NIKA2カメラでマッピングされたGJ526フィールドの候補宇宙フィラメント
| Title |
Candidate_cosmic_filament_in_the_GJ526_field,_mapped_with_the_NIKA2_camera |
| Authors |
J.-F._Lestrade_(1),_F.-X._Desert_(2),_G._Lagache_(3),_R._Adam_(4),_P._Ade_(5),_H._Ajeddig_(6),_P._Andre_(6),_E._Artis_(9),_H._Aussel_(6),_A._Beelen_(3),_A._Benoit_(7),_S._Berta_(8),_M._Bethermin_(3),_L._Bing_(3),_O._Bourrion_(9),_M._Calvo_(7),_A._Catalano_(9),_A._Coulais_(1),_M._De_Petris_(10),_S._Doyle_(5),_E._F._C._Driessen_(8),_A._Gomez_(11),_J._Goupy_(7),_F._Keruzore_(12),_C._Kramer_(8),_B._Ladjelate_(13),_S._Leclercq_(8),_J._F._Macias-Perez_(9),_A._Maury_(6),_P._Mauskopf_(5),_F._Mayet_(9),_A._Monfardini_(7),_M._Munoz-Echeverria_(9),_L._Perotto_(9),_G._Pisano_(10),_N._Ponthieu_(2),_V._Reveret_(6),_A._J._Rigby_(5),_A._Ritacco_(14),_C._Romero_(15),_H._Roussel_(16),_F._Ruppin_(17),_K._Schuster_(8),_S._Shu_(18),_A._Sievers_(13),_C._Tucker_(5),_R._Zylka_(8)_((1)_Observatoire_de_Paris,_(2)_IPAG,_(3)_LAM,_(4)_LLR,_(5)_Cardiff,_(6)_CEA,_(7)_Neel,_(8)_IRAMF,_(9)_LPSC,_(10)_Sapienza_Roma,_(11)_CAB,_(12)_Argonne,_(13)_IRAME,_(14)_ENS,_(15)_Pennsylvania,_(16)_IAP,_(17)_IP2I,_(18)_Caltech) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12904 |
特徴的な大規模構造が、赤方偏移z~1までの光学銀河の空間分布で確認されています。より遠い宇宙では、ミリ波で観測された塵に覆われた星形成銀河の集団と宇宙のネットワークとの関係が明らかになりました。すべての宇宙論的流体力学シミュレーションで明らかな暗黒物質のフィラメントは、まだ研究中です。NIKA2デュアルバンドミリカメラを使用して、星GJ526の方向に約90分角^2のフィールドを1.15mmおよび2.0mmの連続波帯で同時にマッピングし、5つの光源の準整列の性質を調査しました。1.2mmのMAMBOカメラで10年前に発見されました。これらの発生源は、最初に仮説が立てられたように、この星の周りの星周デブリディスクの塊ではないことがわかりました。むしろ、遠くの背景にある塵に覆われた星形成銀河、またはサブミリメートル銀河(SMG)であるに違いありません。1.15mmの新しいNIKA2マップは、観測されたフィールド全体を横切るフィラメントのような構造に沿って、空に投影された合計7つのSMGを明らかにします。さらに、2.5の一般的な赤方偏移とSMGのダストパラメーターの典型的な値が採用されている場合、NIKA2と補足のHerschel測光データは、これらのソースのスペクトルエネルギー分布(SED)のモデルと互換性があることを示します。したがって、これらのSMGは遠く離れた「宇宙の網」のフィラメントに位置している可能性があると推測されます。マップ全体を横切るこの候補宇宙フィラメントの長さは、少なくとも4cMpc(comoving)であり、ソース間の分離は、この赤方偏移で0.25cMpcから1.25cMpcの間であり、宇宙論的シミュレーションからの予想と一致しています。それにもかかわらず、暗黒物質の宇宙フィラメントに埋め込まれたSMGのこの仮説を決定的に支持するには、これらのソースの正確な分光学的赤方偏移を決定するためのさらなる観測が必要です。
LIGO/VIRGO 検出の原始ブラック ホール連星シナリオからの小スケールでの原始曲率摂動のパワー スペクトルの再構成
| Title |
Reconstruction_of_Power_Spectrum_of_Primordial_Curvature_Perturbations_on_small_scales_from_Primordial_Black_Hole_Binaries_scenario_of_LIGO/VIRGO_detection |
| Authors |
Xinpeng_Wang,_Ying-li_Zhang,_Rampei_Kimura_and_Masahide_Yamaguchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12911 |
LIGO/Virgoによって検出された連星ブラックホール(BBH)の合体イベントの候補として、始原ブラックホール(PBH)は、小規模な原始曲率摂動を調査するための便利なツールを提供します。GWTC-1からGWTC-3カタログを使用して、PBHがインフレーション期の小さなスケールでの大きな原始曲率摂動に由来するというシナリオの下で、小さなスケールでの原始曲率摂動のパワースペクトルを初めて再構築します。原始パワースペクトルの振幅の値は、スケール$\mathcal{O}(1)$pcで$\mathcal{O}(10^{-2})$に拡張されることがわかります。これは、PBH合併候補としてのPBHの有効性を示唆している可能性があります。
Lyman-$\alpha$ フォレスト相関からの Alcock-Paczy\'nski 効果: 合成データによる分析検証
| Title |
The_Alcock-Paczy\'nski_effect_from_Lyman-$\alpha$_forest_correlations:_Analysis_validation_with_synthetic_data |
| Authors |
Andrei_Cuceu,_Andreu_Font-Ribera,_Paul_Martini,_Benjamin_Joachimi,_Seshadri_Nadathur,_James_Rich,_Alma_X._Gonz\'alez-Morales,_H\'elion_du_Mas_des_Bourboux,_James_Farr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12931 |
Ly$\alpha$フォレストの3次元分布は、バリオン音響振動(BAO)スケールの測定を通じて宇宙論を制約するために広く使用されてきました。しかし、Alcock-Paczy\'nski(AP)効果により、Ly$\alpha$森林相関の完全な形状から、より多くの宇宙論的情報を抽出することができます。この作業では、拡張バリオン振動分光調査(eBOSS)の合成データを研究することにより、Ly$\alpha$フォレスト相関の完全な形の宇宙論的分析の準備をします。このような分析を検証するために、100個のeBOSS合成データセットを使用します。これらのモックは、実際のデータと同じ分析プロセスを受けます。100のeBOSS実現から測定された相関関数の平均に対してフルシェイプ分析を実行し、Ly$\alpha$相関のモデルが現在のデータセットでうまく機能することを発見しました。$D_M/D_H(z_\mathrm{eff})$の偏りのない完全形状測定値を取得できることを示します。ここで、$D_M$は横方向の共移動距離、$D_H$はハッブル距離、および$z_\mathrm{eff}$は測定値の実効赤方偏移です。スケールの範囲にわたって適合性をテストし、$r_\mathrm{min}=25\h^{-1}\text{Mpc}$の最小分離を使用することを決定します。また、Ly$\alpha$フォレストの相関関係に影響を与える主な汚染物質の影響を調査および議論し、実際のデータを使用してそのような分析を実行する方法について推奨事項を提供します。最終的なeBOSSLy$\alpha$BAO分析では、$D_M/D_H(z_\mathrm{eff}=2.33)$が$4\%$の統計精度で測定されましたが、同じ相関関係の完全な形状適合により、$\sim2\%$測定。
弱いレンズ作用と CMB 張力におけるハッブル スケールの役割
| Title |
The_Role_of_the_Hubble_Scale_in_the_Weak_Lensing_vs._CMB_Tension |
| Authors |
Lucas_F._Secco,_Tanvi_Karwal,_Wayne_Hu,_Elisabeth_Krause |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12997 |
弱いレンズ作用(WL)と宇宙マイクロ波背景放射(CMB)データの間のレンズ作用振幅張力の再パラメータ化と、ハッブル張力との結合解像度に対するその意味を調査します。具体的には、派生パラメーター$S_{12}$を使用して絶対距離単位で12Mpcのスケールでレンズ効果の振幅に注目し、Planck2018と比較して最近の調査からの制約を示します。WLだけで、絶対距離規則は$S_{12}$と$H_0$を関連付けます。3D空間$S_{12}\times\omega_m\timesh$でこの相関関係を説明すると、$S_8\times\Omega_m$から推測される通常のレベルの$2\sim3\sigma$張力が再現されます。さらに、$\Lambda$CDMで許可されている$S_8\timesh$および$S_{12}\timesh$平面でスケーリング関係を導出し、$H_0$およびレンズ振幅の張力を解くために必要なターゲットスケーリングを推定します。$\Lambda$CDMを超えた仮説モデルで共同で。テスト例として、初期のダークエネルギーシナリオがこれらの目標スケーリングとどのように比較されるかを定量化します。$\Lambda$CDMの他の宇宙パラメータの関数として、$S_8$と$S_{12}$の便利なフィッティング式が1%の精度で提供されています。
線強度マッピングによる Horndeski 重力に対する大規模構造制約の予測
| Title |
A_Forecast_for_Large_Scale_Structure_Constraints_on_Horndeski_Gravity_with_Line_Intensity_Mapping |
| Authors |
Bryan_R._Scott,_Kirit_S._Karkare,_Simeon_Bird |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13029 |
回転CO(1-0)、CO(2-1)、およびCO(3-2)遷移の線強度マッピング(LIM)の可能性を検討して、Horndeski理論と呼ばれる修正重力モデルの非常に一般的なクラスのフレームワークです。私たちの予測は、物質パワースペクトルと赤方偏移空間歪みパワースペクトルの最初の2つの多重極から情報を別々に取得するマルチトレーサー分析を想定しています。運動重力編組とプランク質量進化パラメーターの勾配で$\pm0.1$レベルの制約を達成するには、ミリ波LIM実験では、$\approx10^8-10^9$分光計時間、計測器で実現可能である必要があります。2030年代に配備される可能性があります。このような測定は、スカラーテンソル修正重力理論で使用できる残りのパラメーター空間の大部分を制約します。モデリングコードは公開されています。
宇宙で最も巨大な電波構造
大規模構造の研究に関する過去数年間の刺激的な結果の1つは、相互作用するクラスターのペアを接続する電波放射の長い(3～5Mpc)ブリッジの発見です。これは、銀河団外での粒子加速と磁場増幅メカニズムの存在を示す最初の直接的な証拠です。そのような広大な範囲に広がる非熱コンポーネントは、大規模構造のダイナミクスとその中のエネルギー散逸のメカニズムを調べます。私の講演では、電波橋に関する最近の結果について説明し、それらの観測が、磁化された宇宙ウェブの電波署名の探索における一歩前進をどのように表しているかを示します。
強い重力レンズ、Ia型超新星、ハッブルパラメータ観測データを用いたコインシデンス問題の検証
| Title |
Testing_the_coincidence_problem_with_strong_gravitational_lens,_Type_Ia_supernovae_and_Hubble_parameter_observational_data |
| Authors |
Jing-Wang_Diao,_Yu_Pan,_Wenxiao_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13287 |
この論文では、130の強い重力レンズ(SGL)システム、Ia型超新星(SNeIa:PantheonおよびUnion2.1)、および31のハッブルパラメータデータポイント($H(z)$)を含む3種類の観測データを使用します。現象論的モデルを制約する宇宙クロノメーター($\rho_x\varpropto\rho_ma^{\xi}$)。これら3種類のデータ(Union2.1+SGL+$H(z)$)を組み合わせて、信頼区間$2\sigma$、$\Omega_{X,0}=0.69\pm0.34でのパラメータ値を取得します。$、$\omega_x=-1.24\pm0.61$、$\xi=3.8\pm3.9$および$H_0=70.22\pm0.86$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$.私たちの結果によると、$\Lambda$CDMモデルは現在でも観測データと最もよく一致するモデルであり、偶然性の問題は緩和されていません。さらに、$\Omega_X$と$\Omega_m$は、$0<z<1.26$で同じ大きさのオーダーを持ちます。最後に、遷移赤方偏移$z_T=0.645$を取得します。$z>0.645$で遷移する場合、暗黒物質と相互作用する暗黒エネルギーを導入する必要があります。
湯川力による初期構造形成による磁気発生
湯川相互作用は、初期宇宙のフェルミオン間の比較的長距離の引力を媒介することができます。このような世界的に魅力的な相互作用は、放射線が優勢な時代であっても、影響を受ける種の構造の成長をもたらす可能性のある不安定性を生み出します。フェルミオンマイクロハローの形成と崩壊は、崩壊するハローの場所で熱い火の玉を作り出し、宇宙プラズマにエネルギーを注入します。注入されたエネルギーが原始磁場に部分的に変換できることを示し、これらの磁場の相関スケールとパワースペクトルを推定します。それらが観測された天体物理学的磁場の種である可能性があることを示しています。
銀河群と銀河団の宇宙論的シミュレーション-II: X 線観測によるフィードバックのさまざまなモードの研究
| Title |
Cosmological_Simulation_of_Galaxy_Groups_and_Clusters-II:_Studying_Different_Modes_of_Feedback_through_X-ray_Observations |
| Authors |
Rudrani_Kar_Chowdhury,_Suchetana_Chatterjee,_Ankit_Paul,_Craig_L._Sarazin,_Jane_Lixin_Dai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13349 |
大規模構造の宇宙論的進化に対する活動銀河核(AGN)からのフィードバックの影響は、長い間研究されてきた問題です。しかし、フィードバックエネルギーが周囲の媒質と結合して、AGNホスト銀河とダークマターハローの特性にどのように影響するかはまだよくわかっていません.この作業では、銀河群と銀河団内の高温ガスからの拡散X線放出を調査することにより、AGNフィードバックのさまざまなモードと周囲の媒体への影響を調査します。この目的のために、宇宙流体力学シミュレーションSIMBAを使用して、AstrophysicalPlasmaEmissionCode(APEC)の助けを借りて、シミュレートされた銀河団/グループからのX線放出を理論的に計算します。また、X線に対するAXAF応答モデル(MARX)の光線追跡シミュレーターを使用して、チャンドラX線望遠鏡でこれらのシステムの合成観測を実行します。私たちの結果は、AGNからのフィードバックの放射風モードに加えて、フィードバックのジェットおよびX線モードが、ブラックホール付近の拡散ガスからのX線放射の抑制に重要な役割を果たすことを示しています。私たちの模擬観測マップは、高赤方偏移天体からのAGNフィードバックの特徴が、チャンドラのような現在のX線望遠鏡の機器解像度では検出されない可能性があることを示唆していますが、これらの機能を検出するための有望な見通しを提供します。リンクス。
暗黒物質モデルのミリレンズ観測の識別力
| Title |
Discriminating_power_of_milli-lensing_observations_for_dark_matter_models |
| Authors |
Nick_Loudas,_Vasiliki_Pavlidou,_Carolina_Casadio,_Kostas_Tassis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13393 |
暗黒物質(DM)の性質は、まだ激しい議論の下にあります。現在実行可能なさまざまなDMモデルが、これらのスケールでのDMハローの予想される存在量と密度プロファイルについて多様な予測を行うため、銀河系以下のスケールは特に重要です。サブギャラクティックDMハローがバックグラウンドのコンパクトソースに対して強いレンズとして機能し、さまざまなDMモデルに対してミリ秒スケール(ミリレンズ)の重力レンズ効果を生成する能力を調査します。各DMシナリオについて、$\sim$5000離れたソースのサンプルが少なくとも1ミリレンズを検出するのに十分かどうかを調べます。さまざまなDMモデルのソースの赤方偏移の関数として、ミリレンズ光学深度を推定する半分析モデルを開発します。Press-Schechter形式と、最近のN体シミュレーションの結果を使用して、各DMモデルのハローの適切な球状平均密度プロファイルを考慮して、ハロー質量関数を計算します。レンズ系を質量点レンズとして扱い、有効表面質量密度しきい値を呼び出して、重力レンズとして機能するハローの割合を計算します。コールドDM、ウォームDM、自己相互作用DMの3つのクラスの暗黒物質モデルを研究しています。暖かいDMからなるハローは、強力な重力ミリレンズ効果に対して光学的に薄いことがわかります（レンズ効果イベントはゼロであると予想されます）。CDMハローは、濃度と質量の関係の急峻さに応じて、レンズ現象を生成する可能性があります。自己相互作用するDMハローは、ハローが重力熱崩壊を経験した場合にのみ、重力ミリレンズとして効率的に機能し、高密度の中心核が形成されます。
| Title |
Improved_Mixed_Dark_Matter_Halo_Model_for_Ultralight_Axions |
| Authors |
Sophie_M._L._Vogt,_David_J._E._Marsh_and_Alex_Lagu\"e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13445 |
冷暗黒物質(CDM)と超軽量アクシオン様粒子(ULA)で構成される混合暗黒物質の完全なハローモデルを提示します。私たちのモデルは、大質量ニュートリノと中性水素の扱いと同様に、ULAをCDMの偏ったトレーサーとして扱います。このモデルは、CDMホストハロー周辺のULAのクラスタリングを説明し、両方のコンポーネントの相互相関を完全にモデル化します。モデル入力には、ULAJeansスケールとソリトン密度プロファイルが含まれます。このモデルを使用して、質量範囲$10^{-33}\text{eV}\leqm\leqにわたるULAの部分母集団の非線形スケールで、物質パワースペクトル$P(k)$を予測できます。10^{-21}\text{eV}$であり、将来の混合DMシミュレーションに対して調整して、精度を向上させることができます。混合DMハローモデルにより、さまざまな近似の重要性を評価することもできます。
LISA におけるテンプレート重力波スペクトルからの物理パラメータの再構築: 一次相転移
| Title |
Reconstructing_physical_parameters_from_template_gravitational_wave_spectra_at_LISA:_first_order_phase_transitions |
| Authors |
Chloe_Gowling_and_Mark_Hindmarsh_and_Deanna_C._Hooper_and_Jes\'us_Torrado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13551 |
