線強度マッピングにおける強度バイアス縮退の打破
線強度マッピングは、高赤方偏移での銀河の進化と宇宙論を理解するためのツールとして急速に注目を集めています。しかし、これらの調査のための標準的なパワースペクトル分析は、全体的な平均線強度と放射銀河の偏りとの間の厳密な縮退に悩まされています。パワースペクトルを超えた情報を含むことが知られている1点統計であるボクセル強度分布(VID)の新しい形式について概説します。この新しい計算を使用して、VIDを使用して強度マッピングデータのこの重要な縮退を打破できることを初めて示しました。
再イオン化中の 21 cm 信号シミュレーションでの分散の抑制
| Title |
Suppressing_variance_in_21-cm_signal_simulations_during_reionization |
| Authors |
Sambit_K._Giri,_Aurel_Schneider,_Francisco_Maion,_and_Raul_E._Angulo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01225 |
再イオン化中の21cm信号の現在のベストリミットは、大きなスケール($\gtrsim$100Mpc)で提供されます。これらのスケールをモデル化するには、膨大な量のシミュレーションが必要であり、計算コストが高くなります。これらの大規模での不確実性の主な原因は、現在および今後の観測を分析するために必要なシミュレーションの最小サイズを決定するサンプル分散であることがわかりました。大規模な構造シミュレーションでは、初期条件(IC)を初期パワースペクトルに正確に従うように「固定」し、2つのシミュレーションを正確に位相がずれているICと「ペアリング」する方法は、サンプルの分散を大幅に削減することが示されています。ここでは、この「固定とペアリング」(F\&P)アプローチを再イオン化シミュレーションに適用します。そのクラスタリング信号は、密度変動と再イオン化バブルの両方に由来します。半数値コードを使用して、従来の方法では$L\simeq500$(300)Mpcのシミュレーションボックスが$k$=0.1Mpc$^{-1で大規模なクラスタリングシグナルをモデル化するために必要であることを示します。}$の精度は5(10)パーセントです。F\&Pを使用すると、シミュレーションボックスを2分の1に縮小して、同じ精度レベルを得ることができます。F\&Pアプローチを使用すると、計算コストを少なくとも4分の1に削減できると結論付けています。
塊状の下部構造による 21 cm の森林信号の増強
サブハローの21cm森林信号への寄与を調べます。ハローは下部構造をホストすることができ、これらの小規模な塊の効果を含めることで、21cmの森林信号を検出するために、21cmの光学的深度を潜在的に高めることができます。サブハローの寄与による光学的深度と、ホストハローのみによる光学的深度(サブハローなし)の比率を表すブーストファクターを推定します。$10^5M_{\odot}$オーダーの質量を持つ小さなホストハローの場合、光学深度ブーストファクターは無視できますが、サブハローの寄与により、オーダー$10^のホストハローの光学深度を1桁向上させることができます。7M_{\odot}$.21cmの森林信号に関連するハロー質量範囲を積分することによって得られる結果の21cm吸収線の存在量は、下部構造により$10\%$のオーダーまで増強できます。21cmの森林信号に対する大きなホストのハローの寄与は、小さなホストのハローよりも温度が高く、存在量が少ないため、小さいため、21cmの森林の検出では、より大きなホストのハローのブースト係数が大きくなります。.したがって、サブハローは、サブハローを考慮しないと、21cmの森林信号にかなりの寄与を与えない可能性がある信号推定にとってより重要な、より大きなホストハローをうまく助けることができます。
| Title |
Gravitational_wave_source_clustering_in_the_luminosity_distance_space_with_the_presence_of_peculiar_velocity_and_lensing_errors |
| Authors |
Qing_Yang,_Bin_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01359 |
GW数カウントは、赤方偏移空間の銀河のように、光度距離空間(LDS)の大規模構造(LSS)の新しいトレーサーとして使用できます。クラスタリング効果で$D_L-D_A$双対関係を得ることができます。しかし、ホスト銀河の特異な速度分散誤差や前景のレンズ倍率など、いくつかのLSS誘発誤差がGW光度距離測定を汚染します。これらの効果から生じる距離の不確実性により、GWクラスタリングが分光学的なデータから測光的なデータに低下します。この論文では、これらのLSSによって引き起こされる距離誤差が、LDSクラスタリングから推測される宇宙論的パラメーターの精度をどのように変更するかを調査します。次世代GW天文台の2つ、すなわちビッグバン天文台（BBO）とアインシュタイン望遠鏡（ET）を検討します。角直径距離$D_A$、光度距離空間ハッブルパラメーター$H_L$、構造成長率$f_L\sigma_8$のパラメーター推定誤差を、フィッシャー行列法で予測します。一般的に言えば、GWソースクラスタリングデータは、$D_L<5$Gpc未満の宇宙研究に使用できますが、このスケールを超えると、レンズエラーが大幅に増加します。BBOの場合、相対誤差$10^{-3}$～$10^{-2}$で$D_L<5$Gpc未満に宇宙パラメータを制限できることがわかりました。光度の低い距離範囲では速度分散誤差が支配的であり、光度の高い距離範囲ではレンズ倍率誤差がボトルネックとなります。レンズ誤差を減らすために、レンズ除去効率を$50\%$と仮定しました。この最適な仮定を使用しても、光度距離$D_L=25$Gpcで部分誤差は$O(1)$に増加しました。ETの結果は、BBOの結果と同様です。ETのGWソース数はBBOよりも少ないため、対応する結果も少し悪くなります。
$\texttt{Hi-COLA}$: Horndeski 重力における構造形成の高速近似シミュレーション
| Title |
$\texttt{Hi-COLA}$:_Fast,_approximate_simulations_of_structure_formation_in_Horndeski_gravity |
| Authors |
Bill_S._Wright,_Ashim_Sen_Gupta,_Tessa_Baker,_and_Georgios_Valogiannis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01666 |
$\texttt{Hi-COLA}$を導入します。このコードは、Horndeski重力の減少における非線形構造形成の$\textit{N}$体シミュレーションを高速に実行するように設計されています。入力ラグランジアンが与えられると、$\texttt{Hi-COLA}$は適切な場の方程式を動的に構築し、その理論の宇宙論的背景、線形成長、および選別された5番目の力を一貫して解きます。したがって、$\texttt{Hi-COLA}$は、多くのHorndeski理論の穏やかな非線形領域を低計算コストで初めて調査できるようにする、一般的で、適応性があり、便利なツールです。この作業では、最初に、Vainshteinスクリーニングを使用した理論のスクリーニング近似と$\texttt{Hi-COLA}$のシミュレーション設定について説明します。立方ガリオン重力の従来の$\textit{N}$-bodyシミュレーションに対してコードを検証し、$k_{\rmmax}=1.2~h/{\rmMpc}$までの$2.5\%$の一致を見つけました。$\texttt{Hi-COLA}$の柔軟性を実証するために、拡張シフト対称重力理論の最初のシミュレーションをさらに実行します。$\texttt{Hi-COLA}$の一貫性とモジュール性を使用して、変更された背景、線形成長、およびスクリーニングされた5番目の力がすべて、非線形物質のパワースペクトルで$\Lambda$CDMからの逸脱にどのように寄与するかを分析します。
暗黒物質粒子の速度分布が二峰性である場合の銀河による暗黒物質粒子の捕捉
| Title |
Capture_of_dark_matter_particles_by_a_galaxy_in_the_case_of_a_bimodal_distribution_of_their_velocities |
| Authors |
Ruth_Durrer,_Serge_Parnovsky,_and_Aleksei_Parnowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01819 |
2つの異なるタイプの暗黒物質(DM)が存在する場合、または暗黒物質(DM)の二峰性速度分布関数が存在する場合に、銀河による暗黒物質(DM)粒子の捕獲率を分析しました。単峰性分布の仮定に基づいた以前の研究で検討されたシナリオに加えて、より複雑なシナリオが可能であり、激しい捕獲の状態への移行および/またはそれからの退出が発生する可能性があることが示されています。二段階。DM密度の減少率のさまざまな値について、銀河のバリオン質量の増加率の関数として暗黒物質粒子の捕獲率を表す曲線の変化について詳細に説明します。
低ハロー質量での SZ フラックス-質量 ($Y$-$M$) 関係: 記号回帰とバリオン フィードバックの強い制約による改善
| Title |
The_SZ_flux-mass_($Y$-$M$)_relation_at_low_halo_masses:_improvements_with_symbolic_regression_and_strong_constraints_on_baryonic_feedback |
| Authors |
Digvijay_Wadekar,_Leander_Thiele,_J._Colin_Hill,_Shivam_Pandey,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_David_N._Spergel,_Miles_Cranmer,_Daisuke_Nagai,_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar,_Shirley_Ho,_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02075 |
ハロー周銀河媒質中のイオン化ガスは、熱スンヤエフ-ゼルドビッチ(tSZ)効果を介して宇宙マイクロ波背景放射に痕跡を残します。活動銀河核(AGN)と超新星からのフィードバックは、ハローの積分tSZフラックス($Y_\mathrm{SZ}$)の測定に影響を与え、ハロー質量($Y_\mathrm{SZ}-M$)との関係を引き起こす可能性があります。)ビリアル定理の自己相似ベキ乗則予測から逸脱します。このような偏差の包括的な研究を、CAMELSを使用して実行します。CAMELSは、フィードバック処方の広範なバリエーションを備えた一連の流体力学シミュレーションです。2つの機械学習ツール(ランダムフォレストとシンボリック回帰)の組み合わせを使用して、低質量のフィードバックプロセスに対してよりロバストな$Y-M$関係の類似物を検索します($M\lesssim10^{14}\,h^{-1}\,M_\odot$);$Y\rightarrowY(1+M_*/M_\mathrm{gas})$をリレーションで置き換えるだけで、驚くほど自己相似になることがわかります。これは、低質量星団と銀河群の堅牢な多波長質量プロキシとして機能する可能性があります。私たちの方法論は、他の天体物理学的スケーリング関係の妥当性の領域を改善するためにも一般的に役立ちます。また、$Y-M$関係の測定により、フィードバックパラメーターの特定の組み合わせにパーセントレベルの制約が提供され、現在の状態で使用される超新星およびAGNフィードバックモデルのパラメーター空間の大部分が除外される可能性があると予測されます。アート流体力学シミュレーション。私たちの結果は、今後のSZサーベイ(SO、CMB-S4など)や銀河サーベイ(DESIやRubinなど)を使用して、バリオンフィードバックの性質を制限するのに役立ちます。最後に、代替関係$Y-M_*$は、$Y-M$よりもフィードバックに関する補完的な情報を提供することがわかりました。
TDCOSMO X: 時間遅延コスモグラフィーの階層的方法における系統性の重要なテスト
| Title |
TDCOSMO_X:_A_key_test_of_systematics_in_the_hierarchical_method_of_time-delay_cosmography |
| Authors |
Matthew_R._Gomer,_Dominique_Sluse,_Lyne_van_de_Vyvere,_Simon_Birrer,_and_Frederic_Courbin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02076 |
時間遅延コスモグラフィー法における系統誤差の最大の原因は、レンズモデルの質量分布に起因する可能性が高く、モデルの不正確な選択は、原則として$H_0$の値にバイアスをかける可能性があります。レンズシステムとキネマティックデータを組み合わせ、集団レベルで質量プロファイル形状を制約するベイズ階層フレームワークが提案されています。フレームワークは、水力シミュレーションから引き出されたレンズ銀河の小さなサンプルで以前に検証されています。この作業の目的は、観測されたシステムと一致するレンズのより一般的なセットに検証を拡張し、2つのレンズ集団を組み合わせる方法の能力を確認することです。体系的に異なる画像半径を持っています。この目的のために、バリオン+暗黒物質で構成された解析レンズ質量分布のサンプルを生成し、その後のモックイメージを標準べき乗則モデルに適合させます。対応するキネマティクスデータもエミュレートされます。時間遅延レンズのアンサンブルに適用される階層フレームワークにより、モデル選択に関連する$H_0$バイアスを修正し、基準値の$1.5\sigma$以内に$H_0$を見つけることができます。次に、このセットを、時間遅延がなく、より低い$z$に光源を持つ対応するレンズシステムのサンプルと組み合わせて、有効半径に比べて画像半径を系統的に小さくします。階層フレームワークはこの効果をうまく説明し、時間遅延セットのみよりも正確($\sigma\sim2\%$)かつ正確($0.7\%$中央値オフセット)である$H_0$の値を回復します。この結果は、非時間遅延レンズが、時間遅延セットと同じ世界人口から来ていると仮定すると、運動学的制約を介して$H_0$の決定に貴重な制約力を与えることができることを確認します。
インフレーション中の重力波のスケール不変強化
励起されたスペクテータースカラーフィールドからのインフレーション1ループテンソルパワースペクトルが計算されます。原始ブラックホールに関する最近の研究は、インフレーション曲率摂動が小さなスケールでは巨大である可能性があることを示唆しています。強化された曲率摂動は、観客のスカラー場の変動の大幅な強化から生じる可能性があります。この手紙では、in-in形式を使用して、運動量空間に鋭いピークを持つ励起されたスペクテーターフィールドによる原始重力波に対する1ループの量子補正を計算します。以前に計算されたスカラー誘起テンソルモードの急激なピーク補正とは対照的に、この完全な量子セットアップでスケール不変ループ補正が見つかりました。特に、超ハッブルスケールでは、原始重力波も増幅され、励起されたスカラー場による真空のボゴリュボフ変換として理解できます。このメカニズムにより、現在および将来の宇宙マイクロ波背景放射と重力波実験を使用して、非常に短距離スケールでスカラー場の特性を調べることができ、インフレーション宇宙論の新しい窓が開かれます。
非最小連成の自然インフレ: 最近の BICEP/Keck による Palatini と Metric 形式
| Title |
Non-minimally_coupled_Natural_Inflation:_Palatini_and_Metric_formalism_with_the_recent_BICEP/Keck |
| Authors |
Nilay_Bostan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02434 |
この作業では、単一フィールドのインフレーションを考慮することにより、非最小結合$\xi\phi^2R$がインフレーションパラメータに与える影響を示し、素粒子物理学の観点から魅力的な可能性のインフレーション予測を提示します。インフレーションは、コサイン型の周期的ポテンシャルを持つアクシオンのようなインフレトンであり、インフレトンは、自発的に壊れたグローバル対称性を持つ疑似南部ゴールドストーンボソンとして自然に出現します。この可能性に対するインフレ予測、$n_s$、$r$、および$\alpha=\mathrm{d}n_s/\mathrm{d}\lnk$を提示します。さらに、インフレ後の標準的な熱履歴を想定し、これを使用して、考慮される可能性について、最近のBICEP/Keck結果内の$n_s$、$r$に適合する領域を示します。
極低温大口径強度マッピング実験による銀河外科学
| Title |
Extragalactic_Science_with_the_Experiment_for_Cryogenic_Large-aperture_Intensity_Mapping |
| Authors |
Anthony_R._Pullen,_Patrick_C._Breysse,_Trevor_Oxholm,_Eric_R._Switzer,_Christopher_J._Anderson,_Emily_Barrentine,_Alberto_D._Bolatto,_Giuseppe_Cataldo,_Thomas_Essinger-Hileman,_Abhishek_Maniyar,_Thomas_Stevenson,_Rachel_S._Somerville,_Carrie_Volpert,_Edward_Wollack,_Shengqi_Yang,_L._Y._Aaron_Yung_and_Zilu_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02497 |
極低温大口径強度マッピングの実験(EXCLAIM)は気球搭載の極低温望遠鏡で、天の川と宇宙ウェブの両方からの拡散放射のスペクトルを調査して、星の形成、星間物質、および宇宙全体の銀河の進化を調査します。時間。EXCLAIMの主要な銀河系外科学調査では、赤方偏移2.5<z<3.5およびz<1の複数のCO行。銀河の赤方偏移カタログとの相互相関により、ターゲット赤方偏移の大規模構造から線放射が分離されます。この論文では、2点相互相関と条件付き1点相互相関の両方の感度を予測します。EXCLAIMは、[CII]-QSOクロスパワースペクトルと条件付きボクセル強度分布(CVID)の両方を[CII]強度モデルの広い範囲の下でさまざまな赤方偏移で検出し、文献内のこれらのモデルを区別できるようになると予測します。.パワースペクトルのこれらの予測には、ラインインターローパーと連続体の前景汚染の影響が含まれます。次に、クロスパワースペクトルとCVIDの両方からの結合[CII]制約を、[CII]ハロー光度-質量関係$L_\mathrm{[CII]}(M)$モデルパラメーターと星形成に関する制約に変換します。[CII]放出からの速度密度(SFRD)。また、COの感度推定値を作成し、モデルを区別する能力を示します。
宇宙で最も遠い銀河団の X-IFU/アテナ ビュー
| Title |
X-IFU/Athena_view_of_the_most_distant_galaxy_clusters_in_the_Universe |
| Authors |
Florent_Castellani_(IRAP),_N._Clerc_(IRAP),_Etienne_Pointecouteau_(IRAP),_Yannick_Bah\'e,_F._Pajot_(IRAP) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02539 |
2番目の大型ESAミッション「アテナ」に搭載されたX線積分フィールドユニット（X-IFU）は、高空間（5インチ）およびスペクトル（2.5eV）分解能のX線イメージング分光計であり、0.2-12keVエネルギーバンド。それは、宇宙における物質の最大のハロー、銀河のグループとクラスターの宇宙時間を通じた集合と進化の科学的問題に対処します。この目的のために、我々は進行中の実現可能性調査を提示して、X-IFUの機能を実証し、形成の時代に大規模なハローの物理学を明らかにします。HYDRANGEA宇宙論的および流体力学的数値シミュレーションから抽出された銀河の遠い(z=2)グループ($M_{500}=7\cdot10^{13}M_\odot/h$)から始めて、エンドツーを実行します。-X-IFU観測のシミュレーションを終了します。グローバル、1D、および2Dの量の再構成から、銀河団内媒体（ICM）の化学的濃縮、グループとクラスターの動的アセンブリなど、銀河団のさまざまなX-IFUサイエンスケースを調査する予定です。銀河と超大質量ブラックホールの進化からのフィードバックの影響。
Ia 型超新星の近赤外観測によるハッブル定数の最新測定値
| Title |
An_updated_measurement_of_the_Hubble_constant_from_near-infrared_observations_of_Type_Ia_supernovae |
| Authors |
Llu\'is_Galbany,_Thomas_de_Jaeger,_Adam_Riess,_Tom\'as_E._M\"uller-Bravo,_Suhail_Dhawan,_Kim_Phan,_Maximillian_Stritzinger,_Emir_Karamehmetoglu,_Bruno_Leibundgut,_Erik_Peterson,_W._D'Arcy_Kenworthy,_Joel_Johanson,_Kate_Maguire,_Saurabh_W._Jha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02546 |
最近更新された近赤外線(NIR)のIa型超新星超新星(SNeIa)を使用したハッブル定数($H_0$)の測定値を、近くの銀河のSNeIaの最近更新されたサンプルから、セファイド周期と光度の関係によって測定された距離とともに提示します。SHOESプロジェクト。ハッブル流($z>0.01$)で最大19個のキャリブレータSNeIaとさらに57個のSNeIaの公開近赤外測光を収集し、ガウス過程によって$J$および$H$バンドでそれらのピークの大きさを直接測定します。スプライン補間。キャリブレータのピークマグニチュードとセファイドベースの距離を使用して、各バンドの平均絶対マグニチュードを推定し、ハッブルフローSNeを使用して、マグニチュードと赤方偏移の関係のゼロ点切片を制約します。$H_0$のベースライン結果は、$J$バンドで$72.3\pm1.4$(stat)$\pm1.4$(syst)kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$であり、$72.3\pm1.3$(stat)$\pm1.4$(syst)kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$$H$バンドで、系統的不確実性には標準偏差が含まれます分析の最大21のバリエーション、SHOESCepheidアンカーから体系的な0.7\%距離スケール、体系的な測光ゼロ点、体系的な宇宙分散。最終的な測定値は、両方の帯域で2.8\%の精度の測定値を表しています。$H_0$で最大の変化を伴うバリアントは、サンプルをCSPおよびCfAプログラムからのSNeに限定した場合であり、これらは最適に調整されているため注目に値し、$H_0\sim75$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$両方のバンドで。SNIaNIRピークマグニチュードを標準化するために、NIRでストレッチと赤化補正が依然として有用であることを示します。私たちの結果に基づいて、将来的にNIRでSNeIaを使用した$H_0$測定の精度を向上させるためには、キャリブレータSNeIaの数を増やし、ハッブルレマ\^itreを拡張できるようにする必要があります。ダイアグラムをより高いzに配置し、NIR固有の散乱を減らすのに役立つ標準化手順を含めます。
Symphony: 40 年にわたるホスト ハロー質量にわたる宇宙論的ズームイン シミュレーション スイート
| Title |
Symphony:_Cosmological_Zoom-in_Simulation_Suites_over_Four_Decades_of_Host_Halo_Mass |
| Authors |
Ethan_O._Nadler,_Philip_Mansfield,_Yunchong_Wang,_Xiaolong_Du,_Susmita_Adhikari,_Arka_Banerjee,_Andrew_Benson,_Elise_Darragh-Ford,_Yao-Yuan_Mao,_Sebastian_Wagner-Carena,_Risa_H._Wechsler,_Hao-Yi_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02675 |
Symphonyは、$10^{11}~M_{\mathrm{\odot}}$から$10^{15}~M_{\mathrm{\odot}}$.このコンパイルには、クラスターと天の川質量スケールでの3つの既存のシミュレーションスイートと、2つの新しいスイートが含まれています:$39$大マゼラン雲質量($10^{11}~M_{\mathrm{\odot}}$)および$49$強いレンズアナログ($10^{13}~M_{\mathrm{\odot}}$)グループマスホスト。ホストハローの質量範囲全体にわたって、これらのシミュレーションの最高解像度領域は、ホストビリアル質量の$\approx3\times10^{-7}$倍の暗黒物質粒子質量と、プラマーに相当する重力軟化で解決されます。平均でホストのビリアル半径の$\approx9\times10^{-4}$倍の長さ。サブハローの存在量とホスト濃度、形成時間、および最大サブハロー質量の間の相関関係を測定します。これらはすべて、天の川のホストハロー質量スケールでピークに達します。サブハローの存在量は、固定されたサブとホストのハローの質量比で、低質量のホストよりもクラスターの方が$\approx50\%$高い。サブハローの放射状分布は、ホストの質量の関数としてほぼ自己相似であり、ホストの基になる暗黒物質の分布ほど集中していません。結果を半解析モデル$\mathrm{\texttt{Galacticus}}$と比較します。このモデルは、低質量端での正規化が高く、Symphonyよりもわずかに集中している動径分布を持つサブハロー質量関数を予測します。$\mathrm{\texttt{UniverseMachine}}$を使用して、Symphonyでハローとサブハローの星形成履歴をモデル化し、これらの予測が、宇宙で現在観測可能なほぼすべての衛星銀河をホストするハローの形成履歴を解決することを示します。Symphonyのオープンな使用を促進するために、データ製品はhttp://phil-mansfield.github.io/symphonyで公開されています。
アトラスのダイナミック
アトラスの現在の軌道は、周波数位相空間マッピングを使用して分析されました。Corotation共鳴とLindblad共鳴が約4km離れていることがわかり、後者は0.0095を超えるアトラス離心率に関連しています。53:52のレゾナンス(Cooperetal.2015)に加えて、55:54のレゾナンスを発見したダイナミックマップの概念を拡張します。最後に、パンドラによる重力摂動が54:53共鳴の臨界角の追加振動にどのように寄与するかを示します
$\delta$ の Scuti 星の脈動のタイミングによる、恒星以下の伴星の TESS 検索。 I. Chang 134 と V393
Car 周辺の仲間の発見
| Title |
A_TESS_search_for_substellar_companions_through_pulsation_timing_of_$\delta$_Scuti_stars._I._Discovery_of_companions_around_Chang_134_and_V393_Car |
| Authors |
V._Vaulato,_V._Nascimbeni,_G._Piotto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01220 |
系外惑星を探索する場合、$\delta$Scuti変光星などの初期型の主系列脈動星は、最も探索されていないターゲットクラスの1つです。脈動タイミング(PT)は、光移動効果(LTE)を利用して、その信号の周期的な位相変調を測定することにより、脈動する星の周りに追加の大質量体の存在を推測する、最も効果的な検索方法の代替手法です。PTは、ケプラーミッションによって提供されるものなど、大規模な時間ベースラインにわたる高精度の光度曲線に適用されると、恒星連星の発見と特徴付けにすでに非常に成功しています。好条件では、PTの感度は惑星質量領域に達する可能性があり、そのような候補の1つがすでに主張されています。ほぼ全天をカバーし、フルフレーム画像を利用できるTESSの出現は、この研究分野を拡大する絶好の機会を開きます。この作業では、TESSデータに適用されるPTの可能性を理解することを目的としたパイロット研究を提示します。これは、測光ノイズ、サンプリングケイデンス、および時間ベースラインの点でケプラーとはかなり異なります。$\delta$Scutiの最も有利なクラス、つまり大きな脈動と非常に単純な周波数スペクトルを示すものに注目しました。カスタマイズされたパイプラインの開発後、2つのターゲットについて、(サブ)恒星質量領域内の候補コンパニオンを検出することができました:Chang134($43\pm5$$M_\mathrm{jup}$,$P\simeq82$d)およびV393Car($\gtrsim100$$M_\mathrm{jup}$,$P\gtrsim700$d)。私たちの結果は、この手法の制限要因と、PLATOなどの将来のミッションのための正確な絶対時間キャリブレーションの重要性も強調しています。
元素存在量測定による巨大系外惑星の起源の制約
| Title |
Constraining_the_Origin_of_Giant_Exoplanets_via_Elemental_Abundance_Measurements |
| Authors |
Henrik_Knierim,_Sho_Shibata,_and_Ravit_Helled |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01240 |
近接する巨大惑星の起源は、惑星形成理論における重要な未解決の問題です。2つの主要なモデルは、外側の円盤での形成と、それに続く移動とその場での形成です。この作業では、両方の形成シナリオについて、暖かい木星の大気組成を決定します。さまざまな惑星形成位置、惑星質量、微惑星サイズについて、水氷線の内側と外側の微惑星降着のN体シミュレーションを実行し、降着した重元素の質量と最終的な惑星組成を推定します。移動する巨大惑星は、その場で形成される惑星よりも2～14倍高い金属量を持っています。耐火物と揮発性物質の比率は、移動する惑星では1を超えますが、その場で形成される惑星では0.4未満であることがわかります。また、これら2つの形成メカニズムについて、重元素の濃縮と惑星の質量の間で非常に異なる傾向があることも確認しています。移動する惑星の金属量は、惑星の質量が減少するにつれて増加することがわかっていますが、その場での形成ではほぼ一定です。私たちの研究は、暖かい木星の大気組成と、その形成と進化経路との関係を測定することの重要性を強調しています。
ESPRESSO データ削減ソフトウェア用のモデルベースのテルリック自動補正。モデルの説明と動径速度計算への適用
| Title |
Automatic_model-based_telluric_correction_for_the_ESPRESSO_data_reduction_software._Model_description_and_application_to_radial_velocity_computation |
| Authors |
R._Allart,_C._Lovis,_J._Faria,_X._Dumusque,_D._Sosnowska,_P._Figueira,_A._M._Silva,_A._Mehner,_F.Pepe,_S._Cristiani,_R._Rebolo,_N._C._Santos,_V._Adibekyan,_G._Cupani,_P._Di_Marcantonio,_V._D'Odorico,_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_C._J._A._P._Martins,_D._Milakovi\'c,_N._J._Nunes,_A._Sozzetti,_A._Su\'arez_Mascare\~no,_H._Tabernero_and_M._R._Zapatero_Osorio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01296 |
地上ベースの高解像度スペクトログラフは、いくつかの天体物理領域にとって重要な機器です。残念ながら、観測されたスペクトルは地球の大気によって汚染されています。系外惑星の大気研究でテルル線を補正するためのさまざまな手法が存在しますが、視線速度(RV)研究では、吸収深度が2%を超えるテルル線は一般にマスクされます。RVコンテンツは、テルル汚染が重要な場所に存在します。ESPRESSODRSに組み込む単純なテルリックモデルを提案します。目標は、テルリックフリーのスペクトルを提供し、テルリック線が該当するスペクトル範囲を含むRV測定を可能にすることです。このモデルは、単一の大気層を想定した行ごとの放射伝達コードです。空の状態とHITRANからのラインの物理的特性を使用して、地表スペクトルを作成します。選択された地表線のサブセットを使用して、Levenberg-Marquardt最小化アルゴリズムによってスペクトルをロバストに適合させます。A0型からM5型までの恒星スペクトルに適用すると、最も強いH2O線の残差は、疑似連続体内にあるM型矮星を除いて、すべてのスペクトル型で2%未満です。次に、TauCetiとProximaのテルリック補正ESPRESSOスペクトルからRVを決定しました。テルルフリーのマスクを作成し、得られたRVをDRSRVと比較しました。TauCetiの場合、マイクロテルリックラインが最大58cm/sの振幅と1年の周期で系統を導入することを確認しました。Proximaの場合、より赤い波長でのスペクトル成分のゲインは、フォトンノイズの25%のゲインに相当します。これにより、Proximadの半振幅と離心率がより適切に制限されます。私たちのモデルが他の分子に適用できること、したがってNIRPSなどの他の分光器によって観測される他の波長領域に適用できることを紹介します。
S 型惑星 $\gamma$ Cep Ab の極度に傾いた軌道の偏心コーザイ・リドフ機構
| Title |
Extremely_Inclined_Orbit_of_S-type_Planet_$\gamma$_Cep_Ab_Induced_by_Eccentric_Kozai-Lidov_Mechanism |
| Authors |
