精髄がその運動項を介して電磁気学に結合する一般的なモデルを提案します。この新規性は、文献で一般的に採用されている$\phi$に対するゲージ運動関数の線形依存性を一般化します。相互作用は、不規則に結合されたフレームワーク内で定式化できる微細構造定数の時間変化を自然に誘発します。スカラー場と結合関数を適切にパラメータ化することにより、$\alpha$の変動に敏感な観測に対してモデルをテストします。ベイジアン分析を行い、地球ベースの天体物理学および初期宇宙実験からのデータを使用して自由パラメーターを推測します。$\alpha$の進化は、それぞれの宇宙時代に固有のものであり、暗黒エネルギーが宇宙を加速する後期に減速することがわかりました。相互作用の最も厳しい境界は原子時計の測定から得られますが、クエーサーは弱い等価原理テストと一致する制約を提供します。この有望なモデルは、ESPRESSOスペクトログラフのような今後のより正確な天体物理測定でさらにテストされる予定です。
宇宙再結合放射を利用して、初期暗黒エネルギーと基本定数変動を調べる
| Title |
Using_the_cosmological_recombination_radiation_to_probe_early_dark_energy_and_fundamental_constant_variations |
| Authors |
Luke_Hart_and_Jens_Chluba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12290 |
宇宙再結合放射(CRR)は、初期宇宙からの保証されたスペクトル歪み信号の1つです。水素とヘリウムからのCRR光子は、最後の散乱プロセスよりも前のものであり、再結合前の時代の物理現象を調べることができます。ここでは、初期のダークエネルギーモデルとさまざまな基本定数によって引き起こされるCRRへの変更を計算します。これらの新しい物理学の例は、ハッブル張力に関連する最近の活動の増加を示しており、ここで提示される探索的研究の動機となっています.関連するCRR応答はスペクトルが豊富ですが、信号のレベルは小さいです。これらの影響に対する将来の分光計の可能な感度を予測します。私たちの推定は、CRRが再結合前の時代の膨張履歴と再結合物理学の変化に直接依存していることを示しています。ただし、他の宇宙プローブと競合する分光計のみの制約には、未来的な感度が必要です。それにもかかわらず、CRRの測定は、他の方法ではアクセスできないままであるフェーズに直接到達することができ、これらのタイプの観測が初期宇宙のプローブとして持つ可能性を強調しています.${\itPlanck}$データとの組み合わせは、相乗的なアプローチが非常に有望であることをさらに示しています。
\acp{PBH}形成のプロセスには、必然的に\acp{SIGW}が伴います。\acp{PBH}信号と\acp{SIGW}信号の間のこの強い相関関係は、\ac{LISA}などの今後の\ac{GW}実験で\acp{PBH}を検出するための有望なアプローチになる可能性があります。単色原始パワースペクトル$\mathcal{P}_{\zeta}=A_{\zeta}k_*\delta\leftの場合、\ac{RD}時代の3次\acp{SIGW}を調べます。(k-k_*\right)$.\ac{LISA}観測では、\ac{SNR}と単色原始パワースペクトルとの関係が体系的に研究されています。3次\acp{SIGW}の効果により、カットオフ周波数が$2f_*$から$3f_*$に拡張され、周波数帯域の\ac{SNR}が$10^{から約$200\%$増加することがわかります。-5}$Hz～$1.6\times10^{-3}$Hz質量範囲$4\times10^{-12}M_{\odot}\sim10^{-7}M_の\acp{PBH}に対応{\odot}$.$A_{\zeta}>A_*$のとき、エネルギー密度が3次の\acp{SIGW}は、2次の\acp{SIGW}のエネルギー密度よりも大きくなります。
ダークセクターでの運動量の移動と今後の銀河調査におけるレンズ効果の収束
| Title |
Momentum_transfer_in_the_dark_sector_and_lensing_convergence_in_upcoming_galaxy_surveys |
| Authors |
Wilmar_Cardona,_David_Figueruelo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12583 |
暗黒物質と暗黒エネルギーの間の運動量移動を可能にする宇宙モデルを調査しました。バックグラウンドの進化は$w$CDMソリューションと一致しますが、ダークセクターでの相互作用は主に小規模な摂動の動作に影響します。運動量の移動の結果として、これらの種類のモデルは、標準モデルの$\sigma_8$の不一致を緩和するのに役立ちますが、いわゆる$H_0$の緊張は解決しません。宇宙論的制約を計算することにより、これが実際に当てはまることを確認します。私たちの分析では、$\Lambda$CDMよりも低い$\sigma_8$値を支持する傾向がありますが、ダークセクターでの運動量の移動が消失しないという証拠は見つかりません。今後の銀河調査では、ダークセクターでの運動量移動を可能にするモデルのテストに関連するスケールと赤方偏移に関する情報が提供されるため、さまざまな調査構成を使用して予測も実行しました。数カウント変動$C_\ell^{\rmij}(z,z')$の角度パワースペクトルをモデル化する際に、レンズ収束$\kappa$を無視することの関連性を評価しました。分析に$\kappa$を含めないことは、他の実験からの情報を含めた場合でも、宇宙論的パラメーターの偏った制約($\approx1-5\,\sigma$)につながることがわかりました。$C_\ell^{\rmij}(z,z')$を誤ってモデル化すると、ニュートリノ質量の誤った検出につながり、$H_0$と$\sigma_8$の不一致が悪化する可能性があります。
原始重力波信号のパッチ状の再イオン化バイアス: 申し訳ありませんが確認する方が良い
| Title |
Patchy_reionization_bias_on_the_primordial_gravitational_wave_signal:_Better_to_be_sure_than_sorry |
| Authors |
Divesh_Jain,_Tirthankar_Roy_Choudhury,_Suvodip_Mukherjee,_Sourabh_Paul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12672 |
将来の宇宙マイクロ波背景放射(CMB)$B$モード偏光実験の主な目標の1つは、テンソルとスカラーの比率$r$の偏りのない測定による原始重力波の検出です。この信号を確実に検出するには、天体物理学起源の$B$モード偏光へのすべての可能な汚染を軽減する必要があります。そのような銀河外汚染の1つは、再電離期の電子密度の不均一性から発生します。CMB分極の特徴に加えて、斑状の再イオン化は、動力学的なSunyaev-Zeldovich(kSZ)効果を介してCMB温度に二次異方性を発生させる可能性があります。このフォアグラウンドの影響を研究するために、物理的に動機付けられた再電離モデルを使用して、今後のCMBミッションのCMB$B$モード分極と温度異方性への寄与を評価します。再イオン化による二次的な寄与を無視すると、$r$の値がより高い値にバイアスされる可能性があることを示します。ただし、小規模なkSZ信号、大規模な$E$モード分極、および$B$モード分極測定を組み合わせることで、再イオン化中の電子密度のばらつきに制約を課すことができ、$の値への影響を軽減できます。r$.CMB-S4やPICOなどのCMBミッションでは、$>0.17\sigma$の偏りが発生する可能性があり、PlanckおよびSPTCMB測定によって許容される極端な再電離モデルでは、$\sim0.73\sigma$まで高くなる可能性があります。将来の実験は$5\sigma$で$r$を測定することを目標としているため、異なる再電離観測量の共同推定を使用して適切に緩和されない場合、これは測定の重要性に影響を与える可能性があり、したがって$r$の検出の主張に影響を与える可能性があります。
宇宙の大規模構造からの一般相対性理論からの逸脱に対する機械学習の制約
| Title |
Machine_learning_constraints_on_deviations_from_general_relativity_from_the_large_scale_structure_of_the_Universe |
| Authors |
George_Alestas,_Lavrentios_Kazantzidis_and_Savvas_Nesseris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12799 |
ニュートン定数$\mu\equivG_\mathrm{eff}/G_\mathrm{N}$とダークエネルギー異方性応力$\eta$の両方が、GRで1に等しいと定義されています。具体的には、Ia型超新星、バリオン音響振動、宇宙クロノメーター、赤方偏移空間歪み、$E_g$データなど、大量のバックグラウンドおよび線形オーダーの摂動データを使用します。GAは現在利用可能なデータ、特に$E_g$データの低品質の影響を受けますが、ニュートン定数の再構築は定数値とエラー内の1の両方と一致することがわかります。一方、異方性応力は、$E_g$データのスパース性と系統性により、1から大きく逸脱します。最後に、LSSTのような調査に基づいて合成データを作成し、GRからの逸脱の検出限界を予測します。特に、2つの基準モデル、つまり宇宙定数モデル$\Lambda$CDMと進化するニュートン定数を含むモデルを使用し、$\mu(z)$と$\eta(z)$のGA再構成を見つけます。ほとんどの場合、基準モデルの数パーセント以内に制限されているため、GA再構築アプローチの有用性が実証されています。
ソース数カウントに対する観測者固有の速度の統計的影響
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)に対する太陽の速度は、CMB双極子から抽出できますが、その固有の双極子が比較的小さいと仮定されます。この解釈は、観測者の速度によって引き起こされる隣接するCMB多極子間の相関の測定と、かなり大きな誤差範囲内で一致しており、等方性を効果的に破っています。対照的に、ソース数カウント双極子は、CMB双極子の完全な運動学的解釈から抽出されたものの約2倍の大きさの振幅を持つ観測者の速度に特権を与えることが報告されており、エラーバーはますます重要であることを示していますテンション。この作業では、観測者の固有の速度が、ソース数カウントにおける近くの多重極子の相関に及ぼす影響を調べます。観測者の特異な速度に比例する運動双極子振幅のバイアスのない推定量を提供し、予想される信号対雑音比を計算します。近い将来の実験では、推定器を使用して、太陽の速度に対して5$\%$よりも優れた制約を達成できます。
最近の宇宙マイクロ波背景放射異方性実験を踏まえた標準宇宙モデルの健康診断テスト
| Title |
A_health_checkup_test_of_the_standard_cosmological_model_in_view_of_recent_Cosmic_Microwave_Background_Anisotropies_experiments |
| Authors |
Eleonora_Di_Valentino,_William_Giar\`e,_Alessandro_Melchiorri,_Joseph_Silk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12872 |
4つの異なる実験によって発表された宇宙マイクロ波背景放射の温度異方性と偏光角パワースペクトルの最新の観測結果の最新のデータ分析比較を提示します：一方のプランク衛星、およびアタカマ宇宙望遠鏡（ACTPol）と南極望遠鏡（SPT-3G）は、反対側で「プランクに依存しない」ようにするために、WMAP衛星の9年間の観測データと組み合わされています。体系的な方法で、追加の自由度の多くの異なる組み合わせを含めることにより、ベースライン$\Lambda$CDMケースとは異なる8つの拡張宇宙モデルを調査します。私たちの分析は、標準的な宇宙モデルとの緊張関係にあるCMB角度パワースペクトルの異常についていくつかのヒントを提供します。これは、データ内の重要な説明されていない体系が偏った結果を生み出しているか、$\Lambda$CDMがNatureの不正確/不完全な説明であることを示しています。将来の独立した高精度CMB温度および分極測定だけが、決定的な答えを提供できると結論付けています。
HD 106906 システムにおけるミリ波ダスト放出と惑星力学
| Title |
Millimeter_Dust_Emission_and_Planetary_Dynamics_in_the_HD_106906_System |
| Authors |
Anna_Fehr,_A._Meredith_Hughes,_Rebekah_I._Dawson,_Rachel_E._Marino,_Matan_Ackelsberg,_Jamar_Kittling,_Kevin_M._Flaherty,_Erika_Nesvold,_John_Carpenter,_Sean_M._Andrews,_Brenda_Matthews,_Katie_Crotts,_Paul_Kalas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11775 |
デブリ円盤は、主系列星の周りにある塵の多い、光学的に薄い構造です。HD106906ABは短周期恒星連星で、分離の広い惑星HD106906bと破片円盤をホストしています。デブリ円盤と直接画像化された惑星を含む既知のシステムはごくわずかであり、惑星が円盤の外側にあるのはHD106906だけです。デブリ円盤はエッジオンで、散乱光が非常に非対称です。ここでは、波長1.3mmのAtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray(ALMA)を使用して、解像度0.38インチ(39au)で円盤構造を解像しています。物質の狭いリングと広いリングの両方で円盤をモデル化し、$\sim$50$-$100auの半径の間の半径方向に広い軸対称円盤は、暫定的な恒星中心オフセットを除いて、非対称性や離心率の証拠なしに観測の構造を捉えることができます。推定される周惑星円盤のガスとダストの含有量.内輪の散乱光観測と惑星の軌道に対する天文上の制約と合わせてアルマ望遠鏡のデータを解釈し、観測結果が大きな分離、低離心軌道と一致することを発見しました動的解析は、中央連星が$\sim$100auの内部の微惑星軌道を効率的に安定させることができることを示しており、離心率と長半径sの制約を緩和します。多少。観測上の制約は、重力不安定性によるその場での形成と一致していますが、HD106906bの現在の軌道の起源として散乱イベントを除外することはできません。
HD106906 の形成史と外部傾斜コンパニオンによるデブリディスクの垂直方向の反り
HD106906は、広い軌道のコンパニオンと、その形成とその後の進化に重要な制約を保持する偏心した平らなデブリディスクをホストする惑星系です。コンパニオンの最近の観測では、その軌道が偏心し、破片円盤の平面に対して傾いていることが制約されています。ここでは、傾いた伴星が存在する場合、破片円盤($\lesssim5$Myr)が急速にゆがみ、膨らむことを示しています。これは、システムの現在の構成が比較的最近のものであることを示しています。自由浮遊惑星との最近の接近遭遇により、HD106906bの観測と一致する軌道パラメータを持つコンパニオンが生成される可能性を探ります。このシナリオは、観測と一致するコンパニオンを生成しながら、破片円盤の構造を再現できることがわかりました。
| Title |
Regularized_Maximum_Likelihood_Techniques_for_ALMA_Observations |
| Authors |
Brianna_Zawadzki,_Ian_Czekala,_Ryan_A._Loomis,_Tyler_Quinn,_Hannah_Grzybowski,_Robert_C._Frazier,_Yina_Jian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11813 |
正則化最尤法(RML)技術は、サブmm干渉観測に適用した場合、CLEANなどの従来の画像合成方法と比較して、角度分解能と画像忠実度を向上させる可能性がある画像合成方法のクラスです。GPUで高速化されたオープンソースのPythonパッケージMPoLを使用して、HD143006がホストする原始惑星系円盤のアルマ望遠鏡連続観測から再構築された画像に対するさまざまなRML事前分布(最大エントロピー、スパース性、全変動、全二乗変動)の影響を調査しました。画像検証手順クロス検証(CV)のK倍プロセスを開発し、検証プロセス内の可視性サンプリングの均一スタイルと「ダーツボード」スタイルの両方を調査しました。CVを使用して、総二乗変動正則化のテストケースの最適なハイパーパラメーター値を見つけたところ、広範囲のハイパーパラメーター値(およそ1桁に及ぶ)が、サンプリングされていない空間周波数またはまばらにサンプリングされた空間周波数全体の可視性に対する強力な予測力を持つモデルに対応することがわかりました。.また、HD143006付近の原始惑星系円盤のRML画像とCLEAN画像の比較を提供し、RML画像処理によって画像の空間解像度が約3倍向上することがわかりました。最後に、画像合成用のRMLワークフローを構築するための一般的な推奨事項を抽出します。CVを最も効果的に組み込むための推奨事項を含む、ALMA原始惑星系ディスク観測の。RML法を使用して原始惑星系円盤観測の解像度を向上させることで、円盤内に埋め込まれた原始惑星の検出など、高解像度の画像を必要とする新しい科学が可能になります。
DART の後: キネティック インパクターの最初の本格的なテストを使用して、将来の惑星防衛ミッションに情報を提供する
| Title |
After_DART:_Using_the_first_full-scale_test_of_a_kinetic_impactor_to_inform_a_future_planetary_defense_mission |
| Authors |
Thomas_S._Statler,_Sabina_D._Raducan,_Olivier_S._Barnouin,_Mallory_E._DeCoster,_Steven_R._Chesley,_Brent_Barbee,_Harrison_F._Agrusa,_Saverio_Cambioni,_Andrew_F._Cheng,_Elisabetta_Dotto,_Siegfried_Eggl,_Eugene_G._Fahnestock,_Fabio_Ferrari,_Dawn_Graninger,_Alain_Herique,_Isabel_Herreros,_Masatoshi_Hirabayashi,_Stavro_Ivanovski,_Martin_Jutzi,_\"Ozg\"ur_Karatekin,_Alice_Lucchetti,_Robert_Luther,_Rahil_Makadia,_Francesco_Marzari,_Patrick_Michel,_Naomi_Murdoch,_Ryota_Nakano,_Jens_Orm\"o,_Maurizio_Pajola,_Andrew_S._Rivkin,_Alessandro_Rossi,_Paul_S\'anchez,_Stephen_R._Schwartz,_Stefania_Soldini,_Damya_Souami,_Angela_Stickle,_Paolo_Tortora,_Josep_M._Trigo-Rodr\'iguez,_Flaviane_Venditti,_Jean-Baptiste_Vincent,_and_Kai_W\"unnemann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11873 |
NASAのDoubleAsteroidRedirectionTest(DART)は、小惑星偏向技術の最初の本格的なテストです。超高速運動衝突と地球ベースの観測結果は、LICIACubeとその後のHeraミッションと相まって、最大10%の精度の運動量伝達効率の測定とディディモス連星系の特徴付けにつながります。ただし、DARTは単一の実験です。これらの結果は、別の小惑星が関与する将来の惑星防衛の必要性にどのように使用できるでしょうか?キネティックインパクトに対するDimorphosの応答のどの側面がDARTの結果によって制約されるかを調べます。これらの制約が、小惑星物質の物理的特性に関する知識と衝突シミュレーションの予測力を改善するのにどのように役立つか。潜在的な地球衝突体に関するどのような情報が偏向努力の前に得られるか;そして、この理解によって偏向ミッションの設計がどのように知らされるべきか。運動量増強係数$\beta$を一般化し、特定の方向固有の$\beta$がDARTの結果によって直接決定されること、および関連する方向固有の$\beta$が動力学の性能指数であることを示します。インパクトミッション。DART$\beta$の決定は、イジェクタの運動量ベクトルを制約し、流体力学的シミュレーションにより、ディモルフォスの表面近くの物理的特性を制約します。仮想的な惑星防衛の緊急事態において、これらの制約を新たに発見された小惑星に外挿するには、地球ベースの観測が必要であり、その場での偵察から恩恵を受ける.さまざまなレベルの偵察に基づく運動量移動の代表的な予測を示し、偏向を最適化し、間違った方向への逆効果的な偏向のリスクを軽減するための戦略的ターゲティングについて説明します。
DART のような動的衝撃から小惑星の物質特性を予測する
| Title |
Predicting_asteroid_material_properties_from_a_DART-like_kinetic_impact |
| Authors |
Kathryn_M._Kumamoto,_J._Michael_Owen,_Megan_Bruck_Syal,_Jason_Pearl,_Cody_Raskin,_Wendy_K._Caldwell,_Emma_Rainey,_Angela_Stickle,_R._Terik_Daly,_Olivier_Barnouin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11876 |
NASAのDoubleAsteroidRedirectionTest(DART)ミッションは、小惑星偏向のためのキネティックインパクター法の最初の本格的なテストであり、宇宙船が意図的に小惑星に衝突してその軌道を変更します。DARTは、惑星防衛技術のデモンストレーションの重要な第一歩を表し、地球に近い小惑星に対する動的衝突アプローチの有効性の現実的な評価を提供します。小惑星に与えられた運動量は、衝突する宇宙船から伝達され、衝突地点から放出された物質の運動量によって強化されます。ただし、噴出物の寄与の大きさは、ターゲットの材料特性に依存します。強度やせん断係数などのこれらの特性は、DARTターゲットの小惑星Dimorphosだけでなく、ほとんどの小惑星についても知られていません。この研究では、ハイドロコードシミュレーションを使用して、衝突後に入手可能な情報、具体的には小惑星のサイズと形状、衝突する宇宙船の速度と特性、および小惑星に与えられる最終的な速度変化から材料特性を推定する方法を調べます。小惑星を記述する7つの材料パラメータを変化させた300以上の3次元シミュレーションを通じて、特定の小惑星の速度を再現できる特性の多くの組み合わせが見つかりました。小惑星の質量やクレーターのサイズなどの追加の観測は、小惑星の強度や衝突噴出物によってもたらされる運動量の増加などの結果などの特性をさらに制約するために必要です。私たちの結果は、小惑星の質量、空隙率、強度、および弾性特性である主要な材料パラメーターを使用して、衝突ミッションの前にできるだけ多くの知識を持つことが極めて重要であることを示しています。
GJ~1214b の GCM シミュレーションに対する相平衡雲モデルの影響
| Title |
The_Impact_of_Phase_Equilibrium_Cloud_Models_on_GCM_Simulations_of_GJ~1214b |
| Authors |
D._A._Christie,_N._J._Mayne,_R._M._Gillard,_J._Manners,_E._H\'ebrard,_S._Lines,_and_K._Kohary |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12205 |
{\sc統一モデル}大循環モデルに結合された放射結合位相平衡雲モデル{\scEddySed}を使用して、GJ~1214bの大気に対する雲の影響を調査します。以前の調査と一致して、高い金属量($100\times$太陽)と大きな垂直範囲($f_\mathrm{sed}=0.1$の沈降係数)を持つ雲が、観測に最もよく一致するために必要であることがわかりました。一致をさらに改善するには、ここで調査した値よりもさらに高い値が必要になる場合があります。さらに、観測に最もよく一致するケース($f_\mathrm{sed}=0.1$)では、超回転ジェットの形成が抑制された晴天のケースと比較して速度構造が変化することがわかりますが、さらなる調査が必要です。抑圧の原因を理解する。$f_\mathrm{sed}$で雲の範囲が増えると、アルベドが高くなるため、惑星がより低温になり、大気が収縮します。これにより、位相曲線に見られる昼夜のコントラストも減少しますが、雲の導入は依然として位相オフセットの減少をもたらします。さらに、{\sc統一モデル}の疑似球面照射スキームが加熱率の計算に与える影響を調査し、使用した平面平行照射スキームと比較して、夜間短波加熱の導入により中緯度ジェットが遅くなることを発見しました。以前の作品で。また、対数正規分布とは対照的に、雲粒子半径の分布に対するガンマ分布の影響を考慮し、影響が比較的小さいことを発見しました。
原始惑星系円盤化学における混合と拡散
原始惑星系円盤のProDiMo熱化学モデルに垂直乱流混合と拡散を含める単純な反復スキームを開発します。モデルは、反応拡散方程式の時間に依存しない解への収束について注意深くチェックされます。系外惑星大気モデルで使用されます。混合パラメーター{\alpha}mixを0から0.01まで変化させ、(a)上向きに混合される氷粒子の不透明度の放射伝達フィードバックと(b)を考慮した、一連の5つのTTauriディスクモデルが提示されます。発熱反応とラインの加熱/冷却の増加によって引き起こされるガス温度構造上の変化する分子存在量のフィードバック。ディスク内の分子と氷の濃度にかなりの変化が見られます。最も豊富な種(H2、CH4、CO、上層の中性原子、中立面の氷)は上下に輸送され、これらの豊富な化学物質が最終的に分解する場所で、たとえば写真プロセスによって、反応生成物の放出は、他のすべての分子にとって重要な結果をもたらします。これは一般に、イオン化された、原子、分子、氷の種のより豊富な混合物と、混合されていない場合には関係のない新しい化学経路を備えた、より活発な化学を生み出します。混合によって引き起こされる3つのスペクトル観測への影響について説明し、(i)氷の粒子が観測可能なディスク表面に到達し、そこでIRから遠IRの波長で氷の吸収と放出の特徴を引き起こすこと、(ii)混合によって特定の物質の濃度が増加することを発見します。中赤外分光法で観測可能な中性分子、特にOH、HCN、C2H2、および(iii)混合により、アルマ望遠鏡のライン画像とチャネルマップにおけるCOの光学的外観が変化する可能性があり、強い混合により、CO分子が遠くのミッドプレーンに配置されます。.
