスターは、より多くの合併を受ける傾向があります。

集団 III の星形成に対する磁場の影響

Title Impact_of_magnetic_fields_on_Population_III_star_formation
Authors Cynthia_R._Saad,_Volker_Bromm_and_Mounib_El_Eid
URL https://arxiv.org/abs/2208.14931
宇宙での最初の星の形成に関する理論、いわゆる集団III(PopIII)は、これまで磁場の影響をほとんど無視してきました。PopIII星形成の磁気流体力学(MHD)の側面に関する一連の最近の研究を補完するために、MHD効果が存在する場合に原始原始星盤のフラグメンテーション特性がどのように変更されるかを確認する一連の理想的な数値実験をここで実行します。具体的には、宇宙論的な初期条件から始めて、赤方偏移$z\sim$25の選択されたミニハローの中央領域に焦点を当て、進化の中間段階に磁場を挿入し、等分配値の一部に正規化します。パラメーター空間を探索するために、均一、放射状、トロイダル、およびポロイダルフィールド構成を含むさまざまなフィールドジオメトリを検討します。トロイダル構成が最も現実的です。ガスの崩壊は、磁場が挿入された後、最大$10^{15}{\rm\,cm}^{-3}$に達するまで、密度が$\sim$8桁続きます。磁場がガスの崩壊を遅らせることがわかりました。さらに、トロイダル磁場は、中心核を取り囲む新たな円盤の断片化を抑制し、より大規模な核の形成につながるため、崩壊に最も強い影響を与えます。したがって、Pop~III星の形成とその質量分布を完全に理解するには、磁場の影響を考慮する必要があります。さらに、理想的なMHDはこの取り組みの最初のステップにすぎず、両極性拡散やオーム散逸などの散逸効果の包括的な治療法でフォローアップされると結論付けています。

EDGE-CALIFA 調査: 中心分子ガス濃度の駆動におけるスパイラル アームとバーの役割

Title The_EDGE-CALIFA_survey:_the_role_of_spiral_arms_and_bars_in_driving_central_molecular_gas_concentrations
Authors Si-Yue_Yu,_Veselina_Kalinova,_Dario_Colombo,_Alberto_D._Bolatto,_Tony_Wong,_Rebecca_C._Levy,_Vicente_Villanueva,_Sebasti\'an_F._S\'anchez,_Luis_C._Ho,_Stuart_N._Vogel,_Peter_Teuben,_M\'onica_Rubio
URL https://arxiv.org/abs/2208.14950
渦巻腕や棒などの非軸対称構造によって生じる衝撃とトルクは、ガスを銀河中心領域に輸送する可能性があります。この仮説を検証するために、中央の$\simにおけるCO光度($C_{CO}$)、分子ガス($C_{mol}$)、および星形成率($C_{SFR}$)の濃度の依存性を調べます。EDGE-CALIFAサーベイから選択された57個の円盤銀河のサンプルを使用して、非軸対称円盤構造の$strength$で$2kpc。$C_{mol}$は、COからH$_2$への変換係数を使用して計算されます。この変換係数は、金属量が高く、星の表面密度が高いほど減少します。$C_{mol}$は$C_{CO}$より体系的に0.22dex低いことがわかります。高い$C_{mol}$と強い非軸対称円盤構造は、非棒銀河よりも棒銀河でより一般的であることを確認しました。ただし、スパイラルアームも$C_{mol}$を増加させることがわかりました。$C_{mol}$と非軸対称構造の$strength$の間には良好な相関関係があることを示しています(これは、バー、スパイラルアーム、またはその両方が原因である可能性があります)。これは、バーと渦巻きが強いほど、銀河が冷たいガスをその中心に輸送する効率が高いことを示唆しています。サブサンプルサイズが小さいにもかかわらず、4つのセイファートの$C_{mol}$は、同様のディスク構造の非活動銀河と比較して大幅に減少していません。$2kpc。$C_{SFR}$は、棒のない銀河と棒のある銀河の両方で$C_{mol}$と密接に相関することがわかりました。同様に、$C_{SFR}$の上昇は、強い円盤構造を持つ銀河で見られます。私たちの結果は、円盤構造がらせん状または棒状のいずれであっても、ガスを中央領域に輸送でき、より強い構造に対応する流入速度が高くなり、その結果、中央の星形成を促進することを示唆しています。したがって、円盤銀河の永年進化において、渦巻きとバーの両方が重要な役割を果たします。

ppxf での測光によるフル スペクトル フィッティング: 赤方偏移 z~0.8 の 3200 個の LEGA-C

銀河からのノンパラメトリックな星形成の歴史、金属量、消光境界

Title Full_spectrum_fitting_with_photometry_in_ppxf:_non-parametric_star_formation_history,_metallicity_and_the_quenching_boundary_from_3200_LEGA-C_galaxies_at_redshift_z~0.8
Authors Michele_Cappellari_(University_of_Oxford)
URL https://arxiv.org/abs/2208.14974
まず、銀河の形成史(SFH)と化学組成だけでなく、恒星とガスの運動学を測定するために使用されてきたpPXF法のいくつかの更新について説明することから始めます。pPXFで使用される新しい線形制約付き最小二乗最適化アルゴリズムの概要を説明し、pPXFにフルスペクトルフィッティングと共に測光測定を含めることができるようにするために行った変更を示します。次に、赤方偏移$0.6<z<1$(中央値$z=0.76$)にある3200個の銀河のサンプルのノンパラメトリックSFHと金属量$[M/H]$の研究への改訂pPXF法の適用を提示します。、恒星質量$M_\ast>3\times10^{10}$M$_\odot$の上で完了、LEGA-Cサーベイからの分光法と2つの代替カタログからの28バンド測光。3つの独立した恒星個体群合成(SPS)法と両方の測光カタログを使用して、恒星個体群を抽出して比較します。私は、銀河の星の速度分散$\sigma_\astに主に依存していることでよく知られている、近くの銀河の調査から得られたものと一致しており、近くの銀河の調査から得られたものと同様の品質の、地球規模の軽量化された年齢と$[M/H]$の強い傾向を見つけました。$(または中心密度の代替手段)。復元されたSFHは、いくつかのモデルで呼び出されるものと同様に、$\lg(\sigma_\ast/kms^{-1})\approx2.3$での星形成から消光までのシャープで驚くほど明確な境界を示しています。$[M/H]\approx-0.1$とSersic指数$n_{\rmSer}\approx0.5$で、同様に明確な消光境界が見られます。結果は2つのSPS法および両方の測光カタログと一致していますが、3番目のSPS法には大きな違いがあり、モデルの仮定を比較することの重要性が強調されています。pPXFソフトウェアは、https://pypi.org/project/ppxf/から入手できます。

再電離の主な原因に関する JWST/NIRCam 研究: 紫外微光 $z\sim7-8$ 銀河の星形成および電離特性

Title A_JWST/NIRCam_Study_of_Key_Contributors_to_Reionization:_The_Star-forming_and_Ionizing_Properties_of_UV-faint_$z\sim7-8$_Galaxies
Authors Ryan_Endsley,_Daniel_P._Stark,_Lily_Whitler,_Michael_W._Topping,_Zuyi_Chen,_Adele_Plat,_John_Chisholm,_St\'ephane_Charlot
URL https://arxiv.org/abs/2208.14999
スピッツァー/IRACイメージングは​​、最も明るい$z\sim7-8$銀河が若い年齢と強い星雲線放射を示すことが多いことを明らかにしました。しかし、IRACの感度が限られているため、再電離の主な原因と考えられている、より暗い、より多くの集団を研究する努力が長い間妨げられてきました。ここでは、CEERSJWST/NIRCamデータを使用して、118のUV微光(中央値M$_{UV}=-19.6$)$z\sim6.5-8$銀河を特徴付けています。通常、SEDは若い($\sim$10-50Myr)低質量($M_\ast\sim10^8\M_\odot$)の恒星集団によって支配されており、極端な質量($\sim10^{11}M_\odot$)は、CEERSでの最近の調査結果とは対照的に、私たちのサンプルの中にあります。紫外線明るい(M$_{UV}\sim-22$)$z\sim7-8$銀河の以前の研究を考慮すると、特定の星形成率が大幅に(5-10$\times$)増加する証拠が見つかります。より低い光度に向かって(CEERSでsSFRの中央値=82Gyr$^{-1}$)。より大きなsSFRは、比較的多数のUV微弱集団におけるOB星からのより支配的な寄与を意味し、おそらくこれらの銀河が非常に効率的な電離剤であることを示唆しています(中央値$\xi_{ion}=10^{25.7}$erg$^{-1}$ヘルツ)。はるかに大きなsSFRにもかかわらず、[OIII]$+$H$\beta$EWがより暗いM$_{UV}$(中央値$\approx$780$\mathring{A}$)に向けて有意に増加することはありません。確認された場合、これは、CEERS銀河のかなりの部分が[OIII]放出が抑制されている非常に低い金属量($\lesssim$3%$Z_\odot$)を持っていることを示している可能性があります。あるいは、高電離光子逃避率または爆発的な星形成履歴も、CEERS銀河のサブセットの星雲線を弱める可能性があります。天体の大部分は非常に青い(中央値$\beta=-2.0$)ですが、$\approx$0.5$L_{UV}^に非常に塵の多い銀河($\beta\sim-1$)のかなりの尾を識別します。\ast$は$z\sim7-8$星形成率密度に大きく寄与する可能性があります。

