原始ブラックホール(PBH)の蒸発に起因するアクシオン場が、ビッグバン元素合成(BBN)の開始直前に振動します。主に、質量範囲$(10^6-5\times10^8)\,$gのPBHを調べます。DMアクシオンの遺物量とブラックホールの原始個体群との関係を調査します。初期宇宙のバルクエネルギーコンテンツを提供する、放射浴とPBHが優勢なエポックの間の宇宙論的進化を支配する一連のボルツマン方程式を数値的に解きます。現在の存在量を取得することに加えて、アクシオン場の運動方程式をさらに解きます。QCDアクシオンが発見されれば、初期の宇宙への洞察が得られ、PBHが優勢だった時代の物理学を探ることができます。光QCDアクシオンは、非相対論的粒子とともに、ホーキング放射によるPBHの蒸発から生成され、暗放射(DR)の一部を構成する可能性があります。上記のPBH蒸発と熱的分離によって生成されたDRアクシオンからモデルの境界を推定し、Peccei-Quinn対称性が破られるインフレ期間中の等曲率境界を説明します。さらに、得られた結果を利用可能なCMBデータと照らし合わせて、観察結果を述べます。重力波探索からの予測を簡単に調べます。PBHの降着の結果と、それが素粒子物理モデリングにさらに追加する可能性のある不確実性についてコメントします。
宇宙の夜明けと再電離の間のギャップを埋めるには、かすかな銀河が優勢なモデルが有利です
| Title |
Bridging_the_Gap_between_Cosmic_Dawn_and_Reionization_favors_Faint_Galaxies-dominated_Models |
| Authors |
Ankita_Bera,_Sultan_Hassan,_Aaron_Smith,_Renyue_Cen,_Enrico_Garaldi,_Rahul_Kannan_and_Mark_Vogelsberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14312 |
現在の標準的な天体物理モデルは、EDGESローバンドアンテナによって測定された$z\sim17$を中心とする21cmの吸収トラフの暫定的な検出を説明するのに苦労しています。しかし、EDGESの結果は、$4<z<9$の銀河の深いハッブル宇宙望遠鏡観測の単純なべき法則に従って、UV光度密度の減少の外挿と一致することが示されています。ここでは、EDGES検出が現在の再電離および再電離後の観測と一致する条件を調査します。これには、$z\sim6-8$での銀河間媒体の体積平均中性水素分率、宇宙マイクロ波背景までの光学的深さが含まれます、および$z\sim5$での統合電離放射率。再電離の放射伝達流体力学シミュレーションから導出された物理的に動機付けられたソースモデルをマルコフ連鎖モンテカルロサンプラーに結合することにより、高赤方偏移(宇宙夜明け)および低赤方偏移(再電離)の既存の制約。低質量のかすかな銀河が優勢なモデルは、より平坦な放射率の進化を生み出し、その結果、再電離がより早く開始され、持続時間は徐々に長くなり、光学的深度が高くなります。私たちの結果は、宇宙再電離中のかすかな銀河と明るい銀河の役割に関する洞察を提供します。これは、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡を使用した今後の調査でテストできます。
TDCOSMO. ⅩⅡ． 8つのレンズ付きクエーサー系のケック分光法による新しいレンズ作用銀河の赤方偏移と速度分散の測定
| Title |
TDCOSMO._XII._New_lensing_galaxy_redshift_and_velocity_dispersion_measurements_from_Keck_spectroscopy_of_eight_lensed_quasar_systems |
| Authors |
P._Mozumdar,_C._D._Fassnacht,_T._Treu,_C._Spiniello,_and_A._J._Shajib |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14320 |
W.M.のEchelletteSpectrographandImager(ESI)とLowResolutionImagingSpectrometer(LRIS)によって収集されたデータを使用して、8つのレンズ銀河の赤方偏移と単一開口速度分散を測定しました。3年間(2018-2020年)にわたるさまざまな観測夜のケック天文台。これらの結果は、レンズ系の高解像度画像、時間遅延などの他の補助データと組み合わせて、ハッブル定数を測定できるクエーサー銀河レンズ系のサンプルサイズを増やすために必要です。時間遅延の強力なレンズ法により、その推論の精度が向上します。通常、クエーサー銀河レンズ系の2Dスペクトルは、地上観測によるシーイングにより、空間的に混合されます。その結果、抽出されたレンズ銀河(ディフレクター)スペクトルは、クエーサー光によって著しく汚染され、ディフレクターに関する意味のある情報を抽出する能力に影響を与えます。空間ブレンディングを考慮し、汚染が少なく信号対雑音比(SNR)の高いディフレクターの1Dスペクトルを抽出するために、フォワードモデリング手法が実装されています。抽出されたスペクトルから、顕著な吸収線を使用して赤方偏移を測定し、ペナルティ付きピクセルフィッティングコードpPXFを使用して単一開口速度分散を測定しました。この論文では、8つのレンズ銀河(J0147+4630、B0445+123、B0631+519、J0659+1629、J0818-2613、J0924+0219、J1433+6007、J1817+2729)の赤方偏移と単一開口速度分散を報告します。.これらのシステムのうち、6つは以前に速度分散を測定していません。他の2つの測定値は、以前に報告された値と一致しています。さらに、J0818-2613とJ1817+2729の偏向器のこれまで知られていなかった赤方偏移を、それぞれ$0.866\pm0.002$と$0.408\pm0.002$と測定しました。
BAO+BBN の再訪 -- 0.7km/s/Mpc の制約でハッブル張力を成長させる
| Title |
BAO+BBN_revisited_--_Growing_the_Hubble_tension_with_a_0.7km/s/Mpc_constraint |
| Authors |
N._Sch\"oneberg,_L._Verde,_H._Gil-Mar\'in,_S._Brieden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14330 |
バリオン音響振動(BAO)データとビッグバン元素合成(BBN)からの軽元素存在量測定の組み合わせは、宇宙膨張の歴史を前例のない程度に制約することが示されています。SDSSからの最新のLUNAデータとDR16データを使用して、BAO+BBNプローブはハッブルパラメーター($H_0=67.6\pm1.0\mathrm{km/s/Mpc}$)に厳しい制約を課し、結果として$3.7\sigma$が得られます。$\Lambda$CDMモデルのSH0ESからのローカル距離はしご決定による張力。更新されたBAOデータでは、高赤方偏移サブセットと低赤方偏移サブセットは相互に非常によく一致しており、制約を人為的に強化するための穏やかな内部緊張はもはや存在しません。最近開発されたShapeFit解析を追加すると、$H_0=68.3\pm0.7\mathrm{km/s/Mpc}$($3.8\sigma$張力)が得られます。追加のデータセットとの組み合わせでは、宇宙マイクロ波背景放射の音の地平線情報との強力な相乗効果があり、現在までで最も厳しい制約の1つ$H_0=68.30\pm0.45\mathrm{km/s/Mpc}につながります。$、SH0ESで$4.2\sigma$のテンション。この組み合わせが優先する領域は、ShapeFitが優先する領域と完全に一致します。超新星データを追加すると、PantheonのSH0ESで$4.2\sigma$の張力、PantheonPLUSで$3.5\sigma$の張力も得られます。最後に、ハッブル張力の初期解に関して、BAO+BBN制約のモデル依存性がある程度あることを示します。また、拡張モデルにおける制約力の損失は、モデルが追加的に制約できるかどうかに依存します。BBN観測。
Modified Gravity を使用したローカル ユニバースの制約付きシミュレーション
CosmicFlowsデータセットからの位置と固有の速度を使用して、局所宇宙の修正重力(MG)制約付きシミュレーションを構築するための方法論を提示します。私たちの分析は、次のMGモデルに焦点を当てています:Dvali-Gabadadze-Porrati(nDGP)モデルとHu-Sawicki$f(R)$モデルの通常のブランチ。与えられたパワースペクトルと数値的に計算された線形成長関数を使用して、制約付きシミュレーションを構築するためのモデルに依存しない方法論を開発します。一連の制約付きシミュレーションの初期条件(IC)は、標準宇宙モデル$\Lambda$CDMおよびMGモデルに対して構築されます。モデルの再構成されたウィーナーフィルター処理された密度と結果として得られるシミュレーション密度の違いが提示され、ローカルユニバースにおけるMGの微妙な影響を研究するためのMG制約付きICの生成の重要性が示されます。これらは、これまでに作成された最初のMG制約付きシミュレーションです。現在の作業は、$f(R)$などのスケール依存成長関数を持つモデルの改善された近似方法、および局所宇宙の高解像度流体力学的MGズームインシミュレーションへの道を開きます。
ステージ IV 銀河サーベイのためのスーパーサンプル共分散の効率的な計算
| Title |
Efficient_Computation_of_Super-Sample_Covariance_for_Stage_IV_Galaxy_Surveys |
| Authors |
Fabien_Lacasa,_Marie_Aubert,_Philippe_Baratta,_Julien_Carron,_Ad\'elie_Gorce,_Sylvain_Gouyou_Beauchamps,_Louis_Legrand,_Azadeh_Moradinezhad_Dizgah,_Isaac_Tutusaus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14421 |
スーパーサンプル共分散(SSC)は、宇宙ウェブの深層構造を使用した宇宙論的分析にとって重要な効果です。ただし、実際にパイプラインに含めることは自明ではありません。ここでは、精度(逆共分散)行列の式を提示することでこの難しさを解消し、尤度またはフィッシャー予測パイプラインを更新するアプリケーションを示します。この式には、速度、信頼性、安定性、および実装の容易さの点でいくつかの利点があります。SSCへの3つのアプローチ間の正式な同等性を示す分析アプリケーションを提示します。(i)通常の共分散レベル、(ii)尤度レベル、および(iii)2次推定量。次に、この計算効率の高いフレームワークを適用して、ステージIVサーベイからの宇宙論的制約に対するSSC応答の不正確なモデリングの影響を研究します。弱いレンズのみの分析は、応答のスケール依存性の不正確なモデリングに非常に敏感であり、〜15%レベルで較正する必要があることがわかりました。このスケール依存性に対する感度は、弱いレンズ効果と銀河クラスター分析(3x2ptとしても知られる)を組み合わせた場合にはそれほど深刻ではありません。それにもかかわらず、応答の振幅とスケール依存性の両方を30%以上で校正する必要があることがわかりました。
宇宙論的データの組み合わせからの宇宙論的迷惑パラメータに対する最小のモデル依存制約
| Title |
Minimal_model_dependent_constraints_on_cosmological_nuisance_parameters_from_combinations_of_cosmological_data |
| Authors |
Bikash_R._Dinda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14639 |
観測データからの宇宙膨張の歴史と後期の宇宙加速の研究は、データに関連する厄介なパラメータに依存します。たとえば、Ia型超新星観測に関連するIa型超新星の絶対ピークマグニチュードと、バリオン音響振動観測に関連するバリオンドラッグエポックでの共動音域は、2つの厄介なパラメータです。クェーサーとガンマ線バーストのデータに関連する迷惑パラメータも考慮されます。これらの迷惑パラメーターは、宇宙モデルやバックグラウンドの宇宙膨張に対するパラメーター化を想定せずに、ガウス過程回帰法を使用して宇宙観測を組み合わせることによって制約されます。この方法で得られた境界は、それに応じて観測データを考慮しながら、データ分析の事前として使用できます。興味深いことに、これらの境界は、ハッブルパラメーターの現在の値とは無関係です。これらの厄介なパラメーターに加えて、宇宙曲率密度パラメーターも同時に制約され、制約は平坦な宇宙からの大きな逸脱を示しません。
ハッブル変動相関とそのスケール依存性の最初の検出
| Title |
First_detection_of_the_Hubble_variation_correlation_and_its_scale_dependence |
| Authors |
Wang-Wei_Yu,_Li_Li,_Shao-Jiang_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14732 |
ローカルハッブル定数($H_0$)を測定する際のローカル密度変動によるサンプル分散は、均一性スケールの外側にあるハッブルフロー型Ia超新星(SNeIa)を選択することで、パーセンテージレベルまで減らすことができます。このレターでは、理論的にも観察的にも、この1%の$H_0$変動に隠された傾向を明らかにしました。我々は、遠く離れたSNeIaの任意の離散サンプルから測定された$H_0$変動を初めて導出しました。また、SNeIaのさまざまなグループからフィッティングされたローカル$H_0$と、特定のスケールで評価されたSNホスト銀河の周囲密度コントラストとの間の残留線形相関も特定しました。さらに、この残留線形傾向のスケール依存性を追跡しました。これは、より大きなスケールで推定されたSNホスト銀河の周囲密度のコントラストとますます正の相関を示しています。$\Lambda$-cold-dark-matterモデル。これは、より大きなスケールでの密度のコントラストまたは新しい物理学の発煙銃からのSNホスト銀河の固有の速度に対する未知の修正を示している可能性があります。
相互作用する暗黒エネルギーモデルは、現代の宇宙論におけるいくつかの重要な観測問題を説明する上で重要な役割を果たす可能性があり、現在の宇宙論的緊張に対する解決策を提供する可能性もあります.ダークセクターの現象学は非常に豊富である可能性があるため、相互作用するモデルを宇宙時間で一定の結合パラメーターを持つように制限するのではなく、その動的挙動を考慮に入れる必要があります。ダークエネルギーの状態方程式としてのダークエネルギー特性。ここでは、さまざまな相互作用モデルに対する現在の宇宙論的制約の概要を提示し、相互作用関数の結合パラメーターと暗エネルギーの状態方程式が一定または動的のいずれかになるシナリオを調査します。相互作用関数の結合パラメーターと暗エネルギーの状態方程式の両方が動的である最も一般的なスキームでは、初期の暗エネルギー成分の$95\%$~CLの証拠と、動的要素のわずかに穏やかな証拠が見つかります。CMB、BAO、超新星Iaの測定値を含む、ここで利用された最も完全な観測データセットのダークカップリング。興味深いことに、初期の宇宙定数の場合とは異なる暗黒エネルギー成分が、今日のゼロとは異なる結合とともに、ここで検討されている完全なデータセットの組み合わせの$H_0$と$S_8$の両方の緊張を緩和できる場合があります。ダークセクター間のエネルギー交換により、物質エネルギー密度とクラスタリングパラメーター$\sigma_8$の現在の値は、$\Lambda$CDMのような値からシフトされます。この事実は、将来の調査、特に弱いレンズ効果の測定に焦点を当てたもの、性質をテストするためのユニークなツール、およびダークエネルギーセクターの結合を可能にします。
ファジー暗黒物質を使用した完全な宇宙シミュレーションにおけるハロー質量関数とフィラメント
| Title |
The_halo_mass_function_and_filaments_in_full_cosmological_simulations_with_fuzzy_dark_matter |
| Authors |
Simon_May,_Volker_Springel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14886 |
ファジー暗黒物質(FDM)は、約$10^{-22}\mathrm{eV}/c^2$の質量を持つ超軽量スカラー粒子で構成される暗黒物質の候補であり、冷たいボソン物質がむしろ集団波として振る舞うレジームです。個々の粒子よりも。それは、天体物理学的スケールでの豊富な現象学のためにますます注目を集めており、標準的な宇宙論モデル$\Lambda$CDM内に存在する小規模な緊張に影響を与えています。FDMの制約はさまざまな状況で蓄積されていますが、自己矛盾のない数値シミュレーションによって検証されたものはほとんどありません。疑似スペクトル数値法を実装するAxiREPOコードを使用して完全なSchr\"odinger-Poisson(SP)方程式を解く、FDMによる宇宙構造形成の新しい大規模な数値シミュレーションを提示します。初期条件(FDMvs.CDM)とダイナミクス(SPvs.$N$-body)の各組み合わせについて、物質クラスタリング、対比結果(パワースペクトルなど)の4者間比較を描画します。FDM初期パワースペクトルを用いた通常の$N$体シミュレーションなど、以前の研究で使用された近似方法の有効性を評価することができます.FDMシミュレーションで達成された比較的大きなボリュームのために、私たちは全波シミュレーションから初めてFDMハロー質量関数を測定し、解析的または近似的アプローチを使用して得られた以前の結果と比較する.FDMパワーspeの小規模パワーのカットオフにより、ctrumでは、ハローは、シミュレーションボリューム全体にわたって連続的で滑らかで高密度のフィラメントを介してリンクされており(標準の$\Lambda$CDMパワースペクトルとは異なります)、ハローを確実に特定するための重要な課題が生じます。また、これらのフィラメントの密度プロファイルを調査し、対応するCDMと比較します。
$dipole$$cosmological$$principle$を導入します。これは、宇宙は最大限にコペルニクス的宇宙論であり、宇宙の流れと互換性があるという考えです。これは、CMB双極子の非運動学的コンポーネントに対して過去20年間に出現したますます多くの(ただしまだ暫定的な)ヒントに照らして、FLRW仮説を一般化する最も対称的なパラダイムとして機能します。私たちの「双極子宇宙論」におけるアインシュタイン方程式は、依然として常微分方程式ですが、2つのフリードマン方程式の代わりに、4つになりました。2つの新しい関数は、等方性グループを$SO(3)$から$U(1)$に分割する異方性スケールファクターと、宇宙の流れの速度を捉える「傾き」と見なすことができます。その結果、軸方向に等方的で傾斜したBianchiV/VII$_h$宇宙論が得られます。双極子宇宙論パラダイム内のモデル構築の可能性を評価し、さまざまな例で、膨張率、異方性せん断、および傾斜のダイナミクスについて説明します。重要な観察結果は、宇宙の流れ(傾斜)は、異方性(せん断)が減衰している間でも成長できるということです。驚くべきことに、これは時間の加速が遅い時代でも起こり得る.
