$H_{0}$ と $\sigma_{8}$ の緊張に対する暗黒物質の解決策、および統合された Sachs-Wolfe ボイド異常
| Title |
A_dark_matter_solution_to_the_$H_{0}$_and_$\sigma_{8}$_tensions,_and_the_integrated_Sachs-Wolfe_void_anomaly |
| Authors |
Krishna_Naidoo,_Mariana_Jaber,_Wojciech_A._Hellwing_and_Maciej_Bilicki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08102 |
状態方程式が負であり、遅い時間で変化する暗黒物質の現象論的モデルを検討します。これが$H_{0}$と$\sigma_{8}$の張力を結びつけていることを示し、両方の説明を同時に提供すると同時に、宇宙空隙からの異常に大きな統合サックス-ウルフ(ISW)効果の説明も提供します。したがって、宇宙空隙からの高いISWの観測は、暗黒物質が$H_{0}$と$\sigma_{8}$の緊張で重要な役割を果たしているという証拠かもしれません。このモデルでは、宇宙ボイドからのISWが、標準モデル$\Lambda$CDMから予想されるものよりも最大2倍大きくなると予測しています。
ゲージモードからの強い反動によるアクシオンインフレーションの不安定性
$U(1)$ゲージ場へのアクシオン結合を介したインフレトンが、そのダイナミクスに強く反作用するゲージ場モードの増幅を引き起こすモデルのバックグラウンドソリューションの安定性の分析的研究を行います。この目標に向けて、インフレトンゼロモードに結合されたゲージフィールドモードの進化を研究し、その平均フィールド値からのインフレトン速度の偏差を摂動的に扱います。システムが強い逆反応領域にある限り、インフレトン速度は、平均場近似での値について振幅が増加する振動を実行することがわかり、数値研究で観察された不安定性が確認されました。
ガウス過程を使用した宇宙曲率の帰無検定
宇宙の空間幾何学を決定する宇宙曲率$\Omega_{K,0}$は、現代の宇宙論において重要なパラメータです。$\Omega_{K,0}=0$からの逸脱は、原始インフレーションパラダイムと基礎物理学に大きな影響を与えるでしょう。この作業では、モデルに依存しない方法を採用して、$\Omega_{K,0}$がゼロから逸脱しているかどうかをテストします。ガウス過程を使用して、観測データから縮小されたハッブルパラメーター$E(z)$と距離の導関数$D'(z)$を再構築し、nullテスト関係で$\Omega_{K,0}$を決定します。.宇宙クロノメーター(CC)ハッブルデータ、バリオン音響振動(BAO)ハッブルデータ、および超新星パンテオンサンプルが考慮されます。私たちの結果は、$1\sigma$の信頼レベルで、再構成$0<z<2.3$のドメイン内の空間的にフラットな宇宙と一致しています。赤方偏移間隔$0<z<1$では、結果は平坦な宇宙を支持しますが、$z>1$では、閉じた宇宙を支持する傾向があります。この意味で、閉じた宇宙の可能性はまだあります。また、シミュレートされた重力波標準サイレン、CC+BAO、赤方偏移ハッブルデータを使用して、$0<z<4.5$で宇宙曲率のヌルテストを実行します。この結果は、将来、複数の高品質観測の相乗効果により、空間ジオメトリを厳密に制約したり、フラットユニバースを除外したりできることを示しています。
再イオン化物理学の簡単な紹介
再電離の時代は、最初の星が形成され、周囲の媒体の水素原子を電離したときの宇宙の状態を調べます。この時代はまだ観測的に調査されていないため、観測宇宙論の「最終フロンティア」と呼ばれることがよくあります。この最後のフロンティアは、さまざまな波長帯で多数の望遠鏡が利用できるため、多くの注目を集めています。このレビュー記事では、再電離の興味深い物理学を理解するために必要な概念のいくつかと、関連する観測を使用して高赤方偏移の宇宙を分析する方法をまとめています。
ダーク エネルギーと宇宙加速に関するトピック グループのレポート: スノーマス 2021 のプローブと新しい施設の補完性
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Report_of_the_Topical_Group_on_Dark_Energy_and_Cosmic_Acceleration:_Complementarity_of_Probes_and_New_Facilities_for_Snowmass_2021 |
| Authors |
Brenna_Flaugher,_Vivian_Miranda,_David_J._Schlegel,_Adam_J._Anderson,_Felipe_Andrade-Oliveira,_Eric_J._Baxter,_Amy_N._Bender,_Lindsey_E._Bleem,_Chihway_Chang,_Clarence_C._Chang,_Thomas_Y._Chen,_Kyle_S._Dawson,_Seth_W._Digel,_Alex_Drlica-Wagner,_Simone_Ferraro,_Alyssa_Garcia,_Katrin_Heitmann,_Alex_G._Kim,_Eric_V._Linder,_Sayan_Mandal,_Rachel_Mandelbaum,_Phil_Marshall,_Joel_Meyers,_Laura_Newburgh,_Peter_E._Nugent,_Antonella_Palmese,_M._E._S._Pereira,_Neelima_Sehgal,_Martin_White,_Yuanyuan_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08654 |
宇宙の初期および後期の加速膨張を駆動するメカニズムは、今日の基礎物理学における最も説得力のある謎の1つです。初期加速と後期加速の原因を理解する道は、進行中の調査を十分に活用し、新しい技術を開発して実証し、新しい機器を構築して運用することにかかっています。このレポートは、これらの考察から導き出される、2030年代以降の宇宙探査プログラムの多面的なビジョンを示しています。宇宙探査は幅広い基礎物理学の問題に対処するため、HEP実験ポートフォリオのユニークで強力な要素です。
| Title |
Impact_of_Anisotropic_Birefringence_on_Measuring_Cosmic_Microwave_Background_Lensing |
| Authors |
Hongbo_Cai,_Yilun_Guan,_Toshiya_Namikawa,_Arthur_Kosowsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08749 |
宇宙マイクロ波背景レンズ効果のパワースペクトルは、ニュートリノ質量の和や暗黒エネルギーの状態方程式などの基礎物理学を制約するための強力なツールです。現在のレンズ測定は、主にマイクロ波背景温度場への歪みから来ていますが、偏光レンズ信号は、より高い感度で今後の実験を支配します。宇宙複屈折とは、最後の散乱面から私たちに伝播するマイクロ波光子の直線偏光方向の回転を指し、アクシオンのような暗黒物質や原始磁場などのパリティ違反物理学によって誘発される可能性があります。今後のCMB-S4のような実験では、現在の$95\%$上限に対応する振幅を持つスケール不変の異方性複屈折が存在する場合、測定されたレンズパワースペクトルは最大1倍バイアスされる可能性があることがわかります。小規模の場合、$L\gtrsim1000$です。バイアスは、スケール不変の複屈折スペクトルの振幅に比例してスケーリングすることを示します。複屈折振幅が現在の上限の$\sim5\%$に減少したとしても、異方性複屈折からの寄与の信号対雑音比は1より大きくなります。私たちの結果は、異方性複屈折の測定と特徴付けが、将来の低ノイズ偏光実験におけるレンズ解析にとって重要であることを示しています。
反事実宇宙におけるバリオンの運命
Enzoシミュレーションコードを使用して、標準の$\Lambda$コールドダークマター宇宙論($\Lambda$CDM)と反事実宇宙を比較する9つのシミュレーションの結果を、約$100\,{\rmGyr}$で提示します。$\Lambda$の値と変動振幅を変化させて、ハロー質量関数(HMF)、銀河間媒体(IGM)、星形成履歴(SFH)の進化への影響を調べます。星形成率密度(SFRD)の明確なピークとその後の減少は、引力と$\Lambda$の加速効果との相互作用の影響を受けます。$\Lambda$が大きく、$\sigma_8$が小さいモデルでは、IGMはより急速に冷却されます。これは、これらの変更に伴うSFRDの減少を反映しています。、IGMまたはSFHの熱履歴に関する。ただし、IGMまたはイオン化バックグラウンドへのこれらの誘発された変化は、計算されたSFRDにほとんど影響を与えません。これらの異なる宇宙におけるSFRDの進化に適合するものを提供し、それを時間の経過とともに統合して、漸近的な星形成効率を導き出します。$\Lambda$に関するWeinbergの一様事前確率を合わせると、観測者が$\Lambda$の値を観測値以下に経験する確率の推定値は13%であり、他の推定値よりも大幅に大きくなります。エンツォモデルのフレームワーク内では、多元宇宙内の観測者の選択は、宇宙定数の小さな値を統計的に説明することができますが、私たちの宇宙の$\Lambda$は予測範囲の下限にあるように見えます.
| Title |
The_Merger_Rate_of_Primordial_Black_Hole-Neutron_Star_Binaries_in_Ellipsoidal-Collapse_Dark_Matter_Halo_Models |
| Authors |
Saeed_Fakhry,_Zahra_Salehnia,_Azin_Shirmohammadi,_Javad_T._Firouzjaee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08909 |
始原ブラックホール(PBH)は、暗黒物質の潜在的な巨視的な候補として、それらのランダムな分布のために、暗黒物質ハロー内の他のコンパクトなオブジェクトに遭遇する可能性があります。さらに、恒星質量のブラックホールと中性子星(BH-NS)の合体に関連する重力波(GW)の検出は、そのようなイベントに関与するBHが原初の起源を持っている可能性を高めます。この作業では、楕円体崩壊暗黒物質ハローモデルのフレームワーク内でPBH-NS連星の合併率を計算し、それを球体崩壊暗黒物質ハローモデルから得られた対応する結果と比較します。私たちの結果は、楕円体崩壊ダークマターハローモデルが、LIGO-Virgo観測によって推定された範囲に非常に近づくように、PBH-NS連星の合併率を潜在的に増幅できることを示しています。球状崩壊ダークマターハローモデルは、LIGO-Virgoコラボレーションによって報告された最新のGWデータと一致する結果として、PBH-NS合併イベントを正当化することはできません。さらに、楕円体崩壊ダークマターハローモデルのコンテキスト内で、PBHの質量と割合の関数としてPBH-NS連星の合併率を計算します。結果は、質量が$(M_{PBH}\le5M_{\odot},M_{NS}\simeq1.4M_{\odot})$のPBH-NS合併イベントがLIGO-Virgoと一致することを示しています。$f_{PBH}\simeq1$の場合の観測。また、共動ボリューム$1Gpc^{3}$で少なくとも$(M_{PBH}\simeq5M_{\odot},M_{NS}\simeq1.4M_{\odot})$イベントがあることも示します毎年、楕円体崩壊暗黒物質ハローモデルは、PBHの存在量を$f_{PBH}\geq0.1$として制約します。
重力レンズ効果と重力赤方偏移を組み合わせて、将来の銀河調査で異方性応力を測定する
| Title |
Combining_gravitational_lensing_and_gravitational_redshift_to_measure_the_anisotropic_stress_with_future_galaxy_surveys |
| Authors |
Isaac_Tutusaus,_Daniel_Sobral-Blanco_and_Camille_Bonvin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08987 |
銀河の調査は、宇宙規模での重力理論を制約する最良の方法の1つを提供します。これらは、時間$\Psi$と空間$\Phi$の歪みをエンコードする2つの重力ポテンシャルを制約するために使用できます。これらは、一般相対性理論内で遅い時間に正確に等しくなります。したがって、非ゼロの異方性応力、つまりこれらの電位間の差につながる小さな変動は、修正された重力の指標となります。現在の分析では通常、重力レンズ効果と赤方偏移空間の歪みを考慮して異方性応力を制約していますが、これらは弱い等価原理の有効性や、一般相対性理論からの偏差をエンコードする関数の特定の時間発展などの特定の仮定に依存しています。この作業では、銀河の相関関数の相対論的双極子を使用して、最小限の仮定で異方性応力を直接測定するとともに、観測可能な重力レンズ効果の再パラメータ化を提案します。VeraC.天文台の将来の空間と時間のレガシー調査と将来の平方キロメートルアレイを検討し、重力レンズと重力赤方偏移を提案されたアプローチと組み合わせることで、レベルでの異方性応力に対するモデルに依存しない制約を達成できることを示します$\sim20\,\%$の
CepheidseIa型超新星に基づくハッブル定数($H_0$)の局所測定値は、$\Lambda$CDM仮定の下でのプランクCMB観測からの$H_0$の推定値と$\approx5\sigma$異なります。この$H_0$の緊張をよりよく理解するためには、さまざまな分析方法の比較が、次世代の調査によって提供されるデータセットを解釈するための基本となります。このホワイトペーパーでは、さまざまな赤方偏移の値とさまざまなレベルの不確実性を想定して、膨張率の合成データの回帰分析を通じて$H_0$を測定する機械学習アルゴリズムを展開します。Extra-Trees、ArtificialNeuralNetwork、ExtremeGradientBoosting、SupportVectorMachinesなどのさまざまなアルゴリズムのパフォーマンスを比較すると、サポートベクターマシンがバイアスと分散のトレードオフの点で最高のパフォーマンスを発揮し、競争力のあるクロスプラットフォームであることを示しています。ガウス過程などの教師なし回帰方法にチェックを入れます。
過剰な電波バックグラウンドのダークフォトンによる説明の詳細
| Title |
A_closer_look_at_dark_photon_explanations_of_the_excess_radio_background |
| Authors |
Sandeep_Kumar_Acharya_and_Jens_Chluba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09063 |
観測された過剰な電波バックグラウンドは、10年以上にわたって謎のままでした。最近の新しい物理学の解決策には、熱暗黒光子背景の存在下で暗黒光子に崩壊する暗黒物質が含まれます。生成された非熱暗光子スペクトルは、その後、再電離時代のあたりで標準光子に変換され、広い範囲にわたって輝度温度$T(\nu)\simeq\nu^{-2.5}$を持つおおよそのべき乗電波過剰が得られます。周波数、$\nu$。この単純なべき乗則モデルは、機能させるためにいくつかの要素が必要であるにもかかわらず、興味深いことに現在のデータに近づいています。このホワイトペーパーでは、このモデルの詳細の一部を調査し、個々の効果の重要性を示します。特に、$\nu\lesssim100\,{\rmMHz}$と$\nu\gtrsim1\,{\rmGHz}$ではべき法則からの大きな逸脱が見られます。これらの効果により、べき乗スペクトルと比較してデータへの適合が改善され、将来の観測でテスト可能になる可能性があります。また、{\itPIXIE}などの将来のCMBスペクトル歪み実験でテストできる独立した署名も強調しています。
星間侵入者
星間侵入者は、太陽系の外で形成された物体ですが、太陽系を通過することが観察されています。最初に特定された2つの侵入者、1I/`オウムアムアと2I/ボリソフは、予想外に異なる物理的特性を示しました。1I/'オウムアムアは未解決で小惑星のように見えたのに対し、2I/ボリソフはより彗星のようなガスと塵の供給源でした。両方のオブジェクトは、非重力加速度の作用で移動しました。これらの侵入者とそれらの多様な特性は、これまで知られていなかった巨大な銀河系人口への唯一の窓を提供してくれます。このような天体の数密度は$\sim$0.1AU$^{-3}$であり、銀河円盤全体で均一である場合、銀河系内に10$^{25}$から10$^{26}$の類似天体があることを意味します。天の川。侵入者は、若い星の原始惑星系円盤で形成され、そこから放出された可能性があります。ただし、現在、他の説明を断固として拒否するにはデータが少なすぎます。
惑星形成円盤からの赤外線水蒸気放出の運動学と励起: スペクトル分解調査と JWST スペクトルのガイドラインの結果
| Title |
The_kinematics_and_excitation_of_infrared_water_vapor_emission_from_planet-forming_disks:_results_from_spectrally-resolved_surveys_and_guidelines_for_JWST_spectra |
| Authors |
Andrea_Banzatti,_Klaus_M._Pontoppidan,_Jos\'e_P\'erez_Ch\'avez,_Lindsey_Diehl,_Colette_Salyk,_Simon_Bruderer,_Greg_J._Herczeg,_Ilaria_Pascucci,_Sean_Brittain,_Stanley_Jensen,_Arthur_D._Bosman,_Ewine_F._van_Dishoeck,_Sierra_Grant,_Inga_Kamp,_Andres_Carmona,_Karin_I._\"Oberg,_Geoff_A._Blake,_Michael_R._Meyer,_and_Caleb_Wheeler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08216 |
この研究では、JWST(2.9-12.8$\mu$m)がカバーする波長での水の発光スペクトルを、地上の分光器を使用して高分解能(R=30,000-100,000)でスペクトル分解したものとして提示します。iSHELLとVISIRを使用した2つの新しいサーベイは、CRIRESとTEXESからの以前のスペクトルと組み合わされて、テルリック透過バンド内で観測可能な複数の回転振動バンドと回転バンドの一部をカバーし、合計85個のディスクと約160ドルのスペクトルが得られます。赤外線水スペクトルによって追跡される領域と励起条件の範囲の一般的な期待は、複数の波長でスペクトル的に分解されるため、結合された運動学と励起によって初めてサポートされます。この分析からの主な発見は次のとおりです。)と狭い(NC)発光成分、それぞれ、ro振動COスペクトルから抽出されます。2)4000-9500Kの上準位エネルギーから分解された水線の回転図は、ある範囲の励起温度($\約$800-1100K);3)新しい5$\mu$mスペクトルは、スラブモデルが$>10\mu$mで回転線に適合することを示しています。LTE励起。これらの発見を、ディスク表面からの放出と分子内部ディスク風に関連して説明し、スペクトル的に未解決のJWSTスペクトルの分析と解釈をサポートする詳細なガイドラインのリストを提供します。
29P/Schwassmann-Wachmann: ケンタウロスと彗星における非晶質水氷と CO <-> CO2 変換のためのロゼッタ ストーン?
