銀河団の動的状態を調べるための新しい測定基準
| Title |
New_metrics_to_probe_the_dynamical_state_of_galaxy_clusters |
| Authors |
Giulia_Cerini_(1),_Nico_Cappelluti_(1),_Priyamvada_Natarajan_(2,_3,_4)_((1)_Department_of_Physics,_University_of_Miami,_(2)_Department_of_Astronomy,_Yale_University,_(3)_Department_of_Physics,_Yale_University,_(4)_Black_Hole_Initiative,_Harvard_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.06831 |
銀河団の動的状態を調べるための新しい診断指標を提示します。これらの新しい測定基準は、物質とガスの分布のパワースペクトルの計算と、クラスター観測から得られたそれらの相互相関に依存しています。この分析により、ハッブル宇宙望遠鏡(HST)のデータから得られた高解像度のレンズ質量マップから推測される物質分布の変動と、高温のイントラ-チャンドラX線天文台(CXO)からのクラスター媒体(ICM)。これらの方法論的ツールにより、ガスが質量を追跡するコヒーレンスを前例のない解像度で定量化し、ガスが潜在的な重力ポテンシャルとの静水圧平衡にあるという仮定を調べることができます。新しいガス質量コヒーレンスパラメータを使用して、スケールの関数として平衡からの逸脱を特徴付けます。これらのメトリックの有効性は、異なる動的状態にあることが知られている2つの代表的なクラスターの分析に適用することによって実証されます。HSTフロンティアフィールド(HSTFF)サンプルからの大規模な合体クラスターAbell2744と、動的に緩和されたクラスターAbell383です。ClusterLensingAndSupernovaSurveywithHubble(CLASH)サンプルから。アーカイブされたチャンドラデータおよびOMEGA500スイートから入手可能なシミュレートされたクラスターアナログと組み合わせたレンズ質量マップを使用して、質量とX線表面の明るさの変動を定量化し、クラスターの動的状態への新しい洞察が以下から得られることを示します。私たちのガス質量コヒーレンス分析。
競合する暗黒物質モデルにおける天の川衛星の質量関数のマッチング
| Title |
Matching_the_mass_function_of_Milky_Way_satellites_in_competing_dark_matter_models |
| Authors |
Mark_R._Lovell_(1)_and_Jes\'us_Zavala_(1)_((1)_University_of_Iceland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.06834 |
成功した暗黒物質モデルは、観測された天の川(MW)衛星密度プロファイルの多様性を説明しなければなりません。これは、非常に高密度の超微光から、予想されるホスト暗黒物質ハローよりも大きいように見えるCrater~IIのような大きくて低密度の衛星までです。コールドダークマター(CDM)、ウォームダークマター(WDM、3.3keV熱遺物パワースペクトル)、および低質量サブハローで重力熱崩壊を誘発する自己相互作用ダークマターモデル(SIDM)を検討します。これらの密度プロファイルの予測は、MWシステムによるサブハローの除去におけるシミュレーション解像度の制限によって複雑になります。したがって、半解析的ハロー除去アルゴリズムと組み合わせた$N$体シミュレーションを使用して、これら3つのモデルの衛星特性を予測します。.質量$>10^{8}$$M_{\odot}$のほとんどのCDMおよびWDMサブハローは、剥ぎ取った後、ほとんどの衛星に適合するのに十分な大きさであることがわかりました。ただし、必要な量のストリッピングには、サブハローの軌道で利用できるよりも強い潮汐場が必要になることがよくあります。WDMサブハローの濃度が低いため、このモデルは、CDMに必要なストリッピングよりも少ないストリッピングで必要な衛星質量を説明でき、したがって、より大きな周辺中心の軌道と一致しています。SIDMコアは、多数の$>10^{9}$$M_{\odot}$サブハローを予測して類似物が観測されていない低密度衛星をホストすることを犠牲にして、大規模な低密度衛星に最適な適合を提供します。SIDMモデルは、すべての衛星に適合させるために非常に高い速度依存断面を持たなければならず、WDMはCDMよりもMW衛星の質量関数にわずかに適合すると結論付けています。
暗黒物質のハローによるロバストなフィールドレベルの推論
| Title |
Robust_field-level_inference_with_dark_matter_halos |
| Authors |
Helen_Shao,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_Pablo_Villanueva-Domingo,_Romain_Teyssier,_Lehman_H._Garrison,_Marco_Gatti,_Derek_Inman,_Yueying_Ni,_Ulrich_P._Steinwandel,_Mihir_Kulkarni,_Eli_Visbal,_Greg_L._Bryan,_Daniel_Angles-Alcazar,_Tiago_Castro,_Elena_Hernandez-Martinez,_Klaus_Dolag |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.06843 |
GadgetN-bodyシミュレーションからのハローカタログでグラフニューラルネットワークをトレーニングして、宇宙論的パラメーターのフィールドレベルの尤度のない推論を実行します。カタログには、質量$\gtrsim10^{10}~h^{-1}M_\odot$の$\lesssim$5,000ハローが含まれており、周期的なボリュームは$(25~h^{-1}{\rmMpc})です。^3$;カタログ内のすべてのハローは、位置、質量、速度、濃度、最大円速度などのいくつかのプロパティによって特徴付けられます。順列的、並進的、および回転的に不変であるように構築されたモデルは、情報を抽出するための最小スケールを課さず、平均で$\Omega_{\rmm}$および$\sigma_8$の値を推測できます。$\sim6\%$の相対誤差、位置と速度、および位置と質量をそれぞれ使用した場合。さらに重要なことは、私たちのモデルが非常にロバストであることを発見したことです:5つの異なるN-ボディシミュレーションで実行された何千ものN-ボディシミュレーションからのハローカタログを使用してテストすると、$\Omega_{\rmm}$と$\sigma_8$の値を推測できます。本体コード:Abacus、CUBEP$^3$M、Enzo、PKDGrav3、およびRamses。驚くべきことに、$\Omega_{\rmm}$を推測するようにトレーニングされたモデルは、4つの異なるコードとサブグリッド物理実装で実行される何千もの最先端のCAMELS流体力学シミュレーションでテストされたときにも機能します。濃度や最大円速度などのハロープロパティを使用すると、モデルのロバスト性が失われますが、モデルはより多くの情報を抽出できます。これは、さまざまなN体コードが、これらのパラメーターに対応する関連するスケールに収束していないために発生する可能性があります。
z=2.4 でのライマン $\alpha$ 森林と銀河の相互相関による大規模な電離背景変動の調査
| Title |
Probing_Large_Scale_Ionizing_Background_Fluctuation_with_Lyman_$\alpha$_Forest_and_Galaxy_Cross-correlation_at_z=2.4 |
| Authors |
Heyang_Long,_Christopher_M._Hirata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07019 |
大規模な銀河系の紫外背景(UVB)の振幅は、2つの要因の影響を受けます。まず、UVB光子の平均自由行程よりも大きなスケールでは、中性銀河間媒体による吸収により自然に減衰します。第二に、宇宙に分布する離散的でまれな電離源があり、UVB光子を放出し、局所的なUVB振幅を高めます。したがって、UVB振幅に敏感で、ライマン$\alpha$フォレストスペクトルのような大規模なスケールを検出できる宇宙探査機では、電離源のクラスター化による変動がライマン$\alpha$フラックスの重要な要因になります。これらの大規模なライマン-$\alpha$フラックスパワースペクトルの透過と残像。この作業では、バイアス$b_{\rmj}$とショットノイズ$\overline{n}_{\rmj}$によってUVBソース分布をパラメーター化する放射伝達モデルを使用します。例として、DESILyman-$\alpha$森林調査とローマ宇宙望遠鏡の輝線銀河調査を使用して、Lyman-$\alpha$森林調査と銀河調査の間の相互相関を通じて、このモデルの制約を推定します。DESI+Roman調査戦略の不整合から最大重複までのUVBパラメーターの検出感度の向上を示します。また、2つの電離源パラメーターの縮退は、重複する調査エリアを増やすことで解消できることも示しています。私たちの結果は、UVBの大規模な変動を調査することに専念する調査戦略を動機付けます。
次世代の PICO および DESI ミッションからの相互作用するダーク エネルギー モデルの制約
| Title |
Constraining_Interacting_Dark_Energy_Models_from_Future_Generation_PICO_and_DESI_Missions |
| Authors |
Albin_Joseph_and_Rajib_Saha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07167 |
次世代のCMB衛星ミッションは、前例のない精度で幅広い宇宙論的パラメーターに堅牢な制約を提供することが期待されています。しかし、暗黒エネルギーを宇宙定数に帰しなければ、パラメータに対するこれらの制約が弱まる可能性があります。暗黒エネルギーと暗黒物質の間の相互作用を含む宇宙モデルは、現在の時代に匹敵するエネルギー密度を生み出すことができ、それによっていわゆる宇宙の偶然の問題を軽減します。本論文では、予測分析を実行して、次世代の高感度宇宙マイクロ波背景放射(CMB)およびバリオン音響振動(BAO)実験の能力をテストし、現象論的に相互作用するダークエネルギーモデルを制約します。宇宙分散が将来のCMB分極実験PICOをDESI実験からのBAO情報とともに制限し、相互作用するダークセクターのパラメーターを制約すると考えます。宇宙論的摂動の安定性に基づいて、相互作用シナリオの2つの可能性を検討します。CMB温度パワースペクトル、物質パワースペクトル、および$f\sigma_8$に対する暗エネルギーの結合定数と状態方程式パラメーターの両方の影響を調査します。多重極範囲($\ell=2-4000$)内でPICOからシミュレートされた温度と分極データを使用しましたが、予想どおり、PICOのみが$\Lambda$CDMパラメーターでPlanckよりも優れた制約を生成することがわかります。PICOミッションとDESIミッションの統合により、いくつかの宇宙論的パラメーター、特に暗黒エネルギーの状態方程式パラメーターに対する制約が大幅に改善されていることがわかります。ただし、小さな正の結合定数を制限するには、追加のデータが必要であることに注意してください。
前景モデルに依存しないベイジアン CMB 温度および偏波信号の再構成と大角度スケールでの宇宙論的パラメーターの推定
| Title |
A_Foreground_Model_Independent_Bayesian_CMB_Temperature_and_Polarization_Signal_Reconstruction_and_Cosmological_Parameter_Estimation_over_Large_Angular_Scales |
| Authors |
Albin_Joseph,_Ujjal_Purkayastha_and_Rajib_Saha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07179 |
最近のCMB観測により、非常に正確な観測データが得られました。堅牢で信頼性の高いCMB再構成技術は、宇宙パラメータの効率的な推定につながる可能性があります。宇宙分散が制限された将来世代のPRISM衛星ミッションを使用して、シミュレートされた温度と偏光観測を使用して、方法論のパフォーマンスを示します。ギブスサンプリング手法を使用してCMB逆共分散加重内部線形結合(ILC)を実装することにより、結合分布からサンプルを生成します。PythonSkyModel(PySM)のd4f1s1を使用して、現実的な前景テンプレートを生成します。シンクロトロンは、空間的に変化するスペクトルインデックスによってパラメーター化されますが、熱ダストは2成分ダストモデルとして記述されます。事後分布全体からのサンプルを利用して、CMB信号${\bfS}$と理論的な角度パワースペクトル$C_{\ell}$の周縁化された密度を推定します。最適に適合したクリーンなCMBマップと対応する角度パワースペクトルは、CMBの実現と空$C_{\ell}$と一致しており、効率的な前景の最小化された再構成を意味します。宇宙論的パラメータの推定には、Blackwell-Rao推定量を利用して推定された尤度関数$P(C_{\ell}|{\bfD}$)が使用されます。私たちの方法論は、テンソルとスカラーの比率$r\ge0.0075$を見積もることができます。私たちの現在の作業は、CMB信号とその角度パワースペクトルの信頼できる推定から始まり、前景モデルに依存しないGibbs-ILC法を使用した宇宙論的パラメーター推定の場合までの分析パイプラインを示しています。
角度相関関数を使用した原始非ガウス性: DES の積分制約と検証
| Title |
Primordial_non-Gaussianity_with_Angular_correlation_function:_Integral_constraint_and_validation_for_DES |
| Authors |
Walter_Riquelme,_Santiago_Avila,_Juan_Garcia-Bellido,_Anna_Porredon,_Ismael_Ferrero,_Kwan_Chuen_Chan,_Rogerio_Rosenfeld,_Hugo_Camacho,_Adrian_G._Adame,_Aurelio_Carnero_Rosell,_Martin_Crocce,_Juan_De_Vicente,_Tim_Eifler,_Jack_Elvin-Poole,_Xiao_Fang,_Elisabeth_Krause,_Martin_Rodriguez_Monroy,_Ashley_J._Ross,_Eusebio_Sanchez,_Ignacio_Sevilla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07187 |
ローカルの原始非ガウス性(PNG)は、$f_{\rmNL}$で表されるパラメーターによって特徴付けられる、インフレの基礎となる物理学の有望な観測量です。誘導されたスケール依存バイアスを介して2点角度相関関数(ACF)を使用して、ダークエネルギー調査(DES)データからローカル$f_{\rmNL}$を測定する方法を提示します。この作業の主な焦点の1つは、積分制約の処理です。この条件は、データから銀河の平均数密度を推定するときに表示され、偏りのない$f_{\rmNL}$制約を取得する上で重要であることがわかっているPNG解析に特に関連しています。メソッドは、2種類のシミュレーションについて分析されます。$\sim246$非ガウス初期条件$f_{\rmNL}$が-100および100に等しいGOLIATN体シミュレーション、および$を使用する1952ガウスICE-COLAモック。f_{\rmNL}=0$DES角度および赤方偏移分布に従います。$f_{\rmNL}$を測定するとき、積分制約の影響を評価するためにGOLIATモックを使用します。積分制約、$f_{\rmNL}=100$シミュレーションの$f_{\rmNL}=-2.8\pm1.0$、および$f_{\rmNL}=-10.3を無視すると、偏ったPNG制約が得られます。$f_{\rmNL}=-100$シミュレーションでは\pm1.5$ですが、$f_{\rmNL}=97.4\pm3.5で積分制約を修正すると、$1\sigma$以内の基準値が回復します。$と$f_{\rmNL}=-95.2\pm5.4$です。ICE-COLAモックを使用して、DESのようなセットアップで分析を検証し、さまざまな分析の選択に対して堅牢であることを発見しました:最適推定量、積分制約の効果、BAO減衰の効果、共分散の選択、およびスケール構成。DES-Y3BAOサンプルを使用した場合、$1\{\rmdeg}<\theta<20\{\rmdeg}$の範囲。
ローカル PNG ハロー バイアスのアセンブリ バイアスと $f_{\rm NL}$ 制約に対するその影響
| Title |
Assembly_bias_in_the_local_PNG_halo_bias_and_its_implication_for_$f_{\rm_NL}$_constraints |
| Authors |
Titouan_Lazeyras,_Alexandre_Barreira,_Fabian_Schmidt,_Vincent_Desjacques |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07251 |
$N$-ボディシミュレーションを使用して、密度および原始非ガウス性(PNG)線形バイアスパラメーター$b_1$および$b_\phi$におけるハローアセンブリバイアス(つまり、総質量を超える特性に対するハロークラスタリングの依存性)を調べます。、それぞれ。濃度、スピン、球形性を二次的なハロープロパティと見なし、$b_1$と$b_\phi$のアセンブリバイアスが明確に検出されることを発見しました。総質量が固定されている場合、ハロースピンと球状度は$b_1$と$b_\phi$に同様の方法で影響を与え、グローバルなハロー集団によって満たされる線形$b_\phi(b_1)$関係の形状を大まかに維持します。ただし、ハローの集中は$b_1$と$b_\phi$を反対方向に駆動します。これにより、$b_\phi(b_1)$の関係が大きく変化し、ハローの濃度が高いほど$b_\phi(b_1)$の振幅が大きくなります。特に$z=0.5$および$b_1\approx2$の場合、すべてのハロー、最低$33\%$のハロー、または$33\%$の最高濃度のハローのいずれかを含む母集団は、$b_\phiのPNGバイアスを持ちます。それぞれ、\approx3$、$b_\phi\approx-1$、$b_\phi\approx9$です。ハロー濃度を変化させると、$b_\phi$が非常に小さくなり、符号が変わることさえあります。これらの結果は、ローカルPNGパラメーター$f_{\rmNL}$の銀河クラスタリング制約に重要な影響を与え、$b_\phi(b_1)$関係の固定形式を仮定します。BOSSDR12銀河のパワースペクトルを使用して、実際のデータにおけるハローアセンブリバイアスの重大な影響を示します。f_{\rmNL}}=44、165、19$、それぞれ。私たちの結果は、$f_{\rmNL}$の信号対雑音比を最大化するために、銀河選択戦略でホストハローの濃度を考慮に入れることを示唆しています。また、ハローと銀河の$b_\phi(b_1)$関係を研究するための、よりシミュレーションベースの取り組みの動機にもなります。
プランク ISW レンズ効果と CMB 温度
IntegratedSachs-Wolfe(ISW)効果を介して宇宙論を制約するために使用できる、新しいプランクCMBレンズ作用-CMB温度相互相関尤度を提示します。CMBレンズ効果はISWの優れたトレーサーであり、最新のPR4プランクデータマップとレンズ効果の再構成を使用して、この信号を制約する最初のパブリックプランク尤度を生成します。プランクデータのみからCMBバックグラウンド温度を制約することで可能性を示します。ここで、ISWレンズ相互相関は幾何学的縮退を打ち破る強力な方法であり、CMBとレンズパワースペクトルのみからの制約を大幅に改善します。
銀河団 CL J1226.9+3332 のマルチプローブ解析: 静水質量と静水圧からレンズへのバイアス
| Title |
Multi-probe_analysis_of_the_galaxy_cluster_CL_J1226.9+3332:_Hydrostatic_mass_and_hydrostatic-to-lensing_bias |
| Authors |