トランジットベースの密度を使用して恒星の系統的エラーフロアを打ち破る
| Title |
Beating_stellar_systematic_error_floors_using_transit-based_densities |
| Authors |
Jason_D._Eastman,_Hannah_Diamond-Lowe,_Jamie_Tayar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14301 |
トランジット中の惑星の光度曲線が主星の密度を制限することは長い間理解されてきました。この事実は、恒星表面重力の測定値を改善するために日常的に使用されており、恒星質量の独立したチェックであると主張されてきました。ここでは、星の密度が星の半径と実効温度に意味のある制約を与える方法を示します。この追加の制約は、星の進化モデルと大気モデルに固有の4.2%の半径と2.4%の温度の系統誤差を適切に説明する場合に特に重要です。典型的なケースでは、星の半径を3%まで、温度を1.75%まで測定できます。現実世界の最良のケースでは、半径を1.7%、温度を1.2%と推測できます。これは、恒星モデルのみの体系的な下限をはるかに下回っており、惑星パラメーターの精度を2倍向上させることができます。それを可能にするメカニズムを詳細に説明し、ほぼ理想的なシステムであるWASP-4の手法のデモンストレーションを示します。また、GaiaDR3からの視差の統計的および系統的な不確実性は、多くの場合、$L_*$の不確実性の重要な要素であり、慎重に処理する必要があることも示しています。私たちの技術を利用するには、EXOFASTv2で行われているように、それぞれの系統誤差を考慮しながら、星の進化、ボロメトリフラックス（星のスペクトルエネルギー分布など）、および惑星トランジットの同時モデルが必要です。
TESSは、TOI-2000システムで熱い土星に小さな海王星の内部を見つけました
| Title |
TESS_spots_a_mini-neptune_interior_to_a_hot_saturn_in_the_TOI-2000_system |
| Authors |
Lizhou_Sha,_Andrew_M._Vanderburg,_Chelsea_X._Huang,_David_J._Armstrong,_Rafael_Brahm,_Steven_Giacalone,_Mackenna_L._Wood,_Karen_A._Collins,_Louise_D._Nielsen,_Melissa_J._Hobson,_Carl_Ziegler,_Steve_B._Howell,_Pascal_Torres-Miranda,_Andrew_W._Mann,_George_Zhou,_Elisa_Delgado-Mena,_Felipe_I._Rojas,_Lyu_Abe,_Trifon_Trifonov,_Vardan_Adibekyan,_S\'ergio_G._Sousa,_Sergio_B._Fajardo-Acosta,_Tristan_Guillot,_Saburo_Howard,_Colin_Littlefield,_Faith_Hawthorn,_Fran\c{c}ois-Xavier_Schmider,_Jan_Eberhardt,_Thiam-Guan_Tan,_Ares_Osborn,_Richard_P._Schwarz,_Paul_Str{\o}m,_Andr\'es_Jord\'an,_Gavin_Wang,_Thomas_Henning,_Bob_Massey,_Nicholas_Law,_Chris_Stockdale,_Elise_Furlan,_Gregor_Srdoc,_Peter_J._Wheatley,_David_Barrado_Navascu\'es,_Jack_J._Lissauer,_Keivan_G._Stassun,_George_R._Ricker,_Roland_K._Vanderspek,_et_al._(9_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14396 |
ホットジュピター(P<10d,M>60$\mathrm{M}_\oplus$)はほとんどの場合、恒星の周りに単独で発見されますが、知られている数百のうちの4つは、内部の伴惑星を持っています。これらのまれな仲間は、高度な離心率の潮汐移動を排除することによって、ホットジュピターの形成の歴史を制約することを可能にします。熱い土星質量の惑星の内部伴侶については、あまり知られていません。ここでは、TOI-2000システムの発見を報告します。これは、土星質量の熱い惑星と、より小さな内側の伴星を特徴としています。ミニ海王星TOI-2000b($2.64^{+0.11}_{-0.12}\,\mathrm{R}_\oplus$,$10.3\pm2.2\,\mathrm{M}_\oplus$)は3.10日の軌道で、熱い土星TOI-2000c($7.97\pm0.12\,\mathrm{R}_\oplus$,$75.7\pm3.8\,\mathrm{M}_\oplus$)は9.13日軌道。両方の惑星は、主星TOI-2000(TIC371188886、V=10.98、TESS等級=10.36)、金属に富む([Fe/H]=$0.438^{+0.041}_{-0.042}$)Gdwarf174を通過します。パソコン離れ。TESSは、セクター9-11と36-38にある2つの惑星を観測し、地上測光、分光法、スペックルイメージングでフォローアップしました。HARPSからの放射速度により、直接質量測定によって両方の惑星を確認することができました。さらに、PyMCフレームワークの下でハミルトニアンモンテカルロを介してMIST恒星進化トラックを使用して惑星および恒星パラメーターを制約することを示し、従来のマルコフ連鎖モンテカルロと比較して、より高いサンプリング効率とより短い実行時間を実現します。同様の系の中でVバンドに最も明るい主星を持つTOI-2000bとcは、JWSTによる大気特性評価の優れた候補であり、それらが一緒に形成されたか、TOI-2000cが移行中に物質に沿って掃引されてTOIを形成したかを潜在的に区別できます。-2000年頃
偏心連星の周りの巨大な逆行性周連星盤の極配置
| Title |
Polar_alignment_of_a_massive_retrograde_circumbinary_disc_around_an_eccentric_binary |
| Authors |
Charles_P._Abod,_Cheng_Chen,_Jeremy_Smallwood,_Ian_Rabago,_Rebecca_G._Martin,_Stephen_H._Lubow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14466 |
偏心連星の周りのテスト粒子軌道には、節歳差運動のない2つの定常状態があります:共平面と極です。これらの定常状態の1つに位置合わせされていないテスト粒子の軌道中心のノード歳差運動。低質量の周連円盤は、同じ歳差運動を経て、円盤内での散逸によってこれらの状態のいずれかに向かって移動します。大質量粒子軌道の場合、静止極配列は$90^{\circ}$未満の傾斜で発生します。これは順行極静止傾斜です。十分に高い角運動量粒子は、追加のより高い傾斜の静止状態、逆行極静止傾斜を持っています。逆行極静止傾斜角に近い不整列粒子軌道は、他の静止点に近い軌道のように入れ子にはなりません。逆行極定常傾斜の近くで始まるガス円盤の進化を調査します。流体力学的ディスクシミュレーションでは、ディスクがネストされていない三日月形の歳差運動軌道を移動し、最終的に順行極定常傾斜に向かって移動し、その結果、周連円盤が極配置に向かって移動するパラメーター空間が増加することがわかります。原始惑星系円盤が連星軌道に対して等方的な向きで形成される場合、極円盤は偏心連星の周りの共平面円盤よりも一般的である可能性があります。これは、周連星の配置に影響を与えます。
M型矮星を周回する地球系外惑星の含水量の多様性の予測
| Title |
Predicted_diversity_in_water_content_of_terrestrial_exoplanets_orbiting_M_dwarfs |
| Authors |
Tadahiro_Kimura_and_Masahiro_Ikoma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14563 |
M型矮星の周りの太陽系外惑星調査では、地球のような日射量を持つ太陽系外惑星の数が増えていることが検出されました。これらの惑星の一部は岩石惑星であり、地表の液体水に適した温帯気候になる可能性があると予想されています。しかし、M型矮星の周りの古典的なハビタブルゾーンを周回する地球型惑星には、水がないか、水が多すぎるとさまざまなモデルが予測しています。ここでは、更新された惑星人口合成モデルの結果を提示します。これには、入ってくる微惑星とマグマ海からの岩石物質による大気中の水素の酸化によって引き起こされる原始大気の水濃縮の影響が含まれます。原始大気におけるこの水の生成は、地球の岩石水生惑星の発生に大きな影響を与え、多様な水分含有量を持つ水生惑星を生み出すことがわかっています。サイズが$<1.3R_\oplus$で初期から中期のM型矮星を周回する惑星の5～10%には、居住に適した量の海水があると推定されます。このような発生率は、進行中および近い将来のM型矮星惑星調査ミッションによって潜在的に居住可能な惑星を検出するのに十分高いでしょう.