| Title |
29P/Schwassmann-Wachmann:_A_Rosetta_Stone_for_Amorphous_Water_Ice_and_CO_<->_CO2_Conversion_in_Centaurs_and_Comets? |
| Authors |
C.M._Lisse,_J.K._Steckloff,_D._Prialnik,_M._Womack,_O._Harrington-Pinto,_G._Sarid,_Y.R._Fernandez,_C.A._Schambeau,_T._Kareta,_N.H._Samarasinha,_W._Harris,_K._Volk,_L.M._Woodney,_D.P._Cruikshank,_S.A._Sandford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09136 |
ケンタウロス29P/シュワスマン-ワハマン1(SW1)は、ケンタウロスと木星系彗星領域の間の移行ゲートウェイ領域(Saridetal.2019)を周回する非常に活発な天体です。SW1はケンタウロスの中でも独特で、ほぼ定期的に大きな爆発を起こし、継続的にCOを放出します。ただし、COのソースは不明です。その非常に大きなサイズ(半径約32km)のために、SW1は、アモルファス水氷(AWI)から結晶水氷(CWI)への変換を介して、カイパーベルトから6auのケンタウロス領域の内縁にあるゲートウェイ領域への動的移動。この変換プロセスが、静止期と爆発期に物体から放出される大量のCOと塵の源です。正しければ、これらの議論には、リモートセンシングとその場での宇宙船の特性評価を介してテスト可能な多くの重要な予測があります。今日まで、SW1はその核AWIの50～65%しかCWIに変換していません。AWI変換時の体積変化は、沈下と陥没を引き起こした可能性がありますが、SW1での重大な質量の浪費やクレーターの損失ではありません。SW1の昏睡状態には、大量のCWICO2に富む氷のような塵の粒子が含まれているはずです。そして、SW1が次の10,000年以内に内部システムに移行するとき、それは非常に異なる種類のJFC彗星になるでしょう。
| Title |
The_need_for_obscured_supermassive_black_hole_growth_to_explain_quasar_proximity_zones_in_the_epoch_of_reionization |
| Authors |
Sindhu_Satyavolu_(TIFR),_Girish_Kulkarni_(TIFR),_Laura_C._Keating_(Edinburgh)_and_Martin_G._Haehnelt_(Cambridge) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08103 |
赤方偏移$z\gtrsim6$を持つクエーサーの近接ゾーンは、超大質量ブラックホールの成長のユニークなプローブです。しかし、この赤方偏移での近接ゾーンのサイズとブラックホールの質量を同時に説明することは、近接ゾーンによって暗示されるクエーサーの寿命が非常に短いため、困難であることが証明されています。近接ゾーンのサイズからクエーサーの寿命を推測するために通常行われるいくつかの仮定の堅牢性を研究します。近接ゾーン内のガスの短い平衡時間のおかげで、小さな近接ゾーンは、$f_\mathrm{duty}\sim0.1$の短いデューティサイクルと短い明るい期間で明るさが変化するクエーサーによって容易に説明できることを示します。$t_\mathrm{on}\simの10^4$年、長い寿命でも。さらに、これをブラックホールの質量推定値と一致させるには、ブラックホールがその不明瞭な段階で成長し、蓄積し続ける必要があることを示します。結果として生じる$\gtrsim$0.7以上の不明瞭な部分は、低赤方偏移の測定値とブラックホール降着のモデルと一致しています。さらに、シミュレーションの大きなダイナミックレンジとライマン$\alpha$フォレストへのキャリブレーションにより、再電離の大規模なトポロジーとクエーサーのホストハロー質量が近接ゾーンに与える影響を調べることができます。不完全な再電離は、近接ゾーンの成長を妨げ、それらを最大30%まで小さくすることができますが、クエーサーホストハロー質量は、近接ゾーンに弱く間接的にしか影響を与えません。私たちの仕事は、高赤方偏移近接ゾーンがクエーサーの変動性とブラックホールの成長を研究するための効果的なツールになり得ることを示唆しています。
ブラック ホール周辺の暗黒物質スパイクに対する星の影響: 2 つの処理の物語
| Title |
The_Effect_of_Stars_on_the_Dark_Matter_Spike_Around_a_Black_Hole:_A_Tale_of_Two_Treatments |
| Authors |
Stuart_L._Shapiro,_Douglas_C._Heggie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08105 |
大質量ブラックホール(BH)の周りの無衝突暗黒物質(DM)の定常状態分布を確立する際に星からの重力散乱が果たす役割を再検討します。これは物理的に興味深い問題であり、密度スパイクにおけるDM消滅からの$\gamma-$raysなど、潜在的に観測可能なシグネチャを持っています。このシステムは、フォッカープランク治療と2成分伝導流体治療の2つの異なる動的アプローチを比較するための実験室として機能します。どちらも広く使用されています。フォッカー・プランク分析では、以前の分析モデルを拡張して、BHへのDM粒子のゼロ以外のフラックス、および相対論的効果によるBH付近の分布関数のカットオフ、またはさらにDMの可能性を説明します。消滅。私たちの2流体解析では、近似解析処理に続いて、方程式を「加熱ボンダイ降着」問題として再構築し、方程式を近似せずに数値的に解きます。Fokker-Planck法と2流体法はどちらも、スパイク内部の境界から離れた基本的に同じDM密度と速度分散プロファイルを生成しますが、特にDM降着率の決定には他の違いがあります。等方性速度分散の仮定を含む、2つの処理の制限について説明します。
JAGB 法の天の川ゼロ点キャリブレーション: 銀河散開星団における熱パルス AGB 星の使用
| Title |
Milky_Way_Zero-Point_Calibration_of_the_JAGB_Method:_Using_Thermally_Pulsing_AGB_Stars_in_Galactic_Open_Clusters |
| Authors |
Barry_F._Madore,_Wendy_L._Freedman,_Abigail_J._Lee,_and_Kayla_Owens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08127 |
我々は、天の川散開星団のメンバーであり、距離と赤みを持ち、Marigoetal(2022).これらの測光的に選択されたJ-BranchAGB星のうち17個は、M_J=-6.40等で、散乱は+/-0.40等で、シグマは平均で+/-0.10等です。リーらの天の川フィールド炭素星キャリブレーションを組み合わせます。(2021)この決定により、加重平均M_J(MW)=-6.19+/-0.04mag(平均の誤差)が得られます。この値は、LMCおよびSMCの距離指標のこの母集団に対して決定された値と統計的に区別できず、JAGB星が高い光度と普遍的な適用性の非常に信頼できる距離指標であるというさらなる証拠を与えています。これら3つの星系のJAGB星のゼロ点を組み合わせると、M_J=-6.20+/-0.01(stat)+/-0.04(sys)magの値が、JAGBゼロ点とそれに関連するエラーの現在の最良の推定値になります。最後に、このゼロ点が金属量に統計的に有意に依存しているという証拠は見つからないことに注意してください。
銀河中心部で新たに発見された南緯度非熱フィラメントの VLA 研究: 電波連続体の全強度とスペクトル指数の特性
| Title |
A_VLA_Study_of_Newly-Discovered_Southern_Latitude_Non-Thermal_Filaments_in_the_Galactic_Center:_Radio_Continuum_Total-intensity_and_Spectral_Index_Properties |
| Authors |
Dylan_M._Par\'e,_Cornelia_C._Lang,_and_Mark_R._Morris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08153 |
銀河中心(GC)の数百パーセク内に集まっている非熱フィラメント(NTF)電波構造は、明らかに銀河のこの領域に特有のものです。MeerKATを1GHzで使用したGCの最近の電波画像では、これまで知られていなかった多数のかすかなNTFバンドル(NTFB)が明らかになりました。そのうちのいくつかは、10個以上の個々のフィラメントで構成されています。この作業では、これらの新しく発見された3つのNTFBのアーク秒スケールの解像度で、CおよびXバンド(4～12GHz)での超大型アレイ(VLA)観測を提示します。これらはすべて銀河系の緯度の南にあります。これらの観察により、それらの総強度特性をより大きなNTF集団のものと比較することができます。これらのターゲットは一般に、より大きなNTF集団で観察されるものと同様の特性を持っていることがわかります。ただし、より大きなNTF集団は、一般に、選択したターゲットで観察したものよりも急勾配のスペクトルインデックス値を持ちます。これらの構造の全強度特性に基づいてここに提示された結果は、NTFがすべて宇宙線(CR)から形成される可能性が高いことを示しています。これらのCRは、近くのコンパクトなソースによって生成され、NTFの長さに沿って拡散するか、または磁場がNTF磁場と再結合する拡張された磁化構造によって生成されます。
UNIONS: Bo\"otes V での新しいローカル グループ矮小銀河候補の発見
| Title |
Discovery_of_a_new_Local_Group_Dwarf_Galaxy_Candidate_in_UNIONS:_Bo\"otes_V |
| Authors |
Simon_E.T._Smith,_Jaclyn_Jensen,_Joel_Roediger,_Federico_Sestito,_Christian_R._Hayes,_Alan_W._McConnachie,_Jean-Charles_Cuillandre,_Stephen_Gwyn,_Eugene_Magnier,_Ken_Chambers,_Francois_Hammer,_Mike_Hudson,_Nicolas_Martin,_Julio_Navarro_and_Douglas_Scott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08242 |
超微光矮小銀河の新しい候補であるボオテスVの発見を紹介します。この衛星は、UNIONS測光データセットで新しいローカルグループ矮小銀河の候補を探している間に、解決された星の過密度として検出されます。26.9$^{+7.5}_{-5.4}$pcの物理的半光半径、$-$4.5$\pm$0.4等の$V$バンドの大きさで、約100kpcの日心距離にあります。GaiaDR3アストロメトリーを使用して、構成星を特定し、体系的な適切な運動を特徴付け、このかすかな恒星系の現実を確認します.この系で最も明るい星は、GeminiGMOS-Nロングスリット分光法を使用して追跡され、[Fe/H]の金属量$=$-2.85$\pm$0.10dexおよび太陽中心の動径速度$v_r$=5.1$\pm$13.4kms$^{-1}$.Bo\"otesVは大多数の球状星団よりも(スケール半径に関して)大きく、遠くにあり、金属が少ない。Bo\"otesVは超微光矮小銀河である可能性が高いが、この天体を明確に分類するには将来の分光学的研究が必要になるだろう.
