プロンプトカスプと暗黒物質消滅シグナル
暗黒物質は、今日の宇宙における支配的な形態の物質です。その重力効果は、銀河とすべてのより大きな構造の形成を促進しますが、その性質は不明です。重力崩壊が最初の宇宙オブジェクトを作成すると、すべての初期密度最大値で暗黒物質カスプが即座に形成されます。このようなプロンプトカスプは、暗黒物質の性質に依存する限界密度まで拡張する密度プロファイル$\rho\proptor^{-1.5}$を持っています。数値シミュレーションと理論的議論は、これらのカスプの大部分が現在まで生き残っていることを示唆しています。ここで、ダークマターが熱的に生成された弱く相互作用する大質量粒子である場合、地球の質量と同様の個々の質量を持つ何千ものプロンプトカスプが、ダークマターのすべての太陽質量に存在するはずであることを示します。これにより、暗黒物質消滅放射の量と空間分布の予測が根本的に変わり、関連する断面積に対する観測上の制約が大幅に厳しくなります。特に、銀河中心付近で観測された$\gamma$線過剰を説明するのに必要な断面積は、観測された散漫な$\gamma$-と緊張状態にあるレベルで、天の川の外側の暈と銀河系外暗黒物質からの即時カスプ放出を予測している。レイ背景。
コズミックフローズ-4
| Title |
Cosmicflows-4 |
| Authors |
R._Brent_Tully,_Ehsan_Kourkchi,_H\'el\`ene_M._Courtois,_Gagandeep_S._Anand,_John_P._Blakeslee,_Dillon_Brout,_Thomas_de_Jaeger,_Alexandra_Dupuy,_Daniel_Guinet,_Cullan_Howlett,_Joseph_B._Jensen,_Daniel_Pomar\`ede,_Luca_Rizzi,_David_Rubin,_Khaled_Said,_Daniel_Scolnic,_and_Benjamin_E._Stahl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11238 |
Cosmicflows-4では、38,065のグループに集められた55,877の銀河の距離がまとめられています。8つの方法論が採用されており、最大数は渦巻銀河(TF)と楕円銀河(FP)の測光特性と運動学的特性の間の相関関係から得られます。縮退前駆細胞(SNIa)から発生する超新星は、重要な重複コンポーネントです。楕円銀河(SBF)の表面の明るさのゆらぎとコア崩壊型超新星(SNII)の光度と膨張率からの距離推定からは、より小さな寄与がもたらされます。セファイド周期-光度関係(CPLR)と赤色巨星枝の先端(TRGB)観測は、NGC4258までの幾何学的メーザー距離とともに、ローカルの恒星視差測定に基づいており、距離の絶対スケーリングを提供します。グループへの銀河の集合は、方法論間の重複を容易にする研究の重要な特徴です。方法論内および方法論間の複数のコントリビューション間のマージは、ベイジアンマルコフ連鎖モンテカルロ手順で実行されます。距離の最終的なアセンブリは、$H_0=75.0$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$のハッブル定数の値と互換性があり、小さな統計誤差$\pm$$0.8$kmsがあります$^{-1}$Mpc$^{-1}$ですが、大きな潜在的系統誤差~3kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$.固有の速度は、測定された距離から推測できます。特異速度場の解釈は、個々の成分に大きな誤差があるため複雑であり、この研究の範囲を超えた分析を招きます。
z = 2.17 で円盤-円盤銀河が合体するクエーサー ペア
| Title |
A_Close_Quasar_Pair_in_a_Disk-Disk_Galaxy_Merger_at_z_=_2.17 |
| Authors |
Yu-Ching_Chen,_Xin_Liu,_Adi_Foord,_Yue_Shen,_Nianyi_Chen,_Miguel_Holgado,_Tiziana_Di_Matteo,_Masamune_Oguri,_Hsiang-Chih_Hwang,_Nadia_Zakamska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11249 |
すべてではないにしても、ほとんどの局所的な大質量銀河は、中心に超大質量ブラックホール(SMBH)を抱えていると考えられています。銀河の合体は、中央のSMBHの一方または両方に強力なガスの流入と降着を引き起こし、階層的な銀河とSMBHの進化の自然な段階として単一または二重のクエーサーを引き起こすと長い間考えられてきました。多くの二重活動銀河核(クエーサーの低光度対応物)が低赤方偏移で観測されていますが、クエーサー活動と地球規模の星形成密度の両方がピークに達した宇宙の正午(z>~2)に明確な二重クエーサーは知られていません。少数のデュアルクエーサー候補がz>1で知られていましたが、競合する説明が残っていました。ここでは、SDSSJ0749+2255の多波長観測を、宇宙の正午に銀河の合体によってホストされることが確認された最初のkpcスケールのデュアルクエーサーとして報告します。ハッブル宇宙望遠鏡NIRイメージングは、コンパクトな二重核(0.46インチまたは3.8kpcで区切られている)の下にある拡張されたホスト銀河と、銀河相互作用の証拠としての潮汐の特徴を明らかにします。また、新しい多波長観測も提示し、すべて二重クエーサー仮説を支持します。低赤方偏移低光度のクエーサーとは異なり、高赤方偏移のデュアルクエーサーは、2つの巨大なコンパクトディスクが優勢な銀河によってホストされており、初期段階の合体でSMBHに効率的にガスを供給するために重要である可能性があります。バルジと、SDSSJ0749+2255がすでに局所的なSMBH質量-ホスト恒星質量関係に従っていることは、正規のSMBH-ホスト共進化図と矛盾しており、少なくともいくつかのSMBHがホスト恒星バルジの前に形成された可能性があることを示唆しています。ホスト銀河の重力ポテンシャルが支配的なkpcスケールの分離では、SMBHは0.22Gyr以内に重力で束縛された連星系に進化する可能性があります。dshiftは、パルサータイミングアレイの重力波源となることが期待されています(要約)。
ライマン-$\alpha$ フォレストの 3 次元相関からの直接的な宇宙論的推論
| Title |
Direct_cosmological_inference_from_three-dimensional_correlations_of_the_Lyman-$\alpha$_forest |
| Authors |
Francesca_Gerardi,_Andrei_Cuceu,_Andreu_Font-Ribera,_Benjamin_Joachimi,_Pablo_Lemos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11263 |
宇宙論的推論を実行する場合、Lyman-$\alpha$(Ly$\alpha$)3次元相関関数の標準的な分析では、バリオン音響振動(BAO)によって生成される明確なピークによって運ばれる情報のみが考慮されます。この作業では、この圧縮が、これらの関数によって運ばれるすべての関連する宇宙論的情報をキャプチャするのに十分であるかどうかに対処します。合成Ly$\alpha$自己相関関数と実効赤方偏移$z_{\rm{eff}}=2.3$、DESIのような調査を想定し、同じデータセットに適用された従来の方法との比較を提供します。私たちのアプローチは、物質密度$\Omega_{\rm{M}}$に$3.5\%$の制約をもたらします。これは、BAOだけで調査できるよりも約3倍から4倍優れています。成長項$f\sigma_{8}(z_{\rm{eff}})$は$10\%$レベルに制約され、スペクトルインデックス$n_{\rm{s}}$は$\sim3に制約されます-4\%$.$n_{\rm{s}}$制約を除いて、「直接適合」アプローチから得られる追加情報は、Alcock-Paczy\'nski効果と赤方偏移空間歪み情報にまでさかのぼることができることを示します。
宇宙論的緊張の実証的調査
$H_0$の張力が$\Lambda$CDMモデルを超えた物理学の兆候である可能性は、現代の宇宙論で最もエキサイティングな可能性の1つです。この問題を解決するという課題は、$H_0$のパラメーターが引き上げられたときに$\sigma_8$パラメーターの緊張が悪化するなど、いくつかの要因によって複雑になります。さらに、$H_0$の緊張は、適切な議論に値する音響ホライズン$r_s$のサイズの緊張としても解釈できるため、問題の見方を過小評価してはなりません。文献の一般的なアプローチは、緊張を解決し、理論の新しいパラメーターを分析で自由に扱うことができる新しいモデルを提案することにあります。ただし、追加のパラメーターを変更できるようにすると、推測される宇宙パラメーターの不確実性が大きくなることが多く、$H_{0}$の中心値の真のシフトではなく、後方の広がりによる緊張の明らかな緩和を引き起こします。これを回避するために、ここでは$\Lambda$CDM拡張機能の特定の非標準値を想定する経験的アプローチを検討し、それに応じて張力のコンテキストで重要なパラメーターがどのように変化するかを分析します。私たちの目的のために、ファントムDEコンポーネント(状態方程式$w<1$)や初期宇宙の余分な相対論的種($N_{eff}>3.046$）。$w$と$N_{eff}$の値の変動と、$H_0$、$r_s$、$\sigma_8$の変化との関係を取得します。このようにして、$H_0$と$\sigma_8$の間の経験的関係が提供されます。これは、理論モデルのどのクラスと、どの特性を使用して、2つの緊張の間の相関関係を破ることができるかを理解するための最初のステップです。
再イオン化時間のトポロジー: 概念、測定、ガウス確率場予測との比較
| Title |
Topology_of_Reionisation_times:_concepts,_measurements_and_comparisons_to_gaussian_random_field_predictions |
| Authors |
Emilie_Th\'elie,_Dominique_Aubert,_Nicolas_Gillet_and_Pierre_Ocvirk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11608 |
次の10年間で、SquareKilometerArray(SKA)のような電波望遠鏡は、特に再電離(EoR)の時代に、高赤方偏移で宇宙を探索します。この時代に最初の構造が出現し、それらの放射が宇宙の以前は冷たくて中性のガスを再イオン化し、EoRの終わりに(赤方偏移が約6で)透過する電離気泡を生成しました。SKAは、多くの赤方偏移で中性ガスの分布の2D画像を生成するため、その特性を理解するためのツールとシミュレーションの開発が必要になります。この論文は、宇宙論的シミュレーションと半解析的シミュレーションの両方から、いわゆる「再イオン化時間」フィールドにおけるEoRのトポロジー統計を測定することを目的としています。このフィールドは、各位置でのガスの再イオン化の時間を知らせます。また、これらの測定値を、ガウスランダムフィールド(GRF)理論内で得られた分析予測と比較します。ガウスランダムフィールド(GRF)理論により、フィールドの多くの統計(フィールドまたはその勾配の確率分布関数(PDF)、等高線長、臨界点分布、スケルトン長)を計算できます。これらの理論的予測を、EMMAおよび21cmFASTシミュレーションから1cMpc/hの分解能で抽出された再イオン化時間場で行われた測定値と比較します。また、シミュレーションマップの適合パワースペクトルから生成されたGRFと結果を比較しました。EMMAと21cmFAST再イオン化時間場(treion(r))はどちらもガウス場に近く、対照的に、21cmの密度または電離率はすべて非ガウス的であることが証明されています。EoRの終わりに加速する電離面のみが、treion(r)の小さな非ガウス性を引き起こす原因のようです。全体として、我々の結果は、再イオン化パーコレーションの分析的記述がGRF理論の枠組み内で合理的に作成できることを示しています。
ダークマターハローのターンアラウンド半径に対する $f(R)$ 重力と巨大ニュートリノの複合効果
| Title |
Combined_Effects_of_$f(R)$_Gravity_and_Massive_Neutrinos_on_the_Turn-Around_Radii_of_Dark_Matter_Halos |
| Authors |
Jounghun_Lee_(1),_Marco_Baldi_(2,3,4)_((1)_Seoul_National_University,_(2)_Alma_Mater_Studiorum_Universit\`a_di_Bologna,_(3)_Osservatorio_Astronomico_di_Bologna,_(4)_Sezione_di_Bologna) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11609 |