宇宙論的シミュレーションからの ORC の起源に関する洞察

Title Insights_on_the_origin_of_ORCs_from_cosmological_simulations
Authors Klaus_Dolag,_Ludwig_M._B\"oss,_B\"arbel_S._Koribalski,_Ulrich_P._Steinwandel_and_Milena_Valentini
URL https://arxiv.org/abs/2208.15003
ビリアル質量M~1e12Msolの銀河をもたらす高解像度シミュレーションで、合体イベントによって駆動される衝撃構造を調査します。内部ショックのサイズと形態は、新しく検出された奇数電波圏(ORC)のクラスのものと非常によく似ていることがわかります。これは、これまで見過ごされてきた、楕円銀河の周りの電波リング、シェル、さらに複雑な構造を形成するメカニズムを浮き彫りにするものです。このような内部衝撃のマッハ数M=2-3は、観測されたORCのスペクトルインデックスと一致しています。銀河の約5%が合体イベントを経る可能性があり、その結果、観測されたORCの数が少ないことが説明され、銀河のハロー内にそのような顕著な構造が生じることがあります。衝撃構造が観測されたORCの物理的サイズと一致している時点で、中心銀河は通常、観測結果と一致して、進行中の星形成のない初期型銀河として分類されます。このような合体によって放出されたエネルギーは、すでに天の川のようなハローにある観測された電波光度を潜在的に強化する可能性がありますが、単純な直接的な衝撃加速モデルから予測された光度は、観測されたものよりもはるかに小さいです。宇宙論的シミュレーションからの候補の推定数と観測されたより高いエネルギーを考慮すると、提案されたシナリオは、ORCの中心にある銀河の観測された恒星質量と一致して、1e13Msol付近のハロー質量の可能性が高いことを示唆しています。

TESS で観測された低光度 II-P 超新星 SN 2018lab における星周媒体相互作用

Title Circumstellar_Medium_Interaction_in_SN_2018lab,_A_Low-Luminosity_II-P_Supernova_observed_with_TESS
Authors Jeniveve_Pearson,_Griffin_Hosseinzadeh,_David_J._Sand,_Jennifer_E._Andrews,_Jacob_E._Jencson,_Yize_Dong,_K._Azalee_Bostroem,_Stefano_Valenti,_Daryl_Janzen,_Nicol\'as_Meza_Retamal,_Michael_J._Lundquist,_Samuel_Wyatt,_Rachael_C._Amaro,_Jamison_Burke,_D._Andrew_Howell,_Curtis_McCully,_Daichi_Hiramatsu,_Saurabh_W._Jha,_Nathan_Smith,_Joshua_Haislip,_Vladimir_Kouprianov,_Daniel_E._Reichart,_Yi_Yang,_Rupak_Roy,_Jeonghee_Rho
URL https://arxiv.org/abs/2208.14455
$-15.1\pm0.1$mag.SN2018labは、TransitingExoplanetSurveySatellite(TESS)からの観測によって決定されるように、爆発のわずか0.73日後にDistanceLessThan40Mpc(DLT40)SNe調査によって発見されました。SN2018labのTESS観測は、星周媒質(CSM)相互作用によって強化された可能性が高い、高密度にサンプリングされた、急速に上昇する初期の光度曲線をもたらします。SN2018labの最も初期のスペクトル($<$2日)における青方偏移し、拡大した閃光イオン化線は、噴出物とCSMの相互作用のさらなる証拠を提供します。SN2018labのスペクトルにおける初期の発光の特徴は、エンベロープが拡張され、CSMが近接している赤色超巨星の前駆星のモデルによってよく説明されています。SN2018labは、フラッシュイオン化機能が観察された数少ないLLSNeの1つとして、タイプIISNeのフラッシュ機能の形態の多様性を説明するために、より初期のスペクトルが必要であることを強調しています。

恒星エンベロープ内のチョークジェットによって駆動されるアウトフローの速度分布

Title The_velocity_distribution_of_outflows_driven_by_choked_jets_in_stellar_envelopes
Authors Matteo_Pais,_Tsvi_Piran_and_Ehud_Nakar
URL https://arxiv.org/abs/2208.14459
多くの剥ぎ取られたエンベロープ超新星(SNe)は、観測されたスペクトルの広い吸収線の原因となる高速物質の特徴を示しています。これらには、長いガンマ線バースト(LGRB)と低光度GRB(llGRB)に関連するSNeと、GRBに関連しないSNeが含まれます。最近、この高速物質は相対論的ジェットによって駆動される繭に由来することが示唆されました。LGRBでは、このジェットは恒星エンベロープから正常に発生しますが、GRBに関連付けられていないllGRBおよびSNeでは、ジェットはチョークされます。ここでは、数値シミュレーションを使用して、チョークされたジェットによって駆動される流出の速度分布と、ジェットおよび前駆体の特性への依存性を調査します。星の内部でジェットがあまり深く絞られていない場合、流出は適切な速度の対数目盛あたりほぼ一定量のエネルギーを広い範囲の速度にわたって運ぶことがわかりました。これは主にその時点での繭の体積に依存します。そのブレイクアウトの。これは噴流による噴出の普遍的な性質であり、球対称爆発の噴出や星の奥深くで噴流が詰まっている場合には存在しません。したがって、チョークされた(深すぎない)ジェットは、LGRBに関連付けられていない剥ぎ取られたエンベロープSNeの初期スペクトルに見られる高速材料に自然な説明を提供し、この材料の特性は、そうでなければ隠されたジェットに関する情報を明らかにする可能性があると結論付けます.

光偏光は、潮汐破壊イベントで衝突する恒星ストリームの衝撃を明らかにします

Title Optical_polarization_reveals_colliding_stellar_stream_shocks_in_a_tidal_disruption_event
Authors I._Liodakis,_K._I._I._Koljonen,_D._Blinov,_E._Lindfors,_K._D._Alexander,_T._Hovatta,_M._Berton,_A._Hajela,_J._Jormanainen,_K._Kouroumpatzakis,_N._Mandarakas,_and_K._Nilsson
URL https://arxiv.org/abs/2208.14465
超大質量ブラックホールは、降着円盤とジェット形成の初期段階に関するユニークなビューを提供する、TidalDisruptionEventsと呼ばれるバーストを生成する通過する星を混乱させることが知られています。大規模な光学時間領域調査の出現により、既知のイベントの数が大幅に増加し、それらのダイナミクスと放出プロセスの理解に挑戦しました。ここでは、ジェットから放出への寄与を示すことなく、最も分極した潮汐破壊の直線分極曲線を提示します。私たちの観測は、光TDE放射が潮流の衝撃によって駆動されることを示しています。

Living Swift-XRT ポイント ソース カタログとリアルタイム トランジェント検出器

Title The_Living_Swift-XRT_Point_Source_catalogue_and_real-time_transient_detector
Authors P.A._Evans,_K.L._Page,_A.P._Bearmore,_R.A.J._Eyles-Ferris,_J.P._Osborne,_S._Campana,_J.A._Kennea,_S.B._Cenko
URL https://arxiv.org/abs/2208.14478
LivingSwift-XRTポイントソースカタログ(LSXPS)とリアルタイムのトランジェント検出器を紹介します。X線カタログの中で唯一、LSXPSはほぼリアルタイムで更新され、高感度X線望遠鏡であるSwift-X-rayTelescope(XRT)によって検出された点源の最初の最新記録になります。関連する上限計算機も同様に、利用可能なすべてのデータを利用して、現在の上限を迅速に作成できるようにします。これらの2つの製品の組み合わせと、XRTデータが利用できる迅速なタイムスケールにより、現在の世代のワイドレンジで利用可能なものよりも暗い新しい過渡X線イベントの低遅延検索を初めて実行できます。フィールドイメージャー。このホワイトペーパーでは、システムと、システムが生成する一時的なアラートの分類と配布について説明します。

銀河系粒子加速器としての超新星残骸SN 1006

Title The_supernova_remnant_SN_1006_as_a_Galactic_particle_accelerator
Authors Roberta_Giuffrida,_Marco_Miceli,_Damiano_Caprioli,_Anne_Decourchelle,_Jacco_Vink,_Salvatore_Orlando,_Fabrizio_Bocchino,_Emanuele_Greco,_Giovanni_Peres
URL https://arxiv.org/abs/2208.14491
宇宙線の起源は、高エネルギー天体物理学の極めて重要な未解決の問題です。超新星残骸は宇宙線の銀河工場となる有力な候補であり、その爆発波は強力な粒子加速器です。しかし、超新星残骸は、観測された宇宙線束に動力を与えることができるのは、それらがその運動エネルギーのかなりの部分を加速粒子に伝達する場合のみですが、そのような効率的な加速の決定的な証拠はまだ不足しています。このシナリオでは、宇宙線に向けられた衝撃エネルギーは、標準的な衝撃条件によって予測されるよりも高い衝撃後の密度を誘発するはずです。ここでは、SN1006の銀河残骸の深部X線観測を分析することにより、この効果を示し、周囲の磁場の方向への依存性を調べます。私たちの結果を最先端のモデルと比較することにより、結論を下します。SN1006は効率的な宇宙線源であり、準平行加速メカニズムの観測的裏付けを得ることができます。

