QUALIPHIDE 実験による隠れ光子暗黒物質の広帯域直接検出制約
| Title |
Wideband_Direct_Detection_Constraints_on_Hidden_Photon_Dark_Matter_with_the_QUALIPHIDE_Experiment |
| Authors |
Karthik_Ramanathan,_Nikita_Klimovich,_Ritoban_Basu_Thakur,_Byeong_Ho_Eom,_Henry_G._LeDuc,_Shibo_Shu,_Andrew_D._Beyer,_Peter_K._Day |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03419 |
QUALIPHIDE(QuantumLImitedPHotonsIntheDarkExperiment)の最初の反復として設計された極低温エミッターレシーバー増幅器分光セットアップを使用して、質量が20～30ueVの隠れた光子暗黒物質の存在に関する方向検出の制約を報告します。金属製のディッシュは、Cバンドの動的インダクタンス進行波パラメトリックアンプに結合されたホーンアンテナに、隠れた光子の動的混合から変換光子を供給し、ほぼ量子制限されたノイズ性能を提供します。この領域の隠れた光子質量の大部分について、速度論的混合パラメーター「カイ」を10^-12のすぐ上まで最初にプローブすることを示します。これらの結果は、新しい暗黒物質パラメーター空間に対する厳しい制約を表すだけでなく、天体粒子アプリケーションのための広帯域量子制限増幅の最初の実証された使用でもあります
初期宇宙はどのくらいゆっくりと膨張することができますか?
状態方程式パラメータ$w$と$w=c_s^2\le1$を満たす音速$c_s$を持つ完全流体が宇宙の膨張を支配するとき、ハッブルパラメータ$H$と時間$t$$Ht\ge1/3$を満たします。最近、$Ht<1/3$の「超低速」展開則(「高速展開」モデルと呼ばれることもある)に関心が集まっています。超低速膨張を生成できるさまざまなモデルを調べます。負のポテンシャルを持つスカラー場、順圧流体、ブレーンワールドモデル、初期宇宙の徘徊期などです。超低速展開のスカラー場モデルとバロトロピックモデルは、前者の場合$w=1$または$w\rightarrow\infty$への進化に対して不安定であり、後者の場合は$w\rightarrow\infty$への進化に対して不安定です。Braneworldモデルは超低速膨張を生成できますが、標準のフリードマン方程式を超える膨張則が必要です。初期の宇宙モデルを徘徊すると、初期の宇宙で準静的な膨張段階が発生する可能性がありますが、エキゾチックな負の密度成分が必要になります。これらの結果は、初期宇宙の超低速膨張段階へのアピールには、ある程度の注意を払ってアプローチする必要があることを示唆していますが、うろついている初期宇宙はさらに調査する価値があるかもしれません.これらの結果は、超低速収縮モデルには当てはまりません。
| Title |
A_Bayesian_Calibration_Framework_for_EDGES |
| Authors |
Steven_G._Murray,_Judd_D._Bowman,_Peter_H._Sims,_Nivedita_Mahesh,_Alan_E._E._Rogers,_Raul_A._Monsalve,_Titu_Samson,_Akshatha_Konakondula_Vydula |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03459 |
EDGESグローバル21\,cm実験のために、受信機のキャリブレーション、前景、および宇宙の21cm信号を共同で制約するベイジアンモデルを開発します。このモデルは、ラボで取得したキャリブレーションデータと、EDGESローバンドアンテナで取得した空のデータを同時に記述します。2018年の最初の星形成の証拠を報告するために使用されたのと同じデータ(空とキャリブレーションの両方)にモデルを適用します。ジョイントモデルは、前景モデルの宇宙信号をよりロバストに推定することができます。前景モデルは柔軟性がなく、空データを記述することができません。キャリブレーションデータに重要な体系の存在を特定します。これは、分析ではほとんど回避されていますが、今後の作業でさらに詳しく調べる必要があります。私たちの可能性は、ビーム補正や反射パラメーターなどの他の機器の体系がモジュール式に追加される可能性がある将来の分析の基盤を提供します。
複数のベクトル場を持つ原始磁場のインフレーション磁気発生
この論文では、インフレーション時代の複数のベクトル場と、複数のベクトル場によるインフレーション磁気発生について説明しました。単一ベクトル場モデルの単一結合関数の代わりに、インフレーションを駆動するベクトル場とスカラー場の間の結合行列が導入されます。複数のベクトル場の力学方程式が得られ、インフレーション時代に適用されます。二重フィールドモデルの3つのケースについて説明しました。相互結合がない場合、インフレーションの終わりに電気スペクトルと磁気スペクトルの両方がスケール不変であることがわかりますが、強い結合の問題は回避できます。異なるベクトル場間の相互結合の効果についても説明します。相互結合が弱いと、磁場のわずかに青いスペクトルが生じることがわかりました。一方、強い相互結合の場合、スケール不変の磁気スペクトルも得られますが、電磁場のエネルギー密度は逆反応の問題を引き起こすか、インフレーションによって希釈されます。
宇宙フロンティアの分光ロードマップ: DESI、DESI-II、Stage-5
| Title |
A_Spectroscopic_Road_Map_for_Cosmic_Frontier:_DESI,_DESI-II,_Stage-5 |
| Authors |
David_J._Schlegel,_Simone_Ferraro,_Greg_Aldering,_Charles_Baltay,_Segev_BenZvi,_Robert_Besuner,_Guillermo_A._Blanc,_Adam_S._Bolton,_Ana_Bonaca,_David_Brooks,_Elizabeth_Buckley-Geer,_Zheng_Cai,_Joseph_DeRose,_Arjun_Dey,_Peter_Doel,_Alex_Drlica-Wagner,_Xiaohui_Fan,_Gaston_Gutierrez,_Daniel_Green,_Julien_Guy,_Dragan_Huterer,_Leopoldo_Infante,_Patrick_Jelinsky,_Dionysios_Karagiannis,_Stephen_M._Kent,_Alex_G._Kim,_Jean-Paul_Kneib,_Juna_A._Kollmeier,_Anthony_Kremin,_Ofer_Lahav,_Martin_Landriau,_Dustin_Lang,_Alexie_Leauthaud,_Michael_E._Levi,_Eric_V._Linder,_Christophe_Magneville,_Paul_Martini,_Patrick_McDonald,_Christopher_J._Miller,_Adam_D._Myers,_Jeffrey_A._Newman,_Peter_E._Nugent,_Nathalie_Palanque-Delabrouille,_Nikhil_Padmanabhan,_Antonella_Palmese,_Claire_Poppett,_Jason_X._Prochaska,_Anand_Raichoor,_Solange_Ramirez,_Noah_Sailer,_Emmanuel_Schaan,_Michael_Schubnell,_Uros_Seljak,_Hee-Jong_Seo,_Joseph_Silber,_Joshua_D._Simon,_Zachary_Slepian,_Marcelle_Soares-Santos,_Greg_Tarle,_Monica_Valluri,_Noah_J._Weaverdyck,_Risa_H._Wechsler,_Martin_White,_Christophe_Yeche,_Rongpu_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03585 |
このホワイトペーパーでは、DESIを超えた分光実験の実験的ロードマップを提示します。DESIは2020年代に変革をもたらす宇宙調査となり、4,000万の銀河とクエーサーをマッピングし、利用可能な線形モードのかなりの部分をz=1.2まで捕捉します。DESI-IIは、はるかに高密度の銀河と、より高い赤方偏移にまで及ぶ銀河の観測をパイロットで行う予定です。ステージ5の実験では、これらの高密度で高赤方偏移の観測を構築し、数億の星と銀河を3次元でマッピングして、インフレーション、暗黒エネルギー、光相対論的種、および暗黒物質の問題に対処します。これらの分光データは、次世代の弱いレンズ効果、線強度マッピング、およびCMB実験も補完し、それらが最大限の可能性に到達できるようにします。
一般相対性理論の修正には、一般的に、物質粒子間の力を仲介できる追加の自由度が含まれています。代替重力理論における第5の力の一般的な発現の1つは、相対論的粒子と非相対論的粒子が感じる重力ポテンシャルの差であり、「重力スリップ」としても知られています。対照的に、ダークセクターの相互作用によるダークマター粒子間の5番目の力は、重力スリップを引き起こさないため、後者は修正された重力の発煙銃となる可能性があります。この記事では、結合されたクインテッセンスのモデルのように、暗黒物質粒子に作用する力は、大規模構造の宇宙論的調査による効果的な重力滑りの測定値としても現れることを指摘します。これは、銀河の特異な運動による赤方偏移空間の歪みが、暗黒物質が第5の力の影響を受ける場合、真の重力ポテンシャルの測定値を提供しないという事実に関連しています。したがって、ダークセクターの相互作用と重力の変化を宇宙論的データだけで区別することは非常に困難です。銀河調査からの重力赤方偏移の将来の観測は、時間の歪みの直接測定を提供することにより、これらの可能性の縮退を打破するのに役立ちます.この問題と、この重要な問題を解決するための他の可能な方法について説明します。
再イオン化バブルネットワークの永続的なトポロジー。 II: 進化と分類
| Title |
Persistent_topology_of_the_reionization_bubble_network._II:_Evolution_&_Classification |
| Authors |
Willem_Elbers_and_Rien_van_de_Weygaert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03948 |
再電離時代の銀河間媒質を特徴付ける電離領域と中性領域のネットワークのトポロジーを研究します。私たちの分析では、トポロジカルな特徴の誕生と死の観点から、イオン化トポロジーの非常に直感的で包括的な記述を提供する永続的なホモロジーの形式を使用しています。特徴は、イオン化バブルネットワーク内の$k$次元の穴として識別されます。その存在量は、$k$番目のベティ数によって与えられます。イオン化バブルは$\beta_0$、トンネルは$\beta_1$、トンネルは$\beta_2$です。中立の島々。再電離の半数値モデルを使用して、電離放射線のソースとシンクの特性への依存性を調べます。すべてのトポロジー的特徴の中で、再電離中にトンネルが支配的であり、その数が最も観察しやすく、星形成に必要なガス分率やハロー質量などの天体物理学的パラメーターに最も敏感であることがわかりました。相転移として見ると、トンネルの重要性は、2つのパーコレーションクラスターの絡み合いと、低次元の特徴がリンクすると高次元の特徴が生じるという事実によって説明できます。また、気泡ネットワークの形態学的構成要素(気泡、トンネル、島)と宇宙ウェブの構成要素(クラスター、フィラメント、ボイド)との関係を研究し、両方の$k$次元の特徴間の対応を説明します。最後に、形式を適用して21cm信号の観測を模擬します。HERAフェーズIIで1000時間の観測を想定すると、天体物理モデルを区別できることを示し、永続的な相同性がパワースペクトルを超えた追加情報を提供することを確認します。
DESI 調査における RSD 汚染物質としての内因性アライメント
| Title |
Intrinsic_Alignment_as_an_RSD_Contaminant_in_the_DESI_Survey |
| Authors |
Claire_Lamman,_Daniel_Eisenstein,_Jessica_Nicole_Aguilar,_David_Brooks,_Axel_de_la_Macorra,_Peter_Doel,_Andreu_Font-Ribera,_Satya_Gontcho_A_Gontcho,_Klaus_Honscheid,_Robert_Kehoe,_Theodore_Kisner,_Anthony_Kremin,_Martin_Landriau,_Michael_Levi,_Ramon_Miquel,_John_Moustakas,_Nathalie_Palanque-Delabrouille,_Claire_Poppett,_Michael_Schubnell,_Gregory_Tarl\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03949 |
レガシーイメージングサーベイから明るい赤色銀河(LRG)の主軸の潮汐アライメントを測定し、それを使用して、ダークエネルギー内の方向に依存する表面輝度の選択から生じる人工的な赤方偏移空間歪みシグネチャを推測します。分光器(DESI)調査。測光赤方偏移を使用して、弱いレンズ効果による形状密度相関を重み付けし、LRGの固有の潮汐アライメントを測定します。これとは別に、DESIのファイバーマグニチュードターゲットの選択から、LRG方向の正味の分極は、見通し線に沿って10^-2のオーダーであると見積もっています。これらの測定値と線形潮汐モデルを使用して、予測される分離が40～80Mpc/hの場合、2点相関関数の四重極で0.5%の分数減少を予測します。また、AbacusSummit宇宙シミュレーションスイートのハローカタログを使用して、この偽の四極子を再現します。
Making BEASTies: 大質量星の周りの惑星系の動的形成
| Title |
Making_BEASTies:_dynamical_formation_of_planetary_systems_around_massive_stars |
| Authors |
Richard_J._Parker_(1)_and_Emma_C._Daffern-Powell_(1)_(1._University_of_Sheffield,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03365 |
系外惑星は、私たちの太陽系とは非常に異なる太陽のような星の周りの惑星系構造から、主系列後の星や恒星の残骸を周回する惑星まで、信じられないほどの多様性を示します。最近、B-starExoplanetAbundanceSTudy(BEAST)は、ScoCenOB協会で大質量星を周回する少なくとも2つの超木星惑星の発見を報告しました。そのような大質量の星にはケプラー円盤がありますが、そのような敵対的な環境で巨大ガス惑星が形成できるとは想像しがたいです。星形成領域のN体シミュレーションを使用して、これらのシステムが代わりに自由浮遊惑星の捕獲、またはある星から別のより大規模な星への惑星の直接の盗難から形成できることを示します。これは、協会の進化の最初の10Myrに平均して1回発生し、これまでに確認されたBEAST惑星(290および556au)の長半径は、盗難よりも捕獲と一致していることがわかります。私たちの結果は、より遠い（>100au）軌道にある惑星は親星を周回していない可能性があるという考えにさらなる信憑性を与えます.