初期宇宙の一次相転移による重力波背景は、レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)などのミリヘルツ重力波(GW)検出器で観測できる可能性があります。この論文では、パラメータ化されたテンプレートをより完全な物理モデルの近似として使用して、一次相転移からの重力波に対するLISAの感度を調査する方法を紹介し、テストします。この方法を開発する動機は、一次相転移の熱力学的パラメーター、または一般的に計算量の多いモデルでマルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)推論を実行する計算量の少ない方法を提供することです。物理パラメータと経験的テンプレートのパラメータとの間のマップから始めて、まず、物理パラメータに関する必要な情報を含む経験的パラメータの事前確率を構築します。次に、逆マッピングを使用して、経験的テンプレートの高速MCMCから物理パラメーターのおおよその事後分布を再構築します。サウンドシェルモデルのスペクトルに対する二重破冪則近似でこの方法をテストします。再構築方法により、提案の評価時間が大幅に短縮され、マッピングの事前計算が必要になるにもかかわらず、この方法は全体的に費用対効果が高くなります。信号対雑音比$\sim40$を使用する2つのテストケースでは、このメソッドは、注入された重力波パワースペクトルの物理パラメーターとスペクトルを$95\%$の信頼度まで回復します。以前のフィッシャー行列解析では、相境界速度$v_{\rmw}$が熱力学的パラメーターの中で最も制約されていると予想されることがわかりました。この作業では、$v_{\rmw}=0.55$の注入された相転移GWパワースペクトルに対して、熱力学的パラメーターの直接サンプルを使用して、$0.630^{+0.17}_{-0.059}$を回復し、再構築したサンプル$0.646^{+0.098}_{-0.075}$。
$\kappa$CrB の高解像度 ALMA および HST イメージング: 低質量の伴星を持つポスト主系列星の周りの広いデブリ ディスク
| Title |
High_resolution_ALMA_and_HST_imaging_of_$\kappa$CrB:_a_broad_debris_disc_around_a_post-main_sequence_star_with_low-mass_companions |
| Authors |
J._B._Lovell,_M._C._Wyatt,_P._Kalas,_G._M._Kennedy,_S._Marino,_A._Bonsor,_Z._Penoyre,_B._J._Fulton,_N._Pawellek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12910 |
$\kappa$CrBは${\sim}2.5\,$Gyr古いK1亜巨星で、${\sim}2.8\,$auに偏心した太陽系外木星と数十auにデブリディスクがあります。アルマ望遠鏡のバンド6($1.3\,$mm)とHST散乱光($0.6\,\mu$m)の画像を提示します。ミリメートル($110\,$auでピーク)、および散乱光で$51{-}280\,$au($73\,$auでピーク)。ミリメートル放出をモデル化することにより、ダストの質量を${\sim}0.016\,M{\oplus}$と推定し、微惑星サイズの下限を$D_{\rm{max}}{>}1\に制限します。$kmと微惑星帯の質量は$M_{\rm{disc}}{>}1\,M_{\oplus}$です。17年間の動径速度データで線形傾向を引き起こす外側の物体の特性を、長半径$8{-}66\,$auと質量$(0.4{-}120)\,M_{に制約します。\rm{Jup}}$.ミリ波放射に見られる大きな内部空洞があり、これは、一連の低質量惑星を伴う、このような外側の巨大な伴星による彫刻と一致することを示しています。私たちの散乱光モデリングは、ダストが高い異方性散乱係数($g{\sim}0.8{-}0.9$)を持つ必要があることを示していますが、傾斜($i{\sim}30{-}40\,$degree)は$i{\sim}61\,$degreesmmの傾きよりもかなり低いと推測されます。このような不一致の原因は不明ですが、ミクロンおよびミリサイズのダストの位置ずれが原因である可能性があります。$M_{\rm{CO}}{<}(4.2{-}13){\times}10^{-7}\,M_{\oplus}$のCOガス質量に上限を設け、$\kappa$CrBが巨大な枝の上昇を開始するときの微惑星衝突、またはCO氷の昇華から予想されるレベルと一致することを示します。
| Title |
A_New_Method_for_Finding_Nearby_White_Dwarf_Exoplanets_and_Detecting_Biosignatures |
| Authors |
Mary_Anne_Limbach,_Andrew_Vanderburg,_Kevin_B._Stevenson,_Simon_Blouin,_Caroline_Morley,_Jacob_Lustig-Yaeger,_Melinda_Soares-Furtado_and_Markus_Janson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12914 |
ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)が、近くの白色矮星を周回する空間的に未解決の地球系外惑星の混合光スペクトルエネルギー分布から、過剰な赤外線(IR)を検出できることを実証します。JWSTは、温暖な(ハビタブルゾーン;T$_{\rmeq}$=287K)地球またはスーパーアースと、高温(400-1000K)の水星類似体を、最も近い付近の混合光スペクトルで検出できることがわかりました。MIRIの中解像度分光器(MRS)を使用して、ターゲットごとに10時間の統合を行った15の孤立した白色矮星。さらに、これらの観測は、これらの惑星にCO$_2$支配的な大気が存在することを制約している。この技術は系の傾きにほとんど影響されないため、白色矮星の小さなサンプルを観測するだけでも、太陽系近傍の白色矮星の周囲にある温暖な地球系外惑星の発生率に強い制限を設けることができます。JWSTは、MIRIブロードバンドイメージングを介して、34個の最も近い($<13$pc)ターゲットあたり2時間の統合時間を持つ孤立した白色矮星。IR過剰を使用して、大気中の軌道位相またはスペクトル吸収機能による熱変動を検出すると、どちらも長いベースラインMRS観測で可能になり、実際の太陽系外惑星としての候補が確認されます。地球のような大気組成を仮定すると、すべてのハビタブルゾーン地球(6.5pc以内;6つの白色矮星系)またはスーパーアース(6.5pc以内)でバイオシグネチャペアO$_3$+CH$_4$の検出が可能であることがわかります。MIRIの低解像度分光計(LRS)を使用すると、わずか5～36時間の統合で白色矮星を周回します。
TEMPO サーベイ I: ナンシー グレース ローマン宇宙望遠鏡を使用したオリオンの 30
日間のサーベイから、トランジットする太陽系外衛星、衛星、惑星の収量を予測する
| Title |
The_TEMPO_Survey_I:_Predicting_Yields_of_the_Transiting_Exosatellites,_Moons,_and_Planets_from_a_30-day_Survey_of_Orion_with_the_Nancy_Grace_Roman_Space_Telescope |
| Authors |
Mary_Anne_Limbach,_Melinda_Soares-Furtado,_Andrew_Vanderburg,_William_M._J._Best,_Ann_Marie_Cody,_Elena_D'Onghia,_Ren\'e_Heller,_Brandon_S._Hensley,_Marina_Kounkel,_Adam_Kraus,_Andrew_W._Mann,_Massimo_Robberto,_Anna_L._Rosen,_Richard_Townsend_and_Johanna_M._Vos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12916 |
ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡を使用した、オリオン座の太陽系外衛星、月、および惑星(TEMPO)サーベイの設計に関する考慮事項を提示します。この提案された30日間の調査は、オリオン星雲クラスター(ONC)内の通過する太陽系外衛星、月、および惑星の集団を検出するように設計されています。若い(1～3Myr)人口密度の高いONCには、約1000個の明るい褐色矮星(BD)と自由浮遊惑星質量天体(FFP)があります。TEMPOは、トランジット衛星の${\rmM}\geq1{\rmM}_{\rmJ}$でFFPを監視するのに十分な測光精度を提供します。この調査では、直接イメージングを介してサブ土星質量までのFFPを検出することもできますが、フォローアップの確認は困難です。TEMPOの推定収量には、FFPを通過する14(3-22)個のエキソムーン/衛星と、BDを通過する54(8-100)の衛星が含まれます。この人口のうち、約$50\%$のコンパニオンは「スーパータイタン」(タイタンから地球への質量)になります。収量の見積もりには、若いオリオン星を通過する約$150$の外惑星も含まれており、そのうち$>50\%$が中期から後期のM型矮星を周回し、約10個が原始居住可能ゾーンである地球($0.1{\rmM}_{\oplus}-5{\rmM}_{\oplus}$)系外惑星。TEMPOは、FFPとBDを周回する小さな太陽系外衛星の最初の国勢調査の人口統計を提供すると同時に、初期段階で系外惑星の進化に関する洞察を提供します。この検出された太陽系外衛星の人口は、同様の質量を持つ太陽系外惑星の現在の国勢調査とは著しく異なる可能性があります(たとえば、H/Heエンベロープをまだ保持している地球質量の太陽系外衛星)。これらの衛星に類似した系外惑星や系外衛星は知られていないため、私たちの推定収量は非常に不確実ですが、TEMPO調査は、検出収量を取り巻く確実性を制限する、外衛星の形成と進化の一般的な理論をテストします。
LTT 1445 Ab は Hycean World ですか、それとも Cold Haber World ですか? Twinkle
の可能性を探り、その性質を明らかにする
| Title |
Is_LTT_1445_Ab_a_Hycean_World_or_a_cold_Haber_World?_Exploring_the_Potential_of_Twinkle_to_Unveil_Its_Nature |
| Authors |
Caprice_Phillips,_Ji_Wang,_Billy_Edwards,_Romy_Rodriguez_Martinez,_Anusha_Pai_Asnodkar,_B._Scott_Gaudi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12919 |
Twinkleが近くの地球に似た惑星LTT1445Abの大気組成を決定する可能性を探ります。これには潜在的なバイオシグネチャーアンモニア(NH$_{3}$)を検出する可能性も含まれます。6.9pcの距離にあるこの星系は、既知の通過星系の中で2番目に近く、今後のTwinkleミッションで透過分光法によって観測される予定です。Twinkleは0.45mの望遠鏡を備えており、0.5-4.5$\mu$mのスペクトル波長範囲をカバーし、同時に50-70の分解能を持ち、太陽系外惑星、明るい星、太陽系の天体を研究するように設計されています。LTT1445Abを研究するミッションの可能性を調査し、Twinkleデータが冷たいハーバー世界(N$_2$-H$_2$が優勢な大気)とH$_2$O-H$_2$のハイセアン世界を区別できることを発見しました。支配的な雰囲気、$\chi_{\nu}^{2}$=3.01。内部組成分析は、LTT1445Abのハーバーワールドシナリオを支持しており、この惑星にはおそらく相当な水層がないことを示唆しています。petitRADTRANSとTwinkleシミュレーターを使用して、NH$_{3}$がバイオシグネチャーと見なされるコールドハーバーワールドの可能性が高いシナリオの透過スペクトルをシミュレートします。水素の割合、アンモニアの濃度、雲の範囲など、さまざまなシナリオでの検出可能性を調べます。アンモニアは、25回のトランジットとNH$_{3}$の4.0ppmの体積混合比率で、最適な(曇りのない)条件で$\sim$3$\sigma$レベルで検出できることがわかりました。大気中の潜在的なNH$_{3}$とH$_{2}$Oを制限するための検索分析の例を提供します。私たちの研究は、居住可能な太陽系外惑星の大気を特徴付けるトゥインクルの可能性を示しています。
相対アストロメトリー、動径速度、およびヒッパルコス ガイア eDR3 加速度の組み合わせによる、直接画像化された新しいコンパニオンの正確な動的質量
| Title |
Precise_Dynamical_Masses_of_New_Directly_Imaged_Companions_from_Combining_Relative_Astrometry,_Radial_Velocities,_and_Hipparcos-Gaia_eDR3_Accelerations |
| Authors |
E._L._Rickman,_E._Matthews,_W._Ceva,_D._S\'egransan,_G._M._Brandt,_H._Zhang,_T._D._Brandt,_T._Forveille,_J._Hagelberg,_S._Udry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12957 |
ねらい。20年以上の観測期間を持つCORALIEの動径速度調査は、直接画像化にアクセス可能な質量と分離を持つコンパニオンに対応するデータの長期的な傾向を検出することができます。CORALIEサーベイからの動径速度、HipparcosおよびGaiaeDR3からの天体加速度、および直接画像からの相対天体観測などの太陽系外惑星検出技術を組み合わせることで、未知の軌道パラメータの縮退を取り除きます。これにより、検出されたコンパニオンの正確なモデルに依存しない質量を導き出すことができ、恒星および亜恒星の質量と光度の関係のモデルをテストするための強力なツールが提供されます。メソッド。CORALIEスペクトログラフを使用した長期の正確なドップラー測定により、長周期軌道上のコンパニオンの動径速度シグネチャが明らかになりました。動径速度データの長いベースラインにより、このようなコンパニオン候補の検出可能性を直接イメージングで評価できます。長期の動径速度データをHipparcosとGaiaeDR3からの絶対的天体観測、およびVLT/SPHEREを使用した新しい直接画像検出から得られた相対天体観測と組み合わせて、軌道パラメーターに適合させ、これらのコンパニオンの正確な力学的質量を導き出します。結果。この論文では、HD~142234、HD~143616、およびHIP~22059を周回する新しいコンパニオンの発見と、HD~92987~Bの最初の直接検出を報告し、以前に直接画像化された2つのコンパニオンの動的質量を更新します。HD~157338~BおよびHD~195010~B。伴星の周期範囲は32年から273年で、質量はすべて225年から477~$M_{\rm{Jup}}$の非常に低い質量の恒星伴星です。導出された動的質量を非常に低い質量の星(<0.5~$M_{\odot}$)の質量と光度の関係と比較し、前駆体の視線速度と天文情報を使用して高コントラストの未来を知らせることの重要性について議論します。系外惑星と褐色矮星のイメージング
イオの大気中の NaCl と KCl
| Title |
NaCl_&_KCl_in_Io's_Atmosphere |
| Authors |
Erin_Redwing,_Imke_de_Pater,_Statia_Luszcz-Cook,_Katherine_de_Kleer,_Arielle_Moullet,_Patricio_M_Rojo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12974 |
イオの大気中のNaClとKClガスの特性を調査し、イオの火山と地表下のマグマ溜まりの特性を推測するために、最初の包括的な研究を提示します。この作業では、AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray(ALMA)からのイオの大気中のNaClとKClの過去のすべてのスペクトル線観測をコンパイルし、大気モデルを使用して、2012年から2018年までのいくつかの日付でガスの物理的特性を制約します。NaClとKClは大部分が空間的に閉じ込められているように見え、高いスペクトル分解能での観測では、温度が高く(約500～1000K)、火山起源を示唆しています。NaCl:KClの比率は、2015年6月に約5～6、2016年6月に約3.5～10であることがわかりました。これは、イオの拡張大気の観測に基づく予測と一致しており、コンドライトのNa:K比率の半分未満です。.これらのガスの起源が火山であると仮定すると、これらの比率は、マグマがNaClよりもKClを優先的に放出するように、マグマ温度が~1300Kであることを意味します。
| Title |
A_low-inclination_neutral_Trans-Neptunian_Object_in_a_extreme_orbit |
| Authors |
Ying-Tung_Chen,_Marielle_R._Eduardo,_Marco_A._Mu\~noz-Guti\'errez,_Shiang-Yu_Wang,_Matthew_J._Lehner,_Chan-Kao_Chang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13089 |
2016SD$_{106}$の測光観測と数値シミュレーションを提示します。この天体は傾斜角が小さく($i=4.8^{\circ}$)、大きな長半径($a=350$)を持つ極端な太陽系外縁天体です。au)と近日点($q=42.6$au)。この天体は、$g-r=0.45\pm0.05$と$g-i=0.72\pm0.06$という独特のニュートラルカラーを持っており、遠方の海王星外天体と比較して、これらの天体はすべて中程度の赤から極赤の色をしています。.8年間のアークをカバーする天文データの軌道フィッティングに基づく数値積分により、2016SD$_{106}$が顕著な散乱進化のない準安定天体であることが確認されました。各クローンは、1Gyrシミュレーションの終了時に生き残りました。しかし、主なカイパーベルトであっても、太陽系外縁部で$<5^{\circ}$の傾きを持つ中立天体はほとんど見つかっていません。さらに、近日点距離を持ち上げるほとんどのメカニズムは、傾斜$<5^{\circ}$を持つ非常に少数の極端な天体を生成すると予想されます。このように、仮説上の遠い惑星がそのような天体の生産を増加させる可能性を探りました。私たちのシミュレーションでは、2016年のSD$_{106}$のような軌道は、テストされた3つのカイパーベルト集団(つまり、プルティノ、ツーティノ、ハウメア族)から仮想惑星の存在なしでは生成できないことを示しています。それで得られた;しかし、追加の惑星の存在は、相空間のそれらの領域で観察された天体の不足と明らかに矛盾して、広範囲の大きな半長軸/大きな近日点天体を生み出します。今後の研究では、近日点ギャップの存在と、仮想的な遠方の惑星の特定の軌道構成との間に関係があるかどうかを判断する可能性があります。
小惑星の絶対色と位相係数
コンテキスト:小天体の位相曲線を使用して絶対等級を測定し、補完的な理論的および実験的結果と共に、それらの表面の微視的および巨視的特性を理解します。小惑星は約30度の位相角まで観測できますが、太陽系外天体がカバーする位相角の範囲は通常、ケンタウロスでは7～10度、海王星横断天体では2度を超えず、直線的な関係にあります。振幅と位相角の間の角度が想定される場合があります。目的:太陽系内部(木星軌道内)の天体のデータを、ケンタウロスや海王星横断天体のデータと直接比較することを目的としています。方法:SLOAN移動天体カタログのデータを使用して、7.5度以下の位相角に制限された位相曲線を作成します。これは、トランスネプチューン/ケンタウロス個体群で観測された角度と互換性があります。ugirz、V、およびRフィルターで絶対振幅と位相係数を取得するために、測光動作の線形モデルを仮定します。結果:$>4000$オブジェクトの7つのフィルターで絶対等級を取得しました。太陽系外天体との比較は、表面の共通の特性を示しています。本質的に赤い天体は、位相角が大きくなると青くなり、本質的に青い天体では逆になります。
光学観測による (1685) Toro と (85989) 1999 JD6 の形状モデルと回転加速度
| Title |
Shape_model_and_rotation_acceleration_of_(1685)_Toro_and_(85989)_1999_JD6_from_optical_observations |
| Authors |
Jun_Tian,_Haibin_Zhao,_Bin_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13333 |
Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack(YORP)効果は、小さな小惑星の表面から直接反射され、熱的に再放出される太陽放射によって引き起こされる正味のトルクであり、それらの動的進化において重要であると考えられています。選択された地球近傍小惑星の長期測光観測により、YORP効果が検出された小惑星サンプルを拡大して、理論的枠組みの開発を促進することが期待されています。アーカイブされた光度曲線データが収集され、(1685)Toroと(85989)1999JD6の測光観測が行われます。これにより、光度曲線を反転して凸形状モデルからの観測に適合させることにより、YORP効果の測定が可能になります。(1685)Toroの場合、YORP加速度$\upsilon=(3.2\pm0.3)\times10^{-9}\\rm{rad\cdotd^{-2}}(1\sigma\error)$は更新されました。これは、さまざまな光曲線データに基づく以前のYORP検出と一致しています。(85989)1999JD6の場合、恒星周期は$7.667749\pm0.000009$hであると判断され、自転極の方向は$\lambda=232\pm2^{\circ},\\beta=-59\にあります。pm1^{\circ}$、加速度は$\upsilon=(2.4\pm0.3)\times10^{-8}\\rm{rad\cdotd^{-2}}(1\sigma\error)$と観測値とモデルの間の優れた一致を得ることに加えて。YORPは、スピンアップとスピンダウンの両方のケースを生成する必要があります。ただし、(85989)1999JD6を含め、地球に近い11個の小惑星の$\rm{d}\omega/\rm{d}t$値は全体的に正であり、YORPのサンプルにバイアスがあることを示唆しています。検出または実際の機能を説明する必要があります。