$\Lambda$CDMモデルと、$f(R)$重力と大質量ニュートリノ($\nu$)を備えた代替モデルとの間のダークセクターの縮退を打破するために、クラスターハローのターンアラウンド半径に基づく新しい統計を提示します。第5の力$\vertf_{R0}\vert$の強さとニュートリノの総質量$M_{\nu}$によって特徴付けられます。$\Lambda$CDM($\vertf_{R0}\vert=0$,$M_{\nu}=0.0$eV),fR6($\vertf_{R0}\vert=10^{-6}$,$M_{\nu}=0.0$eV),fR6+$0.06$eV($\vertf_{R0}\vert=10^{-6}$,$M_{\nu}=0.06$eV)およびfR5+$0.15$eV($\vertf_{R0}\vert=10^{-5}$,$M_{\nu}=0.15$eV)であり、互いに非常に類似した従来の統計を生成することが知られています。モデルごとに、境界ゾーン内の他の大きなハローに隣接しないクラスターハローを選択し、$z=0$でそれらの境界ゾーン特有の速度プロファイルを構築します。次に、選択された各ハローの、バウンドゾーン速度がハッブル流の後退速度と等しくなる半径方向の距離を回転半径として決定し、回転半径との比の累積確率分布を評価します。対応するビリアル$P(r_{t}/r_{v}\ge\alpha)$.fR6モデルとfR5+$0.15$eVモデルの間の縮退は、$P(\alpha=4)$の値の$10\sigma_{\DeltaP}$差によって容易に破られることがわかりますが、$3.2\sigma_{\$\Lambda$CDMモデルとfR6+$0.06$eVモデルの間のデルタP}$の差は、$P(\alpha=8.5)$の値で検出されます。4つのモデルは、赤方偏移が高いほど$P(\alpha)$の差が小さくなることもわかっています。
Einstein Telescope と Cosmic Explorer による宇宙双極子の検出と推定
標準宇宙モデルの未解決の問題の1つは、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)から測定された宇宙双極子の値と、クエーサーや電波源の数のカウントです。これらの測定値は現在緊張状態にあり、数カウント双極子はCMB測定値から予想されるよりも2～5倍大きくなっています。この不一致は、宇宙原理が有効でないことを示す可能性があるとして指摘されています。この論文では、将来の次世代検出器であるアインシュタイン望遠鏡と宇宙エクスプローラーによって検出されたコンパクト連星合体からの重力波（GW）で宇宙双極子を検出および推定する可能性を探ります。予想される信号をモデル化し、バイナリブラックホールの場合、検出数カウントの双極子振幅は母集団の特性とは無関係であり、観測者の速度を推定するための体系的なツールを提供することを示します。重力波検出数のカウントから宇宙双極子を検出し、その重要性を推定する手法を紹介します。電波銀河の双極子の振幅と一致するGW双極子が、数年間の観測($10^6$GW検出)で$>3\sigma$の有意性で検出可能であり、$16\%$精度で推定されることを示します。、一方、CMBと一致するGWダイポールは、確実な検出のために少なくとも$10^7$GWイベントを必要とします。また、GW検出の総数$N_{\rmtot}$で振幅$v_o/c\simeq1/\sqrt{N_{\rmtot}}$の双極子を検出できることも示しています。
プランク CMB パワー スペクトルのレンズ振幅の超過
| Title |
Excess_of_lensing_amplitude_in_the_Planck_CMB_power_spectrum |
| Authors |
Rahima_Mokeddem,_Wiliam_S._Hip\'olito-Ricaldi,_Armando_Bernui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11660 |
小さな角度でのプランク宇宙マイクロ波背景放射(CMB)角度パワースペクトル(APS)の正確な測定は、レンズ効果の振幅パラメーター$A_{L}$の正確な統計分析を刺激しました。flat-$\Lambda$CDM一致モデルで期待される値、つまり$A_{L}=1$を満たすかどうかを確認するために、次のように得られたスペクトルの差を調査します:測定されたPlanckCMBAPSとPlanckbestの差-$\Lambda$CDMAPSモデルに適合。この残留スペクトルが統計的ノイズに対応するかどうか、またはより大きなレンズ振幅$A_{L}>1$で説明できる秘伝の特徴があるかどうかを知るために、Ljung-Box統計テストを適用し、高い統計値で重要なのは、スペクトルの違いが統計的ノイズではないことです。このスペクトルの違いは、Planck$\Lambda$CDMベストフィットモデルに基づいてシミュレートされたAPSを使用して詳細に分析されます。ここで、レンズ効果の振幅は自由パラメーターです。多重極次数\,$\ell$\のさまざまなビネーションを探索し、$\chi^2$手順でスペクトルの差を説明する最適なレンズ振幅パラメーターを探します。$[0.10,0.29]$間隔の値が68で、null以外のレンズ振幅パラメータ$A_{lens}$を持つ$\Lambda$CDMAPSによって十分に説明される過剰な信号があることがわかります。\%信頼水準。さらに、PlanckAPSのレンズパラメータは、統計的信頼度$\sim3\sigma$で$1+A_{lens}>1$である必要があります。さらに、この結果の堅牢性を確認する統計テストを実行します。Planckのflat-$\Lambda$CDMモデルでは説明されていないレンズ効果の振幅のこの超過は、それが検出されたスケールがこれらの物質のクラスタリングに対応すると、大規模な構造形成の理論的期待に影響を与える可能性があると言うことが重要です。プロセス。
前景除去と 21 cm 信号推定: BINGO 望遠鏡のさまざまなブラインド方法の比較
| Title |
Foreground_removal_and_21_cm_signal_estimates:_comparing_different_blind_methods_for_the_BINGO_Telescope |
| Authors |
Alessandro_Marins,_Filipe_B._Abdalla,_Karin_S._F._Fornazier,_Elcio_Abdalla,_Luiz_H._F._Assis,_Mathieu_Remazeilles,_Carlos_Alexandre_Wuensche,_Luciano_Barosi,_Amilcar_R._Queiroz,_Thyrso_Villela,_Bin_Wang,_Chang_Feng,_Ricardo_Landim,_Vincenzo_Liccardo,_Camila_P._Novaes,_Larissa_Santos,_Marcelo_V._dos_Santos,_and_Jiajun_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11701 |
BINGOは、\emph{BaryonAcousticOscillationsを使用してダークエネルギーを分析することを目的とした、\emph{IntensityMapping}(IM)と呼ばれる980MHzと1260MHzの間のトモグラフィー分析によるドリフトスキャンマッピングによる21cmライン信号によって水素分布を観察します。}。同じ周波数範囲には、他のいくつかの不要な信号と楽器のノイズがあり、ターゲット信号を汚染します。信号を再構築するための多くの成分分離方法があります。ここでは、空から観測された信号から前景の寄与を推定するさまざまな方法を探る、3つのブラインド手法(FastICA、GNILC、およびGMCA)のみを使用しました。続いて、ノイズとの混合から21cm信号を推定します。また、さまざまな数のシミュレーションが推定の品質にどのように影響するか、およびノイズとの混合から21cmを推定する角度パワースペクトルに対するビニングの影響を分析しました。BINGOの空の範囲と感度、および現在のシミュレーションで考慮されている前景モデルについて、最良の結果につながる前景部分空間の有効次元は、非物理的なテンプレートで構成される3に等しいことがわかります。パイプライン構成のこの時点では、50または400のシミュレーションを使用しても統計的に同等です。プロセスを高速化し、結果の品質を維持するために、多重極子の数を半分に減らすことも可能です。前景除去を実行するために使用される3つのアルゴリズムはすべて、400の実現とGMCAおよびFastICAの混合行列の次元が3に等しいと仮定した場合、21cm信号を推定するために統計的に同等の結果をもたらしました。ただし、BINGOパイプラインのこの段階での計算コストに関しては、FastICAは他のアルゴリズムよりも高速です。時系列データと地図作成が利用可能になると、新たな比較が必要になります。
2017 年から 2018 年に European Fireball Network のデジタル カメラで観測された 824
個の火球に関するデータ。 Ⅱ．センチメートル級流星体の軌道・物性解析
| Title |
Data_on_824_fireballs_observed_by_the_digital_cameras_of_the_European_Fireball_Network_in_2017-2018._II._Analysis_of_orbital_and_physical_properties_of_centimeter-sized_meteoroids |
| Authors |
J._Borovicka,_P._Spurny,_and_L._Shrbeny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11254 |
日常的に地球に衝突する隕石は、小惑星や彗星の破片です。大気中での崩壊中に生成された火球を研究することで、火球の発生源地域と母体の特性に関する情報を得ることができます。この作業では、付属の論文とカタログに掲載されている824個の火球のデータが使用されています。大気中の流星体が受ける最大動圧に基づいて、流星体の物理的特性を分類するための新しい経験的パラメーターを提案します。次に、流星体の物理的および軌道的特性を比較します。遠日点距離は、ティッセランドパラメータよりも小惑星の起源を示す優れた指標であることがわかりました。遠日点が4.9AU未満の流星体は、それぞれ2P/エンケ彗星と169P/NEAT彗星に関連するおうし座とアルファ山羊座を除いて、大部分が小惑星です。高い離心率または高い傾斜角を持ち、最大7AUまでの遠日点を持つ軌道上に、おそらく小惑星起源の強力な流星体の別の集団が見つかりました。流星群の中では、ふたご座と乙女座乙女座が最も強く、しし座と山羊座座アルファ座が最も弱い。ふたご座ストリームとペルセウス座ストリーム内に微細な軌道構造を発見しました。国際天文学連合の作業リストから4つの小流星群が確認されました。近日点距離が0.07天文単位未満の流星体は検出されませんでした。いくつかの火球のスペクトルが利用可能であり、いくつかの鉄流星体とナトリウムが不足している流星体を特定することができました。隕石の落下につながる火球の認識と頻度についても議論されています。
低温N2-CH4プラズマ放電実験で明らかにしたタイタンの大気化学
| Title |
Titan_Atmospheric_Chemistry_Revealed_by_Low-temperature_N2-CH4_Plasma_Discharge_Experiments |
| Authors |
Chao_He,_Joseph_Serigano,_Sarah_M._Horst,_Michael_Radke,_Joshua_A._Sebree |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11264 |
タイタンのN2-CH4大気中の化学作用により、複雑な有機エアロゾルが生成されます。大規模な観測、実験室、および理論的シミュレーションにより、タイタンの大気に対する物理的および化学的制約が大幅に改善されましたが、化学プロセスと結果として生じる有機化合物はまだ理解されていません。ここでは、N2-CH4ガス混合物を使用して一連のタイタン大気シミュレーション実験を行い、タイタン関連温度(100℃K)初めてです。CH4比率の増加に伴い、気体生成物と固体生成物の生成速度が増加することがわかりました。窒素含有種は、ガス生成物中の炭化水素よりもはるかに高い収率を持ち、固体生成物のN対C比は、同じCH4比での以前のプラズマシミュレーションと比較して最も高いように見えます。低温シミュレーション実験での窒素の取り込みの度合いが高いことは、タイタンの冷たい大気への窒素の取り込みに温度が重要な役割を果たしている可能性があることを示唆しています。また、H2が主要なガス生成物であり、実験での新しい有機分子の生成速度の指標として機能すること、およびCH2NHが炭素と窒素の両方を固体粒子に取り込むのに大きく寄与する可能性があることもわかりました。圧力と流量は、ガス混合物がエネルギー源にさらされる時間に影響を与えるため、プラズマ放電によって開始されるN2-CH4化学に影響を与え、タイタンの大気化学におけるエネルギー流束の影響を強調します。
