スニャエフ・ゼルドビッチ効果による宇宙フィラメントのスピンの測定
| Title |
Measuring_cosmic_filament_spin_with_the_kinetic_Sunyaev-Zel'dovich_effect |
| Authors |
Yi_Zheng,_Yan-Chuan_Cai,_Weishan_Zhu,_Mark_Neyrinck,_Peng_Wang_and_Shaohong_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04464 |
銀河間フィラメントのスピンはシミュレーションから予測されており、銀河の赤方偏移調査における赤方偏移空間フィラメント形状からの暫定的な証拠によって支持されています。一般に、フィラメントはその軸の片側で赤方偏移し、反対側で青方偏移します。ここでは、移動中のイオン化ガスから散乱するCMB光子から、フィラメントスピンが測定可能な動的Sunyaev-Zel'dovich（kSZ）信号を持つことができるかどうかを調査します。この純粋な速度情報は、フィラメントの赤方偏移空間の形状を補完するものです。銀河の赤方偏移調査とCMB実験を組み合わせて、kSZ双極子を測定する手法を開発します。S/N分析は、最初に既存のフィラメントカタログに基づいており、電離ガスがどのように銀河をたどり、各フィラメント内の物質がどのように変化するか、およびプランクデータとの組み合わせについて簡単な仮定を立てています。次に、DESIまたはSKA-2と次の段階のCMB実験を組み合わせて、kSZ双極子の検出可能性を調査します。フィラメントと共回転するフィラメント銀河のガスハローは、拡散フィラメントガスからの信号よりも強いkSZ双極子信号を誘導することがわかりましたが、どちらの信号も小さすぎて、DESI+将来のCMB実験などの近い将来の調査では検出できません。しかし、SKA-2と将来のCMB実験を組み合わせると、10ドル以上の検出が可能になる可能性があります。ゲインは主に、重なり合う領域の増加とフィラメント数の増加によるものですが、将来のCMB実験での低ノイズと高解像度も、空にある小さなフィラメントからの信号を捕捉するために重要です。信号の検出に成功すれば、大規模構造における重力磁気効果を発見し、コズミックウェブのバリオンに関する理解を深めるのに役立つ可能性があります。
宇宙にCIDERの証拠はありますか?
この作業では、$\Lambda$CDM展開を模倣するように調整された共形結合のクインテッセンスモデルである、制約付き相互作用ダークエネルギー(CIDER)モデルの完全な線形動作を分析します。物質と温度の異方性パワースペクトルを計算し、最近の観測データに対してモデルをテストします。以前の研究では完全に捉えられなかった背景の挙動のいくつかの特定の機微に光を当て、線形宇宙観測量の物理学を研究します。発見された1つの目新しさは、標準の$\Lambda$CDMのものと比較して、物質の摂動が大規模に増強されることでした。宇宙論的観測量と初期宇宙の物理学に対するこの傾向の理由と影響が考慮されます。プランクデータはモデルの$\Lambda$CDM制限を支持しますが、カップリングパラメーターの導入により、早期プローブと後期プローブの間の$\sigma_8$緊張が緩和されることがわかりました。
クーロンのような暗黒物質-バリオン相互作用の存在下での構造形成とグローバル 21 cm 信号
| Title |
Structure_Formation_and_the_Global_21-cm_Signal_in_the_Presence_of_Coulomb-like_Dark_Matter-Baryon_Interactions |
| Authors |
Trey_Driskell,_Ethan_O._Nadler,_Jordan_Mirocha,_Andrew_Benson,_Kimberly_K._Boddy,_Timothy_D._Morton,_Jack_Lashner,_Rui_An,_Vera_Gluscevic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04499 |
多くの説得力のある暗黒物質(DM)シナリオは、DM粒子とバリオン間のクーロンのような相互作用を特徴としており、弾性散乱の断面積は相対粒子速度$v^{-4}$でスケーリングされます。以前の研究では、このような相互作用を呼び出して、冷たいDMとバリオンの間の熱交換を引き起こし、水素の温度変化を変化させてきました。この研究では、水素の熱履歴に対する既知の影響に加えて、構造形成に対するクーロン様散乱の影響の包括的な研究を提示します。CosmicDawnで水素の温度を大幅に変化させる相互作用は、Lyman-$\alpha$バックグラウンドの源である銀河の形成も劇的に抑制し、地球規模の21cm信号にさらに影響を与えることを発見しました。特に、現在の観測上限での相互作用断面積は、低温で衝突のないDMと比較して、$z\sim20$で$\sim2$の係数で星形成ハローの存在量を減少させます。また、100%ミリチャージされたDMは、パラメーター空間のどの部分でも報告されたEDGES異常の深度とタイミングを再現できないこともわかりました。これらの結果は、DM-バリオン散乱を伴う宇宙論における地球規模の21cm信号と構造形成のモデル化に重要な情報を提供し、将来および今後の宇宙論的データ分析に影響を与えます。
非線形 Ly-alpha フォレストの弱いレンズ処理
MetcalfらのLyman-$\alpha$フォレスト弱重力レンズ推定器の性能を評価します。流体力学シミュレーションからの森林データと、レイトレーシングによるシミュレートされたレンズポテンシャル。この結果を、以前の研究で使用されたLy$\alpha$フォレストデータとレンズ効果ポテンシャルをシミュレートしたガウスランダムフィールドから得られた結果と比較します。推定器は、より現実的なデータからレンズ効果の可能性を再構築し、信号対雑音スペクトルへの依存性を調査できることがわかりました。重力不安定性と流体力学に起因するこの森林データの非線形性と非ガウス性により、ノイズのないデータでは$\sim2.7$の係数、スペクトルでは$\sim1.5$の係数で信号対ノイズが減少します。次数1のS/N比(現在の観測データと同等)。ガウスフィールドレンズポテンシャルと比較して、N体シミュレーションからレイトレーシングされたポテンシャルを使用すると、すべてのノイズレベルで$\sim1.3$の係数の信号対ノイズの低減がさらに発生します。森林データの非線形性は、再構成されたポテンシャルのバイアスを$5-25\%$増加させることも観察され、レイトレーシングレンズポテンシャルはさらにバイアスを$20-30\%$増加させます。実際の観測で使用できるガウス化やバイアス補正など、これらの問題を軽減する方法を示します。
原始ヘリウムの形成：迅速かつ簡単な計算スキーム
迅速で比較的単純な計算スキームが精巧に作成され、ヘリウムの宇宙再結合に適用されます。非相対論的なクーロングリーン関数を使用して、衝突する電子の波動関数を計算に適用できる積分形式で表します。ヘリウムの束縛電子は、Hartree-Fock波動関数によって記述されます。ヘリウムの励起状態への自由結合遷移の確率と、ヘリウムの束縛遷移の確率は、異なるモードで計算されます。自由束縛遷移の確率は、衝突する電子が経験する場が電荷Z=1の純粋なクーロン場からどの程度逸脱するかにわずかに依存するが、これらの確率は束縛された活性電子の波動関数の選択に強く依存することが明らかになった。組み換えに関与。
CosmoGridV1: マップ レベルの宇宙論的推論のためのシミュレートされた $w$CDM 理論予測
| Title |
CosmoGridV1:_a_simulated_$w$CDM_theory_prediction_for_map-level_cosmological_inference |
| Authors |
Tomasz_Kacprzak,_Janis_Fluri,_Aurel_Schneider,_Alexandre_Refregier,_Joachim_Stadel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04662 |
CosmoGridV1を提示します。これは、大規模構造のプローブを使用したマップレベルの宇宙論的推論のためのライトコーンシミュレーションの大規模なセットです。これは、非ガウス統計と機械学習を使用したステージIII測光調査に基づく宇宙パラメータ測定用に設計されています。CosmoGridV1は、$\Omega_m$、$\sigma_8$、$w_0$、$H_0$、$n_s$、$\Omega_b$を変化させることで$w$CDMモデルにまたがり、$\summ_\nu$の3つの縮退ニュートリノを想定しています。=0.06eV。この空間は、ソボルシーケンス上の2500のグリッドポイントでカバーされます。各グリッドポイントで、PkdGrav3を使用して7つのシミュレーションを実行し、nside=2048で$z$=3.5までの69個のパーティクルマップと、ハローカタログのスナップショットを保存します。基準宇宙論には、200の独立したシミュレーションと、それらのステンシル導関数があります。CosmoGridV1の重要な部分は、28のシミュレーションのベンチマークセットです。これには、より大きなボックス、より高い粒子数、シェルのより高い赤方偏移解像度が含まれます。新しいタイプの分析がCosmoGridV1で行われた選択に敏感であるかどうかをテストできます。シェルベースのバリオン補正モデルを使用して、マップレベルでバリオンフィードバック効果を追加します。シェルは、UFalconコードを使用して、弱い重力レンズ効果、固有の位置合わせ、および銀河のクラスタリングのマップを作成するために使用されます。CosmoGridV1の主要部分は、指定された$n(z)$の全天マップを作成するために使用できる生のパーティクルカウントシェルです。また、Stage-III予測の予測マップと、CosmoGridV1を使用したKiDS-1000ディープラーニング制約で以前に使用されたマップもリリースします。データはwww.cosmogrid.aiで入手できます。
原始ブラックホールとストリーミング運動が構造形成に与える影響
原始ブラックホールは、宇宙の暗黒物質の重要な構成要素である可能性があります。それらが存在する場合、物質のパワースペクトルにポアソン成分が追加されます。余分な力は、最初の星や銀河の形成の種となる暗黒物質のハローの出現を加速します。Kashlinsky(2021)は、追加の速度変動が暗黒物質のポテンシャル井戸へのバリオンの落下を加速することを示唆しました。再結合から再イオン化までのバリオンの流入に対する始原ブラックホールの影響を分析し、Tseliakhovich\&Hirata(2010)によって最初に特定された電力抑制の数パーセントである補正を見つけました。ただし、追加の電力に加えて、この補正の動的効果により、質量範囲$10^4-10^{5-6}$M$_\odot$のハローの形成が加速されますが、ハローの形成はわずかに減少します。$10^6-10^8$M$_\odot$の範囲にあるものは、以前の分析的推定と数値シミュレーションの最近の結果を確認しています。
物質と放射が等しくなる前の微視的スケールでの急速な構造形成による重力波
| Title |
Gravitational_waves_from_rapid_structure_formation_on_microscopic_scales_before_matter-radiation_equality |
| Authors |
Marcos_M._Flores,_Alexander_Kusenko,_Misao_Sasaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04970 |
スカラー場の存在は、確率的重力波の観測によって調べることができます。スカラー場は、コンプトン波長よりも短い長さスケールで、通常は重力よりも強い引力を媒介します。これは、地平線のサイズが小さい初期の宇宙では無視できない可能性があります。これらの引力は、重力不安定性に似た不安定性を示しますが、より強いだけです。したがって、それらはある種の構造の成長につながる可能性があります。このようなプロセスの重力波の特徴を特定し、将来の重力波実験で検出できることを示します。
銀河系外電波ジェットの固有運動によるハッブル定数とその下限の制約
| Title |
Constraining_the_Hubble_constant_and_its_lower_limit_from_the_proper_motion_of_extragalactic_radio_jets |
| Authors |
Tiger_Yu-Yang_Hsiao,_Tomotsugu_Goto,_Tetsuya_Hashimoto,_Daryl_Joe_D._Santos,_Yi_Hang_Valerie_Wong,_Seong_Jin_Kim,_Bjorn_Jasper_R._Raquel,_Simon_C.-C._Ho,_Bo-Han_Chen,_Ece_Kilerci,_Ting-Yi_Lu,_Alvina_Y._L._On,_Yu-Wei_Lin,_Cossas_K.-W._Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.05008 |
ハッブル定数($H_{0}$)は、現在の時代の宇宙の膨張率を表す測定値です。ただし、初期宇宙と後期宇宙の測定値には$4.4\sigma$の不一致があります。この研究では、$H_{0}$を制約するモデルフリーかつ距離フリーの方法を提案します。Friedman-Lema\^itre-Robertson-Walker宇宙論を銀河系外ジェットの固有運動の幾何学的関係と組み合わせると、$H_{0}$の下限($H_{\rm0,min}$)は、3つの宇宙論のない観測量:ホスト銀河の赤方偏移、および電波ジェットの接近および後退する角速度。これらを使用して、$H_{\rm0,min}$の累積分布関数間のKolmogorov-Smirnov検定(K-S検定)を使用して、宇宙論を微分することを提案します。$10\%$、$5\%$、および$1で、適切な運動($\mu_{a}$および$\mu_{r}$)の3レベルの精度で100、200、および500の銀河系外ジェットをシミュレートします。\%$、現在および将来の電波干渉計の精度に対応します。シミュレートされたサンプル間で、異なる$H_{0}$およびジェットの速度分布のべき法則インデックスと模擬観測データを使用した理論的分布としてK-Sテストを実行します。私たちの結果は、中程度の精度(つまり、$10\%$と$5\%$)ではサンプルサイズを大きくするとべき乗指数とハッブル定数の両方の制約が厳しくなり、$1\%$の精度ではサンプルサイズを大きくすると制約が厳しくなることを示唆しています。べき乗指数の制約。精度を向上させると、すべての場合においてべき乗指数と比較してハッブル定数の制約が改善されますが、縮退は緩和されます。
SIGWfast: スカラー誘起重力波スペクトルを計算するための Python パッケージ
SIGWfastは、解析形式または数値形式で指定できる原始スカラーパワースペクトルからスカラー誘起重力波スペクトルを計算するPythonコードです。SIGWfastは、インストールと使用が簡単で、通常は数秒ですばやく結果を生成することを目的として作成されました。この目的のために、コードはPython内でベクトル化手法を採用していますが、C++モジュールをコンパイルして関連する統合を実行し、計算をさらに加速するオプションもあります。Pythonのみのバージョンは、Python3をサポートするすべてのプラットフォームで実行する必要があります。C++モジュールを使用するバージョンは、LinuxおよびMacOSシステムでのみ使用できます。
宇宙の大規模構造への原始重力波誘起寄与の解析的研究
| Title |
An_Analytical_Study_of_the_Primordial_Gravitational-Wave-Induced_Contribution_to_the_Large-Scale_Structure_of_the_Universe |
| Authors |
Pritha_Bari,_Daniele_Bertacca,_Nicola_Bartolo,_Angelo_Ricciardone,_Serena_Giardiello,_Sabino_Matarrese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.05329 |
大規模構造(LSS)への重力波(GW)の痕跡は、それらを検出または制約するための有用で有望な方法です。テンソル化石は、原始GWを検出する間接的な方法として文献で広く研究されてきました。この論文では、原始GWによって引き起こされる新しい効果を分析します。重力放射のエネルギー密度変動によって引き起こされる、LSSの基礎となる物質分布の密度コントラストの補正と、その放射対応物です。放射優勢の間に地平線に入る波の密度コントラストの完全な解析解の導出を実行します。宇宙の摂動エネルギー密度の主な原因に応じて、放射線時代の2つのフェーズを説明します。冷たい暗黒物質と線形重力波のみを源とする放射線の密度のコントラストを比較することにより、前者は放射線時代のある時点で後者を克服し、線形の対応物と同様の動作をすると結論付けます。次に、物質時代にハッブル半径に入るGWによって生成される密度摂動のケースと、暗黒エネルギーが支配する後期の進化について議論することで締めくくります。
CIB-宇宙シアー相互相関による星形成物理の制約
| Title |
Constraining_the_physics_of_star_formation_from_CIB-cosmic_shear_cross-correlations |
| Authors |
Baptiste_Jego,_David_Alonso,_Carlos_Garc\'ia-Garc\'ia_and_Jaime_Ruiz-Zapatero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.05472 |
星形成の物理を理解することは、現代の天体物理学が直面している重要な問題の1つです。宇宙赤外背景放射(CIB)は、再電離の時代以降のすべての塵の多い星形成銀河からの放射に由来し、星形成の歴史を研究するための補完的なプローブであると同時に、宇宙マイクロ波背景放射の研究のための重要な銀河外前景でもあります。(CMB)。したがって、CIBの物理を理解することは、宇宙論と銀河形成の両方の研究にとって非常に重要です。この論文では、プランク実験からのCIBのマップと、ダークエネルギーサーベイおよびキロ度サーベイからの宇宙せん断測定との間の相互相関の高い信号対ノイズ測定を行います。主に背景銀河から放出された光子の弱い重力レンズ効果によって発生する宇宙シアーは、物質分布の直接のトレーサーであるため、CIBとの相互相関を使用して、星形成間のリンクの理解を直接テストできます。率（SFR）密度と物質密度。私たちは測定値を使用して、ガスが星に変換される効率をハロー質量と赤方偏移の関数としてパラメーター化するSFRのハローベースのモデルに制約を課します。これらの制約は、銀河とCIBの断層撮影相互相関から抽出されたバイアス加重SFR密度のモデルに依存しない測定値とデータを組み合わせることによって強化されます。低赤方偏移$\eta=0.445^{+0.055}_{-0.11}$でのピーク効率と、今日このピーク効率が達成されるハロー質量に制約を課すことができます$\log_{10}(M_1/M_\odot)=12.17\pm0.25$.私たちの制約は、SFR密度の直接測定やその他のCIBベースの研究と非常によく一致しています。
$\mu$ アラエ惑星系の軌道構造と安定性