| Title |
Machine_learning-accelerated_chemistry_modeling_of_protoplanetary_disks |
| Authors |
Grigorii_V._Smirnov-Pinchukov,_Tamara_Molyarova,_Dmitry_A._Semenov,_Vitaly_V._Akimkin,_Sierk_van_Terwisga,_Riccardo_Francheschi,_Thomas_Henning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13336 |
ねらい。(サブ)ミリ波天文台からの大量の分子放出データと、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の赤外線分光法が入ってきているため、原始惑星系円盤の化学組成の早送りモデルへのアクセスは最も重要です。メソッド。熱化学モデリングコードを使用して、さまざまな原始惑星系円盤モデルを生成しました。K-nearestneighbors(KNN)リグレッサーをトレーニングして、他のディスクモデルの化学的性質を即座に予測しました。結果。採用された原始惑星系円盤モデルにおける局所物理条件間の相関関係のおかげで、物理条件のごく一部を使用して化学を正確に再現できることを示します。この方法の不確実性と限界について説明します。結論。提案された方法は、ライン放出データのベイジアンフィッティングに使用して、観測からディスクのプロパティを取得できます。他のディスク化学モデルセットで同じアプローチを再現するためのパイプラインを提示します。
HD 23472: 3 つのスーパーアースと 2 つの潜在的なスーパー水星を含む多惑星系
| Title |
HD_23472:_A_multi-planetary_system_with_three_super-Earths_and_two_potential_super-Mercuries |
| Authors |
S._C._C._Barros_(1)_O._D._S._Demangeon,_Y._Alibert,_A._Leleu,_V._Adibekyan,_C._Lovis,_D._Bossini,_S._G._Sousa,_N._Hara,_and_the_ESPRESSO_team_(1_-_Instituto_de_Astrofisica_e_Ciencias_do_Espaco) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13345 |
K-dwarfHD~23472(TOI-174)を周回する5つの太陽系外惑星で構成される多惑星系の特徴を報告します。以前に確認された2つのスーパーアースに加えて、ESPRESSO視線速度観測を使用して、システム内の3つの地球サイズの惑星を確認し、特徴付けます。このコンパクトなシステムの惑星の周期は、$P_d\sim3.98\,$、$P_e\sim7.90\,$、$P_f\sim12.16\,$、$P_b\sim17.67,\,$、および$P_c\simです。29.80\,$daysおよび$R_d\sim0.75\,$、$R_e\sim0.82,$、$R_f\sim1.13\,$、$R_b\sim2.01、\,$および$R_c\sim1.85の半径\,$\REarth.サイズが小さいこと、惑星dのトランジットに近いこと、惑星dとの共鳴が近いことから、惑星eは最近発見されたばかりです。惑星の質量は、$M_d=0.54\pm0.22$、$M_e=0.76\pm0.30$、$M_f=0.64_{-0.39}^{+0.46}$、$M_b=8.42_{-と推定されました。0.84}^{+0.83}$、および$M_c=3.37_{-0.87}^{+0.92}$\MEarth.これらの惑星は最も軽い惑星の1つであり、質量は視線速度法を使用して測定され、ESPRESSOスペクトログラフの非常に高い精度を示しています。私たちは、この系の5つの惑星の組成を推定し、それらのガスと水の質量分率が恒星の距離とともに増加することを発見しました。これは、この系が照射によって形成されたことを示唆しています。2つの内惑星の高密度($\rho_d=7.5_{-3.1}^{+3.9}$および$\rho_e=7.5_{-3.0}^{+3.9}\,\mathrm{g.cm^{-3}}$)は、それらがスーパーマーキュリーである可能性が高いことを示しています。これは、惑星の内部構造のモデリングによって裏付けられており、最も外側の3つの惑星にはかなりの量の水またはガスが含まれていることも示唆されています。系内に2つの超水銀の存在が確認された場合、この系は知られている唯一のものになります。2つのスーパーマーキュリーを特徴とし、スーパーマーキュリーの形成理論の優れた実験台となる.(要約)
InSight 圧力データの再調整と、火星の長期的な圧力変化の研究への応用
| Title |
InSight_Pressure_Data_Recalibration,_and_Its_Application_to_the_Study_of_Long-Term_Pressure_Changes_on_Mars |
| Authors |
L._Lange,_F._Forget,_D._Banfield,_M._Wolff,_A._Spiga,_E._Millour,_D._Vi\'udez-Moreiras,_A._Bierjon,_S._Piqueux,_C._Newman,_J._Pla-Garc\'ia,_W._B._Banerdt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13412 |
南極残留キャップの観測は、キャップの侵食の可能性を示唆しており、大気の全球質量の増加につながっています。40年離れて記録されたバイキング1号とインサイトの地表圧力データを最初に比較することにより、この仮定をテストします。このような比較により、これら2つの期間の間の季節的な氷冠のダイナミクスの変化を判断することもできます。そのためには、センサー温度に対する予想外の感度のために、まずInSight圧力データを再調整する必要がありました。次に、離れた圧力測定値を比較する手順を設計する必要がありました。比較を行うために、ローカルスケールとグローバルスケールで2つの地表面圧力補間法を提案します。VikingとInSightの季節的な地表気圧の変化を比較すると、CO2サイクルで+-8Paを超える変化は見られません。このような結論は、火星科学研究所(MSL)の気圧データの分析によって裏付けられています。バイキング2オービターとMARCIカメラによって撮影された南の季節キャップの画像とのさらなる比較では、40年間にわたるこのキャップのダイナミクスに大きな変化は見られません。MY34の世界的な暴風雨の後に北極冠がさらに拡大する可能性のみが観測されていますが、この異常の背後にある物理的メカニズムは十分に解明されていません。最後に、MSLとInSightの圧力データの最初の比較は、おそらくクレーター内に浮遊する大量の塵の存在に起因する、南夏の間のゲールクレーターでの圧力不足を示唆しています。
アルマ望遠鏡が明らかにした天の川銀河の大質量星形成領域の内部構造の進化
ALMA-IMFの大規模プログラムからの$1.3$mm連続体放出マップを使用して、天の川の15のプロトクラスター形成領域の構造を分析します。雲の構造の分析は、デルタ分散スペクトル技術を使用して実行されます。計算されたスペクトルは、小さいスケールでは自己相似レジームを示し、大きいスケールでは顕著な隆起が存在し、その物理的サイズ$L_{\rmhub}$は$\approx7000$auから$60000$au.これらのスケールは、雲を形成する原始銀河団内の最もコンパクトな塊のサイズに対応しています。$L_{\rmhub}$とH41$\alpha$再結合線$\left(\Sigma_{\rmH41\alpha}^{\rmfree-free}\right)$だけでなく、$L_{\rmhub}$と1.3mmから3mmの連続体放出フラックス$\left(S_{\rm1.3mm}^{\rmcloud}/S_{\rm3mm}^{\rmcloud}\right)$.$\left(S_{\rm1.3mm}^{\rmcloud}/S_{\rm3mm}^{\rmcloud}\right)$の小さい値と$\Sigma_{\rmH41\の大きい値alpha}^{\rmfree-free}$は、塊を形成するプロトクラスターのより高度な進化段階に対応します。したがって、私たちの結果は、雲の中で最も密度の高い領域のサイズが、それらの進化段階と、より進化した雲がより大きなプロトクラスター形成塊を持つ星形成活動に直接関連していることを示唆しています。これは、進行中のガスの降着を伴うこれらの塊のサイズと質量の成長を調節する上で、重力が重要な役割を果たしていることを示しています。
ユークリッドの準備。 XXV。ユークリッド モルフォロジー チャレンジ -- 何十億もの銀河のモデル フィッティング測光に向けて
| Title |
Euclid_preparation._XXV._The_Euclid_Morphology_Challenge_--_Towards_model-fitting_photometry_for_billions_of_galaxies |
| Authors |
Euclid_Collaboration:_E._Merlin,_M._Castellano,_H._Bretonni\`ere,_M._Huertas-Company,_U._Kuchner,_D._Tuccillo,_F._Buitrago,_J._R._Peterson,_C.J._Conselice,_F._Caro,_P._Dimauro,_L._Nemani,_A._Fontana,_M._K\"ummel,_B._H\"au{\ss}ler,_W._G._Hartley,_A._Alvarez_Ayllon,_E._Bertin,_P._Dubath,_F._Ferrari,_L._Ferreira,_R._Gavazzi,_D._Hern\'andez-Lang,_G._Lucatelli,_A._S._G._Robotham,_M._Schefer,_C._Tortora,_N._Aghanim,_A._Amara,_L._Amendola,_N._Auricchio,_M._Baldi,_R._Bender,_C._Bodendorf,_E._Branchini,_M._Brescia,_S._Camera,_V._Capobianco,_C._Carbone,_J._Carretero,_F._J._Castander,_S._Cavuoti,_A._Cimatti,_R._Cledassou,_G._Congedo,_L._Conversi,_Y._Copin,_L._Corcione,_F._Courbin,_M._Cropper,_A._Da_Silva,_H._Degaudenzi,_J._Dinis,_M._Douspis,_F._Dubath,_C.A.J._Duncan,_X._Dupac,_S._Dusini,_S._Farrens,_et_al._(161_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12906 |
ESAEuclidミッションは、約15億個の銀河に高品質の画像を提供します。このような膨大な量のデータをリアルタイムで自動的に処理および分析するためのソフトウェアパイプラインが、Euclidコンソーシアムのサイエンスグラウンドセグメントによって開発されています。このパイプラインには、モデルフィッティングアルゴリズムが含まれます。これは、ミッションのコアサイエンスの目標とレガシーサイエンスにとって最も重要な測光的および形態学的推定を提供します。EuclidMorphologyChallengeは、シミュレートされたEuclidデータに対する5つのモデルフィッティングソフトウェアパッケージのパフォーマンスの比較調査であり、パイプラインに実装するのに最適なアルゴリズムを特定するためのベースラインを提供することを目的としています。この論文では、シミュレートされたデータセットについて説明し、測光結果について説明します。関連論文(EuclidCollaboration:Bretonni\`ereetal.2022)は、構造的および形態学的推定に焦点を当てています。VIS装置の$I_E$バンドでそれぞれ0.48deg2の5つの視野をシミュレートする疑似Euclid画像を作成し、それぞれに銀河プロファイルの3つの実現(単一および二重S\'ersic、およびニューラルを使用して取得した「現実的な」プロファイル)を作成しました。通信網）;二重サージック実現のフィールドの1つについて、NISP-P装置の3つの近赤外線$Y_E$、$J_E$、$H_E$バンド、および5つのルービン/LSST光学相補バンドの画像もシミュレートしました。バンド($u$、$g$、$r$、$i$、および$z$)。結果を分析するために、診断プロットを作成し、アドホックメトリックを定義しました。5つのモデルフィッティングソフトウェアパッケージ(DeepLeGATo、Galapagos-2、Morfometryka、ProFit、およびSourceXtractor++)が比較され、通常はすべて良好な結果が得られました。（切る）
ユークリッドの準備 XXVI: ユークリッド形態学の課題。数十億の銀河の構造パラメータに向けて
| Title |
Euclid_preparation_XXVI:_The_Euclid_Morphology_Challenge._Towards_structural_parameters_for_billions_of_galaxies |
| Authors |
Euclid_Collaboration:_H.Bretonni\`ere,_U.Kuchner,_M.Huertas-Company,_E.Merlin,_M.Castellano,_D.Tuccillo,_F.Buitrago,_C.J.Conselice,_A.Boucaud,_B.H\"au{\ss}ler,_M.K\"ummel,_W.G.Hartley,_A.Alvarez_Ayllon,_E.Bertin,_F.Ferrari,_L.Ferreira,_R.Gavazzi,_D.Hern\'andez-Lang,_G.Lucatelli,_A.S.G.Robotham,_M.Schefer,_L.Wang,_R.Cabanac,_P.-A.Duc,_S.Fotopoulou,_S.Kruk,_A.La_Marca,_B.Margalef-Bentabol,_F.R.Marleau,_C.Tortora,_N.Aghanim,_A.Amara,_N.Auricchio,_R.Azzollini,_M.Baldi,_R.Bender,_C.Bodendorf,_E.Branchini,_M.Brescia,_J.Brinchmann,_S.Camera,_V.Capobianco,_C.Carbone,_J.Carretero,_F.J.Castander,_S.Cavuoti,_A.Cimatti,_R.Cledassou,_G.Congedo,_L.Conversi,_Y.Copin,_L.Corcione,_F.Courbin,_M.Cropper,_A.Da_Silva,_H.Degaudenzi,_J.Dinis,_F.Dubath,_C.A.J.Duncan,_X.Dupac,_S.Dusini,_S.Farrens,_S.Ferriol,_M.Frailis,_et_al._(152_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12907 |
さまざまなEuclidイメージング調査は、前例のない15000平方度の領域にわたって高い空間分解能でイメージングを提供することにより、銀河の形態の研究の参考になります。Euclidで検出された銀河から形態を測定する機能を理解し、パイプラインでの測定の実装を支援するために、2つの論文で提示するEuclidMorphologyChallengeを実施しました。一方、マーリンらによるコンパニオンペーパー。測光の分析に焦点を当てて、この論文は、ユークリッドワイドサーベイ内から予測されたイメージングにおけるパラメトリック銀河形態測定の精度を評価します。EuclidVISおよびNIR機器を使用した縮小観測に似た約150万個のシミュレートされた銀河のサンプルで、DeepLeGATo、Galapagos-2、Morfometryka、Profit、およびSourceXtractor++の5つの最先端の表面輝度フィッティングコードのパフォーマンスを評価します。シミュレーションには、1つまたは2つのコンポーネントを持つ解析的なS\'ersicプロファイルと、ニューラルネットワークで生成されたより現実的な銀河が含まれます。いくつかのコード固有の違いにもかかわらず、すべての方法が信頼性の高い構造測定(理想的なS\'ersicシミュレーションで10%の分散)を達成する傾向があることがわかりました。信号対雑音比はそれぞれ約1と5です。また、非分析プロファイルでテストした場合、結果は通常、システマティックスによって3分の1に低下することも示しています。Euclidの公式データリリースは、ミッションの終わりまでに、EuclidWideSurveyで少なくとも4億の銀河の堅牢な構造パラメーターを提供すると結論付けています。かすかな端でのコードの異なる動作を説明するための重要な要因は、さまざまな構造パラメーターに対して採用された事前確率のセットであることがわかりました。
非常に拡散したアンドロメダ XIX 矮小銀河の詳細な星形成史
| Title |
A_detailed_star_formation_history_for_the_extremely_diffuse_Andromeda_XIX_dwarf_galaxy |
| Authors |
Michelle_L._M._Collins,_Benjamin_F._Williams,_Erik_J._Tollerud,_Eduardo_Balbinot,_Karoline_M._Gilbert_and_Andrew_Dolphin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12912 |
ハッブル宇宙望遠鏡の調査用アドバンスカメラからの超拡散アンドロメダXIX矮小銀河のディープイメージングを提示します。これにより、恒星の個体群が最も古い主系列ターンオフ以下に分解されます。MATCHを使用して銀河の完全な星形成の歴史を導き出し、過去8Gyrに星が形成されたという証拠は見つかりませんでした。$\tau_{90}=9.7\pm0.2$~Gyrの消光時間を計算すると、アンドロメダ~XIXが非常に早い段階で星の形成を停止したことが示唆されます。この初期の消光は、その非常に大きな半光半径、低密度の暗黒物質のハロー、および予想よりも低い金属量と組み合わされて、ローカルグループ内でそれをユニークな銀河にし、それがどのように形成されたかについて疑問を投げかけています.初期の消光時間により、散在する星の集団と低密度の暗黒物質のハローを説明する手段として、バースト星形成からのフィードバックを除外することができます。拡張した星の数、低密度のハロー、および星の形成は、潮汐の相互作用(潮汐衝撃など)または遅い乾式合体のいずれかによって説明でき、後者はその低い金属量も説明することがわかりました。適切な動きと詳細な存在量により、これら2つのシナリオを区別することができます。
Uchuu-UniverseMachine データセット: 銀河団内および周辺の銀河
| Title |
The_Uchuu-UniverseMachine_dataset:_Galaxies_in_and_around_Clusters |
| Authors |
Han_Aung,_Daisuke_Nagai,_Anatoly_Klypin,_Peter_Behroozi,_Mohamed_H._Abdullah,_Tomoaki_Ishiyama,_Francisco_Prada,_Enrique_P\'erez,_Javier_L\'opez_Cacheiro,_Jos\'e_Ruedas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12918 |
宇宙$N$体宇宙論的シミュレーションにおいて、\UMアルゴリズムを適用して暗黒物質のハローに銀河を割り当てることにより、宇宙-UM銀河カタログの公開データを公開します。これには、$10^{10}<M_{\rmhalo}/M_{\odotの質量範囲のハローを含む$\sim5\times10^8M_{\odot}$までのすべての銀河のさまざまなバリオン特性が含まれています。}<5\times10^{15}$赤方偏移$z=10$まで。Uchuu-UMは$\sim25.7\,{\rmGpc}^3$の体積に$10^{4}$個以上のクラスターサイズのハローを含み、観測された星の質量関数を$z=の赤方偏移範囲にわたって再現します。0-7$、銀河消光画分、および低赤方偏移でのクラスタリング統計。以前の最大のUMカタログと比較して、Uchuu-UMカタログには、大質量暗黒物質のハローによってホストされた、はるかに多くの大規模な銀河が含まれています。全体として、銀河の数密度プロファイルは暗黒物質のプロファイルに従い、プロファイルはスプラッシュバック半径の周りで急になり、半径が大きくなると平坦になります。銀河の数密度プロファイルは、星の質量が大きいほど急勾配になる傾向があり、銀河の色に依存します。赤い銀河は、青い銀河と比較して、すべての半径で急な勾配を持っています。クエンチされた部分は星の質量に強く依存し、星団の内部領域に向かって増加します。ここで公開されているUchuu-UM銀河カタログは、進行中および今後の大規模な銀河調査のモデル化における一歩前進を表しています。