Tau Herculids 2022: 視覚データからの割合、数密度、人口指数、および幾何学的効果
| Title |
Tau_Herculids_2022:_Rate,_number_density,_population_index_and_geometrical_effects_from_visual_data |
| Authors |
Jurgen_Rendtel,_Rainer_Arlt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12297 |
2022年5月28日から6月1日の間に収集されたタウヘルクリッドの目視観測データを分析しました。サンプル全体の人口指数は2.4です。ピーク前の期間ではr=2.57+-0.23が見つかり、ピーク期間ではr=2.38+-0.06が得られます。彗星Schwassmann-Wachmann3(SW3)からの1995年の噴出物のZHRの最大値は、太陽経度69.450度(5月31日05h04mUT、±5分)で見られ、ZHR=55+-7であり、およその空間数密度NDに対応します。.一辺の長さが1000kmの立方体に10mgを超える380個の流星体。以前の最大値は、太陽経度69.207度(5月30日23時UT中心)でZHR=18+-3で発生し、暫定的に1892年のSW3-ejectaに関連付けられています。約10の大きな天頂引力による放射シフトの影響地平線に近い放射のdegについて説明します。
小惑星表面のリフレッシュメカニズムの解明
| Title |
Isolating_the_mechanisms_for_asteroid_surface_refreshing |
| Authors |
F._E._DeMeo,_M._Marsset,_D._Polishook,_B._J._Burt,_R._P._Binzel,_S._Hasegawa,_M._Granvik,_N._A._Moskovitz,_A._Earle,_S._J._Bus,_C._A._Thomas,_A._S._Rivkin,_S._M._Slivan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12366 |
宇宙風化のタイムスケールは表面の年齢よりも短いにもかかわらず、地球近傍小惑星とメインベルト小惑星の間で若くて新鮮な表面の証拠が見られます。惑星の遭遇、YORPスピンアップ、熱分解、衝突など、短い時間スケールで小惑星の表面をリフレッシュするための多くのメカニズムが提案されています。さらに、これらの「新鮮に見える」スペクトルの存在を説明するために、粒径効果などの他の要因が提案されています。これらのメカニズムのそれぞれが果たす役割を調査するために、477個の近地球およびマーズクロッサー小惑星の可視スペクトルと近赤外スペクトルのサンプルを収集しました。これらの小惑星はすべて、絶対等級H>16で、S複合体内にあり、サイズと組成が類似しています。かんらん石と輝石の比率(ol/(ol+opx))が>0.65であること。これらのオブジェクトを分類学的にQ(フレッシュ)およびS(風化)クラスに分類します。Q/S比の4つの傾向を見つけます。多くの以前の研究と一致しており、Q/S比は近日点距離が短くなるにつれて増加し、1.2AUを超える大きな近日点ではゼロではないことがわかります。、軌道傾斜角5度付近に大きなピークがあり、4)地球や金星に遭遇する可能性のある天体はそうでない天体よりもQ/S比が高いというこれまでの知見を確認したが、この発見は金星との区別がつかない。近日点トレンド。これらすべての傾向を単一の再浮上メカニズムで説明できるわけではないため、複数のメカニズムが必要です。すべての観測傾向を説明するには、4つすべての再浮上メカニズムの組み合わせが必要である可能性があります。
MASADA: マイクロレンズ惑星質量比関数から惑星質量関数へ
現在の技術を使用すると、重力マイクロレンズは、惑星質量と恒星ホスト質量の完全なパラメーター空間にわたって、惑星ホスト分離の広い範囲で惑星質量を測定できる唯一の方法です。私は、KMTNetサーベイの最初の6つのフルシーズンからの$\sim150$惑星/ホスト質量比測定値を、30mクラスの望遠鏡での後期適応光学(AO)イメージングを介して惑星質量測定値に変換する包括的なプログラムを提示します。このプログラムは、全体的な惑星質量関数、銀河環境の関数としての惑星周波数、および異なる環境内の惑星質量関数の測定を可能にします。広範囲の離散的および連続的な縮退と、さまざまな偽陽性および偽陰性を分析し、これらを解決するためのさまざまな方法を提示します。測定の不確実性から質量および距離の誤差への伝播を分析し、これらがホスト質量$0.13\lesssim(M/M_\odot)\lesssim0.4$、つまり理想気体の法則によってサポートされる完全に対流する星に最大の困難をもたらすことを示します。および非常に近くのホストの場合。現在の望遠鏡でAOを使用してこの10年の後半に作業を開始できますが、ターゲットサンプルのオーダーの90%は30mクラスのAOを待たなければなりません。これらの惑星の100以上の観測を計画するのに役立つ情報を含む広範な表を提示し、これらの大部分について追加のメモを提供します。それぞれ6つと8つの惑星を対象とした以前の2つの調査に同じアプローチを適用すると、これらの14の惑星のうち11つで、さまざまな手法による質量測定が既に行われていることがわかりました。これらは、銀河バルジ内または近くの星と比較して、近くの星$D_L\lesssim4$kpcの惑星周波数が高い可能性があることを示唆する証拠を提供します。最後に、現在の天文学的能力が著しく低下した場合の惑星の質量関数測定の見通しを分析します。
| Title |
Lightning-induced_chemistry_on_tidally-locked_Earth-like_exoplanets |
| Authors |
Marrick_Braam,_Paul_I._Palmer,_Leen_Decin,_Robert_J._Ridgway,_Maria_Zamyatina,_Nathan_J._Mayne,_Denis_E._Sergeev,_N._Luke_Abraham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12502 |
系外惑星の居住可能性を判断し、大気スペクトルを解釈するには、大気の物理学と化学を理解する必要があります。3D結合気候化学モデル、英国の化学とエアロゾルのフレームワークを備えた気象庁統合モデルを使用して、潮汐固定された地球のような太陽系外惑星に対する雷の出現とその化学的影響を研究します。M型矮星のハビタブルゾーンを周回するプロキシマケンタウリbの大気をシミュレートしますが、結果は同様のM型矮星を周回する惑星にも当てはまります。私たちの化学ネットワークには、チャップマンのオゾン反応と酸化水素(HO$_{\mathrm{x}}$=H+OH+HO$_2$)と窒素酸化物(NO$_{\mathrm{x}}$=NO)が含まれます。+NO$_2$)触媒サイクル。恒星放射(177～850nm)によって駆動される光化学が、20～50kmの地球規模のオゾン層を支えていることがわかりました。稲妻の閃光を、雲頂の高さと、N$_2$とO$_2$の熱分解による一酸化窒素(NO)の生成の関数としてパラメータ化します。亜星点上およびその周辺での急速な日中対流は、最大0.16回の閃光km$^{-2}$yr$^{-1}$の稲妻フラッシュ率をもたらし、NO$_{\mathrm{x}}$.日中のオゾンの変化は、主に紫外線放射照度とHO$_{\mathrm{x}}$触媒サイクルによって決定されます。惑星の昼側の表面の~45%は居住可能な温度(T$_{\mathrm{surf}}$>273.15K)のままであり、オゾン層は表面の紫外線放射レベルを15%に減らします。昼側と夜側の温度勾配により強い風が発生し、その後NO$_{\mathrm{x}}$が夜側に向かいます。この夜側では、光化学が存在しないため、NO$_{\mathrm{x}}$の化学反応に貯留層種が関与します。私たちの研究は、太陽系外惑星の大気化学を理解するために、正確なUV恒星スペクトルの必要性も強調しています。
アルマ望遠鏡による原始惑星系円盤MWC 758の離心率に関する運動学的制約
| Title |
Kinematical_Constraint_on_Eccentricity_in_the_Protoplanetary_Disk_MWC_758_with_ALMA |
| Authors |
I-Hsuan_Genevieve_Kuo,_Hsi-Wei_Yen,_Pin-Gao_Gu,_and_Tze-En_Chang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12741 |
MWC周辺の原始惑星系円盤の$^{13}\mathrm{CO}$と$\mathrm{C}^{18}\mathrm{O}$$J=3-2$輝線のアーカイブデータを分析しました。758はAtacamaLargeMillimeter/submillimeterArrayで取得され、惑星と円盤の相互作用の可能性と円盤内の非ケプラー運動について議論しました。ケプラー円盤モデルを観測データにフィッティングし、ケプラー回転からの速度偏差を測定しました。MWC758円盤の内部空洞周辺で速度が大幅にずれていることがわかりました。圧力勾配、発光層の高さ、落下運動、内部ワープ、ディスクの偏心など、速度偏差を引き起こす可能性のあるいくつかの可能性を調べました。内部空洞の半径での偏心$0.1\pm0.04$の偏心軌道運動と落下流の組み合わせが、観測された速度偏差を最もよく説明することがわかりました。内部空洞に近いガス軌道運動の運動学的に制約された偏心は、サブミリ波連続体放出で測定された内部空洞の周りのダストリングの偏心と一致しています。私たちの結果は、MWC758ディスクの内部空洞の周りの強力なダスト-ガス結合と、内部空洞内の巨大ガス惑星の存在を示唆しています。
基本平面を使用した銀河団の強力なレンズ効果モデリングの改善: Abell S1063 のバリオンおよび暗黒物質の質量分布の詳細なマッピング
| Title |
Improved_strong_lensing_modelling_of_galaxy_clusters_using_the_Fundamental_Plane:_detailed_mapping_of_the_baryonic_and_dark_matter_mass_distribution_of_Abell_S1063 |
| Authors |
Giovanni_Granata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11776 |
強い重力レンズ作用(SL)は、銀河団の内部領域における銀河団および銀河規模の暗黒物質(DM)ハローの質量分布の非常に正確なプローブとして登場しました。DMハローの導出された特性は、高解像度の宇宙論的シミュレーションの予測と比較することができ、標準宇宙論モデルのテストを提供します。メンバーの総質量をそれらの光度と結び付けるための単純なべき乗則スケーリング関係の通常の選択は、銀河団のSLモデル内で可能な固有の系統の1つであり、したがって導出された銀河団の質量です。それらの構造パラメーター(HSTイメージングから)と運動学(MUSEデータから)に関する新しい情報を使用して、クラスターAbellS1063の初期型銀河の基本平面(FP)を構築します。キャリブレーションされたFPを利用して、クラスターコアの総質量の改良されたSLモデルを開発します。新しい方法により、クラスターメンバーを記述するオブザーバブル間のより正確で複雑な関係を取得し、観測された大きさと有効半径から質量を完全に固定することができます。べき乗法アプローチと比較して、メンバーの質量と速度分散の間に異なる関係が見られ、これは有意な分散を示しています。HSTデータからクラスターメンバーの恒星質量の新しい推定値のおかげで、クラスターのすべてのバリオンおよびDMコンポーネントの累積予測質量プロファイルを半径350kpcまで測定します。最後に、モデルのサブハローの物理的特性と、高解像度の流体力学的シミュレーションによって予測されたものを比較します。メンバーの総質量に対する星の割合に関して、互換性のある結果が得られます。一方、サブハローのコンパクトさに関して最近報告された不一致を確認します。固定の総質量値では、シミュレートされたサブハローは、SLモデルが予測するものよりもコンパクトではありません。
若い大質量星団 NGC 1569-B の化学組成
| Title |
Chemical_composition_of_the_young_massive_cluster_NGC_1569-B |
| Authors |
Anastasia_Gvozdenko,_S{\o}ren_S._Larsen,_Michael_A._Beasley,_and_Jean_Brodie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11779 |
若い大質量星団(YMC)NGC1569-Bの詳細な化学組成分析を提示します。ホスト銀河NGC~1569は、3.36$\pm$0.20Mpcの距離にある矮小不規則スターバースト銀河です。ケックI望遠鏡のHIRESエシェル分光器で得られたNGC1569-Bの光学積分光スペクトルの分析から存在比を決定しました。異なる赤と青の超巨星の比率を考慮しました。つまり、理論上の等時線から得られた比率、YMCの分解された色等級図から得られた比率、および比較時に$\chi^2$を最小化する比率です。観測によるモデルスペクトル。得られた化学的存在量には後者の比率を採用しました。導出された鉄の存在量は[Fe/H]=$-0.74\pm0.05$のサブソーラーです。スケーリングされた太陽の組成に関連して、強化された$\alpha$要素の存在量$\text{[<Mg,Si,Ca,Ti>/Fe]}=+0.25\pm$0.11が見つかり、特にTiの存在量が高くなります。+0.49$\pm$0.05の他のスーパーソーラー要素には、$\text{[Cr/Fe]}=+0.50\pm$0.11、$\text{[Sc/Fe]}=+0.78\pm$0.20、および$\text{[Ba/Fe]が含まれます。}=+1.28\pm$0.14であり、他のFeピーク元素はスケーリングされた太陽存在量に近い:($\text{[Mn/Fe]}=-0.22\pm$0.12および$\text{[Ni/Fe]}=+0.13\pm$0.11)。NGC1569-Bの組成は、青色コンパクト矮小銀河に位置するYMCNGC1705-1の恒星集団に似ています。2つのYMCは$\alpha$元素とFeピーク元素の大部分に関して一致していますが、ScとBaはNGC~1569-Bで非常にスーパーソーラーであり、研究されたどのYMCよりも高くなっています。これまでのところ。若い集団の光スペクトルの青い部分は、IL分光研究を使用して分析するのが依然として非常に困難な波長領域です。これは、青い超巨星からの光への不確実な寄与によるものであり、分解された測光が利用可能であっても、ターンオフ星からのもつれを解くのは難しい場合があります.