$\mu$アラエ惑星系のグローバルな軌道構造と動的安定性を再解析します。現在15年にわたる文献の視線速度(RV)測定値に基づいて、最適な要素と惑星の最小質量を更新しました。これは、2006年にシステムの最初の特徴付けに使用されたRV間隔の2倍です。これは、太陽系の地球-火星-木星の構成に似た低離心軌道にある土星質量の惑星と2つの木星質量の惑星で構成されています。〜14地球質量の質量を持つ近くの暖かい海王星。ここでは、最も外側の期間を持つこの初期のソリューションを1か月の精度に制限します。最適なニュートンモデルは、0.1未満の最も大規模な惑星の適度な離心率と0.02程度の小さな不確実性によって特徴付けられます。それは、土星と木星のような対の2e:1b平均運動共鳴からは近いが、意味のある意味で分離されているが、弱い三体MMRに近いかもしれない。システムは、数$\sigma$の不確実性をカバーするパラメーター空間の広い領域で厳密に安定しているように見えます。システムの安定性は、20度から90度までの幅広い傾斜角と一致する、最小質量の5倍の増加まで堅牢です。これは、すべての惑星の質量が褐色矮星の質量制限を安全に下回っていることを意味します。可能性のあるシステムの傾斜角が1～20～30度であることを示す弱い統計的指標が見つかりました。十分に制約された軌道解を考えると、メインベルトとカイパーベルトの類似物であり、このシステムで自然に発生する可能性がある仮想の破片円盤の構造も調査します。
メートルサイズの地球衝突体の外気検出
| Title |
Exoatmospheric_detection_of_a_meter-sized_Earth_impactor |
| Authors |
David_L._Clark,_Paul_A._Wiegert,_Peter_G._Brown,_Denis_Vida,_Aren_Heinze,_Larry_Denneau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04583 |
2020年9月18日、米国政府のセンサーは、西太平洋上で最大ボロメータマグニチュード-19の火球を検出しました。この衝撃は、ハワイのGOES-17衛星と超低周波音センサーのGeostationaryLightningMapper(GLM)装置によっても検出されました。USGの測定値は、Nの放射$13{^{\circ}}$Eから水平から$67{^{\circ}}$の急な進入角と11.7km/sの衝突速度を報告しました。すべてのエネルギー収量を解釈すると、0.4KTTNTという好ましいエネルギー推定値が得られます。これは、23,000ドルのキログラムで3ドルの直径の流星体に相当します。衝突後の望遠鏡画像の検索により、ATLASサーベイが地球中心距離約$11,900$キロメートル、見かけの大きさ$m\text{=}12.5$で、衝突のわずか10分前に物体を捉えていることがわかりました。オブジェクトは、画像の東端から始まる$0.44{^{\circ}}$ストリークとして表示され、予測された(CNEOS状態ベクトルに基づく)$1.26{^{\circ}}$の30分の1を拡張します。2回目の露出。ストリークは、小さな小惑星の回転と一致する明るさの変動を示しています。地球の影の位置、オブジェクトのサイズ、およびCNEOS状態ベクトルとの一貫性により、オブジェクトが自然である可能性が高いことが確認されます。これは、NEAインパクターの6回目の大気圏外検出であり、衝突前の最初の望遠鏡による検出としては最も近いものです。高度の高い火球の明るさのピークは、2008TC3(AlmahattaSitta隕石)に多くの点で匹敵する弱い天体であり、絶対等級が$H=32.5$で、アルベドが低い可能性が高いことを示唆しています。したがって、NEAはC複合体の小惑星であったと考えられます。
微惑星散乱の影響: 観測された周期比 3:2 および 2:1 からのオフセットの説明
| Title |
Effects_of_Planetesimal_Scattering:_Explaining_the_Observed_Offsets_from_Period_Ratios_3:2_and_2:1 |
| Authors |
Tuhin_Ghosh_and_Sourav_Chatterjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.05138 |
対応する平均運動共鳴(MMR)の公称値である3:2と2:1の狭い周期比と2:1周期比を持つ隣接する惑星ペアの観察された不足と過剰は、多くの人に興味をそそられました。以前、一連のシミュレーションを使用して、Chatterjee&Ford2015は、最初に2:1MMRに閉じ込められた惑星のペアが円盤内の近くの微惑星と動的に相互作用する場合、2:1MMRを超える超過は自然に説明できることを示しました。この作業を次のように構築します:a)発見された惑星ペアのセンサスを更新する、b)研究を最初は非共鳴惑星ペアと共鳴惑星ペアに拡張する、c)観測されたものに直接導かれる初期の惑星と軌道の特性を使用する、およびd)2:1と3:2の両方を含むように初期期間の比率を拡張します。1）微惑星との相互作用は、通常、初期共鳴惑星ペアと非共鳴惑星ペアの両方の周期比を増加させます。2)3:2と2:1の間でシステムの最初のフラットな分布から始めて、これらの相互作用は、これらの期間比率の狭い範囲で観察される赤字を自然に作成することができます。3)観測された3:2の超過幅のレベルを説明するには、最初に共鳴する惑星ペアからの寄与が必要です。4)約25%(1%)の惑星ペアが最初に3:2(2:1)のMMRに閉じ込められた混合モデルは、これらの期間の比率で観察されたシステムの不足と過剰の両方を説明するために支持されています。今日、惑星ペアの数パーセントがMMRに残ると予想されています。
KOBE 実験: 居住可能な太陽系外惑星を周回する K 型矮星。プロジェクトの目標、ターゲットの選択、恒星の特徴付け
| Title |
The_KOBE_experiment:_K-dwarfs_Orbited_By_habitable_Exoplanets._Project_goals,_target_selection_and_stellar_characterization |
| Authors |
J._Lillo-Box,_N._C._Santos,_A._Santerne,_A._M._Silva,_D._Barrado,_J._Faria,_A._Castro-Gonz\'alez,_O._Balsalobre-Ruza,_M._Morales-Calder\'on,_A._Saavedra,_E._Marfil,_S._G._Sousa,_V._Adibekyan,_A._Berihuete,_S._C._C._Barros,_E._Delgado-Mena,_N._Hu\'elamo,_M._Deleuil,_O._D._S._Demangeon,_P._Figueira,_S._Grouffal,_J._Aceituno,_M._Azzaro,_G._Bergond,_A._Fern\'andez-Mart\'in,_D._Galad\'i,_E._Gallego,_A._Gardini,_S._G\'ongora,_A._Guijarro,_I._Hermelo,_P._Mart\'in,_P._M\'inguez,_L.M._Montoya,_S._Pedraz,_J._I._Vico_Linares |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.05205 |
居住可能な世界の検出は、人類の最大の努力の1つです。これまでのところ、宇宙生物学の研究は、生命の発達にとって最も重要な要素の1つは液体の水であることを示しています。その化学的性質と、他の物質を溶解して輸送する能力により、この構成要素は生命の発達における重要な部分になります.結果として、私たちが知っている生命を探すことは、液体の水を探すことに直接関係しています。遠方の惑星系の生命を遠隔で検出するには、いわゆるハビタブルゾーンにある惑星を探す必要があります。この意味で、K型矮星は完璧なホストです。G型矮星とは対照的に、ハビタブルゾーンは近くにあるため、トランジットまたは視線速度技術を使用した惑星の検出が容易になります。M型矮星とは対照的に、星の活動ははるかに小さいため、惑星の検出可能性と真の居住可能性への影響は小さくなります。また、K型矮星は、振動と造粒ノイズの点で最も静かです。それにもかかわらず、このパラメーター空間に特化した観測プログラムが不足しているため、K型矮星のハビタブルゾーンには惑星が不足しています。カラル・アルト天文台のレガシー・プログラムの呼びかけに応えて、K-dwarfs周辺の居住可能な惑星、K-dwarfsOrbitedByHabitableExoplanets(KOBE)の最初の献身的かつ体系的な探索を開始しました。この調査では、慎重に事前に選択された50個のK型矮星の視線速度をCARMENES装置を使用して5学期にわたり、ターゲットあたり平均90データポイントで監視しています。惑星の発生率と検出限界を組み合わせた結果に基づいて、KOBEサンプルでは恒星あたり$1.68\pm0.25$の惑星が見つかると予想され、サンプルの半分でハビタブルゾーン内にそれらの惑星の1つが見つかると予想されます。この論文では、プロジェクトの動機、目標、ターゲットの選択、および恒星の予備的な特徴付けについて説明します。
太陽系の共軌道小惑星について：準共面天体の中期タイムスケール解析
この研究の焦点は、金星、地球、木星と共軌道運動をしている小惑星の現在の分布であり、準共平面構成の下で、900年程度の中期的なタイムスケールである。共軌道軌道は、特定の惑星との1:1平均運動共鳴に閉じ込められた太陽中心軌道です。そのため、この作業をモデル化するために、平均化手法の助けを借りて、円形平面の場合の制限付き三体問題を検討します。各共軌道レジームのドメイン、つまり、準衛星運動、馬蹄形運動、およびオタマジャクシ運動は、可積分モデルと単純な二次元マップによってきれいに定義できます。惑星の質量パラメーターであり、関心のある共軌道オブジェクトの分布を調査するための優れたツールであることが判明しました。この研究は、太陽惑星軌道面に対して十分に低い軌道傾斜角を持つ小惑星について、JPLHorizonsシステムによって計算された天体暦に対応するデータに基づいています。これらのオブジェクトは、現在のダイナミクスに従って、特定のタイプの共軌道運動から別のタイプの共軌道運動への特定の時間枠で発生する遷移とともにカタログ化されます。この結果は、太陽系の共軌道小惑星の一般的なカタログを提供します。これは、私たちの知る最初のものであり、遷移を研究するための効率的な手段です。
CHEOPS、TESS、HST WFC3/UVIS で測定した WASP-43b の位相曲線と幾何学的アルベド
| Title |
The_phase_curve_and_the_geometric_albedo_of_WASP-43b_measured_with_CHEOPS,_TESS_and_HST_WFC3/UVIS |
| Authors |
G._Scandariato,_V._Singh,_D._Kitzmann,_M._Lendl,_A._Brandeker,_G._Bruno,_A._Bekkelien,_W._Benz,_P._Gutermann,_P._F._L._Maxted,_A._Bonfanti,_S._Charnoz,_M._Fridlund,_K._Heng,_S._Hoyer,_I._Pagano,_C._M._Persson,_S._Salmon,_V._Van_Grootel,_T._G._Wilson,_J._Asquier,_M._Bergomi,_L._Gambicorti,_J._Hasiba,_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,_C._Broeg,_J._Cabrera,_A._Collier_Cameron,_Sz._Csizmadia,_M._B._Davies,_M._Deleuil,_A._Deline,_L._Delrez,_O._Demangeon,_B.-O._Demory,_A._Erikson,_A._Fortier,_L._Fossati,_D._Gandolfi,_M._Gillon,_M._G\"udel,_K._G._Isaak,_L._L._Kiss,_J._Laskar,_A._Lecavelier_des_Etangs,_C._Lovis,_D._Magrin,_V._Nascimbeni,_G._Olofsson,_R._Ottensamer,_E._Pall\'e,_H._Parviainen,_et_al._(20_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.05303 |
太陽系外惑星の位相曲線と二次食の観測は、惑星大気の組成と熱構造に関する窓を提供します。たとえば、二次食の測光観測は、大気中の雲の存在の指標である惑星の幾何学的アルベド$A_g$の測定につながります。この研究では、平衡温度が$\sim$1400~Kで中程度に照射された巨大惑星であるWASP-43bの光学領域で$A_g$を測定することを目指しています。この目的のために、CHEOPSによって収集された二次食の光度曲線を、システムのTESS観測およびHSTWFC3/UVISで取得された公開測光とともに分析します。また、日食のアーカイブ赤外線観測を分析し、惑星の熱放射スペクトルを取得します。熱スペクトルを光バンドに外挿することにより、熱放射の光食を補正し、光$A_g$を導き出します。光学データの適合により、CHEOPSおよびTESSパスバンドで$160\pm60$~ppmおよび80$^{+60}_{-50}$~ppmの振幅を特徴とする位相曲線信号がわずかに検出されます。それぞれ、$\sim50^\circ$(1.5$\sigma$検出)の東向きの位相シフトがあります。赤外線データの分析は、非反転熱プロファイルと太陽のような金属性を示唆しています。光学分析と赤外線分析の組み合わせにより、光学アルベドの上限$A_g<0.087$を99.9\%の信頼度で導き出すことができます。WASP-43bの大気の我々の分析は、この惑星を照射された熱い木星のサンプルに置き、単調な温度-圧力プロファイルを持ち、惑星の昼側に反射する雲の凝縮を示していません。
Erg Chech 002 の 53Mn-53Cr 年代と {\epsilon}54Cr-{\Delta}17O 系譜: 太陽系最古の安山岩
| Title |
53Mn-53Cr_chronology_and_{\epsilon}54Cr-{\Delta}17O_genealogy_of_Erg_Chech_002:_the_oldest_andesite_in_the_Solar_System |
| Authors |
Aryavart_Anand,_Pascal_M._Kruttasch_and_Klaus_Mezger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.05381 |
隕石サンプルErgChech(EC)002は、これまでに分析された太陽系最古の珪長質火成岩であり、金属ケイ酸塩平衡またはコア形成直後の分化原始惑星における珪長質地殻の形成を研究するユニークな機会を提供します。消滅した53Mn-53Crクロノメーターは、クロマイト、金属ケイ酸塩硫化物、全岩の分画、およびバルクサンプルの連続消化によって得られた「浸出液」を使用したアイソクロンアプローチを適用することにより、EC002の形成に関する年代順の制約を提供します。その母体のコンドライト進化を仮定すると、53Cr/52Crモデル年代もクロマイト画分から得られます。53Mn-53Crアイソクロン年代は1.73(+/-)0.96Ma(D'Orbignyangirteに固定)であり、クロマイトモデル年代は1.46(-0.68/+0.78)から2.18(-1.06/+1.32)Maの間に制約された。カルシウムアルミニウムに富んだ介在物(CAI)の形成は、以前の研究で報告された(CAIに固定された)26Al-26Mg年代と一致します。これは、EC002の急速な冷却が、複数の同位体システムのほぼ同時の閉鎖を可能にしたことを示しています。さらに、17Oの質量に依存しない同位体の変化と組み合わされた中性子が豊富な54Cr(元素合成異常)の過剰は、EC002親天体の降着領域に系図上の制約を提供します。EC002の54Crと17O同位体組成は、その起源が「非炭素質」貯留層にあることを確認し、ベストイド物質NWA12217と異常なユークライトEET92023と重なる。EC002とベストイド。鉄隕石の謎めいた起源は、分化した地殻に似たEC002の同位体組成が、かつては微惑星コアであった既知の鉄隕石グループと一致しないため、未解決のままです。
三次元原始惑星系円盤における動的共回転トルクに対する放射拡散の影響
| Title |
Effects_of_Radiative_Diffusion_on_the_Dynamical_Corotation_Torque_in_Three-Dimensional_Protoplanetary_Disks |
| Authors |
Han-Gyeol_Yun,_Woong-Tae_Kim,_Jaehan_Bae,_Cheongho_Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.05417 |
馬蹄形軌道の変形から生じる動的共回転トルクは、背景円盤の渦度勾配とともに、低質量惑星の軌道移動速度と方向を決定するために重要です。以前の二次元研究では、動的共回転トルクが正であり、惑星の内向き移動が減速すると予測されていました。対照的に、最近の三次元研究では、浮力共鳴が動的共回転トルクを負にし、内向きの移動を加速することが示されています。この論文では、3次元シミュレーションを使用して、熱輸送に対する動的共回転トルクの依存性を調べます。最初に、ディスクが完全に断熱されている場合、結果が以前の3次元研究と一致することを示します。ただし、より現実的な放射円盤では、特に高高度領域で、放射拡散が浮力共鳴を大幅に抑制し、正の動的共回転トルクを生成します。これにより、断熱ディスクの負の動的共回転トルクによって引き起こされる急速な移行の問題が軽減されます。私たちの結果は、低質量惑星の移動を正確に説明するには、星の照射と降着加熱を伴う放射拡散が必要であることを示唆しています。
高速電波バーストを用いた銀河周辺ガスの測定
| Title |
A_measurement_of_circumgalactic_gas_around_nearby_galaxies_using_fast_radio_bursts |
| Authors |
Xiaohan_Wu,_Matthew_McQuinn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04455 |
すべてのタイプの銀河の銀河周媒質(CGM)におけるガスの分布は、ほとんど制約されていません。フォアグラウンドCGMは、高速無線バースト(FRB)の分散測定(DM)に余分に寄与します。$10^{11}-10^{13}\M_\odot$ハローのCGMについて、このDM過剰をCHIME/FRBの最初のデータリリースを使用して測定します。FRBの角度座標が不確実であるため、前景のハローと交差することを自信を持って関連付けるのに十分なローカライゼーションが得られるのは、近くの銀河のみです。したがって、80Mpc以内の銀河をスタックし、スタックの分散をほぼ最小化し、FRB位置の不確実性を無視するようにスタック方式を最適化します。サンプルには、質量$10^{11}-10^{12}\M_\odot$および$10^{12}-10^{13}\M_\odot$のハローと交差する20～30個のFRBがあり、これらは交差により、両方の質量ビンでのDM過剰の限界$1-2\,\sigma$検出が可能になります。$10^{11}-10^{12}\M_\odot$ハロービンも、1～2ビリアル半径でDM過剰を示しています。データをCGMガスプロファイルのさまざまなモデルと比較することにより、すべてのモデルが、DM過剰がないという帰無仮説と比較して、2-$\sigma$レベルまでのデータに有利であることがわかります。将来のCHIMEデータリリースからの2000～3000回のバーストにより、CGMの4-$\sigma$検出が予測されます。FRBをCHIMEのようなローカリゼーションでスタックして実行可能なCGMモデルを区別するには、数万回のバーストが必要です。