原始惑星系円盤における線圧の広がりとガス表面密度の直接的な制約の発見
| Title |
Discovery_of_Line_Pressure_Broadening_and_Direct_Constraint_on_Gas_Surface_Density_in_a_Protoplanetary_Disk |
| Authors |
Tomohiro_C._Yoshida,_Hideko_Nomura,_Takashi_Tsukagoshi,_Kenji_Furuya,_Takahiro_Ueda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03367 |
原始惑星系円盤のガス表面密度プロファイルは、惑星形成を理解するための最も基本的な物理的特性の1つです。しかし、H$_2$発光は低温領域では観測できないため、表面密度プロファイルを観測的に決定することは困難です。TWHya周辺の原始惑星系円盤に向かう\coラインのAtacamaLargeMillimeter/SubmillimeterArray(ALMA)アーカイブデータを分析し、圧力の広がりによる極端に広いラインの翼を発見しました。以前に報告された光学的に薄いCOisotopologueラインと組み合わせて、圧力によって広がったラインウィングにより、初めてミッドプレーンのガス密度を直接決定することができました。中心星から$\sim5$auのガス表面密度は$\sim10^3\{\rmg\cm^{-2}}$に達し、これは円盤の内部領域が形成するのに十分な質量を持っていることを示唆しています。木星質量の惑星.さらに、ガスの表面密度は、キャビティの外側と比較して、内側のキャビティで$\sim2$桁低下します。また、COスノーライン内でさえ、H$_2$に対して$\sim10^{-6}$という低いCO存在量を発見しました。これは、COがより揮発性の低い種に変換されたことを示唆しています。私たちの結果を以前の研究と組み合わせると、ガスの表面密度は$r\sim20$auで跳ね上がり、内側の領域($3<r<20$au)が磁気回転不安定のデッドゾーンである可能性が示唆されます。この研究は、ALMAを使用してCO/H$_2$比を仮定せずに、直接的なガス表面密度制約に光を当てます。
Keck/NIRSPEC による GJ1214b の雰囲気中の He I の非検出、テルル汚染が最小限の場合
| Title |
Non-detection_of_He_I_in_the_atmosphere_of_GJ1214b_with_Keck/NIRSPEC,_at_a_time_of_minimal_telluric_contamination |
| Authors |
Jessica_J._Spake,_Antonija_Oklop\v{c}i\'c,_Lynne._A._Hillenbrand,_Heather_A._Knutson,_David_Kasper,_Fei_Dai,_Jaume_Orell-Miquel,_Shreyas_Vissapragada,_Michael_Zhang,_Jacob_L._Bean |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03502 |
太陽系外惑星の大気中のヘリウムの観測は、大きな気体エンベロープの存在を明らかにし、進行中の大気放出を示している可能性があります。Orell-Miquel等。(2022)CARMENESを使用して、サブネプチューンGJ1214bのヘリウムの暫定的な検出を測定し、ピーク過剰吸収は10830オングストロームの通過深さで2%以上に達しました。しかし、GJ1214bについては、以前にヘリウムが検出されなかったことがいくつか報告されていました。この不一致の説明の1つは、テルルの吸収線と輝線が重なることによる惑星の信号の汚染でした。Keck/NIRSPECを使用して、10830オングストロームでGJ1214bの別のトランジットを観測しましたが、これはテルル線による汚染が最小限であった時期であり、惑星のヘリウム吸収は観測されませんでした。測定における相関ノイズを考慮して、過剰吸収サイズの上限を1.22%(95%信頼度)に設定します。CARMENES観測とNIRSPEC観測の間の不一致は、異なる機器や星の活動を使用することによって引き起こされる可能性は低いことがわかりました。この違いが観測における相関ノイズによるものなのか、それとも惑星大気の変動によるものなのかは現在のところ不明です。
木星のJuno MWRおよびVLA観測から得られたアンモニアの存在量
| Title |
Ammonia_Abundance_Derived_from_Juno_MWR_and_VLA_Observations_of_Jupiter |
| Authors |
Chris_Moeckel,_Imke_de_Pater,_David_DeBoer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03513 |
惑星大気中の微量ガスの鉛直分布は、大気の熱放射を観測することで得ることができます。しかし、大気構造を復元するために電波観測を逆にすることは自明ではなく、解決策は退化しています。熱化学平衡モデル{垂直温度構造に基づいて、これらの結果をアンモニアが事前定義された圧力ノード間で変化する可能性があるモデルと比較}を組み合わせた微量ガスの垂直分布を規定するモデリングフレームワークを提案します。これは、ジュノマイクロ波放射計(MWR)から、天底の明るさの温度と四肢の暗くなるパラメーターを、それらの不確実性と共に取得することを意味します。次に、このフレームワークを、Junoの運用の最初の年(Perijoveパス1～12)のMWR観測と、アップグレードされたVeryLargeArray(VLA)(dePater2016,2019a)で取得した経度平均緯度スキャンに適用します。このモデルを使用して、アンモニアの分布を緯度-60$^{\circ}$から60$^{\circ}$の間、および100barに制限します。アンモニアの存在量を$340.5^{+34.8}_{-21.2}$ppm($2.30^{+0.24}_{-0.14}\times$太陽の存在量)に制限し、アンモニアの枯渇を検出します。$\sim$20barであり、これは、アンモニアと水雲層の下の大気を枯渇させるプロセスの存在をサポートしています。赤道では、高度とともにアンモニアの増加が見られますが、中緯度のゾーンとベルトは、大気が十分に混合されているレベルまでたどることができます.アンモニア存在量の緯度による変動は、高高度で示された変動とは逆のように見え、積層セル循環モデルの存在を支持しています。
| Title |
The_Study_of_Atmosphere_of_Hot_Jupiters_and_Their_Host_Stars |
| Authors |
Maria_Chiara_Maimone,_Andrea_Chiavassa,_Jeremy_Leconte_and_Matteo_Brogi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03669 |
系外惑星大気の研究を非常に困難にしているのは、観測からのその小さな信号の抽出であり、通常はテルル吸収、星のスペクトル、および機器のノイズによって支配されています。高解像度分光法は、原子種および分子種を検出するための主要な技術の1つとして登場しました(Birkby2018)。しかし、地球の大気中の汚染物質の吸収に対して特に堅牢ですが、非定常星のスペクトルは、いずれかの形で惑星通過中のラインプロファイルのドップラーシフトまたは歪みは、無視できないノイズ源を作成し、検出を変更または防止することさえあります。最近、星には3D放射流体力学(RHD)シミュレーションを、惑星には地球循環モデル(GCM)を使用することで、大幅な改善が達成されました(例:Chiavassa&Brogi2019、Flowersetal.2019)。ただし、これらの数値シミュレーションはこれまでのところ個別に計算されていますが、取得されたスペクトルは惑星軌道に沿った各フェーズでの自然結合の結果です。私たちの研究では、G、F、およびK型星とホットジュピターの発光スペクトルを生成し、それらを軌道の任意のフェーズで結合することを目指しています。このアプローチは、両方の大気(COなど)に存在し、スペクトルの同じ領域に形成される分子に特に有利であると予想され、その結果、スペクトル線が混合および重複します。また、ホットサターンWASP-20bの透過スペクトルの分析も提示します。これは、最近アップグレードされた分光器CRIRES+のKバンドで、解像度~92,000で、機器の科学検証の最初の夜に観測され、H2Oの暫定的な検出。
Cloudy を使用して Parker 風プロファイルをシミュレートすることにより、惑星の質量損失率を制限する
| Title |
Constraining_planetary_mass-loss_rates_by_simulating_Parker_wind_profiles_with_Cloudy |
| Authors |
Dion_Linssen,_Antonija_Oklop\v{c}i\'c,_Morgan_MacLeod |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03677 |
パーカー風の密度と速度のプロファイルに基づく太陽系外惑星の大気のモデルは、惑星の大気の脱出を追跡する分光学的観測を適合させる際の一般的な選択です。これらのモデルを使用して大気の特性を推測すると、多くの場合、温度と質量損失率の間に縮退が生じるため、どちらのパラメーターにも弱い制約が与えられます。予想される熱圏温度により厳しい制約を課すことにより、この縮退を部分的に解決できるフレームワークを提示します。反復スキーム内で光イオン化コードCloudyを使用して、放射加熱/冷却の効果や流体力学的効果(膨張冷却と熱移流)を含む、1Dパーカー風モデルのグリッドの温度構造を計算します。He10830$\r{A}$ライン形成領域のシミュレートされた温度と、モデル作成時に想定された温度との比較を通じて、自己矛盾のないモデルを特定することにより、パラメーター空間を制約します。HD209458bに基づくモデルでこの手順を示します。推定温度が4000～12000K、質量損失率が$10^{8}$～$10^{11}$gs$^{-1}$のパーカー風モデルを調査することで、このパラメータ空間の大部分を占めています。さらに、モデルを以前の観測データに適合させ、両方の制約を組み合わせて、好ましい熱圏温度$T=8200^{+1200}_{-1100}$Kおよび質量損失率$\dot{M}を見つけます。=10^{9.84^{+0.24}_{-0.27}}$gs$^{-1}$一定の大気組成を仮定し、恒星風によるガス圧の閉じ込めはないと仮定します。同じ手順を使用して、WASP-69b、WASP-52b、HAT-P-11b、HAT-P-18b、およびWASP-107bの温度と質量損失率を制約します。
半径ではなく密度が、M型矮星を周回する岩石と水に富む小さな惑星を分離します
海王星よりも小さい太陽系外惑星は、赤色矮星(M矮星)の周りで一般的であり、ホスト星を通過する惑星は、大気の特徴付けに適した既知の温帯世界の大部分を構成します。M型矮星の周りにある既知のすべてのトランジット惑星の質量と半径を分析し、岩石、水が豊富、ガスが豊富な3つの集団を特定します。私たちの結果は、水素/ヘリウムエンベロープの大気損失から生じる、以前に知られているバイモーダル半径分布と矛盾しています。代わりに、密度のギャップが岩石と水が豊富な太陽系外惑星を分離することを提案します。軌道移動を含む形成モデルは、観察結果を説明することができます。岩石惑星は雪線内で形成されますが、水に富んだ世界はその外側で形成され、後で内側に移動します。
2021 KMTNet Microlensing Planets III の量産: 3 つの巨大惑星の分析
| Title |
Mass_Production_of_2021_KMTNet_Microlensing_Planets_III:_Analysis_of_Three_Giant_Planets |
| Authors |
In-Gu_Shin,_Jennifer_C._Yee,_Andrew_Gould,_Kyu-Ha_Hwang,_Hongjing_Yang,_Ian_A._Bond,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Cheongho_Han,_Youn_Kil_Jung,_Yoon-Hyun_Ryu,_Yossi_Shvartzvald,_Weicheng_Zang,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Fumio_Abe,_Richard_Barry,_David_P._Bennett,_Aparna_Bhattacharya,_Hirosane_Fujii,_Akihiko_Fukui,_Yuki_Hirao,_Stela_Ishitani_Silva,_Yoshitaka_Itow,_Rintaro_Kirikawa,_Iona_Kondo,_Naoki_Koshimoto,_Yutaka_Matsubara,_Sho_Matsumoto,_Shota_Miyazaki,_Yasushi_Muraki,_Arisa_Okamura,_Greg_Olmschenk,_Cl'ement_Ranc,_Nicholas_J._Rattenbury,_Yuki_Satoh,_Takahiro_Sumi,_Daisuke_Suzuki,_Taiga_Toda,_Paul_._J._Tristram,_Aikaterini_Vandorou,_and_Hibiki_Yama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03886 |
KMTNet2021マイクロレンズシーズンからさらに3つの惑星の分析を提示します。KMT-2021-BLG-0119Lbは$\sim6\、初期M型矮星またはK型矮星を周回するM_{\rmJup}$惑星、KMT-2021-BLG-0192Lbは$\sim2\、M_{\rmNep}$惑星はM矮星を周回しており、KMT-2021-BLG-0192Lbは$\sim1.25\,M_{\rmNep}$惑星で、非常に低質量のM矮星または褐色矮星。これらの目による惑星の検出は、AnomalyFinderアルゴリズムで選択されたサンプルに対する重要な比較サンプルを提供します。特に、KMT-2021-BLG-2294は、アルゴリズムではなく目で検出された惑星のケースです。KMT-2021-BLG-2294Lbは、惑星質量の全範囲にまたがる超低質量のホスト星の周りのマイクロレンズ惑星の集団の一部であり、$\lesssim0.1\,$auの惑星集団とは対照的です。小さな惑星を強く好む。
惑星形成環境としての若い星団のダイナミクス
ほとんどの星、したがってほとんどの惑星系は、孤立して形成されるわけではありません。より大きな星形成環境は、複数の方法で原始惑星系円盤に影響を与えます。他の星との重力相互作用により、円盤が切り捨てられ、系外惑星系の構造が変化します。近くの大質量星からの外部照射により、円盤が切り捨てられ、寿命が短くなります。また、環境内に残っているガスやほこりは、動的進化に影響を与え(フィードバックプロセスによって除去された場合)、円盤を外部照射からある程度保護します。領域の力学的進化は、さまざまなフィードバックメカニズムが原始惑星系円盤に影響を与える時期と期間を調節します。密度は、UV照射の強度と持続時間、および動的な遭遇の頻度を調節する重要なパラメーターです。より大きな星形成複合体の進化も、集団の混合によって重要な役割を果たしている可能性があります。観察によると、クラスターは単一の年齢の集団ではなく、年齢差が小さい複数の集団であり、これはいくつかの時間スケールの問題(つまり、寿命、濃縮)を解決する鍵となる可能性があります。このレビューでは、星団を、ほとんどの星、したがってほとんどの惑星が形成される生態系と見なします。最近の観測結果と理論結果をレビューし、今後5年間で観測を開始すると予想される施設からの今後の貢献を強調します。さらに先を見据えると、次のフロンティアは、より遠くの大質量星形成領域にある低質量星の大規模な調査であると主張します。超大型望遠鏡(ELT)の時代には、より遠くの大質量星形成領域にあるかすかな低質量星が日常的に観測可能になるため、生態系研究の未来は明るいです。
CHEOPS は、KELT-1b が可視光で予想よりも暗いことを発見しました: CHEOPS と TESS の食の深さの不一致
| Title |
CHEOPS_finds_KELT-1b_darker_than_expected_in_visible_light:_Discrepancy_between_the_CHEOPS_and_TESS_eclipse_depths |
| Authors |
H._Parviainen,_T.G._Wilson,_M._Lendl,_D._Kitzmann,_E._Pall\'e,_L.M._Serrano,_E._Meier_Valdes,_W._Benz,_A._Deline,_D._Ehrenreich,_P._Guterman,_K._Heng,_O.D.S._Demangeon,_A._Bonfanti,_S._Salmon,_V._Singh,_N.C._Santos,_S.G._Sousa,_Y._Alibert,_R._Alonso,_G._Anglada,_T._B\'arczy,_D._Barrado_y_Navascues,_S.C.C._Barros,_W._Baumjohann,_M._Beck,_T._Beck,_N._Billot,_X._Bonfils,_A._Brandeker,_C._Broeg,_J._Cabrera,_S._Charnoz,_A._Collier_Cameron,_C._Corral_Van_Damme,_Sz._Csizmadia,_M.B._Davies,_M._Deleuil,_L._Delrez,_B.-O._Demory,_A._Erikson,_J._Farinato,_A._Fortier,_L._Fossati,_M._Fridlund,_D._Gandolfi,_M._Gillon,_M._G\"udel,_S._Hoyer,_K.G._Isaak,_L.L._Kiss,_E._Kopp,_J._Laskar,_A._Lecavelier_des_Etangs,_C._Lovis,_D._Magrin,_P.F.L._Maxted,_M._Mecina,_V._Nascimbeni,_G._Olofsson,_R._Ottensamer,_I._Pagano,_G._Peter,_D._Piazza,_G._Piotto,_D._Pollacco,_D._Queloz,_R._Ragazzoi,_N._Rando,_H._Rauer,_I._Ribas,_G._Scandariato,_D._S\'egransan,_A.E._Simon,_A.M.S._Smith,_M._Steller,_Gy.M._Szab\'o,_N._Thomas,_S._Udry,_V._VanGrootel,_N.A._Walton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03890 |