Xiumin_Huang,_Jianghui_Ji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01472 |
$\gamma$CepAbは典型的なS型惑星で、連星に対してほぼ垂直な惑星軌道を占めています。ここでは、マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)サンプラーを使用して、完全なN体フィッティングを行い、この階層システムの自己無撞着軌道解を導き出します。次に、EkcentricKozai-Lidov(EKL)メカニズムを使用して、S型惑星$\gamma$CepAbの極端に傾いた軌道を説明します。EKLメカニズムは、惑星と副星の間の相互傾斜$i_{\mathrm{mut}}$の重要な振動を調べる上で重要な役割を果たします。$\gamma$CepAbの軌道の反転条件とタイムスケールを調査するために、定性分析と大規模な数値統合を実行します。惑星の質量が15$M_{\mathrm{Jup}}$のとき、臨界初期条件$i_{で惑星は$i_{\mathrm{mut}}\sim$113$^{\circ}$に達することができます\mathrm{mut}}<60^{\circ}$かつ$e_1<0.7$.最初の軌道反転のタイムスケールは、摂動ハミルトニアンの増加とともに減少します。$\gamma$CepAbのフリッピング軌道は、断面の表面と永年安定性基準に基づいて、安定を維持する可能性が高いことが確認されています。さらに、$a_1/a_2\leq0.1$を使用して、EKLの適用を一般的なS型惑星系に拡張します。ここで、$i_{\mathrm{mut}}$の最も強い励起は、$a_1/a_2=0.1のときに発生します。$と$e_2\sim0.8$であり、惑星の質量の変動は主に$e_1\leq0.3$の反転の可能性に影響します。
EMM/EMIRS が観測した遠日点期の火星大気中の熱潮流の移動
| Title |
Migrating_Thermal_Tides_in_the_Martian_Atmosphere_during_Aphelion_Season_Observed_by_EMM/EMIRS |
| Authors |
Siteng_Fan,_Fran\c{c}ois_Forget,_Michael_D._Smith,_Sandrine_Guerlet,_Khalid_M._Badri,_Samuel_A._Atwood,_Roland_M._B._Young,_Christopher_S._Edwards,_Philip_R._Christensen,_Justin_Deighan,_Hessa_R._Al_Matroushi,_Antoine_Bierjon,_Jiandong_Liu,_Ehouarn_Millour |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01585 |
エミレーツマーズミッション(EMM)の科学段階で得られたエミレーツマーズ赤外線分光計(EMIRS)の最初のデータセットを使用して取得された温度プロファイルは、火星大気中の移動する熱潮の分析に使用されます。選択されたデータは、火星年(MY)36の60{\deg}-90{\deg}の太陽経度(LS)の範囲をカバーしています。ホーププローブの斬新な軌道設計により、優れた地理的およびローカル時間の範囲が得られます。分析を改善します。波モード分解は、最大振幅がそれぞれ6Kと2Kの優勢な日潮と重要な半日潮、および約0.5Kの三日潮の存在を示唆しています。結果は、火星惑星気候モデル(PCM)による予測とよく一致しますが、観測された日周潮汐はより早い段階(3h)を持ち、半日周潮流は予想外に大きな波長(~200km)を持っています。
KELT-9 b の大気中の Paschen $\beta$ 吸収の検出: 超高温木星の大気への新しい窓
| Title |
Detection_of_Paschen_$\beta$_absorption_in_the_atmosphere_of_KELT-9_b:_A_new_window_into_the_atmospheres_of_ultra-hot_Jupiters |
| Authors |
A._S\'anchez-L\'opez,_L._Lin,_I._A._G._Snellen,_N._Casasayas-Barris,_A._Garc\'ia_Mu\~noz,_M._Lamp\'on,_and_M._L\'opez-Puertas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01854 |
水素とヘリウムの透過信号は、恒星からの極紫外線とX線フラックスが入射する高温ガス巨大系外惑星の上層大気を追跡します。さらに、最も高温の星では、バルマー連続体における水素の近紫外励起が、大気温度の制御と光蒸発の促進に支配的な役割を果たしている可能性があります。KELT-9bは、これまで知られている中で最も高温のガス巨大太陽系外惑星(T$_{eq}$$\sim$4500K)であり、A0V型の星を周回しているため、そのような環境の典型的な例です。この超高温の木星の上層大気と逃げるガスの研究は、水素のバルマー系列(n$_1$=2$\rightarrow$n$_2$$>$2)の吸収を標的にしています。残念ながら、108.3nmで三重項吸収を引き起こす最下準安定ヘリウム状態は、検出のために十分に存在していません。ここでは、CARMENESで観測されたKELT-9bの透過スペクトルにおけるパッシェンシリーズの水素吸収の証拠を提示します。具体的には、1282.16nm(n$_1$=3$\rightarrow$n$_2$=5)のNIRチャネルでカバーされる最も強い線であるPaschen-$\beta$に注目します。観測された吸収は、(0.53$^{+0.12}_{-0.13}$)%のコントラスト、$-$14.8$^{+3.5}_{-3.2}$km/sの青方偏移、およびFWHMを示しています。31.9$^{+11.8}_{-8.3}$km/s.観測された吸収特性の青方偏移は、重力で束縛された大気内の昼夜循環によって、あるいは極端な運動の結果として観測者に向かって移動する逃げるガスの尾部に由来するパッシェン$\ベータ$吸収によって説明できます。大気蒸発。この検出は、超高温の木星の大気を調査するための新しいウィンドウを開き、高温の大気の将来のモデル化のために、温度構造、質量損失率、ダイナミクスの追加の制約を提供します。
地上のVLT/SPHERE装置からの高空間分解能近赤外線(0.95～1.65$\mum$)観測を使用して取得した、ほぼ完全な経度範囲を含むガニメデの表面組成のマップを提示します。観測された反射率スペクトルは、マルコフ連鎖モンテカルロ法を使用してモデル化され、水の氷、酸、塩、およびスペクトル的に平坦な黒ずみ剤の存在量と関連する不確実性を推定しました。結果は、ガニメデの表面が、若い明るい地形(衝突クレーター、溝)では水氷によって支配され、古い暗い地形(ガリレオレギオなど)では低アルベドスペクトル的に平坦な物質が支配的であることを確認しています。氷の粒度には、緯度と経度の強い勾配があり、赤道と後半球でより大きな粒になります。これらの傾向は、放射駆動スパッタリングにおける緯度方向の温度勾配と地球規模の変動の影響と一致しています。硫酸は存在量が少なく、ガニメデの極が外部の木星磁場にさらされているプラズマ衝撃と潜在的に空間的に相関しているように見えます。最良の推定存在量は、塩の混合物が存在する可能性があることを示唆していますが、存在量が少ないこと、スペクトルの縮退、および関連する不確実性は、個々の塩種を自信を持って検出できないことを意味します。存在する場合、硫酸マグネシウムナトリウムと塩素酸マグネシウムは外因性プラズマ衝撃と暫定的に相関しているように見えますが、塩化マグネシウムと硫酸塩は暫定的に若い地形と相関しているように見え、内因性の起源の可能性を示唆しています.MCMCモデリングもGalileo/NIMSデータで実行され、同等の分布が示されました。SPHEREの高い空間分解能により、小規模(<150km)の表面特徴の正確なマッピングが可能になり、潜在的な種の存在と分布を共同で確認するために、より高いスペクトル分解能の観測とともに使用できます。
55 Cancri e の象徴的なスピッツァー フェーズ カーブの再検討: より暑い昼側、より涼しい夜側、およびより小さなフェーズ オフセット
| Title |
Revisiting_the_Iconic_Spitzer_Phase_Curve_of_55_Cancri_e:_Hotter_Dayside,_Cooler_Nightside_and_Smaller_Phase_Offset |
| Authors |
Samson_J._Mercier_(1),_Lisa_Dang_(1),_Alexander_Gass_(1),_Nicolas_B._Cowan_(1_and_2),_and_Taylor_J._Bell_(1_and_3)_((1)_Department_of_Physics,_McGill_University,_(2)_Department_of_Earth_&_Planetary_Sciences,_McGill_University,_(3)_BAER_Institute,_NASA_Ames_Research_Center) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02090 |
短周期太陽系外惑星の熱位相曲線は、大気ダイナミクスと大気中の熱輸送に最適な制約を提供します。超短周期のスーパーアースである、かに座55番星eの公開されたスピッツァー宇宙望遠鏡の位相曲線は、大きな位相オフセットを示しており、これは、このような高温の惑星では予想外の東向きの熱の再循環を示唆しています。オープンソースとモジュラースピッツァー位相曲線分析(SPCA)パイプラインを使用して、これらの象徴的な観測結果の再削減と分析を提示します。特に、元の著者と同じ手段のトレンド除去スキームを使用して、公開された分析を再現しようとします。昼の気温($T_{\rmday}=3771^{+669}_{-520}$K)、夜の気温($T_{\rmnight}=1045^{+302}_{-243)を取得します。}$K)、および惑星のホットスポットの縦方向のオフセットと、それらが削減とトレンド除去にどのように依存しているかを定量化します。私たちの再分析は、かに座55番星のホットスポットオフセットが東に$-12^{+21}_{-18}$度しかないことを示唆しています。小さな位相オフセットと涼しい夜側は、超短周期の惑星で予想される貧弱な熱輸送と一致しています。昼側の4.5マイクロメートルの高い輝度温度は、逆岩の蒸気大気からのSiO放出と定性的に一致しています。
(39991) イオクロマ族の共鳴摂動
小惑星39991イオクロマに関連する非常に若いコンパクトな小惑星群のダイナミクスが研究されています。Iochromaファミリーは、2つの3つのボディ共鳴3J-1M-3と5J3S-2の間にあることが示されています。この論文では、これらの共鳴の位置とそれらの間の境界を決定しました。ファミリーのダイナミクスの将来の研究に役立つ可能性のある軌道要素の近似を含めました。さらに、小惑星2016UT3という新しい候補メンバーについて報告します。
大気圧下での表面温度に対する降水量の感度の低下
| Title |
Smaller_Sensitivity_of_Precipitation_to_Surface_Temperature_under_Massive_Atmospheres |
| Authors |
Junyan_Xiong_(1),_Jun_Yang_(1),_Jiachen_Liu_(1)_((1)_Laboratory_for_Climate_and_Ocean-Atmosphere_Studies,_Department_of_Atmospheric_and_Oceanic_Sciences,_School_of_Physics,_Peking_University,_Beijing_100871,_China) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02294 |
降水と強制力に対するその反応は、惑星気候システムの重要な側面です。この研究では、3つの全球大気大循環モデル(GCM)と1つの地域雲分解モデル(CRM)を使用して、さまざまな大気質量と地表温暖化への応答を使用した実験での降水強度を調べます。特定の表面温度に対して大気質量が大きいほど、降水量が少ないことがわかります。さらに、大気質量が大きい場合の地表温度の上昇に伴う降水量の増加率は、大気質量が小さい場合よりも小さい。これらの挙動は、大気または表面エネルギーのバランスに基づいて理解できます。大気質量は、レイリー散乱、大気中の多重散乱、圧力の広がり、減率、およびそれによる降水強度に影響を与えます。これらの結果は、初期の地球、初期の火星、海のある太陽系外惑星の気候と居住可能性に重要な意味を持っています。
ホット準矮星周辺のトランジット惑星の探索 II. TESSサイクル1の補足方法と結果
| Title |
A_search_for_transiting_planets_around_hot_subdwarfs_II._Supplementary_methods_and_results_from_TESS_Cycle_1 |
| Authors |
Antoine_Thuillier,_Val\'erie_Van_Grootel,_Mart\'in_D\'evora-Pajares,_Francisco_J._Pozuelos,_St\'ephane_Charpinet_and_Lionel_Siess |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02437 |
環境。高温で小さなHe燃焼天体である高温亜矮星は、赤色巨星分岐(RGB)後の惑星系の進化を探索するための理想的なターゲットです。これまでのところ、その周りに惑星は確認されておらず、惑星を見つけるための体系的な調査は行われていません。ねらい。このプロジェクトでは、宇宙ベースの望遠鏡(Kepler、K2、TESS、およびCHEOPS)からのホット亜矮星のすべての光度曲線で体系的なトランジット調査を実行することを目指しています。目標は、2つのポイントに関する意味のある統計を計算することです。1つ目は、高温準矮星の周りの惑星の発生率、2つ目は、ホストのRGBフェーズ中に飲み込まれた近接惑星の生存確率です。このホワイトペーパーでは、TESSミッションのサイクル1で実行された観測の分析に焦点を当てています。メソッド。特別に設計されたパイプラインSHERLOCKを使用して、利用可能な光度曲線でトランジットを検索しました。信号が検出されると、次の評価段階で処理されてから、物体が通過する物体の性質を判断するための追跡観察と詳細な分析が行われます。結果。TESSのサイクル1で観測された792個のホット準矮星にこの方法を適用しました。光度曲線では378個の興味深い信号が検出されましたが、追跡観測に割り当てられた星は26個だけでした。一連の食連星、トランジット白色矮星、およびその他のタイプの誤検知を特定しましたが、これまでのところ確認された惑星はありません。発生率の上限の最初の計算は、信号を表示しない549のターゲットで行われました。結論。私たちが開発したツールと方法は、興味深い信号の検出から通過中の惑星の特定まで、宇宙ミッションから利用可能な光度曲線を分析する際の効率性を証明しました。これにより、このプロジェクトの2つの主要な目標を達成することができます。
M型矮星を周回するガス系外惑星の化学組成と透過スペクトルに対する恒星フレアの影響
| Title |
Impact_of_stellar_flares_on_the_chemical_composition_and_transmission_spectra_of_gaseous_exoplanets_orbiting_M_dwarfs |
| Authors |
Thomas_Konings,_Robin_Baeyens,_Leen_Decin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02483 |
活発なM型矮星の恒星フレアは、近接軌道を回る巨大ガス惑星の大気組成に影響を与え、時間依存の透過スペクトルをもたらす可能性があります。私たちは、エネルギー、持続時間、発生頻度が異なるさまざまなフレアが、赤道スーパーローテーションによって支配された気候を持つ近軌道の潮汐固定ガス惑星の組成とスペクトルに及ぼす影響を調べることを目指しています。赤道ジェット流による移流を考慮した一連の疑似2D光および熱化学動力学モデルを使用して、フレアリングM矮星を周回するガス惑星(有効温度800K)の中性分子組成をシミュレートしました。次に、夕方と朝の四肢の透過スペクトルを計算しました。昼側と夜側の肢の上部領域では、フレアの数日後までCH4とNH3が大幅に枯渇し、総放射エネルギーは$2\times10^{33}$ergであることがわかります。C2H2とHCNのモル分率は、光解離種の昼から夜への移流の後、夜と朝の肢で最大3倍に増強されます。CH4の枯渇により、夕方の肢では通過深度が100～300ppm減少し、C2H2の生成は朝の肢で14ミクロンの特徴を最大350ppmまで増加させます。フレアが繰り返されると、フレア前の分布とは異なる組成に大気が駆動され、これが透過スペクトルの永続的な変更につながることがわかります。単一の高エネルギーフレアが、フレアイベントの数日後まで近軌道を周回する巨大ガス惑星の大気に影響を与える可能性があり、その間に透過スペクトルが数百ppm変化することを示しています。繰り返されるフレアは、活発な星の周りの太陽系外惑星の将来の検索分析に重要な意味を持ちます。大気の組成と結果として得られるスペクトルシグネチャは、フレアを含まないモデルとは大幅に異なるためです。
彗星大気の診断としての放射過程
| Title |
Radiative_processes_as_diagnostics_of_cometary_atmospheres |
| Authors |
D._Bodewits,_B._P._Bonev,_M._A._Cordiner,_G._L._Villanueva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02616 |
この章では、電波からX線まで、幅広い波長にまたがる彗星大気における放射プロセスのレビューを提供します。私たちは、小さな氷天体の大気中で発生する原子および分子プロセスの現在の理解に基づいて、スペクトルモデリング、観測の機会、および新しい観測の解釈における予想される課題に焦点を当てています。表面近くでは、彗星は核の不規則な形状をたどる熱化された大気を持っています。重力が低すぎてガスを保持できず、ガスは流出して、太陽圏放射環境と相互作用する、衝突のない大きな外気圏(コマ)を形成します。そのため、彗星の昏睡状態は、惑星大気研究の文脈ではよく知られている状態を表しています。しかし、外側のコマは希薄で、密度は地球上の真空チャンバーで見られるものよりも低くなっています。したがって、彗星は、関連する微物理プロセスの最先端の理論的処理を使用して理解できるユニークな自然の実験室を私たちに提供します。放射プロセスは、巨視的なコマ特性だけでなく、局所的な物理的状態の直接診断を提供します。これらは、彗星や、氷の月や星間物質などの他の天体物理的環境の理解を深めるために使用できます。
非平衡通常コンドライトマトリックス中のプレソーラーO-およびC-異常粒子
| Title |
Presolar_O-_and_C-anomalous_grains_in_unequilibrated_ordinary_chondrite_matrices |
| Authors |
Jens_Barosch_and_Larry_Nittler_and_Jianhua_Wang_and_Elena_Dobric\u{a}_and_Adrian_J._Brearley_and_Dominik_C._Hezel_and_Conel_M._O'D._Alexander |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02632 |
プレソーラー粒子は、コンドライトマトリックスの微量成分です。それらの存在量と組成は、炭素質コンドライトで体系的に研究されていますが、他の主要なコンドライトクラスではめったにその場で研究されていません。我々は、平衡化されていない普通のコンドライト、セマルコナ、MeteoriteHills00526、および北西アフリカ8276のマトリックスで、O-およびC-異常な同位体組成を持つプレソーラー粒子のNanoSIMS同位体検索を実施しました。変更および/または熱的に変成し、プレソーラー粒子の個体群をさまざまな程度に破壊します。ランダムに配置された同位体マップに加えて、最近報告された、比較的手付かずのセマルコナマトリックス領域をターゲットにして、プレソーラー粒子の元のインベントリをよりよく調査しました。すべてのサンプルで、合計122個のO異常粒子(ケイ酸塩+酸化物)、79個のSiC粒子、および22個のC異常炭素質粒子(有機物、グラファイト)が見つかりました。マトリックスで正規化された平均存在量は、セマルコナで151ppmのO異常粒子、53ppmのSiC粒子、56ppmの炭素質粒子、MET00526で55ppm(O-anom.)、22ppm(SiC)、3ppm(炭水化物)であり、NWA8276では12ppm(O-anom.)、15ppm(SiC)、1ppm(carb.)。コンドライト形成時間と星雲の位置に違いがある可能性が高いにもかかわらず、マトリックスで正規化された存在量は似ています。これらの結果は、太陽系星雲内の主要なコンドライト形成貯留層全体にプレソーラーダストが比較的均一に分布していることを示唆しています。二次小惑星プロセスは、主にコンドライト間およびコンドライト内のプレソーラー粒子存在量の違いの原因であり、そのような研究のために最も原始的なコンドライトマトリックスを特定してターゲットにする必要性を強調しています。
ラブルパイル小惑星の衝突による変形と放出過程
環境。ほとんどの小さな小惑星(直径が50km未満)は、より大きな母体が分裂した結果であり、しばしば瓦礫の山と見なされます。同様の構造は、65803ディディモス連星系のより小さい構成要素であり、NASAの二重小惑星リダイレクトテスト(DART)およびESAのヘラミッションのターゲットであるディモルフォスを含む、小さな小惑星連星の二次連星に対して予想されます。DARTの衝突は2022年9月26日に発生し、ディディモスの周りのディモルフォスの軌道周期を変更します。ねらい。この作業では、ラブルパイル構造を持つディモルフォスのような物体を想定し、衝突後の形態、形状変化の程度、および物質の放出プロセスに対する内部のボルダーパッキングの影響を定量化します。メソッド。ベルンSPH衝撃物理コードを使用して、超高速衝突を直径160mの小さなラブルパイル小惑星に数値的にモデル化し、さまざまなボルダー分布を持たせました。結果。衝突後のターゲットの形態は、ターゲット内のボルダーの質量分率に最も敏感であることがわかりますが、小惑星のたわみ効率は、ターゲット内のボルダーの質量分率と、ターゲットに近いボルダーのサイズ分布の両方に依存します。インパクトポイント。私たちの結果は、小さな小惑星の構造にも重要な意味を持っている可能性があります。
The Cosmic Ultraviolet Baryon Survey (CUBS) V: $z < 1$ での冷たい周銀河媒質の熱力学的性質について
| Title |
The_Cosmic_Ultraviolet_Baryon_Survey_(CUBS)_V:_On_the_Thermodynamic_Properties_of_the_Cool_Circumgalactic_Medium_at_$z_ |
| Authors |
Zhijie_Qu,_Hsiao-Wen_Chen,_Gwen_C._Rudie,_Fakhri_S._Zahedy,_Sean_D._Johnson,_Erin_Boettcher,_Sebastiano_Cantalupo,_Mandy_C._Chen,_Kathy_L._Cooksey,_David_DePalma,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere,_Michael_Rauch,_Joop_Schaye,_Robert_A._Simcoe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01228 |
この論文は、赤方偏移$z\lesssim1$で26の銀河の周りの静止フレーム紫外吸収線によってトレースされた、クールな銀河周回媒質(CGM)の光イオン化および熱力学的特性の系統的研究を提示します。この研究では、バックグラウンドQSOの高品質の遠紫外スペクトルと光学スペクトルの両方と深部銀河赤方偏移調査を利用して、個々の吸収成分のガス密度、温度、圧力を特徴付け、それらの内部の非熱運動を解決します。得られたガス密度は、$\log(n_{\rmH}/{\rmcm^{-3}})\approx-4$から$-1$までの30年以上に及びますが、ガスの温度は$\log(T/{\rmK})\approx4.3\pm0.3$という狭い範囲に収まっています。さらに、ガス密度と温度の間の弱い反相関が観察され、ガスが光イオン化平衡にあるという予想と一致しています。さらに、観察された線幅を熱的寄与と非熱的寄与に分解すると、$z\lesssim1$で見つかった$<20$%と比較して、$z\lesssim1$でコンポーネントの30%以上が非熱的運動によって駆動される線幅を示すことが明らかになります。$z\約2$-3。観測された非熱的線幅をクランプ内乱流に帰することにより、大規模なクエンチされた銀河は平均して、$z\lesssim1$での星形成銀河と比較して、CGMでより高い非熱的広がり/乱流エネルギーを示すことがわかります。最後に、広い範囲のイオン化エネルギー(MgIIからOIVなど)をカバーする複数のイオンからの強力な吸収機能は、運動学的に整列されたコンポーネント構造を持つ単一の吸収システムに同時に存在する可能性がありますが、異なるフェーズで推定される圧力は、$\約10$の係数。
$z\sim 2$ でのトリプル クエーサーの合体によって形成された超大質量ブラック ホール
| Title |
Ultramassive_black_holes_formed_by_triple_quasar_mergers_at_$z\sim_2$ |
| Authors |
Yueying_Ni,_Tiziana_DiMatteo,_Nianyi_Chen,_Rupert_Croft,_Simeon_Bird |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01249 |
まれでとらえどころのない超大質量ブラックホール(UMBH、$\mbh>10^{10}\msun$)の起源は未解決の問題です。大容量の宇宙流体力学シミュレーション\astridを使用して、$z\sim2$で$\mbh\sim10^{11}\msun$を持つ非常に大規模なUMBHの形成について報告します。UMBHは、それぞれ恒星質量$\mstar>3\times10^{11}$の巨大な銀河が2回連続して合体した結果、3つの$\sim10^9\msun$ブラックホール。超大質量ブラックホール(SMBH)の2回目の合体は、150マイル後の最初の合体に続きます。合体イベントは、中央のSMBHへの継続的なエディントン降着につながり、$\mstar>2\times10^{12}\msun$の巨大でコンパクトな恒星コアの中心にUMBHを形成します。UMBHの強いフィードバックは、内側の50$\hkpc$領域で周囲の星形成を$<10\msun$/yrに抑制します。$\mbh>5\times10^{10}\msun$の$\mbh>5\times10^{10}\msun$を持つ\astridの$z>2$を持つUMBHがさらに2つあり、これらも銀河の主要な合体によって生成されます。光度が低い。めったに観測されないクエーサー倍数は、高赤方偏移のUMBHの発祥地である可能性があり、最も大規模なクラスターの中心にある可能性があります。
星形成コアから原始星円盤までの磁場を特徴付けるための観測とモデルの最近の進歩
| Title |
Recent_progress_with_observations_and_models_to_characterize_the_magnetic_fields_from_star-forming_cores_to_protostellar_disks |
| Authors |
Ana\"elle_Maury,_Patrick_Hennebelle,_Josep_Miquel_Girart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01251 |
この総説では、星形成プロセスの組み込み段階における磁場の役割を特徴付けるために近年行われた進歩について、世界的な見通しを提供することを目的としています。観測能力の開発と、星形成中に働いている重要な物理学のほとんどを捉える数値モデルの並行した進歩のおかげで、最近、磁化モデルの詳細な予測と、最も若い原始星の観測特性を比較することが可能になりました。原始星形成の最先端モデルに磁場を追加したときの最も重要な結果の概要を提供し、結果として生じる星とその円盤を形成する役割を強調します。磁気プロセスの効率を設定するための磁場カップリングの重要性について説明し、星形成コアのカップリングに関与する2つの主な要因であるダスト粒子と電離ガスに制約を課す観測作業のレビューを提供します。埋め込まれた原始星の磁場トポロジーとその強度を追跡できるようにする物理的プロセスと観測方法を思い出し、実際の観測を非理想的なMHDモデルからの合成観測と比較する際の主な手順、成功、および制限を確認します。最後に、星と円盤の形成における磁場の重要な役割を示唆する観測証拠の主要なスレッドについて説明し、星形成の角運動量を解決するシナリオを提案し、モデルと観測の間に存在する残りの緊張も強調します。
NGC 6240 チャンドラ データに基づく超大質量ブラック ホール連星力学的進化
| Title |
NGC_6240_Supermassive_Black_Hole_Binary_dynamical_evolution_based_on_Chandra_data |
| Authors |
M._Sobolenko,_O._Kompaniiets,_P._Berczik,_V._Marchenko,_A._Vasylenko,_E._Fedorova,_B._Shukirgaliyev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01264 |
私たちの研究の主なアイデアは、チャンドラ宇宙天文台からのX線観測に基づいて、NGC6240の中心にある二重超大質量ブラックホール(SMBH)システムの物理的合体時間を推定することです。北核と南核のスペクトルは、Sherpaのスペクトルモデルによって適合され、両方ともFeK$\alpha$輝線の狭い成分を示しました。これらの線にスペクトルモデルを適用し、相対オフセット$\approx0.02$keVを見つけることができました。半径1kpcのNGC6240の中心領域に含まれる動的質量は、$\approx2.04\times10^{11}\rm\と推定されました。M_{\odot}$.これらのデータにより、この特定の二重SMBHシステムのニュートンおよびポストニュートン(最大$2.5\mathcal{PN}$補正)のダイナミクスを使用して、高解像度の直接N体シミュレーションを実行することができました。その結果、数値モデルから、さまざまな連星離心率の中央SMBH連星合体時間を概算しました。私たちの数値パラメータの範囲では、合流時間の上限は、非常に小さな離心率であっても、$\approx70$Myrを下回っています。このようなイベントからの重力波形と振幅周波数画像は、最後の合体段階でパルサータイミングアレイ(PTA)プロジェクトを使用して検出できます。
シグナス A の 4~Kpc 分子ガスレーン
| Title |
A_4~Kpc_Molecular_Gas_Lane_in_Cygnus_A |
| Authors |
C.L._Carilli,_R.A._Perley_(NRAO),_D.A._Perley_(John_Moores),_V._Dhawan_(NRAO),_R._Decarli_(INAF),_A._Evans_(NRAO/UVa),_K._Nyland_(NRL) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01278 |
ALMACO2-1観測を使用して、シグナスAホスト銀河内の4kpc分子ガスレーンの発見を提示します。ガスレーンは、投影された電波ジェットの軸に対してほぼ垂直に向けられています。CO放出は、一般に、HSTIバンド画像に見られる塊状のダストレーンに従います。分子ガスの総質量は、天の川型の雲で$30\times10^8$M$_\odot$、スターバースト条件で$3.6\times10^8$M$_\odot$です。北から南へのCOピークでは約$\pm175$~km~s$^{-1}$の速度変化があり、中央領域での放出は弱いものの、ピーク間の速度勾配は明らかに滑らかです。.内側$\sim0.5"$の電波コアからの投影距離では、CO速度をH$_2$2.1218$\mu$m放射で観測された速度と比較すると、振動励起された暖かい分子ガスの速度が、より低温のCOよりも高いことが示されます。2-1同様の投影半径でガスを放出する線.与えられた半径でのこれらの異なる投影速度の考えられる説明は、より低温のCOガスが半径$\sim1.5"$から$2"$の塊状のリングに分布しているということです。暖かいH$_2$2.12$\mu$m放出ガスは、このリングの内部にあります.もちろん、現在のデータは、電波ジェット軸に垂直に線形に分布する塊状の非晶質分子ガス分布を除外することはできません.表面の明るさ特性を考慮します.$\sim265$~pcまでスケールダウンし、COを放出する他の電波銀河との関連で、はくちょう座Aの結果を議論します。
古典的なセファイドによる銀河の渦巻きパターンのパラメータの再決定
| Title |
Redetermination_of_the_Parameters_of_the_Spiral_Pattern_of_the_Galaxy_With_the_Classical_Cepheids |
| Authors |
Vadim_Bobylev,_and_Anisa_Bajkova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01351 |
周期と光度の関係に基づいて決定されたSkowronらの研究から得られたそれらの距離の推定値を含む、銀河系の古典的なセファイドのサンプルが研究されています。現在の作業では、Skowronらの距離。これらのセファイドの以前の運動学的分析の結果によると、10％増加しました。カリーナ射手座と外腕の2つの螺旋腕の幾何学的特徴が特定されています。太陽から銀河中心までの距離は$8.1\pm0.1$kpcと仮定されました。カリーナ-射手座の腕のセグメントに属する257のセファイドに基づくと、年齢は80～120Myrの範囲で、らせんパターンのピッチ角の値$i=-12.7\pm0.4^\circ$およびこのアームの位置$a_0=7.28\pm0.05$kpcが見つかります。120～300Myrの範囲の年齢を持つアウターアームからの352のセファイドに基づいて、推定値が見つかりました:$i=-12.0\pm0.5^\circ$および$a_0=13.03\pm0.06$kpc。80～300Myrの範囲の年齢を持つ1618のセファイドのサンプルに基づいて、ウェーブレットマップが「位置角度-距離の対数」平面で構築されました。このマップの分析から、カリーナ-射手座の腕について次の推定値が得られました:$i=-12.9\pm0.4^\circ$および$a_0=7.43\pm0.05$kpc、外側の腕については$i=-12.5\pm0.5^\circ$および$a_0=13.33\pm0.06$kpc.