高 z 円盤銀河におけるクランプの生存条件
| Title |
Conditions_for_Clump_Survival_in_High-z_Disc_Galaxies |
| Authors |
Avishai_Dekel,_Offek_Tziperman,_Kartick_Sarkar,_Omri_Ginzburg,_Nir_Mandelker,_Daniel_Ceverino,_Joel_Primack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04462 |
シミュレーションに対してテストされた分析モデリングを介して、高赤方偏移円盤銀河、短寿命(S)対長寿命(L)の塊、および2つのLサブタイプの巨大な塊の生存と破壊を研究します。予測生存パラメータ$S$に基づいて、ガスの有無にかかわらず、塊の生存の基準を開発します。これは、超新星フィードバックと重力収縮によるエネルギー源を、流出と乱流散逸によるクランプ結合エネルギーと損失と比較します。クランプ特性はトゥームレ不安定性に由来し、ビリアル平衡とジーンズ平衡に近づき、超新星エネルギー堆積物は最新のバブル解析に基づいています。フィードバックレベルが中程度の場合、円速度$\sim\!50\,km\,s^{-1}$と質量$\geq\!10^8\,M_\odot$のL個の塊が存在することがわかります。それらは円盤速度が$\geq\!200\,km\,s^{-1}$の銀河にある可能性が高く、$z\sim2$で円盤に適した星の質量$\geq\!10^と一致します。{9.3}\,M_\odot$.Lの塊は、円盤ガス分率$\geq\!0.3$、低質量バルジおよび赤方偏移$z\!\sim\!を支持します。2ドル。フィードバックがより放出的である場合、たとえば、超新星が最適にクラスター化されている場合、放射フィードバックが非常に強い場合、星の初期質量関数がトップヘビーである場合、または星形成率の効率が高い場合、Lクランプの可能性は減少します。は特に高い。数回の自由落下でガスを失うが、結合した恒星成分を保持するLクランプ(LS)のサブタイプは、収縮係数が小さく、外部重力効果が強く、クランプの合体がSFR効率を高めることで説明できる。より大規模なLクランプ(LL)は、ほぼ一定の星形成率で、数十回の自由落下の間、ほとんどのバリオンを保持します。
GOALS-JWST: NIRCam と MIRI による NGC 7469 の環核スターバースト リングのイメージング
| Title |
GOALS-JWST:_NIRCam_and_MIRI_Imaging_of_the_Circumnuclear_Starburst_Ring_in_NGC_7469 |
| Authors |
Thomas_Bohn,_Hanae_Inami,_Tanio_Diaz-Santos,_Lee_Armus,_Sean_T._Linden,_Vivian_U,_Jason_Surace,_Kirsten_L._Larson,_Aaron_S._Evans,_Shunshi_Hoshioka,_Thomas_Lai,_Yiqing_Song,_Joseph_M._Mazzarella,_Loreto_Barcos-Munoz,_Vassilis_Charmandaris,_Justin_H._Howell,_Anne_M._Medling,_George_C._Privon,_Jeffrey_A._Rich,_Sabrina_Stierwalt,_Susanne_Aalto,_Torsten_Boker,_Michael_J._I._Brown,_Kazushi_Iwasawa,_Matthew_A._Malkan,_Paul_P._van_der_Werf,_Philip_Appleton,_Christopher_C._Hayward,_Francisca_Kemper,_David_Law,_Jason_Marshall,_Eric_J._Murphy,_and_David_Sanders |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04466 |
ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)による近赤外線カメラ(NIRCam)と中赤外線装置(MIRI)によるNGC7469の画像を紹介します。NGC7469は近くにある$z=0.016317$の明るい赤外線銀河(LIRG)で、セイファートタイプ1.5核と半径$\sim$0.5kpcの核周囲スターバーストリングの両方をホストしています。新しい近赤外線(NIR)JWSTイメージングでは、65の星形成領域が明らかになり、そのうち36はHST観測では検出されませんでした。36のソースのうち19は非常に赤いNIR色を持ち、最大A$_{\rm{v}}\sim7$までの掩蔽と、4.4$\mu$へのホットダスト放出からの少なくとも25$\%$の寄与を示します。mバンド。それらのNIR色は、若い($<$5Myr)恒星集団とも一致しており、それらの半分以上がMIR発光ピークと一致しています。これらの若くて塵の多い星形成領域は、スターバーストリングの合計1.5$\mu$mと4.4$\mu$m光度のそれぞれ$\sim$2$\%$と$\sim$10$\%$を占めています。.これらの若い領域の追加は、リングの星形成領域に見られる年齢の二峰性を確認します。さらに、若いソースの数を4倍に増やし、若い人口の合計パーセンテージを$\sim$40$\%$に引き上げました。これらの結果は、AGN周辺の最も密度の高い星形成環境で、以前は隠れていた星形成を特定し、特徴付ける上でのJWSTの有効性を示しています。
4 つの銀河系 GMC における星形成とガス密度の関係: 星のフィードバックの影響
| Title |
The_Star_Formation-Gas_Density_Relation_in_Four_Galactic_GMCs:_Effects_of_Stellar_Feedback |
| Authors |
John_H._Bieging,_Shuo_Kong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04535 |
COと$^{13}$COの両方のJ=2-1放出における4つの銀河巨大分子雲(GMC)のマップを提示します。LTE分析を使用して、CO励起温度とカラム密度のマップ、および総分子ガスカラム密度$\Sigma_{gas}$の分布を導き出します。冷たいダスト粒子への凍結によるCOの枯渇は、Lewisらの結果の近似によって説明されます。(2021){\itHerschel}による遠赤外線観測から得られたものです。若い恒星天体(YSO)の表面密度は、公開されているカタログから取得されます。平均YSO表面密度は、0.9から1.9の範囲の指数で、$\Sigma_{gas}$に対するべき法則依存性を示します。ガス柱密度確率分布関数(PDF)は、高い柱密度まで伸びるべき乗則テールを示します。音速マッハ数$M_S$の分布は、3つのGMCの$M_S\sim5-8$で急激にピークに達します。4つ目は$M_S=30$までの広い分布を持ち、複数のOB星からのフィードバック効果の結果である可能性があります。Pokhrelらの方法論に従った分析。(2021)は、GMCのサンプルが、Pokhrelらによって発見されたものよりも幾分浅いベキ乗関係を示していることを発見しました。(2021)雲の異なるサンプルにおける星形成率vs.$<\Sigma_{gas}>$およびvs.$<\Sigma_{gas}>/t_{ff}$。星形成雲の2つのサンプルの違いの可能性と、ガス密度と星形成率の関係に対する星のフィードバックの影響について説明します。
NGC 3982 の AGN フィードバック
超大質量ブラックホールからのエネルギーフィードバックは、銀河の中心での星形成に影響を与える可能性があります。星形成に対するAGNの影響の観測証拠は、紫外線イメージングと光学積分フィールドユニットデータを組み合わせることで、銀河内で検索できます。紫外線フラックスは最近の星形成を直接追跡し、積分フィールドユニットデータは、銀河円盤の中央領域からのダスト減衰、ガスイオン化メカニズム、およびガス/星の運動学を明らかにすることができます。NGC3982に関するパイロット研究では、銀河の中心領域での星形成の抑制が示されています。これは、おそらく負のAGNフィードバックによるものであり、外側領域での星形成の増強が原因であると考えられます。NGC3982のケースは、セイファート銀河で動作しているAGNフィードバックの観測証拠である可能性があります。
近くの金属に乏しい矮小銀河の OBe 星のセンサスは、極端な回転子の割合が高いことを明らかにする
| Title |
A_census_of_OBe_stars_in_nearby_metal-poor_dwarf_galaxies_reveals_a_high_fraction_of_extreme_rotators |
| Authors |
A._Schootemeijer,_D._J._Lennon,_M._Garcia,_N._Langer,_B._Hastings,_and_C._Schuermann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04943 |
初期宇宙は、近くにある多くの矮小銀河とともに、重元素が不足しています。このような環境での大質量星の進化は、自転の影響を受けると考えられています。それらの中で極端な回転子は、減分円盤を形成し、OBe星として現れる傾向があります。UB、GAIA、スピッツァー、ハッブル宇宙望遠鏡測光法を組み合わせて使用し、近くにある5つの矮小銀河にある100から数千の巨大なOBe星の完全な集団を特定しました。これにより、OBe星(f_OBe)である主系列星の銀河全体の割合と、それが絶対等級、質量、および金属量(Z)にどのように依存するかを導き出すことができます。大マゼラン雲(0.5Z_Sun)ではf_OBe=0.22であり、小マゼラン雲(0.2Z_Sun)ではf_OBe=0.31に増加します。ホルムベルグI、ホルムベルクII、六分儀Aでは、Z_Sunが0.2未満の、これまで未調査の金属量領域でも、それぞれ0.27、0.27、0.27という高いOBe星の割合が得られます。これらの高いOBe星の割合、および超新星の生成を支配する星の質量範囲における強い寄与は、OBe星の形成経路、ならびに長時間のガンマ線バーストおよび超光度超新星の優先性に新たな光を当てます。金属の少ない銀河で発生します。
球状星団の第二世代星形成における回転の役割
| Title |
The_role_of_rotation_on_the_formation_of_second_generation_stars_in_globular_clusters |
| Authors |
Elena_Lacchin,_Francesco_Calura,_Enrico_Vesperini,_Alessandra_Mastrobuono-Battisti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.05178 |
3D流体力学シミュレーションにより、球状星団(GC)における第2世代(SG)星の形成における回転の影響を調べます。私たちのシミュレーションは、第1世代（FG）の内部回転GCでのSG形成に従います。SG星は、FG漸近巨星分枝(AGB)噴出物と、システムによって降着した外部の元のガスから形成されます。FGクラスターの2つの異なる初期回転速度プロファイルと、密度も変化した外部落下ガスの運動方向に対する回転軸の2つの異なる傾斜を調査しました。低い外部ガス密度(10^-24gcm^-3)の場合、SGヘリウム増強星の円盤が形成されます。SGは、明確な化学力学位相空間パターンによって特徴付けられます。ヘリウム強化SGサブシステムは、中程度のヘリウム強化SGサブシステムよりも高速に回転し、FGよりも急速な回転を示します。外部ガス密度が高いモデル(10^-23gcm^-3)では、内部SGディスクは外部ガスの早期到着によって破壊され、高度に強化されたヘリウム星のごく一部のみが誕生時に取得した回転を保持します。自転軸と落下するガスの方向との間の傾斜角と速度プロファイルの変化は、恒星円盤の範囲と自転振幅をわずかに変化させる可能性があります。回転軸と落下するガスの方向との間の傾斜角度を変更した場合、シミュレーションのタイムスパンに大きな変化は見られませんでしたが、速度プロファイルが異なると、星の円盤の範囲と回転振幅がわずかに変化する可能性があります。シミュレーションの結果は、複数の集団の動的特性と化学的特性の間の複雑なリンクを示しており、観察研究の解釈と複数集団GCのダイナミクスの将来の調査に新しい要素を提供します。
確率的に加熱された粒子のコールドコアにおける複雑な有機分子の形成
| Title |
Complex_Organic_Molecules_Formation_in_Cold_Cores_on_Stochastically_Heated_Grains |
| Authors |
Long-Fei_Chen,_Qiang_Chang,_Yao_Wang,_Di_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.05190 |
複雑な有機分子(COM)が検出されているコールドコアでの複雑な有機分子(COM)の形成における確率的粒子加熱の役割を調査します。化学モデルでは、2種類の粒度分布が使用されます。1つ目はMRN分布であり、2つ目はこれらの環境における化学進化への影響を研究するために粒子凝固を考慮したものです。巨視的なモンテカルロ法を使用して、二相化学モデルシミュレーションを実行します。(1)粒子凝固は、CO$_2$やN$_2$H$^+$などの特定の気相種に影響を与える可能性があることを発見しました。温度変動のある小さな粒子;(2)約4.6$\times$10$^{-3}$$\mu$mの半径を持つ粒子は、コアが冷たい状態でのダスト粒子でのCOMの生成に最も寄与しますが、さらに小さな粒子で形成される種はほとんどありません。半径が2未満の場合$\times$10$^{-3}$$\mu$m;(3)確率論的に加熱された粒子上に形成されたCOMは、コールドコアで観測された気相COMの存在量を説明するのに役立つ可能性があります。
2-ヒドロキシプロパ-2-エナールのミリ波分光とALMAによる天体探索
| Title |
Millimetre-wave_spectroscopy_of_2-hydroxyprop-2-enal_and_an_astronomical_search_with_ALMA |
| Authors |
J._Kouck\'y,_L._Kolesnikov\'a,_K._Lukov\'a,_K._V\'avra,_P._Kania,_A._Coutens,_J.-C._Loison,_J._K._J{\o}rgensen,_A._Belloche,_\v{S}._Urban |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.05216 |
この研究で研究された分子である2-ヒドロキシプロパ-2-エナールは、C3糖の脱水生成物であり、いくつかの星間分子に典型的な構造モチーフを含むため、星間物質(ISM)で検索される候補の1つです。この作業の目的は、この地域の2-ヒドロキシプロパ-2-エナールのミリ波スペクトルに関する知識を深め、天体の探索を可能にすることです。太陽型原始星IRAS16293-2422と星形成領域射手座(Sgr)B2(N)をターゲットにしています。2-ヒドロキシプロプ-2-エナールの回転スペクトルは、128-166GHzおよび285-329GHzの周波数領域で測定および分析されました。IRAS16293-2422に向けた星間探査は、プロトステラー干渉測線調査のアタカマ大型ミリ波/サブミリ波配列(ALMA)データに基づいていました。また、ALMAでSgrB2(N)に向けて実行されたイメージングスペクトルラインサーベイReMoCAも使用しました。局所的な熱力学的平衡を仮定して、天文学的なスペクトルをモデル化しました。2-ヒドロキシプロパ-2-エナールの基底状態と最も低い励起振動状態での数百の回転遷移の分析を提供します。IRAS16293Bに対するその非検出を報告します。2-ヒドロキシプロプ-2-エナール/3-ヒドロキシプロペナールの存在比は、1.4の予測値と一致して、0.9～1.3以下であると推定されます。また、ホット分子コアSgrB2(N1)に向かって2-hydroxyprop-2-enalの検出されないことを報告します。関連するアルデヒドである2-ヒドロキシプロパナールおよび3-ヒドロキシプロペナールも検出されませんでした。これら3つの分子は、それぞれ、このソース中のアセトアルデヒドよりも少なくとも9倍、4倍、10倍少ないことがわかります。検出されなかったにもかかわらず、この作業の結果は、マイクロ波領域での以前の調査に対する大幅な改善を表し、ISMでこの分子をさらに検索するための要件を満たしています。
星間雲における小さな PAH の回復力: 高速放射冷却によるシアノナフタレンの効率的な安定化
| Title |
Resilience_of_small_PAHs_in_interstellar_clouds:_Efficient_stabilization_of_cyanonaphthalene_by_fast_radiative_cooling |
| Authors |
Mark_H._Stockett,_James_N._Bull,_Henrik_Cederquist,_Suvasthika_Indrajith,_MingChao_Ji,_Jos\'e_E._Navarro_Navarrete,_Henning_T._Schmidt,_Henning_Zettergren,_Boxing_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.05229 |
何十年にもわたる推測と調査の後、天文学者は最近、宇宙で特定の多環芳香族炭化水素(PAH)を特定しました。驚くべきことに、おうし座分子雲(TMC-1)で観測されたシアノナフタレン(CNN、C10H7CN)の存在量は、天体物理モデルから予想されるよりも6桁も高くなっています。ここでは、1-CNN異性体のカチオン型の絶対単分子解離係数と放射冷却速度係数を報告します。これらの結果は、星間雲と同様の環境で研究された、内部励起された1-CNN+のアンサンブルから生成された時間依存の中性生成物放出率と運動エネルギー放出分布の測定に基づいています。振電結合による電子遷移確率の大幅な向上により、リカレント蛍光(熱的にポピュレートされた電子励起状態による放射緩和)が1-CNN+を効率的に安定化することがわかりました。私たちの結果は、TMC-1におけるCNNの異常な豊富さを説明するのに役立ち、宇宙での小さなPAHの急速な破壊の広く受け入れられている図に挑戦します。
星間吸収とダスト散乱
X線における星間物質(ISM)の研究は、X線観測所XMM-NewtonとChandraの出現により黄金時代に入りました。高エネルギー分解能により、前例のない詳細でダストの分光学的特徴を研究することができました。同時に、X線イメージング機能は、ダスト散乱ハローの新しい視点を提供しました。分光法とイメージングはどちらも単純なジオメトリに依存しており、遠くにあるX線源(通常は明るいX線バイナリシステム)が多層ISMの背後にあります。X線連星は、銀河のさまざまな地域で見つけることができ、異なる環境でISMを研究するユニークな機会を提供します。以下では、X線をツールとして使用して、視線に沿ってガスとダストを研究し、元素の存在量と枯渇を明らかにする方法について説明します。星間ダストの分光学的およびイメージング機能の研究は、介在するダストの化学的および物理的特性、ならびに視線に沿ったその分布を抽出するために使用できます。
急速に回転する傾斜したブラック ホールの周りの自己重力円盤: 一般相対論的シミュレーション
| Title |
Self-gravitating_disks_around_rapidly_spinning,_tilted_black_holes:_General_relativistic_simulations |
