Perturbation Theory Remixed: 標準の摂動理論を超える改良された非線形モデリング
| Title |
Perturbation_Theory_Remixed:_Improved_Nonlinearity_Modeling_beyond_Standard_Perturbation_Theory |
| Authors |
Zhenyuan_Wang,_Donghui_Jeong,_Atsushi_Taruya,_Takahiro_Nishimichi,_Ken_Osato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00033 |
摂動理論における$n$次の密度場までの合計によって非線形密度場をモデル化するための新しい$n$EPT($n$次オイラー摂動理論)スキームを提示します。得られた分析パワースペクトルは、幅広い宇宙論に及ぶ$N$体シミュレーションの20のDark-Questスイートすべての結果と優れた一致を示しています。この合意は、従来の2ループの標準摂動理論よりもはるかに優れており、最適なプランクを求めて$z=3$で$k_{\rmmax}\simeq0.4~h/{\rmMpc}$に到達します。宇宙論、自由なパラメータなし。この方法は、インフレーション、暗黒エネルギー、暗黒物質などの宇宙の謎の不可欠なプローブである非線形宇宙密度場の順方向モデリングを加速できます。
散逸暗黒物質からのコンパクト天体の最小質量
| Title |
The_Minimum_Mass_of_Compact_Objects_from_Dissipative_Dark_Matter |
| Authors |
James_Gurian,_Michael_Ryan,_Sarah_Schon,_Donghui_Jeong,_Sarah_Shandera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00064 |
散逸暗黒物質ハローで形成される暗黒物質の最小質量を研究し、現在のすべての観測と一致する単純な原子暗黒物質モデルが、星の天体物理学によって禁止されているコンパクト天体に進化できる低質量フラグメントを作成できることを示します。密度進化の2つの極端な仮定である静水圧平衡と無圧崩壊の下で、均一密度の体積要素の熱化学的進化を追跡することにより、ダークハローの高密度コアの崩壊をモデル化します。次に、これらの計算で達成された最低温度から、不透明度が制限された最小フラグメント質量を計算します。
宇宙ボイドと動力学解析
宇宙の大規模な物質分布におけるフィラメントの形成への速度論的アプローチは、ブラソフ形式の範囲内で考慮されます。構造は、宇宙定数を含む修正ニュートン重力の反発項とともに、自己無撞着ダイナミクスにより発生します。この修正された重力により、ローカルとグローバルの2つの流れの結果として、ハッブル張力を説明できます。ブラソフ・ポアソン方程式によって記述される重力粒子系における非定常半周期構造の形成基準は、その斥力項の場合に得られる。修正された重力ポテンシャルの特異点付近で得られたヴラソフ方程式の分散関係は、低次元(壁)の構造としての非静止系における相対平衡のコヒーレントな複雑な状態としてのフィラメントの出現の可能性を示しています。重力と宇宙定数の斥力項とのバランスによって定義されるスケール(直径)の空隙。
変動する暗黒エネルギーと光度距離
宇宙の加速膨張を駆動する暗黒エネルギーの起源は未だ謎に包まれています。暗黒エネルギーが変動し、空間相関が生じる可能性を探ります。これらの変動により、ハッブル率自体が変動量になります。これが、光度距離を制限するために使用されるIa型超新星の測定に及ぼす影響について説明します。光度距離がいくつかの方法で空間相関の影響を受けることを示します。まず、光度距離がゆらぎによってドレスアップされ、標準の$\Lambda$CDMとは異なります。第二に、光度距離の2点相関関数で角度相関が見えるようになります。後者を調査するために、光度距離変動の角度パワースペクトルを構築します。次に、進行中のダークエネルギーサーベイ(DES)と今後のレガシーサーベイオブスペースアンドタイム(LSST)の2つの超新星サーベイの予測を実行し、この効果を摂動$\Lambda$CDMからの相対論的レンズ効果と比較します。信号がレンズ効果を超えて上昇する可能性があり、LSSTがパラメーター空間の大部分に対してこの効果をテストできることがわかります。例として、そのようなシナリオの特定の実現は、初期宇宙のあるフィールドの量子ゆらぎが、今日の暗黒エネルギー密度の予測可能な形との空間相関を刻印することです。この場合、ハッブル率は、暗エネルギー密度場の固有の量子的性質により変動します。この特定のモデルの信号が測定可能かどうかを調査し、LSSTでこのモデルをテストすることは困難であると結論付けています。ただし、暗黒エネルギー流体の音速$c_s<1$を考慮すると、このモデルを観測可能にすることができます。
タイプ1a超新星の進化する絶対等級と宇宙パラメータへの重大な影響
| Title |
The_evolving_absolute_magnitude_of_type_1a_supernovae_and_its_critical_impact_on_the_cosmological_parameters |
| Authors |
A.P._Mahtessian_and_G.S._Karapetian_and_M._A._Hovhannisyan_and_L.A._Mahtessian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00549 |
この作業では、超新星1aの初期観測データをテーブルにロードし、観測と理論の間の最適な適合を検索するだけで、宇宙モデルのパラメーターの値を取得できるコンピューター最適化モデルが開発されました。.当然、初期データは超新星の最大輝度における赤方偏移zと見かけの等級mです。理論と観察の適合性を高めるために、ピアソンのChi2(カイ2乗)適合度検定を使用しました。結果は、LCDMモデルと、比較のために、宇宙定数がゼロのモデルについて得られます。観測データと理論との適合性を改善するために、超新星の絶対等級は一定ではなく、時間とともに進化すると仮定して最適化が実行されます。赤方偏移に対する絶対等級の依存性は線形であると仮定されます:M=M(z=0)+ez、ここでeはタイプ1a超新星の絶対等級の進化係数です。
KMT-2017-BLG-0673Lb と KMT-2019-BLG-0414Lb: KMTNet サーベイの周辺領域で検出された 2
つのマイクロレンズ惑星
| Title |
KMT-2017-BLG-0673Lb_and_KMT-2019-BLG-0414Lb:_Two_microlensing_planets_detected_in_peripheral_fields_of_KMTNet_survey |
| Authors |
Cheongho_Han,_Chung-Uk_Lee,_Andrew_Gould,_Youn_Kil_Jung,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Kyu-Ha_Hwang,_Doeon_Kim,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Hongjing_Yang,_Jennifer_C._Yee,_Weicheng_Zang,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00112 |
2017年から2019年の季節に周辺銀河バルジフィールドで収集されたマイクロレンズデータを調査し、比較的まばらな範囲で観測されたマイクロレンズ光度曲線で惑星信号を見つけます。最初に、すべての非素体イベントの目視検査から、レンズ光度曲線に弱い短期的な異常を伴うレンズ現象を整理し、次に異常のさまざまな解釈をテストします。この手順から、これまで特定されていなかった2つの候補惑星レンズ効果イベントKMT-2017-BLG-0673とKMT-2019-BLG-0414が見つかりました。KMT-2017-BLG-0673の惑星信号は、惑星によって誘発された火線を通過するソースによって生成されたことが判明しましたが、信号のカバレッジがまばらだったため、以前は見逃されていました。一方、KMT-2019-BLG-0414の可能性のある惑星信号は、コースティッククロッシングなしで生成されましたが、以前は信号の弱さのために見逃されていました。KMT-2017-BLG-0673のユニークな惑星解を特定します。ただし、KMT-2019-BLG-0414については、2組の惑星解を特定します。それぞれに、近接広縮退によって引き起こされる2つの解と、わずかに好まれていないバイナリソース解があります。かすかなコンパニオン(xallarap)とともに急速に周回する連星源を質量重力で拡大した。ベイジアン解析から、惑星KMT-2017-BLG-0673Lbは$3.7^{+2.2}_{-2.1}~M_{\rmJ}$の質量を持ち、後期Kタイプを周回していると推定されています。$0.63^{+0.37}_{-0.35}~M_\odot$の質量を持つ主星。KMT-2010-BLG-0414Lの惑星解釈では、質量$0.74^{+0.43}_{-0.38}~M_\odot$の星は、質量$\sim3.2$--3.6の惑星をホストします。~$M_{\rmJ}$ソリューションによって異なります。KMT-2019-BLG-0414の惑星xallarap縮退の解決の可能性について、30mクラスの望遠鏡での将来の適応光学観測によって議論します。
HD 45364 惑星系の新しい動的状態と居住可能性
| Title |
New_Dynamical_State_and_Habitability_of_the_HD_45364_Planetary_System |
| Authors |
Zhexing_Li,_Stephen_R._Kane,_Paul_A._Dalba,_Andrew_W._Howard_and_Howard_T._Isaacson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00120 |
複数の巨大惑星を含む惑星系は、惑星の形成と進化を研究する重要な機会を提供します。HD45364システムは、ホスト星のハビタブルゾーン(HZ)内に存在する2つの巨大惑星をホストし、3:2平均運動共鳴(MMR)で発見された最初のシステムでした。異なる予測を持ついくつかの競合する移行理論は、限られたデータを利用した動的シミュレーションを通じて、観察された共鳴に関する説明を以前に提供しました。ここでは、最初の発見から10年以上が経過し、観測ベースラインを大幅に拡張するHARPSとHIRESからの大幅に増加した動径速度(RV)サンプルを使用して、システムを再検討します。ケプラーモデルと動的モデルの両方を使用して、2つの惑星の修正された軌道解を提示します。私たちのRVモデルは、以前に報告されたものよりも円形で分離された軌道を示唆しています。その結果、予測された強い惑星間相互作用は検出されませんでした。システムのダイナミクスが再分析され、惑星のペアは、真にMMRにあるのではなく、準共鳴状態を示す、解放と循環の両方のアプシダル動作を示すことがわかりました。システムの新しい軌道ソリューションと動的状態は、好ましいシナリオとして近円軌道を予測した移行モデルを確認します。また、このシステムの居住可能性の見通しを研究し、追加の地球質量の惑星とHZの太陽系外衛星が可能であることを発見しました。この作品は、継続的なRV観察の重要性と、システムの動的履歴に関する知識への影響を示しています。HD45364は、惑星形成と居住可能性の両方の研究にとって興味深いターゲットであり続けています。
木星の極低気圧の振動運動は渦度ダイナミクスに起因する
| Title |
The_Oscillatory_Motion_of_Jupiter's_Polar_Cyclones_Results_From_Vorticity_Dynamics |
| Authors |
Nimrod_Gavriel_and_Yohai_Kaspi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00309 |
木星の南極にある極低気圧と、それを取り囲む5つの低気圧は位置が振動し、相互作用します。NASAのジュノーミッションによって2016年から観測されているこれらのサイクロンは、渦のダイナミクスと相互作用を長い時間スケールで研究するユニークな機会を提供します。ジュノのJIRAM装置によって取得されたサイクロンの位置データが分析され、約12か月の周期と約400kmの振幅の支配的な振動が示されています。ここでは、これらの振動を駆動するメカニズムは、低気圧と惑星渦度の緯度変動との間の相互作用によって生成される渦度勾配力を考慮することによって明らかにされます。これらの力のデータ主導の推定は、サイクロンの測定された加速度と高い相関関係を示します。このメカニズムをさらにテストするために、これらの力を受けるサイクロンがどのように同様の振動運動を示すかをシミュレートするモデルが構築されます。
トランジット分光法 (HEARTS) で解決された熱い太陽系外惑星の大気 VII.長時間遷移する膨張した亜土星 KELT-11 b でのナトリウムの検出
| Title |
Hot_Exoplanet_Atmospheres_Resolved_with_Transit_Spectroscopy_(HEARTS)_VII._Detection_of_sodium_on_the_long-transiting_inflated_sub-Saturn_KELT-11_b |
| Authors |
Dany_Mounzer,_Christophe_Lovis,_Julia_V._Seidel,_Omar_Attia,_Romain_Allart,_Vincent_Bourrier,_David_Ehrenreich,_Aur\'elien_Wyttenbach,_Nicola_Astudillo-Defru,_Thomas_G._Beatty,_Heather_Cegla,_Kevin_Heng,_Baptiste_Lavie,_Monika_Lendl,_Claudio_Melo,_Francesco_Pepe,_Joshua_Pepper,_Joseph_E._Rodriguez,_Damien_S\'egransan,_St\'ephane_Udry,_Esther_Linder,_Sergio_Sousa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00597 |