粒状小惑星衝突による地震波の伝達
| Title |
Transmission_of_a_Seismic_Wave_generated_by_impacts_on_Granular_Asteroids |
| Authors |
Paul_S\'anchez_(1),_Daniel_J._Scheeres_(2)_and_Alice_C._Quillen_(3)_((1)_CCAR_University_of_Colorado_Boulder,_(2)_AES_University_of_Colorado_Boulder,_(3)_University_of_Rochester) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11353 |
この論文では、Soft-SphereDiscreteElementメソッドコードを使用して、伝達をシミュレートし、地震波の減衰を調べます。次に、さまざまな小さな天体の表面に触れなければならなかったさまざまな宇宙ミッションに、調査結果を適用します。さらに、衝撃波が地震波に変換されると、DARTおよびはやぶさ2ミッションによって生成される超高速衝突によって生成される地震波に関しても同じことを行います。小惑星の内部に存在するような非常に低い圧力でも、地震波の速度は、波を生成する衝撃の速度に応じて、数百m/sのオーダーになる可能性があることがわかりました。実験的測定から予想されるように、私たちの結果は、波の速度が$P^{1/6}$に直接依存することを示しています。ここで、$P$は全圧(閉じ込め圧力と波によって引き起こされた圧力)です。システムの圧力と衝撃の速度(調査範囲内)に関係なく、エネルギー散逸は非常に高くなります。これらの結果は、地震波が宇宙船との接触時に小さな物体の表面上のいくつかの小さな粒子を移動させることができた範囲を予測する方法を提供します.さらに、この急速なエネルギー散逸は、超高速衝突でさえ、分離やその他の現象が発生する可能性のある自己重力凝集体の外層のみを乱す必要があることを意味します。これにより、いくつかの証拠が観察された層状構造が生成されます
コア降着形成モデルによると、ガス巨星がM型矮星の周りで形成される条件は非常に限定的です。また、これらの惑星の発生と主星の金属量との相関関係は、光学におけるM型矮星の固有の微弱さとそれらのスペクトルのいくつかの複雑さのために、まだ不明です。興味深いことに、NASAのTESSミッションは、これらのシステムの成長するサンプルを作成し始めており、観測された10個の惑星が近接軌道に位置しています。主星との潮汐相互作用は、これらの惑星の運命を決定する上で重要な役割を果たします。そのため、これらのM矮星系の測定された物理的および軌道特性を使用して、エネルギーを制限しながら、回転角運動量と軌道角運動量の交換を数値的に分析します。星の回転による角運動量の増減の関係に応じて、ホスト星がスピンアップするかスピンダウンするかを計算するために、各システムの散逸。また、ガス巨大コンパニオンの結合された軌道と物理的進化を研究し、軌道円化時間スケール、および現在の軌道位置からロシュ限界までの軌道崩壊に必要な時間を計算します。ここで研究されているような星惑星系で短期および長期の時間スケールで発生する潮汐プロセスの徹底的な研究は、星と惑星内の潮汐散逸率を制限し、潮汐理論を補完し、太陽系外惑星系の制約されていない特性の推定を改善するのに役立ちます。
CRIRES+ による H$_2$O の検出: WASP-20b の場合
| Title |
Detecting_H$_2$O_with_CRIRES+:_the_case_of_WASP-20b |
| Authors |
M._C._Maimone,_M._Brogi,_A._Chiavassa,_M._E._van_den_Ancker,_C._F._Manara,_J._Leconte,_S._Gandhi_and_W._Pluriel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11506 |
広いスペクトル範囲と最高の分解能(R>70000)での赤外線分光法は、数十の太陽系外惑星の大気組成を明らかにする主要な技術の1つであることが証明されています。最近アップグレードされたVLTの分光器CRIRES装置(CRIRES+)は、2021年9月の最初の科学的検証のために動作し、大気特性評価におけるその新しい機能をテストする準備ができていました。H2OとCOの特徴を検出することを目的として、CRIRES+で取得したKバンド(1981～2394nm)のホットサターンWASP-20bの透過スペクトルを分析しました。主成分分析を使用して、支配的な時間依存汚染源を除去しました。地球のバンドや恒星のスペクトルなどを調べ、循環を含まない1Dおよび3Dの合成スペクトルと観測を相互相関させることにより、惑星のスペクトルを抽出しました。H2Oのみの1Dモデルと3Dモデルをそれぞれ使用して、S/Nが4.2と4.7での水蒸気からの分子吸収の暫定的な検出を示します。CCFのピークは、両方のモデルタイプで同じ静止座標系速度(Vrest=-1$\pm$1kms$^{-1}$)で発生し、同じ予測された惑星軌道速度で発生しましたが、エラーバンドは異なります。(1Dモデル:KP=131$^{+18}_{-29}$kms$^{-1}$;3D:KP=131$^{+23}_{-39}$kms$^{-1}$）。私たちの結果は、文献で予想される結果(132.9$\pm$2.7kms$^{-1}$)と一致しています。生データセットの調整と削減におけるパイプラインの問題と観測条件は最適ではありませんでしたが、WASP-20bの大気中の水の最初の暫定的な検出を取得しました。結果を確認し、COの存在を明らかにするために、より深い分析と追加の観察を提案します。
楕円制限三体問題における三次元ラグランジュコヒーレント構造
| Title |
Three-dimensional_Lagrangian_Coherent_Structures_in_the_Elliptic-Restricted_Three-body_Problem |
| Authors |
Jack_Tyler,_Alexander_Wittig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11561 |
宇宙ミッションの予備設計では、システムの動作を駆動するダイナミクスの領域を特定したり、質的に異なるダイナミクスを分離したりすることが役立ちます。ラグランジュコヒーレント構造(LCS)は動的システムの解析で広く使用されており、安定および不安定多様体の概念を任意の時間依存性を持つシステムに一般化しています。ただし、アストロダイナミクスにおける3次元LCSの使用は、これまでのところ制限されています。この論文は、テストケースとして楕円制限三体問題（ER3BP）を使用して、著者によって導入された新しい数値的方法DA-LCSのアストロダイナミクスシステムへの適用を提示します。数値的に困難な初期条件であっても、LCSの変分理論から直接、Sun-MarsER3BPに関連付けられた完全な3次元LCSを構築できます。LCSは詳細に分析され、この場合、先験的な知識がなくても質的に異なる動作の領域がどのように分離されるかが示されます。次に、この論文では、検出されたLCSに対する積分時間と初期条件のパラメーター化の影響を調べます。最も困難なテストケースで浮動小数点演算の制限から丸め誤差がどのように発生するかを強調し、これらの誤差を実際に回避するための緩和戦略を提供します。
軌道力学における磁気相互作用
主星の磁場は、軌道を回る物体自体が磁気的または導電性である場合、恒星のパートナー、惑星、または小惑星の軌道に影響を与える可能性があります。ここでは、双極子近似がその磁気特性とその恒星ホストの磁気特性を説明する極限で、周回する物体にかかる瞬間的な磁力に焦点を当てます。星の周りの軌道にある永久磁石は、双極子間相互作用の急激な半径依存性のために磁力が重力に匹敵する場合、星のホストに向かって容赦なく引き寄せられます。観測されたシステムの磁場は合体イベントを引き起こすには弱すぎるが、いくつかの近いコンパクトな連星では測定可能な軌道歳差運動を引き起こすのに十分高い可能性があることを確認している.軌道を回る物体が導体の場合、恒星場は時変磁気双極子モーメントを誘導し、偏心ポンピングと共鳴トラップの可能性につながります。課題は、磁気相互作用が潮汐力や強力な恒星放射の影響と競合するように、オービターが恒星ホストの近くになければならないことです。
TNGのGAPSプログラム。 XLI。 KELT-9bの気候は、高スペクトル分解能の位相曲線への新しいアプローチで明らかになりました
| Title |
The_GAPS_Programme_at_TNG._XLI._The_climate_of_KELT-9b_revealed_with_a_new_approach_to_high_spectral_resolution_phase_curves |
| Authors |
L._Pino,_M._Brogi,_J._M._D\'esert,_V._Nascimbeni,_A._S._Bonomo,_E._Rauscher,_M._Basilicata,_K._Biazzo,_A._Bignamini,_F._Borsa,_R._Claudi,_E._Covino,_M._P._Di_Mauro,_G._Guilluy,_A._Maggio,_L._Malavolta,_G._Micela,_E._Molinari,_M._Molinaro,_M._Montalto,_D._Nardiello,_M._Pedani,_G._Piotto,_E._Poretti,_M._Rainer,_G._Scandariato,_D._Sicilia,_A._Sozzetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11735 |
[要約]我々は系外惑星の熱放出を非常に高いスペクトル分解能で軌道位相の関数として研究する新しい方法を提示し、それを適用して超高温の木星KELT-9bの気候を調査する。3夜のHARPS-Nと2夜のCARMENESの光スペクトルを組み合わせて、直交位相(0.25<phi<0.75)の間の軌道フェーズをカバーします。相互相関を介して数千のFeIラインの信号を追加し、これを尤度関数にマッピングします。観測の非常に高いスペクトル分解能を利用する新しい方法を導入することにより、(i)FeIの線の深さ、および(ii)それらのドップラーシフトの位相依存性を調査します。FeI放出の以前の検出を確認し、KELT-9bの軌道特性で0.5kms-1の組み合わせ精度を示します。FeI線の位相分解ドップラーシフトを調べることにより、わずかに偏心した軌道(e=0.016$\pm$0.003、w=150$^{+13\circ}_{-11},~5\sigma$プリファレンス)。しかし、そのような異常は、中性鉄ガスを吹く数kms-1の昼夜の風によって説明できると主張します。さらに、FeI輝線の深さが10度($2\sigma$)以内のサブステラーポイントの周りで対称であることもわかりました。これらの結果は、超高温木星惑星の大循環モデルからの予測と定性的に互換性があることを示しています。非常に高解像度の分光位相曲線は、線の深さと軌道全体のドップラーシフトの両方における位相依存性を明らかにする感度を持っています。これらは、HSTとJWSTで得られた宇宙ベースの位相曲線を高度に補完し、知られている最も熱い惑星の気候と大気構造がまだよく理解されていないことへの新しい窓を開きます。
恒星の逆回転現象を伴う銀河の詳細な研究
銀河円盤が成長するプロセスは、まだ完全には理解されていません。円盤銀河の大部分では、ガスと星は同じ平面上にあり、同じ方向に回転しています。しかし、逆回転する2つの恒星円盤をホストする、運動学的に特異な銀河があります。それらの起源は、ガスの降着とそれに続く星形成という過去の出来事の結果であると考えられています。このような銀河を研究することで、始原銀河にいつ、どのように、どのくらいの量の物質が落ちたのかを知ることができます。MaNGAIFUサーベイで56個の逆回転銀河のサンプルを特定し、両方の恒星円盤の恒星集団特性を決定することを目的として、6m望遠鏡(BTA)でフォローアップ観測キャンペーンを開始しました。私たちの予備的な結果は、逆回転する銀河のサンプルの二分法を示唆しています。私たちは、ほとんどの大質量銀河が逆回転する円盤を拡張しており、その光度への寄与が、異なる進化経路を示唆する質量の少ない銀河よりも高いことを発見しました。
ハロー形状測定の感度について
銀河および銀河団の形状測定は、宇宙論的シミュレーションの解析において広く行われています。しかし、これらの測定の限界は十分に調査されていません。この論文では、形状測定の品質が数値分解能だけでなく密度勾配にも依存する理由を説明します。特に、これはハローの中央領域での測定の品質を制限する可能性があります。ハローの密度勾配に基づいて測定された形状の感度を推定する基準を提案し、それを無衝突で自己相互作用する暗黒物質の宇宙論的シミュレーションに適用します。これにより、ハロー形状の信頼できる測定が可能な場所と、コア密度プロファイルがその適用性をどのように制限するかを示します。