タイプI X線バーストとX線スーパーバーストに対するニュートリノ冷却の影響

Title Impact_of_Neutrino_Cooling_on_Type-I_X-ray_Bursts_and_X-ray_Superbursts
Authors Akira_Dohi,_Nobuya_Nishimura,_Hajime_Sotani,_Tsuneo_Noda,_Helei_Liu,_Shigehiro_Nagataki,_Masa-aki_Hashimoto
URL https://arxiv.org/abs/2208.14622
中性子星(NS)コア内部のニュートリノ冷却機構がタイプIX線バーストとX線スーパーバーストの光度曲線に及ぼす影響を調査します。NS熱進化のいくつかの観測から、Urca(DU)プロセスなどの高速ニュートリノ冷却の物理プロセスが示されています。冷却効果は核子の超流動によって抑制される可能性がありますが、それらはNSの表面温度を大幅に低下させます。本研究では、DUプロセスと核子超流動性に焦点を当て、一般相対論的恒星進化コードを使用して、X線バーストに対するNS冷却の影響を調査します。DUプロセスのリードは、中性子の超流動によって妨げられる可能性のある、より長い再発時間とより高いピーク光度を見つけることがわかります。また、{\itClockedburster}GS1826$-$24との比較、および炭素点火によって引き起こされるスーパーバーストの再発時間にもバーストモデルを適用します。これらの影響は、特定の範囲のバイナリパラメーターとNS状態方程式の不確実性内で重要です。

M87の多波長SEDのレプトハドロンジェット円盤モデル

Title Lepto-hadronic_jet-disc_model_for_the_multi-wavelength_SED_of_M87
Authors Margot_Boughelilba,_Anita_Reimer,_Lukas_Merten
URL https://arxiv.org/abs/2208.14756
ファナロフ-ライリーI電波銀河の原型である低光度の活動銀河核M87は、2017年に歴史的に静かな状態で観測されました。ハイブリッドジェットディスクシナリオを探ります。この作業では、M87のコアの全体的なスペクトルエネルギー分布を、支配的な1ゾーンのレプトハドロンジェット成分と、降着流からの寄与を組み合わせてモデル化します。降着流が主にX線バンドに寄与する一方で、ジェット成分が電波から光学へのデータおよびガンマ線バンドに適合する等分布に近いパラメーターセットを見つけます。地球に向かって伝播中の銀河外背景光によるガンマ線吸収の影響が調査され、このモデルでは無視できることがわかっています。このようなシナリオで生成されるニュートリノフラックスも計算されますが、現在の機器の感度を下回っています。

天体物理学の暗黒物質発生源と考えられる暗黒物質粒子からの潜在的な自己消滅信号の研究

Title Study_of_potential_self-annihilation_signal_from_dark_matter_particles_in_some_prospective_astrophysical_dark_matter_sources
Authors Pooja_Bhattacharjee
URL https://arxiv.org/abs/2208.14763
暗黒物質の特徴を間接的に検出することへの関心が高まる中、この論文は、暗黒物質候補の自己消滅に由来する信号を調査することを目的としています。暗黒物質の信号を標的とする方法は2つあります。一方で、暗黒物質粒子から生じるガンマ線を調べます。一方、補完的な無線特性に焦点を当てています。

小マゼラン雲の超高輝度X線パルサーRX J0209.6-7427からの1keVから130keV以上の扇状X線放出

Title Fan_beamed_X-ray_emission_from_1_keV_to_above_130_keV_from_the_ultraluminous_X-ray_pulsar_RX_J0209.6-7427_in_the_Small_Magellanic_Cloud
Authors X._Hou,_M.Y._Ge,_L._Ji,_S.N._Zhang,_Y._You,_L._Tao,_S._Zhang,_R._Soria,_H._Feng,_M._Zhou,_Y.L._Tuo,_L.M._Song_and_J.C._Wang
URL https://arxiv.org/abs/2208.14785
2019年の巨大なバースト中の小マゼラン雲の過渡X線パルサーRXJ0209.6$-$7427の詳細なタイミングとスペクトル解析を提示します。ほとんどの銀河のX線パルサーよりもよく知られている距離で、そのピーク光度は$(1.11\pm0.06)\times10^{39}\,\rmerg\s^{-1}$と決定されます。したがって、{\itbondafide}脈動する超高輝度X線源(PULX)です。\textit{Insight}-HXMTの広いエネルギーバンドのおかげで、そのパルスX線放出は1keVから130$-$180keVバンドまで検出されました。.これにより、その主なパルスX線放射は降着柱の「ファンビーム」からのものであり、その光度は固有のものであると結論付けることができます。また、降着柱構造におけるスピンの進化または遷移から、(4.8$-$8.6)$\times10^{12}$Gまたは(1.7$-$2.2)$\times10^{13}$Gの磁場を推定します。爆発中;GalacticPULXSwiftJ0243.6+6124での最近の発見と同様に、磁場強度の2つの値は中性子星の双極子磁場と多極子磁場に対応することを示唆しています。したがって、中性子星の性質とそのULX放射は、中性子星の降着に関する現在の理論的枠組みの中で理解することができます。これは、遠く離れた銀河系外PULXの性質を理解する上で重要な意味を持つ可能性があります。

過渡的な Be/X 線連星の電波モニタリングと強磁性降着中性子星流入流出結合

Title Radio_monitoring_of_transient_Be/X-ray_binaries_and_the_inflow-outflow_coupling_of_strongly-magnetized_accreting_neutron_stars
Authors J._van_den_Eijnden,_N._Degenaar,_T._D._Russell,_J._C._A._Miller-Jones,_A._Rouco_Escorial,_R._Wijnands,_G._R._Sivakoff,_J._V._Hern\'andez_Santisteban
URL https://arxiv.org/abs/2208.14903
強く磁化された($B\geq10^{12}$G)降着中性子星(NS)は、固体表面を持つ物体によるジェットの発射を研究するための主要なターゲットです。古典的なジェット発射モデルは、そのようなNSはジェットを発射できないと予測しているが、最近の観察とモデルはそうではないと主張している。過渡Be/X線連星(BeXRBs)は、ジェット形成のこの十分に調査されていないパラメーター空間を調査するための重要な実験室です。ここでは、SAX2103.5+4545、1A0535+262、およびGROJ1008-57の巨大な爆発と、後者のタイプIの爆発という4つの爆発にわたる3つのBeXRBの調整された監視キャンペーンを提示します。20回の観測のうち10回で1A0535+262の無線検出が得られましたが、他のターゲットは$20$-$50$$\mu$Jyの典型的な限界で検出されませんでした。1A0535+262の電波光度は、その進化するX線光度と正の相関があり、BeXRBSwiftJ0243.6+6124で以前に観察された相関を継続する$L_X$-$L_R$平面の領域に生息しています。$\beta=0.86\pm0.06$($L_R\proptoL_X^\beta$)のBeXRB$L_X$-$L_R$カップリングインデックスを測定します。レイバイナリ。驚くべきことに、カップリングの$L_R$正規化は、これら2つの比較サンプルよりもそれぞれ$\sim275$および$\sim6.2\times10^3$倍低くなっています。ジェット放出は、巨大なバーストのメインピーク時に支配的である可能性が高いと結論付けていますが、現在の電波感度では、近接またはスーパーエディントンシステムでのみ検出可能です。これらの結果をX線連星電波研究のより広い文脈で議論し、超巨大X線連星が現在未確認の追加の電波放出メカニズムをどのようにホストしている可能性があるかを示唆していると結論付けています。