KELT-11bは、高温の大気を持つ膨張した亜土星であり、明るく進化した亜巨星を周回しているため、大気の特徴付けの主要な選択肢となっていますが、主星を7時間以上通過します。このシステムをHARPSスペクトログラフで3晩連続して観測し、このデータセットから得られた透過スペクトルの分析について報告しました。私たちの結果は、長時間トランジットする惑星を連続した夜に独立して観測できる可能性を強調しています。私たちの研究では、NaD1およびD2ラインでそれぞれ$0.28\pm0.05\%$および$0.50\pm0.06\%$のナトリウム過剰吸収が明らかになりました。これは、ラインコアの白色光惑星半径の1.44倍と1.69倍に相当します。風のパターンのモデリングは、垂直方向の風がなく、昼夜を問わず横風を好む傾向があります。これは、惑星の肥大化を考えると驚くべきことです。ロシター・マクラフリン効果のモデリングは、${\lambda}=-77.86^{+2.36}_{-2.26}{}^\circ$.KELT-11bの特徴、特にスケールの極端な高さと長いトランジットは、次世代望遠鏡の理想的でユニークなターゲットとなっています。私たちの結果と、HST、TESS、およびCHEOPS観測からの最近の発見により、KELT-11bは大気特性評価におけるベンチマーク系外惑星になる可能性があります。
系外惑星系 II の直接観測のための JWST 早期リリース科学プログラム: 惑星質量コンパニオン VHS 1256-1257 b の
1 ～ 20 ミクロン スペクトル b
| Title |
The_JWST_Early_Release_Science_Program_for_Direct_Observations_of_Exoplanetary_Systems_II:_A_1_to_20_Micron_Spectrum_of_the_Planetary-Mass_Companion_VHS_1256-1257_b |
| Authors |
Brittany_E._Miles,_Beth_A._Biller,_Polychronis_Patapis,_Kadin_Worthen,_Emily_Rickman,_Kielan_K._W._Hoch,_Andrew_Skemer,_Marshall_D._Perrin,_Christine_H._Chen,_Sagnick_Mukherjee,_Caroline_V._Morley,_Sarah_E._Moran,_Mickael_Bonnefoy,_Simon_Petrus,_Aarynn_L._Carter,_Elodie_Choquet,_Sasha_Hinkley,_Kimberly_Ward-Duong,_Jarron_M._Leisenring,_Maxwell_A._Millar-Blanchaer,_Laurent_Pueyo,_Shrishmoy_Ray,_Karl_R._Stapelfeldt,_Jordan_M._Stone,_Jason_J._Wang,_Olivier_Absil,_William_O._Balmer,_Anthony_Boccaletti,_Mariangela_Bonavita,_Mark_Booth,_Brendan_P._Bowler,_Gael_Chauvin,_Valentin_Christiaens,_Thayne_Currie,_Camilla_Danielski,_Jonathan_J._Fortney,_Julien_H._Girard,_Alexandra_Z._Greenbaum,_Thomas_Henning,_Dean_C._Hines,_Markus_Janson,_Paul_Kalas,_Jens_Kammerer,_Matthew_A._Kenworthy,_Pierre_Kervella,_et_al._(57_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00620 |
惑星質量オブジェクトのこれまでで最高の忠実度のスペクトルを提示します。VHS1256bは$<$20M$_\mathrm{Jup}$広く離れており($\sim$8",a=150au)、若い褐色矮星の仲間であり、測光色と分光学的特徴を直接画像化された太陽系外惑星HRと共有しています。8799c,d,e.LからTへの移行天体として、VHS1256bは、色等級図の亜星大気が曇った状態から透明な状態に移行する領域に沿って存在します.VHS1256bをJWSTのNIRSpecIFUで観測し、$\sim$1,000-3,700の解像度で1$\mu$mから20$\mu$mをカバーするMIRIMRSモード.水、メタン、一酸化炭素、二酸化炭素、ナトリウム、およびカリウムが、テンプレート褐色矮星スペクトル、分子不透明度、および大気モデルからの比較に基づくJWSTスペクトル.VHS1256bのスペクトル形状は、不平衡化学と雲の影響を受けます.ケイ酸塩雲を直接検出します。.
アクセス: 低密度ホットサターン HATS-5b の地上ベースの光透過スペクトルにおける H$_2$O の暫定的な検出
| Title |
ACCESS:_Tentative_detection_of_H$_2$O_in_the_ground-based_optical_transmission_spectrum_of_the_low-density_hot_Saturn_HATS-5b |
| Authors |
Natalie_H._Allen,_N\'estor_Espinoza,_Andr\'es_Jord\'an,_Mercedes_L\'opez-Morales,_D\'aniel_Apai,_Benjamin_V._Rackham,_James_Kirk,_David_J._Osip,_Ian_C._Weaver,_Chima_McGruder,_Kevin_Ortiz_Ceballos,_Henrique_Reggiani,_Rafael_Brahm,_Florian_Rodler,_Nikole_K_Lewis,_Jonathan_Fraine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00637 |
マゼラン/バーデに搭載されたIMACS多天体分光器によるACCESSサーベイの一部として得られた、ホットサターンHATS-5b($T_{eq}=1025$K)の正確な地上ベースの光透過スペクトルを提示します。望遠鏡。私たちのスペクトルは0.5～0.9ミクロンの領域をカバーしており、2014年から2018年の間に観測された5つの個々のトランジットの結果です。「余分な」トランジット光曲線を抽出することを可能にする追加の二次光の使用を分析に導入します。結合されたトランジットスペクトルの全体的な精度を向上させます。この透過スペクトルで好まれる大気モデルは、亜太陽C/Oを持つ太陽金属性大気であり、その特徴はH$_2$Oによって支配され、NaとKが枯渇していることがわかります。HATS-5bの透過分光法によって調査された圧力レベルでの「澄んだ」大気を指します。私たちの最適な大気モデルは豊富な近赤外線スペクトルを予測しており、この太陽系外惑星はジェームズウェッブ宇宙望遠鏡による将来のフォローアップ観測の優れたターゲットとなり、このH$_2$Oの検出を確認し、大気の影響を見事に制約します。パラメーター。
アイルランド人の運？分子ガスの橋でつながれたクローバーリーフの仲間
| Title |
Luck_of_the_Irish?_A_companion_of_the_Cloverleaf_connected_by_a_bridge_of_molecular_gas |
| Authors |
H._R._Stacey_and_F._Arrigoni_Battaia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00012 |
$z=2.56$でのクローバーリーフレンズクエーサースターバーストからのCO(3-2)の深い観測を提示します。クローバーリーフのホスト銀河から33kpcの投影距離で、質量が4～5分の1の伴星を発見しました。銀河はCO放出のブリッジによって接続されており、それらが相互作用しており、伴侶がクローバーの葉によって剥ぎ取られていることを示しています。また、クローバーリーフのスペクトル線に、恒星またはクエーサーのフィードバックによって引き起こされた流出である可能性がある高速分子ガスの証拠も見つかりました。これらの特徴はすべて、クエーサーの間で遍在している可能性があり、重力レンズ効果とデータの感度の助けを借りてここでのみ検出されます。全体として、これらの調査結果は、クエーサーのトリガー、スターバーストのトリガー、およびコンパクトな回転楕円体の形成において、ガスに富む合体が重要な役割を果たすと予測する銀河形成シナリオと一致しています。
BASS XXXVII: 近くの超大質量ブラック ホールの成長と隠蔽特性における放射フィードバックの役割
| Title |
BASS_XXXVII:_The_role_of_radiative_feedback_in_the_growth_and_obscuration_properties_of_nearby_supermassive_black_holes |
| Authors |
C._Ricci,_T._T._Ananna,_M._J._Temple,_C._M._Urry,_M._J._Koss,_B._Trakhtenbrot,_Y._Ueda,_D._Stern,_F.E._Bauer,_E._Treister,_G._C._Privon,_K._Oh,_S._Paltani,_M._Stalevski,_L._C._Ho,_A._C._Fabian,_R._Mushotzky,_C._S._Chang,_F._Ricci,_D._Kakkad,_L._Sartori,_R._Baer,_T._Caglar,_M._Powell,_and_F._Harrison |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00014 |
硬X線で選択された活動銀河核(AGN)の大規模なサンプルを使用して、オブスキュレーションと超大質量ブラックホール(SMBH)の成長との関係を調べます。ダストガスのエディントン限界($\log\lambda_{\rmEdd}\gtrsim-2$)を超える不明瞭なソースの割合が大幅に減少し、以前の結果が確認され、放射線規制統合モデルと一致することがわかりました。これは、最近の研究で得られたタイプ1とタイプ2のAGNのエディントン比分布関数(ERDF)の違いも説明しています。近くのAGNのERDFのブレークは$\log\lambda_{\rmEdd}^{*}=-1.34\pm0.07$です。これは$\lambda_{\rmEdd}$に対応しており、AGNは空の大部分を覆い隠す物質で覆われている状態から、吸収する物質がほとんどない状態に移行します。光度関数についても同様の傾向が見られます。これは、局所宇宙におけるSMBHの成長のほとんどが、AGNがガスと塵の大きな貯蔵庫で覆われているときに発生することを意味します。これらの結果は、AGNがライフサイクル中に$N_{\rmH}-\lambda_{\rmEdd}$平面で移動する放射線調節成長モデルで説明できます。成長エピソードは、AGNがほとんど隠されておらず、低$\lambda_{\rmEdd}$で増加することから始まります。SMBHがさらに強化されると、$\lambda_{\rmEdd}$、$N_{\rmH}$および被覆係数が増加し、AGNが優先的に不明瞭に観察されるようになります。$\lambda_{\rmEdd}$がダストガスのEddington限界に達すると、被覆係数と$N_{\rmH}$が急速に減少し、AGNは通常、覆い隠されていないように観察されます。残りの燃料が枯渇すると、SMBHは静止フェーズに戻ります。
$z\sim1$ までの銀河団における異方的な衛星消光の検出
| Title |
Detection_of_anisotropic_satellite_quenching_in_galaxy_clusters_up_to_$z\sim1$ |
| Authors |
Makoto_Ando,_Kazuhiro_Shimasaku_and_Kei_Ito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00015 |
銀河団環境にある衛星銀河は、一般的な領域にある銀河よりも消光されやすいです。最近、衛星銀河の消光は中心銀河に対する向きに依存することが報告されています。中心銀河の長軸に沿った衛星は、短軸に沿ったものよりも消光される可能性が高くなります。この論文では、HyperSuprime-CamSubaruStrategicProgramから構築された光学的に選択された大規模なクラスターカタログに基づいて、$z\sim1$までのこのような異方性クエンチングの検出を報告します。中心銀河の長軸から測定した方位角の関数として静止衛星銀河の割合を計算し、$0.25<z<1$での静止割合が数パーセントの振幅を持つ正弦波関数によって合理的に適合されることを発見しました。異方性はクラスターの内部領域でより明確であり、クラスターの周辺では重要ではありません。また、観測された異方性は、2つの軸に沿った局所的な銀河の密度や星の質量分布の違いでは説明できないことも確認しています。2つの軸間の静止部分の超過は、異方性に寄与する消光効率が星の質量とほとんど無関係であることを示唆しており、少なくとも星の質量限界$M_{*}=1\times10^{10}\,M_{\odot}$.最後に、異方性消光が観測できるという必要条件を考慮して、観測された異方性の物理的起源は、ラム圧ストリッピングのように$\sim1\,\mathrm{Gyr}$よりも短い消光時間スケールを持つべきであると主張します。
ミルグロム重力下でのガス雲のモノリシック崩壊による初期型銀河の形成
| Title |
The_formation_of_early-type_galaxies_through_monolithic_collapse_of_gas_clouds_in_Milgromian_gravity |
| Authors |
Robin_Eappen,_Pavel_Kroupa,_Nils_Wittenburg,_Moritz_Haslbauer_and_Benoit_Famaey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00024 |