シミュレートされた天の川衛星銀河と教師なしクラスタリングを使用した観測との比較
| Title |
Comparing_simulated_Milky_Way_satellite_galaxies_with_observations_using_unsupervised_clustering |
| Authors |
Li-Hsin_Chen,_Tilman_Hartwig,_Ralf_S._Klessen,_and_Simon_C._O._Glover |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11248 |
多次元観測量を理論モデルと比較できる新しい分析手法を開発します。この方法は、観測データとシミュレートされたデータを高次元のクラスターに割り当てる教師なしクラスタリングアルゴリズムに基づいています。クラスタリングの結果から、Fisher-Freeman-Halton検定を使用して適合度(p値)が決定されます。最初に、このアプローチが2Dガウス分布に対してロバストであることを示します。次に、この方法を、観測されたMW衛星と、半解析コードA-SLOTHの基準モデルからシミュレートされた衛星に適用します。分析では、銀河の次の5つの観測量を使用します:恒星質量、ビリアル質量、地心距離、平均恒星金属量[Fe/H]、および恒星金属量分散{\sigma}[Fe/H]。分析から返された低いp値は、A-SLOTH基準モデルが、観測されたMW衛星の平均的な星の金属量をうまく再現していないことを示しています。物理モデルにアドホックな改善を実装し、p値が0.01を超えるダークマターマージツリーの数が3から6に増加することを示します。この方法は、より高次元のデータに簡単に拡張できます。この方法を使用して、観測されたMW衛星の星の元素存在量を研究するために、A-SLOTHの物理モデルをさらに改善する予定です。
CANDELS とフロンティア領域における星の質量関数: z~3 以降の低質量受動銀河の構築
| Title |
The_Stellar_Mass_Function_in_CANDELS_and_Frontier_Fields:_the_build-up_of_low_mass_passive_galaxies_since_z~3 |
| Authors |
P._Santini,_M._Castellano,_A._Fontana,_F._Fortuni,_N._Menci,_E._Merlin,_A._Pagul,_V._Testa,_A._Calabr\`o,_D._Paris,_L._Pentericci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11250 |
近年の多大な努力にもかかわらず、宇宙時間を通じて受動銀河の形成に関与する物理的プロセスは不明のままです。恒星質量関数(SMF)の形状と進化は、これらのメカニズムへの洞察を与えてくれます。CANDELSとディープハッブルフロンティアフィールド(HFF)プログラムを利用して、z=0.25からz=2.75までの前例のない深さまでの全銀河、星形成銀河、受動銀河のSMFを推定し、後者の集団に焦点を当てました。受動銀河の密度は、過去11Gyrにわたって大幅な進化を遂げました。それらは、z~2.5で観測された~20%に対して、近くの宇宙の総質量の60%を占めています。HFFプログラムを含めることで、z>1.5で初めて、低質量の受動銀河のSMFの特徴的な上昇を検出することができます。これは通常、環境クエンチングに関連しています。異なる時間スケールで進化する受動銀河の2つの別々の集団を観測しています。大質量星系の約半分は、高赤方偏移ですでに消滅しているのに対し、低質量の受動銀河は、プローブされた赤方偏移範囲にわたって徐々に構築されています。低質量での環境クエンチングの枠組みの中で、我々はこの発見を、時間の関数としての受動銀河の構築における環境の役割の増加の証拠として解釈します。最後に、調査結果を一連の理論的予測と比較しました。いくつかの赤方偏移と質量間隔で良好な一致があるにもかかわらず、観測を完全に再現できるモデルはありません。これは、特に新しいJWSTデータを使用して、理論的にも観察的にも、関連する物理的メカニズムをさらに調査する必要があります。
COSMOSのGALFIT-ing AGNホスト銀河：HST対すばる
| Title |
GALFIT-ing_AGN_Host_Galaxies_in_COSMOS:_HST_vs._Subaru |
| Authors |
Callum_Dewsnap_(1),_Pauline_Barmby_(1_and_2),_Sarah_C._Gallagher_(1_and_2),_C._Megan_Urry_(3),_Aritra_Ghosh_(4),_Meredith_C._Powell_(5)_((1)_Department_of_Physics_&_Astronomy,_The_University_of_Western_Ontario,_(2)_Institute_for_Earth_&_Space_Exploration,_The_University_of_Western_University,_(3)_Yale_Center_for_Astronomy_and_Astrophysics,_Department_of_Physics,_Yale_University,_(4)_Yale_Center_for_Astronomy_and_Astrophysics,_Department_of_Astronomy,_Yale_University,_(5)_Kavli_Institute_of_Particle_Astrophysics_and_Cosmology,_Stanford_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11325 |
COSMOSフィールドは、チャンドラ、HST、すばるなど、ほとんどの主要な望遠鏡で広く観測されています。HSTイメージングは非常に高い空間分解能を誇り、遠く離れた銀河の形態学的研究に広く使用されています。すばるは、HSTよりも空間分解能が低いイメージングを提供しますが、より高い感度でかなり広い視野を提供します。どちらの望遠鏡も、COSMOSの近赤外線画像を提供します。すばるのデータの形態学的フィッティングが成功すれば、現在HSTによってカバーされていない、すばるの広域調査を通じてアクセス可能な$10^4$を超える既知の活動銀河核(AGN)ホストの形態を測定できるようになります。$0.03<z<6.5$の間の4016AGNについて、HSTとすばるの両方からのiバンドイメージングを使用して、AGNとホスト銀河を表すコンポーネントを同時にフィッティングし、GALFITを使用して銀河ホストの形態を調べます。異なる望遠鏡の空間解像度と画像の信号対雑音比の適合を比較して、HSTとすばるの適合パラメータの分布の間に強い不一致があるパラメータ領域を特定します。特に、S\'ersicインデックスの値は、2つのデータセットの間で大きく一致しません。これには、より低い赤方偏移のソースも含まれます。対照的に、測定されたマグニチュードと半径のパラメーターは、妥当な一致を示しています。さらに、S\'ersicインデックスの大きな変動は、各近似の$\chi^2_\nu$にほとんど影響を与えませんが、他のパラメーターの変動はより大きな影響を与えます。これらの結果は、地上ベースの空間分解能で画像化されたAGNをホストする高赤方偏移銀河のS\'ersicインデックス分布は、銀河の種類の信頼できる指標ではなく、注意して解釈する必要があることを示しています。
~280,000 K および M 矮星からの太陽近傍における銀河円盤の小規模な運動学的構造の化学力学的年代
| Title |
Chemodynamical_Ages_of_Small-Scale_Kinematic_Structures_of_the_Galactic_Disc_in_the_Solar_Neighborhood_from_~280,000_K_and_M_Dwarfs |
| Authors |
Ilija_Medan_(1),_S\'ebastien_L\'epine_(1)_((1)_Georgia_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11331 |
測光金属量とGaiaDR3からの天体観測を組み合わせて、SolarNeighborhood(SN)の~280,000K矮星の化学力学的構造を調べます。運動学では、より大質量の主系列星の研究のように、「運動群」の尾根/塊を観察します。ここでは、速度空間の周囲の領域と比較して、金属量と垂直速度の両方に明確な違いがあり、これは平均年齢の違いによるものであると仮定しています。これをテストするために、星の部分母集団の年齢分布を推定する方法を開発します。この方法では、GALAHデータを使用して、2Gyrの年齢ビンにおけるW対[M/H]の確率分布を定義し、最適な年齢分布を、これらの分布の最適な加重和として決定します。このプロセスは、GALAHサブセットを使用して検証されます。キネマティック平面内の領域の可能性のある年齢分布を推定します。ここで、キネマティックグループと相関する重要な部分構造を調べます。最も注目すべきは、出生半径と相関するヘラクレスストリーム全体の年齢勾配を見つけることです。最後に、運動面で曲げモードと呼吸モードを調べ、年齢との相関関係を見つけます。ここで、呼吸振幅は年齢とともに減少し、曲げ振幅は一定ですが、10-12Gyrの星の大幅な増加を除きます。これは、主に低質量星を使用してSNでのこれらの化学力学を調べた最初の研究の1つであり、サンプルサイズが提供する解像度の増加により、これらの発見が天の川の動的モデルをより適切に制約できることを願っています。
銀河系周辺媒体における光イオン化ガスと衝突イオン化ガスの区別
| Title |
Distinguishing_Between_Photoionized_and_Collisionally_Ionized_Gas_in_the_Circumgalactic_Medium |
| Authors |
Clayton_Strawn,_Santi_Roca-F\`abrega,_Joel_Primack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11340 |
高度にイオン化されたプラズマに関するほとんどの研究では、歴史的に、イオンが光イオン化平衡(PIE)または衝突イオン化平衡(CIE)にあると仮定してきました。一方、シミュレーション解析パッケージは、特に両方のメカニズムを含む事前計算されたイオン比率テーブルを使用する傾向があります。この研究では、銀河系周辺媒体で最も関連性が高いと思われる低密度で高温の位相空間に焦点を当て、ほとんどのイオンがイオンごとに「PI」または「CI」に分類できることを示しています。これは、位相空間の特定の点にある雲の場合、一部のイオンは主にPIによって作成され、他のイオンはCIによって作成され、他のメカニズムは非常に小さな役割しか果たしていないことを意味します。具体的には、粒子あたりの熱エネルギーがイオン化エネルギーの$\sim6$\%より大きい場合、イオンは一般にCIであり、それ以外の場合はPIであることを示します。通常のPIE/CIE計算と比較してこの仮説の精度を分析し、この結論が赤方偏移と電離背景に驚くほどわずかに依存していることを示します。
赤い渦巻きの起源と性質: 宇宙論的シミュレーションからの洞察
渦巻銀河の大部分は赤色でガスが少なく、星形成率(SFR)が低いです。IllustrisTNG100シミュレーションを使用して、これらの異常なオブジェクトを調査します。最後のシミュレーション出力から選択された1912個のよく解像された円盤銀河のうち、377個の赤い天体を識別し、いくつかの代表的な例を使用してそれらの特性と起源を説明します。シミュレートされた赤い渦巻きは、通常、非常にガスが少なく、SFRが非常に低く、金属が多く、残りの円盤よりも大きな星の質量を持っています。赤い渦巻きの約13%のみが強い質量損失を被ったため、ラム圧による環境クエンチングやガスの潮汐ストリッピング、または同様のプロセスが原因である可能性があります。赤い円盤の大部分は、活動銀河核(AGN)からのフィードバックによって消光された可能性があります。この結論は、IllustrisTNGシミュレーションで実装された運動フィードバックモードで周囲のガスに注入されたより大きなAGNフィードバックエネルギーだけでなく、より高いブラックホールの質量と赤い円盤のより低い降着率によっても支持されます。ガス損失の時間スケールは、AGNによって消滅した銀河のブラックホールの成長と、環境的に消滅した銀河の暗黒物質の損失と相関しています。赤い渦巻きはバーを持っている可能性が高く、それらのバーは残りの円盤よりも強いです。これはおそらくクエンチの理由ではなく、ガス損失の影響です.