| Authors |
Antonios_Tsokaros,_Milton_Ruiz,_Stuart_L._Shapiro,_Vasileios_Paschalidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04454 |
ディスクとディスクの角運動量に対して、ブラックホールのスピンが大きく傾いている($45^\circ$と$90^\circ$)自己重力ブラックホールディスクの一般的な相対論的シミュレーションを実行します。ブラックホールの質量比は$16\%-28\%$です。ブラックホールは$\sim0.97$までの無次元スピンで急速に回転しています。これらは、そのようなシステムの最初の自己無撞着な流体力学シミュレーションであり、マルチメッセンジャー天文学の主要な情報源になる可能性があります。特に、傾斜したブラックホールディスクシステムは次の原因になります。i)ブラックホールの歳差運動。ii)ブラックホールの周りの円盤の歳差運動とゆがみ。iii)モード成長時間スケールは短いが、整列/反整列システムと比較して、パパロイゾ-プリングル不安定性の早期飽和。iv)小さなブラックホールキック速度の取得。v)典型的な$(2,2)$モードを超えるさまざまなモードによる重大な重力波放射。vi)円盤の角運動量とブラックホールのスピンが広く一致している可能性。この位置合わせはバーディーン・ペターソン効果とは関係なく、固体の回転に似ています。私たちのシミュレーションは、私たちのモデルからの電磁光度が、短いガンマ線バーストを特徴付けるものなどの相対論的ジェットに動力を与える可能性があることを示唆しています。ブラックホールディスクシステムのスケールに応じて、重力波はLIGO/Virgo、LISA、および/またはその他のレーザー干渉計によって検出される場合があります。
| Title |
Muons_in_the_aftermath_of_Neutron_Star_Mergers_and_their_impact_on_Trapped_Neutrinos |
| Authors |
Eleonora_Loffredo,_Albino_Perego,_Domenico_Logoteta,_Marica_Branchesi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04458 |
今後数年間で、現在および次世代の重力波天文台は、より多くの連星中性子星(BNS)の合体を正確に検出するようになります。この文脈では、データを正しく解釈し、中性子星(NS)の状態方程式(EOS)を制約するために、BNS合体数値シミュレーションを改善することが重要です。BNS合体の最先端のシミュレーションにはミューオンは含まれていません。しかし、ミュー粒子は冷たいNSの微物理学に関連することが知られており、典型的な熱力学条件がそれらの生成に有利な合体において重要な役割を果たすことが期待されています。私たちの研究は、ミュオンが合体残骸に与える影響を調査することを目的としています。合併後の最初の$15$ミリ秒を考慮して、3つの異なるバリオンEOSと2つの質量比で実行された4つの数値相対性理論シミュレーションの結果を後処理します。レムナント中のミューオンの量を計算し、ミューオンが閉じ込められたニュートリノ成分と流体圧力にどのように影響するかを分析します。バリオンEOSに応じて、正味のミューオンの割合は$30\%$から$70\%$の間であることがわかりました。ミュー粒子はトラップされた(反)ニュートリノのフレーバー階層を変化させ、反ミューニュートリノが最も多く、次に反電子ニュートリノが続きます。最後に、ミュー粒子は中性子と陽子の比率を変更し、最大$7\%$の残留圧力の変動を引き起こします。この作業は、ミュオンがBNS合併シミュレーションの結果に無視できない影響を与えることを示しており、シミュレーションの精度を向上させるためにミュオンを含める必要があります。
SN 2020jgb: 星形成銀河での大規模なヘリウム殻爆発によって引き起こされる特異な Ia 型超新星
| Title |
SN_2020jgb:_A_Peculiar_Type_Ia_Supernova_Triggered_by_a_Massive_Helium-Shell_Detonation_in_a_Star-Forming_Galaxy |
| Authors |
Chang_Liu,_Adam_A._Miller,_Abigail_Polin,_Anya_E._Nugent,_Kishalay_De,_Peter_E._Nugent,_Steve_Schulze,_Avishay_Gal-Yam,_Christoffer_Fremling,_Shreya_Anand,_Igor_Andreoni,_Peter_Blanchard,_Thomas_G._Brink,_Suhail_Dhawan,_Alexei_V._Filippenko,_Kate_Maguire,_Tassilo_Schweyer,_Huei_Sears,_Yashvi_Sharma,_Matthew_J._Graham,_Steven_L._Groom,_David_Hale,_Mansi_M._Kasliwal,_Frank_J._Masci,_Josiah_Purdum,_Benjamin_Racine,_Jesper_Sollerman,_Shrinivas_R._Kulkarni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04463 |
$\sim$$1\,\mathrm{M_\odot}$白色矮星(WD)は、通常のIa型超新星(SNe\,Ia)を説明する有望な機構であるが、最近観測されたいくつかの特異なSNe\,Iaは、より厚いHe殻と質量の少ないWDによって説明される可能性がある。SN\,2020jgbは、ZwickyTransientFacility(ZTF)によって発見された特異なSN\,Iaです。最大光に近いSN\,2020jgbはわずかに亜光度(ZTF$g$バンドの絶対等級$M_g$$-18.2$と$-18.7$\,magの間で、ホスト銀河の絶滅の量に依存)であり、異常な赤色を示しています。$\sim$5000\,\AA.これらの特性はSN\,2018byg、厚いHeシェル二重爆発(DDet)SNと一致する特異なSN\,Iaの特性に似ています。詳細な放射伝達モデルを使用して、SN\,2020jgbの光学分光および測光進化が$\sim$0.95\,$\mathrm{M_\odot}$(C/Oコア+Heシェル;厚い($\sim$0.13\,$\mathrm{M_\odot}$)Heシェルによって発火した、最大$\sim$1.00\,$\mathrm{M_\odot}$(宿主の全絶滅に応じて)。SN\,2020jgbの近赤外(NIR)スペクトルの$\sim$1\,\micron\で顕著な吸収の特徴を検出しました。サンプルサイズは限られていますが、現在までに得られたNIRスペクトルを使用して、すべての厚いHeシェルDDet候補で同様の1\,\micron\の特徴が検出されています。SN\,2020jgbはまた、星形成銀河で発見された最初の亜光度の厚いHe殻DDetSNであり、通常のSN\,Iaと一致して、He殻DDetオブジェクトが星形成銀河と受動銀河の両方で発生することを議論の余地なく示しています。人口。
完全運動プラズマ乱流におけるイオンと電子の加速
乱流は、宇宙および天体物理学のプラズマにおける非熱粒子の起源を説明するためによく引き合いに出されます。3D完全運動論的粒子内粒子シミュレーションにより、低$\beta$プラズマ（$\beta$はプラズマ圧力と磁気圧力の比）の乱流がイオンと電子を非熱エネルギー分布に加速することを示します。べき乗エネルギー範囲。イオンスペクトルは電子スペクトルより硬く、両方の分布は$\beta$が高くなるほど急勾配になります。電子の励起には、エネルギーに依存する大きなピッチ角異方性が伴い、ほとんどの電子は局所磁場に平行に移動しますが、イオンはほぼ等方性のままであることを示します。熱プールからの粒子注入が高電流密度の領域で発生することを示します。磁気リコネクションに関連する平行電場は電子の初期エネルギー獲得の原因であり、垂直電場はイオンの全体的な励起を制御します。私たちの調査結果は、宇宙および天体物理プラズマにおける非熱粒子の起源に重要な意味を持っています。
銀河超新星残骸の距離、放射状分布、および総数
215のSNRと距離の表を示します。%estimate新しい距離は、HI吸収スペクトルを使用して$6.6\pm1.7$kpcのSNRG$51.26+0.11$まで検出されます%さらに、メーザー/分子雲の関連付けを使用して5つの他のSNRまで検出されます。一貫した回転曲線を使用してすべてのSNRまでの距離とエラーを再計算し、以前に推定されなかったエラーを提供します。これにより、20SNRの大幅な距離修正が行われます。観測上の制約と選択効果により、観測された銀河超新星残骸(SNR)の数が明らかに不足しているようです。これを調査するために、2つの方法を使用します。最初の方法は、選択効果の補正係数を適用して、放射密度分布を導き出します。2番目の方法では、SNR表面密度と選択関数の関数形式をデータと比較して、どの関数がデータと一致しているかを調べます。Galaxy内のSNRの総数は$\sim3500$(方法1)または$\sim2400$から$\sim5600$の範囲(方法2)です。現在観測されているSNRの数は、十分に決定された合計SNR数または動径密度関数を与えるにはまだ完全ではないと結論付けます。
LISA Pathfinder で収集された宇宙線データに適用される不透明な予測因子からの記号知識の抽出
| Title |
Symbolic_Knowledge_Extraction_from_Opaque_Predictors_Applied_to_Cosmic-Ray_Data_Gathered_with_LISA_Pathfinder |
| Authors |
Federico_Sabbatini_and_Catia_Grimani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04697 |
機械学習モデルは現在、宇宙ミッションで広く使用されており、多変量時系列の予測から入力データ内の特定のパターンの検出まで、さまざまなタスクを実行しています。採用されたモデルは通常、ディープニューラルネットワークまたはその他の複雑な機械学習アルゴリズムであり、不透明な予測を提供します。つまり、人間のユーザーは、提供された予測の背後にある理論的根拠を理解することはできません。文献には、不透明な機械学習モデルの印象的な予測性能と人間が理解できる予測説明を組み合わせる手法がいくつか存在します。たとえば、象徴的な知識抽出手順の適用です。この論文では、LISAパスファインダー宇宙ミッションで収集された宇宙線データを再現できるアンサンブル予測器に適用されたさまざまな知識抽出器の結果が報告されています。抽出された知識の読みやすさ/忠実度のトレードオフについての議論も提示されます。
中性子星合体における相対論的 $npe\mu$ 物質のバルク粘度
| Title |
Bulk_Viscosity_of_Relativistic_$npe\mu$_Matter_in_Neutron-Star_Mergers |
| Authors |
Mark_Alford,_Arus_Harutyunyan,_Armen_Sedrakian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04717 |
弱い相互作用の直接Urcaプロセスから生じる高温で高密度の$npe\mu$物質の体積粘度について説明します。(a)$T\leqT_{\rmtr}$のニュートリノ透過領域($T_{\rmtr}\simeq5\div10$MeVはニュートリノ捕捉温度);(b)$T\geqT_{\rmtr}$のニュートリノトラップ領域。核物質は、密度依存のパラメーター化DDME2を使用した相対論的密度汎関数アプローチでモデル化されます。バルク粘度は、ニュートリノ透過領域の温度$T\simeq5\div6$MeVで最大になり、ニュートリノトラップが発生する高温では急速に低下します。天体物理学への応用として、中性子星の合体におけるバルク粘度によって密度振動の減衰タイムスケールを推定し、例えば、振動周波数$f=10$kHzでは、温度$4\leqTで減衰が非常に効率的であることを発見しました。\leq7$MeVバルク粘度が合併後のオブジェクトの進化に影響を与える可能性があります。
中性子星地殻でのプレート衝突によるバースト率の高い高速電波バーストの繰り返し
| Title |
Repeating_Fast_Radio_Bursts_with_High_Burst_Rates_by_Plate_Collisions_in_Neutron_Star_Crusts |
| Authors |
Qiao-Chu_Li,_Yuan-Pei_Yang,_F._Y._Wang,_Kun_Xu_and_Zi-Gao_Dai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04774 |
一部の反復高速無線バースト(FRB)ソースは高いバーストレートを示しており、物理的な起源はまだ不明です。際立って、最初のリピータFRB121102は、最大値が$122\,\mathrm{h^{-1}}$またはそれ以上に達し、非常に高いバーストレートを示します。この研究では、FRBリピータの高いバースト率は、若い中性子星(NS)の地殻におけるプレート衝突による可能性があることを提案します。NSの地殻では、渦線が格子核に固定されています。超流動中性子とNS格子の間の相対角速度がゼロでない場合、固定された力が渦線に作用し、格子の変位とNS地殻の成長に歪みが生じます。スピンの進化に伴い、地殻のひずみが臨界値に達すると、地殻がプレートに割れて、各プレートが隣接するプレートと衝突する可能性があります。Aflv\'en波は、プレートの衝突によって発射され、さらにFRBを生成する可能性があります。このシナリオでは、予測されるバースト率は、磁場が$10^{13}\,\rm{G}$のNSに対して$\sim770\,\mathrm{h}^{-1}$に達する可能性があります。$0.01\,\rm{s}$のスピン期間。このモデルをFRB121102にさらに適用し、待ち時間とエネルギー分布を$P(t_{\mathrm{w}})\proptot_{\text{w}}^{\alpha_{t_{\text{w}}}}$with$\alpha_{t_{\text{w}}}\simeq-1.75$および$N(E)\text{d}E\proptoE^{\alpha_{E}}\それぞれ$\alpha_{E}\simeq-1.67$のtext{d}E$。これらの特性は、FRB121102の観測結果と一致しています。
モハベ。 XXI。パーセク スケールの AGN ジェットにおける持続的な直線偏光構造
| Title |
MOJAVE._XXI._Persistent_Linear_Polarization_Structure_in_Parsec-scale_AGN_Jets |
| Authors |
A.B._Pushkarev_(CrAO,_Lebedev),_M.F._Aller_(Michigan_U),_H.D._Aller_(Michigan_U),_D.C._Homan_(Denison_U),_Y.Y._Kovalev_(Lebedev,_MIPT,_MPIfR),_M.L._Lister_(Purdue_U),_I.N._Pashchenko_(Lebedev),_T._Savolainen_(Aalto_U,_MPIfR),_D._Zobnina_(Lebedev,_MIPT) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04842 |
15~GHz偏波超長基線アレイ(VLBA)観測に基づいて、436個の活動銀河核(AGN)のパーセクスケールの直線偏波特性を分析しました。1996年1月19日から2019年8月4日までの少なくとも5つのエポックにわたって平均化された偏光および全強度画像を提示します。スタッキングにより、画像感度が$\sim$30$\mu$Jybeam$^{-1}$まで改善され、効果的に全強度と直線偏光の両方のジェット断面。電気ベクトル位置角（EVPA）と分極分極の空間分布をそれぞれ復元することにより、長期の永久磁場構成とその規則性を描写します。光源の安定した最も完全な偏光分布を明らかにするには、平均して約10年の積み重ね期間が必要です。分極の程度は、ジェットの端に向かって下方および横切って大幅に増加し、通常はUまたはW字型の横方向プロファイルを示し、流出に関連する大規模ならせん磁場の存在を示唆していることがわかります。一部のAGNジェット、主にBLLacsでは、流出のすぐ後にEVPAを伴う準一定の分極分極プロファイルをジェット全体で検出します。BLラックは、ヘクトパーセクの非投影スケールまでのクエーサーよりもコアとジェットでより高い分極偏光値を示しますが、より大きなスケールでは同等になります。高シンクロトロンピークBLLacジェットは、中間および低シンクロトロンピークBLLacsよりも分極が少ないことがわかっています。BLLacsのEVPAはローカルジェット方向に整列する傾向があるのに対し、クエーサーは過剰な直交偏光方向を示していることを確認しています。
新星が放出する $\gamma$ 線から推定されるニュートリノフラックス
Fermi-LAT($>$100MeV)、H.E.S.S.によって最近発見された回帰新星RSへびつかい座からの高エネルギー放出。およびMAGIC($>$100GeV)は、この放射成分のハドロン起源の可能性を示唆しています。この高エネルギー光子束から、異なるエネルギー範囲で現在および将来のニュートリノ望遠鏡によって検出される可能性のあるニュートリノイベントの予想数を導き出します。この数は検出器の能力をはるかに下回っています。したがって、ハドロン過程とレプトン過程の両方が、この$\gamma$線放出の有効な解釈のままです。{IceCube-DeepCore}とKM3NeTで妥当な数のニュートリノイベントを検出するには、新星距離がそれぞれ$\sim1$と$\sim2$kpcを超えてはならないことが、予備的な見積もりで示されています。天の川銀河での新星噴火率の現在の値により、現在および将来のニュートリノ施設は、10年に1～2回の時間スケールで新星からのニュートリノイベントを検出できるようになります。
J1048+7143のマルチメッセンジャー画像
| Title |
Multimessenger_Picture_of_J1048+7143 |
| Authors |
Emma_Kun,_Ilja_Jaroschewski,_Armin_Ghorbanietemad,_S\'andor_Frey,_Julia_Becker_Tjus,_Silke_Britzen,_Krisztina_\'Eva_Gab\'anyi,_Vladimir_Kiselev,_Leander_Schlegel,_Marcel_Schroller,_Patrick_Reichherzer,_Lang_Cui,_Xin_Wang,_Yuling_Shen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.05107 |