初期型銀河(ETG)の星集団に関する研究では、質量の大きい銀河ほど形成が早く、星形成の歴史(SFH)が短いことが示されています。この研究では、ETG形成の初期条件を調査します。この研究は、ミルグロミアン(MOND)重力下で回転していないビッグバン後のガス雲が崩壊することから始まります。これらは、実際の宇宙で観測されたものに匹敵する星形成時間スケール(SFT)を持つETGを生成します。これらの崩壊モデルを観測と比較して、ETGを形成するために、ビッグバン後のガス雲の初期サイズと密度に制約を設定しました。モデル銀河の有効半径と質量の関係は、観測された関係を下回っています。後の半径拡張の可能なメカニズムについて説明します。流体力学的MONDシミュレーションを使用すると、この作業は初めて、ETGで観察されたSFTがMONDパラダイムで自然に発生する可能性があることを示しています。MONDでは、さまざまなフィードバックアルゴリズムが銀河の進化をごくわずかにしか変化させないことを示しています。しかし、最初の星は、ここで研究された重力崩壊メカニズムだけで可能になるよりも、実際の宇宙でより速く形成されました。暗黒物質に基づく宇宙構造形成シミュレーションは、観測されたSFTと5シグマ以上の信頼度で一致しません。
銀河団の拡散光は、これらの大規模な構造の過去および進行中の蓄積をたどります。ここでは、JWSTEarlyReleaseObservationsを使用したクラスターSMACS-J0723.3-7327(z=0.39)のクラスター内光(ICL)の最初の包括的な研究を紹介します。これらの深くて高い空間解像度の画像により、最大$\sim400$kpcの半径距離まで高い信号対雑音比でICLを研究できます。これは、中間赤方偏移クラスターの以前のHST研究に関して2倍です。これにより、ICLを構築しているプロセスの豊富な混合物を調査する可能性が開かれます。内側の部分(R$<$100kpc)は大規模な合併によって構築され、外側の部分(R$>$100kpc)は主に天の川のような衛星の潮汐剥離によって生成されることがわかります。また、この星団のICLの星の質量密度半径方向プロファイルの勾配($\alpha_{3D}=-2.47\pm0.13$)は、予測されたダークマターハローの勾配($\alpha_{3D\mathrm{,DM}}=-2.6$から$-2$)であり、両方の成分が類似した形状を持っているという考えを支持しており、銀河団の暗黒物質分布のトレーサーとしてICLを使用する可能性を示しています。ICLの将来のJWST研究は、銀河団形成の理解に革命をもたらすように設定されており、これらの構造の重力レンズ質量マップを改善し、最初の銀河の特性を正確に特徴付けるために重要です。
すばやく誕生した巨星 -- 球状星団の誕生条件におけるトップヘビー恒星の初期質量関数の意味
| Title |
The_giants_that_were_born_swiftly_--_Implications_of_the_top-heavy_stellar_initial_mass_function_on_the_birth_conditions_of_globular_clusters |
| Authors |
Henriette_Wirth,_Pavel_Kroupa,_Jaroslav_Haas,_Tereza_Jerabkova,_Zhiqiang_Yan_and_Ladislav_\v{S}ubr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00045 |
最近の結果は、球状星団(GC)の初期質量関数(IMF)が金属量と密度に依存することを示唆しています。ここでは、この変動が初期質量と、GCで観測された鉄の広がりを再現するために必要なコア崩壊超新星(CCSNe)の数にどのように影響するかを調べます。調査されたすべてのGCのIMFは、不変の標準IMFを想定して計算された以前の結果と比較して、より大きな初期質量を意味するトップヘビーでした。これは、観測された鉄存在量の広がりを説明するために、より多くのCCSNeが必要になることにつながります。結果は、より大規模なGCがより小さなガラクトセントリック半径で形成されたことを意味し、おそらく集団IIハローのその場での形成を示唆しています。星形成(SF)がプロトGC内で終了するまでの時間は3.5～4Myrと計算され、正規のIMFを使用して得られた4Myrよりもわずかに短くなっています。したがって、SFの持続時間に対するIMFの影響は小さい。
最も明るい銀河団とホスト銀河団の位置合わせ
最も明るい銀河団(BCG)とホストクラスターの間の配置は、銀河団の形成と進化の謎を明らかにすることができます。メンバー銀河の投影分布に基づいて光学的に、およびクラスター内媒質(ICM)の形態をフィッティングすることによりX線でクラスターの向きを測定します。2つの波長で決定されたクラスターの向きは、一般的に一貫しています。BCGとホストクラスター間の方向の配置が確認され、以前の作品よりも重要です。BCGは、光学データからのものよりもX線で測定されたクラスターの方向とより一致していることがわかりました。より明るいBCGを持つクラスターは、一般的により強いアライメントを示します。検出されたアライメントの赤方偏移の進化は、おそらく固有の進化ではなく、観測バイアスによって引き起こされると主張します。アライメントは、BCGの楕円率、およびホストクラスターの豊富さ、楕円率、および動的状態とは関係ありません。BCGとICMの形態の間の強い一致は、中央の大質量銀河とホストクラスターの間の共進化の結果である可能性があります。
SAMI 銀河調査: 集中星形成と星の人口年齢を使用して環境クエンチングを理解する
| Title |
The_SAMI_Galaxy_Survey:_Using_concentrated_star-formation_and_stellar_population_ages_to_understand_environmental_quenching |
| Authors |
Di_Wang,_Scott_M._Croom,_Julia_J._Bryant,_Sam_P._Vaughan,_Adam_L._Schaefer,_Francesco_D'Eugenio,_Stefania_Barsanti,_Sarah_Brough,_Claudia_del_P._Lagos,_Anne_M._Medling,_Sree_Oh,_Jesse_van_de_Sande,_Giulia_Santucci,_Joss_Bland-Hawthorn,_Michael_Goodwin,_Brent_Groves,_Jon_Lawrence,_Matt_S._Owers,_Samuel_Richards |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00290 |
完全なSAMIGalaxySurveyを使用して、現在の星形成と星の人口年齢の空間分布を使用して、環境クエンチングを研究します。星形成濃度指数[C-index,definedaslog10(r_{50,Halpha}/r_{50,cont})]を使用して、サンプルを通常の銀河(C-index>-0.2)と銀河に分けます。中心に集中した星形成(SF集中;C-index<-0.2)。集中的な星形成は、銀河が現在「外側から」消光している可能性を示す指標です。私たちの環境は、グループ化されていない銀河、低質量グループ(M_200<10^12.5M_sun)、高質量グループ(10^{12.5-14}M_sunの範囲のM_200)、およびクラスター(M_200>10^14M_sun)をカバーしています。グループ化されていない銀河、低質量グループ、高質量グループでは、ハロー質量が9\pm2パーセント、8\pm3パーセント、19\pm4パーセント、29\pm4パーセントで増加するにつれて、SFが集中する銀河の割合が増加することがわかります。それぞれグループとクラスター。これらの結果は、グループおよびクラスターにおける「アウトサイドイン」クエンチングの証拠として解釈されます。SFが集中する銀河の消光時間スケールを調査するために、Dn4000インデックスとHdelta_Aインデックスだけでなく、フルスペクトルフィッティングを使用して、軽量年齢(Age_L)と質量加重年齢(Age_M)を計算します。グループまたはクラスターに入る前の平均銀河年齢半径プロファイルは、グループ化されていない通常の銀河に似ていると想定しています。大きな半径(1-2R_e)では、大質量グループのSF集中銀河は、グループ化されていない通常の銀河よりも年齢が高く、Age_Lでは1.83\pm0.38Gyr、Age_Mでは1.34\pm0.56Gyrの年齢差があります。これは、「アウトサイドイン」消光がグループ内では効果的である一方で、このプロセスが銀河全体を迅速に消光するわけではないことを示唆しています。対照的に、クラスターSF集中銀河とグループ化されていない通常の銀河の1-2R_eでの年齢は一致しており(Age_Lでは0.19\pm0.21Gyr、Age_Mでは0.40\pm0.61Gyr)、消光プロセスが急速でなければならないことを示唆しています。
WISDOM プロジェクト -- XIII.スターバーストAGNホスト銀河Fairall 49の超大質量ブラックホールへの分子ガスの供給
| Title |
WISDOM_Project_--_XIII._Feeding_molecular_gas_to_the_supermassive_black_hole_in_the_starburst_AGN-host_galaxy_Fairall_49 |
| Authors |
Federico_Lelli_(1),_Timothy_A._Davis_(2),_Martin_Bureau_(3,4),_Michele_Cappellari_(3),_Lijie_Liu_(3),_Ilaria_Ruffa_(2,5),_Mark_D._Smith_(3),_Thomas_G._Williams_(6)_((1)_INAF_-_Arcetri_Astrophysical_Observatory,_(2)_School_of_Physics_and_Astronomy,_Cardiff_University,_(3)_Department_of_Physics,_University_of_Oxford,_(4)_Yonsei_Frontier_Lab_and_Department_of_Astronomy,_Yonsei_University,_(5)_INAF_-_Istituto_di_Radioastronomia,_(6)_Max_Planck_Institut_f\"ur_Astronomie) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00363 |
暗黒天体質量のミリ波干渉調査(WISDOM)は、分子ガス力学を介して、ハッブル系列を横切る銀河の超大質量ブラックホール(SMBH)を調査しています。活動銀河核(AGN)を持つ明るい赤外線銀河(Fairall49)の最初のWISDOM研究を提示します。約80pcの空間分解能を持つCO(2-1)線の新しいALMA観測と、補助的なHSTイメージングを使用します。.次の結果に達します。(1)CO運動学は、半径方向の流入運動を伴う規則的に回転するガスディスクによってよく説明され、AGNとスターバースト活動の両方からの冷たいガスへの弱いフィードバックを示唆しています。(2)動的に推定されたSMBH質量は1.6+/-0.4(rnd)+/-0.8(sys)x10^8Msunであり、約10の光度を持つAGNとスターバーストの光の寄与を正確に差し引いたと仮定します。^9ルスン;(3)SMBHの質量は、SMBHと恒星の質量関係と一致しますが、X線変動からの以前の推定よりも約50倍高いです。(4)動的に推定された分子ガスの質量は、銀河のCOからH_2への変換係数(X_CO)を熱化ガスに適用して推定されたものよりも30倍小さく、X_COの値が低いことを示唆しています。(5)分子ガスの流入速度は半径とともに着実に増加し、5Msun/yrにもなる可能性があります。この研究は、高解像度COデータを使用して、SMBH質量に加えて、近くの銀河のX_CO係数とガス流入速度を推定する可能性を強調しています。
スーパープロファイル解析による銀河全体のHI特性
プロファイル分解解析に基づく銀河のHIスーパープロファイルを構築する新しい方法を提示します。最適な数のガウス成分を持つHIデータキューブの分解された速度プロファイルは、それらの重心速度に関して速度で整列された後、同時に追加されます。これは、スタックされる速度プロファイルに対して事前のプロファイル分解が行われない以前のアプローチと比較されます。S/Nが改善されたスーパープロファイルは、銀河に十分な表面輝度感度を提供しない観測から、速度分散や質量などの銀河のグローバルなHI特性を導き出すのに役立ちます。実際のテストとして、私たちは新しい方法を、THINGSとLITTLETHINGSから取得したローカルユニバース内の近くの銀河の64個の高解像度HIデータキューブに適用します。さらに、Hermite$h_3$多項式フィッティングからそれぞれ重心速度が決定される立方体の対称およびすべての速度プロファイルを使用して、サンプル銀河の2つの追加のHIスーパープロファイルも構築します。新しい方法を使用して構築されたHIスーパープロファイルは、他の2つのスーパープロファイルよりもコアが狭く、翼の形状が広いことがわかります。これは主に、非対称速度プロファイルの中心速度バイアスの影響、または結果として得られるHIスーパープロファイルに対する以前の方法での非対称速度プロファイルの除去によるものです。形状($\sigma_{\rm{n}}/\sigma_{\rm{b}}$、$A_{\rm{n}}/A_{\rm{b}}$、および$A_{\rm{n}}/A_{\rm{tot}}$)の新しいHIスーパープロファイルは、二重ガウスフィットから測定され、サンプル銀河の星形成率と相関し、それらと比較されます。他の2つのスーパープロファイル。
ガンマ線エネルギーで観測された銀河中心超過(GCE)放出の特徴、特にGCEの形態は、依然として激しく議論されているテーマです。支配的な拡散ガンマ線背景をモデル化する方法は、好ましい形態に決定的な影響を与えると主張されてきました。この作業では、銀河の拡散ガンマ線放出バックグラウンドに対する2つの異なるアプローチを比較します。最初のアプローチは、明確に定義された天体物理学的仮定のシーケンスから計算されたテンプレートを使用してこの放出をモデル化し、2つ目のアプローチはバックグラウンドガンマ線の代理を分割します。自由な独立正規化による円筒ガラクトセントリックリングへの放出。私たちが焦点を当てている緯度では、前者のアプローチがよりうまく機能し、GCEが暗黒物質の消滅に期待される形態に従う場合、天体物理学的に動機付けられた適合に対して全体的に最適な適合が得られることがわかります。定量的には、最適なリングベースの適合と比較した改善は、カイ^2で約6500、ベイジアン証拠の対数で約4000です。