M._Mu\~noz-Echeverr\'ia,_J._F._Mac\'ias-P\'erez,_G._W._Pratt,_R._Adam,_P._Ade,_H._Ajeddig,_P._Andr\'e,_M._Arnaud,_E._Artis,_H._Aussel,_I._Bartalucci,_A._Beelen,_A._Beno\^it,_S._Berta,_L._Bing,_O._Bourrion,_M._Calvo,_A._Catalano,_M._De_Petris,_F.-X._D\'esert,_S._Doyle,_E._F._C._Driessen,_A._Ferragamo,_A._Gomez,_J._Goupy,_C._Hanser,_F._K\'eruzor\'e,_C._Kramer,_B._Ladjelate,_G._Lagache,_S._Leclercq,_J.-F._Lestrade,_A._Maury,_P._Mauskopf,_F._Mayet,_J.-B._Melin,_A._Monfardini,_A._Paliwal,_L._Perotto,_G._Pisano,_E._Pointecouteau,_N._Ponthieu,_V._Rev\'eret,_A._J._Rigby,_A._Ritacco,_C._Romero,_H._Roussel,_F._Ruppin,_K._Schuster,_S._Shu,_A._Sievers,_C._Tucker,_and_G._Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07460 |
銀河団の質量を正確に推定することは、宇宙論にとって大きな問題です。大規模な銀河団の調査は、銀河団の観測量をその質量に関連付けるスケーリングの法則に依存しています。NIKA2とXMM-Newton装置による45個までの銀河団の高解像度観測から、NIKA2SZラージプログラムは、熱Sunyaev-Zel'dovich効果と静水圧質量の間の正確なスケーリング関係を提供するはずです。この論文では、よく知られている銀河団CLJ1226.9+3332の静水質量の徹底的な分析を提示します。これは、z=0.89でNIKA2SZラージプログラムの最高赤方偏移銀河団です。NIKA2観測を、NIKA、Bolocam、MUSTANG機器からのSunyaev-Zel'dovich熱データ、およびXMM-NewtonX線観測と組み合わせて、質量再構成に対する系統的効果の影響をテストします。R500で統合された質量を定義する場合、質量プロファイルの形状のわずかな違いが重要である可能性があると結論付けました。これは、質量決定におけるモデリングの重要性を示しています。文献に見られるすべての結果との一致を示すことにより、静水質量推定値の堅牢性を証明します。宇宙論のもう1つの重要な情報は、静水圧平衡仮説を仮定して推定された質量の偏りです。ハッブル(CLASH)データを使用したClusterLensingAndSupernovaサーベイからのレンズ収束マップに基づいて、CLJ1226.9+3332のレンズ質量推定値を取得します。これから、このクラスターの静水圧からレンズへの質量バイアスを測定できます。これは、1-bHSE/レンズ~0.7から1の範囲であり、バイアスに対するデータセットと質量再構成モデルの影響を示します。
線形スケールでの線強度マップ再構成のための相互相関と線形共分散ベースのフィルタリングの活用
| Title |
Leveraging_cross-correlations_and_linear_covariance-based_filtering_for_line-intensity_map_reconstructions_at_linear_scales |
| Authors |
Dongwoo_T_Chung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07500 |
線強度マッピング(LIM)信号再構成への線形共分散ベース(LCB)フィルタリングの適用の可能性を探ります。宇宙マイクロ波背景放射における統合されたサックス-ウルフ効果を再構成するために最初に導入されたLCBフィルターは、外部相関データを活用することによって単純なウィーナーフィルターを拡張する最適マップ推定器です。検出可能な強いLIM銀河またはLIM-LIMクロスパワースペクトルが与えられた場合、未来の[CII]LIM調査とCOマッピングアレイプロジェクト(COMAP)の将来の反復のシミュレーション。十分な銀河の存在量または低いLIMサーベイノイズでは、LCB再構成と真の信号の間の正規化された相互相関は、$k\sim0.1$Mpc$^{-1}$に対応する大きな線形共移動スケールで70-90%に達します。.これは、線放射率のピークとボイドの位置を特定する必要がある天体物理学または宇宙論のコンテキストで、このような信号再構成を使用できる可能性を示唆していますが、より小さなスケールでは明らかな欠点が存在します。シミュレートされたLIMコンテキストでのLCBフィルターの適用の成功は、LIMおよびその他の大規模構造調査による再電離および再電離した高赤方偏移宇宙の研究に対する相互相関の重要性を強調しています。
HD3167 システムの CHEOPS 拡張ビュー
| Title |
A_CHEOPS-enhanced_view_of_the_HD3167_system |
| Authors |
V._Bourrier,_A._Deline,_A._Krenn,_J._A._Egger,_A._C._Petit,_L._Malavolta,_M._Cretignier,_N._Billot,_C._Broeg,_H.-G._Flor\'en,_D._Queloz,_Y._Alibert,_A._Bonfanti,_A.S._Bonomo,_J.-B._Delisle,_O._D._S._Demangeon,_B.-O._Demory,_X._Dumusque,_D._Ehrenreich,_R._D._Haywood,_S._B_Howell,_M._Lendl,_A._Mortier,_G._Nigro,_S._Salmon,_S._G._Sousa,_T._G._Wilson,_R._Alonso,_G._Anglada,_T._B\'arczy,_D._Barrado_y_Navascues,_S._C._C._Barros,_W._Benz,_F._Biondi,_X._Bonfils,_A._Brandeker,_J._Cabrera,_S._Charnoz,_Sz._Csizmadia,_A._Collier_Cameron,_M._Damasso,_M._B._Davies,_M._Deleuil,_L._Delrez,_L._Di_Fabrizio,_A._Erikson,_A._Fortier,_L._Fossati,_M._Fridlund,_D._Gandolfi,_M._Gillon,_M._G\"udel,_K._Heng,_S._Hoyer,_K._G._Isaak,_L._L._Kiss,_J._Laskar,_A._Lecavelier_des_Etangs,_V._Lorenzi,_C._Lovis,_D._Magrin,_A._Massa,_et_al._(30_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.06937 |
海王星よりも小さい太陽系外惑星の性質については、まだ解明されていないことが多く、そのほとんどはコンパクトな多惑星系で発見されています。その内側の超短周期惑星bが恒星と整列し、2つのより大きな外側惑星d-cが極軌道上にあるため、多惑星系HD3167は独特の構造を特徴としており、動的進化プロセスと大気進化プロセスの両方を調査する可能性を提供します。この目的のために、トランジット測光と動径速度測定(RV)の複数のデータセットを組み合わせて、システムの特性を修正し、その惑星のモデルに情報を提供しました。この努力は、HD3167bのCHEOPS観測によって先導されました。これは、極度の照射にもかかわらず、純粋に岩石の組成と矛盾しているように見えます。全体的に、惑星の軌道周期の精度は桁違いに改善され、トランジット惑星bとcの密度の不確実性は3分の1に減少します。内部構造と大気のシミュレーションは、HD3167dとおそらく、光蒸発によって大気を失った岩石の多いスーパーアースと、かなりの原始ガスエンベロープを保持していたミニ海王星であるHD3167cです。HD3167d-cと同一平面上にある、より大きな軌道上にある4つ目の、より質量の大きい惑星を検出しました。HD3167bがまだ星の影響に支配され、整列した軌道を維持していたとき、動的シミュレーションは、外惑星系d-c-eが全体としてシステムの歴史の初期に傾いたことを実際に示しています。RVデータと直接画像は、現在のアーキテクチャの原因となったコンパニオンがまだHD\,3167システムにバインドされていることを除外しています。多惑星系に関する同様の地球規模の研究により、HD3167システムの特異な特性を共有するものがいくつあるかがわかります。HD3167システムは、追跡観測とシミュレーションの選択対象のままです。
TESS-Keck Survey XIV: Distant Giants Survey からの 2 つの巨大な太陽系外惑星
| Title |
TESS-Keck_Survey_XIV:_2_giant_exoplanets_from_the_Distant_Giants_Survey |
| Authors |
Judah_E._Van_Zandt,_Erik_A._Petigura,_Mason_MacDougall,_Gregory_J._Gilbert,_Jack_Lubin,_Natalie_M._Batalha,_Ian_J._M._Crossfield,_Courtney_Dressing,_Benjamin_Fulton,_Andrew_W._Howard,_Daniel_Huber,_Howard_Isaacson,_Stephen_R._Kane,_Paul_Robertson,_Arpita_Roy,_Lauren_M._Weiss,_Aida_Behmard,_Corey_Beard,_Ashley_Chontos,_Fei_Dai,_Paul_A._Dalba,_Tara_Fetherolf,_Steven_Giacalone,_Michelle_L._Hill,_Lea_A._Hirsch,_Rae_Holcomb,_Steve_B._Howell,_Andrew_Mayo,_Teo_Mocnik,_Joseph_M._Akana_Murphy,_Daria_Pidhorodetska,_Alex_S._Polanski,_Lee_J._Rosenthal,_Ryan_A._Rubenzahl,_Nicholas_Scarsdale,_Emma_V._Turtleboom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.06958 |
近くにある小さな惑星をホストするシステムでの遠方の巨大惑星の条件付き発生(M_p~0.3-13M_J、P~100日-12年)を測定するための3年間の視線速度(RV)キャンペーンであるDistantGiantsSurveyを提示します。、P(DG|CS)。過去2年間、TESSによって検出された小さなトランジット惑星(R_p<10R_E)をホストする47個の太陽のような星を監視してきました。サンプルを組み立てるために使用した選択基準を提示し、2つの遠方の巨大惑星、TOI-1669cとTOI-1694cの発見を報告します。TOI-1669cの場合、Msini=0.602+/-0.078M_JおよびP=501+/-16日であるのに対し、TOI-1694cの場合、Msini=0.929+/-0.037M_JおよびP=393.2+/-4.3日。また、3.8日でトランジットする惑星TOI-1694bの真の質量M=31.1+/-2.1M_Eも測定しました。質量~30M_Eの惑星は、周期<~10日ではまれであり、TOI-1694bがその外側の隣人との動的な相互作用を通じて現在の場所に到達した可能性があることを示唆しています。DistantGiantsSurveyの最後に、TOI-1669cとTOI-1694cをP(DG|CS)の計算に組み込みます。これは、外側の巨人と小さな内側の仲間との関係を理解するための重要な統計です。
表面地すべり後のトップ型小惑星周辺の月と赤道海嶺の形成
地球に近い小惑星の中で、トップ型の小惑星が観測されています。それらの約半分は月を持っていると報告されており(上部の形をした原始星の$\sim1$wt.\%のオーダーで)、それらの多くは赤道尾根を持っています。最近の研究では、小惑星(リュウグウ、ベンヌ、ディディモスなど)の謎めいた上部の形は、崩壊自転期近くの高速スピンアップ中のプライマリの軸対称地滑りに起因する可能性があることが示されています。このような地滑りは、必然的に小惑星の周りに短い時間スケール($\sim3$時間)で粒子円盤を形成します。ただし、長期的な完全な動的進化は調査されていません。ここでは、トップ形状の小惑星を形成する地表地すべりと粒子状のディスクからディスクへの進化からの一連のイベントを調査する連続シミュレーション($\sim700$時間)を実行します。ディスクが急速に広がり、衛星を生成することを示します($\sim300$時間以内)。形成された月の質量は、上部の形をした小惑星の周りで観測されたものと一致しています。また、ディスク粒子の一部がプライマリの赤道領域に選択的に再付着するため、赤道リッジが自然に形成されることも示しています。リュウグウとベンヌは古代の月を持っていた可能性があり、その後の月の軌道進化により失われたと想定しています。代わりに、ディディモスのような月を持っている上部の形をした小惑星では、月の喪失につながるような月の重要な軌道進化は発生していません。私たちの研究は、分裂自転期近くの瓦礫の山小惑星にも定性的に適用できます。
原始惑星系円盤の暖かい分子層における窒素と炭素の枯渇の程度の違い
| Title |
Different_degrees_of_nitrogen_and_carbon_depletion_in_the_warm_molecular_layers_of_protoplanetary_disks |
| Authors |
Kenji_Furuya,_Lee_Sokho,_Hideko_Nomura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07197 |
観測により、いくつかの原始惑星系円盤の暖かい分子層における炭素と酸素の元素存在量は、星間媒体と比較して約10～100倍減少していることが明らかになりました。一方、窒素についてはほとんど知られていません。ディスク内の窒素、炭素、および酸素元素の存在量の時間発展を調査するために、ダストの沈降、ダストと氷の乱流拡散、および恒星のUVによって駆動される化学を含むガス氷化学を組み込んだ1次元モデルを開発します。/X線と銀河宇宙線。暖かい分子層内のガス状COがCO2氷に変換され、乱流混合(すなわち、垂直コールドフィンガー効果)と恒星のUV光子によって駆動される氷の化学的性質の組み合わせを介して、中立面近くに閉じ込められることがわかりました。一方、暖かい分子層の主要な窒素貯留層であるガス状のN2は、氷の化学的処理を受けず、そのまま存在します。その後、窒素の枯渇は、N2の垂直方向のコールドフィンガー効果によってのみ発生します。N2の結合エネルギーはCOおよびCO2の結合エネルギーよりも低いため、窒素の枯渇の程度は炭素および酸素の枯渇よりも小さく、炭素および酸素よりも窒素の元素存在量が高くなります。この進化は1Myr以内に発生し、拡散係数の$\alpha$パラメーターが~0.001の場合にさらに進行します。その結果、N2H+/COカラム密度比は時間とともに増加します。垂直輸送がミッドプレーンの氷の組成にどのように影響するかについて簡単に説明します。
隕石の岩石学と遺伝学：統一された二項分類に向けて
現在の隕石の分類法は、2世紀にわたる隕石の研究と伝統の結果であり、一貫性に欠ける方法でテクスチャと遺伝の用語を絡み合わせています。いくつかの分類群(シャーゴタイトなど)は、単一の推定母体からのさまざまな岩相を表し、他のもの(パラサイトなど)を表しています。多種多様な太陽系起源のテクスチャ的に類似したオブジェクトを包含します。1つの主要な親体の代表としてのグループのよく知られた概念も、経験的に定義することは困難です。分類は、岩石学的に定義された原始岩石の種類を参照するクラスで、隕石スペクトル全体で明示的に二項になることが提案されていますが、グループは遺伝的意味を保持しますが、代表される母体の数に関する仮定にはもはや結び付けられません。したがって、隕石の分類にはクラスとグループの両方が含まれ、VanSchmusとWoodがコンドライトの一次特性と二次特性を切り離した方法に類似した2次元の方法で行われます。グループは、最初は、現在事実上使用されているものと実質的に変わらないため、新しい情報をもたらさないクラスの通常の隕石の分類学的取り扱いはほとんど変わらない.それでも、高レベルまたは低レベルのグループと組み合わせたクラスは、岩石学的および/または同位体的に異常または異常な隕石(代表的な隕石母体の大部分を構成する)を特徴付けるための標準化されたグリッドを提供します。たとえば、炭素質/非炭素質の二分法に関連して.長期的には、遺伝的に関連するグループの合併、岩石混合物のより体系的な取り扱い、およびコンドライト/エーコンドライトの移行により、命名法がさらに簡素化される可能性があります。
太陽系外惑星の大気特性評価における差し迫った不透明度の課題
| Title |
The_Impending_Opacity_Challenge_in_Exoplanet_Atmospheric_Characterization |
| Authors |
Prajwal_Niraula,_Julien_de_Wit,_Iouli_E._Gordon,_Robert_J._Hargreaves,_Clara_Sousa-Silva,_Roman_V._Kochanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07464 |
この10年間で新世代の天文台がオンラインになると、系外惑星の大気を特徴付けるプロセスを再発明する必要があります。現在、ほとんどが機器側にありますが、特性評価のボトルネックは、スペクトルを大気特性に変換するために使用されるモデルにすぐに対応します。恒星モデルと大気モデルに起因する制限は、すでに強調されています。ここでは、太陽系外惑星のスペクトルを解読するために使用される不透明度モデルの現在の制限が、大気の特性で約0.5～1.0dex(つまり、3～10倍)の精度の壁に伝播することを示します。これは、目標とする精度を1桁上回ります。JWSTサイクル1プログラムでは、意味のあるC/O比の制約やバイオシグネチャーの識別などに必要です。9つの異なる不透明度モデルを使用して感度分析を実行し、前述の精度壁で変換される導出された大気パラメーターに対する>5$\sigma$バイアスの形での補償により、ほとんどの検索が調和のとれた適合を生成することを発見しました。この問題を軽減するために、新しい検索手順と不透明度データのガイド付き改善、それらの標準化と最適な普及を含む2層のアプローチを提案します。
2 つの $z\sim 13$ Galaxy 候補 HD1 と HD2 はレンズ化されていない可能性が高い
| Title |
The_Two_$z\sim_13$_Galaxy_Candidates_HD1_and_HD2_Are_Likely_Not_Lensed |
| Authors |
Rui_Zhe_Lee,_Fabio_Pacucci,_Priyamvada_Natarajan,_Abraham_Loeb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.06830 |
$z\sim13$での2つの銀河候補HD1とHD2の発見は、初期宇宙を研究する新しい種族の基礎を築きました。これらの銀河は大きな紫外線光度を示しており、これまでの調査では、超大質量ブラックホールまたは極端で一時的な星形成バーストによって動力が供給されていることが示唆されていました。それらの不確実な性質を考えると、私たちが調査する重要な問題は、これらのソースがこれまで検出されていないかすかな前景銀河によってレンズ化される可能性があるかどうかです.HD1とHD2が画像化された現在の極限等級では、それらがレンズ効果を持つ可能性は$7.39\%$しかなく、仮想のレンズ効果のある銀河は検出するには弱すぎることがわかりました。一方、ハッブル宇宙望遠鏡(HST)とジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)の画像処理能力の限界等級により、確率はそれぞれ$0.058\%$と$0.0012\%$まで急激に低下します。さらに、十分に高い倍率で単一の解像された画像を生成するレンズ効果によって、両方の光源の光度を説明できる可能性は低いことがわかります。あるいは、それらの明るさが実際にレンズ効果によるものである可能性が低い場合、レンズ効果銀河が現在の極限等級では観測できないほどかすかである可能性が$30.9\%$あります。将来のHST(JWST)イメージングでは、この確率が$0.245\%$($0.0025\%$)に低下します。要約すると、HSTとJWSTを使用したディープイメージングは、レンズ効果の仮説を完全に破棄する必要がありますが、2つの$z\sim13$光源の例外的な光度が重力レンズ効果によって説明できる可能性は低いです。
ブルーモンスターズ。 JWSTの超初期の大質量銀河はなぜこんなに青いのですか?