$Gaia$ EDR3 による散開星団の潮汐尾探索
| Title |
A_$Gaia$_EDR3_search_for_tidal_tails_in_disintegrating_open_clusters |
| Authors |
Souradeep_Bhattacharya,_Khushboo_K._Rao,_Manan_Agarwal,_Shanmugha_Balan,_Kaushar_Vaidya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08259 |
既知の比較的細長い形態を持つ散開星団のサンプルで潮汐尾の検索を実行します。堅牢なメンバーシップ決定アルゴリズムML-MOCを使用して、$Gaia$EarlyDataRelease3からの正確な天文および深測光データから、これらのクラスターのメンバー星を識別します。潮汐半径を超えて恒星コロナを持つ46個の散開星団を特定し、そのうち20個は、銀河中心座標での星団の軌道方向と一致する延長された尾部を示します。特に、NGC6940($\sim1$kpcの距離)は、その中心から$\sim50$pcの潮汐尾を示す最も遠い散開星団であり、近くのプレアデス星団の$\sim40$pcの長さの潮汐尾も特定されています。.すべてのクラスターメンバーに関連する最も大質量の星の最小スパニングツリー長を使用して、各クラスター内の大質量星の数の関数として質量分離比($\rm\lambda_{MSR}$)プロファイルを取得します。これらのプロファイルから、クラスターが経験する質量分離の程度に基づいて、散開星団を4つのクラスに分類できます。最も質量分離されたクラスのクラスターは、平均して最も古く、質量関数の勾配が最も平坦であることがわかります。この研究で研究された46個の散開星団のうち、41個がある程度の質量分離を示しています。さらに、これらの散開星団の初期質量(M$\rm_{i}$)を推定すると、M$\rm_{i}\gtrsim10^{4}M_{\odot}$を持つそれらのいくつかは、若い大規模なクラスターの溶解残骸になります。
矮小銀河の動的質量推定に対する連星の影響
| Title |
The_impact_of_binaries_on_the_dynamical_mass_estimate_of_dwarf_galaxies |
| Authors |
Camilla_Pianta_(Padova_University),_Roberto_Capuzzo-Dolcetta_(La_Sapienza_University),_Giovanni_Carraro_(Padova_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08296 |
連星は、恒星系の動的な進化を推進する上で、またそれらの観測上の特徴のいくつかを決定する上でも重要であると認識されています。この研究では、連星系の速度分散の推定値を調整する際に連星が果たす役割を探ります。この目的のために、バイナリコンテンツを特徴付ける多くの重要な量への合成速度分散の依存性を調査できるようにするツールを開発しました。アプリケーションとして、連星が矮小球状銀河および超微光矮小銀河の動的質量の推定に与える影響を評価し、特に低質量および低密度のシステムに特に関連する可能性があることを発見しました。これらの結果は、大量の暗黒物質が必要であるという主張を弱めたり緩和したりするため、そのようなシステムで測定された速度分散の解釈に大きな意味を持ちます。
天の川に隠された恒星の集合体を明らかにする: ガイア EDR3 で見つかった 1656 個の新しい星団
| Title |
Unveiling_hidden_stellar_aggregates_in_the_Milky_Way:_1656_new_star_clusters_found_in_Gaia_EDR3 |
| Authors |
Zhihong_He,_Xiaochen_Liu,_Yangping_Luo,_Kun_Wang_and_Qingquan_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08504 |
GaiaEDR3データを使用して、1.2kpcを超える銀河円盤(|b|<20度)で見つかった1,656個の新しい星団を報告します。教師なし機械学習アルゴリズムDBSCANに基づいて、以前の研究に従い、独自の方法を使用してデータを準備し、クラスタリング係数を取得しました。これは、星団を盲目的に検索する効果的な方法であることが証明されました。新しい星団の物理パラメータと構成星を表にまとめ、球状星団候補を含むいくつかの興味深い例を示しました。クラスターのパラメーターとメンバーの星は、https://cdsarc.cds.unistra.fr/ftp/vizier.submit//he22cへの匿名ftp経由でCDSで入手できます。新しい発見を調査し、それらの統計的特性について説明しました。新しいクラスターの適切な動きの分散と半径は、以前に報告されたものと同じでした。1.2kpcを超える新しい星団は、太陽系近傍の星団よりも古く、銀河系の第3象限で発見された新しい天体は、見通し外絶滅が最も低かった。以前の結果と組み合わせると、この方法で検出された新しいクラスターの総数は2,541で、ガイア時代に新たに公開されたすべてのクラスターの55%に相当します。カタログ化されたガイア星団の数も、ほぼ6000に増加しました。近い将来、報告されたすべての星団について統一的な確認とメンバー星の決定を行う必要があります。
チョコレート チップ クッキー モデル: 円盤銀河のような天の川の塵の形状
| Title |
The_Chocolate_Chip_Cookie_Model:_Dust_Geometry_of_Milky-Way_like_Disk_Galaxies |
| Authors |
Jiafeng_Lu,_Shiyin_Shen,_Fang-Ting_Yuan,_Zhengyi_Shao,_Jinliang_Hou_and_Xianzhong_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08515 |
新しい2成分ダストジオメトリモデル\textit{ChocolateChipCookie}モデルを提示します。このモデルでは、クッキーのチョコレートチップのように、塊状の星雲領域が拡散星/ISMディスクに埋め込まれています。塊状の星雲領域の二項分布を連続ガウス分布で近似し、ダスト散乱効果を省略することにより、モデルは解析的アプローチを介して輝線と恒星連続体の両方のダスト減衰プロセスを解決します。私たちのチョコレートチップクッキーモデルは、恒星集団の合成に由来する恒星成分の効果的な塵の赤化と、天の川銀河から選択された円盤銀河の大規模なサンプルのバルマー減衰によって特徴付けられる輝線の赤化の両方の傾き依存性にうまく適合します。SloanDigitalSkySurvey(SDSS)の主な銀河サンプル。私たちのモデルは、塊状の星雲ディスクがMWのような銀河の星状ディスクよりも約0.55倍薄く、1.6倍大きいことを示しています。$V$バンドで0.5$。アパーチャ効果を考慮した後、ダスト減衰の傾斜依存性に関するモデル予測も観測と一致しています。それだけでなく、私たちのモデルでは、恒星集団のダスト減衰曲線は自然に傾斜角に依存し、その中央値ケースは古典的なカルゼッティの法則と一致しています。モデリングの制約は光の波長によるものであるため、モデルは光学的に厚いダスト成分の影響を受けませんが、モデルの赤外線放射の予測にバイアスがかかる可能性があります。
歴史的に低い状態にある NGC 2992 の核周 X 線放出を再検討する
セイファート銀河NGC2992の最も内側の領域は、AGN-ホスト銀河の激しい相互作用の場所であると長い間疑われてきましたが、以前の高解像度観測における光子のパイルアップは、軟X線過剰と相互作用の研究を妨げていました。その核の近く。135ksグレーティング観測のゼロ次画像を使用して、NGC2992の核周囲($1^{\prime\prime}$--$3^{\prime\prime}$)領域のX線イメージング分光分析を提示します。歴史的に低いフラックス状態で核を捕獲したチャンドラで得られました。観測された光度$L_{\rmX}\sim7\times10^{39}\rm\erg\s^{-1}$で、拡張された軟X線放出が核周囲領域で検出されます。軟X線放射と8の字型の電波泡との間の形態学的対応によって示される、ソフト過剰の以前の不可解な検出の大部分は、流出に関連している可能性があります。重心エネルギー$\sim4.97$keVの異常な狭い輝線が見つかりました。赤方偏移した高度にイオン化された鉄の放出(Fexxvなど)に起因する場合、必要な流出速度は$\sim0.23\,c$です。別の説明は、このライン放射は鉄の核破砕によって生成される可能性があるというものです。我々はまた、銀河円盤に沿った非対称拡張FeK$\alpha$放射を発見し、これは$\sim200$pcスケールの冷たいガスによる反射に由来する可能性がある.
モデル矮星における変動ガスからのハロー加熱
| Title |
Halo_heating_from_fluctuating_gas_in_a_model_dwarf |
| Authors |
Mahmoud_Hashim,_Amr_El-Zant,_Jonathan_Freundlich,_Justin_Read,_Francoise_Combes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08631 |
コールドダークマター(CDM)構造形成シナリオは、(サブ)銀河スケールでの課題に直面しており、その中心にあるのは「カスプコア」問題です。CDMを銀河中心から追い出す既知の治療法は、フィードバックまたは軌道を回るガスまたは星の塊から生じる重力ポテンシャルの変動を通じて、バリオンとの相互作用を引き起こします。ここでは、流体力学シミュレーションでのコア形成を理論的定式化の観点から解釈します。これは、チャンドラセカールの二体緩和理論を、密度変動がホワイトノイズから生じない場合に一般化したものと見なすことができます。複雑な流体力学と「サブグリッド物理学」の効果の簡単な特徴付けを提示します。気体のゆらぎのパワースペクトルは、完全に乱流の圧縮性媒体に適した、さまざまなスケールにわたってべき法則に従うことがわかっています。コア形成につながる潜在的な変動はほぼ正規分布しており、コア形成につながるエネルギー移動を標準的な拡散プロセスとして記述することができ、最初はチャンドラセカールの理論のようにテスト粒子の速度分散が増加します。変動ガスからハローへのエネルギー移動を計算し、理論上の期待と一致することを発見しました。また、ハロー粒子への初期運動エネルギー入力が再分配されてコアを形成する方法も調べます。成形コア内の一時的な質量の減少は、指数形式で当てはめることができます。私たちのモデルに基づく簡単な処方箋は、特徴的なタイムスケールをエネルギー緩和時間と関連付けます。得られた理論上の密度分布をシミュレーションの密度分布と比較します。
SAGAサンプルからの天の川アナログの周りの恒星潮流の検索
| Title |
A_search_for_stellar_tidal_streams_around_Milky_Way_analogues_from_the_SAGA_sample |
| Authors |
Juan_Miro-Carretero,_David_Martinez-Delgado,_Silvia_Farras-Aloy,_Maria_A._Gomez-Flechoso,_Andrew_Cooper,_Santi_Roca-Fabrega,_Konrad_Kuijken,_Mohammad_Akhlaghi,_Giussepe_Donatiello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08636 |
環境。恒星の潮流は、中心銀河と衛星銀河や球状星団などの低質量系との間の潮汐相互作用の結果です。局所銀河群については、多くの拡散下部構造が特定されており、銀河の進化との関連性が追跡されています。しかし、天の川銀河やM31がそれらの銀河クラスの代表であると仮定することはできず、根底にある理論を一般化できるようにするためには、局部銀河群を超えるアナログ銀河のより大きなサンプルが必要です。ねらい。ホスト銀河とサテライト銀河の間の相互作用、および最終的には銀河の形成と進化のプロセスの理解を深めることを目的として、ローカル宇宙の天の川類似体の周りの恒星の流れを測光的に特徴付けたいと考えています。メソッド。現在の作業では、DESILegacyImagingSurveysの深層画像を使用して、SAGAサンプルから天の川類似銀河の周りの恒星潮流を特定および分析しました(このサンプルでは、27.8から29の間のrバンド表面輝度限界の範囲を取得します)。mag/arcsec2)。GNUAstronomyUtilitiesソフトウェアを使用して、検出されたストリームの表面の明るさと色を測定します。結果。天の川類似銀河の周りに25～40Mpcの距離にある16の新しい恒星潮流を特定しました。SAGAII銀河サンプルの調査結果に統計分析を適用すると、恒星の流れについて12.2%+/-2.4%の頻度が得られました。検出されたストリームの表面の明るさと色を測定し、同じSAGAサンプルに属する銀河周辺の矮小衛星銀河の集団と比較すると、ストリームの平均色はSAGA衛星の色よりも0.20等赤くなっていることがわかりました。また、ストリームは、平均して、祖先の可能性が高いものを特定できた場合に、その祖先よりも0.057+/-0.021等級赤くなっています。
小規模ダイナモにおける散逸磁気構造とスケール
| Title |
Dissipative_magnetic_structures_and_scales_in_small-scale_dynamos |
| Authors |
A._Brandenburg,_I._Rogachevskii,_J._Schober |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08717 |
小規模なダイナモは、現代の天体物理学、特に銀河および銀河外のスケールで重要な役割を果たしています。ダイナモ作用により、純粋に流体力学的なコルモゴロフ乱流はほとんど存在せず、しばしば流体磁気乱流に置き換えられます。散逸磁気構造のサイズを理解することは、銀河シンチレーションの時間スケールや、星間および銀河間の小規模ダイナモのその他の観測的および理論的側面を推定する上で重要です。ここでは、磁束チューブの厚さが、以前に予想されていたよりも、磁気プラントル数の増加に伴ってより急速に減少することを示しています。また、ダイナモの成長速度と磁気拡散率に基づく理論的スケールは、予想よりも早く減少します。ただし、磁気エネルギースペクトルのカットオフに基づくスケールは、大きな磁気プラントル数に対して予想されるようにスケーリングしますが、予想に反して、適度に小さい値に対しても同じように続きます。臨界磁気プラントル数が約0.27の場合、散逸と抵抗のカットオフが同じ波数で発生することがわかります。大きな磁気プラントル数の場合、我々のシミュレーションは、磁気エネルギースペクトルのピークが、以前に予測された波数の2倍の大きさで発生することを示しています。
1991 年から 2004 年までの NGC 1097 のフレアを潮汐破壊イベントとしてモデル化
この書簡では、既知のAGNNGC1097における中央潮汐崩壊イベント(TDE)を支持する興味深い証拠が報告されています。TDEの動機を、二重ピークの広い輝線の放出物質の発生源の1つとして、また1つの説明として考えます。変化する外観のAGNに対して、NGC1097のTDEをサポートする手がかりがあるかどうかを確認することは興味深いことです。これは、変化する外観のAGNだけでなく、二重ピークの広い輝線を持つAGNも同様です。広範なH$\alpha$放出の開始がTDEによるものであるという仮定の下で、NGC1097における二重ピークの広いH$\alpha$ラインフラックスの13年間(1991年から2004年)にわたる変動性は、理論的なTDEモデル、$(1-1.5){\rmM_\odot}$主系列星が中央のBHによって潮汐的に中断され、TDEモデルで約$(5-8)\times10^7{\rmM_\odot}$.この結果は、TDEに関連した二重ピークのブロードライン発光材料の起源をサポートするだけでなく、変化する外観のAGNの物理的特性に対する受け入れられた物理的説明としてTDEをサポートする興味深い証拠を提供します。
CLASSY IV: JWST時代の黎明期における局所的な高$z$類似体における星間物質のUV診断の探索
| Title |
CLASSY_IV:_Exploring_UV_diagnostics_of_the_interstellar_medium_in_local_high-$z$_analogs_at_the_dawn_of_the_JWST_era |
| Authors |
Matilde_Mingozzi,_Bethan_L._James,_Karla_Z._Arellano-C\'ordova,_Danielle_A._Berg,_Peter_Senchyna,_John_Chisholm,_Jarle_Brinchmann,_Alessandra_Aloisi,_Ricardo_Amor\'in,_Stephane_Charlot,_Anna_Feltre,_Matthew_J._Hayes,_Tim_Heckman,_Alaina_Henry,_Svea_Hernandez,_Nimisha_Kumari,_Claus_Leitherer,_Mario_Llerena,_Crystal_L._Martin,_Themiya_Nanayakkara,_Swara_Ravindranath,_Evan_D._Skillman,_Yuma_Sugahara,_Aida_Wofford,_Xinfeng_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09047 |
COSLegacyArchiveSpectroscopicSurveY(CLASSY)HST/COSTreasuryプログラムは、UV(1200-2000{\AA})における45の局所高z類似体の最初の高解像度スペクトルカタログを提供し、それらの恒星とガスの特性を調査します。UV星間物質(ISM)診断のツールキットを提示し、CLASSYスペクトル(すなわち、NIV]{\lambda}{\lambda}1483,87、CIV{\lambda}{\lambda}1548,51の主な輝線を分析します。,HeII{\lambda}1640,OIII]{\lambda}{\lambda}1661,6,SiIII]{\lambda}{\lambda}1883,92,CIII]{\lambda}{\lambda}1907,9).具体的には、ISMのさまざまなイオン化ゾーンを考慮して、発赤、電子密度と温度、気相の金属量、およびイオン化パラメーターの正確な診断を提供することに調査を集中させます。よく知られている光学診断を使用してUVツールキットを調整し、すべてのCLASSYターゲットのアーカイブ光学スペクトルを分析します。UV密度診断では、から推定される値よりも~1～2dex高い(たとえば、ne(CIII]{\lambda}{\lambda}1907,9)~10^4cm^{-3})ne値が推定されることがわかります。対応する光学式(例:ne([SII]{\lambda}{\lambda}6717,31)~10^2cm^{-3})。ハイブリッド比OIII]{\lambda}1666/[OIII]{\lambda}5007に由来するTeは、信頼できるTe診断であることが証明されており、12+log(O/H)の差は~+/-0.3dex以内です。また、恒星とガスE(B-V)の関係を調査し、特定の星形成率が高い場合に一貫した値を見つけ、低いsSFRではガス内のダスト減衰が過剰であることを確認しました。最後に、12+log(O/H)およびlog(U)との相関関係を提供するために、UVライン比と等価幅を調査しますが、2つの間に縮退があることに注意してください。この一連のUVベースの診断により、静止フレームUVでJWSTが観察できる高zシステムの化学的および物理的特性を理解する上でCLASSYが果たす極めて重要な役割を説明します。
ダークマター ハローの形状: 紫外線近赤外線光学ノーザン サーベイ (UNIONS) における弱いレンズ効果の結果
| Title |
The_shape_of_dark_matter_haloes:_results_from_weak_lensing_in_the_Ultraviolet_Near-Infrared_Optical_Northern_Survey_(UNIONS) |
| Authors |
Bailey_Robison,_Michael_J._Hudson,_Jean-Charles_Cuillandre,_Thomas_Erben,_S\'ebastien_Fabbro,_Rapha\"el_Gavazzi,_Axel_Guinot,_Stephen_Gwyn,_Hendrik_Hildebrandt,_Martin_Kilbinger,_Alan_McConnachie,_Lance_Miller,_Isaac_Spitzer,_Ludovic_van_Waerbeke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09088 |
コールドダークマターハローは3軸であると予想されるため、投影では楕円形に見えます。我々は、スローンデジタルスカイサーベイからの明るい赤色銀河(LRG)の周りのダークマターハローの楕円率を測定するために、紫外近赤外線光学ノーザンサーベイ(UNIONS)のカナダ-フランスイメージングサーベイ(CFIS)コンポーネントからの弱い重力レンズ効果を使用します。DataRelease7(DR7)およびBaryonOscillationSpectroscopicSurvey(BOSS)のCMASSおよびLOWZサンプルから、それらの長軸が星の光と一直線に並んでいると仮定します。質量が$M\sim2.5\times10^{13}\textrm{M}_{\odot}/h$のDR7LRGには、ハロー楕円率$e=0.35\pm0.09$があることがわかります。銀河の楕円率の割合として表現すると、$f_h=1.4\pm0.4$となります。BOSSLRGの場合、検出の重要性はわずかです:$e=0.17\pm0.10$および$f_h=0.1\pm0.4$。これらの結果は、弱いレンズ作用によるハロー楕円率の他の測定値と一致しており、以前の結果と合わせて、ハロー質量の10年あたり$0.10\pm0.05$のハロー楕円率の増加を示唆しています。この傾向は、ハローの質量が大きくなると、暗黒物質のハローがより楕円形になるだけでなく、中心銀河の星の光の長軸と暗黒物質の長軸の間のずれが減少することを発見した流体力学的シミュレーションの予測と一致しています。.