| Title |
A_fast_rising_tidal_disruption_event_from_a_candidate_intermediate_mass_black_hole |
| Authors |
C._R._Angus,_V._F._Baldassare,_B._Mockler,_R._J._Foley,_E._Ramirez-Ruiz,_S._I._Raimundo,_K._D._French,_K._Auchettl,_H._Pfister,_C._Gall,_J._Hjorth,_M._R._Drout,_K._D._Alexander,_G._Dimitriadis,_T._Hung,_D._O._Jones,_A._Rest,_M._R._Siebert,_K._Taggart,_G._Terreran,_S._Tinyanont,_C._M._Carroll,_L._DeMarchi,_N._Earl,_A._Gagliano,_L._Izzo,_V._A._Villar,_Y._Zenati,_N._Arendse,_C._Cold,_T._J._L._de_Boer,_K._C._Chambers,_D._A._Coulter,_N._Khetan,_C._C._Lin,_E._A._Magnier,_C._Rojas-Bravo,_R._J._Wainscoat_and_R._Wojtak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00018 |
大質量銀河の中心にある大質量ブラックホール(BH)はいたるところに存在します。一方、矮小銀河内のBHの集団は回避的です。矮小銀河は、質量が$10^{2}<M_{BH}<10^{6}M_{\odot}$の中間質量のBHを含む、比例して小さい質量のBHを持っていると考えられています。これらのシステムの識別は、歴史的に、BHの近くに降着するガス状円盤から放出される光の検出に依存してきました。この光がなければ、それらを検出するのは困難です。潮汐破壊イベント(TDE)は、恒星がBHの近くをさまよって細断されるときに生成される明るいフレアであり、大規模なBHを調べる直接的な方法です。これらのフレアの立ち上がり時間は、理論的にはBH質量と相関しています。ここでは、矮小銀河にホストされている急上昇中のTDE候補であるAT2020nehを紹介します。AT2020nehは、10$^{4.7}-10^{5.9}M_{\odot}$BHによる主系列星の潮汐分裂によって説明できます。$\lesssim2\times10^{-8}$eventsMpc$^{-3}$yr$^{-1}$.矮小銀河で非降着BHを見つけることは、これらの銀河内でBHがどの程度普及しているかを判断し、BH形成のモデルを制約するために重要です。AT2020nehのようなイベントは、IMBH質量を測定する銀河に依存しない方法を提供する可能性があります。
クラスター内媒体の磁気ポンピングによる加熱メカニズム
| Title |
A_Heating_Mechanism_via_Magnetic_Pumping_in_the_Intracluster_Medium |
| Authors |
Francisco_Ley,_Ellen_G._Zweibel,_Mario_Riquelme,_Lorenzo_Sironi,_Drake_Miller_and_Aaron_Tran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00019 |
AGN活動、銀河団の合体、銀河の動きによって引き起こされる乱流は、銀河団内媒質(ICM)を加熱するための魅力的なエネルギー源を構成します。このエネルギーがICMプラズマにどのように散逸するかは、衝突性が低く、磁化が高い(クーロン過程による粘性加熱を排除する)ため、不明なままです。クンツ等。2011は、ICM条件下でのプラズマ圧力の異方性(ジャイロ粘性加熱)に基づく実行可能な加熱メカニズムを提案しました。本論文はその研究に基づいており、磁気ポンピングを介した大規模な乱流変動によって粒子がジャイロ粘性的に加熱される可能性があることを示しています。ある範囲の強制周波数の下で異方性がどのように発展するか、どの波と不安定性が生成されるかを研究し、粒子分布関数が高エネルギーテールを獲得することを実証します。このために、平均磁場$\textbf{B}(t)$を周期的に変化させるセル内粒子シミュレーションを実行します。$\textbf{B}(t)$が成長(減少)すると、圧力異方性$P_{\perp}>P_{\parallel}$($P_{\perp}<P_{\parallel}$)が構築されます($P_{\perp}$と$P_{\parallel}$は、それぞれ$\textbf{B}(t)$)に垂直な圧力と平行な圧力です。これらの圧力異方性は、ミラー($P_{\perp}>P_{\parallel}$)および斜めファイアホース($P_{\parallel}>P_{\perp}$)不安定性を励起し、粒子をトラップして散乱させ、異方性を制限します。プラズマを加熱するためのチャネルを提供する。このメカニズムの効率は、大規模な乱流変動の頻度と、不安定性が非線形段階で提供する散乱の効率に依存します。関連する現象学を捉えた単純化された分析加熱モデルを提供します。私たちの結果は、このプロセスがICMの運動スケールでの乱流エネルギーの消散と分配に関連している可能性があることを示しています。
| Title |
Spherically_Symmetric_Accretion_onto_a_Compact_Object_through_a_Standing_Shock:_The_Effects_of_General_Relativity_in_the_Schwarzschild_Geometry |
| Authors |
Suman_Kumar_Kundu,_Eric_R._Coughlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00023 |
コア崩壊超新星は、衝撃波が大質量星の外皮を通過することによって生成されます。衝撃波は、星のコアの崩壊中に形成された中性子星の「バウンス」から最初に放出されます。しかし、星の爆発に成功する代わりに、コア崩壊型超新星の数値的調査により、この衝撃は小さな半径(中性子星半径$\lesssim$10中性子星半径)で「停止」する傾向があり、星の物質が中心の天体に降着する傾向があることがわかりました。スタンディングショック。ここでは、失速した衝撃によってコンパクトな物体に付着する衝撃を受けた流体の密度、圧力、速度の時間定常断熱解を提示し、シュヴァルツシルト計量に一般相対性理論の効果を含めます。ニュートン極限で実行された以前の研究と同様に、ガスが失速したショックの内部で「落ち着く」ことがわかります。ここで分析された相対論的領域では、速度はシュバルツシルト半径の近くで漸近的にゼロに近づきます。これらの解は、中性子星のように、コンパクトオブジェクトの半径がそのイベントホライズンの外にある場合、物質表面への降着を表すことができます。また、これらの解が、コア崩壊イベントに続いて新しく形成されたブラックホールへのガスの降着を近似的に表すことができる可能性についても説明します。私たちの調査結果と解決策は、衝撃が小さな半径に押し込まれ、相対論的効果が大きい、弱くて失敗した超新星に特に関連しています。
| Title |
Finite_temperature_effects_on_magnetized_Bose-Einstein_condensate_stars |
| Authors |
Gretel_Quintero_Angulo,_Lismary_de_la_Caridad_Su\'arez_Gonz\'alez,_Aurora_P\'erez_Mart\'inez,_Hugo_P\'erez_Rojas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00136 |
ボーズ・アインシュタイン凝縮星の状態方程式と巨視的性質に対する温度と磁場の役割を研究しています。これらのコンパクトなオブジェクトは、均一で一定の磁場に結合された相互作用する中性ベクトルボソンの凝縮ガスで構成されています。磁化された状態方程式における有限温度の主な結果は、星の内圧を増加させることであることがわかりました。結果として、磁化された高温のボーズ・アインシュタイン凝縮星は、温度がゼロの星よりも大きく重い。しかし、モデルによって得られた最大質量はほとんど変化せず、星の磁気変形は温度とともに増加します。さらに、温度を上げると安定した星の数が減りますが、これは磁場が強める効果です。星の進化、コンパクトさ、赤方偏移、および質量四極子モーメントに対する結果の意味も分析されます。
すざくによるLMXB 2S 0921-63の広帯域スペクトル解析
| Title |
Broad-band_spectral_analysis_of_LMXB_2S_0921-63_with_Suzaku |
| Authors |
Prince_Sharma_(1),_Chetana_Jain_(2),_and_Anjan_Dutta_(1)_((1)_Department_of_Physics_and_Astrophysics,_University_of_Delhi,_Delhi,_India._(2)_Hansraj_College,_University_of_Delhi,_Delhi,_India.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00282 |
我々は、4回の近接観測中に0.43から1.28の間の軌道位相をカバーするすざくアーカイブデータを使用して、低質量X線連星2S0921-63の広帯域スペクトル解析を提示します。2S0921-63の広帯域スペクトル分析が25.0keVまで行われたのはこれが初めてです。0.5-10.0keVXISカウント率は、観測中に$\sim$1から$\sim$5カウントs$^{-1}$の間で変化しました。観測中に、部分的なX線食と広い食後の強度低下が観測されました。X線放射は、強度の低下中にわずかに硬化しました。4つの観測のそれぞれについて、XISスペクトルとHXD-PINスペクトルを同時にフィッティングすることにより、ソーススペクトルをモデル化しました。光源の広帯域スペクトルは、温度が$kT_{\rmBB}\approx$1.66-2.13keVの非常に高温の黒体、高エネルギーカットオフべき乗則、およびFe輝線から構成されるモデルによって記述できます。$E_{\rmline}\sim$6.7keVで。降着円盤からの熱放射のComptonizationとFe輝線を説明する2番目のモデルは、2S0921-63の広帯域スペクトルを同様によく説明します。
スターバースト銀河とのUHECR相関研究に対する銀河磁場の影響
| Title |
Effects_of_galactic_magnetic_field_on_the_UHECR_correlation_studies_with_starburst_galaxies |
| Authors |
Ryo_Higuchi,_Takashi_Sako,_Toshihiro_Fujii,_Kazumasa_Kawata,_Eiji_Kido |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00305 |
UHECRソースを検索するための以前の最尤分析で、銀河磁場（GMF）によるコヒーレント偏向によって引き起こされるバイアスを推定しました。スターバースト銀河(SBG)ソースモデル、GMFモデルによるコヒーレント偏向、および混合質量組成の一連の仮定を使用して、模擬イベントデータセットをシミュレートし、同じGMFを無視して最尤分析を実施しました。方法は先行研究の通り。異方性分数$f_{\rmani}$は、真の値よりも体系的に低く見積もられていることがわかります。観測値に最適なパラメーターと互換性のある真のパラメーターを推定します。大きな異方性画分と小さな分離角度スケールをもつ狭い領域を除いて、広いパラメーター空間は実験結果と依然として互換性があることがわかります。また、GMFモデルを考慮した最尤法を開発し、推定パラメータが改善されることを確認します。
極狭FRB20191107BとFRB散乱の起源
| Title |
The_ultra_narrow_FRB20191107B,_and_the_origins_of_FRB_scattering |
| Authors |
Vivek_Gupta,_Chris_Flynn,_Wael_Farah,_Matthew_Bailes,_Adam_T._Deller,_Cherie_K._Day,_Marcus_E._Lower |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00311 |
UTMOST電波望遠鏡を使用して、714.9${\rmpc~cm^{-3}}$の分散測定(DM)でFRB20191107Bを検出したことを報告します。バーストは3つの成分で構成され、最も明るいものの固有の幅はわずか11.3$\mu$sであり、835MHzで測定された指数関数的に減衰する時間スケールは21.4$\mu$sです。UTMOSTおよびその他の主要なFRB調査の感度を、このような狭いイベントにモデル化します。FRB20191107BのようなFRBの$>60\%$が見落とされており、非常に狭いFRBのかなりの数がおそらく存在し、これらの調査では過小評価されたままであることがわかります。FRB20191107Bの高いDMと小さな散乱時間スケールにより、散乱測度(SM)として定量化された銀河間媒質(IGM)の乱流の強度に${\rmSM_{IGM}<8.4\timesの上限を設定することができます。10^{-7}~kpc~m^{-20/3}}$.ほとんどすべてのUTMOSTFRBは、リアルタイムの電圧キャプチャにより完全な位相情報を持ち、コヒーレントに分散されたシングルバーストFRBの最大のサンプルを提供します。私たちの10.24$\mu$s時間分解能データは、正確に測定されたFRB散乱時間スケールをもたらします。UTMOSTFRBを文献からの10個のFRBと組み合わせたところ、DM散乱関係の明らかな証拠は見つかりませんでした。これは、IGMがFRBの散乱の支配的な原因ではないことを示唆しています。以前の研究の結果を支持し、ホスト銀河のソースのローカル環境を、観測されたFRBの散乱を支配する可能性が最も高い領域として特定します。
白色矮星の激しい合体は、最もゆっくりと衰退する Ia 型超新星 SN 2011aa を説明できるか?