さそり座上部とへびつかい座の星形成領域に囲まれた領域の空間的および運動学的下部構造を研究し、動的なトレースバック年齢を決定し、複合体の星形成の歴史を研究することを目指しています。この地域で7つの異なるグループを特定しました。4つのグループ(nuSco、betaSco、sigmaSco、およびdeltaSco)はさそり座上部の一部であり、2つのグループ(rhoOphおよびalphaSco)はへびつかい座にあり、別のグループ(piSco)は近くの若い集団です。rhoOphグループ(最年少)からdeltaScoグループ(<~5Myr)への年齢勾配が見つかりました。これは、星形成が過去5Myrの連続したプロセスであることを示しています。私たちのトレースバック分析は、さそり座上部とrhoOphグループが共通の起源を共有していることを示しています。piScoのより近いグループはおそらくより古いものであり、トレースバック分析は、このグループとalphaScoグループが異なる起源を持っていることを示唆しています。私たちの研究は、この領域が現在の形成シナリオを超えた複雑な星形成の歴史を持っていることを示しています。これは、大質量星からの星のフィードバック、超新星爆発、および星のグループと分子ガスの間の動的な相互作用の結果である可能性があります。特に、大規模なデルタSco星からの光イオン化が、最初にβScoグループで、次にnuScoグループで星形成を引き起こした可能性があると推測しています。恒星フィードバックと動的相互作用による恒星軌道の摂動も、動的トレースバック年代と等時年代の間に発見された1～3Myrの差の原因である可能性があります。
初期の JWST イメージングは、主にダストによって駆動される $z\sim2$ の銀河の強い光学的および NIR 色勾配を明らかにする
| Title |
Early_JWST_imaging_reveals_strong_optical_and_NIR_color_gradients_in_galaxies_at_$z\sim2$_driven_mostly_by_dust |
| Authors |
Tim_B._Miller,_Katherine_E._Whitaker,_Erica_J._Nelson,_Pieter_van_Dokkum,_Rachel_Bezanson,_Gabriel_Brammer,_Kasper_E._Heintz,_Joel_Leja,_Katherine_A._Suess_and_John_R._Weaver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12954 |
最近の研究では、宇宙の正午の銀河は中心部がより赤く、周辺部がより青く、局所宇宙の結果を反映していることが示されています。これらの色のグラデーションは、星の年齢のグラデーションまたはダストの不透明度のいずれかによって引き起こされる可能性があります。ただし、これら2つの原因を区別することは、静止フレームの光学測光だけでは不可能です。ここでは、JamesWebbSpaceTelescopeによる初期の観測から測定された、空間的に分解された静止フレーム$U-V$対$V-J$の色-色図からの勾配の根本的な原因を調査します。$1\,\mum-4\,\mum$NIRCamフォトメトリを使用して、54個の銀河のサンプルのCEERSサーベイから、$M_*/M_\odot>10$で赤方偏移$1.7<z<2.3$を選択しました。3D-HSTカタログ。\texttt{imcascade}を使用して、F115W、F200W、およびF356WNIRCamバンドのライトプロファイルをモデル化します。これは、一連のガウス分布を使用して銀河プロファイルを柔軟に表現するマルチガウス展開(MGE)手法のベイジアン実装です。解決されたレストフレーム$U-V$および$V-J$カラープロファイルを構築します。星形成銀河の大部分は、半径方向に減少する塵の減衰と一致して、$U-V$と$V-J$の両方の色に負の勾配(つまり、中心が赤く、周辺が青くなる)を持っています。星形成銀河の少数(約15\%)は、正の$U-V$勾配と負の$V-J$勾配を持ち、星形成が中心に集中していることを示しています。静止銀河の場合、UVJカラープロファイルの多様性が見られ、約3分の1が中心に星形成を示しています。この研究は、宇宙の正午に解像された銀河の恒星集団を研究するJWSTの可能性を示しています。
バーベル型の巨大電波銀河で、ジェット内に約 100 kpc のねじれがある
| Title |
Barbell_shaped_giant_radio_galaxy_with_~100_kpc_kink_in_the_jet |
| Authors |
Pratik_Dabhade,_Timothy_W._Shimwell,_Joydeep_Bagchi,_D.J.Saikia,_Francoise_Combes,_Madhuri_Gaikwad,_Huub_Rottgering,_Abhisek_Mohapatra,_C._H._Ishwara-Chandra,_Huib_T_Intema_and_Somak_Raychaudhury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13059 |
ここでは、GMRT(323、612、および1300MHz)とLOFAR(144MHz)からの深い多周波電波観測を使用した特異な巨大電波銀河(GRG)-GRG-J223301+131502の研究を初めて紹介します。WHT4.2m光学望遠鏡による光学分光観測。私たちの観測は、0.09956の赤方偏移をしっかりと確立し、$\sim$100kpcの特異な「キンク」構造につながる$\sim$200kpc以上に及ぶ例外的なジェット構造を明らかにしました。このGRGの全体的なサイズは1.83Mpcであると測定されます。これは、顕著なホットスポットのないローブを示し、「バーベル」によく似ています。私たちの深い低周波電波マップは、GRGのローブからの急峻なスペクトルの拡散放射を明確に示しています。$\sim$5$\mu$Gの磁場強度と電波ローブの約110～200メガ年のスペクトル年齢は、LOFAR144MHz観測とGMRT323および612MHz観測からの電波データを使用して推定されました。観測されたGRGの「キンク」機能の形成につながる考えられる原因について説明します。これには、ジェット軸の歳差運動、不安定性の発達、磁気リコネクションが含まれます。その巨大なサイズにもかかわらず、バーベルGRGは低質量(M$_{200}\sim10^{14}$$\rmM_{\odot}$)銀河団にあることがわかっています。クラスター環境に存在するキンクと拡散した外側ローブを備えた両面の大規模ジェットを備えたこのGRGは、さまざまな環境でのGRGの構造と成長を調査する機会を提供します。
z=2.16 のクモの巣原始銀河団における星形成銀河に対する環境影響の兆候
| Title |
Signs_of_environmental_effects_on_star-forming_galaxies_in_the_Spiderweb_protocluster_at_z=2.16 |
| Authors |
Jose_Manuel_P\'erez-Mart\'inez,_Helmut_Dannerbauer,_Tadayuki_Kodama,_Yusei_Koyama,_Rhythm_Shimakawa,_Tomoko_L._Suzuki,_Rosa_Calvi,_Zhengyi_Chen,_Kazuki_Daikuhara,_Nina_A._Hatch,_Andr\'es_Laza-Ramos,_David_Sobral,_John_P._Stott,_Ichi_Tanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13069 |
VLT/KMOSによる多天体近赤外(NIR)分光法を使用して、クモの巣原始クラスターの狭帯域選択H$\alpha$エミッター(HAE)のイオン化ガス特性の進化における環境の役割を調査します。$z=2.16$。残りのフレームの光輝線、H$\alpha$および[NII]$\lambda$6584に基づいて、39個のターゲットのクラスターメンバーシップ(つまり、成功率93%)を確認し、それらの星形成率(SFR)、気相酸素存在量と有効半径。分光学的および狭帯域クラスターメンバーの以前のサンプルに基づいて、ローカルおよびグローバル密度インジケーターを使用して、ターゲットが存在する環境をパラメーター化します。スパイダーウェブ原始銀河団に埋め込まれた星形成銀河は、主系列のものと互換性のあるSFRと、フィールド内の$z=2.2$での後期型銀河の形態に匹敵する形態を示すことがわかりました。また、中間の恒星質量での軽度の気相金属量の増加($0.6\pm0.3$dex)も報告しています。さらに、H$\alpha$に基づく星形成が残っている2つのUVJ選択された静止銀河を特定し、FIRおよびH$\alpha$放出に基づいて、SMGの小さなサンプルで極度の塵による遮蔽の兆候を見つけました。興味深いことに、これらの天体の空間分布は残りのHAEとは異なり、プロトクラスターコアを避けています。最後に、CO(1-0)を使用してATCAによって測定された分子ガス質量を持つ7つの銀河のガス分率-ガス金属量図を調べます。ガス調節モデルのコンテキストでは、私たちのオブジェクトは比較的低い質量負荷係数と一致しており、宇宙正午のフィールドサンプルよりも低い流出活動を示唆しており、したがって、この大規模な原始クラスターでの環境影響の開始を示唆しています。
目標-JWST: NGC 7469 の核の中赤外分光法
| Title |
GOALS-JWST:_Mid-Infrared_Spectroscopy_of_the_Nucleus_of_NGC_7469 |
| Authors |
L._Armus,_T._Lai,_V._U,_K.L._Larson,_T._Diaz-Santos,_A.S._Evans,_M.A._Malkan,_J._Rich,_A.M._Medling,_D.R._law,_H._Inami,_F._Muller-Sanchez,_V._Charmandaris,_P._can_der_Werf,_S._Stierwalt,_S._Linden,_G.C._Privon,_L._Barcos-Munoz,_C._Hayward,_Y._Song,_P._Appleton,_S._Aalto,_T._Bohn,_T._Boker,_M.J.I._Brown,_L._Finnerty,_J._Howell,_K._Iwasawa,_F._Kemper,_J._Marshall,_J.M._Mazzarella,_J._McKinney,_E.J._Murphy,_D._Sanders,_J._Surace |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13125 |
ディレクター任意時間早期放出科学(ERS)プログラム1328の一環として、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)のMIRI装置で撮影された近くのセイファート銀河NGC7469の核の中赤外分光観測を提示します。スペクトルには、広範囲のイオン化をカバーする19の輝線が含まれています。高い電離線は、最大1700kms$^{-1}$の速度と$\sim500-1100$kms$^{-1}$の範囲のFWHMに達する、広く青方偏移した放射を示しています。広い放射の幅と広いラインと狭いラインのフラックス比は、イオン化ポテンシャルと相関します。結果は、核から出てくる減速、層別化、AGN駆動型流出を示唆しています。推定される質量流出率は、AGNに電力を供給するために必要な現在のブラックホール降着率よりも1～2桁大きい。FWHM$\sim125-330$kms$^{-1}$の範囲の固有の幅を持つ8つの純粋な回転H$_{2}$輝線が検出されました。中心部の100pcにある$\sim1.2\times10^{7}$M$_{\odot}$の暖かいH$_{2}$ガスの総質量を推定します。PAH特徴は核スペクトルでは非常に弱いですが、同等の幅$\sim0.07\mu$mと$2.7\times10^{-17}$Wm$^の流束を持つ$6.2\mu$mPAH特徴{-2}$が検出されました。スペクトルは中赤外線で急激に上昇しており、ケイ酸塩の強度は$\sim0.02$で、ほとんどのPGQSOで見られるよりも大幅に小さくなっていますが、他のセイファート1のものに匹敵します。これらの初期のMIRI中赤外線IFUデータは、活発に降着する超大質量ブラックホールを取り囲む多相星間媒体を調査するためのJWSTの力を強調しています。
青い超巨星からの NGC 2403 の金属量と距離
近くの銀河NGC2403にある青い超巨星の最初の定量的スペクトル分析を提示します。ケックI望遠鏡のLRISスペクトログラフで観測された47のターゲットのサンプルから、16のB型およびA型の超巨星を抽出しました。進化した大質量星のモデルスペクトルとの比較を実行し、星のパラメーターを推測するのに十分な品質のデータ。我々が導き出したNGC2403の半径方向の金属量勾配は、-0.14(+/-0.05)dex/r_eの勾配を持ち、HII領域の酸素量の分析と一致しています。銀河系外で得られる恒星の金属量は、オーロラ線の分析に基づく星雲の存在量と、金属量で1桁以上一致するという証拠を提示します。恒星パラメータと固有光度の間の既知の関係を採用すると、距離係数m-M=27.38+/-0.08magが見つかります。これはセファイドによる測定と一致していますが、赤色巨星の枝の先端からの測定値には0.14等の差があります。分解された星形成銀河における星の化学存在量研究から確保された質量と金属量の関係を更新します。
Gaia DR3 後の輝線星カタログ: LAMOST OBA 排出カタログを使用した Gaia DR3 データの検証
| Title |
Emission_line_star_catalogues_post-Gaia_DR3:_A_validation_of_Gaia_DR3_data_using_LAMOST_OBA_emission_catalogue |
| Authors |
B._Shridharan,_Blesson_Mathew,_Suman_Bhattacharyya,_T._Robin,_R._Arun,_Sreeja_S_Kartha,_P._Manoj,_S.Nidhi,_G._Maheshwar,_K._T._Paul,_Mayank_Narang,_T._Himanshu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13221 |
GaiaDR3とその後のリリースでは、銀河内の新しい輝線星を特定して分類する可能性があります。我々は、LAMOSTOBA排出カタログから分光的に推定された輝線星パラメータを使用して、GaiaDR3からの天体物理パラメータの包括的な検証を実行します。GaiaDR3によって提供されるさまざまな天体物理パラメータを、LAMOSTスペクトルを使用して推定されたものと比較します。輝線星のより大きなサンプルを使用することにより、分析から弱いエミッターを削除した後、グローバルな多項式と区分線形フィットを実行して経験的関係を更新し、GaiaDR3疑似等価幅を観測等価幅に変換します。DR3によって与えられた放出線源分類は、LAMOSTOBA放出カタログからの分類と合理的に一致していることがわかります。GaiaDR3のesphsモジュールによって推定された天体物理パラメータは、gspphotおよびgspspecと比較すると、より優れた推定値を提供します。2次多項式の関係は、等価幅変換用の区分線形適合パラメーターと共に提供されます。H{\alpha}放出が弱いLAMOST星は、BP/RPスペクトルからの放出では識別されないことに気付きました。これは、GaiaDR3によって特定された輝線源が不完全であることを示唆しています。さらに、GaiaDR3は、輝線星のサンプルの連星と可変の性質に関する貴重な情報を提供します。
ロゼット星雲と NGC 2244 の恒星集団: 確率的ランダム フォレストの適用
| Title |
Stellar_population_of_the_Rosette_Nebula_and_NGC_2244:_application_of_the_probabilistic_random_forest |
| Authors |
Koraljka_Muzic,_Victor_Almendros-Abad,_Herve_Bouy,_Karolina_Kubiak,_Karla_Pena_Ramirez,_Alberto_Krone-Martins,_Andre_Moitinho,_Miguel_Conceicao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13302 |
(要約)この作業では、現在までで最も信頼性の高い候補メンバーリストを構築し、さまざまな構造的および運動学的パラメーターを決定することを目的として、象徴的なロゼット星雲の2.8x2.6deg2領域を研究します。この領域は若い星団NGC2244を中心としています。、そして地域の過去と未来について学びます。光学から中赤外までの測光を含むカタログ、およびGaiaEDR3からの位置と固有運動を含むカタログから始めて、確率的ランダムフォレストアルゴリズムを適用し、各ソースのメンバーシップ確率を導き出します。NGC2244の中心から半径20フィート以内に約3分の1が集中している、ほぼ3000の可能性のあるメンバーのリストに基づいて、さまざまなクラスター化されたソースと星の濃度を特定し、平均距離を1489+-37pcと推定します。(領域全体)、1440+-32pc(NGC2244)および1525+-36pc(NGC2237)。質量、絶滅、年齢はSEDフィッティングによって導き出され、内部のダイナミクスはNGC2244の平均固有運動に対する固有運動によって評価されます。NGC2244は明確な膨張パターンを示しており、膨張速度は半径とともに増加します。そのIMFは2つの累乗則(dN/dM\proptoM^{-\alpha})でよく表され、質量範囲0.2-1.5MSunの勾配\alpha=1.05+-0.02、および\alpha=2.3+-0.3です。他の星形成領域と一致して、質量範囲1.5-20MSunの場合。この地域の平均年齢は~2Myrです。NGC2244と分子雲に関連する領域との年齢差の証拠が見つかりました。これは、わずかに若いように見えます。NGC2244の速度分散は、総質量(1000+-70MSun)と半質量半径(3.4+-0.2pc)から得られるビリアル速度分散よりもはるかに大きい。他のクラスターとの比較および数値シミュレーションから、NGC2244は拘束されておらず、スーパービリアル状態で形成されている可能性さえあると結論付けています。
赤外線クエーサーのパンクロマチック ビュー: 最も重度に覆い隠されているシステムにおける過剰な星形成と電波放射
| Title |
A_panchromatic_view_of_infrared_quasars:_excess_star_formation_and_radio_emission_in_the_most_heavily_obscured_systems |
| Authors |
Carolina_Andonie,_David_M._Alexander,_David_Rosario,_Brivael_Laloux,_Antonis_Georgakakis,_Leah_K._Morabito,_Carolin_Villforth,_Mathilda_Avirett-Mackenzie,_Gabriela_Calistro_Rivera,_Agnese_Del_Moro,_Sotiria_Fotopoulou,_Chris_Harrison,_Andrea_Lapi,_James_Petley,_Grayson_Petter,_and_Francesco_Shankar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13321 |
活動銀河核(AGN)現象と銀河の進化への影響を理解するには、完全なAGNセンサスが必要です。ただし、非常に隠されているAGNを見つけることは、観測的に困難です。ここでは、COSMOSフィールドの深くて広範な多波長データを使用して、578個の赤外線(IR)クエーサー($L_{\rmAGN,IR}>10^{45}\rm\:erg\:s^{-1}$)$z<3$で、最小のオブスキュレーションバイアスで、詳細なUVから遠IRへのスペクトルエネルギー分布(SED)フィッティングを使用します。サンプルの特性をさらに調査するために、X線および電波観測でSED制約を補完します。全体で、322個のIRクエーサーがChandraによって検出され、個々のX線スペクトルの制約があります。X線スタッキングと$L_{\rm2-10\rmkeV}$-$L_{\rm6\:\mum}$分析の組み合わせから、X線の微光と検出されていないクエーサーは非常に隠されています(多くはコンプトンの厚さである可能性があります)。これは、隠されているAGNを見つけるための中間IRバンドの有効性を強調しています。355($\approx$61%)のIRクエーサーが隠されていることがわかり($N_{\rmH}>10^{22}\rm\:cm^{-2}$)、隠れたクエーサーと隠れていないクエーサー:(1)隠れているクエーサーは、星の質量に有意な差がないにもかかわらず、隠れていない星系より$\約3$倍高い星形成率を持ち、(2)隠れているクエーサーは、隠れていない星系よりも強い電波放射を持っています。ラウドネスパラメータ$\approx0.2\rm\:dex$高い。これらの結果は、単純な方位モデルとは一致しませんが、隠蔽されたクエーサーに向かう極端なホスト銀河の隠蔽、または隠蔽されたクエーサーがクエーサーの進化の初期段階であるシナリオのいずれかとは一般的に一致しています。
H2 の準束縛スペクトル
準束縛状態を含むH2の放射性回転振動放出スペクトルを、修正された有効分子ポテンシャルを導入することにより、シュロディンガー方程式の簡単な数値解法によって計算します。散乱共鳴特性に関する研究は優れています.電気四重極と磁気双極子の寄与が計算され、電気四重極遷移アインシュタイン係数のForreyの以前の計算が確認されました.そのような準束縛準位の天体物理学的関連性が強調されています.