原始大気の喪失による地球型太陽系外惑星の放射性熱収支の変化
| Title |
Modification_of_the_radioactive_heat_budget_of_Earth-like_exoplanets_by_the_loss_of_primordial_atmospheres |
| Authors |
N._Erkaev,_M._Scherf,_O._Herbort,_H._Lammer,_P._Odert,_D._Kubyshkina,_M._Leitzinger,_P._Woitke,_C._O'Neill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14691 |
地球型惑星の内部における放射性熱生成同位体の初期豊富さは、その熱進化と関連するテクトニクス、および地球のような生息地への可能な進化の重要な要因です。適度に揮発性の元素Kは、ガス円盤が蒸発した時点で、0.55-1.0$M_{\rmEarth}$と想定される質量を持つ原始惑星のH$_2$優勢な原始大気にマグマオーシャンからガス放出される可能性があります。我々はこのガス放出を推定し、原始惑星の成長が1.0$M_{\rmEarth}$に達するまで、平均的な炭素質コンドライトの同じ$^{40}$K存在量に似た枯渇物質と非枯渇物質の衝突を通じてこれらの惑星を成長させます。さまざまな大気組成を調べ、圧力と温度の関数として、GGChemコードを使用したギブス自由エネルギー最小化によってKの割合を計算します。H$_2$エンベロープと$\ge$2500Kのマグマ海表面温度の場合、熱的に安定なK凝縮体は存在しないため、アウトガスされた$^{40}$Kが大気に大量に存在する可能性があることがわかりました。.しかし、マグマオーシャンのターンオーバー時間と上層大気への$^{40}$Kの限られた拡散により、マグマオーシャンの$^{40}$K全体から一部のみが脱出できる可能性があります。スペース。原始大気と引きずられた$^{40}$Kの脱出率は、さまざまな星のEUV活動について、複数種の流体力学的上層大気進化モデルでさらにシミュレートされます。私たちの結果は、完全に成長した惑星内のさまざまな量の熱生成要素につながり、地球型惑星のさまざまな熱的および構造的歴史とそれらの居住条件を引き起こす可能性があります。
金属不足のGドワーフTOI-5542を周回する古い暖かい木星
| Title |
An_old_warm_Jupiter_orbiting_the_metal-poor_G-dwarf_TOI-5542 |
| Authors |
Nolan_Grieves,_Fran\c{c}ois_Bouchy,_Sol\`ene_Ulmer-Moll,_Samuel_Gill,_David_R._Anderson,_Angelica_Psaridi,_Monika_Lendl,_Keivan_G._Stassun,_Jon_M._Jenkins,_Matthew_R._Burleigh,_Jack_S._Acton,_Patricia_T._Boyd,_Sarah_L._Casewell,_Philipp_Eigm\"uller,_Michael_R._Goad,_Robert_F._Goeke,_Maximilian_N._G\"unther,_Faith_Hawthorn,_Beth_A._Henderson,_Christopher_E._Henze,_Andr\'es_Jord\'an,_Alicia_Kendall,_Lokesh_Mishra,_Dan_Moldovan,_Maximiliano_Moyano,_Hugh_Osborn,_Alexandre_Revol,_Ramotholo_R._Sefako,_Rosanna_H._Tilbrook,_St\'ephane_Udry,_Nicolas_Unger,_Jose_I._Vines,_Richard_G._West,_and_Hannah_L._Worters |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14830 |
1.32$^{+0.10}_{-0.10}$$\mathrm{M_{\rmJup}}$惑星がG3V$10.8^{+2.1}_{-3.6}$Gyr旧星TOI-5542(TIC466206508;TYC9086-1210-1)。この惑星は最初に通過系外惑星調査衛星(TESS)によって、TESSセクター13での単一の通過イベントとして検出されました。2回目の通過は、376日後にTESSセクター27で観測されました。CORALIEおよびHARPSスペクトログラフからの分光学的および動径速度観測。3番目のトランジットイベントは、地上施設のNGTS、EulerCam、およびSAAOによって検出されました。惑星の半径は1.009$^{+0.036}_{-0.035}$$\mathrm{R_{\rmJup}}$で、日射量は9.6$^{+0.9}_{-0.8}$です。$S_{\oplus}$とともに、高離心率の移動メカニズムではなく、ディスクの移動またはその場での形成によって形成された可能性が最も高い円軌道。HARPSスペクトルの分析により、ホスト星の金属量[Fe/H]=$-$0.21$\pm$0.08が得られました。低質量および高質量の巨大惑星ホスト星の金属性。さらに、よく特徴付けられた216の巨大惑星のサンプルを分析すると、両方とも質量が大きい(4$\mathrm{M_{\rmJup}}$$<M_{p}<$13$\mathrm{M_{\rmJup}}$)と低質量(0.5$\mathrm{M_{\rmJup}}$$<M_{p}<$4$\mathrm{M_{\rmJup}}$)、および両方暖かい(P$>$10日)巨大惑星と熱い(P$<$10日)巨大惑星の両方が、金属に富む星の周りに優先的に位置している(平均[Fe/H]$>$0.1)。TOI-5542bは、知られている中で最も古い暖かい木星の1つであり、恒星の入射フラックスによるインフレーションの影響を受けないほど十分に低温であるため、惑星の組成と形成の研究において貴重な貢献をしています。
DESI PROVABGS 用の Neural Stellar Population Synthesis Emulator
| Title |
Neural_Stellar_Population_Synthesis_Emulator_for_the_DESI_PROVABGS |
| Authors |
K._J._Kwon,_ChangHoon_Hahn_and_Justin_Alsing |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14323 |
ProbabilisticValue-AddedBrightGalaxySurvey(PROVABGS)カタログは、1,000万ドル以上のDESIBrightGalaxySurvey(BGS)銀河の物理的特性の事後分布を提供します。各事後分布は、マルコフ連鎖モンテカルロサンプリングと[arXiv:2202.01809]恒星集団合成(SPS)モデルを使用して、観測された測光と分光法の結合ベイジアンモデリングから推測されます。これを計算可能にするために、PROVABGSはSPSモデルにニューラルエミュレーターを使用して事後推論を加速します。この作業では、[arXiv:1911.11778]アプローチを使用してエミュレーターを構築する方法を提示し、それを使用して銀河の特性を正確に推測できることを確認します。エミュレーターが元のSPSモデルと$\ll1\%$エラーでよく一致し、$100\times$高速であることを確認しました。さらに、エミュレーターを使用して導出された銀河の特性の事後も、元のモデルを使用して推測されたものと非常に一致していることを示しています。この作業で提示されたニューラルエミュレーターは、PROVABGSカタログを構築する際に生じる計算上の課題を回避する上で不可欠です。さらに、高度な分析を数百万の銀河にスケーリングするためのエミュレーションの利点を示しています。
ダスト連続体の干渉観測による超大質量ブラックホール質量の測定に向けて
| Title |
Towards_measuring_supermassive_black_hole_masses_with_interferometric_observations_of_the_dust_continuum |
| Authors |
GRAVITY_Collaboration:_A._Amorim_and_G._Bourdarot_and_W._Brandner_and_Y._Cao_and_Y._Cl\'enet_and_R._Davies_and_P._T._de_Zeeuw_and_J._Dexter_and_A._Drescher_and_A._Eckart_and_F._Eisenhauer_and_M._Fabricius_and_N._M._F\"orster_Schreiber_and_P._J._V._Garcia_and_R._Genzel_and_S._Gillessen_and_D._Gratadour_and_S._H\"onig_and_M._Kishimoto_and_S._Lacour_and_D._Lutz_and_F._Millour_and_H._Netzer_and_T._Ott_and_T._Paumard_and_K._Perraut_and_G._Perrin_and_B._M._Peterson_and_P._O._Petrucci_and_O._Pfuhl_and_M._A._Prieto_and_D._Rouan_and_D._J._D._Santos_and_J._Shangguan_and_T._Shimizu_and_A._Sternberg_and_C._Straubmeier_and_E._Sturm_and_L._J._Tacconi_and_K._R._W._Tristram_and_F._Widmann_and_J._Woillez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14410 |
この研究では、活動銀河核(AGN)と、ホットダスト連続体とブロードライン領域(BLR)のサイズの関係に焦点を当てています。光学/近赤外干渉法(OI)を使用して測定された連続体のサイズは、残響マッピング(RM)によって測定されたものの約2倍であることがわかります。OIとRMの両方の連続体サイズは、H$\beta$BLRサイズと密接な関係を示しており、固有の分散は0.25dexのみです。したがって、超大質量ブラックホール(BH)の質量は、広い線幅とビリアル係数を組み合わせたダストサイズから簡単に導き出すことができます。これらのBH質量の主な不確実性はビリアル因子に由来するため、連続体ベースのBH質量の精度は、広い輝線のRM測定に基づく精度に近いものです。さらに、必要な連続体測定は、RMの監視に必要な時間スケールよりもはるかに短い時間スケールで取得でき、OIでBLRを解決するために必要な時間よりも効率的です。この作業の主な目標は、$R_\mathrm{BLR}$-$R_\mathrm{d}$関係の最初のキャリブレーションを使用して、ダスト連続体サイズに基づいてBH質量を測定することを実証することです。現在の制限と注意事項について詳しく説明します。将来のGRAVITY観測は、連続体ベースの方法を改善し、低赤方偏移宇宙のAGNの大規模なサンプルのBH質量を測定する可能性があると予想されます。
数値放射線伝達コードを使用した SALT 近似のテスト パート 1: 妥当性と適用性
| Title |
Testing_SALT_Approximations_with_Numerical_Radiation_Transfer_Code_Part_1:_Validity_and_Applicability |
| Authors |
Cody_Carr,_Leo_Michel-Dansac,_Jeremy_Blaizot,_Claudia_Scarlata,_Alaina_Henry,_Anne_Verhamme |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14473 |
吸収線分光法は、銀河のアウトフローの特性と銀河周辺媒体の環境を制約する最良の機会の1つを提供します。ラインプロファイルから物理情報を抽出することは困難ですが、基礎となる放射線伝達を支配する物理は複雑であり、多くの異なるパラメーターに依存するためです。理想化された分析モデルは、大きなパラメーター空間を効率的に制約するために必要ですが、通常、モデルの縮退と系統誤差に悩まされます。理想化された数値放射線伝達コードを使用した比較テストは、これらの問題の両方に立ち向かう絶好の機会を提供します。この論文では、銀河流出のUVスペクトルを予測するための分析的放射線伝達モデルであるSALTと、数値放射線伝達ソフトウェアRASCASとの詳細な比較を示します。私たちの分析は、SALTの改善された派生とRASCASのカスタマイズ可能な適応メッシュリファインメントルーチンを含む、両方のモデルのアップグレードにつながりました。モンテカルロフィッティング手順と組み合わせると、SALTが非乱流および乱流から流れパラメーターをどの程度回復できるかを調べます。速度と密度の勾配を除外すると、高解像度(20$\rm{km}$$\rm{s}^{-1}$)データからは流れのパラメーターがよく復元され、中解像度(100$\rm{km}$$\rm{s}^{-1}$)データ、S/N=10で乱流なし、派生量(質量流出率、カラム密度など)は良好すべての解像度で回復しました。乱流の場合、個々のパラメーターの回復に偏ったエラーが発生しますが、導出された量は依然として十分に回復されます。
半解析的ライン トランスファー (SALT) モデル III: 銀河系の流入
放射の等方性放出源に落下するガスによる光子の散乱から生じる紫外スペクトルの計算を提示します。このモデルは、Scarlata&Panagia(2015)の半解析的ライントランスファー(SALT)コードの適応に基づいており、部分電離銀河流入のスペクトルで観測された逆P-Cygniプロファイルを解釈するように設計されています。モデルの提示に加えて、流入するSALTモデルのパラメーター空間を探索し、球状の流入、1未満の部分をカバーする流入、銀河の噴水(つまり、流入成分と流出成分の両方を持つ銀河系)など、さまざまな物理的に動機付けられたシナリオを再現します。）。流入ガスから得られたスペクトルは、低解像度分光法($\sigma\approx120$$\rm{km}$$\rm{s}^{-1}$)でISM機能として誤解される可能性のあるスペクトル機能を示しています。流入のある銀河系の総数が過小評価されていること。私たちのモデルは、中解像度($R=6000$または$\sigma\approx50$$\rm{km}$$\rm{s}^{-1}$)での観測が8mクラスで得られることを示唆しています。望遠鏡は、流入を識別するために必要な特徴的な逆Pシグニプロファイルを解決できるようになります。
非線形の $M_{\rm bh}$-$M_{\rm *,spheroid}$ と $M_{\rm bh}$-$M_{\rm
,galaxy}$ の関係を理解するための合併の評価、更新ここで、そしてAGNフィードバックの（縮小された）役割への影響
| Title |
Appreciating_mergers_for_understanding_the_non-linear_$M_{\rm_bh}$-$M_{\rm_*,spheroid}$_and_$M_{\rm_bh}$-$M_{\rm_*,galaxy}$_relations,_updated_herein,_and_the_implications_for_the_(reduced)_role_of_AGN_feedback |
| Authors |
Alister_W._Graham_and_Nandini_Sahu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14526 |
色に依存する星の質量対光の比に基づいて、修正された(ブラックホールの質量)-(回転楕円体の星の質量)および(ブラックホールの質量)-(銀河の星の質量)のスケーリング関係を提示します。私たちの3.6ミクロンの光度は、バルジ、ディスク、バー、アンサ、リング、核成分などを説明する多成分分解から得られました。^{1.53+/-0.15}関係、楕円(E)銀河によって定義されるM_bh~M_{*,ellip}^{1.64+/-0.17}関係から、ブラックホールの質量でおよそ1桁オフセットされます。ダーウィンの用語では、漸進主義ではなく、中断された平衡によって進化したことが示されています。回転楕円体、つまりバルジと楕円のサイズと質量の関係を使用して、ディスクと銀河の合体がこのオフセットと劇的に低いM_bh/M_{*,sph}比を楕円銀河でどのように説明するかを明らかにします。バルジ集団も楕円銀河も続かない、よく知られているが欺瞞的な線形に近いM_bh-M_{*,sph}'赤いシーケンス'は、異なるM_bh-からのバルジ銀河と楕円銀河を組み合わせた、サンプル選択の人工物であることが示されています。M_{*,sph}シーケンス。さらに、線形に近いM_bh-M_{*,sph}シーケンスと比較して、「大質量未満」のブラックホールを含む小さなバルジと、「超大質量」のブラックホールを含む大きなレンズ状銀河(遺物の「赤いナゲット」を含む)の両方が表示されなくなりました。外れ値として。渦巻銀河の急峻なM_bh~M_{*,bulge}^{2.25+/-0.39}関係を確認し、活動銀河核からのフィードバックだけではなく、合体がどのように銀河質量関数の高質量端。また、M_{*,sph}がR_{e,sph}とほぼ線形にスケーリングするため、有用なM_bh-M_{*,sph}-R_{e,sph}平面が存在しない理由についても説明します。
円盤銀河の渦巻腕にまたがる ISM 金属量の変動: 半径方向の金属量勾配の存在下での局所濃縮とガス移動の影響
| Title |
ISM_metallicity_variations_across_spiral_arms_in_disk_galaxies:_the_impact_of_local_enrichment_and_gas_migration_in_the_presence_of_radial_metallicity_gradient |
| Authors |
Sergey_Khoperskov,_Evgenia_Sivkova,_Anna_Saburova,_Evgenii_Vasiliev,_Boris_Shustov,_Ivan_Minchev,_C._Jakob_Walcher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14576 |
ISMにおける化学組成の変動は、銀河の進化、星の形成、および濃縮の歴史に関する重要な情報を提供します。円盤銀河の最近の観測は、大規模な方位角金属量の変動がISMに現れる場合、それらが渦巻腕に関連していることを示唆しています。この作業では、天の川のような渦巻銀河の一連の化学力学的シミュレーションを使用して、既存の半径方向の金属量勾配と局所的なISM濃縮が両方のグローバルスパイラルアームの近くでの平均ISM金属量の局所的変動。すべてのモデルで、与えられたガラクトセントリック距離で約0.04-0.06dexのガス金属量の分散が見られます。大規模なスケールでは、放射状の金属性勾配を持つモデルでより顕著である、ISM内のらせん状の金属性パターンの存在が観察されます。ただし、シミュレーションでは、大規模なISM金属量分布の形態は、星/ガス成分の渦巻き腕構造とは大きく異なり、その結果、渦巻き腕に沿った正と負の両方の残差~(半径方向勾配の減算後)の金属量傾向が生じます。残余のISM金属量値と星形成率、ガスの運動学、および渦巻き腕へのオフセットとの相関関係について説明し、半径方向の金属量勾配の存在が金属量の方位角変動に不可欠であると結論付けました。同時に、局所的な濃縮だけでは、スパイラル全体で金属量の体系的な変動を引き起こす可能性は低い.
