放射中のウォーム・ホット・ギャラクティック・ミディアムの研究: リプリーズ
| Title |
Studying_the_Warm_Hot_Intergalactic_Medium_in_emission:_a_reprise |
| Authors |
G._Parimbelli,_E._Branchini,_M._Viel,_F._Villaescusa-Navarro,_J._ZuHone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00657 |
暖熱銀河間媒質(WHIM)は、近くの宇宙にある「失われたバリオン」のかなりの部分をホストしていると考えられています。その痕跡は、遠方のクエーサーのX線吸収スペクトルで検出されています。しかし、体系的な方法でWHIMを研究することを可能にする放出の検出は、まだ不足しています。次世代の積分場分光計でこれらの研究を実行する可能性に動機付けられ、最先端の流体力学シミュレーションの大規模なスイート(CAMELSスイート)の可用性のおかげで、ここで詳細に放出特性を研究します。WHIMと、アテナのような今後のX線ミッションでその物理的特性を推測する可能性。2つの最も顕著なWHIM輝線、OVIIトリプレットとOVIIIシングレットに注目し、積分フィールド分光法によって生成されたデータキューブを模倣して、ライトコーン内に線表面の輝度マップを作成しました。検出可能なWHIM放射は、次世代の機器でも、銀河サイズの暗黒物質のハローに大きく関連しており、WHIMの特性は$z\simeq0.5$から現在までほとんど進化していないことが確認されています。明るさの関数としてのライン数カウントなど、WHIMの一部の特性は、使用される特定の流体力学シミュレーションに依存しますが、WHIMクラスタリングプロパティなどの他の特性は、この側面に対して堅牢です。CAMELSデータセットで利用可能な多数のシミュレーションにより、バックグラウンド宇宙論、およびAGNと星の活動によって規制されるエネルギーフィードバックメカニズムに対するWHIMプロパティの感度を評価することができます。[要約]
距離スケール推定値のベイジアン証拠比較
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Bayesian_evidence_comparison_for_distance_scale_estimates |
| Authors |
Aseem_Paranjape_(IUCAA),_Ravi_K._Sheth_(UPenn/ICTP) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00668 |
宇宙論的パラメーターの制約は、多くの場合、基準宇宙論モデルによって動機付けられたデータの要約統計にテンプレートを適合させることによって、空の調査から抽出されます。ただし、最近の研究では、より一般的なテンプレートを使用して距離スケールを推定する方法が示されています。使用される基底関数は、1つの宇宙論モデルに明示的に関連付けられていません。(i)使用する基底関数の数を決定し、(ii)ある基底セットを別の基底セットと比較するためのベイズフレームワークについて説明します。私たちの定式化は、(a)異なる基底セットに対する自分の信念の程度、(b)事前確率の選択が基底セットに依存するという事実、および(c)データセット自体が一緒になって派生した制約を決定する方法についての直感を提供します。実際のデータに適用する前に、シミュレートされたデータセットで測定を使用してフレームワークを説明します。
新しい宇宙定規による 0.1 の赤方偏移までの距離のサブパーセンテージ測定
| Title |
Sub-percentage_measure_of_distances_to_redshift_of_0.1_by_a_new_cosmic_ruler |
| Authors |
Yong_Shi_(NJU),_Yanmei_Chen_(NJU),_Shude_Mao_(Tsinghua),_Qiusheng_Gu_(NJU),_Tao_Wang_(NJU),_Xiaoyang_Xia_(TJNU),_Zhi-Yu_Zhang_(NJU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00761 |
距離赤方偏移図は、宇宙の膨張の歴史を探ります。以前の研究で提案された銀河の星の質量結合エネルギー(massE)関係が、宇宙スケールでの新しい距離定規を提供することを示します。SloanDigitalSkySurveyDataRelease7の主な銀河サンプルの楕円銀河を使用して、質量Eルーラーを使用して0.05から0.2の赤方偏移範囲にわたる距離赤方偏移図を作成します。最適な暗エネルギー密度は、フラットLambda-CDMで0.675+-0.079であり、他のプローブによるものと一致しています。赤方偏移の中央値0.11では、距離の中央値は0.34%の小数誤差を持つと推定され、超新星(SN)Iaやバリオン音響振動(BAO)による誤差よりもはるかに小さく、この赤方偏移での将来の能力を超えることさえあります。上記の低z測定は、宇宙後期に支配的な暗黒エネルギーを調べるのに役立ちます。フラットなダークエネルギー状態モデル(フラットwCDM)の場合、massEだけでwが、BAO、SNIa、および宇宙マイクロ波背景放射(CMB)による誤差よりも2.2、1.7、および1.3倍だけ大きい誤差に制約されます。、それぞれ。
インフレーションパラダイムによって一般的に予測されるように、宇宙スケールでの重力波の確率的背景は、ほぼスケールに依存しないパワースペクトルに従うと一般に想定されています。ただし、スペクトルが、たとえば、インフレーション中の観客アクシオンゲージフィールドの一時的なダイナミクスを介して生成される、スケールに強く依存する特徴を持つ可能性があることは考えられません。\textit{Planck}およびBICEP/Keckデータセットの温度マップと偏光マップを使用して、CMBスケールでの原始テンソルスペクトルの対数正規化バンプの例を取り上げて、そのような特徴を検索します。現時点では、バンプのようなテンソル機能が存在するという証拠は見つかりませんが、LiteBIRDやCMB-S4などの将来のCMB実験により、そのようなバンプの振幅、位置、幅を決定する見通しが大幅に改善されることを示しています。また、角度スケール$\ell\gtrsim100$でこれらの機能を制限する際のレンズ除去の役割も強調します。
暗黒時代における原始ブラック ホールの 21 cm 角パワー スペクトルへの影響
$10^{15}\lesssimM_{\rmPBH}\lesssim10^{17}~\rmg$および$10^{2}の質量範囲で、始原ブラックホール(PBH)からの放射の影響を調査します。\lesssimM_{\rmPBH}\lesssim10^{4}~M_{\odot}$、暗黒時代の21cm角パワースペクトル。前者の質量範囲のPBHは、ホーキング放射として知られる蒸発を通じて21cmの角度パワースペクトルに影響を与えますが、後者の質量範囲の降着プロセスからの放射は影響します。暗黒時代には、PBHからの放射が銀河間物質の電離率と温度を上昇させ、地球全体の21cm輝度差温度を変化させ、21cm角度パワースペクトルに影響を与える可能性があります。PBHの影響を考慮すると、暗黒時代$30\lesssimz\lesssim100$では、PBHの質量と質量分率に応じて21cm角パワースペクトルの振幅が減少することがわかります。また、将来の月天周または月の裏側表面の電波望遠鏡のために暗黒物質の形でのPBHの質量分率に対する潜在的な制約を調査します。
暗黒ヒッグスによる初期暗黒エネルギーとアクシオン誘起非熱トラップ
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Early_dark_energy_by_dark_Higgs,_and_axion-induced_non-thermal_trapping |
| Authors |
Shota_Nakagawa,_Fuminobu_Takahashi,_Wen_Yin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01107 |
ダークヒッグスが原点に閉じ込められた初期ダークエネルギー(EDE)の新しいシナリオを提案します。このダークヒッグスを物質と放射がほぼ等しくなるまで閉じ込めておくために、熱質量よりもはるかに強力なトラップ効果を持つ、アクシオンのコヒーレント振動によって非熱的に生成されるダーク光子を使用します。トラップが終了すると、暗いヒッグスは急速に崩壊して暗い光子になり、放射として赤方偏移します。ダークヒッグスEDEシナリオは通常のメキシカンハットポテンシャルに対してうまく機能し、ダークヒッグスは対称性が強化された点であるため、最初から原点に自然に位置します。したがって、アクシオンEDEとは異なり、入念なポテンシャルや初期条件に関する微調整は必要ありません。興味深いことに、アクシオンは暗黒光子を生成するだけでなく、暗黒物質についても説明します。暗黒物質と$H_0$張力を同時に説明できるアクシオン崩壊定数とアクシオン質量の実行可能なパラメータ領域を見つけます。また、アクシオン-光子結合の存在下でのアクシオンの検出可能性についても説明し、アクシオンがQCDアクシオンになり得ることを示します。
$H'(z)$ のニューラル ネットワーク再構築とそのテレパラレル グラビティへの応用
| Title |
Neural_Network_Reconstruction_of_$H'(z)$_and_its_application_in_Teleparallel_Gravity |
| Authors |
Purba_Mukherjee,_Jackson_Levi_Said,_Jurgen_Mifsud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01113 |
この作業では、テレパラレル重力とその$f(T)$拡張に制約を課すために人工ニューラルネットワークを使用する可能性を探ります。宇宙クロノメーターから入手可能なハッブルパラメータ観測と、さまざまな銀河調査からのバリオン音響振動を使用します。ハッブル線図を再構築するためにネットワークモデルをトレーニングする手順について説明します。さらに、$H(z)$の1次導関数である$H'(z)$を新しい方法で取得する手順について説明します。これらの分析は、現在議論されている$H_0$の2つの値、つまりSH0ESチームによるローカル測定($H_0^{\text{R20}}=73.2\pm1.3$~km~Mpc$^{-1}$~s$^{-1}$)およびカーネギー超新星プロジェクトからの更新されたTRGBキャリブレーション($H_0^{\text{TRGB}}=69.8\pm1.9$~km~Mpc$^{-1}$~s$^{-1}$)、それぞれ。さらに、これらの再構築されたデータセットを使用したいくつかの宇宙論的ヌルテストを通じて、一致モデルの妥当性を調査します。最後に、観測ハッブルデータセットのさまざまな組み合わせに対して許可された$f(T)$関数を再構築します。結果は、$\Lambda$CDMモデルが、調査したすべてのケースで1$\sigma$の信頼レベルで問題なく含まれていることを示しています。
地球型惑星形成モデルにおける巨大惑星不安定性の役割の再考
| Title |
Rethinking_the_role_of_the_giant_planet_instability_in_terrestrial_planet_formation_models |
| Authors |
Matthew_S._Clement,_Rogerio_Deienno,_Andre_Izidoro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00706 |
過去数十年にわたるコンピューティング能力と数値的方法論の進歩は、地球型惑星形成の後期段階の動的調査の多くの成果を引き起こしました。他の独特な内部太陽系の性質の中でも、カルシウムアルミニウムに富む含有物(CAI)の出現後、惑星の地球化学的に推測された10Myr未満の降着タイムスケール内で火星の小さな質量を再現するシミュレーションの能力は、間違いなく、そのゴールドスタンダードと見なされます。進化仮説の判断。現在、多くの独立したモデルが、火星のような惑星を一貫して生成し、同時にさまざまな重要な観測的および地球化学的制約を満たすことができます。ただし、すべてのモデルは、巨大な惑星の移動と軌道の不安定性の時代の影響を依然として説明する必要があります。動的および宇宙化学的制約が示すイベントは、星雲ガスの分散後、最初の100Myr以内に発生しました。このウィンドウの最初の数マイルで不安定性が発生した場合、擾乱が火星の成長の大部分に影響を与えた可能性があります。この原稿では、t=50Myrの後に不安定性が発生したシナリオに注意を向けます。具体的には、以前の胚降着モデルを介して生成され、火星質量の胚と破片のコレクションの内部軌道を持つ3つの大きな原始惑星を含む、3つのほぼ組み立てられた地球システムに対する不安定性の影響をシミュレートします。不安定性は一貫して月形成の影響を引き起こし、モデルの火星領域から過剰な物質を効率的に除去しますが、最終的なシステムはあまりにも動的に励起され、火星と水星の類似物が欠けていることがわかります。したがって、私たちのシナリオは可能ではあるものの、不安定性が以前に発生したシナリオや、地球と金星の軌道がそれほど動的に励起されていなかった時期に発生したシナリオよりもはるかにありそうにないと結論付けています。