スーパーエディントン体制が高赤方偏移銀河のブラックホールスピン進化にどのように影響するか
| Title |
How_the_super-Eddington_regime_affects_black_hole_spin_evolution_in_high-redshift_galaxies |
| Authors |
Warren_Massonneau,_Yohan_Dubois,_Marta_Volonteri,_Ricarda_S._Beckmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01369 |
孤立したダークマターハロー内の銀河の3次元流体力学的シミュレーションを実行することにより、ブラックホール(BH)のスピンパラメーター$a$の進化をたどり、その成長を通じてスーパーエディントンフェーズを経ます。強力なジェット流出を伴うと疑われるこの体制は、BHスピンの大きさを減少させると予想されます。スーパーエディントンの降着をサブエディントンフェーズ(クエーサーおよび電波モード)と組み合わせて、BHスピンの進化に従います。スーパーエディントンエピソードの頻度が低いため、クエーサーモードでの薄い円盤の降着が必然的にBHスピンを増加させるため、この領域の相対論的ジェットはスピンの大きさを効果的に減少させることができません。スーパーエディントンイベントとサブエディントン降着の組み合わせは、スーパーエディントンイベントからのフィードバックのため、スピン進化の単純で明示的な表現にはつながらない。スーパーエディントンフィードバックが一貫して弱いと仮定すると、解析式を使用して$a\lesssim0.3$の進化を計算できます。最後に、スピンの大きさが小さいBHは最大の質量に成長することができ、最初に銀河円盤との位置がずれ始めると、逆行性降着によって降着がわずかに増加します。
さんかく座銀河 M 33 における星形成とフィードバックの雲規模電波調査: VLA 観測
| Title |
Cloud-scale_Radio_Surveys_of_Star_Formation_and_Feedback_in_Triangulum_Galaxy_M_33:_VLA_Observations |
| Authors |
F._S._Tabatabaei,_W._Cotton,_E._Schinnerer,_R._Beck,_A._Brunthaler,_K._M._Menten,_J._Braine,_E._Corbelli,_C._Kramer,_J._E._Beckman,_J._H._Knapen,_R._Paladino,_E._Koch,_and_A._Camps_Farina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01389 |
大質量星形成と星間物質(ISM)の相互作用を研究することは、銀河の進化を理解する上で最も重要です。連続電波(RC)放射は、大規模な星の形成と星間物質のエネルギー成分の両方の絶滅のないトレーサーとして機能します。KarlG.JanskyVeryLargeArray(VLA)で観測された、ローカルグループ銀河M33のマルチバンドラジオコンティニウムサーベイを30pcまでの線形解像度で提示します。星形成率の表面密度を較正し、構造分解を使用してこの較正に対する拡散放出の影響を調査します。熱放射成分と非熱放射成分を分離して、星間物質の異なる相と大質量星形成の影響との相関関係も調査されています。サイズ<~200pcの電波源は、M33の内側の18'x18'(または4kpcx4kpc)ディスクの1.5GHz(6.3GHz)での全RC放射の約36%(46%)を構成します。指数は、星形成率の表面密度が高くなるにつれて平坦になり、宇宙線の電子が{発生場所から}逃げていることを示しています。磁場強度はまた、二峰性の関係に従って星形成率とともに増加します。これは、小規模な乱流ダイナモが、より高い光度と星形成率でより効率的に作用することを示しています。相関関係は星形成領域でより緊密ですが、非熱放射は、ISM内のより静止した分子ガスとも相関しています。拡散構造を除外すると、M33にはほぼ線形の分子星形成法則が存在します。大規模な星の形成は、磁場を増幅し、高エネルギーの宇宙線電子の数を増加させ、風と流出の開始を助けることができます.
Zw229-015 のダスト残響マッピングとライトカーブ モデリング
| Title |
Dust_Reverberation_Mapping_and_Light-Curve_Modelling_of_Zw229-015 |
| Authors |
E._Guise,_S._F._H\"onig,_V._Gorjian,_A._J._Barth,_T._Almeyda,_L._Pei,_S._B._Cenko,_R._Edelson,_A._V._Filippenko,_M._D._Joner,_C._D._Laney,_W._Li,_M._A._Malkan,_M._L._Nguyen,_W._Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01409 |
活動銀河核(AGN)の多波長変動研究を使用して、直接解決できない内部領域を調べることができます。ダスト残響マッピング(DRM)は、赤外線(IR)応答と光学的光曲線の変動との間の遅延を測定することにより、ダスト放出領域のサイズを推定します。Zw229-015のDRMラグを、2010年から2015年までの光学地上ベースおよびケプラー光曲線と同時IRスピッツァー3.6および4.5$\mu$m光曲線の間で測定し、全体の平均静止フレームラグが18.3$\pm$であることを発見しました。4.5日。光学およびIR光曲線の各組み合わせは、1$\sigma$以内で互いに一致するラグを返します。これは、異なる波長が同じホットダスト放出によって支配されていることを意味します。Zw229-015について測定されたラグは、ラグと光度の関係を使用した予測より一貫して小さいことがわかっています。また、発光に対する全体的なIR応答は、実際にはダスト放出領域のジオメトリと構造にも依存するため、マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)モデリングを使用してダスト分布をシミュレートし、これらの構造的および幾何学的特性をさらに推定します。2011年から2012年の観測シーズンの間のフラックスの大幅な増加は、IR光曲線でより劇的であり、単一のダスト成分では十分にシミュレートされていないことがわかりました。このフラックスの増加を除外すると、モデリングはダストが拡張された平らなディスクに分布していることを一貫して示唆しており、平均傾斜角は49$^{+3}_{-13}$度であることがわかります。
一重水素化オキシラン ($c$-C$_2$H$_3$DO) の回転分光法と IRAS 16293$-$2422 B に対するその検出
| Title |
Rotational_spectroscopy_of_mono-deuterated_oxirane_($c$-C$_2$H$_3$DO)_and_its_detection_towards_IRAS_16293$-$2422_B |
| Authors |
Holger_S._P._M\"uller,_Jes_K._J{\o}rgensen,_Jean-Claude_Guillemin,_Frank_Lewen,_Stephan_Schlemmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01414 |
一重水素化オキシランのサンプルを調製し、実験室で490GHz～1060GHzの回転スペクトルを調べて、その分光パラメータを改善し、その結果、回転遷移の計算された静止周波数を改善しました。更新された静止周波数は、クラスのアタカマ大型ミリ波/サブミリ波配列(ALMA)原始星間干渉測線調査(PILS)で、星間物質で初めて$c$-C$_2$H$_3$DOを検出するために使用されました。0原始星系IRAS16293$-$2422.回転ダイアグラムを使用して検出された線を当てはめると、$T_{\rmrot}=103\pm19$Kの温度が得られます。これは、$c$-C$_2$H$_4から導出された125Kとよく一致します。$O主なアイソトポローグ。$c$-C$_2$H$_3$DOと$c$-C$_2$H$_4$Oの比率は$\sim$0.15であり、DとHの比率は$\simに相当します。H原子あたり0.036ドルで、メタノール、ホルムアルデヒド、ケテンなどの種のD対H比よりわずかに高く、エタノール、ギ酸メチル、グリコールアルデヒドなどのより大きな複雑な有機種よりも低い.これは、オキシランがプレステラーコアの進化のかなり早い段階で形成されることを反映している可能性があります。PILSデータ内の二重重水素化オキシラン同位体の同定は、一重水素化オキシランの量と、重水素化アイソトポローグの多重化が一重水素化変異体よりも高い重水素化率を有するという観察された傾向によって判断できる可能性があります。
巨大な電波銀河 GRS J0844+4627 の中心の構造: コンパクトな対称天体?
| Title |
The_structure_at_the_centre_of_the_giant_radio_galaxy_GRS_J0844+4627:_a_compact_symmetric_object? |
| Authors |
A._Marecki,_B._Sebastian,_C._H._Ishwara-Chandra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01428 |
巨大電波銀河GRSJ0844+4627のコア領域をe-MERLINで1.52GHzと5.07GHzで観測しました。これらの観測は、GMRTによって見られるように、GRSJ0844+4627の中心にある見かけ上の単一の特徴が、投影で2.7kpc離れた2つの構成要素で構成されていることを明らかにしました。EVNを使用した1.66GHzでの追跡観測により、2つの成分の複雑な形態が明らかになりました。特に、SDSSJ084408.85+462744.2銀河で識別された南西成分は、形態学的に115pcの投影線形サイズを持つコンパクト対称天体(CSO)に似ています。CSO仮説が正しいことが判明した場合、GRSJ0844+4627の全体的な無線構造はトリプルダブルです。CSOが若い天体と見なされることを考えると、GRSJ0844+4627は最近活動を再開した銀河のように見えます。
孤立した分子雲のコア配向と磁場
| Title |
Core_orientations_and_magnetic_fields_in_isolated_molecular_clouds |
| Authors |
Ekta_Sharma,_Maheswar_Gopinathan,_Archana_Soam,_Chang_Won_Lee_and_T._R._Seshadri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01509 |
分子雲は星形成の場所です。磁場は、それらのダイナミクスと形状形成において重要な役割を果たすと考えられています。雲内部の磁場方向とエンベロープスケールでの磁場との間に存在する可能性のある相関関係と、選択された雲の観察された形態に関するそれらの関係を研究することを目的としています。光学および\textit{Planck}偏光観測を使用して、雲L1512、L1523、L1333、L1521E、L1544、L1517、L1780、およびL183に向かう磁場の向きを調べます。また、\textit{Herschel}250$\mu$mデータで\textit{Astrodendrogram}を使用して導出された、周囲の磁場とコアの向きとの間の相関関係も発見しました。光学と\textit{Planck}から得られる磁場は互いに一致することがわかります。導出された磁場は、\textit{Herschel}250$\mu$mデータに見られるように、観測された各雲の放射に沿って整列されています。また、コアと磁場の間の相対的な向きがランダムであることもわかりました。この相関の欠如は、コアの向きが、高密度の個々の雲内の異なる磁化、または雲ごとに異なるフィードバック効果によっても影響を受ける可能性があるという事実が原因で発生する可能性があります。推定された磁場強度と質量対フラックス比は、L1333、L1521E、およびL183を除くすべての雲が磁気的に臨界状態にあることを示唆しています。L1333、L1521E、およびL183では、雲のエンベロープが磁力線によって強く支えられている可能性があります。
多成分分解からのローカルバルジ/スフェロイドのサイズ-質量およびその他の構造パラメーター ($n、\mu_z、R_z$) の関係
| Title |
The_size--mass_and_other_structural_parameter_($n,_\mu_z,_R_z$)_relations_for_local_bulges/spheroids_from_multicomponent_decompositions |
| Authors |
Dexter_S._-H._Hon,_Alister_W._Graham,_and_Nandini_Sahu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01550 |
バルジ/スフェロイドのサイズ-(恒星質量)、$R_{\rme,Sph}-M_{\rm*,Sph}$、関係、および202ローカル(主に$\lesssim110~\rmMpc$)$M_*\sim3\times10^{9}-10^{12}~\rmM_{\odot}$および$0.1\lesssimR_{\rme,Sph}\lesssim32~\rmにまたがる銀河多成分分解からのkpc$。回転楕円体の球面指数($n_{\rmSph}$)、中心面の明るさ($\mu_{\rm0,Sph}$)、有効半光半径($R_{\rme,Sph}$)、絶対等級($\mathfrak{M}_{\rmSph}$)、恒星質量($M_{\rm*,Sph}$)が調査されています。また、総光度の異なる割合($z$、0から1)をカプセル化する、異なるスケール半径$R_{z,\rmSph}$を使用した場合の結果も調査します。予測された質量密度$\Sigma_z$と$\langle\Sigma\rangle_z$の相関強度は、$z$の選択によって大きく異なります。スフェロイドのサイズ($R_{\rmz,Sph}$)と質量($M_{\rm*,Sph}$)は、すべての軽い分数$z$で強く相関しています。$\log(R_{\rme,Sph}/\rmkpc)=0.88\log(M_{\rm*,Sph}/\rmM_{\odot})-9.15$の小さな分散$\Delta_{rms}=0.24~\rmdex$.この結果は、初期型銀河の\textit{curved}サイズと質量の関係に関連して議論されています。これは、ディスクが低質量で大きな銀河半径を生成するためです。さらに、回転楕円体のサイズと質量の関係の勾配は$\sim3$の係数であり、報告されているバルジのサイズと質量の関係よりも急であり、バルジのサイズは$M_{\rm*,sph}\sim3\times10^9です。~M_\odot$は2～3倍小さいです。最後に、局所回転楕円体が$z\sim1.25$--$2.25$の静止銀河とよく一致することを示します。本質的に、局所回転楕円体と高$z$静止銀河は構造的に類似しているように見え、ビリアル定理によって決定される可能性が高い。
III.天の川銀河とアンドロメダ様銀河のブラックホールの数
| Title |
MOCCA-Survey_Database:_Extra_Galactic_Globular_Clusters._III._The_population_of_black_holes_in_Milky_Way_and_Andromeda_-like_galaxies |
| Authors |
A._Leveque,_M._Giersz,_A._Askar,_and_M._Arca-Sedda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01564 |
この作業では、天の川(MW)とアンドロメダ(M31)のような銀河の球状星団(GC)のブラックホール(BH)集団を調べます。母集団合成コードMASinGaとMOCCA-SurveyDatabaseIを組み合わせて、BHサブシステム(BHS)、IMBH、またはそのどちらでもないGCの特性を推測します。BHS、IMBH、または何もないGCの典型的な数は、銀河の郊外で匹敵するようになることがわかりますが、銀河の内側の領域は、有意な暗い成分のないGCによって支配されています。私たちのモデルは、BHSを含むGCが全体の人口と比較してわずかに重く、半質量半径が大きいことを示唆しています。最後の3Gyrでマージされたか、現在まで親クラスターで生き残ったバイナリBH(BBH)のプロパティを取得します。マージするBBHの約80\%は動的相互作用によって形成され、残りは原始バイナリの進化に由来することがわかりました。採用した仮定に応じて、ローカルユニバースのBBHの合併率を$1.0-23\,\,\rm{yr^{-1}\,Gpc^{-3}}$と推測します。約100～240個のBBHが現在まで生き残っており、ほとんどが銀河の内側数kpcに集中しています。また、星団の落下によって銀河核に輸送されたBHの数も推定し、約1,000～3,000個のBHと100～200個のBBHが12Gyrの期間にわたって輸送されることを発見しました。これにより、核星団に潜むBHsとBBHs連星の総量を制限することができます。
潮汐リング銀河 NGC 922 の周りの巨大な傘のような星の流れ
| Title |
A_giant_umbrella-like_stellar_stream_around_the_tidal_ring_galaxy_NGC_922 |
| Authors |
David_Martinez-Delgado,_Santi_Roca-Fabrega,_Juan_Miro-Carretero,_Maria_Angeles_Gomez-Flechoso,_Javier_Roman,_Giuseppe_Donatiello,_Judy_Schmidt,_Dustin_Lang,_Mohammad_Akhlaghi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01583 |
潮汐リング銀河は、本質的に一時的な性質のため、局所宇宙ではめったに観測されません。潮汐リング構造は、ガスに富む恒星円盤と小さな銀河系との間の強い相互作用の結果であり、500~Myrよりも長くは続かないため、これらは最近降着した矮小銀河系の残骸を見つけるのに最適なシナリオです。DESILegacyサーベイデータとアマチュア望遠鏡による観測から、NGC922潮環銀河とその周辺の新しいディープイメージを提示します。これらの観測結果は、この特異な銀河の別の形成シナリオを再現するように設計された高解像度N体シミュレーションの結果と比較されます。私たちの新しい観測は、NGC922の周りの表面輝度の低い星の潮汐構造が、以前の研究で報告されたものよりもはるかに複雑であることを明らかにしています。特に、以前に検出された中央銀河円盤の北東にある潮汐スパイクのような構造は、NGC922のリング形成の引き金となった侵入者として示唆されている矮小伴銀河PGC3080368とは関係がありません。潮汐構造は、主にかすかな巨大な傘のような形で構成されているため、別の衛星の潮汐破壊によって形成されました。広帯域のg、r、およびzDESILS画像を使用して、この星流の測光特性を測定し、rバンドでの合計絶対等級をMr=-17.0+/-0.03magnと推定し、星の全質量を推定しました。観測されたNGC922と侵入者の相互作用を再現するために一連のN体シミュレーションを実行し、ガスの豊富な衛星の落下による潮汐リングの形成に関する新しいシナリオを示唆しています。約150Myr前。
| Title |
Spectroscopic_reverberation_mapping_of_Quasar_PKS_0736+017:_Broad-Line_Region_and_Black-hole_Mass |
| Authors |
Shivangi_Pandey,_Suvendu_Rakshit,_Jong-Hak_Woo,_C._S._Stalin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01649 |
超大質量ブラックホールの質量分布とホスト銀河との共進化を理解するには、AGNのブラックホール質量を測定することが重要です。残響マッピングは、AGNのブラックホールの質量を推定するためのユニークなツールです。ブロードライン領域(BLR)のサイズとブラックホールの質量を推定するために、電波の大きなクエーサーPKS0736+017の100を超えるスペクトルを含む長期モニタリングデータを使用して分光残響研究を実行しました。光スペクトルは、強いH$\mathrm{\beta}$とH$\mathrm{\gamma}$輝線を示しています。5100{\AA}連続光束($f_{5100}$)、H$\beta$、H$\gamma$の光度曲線を作成しました。すべての光度曲線は、Vバンドの69$\%$、21$\%$、30$\%$、H$\beta$、およびH$\gamma$の光度曲線の分数変動で強く変動することがわかります。、それぞれ。熱の寄与に加えて、非熱放出が5100\AAでの推定連続光度に寄与しています。CCF、{\smallJAVELIN}、von-neumannなどのさまざまな方法を使用して、BLRのサイズを推定しました。これは、残りのフレームで66.4$^{+6.0}_{-4.2}$光日であることがわかりました。.H$\beta$の線幅と組み合わせたBLRサイズは、7.32$^{+0.89}_{-0.91}\times10^{7}M_{\odot}$のブラックホール質量を提供します。光源は、AGNのBLRサイズと光度の関係に密接に従います。
\textit{JWST} 中赤外分光法で見たコンプトン厚の AGN NGC 6552 における核の高電離流出
| Title |
Nuclear_High-Ionization_Outflow_in_the_Compton-Thick_AGN_NGC_6552_as_seen_with_\textit{JWST}_Mid-Infrared_Spectroscopy |
| Authors |
J._\'Alvarez-M\'arquez,_A._Labiano,_P._Guillard,_D._Dicken,_I._Argyriou,_P._Patapis,_D._R._Law,_P._J._Kavanagh,_K._L._Larson,_D._Gasman,_M._Mueller,_A._Alberts,_B._R._Brandl,_L._Colina,_M._Garc\'ia-Mar\'in,_O._C._Jones,_A._Noriega-Crespo,_I._Shivaei,_T._Temim,_and_G._S._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01695 |
ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)の試運転中に、中赤外線装置(MIRI)はMIRIイメージャーと中解像度分光器(MRS)でNGC6552を観測しました。NGC6552は、赤方偏移0.0266の活動銀河核(AGN)で、光学ではセイファート2核、X線ではコンプトン厚AGNに分類されます。この研究は、中赤外(mid-IR)スペクトルを研究し、近くの銀河の核領域におけるイオン化ガスと分子ガスの物理的条件と運動学を特徴付けるMRS機能を例示および実証します。我々は、NGC6552の核、核周辺、および中心の中赤外スペクトルを得た。これらは、NGC6552における核流出の最初の明確な観察証拠を提供する。イオン化ポテンシャル(27から187eV)と臨界密度(10$^4$から4$\times$10$^{6}$cm$^{-3}$)、-126の平均ブルーシフトピーク速度を示す$\pm$44kms$^{-1}$で、流出最大速度は689$\pm$37kms$^{-1}$です。中赤外光子は、X線keV光子と同じくらい効率的にほこりの多い領域に浸透するため、これらの結果は、低密度環境(数10$^{3}$cm$^{-3}$)は、コンプトン厚のAGNに非常に近い位置にあります。9つの純粋な回転分子水素線が検出され、スペクトル分解され、銀河の回転と一致し、H$_{2}$物質の流出の証拠がない、対称的なガウスプロファイルを示します。銀河の中心領域(直径1.8kpc)で$1.7\pm1.1\times10^7M_{\odot}$の暖かいH$_{2}$質量を検出しました。核周辺地域。線の比率は、NGC6552が800万から800万太陽質量の範囲で推定されるブラックホールの質量を持つセイファート核を持っていることを確認します。
すざくを含む軟X線背景 I. 天の川暈
2005年から2015年にかけて得られた$75^\circ<l<285^\circ$および$|b|>15^\circ$での130回のすざく観測の軟X線背景放射の測定値を提示します。.局所的なホットバブルと天の川ハロー(MWH)からなる標準的な軟X線背景モデルに加えて、スペクトルを再現するために$\sim0.8$keVの温度を持つ高温の衝突電離平衡成分を含めます。視線のかなりの部分。次いで、ＭＷＨ成分の放出測定値対温度の間の関係における分散が減少する。ここでは、太陽風電荷交換(SWCX)の影響を最小限に抑えるために、カウント率の高い時間範囲を除外します。ただし、ほぼ同じ視線のスペクトルには一貫性がありません。太陽圏のSWCX放射は汚染されている可能性が高く、温度の測定値とMWHの放射測定値に偏りが生じます。太陽極大期付近のデータを除外し、2009年末までに取得された$|b|>35^\circ$および$105^\circ<l<255^\circ$のデータを使用すると、温度(0.22keV)とMWHの排出量($2\times10^{-3}~\rm{cm^{-6}pc}$)はかなり均一です。$|b|<35^\circ$での銀河緯度の低い方への放出量の増加は、円盤状の形態成分の存在を示しています。円盤状および球状の形態構成要素からなる複合モデルも、観測されたMWHの放出測定分布を再現します。この場合、銀河中心から数十kpcの静水圧質量は、天の川銀河の重力質量と一致します。ビリアル温度のプラズマは、ほぼ静水圧平衡で天の川ハローを満たしている可能性があります。0.3ソーラーのガス金属量を仮定すると、250kpcまでの球状成分のガス質量の上限、またはビリアル半径は、$\sim$数$\times10^{10}~M_\odot$です。
xGASS: 近くの銀河の角運動量、質量、原子ガス分率の関係
| Title |
xGASS:_The_connection_between_angular_momentum,_mass_and_atomic_gas_fraction_in_nearby_galaxies |
| Authors |
Jennifer_A._Hardwick,_Luca_Cortese,_Danail_Obreschkow_and_Barbara_Catinella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01720 |
eXtendedGALEXAreciboSDSSSurvey(xGASS)から抽出された559個の円盤銀河のサンプルを使用して、局所宇宙におけるバリオン角運動量、質量、および原子ガス分率の間の関係を調べます。バリオン角運動量は、HIとH$_{2}$の統合プロファイルを2次元の恒星質量表面密度プロファイルと組み合わせることによって決定されます。以前の研究に沿って、特定の角運動量と原子ガス分率が密接に相関していることを確認しましたが、以前に観察されたよりも大きな分散を見つけました。これは、サンプルがカバーする銀河の特性の範囲が広いためである可能性が最も高いです。私たちの調査結果を、Obreschkowらによって開発された分析安定性モデルの予測と比較します。モデルは、バリオン角運動量、質量、ガス分率の間の関係について非常に優れた一次近似を提供しますが、データと完全には一致しないことがわかります。具体的には、バリオン質量が固定されている場合、特定の角運動量のガス分率への依存性が大幅に弱く、ガス分率が固定されている場合、角運動量と質量の関係の勾配は、モデルによって予測されたものよりも浅いことがわかります。この緊張の背後にある理由は不明のままですが、モデルがサンプル内の銀河特性の完全な多様性をカプセル化できないという事実にすべて関連して、複数の要因が同時に役割を果たす可能性があると推測しています.