Gemini North Adaptive Optics (GNAO) 施設の概要とステータスの更新

Title Gemini_North_Adaptive_Optics_(GNAO)_facility_overview_and_status_updates
Authors Gaetano_Sivo,_Julia_Scharw\"achter,_Manuel_Lazo,_C\'elia_Blain,_Stephen_Goodsell,_Marcos_van_Dam,_Martin_Tschimmel,_Henry_Roe,_Jennifer_Lotz,_Kim_Tomassino-Reed,_William_Rambold,_Courtney_Raich,_Ricardo_Cardenes,_Angelic_Ebbers,_Tim_Gaggstatter,_Pedro_Gigoux,_Thomas_Schneider,_Charles_Cavedoni,_Stacy_Kang,_Stanislas_Karewicz,_Heather_Carr,_Jesse_Ball,_Paul_Hirst,_Emmanuel_Chirre,_John_White,_Lindsay_Magill,_Molly_Grogan,_Anne_Jordan,_Suresh_Sivanandam,_Masen_Lamb,_Adam_Muzzin,_Eduardo_Marin,_Scott_Chapman,_Jennifer_Dunn,_Dan_Kerley,_Jean-Pierre_V\'eran,_Morten_Andersen,_Franck_Marchis,_Ruben_Diaz,_John_Blakeslee,_Michael_Pierce,_Rodrigo_Carrasco,_Hwyhyun_Kim,_Anja_Feldmeier-Krause,_Alan_McConnachie,_James_Jee,_Wesley_Fraser,_Mark_Ammons,_Christopher_Packham,_John_Bally,_Trent_Dupuy,_Daniel_Huber,_Marie_Lemoine-Busserole,_Thomas_Puzia,_Paolo_Turri,_Chadwick_Trujillo,_and_Janice_Lee
URL https://arxiv.org/abs/2208.14519
ジェミニノースアダプティブオプティクス(GNAO)施設は、ジェミニノースの今後のAO施設であり、JWSTおよびルービンオペレーションの時代における調査および時間領域科学のための最先端のAOシステムを提供します。GNAOは、Gemini赤外線多天体分光器(GIRMOS)にフィードするように最適化されます。GIRMOSはGNAOの機能を定義するための主要な科学ドライバーですが、f/32ビームで動作する機器はすべてGNAOを使用して展開できます。GNAOプロジェクトには、GNAOの2つの主要なAOモードをサポートする4つの側面発射レーザービームで構成される新しいレーザーガイドスター施設の開発が含まれます。円形の視野と狭視野モードにより、20x20秒角の正方形の視野でほぼ回折限界の性能が得られます。GNAO広視野モードにより、GIRMOSのマルチIFU構成が可能になり、個々のIFUへの科学ビームがGIRMOS内のマルチオブジェクトAOを使用してさらに補正されます。GNAO狭視野モードは、すべてのIFUが視野の中央で「スーパー」IFUに結合されるGIRMOSタイルIFU構成にフィードします。GNAOには、新しいリアルタイムコントローラーの開発、新しいGNAO施設システムコントローラー、そして最後に新しいAOベンチの開発も含まれています。このホワイトペーパーでは、GNAO機能の概要を説明し、各製品のステータスの最新情報を提供します。

Athena X-ray Integral Field Unit: 予備定義フェーズのシステム要件レビューのための統合設計

Title The_Athena_X-ray_Integral_Field_Unit:_a_consolidated_design_for_the_system_requirement_review_of_the_preliminary_definition_phase
Authors Didier_Barret_(IRAP),_Vincent_Albouys_(CNES),_Jan-Willem_den_Herder_(SRON),_Luigi_Piro_(INAF-IAPS),_Massimo_Cappi_(INAF-OAS_Bologna),_Juhani_Huovelin_(Univ._Helsinki),_Richard_Kelley_(NASA/GSFC),_J._Miguel_Mas-Hesse_(CAB_(CSIC-INTA)),_St\'ephane_Paltani_(Univ._Gen\`eve),_Gregor_Rauw_(Univ._Li\`ege),_Agata_Rozanska_(CAMK_PAN),_Jiri_Svoboda_(ASU),_Joern_Wilms_(ECAP),_Noriko_Yamasaki_(JAXA-ISAS),_Marc_Audard_(Univ._Gen\`eve),_Simon_Bandler_(NASA/GSFC),_Marco_Barbera_(Univ._Palermo-Obs_Palermo),_Xavier_Barcons_(IFCA_(CSIC-UC)),_Enrico_Bozzo_(Univ._Gen\`eve),_Maria_Teresa_Ceballos_(IFCA_(CSIC-UC)),_Ivan_Charles_(CEA-DSBT),_Elisa_Costantini_(SRON),_Thomas_Dauser_(ECAP),_Anne_Decourchelle_(CEA-IRFU),_Lionel_Duband_(CEA-DSBT),_Jean-Marc_Duval_(CEA-DSBT),_Fabrizio_Fiore_(INAF-OA_Trieste),_Flavio_Gatti_(Univ._Genova),_et_al._(271_additional_authors_not_shown)
URL https://arxiv.org/abs/2208.14562
アテナX線インテグラルユニット(X-IFU)は高解像度X線分光計であり、2015年からアテナ宇宙X線天文台で30年代半ばに飛行するために研究されてきました。2013年11月にサーベイ科学委員会によって選定された宇宙科学のテーマ。トランジションエッジセンサー(TES)の大規模なフォーマットアレイに基づいて、空間的に分解されたX線分光法を提供することを目的としています。直径)。X-IFUは2022年6月にシステム要件の見直し(SRR)に入りました。これは、予想外のコスト超過により、ESAがX-IFUクライオスタットと冷却チェーンを含む全体的なX-IFUの再設計を要求したのとほぼ同じ時期です。アテナの。このホワイトペーパーでは、X-IFUの画期的な機能を説明した後、すべてのサブシステムと関連する要件を参照しながら、そのSRRで提示される機器について説明します。次に、いくつかの重要なパフォーマンスパラメータの予想される予算に特に重点を置いて、機器の予算を示します。最後に、進行中の主要な技術デモンストレーション活動、X-IFU機器科学センターで予見される校正と活動について簡単に説明し、コミュニケーションとアウトリーチ活動、コンソーシアム組織、そして最後にX-IFUのライフサイクル評価について触れます。機器の開発に伴う環境フットプリントの最小化を目指しています。X-IFUでこれまでに実施された研究のおかげで、ESAによって要求された設計からコストまでの演習に沿って、X-IFUは空間的に分解された高解像度X線分光法における主力機能を維持し、ほとんどの元のX-IFU関連のアテナミッションの科学的目的は保持(短縮)されます。

高速でスケーラブルなガウス過程 (MuyGP) を使用した光度曲線の完成と予測

Title Light_curve_completion_and_forecasting_using_fast_and_scalable_Gaussian_processes_(MuyGPs)
Authors Im\`ene_R._Goumiri,_Alec_M._Dunton,_Amanda_L._Muyskens,_Benjamin_W._Priest,_Robert_E._Armstrong
URL https://arxiv.org/abs/2208.14592
光度曲線と呼ばれる見かけの等級の時間的変動は、長期間にわたって望遠鏡によって捉えられた重要な観測統計です。ライトカーブは、潜在変数推論問題としてのオブジェクト識別や姿勢推定などの空間領域認識(SDA)目的の探索を可能にします。商用オフザシェルフ(COTS)カメラによる地上観測は、より高精度の機器に比べて安価なままですが、限られたセンサーの可用性とノイズの多い観測が組み合わさると、モデル化が困難なギャップのある時系列データが生成される可能性があります。これらの外的要因は、光度曲線の自動利用を混乱させ、光度曲線の予測と外挿をアプリケーションにとって重大な問題にします。従来、画像または時系列の補完問題は、拡散ベースまたは手本ベースの方法でアプローチされてきました。最近では、ディープニューラルネットワーク(DNN)が、複雑な非線形埋め込みの学習における経験的な成功により、最適なツールになりました。ただし、DNNには、単一の衛星の光度曲線の固有の特徴を調べるときに、必ずしも利用できるとは限らない大規模なトレーニングデータが必要になることがよくあります。この論文では、ガウス過程(GP)を使用して光度曲線の欠落データポイントと将来のデータポイントを予測するための新しいアプローチを提示します。GPは、関数の事後分布を推測し、不確実性を自然に定量化する非線形確率モデルです。ただし、GP推論とトレーニングの3次スケーリングは、アプリケーションでの採用に対する大きな障壁です。特に、単一の光度曲線は数十万の観測を特徴とすることができ、これは単一のマシンでの従来のGPの実際の実現限界をはるかに超えています。その結果、最近傍スパース化とローカル交差検証を使用するGPモデルのハイパーパラメーター推定のためのスケーラブルなフレームワークであるMuyGPsを採用しています。MuyGP...

ALPACA実験:南天初のサブPeVガンマ線観測プロジェクト

Title The_ALPACA_experiment:_The_project_of_the_first_sub-PeV_gamma-ray_observation_in_the_southern_sky
Authors T._Kawashima,_The_ALPACA_Collaboration
URL https://arxiv.org/abs/2208.14659
ALPACA実験は、南半球で初めてサブPeVガンマ線の観測を目指すプロジェクトです。ALPACAの主な目的は、PeV宇宙線と星間物質との相互作用で生成されるサブPeVパイ中間子崩壊ガンマ線を観測することにより、銀河系PeV宇宙線の加速器であるPeVatronを特定することです。この新しいエアシャワー実験は、ボリビアのチャカルタヤ山中腹、標高4,740mに位置しています。エアシャワーアレイは、83,000m$^2$の表面積をカバーする401個のシンチレーションカウンターで構成されています。さらに、3,700m$^2$の面積を持つ水チェレンコフ型ミュオン検出器アレイが設置され、ガンマ線と背景宇宙線を弁別します。プロトタイプアレイALPAQUITAは2022年にデータ取得を開始し、2024年にALPACAに拡張されます。ALPACAの概要、プロジェクトの進捗状況、サブPeVガンマ線に対する感度について報告します。