大質量制約が中性子星の性質に与える影響
非回転中性子星の最大質量$M_{\rmTOV}$は、中性子星の構造と組成を解読し、核物質の状態方程式(EOS)を明らかにする上で非常に重要な役割を果たします。エラーバーは大きいものの、ブラックウィドウ連星パルサーPSRJ0952-0607の最近の質量推定値、つまり$M=2.35\pm0.17~M_\odot$は、$M_{\rmの最も強い下限を示しています。TOV}$は、非常に大きな質量を持つ中性子星が原理的に観測できることを示唆しています。EOSにとらわれないモデリングを採用して、大きな質量が中性子星の特性に与える影響を研究します。特に、$M_{\rmTOV}\gtrsim2.35\,M_\odot$を仮定すると、圧力の挙動がエネルギー密度の関数として厳密に制約され、恒星半径の下限が次の値に移動することが示されます。NICER測定によって制約されるものよりも大幅に大きく、後者はEOSを制約するのに効果がありません。また、チャープ質量に関して連星潮汐変形能の下限の最新の解析式を提供し、$M_{\rmTOV}$のより大きな境界がこの量のより厳しい制約につながることを示します。さらに、中性子星内部の圧力プロファイルについて、EOSと最大質量の制約からわずかにしか依存しない新しい準普遍的な関係を指摘します。最後に、音速と共形異常が中性子星の内部でどのように分布しているかを調べ、これらの量が課せられた最大質量の制約にどのように依存するかを示します。
HAWC による 10 TeV を超える拡散ガンマ線背景放射の制限
| Title |
Limits_on_the_Diffuse_Gamma-Ray_Background_above_10_TeV_with_HAWC |
| Authors |
HAWC_Collaboration:_A._Albert,_R._Alfaro,_C._Alvarez,_J.C._Arteaga-Vel\'azquez,_D._Avila_Rojas,_H.A._Ayala_Solares,_R._Babu,_E._Belmont-Moreno,_C._Brisbois,_K.S._Caballero-Mora,_T._Capistr\'an,_A._Carrami\~nana,_S._Casanova,_O._Chaparro-Amaro,_U._Cotti,_J._Cotzomi,_S._Couti\~no_de_Le\'on,_E._De_la_Fuente,_R._Diaz_Hernandez,_B.L._Dingus,_M.A._DuVernois,_M._Durocher,_J.C._D\'iaz-V\'elez,_K._Engel,_C._Espinoza,_K.L._Fan,_M._Fern\'andez_Alonso,_N._Fraija,_D._Garcia,_J.A._Garc\'ia-Gonz\'alez,_F._Garfias,_M.M._Gonz\'alez,_J.A._Goodman,_J.P._Harding,_S._Hernandez,_J._Hinton,_D._Huang,_F._Hueyotl-Zahuantitla,_P._H\"untemeyer,_A._Iriarte,_V._Joshi,_S._Kaufmann,_D._Kieda,_A._Lara,_W.H._Lee,_H._Le\'on_Vargas,_J.T._Linnemann,_A.L._Longinotti,_G._Luis-Raya,_K._Malone,_O._Martinez,_J._Mart\'inez-Castro,_et_al._(37_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08106 |
高エネルギーの拡散ガンマ線背景放射(DGRB)は、未解決の等方的に分布する天体物理オブジェクトによって生成されると予想されます。これには、銀河または銀河外の構造における暗黒物質消滅または崩壊放出が含まれる可能性があります。DGRBは1TeV未満でのみ観測されています。このエネルギーを超えると、上限が報告されています。このエネルギーを超えるDGRBの観察または厳しい制限は、IceCubeによって検出されたTeV-PeV天体物理学ニュートリノの起源を制約するなど、重要なマルチメッセンジャーの意味を持つ可能性があります。メキシコ中部の海抜4100mに位置する高高度水域チェレンコフ(HAWC)天文台は、数百GeVから数百TeVのガンマ線に感度があり、広い視野(2sr)を連続的に観測しています。HAWCは、その高エネルギー範囲と広い範囲をカバーするため、TeVエネルギーでのDGRBの検索を大幅に改善するのに適しています。この作業では、HAWCデータセットに厳密なカットが適用され、背景のハドロンシャワーからガンマ線空気シャワーをより適切に分離しています。次に、DGRBに対する感度は、535日間のCrabデータとモンテカルロシミュレーションを使用して検証され、DGRBの10TeVを超える新しい制限と、マルチメッセンジャー研究への将来的な影響につながりました。
TeV 宇宙線を使用して、ローカル星間媒体で太陽圏の境界を調べる
| Title |
Using_TeV_Cosmic_Rays_to_probe_the_Heliosphere's_Boundary_with_the_Local_Interstellar_Medium |
| Authors |
Paolo_Desiati,_Juan_Carlos_D\'iaz_V\'elez,_Gwenael_Giacinti,_Francesco_Longo,_Elena_Orlando,_Nikolai_Pogorelov,_Ming_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08122 |
太陽圏は、局所的な星間物質(ISM)に広がる太陽の大気によって形成される磁気構造です。太陽圏とISMを隔てる境界は、まだ大部分が未踏の宇宙領域です。両方のボイジャー探査機がローカルISMに入り、データを配信しているにもかかわらず、それらは特定の時間に広大な領域を貫く2つのポイントです。太陽圏境界は、内太陽圏におけるMeV-GeV銀河宇宙線(CR)の浸透を調節します。星間keV中性原子は、摂動なしで浸透し、エネルギーを太陽風に伝達できるため、外太陽圏にとって重要です。NASAのIBEXやカッシーニなどのミッションは、中性原子を検出し、太陽圏境界での電荷交換プロセスを監視するように設計されています。太陽圏はTeVCR強度を変調しませんが、到着方向の分布に影響を与えます。地上のCR観測所は、過去20年間でCR異方性の正確なマップをエネルギーの関数として提供してきました。観測を組み合わせて全天をカバーすることで、TeVCR粒子に対する太陽圏の影響を調査することが可能になります。最先端の太陽圏モデルを使用して、局所的なISMでの手付かずのTeVCR分布を数値的に計算できます。太陽圏の影響を差し引くことによってのみ、TeVCR観測を使用して、ISM内の伝搬特性と磁気乱流の特性を推測することができます。太陽圏モデルによるCR粒子軌道の数値計算は、境界領域の特性を調査するための補完的なツールを提供します。境界領域に重点を置いた太陽圏モデリングを促進し、複数の実験からの結合されたCR実験データ解析を促進するプログラムは、CR天体物理学に利益をもたらし、太陽圏とローカルISMの間の相互作用を調査するための追加のデータとツールを提供します。
Breakthrough Listen による銀河系外送信機の制約
ブレークスルーリッスンイニシアチブは、天の川銀河の近くの星の包括的なSETI調査に着手しました。これは、さまざまな測定基準で測定された以前の取り組みよりもはるかに優れています。従来、SETIサーベイは、前景のターゲット星に加えて、多くの背景オブジェクトに敏感であるという事実を無視しています。視野内の銀河系外天体の存在をより適切に評価して活用するために、アラジンスカイアトラスとNEDを使用して、1.1～1.9で観察する100mグリーンバンク望遠鏡で偶然に観測された銀河系外天体の基本的なセンサスを作成しました。ギガヘルツ。469のターゲットフィールド(FWHM半径視野が4.2分角であると仮定)に対して、NEDは合計143024の銀河外天体を特定しました。さまざまなタイプのAGN、電波銀河、相互作用する銀河、確認された1つの重力レンズ系。いくつかの近くの銀河、銀河群、および銀河団が特定され、SETI調査によって調査されたパラメーター空間が大幅に拡張されました。潜在的な地球外送信機の光度関数に制約が課され、それが単純なべき法則に従うと仮定し、これらの広大な星系に関連する非常に強力な地球外送信機の普及に対する制限も決定されます。最近のブレークスルーリッスンイニシアチブ、および実際に以前の多くのSETIラジオ調査では、遠方の宇宙における地球外知的生命体の普及に対して、十分に認識されているよりも厳しい制限が課されていることが実証されています。
「Clocked」バースター GS 1826-238 の AstroSat ビュー: ソフト状態中の持続放出とバースト放出の広帯域スペクトル特性
| Title |
AstroSat_view_of_`Clocked`_burster_GS_1826-238:broad-band_spectral_nature_of_persistent_and_burst_emission_during_soft_state |
| Authors |
Vivek_Kumar_Agrawal,_Anuj_Nandi,_Tilak_Katoch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08275 |
この論文では、{\itAstroSat}天文台で取得した$\sim$90ks広帯域(0.7-60.0keV)データを使用して、'Clocked'バースターGS$1826-238$の詳細な研究を行いました。ソースは、ソフトスペクトル状態で観測され、カラー-カラーダイアグラム(CCD)で「バナナ」タイプのトラックをトレースしました。サーマルコンポーネント(マルチカラーディスク/bbodyrad)とComptonizedコンポーネントの組み合わせが、CCD内のトラックのすべてのセクションを統計的に適切に説明していることがわかります。コロナは光学的に厚く($\tau$が$\sim$5から21に増加)、低温($kT_e$が$\sim$4.8から2.2keVに減少)になり、ソースが「バナナ」ブランチで上に移動します。おそらく冷却は、ディスク/境界層からのソフトシード光子の供給の増加によって引き起こされます。反射の特徴は、ソースの上部の「バナナ」ブランチで観察されます。{\itAstroSat}の観測中に、2つのタイプIX線バーストが検出されました。バースト中に硬X線の減少が観察された以前の観測とは異なり、バースト中に硬X線が増加しました。バースト中に電子温度の低下と光学的深さの増加が観察されます。CCDのすべてのセクションのPSD(パワースペクトル密度)は、純粋なべき乗成分で表すことができます。ソースが「バナナ」トラックで上に移動するにつれて、このコンポーネントの強度は$\sim$1\%から4.5\%に増加します。バースト振動の検索では、nullの結果が得られました。以前の調査結果との関連で、結果の意味について説明します。
OJ 287 の次の衝突フレア到着エポックの予測を精緻化する
| Title |
Refining_the_prediction_for_OJ_287_next_impact_flare_arrival_epoch |
| Authors |
Mauri_J._Valtonen,_Staszek_Zola,_A._Gopakumar,_Callum_McCall,_Helen_Jermak,_Lankeswar_Dey,_S._Komossa,_Tapio_Pursimo,_Emil_Knudstrup,_Dirk_Grupe,_Jose_L._Gomez,_Rene_Hudec,_Martin_Jelinek,_Jan_Strobl,_Andrei_V._Berdyugin,_Stefano_Ciprini,_Daniel_E._Reichart,_Vladimir_V._Kouprianov,_Katsura_Matsumoto,_Marek_Drozdz,_Markus_Mugrauer,_Alberto_Sadun,_Michal_Zejmo,_Aimo_Sillanpaa,_Harry_J._Lehto_and_Kari_Nilsson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08360 |
明るいブレーザーOJ~287は、定期的に高輝度の制動放射フレアをパレードします。これは、連星系の主要なSMBHの降着円盤に衝突する二次的な超大質量ブラックホール(SMBH)の結果であると説明されています。まず、これらのフレアが、1888年以降のフレアを説明するケプラー方程式に基づく単純な解析式によって予測される時期に発生することを示します。12年周期で2回の衝突フレア。これは、OJ~287からの2015年と2019年の衝突フレアに続く、現在のサイクルの3回目の制動放射フレアになります。残念ながら、天体物理学的な考察により、フレア番号26の正確な到達時期を予測することは困難です。論文の第2部では、最近のOJ~287観測について説明します。彼らは、2005年に観測されたフレア番号22のフレア前の光度曲線が、モデルで予想されるフレア番号26に先行する2022年のプレフレア光度曲線と同様の活動を示すことを示しています。フレア前の活動は、一次噴流で発生する可能性が最も高く、その活動は、一次噴流の降着円盤を通る二次SMBHの通過によって変調されると主張します。2022年10月にOJ~287の次の衝突フレアが観測されると、連星ブラックホールシステムにおける円盤衝突の理論が実証されます。
| Title |
Testing_hadronic_and_photo-hadronic_interactions_as_responsible_for_UHECR_and_neutrino_fluxes_from_Starburst_Galaxies |
| Authors |
Antonio_Condorelli,_Denise_Boncioli,_Enrico_Peretti,_Sergio_Petrera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08593 |
超高エネルギー宇宙線と高エネルギーニュートリノの源としてのスターバースト銀河の仮説をテストします。スターバースト環境と地球への伝播における超高エネルギー宇宙線の相互作用の計算は、モンテカルロコード{\itSimProp}の修正版を使用して行われます。初めて実装。源の星形成率分布を考慮して、超高エネルギー宇宙線と高エネルギーニュートリノのフラックスを計算し、観測結果と比較し、源の特性について探索されたパラメータ空間について議論します。ソース環境のガスの密度に応じて、核破砕反応は、ソース環境と銀河外空間での光ハドロン相互作用によるニュートリノの結果を超える可能性があることがわかりました。
マグネター地殻のライフ ゲーム: $\gamma$ 線フレアから FRB まで
この論文は、地殻からの弾性応力の構築と解放を通じて、マグネター活動の多様な範囲を統一するモデルを提示します。セルオートマトンは、地殻の局所的および全体的な降伏を駆動し、冠状ループの編組とエネルギー放出につながります。モデルは多くの点で実際のマグネターのように振る舞います:巨大なフレアと小さなバーストの両方が発生し、典型的な期間が$\lesssim1$yrまたは$\sim10-30$yrである静止期間も発生します。バーストエネルギー分布は、エネルギー範囲$10^{40}-10^{45}\,{\rmerg}$にわたって地震のようなべき乗則に広く従います。コロナルループの局所的な性質により、同じマグネターから高エネルギーで高速の電波バーストが発生する可能性があります。このパラダイムの中で、マグネター観測は、中性子星地殻のよく理解されていない機械的特性を制約するために使用できます。
| Title |
The_Gamma-ray_Bursts_fundamental_plane_correlation_as_a_cosmological_tool |
| Authors |
M._G._Dainotti,_A._{\L}._Lenart,_A._Chraya,_G._Sarracino,_S._Nagataki,_N._Fraija,_S._Capozziello,_M._Bogdan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08675 |
SNeIaによって得られたハッブル定数$H_{0}$の結果と、宇宙マイクロ波背景放射からのプランクデータとの間に現在の不一致があるため、宇宙モデルとそれに対応するパラメーターは広く議論されています。したがって、ガンマ線バースト(GRB)のような高赤方偏移プローブを考慮することが必要なステップです。ただし、物理的特徴間のGRB相関を使用して宇宙論的パラメーターを推測することは困難です。これは、GRBの光度が数桁にわたるためです。私たちの研究では、ピーク即発光度、X線プラトーの終わりの静止フレーム時間、およびそれに対応するX線光度の間の3次元関係を使用します。いわゆる3Dダイノッティ基本平面関係です。.信頼できる統計的手法を使用して選択と進化の影響を考慮することでこの関係を修正し、以前の結果と比較して固有の散乱の中心値$\sigma_{int}=0.18\pm0.07$(47.1\%)を取得します。プラチナサンプルと呼ばれる、明確に定義された形態学的特徴を持つ特定のGRBのセットを採用しています。GRB基本平面関係のみを使用して、宇宙パラメータのガウスおよび一様事前分布を使用し、SNeIaおよびBAO測定と組み合わせて、宇宙の物質密度$H_{0}$などの宇宙パラメータ($\Omega_{M}$)、および$w$CDMモデルのダークエネルギーパラメータ$w$。私たちの結果は、$\Lambda$CDMモデルによって与えられたパラメーターと一致していますが、最も遠いSNeIaで観測されたものよりもはるかに大きい$z=5$まで検出された宇宙論的プローブを使用するという利点があります。