アルマ望遠鏡、いて座E領域に向かって高度にフィラメント状の構造を発見
| Title |
ALMA_uncovers_highly_filamentary_structure_towards_the_Sgr_E_region |
| Authors |
J._Wallace_(1),_C._Battersby_(1),_E._A._C._Mills_(2),_J._D._Henshaw_(3_and_4),_M._C._Sormani_(5),_A._Ginsburg_(6),_A._T._Barnes_(7),_H._P._Hatchfield_(1),_S._C._O._Glover_(5)_and_L._D._Anderson_(8)_((1)_University_of_Connecticut,_Department_of_Physics,_(2)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Kansas,_(3)_Astrophysics_Research_Institute,_Liverpool_John_Moores_University,_(4)_Max_Planck_Institut_f\"ur_Astronomie,_K\"onigstuhl,_(5)_Universit\"at_Heidelberg,_Zentrum_f\"ur_Astronomie,_Institut_f\"ur_Theoretische_Astrophysik,_Albert-Ueberle-Str,_(6)_University_of_Florida,_Department_of_Astronomy,_Bryant_Space_Science_Center,_(7)_Argelander-Institut_f\"ur_Astronomie,_Universit\"at_Bonn,_(8)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_West_Virginia_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11781 |
(l,b)=(358.720$^\circ$,0.011$^\circ$)。いて座E領域は、銀河バーと中央分子帯(CMZ)に関連する「遠い塵のレーン」の乱流の交差点にあると考えられています。この領域は、一般に星形成を阻害すると考えられている強い加速を受けやすいが、SgrEには多数のHII領域が含まれている。ALMAからの$^{12}$CO(1-0)、$^{13}$CO(1-0)、およびC$^{18}$O(1-0)スペクトル線観測を提示し、測定値を提供します最も明るいフィラメントの2つの物理的および運動学的特性の。これらのフィラメントは、$\sim0.1$pcの幅(FWHM)を持ち、銀河面から$\sim2^\circ$の角度で、銀河面にほぼ平行に配向されています。フィラメントは細長く、アスペクト比の下限は$\sim$5:1です。両方のフィラメントについて、約15kms$^{-1}$離れた2つの異なる速度成分を検出しました。$\sim$0.09pc空間分解能のC$^{18}$Oスペクトル線データでは、これらの速度成分が比較的狭い($\sim$1-2kms$^{-1}$)FWHM線幅を持っていることがわかります。銀河中心に向かう他の情報源と比較した場合。これらのフィラメントの特性は、いて座E複合体のガスがCMZに向かって落下する際に銀河バーの重力場によって急速に加速されるため、「引き伸ばされている」ことを示唆しています。この結果は、極限環境への洞察を提供する可能性があります。この地域と、この環境を促進する大規模なプロセスを取り囲んでいます。
シミュレートされたフィールド矮小銀河の現在のガス含有量
| Title |
The_present-day_gas_content_of_simulated_field_dwarf_galaxies |
| Authors |
Georg_Herzog,_Alejandro_Benitez-Llambay,_Michele_Fumagalli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11782 |
高解像度の宇宙論的シミュレーションで、フィールド矮小銀河のガス含有量を調べます。以前の研究と一致して、臨界値$M_{200}\lesssimM_{\rmcrit}\approx5\times10^{9}\M_{\odot}未満の質量を持つダークマターハローに生息する銀河が見つかりました。$、現在は静止しています。したがって、これらの銀河のガス含有量は、進化する星からのフィードバックの影響を受けません。今日、これらの静止システムのほぼ半分は、その質量に対して予想されるよりもはるかに小さいガス質量を持っています.ガス欠乏銀河は、1)大規模なホストとの過去の相互作用に由来することがわかりました。この相互作用では、矮星は潮汐力とラム圧によってガスと暗黒物質を失います。2)宇宙ウェブのガス状フィラメントおよびシートとの流体力学的相互作用から、ドワーフはラム圧によってガスを失う。これらのシステムを「フライバイ」および「COSWEB」と呼びます。フライバイは高密度領域に位置し、シミュレーションで最も巨大な銀河の位置を追跡します。対照的に、COSWEBはボリューム全体に分散しており、コズミックウェブをトレースします。$M_{200}<M_{\rmcrit}$の亜臨界系では、COSWEB銀河の割合は$35\%$にもなり、銀河の100%を占めるフライバイの場合はさらに高くなります。$M_{200}<3\times10^8\\rmM_{\odot}$で。これらのメカニズムによって引き起こされるガスの欠乏は、将来のHI調査でフィールドドワーフの大部分の検出を妨げる可能性があります。質量が$M_{200}>M_{\rmcrit}$のハローに生息する銀河の場合、影響を受けるシステムの$70\%$以上で、宇宙ウェブストリッピングが平均して星形成を停止させることがわかりました。
大質量銀河形成の初期段階における環境の影響の欠如
| Title |
Lack_of_influence_of_the_environment_in_the_earliest_stages_of_massive_galaxy_formation |
| Authors |
Marianna_Annunziatella,_PabloG.P\'erez-Gonz\'alez,_\'Angela_Garc\'ia_Argum\'anez,_Guillermo_Barro,_Bel\'en_Alcalde_Pampliega,_Luca_Costantin,_Anton_M._Koekemoer_and_Rosa_M._M\'erida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11784 |
大質量銀河の集合史に環境がどのように影響するかを調べます。その目的のために、我々はSHARDSとHSTの分光測光データを利用します。その深さ、スペクトル分解能、および波長範囲により、星の発光の詳細な分析を実行できるだけでなく、前例のない正確な測光赤方偏移を得ることができます。これにより、赤方偏移$1\にある332個の大質量銀河($\mathrm{>10^{10}M_{\odot}}$)の完全なサンプルの局所環境の十分に正確な推定と星形成履歴の確実な導出が促進されます\GOODS-Nフィールドのleqz\leq1.5$。この赤方偏移範囲にある大質量銀河は、密度が最も低い環境を避けていることがわかります。さらに、質量加重形成赤方偏移$\mathrm{\overline{z}_{M-w}\geq2.5}$を持つサンプル内の最も古い銀河は、最高密度領域を避け、中間環境を好むことを観察しました。星形成が活発な銀河を含む若い銀河は、より密度の高い環境に住む傾向があります($\Sigma=\mathrm{5.0_{1.1}^{24.8}\times10^{10}M_{\odot}Mpc^{-2}}$）。この挙動は、最初に形成を開始したこれらの大規模な銀河が近隣の銀河と合体し、その環境をより早く一掃する場合に期待できます。一方、より最近に形成された銀河($\overline{z}_{M-w}<2.5$)は、後に大規模な構造に降着し、その環境を一掃する前にそれらを観察しているか、あるいは可能性が低い彼らの環境に影響を与える。しかし、隣接する銀河の数と質量の両方の表面密度が最も古い銀河では比較的低いことを考えると、私たちの結果は、環境と初期の大質量銀河の最初の形成段階との間の非常に弱い相関関係を明らかにしています。
射手座B2における非準安定アンモニアメーザーの発見
| Title |
Discovery_of_non-metastable_ammonia_masers_in_Sagittarius_B2 |
| Authors |
Y._T._Yan,_C._Henkel,_K._M._Menten,_Y._Gong,_H._Nguyen,_J._Ott,_A._Ginsburg,_T._L._Wilson,_A._Brunthaler,_A._Belloche,_J._S._Zhang,_N._Budaiev,_and_D._Jeff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11786 |
射手座B2分子雲/星形成領域複合体のさまざまな部分に向かうNH$_3$の非準安定反転遷移における広範なメーザー放出の発見を報告する:$J,K=$(6,3)でメーザーを検出する、(7,4)、(8,5)、(9,6)、および(10,7)は、NH$_3$(6,3)メーザーであるSgrB2(M)およびSgrB2(N)に向かって遷移します。SgrB2(NS)ではNH$_3$、SgrB2(S)では(7,4)、(9,6)、(10,7)メーザー。A構成のKarlG.JanskyVeryLargeArray（JVLA）の高角度分解能データを使用して、18個のメーザースポットを識別します。メーザースポットは、SgrB2(N)から9つ、SgrB2(NS)から1つ、SgrB2(M)から5つ、SgrB2(S)から3つ発生します。Effelsbergのシングルディッシュデータと比較すると、JVLAデータはフラックスの欠落がないことを示しています。検出されたメーザースポットは、JVLA観測では解決されません。輝度温度の下限は$>$3000~Kで、最大で数10$^5$~Kに達し、線のメーザーの性質を示しています。隣接するホット分子コアおよび/またはUCH{\scriptsizeII}領域に関するメーザーの速度差を考慮して、測定されたすべてのアンモニアメーザーラインは、流出または膨張のいずれかによって引き起こされるショックに関連している可能性があると主張されています。UCH{\scriptsizeII}領域。全体として、SgrB2は、多数のNH$_3$メーザーを同時に測定できるという点で独特であり、これは、これまでほとんど理解されていなかった起源と励起を解明するために不可欠である可能性があります。
CHIANTI バージョン 10 データを使用した CLOUDY 互換データベースの作成
原子および分子データは、理論モデルのスペクトルを予測するためにCLOUDYによって実行される微物理プロセスの詳細な計算を実行するために必要です。CLOUDYが現在利用している3つのデータベースの1つは、CHIANTIバージョン7.1です。CHIANTIバージョン10.0.1が利用可能ですが、その形式が変更されています。CLOUDYは新しいバージョンと互換性がありません。バージョン10.0.1データベースをバージョン7.1形式に変換するスクリプトを開発したので、進化した形式の新しいCHIANTIバージョンがあるたびにCLOUDYを変更する必要はありません。この調査では、このバージョン形式の変更のためにスクリプトが実行する手順の概要を説明します。また、CHIANTIバージョン10.0.1の採用により、CLOUDYによって計算されたスペクトル線強度/光度に、わずかな数の重要な変更が見られました。これらの変更は、衝突強度データの改善の結果です。
キネマティック レンズ推論 I: シミュレートされた解析による形状ノイズの特徴付け
| Title |
Kinematic_Lensing_Inference_I:_Characterizing_Shape_Noise_with_Simulated_Analyses |
| Authors |
Pranjal_R._S.,_Elisabeth_Krause,_Hung-Jin_Huang,_Eric_Huff,_Jiachuan_Xu,_Tim_Eifler,_Spencer_Everett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11811 |
ソース銀河の未知の固有の形状は、弱い重力レンズ効果(WL)の最大の不確実性の1つです。$\sigma_\epsilon^{\mathrm{WL}}\approx0.26$のレベルでいわゆる形状ノイズが発生しますが、対象のせん断効果はオーダーパーセントです。キネマティックレンズ(KL)は、測光形状測定と分解された分光観測を組み合わせて、固有の銀河形状を推測し、重力シアーを直接推定する新しい手法です。この論文では、ギャラクシーイメージングとスリット分光法を共同でモデル化してせん断信号を抽出するKL推論パイプラインについて説明します。一連の現実的な模擬観測を構築し、KL推論パイプラインが入力せん断を確実に回復できることを示します。KLのせん断測定の不確実性を定量化するために、ランダムな向きの円盤銀河の集団の形状ノイズを平均し、輝線に応じて$\sigma_\epsilon^{\mathrm{KL}}\approx0.022-0.041$と推定します。信号対雑音。従来のWLに対するこの桁違いの改善により、KL観測プログラムは既存の分光計器で実行可能になります。この目的のために、KL形状ノイズの観測要因への依存性を特徴付け、将来のKL観測の調査戦略への影響について議論します。特に、低傾斜銀河のスペクトルの品質を優先することは、全体の数密度を最大化するよりも有利であることがわかりました。
分子分光データベースのメタ分析と、将来のいくつかの施設による分子検出の展望
| Title |
A_meta-analysis_of_molecular_spectroscopy_databases,_and_prospects_of_molecule_detection_with_some_future_facilities |
| Authors |
Xin_Liu,_Fujun_Du |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11907 |
分子は星間空間に広く存在し、分光観測によって検出できます。現在までに、271を超える分子種が星間媒体または星周外層で同定されています。実験室で測定された分子分光パラメータは、新種の同定と物理パラメータの導出を可能にします。これらの分光パラメータはデータベースに体系的に収集され、最も一般的に使用されているのはCDMSとJPLデータベースの2つです。新しい分光パラメータが継続的に測定/計算され、これらのデータベースに追加されますが、どの時点でも、天文データで識別できる分子を最終的に制限するのは既存の分光データです。この作業では、CDMSおよびJPLデータベースのメタ分析を行います。これら2つのデータベースの遷移頻度とその不確実性の統計を示し、特定の物理環境下での回線混乱の問題について説明します。次に、将来分光観測を行うと予想されるいくつかの施設を使用して、一般的なISM環境で分子を検出する可能性を評価します。結果は、CSST/HSTDMとSKA1-midが、ISM環境に関する合理的な仮定で、いくつかの複雑な有機分子、またはアミノ酸を検出する可能性があることを示しています。
HOPS Out を 500 ParSecs (eHOPS) に拡張。 I. わし座分子雲における原始星の同定とモデリング
| Title |
Extension_of_HOPS_Out_to_500_ParSecs_(eHOPS)._I._Identification_and_Modeling_of_Protostars_in_the_Aquila_Molecular_Clouds |
| Authors |
Riwaj_Pokhrel,_S._Thomas_Megeath,_Robert_A._Gutermuth,_Elise_Furlan,_William_J._Fischer,_Samuel_Federman,_John_J._Tobin,_Amelia_M._Stutz,_Lee_Hartmann,_Mayra_Osorio,_Dan_M._Watson,_Thomas_Stanke,_P._Manoj,_Mayank_Narang,_Prabhani_Atnagulov,_Nolan_Habel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12090 |
近くの原始星のeHOPS(500ParSecsへのHOPSOutの拡張)センサスの一部として、Aquila分子雲($d\sim436$pc)のSpitzer/Herschelに焦点を当てた調査を提示します。Herschel/PACSバンドで検出されたすべてのソースについて、eHOPS-Aquilaカタログには、2MASS、Spitzer、Herschel、WISE、およびJCMT/SCUBA-2データから組み立てられた1～850$\mu$mSEDが含まれています。新たに開発された一連の基準を使用して、SEDによって天体を原始星、円盤のあるプレミリ秒系列の星、および銀河として分類します。わし座には全部で172個の原始星があり、雲をつなぐ分子フィラメントに密集しています。これらのうち、72(42\%)がクラス0原始星、53(31\%)がクラスI原始星、43(25\%)がフラットスペクトル原始星、4(2\%)がクラスII原始星です。クラス0の原始星のうち10個は、オリオン座で発見されたものと同様の若いPACSブライトレッドソースです。SEDを放射伝達モデルのグリッドと比較して、原始星の光度、エンベロープ密度、およびエンベロープ質量を制約します。eHOPS-Aquilaをオリオン座のHOPS原始星と比較すると、原始星の光度関数は統計的に区別できないことがわかり、eHOPS-Aquila原始星のボロメータ温度/エンベロープ質量は低温/高質量にシフトし、eHOPS-Aquila原始星はそうではありません。オリオン座で発見された進化に伴う光度の低下を示しています。これらの違いがサンプル間の偏りによるものか、星形成の歴史の分岐によるものか、原始星の進化に対する環境の影響によるものかについて簡単に説明します。
分子雲の三次元磁場
星間物質の進化、分子雲の形成と進化、そして最終的には星の形成における磁場の役割を調べるには、それらの3次元(3D)磁場を調べる必要があります。これらの3Dベクトルを識別するには、磁場の1つの成分(視線に沿って、または空の平面に平行)だけを観察するだけでは不十分です。近年、3D磁場を推測するために、これら2つの成分のそれぞれを調査し、銀河磁場や磁場傾斜角などの(観測またはモデルからの)追加データと統合するための新しい手法が開発されました。これらの進歩、その応用、および将来の方向性を検討し、議論します。
SDSS からの銀河の形態学的分類のための機械学習手法。 III.詳細な機能の画像ベースの推論
| Title |
Machine_learning_technique_for_morphological_classification_of_galaxies_from_the_SDSS._III._Image-based_inference_of_detailed_features |
| Authors |
V._Khramtsov,_I.B._Vavilova,_D.V._Dobrycheva,_M.Yu._Vasylenko,_O.V._Melnyk,_A.A._Elyiv,_V.S._Akhmetov,_A.M._Dmytrenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12194 |
この論文は、銀河の形態学的分類へのさまざまな機械学習手法の適用性に関する一連の研究(Vavilovaetal.,2021,2022)に続くものです。DenseNet-201に基づくCNN分類器のターゲットデータセットとして、0.003<z<0.1で-24m<Mr<-19.4mの絶対等級を持つ315776個のSDSSDR9銀河のサンプルを利用しました。GalaxyZoo2(GZ2)サンプルと密接に重複しているため、これらの注釈付きデータをトレーニングデータセットとして使用して、銀河を34の詳細な特徴に分類します。GZ2トレーニングデータセットからの銀河と既知の形態学的パラメーターのない銀河との間に視覚パラメーターの顕著な違いがある場合、私たちは新しい手順を適用しました。これにより、小さくて暗いSDSS銀河のこの違いを初めて取り除くことができました。敵対的検証手法と、トレーニングデータセットから銀河の最適なトレーニングテスト分割をどのように管理したかについて詳しく説明します。また、分類器の一般化能力を高めるための最適な銀河画像変換も発見しました。これは、GZプロジェクトで投票分類が不十分だった銀河画像に対する人間のバイアスを改善する別の方法と見なすことができます。非常に良い画像でトレーニングされたCNN分類器が同じ均質なサンプルから悪い画像を再トレーニングできる場合、そのようなアプローチ、おそらく自己免疫化は、人間のバイアスに対抗する他の方法と同一平面上にあると見なすことができます。CNN分類器の精度は、32の特徴に応じて83.3～99.4%の範囲です。その結果、初めて、140K以上の低赤方偏移銀河、特に暗い端の詳細な形態学的分類を割り当てました。天文学的な観点から、銀河CNN画像分類の典型的な問題点を強調します。カタログは、VizieRを通じて入手できます。
RC100: z=0.6-2.5 での 100 個の大質量星形成銀河の回転曲線は、銀河規模の小さな暗黒物質を明らかにします
| Title |
RC100:_Rotation_Curves_of_100_Massive_Star-Forming_Galaxies_at_z=0.6-2.5_Reveal_Little_Dark_Matter_on_Galactic_Scales |
| Authors |
A._Nestor_Shachar,_S.H._Price,_N.M._F\"orster_Schreiber,_R._Genzel,_T.T._Shimizu,_L.J._Tacconi,_H._\"Ubler,_A._Burkert,_R.I._Davies,_A._Deke,_R._Herrera-Camus,_L._L._Lee,_D._Liu,_D._Lutz,_T._Naab,_R._Neri,_A._Renzini,_R._Saglia,_K._Schuster,_A._Sternberg,_E._Wisnioski,_S._Wuyts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12199 |
宇宙銀河の星形成のピーク(z~0.6-2.5)を横切る100個の大規模な星形成円盤銀河(SFG)について、数倍以上の銀河有効半径に及ぶHaまたはCO回転曲線(RC)を分析します。Genzelらによって提示された以前のサンプル。（2020）およびプライスら。(2021)。観測は、ESO-VLTのSINFONIおよびKMOS積分フィールド分光器、LBTのLUCI、IRAMのNOEMA、およびALMAで行われました。圧力サポートの効果を含む、暗黒物質(DM)ハローにバルジが埋め込まれた乱流回転ディスクのビーム畳み込み前方モデルを主軸キネマティクスに当てはめます。円盤の有効半径($R_e~5kpc$)内の全物質に対する暗黒の割合、$f_DM(R_e)=V_{DM}^2(R_e)/V_{circ}^2(R_e)$は、赤方偏移:z~1(z~2)でのDMの中央値は$0.38\pm0.23$($0.27\pm0.18$)であり、すべての銀河の3分の1(半分)は$f_{DM}(R_e)<0.28$.暗黒物質の割合は、バリオンの表面密度と逆相関し、低いDMの割合は、平坦化された、つまりコア化された内部DM密度分布を必要とします。z~2では、宇宙論的な星と質量のハローと質量の関係に基づく期待値と比較して、$R_e$内で暗黒物質の質量が平均で~40%少なくなっています。DM不足は、高い星形成率(SFR)の表面密度($\Sigma_{SFR}>2.5M_{\odot}yr^{-1}kpc^{-2}$)と巨大なバルジを持つ銀河($M_{bulge}>10^{10}M_{\odot}$)。恒星または活動銀河核(AGN)のフィードバック、および/または衛星の降着または銀河塊の移動による動的摩擦による加熱の組み合わせにより、DMはカピーからコア質量分布に追いやられる可能性があります。観測結果は、z~2SFGで大規模なバルジと中央ブラックホールが効率的に形成されていることをもっともらしく示しています。
| Title |
Formation_of_the_cosmic-ray_halo:_The_role_of_nonlinear_Landau_damping |
| Authors |
D._O._Chernyshov,_V._A._Dogiel,_A._V._Ivlev,_A._D._Erlykin_and_A._M._Kiselev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12302 |
宇宙線(CR)伝搬とMHD波の励起/減衰のプロセスが含まれる自己無撞着銀河ハローの非線形モデルを提示します。銀河系からのCRの脱出を妨げるMHD乱流は、完全に共鳴ストリーミング不安定性によって生成されます。ハローサイズを制御する重要なメカニズムは非線形ランダウ(NL)減衰です。これにより、MHD変動の振幅が抑制され、ハローが大きくなります。平衡乱流スペクトルは、CRの拡散伝播と移流伝播の領域を設定するCR励起とNL減衰のバランスによって決まります。2つの領域間の境界$z_{cr}(E)$はハローサイズであり、エネルギーとともにゆっくりと増加します。$\sim1~\muG$の垂直磁場に対して、GeV陽子に対して$z_{cr}\sim1$kpcを見積もった。得られた陽子スペクトルは、観測データとよく一致しています。
私たちの銀河の中心分子帯にある高速分散コンパクト雲のカタログ
| Title |
Catalog_of_High_Velocity_Dispersion_Compact_Clouds_in_the_Central_Molecular_Zone_of_Our_Galaxy |
| Authors |
Tomoharu_Oka,_Asaka_Uruno,_Rei_Enokiya,_Taichi_Nakamura,_Yuto_Yamasaki,_Yuto_Watanabe,_Sekito_Tokuyama,_and_Yuhei_Iwata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12395 |
この研究では、非常に混雑した地域のスペクトル線データキューブ内の広い速度幅を持つコンパクトな雲の自動識別手順を開発しました。この手順は、JamesClerkMaxwellTelescopeを使用して取得されたCOJ=3-2ラインデータに適用され、184個の高速分散コンパクトクラウド(HVCC)が特定されました。私たちの銀河。-1.4{\deg}<l<+2.0{\deg}、-0.25{\deg}<b<+0.25{\deg}の領域のHVCCのリストが、物理パラメータCOJ=3-とともに提示されました。2/J=1-0強度比、形態分類。その結果、このリストは、点のような巨大な物体、局所的なエネルギーイベント、または雲同士の衝突との遭遇によって引き起こされた可能性のあるいくつかの興味深いソースを提供します.