Astraeus VIII: さまざまな再イオン化シナリオに適用されるライマン $\alpha$ エミッターの新しいフレームワーク
| Title |
Astraeus_VIII:_A_new_framework_for_Lyman-$\alpha$_emitters_applied_to_different_reionisation_scenarios |
| Authors |
Anne_Hutter,_Maxime_Trebitsch,_Pratika_Dayal,_Stefan_Gottl\"ober,_Gustavo_Yepes,_Laurent_Legrand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14592 |
{\scastraeus}フレームワークを使用して、再電離中のライマン-$\alpha$(Ly$\alpha$)エミッター(LAE)の可視性と空間分布が、ハロー質量に依存する電離放射線の逃避部分にどのように影響されるかを調査します。銀河環境($f_\mathrm{esc}$)と電離トポロジーから。この目的のために、ハロー質量の増加に伴って$f_\mathrm{esc}$が増加および減少するという2つの物理的に妥当なブラケットシナリオを検討します。我々は、3つの異なる解析的Ly$\alpha$ラインプロファイルと、関連するLy$\alpha$脱出率($f_\mathrm{esc}^\mathrm{Ly\alpha}$)モデル:重要なことに、周囲の星間物質(ISM)を流出する塵ガスの塊として記述する2つの新しい解析的Ly$\alpha$ラインプロファイルモデルを導入します。それらは、放射伝達シミュレーションの結果のパラメーター化に基づいており、そのうちの1つは、低エネルギーが散在しているというISMを想定して$f_\mathrm{esc}^\mathrm{Ly\alpha}$を$f_\mathrm{esc}$に関連付けています。-密度のトンネル。私たちの主な調査結果は次のとおりです。(i)流出する塊の場合、Ly$\alpha$ラインプロファイルは、銀河のハロー質量が増加するにつれて、中央から二重のピークプロファイルに発展します。(ii)LAEは$M_h\gtrsim10^{10}M_\odot$を持つ銀河で、高密度で電離度の高い領域に位置しています。(iii)このため、LAEの空間分布は主にグローバルなイオン化率に敏感であり、イオン化トポロジーまたはハロー質量依存$f_\mathrm{esc}$に対しては2次で弱くのみです。(iv)さらに、観測されたLy$\alpha$光度関数は、より大規模な銀河からのLy$\alpha$放射を反映しているため、$f_\mathrm{esc}$に依存する固有のLy$\alpha$の間に縮退があります。$f_\mathrm{esc}$が$\sim50\%$を超えない場合、光度とISMのダストによるLy$\alpha$減衰。
低および超低電波輝度範囲での近くの初期型銀河の電波放出
| Title |
Radio_Emission_of_Nearby_Early-type_Galaxies_at_Low_and_Very-Low_Radio_Luministy_Range |
| Authors |
Anna_W\'ojtowicz,_{\L}ukasz_Stawarz,_C.C._Cheung,_Norbert_Werner,_Dominik_Rudka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14638 |
核活動の正確なレベルに関係なく、中心の超大質量ブラックホール(SMBH)質量と十分に特徴付けられた大規模環境の動的測定を使用して、初期型銀河の電波連続体放射を分析します。近くの62のターゲット(距離$\lesssim153$Mpc)の分角分解能で収集された1.4GHzの電波フラックスは、低および非常に低い単色光度$L_{\rmr}\sim10^{35}-10^{41}$ergs$^{-1}$.超大質量ブラックホール、ホスト銀河、ホットガスハローの主なパラメーターと電波特性との間の可能な相関関係を定量化し、「電波明るい」と「電波暗い」との間の境界線で、電波光度分布の一般的な二峰性を発見します。集団$\logL_{\rmr}/L_{\rmEdd}\simeq-8.5$.ターゲットの遠赤外線データを分析し、すべての電波明るい光源と電波暗い光源の半分以上が、遠赤外線と電波の相関関係に関して電波で明るすぎることを発見しました。高解像度の電波マップは、圧倒的多数の電波暗いソースがアーク秒スケールで解決されていないことを明らかにしていますが、電波明るいソースの大部分は、低出力および中出力の電波銀河に特徴的な拡張ジェットとローブを示しています。これらのジェットは、電波明るい天体の電波放射を支配します。ラジオディムソースの電波放出の起源に関して、2つの主な可能性について説明します。1つはADAFモデルで、非常に低い降着率での電波と核X線放射出力の両方が、未解決のジェットによって支配されています。もう1つの可能性は、電波の明るいものとは異なり、電波の暗いソースはSMBHスピンの値が低いことを特徴としているため、それらの電波放射はジェットとは関係がなく、代わりに星形成プロセスと星形成プロセスの組み合わせによるものです。過去の核爆発。
謎の大質量円盤銀河 M104 の巨大なアウター ハローの追跡 I. 拡張球状星団系の測光
| Title |
Tracing_the_Giant_Outer_Halo_of_the_Mysterious_Massive_Disk_Galaxy_M104_I._Photometry_of_the_Extended_Globular_Cluster_Systems |
| Authors |
Jisu_Kang,_Myung_Gyoon_Lee,_In_Sung_Jang,_Youkyung_Ko,_Jubee_Sohn,_Narae_Hwang,_and_Byeong-Gon_Park |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14677 |
M104(NGC4594、ソンブレロ銀河)は、優勢なバルジと突出した円盤を示す神秘的な巨大な初期型銀河です。しかし、M104にハローが存在するかどうかは不明であり、M104がどのようにしてこのような特異な構造を獲得したのかはまだわかっていません。CFHT/MegaCamで取得したM104のワイド($\sim2$deg$^2$)およびディープ$ugi$画像を使用して、$R\approx35'$($\sim100$kpc)。これらのGCの色分布は、青(金属が少ない)システムと赤(金属が多い)システムの2つのサブポピュレーションを示しています。GCの総数は$N_{GC}=1610\pm30$と推定され、特定の頻度は$S_{N}=1.8\pm0.1$と推定されます。GCの動径密度プロファイルは、$R<20'$の内側領域で急勾配になり、$20'<R<35'$の外側領域で浅くなります。外側の領域は青色のGCで占められており、$R\approx35'$まで拡張されています。これは、M104に金属の少ない巨大なハローが存在することを明確に示しています。内側の領域は、ディスクをホストするバルジで構成されており、初期型の銀河に見られるような金属に富んだハローに対応しています。青いGCの少なくとも2つの塊が外側の領域に見られます。ひとつの塊は、南西に位置するかすかな星の流れと重なっており、分裂した矮小銀河の残骸である可能性があることを示しています。私たちの結果は、M104の金属が豊富な内側のハローが最初に主要な合併によって形成され、金属の少ない外側のハローが多数のマイナーな合併によって成長したことを意味します。
渦巻き腕からの距離による Ia 型超新星の制約
77個の超新星(SNe)Iaの分布を、Sab-Scd母銀河の渦状腕に相対的な分析として提示し、近くの腕からのSN距離の独自の測定値を使用して、それらの光度曲線の減衰率を調べます($\Deltam_{15}$)。顕著な渦巻腕を持つ銀河では、腕に位置するSNeIaの$\Deltam_{15}$値は通常、腕間SNeIaの値(より速い減少)よりも小さい(より遅い減少)ことを示します。スパイラルアームからのSNIa距離とそれらのガラクトセントリック半径が相関していることを示します。平均共回転半径の前後で、SNeIaはそれぞれスパイラルアームの内縁と外縁（衝撃波面）の近くにあります。初めて、$\Deltam_{15}$値と腕の衝撃波面(前駆体の誕生場所)からのSN距離との間に有意な相関関係があることを発見しました。爆発モデルと密度波理論。ここで、それぞれ$\Deltam_{15}$パラメータと衝撃波面からのSN距離は、適切な前駆細胞集団の年齢(生涯)指標です。
三重相関器からのヘリシティ磁束
磁気ヘリシティ密度のフラックスは、大規模な乱流ダイナモで重要な役割を果たし、壊滅的なクエンチングを克服しながら大規模な磁場の成長を可能にします。ここでは、いくつかの重要なタイプの磁気ヘリシティ磁束が、ヘリシティ密度発展方程式の変動磁場の三重相関子を含む項からどのように発生するかを分析的に示します。このために、非圧縮性と弱い不均一性を仮定し、準正規閉包近似を使用します。4次相関子は2次相関子の積に置き換えられ、3次モーメントの進化に対する4次キュムラントの効果は次のようにモデル化されます。強い減衰項。最初に、これまでシミュレーションでのみ測定されていた拡散ヘリシティフラックスが三重相関項からどのように生じるかを示します。これには、「ランダムな移流フラックス」と呼ばれるものが伴います。これは、ランダムな磁場の勾配に沿って磁気ヘリシティを主に輸送します。また、ヴィシュニアックによって最初に提案されたものと同様のいくつかの側面で、新しいヘリシティフラックスの寄与が三重相関器から発生する可能性があることもわかりました。この寄与は、大規模な渦度に沿ったランダムな磁気エネルギーと運動エネルギーの勾配に依存するため、乱流が主に非らせんであっても、回転する成層システムで発生します。システム内で磁気ヘリシティを空間的に輸送しながら、それ自体で大規模なダイナモを調達できます。
Redshift 6.2 で大きく拡大された星
| Title |
A_Highly_Magnified_Star_at_Redshift_6.2 |
| Authors |
Brian_Welch,_Dan_Coe,_Jose_M._Diego,_Adi_Zitrin,_Erik_Zackrisson,_Paola_Dimauro,_Yolanda_Jimenez-Teja,_Patrick_Kelly,_Guillaume_Mahler,_Masamune_Oguri,_F.X._Timmes,_Rogier_Windhorst,_Michael_Florian,_S.E._DeMink,_Roberto_J._Avila,_Jay_Anderson,_Larry_Bradley,_Keren_Sharon,_Anton_Vikaeus,_Stephan_McCandliss,_Marusa_Bradac,_Jane_Rigby,_Brenda_Frye,_Sune_Toft,_Victoria_Strait,_Michele_Trenti,_Soniya_Sharma,_Felipe_Andrade-Santos,_Tom_Broadhurst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14866 |
銀河団は、強力な重力レンズ効果によって背景のオブジェクトを拡大します。レンズ効果のある銀河の典型的な倍率は数倍ですが、銀河を巨大な弧に引き延ばして数十倍または数百倍にすることもできます。個々の星は、レンズ群との偶然の位置合わせにより、さらに高い倍率を達成できます。最近、赤方偏移$z\sim1-1.5$のいくつかの個々の星が発見され、数千倍に拡大され、マイクロレンズによって一時的に強化されました。ここでは、赤方偏移$z_{\rmphot}=6.2\pm0.1$、ビッグバンから900Myrにある、より遠く離れた持続的な拡大星の観測結果を報告します。この星は、前景の銀河団レンズWHL0137--08($z=0.566$)によって数千倍に拡大されており、4つの独立したレンズモデルによって推定されています。以前のレンズ付き星とは異なり、倍率と観測された明るさ(AB等級27.2)は、3.5年間の画像と追跡調査でほぼ一定のままです。減光された絶対UV等級$M_{UV}=-10\pm2$は、質量が$M>50M_{\odot}$の星と一致しています。確認とスペクトル分類は、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡による承認された観測から近日中に行われます。
2 つの高密度コア、L1544 および L694-2 の形成におけるフィラメント構造の役割
| Title |
Role_of_Filamentary_Structures_in_the_Formation_of_Two_Dense_Cores,_L1544_and_L694-2 |
| Authors |
Shinyoung_Kim_(1_and_2),_Chang_Won_Lee_(1_and_2),_Mario_Tafalla_(3),_Maheswar_Gophinathan_(4),_Paola_Caselli_(5),_Philip_C._Myers_(6),_Eun_Jung_Chung_(7),_Shanghuo_Li_(1)_((1)_Korea_Astronomy_and_Space_Science_Institute,_Republic_of_Korea,_(2)_University_of_Science_and_Technology,_Republic_of_Korea,_(3)_Observatorio_Astron\'omico_Nacional_(IGN),_Spain,_(4)_Indian_Institute_of_Astrophysics,_India,_(5)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Extraterrestrische_Physik,_Germany,_(6)_Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_and_Smithsonian_(CfA),_USA,_(7)_Department_of_Astronomy_and_Space_Science,_Chungnam_National_University,_Republic_of_Korea) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14943 |
C$^{18}$O(3-2),$^{13}$CO(3-2),$^{12}$CO(3-2)、HCO$^+$(4-3)、およびH$^{13}$CO$^+$(4-3)をJCMT望遠鏡を使用して、フィラメントの役割を調べるL1544($175_{-3}^{+4}$pc)およびL694-2($203_{-7}^{+6}$pc)の新しい距離推定値を含む、雲の高密度コアの形成における構造）。これらの観測から、2つのプレステラーコアとその周囲の雲の非熱速度分散が音速より小さいか、音速に匹敵することがわかりました。これは、乱流が形成時間中にフィラメントとコアの両方ですでに散逸していることを示している可能性があります。また、速度の周期的振動とカラム密度分布の間の$\lambda/4$シフトも発見しました。これは、フィラメントの軸に沿った重力コア形成流運動の存在の可能性を示唆しています。これらの流れ運動による質量降着率は2-3M$_\odot$Myr$^{-1}$と推定され、へび座の雲のそれに匹敵するが、ハブフィラメント、クラスター、クラスターのそれよりもはるかに小さい。または、1桁または2桁の高質量形成フィラメント。この研究から、ターゲットのフィラメントは衝突する雲の衝撃圧縮から形成された可能性があり、その後コアはフィラメントの重力による断片化によって形成され、プレステラー段階に進化することを示唆しています。雲の中のフィラメント構造は、高密度コアの形成とその進化の全プロセスにおいて重要な役割を果たしていると結論付けています。
コンピュータ上の宇宙再電離：再電離のエポック中のハロー濃度に対するバリオン効果