| Title |
Reconstructing_the_neutron_star_equation_of_state_from_observational_data_via_automatic_differentiation |
| Authors |
Shriya_Soma,_Lingxiao_Wang,_Shuzhe_Shi,_Horst_St\"ocker_and_Kai_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08883 |
強い相互作用の下で非常に密度の高い物質を記述する状態方程式(EoS)は、完全には理解されていません。その理由の1つは、有限の化学ポテンシャルでのEoSの第一原理計算が、核物理学では難しいことです。ただし、質量、半径、慣性モーメント、潮汐変形能などの中性子星の観測量は、EoSへの直接的なプローブであるため、EoS再構成タスクを実行可能にします。この作業では、自動微分フレームワークでパラメーター化された状態方程式を最適化する新しい深層学習手法の結果を提示します。ニューラルネットワークで表されるEoSを考慮して、事前にトレーニングされたTolman-Oppenheimer-Volkoff(TOV)ソルバーネットワークから恒星構造を予測します。中性子星の最新の観測データ、特にその質量と半径は、カイ2乗フィッティングの実装に使用されます。観測と予測の間のエラーを最小限に抑えることにより、ニューラルネットワークEoSのパラメーターを最適化します。よく訓練されたニューラルネットワークEoSは、圧力と質量密度の関係を推定します。提示された結果は、従来のアプローチからのものと一致しており、重力波イベントGW170817から推測された潮汐変形能の実験的限界と一致しています。
Mkn 478 の X 線フラックスおよびスペクトル指数による反射率の相関変動
| Title |
Correlated_variability_of_the_reflection_fraction_with_the_X-ray_flux_and_spectral_index_for_Mkn_478 |
| Authors |
Samuzal_Barua,_V._Jithesh,_Ranjeev_Misra,_Biman_J_Medhi,_Oluwashina_Adegoke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08969 |
Mkn478のX線スペクトルは、相対論的なぼやけた反射を使用して記述できる強いソフトエクセスによって支配されることが知られています。{\itXMM-Newton}、{\itAstroSat}、および{\itSwift}からの観測を使用して、長期($\sim$年)および中期(日から月)の変動性について、反射率は、フラックスおよびスペクトル指数と逆相関しています。これは、変動性がブラックホールに近づいたり離れたりする硬X線を生成するコロナによるものであることを意味します。{\itXMM-Newton}データの光束分解分光法を使用して、反射率が数時間という短い時間スケールで光束と屈折率と同じ挙動を示すことを示します。結果は、コロナがブラックホールに近づくにつれて、ソースの長期的および短期的な変動性の両方が、反射の強化とフラックスの低下を引き起こす強い重力による光の曲げという同じ物理的メカニズムによって決定されることを示しています。
Exoplanet Imaging Data Challenge、フェーズ II: 高コントラスト画像における太陽系外惑星信号の特徴付け
| Title |
Exoplanet_Imaging_Data_Challenge,_phase_II:_Characterization_of_exoplanet_signals_in_high-contrast_images |
| Authors |
F._Cantalloube,_V._Christiaens,_C._Cantero,_E._Nasedkin,_A._Cioppa,_O._Absil,_J._M._Bonse,_P._Delorme,_C._Gomez-Gonzalez,_S._Juillard,_J._Mazoyer,_M._Samland_Ruffio_J.-B.i,_and_Van_Droogenbroeck_M.c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08120 |
今日、特に太陽系外惑星信号の検出と特徴付けのために、高コントラストイメージング専用のさまざまなアルゴリズムが存在します。これらのアルゴリズムは、太陽系外惑星の信号間の非常に高いコントラストに対処するように調整されています。これは、コロナグラフィック画像の明るい星明かりの残差よりも2桁以上暗い場合があります。星明かりの残差は不均一に分布しており、観測条件や対象となる星の明るさに応じて、さまざまなタイムスケールに従います。したがって、星明かりの残差内で系外惑星の信号を解きほぐすことは困難であり、新しい後処理アルゴリズムは、より正確な天体物理学的結果を達成するために努力しています。ExoplanetImagingDataChallengeは、一連のベンチマークハイコントラストイメージングデータセットを使用してアルゴリズムを開発、比較、評価するコミュニティ全体の取り組みです。2020年に第1フェーズが実行され、既存のアルゴリズムの検出機能に焦点が当てられた後、この進行中の第2フェーズの焦点は、最先端技術の特性評価機能を比較することです。惑星の伴星の特徴付けには2つの方法があります。アストロメトリー(主星に対する推定位置)と分光測光法(波長の関数としての主星に対する推定コントラスト)です。この第2段階の目標は、コミュニティが技術を公正、均一かつ堅牢な方法でベンチマークするためのプラットフォームを提供し、コラボレーションを促進することです。
天体物理学における X 線偏光測定の一般的な歴史
最初の太陽系外X線源の発見後すぐに、偏光測定が診断ツールとして主要な役割を果たす可能性があることが示唆されました。X線源の偏光を測定する試みは、RobertNovick率いるコロンビア大学のチームによって行われました。45{\deg}でのブラッグ回折の技術は、ロケットとOSO-8衛星でカニの偏光を検出することに成功しました。次のX線天文学の進化において、ポラリメトリは、光学の使用に基づくイメージングおよび分光法の感度の向上とあまりにも一致していませんでした。その結果、旋光計は飛ばされなくなりました。世紀の初めに、光電効果に基づく新しいクラスの機器が開発されました。X線望遠鏡の焦点では、角度、エネルギー、および時間分解偏光測定を実行でき、光学系による感度の大幅な向上の恩恵を受けます。この技術を利用したImagingX-RayPolarimetryExplorerは、2021年末に打ち上げられました。
VLTI でのより高い感度とコントラストのための OPD 制限のより良い理解に向けて
| Title |
Towards_a_Better_Understanding_of_OPD_Limitations_for_Higher_Sensitivity_and_Contrast_at_the_VLTI |
| Authors |
Benjamin_Courtney-Barrer,_Julien_Woillez,_Romain_Laugier,_Azzurra_Bigioli,_Nicolas_Schuhler,_Patricia_Guajardo,_Vicente_Lizana,_Natali\k{e}_Behara,_Frank_Eisenhauer,_Michael_Ireland,_Xavier_Haubois,_Denis_Defr\`ere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08328 |
超大型望遠鏡干渉計(VLTI)での光路差(OPD)の正確な制御は、銀河系の中心にあるブラックホールの特性評価に不可欠であり、2020年のノーベル物理学賞につながりました。現在、これらのOPDの限界をさらに押し上げる大きな努力が払われており、特に8mユニット望遠鏡(UT)で100nmOPDRMSを達成して、VLTIでより高いコントラストと感度を可能にしています。この作業では、VLTIの理論的な大気OPD限界を5nmおよび15nmRMSとして計算しました。現在のレベルは、良好な大気条件で明るいターゲットを使用する場合、UTおよび1.8m補助望遠鏡(AT)でそれぞれ200nmおよび100nmRMSです。UTでは現在観測されていない、ATの場合の望遠鏡フィルタリングの効果から理論的に予測される$f^{-17/3}$べき乗法則の実験的証拠を見つけます。減衰された高調波振動子としてモデル化された一連の振動ミラーを適合させることで、重力フリンジトラッカーのUTOPDPSDを最大100Hzまで$<1nm/\sqrt{Hz}$RMSEにモデル化することができました。これにより、隠れた$fを適切に説明できます。UTの^{-17/3}$べき乗則。60～90Hzおよび40～50Hzの範囲の振動周波数は、重力の閉ループOPD残差を一般的に支配することがわかりました。重力データを使用した相互相関加速度計では、40～50Hzの範囲の強い寄与がM1～M3ミラーから来ていることがわかりましたが、60～100Hzの寄与からの電力のかなりの部分がM4～M10の間から来ている可能性があります。振動ミラーモデルから、特定のベースライン(OPD$\sim$200nmRMSを持つ)でサブ100nmOPDRMSを達成するには、100Hz未満のほぼすべての振動源を除去する必要があることが示されました。
実験室における軸対称標準磁気回転不安定性の観測
| Title |
Observation_of_axisymmetric_standard_magnetorotational_instability_in_the_laboratory |
| Authors |
Yin_Wang,_Erik_P._Gilson,_Fatima_Ebrahimi,_Jeremy_Goodman,_Hantao_Ji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08457 |
軸対称標準磁気回転不安定性(SMRI)の最初の直接的な証拠を、独立して回転する導電性のエンドキャップを持つTaylor-Couetteセル内の磁化された液体金属せん断流の実験的および数値的研究を組み合わせて報告します。均一な垂直磁場$B_i$が回転軸に沿って印加されると、内円柱で測定された半径方向磁場$B_r$は、残留エクマン循環の磁化により、小さな磁気レイノルズ数$Rm$で直線的に増加します。軸対称SMRIの開始は、実験と非線形数値シミュレーションの両方で、臨界$Rm$を超える$B_r$の非線形増加から識別されます。軸対称SMRIは、十分に大きい$Rm$と中間の$B_i$でのみ存在し、理論的予測と一致する特徴です。私たちのシミュレーションはさらに、降着円盤の場合と同様に、軸対称SMRIによって速度と磁場がバルク領域の軸方向角運動量の外向きフラックスに寄与することを示しています。
星間CO氷類似体の光脱着収率を制御する重要なパラメータ: 氷の堆積温度と厚さの影響
| Title |
The_key_parameters_controlling_the_photodesorption_yield_in_interstellar_CO_ice_analogs:_Influence_of_ice_deposition_temperature_and_thickness |
| Authors |
N.-E._Sie_(1),_Y.-T._Cho_(1),_C.-H._Huang_(1),_G.M._Mu\~noz_Caro_(2),_L.-C._Hsiao_(1),_H.-C._Lin_(1),_Y.-J._Chen_(1)_((1)_Department_of_Physics,_National_Central_University,_Taiwan,_(2)_Centro_de_Astrobiolog\'ia_(INTA-CSIC),_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08489 |
宇宙の最も冷たい領域におけるガス分子の過剰は、非熱脱離プロセスを示しています。実験室でのシミュレーションでは、光脱着として知られる紫外線にさらされたCO氷の効率的な脱着が示されています。しかし、この異常な現象の理解は未だに解明されていません。この研究では、同じ現象を示しており、特に、堆積温度が19K以上の場合、光脱離収率の劇的な低下が観察されています。また、CO氷の一定の光脱着収率を説明する最小の氷の厚さは、堆積温度に依存し、ここで初めて報告された観察結果です。CO氷で吸収された光子エネルギー移動を支配し、測定された光脱着収率に寄与する重要なパラメーターは、エネルギー移動長、単一氷層が寄与する脱着収率、および相対有効表面積であることを提案します。この一連のパラメーターは、氷の厚さに関連するサイズ分布を持つ氷のダスト集団の上部のCOに富む氷層の光脱離をシミュレートする天体物理モデルに組み込む必要があります。
ELTクラスの望遠鏡の瞳孔の断片化のためのピラミッド波面センサーの適応
| Title |
Adapting_the_pyramid_wavefront_sensor_for_pupil_fragmentation_of_the_ELT_class_telescopes |
| Authors |
Nicolas_Levraud_(LAM,_OAA),_Vincent_Chambouleyron_(LAM),_Olivier_Fauvarque_(IFREMER),_Mahawa_Ciss\'e_(LAM),_Jean-Fran\c{c}ois_Sauvage_(LAM),_Beno\^it_Neichel_(LAM),_Charlotte_Bond_(UK_ATC),_Enrico_Pinna_(OAA),_Simone_Esposito_(OAA),_Noah_Schwartz_(UK_ATC),_Thierry_Fusco_(LAM) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08822 |
次世代の超大型望遠鏡(直径24～39m)は、いわゆる「瞳孔の断片化」の問題に悩まされます。瞳孔形状の複雑さ(セグメンテーション、大きなクモなど)により、観察中に完全な瞳孔の孤立した部分の間にいくつかの差動ピストンが現れる場合があります。従来のAOシステムは乱気流の影響を補正できますが、この特定の望遠鏡によって引き起こされる摂動には対応していません。したがって、このようなディファレンシャルピストン、別名ペタルモードは、望遠鏡の回折限界に達するのを防ぎ、最終的には、ELTを使用したAO支援観測の主な制限を表します。この作業では、これらのペタルモードの空間構造と、それがピラミッド波面センサーがそれらを感知する能力にどのように影響するかを分析します。次に、この特定のモードに対するWFSの感度を高めるために、古典的なピラミッドコンセプトのバリエーションを提案します。それにもかかわらず、単一のWFSでは乱流とペタルモードを正確かつ同時に測定できないことを示します。この問題を解決するために、ダブルパス波面センサー方式を提案します。ペタルモードセンシング専用の2番目のWFSパスでの残留乱流の空間フィルタリングに関連するこのようなスキームにより、乱流とフラグメンテーションの両方の効果を完全に測定および修正でき、最終的には完全な機能と空間分解能を回復できることを示します将来のELT。
天文時系列のガウス過程回帰
過去20年間で、天文学における時間領域データセットの可用性、サイズ、および精度が大幅に拡大しました。柔軟性、数学的な単純さ、比較的堅牢性の独自の組み合わせにより、ガウス過程(GP)は、そのようなデータセットで確率信号をモデル化するための最適なソリューションとして最近登場しました。このレビューでは、天文学におけるGPの出現について簡単に紹介し、基礎となる数学的理論を提示し、GP回帰に関連する主要なモデリングの選択を考慮して実用的なアドバイスを提供します。次に、太陽系外惑星から活動銀河核まで、これまでの天体物理学文献の時間領域データセットへのGPの適用をレビューし、この方法の力と柔軟性を示します。シミュレートされたデータを使用した実例をソースコードへのリンクとともに提供し、計算コストとスケーラビリティの問題について説明し、オープンソースGPソフトウェアパッケージの現在のエコシステムのスナップショットを提供します。アルゴリズムと概念のさらなる進歩に後押しされて、GPは今後何年にもわたって、堅牢で解釈可能な時間領域天文学のための重要なツールであり続けると予想されます。
スペキュロス北天文台：北の空に赤い世界を求めて
| Title |
SPECULOOS_Northern_Observatory:_searching_for_red_worlds_in_the_northern_skies |
| Authors |