(25143) イトカワの宇宙風化時間スケールの推定: その若返りプロセスへの影響
環境。地球に近いS型小惑星の宇宙風化のタイムスケールは、いくつかのアプローチ(すなわち、実験、サンプル分析、および理論的アプローチ)によって調査されてきましたが、桁違いの違いがあります。ねらい。地球近傍S型小惑星イトカワの宇宙風化のタイムスケールをはやぶさ-アミカの画像を用いて調べ、さらに小惑星の進化過程を調べることを目指しています。メソッド。惑星間ダスト粒子(IDP)との衝突によって生成されたボルダー表面の明るい斑点に注目しました。明るい斑点のサイズ分布をIDPフラックスモデルと比較して、宇宙風化のタイムスケールを決定しました。結果。その結果、イトカワのボルダー表面の宇宙風化のタイムスケールは10$^3$年(10$^2$-10$^4$年の範囲)であり、これは宇宙風化のタイムスケールと一致することが分かった。太陽風からの軽いイオンによって。結論。この結果から、イトカワの表面は10$^3$年で風化したものの、表面の一部は鴨居クレーターを形成した最近の衝突によって引き起こされた地震の揺れによって露出していると結論付けます。
はやぶさ２によるMASCOT着陸エリアの特性評価
| Title |
Characterization_of_the_MASCOT_landing_area_by_Hayabusa2 |
| Authors |
Stefan_Schr\"oder,_Naoya_Sakatani,_Rie_Honda,_Eri_Tatsumi,_Yasuhiro_Yokota,_Deborah_Domingue,_Yuichiro_Cho,_Shingo_Kameda,_Kohei_Kitazato,_Toru_Kouyama,_Moe_Matsuoka,_Akira_Miura,_Tomokatsu_Morota,_Tatsuaki_Okada,_Hirotaka_Sawada,_Hiroki_Senshu,_Yuri_Shimaki,_Seiji_Sugita,_Satoshi_Tanaka,_Hikaru_Yabuta,_Manabu_Yamada,_Matthias_Grott,_Maximilian_Hamm,_Tra-Mi_Ho,_Ralf_Jaumann,_Stefano_Mottola,_Katharina_Otto,_Nicole_Schmitz,_Frank_Scholten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00856 |
環境。C型小惑星リュウグウに着陸した後、MASCOTは小さな岩の中にある明るい色のサブミリサイズのインクルージョンを画像化しました。はやぶさ2は、リュウグウの表面から小さな粒子のサンプルを返すことに成功しましたが、これらのいずれにもそのような含有物が含まれているようには見えません。サンプルはリュウグウを代表するものと考えられています。ねらい。MASCOTの観測結果とリュウグウのサンプルとの間の明らかな不一致を理解するために、MASCOTの着陸地点と暗示による岩石がおそらくリュウグウにとって非典型的であるかどうかを評価します。メソッド。はやぶさ2に搭載されたカメラ（ONC）、近赤外線分光計（NIRS3）、熱赤外線撮像装置（TIR）の3つの機器によって取得されたMASCOT着陸エリアの観測を分析しました。このようにして取得したランディングエリアのプロパティを、平均的なリュウグウサーフェスのプロパティと比較しました。結果。分析のために着陸エリアのいくつかのエリアと地形を選択しました。小さなクレーター、滑らかな岩の集まり、着陸地点自体です。クレーターは比較的青く、岩は比較的赤くなっています。着陸地点のスペクトル特性と熱物理特性は、平均的なリュウグウ表面のものに非常に近いです。MASCOT岩石のスペクトル特性はおそらく平均に近いですが、その熱慣性はやや高い可能性があります。結論。MASCOT岩もリュウグウの代表格と言えます。返されたサンプルに含まれるサブミリサイズの粒子の一部は、その特殊なスペクトル特性のために際立っています。このような粒子は、MASCOT岩石の含有物として存在する可能性があります。
地表下のマグマオーシャンと化石の姿による地球-月系の熱軌道進化
| Title |
The_thermal-orbital_evolution_of_the_Earth-Moon_system_with_a_subsurface_magma_ocean_and_fossil_figure |
| Authors |
Brynna_G._Downey,_Francis_Nimmo,_Isamu_Matsuyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00935 |
月の現在の傾いた軌道を説明するために、さまざまな理論が提案されてきました。月の熱軌道史を再構築することにより、これらの理論の実行可能性をテストします。過去の熱軌道モデルに基づいて構築し、化石形状コンポーネントを含む月形状の進化を組み込みます。月のマグマの海での斜めの潮汐加熱は、急速な傾斜の減衰を引き起こし、初期の傾斜が現在まで生き残ることを困難にしました。初期の傾斜は、初期の月の固体が現在よりも散逸性が低かった場合にのみ保存されます。ラプラス平面遷移での不安定性が傾斜の原因である場合、月はゆっくりと後退する必要があり、これは弱く散逸した初期地球の以前の発見と一致しています。月の形成後140Myrまでの微惑星との無衝突衝突が傾斜を励起した場合、月は地球半径33でカッシーニ状態遷移を通過し、限られた傾斜減衰の期間に到達するために迅速に移動しなければなりませんでした。化石の数字は、現在の2次重力場の観測と一致するように、地球半径の16倍前に確立された可能性があります。
活動中の小惑星 (248370) 2005 QN173 の測光的および動的特性評価
| Title |
Photometric_and_dynamic_characterisation_of_active_asteroid_(248370)_2005_QN173 |
| Authors |
Bojan_Novakovic,_Debora_Pavela,_Henry_H._Hsieh,_Dusan_Marceta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00971 |
最近発見された活動中の小惑星(248370)2005QN173(別名433P)の物理的および動的特性を提示します。私たちの観察から、2.7時間と4.1時間という2つの可能な自転周期解を導き出しました。コマの影響を補正した後に計算された対応する光度曲線の振幅は、それぞれ0.28等と0.58等です。両方の周期解は、強度のない3軸楕円体に対して計算された臨界回転限界よりも短く、観測された活動の少なくとも一部は回転質量放出が原因であることを示唆しています。活動レベルがさらに衰退していることを確認しましたが、わずか0.006mag/dayという非常に穏やかな速度であり、昇華主導の活動と互換性があります。248370はテミス小惑星群に属している可能性が高く、このグループに関連付けられた4番目のメインベルト彗星となっています。248370の軌道特性は、小惑星の若い288Pクラスターの起源とも一致しています。288Pクラスターは、その名前の由来となったメインベルト彗星と関連付けられており、興味をそそるメインベルト彗星248370と288Pの比較分析に刺激的な可能性を提供します。
RVSPY -- 若い星の周りの惑星の視線速度調査。ターゲットの特徴付けとハイケイデンス調査
| Title |
RVSPY_--_Radial_Velocity_Survey_for_Planets_around_Young_Stars._Target_characterization_and_high-cadence_survey |
| Authors |
O._Zakhozhay,_R._Launhardt,_A._Mueller,_S._Brems,_P._Eigenthaler,_M._Gennaro,_A._Hempel,_M._Hempel,_Th._Henning,_G._Kennedy,_S._Kim,_M._Kuerster,_R._Lachaume,_Y._Manerikar,_J._Patel,_A._Pavlov,_S._Reffert,_T._Trifonov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01125 |
若い星の周りの惑星の動径速度調査(RVSPY)を紹介し、ターゲット星を特徴付け、ホスト星から数au未満の軌道距離にあるサブステラーコンパニオンを検索します。FEROSスペクトログラフを使用して、ほとんどがデブリディスクに囲まれている111個の星の高い信号対雑音スペクトルと正確な動径速度(RV)の時系列を取得します。私たちのターゲット星は、初期Fから後期Kまでのスペクトル型を持ち、年齢の中央値は400Myr、距離の中央値は45pcです。すべてのターゲット星について、基本的な星のパラメーターを決定し、高頻度のRV調査と活動の特徴付けの結果を提示します。単一測定RV精度の中央値6m/sを達成し、ターゲットの短期固有RV散乱(中央値22m/s)を導き出します。秒<20Myrから<20m/sで>500Myr.公転周期が10～100日で、これまで知られていなかった6つの近縁の伴星を発見しました。そのうち3つが低質量星で、3つが褐色矮星質量領域にあります。軌道周期が10日未満で、500Myrよりも若い星の質量限界の中央値が1M_Jupに達するホットコンパニオンは検出されません。14の星で1.3日から4.5日の間に重要なRV周期性が見られますが、これらはすべて星黒点による回転変調によって引き起こされます。また、TESS測光時系列データを分析し、ほとんどの星の重要な周期性を見つけます。11個の星については、測光周期もRVデータで明確に検出されています。また、主にTESSデータから、91個の星について1日から10日の範囲の星の自転周期を導き出します。本質的な活動に関連する短期間のRVジッターから、長期間のコンパニオンの予想される質量検出しきい値を導き出します。
乱流と降着: B5 フィラメントの高解像度研究
| Title |
Turbulence_and_Accretion:_a_High-resolution_Study_of_the_B5_Filaments |
| Authors |
Michael_Chun-Yuan_Chen,_James_Di_Francesco,_Jaime_E._Pineda,_Stella_S._Offner,_Rachel_K._Friesen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00659 |
ペルセウスB5の「コア」の高解像度観測により、この亜音速領域が実際にはいくつかのフィラメントで構成されていることが明らかになりました。これらのフィラメントは、4重星系を形成する過程にある可能性があります。亜音速フィラメントは、乱流圧縮によって$\sim0.1$pc音速スケールで生成されると考えられているため、コアと星形成のコンテキストでそのようなシナリオをテストするには、詳細な運動学的研究が重要です。ここでは、多成分スペクトルモデルに適合したVLAとGBTを組み合わせた観測を使用して、0.009pcの解像度でB5フィラメントの詳細な運動学的追跡調査を提示します。正確に識別されたフィラメントスパインを使用して、各フィラメントの平均幅プロファイルとプラマーのような機能との間に顕著な類似性が見られ、フィラメントは$\sim0.03$pcのFWHM幅を持っています。フィラメントの速度分散プロファイルも、フィラメントの棘に向かって減少傾向を示しています。さらに、B5の速度勾配場は、局所的に整然としているように見えますが($\sim0.04$pc)、全体的には複雑であり、運動学的挙動は、フィラメントへの不均一な乱流降着と、フィラメントの1つに沿った局所的な過密度への縦方向の流れを示唆しています。
スプリッツは輝いています: シミュレートされた CO と [CII] 光度
| Title |
Spritz_is_sparkling:_simulated_CO_and_[CII]_luminosities |
| Authors |
L._Bisigello,_L._Vallini,_C._Gruppioni,_F._Esposito,_F._Calura,_I._Delvecchio,_A._Feltre,_F._Pozzi,_and_G._Rodighiero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00662 |