| Title |
Can_the_violent_merger_of_white_dwarfs_explain_the_slowest_declining_Type_Ia_supernova_SN_2011aa? |
| Authors |
Anirban_Dutta,_G_C_Anupama,_N_K_Chakradhari_and_D_K_Sahu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00569 |
Ia型超新星SN2011aaの光学観測とモンテカルロ放射伝達モデリングを提示します。$\Deltam_{15}(B)$が$0.59\pm0.07$magで、最大光度$M_{\rmB}$が$-19.30\pm0.27$magであるSN2011aaは、これらの銀河の中で最もゆっくりとした減少率を持っています。SNeIa。$I$バンドの二次極大値は存在しないか、一次極大値と同じくらい明るい。CIIの速度は、SiIIの速度よりも低速です。これは、Siよりも低い速度でのCの存在、または視線効果のいずれかを示しています。Arnettの放射拡散モデルをボロメータ光度曲線に適用すると、大量のイジェクタ$M_{\rm{ej}}~1.8-2.6~M_{\odot}$が示されます。通常のピークマグニチュードを伴う遅い減少率と大量の噴出物は、二重の縮退した激しい合体爆発モデルによって十分に説明されます。激しい合体密度プロファイルを考慮してSEDONAで生成された合成スペクトルと光度曲線は、観測結果と一致しています。
iLocater スペクトログラフの最終設計: 回折限界 EPRV 機器向けに最適化されたアーキテクチャ
| Title |
The_final_design_of_the_iLocater_spectrograph:_An_optimized_architecture_for_diffraction-limited_EPRV_instruments |
| Authors |
Jonathan_Crass,_David_Aikens,_Joaquin_Mason,_David_King,_Justin_R._Crepp,_Andrew_Bechter,_Eric_Bechter,_Mahsa_Farsad,_Christian_Schwab,_Michael_VanSickle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00009 |
iLocaterは、直径8.4mのデュアル双眼望遠鏡(LBT)用に建設中の、近赤外線の非常に正確な動径速度(EPRV)スペクトログラフです。この装置は、低質量星を周回する地球に似た惑星の正確な視線速度研究を行います。回折限界領域で動作するiLocaterは適応光学を使用して、星の光を効率的にシングルモードファイバーに直接注入し、高スペクトル分解能(R=190,500中央値)の極低温回折限界分光器を照射します。性能を最大化するために、スペクトログラフは、オプトメカニカル製造用の本質的に安定した材料と精密光学製造を組み合わせて、EPRV機器の新しい設計戦略を使用します。この新しい組み合わせにより、太陽系外惑星および太陽系周辺の天体物理学研究のための独自のEPRV機能が可能になります。分光器システムの最終的な光学および機械設計を提示します。完成時のスペクトログラフが設計されたスペクトル分解能と回折限界の性能を確実に達成するには、エンドツーエンドのシステム波面誤差(WFE)バジェットを慎重に制御する必要がありました。光学設計における残留WFEの最小化、回折格子WFE性能の評価、材料選択の最適化、精密な光学設計と製造の要求など、この目標を達成するために行われた取り組みについて説明します。私たちの目標は、完全なスペクトル形式で回折限界の性能を提供することです。これは、EPRV科学に固有の熱安定性要件と相まって、シリコンオプティクスとインバーオプトメカニクスの選択を促進しました。システム性能は、精密(サブmK)熱制御を使用してさらに最適化されます。この一連の設計機能により、iLocaterは近赤外線でサブm/sの動径速度精度を達成し、EPRV科学向けに最適化された最初の回折限界分光器として機能することができます。
iLocater クライオスタットと熱制御システム: 回折限界分光器の非常に正確な動径速度測定を可能にします
| Title |
The_iLocater_cryostat_and_thermal_control_system:_enabling_extremely_precise_radial_velocity_measurements_for_diffraction-limited_spectrographs |
| Authors |
Jonathan_Crass,_Nandini_Sadagopan,_Matthew_Misch,_Alexa_Rizika,_Brian_Sands,_Matthew_Engstrom,_Justin_R._Crepp,_James_Smous,_Jeffrey_Chilcote,_Louis_G._Fantano,_Michael_VanSickle,_Frederick_R._Hearty,_Matthew_J._Nelson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00028 |
非常に正確な視線速度(EPRV)測定は、近くの地球の世界を特徴付けるために重要です。$\sigma_{\mathrm{RV}}=1-10\,\mathrm{cm/s}$のEPRV機器精度は、地球アナログシステムを研究するために必要であり、厳しい、サブmK、熱機械的安定性要件をドップラー分光器の設計。iLocaterは、新しい高解像度($R=190,500$中央値)近赤外線(NIR)EPRV分光器で、直径8.4mのデュアル双眼望遠鏡(LBT)用に建設中です。この機器は、補償光学とシングルモードファイバーの使用によって可能になった回折限界領域で動作する最初の機器の1つです。これにより、本質的に安定した材料を使用した分光器の手頃なオプトメカニカル製造が容易になります。iLocaterクライオスタットと分光計を収容する熱制御システムの最終的な設計と性能を紹介します。分光器は、多層断熱材(MLI)で裏打ちされた真空チャンバー内に取り付けられた、積極的に温度制御された放射シールド内に配置されています。放射シールドは、ハビタブルゾーンプラネットファインダー(HPF)およびNEID機器の既存の遺産に基づいて、サブmKの熱安定性を提供します。機器の動作温度($T=80-100\,\mathrm{K}$)は、分光器の製造に使用される材料の検出器のバックグラウンドと瞬間熱膨張係数(CTE)を最小限に抑えるという要件によって決まります。この組み合わせにより、測定精度への熱機械的影響を軽減し、機器の科学的能力を向上させます。
ケック天文台の新しい赤外線太陽系外惑星イメージャーの瞳孔マスクの製作
| Title |
Fabrication_of_Pupil_Masks_for_a_New_Infrared_Exoplanet_Imager_at_Keck_Observatory |
| Authors |
Jialin_Li,_Andrew_J._Skemer,_Maaike_A._M._van_Kooten,_Renate_Kupke,_and_Nicholas_MacDonald |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00048 |
系外惑星分光法(SCALES)用レンズレットアレイと組み合わせたスライサーは、W.M.ケック天文台。不要な熱赤外線放射を排除するために、SCALESは、背景放射を排除するためのコールドストップと、スターライト抑制のためのリオストップを備えたベクトルボルテックスコロナグラフの両方を利用します。最適な幾何学的マスクが設計されています。リヨ平面を通過する光の伝播をシミュレートし、K、L、およびMバンドの星の軸上画像を分析して、リオストップの性能を調べます。さらに、最終的なコールドストップとリオストップの設計が、軸外放物面ミラーリレーによって引き起こされる製造公差と瞳面の傾きの影響に関する評価とともに提示されます。
| Title |
Spatial_frequency_response_and_sensitivity_of_the_nonlinear_curvature_wavefront_sensor |
| Authors |
Stanimir_Letchev,_Jonathan_Crass,_Justin_R._Crepp,_Sam_Potier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00071 |
非線形曲率波面センサー(nlCWFS)は、既存の波面センサー設計に代わる有望な手段であることが示されています。理論的研究によると、このデバイスの固有の感度は、広く使用されているシャックハルトマン波面センサー(SHWFS)と比較して、最大10倍の改善を提供できることが示されています。公称nlCWFS設計では、光学系の瞳面を中心とした対称構成で4つの検出器測定面を使用することを前提としています。ただし、これらの平面の正確な配置を最適化して、収差の感度を向上させ、波面再構成プロセスに含まれる反復回数を最小限に抑え、レイテンシを短縮できる可能性があります。nlCWFS設計を最適化するためのパラメーター空間の体系的な調査を提示します。一連のシミュレーションツールを使用して、nlCWFSと検出器のピクセルサンプリングのパフォーマンスに対する測定面の位置の影響を調べます。コルモゴロフ乱流を想定して、さまざまなシーイング条件が調査されます。結果は、再構成後の残留波面誤差と、解の収束に必要な反復回数で表されます。3面および5面構成を含む、対称4面設計の代替設計が研究されています。最後に、天文学やその他のアプリケーションに関連するセンサー性能に対する広帯域照明の影響の予備調査を行います。
AstroSat-CZT Imager のカドミウム亜鉛テルライド検出器による軸外偏光測定の実験的検証
| Title |
Experimental_verification_of_off-axis_polarimetry_with_Cadmium_Zinc_Telluride_detectors_of_AstroSat-CZT_Imager |
| Authors |
C._S._Vaishnava,_N._P._S._Mithun,_Santosh_V._Vadawale,_Esakkiappan_Aarthy,_Arpit_R._Patel,_Hiteshkumar_L._Adalja,_Neeraj_Kumar_Tiwari,_Tinkal_Ladiya,_Nilam_Navale,_Tanmoy_Chattopadhyay,_A._R._Rao,_Varun_Bhalerao,_Dipankar_Bhattacharya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00222 |
AstroSatに搭載されているカドミウム亜鉛テルライドイメージャー(CZTI)は、入射硬X線の偏光を測定できる多数のピクセル化されたCZT検出器のアレイで構成されています。軸上光源に対するCZTIの偏光測定機能は、打ち上げ前に実験的に確認されました。CZTIは、100～380keVのエネルギー範囲で、かに星雲とパルサーのX線偏光に関する興味深い結果をもたらしました。CZTIは、いくつかのガンマ線バースト(GRB)の即時放出偏光の測定にも貢献しています。ただし、GRBのような軸外光源の偏光測定は困難です。軸外光源に対するCZTI感度を実験的に校正して、測定の信頼性を高めることが重要です。これに関連して、CZTIで使用されているものと同様のCZT検出器と実験セットアップの広範なGeant4シミュレーションで実行された制御実験を通じて、ピクセル化CZT検出器の軸外偏光機能の検証を報告します。現在の結果は、CZT検出器を使用して、最大60度の軸外角度まで明るいGRBの偏光を測定できることを示しています。ただし、45～60度の入射角では、測定された偏光率を解釈する際に考慮する必要があるいくつかの体系的な影響がある可能性があります。
Colibr\'i 望遠鏡の焦点における NIR カメラ CAGIRE のフラックス再構成
| Title |
Flux_reconstruction_for_the_NIR_camera_CAGIRE_at_the_focus_of_the_Colibr\'i_telescope |
| Authors |
Alix_Nouvel_de_la_Fl\`eche,_Jean-Luc_Atteia,_Herv\'e_Valentin,_Marie_Larrieu,_J\'er\'emie_Boy,_Olivier_Gravrand,_Olivier_Boulade,_Jean-Claude_Clemens,_Aur\'elia_Secroun,_Eric_Kajfasz,_Olivier_Llido,_St\'ephane_Basa,_Fran\c{c}ois_Dolon,_Johan_Floriot,_Simona_Lombardo,_Adrien_Lamoure,_Laurent_Rubaldo,_Bruno_Fieque,_Julien_Roumegoux,_Herv\'e_Geoffray,_Alan_M._Watson,_William_H._Lee,_Nathaniel_Butler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00386 |
CAGIREは、SVOMアラートの追跡用に設計された、Colibr\'iロボット望遠鏡の近赤外線カメラです。これは、LYNREDFrenchCompanyのALFA2kx2k検出器に基づいており、「UptheRamp」モードで動作します。観測は一連の短時間(1～2分)の露出で構成され、その間にピクセルは1.3秒ごとに読み出され、受信したフラックスに比例して電荷が継続的に蓄積されます。ここでは、CAGIREデータの前処理と、ランプの勾配から各ピクセルが受け取ったフラックスを回復するために使用できる方法について説明します。