最近のTESSベースの研究は、強く照射された褐色矮星であるKELT-1bの昼側が、赤外線でのスピッツァー観測に基づいて予想されるものよりも、可視光でかなり明るいことを示唆しています。CHEOPS(CHARacterisingExOPlanetSatellite)でKELT-1bの8回の食を観測し、これまでに観測された最も青い通過帯域で昼側の輝度温度を測定し、CHEOPS測光を、TESS、LBT、CFHT、およびスピッツァー。私たちのモデリングは、CHEOPS、TESS、H、Ks、およびスピッツァーIRAC3.6および4.5${\mu}$mバンドをカバーするKELT-1bの自己矛盾のない昼側スペクトルにつながります。ここで、TESS、H、Ks、およびスピッツァーバンドは推定値は以前の研究とほぼ一致していますが、CHEOPSバンドとTESSバンドの間には大きな相違があることがわかりました。CHEOPS観測は、TESS観測よりも高い測光精度をもたらしますが、TESSバンドで深い食が検出されている間、重要な食信号を示していません。$0.36^{+0.12}_{-0.13}$の派生TESS幾何学的アルベドは、2つの通過帯域がかなり重複しているため、ゼロと一致するCHEOPS幾何学的アルベドと調整するのが困難です。一時的な夜側の雲が昼側に輸送されることによって引き起こされる雲量の変動は、TESSとCHEOPSの幾何学的アルベドを調整する説明を提供する可能性がありますが、この仮説は将来の観測によって検証する必要があります。
地球と月への斜め衝突による複雑なクレーター形成
ほとんどすべての隕石の衝突は斜めの入射角で発生しますが、特に大きなクレーターの場合、クレーターのサイズに対する衝突角度の影響はよくわかっていません。斜め衝突クレーターのスケーリングを改善するために、衝突角度、速度、衝突体サイズの範囲にわたる地球と月の複雑なクレーター形成の一連のシミュレーションを提示します。クレーターの直径は、斜めの衝突に対する既存のスケーリング関係によって予測されるよりも大きく、45$^{\circ}$よりも急な衝突については、傾斜角への依存性がほとんどないことを示しています。クレーターの深さ、体積、および直径は、さまざまな方法で衝突角度に依存し、比較的浅いクレーターがより斜めの衝突によって形成されます。私たちのシミュレーション結果は、クレーターの人口がインパクターの人口からどのように決定されるか、およびその逆に影響を与えます。私たちの結果は、衝突の傾斜を説明する既存のアプローチは、特定のサイズよりも大きいクレーターの数を40%も過小評価する可能性があることを示唆しています。
JWST/HSTCEERS調査領域内にあるSDSSとAEGISから選択された$z\sim1.6-3.5$を使用して、5つのクエーサーのホスト銀河の特性を測定します。PSFライブラリは、データの全視野の星に基づいて構築され、2次元画像モデリングツールgalightで使用され、HSTACS+WFC3およびJWSTで使用可能なマルチバンドフィルターでクエーサーとそのホストを分解します。NIRCAM(HSTF606WからJWSTF444Wまでをカバーする12フィルター)。実証されているように、JWSTは$z>3$でクエーサーホストを検出する最初の機能を提供し、HSTでは不可能な形態学的構造(スパイラルアーム、バー)内の$z\sim2$で基礎となる恒星集団の空間分解研究を可能にします。全体として、クエーサーホストは円盤状であり、合体の特徴がなく、それぞれの恒星における典型的な星形成銀河よりもサイズが一般的にコンパクトであることがわかります。したがって、より低い赤方偏移での結果と一致しています。$z=1.646$でのSDSSJ1420+5300Aの偶然の正面向きにより、外側に比べて中心の$2-4$kpc領域でより高い星形成とより若い年齢を見つけることができます。これはクエーサーの比較的コンパクトな性質を説明するのに役立つかもしれません。ホストし、AGNフィードバックモデルに挑戦します。
孤立したガスが豊富な渦巻銀河の恒星バーは減速しない
| Title |
Stellar_Bars_in_Isolated_Gas-Rich_Spiral_Galaxies_Do_Not_Slow_Down |
| Authors |
Angus_Beane,_Lars_Hernquist,_Elena_D'Onghia,_Federico_Marinacci,_Charlie_Conroy,_Jia_Qi,_Laura_V._Sales,_Paul_Torrey,_Mark_Vogelsberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03364 |
細長い棒状の特徴は銀河のいたるところにあり、渦巻き円盤の約3分の2の中心で発生します。バーと銀河の他の構成要素との間の重力相互作用により、角運動量と物質は、バーのある銀河では長い(Gyr)時間スケールにわたって再分布すると予想されます。銀河の気相を無視した以前の研究は、暗黒物質のハローとの相互作用により、バーが時間の経過とともに回転を遅くする必要があることを決定的に示しています。星間物質の最新モデルと生きている暗黒物質ハローを含む強力な棒をホストする天の川のような銀河円盤のシミュレーションを実行しました。このシミュレーションでは、バーパターンは時間の経過とともに減速せず、代わりに安定した一定の回転速度を維持します。この挙動は、星間ガスのより単純化されたモデルを使用した以前のシミュレーションで観察されましたが、永年進化の明らかな欠如は説明されていません。ディスクの気相と暗黒物質のハローが協調して作用し、バーパターンの速度を安定させ、バーが減速または加速するのを防ぐことを提案します。天の川のような円盤では、このメカニズムが機能するために必要なガスの割合はわずか約5%であることがわかります。私たちの結果は、観測されたほぼすべてのバーが急速に回転する理由を自然に説明しており、天の川がどのようにして現在の状態に到達したかを理解するのに特に関連しています。
LYRA III: 最小の再電離生存者
| Title |
LYRA_III:_The_smallest_Reionization_survivors |
| Authors |
Thales_A._Gutcke,_Christoph_Pfrommer,_Greg_L._Bryan,_R\"udiger_Pakmor,_Volker_Springel,_and_Thorsten_Naab |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03366 |
再電離によって消光された銀河(「遺物」)と、再電離を生き延びた(すなわち、星を形成し続ける)銀河との間の境界線は、通常、ハロー質量の閾値の観点から議論されています。ハロー質量内の矮小銀河の5つの非常に高い解像度($M_\mathrm{target}=4M_\odot$)宇宙論的ズームインシミュレーションを使用して、これまでに可能であったよりも物理的により完全かつ正確な方法で、このしきい値を調べます。範囲$1-4\times10^9M_\odot$。採用されたLYRAシミュレーションモデルは、解決された星間媒体物理学と個々の解決された超新星爆発を特徴としています。私たちの結果では、しきい値質量に近い矮小銀河の興味深い中間集団を発見しましたが、これらは完全な再電離の遺物でも完全な再電離の生存者でもありません。これらの銀河は、最初は再電離時に消光しますが、約500Myrの間は静止したままです。$z\approx5$で、それらは同期的に星形成を再開し、現在まで星形成を続けています。これらの結果は、$z=0$でのハローの質量が、しきい値に近い生存率の良い指標ではないことを示しています。私たちが見つけた星形成の歴史は多様ですが、それらが特定のハローがガスを保持して冷却する能力に直接関係していることを示しています。後者は、再イオン化時のホストハローの質量(またはビリアル温度)に最も強く依存しますが、その成長履歴、UVバックグラウンド(および遅い時間での減少)、および保持される金属の量にも依存します。ハロの中。
H$\alpha$+[O III] $\lambda$5007 JWST/NIRCam スリットレス分光法による $z > 6$
でのライン エミッターの最初のサンプル: 物理的特性とライン輝度関数
| Title |
First_Sample_of_H$\alpha$+[O_III]_$\lambda$5007_Line_Emitters_at_$z_>_6$_through_JWST/NIRCam_Slitless_Spectroscopy:_Physical_Properties_and_Line_Luminosity_Functions |
| Authors |
Fengwu_Sun,_Eiichi_Egami,_Nor_Pirzkal,_Marcia_Rieke,_Stefi_Baum,_Martha_Boyer,_Kristan_Boyett,_Andrew_J._Bunker,_Alex_J._Cameron,_Mirko_Curti,_Daniel_J._Eisenstein,_Mario_Gennaro,_Thomas_P._Greene,_Daniel_Jaffe,_Doug_Kelly,_Anton_M._Koekemoer,_Nimisha_Kumari,_Roberto_Maiolino,_Michael_Maseda,_Michele_Perna,_Armin_Rest,_Brant_E._Robertson,_Everett_Schlawin,_Renske_Smit,_John_Stansberry,_Ben_Sunnquist,_Sandro_Tacchella,_Christina_C._Williams,_Christopher_N._A._Willmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03374 |
JWST/NIRCam広視野スリットレス分光法(WFSS)モードの試運転データを使用して偶然発見された$z=6.11-6.35$にある4つの輝線銀河のサンプルを提示します。そのうちの1つ($z=6.11$)は以前に報告されており、残りは新しい発見です。これらのソースは、[OIII]$\lambda$5007とH$\alpha$の両方の線の安全な検出によって選択され、場合によっては他のかすかな線が暫定的に検出されます([OII]$\lambda$3727、[OIII]$\lambda$4959および[NII]$\lambda$6583)。[OIII]/H$\beta$-[NII]/H$\alpha$Baldwin-Phillips-Terlevichダイアグラムでは、これらの銀河は$z\sim2$星形成銀河と同じパラメータ空間を占めています。これは、はるかに低い赤方偏移で匹敵する星の質量を持つ銀河と同様に、それらが亜太陽金属量($\sim$0.6$Z_{\odot}$)に急速に濃縮されたことを示しています。強いH$\alpha$ラインの検出は、初期宇宙の銀河内でより高い電離光子生成効率を示唆しています。[OIII]$\lambda$5007ライン光度関数(LF)が$z=3$から6に明るくなり、H$\alpha$ラインLFが$z=2$から6.特定の宇宙論的シミュレーションでは、両方のLFが$z\sim6$で$\sim$10倍低く予測されています。これはさらに、$z\sim6$での全球のLy$\alpha$光子脱出率が5-7%であることを示しており、UVから導き出された星形成率密度とLy$\alpha$光度の比較による以前の見積もりよりもはるかに低い。密度。私たちのサンプルは、$5\times10^8$$M_{\odot}$を超える恒星質量を持つサーベイボリューム内の$z=6.0-6.6$銀河の$88^{+164}_{-57}$%を回収しており、再電離の時代には強力なH$\alpha$と[OIII]線エミッターが遍在しており、JWSTの時代にはさらに明らかになるでしょう。
JWST/NIRISS と VLT/MUSE によって特定された、$z=4$ にある強くレンズ化された低質量銀河の周りの金属が豊富な中性ガス貯留層
| Title |
Metal-Enriched_Neutral_Gas_Reservoir_around_a_Strongly-lensed,_Low-mass_Galaxy_at_$z=4$_Identified_by_JWST/NIRISS_and_VLT/MUSE |
| Authors |
Xiaojing_Lin,_Zheng_Cai,_Siwei_Zou,_Zihao_Li,_Zuyi_Chen,_Fuyan_Bian,_Fengwu_Sun,_Yiping_Shu,_Yunjing_Wu,_Mingyu_Li,_Jianan_Li,_Xiaohui_Fan,_J.Xavier_Prochaska,_Daniel_Schaerer,_Stephane_Charlot,_Daniel_Espada,_Miroslava_Dessauges-Zavadsky,_Eiichi_Egami,_Daniel_Stark,_Kirsten_K._Knudsen,_Gustavo_Bruzual_and_Jacopo_Chevallard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03376 |
$z\gtrsim4$での低質量、低金属量の銀河の直接観測は、宇宙を再電離したものと同様の源における電離放射線、ガス流、および金属濃縮の詳細な検査に不可欠な機会を提供します。JamesWebbSpaceTelescope(JWST)、VLT/MUSE、およびALMAを組み合わせて、強くレンズ化された低質量($\approx10^{7.6}$${\rmM}_\odot$)の詳細な観測を提示します。$z=3.98$の銀河(Vanzellaetal.2022も参照)。CIV$\lambda\lambda1548,1550$、HeII$\lambda1640$、OIII]$\lambda\lambda1661,1666$、[NeIII]$\lambda3868$、[OII]$\lambda3727$を含む、強く狭い星雲の放出を識別します。、およびこの銀河からの水素のバルマー系列は、大質量星によって供給される金属が乏しいHII領域($\lesssim0.12\{\rmZ}_\odot$)を示しています。さらに、HI列密度が$N_{\rm{HI}}\approx10^{21.8}$cm$^{-2}$。関連するDLAの金属量は、スーパーソーラーの金属量(${\gtrsimZ}_\odot$)に達する可能性があります。さらに、JWSTと重力レンズのおかげで、$z=4$で$\approx100$pcの空間解像度で解決されたUV勾配($\beta$)マップを提示し、急なUV勾配は$\beta\approxに達します-2.5$約3つの星形成塊。低赤方偏移の類似物と組み合わせることで、再電離を支配する低質量、低金属量の銀河が、金属に富む中性ガス雲の高い割合で覆われている可能性があることが、私たちの観測によって示唆されています。これは、低質量銀河の金属濃縮が非常に効率的であることを意味し、低質量銀河では、柱密度が低い中性ガスを含む星間チャネルまたは銀河周チャネルを通じてごく一部の電離放射線のみが逃げることができることをさらに裏付けています。
MUSE と ALMA による ULIRG の物理学: PUMA IV。冷たい分子の流出速度と AGN 光度との間に密接な関係はない
| Title |
Physics_of_ULIRGs_with_MUSE_and_ALMA:_PUMA_IV._No_tight_relation_between_cold_molecular_outflow_rates_and_AGN_luminosities |
| Authors |
I._Lamperti,_M._Pereira-Santaella,_M._Perna,_L._Colina,_S._Arribas,_S._Garc\'ia-Burillo,_E._Gonz\'alez-Alfonso,_S._Aalto,_A._Alonso-Herrero,_F._Combes,_A._Labiano,_J._Piqueras-L\'opez,_D._Rigopoulou,_and_P._van_der_Werf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03380 |