バリオンは、断熱収縮によってハロー濃度を増加させ、フィードバックプロセスによって質量を排出します。しかし、再電離の時代に優勢な放射線場が暗黒物質ハローの濃度の進化にどのように影響するかはよくわかっていません。再電離の時代のバリオン物理学が、コンピューター上の宇宙再電離(CROC)シミュレーションで暗黒物質のハローの構造をどのように変更するかを調査します。効果を定量化するために、ハロー濃度の2つの異なる測定値を使用します。$5\leqz\leq9$の間の同一の初期条件で、完全な物理シミュレーションと暗黒物質のみのシミュレーションの間で一致するハローの濃度を比較します。完全な物理シミュレーションのバリオンは物質を中心に向かって引き寄せ、暗黒物質のみのシミュレーションと比較して最大円速度を増加させます。ただし、それらの全体的な効果は、すべてのバリオンが単に中央に集中している場合よりもはるかに少なく、加熱プロセスが冷却効果を効率的に打ち消すことを示しています。最後に、$z\approx5$でのハロー濃度に対するバリオン効果は、再電離履歴の環境変動に比較的影響されないことを示します。これらの結果は、再電離の時代における銀河とハローの結合のモデルに関連しています。
天の北極ループにおける拡散 H I の熱凝縮のマッピング
| Title |
Mapping_the_Thermal_Condensation_of_Diffuse_H_I_in_the_North_Celestial_Pole_Loop |
| Authors |
Mukesh_Taank,_Antoine_Marchal,_Peter_G._Martin_and_Luka_Vujeva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14998 |
北天極ループ(NCPL)は、星形成の初期段階、特に中性星間物質(ISM)の凝縮を研究するためのユニークな実験室を提供します。その内容の進化を制御する物理的特性を理解することは、NCPLの起源を明らかにするための鍵です。GHIGLS21cm測線調査(9'4)のNCPL領域からのアーカイブデータを使用して、空間正則化を含むガウス分解ツールである${\ttROHSA}$でその多相コンテンツをマッピングします。各相のカラム密度と質量分率マップは、それらの不確実性とともに抽出されました。DHIGLS21cm(1')調査からのアーカイブデータは、NCPLの多相コンテンツをさらに調査するために使用されます。NCPLで4つの空間的に(そして動的に)コヒーレントなコンポーネントを特定しました。そのうちの1つは、遺物である可能性がある、私たちから約$14\{\rmkms^{-1}}$離れた非常に明確に定義されたアーチです。相転移の起点における大規模な組織化された動的プロセス。冷たい段階とぬるい段階が一緒になって、ループに沿った中性ガスの質量含有量を支配します。吸収測定を使用して、コールドフェーズがわずかに超音速の乱流を示すことがわかります。
The Circumgalactic H$\alpha$ Spectrograph (CH$\alpha$S) I. 設計、エンジニアリング、初期の試運転
| Title |
The_Circumgalactic_H$\alpha$_Spectrograph_(CH$\alpha$S)_I._Design,_Engineering,_and_Early_Commissioning |
| Authors |
Nicole_Melso,_David_Schiminovich,_Brian_Smiley,_Hwei_Ru_Ong,_B\'arbara_Cruvinel_Santiago,_Meghna_Sitaram,_Ignacio_Cevallos_Aleman,_Sarah_Graber,_Marisa_Murillo,_Marni_Rosenthal,_Ioana_Stelea |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14999 |
CircumgalacticH$\alpha$スペクトログラフ(CH$\alpha$S)は、近くの宇宙の拡散電離ガスからの超微弱な拡張放射を検出するように設計された、地上ベースの光学積分場スペクトログラフです。CH$\alpha$Sは、低赤方偏移銀河を取り囲む銀河周媒質(CGM)からの希薄なH$\alpha$放射を直接検出するのに特に適しています。CGMが視野を満たすと予想される近くの銀河(d$<35$Mpc)をターゲットにして、CGMの広い領域を1回の露出で効率的にマッピングします。CH$\alpha$SをMDM天文台の施設機器として委託しています。CH$\alpha$Sは、Hiltner2.4メートル望遠鏡の焦点面に配置され、望遠鏡のケラレのない焦点面(10分角)のほぼすべてを利用して、広視野分光イメージングを行います。反射屈折設計により、優れた広視野イメージング性能が得られます。CH$\alpha$Sは、視野を$>60,000$スペクトルに分割するマイクロレンズアレイを採用した瞳イメージング分光器です。CH$\alpha$Sは、$[1.3-2.8]$秒角の角度分解能とR$=[10,000-20,000]$の分解能を達成します。したがって、スペクトログラフは$1-5$kpc(10Mpc)のスケールで構造を分解し、15-30km/sまでの速度を測定できます。CH$\alpha$Sは、意図的に狭い(30オングストローム)バンドパスで動作します。ただし、中心波長を調整し、広範囲の光輝線を個別にターゲットにするように構成されています。高回折効率のVPHグレーティングにより、構成全体で高いスループットが保証されます。CH$\alpha$Sは、高度な把握と中程度のスペクトル分解能を維持しており、数ミリローリーのオーダーの離散的で超低輝度の放射をマッピングするための理想的な組み合わせを提供します。
ブラックホールのX線連星に普遍的であり、高頻度のソフトラグは、${\lesssim}1~{\rmms}$から${\sim}10~に進化する、困難から中間への状態遷移中に長くなります。{\rmms}$.ソフトラグの生成メカニズムは、非熱コロナ照射のサーマルディスク再処理です。X線反響モデルは、円盤の外部での光の移動時間遅延を説明しますが、電子散乱が優勢な円盤の大気内での照射の瞬間的な再処理を想定しています。この無視された$scattering\time\delay$を、おおよその不透明度を持つ$\alpha$円盤大気内のランダムウォークとしてモデル化します。ソフトラグの傾向を説明するために、$thermalization\time\delay$,$t_{\rmth}$;と呼ぶ散乱時間遅延の限定的なケースを考えます。これは、照射が有効な光球まで散乱し、そこで熱化され、散乱して元に戻る時間です。$t_{\rmth}$は、固い状態に特徴的な低い質量降着率$\dot{m}$では取るに足らないものから、$\dot{mの光の移動時間遅延に匹敵するかそれを超えるまで、もっともらしく進化することを実証します。}$中間状態の特徴。しかし、私たちの粗いモデルは$t_{\rmth}$を降着電力損失のピーク近くの狭い環に限定しているため、より大きな円盤半径に関連する異常に長い期間のソフトラグをまだ詳細に説明することはできません.散乱遅延の潜在的な関連性を評価するために、正確な不透明度を持つ時間依存モデルを求めます。
| Title |
Prompt_Emission_of_Gamma-Ray_Bursts_in_the_High-density_Environment_of_Active_Galactic_Nuclei_Accretion_Disks |
| Authors |
Davide_Lazzati,_Gustavo_Soares,_Rosalba_Perna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14308 |
長いガンマ線バーストと短いガンマ線バーストは、伝統的に銀河環境に関連付けられており、サーバースト密度は小さいか中程度です(立方cmあたり数個から数百個の陽子)。しかし、どちらも活動銀河核の円盤で発生すると予想されており、そこでは周囲の媒体密度がはるかに大きくなる可能性があります。この作業では、半分析的手法を使用して、GRB流出の伝播、外部物質との相互作用、およびその後の即時放射を研究します。特に、内部ショックよりも小さな半径で、外部ショックが進化の早い段階で発生する場合に焦点を当てます。このような高密度環境でのバーストは、個々のパルスの重ね合わせによる単一の長い発光エピソードによって特徴付けられる可能性が高く、光度曲線の光度に関係なく、ハードからソフトへの進化の特徴があることがわかります。マルチパルスの光度曲線は不可能ではありませんが、再点火する前に中央エンジンを長時間休止させる必要があります。さらに、短いGRBエンジンは、標準的な2秒の分離しきい値を超えるプロンプト持続時間のバーストを生成し、同時の超新星を伴わない場合でも、長いイベントとして誤って分類される可能性があります。最後に、これらのイベントには大きな動的効率があり、明るい即時放出とそれに続くやや薄暗い残光を生成します。
迷光を含む 79 keV を超える NuSTAR スペクトル解析
| Title |
NuSTAR_spectral_analysis_beyond_79_keV_with_stray_light |
| Authors |
G._Mastroserio,_B._W._Grefenstette,_P._Thalhammer,_D._J._K._Buisson,_M._C._Brumback,_R._M._Ludlam,_R._M._T._Connors,_J._A._Garc{\i}a,_V._Grinberg,_K._K._Madsen,_H._Miyasaka,_J._A._Tomsick,_and_J._Wilms |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14325 |
NuSTAR望遠鏡の構造上、大きな軸外(>1度)の光子は、機器の光学系を通過せずに直接検出器(迷光)に到達する可能性があります。これらの軸外角度では、NuSTARは本質的にコリメートされた機器に変わり、スペクトルは多層のPtk端(79keV)を超えるエネルギーまで広がる可能性があり、これにより光学系の有効領域バンドパスが制限されます。迷光観測のカタログであるStrayCatsで、CygnusX-1観測を使用して79keVを超える最初の科学的スペクトル解析を提示します。この偶然の迷光観測は、INTEGRAL観測と同時に発生しました。スペクトルが30～120keVのエネルギーバンドで一緒にモデル化されると、NuSTAR迷光フラックスが適切に調整され、90%の信頼レベルでINTEGRALフラックスと一致するように制約されていることがわかります。さらに、高エネルギーで特に重要となる迷光スペクトル解析のバックグラウンドの扱い方についても説明します。
真正面から見た UFO: Mrk 34 のアクティブな核内の $Chandra$ を使用して、$\sim$200 pc
スケールでの超高速アウトフロー放出の解決
| Title |
A_UFO_Seen_Edge-On:_Resolving_Ultrafast_Outflow_Emission_on_$\sim$200-pc_Scales_with_$Chandra$_in_the_Active_Nucleus_of_Mrk_34 |
| Authors |
W._Peter_Maksym_(1),_Martin_Elvis_(1),_Giuseppina_Fabbiano_(2),_Anna_Trindade-Falc\~ao_(1),_Steven_B._Kraemer_(2),_Travis_C._Fischer_(3),_D._Michael_Crenshaw_(4),_Thaisa_Storchi-Bergmann_(5)_((1)_Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian,_(2)_The_Catholic_University_of_America,_(3)_Space_Telescope_Science_Institute,_(4)_Georgia_State_University,_(5)_Universidade_Federal_do_Rio_Grande_do_Sul) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14326 |
セイファート2銀河Mrk34の核の$Chandra$ACISイメージング分光法を提示します。FeK$\alpha$、FeXXV、およびFeXXVIを含むバンド内の空間的およびスペクトル的に分解された特徴を識別します。これらの特徴は、高速度($\gtrsim15,000\,\rm{km\,s}^{-1}$見通し線)の物質が$\sim$0.5秒角、$\sim200$pc以内で分離されていることを示しています。核。この流出は、[OIII]を放出する流出よりも$\sim12-28\times$大きい速度をデプロジェクションした可能性があり、流出の運動力を潜在的に支配する可能性があります。この放射は、より大きな半径で観測された光学風とX線風の起源を示している可能性があり、超高速の流出と$\gtrsim$kpcスケールでのAGNフィードバックとの間のリンクを示している可能性があります。
銀河中心ガンマ線過剰の状況
銀河中心部のガンマ線過剰のスペクトル、角度分布、全体的な強度は、$m_X\sim50\,{\rmGeV}$熱遺物の形で消滅する暗黒物質粒子から予想されるものと非常によく一致しています。これらの光子が小さな角度スケールでクラスター化されているか、既知の星の集団の分布を追跡しているという以前の主張は、この信号が未解決のミリ秒パルサーの大きな集団に由来するという解釈を支持するように見えました。しかし、より最近の研究はこれらの結論を覆し、観測されたガンマ線過剰は識別可能な小さなスケールの力を含んでおらず、おおよその球対称性で分布しており、知られている恒星集団を追跡していないことを発見しました。これらの結果に照らして、銀河中心部のガンマ線過剰は暗黒物質の消滅によって生成される可能性が非常に高いようです。
MAXI J1820+070 X 線スペクトル タイミングにより、ブラック ホール連星の降着フローの性質が明らかになる
| Title |
MAXI_J1820+070_X-ray_spectral-timing_reveals_the_nature_of_the_accretion_flow_in_black_hole_binaries |
| Authors |
Tenyo_Kawamura,_Chris_Done,_Magnus_Axelsson,_Tadayuki_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14492 |
低/ハード状態のブラックホールX線連星は、短い時間スケール(0.01～100秒)で有意な広帯域(確率的)変動を示し、異なるエネルギーバンドで見られる相関変動の複雑なパターンの遅延を示します。この挙動は一般に、大きな半径で巻き上げられたゆっくりとした変動が降着流を伝播し、小さな半径で巻き上げられたより速い変動を変調するモデルで解釈されます。このシナリオを放射状に成層化された放出特性と組み合わせると、データから伝播時間スケールを測定し、降着流構造のモデルを直接テストする方法が開かれます。以前のスペクトルタイミングモデルは、最近の最も明るいブラックホールトランジェントであるMAXIJ1820+070のNICER(0.5-10keV)データに適合する可能性があります。ここでは、Insight-HXMTからの新しいデータを使用して、より高いエネルギーまでの変動性を調査します。正規化を変更するだけでなく、各半径で放射されるスペクトルが変動(ピボット)に応じて形状を変更するように、モデルを拡張する必要があります。この拡張により、データに見られるエネルギーの関数として部分変動が大幅に抑制されます。導出された伝播時間スケールは、このシステムが強いジェットを示しているにもかかわらず、地平線上に最大の磁束(MADフロー)があるモデルによって予測されたよりも遅いことがわかります。私たちのモデルは、スペクトルと50keVまでの広帯域の変動性に合わせて適合するため、QPOは、追加のスペクトルタイミングコンポーネントで発生するのではなく、Lense-Thirring歳差運動で生成されるなど、フローの外因性変調として最も簡単に説明できます。ジェットなど。
| Title |
Exploring_Supernova_Gravitational_Waves_with_Machine_Learning |
| Authors |
Ayan_Mitra,_Bekdaulet_Shukirgaliyev,_Y._Sultan_Abylkairov,_Ernazar_Abdikamalov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14542 |