158$\mu$mでの[CII]線の光度関数、J=0からJ=24までのCO線、およびz=10までの分子ガス質量密度の新しい予測を提示します。all-z(SPRITZ)シミュレーションでの赤外選択ターゲットの分光測光実現(Bisigelloetal.2021)。最先端の現象論的シミュレーションSPRITZを更新して、CO($J\leq24$)と[CII]線の輝度の両方を含めます。これは、総赤外線光度(または星形成率)を[CII]またはCO光度に変換するために、さまざまな経験的および理論的な関係を使用して実行されました。得られたライン光度関数は、検証のために、文献で利用可能な多数の観測値と比較されています。次に、導出されたCOおよび[CII]線の光度を使用して、分子ガスの質量密度を推定し、それを利用可能な観測値と比較しました。ここに示されているCOおよび[CII]光度関数は、利用可能なすべての観測結果とよく一致しています。特に、[CII]の最良の結果は、[CII]の光度を星形成率から直接導出することによって得られますが、この関係がガスの金属量に依存することを考慮しています。すべてのCO光度関数について、各銀河を支配するイオン化メカニズム、つまり星形成または活動銀河核に応じて、さまざまな関係を考慮して、データに適した推定値が導き出され、さらに$J\geq4$COラインを直接導き出す[CII]光度から。ただし、モデルを完全に区別するには、さらにデータが必要です。最後に、[CII]からH2への変換~130$\rmM_{\odot}/{\rmL}_{\odot}$.将来の観測の計画と解釈に役立つすべてのライン光度関数が公開されています。
冷却による凝固
星間、銀河周辺、またはクラスター内媒体などの天体物理ガスは、一般に多相であり、これらのシステムの構造の問題を提起します。(乱流)高温媒体に埋め込まれた低温ガスの断片化につながる多くの既知のプロセスがありますが、この作業では、逆のプロセスである凝固に焦点を当てます。これは、冷たいガスの破片が自然に合体する風洞やせん断層のシミュレーションでよく見られます。2Dおよび3Dの流体力学的シミュレーションを使用して、十分に大きい($\ggc_{\rms}t_{\rmcool}$)摂動した冷たいガス雲が過安定な音波を発生させ、長期間にわたる冷たいガス質量の成長を保証することを発見しました。時間($\ggr/c_{\rms}$)。この質量の成長は、高温のガスを効率的に加速し、それが冷たい液滴を巻き込み、凝固を引き起こします。冷たいガス滴間の引力の逆二乗力は、重力と興味深い類似点があります。「モノポール」は質量ではなく表面積です。数値的知見を再現する単純な分析モデルを開発します。
環境クラスター効果と銀河進化: アーベル星団 A85/A496/A2670 の HI 特性
| Title |
Environmental_cluster_effects_and_galaxy_evolution:_The_HI_properties_of_the_Abell_clusters_A85/A496/A2670 |
| Authors |
M._M._L\'opez-Guti\'errez,_H._Bravo-Alfaro,_J._H._van_Gorkom,_C._A._Caretta,_F._Durret,_L._M._N\'u\~nez-Beltr\'an,_Y._L._Jaff\'e,_M._Hirschmann,_D._P\'erez-Mill\'an |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00764 |
近くにある3つの($z<0.08$)Abell銀河団(A85/A496/A2670)における渦巻銀河の変換に対する局所環境の影響を調べます。これらのシステムは、VeryLargeArrayを使用してHIで観測され、ビリアル半径を超えて広がるボリュームをカバーし、それぞれ10個、58個、38個の銀河を検出しました。明るい渦巻きの高い割合(0.40--0.86)[log$(M_{*}/M_{\odot})=9-10$]は、HIでは検出されません。かなりの部分(0.10～0.33)の異常な物体と多数の赤い(受動的な)渦巻きで構成される環境影響のさらなる証拠を提供し、進行中の消光プロセスを示唆しています。ラム圧力プロファイル、および環境効果のテスト粒子として使用される最も明るい渦巻きのサンプルは、ラム圧力が後期型の剥離と変換に重要な役割を果たすことを示しています。位相空間図と部分構造の検索は、3つのシステムの動的段階を追跡するのに役立ちました。これは、グローバルクラスター効果$vs.$前処理を比較するために使用され、前者が調査対象のクラスターの支配的なメカニズムであることを発見しました。結合された3つのクラスター内のHI通常の$vs.$HI乱れたスパイラルのグローバル分布を対比することにより、平均して、より短い投影半径に位置する乱れたオブジェクトの予想される相関関係を確認します。ただし、個々のクラスターが必ずしもこの傾向に従うとは限らず、A496とA2670が非定型の動作を示すことが示されています。一般に、質量、ICM密度、動的段階、周囲の大規模構造などのクラスター特性の集合に対する落下するらせんの変換の依存性に関する決定的な証拠を提供します。
UOCS-VIII。 ASTROSAT による散開星団 NGC 2506 の UV 研究
| Title |
UOCS-VIII._UV_Study_of_the_open_cluster_NGC_2506_using_ASTROSAT |
| Authors |
Anju_Panthi,_Kaushar_Vaidya,_Vikrant_Jadhav,_Khushboo_K._Rao,_Annapurni_Subramaniam,_Manan_Agarwal_and_Sindhu_Pandey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00880 |
\textit{ASTROSAT}/UVITデータおよびその他のアーカイブデータを使用して、中間年齢の散開星団NGC2506を調べます。GaiaEDR3データで機械学習ベースのアルゴリズムML--MOCを使用して、2175のクラスターメンバーを特定しました。UVITフィルターF148W、F154W、F169Mで検出されたクラスターメンバーの中で、9つの青いはぐれ星(BSS)、3つの黄色いはぐれ星(YSS)、および3つの赤いはぐれ星(RC)を検出しました。これらのオブジェクトの多波長スペクトルエネルギー分布(SED)を構築して、それらを特徴付け、それらのパラメーターを推定します。3つのBSS、2つのYSS、3つのRC候補のホットコンパニオンを発見し、それらのプロパティを推定しました。推定温度T$\mathrm{_{eff}}$$\sim$13250--31000Kを持つホットコンパニオンは、非常に低い質量($\sim$0.20M$_\odot$)のWDであり、-質量($\sim$0.20--0.40M$_\odot$)、通常質量($\sim$0.40--0.60M$_\odot$)、高質量($\sim$0.8M$)_\odot$)。コンパニオンとして極低質量および低質量WDを持つシステムは、Case-A/Case-B物質移動メカニズムを介して形成されることをお勧めします。大質量WDを形成するにはクラスターのターンオフ質量以上の星が必要であるため、BSSは大質量WDの前駆体である可能性が高い。したがって、大質量WDを備えたシステムは、トリプルシステムの合併によって形成される可能性があります。このクラスターには、BSS形成の物質移動と合併経路が存在すると結論付けています。
KMTNet Nearby Galaxy Survey: 概要と調査の説明
| Title |
KMTNet_Nearby_Galaxy_Survey:_Overview_and_a_Survey_Description |
| Authors |
Woowon_Byun,_Yun-Kyeong_Sheen,_Kwang-Il_Seon,_Luis_C._Ho,_Joon_Hyeop_Lee,_Hyunjin_Jeong,_Sang_Chul_Kim,_Byeong-Gon_Park,_Yongseok_Lee,_Sang-Mok_Cha,_Minjin_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00902 |
近年、表面輝度（LSB）が非常に低い銀河の合体や降着の名残を調べることで、銀河の集合の歴史を詳細に調べるディープイメージング調査の需要が高まっています。さらに、銀河の外側の円盤などのLSB領域での星形成の性質も、円盤進化の物理的メカニズムを理解する上で興味深いトピックです。これらの問題に対処するために、この研究では、韓国マイクロレンズ望遠鏡ネットワーク(KMTNet)NearbyGalaxySurveyと呼ばれる調査プロジェクトを実施し、KMTNetを使用して南半球の近くの銀河のディープイメージングデータセットを構築します。カーネギー・アーバイン銀河調査カタログから引き出された近くの13の銀河について、視野が$\sim$12deg$^2$の深部および広視野の画像を、光ブロードバンド($BRI$)およびHで提供します。$\alpha$狭帯域。専用のデータ削減により、10$^{\prime\prime}\times10^{\prime\prime}$ボックスの表面の明るさの限界は、深さ$\mu_{1\sigma}\sim29$-に達することがわかりました。光ブロードバンドでは31magarcsec$^{-2}$、$f_{1\sigma}\sim1$-$2\times10^{-18}$ergs$^{-1}$cm$^{-2}$arcsec$^{-2}$(H$\alpha$狭帯域)。論文を締めくくるために、このデータセットのいくつかの可能な科学的アプリケーションについて説明します。
GOALS-JWST: 中赤外線での NGC 7469 の円環ガス ダイナミクスの解明
| Title |
GOALS-JWST:_Resolving_the_Circumnuclear_Gas_Dynamics_in_NGC_7469_in_the_Mid-Infrared |
| Authors |
Vivian_U,_Thomas_Lai,_Marina_Bianchin,_Raymond_P._Remigio,_Lee_Armus,_Kirsten_L._Larson,_Tanio_D\`iaz-Santos,_Aaron_Evans,_Sabrina_Stierwalt,_David_R._Law,_Matthew_A._Malkan,_Sean_Linden,_Yiqing_Song,_Paul_P._van_der_Werf,_Tianmu_Gao,_George_C._Privon,_Anne_M._Medling,_Loreto_Barcos-Mu\~noz,_Christopher_C._Hayward,_Hanae_Inami,_Jeff_Rich,_Susanne_Aalto,_Philip_Appleton,_Thomas_Bohn,_Torsten_B\"oker,_Michael_J._I._Brown,_Vassilis_Charmandaris,_Luke_Finnerty,_Justin_Howell,_Kazushi_Iwasawa,_Francisca_Kemper,_Jason_Marshall,_Joseph_M._Mazzarella,_Jed_McKinney,_Francisco_Muller-Sanchez,_Eric_J._Murphy,_David_Sanders,_Jason_Surace |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01210 |
近くの明るい赤外線銀河(LIRG)NGC7469は、核周囲の星形成リングを持つセイファート核をホストしているため、スターバーストとAGNの接続を詳細に調査するための理想的な地元の実験室です。JWSTMid-InfraRed装置で得られたNGC7469の中央1.3kpc領域の積分フィールド観測を提示します。4.9-7.6{\μ}m領域にわたる{\sim}100pcの解像度での分子および電離ガスの分布と運動学は、中央のAGNによって影響を受けるガスのダイナミクスを研究するために調べられます。低電離[FeII]{\lambda}5.34{\μ}mと[ArII]{\lambda}6.99{\μ}m線は、H2Sとは対照的に、原子核とスターバーストリングで明るい。(5){\lambda}6.91{\μ}mで、中心と周囲のISMで強くピークに達しています。高イオン化[MgV]線が解像され、流出に関連する幅広い青方偏移成分が示されます。それは、核で強くピークに達し、最大速度-650km/sに達し、東に約400pc伸びている、ほぼ正面向きの形状をしています。高いL(H2)/L(PAH)とL([FeII])/L(Pf{\alpha})核のWとNに対する比率は、イオン化された流出が衝撃を介して、核とスターバーストリングの間の高密度の星間媒体にエネルギーを蓄積している領域を特定します。核ガスダイナミクスのこれらの解決された中赤外観測は、近くのLIRGのダストコアの超大質量ブラックホールの周りのフィードバックプロセスを解決するJWSTのパワーとその高感度積分場分光機能を示しています。