「MUSEとALMAによるULIRGの物理学」(PUMA)調査の一環として、約400pc(0.1-1.0"ビームFWHM)解像度のアルマCO(2-1)観測。分光アストロメトリー分析を使用して、銀河の回転から切断された高速(>300km/s)分子ガスを特定しました。これは、流出に起因すると考えられます。$\logL_{IR}/L_{\odot}>11.8$の26核の77%で、平均$v_{out}=490$km/s、流出質量$1-35\の分子流出を特定しました\倍10^7$$M_{\odot}$、大量流出率$\dot{M}_{out}=6-300$$M_{\odot}$yr$^{-1}$、大量負荷係数$\eta=\dot{M}_{out}/SFR=0.1-1$,平均流出質量逃避率45%.これらの流出の大部分(18/20)は、半径0.2で空間的に分解されます-0.9kpcで、動的時間($t_{dyn}=R_{out}/v_{out}$)が0.5～2.8Myrの範囲で短い.流出検出率は星が優勢な原子核でより高い活動銀河核(AGN、6/11=55%)よりもバースト(SBs、14/15=93%)の方が多い。運動学的主軸に垂直な流出は、主に相互作用するSBに見られます。また、サンプルは、以前の研究で報告された$\dot{M}_{out}$対AGN光度の関係に従っていないこともわかりました。私たちの分析では、近くの主系列銀河(SFR=0.3-17$M_{\odot}$yr$^{-1}$)のサンプルを含め、PHANGS-ALMAサーベイから検出された分子流出により$L_{IR}$ダイナミックレンジ。これら2つのサンプルを使用して、$L_{IR}$($v_{out}\proptoSFR^{0.25\pm0.01})$で追跡されるように、流出速度とSFRの間の相関関係を見つけます。原子のイオン化相と中性相で見つかったもの。この相関関係、および$M_{out}/R_{out}$と$v_{out}$の関係を使用して、これらの流出はモメンタム駆動である可能性が高いと結論付けます。
連星ブラックホールの合体の質量分布における特徴の位置は、金属量に依存する宇宙星形成の歴史の不確実性に対してロバストです
| Title |
The_locations_of_features_in_the_mass_distribution_of_merging_binary_black_holes_are_robust_against_uncertainties_in_the_metallicity-dependent_cosmic_star_formation_history |
| Authors |
L._A._C._van_Son,_S._E._de_Mink,_M._Chruslinska,_C._Conroy,_R._Pakmor,_L._Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03385 |
新しい観測施設は、恒星の爆発や重力波(GW)源など、赤方偏移が増え続ける天体物理的過渡現象を調査し、源の特性分布の新しい特徴も明らかにしています。これらの観測結果を解釈するには、それらを恒星個体群モデルからの予測と比較する必要があります。このようなモデルは、金属量に依存する宇宙星形成の歴史($\mathcal{S}(Z,z)$)を入力として必要とします。この機能の形と進化には大きな不確実性が残っています。この作業では、$\mathcal{S}(Z,z)$の簡単な分析関数を提案します。この関数のバリエーションは、パラメーターが直感的な方法でその形状にリンクしているため、簡単に解釈できます。解析関数を宇宙論的TNG100シミュレーションの星形成ガスに当てはめたところ、主要な挙動をうまく捉えることができることがわかりました。アプリケーションの例として、局所的に合体する連星ブラックホール(BBH)の予測される質量分布に対する$\mathcal{S}(Z,z)$パラメータの系統的変動の影響を調べます。私たちの主な調査結果は次のとおりです。I)特徴の位置は、金属量に依存する宇宙星形成の歴史の変動に対して非常に堅牢であり、II)低質量端はこれらの変動の影響を最も受けません。これらのオブジェクトの形成を支配する物理学を制約する可能性が高まるため、これは有望です。
サンバースト アークをレンズする宇宙望遠鏡、PSZ1 G311.65-18.48: 強力な重力レンズ モデルとソース プレーンの解析
| Title |
The_Cosmic_Telescope_that_Lenses_the_Sunburst_Arc,_PSZ1_G311.65-18.48:_Strong_Gravitational_Lensing_model_and_Source_Plane_Analysis |
| Authors |
Keren_Sharon,_Guillaume_Mahler,_T._Emil_Rivera-Thorsen,_Hakon_Dahle,_Michael_D._Gladders,_Matthew_B._Bayliss,_Michael_K._Florian,_Keunho_J._Kim,_Gourav_Khullar,_Ramesh_Mainali,_Kate_A._Napier,_Alexander_Navarre,_Jane_R._Rigby,_Juan_David_Remolina_Gonzalez,_and_Soniya_Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03417 |
ハッブル宇宙望遠鏡の画像、アーカイブVLT/MUSE分光法、およびチャンドラX線データに基づいて、クラスターPSZ1G311.65-18.48の強力なレンズ分析を提示します。このクールコアクラスター(z=0.443)は、知られている中で最も明るいレンズ効果のある銀河であり、「サンバーストアーク」(z=2.3703)と呼ばれ、12回多重画像化された銀河を放射するライマン連続体(LyC)です。このフィールドで、強力なレンズモデルを制約する14の追加の強くレンズ化された銀河を識別し、4の安全な分光学的赤方偏移を報告します。我々は、M(<250kpc)=2.93+0.01/-0.02x10^14M_sunの予測されたクラスターコア質量を測定します。サンバーストアークの源銀河の2つの最小倍率だが完全な画像は、約13倍に拡大されており、LyCの塊は約4～80倍に拡大されています。時間遅延の予測と、以前は一時的であると主張されていたサンバーストアークの不一致の塊が変数ではないという決定的な証拠を提示し、それが非常に高い倍率に起因するという仮説を強化します。サンバーストアークのソースプレーンの再構成と分析により、その物理的なサイズは1x2kpcであり、ソースプレーンの0、40、および75度(北の東)の3つの異なる方向に分解されることがわかります。未解決のクランプのソースプレーンサイズにはr<~50pc、LyCクランプの場合はr<~32pcの上限を設定します。最後に、サンバーストアークは、射影で6kpc以下離れた2つ以上の銀河系にある可能性が高いことを報告します。それらの相互作用が星の形成を促進し、LyC放射の漏れの原因となるメカニズムで役割を果たしている可能性があります。
UV および IR 画像から明らかになったステファンの五重奏団における最小スケールの塊状星形成
| Title |
Smallest_scale_clumpy_star_formation_in_Stephan's_Quintet_revealed_from_UV_and_IR_imaging |
| Authors |
P._Joseph,_K._George,_S._Subramanian,_C._Mondal,_and_A._Subramaniam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03439 |
最小スケールでの星形成塊の空間分布と物理的サイズは、階層的な星形成(SF)に関する貴重な情報を提供します。これに関連して、AstroSat-UVITおよびJWSTデータを使用して、ステファンのクインテット(SQ)コンパクトグループ内の相互作用する銀河に沿って、約120pcで進行中のSFのサイトを報告します。紫外線は最近のSFの直接のトレーサーであるため、JWSTIR画像で星形成領域を検出するために使用したFUVイメージングから、このコンパクトなグループの星形成塊を特定しました。FUVイメージングは、JWSTのより高い空間分解能の画像から小さな塊を検出する星形成領域を明らかにします。これは、若い大質量星からのFUV放射によってイオン化されたPAH分子とダストによって生成される可能性があります。この分析により、利用可能な最高の空間分解能IRイメージングで星形成領域を特定する上で、FUVイメージングデータが重要であることが明らかになりました。
ヒクソンコンパクト群における銀河型とHIガスの進化
コンパクトグループは、銀河密度が高く、速度分散が低く、グループのメンバーは、生涯にわたって多数の頻繁な相互作用を経験しています。それらは、銀河の進化を研究するためのユニークな環境を提供します。コンパクトなグループでの銀河の進化を研究するために、グループ内の銀河のタイプとHIの内容を調べました。銀河群の年齢指標として群通過時間を使用しました。このサンプルは、HicksonCompactGroupカタログから派生したものです。Hyper-Ledaデータベースからグループの形態データを取得し、ZuckerらのWide-FieldInfraredSurveyExplorer(WISE)フラックスに基づくIR分類を取得しました。（2016）。最新にリリースされたALFALFA100%HIソースカタログをクロスマッチングし、文献にあるデータで補完することにより、利用可能なHIデータを含む40の銀河グループを取得しました。SDSSグループでAi&Zhu(2018)によって発見されたHI質量分率とグループ交差時間の間の弱い相関関係が、コンパクトグループにも存在することを確認しました。また、群渦巻銀河の割合は群通過時間と相関しているが、活発に星を形成している銀河の割合は群通過時間と相関していないこともわかりました。これらの結果は、周囲の大規模な構造からの隣接星の連続的な取得が、コンパクトなグループの形態遷移と星形成効率に影響を与えているという仮説と一致しているようです。
SDSS/APOGEE DR17 の高速スター
| Title |
High_Velocity_Stars_in_SDSS/APOGEE_DR17 |
| Authors |
Fredi_Quispe-Huaynasi,_Fernando_Roig,_Devin_J._McDonald,_Veronica_Loaiza-Tacuri,_Steven_R._Majewski,_Fabio_C._Wanderley,_Katia_Cunha,_Claudio_B._Pereira,_Sten_Hasselquist,_Simone_Daflon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03560 |
APOGEEサーベイの最終データリリースで、銀河中心速度が$450~\mathrm{km\,s}^{-1}$を超える23の星を報告しています。このサンプルは、SloanDigitalSkySurveyのデータリリース17(DR17)のAPOGEEプロジェクトから得られた高品質の動径速度を、Gaia初期のデータリリース3(eDR3)からの距離と固有運動で補完することによって得られた空間速度を使用して生成されました。銀河のさまざまな潜在モデルを考慮して、これらの星の観測された運動学と導出されたダイナミクスを分析します。採用したポテンシャルに応じて3つの星が束縛を解かれる可能性があることがわかりますが、一般的にはすべての星が典型的なハロー星の運動学を示しています。APOGEEDR17分光結果とGaiaeDR3測光を使用して、星のパラメータと化学的性質を評価します。すべての星は赤色巨星の枝に属し、一般的に、典型的なハロー星の存在量パターンに従います。高分解能分光法によるさらなる分析に値するいくつかの例外があります。特に、ガラクトセントリック速度が482km\,s$^{-1}$の高速炭素強化金属希薄(CEMP)星を特定しました。サンプルに超高速星は確認されていませんが、この結果は採用された距離に非常に敏感であり、銀河の可能性にはそれほど敏感ではありません。
暗黒物質ハローのエイナストモデル
コンテキスト:エイナストモデルは、ダークマターハローの密度プロファイルを記述するための最も一般的なモデルの1つになりました。主に限られた数のプロパティしか解析的に計算できないため、Einastoモデルの動的構造に関する包括的な研究は比較的少ない。目的:モデルパラメーター空間全体にわたって、Einastoモデルのファミリの測光構造と動的構造を体系的に調査したいと考えています。方法:SpheCowコードを使用して、Einastoモデルのプロパティを調べました。最も重要な特性がエイナスト指数$n$の関数としてどのように変化するかを体系的に調査しました。オシプコフ・メリット軌道構造を持つ等方性モデルと半径方向異方性モデルの両方を検討しました。結果:$n<\tfrac12$を持つすべてのEinastoモデルは、位相空間の一部で負の形式的な等方性関数またはオシプコフ-メリット分布関数を持ち、したがって、そのような軌道構造ではサポートできないことがわかります。一方、$n$の値が大きいすべてのモデルは、異方性半径が臨界値よりも大きい限り、等方性軌道構造またはOsipkov-Merritt異方性によってサポートできます。この臨界異方性半径は$n$の減少関数であり、中心に集中していないモデルではより大きな半径方向異方性が許容されることを示しています。結論:銀河とダークマターハローのモデルの構造とダイナミクスの研究は、完全な解析モデルに限定されるべきではありません。SpheCowなどの数値コードは、体系的に調査されるモデルの範囲を広げるのに役立ちます。これは、ここで説明するエイナストモデルに適用されますが、エイナストモデルのさまざまな拡張を含む、ダークマターハローの他の提案されたモデルにも適用されます。
顕微鏡下での OMC-2 FIR 4: 衝撃、フィラメント、および 100 au スケールでの高度にコリメートされたジェット
| Title |
OMC-2_FIR_4_under_the_microscope:_Shocks,_filaments,_and_a_highly_collimated_jet_at_100_au_scales |
| Authors |
L._Chahine,_A._L\'opez-Sepulcre,_L._Podio,_C._Codella,_R._Neri,_S._Mercimek,_M._De_Simone,_P._Caselli,_C._Ceccarelli,_M._Bouvier,_N._Sakai,_F._Fontani,_S._Yamamoto,_F._O._Alves,_V._Lattanzi,_L._Evans,_and_C._Favre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03696 |
星を形成する分子雲は、絡み合ったフィラメントの遍在性によって特徴付けられます。フィラメントは、大質量星形成領域と低質量星形成領域の両方で観察されており、音速繊維の集まりに分かれていると考えられています。フィラメントが収束する場所はハブと呼ばれ、これらは若い星団に関連付けられています。ただし、距離にあるハブ内のフィラメント構造の観察には、これまでに実施されたそのような研究の数を制限する高い角度分解能が必要です。オリオンA分子雲の一体型のフィラメントは、これまでにフィラメント構造が観察されていないいくつかのハブを抱えていることで知られています。私たちの研究の目標は、化学的に豊富なハブOMC-2FIR4であるこれらのハブの1つ内のフィラメント構造の性質を調査し、それらの放出を高密度および衝撃トレーサーで分析することです。サイクル4のアルマ望遠鏡のバンド6を使用して、OMC-2FIR4プロトクラスターを角度分解能約0.26インチ(100au)で観測しました。ダスト、ショックトレーサーSiO、高密度ガストレーサーの空間分布を分析しました。(すなわち、CH$_{3}$OH、CS、およびH$^{13}$CN).また、SiOおよびCH3OHマップを使用してガスの運動学も研究しました.私たちの観測は、OMC-2内の織り込まれたフィラメント構造を初めて明らかにしました.FIR4はいくつかのトレーサーによってプローブされます.各フィラメント構造は、CH$_{3}$OH線の発光ピークから見られるように、異なる速度によって特徴付けられます.それらはまた、遷音速および超音速の運動を示します.SiOはフィラメントに関連付けられ、またさらに、初めて、埋め込まれた原始星VLA15からの投影長が~5200auの高度にコリメートされたSiOジェット(~1$^{\circ}$)を明らかにしました。これらの領域のマルチスケール観測は、降着プロセスと星を形成する物質の流れを理解するために重要です。オーメーション。
Leavitt の法則 (C-MetLL) 調査におけるセファイドの金属性: II. 最も金属の少ない銀河セファイドの高分解能分光法
| Title |
Cepheid_Metallicity_in_the_Leavitt_Law_(C-_MetaLL)_survey:_II.High-resolution_spectroscopy_of_the_most_metal_poor_Galactic_Cepheids |
| Authors |
E._Trentin,_V._Ripepi,_G._Catanzaro,_J._Storm,_M._Marconi,_G._De_Somma,_V._Testa,_I._Musella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03792 |
古典的なセファイド(DCEP)は、宇宙論的距離はしごのキャリブレーションにおける最初の基本的なステップです。さらに、それらは銀河研究の文脈において強力なトレーサーを表しています。65個のDCEPのサンプルについて、UVES@VLTを使用して高解像度分光法を収集しました。それらの大部分は、これまで天の川で観測された最も暗いDCEPです。ターゲットごとに、24の異なる種の正確な大気パラメータ、視線速度、存在量を導き出しました。結果として得られる鉄の存在量は、[Fe/H]$\sim-0.5$dexの星の大部分で+0.3から$-$1.1dexの範囲です。私たちのサンプルには、これまでに高分解能分光法で観察された最も金属の少ないDCEPが含まれています。サンプルを文献データで補完し、637個のDCEPの完全なサンプルを取得し、GaiaEarlyDataRelease3(EDR3)フォトメトリを使用して、期間-ウェゼンハイト-メタリシティ関係からDCEPの距離を決定します。私たちのより外部のデータは、外側の腕(ガラクトセントリック半径($R_{GC})\sim$16--18kpc)をたどります。この大きなサンプルを使用して銀河円盤の金属量勾配を調査し、DCEPと散開星団の両方に基づく以前の結果と非常によく一致して、$-0.060\pm0.002$dexkpc$^{-1}$の勾配を見つけました。また、$-0.063\pm0.007$および$-0.079\pm0.003$dexkpc$^{-1}$の傾きで、$R_{GC}$=9.25kpcで勾配が途切れる可能性があることも報告しています。それぞれ外側のサンプル。2つの傾きは1$\sigma$以上異なります。このようなブレークの妥当性をさらにテストするには、より均一で拡張されたDCEPサンプルが必要です。