DECam ローカル ボリューム探査調査で発見されたさらに 6 つの超微光天の川の仲間
| Title |
Six_More_Ultra-Faint_Milky_Way_Companions_Discovered_in_the_DECam_Local_Volume_Exploration_Survey |
| Authors |
W._Cerny,_C._E._Mart\'inez-V\'azquez,_A._Drlica-Wagner,_A._B._Pace,_B._Mutlu-Pakdil,_T._S._Li,_A._H._Riley,_D._Crnojevi\'c,_C._R._Bom,_J._A._Carballo-Bello,_J._L._Carlin,_A._Chiti,_Y._Choi,_M._L._M._Collins,_E_Darragh-Ford,_P._S._Ferguson,_M._Geha,_D._Mart\'inez-Delgado,_P._Massana,_S._Mau,_G._E._Medina,_R._R._Mu\~noz,_E._O._Nadler,_K._A._G._Olsen,_A._Pieres,_J._D._Sakowska,_J._D._Simon,_G._S._Stringfellow,_A._K._Vivas,_A._R._Walker,_R._H._Wechsler_(DELVE_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12422 |
DECamLocalVolumeExploration(DELVE)サーベイの2番目のデータリリースの一部として処理されたDarkEnergyCamera(DECam)データを使用して、マッチドフィルター検索によって発見された6つの超微光天の川衛星の発見を報告します。深いジェミニ/GMOS-Nイメージング(4つの候補)とフォローアップDECamイメージング(2つの候補)を活用して、これらのシステムの形態と恒星集団を特徴付けます。これらの候補はすべて微弱な絶対等級($M_{V}\geq-3.2$等級)と古くて金属の少ない恒星集団($\tau>10$Gyr,[Fe/H]$<-1.4$)を共有していることがわかります。デックス）。これらのシステムのうち3つはより拡張されており($r_{1/2}>15$pc)、他の3つはコンパクトです($r_{1/2}<10$pc)。これらの特性から、前者の3つの系(Bo\"{o}tesV、しし座I、おとめ座II)は超微光矮小銀河の分類と一致し、後者の3つ(DELVE3、DELVE4、ガイア衛星からのデータを使用して、Bo\"{o}tesV、LeoMinorI、およびDELVE4の適切な運動を自信を持って測定し、適切な運動信号を暫定的に検出しますDELVE3およびDELVE5から。乙女座IIの信号は検出されません。これらの測定値を使用して、新しく発見されたシステムと射手座矮星球体、マゼラン雲、および広大な極構造との間の可能な関連を調査し、いくつかのもっともらしい関連を見つけます。私たちの結果は、ベラC.ルービン天文台によってまもなく発見される多数の超微光星系のプレビューを提供し、最も微光な星系を分類する課題を浮き彫りにします。
金属に乏しい銀河NGC 4068で窒素が豊富な大質量星を明らかにする
| Title |
Unveiling_the_nitrogen-rich_massive_star_in_the_metal-poor_galaxy_NGC_4068 |
| Authors |
Anastasiya_D._Yarovova,_Oleg_V._Egorov,_Alexei_V._Moiseev_and_Olga_V._Maryeva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12522 |
近くの低金属量(Z~0.1Zsun)矮小銀河NGC4068で異常な輝線状の星のような物体を識別したことを報告します。ロングスリット分光器とファブリペロー干渉計を使用して実行された観測は、Haの高速分散を示しています。線、HeII4686A線の存在、およびこのオブジェクトの[SII]/[NII]フラックス比が特に低いことがわかります。観測データから、この天体は、運動学的年齢t~0.5Myrの膨張星雲に囲まれた、L~1.5*10^6Lsunの高いボロメータ光度の単一の星を表していると導き出されました。この星雲はかなりの窒素過剰を示します(log(N/O)~-0.05、つまり、金属量の少ない銀河で予想されるよりも~1.4dex高い)。これは、星間物質と相互作用するイジェクトに囲まれた巨大な青色超巨星(BSG)またはWolf-Rayet(WR)星であることが示唆されました。星雲のモデルは、CLOUDY光イオン化コードを使用して計算し、CMFGENモデルのBSG星とWR星をイオン化源として適用しました。質量M*~80Msunの低金属WR星によるイオン化を仮定したモデルについて、モデル化されたスペクトルと観測されたスペクトルとの間の最良の一致を見つけ、強風によって星雲をイオン化し、星間物質を窒素で濃縮しました。
修正ニュートン力学 (MOND) 重力における中心核を持つ矮小銀河
| Title |
Dwarf_galaxies_with_central_cores_in_modified_Newtonian_dynamics_(MOND)_gravity |
| Authors |
J._Sanchez_Almeida_(1_and_2)_((1)_Instituto_de_Astrofisica_de_Canarias,_La_Laguna,_Spain,_(2)_Departamento_de_Astrofisica,_Universidad_de_La_Laguna,_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12547 |
矮小銀河の中には、すべての半径でモンディアン領域内にあるものがあります。つまり、観測されたバリオンによって提供される重力加速度は、常に$g_\dag\simeq1.2\times10^{-10}\,{\rmm\のしきい値を下回っています。,s^{-2}}$.これらの矮小銀河は、回転曲線を説明するためにニュートンの重力を仮定すると、総密度プロファイル$\rho(r)$が中央のプラトーまたは{\emcore}($d\log\rho/d\logr\rightarrow0$の場合は$r\rightarrow0$)。ここで、MOND重力下で、このコアの存在はバリオン含有量を意味し、その密度$g_{\rmbar}$は重力ポテンシャルの中心に向かって減少しなければならないことを示します($g_{\rmbar}\rightarrow0$when$r\rightarrow0$)。このような中心領域へのバリオンの落下は観察されておらず、MOND重力に続く銀河形成の数値シミュレーションにも現れていません。MONDに生じた問題と考えられる回避策を分析します。
超線形の「電波 AGN 主系列」リンクは、z$\sim$3 以降の電波 AGN パワーと銀河の星の質量を意味します
| Title |
A_super-linear_"radio-AGN_main_sequence''_links_mean_radio-AGN_power_and_galaxy_stellar_mass_since_z$\sim$3 |
| Authors |
I._Delvecchio,_E._Daddi,_M._T._Sargent,_J._Aird,_J._R._Mullaney,_B._Magnelli,_D._Elbaz,_L._Bisigello,_L._Ceraj,_S._Jin,_B._S._Kalita,_D._Liu,_M._Novak,_I._Prandoni,_J._F._Radcliffe,_C._Spingola,_G._Zamorani,_V._Allevato,_G._Rodighiero,_and_V._Smolcic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12585 |
銀河集団全体の平均AGN光度を経時的にマッピングすると、超大質量ブラックホール(SMBH)と銀河の成長の間の相互作用に関する重要な手がかりがカプセル化されます。この論文では、異なる恒星質量(${M_{*}}$)の星形成銀河(SFG)における電波AGNの人口統計、平均出力、および宇宙進化について説明します。SFGでホストされている0.1$\leq$$z$$\leq$4.5でレストフレーム1.4GHzAGN光度関数を構築するために、深いVLA-COSMOS3GHzデータを活用します。AGN光度関数を異なる${M_{*}}$ビンに分割すると、すべての赤方偏移で、電波AGNは、より低い${M_*}$銀河よりも高い${M_*}$銀河でより頻繁に、より明るいことが明らかになります。.SFG内の電波AGNによる累積運動光度密度は$z$$\sim$2でピークに達し、10.5$\leq$$\log$(${M_{*}}$/${M_{\odot}}$)$<$11.各(${M_{*}}$,$z$)におけるすべてのSFGにわたる累積無線AGN活動を平均すると、時間平均無線AGN電力$\langle$$をリンクする「無線AGN主系列」が得られます。L_{1.4}^{{AGN}}$$\rangle$と銀河系の恒星質量、次の形式:$\log$$\langle$[$L_{1.4}^{{AGN}}$/WHz$^{-1}]\rangle$=(20.97$\pm$0.16)+(2.51$\pm$0.34)$\cdot$$\log$(1+$z$)+(1.41$\pm$0.09)$\cdot$($\log$[${M_{*}}$/${M_{\odot}}$]-10).固定赤方偏移での${M_{*}}$への超線形依存性は、星形成と比較して、より大規模なSFGでの電波AGN活動の強化を示唆しています。この機能強化は、より大規模なSFGにおけるより高い無線AGNデューティサイクルとより明るい無線AGNフェーズの両方に起因すると考えられます。SFGの進化するX線AGN集団には、驚くほど一貫した${M_{*}}$依存性が見られます。この類似性は、銀河の寿命にわたって同様の方法で電波とX線AGN活動の両方を促進する長期の冷たいガスの降着によって引き起こされる可能性があると解釈されます。
初期段階の 70 $\mu \rm m$ 暗黒高質量塊 (ASHES) の ALMA サーベイ。 VII: 埋め込まれた高密度コアの化学
| Title |
The_ALMA_Survey_of_70_$\mu_\rm_m$_Dark_High-mass_Clumps_in_Early_Stages_(ASHES)._VII:_Chemistry_of_Embedded_Dense_Cores |
| Authors |
Shanghuo_Li,_Patricio_Sanhueza,_Xing_Lu,_Chang_Won_Lee,_Qizhou_Zhang,_Stefano_Bovino,_Giovanni_Sabatini,_Tie_Liu,_Kee-Tae_Kim,_Kaho_Morii,_Daniel_Tafoya,_Ken'ichi_Tatematsu,_Takeshi_Sakai,_Junzhi_Wang,_Fei_Li,_Andrea_Silva,_Natsuko_Izumi,_David_Allingham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12814 |
初期段階の70$\mu\rmm$暗黒高質量塊(ASHES)のALMA調査から得られたデータを使用して、12の分子塊の294の高密度コアに向けた化学の研究を提示します。高エネルギー準位($E_{u}/k>45$K)の流出と分子遷移の検出に基づいて、97の原始星コアと197の前星コア候補を特定しました。原始星核へのN$_{2}$D$^{+}$放射の検出率は38%で、前星核の9%よりも高く、N$_{2}$D$であることを示しています。^{+}$は前星のコアだけを追跡するわけではありません。DCO$^{+}$放射の検出率は、前星核で35%、原始星核で49%であり、N$_{2}$D$^{+}$よりも高いことを示しています。そのDCO$^{+}$は、前星と原始星のコアの両方でN$_{2}$D$^{+}$よりも頻繁に出現します。N$_{2}$D$^{+}$とDCO$^{+}$の両方の存在量は、前星段階から原始星段階にかけて減少しているように見えます。DCN、C$_{2}$D、および$^{13}$CS輝線は、初期の進化段階の密集したコアではめったに見られません。H$_{2}$COの高密度コアへの放出の検出率は52%で、CH$_{3}$OHの検出率(17%)の3倍です。さらに、H$_{2}$CO検出率、存在量、線強度、および線幅はコアの進化状態とともに増加し、H$_{2}$CO線放出が原始星の活動に敏感であることを示唆している。
SIT 45: 相互作用し、コンパクトで、星を形成する孤立した銀河トリプレット
| Title |
SIT_45:_An_interacting,_compact,_and_star-forming_isolated_galaxy_triplet |
| Authors |
D._Grajales-Medina,_M._Argudo-Fern\'andez,_P._V\'asquez-Bustos,_S._Verley,_M._Boquien,_S._Salim,_S._Duarte_Puertas,_U._Lisenfeld,_D._Espada,_H._Salas-Olave |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12850 |
合体系SIT45(UGC12589)は、SIT(SDSSベースの分離トリプレットのカタログ)の315のシステムのうち、3つの合体後期型銀河からなる珍しい孤立した銀河トリプレットです。この研究の主な目的は、その動的な進化と星形成の歴史(SFH)、およびその局所的および大規模な環境への依存を研究することです。そのダイナミクスを調べるために、速度分散($\sigma_{v}$)、調和半径($R_{H}$)、交差時間($H_0t_c$)、ビリアル質量($M_{vir}$)と、トリプレット($S$)のコンパクトさが考慮されました。SFHを制約するために、CIGALEを使用して、紫外から赤外までの多波長データを使用して観測されたスペクトルエネルギー分布を適合させました。そのSFHによると、SIT45は星形成を示し、銀河も最近($\sim$200Myr)星形成の増加を示しており、この活動が相互作用によって引き起こされた可能性があることを示しています。その動的構成は、システムがSITと比較して高度に進化していることを示唆しています。しかし、コンパクトグループでの観測に基づいて、これは星形成後期型銀河で構成されるシステムでは予想されません。SIT45は、同じダークマターハロー内で進化している3つの相互作用する銀河のシステムであり、そのコンパクトな構成は、長期的な進化によるものではなく、進行中の相互作用の結果であると結論付けています(その結果から示唆されているように)。$H_0t_c$値)。三重項の現在の構成について2つのシナリオを考えます。1つはメンバーの1つが潮汐銀河であり、もう1つはこの銀河が相互作用の後に系に到達するシナリオです。どちらのシナリオも、さらに調査する必要があります。したがって、分離されたトリプレットSIT45は、高い赤方偏移でより頻繁に発生する相互作用によって引き起こされるスターバーストなど、短い時間スケールのメカニズム($\sim10^8$年)を研究するための理想的なシステムです。
消光と形態進化の関係を探る
銀河形成の半解析的モデルを使用して、ハロー消光とブラックホール(BH)消光の2つの消光シナリオの予測を比較します。銀河の質量関数に適合するように両方のモデルを調整した後、BH消光は、星の質量$M_*$の関数としての受動銀河の割合と、星形成率vs.$M_*$ダイアグラム。この主な発見に加えて、この研究からは他に2つの結果があります。まず、成功したBHクエンチングモデルには、小規模な合併が超大規模なBHの成長に寄与することが必要です。小さな合体を繰り返して高い$M_*$に達した銀河が消滅しなければ、高い質量の青い銀河が多すぎます。第二に、$M_{\rmBH}$--$M_*$関係と$M_*$の関数としての受動的割合を再現するために、合体におけるBHの成長は低質量では効率が低下しなければなりません。超新星は、脱出速度が遅い系での効率的なBHの成長を妨げるという考えを持っています。私たちの調査結果は、BHがホスト銀河の冷たいガスを吹き飛ばし、銀河周辺の高温媒体を非常に高いエントロピーに加熱して冷却時間が長くなるのに十分な大きさになるまで成長するクエーサーフィードバックシナリオと一致しています。彼らはまた、消光と維持が異なるフィードバック体制に対応するという考えを支持しています。
MeerKAT望遠鏡で研究されたダブルパルサーの重力信号伝搬
| Title |
Gravitational_signal_propagation_in_the_Double_Pulsar_studied_with_the_MeerKAT_telescope |
| Authors |
H._Hu,_M._Kramer,_D._J._Champion,_N._Wex,_A._Parthasarathy,_T._T._Pennucci,_N._K._Porayko,_W._van_Straten,_V._Venkatraman_Krishnan,_M._Burgay,_P._C._C._Freire,_R._N._Manchester,_A._Possenti,_I._H._Stairs,_M._Bailes,_S._Buchner,_A._D._Cameron,_F._Camilo,_M._Serylak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11798 |
ダブルパルサー、PSRJ0737-3039A/Bは、強磁場領域での豊富な重力実験を提供してきましたが、GRはそのすべてを見事に通過しました。特に、光子の伝播をテストする現在の重力実験の中で、ダブルパルサーは最も強い時空曲率を調べます。MeerKATおよび将来的にはSKAによる観測により、現在のテストの精度が大幅に向上し、軌道運動と信号伝搬の両方におけるNLOの寄与のテストが容易になります。過去3年間にMeerKAT望遠鏡を使用して行われたPSRJ0737-3039Aの新しい観測のタイミング分析を提示します。MeerKATによって提供されるタイミング精度の向上により、以前の研究と比較して、Shapiro遅延パラメーターの測定が2倍向上し、質量測定が改善されました。さらに、我々の結果は、NLO信号伝搬効果の独立した確認を提供し、すでに16年のデータからの以前の測定値を1.65倍上回っています。これらの効果には、Bの移動による遅延効果と、Bの重力場による信号の偏向が含まれます。また、期待される新しい効果についても調査します。たとえば、緯度信号の偏向による視線のシフトによって引き起こされる、優れた結合付近の潜在的なプロファイルの変動を検索し、現在のデータで重要でない証拠を見つけます。シミュレーションでは、シャピロ遅延との相関のために、緯度偏向遅延がタイミングで測定される可能性は低いことがわかりました。さらに、Shapiro遅延に対する予想されるレンズ補正を検出することは現時点では不可能ですが、シミュレーションでは、この効果が完全なSKAで測定される可能性があることが示唆されています。最後に、完全なSKAなどの将来の機器から期待されるタイミング精度を満たす、ダブルパルサーシステムの信号伝搬の改善された分析的説明を提供します。
ガンマ線バースト中の電子の冷却から生じる迅速な光学対応物の特性
| Title |
Properties_of_the_Prompt_Optical_Counterpart_Arising_from_the_Cooling_of_Electrons_in_Gamma-Ray_Bursts |
| Authors |
A.D._Panaitescu_and_W.T._Vestrand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11847 |
この作業は、放射線(シンクロトロンおよび自己コンプトン)放出および断熱による相対論的ガンマ線バースト(GRB)電子の冷却によって生成される低エネルギーの対応するシンクロトロン放出の特性を研究するための同時の取り組み(Panaitescu&Vestrand2022)を拡張します。損失。GRBに付随するPromptOpticalCounterpart(POC)の主要な特性(パルス持続時間、バースト後の遅延時間、バーストに対する明るさ)を導き出します。磁場の寿命、電子注入の持続時間、および硬X線(GRB)から発光エネルギーまでの電子の通過時間Dtoに応じて、(真の)POCがGRBパルス(持続時間dtg)または後（遅延OC）。GRB電子の冷却から生じるカウンターパートの特徴は、真のPOCパルス(Dto<dtg)が対応するGRBパルス(dto~dtg)と同じくらい持続するのに対し、遅延OCパルス(Dto>dtg)はトランジットが続く限り持続することです。時間(dto~Dto)。OC変動性を測定できる場合、このOCメカニズムのもう1つのシグネチャは、GRB変動性がPOCにのみ「渡される」が、遅延OCでは失われることです。カウンターパートのGRB電子冷却モデル内では、POCは平均して遅延のものよりも暗くなるはずであり(これはデータと一致することがわかっています)、GRBの低エネルギー勾配bLEは、より暗いPOCとより頻繁に関連付けられる必要があります。電子冷却によって生成される[-1/2,1/3]の低エネルギー勾配bLEと1mJyの平均バースト輝度(1dex分散で)は、ハードGRBのPOCがR=20よりも暗くなり、検出が困難になる可能性があることを意味します。ロボット望遠鏡で検出し（冷却電子からの放出を過度に照らす別のメカニズムがない限り）、ソフトGRBのPOCはR=10よりも明るくなる可能性があります。つまり、いくつかのバーストで見られるオプティカルフラッシュ（OF）と同じくらい明るいです。
フェルミ大口径望遠鏡によるガンマ線放出パルサー風星雲の追跡
電波波長からTeVガンマ線までの銀河パルサー風星雲(PWNe)が少なくとも125個発見されています。HESS、MAGIC、VERITASなどの地上の空中チェレンコフ望遠鏡によってTeV帯域で識別されるPWNeの数が増えているため、銀河TeVエミッターの支配的なソースクラスを構成しています。利用可能なMeV-GeVデータをTeVバンドでの観測と組み合わせることは、PWNeの相対論的粒子集団からの高エネルギー放出の正確な特性評価に重要であり、検出された銀河CRフラックスのかなりの部分を生成する能力を明らかにします。しかし、MeV-GeVPWN対応物は、全天を12年間連続して観測した後でも、まだほとんど不足しています。現在、MeV-GeVバンドのFermi-LATによって識別されているPWNeは12個未満です。ほとんどのPWNeは、顕著な拡散銀河ガンマ線放出内に埋め込まれた銀河面に沿って位置しているため、これらのソースは明るい拡散背景から解きほぐすことが難しくなっています。11.5年分のFermi-LATデータを使用して、300MeV～2TeVのエネルギー帯で既知のPWNeに相当するガンマ線を体系的に検索します。この検索の最初の部分では、6つのフェルミPWNeと7つのフェルミPWNの関連付けを含む、パルスガンマ線信号としてフェルミLATによって以前に検出されたパルサーによって電力を供給されていない、電磁スペクトル全体で以前に識別されたPWNeの場所をターゲットにします。.合計58の関心領域の分析を報告し、それらの形態学的およびスペクトル特性とともに、すべての確定的および暫定的な検出を提供します。Fermi-LATによって検出されたPWN数の2倍である確固たるPWN対応物として分類される11の未確認のガンマ線源と、PWN候補である22のガンマ線源があります。