静止ブラックホールからのちらつき電波ジェット X線連星 A0620-00
| Title |
The_flickering_radio_jet_from_the_quiescent_black_hole_X-ray_binary_A0620-00 |
| Authors |
Donna_L._dePolo,_Richard_M._Plotkin,_James_C.A._Miller-Jones,_Jay_Strader,_Thomas_J._Maccarone,_Tyrone_N._O'Doherty,_Laura_Chomiuk,_Elena_Gallo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00681 |
弱く降着するブラックホールのX線連星は、エディントン光度の1e-5未満のX線光度で、静止スペクトル状態でも持続するコンパクトな電波ジェットを発射します。しかし、電波連続体放射は、これらの静止システムのほんの一部からのみ検出されており、それらの電波変動についてはほとんど知られていません。ジェットの変動性は、静止状態で降着するコンパクトな天体の誤分類につながる可能性があり、次世代の電波調査におけるブラックホールX線連星の検出可能性に影響を与えます。ここでは、A0620-00の電波モニタリングキャンペーンの結果を提示します。これは、最もよく研究されている既知の静止ブラックホールX線連星の1つです。2017年から2020年までの31エポックでKarlG.JanskyVeryLargeArrayを使用して9.8GHzでA0620-00を観測し、約75%の時間でソースを検出しました。サンプリングされたすべてのタイムスケールで大きな変動が見られ、観測されたフラックス密度は、平均12.5uJy、標準偏差0.22dexの対数正規分布に従います。A0620-00が2005年(51+/-7uJy)ほど明るい時代はありませんでした。これは、この最初の検出が異常に明るいフレアの間に得られたか、またはシステムが時間の経過とともに電波で減衰していることを意味します。A0620-00からの静止電波放射は、同等のデータを持つ唯一の他のブラックホール連星であるV404Cygよりも変動が少ないという暫定的な証拠を提示します。V404Cygのジェット電波光度がA0620-00の約20倍であることを考えると、この比較は、光度の低いジェットは静止時の変動が少ないことを示唆している可能性があります。
スペクトラム・レントゲン・ガンマを用いた中性子星連星合体からのプレバースト放射の探索
| Title |
Search_for_pre-burst_emission_from_binary_neutron_star_mergers_with_Spectrum-Roentgen-Gamma |
| Authors |
I.A._Mereminskiy_(1),_A.A._Lutovinov_(1),_K.A._Postnov_(2,3),_V.A._Arefiev_(1),_I.Yu._Lapshov_(1),_S.V._Molkov_(1),_S.Yu._Sazonov_(1),_A.N._Semena_(1),_A.Yu._Tkachenko_(1),_A.E._Shtykovsky_(1),_Z._Liu_(4),_J._Wilms_(5),_A._Rau_(4),_T._Dauser_(5),_I._Kreykenbohm_(5)_((1)_IKI_RAS,_Moscow,_(2)_SAI_MSU,_Moscow,_(3)_KFU,_Kazan,_(4)_MPE,_Garching,_(5)_Dr._Karl_Remeis_Sternwarte/ECAP,_Bamberg) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00716 |
2つの中性子星(BNS)で構成される近接連星系は重力波を放出し、ハッブル時間よりも短い時間スケールで合体することができます。そのようなシステムでのNS-NSの合体は、短いガンマ線バースト(GRB)に電力を供給すると広く信じられています。合併前に電磁エネルギーの放出を引き起こす可能性のあるいくつかのメカニズムが提案されています。スペクトルレントゲンガンマの望遠鏡を使用して、バースト前の放出の可能性を観測する能力を推定します。また、バーストの2日以内にSRG望遠鏡の視野に入った最初のそのようなイベント、GRB210919Aも調査します。
パルサー電波放射における直交偏波モードの指数関数的変動
パルサー電波放射の偏波の統計モデルは、強度を処理することにより、放射の激しい変調、ストークスパラメーターの可能な共分散、および全強度、偏波、分極偏波の分布で観測された非対称性を説明するために強化されています。指数確率変数としての直交偏波モードの。このモデルは、観測されたものと比較するための理論的な分布を導出するために使用されます。結果として得られる分布は単峰性であり、一般に非対称です。単峰性は、直交モードが重ね合わされるというモデルの基本的な仮定から生じます。非対称性は、主にモード強度のさまざまな変動に起因します。部分偏光の分布は、モードに固有の直線および円偏光の程度で切り捨てられます。放射とその偏光の統計的特性を定量化する観測可能なパラメーターの数が導出され、モードの平均強度Mの比率のみの関数であることが示され、Mの周波数依存性に従ってそれらのスペクトルが共進化することが示唆されます。モデルの特定の実装では、観測を再現するためにモードを異なる方法で変動させる必要があります。基礎となる単一の放出メカニズムがモード強度を選択的に変調する可能性は低いと思われるため、異なる変動は、モードの異なる放出メカニズム、またはパルサー磁気圏におけるモード依存の伝播または散乱効果のいずれかに起因します。
ピエール オジェ天文台のハイブリッド データを使用したハドロン相互作用モデルの調査
| Title |
Probing_hadronic_interaction_models_with_the_hybrid_data_of_the_Pierre_Auger_Observatory |
| Authors |
Jakub_V\'icha_(for_the_Pierre_Auger_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00744 |
現在のところ、超高エネルギーでのハドロン相互作用の記述には大きな系統的不確実性が残っており、空気シャワーの実験データの完全に一貫した記述にはまだ到達していません。エネルギー範囲$10^{18.5}-10^{19.0}$eVの蛍光検出器と表面検出器を同時に使用してピエールオージェ天文台によって収集されたデータの量は、モデル予測のマルチパラメーターテストを実行する機会を提供しました。宇宙線の質量組成と、シミュレートされたシャワーの深さの最大値($X_\text{max}$)への調整、および地上レベルでのハドロン信号($R_\text{Had}$)の調整を同時に行うために、グローバルな方法を適用します。.ハイブリッドデータの最良の記述は、LHCデータに調整されたハドロン相互作用モデルによって予測されるよりも、シミュレートされた$X_\text{max}$のより深いスケールで得られます。その結果、ミュオンが支配する地上レベルでのシミュレートされたハドロン信号の不足は、修正されていないハドロン相互作用モデルに関して緩和されます。調整$\DeltaX_\text{max}$と$R_\text{Had}$のサイズ、およびサンプル内のイベント数が多いため、これらの推定調整の統計的有意性は大きく、5$を超えています。\sigma_\text{stat}$、モデルにとって最も有利な1$\sigma_\text{sys}$内の体系的な実験シフトの組み合わせに対しても。
NuSTAR と NICER による降着ミリ秒パルサー MAXI J1816-195 における熱核 X 線バーストの研究
| Title |
The_study_of_thermonuclear_X-ray_bursts_in_accreting_millisecond_pulsar_MAXI_J1816-195_with_NuSTAR_and_NICER |
| Authors |
Manoj_Mandal,_Sabyasachi_Pal,_Jaiverdhan_Chauhan,_Anne_Lohfink,_Priya_Bharali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00911 |
ミリ秒パルサーMAXIJ1816--195は、2022年5月にMAXIによって最近発見されました。NuSTARとNICERの観測データを使用して、パルサーのさまざまな特性を調べました。ソースの位置はNuSTARによってRA=$18^h16^m52^s.40$、Dec=$-19^o37^{'}58^{''}.35$として測定されます。中性子星の表面に付着した物質の不安定な燃焼は、熱核爆発(タイプI)を誘発します。アウトバースト中に発生源からいくつかの熱核バーストが検出されました。NuSTARとNICERの観測を使用して、フラックスとエネルギーによるバーストプロファイルの進化を研究します。NuSTAR観測中に、ソースから合計4つのバーストが検出されました。NuSTARデータからわかるように、各バーストの持続時間は約$\sim$30秒であり、持続的なカウント率に対するピークの比率は$\sim$26です。熱核バーストは、急激な線形上昇と指数関数的減衰関数を使用してバーストタイミングパラメーターを決定するためにモデル化されます。バーストプロファイルは、低エネルギーで比較的長いテールを示しています。熱核バースト中の硬度比は、NuSTARによって観測されたように、大きな変動を示しています。吸収された黒体と非熱成分を組み合わせて、持続的な放出を説明することで、広帯域バースト分解スペクトルのモデル化に成功しました。バースト分解されたスペクトルパラメーターは、バースト中に大幅な進化を示しています。バーストのピーク時には、エディントン光度は$\sim3.7\times10^{38}$ergs$^{-1}$であることがわかります。バースト分解されたスペクトルパラメーターは、等方性バースト放出に対して$8.5\pm1.2$kpcのソース距離を提供します。
銀河面に向かう中間極候補
| Title |
An_intermediate_polar_candidate_toward_the_Galactic_plane |
| Authors |
Samaresh_Mondal,_Gabriele_Ponti,_Frank_Haberl,_Konstantina_Anastasopoulou,_Sergio_Campana,_Kaya_Mori,_Charles_J._Hailey,_and_Nanda_Rea |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00970 |
過去10年間、磁気激変変数(CV)のサブクラスである中間極(IP)が、銀河中心(GC)と銀河リッジからの硬拡散X線放出の主な原因の1つであることが示唆されてきました。.銀河円盤の中央領域($20^\circ\times2^\circ$)の進行中の\emph{XMM-Newton}調査では、GCから$1.7^\circ$離れたところに永続的なIP候補が検出されました。この作業では、新しいアーカイブXMM-Newtonデータを調べることで、このソースの動作をよりよく特徴付けます。ソースの詳細なX線スペクトルモデリングを実行しました。さらに、光度曲線のX線脈動と、他の波長での対応するX線脈動を検索しました。ソースのXMM-Newtonスペクトル(0.8--10keV)は、プラズマ温度$kT=15.7^{+20.9}_{-3.6}$keVの衝突イオン化拡散ガスを部分的に覆うことによって記述されます。さらに、スペクトルは、$194^{+89}_{-70}$、$115^{+79}_{-75の等価幅を持つ$E=6.44$、6.65、および6.92keVでの鉄線の存在を示しています。}$、および$98^{+93}_{-74}$eVです。X線光度曲線は、周期$P=432.44\pm0.36$sのコヒーレントな変調を示しており、これは白色矮星のスピン周期であると推測されます。物理モデルをスペクトルに当てはめて推定された白色矮星の質量は、$M_{\rmWD}=1.05^{+0.16}_{-0.21}\M_{\odot}$になります。ガイアカタログでG等級19.26の光学的対応物を見つけることができました。測定されたガイア視差から導き出された光源までの距離は$\sim$4.3kpcです。サブアーク秒の精度で改善されたソースローカリゼーションを提供します。ソースのスペクトルモデリングは、軟X線光子を吸収する介在する星周ガスの存在を示しています。測定された鉄線の等価幅と光曲線のスピン周期の検出は、IPからのものと一致しています。