$\gamma$線領域で準周期振動を示すことが知られているフラットスペクトル電波クエーサーJ1048+7143のマルチメッセンジャー画像を描画します。168MeVを超えるこの光源の適応的にビニングされたフェルミ大面積望遠鏡の光曲線を生成して、光源の3つの主要な$\gamma$線フレアを見つけ、3つのフレアすべてが2つから2つの鋭いサブフレアで構成されるようにします。ベリーラージアレイで撮影された無線干渉イメージングデータに基づいて、kpcスケールのジェットが西に向けられていることがわかりました。1つは東を指し、もう1つは南を指しています。kpcおよびpcスケールのジェットの位置ずれは、ジェットの歳差運動の明らかな特徴であることをお勧めします。また、Nanshan(Ur)とRATAN-600単一皿電波望遠鏡で撮影したJ1048+7143の$5$-GHzの全磁束密度曲線を分析し、$\gamma$線フレアよりわずかに遅れて、2つの完全な電波フレアを見つけました。$\gamma$線フレアのタイミングを、超大質量ブラックホール連星におけるスピン軌道歳差運動の特徴としてモデル化し、連星が次の$\sim60-80$年で合体する可能性があることを発見しました。パルサータイミングアレイと計画されているレーザー干渉計宇宙アンテナの両方が、J1048$+$7143の仮説上の超大質量ブラックホール連星を検出するための感度と周波数範囲を欠いていることを示します。J1048+7143に類似したソースの同定は、遠い宇宙の周期的な高エネルギーソースを明らかにする上で重要な役割を果たすと主張します。
AMS-02 データによるパルサー集団からの陽電子放出の制約
宇宙線の電子と陽電子の流れは現在、AMS-02によって前例のない精度で最大TeVのエネルギーで測定されており、銀河の局所的な特性に対するユニークなプローブとなっています。それらのスペクトルの解釈は、特に10GeVを超える過剰な陽電子について、現在でも議論されています。パルサーがこの過剰に大きく寄与しているという仮説は、GemingaおよびMonogemパルサーの周囲で数度の大きさのTeVエネルギーのガンマ線ハローが観測された後に確固たるものになりました。しかし、パルサーの空間的およびエネルギー的な銀河分布と、陽電子の生成、加速、およびこれらの源からの放出の詳細は、まだ完全には理解されていません。高精度のAMS-02陽電子データを使用して、観測されたフラックスを説明するために必要な銀河パルサー集団と陽電子加速の主な特性を制約する方法について説明します。これは、多数の銀河パルサー集団をシミュレートすることによって達成されます。これは、パルサーのスピンダウンと進化の特性に関する最新の自己矛盾のないモデリングに従い、カタログ観測で較正されます。陽電子AMS-02のデータを、一次宇宙線と星間物質との衝突による二次成分と合わせることにより、陽電子フラックスを支配するパルサーの物理パラメーターを決定し、半径分布、スピンに対するさまざまな仮定の影響を評価します。-downプロパティ、銀河伝播シナリオ、および陽電子放出時間。
火球期の新星のX線検出
| Title |
X-ray_detection_of_a_nova_in_the_fireball_phase |
| Authors |
Ole_K\"onig,_J\"orn_Wilms,_Riccardo_Arcodia,_Thomas_Dauser,_Konrad_Dennerl,_Victor_Doroshenko,_Frank_Haberl,_Steven_H\"ammerich,_Christian_Kirsch,_Ingo_Kreykenbohm,_Maximilian_Lorenz,_Adam_Malyali,_Andrea_Merloni,_Arne_Rau,_Thomas_Rauch,_Gloria_Sala,_Axel_Schwope,_Valery_Suleimanov,_Philipp_Weber,_Klaus_Werner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.05125 |
新星は、降着する白色矮星の水素に富むエンベロープ内での暴走した熱核燃焼によって引き起こされます。その結果、エンベロープが急速に膨張し、その質量の大部分が放出されます。30年以上にわたり、新星理論は、新星が光学的に見えるようになる前に、短く明るい軟X線閃光として観測できるはずの、暴走核融合の直後に続く「火の玉」段階の存在を予測してきました。ここでは、古典的な銀河新星YZレチクルの9等級の光学的増光の11時間前に、非常に明るく非常に柔らかいX線閃光が明確に検出されたことを示します。イベントの前後4時間にX線源は検出されなかったため、フラッシュの持続時間は8時間未満に制限されました。理論的予測と一致して、ソースのスペクトル形状は、$3.27^{+0.11}_{-0.33}\times10^5$K($28.2^{+0.9}_{-2.8}$eV)の黒体と一致しています。、または典型的な白色矮星よりもわずかに大きい光球を持つ、エディントン光度で放射する白色矮星大気。エンベロープの放出前に拡大する白色矮星光球のこの検出は、予測された光球の光度曲線の進化の最後のリンクを提供し、新星の全エネルギーを測定するための新しいウィンドウを開きます。
2012 年の超新星 2009ip 爆発: シナリオからモデルへ
2012年の超新星2009ipの2つの爆発について、球面モデルと非球面モデルが提示されています。モデルは、2012年8月の爆発がLBV-前超新星からの爆発的な砲弾放出によって引き起こされたことを示唆するシナリオに基づいています。このモデルは、2012年7月下旬に観測されていない爆発が発生することを予測しています。これは、衝撃波の発生とそれに続く放出されたエンベロープの拡散放射冷却に関連しています。2012年8月に観測された最初のアウトバーストの光度は、おそらく中央のソースによって供給されたものであるのに対し、2012年9月下旬の2番目のより強力なアウトバーストは、星周エンベロープとの噴出物相互作用によって引き起こされました。モデルは、星周殻の質量とともに、噴出物のエネルギーと質量の推定値を提供します。
大規模なバイナリシステムにおける高速無線バーストの繰り返しの回転測定の変化と反転
| Title |
Rotation_Measure_Variations_and_Reversals_of_Repeating_Fast_Radio_Bursts_in_Massive_Binary_Systems |
| Authors |
Z._Y._Zhao,_G._Q._Zhang,_F._Y._Wang_(NJU),_Z._G._Dai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.05242 |
最近の観測では、いくつかの反復する高速電波バースト(FRB)がファラデー回転測定(RM)の複雑な変動と反転を示していることが発見されました。これは、これらのFRBの発生源が動的に磁化された環境に埋め込まれていることを示しています。考えられるシナリオの1つは、連星系でパルサーによって生成されたFRBを繰り返すことです。特に、強力な星の流出を伴う大質量の伴星が含まれています。ここでは、恒星風によって引き起こされるRM変動と、恒星円盤の可能性について調べます。磁場が星風で放射状である場合、RMはペリアストロンでピークに達し、反転しません。風のトロイダル磁場の場合、スーパーコンジャンクションでRMが反転します。$\左|\mathrm{RM}\right|$進化は、動径磁場のペリアストロンやトロイダル磁場のスーパーコンジャンクションの前後で対称的です。ディスク内のトロイダル磁場の場合、RM変動は、パルサーがペリアストロンの前後で傾斜したディスクを通過するときにのみ発生します。私たちのモデルは、FRB20180916Bの長期的なRM変動を説明できます。さらに、恒星風と円盤の塊は、短い時間スケール($<1$日)の変動またはRMの反転を引き起こす可能性があります。したがって、RMの変動を長期的に監視することで、FRBの起源を明らかにすることができます。
連星中性子星合体シミュレーションのための 3D 放射伝達キロノバ モデリング
| Title |
3D_radiative_transfer_kilonova_modelling_for_binary_neutron_star_merger_simulations |
| Authors |
Christine_E._Collins,_Andreas_Bauswein,_Stuart_A._Sim,_Vimal_Vijayan,_Gabriel_Mart\'inez-Pinedo,_Oliver_Just,_Luke_J._Shingles_and_Markus_Kromer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.05246 |
GW170817と付随する電磁気の対応物であるAT2017gfoの検出は、中性子星の合体、元素合成、およびキロノバの放射伝達の理論モデルに重要な一連の観測上の制約を提供しました。3Dモンテカルロ放射伝達コードARTISを適用して、中性子星合体からの動的イジェクタの合成光曲線を生成します。これは、3D平滑粒子流体力学（SPH）でモデル化され、ニュートリノ相互作用が含まれています。元素合成計算は、rプロセス核の放射性崩壊から放出されるエネルギーを提供し、放射輸送は、電子分率の関数として与えられる灰色の不透明度を使用して実行されます。視線に依存する放射光曲線を示し、極方向の視線に沿った放射は、赤道方向の視線に沿った放射よりも最大で2倍明るいことがわかります。明確な発光ピークの代わりに、ボロメータの光曲線は単調な減少を示し、バルクイジェクタが光学的に薄くなった時点で肩が特徴です。放射温度に基づくおおよそのバンド光度曲線を示し、AT2017gfoの観測結果と比較します。温度が急速に低下すると、AT2017gfoで示されるのと同様に、青から赤への色の変化が生じることがわかります。また、追加の球対称の永年噴出物コンポーネントの影響を調査し、初期の光度曲線はほとんど影響を受けないままであることがわかりましたが、約1日後、放出は永年噴出物によって強く強化され、支配され、1-2から6-10日の肩。
可変コンパクト電波源のアストロメトリー: 銀河ブラック ホール X 線連星の探索
| Title |
Astrometry_of_variable_compact_radio_sources:_A_search_for_Galactic_black_hole_X-ray_binaries |
| Authors |
P._Atri,_J._C._A._Miller-Jones,_A._Bahramian,_R._M._Plotkin,_T._J._Maccarone,_B._Marcote,_C._O._Heinke,_G._R._Sivakoff,_A._Ginsburg,_L._Chomiuk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.05437 |
我々は超長基線アレイを使用して、銀河面の方向にある33個のコンパクトで平坦なスペクトルの可変電波源のサンプルの高精度アストロメトリを実施します(Beckeretal.2010)。Becker等が。(2010)は、電波放射の起源に関するいくつかの潜在的なシナリオを除外しましたが、この研究では、これらのソースがブラックホールX線連星(BHXB)であることを除外できませんでした。知られているほとんどのBHXBは、バーストが発生したときにX線または発光によって最初に検出され、より大きな静止状態のBHXB集団は発見されません。この論文では、ベッカーらの中から銀河系のソースを特定することを試みます。（2010）静止BHXB候補を見つけるための最初のステップとして、固有の動きを測定することによりサンプル。33のターゲットのうち、6つのソースの固有運動を測定できました。G32.7193$-$0.6477が銀河系のソースであり、このソースの視差を3$\sigma$有意性で制約できることがわかります。我々は、G32.5898$-$0.4468、G29.1075$-$0.1546、G31.1494$-$0.1727の3つの強力な銀河系候補を発見しましたが、これは純粋に固有運動に基づいており、G29.1075$-$0.1546も銀河系である可能性が高いことを示唆しています。.複数のエポック(G30.1038+0.3984およびG29.7161$-$0.3178)の2つの解決済みターゲットを検出しました。6つのターゲットが1つのエポックでのみ検出され、構造が拡張されていることがわかります。VLBAの検出結果を、現在利用可能な光学、赤外線、およびX線調査と照合しましたが、一致する可能性のあるものは見つかりませんでした。どのVLBAエポックでも19のターゲットは検出されませんでした。これは、限定された$uv$カバレッジ、劇的な電波変動、またはソースのかすかで拡張された性質による可能性があることを示唆しています。
この進行中の寄稿は、過去25年間にノルディック光学望遠鏡で実施された、ストックホルム大学での超新星観測科学に関する招待講演と、将来への期待の短い要約です。
LIGO における低周波環境騒音の特性評価方法
| Title |
A_characterization_method_for_low-frequency_environmental_noise_in_LIGO |
| Authors |
Guillermo_Valdes,_Adam_Hines,_Andrea_Nelson,_Yanqi_Zhang,_Felipe_Guzman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04452 |
レーザー重力波観測所(LIGO)などの地上の重力波観測所におけるノイズを特徴付ける方法を提示します。この方法では、最小絶対収縮および選択演算子(LASSO)などの線形回帰アルゴリズムを使用してノイズ源を特定し、検出器出力とノイズ監視センサーを分析して、そのようなノイズの結合を定量化します。私たちの方法は、LIGOで現在利用可能なリソースを使用して実装できます。これにより、余分なコーディングやLIGOサイトでの直接の実験が回避されます。10Hz未満の周波数での高地動と検出器出力のノイズとの結合を検証および推定するための2つの例を示します。
太陽ベクトル磁場のマルチハイト測定: 太陽および宇宙物理学 (Heliophysics) 2024-2033 の 10 年調査に提出された白書
| Title |
Multi-height_Measurements_Of_The_Solar_Vector_Magnetic_Field:_A_White_Paper_Submitted_To_The_Decadal_Survey_For_Solar_And_Space_Physics_(Heliophysics)_2024-2033 |
| Authors |
L._Bertello,_N._Arge,_A._G._De_Wijn,_S._Gosain,_C._Henney,_K.D._Leka,_J._Linker,_Y._Liu,_J._Luhmann,_P.J._Macniece,_G._Petrie,_A._Pevtsov,_and_A.A._Pevtsov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04453 |
このホワイトペーパーでは、太陽大気中のベクトル磁場のマルチハイト測定の重要性を提唱しています。このドキュメントで簡単に説明されているように、これらの測定値は、今日の太陽および太陽圏物理学における最も基本的な問題のいくつかに対処するために重要です。(2)太陽大気全体の磁場と流れの間の結合は何ですか?活動領域の出現と進化を正確に決定するには、光球と彩層の3次元磁場を正確に測定する必要があります。既存の磁気領域で新たに出現する磁束は、磁場のトポロジーの複雑さの増加を引き起こし、それがフレアとコロナ質量放出につながります。ベクトル磁場の測定は、宇宙天気運用、研究、および太陽大気と太陽圏のモデル化のための主要な成果物でもあります。マルチプラットフォーム機器の協調システムである提案された次世代の地上太陽観測ネットワークグループ(ngGONG)は、これらの問題に対処し、宇宙天気に焦点を当てた監視における太陽の特徴の動作と進化と継続性の統計的調査のための大規模なデータセットを提供します。研究と運用の両方に取り組んでいます。また、他の惑星をホストする星を理解しようとする際に重要な、太陽としての星の調査も可能になります。
ラスターとベクターが混在する PDF の図と図のキャプションの抽出: OCR 機能を使用した天文文献のデジタル化
| Title |
Figure_and_Figure_Caption_Extraction_for_Mixed_Raster_and_Vector_PDFs:_Digitization_of_Astronomical_Literature_with_OCR_Features |
| Authors |
J.P._Naiman,_Peter_K._G._Williams,_Alyssa_Goodman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04460 |
1990年代後半の「デジタル化の時代」以前に出版された科学記事には、スキャンしたページ内に「閉じ込められた」図が含まれています。図とそのキャプションを抽出するための進歩はありましたが、現在、このプロセスのための堅牢な方法はありません。スキャンしたページで使用するYOLOベースの方法であるポスト光学式文字認識(OCR)を提示します。これは、グレースケールとOCR機能の両方を使用します。AstrophysicsDataSystem(ADS)の天体物理学文献所蔵に適用すると、図(図のキャプション)のF1スコアは90.9%(92.2%)であり、Intersection-Over-Union(IOU)カットオフは0.9です。他の最先端の方法よりも大幅に改善されています。
astronify を使用して、一変量で均等にサンプリングされた光曲線における信号検出のための超音波処理の有効性を評価する
| Title |
Evaluating_the_efficacy_of_sonification_for_signal_detection_in_univariate,_evenly_sampled_light_curves_using_astronify |
| Authors |
J._Tucker_Brown_(Newcastle_University),_C.M._Harrison_(Newcastle_University),_A._Zanella_(INAF)_and_J._Trayford_(University_of_Portsmouth) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04465 |
ソニフィケーションは、データを音で表現する技術であり、天文学の研究で発見とアクセシビリティを支援する潜在的な用途があります。天文学に焦点を当てたいくつかのソニフィケーションツールが開発されています。ただし、有効性テストは非常に限られています。BarbaraA.MikulskiArchiveforSpaceTelescopes(MAST)内のソニフィケーション機能のプロトタイプツールであるastronifyのテストを実行しました。信号対雑音比の範囲(SNR=3～100)を持つゼロ、1つ、または2つのトランジットのような信号を含む合成光曲線を作成し、明るさからピッチへのデフォルトのマッピングを適用しました。リモートテストを実施し、参加者にライトカーブをソニフィケーション、ビジュアルプロット、またはその両方の組み合わせとして提示したときにシグナルをカウントするよう求めました。192の回答を得て、そのうち118人が天文学とデータ分析の専門家として自己分類しました。高いSNR(=30および100)の場合、専門家と非専門家は、ソニファイドデータで良好なパフォーマンスを示しました(85～100%の成功信号カウント)。低いSNR(=3および5)では、両方のグループがソニフィケーションによる推測と一致していました。中程度のSNR(=7および10)では、専門家はソニフィケーションでは非専門家よりも優れたパフォーマンスを発揮しませんでしたが、ビジュアルでは大幅に優れていました(約2～3倍)。このソニフィケーション法が天文アーカイブやより広範な研究内で中程度のSNR信号検出に役立つ場合、可視データ検査の専門家が経験するようなソニフィケーショントレーニングが重要になると推測されます。それにもかかわらず、非常に単純で最適化されていないソニフィケーションアプローチでさえ、ユーザーが高いSNR信号を識別できることを示しています。私たちがアイデアを提示する、より最適化されたアプローチは、より低いSNR信号に対してより高い成功をもたらす可能性があります。
新しい MKID スペクトログラフである KIDSpec は、ELT で何ができるでしょうか?