フェルミ大面積望遠鏡で検出された活動銀河核の第 4 カタログ -- データ公開 3
| Title |
The_Fourth_Catalog_of_Active_Galactic_Nuclei_Detected_by_the_Fermi_Large_Area_Telescope_--_Data_Release_3 |
| Authors |
The_Fermi-LAT_collaboration:_Marco_Ajello,_Luca_Baldini,_Jean_Ballet,_Denis_Bastieri,_Josefa_Becerra_Gonzalez,_Ronaldo_Bellazzini,_Alessandra_Berretta,_Elisabetta_Bissaldi,_Raffaella_Bonino,_Ari_Brill,_Philippe_Bruel,_Sara_Buson,_Regina_Caputo,_Patrizia_Caraveo,_Teddy_Cheung,_Graziano_Chiaro,_Nicolo_Cibrario,_Stefano_Ciprini,_Milena_Crnogorcevic,_Sara_Cutini,_Filippo_D'Ammando,_Salvatore_De_Gaetano,_Niccolo_Di_Lalla,_Leonardo_Di_Venere,_Alberto_Dominguez,_Vandad_Fallah_Ramazani,_Elizabeth_Ferrara,_Alessio_Fiori,_Yasushi_Fukazawa,_Stefan_Funk,_Piergiorgio_Fusco,_Viviana_Gammaldi,_Fabio_Gargano,_Simone_Garrappa,_Dario_Gasparrini,_Nico_Giglietto,_Francesco_Giordano,_Marcello_Giroletti,_David_Green,_Isabelle_Grenier,_Sylvain_Guiriec,_Deirdre_Horan,_Xian_Hou,_Taishu_Kayanoki,_Michael_Kuss,_Stefan_Larsson,_et_al._(56_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12070 |
フェルミ大域望遠鏡によって検出された活動銀河核(AGNs)の4番目のカタログの増分バージョンが提示されます。このバージョン(4LAC-DR3)は、12年間のE>50MeVガンマ線データに基づく4FGLカタログの3回目のデータリリースから派生したもので、スペクトルパラメーター、スペクトルエネルギー分布(SED)、年間光度曲線、および関連付けが含まれています。すべてのソースについて更新されました。新たに報告されたAGNには、587のブレーザー候補と4つの電波銀河が含まれています。新しいサンプルのプロパティについて説明し、以前に公開されたものに影響を与える変更の概要を説明します。また、このリリースでは、SED高エネルギー成分のピークエネルギーと対応するフラックスという2つの新しいパラメーターも導入しています。これらのパラメーターにより、X線データに依存することなく、シンクロトロンピーク光度に対する逆コンプトンの比率であるコンプトン優位性を評価できます。
スーパー・エディントンからサブ・エディントンへの降着速度の低下するMAD降着円盤のGRRMHDシミュレーション
| Title |
GRRMHD_Simulations_of_MAD_Accretion_Disks_Declining_from_Super-Eddington_to_Sub-Eddington_Accretion_Rates |
| Authors |
Brandon_Curd_and_Ramesh_Narayan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12081 |
回転していない($a_*=0$)および回転している($a_*=0.9$)超大質量ブラックホール(BH)周辺の磁気拘束ディスク(MAD)の2つの一般相対論的放射磁気流体力学(GRRMHD)シミュレーションを提示します。各シミュレーションでは、質量降着速度は時間とともに減少し、範囲$3\gtrsim\dot{M}/\dot{M}_{\rm{Edd}}\gtrsim0.3$でエディントンスケールの速度をサンプリングします。非回転BHモデルの場合、降着率が減少するにつれて、総効率と放射効率が増加し、範囲$\eta_{\rm{tot}}\sim9-16\%$および$\eta_{\rm{radで変化します。}}\sim6-12\%$、それぞれ。このモデルはジェット活動がほとんどないことを示しています。対照的に、回転するBHモデルには、BHから抽出されたスピンエネルギーを動力とする強力な相対論的ジェットがあります。ジェット出力は、降着率が$\eta_{\rm{jet}}\sim18-39\%$のように減少し、合計および放射効率は$\eta_{\rm{tot}}\sim64-100\になります。%$と$\eta_{\rm{rad}}\sim45-79\%$です。軽度のサブエディントンディスクは、回転するBHからかなりの電力を抽出できることを確認しています(それらがMAD状態にある場合)。$100\までのジェットプロファイル、GM/c^2$は、サブエディントン進化の間、$k\approx0.43-0.53$のべき乗指数を持つおおよそ放物線です。両方のモデルは、磁束噴出のエピソードに関連している可能性が高い発信放射に大きな変動性を示しています。$a_*=0.9$モデルは、シミュレーションの最終的な$\sim10,000\,GM/c^3$を超える$\sim2000\,GM/c^3$の期間の半規則的な変動を示しています。磁束の噴出は、準周期的変動の重要な原因である可能性があります。シミュレートされた降着率では、$a_*=0$モデルがスピンアップし、$a_*=0.9$モデルがスピンダウンしています。BHのスピンアップ-スピンダウン平衡は、MAD状態での継続的な降着を仮定すると、$0.5<a_{*,{\rm{eq}}}<0.6$で達成される可能性があります。
ティコの超新星残骸の熱X線放射から年スケールの時間変動を発見
粒子加熱のメカニズムは、超新星残骸(SNR)の衝撃物理を理解する上で非常に重要です。しかし、これまでのところ、熱化された粒子の時間変動に関する情報はほとんどありませんでした。ここでは、2000年から2015年の間に取得されたティコのSNRのチャンドラデータで見つかった、徐々に明るくなる熱X線放射の発見を紹介します。放出は、北西端に位置する$\simeq0.04$~pcの直径を持つ結び目のような特徴(Knot1)を示します。ハッブル宇宙望遠鏡で撮影された光学画像では、局所的なH$\alpha$フィラメントも見つかります。2008年。太陽の存在量を含むモデルは、Knot1のスペクトルを再現しており、Knot1が星間物質に由来することを示唆しています。これは、TychoのSNRで見つかった掃引ガスからの熱X線放出の最初の検出です。私たちのスペクトル分析は、Knot1の電子温度が2000年から2015年の間に$\sim0.30$~keVから$\sim0.69$~keVに上昇したことを示しています。ノット1の位置での前方衝撃によって最近加熱された小さな高密度の塊。データを再現するために、衝撃のすぐ下流の電子と陽子の温度比($\beta_{0}\equivT_e/T_p$)は$m_e/m_p\leq\beta_{0}\leq0.15$に制約されますこれは、Tychoやその他の高衝撃速度のSNRの以前のH$\alpha$観測と一致する効率の無衝突電子加熱を示しています。
フェルミブレザーの大規模サンプルにおける降着円盤とジェットパワーの間の中程度の相関
| Title |
Moderate_Correlation_between_the_Accretion_Disk_and_Jet_Power_in_a_Large_Sample_of_Fermi_Blazars |
| Authors |
Garima_Rajguru_and_Ritaban_Chatterjee_(Presidency_U._Kolkata) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12264 |
フェルミガンマ線宇宙望遠鏡によって検出されたすべてのブレーザーの大部分について、降着円盤とジェットパワーを調査した結果を提示します。ディスクパワーは、公表された結果から得られた輝線の光度から推測されます。ジェット出力の指標として、拡張ジェットからの低周波電波光度、pcスケールジェットのVLBAモニタリングで観測された電波ノットの最大速度、最適な理論モデルから推定されるジェット内の電子の運動エネルギーを使用します。それらのスペクトルエネルギー分布、およびビーミング補正あり/なしのガンマ線光度。これらのケースのほとんどで有意な相関関係が得られます。ただし、相関関係は、比較される量の一般的な赤方偏移依存性によって引き起こされることが多いことがわかります。赤方偏移の偏りを取り除き、円盤とジェットのパワーの間の固有の相関を調べるために、偏相関係数と小さな赤方偏移ビンの相関を計算し、固有の円盤とジェットの相関がまだ存在するが弱いことを発見しました。一般的な赤方偏移依存性が結果に影響を与えない場合、ブレーザーは低いディスク輝度に対して高いジェット出力を示さないが、高いディスク輝度に対しては高いジェット出力と低いジェット出力の両方があることがわかります。この結果は、強力な円盤が強力なジェットを生成するための必要条件ではあるが、十分条件ではないことを示しています。
パルサー風星雲モデルはどれくらいユニークですか?時間依存スペクトルのマルチパラメータ自動フィッティングの実装
| Title |
How_unique_are_pulsar_wind_nebulae_models?_Implementation_of_a_multi-parameter,_automatic_fitting_for_time-dependent_spectra |
| Authors |
J._Martin,_D._F._Torres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12397 |
パラメータの多数のバリエーションを計算する計算コストのために、パルサー風星雲(PWNe)の詳細な放射モデルには、通常、フィッティングアルゴリズムが含まれていません。結果として、文献にあるモデルのほとんどは、実際には、目視検査に基づく定性的な適合です。これは、複雑で時間依存のモデルを検討する場合に特に当てはまります。ここ数年で得られた現在のPWNモデルの計算効率の向上に動機付けられて、完全に時間依存のモデルに自動フィッティングアルゴリズムを含めることを検討します。Nelder-Meadアルゴリズムに基づく効率的なフィッティングツールを組み込むことで、時間依存の放射モデルを使用してかに星雲と3C58のフィッティングソリューションをやみくもに見つけて、若年および中年のPWNeのスペクトルおよび動的進化を計算します。この包含により、適合の質をより忠実に決定することに加えて、選択したPWNeモデルに縮退が存在するかどうかに取り組むことができます。Crabと3C58の両方で、適合が適切に決定されており、実験データに同等にうまく対処できるモデルパラメータの他の有意に異なるセットがないことがわかりました。このコードは、システムの年齢を自由なパラメーターと見なすこともでき、それに応じて年齢に応じて他のすべての必要な大きさを再帰的に決定します。この機能を使用して、詳細な多周波数スペクトルが星雲の年齢を制限できるかどうかを検討し、実際にこれが調査された2つのPWNeの場合であることを発見しました。
| Title |
Impact_of_Rotation_on_the_Multimessenger_Signatures_of_a_Hadron-quark_Phase_Transition_in_Core-collapse_Supernovae |
| Authors |
Shuai_Zha_and_Evan_O'Connor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12418 |
一次ハドロンクォーク相転移(HQPT)の発生によるコア崩壊超新星(CCSNe)のマルチメッセンジャー信号に対する回転の影響を研究します。異なる回転率を持つ20~$M_\odot$前駆体から始まる\texttt{FLASH}コードでCCSNeをシミュレートし、HQPTを規定する\textit{Bastian}2021のRDF状態方程式を使用します。回転はHQPTの開始を遅らせ、その結果、遠心力のサポートによりプロトコンパクトスター(PCS)の動的な崩壊を遅らせることがわかっています。HQPTを搭載したすべてのモデルは、爆発の成功につながる2回目のバウンスショックを経験します。回転によって変形したオブラートPCSは、最初のバウンスの周りより$\sim10$倍大きいピーク振幅を持つ2回目のバウンスの周りに強い重力波(GW)放出を引き起こします。ニュートリノスフィアでの2回目のバウンスショックのブレイクアウトは、数10$^{53}$~erg~s$^{-1}$の光度を持つ$\bar{\nu}_e$に富んだニュートリノバーストを生成します。急速に回転するモデルでは、2回目の跳ね返りに続くPCS脈動が、バースト後のニュートリノ信号に振動を発生させます。HQPTを用いた最速回転モデルでは、GWの振動と2回目のバウンス直後のニュートリノ信号との間に明確な相関関係が見られます。さらに、HQPTによって引き起こされる崩壊は、PCSの重力エネルギーに対する回転運動エネルギーの比率($\beta$)のジャンプにつながり、永年非軸対称不安定性のために持続的なGW放出が発生する可能性があります。
2020 年半ばのシグナス X-3 の活発な活動を含む、銀河面における Fermi-LAT トランジェントに関する最新情報
| Title |
An_update_on_Fermi-LAT_transients_in_the_Galactic_plane,_including_strong_activity_of_Cygnus_X-3_in_mid-2020 |
| Authors |
Dmitry_Prokhorov,_Anthony_Moraghan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12461 |
フェルミ大域望遠鏡の13年間のデータを使用して、銀河の過渡ガンマ線源を検索します。この検索は、最近開発された可変サイズスライディングタイムウィンドウ(VSSTW)解析に基づいており、新星、ガンマ線連星、マイクロクエーサーなどの連星系からの可変ガンマ線放射の研究を目的としています。空のランダムな位置での一時的なソースの以前の検索と比較して、500MeVまでのエネルギーを持つガンマ線を含め、テスト位置の数を増やし、2020年2月から2021年7月の間に収集されたデータを追加することでデータセットを拡張しました。これらの改良により、VSSTWメソッドを使用して、追加の3つの新星、V1324Sco、V5855Sgr、V357Mus、および1つのガンマ線連星、PSRB1259-63を検出することができました。私たちの調査により、2020年に発生したマイクロクエーサーであるシグナスX-3からのガンマ線フレアが明らかになりました。データの等しい4分の1に適用すると、分析により、PSRB1259-63、LSI+61303からの繰り返し信号の検出が得られました。、PSRJ2021+4026、シグナスX-3。はくちょう座X-3は2020年半ばにガンマ線で明るく輝いていましたが、軟X線状態にあり、そのガンマ線放出が軌道周期で変調されていることがわかりました。
高次スキームによるモンテカルロベースの相対論的放射流体力学コード
モンテカルロアルゴリズムに基づく新しい相対論的放射流体力学コードを開発します。このコードでは、物質と放射線の間の相互作用を解決するために、大きなパケット数の制限で時間の2次精度を達成する新しいスキームを実装します。この高次時間積分スキームは、測地線積分器の精度に対するエネルギー運動量保存を保証する方法で実装されます。パケット伝搬、放出、吸収、散乱などの放射プロセスの空間依存性も、2次精度まで考慮されます。以前の研究に従ってさまざまなテスト問題を解決することにより、コードを検証します。1ゾーンの熱化、動的拡散、放射線の引きずり、放射線を介した衝撃管、光学的に厚い限界での衝撃管、およびエディントン限界の問題。コードが妥当な精度で物理的に適切な結果を再現することを示し、また、1ゾーンおよび1次元の問題の実装により、時間と空間の2次精度が実際に達成されることも示します。
キロノバのスペクトルと光度曲線をモデル化するためのアクチニド不透明度
| Title |
Actinide_opacities_for_modeling_the_spectra_and_light_curves_of_kilonovae |
| Authors |
C.J._Fontes,_C.L._Fryer,_R.T._Wollaeger,_M.R._Mumpower,_and_T.M._Sprouse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12759 |
以前のランタニド不透明度のabinitio計算(Fontesetal.,2020,MNRAS,493,4143)を拡張して、キロノバ光度曲線とスペクトルのモデリングに使用するアクチニド不透明度の完全なセットを含めました。詳細な微細構造のラインフィーチャは、構成相互作用アプローチを使用して生成されます。これらのアクチニドの不透明度は、ランタニドの不透明度で観察される傾向と同様の傾向を示します。たとえば、動的噴出物に関連する条件で、軽いアクチニドが重いアクチニドよりも高い不透明度を生成します。関連する温度と密度のグリッド上で14のアクチニド元素$(89\leZ\le102)$の不透明度テーブルを事前計算するために、ラインビニング処理が使用されます。これらの表形式の不透明度は、キロノバモデリングで一般的に使用できるように公開されます。さまざまな核理論によって予測されるさまざまなアクチニド存在量分布、および噴出物の質量と速度のさまざまな選択に対する光曲線とスペクトルの感度を調査することにより、キロノバシミュレーションにおけるこれらの不透明度の有用性を示します。$Z\ge99$を持つアクチノイドの不透明度は、強く寄与しないことを示しています。一方、単一のアクチニド元素であるプロタクチニウムは、遅い時間(合併後5～7日)に遠赤外線でかすかなスペクトルの特徴を生成することがわかっています。より一般的には、噴出物の質量と速度の選択が、この研究のKN放出に最も大きな影響を与えることがわかりました。
NICER からの PSR J0740+6620 の半径と NICER のバックグラウンド推定値
| Title |
The_Radius_of_PSR_J0740+6620_from_NICER_with_NICER_background_estimates |
| Authors |
Tuomo_Salmi,_Serena_Vinciguerra,_Devarshi_Choudhury,_Thomas_E._Riley,_Anna_L._Watts,_Ronald_A._Remillard,_Paul_S._Ray,_Slavko_Bogdanov,_Sebastien_Guillot,_Zaven_Arzoumanian,_Cecilia_Chirenti,_Alexander_J._Dittmann,_Keith_C._Gendreau,_Wynn_C._G._Ho,_M._Coleman_Miller,_Sharon_M._Morsink,_Zorawar_Wadiasingh,_Michael_T._Wolff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12840 |
RileyらによるNICERおよびXMMデータへのジョイントフィットを使用して以前に研究された、大規模なミリ秒パルサーPSRJ0740+6620の半径、質量、および高温表面領域の修正された分析を報告します。2021年およびミラーら。2021.XMMデータを同時にフィッティングする代わりに、利用可能な最適なNICERバックグラウンド推定を使用して、ソースから検出された光子の数を制限することを除いて、パルスプロファイルモデルパラメーターに対して同様のベイジアン推定を実行します。このアプローチにより、これら2つの機器間のクロスキャリブレーションにおける潜在的な問題が排除され、分析の堅牢性の独立したチェックが提供されます。得られた中性子星パラメータの制約は、課されたバックグラウンド制限がどれほど保守的であるかにわずかに依存して、すでに公開されている結果と互換性があります。下限を厳しくすると推定半径が増加し、上限を厳しくすると半径が減少します。また、推測された放出ジオメトリの研究を拡張して、高温領域の対蹠性からの逸脱の程度を調べます。主に2つの発光スポットの非半サイクル方位分離により、対蹠スポット構成に大きなオフセットがあることを示します。対蹠地からのオフセット角度は、84%の確率で25度を超えると推測されます。これは、PSRJ0740+6620の中心双極子磁場を除外しているようです。
すばる望遠鏡での最初の可視ファイバー干渉計アップグレードの最初の光
FIRSTv2(FiberedImagerforaSingleTelescopeversion2)は、ポストAO分光干渉計(FIRST)のアップグレードで、単一望遠鏡の回折限界以下の空間スケールでの高コントラストイメージングと分光法を可能にします。FIRSTは現在、SubaruExtremeAO(SCExAO)プラットフォームのモジュールとしてすばる望遠鏡にインストールされ、日常的に使用されています。スパースアパーチャマスキング、シングルモードファイバによる空間フィルタリング、および可視域(600～900nm)での相互分散の独自の組み合わせにより、感度と精度を実現します。進行中のアップグレードは、フォトニックチップビームコンバイナを使用することを目的としており、すべてのベースラインの複雑な可視性を個別に測定できるようにします。統合光学技術を使用すると、安定性と感度が向上し、ダイナミックレンジが向上します。可視波長範囲で動作する統合光学チップは、(スループットと偏光の点で)挑戦的です。私たちの研究室では、いくつかのフォトニックチップの特性評価を行っており、すばる望遠鏡のFIRSTv2装置に最初のプロトタイプチップを取り付けました。そこで、この種の装置で得られた、初めて可視化された空での結果について報告します。これはFIRSTv2の完全なアップグレードに向けた最初のステップであり、最終的には、高い角度分解能と可視光のスペクトル分解能を組み合わせることで、太陽系外惑星などの近くにいる仲間を検出して特徴付ける独自の機能を提供します。