無線検出
電波波長での検出技術は、天体物理学実験の将来において重要な役割を果たします。宇宙線、ニュートリノ、および光子の無線検出は、最高エネルギーでの最適な技術として浮上しています。宇宙探査では、基本的なノイズ限界までのしきい値でmm波長の放射を検出する必要があります。高エネルギー宇宙粒子およびニュートリノ検出器は、大量の自然発生する適切な誘電体を使用します。地球の大気と、極域で利用可能な大量の冷たい氷です。宇宙粒子の無線検出のための検出技術は、過去10年間で成熟し、試作やミッドスケールアプリケーションを超えて移行する準備が整っています。無線検出の計測器は、科学スケールの検出器として成熟しています。電波検出は、エネルギーと方向の測定および粒子識別の点で、氷に展開された高エネルギーニュートリノや、展開された超高エネルギー宇宙線、ニュートリノ、および光子に現在適用されている技術と比較して、競争力のある結果を提供します。大気中。検出ステーションあたりのコストと展開の容易さの点で大きな利点があります。
オクターブ帯域幅ミリ波平面オルソモードトランスデューサの公差解析
| Title |
Tolerance_Analysis_of_Octave_Bandwidth_Millimeter-Wave_Planar_Orthomode_Transducer |
| Authors |
Johannes_Hubmayr,_Jason_E._Austermann,_James_A._Beall,_Jake_A._Connors,_Shannon_M._Duff,_Jeffrey_J._McMahon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00603 |
平面オルソモードトランスデューサ(OMT)は、ミリ波長での偏光測定に一般的に使用されます。3D電磁シミュレーションに基づく円形導波管のオクターブ帯域幅平面OMTの光結合研究を提示します。OMT構造ジオメトリの関数として、共極および交差極結合、反射、導波路漏れなどの測定基準を通じて結果を定量化します。導波管のバックショート距離、プローブのインピーダンス、導波管のギャップサイズ、および導波管とプローブのミスアライメントに対するこれらのメトリックの許容範囲を評価します。以前のいくつかの実験で使用された「クラシック」形状と、新しい「ワイングラス」形状の2つのプローブ形状が研究されています。最適化された両方のOMTの帯域幅比は2.0:1であり、同極結合が80%を超える場合に定義されます。従来のプローブの平均共極結合、交差極結合、反射、および導波管漏れは、それぞれ約93%、$<$-50dB、5%、および2%であり、正確な周波数範囲にわずかに依存します。ワイングラスプローブの同極結合は$\sim$2%大きくなります。導波管の半径の4%のレベルでの放射状の導波管のミスアライメントにより、1つの偏波で同極結合が最大10%減少し、交差極結合が-20dB減少する可能性があります。これらの結果は、将来の宇宙マイクロ波背景放射実験以降の検出器モジュールの設計を導くために使用される可能性があります。
TEMPus VoLA: 低加速度での時限エプスタイン多圧力容器
| Title |
TEMPus_VoLA:_the_Timed_Epstein_Multi-pressure_Vessel_at_Low_Accelerations |
| Authors |
Holly_L._Capelo,_Jonas_K\"uhn,_Antoine_Pommerol,_Daniele_Piazza,_Mathias_Br\"andli,_Romain_Cerubini,_Bernhard_Jost,_Jean-David_Bod\'enan,_Thomas_Planchet,_Stefano_Spadaccia,_Rainer_Schr\"apler,_J\"urgen_Blum,_Maria_Sch\"onb\"achler,_Lucio_Mayer,_Nicolas_Thomas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00635 |
惑星系形成の分野は、原始惑星系円盤におけるガスと塵の間の空気力学的相互作用の理解に大きく依存しています。特に重要なのは、流体の不安定性とダスト粒子の凝集体への凝集、およびその後の微惑星への包含を引き起こすメカニズムです。微少重力条件下での粒子動力学と希薄ガスの研究のための実験装置である低加速時限時エプスタイン多圧力容器(TEMPusVoLA)を紹介します。この施設には、空気力学的プロセスを研究するための3つの実験が含まれています。i)粒子とガスの集団相互作用による圧力勾配の発生、ii)粒子とガスの速度が変化するダスト凝集体の抗力係数、iii)プロファイルに対するダストの影響。せん断流と乱流の発生の結果。このアプローチは、ダスト粒子の充填率、およびクヌーセン、ストークス、レイノルズ数に関して手付かずのパラメーター空間にアクセスするため、以前の実験に関して革新的です。調査されたメカニズムは、彗星核などの活性表面からの塵の放出の理解にも関連しており、新しい実験データは、以前のデータセット(ロゼッタ)の解釈と将来の宇宙船観測(コメットインターセプター)の準備に役立ちます。複数の飛行キャンペーンの過程でテストされた実験のパフォーマンスについて報告します。プロジェクトは、幅広いパラメーター空間をカバーするために、追加のフライトキャンペーンの恩恵を受ける準備ができました。その結果は、宇宙のような条件下での集団ダスト粒子の空気力学を研究するためのモデルと数値レシピをテストするための包括的なフレームワークになります。
大規模な金属欠乏星形成領域 NGC 346 に埋め込まれた原始星の近赤外分光法
| Title |
Near-infrared_spectroscopy_of_embedded_protostars_in_the_massive_metal-poor_star-forming_region_NGC_346 |
| Authors |
O._C._Jones,_M._Reiter,_R._Sanchez-Janssen,_C._J._Evans,_C._S._Robertson,_M._Meixner,_B._Ochsendorf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00040 |
中分解能(R$\sim$4000)のYJ、H\&Kバンド分光法による、金属の乏しい星(Z=1/5Z$_{\sun}$)小マゼラン雲。スペクトルは、VeryLargeTelescopeのKMOS(K-BandMultiObjectSpectrograph)インテグラルフィールド機器で取得されました。以前に中赤外測光法と放射伝達モデルからそれらのスペクトルエネルギー分布に適合した18の候補高質量YSOの最初のサンプルから、約半分が積分フィールドデータによって複数のコンポーネントに分解されました。合計で、30の連続体ソースを検出し、これらのオブジェクトのうち12の信頼できるスペクトルを抽出します。スペクトルは、水素再結合線、H$_2$、He~{\sci}、および[Fe~{\scii}]からの線を含むさまざまな特徴を示しています。これらは、大規模なYSOの降着、円盤、および物質の流出を示しています。9人のYSO候補者の若々しい性質を分光学的に確認し、他の2人をOBスターとして特定しました。確認されたすべてのYSOの発光にはBr$\gamma$がありますが、スペクトルに他のディスクトレーサーが存在するにもかかわらず、COバンドヘッドからの発光は見られません。He\,{\sci}~1.083$\mu$mの放出も、銀河系よりもかなり高い割合で検出されています。
IRISスリットラスタースペクトルによって捉えられた太陽ミニフィラメントの発生とコロナジェット生成噴火
| Title |
Genesis_and_Coronal-jet-generating_Eruption_of_a_Solar_Minifilament_Captured_by_IRIS_Slit-raster_Spectra |
| Authors |
Navdeep_K._Panesar,_Sanjiv_K._Tiwari,_Ronald_L._Moore,_Alphonse_C._Sterling,_and_Bart_De_Pontieu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00059 |
中央円盤太陽ミニフィラメントの発生とコロナジェット生成噴火を完全にキャプチャする最初のIRISMgIIスリットラスタースペクトルを提示します。ミニフィラメントは、負の磁気極性のコロナホールで発生しました。MgIIスペクトロヘリオグラムは、ミニフィラメントのプラズマ温度が彩層であることを証明しています。MgIIスペクトルは、噴出するミニフィラメントのプラズマが、噴流尖塔の開始点で青方偏移した上昇流と、コンパクトジェット輝点(JBP)の位置で同時に赤方偏移した下降流を持っていることを示しています。MgIIスペクトルとAIAEUV画像およびHMIマグネトグラムから、次のことがわかります。(ii)ミニフィラメントの高速噴火開始と噴流尖塔開始の間に、JBPはフラックスキャンセル中立線上で明るくなり始めます。MgIIスペクトルのIRIS2インバージョンから、JBPのMgIIブライトプラズマは、電子密度、温度、および下向き(赤方偏移)ドップラー速度がそれぞれ1012cm^-3、6000K、および10kmsであり、尖塔が成長しています。時計回りのスピンを示します。(i)噴出するミニフィラメントを運ぶツイストフラックスロープがゆっくりと上昇している間、噴出するフラックスロープループの上部は身もだえすることによって、遭遇した周囲の遠距離場とは反対の場の方向になります。(ii)噴出するキンクは、遠くに届くフィールドと再接続して尖塔を作り、内部で再接続してJBPを作ることができます。このコロナジェットは、磁束キャンセルがミニフィラメントを運ぶツイストフラックスロープを構築し、フラックスロープのJBP生成およびジェットスパイア生成噴火を引き起こすという点で正常であると結論付けます。
冠状ループの拡張中に横方向の垂直方向の振動を初めて検出
| Title |
First_detection_of_transverse_vertical_oscillation_during_the_expansion_of_coronal_loops |
| Authors |
Qingmin_Zhang,_Chuan_Li,_Dong_Li,_Ye_Qiu,_Yanjie_Zhang,_and_Yiwei_Ni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00194 |
このレターでは、2022年1月20日に活動領域12929で発生したM5.5クラスの噴火フレアの詳細な分析を行います。740$-$860kms$^{-1}$の速度の紫外線(EUV)波。CMEはタイプIIの電波バーストに関連付けられており、EUV波が高速モードの衝撃波であることを示唆しています。衝撃的な段階では、フレアはEUV、硬X線、電波の波長で準周期的な脈動(QPP)を示します。QPPの周期は18秒から113秒の範囲であり、フレアエネルギーが放出され、非熱電子が複数の時間スケールで断続的に加速されることを示しています。EUV波と低地に隣接する冠状ループ(ACL)との間の相互作用により、ACLの収縮、拡張、および横方向の垂直振動が発生します。171、193、211{\AA}の収縮速度は304{\AA}より速い。振動の周期は、304{\AA}と171{\AA}でそれぞれ253秒と275秒です。相互作用を説明するために、新しいシナリオが提案されています。フレアコアの上にある冠状ループの収縮と振動を解釈する方程式は、ACLの拡張と振動も解釈でき、2つの現象が本質的に同じであることを示唆しています。
近接連星系パラメータ分布の進化
| Title |
Evolution_of_close_binary_systems_parameter_distributions |
| Authors |
Dugasa_Belay_Zeleke,_Seblu_Humne_Negu,_Oleg_Yu._Malkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00251 |
この論文では、低質量および中間質量の近接連星系の軌道および星のパラメーターを調査します。(Hanetal.2000)のカタログに示されているモデルを使用して、降着体のパラメーターを計算します。また、光度、長半径、角運動量に沿った系の分布を構築し、時間の経過に伴う進化についていくつかの結論を導き出します。結果を観測データと比較しましたが、良い一致を示しています。(Hanetal.2000)で発表された一連の理論モデルは、観測データを十分に説明しており、その結果、特定の近接連星系の進化経路、それらの初期パラメーター値、および最終段階を決定するために使用できます。
熱時間スケールの近接連星系で質量を獲得する星のスピンアップ
Be星が急速な回転を受け取ることができるチャネルとして連星系における質量の交換を調べます。ヘルツスプルングギャップ内の大規模な近接連星系における物質移動フェーズには、降着成分のスピンアップが伴います。降着成分の質量が1.5倍になった場合を考える。コンポーネントは、臨界回転の状態で質量と角運動量を取得します。コンポーネントの角運動量は50倍に増加します。子午線循環は、物質移動段階中、および物質移動段階の終了後の熱時間スケール中に、コンポーネント内の角運動量を効果的に輸送します。物質移動の結果、成分は古典的なBe星に典型的な回転を獲得します。
フィラメント レッグ - 著名な超アーケード ダウンフローのソースとしてのレッグ リコネクション
| Title |
Filament_Leg--Leg_Reconnection_as_a_Source_of_Prominent_Supra-Arcade_Downflows |
| Authors |
Jaroslav_Dudik,_Guillaume_Aulanier,_Jana_Kasparova,_Marian_Karlicky,_Alena_Zemanova,_Juraj_Lorincik,_Miloslav_Druckmuller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00306 |