$\gamma \to e^+e^-$ を使用した MeV-GeV ポラリメトリー: シリコン ストリップ検出器ベースの望遠鏡の性能を主張する
| Title |
MeV-GeV_Polarimetry_with_$\gamma_\to_e^+e^-$:_Asserting_the_Performance_of_Silicon_Strip_Detectors-Based_Telescopes |
| Authors |
Denis_Bernard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00684 |
$e^+e^-$ペアに変換されるガンマ線の偏光測定は、特にパルサー(曲率またはシンクロトロン)の放射メカニズムへの洞察を提供することによって、高エネルギーガンマ線の空に新しい窓を開くでしょう。または、ブレーザー（レプトンまたはレプトハドロン）のガンマ線放出ジェットの組成を解読します。均一なアクティブターゲット(ガス検出器(MeV、HARPO)またはエマルジョン(GeV、GRAINE))に基づく偏光計の性能は、シミュレーションと、直線偏光ガンマ線ビームの望遠鏡プロトタイプで収集されたデータの分析の両方によって研究されています。ただし、現在(FermiLAT)、AGILE、および将来のプロジェクト(AMEGO、ASTROGAM)のガンマ線ミッションでは、シリコンストリップ検出器(SSD)に基づくアクティブターゲットが使用されています。SSDによる非対称性は、シミュレートされたデータのみで、これまでに発表されており、実効偏光非対称性の仮定値から感度推定値が得られました。ペアへの変換と感度を改善するためのさまざまな方法の開発.この作業は、天空の最も明るいガンマ線源の偏光測定を提供する道を開く可能性がありますFermiLATとAGILEによって収集されたデータの10年間、および将来のミッションの設計を導くために。
太陽フレアやその他のエネルギッシュな太陽噴火の分光観測に革命をもたらす統合フィールドスペクトログラフの開発
| Title |
Development_of_Integral_Field_Spectrographs_to_Revolutionize_Spectroscopic_Observations_of_Solar_Flares_and_other_Energetic_Solar_Eruptions |
| Authors |
Haosheng_Lin_(Institute_for_Astronomy,_University_of_Hawaii),_Tetsu_Anan_(National_Solar_Observatory),_Gianna_Cauzzi_(National_Solar_Observatory),_Lyndsay_Fletcher_(University_of_Glasgow,_University_of_Oslo),_Pei_Huang_(Ball_Aerospace),_Adam_Kowalski_(University_of_Colorado),_Maxim_Kramar_(Institute_for_Astronomy,_University_of_Hawaii),_Jiong_Qiu_(Montana_State_University),_Jenna_Samra_(Center_for_Astrophysics,_Harvard_&_Smithsonian),_Constance_Spittler_(Ball_Aerospace),_Takashi_Sukegawa_(Canon,_Inc.,_Japan),_Gregory_Wirth_(Ball_Aerospace) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00788 |
太陽の接近は、星の表面の物理的プロセスを詳細に研究するユニークな機会を提供してくれます。しかし、星の表面の非常に動的な性質、特にフレアやコロナ質量放出などのエネルギー噴火は、観測上の途方もない課題を提示します。分光法は太陽大気の物理的状態を調べますが、従来の走査分光器と分光計は、十分に広い視野と高い空間、スペクトル、および時間分解能でこれらの動的イベントの完全な進化の歴史を捉えることができません。動的な太陽の物理学を解決するには、これらのイベントの全期間にわたって隣接する領域全体で同時にスペクトルを収集する必要があります。この目標は、将来の両方の基盤として機能する強力な新しい統合フィールドスペクトログラフの開発への継続的な投資により、達成可能に非常に近づいています。宇宙ベースのミッション。この技術は、「太陽、太陽系、および宇宙を理解する」というNASAの戦略目標に対処する、太陽フレアとCMEを研究する私たちの能力に革命をもたらすことを約束します。このような事象は地上の電気インフラを混乱させる電磁放射と高エネルギー粒子を生成するため、この投資は人類の科学的努力を前進させるだけでなく、技術に依存した文明への脅威から保護するための宇宙天気予報能力を強化します。
多共役適応光学残差の時間スペクトルと天体観測に対する先端傾斜異方性の影響
| Title |
Temporal_spectrum_of_multi-conjugate_adaptive_optics_residuals_and_impact_of_tip-tilt_anisoplanatism_on_astrometric_observations |
| Authors |
Giulia_Carl\`a,_C\'edric_Plantet,_Lorenzo_Busoni,_Guido_Agapito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00904 |
多共役補償光学(MCAO)は、超大型望遠鏡と超大型望遠鏡を使用した地上ベースの天文観測の新時代を支援します。高精度の相対的な天体観測は、これらのシステムの主な科学的推進要因の1つであり、天体測定には困難な要件が設定されています。アストロメトリックエラーバジェットを明確に理解する必要があり、MCAO補正の影響を考慮に入れる必要があります。これに関連して、科学的視野の任意の方向でのMCAO補正によって生成される残留位相を推定するための分析定式化を提案します。時間周波数領域で計算された残差位相により、MCAOループからの乱流位相の時間フィルタリングを考慮し、残差の時間スペクトルを抽出し、科学的積分時間などの他の時間効果を含めることができます。定式化は一般的なものであり、望遠鏡の直径、乱流プロファイル、ガイド星座、変形可能ミラーの構成、検出および補正されたモード、トモグラフィー再構成アルゴリズムを設定することにより、特定のフレームワークを考慮することができます。閉ループ制御と疑似開ループ制御の両方の形式が提示されます。我々の結果を使用して、MCAO支援天文観測に対する先端傾斜残差の影響を調査します。科学的露光時間への依存も含む微分チルトジッタパワースペクトルの式を導出します。最後に、MAVISとMAORYを使用した将来の天体観測における微分傾斜ジッター誤差の寄与を調査します。
MCAO支援天体観測における先端傾斜異方性
| Title |
Tip-tilt_anisoplanatism_in_MCAO-assisted_astrometric_observations |
| Authors |
Giulia_Carl\`a,_Lorenzo_Busoni,_C\'edric_Plantet,_Guido_Agapito,_Carmelo_Arcidiacono,_Paolo_Ciliegi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00912 |
次世代の25～40m超大型望遠鏡による赤外線または8m超大型望遠鏡による可視の地上観測の新時代は、多共役適応光学(MCAO)によって支援される予定です。大気の乱れがない場合に、これらのシステムで潜在的に利用可能な前例のない解像度を復元します。MCAOは広い視野($\sim$1arcmin)にわたって高品質で均一な補正を提供し、高画質で多数の参照ソースを提供できるため、アストロメトリは主な科学的要因の1つです。差分アストロメトリーの要件は非常に高い精度に設定されており(例えば、超大型望遠鏡でのMICADO/MORFEO(以前はMAORYとして知られていた)の場合は50$\mu$)、アストロメトリックエラーバジェットの正確な分析が必要です。これに関連して、MCAO大気の先端傾斜残差が相対的な天体観測に与える影響の分析を提示します。先端傾斜残差に対する科学的積分時間の影響に焦点を当て、露出の時間伝達関数を通じてモデル化します。アストロメトリックエラーバジェット内で、重心エラーと微分傾斜ジッターエラーの推定に使用する露光内および露光間チップチルト残差を定義します。ケーススタディとして、MORFEOアストロメトリックエラーバジェットのコンテキストで結果を適用します。
乱流ピストン除去位相と 2 つの異なるビームのゼルニケ係数の時空間統計
| Title |
Spatiotemporal_statistics_of_the_turbulent_piston-removed_phase_and_Zernike_coefficients_for_two_distinct_beams |
| Authors |
C\'edric_Plantet,_Giulia_Carl\`a,_Guido_Agapito,_Lorenzo_Busoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00931 |
天文学のための適応光学の文脈では、システムの性能の一部を評価するために乱流相の統計に頼ることができます。1つのソースを使用した時間統計と2つのソースを使用した空間統計はよく知られており、従来の適応光学システムで広く使用されています。空間統計と時間統計の両方を含む、より一般的なフレームワークは、既存のシステムの分析や将来のシステムの設計をサポートするのに役立ちます。この論文では、2つの異なる光源から2つの異なるアパーチャへの2つの異なるビームにおける乱流位相の時間的クロスパワースペクトル密度の表現を提案します。位相をそのままピストンなしで考えるか、ゼルニケモードでの分解として考えます。一般式は、単一開口から適応光学を備えた干渉計望遠鏡まで、さまざまなサイズの開口および/または有限距離の光源を考慮する可能性を備えた、さまざまな構成をカバーすることを可能にします。提示されたアプローチは、フーリエ領域の既存の方法に関して同様の結果につながるはずですが、空間周波数ではなく時間周波数に焦点を当てているため、制御の最適化などのいくつかの側面に便利です。このフレームワークを単純なアプリケーションで説明するために、単一共役適応光学システムの異方性誤差による波面残差が、適応光学ループの時間フィルタリングを考慮せずに共分散から計算されると過大評価されることを示します。また、この過大評価は、ベースラインが小さい干渉計の場合にも見られ、2つのビームが大きく相関しています。
TOPz: J-PAS の測光赤方偏移
| Title |
TOPz:_Photometric_redshifts_for_J-PAS |
| Authors |
J._Laur,_E._Tempel,_A._Tamm,_R._Kipper,_L._J._Liivam\"agi,_A._Hern\'an-Caballero,_M._M._Muru,_J._Chaves-Montero,_L._A._D\'iaz-Garc\'ia,_S._Turner,_T._Tuvikene,_C._Queiroz,_C._R._Bom,_J._A._Fern\'andez-Ontiveros,_R._M._Gonz\'alez_Delgado,_T._Civera,_R._Abramo,_J._Alcaniz,_N._Benitez,_S._Bonoli,_S._Carneiro,_J._Cenarro,_D._Crist\'obal-Hornillos,_R._Dupke,_A._Ederoclite,_C._L\'opez-Sanjuan,_A._Mar\'in-Franch,_C._M._de_Oliveira,_M._Moles,_L._Sodr\'e_Jr,_K._Taylor,_J._Varela,_H._V._Rami\'o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01040 |