TNG50 シミュレーションにおける球状星団のモデル化: 矮星から巨星までの予測
| Title |
Modeling_globular_clusters_in_the_TNG50_simulation:_predictions_from_dwarfs_to_giants |
| Authors |
Jessica_E._Doppel,_Laura_V._Sales,_Dylan_Nelson,_Annalisa_Pillepich,_Mario_G._Abadi,_Eric_W._Peng,_Federico_Marinacci,_Jill_Naiman,_Paul_Torrey,_Mark_Vogelsberger,_Rainer_Weinberger_and_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11759 |
IlllustrisTNGプロジェクトのTNG50シミュレーション(ビリアル質量$M_{200}=[5\times10^{12}\rm-2\times10^{14}$]M$_{\odot}$)。星の質量$M_*\geq5\times10^6$M$_{\odot}$を持つすべての銀河にGC粒子をタグ付けし、それらの質量を較正して、GC質量とハロー質量の間に観測されたべき法則の関係を再現します。$M_{200}\geq10^{11}$M$_{\odot}$($M_*\sim10^9$$M_{\odot}$に対応)を持つ銀河。ここでは、この$M_{\rmGC}$-$M_{200}$関係の外挿が低質量矮星と現在の観測と一致するかどうかを調べます。$\rmM_*=[5\times10^6\rm-10^9]$M$_{\odot}$と観察により、矮星のGCの予測数と特定の頻度の間に良い一致が見られます。さらに、現在の観測上の制約とよく一致する$M_*<10^9$M$_{\odot}$で矮星のGC占有率が急激に低下すると予測しています。この占有率の低下は、すべての矮星における潮汐ストリッピングと、$M_*<10^{7.5}$M$_{\odot}$の矮星のGC質量関数の確率的サンプリングの組み合わせによるものです。私たちのシミュレーションは、おとめ座とケンタウロスAのクラスター内GCの豊富さに関する利用可能な制約も再現します。これらの環境では、古典的な矮小球体の体制に至るまで散らばっています。当社のGCカタログは、IllustrisTNGデータリリースの一部として公開されています。
パルサー磁気圏における電波放射と電気ギャップ
| Title |
Radio_Emission_and_Electric_Gaps_in_Pulsar_Magnetospheres |
| Authors |
Ashley_Bransgrove,_Andrei_M._Beloborodov,_Yuri_Levin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11362 |
パルサー電波放射の起源は、理論天体物理学における古いパズルの1つです。このレターでは、パルサー磁気圏で電波放射がどのように、どこで生成されるかを第一原理から示す全球運動プラズマシミュレーションを紹介します。電子陽電子放電を周期的に発火させる電気ギャップの自己無撞着な形成を観察します。ギャップは、極性キャップの上と、バルクリターン電流内に形成されます。ギャップの放電は、実際のパルサーの電波放射といくつかの特徴を共有する電磁モードを励起します。また、外部磁気圏におけるストリーミング不安定性によるプラズマ波動と電荷バンチの励起も観測しています。私たちの数値実験は、地球規模の動力学モデルがパルサーの放射物理学への深い洞察を提供できることを示しており、それらの多波長観測の解釈に役立つ可能性があります。
ガンマ線狭線セイファート 1 銀河のジェット形成メカニズム
| Title |
The_jet_formation_mechanism_of_Gamma-ray_Narrow-line_Seyfert_1_Galaxies |
| Authors |
Chen_Yongyun,_Gu_Qiusheng,_Fan_Junhui,_Yu_xiaoling,_Ding_Nan,_Guo_Xiaotong,_Xiong_Dingrong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11376 |
コロナ磁場下で、ブランドフォード-\ズナジェク(BZ)メカニズム、ブランドフォード-\ペイン(BP)メカニズム、およびハイブリッドモデルの最大ジェット出力を推定します。BZおよびハイブリッドモデルメカニズムのジェットパワーはブラックホールのスピンに依存しますが、BPメカニズムのジェットパワーはブラックホールのスピンに依存しません。高いブラックホールスピンでは、ハイブリッドモデルのジェットパワーは、BZおよびBPメカニズムのジェットパワーよりも大きくなります。ほとんどすべてのガンマ-\レイ狭線セイファート1銀河(ガンマ-\NLS1s)のジェットパワーは、混成モデルで説明できることがわかりました。しかし、ジェットパワーが0.1~\1のエディントン光度を持つ1つの光源は、混成モデルでは説明できません。着磁円盤によって内側に引きずられた磁場が、磁化によって引き起こされる流出によって、このガンマ\NLS1内のジェットを加速する可能性があることを示唆しています。
| Title |
Accreting_neutron_stars_from_the_nuclear_energy-density_functional_theory._II._Equation_of_state_and_global_properties |
| Authors |
A._F._Fantina,_J._L._Zdunik,_N._Chamel,_J._M._Pearson,_L._Suleiman,_S._Goriely |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11457 |
低質量X線連星の中の中性子星の表面への物質の降着は、X線バーストを引き起こし、その灰は埋もれ、さらに処理され、星の地殻の組成と特性を変化させます。シリーズの第2報では、状態方程式と中性子星の全体的な特性に対する降着の影響を、核エネルギー密度汎関数理論の枠組みで研究します。$^{56}$Feでできた灰を考慮して、同じブリュッセル-モントリオール核エネルギー密度汎関数BSk19、BSk20、およびBSk21を使用して状態方程式を計算しました。同じ灰。降着中性子星のすべての領域は、統一された熱力学的に一貫した方法で処理されました。これらの状態方程式を使用して、降着中性子星の質量、半径、慣性モーメント、および潮汐変形能を決定し、同じ汎関数に基づく統一状態方程式が利用可能な触媒中性子星と比較しました。降着した中性子星の状態方程式は、地殻全体で$\Gamma\approx4/3$の断熱指数を持ち、触媒物質の状態方程式よりもかなり堅いことがわかっています。このため、降着する中性子星の半径は大きくなります。しかし、隣接する地殻層の間の界面での密度の不連続性が適切に考慮されていれば、それらの地殻慣性モーメントと潮汐変形能はほとんど変化しません。降着中性子星の状態方程式の剛性の強化は、主に核殻効果の結果であり、最初の研究で強調された量子処理の重要性を確認しています。同じ汎関数を使用した以前の地殻加熱の計算により、中性子星の降着のシミュレーションのための一貫した微視的入力が得られました。
HADAR実験を用いた銀河中の{\gamma}線源の観測に関する前向き研究
| Title |
Prospective_Study_on_Observations_of_{\gamma}-Ray_Sources_in_the_Galaxy_Using_the_HADAR_Experiment |
| Authors |
Xiangli_Qian,_Huiying_Sun,_Tianlu_Chen,_Danzengluobu,_Youliang_Feng,_Qi_Gao,_Quanbu_Gou,_Yiqing_Guo,_Hongbo_Hu,_Mingming_Kang,_Haijin_Li,_Cheng_Liu,_Maoyuan_Liu,_Wei_Liu,_Bingqiang_Qiao,_Xu_Wang,_Zhen_Wang,_Guangguang_Xin,_Yuhua_Yao,_Qiang_Yuan,_Yi_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11458 |
天文放射線の高高度検出(HADAR)実験は、大気チェレンコフイメージング技術に基づく屈折地上望遠鏡アレイです。超高エネルギー線や宇宙線を観測するために、大口径の水レンズシステムを通して、大規模な空気シャワーから放出されたチェレンコフ光を集光します。広い視野(FOV)と低いエネルギーしきい値の利点により、HADAR実験は大規模な空スキャンモードで動作し、銀河の源を観察します。この研究は、TeVCatからのTeV{\gamma}線源の天空調査にHADAR実験を使用する見通しを提示し、統計的有意性の1年間の調査を提供します。シミュレーションの結果は、5つの超新星残骸源とスーパーバブル、4つのパルサー風星雲源、および14の未確認の源を含む、合計23の銀河点源がHADARFOVで検出され、有意性が5標準偏差より大きいことを示しています({\シグマ}）。かに星雲の1年間の動作中の統計的有意性は346.0{\sigma}に達し、1TeVを超えるHADARの1年間の積分感度は、かに星雲からのフラックスの~1.3%-2.4%でした。
若い大質量星団の核の内部: 3D MHD シミュレーション
| Title |
Inside_the_core_of_a_young_massive_star_cluster:_3D_MHD_simulations |
| Authors |
D._V._Badmaev,_A._M._Bykov_and_M._E._Kalyashova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11465 |
若い大質量星団は、星形成の領域に生息し、銀河の進化において重要な役割を果たしています。それらは熱放射と非熱放射の両方の発生源であり、効果的な宇宙線加速器です。大質量OBおよびWR星の複数の相互作用する超音速風を含む進化段階の若いコンパクトクラスター内のプラズマフローの3D磁気流体力学（MHD）モデリングを提示します。モデリングにより、風によって注入された機械的エネルギーのバルク運動、熱加熱、および磁場間の分配を調べることができます。$\sim$300$\mu$Gの大きさに達するクラスタースケールの磁場は、クラスターコア全体に広がるフィラメント構造を示しています。高磁場を持つフィラメントは、風終端ショックの下流でAxford-Cranfillタイプの効果によって生成され、クラスターコアの中心部での高温プラズマ熱圧による磁場の圧縮によって増幅されます。高温($\sim$数keV)のプラズマは、恒星風の終末衝撃で加熱され、衝突後の衝撃流で圧縮されます。また、プラズマ流に対する熱伝導効果の考えられる役割についても議論し、クラスターコアの温度マップと拡散熱X線放出スペクトルを分析します。クラスター規模の高い磁場の存在は、特定の進化段階でクラスター内の高エネルギー宇宙線加速の可能性をサポートしています。
SMC X-3 および RX J0209.6-7427 と Swift J0243.6+6124 のスーパー エディントン降着の比較
| Title |
Comparing_the_Super-Eddington_accretion_of_SMC_X-3_and_RX_J0209.6-7427_with_Swift_J0243.6+6124 |
| Authors |
Jiren_Liu,_Georgios_Vasilopoulos,_MingYu_Ge,_Long_Ji,_Shan-Shan_Weng,_Shuang-Nan_Zhang,_Xian_Hou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11496 |
SMCX-3とRXJ0209.6-7427の巨大なアウトバーストを調べて、それらの超エディントン降着体制をSwiftJ0243.6+6124のそれと比較します。SMCX-3の高い二重ピークプロファイルは、$2.3\times10^{38}$erg\,s$^{-1}$未満から0.25位相オフセットであることがわかります。これは、SwiftJ0243に似ています($0.9\times10^{38}$erg\,s$^{-1}$)。RXJ0209のプロファイルは、$1.25\times10^{38}$erg\,s$^{-1}$付近で、高い二重ピークと低い二重ピークの間に同様の0.25の位相オフセットを示しています。0.25位相オフセットは、放射ビームの90度の角度変化に対応し、ファンビームからペンシルビームへの移行を強力にサポートします。SwiftJ0243の最近測定されたサイクロトロン線に基づいて、それらの臨界光度は、それぞれSMCX-3とRXJ0209の表面磁場$\sim4\times10^{13}$Gと$2\times10^{13}$Gを意味します。.SMCX-3のスピンアップ率と光度は$\dot{\nu}\proptoL^{0.94\pm0.03}$の関係に従いますが、RXJ0209のそれは$\dot{\nu}\に従います。proptoL^{1.00\pm0.03}$、これはSwiftJ0243に類似しており、放射圧支配(RPD)ディスクの予測と一致しています。これらの結果は、降着柱が実際にエディントンの光度より上で形成されていることを示しており、ULXPの集団はおそらく最高磁場のX線パルサーに対応しています。
二元イオン混合物の相図と白色矮星冷却
完全にイオン化された二元イオン混合物の相図は、量子一成分プラズマ熱力学の理解における最近の進歩を考慮して、線形混合形式の枠組みの中で考慮されます。電荷比の増加に伴う共晶状態図の包晶型と共晶型への変換を追跡しました。固体の$^{12}$C/$^{16}$Oおよび$^{16}$O/$^{20}$Ne混合物については、広範な混和性のギャップが見つかりました。それらの出現は、理論の確固たる特徴のようです。ギャップは、より高い$Z_2/Z_1$で共晶状態図の2つの固体領域に自然に発展します。それらは、適用限界を超えた熱力学的フィット拡張に依存しません。ギャップは、バイナリ混合物の組成と物理学に敏感であり、C/OおよびO/Ne混合物と、文献で利用可能な線形混合固体エネルギーへの補正の3つのバリアントで大きく異なります。物質がその混和ギャップ温度まで冷えると、解離プロセスが起こります。これにより、重い固溶体と軽い固溶体が分離されます。これは、重力エネルギーの重要な貯留層を表している可能性があり、将来の白色矮星(WD)冷却シミュレーションに含める必要があります。イオン量子効果は主に中程度の修正をもたらしましたが、特定の$Z_2/Z_1$については、これらの効果により状態図の定性的な再構築が生じる可能性があります。これは、超大質量WD冷却異常の解決策として提案された冷却C/O/NeWDでの$^{22}$Ne蒸留を伴うモデルにとって重要である可能性があります。