M3 北側円盤における AstroSat/UVIT クラスター測光
アンドロメダ銀河(M31)は、AstroSatの紫外線イメージング望遠鏡(UVIT)で現在進行中の研究対象です。UVITFUVおよびNUV測光は、HST/PHATサーベイと重複するM31のNEディスクとバルジの239個のクラスターのセットに対してここで実行されます。Padova恒星モデルを適用して、170の星団の年齢、質量、金属量、絶滅を導出しました。年代は$\sim$4Myrの狭いピークと100Myr付近の広いピークを示しています。log(Z/Z$_{\odot}$)の値は、ほとんどが$-0.3$から$+0.3$の間です。バルジ内の7つのクラスターは、金属量が低く、質量が大きいです。ほとんどのクラスターは渦巻き腕にあり、上記の範囲の金属量を持っています。最も若い星団は、大部分が金属量が高く、渦巻腕の最も明るい部分に沿って集中しています。UVITFUVおよびNUVデータは、若い星に敏感であり、$\sim4$Myrの円盤内の星形成における新しい金属の豊富なピークを検出します。
| Title |
A_long_gamma-ray_burst_from_a_merger_of_compact_objects |
| Authors |
E._Troja,_C._L._Fryer,_B._O'Connor,_G._Ryan,_S._Dichiara,_A._Kumar,_N._Ito,_R._Gupta,_R._Wollaeger,_J._P._Norris,_N._Kawai,_N._Butler,_A._Aryan,_K._Misra,_R._Hosokawa,_K._L._Murata,_M._Niwano,_S._B._Pandey,_A._Kutyrev,_H._J._van_Eerten,_E._A._Chase,_Y.-D._Hu,_M._D._Caballero-Garcia,_A._J._Castro-Tirado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03363 |
ガンマ線バースト(GRB)は、高エネルギーの宇宙爆発から発生する高エネルギー放射線の閃光です。持続時間が長い(>2秒)バーストは大質量星の核崩壊によって生成され、持続時間が短い(<2秒)バーストは2つの中性子星(NS)の合体によって生成されます。ハイブリッドな高エネルギー特性を持つ第3のクラスのイベントが特定されましたが、恒星の前駆細胞とは決定的に結びつくことはありませんでした。明るい超新星が存在しないため、典型的なコア崩壊爆発は除外されますが、それらの距離スケールにより、前駆システムの直接的な痕跡を慎重に検索することはできません。キロノバの暫定的な証拠しか提示されていません。ここでは、非常に明るいGRB211211Aの観測結果を報告します。これは、それをハイブリッドイベントとして分類し、その距離スケールを346Mpcに制限します。私たちの測定値は、その低エネルギー(紫外線から近赤外線まで)の対応物が、おそらくコンパクトな連星合体の噴出物で形成された明るい(~1E42erg/s)キロノバによって動力を与えられていることを示しています。
$z \sim 2.5$ レンズ付きクエーサー 2MASS J1042+1641 における X 線吸収と再処理
$XMM$-$Newton$、$Chandra$、$NuSTAR$を組み合わせて$z\sim2.5$レンズクエーサー2MASSJ1042+1641の新しい広帯域X線観測結果を提示し、観測されたフレームの0.3$-$40keVバンドパス。2MASSJ1042+1641の静止フレームの$\sim$1$-$140keVバンドに対応します。X線データは、強い(しかしまだコンプトン薄)X線吸収、$N_{\rm{H}}\sim3-4\times10^{23}$cm$^{-2の明確な証拠を示しています。}$、コンプトン厚の材料による大幅な再処理に加えて、中央のX線源への視線から離れている必要があります。後者について2つの異なる解釈をテストします。1つ目は、統合モデルで呼び出されるように、再処理が古典的なAGNトーラスで発生すること、2つ目は再処理が降着円盤で発生することです。どちらのモデルも、観測されたスペクトルをうまく再現でき、視線吸収が大きいにもかかわらず、ソースが適度に低い傾斜角($i<50^{\circ}$)で見られていることを示唆しています。X線データを$WISE$からの赤外線データと組み合わせると、2MASSJ1042+1641から見られる結果は、大規模なX線とIR調査を一緒に行うことで、詳細な画像化に先立ってレンズ化されたクエーサーの候補を特定できる可能性があるという最近の提案をさらに裏付けています。研究。
| Title |
Light_Curves_and_Event_Rates_of_Axion_Instability_Supernovae |
| Authors |
Kanji_Mori,_Takashi_J._Moriya,_Tomoya_Takiwaki,_Kei_Kotake,_Shunsaku_Horiuchi,_Sergei_I._Blinnikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03517 |
最近、エキゾチック粒子が生成されて恒星プラズマ中で平衡に達すると、e-e+ペア不安定性に類似した新しい恒星不安定性を引き起こす可能性があることが提案されました。この研究では、新しい不安定性によって引き起こされたアクシオン不安定性超新星(AISN)モデルを構築し、それらの観測シグネチャを予測します。質量が~400keV～2MeVでg_{ag}~10^{-5}GeV^{-1}の光子と結合する重いアクシオン様粒子(ALP)に注目します。56Niの質量と爆発エネルギーは、恒星の質量が固定されている場合、ALPによって大幅に増加することがわかりました。その結果、ALP質量が電子質量と等しい場合、AISNeの光度曲線のピーク時間は、標準的な対不安定超新星の光度曲線のピーク時間よりも10～20日早く発生します。また、初期質量関数の高い質量カットオフに応じて、AISNeのイベント発生率は対不安定超新星の発生率の1.7～2.6倍になります。
無衝突準垂直衝撃における非熱電子加速
| Title |
Nonthermal_Electron_Acceleration_at_Collisionless_Quasi-perpendicular_Shocks |
| Authors |
T._Amano,_Y._Matsumoto,_A._Bohdan,_O._Kobzar,_S._Matsukiyo,_M._Oka,_J._Niemiec,_M._Pohl,_M._Hoshino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03521 |
衝突のない太陽圏および天体物理学プラズマ内を伝播する衝撃波は、数十年にわたって広く研究されてきました。主な動機の1つは、衝撃時の非熱粒子加速を理解することです。拡散衝撃加速(DSA)の理論は長い間衝撃時の宇宙線加速の標準であったが、粒子加速のプラズマ物理的理解はとらえどころのないままである。このレビューでは、準垂直衝撃波における非熱電子加速メカニズムについて説明します。これは、近年大幅な進歩を遂げています。このレビューで提示される議論は、次の3つの特定のトピックに限定されます。1つ目は確率的衝撃ドリフト加速(SSDA)で、これはDSAへの電子注入の比較的新しいメカニズムです。基本的なメカニズム、関連するその場観察と運動シミュレーションの結果、およびそれがDSAとどのように関連しているかについて説明します。第2に、若い超新星残骸(SNR)に関連する非常に高いマッハ数衝撃での衝撃波サーフィン加速(SSA)について説明します。1次元の仮定の下での元の提案は非現実的ですが、SSAは現在、完全な3次元の運動シミュレーションによって効率的であることが証明されています。最後に、磁化されたワイベル優勢の衝撃の現在の理解について説明します。ショック構造内での自己生成電流シートの自発的な磁気再接続は、Weibelによって生成された強力な磁気乱流の興味深い結果です。Alfvenマッハ数とサウンドマッハ数の両方が20～40を超える高マッハ数ショックは、Weibel優位のショックとして動作する可能性が高いと主張します。最近の多くの興味深い発見にもかかわらず、衝突のない衝撃での電子加速に対するSSDA、SSA、および磁気リコネクションの相対的な役割と、衝撃パラメーターに応じて支配的な粒子加速メカニズムがどのように変化するかについては、まだ答えが得られていません。
望遠鏡アレイ実験のハイライト
テレスコープアレイ(TA)は、北半球で最大のハイブリッド宇宙線検出器で、2PeVから100EeVのエネルギー範囲の一次粒子を観測します。メインのTA検出器は、1.2km間隔の正方形グリッド上の507個のプラスチックシンチレーションカウンターと、表面検出器アレイの上空を見下ろす3つのステーションにある蛍光検出器で構成されています。10台の蛍光望遠鏡と400m間隔と600m間隔の80台のインフィルサーフェス検出器からなるハイブリッド検出器TALE（TALE）は、2018年の竣工以来、安定した観測を続けています。TAの検出エリアを4倍にする計画も進行中です。計画された検出器の約半分が配備され、現在のTAx4はハイブリッド検出器として安定的に動作し続けています。TA実験の現状と、宇宙線の異方性、質量組成、エネルギースペクトルに関する最近の結果を概説します。
フェルミガンマ線宇宙望遠鏡は13年以上前に打ち上げられて以来、ガンマ線の空に関する私たちの知識を劇的に変えました。20MeVから300GeV以上のエネルギー範囲で収集された全天からの30億個を超える光子、および検出された6,000を超えるソースを使用したLAT観測は、天体物理学における粒子加速とガンマ線生成の理解を深めるために重要でした。ソース。この議事録では、LATからの最近の科学的ハイライトを確認します。最近のソースカタログのリリースと、多波長およびマルチメッセンジャー接続のLATで見られる主な過渡現象に焦点を当てます。
ふっくら降着円盤のスペクトル: kynbb Fit
| Title |
Spectra_of_Puffy_Accretion_Discs:_the_kynbb_Fit |
| Authors |
Debora_Lan\v{c}ov\'a,_Anastasiya_Yilmaz,_Maciek_Wielgus,_Michal_Dov\v{c}iak,_Odele_Straub,_Gabriel_T\"or\"ok |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03713 |
パフィーディスクは数値モデルであり、明るい、穏やかなサブエディントン状態のX線ブラックホール連星の降着流の特性を捉えることが期待されています。XSPECのkerrbbおよびkynbbスペクトルモデルを、一般相対論的放射磁気流体力学シミュレーションで得られたふくらんでいる降着円盤の合成スペクトルに適合させ、数値シミュレーションで仮定されたブラックホールスピンと質量降着率を正しく再現するかどうかを確認します。2つのモデルのどちらも、ふくらんでいる円盤のパラメーターを正しく解釈することはできないと結論付けています。これは、X線ブラックホール連星における光の降着領域について、新しい、より正確なスペクトルモデルを開発する必要性を強調しています。このようなスペクトルモデルは、降着の数値シミュレーションの結果に基づくべきであると提案します。
生成断面積の不確実性は宇宙フッ素異常を説明できるか?
ホウ素対炭素比(B/C)で表される宇宙線(CR)の安定した二次対一次フラックス比は、銀河系CR伝搬の主要なプローブです。ただし、B/Cから推定されるCR拡散係数によって予測されるフッ素対シリコン比(F/Si)は、AMS-02の最新の測定値よりも大幅に高くなっています。この異常は、一般に、F生成断面積の不確実性に起因します。この作品では、この解釈を注意深くテストします。4つの異なる断面パラメトリックモデルを検討します。各モデルは、最新の断面データによって制約されます。同じ伝搬フレームワークを使用して、B/C、F/Si、および断面データへの結合適合を実行します。2つの断面モデルは、$\chi^2/n_{d.o.f.}\sim1$との全体的な適合度が良好です。ただし、これらのモデルは$\chi^2_{\rm{cs}}/n_{\rm{cs}}\gtrsim2$で断面部分の適合度が悪いです。最適適合のF生成断面積は測定値より体系的に大きく、B生成の適合断面積は測定値より体系的に低くなります。これは、断面測定のランダム誤差や既存の断面モデル間の違いによって、F異常がほとんど解釈できないことを示しています。次に、空間依存拡散モデルがB/CとF/Siを一貫して説明するのに役立つことを提案します。このモデルでは、Ne-Siグループの平均拡散係数はC-Oグループの平均拡散係数よりも大きいと予想されます。
PeVatron 候補: X 線バンドでのブーメラン星雲のモデル化
パルサー風星雲(PWN)ブーメランと関連する超新星残骸(SNR)G106.3+2.7は、LHAASOによって公開された超高エネルギー(UHE)ガンマ線対応物の候補の1つです。拡張されたソース、LHAASOJ2226+6057の重心はパルサーの位置から約$0.3^\circ$ずれていますが、ソースは部分的にPWNをカバーしています。したがって、UHE放射の一部がPWNに由来する可能性を完全に排除することはできません。以前の研究では主に、SNRがPeVatronであるかどうかに焦点を当てており、エネルギッシュなPWNは無視されていました。ここでは、X線放射を調べることで、ブーメラン星雲がPeVatronの候補である可能性を探ります。PWNに注入された相対論的電子の拡散をモデル化することにより、X線表面の明るさと光子指数の半径方向プロファイルに適合します。磁場$B=140\mu$Gを使用した解は、観測されたプロファイルをよく再現でき、電子のIC散乱が大幅に抑制されることを意味します。したがって、将来の観測でPWNに由来するUHE放射の一部が明らかになった場合、カニ星雲での最近のLHAASOの測定に照らして、UHE放射を説明するために陽子成分を導入する必要があります。この意味で、ブーメラン星雲はハドロンのペバトロンになります。
孤立した中性子星 RX J1856.5-3754 の 20 年にわたる X 線観測: 熱および非熱硬 X 線の検出と精密なスピンダウン測定
| Title |
Two_decades_of_X-ray_observations_of_the_isolated_neutron_star_RX_J1856.5-3754:_detection_of_thermal_and_non-thermal_hard_X-rays_and_refined_spin-down_measurement |
| Authors |
Davide_De_Grandis,_Michela_Rigoselli,_Sandro_Mereghetti,_George_Younes,_Pierre_Pizzochero,_Roberto_Taverna,_Andrea_Tiengo,_Roberto_Turolla_and_Silvia_Zane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03874 |
軟X線パルサーRXJ1856.5-3754は、熱放射、電波サイレント、孤立した中性子星の小さなクラスの中で最も明るいメンバーです。そのX線スペクトルは$kT^\infty\approx60$eVの黒体とほとんど見分けがつかないが、$\sim1$keVを超えるより強い放射の証拠が最近発見された。2002年から2022年にかけてXMM-Newtonによって収集された大量のデータに基づいて、RXJ1856.5-3754のスペクトルとタイミングの分析を報告し、2019年にNICERによって実施された緻密な監視キャンペーンによって補完されました。コヒーレントタイミング分析により、スピンダウン率$\dot{\nu}=-6.042(4)\times10^{-16}$Hzs$^{-1}$の改善された値が得られ、1倍以上減少しました$\sim1$keVを超える2つのスペクトル成分も検出します:$kT^を持つ黒体のような成分です。\infty=138\pm13$eVと放射半径$31_{-16}^{+8}$m、および光子指数$\Gamma=1.4_{-0.4}^{+0.5}$のべき法則。べき法則2--8\,keVフラックス、$(2.5_{-0.6}^{+0.7})\times10{-15}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$,$10^{-3}$の効率に対応し、他のパルサーで見られる効率と一致しています。また、$0.1$--$0.3$keVと$0.3$--$1.2$keVkeVのパルスプロファイルの小さな違いと、$1.2$keVを超える変調の証拠も明らかにしました。これらの結果は、その単純なスペクトルにもかかわらず、\eighteenは依然として自明でない熱表面分布を持ち、より高いスピンダウンパワーを持つ他のパルサーに見られるような非熱放射を特徴としていることを示しています。
JWST が解決した恒星集団早期放出科学プログラム I.: NIRCam フラックス キャリブレーション
| Title |
The_JWST_Resolved_Stellar_Populations_Early_Release_Science_Program_I.:_NIRCam_Flux_Calibration |
| Authors |