TNGを使用したStellar Population Astrophysics（SPA）。 16個の散開星団のα元素、リチウム、ナトリウム、アルミニウム
| Title |
Stellar_Population_Astrophysics_(SPA)_with_the_TNG._alpha-elements,_lithium,_sodium_and_aluminum_in_16_open_clusters |
| Authors |
R._Zhang,_S._Lucatello,_A._Bragaglia,_J._Alonso-Santiago,_G._Andreuzzi,_G._Casali,_R._Carrera,_E.Carretta,_V._D_Orazi,_A._Frasca,_X._Fu,_L._Magrini,_I._Minchev,_L._Origlia,_L._Spina,_A._Vallenari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01738 |
散開星団を使って銀河の化学進化と濃縮のシナリオを探索することで、天の川の円盤の歴史を理解することができます。OCの高解像度スペクトルは、正確な化学情報を提供し、正確な距離と年齢と組み合わせるために重要なツールです。StellarPopulationAstrophysicsプロジェクトの目的は、十分に研究されていない多数のOCの均質で正確な包括的な化学的特性を導き出すことです。TelescopioNazionaleGalileoでHARPS-Nechelle分光器を使用して、18のOCの巨大な星の高解像度スペクトルを得ました。、そのうちの16は初めて化学的に特徴付けられ、そのうちの2つは比較のために十分に研究されています。このサンプルのOCの年齢は数十Myrから4Gyrで、若いクラスターが多く見られます。以前のSPA論文で、それらの動径速度と大気パラメータをすでに提示しました。ここでは、すべて等価幅法によって決定されたアルファ要素Oと軽要素の結果を示します。また、合成法を用いてLiの存在量を測定しました。星の進化の文脈におけるリチウム、ナトリウム、アルミニウムの挙動について議論します。すべてのケースで[Mg/Fe]と[Ca/Fe]のみの有意な勾配を見つけ、結果とOCに関する最近の文献を組み合わせたサンプルで測定された存在比率の放射状、垂直方向、および年齢の傾向を調べます。最後に、組み合わせたサンプルのOとMgを化学力学モデルと比較し、中間年齢と古いクラスターの良い一致を見つけました。非常に若い星団の間で測定された存在量比が急激に増加し、OとMgのモデルとの適合性が低下しました。これは、大気パラメータと星の存在量比の導出における従来のモデル大気と方法の不十分さに関連している可能性があります。そのような若い年齢の
ジェームス ウェッブ宇宙望遠鏡による CEERS フィールドのソース数は 7.7 ～ 21 $\mu$m
| Title |
Source_counts_at_7.7_to_21_$\mu$m_in_CEERS_field_with_James_Webb_Space_Telescope |
| Authors |
Cossas_K.-W._Wu,_Chih-Teng_Ling,_Tomotsugu_Goto,_Ece_Kilerci,_Seong_Jin_Kim,_Tetsuya_Hashimoto,_Yu-Wei_Lin,_Po-Ya_Wang,_Yuri_Uno,_Simon_C.-C._Ho,_and_Tiger_Yu-Yang_Hsiao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01829 |
線源数(磁束密度の関数としての線源の数密度)は、イメージング観測の最も基本的な統計の1つです。利点の1つはその単純さです。つまり、光度/質量関数などのより複雑で高度な分析と比較して、分析エラーが結果を歪める余地はほとんどありませんが、ソースカウントは依然として銀河の形成と進化に関する重要な情報を保持しています。この論文では、新たに出現したジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)MIRI装置のこれらの基本的な統計を提示します。具体的には、6つの中間赤外線バンド、つまり7.7、10、12.8、15、18、および21$\mu$mでのソース数を提示します。結果として得られた銀河の赤外線源数は、JWSTの優れた感度を反映して、以前の研究より$\sim$1000倍も深く、7.7$\を除いて、前世代の宇宙赤外線望遠鏡に基づくモデル予測と一致しています。お母さん。7.7$\mu$mの偏差は、以前のモデリングでフラックスを過小評価したことが原因である可能性があります。JWSTが測光赤方偏移を含むマルチバンドデータを収集すると、より高度な分析により、銀河の各集団の光度と密度の進化をさらに詳細に解明できるようになります。
原始星の多重度におけるコアフラグメンテーションスケールにおける連星形成の寄与
若い複数の星系の観測では、伴星の頻度と分離に二峰性の分布が見られます。巨大な分子雲における星形成のシミュレーションを使用して、複数の星形成経路に対する環境の影響を調査し、コアの断片化の寄与が100au未満の連星の形成に寄与しています。シミュレーションは、400auを超えるコアの断片化と16auまでの動的な進化を解決するのに十分な解像度を持つ適応メッシュリファインメントコードRAMSESで実行されますが、ディスクの断片化を解決する可能性はありません。結果として生じる恒星系の進化は、何百万年にもわたって追跡されています。ガス密度が低い環境での星形成はよりクラスター化されていることがわかりますが、それにもかかわらず、動的捕獲とコアのフラグメンテーションによって形成されるシステムの割合は、それぞれ40\%と60\%でほぼ一致しています。すべてのガス密度環境において、コアの断片化によってシステムが形成される典型的な規模は$10^{3-3.5}$auであることがわかります。形成後、コアの断片化によって形成されたシステムは、動的捕獲($\sim10^{-1.25}$au/年)。次に、シミュレーションをペルセウス星形成領域に最も似た条件と比較して、トービンらによって観測された二峰性分布が正しいかどうかを判断しました。(2016)を再現できます。複製できることがわかりましたが、シミュレーションの進化状態に敏感です。私たちの結果は、分離が100au未満のかなりの数の連星系が、効率的なインスパイラルによる非ディスクフラグメンテーション経路を介して生成できることを示しており、ディスクフラグメンテーションが自然界の低質量近接連星の主要な形成経路ではないことを示唆しています
CSS と ZTF の光度曲線を組み合わせた、青いクエーサー SDSS J132144+033055 の 3.8 年光学準周期振動
| Title |
A_3.8yr_optical_quasi-periodic_oscillations_in_blue_quasar_SDSS_J132144+033055_through_combined_light_curves_from_CSS_and_ZTF |
| Authors |
XueGuang_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01923 |
原稿では、CSSとZTFの両方から直接得られた16.3年の長さの光曲線に基づいて、$z=0.269$の青いクエーサーSDSSJ132144+033055(=\obj)で3.8年の光準周期振動(QPO)が報告されています。正弦関数で表されます。3.8yrQPOは、一般化されたLomb-Scargleピリオドグラムを通じて、5$\sigma$よりも高い信頼レベルで、位相折り畳み光曲線とWWZ手法の特性によって確認できます。さらに、収集されたPan-STARRSの光度曲線は、CSSおよびZTFの光度曲線に最適な結果が記述されている正弦関数によく従っています。光学的QPOは、\objの中央連星ブラックホール(BBH)システムを強く示しており、予想される空間分離は0.018pc未満であり、合計BH質量の推定上限$3.3\times10^9{\rmM_\odot}$を介してBH質量と連続光度の相関。一方、光QPOを説明するために適用されるディスク歳差運動を確認します。ただし、円盤の歳差運動の仮定の下では、中央のBHから決定された発光領域は、円盤のサイズとディスク歳差運動が好ましくないことを示すBH質量。また、無線放射が検出されないため、ジェットの歳差運動は除外できます。さらに、CARプロセスによって誤って検出されたQPOが固有のAGN活動に関連する光曲線をランダムに作成し、3$\sigma$よりも高い有意水準で光学QPOを再確認したため、わずか0.1\%の確率しか決定できません。したがって、CSSとZTFの長期的な光度曲線を組み合わせることで、近い将来、より多くのQPO候補が得られる可能性があります。
$1.4
| Title |
Morphology-density_Relation,_Quenching,_and_Mergers_in_CARLA_Clusters_and_Proto-Clusters_at_$1.4 |
| Authors |
Simona_Mei,_Nina_A._Hatch,_Stefania_Amodeo,_Anton_V._Afanasiev,_Carlos_De_Breuck,_Daniel_Stern,_Elizabeth_A._Cooke,_Anthony_H._Gonzalez,_Ga\"el_Noirot,_Alessandro_Rettura,_Nick_Seymour,_Spencer_A._Stanford,_Jo\"el_Vernet,_Dominika_Wylezalek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02078 |
(要約)形態密度と受動密度の関係がz>1.5で既に確立されているかどうかを理解するために、CARLAサーベイから$1.3<z<2.8$で確認された16個の銀河団の銀河を調べます。私たちの主な発見は、形態密度と受動密度の関係が$z\sim2$ですでに整っているということです。z=2.8のクラスターは、最も密度の高い領域にある他のクラスターと同様のETGの割合を示しています。クラスターETGとパッシブ部分は、ローカル環境に依存し、銀河の質量にもわずかに依存します。地球環境に依存しません。より低い局所密度では、CARLAクラスターはz=1のクラスターよりも低いETG割合を示します。これは、最も密度の高い領域が最初に銀河の形態に影響を与え、密度の低い局所環境はより長い時間がかかるか、後の宇宙時代の銀河の形態にのみ影響を与えることを意味します。.興味深いことに、フィールドに関してクラスター内の高い合併率の証拠を見つけましたが、合併率はローカル環境に大きく依存しません。これは、密度が最も低い領域の合体残骸が冷たいガスの流れによって燃料を供給される円盤を再形成できることを示唆していますが、密度が最も高い領域の合体残骸はガス供給から切り離されており、受動的なETGになります。ETGの総数に対するアクティブなETGのパーセンテージは、1.35<z<1.65および1.65<z<2.05でそれぞれ$21\pm6\%$および$59\pm14\%$であり、それらの約半分です。両方の赤方偏移ビンで合併または非対称です。分光学的に確認されたすべてのCARLAクラスターは、クラスターおよびプロトクラスターと一致する特性を持っています。私たちの結果と、同様の赤方偏移で星団コアの強化された星形成と星バーストを発見した結果との違いは、おそらくサンプル選択基準が異なるためであり、異なる降着および前処理履歴を持つ銀河をホストする異なる環境を選択します。
畳み込みニューラル ネットワークによる Ly\alpha\ フォレストの収穫
畳み込みニューラルネットワーク(CNN)を使用して機械学習ベースのアルゴリズムを開発し、低HIカラム密度Ly$\alpha$吸収システム($\log{N_{\mathrm{HI}}}/{\rmcm}^{-2}<17$)をLy$\alpha$フォレストで調べ、HI列密度($\log{N}_{\mathrm{HI}}/{\rmcm}^{-2}$)、赤方偏移($z_{\mathrm{HI}}$)、およびドップラー幅($b_{\mathrm{HI}}$)。私たちのCNNモデルは、シミュレートされたスペクトル(S/N$\simeq10$)を使用してトレーニングされ、Keckの高解像度エシェル分光計で観測された赤方偏移$z\sim2.5-2.9$のクエーサーの高品質スペクトルでその性能をテストします。望遠鏡します。アルゴリズムによって識別されたシステムの$\sim78\%$が手動のVoigtプロファイルフィッティングカタログにリストされていることがわかりました。S/N$\gtrsim10$でシミュレートおよび観測されたすべてのスペクトルで、CNNのパフォーマンスが安定しており、一貫していることを示します。したがって、当社のモデルは、現在および将来の施設で利用可能な低S/Nデータと高S/Nデータの両方を分析するために一貫して使用できます。当社のCNNは、平均絶対誤差$12.5\leq\log{N_{\mathrm{HI}}}/\mathrm{cm^{-2}}<15.5$の範囲内で最先端の予測を提供します\Delta(\log{N}_{\mathrm{HI}}/{\rmcm}^{-2})=0.13$,$\Delta(z_{\mathrm{HI}})=2.7\times{10}^{-5}$、および$\Delta(b_{\mathrm{HI}})=4.1\\mathrm{km\s^{-1}}$。CNN予測のコストは、ラップトップコンピューターを使用して120\,000ピクセルのサイズでスペクトルごとにモデルごとに$<3$分かかります。CNNがLy$\alpha$フォレストスペクトルの分析効率を大幅に向上させ、それによってLy$\alpha$吸収体の統計が大幅に増加することを実証します。
SDSS J1058+5443: 青いクエーサーには光学/NUV ブロード輝線がありません
原稿では、赤方偏移0.479の青いクエーサーSDSSJ105816.19+544310.2(=SDSSJ1058+5443)が、これまでのところ中央のBLRが消失した真のタイプ2クエーサーの最良の候補として報告されています。これまでのところ、真の2型AGNの存在そのものに関する明確な結論はありません。これは主に、以前に分類された真の2型AGNの候補の高品質スペクトルで検出された光の広い輝線が原因です。ここで、AGN活動は弱いが星の光が強い狭い輝線銀河の中で、以前に報告された真のタイプ2AGNの候補とは似ていませんが、明確な青いクエーサーSDSSJ1058+5443は、明らかなクエーサー形状の青色連続体放射ですが、光学的な広いバルマー輝線とNUVの広いMg~{\scii}輝線の両方が明らかに失われています。さまざまなモデル関数とF検定統計手法に基づいて、青方偏移光およびUVFe~{\scii}放射を考慮した後、明らかな広い光バルマー輝線および/または広いNUVMg~{\scii}はありません。信頼水準は1sigmaよりも小さく、広範な光学およびNUV輝線をサポートします。さらに、ブロードライン放出雲に対するVirializationの仮定を仮定すると、再構築されたブロードエミッションラインは、可能性のある固有のブロードエミッションラインが存在する場合、SDSSJ1058+5443のSDSSスペクトルのノイズに隠されたり、圧倒されたりすることはないことを強く示しています。したがって、SDSSJ1058+5443は、これまでのところ真のタイプ2クエーサーの最良かつ堅牢な候補であり、真のタイプ2AGNの存在そのものに関するさらに明確な結論につながります。
合体駆動シナリオにおける非常に重いブラックホールの直接崩壊
| Title |
Direct_collapse_of_exceptionally_heavy_black_holes_in_the_merger-driven_scenario |
| Authors |
Lorenz_Zwick,_Lucio_Mayer,_Lionel_Haemmerl\'e_and_Ralf_S._Klessen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02358 |
赤方偏移$z\sim10$でのガスと金属の豊富な銀河の合体によって形成された超大質量円盤(SMD)に存在する条件を再検討します。SMDは、急速に降着する超大質量星相を通過する静水圧コアを自然に形成した後、一般相対論的不安定性を介して大規模なブラックホールに直接崩壊することがわかります。コアの成長と崩壊は、SMDの形成から$\sim5\times10^5$yr以内に発生し、典型的な数分間の典型的な持続時間と、それぞれ典型的な持続時間を持つ明るい電磁、ニュートリノ、および重力波の過渡現象を生成します。$\sim10^{-8}$ergs$^{-1}$cm$^{-2}$および$\sim4\times10^{-21}$.初期SMD構成に応じて、数$10^6$M$_{\odot}$から$10^8$M$_{\odot}$の範囲の、結果として得られるブラックホール質量の単純なフィッティング式を提供します.重要なことに、私たちの分析では、ガスの熱特性やSMD内の角運動量損失メカニズムに関する特定の仮定は必要ありません。これらの発見に導かれて、合併主導のシナリオは$z>6$での超大質量ブラックホールの急速な形成のための堅牢な経路を提供すると主張します。それは、はるかに小さな種からの持続的な成長段階を必要とせずに、最も明るく最も古いクエーサーの起源を説明します.その決定的なサインは、マルチメッセンジャーの観測によって直接テストできます。
ダーク グロビュール DC 314.8-5.1 の多波長調査: 点源の同定と拡散放射の特徴付け
| Title |
Multiwavelength_Survey_of_Dark_Globule_DC_314.8-5.1:_Point_Source_Identification_and_Diffuse_Emission_Characterization |
| Authors |
E._Kosmaczewski,_L._Stawarz,_C.C._Cheung,_A._Bamba,_A._Karska,_and_W.R.M._Rocha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02372 |
暗黒球、DC314.8-5.1の多波長観測の分析を、光学サーベイGaia、近赤外線サーベイ2MASS、中間赤外線サーベイWISE、およびスピッツァー宇宙望遠鏡による専用イメージングを使用して分析し、最後にSwift-XRT望遠鏡で取得したX線データ。この分析の主な目的は、可能性のある前主系列星と、小球に関連付けられた若い星のオブジェクト(YSO)を特定することでした。この目的のために、光学消光マップから推測されるように、雲の境界内で一致するすべての点光源の赤外色を調べました。非恒星タイプのスペクトルを持つソースを取り除いた後、YSO候補のガイア視差を調べたところ、DC314.8-5.1と物理的に関連するものはないことがわかりました。さらに、Swift-XRTを使用して赤外線対応星を欠く前主系列星の存在を調べたところ、光度レベル$\lesssim10^{31}$ergcm$^{-1}$までの候補は見つかりませんでした。0.5-10keV範囲。収集されたデータの詳細な調査により、雲の非常に若い「プレスターコア」進化段階が確認されました。このように、DC314.8-5.1は冷たい塵とガスのコンパクトな貯水池を構成しており、星間物質の原始的な形態に対する真にユニークな洞察を可能にしています。PlanckとIRASのアーカイブデータに基づいて、14Kの支配的なダスト成分に加えて、温度が最大200Kに達するホットダストの存在を特定します。最後に、小球の質量推定についてコメントします。
$z$ $\simeq$ 5.7 と $z$ $\simeq$ 6.6 の明るいライマン アルファ放射体は星形成を抑制できるか?
| Title |
Can_luminous_Lyman_alpha_emitters_at_$z$_$\simeq$_5.7_and_$z$_$\simeq$_6.6_suppress_star_formation? |
| Authors |
Daryl_Joe_D._Santos,_Tomotsugu_Goto,_Tetsuya_Hashimoto,_Seong_Jin_Kim,_Ting-Yi_Lu,_Yi-Hang_Valerie_Wong,_Simon_C.-C._Ho,_Tiger_Y.-Y._Hsiao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02405 |
強い紫外線放射が銀河の形成にどのように影響するかを解明することは、銀河の進化を理解する上で重要です。特定の天体物理学的問題を解決するために、(スターバーストまたはAGNからの)強力な紫外線放射による星形成の消光がさまざまな場面で提案されています。光源の周りでは、星の形成が減少している証拠がいくつか見つかっていますが、これはほんの一握りの個々のケースに限られています。強い紫外線が星形成を消滅させる実際の役割について、直接的で決定的な証拠は見つかっていません。ここでは、$zの半径が10pMpcに達した場合でも、明るい(ABマグニチュード<24.75mag)LAEの周りの暗い(ABマグニチュード$\geq$24.75mag)Ly\alphaエミッター(LAE)の数密度の減少の統計的証拠を提示します。$$\simeq$5.7LAE。z$\simeq$6.6LAEについても同様の傾向が見られますが、明るいLAEから半径1pMpc以内に限られます。Subaru/HyperSuprimeを使用して、合計14(21)deg$^2$の領域で選択された$z$$\simeq$5.7($z$$\simeq$6.6)の1077(962)LAEの大きなサンプルを使用します。Cam狭帯域データ、したがって、結果はこれらの高赤方偏移範囲で初めて統計的に有意です。簡単な解析計算では、中央のLAEからの放射は、周囲にABmag$\geq$24.75magのLAEを抑制するのに十分ではないことを示しており、私たちが気付いていない追加の物理的メカニズムが働いていることを示唆しています。私たちの結果は、宇宙の$z$$\sim$6での銀河形成に環境が働いていることを明確に示しています。
HC$^{17}$O$^+$ $J$ = 1-0 放出による前星コア L1544 の収縮の追跡
| Title |
Tracing_the_contraction_of_the_pre-stellar_core_L1544_with_HC$^{17}$O$^+$_$J$_=_1-0_emission |
| Authors |
J._Ferrer_Asensio,_S._Spezzano,_P._Caselli,_F._O._Alves,_O._Sipil\"a,_E._Redaelli,_L._Bizzocchi,_F._Lique,_A._Mullins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02489 |
前恒星コアL1544に向かって観測されたいくつかの分子のスペクトル線プロファイルは、2つのピークを持っているように見えます。豊富な分子種の場合、この線の形態は自己吸収に関連しています。ただし、数が少ない種の二重ピークの形態の背後にある物理的プロセスは、まだ議論中です。光学的に薄い遷移の二重ピークスペクトルの背後にある原因と、星形成前コアの物理構造との関連性を理解するために、高感度で高スペクトル分解能のHC$^{17}$O$^+を提示します。$$J=L1544のダストピークに向けた$1-0観測。InstitutdeRadioastronomieMillim\'etrique(IRAM)30m望遠鏡でHC$^{17}$O$^+$(1-0)スペクトルを観測しました。新しい最先端の衝突速度係数、コアの物理モデル、およびHC$^{17}$O$^+$のフラクショナルアバンダンスプロファイルを使用することにより、この分子イオンの超微細構造がモデル化されます。収縮する前星核の予測された化学構造に適用された放射伝達コードLOCで初めて。同じ分析を、化学的に関連するC$^{17}$O分子に適用しました。観測されたHC$^{17}$O$^+$(1-0)およびC$^{17}$O(1-0)線は、非局所熱平衡(LTE)放射伝達でうまく再現されました。収縮する前星核の化学モデル予測に適用されるモデル。HC$^{17}$O$^+$(1-0)観測を再現するには、アップスケールされた速度プロファイル(30%)が必要です。HC$^{17}$O$^+$(1-0)超微細構成要素で観察される二重ピークは、遷移の臨界密度に近い密度での収縮運動によるものです($\sim$10$^{5}$cm$^{-3}$)と、HCO$^{+}$分数存在量が中心に向かって減少するという事実に。
局部銀河群の AGB 星の C/M 比
酸素に富む漸近巨星分枝(AGB)星と炭素に富む星の数の比(いわゆるC/M比)は、ホスト銀河の進化環境と密接に関係しています。この作業では、以前の作業で特定されたメンバー星の最も完全でクリーンなサンプルを使用して、ローカルグループ内の14の銀河のC/M比を調べます。炭素に富むAGB星と酸素に富むAGB星、および赤色超巨星の間の境界線は、LMCとM33の構成星の$(J-K)/K$ダイアグラムの数密度に適合するガウス混合モデルによって定義されます。、そして先端赤色巨星枝(TRGB)の位置の違いをシフトすることにより、他の銀河に適用されます。C/M比は、正確で一貫した分類の後に得られます。モジュロ距離が大きい銀河では不確実性が大きくなりますが、金属量の指標としてTRGBのカラーインデックス$(J-K)_0$を使用すると、C/M比が明らかに減少することがわかります。これは以前の研究と一致し、炭素星は、金属の少ない環境でより容易に形成されるという事実によって説明されます。さらに、M33内のC/M比は、銀河中心距離とともに増加することがわかっており、これはこのシナリオと銀河の化学進化モデルと一致しています。一方、M31内のC/M比は、ガラクトセントリック半径とともに減少することがわかっており、これはさらなる研究に値します。
NGC 1167 / B2 0258+35 での Jet-ISM 相互作用、AGN 過去のライナー
| Title |
Jet-ISM_interaction_in_NGC_1167_/_B2_0258+35,_A_LINER_with_an_AGN_past |
| Authors |
G._Fabbiano,_A._Paggi,_R._Morganti,_M._Balokovic,_A._Elvis,_D._Mukherjee,_M._Meenakshi,_A._Siemiginowska,_S._M._Murthy,_T._A._Oosterloo,_A._Y._Wagner,_G._Bicknell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02549 |
若い電波ジェットB20258+35のホスト銀河であるNGC1167の共同チャンドラ/ACIS-NuSTARディープ観測の結果を報告します。ACISデータでは、ジェットに沿って、ジェットに直交する方向に伸びたX線放出を検出します。SEラジオジェットの終わりに、CO乱流と高速流出運動の領域と一致する低エネルギーのX線放出が見られます。これは、高温の星間物質(ISM)がジェットと分子の流出によって圧縮され、より効率的な冷却が行われることを示唆しています。NGC1167に合わせて調整されたジェット-ISM相互作用の流体力学的シミュレーションは、この結論と、X線放射の全体的な形態とスペクトルと一致しています。チャンドラで検出されたかすかな硬い核源と、より硬いX線放出に関する厳しいNuSTARの上限は、NGC1167の活動銀河核(AGN)が非常に低い降着状態にあることを示しています。しかし、拡張されたX線放出の特徴は、明るいコンプトン厚層AGNの特徴とより一致しており、過去の高い降着率のエピソードの残骸を観察している可能性があり、持続的な強い活動が~2x103年持続する可能性があります。NGC1167は現在LINERですが、拡張X線放射の特性とCTAGN拡張放射の特性との類似性を考慮すると、過去にはAGNであったと結論付けています。
巨大星の測光金属性への機械学習アプローチ
大規模な測光調査によってもたらされた進歩にもかかわらず、金属量などの星の特徴は、多くの場合明るく近くにある低絶滅星の分光観測に限定されたままです。これを修正するために、ガイアEDR3と2MASSおよびWISEサーベイからの8バンド測光と視差を使用して、赤色巨星の金属量と距離を推定するためのニューラルネットワークアプローチを提示します。このアルゴリズムは、各入力で可能な出力の範囲と、トレーニングセットと互換性のあるモデルの範囲(ドロップアウトによる)から生じる予測の不確実性を考慮します。GaiaEDR3からのノイズの多い視差データの大規模なサンプルを使用してフォトアストロメトリック視差を推定するための初期ネットワークをトレーニングし、次にAPOGEEおよびLAMOSTサーベイからの分光学的金属性と拡張機能を使用してセカンダリネットワークをトレーニングする2段階の手順が採用されます。第1段階の視差推定を利用した空間。このアルゴリズムは、平均不確実性が$\pm0.19$dexの金属量予測を生成します。この方法論は、ガイアの視線速度を持つ169万個の天体のサンプルに特に焦点を当てて、銀河バー/バルジ内の星に適用されます。銀河バー/バルジの金属量を含む空間勾配と運動学的勾配の両方を調べて、垂直方向の金属量勾配($-0.528\pm0.002$dex/kpc)と頂点偏差に関する以前の結果を回復することにより、アプローチの使用と有効性を示します。バー($-21.29\pm2.74$度).