Artem_Y._Burdanov,_Julien_de_Wit,_Micha\"el_Gillon,_Rafael_Rebolo,_Daniel_Sebastian,_Roi_Alonso,_Sandrine_Sohy,_Prajwal_Niraula,_Lionel_Garcia,_Khalid_Barkaoui,_Patricia_Chinchilla,_Elsa_Ducrot,_Catriona_A._Murray,_Peter_P._Pedersen,_Emmanu\"el_Jehin,_James_McCormac,_Sebasti\'an_Z\'u\~niga-Fern\'andez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09112 |
SPECULOOSは、6台の同一の1mロボット望遠鏡で構成される地上トランジット調査です。このプロジェクトの当面の目標は、近くの超低温矮星(後期M矮星と褐色矮星)を通過する温帯地球型惑星を検出することです。これは、次世代の望遠鏡を使用した大気研究に適している可能性があります。ここでは、プロジェクトの北側のカウンターパートであるSPECULOOS北方天文台の開発を報告し、2019年半ばから2022年半ばまでの運用の最初の3年間のパフォーマンスを紹介します。現在、天文台はアルテミスと名付けられた1つの望遠鏡で構成されています。アルテミス望遠鏡は、驚くべき測光精度を示しており、超低温矮星の周りを通過する新しい地球外惑星を検出する準備ができています。設置後の最初の3年間で、SPECULOOSターゲットリストから96個の天体を6000時間観測し、典型的な測光精度は$0.5\%$で、比較的明るい非変光星の精度は$0.2\%$に達しました。25秒の典型的な露光時間でターゲット。3年間の気象によるダウンタイム(雲、強風、高湿度、降水、空気中の高濃度の粉塵)は、夜間全体の30%でした。実際のダウンタイムは40%です。これは、技術的な問題に関連する追加の時間損失のためです。
回転する星の内部におけるテイラー不安定性の磁気流体シミュレーション
| Title |
Magnetohydrodynamic_Simulations_of_the_Tayler_Instability_in_Rotating_Stellar_Interiors |
| Authors |
Suoqing_Ji,_Jim_Fuller,_Daniel_Lecoanet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08104 |
テイラー不安定性は、重要ではあるが研究が不十分な磁気流体力学的不安定性であり、星の内部で作動する可能性が高い。テイラー不安定性の非線形飽和はよくわかっておらず、恒星の放射領域におけるダイナモ作用と角運動量輸送に重大な影響を及ぼします。現実的な回転星での操作に適した強力な浮力とコリオリ力を含む、円筒形状のテイラー不安定性の3次元MHDシミュレーションを実行します。不安定性の直線的な成長は、主に$m=1$の振動によって特徴付けられ、成長率は分析上の期待にほぼ従っています。不安定性の非線形飽和は、二次せん断不安定性によって引き起こされるようであり、流れの形態学的変化も伴います。しかし、スケールの分離がシミュレーションで到達したものよりも大きい実際の星では、他のメカニズムを介して非線形飽和が発生する可能性が高いと主張します。また、軸対称ポロイダル磁場の増幅を介したダイナモ作用も観察され、進化する星の放射領域での磁場生成と角運動量輸送にテイラー不安定性が重要である可能性があることを示唆しています。
| Title |
Comprehensive_Bayesian_Modeling_of_Tidal_Circularization_in_Open_Cluster_Binaries_part_I:_M_35,_NGC_6819,_NGC_188 |
| Authors |
Kaloyan_M._Penev_and_Joshua_A._Schussler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08109 |
潮汐摩擦が連星の軌道を時間の経過とともに円形化することは長い間認識されてきました。この研究では、連星の集団で観測された軌道離心率の分布を使用して、潮汐散逸を調べます。以前の研究とは対照的に、他の分析では無視されることが多い多くの物理的影響を組み込み、潮汐のより一般的な説明を提供し、(人口統計の代わりに)個々のシステムを詳細にモデル化し、すべての観測上の不確実性を説明します。目標は、データによって完全にサポートされ、各オブジェクトの各潮汐波に個別に影響するさまざまな散逸を適切に説明し、星の内部構造とともに進化する、潮汐散逸の特性の信頼できる測定値を提供することです。3つの散開星団の太陽に似た星の短周期連星における潮汐散逸の高精度測定値を抽出します。主系列の潮汐の質係数は、潮汐期間が3日から7.5日の間で$5.7<\log_{10}Q_\star'<6$の範囲に収まることがわかりました。対照的に、150Myrの古いM35クラスターで観測された環状化では、前主系列星がはるかに散逸的である必要があります:$Q_\star'<4\times10^4$。潮汐消散の周波数依存性をテストし、3日から7.5日の間の潮汐期間について、依存性が存在する場合、主系列星では準線形であることを発見しました。さらに、進化のためのより完全な物理モデルを使用し、各システムの特定の特性を説明することにより、分析された散開星団の環状化で以前に観察された緊張を緩和します。
太陽のバイポーラ磁気領域とバブコック・レイトンダイナモの出現後の進化の三次元非運動学的シミュレーション
| Title |
Three-dimensional_non-kinematic_simulation_of_post-emergence_evolution_of_bipolar_magnetic_regions_and_Babcock-Leighton_dynamo_of_the_Sun |
| Authors |
Yuto_Bekki,_Robert_H._Cameron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08178 |
Babcock-Leighton(BL)フラックス輸送モデルは、広く受け入れられている太陽のダイナモモデルです。このダイナモモデルは、2次元(2D)平均場フレームワークで運動学的および非運動学的領域の両方で広く研究されています。最近の3次元(3D)モデルは、運動学的体制に制限されています。これらのモデルでは、ジョイの法則に従って傾いたバイポーラ磁気領域(BMR)の出現によって表面ポロイダルフラックスが生成されます。3D非運動学的シミュレーションにおけるBMRの出現の処方箋を調査します。また、サイクリックBLダイナモシミュレーションの初期結果も報告します。BL磁束輸送ダイナモの従来の2D平均場モデルを3D非運動学的領域に拡張します。大規模な平均フローは、このモデルのパラメーター化された$\Lambda$効果によって駆動されます。誘導方程式については、対流ゾーン内のダイナモ生成トロイダル場に応答して表面BMRが生成されるBLソース項を使用します。3Dの非運動学的レジームでは、新たに出現したBMRの傾斜角は、BMRの表面下構造の処方箋に非常に敏感であることがわかりました。BMRが対流ゾーンに深く埋め込まれていない限り、アンチジョイ傾斜角が検出されます。また、先頭のスポットが次のスポットよりも強くなる傾向があることもわかりました。反ジョイの法則の傾向とBMRの形態的非対称性は、ローレンツ力駆動の流れに作用するコリオリ力によって説明できます。さらに、ジョイの法則がBL$\alpha$効果で明示的に与えられた場合、太陽のような磁気サイクルが首尾よく得られることを示します。これらのサイクリックダイナモシミュレーションでは、強力なローレンツ力フィードバックにより、微分回転と子午面循環のサイクル変調が発生します。流れの非軸対称成分は、赤道ロスビーモードなどの慣性モードとして存在することがわかっています。
流体力学的波は星の内部を伝播し、エネルギーと角運動量を輸送します。また、流体要素を移流して混合を生成することもできますが、この効果は第一原理からは定量化されていません。熱的および組成的に成層化された流体における内部重力波による主要な次数の非線形波混合を導出します。これは波速度の4乗に比例し、組成成層によって抑制され、熱拡散率と組成拡散率に依存することがわかります。
階層的トリプル システムの安定性基準の再検討: 内軌道と外軌道の間の相互傾斜への依存
| Title |
Revisiting_the_stability_criterion_of_hierarchical_triple_systems:_dependence_on_the_mutual_inclination_between_inner_and_outer_orbits |
| Authors |
Toshinori_Hayashi,_Alessandro_A._Trani,_Yasushi_Suto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08487 |
$N$体の直接シミュレーションを使用して、階層型トリプルシステムの動的安定性を再検討します。トリプル安定条件についてはいくつかの提案が存在しますが、体系的かつ長期的な数値積分により、不安定なトリプルから安定したトリプルへの移行は急激ではなく、一般的に緩やかであることが明らかになりました。したがって、安定性の「境界」は明確な方法で定義することはできません。これは、特に内側と外側の間に大きな相互傾斜$i_\mathrm{mut}$を持つトリプルの場合、想定される統合時間の選択に敏感であるためです。軌道。代わりに、$i_\mathrm{mut}$依存性に特に注意して、さまざまな軌道構成のトリプルの破壊タイムスケールの分布を示します。「不安定な」トリプルの一部は、傾斜したトリプルで長いタイムスケールにバインドされたままになるため、安定性は、その中断のタイムスケールが指定されている場合にのみ定義できます。安定-不安定遷移の挙動は相互の傾きに非常に敏感であり、$i_\mathrm{mut}$への安定依存性がvonZeipel-Kozai-Lidov振動でどのように説明されるかを議論します。
磁気的に閉じ込められたウィンドショック
すべてのクラスの多くの星は、星の表面からの物質の動的な流れに影響を与えるのに十分な強力な磁場を持っています。大質量星(O型とB型)の場合、それらの約10\%は強い地球規模で秩序化された(主に双極子)磁場を持っています。閉じた磁気ループ内の恒星風のトラップとチャネリングは、{\it磁気的に閉じ込められたウィンドショック}(MCWS)につながります。ショック前の流速は、風終末速度の数分の1であり、数千kms$になる可能性があります。^{-1}$.これらの衝撃は、X線源である高温プラズマを生成します。過去10年間で、いくつかの開発が行われました。特に、\xmm\と\chを使用した大量の天体サンプルの高温プラズマ特性の決定、完全に自己無撞着なMHDモデリング、および弱い天体における衝撃後退効果の特定などです。風。さらに、これらの天体は、十分に高い質量損失率または遠心分離ブレイクアウトによって制御されるH$\alpha$放出の発生源であることがよくあります。ここでは、そのような大質量星の磁気風ダイナミクスの理論的側面を確認します。
ガイアの動径速度基準の分析: 安定性と新しい準恒星伴星候補
| Title |
Analysis_of_Gaia_radial-velocity_standards:_stability_and_new_substellar_companion_candidates |
| Authors |
A._Boulkaboul,_Y._Damerdji,_T._Morel,_Y._Fr\'emat,_C._Soubiran,_E._Gosset,_T.E._Abdelatif |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08624 |
私たちの主な目的は、ガイアに搭載されたRVS機器の波長校正に使用される2351個の標準星のサンプルの視線速度(RV)の非変動性をテストすることです。この論文では、観測スペクトルと合成スペクトルを一致させることにより、これらの星の物理パラメータを決定する分光分析を提示します。計測器パイプラインはさまざまな数値マスクを使用するため、測定されたRVとアーカイブされたRVの間のシフトを決定した後、異なる計測器間のオフセットを推定します。ターゲットRVの安定性を確認したところ、長期変動が$10\,\rm{m\,s^{-1}yr^{-1}}$を超える星が68個見つかりました。これは、コンパニオンによって引き起こされた重心反射運動を示唆しています。活動現象は、推定される惑星の伴星を持つ星の周期的で傾向のようなRV変動の原因である可能性があるため、RVの変化との相関を確認するために、さまざまな活動指標を分析しました。トレンドスターのうち18は、10年から12年の期間にわたって$100\,\rm{m\,s^{-1}}$を超えるトレンドモデルの分散を持っています。また、既知のサブステラーコンパニオンを持つ6つの星の合計モデル分散$3\sigma$が、Gaiaによって設定されたしきい値、つまり$300\,\rm{m\,s^{-1}}$を超えていることも確認しています。さらに、TYC8963-01543-1のSB2星にはデータ散乱$\sigma=176.6\,\rm{m\,s^{-1}}$があります。さまざまな機器からのデータを組み合わせた後、さらに4つの星が変光星であることが明らかになりました。低振幅の変化が存在するにもかかわらず、サンプルの非常に大きな割合(98.8\%)がGaiaRVSのRVキャリブレーターとして適しているように見えます。
極端紫外分光法による恒星コロナの基部における磁場測定のフォワードモデリング
| Title |
Forward_Modeling_of_Magnetic-field_Measurements_at_the_Bases_of_Stellar_Coronae_through_Extreme-Ultraviolet_Spectroscopy |
| Authors |
Xianyu_Liu,_Hui_Tian,_Yajie_Chen,_Wenxian_Li,_Meng_Jin,_Xianyong_Bai,_Zihao_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08755 |
星のコロナ磁場の測定は、星の磁気活動を理解する上で非常に重要ですが、その測定は非常に困難でした。最近の研究では、Fe~{\sc{x}}イオンの磁場誘起遷移(MIT)に基づく磁場測定の新しい方法が提案されています。ここでは、一連の恒星コロナ磁気流体力学(MHD)モデルを構築し、極端紫外波長でいくつかのFe~{\sc{x}}輝線を合成し、MIT技術を使用してコロナの基部での磁場強度を診断します。.私たちの結果は、太陽極大期の太陽の磁場の3倍以上の磁場を持ついくつかの星にこの手法を適用できることを示しています。さらに、フォトンカウンティングエラーに起因する導出された磁場強度の不確実性を調査し、Fe~{\sc{x}}175{\AA}~ラインのシグナルノイズ比$\sim$50が必要であることを発見しました恒星コロナ磁場の効果的な測定を達成するために。
星の脈動における星形成の痕跡
進化の初期段階では、星は誕生した雲から物質を獲得することで質量を獲得します。初期の星の進化の広く受け入れられている古典的な概念は、この降着段階の詳細を無視し、重力で収縮する大きな初期半径を持つ星の形成を想定しています。この写真では、星が核融合プロセスを開始すると、過去を忘れてしまうという共通の考えがあります。最近生まれた星の星の振動を分析することにより、降着の歴史が星の内部構造に潜在的に検出可能な痕跡を残すことを示します。現在利用可能な宇宙からのデータは、これらのより現実的な降着シナリオと古典的な初期の星の進化モデルとを区別することを可能にします。これは、若い脈動星の内部構造を調査するための窓を開きます。これは、一般的な星の振動や太陽系外惑星の研究など、関連分野にも関連します。
高温準矮星の祖先である低質量赤色巨星の体積限定サンプル I. サンプル選択と二値分類法
| Title |
Volume-limited_sample_of_low-mass_red_giant_stars,_the_progenitors_of_hot_subdwarf_stars_I._Sample_selection_and_binary_classification_method |
| Authors |
Murat_Uzundag,_Matias_I._Jones,_Maja_Vu\v{c}kovi\'c,_Joris_Vos,_Alexey_Bobrick,_Claudia_Paladini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08971 |
現在の理論では、ホット準矮星連星は進化した低質量連星から生成され、共通エンベロープフェーズまたは赤色巨星ブランチ(RGB)での安定したロシュローブオーバーフローのいずれかで質量移動と劇的な質量損失を受けたと予測されています。サブ矮星B(sdB)星の直接の前駆体であると予測されている、RGBの先端近くの低質量赤色巨星を含む連星系を見つけるために、分光学的調査を実行します。均一なサンプルを取得して、sdB星の形成を支配する主要なパラメーター間の相関関係の観測証拠を検索し、安定した物質移動の物理学を制約することを目指しています。この作業では、南半球のターゲットに集中し、200\,pc以内の長周期RGB+MS連星系を探索するために、88個の赤色巨星の分光サーベイを実施しました。$Gaia$DR2および早期データリリース3(eDR3)からのCORALIEおよびRV測定値と、地上観測からの視線速度(RV)測定値、および$Gaia$DR3からの天文過剰ノイズおよびRUWE測定値を組み合わせて、ロバストな二項分類法。さらに、既知のバイナリシステムを文献と$Gaia$DR3で検索しました。$Gaia$DR2色等級図に基づいて、南半球で200\,pc以内の合計211個のRGB候補を選択します。その中で、全部で33個の赤色巨星が、公転周期が100日から900日の間の連星系として報告されており、そのうちのいくつかは、sdB幅の広い連星の直接の前駆星であると予想されています。さらに、37の新しいMS\,+\,RGB連星候補を分類しました。これらの軌道パラメーターは、将来の分光学的フォローアップで測定されます。