Martha_L._Boyer,_Jay_Anderson,_Mario_Gennaro,_Marla_Geha,_Kristen_B._Wingfield_McQuinn,_Erik_Tollerud,_Matteo_Correnti,_Max_J._Brenner_Newman,_Roger_E._Cohen,_Nitya_Kallivayalil,_Rachel_Beaton,_Andrew_A._Cole,_Andrew_Dolphin,_Jason_S._Kalirai,_Karin_M._Sandstrom,_Alessandro_Savino,_Evan_D._Skillman,_Daniel_R._Weisz,_Benjamin_F._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03348 |
ResolvedStellarPopulationsEarlyReleaseScience(ERS)プログラムの球状星団データを使用して、JamesWebbSpaceTelescope(JWST)の近赤外線カメラ(NIRCam)のフラックスキャリブレーションを検証します。すべてのNIRCamイメージング観測に影響を与える1～23%(約0.01～0.2等級)の範囲で、8つの短波長検出器の間に大きなフラックスオフセットが見られます。ERSフィルターの改善されたゼロポイントを提供し、コミュニティによって導出された代替ゼロポイントもキャリブレーションを大幅に改善することを示しています。また、検出器のオフセットは、少なくとも0.1等の時間変動があるように見えることもわかりました。
2005 年 5 月 13 日 CME の FETCH 観察結果のモデル化
| Title |
Modeling_FETCH_Observations_of_2005_May_13_CME |
| Authors |
Elizabeth_A._Jensen,_Ward_B._Manchester_IV,_David_B._Wexler,_Jason_E._Kooi,_Teresa_Nieves-Chinchilla,_Lan_K._Jian,_Alexei_Pevtsov,_and_Shing_Fung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03350 |
この論文では、噴火のまれなファラデー回転観測で行われたCME解析の品質を評価します。MOSTミッションでホストされているFETCH機器の機能を調査し、地球と太陽の間に配置された4つの衛星ファラデー回転無線測量機器を調査し、現在の分析アプローチを改善する機会と課題について説明します。
アップグレードされた VERITAS Stellar Intensity Interferometer (VSII) の性能
| Title |
Performance_of_the_upgraded_VERITAS_Stellar_Intensity_Interferometer_(VSII) |
| Authors |
David_B._Kieda,_VERITAS_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03453 |
VERITASImagingAtmosphericCherenkovTelescopearray(IACT)は、2019年に高速フォーカルプレーンエレクトロニクスで強化され、新しい恒星強度干渉法(SII)観測機能(VERITAS-SII、またはVSII)が作成されました。VSIIは明るい月の期間に動作し、望遠鏡のアイドル時間を使用して、Bフォトメトリックバンドで高角度分解能観測(<1mas)を提供します。VSIIは、416nmで2つのB星(BetCMaおよびEpsOri)の直径を、比較的短い(5時間)露出を使用して<5%の精度で測定できることを既に実証しています。VSII計測器は最近改良され、計測器の感度と観測効率が向上しました。このホワイトペーパーでは、アップグレードされたVSII計測器について説明し、VSII感度の継続的な改善について説明します。このレポートは、SII測定をより暗い等級の星にまで拡張し、VSIIの角直径測定分解能を1%よりも向上させたVSIIの進歩について説明しています。
過去10 Myrの近地球超新星：太陽圏への影響
| Title |
Near-Earth_Supernovae_in_the_Past_10_Myr:_Implications_for_the_Heliosphere |
| Authors |
Jesse_A._Miller,_Brian_D._Fields,_Thomas_Y._Chen,_John_Ellis,_Adrienne_F._Ertel,_Jerry_W._Manweiler,_Merav_Opher,_Elena_Provornikova,_Jonathan_D._Slavin,_Justyna_Sok\'o\l,_Veerle_Sterken,_Rebecca_Surman,_Xilu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03497 |
過去数マイルで地球の100pc以内で複数の超新星が爆発したという証拠をまとめます。これらの出来事は、太陽圏に劇的な影響を与え、太陽圏を~20au以内に圧縮しました。私たちは、星間塵や宇宙線を含む、近くの超新星の学際的な研究を提唱しています。私たちは、太陽系外天球の理論研究、直接探査、および研究への支援を求めます。
太陽物理学における理論とモデリングの取り組みの進歩
| Title |
Advancing_Theory_and_Modeling_Efforts_in_Heliophysics |
| Authors |
Fan_Guo,_Spiro_Antiochos,_Paul_Cassak,_Bin_Chen,_Xiaohang_Chen,_Chuanfei_Dong,_Cooper_Downs,_Joe_Giacalone,_Colby_C._Haggerty,_Hantao_Ji,_Judith_Karpen,_James_Klimchuk,_Wen_Li,_Xiaocan_Li,_Mitsuo_Oka,_Katharine_K._Reeves,_Marc_Swisdak,_and_Weichao_Tu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03611 |
太陽物理学の理論とモデリングは、観測を動機付け、解釈、予測するための基本原則から理解を深めます。観測分析とともに、それらは太陽物理学の包括的な科学プログラムを構成します。観測とデータ分析がますます詳細になるにつれて、理論とモデリングがより定量的な予測を開発し、観測を繰り返すことが重要です。高度な理論とモデリングは、新しい機器の設計を刺激し、大幅に改善し、成功の可能性を高めることができます。また、物理学に基づいた宇宙天気予報モデルを構築するためには、新しい理論の開発とテストを継続し、理論とモデリングとの絶え間ないコミュニケーションを維持することが重要です。理論とモデリングにおいて持続可能な努力を維持することは、太陽物理学にとって非常に重要です。すべての資金提供機関が力を合わせて、現在の理論およびモデリングプログラムを拡張し、新しい理論およびモデリングプログラムを作成することを検討することをお勧めします。2.次世代の基礎研究コードのモデル開発をサポートするために、戦略的研究モデルプログラムを作成する必要があります。3.ミッションクリティカルな理論とモデリングのニーズに対応するために、新しいプログラムを作成する必要があります。4.次世代の理論家とモデラーを訓練するための強化されたプログラムが緊急に必要とされています。
シス月空間における銀河宇宙線と太陽エネルギー粒子: 地球での状況に応じたエネルギー粒子測定と分散観測のサポートの必要性
| Title |
Galactic_Cosmic_Rays_and_Solar_Energetic_Particles_in_Cis-Lunar_Space:_Need_for_contextual_energetic_particle_measurements_at_Earth_and_supporting_distributed_observations |
| Authors |
Claudio_Corti_(University_of_Hawaii,_NASA/GSFC_CCMC),_Kathryn_Whitman_(KBR,_NASA/JSC_SRAG),_Ravindra_Desai_(Imperial_College,_Warwick),_Jamie_Rankin_(Princeton),_Du_Toit_Strauss_(North_West_University),_Nariaki_Nitta_(LMSAL),_Drew_Turner_(Johns_Hopkins_APL),_Thomas_Y_Chen_(Columbia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03635 |
シス月空間の粒子と放射線環境は、より多くのハードウェアと人的資産が地球の周りのさまざまな軌道を占有し、宇宙探査の取り組みが月とその先に向かうにつれて、ますます重要になっています。2020年以降、軌道上の衛星の総数は約2倍になり、宇宙ベースのリソースへの依存度が高まっていることが浮き彫りになっています。NASAの今後のアルテミスミッションを通じて、人類は月への拡張ミッションに必要な広大なインフラストラクチャによってサポートされ、これまで以上に多くの時間をシス月空間で過ごすことになります。この論文では、銀河宇宙線(GCR)と太陽エネルギー粒子(SEP)に焦点を当て、これらの領域内で動的で変化する放射線環境を作り出しています。GCRは数百MeV/核子(MeV/n)以上の粒子であり、超新星やパルサーなど、天の川銀河の非常にエネルギーの高い天体物理環境で生成されます。これらの粒子は太陽圏に等方的に衝突し、1AUまでフィルタリングされ、太陽の磁気サイクルやその他の一時的な現象により、数時間から数十年までの複数の時間スケールでエネルギーと強度の変調が発生します。SEPは、最大で数千MeV/nのエネルギーを持つ粒子であり、太陽での噴火イベントで加速され、太陽圏の内側にあふれ、数分から数日の時間スケールで粒子環境の急激かつ劇的な増加を引き起こします。この論文は、数百MeV/nの高エネルギー粒子測定における現在および将来のギャップに焦点を当てています。これらの粒子の集団と発生源の科学的理解を向上させるために、地球付近の主要な観測をベースラインとして機能させるとともに、太陽圏、磁気圏、および月面での分散測定を行うことをお勧めします。
ワイド ダイナミック レンジ SOI ピクセル検出器の陽子線損傷耐性
| Title |
Proton_radiation_damage_tolerance_of_wide_dynamic_range_SOI_pixel_detectors |
| Authors |
Shun_Tsunomachi,_Takayoshi_Kohmura,_Kouichi_Hagino,_Masatoshi_Kitajima,_Toshiki_Doi,_Daiki_Aoki,_Asuka_Ohira,_Yasuyuki_Shimizu,_Kaito_Fujisawa,_Shizusa_Yamazaki,_Yuusuke_Uchida,_Makoto_Shimizu,_Naoki_Itoh,_Yasuo_Arai,_Toshinobu_Miyoshi,_Ryutaro_Nishimura,_Takeshi_Go_Tsuru,_Ikuo_Kurachi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03636 |
我々は、宇宙用およびレールの残留応力測定や高エネルギー物理実験などの汎用アプリケーション向けに、SOIピクセル検出器「INTPIX」を開発しています。INTPIXは、高抵抗Siセンサー、SiO2絶縁体、およびSilicon-On-Insulator(SOI)技術を利用したCMOSピクセル回路で構成されるモノリシックピクセル検出器です。INTPIXを使用して、宇宙でのX線偏光を観測する可能性を検討しました。半導体検出器を宇宙で使用すると、高エネルギーの陽子による放射線損傷を受けます。したがって、INTPIXが宇宙で使用するために高い耐放射線性を持っているかどうかを調べる必要があります。INTPIX8は、日本の国立量子科学研究所HIMACで6MeVの陽子を総線量2kradまで照射し、エネルギー分解能やピクセル間のゲインと読み出しノイズの不均一性などの性能の劣化を評価しました。.X線天文衛星の典型的な寿命である500radの照射後、14.4keVでのエネルギー分解能の低下は10%未満であり、ピクセル間の読み出しノイズとゲインの不均一性は0.1%以内で一定です。
マルチボディ太陽系外システムの混沌とした潮汐ダイナミクスをモデル化するための直接 N ボディ インテグレーター: TIDYMESS
| Title |
A_direct_N-body_integrator_for_modelling_the_chaotic,_tidal_dynamics_of_multi-body_extrasolar_systems:_TIDYMESS |
| Authors |
Tjarda_C._N._Boekholt_and_Alexandre_C._M._Correia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03955 |
潮汐消散は、月、惑星、星、およびコンパクトな残骸の動的な進化において重要な役割を果たしています。興味深い複雑さは、内部構造と外部潮汐力の間の相互作用に由来します。銀河系の太陽系外惑星と星の最近および今後の観測ミッションは、潮汐散逸の物理学に制約を与えるのに役立ちます。さまざまな潮汐モデルの実験と数値的な実装を可能にする、新しいN体コードを開発するのはタイムリーです。オープンソースのN体コードTIDYMESSを紹介します。これは、「マルチボディエクストラソーラーシステムのTIdalDYnamics」の略です。このコードは、物体の流体ラブ数と流体緩和時間によってパラメータ化されたクリープ変形法則を実装します。潮汐および遠心力による変形により、物体の一般的な形状は楕円体に近似されます。関連する重力場を4倍のオーダーで計算し、そこから重力加速度とトルクを導き出します。軌道、スピン、および変形の運動方程式は、シンプレクティック構成に基づく4次積分法を使用して直接積分されます。変形の新しい統合方法を実装します。これにより、スピン期間や流体緩和時間ではなく、軌道のみに依存する時間ステップが可能になります。この機能により、計算が大幅に高速化され、異なる潮位を比較する際の一貫性も向上します。特に、軌道が混沌とし、潮汐が非線形になるパラメータ空間のニッチ領域で、TIDYMESSの機能とパフォーマンスを実証します。
トランジット系外惑星調査衛星ミッションからの北斗七星の集団
| Title |
A_Population_of_Dipper_Stars_from_the_Transiting_Exoplanet_Survey_Satellite_Mission |
| Authors |
Benjamin_K._Capistrant,_Melinda_Soares-Furtado,_Andrew_Vanderburg,_Marina_Kounkel,_Saul_A._Rappaport,_Mark_Omohundro,_Brian_P._Powell,_Robert_Gagliano,_Thomas_Jacobs,_Veselin_B._Kostov,_Martti_H._Kristiansen,_Daryll_M._LaCourse,_Allan_R._Schmitt,_Hans_Martin_Schwengeler,_Ivan_A._Terentev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03379 |
北斗七星は、光度曲線の調光変動を示す若い恒星天体の分類であり、明るさが10～50%低下します。これは、星周円盤の物質による掩蔽によって引き起こされる可能性があります。この変動性は、周期的、準周期的、または非周期的である可能性があります。北斗七星は、地上および宇宙ベースの測光調査によって、若い恒星群で発見されています。234の新しい北斗七星の候補を含む293の北斗七星という、これまでで最大の北斗七星のコレクションの検出と特徴付けを提示します。これらのターゲットのカタログを作成しました。これには、主にバーストのような変動性と対称的な変動性(等しい部分のバーストとディッピング)を示す若い恒星変光星も含まれています。カタログソースの総数は414です。これらの可変ソースは、ディッピングのような変動が観察されたTESS光度曲線の視覚的調査で見つかりました。北斗七星のソースの典型的な年齢は5Myr未満であり、年齢分布は2Myrでピークに達し、分布の尾部は20Myrよりも古い年齢まで伸びています。年齢に関係なく、北斗七星候補は赤外線過剰を示す傾向があり、これは円盤の存在を示しています。TESSは現在、若い恒星の関連性が豊富な黄道面を観測しているため、TESSデータセットでさらに多くの発見が期待されます。北斗七星のより大きなサンプルは、光度曲線の形態と北斗七星の年齢の国勢調査統計を強化します。
金属に富むバルジ球状星団NGC 6441におけるRR LyraeとType II Cepheid変光星の近赤外観測
| Title |
Near-infrared_observations_of_RR_Lyrae_and_Type_II_Cepheid_variables_in_the_metal-rich_bulge_globular_cluster_NGC_6441 |
| Authors |
A._Bhardwaj,_S._M._Kanbur,_M._Rejkuba,_M._Marconi,_M._Catelan,_V._Ripepi,_and_H._P._Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03384 |