星間粒子氷のスパッタリングのモデリングについて
星間物質(ISM)では、複雑な有機分子(COM)の形成は、表面反応によって大幅に促進されます。ただし、冷たい暗い雲では、粒子表面への結合エネルギーを克服するための熱エネルギーが不足しているため、COMの熱脱着は非効率的です。したがって、非熱脱着法は、主に粒子上に形成される多くのCOMの気相検出の重要な説明です。ここでは、新しい非熱脱着プロセスを紹介します。水、二酸化炭素、および単純な混合氷に基づく粒子氷表面の宇宙線スパッタリングです。私たちのモデルは、スパッタリングの推定速度を三相速度方程式モデルNautilus-1.1に適用します。この包含により、メタノール(CH$_{3}$OH)やギ酸メチルなどの粒子反応によって生成される分子の気相存在量が増加します。(HCOOCH$_{3}$)。特に、効率的な気相破壊経路を持つ種は、他の分子と比較して、スパッタリングによるモデルの増加が少ないことを示しています。これらのモデル結果は、スパッタリングが非熱脱着の効率的で非特異的な方法であることを示唆しており、将来の化学モデルで重要な要素として考慮されるべきです。
国際宇宙ステーションのカロリメトリック電子望遠鏡による50GeVから60TeVまでの宇宙線陽子束のスペクトル構造の観測
| Title |
Observation_of_Spectral_Structures_in_the_Flux_of_Cosmic-Ray_Protons_from_50_GeV_to_60_TeV_with_the_Calorimetric_Electron_Telescope_on_the_International_Space_Station |
| Authors |
O._Adriani,_Y._Akaike,_K._Asano,_Y._Asaoka,_E._Berti,_G._Bigongiari,_W._R._Binns,_M._Bongi,_P._Brogi,_A._Bruno,_J._H._Buckley,_N._Cannady,_G._Castellini,_C._Checchia,_M._L._Cherry,_G._Collazuol,_K._Ebisawa,_A.W._Ficklin,_H._Fuke,_S._Gonzi,_T._G._Guzik,_T._Hams,_K._Hibino,_M._Ichimura,_K._Ioka,_W._Ishizaki,_M._H._Israel,_K._Kasahara,_J._Kataoka,_R._Kataoka,_Y._Katayose,_C._Kato,_N._Kawanaka,_Y._Kawakubo,_K._Kobayashi,_K._Kohri,_H._S._Krawczynski,_J._F._Krizmanic,_P._Maestro,_P._S._Marrocchesi,_A._M._Messineo,_J.W._Mitchell,_S._Miyake,_A._A._Moiseev,_M._Mori,_N._Mori,_H._M._Motz,_K._Munakata,_S._Nakahira,_J._Nishimura,_G._A._de_Nolfo,_S._Okuno,_J._F._Ormes,_S._Ozawa,_L._Pacini,_P._Papini,_B.F._Rauch,_S._B._Ricciarini,_K._Sakai,_T._Sakamoto,_M._Sasaki,_Y._Shimizu,_A._Shiomi,_P._Spillantini,_F._Stolzi,_S._Sugita,_A._Sulaj,_M._Takita,_T._Tamura,_T._Terasawa,_S._Torii,_Y._Tsunesada,_Y._Uchihori,_E._Vannuccini,_J._P._Wefel,_K._Yamaoka,_S._Yanagita,_A._Yoshida,_K._Yoshida,_and_W._V._Zober |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01302 |
カロリメトリック電子望遠鏡(CALET)による宇宙線陽子スペクトルの正確な測定は、50GeVから60TeVのエネルギー間隔で示され、10TeVを超えるスペクトルの軟化の観測が報告されています。この分析は、国際宇宙ステーションでの$\sim$6.2年間の円滑な運用中に収集されたデータに基づいており、以前のCALETによる陽子束測定よりも広いエネルギー範囲をカバーしており、利用可能な統計が1倍増加しています。$\sim$2.2.数百GeVを超えると、以前に観察された、より重要な(20シグマを超える)進行性のスペクトル硬化が確認されました。マルチTeV領域では、DAMPEによって報告されたスペクトルの形状で、10TeV付近の軟化とスペクトルインデックス=2.6から-2.9への一貫した変化を伴う2番目のスペクトル特徴が観察されます。プロトン微分スペクトルの同時適合を適用します。これは、より低いエネルギーのべき法則領域と、より高いエネルギーで観測される2つのスペクトルの特徴を含むスペクトルインデックスの緩やかな変化をよく再現します。
宇宙線対流拡散異方性
不均一な対流下では、拡散粒子の分布は、流体の慣性力とせん断力によってそれぞれ誘導される双極子と四重極の異方性を示す可能性があります。これらの対流関連の異方性は、コンプトンゲッティング効果とは異なり、通常、宇宙線(CR)エネルギーと共に増加するため、CR異方性の寄与因子の候補となります。慣性効果を考慮して、CR観測データを使用して、赤道面内のローカル星間媒体の平均加速度の上限を100$\mu\text{m}/\text{のオーダーに設定できます。s}^2$.オールト定数を使用すると、200TeVを超える四重極異方性は、銀河の微分回転から生じるせん断効果でモデル化できます。
超エディントン流の大規模流出構造と放射特性：降着速度依存性
| Title |
Large-scale_outflow_structure_and_radiation_properties_of_super-Eddington_flow:_Dependence_on_the_accretion_rates |
| Authors |
Shogo_Yoshioka,_Shin_Mineshige,_Ken_Ohsuga,_Tomohisa_Kawashima,_Takaaki_Kitaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01427 |
スーパーエディントンアクセレーターによる環境への影響を正確に評価するには、十分な大きさのシミュレーションボックスと長い計算時間を確保して、数値設定によるアーティファクトを可能な限り回避することが不可欠です。この論文では、大きなシミュレーションボックスで$10~M_\odot$ブラックホールの周りで軸対称二次元放射流体力学シミュレーションを実行し、さまざまなブラックの超エディントン降着流の大規模な流出構造と放射特性を研究します。穴の降着率、${\dotM}_{\rmBH}=(110-380)~L_{\rmEdd}/c^2$.遠心力が重力と釣り合う流入物質のケプラー半径は、シュヴァルツシルト半径の2430に固定されています。rmBH}$.特に、ほぼ正面から見た場合、等方的な機械的光度は${\dotM}_{\rmBH}^{2.7}$に比例して増加し、総機械的光度は${\dotに比例します。M}_{\rmBH}^{1.7}$.前者の理由は、${\dotM}_{\rmBH}$が高いほど円盤表面が垂直に膨らみ、回転軸の周りの領域に放射場がより閉じ込められ、それによって強く加速するためです。ガスの流出。流出は、流出ガスがシミュレーションボックスの外側の境界に到達できるかどうかによって、純粋な流出と失敗した流出に分類されます。失敗した流出の割合は、${\dotM}_{\rmBH}$の減少とともに減少します。各流出軌跡に沿って物理量を分析し、ベルヌーイパラメーター($Be$)は、放射圧による継続的な加速のために一定ではないため、純粋な流出と失敗した流出を区別するための適切な指標ではないことを発見しました。純粋な流出が発生する可能性があります。、開始点で$Be<0$であっても。
$z\simeq$0.45 でルールを破る: RBS 1055 の反乱事件
| Title |
Breaking_the_rules_at_$z\simeq$0.45:_the_rebel_case_of_RBS_1055 |
| Authors |
A._Marinucci,_G._Vietri,_E._Piconcelli,_S._Bianchi,_M._Guainazzi,_G._Lanzuisi,_D._Stern,_C._Vignali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01575 |
2021年3月に実施された明るいクエーサーRBS1055の長時間(250ks)のNuSTAR観測と、2014年7月に撮影されたアーカイブXMM-Newtonポインティング(185ks)について報告します。NuSTAR観測とほぼ同時に行われているパロマー天文台も分析されています。暖かいコロナと熱いコロナが共存する2コロナモデルは、温度kT$_e=0.12^{+0.08}_{-0.03}$keV,kT$_e=30で、広帯域スペクトルをよく再現することがわかりました。^{+40}_{-10}$keVおよびトムソン光学深度$\tau$=30$_{-10}^{+15}$および$\tau$=3.0$_{-1.4}^{+前者と後者のコンポーネントはそれぞれ1.0}$です。強いFeK$\alpha$輝線(EW=55$\pm$6eV)の存在を確認し、コンプトン反射を再現するためにトロイダルモデルを考慮すると、N$_{\rmH}=(3.2^{+0.9}_{-0.8})\times10^{23}$cm$^{-2}$が見つかりました。光スペクトルの分析により、核に対する私たちの視線の特異な構成と、速度シフト$v=$1500$\を伴うNLRでの流出を追跡する幅広い[OIII]成分の存在が明らかになりました。pm100$kms$^{-1}$、質量流出率$\dot{M}_{\rmout}=25.4\pm1.5$M$_{\odot}$yr$^{-につながる1}$と流出動力$\dot{E}_{\rmkin}$/L$_{\rmBol}$$\sim$0.33%.BH質量は、さまざまなBLR輝線によると、2.8$\times$10$^{8}$-1.2$\times$10$^{9}$M$_{\odot}$の範囲にあると推定されます。<$M\rm_{BH}$>=6.5$\times$10$^{8}$M$_{\odot}$の平均値。EW-L$_{2-10\\rmkeV}$関係から予測される値よりも3$\sigma$高いFeK$\alpha$と、2keVの極端な光源輝度(10倍)光学/UVから予想されるものよりも15高い)、RBS1055は、同じ光度と赤方偏移範囲の他の天体と比較して、X線の異常値であることが確認されています。
Z ソース GX 17+2 の数百秒の遅延の検出に基づくコロナルの高さと再調整速度の制約
| Title |
Constraining_the_Coronal_Heights_and_Readjustment_Velocities_Based_on_the_Detection_of_a_Few_Hundred_Seconds_Delays_in_the_Z_Source_GX_17+2 |
| Authors |
K._Sriram,_S._Malu,_and_C._S._Choi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01602 |
中性子星Zタイプのソースは、エディントンの光度に近い発光をする降着円盤とコロナのジオメトリの構造を理解するための独自のプラットフォームを提供します。RXTEとNuSTAR衛星データを使用して、硬X線の原因となるコロナのサイズを制限するために、GX17+2で相互相関関数(CCF)研究を実行しました。RXTEデータから、水平および通常の分岐中に、CCFが数十秒から数百秒程度の反相関ハード(16～30keV)およびソフト(2～5keV)X線遅延を示すことがわかりました。0.42$\pm$0.11の平均相関係数。相関ラグを示す観測はほとんどなく、ある場合には電波放出と一致します。また、GX17+2のNuSTARデータを使用して、反相関硬X線遅延が113$\pm$51秒であることも報告しています。RXTEデータに基づいて、軟X線フラックスと硬X線フラックスが変化しており、遅延中のディスクコロナ構造の変化を示していることがわかりました。相対論的歳差運動モデル、遷移層モデル、境界層モデルを使用して、コロナのサイズを制御します。遅れをディスクコロナ構造の再調整時間スケールと仮定すると、コロナの高さは$\sim$17--100kmと推定されました。切り捨てられた円盤の内部領域がコロナで占められていると仮定すると、コロナの再調整速度(v$_{corona}$=$\beta$v$_{disk}$、v$_{disk}$は円盤の半径方向速度成分)$\beta$=0.06-0.12のオーダーです。この研究は、観察された遅延が主にさまざまなコロナ再調整速度に依存していることを示しています。
超新星残骸 CTB87 の拡張電波暈 (G74.9+1.2)
超新星残骸(SNR)の電波スペクトルの切れ目は、衝撃で加速された電子の最大エネルギー、またはパルサー風星雲の場合は中心パルサーによって注入された電子の最大エネルギーを反映しています。そうしないと、シンクロトロンの経年劣化によるエネルギー損失が原因で破損するか、エネルギー依存の拡散が原因で破損する可能性があります。11GHz付近でのプレリオンSNRCTB87のスペクトル急峻化が80年代に観測されましたが、新しい電波データに基づくCTB87のエネルギー特性の最近の分析では、これに疑問が生じました。CTB87は、拡散した中央の尖ったほぼ円形のハローに囲まれた中央のコンパクトなコンポーネントで構成されています。初期の高周波観測の不十分な感度によるかすかなハロー放射の欠落が、報告されたスペクトルの中断の理由である可能性があります。新たな高感度観測により、CTB87の高周波スペクトルの解明を目指します。エッフェルスベルグ100m望遠鏡の広帯域2cm受信機を使用して、CTB87とそのハローを2つの周波数帯域で高感度連続観測しました。CTB87の新しい2cmマップは、低周波データと一致して、距離6.1kpcで直径約17フィートまたは30pcのハロー放射を示しています。測定された磁束密度は、以前に報告されたものよりも大幅に高くなっています。新しい2cmのデータは、CTB87の低周波スペクトルの高周波継続を確立します。大幅な高周波数スペクトルの曲がりやブレークは、約18GHzをはるかに超える周波数に制限されます。CTB87の拡張されたハローには、ガンマ線(VERJ2016+37)のかすかな対応物があり、放出電子の共通の起源を示しています。
ティコの超新星残骸の 3 次元 X 線放出構造
| Title |
The_3-D_X-ray_Ejecta_Structure_of_Tycho's_Supernova_Remnant |
| Authors |
Matthew_J._Millard,_Sangwook_Park,_Toshiki_Sato,_John_P._Hughes,_Patrick_Slane,_Daniel_Patnaude,_David_Burrows,_and_Carles_Badenes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01632 |
SN1572(Tycho)の超新星残骸(SNR)にある59の塊状で金属が豊富なイジェクタノットの速度測定値を提示します。450ksのChandraHighEnergyTransmissionGratingSpectrometer観測を使用して、これらの結び目から放出されるHe様SiK$\alpha$線中心波長のドップラーシフトを測定し、視線(動径)速度($v_r$)。$\sim$5500kms$^{-1}$までの$v_r$が見つかり、青方偏移エジェクタノットと赤方偏移エジェクタノットの間の速度はほぼ一定です。また、2003年、2009年、および2015年に取得したChandraAdvancedCCDImagingSpectrometerのアーカイブデータに基づいて、サンプルの固有運動(PM)を測定します。これは、ティコまでの距離が3.5kpcの場合、約5800kms$^{-1}$の横方向速度に相当します。私たちの$v_r$と横方向速度の測定値は、空間速度が$\sim$1900-6000kms$^であることを示しています。{-1}Tychoのエジェクタノットの$。R.A.(J2000)=00$^h$25$^m$18$^s$.725$\pm$1$^s$.157の新しい拡張中心を推定します。およびdecl.(J2000)=+64$^{\circ}$08$'$02$"$.5$\pm$11$"$.2PM測定値から、$\sim$13$"$以内に一致幾何学的中心の。レムナント全体の空間速度の分布は、南東象限が一般にSNRの残りの部分よりも速く拡大することを示唆しています。青方偏移した結び目は北側のシェルでより多く投影され、赤方偏移したノットは南側のシェルにより多く投影されることがわかります。以前に推定された逆衝撃の位置は、推定された噴出物の分布のほとんどと一致していますが、一部の噴出物は、逆衝撃の1次元画像からの逸脱を示しています。
ブラック ホール ソース H1743-322 のタイプ B QPO と、その Comptonizing 領域および Jet との関連
| Title |
Type-B_QPOs_in_a_black_hole_source_H1743-322_and_its_association_with_Comptonizating_region_and_Jet |
| Authors |
Harikrishna_Sripada_and_Sriram_Kandulapati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01643 |
タイプBのQPOと降着円盤の内側領域のホットフローとの関係は、ブラックホールのX線連星では漠然と理解されています。同様の重心周波数（〜6Hz）を持つタイプCおよびタイプBのQPOが発生した23の観測のスペクトルおよびタイミングの研究を実行しました。それらのスペクトルの違いは、準同時電波観測とともに、タイプBQPOの生成メカニズムを理解するために使用されました。スペクトルの結果に基づいて、タイプCおよびタイプBのQPO中に、コンプトン化パラメーターと内側のディスク半径に多くの変動は見られませんでした。Comptonization領域の構造は、CompTTモデルに基づくタイプCおよびタイプBのQPOに関連付けられた観測では異なる必要があることがわかりました。無線フラックス密度とQPO幅、ソフトフラックスとハードフラックスの比率、およびQPO幅とディスク内温度は特定の傾向に従うことがわかり、ジェットがH1743-322のタイプBQPOの原因である可能性があることが示唆されました。このシナリオを一意に制約するには、さらなる研究が必要です。タイプCからタイプBのQPOへの段階的な移行が注目されたケーススタディでは、スペクトルの変化は、ジェットまたは垂直に拡張された光学的に厚いコンプトン化領域の存在によって説明できることがわかりました。スペクトルとタイミングの変動を説明するために、内部領域にホットフローとジェットがある幾何学的レンズサーリング歳差運動モデルが組み込まれました。
大マゼラン雲における Be/X 線連星 eRASSU J052914.9-662446 からのブロードバンド研究と脈動の発見
| Title |
Broadband_study_and_the_discovery_of_pulsations_from_the_Be/X-ray_binary_eRASSU_J052914.9-662446_in_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
C._Maitra,_D._Kaltenbrunner,_F._Haberl,_D._A._H._Buckley,_I._M._Monageng,_A._Udalski,_S._Carpano,_J._B._Coley,_V._Doroshenko,_L._Ducci,_C._Malacaria,_O._K\"onig,_A._Santangelo,_G._Vasilopoulos,_and_J._Wilms |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01664 |
環境。マゼラン雲は、私たちに最も近い星形成銀河です。小マゼラン雲(SMC)内の大質量X線連星(HMXB)の集団は比較的よく研究されていますが、大マゼラン雲(LMC)についての私たちの知識は、その大きな角度範囲と不十分な範囲を考慮すると完全にはほど遠いものです。X線観察。ねらい。スペクトル-レントゲン-ガンマ(SRG)衛星に搭載された軟X線装置であるeROSITAからのデータを使用して、LMCで新しいHMXBの探索を行いました。メソッド。eRASSUJ052914.9-662446が初期型星と位置的に一致する硬X線源であることを確認した後、南アフリカの大型望遠鏡(SALT)からの光学分光観測と専用のNuSTAR観測で追跡しました。結果。新たに発見されたHMXBeRASSUJ052914.9-662446のブロードバンドタイミングとスペクトル挙動を、X線のeROSITA、Swift、NuSTARデータ、光重力レンズ実験(OGLE)、および光波長でのSALTRSSデータを通じて調べます。1412秒での自転周期の検出について報告し、系の公転周期が約151日であることを示唆し、それによってeRASSUJ052914.9-662446が降着パルサーであることを確立しました。さらに、光学分光観測とHα放出の存在により、源はLMCのBeX線連星パルサーとして識別されます。また、過去数十年にわたる光学的およびX線領域におけるソースの変動性を調査し、中性子星の可能な磁場強度に関する推定値を提供します。
高速電波バーストの繰り返しにおける対称性の破れ
繰り返される高速電波バーストは、ミリ秒の時間スケールで時間的対称性の破れを示します(「悲しいトロンボーン」)。日の時間スケールでは、FRB180916Bの繰り返しは、その16.3d周期の周波数依存フェーズで発生します。いくつかのモデルは、そのような周期的に繰り返されるすべてのFRBが時間的非対称性の同じ符号を持っていると予測しますが、他のモデルは両方の符号を持つソースが等しく豊富であると予測します。他の定期的に変調された繰り返しFRBの将来の観測では、これに基づいてモデルを区別することができます。
Nan\c{c}ay 電波望遠鏡での SPAN512 中緯度パルサー サーベイ
| Title |
The_SPAN512_mid-latitude_pulsar_survey_at_the_Nan\c{c}ay_Radio_Telescope |
| Authors |
Gregory_Desvignes,_Ismael_Cognard,_David_A._Smith,_David_Champion,_Lucas_Guillemot,_Michael_Kramer,_Patrice_Lespagnol,_Franck_Octau,_Gilles_Theureau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01806 |
さまざまな電波観測所で行われているパルサーとトランジェントの多数の継続的な調査は、これらの情報源から得られた科学によって動機付けられています。相対論的連星系のタイミングおよび分極解析は、重力理論に強い制約を課す可能性があります。天球上に広がるミリ秒パルサー(MSP)の数が増えていることを観測することで、超大質量ブラックホール連星から発生する確率的重力波背景を検出できる可能性があります。若いパルサーのより完全なサンプルは、中性子星の誕生と進化に関する私たちの知識を向上させます。高速電波バーストなどの過渡現象は、銀河間媒体の調査に役立ちます。SPAN512パルサーサーベイは、Nan\c{c}ay電波望遠鏡(NRT)のLバンド受信機を使用して中間銀河緯度をカバーします。調査は224平方度をカバーしています。2200時間の合計露出時間の空。人口合成は、3から19の新しい通常のパルサーといくつかのMSPの発見を予測しています。予想される調査収量を正確に評価するために使用した、Lバンド受信機とその感度を備えたNRTビームの詳細なモデリングを提示します。柔軟なPulsarAreciboLバンドフィードアレイデータ処理パイプラインを使用して、47TBのSPAN512データからパルサーとトランジェントを検索しました。SPAN512調査では、2つの新しいMSPと1つの新しい中年のパルサーが発見されました。2.4msスピン周期パルサーJ2205+6012の解析に焦点を当て、ガンマ線脈動の検出も報告しています。その狭いパルス幅(観測周波数2.55GHzで35$\mu$s)により、8年間でサブマイクロ秒のタイミング精度が可能になり、パルサータイミングアレイプログラムの有望な見通しが得られます。
NGC 3147: 典型的な低光度の活動銀河核で、二重ピークの光学線と紫外線線を持っています。
以前の狭いスリット($0.1$秒角)ハッブル宇宙望遠鏡の観測では、低光度($\mathrm{L_{bol}}\sim10^{42}$ergs$^{-1}$)、低エディントン比($\mathrm{L_{bol}/L_{Edd}}\sim10^{-4}$)活動銀河核(AGN)、以前は候補と考えられていた本質的にブロードライン領域を欠く真のタイプ2AGN。ここに提示された新しい観測結果は、H$\alpha$線の二重ピークプロファイルを確認します。これは、前のエポックに対するフラックスと放出ディスクの内半径の両方の変動性をさらに示しています。同様のディスクラインプロファイルは、顕著な紫外線(UV)ライン、特にLy$\alpha$とCIVにも見られます。新しいデータにより、NGC3147のサブアーク秒の光からX線へのスペクトルエネルギー分布を同時に構築することもできます。これは、熱UVバンプがなく、X線の発光ピークがないことを特徴としています。結果として得られる非常に平坦な$\alpha_{ox}=-0.82$は、低光度AGNの典型であり、標準AGNで観察される光度のよく知られた傾向の低光度への外挿とよく一致しています。実際、期待されたピークに近い、光学的にNGC3147の降着円盤放出を観測している可能性があります。一方、急激な-2のUVパワーの法則は、暖かいコロナによるその冷たい円盤のコンプトン化である可能性があり、代わりに、より明るいAGNで「ソフトエクセス」として一般に観察されます。
GRB 190114CからのTeV放射のハドロン起源について
| Title |
On_the_hadronic_origin_of_the_TeV_radiation_from_GRB_190114C |
| Authors |
S._Gagliardini,_S._Celli,_D._Guetta,_A._Zegarelli,_A._Capone,_S._Campion,_I._Di_Palma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01940 |
最近発見されたガンマ線バースト(GRB)からのTeV放射は、この放射成分のハドロン起源の可能性を示唆しています。二次ガンマ線がGRBジェットで受けるペア生成プロセスを含む、内部衝撃での光ハドロン相互作用の運動学を再現するモンテカルロ（MC）シミュレーションを開発しました。GRB190114CのサブTeV観測は、サブGeV光子に匹敵するバリオンエネルギー量とバルクローレンツ係数$\Gamma=100$によって、ミリ秒の変動時間スケールで再現できることがわかりました。このモデルによるニュートリノ流束の予測は、ANTARESとIceCubeによって設定された実験の上限と一致することがわかっています。
異常な活動銀河 H1821+643 ととらえどころのない FRI クエーサーの性質
| Title |
The_unusual_active_galaxy_H1821+643_and_the_elusive_nature_of_FRI_quasars |
| Authors |
David_Garofalo_and_Chandra_B._Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01964 |
クールなコアクラスターH1821+643の中心にあるブラックホールの適度なスピン推定は、20年以上前にブランデルとローリングスが最初に取り組んで以来、このオブジェクトの起源と進化についての物語の完成を動機付けています。FRIジェットを使用してほぼエディントン速度で降着する巨大なブラックホールの例。このとらえどころのない特性の組み合わせは、X型の電波銀河を含む小さなパラメーター空間の一部であることを示した2010年モデルで説明されました。H1821+643は逆回転フェーズを経験したことのない降着ブラックホールとして、理論により、0.1から約0.7の間のスピン値のジェットと、わずかに小さい範囲のFRIジェットを生成するように制約されています。このようなブラックホールからのフィードバックは、傾斜したジェットの影響を受けないため、このクラスター環境で星形成率が高いままです。予測では、H1821+643は数百万年以内にジェットレス化するというものです。
宇宙で最も高い星形成率を持つ AGN での特異なブラック ホールの降着率
Pouliasisetal(2022b)は、赤方偏移が3.5を超える活動銀河の星形成率、ブラックホールの降着率、および星の質量を調査し、高い星質量での星形成率の横ばいを明らかにしました。これは、AGNフィードバックの証拠であると考えられています。.彼らのデータは、AGNが星形成率-星質量平面の曲線の平坦化に近づくにつれて、降着率が低下し始めることを示しています。我々は、強力なFRIIジェットが星形成率を高めるという観点から、これの原因となるAGNフィードバックの性質を説明しますが、最終的にはエディントン付近の率から移流優勢への降着のシフトも引き起こします。これらのシステムは、活発な銀河が星形成の強力な強化から大幅な抑制に移行する劇的な移行の先端にあり、赤方偏移が高い電波AGNやジェットレスAGNと比較して、赤方偏移が低い電波AGNの勾配が急になります。したがって、Pouliasisらのデータは、Singhら(2021)によって予測された高赤方偏移オブジェクトを構成し、Comerfordら(2020)で示されている電波AGNの低赤方偏移挙動に関連していると主張します。
S190426c II の GROWTH: GROWTH-India Telescope
は、カスタムの画像縮小と候補審査パイプラインを使用して光学対応物を検索します
| Title |
GROWTH_on_S190426c_II:_GROWTH-India_Telescope_search_for_an_optical_counterpart_with_a_custom_image_reduction_and_candidate_vetting_pipeline |
| Authors |
Harsh_Kumar,_Varun_Bhalerao,_G.C._Anupama,_Sudhanshu_Barway,_Michael_W._Coughlin,_Kishalay_De,_Kunal_Deshmukh,_Anirban_Dutta,_Daniel_A_Goldstein,_Adeem_Jassani,_Simran_Joharle,_Viraj_Karambelker,_Maitreya_Khandagale,_Brajesh_Kumar,_Divita_Saraogi,_Yashvi_Sharma,_Vedant_Shenoy,_Leo_singer,_Avinash_Singh_and_Gaurav_Waratkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02077 |
S190426c/GW190426_152155は、LIGO-VirgoCollaborationによって検出された最初の中性子星とブラックホールの合体候補でした。0.7mGROWTH-IndiaTelescopeを使用して、このイベントの光学的対応物をタイル状に検索しました。2週間にわたって、22.1度^2の領域で複数の観測を取得し、ソースの場所を含む確率は17.5%でした。最初の取り組みには、さまざまなグループによって報告されたソースの測光を取得すること、およびこの領域に含まれるすべての銀河のソースを視覚的に検索することが含まれていました。その後、トランジェント検出の効率が最大94%の画像減算および候補審査パイプラインを開発しました。このパイプラインでデータを処理すると、いくつかのトランジェントが見つかりますが、キロノバモデルと互換性があるものはありません。観測の詳細、パイプラインの動作、検索の結果、およびLVKのO4実行中にパスファインダーとして機能する非検出の解釈を提示します。
M87 のブラック ホール磁気圏からの放射性リコネクションによる TeV フレア
| Title |
Radiative_reconnection-powered_TeV_flares_from_the_black_hole_magnetosphere_in_M87 |
| Authors |
Hayk_Hakobyan_(1,_2),_Bart_Ripperda_(3,_4)_and_Alexander_Philippov_(5)_((1)_Princeton_Plasma_Physics_Laboratory,_(2)_Columbia_University,_(3)_Princeton_University,_(4)_CCA,_Flatiron_Institute,_(5)_University_of_Maryland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02105 |
一般に活動銀河核、特にM87の超大質量ブラックホールは、100GeV以上のエネルギーまで明るく急速なガンマ線フレアを示します。M87の場合、フレアは多波長成分を示し、変動時間スケールは事象の地平線の動的時間に匹敵し、放出が核近くのコンパクトな領域から発生する可能性があることを示唆しています。しかし、これらのフレアの放出メカニズムはよくわかっていません。最近の高解像度の一般相対論的磁気流体力学シミュレーションでは、ブラックホールの事象の地平線近くでフレアを発生させることができる一時的な磁気リコネクションイベントの発生が示されています。この作業では、第一原理からM87のブラックホールに適用可能な極端なプラズマ条件下での再接続電流層の放射特性を分析します。生成された二次ペアプラズマがリコネクションダイナミクスを支配する程度まで、リコネクション層の近くで豊富なペア生成が期待されることを示します。2次元のセル内粒子シミュレーションに裏打ちされた解析的推定を使用して、強力なシンクロトロン冷却が存在する場合でも、リコネクションによって出力シンクロトロンに刻印されたペアプラズマの強べき乗則分布が生成される可能性があることを示します(最大で数十MeV)および逆コンプトン信号(TeVまで)。シミュレーションから合成放射スペクトルを生成します。これは、将来のM87*フレアの多波長観測の結果と直接比較できます。
高エネルギーパルサーにおける磁気エネルギー散逸とガンマ線放出
| Title |
Magnetic_energy_dissipation_and_gamma-ray_emission_in_energetic_pulsars |
| Authors |
Hayk_Hakobyan_(1,_2,_3),_Alexander_Philippov_(4,_5)_and_Anatoly_Spitkovsky_(1)_(1)_Princeton_University,_(2)_Princeton_Plasma_Physics_Laboratory,_(3)_Columbia_University,_(4)_CCA,_Flatiron_Institute,_(5)_University_of_Maryland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02121 |
最もエネルギーの高いパルサーのいくつかは、0.1～100GeV帯域で回転変調されたガンマ線放出を示します。この発光の光度は通常、パルサーのスピンダウンパワー(ガンマ線効率)の0.1～10%であり、利用可能な電磁エネルギーのかなりの部分が磁気圏で消散され、高エネルギーの光子として再放射されることを意味します。この現象を調査するために、強力なシンクロトロン冷却によるセル内粒子の3Dシミュレーションを使用して、パルサー磁気圏をモデル化します。特に、磁気リコネクションとエネルギー散逸が起こる赤道電流シートのダイナミクスに焦点を当てています。私たちのシミュレーションは、磁気圏電流シートで散逸するスピンダウンパワーの一部が、微物理プラズマスケールでの磁気再結合の速度によって制御され、パルサーの傾斜角にのみ依存することを示しています。加速ペアの最大エネルギーと分布関数は、現在のシート近くの粒子あたりの利用可能な磁気エネルギー、磁化パラメーターによって制御されることを示します。プラズマ分布の形状と範囲は、観測されたシンクロトロン放射、特に観測されたスペクトルのピークとカットオフに刻印されています。シンクロトロン冷却の強さが、観測されるさまざまなスペクトル形状にどのように影響するかを調べます。私たちの結論は、より高いスピンダウンパワーを持つパルサーがより広いスペクトル形状を持ち、その結果、ガンマ線効率が低下する理由を自然に説明しています。