2012年8月31日の噴火フィラメントの脚の相互作用と、太陽動力学観測所に搭載された大気イメージングアセンブリによって観測された、関連する顕著なsupra-arcadeダウンフロー(P-SAD)について報告します。弱い相互作用機能を強化するために、多くの画像処理技術を採用しています。フィラメントが噴出すると、両方の脚が外側に伸びます。プラス極の脚もねじれを解いて2つに分割します。最初の部分は共役(負の極性)脚にぶつかり、それを引き裂きます。2番目の部分は共役脚の残骸に収束し、その後両方が弱まり、最終的には消えます.反対向きのフィラメント脚の相互作用のこれらすべてのエピソードの後に、P-SADの出現が続きます。これは、多くの弱いSADとともに、ループトップとして形成されるディスク上の投影で見られます。すべてのSADの前には、ホットな超アーケードダウンフローループがあります。この観察された進化は、噴出するフラックスロープがそれ自体と再接続する3次元のrr-rf(レッグ-レッグ)リコネクションと一致しています。一部のモデルと同様に、私たちの観察では、このジオメトリの再接続は長期間続くことがわかっています。これは、噴出するフィラメントのフラックスロープの進化に重要な役割を果たし、顕著なアーケードダウンフローを引き起こします。
Wolf-Rayet 星の不可解な風: 動的に一貫した大気モデリングの結果
ライン駆動の恒星風は、熱い大質量星の間で遍在しています。場合によっては、それらが非常に強くなり、星全体が光学的に厚い風に覆われることがあります.強い流出は大きな輝線を生じさせ、いわゆるウルフ・ライエ(WR)星のクラスを定義します。大質量星の進化、重いブラックホールの形成、および元素の分布において主要な役割を果たしている一方で、WR風の発生と性質は依然として非常に謎めいています。より良い理論的理解に向けた有望な手段は、流体力学を一貫して含めることを可能にする恒星大気です。恒星と風のパラメーターを結合し、詳細な非LTE放射伝達を含めることで、観測可能な層の下に移動し、WRタイプの風の開始を調べることができます。より大きなモデルのセットを確立することで、現在の経験的説明から大きく逸脱する質量と金属量の傾向を特定することにより、画期的な進歩を遂げることができました。私たちのモデリングの取り組みにより、強力で非線形の依存関係を持つWRタイプの風の複雑な状況が明らかになりました。金属量と質量をカバーすることに加えて、より低い金属量でWRタイプの質量損失を保持するための重要な成分として表面水素をさらに特定します。ここでは、星の進化への影響、未解決の問題、それらを克服するための現在の取り組みなど、大質量星におけるWR型の風の性質と開始に関する最近の洞察の要約を提示します。
Gaia DR3 Epoch Photometry からの惑星状星雲の新しい近接連星中心星
近接連星相互作用は、惑星状星雲の形成と形成において重要な役割を果たします。しかし、銀河の惑星状星雲のごく一部だけが、近接した連星系をホストすることが知られています。多くのそのようなシステムは、測光変動によって検出可能です。ガイアDR3から最近公開されたエポック測光データを検索して、連星性を示す周期的な測光変動を伴う惑星状星雲の中心星を検索し、これまで知られていなかった4つの近い連星を明らかにしました。
水メーザー観測によってトレースされた磁気流体円盤風のスナップショット
| Title |
Snapshot_of_a_magnetohydrodynamic_disk_wind_traced_by_water_maser_observations |
| Authors |
Luca_Moscadelli,_Alberto_Sanna,_Henrik_Beuther,_Andr\'e_Oliva,_Rolf_Kuiper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00432 |
ブラックホールからガス状の巨大惑星まで、さまざまな性質とサイズの天体物理オブジェクトの形成には、ディスクジェットシステムが関与します。ディスクジェットシステムでは、ディスクが中心のコンパクトなオブジェクトに大量の降着を駆動し、ジェットはディスクの回転に沿った高速コリメート放出です。軸。磁気流体ディスク風は、大量の降着と放出の間のリンクを提供できます。これは、システムから過剰な角運動量が除去され、中心のオブジェクトへの降着が進行できるようにするために不可欠です。しかし、これまでのところ、円盤風の直接的な観測証拠はありませんでした。この作品は、形成中の大質量星の周りに巻き付く円盤の速度場を直接見たものです。約0.05天文単位の非常に高い空間分解能を達成した私たちの水メーザー観測は、形成中の星を周回する円盤から現れる個々の流線の速度を追跡します。円盤の中央面より低い高度では、円盤に固定された磁力線に沿ってガスが飛び散る磁気遠心加速度と一致して、流れが円盤内の発射点と共回転することがわかります。共回転点を超えると、流れはらせん状の磁場に沿ってディスク回転軸の周りをらせん状に上昇します。大質量星の形成の（抵抗放射重力）磁気流体力学シミュレーションを実行し、観測と一致する多くの特性を示す磁気遠心的に発射されたジェットの開発を記録しました。
散開星団 M37 における化学物質拡散の痕跡
| Title |
Signature_of_a_chemical_spread_in_the_open_cluster_M37 |
| Authors |
M._Griggio_(1_and_2),_M._Salaris_(3_and_4),_S._Cassisi_(4_and_5),_A._Pietrinferni_(4)_and_L._R._Bedin_(2)_((1)_Dipartimento_di_Fisica,_Universit\`a_di_Ferrara,_(2)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Padova,_(3)_Astrophysics_Research_Institute,_Liverpool_John_Moores_University,_(4)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Abruzzo,_(5)_INFN_-_Sezione_di_Pisa) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00487 |
散開星団M37の最近のガイア測光では、約2Gyrよりも若いマゼラン星団のように、拡張された主系列ターンオフの存在と、測光誤差から予想される範囲を超えて色が広がっている主系列の存在が明らかになりました。、年齢差もローテーション率（長期ターンオフ現象を説明する候補）も役割を果たさないと予想される、長期ターンオフの領域をはるかに下回る大きさで。さらに、未解決のバイナリの寄与でさえ、観測された広がりを完全に説明することはできません。この拡大の背後にある理由を、合成星の個体群と、GaiaフィルターとSloanフィルターの組み合わせを使用した微分色図を利用して調査しました。私たちの分析から、ガイアの色等級図で観察された色の広がりは、金属量の広がりDelta[Fe/H]~0.15と、合計範囲DeltaE(B-V)~0.06、または初期ヘリウム質量分率DeltaYの広がり~0.10に加えて、赤くなるDeltaE(B-V)~0.03のより小さい範囲。クラスター星のかなりのサンプルの高解像度微分存在量決定は、金属存在量の広がりの存在を確認または除外するために必要です。私たちの結果は、球状星団や大質量星団のような個々の散開星団も、異なる初期化学組成で生まれた星をホストしている可能性を高めています。
赤外線干渉法で明らかになったDI Cha Aの円盤の1天文単位のギャップ
| Title |
A_gap_at_1_au_in_the_disk_of_DI_Cha_A_revealed_by_infrared_interferometry |
| Authors |
T\'imea_Juh\'asz,_P\'eter_\'Abrah\'am,_Attila_Mo\'or,_Lei_Chen,_\'Agnes_K\'osp\'al,_J\'ozsef_Varga,_Zsolt_Reg\'aly,_Gabriella_Zsidi,_Andr\'as_P\'al |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00553 |
DIChaAはK0型主系列前星で、四重星系の中で最も明るい構成要素です。ここでは、記録されたVLTI/MIDIおよびVLTI/PIONIER赤外線干渉計観測に基づくこの星の詳細な研究、ならびに地上および宇宙搭載機器からの光学的赤外線測光モニタリングについて報告します。解析モデルと放射伝達コードRADMC-3Dの両方を使用して、干渉計の可視性とスペクトルエネルギー分布を同時にフィッティングすることにより、星周円盤の構造を決定しました。モデリングにより、円盤の半径方向の密度分布には0.21～3.0auのギャップがあるように見えることが明らかになりました。内側のサイズが昇華半径と一致する内側のリングには、サブミクロンサイズの小さなダスト粒子がありません。外側の円盤の内側の縁には、通常、中間質量の星に見られる膨らんだ縁があります。粒子の成長は、あまり進行していませんが、外側のディスクでも検出されました。内側のリングは、日単位と年単位の両方のタイムスケールで中赤外波長で変化しますが、星は光学的に非常に一定のままであり、フラックスの変化の可能な説明として、ディスクの幾何学的または降着の変化を示しています。
超弦理論における初期の暗黒エネルギーに向けて
初期暗黒エネルギー(EDE)は、ハッブル張力を解決するための著名なモデルであり、周期的なポテンシャルを持つ動的アクシオンを採用しています。この作業では、このモデルを弦理論の安定したコンパクト化に埋め込むための第一歩を踏み出します。最初に、EDEシナリオとその主な課題の教育的レビューを提供します。次に、最小限の材料のみを使用して単純な超重力玩具モデルを構築します。すでにこのレベルでは、EDEスカラーポテンシャルの高調波の起源を、個別の非摂動効果からの主項の微妙なバランスの観点から理解できます。3番目と最後に、モデルをKKLTタイプのコンパクト化に埋め込みます。EDEスカラーフィールドは2形式のアクシオンによって実現されます。すべての係数が安定化された状態で埋め込みを成功させるには、パフィアンとEDEダイナミクスの原因となる非摂動的項の指数の両方で制限的な仮定が必要であることがわかります。このような非一般的な条件は、EDEモデルのよく知られた課題を反映しており、さらなる調査が決定的な解決につながる可能性があることを指摘します。
原子核と相互作用するボソン星の拡散 X 線とガンマ線の限界
軽いボソン暗黒物質は、ボソン星として知られる重力束縛状態を形成することができます。この作業では、星間物質(ISM)と相互作用するこれらのオブジェクトの新しい特徴を探ります。ボソン暗黒物質と核子の間のわずかな効果的なカップリングが、ボソン星を通過するときにISMバリオンを加速するポテンシャルにつながり、内部のISMを高いレートとエネルギーで放射させる方法を示します。しかし、ISM密度が低いということは、銀河ボソン星の大部分が、この効果を通して観測するにはあまりにもかすかであることを意味します。対照的に、イオン化されたISM相と相互作用するボソン星によって生成される、硬X線および軟ガンマ線の拡散光子束はかなり大きくなる可能性があります。この拡散フラックスを計算し、HEAO-1、INTEGRAL、およびCOMPTELからの既存の観測と比較して、これらの天体の割合の限界を推測します。この新しい方法は、ボソン星の構成に対する周囲のバリオンからの逆作用効果を回避しながら、ボソン星の暗黒物質に制約を課します。さらに、この研究は、明るい暗黒物質から形成された他のカップリングと構造に拡張できます。暗黒物質質量$(10^{-14}$,$10^{-8})\{\rmeV}$およびボソン星質量$(10^{-10}$,$10^{-1})\M_{\odot}$、標準モデルに直接結合しているボソン星の暗黒物質の場合、分数の制約が$f_*\lesssim10^{-9}$まで下がることがわかります。
ボーン・インフェルドのテレパラレル重力における厚い降着円盤の構成
| Title |
Thick_accretion_disk_configurations_in_the_Born-Infeld_teleparallel_gravity |
| Authors |
Sebastian_Bahamonde_and_Shokoufe_Faraji_and_Eva_Hackmann_and_Christian_Pfeifer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00020 |
この論文の主な目的は、重要な天体物理システムの1つ、つまり、ボルン-インフェルドのテレパラレル重力における球対称解の背景にある厚い降着円盤を調査して、ブラックホール付近での理論の観測可能な予測を調べることです。したがって、厚い降着円盤モデルを特徴付ける非自己重力平衡面の特性が研究されています。さらに、モデルのパラメーターの観測限界が$\lambda\gtrsim140$であることがわかります。$\lambda$のさまざまな値に対するこの解析的な降着円盤モデルを示し、その結果を一般相対性理論の対応するシュヴァルツシルトの解と比較します。
一様抵抗率における引き裂き不安定性の線形理論の新しいアプローチ