$\delta$ Sct パルセータを用いた短周期 Algol EW Bo\"{o}tis の測光的および分光学的研究
| Title |
A_Photometric_and_Spectroscopic_Study_of_the_Short-Period_Algol_EW_Bo\"{o}tis_with_a_$\delta$_Sct_Pulsator |
| Authors |
Hye-Young_Kim,_Kyeongsoo_Hong,_Chun-Hwey_Kim,_Jae_Woo_Lee,_Min-Ji_Jeong,_Jang-Ho_Park,_Mi-Hwa_Song |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09041 |
この論文では、TESS測光と短周期AlgolEWBooの高解像度スペクトルを提示します。時系列スペクトルから二重線の動径速度(RV)を取得し、主星の有効温度を$T_{\rm{eff,1}}$=8560$\pm$118Kとして測定しました。期間調査では、過去30年間に利用可能なすべての最小値を収集しました。系の食のタイミングの変動は、17.6$\pm$0.3年の半振幅0.0041$\pm$0.0001dの周期的振動によって表すことができることがわかりました。軌道パラメータと物理パラメータは、Wilson-Devinney(WD)バイナリスターモデリングコードを使用して、TESSの光とRV曲線を同時に分析することによって導き出されました。コンポーネントの質量と半径は3%以上の精度で表示されました:$M_{1}$=2.67$\pm$0.08M$_{\odot}$,$M_{2}$=0.43$\pm$0.01M$_{\odot}$、$R_{1}$=2.01$\pm$0.02R$_{\odot}$、および$R_{2}$=1.35$\pm$0.01R$_{\odot}$.さらに、WDモデルからの光曲線残差に対して複数の周波数分析が実行されました。その結果、40.15～52.37d$^{-1}$の領域で17の圧力モード脈動が検出されました。絶対次元と脈動特性は、$\delta$SctパルセータがEWBooのより質量が大きく、より熱い主星であることを示しました。
惑星状星雲 NGC 7009 短軸の二重殻
約$\sim$7.5$"$および10$"に配置された0.862$"$$\times$10$"$スリットを備えたKeckHIRESで観測された楕円惑星状星雲(PN)NGC7009の短軸スペクトルを分析しました。$中心から離れて、中心に0.862$"$$\times$14$"$スリット。統合された[SII]6716/6731\r{A}から導出された平均密度、KeckHIRESスリット長に沿ったフラックスは、10$^{3.7}$から10$^{4.1}$cm$^{-3}$、スリットスペクトル画像から得られた局所密度は、約10$^{2.8}$-10$^{4.6}$cm$^{-3}$の大きな局所密度変動を示します:局所密度は変化します視線上で積分された値を大幅に上回ります。[SII]によって得られた主殻と外殻の膨張率は、それぞれ約21.7kms$^{-1}$と30.0kms$^{-1}$です。[SII]スペクトル線の運動学的結果は、2つのシェルの最も外側の領域に対応し、PN全体を代表するものではありませんが、シェルガスで観測された他の輝線と密接に関連しています。密度コントラストが内殻の形成につながり、イオン化状態の変化が外殻の形成につながると結論付けています。内側の主殻と外側の殻は、連続する2回の主要な噴出の結果であると考えられます。これらの殻が最初に形成されたとき、中央の星の物理的条件は異なっていたに違いありません。
JWSTを使用したSN IaホストのCepheidsの初見
ハッブル定数を測定するために使用されるキャリブレーションパスであるSNIa(SN2012fr)のホストであるNGC1365の偶然の(この目的のための)観測から得られた、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡による銀河系外セファイド変数の最初の外観を報告します。予想通り、F200Wを介したNIRCamによる高解像度観測は、同様の近赤外波長(距離測定に対するホストダストの影響を軽減するために使用されているスペクトル領域)でのHST画像よりも、見通し内のコンパニオンからの良好なソース分離を示しています。.標準星P330Eをゼロ点およびPSF基準として使用して、JWSTフィールドで1.15<logP<1.75にまたがる31の以前に知られているCepheidsを測光しました。得られた周期-光度関係を、HSTのWFC3/IRで観測され、JWST測光システム（F200W、Vega）に変換された、より長い周期範囲の38を含む全周期範囲の49のセファイドの関係と比較しました。2つの宇宙望遠鏡で測定されたP-L関係は、HSTとJWSTでそれぞれ25.74+/-0.04と25.72+\-0.05のインターセプト(ログP=1で)とよく一致しています。ベースラインの結果は、HSTとJWSTでそれぞれ25.75+\-0.05と25.75+\-0.06magである、Cepheidsがより高い信号対雑音比を持つより長い周期範囲から得られます。この最初のJWST測定値とHSTの間には良好な一貫性があり、ハッブル張力を緩和するために必要な~0.2等のレベルでHSTセファイド測光が「明るくバイアスされている」という証拠はありませんが、より多くのSNホストからの比較が保証され、予想されます。.セファイドの測定に最適化されるため、将来のJWST観測はこれらを超える品質になると予想しています。
脈動する赤色巨星の長い二次期間: 調査の世紀
赤色巨星は動径脈動に対して不安定です。それらの約3分の1は、拍動周期の5倍から10倍の長い二次周期も示します。長い二次期間は、最近、低質量の塵に覆われた仲間による赤色巨星の食に帰されました。長い二次期間は、1世紀以上にわたって知られています。この論文では、私は主に米国変光星観測者協会の視覚観測と光電観測を使用して、1963年にNancyHoukによって長い二次周期を持つとしてリストされた103個の赤色巨星における長い二次周期の証拠を、主に写真測光に基づいて探します。私は37個の星で長い二次周期を決定し、25個の星で上限(それほど厳密ではないものもあります)を決定しました。最初の倍音で脈動します。37星のうち33星では、長い第2期がHoukの第2期と一致しています。私は16個の星をバイモーダルパルセータとして特定しました。それらの周期比は、以前の観測結果と理論結果と一致しています。14星について、変光星総合カタログのピリオドが間違っているか、欠落しています。
太陽風と電磁流体乱流におけるエルササーインクリメントの統計について
| Title |
On_the_Statistics_of_Elsasser_Increments_in_Solar_Wind_and_Magnetohydrodynamic_Turbulence |
| Authors |
Juan_C._Palacios,_Sofiane_Bourouaine,_Jean_C._Perez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09152 |
1au付近の大量のWINDデータセット(1995年から2017年の間に収集)を使用して、Elsasser増分の経験的確率分布関数(PDF)のスケールとの依存関係を調査します。経験的なPDFは、$2048^3$の長方形メッシュ上で定常的に駆動される均一な縮小MHD乱流の高解像度数値シミュレーションから得られたものと比較されます。太陽風の平均特性に基づく条件付き分析を使用して、Alfv\'enic増分の大規模な統計サンプルが取得されます。観測と数値シミュレーションから得られたPDFテールは、慣性範囲で指数関数的挙動を示し、指数関数的減少は$\alpha_l\proptol^{-\mu}$の形式のべき法則を満たします。ここで、$l$スケールサイズ。$\mu$は観測では約0.2、シミュレーションでは0.4です。非常に高い次数での構造関数のスケーリング則を決定するために、指数関数的挙動が任意の大きな増分に拡張されると仮定して、PDFテールを外挿しました。私たちの結果は、Elsasser増分のPDFを支配する潜在的に普遍的なスケーリング則と、太陽風観測における高次統計を調査するための代替方法論を示しています。
過去数十年にわたり、ゼーマンドップラーイメージング(ZDI)は、円偏極(ストークス$V$)プロファイルの時系列から活動星の大規模な磁気トポロジーを再構築するために集中的に使用されてきました。ZDIは、再構築されるトポロジーが時間とともに一定であるという仮定に基づいているため(差動回転によるせん断は別として)、観測期間と同様のタイムスケールで進化する星の磁場を記述することができません。TIMeS(Time-dependentImagingofMagneticStars)と呼ばれる新しいアプローチを提示し、高解像度Stokes$V$スペクトルの時系列から、活動星の時間依存の大規模磁気トポロジーを導き出します。この新しい方法では、スパース近似とガウス過程回帰の概念を組み合わせて使用し、データと一致する最も単純な時間依存の磁気トポロジーを導き出します。Stokes$V$データと再構成された磁気画像の間に線形関係があると仮定すると、TIMeSは現在、磁場が強すぎない場合に適用できます(上限は$v\sin{i}$に依存します)。TIMeSをいくつかのシミュレートされたデータセットに適用して、大規模な磁気トポロジーのポロイダルおよびトロイダルコンポーネントを取得する能力を調査しました。提案された方法は、ZDIに必要な条件と同様の条件で最適に機能し、データへの寄与が小さい非常に低い緯度で小さな不一致を伴う信頼性の高いトポロジを再構築することがわかりました。ただし、フィールドが星の自転周期よりもはるかに短い時間スケールで進化する場合、TIMeSは入力トポロジーの再構築に失敗する可能性があることに注意してください。
成層圏における巨視的センサーの光泳動浮揚に向けて
| Title |
Towards_photophoretically_levitating_macroscopic_sensors_in_the_stratosphere |
| Authors |
Benjamin_C._Schafer,_Jong-hyoung_Kim,_Joost_J._Vlassak,_David_W._Keith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08093 |
光泳動力は、地球の成層圏にある10cmスケールの薄い構造を無期限に浮揚させることができます。熱赤外線および太陽バンドの放射フラックスによって駆動される成層圏条件下での二層サンドイッチ構造の熱蒸散ロフト力のモデルを開発します。同様の構造物が実験室で浮上しています。層が平均自由行程(MFP)に等しい空隙によって分離されている場合、層の表面積の約半分が半径<MFPの穴で構成されている場合、最上層が太陽透過性である場合、ロフトは最大化されます。最下層は太陽光吸収性と赤外線透過性ですが、赤外線放射性です。2$\μm離れた2つの膜でできた浮揚構造と、剛性と方向制御に必要な支持構造を組み合わせた、直径10cmのデバイスの予備設計について説明します。利用可能な方法で製造できるコンポーネントに設計を限定します。構造分析は、デバイスが輸送、展開、および飛行中に遭遇する可能性のある力に耐えるのに十分な強度を備えていることを示唆しています.私たちのモデルは、高度25kmで約300mgのペイロード容量を予測しており、分析では、10Mb/sを超える双方向無線通信をサポートでき、航行能力が制限される可能性があることが示唆されています。このようなデバイスは、大気科学や電気通信に役立つ可能性があり、同様のデバイスが火星でも役立つ可能性があります。数倍大きい構造には、数グラムのペイロードがある場合があります。
Gaia ワイド連星による暗黒物質の下部構造の制約
天の川銀河内の拡張下部構造の存在を制限するために、ガイア衛星によって識別された広い分離(最大1pc)を持つ恒星連星のカタログを使用します。サブ構造との繰り返しの遭遇によるバイナリの加熱により、バイナリ分離の特徴的な分布が得られ、ワイドバイナリの形成メカニズムとは無関係に制約を配置できます。サブハロー密度プロファイルの広い範囲にわたって、質量$\gtrsim65\M_\odot$と、これらの広い連星の分離に類似した特徴的な長さスケールを持つサブハローは、銀河の暗黒物質の100%を構成できないことを示しています。長さスケールが大きいサブハローでは制約が弱くなり、密度プロファイルに依存します。このような大きなサブハローの場合、中心密度が高いほど制約が強くなります。冷たい暗黒物質から予想されるものと同様の密度プロファイルを持つサブハローは、シミュレーションによって予測されるよりも少なくとも$\sim5,000$倍密度が高くなければならず、幅広い連星カタログによって制約されます。
スノーマス 2021 の暗黒物質の宇宙プローブに関するトピカル グループのレポート
| Title |
Report_of_the_Topical_Group_on_Cosmic_Probes_of_Dark_Matter_for_Snowmass_2021 |
| Authors |
Alex_Drlica-Wagner,_Chanda_Prescod-Weinstein,_Hai-Bo_Yu,_Andrea_Albert,_Arka_Banerjee,_Masha_Baryakhtar,_Keith_Bechtol,_Simeon_Bird,_Simon_Birrer,_Torsten_Bringmann,_Regina_Caputo,_Sukanya_Chakrabarti,_Thomas_Y._Chen,_Djuna_Croon,_Francis-Yan_Cyr-Racine,_William_A._Dawson,_Cora_Dvorkin,_Vera_Gluscevic,_Daniel_Gilman,_Daniel_Grin,_Ren\'ee_Hlo\v{z}ek,_Rebecca_K._Leane,_Ting_S._Li,_Yao-Yuan_Mao,_Joel_Meyers,_Siddharth_Mishra-Sharma,_Julian_B._Mu\~noz,_Ferah_Munshi,_Ethan_O._Nadler,_Aditya_Parikh,_Kerstin_Perez,_Annika_H._G._Peter,_Stefano_Profumo,_Katelin_Schutz,_Neelima_Sehgal,_Joshua_D._Simon,_Kuver_Sinha,_Monica_Valluri,_Risa_H._Wechsler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08215 |
宇宙論的および天体物理学的観測は、現在、暗黒物質の確固とした肯定的な証拠を提供しています。宇宙の観測を通じて暗黒物質の基本的な特性を決定しようとする暗黒物質の宇宙探査機は、暗黒物質の性質を明らかにする有望な手段として浮上しています。このレポートは、宇宙探査機の現在の状態と将来の可能性をまとめたもので、今後10年間の暗黒物質の基本的な性質を理解する上で役立ちます。
スコトジェニックモデルにおける非対称メディエーター
| Title |
Asymmetric_Mediator_in_Scotogenic_Model |
| Authors |
Kento_Asai,_Yuhei_Sakai,_Joe_Sato,_Yasutaka_Takanishi,_Masato_Yamanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08257 |
スコトジェニックモデルは、Z_2対称性を持ち、Z_2奇右手マヨラナニュートリノとSU(2)_Lダブレットスカラーフィールドを追加した標準モデル(SM)です。暗黒物質で役割を果たすZ_2奇一重項スカラー場を追加することで、元のスコトジェニックモデルを拡張しました。私たちのモデルでは、レプトンとZ_2奇数ダブレットスカラーの非対称性は、CPを破る右手系ニュートリノ崩壊によって同時に生成されます。前者はスファレロンプロセスによってバリオンの非対称性に変換されますが、後者は「非対称メディエーター」と呼ばれるSU(2)_Lダブレットスカラーの崩壊によってDM密度にリレーされます。このようにして、バリオンと暗黒物質のエネルギー密度が同程度であると予測する拡張スコトジェニックモデルを提供し、低エネルギーニュートリノの質量と混合角も説明します。
Cosmic Frontier 5 Dark Energy and Cosmic Acceleration: Cosmic Dawn
and Before for Snowmass 2021 に関するトピック グループのレポート
| Title |
Report_of_the_Topical_Group_on_Cosmic_Frontier_5_Dark_Energy_and_Cosmic_Acceleration:_Cosmic_Dawn_and_Before_for_Snowmass_2021 |
| Authors |