X線回折格子で観測されたRS Oph 2021噴火の流出の衝撃
| Title |
Shocks_in_the_outflow_of_the_RS_Oph_2021_eruption_observed_with_X-ray_gratings |
| Authors |
Marina_Orio,_Ehud_Behar,_Juan_Luna,_Jeremy_Drake,_Jay_Gallagher,_Joy_S._Nichols,_Jan-Uwe_Ness,_Andrej_Dobrotka,_Joanna_Mikolajewska,_Massimo_Della_Valle,_Rico_Ignace,_Roy_Rahin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02123 |
共生回帰新星RSOphの2021年の爆発は、チャンドラ高エネルギー透過回折格子(HETG)で光学最大値の18日後に観測され、XMM-Newtonとその反射回折格子分光器(RGS)で21日目にスーパーソフトX-線源が出現し、放出が衝撃を受けた噴出物によるものであったとき。HETG1.3-31オングストローム範囲の吸収フラックスは2.6x10(-10)erg/cm(-2)/sで、同じ日に測定されたガンマ線フラックスよりも3桁低かった。スペクトルは、衝突イオン化平衡にある熱プラズマの2つの成分によく適合しています。RGSを使用して、平均フラックス1.53x10(-10)erg/cm(-2)/sを5～35オングストロームの範囲で測定しましたが、連続体のフラックス、特にラインのフラックスは23～35オングストロームの範囲でした。50ksのRGS暴露中にほぼ10%減少しました。これは、時間スケールでの短期変動を示しています。RGSスペクトルは、プラズマ温度が70～150eV、0.64keV、2.4keVの3つの熱成分でそれぞれフィッティングできます。露出のポスト最大エポックは、14日目と26日目の2006年の噴火で観測された2つのグレーティングスペクトルのエポックの間に収まります。これらは同様のスペクトル進化と一致していますが、2021年には冷却がより急速に進んだようです。鉄は、太陽の値に関して噴出物で枯渇しているが、窒素は強化されている。
超新星残骸を解読するためのフォレンジック ツールとしての異方性の使用
| Title |
Using_Anisotropies_as_a_Forensic_Tool_for_Decoding_Supernova_Remnants |
| Authors |
Abigail_Polin,_Paul_Duffell_and_Dan_Milisavljevic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02134 |
さまざまな角度スケールで構造に関与するドライバーを診断することにより、超新星残骸(SNR)を分析する方法を提示します。まず、超新星が周囲の媒質と衝突する際のレイリー・テイラー不安定性(RTI)の一連の流体力学モデルを実行します。これらのモデルを使用して、パワースペクトル分析を使用して、SNRのどのスケールがRTIによって駆動され、どのスケールが最初の爆発の固有の非対称性によって引き起こされたのかを特定する方法を示します。RTIによって駆動される乱流のパワースペクトルを予測し、RTIによって効率的に成長する最大スケールを表す主要な角度モードを特定します。この支配的なモードは、噴出物の密度スケールの高さに関連しているため、SN噴出物の密度プロファイルを明らかにすることがわかります。このモードよりも大きな角度スケールでSNRに重要な構造がある場合、爆発の異方性が原因である可能性があります。ドミナントモードよりも小さい角度スケールの構造は、波数で急峻なスケーリングを示し、乱流カスケードと一致するには急すぎる可能性があるため、さまざまな長さスケールでのRTIの飽和によって決定される可能性があります(調査するには系統的な3D研究が必要ですが)。これ）。また、以前の研究と一致して、このパワースペクトルは周囲の媒体の摂動の大きさと長さスケールに依存しないため、この診断はCSMの「塊」の影響を受けないことも示しています。
長いガンマ線バースト(GRB)は、宇宙星形成率(SFR)を調べる潜在的なツールとして長い間議論されてきました。いくつかの研究では、高い赤方偏移で銀河から推定されたSFRに比べてGRB率が増加することがわかりました。これは、GRBが星形成の良好なトレーサーではないことを示しています。ただし、これらの研究では、任意の赤方偏移で測定されたGRB率は、その時代のすべての銀河の平均です。GRBの生成と環境との関係を深く理解するには、GRBのホスト銀河の集団を直接特徴付けることも必要です。GRBホストの完全なサンプルに基づいて、GRBホストの恒星質量関数(SMF)を制約し、GRBホスト集団の赤方偏移の進化を調べます。私たちの結果は、エネルギー(進化指数$\delta=2.47^{+0.73}_{-0.89}$)または密度($\delta=1.82^{+0.22}_{-)の強い赤方偏移進化を確認します。0.59}$)は、観察を説明するために必要です。GRBホストSMFは、べき乗指数$\xi\approx-1.10$とブレーク質量$M_{b,0}\approx4.9\times10^{10}$${\rmM}_\odot$、仮定された進化効果とは無関係。これは、GRBホストSMFの最初の定式化です。GRB率と銀河で推定されたSFRの間に観察された不一致は、進化するSMFによっても説明される可能性があります。
Gravitational-wave Transient Catalog 3 を使用した回転するブラック ホールの集団特性
| Title |
The_population_properties_of_spinning_black_holes_using_Gravitational-wave_Transient_Catalog_3 |
| Authors |
Hui_Tong,_Shanika_Galaudage_and_Eric_Thrane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02206 |
異なる経路を介して形成された連星ブラックホールは、異なるスピン特性を持つと予測されています。これらの特性を重力波で測定することは、連星ブラックホールの起源を明らかにする機会を提供します。最近の研究では、LIGO--Virgo--KAGRA(LVK)によって観測されたスピン分布に関して相反する結論が導き出されています。いくつかの分析は、観測されたブラックホールのスピンベクトルの一部が、軌道角運動量に対して($>90^\circ$だけ)大幅にずれていることを示唆しています。これは、LVKデータセット内のいくつかの連星が密集した恒星環境で動的に組み立てられていることを意味すると解釈されています。他の分析では、スピンが無視できる程度であり、スピンが大幅にずれているという証拠がないバイナリのサブポピュレーションのサポートが見つかりました。これは、フィールド形成シナリオと一致する結果です。この作業では、3番目のLVK重力波過渡カタログの連星ブラックホールのスピン特性を調べます。ごくわずかなブラックホールスピンを持つバイナリの部分母集団の存在を解決するには、データが不十分であることがわかります(この部分母集団の存在は、1.7という適度なベイズ係数によってサポートされます)。極度のスピン傾斜角$>90^\circ$を持つ合体の存在に対する適度なサポートが見つかりました(極端な傾斜度のバイナリの存在は、10.1のベイズ係数によって支持されます)。明確なことは1つだけです。フィールドで形成されたLVKバイナリの少なくとも一部です。最大で$89\%$のバイナリが動的にアセンブルされます(99\%の信頼性)が、実際の分岐の割合ははるかに低く、無視できるほどです。
空間分解源分布を考慮した宇宙線伝搬
| Title |
Cosmic-ray_propagation_under_consideration_of_a_spatially_resolved_source_distribution |
| Authors |
Julia_Thaler_and_Ralf_Kissmann_and_Olaf_Reimer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02295 |
宇宙線(CR)は、星間物質の不可欠な成分であり、星間ガスや磁場などの他の銀河系物質成分と相互作用しながら、広帯域放射を生成します。観測に加えて、銀河を通るCR伝搬の数値シミュレーションは、さまざまな実験で見られるように、銀河のCR輸送と拡散$\gamma$線放射の理解のレベルを高めるのに役立ちます。これまで、このような輸送シミュレーションの入力として使用されるソース分布をモデリングする標準的なアプローチは、個々の観測ベースのソースではなく、放射対称性と分析関数に依存することがよくありました。H.E.S.S.で観測されたソースを組み合わせることにより、既存のCRソース分布の再定義を目指します。天の川の物質密度に続く実験とシミュレートされたランダムソース。その結果、H.E.S.S.にインスパイアされたGalacticCRソース分布が推測されます。PICARDコードを使用して、ハイブリッドソース分布モデルを使用したCR伝搬における原子核と電子の3Dシミュレーションを実行します。さらに、再定義された線源モデルでシミュレートされたガンマ線マップとスペクトルも、銀河のさまざまな領域で評価され、相互に比較されて、基礎となる分布の統計的分散が決定されます。モデル間の全体的な一貫性を見つけ、以前のシミュレーションと比較して、いくつかの局所的な変動のみを示します。スパイラルアームで。観測とシミュレーションに基づく3次元ソースモデルのこの実装により、新しい品質の伝播モデリングが可能になります。これは、放射対称性を超えたより現実的なCR輸送シナリオの可能性を提供し、銀河のアーム領域とアーム領域の両方で意味のある結果をもたらします。これにより、ガスの分布だけでなく、ソースモデルからの構造を含めることで、銀河の$\gamma$線の空のより現実的な画像が得られます。
銀河中心に向かう電波トランジェントのパイロット ASKAP サーベイ
| Title |
A_pilot_ASKAP_survey_for_radio_transients_towards_the_Galactic_Centre |
| Authors |
Ziteng_Wang,_Tara_Murphy,_David_L._Kaplan,_Keith_W._Bannister,_Emil_Lenc,_James_K._Leung,_Andrew_O'Brien,_Sergio_Pintaldi,_Joshua_Pritchard,_Adam_J._Stewart,_Andrew_Zic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02352 |
オーストラリアの平方キロメートルアレイパスファインダー変数および低速過渡現象パイロット調査の一環として実施された、銀河中心部への電波過渡および偏波調査の結果を提示します。調査地域は、$\sim265\,{\rmdeg}^2$($350^\circ\lesssiml\lesssim10^\circ$,$\vertb\vert\lesssim10^\circ$)をカバーする5つのフィールドで構成されていました。.各フィールドを12分間観察し、1日から4か月のリズムで7から9回繰り返しました。8つの高度に変動するソースと7つの高度に円偏光したソース(合計14の固有のソース)を検出しました。これらの発生源のうち7つは既知のパルサーであり、回転する電波トランジェントPSR~J1739--2521と食のパルサーPSR~J1723--2837が含まれます。それらの1つは、低質量X線連星、4U1758--25です。そのうちの3つは、可視光源または赤外線光源と一致しており、恒星である可能性が高いです。残りの3つは銀河中心電波トランジエントのクラスに関連している可能性があります(以前に報告された非常に可能性の高いVAST~J173608.2--321634を含む)が、このクラスはまだ理解されていません。今後数年間で、ソースの分布が銀河フィールド上で等方性である場合、提案されている4年間のVAST調査で、この種のソースから$\sim$40バーストが検出されると予想されます。
BL Lac天体における光束と偏光変化の相関関係の研究
| Title |
Study_of_correlation_between_optical_flux_and_polarization_variations_in_BL_Lac_objects |
| Authors |
Bhoomika_Rajput,_Ashwani_Pandey,_C._S._Stalin,_Blesson_Mathew |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02444 |
ブレーザーからの偏光放射は、低エネルギーでのシンクロトロン放射の重要な証拠の1つであり、変動も示しています。ここでは、スチュワード天文台からの$\sim$10年間のデータを使用して、11個のBLLac天体のサンプルにおける光束と偏光度(PD)変動の間の相関分析に関する結果を示します。長期($\sim$数か月)と短期($\sim$数日)で分析を実行しました。長期的な時間スケールでは、観測サイクルの約85%で、光束とPDの間に相関関係は見つかりませんでした。短期的なタイムスケールでは、正と負の両方の相関が観察された光束とPDの間に有意な相関がある合計58のエポックが見つかりました。さらに、観測周期の11%において、光束と$\gamma$線束の長期的な時間スケールの変動の間に有意な相関関係があることも発見しました。私たちの研究で観察されたPDの変動は、ジェット内の相対論的電子のべき法則スペクトル指数の変化では説明できません。ショックインジェットシナリオは、光束とPDの間の相関に有利ですが、反相関はマルチゾーン発光領域の存在によって説明できます。さまざまな相関挙動は、ジェット内で新たに開発されたラジオノットによって引き起こされる強化された光束と、大規模なジェット磁場とのそれらの磁場整列によっても説明できます。
降着パルサー Cen X-3 の X 線偏光解析ビュー
| Title |
The_X-ray_polarimetry_view_of_the_accreting_pulsar_Cen_X-3 |
| Authors |
Sergey_S._Tsygankov,_Victor_Doroshenko,_Juri_Poutanen,_Jeremy_Heyl,_Alexander_A._Mushtukov,_Ilaria_Caiazzo,_Alessandro_Di_Marco,_Sofia_V._Forsblom,_Denis_Gonz\'alez-Caniulef,_Moritz_Klawin,_Fabio_La_Monaca,_Christian_Malacaria,_Herman_L._Marshall,_Fabio_Muleri,_Mason_Ng,_Valery_F._Suleimanov,_Rashid_A._Sunyaev,_Roberto_Turolla,_Iv\'an_Agudo,_Lucio_A._Antonelli,_Matteo_Bachetti,_Luca_Baldini,_Wayne_H._Baumgartner,_Ronaldo_Bellazzini,_Stefano_Bianchi,_Stephen_D._Bongiorno,_Raffaella_Bonino,_Alessandro_Brez,_Niccol\`o_Bucciantini,_Fiamma_Capitanio,_Simone_Castellano,_Elisabetta_Cavazzuti,_Stefano_Ciprini,_Enrico_Costa,_Alessandra_De_Rosa,_Ettore_Del_Monte,_Laura_Di_Gesu,_Niccol\`o_Di_Lalla,_Immacolata_Donnarumma,_Michal_Dov\v{c}iak,_Steven_R._Ehlert,_Teruaki_Enoto,_Yuri_Evangelista,_Sergio_Fabiani,_et_al._(54_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02447 |
CenX-3は、50年前に発見された最初のX線パルサーです。このような物体からの放射は、強力な磁場の存在下での光子の伝播に関連するプラズマと真空の複屈折により、高度に偏光されると予想されます。ImagingX-rayPolarimetryExplorerによるCenX-3の観測結果を紹介します。ソースは、大きなフラックスの変動性を示し、フラックスが約20倍異なる2つの状態で観察されました。低光度状態では、パルス位相平均(3$\sigma$の上限は12%)または位相分解データ(3$\sigma$の上限は20～30%)のいずれにも有意な偏光は見られませんでした。）。明るい状態では、5.8$\pm$0.3%の偏光度と$49.6\deg\pm1.5\deg$の偏光角が、約20$\sigma$の有意性で、位相平均の分光偏光分析から測定されました。データ。位相分解分析は、フラックスと偏光度の間の有意な反相関と、偏光角の強い変動を示しました。回転ベクトルモデルとの適合は、約49$\deg$のパルサースピン軸の位置角と17$\deg$の磁気傾斜を示します。検出された比較的低い偏極は、中性子星表面の上層が降着物質によって過熱され、偏極モードの変換が上部の高温層と下層の低温大気との間の遷移領域内で発生した場合に説明できます。偏光信号の一部は、中性子星の表面と降着カーテンからの放射の反射によっても生成されます。
NGC 1042 ULX1 のスペクトル変動
アーカイブXMM-NEWTONと最近のNuSTAR観測を使用して、超高輝度X線源NGC1042ULX1のX線スペクトル変動を報告します。長期的な進化において、ソースはスペクトル硬さの変動傾向を示しています。$\sim1$keVを超えると、異なるXMM-NEWTON観測の変動性が顕著になります。$\sim0.2$keVの特徴的な温度を持つ低温の熱ディスクコンポーネントは、すべてのエポックにおけるNGC1042ULX1のスペクトル状態が、超高輝度状態のソースのスペクトル状態に類似していることを示しています。光度とパワーローインデックスとの間の明らかな逆相関は、光源が明るい状態にあるときにスペクトル的に難しくなることを示しています。これは、降着率が高い場合、または円盤形状の掩蔽の変化による、より強いコンプトン化に関連していると考えられます。典型的なハードウルトラルミナスタイプのスペクトルは、NGC1042ULX1が一般的に低傾斜系であることを示しています。スペクトル特性は、$\sim6-10$keV付近のスペクトル曲率を示す他の多くのULXと同様に、NGC1042ULX1がもう1つの恒星質量超エディントン降着体である可能性を示唆しています。
コア崩壊超新星と原始中性子星の長期冷却における核物質と組成の影響
| Title |
Effects_of_nuclear_matter_and_composition_in_core-collapse_supernovae_and_long-term_proto-neutron_star_cooling |
| Authors |
Kohsuke_Sumiyoshi,_Shun_Furusawa,_Hiroki_Nagakura,_Akira_Harada,_Hajime_Togashi,_Ken'ichiro_Nakazato,_Hideyuki_Suzuki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02474 |
微視的な核多体フレームワークに基づく最新の核状態方程式（EOS）を採用することにより、コア崩壊超新星における高温および高密度物質の影響を研究します。DiracBruecknerHartree-Fock理論に基づくEOSの効果を、変分法に基づくものとの比較を通じて調べます。また、変分法により同じEOSを使用するが、核存在量の計算で2つの異なる処理を使用して、核と核子の組成の違いの影響を調べます。3つのEOSを採用したコア崩壊超新星の数値シミュレーションを実行します。また、原始中性子星冷却の70秒にわたる長期進化の数値シミュレーションも実行します。組成の異なるモデリングによる影響は、重力崩壊、跳ね返り、および衝撃伝播における均一な物質の異なる処理によるものと同様に顕著であることを示しています。原始中性子星の冷却とそれによるニュートリノ放出は、EOSの一様物質を計算する際に同じ処理をしても、組成の違いの影響を受けます。
2019 年の 2 回目の爆発時の MAXI J1348-630 の特性
| Title |
Properties_of_MAXI_J1348-630_during_Its_Second_Outburst_in_2019 |
| Authors |
Riya_Bhowmick,_Dipak_Debnath,_Kaushik_Chatterjee,_Arghajit_Jana_and_Sujoy_Kumar_Nath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02502 |
新たに発見された銀河ブラックホール候補(BHC)MAXI~J1348-630は、発見直後の2019年に2つの大きな爆発を示しました。ここでは、複数の衛星、すなわちSwift、MAXI、NICER、NuSTAR、およびAstroSatからのアーカイブデータを使用して、あまり研究されていない2番目のアウトバーストの詳細なスペクトルおよび時間分析を提供します。爆発は約2ヶ月半続きました。このソースからの最初の爆発とは異なり、この2番目の爆発は「失敗した」ものでした。ソースは、ソフトまたは中間のスペクトル状態に遷移しませんでした。爆発全体の間、ソースは非熱光子が優勢なハード状態にありました。強いショックの存在は、TCAFモデルを使用したスペクトルフィッティングから推測されます。NuSTARスペクトルでは、スペクトルフィッティングから弱い反射が観察されます。低周波準周期振動もAstroSatデータで検出されます。
大マゼラン星雲と小マゼラン星雲の明るいスーパーソフト X 線源の SED の多波長モデリング
古典的な超軟X線源(SSS)は、10ドル^{36}-2\times10のボロメータ光度を生成する表面で安定した水素燃焼を維持する速度で、巨大な白色矮星(WD)が伴星から降着する近接連星系として理解されています10。^{38}$エルグ/秒。ここでは、LMCとSMCで最も明るいSSSの全球超軟X線から近赤外(NIR)スペクトルエネルギー分布(SED)を初めて実行します。SSSから流出する電離ガスによって表される、コンパクトな(未解決の)星周星雲からの放射によって紫外-NIRが支配されるモデルをテストします。SEDモデルは、SSSの光度が$10^{38}-10^{39}$erg/sの数倍に相当し、$\approx3\times10^{5}$Kの黒体温度で放射し、星雲の連続体を示します。、その排出量$\gtrsim2\times10^{60}$cm$^{-3}$は、速度$\gtrsim2\times10^{-6}$$M_{\での風の質量損失に対応しますodot}\,{\rm年}^{-1}$.このような極端なパラメーターは、最も明るいSSSが新星後のSSS状態にある未確認の光新星であり、おそらく超エディントン率で、降着の再開によって高い持続的な光度が維持されている可能性があることを示唆しています。SSSのグローバルなSEDの新しい観測と理論的な多波長モデリングは、SSSのパラメーターを確実に決定し、星の進化における適切な段階を理解するために必要です。
一般相対論的中性子星合体シミュレーションにおけるニュートリノ輸送
中性子星-中性子星および中性子星-ブラックホール連星の数値シミュレーションは、これらのシステムによって駆動される重力波および電磁信号をモデル化する能力において重要な役割を果たします。これらのシミュレーションでは、一般相対性理論、磁気流体力学、ニュートリノ放射輸送など、幅広い物理プロセスを考慮に入れる必要があります。後者は、多くの合体によって放出された物質の特性、放出物内の核反応によって強化された光/赤外線信号、および天体物理的核合成へのその放出物の寄与を理解するために特に重要です。しかし、関連するすべての物理過程を含むニュートリノ輸送方程式の正確な進化は、現在のところ私たちの到達範囲を超えています。このレビューでは、中性子星合体と合体後の残骸の一般的な相対論的シミュレーションにおけるニュートリノモデリングの現状について説明します。特に、これまでのシミュレーションで使用されている3つの主要なアルゴリズム、つまり漏れ、モーメント、およびモンテカルロ方式。各スキームの利点と制限、およびシミュレーションに含める必要があるさまざまなニュートリノ物質相互作用について説明します。合体シミュレーションにおけるニュートリノの扱いの質は、過去10年間で大幅に改善されましたが、多くの潜在的に重要な相互作用(対消滅、振動、非弾性散乱)をシミュレーションで考慮することは依然として困難であることがわかります。
GRB 080928 残光イメージングと分光偏光測定
私たちが観測できる多種多様な天体物理源の中で、ガンマ線バースト(GRB)は宇宙全体で最もエネルギーが高いものです。GRBの背後にある物理を説明する一般的な図を定義することは、常にやむを得ない作業ですが、これまでに観測から得られた結果から、不可解な状況が明らかになりました。明確で独自のパラダイムがないため、この目的のためにさらなる観察と追加の独立した手法が必要です。ポラリメトリは、放射領域のジオメトリや磁場構成など、ソースのいくつかの機能を調査できるため、非常に有用な例です。今日まで、宇宙望遠鏡によって検出されたほんの一握りのバーストのみが地上ベースの分光偏波フォローアップを伴っていたため、マルチエポックでバーストのサンプルを増やすためには、より多くのGRBのそのような分析が非常に重要です。分極分析。この作業では、GRB080928光学的残光の分析を、ESO-VLTFORS1機器で実行された観測とともに紹介します。GRBの光学的残光は、観測の最初の夜に有意に偏光していないことがわかりました。偏光度($P$)は次の夜に$P\sim$4.5%のレベルまで増加し、4$\sigma$の信頼レベルで偏光放射の証拠が得られました。GRB080928の光度曲線は、標準的な残光モデルと完全には一致しておらず、偏光モデルとの比較は部分的に決定的ではありません。最も保守的な解釈は、GRB放出は均一なジェットによって特徴付けられ、0.6$<\theta_{obs}/\theta_{jet}<$0.8の角度で観測されたというものです。さらに、2番目の夜の偏光度がゼロでないことは、発光領域に支配的な局所的に秩序化された磁場が存在することを示唆しています。
SolTrack: 太陽の位置を計算する無料の高速で正確なルーチン
| Title |
SolTrack:_a_free,_fast_and_accurate_routine_to_compute_the_position_of_the_Sun |
| Authors |
Marc_van_der_Sluys_and_Paul_van_Kan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01557 |
SolTrackと呼ばれるシンプルで無料、高速かつ正確なC/C++およびPythonルーチンを紹介します。これは、地球上の任意の瞬間の太陽の位置を計算できます。このコードにより、PLCやマイクロコントローラなどの低スペックの組み込みプロセッサを使用して太陽を追跡でき、(高)集光型(太陽光発電)太陽光発電((H)CPVおよびCSP)の分野でのアプリケーションに使用できます。追跡制御や歩留りモデリングなど。SolTrackは、その使用において正確、高速、かつオープンであり、現在太陽の追跡とモデリングで利用可能な同様のアルゴリズムと比較して優れています。SolTrackは、1つの2.67GHzCPUコアで1秒あたり$1.5\times10^6$の位置を計算します。2017年から2116年までの期間の位置の不確実性は$0.0036\pm0.0042^\circ$で、太陽距離の不確実性は0.0017$\pm$0.0029%です。さらに、SolTrackは立ち上がり、通過、および設定時間を1秒未満の精度で計算します。コードはオンラインで無料で入手できます(http://soltrack.sf.net、https://pypi.org/project/soltrack/)。
SOUL+LUCI LBT データの点広がり関数再構成
| Title |
Point_spread_function_reconstruction_for_SOUL+LUCI_LBT_data |
| Authors |
Matteo_Simioni,_Carmelo_Arcidiacono,_Roland_Wagner,_Andrea_Grazian,_Marco_Gullieuszik,_Elisa_Portaluri,_Benedetta_Vulcani,_Anita_Zanella,_Guido_Agapito,_Richard_Davies,_Tapio_Helin,_Fernando_Pedichini,_Roberto_Piazzesi,_Enrico_Pinna,_Ronny_Ramlau,_Fabio_Rossi,_Aleksi_Salo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01563 |
この論文では、補償光学(AO)観測用のPSF再構成ソフトウェアの開発を目的とした進行中のプロジェクトの状況について説明します。特に、アルゴリズムでのピラミッド波面センサーデータの実装を初めてテストします。その信頼性を評価する最初のステップとして、大型双眼鏡用の単一共役AOアップグレードで取得した2つの独立した観測セットを使用して、ソフトウェアを明るい軸上の点状光源に適用しました。テレメトリデータのみを使用して、機器の応答を慎重に調整することでPSFを再構築しました。結果の精度は、最初に古典的なメトリックを使用して評価されました。具体的には、再構成されたPSFは、ストレール比で2%未満、半値全幅で4.5%未満、観測されたものと異なります。さらに、PSFコアに関連する回復エンサークルドエネルギーは、最悪の場合でも4%レベルで正確です。再構成されたPSFの精度は、コンパクトな銀河の形態学的パラメーターの測定からなる理想化された科学的テストケースを考慮することによって評価されました。将来的には、私たちのプロジェクトには、非等プラナティズム、低SNRレジームの分析、および多共役AO観測への適用が含まれます。
Atacama Large Millimeter-Submillimeter Arrayによる太陽観測
| Title |
Solar_Observing_with_the_Atacama_Large_Millimeter-Submillimeter_Array |
| Authors |
Timothy_Bastian,_Masumi_Shimojo,_Miroslav_Barta,_Stephen_White,_and_Kazumasa_Iwai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01659 |
チリのChajnantorの高い砂漠の平野にあるAtacamaLargeMillimeter-submillimeterArray(ALMA)は、2016年に太陽物理学への新しい窓を開き、ミリ波とサブミリ波の波長での連続観測をそれに匹敵する角度分解能で提供しました。光学(O)、紫外(UV)、極端紫外(EUV)、およびX線の波長で、優れた時間分解能で利用できます。それまでの数年間で、新しい観測モードと機能のテストと試運転、データ較正戦略の開発、およびデータのイメージングと復元技術の進歩が見られました。ここでは、ALMAの現在の太陽観測機能、ユーザーが装置の使用を提案するプロセスを確認し、観測プロセスとワークフローをまとめます。次に、ユーザーがデータの画像化と分析を行う際に遭遇する可能性のある課題について説明します。最後に、ALMAが提供する独自のスペクトル範囲をさらに活用することを目的とした、検討中の追加の太陽観測機能とモードについて説明します。
Euclid 近赤外分光光度計: H2RG 検出器のピクセル間静電容量に関する空間的考察と、地上での特性評価からの IPC 補正変換ゲイン
| Title |
Euclid_Near_Infrared_Spectro-Photometer:_spatial_considerations_on_H2RG_detectors_interpixel_capacitance_and_IPC_corrected_conversion_gain_from_on-ground_characterization |
| Authors |
J._Le_Gra\"et,_A._Secroun,_R._Barbier,_W._Gillard,_JC._Clemens,_S._Conseil,_S._Escoffier,_S._Ferriol,_N._Fourmanoit,_E._Kajfasz,_S._Kermiche,_B._Kubik,_G._Smadja,_J._Zoubian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01831 |
Euclidは、2023年から2024年に打ち上げが予定されている主要なESAミッションであり、弱い重力レンズ効果と銀河クラスタリングという2つの主要なプローブを使用して暗黒宇宙の形状をマッピングします。\Euclidの装置である可視イメージャー(VIS)と赤外分光光度計(NISP)は、どちらもEuclidコンソーシアムのチームによって設計および構築されました。NISP装置は、16個の近赤外線H2RG検出器の大きな焦点面アレイを保持します。これは、NISPの性能にとって重要な要素であり、したがって、ミッションのサイエンスリターンにとって重要な要素です。EuclidNISPH2RG飛行検出器は、パフォーマンスピクセルマップのリファレンスデータベースを作成する目的で、マルセイユ物理学センター(CPPM)で1年かけて個別に徹底的に特徴付けられました。分析が進行中であり、パフォーマンスパラメータを導出する際に空間的変動を考慮することの関連性が示されています。このホワイトペーパーでは、ピクセル間容量(IPC)と変換ゲインに焦点を当てます。まず、シングルピクセルリセット(SPR)測定により、ピクセルごとのIPC係数マップが導出され、新しいIPC補正方法が定義され、検証されます。次に、この論文では、IPCの相関効果と、スーパーピクセルごとのIPCフリー変換ゲインマップの導出に対するそれらの影響を調べます。最終的に、いくつかの変換ゲイン値が、明確に区別できる領域で定義されます。
Rosetta: リソース集約型のインタラクティブなデータ分析のためのコンテナ中心の科学プラットフォーム
| Title |
Rosetta:_a_container-centric_science_platform_for_resource-intensive,_interactive_data_analysis |
| Authors |
Stefano_Alberto_Russo,_Sara_Bertocco,_Claudio_Gheller_and_Giuliano_Taffoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02003 |
Rosettaは、ユーザータスクをソフトウェアコンテナーとして実行する、リソース集約型の対話型データ分析のための科学プラットフォームです。これは、ユーザータスクをマイクロサービス(独立した自己完結型のユニット)としてフレーミングすることに基づく斬新なアーキテクチャの上に構築されており、カスタムおよびユーザー定義のソフトウェアパッケージ、ライブラリ、および環境を完全にサポートできます。これらには、JupyterNotebookなどの一般的な分析環境に加えて、完全なリモートデスクトップおよびGUIアプリケーションが含まれます。RosettaはOpenContainerInitiativeコンテナに依存しており、安全で効果的かつ再現可能なコード実行を可能にします。多数のコンテナエンジンとランタイムを使用できます。また、複数のワークロード管理システムをシームレスにサポートするため、幅広いコンピューティングリソースでコンテナ化されたワークロードが可能になります。Rosettaは天文学および天体物理学の分野で開発されましたが、リソース集約型のインタラクティブなデータ分析が必要なあらゆる科学技術分野を仮想的にサポートできます。
条件付き変動オートエンコーダを使用した全天連続重力波探索のための高速パラメータ推定
| Title |
Rapid_parameter_estimation_for_an_all-sky_continuous_gravitational_wave_search_using_conditional_varitational_auto-encoders |
| Authors |
Joseph_Bayley,_Chris_Messenger,_Graham_Woan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02031 |