| Title |
Blue_Monsters._Why_are_JWST_super-early,_massive_galaxies_so_blue? |
| Authors |
Francesco_Ziparo,_Andrea_Ferrara,_Laura_Sommovigo,_Mahsa_Kohandel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.06840 |
超初期(赤方偏移$z>10$)、比較的大質量(恒星質量$M_*=10^{8-9}M_{\odot}$)、および進化(金属性$Z\)の人口の最近のJWST発見約0.1Z_{\odot}$)の銀河であり、それでも青色($\beta\simeq-2.6$)のスペクトルを示し、非常に小さなダスト減衰($A_{\rmV}\leq0.02$)を示しているため、これらのシステム。このパズルを解くために、ダストが(a)放射圧によって放出されるか、(b)UV放射領域に関して分離される2つの解決策を提案します。2つのシナリオが適用される条件を明確にし、2GHZ($z\simeq12$)でダストに有利な$88\mum$ダスト連続体が最近検出されなかったなど、アルマ望遠鏡の観測によってそれらを区別できることを示します。排出。
SATIN プロジェクト I: 星団からの SNe フィードバックによる天の川シミュレーションにおける乱流多相 ISM
| Title |
The_SATIN_project_I:_Turbulent_multi-phase_ISM_in_Milky_Way_simulations_with_SNe_feedback_from_stellar_clusters |
| Authors |
Rebekka_Bieri,_Thorsten_Naab,_Sam_Geen,_Jonathan_P._Coles,_R\"udiger_Pakmor,_and_Stefanie_Walch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.06842 |
SATIN(SimulatingAGNsThroughISMwithNon-EquilibriumEffects)プロジェクトの星形成と超新星(SN)フィードバックモデルを紹介し、円盤銀河全体の星形成多相星間媒質(ISM)の進化をシミュレートします。この成功したISMフィードバックモデルの銀河規模での実装は、ガスの表面密度、せん断、および半径方向の動きの桁数を自然にカバーします。これは、9pcのピーク解像度でアダプティブメッシュリファインメントコードRAMSESに実装されています。新しい星は、大質量星の個々のSN遅延時間を持つ星団(シンク)粒子によって表されます。SNフィードバック、冷却、重力により、銀河ISMは現実的な三相構造を発達させます。星形成率は、天の川銀河の局所的な表面密度に対して観測されたスケーリング関係に当然従います。SNeは、暖かい(300K<$T$<10$^4$K)ガスに追加の乱流を発生させ、冷たいガスの運動エネルギーを増加させ、暖かい段階から冷却します。銀河ISMを出るガスの大部分は、質量負荷係数が$3\le\eta\le10$の高温のガスです。高温のガスが星系を離れている間、高温のガスと低温のガスが銀河の噴水流となって円盤に戻ります。
球状恒星系における新しい双極子不安定性
球状恒星系には、弱減衰応答モードがあります。双極子モードはseicheモードです。四重極はゼロパターン速度のプロレートモードであり、動径軌道不安定性(ROI)の安定した前兆です。分布関数(DF)の小さな偏差が双極子モードを不安定にし、NFWのような暗黒物質(DM)ハローとべき乗球系で新たに特定された不安定性を説明できることを示します。モードは、多変量特異スペクトル分析(MSSA)を使用したN体シミュレーションで特定され、線形応答理論を使用して裏付けられました。新しいモードは半質量半径の内側でピークに達しますが、外側のハロー軌道に典型的なパターン速度を持っています。それが成長するにつれて、モードを構成する偏心軌道の動径角が相関し、外部ハロー軌道への共鳴結合によって角運動量が失われます。これは、不安定性を構成する軌道のように、直径に沿ってハローの片側から別の側にスイングする密度増強を伴う不安定なパターンにつながります。このように、双極子モードはROIに似ています。自然界で見つかったDFは、アントノフの安定性に必要な$df(E)/dE<0$で滑らかで等方的である可能性は低いため、これらのモードはゆっくりと成長しているものの、どこにでもある可能性があります。HernquistモデルなどのNFWよりも拡張されていないハローは、この双極子不安定性に対して安定する傾向があります。1乗モデルと2乗モデルの臨界安定指数を示します。これらの異なる重要な外部べき乗則指数は、内側と外側のDMハローの間の重力結合が密度プロファイルの全体的な形状に依存することを示しています。
TMC-1 の GOTHAM 観測での星間 2-シアノインデン (2-C$_9$H$_7$CN) の発見
| Title |
Discovery_of_Interstellar_2-Cyanoindene_(2-C$_9$H$_7$CN)_in_GOTHAM_Observations_of_TMC-1 |
| Authors |
Madelyn_L._Sita,_P._Bryan_Changala,_Ci_Xue,_Andrew_M._Burkhardt,_Christopher_N._Shingledecker,_Kin_Long_Kelvin_Lee,_Ryan_A._Loomis,_Emmanuel_Momjian,_Mark_A._Siebert,_Divita_Gupta,_Eric_Herbst,_Anthony_J._Remijan,_Michael_C._McCarthy,_Ilsa_R._Cooke,_and_Brett_A._McGuire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.06851 |
シアノインデンの5つの異性体(2-、4-、5-、6-、および7-シアノインデン)の実験室回転分光法を、6～40GHzで動作するキャビティフーリエ変換マイクロ波分光計を使用して提示します。これらの測定に基づいて、Greenを使用した暗分子雲TMC-1のGOTHAM線調査観測で2-シアノインデン(1H-インデン-2-カルボニトリル;2-C$_9$H$_7$CN)が検出されたことを報告します。センチメートル波長のバンク望遠鏡。マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)、スペクトルスタッキング、および整合フィルター処理技術を組み合わせて使用して、この分子が6.3$\sigma$レベルで存在する証拠を見つけます。これは、シアノ置換多環式芳香族炭化水素(PAH)とその純粋な炭化水素対応物(この場合はインデン)との比率を、同じソースで初めて直接観察したものです。TMC-1で異性体の1つしか検出されなかった理由など、この種の形成化学の可能性について説明します。次に、この種と他の単純な種の全体的な炭化水素:CN置換比率を調べ、天文学モデルによって予測された比率と比較します。アストロケミカルモデルは、これらの種の絶対的な存在量を再現するほど正確ではありませんが、炭化水素:CN置換種の比率を予測するのに優れており、-CNタグ付けされた種を完全な対称性の優れたプロキシとしてさらに固めていると結論付けています。カウンターパート。
輪状銀河の光度関数
スローンデジタルスカイサーベイ(SDSS)のデータを使用して、2種類の環状銀河(極環銀河と衝突環銀河)の光度関数(LF)の解析を行います。どちらのクラスの銀河も、環境との相互作用の結果として形成されたもので、非常にまれな天体です。さまざまな方法で銀河のLFを構築し、Schechter関数によってそれらの近似値を見つけました。両方のタイプの銀河の光度関数は、低い光度で体系的な減衰を示します。明るい($M_r\leq-20^m$)銀河と赤い($g-r>+0.8$)銀河の周りの極構造は、青い銀河の周りの約2倍の頻度で見られます。衝突リングのLFは、極リング銀河に比べてより明るい光度にシフトします。我々はリング状銀河に関する公表されたデータをいくつかの深い領域で分析し、赤方偏移とともに体積密度が増加することを確認しました:z$\sim$1までは、その密度は$(1+z)^m$のように増加します。ここで、$m\gtrsim5ドル。
畳み込みニューラル ネットワークによって構築された 2 つの最大の銀河形態分類カタログから学んだ教訓
| Title |
Lessons_Learned_from_the_Two_Largest_Galaxy_Morphological_Classification_Catalogues_built_by_Convolutional_Neural_Networks |
| Authors |
Ting-Yun_Cheng,_H._Dom\'inguez_S\'anchez,_J._Vega-Ferrero,_C._J._Conselice,_M._Siudek,_A._Arag\'on-Salamanca,_M._Bernardi,_R._Cooke,_L._Ferreira,_M._Huertas-Company,_J._Krywult,_A._Palmese,_A._Pieres,_A._A._Plazas_Malag\'on,_A._Carnero_Rosell,_D._Gruen,_D._Thomas,_D._Bacon,_D._Brooks,_D._J._James,_D._L._Hollowood,_D._Friedel,_E._Suchyta,_E._Sanchez,_F._Menanteau,_F._Paz-Chinch\'on,_G._Gutierrez,_G._Tarle,_I._Sevilla-Noarbe,_I._Ferrero,_J._Annis,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_J._Mena-Fern\'andez,_K._Honscheid,_K._Kuehn,_L._N._da_Costa,_M._Gatti,_M._Raveri,_M._E._S._Pereira,_M._Rodriguez-Monroy,_M._Smith,_M._Carrasco_Kind,_M._Aguena,_M._E._C._Swanson,_N._Weaverdyck,_P._Doel,_R._Miquel,_R._L._C._Ogando,_R._A._Gruendl,_S._Allam,_S._R._Hinton,_S._Dodelson,_S._Bocquet,_S._Desai,_S._Everett,_V._Scarpine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.06897 |
中間赤方偏移で初期型銀河と後期型銀河を分離する2つの最大の銀河形態カタログを比較します。2つのカタログは、教師あり深層学習(畳み込みニューラルネットワーク、CNN)をダークエネルギー調査のデータに適用して、マグニチュードリミット$\sim$21magまで下げて構築されました。カタログの構築に使用される方法論には、カットアウトサイズ、トレーニングに使用されるラベル、およびCNNへの入力(単色画像と$gri$バンド正規化画像)などの違いが含まれます。さらに、1つのカタログはDES($i<18$)で観測された明るい銀河を使用してトレーニングされ、もう1つのカタログは明るい銀河($r<17.5$)と$r$バンドマグニチュード$22.5までの「エミュレートされた」銀河でトレーニングされています。$.異なるアプローチにもかかわらず、2つのカタログ間の一致は$i<19$まで優れており、CNN予測がトレーニングサンプル制限よりも少なくとも1等級暗いサンプルに対して信頼できることを示しています。また、モノクロ画像に基づく形態学的分類は、少なくとも明るい領域では、$gri$バンド画像に基づく分類に匹敵することも示しています。より暗い$i>19$では、全体的な一致は良好($\sim$95\%)ですが、主に2つのカタログの大きな渦巻部分によって駆動されます。対照的に、楕円母集団内での一致は、特にかすかな光度ではあまり良くありません。不一致のケースを研究することで、レンズ状銀河(少なくとも$i<19$まで)を識別することができます。これは、標準的な分類アプローチでは区別が難しいものです。両方のカタログの相乗効果により、珍しい銀河の集団を選択するまたとない機会が得られます。
SDSS J2357-0048 アウトフローの VLT/UVES 観測
クエーサーSDSSJ235702.54-004824.0のVLT/UVESスペクトルに広い吸収線(BAL)流出を発見し、4つのサブコンポーネントを特定しました。OIとFeIIを含むサブコンポーネント($v$=-1600kms$^{-1}$)の1つのイオンのカラム密度を測定しました。この成分の動的光度は、クエーサーのエディントン光度のせいぜい2.4%であることがわかりました。これは、AGNフィードバックに貢献するために必要な金額に近いものです。また、$v$=-8700kms$^{-1}$で見つかったCIVミニBALの時間変動も調べました。これは、2000年の以前のSDSS観測で、より浅く、より狭い吸収特性が付随していることを示しています。2001年、2005年以降のスペクトルにはありません。
高 z 銀河団銀河における分子ガスの大規模な運動学的研究: 高レベルの運動学的非対称性の証拠
| Title |
A_large-scale_kinematic_study_of_molecular_gas_in_high-z_cluster_galaxies:_Evidence_for_high_levels_of_kinematic_asymmetry |
| Authors |
W._J._Cramer,_A._G._Noble,_K._Massingill,_J._Cairns,_D._L._Clements,_M._C._Cooper,_R._Demarco,_J._Matharu,_M._McDonald,_A._Muzzin,_J._Nantais,_G._Rudnick,_H._\"Ubler,_E._van_Kampen,_T._M._A._Webb,_G._Wilson,_H._K._C._Yee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.06929 |
$z\sim1.6$の赤方偏移にある3つの異なるクラスターにまたがる25のクラスターメンバー銀河の、CO(2-1)のALMAによってトレースされた分子ガスの分解された運動学を調べます。これは、この赤方偏移における銀河団銀河の分子ガス運動学の最初の大規模な解析です。運動学的モデリングを介して各銀河の接近側と後退側の回転曲線を個別に推定することにより、全円速度の差を定量化し、各銀河の全体的な運動学的非対称性を特徴付けます。モデル化できるサンプル内の銀河の3/14は、同様の赤方偏移でフィールド内の銀河で観察されるものと同様の程度の非対称性を持っています。しかし、これは私たちのサンプルの11/14の銀河にかなり高い非対称性を残し、これらの銀河のいくつかは、同様の赤方偏移で観測されたフィールド銀河よりも$\sim$50倍高い非対称度を持っています。これらの極端なケースのいくつかには、分子ガスに見られる片側の尾のような形態もあり、潮汐および/またはラム圧相互作用のシナリオをサポートしています。クラスターとフィールドの運動学的非対称性のこのような著しい違いは、低赤方偏移での銀河進化の主要なドライバーとして確立された高密度環境の進化的影響が、高赤方偏移宇宙でも活発であることを示唆しています。
AGN銀河と非AGN銀河の星形成史の比較
| Title |
Comparison_of_star_formation_histories_of_AGN_and_non-AGN_galaxies |
| Authors |
G._Mountrichas,_V._Buat,_G._Yang,_M._Boquien,_Q._Ni,_E._Pouliasis,_D._Burgarella,_P._Theule,_I._Georgantopoulos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.06960 |
UltraVISTA領域内にあるCOSMOS-Legacy調査からの$\rmL_{X}\sim10^{42.5-44}\,erg\,s^{-1}$でAGNを使用し、それらを相互一致させます。LEGA-Cカタログ。後者は、カルシウムブレーク、D$_n$4000、およびH$_\delta$バルマーラインの測定値を提供します。これにより、AGNの恒星集団を研究し、それらを銀河参照カタログと比較することができます。サンプルは、同じ測光選択基準を満たす$\rm0.6<z<1.3$内の69のAGNと2176の非AGNシステムで構成されています。両方の母集団のSEDを構築し、CIGALEコードを使用して、SEDフィッティングプロセスにおける2つのインデックスの影響を調べます。私たちの分析は、D$_n$4000とH$_\delta$を含めることで、CIGALEが恒星集団の年齢をより適切に制約できることを示しています。さらに、2つの指数がSEDフィッティング。次に、AGNのD$_n$4000とH$_\delta$を参照カタログの情報源と比較し、2つの集団の異なる星の質量を説明します。低から中程度のL$_X$AGNは、古い星集団を持つ銀河に存在する傾向があり、対照サンプルの銀河と比較して、最近の星形成バーストを経験する可能性が低くなります。また、形態(バルジ優勢、BD、非BD)とコンパクトさの関数として2つの集団を比較します。AGNシステムと非AGNシステムの同様の割合は、非BD($\sim70\%$)として分類されます。私たちの分析は、BDAGNは、BDの非AGNシステムと比較して、より若い恒星集団を持つ傾向があることを示しています。一方、非BDAGNは、平均してより古い恒星集団を持ち、参照サンプルの非BDソースと比較してバーストを経験する可能性が低くなります。さらに、AGNは非AGNと比較してよりコンパクトなシステムを好む傾向があります。
輝線銀河の強い光学的変動の起源について
| Title |
On_the_Origin_of_the_Strong_Optical_Variability_of_Emission-line_Galaxie |
| Authors |
Ruqiu_Lin,_Zhen-Ya_Zheng,_Weida_Hu,_Chunyan_Jiang,_Xiang_Pang,_Chenwei_Yang,_Fang-Ting_Yuan,_Rahna_P.T.,_Jian-Guo_Wang,_Yibo_Wang,_Ning_Jiang,_Shuairu_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07087 |
輝線銀河(ELG)は、銀河の形成と進化を理解する上で非常に重要ですが、その変動性についてはほとんど知られていません。ここでは、$\gtrsim$12年離れた2つのエポックで狭帯域観測を行うCOSMOSフィールドで選択されたELGのサンプルの光学的変動に関する研究を報告します。このサンプルは、$Subaru$望遠鏡のSuprime-Cam(SC)とHyperSuprime-Cam(HSC)で、それぞれNB816バンドと$i'/i$バンドで観測されました。狭帯域フィルターの翼効果を慎重に除去した後、分光学的に確認された181個のELGのサンプルの光学的変動をチェックします。0(0/68)Haエミッター、11.9%(5/42)[OIII]エミッター、および0(0/71)[OII]エミッターが有意な変動性を示すことがわかります($|\Deltam_{NB}|\geq3\,\sigma_{\Deltam_{NB,AGN}}=0.20\,mag$)2エポックの狭帯域観測で。この変数ELG(var-ELG)サンプルにおける活動銀河核(AGN)の存在を、X線光度、中赤外活動、および電波過剰を含む3つの方法で調査します。このvar-ELGサンプルでは明るいAGNがゼロであることがわかりますが、かすかなAGNからの寄与を除外することはできません。SNeがvar-ELGサンプルの変動性を支配する可能性があることもわかりました。すべてのvar-ELGサンプルのHST/F814W画像に示されている合併形態は、星形成の強化、つまりSNe活動と一致しています。
大規模なクラスター内のクラゲ銀河の GMOS/IFU 研究
クラゲ銀河は、密集した環境でラム圧ストリッピング(RPS)を受けている銀河の興味深いスナップショットであり、円盤と尾部に壮大な星形成の結び目を示しています。ジェミニGMOS/IFU観測により、大規模なクラスター内の5つのクラゲ銀河の電離ガス特性を研究します:MACSJ0916-JFG1($z=0.330$)、MACSJ1752-JFG2($z=0.353$)、A2744-F0083($z=0.303)$)、MACSJ1258-JFG1($z=0.342$)、およびMACSJ1720-JFG1($z=0.383$)。BPTダイアグラムは、さまざまなメカニズム(星形成、AGN、または混合効果)がこれらの銀河のガスを電離していることを示しています。電離ガスの半径方向の速度分布は、銀河の円盤の回転に従っているように見え、RPSの兆候として尾部にいくつかの高速成分が現れます。平均ガス速度分散は、AGN付近または衝撃加熱領域を除くほとんどの星形成領域で50\kms~未満であり、これらの星形成領域のイオン化ガスが動的に低温であることを示しています。これらの銀河の統合星形成率(SFR)は$7~{\rmM_{\odot}~{\rmyr^{-1}}}$から$35~{\rmM_{\odot}~{\rmyr^{-1}}}$で、末尾のSFRは$0.6~{\rmM_{\odot}~{\rmyr^{-1}}}$から$16~{\rmM_{\odot}~{\rmyr^{-1}}}$であり、これは局所宇宙の他のクラゲ銀河の値よりもはるかに高い.これらの高いSFR値は、RPSがこれらの極端なクラゲ銀河で激しい星形成活動を引き起こすことを意味します。位相空間図は、星の質量が大きく、ホストクラスターの速度分散が大きいクラゲ銀河ほど、星形成活動が強化されている可能性が高いことを示しています。この研究のクラゲ銀河は、局所宇宙のものと同様のガス運動学と動的状態を持っていますが、はるかに高いSFRを示しています。
宇宙体積におけるヘルメイアン・ハロー
| Title |
Hermeian_haloes_in_cosmological_volumes |
| Authors |
Anastasiia_Osipova,_Sergey_Pilipenko,_Stefan_Gottl\"ober,_Noam_I._Libeskind,_Oliver_Newton,_Jenny_G._Sorce,_Gustavo_Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07234 |
ローカルグループの数値モデルに基づく最近の研究では、フィールドハローと、過去に2つの異なる銀河を訪れたヘルメイアンハローと呼ばれる銀河の存在が予測されています。この作業では、MultiDarkスーツ(ESMDPL、VSMDPL)からの2つの高解像度の暗黒物質のみのN体シミュレーションで、ヘルメースハロー集団の分析を示します。Hermeianhaloesは、その質量に応じて、フィールドハローの総数の0.5～2.5%を占めます。さらに、私たちの研究結果は、十分に高い解像度のシミュレーションでは、ほぼすべてのハローの周りにヘルメースのハローが見られる可能性があることを示唆しており、銀河間の物質交換の研究にとって興味深いものになっています。2つの主要なハロー間の距離が1$h^{-1}未満の場合、選択されたローカルグループの類似体の約半分(49のうち22)に、天の川とM31の両方のハローを通過したヘルメースのハローが含まれていることがわかります。\;\mathrm{Mpc}$;この割合は、最大1.5$h^{-1}\;\mathrm{Mpc}$の距離では5分の1(108のうち24)になります。他のフィールドハローとは異なり、ヘルメイア人はローカルグループのようなシステムのプライマリホストを接続する線に沿ってグループ化されるという以前の調査結果を確認します。2番目のターゲットが天の川の類似体であるヘルメースのハローの大部分は、現在、残りのフィールドハローの集団と比較して増加した速度でそこから遠ざかっています。興味深いことに、得られたデータは、NGC3109が以前にアンドロメダ銀河と天の川を通過した可能性があることを認めています。
水氷マントル上の星間関連S含有種の結合エネルギー：量子力学的調査
| Title |
Binding_Energies_of_Interstellar_Relevant_S-bearing_Species_on_Water_Ice_Mantles:_A_Quantum_Mechanical_Investigation |
| Authors |
J._Perrero,_J._Enrique-Romero,_S._Ferrero,_C._Ceccarelli,_L._Podio,_C._Codella,_A._Rimola,_P._Ugliengo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07255 |
結合エネルギー(BE)は、種が気相にとどまるか、粒子表面で凍結するかを決定するため、アストロケミカルモデリングを決定するための最も重要なパラメーターの1つです。現在、星間物質の密度が高く、温度が低い領域では、気相中の硫黄が極度に枯渇していることが知られています。粒子の氷のマントルに閉じ込められている可能性があることが示唆されています。しかし、どれが主要な硫黄キャリアであるかはまだ議論の余地があります.この作業は、2つの検証済みウォーターアイス構造モデル、プロトン配列結晶(010)表面とアモルファスウォーターアイス表面で17の硫黄含有種の正確なBEを確立することを目的としています。密度汎関数理論(DFT)ベースの手法(ハイブリッドB3LYP-D3(BJ)およびハイブリッドメタGGAM06-2X汎関数)を採用して、吸着複合体の構造とエネルギー論を予測しました。ロンドンの分散相互作用は、分極性の高い硫黄元素が存在するため、BEの正確な推定に重要であることが示されています。結晶モデルでは、吸着は単一値のBEを持つ非常に限られた数の結合部位に制限されますが、非晶質モデルでは、いくつかの吸着構造が予測され、各種のBE分布が得られます。いくつかのケースを除いて、実験データとその他の計算データの両方が、計算されたBE値と一致しています。計算されたBEが、原始惑星系円盤内の同じ種のスノーラインに関してどれほど有用であるかについての最終的な議論が提供されます。