マイクロ波運動インダクタンス検出器(MKID)は、その感度、低ノイズ、超伝導検出器の高いピクセル数、固有のエネルギーおよび時間分解能力により、天文計測器でより顕著になり始めています。KineticInductanceDetectorSpectrometer(KIDSpec)は、これらの機能を利用します。KIDSpecは、光学/近赤外用の中解像度MKIDスペクトログラフです。KIDSpecは、多くの科学分野、特に短時間および/または微弱な観測を含む分野に貢献します。短期間のバイナリシステムが見つかった場合、典型的なCCD検出器は、必要な露出が非常に短いため、これらのシステムを特徴付けるのに苦労し、推定されたパラメーター自体と同じくらい大きなエラーが発生します。KIDSpecシミュレーター(KSIM)は、KIDSpecがこれをどの程度改善できるかを調査するために開発されました。KIDSpecは、ELTクラスの望遠鏡でシミュレートされ、その可能性の範囲を見つけました。KIDSpecは、1420のスペクトル解像度で10秒の露出に対して5のSNRで$m_{V}\approx{24}$を観測できることがわかりました。これは、ELTクラスの望遠鏡のKIDSpecが、LISA検証ソースのLSSTフォトメトリック発見を分光的に追跡できることを意味します。
SIPGI: 分光データ削減のためのインタラクティブなパイプライン
| Title |
SIPGI:_an_interactive_pipeline_for_spectroscopic_data_reduction |
| Authors |
A._Gargiulo,_M._Fumana,_S._Bisogni,_P._Franzetti,_L._P._Cassar\`a,_B._Garilli,_M._Scodeggio,_G._Vietri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.05441 |
スリットベースの分光器からの光学/近赤外データを削減するための分光パイプラインであるSIPGIを紹介します。SIPGIは完全な分光データ削減環境であり、標準的な「手作業による」削減方法に典型的な高いレベルの柔軟性と精度を保持しながら、大幅に高いレベルの効率を特徴としています。これは、次の3つの主要な概念を活用することによって得られます:$i)$機器モデル:データ削減の中心にあるのは、主なキャリブレーション関係(スペクトル位置や波長キャリブレーションなど)の分析的記述であり、データで簡単に確認および調整できます。グラフィカルツールを使用する。$ii)$データを分類する組み込みのデータオーガナイザーと、レシピに正しい入力を提供するのに役立つグラフィカルインターフェイス。$iii)$リダクションレシピの設計と柔軟性:完全なリダクションを実行するために必要なタスクの数を最小限に抑えながら、提供されたツールを使用してデータリダクションプロセスの主要な段階の精度を検証する可能性を維持します。現在のバージョンのSIPGIは、大型双眼鏡に搭載されたMODSおよびLUCI分光器からのデータを管理しており、他のスルースリット分光器をサポートするためにSIPGIを拡張する計画です。一方、他の機器で機器モデルに基づく同じアプローチを使用できるようにするために、SpectraPyを開発しました。これは、スリットを介したスペクトルで動作するスペクトログラフに依存しないPythonライブラリです。現在のバージョンでは、SpectraPyは、機器の歪みによって補正された2次元の波長較正スペクトルを生成します。SIPGIの最新リリースとそのドキュメントは、http://pandora.lambrate.inaf.it/sipgi/からダウンロードできます。一方、SpectraPyはhttp://pandora.lambrate.inaf.it/SpectraPy/にあります。
EにするかEにしないか：グローバルコロナモデルの数値的ニュアンス
| Title |
To_E_or_not_to_E:_Numerical_Nuances_of_Global_Coronal_Models |
| Authors |
Michaela_Brchnelova_and_B{\l}a\.zej_Ku\'zma_and_Barbara_Perri_and_Andrea_Lani_and_Stefaan_Poedts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04481 |
近年、地球規模のコロナモデルは、太陽天気を予測するためのツールとして人気が高まっています。最大21.5Rsunの領域内で、磁気流体力学(MHD)を使用して、太陽表面での入力としてマグネトグラムを使用してコロナ構造を解明します。理想的には、これらの計算は、ESAModelingandDataAnalysisWorkingGroup(MADAWG)磁気接続ツール(http://connect-tool.irap.omp.eu/)で使用できるように、太陽マグネトグラムが更新されるたびに繰り返されます。）。したがって、これらの結果が正確かつ効率的であることが重要です。これらのモデルの結果を観察結果と比較して示す多くの研究が公開されていますが、これらの結果を達成するために必要な複雑な数値調整について論じている研究は多くありません。これらは、境界条件の定式化の詳細から、磁場と速度の間の平行性を強制するのと同じくらい大きな調整にまで及びます。理想MHDで電場を省略すると、物理の説明が不十分になり、過度の拡散や不正確なプロファイルにつながる可能性があります。他の技術とともに、人工的な電場の生成を減らす内部境界条件を定式化します。さらに、Bフィールドの密度と動径成分に特に焦点を当てて、さまざまな外部境界条件の定式化とグリッド設計が結果と収束にどのように影響するかを調査します。2008年の食の例では、実際の磁気マップに基づくシミュレーションの精度が大幅に向上しています。
自己生成乱流リコネクション層の進化、構造、トポロジー
| Title |
Evolution,_structure_and_topology_of_self-generated_turbulent_reconnection_layers |
| Authors |
Raheem_Beg,_Alexander_J._B._Russell,_Gunnar_Hornig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04492 |
完全に3Dで高速な自己生成および自己持続乱流リコネクション（SGTR）を示す2つの結合フラックスロープの3DMHDシミュレーションを提示します。SGTRの探査は、太陽コロナを含む天体物理学の文脈におけるMHD乱流と磁気リコネクションとの関係を理解するために重要です。SGTRへの道筋を調査し、新しいツールを適用して再結合層の構造とトポロジーを分析します。シミュレーションは、2.5DSweet-Parkerリコネクションから2.5D非線形ティアリングに進み、その後、グローバルに準定常である最終SGTRフェーズへの動的遷移が続きます。遷移段階は、大きな「キャットアイ」フラックスロープのキンク不安定性と、幅広い確率層の増殖によって支配されます。再結合層には、再結合率と相関し、約6倍異なる2つの一般的な特徴的な厚さスケールがあります。内側のスケールは、電流と渦度の密度、乱流の変動、および流出ジェットに対応し、外側のスケールは、磁力線の確率に関連しています。.リコネクション層の有効厚さは、確率的厚さではなく、乱流ゆらぎによって生成される有効リコネクション電場の内部スケールです。リコネクション層内のダイナミクスは、トポロジー的に非常に複雑なフラックスロープ構造と密接に関連しています。フラックスロープ構造と、内核と確率的分離(「SGTR翼」)の間の特徴的な中間領域の調査は、SGTRを理解するための鍵となる可能性があります。この研究は、プラズモイドを介したSGTRと確率論的視点の間の明らかな二元論に関する議論で締めくくられています。
2016年から2018年の季節に検出されたマイクロレンズ連星の褐色矮星仲間
| Title |
Brown-dwarf_companions_in_microlensing_binaries_detected_during_the_2016--2018_seasons |
| Authors |
Cheongho_Han,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Youn_Kil_Jung,_Doeon_Kim,_Yuki_Hirao,_Valerio_Bozza,_Michael_D._Albrow,_Weicheng_Zang,_Andrzej_Udalski,_Ian_A._Bond,_Sun-Ju_Chung,_Andrew_Gould,_Kyu-Ha_Hwang,_Yossi_Shvartzvald,_Hongjing_Yang,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Hyoun-Woo_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Dong-Joo_Lee,_Jennifer_C._Yee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Przemek_Mr\'oz,_Micha{\l}_K._Szyma\'nski,_Jan_Skowron,_Radek_Poleski,_Igor_Soszy\'nski,_Pawe{\l}_Pietrukowicz,_Szymon_Koz{\l}owski,_Krzysztof_Ulaczyk,_Krzysztof_A._Rybicki,_Patryk_Iwanek,_Marcin_Wrona,_Fumio_Abe,_Richard_Barry,_David_P._Bennett,_Aparna_Bhattacharya,_Hirosame_Fujii,_Akihiko_Fukui,_Stela_Ishitani_Silva,_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,_Hibiki_Yama,_Yoshitaka_Itow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04607 |
褐色矮星(BD)コンパニオンを含むマイクロレンズバイナリを見つけることを目的として、2016年から2018年の季節に収集されたマイクロレンズ調査データを調査します。この目的のために、バイナリレンズによって生成される可能性が高い異常な特徴を示す光曲線を使用して、レンズ効果イベントのモデリングを最初に実施しました。次に、コンパニオンとプライマリの質量比が$q\lesssim0.1$であるという基準を適用して、BDコンパニオンバイナリレンズイベントを分類しました。この手順から、OGLE-2016-BLG-0890L、MOA-2017-BLG-477L、OGLE-2017-BLG-0614L、KMT-2018-BLG-0357L、OGLE-2018-を含むBDコンパニオンの候補を含む6つのバイナリを特定します。BLG-1489L、OGLE-2018-BLG-0360L。個々のレンズイベントの観測量を使用してベイジアン分析を行うことにより、バイナリコンパニオンの質量を推定します。レンズ質量のベイジアン推定によると、イベントOGLE-2016-BLG-0890、OGLE-2017-BLG-0614、OGLE-2018-BLG-1489、およびOGLE-2018-BLG-のレンズコンパニオンの確率。0360がBD質量領域にある確率は非常に高く、$P_{\rmBD}>80\%$です。MOA-2017-BLG-477とKMT-2018-BLG-0357の場合、確率は比較的低く、それぞれ$P_{\rmBD}=61\%$と69\%です。
KIC 6951642: 確認されたケプラー $\gamma$ Doradus-$\delta$ Scuti
星で、単線連星系の可能性がある中間から高速の回転
| Title |
KIC_6951642:_confirmed_Kepler_$\gamma$_Doradus-$\delta$_Scuti_star_with_intermediate_to_fast_rotation_in_a_possible_single-lined_binary_system |
| Authors |
A._Samadi-Ghadim,_P._Lampens,_and_L._Gizon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04651 |
KIC6951642は、ケプラーミッションの第1四半期の観測から、$\gamma$Doradus-$\delta$Scuti型のハイブリッドパルセータの候補として報告されています。KIC6951642の脈動性を調査し、光度曲線における回転および/または活動の痕跡を探すことを目的としています。両方のフーリエスペクトルの反復周波数検索を実行し、それらの規則的なパターンを検索しました。スペクトル合成を適用して、大気の恒星パラメータを決定しました。KIC6951642は分光連星系に属すると報告されていたので、最初の軌道の質を改善するために、公開されたスペクトルと新しいスペクトルから得られた動径速度を用いて、光度曲線から得られた時間遅延を当てはめました。追跡分光法により、KIC6951642は高速回転するF0型星であり、周期が$\sim$4.8年の単線連星である可能性が示された。低頻度領域では、0.721d$^{-1}$と0.0087d$^{-1}$の頻度を識別しました。最初の周波数は恒星の自転によるものであり、2番目の周波数は周期を伴う恒星の活動によるものです。$g$モードも検出され、最も強いモードは2.238d$^{-1}$にあり、3つの非対称マルチプレット(平均間隔は0.675$\pm$0.044d$^{-1}$)でした。.高周波領域では、13.96d$^{-1}$に位置する最も強いモードの$\delta$Scuti型の周波数と、7つの非対称マルチプレット(平均間隔0.665$\)を検出しました。pm$0.084d$^{-1}$)。その後、$g$または$p$モードと、脈動によるものではないより高い引用周波数の1つとの組み合わせであると思われる周波数をさらにいくつか特定しました。我々は、KIC6951642が高速回転する$\gamma$Dor-$\delta$Sct混成星に適応し、$g$モードと$p$モードのさまざまな回転分割マルチプレットを持ち、数年続くサイクルを示すことを提案します()星の活動。
ICME-HSS相互作用領域におけるアルヴェン波の観測
| Title |
Observation_of_Alfven_wave_in_ICME-HSS_interaction_region |
| Authors |
Omkar_Dhamane,_Anil_Raghav,_Zubair_Shaikh,_Utsav_Panchal,_Kalpesh_Ghag,_Prathmesh_Tari,_Komal_Chorghe,_Ankush_Bhaskar,_Wageesh_Mishra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04682 |
Alfv\'en波(AW)は、太陽から放出される太陽風内に存在する最も一般的な変動です。さらに、惑星間コロナ質量放出(ICME)と高速ストリーム(HSS)の間の相互作用が何度か観測されています。しかし、そのような相互作用はAWを生成できますか?このようなシナリオでAWの性質がどうなるかは未解決の問題です。それに答えるために、1999年10月21日に1天文単位でWind宇宙船によって観測されたICME-HSS相互作用イベントを調査しました。Wal\'en検定を使用してAWを識別し、Elsasser変数を推定してAWの特性を見つけました。ICMEがSunwardAWで支配的であるのに対し、後続のHSSは強力な反SunwardAWを持っていることが明確にわかります。ICME-HSS相互作用がICMEのMCを変形させ、MC内にAWが生じることをお勧めします。さらに、ICME初期段階でのリコネクションの存在も、その中でのAWの起源の主な原因になる可能性があります。
光球導波路における正確な MHD スロー ボディ モード ソリューションと近似 MHD スロー ボディ モード ソリューションの比較
| Title |
Comparison_of_exact_and_approximate_MHD_slow_body_mode_solutions_in_photospheric_waveguides |
| Authors |
Anwar_Aldhafeeri,_Gary_Verth,_Viktor_Fedun,_Matthew_Lennard,_and_Istvan_Ballai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04689 |
この研究では、黒点や細孔の影などの光球磁気構造で観測される磁気流体力学(MHD)スローボディモードのモデル化を簡素化する可能性を探ります。単純化のアプローチは、遅い実体波の固有値の変動が、チューブ軸に対する速度の縦成分が磁束チューブの境界でゼロであることを課すことによって導出できることを前提としています。これは観測とよく一致しています。.私たちのアプローチを正当化するために、円筒フラックスチューブのスローボディモードの簡略化されたモデルの結果を、フラックスチューブの境界での速度と全圧の半径方向成分の連続性を課すことによって得られたモデル予測と比較します。私たちの結果は、光球条件下でスローボディモードをモデル化する場合、高精度(考慮されているモデルで1\%未満)で、境界での横方向の速度と圧力の成分の連続性の条件を無視できることを示しています。
太陽フレアの位置は、太陽の内層の境界を示していますか?