連続重力波の全天探索は、一般にモデルに依存し、実行するのに計算コストがかかります。対照的に、SOAPはモデルにとらわれない検索であり、時間-周波数平面で信号トラックの候補を迅速に返します。この作業では、SOAP検索を拡張して、特定の信号モデルの天体物理パラメータに関する広範なベイズ事後分布を返します。これらの制約により、フォローアップ検索で調査する必要があるパラメーター空間の量が大幅に削減されるため、候補を特定して確認する速度が向上します。私たちの方法は、機械学習技術、特に条件付き変分オートエンコーダーを使用し、連続波信号の4つのドップラーパラメーターの事後分布を迅速に推定します。これは、尤度関数の明確な定義を必要とせず、トレーニングで真のベイジアン事後分布を示す必要もありません。SNR100の信号に対して、ドップラーパラメーター空間の体積を$\mathcal{O}(10^{-7})$の係数で削減する方法を示します。
自動蛍光比濁計 (AFN) による金星雲粒子の組成の推定
| Title |
Deducing_the_Composition_of_Venus_Cloud_Particles_with_the_Autofluorescence_Nephelometer_(AFN) |
| Authors |
Darrel_Baumgardner,_Ted_Fisher,_Roy_Newton,_Chris_Roden,_Pat_Zmarzly,_Sara_Seager,_Janusz_J._Petkowski,_Christopher_E._Carr,_Jan_\v{S}pa\v{c}ek,_Steven_A._Benner,_Margaret_A._Tolbert,_Kevin_Jansen,_David_H._Grinspoon_and_Christophe_Mandy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02054 |
金星の雲の中の粒子の組成、サイズ、および形状は、さまざまな現場およびリモートセンサー測定で以前に研究されてきました。多くの主要な問題が未解決のままですが、単一粒子自家蛍光比濁計(AFN)を備えた小さなプローブを金星の大気に落とす探査ミッションの開発を動機付けています。AFNは、雲粒子の非球面性と複雑な屈折率に関連する不確実性に対処するために特別に設計されています。AFNは、コリメートされ集光された直線偏光の440nm波長レーザービームをカプセルの窓から気流に投射し、レーザービームを通過する個々の粒子によって散乱された光の一部の偏光成分を測定します。AFNは、440nmの波長で励起されると蛍光を発し、470～520nmで発光する物質を含む粒子からの蛍光も測定します。粒子に存在する場合、一部の有機分子からの蛍光が予想されます。金星の雲をプローブが通過する際のAFN測定は、粒子数の濃度、サイズ、形状、および組成に関する制約を提供することを目的としています。仮定された有機物が金星のエアロゾルに存在する場合、将来のミッションによる正確な識別の前兆としてAFNによって検出される可能性があります。AFNは、今後の金星へのロケットラボミッションの主要な科学機器として選ばれ、雲粒子内の有機分子を検索し、粒子組成を制限します。
高コントラストイメージング施設 SPHERE のアップグレード: サイエンスドライバーと機器の選択
| Title |
Upgrading_the_high_contrast_imaging_facility_SPHERE:_science_drivers_and_instrument_choices |
| Authors |
A._Boccaletti,_G._Chauvin,_F._Wildi,_J._Milli,_E._Stadler,_E._Diolaiti,_R._Gratton,_F._Vidal,_M._Loupias,_M._Langlois,_F._Cantalloube,_M._N'Diaye,_D._Gratadour,_F._Ferreira,_M._Tallon,_J._Mazoyer,_D._Segransan,_D._Mouillet,_J.-L._Beuzit,_M._Bonnefoy,_R._Galicher,_A._Vigan,_I._Snellen,_M._Feldt,_S._Desidera,_S._Rousseau,_A._Baruffolo,_C._Goulas,_P._Baudoz,_C._Bechet,_M._Benisty,_A._Bianco,_B._Carry,_E._Cascone,_B._Charnay,_E._Choquet,_V._Christiaens,_F._Cortecchia,_V._de_Caprio,_A._De_Rosa,_C._Desgrange,_V._D'Orazi,_S._Dout\'e,_M._Frangiamore,_E._Gendron,_C._Ginski,_E._Huby,_C._Keller,_C._Kulcs\'ar,_R._Landman,_S._Lagarde,_E._Lagadec,_A.-M._Lagrange,_M._Lombini_M._Kasper,_F._M\'enard,_Y._Magnard,_G._Malaguti,_D._Maurel,_D._Mesa,_G._Morgante,_E._Pantin,_T._Pichon,_A._Potier,_P._Rabou,_S._Rochat,_L._Terenzi,_E._Thi\'ebaut,_I._Tallon-Bosc,_H.-F._Raynaud,_D._Rouan,_A._Sevin,_F._Schiavone,_L._Schreiber,_and_A._Zanutta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02092 |
SPHERE+は、VLTで提案されているSPHERE機器のアップグレードであり、系外惑星と円盤の検出と特性評価の現在のパフォーマンスを向上させることを目的としています。SPHERE+は、欧州ELTの将来の惑星ファインダー(PCS)のデモンストレーターとしても機能します。SPHERE+の主な科学的原動力は、1/スノーライン($3-10$au)まで若い巨大惑星人口の大部分にアクセスし、補完的な技術(放射速度、天体観測)でギャップを埋めることです。2/SPHEREで観察されたものと比較して、最も若い($1-10$\,Myr)関連でより暗く赤いターゲットを観察し、それらの誕生環境における巨大惑星の形成を直接研究する。3/巨大惑星大気モデルの縮退を打破するために、スペクトル分解能を高めることにより、系外惑星大気の特徴付けのレベルを向上させること。これらの目的を達成するには、xAOシステムの帯域幅($\sim$1から3\,kHzへ)と赤外線の感度(2から3\,mag)を高める必要があります。これらの機能は、ピラミッド波面センサーを備えた赤外線で最適化された第2段階のAOシステムによってもたらされます。新しい科学機器として、中解像度積分フィールドスペクトログラフは、JおよびHバンドで1000から5000のスペクトル分解能を提供します。このホワイトペーパーでは、SPHERE+が最終的に選択されたベースラインコンセプトに到達するために行われた、サイエンスドライバー、要件、主要な手段のトレードオフの概要を示します。
光害モニタリングにおけるガウス フィルターとステップ フィルターの長所と短所
| Title |
Pros_and_cons_of_gaussian_filters_versus_step_filters_for_light_pollution_monitoring |
| Authors |
Alejandro_S\'anchez_de_Miguel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02100 |
現在、人工光汚染のレベルを監視するためにどの指標を使用すべきかについて議論があります。最も価値のある方法は、発光のスペクトル組成の変化に敏感である必要があり(特に、発光ダイオード[LED]ランプの使用の増加により、急速に変化しています)、すぐに利用できるようにする必要があります。大規模な空間スケールで使用され、急速に展開されています。典型的なガウスフィルターとRGBステップフィルターに基づくデジタル一眼レフカメラのRGBカラーです。フィルターの最初のセットは、最も一般的な環境への影響のほとんどの人間の知覚と計算に最適ですが、これらの環境への影響の一部は、ステップフィルターによってより適切に特徴付けられます。
わずか 4 台のつながれたロボットで月面に 10 km の干渉電波望遠鏡を展開する方法
| Title |
How_to_Deploy_a_10-km_Interferometric_Radio_Telescope_on_the_Moon_with_Just_Four_Tethered_Robots |
| Authors |
Patrick_McGarey,_Issa_A._Nesnas,_Adarsh_Rajguru,_Matthew_Bezkrovny,_Vahraz_Jamnejad,_Jim_Lux,_Eric_Sunada,_Lawrence_Teitelbaum,_Alexander_Miller,_Steve_W._Squyres,_Gregg_Hallinan,_Alex_Hegedus,_Jack_O._Burns |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02216 |
暗黒時代と太陽系外惑星の電波科学調査のためのファーサイドアレイ(FARSIDE)は、月の裏側に提案されたミッションコンセプトであり、100平方の領域にわたって128個の二重偏波ダイポールアンテナのアレイを展開して運用することを目指しています。キロ。結果として得られる干渉電波望遠鏡は、遠くの星系の前例のない電波画像を提供し、コロナ質量放出とエネルギー粒子イベントのかすかな電波サインの調査を可能にし、親星のハビタブルゾーン内の太陽系外惑星の周りの磁気圏の検出にもつながる可能性があります。同時に、FARSIDEは初期宇宙の「暗黒時代」を赤方偏移(z約50～100)の範囲にわたって21cmの地球規模の信号で測定します。アレイ内の各個別アンテナノードは、通信および電源テザーを介して中央ハブ(着陸船にある)に接続されます。ノードは、非常に広帯域の周波数(200kHzから40MHz)を継続的に監視するコールド=操作可能な電子機器によって駆動されます。これは、地球ベースの望遠鏡の能力を2桁上回っています。この画期的な機能を達成するには、月面での堅牢な展開戦略が必要です。これは、既存の高度なTRL技術(実証済みまたは積極的に開発中)で実現可能であり、Blueなどの次世代商用着陸船で表面に配信できます。オリジンのブルームーンランダー。この論文では、NASAのジェット推進研究所で開発中のテザー移動ロボットの最近の進歩を活用した、アンテナのパッケージング、配置、および表面展開のトレードスタディを紹介します。これらのロボットは、光通信と電力伝送を備えたフラットなアンテナ埋め込み型テープテザーを展開するために使用されます。能力。
ALETHEIA: 液体ヘリウム TPC による低質量暗黒物質の探索
| Title |
ALETHEIA:_Hunting_for_Low-mass_Dark_Matter_with_Liquid_Helium_TPCs |
| Authors |
Junhui_Liao,_Yuanning_Gao,_Zhen_Jiang,_Zhuo_Liang,_Zebang_OuYang,_Zhaohua_Peng,_Fengshou_Zhang,_Lei_hang,_Jiangfeng_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02320 |
暗黒物質(DM)は、今日の基礎物理学で理解され、答えられるべき最も重要な問題の1つです。さまざまな天文学的および宇宙論的技術による観測により、DMが宇宙、天の川、および太陽系に存在することがすでに突き止められています.それにもかかわらず、初等物理学の言語の下でのDMの理解はまだ進行中です。DM直接検出は、銀河のDM粒子と地下検出器の核子の間の相互作用断面をテストします。WeaklyInteractiveMassiveParticles(WIMP)は最も議論されているDMの候補ですが、null-WIMPsの結論は、この分野で最も説得力のある実験によって一貫して対処されてきました。相対的に、低質量WIMP領域($\sim$10MeV/c$^2$-10GeV/c$^2$)は、高質量WIMP($\sim$10GeV/c$^2$-10TeV/c$^2$)。ALETHEIA(ALiquidHeliumTimeProjectionChamberIndArkmatter)実験は、液体ヘリウムで満たされたTPC(TimeProjectionChambers)で低質量のWIMPを探すことを目的としています。この論文では、プロジェクトの物理的な動機、検出器の設計、研究開発計画、および2020年の夏にプロジェクトが開始されてからの進捗状況について説明します。
Calern とその後の強度干渉計: 進捗レポート
| Title |
Intensity_Interferometry_at_Calern_and_beyond:_progress_report |
| Authors |
Nolan_Matthews,_Jean-Pierre_Rivet,_Mathilde_Hugbart,_Guillaume_Labeyrie,_Robin_Kaiser,_Olivier_Lai,_Farrokh_Vakili,_David_Vernet,_Julien_Chab\'e,_Cl\'emont_Courde,_Nicolas_Schuhler,_Pierre_Bourget,_and_William_Guerin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02477 |
可視波長の星の高角度分解能観測に使用されるI2C星強度干渉計の現在の状態を提示します。これらの議事録では、機器に対する最近の技術的改善を提示し、小口径光学望遠鏡のアレイを使用した進行中のキャンペーンの結果を共有します。光ファイバへの光注入を安定させるために、光学システムに先端傾斜適応光学ユニットが組み込まれました。セットアップは、オブザーバトワール・デ・ラ・コテ・ダジュールのカラン高原サイトにあるいくつかの施設で正常にテストされました。これらには、C2PU天文台の直径1mの望遠鏡の1つ、携帯用の直径1mの望遠鏡、および1.5mのM\'eO望遠鏡が含まれます。空での測定をより適切に制限するために、機器のスペクトル透過率は、高解像度分光器を使用して実験室で特徴付けられました。このシステムは、VLTIの2つの補助望遠鏡でもテストされ、3つの星の時間的および空間的相関測定に成功しました。
集中素子運動インダクタンス検出器に基づくホーン結合ミリ波オンチップ分光計
| Title |
A_horn-coupled_millimeter-wave_on-chip_spectrometer_based_on_Lumped_Element_Kinetic_Inductance_Detectors |
| Authors |
Usasi_Chowdhury,_Florence_Levy-Bertrand,_Martino_Calvo,_Johannes_Goupy_and_Alessandro_Monfardini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02484 |
環境。ミリ波天文学は、一般的な天体物理学の研究と宇宙論の両方にとって重要なツールです。大型望遠鏡で動作する大きな視野連続体装置によって、多数の未確認の発生源が検出されています。ねらい。単一皿望遠鏡で動作する広い帯域幅の連続体装置と、高スペクトルおよび角度分解能の干渉計(チリのALMA、フランスのNOEMAなど)との間のギャップを埋めるために、新しいスマートな焦点面が必要です。目的は、低中程度のスペクトル分解能の観測を行い、より少ない数の潜在的に興味深いソース、つまり高赤方偏移の銀河を選択して、さらなるフォローアップを行うことです。メソッド。私たちは、85～110GHzの範囲で感度の高い革新的なオンチップ分光計を設計、製造、およびテストしました。これには、それぞれ約0.2GHzの周波数帯域を選択する16のチャネルが含まれています。グランドプレーンのスロットに結合されたコニカルホーンアンテナが放射を収集し、単結晶基板の反対側に配置されたミリ波マイクロストリップ伝送ラインに導きます。ミリ波ラインはフィルターバンクに結合されています。各フィルターは、集中素子運動インダクタンス検出器(LEKID)に容量結合されています。マイクロストリップ構成により、高品質、つまり低損失の単結晶基板を利用できると同時に、直接、つまりフィルター処理されていないLEKID照明を防止できます。結果。プロトタイプの分光計は、R=lambda/Delta_lambda=300のスペクトル分解能を示します。光ノイズ等価パワーは、チャネルあたり約0.2pWの入力パワーに対して1E-16W/sqrt(Hz)の低い範囲にあります。このデバイスは偏波に敏感で、最適なチャネルの交差偏波は1%未満です。
AstroPix: 将来のガンマ線望遠鏡向けの新しいモノリシック アクティブ ピクセル シリコン センサー
| Title |
AstroPix:_Novel_monolithic_active_pixel_silicon_sensors_for_future_gamma-ray_telescopes |
| Authors |
Amanda_L._Steinhebel,_Henrike_Fleischhack,_Nicolas_Striebig,_Manoj_Jadhav,_Yusuke_Suda,_Ricardo_Luz,_Carolyn_Kierans,_Regina_Caputo,_Hiroyasu_Tajima,_Richard_Leys,_Ivan_Peric,_Jessica_Metcalfe,_Jeremy_S._Perkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02631 |
フェルミ大面積望遠鏡などの宇宙ベースのガンマ線望遠鏡は、一次ガンマ線によって生成される二次荷電粒子を高解像度で追跡するために、片面シリコンストリップ検出器を使用しています。keV-MeV望遠鏡が対象とするより低いエネルギーでは、単一の検出器内の2次元位置情報が、特にコンプトン領域での事象再構成に必要です。この作品は、モノリシックCMOSアクティブピクセルシリコンセンサー-AstroPix-将来のガンマ線望遠鏡で使用するための新しい技術としての開発について説明します。大型ハドロンコライダーのATLAS検出器で使用するために設計されたセンサー(ATLASPix)に基づくAstroPixは、低消費電力でノイズを低減しながら高性能を維持する可能性を秘めています。これは、各CMOSピクセルのデュアル検出および読み出し機能によって実現されます。AstroPixの開発とテストの状況、および今後のテストとアプリケーションの見通しについて説明します。
プロトタイプのシュヴァルツシルト・クーダー望遠鏡の設計とアップグレード
チェレンコフ望遠鏡アレイ(CTA)は、超高エネルギーガンマ線天文学のための次世代の地上観測所です。CTAは比類のない感度と角度分解能を持ち、現在のアレイよりも100倍近く速くガンマ線源を検出し、貴重な多波長およびマルチメッセンジャー観測を可能にします。Schwarzschild-CouderTelescope(SCT)は、CTAの中型望遠鏡の候補です。プロトタイプSCT(pSCT)は、米国アリゾナ州のフレッドローレンスウィップル天文台で構築されました。そのカメラは現在、部分的に1600ピクセル(視野角2.7度)で装備されています。光学システムのプレートスケールが小さいため、高密度のシリコン光電子増倍管を使用することができ、高密度トリガーおよび波形読み出し電子機器と組み合わせることで、高解像度カメラが可能になります。カメラの電子機器は、ナノ秒の解像度で波形を読み取ることで、空気シャワーの発生を画像化することができます。pSCTは2019年1月に発足し、その年を通じて試運転が続けられました。pSCTによる観測の最初のキャンペーンは、2020年の1月と2月に実施されました。かに星雲からのガンマ線放出が8.6シグマの有意性で検出されました。pSCTカメラへのアップグレードは現在進行中です。アップグレードにより、焦点面が完全に埋まり、視野が直径8度に拡大し、フロントエンドの電子ノイズが低下し、トリガーしきい値が低くなり、再構成とバックグラウンド除去が改善されます。
宇宙論における遺伝的アルゴリズムによって最適化されたニューラル ネットワーク
| Title |
Neural_Networks_Optimized_by_Genetic_Algorithms_in_Cosmology |
| Authors |
Isidro_G\'omez-Vargas,_Joshua_Briones_Andrade,_J._Alberto_V\'azquez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02685 |
宇宙論分野における人工ニューラルネットワークのアプリケーションは、過去10年間に成功を収めてきました。これは、大量のデータセットと複雑な非線形関数をモデル化する優れた能力によるものです。ただし、場合によっては、ハイパーパラメータが慎重に選択されていない場合に不正確な結果を生成しやすいため、それらの使用は依然として議論の余地があります.この論文では、人工ニューラルネットワークを記述するハイパーパラメータの最適な組み合わせを見つけるために、遺伝的アルゴリズムを利用することを提案します。概念の証明として、3つの異なる宇宙論的ケースを分析して、遺伝的アルゴリズムで達成された新しいアーキテクチャのパフォーマンスをテストし、出力をすべての可能な構成を持つグリッドで構成される標準プロセスと比較します。まず、タイプIa超新星のコンパイルを使用して、距離係数のモデルに依存しない再構成を実行します。第二に、ニューラルネットワークは宇宙の内容の動的システムを解決することを学習し、最後に、最新のSloanDigitalSkySurveyデータリリースで、天体の分類のためにネットワークをトレーニングします。遺伝的アルゴリズムはアーキテクチャの生成を大幅に改善することがわかりました。これにより、グリッド法に関するメトリックのパフォーマンスが向上するため、物理的な結果の信頼性が向上します。
点対称のキャッツアイ、NGC 6543 のモルフォキネマティック モデリング: 歳差運動ジェットのリング状の残骸
| Title |
Morphokinematic_modelling_of_the_point-symmetric_Cat's_Eye,_NGC_6543:_Ring-like_remnants_of_a_precessing_jet |
| Authors |
Ryan_Clairmont,_Wolfgang_Steffen,_Nico_Koning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01313 |
キャッツアイ星雲(NGC6543)として知られる惑星状星雲は、現在の惑星状星雲形成理論である相互作用星雲モデルでは完全に説明できない複雑な点対称の形態を持っています。キャッツアイ星雲の3次元(3D)構造を明らかにするために、ハッブル宇宙望遠鏡の[NII]画像とSHAPEを使用した5つの異なる位置速度図を使用して、この星雲の詳細な3Dモルフォキネマティックモデルを作成しました。コード。このモデル化手法により、歳差運動ジェットによって形成された可能性が高い点対称の部分リングが明らかになりました。
MURaM シミュレーションによる CROBAR 3D 冠状再構成法の検証とテスト
単一のスナップショットの観点からコロナプラズマの特性を取得できる新しい3D再構成方法の検証とテストについて報告します。私は2021年にこの方法について最初に報告し、それ以来、それをBアライン領域への冠状再建、または「CROBAR」方法と名付けました。テストは、MURaM3DMHDシミュレーションからの立方体を使用して実行されました。これにより、再構成方法を適用して比較できるコロナのような「グラウンドトゥルース」が得られます。この方法は非常にうまく機能し、MURaMシミュレーションから最近報告された「冠状ベール」のような特徴を回復し、これらの特徴が限られた数の観点から有効な3D冠状構造の回復を妨げるという懸念を和らげることがわかりました。また、$\sim45$から90度の間の2番目の視点が、再構成を大幅に改善することもわかりました。CROBARの光学的に薄い観測量には、軟X線のような温度応答(5MKを超えるピーク)を持つ2つの異なるチャネルで十分です。それを除けば、AIAのようなEUVパスバンドのスイートで、3～8MKの温度範囲を十分にカバーします。
風にのる煙: 原型衝突風車 WR104 における粉塵の核生成
一握りの連星ウォルフ・ライエ星には、数百天文単位にわたる壮大な渦巻き構造があることが知られています。これらのシステムは、宇宙で最も高いダスト生成率の一部をホストしているため、銀河の進化を通じて観察された謎のダスト過剰の起源に対処する興味深い候補です.Wolf-Rayet星とその伴星の風との間の実質的な相互作用は、敵対的な環境での塵の核形成のメカニズムを研究するためのユニークな実験室を構成します。グリッドベースの$\texttt{RAMSES}$コードを使用して、WR104周辺の典型的な渦状星雲の内部領域の3D流体力学シミュレーションを実行することにより、この問題を調査します。次に、放射伝達コード$\texttt{RADMC3d}$を使用して$\texttt{RAMSES}$の結果を処理し、観測可能なシーンの候補を生成します。これにより、衝撃を受けた領域の幾何学的パラメータを推定できます。これらの量を、水素が豊富な仲間の風がダスト形成を触媒するダスト核生成の特定の化学経路にリンクします。私たちが導出したスケーリングの法則は、観察結果と直接比較できる独自のツールを構成します。ダストの核生成軌跡に応じて、速度場は微分風速を明らかにします。したがって、ダストの初期速度は、2つの恒星風($\sim$1600km/s)の速度の間でよりバランスが取れている可能性があります。$\texttt{RADMC3d}$を使用して、ダスト対ガス比、水素濃縮、およびダスト粒子特性のさまざまな組み合わせに対して、ダスト核生成半径に制約を与えます。最後に、私たちのモデルは、風の衝突ゾーンの流体力学的不安定性により、ほこりがらせんの境界を越えて逃げる可能性があることを明らかにしています。
太陽コロナ ループの短周期無減衰キンク振動の 2 台の宇宙船の検出
| Title |
Two-Spacecraft_Detection_of_Short-period_Decayless_Kink_Oscillations_of_Solar_Coronal_Loops |
| Authors |
Sihui_Zhong,_Valery_M._Nakariakov,_Dmitrii_Y._Kolotkov,_Cis_Verbeeck,_David_Berghmans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01917 |
11月5日の22:58UTから11月5日の00:27UTまで、極端紫外線イメージャ(EUI)の高解像度イメージャ(HRI)と大気イメージングアセンブリ(AIA)によって、ループのアンサンブルの減衰のないキンク振動が同時にキャプチャされます。2021年11月。振動は、モーション拡大技術を使用して2つの機器によって撮影された画像シーケンスを処理することによって分析されます。分析されたループの長さは約51mmで、1～3分(平均で1.6分)の短い周期で振動し、変位振幅は27～83kmです。AIAによって記録された信号は、HRIと比較して66秒遅れています。これは、太陽から各機器までの光の移動時間の差と一致します。この時間差の補正後、2つのデータからの信号間の相互相関係数は0.82から0.97まで変化し、それらが十分に一致していることを示しています。この作業は、HRIがAIAと同じ振動を見ていることを確認します。これは、EUIによる短い時間スケールの検出に進む前に必要な最初のステップです。さらに、我々の結果は、HRIによるキンク振動の研究におけるデジッタ手順の堅牢性を示しています。
近くの若い星のイメージングによる円盤進化の研究 (DESTINYS): RY タウにおける可能性のある円盤風の散乱光検出
| Title |
Disk_Evolution_Study_Through_Imaging_of_Nearby_Young_Stars_(DESTINYS):_Scattered_light_detection_of_a_possible_disk_wind_in_RY_Tau |
| Authors |
P.-G._Valeg\r{a}rd,_C.Ginski,_C._Dominik,_J._Bae,_M._Benisty,_T._Birnstiel,_S._Facchini,_A._Garufi,_M._Hogerheijde,_R.G._van_Holstein,_M._Langlois,_C._F._Manara,_P._Pinilla,_Ch._Rab,_\'A._Ribas,_L.B.F.M._Waters,_J._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01969 |
円盤風は、若い星の周りの降着と円盤進化の重要なメカニズムです。降着中の中間質量Tおうし座の星RYTauには、活発なジェットと以前から知られている円盤風があります。RYタウ系のアーカイブ光学観測と新しい近赤外線観測は、RYタウから円錐として伸びる2つの角のような成分を示しています。RYTauの周りの円盤からの散乱光は、近赤外線では見えますが、光学波長では見えません。近赤外線では、円盤からホーンを分離する暗いくさびがあり、円盤風からの散乱光が見える可能性があることを示しています。アーカイブされたALMAおよびSPHERE/ZIMPOLIバンド観測を、新たに取得したSPEHRE/IRDISHバンド観測および入手可能な文献と組み合わせて使用して、RYTauディスクとディスク風の単純な幾何学的モデルを構築します。モンテカルロ放射伝達モデリング\textit{MCMax3D}を使用して、観測における光学効果に対するほこりの多い風の影響をテストする比較可能な合成観測を作成します。観測からの効果を再現するために、円盤風に必要な粒子サイズとダスト質量を制限します。小さなミクロンからサブミクロンサイズの粒子がディスクの上に持ち上げられた、ほこりの多いディスク風を幾何学的に連想させるモデルは、観測で見られた光学効果を再現できます。風の覆い隠す成分の質量は$1\times10^{-9}M_{\odot}\leqM\leq5\times10^{-8}M_{\odot}$に制限されています。約$\sim1\times10^{-8}M_{\odot}\mathrm{yr}^{-1}$の風での質量損失率を制限します。ガス速度の測定なしに、照らされた塵の空洞を除外することはできませんが、磁気的に放出された円盤風が最も可能性の高いシナリオであると主張します。
超リチウムが豊富な金属に乏しい赤色巨星の発見
| Title |
Discovery_of_an_Ultra_Lithium-rich_Metal-Poor_Red_Giant_star |
| Authors |
Jeremy_Kowkabany,_Rana_Ezzeddine,_Corinne_Charbonnel,_Ian_U._Roederer,_Yangyang_Li,_Zoe_Hackshaw,_Timothy_C._Beers,_Anna_Frebel,_Terese_T._Hansen,_Erika_Holmbeck,_Vinicius_M._Placco,_Charli_M._Sakari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02184 |
2MASSJ05241392-0336543(以下、J0524-0336)の発見を提示します。これは、金属が非常に少なく([Fe/H]=-2.43\pm0.16)、高度にrプロセスが強化されています([Eu/Fe]=+1.34)。\pm0.10)A(Li)(3D,NLTE)=5.62\pm0.25と[Li/Fe]=+7.00\pm0.25の超高Li存在量を持つ天の川ハローフィールド赤色巨星。これにより、J0524-0336はこれまでに発見された中で最もリチウム増強された巨星となります。この星の大気中の恒星パラメータと化学物質量の決定の詳細な分析を提示します。さらに、複数のエポックにわたってH$_\alpha$吸収線の翼で赤外線の過剰な放出と変動する放出を検出しました。私たちの分析は、J0524-0336が赤色巨星枝(RGB)の隆起と先端の間、または初期漸近巨星枝(e-AGB)のいずれかにあることを明らかにしています。J0524-0336のリチウム濃縮の可能性のあるソースを、内部ソースと外部ソースの両方を含めて調査します。現在のモデルと私たちが収集した観察証拠に基づいて、私たちの研究は、J0524-0336がいわゆるリチウムフラッシュを経験している可能性があることを示しています。-AGB。
多入力ニューラル ネットワークによる変光星の分類
| Title |
Variable_star_classification_with_a_Multiple-Input_Neural_Network |
| Authors |
T._Szklen\'ar,_A._B\'odi,_D._Tarczay-Neh\'ez,_K._Vida,_Gy._Mez\H{o},_R._Szab\'o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02310 |
この実験では、畳み込みニューラルネットワークと多層ニューラルネットワークで構成される多入力ニューラルネットワークを作成しました。この設定により、選択された最高性能のニューラルネットワークは、視覚的に類似した光度曲線を区別するために追加の数値情報(周期、赤化のない明るさなど)も考慮しながら、光度曲線の視覚的特性に基づいて変光星を区別することができました。ネットワークは、すべてのOGLE-III観測フィールド、位相折り畳み光曲線、および周期データを使用して、OGLE-IIIデータでトレーニングおよびテストされました。ニューラルネットワークは、主要なクラス(セファイド、$\delta$スクティス、食連星、RRこと座星、タイプIIセファイド)のほとんどで89～99\%の精度をもたらしました。45\%。最初の倍音異常セファイドとRRab星の間の大きな混乱を解消するために、赤化のない明るさを新しい入力として追加し、LMCフィールドからの星のみを固定距離に保持しました。この変更により、最初の倍音の異常セファイドに対するニューラルネットワークの結果がほぼ80\%に改善されました。全体として、私たちのチームが開発した多入力ニューラルネットワーク手法は、既存の分類手法に代わる有望な方法です。
内太陽圏における磁場スペクトル進化
| Title |
Magnetic_field_spectral_evolution_in_the_inner_heliosphere |
| Authors |
Nikos_Sioulas,_Zesen_Huang,_Chen_Shi,_Marco_Velli,_Anna_Tenerani,_Loukas_Vlahos,_Trevor_A._Bowen,_Stuart_D._Bale,_J.W._Bonnell,_P._R._Harvey,_Davin_Larson,_arc_Pulupa,_Roberto_Livi,_L._D._Woodham,_T._S._Horbury,_Michael_L._Stevens,_T._Dudok_de_Wit,_R._J._MacDowall,_David_M._Malaspina,_K._Goetz,_Jia_Huang,_Justin_Kasper,_Christopher_J._Owen,_Milan_Maksimovi\'c,_P._Louarn,_A._Fedorov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02451 |
磁場変動スペクトルインデックスの半径方向の進化とプラズマパラメーターへの依存性は、マージされたParkerSolarProbe($PSP$)とSolarOrbiter($SO$)データセットを使用して調査され、$0.06~\lesssimR~\lesssimの間の太陽中心距離をカバーします。1$au.スペクトルは、半径方向に依存するイオン慣性スケール$d_{i}$に正規化されたスケールの関数として調べられます。太陽の近くでは、磁気スペクトルの慣性範囲はべき法則指数$\alpha_{B}$で制限され、アルフエン乱流のIroshnikov-Kraichman現象論$\alpha_{B}=-3/と一致します。2$、血漿パラメータとは無関係。乱流の慣性範囲は、太陽からの距離とともに大きくなり、より大きな空間スケールに次第に広がり、同時に平均値$\alpha_{B}=-5/3$のコロモゴロフスケーリングに向かって急勾配になります。高度にアルファベニックな間隔は、太陽に近いスケーリングを維持しているように見え、距離とともにわずかに急勾配になっているだけです。対照的に、乱流が大きな磁気エネルギーの過剰と外向きに伝播するアルベノゆらぎの優勢がないことによって特徴付けられる間隔は、太陽からの距離とともに大幅に急勾配になるスペクトルを持っているように見え、$1~でわずかに異常に急な慣性範囲の勾配をもたらしますau$。一般的に遅い太陽風の流れはより急峻なスペクトルを示しますが、この相関関係は、太陽風速度とアルファベニシティの間の根底にある正の相関に起因する可能性があります。