特殊な強力な観測施設の開発に伴い、測光銀河赤方偏移推定の重要性が急速に高まっています。新しい測光赤方偏移推定ワークフローTOPzを開発して、54の狭帯域フィルターを通して北天の8500度2を観測する今後の大規模調査J-PASに信頼性が高く効率的な赤方偏移推定を提供します。TOPzは、いくつかの追加されたJ-PAS固有の機能と可能性を備えたテンプレートベースのフォトz推定に依存しています。同一のフィルターシステムを使用したJ-PAS調査の前身であるminiJPAS調査のデータに対するTOPzのパフォーマンスを示します。まず、合成銀河スペクトル生成ソフトウェアCIGALEを使用して、miniJPASソースに基づいてスペクトルテンプレートを生成しました。次に、各フィルターのテンプレートフラックスからの体系的なオフセットを最小化することにより、入力測光に補正を適用しました。赤方偏移推定の精度を評価するために、r<22magABの1989年のminiJPAS銀河で利用可能な、DEEP2、DEEP3、およびSDSSサーベイからの分光学的赤方偏移を使用しました。また、入力テンプレート、photo-z事前分布、測光補正の選択と数がTOPz赤方偏移の精度にどのように影響するかをテストしました。miniJPASデータとTOPzワークフローの組み合わせの一般的なパフォーマンスは、J-PAS赤方偏移の精度に対する期待を満たしています。以前の推定と同様に、r<22magの銀河の38.6%がdz/(1+z)<0.003というJ-PAS赤方偏移精度目標に到達することがわかりました。テンプレートセットのスペクトル数を制限すると、赤方偏移の精度が最大5%向上します。実際のJ-PASデータが利用可能になれば、さらなる改善が可能になります。
WEAVE ターゲット割り当てアルゴリズムの最適化
| Title |
Optimisation_of_the_WEAVE_target_assignment_algorithm |
| Authors |
Sarah_Hughes,_Gavin_Dalton,_Daniel_Smith,_Kenneth_Duncan,_David_Terrett,_Don_Carlos_Abrams,_J._Alfonso_Aguerri,_Marc_Balcells,_Georgia_Bishop,_Piercarlo_Bonifacio,_Esperansa_Carrasco,_Shoko_Jin,_Ian_Lewis,_Scott_Trager,_Antonella_Vallenari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01145 |
WEAVEは、スペインのラパルマにあるウィリアムハーシェル望遠鏡の主焦点用の新しい広視野分光施設です。そのファイバーポジショナーは、分光器の~960ファイバーマルチプレックスの正確な配置に不可欠です。光ファイバーの割り当てを最大化するために、WEAVEは、Configureと呼ばれるシミュレートされたアニーリングアルゴリズムを使用して、視野内のターゲットにファイバーを割り当てます。中間層のWEAVE-LOFARフィールドのサブセットを使用してアルゴリズムの動作の分析を実施し、フィールドごとに割り当てられたファイバーの合計を最適化するために優先順位割り当てアルゴリズムを調整し、より優先度の高い科学ターゲットへのファイバーの割り当てを行いました。WEAVE科学チームへの影響を調査するために、出力分布が調査されました。
WEAVEファイバーポジショナーの高さでのキャリブレーション
| Title |
Calibration_at_elevation_of_the_WEAVE_fibre_positioner |
| Authors |
Sarah_Hughes,_Gavin_Dalton,_Kevin_Dee,_Don_Carlos_Abrams,_Kevin_Middleton,_Ian_Lewis,_David_Terrett,_Alfonso_L._Aguerri,_Marc_Balcells,_Georgia_Bishop,_Piercarlo_Bonifacio,_Esperanza_Carrasco,_Scott_Trager,_Antonella_Vallenari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01166 |
WEAVEは、スペインのラパルマにあるウィリアムハーシェル望遠鏡の主焦点用の新しい広視野分光施設です。そのファイバーポジショナーは、分光器の960ファイバーマルチプレックスを正確に配置するために不可欠です。最終的なトップエンドアセンブリの前に天文台で実施された最近のメンテナンス、フレクシャの変更、およびキャリブレーション測定の概要を提供します。この作業により、観測中に向きを変えるポジショナーの動作を完全に理解できるようになります。すべてのファイバーシステムは検査および修理されており、タンブラー構造には、フィールドプレートが取り付けられている内部ビームとリトラクターサポートディスクの両方を強化するための新しいクランプが含まれています。空で検証される最新の計測手順と結果を提示します。
星の上部質量を推定する水素時計
| Title |
The_hydrogen_clock_to_infer_the_upper_stellar_mass |
| Authors |
Erin_R._Higgins,_Jorick_S._Vink,_Gautham_N._Sabhahit,_Andreas_A.C._Sander |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00667 |
最も重い星は、ホスト環境の化学的濃縮、機械的および放射フィードバック、およびエネルギー収支を支配します。しかし、大質量の星が最初にどのように形成され、生涯を通じてどのように進化するかはあいまいです。最も質量の大きい星の質量損失は、星の物理学において重要な未知のままであり、星のフィードバックと人口に影響を及ぼします。この作業では、さまざまな入力物理学について、質量が80～1000Msunの超大質量星(VMS)モデルのグリッドを比較します。標準的なO星風との比較として、エディントン限界に近い強化された風を含めて、現在の観測結果である~50-100Msun星に影響を与えます。関連する表面H存在量（X）を調べて、O星と比較したVMS進化の重要な特徴を決定します。初期質量に関係なく、1.6Myrで星の質量に収束する強化された風の処方箋を使用して、モデルの動作に根本的な違いを見つけます。Xsは、質量閾値を超えるVMSの化学的に均一な性質により、初期質量を解読する上で重要なツールであることが判明しました。Xsを使用して、切り離された連星の両方の成分の初期質量の縮退と、タランチュラ星雲のWNh星のサンプルを破ります。一部の天体では、初期質量が制限されておらず、1000Msunオーダーの初期質量でさえ除外されていないことがわかりました。1.6Myrの質量ターンオーバーと相まって、Xsを「時計」として使用して、恒星の上部質量を決定することができます。
ARMADA II: CHARA および VLTI でのマイクロアーク秒アストロメトリーによる中間質量連星への内部コンパニオンのさらなる検出
| Title |
ARMADA_II:_Further_Detections_of_Inner_Companions_to_Intermediate_Mass_Binaries_with_Micro-Arcsecond_Astrometry_at_CHARA_and_VLTI |
| Authors |
Tyler_Gardner_(1),_John_D._Monnier_(1),_Francis_C._Fekel_(2),_Jean-Baptiste_Le_Bouquin_(3),_Adam_Scovera_(1),_Gail_Schaefer_(4),_Stefan_Kraus_(5),_Fred_C._Adams_(1,6),_Narsireddy_Anugu_(4),_Jean-Philippe_Berger_(3),_Theo_Ten_Brummelaar_(4),_Claire_L._Davies_(5),_Jacob_Ennis_(1),_Douglas_R._Gies_(4),_Keith_J.C._Johnson_(7),_Pierre_Kervella_(8),_Kaitlin_M._Kratter_(9),_Aaron_Labdon_(10),_Cyprien_Lanthermann_(4),_Johannes_Sahlmann_(11),_Benjamin_R._Setterholm_(1)_((1)_Univ._of_Michigan,_(2)_Tennessee_State_University,_(3)_Univ._Grenoble_Alpes,_(4)_The_CHARA_Array,_(5)_Univ._of_Exeter,_(6)_Univ._of_Michigan,_(7)_Univ._of_Wisconsin,_(8)_Observatoire_de_Paris,_(9)_Univ._of_Arizona,_(10)_European_Southern_Observatory,_(11)_European_Space_Astronomy_Center) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00669 |
CHARA/MIRC-XとVLTI/GRAVITYを使用して、中間質量連星系の個々の構成要素を周回する低質量伴星を探す調査を開始しました。これらの機器の信じられないほどの精度により、コンパニオンから数十マイクロ秒までの天文の「ぐらつき」を検出できます。これにより、バイナリのリストで以前に見られなかったトリプルシステムを検出できます。初期のF型からB型連星までの12個のコンパニオンの軌道を提示します。そのうち9個は新しい検出であり、そのうち3個は既知のRVコンパニオンの最初の天体観測による検出です。これらの新たに検出された成分の質量は、太陽質量の0.45～1.3倍です。私たちの軌道は、ほとんどの場合、20-50マイクロアーク秒の軌道適合の中央残差で、これらのシステムを高い天文精度に制限します。これらのシステムのうち7つについて、新たに取得した動径速度データを含めます。これは、システム構成を特定し、場合によっては個々のコンポーネントの質量を解決するのに役立ちます。相互傾斜角の縮退を解消するには、追加のRV測定が必要ですが、これらの内側のトリプルの大部分は、広い連星軌道とうまく整列していないことがわかります。これは、調査バイアスの徹底的な研究が必要ですが、より高い質量のトリプルが太陽およびより低い質量のトリプルと比較してよりずれていることを示唆しています.ARMADAの調査は、これまで見られなかった連星のコンパニオンを明らかにすることに非常に成功していることを示しています。この方法は、今後の論文で使用され、中間質量バイナリシステムのコンパニオン人口統計を惑星質量レジームに制限します。
準球状の質量損失を持つ褐色矮星の発見
| Title |
Discovery_of_a_brown_dwarf_with_quasi-spherical_mass-loss |
| Authors |
Dary_A._Ru\'iz-Rodr\'iguez,_Lucas_A._Cieza,_Simon_Casassus,_Victor_Almendros-Abad,_Paula_Jofr\'e,_Koraljka_Muzic,_Karla_Pe\~na_Ramirez,_Grace_Batalla-Falcon,_Michael_M._Dunham,_Camilo_Gonz\'alez-Ruilova,_Antonio_Hales,_Elizabeth_Humphreys,_Pedro_H._Nogueira,_Claudia_Paladini,_John_Tobin,_Jonathan_P._Williams,_Alice_Zurlo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00759 |
我々は、「へびつかい座ディスクサーベイ採用ALMA」（ODISEA）の一環として、かすかな恒星天体SSTc2dJ163134.1-24006に関連するCOの楕円形シェルの偶然の発見を報告する。へびつかい座分子雲の230GHz連続放射と$^{12}$CO(J=2-1)、$^{13}$CO(J=2-1)、およびC$^{18}$CO(J=2-1)バンド6で読み取り可能な行。驚くべきことに、230GHzを使わずにSSTc2dJ163134.1-24006に向かって$\sim$3$^{"}$$\times$4$^{"}$の明るい$^{12}$CO楕円形の放射を検出しました。連続検出。超大型望遠鏡(KMOS)で観測された近赤外スペクトル、光源の明るさ、その3次元の動き、および銀河の動的な議論に基づいて、光源は遠くの背景にある巨大な星ではないと結論付けます($>$5-10kpc)であり、わずか$\sim$139pcの距離にあるへびつかい座の雲の若い褐色矮星である可能性が最も高い.これは、若い褐色矮星における準球状質量損失の最初の報告です。観測された殻は、重水素の核融合によって生成された熱パルスに関連している可能性があることを示唆していますが、これはまだよく理解されていませんが、恒星以下のオブジェクトは、数歳の短い期間に発生すると予想されますMyrは、この地域のオブジェクトの年代と一致しています。惑星の仲間との合併など、他のよりエキゾチックなシナリオは、現在の観察から除外することはできません.