LOPES 3D -- アンテナを垂直に配置した EAS 無線測定の利点に関する研究

Title LOPES_3D_--_studies_on_the_benefits_of_EAS-radio_measurements_with_vertically_aligned_antennas
Authors D._Huber,_W.D._Apel,_J.C._Arteaga-Velazquez,_L._B\"ahren,_K._Bekk,_M._Bertaina,_P.L._Biermann,_J._Bl\"umer,_H._Bozdog,_I.M._Brancus,_E._Cantoni,_A._Chiavassa,_K._Daumiller,_V._de_Souza,_F._Di_Pierro,_P._Doll,_R._Engel,_H._Falcke,_B._Fuchs,_D._Fuhrmann,_H._Gemmeke,_C._Grupen,_A._Haungs,_D._Heck,_J.R._H\"orandel,_A._Horneffer,_T._Huege,_P.G._Isar,_K.-H._Kampert,_D._Kang,_O._Kr\"omer,_J._Kuijpers,_K._Link,_P._{\L}uczak,_M._Ludwig,_H.J._Mathes,_M._Melissas,_C._Morello,_J._Oehlschl\"ager,_N._Palmieri,_T._Pierog,_J._Rautenberg,_H._Rebel,_M._Roth,_C._R\"uhle,_A._Saftoiu,_H._Schieler,_A._Schmidt,_S._Schoo,_F.G._Schr\"oder,_O._Sima,_G._Toma,_G.C._Trinchero,_A._Weindl,_J._Wochele,_J._Zabierowski_and_J.A._Zensus
URL https://arxiv.org/abs/2208.14664
LOPES実験は、ドイツのカールスルーエにある既存のエアシャワーアレイKASCADE-Grandeに構築された電波干渉計でした。LOPESの最後の構成はLOPES3Dと呼ばれ、10個の3極アンテナで構成されていました。これらの各アンテナは、東西、南北、および垂直に配置された3つの交差ダイポールで構成されていました。これにより、LOPES3Dは、十分に理解され、校正された粒子検出器アレイKASCADE-Grandeの環境で、垂直に配置されたアンテナを使用した測定の利点を研究する独自の可能性を持っていました。空間的に一致する3つのアンテナを使用した測定により、電界ベクトルの冗長な再構成が可能になります。冗長性を利用するいくつかの方法が開発され、テストされました。さらに、LOPESで初めて、バックグラウンドノイズを偏光および方向に依存して調べることができました。LOPES3Dを使用すると、垂直に配置されたアンテナを使用した測定を含めると、傾斜したにわか雨の無線検出の効率が向上し、傾斜したにわか雨の測定では垂直成分がより重要になることが実証できました。この寄稿では、再構成された3つの冗長電界ベクトルの最適な組み合わせの重み付けスキームについて説明します。さらに、無線法を使用して空気シャワーを再構築する能力に対するこれらの重み付けスキームの影響について説明します。垂直に配置されたアンテナを使用した測定の利点に焦点を当てて、傾斜したシャワーの無線効率の推定値を示し、さまざまな偏波での方向依存ノイズを示します。

RISTRETTO: 7 つのスパクセル シングル モード分光器の設計

Title RISTRETTO:_Seven_Spaxels_Single_Mode_Spectrograph_Design
Authors Bruno_Chazelas,_Christophe_Lovis,_Nicolas_Blind,_Ludovic_Genolet,_Ian_Hughes,_Michael_Sordet,_Robin_Schnell,_Anthony_Carvalho,_Maddalena_Bugatti
URL https://arxiv.org/abs/2208.14875
RISTRETTOプロジェクトは、近くの太陽系外惑星からの反射光を検出する装置の構築を目指しています。これは2段階の装置です。可視域での極端なAOシステムと、それに続く7スパクセルシングルモードの高解像度スペクトログラフです。この論文では、このスペクトログラフの設計を提示します。シングルモードファイバーを供給される古典的なエシェルスペクトログラフです。標準的なシングルモードファイバーが選択されており、ディテクター上で適切な次数間隔を確保するために、長く傾斜したスリットを形成しています。器具は真空下にあり、安定させるために熱的に制御されます。

重力波光過渡観測器 (GOTO)

Title The_Gravitational-wave_Optical_Transient_Observer_(GOTO)
Authors Martin_J._Dyer,_Kendall_Ackley,_Joe_Lyman,_Krzysztof_Ulaczyk,_Danny_Steeghs,_Duncan_K._Galloway,_Vik_S_Dhillon,_Paul_O'Brien,_Gavin_Ramsay,_Kanthanakorn_Noysena,_Rubina_Kotak,_Rene_Breton,_Laura_Nuttall,_Enric_Pall\'e,_Don_Pollacco
URL https://arxiv.org/abs/2208.14901
重力波光学トランジェントオブザーバー(GOTO)は、重力波源の光学的対応物を検出することに焦点を当てた広視野望遠鏡プロジェクトです。各GOTOロボットマウントには40cmの望遠鏡が8つ搭載されており、全体の視野は40平方度です。2022年現在、最初の2つのGOTOマウントは、カナリア諸島のラパルマ島にあるロケデロスムチャチョス天文台で委託されており、オーストラリアのニューサウスウェールズ州にあるサイディングスプリング天文台では、2つの追加の8望遠鏡マウントを備えた2番目のノードの建設が開始されています。.完全に運用されると、各GOTOマウントはネットワーク化されて、ロボットのマルチサイト天文台が形成されます。これにより、可視空全体が2晩ごとに調査され、一時的な発生源の迅速なフォローアップ検出が可能になります。

流星と流星に似た現象の映像データによる天体分類:アルゴリズムとデータ

Title Object_classification_on_video_data_of_meteors_and_meteor-like_phenomena:_algorithm_and_data
Authors Rabea_Sennlaub,_Martin_Hofmann,_Mike_Hankey,_Mario_Ennes,_Thomas_M\"uller,_Peter_Kroll,_Patrick_M\"ader
URL https://arxiv.org/abs/2208.14914
毎瞬、無数の隕石が目に見えない大気圏に入り込んでいます。流星の検出と測定は、太陽系の天体の構成についての洞察を得るユニークな機会を提供します。したがって、研究者は、流星のすべてのエントリーを保存するために、360度のビデオ素材を確保するために広域空監視を実行します。既存の人工知能は、公開されている高品質のトレーニングデータが不足しているため、流星が地球の大気と交差するイベントを正確に認識することができません。この作業では、利用可能なラベル付きの高品質のトレーニングデータが不足しているため、収集したデータでトレーニングを受けた研究者向けに、再利用可能な4つのオープンソースソリューションを紹介します。提案されたデータセットをNightSkyUCPデータセットと呼びます。これは、10,000個の流星イベントと10,000個の非流星イベントのバランスのとれたセットで構成されています。当社のソリューションは、分類、特徴学習、異常検出、外挿などのさまざまな機械学習手法を適用します。分類タスクでは、99.1\%の平均精度が達成されます。コードとデータは、DOI付きのfigshareで公開されています:10.6084/m9.figshare.16451625

ゆっくり脈動するB星の内部回転と傾斜:内部角運動量輸送の証拠

Title Internal_rotation_and_inclinations_of_slowly_pulsating_B_stars:_Evidence_of_interior_angular_momentum_transport
Authors May_G._Pedersen
URL https://arxiv.org/abs/2208.14497
星の構造と進化論における最大の不確実性の1つは、星の内部における角運動量の輸送です。アステオ地震学は、脈動する星の内部自転周波数を測定するための強力なツールを提供しますが、そのような測定の数は、主系列星$\gtrsim3\,{\rmM}_\odot$ではまだ少ないままです。この作業では、52個のゆっくりと脈動するB星のリストを作成し、それらの内部回転を星震学的に測定しました。回転の相対的な重要性を説明するスピンパラメータの測定値は、重力慣性モードの振動について、40個の星で振動が準慣性領域内にあることを示しています。星のコア回転周波数が年齢の関数として減少することを発見し、主系列で発生する角運動量輸送の証拠を示します。最後に、星の傾斜角を導き出し、それらが与えられた振動モードの表面相殺効果からの期待とほぼ一致することを示します。

2MASS J06195260-2903592 の異常な変動について: 若い超低温矮星の周りの長寿命円盤

Title On_The_Unusual_Variability_of_2MASS_J06195260-2903592:_A_Long-Lived_Disk_around_a_Young_Ultracool_Dwarf
Authors Michael_C._Liu,_Eugene_A._Magnier,_Eric_Gaidos,_Trent_J._Dupuy,_Pengyu_Liu,_Beth_A._Biller,_Johanna_M._Vos,_Katelyn_N._Allers,_Jason_T._Hinkle,_Benjamin_J._Shappee,_Sage_N._L._Constantinou,_Mitchell_T._Dennis,_Kenji_S._Emerson
URL https://arxiv.org/abs/2208.14551
低重力M6矮星2MASSJ0619-2903の特徴付けを、その強いIR過剰と可変近IRスペクトルに基づいて異常なフィールドオブジェクトとして以前に識別しました。低解像度(R~150)の近赤外スペクトルの複数のエポックは、フィールド超低温矮星に典型的な小さな振幅の変動とは異なり、数日から12年の時間スケールで大きな振幅(~0.1-0.5mag)の連続変動を示します。エポック間の変動は、相対絶滅($\Delta{A_V}\approx2$mag)の変化として適切にモデル化されています。同様に、Pan-STARRS光学測光法は、11年(場合によっては1時間)という時間スケールで変化し、同様の振幅$A_V$の変化を意味します。NEOWISEの中赤外光曲線は、6か月のタイムスケールでの変化も示唆しており、その振幅は光学的/近赤外吸光度の変動と一致しています。ただし、過去1年間に取得された近赤外スペクトル、近赤外測光、および光学測光は、時間単位および月単位のタイムスケールでもソースが安定している可能性があることを示しています。同様のスペクトルタイプの天体との比較から、2MASSJ0619-2903の全絶滅は$A_V\approx4-6$magのようであり、おそらくより低い絶滅の時代があります。GaiaEDR3は、2MASSJ0619-2903が広い間隔(1.2'=10450AU)の恒星伴星を持ち、等時年齢が$31^{+22}_{-10}$マイル、質量が$0.30^{+0.04であることを発見しました。}_{-0.03}$ムスン。このコンパニオンの年齢とEDR3距離(145.2$\pm$0.6pc)を採用すると、2MASSJ0619-2903の質量は0.11-0.17Msunと推定されます。全体として、2MASSJ0619-2903は、異常に長寿命の原始星周円盤を持っているように見え、おそらく、近くの若い移動グループのいくつかのM型矮星の周りで見つかった「ピーターパン」円盤に類似した、より不明瞭な類似物になっています。