2020 年 5 月 29 日にパーカー太陽探査機が観測した太陽エネルギー粒子イベントのシミュレーション
| Title |
Simulation_of_the_Solar_Energetic_Particle_Event_on_2020_May_29_Observed_by_Parker_Solar_Probe |
| Authors |
Lei_Cheng,_Ming_Zhang,_David_Lario,_Laura_A._Balmaceda,_Ryun_Young_Kwon,_Christina_Cohen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02566 |
この論文では、データ駆動型のコロナ質量放出(CME)衝撃がコロナおよび太陽圏磁場のデータ駆動型モデルを通じて伝播することによって生成される太陽エネルギー粒子(SEP)の確率的3次元(3D)焦点輸送シミュレーションを提示します。CMEショックでのSEPの注入は、ショック後の超熱太陽風イオンの拡散衝撃加速を使用して処理されます。時間後方確率シミュレーションを使用して輸送方程式を解き、任意の場所、エネルギー、およびピッチ角でのSEP時間強度プロファイルを取得します。このモデルは、2020年5月29日のSEPイベントに適用され、STEREO-Aによって1auに近づき、ParkerSolarProbe(PSP)によって太陽から約0.33au離れたときに観測されました。SEPイベントは、SOHO/LASCOCMEカタログで報告されているように、6$\rmR_S$以下の高さで337km/sの平面速度の非常に遅いCMEに関連付けられていました。PSPおよびSTEREO-A位置での粒子フラックスの時間プロファイルを計算し、2～16MeVのエネルギーのプロトンエネルギースペクトルのスペクトルインデックスと、最初に到着するSEPが経験する磁力線の等価経路長の両方を推定します。.シミュレーション結果は観測結果とよく相関していることがわかりました。SEPイベントは、観測者に磁気的に接続されていない低太陽コロナの弱いCMEショックによる粒子の加速によって説明できます。
アルマ望遠鏡が見たmm波長の静かな太陽
サブmm、mm、cmの波長での太陽観測は、他のスペクトル範囲での太陽診断とは異なり、光学的に厚い特徴の場合、固有温度に等しい輝度温度の測定値を生成するため、太陽大気の物理的状態を簡単に診断できます。したがって、アタカマ大型ミリ波サブミリ波アレイ(ALMA)は、謎めいた太陽彩層を研究するための、これまで十分に調査されていなかった新しいスペクトルウィンドウを開きました。このレビューでは、シングルディッシュとコンパクトアレイの両方の干渉観測モードを使用した、静かな彩層の最初のアルマ研究について説明します。彩層の温度構造、彩層の古典的な経験モデルとの比較、および彩層ネットワークとスピキュールの観測に関する結果を提示します。さらに、アルマ望遠鏡の機能は継続的に拡張され、より高い角度分解能、波長範囲、磁力測定のための偏波測定に向けて改善されているため、将来何が期待されるかについても説明します。
暗黒物質の下部構造は、直接検出実験における暗黒物質-電子散乱に影響を与える
| Title |
Dark_matter_substructures_affect_dark_matter-electron_scattering_in_direct_detection_experiments |
| Authors |
Tarak_Nath_Maity,_Ranjan_Laha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.14471 |
最近の天体観測により、多数の星の下部構造が発見されました。これらの星の下部構造に対応する暗黒物質(DM)が存在する可能性は非常に高いです。デュアルフェーズキセノン実験における電子反跳(ER)直接検出(DD)率のDM下部構造の影響を調べます。LAMOST調査の結果を利用し、分析でいくつかのベンチマークサブストラクチャーを検討しました。これらの下部構造が局所的なDM密度の$\sim10\%$を構成すると仮定して、1kg年間の曝露と1、2、および3電子のしきい値を考慮して、DM電子散乱断面積の発見限界を調べます。この露出としきい値を使用すると、現在許可されているパラメーター空間で考慮されているDM部分構造の効果を観察できます。また、DM部分構造の分数を解決する際のこれらの実験の感度も調べます。考慮されたすべてのケースについて、質量$\mathcal{O}(10)\,$MeVを持つDMは、$\mathcal{O}(100)\,$MeVスケールと比較して、部分構造分画の解決においてより良い見込みがあることがわかります。DM。また、現在許可されているDM電子散乱断面積内であることもわかりました。これらの実験は、1電子しきい値の$\mathcal{O}(10)\,$MeVDM質量に対して良好な精度で部分構造画分を解決できます(局所DM密度への寄与が無視できない場合)。
低太陽活動時のインド低緯度における電離圏シンチレーションの系統的研究
| Title |
Systematic_study_of_ionospheric_scintillation_over_the_indian_low-latitudes_during_low_solar_activity_conditions |
| Authors |
Deepthi_Ayyagari,_Abhirup_Datta,_Sumanjit_Chakraborty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.00708 |
低緯度、特に赤道電離異常(EIA)と磁気赤道周辺での電離圏シンチレーションの体系的な研究は、電離圏変動のダイナミクスと関連する物理プロセスを理解する上で不可欠です。私たちの調査には、インドールとハイデラバードでのNavIC$S_{4_C}$観測が含まれます。さらに、2017年9月から2019年までの太陽周期の衰退期にあたる24年の電離層の乱れた状態と静穏な時間の電離圏条件下で、インドール上空のGPS$S_{4_C}$観測が分析されました24。$S_{4_C}$観測はプロキシパラメータを使用してさらに分析:ROTおよびROTI。これらの結果は、NavICコンステレーションの3つの衛星(PRN2、5、および6)から得られました。シンチレーションの開始時間\textbf{were}は、ハイデラバードとインドールでそれぞれ19:30LT(h)と20:30LT(h)前後であることが観察されましたが、$S_{4_C}$ピーク値は22:00の間に発生しましたLT(h)と23:00LT(h)。NavICの信頼性は、散乱係数を使用して評価されました。この散乱係数は、電離層の静寂時間帯の信号ペア間で良好な相関関係を示しました。観測は、NavIC信号の振幅シンチレーションが、これらの信号のシンチレーションによって引き起こされる深いパワーフェードの描写として、$\alpha-\mu$分布とともに中上-m分布に従うことを明確に示しています。この論文は、低太陽活動条件下での低緯度電離層の動的性質の理解を深める上で、これらの場所の近くでのこのような体系的な研究の影響を初めて示しています。
次世代地上観測所におけるコンパクトバイナリ前景減算
| Title |
Compact_Binary_Foreground_Subtraction_in_Next-Generation_Ground-Based_Observatories |
| Authors |
Bei_Zhou,_Luca_Reali,_Emanuele_Berti,_Mesut_\c{C}al{\i}\c{s}kan,_Cyril_Creque-Sarbinowski,_Marc_Kamionkowski,_B._S._Sathyaprakash |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01221 |
現在の検出器の確率的重力波背景(SGWB)は、連星ブラックホール(BBH)と連星中性子星(BNS)の合体によって支配されています。重力波(GW)検出器の現在のネットワークの感度では、BBHとBNSのごく一部のみを分解して差し引くことができますが、以前の研究では、次世代(XG)観測所で状況が大幅に改善されるはずであることが示されていました。波形モデリングの不確実性、更新された天体物理モデル、および(重要なことに)解決されたソースを削除するために推定する必要があるパラメーターの完全なセットを考慮して、これらの結論を再検討します。以前の研究と比較して、XG検出器ネットワークを使用しても、BBHおよびBNSからの残留バックグラウンドが大きいことがわかります。したがって、宇宙超新星からのSGWBや、宇宙ひも、硬直したポストインフレーション流体、アクシオンインフレーションなどの初期宇宙現象からの寄与を観測するには、新しいデータ分析方法が必要になります。
次世代地上観測所におけるサブドミナント重力波背景を検索するためのコンパクト バイナリ 前景の減算
| Title |
Subtracting_Compact_Binary_Foregrounds_to_Search_for_Subdominant_Gravitational-Wave_Backgrounds_in_Next-Generation_Ground-Based_Observatories |
| Authors |
Bei_Zhou,_Luca_Reali,_Emanuele_Berti,_Mesut_\c{C}al{\i}\c{s}kan,_Cyril_Creque-Sarbinowski,_Marc_Kamionkowski,_B._S._Sathyaprakash |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01310 |
確率的重力波背景(SGWB)は、多数の個別に未解決の重力波(GW)信号の重ね合わせに由来します。SGWBの検出は、天体物理学、宇宙論、基礎物理学に関する貴重な情報を提供してくれます。この論文では、次世代の地上ベースのGW観測所（CosmicExplorerとEinsteinTelescope）のネットワークで連星ブラックホール（BBH）と連星中性子星（BNS）合体からのSGWBを研究し、それらがどれだけうまくいくかを判断します測定;これにより、他のサブドミナントの天体物理学および宇宙論のSGWBをどれだけうまく観測できるかが制限されます。BBHとBNSの全宇宙集団をシミュレートし、対応するSGWBを計算します。これは、(i)検出されない信号と、(ii)分解されたソースの不完全な除去による残留バックグラウンドの重ね合わせで構成されます。2つのコンポーネントの合計は、他のSGWBを観察するための感度を設定します。私たちの結果は、次世代の天文台を使用しても、残留バックグラウンドが大きく、他のSGWBに対する感度を制限することを示しています。残留バックグラウンドへの主な寄与は、検出された信号の合体フェーズと光度距離を推測する際の不確実性から生じます。他のサブドミナント天体物理学および宇宙論的ソースからのSGWBを観察するために、BBHおよびBNS前景を最小化するために、シグナル減算の代替アプローチを検討する必要があります。
Thunderstorm Ground の機能強化: 12 年間の観測の多変量解析
| Title |
Thunderstorm_Ground_Enhancements:_Multivariate_analysis_of_12_years_of_observations |
| Authors |
A._Chilingarian,_G._Hovsepyan,_D._Aslanyan,_T._Karapetyan,_Y._Khanikyanc,_L.Kozliner,_D._Pokhsraryan,_B._Sargsyan,_S.Soghomonyan,_S.Chilingaryan,_and_M.Zazyan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01385 |
Aragats宇宙環境センターで2008年から2022年に登録された雷雨に関連する5,000を超える雷雨の地盤増強、電子の流れ、およびガンマ線の調査を提示します。Aragatsで測定されたTGEを特徴付けるさまざまな測定パラメーター間の相関関係を分析します。TGEイベントの2つの特別なケースが考慮されます。1つは近くの稲妻の閃光によって終了し、もう1つはガンマ線に対する電子の比率が十分に大きい場合です。分析に基づいて、12年間のTGE研究で得られた最も重要な結果を要約します。非常に頻繁に、TGEは稲妻の閃光の前に発生し、稲妻によって終了します。アラガットで観測されたアバランシェ電子のエネルギースペクトルは、強い電場領域が地上の広い領域をカバーする地上の非常に低いところまで広がる可能性があることを示しています。TGEは、宇宙線の周囲集団からのシード電子から始まる複数の相対論的暴走電子なだれ(RREA)から発生し、臨界値を超える強度で電場の拡張領域に入ります。
| Title |
Detecting_non-Gaussian_gravitational_wave_backgrounds:_a_unified_framework |
| Authors |
Riccardo_Buscicchio,_Anirban_Ain,_Matteo_Ballelli,_Giancarlo_Cella,_Barbara_Patricelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01400 |
重力波の非ガウス確率的背景の検出とパラメータ推定への新しいアプローチについて説明します。この方法は、重要度サンプリングを使用した関連する統計パラメータの決定に基づいています。与えられたモデルの期待される信号の実現をシミュレートすることにより、ガウス検出統計を改善できることを示します。計算コストは高くなりますが、私たちの方法は、予想される信号に関する事前知識を活用して検出性能を向上させ、バックグラウンドに関する物理的情報を抽出する自然な方法で使用できます。私たちのアプローチの基本原則を提示し、単純化されたコンテキストで検出器の性能を特徴付け、いくつかの天体物理学的前景の検出への可能なアプリケーションについて説明します。提案されたアプローチは、文献で利用可能なものを補完するものであり、現在動作中および将来の重力波検出器によって適切な天体物理学的前景を検出するために使用される可能性があると主張します。
$f(T,T_G)$ 重力に対するビッグバン元素合成の制約
| Title |
Big_Bang_Nucleosynthesis_constraints_on_$f(T,T_G)$_gravity |
| Authors |
Petros_Asimakis,_Emmanuel_N._Saridakis,_Spyros_Basilakos,_Kuralay_Yesmakhanova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.01595 |
$f(T,T_G)$の重力に直面し、ビッグバン元素合成(BBN)の要件があります。前者は、ラグランジュのガウス・ボンネット項に相当するテレパラレルと同様に、ねじれスカラーの両方を使用して取得され、余分なねじれ項が有効なダークエネルギーセクターを構成する修正されたフリードマン方程式になります。$\Lambda$CDMパラダイムと比較して、追加のねじれ項によって引き起こされる凍結温度$T_f$の偏差を計算します。次に、5つの特定の$f(T,T_G)$モデルを課し、比率$|\DeltaT_f/T_f|$が観測BBN境界を満たすように、モデルパラメーターの制約を抽出します。私たちが見つけたように、ほとんどのモデルでは、指数$n$が$n\lesssim0.5$である必要があるべき法則モデルのように、関連するパラメーターは予想どおり一般相対性理論の値の周りの狭いウィンドウに制限されています。それにもかかわらず、対数モデルは、モデルパラメーターの広い領域のBBN制約を簡単に満たすことができます。この機能は、将来のモデル構築で考慮に入れる必要があります。
インフレーションの量子ゆらぎから暗黒エネルギーの空間相関
この論文には、インフレーションにおける光のスペクテータースカラーフィールドの量子ゆらぎから生じるダークエネルギーを説明しようとする単純なモデルの特性の詳細な研究が含まれています。[1]で最近、スタロビンスキーの確率論的形式を使用して、このモデルの量子起源によって暗黒エネルギーに刻印された空間相関を研究する方法を概説し、ハッブル張力の緩和におけるそれらの可能な役割を研究しました。ここでは、[1]の結果のより包括的な導出を提供し、以前に得られたおおよその結果と比較して、推定値の一部を改良します。主な結果の中で、全フィールド理論的処理によって予測された不一致相関器と、確率論的形式内で計算されたものとの関係を分析します。確率論が重要なサブハッブル相関器を予測する領域では、場の理論的予測と一致しないことがわかります。ただし、スカラー場の音速を下げることで一致を回復できます。また、確率分布の進化に直接基づいて、確率論的形式内で相関関係を研究するという問題に対する代替アプローチについても説明します。驚くべきことに、2つのアプローチが場の2点関数に対して同じ答えを与えることがわかりますが、密度相関器に関連する4点関数についてはそうではなく、ウィックの定理に関して2つの方法の動作について説明します。
マスター方程式は宇宙論で一般的に使用され、「環境」として扱われる追加の自由度の効果を特定の「システム」にモデル化します。しかし、それらは、環境が平衡から外れている可能性があり、背景が動的である宇宙論では必ずしも満たされていない仮定に依存しています。この作業では、正確に解けるモデルにマスター方程式プログラムを適用し、宇宙論的背景で進化する2つの線形結合スカラーフィールドで構成されます。ライトフィールドはシステムの役割を果たし、ヘビーフィールドは環境です。正確な解をマスター方程式の出力と比較することで、そのパフォーマンスを批判的に評価できます。マスター方程式は、初期条件に明示的に依存し、動的な背景に取り組んだ結果として発生する一連の「偽の」項を示すことがわかります。それらは理論の摂動極限(つまり、相互作用の強さの主要次数)で相殺されますが、再開を台無しにします。ただし、これらの項が削除されると、マスター方程式は、強力にデコヒーレンスされた領域であっても、パワースペクトルとライトフィールドのデコヒーレンスの量を再現するために非常にうまく機能します。システムがマルコフの限界から遠く離れていても、スプリアスの寄与が抑制されていれば、マスター方程式は遅い時間の再開を実行できると結論付けています。
閉じ込め密度汎関数アプローチ内でのカラー超伝導クォーク物質の共形限界の回復
| Title |
Recovering_the_conformal_limit_of_color_superconducting_quark_matter_within_a_confining_density_functional_approach |
| Authors |
Oleksii_Ivanytskyi,_David_Blaschke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02050 |
最近提案された閉じ込め相対論的密度汎関数アプローチを、密度依存ベクトルとダイクォーク結合の場合に一般化します。これらのカップリングの特定の動作は、密なクォーク物質における非摂動的なグルオン交換によって動機付けられ、漸近的に高密度で共形限界を提供します。クォーク物質のEoSのこの特徴は、中性子星の内部に典型的な密度範囲でのかなりの剛性と一致することを実証します。これらの天体物理オブジェクトをモデル化するために、冷たい恒星物質のハイブリッドクォークハドロンEoSのファミリーを構築します。また、中性子星の質量と半径の関係とその潮汐変形能力に関する観測上の制約に私たちのアプローチに立ち向かい、${1.0~\rmM}_\odot$未満の質量でクォーク物質が開始することを支持します。
粘性ダストプラズマ中のダストイオン音響衝撃波と孤立波の調査
カッパ分布電子、正の暖かい粘性イオン、および粘性を伴う一定の負に帯電したダスト粒子を含む粘性ダストプラズマは、理論的および数値的にダストイオン音響波（DIAW）のモードを研究するために考慮されています。このDIAWモードのマッハ数、有限温度係数、非摂動ダスト流速、ダストの動粘性率などの異なるプラズマパラメータを持つ衝撃波と孤立波の導出と基本的な特徴が実行されました。KortewegdeVries(KdV)方程式からの動的方程式を考慮して、位相図が描かれ、鞍点または列の位置が示されました。とセンターについても議論されています。このタイプのダストプラズマは、天体に見られます。この研究成果は、カッパ分布電子が存在するさまざまな天体物理学的状況でのDIAWの特性の研究に適用でき、同じモデルを注意深く修正することで、実験室プラズマのDIAWの性質を理解するのにも役立ちます。
対称性を愛する
Kerr-Newmanブラックホール背景の無質量場の摂動は、適切に定義された近傍ゾーン近似で(``愛'')SL$(2,\mathbb{R})$対称性を享受します。この対称性の詳細な研究を提示し、4次元以上のブラックホール応答の複雑な挙動がSL$(2,\mathbb{R})$表現理論からどのように理解できるかを示します。特に、4次元ブラックホールの静的摂動は、最も重みの高いSL$\left(2,\mathbb{R}\right)$表現に属します。静的なLoveの数値を強制的に消滅させるのは、この最大の重みのプロパティです。愛の対称性は、極限ブラックホールの強化された等長性と密接に関連していることがわかります。この関係は、極値荷電球面対称(Reissner-Nordstr\"om)解の場合に最も単純であり、Love対称性は地平線近くのAdS$_2$スロートのアイソメトリーに正確に減少します。回転する(Kerr-Newman)ブラックホールの場合、1つはリードです。Love対称性の無限次元SL$\left(2,\mathbb{R}\right)\ltimes\hatU(1)_{\mathcal{V}}$拡張を考えます.これには3つの物理的に異なる部分代数が含まれます:ラブ代数,ゾーン代数に近いスタロビンスキー,極限でバーディーン-ホロウィッツ等長になる近地平代数.また、スピン重み付けフィールドの生成器の幾何学的な意味など、ラブ対称性の他の側面についても説明します、無毛定理への接続、ラブ数の非繰り込み、（非極値）カー/CFT対応との関係、および修正された重力理論におけるその存在の見通し。
高次微分結合を伴うスカラーテンソル理論における Ostrogradsky モード
| Title |
Ostrogradsky_mode_in_scalar-tensor_theories_with_higher-order_derivative_couplings_to_matter |
| Authors |
Atsushi_Naruko,_Ryo_Saito,_Norihiro_Tanahashi,_Daisuke_Yamauchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02252 |
計量変換は、一般相対性理論を超えた新しい重力理論を見つけるためのツールです。計量変換が規則的で可逆的である限り、重力作用は危険なオストログラツキーモードから自由であることが保証されます。スカラー場とその導関数を用いた計量変換により、余分な自由度を持たないさまざまな縮退高次スカラーテンソル理論(DHOST)が発見されました。この作業では、最小結合自由スカラー場を物質場として、スカラー場の2次導関数を使用したメトリック変換を通じて、Horndeski理論から生成された理論の縮退が物質結合によってどのように変化するかを調べます。変換が可逆である場合、この理論は、物質のスカラー場に高次導関数が結合しているホーンデスク理論と同等です。このHorndeskiフレームとユニタリゲージで作業すると、縮退条件が解決可能であり、Ostrogradskyモードを除去するために物質計量が特定の構造を持たなければならないことがわかります。
回転軸対称剛体の摂動による重力波
歳差運動は、天体物理学における重力波発生の重要なメカニズムの1つです。一般に、剛体の自由歳差運動は、3軸体の回転によって引き起こされます。対称体の場合、主軸のみが回転軸と一致しない場合、歳差運動が発生します。対称体がその主軸の1つを中心に回転する場合、その体は歳差運動で動くことができません。ただし、最大モーメントの主軸の周りを回転する対称物体の角速度に摂動がある場合、物体は歳差運動を行うことができます。回転する軸対称剛体の摂動による重力波の波形とその特性を調べた。
$f(R)$ ワイル ゲージ対称性の破れた重力、CMB 異方性、および Integrated-Sachs-Wolfe 効果
| Title |
$f(R)$_gravity_with_a_broken_Weyl_gauge_symmetry,_CMB_anisotropy_and_Integrated-Sachs-Wolfe_effect |
| Authors |
Jiwon_Park_and_Tae_Hoon_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02277 |
ワイルゲージ対称性が宇宙の原始時代に破られる新しいクラスの$f(R)$理論を提案します。理論が非摂動レベルで非最小結合スカラー場を持つアインシュタイン-ヒルベルト作用に変換されたとしても、摂動レベルで追加の非最小結合が存在することを証明します。重要な例として、スタロンビンスキーのインフレへの影響を研究します。宇宙マイクロ波背景放射(CMB)異方性への影響は実際には無視できるが、原始重力波の振幅も非最小結合の存在によりスカラー摂動に影響することを示す。その結果、CMB観測量は、摂動したワイル場の質量のみに応じて異なる値を持つ可能性があります。さらに、統合サックス-ウルフ効果の解析を含め、この例でハッブル張力を解決する可能性について説明します。
コンパクト星の核における「疑似共形」音速
我々は、核物質近くの低密度から大質量中性子星のコアの高密度まで、「疑似共形」対称性が浸透しているという議論を提示する。この議論を支持するものとして、原子核内の消光$g_A\approx1$とコンパクト星内の音速$v_s^2/c^2\approx1/3$が、核相互作用の出現するスケール不変性によってどのように制御されるかを説明する。.私たちの説明では、準バリオンは、コンパクトな星の内部に閉じ込められていないクォークを「マスカレード」することができます.
新しい重力スカラー テンソル理論による $H_0$ 緊張の緩和
新しい重力スカラーテンソル理論の宇宙論的応用を調査し、$H_0$張力に照らしてそれらを分析します。これらの理論では、ラグランジュはリッチスカラーとその1次および2次導関数を特定の組み合わせで含み、それらをゴーストから解放するため、一般相対性理論の健全なバイスカラー拡張に対応します。2つの特定のモデルを調べ、モデルパラメーターの特定の選択について、追加の項の効果が高い赤方偏移では無視できることがわかり、$\Lambda$CDM宇宙論との一致が得られましたが、時間が経つにつれて偏差が増加し、したがって赤方偏移が低いと、ハッブルパラメーターは制御された方法で増加した値($H_0\approx74km/s/Mpc$)を取得します。この動作の背後にあるメカニズムは、効果的な暗黒エネルギー状態方程式パラメーターがファントム動作を示すという事実です。これは、$H_0$緊張を緩和できる理論的要件の1つである、より速い膨張を意味します。最後に、1$\sigma$の信頼レベル内で完全な一致を示すコズミッククロノメーター(CC)データでモデルを突き合わせます。
ガリレオプロジェクトは、潜在的なastro8の考古学的遺物や地球外技術文明(ETC)の残骸、または地球の近くで活動している可能性のある装置を探すための最初の体系的な科学研究プログラムです。たどられなかった道をたどると、簡単に達成できる成果が得られる可能性があり、確率を主張することなく、科学と私たちの世界観に広範囲にわたる影響を与えるETC関連のオブジェクトを発見することができます。
一般化された非局所的な $R^2$ のようなインフレ
二次スカラー曲率による一般相対性理論(GR)の拡張である$R^2$インフレーションは、ダレンベルシアン演算子の固有モードであるリッチスカラーによって支配される初期宇宙の準ドシッター展開を導入します。この論文では、$R^2$インフレーション解を認める重力の最も一般的な理論を導き出し、それはGRのより高い曲率の非局所的拡張であることが判明しました。この理論では、インフレーションの摂動を詳細に研究し、大規模なスカラー(スカラロン)と質量のないテンソルの自由度につながるフォームファクターの構造を分析します。この理論には、宇宙論的観測によって修正できる有限数の自由パラメーターのみが含まれていると主張します。一般化された非ローカル$R^2$のようなインフレーションの予測を導出し、スカラースペクトルインデックス$n_s\approx1-\frac{2}{N}$およびテンソルとスカラーの比率$の任意の値を取得します。r<0.036$。この理論では、テンソルスペクトルインデックスは正または負の$n_t\lessgtr0$のいずれかであり、よく知られている一貫性関係$r=-8n_t$は自明でない方法で破られています。また、テンソルスペクトルインデックスの実行を計算し、このモデルをインフレーションのスカラーフィールドモデルのいくつかのクラスから区別するための観測的意味について説明します。これらの予測により、将来のCMBおよび重力波観測の範囲で量子重力の性質を調べることができます。最後に、一般化された非局所的な$R^2$のようなインフレーションの特徴が、いわゆる単一場インフレーションの有効場理論の確立された概念では捉えられないことと、インフレーション宇宙論を追求する方法をどのように再定義しなければならないかについてコメントします。
ダイナミックグラバスターズ
ブラックホールの地平線を排除するワイルスケーリングの不変なダークエネルギーアクションのアイデアと、通常の物質の状態方程式から圧力と密度が加算された状態方程式へのホール内部のジャンプの「gravastar」のアイデアを組み合わせます。合計するとほぼゼロになります。継続的な圧力を必要とするトルモン・オッペンハイマー・フォルコフの方程式を使用して、グラバスタの構造が作用と状態方程式によって完全に支配され、構造変化が発生する半径がダイナミクスから明らかになるMathematicaノートブックを提示します。事前に指定するよりも。ノートブックは宇宙定数がゼロの場合でも機能しますが、宇宙定数がゼロでない場合、非常に小さなブラックホール「風」が存在し、標準的な圧力駆動の等温恒星風理論の相対論的拡張によって計算されます。
非平衡Hanbury-Brown-Twiss実験：理論と連星への応用
| Title |
Nonequilibrium_Hanbury-Brown-Twiss_experiment:_Theory_and_application_to_binary_stars |
| Authors |
Adrian_E._Rubio_Lopez,_Ashwin_K._Boddeti,_Fanglin_Bao,_Hyunsoo_Choi_and_Zubin_Jacob |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02571 |
Hanbury-BrownとTwissの恒星シリウスの半径を決定するための独創的な実験に基づく強度干渉法は、光の量子論を発展させるための基礎を形成しました。今日まで、この実験の原理は、量子光学、イメージング、天文学のさまざまな分野でさまざまな形で使用されています。この手法は強力ですが、さまざまな温度の物体に対して一般化されていません。ここでは、量子熱光のP関数表現を使用することにより、生成関数形式を使用してこの問題に対処します。具体的には、この理論的枠組みを使用して、異なる温度で拡張された2つのオブジェクトのシステムの光子の一致を調査します。2次量子コヒーレンス関数の2つのユニークな側面、つまり干渉振動と、両方のオブジェクトの観測周波数、温度、サイズに依存する長いベースラインの漸近値を示します。このアプローチを連星の場合に適用し、実験でこれら2つの特徴を測定する利点について説明します。各星の半径とそれらの間の距離の推定に加えて、現在のアプローチが温度の推定にも適していることも示しています。この目的のために、連星ルーマン16とスピカ$\alpha$Virの実際のケースに適用します。現在利用可能な望遠鏡については、実験的なデモンストレーションが近いうちに実現可能であることがわかりました。私たちの研究は、量子熱光の強度干渉法の基本的な理解に貢献し、連星から拡張天体まで、2体の熱エミッターを研究するためのツールとして使用できます。
ゆっくり回転するフェルミ粒子によるシンクロトロン放射
| Title |
Synchrotron_radiation_by_slowly_rotating_fermions |
| Authors |
Matteo_Buzzegoli,_Jonathan_D._Kroth,_Kirill_Tuchin,_Nandagopal_Vijayakumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02597 |
回転軸に平行な一定の磁場$B$で、しっかりと回転する荷電フェルミオンから放出されるシンクロトロン放射を調べます。剛体回転は古典的で、磁場に依存しません。回転の角速度$\Omega$は逆磁気長$\sqrt{qB}$よりもはるかに小さいと仮定され、$r=1/\Omega$での境界効果を無視することができます。このような回転は、絶対値では非常に速い回転である可能性がありますが、低速と呼ばれます。ディラック方程式の正確な解を使用して、電磁放射の強度、そのスペクトル、およびカイラリティを導き出しました。明示的な数値計算により、放射強度に対する回転の影響が粒子エネルギーとともに増加することを示します。ベクトル$\bf\Omega$と$\bfB$の相対的な向きと電荷の符号に応じて、回転は放射線を強く増強するか、または強く抑制します。
| Title |
Non-perturbative_production_of_fermionic_dark_matter_from_fast_preheating |
| Authors |
Juraj_Klaric,_Andrey_Shkerin,_Georgios_Vacalis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02668 |
初期宇宙におけるフェルミオン暗黒物質の非摂動的生成を調べます。背景のインフレトン場へのフェルミ粒子の結合を伴う重力生成機構を解析的に研究する。後者は、予熱中に有効なフェルミオン質量の変動につながり、結果として得られるスペクトルと存在量をそのパラメーターに敏感にします。膨張ハッブル時間未満で完了する高速予熱と、膨張後のインフレトン場の振動がないと仮定すると、膨張ハッブル率から予熱の逆持続時間までの範囲のエネルギーを持つ粒子が豊富に生成されることがわかります。生成されたフェルミオンは、観測されたすべての暗黒物質を幅広いパラメーターで説明できます。私たちの分析の応用として、パラティーニヒッグスインフレーションのモデルにおける重いマヨラナニュートリノの非摂動的生成を調べます。
BBH 合併重力波信号検出のための複素ウィンドウベースのジョイント チャープレート時間周波数変換
| Title |
A_Complex_Window-Based_Joint_Chirp_Rate_Time_Frequency_Transform_for_BBH_Merger_Gravitational_Wave_Signal_Detection |
| Authors |
Xiyuan_Li,_Martin_Houde,_S._R._Valluri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.02673 |
機械学習アルゴリズムの開発に伴い、データ分類、パターン認識、予測モデリングに関連する複雑なタスクに人工ニューラルネットワーク(ANN)を使用する試みが数多く行われてきました。このようなアプリケーションには、連星ブラックホール(BBH)と連星中性子星(BNS)の合体、重力波(GW)信号の検出、合体予測などがあります。あらゆるタイプのANNへの関心が高まっているにもかかわらず、入力として時間-周波数スペクトログラムを使用する画像ニューラルネットワークは、非常に効率的で堅牢なANNアーキテクチャとの関連性から、依然として最も顕著な方法の1つです。BBHとBNSの合併GW信号は、周波数が時間的に連続的に変化するチャープ信号です。以前の研究では、スペクトログラムの生成に従来のフーリエ変換ベースの時間-周波数分解法が使用されていましたが、場合によっては、合併信号の急速な周波数変化を識別するのが困難でした。このホワイトペーパーでは、Join-Chirp-rate-Time-FrequencyTransform(JCTFT)と呼ばれる信号分解方法を紹介します。この方法では、複素数値ウィンドウ関数を使用して、入力信号の振幅、周波数、および位相を変調します。さらに、JCTFTの結果からチャープレートを強化した時間-周波数スペクトログラムを生成するための一般的な手法の概要を説明し、信号位置特定のパフォーマンスを短時間フーリエ変換と比較します。