2027 年までのスターリンク衛星の空の分布と等級
スターリンク衛星の完全なコンステレーションについて、ビジュアルマグニチュードと天空座標が投影されます。結果は、天空図と数値表の形式で表示されます。赤道から60度までの観測者の緯度が考慮されます。太陽高度には、-12度(航海薄明の終わり)、-18度(天文薄明の終わり)、および-30度が含まれます。
LISA による惑星間媒体の監視: LISA パスファインダーからの教訓
| Title |
Interplanetary_medium_monitoring_with_LISA:_lessons_from_LISA_Pathfinder |
| Authors |
A._Cesarini_(1),_C._Grimani_(1,2),_S._Benella_(3),_M._Fabi_(1,2),_F._Sabbatini_(1,2),_M._Villani_(1,2)_and_D._Telloni_(4)_((1)_INFN_-_Sezione_di_Firenze,_Via_B._Rossi,_1,_50019,_Sesto_Fiorentino,_Florence,_Italy_(2)_DISPEA,_Universit\`a_di_Urbino_"Carlo_Bo",_Via_S._Chiara,_27,_61029,_Urbino,_Italy_(3)_INAF,_Istituto_di_Astrofisica_e_Planetologia_Spaziali,_Via_del_Fosso_del_Cavaliere,_100,_00133_Roma,_Italy_(4)_Istituto_Nazionale_di_Astrofisica_(INAF),_Osservatorio_Astronomico_di_Torino,_Via_Osservatorio_20,_10025_Pino_Torinese,_and_INFN_Sezione_di_Firenze,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12329 |
欧州宇宙機関(ESA)のレーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)は、太陽を1天文単位で周回する最初の低周波重力波天文台となります。LISAパスファインダー(LPF)ミッションは、LISA宇宙船(S/C)に搭載される機器のテストを目的としており、フラックスゲート磁力計と粒子検出器を診断サブシステムの一部としてホストしています。これらの機器により、干渉計のミラーを構成するテスト質量に作用する磁気力とクーロンスプリアス力を推定することができました。これらの機器を使用して、粒子エネルギーと関連する惑星間擾乱の関数として、銀河宇宙線の短期変動を研究する可能性もありました。プラットフォーム磁力計と粒子検出器も、各LISAS/Cに搭載されます。この作業は、LPF磁力計測定を使用して、惑星間および機内で生成された磁場の成分を解きほぐすことを可能にする経験的方法について報告しています。さらに、ミッションの存続期間中にESA次世代放射線モニターで観測されると予想される太陽エネルギー粒子イベントの数とフルエンスを推定します。LPF用に設計されたものと同様の追加の宇宙線検出器を磁力計と組み合わせて使用することで、銀河宇宙線の繰り返し変動と非繰り返し変動の進化と、それに伴う高軌道通過時の惑星間磁場の増加を観測することができます。太陽風の流れと惑星間のコロナ質量放出の対応物を高速化します。LISAの診断サブシステムにより、このミッションは、宇宙天気科学調査のための自然なマルチポイント観測所にもなります。
LiteBIRDのボロメータデータのオンボードデータ圧縮の設計
| Title |
Design_of_the_on-board_data_compression_for_the_bolometer_data_of_LiteBIRD |
| Authors |
Mayu_Tominaga,_Masahiro_Tsujimoto,_Graeme_Smecher,_Hirokazu_Ishino_(on_behalf_of_LiteBIRD_Joint_study_group) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12492 |
LiteBIRDは、インフレーション理論によって予測される宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の直線偏光における大規模な$B$モードの異方性を検出することに特化した宇宙実験です。2020年代後半に太陽地球系の第2ラグランジュポイント(L2)に打ち上げられる予定です。LiteBIRDは15の周波数帯域で空をマッピングします。$\it{Planck}$HFI、CMB観測用の以前の低温ボロメータベースの衛星と比較して、検出器の数は2桁増加し、合計で最大$\sim$5000の検出器になりました。データレートは、各検出器から19Hzです。地上へのバンドパスは、1日あたり数時間Xバンドを使用して10Mbpsに制限されます。これらには、データを50%以上圧縮する必要があります。正確な値は、実際のデータに含まれる情報エントロピーの量によって異なります。このように、偏光に敏感なボロメータの時系列データをシミュレートすることにより、圧縮を評価しました。前景放射、検出器ノイズ、宇宙線グリッチ、CMB強度から偏光への漏れなどがシミュレートされます。いくつかのアルゴリズムを調査し、それらのいくつかで必要な圧縮率を達成できることを実証しました。この評価の詳細を説明し、LiteBIRDのオンボードデジタルエレクトロニクスで使用できるアルゴリズムを提案します。
星周媒質と相互作用するギャップトランジェント
過去20年間に、現代の広視野調査により、標準的な超新星と古典的な新星の間の光度のギャップにある新しいクラスの特異な過渡現象が発見されました。これらのトランジェントは、「中間光度光学トランジェント」または「ギャップトランジェント」と呼ばれることがよくあります。それらは通常、超新星詐欺師、中間光度の赤色トランジェント、明るい赤色新星などの現象学に基づいてサブグループに区別されます。このレビューでは、それらの性質を理解するために、観測された特徴と現在までの可能な物理的シナリオの簡単な概要を提示します。
極端な [{\alpha}/Fe] 比を持つ若い銀河矮星と巨大星のリチウム、質量、および運動学
| Title |
Lithium,_masses,_and_kinematics_of_young_Galactic_dwarf_and_giant_stars_with_extreme_[{\alpha}/Fe]_ratios |
| Authors |
S._Borisov,_N._Prantzos,_and_C._Charbonnel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11915 |
銀河系の大型恒星サンプル星の最近の分光探査により、[{\α}/Fe]比が比較的若いにもかかわらず異常に高い赤色巨星の存在が明らかになった。GALAHDR3サーベイを再検討して、極端な[{\alpha}/Fe]比、つまり、[{\alpha}/Fe]-[Fe/H]平面の上位1%を持つ矮星と巨星の両方を探します。-1.1から+0.4dexまでの[Fe/H]の範囲。これらの外れ値をex{\alpha}feスターと呼びます。GALAHDR3データを付加価値カタログと共に使用して、ex{\alpha}feの特性(化学的存在量、質量、年齢、運動学)を追跡します。サンプル星の質量と金属量の分布を理解するために、恒星の永年進化とGALAHサーベイの等級限界の影響を調査し、極端ではないが高い星の以前の研究における対応するバイアスについて議論します[{\alpha}/Fe]他の分光調査で。我々は、y-ex{\alpha}feと呼ばれる3Gyrよりも若い、矮星と巨大なex{\alpha}fe星の両方を見つけます。矮星y-ex{\alpha}fe星は、同じ年齢および[Fe/H]の若い[{\alpha}/Fe]-通常矮星と同様のリチウム存在量を示します。特に、両方の集団の中で最も若くて最も質量の大きい星は、Liの存在量が最も高く、A(Li){\sim}3.5dexを示しますが、温度が低い星や古い星は、質量の減少と年齢の増加に伴って増加する同じLi枯渇パターンを示します。.さらに、矮星と巨大なy-ex{\alpha}fe星の[Fe/H]と質量分布は、薄い円盤で見つかった[{\alpha}/Fe]-通常の星の分布と変わらない。であり、同じ運動学的特性を共有しています。我々は、y-ex{\alpha}fe矮星と巨星は確かに若い星であり、それらの質量分布は特異性を示さず、極端な[{\alpha}/Fe]コンテンツのみ。しかし、それらの起源は不明のままです。
動的に発見され特徴付けられた非降着中性子星 -- M 矮星連星候補
| Title |
A_dynamically_discovered_and_characterized_non-accreting_neutron_star_--_M_dwarf_binary_candidate |
| Authors |
Tuan_Yi,_Wei-Min_Gu,_Zhi-Xiang_Zhang,_Ling-Lin_Zheng,_Mouyuan_Sun,_Junfeng_Wang,_Zhongrui_Bai,_Pei_Wang,_Jianfeng_Wu,_Yu_Bai,_Song_Wang,_Haotong_Zhang,_Yize_Dong,_Yong_Shao,_Xiang-Dong_Li,_Jia_Zhang,_Yang_Huang,_Fan_Yang,_Qingzheng_Yu,_Hui-Jun_Mu,_Jin-Bo_Fu,_Senyu_Qi,_Jing_Guo,_Xuan_Fang,_Chuanjie_Zheng,_Chun-Qian_Li,_Jian-Rong_Shi,_Huanyang_Chen,_and_Jifeng_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12141 |
光学的時間領域調査は、連星中のエキサイティングだがあまり調査されていない非降着および/または非放射中性子星(NS)を明らかにし、特徴付けることができます。ここでは、LAMOST分光調査を使用して、そのようなNS候補の発見を報告します。LAMOSTJ112306.9+400736(以下、J1123)と名付けられた候補は、光学的に見えるM星を含む単線分光連星です。この星の大きな視線方向の速度変化と楕円体の変化は、比較的大規模な目に見えない伴星を示しています。Palomar200インチ望遠鏡の追跡分光法とTESSの高精度測光を利用して、$1.24_{-0.03}^{+0.03}~M_{\odot}$の伴星質量を測定します。この質量の主系列星は除外され、NSまたは大質量白色矮星(WD)が残ります。大規模なWDを除外することはできませんが、コンパニオンからのUV過剰放射の欠如はNS仮説を支持しています.FASTを使用した深部電波観測では、パルス状の放出も持続的な放出も検出されませんでした。J1123は、多数のX線およびガンマ線調査では検出されません。これらの非検出は、NS候補が現在降着も脈動もしていないことを示唆しています。私たちの仕事は、光時間領域分光法と高ケイデンス測光法を相乗させることにより、非降着近接連星でコンパクトなオブジェクトを発見する能力を例示しています。
小規模磁気編組からの太陽コロナ加熱
| Title |
Solar_coronal_heating_from_small-scale_magnetic_braids |
| Authors |
L._P._Chitta,_H._Peter,_S._Parenti,_D._Berghmans,_F._Auch\`ere,_S._K._Solanki,_R._Aznar_Cuadrado,_U._Sch\"uhle,_L._Teriaca,_S._Mandal,_K._Barczynski,_\'E._Buchlin,_L._Harra,_E._Kraaikamp,_D._M._Long,_L._Rodriguez,_C._Schwanitz,_P._J._Smith,_C._Verbeeck,_A._N._Zhukov,_W._Liu,_M._C._M._Cheung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12203 |
リコネクションによる編組コロナ磁場の緩和は、活性領域のコロナループでプラズマを加熱するエネルギー源であると考えられています。ただし、磁気編組のもつれを解くことに関連するアクティブ領域のコロナ加熱の観察はまばらなままです。この不足の理由の1つは、実際のこのプロセスを捉えるのに十分な空間的および時間的解像度を備えたコロナ観測の欠如である可能性があります。SolarOrbiterに搭載されたExtremeUltravioletImager(EUI)からの新しい高空間解像度(太陽で250～270km)と高ケイデンス(3～10秒)の観測を使用して、さまざまな活動領域で小規模な冠状編組のもつれを解くことを観測しました。もつれを解くことは、これらの編組ループ内のガスの衝撃的な加熱に関連しています。低温の彩層フィラメント構造の上にある冠状磁気編組は、おそらくより一般的であると評価しています。さらに、私たちの観察は、磁気編組の緩和中の空間的にコヒーレントなコロナ加熱と断続的なコロナ加熱の両方の兆候を示しています。私たちの研究は、太陽コロナにおける磁気リコネクションのより穏やかなモードと衝撃的なモードの両方の動作を明らかにしています。
自転周期が最も短いCP2星 HD 60431 -- 物理パラメータと周期分析
| Title |
HD_60431,_the_CP2_star_with_the_shortest_rotational_period_--_Physical_parameters_and_period_analysis |
| Authors |
Z._Mikulasek,_E._Semenko,_E._Paunzen,_S._Huemmerich,_P._L._North,_K._Bernhard,_J._Krticka,_and_J._Janik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12207 |
CP2星は、自転周期に伴う周期的な測光、分光、磁気変動を示します。これらは通常、自転周期が0.4755日という異常に短い後期B型星HD60431を除いて、自転周期が半日を超える遅い自転星です。遅い回転は化学的特異性の確立に必要な基準と見なされるため、この特徴により、HD60431は、CP2星の形成と進化に関する貴重な洞察と制約を提供する可能性のある特別な天体になります。私たちの研究は、光の変動を分析し、大気中の存在量を導き出し、HD60431の詳細な物理パラメータを決定して、自転周期の進化に特に重点を置いて、知られている最も短い自転周期を持つCP2星としての地位を確認することを目的としています。測光指数と高解像度分光法を使用して、ターゲット星の物理的パラメーター、進化状態、および大気中の存在量を導き出しました。地上および宇宙ベースの施設からの測光データを組み合わせたセットを使用して、光の変動性研究が実施されました。星の縦磁場の存在を確認するために、円偏光スペクトルが使用されました。わずか10Myrの年齢で、HD60431はゼロ年齢の主系列の近くに位置し、ほ座OB2複合体の散開星団NGC2547のメンバーです。Mg(1.8dex)、Si(1.9dex)、Ca(1.6dex)、Ti(2.2dex)、およびFe(1.8dex)の強い過剰を示す古典的な後期BタイプCP2星としての地位を確認します。利用可能な分光データには、強い磁場の存在を示す決定的な証拠は見つかりませんでした。利用可能な測光時系列データは、短い自転周期を確認し、P'=7.5(6)ms/yrの自転周期のわずかな経年増加を示しています。HD60431は確かに既知の最も短い自転周期を持つCP2星です。
天の川の暈にある CEMP 星の化学力学的にタグ付けされたグループ。 I. CEMP-$s$ と CEMP-no Stars の起源を解明する
| Title |
Chemo-Dynamically_Tagged_Groups_of_CEMP_Stars_in_the_Halo_of_the_Milky_Way._I._Untangling_the_Origins_of_CEMP-$s$_and_CEMP-no_Stars |
| Authors |
Joseph_Zepeda,_Timothy_C._Beers,_Vinicius_M._Placco,_Derek_Shank,_Dmitrii_Gudin,_Yutaka_Hirai,_Mohammad_Mardini,_Colin_Pifer,_Thomas_Catapano,_Sean_Calagna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12224 |
中程度から高解像度の分光学的研究に基づく存在量分析を使用して、644個の炭素強化金属不足（CEMP）星のサンプルを構築します。これらの星の動的パラメーターは、動径速度、ベイジアン視差に基づく距離推定、GaiaEDR3およびDR3からの固有運動に基づいて推定され、必要に応じて利用可能な追加情報によって補完されます。HDBSCANクラスタリング法を特定のエネルギーと作用(E,Jr,J{\phi},Jz)に適用し、CEMP星の39の個々の化学動力学的タグ付きグループ(CDTG)を取得します。CDTGの完全なサンプルの星は、親サンプルから無作為抽出されたものと比較すると、[Fe/H]、[C/Fe]c、および[Mg/Fe]で大きく、統計的に有意でない分散を示します。クラスタリングがYoon-Beersダイアグラムの形態学的グループに分けられたCEMP星で実行されると、グループI(主にCEMP-sとCEMP-r/s)の星は[Fe/H]、[C/Fe]cと[Mg/Fe]のより大きな(統計的に有意ではない)分散。対照的に、グループII(主にCEMPなし)の星は、[Fe/H]と[C/Fe]cの分散が非常に低く、統計的に有意であり、明確な類似性を示します。これらの結果は、グループIのCEMP星が、星形成の歴史が長い地域で進化した連星伴星からの質量移動などの局所的な現象から炭素増強を受けたことを強く示しています。おそらく大規模で急速に回転している超およびハイパーメタルの少ない星および/または大質量の初期世代の星に関連する超新星から、すでに炭素が豊富に含まれていました。
Sun CubE OneE: 多波長シノプティック ソーラー マイクロ衛星
| Title |
Sun_CubE_OnE:_A_Multi-wavelength_Synoptic_Solar_Micro_Satellite |
| Authors |
L._Giovannelli,_F._Berrilli,_M._Casolino,_F._Curti,_D._Del_Moro,_D._Calchetti,_M._Cantoresi,_A._D'Ambrosio,_G._Francisco,_P._Giobbi,_L._Marcelli,_P._Mazzotta,_R._Mugatwala,_G._Pucacco,_R._Reda,_S._K_Dhara,_F._Tombesi,_D._Blandino,_N._Benigno,_M._Cilia,_A._Di_Salvo,_V._Di_Tana,_F._Ingiosi,_S._Loddo,_M._Marmonti,_M._Musazzi,_S._Simonetti,_G._Truscelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12251 |
SuncubEonE(SEE)は12UのCubeSatミッションであり、イタリア宇宙機関へのフェーズA/B研究として提案されています。この研究では、太陽と地球の相互作用の研究をサポートするために、ガンマ線とX線フラックス、および紫外(UV)太陽放射を調査します。LEOの宇宙天気。より詳細には、SEEの主な目標は、ソフトXからガンマ線エネルギー範囲までのフレア放出を測定し、フラウンホーファーMgIIダブレットの太陽活動を280nmで監視することです。ガンマ線とX線フラックスは、シリコンフォトダイオードとシリコン光電子増倍管(SiPM)ベースの検出器を組み合わせて使用することにより、前例のない時間分解能と多波長アプローチで研究されます。フレアスペクトルは、同じペイロードによってkeVからMeV範囲のエネルギーで探索され、最大10kHzのケイデンスと太陽フレアの発生源を明らかにする単一光子検出機能を備えています。エネルギー範囲は、フレアの大きさを定義するための標準帯域であるGOES衛星で使用されるのと同じ帯域をカバーしています。同時に、シンチレータと組み合わせたSiPM検出器により、ガンマエネルギー範囲の非熱制動放射をカバーすることができます。そのUVイメージング機能を考えると、SEEは、特に地球の大気の上層と強く相互作用する紫外線に関連して、また宇宙の安全性に関連して、太陽活動に関する詳細な研究をサポートするための重要な宇宙資産となるでしょう。有人宇宙探査の.UVペイロードの主な目標は、2つの異なる時間スケールでのMgIIバンドでの太陽UV放射の進化を研究することです。太陽周期に沿った年次変動とフレアイベント中の一時的な変動です。
惑星間空間で観測された構造化タイプ III 電波バースト
| Title |
Structured_type_III_radio_bursts_observed_in_interplanetary_space |
| Authors |
Immanuel_C._Jebaraj,_Jasmina_Magdaleni\'c,_Vladimir_Krasnoselskikh,_Vratislav_Krupar_and_Stefaan_Poedts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12333 |
コンテキスト:過去数十年間、メートルからデカメートルの波長で観測されたタイプIII電波バーストの微細構造に特化した多数の研究が行われてきました。構造化された電波放射の説明の大部分は、低コロナの強く不均一なプラズマを通る電子ビームの伝搬に関係しています。これまで、ヘクトキロメートルの波長で観測された、微細構造を持つ単一のタイプIIIバーストの研究はほとんど報告されていませんでした。目的:ここでは、STEREOA、B、およびWindに搭載された3つのWAVES機器すべてによってSTEREO時代に観測された多数の構造化されたタイプIII電波バーストの存在について報告します。この研究の目的は、構造化されたタイプIIIバーストを報告、分類し、それらの微細構造の特徴を提示することです。最終的な目標は、構造化された電波放射の生成に関与する物理的メカニズムを理解しようとすることです。方法:この研究では、利用可能なすべての宇宙船、特にSTEREOとWind宇宙船からのデータを使用しました。1D密度モデルを使用して、III型電波放出源である電子ビームの速度を取得します。また、微細構造のスペクトル分析を実行して、それらの特性をメートル-デカメートル微細構造と比較します。結果:メートルからデカメートルおよび惑星間波長におけるタイプIII微細構造の提示された類似性は、構造化されたタイプIII電波バーストの生成に関与する物理的プロセスが、低コロナからずっと高さで同じである可能性があることを示しています。惑星間範囲に。タイプIIIバーストの観察された構造と断続的な性質は、太陽からのさまざまな距離での密度変動のレベルの変化によって説明できることを示します。