局所宇宙における星形成初期および静止後期型銀河
| Title |
Star-forming_early-_and_quiescent_late-type_galaxies_in_the_local_Universe |
| Authors |
E.-D._Paspaliaris,_E.M._Xilouris,_A._Nersesian,_S._Bianchi,_I._Georgantopoulos,_V.A._Masoura,_G.E._Magdis_and_M._Plionis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13437 |
一般的なコンセンサスは、LTGは激しい星形成活動を行うが、ETGはほとんど活動していないということです。この一般的な規則に疑問を呈し、局所宇宙における星形成ETGと静止LTGの存在を調査します。GAMA調査で2,209のそのような銀河の物理的特性を計算し、形態学的に分類し、それらの構造特性と局所環境の密度に関する情報を使用して、「典型的な」対応する銀河との違いを理解しようとします。WH$_{\alpha}$幅と[NII/H$_{\alpha}$]比に基づく基準を利用して、銀河をその優勢な電離過程に基づいてサブセットに分離します。SEDフィッティングコードCIGALEを利用して、$M_\text{star}$、$M_\text{dust}$、SFRなどの銀河の特性を導出し、非減衰およびダスト吸収された星の放出も推定します。若い恒星集団と古い恒星集団の両方。進行中の星形成活動はETGの47%で見られ、LTGの8%は静止しています。星を形成するE銀河は、LBSとともに、渦巻銀河のSFMSに非常によく従う集団を構成します。星形成ETGの若い星に由来する光度の割合は非常に大きく($\sim$25%)、星形成LTGの光度に似ています。星形成銀河と静止銀河の間の可能な違いを調査すると、星形成銀河のSEDの固有の形状は、平均して、すべての形態学的タイプで非常に似ていることがわかりました。構造パラメータに関しては、静止銀河は(星形成銀河と比較して)より大きなS\'ersicインデックスとより大きな$R_\text{eff}$を示す傾向があります。最後に、星形成銀河は、グループのメンバーであるソースの割合が高い静止銀河と比較して、低密度環境に存在することが好ましいことがわかりました。
銀河団周辺のコズミック ウェブ フィラメントの抽出に関する WEAVE 広域銀河団サーベイの成功の予測
| Title |
Forecasting_the_success_of_the_WEAVE_Wide-Field_Cluster_Survey_on_the_extraction_of_the_cosmic_web_filaments_around_galaxy_clusters |
| Authors |
Daniel_J._Cornwell,_Ulrike_Kuchner,_Alfonso_Arag\'on-Salamanca,_Meghan_E._Gray,_Frazer_R._Pearce,_J._Alfonso_L._Aguerri,_Weiguang_Cui,_J._M\'endez-Abreu,_Luis_Peralta_de_Arriba,_Scott_C._Trager |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13473 |
次世代の広視野分光サーベイでは、多数の銀河団周辺の降雨領域が初めて高いサンプリングレートで観測されます。ここでは、現実的な観測上の制約を考慮して、今後の観測を使用して、クラスターの周りの大規模な宇宙ウェブを抽出する可能性を評価します。TheThreeHundredプロジェクトからの大規模な銀河団の324の流体力学的ズームインシミュレーションのサンプルを使用して、約160のアナログクラスターにまたがる$5R_{200}$の模擬観測カタログを作成します。これらの類似体は、今後のWEAVE広域クラスター調査(WWFCS)の対象となる16のクラスターと質量が一致しています。サンプリングの完全性に対するファイバー割り当てアルゴリズムの影響を検討し、クラスターの周辺にあるメンバーの81.7$\%\pm$1.3にターゲットを正常に割り当てていることがわかりました。次に、フィラメントスパインまでの距離を定量化するメトリック$D_{\text{skel}}$を使用して、フィラメント抽出アルゴリズムの堅牢性をテストします。参照フィラメントネットワークと復元されたフィラメントネットワークの間の位置オフセットの中央値は$D_{\text{skel}}=0.13\pm0.02$Mpcであり、典型的なフィラメント半径$\sim$1Mpcよりもはるかに小さいことがわかります。回復したネットワークのクラスター接続は、実質的に影響を受けません。私たちの調査結果は、WWFCSが大規模な銀河団周辺の宇宙ウェブフィラメントを確実に追跡できるという確信を与え、銀河の進化に対する前処理の影響に関する環境研究の基礎を形成します。
乱流ガス媒体中の大質量ブラック ホールの動的摩擦
| Title |
Dynamical_friction_of_a_massive_black_hole_in_a_turbulent_gaseous_medium |
| Authors |
Sandrine_Lescaudron,_Yohan_Dubois,_Ricarda_S._Beckmann_and_Marta_Volonteri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13548 |
合体後の銀河における大質量ブラックホールの軌道崩壊は、大質量ブラックホールがうまくペアリングして合体し、低周波重力波の放出につながるかどうかの核心です。多くの解析的および数値的研究が均一媒体に焦点を当てているか、問題に関連するスケール、つまりボンダイ-ホイル-リトルトン半径を下回る解像度に達していないため、ガス分布に起因する動的摩擦の役割は不明です。乱流ガスからの動的摩擦を研究するために、乱流媒体中を移動する大質量ブラックホールの数値シミュレーションを実行します。ブラックホールが乱流速度ではなく音速まで減速すること、およびボンダイ-ホイル-リトルトン半径が少なくとも5つの解像度要素で解決される場合、軌道減衰が適切にキャプチャされることがわかります。問題の確率論的性質と、ブラックホールがその軌道に沿って遭遇する過密および過小密度が大きいため、乱流渦が大きいほど、動摩擦の大きさのばらつきが大きくなることがわかります。均質な媒体での古典的な解決策と比較して、力の大きさはマッハ数により弱く依存し、動的摩擦は全体的に高いマッハ数に対してより効率的ですが、遷音速域に向かって、および遷音速域では効率が低下します。
| Title |
Electron_Re-acceleration_via_Ion_Cyclotron_Waves_in_the_Intracluster_Medium |
| Authors |
Aaron_Tran,_Lorenzo_Sironi,_Francisco_Ley,_Ellen_G._Zweibel,_and_Mario_A._Riquelme |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12902 |
銀河団では、銀河団内媒質(ICM)が、1～100MeVのエネルギーを持つ「化石」宇宙線電子(CRe)の拡散し、長寿命で、目に見えない集団をホストすると予想されます。これらのCReは、100倍のエネルギーで「再加速」された場合、放射光ハロー、遺物、およびフェニックスをクラスター化するシンクロトロンの光度に貢献できます。再加速は、ICMが圧縮、拡張、またはせん断されたときに発生するイオンラーモアスケールの波に対するCRe散乱によって促進される可能性があります。CRe散乱と1D完全運動粒子セルシミュレーションでの連続駆動圧縮によって生成されるイオンサイクロトロン(IC)波によるエネルギー利得を研究します。IC波によるCReのピッチ角散乱は、磁気ポンピングを介してエネルギー利得を誘導することがわかりました。IC共鳴運動量の最適な範囲では、CReは、磁場増幅~3-6xで1回の圧縮/膨張サイクルで初期エネルギーの~10-30%まで増加する可能性があります。角度。
AT 2020wey および微弱で高速な潮汐破壊イベントのクラス
| Title |
AT_2020wey_and_the_class_of_faint_and_fast_Tidal_Disruption_Events |
| Authors |
Panos_Charalampopoulos,_Miika_Pursiainen,_Giorgos_Leloudas,_Iair_Arcavi,_Megan_Newsome,_Steve_Schulze,_Jamison_Burke,_Matt_Nicholl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12913 |
AT2020wey、124.3Mpcでのかすかで高速な潮汐破壊イベント(TDE)の光学およびUV特性の分析を提示します。天体の光度曲線は、$M_{g}=-17.45$magの絶対等級と$L_{\rmpeak}=(8.74\pm0.69)\times10^{42}$の最大放射光度でピークに達しました。ergs$^{-1}$であり、これまでで最も微弱なTDEであるiPTF16fnlと同程度に微弱です。最後の非検出から$g$バンドのピークまでの時間は22.94$\pm$2.03日であり、上昇は$L\proptot^{1.8}$によってよく説明されます。ボロメータ光度曲線の低下は、正規の$t^{-5/3}$べき乗則より急峻な急激な指数関数的減衰によって記述され、AT2020weyはこれまでで最も急速に低下するTDEになります。光度曲線への多波長適合は、$M_{\rmBH}=10^{6.46}M_{\odot}のブラックホールによる$M_*=0.11M_{\odot}$の星の完全な破壊を示しています。$.私たちの分光データセットは、幅広い($\sim10^{4}$kms$^{-1}$)バルマーとHeII$\lambda$4686線を明らかにし、H$\alpha$は$\sim8の遅れでピークに達します連続体と比較して.2$日。以前のかすかな高速TDEとは対照的に、AT2020weyのスペクトルには明らかなボーエン蛍光線はありません。MOSFITから得られたTDEのブラックホール質量とその減少率の間には強い相関関係があります。ただし、AT2020weyはこの相関関係の異常値であり、早期の急速な下落がフォールバックとは異なる物理的メカニズムによって決定される可能性があることを示している可能性があります。2018年から2020年の間に観測された30のTDEのサンプルに対して体積補正を行った後、微弱なTDEは本質的にまれではなく、全人口の最大$\sim$50-60%を構成する必要があり、その数は可能性があると結論付けました。観測されたTDE率推定値と理論上のTDE率推定値の間の緊張の一部を緩和します。光学TDE光度関数を計算すると、急なベキ乗関係$dN/dL_{g}\propto{L_{g}}^{-2.36}$が見つかります。
| Title |
3D_code_for_MAgneto-Thermal_evolution_in_Isolated_Neutron_Stars,_MATINS:_The_Magnetic_Field_Formalism |
| Authors |
Clara_Dehman,_Daniele_Vigan\`o,_Jos\'e_A._Pons,_Nanda_Rea |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12920 |
中性子星の内部の強力な磁場の長期的な進化には、特定の数値モデリングが必要です。観測された中性子星の現象論の多様性は、それらの磁気トポロジーがかなり複雑であることを示しており、観測された破裂メカニズムや表面ホットスポットの生成などを説明するには、3次元シミュレーションが必要です。立方体球座標系を採用した有限体積スキームに基づく、中性子星の磁気熱進化の新しい3次元数値コードであるMATINSを提示します。この最初の研究では、中性子星の構造、組成、および電気伝導率の現実的な計算を含めて、単純な温度変化プロファイルを仮定して、地殻の磁気変化に焦点を当てています。MATINSは、複雑な非軸対称トポロジーと優勢なホールドリフト項を備えた強力なフィールド(1e14-1e15ガウス)の進化に従い、鋭い電流シートの処理に適しています。私たちのアプローチといくつかのテストの技術的な説明を紹介した後、現実的な中性子星の地殻における非線形場の進化の長期シミュレーションを提示します。結果は、非軸対称ホールカスケードが異なる空間スケールでエネルギーを再分配する方法を示しています。さまざまな初期トポロジーの調査に続いて、数十kyrの間に、ポロイダル成分とトロイダル成分の間のエネルギーの等分配が小規模で発生すると結論付けています。しかし、磁場は初期の大規模なものの強い記憶を保持しており、再構築や作成がはるかに困難です。これは、中性子星形成中に達成された大規模な構成が、あらゆる進化段階でのフィールドトポロジーを決定するために重要であることを示しています。
CHIME/FRB Catalog-1 におけるエネルギー分布のモデル化
| Title |
Modelling_the_energy_distribution_in_CHIME/FRB_Catalog-1 |
| Authors |
Siddhartha_Bhattacharyya,_Somnath_Bharadwaj,_Himanshu_Tiwari,_Suman_Majumdar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12961 |
$2128～2848にわたって放出される$10^{33}\,{\rmJ}$の単位で、赤方偏移$z$、スペクトルインデックス$\alpha$、およびエネルギー$E_{33}$を使用して、任意のFRBの固有の特性を特徴付けます。\;FRBの静止フレームで{\rmMHz}$。$z$が測定された銀河系外分散測定値$DM_{\rmEx}$から推測される場合、観測されたイベントのフルエンス$F$は$(\alpha,E_{33})$空間のトラックを定義します。私たちは「エネルギートラック」と呼んでいます。ここでは、CHIME/FRBCatalog-1から$254$の非繰り返し低分散測定FRBのサンプルのエネルギートラックを検討し、これらを使用して$n(E_{33}\mid\alpha)$条件付きエネルギー分布を決定します。つまり、$\alpha$の値が与えられた場合、間隔$\DeltaE_{33}$内のFRBの数です。$-10\le\alpha\le10$を考慮すると、$\alpha$が増加するにつれて、エネルギースケール全体がより高いエネルギー値にシフトすることがわかります。$\alpha$のすべての値について、2つの異なるエネルギー範囲を識別できます。これは、2つの異なるFRB集団が存在する可能性があることを示しています。高エネルギーでは、勾配と特性エネルギーの両方が$\alpha$とともに増加する修正されたSchechter関数によって分布がうまく適合されます。低エネルギーでは、FRBの数は修正されたSchechter関数の予測を超えており、低エネルギーFRBの母集団が明らかに異なる可能性があることを示しています。私たちの主な調査結果が、銀河のハローとホスト銀河の分散測定への寄与に関する仮定に対してかなりロバストであることを確認しました。
暗闇の中の光: LIGO/Virgo O3 でのブラック ホールとブラック ホールの合体に対応する電磁場を Zwicky
Transient Facility で検索
| Title |
A_light_in_the_dark:_searching_for_electromagnetic_counterparts_to_black_hole-black_hole_mergers_in_LIGO/Virgo_O3_with_the_Zwicky_Transient_Facility |
| Authors |
Matthew_J._Graham,_Barry_McKernan,_K._E._Saavik_Ford,_Daniel_Stern,_S._G._Djorgovski,_Michael_Coughlin,_Kevin_B._Burdge,_Eric_C._Bellm,_George_Helou,_Ashish_A._Mahabal,_Frank_J._Masci,_Josiah_Purdum,_Philippe_Rosnet,_Ben_Rusholme |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13004 |
活動銀河核(AGN)の降着円盤は、重力波(GW)観測所によって検出されたコンパクトな天体の合体の有望な場所です。バリオンが豊富な高密度環境に埋め込まれたAGN内の合併は、電磁(EM)対応物が発生する必要がある唯一のGWチャネルです(検出可能かどうかに関係なく)。ZwickyTransientFacility(ZTF)によって観測された異常なフレア活動を伴うAGNを考慮して、O3のLIGO/Virgoによって検出された連星ブラックホール(BBH)の合体に対応する候補EMの検索について説明します。推定される誤検知を取り除いた後、$p$値が0.019で、O3中のBBH合併の合併に対応する9つの候補(O3aで7つ、O3bで2つ)を見つけました。ZTFの空の範囲、AGNジオメトリ、および合併ジオメトリに基づいて、$\approx3(N_{\rmBBH}/83)(f_{\rmAGN}/0.5)$の潜在的にO3から検出可能なEM対応物を期待します。ここで、$N_{\rmBBH}$は観察されたBBH合併の総数であり、$f_{\rmAGN}$はAGNに由来する割合です。偽陽性率を下げるには、AGNディスクのブレイクアウトとフレア現象をさらにモデル化する必要があります。イベントのうちの2つは、合計質量が$>100M_\odot$の合併にも関連付けられています。これは、AGNチャネルで階層的(大規模な質量)合併が発生した場合のO3の予想レートです。将来のGW観測実行における候補EMカウンターパートは、LIGO/Virgoアラートボリュームでの異常なAGNフレアイベントのスペクトル監視と同様に、南天のカバレッジによってより適切に制約される可能性があります。BBH合併に対応する信頼できるAGNEMの将来のセットは、赤方偏移の関数として宇宙膨張($H_0$)を測定する独立した手段を生み出すでしょう。
| Title |
Abundances_and_Transients_from_Neutron_Star-White_Dwarf_Mergers |
| Authors |
Mark_Alexander_Kaltenborn,_Chris_L._Fryer,_Ryan_T._Wollaeger,_Krzysztof_Belczynski,_Wesley_Even,_and_Chryssa_Kouveliotou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13061 |
中性子星と白色矮星連星の合体を最初から最後まで体系的に調査し、降着円盤における流入と流出の特性とそれらの電磁放射に焦点を当てています。集団合成モデルを使用して、白色矮星の仲間が不安定な物質移動と完全な潮汐破壊を受け、中性子星の周りに大きな降着円盤を形成するこれらの連星のサブセットを決定します。物質は、核燃焼、ニュートリノ放出、およびディスク表面の風放出を伴う、移流が支配する降着円盤モデルに従って進化します。プロセス全体の極端なダイナミクスは、分析分析が困難であることが証明されているため、現在、プロパティはほとんど理解されていません.合併からの流出物は鉄とニッケルに富んでおり、SuperNu光曲線コードを介して計算された放射性鉄タイプの同位体の崩壊から動力を与えられた光学的および赤外線放射を引き起こします.これらのシステムは、ガンマ線バーストに電力を供給する可能性のある、明るいが短命の光トランジェントに電力を供給することができることがわかりました。
非常に電波の大きい狭線セイファート 1 銀河、1H 0323+342 の光学的変動
| Title |
Optical_Variability_of_the_very_Radio-Loud_Narrow_line_Seyfert_1_galaxy,_1H_0323+342 |
| Authors |
Clay_S._Turner_and_Hugh_R._Miller_and_Jeremy_D._Maune_and_Joseph_R._Eggen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13066 |
1H0323+342は、光学的に最も近く、最も明るい非常に電波の大きいナロウラインセイファート1銀河(vRLNLSy1)の1つです。また、Fermi-LATによってガンマ線エネルギーで検出された最初のvRLNLSy1の1つでもあります。1H0323+342の光束を6年半以上にわたって観測した結果を報告します。場合によっては、初めて2台の望遠鏡を同時に使用して、1H0323+342の光束を数分から数時間の範囲のタイムスケールで監視し、このために数時間持続する低振幅の微小変動イベント全体の現実を実証しています。物体。現在の結果と以前の研究の結果に基づいて、これは根底にあるソース領域に関連する基本的なタイムスケールを表すことを示唆しています。また、微小変動を検出するためのHowellの比較スター法の強化も提示します。
全天ガンマ線モニターのための高エネルギー過渡現象の局在化方法について
| Title |
On_the_Localization_Methods_of_High_Energy_Transients_for_All-Sky_Gamma-Ray_Monitors |
| Authors |
Yi_Zhao,_Wang-Chen_Xue,_Shao-Lin_Xiong,_Qi_Luo,_Jia-Cong_Liu,_Yan-Qiu_Zhang,_Heng_Yu,_Xiao-Yun_Zhao,_Yue_Huang,_Shuo_Xiao,_Ce_Cai,_Chao_Zheng,_Qi-Bin_Yi,_Sheng-Lun_Xie,_Zhi-Wei_Guo,_Chao-Yang_Li,_Zhen_Zhang,_Li-Ming_Song,_Shuang-Nan_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13088 |
ガンマ線バースト(GRB)やソフトガンマ線リピータ(SGR)などの高エネルギー過渡現象の信頼性の高い位置特定は、バースト特性(スペクトルなど)を特徴付け、複数の実験で追跡観測を実施するための前提条件です。波長とマルチメッセンジャー。{\itCGRO}/BATSE、{\itFermi}/GBM、POLAR、GECAMなどの全天ガンマ線モニターには、さまざまな検出器の相対数に基づく位置推定が広く使用されています。カウント分布の局所化方法には、$\chi^{2}$とベイジアンの2つの主要な統計フレームワークがあります。ここでは、包括的なシミュレーションでローカリゼーション確率マップと信頼できる領域を直接チェックすることにより、これら2つの統計的フレームワークに基づくいくつかのローカリゼーション方法を研究および比較しました。ベイジアン法は、一般に$\chi^{2}$法よりもさまざまなバーストに適用できることがわかりました。また、ベイジアン推論に基づく位置スペクトル反復アプローチも提案しました。これは、単純な計算を利用できるだけでなく、バーストテンプレートと位置テンプレートの間のスペクトルの違いによって引き起こされる問題を軽減することもできます。
軸対称ブラック ホール磁気圏の 2 次元パーティクル イン セル シミュレーション: ブランドフォード-ズナイェック フラックスの角度依存性
| Title |
Two-dimensional_Particle-in-Cell_simulations_of_axisymmetric_black_hole_magnetospheres:_angular_dependence_of_the_Blandford-Znajek_flux |
| Authors |
Kouichi_Hirotani,_Hsien_Shang,_Ruben_Krasnopolsky,_and_Ken-ichi_Nishikawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13140 |