宇宙の最初の11億年における最小質量ブラックホールの候補
| Title |
A_Candidate_of_a_Least-Massive_Black_Hole_at_the_First_1.1_Billion_Years_of_the_Universe |
| Authors |
Masafusa_Onoue,_Kohei_Inayoshi,_Xuheng_Ding,_Wenxiu_Li,_Zhengrong_Li,_Juan_Molina,_Akio_K._Inoue,_Linhua_Jiang_and_Luis_C._Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07325 |
JWSTCEERSプロジェクトの最初の近赤外画像から選択されたz=5の低光度活動銀河核(AGN)の有望な候補を報告します。このソースは、CEERS-AGN-z5-1と名付けられ、絶対1450A等級M1450=-19.5+/-0.3であり、z>4のライマンブレイク銀河のカタログからコンパクトなソースを視覚的に選択することによって発見されました。JWST/NIRCam画像の優れた空間解像度。CFHT、HST、スピッツァー、およびJWSTから入手可能な21の測光データは、この光源の連続体の形状が、隠されていないAGNの連続体の形状を連想させ、赤方偏移したHbeta+[OIII]とハルファがカバーされています。推定される線の明るさは、L(Hbeta+[OIII])=10^43.0ergs^-1およびL(Halpha)=10^42.9ergs^-1であり、対応する静止フレームの等価幅EW(Hbeta+[OIII])=1100AおよびEW(Halpha)=1600A、それぞれ。私たちのSEDフィッティング分析は、この天体が強力なブロードラインエミッターであるか、金属の乏しいホスト銀河に出現する超エディントン降着ブラックホール(BH)であるというシナリオを支持します。放射光度、L_bol=2.5+/-0.3x10^44ergs^-1は、エディントン極限でM_BH~10^6Msunが降着するz<0.35ブロードラインAGNのものと一致しています。宇宙の最初の11億年におけるこの新しいAGN人口は、高赤方偏移で観測されたBH質量範囲とBHシードのそれとの間のギャップを埋める可能性があります。赤方偏移とそのAGNの性質を確保するために、分光学的な確認が待たれています。
回転支持銀河における外部場効果の数値解による修正重力理論のテスト
| Title |
Testing_Modified_Gravity_Theories_with_Numerical_Solutions_of_the_External_Field_Effect_in_Rotationally_Supported_Galaxies |
| Authors |
Kyu-Hyun_Chae,_Federico_Lelli,_Harry_Desmond,_Stacy_S._McGaugh,_James_M._Schombert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07357 |
ミルグロミアンダイナミクス(MOND)の重力理論では、外部場効果の作用により、強い等価原理が破られます。近くの宇宙の平均外部場強度の2つの独立した推定値を比較することにより、外部場効果の数値解に基づいて、2つの異なるラグランジュ理論AQUALとQUMONDをテストします。宇宙バリオンの大規模な分布からの経験値。回転曲線からAQUALで推定された外部場の強さは、大規模な宇宙環境から推定されたものと一致しますが、QUMONDで推定された値はやや高くなります。これは、可能性のある相対論的修正重力理論の有効な非相対論的極限として、AQUALがQUMONDよりも好まれる可能性が高いことを示唆しています。
低質量 X 線バイナリ集団合成による低質量ギャップの調査
| Title |
Investigating_the_Lower_Mass_Gap_with_Low_Mass_X-ray_Binary_Population_Synthesis |
| Authors |
Jared_C._Siegel,_Ilia_Kiato,_Vicky_Kalogera,_Christopher_P._L._Berry,_Thomas_J._Maccarone,_Katelyn_Breivik,_Jeff_J._Andrews,_Simone_S._Bavera,_Aaron_Dotter,_Tassos_Fragos,_Konstantinos_Kovlakas,_Devina_Misra,_Kyle_A._Rocha,_Philipp_M._Srivastava,_Meng_Sun,_Zepei_Xing,_Emmanouil_Zapartas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.06844 |
低質量ブラックホールX線連星(LMXB)と電波パルサーからの質量測定は、最も重い中性子星(NS)と最も質量の小さいブラックホール(BH)の間のギャップを特定するために使用されてきました。LMXBのBH質量測定は通常、過渡的なシステムでのみ可能です。アウトバースト期間は全天X線モニターによる検出を可能にし、静止期間は低質量ドナーの動径速度測定を可能にします。BH質量測定の過渡的挙動の要件による選択バイアスの最初の定量的研究を提示します。ラピッドポピュレーションシンセシスシミュレーション(COSMIC)、詳細な連星進化モデル(MESA)、および過渡挙動のディスク不安定性モデルを使用して、過渡LMXB選択効果が観察されたサンプルにバイアスを導入することを実証します。ギャップがBH出生塊に固有のものでない場合、LMXBの降着と選択効果による質量成長は、観察されたサンプルの質量ギャップBHを抑制することができます。私たちの結果は、バイナリ進化の処方箋のバリエーションに対して堅牢です。さらに、LMXBフェーズ中に降着によって誘発されたNSの崩壊によって、質量ギャップBHを含む一時的なLMXBの集団が形成されることもわかりました。この人口の重要性は、最大NS出生質量$M_\mathrm{NS,birth-max}$に依存します。$M_\mathrm{NS,birth-max}=3M_{\odot}$の場合、MESAおよびCOSMICモデルは、質量ギャップLMXBの同様の割合を予測します。ただし、$M_\mathrm{NS,birth-max}\lesssim2M_{\odot}$と円盤不安定性の現実的なモデルでは、MESAモデルは質量ギャップLMXBが不足しており、観測とより一致しています。$M_\mathrm{NS,birth-max}$に対するこの制約は、コア崩壊時に低質量BHが形成されるかどうかとは無関係です。
巨大な非縮退コンパニオンを持つバイナリパルサーのCHIME発見
| Title |
CHIME_Discovery_of_a_Binary_Pulsar_with_a_Massive_Non-Degenerate_Companion |
| Authors |
Bridget_C._Andersen,_Emmanuel_Fonseca,_J._W._McKee,_B._W._Meyers,_Jing_Luo,_C._M._Tan,_I._H._Stairs,_Victoria_M._Kaspi,_M._H._van_Kerkwijk,_Mohit_Bhardwaj,_Kathryn_Crowter,_Paul_B._Demorest,_Fengqui_A._Dong,_Deborah_C._Good,_Jane_F._Kaczmarek,_Calvin_Leung,_Kiyoshi_W._Masui,_Arun_Naidu,_Cherry_Ng,_Aaron_B._Pearlman,_Ziggy_Pleunis,_Masoud_Rafiei-Ravandi,_Mubdi_Rahman,_Scott_M._Ransom,_Kendrick_M._Smith,_Shriharsh_P._Tendulkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.06895 |
現在知られている$3{,}000$を超える電波パルサーのうち、連星系のものは${\sim}300$だけであり、そのうちの5つだけが、縮退していない巨大な伴星を持つ若いパルサーで構成されています。カナダの水素強度マッピング実験望遠鏡(CHIME)を使用して達成された、そのような6番目の連星パルサーPSRJ2108+4516の発見と最初のタイミングを提示します。最小質量${\lesssim}11$M$_{\odot}$の仲間。特に、パルサーは実質的な食の期間を経て、その軌道の大部分でCHIME$400{-}800$MHz観測帯域から姿を消し、その軌道全体で顕著な分散測定値と散乱変動を示し、星周回の可能性を示しています。円盤または伴星に関連する非常に密集した恒星風。KarlG.JanskyVeryLargeArrayを使用したサブアーク秒解像度のイメージングは、伴星が$3.26(14)$kpcの距離にある明るい$V\simeq11$OBe星、EM*UHA138であることを明確に示しています。PSRJ2108+4516は、さらに多波長のフォローアップを行うことで、伴風、星周円盤、および拡張天体軌道力学による短期進化の探査のための別の珍しい実験室として機能することを約束します。
Kilonovae I の分光学的 r プロセス存在量検索: GW170817 からの初期放出の推定された存在量パターン
| Title |
Spectroscopic_r-Process_Abundance_Retrieval_for_Kilonovae_I:_The_Inferred_Abundance_Pattern_of_Early_Emission_from_GW170817 |
| Authors |
Nicholas_Vieira,_John_J._Ruan,_Daryl_Haggard,_Nicole_Ford,_Maria_R._Drout,_Rodrigo_Fern\'andez,_and_N._R._Badnell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.06951 |
GW170817連星中性子星合体で観察されたように、キロノバエジェクタの新たに合成されたrプロセス要素は、光学スペクトルに吸収特徴をインプリントします。これらのスペクトルの特徴は、rプロセスの物理的条件と放出された物質の起源に関する洞察をエンコードしますが、特徴を特定の元素に関連付けて、結果の存在量パターンを推測することは、計算上困難です。Spectroscopicr-ProcessAbundanceRetrievalforKilonovae(SPARK)を紹介します。これは、キロノバスペクトルに対してベイジアン推論を実行するためのモジュラーフレームワークであり、元素の存在パターンを推測し、吸収特性を早期に特定することを目的としています。SPARKは、反応ネットワーク計算からの原子ラインリストと存在量パターンをTARDIS放射伝達コードに入力します。次に、アクティブラーニングを介して、キロノバ噴出物パラメーターのおおよその事後分布のガウスプロセスサロゲートをトレーニングすることにより、観測されたキロノバスペクトルに対して高速ベイジアン推論を実行します。GW170817の1.4日のスペクトルを使用して、キロノバスペクトルで最初の推論を実行し、完全な存在パターンを復元します。私たちの推論は、この噴出物が、(1)高い電子分率Y_e~0.35および高いエントロピーs/k_B~25、または(2)より穏やかなY_e~0.30およびs/k_B~14のrプロセスによって生成されたことを示しています。.これらのパラメーターは、衝撃を受けた極の動的成分、および残留降着円盤からの粘性駆動の流出とそれぞれ一致しています。また、以前の8000AAでのストロンチウム吸収の同定を回復し、暫定的に4500AA未満でイットリウムおよび/またはジルコニウムを同定します。私たちのアプローチは、マルチメッセンジャー観測を通じて発見された将来のキロノバのスペクトルに関する計算的に扱いやすい推論を可能にします。
好きなようにスピンしてください: LIGO-Virgo-KAGRA 連星ブラック ホールによるスピン チルト分布の (欠落) 測定
| Title |
Spin_it_as_you_like:_the_(lack_of_a)_measurement_of_the_spin_tilt_distribution_with_LIGO-Virgo-KAGRA_binary_black_holes |
| Authors |
Salvatore_Vitale,_Sylvia_Biscoveanu,_Colm_Talbot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.06978 |
増え続ける重力波源は、コンパクトな天体、ブラックホール、中性子星など、天体物理学上の基盤となる集団の特性を測定するために使用されています。検出されたシステムのほとんどは、ブラックホールバイナリです。最新のLIGO-Virgo-KAGRA(LVK)カタログであるGWTC-3を分析することで、ブラックホールについて多くのことがわかってきましたが、ブラックホールのスピンの向きの天体物理学的分布の測定はとらえどころのないままです。これは通常、各ブラックホールのスピンと軌道角運動量の間の傾斜角($\cos\tau$)のコサインを測定することで調べられます。$\cos\tau=+1$は完全な位置合わせです。アボット等。(2021e)は、$\cos\tau$分布を等方性成分とガウス成分の混合としてモデル化し、平均を$+1$に固定し、幅をデータから測定しました。この論文では、データが$\cos\tau=+1$でのそのようなピークの存在を必要とするかどうかを検証したいと思います。天体物理学の傾斜分布にさまざまなモデルを使用し、次のことを発見しました。$\mu>+1$を許可すると、結果として得られる天体物理的な$\cos\tau$分布は$+1$でピークに達し、ガウス分布ではなく線形に見えます。$-1\leq\mu\leq+1$を制約すると、ガウス成分は$\mu=0.47^{+0.47}_{-1.04}$(中央値および90\%対称信頼区間)でピークに達します。他の2つの2成分混合モデルは、$0.20^{+0.21}_{-0.18}$を中心とする広いピークまたは$[-0.5,+1]の範囲にわたるプラトーを持つ$\cos\tau$分布を生成します。$、$+1$で明確なピークなし。b)私たちが検討したすべてのモデルは、\textit{no}のブラックホールの傾きが$-1$付近にあるという事実に同意しています。c)非常に異なる事後結果が得られますが、この作業で考慮されたモデルには、エラーバー内で同じベイジアン証拠があります。
ブレーザー S5 0716+714 からのガンマ線放出における 31.3 日過渡準周期振動
| Title |
A_31.3_day_transient_quasi-periodic_oscillation_in_gamma-ray_emission_from_the_blazar_S5_0716+714 |
| Authors |
Junping_Chen,_Tingfeng_Yi,_Yunlu_Gong,_Xing_Yang,_Zhihui_Chen,_Xin_Chang_and_Lisheng_Mao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07002 |
FermiLargeAreaTelescopeLightCurveRepository(LCR)で提供されている1525のソースの中から、月単位のタイムスケールで準周期振動(QPO)信号を体系的に検索します。加重ウェーブレットZ変換により、7サイクル(MJD55918-56137)を持つTeVブレーザーS50716+714のガンマ線バンド光度曲線で、31.3$\pm$1.8日の一時的なQPOが初めて見つかりました(WWZ)およびLomb-Scargleピリオドグラム(LSP)メソッド。パワースペクトル密度(PSD)と確率分布関数(PDF)に基づくモンテカルロシミュレーションを使用して、QPOの信頼レベルを評価しました。結果は$\sim4.1\sigma$です。光度曲線の季節自己回帰統合移動平均(SARIMA)モデリングは、それが重要な物理QPOであることを明らかにしました。Blazarにおける月間スケールの散発的なQPOを説明するための物理モデルが議論されました。私たちの研究は、この種の一時的なQPOを適切に説明するために、らせんジェットモデルとブロブが曲線ジェットモデルでらせん状に移動することを示しています。
GX 339-4 の q ダイアグラムの研究
ブラックホールX線連星(BHXB)GX339-4は、銀河で知られているX線連星源の中で最も頻繁に(2～4年ごとに)X線バーストを生成します。ここでは、HardnessIntensityDiagram(HID)、つまりqダイアグラムを使用して、何年にもわたる観察によるGX339-4の進化の研究を紹介します。国際宇宙ステーション(ISS)に搭載された全天X線画像(MAXI)望遠鏡のモニターによって観測された、ソースの2つのアウトバーストの分析を提示します。
Imaging X-ray Polarimetry Explorer で観測された平均フラックス状態の Mrk~421 の X 線偏光ビュー
| Title |
The_X-ray_Polarization_View_of_Mrk~421_in_an_Average_Flux_State_as_Observed_by_the_Imaging_X-ray_Polarimetry_Explorer |
| Authors |
Laura_Di_Gesu,_Immacolata_Donnarumma,_Fabrizio_Tavecchio,_Ivan_Agudo,_Thibault_Barnounin,_Nicol\`o_Cibrario,_Niccol\`o_Di_Lalla,_Alessandro_Di_Marco,_Juan_Escudero,_Manel_Errando,_Svetlana_G._Jorstad,_Dawoon_Kim,_Pouya_M._Kouch,_Elina_Lindfors,_Ioannis_Liodakis,_Grzegorz_Madejski,_Herman_L._Marshall,_Alan_P._Marscher,_Riccardo_Middei,_Fabio_Muleri,_Ioannis_Myserlis,_Michela_Negro,_Nicola_Omodei,_Luigi_Pacciani,_Alessandro_Paggi,_Matteo_Perri,_Simonetta_Puccetti,_Lucio_A._Antonelli,_Matteo_Bachetti,_Luca_Baldini,_Wayne_H._Baumgartner,_Ronaldo_Bellazzini,_Stefano_Bianchi,_Stephen_D._Bongiorno,_Raffaella_Bonino,_Alessandro_Brez,_Niccol\`o_Bucciantini,_Fiamma_Capitanio,_Simone_Castellano,_Elisabetta_Cavazzuti,_Stefano_Ciprini,_Enrico_Costa,_Alessandra_De_Rosa,_Ettore_Del_Monte,_Victor_Doroshenko,_et_al._(58_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07184 |
衝撃加速、磁気リコネクション、乱流などの超大質量ブラックホールジェットの粒子加速メカニズムは、ブレーザーの多波長分極特性に観測可能な特徴があると予想されます。ImagingX-rayPolarimetryExplorer(IXPE)の最近の打ち上げにより、X線帯域(2～8keV)の偏光を使用して、高周波でのジェットシンクロトロン放出の特性を調べることが初めて可能になりました。-peakedBLLacオブジェクト(HSP)。X線直線偏光(次数$\Pi_{\rmx}=15\pm$2\%および電気ベクトル位置角$\Psi_{\rmx}=35^\circ\pm4^\の発見を報告するcirc$)平均的なX線フラックス状態でのHSPMrk~421のジェットから。同時に、光、赤外線、およびミリ波の波長での偏光度は、少なくとも3分の1に低下することが判明しました。一方、分極挙動は変動性がなく一貫していました。より長い波長と比較して$\Pi_{\rmx}$のレベルが高く、顕著な偏光変動がないことは、観測中のMrk421のジェットのX線放出サイトとして最も可能性の高い衝撃を示唆しています。多波長分極特性は、より長い波長で放出する粒子がより無秩序な磁場を経験する加速サイトから遠くに位置するエネルギー層化電子集団と一致しています。
M87 ジェットの速度プロファイルからの示唆: ゆっくりと回転するブラック ホール磁気圏の可能性
| Title |
Implications_from_the_velocity_profile_of_the_M87_jet:_a_possibility_of_a_slowly_rotating_black_hole_magnetosphere |
| Authors |
Motoki_Kino,_Masaaki_Takahashi,_Tomohisa_Kawashima,_Jongho_Park,_Kazuhiro_Hada,_Hyunwook_Ro,_Yuzhu_Cui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07264 |
パークらによるKVNおよびVERAアレイ(KaVA)を使用して測定されたM87ジェットの速度プロファイルによって動機付けられました。ジェット加速の開始位置が、一般的な相対論的磁気流体力学シミュレーションで予測されるよりもジェットの中央エンジンから遠いことを示しているため、シミュレーションとKaVA観測の間の明らかな不一致を軽減する方法を探ります。富松と高橋によって提案された半解析的な噴流モデルを使用します。一貫してトランス磁場構造を解決しますが、散逸効果は無視します。観測されたM87ジェット速度プロファイルとジェットモデルを比較することにより、モデルが速度プロファイルの対数特性を再現でき、$c/(100r_{g})\lesssim\Omega_{を選択したときに観測データに適合できることがわかります。F}\lesssimc/(70r_{g})$$r_{g}$は重力半径です。ジェットの総比エネルギー(${\calE}$)がジェットの末端バルクローレンツ係数を変化させる一方で、ブラックホール磁気圏(ファンネル領域)のより遅い角速度($\Omega_{F}$)は、光円柱の半径($r_{\rmlc}$)が大きくなり、その結果、ジェット加速の開始点の位置が押し出されます。推定された$\Omega_{F}$を使用して、ブランドフォード-ズナジェク(BZ)プロセスが作用していると仮定して、M87の事象の地平線スケールでの磁場強度をさらに推定します。M87の事象の地平線を通る対応する磁束は、磁気的に阻止されたディスク(MAD)体制とよく一致しています。
Snowmass 2021 コズミック フロンティア ホワイト ペーパー: 高密度物質の状態方程式と QCD 相転移
| Title |
Snowmass_2021_Cosmic_Frontier_White_Paper:_The_Dense_Matter_Equation_of_State_and_QCD_Phase_Transitions |
| Authors |
Slavko_Bogdanov,_Emmanuel_Fonseca,_Rahul_Kashyap,_Aleksi_Kurkela,_James_M._Lattimer,_Jocelyn_S._Read,_Bangalore_S._Sathyaprakash,_H._Thankful_Cromartie,_Tim_Dietrich,_Arnab_Dhani,_Timothy_Dolch,_Tyler_Gorda,_Sebastien_Guillot,_Wynn_C._G._Ho,_Rachael_Huxford,_Frederick_K._Lamb,_Philippe_Landry,_Bradley_W._Meyers,_M._Coleman_Miller,_Joonas_N\"attil\"a,_Risto_Paatelainen,_Chanda_Prescod-Weinstein,_Saga_S\"appi,_Ingrid_H._Stairs,_Nikolaos_Stergioulas,_Ingo_Tews,_Aleksi_Vuorinen,_Zorawar_Wadiasingh,_Anna_L._Watts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07412 |
超高密度、高陽子/中性子数非対称性、および低温での物質の物理的性質に関する私たちの限られた理解は、現在、物理学における主要な未解決の問題の1つです。この極端な状態の物質は、中性子星(NS)のコアにのみ安定して存在することが知られているため、NSの電磁波および重力波天体物理学的観測からの補完的な測定は、地上実験室の制約およびさらなる理論的調査と組み合わせて、重要な情報を提供する見込みがあります。他の方法ではアクセスできない量子色力学位相空間の領域における物質の特性への洞察。この学際的な取り組みは、次の10年以降の施設とリソースに次の要件を課します。*最も大規模で最も高速に回転するNSを見つけるための感度の高い電波望遠鏡。*大面積、高時間分解能および/または高角度分解能のX線望遠鏡は、NS質量半径関係を制約します。*高密度物質の状態方程式を制約するための核物理実験に適した実験施設。*この制度における物質の理論的研究のための資金源;*最新の大規模高性能コンピューティングインフラストラクチャの可用性。同じ施設とリソースは、暗黒物質の性質、重力の代替理論、核子の超流動性と超伝導性、および宇宙物理学の配列など、現代物理学の注目を集めている他の分野の重要な進歩も可能にします。恒星の進化、元素合成、原始ブラックホールに限定されます。