太陽風乱流の慣性領域における2つの部分領域のスケーリングと異方性について
| Title |
On_the_scaling_and_anisotropy_of_two_subranges_in_the_inertial_range_of_solar_wind_turbulence |
| Authors |
Honghong_Wu_(WHU),_Jiansen_He_(PKU),_Liping_Yang_(NSSC),_Xin_Wang_(BUAA),_Shiyong_Huang_(WHU),_Zhigang_Yuan_(WHU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12409 |
間欠性と異方性は、プラズマ乱流の2つの重要な側面であり、太陽風が調査する自然な実験室を提供します。しかし、その形態や性質については議論の余地があり、理論的な解釈のコンセンサスを得ることは困難です。ここでは、Ulyssesによって得られた1.48天文単位の速い太陽風と、ParkerSolarProbe(PSP)によって得られた0.17天文単位の遅い太陽風の観測に対して高次統計を実行します。2つのサブ範囲が慣性範囲に明確に存在し、間欠性と異方性に関して明確な特徴を示すことがわかります。小さいスケールの部分範囲1は、2番目のインデックス$\xi(2)\sim2/3$のマルチフラクタルスケーリングを持ち、大きいスケールの部分範囲2もマルチフラクタルですが、$\xi(2)\sim1/2$.2つのサブレンジ間の切れ目は、ユリシーズ観測とPSP観測の両方で同じ空間スケールにあります。サブレンジ1は$\xi_{\perp}(2)\sim2/3$で局所磁場に垂直な方向にマルチフラクタルであり、$\xi_{\parallel}(2)で平行方向にモノスケーリングしているように見える\sim1$.サブレンジ2は、$\xi_{\perp}(2)\sim1/2$と$\xi_{\parallel}(2)\sim2/3$の平行方向と垂直方向の両方でマルチフラクタルです。サブレンジ1とサブレンジ2の両方が、パワーと波動ベクトルの異方性を示します。2つのサブレンジの明確な特徴は、弱い乱気流から強い乱気流への遷移が発生する可能性があり、ブレークの空間規模が太陽風の拡大に伴って進化しない可能性があることを示唆しています。これらの新しい結果は、慣性範囲に関する私たちの知識を更新し、太陽風の乱流の間欠性と異方性の理解に強い観測上の制約を提供します。
電波サイト ISEE および LOFAR から観測された惑星間シンチレーション データを使用したコロナ質量放出の磁気流体シミュレーション
| Title |
Magnetohydrodynamic_simulation_of_coronal_mass_ejections_using_interplanetary_scintillation_data_observed_from_radio_sites_ISEE_and_LOFAR |
| Authors |
Kazumasa_Iwai,_Richard_A._Fallows,_Mario_M._Bisi,_Daikou_Shiota,_Bernard_V._Jackson,_Munetoshi_Tokumaru,_Ken'ichi_Fujiki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12486 |
惑星間シンチレーション(IPS)は、惑星間空間全体のコロナ質量放出(CME)を検出するための便利なツールです。通常、CMEの到着と地理的有効性を予測するために使用される、太陽圏の地球規模の磁気流体力学(MHD)シミュレーションは、IPSデータを使用して改善できます。この調査では、CMEモデリングを改善するために複数のステーションからのIPSデータを含むMHDシミュレーションを示します。2017年9月9～10日に発生したCMEは、名古屋大学宇宙地球環境研究所(ISEE)の低周波アレイ(LOFAR)とIPSアレイを使用して、2017年9月10～12日の期間にわたって観測されました。彼らが内側の太陽圏を追跡したとき。CMEがスフェロマックとしてモデル化されたグローバルMHDシミュレーションSUSANOO-CMEを使用してCME伝搬をシミュレートし、IPSデータがシミュレーション結果から合成されました。MHDシミュレーションは、CMEが惑星間空間で合体し、天空図に複雑なIPSg準位分布を形成したことを示唆しています。LOFARデータとISEEデータの両方に最適なMHDシミュレーションは、これらのシミュレーションがISEEサイトのみから適合された場合の測定値よりも、CMEのより良い再構成と地球への到着のより良い予測を提供することがわかりました。この研究で異なる現地時間に複数のステーションから観測されたより多くのIPSデータは、CMEのグローバルな構造を再構築するのに役立ち、CMEモデリングを改善および評価することができます。
dEB SB2 バイナリ システム J064726.39+223431.6 の基本パラメータ。恒星進化モデルの新たな挑戦
| Title |
Fundamental_parameters_for_dEB_SB2_binary_system_J064726.39+223431.6._A_new_challenge_for_stellar_evolution_models |
| Authors |
Mikhail_Kovalev,_Song_Wang,_Xuefei_Chen,_Zhanwen_Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12548 |
LAMOST-MRSとTESS測光からのスペクトルを使用して、日食連星J064726.39+223431.6の研究を提示します。フルスペクトルフィッティングを使用して、動径速度とスペクトルパラメーターを導き出します:${T_{\rmeff}}_{A,B}=6177,\,5820$K,$v\sin{i}_{A,B}=59,\,50~\kms$および${\rm[Fe/H]}_{A,B}=-0.19$dex.軌道解と光度曲線解析は、円軌道上で高速自転する恒星の近接したペアであることを示唆しています。それらの質量を$M_{A,B}=1.307\pm0.007,\,1.129\pm0.005\,M_\odot$と測定し、半径を$R_{A,B}=1.405\pm0と測定します。052,\,1.219\pm0.060\,R_\odot$結果の表面重力は$\log{g}_{A,B}=4.259\pm0.033,\,4.319\pm0.042$(cgs).理論モデルはこれらの特性のすべてに一致することはできず、特定の金属量に対して大幅に高い${T_{\rmeff}}$を予測します。システムの派生年齢1.56Gyrは、両方のコンポーネントが太陽よりも若いことを示します。J064726.39+223431.6は、高解像度の分光分析に適しています。
非周期的な光度曲線の周期を測定 -- GPS 法を適用して太陽のような星の自転周期を推定
| Title |
Measuring_periods_in_aperiodic_light_curves_--_Applying_the_GPS_method_to_infer_rotation_periods_of_solar-like_stars |
| Authors |
Timo_Reinhold,_Alexander_I._Shapiro,_Sami_K._Solanki,_Gibor_Basri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12593 |
太陽のような星の光度曲線は、非常に不規則な変動性を示すことが知られています。その結果、標準的な周波数分析方法では、正しい回転周期を検出できないことがよくあります。最近、シャピロ等。(2020)は、そのような星の周期は、パワースペクトル自体ではなく、パワースペクトル(GPS)の勾配を考慮することで測定できることを示しました。この研究では、GPS法を適用して、太陽に似た星の光度曲線をモデル化し、考えられるすべての傾斜角と広範囲の金属量および観測ノイズレベルをカバーします。モデルパラメータは、ケプラーフィールド内の多くの星のパラメータに似るように選択されています。我々は、GPS法がすべての考慮されたケースの40%で正しい回転周期を検出できることを示します。これは、標準的な技術の検出率よりも10倍以上高いです。したがって、GPS法は、これまでそのような測定が欠けているケプラー星の周期を測定するのに理想的に適していると結論付けています。また、スタースポットの寿命が数回転周期よりも短い場合、GPS法が自己相関法よりも大幅に優れていることも示しています。GPSは、支配的なスポットの寿命が1つの自転周期よりも短い場合、短すぎる自転周期を生成し始めます。一般に、十分に非周期的な時系列から回転周期を確実に検出するには、新しい方法が必要であると結論付けています。そうしないと、これらの周期は検出されないままになります。
2006 年の噴火に続くへびつかい座 RS のケイ酸塩ダストの上昇と下降
| Title |
Rise_and_fall_of_silicate_dust_in_RS_Ophiuchi_following_the_2006_eruption |
| Authors |
M._T._Rushton,_C._E._Woodward,_R._D._Gehrz,_A._Evans,_B._Kaminsky,_Ya._V._Pavlenko,_S._P._S._Eyres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12626 |
2006年の爆発から約7か月後に開始された、何度か得られた回帰新星RSへびつかい座のアーカイブスピッツァー赤外線分光器(IRS)観測の分析を提示します。これらのデータは、原子輝線、光球SiOによる吸収バンド、および$9.7\,\mu$mと$18\,\mu$mにあるよく知られたケイ酸塩ダストの特徴。副星の風で発生する塵の放出は、質量損失率が$1.0-1.7\times10^{-7}$M$_{\odot}$yr$^{-1}$.ケイ酸塩の特徴は、孤立した後期型星やいくつかの塵の多い共生連星の星周環境で見られるものとプロファイルが似ていますが、より長い波長の特徴は、通常の$18\,\muではなく$17\,\mu$mでピークに達します。$m、独特の粒子特性を示します。ダストの特徴はさまざまで、2006年から2007年のアウトバースト時のほうが、システムが静止状態にあった2008年から2009年よりも強く見えます。この変動性は、紫外線出力の変化と降着円盤の再形成に起因すると考えられていますが、赤色巨星の副星の質量損失率の低下も影響している可能性があります。2021年の噴火の余波でのさらなる観測により、決定的な結論が得られる可能性があります。
喪失への対処：ポスト主系列ドナー星からの物質移動の安定性
| Title |
Coping_with_loss:_Stability_of_mass_transfer_from_post-main_sequence_donor_stars |
| Authors |
K._D._Temmink,_O._R._Pols,_S._Justham,_A._G._Istrate,_S._Toonen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12707 |
物質移動の安定性は、コンパクト主系列白色矮星連星などのさまざまな種類のコンパクト連星や、二重白色矮星合体や明るい赤色新星などのトランジェントへの経路を決定する上で重要です。その重要性にもかかわらず、物質移動の安定性に関する体系的な研究はほとんどありません。1D恒星進化コードMESAを使用して、ドナー星が断熱的に質量損失に反応します。付加体は進化しない点質量として扱い、質量移動は保守的であると仮定します。暴走物質移動の開始を最もよく予測する基準は、物質損失に対する効果的に断熱的なドナー応答への移行に基づいていることがわかります。ヘルツスプルングギャップを横切る星の臨界質量比$q_{\rmqad}\sim0.25$が、対流巨星の$q_{\rmqad}$がRGBのベースで$\sim1$から減少することがわかります。AGBの熱パルスの開始時に$\sim0.1$に。ドナー星の効果的な断熱応答は、赤色巨星の最外層における局所的な熱時間スケールが短いため、非常に高い臨界物質移動速度でのみ発生します。$q>q_{\rmqad}$の場合、物質移動は自己調節されますが、進化した巨人では、結果として生じる物質移動率が非常に高くなり、進化が動的になり、ドナーが外側の葉をオーバーフローする可能性があります。私たちの結果は、物質移動が、迅速なバイナリ母集団合成で通常想定され、最近の同様の研究で見つかったよりも広い範囲のバイナリパラメーター空間で安定していることを示しています。さらに、臨界質量比がドナー星の質量と半径に体系的に依存していることを発見しました。これは、質量移動後の集団の予測に重大な影響を与える可能性があります。
GJ 504 の特徴付けについて: Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS)
によって観測された、磁気的に活動する惑星ホスト星
| Title |
On_the_characterization_of_GJ_504:_a_magnetically_active_planet-host_star_observed_by_the_Transiting_Exoplanet_Survey_Satellite_(TESS) |
| Authors |
Maria_Pia_Di_Mauro_(1),_Raffaele_Reda_(2,_1),_Savita_Mathur_(3,4),_Rafael_A._Garc\'ia_(5),_Derek_L._Buzasi_(6),_Enrico_Corsaro_(7),_Othman_Benomar_(8,9),_Luc\'ia_Gonz\'alez_Cuesta_(3,4),_Keivan_G._Stassun_(10,11),_Serena_Benatti_(12),_Luca_Giovannelli_(2,1),_Dino_Mesa_(13),_Nicolas_Nardetto_(15)_((1)_INAF-IAPS,_Roma,_Italy,_(2)_Universit\`a_di_Roma_Tor_Vergata,_Roma,_Italy,_(3)_Instituto_de_Astrofisica_de_Canarias_(IAC),_Tenerife,_Spain,_(4)_Universidad_de_La_Laguna_(ULL),_Tenerife,_Spain,_(5)_AIM,_CEA,_CNRS,_Universit\'e_Paris-Saclay,_Universit\'e_de_Paris,_Sorbonne_Paris_Cit\'e,_France,_(6)_Florida_Gulf_Coast_University,_Fort_Myers,_FL_USA,_(7)_INAF-Astrophysical_Observatory_of_Catania,_Catania,_Italy,_(8)_National_Astronomical_Observatory_of_Japan,_Mitaka,_Tokyo,_Japan,_(9)_Center_for_Space_Science,_New_York_University_Abu_Dhabi,_UAE,_(10)_Vanderbilt_University,_Nashville,_TN,_USA,_(11)_Vanderbilt_Initiative_in_Data-intensive_Astrophysics_(VIDA),_Nashville,_TN,_USA,_(12)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Palermo,_Palermo,_Italy,_(13)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Padova,_Padova_Italy,_(14)_School_of_Physics_and_Astronomy,_Monash_University,_Australia,_(15)_Universit\'e_C\^ote_d'Azur,_Observatoire_de_la_C\^ote_d'Azur,_CNRS,_Laboratoire_Lagrange,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12752 |
GJ504はよく研究されている惑星をホストする太陽のような星であり、その基本的なパラメーターは主に議論されています。過去10年間。この主系列星で期待される振動特性を分離するために、現在の著者によっていくつかの試みが行われましたが、太陽のような脈動の存在は見つかりませんでした。音響モードの振幅の抑制は、測光光度曲線の研究だけでなく、ウィルソン山の分光データの利用可能な3年間の分析によっても、このターゲットについて明らかにされた高レベルの磁気活動によって説明できます。.特に、恒星の自転周期Prot=3.4dと12aの主な主磁気サイクルの測定は、以前の発見を裏付け、彩層活動が支配的である進化の初期の主系列段階にこの星の位置を特定することを可能にします。磁気ブレーキ停止のフェーズに移行する前に数サイクルを重ね合わせて、その後の磁気活動を減少させます。
2021 年の新星爆発の RS Oph 双極噴出物の電波干渉イメージング
| Title |
Radio_interferometric_imaging_of_RS_Oph_bipolar_ejecta_for_the_2021_nova_outburst |
| Authors |
U._Munari,_M._Giroletti,_B._Marcote,_T.J._O'Brien,_P._Veres,_J._Yang,_D.R.A._Williams,_and_P._Woudt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12794 |
再発新星と共生連星RSOphは、2021年8月に8回目の爆発を起こしました。マルチエポックおよび周波数キャンペーンの一環として、欧州VLBIネットワーク(EVN)で5GHzでのバーストの34日後にRSOphを観測しました。電波像は東西方向に約90mas(ガイアDR3距離d=2.68[-0.15/+0.17]kpcで約240天文単位)に引き伸ばされており、明るくコンパクトな中央成分を示しています。ガイアの天文位置と一致し、その東と西に2つのローブがあり、軌道面に垂直に広がっています。光学スペクトル上の輝線プロファイルの進化と比較することにより、ローブの前縁が7550km/sで拡大し、連星の軌道傾斜角としてi=54degであることがわかりました。2021年の電波構造は、2006年の噴火後に観測されたものと非常によく似ています。軌道面（DEOP）での密度増強の不明瞭な役割は、DEOPの背景にある後退ローブの時間依存の可視性に関連して議論され、トリプルピークプロファイルの起源はリング構造にまでたどられますDEOPに衝突する新星噴出物によって形成されます。
MWC 297 の多波長観測: ディスク傾斜と質量流出の制約
| Title |
Multi-wavelength_Observations_of_MWC_297:_Constraints_on_Disk_Inclination_and_Mass_Outflow |
| Authors |
William_D._Vacca_and_G\"oran_Sandell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12795 |
MWC297は若い初期型の星で、イオン化された流出を引き起こし、暖かい同伴ダストに囲まれています。近赤外および中赤外の干渉画像のこれまでの分析では、これらの波長での発光は、適度な傾斜($i<40$度)を持つコンパクトな降着円盤から発生することが示唆されています。SOFIAのFORCASTを使用してMWC297の5～40ミクロンの画像を取得し、IRTFのSpeXを使用して取得した近赤外スペクトルと、VLAおよびBIMAを使用して取得した無線データを取得し、Herschel/PACSおよび尖塔。VLAデータと組み合わせたFORCAST画像は、流出ローブがほぼ南北に整列し、十分に分離されていることを示しています。FORCAST画像の単純な幾何学的モデリングは、流出を駆動する円盤が$55\pm5$度の傾きを持っていることを示唆しており、干渉分析の結果と一致していません。風モデルを使用したSpeXデータの分析は、質量損失率が$6.0\pm^{3.7}_{1.7}\times10^{-7}M_\odot~\mathrm{yr}のオーダーであることを示唆しています。^{-1}$であり、ソースへの絶滅は$A_V\sim8.1\pm^{2.5}_{1.5}$magです。データを文献からの値と組み合わせて、光源のスペクトルエネルギー分布を$0.35~\mu$mから$6$cmまで生成し、総光度を推定しました。星の周りの拡張領域からの放射を含めると、総光度は約$7900~L_\odot$であることがわかります。これは、B1.5V星に期待される値よりわずかに低いだけです。赤くなっているのは、視線に沿ったほこりによって生成されたに違いありませんが、星からは離れています。
欲求不満の暗黒物質の特徴的な信号
$(\boldsymbol{6},\boldsymbol{1},\tfrac{4}{3})$SMゲージ群$\text{SU}(3)_{\text{c}}\times\text{SU}(2)_{\text{L}}\times\text{U}(1)_Y$.このような割り当ては、ツリーレベルでの標準モデルへの暗黒物質の直接結合を排除しますが、メディエーターが重い場合に1ループの順序で生成される多くの有効な演算子を調べ、それらが現象論的に関連していることが多いことがわかります。メディエーターセクターを制約するために、大ハドロン衝突型加速器(LHC)でのダイジェットとペア生成共鳴と$\text{jets}+E_{\text{T}}^{\text{miss}}$検索を再解釈します。そして、観測された遺物の密度$\Omega_{\chi}h^2_{\text{Planck}}$から暗黒物質の間接的および直接的な検索まで、一連のDM制約を調べます。TeVスケールで始まるDM質量で利用可能なツリーレベルの消滅は、フリーズアウトによって$\Omega_{\chi}h^2_{\text{Planck}}$を生成するために必要ですが、ループ-によって導かれます次元5DM磁気双極子モーメント-それにもかかわらず、特にXENON1T実験によって、制約されるのに十分な大きさの信号を生成することができます。一部のベンチマークでは、実験によってかなりの量のパラメーター空間が開いたままであり、フリーズアウトと互換性があることがわかりました。ただし、他のシナリオでは、オープンスペースが非常に小さく、さらなるモデル構築および/または非標準の宇宙論の必要性を示唆しています.