星雲新星 2019 の高度な星雲段階での大量放出エピソードによって引き起こされた複数のフレア

Title Multiple_flares_caused_by_mass_ejection_episodes_during_the_advanced_nebular_phase_of_Nova_Scuti_2019
Authors U._Munari,_G.L._Righetti,_and_S._Dallaporta
URL https://arxiv.org/abs/2208.14733
私たちの測光および分光観測によると、2020年6月4日、+217日目から光学極大期からその高度な星雲段階に入り、NovaSct2019が一連の9つの大きな振幅のフ​​レア(最大Delta(m)~1.7mag)を示し始めたことが示されています。、ピークまでの急速な上昇(=<10時間)と急速な指数関数的下降(e-foldingtime=<50時間)が特徴です。フレア間の時間間隔Delta(t)は、8.43日から4.90日まで減少する順序付けられたシーケンスに従います。これにより、観測によって記録されることなく他のフレアが発生したことを安全に除外できます。一連のフレアが2020年7月28日(+271日)までに終わったとき、NovaSct2019は全体的な減少率をDelta(m)=0.0067mag/dayから0.0027mag/dayに遅らせました。フレアは、まだ燃えているWDから高速(~1000km/s)で放出された物質によって引き起こされました。放出された物質の各フレアで形成されるより冷たい疑似光球は、元の新星噴出物(WDから約170天文単位)を介して広がる再結合波をもたらし、[FeX]と[FeVII]からの放出をクエンチし、より低いイオン化種。各フレアの後、放出された少量の物質が光学的に薄くなると、元の新星噴出物は[FeX]および[FeVII]輝線を再び表示しました。WD。他の知られているフレア新星(V458Vul、V4745Sgr、およびV5588Sgr)は、最大輝度に近く、Delta(t)が増加するフレアを示しましたが、NovaSct2019は、高度な星雲段階でそれらを示し、Deltaが減少するという点でユニークです。(t)。

太陽フレア中に観測されたアーケード上ダウンフローの運動学的および熱的性質の統計的調査

Title Statistical_Investigation_of_the_Kinematic_and_Thermal_Properties_of_Supra-arcade_Downflows_Observed_During_a_Solar_Flare
Authors Guangyu_Tan,_Yijun_Hou,_and_Hui_Tian
URL https://arxiv.org/abs/2208.14737
超アーケードダウンフロー(SAD)は、極紫外線またはX線観測で観測されるポストリコネクションフレアループに向かって下降する暗い構造であり、太陽フレア中の磁気リコネクションと密接に関連しています。単一のフレアにおけるSADに関する統計的研究が不足しているため、フレアプロセス中のSADの運動学的および熱的特性の変化は依然として不明なままです。この作業では、太陽力学観測所(SDO)の大気イメージングアセンブリ(AIA)の観測を使用して、2013年5月22日に発生したフレアで81個のSADを特定しました。出現時間、高さ、射影速度、加速度など、各SADの運動学的特性が記録されました。フレア中にSADの出現高さが大きくなることがわかりました。これは、プラズマシートの底部が持ち上げられたためと考えられます。フレア減衰期には、南側での二次噴火に関連して、SADが主に出現する領域が北側から南側に移動する。ほとんどのSADの軌跡は、1つまたは2つの減速プロセスによって適合させることができますが、一部の特別なものは、降下中に正の加速を持ちます。熱特性については、降下全体で前面と本体が周囲と明確に区​​別できる54個のSADを選択して、差分放射測定分析を実行しました。SADの前線と本体の温度は、下降過程で上昇する傾向があり、密度と温度の関係から、加熱は主に断熱圧縮によって引き起こされることがわかります。

回転後期F型星における内部重力波の確率的励起:3Dシミュレーションによるアプローチ

Title Stochastic_excitation_of_internal_gravity_waves_in_rotating_late_F-type_stars:_A_3D_simulation_approach
Authors Sylvain_N._Breton,_Allan_Sacha_Brun,_Rafael_A._Garc\'ia
URL https://arxiv.org/abs/2208.14759
これまでのところ、太陽型星の放射内部で確率的に励起される内部重力波(IGW)の振幅に強い制約はありません。後期F型星は、比較的薄い対流エンベロープを持ち、対流が速く、後のスペクトル型の太陽型星と比較して高速回転する傾向があります。これらの2つの要素は、IGWの励起率と特性に直接影響を与えると予想されます。F型星の確率的に励起された重力モード(gモード)の振幅を、さまざまな回転領域で推定したいと考えています。ASHコードを使用して、1.3$M_\odot$F型太陽型星の深殻モデルの3Dシミュレーションを実行しました。これには、放射内部と浅い対流エンベロープが含まれます。IGWは、対流プルームと放射内部の上部との間の界面相互作用によって励起されます。放射内部のIGWとgモードの特性を特徴付けることができ、1D振動コードGYREからの計算を使用してこれらの特性を比較しました。低周波モードの振幅は、高速回転モデルで大幅に高くなり、連続モードの周期間隔の進化は、コリオリ力の影響によって変更される動作の証拠を示します。最速の回転モデルでは、シミュレーションドメインの上部近くで中程度のgモードシグネチャを検出できました。それにもかかわらず、個々のモードから予測される光度の摂動は、まだ小さな振幅のままです。以前の太陽モデルの3Dシミュレーションよりも数桁高いモード振幅が得られました。私たちのシミュレーションは、後期F型星でgモードの特徴が検出できる可能性があることを示唆しています。【要約】

惑星状星雲アベル70のバリウム中心星の詳細な研究

Title A_detailed_study_of_the_barium_central_star_of_the_planetary_nebula_Abell_70
Authors David_Jones_and_Henri_M.J._Boffin_and_Alex_J._Brown_and_Jiri_Zak_and_George_Hume_and_James_Munday_and_Brent_Miszalski
URL https://arxiv.org/abs/2208.14778
惑星状星雲アベル70の中心部にあるバリウム星の詳細な研究を紹介します。10年以上の期間にわたって得られた時系列測光は、バリウムで汚染された伴星がスポットによる時間変動を伴う急速な回転体であることを示しています。測光変動の振幅と位相は急激に変化しますが、観測の過程で回転周期(P=2.06~d)が変化したという証拠はありません。VLT-UVESで得られた17の高解像度スペクトルの同時追加により、コンパニオンの物理的および化学的特性を測定することができ、+1~バリウム強化のデックス。約130~dの過程で約8年後に1つの追加点を加えて得られたスペクトルに、動径速度変動の証拠は見つかりませんでした。すべてのエポックの動径速度は、以前に測定された値から約$-$10\kms{}です。星雲の全身速度。これはおそらく、連星の周期が比較的長く(P$\gtrsim$2~yr)、高い離心率($e\gtrsim$0.3)を持ち、すべての観測が視線速度の最小値付近で行われたことを示しています。ただし、連星の軌道面が星雲のウエストと一致していないか、連星の全身速度が星雲の文献値と等しくない場合を除き、これは星雲の前駆体の質量が実行不可能に大きいことを意味します。

TESSおよびZTFデータに見られる極地の短期間の降着状態

Title Short_Duration_Accretion_States_of_Polars_as_seen_in_TESS_and_ZTF_data
Authors C._Duffy,_G._Ramsay,_Kinwah_Wu,_Paul_A._Mason,_P._Hakala,_D._Steeghs,_M._A._Wood
URL https://arxiv.org/abs/2208.14855
極地は非常に磁気的な激変変数であり、高輝度状態と低輝度状態の両方を持つことが長い間観測されてきました。これらの状態の期間は、数日から数年までさまざまであることが以前に確認されています。これにもかかわらず;これらの状態とその物理的起源は、一貫した方法で説明されていません。ZTFとTESSによって観測された多数の極星の最短継続時間状態の観測結果を提示します。これにより、短期間の状態が極地の個体群全体で比較的一般的な特徴であると判断することができました。さらに、白色矮星の磁場と星のスポットの磁場との間の相互作用を組み込むことにより、極星の短期間の高状態と低状態の両方を説明するために、星のスポット移動のモデルを一般化することができました。