Clarence_L._Chang_and_Laura_Newburgh_and_Deirdre_Shoemaker_and_Stefan_W._Ballmer_and_Daniel_Green_and_Renee_Hlozek_and_Kevin_M._Huffenberger_and_Kirit_S._Karkare_and_Adrian_Liu_and_Vuk_Mandic_and_Jeff_McMahon_and_Benjamin_Wallisch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08265 |
このレポートは、Snowmass2021CF5ワーキンググループから収集された、暗黒エネルギーと宇宙の加速:宇宙の夜明けとその前に想定される研究活動をまとめたものです。科学的目標は、インフレーションを研究し、初期宇宙からの遺物放射の正確な測定を通じて新しい物理学を探索することです。この10年間(2025～35年)に想定される研究活動は、主要な施設の建設と運用、および重要な実現能力の開発です。この10年間の主な施設は、CMB-S4プロジェクト、新しいStage-V分光調査施設、および既存の重力波観測所です。可能にする能力には、理論、計算、モデル構築への調整と投資、および次の10年(2035年以降)の初期の宇宙研究に必要な新技術への投資が含まれます。
超重力におけるEモデルとTモデルのインフレーションの定式化
超重力内のEモデルとTモデルのインフレーションの新しい実現を提示します。これは、インフレトン超場の運動項にそれぞれ次数1と2の極が存在することに大きく関連しています。この極は、対数項の係数(-N)<0に関連するスカラー曲率を持つ双曲線多様体をパラメーター化する、選択された対数ケーラーポテンシャルKによって発生します。関連するスーパーポテンシャルWは、インフレトンを伴うスーパーフィールドと同じR電荷を示し、許可されたすべての項を含みます。インフレトンの役割は、ゲージ一重項または非一重項スーパーフィールドによって果たすことができます。インフレトンのKに対数項が1つあるモデルでは、N=2が必要で、Wの項間で10^-5程度のチューニングが必要であり、0.001のレベルでテンソルとスカラーの比率rを予測します。.調整は、より構造化されたKの場合、完全に回避できます。N値はrとともに増加し、スペクトルインデックスは、その現在の中心観測値に近いか、または等しい場合さえあります。
$R^2$ キネティック アクシオン フェーズ空間に対する重力効果
この作業では、動的ミスアラインメントアクシオン理論に対する$R^2$項の影響を検討します。インフレーション中のスローロールの仮定と場の方程式を使用して、$R^2$項の効果を含む動的アクシオンの自律的な動的システムを構築し、動的システムを数値的に解きます。私たちが実証したように、純粋な運動学的アクシオンアトラクタは場の位相空間で右に転置され、もはや$(\phi,\dot{\phi})=(\langle\phi\rangle,0)$ではなくなります。しかし、それは$(\phi,\dot{\phi})=(\langle\phi'\rangle,0)$であり、$\langle\phi'\rangle\neq0$はスカラーのゼロ以外の値です$\langle\phi'\rangle>\langle\phi\rangle$のフィールド。この特徴は、純粋な運動アクシオンの場合と比較して、運動アクシオン機構が強化され、アクシオン振動がさらに遅れることを示しています。インフレ時代の期間、再加熱時代の開始、および再加熱温度に関する現象学的意味も議論されています。
ホログラフィック時空に基づくインフレーションモデルにおける離散的に荷電された暗黒物質
インフレーションのホログラフィック時空(HST)モデルは、暗黒物質を小さな原始ブラックホールとして説明できる可能性があります。Barrau\cite{barrau}の最近の論文に動機付けられて、このモデルのバージョンを提案します。このモデルでは、崩壊によってホットビッグバンが発生するインフレブラックホール(IBH)の一部が離散対称電荷の最小値を担います。この電荷を持つIBHの割合$f$を第一原理から推定するのは困難ですが、放射と物質支配の間のクロスオーバーが正しい温度$T_{eq}\sim1eV=10^{-28}M_P$.この割合は$f\sim2\times10^{-9}$と小さいため、暗黒物質の非常にもっともらしいモデルが得られると考えられます。
標準磁気回転不安定性を探索する室内実験における非軸対称モードの同定
| Title |
Identification_of_a_non-axisymmetric_mode_in_laboratory_experiments_searching_for_standard_magnetorotational_instability |
| Authors |
Yin_Wang,_Erik_P._Gilson,_Fatima_Ebrahimi,_Jeremy_Goodman,_Kyle_J._Caspary,_Himawan_W._Winarto,_Hantao_Ji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08410 |
標準磁気回転不安定性(SMRI)は、天体物理学の円盤における乱流と急速な降着の有望なメカニズムです。それは、流体力学的に安定した円盤の流れを不安定にする磁気流体力学的(MHD)不安定性です。天文学的な距離での微視的性質と実験室での実験における厳しい要件のために、SMRIはその天体物理学的重要性にもかかわらず、提案以来未確認のままでした。ここでは、修正されたTaylor-Couette実験における非軸対称MHD不安定性を報告します。SMRIを検索するには、渦巻く液体金属流の回転軸に沿って均一な磁場を適用します。不安定性は最初は指数関数的に大きくなり、十分な流れのせん断と中程度の磁場の場合にのみ顕著になります。不安定性に関するこれらの条件は、SMRIと質的に一致していますが、磁気レイノルズ数では、周期的な軸方向境界を持つ線形解析の予測を下回っています。ただし、3次元数値シミュレーションは、観測された不安定性を再現し、適用された磁場によって修正された一次軸対称流れから直線的に成長することを示しています。
| Title |
Neutron_Tagging_following_Atmospheric_Neutrino_Events_in_a_Water_Cherenkov_Detector |
| Authors |
K._Abe,_Y._Haga,_Y._Hayato,_K._Hiraide,_K._Ieki,_M._Ikeda,_S._Imaizumi,_K._Iyogi,_J._Kameda,_Y._Kanemura,_Y._Kataoka,_Y._Kato,_Y._Kishimoto,_S._Miki,_S._Mine,_M._Miura,_T._Mochizuki,_S._Moriyama,_Y._Nagao,_M._Nakahata,_T._Nakajima,_Y._Nakano,_S._Nakayama,_T._Okada,_K._Okamoto,_A._Orii,_K._Sato,_H._Sekiya,_M._Shiozawa,_Y._Sonoda,_Y._Suzuki,_A._Takeda,_Y._Takemoto,_A._Takenaka,_H._Tanaka,_S._Tasaka,_T._Tomura,_K._Ueno,_S._Watanabe,_T._Yano,_T._Yokozawa,_S._Han,_T._Irvine,_T._Kajita,_I._Kametani,_K._Kaneyuki,_K._P._Lee,_T._McLachlan,_K._Okumura,_E._Richard,_T._Tashiro,_R._Wang,_J._Xia,_G._D._Megias,_D._Bravo-Bergu\~no,_L._Labarga,_B._Zaldivar,_M._Goldhaber,_F._d._M._Blaszczyk,_J._Gustafson,_C._Kachulis,_E._Kearns,_J._L._Raaf,_J._L._Stone,_L._R._Sulak,_S._Sussman,_L._Wan,_T._Wester,_B._W._Pointon,_et_al._(237_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08609 |
ニューラルネットワーク解析を使用したスーパーカミオカンデIVの中性子タグ付け技術の開発を紹介します。水素での中性子捕獲の検出効率は26%と推定され、ニュートリノイベントあたりの誤検出率は0.016です。タグ付け効率の不確実性は9.0%と推定されます。アメリシウム-ベリリウムのキャリブレーションからのデータを使用したタグ付け効率の測定は、この値と10%以内で一致します。タグ付け手順は3,244.4日間のSK-IV大気ニュートリノデータで実行され、26,473個のニュートリノイベントで18,091個の中性子が特定されました。取り付けられた中性子捕捉寿命は、218\pm9\musと測定されました。
太陽系天体による光の偏向が高精度 SKA アストロメトリーに及ぼす影響
| Title |
The_Effect_of_Light_Deflection_by_Solar_System_Objects_on_High-Precision_SKA_Astrometry |
| Authors |
Yingjie_Li,_Ye_Xu,_Shaibo_Bian,_ZeHao_Lin,_JingJing_Li,_DeJian_Liu,_Chaojie_Hao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08702 |
177個の衛星と8個の小惑星を含む、太陽系の195個の天体によって引き起こされる偏角を計算しました。21個の衛星と6個の小惑星は、遠く離れたコンパクトな銀河系外の光源からの光を0.1$\mu$as以上曲げることができ、14個の衛星と小惑星ケレスは1.0$\mu$as以上だけ光を曲げることができます。5つの惑星(地球、木星、土星を除く)、冥王星、セレスの重力場によってもたらされる摂動のゾーンと持続時間を計算しました。摂動は、平方キロメートル配列(SKA)で測定された天体観測に影響を与えます。偏角が0.1および1.0$\mu$より大きい摂動ゾーンは、リボンとして表示されます。それらの幅は、天王星、海王星、金星では数十度、その他の天体では0.1$\mu$asで数度以下、金星では$\sim$16$^{\circ}$から数度または他のオブジェクトは1.0$\mu$asで少なくなります。計算された摂動持続時間から、選択された天体の重力場の影響を4つのレベルに分けることができます:SKAアストロメトリーにほとんど影響を与えない(I)、ほとんど影響を与えない(II)、大きな影響を与える可能性がある(III)シングルエポックアストロメトリーであり、シングルエポックアストロメトリーとマルチエポックアストロメトリーの両方に大きな影響を与える可能性があります(IV)。これらのレベルに対応するオブジェクトは、セレス(I)、冥王星(II)、水星と火星(III)、およびその他のオブジェクト(IV)です。
| Title |
Vector_dark_boson_mediated_feeble_interaction_between_fermionic_dark_matter_and_strange_quark_matter_in_quark_stars |
| Authors |
Debashree_Sen_and_Atanu_Guha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09021 |
ストレンジクォーク星(SQS)を混合した暗黒物質(DM)の重力質量、半径、潮汐変形能などの構造特性を研究します。目的のために、ベクトルMITバッグモデルを考慮してストレンジクォーク物質（SQM）を記述し、SQSに降着DMが存在する可能性を調査し、結果としてDM混合SQSを形成します。ベクターダークボソンメディエーターを介して、SQMと降着したフェルミオンDMの間に弱い相互作用を導入します。現在の文献を考慮すると、SQSにDMが存在する可能性があるという文脈で、この研究は、DMが混合されたSQSでDMとSQMの間の相互作用を考慮した最初のものです。DMフェルミオン($m_{\chi}$)とベクトルメディエーター($m_{\xi}$)の質量、およびそれらの間の結合($y_{\xi}$)は、次の制約に従って決定されます。それぞれ、弾丸クラスターと現在の遺物の豊富さ。DMの存在は、DMのない場合と比較して、星の質量と半径の両方を減少させることがわかりました。DMフェルミオンが重いほど、DM混合SQSの最大質量と半径の値が低くなります。$m_{\chi}$の選択された値と$m_{\xi}$および$y_{\xi}$の対応する値について、DM混合SQSの計算された構造特性は、現在のさまざまな天体物理学的制約をすべて満たします。GW190814の観測データと一致する大規模なDM混合SQS構成を取得します。したがって、このイベントに関連付けられたセカンダリコンパクトオブジェクトは、DM混合SQSである可能性があります。
データ分析における6つの教科書の間違い
この記事では、データ分析、機械学習、または計算方法に関する教科書に出てくる多くの誤った記述について説明します。これらすべてのケースに共通するテーマは、科学的または工学的データの研究に対する統計の関連性と応用です。これらの間違いは、研究文献でも非常に一般的です。重要なことに、個々の著者による誤りには対処せず、入門文献に広く見られる誤りに焦点を当てています。頻度論的およびベイジアン線形回帰の背景を説明した後、6つのパラダイムケースに目を向け、それぞれの例で教科書の間違いの具体例、トピックが適切に処理されている専門文献へのポインタ、および顕著な点を要約した修正を提供します。ポイント。間違い(および修正)は、実験的測定に関する初級コースで紹介されたトピックから回帰へのより複雑なアプローチに至るまで、統計的手法を使用して実用的な結論を導き出す技術的な設定に広く関連しています。
ディープ ニューラル ネットワークを使用した中性子星物質 EoS からの核物質特性の抽出
| Title |
Extracting_nuclear_matter_properties_from_neutron_star_matter_EoS_using_deep_neural_networks |
| Authors |
M\'arcio_Ferreira,_Val\'eria_Carvalho,_Constan\c{c}a_Provid\^encia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09085 |
中性子星観測からの核物質特性の抽出は、今日重要な問題であり、特に非対称核物質を正確に記述するために不可欠な対称エネルギーを特徴付ける特性です。深層ニューラルネットワーク(DNN)を使用して、冷たい$\beta$平衡中性子星物質と核物質の特性との関係をマッピングします。均一な核物質の粒子あたりのエネルギーのアイソスピン非対称性への二次依存性を仮定し、等スカラーおよび等ベクトルの寄与で4次までのテイラー展開を使用して、$\beta$-のさまざまな実現のデータセットを生成します。平衡NS物質と対応する核物質の性質。DNNモデルは正常にトレーニングされ、テストセットで優れた精度が達成されました。最後に、実際のシナリオを使用してDNNモデルをテストしました。このシナリオでは、相対論的平均場アプローチまたはSkyrme力記述内で取得された33の核モデルのセットがDNNモデルに入力され、対応する核物質パラメーターがかなりの量で回復されました。特に、標準偏差$\sigma(L_{\text{sym}})=12.85$MeVおよび$\sigma(K_{\text{sat}})=41.02$MeVが得られました。対称エネルギーの勾配と飽和時の核物質の非圧縮性。
dmscatter: WIMP-Nucleus Scattering の高速プログラム
有効な場の理論の枠組みを使用した最近の研究では、核子と暗黒物質の候補である弱相互作用質量粒子(WIMP)との間の可能な結合の数が、以前に考えられていたよりも多いことが示されています。ターゲット応答を計算する既存のMathematicaスクリプトに着想を得て、ユーザーフレンドリーなPythonラッパーとともに、オプションのOpenMP並列化を含む、高速で最新のFortranコードを開発しました。現在のダークマター探索。重要なターゲット核種のほとんどのライブラリが含まれています。ユーザーは、縮小された一体密度行列の形式で、独自の核構造データをインポートすることもできます。主な出力は、検出器の応答速度をモデル化するために必要な、反動エネルギーの関数としての微分イベント速度ですが、核の形状因子などの中間結果には容易にアクセスできます。
SiPM による暗黒物質直接探索の課題
液体キセノンおよび液体アルゴン検出器は、暗黒物質の直接探査をリードしており、超高感度大質量検出器の次の世代の候補技術になると期待されています。現在、これらの実験におけるシンチレーション光検出は、超高純度の低ノイズ光電子増倍管に基づいています。将来の暗黒物質実験の極端な放射純度、コスト、および技術的実現可能性に関する問題を克服するために、新しいSiPMベースの光検出器モジュールは、現在の光検出技術を置き換えることができる有望な候補に見えます。ただし、SiPMの本質的な機能は、現在の期待を制限する可能性があります。特に、特に光相関ノイズに関連する干渉現象は、エネルギーとパルス形状の分解能を低下させる可能性があります。結果として、将来の検出器の予測される感度は、それに応じて再検討する必要があります。