NICER によって観測されたミリ秒パルサーの熱 X 線放射の相対論的な力のないモデル
| Title |
Relativistic_force-free_models_of_the_thermal_X-ray_emission_in_millisecond_pulsars_observed_by_NICER |
| Authors |
Federico_Carrasco,_Joaquin_Pelle,_Oscar_Reula,_Daniele_Vigan\`o,_Carlos_Palenzuela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11674 |
質量半径比、状態方程式、磁場トポロジーなど、回転駆動ミリ秒パルサー(MSP)のいくつかの重要な特性は、X線光度曲線の正確な観測とモデリングから推測できます。本研究では、MSPで発生した熱X線信号をモデル化し、周囲の磁気圏を数値的に解くことから、放出された光子の光線追跡、およびそれらの光曲線とスペクトルの最終的な計算までを行います。モデル化されたX線信号は、4つのターゲットパルサーの非常に正確なNICER観測のセットと比較されます。これらすべてのパルサーで、光度曲線とスペクトル分布の同時適合が非常に良好であることがわかりました。磁気圏は、多くの異なる星のコンパクトさとパルサーのずれに対して、単純な中心双極子磁場に恵まれた回転中性子星（NS）の一般的な相対論的な力のないシミュレーションを実行することによって解決されます。これらの解から、星の表面の放射率マップを導き出します。これは、磁気圏の電流に基づいています。特に、このモデルでは、放出領域(ER)は、NSに到達する空間的な4つの電流によって決定されます。この仮定は、フォースフリーシミュレーションに重力曲率を含めることと合わせて、極冠内の他のERに加えて、パルサーの閉域に面する非標準ERにつながることを示しています。これら2種類のER(両方とも正反対)からの結合されたX線信号により、すべてのターゲットMSPの光度曲線に見られる重要なインターパルスを近似することができます。
次世代XAO向けの高感度超伝導検出器MKID
| Title |
MKID,_an_energy_sensitive_superconducting_detector_for_the_next_generation_of_XAO |
| Authors |
Aurelie_Magniez,_Lisa_Bardou,_Tim_Morris,_Kieran_O'Brien |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11511 |
次世代の補償光学(AO)システム用に選択されたピラミッド型波面センサー(PWFS)は、そのクローズドAOループ性能が認められています。新しい技術が出現するにつれて、それを改善するための新しい方法を模索する必要があります。マイクロ波キネティックインダクタンス検出器(MKID)は、各入射光子の到着時間とエネルギーを測定する光子計数デバイスであり、既存の検出器よりも新しい機能を提供し、AO性能を大幅に向上させます。多波長PWFSシミュレーションを開発した後、エネルギーに敏感な検出器を使用する利点を研究し、波長に応じてPWFSの性能を分析し、波面センサーのバンドパスを広げることによって、より暗い自然ガイド星を使用する可能性を探ります。
GRAVITY+ ワイド: 数百 z $\sim$ 2 AGN に向かって
| Title |
GRAVITY+_Wide:_Towards_hundreds_of_z_$\sim$_2_AGN |
| Authors |
A._Drescher,_M._Fabricius,_T._Shimizu,_J._Woillez,_P._Bourget,_F._Widmann,_J._Shangguan,_C._Straubmeier,_M._Horrobin,_N._Schuhler,_F._Eisenhauer,_F._Gont\'e,_S._Gillessen,_T._Ott,_G._Perrin,_T._Paumard,_W._Brandner,_L._Kreidberg,_K._Perraut,_J.-B._Le_Bouquin,_P._Garcia,_S._H\"onig,_D._Defr\`ere,_G._Bourdarot,_H._Feuchtgruber,_R._Genzel,_M._Hartl,_F._Haussmann,_D._Lutz,_N._More,_C._Rau,_J._Sauter,_S._Uysal,_P._Wessely,_E._Wieprecht,_L._Wimmer,_S._Yazici_(for_the_GRAVITY+_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11602 |
GRAVITY$^{+}$プロジェクトの一環として、近赤外線ビームコンバイナーGRAVITYとVLTIは現在、パフォーマンスと空域をさらに改善するために一連の大幅なアップグレードを行っています。機器の変更は変革的であり、例えば、2以上の赤方偏移で数百の活動銀河核(AGN)の広い線領域を観察するためにGRAVITYを独自に配置します。空の範囲の拡大は、天体科学オブジェクト(SC)と軸外フリンジ追跡(FT)星の間の最大角度分離を、現在の2秒角(arcsec)から前例のない30秒角(大気条件によって制限される)に拡大することによって達成されます。これは、VLTIで初めて成功裏に実証されました。
ESOサイエンスアーカイブは、ESOのラシラパラナル天文台で生成された生データと処理済みデータの収集およびアクセスポイントです。これはESOの科学的成果に大きく貢献しており、ESOデータを含む10件の査読記事のうち約4件で使用されています。運用チームと開発チームを代表して提示されるこのホワイトペーパーでは、その内容、ポリシー、インターフェイス、および影響を確認します。
高次適応光学に対する局所乱流の影響
| Title |
Impact_of_local_turbulence_on_high-order_adaptive_optics |
| Authors |
Hugo_Nowacki_(1),_Jean-Baptiste_Le_Bouquin_(1),_Carole_Gouvret_(2),_Aur\'elie_Marcotto_(2),_Sylvie_Robbe-Dubois_(2),_Karine_Perraut_(1),_Yves_Magnard_(1),_Alain_Delboulb\'e_(1),_Eric_Stadler_(1),_Sylvain_Guieu_(1),_Sylvain_Rochat_(1),_Didier_Maurel_(1)_((1)_Univ._Grenoble_Alpes,_(2)_Universit\'e_C\^ote_d'Azur_) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11630 |
一連の望遠鏡のクーデ内の局所乱気流を回避することを目的とした標準仕様に対処するための実験セットを提示します。つまり、すべての光学面は、周囲温度から1.5$^\circ$の範囲内に維持する必要があります。このような仕様は、天文学用の光学システムを開発する際の重要な懸念と制約を表しています。私たちの目的は、VLTI/NAOMIおよびVLTI/GRAVITY+適応光学系の開発との関連でその重要性をテストすることでした。この実験は、GRAVITY+の将来のCorrectiveOptics(CO)のハードウェアを使用して行われました。光学測定は、表面温度が周囲温度より$22^\circ$高い範囲で制御された平面ミラーの前で乱流の発生を観察するために実行されました。乱気流の時間依存分析は、空間分析とともに行われました。この実験は、局所的な乱流に対する温度の影響を示していません。ただし、この結果は、このペーパーで説明されている非常に特殊なジオメトリにのみ適用できることに注意してください。これは、Coud\'eトレイン(背面で加熱された下向きのミラー)内に配置された適応光学(AO)システムを表しています。.
惑星科学と宇宙生物学の 10 年調査における Technosignature Science の機会
| Title |
Opportunities_for_Technosignature_Science_in_the_Planetary_Science_and_Astrobiology_Decadal_Survey |
| Authors |
Jacob_Haqq-Misra,_Reza_Ashtari,_James_Benford,_Jonathan_Carroll-Nellenback,_Niklas_A._D\"obler,_Wael_Farah,_Thomas_J._Fauchez,_Vishal_Gajjar,_David_Grinspoon,_Advait_Huggahalli,_Ravi_K._Kopparapu,_Joseph_Lazio,_George_Profitiliotis,_Evan_L._Sneed,_Savin_Shynu_Varghese,_Cl\'ement_Vidal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11685 |
太陽系探査は、テクノシグネチャー科学を進歩させるための多くの可能性を提供します。太陽系での生命の探索には、他の惑星体のバイオシグネチャーの証拠を探索するように設計されたミッションが含まれますが、多くのミッションでは、太陽系内の技術の存在を探索して制限することもできます。テクノシグネチャーとバイオシグネチャーは、私たちの太陽系周辺やその先にある生命の証拠を探すための補完的なアプローチを表しています。このレポートは、進行中の太陽系探査における潜在的なテクノシグネチャーの機会と、「起源、世界、および生命」惑星科学および宇宙生物学の十年調査の推奨事項をまとめたものです。現在または将来のミッションを使用して、太陽系内のテクノシグネチャーの普及をごくわずかな追加コストで制限する機会について議論し、太陽系内のテクノシグネチャーの検索に存在する可能性のあるギャップの予備的評価を提示します。
宇宙探査ミッション向け組み込み受信機の開発
パリ天文台の空間研究・計測研究所(LESIA)によって開発された受信機で現在採用されているスーパーヘテロダイン構造は、非常に高い品質係数を持つ通過帯域フィルターに依存しています。これにより、マイクロチップへの統合が困難になります。ここでは、宇宙研究用のマイクロチップに統合しやすい別のトポロジを紹介します。一般的なトポロジーを提示した後、このトポロジーに基づく電子受信機の設計を提案し、その設計チャートを提示します。
マゼラン雲にある明るい赤色超巨星の性質
| Title |
Properties_of_luminous_red_supergiant_stars_in_the_Magellanic_Clouds |
| Authors |
S._de_Wit,_A.Z._Bonanos,_F._Tramper,_M._Yang,_G._Maravelias,_K._Boutsia,_N._Britavskiy,_and_E._Zapartas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11239 |
一部の赤色超巨星(RSG)では、極度の質量損失の短期間の段階が発生し、大量の塵が生成されるという証拠があります。これらの一時的な爆発段階は、進化した大質量星の水素エンベロープを剥ぎ取るのに役立ち、それらの進化に劇的な影響を与えます。ただし、これまでのところ、一時的な質量損失の観測データは限られています。この論文は、Baade望遠鏡を使用して、マゼラン雲の14のダストソースの分光サンプルの表面特性を導出することを目的としています。これらの特性は、爆発によって星から放出された現在の星周ダストからの質量損失率を測定するために、将来のスペクトルエネルギー分布フィッティング研究に使用される可能性があります。MARCSモデルを適用して、光学TiOバンドから有効温度($T_{\rmeff}$)と吸光度($A_V$)を取得します。$\chi^2$ルーチンを使用して、取得したスペクトルに最適なモデルを決定します。経験的な測光関係を使用して$T_{\rmeff}$を計算し、これをモデル化された$T_{\rmeff}$と比較します。新しい黄色の超巨星を特定し、マゼラン雲に8つの新しいRSGと1つの明るい巨星を分光的に確認しました。さらに、我々は超巨星B[e]星を観測し、以前の分類と比較してスペクトル型が変化していることを発見し、スペクトル型が数十年にわたって変動していることを確認しました。RSGについては、表面とグローバルプロパティ、および絶滅$A_V$を取得しました。私たちの方法は、8つの新しい明るいRSGをピックアップしました。ほこりの多いRSGを選択したにもかかわらず、これらの進化した星の星周絶滅を考えると、$A_V$の値は予想されたほど高くありません。サンプルからの最も注目すべきオブジェクト、LMC3は、非常に重く、明るい進化した大質量星であり、大マゼラン雲で知られている最大かつ最も明るいRSGの中にグループ化される可能性があります(log(L$_*$/L$_{\odot})\sim$5.5および$R=1400\,\\textrmR_{\odot}$)。
共生新星 V1835 Aquilae の光時系列測光
| Title |
Optical_Time-Series_Photometry_of_the_Symbiotic_Nova_V1835_Aquilae |
| Authors |
Robert_V._Caddy_(1),_Andrew_C._Layden_(2),_Daniel_E._Reichart_(3),_Joshua_B._Haislip_(3),_Vladimir_V._Kouprianov_(3),_Kevin_M._Ivarsen_(3),_Justin_P._Moore_(3),_Aaron_P._LaCluyze_(3),_Tyler_R._Linder_(3),_Melissa_C._Nysewander_(3)_((1)_University_of_Pittsburgh,_(2)_Bowling_Green_State_University,_(3)_University_of_North_Carolina) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11251 |