| Title |
Propagation_of_a_realistic_magnetar_jet_through_binary_neutron_star_merger_environment_and_implications_for_short_gamma-ray_bursts |
| Authors |
Gustavo_Soares,_Pablo_Bosch,_Davide_Lazzati,_Philipp_M\"osta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07514 |
短いガンマ線バースト(sGRB)の起源は、中性子星連星合体の残骸によって動力を与えられたアウトフローに関連しています。この残骸は、ブラックホールか、マグネターとしても知られる高度に磁化された高速自転中性子星のいずれかです。ここでは、残骸を取り巻く環境を通るマグネターコリメート流出の大規模なダイナミクスと伝播を調査することを目的とした2つの相対論的磁気流体力学（RMHD）シミュレーションの結果を提示します。最初のシミュレーションは、外部シミュレーションデータを注入することによって現実的なジェットを進化させますが、2番目のシミュレーションは、比較のために同様の特性を持つ解析モデルジェットを進化させます。両方の流出が平行のままであり、環境を介して正常に出現することがわかります。しかし、それらは相対論的速度を達成することができず、現実的なジェットの平均最大速度は約0.7c、分析ジェットの平均最大速度は約0.6cにしか達しません。また、現実的なジェットは、はるかに複雑な構造を持っていることもわかりました。これらのジェットを短いGRBソースとして不適切にする高度な相対論的速度の欠如は、特定の注入された特性によるものであり、考えられるすべてのマグネター流出に一般的ではないようです。
ローマ宇宙望遠鏡とルビン天文台の共同広視野合成画像調査
| Title |
A_Joint_Roman_Space_Telescope_and_Rubin_Observatory_Synthetic_Wide-Field_Imaging_Survey |
| Authors |
M._A._Troxel,_C._Lin,_A._Park,_C._Hirata,_R._Mandelbaum,_M._Jarvis,_A._Choi,_J._Givans,_M._Higgins,_B._Sanchez,_M._Yamamoto,_H._Awan,_J._Chiang,_O._Dore,_C._W._Walter,_T._Zhang,_J._Cohen-Tanugi,_E._Gawiser,_A._Hearin,_K._Heitmann,_M._Ishak,_E._Kovacs,_Y.-Y._Mao,_M._Wood-Vasey_and_the_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.06829 |
NancyGraceRomanSpaceTelescopeHigh-LatitudeImagingSurvey(HLIS)の全深度と、VeraC.RubinObservatoryLegacySurveyofSpaceの5年間の観測を表す20deg$^2$の重複する合成画像調査を提示し、検証します。および時間(LSST)。DarkEnergyScienceCollaboration(DESC)DataChallenge2(DC2)の一部として作成された既存の300deg$^2$LSSTシミュレートされた画像を参照して、2つの合成調査を要約します。どちらの合成調査も、シミュレートされた同じDESCDC2ユニバースを観察します。合成ローマン調査では、飛行検出器を使用したラボ測定から得られたセンサーチップアセンブリの詳細な物理学と共に、初めて完全な色彩画像をシミュレートします。オブジェクトの測光特性のシミュレートされたイメージングとその結果のピクセルレベルの測定値は、$\sim$0.3から2.0$\mu$mの波長範囲に及びます。また、ローマンシミュレーションパイプラインの更新、元のDC2シミュレーションと比較した天体物理オブジェクトのシミュレーション方法の変更、およびシミュレートされたローマンデータプロダクトについても説明します。これらのシミュレーションを使用して、LSST画像内の認識されていないブレンドの相対的な割合を調査し、25よりも明るい$i$バンドマグニチュードを持つLSST画像で識別されたオブジェクトの20～30%が、ローマン画像で複数のオブジェクトとして識別できることを発見しました。これらのシミュレーションは、2020年代後半の地上および宇宙ベースの画像データセットの共同ピクセルレベル解析技術の開発と検証のための独自のテストグラウンドを提供します。
Noise2Astro: 自己管理型ニューラル ネットワークによる天体画像のノイズ除去
| Title |
Noise2Astro:_Astronomical_Image_Denoising_With_Self-Supervised_NeuralNetworks |
| Authors |
Yunchong_Zhang,_Brian_Nord,_Amanda_Pagul_and_Michael_Lepori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07071 |
観測天文学では、ノイズが目的の信号を覆い隠します。大規模な天文調査は規模と複雑さが増しており、これにより、より多くのデータが生成され、データ処理の負荷が増大します。ノイズ除去のための畳み込みニューラルネットワーク(CNN)などの自動化ツールの開発は、有望な研究分野になっています。天体画像のノイズを除去するためのCNNベースの自己教師あり学習アルゴリズム(Noise2Noiseなど)の実現可能性を調査します。私たちは、シミュレートされたノイズの多い天文データでNoise2Noiseを試しました。フラックスと形態を回復する精度に基づいて結果を評価します。このアルゴリズムは、画像がデータには滑らかな信号プロファイルがあります($96.45${\raisebox{0.5ex}{\tiny$^{+0.80}_{-0.96}$}$\large\%$})。
ESO-NTT望遠鏡用SOXSのVIS検出器システムの室内試験
| Title |
Laboratory_test_of_the_VIS_detector_system_of_SOXS_for_the_ESO-NTT_telescope |
| Authors |
Rosario_Cosentino,_Marcos_Hernandez,_Hector_Ventura,_Sergio_Campana,_Riccardo_Claudi,_Pietro_Schipani,_Matteo_Aliverti,_Andrea_Baruffolo,_Sagi_Ben-Ami,_Federico_Biondi,_Giulio_Capasso,_Francesco_D'Alessio,_Paolo_D'Avanzo,_Ofir_Hershko,_Hanindyo_Kuncarayakti,_Marco_Landoni,_Matteo_Munari,_Giuliano_Pignata,_Adam_Rubin,_Salvatore_Scuderi,_Fabrizio_Vitali,_David_Young,_Jani_Achren,_Jose_Antonio_Araiza_Duran,_Iair_Arcav,_Anna_Brucalassi,_Rachel_Bruch,_Enrico_Cappellaro,_Mirko_Colapietro,_Massimo_Della_Valle,_Marco_De_Pascale,_Rosario_Di_Benedetto,_Sergio_D'Orsi,_Avishay_Gal-Yam,_Matteo_Genoni,_Jari_Kotilainenj,_Gianluca_Li_Causi,_Laurent_Marty,_Seppo_Mattila,_Michael_Rappaport,_Kalyan_Radhakrishnan,_Davide_Ricci,_Marco_Riva,_Bernardo_Salasnich,_Alessandra_Slemer,_Stephen_Smartt,_Ricardo_Zanmar_Sanchez,_Maximilian_Stritzinger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07155 |
SOXSは、UV-VIS(350-850nm)とNIR(800-2000nm)の2つの異なるアームにより、光学バンドとNIRバンドをカバーできるESONTT望遠鏡の新しい分光器です。この記事では、可視カメラクライオスタットの最終的な設計、CCD特性評価のための試験施設、および科学検出器による最初の結果について説明します。UV-VIS検出器システムは、e2vCCD44-82、ESO連続流動クライオスタット(CFC)冷却システムおよびESOによって開発された新しい一般検出器コントローラー(NGC)と結合されたカスタム検出器ヘッドに基づいています。実験施設は、キセノンランプ、波長を選択するためのフィルターホイール、積分球、および光束を測定するための校正済みダイオードを備えた光学ベンチに基づいています。この論文では、可視カメラクライオスタット、CCDの特性評価のための試験設備、および実験室での科学的検出器と機器への統合後の最初の結果について概説します。
SOXS 計測器の動的スケジューリング: 環境、アルゴリズム、および開発
| Title |
Dynamic_scheduling_for_SOXS_instrument:_environment,_algorithms_and_development |
| Authors |
Laura_Asquini,_Marco_Landoni,_Dave_Young,_Laurent_Marty,_Stephen_Smartt,_Sergio_Campana,_Riccardo_Claudi,_Pietro_Schipani,_Matteo_Aliverti,_Federico_Battaini,_Andrea_Baruffolo,_Sagi_Ben_Ami,_Andrea_Bianco,_Federico_Biondi,_Giulio_Capasso,_Rosario_Cosentino,_Francesco_D'Alessio,_Paolo_D'Avanzo,_Ofir_Hershko,_Hanindyo_Kuncarayaktim_Matteo_Munari,_Giuliano_Pignata,_Adam_Rubin,_Salvatore_Scuderi,_Fabrizio_Vitali,_Jani_Achren,_Jose_Antonio_Araiza_Duran,_Iair_Arcavi,_Anna_Brucalassi,_Rachel_Bruch,_Enrico_Cappellaro,_Mirko_Colapietro,_Massimo_Della_Valle,_Marco_De_Pascale,_Rosario_Di_Benedetto,_Sergio_D'Orsi,_Avishay_Gal_Yam,_Matteo_Genoni,_Marcos_Hernandez,_Jari_Kotilainen,_Gianluca_Li_Causi,_Seppo_Mattila,_Giorgio_Pariani,_Michael_Rappaport,_Kalyan_Radhakrishnan,_Davide_Ricci,_Marco_Riva,_Bernardo_Salasnich,_Ricardo_Zanmar_Sanchez,_Maximilian_Stritzinger,_Hector_Ventura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07181 |
ESO-NTT3.58メートル望遠鏡のSonOfX-Shooter(SOXS)装置のスケジューラの開発の進捗状況を紹介します。SOXSは、350～2000ナノメートルのスペクトル範囲をカバーする2アームの高効率スペクトログラフで構成され、平均分解能R$\approx$4500の単一オブジェクト分光施設になります。SOXSは、現在および将来の広視野望遠鏡のストリーミングサービスから利用可能なターゲットの非常に幅広いプールを使用して、天体物理学的トランジェントの紫外可視および近赤外フォローアップに独自に専念します。この機器は、天体物理学コミュニティのさまざまな科学的スコープに役立ちます。各スコープは、観測スケジューラが満たさなければならない観測計画の特定の要件を引き出します。ヨーロッパ南天天文台(ESO)からの指示により、この機器はラ・シーラのスタッフのみが操作し、山には天文学者は立ち会わない。これは、スケジューリングプロセスの新たな課題を意味します。完全に自動化されたアルゴリズムは、最適なターゲットの順序付きリストだけでなく、観測条件が変化した場合に最適なバックアップもオペレーターに提示できる必要があります。これにより、最適化プロセスを損なうことなくスケジューラに高速応答機能が課せられ、優れた品質の観測が保証されます。このホワイトペーパーでは、ほぼ完成したスケジューラとそのWebインターフェイスの現在の状態を示します。
SOXS の機械的統合とイタリアでの検証
| Title |
SOXS_mechanical_integration_and_verification_in_Italy |
| Authors |
M._Aliverti,_F._Battaini,_K._Radhakrishnan,_M._Genoni,_G._Pariani,_L._Oggioni,_O._Hershko,_M._Colapietro,_S._D'Orsi,_A_._Brucalassi,_G._Pignata,_H._Kuncarayakti,_S_._Campana,_R._Claudi,_P._Schipani,_J_._Achr\'en,_J._A._Araiza_Duranm,_I._Arcavi,_A._Baruffolo,_S._Ben_Ami,_R_._Bruch,_G._Capasso,_E._Cappellaro,_R._Cosentino,_F._D'Alessio,_P._D'Avanzo,_M_._Della_Valle,_M_._De_Pascale,_R._Di_Benedetto,_A_._Gal_Yam,_M._Hernandez,_J._Kotilainen,_M._Landoni,_G_._Li_Causi,_S._Mattila,_M._Munari,_M._Rappaport,_K._E.M.A._Redaelli,_D._Ricci,_M._Riva,_A._Rubin,_B_._Salasnich,_S._Smartt,_R._Zanmar_Sanchez,_S._Scuderi,_M_._Stritzinger,_E._Ventura,_F._Vitali,_D._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07182 |
SOXS(X-ShooterのSOn)は、中解像度(~4500)広帯域(0.35-2.0{\μ}m)の分光器で、2018年の最終設計レビューに合格しました。機器は最終統合段階にあり、来年までにラ・シージャのNTTに設置される予定です。主に、5つの異なるオプトメカニカルサブシステム(共通パス、NIRスペクトログラフ、UV-VISスペクトログラフ、カメラ、キャリブレーション)とその他の機械サブシステム(インターフェースフランジ、プラットフォーム、ケーブルコロテータ、冷却システム)で構成されています。ここでは、オプトメカニクスサブシステムの概要を簡単に説明します。詳細については、特定の議事録を参照してください。その他のメカニックサブシステムと、計測器の統合に必要なツールについては、より包括的な議論が行われます。さらに、さまざまな機械要素の受け入れ中に得られた結果が、サブシステムの機能を検証するために実行された実験とともに提示されます。最後に、このフェーズで発生する典型的な問題を修正するために適用されたすべての変更と共に、機械的な統合手順がここに示されています。
Son-Of-X-Shooter SOXS の品質チェック システム アーキテクチャ
| Title |
The_Quality_Check_system_architecture_for_Son-Of-X-Shooter_SOXS |
| Authors |
Marco_Landoni,_Laurent_Marty,_Dave_Young,_Laura_Asquini,_Stephen_Smartt,_Sergio_Campana,_Riccardo_Claudi,_Pietro_Schipani,_Matteo_Aliverti,_Federico_Battaini,_Andrea_Baruffolo,_Sagi_Ben-Ami,_Federico_Biondi,_Andrea_Bianco,_Giulio_Capasso,_Rosario_Cosentino,_Francesco_D'Alessio,_Paolo_D'Avanzo,_Matteo_Genoni,_Ofir_Hershko,_Hanindyo_Kuncarayakti,_Matteo_Munari,_Giuliano_Pignata,_Adam_Rubin,_Salvatore_Scuderi,_Fabrizio_Vitali,_Jani_Achren,_Jose_Antonio_Araiza_Duran,_Iair_Arcavi,_Anna_Brucalassi,_Rachel_Bruch,_Enrico_Cappellaro,_Mirko_Colapietro,_Massimo_Della_Valle,_Marco_De_Pascale,_Rosario_Di_Benedetto,_Sergio_D'Orsi,_Avishay_Gal_Yam,_Marcos_Hernandez,_Jari_Kotilainen,_Gianluca_Li_Causi,_Seppo_Mattila,_Luca_Oggioni,_Giorgio_Pariani,_Michael_Rappaport,_Kalyan_Radhakrishnan,_Davide_Ricci,_Marco_Riva,_Bernardo_Salasnich,_Ricardo_Zanmar_Sanchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07183 |
ヨーロッパ南天天文台のラシージャにある新技術望遠鏡のXシューター(SOXS)スペクトログラフの健康と品質を監視するために実装されたアーキテクチャを報告します。簡単に言えば、アラームの自動トリガーに最適な時系列データの保存に使用される革新的なSQLを使用しないデータベースアプローチについて報告し、運用サポートチームが使用するダッシュボード上の高品質のグラフを報告します。このシステムは、重要業績評価指標(KPI)メトリックを継続的かつ積極的に監視するように設計されており、可能な限り自動的にサポートチームと運用チームのオーバーヘッドを削減します。さらに、自動化されたSOXSパイプライン(Youngetal.2022)から品質チェックメトリックを挿入するように設計されたインターフェイスについても詳しく説明します。
SOXS スペクトログラフのシミュレーション ツールの進歩: 露光時間計算機とエンドツーエンド シミュレーター
| Title |
Progress_on_the_simulation_tools_for_the_SOXS_spectrograph:_Exposure_time_calculator_and_End-to-End_simulator |
| Authors |
M._Genoni,_A._Scaudo,_G._Li_Causi,_L._Cabona,_M._Landoni,_S._Campana,_P._Schipani,_R._Claudi,_M._Aliverti,_A._Baruffolo,_S._Ben-Ami,_F._Biondi,_G._Capasso,_R._Cosentino,_F._D'Alessio,_P._D'Avanzo,_O._Hershko,_H._Kuncarayakti,_M._Munari,_G._Pignata,_A._Rubin,_S._Scuderi,_F._Vitali,_D._Young,_J._Achren,_J._A._Araiza-Duranq,_I._Arcavi,_F._Battaini,_A._Brucalassi,_R._Bruch,_E._Cappellaro,_M._Colapietro,_M._Della_Valle,_M._De_Pascale,_R._Di_Benedetto,_S._D'Orsi,_A._Gal-Yam,_M._Hernandez,_J._Kotilainen,_L._Marty,_S._Mattila,_M._Rappaport,_D._Ricci,_M._Riva,_B._Salasnich,_S._Smartt,_R._Zanmar_Sanchez,_M._Stritzinger,_and_H._Ventura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07185 |
ESO-NTT3.58メートル望遠鏡のSonOfX-Shooter(SOXS)機器用のシミュレーションツール、露光時間計算機(ETC)およびエンドツーエンドシミュレーター(E2E)の進歩を紹介します。SOXSは、2アームの高効率分光器によって作成された単一天体分光施設であり、平均分解能R$\約$4500で350～2000ナノメートルのスペクトル範囲をカバーできます。ETCの目的は信号対雑音比(SNR)を可能な限り正確に推定することですが、E2Eモデルを使用すると、関心のある科学的ターゲットから始まり、検出器。ETCとE2Eのアーキテクチャ、計算モデル、および機能について詳しく説明します。E2Eと外部シミュレーションモジュールおよびパイプラインとのインターフェイスについても説明します。さまざまな視覚および観察条件に関連する合成スペクトル形式、およびパイプラインによって取り込まれるキャリブレーションフレームも表示されます。
ESO-NTT向けSOXSトランジェントチェイサーの進捗状況
| Title |
Progress_on_the_SOXS_transients_chaser_for_the_ESO-NTT |
| Authors |
P._Schipani,_S._Campana,_R._Claudi,_M._Aliverti,_A._Baruffolo,_S._Ben-Ami,_G._Capasso,_R._Cosentino,_F._D'Alessio,_P._D'Avanzo,_O._Hershko,_H._Kuncarayakti,_M._Landoni,_M._Munari,_G._Pignata,_K._Radhakrishnan,_A._Rubin,_S._Scuderi,_F._Vitali,_D._Young,_J._Achr\'en,_J._A._Araiza-Dur\'an,_I._Arcavi,_F._Battaini,_A._Brucalassi,_R._Bruch,_E._Cappellaro,_M._Colapietro,_M._Della_Valle,_R._Di_Benedetto,_S._D'Orsi,_A._Gal-Yam,_M._Genoni,_M._Hernandez_D\'iaz,_J._Kotilainen,_G._Li_Causi,_L._Lessio,_L._Marty,_S._Mattila,_M._Rappaport,_D._Ricci,_M._Riva,_B._Salasnich,_S._Savarese,_S._Smartt,_R._Zanmar_Sanchez,_M._Stritzinger,_G._Umbriaco,_H._P\'erez_Ventura,_L._Pasquini,_M._Sch\"oller,_H.-U._Ka\"ufl,_M._Accardo,_L._Mehrgan,_E._Pompei,_and_I._Saviane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07192 |
SOXS(SonOfX-Shooter)は、ラシラ天文台の3.58mESONewTechnologyTelescopeの国際コンソーシアムによって構築された、UバンドからHバンドまでのスペクトルを同時にカバーする単一天体分光器です。これは、さまざまな調査によって発見されたあらゆる種類の過渡現象や変動源を観察するように設計されており、機会のターゲットの概念に基づいて、コンソーシアムによって非常に柔軟なスケジュールが維持されています。SOXSは、あらゆる種類の画像調査の基本的な分光学的パートナーとなり、南半球で最も優れたトランジェントフォローアップ機器の1つになります。この文書は、チリでの活動に先立って、機器がヨーロッパでの統合とテストの高度な段階にあるときに、プロジェクトの最新の状態を示します。
Son-Of-X-shooter (SOXS) データ削減パイプライン
| Title |
The_Son-Of-X-shooter_(SOXS)_Data-Reduction_Pipeline |
| Authors |