強い超新星 1987A ボソンが崩壊してニュートリノになるという制約
| Title |
Strong_Supernova_1987A_Constraints_on_Bosons_Decaying_to_Neutrinos |
| Authors |
Damiano_F._G._Fiorillo,_Georg_G._Raffelt,_Edoardo_Vitagliano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11773 |
マジョロン様ボソンは、100MeV範囲のエネルギーを持つ$\nu\nu\to\phi$および$\bar\nu\bar\nu\to\phi$の形のニュートリノ合体によって、超新星(SN)コアから出現します。.すべてのフレーバーの（反）ニュートリノへのその後の崩壊は、「ニュートリノ球」からの通常のフラックスよりもはるかに大きなエネルギーを持つフラックス成分を提供します。カミオカンデIIとSN1987AのIMB信号に100MeV範囲のイベントが存在しないことは、総エネルギーの$\lesssim0.03$が放出されたことを意味し、$g\lesssim10のマジョロン-ニュートリノ結合に対する最も強い制約を提供します。^{-9}\,{\rmMeV}/m_\phi$で$100~{\rmeV}\lesssimm_\phi\lesssim100~{\rmMeV}$.私たちの新しい議論を他の仮想的な弱く相互作用する粒子に拡張するのは簡単です.
大型シンチレーションニュートリノ検出器による高エネルギー太陽アクシオンフラックスの探査
| Title |
Probing_high-energy_solar_axion_flux_with_a_large_scintillation_neutrino_detector |
| Authors |
Giuseppe_Lucente,_Newton_Nath,_Francesco_Capozzi,_Maurizio_Giannotti,_Alessandro_Mirizzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11780 |
$p(d,\,^{3}{\rmHe})a$反応で生成される5.49MeVの太陽アクシオンフラックスを調査し、今後の大規模な地下ニュートリノ振動実験でそれを検出する可能性を分析します。JiangmenUndergroundNeutrinoObservatory(ジュノ)。JUNO検出器は、コンプトンや逆プリマコフ変換などのさまざまなプロセスや、検出器内の2つの光子または電子-陽電子ペアへの崩壊によって、アクシオンを明らかにすることができます。アクシオン-電子($g_{ae}$)、アクシオン-光子($g_{a\gamma}$)、およびアイソベクトルアクシオン-核子($g_{3aN}$)カップリング、モデルに依存しない方法でアクシオン質量のさまざまなベンチマーク値に対して予想されるJUNOデータを使用します。JUNOはBorexinoによって現在の限界を約1桁改善し、ニュートリノ実験の中で最高の感度を持っていることがわかりました。
将来の重力波検出器におけるコンパクトな連星合体の除去後の宇宙重力波背景の検出
| Title |
Detecting_cosmological_gravitational_waves_background_after_removal_of_compact_binary_coalescences_in_future_gravitational_wave_detectors |
| Authors |
Haowen_Zhong,_Rich_Ormiston_and_Vuk_Mandic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11877 |
第3世代の重力波検出器の感度が向上したことで、原始宇宙論的確率的重力波背景(SGWB)を検出できる可能性が開かれました。宇宙論的SGWBの検出は、新しい課題に直面しています。それは、ブラックホールや中性子星で構成されるコンパクトな連星系の多数の合体によって生成される前景によってマスクされる可能性があります。この論文では、時間-周波数空間で個別に分解されたコンパクトなバイナリ信号を削除(ノッチング)することにより、この前景を削減する可能性を調査します。このようなアプローチを使用して、前景のコンパクトバイナリの未解決部分によって定義されるSGWB感度フロアに到達できることを確立します。これは$\Omega_{\rmGW}\sim(9.1\times10^{-12}-8.6\times10^{-11})$周波数に依存しないエネルギー密度スペクトルの場合、連星中性子星系の合体率に依存します。第3世代の重力波検出器は、すべてのコンパクトバイナリを解決できるわけではないため、フォアグラウンドのコンパクトバイナリの未解決のコンポーネントにより、これらの検出器でのSGWB検索が制限される可能性があります。
マルチメッセンジャーの制約を考慮したrモード周波数の相対論的補正
| Title |
Relativistic_correction_to_the_r-mode_frequency_in_light_of_multi-messenger_constraints |
| Authors |
Suprovo_Ghosh,_Dhruv_Pathak,_Debarati_Chatterjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11941 |
回転する中性子星のRモード振動は、連続重力波(GW)観測の有望な候補です。ゆっくり回転するニュートン星のrモード周波数はよく知られており、状態方程式(EOS)とは無関係ですが、中性子星の場合、相対論的補正が支配的であり、ほとんどの星に関連するrモード周波数を変更するメカニズムがいくつかあります。中性子星。連続GWの最も感度の高い検索は、GW周波数が数Hzのターゲット狭い周波数帯域にある既知のパルサーの検索です。この研究では、相対論的でゆっくりと回転する順圧星のrモード周波数に対するいくつかの最先端のマルチメッセンジャー制約の影響を調査します。これらの最近の制約をEOSに課すと、rモードの周波数範囲は以前の研究よりわずかに高く、狭帯域の周波数範囲は、範囲に応じて最も有望な候補PSRJ0537-6910で最大8～25%増加する可能性があることがわかります。コンパクトさの。また、吸気信号中のrモード共鳴励起の動的潮流を推定するために使用できる、rモード周波数と無次元潮汐変形能の間の普遍的な関係を導き出します。これらの結果を使用して、重力波データのrモード検索のパラメーター空間を構築し、rモード検出が成功した後の核の状態方程式を制約することもできます。
磁気リコネクション研究のためのレーザー生成プラズマの自己生成逆平行磁場における電流シートおよびバイポーラ イオン フローの検出
| Title |
Detection_of_current-sheet_and_bipolar_ion_flows_in_a_self-generated_antiparallel_magnetic_field_of_laser-produced_plasmas_for_magnetic_reconnection_research |
| Authors |
T._Morita,_S._Matsukiyo,_S._Isayama,_T._Kojima,_S._Matsuo,_Y._Pan,_R._Yamazaki,_S._J._Tanaka,_K._Aihara,_Y._Sato,_J._Shiota,_K._Tomita,_T._Takezaki,_Y._Kuramitsu,_K._Sakai,_S._Egashira,_H._Ishihara,_O._Kuramoto,_Y._Matsumoto,_K._Maeda,_Y._Sakawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.11975 |
レーザーで生成された磁化プラズマの磁気リコネクションを、光学診断を使用して調査します。磁場はビアマン電池効果によって発生し、逆向きの磁力線が相互作用します。2つの衝突するプラズマが2つの平面の高密度領域を形成する中央平面に停滞し、それらが後で相互作用することが、自発光測定によって示されています。レーザートムソン散乱スペクトルは自己生成磁場の方向に歪んでおり、非対称のイオン速度分布とプラズマ加速を示しています。さらに、磁場に垂直なスペクトルは異なるピーク強度を示し、電子電流の形成を示唆しています。これらの結果は、磁場の散逸、リコネクション、および流出の加速として解釈されます。ここで説明するように、2方向レーザートムソン散乱は、リコネクション領域における微視的物理学の調査のための強力なツールです。
強い磁場の空洞を利用して重力波を探すというアイデアは、最近大きな注目を集めています。ほとんどの概念は、アクシオンのような粒子検索に現在使用されているものと同様に、かなり小さいボリュームで中程度の磁場を予見します。我々は、LHCの高光度フェーズの後に、コンパクトミュオンソレノイド(CMS)実験の磁石システムを、MHz周波数範囲の重力波の将来の検出器の主要コンポーネントとして使用することを提案します。このホワイトペーパーでは、CMSに統合できる可能性のあるキャビティの概念について簡単に説明し、さらにその可能性のある感度の最初の見積もりを提供します。
| Title |
Non-oscillatory_gravitational_quasinormal_modes_and_telling_tails_for_Schwarzschild-de_Sitter_black_holes |
| Authors |
R._A._Konoplya_and_A._Zhidenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12058 |
Schwarzschild-deSitterブラックホールの重力摂動の準正規スペクトルには、純粋に虚数のモードの新しいブランチが含まれていることを示します。これらのモードは代数的に特別なものではなく、それらの合計が文献でよく知られている指数漸近テールを形成することを示しました。事象の地平線の半径と宇宙の地平線の比がなくなると、これらの準正規モードは空のドシッター時空のモードに近づきます。したがって、スペクトルは、宇宙定数によって変形されたシュヴァルツシルト分枝と、ブラックホールの質量によって変形されたデシッター分枝の2つの分枝から構成されます。deSitterブランチには純粋に虚数のモードのみが含まれますが、Schwarzschildブランチの振動モード(非ゼロの実部を持つ)は、代数的に特殊なモードに近づく宇宙定数の一部の値に対して純粋に虚数になることもあります。
弱ボソン質量の異常シフトと真髄電弱アクシオン
| Title |
The_anomalous_shift_of_the_weak_boson_mass_and_the_quintessence_electroweak_axion |
| Authors |
Weikang_Lin,_Tsutomu_T._Yanagida,_Norimi_Yokozaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12281 |
観測されたWボソンの質量シフトを説明する最も簡単な方法の1つは、ハイパーチャージがゼロの$SU(2)_L$トリプレットヒッグスボソンを導入することです。その真空期待値は約3GeVです。トリプレットが$\mathcal{O}(1)$TeVで十分に重い場合、観察に矛盾することなく、本質的に$T$パラメータのみに寄与します。複素トリプレットヒッグスボソンの存在により、$SU(2)_L$ゲージ結合定数がプランクスケールで$\alpha_2(M_{\rmPL})\simeq1/44$に上昇します。このより大きなゲージ結合定数のおかげで、アクシオン場が現在のポテンシャルの丘の頂上近くにある場合、電弱アクシオン真空エネルギーが観測された宇宙定数を説明することを示します。
| Title |
Neutrino_non-radiative_decay_and_the_diffuse_supernova_neutrino_background |
| Authors |
Pilar_Ivanez-Ballesteros_(APC,_Paris)_and_M._Cristina_Volpe_(APC,_Paris) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12465 |
ニュートリノが非放射崩壊を受ける可能性を再検討します。拡散超新星ニュートリノ背景からニュートリノ寿命質量比に関する情報を抽出する可能性を調査します。この目的のために、コア崩壊超新星率と失敗した超新星の割合に関する現在の不確実性を明示的に考慮します。スーパーカミオカンデ+Gd、JUNO、ハイパーカミオカンデ、およびDUNE実験の予測を提示し、近い将来に拡散した超新星ニュートリノ背景を観測する必要があります。崩壊の存在下でのDSNB予測と標準物理学との間の縮退の可能性を打破するには、ニュートリノの質量秩序を特定することの重要性を示します。
マルチフィデリティ ブースト ニューラル ネットワークを使用した数時間先の Dst インデックス予測
| Title |
Multi-Hour_Ahead_Dst_Index_Prediction_Using_Multi-Fidelity_Boosted_Neural_Networks |
| Authors |
A._Hu,_E._Camporeale,_B._Swiger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12571 |
擾乱嵐時間(Dst)インデックスは、リング電流強度の代用として、したがって地磁気活動の尺度として広く使用されてきました。これは、地球磁気赤道地域の4つの地上磁力計からの測定値によって導き出されます。1～6時間のリードタイムで$Dst$を予測するための新しいモデルを提示します。このモデルは、太陽風パラメーターを使用してトレーニングされたGatedRecurrentUnit(GRU)ネットワークを使用して最初に開発されました。$Dst$モデルの不確実性は、次にACCRUEメソッドを使用して推定されます[Campoaleetal.2021]。最後に、モデルの精度を高め、関連する不確実性を減らすために、マルチフィデリティブースティング法が開発されました。開発されたモデルは、13.54$\mathrm{nT}$の二乗平均平方根誤差(RMSE)で6時間先の$Dst$を予測できることが示されています。これは、持続性モデルや単純なGRUモデルよりもはるかに優れています。
中性子星の特性におけるベクトル自己相互作用の役割
| Title |
Role_of_vector_self-interaction_in_Neutron_Star_properties |
| Authors |
Bikram_Keshari_Pradhan,_Debarati_Chatterjee,_Radhika_Gandhi_and_J\"urgen_Schaffner-Bielich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12657 |
以前の研究では、対称エネルギーの勾配や$1.4M_{\odot}$中性子星の半径など、特定の核飽和パラメーターと中性子星の観測量の間に相関関係が存在すると主張されてきました。ただし、すべての状態方程式モデルで普遍的に観察されるわけではないため、そのような相関関係が物理的なものなのか疑似的なものなのかは明らかではありません。この作業では、相対論的平均場モデルのフレームワーク内でのベクトルの自己相互作用の役割と、観測可能な星の特性と核パラメーターとの相関を管理するその役割を調べます。この項の効果は、状態方程式の高密度特性を制御するだけでなく、そのような相関を支配することでもあることを確認します。また、最近の天体物理学データを使用して、ベクトルの自己相互作用の最大強度に制限を課します。
相対論的液体: GENERIC または EIT?
私たちは、\"{O}tingerと共同研究者によって定式化された相対論的液体のGENERIC流体力学理論を研究します。最大エントロピー原理を使用して、(任意の参照フレームでの)線形安定性と相対論的因果関係の条件を導き出します。さらに、以下を示します。線形レジームでは、その場の方程式は対称双曲線形式に書き直すことができる.このように書き直されると、線形化された場の方程式は、イスラエル-スチュワート理論の特定の実現であることが判明する.スチュワート自由パラメータは制約されています.これにより、拡張不可逆熱力学(EIT)の原理を考慮して、GENERICフレームワークを再解釈することもできます。