4 つの $K$2 プレートの LAMOST 時間領域調査から発見された、コンパクトな構成要素を持つ可能性のある連星
| Title |
Binaries_with_possible_compact_components_discovered_from_the_LAMOST_Time-Domain_Survery_of_four_$K$2_plates |
| Authors |
Li_Xue,_Wang_Song,_Zhao_Xinlin,_Bai_Zhongrui,_Yuan_Hailong,_Zhang_Haotong,_Liu_Jifeng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00765 |
LargeSkyAreaMulti-ObjectFiberSpectroscopicTelescope(LAMOST)からの時間領域(TD)分光データは、正確で高ケイデンスの動径速度(RV)を提供できます。この作業では、4つの$K$2プレートのLAMOSTTDサーベイを使用して、RVモニタリング法を使用してコンパクトなコンポーネントを含むバイナリを検索します。目に見えない白色矮星や中性子星を含む3つの連星系が見つかりました。各連星系について、可視星の恒星パラメータと軌道パラメータを推定し、最終的に連星質量関数と見えない星の最小質量を計算します。3つのソースのLAMOST中解像度スペクトルから明らかな二重線の特徴は見られません。さらに、これらすべてのソースに対応するX線は見つかりませんでしたが、そのうちの2つにはUVコンパニオンが見つかりました。また、スペクトルのもつれを解くと、光吸収スペクトルを伴う追加のコンポーネントは示さず、これらのシステムにコンパクトなオブジェクトが含まれていることが裏付けられます。
ガイア天文軌道のトリアージ。 I. 可能性のあるコンパクトなコンパニオンを含むバイナリのサンプル
| Title |
Triage_of_the_Gaia_astrometric_orbits._I._A_sample_of_binaries_with_probable_compact_companions |
| Authors |
Sahar_Shahaf,_Dolev_Bashi,_Tsevi_Mazeh,_Simchon_Faigler,_Fr\'ed\'eric_Arenou,_Kareem_El-Badry,_and_Hans-Walter_Rix |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00828 |
ガイアの天文軌道のリリースに備えて、Shahafetal。(2019)は、天文半長軸、視差、および一次質量に基づいて、コンパクトなコンパニオンを持つ天文バイナリを識別するトリアージ手法を提案しました。この手法では、単一または近接連星の主系列伴星を除外するために、適切な質量と光度の関係に関する知識が必要です。ガイアDR3アストロメトリック軌道の最近の公開では、このアプローチの概略バージョンが使用され、コンパクトなコンパニオンを持つ可能性のある735のアストロメトリック連星が特定されました。この通信では、DR3アストロメトリックバイナリのトリアージに戻り、より慎重な分析を行い、そのアストロメトリックセカンダリがコンパクトオブジェクトまたはメインシーケンスクローズバイナリである確率を推定します。GaiaDR3で報告されたサンプルよりも小さいですが、クリーンである可能性が非常に高い非発光性の大規模なコンパニオンを持つ177のシステムのサンプルをコンパイルします。新しいサンプルには、コンパクト天体の質量が2.4$M_\odot$を超えるブラックホールシステムの候補が8つ含まれています。他の169系の軌道偏心$-$secondary-massダイアグラムは、白色矮星連星と中性子星連星の間の暫定的な分離を示唆しています。ほとんどの白色矮星連星は、約0.1の小さな離心率と0.6$M_\odot$の質量によって特徴付けられますが、中性子星連星は0.4の典型的な離心率と1.3$M_\odot$の質量を示します。
大質量星の大規模サンプルの次世代分光分析
WEAVEや4MOSTなどの今後の大規模な分光調査では、効率的かつ均一な方法で分析する必要がある大質量星の何千ものスペクトルが提供されます。大質量星の研究は通常、数百個の天体のサンプルに基づいており、分光学的適合性を検証するには目視検査が必要であるため、現在の分光分析ツールを限界まで押し上げています。新しい分光分析パイプラインは、大規模なサンプルが提供する統計を利用し、単純化された、間違った、または欠落している物理学による恒星大気コードの不完全性を説明するモデルエラーを決定します。観測とモデルの不確実性を考慮すると、分光適合性が向上します。パイプラインは、選択された診断ラインではなく、スペクトル全体を利用して、B星から初期のO星までのより広い範囲の温度を分析できるようにします。特異な連星、汚染された連星、分光連星などのごく一部の星は、目視検査が必要であり、それらはより大きな不確実性によって識別されます。
質量損失とエディントン パラメータ
恒星風による質量損失は、大質量星の進化において支配的な役割を果たしています。非常に大質量の星(VMS、$>100M_{\odot}$)は、主系列にある間はWolf-Rayetスペクトル形態(WNh)を示します。Bestenlehner(2020)は、Castor、Abbott&Klein(1975)によるエレガントで広く使用されている恒星風の理論を、光学的に薄い(O星)から光学的に厚い主系列(WNh)風の領域に拡張しました。新しい質量損失の記述は、エディントンパラメータに対する経験的な質量損失の依存性を説明することができ、大質量および非常に大質量の星の星の進化モデルへの組み込みに適しています。この処方箋は、Vink&Gr\"afener(2012)で定義された遷移質量損失率で調整できます。Bestenlehneretal.(2014)で提示された星のサンプルに基づいて、大マゼラン雲の質量損失レシピを導き出します。Bestenlehner(2020)の新しい理論上の質量損失処方を使用します。
星の軸対称磁場の安定性
| Title |
Stability_of_axially_symmetric_magnetic_fields_in_stars |
| Authors |
L._Becerra,_A._Reisenegger,_J.A._Valdivia,_and_M._Gusakov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01042 |
Ap星、白色矮星、中性子星で観測される磁場は、長い間安定していることが知られています。ただし、これらの状態を可能にする恒星内部の物理的条件は、まだ研究課題です。純粋なトロイダル磁場と純粋なポロイダル磁場の両方が、星のある時点で不安定になることが正式に証明されています。一方、数値シミュレーションは、安定成層星内のほぼ軸対称な磁場構成の安定性を証明しています。これらの構成は、ねじれたトーラス形状で相互に安定化するトロイダルコンポーネントとポロイダルコンポーネントで構成されます。以前の研究では、磁場のトロイダル成分とポロイダル成分の磁気エネルギーの比率について、大まかな上限と下限が提案されています。そのような構成が安定したままであるパラメータ空間をマッピングする目的で、ペンシルコードを使用して、粘性が唯一の散逸メカニズムである非回転、非縮退星における磁場の進化の3D磁気流体力学シミュレーションを実行しました、均一な（順圧性）および放射状に増加する（安定的に成層化された）特定のエントロピーを持つ星の両方。さらに、安定成層の程度と各コンポーネントの磁気エネルギーに関するさまざまな条件を検討し、以前に提案された磁場の安定境界を大まかに確認しました。
光の移動時間効果を持つ CoRoT-TESS 食連星
宇宙ベースの測光法で長周期の食連星を特定することは、これらのミッションの観測シーケンスが比較的短く寿命が短いため、宇宙望遠鏡の世紀においても依然として課題です。TransitingExoplanetSurveySatellite(TESS)宇宙望遠鏡は、以前の宇宙ベースの観測を補完する適切なツールです。この論文では、CoRoTおよびTESS宇宙望遠鏡によって測定された食連星(EB)の食タイミング変動(ETV)分析の最初の結果を報告します。1428のEB候補の中から、4つの新しい潜在的なトリプル候補を見つけました。これらの候補について、ETVが分析され、よく知られている光移動時間効果(LTTE)によって適合されました。そのうちの1つは、折り畳まれた光の曲線に大きな位相シフトが見られ、特別な注意が必要でした。この論文では、物質移動または離心運動によって説明できる重要なETV信号を示す他のシステムもいくつか紹介します。
畳み込みニューラル ネットワークによる階層トリプル システムの安定性の予測
| Title |
Predicting_the_Stability_of_Hierarchical_Triple_Systems_with_Convolutional_Neural_Networks |
| Authors |
Florian_Lalande_and_Alessandro_Alberto_Trani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12402 |
階層的なトリプルシステムの長期的な進化を理解することは、固有の混沌とした性質のために困難であり、計算コストの高いシミュレーションが必要です。ここでは、最初の$5\times10^5$内部バイナリ軌道中の進化を調べることによって、階層トリプルの安定性を予測するための畳み込みニューラルネットワークモデルを提案します。$5\times10^6$の階層的なトリプルをシミュレートするために、正則化された数体コードTSUNAMIを使用し、そこから大規模なトレーニングおよびテストデータセットを生成します。トリプルの軌道要素のさまざまな組み合わせを使用する12の異なるネットワーク構成を開発し、それらのパフォーマンスを比較します。私たちの最良のモデルは、6つの時系列、つまり、長半径比、内側と外側の離心率、相互の傾き、および近心の引数を使用します。このモデルは、$95\%$を超える曲線下面積を達成し、トリプルシステムの安定性を研究するための関連パラメーターを通知します。トレーニング済みのモデルはすべて公開されており、純粋な$N$-bodyメソッドよりも$200$倍速く、階層的なトリプルシステムの安定性を予測できます。
襄陽地下実験室でのラドン変動測定
| Title |
Radon_variation_measurements_at_the_Yangyang_underground_laboratory |
| Authors |
C._Ha,_W._G._Kang,_J._Kim,_K._W._Kim,_S._K._Kim,_Y._D._Kim,_H._S._Lee,_M._H._Lee,_M._J._Lee,_Y._J._Lee,_and_Y._Jeong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00737 |