David_R._Young,_Marco_Landoni,_Stephen_J._Smartt,_Sergio_Campana,_Paolo_D'Avanzo,_Riccardo_Claudi,_Pietro_Schipani,_Matteo_Aliverti,_Andrea_Baruffolo,_Sagi_Ben-Ami,_Giulio_Capasso,_Rosario_Cosentino,_Francesco_D'Alessio,_Ofir_Hershko,_Hanindyo_Kuncarayakti,_Matteo_Munari,_Giuliano_Pignata,_Kalyan_Radhakrishnan,_Adam_Rubin,_Salvatore_Scuderi,_Fabrizio_Vitali,_Jani_Achr\'en,_Jos\'e_Antonio_Araiza-Duran,_Iair_Arcavi,_Federico_Battaini,_Anna_Brucalassi,_Rachel_Bruch,_Enrico_Cappellaro,_Mirko_Colapietro,_Massimo_Della_Valle,_Rosario_Di_Benedetto,_Sergio_D'Orsi,_Avishay_Gal-Yam,_Matteo_Genoni,_Marcos_Hernandez,_Jari_Kotilainen,_Gianluca_Li_Causi,_Laurent_Marty,_Seppo_Mattila,_Michael_Rappaport,_Davide_Ricci,_Marco_Riva,_Bernardo_Salasnich,_Ricardo_Zanmar_Sanchez,_Maximilian_Stritzinger,_Hector_Ventura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07194 |
Son-Of-XShooter(SOXS)は、LaSilla天文台のESO3.58mNewTechnologyTelescopeに搭載される予定の単一天体分光器(UV-VIS&NIR)および取得カメラです。生の検出器データを完全に削減された科学対応データに変換するための基本的なデータ削減プロセスは複雑で多段階ですが、SOXSデータ削減パイプラインは、エンドユーザーに使いやすく、パイプラインを完全に自動化された状態で実行できるようにする一方で、十分に文書化されたコマンドラインインターフェイス。人間の介入を必要とせずに、削減されたデータをESO科学アーカイブ施設にストリーミングします。機器からのデータの流れに遅れずについていくには、ソフトウェアを最適化して、データの各観測ブロックを通常の観測露出時間内に十分に削減する必要があります。パイプラインはPython3で記述されており、CIと適応計画を含むアジャイル開発哲学で構築されています。
組み立てからSOXS共通パスの完全な統合と検証まで
| Title |
From_Assembly_to_the_Complete_Integration_and_Verification_of_the_SOXS_Common_Path |
| Authors |
Kalyan_Kumar_Radhakrishnan_Santhakumari,_Federico_Battaini,_Riccardo_Claudi,_Alessandra_Slemer,_F._Biondi,_M._Munari,_R._Z._Sanchez,_M._Aliverti,_L._Oggioni,_M._Colapietro,_D._Ricci,_L._Lessio,_M._Dima,_L._Marafatto,_J._Farinato,_S._Campana,_P._Schipani,_S._DOrsi,_B._Salasnich,_A._Baruffolo,_S._Ben_Ami,_G._Capasso,_R._Cosentino,_F._D_Alessio,_P._DAvanzo,_O._Hershko,_H._Kuncarayakti,_M._Landoni,_G._Pignata,_A._Rubin,_S._Scuderi,_F._Vitali,_D._Young,_J._Achrn,_Jos_Antonio_Araiza_Durn,_I._Arcavi,_Anna_Brucalassi,_R._Bruch,_Enrico_Cappellaro,_M._Della_Valle,_R._Di_Benedetto,_A._Gal_Yam,_Matteo_Genoni,_M._Hernandez,_J._Kotilainen,_G._Li_Causi,_L._Marty,_S._Mattila,_Michael_Rappaport,_M._Riva,_S._Smartt,_M._Stritzingerv,_H._Venturae |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07198 |
SonOfX-Shooter(SOXS)は、UV-VIS(350～850nm)およびNIR(800～2000nm)の波長域で同時にスペクトルをカバーし、1スリットで平均Rが4500に近い単一オブジェクト分光器です。.SOXSには、可視波長域でのイメージング機能もあります。あらゆる種類のトランジェントと可変ソースを観察するように設計および最適化されています。SOXSの最終目的地は、チリのラシラにあるESONTTのNasmythプラットフォームです。SOXSコンソーシアムは地理的に比較的大きな広がりを持っているため、この中規模の機器のアセンブリ統合と検証(AIV)はモジュラーアプローチに従います。SOXSの5つの主要なサブシステム、すなわち共通パス、キャリブレーションユニット、取得カメラ、UV-VISスペクトログラフ、およびNIRスペクトログラフのそれぞれは、それぞれのコンソーシアム機関で内部調整およびテストを受けています(または受けています)。.INAF-OsservatorioAstronomicodiPadovaは、機器全体のバックボーンであるCommonPathサブシステムを提供します。個々のコンポーネントの組み立てから始まり、光学品質の最終テスト、および完全なサブシステムの効率まで、CommonPathの内部アライメントを報告します。
SOXS 向けのパワード ADC の内部調整と検証
| Title |
The_internal_alignment_and_validation_of_a_powered_ADC_for_SOXS |
| Authors |
F._Battaini,_K._Radhakrishnan,_R._Claudi,_M._Munari,_R.Z._S\`anchez,_M._Aliverti,_M._Colapietro,_D._Ricci,_L._Lessio,_M._Dima,_F._Biondi,_S._Campana,_P._Schipani,_A._Baruffolo,_S._Ben-Ami,_G._Capasso,_R._Cosentino,_F._D'Alessio,_P._D'Avanzo,_O._Hershkod,_H._Kuncarayakti,_M._Landoni,_G._Pignata,_A._Rubin,_S._Scuderi,_F._Vitali,_D._Young,_J._Achr\'en,_J._A._Araiza-Duran,_I._Arcavi,_A._Brucalassi,_R._Bruch,_E._Cappellaro,_M._Della_Valle,_M._De_Pascale,_R._Di_Benedetto,_S._D'Orsi,_A._Gal-Yam,_M._Genoni,_M._Hernandez,_J._Kotilainen,_G._Li_Causi,_L._Marty,_S._Mattila,_M._Rappaportd,_M._Riva,_B._Salasnich,_S._Smartt,_M._Stritzingerv,_H._Venturae |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07200 |
SonOfX-Shooter(SOXS)は、LaSilla天文台のNTT望遠鏡用に設計された、広いスペクトル範囲(350nmから2000nm)を特徴とするイメージング機能を備えた2チャンネルの分光器です。その主な科学的目標は、トランジェントと可変オブジェクトの分光追跡です。コモンパスサブシステムのUV-VISアームは、2つの反対方向に回転する4つ組、2つのプリズム、およびそれぞれ2つのレンズで構成された動力付き大気分散補正器(ADC)の存在によって特徴付けられます。両方の光学グループに電動光学系が存在することは、アライメント手順における追加の課題を表しています。ADCの特性、メーカーからオプティクスを受け取った後の分析、新たな問題、従ったアライメント戦略、および分散と光学品質におけるADCの最終結果を提示します。
SOXS NIR スペクトログラフ AIT の進捗状況
| Title |
Progress_on_the_SOXS_NIR_Spectrograph_AIT |
| Authors |
Fabrizio_Vitali,_Matteo_Aliverti,_Francesco_D'Alessio,_Matteo_Genoni,_Salvatore_Scuderi,_Matteo_Munari,_Luca_Oggioni,_Andrea_Scaudo,_Giorgio_Pariani,_Giancarlo_Bellassai,_Rosario_Di_Benedetto,_Eugenio_Martinetti,_Antonio_Micciche',_Gaetano_Nicotra,_Giovanni_Occhipinti,_Sergio_Campana,_Pietro_Schipani,_Riccardo_Claudi,_Giulio_Capasso,_Davide_Ricci,_Marco_Riva,_Ricardo_Zanmar_Sanchez,_Jose'_Antonio_Araiza-Duran,_Iair_Arcavi,_Andrea_Baruffolo,_Federico_Battaini,_Sagi_Ben-Ami,_Anna_Brucalassi,_Rachel_Bruch,_Enrico_Cappellaro,_Mirko_Colapietro,_Rosario_Cosentino,_Paolo_D'Avanzo,_Sergio_D'Orsi,_Massimo_Della_Valle,_Avishay_Gal-_Yam,_Marcos_Hernandez_Diaz,_Ofir_Hershko,_Jari_Kotilainen,_Hanindyo_Kuncarayakti,_Marco_Landoni,_Gianluca_Li_Causi,_Laurent_Marty,_Seppo_Mattila,_Hector_Perez_Ventura,_Giuliano_Pignata,_Kalyan_Radhakrishnan,_Michael_Rappaport,_Adam_Rubin,_Bernardo_Salasnich,_Stephen_Smartt,_Maximilian_Stritzinger,_David_Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07201 |
SonOfX-Shooter(SOXS)は、LaSillaObservatoryの3.58mESONewTechnologyTelescopeの国際コンソーシアムによって構築された、350～2000nmの単一天体分光器です。この論文では、近赤外線(NIR)アームのAITフェーズの進捗状況を紹介します。クライオ、真空、オプトメカニクス、および検出器サブシステムのさまざまなAITフェーズについて説明します。これらは最終的に、NIR分光器が現在組み立てられ、テストされているメラテ(イタリア)のINAF-OAB施設に収束しました。SOXS。
SOXS 分光器の真空および極低温システム
| Title |
The_vacuum_and_cryogenics_system_of_the_SOXS_spectrograph |
| Authors |
S._Scuderi,_G._Bellassai,_R._Di_Benedetto,_E._Martinetti,_A._Miccich\'e,_G._Nicotra,_G._Occhipinti,_C._Scir\'e,_M._Aliverti,_M._Genoni,_F._Vitali,_S._Campana,_R._Claudi,_P._Schipani,_A._Baruffolo,_S._Ben-Ami,_G._Capasso,_R._Cosentino,_F._D'Alessio,_P._D'Avanzo,_O._Hershko,_H._Kuncarayakti,_M._Landoni,_M._Munari,_G._Pignata,_K._Radhakrishnan,_A._Rubin,_D._Young,_J._Achren,_J.A._Araiza-Duran,_I._Arcavi,_F._Battaini,_A._Brucalassi,_R._Bruch,_E._Cappellaro,_M._Colapietro,_M._Della_Valle,_S._D'Orsi,_A._Gal-Yam,_M._Hernandez_Diaz,_J._Kotilainen,_G._Li_Causi,_L._Marty,_S._Mattila,_M._Rappaport,_D._Ricci,_M._Riva,_B._Salasnich,_S._Smartt,_R._Zanmar_Sanchez,_M._Stritzinger,_H._Perez_Ventura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07208 |
SOXS(SonOfX-Shooter)は、ESONTT望遠鏡の国際コンソーシアムによって構築された単一天体分光器です。SOXSは、ESO-VLTのX-Shooterの遺産に基づいており、2つのアーム(UV-VISとNIR)が並行して機能し、約4500の解像度スリット製品があり、バンド全体で完全な画像を同時に観察できます。UバンドからHバンドまでのスペクトル範囲。SOXSは、さまざまな天体に対して迅速かつ長期的な機会のターゲット要求を実行します。SOXS真空および極低温制御システムは、UV-VIS検出器とNIR分光器全体を排気、冷却、および動作温度に維持するように設計されています。選択された設計により、2つのアームを独立して操作できます。この論文では、クライオ真空制御システムの最終設計、その機能、および統合ラボで実施されたテストについて説明します。
SOXS AIT: 中型望遠鏡機器のシステム エンジニアリングのパラダイム
| Title |
SOXS_AIT:_a_paradigm_for_system_engineering_of_a_medium_class_telescope_instrument |
| Authors |
Riccardo_Claudi,_Kalyan_Radhakrishnan,_Federico_Battaini,_Sergio_Campana,_Pietro_Schipani,_Matteo_Aliverti,_Jose_Antonio_Araiza-Duran,_Andrea_Baruffolo,_Sagi_Ben-Ami,_Anna_Brucalassi,_Giulio_Capasso,_Mirko_Colapietro,_Rosario_Cosentino,_Francesco_D'Alessio,_Paolo_D'Avanzo,_Rosario_Di_Benedetto,_Sergio_D'Orsi,_Matteo_Genoni,_Ofir_Hershko,_Hanindyo_Kuncarayakti,_Marco_Landoni,_Matteo_Munari,_Giuliano_Pignata,_Michael_Rappaport,_Davide_Ricci,_Adam_Rubin,_Salvo_Scuderi,_Stephen_Smartt,_Fabrizio_Vitali,_David_Young,_Ricardo_Zanmar_Sanchez,_Jani_Achren,_Iair_Arcavi,_Rachel_Bruch,_Enrico_Cappellaro,_Massimo_Della_Valle,_Avishay_Gal-Yam,_Gianluca_Li_Causi,_Luca_Marafatto,_Seppo_Matila,_Marco_Riva,_Bernardo_Salasnich,_and_Maximilian_Stritzinger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07209 |
SOXS(X-ShooterのSOn)は、350～2000nmの完全なスペクトル範囲を同時に観察できる帯域全体で平均解像度スリット積が3500の高効率分光器です。これは、CommonPathシステムによってNTTに接続された3つの科学アーム(UV-VISSpectrograph、NIRSpectrograph、AcquisitionCamera)と、キャリブレーションユニットで構成されています。科学的要求から技術的要求までの流れと、サブシステムの実現について概説します。さらに、NTTへのSOXSの統合計画とともに、サブシステムの組み立ての計画と管理、ヨーロッパ(PAE)での機器の受け入れ前の統合とテストに使用される方法論の概要を示します。SOXSは、中程度の複雑さの計測器のシステムエンジニアリングの例として使用でき、チームは地理的に大きく広がっています。
QUBRICS サーベイに適用される確率論的ランダム フォレスト: 合成データによる高赤方偏移クエーサーの選択の改善
| Title |
The_probabilistic_random_forest_applied_to_the_QUBRICS_survey:_improving_the_selection_of_high-redshift_quasars_with_synthetic_data |
| Authors |
Francesco_Guarneri,_Giorgio_Calderone,_Stefano_Cristiani,_Matteo_Porru,_Fabio_Fontanot,_Konstantina_Boutsia,_Guido_Cupani,_Andrea_Grazian,_Valentina_D'Odorico,_Michael_T._Murphy,_Angela_Bongiorno,_Ivano_Saccheo,_Luciano_Nicastro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07257 |
最近のいくつかの研究は、南の明るい高zクエーサー(QSO)の探索に焦点を当てています。その中で、南半球の宇宙論の明るいビーコンとしてのクェーサー(QUBRICS)調査は、機械学習アルゴリズムによって選択された数百の新しい分光学的に確認されたQSOを配信しました。QUBRICS選択に確率的ランダムフォレスト(PRF)を導入することによって得られた結果に基づいて、この作業では、合成データでアルゴリズムをトレーニングして、より高い赤方偏移ビンの完全性を向上させることの実現可能性を調査します。また、大きさではなく色を主な特徴として使用した場合のアルゴリズムのパフォーマンスも比較します。複合QSOスペクトルエネルギー分布に基づいて合成データを生成します。最初にPRFをトレーニングして星と銀河の間でQSOを識別し、次に高zクエーサーを低z汚染物質から分離します。SkyMapperDR3に基づいて、GaiaeDR3、2MASS、およびWISEマグニチュードと組み合わせて、更新されたデータセットにアルゴリズムを適用します。特徴として色を使用すると、マグニチュードデータでトレーニングされたアルゴリズムに関して結果がわずかに改善されることがわかります。合成データをトレーニングセットに追加すると、分光学的に確認されたQSOのみでトレーニングされたPRFに関して、大幅に優れた結果が得られます。テストデータセットでは、完全性が~86%、汚染が~36%であると推定されます。最後に、207個のPRF選択候補が観測されました。149/207個がz>2.5の本物のQSOであることが判明し、41個がz<2.5で、3つの銀河と14個の星でした。この結果は、大規模なデータセットで高zクエーサーを選択するPRFの能力を裏付けています。
画像フィルタリングを使用した中性子星不安定性からの重力波の不可知論的検索の改善
この論文では、中性子星の不安定性によって生成される長い過渡重力波の検索感度を高める方法を提示します。この方法は、データスペクトログラムに適用される三角フィルターと呼ばれる選択的な画像フィルターで構成されます。この実装により、感度が20%向上することが示されています。
CUBES とそのソフトウェア エコシステム: 計測器のシミュレーション、制御、およびデータ処理
| Title |
CUBES_and_its_software_ecosystem:_instrument_simulation,_control,_and_data_processing |
| Authors |
Giorgio_Calderone,_Roberto_Cirami,_Guido_Cupani,_Paolo_Di_Marcantonio,_Mariagrazia_Franchini,_Matteo_Genoni,_Mikolaj_Kaluszy\'nski,_Marco_Landoni,_Florian_Rothmaier,_Andrea_Scaudo,_Rodolfo_Smiljanic,_Ingo_Stilz,_Julian_St\"urmer,_and_Orlando_Verducci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07294 |
CUBES(CassegrainU-BandEfficientSpectrograph)は、最近承認された高効率VLT分光器で、高解像度モード(~20K)と低-解像度モード(~5K)。このホワイトペーパーでは、プロジェクトに含まれるいくつかのソフトウェアパッケージ、つまり機器制御ソフトウェア、露光時間計算機、エンドツーエンドシミュレーター、およびデータ削減ソフトウェアスイートの要件と設計について簡単に説明します。上記のブロックがどのように連携してCUBES装置の「ソフトウェアエコシステム」を構築し、提案の準備から科学グレードのデータ製品までユーザーをサポートするかについて説明します。
| Title |
Orbits_and_background_of_gamma-ray_space_instruments |
| Authors |
Vincent_Tatischeff,_Pietro_Ubertini,_Tsunefumi_Mizuno_and_Lorenzo_Natalucci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07316 |
宇宙のガンマ線望遠鏡は、荷電粒子、光子、および二次中性子の大量のフラックスによって衝突されます。これらの粒子と放射線は、衛星の公称運用に脅威をもたらし、ガンマ線機器の検出感度を制限します。衝突する粒子によってガンマ線空間検出器で生成されるバックグラウンドノイズは、検出される天体物理信号よりも常にはるかに高くなります。この章では、ガンマ線ミッションに適したさまざまなタイプの軌道を紹介し、それらの長所と短所、および成層圏気球に乗り出す実験の価値について説明します。次に、さまざまな軌道と成層圏のすべての背景コンポーネントの物理的特性を確認します。
A-SLOTH: ハローを追跡することによる古代の星と局所観測物
| Title |
A-SLOTH:_Ancient_Stars_and_Local_Observables_by_Tracing_Halos |
| Authors |
Mattis_Magg,_Tilman_Hartwig,_Li-Hsin_Chen,_and_Yuta_Tarumi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07339 |
銀河は、暗黒物質の大きな重力束縛構造、いわゆるハローの内部に存在すると考えられています。これらのハローの最小のものは星をまったくホストしないか、数個しかホストしませんが、最大のホストは銀河団全体をホストします。宇宙の歴史を通じて、ハローはしばしば衝突して融合し、ますます大きな構造を形成しました。合併木、すなわち、ハローの進化のカタログと、それらが成長して融合する際のそれらの間の接続は、私たちの銀河のような宇宙オブジェクトの歴史を記述し理解する上で重要なツールになっています.このような合併ツリーの上に構築された半分析モデルは、宇宙論における理論的研究の一般的なアプローチです。このようなモデルの半分析的な性質は、考慮する必要がある空間スケールと時間スケールのダイナミックレンジが数値シミュレーションには大きくなりすぎる場合に特に役立ちます。ハローを追跡することによる古代の星と局所観測物(A-SLOTH)は、このような半分析モデルであり、宇宙初期の星形成を高速かつアクセス可能な方法でシミュレートするように設計されています。数値シミュレーションから、または統計アルゴリズムによって生成された合体木を使用して、銀河の歴史を記述します。バリオン物理学のプロセス、特にガス冷却、星形成、星フィードバックが近似と統計モデルで記述されています。このモデルの適用範囲は広いため、科学コミュニティで利用できるようにしています。
パスファインダーのトンボ スペクトル ライン マッパー: 超低輝度分光法の限界を押し広げる
| Title |
The_pathfinder_Dragonfly_Spectral_Line_Mapper:_Pushing_the_limits_for_ultra-low_surface_brightness_spectroscopy |
| Authors |
Deborah_M._Lokhorst,_Seery_Chen,_Imad_Pasha,_Jeff_Shen,_Evgeni_I._Malakhov,_Roberto_G._Abraham,_and_Pieter_van_Dokkum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07487 |