最近同定された共生新星V1835Aquilae(NSV11749)の$BVRI$通過帯域での時系列CCD測光を、5.1年の間隔で7～14日の間隔で、その静止中に観測されたものとして提示します。$V$で$\sim$0.9等、$I$で$\sim$0.3等の範囲の遅い光の変化が見られます。これらのデータの分析は、$419\pm10$日で強い周期性を示しています。これは、システムの軌道周期であると解釈されます。それ以外の場合は正弦波の段階的な光曲線の落ち込みは、巨大な星の潮汐歪みによる弱い楕円体効果を示唆しています。これは、V1835Aqlがその質量の一部を、ロシュローブオーバーフローを介してではなく、ロシュローブオーバーフローを介して高温の成分に移動させる可能性を開きます。星風。また、V1835AqlがS型共生星であり、星周囲の塵が比較的少ないという証拠も発見し、それを共生の核燃焼グループに含めました。最後に、V1835Aql周辺の視野にある22個の変光星の測光、周期、および光度曲線の分類を提供します。その約半分は新たに同定されています。
GJ 436 の磁気活動と変動性の研究
14年以上にわたるHARPSからの分光データと、HARPS観測の範囲内にあるNARVALからの追加データを使用して、GJ436の磁気活動研究を提示します。CaIIH&K、HeID3、NaIダブレット、H$\alpha$およびCaIIIRTトリプレット線を研究し、それらの間の線形相関を調べます。完全なHARPSデータセットを使用して、指数H$\alpha$対CaIIH&KおよびH$\alpha$対HeIが正の相関関係にあることを発見しました。1つの観測エポックをカバーするNARVALデータセットから、CaIIIRT$_{3}$対CaIIIRT$_{2}$およびCaIIIRT$_{3}$対H$\alpha$インデックスが負の相関関係にあることがわかりました。GeneralizedLomb-Scargleピリオドグラムを使用して、これらの指数変動における長期および短期の周期性を調査します。CaIIH&K、NaI、およびH$\alpha$インデックスについては、GJ436の測光と一致して、それぞれ2470.7d(~6.8年)、1861.6d(~5.1年)、および2160.9d(~5.9年)の長期期間を検出します。〜7.4年のサイクル。「PooledVariance」手法をH$\alpha$およびNaIインデックスに適用すると、検出された2470.7d期間とよく一致して、〜2500dがアクティビティサイクルメカニズムの期間であることがわかりました。CaIIH&KおよびH$\alpha$インデックスでは、それぞれ$39.47^{+0.11}_{-0.15}$dおよび$40.46^{+0.44}_{-0.52}$dの短期期間を検出し、恒星の自転周期。恒星の自転は、長期周期性をプリホワイトニングした後に検出されます。それは、個々の観測エポックの分析でも検出されます。
雨が降るか雨が降らないか: GOES フレア クラスとコロナル レイン統計の相関
| Title |
To_Rain_or_Not_to_Rain:_Correlating_GOES_Flare_Class_and_Coronal_Rain_Statistics |
| Authors |
Emily_I._Mason,_Kara_L._Kniezewski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11283 |
フレア後のアーケードは、太陽フレアの進化のよく知られた構成要素であり、数十年にわたって観測されてきました。壊滅的に冷却されたプラズマのカスケードであるコロナ雨は、ループの輪郭を描き、最近のフレアの目を引く証拠を提供します。これらの出来事は一般的であることが認められていますが、科学文献には、この現象が実際にどれほど一般的であるかを文書化した統計的概要は含まれていません.この調査では、SolarDynamicsObservatoryAtmosphericImagingAssembly(SDOAIA)による、2011年から2018年の間に宇宙天気予報センター(SWPC)データベースから収集された241個のフレアの観測結果をレビューします。フレアは、C、M、およびXGOESクラスの強度範囲全体をカバーしています。、および太陽周期24のSDO観測の大部分にわたって均等に分布しています。フレア後のアーケード雨は、ほぼすべてのXクラスおよびほとんどのMクラスのフレアで発生しますが、Cクラスのフレア内では急速に減少することがわかります。C5付近にカットオフポイントがあるようで、それ以下ではフレア後のアーケード雨の発生が大幅に減少します。また、GOESクラスとフレア後の降雨イベントの平均期間との間には、一般的に正の相関関係があります。Cクラスフレアでのフレア後のアーケード雨イベントは、太陽黒点数に追従しているように見え、太陽周期の強さを予測しないとしても、推定するための潜在的な新しいツールを提供します。さらに、観測されたクラスの最短の長さのアーケードループでは結露が抑制されているように見え、アクティブな領域の加熱が高さに制約されていることを示唆しています。これらの結果は、エネルギー蓄積を推定し、安定した活性領域の加熱についてより深い洞察を得る新しい方法を含む、将来の研究へのさらなる道を開きます。
日震の高周波放射源と深部地震源の解析とモデル化
| Title |
Analysis_and_Modeling_of_High-Frequency_Emission_and_Deep_Seismic_Sources_of_Sunquakes |
| Authors |
John_T._Stefan_and_Alexander_G._Kosovichev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11286 |
Lindseyらによって発表された最近の研究では、2011年7月30日のM9.3フレアに関連する太陽地震の深くてコンパクトな震源と、最大10mHzに及ぶ地震放射の証拠が見つかりました。日震を個別に調べたところ、波面の可能性が8mHz帯域で見つかりましたが、10mHz帯域では波面を簡単に識別できませんでした。さらに、報告されたパラメーターでモデル化された地震励起の数値シミュレーションを実行し、励起源の深さの増加に伴うパワースペクトルの変化を調べます。深度が深くなるにつれてピーク周波数が減少することがわかりますが、z=0とz=-840kmの間で浅い最小値が示されます。M9.3サンクエイクの疑わしい波面を分析すると、報告された地震放射のパワースペクトルは背景振動のパワースペクトルに近いことがわかりますが、ピーク周波数は背景ピークよりも著しく低いことがわかります。さらに、Lindseyetalによって推定されたソースの振幅が小さすぎて、観測された波面を生成できないことがわかりました。
LTT 1445 三重星系をホストする太陽系外惑星からの X 線放出
| Title |
X-ray_Emission_from_the_Exoplanet_Hosting_LTT_1445_Triple_Star_System |
| Authors |
Alexander_Brown,_Cynthia_S._Froning,_Allison_Youngblood,_Kevin_France,_David_J._Wilson,_Girish_Duvvuri,_Yamila_Miguel,_Hannah_Diamond-Lowe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11314 |
JWSTは、近くのM型矮星を通過する岩石惑星の大気を観測できるようになります。M矮星三重星系LTT1445は、6.86pcの距離にあり、最も近い岩石の地球型惑星のいくつかをホストしています。これらの惑星は、M3.5VスターLTT1445Aを周回している可能性が最も高いです。28.6ksecのChandraACIS-S3観測中に、i)LTT1445システムの3つの星すべてを空間的に分解して検出し、ii)LTT1445Aを含む個々の星のX線光度を初めて測定し、iii)X線源のフラックスの変動性を研究し、A成分とC成分からの強い変動性を発見し、iv）コロナの光度、温度、および体積放出測定値がさまざまな活動レベルでどのように変化するかを調査しました。これらのX線データを今後のHST紫外観測と組み合わせることで、星のEUVスペクトルの微分放出測定(DEM)推定が可能になり、岩石惑星の大気のモデル化が容易になります。
階層的トリプルからの熱い亜光星の形成 -- I. 形成経路における外側の三次星の役割
| Title |
Forming_Hot_Subluminous_Stars_from_Hierarchical_Triples_--_I._The_Role_of_an_Outer_Tertiary_on_Formation_Channels |
| Authors |
Holly_P._Preece,_Adrian_S._Hamers,_Tiara_Battich,_Abinaya_S._Rajamuthukumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11327 |
階層的な三重構造からホットサブドワーフOB(sdOB)星を作成するための進化経路を提示します。人口合成コードMultipleStellarEvolution(MSE)を使用して、三重星系の恒星、連星、および重力の動的進化を追跡します。アウターターシャリーの影響を確認するために、ターシャリーコンポーネントを取り除いたインナーバイナリーの進化についても考察します。シングル、バイナリ、およびトリプル構成でsdOBスターを作成できることがわかりました。また、三次星が内部連星への不安定な物質移動を受けると、トリプルコモンエンベロープ進化を受けるシステムでsdOBを形成できることも示します。進化の早い段階で合併を伴わずに、単一またはワイドなsdOBシステムを作成することはできません。トリプルは、孤立したバイナリでは不可能な、バイナリの相互作用を通じて、広く非相互作用のコンパニオンを持つバイナリでsdOBを生成できます。階層トリプルの内部バイナリの近さにより、孤立したバイナリの場合と比較すると、安定した物質移動に関連する形成チャネルが抑制されます。
ドームふじ（南極大陸）の氷床コアの硝酸塩濃度で発見された11年、22年、および約90年の太陽周期
| Title |
Eleven-year,_22-year_and_~90-year_solar_cycles_discovered_in_nitrate_concentrations_in_a_Dome_Fuji_(Antarctica)_ice_core |
| Authors |
Yuko_Motizuki,_Yoichi_Nakai,_Kazuya_Takahashi,_Takashi_Imamura_and_Hideaki_Motoyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11330 |
氷床コアは、天文現象に関する情報や過去の気候に関する情報をもたらすことが知られています。CE1610から1904までの期間に対応する、東南極大陸のドームふじステーションで掘削された氷コアの年間分解硝酸塩変動の時系列分析を報告します。分析により、〜11、〜22、および〜90の明確な証拠が明らかになりました。これは、よく知られているSchwabe、Hale、およびGleissberg太陽周期のそれぞれの周期に匹敵します。私たちの結果は、氷コアの硝酸塩濃度が、10年から数十年の時間スケールでの過去の太陽活動の代用として使用できることを初めて示しています。さらに、黒点がほとんど存在しなかったマウンダー極小期(1645～1715年)でも、硝酸塩の変動には11年周期と22年周期が検出されました。この発見は、太陽極大極小期における太陽ダイナモの周期的な挙動を支持する可能性があります。
次数 3 以上の複数の星系をホストする惑星の初期のカタログ
| Title |
An_Early_Catalog_of_Planet_Hosting_Multiple_Star_Systems_of_Order_Three_and_Higher |
| Authors |
M._Cuntz,_G._E._Luke,_M._J._Millard,_L._Boyle,_S._D._Patel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11346 |
さまざまな分析を含む、文献からのデータに基づいて、系外惑星を含むことが確認された3次以上のシステムのカタログ(2022年7月1日現在)を提示します。星と惑星の両方に焦点を当てて、システムの統計的特性を調べます。これまでに、（軽度の）物議を醸すケースを含む、約30のトリプルシステムと1～3の4重システムが見つかっています。惑星の総数は40近くあります。惑星をホストするすべての三重星系は高度に階層化されており、共通の重心の周りの軌道にある遠方の恒星成分によって補完された準連星で構成されています。さらに、4連星系は実際には、1つの連星に惑星が含まれる、近い連星のペア(「double-double」)です。システムの階層と惑星ホストへの対応.データは、ほとんどすべての星が予想どおり主系列星であることを示しています.しかし、星の原始星はより質量が大きい傾向があります(つまり、スペクトルタイプA、F、およびG)単一の星の統計から予想されるよりも、星の二次星についても有効な発見ですが、それほど顕著ではありません.三次星の構成要素は、ほぼ独占的にスペクトルタイプMの低質量星です.ほとんどすべての惑星は、放射速度またはトランジットのいずれかに基づいて発見されています.巨大ガス惑星（優占型）と地球型惑星（スーパーアースを含む）の両方が同定されており、今後の惑星探査を視野に入れたデータベースの拡充が期待されるミッション。
ヘルツスプルングギャップを越える提案
中間質量星と大質量星の進化は、水素コアの燃焼が終わった後、かなり加速します。この進化の加速により、このエピソード中に星を観察できる確率はわずかです。適切な星団、特に適切な年齢の星団では、急速な進化段階により人口減少領域が生じます。色等級図とその派生物では、ヘルツスプルングギャップと呼ばれます。スピードアップの説明は通常、星のケルビン・ヘルムホルツ時間スケールに頼り、シュオンベルク・チャンドラセカール不安定性が必要とされる.進化.熱不安定性は、ヘルツスプルングギャップを通って進化する星で発生するとしても、現象を引き起こすための必要条件ではありません.