急速に回転するブラックホール(BH)周辺の軸対称磁気圏の一時的な進化を、2次元のセル内粒子シミュレーションコードを適用して調べます。恒星質量BHを仮定すると、質量降着率がエディントン限界と比較してはるかに小さい場合、作成されたペアは磁場に沿った電場を遮蔽できないことがわかります。磁気島は、赤道近くの再接続によって作成され、事象の地平線に向かって移動し、かなりの時間でBH付近から磁束管を追い出します。磁気島が赤方偏移のために地平線にくっつき、事実上消えると、強力な磁場が地平線を貫通し、BHからのエネルギーの効率的な抽出を可能にします。このフレア段階では、BHギャップが内側の光の表面の周りに現れ、エルゴスフィア内の赤道に向かって強い子午線回帰電流が流れます。質量降着率がエディントン限界の0.025パーセントである場合、BHのスピンダウン光度は、フレア中の分析推定値の16～19倍になりますが、長期平均はその6パーセントにすぎません。抽出されたエネルギー束が、中緯度の地平線を通る磁力線に沿って集中することを示しています。ポインティングフラックスのこの子午線集中は、低降着BHシステムからのリムブライトニングジェットの形成をもたらす可能性があることが暗示されています。
超高エネルギー光子の可能性のある源としてのBlazarジェット：短いレビュー
この作業では、ブレーザーにおける超高光子の生成の見通しに関する定性的な議論を提示します。ソースは活動銀河核のサブクラスであり、超大質量ブラックホールをホストし、銀河間媒体に相対論的ジェットを発射します。kpcスケールのジェットは、ポインティングフラックスによって支配されていると考えられており、最も効率的な宇宙粒子加速器の1つを構成しており、粒子をEeVエネルギーまで加速できる可能性があります。最近のIceCubeによる天体物理学的ニュートリノ放出の検出は、TevブレーザーTXS0506+056からの強化されたガンマ線と一致しており、相対論的衝撃、磁気再接続、相対論的乱流などの粒子加速プロセスがハードロンにエネルギーを与える可能性があるブザール放出のハドロンモデルをさらにサポートしています。、e。g.数十億のローレンツ因子に相当するエネルギーまでの陽子。その後のフォトパイオニック過程により、ニュートリノフラックスを伴うガンマ線が発生する可能性があります。さらに、観測されたTeV放射の主要な発生源がブレーザーであるという事実は、超高エネルギー光子の生成につながる加速シナリオの特徴を探すことを奨励しています。
パルサー風星雲としての LHAASO J2226+6057
| Title |
LHAASO_J2226+6057_as_a_pulsar_wind_nebula |
| Authors |
Agnibha_De_Sarkar,_Wei_Zhang,_Jonatan_Mart\'in,_Diego_F._Torres,_Jian_Li_and_Xian_Hou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13285 |
大型高高度空気シャワー天文台は、粒子をPeV(=10$^{15}$eV)のエネルギーまで加速できる天の川銀河の宇宙線源の検出を報告しました。これらの情報源、いわゆる「PeVatrons」は、ほとんど正体不明です。超新星残骸、パルサー風星雲、または若い星団などのいくつかのクラスのソースは、これらのPeVatronsの対応物になる可能性があります。この作業の目的は、これらのPeVatronsの1つであるLHAASOJ2226+6057のパルサー風星雲の解釈を研究することです。これは、比較的よくカバーされた多周波数スペクトルを持っています。時間エネルギー依存の拡散損失方程式を考慮して、PSRJ2229+6114に関連するパルサー風星雲（PWN）のレプトンの時間依存モデリングを実行しました。注入、エネルギー損失、および粒子の脱出は、時間依存のレプトン数のバランスをとると考えられていました。システムの残響フェーズを研究するために、PWNと関連する超新星残骸(SNR)のダイナミクス、および逆ショックを介したそれらの相互作用も含めました。LHAASOJ2226+6057の多波長(MWL)スペクトルエネルギー分布(SED)をフィッティングするために、制動指数($n$)と真の年齢($t_{age}$)のさまざまな値を考慮しました。最適なPWNモデルパラメーターとその1$\sigma$信頼区間が評価されました。また、時間の経過に伴う残響のMWLSEDへの影響も実証しました。さらに、この高エネルギー源の起源としてのパルサーの物理的な接続の可能性に対する警告として、問題のPWNに関連する結果として生じる大きな半径と低磁場について説明しました。
銀河のガンマ線パルサーハロー
パルサーハローは、パルサー風星雲(PWNe)から逃げる電子と陽電子によって生成される拡張ガンマ線構造であり、ガンマ線源の新しいクラスと考えられています。これらは、銀河の局所領域における宇宙線の伝播と、PWNeからの粒子の脱出プロセスの理想的な指標です。パルサーハローから推定される宇宙線拡散係数は、銀河系の平均値よりも2桁以上小さく、大きな議論を呼んでいます。このクラスの発生源の特性、既知のパルサーハロー、非常に遅い拡散の考えられるメカニズム、宇宙線伝搬の研究におけるパルサーハローの重要な役割など、パルサーハローの研究における最近の進歩を概説します。PWNeからの電子注入、および宇宙陽電子過剰と拡散TeVガンマ線過剰の問題への影響。最後に、パルサーハローのより大きなサンプルと明るいソースのより深い観測の期待に基づいて、この方向の研究の見通しを示します。
ブレーザー3C 454.3におけるコアシフト効果の時間変動性
| Title |
Time_variability_of_the_core-shift_effect_in_the_blazar_3C_454.3 |
| Authors |
Wara_Chamani,_Tuomas_Savolainen,_Eduardo_Ros,_Yuri_Y._Kovalev,_Kaj_Wiik,_Anne_L\"ahteenm\"aki,_Merja_Tornikoski,_and_Joni_Tammi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13301 |
VLBIを使用していわゆるコアシフト効果を測定することは、ジェット磁場強度の推定値を取得する一般的な方法です。VLBIコアは通常、ジェットの基部にある明るい特徴として識別され、コアの位置は観測された周波数$r_\mathrm{core}\propto\nu^{-1/k_r}$で変化します。この作業では、ブラザー3C454.3におけるコアシフト効果の時間変動性を調査しました。2005年から2010年までの19エポックをカバーするマルチ周波数(5、8、15、22-24、および43GHz)VLBAデータの自己参照分析を採用しました。43GHz、以前に観察されたコアシフト変動現象を確認します。コアシフトインデックス($k_r$)の時間変動性は通常1未満で、平均値は$0.85\pm0.08$、標準偏差は$0.30$でした。$k_r<1$値は、フレアリング状態と静止状態の間に見つかりました。我々の結果は、一般的に想定される円錐形のジェット形状と等分配条件が常に同時に成立するとは限らないことを示しています。それでも、これらの条件は、コアシフト測定値から磁場強度を導出する際に想定されることが多く、$k_r$が1から大幅に逸脱している場合、信頼できない結果につながります。したがって、コアシフト値と等分配仮定を使用してジェットの物理パラメーターを導出する前に、$k_r=1$が成り立つことを確認することが重要です。3C454.3の場合に$k_r=1$エポックが選択されると、コアシフトが時間とともに変化するにもかかわらず、磁場の推定値は実際に非常に一貫しています。さらに、3C454.3のジェットの磁束を推定すると、発生源が実際に磁気的に拘束されたディスク状態にあることがわかります。最後に、コア位置とコア磁束密度$r_\mathrm{core}\proptoS_\mathrm{core}^{0.7}$との良好な相関関係を発見しました。これは、フレア中の粒子密度の増加と一致しています。
pulsar_spectra: パルサー磁束密度カタログとスペクトル フィッティング リポジトリ
| Title |
pulsar_spectra:_A_pulsar_flux_density_catalogue_and_spectrum_fitting_repository |
| Authors |
N._A._Swainston,_C._P._Lee,_S._J._McSweeney,_N._D._R._Bhat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13324 |
オープンソースのパルサー磁束密度カタログであるpulsar_spectraソフトウェアリポジトリと、最適なスペクトルモデルを見つけて出版品質のプロットを生成する自動スペクトルフィッティングソフトウェアを紹介します。Pythonベースのソフトウェアには、天文学コミュニティのユーザーが、新しく公開されたスペクトル測定値が利用可能になったときにカタログに追加できるようにする機能が含まれています。スペクトルフィッティングソフトウェアは、Jankowskietal.で説明されている方法を実装したものです。(2018)は、堅牢な統計手法を使用して、個々のパルサースペクトルに最適なモデルを決定します。pulsar_spectraは、公開された測定値を天文学コミュニティがよりアクセスしやすくし、スペクトルを測定するための一連のツールを提供するために、パルサー磁束密度測定値の集中型リポジトリの必要性によって動機付けられました。
SVOM 衛星に搭載されたマイクロチャンネル X 線望遠鏡を使用して X 線源の位置を特定し、特徴付けるための分析方法
| Title |
Analysis_methods_to_localize_and_characterize_X-ray_sources_with_the_Micro-channel_X-ray_Telescope_on_board_the_SVOM_satellite |
| Authors |
Shaymaa_Hussein,_Florent_Robinet,_Martin_Boutelier,_Diego_G\"otz,_Aleksandra_Gros,_Benjamin_Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13330 |
SVOMは、ガンマ線バーストなどの高エネルギーの一時的な天体物理オブジェクトを対象とする中国とフランスの宇宙ミッションです。スペクトルの軟X線部分は、X線源を正確に局在化するように設計された狭視野望遠鏡であるマイクロチャネルX線望遠鏡(MXT)によってカバーされます。このホワイトペーパーでは、MXTを使用してX線源を特徴付け、ローカライズするためにオンボードで実装される方法について説明します。MXTの光学システムに対応するために、特定のローカリゼーション方法が開発されました。これは、「ロブスターアイ」かすめ入射マイクロポア光学系に基づいています。このアルゴリズムは、初めて相互相関技術を利用して、200フォトン未満で2分角までのローカリゼーション精度を達成します。これにより、SVOMが観測するほとんどのガンマ線バーストの迅速な追跡が保証されます。この論文では、アルゴリズムの限界についても研究し、その性能を特徴付けます。
ピエール・オジェ天文台でのミュオン測定
ピエールオージェ天文台は、超高エネルギー宇宙線(UHECR)(エネルギー$10^{17}$eV以上)を観測するための世界最大の検出器です。これは、蛍光検出器(FD)と、表面検出器(SD)として知られる一連の粒子検出器で構成されています。天文台による大規模な空気シャワーの観測は、人工加速器での実験ではアクセスできない運動学的およびエネルギー領域で、高エネルギーでのハドロン相互作用を調査し、シャワーのミュー粒子成分を測定するために使用できます。異なるプライマリによって引き起こされる空気シャワーは、異なるミュオンの含有量を持っています。一次宇宙線粒子の質量が増加すると、対応する空気シャワーのミューオン含有量も増加するはずです。ピエールオージェ天文台やその他の実験から得られた最近の結果は、すべてのシャワーシミュレーションが、データと比較してシャワー内のミューオンの数を過小評価していることを示しています。これがいわゆるミューオン欠損です。この論文では、ミュオン測定を簡単にレビューし、ミュオン数の変動に関する最近の結果をより詳細に提示します。これらの結果は、エアシャワーシミュレーションにおけるミュー粒子欠損の起源に関する新しい洞察を提供し、超高エネルギーでのハドロン相互作用のモデルを制約します。表面検出器の現在の設計では、SD信号へのミューオンの寄与を光子、電子、および陽電子の寄与から確実に分離することも困難です。したがって、再帰型ニューラルネットワークを使用して、各SDステーションによって記録された信号時間トレースのミューオン成分を抽出する新しい方法も提示します。このようなアルゴリズムと、アップグレードされたピエールオージェ天文台によって収集された将来のデータとの組み合わせは、イベントごとの質量推定において前例のない解像度を達成する可能性が高いため、大きな前進となるでしょう。
LMXB XTE J1710-281のEclipse Timings : 第三軌道周期グリッチの発見
日食タイミング技術を使用して、LMXBXTEJ1710-281の軌道周期進化の最新の測定値を提示します。XMM-Newton、Suzaku、RXTE、Chandra、およびAstroSat観測所で取得したデータを使用して、X線の食中時間の21の新しい測定値を報告します。XTEJ1710-281で3番目の軌道周期グリッチを発見し、F検定の誤警報確率は3番目のグリッチの発生に対して~0.7%であり、このシステムでの軌道周期の4つの異なるエポックの検出を報告しています。この作業は、第2軌道周期グリッチの発生のより確実な推定を示しています。ただし、3番目のグリッチの発生時期は、MJD55726から56402の間であまり制約されていません。連続する時期の間の軌道周期の突然の変化について、1.48ms、0.97ms、および0.45msの下限を設定しました。伴星の磁気的性質と、この連星系の周りの周連星による散乱イベントの可能性との関連で、我々の発見の意味を議論します。
HAWC と ANTARES のデータを使用したガンマ線とニュートリノの一致の検索
| Title |
Search_for_Gamma-Ray_and_Neutrino_Coincidences_Using_HAWC_and_ANTARES_Data |
| Authors |
H.A._Ayala_Solares,_S._Coutu,_D._Cowen,_D._B._Fox,_T._Gr\'egoire,_F._McBride,_M._Mostaf\'a,_K._Murase,_S._Wissel_(The_AMON_Team),_A._Albert,_S._Alves,_M._Andr\'e,_M._Ardid,_S._Ardid,_J.-J._Aubert,_J._Aublin,_B._Baret,_S._Basa,_B._Belhorma,_M._Bendahman,_F._Benfenati,_V._Bertin,_S._Biagi,_M._Bissinger,_J._Boumaaza,_M._Bouta,_M.C._Bouwhuis,_H._Br\^anza\c{s},_R._Bruijn,_J._Brunner,_J._Busto,_B._Caiffi,_D._Calvo,_A._Capone,_L._Caramete,_J._Carr,_V._Carretero,_S._Celli,_M._Chabab,_T._N._Chau,_R._Cherkaoui_El_Moursli,_T._Chiarusi,_M._Circella,_J.A.B._Coelho,_A._Coleiro,_R._Coniglione,_P._Coyle,_A._Creusot,_A._F._D\'iaz,_G._de_Wasseige,_B._De_Martino,_C._Distefano,_I._Di_Palma,_A._Domi,_C._Donzaud,_D._Dornic,_D._Drouhin,_T._Eberl,_T._van_Eeden,_D._van_Eijk,_N._El_Khayati,_A._Enzenh\"ofer,_P._Fermani,_et_al._(169_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13462 |
高エネルギーニュートリノ源の探索において、天体物理マルチメッセンジャー天文台ネットワーク(AMON)は、高高度水チェレンコフ(HAWC)天文台と天文学からのデータをニュートリノ望遠鏡とアビス環境と組み合わせることにより、新しい検索を実装しました。RESearch(ANTARES)ニュートリノ望遠鏡。HAWCとIceCubeデータの以前の検出器の組み合わせと同じ分析戦略を使用して、個々の検出器で公衆警報を送信するためのしきい値を下回っているHAWCとANTARESイベントの一致を検索します。データは2015年7月から2020年2月の間に収集され、有効期間は4.39年でした。この期間に、推定誤警報率が$<1$の同時発生率である3つの同時発生イベントが見つかりました。この数は、背景の予想と一致しています。
フラックスの変動性は、ブラックホール(BH)降着システムの顕著な特性であり、降着流のマルチスケール構造を調査するための強力なツールです。X線バンドは、最も急速な変動の一部が発生する場所であり、BHに近い最も内側の領域の原点を指しています。高速時間変動の研究は、スペクトル分析だけではアクセスできない方法でコンパクトなオブジェクトの周りの降着の流れを調査し、現在利用可能な機器では画像化できない領域を覗く手段を提供します。この章では、恒星質量BH系、すなわち星とBHを含む連星系における高速X線変動について説明し、活動銀河核における超大質量BHの観測と対比することがあります。これらのシステムの降着流の最も内側の領域の診断として、X線フラックスの急速な変化が複数の研究でどのように使用されているかを調べます。この目的のために、X線変動の研究に現在最も使用されている解析アプローチの概要を説明し、非周期的現象と準周期的現象の両方の観測について説明し、提案されたモデルのいくつかについて説明します。
X線とガンマ線におけるNova Hercules 2021の可能性のある軌道周期性の調査
| Title |
Investigation_of_a_likely_orbital_periodicity_of_Nova_Hercules_2021_in_X-rays_and_gamma-rays |
| Authors |
Lupin_Chun-Che_Lin,_Jhih-Ling_Fan,_Chin-Ping_Hu,_Jumpei_Takata_and_Kwan-Lok_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13493 |
古典新星V1674Herの0.153日周期の検出を、アウトバーストから1か月以内に取得されたNICER観測を使用して報告します(つまり、MJD59405について)。X線周期は、光学バンドで以前に見つかった軌道周期と一致しており、NICER信号がシステムのX線軌道周期性であることを強く示唆しています。新星の回転X線脈動を取り除いた後、トレンド除去されたX線光度曲線を周期で折り畳むと、一見二重のこぶのようなプロファイルが得られました。このプロファイルは、コンパニオンまたは降着円盤による掩蔽によって引き起こされた可能性があり、おそらくシステムの高い傾斜を示しています。V1674Herの有意水準が5シグマを超えるガンマ線放出は、フェルミLATによってその光学的ピークの近くで検出され、放出は1日以内に減衰しました。これは、ガンマ線新星で知られている最短の期間です。0.153日で折り畳まれた場合、LAT光度曲線でもわずかなガンマ線変動が見られますが、X線で観察される二重こぶの特徴はありません。ガンマ線変調が本当なら、その起源はおそらくX線や光学バンドで観測されたものとは異なるでしょう。
共通エンベロープ進化におけるジェットによる角運動量の堆積のシミュレーション
| Title |
Simulating_the_deposition_of_angular_momentum_by_jets_in_common_envelope_evolution |
| Authors |
Ron_Schreier,_Shlomi_Hillel,_Noam_Soker_(Technion,_Israel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13573 |
中性子星(NS)または赤色超巨星(RSG)エンベロープ内のブラックホール(BH)の共通エンベロープ進化(CEE)の3次元流体力学的シミュレーションを実施し、NS/BHが発射すると予想されるジェットがCEEスピンアップ中、共通エンベロープ。NS/BHが軌道面に正確に垂直なジェットを発射すると（ジェットは軌道角運動量と整列します）、ジェットは軌道角運動量と整列するエンベロープに角運動量を蓄積します。ジェットの軸が軌道角運動量軸に対して傾いている場合、ジェットがエンベロープに蓄積する角運動量も同様です。このような傾斜したジェットは、NS/BHがRSGエンベロープに入るときに近くの仲間を持っている場合に発射される可能性があります。スパイラルインを許可せず、進化をたどることができたのは3周分だけでした。最初の軌道は、NS/BHが急速に飛び込むときのCEEの突入フェーズを模倣し、3番目の軌道は、スパイラルインが非常に遅いときの自己調整フェーズを模倣します。ジェットは、プランジイン段階でのみかなりの量の角運動量を蓄積することがわかります。CEEコア崩壊後の超新星爆発は、2つのNS/BHを結合または非結合のままにし、そのスピンが軌道角運動量にずれている可能性があります。我々の結果は、傾いたトリプルスターCEEがNS/BH-NS/BH連星系のスピン軌道のずれにつながる可能性があるという以前の主張を強化します。
ブレーザー PKS~1222+216 の長期光学および $\gamma-$ray 変動性
| Title |
Long-term_optical_and_$\gamma-$ray_variability_of_the_blazar_PKS~1222+216 |
| Authors |
Savithri_H._Ezhikode,_Amit_Shukla,_Gulab_C._Dewangan,_Pramod_K._Pawar,_Sushmita_Agarwal,_Blesson_Mathew,_and_Akhil_Krishna_R |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13574 |
フラットスペクトル電波クエーサー(FSRQ)からの$\gamma-$ray放射は、降着円盤、ブロードライン領域(BLR)、トーラスなどの外部ソースの光子場の逆コンプトン散乱によって支配されると考えられています。.FSRQは強い発光線を示すため、再処理されたディスク発光であるBLR出力の変動性の有用なプローブとなる可能性があります。Stewardからの長期($\sim$2011-2018)の光分光データを使用して、光連続体、H$\gamma$線、およびFSRQPKS~1222+216からの$\gamma-$ray放射の間の関係を研究します。$Fermi$-LATからの天文台と$\gamma-$ray観測。6029-6452\r{A}光学スペクトルの体系的な分析を実行することにより、連続体($F_{C,opt}$)およびH$\gamma$($F_{H\gamma}$)フラックスを測定しました。$F_{H\gamma}$よりも$F_{C,opt}$の方が変動性が強く、H$\gamma$の等価幅と$F_{C,opt}$との間に逆相関があり、より赤くなっていることが観察されました。明るい傾向。離散相互相関分析を使用して、$F_{\gamma-ray>100MeV}$と$F_{C,opt}$(6024-6092\r{A})の間に正の相関(DCF$\sim$0.5)が見つかりました。2$\sigma$レベルでゼロと一致するタイムラグを持つライトカーブ。$F_{\gamma-ray>100MeV}$と$F_{H\gamma}$の光曲線の間に相関関係は見られず、おそらく光学および$\gamma$線の変動性へのディスクの寄与を無視しています。$Fermi$-LATフラックスと$F_{\gamma-ray>100MeV}-F_{C,opt}$相関で観測された強い変動は、さまざまなエポックでの粒子加速の変化による可能性があります。$\gamma$線のフレアリングと静止エポックの間の光から$\gamma$線へのスペクトルエネルギー分布(SED)を導出しました。私たちの研究は、$\gamma$線放出ゾーンがBLRの端またはトーラスの放射場にある可能性が高いことを示唆しています。