パスファインダーのDragonflySpectralLineMapperは、DragonflyTelephotoArrayに基づく分散型開口望遠鏡で、追加の機器(Dragonfly"Filter-Tilter")を使用して超狭帯域通過イメージングを可能にします。パスファインダーは、3つの冗長な光学チューブアセンブリ(OTA)で構成されており、それらが一緒に取り付けられて、単一視野のイメージング望遠鏡を形成します(有効開口径は、OTAの数の平方根として増加します)。パスファインダーは、2020年3月から2021年10月まで空にあり、概念実証の画像化、表面の明るさの限界測定、空でのテスト、およびソフトウェア開発の観察を提供する狭帯域フィルターを装備しています。ここでは、パスファインダー望遠鏡と到達した感度の限界、および観測方法について説明します。超低表面輝度に到達するための現在の制限要因の概要を説明し、低表面輝度ライン放出に対する機器の感度の包括的な比較と、拡散ガスからの超微弱なライン放出を観察する他の方法を提示します。最後に、現在建設中の120-OTADragonflySpectralLineMapperの計画について触れます。
分布開口望遠鏡とトンボ望遠アレイ
| Title |
Distributed_Aperture_Telescopes_and_the_Dragonfly_Telephoto_Array |
| Authors |
Roberto_G._Abraham_(1_and_2),_Pieter_G._van_Dokkum_(3),_Deborah_M._Lokhorst_(4),_Seery_Chen_(1_and_2),_Qing_Liu_(1),_Michael_L._Rice_(5),_E._Lynn_Rice_(5)_((1)_David_A._Dunlap_Dept._of_Astronomy_and_Astrophysics,_University_of_Toronto,_(2)_Dunlap_Institute,_University_of_Toronto,_(3)_Dept._of_Astronomy,_Yale_University,_(4)_NRC_Herzberg_Astronomy_&_Astrophysics,_(5)_New_Mexico_Skies_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07488 |
テレスコープアレイを使用すると、高性能の広視野イメージングシステムを、従来のテレスコープよりも迅速かつ低コストで構築できます。分散開口望遠鏡(ドラゴンフライ望遠アレイがその代表的な例です)は、すべての望遠鏡が空のほぼ同じ位置を指す特別なタイプのアレイです。この構成では、アレイは大きくて光学的に非常に高速な単一の望遠鏡のように機能し、系統誤差を非常に適切に制御できます。広い視野での低表面輝度イメージングなどのいくつかの重要な分野では、分散開口望遠鏡は従来のサーベイ望遠鏡よりも大幅に優れています。これらの議事録では、分散開口望遠鏡の理論的根拠を概説し、その概念の長所と短所を強調しています。設計が優れている観測パラメータ空間の領域が特定されます。これらは、比較的未開拓であり、非常に強力なブレークスルーの可能性を秘めている天体物理学の領域に対応しています。
トンボのスペクトル ライン マッパー: デザインとファースト ライト
| Title |
The_Dragonfly_Spectral_Line_Mapper:_Design_and_First_Light |
| Authors |
Seery_Chen,_Deborah_M._Lokhorst,_Jeff_Shen,_Imad_Pasha,_Evegni_I._Malakhov,_Roberto_G._Abraham,_Pieter_van_Dokkum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07489 |
DragonflySpectralLineMapper(DSLM)は、DragonflyTelephotoArrayの最新の進化版であり、世界で最も強力な広視野スペクトルラインイメージャーになります。DSLMは、積分視野分光計を内蔵した1.6m口径$f$/0.26屈折器に相当し、5平方度の視野をカバーします。新しい望遠鏡は、大気光の大気変動のリアルタイムキャリブレーションを含む、系統誤差を精巧に制御して、低表面輝度宇宙の超狭帯域通過イメージングを実行するように設計されています。Dragonflyの変換の鍵は、アレイ内の各レンズの前に超狭帯域通過干渉フィルターを保持し、それらを傾けて中心波長をスムーズにシフトする機械的アセンブリである「Filter-Tilter」です。ここでは、ラピッドプロトタイピング、反復設計、および大量生産に基づく開発プロセスについて説明します。このプロセスにより、DSLMの設計は最初のパスファインダー機器から大幅に改善されました。これには、より狭いバンドパスフィルターへの変更や、連続光減算とスカイラインモニタリング用の一連のキャリブレーションフィルターの追加が含まれます。アレイの電子機器とハードウェアにも改善が加えられ、傾斜精度、剛性、および光のバッフルが改善されています。ここでは、2022年5月に最初のレンズ群を展開してからの実験室および空での測定値と、2023年初頭の完全なアレイの完成に関する進捗報告を提示します。
| Title |
A_Sun-like_star_orbiting_a_black_hole |
| Authors |
Kareem_El-Badry,_Hans-Walter_Rix,_Eliot_Quataert,_Andrew_W._Howard,_Howard_Isaacson,_Jim_Fuller,_Keith_Hawkins,_Katelyn_Breivik,_Kaze_W._K._Wong,_Antonio_C._Rodriguez,_Charlie_Conroy,_Sahar_Shahaf,_Tsevi_Mazeh,_Fr\'ed\'eric_Arenou,_Kevin_B._Burdge,_Dolev_Bashi,_Simchon_Faigler,_Daniel_R._Weisz,_Rhys_Seeburger,_Silvia_Almada_Monter,_Jennifer_Wojno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.06833 |
暗い天体を周回する、近くにある($G=13.8$;$d=480$pc)太陽に似た星の発見を報告します。ガイアミッションからの天文軌道解を介して、このシステムをブラックホール候補として特定しました。放射速度の監視により、ガイアの解が検証および改良され、分光法により、別の星からの重要な光の寄与が除外されました。動径速度とアストロメトリーのジョイントモデリングは、コンパニオンマスを$M_2=9.8\pm0.2\,M_{\odot}$に制約します。分光軌道だけで、最小伴星質量$M_2>5\,M_{\odot}$が設定されます。伴星が$5\,M_{\odot}$星だった場合、星系全体の500倍の明るさになります。これらの制約は、ゆっくりと回転するG矮星($T_{\rmeff}=5850$K,$\logg=4.5$,$M=0.93\,M_{\odot}$)、太陽に近い金属量([Fe/H]=-0.2)と目立たない存在量パターン。軌道を説明でき、ブラックホールを含まない、もっともらしい天体物理学的シナリオは見つかりません。軌道周期$P_{\rmorb}=185.6$日は、知られているどの星質量ブラックホール連星よりも長く、離心率は$e=0.45$と控えめです。この系の銀河軌道は、薄い円盤の星に典型的なものであり、それが天の川の円盤で形成され、せいぜい弱い出生キックで形成されたことを示唆しています。標準的なバイナリ進化モデルでシステムの形成を説明することは困難です.標準的な仮定の下で明るい星が共通のエンベロープイベントを生き残ることは困難であり、その後広い軌道に収まることは困難です.開星団におけるトリプルまたは動的アセンブリを含む形成モデルは、より有望かもしれません。これは既知のブラックホールの3倍近くにあり、この発見は、連星内にかなりの数の休止状態のブラックホールが存在することを示唆しています。将来のGaiaのリリースでは、さらに多くの発見が促進される可能性があります。
HS0218+3229 の過去の進化に対する制約としての FUV 分光法からの C/N 比
| Title |
The_C/N_ratio_from_FUV_spectroscopy_as_a_constraint_upon_the_past_evolution_of_HS0218+3229 |
| Authors |
O._Toloza,_Boris_T._Gaensicke,_Laura_M._Guzman-Rincon,_Tom_R._Marsh,_Paula_Szkody,_Matthias_R._Schreiber,_Domitilla_de_Martino,_Monica_Zorotovic,_Kareem_El-Badry,_Detlev_Koester_and_Felipe_Lagos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.06873 |
非縮退伴星から降着する一部の白色矮星は、超軟X線連星の子孫であると仮定されている恒星成分の光球に異常な炭素と窒素の存在量を示します。したがって、炭素と窒素の比率は、過去の進化に制約を与える可能性があります。マルコフ連鎖モンテカルロを使用して、CosmicOriginsSpectrographで撮影された激変変数HS0218+3229の遠紫外分光法に適合します。一部のパラメーターは赤化の量に依存しますが、炭素と窒素の比率はソーラー値の約10分の1です($logC/N=-0.53^{+0.13}_{-0.14}$および$-0.58^{+0.16}_{-0.15}$はほとんど赤みがなく、E(B-V)=0.065であり、不確かさの範囲内で一致しています)。また、シリコンとアルミニウムの存在量の推定値、および鉄と酸素の上限も提供します。HS0218+3229の測定パラメータを使用して、MESAによる進化シミュレーションを使用して過去を再構築します。HS0218+3229の最も可能性の高い初期バイナリ構成を決定するために、ガウスプロセスフィットをMESAグリッドに実装しました。$M_{\rmドナー;i}=0.90-0.98,\mathrm{M}_{\odot}$のドナーの初期質量と$P_{\rmorb;i}の初期軌道周期が見つかりました。=2.88$日($P_{\rmorb;i}=3.12-3.16$日)$M_{\mathrm{WD}}=0.83\,\mathrm{M}_{\odotと仮定された白色矮星質量}$($M_{\mathrm{WD}}=0.60\,\mathrm{M}_{\odot}$)は、測定されたパラメーターを再現するために必要です。これらの構成は、系が白色矮星の表面で準定常的な水素燃焼の段階を経ていないことを意味します。ただし、初期の質量比が$\geq1.5$だった場合、過去に熱的な時間スケールの物質移動の段階を経験した可能性があります。HS0218+3229は、通常のCVの最小周期$\simeq80$\,minを下回る周期を持つCVに進化し、そのスペクトルにヘリウムと水素が表示されると予測しています。
H$\alpha$ フィッティングと重力暗黒化から決定された Be 星の傾斜角の比較
| Title |
Comparing_Be_Star_Inclination_Angles_Determined_from_H$\alpha$_Fitting_and_Gravitational_Darkening |
| Authors |
T._A._A._Sigut_and_Nastaran_R._Ghafourian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.06885 |
92個の銀河Be星のサンプルを使用して、H$\alpha$輝線プロファイルフィッティングから決定された傾斜角(星の回転軸と視線の間の角度)を、重力暗黒化の分光学的特徴によって決定されたものと比較します。.良い一致が見られます:サンプルの70%(92個の星のうち64個)は、$1\sigma$の誤差を使用した2つの方法の間のゼロ差と一致しており、$r=+の2つの方法の間に強い線形相関係数があります。0.63\pm0.05$.H$\alpha$プロファイルフィッティング法が$i\lesssim25^\circ$の傾斜角を過大評価しているという証拠がいくつかあります。重力暗化法は$i\gtrsim70^\circ$の傾斜角を過小評価しますが、これはおそらく光スペクトルに対する円盤放射伝達効果を無視しているためです。全体として、中程度の解像度とSNRの単一のH$\alpha$スペクトルを使用して、個々のBe星の傾斜角の有用な推定値を抽出できることが実証されています。これにより、個々のBe星の赤道自転速度を$v\sini$の測定値から導き出すことができ、Beのサンプルが(傾斜に関して)偏りがない場合、Be星を使用して若い開星団の相関するスピン軸を検索できるようになります。星が使われています。
プラージュ面積と黒点面積と数の関係を精査
| Title |
Scrutinizing_the_relationship_between_plage_areas_and_sunspot_areas_and_numbers |
| Authors |
Theodosios_Chatzistergos,_Ilaria_Ermolli,_Natalie_A._Krivova,_Teresa_Barata,_Sara_Carvalho,_Jean-Marie_Malherbe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07077 |
過去の太陽活動の研究と再構成には、黒点、白斑/プラージュ、およびネットワークに関するデータが必要です。このようなデータは、太陽と太陽に似た星の磁気活動と変動性を理解するためにも重要です。利用可能な最長の直接白斑/プラージュデータセットは、それぞれ1874年と1892年にさかのぼる白色光黄斑観測とCaIIK観測です。それ以前は、利用可能な唯一の直接データは黒点です。1892年以降のプラージュ面積と黒点記録(面積と数)との関係を再評価し、さらに遡って研究に使用できる黄斑/プラージュ面積の再構成を可能にします。一貫して処理された38のCaIIKアーカイブから派生したプラージュエリアと、これらのアーカイブに基づくプラージュエリアコンポジットを使用します。プラージュと黒点の面積と数の関係は、べき乗関数でよく表されます。さらに、関係は帯域幅と太陽周期の強さに依存することがわかりました。ベキ乗関係による再構成は、元のプラージュエリアシリーズとよく一致していますが、サイクル強度依存関係を使用しても、再構成はわずかしか改善されません。以前に公開された他のプラージュエリアシリーズで同じ分析を実行すると、通常はさまざまな処理技術を使用した単一のアーカイブから派生したもので、異なる時系列を使用すると異なる結果が返されます。これは、さまざまなアーカイブに一貫した処理を適用することの重要性を強調し、以前に発行されたシリーズを使用することによって導入された不確実性を示しています。私たちの結果は、過去の太陽活動と放射照度の再構成、および恒星活動の研究に影響を与えます。
ソーセージモードで変調されたフレアループのジャイロシンクロトロン放射に対する微細構造の影響
| Title |
Influence_of_fine_structures_on_gyrosynchrotron_emission_of_flare_loops_modulated_by_sausage_modes |
| Authors |
Mijie_Shi,_Bo_Li,_Mingzhe_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07176 |
ソーセージモードは、太陽フレアの短周期準周期脈動(QPP)を解釈するための主要なメカニズムの1つです。ソーセージのモードを観測的に特定し、QPPとの関係を理解するには、無線放射のフォワードモデリングが重要です。3次元磁気流体力学(MHD)シミュレーションからの数値出力を使用して、ソーセージモードによって変調されたフレアループのジャイロシンクロトロン(GS)放射を前方モデル化し、ループの微細構造の影響を調べます。発光強度の時間的変化は、ループの中心を横切る斜めの視線に対して分析されます。低周波と高周波の強度は、微細構造の有無にかかわらず、ソーセージモードの周期で同相で振動することがわかります。光学的に厚い領域が発生する低周波放射の場合、強度の変調の大きさは、いくつかの視野角で微細構造によって劇的に減少します。逆に、光学的に薄い体制が成り立つ高周波放射の場合、微細構造または視野角の影響はわずかです。私たちの結果は、ソーセージモードの周期的な強度変動が微細構造によって一掃されず、フレアループが微細構造であってもソーセージモードがQPPの有望な候補メカニズムのままであることを示しています。
主系列星進化後のシュンベルク・チャンドラセカール極限の再検討
| Title |
Revisiting_the_Sch\"{o}nberg-Chandrasekhar_limit_in_post_main_sequence_stellar_evolution |
| Authors |
Shaswata_Chowdhury,_Tapobrata_Sarkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07389 |
$1.4\lesssimM/M_{\odot}\lesssim6$の範囲の大質量星のポスト主系列進化におけるSch\"{o}nberg-Chandrasekhar極限は、恒星のコアが耐えられる最大圧力を与えます。中央の水素は使い果たされます.これは通常$1/\alpha$の二次関数として表されます,$\alpha$はエンベロープの平均分子量に対するコアの平均分子量の比です.ここで,シナリオでこの制限を再検討しますここで、星の内部の圧力バランス方程式が変更される可能性があり、いくつかの物理現象により発生する可能性のある小さな星の圧力異方性が存在する場合.数値解析を使用して、限界の3つのパラメーターに依存するマスター公式を導出し、議論しますさまざまな物理的結果.副産物として、私たちの式の限定的なケースでは、標準的なニュートンの枠組みでは、Sch\"{o}nberg-Chandrasekhar限界は、二次ではなく線形の多項式によって最もよく適合することがわかります。$1/\aの最下位へlpha$.
相対論的重力のテストとしての重力アシスト
エディントンのポストニュートンパラメータ$\beta$と$\gamma$を評価するためのツールとして、惑星の近くを通過する宇宙船の動きの補正である重力アシスト操作を検討し、真空の球面対称重力場を特徴付けます重力の計量理論。地球の軌道から発射され、金星の近くを通過するプローブの特定の軌道に対する$\beta$と$\gamma$の変動の影響を推定します。相対論的補正により、金星の重力場でのプローブ散乱の影響パラメーターがわずかに変化します。特に、$\beta$または$\gamma$が$10^{-4}$変化すると、探査機の遠日点位置が約50kmシフトすることが示されています。
雪塊理論の最前線：天体物理学と宇宙論
| Title |
Snowmass_Theory_Frontier:_Astrophysics_and_Cosmology |
| Authors |
Daniel_Green,_Joshua_T._Ruderman,_Benjamin_R._Safdi,_Jessie_Shelton,_Ana_Ach\'ucarro,_Peter_Adshead,_Yashar_Akrami,_Masha_Baryakhtar,_Daniel_Baumann,_Asher_Berlin,_Nikita_Blinov,_Kimberly_K._Boddy,_Malte_Buschmann,_Giovanni_Cabass,_Robert_Caldwell,_Emanuele_Castorina,_Thomas_Y._Chen,_Xingang_Chen,_William_Coulton,_Djuna_Croon,_Yanou_Cui,_David_Curtin,_Francis-Yan_Cyr-Racine,_Christopher_Dessert,_Keith_R._Dienes,_Patrick_Draper,_Peizhi_Du,_Sebastian_A._R._Ellis,_Rouven_Essig,_Raphael_Flauger,_Chee_Sheng_Fong,_Joshua_W._Foster,_Jacopo_Fumagalli,_Keisuke_Harigaya,_Shunsaku_Horiuchi,_Mikhail_M._Ivanov,_Yonatan_Kahn,_Simon_Knapen,_Rebecca_K._Leane,_Hayden_Lee,_Erik_W._Lentz,_Matthew_Lewandowski,_Mariangela_Lisanti,_Andrew_J._Long,_Marilena_Loverde,_Azadeh_Maleknejad,_Liam_McAllister,_Samuel_D._McDermott,_Robert_McGehee,_P._Daniel_Meerburg,_Joel_Meyers,_Azadeh_Moradinezhad_Dizgah,_Moritz_M\"unchmeyer,_Nadav_Joseph_Outmezguine,_Enrico_Pajer,_Gonzalo_A._Palma,_Aditya_Parikh,_Jong-Chul_Park,_Annika_H._G._Peter,_Guilherme_L._Pimentel,_S\'ebastien_Renaux-Petel,_Nicholas_L._Rodd,_Bibhushan_Shakya,_Gary_Shiu,_Eva_Silverstein,_Marko_Simonovic,_Rajeev_Singh,_Charlotte_Sleight,_Volodymyr_Takhistov,_Philip_Tanedo,_Massimo_Taronna,_Brooks_Thomas,_Natalia_Toro,_Yu-Dai_Tsai,_Edoardo_Vitagliano,_Mark_Vogelsberger,_Benjamin_Wallisch,_Benjamin_D._Wandelt,_Risa_H._Wechsler,_Christoph_Weniger,_W._L._Kimmy_Wu,_Weishuang_Linda_Xu,_Masaki_Yamada,_Hai-Bo_Yu,_Zhengkang_Zhang,_Yi-Ming_Zhong,_Kathryn_Zurek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.06854 |
過去10年間の理論天体物理学と宇宙論の進歩と、今後10年間の関心分野を要約します。このレポートは、スノーマス2021プロセスの一環として、セオリーフロンティアのTF09「天体物理学と宇宙論」トピックグループの要約として作成されました。
動的な潮汐は、接近した偏心二重白色矮星連星の軌道運動において重要な役割を果たすことができます。宇宙ベースの重力波検出器であるレーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)の打ち上げが間近に迫っているため、そのようなシステムからの重力波信号の検出が期待されています。この論文では、軌道歳差運動への影響に焦点を当てて、偏心軌道への動的潮流の影響について議論します。離心率の高い軌道では、軌道周波数の高調波が星の通常モードの固有振動数と一致すると、共鳴によって大きな歳差運動が発生する可能性があることを示しています。円軌道の場合とは対照的に、各モードは異なる高調波を持つ複数の共鳴に遭遇する可能性があり、これらの共鳴領域は、距離が近い軌道の周波数空間の約10%をカバーできます。この場合、潮汐歳差効果は他の寄与とは異なり、信号対雑音比が十分に高い場合、LISAで識別できます。しかし、高度に偏心した小さな分離領域内では、動的潮流がカオス運動を引き起こし、重力波信号は予測できなくなります。共鳴していなくても、離心率の低いロシュローブ充填分離に近い軌道では、動的潮汐が最大20%の歳差運動に寄与する可能性があり、LISAは、低離心率の小さい軌道分離領域内でこれらの非共鳴の動的潮汐効果を解決できます。パラメータ空間。低質量システムの場合、離心率の不確実性により動的な潮汐効果が低下する可能性があり、歳差運動率だけでは測定できなくなります。より高い質量のシステムでは、放射反応の影響が大きくなり、離心率が抑制され、動的な潮汐の測定が可能になります。
| Title |
Neutrino_forces_in_neutrino_backgrounds |
| Authors |
Mitrajyoti_Ghosh,_Yuval_Grossman,_Walter_Tangarife,_Xun-Jie_Xu,_Bingrong_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07082 |
標準モデルは、一対のニュートリノの交換によるフェルミオン間の長距離力を予測します。しかし、ニュートリノ質量ゼロ極限での$G_F^2/r^5$に比例するこの量子力は微弱であり、まだ実験では観測されていません。この論文では、宇宙、原子炉、および太陽ニュートリノによって引き起こされる背景効果を含めて、この力を計算します。ニュートリノバックグラウンドが存在すると、ニュートリノ力が大幅に強くなることがわかりました。驚くべきことに、原子炉のニュートリノバックグラウンドは、ニュートリノの力を真空中のニュートリノの力に比べて20桁以上も強化することができます。ニュートリノ背景でニュートリノ力を検出する実験的展望について議論し、その効果が現在の第5力実験の利用可能な感度に近いことを発見しました。結果は心強いものであり、その効果を調べることができるかどうかを確認するために、詳細な実験的研究が求められています.