DQ星に欠けている金属：簡単な説明
古典的なDQ星は白色矮星であり、その大気には、対流ドレッジアッププロセスによって地表に持ち出された検出可能な微量の炭素が含まれています。興味深いことに、他の白色矮星スペクトルクラスとは異なり、DQ星は、炭素より重い元素による外部汚染の兆候を事実上決して示しません。このレターでは、DQ星に検出可能な外部汚染がないことは、白色矮星の大気構造に対する金属の降着の影響によって自然に説明されることを示すことにより、この長年の問題を解決します。重元素を降着するDQ星では、大気密度が減少し、炭素分子量が急激に減少し、C$_2$スワンバンドが強く抑制されます。惑星物質から重元素を降着する典型的なDQ星は、通常、直接DZ星に変化することを示しています。
成層系における多極ダイナモから双極ダイナモへの移行
| Title |
Transition_from_multipolar_to_dipolar_dynamos_in_stratified_systems |
| Authors |
B._Zaire_and_L._Jouve_and_T._Gastine_and_J-F._Donati_and_J._Morin_and_N._Landin_and_C._P._Folsom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11652 |
低温星の表面磁場を観測すると、非常に多様な構成が明らかになります。現在、これらのフィールドは対流帯内で発生するダイナモプロセスによって生成されるというコンセンサスがありますが、このようなさまざまなフィールドトポロジーを駆動する物理的メカニズムはまだ議論されています。この論文では、流体運動に対する磁気フィードバックが重要な成層系の3次元数値シミュレーションを使用して、双極子および多極子が優勢な形態の考えられる起源について説明します。私たちの主な結果は、以前の研究では多極場のみが存在する必要があることを示唆していた、強く成層化されたシミュレーションで最大0.4のロスビー数で双極子解が見つかることです。これらのシミュレーションは、0.1より大きいロスビー数で観測された外れ値の星を連想させるものであり、その大規模な磁場は軸対称ポロイダル成分によって支配されていると主張します。以前のブシネスク計算で示唆されたように、ローレンツ力に対する慣性力の相対的な重要性は、双極子から多極子への遷移を再び制御しています。あるいは、磁気エネルギーに対する運動エネルギーの比率が、場の形態の遷移を同様にうまく捉えることができることを発見しました。内部構造がシミュレーションの構造と一致し、均一な磁場特性が利用可能ないくつかのM矮星の磁気形態を予測するこの新しいプロキシの能力をテストします。最後に、シミュレーションで得られた微分回転の大きさを、M型矮星の文献で報告されている実際の測定値と比較します。私たちのシミュレーションでは、反太陽回転差と双極子場の出現との間に明確な関係があることがわかりました。
StaNdaRT: 超新星放射伝達の標準化されたテスト モデルと出力のリポジトリ
| Title |
StaNdaRT:_A_repository_of_standardized_test_models_and_outputs_for_supernova_radiative_transfer |
| Authors |
St\'ephane_Blondin,_Sergei_Blinnikov,_Fionntan_P._Callan,_Christine_E._Collins,_Luc_Dessart,_Wesley_Even,_Andreas_Fl\"ors,_Andrew_G._Fullard,_D._John_Hillier,_Anders_Jerkstrand,_Daniel_Kasen,_Boaz_Katz,_Wolfgang_Kerzendorf,_Alexandra_Kozyreva,_Jack_O'Brien,_Ezequiel_A._P\'assaro,_Nathaniel_Roth,_Ken_J._Shen,_Luke_Shingles,_Stuart_A._Sim,_Jaladh_Singhal,_Isaac_G._Smith,_Elena_Sorokina,_Victor_P._Utrobin,_Christian_Vogl,_Marc_Williamson,_Ryan_Wollaeger,_Stan_E._Woosley,_Nahliel_Wygoda_(SNRadTrans_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11671 |
包括的な超新星(SN)放射伝達(RT)コード比較イニシアチブ(StaNdaRT)の最初の結果を提示します。ここでは、標準化されたテストモデルの同じセットからの放出が、現在使用されているRTコードによってシミュレートされます。Ia型超新星の4つのベンチマーク噴出物モデルのセットで、合計10のコードが実行されました。解析的な密度と組成プロファイルを持つ2つのサブチャンドラセカール質量($M_\mathrm{tot}=1.0$M$_\odot$)おもちゃモデルと、流体力学的シミュレーションの結果である2つのチャンドラセカール質量遅延爆発モデルを検討します。4機種すべてに球対称を採用。光度曲線、スペクトル、および半径と時間の関数としてのいくつかの物理的特性の進化を含む、さまざまなコードの結果は、公開リポジトリを介して標準形式の電子形式で提供されます。また、詳細なテストモデルプロファイルと、入力ファイルと出力ファイルにアクセスして表示するためのいくつかのPythonスクリプトも含まれています。ここで学習したおもちゃのモデルを生成するために使用されるコードも提供します。このホワイトペーパーでは、テストモデル、放射伝達コード、および出力形式について詳しく説明し、リポジトリへのアクセスを提供します。いくつかの重要な診断機能の結果の例を示します。
ニュートリノ ファスト フレーバー ペンデュラム。パート 2: 衝突減衰
| Title |
Neutrino_Fast_Flavor_Pendulum._Part_2:_Collisional_Damping |
| Authors |
Ian_Padilla-Gay,_Irene_Tamborra_(Niels_Bohr_Institute),_Georg_G._Raffelt_(Max_Planck_Institute_for_Physics) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11235 |
コンパクトな天体では、ニュートリノ密度が非常に高いため、ニュートリノ-ニュートリノ屈折により、$\nu_e\bar\nu_e\leftrightarrow\nu_x\bar\nu_x$with$x=\mu,\tau$、ニュートリノ角度分布に依存。以前に、均質な軸対称の2つのフレーバーシステムでは、これらの集合的なソリューションがジャイロ振り子に類似して進化することを示しました。フレーバー空間では、弱い相互作用の方向からの偏差は、$+1$と$\cos\vartheta_{\rmmin}$の間を移動する変数$\cos\vartheta$によって定量化されます。後者は線形モードに従います。分析。次のステップとして、すべてのモードで共通の減衰率$\Gamma$を仮定して、フレーバーコヒーレンスの衝突減衰を含めます。経験的に、減衰された振子運動は、ペア変換$f=A+(1-A)\cos\vartheta_{\rmmin}$(数値的には$A\simeq0.370$)の漸近レベルに達することがわかります。角度分布(固定$\cos\vartheta_{\rmmin}$を除く)、初期シード、または$\Gamma$。一方、ニュートリノ減衰率と反ニュートリノ減衰率の間のわずかな非対称性でさえ、この状況を大きく変化させ、そうでなければ安定したシステムでフレーバーの不安定性を可能にすることさえあります。さらに、定常的で不均一なニュートリノアンサンブルとの正式な接続を確立し、この結果がこのシステムにも適用されることを示しています。
PBH の蒸発による暗黒物質が初期宇宙を支配していた
始原ブラックホール(PBH)は初期宇宙で支配的であり、ビッグバン元素合成の前に蒸発し、暗黒物質(DM)生成のメカニズムに新たな凍結をもたらす可能性があります。提案されたシナリオは、PBH形成の2つの可能なメカニズムと対応する連続PBH質量スペクトルについて考慮されるため、非単一PBH質量スペクトルの影響がPBH蒸発の結果で考慮され、それによって初期宇宙におけるPBH支配が終了します。.提案されたシナリオが非常に初期の宇宙における暗黒物質の生成を説明できる条件を特定します。
コンパクト連星合体からの重力波探索のためのテンプレート配置への二分木アプローチ
| Title |
A_binary_tree_approach_to_template_placement_for_searches_for_gravitational_waves_from_compact_binary_mergers |
| Authors |
Chad_Hanna,_James_Kennington,_Shio_Sakon,_Stephen_Privitera,_Miguel_Fernandez,_Jonathan_Wang,_Cody_Messick,_Alex_Pace,_Kipp_Cannon,_Prathamesh_Joshi,_Rachael_Huxford,_Sarah_Caudill,_Chiwai_Chan,_Bryce_Cousins,_Jolien_D._E._Creighton,_Becca_Ewing,_Heather_Fong,_Patrick_Godwin,_Ryan_Magee,_Duncan_Meacher,_Soichiro_Morisaki,_Debnandini_Mukherjee,_Hiroaki_Ohta,_Surabhi_Sachdev,_Divya_Singh,_Ron_Tapia,_Leo_Tsukada,_Daichi_Tsuna,_Takuya_Tsutsui,_Koh_Ueno,_Aaron_Viets,_Leslie_Wade,_Madeline_Wade |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11298 |
コンパクトなバイナリのインスパイラル、マージ、およびリングダウンからの重力波を検索するための高速テンプレート配置のための新しい幾何学的方法を示します。この方法は、テンプレートバンクパラメーター空間の重複しないハイパーキューブへのバイナリツリー分解に基づいています。各ハイパーキューブの中心で信号オーバーラップメトリックの数値近似を使用して、ハイパーキューブをカバーするために必要なテンプレートの数を推定し、ハイパーキューブをさらに分割するかどうかを決定します。特定のキューブ内のテンプレートの予想数が特定のしきい値よりも大きい限り、メトリックに従って最長のエッジに沿ってキューブを分割します。特定のハイパーキューブ内のテンプレートの予想数がこのしきい値を下回ると、分割が停止し、テンプレートがハイパーキューブの中心に配置されます。この方法を使用して、高度なLIGOデータの検索に適した質量範囲をカバーする整列スピンテンプレートバンクを生成します。整列されたスピンバンクは、最大24時間のCPUを必要とし、200万個のテンプレートを生成しました。一般に、他の方法、つまり確率的配置は、波形間の一致でより厳密に制限された損失を生成し、波形間の同じ最小一致には、提案されたアルゴリズムで約2倍のテンプレートが必要であることがわかります。ただし、平均一致率が高いことに注意してください。これにより、検出効率が向上します。私たちの主な動機は、このアルゴリズムでテンプレートの数を厳密に最小化することではなく、物理パラメーター空間座標で有用な幾何学的特性を持つバンクを作成することです。このようなプロパティは、母集団のモデリングとパラメーターの推定に役立ちます。
低温および高温での星の中性子捕獲反応
天体物理学的反応速度の決定には、静水圧および爆発燃焼の条件に応じて異なるアプローチが必要です。ここでの焦点は、放射性中性子捕獲反応の天体物理学的反応速度にあります。関連する元素合成プロセスには、sプロセスだけでなく、iプロセス、rプロセス、および$\gamma$プロセスも含まれます。核の観点からは、中性子と原子核の相対的な相互作用エネルギー、および原子核レベルの密度が主に異なります。関与する核。低温と高温での反応の違いに重点が置かれています。これらの反応速度の予測と測定で起こりうる複雑さが示され、理論と実験の関係が説明されています。
| Title |
Numerical_Test_and_Analysis_of_the_2nd_Law_of_Black_Hole_Thermodynamics_with_Gravitational-Wave_Data_from_Binary_Black_Hole_Merger_Events |
| Authors |
Joan_Sonnenberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11683 |
連星系におけるブラックホールの合体の重力波検出は、ブラックホールの熱力学の第2法則をテストする絶好の機会を提供します。この論文では、天体物理学的ブラックホールのエントロピーがどのように計算されるかを確認し、過去数年間に検出されたブラックホールの合体イベントからのLIGOとVIRGOの質量およびスピンデータ測定値を使用して、エントロピー計算を実行し、熱力学の一般化された第2法則を数値的にテストします。.さらに、ブラックホールの合体イベントの初期パラメーター間の数学的相関関係を分析して、定理が常に成り立つことを証明し、結論付けます。
プラズマ存在下で回転軸が傾いたアクシオン星-中性子星連星からの放射
| Title |
Radiation_from_Axion_star-Neutron_star_binaries_with_a_tilted_rotation_axis_in_the_presence_of_plasma |
| Authors |
A._Kyriazis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11700 |
アクシオン星の$f(r)=\text{sech(r/R)}$プロファイルを使用して、アクシオン星-中性子星連星から放出される放射線の形を調べます。私たちの分析では、中性子星の同方向回転プラズマを考慮に入れています。中性子星のスピンがアクシオン星-中性子星軌道の平面に向かって傾いている場合、垂直である場合と比較して、放射パワーが大幅に増強されることがわかりました。また、中性子星の同方向回転プラズマが放出されるパワーに影響を与えているかどうかを調べると、希薄なアクシオン星は、密度の高いアクシオン星よりも原理的にはより効率的に放射できますが、それらは、中性子星の潮汐力によって引き離されることがわかります。中性子星
$U(1)_X$ ヒッグスポータルモデルにおける (sub)GeV 暗黒物質
この研究では、暗黒物質の候補として機能する$U(1)_X$ゲージボソンを検討します。複雑な一重項スカラーがゲージ対称性を自発的に破ると、ベクトル暗黒物質は質量を獲得します。暗黒物質の候補は、スカラーヒッグスポータルを介してSM粒子と通信します。この研究では、10GeV未満の暗黒物質の質量に焦点を当てています。このパラメーター空間は、これまで十分に研究されていません。観測された遺物密度とCMBから制約を課すために、禁制チャネルと極近傍を介した暗黒物質の消滅が研究されています。コライダー、ビームダンプ実験、および天体物理観測からの他の境界が課されます。直接検出の上限を含むすべての境界を考慮して、実行可能なスペースが達成されます。
Snowmass 2021のための基礎物理学の宇宙プローブ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_Probes_of_Fundamental_Physics_for_for_Snowmass_2021 |
| Authors |
Rana_X._Adhikari,_Luis_A._Anchordoqui,_Ke_Fang,_B._S._Sathyaprakash,_Kirsten_Tollefson,_Tiffany_R._Lewis,_Kristi_Engel,_Amin_Aboubrahim,_Ozgur_Akarsu,_Yashar_Akrami,_Roberto_Aloisio,_Rafael_Alves_Batista,_Mario_Ballardini,_Stefan_W._Ballmer,_Ellen_Bechtol,_David_Benisty,_Emanuele_Berti,_Simon_Birrer,_Alexander_Bonilla,_Richard_Brito,_Mauricio_Bustamante,_Robert_Caldwell,_Vitor_Cardoso,_Sukanya_Chakrabarti,_Thomas_Y._Chen,_Michele_Cicoli,_Sebastien_Clesse,_Alan_Coleman,_Yanou_Cui,_Giulia_Cusin,_Tansu_Daylan,_Keith_R._Dienes,_Eleonora_Di_Valentino,_Cora_Dvorkin,_Celia_Escamilla-Rivera,_Glennys_R._Farrar,_Jonathan_L._Feng,_Noemi_Frusciante,_Juan_Garcia-Bellido,_Carlos_Garcia_Canal,_Maria_Vittoria_Garzelli,_Jonas_Glombitza,_Geraldina_Golup,_Maria_Gritsevich,_Zoltan_Haiman,_Jaume_Haro,_Dhiraj_Kumar_Hazra,_et_al._(74_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11726 |
基礎物理学の宇宙プローブは、非常に高エネルギーの粒子(宇宙線、ニュートリノ、ガンマ線)と重力波の2つの主要な形態を取ります。今日すでに、これらのプローブは、他の手段では入手できない基礎物理学へのアクセスを提供し、標準モデルを完成させる基礎となる理論の解明を支援しています。過去10年間、高エネルギーニュートリノや重力波の検出など、刺激的な発見の革命が見られました。このレポートで詳しく説明するように、今後数十年間の主要な開発の範囲は劇的です。