おうし座 T 星 (GHOsT) の GIARPS 高解像度観測。 IV.おうし座・ぎょしゃ座青年期連合の降着特性

Title GIARPS_High-resolution_Observations_of_T_Tauri_stars_(GHOsT)._IV._Accretion_properties_of_the_Taurus-Auriga_young_association
Authors M._Gangi,_S._Antoniucci,_K._Biazzo,_A._Frasca,_B._Nisini,_J._M._Alcal\`a,_T._Giannini,_C._F._Manara,_A._Giunta,_A._Harutyunyan,_U._Munari,_F._Vitali
URL https://arxiv.org/abs/2208.14895
GIARPS@TNGおうし座T星の高解像度観測(GHOsT)プロジェクトの枠組みの中で、おうし座-ぎょしゃ座星形成領域(SFR)の37個の古典的なおうし座T星の降着特性を研究し、それらの関係を特徴付ける目的で研究を行っています。中心星、ジェットと円盤風、地球規模の円盤構造の特性と、補足的なALMAのミリ波観測との相乗効果。取得した高解像度スペクトルを使用して、恒星パラメータ、光学ベール、降着光度($\rm\dotM_{acc}$)および質量降着速度($\rm\dotM_{acc}$)を均一かつ自己矛盾のない方法で導出します。TelescopioNazionaleGalileoで、HARPS-NおよびGIANO分光器を使用し、同時期の低解像度分光および測光補助観測に基づいて光束を校正しました。$\rmL_{acc}$-$\rmL_{\star}$、$\rm\dot{M}_{acc}$-$\rmM_{\star}$、$\rm\dot{M}_{acc}$-$\rmM_{disk}$おうし座サンプルの関係が提供され、LupusおよびChamaeleonIの同時代のSFRの関係と比較されます。-若い星の星と降着/風の特性の正確な測定を同時に提供する解像度分光法。

SO/PHI-HRT の地上データ削減およびキャリブレーション パイプライン

Title The_on-ground_data_reduction_and_calibration_pipeline_for_SO/PHI-HRT
Authors J._Sinjan,_D._Calchetti,_J._Hirzberger,_D._Orozco_Su\'arez,_K._Albert,_N._Albelo_Jorge,_T._Appourchaux,_A._Alvarez-Herrero,_J._Blanco_Rodr\'iguez,_A._Gandorfer,_D._Germerott,_L._Guerrero,_P._Gutierrez_Marquez,_F._Kahil,_M._Kolleck,_S._K._Solanki,_J._C._del_Toro_Iniesta,_R._Volkmer,_J._Woch,_B._Fiethe,_J._M._G\'omez_Cama,_I._P\'erez-Grande,_E._Sanchis_Kilders,_M._Balaguer_Jim\'enez,_L._R._Bellot_Rubio,_M._Carmona,_W._Deutsch,_G._Fernandez-Rico,_A._Fern\'andez-Medina,_P._Garc\'ia_Parejo,_J._L._Gasent_Blesa,_L._Gizon,_B._Grauf,_K._Heerlein,_A._Korpi-Lagg,_T._Lange,_A._L\'opez_Jim\'enez,_T._Maue,_R._Meller,_H._Michalik,_A._Moreno_Vacas,_R._M\"uller,_E._Nakai,_W._Schmidt,_J._Schou,_U._Sch\"uhle,_J._Staub,_H._Strecker,_I._Torralbo,_G._Valori
URL https://arxiv.org/abs/2208.14904
ESA/NASAソーラーオービター宇宙ミッションは、2020年2月に成功裏に打ち上げられました。搭載されているのは、高解像度望遠鏡(HRT)とフルディスク望遠鏡(FDT)の2つの望遠鏡を備えた偏光および日震撮像装置(SO/PHI)です。この装置は、太陽から放出される偏光の微分画像化を通じて、光球磁場と視線速度を推測するように設計されています。FeI617.3nm吸収線の6つの波長位置で完全なストークスベクトルを計算します。テレメトリの制約により、機器は名目上、これらのストークスプロファイルをオンボードで処理しますが、テレメトリが利用可能な場合、生の画像はダウンリンクされ、地上で縮小されます。ここでは、HRTの地上パイプラインのアーキテクチャが提示されており、現在、機器に搭載されていない追加の修正も提供されています。パイプラインは、偏光感度が$10^{-3}\cdotI_{c}$以上の完全なストークスベクトルに未加工の画像を縮小できます。

混合モード周波数の磁気シグネチャ。 Ⅱ.赤色巨星の内部磁性のプローブとしての周期間隔

Title Magnetic_signatures_on_mixed-mode_frequencies._II._Period_spacings_as_a_probe_of_the_internal_magnetism_of_red_giants
Authors L._Bugnet
URL https://arxiv.org/abs/2208.14954
理論的な研究では、さまざまなトポロジーと振幅、および主系列の後に進化する星の放射内部に存在すると予想される磁場の安定性が調べられました。このような内部磁場は、進化した星では観測されていません。その結果、ダイナミックボディとしての星のグローバルなイメージから欠落している主要な部分があります。振動周波数、振幅、および寿命は、星の内部で行われているプロセスの影響を受けるため、星震学は星の内部ダイナミクスへの窓を開きました。この範囲では、混合モード周波数の磁気シグネチャが最近特徴付けられましたが、混合モード周波数パターンは非常に複雑で回転効果の影響を受け、異なる半径次数のモードがしばしば絡み合っているため、検出のタスクは依然として困難です。この作業では、理論的な処方箋と複雑な星震学データ分析との間の架け橋を構築して、星震学による内部磁気の将来の検索と特性評価を容易にすることを目指しています。シミュレートされた混合重力音響モードの重力モード成分の周期間隔の推定に対する、太陽のような振動を伴う進化した星の内部の磁場の影響を調査します。パワースペクトル密度の新しい補正ストレッチ関数を導き出し、それらの周波数に磁気シグネチャが存在することを説明しました。混合モード周波数による磁気シグネチャの振幅の強い依存性により、周期間隔の推定値がより低い値に偏ることになることを示します。また、さまざまな周期間隔の推定と広い周波数範囲にわたる振動周波数パターンの慎重な分析が、赤色巨星内部の磁場の最初の検出につながる可能性があることを示し、同時に、重力モードの測定値を調整します期間の間隔。

カーニューマンブラックホール時空のスピン電荷誘起スカラー

Title Spin-charge_induced_scalarization_of_Kerr-Newman_black-hole_spacetimes
Authors Shahar_Hod
URL https://arxiv.org/abs/2206.12074
最近、アインシュタイン-マクスウェル-スカラー場の合成理論におけるReissner-Nordstr\"omブラックホールが、荷電時空のマクスウェル電磁不変量への非最小の負の結合を伴う静的スカラー場構成をサポートできることが実証されました。空間依存のマクスウェル電磁不変量${\calF}\equivF_{\mu\nu}F^{\mu\nu}$はブラックホール時空でもサポートできます。興味深いことに、正結合ブラックホールの自発的なスカラー化現象は、{\itboth}スピン$a\equivJ/M$と中央のサポートブラックホールの電荷$Q$.解析手法を使用して、ホライズン半径を持つカーニューマンブラックホールの正結合自発的スカラー化現象の存在領域が$r_+(M,a,Q)$ゼロでない電荷$Q$(原則として、任意に小さい可能性があります)は{\itcriticalonsetline}$(a/r_+)_{\text{critical}}=\sqrtによって決定されます。{2}-1$。特に、合成されたEinstein-Maxwell-scalar場の理論における回転および荷電されたKerr-Newmanブラックホールは、無次元電荷領域$0<{{Q}\over{M}}\leq\sqrtの正に結合された場によって自発的にスカラー化されます。{2\sqrt{2}-2}$無次元スピンパラメータが臨界開始線より上にある場合${{a(Q)}\over{M}}\geq\big[{{a(Q)}\over{M}}\big]_{\text{critical}}={{1+\sqrt{1-2(2-\sqrt{2}){(Q/M)}^2}}\over{2\sqrt{2}}}$.

次元を超えた (準) de Sitter ソリューションと TCC バウンド

Title (Quasi-)_de_Sitter_solutions_across_dimensions_and_the_TCC_bound
Authors David_Andriot,_Ludwig_Horer
URL https://arxiv.org/abs/2208.14462
この作業では、$3\leqd\leq10$に対して、$d$次元(準)ドシッター時空をもつ弦理論の解の存在を調べます。古典的なコンパクト化を考慮して、一般的な$d$に対して有効なno-go定理を導出します。これらを使用して、$d\geq7$の(準)deSitterソリューションを除外します。さらに、そのような解は$d=6,5$には存在しそうにありません。それぞれのno-go定理について、さらに、沼沢地deSitter予想の$d$依存パラメーター$c$、$M_p\frac{|\nablaV|}{V}\geqc$を計算します。注目すべきことに、TCC境界$c\geq\frac{2}{\sqrt{(d-1)(d-2)}}$は、いくつかの飽和ケースで$d\geq4$に対して完全に満たされます。ただし、$d=3$でこの範囲の違反が見られます。最後に、関連する文献の提案、湿地帯の距離の予想とその減衰率、およびいわゆる加速膨張限界についてコメントします。