惑星軌道の疑似周期摂動と地球の自転と公転の振動について：ラグランジュの定式化
| Title |
On_pseudo-periodic_perturbations_of_planetary_orbits,_and_oscillations_of_Earth's_rotation_and_revolution:_Lagrange's_formulation |
| Authors |
F._Lopes,_V._Courtillot,_D._Gibert,_and_J._L._Le_Mou\"el |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07213 |
地球の自転は、極運動(PM)と日の長さ(lod)によって決まります。PMの励起源は、流体循環に関連するトルク(「地球物理学的励起」)であり、lodから月-太陽潮汐(「天文学的励起」)に関連するトルクです。ラグランジュ(1853)の力学の発表に続いて、惑星の自転と公転の間のリンクを探ります。中心場で運動している惑星のエネルギーは、運動、遠心力(惑星に依存)、求心力(すべての惑星で同じ)のエネルギーの合計です。各惑星について、「重力定数」Gpを計算できます。巨大惑星の場合、Gpは遠日点の関数として減少します。地球型惑星には、そのような組織化された行動はありません。他の惑星の摂動の可能性は、変位にわずかな角度の寄与を生成します。これはアインシュタインの有名な歳差運動の式とたまたま同じです。惑星の近日点での遅延は、aの(-5/2)べき乗則に従います。これは、ラグランジュの形式で容易に理解できます(遠心力の用語が短い距離に取って代わります)。テルリック惑星はエネルギーを失い、おそらく惑星の回転に移されました。回転に対する面速度の比率は、aの-5/2乗則に従います。統合された周期Rに対する面速度の比率も、-5/2電力依存性に適合し、回転と回転の間のエネルギー交換の線形性を意味します。アインシュタインにとって、太陽による時空の変形は場の摂動の起源です。ラグランジュの場合、摂動はトルクの相互作用によるものにすぎません。近日点の遅延、面速度、および惑星の自転は、遠日点の累乗法則を示しており、その挙動は運動モーメントの挙動とは対照的です。面速度は、惑星の運動モーメントに直線的にリンクされています。これは、移動が達成されるレベルでなければなりません。
| Title |
Solving_nonlinear_Klein-Gordon_equations_on_unbounded_domains_via_the_Finite_Element_Method |
| Authors |
Hugo_L\'evy,_Jo\"el_Berg\'e_and_Jean-Philippe_Uzan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07226 |
重力に関する大規模なクラスのスカラーテンソル理論は、太陽系における第5の力を動的に抑制するスクリーニングメカニズムと、局所的な実験室での実験を示しています。技術的には、スカラー場の方程式レベルでは、これは通常、分析アプローチの範囲を大きく制限する非線形性につながります。この記事では、有限要素法(FEM)とニュートン法に基づくPython数値ツール$femtoscope$を紹介します。これは、特にシンメトロンモデルまたはカメレオンモデルで発生するクラインゴルドンのような方程式を解くためのものです。後者に関しては、スカラー場の動作は一般に、そのソースから無限に離れた場所でのみ知られています。したがって、収束が評価される有限メモリコンピューターで漸近境界条件を処理するための既存および新しいFEMベースの手法を調査します。最後に、$femtoscope$は、地球軌道におけるカメレオンの第5力の研究とともに紹介されます。
宇宙論的特異点への関心は近年著しく高まっており、特に宇宙の晩期加速と暗黒エネルギーの発見による未来の特異点への関心が高まっています。最近の研究では、そのような特異点を強度に基づいて強い特異点と弱い特異点に適切に分類していることがわかりました。弱い特異点は突然、w、および大きな凍結特異点のようなものであり、強い特異点は大きな裂け目のようなものです。これにより、ビッグリップはタイプ1、w特異点はタイプVなど、さまざまなタイプのそのような特異点の分類が行われました。一方、タイプIとタイプIVの特異点は、不均一な状態方程式(EOS)を考慮して活発に議論されています。、同じことはタイプV特異点に対して試みられていません。そのため、この作業では、不均一な状態方程式を考慮した後、さまざまな宇宙論におけるタイプV特異点の形成について詳しく説明しました。4つの異なる宇宙背景のコンテキストでEOSの2つの不均一な形式を検討します。標準的な一般相対論的宇宙論、漸近的に安全な宇宙論、修正された面積とエントロピーの関係に触発された宇宙論、一般化された不確実性原理、ホログラフィックくりこみ、チャーン・サイモンズ重力(これらはすべて、修正されたフリードマン方程式の同じ形式で偶然に記述できます)およびf(R)重力宇宙論。このような考察を行うと、タイプV特異点の発生条件にいくつかの非常に大きな違いが見られることを詳細に示します。f(R)重力宇宙論の特定のケースでは、タイプV特異点が完全に除去されることがわかります。この研究は、タイプV特異点の生成と形成が、考慮される状態方程式の形式によって最も強く影響されることを示しています。
球面上の MHD クラムシェル不安定性の解析的研究
この論文では、解析手法を使用して、球面上の2次元電磁流体力学(MHD)システムの不安定性を研究しています。基礎となる流れは、帯状の微分回転で構成され、トロイダル磁場が存在します。一般的な流れとフィールドプロファイルの複雑な平面での波速度の可能なドメインを規定する半円規則が導出されます。この論文は次に、反対方向に傾く2つの半球上の磁力線を特徴とする「クラムシェル不安定性」の分析的研究を開始します(Cally2001,Sol.Phys.vol.199,pp.231--249)。不安定性問題の漸近解は、一致した漸近展開の方法を介して、帯状流の弱いせん断の限界に対して導き出されます。帯状の流れが固体の回転である場合、「傾斜モード」と呼ばれる磁力線を傾ける中立モードが存在することが示されています。帯状流の弱いせん断が傾斜モードの臨界層を励起し、傾斜方向を逆転させてクラムシェルパターンを形成し、不安定性を誘発します。漸近解は、一連の流れと場のプロファイルの不安定性の特性への洞察を提供します。顕著な特徴は、磁場が臨界層での局所的な挙動を通じてのみ不安定性に影響を与えることです。
運用宇宙天気予報のためのフルディスクと活動領域ベースのフレア予測の結合に向けて
| Title |
Towards_Coupling_Full-disk_and_Active_Region-based_Flare_Prediction_for_Operational_Space_Weather_Forecasting |
| Authors |
Chetraj_Pandey,_Anli_Ji,_Rafal_A._Angryk,_Manolis_K._Georgoulis_and_Berkay_Aydin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07406 |
太陽フレアの予測は、宇宙天気予報の中心的な問題であり、リモートセンシングと機械学習およびディープラーニングアプローチの両方の最近の進歩により、幅広い研究者の注目を集めています。機械学習モデルと深層学習モデルの両方に基づく実験結果により、タスク固有のデータセットのパフォーマンスが大幅に向上することが明らかになりました。モデルの構築に加えて、そのようなモデルを運用環境での運用環境に展開する作業は、より複雑で時間のかかるプロセスであり、多くの場合、研究環境では直接対処されません。$\geq$M1.0クラスのフレアに対して、フルディスクとアクティブ領域ベースの2つの予測モードを備えた運用可能な太陽フレア予測システムをトレーニングおよび展開するための一連の新しいヒューリスティックアプローチを提示します。フルディスクモードでは、ディープラーニングモデルを使用してフルディスクの見通し内マグネトグラムに対して予測が実行されますが、アクティブ領域ベースのモデルでは、多変量時系列データインスタンスを使用してアクティブ領域ごとに個別に予測が発行されます。個々のアクティブリージョン予測とフルディスク予測子からの出力は、メタモデルを使用して最終的なフルディスク予測結果に結合されます。2つの基本学習者のフレア確率の均等加重平均アンサンブルをベースラインメタ学習者として利用し、ロジスティック回帰モデルをトレーニングすることで2つの基本学習者の能力を向上させました。この研究の主な発見は次のとおりです。(i)次の24時間の全ディスクフレア確率を予測するために、異なるデータセットとモデルアーキテクチャでトレーニングされた2つの異種フレア予測モデルの結合に成功しました。(ii)提案されたアンサンブルモデル、つまりロジスティック回帰は、2つの広く使用されているメトリックTrueSkillStatistic(TSS)とHeidkeSkillCore(HSS)に関して測定された、2つのベース学習者とベースラインメタ学習者の予測パフォーマンスを改善します。(iii)結果分析は、ロジスティック回帰がベースのアンサンブル(Meta-FP)は、TSSに関して$\sim9\%$およびHSSに関して$\sim10\%$だけフルディスクモデル(基本学習器)を改善します。同様に、TSSとHSSに関してそれぞれ$\sim17\%$と$\sim20\%$だけARベースのモデル(基本学習器)を改善します。最後に、ベースラインメタモデルと比較すると、TSSは$\sim10\%$、HSSは$\sim15\%$向上しています。
| Title |
Trustworthy_modelling_of_atmospheric_formaldehyde_powered_by_deep_learning |
| Authors |
Mriganka_Sekhar_Biswas,_Manmeet_Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07414 |
ホルムアルデヒド(HCHO)は、呼吸器疾患やその他の疾患を引き起こす汚染物質であるため、大気中の最も重要な微量ガスの1つです。また、対流圏オゾンの前駆物質でもあり、作物に損害を与え、人間の健康を悪化させます。HCHO化学の研究と衛星データを使用した長期モニタリングは、人間の健康、食糧安全保障、大気汚染の観点から重要です。動的大気化学モデルは、大気中のホルムアルデヒドをシミュレートするのに苦労しており、衛星観測と再分析に比べて最大2倍も過大評価することがよくあります。モデル化されたHCHOの空間分布も衛星観測と一致しません。ここでは、高速で信頼性の高い大気HCHOをシミュレートするための単純な超解像度ベースの畳み込みニューラルネットワークを使用したディープラーニングアプローチを紹介します。私たちのアプローチは、化学方程式を必要としないHCHO推定の間接的な方法です。深層学習は、複雑な大気化学表現を含む動的モデルシミュレーションよりも優れていることがわかりました。ホルムアルデヒドをターゲットとするさまざまな変数の非線形関係を確立する因果関係は、気象学および化学的再分析からのさまざまな前駆体を使用してOMIAURA衛星ベースのHCHO予測をターゲットにすることにより、我々のアプローチで確立されます。南アジアではホルムアルデヒドの現場測定が行われておらず、この地域のデータの品質を向上させる必要があるため、実装のテストに南アジアを選択しました。さらに、大気中のホルムアルデヒドの信頼できるモデリングによって取り除くことができる衛星プロダクトには、空間的および時間的なデータのギャップがあります。この研究は、コンピュータービジョンを使用して、リモートセンシングからのホルムアルデヒドの信頼できるモデリングを行う新しい試みであり、連鎖的な社会的利益につながる可能性があります。
Snowmass 2021 の粒子暗黒物質に関するトピック グループのレポート
| Title |
Report_of_the_Topical_Group_on_Particle_Dark_Matter_for_Snowmass_2021 |
| Authors |
Jodi_Cooley,_Tongyan_Lin,_W._Hugh_Lippincott,_Tracy_R._Slatyer,_Tien-Tien_Yu,_Daniel_S._Akerib,_Tsuguo_Aramaki,_Daniel_Baxter,_Torsten_Bringmann,_Ray_Bunker,_Daniel_Carney,_Susana_Cebri\'an,_Thomas_Y._Chen,_Priscilla_Cushman,_C.E._Dahl,_Rouven_Essig,_Alden_Fan,_Richard_Gaitskell,_Cristano_Galbiati,_Graciela_B._Gelmini,_Graham_K._Giovanetti,_Guillaume_Giroux,_Luca_Grandi,_J._Patrick_Harding,_Scott_Haselschwardt,_Lauren_Hsu,_Shunsaku_Horiuchi,_Yonatan_Kahn,_Doojin_Kim,_Geon-Bo_Kim,_Scott_Kravitz,_V._A._Kudryavtsev,_Noah_Kurinsky,_Rafael_F._Lang,_Rebecca_K._Leane,_Benjamin_V._Lehmann,_Cecilia_Levy,_Shengchao_Li,_Ben_Loer,_Aaron_Manalaysay,_C._J_Martoff,_Gopolang_Mohlabeng,_M.E._Monzani,_Alexander_St_J._Murphy,_Russell_Neilson,_Harry_N._Nelson,_Ciaran_A._J._O'Hare,_K.J._Palladino,_Aditya_Parikh,_Jong-Chul_Park,_Kerstin_Perez,_Stefano_Profumo,_Nirmal_Raj,_Brandon_M._Roach,_Tarek_Saab,_Maria_Lu\'isa_Sarsa,_Richard_Schnee,_Sally_Shaw,_Seodong_Shin,_Kuver_Sinha,_Kelly_Stifter,_Aritoki_Suzuki,_M._Szydagis,_Tim_M.P._Tait,_Volodymyr_Takhistov,_Yu-Dai_Tsai,_S._E._Vahsen,_Edoardo_Vitagliano,_Philip_von_Doetinchem,_Gensheng_Wang,_Shawn_Westerdale,_David_A._Williams,_Xin_Xiang,_Liang_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07426 |
このレポートは、粒子暗黒物質に焦点を当てたCF1トピックサブグループの調査結果をSnowmass2021にまとめたものです。次の10年間の最も重要な科学的目標の1つは、暗黒物質(DM)の性質を明らかにすることです。この目標を達成するには、弱く相互作用する大質量粒子(WIMP)を含む優先度の高いターゲットをカバーするために深く掘り下げ、できるだけ多くの動機付けされたDMパラメーター空間を探索するために広く検索する必要があります。直接的および間接的な検出技術の両方を含む、大規模、中規模、および小規模での実験の多様で継続的なポートフォリオは、粒子DMを発見する可能性を最大化します。説得力のある発見を行うには、シグナルとバックグラウンドのプロセスの詳細なキャリブレーションとモデリングが必要です。粒子コライダーなどのさまざまな手段で候補粒子が見つかった場合、このレポートで説明されているプログラムは、実際の宇宙論的DMと一致していることを示すためにも不可欠です。米国は、暗黒物質の直接検出実験と間接検出実験の両方で主導的な役割を果たしています。この主導的な役割を維持するには、主要な実験への資金提供を継続し、強力な研究開発プログラムを支援することが不可欠です。
強い放射反応を伴う超相対論的荷電粒子のダイナミクス。 I. アリストテレスの平衡状態
| Title |
Dynamics_of_ultrarelativistic_charged_particles_with_strong_radiation_reaction._I._Aristotelian_equilibrium_state |
| Authors |
Yangyang_Cai,_Samuel_E._Gralla,_Vasileios_Paschalidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07469 |
天体物理学およびレーザー物理学のコミュニティからの以前の研究は、強い放射反応を経験している超相対論的荷電粒子が局所電磁場によって固定された特別な方向に沿って移動する傾向があるという興味深い現象を特定しました。相対性理論の文献では、これらはマクスウェルフィールドの「主ヌル方向」(PND)として知られています。このレジームの粒子は、その速度(加速度ではなく)がローカルフィールドによって決定されるという意味で、「アリストテレス」のダイナミクスを持っています。放射反応を含む荷電粒子の運動を記述するランダウ・リフシッツ方程式から始めて、このアリストテレスの平衡を詳細に研究します。PNDに適応したFrenet-Serretフレームを使用して、あるPNDから別のPNDへのより遅い通過を反映するドリフト速度とともに、ローカルPNDに沿った動きを記述するローレンツ係数を導き出します。このような平衡が発生するために必要なフィールド構成の条件を導き出します。適切なレジームでのランダウ-リフシッツ方程式の完全な数値解との解析式の一致を示します。
重力の因果的変化とその観測限界
| Title |
Causal_Modifications_of_Gravity_and_Their_Observational_Bounds |
| Authors |
Mark_P._Hertzberg,_Jacob_A._Litterer,_Neil_Shah |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07525 |
一般相対性理論は、質量のないスピン2粒子が遠距離にあるという独自の理論であるため、重要な変更を加える最も合理的な方法は、新しい長距離力を媒介する1つまたは複数の光スカラーを導入することです。このようなスカラーに関する既存の研究のほとんどは、太陽系のテストから力を隠すために、近距離である種の「スクリーニング」を示すモデルを呼び出します。しかし、よく知られているように、このような変更は、非因果性の形として解釈できる超光性も示します。この作業では、明示的にサブルミナールおよび因果的スカラーフィールドモデルを探索します。特に、太陽系の境界に従う物質への小さな結合と、非正準運動項$K(X)$($X=(\partial\phi)^2/2$)は、すべてのサブルミナリティ制約に従い、双曲的です。$K(X)$は小さな$X$に対して標準的であると考えますが、非線形スケールを超えると、$1/2<p<1$で、べき乗$p$の新しいスケーリング領域に入ります(DBIキネティック項が限界です)。$p=1/2$であり、正準スカラーは$p=1$です)。スクリーニング（および超光度）とは対照的に、この新しい力は、高密度（および亜光度）の領域でますます重要になります。次に、この新しい相互作用に限界を設けるために、最も密度の高い環境に目を向けます。Hulse-Taylorなどの連星系の歳差運動から制約を計算し、中性子星の静水圧平衡に対する補正を計算し、テンソルモード補正と新しいスカラーモードの両方で放射のパワーを計算します。これは合体時に重要になる可能性があります。