LSC理論(Loureiro、Schekochihin、およびCowley、PoP2007)で導出されたティアリング不安定性の線形摂動方程式は、内部領域と外部領域が均一な抵抗率の下でシームレスに解かれる初期値問題として数値的に調べられます。したがって、すべての領域は抵抗MHD(磁気流体力学)として解かれます。物理的に許容される摂動解を総合的に検討するために、物理的に許容される解に必要な極大点と、\phi=0および\psi=0となるゼロクロッシング点の挙動を調べます。最終的に、外側領域で想定される均一な抵抗率は、理論から導き出されたいくつかの結論を改善する上で重要な役割を果たすことが示されています。結論として、改良(修正)LSC理論で得られた成長率の上限\lambda_{up}は、外側領域で測定されたAlfven速度によって規制されることが示されています。また、一様な抵抗率に基づくプラズモイド不安定性(PI)の圧縮性MHDシミュレーションで観察されたインパルスティアリング不安定性の線形発達段階における成長速度と部分的に一致することも示されています。
電弱理論における新しいタイプの不安定性と CP 破れ
ベクトルのようなQED理論のシュウィンガー機構は、仮想的な質量のない荷電フェルミ粒子による背景電磁界下での対数特異点に悩まされることが知られています。特異点解析をカイラル電弱理論のより現実的なケースに拡張し、ゼロ温度でのバックグラウンドゲージフィールドの下での有効なラグランジアンが$\ln(1/m_{\nu}^2)$に比例する同様の不安定性を示すことを示します。$m_{\nu}$小さなニュートリノ質量。さらに、カイラルフェルミオンループの実効ラグランジアンには、$\vec{E}_Z\cdot\vec{B}_Z$または$(\vec{E}_{W^+}\cdot\vec{B}_{W^-}+\vec{E}_{W^-}\cdot\vec{B}_{W^+})/2$.これは、クォーク質量混合行列の小林・益川相とは独立した、標準粒子理論におけるCPの破れと時間反転対称性の破れの新しい原因をもたらします。有限温度$T$での熱平衡における有効作用は、自然に壊れた相のバックグラウンドSU(2)$\times$U(1)ゲージ場の下で計算されます。さらに特異なベキ乗則$\propto(m_{\nu}T)^{-5/2}$が見つかり、CP違反項も含まれています。マヨラナニュートリノの場合は、大きなレプトン数の非対称性を生成するために必要なほぼすべての条件を満たしていますが、これが発生する宇宙温度が低いため、必ずしもバリオンの非対称性に変換できるとは限りません。
自転するガス星の安定性
一般状態方程式を用いたEuler-Poissonシステムでモデル化された回転ガス星の安定性を考察します。星の角速度がレイリー安定である場合、軸対称摂動の鋭い安定基準が証明されました。また、線形化されたオイラー・ポアソン系の不安定モード数と指数関数的三分法の推定値も取得しました。この安定性基準を使用することにより、角速度プロファイルが固定された中心密度によってパラメーター化されたゆっくりと回転する星のファミリーでは、ターニングポイントの原理が正しくないことが証明されました。つまり、回転しない星の場合とは異なり、回転する星の安定性の変化は、全質量の極値点では発生しません。対照的に、角運動量分布が固定されたゆっくりと回転する星のファミリーには、ターニングポイントの原理が当てはまることを証明しました。角速度がレイリー不安定なとき、回転する星の線形不安定性を証明しました。さらに、線形化されたオイラー-ポアソン方程式のスペクトルと急激な成長の推定値を完全に説明しました。
気密二相キセノン時間投影チャンバーにおける $^{222}$Rn 誘起バックグラウンドの低減
| Title |
Reduction_of_$^{222}$Rn-induced_Backgrounds_in_a_Hermetic_Dual-Phase_Xenon_Time_Projection_Chamber |
| Authors |
Julia_Dierle,_Adam_Brown,_Horst_Fischer,_Robin_Glade-Beucke,_Jaron_Grigat,_Fabian_Kuger,_Sebastian_Lindemann,_Mariana_Rajado_Silva,_Marc_Schumann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00362 |
検出器表面からの$^{222}$Rnの継続的な放射は、暗黒物質を検索する現在の液体キセノン時間投影チェンバー(TPC)で支配的なバックグラウンドを引き起こします。DARWINなどのニュートリノフロアへの到達を目指す次世代の検出器には、大幅な削減が必要です。$^{222}$Rn誘起バックグラウンドは気密TPCを使用して減らすことができます。密閉TPCでは、感度の高いターゲットボリュームが、Rn放出表面の大部分を含む検出器の残りの部分から機械的に分離されます。主に主要なキセノンTPCの確立された設計に従い、数週間にわたって正常に動作するハーメチックTPCを提示します。達成された結果をDARWINスケールにスケールアップすることにより、ボリュームの分離が不完全であっても、気密TPCコンセプトが$^{222}$Rn濃度を必要なレベルまで下げることができることを示します。
ベイジアン尤度正規化を使用した暗黒物質実験 CRESST の $\mathrm{CaWO}_4$ ターゲット結晶における長期平衡評価
| Title |
Secular_Equilibrium_Assessment_in_a_$\mathrm{CaWO}_4$_Target_Crystal_from_the_Dark_Matter_Experiment_CRESST_using_Bayesian_Likelihood_Normalisation |
| Authors |
G._Angloher,_S._Banik,_G._Benato,_A._Bento,_A._Bertolini,_R._Breier,_C._Bucci,_J._Burkhart,_L._Canonica,_A._D'Addabbo,_S._Di_Lorenzo,_L._Einfalt,_A._Erb,_F._v._Feilitzsch,_N._Ferreiro_Iachellini,_S._Fichtinger,_D._Fuchs,_A._Fuss,_A._Garai,_V.M._Ghete,_P._Gorla,_S._Gupta,_D._Hauff,_M._Je\v{s}kovsk\'y,_J._Jochum,_M._Kaznacheeva,_A._Kinast,_H._Kluck,_H._Kraus,_A._Langenk\"amper,_M._Mancuso,_L._Marini,_V._Mokina,_A._Nilima,_M._Olmi,_T._Ortmann,_C._Pagliarone,_L._Pattavina,_F._Petricca,_W._Potzel,_P._Povinec,_F._Pr\"obst,_F._Pucci,_F._Reindl,_J._Rothe,_K._Sch\"affner,_J._Schieck,_D._Schmiedmayer,_S._Sch\"onert,_C._Schwertner,_M._Stahlberg,_L._Stodolsky,_C._Strandhagen,_R._Strauss,_I._Usherov,_F._Wagner,_M._Willers,_V._Zema_(CRESST_Collaboration)_and_F._Ferella,_M._Laubenstein,_S._Nisi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00461 |
CRESSTは、サブ$\mathrm{GeVc}^{-2}$暗黒物質実験の代表的な直接検出です。その第2段階では、極低温ボロメータを使用して$\mathrm{CaWO}_4$ターゲット結晶核からの核反動を検出しました。以前に確立された電磁バックグラウンドモデルは、長期均衡(SE)の仮定に依存しています。この作業では、ベイジアン尤度に基づいて最近開発されたスペクトルテンプレート正規化方法を使用して、2つの尤度ベースの正規化結果を比較することにより、SEの検証が試みられます。SEからの逸脱を見つけます。それらの起源を特定するには、さらなる調査が必要です。
De Donder-Weyl ハミルトン定式化における変形アインシュタイン-カルタン ゲージ重力における宇宙定数について
| Title |
On_the_cosmological_constant_in_the_deformed_Einstein-Cartan_gauge_gravity_in_De_Donder-Weyl_Hamiltonian_formulation |
| Authors |
D._Vasak,_J._Kirsch,_J._Struckmeier,_H._Stoecker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00501 |
Einstein-Hilbert理論の修正である共変正準ゲージ重力(CCGG)は、(A)dS基底状態からフラットジオメトリに変形したときの時空連続体のエネルギーを表す宇宙定数につながります。CCGGは、DeDonder-Weyl(DW)ハミルトニアン定式化の正準変換理論に基づいています。そのフレームワークは、自由重力場のアインシュタイン・ヒルベルト・ラグランジアンを二次リーマン・カルタン付随物によって修正します。この理論は、ローレンツ(1916)とレヴィ-チビタ(1917)に遡る「ゼロエネルギー宇宙」の予想に沿って、時空と物質のシステムの全エネルギー運動量が消滅することを予測しています。その結果、平坦なジオメトリは、物質のバルク真空エネルギーが、その値に関係なく、時空の真空エネルギーによって取り除かれる物質の存在下でのみ存在できます.%$\lambda_0$.観測された宇宙定数$\Lambda_{\mathrm{obs}}$は、平坦な幾何学からの逸脱と複雑な動力学の影響に起因する、次数$10^{-120}\,\lambda_0$のわずかな修正%にすぎないことがわかります時空の幾何学、すなわちねじれと、場合によっては物質と時空の真空ゆらぎ。1918年にEinstein~\cite{einstein18}によってすでに予想されていた一般相対性理論の二次拡張は、「宇宙定数問題」と呼ばれる%$120$桁の推定ミスを解決するための重要かつ自然な貢献を提供します。
SE$_6$SSMにおける暗黒物質-核子散乱断面積の抑制について
最小超対称(SUSY)標準モデル(MSSM)のE6にインスパイアされた$U(1)_N$拡張では、単一の離散$\tilde{Z}^{H}_2$対称性により、急速な陽子崩壊と非対角フレーバーの抑制が可能になります。トランジション。物質パリティと$\tilde{Z}^{H}_2$対称性が保持されている場合、このSUSYモデル(SE4-6$SSM)には2つの暗黒物質候補が含まれる可能性があります。この記事では、冷たい暗黒物質がグラビティーノと最も軽い中性エキゾチックフェルミオンで構成されるSE6SSMの新しい修正を研究します。この場合、暗黒物質と核子の散乱断面積は、現在の実験限界よりもかなり小さくなる可能性があると主張しています。
カスナー宇宙論は、一般相対性理論における真空で異方的に膨張する時空です。ここでは、ローレンツ対称性が自発的に破られるマルハナバチモデルという別の文脈で、そのような宇宙論モデルを探ります。マルハナバチのコンテキストを使用することで、カスナー宇宙論の異方性の特徴を正当化することができます。したがって、この宇宙モデルにおける異方性の起源は、ローレンツ対称性の破れにある可能性があります。
GW190521 におけるサブドミナント準通常モードの検出の統計的検証
| Title |
Statistical_validation_of_the_detection_of_a_sub-dominant_quasi-normal_mode_in_GW190521 |
| Authors |
Collin_D._Capano_and_Jahed_Abedi_and_Shilpa_Kastha_and_Alexander_H._Nitz_and_Julian_Westerweck_and_Miriam_Cabero_and_Alex_B._Nielsen_and_Badri_Krishnan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00640 |
重力波天文学の主な目的の1つは、ブラックホールのカー性質を観測的にテストすることです。追加の仮定を最小限に抑えたこのような最強のテストは、ブラックホール分光法としても知られる複数のリングダウンモードの観測によって提供されます。重力波合体イベントGW190521については、残骸ブラックホールから放出された2つのリングダウンモードが検出されたことを以前に主張しました。このホワイトペーパーでは、このイベントから複数のリングダウンモードが検出されたことのさらなる証拠を提供します。GW190521のリングダウン特性を再現するように設計されたシミュレートされた重力波信号の回復を分析します。シミュレートされた信号にそのようなモードが存在しない場合でも、検出統計がサブドミナント$(\ell,m,n)=(3,3,0)$リングダウンモードの強力な証拠を報告する頻度を定量化します。これは確率$\sim0.02$でのみ発生することがわかりました。これは、GW190521で見つかった$56\pm1$(1$\sigma$不確実性)のベイズ係数と一致しています。また、GW190521の不可知論的分析を定量化し、リングダウンモード間に関係がないと仮定したところ、$(3,3,0)$モードを使用しないシミュレートされた信号の500分の1未満が、GW190521と同じくらい重要な結果をもたらすことがわかりました。逆に、シミュレートされた信号が観察可能な$(3,3,0)$モードを持っている場合、それらは一貫して強力な証拠と重要な不可知論的結果をもたらすことを確認します。また、$(3,3,0)$モードでシミュレートされたGW190521のような信号は、カーからのそのモードの偏差に対して厳しい制約をもたらす一方で、ドミナントの$(2,2,1)$倍音に対する制約が生じることもわかります。モードは、カーと一致しない広い制約を生成します。シミュレートされた信号でのこれらの結果は、GW190521で見つかったものと似ています。私たちの結果は、GW190521からの重力波信号が観測可能なサブドミナント$(\ell,m,n)=(3,3,0)$モードを含むという以前の結論を強く支持しています。