コア崩壊超新星(CCSNe)は、強力な重力波(GW)を放出します。ソースから発信されたGWにはソースに関する情報が含まれているため、CCSNeからのGWを観察することで、CCSNについてさらに詳しく知ることができる可能性があります。バウンスと初期のリングダウンGW信号から鉄心の質量を推測できるかどうかを調べます。数値シミュレーションを使用してさまざまな恒星モデルのGW信号を生成し、機械学習を適用して信号をトレーニングおよび分類します。理想化された有利なシナリオを検討します。まず、ゆっくりと回転するモデルよりも強力なGWを生成する急速に回転するモデルを使用します。次に、選択プロセスを簡素化するために、4つの異なる質量を持つモデルに限定します。分類精度が~70%を超えないことを示しています。これは、この楽観的なシナリオでも、バウンスおよび初期のリングダウンGW信号に含まれる情報が鉄心の質量を正確に調べるのに十分ではないことを示しています。これは、鉄コアの質量を正確に測定するために、後のバウンス進化やニュートリノ観測からのGWなどの追加情報を組み込む必要があるかもしれないことを示唆しています。
SN 2019ein: サブチャンドラセカール質量爆発から発生した可能性が高い Ia 型超新星
| Title |
SN_2019ein:_A_Type_Ia_Supernova_Likely_Originated_from_a_Sub-Chandrasekhar-Mass_Explosion |
| Authors |
Gaobo_Xi,_Xiaofeng_Wang,_Wenxiong_Li,_Jun_Mo,_Jujia_Zhang,_Jialian_Liu,_Zhihao_Chen,_Alexei_V._Filippenko,_Weikang_Zheng,_Thomas_G._Brink,_Xinghan_Zhang,_Hanna_Sai,_Shuhrat_A._Ehgamberdiev,_Davron_Mirzaqulov,_Jicheng_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14731 |
私たちは、近くのIa型超新星(SNIa)2019einについて、爆発から$\sim3$日後から$\sim330$日後までの段階にわたる広範な光学測光および分光観測を提示します。このSNIaは、SiIIとCaIIの初期速度が~25,000～30,000km/sを超える初期の非常に速い膨張によって特徴付けられます。異常に急速な速度減衰を経験した後、噴出物の速度は最大光の周りで~13,000km/sに低下しました。測光的に、SN2019einは、通常のSNeIaよりも約40%($M^{\rmmax}_{B}\approx-18.71\pm0.15$mag)。爆発で合成されたニッケルの質量は、放射光度曲線から0.27--0.31$M_{\odot}$と推定されます。このような低いニッケル質量と比較的高い光球速度を考えると、SN2019einにはサブチャンドラセカール質量の白色矮星(WD)前駆体$M_{\rmWD}\lesssim1.22M_{\odot}$があった可能性が高いと提案します。この場合、爆発は、WD質量$M_{\rmWD}\approx1M_\odot$および0.01$のヘリウムシェルを持つ1次元および2次元モデルの二重爆発メカニズムによって引き起こされた可能性があります。M_{\odot}$は、観測されたボロメータ光度曲線とスペクトルを合理的に生成できます。二重爆発の結果として予測される非対称性は、星雲相スペクトルで観測される赤方偏移したFeIIおよびNiII線によっても支持されます。高速SNeIaの起源の多様性の可能性についても議論されています。
unTimely: 全天、時間領域の unWISE カタログ
広視野赤外線サーベイエクスプローラー(WISE)とNEOWISEによる2010年から2020年の期間にわたる観測に基づく検出のディープタイムドメインカタログであるunTimelyCatalogを提示します。検出は、「時間分解されたunWISEcoadds」から抽出されます。これは、WISEイメージングの半年ごとのスカイパスを積み重ねて、16個までの全天マップ(バンドごと)のセットを作成し、それぞれが個々のWISE露出よりもはるかに深くてきれいです。unTimelyには、W1(3.4ミクロン)とW2(4.6ミクロン)のチャネルが組み込まれています。つまり、データセットは事実上32個の全天unWISEカタログで構成されています。クラウドソースの混雑したフィールドポイントソースフォトメトリーパイプライン(Schlaflyetal.2018)を各エポカルcoaddで独立して実行します。検出しきい値は低く、W1(W2)でS/N=4.0(2.5)です。合計で、W1(W2)で235億(199億)の検出を集計し、公開しています。unTimelyは黄道近くでWISE/NEOWISESingleExposureSourceTablesよりも~1.3等深く、より高い黄道緯度に向かってさらに深くなっています。unTimelyCatalogは主に、天の川銀河の厚い円盤やハローにあるY型矮星や後期型(T/Y)亜矮星など、微光で動きの速い天体を新たに検索できるように設計されています。unTimelyは、10年にわたる時間ベースラインにわたる中赤外波長でのクエーサー変動の全天研究など、他の時間領域科学アプリケーションも促進します。
先端傾斜システムの最適な識別と制御の実験室デモンストレーション
| Title |
Laboratory_Demonstration_of_Optimal_Identification_and_Control_of_Tip-Tilt_Systems |
| Authors |
Aditya_R._Sengupta,_Benjamin_L._Gerard,_Daren_Dillon,_Maaike_van_Kooten,_Donald_Gavel,_Rebecca_Jensen-Clem |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14424 |
SEAL(SantacruzExtremeAOLab)テストベッドで、先端および傾斜ゼルニケ波面モードの最適な線形二次ガウス(LQG)制御をテストした結果を提示します。コントローラーは、予想される傾斜/傾斜パワースペクトルと振動ピークによって調整された物理モデルを採用しています。このモデルは、ループ遅延の影響と制御ハードウェアの応答を考慮することにより、GeminiPlanetImagerなどの同様の実装に基づいて構築されています。FastAtmosphericSelf-coherentcameraTechnique(FAST)を使用してSEALでテストが実行されており、カスタムPythonライブラリを使用して実行され、光学系の位置合わせ、相互作用行列の生成、コントローラーとシミュレートされた外乱信号を組み合わせることによるリアルタイム制御の実行が行われています。訂正しました。自然なベンチのダイナミクスを特徴付ける開ループデータ収集を実行し、積分器制御とLQG制御によるRMS波面誤差の減少を示しました。
ダークエネルギー分光装置の分光データ処理パイプライン
| Title |
The_Spectroscopic_Data_Processing_Pipeline_for_the_Dark_Energy_Spectroscopic_Instrument |
| Authors |
J._Guy,_S._Bailey,_A._Kremin,_Shadab_Alam,_C._Allende_Prieto,_S._BenZvi,_A._S._Bolton,_D._Brooks,_E._Chaussidon,_A._P._Cooper,_K._Dawson,_A._de_la_Macorra,_A._Dey,_Biprateep_Dey,_G._Dhungana,_D._J._Eisenstein,_A._Font-Ribera,_J._E._Forero-Romero,_E._Gazta\~naga,_S._Gontcho_A_Gontcho,_D._Green,_K._Honscheid,_M._Ishak,_R._Kehoe,_D._Kirkby,_T._Kisner,_Sergey_E._Koposov,_Ting-Wen_Lan,_M._Landriau,_L._Le_Guillou,_Michael_E._Levi,_C._Magneville,_Christopher_J._Manser,_P._Martini,_Aaron_M._Meisner,_R._Miquel,_J._Moustakas,_Adam_D._Myers,_Jeffrey_A._Newman,_Jundan_Nie,_N._Palanque-Delabrouille,_W._J._Percival,_C._Poppett,_F._Prada,_A._Raichoor,_C._Ravoux,_A._J._Ross,_E._F._Schlafly,_D._Schlegel,_M._Schubnell,_Ray_M._Sharples,_Gregory_Tarl\'e,_B._A._Weaver,_Christophe_Y\`eche,_Rongpu_Zhou,_Zhimin_Zhou,_H._Zou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14482 |
ダークエネルギー分光装置(DESI)の分光データ処理パイプラインについて説明します。DESIは、キットピーク国立天文台の4mメイオール望遠鏡で専用の装置を使用して、約4,000万の銀河とクエーサーの赤方偏移調査を行っています。DESIの主な目標は、バリオン音響振動技術を使用して宇宙の膨張履歴を前例のない精度で測定し、赤方偏移空間歪みを使用して構造の成長率を測定することです。3台のカメラを備えた10台のスペクトログラフは、それぞれ5000ファイバーからの光を30個のCCDに分散させ、2000から5000の範囲のスペクトル分解能で近紫外から近赤外(3600から9800オングストローム)をカバーします。分光学的分類と赤方偏移測定とともに、すべてのターゲットのスペクトル。通常、毎晩完全に処理されたデータは、翌朝にDESIコラボレーションで利用できます。パイプラインのアルゴリズムについて詳しく説明し、光学系の安定性、空の背景の減算の品質、および機器のキャリブレーションの精度と精度に関するパフォーマンス結果を提供します。このパイプラインは、DESISurveyValidationデータセットの処理に使用されており、すべてのターゲットクラスで高効率と99%を超える純度で、redshiftパフォーマンスに対するプロジェクトの要件を上回っています。
MAGIC強度干渉計の最初の測定とアップグレード計画
| Title |
First_measurements_and_upgrade_plans_of_the_MAGIC_intensity_interferometer |
| Authors |
Juan_Cortina,_V._A._Acciari,_A._Biland,_E._Colombo,_C._da_Costa,_C._Delgado,_C._Diaz,_M._Fiori,_D._Fink,_T._Hassan,_I._Jimenez-Martinez,_E._Lyard,_M._Mariotti,_G._Martinez,_R._Mirzoyan,_G._Naletto,_M._Polo,_N._Produit,_J._J._Rodriguez,_T._Schweizer,_R._Walter,_C._W._Wunderlich,_L._Zampieri,_and_the_MAGIC_and_LST_collaborations |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14844 |
2台のMAGIC直径17mのイメージング大気チェレンコフ望遠鏡には、デッドタイムのない4チャネルのGPUベースのリアルタイム相関器を備えた強度干渉計としても機能するように装備されています。約の間のベースラインで動作します。40mと90mでは、MAGIC干渉計は、400～440nmの波長範囲で0.5～1masの星の直径を、1970年代にNarrabriStellarIntensityInterferometerによって達成された感度の約10倍の感度で測定できます。さらに、アクティブミラー制御により、主ミラーをサブミラーに分割できます。これにより、ゼロベースライン相関の同時キャリブレーション測定を行うか、ほぼ任意の方向で17m以下の6つのベースラインを同時に収集することができます。1～50質量近くにあるチェレンコフ望遠鏡アレイ(CTA)LST-1直径23mの望遠鏡を来年までに追加してテスト観測を行う予定です。3つの望遠鏡のペアはすべて同時に関連付けられます。LST-1を追加すると、感度が少なくとも1等向上し、u-v平面のカバー範囲が大幅に改善されることが期待されます。成功した場合、提案された相関器のセットアップは、完全なCTAアレイに実装するのに十分な拡張性があります。
単一共役および極端な適応光学のための参照光乱流および風のプロファイル
| Title |
Reference_Optical_Turbulence_and_Wind_Profiles_for_Single_Conjugate_and_Extreme_Adaptive_Optics |
| Authors |
O._J._D._Farley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14931 |
単一共役および極端な適応光学シミュレーションのために、大規模なデータセットから少数の参照光乱流と風のプロファイルを抽出する簡単な方法を提示します。これらの参照プロファイルは、低速のエンドツーエンドの補償光学シミュレーションで使用して、大気の変動性を表すことができます。この方法は、これらのシステムのパフォーマンスが、統合された大気パラメーター$r_0$、$\theta_0$、および$\tau_0$と相関しているという仮定に基づいています。プロファイルは、これらのパラメーターの分布に同時に準拠する大規模なデータセットから選択されるため、AOシステムによって見られる大気の変動性を表します。また、プロファイル圧縮の等価レイヤー法を拡張して、風のプロファイルを含めます。この方法は、ESOParanalからのステレオSCIDARデータに適用され、大気変動の広い範囲をカバーする5つの乱気流と風のプロファイルを抽出します。解析的なAOシミュレーションを使用して、これがAO補正ストレール比の同等の範囲と相関することを示します。
NGC 300 の BA 型超巨星の MUSE 3D 分光法
| Title |
MUSE_3D_spectroscopy_of_BA-type_supergiants_in_NGC_300 |
| Authors |
Gemma_Gonz\'alez-Tor\`a,_Miguel_A._Urbaneja,_Norbert_Przybilla,_Stefan_Dreizler,_Martin_M._Roth,_Sebastian_Kamann_and_Norberto_Castro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14314 |
スカルプターグループ銀河NGC300のB型およびA型超巨星と明るい巨星の中解像度マルチユニット分光探査機(MUSE)で取得した分光データを使用して得られた結果を提示します。-blanketing+non-LTE方式を使用して、以前に公開された同じデータの結果を改善しました。さらに、超巨星の距離決定方法であるフラックス加重重力光度関係（FGLR）の拡張を含む、この研究のさらなる応用を提示します。この先駆的な研究は、この関係を探求するための新しい窓を開き、銀河系外の定量的恒星研究のための積分場分光法(IFS)の大きな可能性を示しています。
Ups!... またやりました: 2 番目の物質移動段階でユニークなバイナリ システムである射手座ウプシロンの隠された仲間を明らかにする
| Title |
Ups!..._I_did_it_again:_unveiling_the_hidden_companion_in_Upsilon_Sagittarii,_a_unique_binary_system_at_a_second_mass_transfer_stage |
| Authors |
Avishai_Gilkis,_Tomer_Shenar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14315 |