NGC6441はバルジ球状星団であり、異常な水平分枝形態と、その比較的高い金属量から予想外のRRLyrae(RRL)およびタイプIIセファイド(T2C)変光星の豊富な集団を持っています。NGC6441の42のRRL、8つのT2C、および10の食バイナリ候補変数の近赤外(NIR、$JHK_s$)時系列観測を提示します。マルチエポック観測は、8-mふたご座南望遠鏡。マルチバンドデータは、$JHK_s$フィルターの光度曲線、不安定性ストリップ、周期-振幅図、および周期-光度と周期-ウェゼンハイトの関係(PLRとPWR)を含むRRLおよびT2C変数の脈動特性を調査するために使用されます。.RRL変数のNIR脈動特性は、標準的なヘリウム含有量とNGC6441の平均金属量([Fe/H]$=-0.44\pm0.07$~dex)を持つ理論モデルによく適合しています。ヘリウムで強化されたRRLモデルは、クラスター内のRRLの観測よりも明るいNIRの大きさと青い色を予測します。これは、NGC6441のこれらのRRL変数が、以前に考えられていたように大幅にヘリウム増強されていないか、そのような増強の影響が脈動モデルの予測よりもNIRで小さいことを示唆しています。また、RRL周期-光度-金属性(PLZ)関係の理論的較正を使用して、平均赤化$E(J-K_s)=0.26\pm0.06$~magと距離$d=12.67を同時に推定します。\pm0.09$~kpc、NGC6441まで。私たちの平均赤化値と距離は、それぞれ赤い塊の星と最新のガイアデータに基づくバルジ赤化マップからの独立した推定値と一致しています。私たちの距離と赤みの値は、NGC6441のT2CのPLRと、広範囲の金属量にわたる銀河球状星団のRRLとT2CのPLRとの間で非常によく一致しています。
ポリトロピック太陽風の加速：パーカーソーラープローブ観測と一次元モデル
太陽コロナプラズマの超音速への加速は、太陽物理学における最も基本的かつ未解決の問題の1つです。等温太陽コロナに関するパーカーの先駆的な理論の成功にもかかわらず、現実的な太陽風は非等温であることが観測されており、半径距離によるその温度の減衰は通常、ポリトロープモデルに当てはめることができます。この作業では、最初の9回の遭遇からのParkerSolarProbeデータを使用して、太陽風陽子のポリトロープインデックスを推定します。ポリトロープ指数は1.25から$5/3$の間で変化し、太陽風速度に強く依存し、平均してより速い太陽風はより小さいポリトロープ指数を表示することを示します。ポリトロープ指数$\gamma\in[1,5/3]$を使用して、1D球面対称太陽風モデルを包括的に解析します。遷音速恒星流、すなわち音点をスムーズに通過する流れの閉代数方程式セットを導出します。$C_0/C_g<1$と$(C_0/C_g)^2>2(\gamma-1)$で囲まれたパラメーター空間にのみ加速風の解が存在することを示します。ここで、$C_0$と$C_g$は$\gamma>3/2$の場合、星風は存在しません。現実的な太陽コロナ温度では、観測された$\gamma\gtrsim1.25$の太陽風は、単純なポリトロープモデルでは説明できません。太陽の周りに厚い等温層をもたらす下部コロナの強い加熱や、大振幅のアルフエン波圧などのメカニズムが、$\gamma$の制約を取り除き、太陽風を高く加速するために必要であることを示しています。スピード。
磁気効果は、金属が豊富な原子冷却ハローにおける超大質量星の形成を促進します
| Title |
Magnetic_Effects_Promote_Supermassive_Star_Formation_in_Metal-enriched_Atomic-cooling_Halos |
| Authors |
Shingo_Hirano_(1_and_2),_Masahiro_N._Machida_(2_and_3),_Shantanu_Basu_(3)_((1)_University_of_Tokyo,_(2)_Kyushu_University,_(3)_University_of_Western_Ontario) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03574 |
中間質量ブラックホール($\geq\!10^5\,M_\odot$)は、超大質量ブラックホール($\sim\!10^9\,M_\odot$)の起源の有望な候補です。初期宇宙(赤方偏移$z\sim6$)。Chon&Omukai(2020)は、最初に、金属濃縮原子冷却ハロー(ACH)における直接崩壊ブラックホール(DCBH)形成を指摘しました。これは、DCBH形成基準を緩和します。一方、平野ら。(2021)は、磁気効果が金属を含まないACHのDCBH形成を促進することを示しました。一連の磁気流体シミュレーションを実行して、金属量$Z/Z_\odot=0$、$10^{-5}$、および$10^{-4}$の磁化されたACHでの星形成を調べます。私たちのシミュレーションは、原始星への質量降着率が、金属を含まないACHよりも金属が豊富なACHで低くなることを示しています。しかし、多くの原始星は、重力および熱的に不安定な金属に富むガス雲から形成されます。このような状況では、原始星のスピンによって磁力線が巻き上げられ、磁場が急激に増加します。磁場が増幅された領域は、原始星の軌道運動と降着ガスの回転によって外側に広がります。増幅された磁場は、降着ガスから角運動量を抽出し、低質量原始星の合体を促進し、原始原始星の質量成長率を増加させます。初期磁場強度に関係なく、金属が豊富なACHで磁場増幅が常に実現され、DCBH形成基準が緩和されると結論付けています。さらに、質量成長率が$Z/Z_\odot=10^{-5}$で極度に金属の少ないACHで最大になるという点で、以前の磁化されていないシミュレーションとは質的に異なる傾向が見られます。
ホット電離星雲の再結合：いて座V4334（桜井星）付近の古い惑星状星雲
| Title |
Recombination_of_hot_ionized_nebulae:_The_old_planetary_nebula_around_V4334_Sgr_(Sakurai's_star) |
| Authors |
Martin_Reichel,_Stefan_Kimeswenger,_Peter_A.M._van_Hoof,_Albert_A._Zijlstra,_Daniela_Barria,_Marcin_Hajduk,_Griet_C._Van_de_Steene,_Daniel_Tafoya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03634 |
イオン化された後、低密度天体物理プラズマはゆっくりとした再結合のプロセスを開始します。このためのモデルには、まだかなりの不確実性があります。イオン化はイオン化源の進化的時間スケールに従うため、通常、再結合は単独で観察することはできません。室内実験では、非常に長い時間スケールが必要なため、適切な条件に到達できません。非常に後期のヘリウムフラッシュ(VLTP)星V4334Sgrの周りにある拡張星雲は、この種の研究のためのユニークな実験室を提供します。VLTPイベント後の電離紫外線の突然の喪失により、星雲は他の影響を受けずに再結合することができました。2007年から2022年の間にESOVLTでFORS1/2で取得された290以上のロングスリットスペクトルを使用して、H、He、N、S、O、Arの線の時間発展を追跡します。イオン化された質量の大部分を表す水素とヘリウムの線は、大きな変化を示しません。[NII]ではわずかな増加が見られます(+2.8%/年;有意差2.7シグマ)。一方、[OIII]では減少が見られます(-1.96%/年;2.0シグマ)。[SII]線は、+3.0%/年の変化を示しています。1.6シグマ)。[SIII]とArIII]のラインには大きな変化は見られません。[SIII]の場合、測定値は予測された減少と4.5シグマ異なります。考えられる説明は、[SIV]以上の割合が予想よりも大きいことです。このような効果は、惑星状星雲の硫黄異常の潜在的な解決策を提供する可能性があります。
非常に低い質量比の接触連星 -- I. 10 の系の最初の測光および分光学的研究
| Title |
Extremely_low_mass_ratio_contact_binaries_--_I._the_first_photometric_and_spectroscopic_investigations_of_ten_systems |
| Authors |
Kai_Li,_Xiang_Gao,_Xin-Yi_Liu,_Xing_Gao,_Ling-Zhi_Li,_Xu_Chen,_Guo-You_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03653 |
10個の接触連星の測光および分光学的調査が初めて発表されました。10個のターゲットすべての質量比が0.15よりも小さく、質量比が非常に低い接触連星であることがわかりました。そのうちの7つがディープコンタクトバイナリ、2つがミディアムコンタクトバイナリ、1つだけがシャローコンタクトシステムです。そのうちの5つはオコンネル効果を示し、2つのコンポーネントの1つに暗いスポットがあると、非対称の光曲線がうまく適合する可能性があります。10個の連星の軌道周期の研究は、それらがすべて長期的な周期変化を示していることを明らかにしており、そのうちの6個は増加し、他の連星は縮小しています。LAMOSTスペクトルはスペクトル減算法によって分析され、10個のターゲットすべてがH$_\alpha$線で過剰な放射を示し、彩層活動を示しています。10連星の2つの構成要素の進化状態が研究され、それらの進化状態が他の接触連星の進化状態と同一であることが分かった。軌道角運動量と総質量の関係の研究に基づいて、10個のシステムが接触連星の進化の後期段階にある可能性があることを発見しました。2つの成分の初期質量とそれらの年齢が得られました。不安定性パラメーターを計算することにより、10個の接触連星が現在比較的安定していることがわかりました。
視差測定からの AGB 星の距離推定
視差の光学測定を使用して漸近巨枝(AGB)星までの距離を推定することは、ほこりの多いエンベロープ、大きな角度サイズ、および表面の明るさの変動によってもたらされる大きな不確実性のため、簡単ではありません。GaiaDR3からの視差を、超長基線干渉法(VLBI)を使用したメーザー観測で測定された視差と比較して、33個のメーザー放出酸素に富む近くのAGB星のサブサンプルを使用して、DR3視差の統計的補正係数を決定しました。GaiaDR3視差の公称誤差は、最も明るい光源($G<8$mag)では5.44倍過小評価されていることがわかりました。より暗い光源($8\leqG<12$)では、2.74という低い視差誤差の膨張係数が必要です。明るいAGB星のガイアDR3視差ゼロ点オフセット-0.077マスを取得します。暗いAGB星ほどオフセットは負になります。DEATHSTARプロジェクトでは、修正されたDR3視差に対するベイジアン統計アプローチと、以前に決定されたAGB星の銀河分布に基づく事前確率を使用して、約200個のAGB星の距離を計算しました。導出されたガイア距離は、サンプルのソースの40%以上で重大な非対称エラーに関連していることがわかりました。恒星と塵の放出の放射伝達モデリングを実行して、メーザー視差から導出された距離に基づいてVLBIサブサンプルのソースの光度を決定し、銀河の酸素に富むミラ変数の新しいボロメータ周期と光度の関係を導出しました。これらの結果に基づく新しい距離カタログが、DEATHSTARサンプルのソースに提供されています。1.4未満のRUWE(再正規化された単位重量誤差)は、信頼できる距離推定を保証しないことがわかりました。個々のAGB星のGaiaDR3天文データの品質を測定するためにRUWEのみを使用しないことをお勧めします。
二重ニッケル分布からの超新星二重ピーク光度曲線
異なる光度の超新星(SNe)の中で、多くの二重ピークの光度曲線(LC)が観察されており、幅広い形態学的多様性を表しています。この作業では、SN2005bfで最初に提案されたように、放射性物質の二重ピーク分布を仮定することで、これらのうちどれをモデル化できるかを調査します。内側のゾーンは、通常の爆発的元素合成に対応し、混合の通常のシナリオによると、外側に広がっています。外側の56Niに富む殻は、SNショックの到来前に星のより離れた部分と相互作用したジェットのような流出の影響に関連している可能性があります。外層は光学的に薄い物質で覆われているため、そのエネルギーはより早く現れ、放射の最初のピークを生成します。このシナリオをより詳細に調査するために、原始星を通過する衝撃波の伝播に従い、放射性同位元素の崩壊によって生成されるガンマ線光子の影響を考慮した流体力学的コードを適用しました。56Ni存在量プロファイルの単純なパラメトリックモデルを提示し、この分布を定義する量を個別に変化させた場合のLCへの影響を調査し、剥ぎ取られたエンベロープの前駆細胞に焦点を当てます。この最初の研究では、超光度として分類されていないSNeへのこのモデルの適用可能性に関心があるため、それに応じてパラメーター空間を選択しました。次に、56Niプロファイルの同じ数学的規定内で、一連のオブジェクトのモデリングプロセスを再検討しました:SN2005bf、PTF2011mnb、SN2019cad、およびSN2008D。場合によっては、ガンマ線の不透明度を下げて、遅い時間の観測に合わせる必要があります。また、このシナリオがLCの形態を説明する可能性が高い他のケース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)。
極小粒度のパラドックス: カオスとニュートンの重力理論における時間の可逆性
| Title |
The_paradox_of_infinitesimal_granularity:_Chaos_and_the_reversibility_of_time_in_Newton's_theory_of_gravity |
| Authors |
Simon_Portegies_Zwart,_Tjarda_Boekholt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03347 |
物理学の基本法則は時間対称ですが、私たちの巨視的な経験はこれと矛盾しています。時間可逆パラドックスは、部分的にはニュートンの運動方程式の予測不可能性の結果です。不可逆な重力N体システムの割合の数値精度への依存性を測定し、それがべき法則としてスケーリングすることを発見しました。次に、確率波パケット削減の仮定により、デカルト位相空間座標に基本的な不確実性が導入されます。これは、トリプルの寿命内で古典的な三体ダイナミクスを介して巨視的スケールに伝播します。波動関数の自発的な崩壊は、三重体システム(およびおそらく多体システム)の重ね合わせを通じて、宇宙のグローバルな混沌とした振る舞いを引き起こします。極小粒度のパラドックスは、重ね合わせの原理から生じます。重ね合わせの原理では、任意の多体系は3体の問題の集合体で構成されていると述べています。
重力実験の極限実験室としての中性子星
中性子星は、基本物理学のさまざまな重要な側面、特に強磁場重力テストや低温での超高密度核物質の状態方程式の研究に用途が広い。ただし、多くの場合、これら2つの目的は互いに縮退しています。パルサーのタイミングと重力波が中性子星系の正確な測定値を提供する方法と、普遍関係などのツールを使用して縮退を効果的に破る方法について説明します。また、中性子星物理学の分野における将来の機会と課題についての展望も示します。
隠す余地はない: GeV スケールの暗黒物質に対する宇宙線の上方散乱の意味
| Title |
No_room_to_hide:_implications_of_cosmic-ray_upscattering_for_GeV-scale_dark_matter |
| Authors |
James_Alvey,_Torsten_Bringmann_and_Helena_Kolesova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03360 |
宇宙線による冷たい暗黒物質の還元不可能な上方散乱は、従来の直接検出実験または地下ニュートリノ検出器で軽い暗黒物質を検出するという興味深い可能性を切り開いています。このメカニズムはまた、核散乱率が非常に大きいモデルに対する感度を大幅に高めます。このモデルでは、大気と岩石の表層が、標準的な非相対論的暗黒物質粒子が検出器に到達する前に効率的に停止します。この記事では、宇宙線の上方散乱が、(サブ)GeV質量範囲の暗黒物質と強く相互作用するためのウィンドウを本質的に閉じることを示します。この結論に到達するには、核の形状因子と非弾性暗黒物質核散乱の両方の詳細な処理、および散乱振幅の完全な運動量移動依存性を含めることが決定的に必要です。このような運動量依存性が特に関連する3つの一般的な状況、つまり光ベクトルまたはスカラーメディエーターの交換によってそれぞれ支配される相互作用、および有限サイズの暗黒物質粒子を考慮することにより、後者の点を説明します。最後の具体例として、実行可能なバリオン暗黒物質の候補として提案されている推定ヘキサクォーク状態に分析を適用します。繰り返しになりますが、この作業で導出された更新された制約により、制約されていないパラメーター空間の重要な部分が閉じられることがわかります。
偏心連星ブラック ホール: 数値相対性理論と小質量比摂動理論の比較
| Title |
Eccentric_binary_black_holes:_Comparing_numerical_relativity_and_small_mass-ratio_perturbation_theory |
| Authors |
Antoni_Ramos-Buades,_Maarten_van_de_Meent,_Harald_P._Pfeiffer,_Hannes_R._R\"uter,_Mark_A._Scheel,_Michael_Boyle,_Lawrence_E._Kidder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03390 |