太陽フレアの位置から太陽円盤上の太陽の中心の投影点までの太陽フレアの角距離は、1975${-}$2021のGOESイベントと2002${-}$2021のRHELSIイベントの期間に研究されています。フレアの重要度のイベント数によるこの分布は、特定の曲率形状を示します。この曲率形状は、GOES分類が異なり、観測衛星が異なっても、大きな変化がなくても同じままです。各太陽周期中。距離分布の曲率には4つのピークがあり、背景にある太陽の内層のように見える太陽円盤の中心の周りにある4つの中央リングによって示されます。1)コアサークル[0${-}$15$^{\circ}$]:太陽コアの太陽ディスクへの投影です。2)放射リング[15$^{\circ}$${-}$45$^{\circ}$].3)対流リング[45$^{\circ}$${-}$55$^{\circ}$]。手足の指輪[80$^{\circ}$${-}$90$^{\circ}$]。放射リングと対流リングでは、多数の太陽フレアが発生しました。コアリングとリムリングにいくつかのイベントがあります。
Icme Shock-Sheath 内の Alfv'en 波のその場観察は、Alfv'enic 乱流の存在を示します
| Title |
In-situ_Observation_Of_Alfv'en_Waves_In_Icme_Shock-Sheath_Indicates_Existence_Of_Alfv'enic_Turbulence |
| Authors |
Anil_Raghav,_Zubair_Shaikh,_Omkar_Dhamane,_Kalpesh_Ghag,_Prathmesh_Tari,_Utsav_Panchal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.05037 |
惑星間空間におけるコロナ質量放出(CME)の動的な進化は、高度に乱れ、圧縮され、加熱されたショックシースを生成します。この領域は、小さなスケールでの乱流のゆらぎを研究するためのユニークな環境を提供し、乱流が消散してプラズマが加熱される物理的メカニズムを解明する機会を提供します。磁化されたプラズマの乱流が宇宙および天体物理プラズマのエネルギー輸送プロセスをどのように制御するかは、魅力的で挑戦的な21世紀の未解決の問題です。このため、文献では、磁化されたプラズマの3種類の磁気流体力学(MHD)波動/揺らぎが、磁気音波(高速)、アルベニック(中間)、音波(低速)として説明されています。マグネトソニックタイプは、惑星間媒体で最も一般的です。しかし、ICMEシースでは現在までにアルヴェーニの波動/ゆらぎは確認されていません。アルヴェーエン波の急峻化は、アルヴェーネショックにつながる回転の不連続を形成する可能性があります。しかし、理論的根拠に基づいてその存在に疑問が投げかけられました。ここでは、文献に記載されている3つの異なる方法を使用して、1AUの乱流ショックシース内のAlfv'en波の観測可能なその場での証拠を示します。また、Els"asser変数、正規化されたクロスヘリシティ、正規化された残留エネルギーを推定し、アルヴェーン波の外向きの流れを示します。IMFのパワースペクトル解析は、ICMEショックシースにアルヴェーン乱流が存在することを示しています。この研究には強い意味があります。惑星間宇宙プラズマ、惑星間プラズマとの相互作用、および天体物理プラズマのドメイン。
TIC 452991707 および TIC 452991693 は、3 つの日食連星を持つ候補六重システムとして
| Title |
TIC_452991707_and_TIC_452991693_as_a_Candidate_Sextuple_System_with_Three_Eclipsing_Binaries |
| Authors |
P._Zasche,_Z._Henzl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.05051 |
3つの異なる食のような信号を示すTESSデータで検出されたまれなシステムの発見を提示します。TIC452991707とTIC452991693は、空で2番目のそのようなシステムのようです。その2つのコンポーネントは、約16インチ離れており、重力で束縛されているか、または共動ペアを構成しています。TESSデータから検出された3つの周期は、次のとおりです。PA=1.46155d、PB=1.77418d,PC=1.03989d,それぞれ.AとBの期間はTIC452991707に属し、CはコンポーネントTIC452991693に属します.ペアAは最も深い日食を示し、その軌道は非常にわずかに偏心しています.第3周期Cは最小の振幅(食または楕円体の性質)を持っていますが、TIC452991693に由来し、両方の視覚要素が同様の固有運動と距離を共有するため、A+Bに接続されています.さまざまな調査からの古い測光からのデータの長期収集も2つの内側のペアAとBがそれらの重心の周りを周回していることを示しています.その周期はおそらく数年ですが,その軌道パラメータを最終的に導出するには,もっと最新のデータが必要です.したがって,の新しい観測を求めます.この素晴らしいsシステム。
2021年11月19日の獅子座の大フレア。 XMM-NewtonとTESSの同時観測
| Title |
The_Great_Flare_of_2021_November_19_on_AD_Leo._Simultaneous_XMM-Newton_and_TESS_observations |
| Authors |
B._Stelzer,_M._Caramazza,_St._Raetz,_C._Argiroffi,_M._Coffaro_(Universit\"at_T\"ubingen,_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Palermo,_Universit\`a_di_Palermo) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.05068 |
活発なM矮星ADしし座のスーパーフレアの詳細な分析を提示します。このイベントは、X線(XMM-Newtonを使用)と光学(TransitingExoplanetSurveySatellite、TESSを使用)で同時に観測された恒星フレアのまれなケースを示しています。0.2-12keVX線バンド($1.26\pm0.01\cdot10^{33}$erg)と放射エネルギー($E_{F,bol}=5.57\pm0.03\cdot10^{33}$erg)このイベントをスーパーフレアクラスの下端に配置します。ADレオの近接性から得られる例外的な光子統計により、ピークフラックス（X1445クラス）と統合エネルギー（$E_{F、GOES}=4.30\pm0.05\cdot10^{32}$erg)、太陽からのフレアに関するデータとの直接比較を可能にします。太陽フレアの経験的関係の外挿から、少なくとも$10^5\,{cm^{-2}s^{-1}sr^{-1}}$の陽子フラックスが放射出力を伴うと推定されます。TESS白色光フレアのピークとGOESバンドフレアピークの間に300秒のタイムラグがあり、明確なNeupert効果があるため、このイベントは標準的な(太陽)フレアシナリオに非常によく似ています。X線フレア中の時間分解分光法は、プラズマ温度と放出測定値の時間発展に加えて、電子密度と元素存在量の一時的な増加、および星の半径の13％だけコロナに伸びるループを明らかにします($4\cdot10^9$cm)。TESSおよびXMM-Newtonデータからのフレアのフットプリント領域の独立した推定は、光学フレアの高温（25000K）を示唆していますが、光学フレア領域とX線フレア領域は大気中の物理的に異なる領域を表している可能性が高いと考えていますADレオの。
GONGデータにおける太陽フィラメント振動の自動検出技術
| Title |
Automatic_detection_technique_for_solar_filament_oscillations_in_GONG_data |
| Authors |
Manuel_Luna,_Joan-Ren\'e_Merou_Mestre_and_Fr\'ed\'eric_Auch\`ere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.05087 |
太陽フィラメントの振動は何十年も前から知られていました。現在、新しい望遠鏡の新しい機能のおかげで、これらの周期的な動きが定期的に観測されています。フィラメントの振動は、その構造の重要な側面を示しています。太陽周期にわたるフィラメント振動の体系的な研究は、プロミネンスの進化に光を当てることができます。この作業は、望遠鏡のGONGネットワークからのH$\alpha$データを使用して、そのような振動を自動的に検出し、パラメータ化することを目的とした概念実証です。提案された手法は、H$\alpha$データキューブのすべてのピクセルの周期的な変動を調べます。FFTを使用して、パワースペクトル密度(PSD)を計算します。それが本当の振動なのか、疑似的な変動なのかを判断する基準を定義します。これは、PSDのピークが95\%の信頼レベルでバックグラウンドノイズの数倍よりも大きくなければならないことを考慮したものです。バックグラウンドノイズは、レッドノイズとホワイトノイズの組み合わせによく適合します。この方法を文献ですでに報告されているいくつかの観察に適用して、その信頼性を判断しました。また、この方法をテストケースに適用しました。これは、フィラメントの振動がアプリオリに知られていないデータセットです。この方法は、PSDがしきい値を超えるフィラメントの領域があることを示しています。得られた周期性は、他の方法で得られた値とほぼ一致しています。テストケースでは、メソッドはいくつかのフィラメントで振動を検出します。提案されたスペクトル手法は、H$\alpha$データを使用してプロミネンスの振動を自動的に検出するための強力なツールであると結論付けています。
ビデオベースの深層学習による実用的な太陽フレア予測
| Title |
Operational_solar_flare_forecasting_via_video-based_deep_learning |
| Authors |
Sabrina_Guastavino,_Francesco_Marchetti,_Federico_Benvenuto,_Cristina_Campi,_Michele_Piana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.05128 |
運用上のフレア予測は、フレアの発生による宇宙天気への影響について、通常は毎日の規模で意思決定を行うために使用できる予測を提供することを目的としています。この研究は、太陽周期の周期性を考慮しながら、ネットワークの最適化に使用されるトレーニングセットと検証セットが生成される場合、ビデオベースのディープラーニングを運用目的で使用できることを示しています。具体的には、この論文では、特定のサイクルフェーズに関連付けられたフレアクラスレートに従ってバランスが取れたアクティブ領域のセットを構築するために適用できるアルゴリズムについて説明しています。これらのセットは、畳み込みニューラルネットワークとロングショートメモリネットワークの組み合わせで構成される長期再帰畳み込みネットワークのトレーニングと検証に使用されます。このアプローチの信頼性は、2015年3月と2017年9月の太陽嵐をそれぞれ含む2つの予測ウィンドウの場合に評価されます。
極地でちらつきの原因を特定する
| Title |
Locating_the_flickering_source_in_polars |
| Authors |
Krystian_Ilkiewicz,_Simone_Scaringi,_Colin_Littlefield,_Paul_A._Mason |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.05162 |
ちらつきは、すべての降着システムで観察される高速変動です。ほとんどの激変変数では、ちらつきは降着円盤に由来することが示されています。しかし、極では白色矮星の強い磁場が降着円盤の形成を妨げます。したがって、極地でのちらつきの起源は明確ではありません。その起源の場所を明らかにするために、7つの極における軌道位相によるちらつき振幅の変化を分析しました。少なくとも一部の極では、ちらつきの原因が2つあることがわかりました。さらに、光源のうちの少なくとも１つは、システム内の主光源からかなり離れた位置にある。
| Title |
A_UV_census_of_the_environments_of_stripped-envelope_supernovae |
| Authors |
Ning-Chen_Sun,_Justyn_R._Maund_and_Paul_A._Crowther |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.05283 |
この論文は、ハッブル宇宙望遠鏡によって取得された深紫外光学画像に基づいて、41の均一に選択されたエンベロープ超新星(SESNe)の環境分析を報告しています。若い恒星集団はほとんどのSN環境で検出され、その年齢は階層的なベイジアンアプローチで導出されます。タイプIIbとタイプIbの年齢分布は区別できませんが、タイプIcの年齢分布は体系的に若いです。これは、タイプIcSN前駆細胞がより質量が大きく、タイプIIbおよびタイプIbSNeの前駆細胞質量が非常に類似していることを示唆しています。私たちの結果は、SESN前駆体の水素エンベロープが質量に敏感なプロセス（たとえば、バイナリ相互作用）を介して剥がれる一方で、ヘリウムエンベロープが質量に敏感なプロセス（たとえば、ポストバイナリ相互作用の前駆体)。また、3つのタイプIbnSNeと2つの広範なタイプIcSNeの前駆体制約も提供します。これらすべての結果は、SESNeの起源における非常に多様な質量損失プロセスの重要性を示しています。
大質量星の共通包絡線位相の二段階形式
大規模なスタードナーとの共通エンベロープフェーズの後の軌道分離を予測するための新しい単純な形式を提案します。私たちは、巨大な赤色超巨星が、高密度のヘリウムコアと対流エンベロープの間にかなりの放射層を持つ傾向があるという事実に焦点を当てています。私たちの形式論は、共通エンベロープフェーズを2つの段階で扱います。外側の対流エンベロープを介した動的インスパイラルと、放射シェル間からの熱タイムスケール物質移動です。パラメータの基準選択により、新しい形式は通常、従来のエネルギー形式と比較してはるかに広い分離を予測します。さらに、私たちの形式主義は、最終的な分離がドナーの進化段階と仲間の質量に強く依存することを予測しています。私たちの形式主義は、共通エンベロープ進化を扱う集団合成研究のための物理的に動機付けられた代替オプションを提供します。この処理は、重力波源、X線連星、剥ぎ取られたエンベロープ超新星などの大質量星連星の予測に影響を与えます。
将来の衛星搭載検出器のための重力波形モデリングの優先事項: 真空精度または環境?