インゴット WFS の実験室試験
| Title |
Laboratory_testing_of_the_Ingot_WFS |
| Authors |
Simone_Di_Filippo,_Davide_Greggio,_Maria_Bergomi,_Kalyan_Kumar_Radhakrishnan_Santhakumari,_Elisa_Portaluri,_Carmelo_Arcidiacono,_Valentina_Viotto,_Roberto_Ragazzoni,_Marco_Dima,_Luca_Marafatto,_Jacopo_Farinato,_Demetrio_Magrin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12921 |
インゴットWFSは、ELTクラスの望遠鏡のLGS参照源の伸びに対処するために特別に設計された、新しい種類の波面センサーです。ピラミッドと同様に、瞳面波面センサーのファミリーに属し、拡張された3次元の細長い光源に対するピラミッドWFSの一般化と見なすことができます。現在の設計では、波面形状を取得するために使用される3つの瞳孔に光を分割するために、単純な反射屋根型プリズムを使用しています。インゴットのアライメントと機能をテストするために、INAF-Padova研究所でテストベンチが実現されました。ベンチには、低次の収差を適用できる瞳面に共役な変形可能なレンズと、インゴットプリズムの正確な位置合わせのためのヘキサポッドが装備されています。この作業では、I-WFSからの光フィードバックを使用して6自由度を調整できる、堅牢で完全に自動化されたPythonコードのアライメント手順を紹介します。さらに、感度と線形性の観点から低次収差に対するインゴットWFS応答を特徴付けるために変形可能レンズで実施されたテストについて報告します。結果は、シミュレーションの比較として使用され、信号計算と位相回復に採用された手順を最適化するという将来の目標で、レイトレーシングモデリングアプローチを検証します。
ELT のような望遠鏡でのインゴット WFS: プロジェクトとシミュレーション
| Title |
The_Ingot_WFS_ON_an_ELT-like_telescope:_the_project_and_simulations |
| Authors |
Elisa_Portaluri,_Simone_Di_Filippo,_Valentina_Viotto,_Roberto_Ragazzoni,_Carmelo_Arcidiacono,_Davide_Greggio,_Kalyan_Radhakrishnan,_Maria_Bergomi,_Luca_Marafatto,_Marco_Dima,_Jacopo_Farinato,_Demetrio_Magrin,_Gianluca_Di_Rico,_Mauro_Centrone,_and_Domenico_Bonaccini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12926 |
インゴットWFSは、LGSジオメトリによるいくつかの制限を克服するために考案された革新的で不可欠なクラスのセンサーを表しており、NGSによって作成された点オブジェクトとは大きく異なります。ここでは、インゴットWFSを搭載したELTのような望遠鏡の性能を調査することを目的として、プロジェクトの概要を説明します。プログラムのさまざまな側面に直面しています。数値シミュレーションと室内実験の必要性、プロトタイプ、そして最後に検証のための将来の計画です。空に。
GPI 2.0: Gemini Planet Imager Coronagraphic システムのアップグレードのための光学設計
| Title |
GPI_2.0:_Optical_Designs_for_the_Upgrade_of_the_Gemini_Planet_Imager_Coronagraphic_system |
| Authors |
Meiji_M._Nguyen,_Bryony_F._Nickson,_Emiel_H._Por,_Remi_Soummer,_John_G._Hagopian,_Bruce_Macintosh,_Jeffrey_Chilcote,_Laurent_Pueyo,_Marshall_Perrin,_Quinn_Konopacky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12955 |
ジェミニプラネットイメージャー(GPI)は、インテグラルフィールドスペクトログラフ(IFS)およびコロナグラフであり、恒星以下のコンパニオンの高コントラストの直接イメージング用に最適化された数少ない現世代の機器の1つです。この装置は現在、チリのセロパチョンにあるジェミニ南天文台にある現在のマウントから、マウナケアにある双子の天文台であるジェミニノースにアップグレードされ、移動されています(口語的に「GPI2.0」と呼ばれるプロセス)。GPIコロナグラフィックシステムのさまざまな光学コンポーネントのアップグレードに関連するGPI2.0の一部として開発された設計を紹介します。より具体的には、アポダイザーとリオストップ(LS)の新しい設計を提示します。これにより、ダークゾーンの内側の作業角度で生のコントラストが向上し、コアスループットが向上し、LSのミスアライメントに対して同様のレベルの堅牢性が維持されます。これらのアップグレードされた設計を生成するために、APLC-Optimizationと呼ばれる、市販の線形ソルバー(Gurobi)とハイコントラストイメージングシミュレーションパッケージ(HCIPy)を組み合わせた、公開されている独自のソフトウェアパッケージを使用して、アポダイズされたシミュレーションモデルを介して光を繰り返し伝播します。フェーズlyotコロナグラフ(APLC)、最高のコロナグラフパフォーマンスメトリックを最適化します。デザインは最近、商業メーカーによってリトグラフ印刷が完了し、2023年にGPI2.0が飛行するときに使用できるようになります。
スバルの AO3000: First Light の C-RED ONE と ALPAO の 64x64 DM を使用した NIR
WFS を初めて組み合わせる
| Title |
AO3000_at_Subaru:_Combining_for_the_first_time_a_NIR_WFS_using_First_Light's_C-RED_ONE_and_ALPAO's_64x64_DM |
| Authors |
Julien_Lozi,_Kyohoon_Ahn,_Christophe_Clergeon,_Vincent_Deo,_Olivier_Guyon,_Takashi_Hattori,_Yosuke_Minowa,_Shogo_Nishiyama,_Yoshito_Ono,_Sebastien_Vievard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12981 |
16年間の運用を経て、すばる望遠鏡の施設補償光学系AO188はいくつかの主要なアップグレードを受けて、極端なAOAO3000(以前の188と比較して瞳孔に3000個のアクチュエーター)になりました。AO3000は、可視から中赤外までのいくつかの機器、特に赤外線カメラおよび分光器(IRCS)、およびスバルコロナグラフィックエクストリームアダプティブオプティクス(SCExAO)の高ストレール画像を提供します。このアップグレードでは、元の188要素の変形可能ミラー(DM)がALPAOの$64\times64$DMに置き換えられます。可視波面センサーも後日アップグレードされますが、当面は、二重ルーフプリズムピラミッドモードまたはフォーカルプレーンWFSモードを使用する近赤外波面センサー(NIRWFS)を追加します。この新しい波面センサーは、FirstLightのC-REDONEカメラを初めて使用し、最大1.6kHzで$64\times64$DMを完全に制御できます。課題の1つは、非破壊読み取りと変調ピラミッドによるローリングシャッターの使用です。極端なAOループは、大きな大気の残差を修正するのではなく、コントラストの高いダークゾーンの作成に重点を置くため、このアップグレードはSCExAOにとって特にエキサイティングです。2つの極端なAOループが同じ望遠鏡で組み合わされるのは初めてです。最後に、セットアップAO3000+SCExAO+IRCSは、30メートル望遠鏡の惑星系イメージャー(TMT-PSI)の完璧なデモンストレーターとして機能します。ここでは、AO3000の設計、統合、およびテストを紹介し、最初の空での結果を示します。
ユークリッドの準備: XXII.機械学習を用いた模擬測光からの静止銀河の選択
| Title |
Euclid_preparation:_XXII._Selection_of_Quiescent_Galaxies_from_Mock_Photometry_using_Machine_Learning |
| Authors |
A.Humphrey,_L.Bisigello,_P.A.C.Cunha,_M.Bolzonella,_S.Fotopoulou,_K.Caputi,_C.Tortora,_G.Zamorani,_P.Papaderos,_D.Vergani,_J.Brinchmann,_M.Moresco,_A.Amara,_N.Auricchio,_M.Baldi,_R.Bender,_D.Bonino,_E.Branchini,_M.Brescia,_S.Camera,_V.Capobianco,_C.Carbone,_J.Carretero,_F.J.Castander,_M.Castellano,_S.Cavuoti,_A.Cimatti,_R.Cledassou,_G.Congedo,_C.J.Conselice,_L.Conversi,_Y.Copin,_L.Corcione,_F.Courbin,_M.Cropper,_A.Da_Silva,_H.Degaudenzi,_M.Douspis,_F.Dubath,_C.A.J.Duncan,_X.Dupac,_S.Dusini,_S.Farrens,_S.Ferriol,_M.Frailis,_E.Franceschi,_M.Fumana,_P.Gomez-Alvarez,_S.Galeotta,_B.Garilli,_W.Gillard,_B.Gillis,_C.Giocoli,_A.Grazian,_F.Grupp,_L.Guzzo,_S.V.H.Haugan,_W.Holmes,_F.Hormuth,_K.Jahnke,_M.Kummel,_S.Kermiche,_A.Kiessling,_M.Kilbinger,_T.Kitching,_R.Kohley,_M.Kunz,_H.Kurki-Suonio,_S.Ligori,_et_al._(139_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13074 |
ユークリッド宇宙望遠鏡は、約15,000平方度の空にわたって、スリットレス近赤外分光法とともに、光学および近赤外波長での深部イメージングを提供します。Euclidは、宇宙論、銀河の進化、およびその他のさまざまなトピックへの新しい洞察を促進する、約120億の天文源を検出することが期待されています。予想される非常に大きなデータセットを最適に活用するには、適切な方法とソフトウェアを開発する必要があります。ここでは、広帯域ユークリッドI_E、Y_E、J_E、H_E測光法を他の調査からの多波長測光法と組み合わせて使用して、静止銀河を選択するための新しい機械学習ベースの方法論を提示します。ARIADNEパイプラインは、メタ学習を使用して、決定木アンサンブル、最近傍、およびディープラーニングメソッドを単一の分類子に融合し、個々の学習メソッドを個別に使用するよりも大幅に高い精度を実現します。パイプラインには「スパース性認識」があるため、測光値の欠落があっても分類には有益です。私たちのパイプラインは、「疑似ラベリング」の半教師あり方法を利用して、静止として選択された銀河の測光赤方偏移を導き出します。外れ値フィルターを適用した後、COSMOS2015測光赤方偏移に対して測定した場合、パイプラインは~<0.03の正規化された平均絶対偏差と~<0.02の壊滅的な外れ値の割合を達成します。分類パイプラインを適用して、次の3つの主なシナリオに対応する銀河フォトメトリカタログを模擬します。(ii)補助的なugriz、WISE、および無線データを使用したEuclidWideSurvey。(iii)EuclidWideSurveyのみ。私たちの分類パイプラインは、EuclidI_E-Y_E、J_E-H_E、およびu-I_E、I_E-J_Ecolor-colorメソッドに加えて、UVJ選択よりも優れており、完全性と最大2倍のF1スコアが改善されています(略）
科学用 X 線 CMOS カメラの設計とテスト結果
| Title |
Design_and_test_results_of_scientific_X-ray_CMOS_cameras |
| Authors |
Wenxin_Wang,_Zhixing_Ling,_Chen_Zhang,_Qiong_Wu,_Zhenqing_Jia,_Xinyang_Wang,_Weimin_Yuan,_Shuang-Nan_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13163 |
近年、科学用CMOS(sCMOS)センサーは、X線天体観測を含むX線検出への応用が増えています。sCMOSセンサーの性能を調べるために、sCMOSセンサーに基づくX線カメラを開発しました。CNX22とCNX66の2つのカメラは、それぞれ2cm*2cmと6cm*6cmの感光領域を持つsCMOSセンサーを使用して開発されました。カメラの設計は、この論文で紹介されています。CNX22カメラのフレームレートは48fpsですが、CNX66のフレームレートは現在20fpsですが、将来的には100fpsに引き上げることができます。sCMOSセンサーの動作温度は、ペルチェクーラーデバイスを使用すると、CNX22では-20C、CNX66では-30Cに達する可能性があります。カメラは、元の画像を保存する一般的に使用されるモードに加えて、X線イベントをリアルタイムで抽出し、その情報を保存するモードを提供します。これにより、データ保存とオフライン分析作業の要件が大幅に削減されます。両方のカメラのエネルギー分解能は、シングルピクセルイベントを使用して5.9keVで200eV未満に達する可能性があります。これらのカメラは、実験室でのX線分光アプリケーションや宇宙X線望遠鏡のキャリブレーションに適しています。
SPYGLASS-II: 極北ケフェウス座の多世代・多起源星形成史
| Title |
SPYGLASS-II:_The_Multi-Generational_and_Multi-Origin_Star_Formation_History_of_Cepheus_Far_North |
| Authors |
Ronan_Kerr,_Adam_L._Kraus,_Simon_J._Murphy,_Daniel_M._Krolikowski,_Stella_S._R._Offner,_Benjamin_M._Tofflemire,_Aaron_C._Rizzuto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12959 |
若い星の集団は、過去の星形成の記録を提供し、メンバーのダイナミクスと年齢を確立することにより、星形成イベントの完全な歴史を再構築することができます。ガイアはアクセス可能な恒星集団の数を大幅に拡大しており、最近発見された最も注目すべき関連付けの1つはCepheusFarNorth(CFN)であり、100pcを超える数百のメンバーを含む集団です。その近接性(d$\lesssim$200pc)、明らかな下部構造、および比較的小さな人口により、CFNは、説得力のある星形成物語を生み出すのに十分な内部複雑さの証拠とともに、詳細に研究するための管理可能な人口を表しています。Gaiaアストロメトリーとフォトメトリーを追加の分光観測と組み合わせて使用して、7つのサブグループにまたがる500を超える候補CFNメンバーを特定します。等時線、星震学、ダイナミクス、およびリチウム枯渇からの年齢を組み合わせて、7つのサブグループすべてについて十分に制約された年齢を生成し、関連における大部分が連続した10Myrの星形成の歴史を明らかにします。現在の集団をその形成時までさかのぼることにより、星が形成される空間的および動的に異なる2つのノードを特定します。より分散した星形成の歴史を持つ。この星形成の詳細な図は、最も小さな領域であっても、星形成プロセスの複雑さを示しています。
惑星間コロナ質量放出の構造におけるポリトロープ挙動
| Title |
Polytropic_behavior_in_the_structures_of_Interplanetary_Coronal_Mass_Ejections |
| Authors |
Maher_A_Dayeh,_George_Livadiotis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12988 |
ポリトロープ過程は、宇宙プラズマ粒子集団の熱力学を特徴付けます。ポリトロープインデックス${\gamma}$は、システムが圧縮または膨張するときの温度変化を定量化することにより、システムの熱力学的挙動を表すため、特に重要です。1995年1月から2018年12月12日の間に風探査機のプラズマと磁場のデータを使用して、336の惑星間コロナ質量放出(ICME)イベントにおける熱力学的進化を調査します。各イベントについて、シース構造と磁気噴出物構造のインデックス${\gamma}$を、イベント前後の領域とともに導き出します。次に、これら4つの領域のすべての${\gamma}$インデックスの分布を調べ、周囲の加熱を示すそれぞれのエントロピー勾配を導き出します。波の乱流が最も高いと予想されるICMEシース領域では、熱力学が元の準断熱プロセスに回復するのに最も時間がかかり、より静かな噴出物領域ではより速く回復することがわかりました。このパターンは熱力学的サイクルを作り出し、ICMEの上流でほぼ断熱値${\gamma}$~${\gamma}$${_a}$(=5/3)${\gamma}$${_aを特徴とします}$-${\gamma}$シースで~0.26、${\gamma}$${_a}$-${\gamma}$~0.13ICMEイジェクタで、再び${\gamma}$に回復~${\gamma}$${_a}$ICME通過後。これらの結果は、ICMEプラズマの乱流加熱速度を明らかにします。ポリトロピックインデックスが断熱値から低くなり、等温値に近づくほど、エントロピー勾配が大きくなり、ICMEプラズマを加熱する乱流加熱速度が大きくなります。
WISPRで観測された0.1天文単位のコロナ質量放出変形
| Title |
Coronal_mass_ejection_deformation_at_0.1_au_observed_by_WISPR |
| Authors |
Carlos_R._Braga,_Angelos_Vourlidas,_Paulett_C._Liewer,_Phillip_Hess,_Guillermo_Stenborg_and_Pete_Riley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13057 |
フラックスロープに似たコロナ質量放出(CME)は一般に自己相似的に膨張しますが、その前線に沿った変形が観測とシミュレーションで報告されています。コロナで自己相似的に膨張した後、1つのCMEが変形するという証拠を提示します。このイベントは、2021年1月20～22日に複数の白色光イメージャーによって観測されました。形状の変化は、このCMEを$で観測するソーラープローブプラス(WISPR)の広視野イメージャーからの太陽圏イメージャーからの観測で明らかです。\sim$44時間。フォワードフィッティングモデルを使用してCMEを再構築します。最初の数時間は、観察結果は自己相似膨張と一致していますが、その後、前線が平らになり、へこみを形成します。私たちの解釈では、背景の太陽風速度の違いにより、CMEは$\sim0.1\au$で変形します。CMEは、背景の太陽風が速い高緯度ほど拡大します。コヒーレンスの損失やスローモードショックなど、変形の他の考えられる原因を検討します。CMEの変形により、$\sim0.5\au$で16時間の到着時間エラーが発生するようです。変形はWISPR観測でのみ明らかであり、したがって、1~AUのコロナグラフでは見逃されていたでしょう。このような変形は、コロナグラフ観測のみが利用可能なイベントの到着時間エラーを説明するのに役立つ場合があります。
太陽円柱におけるM型矮星の空間依存性測光活動
| Title |
Spatially_Dependent_Photometric_Activity_of_M_dwarfs_in_the_Solar_Cylinder |
| Authors |
Seo-Won_Chang,_Christian_Wolf,_Christopher_A._Onken |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13107 |
太陽から1kpc以内にある360万個のM矮星の銀河位置($R,Z$)と測光活動との関係を調べます。この目的のために、SkyMapperSouthernSurveyDR3からの磁気活動の代理として、906の固有のフレアイベントを特定します。銀河円盤からの垂直距離$|Z|$を年齢の代用として採用し、星の年齢が上がるにつれてフレアの割合が減少するという強い傾向を確認します。太陽の50pc以内にあるM型矮星の中で、M2からM7までのスペクトルタイプに関係なく、1,500分の1のフレア部分が見られ、これらの星はすべてフレアで飽和した若い進化段階にあることが示唆されます。急降下が始まる平面から100pc近くの全体的なフレアフラクションの勾配にねじれのヒントが見つかります。この傾きの変化は、中間タイプのM型矮星(M3--M5)で見られ、スペクトルタイプの混合によるアーティファクトではないことを示唆しています。SDSSのH$\alpha$放出とともに、この傾向は、M型矮星の活動割合が銀河の高度と活動寿命に依存するという追加の証拠です。$|Z|\approx$500pcを超えると、全体的なアクティビティの割合が平坦化する兆候がありますが、私たちのデータはこれをさらに制限するものではありません。太陽から$\sim$500pcの距離内では、フレア活動に半径方向の円盤勾配の兆候は見られません。
マルチエポック光学分光法を用いた古典的 Be 星の過渡的性質の研究
| Title |
Study_of_the_transient_nature_of_classical_Be_stars_using_multi-epoch_optical_spectroscopy |
| Authors |
Gourav_Banerjee,_Blesson_Mathew,_K._T._Paul,_Annapurni_Subramaniam,_Anjusha_Balan,_Suman_Bhattacharyya,_R._Anusha,_Deeja_Moosa,_C_S_Dheeraj,_Aleeda_Charly_and_Megha_Raghu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13230 |
変動性は、古典的なBe星(CBe)星の一般的に観察される特性です。極端な場合には、H{\alpha}輝線が完全に消失し、CBe星にディスクがない状態を示します。ディスク損失と再出現フェーズは、CBe星のH{\alpha}線プロファイルを定期的に調べることで特定できます。この論文では、6200-6700{\AA}の波長範囲で選択された9つの明るいCBe星のセットの研究を提示し、H{\alpha}線プロファイルを継続的に監視することで、円盤の過渡的な性質をよりよく理解します。5年連続（2015年～2019年）の変動。私たちの観察に基づいて、番組スターのうち4つ(HD4180、HD142926、HD164447、およびHD171780)がディスク損失エピソードを経験している可能性があり、他の1つのスター(HD23302)はディスク形成段階を通過している可能性があることを示唆しています。残りの4つの星(HD237056、HD33357、HD38708、およびHD60855)は、最近のエポックで安定したディスクをホストしている兆候を示しています。これらの星のH{\alpha}EWで観測された全体的な変動を目視検査することで、それらを成長中、安定、消散中の円盤のグループにそれぞれ分類しました。さらに、BeSSデータベースを使用した私たちの比較分析は、恒星HD60855が2008年にディスクのないエピソードを通過したことを指摘しており、そのディスク形成はおそらく2008年1月から3月までのわずか2か月のタイムスケールで起こっています。