不等質量連星ブラックホールシステムのモデリングは、これらのシステムからパラメーターを検出して推定するために非常に重要です。数値相対性理論(NR)は、同等の成分質量$m_1\simm_2$を持つ系の研究に適していますが、小質量比(SMR)摂動理論は$q=m_2/m_1<<1$の連星に適用されます。この作業では、偏心した非回転連星ブラックホールの質量比の関数として、NRとSMRの適用性を調査します。$1:10$から$1:1$の質量比、最大$0.7$の初期離心率で$52$のNRシミュレーションを作成します。これらから、重力波エネルギーや角運動量フラックス、ペリアストロンの前進などの量を抽出し、それらの精度を評価します。比較を容易にするために、偏心バイナリブラックホールのNRとSMRインスピレーション進化をマッピングするツールを開発します。離心率の異なる定義間のポストニュートンの正確な関係を導き出します。これらの分析に基づいて、重力放射の(2,2)モードに基づく偏心の新しい定義を導入します。これは、ニュートン極限における偏心のニュートン定義に還元されます。NRシミュレーションとSMRの結果の比較から、重力エネルギーと角運動量フラックス、およびペリアストロンの前進に対する未知の次から次へのSMRの寄与を定量化します。同等の質量体制では、これらの寄与は準優勢であり、高次のSMR寄与は無視できることを示しています。
STEM において歴史的に過小評価されてきたグループの学生のためのメンターシップのモデル
| Title |
A_model_of_mentorship_for_students_from_historically_underrepresented_groups_in_STEM |
| Authors |
M._K._Rodriguez_Wimberly,_Alexander_L._Rudolph,_Carol_Hood,_Rachel_E._Scherr,_Christine_Pfund |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03395 |
メンターシップは、特に歴史的に過小評価されている(HU)グループの学生にとって、学生の学業の成功と持続性にとって重要です。STEM分野で博士号を取得することを希望するHU学部生のSTEM分野での学問的成功をサポートするように設計されたプログラムでは、学生は、財政援助、熱心なメンタリング、デュアルファカルティメンターシップ、専門能力開発ワークショップ、夏の研究体験など、包括的なサポートを体験します。このプログラムであるCal-Bridgeプログラムの奨学生は、教員のメンターシップが最も影響力のある機能であると一貫して報告しています。メンターシップは高く評価されていましたが、予備的な評価では、学者間の共同体意識が早期に欠如していたことが示されました。それに応じて、教員の専門能力開発とピアネットワーキングのサポートが実施され、奨学生の成功をサポートする関係を拡大および強化しました。ここでは、広大な学部生の学業の成功をサポートできる有望な多面的なメンターシップモデルを紹介します。
現象学的媒質効果を伴う冷たい高密度クォーク物質: クォーク質量密度依存モデルの首尾一貫した定式化
| Title |
Cold_dense_quark_matter_with_phenomenological_medium_effects:_a_self-consistent_formulation_of_the_quark-mass_density-dependent_model |
| Authors |
G._Lugones_and_A._G._Grunfeld |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03455 |
我々は、クォーク質量密度依存モデル（高密度低温領域における閉じ込められていないクォーク物質の現象論的状態方程式）を再検討し、モデルを何十年も悩ませてきた熱力学的不一致が、モデルは、グランドカノニカルアンサンブルではなく、カノニカルアンサンブルで定式化されます。新しい定式化では、バリオンあたりのエネルギーの最小値は圧力ゼロで発生し、オイラーの関係が検証されます。典型的な質量式を採用して、最初に1つの粒子種を持つ単純なモデルを詳細に分析します。クォーク質量の密度依存性により、クォーク閉じ込めを生成する「バッグ」項が(エネルギー密度ではなく)圧力に自然に現れることを示します。さらに、化学ポテンシャルは、クォーク反発相互作用を持つ他のモデルと同様に新しい項を獲得します。次に、弱い相互作用の下で平衡状態にある電荷中立な3フレーバークォーク物質の天体物理学的に現実的なケースに形式主義を拡張し、2つの異なる質量式、フレーバー依存型とフレーバーブラインド型に焦点を当てます。これら2つのモデルについて、状態方程式を導出し、いくつかのパラメーターの選択に対するその動作を分析します。パラメータ空間を体系的に分析し、自己結合の2フレーバーおよび3フレーバークォーク物質、ハイブリッド物質、および因果的挙動に対応する領域を特定します。
合体後の残骸周辺のボソン雲から超軽量ボソン特性を抽出
| Title |
Extracting_ultralight_boson_properties_from_boson_clouds_around_post-merger_remnants |
| Authors |
Kelvin_H._M._Chan_and_Otto_A._Hannuksela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03536 |
超軽量ボソンは、宇宙論から天体物理学、基礎物理学に至るまでの分野で重要な問題を解決できる可能性がある仮想粒子のクラスです。超軽量ボソンが存在する場合、超放射によって粒子のコンプトン波長に匹敵するサイズの回転するブラックホールの周りに雲が形成されます。これらの雲が形成された後、それらは消散し、超軽量ボソンがグラビトンに消滅することにより、連続的な重力波を放出します。これらの重力子は、連続波探索を使用した地上の重力波検出器で検出できます。ただし、他の連続波源が雲からの放出を模倣することが考えられ、誤検出につながる可能性があります。ここでは、この問題を軽減するために、既知の合併の残骸の周りに形成された雲からの連続波をどのように使用できるかを調査します。特に、その周りに雲を形成する合併残骸のカタログをシミュレートし、選択された「黄金の」合併残骸を使用して、別の説明を除外する可能性がある超軽量ボソン仮説のベイズ相互検証を実行する方法を示します。私たちの概念実証研究は、ボソンが関連する質量範囲に存在する場合、将来、結合残骸が分析を実行してボソン仮説をテストするのに十分近くに存在する可能性があることを示唆しています。今後の研究では、この分析を実際に実行するためのより洗練された連続波ツールの構築に焦点が当てられます。
カー ブラック ホールの最も内側の安定した円軌道からの影響: 正確な解と普遍的な動径流
| Title |
Inspirals_from_the_innermost_stable_circular_orbit_of_Kerr_black_holes:_Exact_solutions_and_universal_radial_flow |
| Authors |
Andrew_Mummery,_Steven_Balbus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03579 |
カーブラックホールの最も内側の安定した円軌道(ISCO)から内側に渦巻くテスト粒子軌道の正確な解を提示します。私たちの結果は、カー計量の角運動量$a$パラメータの任意の許容値に対して有効です。これらのソリューションは、かなり物理的に興味深いものです。特に、これらの軌道の半径方向の4速度は非常に単純であり、そのISCO値でスケーリングされた半径方向の座標では、形式が普遍的であり、そうでなければブラックホールのスピンから完全に独立しています。
階層的三重合併: ホーキングの面積定理をインスピレーション信号でテストする
| Title |
Hierarchical_triple_mergers:_testing_Hawking's_area_theorem_with_the_inspiral_signals |
| Authors |
Shao-Peng_Tang_and_Yi-Zhong_Fan_and_Da-Ming_Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03631 |
ホーキングの面積定理は、ブラックホール(BH)の基本法則の1つであり、重力波(GW)信号のインスパイラル部分とリングダウン部分を個別に分析することにより、重力波(GW)観測で$\sim95\%$の信頼水準でテストされています。.この作業では、階層的なトリプルマージ(つまり、GW検出器の観測ウィンドウ内で2つの連続したBHマージが連続して発生した)を使用して新しい方法でテストを実行することを提案します。最初の合体は、2つの合併の渦巻き部分から確実に推測できます。シミュレーションで明らかになったように、LIGO/Virgo/KAGRAのO4/O5実行で検出された階層的な三重合併イベントの有意水準$\gtrsim3\sigma$で、BH面積法則のテストを達成できます。階層的なトリプルマージが検出されたBBHに$\gtrsim0.1\%$の割合で寄与する場合、そのようなシステムを使用したBH面積法則の精度テストは近い将来達成可能です。私たちの方法は、いくつかの候補イベントの階層的なトリプルマージの起源を確立するための追加の基準も提供します。
非相対論的有効理論におけるスピン 1/2 の WIMP の直接検出除外プロットのブラケット
| Title |
Bracketing_the_direct_detection_exclusion_plot_for_a_WIMP_of_spin_one_half_in_non-relativistic_effective_theory |
| Authors |
Sunghyun_Kang_(Sogang_U._and_CQUeST),_Injun_Jeong_(Sogang_U._and_CQUeST)_and_Stefano_Scopel_(Sogang_U._and_CQUeST) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03646 |
私たちの銀河系のハローにあるWIMPの標準マクスウェル速度分布を仮定すると、6つの直接検出実験の完全なセットのヌル結果を使用して、最も一般的なガリレイ不変式の各ウィルソン係数の除外プロットの最大変動を計算します。干渉によるスピン半分のWIMPのハミルトニアン。WIMP-陽子およびWIMP-中性子の接触相互作用${\calO}_i^{p,n}$および対応する長距離相互作用${\calO}_i^{p,n}/q^2$、質量のないプロパゲーター$1/q^2$によってパラメーター化されます。次の演算子のセットが干渉を許可されている場合、カップリングごとに異なる除外プロットを提供します:陽子-中性子、つまり$c_i^{p}$-$c_i^{n}$または$\alpha_i^{p}$-$\alpha_i^{n}$;contact-contactまたはlongrange-longrange、つまり$c_i^{p,n}$-$c_j^{p,n}$または$\alpha_i^{p,n}$-$\alpha_j^{p,n}$;contact-longrange、つまり$c_i^{p,n}$-$\alpha_j^{p,n}$。56個のウィルソン係数$c_i^{p,n}$および$\alpha_j^{p,n}$のそれぞれについて、および干渉演算子の最大数について、除外プロットの変動は3桁に達し、係数に減少する可能性があります。陽子奇数ターゲットと中性子奇数ターゲットを使用した実験の組み合わせのおかげで、WIMPが核スピンに結合する有効な相互作用のウィルソン係数はわずかしかありません。控えめな境界の中には、結果の信頼性に疑問を投げかける非常に高いレベルのキャンセルが必要なものがあります。この問題を体系的に分析し、演算子${\calO}_{1}$、${\calO}_{3}$、${\calO}_{11}$、${\calO}_{12}$および${\calO}_{15}$、特に接触と長距離相互作用の間の干渉が考慮される場合。
| Title |
Self-force_correction_to_the_deflection_angle_in_black-hole_scattering:_a_scalar_charge_toy_model |
| Authors |
Leor_Barack_and_Oliver_Long |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03740 |
自己力法を使用して、シュヴァルツシルトブラックホールからのスカラー電荷$Q$を運ぶ点状粒子の双曲線型散乱を考えます。与えられた初期速度と衝撃パラメータに対して、スカラー場からの反作用は散乱角度を量$\propto\!だけ修正します。Q^2$は、軌道の大規模なサンプルに対して数値的に計算されます(重力による自力は無視されます)。私たちの結果は、強い場と弱い場の両方のシナリオを調査し、後者の場合、ポストミンコフスキー式との良好な一致を見つけました。スカラー場の自己力には、粒子の質量をスカラー場のエネルギーと交換する4つの速度に接する成分があり、この質量交換も軌道に沿った関数として計算します。(軌道に沿った自力の特定の積分に関して)散乱角について導出した式を使用して、大きな質量を持つ連星ブラックホールの物理的問題における角度に対する重力自力補正を得ることができます。比。この目標を達成するために必要な残りの手順について説明します。
巨大なブラックホールの近くでの星の潮汐破壊は、$\Lambda$重力の文脈で議論されています。後者は、ローカルとグローバルの2つのハッブルフローの可能な結果として、ハッブル張力に説明を提供します。考慮された潮汐効果の役割を果たす概念の束が、破壊された星の割合とともに取得されます。パルサーの役割は、潮汐半径が地平線に達することができるため、大規模なブラックホールの地平線まで浸透する能力のために強調されています.潮汐破壊のメカニズムは、星の平均密度とブラックホールからの距離によって星の分離を引き起こす可能性もあり、密度の高い星はより短い距離で生き残ります。中心重力場と、半径とともに増加する斥力的な$\Lambda$項の相互作用と、その特定の観測結果が議論されています。
磁化されたダストプラズマ中の斜めに伝搬するアルフエン波の群速度
この研究では、恒星風に典型的なダストプラズマ内で斜めに伝搬するAlfv\'en波の群速度の特性を調べます。分散関係は、マクスウェル関数によって記述される運動量の分布を持つ、電子とイオンからなる磁化されたダストプラズマの動力学理論の助けを借りて導き出されます。ダスト粒子は不動であり、すべて同じサイズであると見なされます。それらは、非弾性衝突によるプラズマ粒子の吸収と光イオン化によって帯電します。分散関係を数値的に解き、通常モード、つまり圧縮およびせん断アルフエン波(CAWおよびSAW)の群速度の成分(磁場に沿った方向および磁場に対して横方向)を計算します。結果は、CAWの群速度の方向が波数ベクトルの方向によって大幅に変更されることを示しています。一方、SAWは実質的に磁場に沿って伝搬する群速度を示します。数密度や平衡電荷などのダストパラメータの変化は、波の特性を大きく変える可能性があります。ダスト対イオン数密度比が十分に高い場合、SAWは、波数値の小さな間隔で、垂直位相速度とは反対方向に伝播する垂直群速度を示す可能性があることがわかります。また、ダストに入射する放射線束が変化し、粒子の平衡電荷が変化すると、この間隔が変化するか、消失することさえあることに気付きます。
双曲ブラック ホールとの遭遇における自力
自己力法は、2体双曲的遭遇における散乱角の計算に適用でき、質量比(小さいと仮定)で順番に機能しますが、弱い場の近似に頼ることはありません。次に、これは、有効な1体の記述または他のアプローチを介して、一般相対論的バイナリダイナミクスの正確な記述を構築するための継続的な取り組みに情報を提供できます。既存の自己力の方法は、大部分が拘束されたインスピレーション軌道に特化しています。ここでは、散乱角に対する1次の保守的な自力補正を導出し、最近のポストミンコフの結果との一致を示し、散乱軌道に効率的に取り組むことができる(数値)自力計算の手法を開発します。この方法では、メトリック摂動は、(モードごとに)Teukolsky方程式の特定の不均一なバージョンを満たすヘルツポテンシャルから再構築されます。この定式化の重要な要素は、ヘルツポテンシャル(の多重極モード)が小天体の軌道の世界線に沿って満たさなければならない特定のジャンプ条件です。シュヴァルツシルト時空における任意の測地線軌道について、これらのジャンプの閉形式式を提示します。数値インフラストラクチャの開発を開始するには、Schwarzschildバックグラウンド(1+1D)のスカラー場進化コードを開発します。これに続いて、散乱角に対する保守的なスカラー自力補正の結果が計算されます。シュヴァルツシルトの背景にテウコルスキー進化コードを構築することによって続けます。これは、水平線でのTeukolsky方程式の非物理的な均一解と、数値エラーによってシードされるゼロ無限大のために、数値的に不安定な解を生成します。これは、変数をRegge-Wheelerのようなフィールドに変更することで解決できます。次に、シュヴァルツシルトの円軌道と散乱軌道に対するこの方法の完全な数値実装を提示します。
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)は一様で等方性であると広く理解されていますが、CMBの2つの半球のパワースペクトルの差が$10^{-2}$大きな角度スケールで。異方性パワースペクトルの存在は、CMBの2つの半球に2つの異なるパワースペクトルが存在することを考慮することで簡単に説明できると主張します。これを達成するには、最初はdeSitterで、最後に準deシッター。その結果、$10^{-4}{\rmMpc^{-1}}\lesssimの異なるスケールで観測された双極子非対称性の振幅を再現できるペアで生成されるインフレーション量子ゆらぎが得られます。k\lesssim1{\rmMpc^{-1}}$ピボットスケールの固定$k=0.05\,{\rmMpc}^{-1}$for$N=55$e-foldingofinflation.また、原始重力波（PGW）にも同様の半球非対称性が生じると予測し、さまざまな波数でのPGWスペクトルのパワー非対称性を計算します。私たちのフレームワークでは、新しいパラメーターを導入しません。