2004年10月から2022年5月まで、空気中のラドン濃度が、襄陽地下実験室の深さ700mで測定されました。A6とA5と呼ばれる2つの実験エリアでの平均値は、それぞれ53.4\pm0.2Bq/m^3と33.5\pm0.1Bq/m^3と測定されました。A5エリアの低率は、温度管理と換気の改善によるものです。特に、これらのラドン率は、相関係数r=0.22で地域の局所温度と相関しています。したがって、地上の季節によって引き起こされる局所的な気温が実験地域の換気に影響を与えるため、ラドン率は季節変動を示しました。年間残存率のコサインフィットは、毎年8月31日午後6日に最大振幅を示しました。
中性子星によって拘束されたホログラフィックな冷たい密度の高い物質
中性子星内部の低温高密度物質の状態方程式(EoS)は、Einstein-Maxwell-dilaton(EMD)システムのフレームワークでホログラフィックQCDモデルを使用し、改良されたKarch-Katz-Son-Stephanov(KKSS)アクションを使用して調査されます。重要な部分。EMD$+$KKSSフレームワークでホログラフィック核物質を記述するこの方法は、Dirac-Born-Infeld(DBI)アクションとChern-Simons(CS)項を使用する方法とは異なります。Hebeler-Lattimer-Pethick-Schwenk(HLPS)中間状態方程式(EoS)と組み合わせることで、中性子星内のハイブリッドEoSが構築されます。得られたハイブリッドEoSは、低密度カイラル有効理論、高密度摂動QCD、およびそれらの間のポリトロープ補間によって定義される範囲内に位置し、天体物理学観測によって制約されます。音速の2乗は、飽和バリオン数密度の$2-5$倍の領域で$0.8$より大きい最大値に達し、高いバリオン密度範囲で等角限界に近づきます。中性子星の質量と半径の関係と潮汐変形性は、天体物理学の測定値と一致しています。中性子星の可能な最大質量は約$2.5M_{\odot}$で、半径は約$12\mathrm{km}$です。質量と半径の関係にあるホログラフィッククォーク物質の分岐は常に不安定であり、ホログラフィック核物質は安定した分岐を生成できることに注意してください。これらの結果は、NSのコアでさえ、物質はまだ閉じ込め段階にあり、クォーク物質は支持されていないことを示しています。
重力波は、伝搬中に物質と暗黒エネルギーの分布を通過します。このため、連星コンパクト天体から放出される重力波は、特に暗黒エネルギーの性質を調べるための有用なツールとして機能します。幾何光学近似は、波の伝播を調査する従来の方法です。ただし、波長が背景の曲率半径に近づくにつれて、近似の精度が低下します。これは、一般的な状況で発生する可能性があります。この論文では、多くのダークエネルギーモデルに対応するHorndeski理論に適用される、幾何光学展開の高次補正の定式化を提案します。バックグラウンドのレベルでは、スカラーフィールドの導関数が非消失であり、タイムライクであると仮定して、スカラーフィールドの輪郭と一致するようにタイムスライスを選択します。このバックグラウンドタイムスライスの選択は、スカラーフィールドが完全な流体として振る舞うときはいつでも、スカラーおよびテンソル重力波の両方のサウンドコーンがバックグラウンドタイムスライスに対して直立するため、有利です。次に、重力波のスカラー成分とテンソル成分の運動方程式を、幾何光学展開の先頭と次の次数で分析し、特定の条件下での振幅の進化方程式を導出します。特に、一般化されたブラン・ディッケ理論については、重力波の方程式の簡単な記述を有効計量で見つけます。
交差正弦波面センサー: 最初のテストと結果
| Title |
The_crossed-sine_wavefront_sensor:_first_tests_and_results |
| Authors |
Laura_Schreiber,_Yan_Feng,_Alain_Spang,_Francois_Henault,_Jean-Jacques_Correia,_Eric_Stadler,_David_Mouillet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00829 |
交差正弦波面センサー(WFS)は、波面の一次導関数を測定する瞳面波面センサーです。これは、光軸を中心に45度回転させた正弦関数の積から構築された勾配透過フィルター(GTF)、テストされた光学系の焦点にある2x2ミニレンズアレイ(MLA)、および瞳孔に共役な平面上に配置された検出器アレイ。基本原理は、4つの瞳孔画像を同時に取得することにあり、各画像はGTFの背後にある異なる点から観察されます。波面再構成能力を実証するシミュレーション作業の後、私たちは現在、ラボでのプロトタイプの実装段階にあります。クロスサインWFSは、テストされた光学系の瞳孔で同時に高い空間分解能と、レーザー干渉計によって達成されるものに匹敵する絶対測定精度を達成できます。このホワイトペーパーでは、7つのカスタマイズされた位相マスクを紹介し、それらの測定を行います。最初のテストと結果が示され、それに基づいて交差正弦WFSの性能を調査し、レーザー干渉計の性能と比較します。
暗黒物質：DAMA/LIBRAとその展望
| Title |
Dark_Matter:_DAMA/LIBRA_and_its_perspectives |
| Authors |
R._Bernabei_(1),_P._Belli_(1),_F._Cappella_(2),_V._Caracciolo_(1),_R._Cerulli_(1),_C.J._Dai_(3),_A._d'Angelo_(2),_A._Incicchitti_(2),_A._Leoncini_(1),_X.H._Ma_(3),_V._Merlo_(1),_F._Montecchia_(1,4),_X.D._Sheng_(3),_Z.P._Ye_(3,5)_((1)_Univ._Roma_Tor_Vergata_and_INFN_Roma_Tor_Vergata,_(2)_Univ._Roma_and_INFN_Roma,_(3)_IHEP_CAS_Beijing,_(4)_Univ._Tor_Vergata,_(5)_Univ._Jinggangshan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00882 |
グランサッソ研究所の地下深くでDAMAによって測定されたモデルに依存しない長年の変調効果が、さまざまな実験構成でまとめられ、展望が強調されます。DAMA/LIBRA-phase2セットアップ、$\simeq$250kgの高度に放射性純粋なNaI(Tl)は、高C.L.でモデルに依存しない暗黒物質の年次変調シグネチャのすべての要件を満たす信号の証拠を確認します。完全なエクスポージャーは、年間22サイクルで年間2.86トン$\times$です。実験は現在、DAMA/LIBRA-phase2強化構成で、さらに低いソフトウェアエネルギーしきい値でデータを収集しています。その他の最近の主張については、簡単にコメントします。
ブランス・ディッケ宇宙論におけるバローホログラフィック暗黒エネルギー
標準的なBekenstein-Hawkingエントロピーの代わりにBarrowエントロピーを考慮したホログラフィック原理を使用して、Brans-Dicke宇宙論における暗黒エネルギーのホログラフィックモデルを構築します。前者は、ブラックホール物理学における量子重力効果を説明する努力から生じ、重力熱力学予想によれば、宇宙論的枠組みにおいても生じる。私たちのモデルの宇宙論的結果を探求するために、ハッブルの地平線をIRカットオフと見なします。標準的なホログラフィックダークエネルギーモデルとは対照的に、現在の宇宙膨張の加速段階を説明できることを示して、符号変更可能な線形相互作用を伴う非相互作用ケースと相互作用ケースの両方を調査します。次に、音速の2乗を使用して古典的な安定性解析を実行します。非相互作用モデルは小さな摂動に対して不安定ですが、符号変更可能な相互作用モデルは、モデルパラメーターの適切な値に対してのみ安定していることがわかります。一方、線形相互作用モデルは常に安定した宇宙を予測します。宇宙論的観測と我々のモデルの整合性が議論されています。
銀河の「暗黒物質」の代わりに真空偏極
アイコナル近似で銀河内部の真空分極を考察したところ、2種類の分極が存在する可能性があることがわかりました。最初のタイプは、放射と同様に状態方程式$p=\rho/3$で表されます。コンパクトな天体物理学的物体が銀河の中心に存在する場合、等角ユニモジュラー計量を使用すると、この真空「物質」の非特異解を構築できます。その結果、銀河の中心からの距離の関数としてテスト粒子の回転速度を増加させる「暗い」銀河のハローが現れます。2番目のタイプの真空分極には、より複雑な状態方程式があります。静的物理効果として、重力定数のくりこみを生成するため、静的ハローは発生しません。しかし、2つ目のタイプの非定常分極は、仮想的な時間依存プロセスにおける時間の経過に伴う銀河核質量の指数関数的な増加(または減少)に起因し、暗黒物質の輪のように見える重力ポテンシャルを生成します。
マルチスカラー ガウス ボネット重力: 自発的なスカラー化を超えたスカラー化されたブラック ホール
| Title |
Multi-scalar_Gauss-Bonnet_gravity:_scalarized_black_holes_beyond_spontaneous_scalarization |
| Authors |
Kalin_V._Staykov,_Daniela_D._Doneva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01038 |
最近、標準的な自発的スカラー化とは異なる、ブラックホールのスカラー化の新しい非線形メカニズムが、タキオン不安定性が発生しないスカラーガウスボネット理論に存在することが実証されました。したがって、シュヴァルツシルトのブラックホールは線形的に安定していますが、代わりに非線形不安定性が発生する可能性があります。本稿では、スカラー場で3次および4次の指数結合関数をもつマルチスカラーガウスボネット重力の場合に、この考えを拡張します。主な動機は、これらの理論がゼロのスカラー電荷を持つ毛むくじゃらのコンパクトなオブジェクトを認めているという事実から来ています。したがって、ゼロのスカラー双極子放射は、理論パラメーターのバイナリパルサーの制約を自動的に回避します。両方の結合関数とすべての可能な最大対称スカラーフィールドターゲット空間のスカラー化されたブラックホールの存在を数値的に示します。得られた溶液枝の熱力学と安定性についても議論した。
超伝導宇宙ストリングの重力放射放出効率$\Gamma$を調べます。遷音速弦の可解モデルを使用して、電流の存在がカスプ、キンク、およびさまざまなタイプのループの重力放出の抑制につながることを示します。また、電流が存在する場合、高調波モードが増加するにつれてカスプを含むループの放射のスペクトルが指数関数的に抑制されるため、電流のないループのべき法則スペクトルとは大幅に異なることも示します。さらに、$\Gamma$と宇宙弦上の電流の値との間に現象学的関係を確立します。この関係は、電流を運ぶ文字列の任意のタイプに対して有効であると推測されます。この結果を使用して、自由度が追加された宇宙ひもによって生成される確率的重力波背景に対する電流の潜在的な影響を研究し、スペクトルの振幅と形状の両方が大幅に影響を受ける可能性があることを示します。