ウプシロン射手座は水素欠乏連星であり、コアヘリウムの枯渇に続いてプライマリが膨張してヘリウム超巨星になった後、物質移動の第2段階にあることが示唆されています。紫外線でかすかな伴星を暫定的に同定したことで、射手座ウプシロンのヘリウム星をIb/c型超新星の原型的直接前駆星とした両方の成分の質量推定が導かれた。ただし、複雑なスペクトルの一貫したモデルは達成されておらず、この解釈に疑問を投げかけています。今回の研究では、紫外線データに適合する合成スペクトルモデルを初めて提供し、以前に示唆されていたのとは異なり、コンパニオンを急速に回転しゆっくりと移動する約7MsunB型星として明確に識別しました。はぎ取られたヘリウム超巨星は、これまでの推定よりも光度が低く、推定質量が1Msun未満であるため、コア崩壊超新星の前駆体として除外されています。2つの成分の温度と光度、および非常に低い重力(logg~1.2[cm/s^2])とプライマリの極度の水素欠乏(大気質量分率XH~0.001)。最適なモデルは、初期軌道期間が数日の~5Msunの中質量のプライマリと、高回転にもかかわらずかなりの量の質量を獲得したように見えるセカンダリです。ウプシロン射手座は、連星進化プロセス、特にエンベロープの剥ぎ取りと大量降着をテストするための重要なシステムであると結論付けています。
空の向こうの家出少年を探して
500pc以内の3354個の候補の若い星のカタログを提示します。これらの星は、相対速度が5km/sを超えて親の関連付けから放出されたようです。これらの候補は、以前に同定された前主系列候補のさまざまな星形成領域への2次元球面トレースバックを実行することによって均一に選択され、星の推定年齢と同様にトレースバック年齢が集団の年齢と一致することを保証します。フィールド内の支配的な速度の流れに従う近くの移動グループから汚染物質を除外します。識別された候補の中から、放出の過程で相互作用したと思われる多くのペアを識別します。これらのペアは同様のトレースバック時間を持ち、それらの軌道は互いに正反対にあるように見えます。または、それらは広いバイナリを形成しています。処理する。これらの候補の選択は2dでのみ実行されるため、最終的な確認にはスペクトルのフォローアップが必要です。残念なことに、最近リリースされたGaiaDR3の視線速度は、年齢が100Myr未満の低質量星の運動学を特徴付けるのには適していないようです。データでは正確に説明されているようであり、その結果、RV分布に人為的に大きな分散が生じています。
プレンダーガスト磁場の安定性
| Title |
The_Stability_of_Prendergast_Magnetic_Fields |
| Authors |
Emma_Kaufman,_Daniel_Lecoanet,_Evan_H._Anders,_Benjamin_P._Brown,_Geoffrey_M._Vasil,_Jeffrey_S._Oishi,_and_Keaton_J._Burns |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14339 |
大規模な主系列星の対流は、それらが赤色巨星ブランチを進化するにつれて持続する大規模な磁場をコアに生成します。これらの磁場の残骸は、互いに安定化すると予想されるポロイダル磁場成分とトロイダル磁場成分の組み合わせであるプレンダーガスト磁場の形をとる可能性があります。以前の解析的および数値計算では、短い時間スケールでプレンダーガストフィールドが不安定であるという証拠は見つかりませんでした。この論文では、この磁場の長い時間スケールの線形不安定性を示す数値シミュレーションを提示します。不安定性は境界条件の変化に対してロバストであることがわかり、強力な安定成層化によって安定化されません。不安定性は抵抗不安定性であり、成長速度は抵抗率にべき乗則の依存性を持ち、抵抗率が減少すると成長速度が減少します。このべき法則を星の抵抗率の値に外挿することにより、星の不安定性の成長率を推定します。不安定性は、星の進化のタイムスケールよりも短いタイムスケールで磁場を不安定化させるほど急速であり、プレンダーガスト磁場が星の磁場の研究に使用するのに適したモデルではないことを示しています。
太陽下部大気における両極拡散: 太陽黒点の MHD シミュレーション
| Title |
Ambipolar_Diffusion_in_the_Lower_Solar_Atmosphere:_MHD_Simulations_of_a_Sunspot |
| Authors |
Conor_D._MacBride,_David_B._Jess,_Elena_Khomenko,_Samuel_D._T._Grant |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14366 |
太陽大気の磁気流体力学(MHD)シミュレーションは、プラズマが完全にイオン化されているという仮定の下で実行されることがよくあります。しかし、太陽の下層大気では、温度が低下すると、プラズマの部分的な電離のみが生じることがよくあります。このような部分的にイオン化されたプラズマの分離された中性成分とイオン化成分との間の相互作用は、両極性拡散を生成します。光球と彩層における伝播波特性における両極拡散の役割を調査するために、Mancha3D数値コードを使用して、太陽黒点の本影の直上の大気中を伝播する磁気音響波をモデル化します。静磁気平衡に対するデータ駆動摂動の非理想的なMHD方程式を解き、シミュレーションを変更して、このプロセスを説明するMHD方程式に追加の項を含めることにより、両極拡散の影響を調査します。両極性拡散の有無にかかわらずシミュレーションのエネルギースペクトル密度を分析すると、両極性拡散が弱イオン化低密度領域の波動特性に極めて重要な役割を果たし、したがって局所的な両極性拡散係数を最大化することを示唆する証拠が見つかります。その結果、両極性拡散は、シミュレーションに含めるべきかどうか、および太陽の下層大気の特定の観測結果の分析と解釈に利用すべきかどうかを慎重に検討する必要がある重要なメカニズムであると提案します。
黒点の磁場の物性を解明
| Title |
Clarifying_Physical_Properties_of_Magnetic_Fields_in_Sunspots |
| Authors |
V.N._Obridko,_M.M._Katsova,_D.D._Sokoloff,_B.D._Shelting,_and_I.M._Livshits |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14423 |
太陽黒点半影の外側境界における動径磁場成分は、太陽黒点領域および本影の最大磁場とは無関係に、約550Mxcm$^{-2}$であることを実証しました。太陽黒点の平均磁場強度は、太陽黒点面積が視覚半球の500～10億分の1(m.v.h.)まで増加するにつれてわずかに大きくなり、約900～2000Mxcm$^{-2}$に達する可能性があります。全磁束は、太陽黒点の最大磁場強度に弱く依存し、斑点数、つまり太陽黒点数と全太陽黒点面積によって決まります。しかし、総光束と黒点面積の関係は実質的に非線形です。この関係を明示的にパラメータ化することをお勧めします。全磁束に対する黒点に伴う磁束の寄与は小さく、太陽活動が最大のときでも20%を超えることはありません。
CHASEが観測したSi I 6560.58 \r{A}線の統計解析
| Title |
Statistical_analysis_of_the_Si_I_6560.58_\r{A}_line_observed_by_CHASE |
| Authors |
Jie_Hong,_Ye_Qiu,_Qi_Hao,_Zhi_Xu,_Chuan_Li,_Mingde_Ding,_Cheng_Fang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14495 |
H$\alpha$の青い翼のSiI6560.58\r{A}線は、地上観測での水蒸気からのテルル吸収線と混ざり合っています。宇宙ベースの望遠鏡CHASEによる最近の観測は、この線を研究するための新しい窓を提供します。私たちは、SiIラインを統計的に研究し、可能な診断を探ることを目指しています。CHASE観測で3つのスキャンを選択し、太陽ディスク上の各ピクセルの等価幅(EW)と半値全幅(FWHM)を測定します。次に、VALCモデルから理論上のEWとFWHMを計算します。特に活動領域は、静かな太陽と黒点の違いについても研究されています。SiI線は光球の底部に形成される。この線の東西は円盤の中心から$\mu$=0.2まで増加し、その後太陽の縁に向かって減少しますが、FWHMは単調に増加する傾向を示します。理論的に予測されたEWは観測結果とよく一致しますが、予測されたFWHMは、モデルに未解決の乱流がないため、はるかに小さくなっています。大乱流の速度は、円盤の中心で2.80kms$^{-1}$と推定され、$\mu$=0.2で3.52kms$^{-1}$に増加します。現在の観測では、フレア加熱に対する反応は見られません。SiI6560.58\r{A}線とFeI6569.21\r{A}線のドップラーシフトと線幅を使用して、さまざまな光球層の質量流と乱流を調べることができます。SiI線は、光球のダイナミクスとエネルギー輸送を診断する優れた可能性を秘めています。
DeGaPe 35: 新しい南方共生星のアマチュア発見
| Title |
DeGaPe_35:_Amateur_discovery_of_a_new_southern_symbiotic_star |
| Authors |
Thomas_Petit,_Jaroslav_Merc,_Rudolf_G\'alis,_St\'ephane_Charbonnel,_Thierry_Demange,_Richard_Galli,_Olivier_Garde,_Pascal_Le_D\^u,_Lionel_Mulato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14629 |
この作業では、新しい南方S型共生星DeGaPe35の発見と特徴付けを提示します。低解像度の分光観測を取得し、GaiaDR3や他のサーベイからの測光でそれらを補完しました。このターゲットの光スペクトルは、高度にイオン化された[FeVII]およびOVI線を含む顕著な輝線を示しています。この共生連星の低温成分はM4-5巨星で、有効温度は~3380-3470K、光度は~3000L$_\odot$(採用距離3kpc)です。熱い成分は、殻を燃やしている白色矮星です。GaiaDR3で最近公開されたGaia衛星の測光観測は、連星の軌道運動に暫定的に起因する約700～800日の周期の変動性を示唆しました。
太陽のグランドミニマ期における子午線プラズマ流によって駆動される弱い磁気サイクルの持続性の証拠
| Title |
Evidence_of_persistence_of_weak_magnetic_cycles_driven_by_meridional_plasma_flows_during_solar_grand_minima_phases |
| Authors |
Chitradeep_Saha,_Sanghita_Chandra,_Dibyendu_Nandy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14651 |
長期的な黒点観測と太陽活動の再構築により、太陽は時折、太陽のグランドミニマとして知られる静止期に陥ることが明らかになりましたが、その間のダイナミクスはよくわかっていません。太陽周期変動をシミュレートするために、平均場とバブコック-レイトンポロイダル場のソース項に確率的変動を伴うフラックス輸送ダイナモモデルを使用します。私たちの長期シミュレーションでは、太陽のグランドミニマエピソード中に極場が徐々に減衰することが検出されました。通常の活動領域の出現は停止し、バブコック-レイトンメカニズムが損なわれますが、平均磁場$\alpha$効果によって維持される最小フェーズの間、弱い磁気活動が継続します。驚くべきことに、これらのフェーズの間、周期的な極場振幅変調が持続します。シミュレートされた極フラックス時系列のスペクトル分析は、11年サイクルがあまり目立たなくなる一方で、高周波期間と約22年の期間がグランドミニマエピソード中に現れることを示しています。長期の太陽開放フラックス観測の分析は、この発見と一致しているようです。数値実験を通じて、極域における周期的な振幅変調の持続性と、グランドミニマムエピソード中の支配的な周波数が、子午線プラズマ流の速度によって支配されていることを実証しました。
モンテカルロ放射輸送を使用した大質量星の 3D 放射流体力学モデルからのスペクトルの合成
| Title |
Synthesizing_Spectra_from_3D_Radiation_Hydrodynamic_Models_of_Massive_Stars_Using_Monte_Carlo_Radiation_Transport |
| Authors |
William_C._Schultz,_Benny_T._H._Tsang,_Lars_Bildsten,_Yan-Fei_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14772 |
観察によると、ほとんどの大質量星の表面には乱流運動が存在します。熱の広がりよりもはるかに広い幅を持つスペクトル線の観察された現象(例えば、マイクロ乱流やマクロ乱流)から、トランシティング系外惑星調査衛星の測光における確率的低周波変動(SLFV)の検出まで、これらの星は明らかに大規模な乱流運動を持っています。それらの表面に。この乱気流の原因は議論されており、地表近くの対流帯、コア内部重力波、および風の変動が提案されています。私たちの3D灰色放射流体力学(RHD)モデルは、表面近くの対流帯によって駆動される表面の対流ダイナミクスを特徴付け、最も明るい大質量星で観測されたSLFVとの合理的な一致を提供しました。現在、これらの3DRHDモデルの複雑な放射面を調べています。これは、平面平行大気の1D仮定に大きく違反しています。グレーRHDモデルをモンテカルロ放射線輸送コードSEDONAで後処理することにより、星のスペクトルを合成し、個々の光球線の広がりから情報を抽出します。SEDONAを使用すると、スペクトル吸収線プロファイルの視野角と時間依存性を計算できます。相関のない一時的なスナップショットを組み合わせて、3DRHDモデルの速度場からの広がりを拡張放射領域の熱広がりと比較し、合成されたスペクトル線が、同様に明るい星から観測された大乱流の広がりに非常に似ていることを示します。より一般的には、私たちが開発した新しい技術により、将来の3Dシミュレーションから乱流速度の広がりの起源を体系的に研究できるようになります。
FarNet-II: 改善された太陽の裏側の活動領域検出方法
| Title |
FarNet-II:_An_improved_solar_far-side_active_region_detection_method |
| Authors |
E._G._Broock,_A._Asensio_Ramos,_T._Felipe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14789 |
環境。太陽の裏側での活動は、位相シフトに敏感なホログラフィーなどの日震技術を使用して、表側で検出された地震振動の分析を通じて定期的に研究されています。最近、これらの検出を改善するために、ニューラルネットワークFarNetが開発されました。ねらい。私たちは、FarNetの範囲をさらに拡大する新しい機械学習ツールであるFarNetIIを作成し、FarNetおよび遠方活動を検出するための標準的な日震法と比較してそのパフォーマンスを評価することを目指しています。メソッド。FarNetIIは、FarNetの一般的な特性の一部を保持しながら、一般的な検出と、連続する予測間の時間的一貫性を向上させるニューラルネットワークです。主な新機能は、注意および畳み込み長短期記憶(ConvLSTM)モジュールの実装です。利用可能な限られた量のデータを活用するために、実行ごとに異なる検証セットを使用してネットワークを37回トレーニングするクロス検証アプローチが採用されました。活動のプロキシとして、SolarTerrestrialRelationsObservatory(STEREO)で取得した太陽の裏側の3年間の極紫外線観測を使用して、FarNetIIのパフォーマンスを評価します。FarNetIIからの結果は、FarNetから得られた結果と、Dice係数をメトリックとして使用する標準的な日震法と比較されました。結果。FarNetIIは、評価日からのシーケンスのすべての出力位置について、FarNetのダイス係数を0.2ポイント以上改善するダイス係数を達成します。FarNetに対するその改善は、標準的な方法に対するFarNetの改善よりも高くなっています。結論。新しいネットワークは、純粋な日震技術による太陽の裏側の活動の検出を改善するための非常に有望なツールです。宇宙天気予報は、この新しい方法によって提供されるより高い感度から恩恵を受ける可能性があります。
等方性シナリオおよび異方性シナリオにおける、タイプ II-P コア崩壊型超新星の塊状噴出物におけるダストの形成、分布、および IR 放出