LSST 後期測光を使用して Ibc 型超新星とその前駆体を制約する
| Title |
Using_LSST_late-time_photometry_to_constrain_Type_Ibc_supernovae_and_their_progenitors |
| Authors |
Luc_Dessart,_Jose_L._Prieto,_D._John_Hillier,_Hanindyo_Kuncarayakti,_and_Emilio_D._Hueichapan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13248 |
VeraC.RubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTime(LSST)は、爆発から忘却まで、何百万もの超新星(SNe)を監視し、後期進化に関する前例のない醜い測光データセットを生成します。ここでは、高価な分光観測を必要とせずに、タイプIbcSNeの測光進化を使用して、噴出物の多数の特性を制限できることを示します。異なる初期質量のHeスター前駆体の爆発の放射伝達シミュレーションを使用して、gバンドフィルターが主にFeII放射、rバンド[OI]6300-6364Aおよび[NII]6548-の強度に従うことを示します。6583A、iバンド[CaII]7291、7323A、およびzバンドCaIINIRトリプレットであり、したがって、核合成収量に関する情報を提供します。たとえば、凝集を制限するために使用される可能性のある弱い線に関する情報はありません。しかし、この欠点は、物理的に一貫した3D爆発モデルとのより密接な関係を通じて放射伝達シミュレーションの物理的リアリズムを改善し、スペクトル観測のより小さなセットを司法的に選択することによって、最終的には解決される可能性があります。SN放射に固有の縮退は、測光測定の解釈に影響を与えますが、星雲相スペクトルからのラインフラックスも同様に損なわれます。重要なことに、タイプIbcSNモデルの「ファミリー」は、噴出物が100から450dに進化するにつれて、色-色等級図の明確な軌跡をたどり、さまざまな前駆体または爆発を解きほぐすことができます。この測光手順は、SNeIbcの統計的サンプルを研究し、前駆モデルと爆発モデルを改良し続けたり、星周物質との後期相互作用の開始を捉えたり、現在未知のイベントを特定したりするための有望なアプローチを提供します。
分子線を使用して、冷たい星の大気中の炭素と窒素の存在量を決定する
| Title |
Using_Molecular_Lines_to_Determine_Carbon_and_Nitrogen_Abundances_in_the_Atmospheres_of_Cool_Stars |
| Authors |
T._Ryabchikova,_N._Piskunov,_Y._Pakhomov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13395 |
5100-5200および7930-8100Aスペクトル領域におけるC_2およびCN分子バンドの同時分析は、太陽のような星の大気中の炭素(C)および窒素(N)の存在量を正確に決定するための有望な代替手段です。この新しい方法の実用的な実装は、両方の分子の分子定数が最近改善された後に可能になりました。新しい分子データは、正しい線の強さと線の位置を予測しました。したがって、それらは、天文学者や分光学者によって広く使用されているウィーン原子線データベース(VALD)に含まれていました。この論文では、分子データ分析により、Cと、特にNの存在量が原子線から得られたものと一致することが示されました。3つの星の分析を実行することで、これを説明します。私たちの結果は、太陽のような星の観測されたスペクトルでN1線を使用することの難しさを念頭に置いて、正確な窒素存在量の決定にC_2分子線とCN分子線の組み合わせを使用するための強力な議論を提供します。
FG型矮星における3D非LTE鉄存在量
鉄存在量の分光測定は、体系的なモデリングエラーを起こしやすいです。5000Kから6500Kの実効温度、4.0dexおよび4.5dexの表面重力、$-$3dexから0dexの金属量を持つ32のSTAGGERグリッドモデルにわたる3D非LTE計算を提示し、171Feへの影響を研究します。Iおよび12FeII光回線。暖かい金属の少ない星では、3Dの非LTE存在量は、中間励起ポテンシャルのFeI線から推測される1DLTEの存在量よりも最大0.5dex大きい。対照的に、3D非LTEアバンダンスは、低い励起ポテンシャルのFeI線を使用した場合、金属の少ない冷たい星では0.2dex小さくなることがあります。対応する3D非LTEと1D非LTE間の存在量の差は、一般的にそれほど深刻ではありませんが、それでも$\pm$0.2dexに達する可能性があります。FeII線の場合、3D存在量は、1D存在量よりも最大0.15dex大きいものから0.10dex小さいものまでの範囲であり、最低の金属量で最も暖かい星を除いて、3DLTEからの逸脱は無視できます。この結果は、太陽とプロキオン(HD61421)の1DLTE存在量、およびニューラルネットワークに基づく補間ルーチンを使用して、金属の少ない星HD84937とHD140283の補正に使用されました。3D非LTEモデルでは、4つの星すべてでイオン化バランスが改善されています。2つの金属の少ない星では、有効温度で250Kから300Kの誤差に相当する励起の不均衡が取り除かれます。Procyonの場合、3D非LTEモデルは[Fe/H]=0.11$\pm$0.03を示唆しています。これは、より単純なモデルに基づく文献値よりも大幅に大きくなっています。FGKMタイプの矮星と巨星の標準MARCSモデルの1D非LTE出発係数に加えて、FGタイプの矮星の3D非LTE補間ルーチンを公開します。これらのツールは、2019年からのFeIIの拡張された3DLTEグリッドと共に、後期型星の星のパラメータと鉄存在量の決定の精度を向上させるのに役立ちます。
太陽地震の結果と更新されたニュートリノフラックスに一致する太陽モデルの回転
古い太陽存在量に従って構築された標準太陽モデル(SSM)は、地震学的に推測された結果と合理的に一致していますが、新しい低金属存在量を持つSSMは、地震学的に推測された結果と一致しません。太陽モデルにおけるニュートリノフラックスの制約は、日震の結果の制約と並行して存在します。太陽ニュートリノフラックスは、BorexinoCollaborationによって更新されました。強化された拡散と対流オーバーシュートの効果が含まれる新しい低金属存在量で回転太陽モデルを構築しました。OPAL不透明度とCaffau存在量スケールを使用した回転モデルは、古い太陽存在量を使用したSSMよりも優れた音速と密度プロファイルを持ち、観測された$p$モードの周波数比$r_{02}$と$r_{13}を再現します。$.モデルの対流帯の深さとヘリウム存在量は、$1\sigma$のレベルで地震学的に推測されたものと一致します。更新されたニュートリノフラックスもモデルによって$1\sigma$のレベルで再現されます。回転と強化された拡散の効果は、モデルの音速と密度プロファイルを改善するだけでなく、モデルによって予測されたニュートリノ束を検出されたものと一致させます。さらに、計算は、OPが太陽の領域の不透明度を$T\gtrsim5\times10^{6}$Kで約$1.5\%$過小評価する可能性があることを示していますが、OPALは太陽の領域の不透明度を$2\で過小評価する可能性があります。times10^{6}$K$\lesssimT\lesssim5\times10^{6}$K約$1-2\%$。
Sgr A* の EHT の結果を使用した回転する通常のメトリックのテスト
| Title |
Testing_Rotating_Regular_Metrics_with_EHT_Results_of_Sgr_A* |
| Authors |
Rahul_Kumar_Walia,_Sushant_G_Ghosh,_and_Sunil_D_Maharaj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.00078 |
イベントホライズンテレスコープ(EHT)観測により、超大質量ブラックホールSgrA*の最初の画像が明らかになりました直径$\delta=-0.08^{+0.09}_{-0.09}~\text{(VLTI)},-0.04^{+0.09}_{-0.10}~\text{(Keck)}$.SgrA*の影のサイズは、Kerrの予測の$~10\%$以内であり、強い場の重力の性質を調査するための別のツールを提供してくれます。SgrA*シャドウオブザーバブルを使用して、Kerr時空とパラメトリックに異なり、回転する通常の時空と、対応する非地平線時空という4つの独立した十分に動機付けされたメトリックを制約します。回転する正則ブラックホールの偏差パラメータ$g$に対する制約を提示します。$1\sigma$領域内の影の角度直径$\theta_{sh}$は、パラメーター$a$および$g$に境界を設定します。$\theta_{sh}$とSgrA*の$\delta$のEHT境界とともに、我々の分析は、3つの回転する正則ブラックホール、つまり、バーディーンヘイワードおよびシンプソン-ヴィッサーブラックホール、および対応するno-地平線の時空は、いて座A*のEHTの結果と一致します。したがって、これらの3つの回転する規則的な時空とカーブラックホールは、いくつかのパラメーター空間では識別できず、前者が天体物理学的ブラックホールの有力な候補である可能性を排除することはできません。
技術的起源の星間天体の推定豊富さ
星間天体の局所的な検出率により、天の川の薄い円盤に囲まれた同様の天体の総数を見積もることができます。人工起源の星間天体が発見された場合、それらが太陽の周りのハビタブルゾーンを標的とする場合、天体の推定総数は約$10^{16}$の係数で少なくなる可能性があります。オブジェクトの速度と観測された密度に基づいて、関心のある自然または人工の星間オブジェクトの量を計算するためのモデルを提案します。次に、地球外文明からの化学推進ロケットの場合にモデルを適用します。最後に、このモデルを以前に発見された3つの星間天体、つまり起源不明の天体「オウムアムア」と最初の星間流星CNEOS2014-01-08およびCNEOS2017-03-09に適用します。
Sgr A$^*$ の EHT 結果からのループ量子重力のテスト
イベントホライズンテレスコープ(EHT)の協力による、銀河の中心にあるコンパクトな天体の画像は、超大質量ブラックホールSgrA$^*$の最初の直接的な証拠です。いて座A$^*$の影の角度直径は$d_{sh}=48.7\pm7\,\mu$asであり、シュヴァルツシルトブラックホールの影の直径$\delta=-0.08^{+0.09}からのわずかな偏差があります。_{-0.09}\,,-0.04^{+0.09}_{-0.10}$(VLTIおよびKeckの質量対距離比の場合)。SgrA$^*$の影のサイズは、Kerr予測の$~10\%$以内であり、ループ量子重力(LQG)のテストを含む、強磁場領域での重力を分析するためのさらに別のツールを提供します。SgrA$^*$の影を使用して、追加の偏差パラメーター$L_q$を特徴とする2つの意欲的なLQGに着想を得た回転ブラックホール(LIRBH)モデルのメトリックを制約します。これは、量子がない場合にカー時空を回復します。効果($L_q\to0$)。天体物理観測量の影の領域$A$と偏平度$D$を使用して、ブラックホールのパラメーターを推定します。$L_q$を介して量子効果のサイズを大きくすると、ブラックホールの影のサイズは単調に増加しますが、形状はより歪むため、基本パラメータ$L_q$を制限できます。EHT観測結果は2番目のLIRBHのワームホール領域を完全に除外しますが、両方のモデルの一般的なブラックホールの実質的なパラメーター領域はEHTの結果と一致します。SgrA$^*$の影から$L_q$の上限を見つけます:2つのLIRBHについてそれぞれ$L_q\lesssim0.0423$と$L_q\lesssim0.0821$であり、どちらもM87のEHT画像で得られたものよりも厳密です。$^*$。
| Title |
Axion_detection_with_phonon-polaritons_revisited |
| Authors |
David_J._E._Marsh,_Jamie_I._McDonald,_Alexander_J._Millar,_Jan_Sch\"utte-Engel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12909 |
バックグラウンド磁場の存在下で、アクシオン暗黒物質は電場を誘導し、適切な材料でフォノンポラリトンを励起することができます。有限体積効果と材料損失を考慮して、そのような材料から出力されるアクシオン-光子変換パワーの計算を再検討します。私たちの計算は、フォノンポラリトンが材料境界で伝播する光子にどのように変換され、信号を検出するための経路を提供するかを示しています。GaAs、Al$_2$O$_3$、およびSiO$_2$の誘電関数を使用して、損失モデルに適合させると、以前の計算よりも信号の大きさが小さくなります。誘電関数の共鳴に関する知識を直接使用して、アクシオン暗黒物質に対する任意の材料の感度を計算する方法を示します。$\mathcal{O}(1)$K温度で発生する低損失と検出器ダークカウントの近い将来の改善の組み合わせにより、質量範囲$m_a\approx100$meVでQCDアクシオンを調べることができると主張します。これは、新しい材料を調べ、THz領域での検出器をさらに開発するためのさらなる推進力を提供します。また、アクシオン質量をスキャンするための可能なチューニング方法についても説明します。
| Title |
The_dynamics_of_Domain_Wall_Strings |
| Authors |
Jose_J._Blanco-Pillado,_Daniel_Jim\'enez-Aguilar,_Jose_M._Queiruga,_Jon_Urrestilla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.12945 |
$(2+1)d$場の理論におけるドメインウォールソリトンのダイナミクスを研究します。これらのオブジェクトは空間方向の1つに沿って拡張されるため、文字列としても動作します。したがって、ドメインウォールストリングの名前です。これらのオブジェクト上のウィグルの伝播からの放射の量は、曲率の高い領域を除いて無視できることを解析的および数値的に示します。したがって、低い曲率では、ドメイン壁ストリングは、南部後藤作用が予測するとおりに動作します。格子内のこれらのオブジェクトの進化のいくつかの異なる数値実験を使用して、これを明示的に示します。次に、内部モード励起の存在下でのダイナミクスを調べます。場の理論シミュレーションを実行することでこれを再度行い、弦に存在するさまざまな自由度間の関連する相互作用を捉える効果的なアクションを特定します。内部モードから磁壁の位置にエネルギーを移動させる新しいパラメトリック共鳴不安定性を発見しました。この不安定性が内部モードエネルギーの放射を加速することを示します。また、ドメイン壁でのウィグルの衝突でソリトンの内部モードを励起する可能性も探ります。私たちの数値実験は、ウィグルがすでに弦の太さのオーダーの波長を持っていない限り、これは起こらないことを示しています.最後に、私たちの発見が欠陥の宇宙論的ネットワークに関連している可能性についてコメントします。私たちの結果は、形成直後の短い過渡期を超えた宇宙論的応用における内部モードの重要性にいくつかの疑問を投げかけていると主張します。ただし、これは、モデルの宇宙論的シミュレーションを使用してさらに調査する必要があります。
完全三次元形状における核パスタの弾性特性
| Title |
Elastic_properties_of_nuclear_pasta_in_a_fully_three-dimensional_geometry |
| Authors |
Cheng-Jun_Xia_and_Toshiki_Maruyama_and_Nobutoshi_Yasutake_and_Toshitaka_Tatsumi_and_Ying-Xun_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13310 |
中性子星物質の弾性特性に関する現実的な推定は、Thomas-Fermi近似を使用した相対論的平均場モデルの枠組みで、大きな歪み($\varepsilon\lesssim0.5$)を使用して実行されます。反射対称性を備えた完全に3次元のジオメトリ。私たちの計算は、中性子ドリップ密度を超える液滴相のクーロン結晶を仮定することの妥当性を確認しますが、弾性定数がピークに達した後に減少することがわかっているため、これは大きな密度では機能しません。同様に、非圧縮性液滴モデルで導出された解析式は、小さな密度でのロッド相の優れた説明を提供します。これは、大きな密度での弾性定数を過大評価します。スラブの場合、厚さの変化を無視しているため、液滴モデルからの解析式は定性的に一致しますが、定量的には数値推定と一致しません。数値結果にフィッティングすることにより、減衰係数を導入することにより、これらの解析式が改善されます。核対称エネルギーの影響は、対称エネルギー$L=41.34$と89.39MeVの勾配に対応する2つのパラメーターセットを採用して調べられます。多結晶体の異方性に起因する不確実性があっても、$L=41.34$と89.39MeVで得られる中性子星物質の弾性特性は明らかに異なり、さまざまな中性子星の活動に検出可能な違いが生じます。
次世代地上天文台における黄金連星中性子星事象に対する混同ノイズの影響
| Title |
The_impact_of_confusion_noise_on_golden_binary_neutron-star_events_in_next-generation_terrestrial_observatories |
| Authors |
Luca_Reali,_Andrea_Antonelli,_Roberto_Cotesta,_Ssohrab_Borhanian,_Mesut_\c{C}al{\i}\c{s}kan,_Emanuele_Berti,_B._S._Sathyaprakash |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13452 |
次世代の地球重力波観測所は、コンパクトな連星合体からの$\mathcal{O}(10^{5})$信号を毎年検出します。これらの信号は、検出器の感度帯域で数時間持続する可能性があり、データ内の混乱ノイズバックグラウンドに寄与する複数の未解決のソースの影響を受けます。情報行列形式を使用して、GW170817のようなイベントのパラメーター推定値を広げる際の混同ノイズパワースペクトル密度の影響を推定します。混乱ノイズパワースペクトル密度の推定値を無視すると、現実的な状況下でのシミュレーションの約半分で、質量、スピン、および距離に偏りがあることがわかります。空のローカリゼーションはまだ正確ですが、最大$80\%$のシミュレーションでバイアスがかかる可能性があり、対応する電磁気の追跡調査で問題を引き起こす可能性があります。
歪んだ変形コンパクト物体近傍の相対論的トーラスの振動特性
| Title |
Oscillation_properties_of_relativistic_tori_in_the_vicinity_of_a_distorted_deformed_compact_object |
| Authors |
Shokoufe_Faraji,_Audrey_Trova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13471 |
この論文は、歪んだ変形したコンパクトな物体の背景にある、相対論的な非自己重力トーラスの振動特性を研究しています。この作業は、2つの四重極パラメーターを含む静的で軸対称のメトリックに集中しています。中心対象と外部フィールドに関連しています。このメトリックは、観測可能な効果を動的自由度としてこれらのパラメーターに関連付けることができます。このようなフィールドを選択する天体物理学的な動機は、コンパクトなオブジェクトの近くで発生する実際のシナリオの合理的なモデルを構成する可能性です。この論文は、局所解析によるテスト粒子シナリオではなく、完全な流体ディスクの動径エピサイクリック周波数を調査することを目的としています。この目標を達成するために、垂直統合手法を採用して、方程式を分析的に扱うことができます。トーラスはまた、特定の角運動量のケプラー分布と非ケプラー分布でモデル化され、角運動量分布と四重極に関連するモデルの変数に対する振動特性の依存性について説明します。現在の寄稿では、これらの特性をさらに調査し、振動周波数をいくつかの高周波準周期振動モデルおよび観測データに関連付ける可能性を示しています。
教師あり機械学習による群発赤道プラズマ バブルの予測
| Title |
Predicting_Swarm_Equatorial_Plasma_Bubbles_Via_Supervised_Machine_Learning |
| Authors |
S._Reddy,_C._Forsyth,_A._Aruliah,_D._Kataria,_A.Smith,_J._Bortnik,_E._Aa_and_G._Lewis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13482 |
EquatorialPlasmaBubbles(EPB)は、F層の底面から外気圏に向かって上昇する低密度プラズマのプルームです。EPBは、宇宙船との通信を低下させる電波シンチレーションの原因として知られています。SWARM宇宙船に搭載されたIBIプロセッサによって検出されたEPB[0-1]の確率を予測および予測するために、ランダムフォレストリグレッサーを構築します。2014年から2021年までの8年間のSwarmデータを使用し、データを時系列から、緯度、経度、mlt、年、および年間通算日で構成される5次元空間に変換します。また、Kp、F10.7cm、太陽風速度も追加します。地理位置情報、現地時間、季節、および太陽活動に関するEPBの観測は、既存の研究とほぼ一致していますが、地磁気活動との関連はあまり明確ではありません。予測の精度は88%で、EPB固有の時空間スケール全体で良好に機能します。これは、XGBoostメソッドがSWARMEPBの気候学的および日ごとの変動性をうまく捉えることができることを証明しています。電離層内の局所的および確率的特徴のために、日ごとの分散を捉えることは長い間研究者を回避してきました。モデルを説明し、EPBの物理学への洞察を得るために、Shapley値を利用します。太陽風速度が増加すると、EPBの確率が減少することがわかります。また、地球と太陽の近日点付近でEPB確率が急上昇することも確認しています。これらの洞察は両方とも、XGBoostおよびShapley手法から直接得られたものです。
光の円偏光とイベント ホライズン テレスコープによるアクシオンのプロービング
| Title |
Probing_Axions_via_Light_Circular_Polarization_and_Event_Horizon_Telescope |
| Authors |
Soroush_Shakeri,_Fazlollah_Hajkarim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13572 |
超大質量ブラックホール(SMBH)の地平線付近の光の偏光に対するアクシオンのような粒子の影響は、イベントホライズンテレスコープ(EHT)の最新の偏光測定に照らして議論されています。光子とSMBHの磁場とアクシオンの相互作用による分極のさまざまなソースを調査します。これらは、放射光の直線および円偏光パラメータを変更できます。アクシオンをオフシェル粒子として背景磁場からの光子散乱を介して、有意な円偏光を生成できることを示しました。これにより、超軽量のアクシオンのような粒子のパラメーター空間と、それらの光子との結合がさらに制限される可能性があります。円偏光の将来の正確な測定により、SMBHの近くにある超軽量アクシオンの特徴を調べることができます。