| Title |
Priorities_in_gravitational_waveform_modelling_for_future_space-borne_detectors:_vacuum_accuracy_or_environment? |
| Authors |
Lorenz_Zwick,_Pedro_R._Capelo,_Lucio_Mayer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04060 |
将来の衛星搭載重力波(GW)検出器に備えて、モデル化の取り組みは高精度の真空テンプレートまたはソースの天体物理環境に焦点を当てる必要がありますか?1)ガス状物質と星状物質の両方の背景における既知の環境効果、または2)mHzGWソースの進化における高次ポストニュートン項によって引き起こされる位相寄与の体系的な比較を実行します。現在利用可能な解析波形モデルの精度をベンチマークとして使用し、次の傾向を見つけます:$\sim10^7/(1+z)^2$~M$_{$z$は赤方偏移です。$\sim10^8/(1+z)$~M$_{\odot}$より重いバイナリは、信号対雑音比(SNR)が低いため、より正確な波形を必要としません。高SNRソースの場合、環境の影響は低赤方偏移に関係しますが、$z>4$では高次の真空テンプレートが必要です。これらの発見に基づいて、mHz検出器の科学的収量を最大化するために、波形モデルに環境の影響を含めることを優先する必要があると主張します。
天体物理学およびアプリケーション関連の中性子放射化測定のための CERN n TOF NEAR ステーション
| Title |
The_CERN_n_TOF_NEAR_station_for_astrophysics-_and_application-related_neutron_activation_measurements |
| Authors |
N._Patronis,_A._Mengoni,_N._Colonna,_M._Cecchetto,_C._Domingo-Pardo,_O._Aberle,_J._Lerendegui-Marco,_G._Gervino,_M.E._Stamati,_S._Goula,_A.P._Bernardes,_M._Mastromarco,_A._Manna,_R._Vlastou,_C._Massimi,_M._Calviani,_V._Alcayne,_S._Altieri,_S._Amaducci,_J._Andrzejewski,_V._Babiano-Suarez,_M._Bacak,_J._Balibrea,_C._Beltrami,_S._Bennett,_E._Berthoumieux,_M._Boromiza,_D._Bosnar,_M._Caamano,_F._Calvino,_D._Cano-Ott,_A._Casanovas,_F._Cerutti,_G._Cescutti,_S._Chasapoglou,_E._Chiaveri,_P._Colombetti,_P._Console_Camprini,_G._Cortes,_M._A._Cortes-Giraldo,_L._Cosentino,_S._Cristallo,_S._Dellmann,_M._Di_Castro,_S._Di_Maria,_M._Diakaki,_M._Dietz,_R._Dressler,_E._Dupont,_I._Duran,_Z._Eleme,_S._Fargier,_B._Fernandez,_B._Fernandez-Dominguez,_P._Finocchiaro,_S._Fiore,_V._Furman,_F._Garcia-Infantes,_A._Gawlik-Ramiega,_et_al._(74_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04443 |
新しい実験エリアであるNEARステーションが最近CERNnTOF施設に建設され、破砕ターゲットから短い距離(1.5m)に位置しています。非常に高フラックスの中性子ビームを特徴とする新しいエリアは、天体物理学やさまざまなアプリケーションに関心のある放射化測定を実行する目的で設計されています。ビームは、コリメータが挿入されたターゲットの遮蔽壁の穴を通って核破砕ターゲットからNEARステーションに運ばれます。新しい領域は{\gamma}線分光実験室であるGEARステーションで補完され、NEARステーションでのサンプルの照射から生じる放射能を測定するための高効率HPGe検出器が装備されています。天体物理学的に関心のあるマクスウェル平均断面積の測定に必要な、異なる熱エネルギーでマクスウェル形状の中性子ビームを生成するために、減速材/フィルターアセンブリの使用が想定されています。非常に短い半減期の同位体につながる反応の測定のために、新しい高速サイクル活性化技術も調査されています。
地球の地質学的および気候学的歴史と銀河ブラックホールの影を使用して宇宙の過去を探る
この短いレビューでは、地球の気候学的および地質学的な歴史と、銀河のブラックホールの影が宇宙の過去の進化を明らかにする方法について説明します。具体的には、私たちの宇宙の過去に発生した圧力特異点が、地球の地質学的および気候学的歴史と宇宙ブラックホールの影にその痕跡を残した可能性があることを指摘します。私たちのアプローチは、$70-150\,$Myrs前に私たちの宇宙である種の突然の物理的変化が起こった場合、$H_0$の張力問題が解決される可能性があるという事実に基づいています。このような急激な物理変化が、宇宙が圧力の有限時間特異点をスムーズに通過することによってどのように引き起こされたのかを確認します。このような有限時間の特異点は、修正された重力、特に$F(R)$重力で発生する可能性があるため、特異な宇宙流体やスカラー場に頼ることなく、修正された重力がこの種の進化をどのように推進するかを示します。そのような圧力特異点の存在は、宇宙の束縛された物体の楕円軌道を歪め、太陽の周りの楕円軌道が変化した可能性がある場合、地球に地質学的および気候学的変化を引き起こす可能性があります。また、そのような圧力特異点は、宇宙論的赤方偏移距離に存在する超大質量銀河ブラックホールの周りの円形光子軌道に直接影響を与えるため、赤方偏移$z\leq0.01$でのいくつかの宇宙論的ブラックホールの影は、SgrAと比較して形状が異なって見える可能性があります。*およびM87*超大質量ブラックホール。ただし、この機能は非常に遠い将来に実験的に確認できます。
高強度実験におけるダークセクター物理学
| Title |
Dark_Sector_Physics_at_High-Intensity_Experiments |
| Authors |
Stefania_Gori,_Mike_Williams,_Phil_Ilten,_Nhan_Tran,_Gordan_Krnjaic,_Natalia_Toro,_Brian_Batell,_Nikita_Blinov,_Christopher_Hearty,_Robert_McGehee,_Philip_Harris,_Philip_Schuster,_and_Jure_Zupan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04671 |
ダークマターはダークセクターの一部ですか?標準モデル(SM)の力の下でダークセクターが中立である可能性は、ダークマター(DM)の存在について魅力的な説明を提供し、次のような基本的な問題との潜在的な関連性とともに、それ自体で探索する説得力のある新しい物理学の方向性です。ニュートリノの質量、階層問題、宇宙の物質と反物質の非対称性など、さまざまです。ダークセクターは一般的に通常の物質と弱く結合しており、MeVからGeVまでの質量を自然に持つことができ、SMの対称性を尊重するため、高エネルギーコライダーデータと精密な原子測定によってわずかに制約を受けるだけです。しかし、今後提案されている強度フロンティア実験は、2018年のダークマターニューイニシアチブ（DMNI）BRNレポートで優先研究方向として強調されているダークセクターの物理学への前例のない窓を提供します.このプログラムのサポート--多目的実験でのダークセクター分析の形で、DMNI資金を受け取る強度フロンティア実験の実現、DMNIのサポートの拡大により、DMの全範囲と目に見える最終状態の署名を調査します(特に長寿命の粒子)をBRNレポートで要求し、堅牢なダークセクター理論の取り組みをサポートすることで、低質量サーマルDMマイルストーンの包括的な探査が可能になり、強度フロンティア実験のダーク発見の可能性が大幅に高まります。-セクター粒子が減衰してSM粒子に戻ります。
ランダウ減衰のデータ駆動型マルチモーメント流体モデリング
| Title |
Data-driven,_multi-moment_fluid_modeling_of_Landau_damping |
| Authors |
Wenjie_Cheng,_Haiyang_Fu,_Liang_Wang,_Chuanfei_Dong,_Yaqiu_Jin,_Mingle_Jiang,_Jiayu_Ma,_Yilan_Qin,_Kexin_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04726 |
第一原理に基づいて複雑な物理システムの支配方程式を導き出すことは、システムに特定の未知の項や隠れた物理メカニズムがある場合、非常に困難な場合があります。この作業では、ディープラーニングアーキテクチャを適用して、完全な運動モデルから取得したデータに基づいて、プラズマシステムの流体偏微分方程式(PDE)を学習します。学習したマルチモーメント流体偏微分方程式は、ランダウ減衰などの運動効果を組み込むことが実証されています。学習された流体閉鎖に基づいて、データ駆動型のマルチモーメント流体モデリングは、完全な運動モデルから導出されたすべての物理量を適切に再現できます。ランダウ減衰の計算された減衰率は、完全な動的シミュレーションと線形理論の両方と一致しています。複雑な物理システムの偏微分方程式のデータ駆動型流体モデリングを適用して、流体閉鎖を改善し、グローバルシステムのマルチスケールモデリングの計算コストを削減できます。
[Roupas,Z.Eur.物理。J.C82,255(2022)]。暗黒エネルギーの宇宙とシュヴァルツシルトのブラックホールは、量子不確定性のために有限の厚さを持つ共通の二重事象の地平線上で一致します。システムは、デュアルホライズンに適用される有限の接線圧力によって安定します。宇宙論的地平線温度で識別されるトルマン温度での系の流体エントロピーは、ベケンシュタイン・ホーキングエントロピーと等しくなるように計算されます。
ブラックホールに落ちた場合に死を遅らせ、未来をさらに見る方法
| Title |
How_to_delay_death_and_look_further_into_the_future_if_you_fall_into_a_black_hole |
| Authors |
A.V._Toporensky,_S.B._Popov_(SAI_MSU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04823 |
このメモでは、ブラックホールの近くと内部での運動の特異な特性の教育学的な説明を提示します。シュヴァルツシルトのブラックホールに半径方向に落下するオブジェクトの寿命が、瞬間的なインパルスによってどのように変更され、特異点になるかについて説明します。よく知られている地平線内での適切な時間の上限は、実際には無限に強力なキックを必要とします。特異点との接触までの適切な時間間隔(落下する観測者の個人的な寿命として認識される)と、レマ\^itre座標系の時間間隔(落下が外界の未来にどのくらい離れているかを反映する)を計算します。オブザーバーは見ることができます)、落下するボディが受けたキックのさまざまな値を調べます。有限出力のエンジンによって両方の時間間隔を増やすための理想的な戦略について説明します。この例は、一般相対性理論および関連する天体物理学を専門とする学部生向けの大学のゼミに適しています。
特にマルチメッセンジャー観測や新しい実験施設からのデータが殺到しているときに、広範囲の密度にわたるハドロン物質の挙動についての私たちの理解を調整する必要性は、核モデルに新たな課題をもたらしました。特に、核エネルギー汎関数のアイソベクトルチャネルの密度依存性は、PREX-II(またはPREX)とCREXのような実験を同じ立場で行う必要がある場合、突き止めるのが難しいようです。中性子星の静的特性の完全なベイジアン解析を、結合エネルギー、電荷半径、および半古典レベルで計算された中性子スキンとしての核のグローバルな特性とともに実行することにより、半不可知論的モデリング手法でこの異常をテストしました。私たちの結果は、バルクと表面特性の間の相互作用、および亜飽和と過飽和密度体制を効果的に分離する高次の経験的パラメーターの重要性が、異なる測定と観察の間の緊張を部分的に説明する可能性があることを示しています。ただし、表面の挙動がバルク特性から分離されている場合、実験データと観測データの間でかなり調和のとれた状況が見つかりました。
微細パターンガス検出器
| Title |
Micro-Pattern_Gaseous_Detectors |
| Authors |
B._Surrow,_M._Titov,_S._Vahsen,_A._Bellerive,_K._Black,_A._Colaleo,_K._Dehmelt,_K._Gnanvo,_P._Lewis,_D._Loomba,_C._O'Hare,_M._Posik,_A._White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.05202 |
これは、素粒子物理学のSnowmass202110年調査の一環として、InstrumentationFrontierGroup'IF5'に提出された、マイクロパターンガス検出器に関するホワイトペーパーの概要です。
ニュートンポテンシャルに閉じ込められた軸対称で静止した衝突のないガス雲
| Title |
Axisymmetric,_stationary_collisionless_gas_clouds_trapped_in_a_Newtonian_potential |
| Authors |
Carlos_Gabarrete_and_Olivier_Sarbach |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.05325 |
大質量の中心天体を取り囲む軸対称の静止ガス雲の特性について議論します。重力場は、非相対論的回転対称ポテンシャルによってモデル化された中心物体によって支配されると仮定されます。さらに、ガスは、このポテンシャルで束縛された軌道をたどる衝突のない同一の質量のある粒子で構成されていると仮定します。1粒子分布関数のいくつかのモデルが考慮され、粒子密度とエネルギー密度、圧力テンソル、運動温度など、関連する巨視的観測量を記述する基本的な式が導き出されます。無限遠での解の漸近減衰について説明し、有限の総質量、エネルギー、および(ゼロまたはゼロ以外の)角運動量を持つ構成を指定します。最後に、私たちの構成は、流体力学的アナログと比較されます。付随する論文では、中心物体がシュヴァルツシルトのブラックホールからなる等価な一般相対論的問題が議論されています。
ブラックホールを取り巻く軸対称で静止した衝突のないガス配置
| Title |
Axisymmetric,_stationary_collisionless_gas_configurations_surrounding_black_holes |
| Authors |
Carlos_Gabarrete_and_Olivier_Sarbach |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.05327 |
ブラックホールを取り囲む静止ガス雲の特性について、そのガスが、シュヴァルツシルト時空の空間的に束縛された測地線軌道に従う衝突のない同一の巨大な粒子で構成されていると仮定して説明します。1粒子分布関数のいくつかのモデルが考慮され、電流密度4ベクトルや応力エネルギー運動量テンソルなど、関連する巨視的な観測量を記述する基本的な式が導き出されます。これは、これらのオブザーバブルを運動定数の積分として書き直し、積分範囲を注意深く分析することによって達成されます。特に、有限の総質量と角運動量を持つ構成を提供します。これらの構成とニュートンポテンシャルの非相対論的対応との違いが分析されます。最後に、私たちの構成は、流体力学的類似物である「ポリッシュドーナツ」と比較されます。
木星磁気鞘における乱流電磁流体カスケードの観測
| Title |
Observation_of_Turbulent_Magnetohydrodynamic_Cascade_in_the_Jovian_Magnetosheath |
| Authors |
N._Andr\'es,_R._Bandyopadhyay,_D._J._McComas,_J._R._Szalay,_F._Allegrini,_R._W._Ebert,_D._J._Gershman,_J._E._P._Connerney,_S._J._Bolton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.05386 |
木星の磁気シース(MS)におけるエネルギーカスケード率の最初の推定を提示します。JovianAuroralDistributionsExperiment(JADE)およびジュノー宇宙船に搭載された磁力計調査(MAG)機器からの現場観測を使用して、最近の2つの圧縮モデルと連携して、磁気流体力学(MHD)スケールでのカスケード速度を調査します。木星のMSでは高レベルの圧縮性密度変動が観察されますが、MHD慣性範囲には一定のエネルギー流束が存在します。圧縮可能な等温およびポリトロープエネルギーカスケード率は、密度変動が存在する場合、MHD範囲で増加します。木星の磁気シースのエネルギーカスケード率は、地球の磁気シースの対応する典型的な値よりも少なくとも2桁(100倍)小さいことがわかります。
原子核の有限サイズが中性子星のせん断弾性率とねじり振動に及ぼす影響
| Title |
Effects_of_finite_sizes_of_atomic_nuclei_on_shear_modulus_and_torsional_oscillations_in_neutron_stars |
| Authors |
Hajime_Sotani,_Hajime_Togashi,_and_Masatoshi_Takano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.05416 |
中性子星物質のせん断係数は、中性子星のねじれ振動を決定するための重要な特性の1つです。有限サイズの球状核がせん断弾性率に及ぼす影響を考慮し、地殻のねじり振動の周波数を調べます。せん断弾性率は、有限サイズ効果により減少し、ねじり振動の周波数が減少します。特に、有限サイズ効果は、より大きな方位角量子数を持つ振動や、核対称エネルギーの密度依存性が弱い中性子星モデルにとってより重要になります。実際には、磁気効果が無視できる中性子星からの準周期振動と地殻ねじり振動を識別すると、有限サイズ効果は$\sim100$Hzよりも高い周波数でより重要になる可能性があります。
カー時空における一般的な軌道に対する点粒子の自己力正則化: 電磁気および重力の場合
| Title |
Self-force_regularization_of_a_point_particle_for_generic_orbits_in_Kerr_spacetime:_electromagnetic_and_gravitational_cases |
| Authors |
Anna_Heffernan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.05450 |
自己力は、ESAの将来の宇宙ベースの重力波検出器LISAの重要なターゲットである極端な質量比の渦巻きの波形をモデル化する際の主要な方法です。これらのシステムをモデル化する際に、小さな物体を点粒子として近似すると、問題のある特異点を取り除く必要があります。この特異構造のモデリングは、ゴールドスタンダードとしてDetweiler-Whiting特異フィールドに落ち着きました。支配波動方程式自体の解として、除去すると、均一な波動方程式の解である滑らかな規則的な場が残ります。モード和法では、球面調和分解を介してモードごとにこの特異点モードを減算できます。モードが多いほど、$\ell$-sumの収束が速くなり、特に波形生成の計算負荷が大きいことを考えると、これらの式は非常に有益です。最近まで、カー時空における一般的な軌道について知られているのは、2つの主要な次数だけでした。以前の論文では、曲がった時空におけるスカラー荷電粒子の次のゼロ以外のパラメーターを作成し、ここで提示する電磁および重力の場合の基礎を築きました。
重力波検出器のガウス ノイズによって引き起こされる誤報
| Title |
The_False_Alarms_induced_by_Gaussian_Noise_in_Gravitational_Wave_Detectors |
| Authors |
Gonzalo_Morras,_Jose_Francisco_Nu\~no_Siles,_Juan_Garcia-Bellido,_Ester_Ruiz_Morales |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.05475 |
ガウスノイズは、重力波(GW)検出器のバックグラウンドの還元不可能な成分です。定常ガウスノイズは周波数では無相関ですが、テンプレートの整合フィルターの信号対雑音比(SNR)を見ると、時間に重要な相関関係があることを示しています。ノイズパワースペクトル密度(PSD)。この相関関係を考慮して、ガウスノイズにおけるテンプレートの誤警報率(FAR)を第一原理から計算します。これは、テンプレートの一致フィルターSNRがしきい値$\rho$を超える単位時間あたりの発生数として定義されます。サンプリングレートを、テンプレートのパラメーター、ノイズPSD、およびしきい値$\rho$に依存する実効サンプリングレートに置き換えると、ガウスFARは無相関ノイズの通常の式で十分に近似できることがわかります。これにより、ガウスノイズから生成されたイベントを特定のFAR未満に維持したい場合に、特定のGWトリガーに要求する必要がある最小SNRしきい値が得られます。形式主義を複数の検出器とGWイベントの分析に拡張します。GWTC-3カタログに追加されたGW候補にこの方法を適用し、GW200308\_173609とGW200322\_091133がガウスノイズのゆらぎによって生成される可能性について説明します。