大規模ニュートリノ検出器におけるQCD相転移による恒星爆発の利用

Title Exploiting_stellar_explosion_induced_by_the_QCD_phase_transition_in_large-scale_neutrino_detectors
Authors Tetyana_Pitik,_Daniel_Heimsoth,_Anna_M._Suliga,_and_A._B._Balantekin
URL https://arxiv.org/abs/2208.14469
コア崩壊超新星の中心は、宇宙で最も密度の高い環境の1つです。このような条件下では、通常の核物質からクォークグルーオンプラズマへの一次相転移が起こると考えられます。この遷移は、超新星爆発を引き起こす可能性のある大量の潜熱を放出し、ニュートリノ信号に鋭い痕跡を刻む可能性があります。大規模なニュートリノ検出器で観察された場合、このスナップ機能がニュートリノ質量に競合限界を設定し、三角測量を介して超新星の位置を特定するのにどのように役立つかを示します。95%C.L.ニュートリノ質量の限界は、10kpcの距離にある超新星の場合、アイスキューブで0.16eV、ハイパーカミオカンデで0.22eV、DUNEで0.58eVに達する可能性があります。同じ距離で、最も楽観的なニュートリノ変換の場合、三角測量法は、超新星の局在化の$1\sigma$角度の不確実性を、考慮されている検出器のペアで$\sim0.3-9.0$deg以内に抑えることができ、改善につながります。文献でしばしば考慮される中性子化バーストの上昇時間に関して最大​​で一桁。

超流動ヘリウムによるサブ GeV 暗黒物質の特徴と検出の見通し

Title Signatures_and_Detection_Prospects_for_sub-GeV_Dark_Matter_with_Superfluid_Helium
Authors Yining_You,_Jordan_Smolinsky,_Wei_Xue,_Konstantin_T._Matchev,_Keegan_Gunther,_Yoonseok_Lee,_Tarek_Saab
URL https://arxiv.org/abs/2208.14474
サブGeV暗黒物質(DM)の直接検出に超流動ヘリウムを使用する可能性を探ります。ヘリウム原子核に入射する暗黒物質粒子の散乱から生じる関連する現象論について説明します。準粒子を直接励起するのではなく、この質量範囲のDMは単一のHe原子と相互作用し、最終的に準粒子の放出と熱化も含む原子カスケードをトリガーします。これらのプロセスをモデル化し、結果として生じる準粒子のフラックスを決定するために必要な分析フレームワークを詳細に提示します。ナノ電気機械システム(NEMS)発振器などの最新の力に敏感なデバイスでこのフラックスを検出するための新しい方法を提案し、そのようなセンサーを使用した一般的なサブGeVDM検出実験の感度予測を導出します。

表形式の状態方程式ニュートリノ漏洩サポートを IllinoisGRMHD に追加

Title Addition_of_tabulated_equation_of_state_and_neutrino_leakage_support_to_IllinoisGRMHD
Authors Leonardo_R._Werneck,_Zachariah_B._Etienne,_Ariadna_Murguia-Berthier,_Roland_Haas,_Federico_Cipolletta,_Scott_C._Noble,_Lorenzo_Ennoggi,_Federico_G._Lopez_Armengol,_Bruno_Giacomazzo,_Thiago_Assump\c{c}\~ao,_Joshua_Faber,_Tanmayee_Gupte,_Bernard_J._Kelly,_Julian_H._Krolik
URL https://arxiv.org/abs/2208.14487
Einsteinツールキットの動的時空用のオープンソースGRMHDコードであるIllinoisGRMHDに、リーケージスキームを介して、現実的で微視的な有限温度状態方程式(EOS)およびニュートリノ物理学のサポートを追加しました。これらの新機能は、2つの新しいNRPy+ベースのコードによって提供されます。非常に効率的なEOSテーブルのルックアップと補間を実行するNRPyEOSと、EinsteinToolkitで新しいAMR対応のニュートリノ漏洩スキームを実装するNRPyLeakageです。特にCarpetが提供するデカルトAMRグリッドで、これらの新しいコードの堅牢性を実証する一連の精力的な検証テストを実行しました。さらに、単一の磁化されていない中性子星と、磁化された連星中性子星の合体の完全に動的なGRMHDシミュレーションの結果を示します。IllinoisGRMHDのこの新しいバージョンは、NRPyEOSおよびNRPyLeakageと同様に、Jupyterノートブックおよび完全にオープンソースで教育的に文書化されています。コードは、EinsteinToolkitの今後のバージョンに含めることが提案されます。

インフレアドラー条件

Title Inflationary_Adler_Conditions
Authors Daniel_Green,_Yiwen_Huang,_and_Chia-Hsien_Shen
URL https://arxiv.org/abs/2208.14544
ローレンツブーストの自発的な破れに対応する新しいソフト定理を導出します。これは、サブホライゾン(フラットスペース)限界でのインフレーションのダイナミクスによって動機付けられます。この場合、時空はフラットになりますが、ローレンツブーストは依然として壊れています。この極限では、散乱振幅は実用的な観測量になります。ゴールドストーンボソンのソフト放出をハード散乱振幅の(非相対論的)ローレンツブーストに関連付けます。これは、カイラル対称性の破れにおけるパイ中間子のアドラーゼロに類似した、ローレンツブーストの自発的な破れのオンシェルアバターです。ディラック・ボーン・インフェルド・インフレーションは、ブーストが自然に壊れたときに出現するローレンツ不変性を持つユニークな理論であるというデモンストレーションを含む、インフレーションへのいくつかの適用についてコメントします。

対称性回復による超重暗黒物質生成 インフレーション中の一次相転移

Title Superheavy_Dark_Matter_Production_from_Symmetry_Restoration_First-Order_Phase_Transition_During_Inflation
Authors Haipeng_An,_Xi_Tong,_Siyi_Zhou
URL https://arxiv.org/abs/2208.14857
インフレトン場の進化によって引き起こされるインフレーション中に、対称性回復の一次相転移を介して超重暗黒物質(DM)を生成できるシナリオを提案します。相転移は、インフレータブルフィールドに結合された観客セクターで発生します。相転移の間、スペクテーター場は、対称性の破れた真空から対称性の回復した真空へトンネルします。気泡の衝突後に生成された巨大な粒子は、復元された対称性によって崩壊から保護されており、宇宙の後の進化でDM候補として役立つ可能性があります。相転移中に放出される潜熱は、今日観察されているDM遺物の存在量を生み出すのに十分であることを示しています。さらに、超重いDMに伴い、この一次相転移は、将来の重力波検出器で検出可能な重力波も生成します。

フィッシャー情報を使用した LISA の傾きと長さのカップリング推定とノイズ減算の精度の計算

Title Calculating_the_precision_of_tilt-to-length_coupling_estimation_and_noise_subtraction_in_LISA_using_Fisher_information
Authors Daniel_George,_Jose_Sanjuan,_Paul_Fulda,_Guido_Mueller
URL https://arxiv.org/abs/2208.14890
LISAの角度ジッターによるチルトツーレングス(TTL)ノイズは、後処理で修正されない限り、ミリヘルツ帯域の支配的なノイズ源であると予測されます。補正は、時間遅延干渉法(TDI)を使用して圧倒的なレーザー位相ノイズを除去した後にのみ可能です。ここでは、TDIを伝搬した後の干渉計信号に対する3つの宇宙船すべての角運動の影響を説明する周波数領域モデルを提示します。次に、このモデルにフィッシャー情報行列分析を適用して、TTL結合係数を推定できる最小の不確実性を計算します。さらに、これらの不確実性が重力波読み出しチャネルの残留TTLノイズに与える影響を示し、それを角度監視センサーの読み出しノイズの影響と比較します。LISA角度ジッター要件と1日の積分時間を使用する場合のTDI変数の減算後の残留TTLノイズは、角度によって8\,pm/$\sqrt{\rmHz}$レベルに制限されることを示しますノイズを感知します。しかし、角度ジッターのより現実的なモデルを使用すると、TTL結合の不確実性が70倍大きくなり、ノイズ除去はこれらの不確実性によって14\,pm/$\sqrt{\rmHz}$レベルに制限されることがわかります。

空間曲率を含む Hu-Sawicki $f(R)$ ダーク エネルギー モデルのコンパクトな位相空間の包括的な解析

Title A_comprehensive_analysis_of_the_compact_phase_space_for_Hu-Sawicki_$f(R)$_dark_energy_models_including_spatial_curvature
Authors Kelly_MacDevette,_Peter_Dunsby,_Saikat_Chakraborty
URL https://arxiv.org/abs/2208.15002
パラメーター選択$\{n,C_1\のHu-Sawicki$f(R)$暗エネルギーモデルにおける均一で等方的なFriedmann-La\^{i}matre-Robertson-Walker宇宙論の包括的な動的システム解析を提示します。}=\{1,1\}$.一般的な$f(R)$理論について、一般に4次元である位相空間のコンパクト化の手順を概説します。また、$f(R)$モデルが与えられた場合、現在の宇宙に対応する位相空間点の座標と、$\Lambda$CDMを表す位相空間の表面の方程式を決定する方法についても概説します。進化の歴史。次に、検討中のHu-Sawickiモデルにこれらの手順を適用します。不変部分多様体や不動点の2次元シートの存在など、モデルの位相空間のいくつかの新しい機能を識別します。位相空間の物理的に実行可能な領域、可能性のある物質支配時代に対応する固定点を決定し、非特異的な跳ね返り、再崩壊、周期的進化の可能性について議論します。また、$\Lambda$CDM進化とHu-Sawicki進化を比較する数値解析も提供します。