| Title |
Formation,_distribution_and_IR_emission_of_dust_in_the_clumpy_ejecta_of_Type_II-P_core-collapse_supernovae,_in_isotropic_and_anisotropic_scenarios |
| Authors |
Arkaprabha_Sarangi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14896 |
コア崩壊超新星の噴出物で形成されたダストの特性を調べると、観測による推定値と理論上の予測値の間に大きな食い違いが見られます。進化する物理的条件と塊の分布についての理解を深めて、爆発後最初の3000日間の典型的な超新星噴出物でのダスト生成のシナリオを再検討します。噴出物内のダストの一般的な不均一な分布が決定され、それを使用して、関連する不透明度とフラックスが計算されました。SN1987Aを模した異方的な楕円体形状の噴出物について、出現するフラックスの視野角への依存性が推定されました。Heコアを中心から外縁まで、450個の成層化した塊状の環状シェルとしてモデル化し、それらの異なる速度によって一意に識別され、存在量、密度、およびガスとダストの温度の変化によって特徴付けられます。ダストの形成は爆発後450日から550日の間に始まり、2800日頃まで続くことがわかりますが、最初の1600日が最も生産的な期間です。ダストの総質量は、500日目の約10-5Msunから800日目の10-3Msunに変化し、最終的に約0.06Msunで飽和します。Oに富むダスト(ケイ酸塩、アルミナ)の質量は、常にCに富むダスト(非晶質炭素、炭化ケイ素)を支配します。炭素粉塵の形成は、爆発後2000日を超えて遅れます。不透明度が800日から1600日の間に最大であり、Oに富むダスト種の特徴的なスペクトルの特徴がその時点で抑制されていることを示します。楕円体噴出物の最小軸に沿って出現するフラックスは、最も不明瞭であることがわかりますが、その軸で16から21度の視野角は、615日目と775日目のSN1987Aからのフラックスと最もよく一致しているように見えます。
内部ヘリオシースの熱力学
| Title |
Thermodynamics_of_the_inner_heliosheath |
| Authors |
G._Livadiotis,_D.J._McComas,_H._O._Funsten,_N.A._Schwadron,_J._R._Szalay,_E._Zirnstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14897 |
内ヘリオシース(IHS)の陽子温度の年間スカイマップを導き出し、2009年から2016年までのInterstellarBoundaryExplorer観測の数年間の時間的進化を追跡します。決定された他の関連する熱力学的パラメーターは、密度、κ、つまり、κ分布、温度速度、ポリトロープ指数、およびエントロピーを特徴付けるパラメーターです。カッパ分布の理論とポリトロープとの関係を利用して、(i)温度と密度が変化する流線に沿って不変のままである新しいポリトロープ量{\Pi}を表現し、(ii){\Pi}不変量とカッパ、および(iii){\Pi}のカッパと対数の間の線形関係の勾配と切片から、それぞれ温度と密度を導出します。次の熱力学的特性が見つかりました。(1)気温のスカイマップとヒストグラムは、2012年に最低値にシフトし、2015年に最高値にシフトしました。（2）温度は密度と負の相関があり、亜等温ポリトロープ挙動を反映しています。(3)温度はカッパと正の相関があり、カッパ分布の生成に関与するメカニズムの特性が明らかになりました。(4)IHSのプロセスは、以前に発表された結果と一致して、等圧に向かう傾向のある亜等温です。(5)カッパ指数とポリトロープ指数の間の線形関係。粒子のポテンシャルエネルギーの特性が明らかになります。（6）エントロピーはポリトロピック指数と正の相関があり、カッパ分布がマクスウェルボルツマン記述に減少する等温状態に向かってエントロピーが増加するという根本的な理論と一致しています。
2M1155-7919B の調査: 近くにある若い低質量星が、ほぼ真横にあるほこりの多い円盤から活発に降着している
| Title |
Investigating_2M1155-7919B:_a_Nearby,_Young,_Low-Mass_Star_Actively_Accreting_from_a_Nearly_Edge-on,_Dusty_Disk |
| Authors |
D._Annie_Dickson-Vandervelde,_Joel_H._Kastner,_Jonathan_Gagn\'e,_Adam_C._Schneider,_Jacqueline_Faherty,_Emily_C._Wilson,_Christophe_Pinte,_Francois_M\'enard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14917 |
$\epsilon$チャアソシエーション($D\sim100$pc、年齢$\sim5$Myr)の異常にかすかなメンバーの性質を調査します。この天体、2MASSJ11550336-7919147(2M1155$-$79B)は、広い($\sim$580AU)離れており、低質量(M3)$\epsilon$チャアソシエーションメンバー2MASSJ11550485-7919108(2M1155$)-$79A)。GaiaEDR3、2MASS、VHS、およびWISEからの測光の分析とともに、両方の成分の近赤外スペクトルを提示します。2M1155$-$79Bの近赤外スペクトルは、強いHeI1.083放射を示しています。これは、活発な降着および/または星周円盤からの降着駆動風の兆候です。WISEアーカイブデータの分析により、以前は2M1155$-$79Aに関連付けられていた中間赤外線の過剰が、代わりに2M1155$-$79Bを取り囲む円盤に由来することが明らかになりました。これらの結果と、その光学/IRスペクトルエネルギー分布の放射伝達モデリングに基づいて、2M1155$-$79Bは若い後期M星であり、部分的に覆い隠され、活発に降着している可能性が最も高いと結論付けています。ほぼ真横の星周円盤。これにより、2M1155$-$79Bは、近くにある($D\lesssim100$pc)若い(年齢$<$10Myr)M半ばの星のまれなグループの中に配置されます。これらのシステムと同様に、2M1155$-$79Bのシステムは、低質量星の周りの星と惑星の形成の研究にとって特に有望な主題です。
コア崩壊型超新星における ALP 放出の解析的アプローチ
我々は、比較的単純な分析的記述を用いて、ニュートリノの光度と平均エネルギーに対する推定コア崩壊超新星爆発ALP放出の影響を調査します。核の制動放射とプリマコフのアクシオン光度をPNSパラメータの関数として計算し、ALP光度がニュートリノ放出とどのように競合し、PNSの総熱エネルギー率を変更するかについて説明します。私たちの結果は、PythonパッケージARtiSANSで公開されており、さまざまなパラメーターの選択に対してニュートリノとアクシオンの観測量を計算するために使用できます。
世界線有効場理論（EFT）で回転するBHから散乱する場のオンシェル振幅を比較することにより、ブラックホール（BH）の静的潮汐変形係数（ラブ数）とそれらのスピン0およびスピン1の類似物を抽出し、一般相対性理論（GR）。潮汐効果によるGR振幅は、完全にBHポテンシャル領域に由来することを指摘します。したがって、それらは波領域の重力非線形性から分離できます。その適切な処理には、高次のEFTループ計算が必要です。特に、近接場近似における弾性散乱は、もっぱら潮汐効果によって生成されます。この寄与は同じように消えることがわかります。これは、KerrBHの静的なLove数がすべてのタイプの摂動に対してゼロであることを意味します。また、高次元BHのスカラーLove数の既知の動作も再現します。私たちの結果は明らかにゲージ不変で座標に依存しないため、一般的に使用されるオフシェルメソッドの貴重な一貫性チェックを提供します。
宇宙摂動の断熱減算について
断熱減算は、曲がった時空の量子場理論における観測量のくりこみの一般的な方法です。フラットなFriedmann-Lema\^{i}tre-Robertson-Walkerスライスを使用したド・シッター空間上の光($m\llH$)場のパワースペクトルの計算に適用すると、断熱減算の標準的な処方箋、追跡可能Parkerの研究では、紫外線($k\ggaH$)だけでなく、中間($m\llk/a\lesssimH$)の波長でも、標準的なインフレ予測とは大きく異なる結果が得られました。この論文では、これらの結果をレビューし、DabrowskiとDunneによって場の量子論システムに適用された断熱減算の代替処方を使用して得られたパワースペクトルと対比します。この処方箋は、標準のものを使用するときに見られるくりこみの中間波長効果を排除します。
マルチバンド検出による重力波伝播のテスト
| Title |
Testing_gravitational_wave_propagation_with_multiband_detections |
| Authors |
Tessa_Baker,_Enrico_Barausse,_Anson_Chen,_Claudia_de_Rham,_Mauro_Pieroni,_and_Gianmassimo_Tasinato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14398 |
暗黒エネルギー(DE)の有効場理論(EFT)--DEの特性を不可知論的にパラメータ化するために構築された--は、重力波(GW)の伝搬速度の測定によって厳しく制限されています。ただし、地上の干渉計によってプローブされたGW周波数は、EFTの典型的な強結合スケール付近にあり、そのスケールに到達する前に効果的な説明が崩れる可能性があります。これにより、EFTの説明を超える規模で有効なDEシナリオの適切な紫外線の完成が、GW速度に対する現在の制約を回避できる可能性がどのように残るかについて説明します。代わりに、関連するエネルギーが桁違いに低いため、より低い周波数のLISA帯域で追加の制約を回避するのは難しくなります。GWマルチバンド検出に基づく方法を実装することにより、LISAと地上干渉計によるGW150914のようなイベントの単一の共同観測により、光と重力子の速度を$10^{-15以内に一致させることができることを実際に示します.}$.したがって、マルチバンドGW観測は、堅牢で明確な方法で、DEのEFTに基づいてシナリオをしっかりと制約することができます。
宇宙プラズマ物理学: レビュー
| Title |
Space_Plasma_Physics:_A_Review |
| Authors |
Bruce_T._Tsurutani,_Gary_P._Zank,_Veerle_J._Sterken,_Kazunari_Shibata,_Tsugunobu_Nagai,_Anthony_J._Mannucci,_David_M._Malaspina,_Gurbax_S._Lakhina,_Shrikanth_G._Kanekal,_Keisuke_Hosokawa,_Richard_B._Horne,_Rajkumar_Hajra,_Karl-Heinz_Glassmeier,_C._Trevor_Gaunt,_Peng-Fei_Chen,_Syun-Ichi_Akasofu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14545 |
絶え間なく存在する太陽風のおかげで、私たちの広大な太陽系はプラズマでいっぱいです。乱流の太陽風は、散発的な太陽噴火とともに、地球の電離層と大気に至るまで太陽大気にさまざまな宇宙プラズマプロセスと現象をもたらし、星間媒体と相互作用してヘリオポーズと終了ショックを形成します。過去65年間に宇宙プラズマ物理学は目覚ましい進歩を遂げました。これは主に、衛星搭載の衛星機器によるプラズマ、プラズマ波、中性粒子、高エネルギー粒子、ダストの高度な現場測定によるものです。さらに、地上に設置された高度な技術の計測器により、太陽とオーロラの特徴に関する新たな知識がもたらされました。その結果、宇宙物理プロセスの多くが人類に直接的または間接的な影響を与えるため、宇宙物理学の新しい分野、つまり宇宙天気が出現しました。ロケットや人工衛星以前の主要な宇宙物理学の発見を簡単に見直した後、地球、太陽風、嵐とサブストーム、マグネトテールでの宇宙天気イベントの中心であるコロナホール、太陽フレア、コロナ質量放出に関する最新の理解をすべて確認することを目指しています。サブストームダイナミクス、放射線帯/エネルギー磁気圏粒子、電離圏の構造と宇宙天気ダイナミクス、プラズマ波、不安定性、波動粒子相互作用、長周期地磁気脈動、オーロラ、地磁気誘導におけるマグネトテールの役割を強調するサブストーム。電流（GIC）、惑星磁気圏、太陽風/恒星風と彗星、月、小惑星との相互作用、惑星間の不連続性、衝撃と波、惑星間塵、宇宙塵プラズマ、太陽エネルギー粒子と太陽圏終結衝撃を含む衝撃。この論文は、宇宙物理学と宇宙天気の全体像を提供することを目的としています。
バリオンと強い結合を持つGeVスケールの暗黒物質粒子は、表土で効率的に停止され、その結果、地下の検出器に到達できないため、標準的な直接検出限界を回避します。一方、宇宙線との相互作用によって増強された暗黒物質粒子の流れを考慮して、このパラメーター空間を調べることが可能であることが示されています。地球の地殻における相対論的暗黒物質粒子の相互作用に特に注意を払いながら、これらの境界を再検討します。核の形状因子、非弾性散乱、および伝達された運動量への断面積の余分な依存性(例えば、光メディエーターの存在による)の影響が研究されており、GeVスケールのウィンドウが強く相互作用する暗黒物質が閉じているかどうか。
| Title |
Probing_Early_Universe_Supercooled_Phase_Transitions_with_Gravitational_Wave_Data |
| Authors |
Charles_Badger,_Bartosz_Fornal,_Katarina_Martinovic,_Alba_Romero,_Kevin_Turbang,_Huai-Ke_Guo,_Alberto_Mariotti,_Mairi_Sakellariadou,_Alexander_Sevrin,_Feng-Wei_Yang,_Yue_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14707 |
初期宇宙の一次相転移の痕跡を探すために、LIGO/Virgo/KAGRA検出器の到達範囲を調査します。最初の3回の観測実行からのデータを利用して、強力な過冷却によって特徴付けられる遷移に焦点を当て、基礎となる重力波背景のパラメーターに対する制約を導き出します。分析の応用として、2つの代表的な素粒子物理モデルのパラメーター空間の境界を決定します。また、過冷却相転移の調査における第3世代検出器の期待される範囲についてもコメントします。
Letter of Interest: 太平洋ニュートリノ実験による海洋科学
| Title |
Letter_of_Interest:_Ocean_science_with_the_Pacific_Ocean_Neutrino_Experiment |
| Authors |
Felix_Henningsen,_Lisa_Schumacher_(for_the_P-ONE_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14710 |
太平洋ニュートリノ実験(P-ONE)は、北東太平洋の深海に設置する予定の立方キロメートル規模のニュートリノ望遠鏡です。OceanNetworksCanadaが運営する光深海データおよび通信ネットワークと協力して、研究者の国際的な協力により、深さ約2660mの比較的平坦な深海地域と呼ばれる深海地域に、長さ数キロメートルの係留索の配列を設置する計画が立てられています。バンクーバー島の西約300マイルにあるカスカディア盆地。設計と開発が進行中であるため、P-ONEコラボレーションは、海洋学および海洋科学コミュニティの仲間の科学者の参加を開始して、海洋学研究を行うための追加または包括的な計装および測定戦略の展開に向けた専門知識と経験を提供することに関心があります。光生物発光、深海ダイナミクス、熱力学のモニタリングに加えて、アクティブおよびパッシブ音響をP-ONEアレイ内にインストールできます。このレターは、P-ONE検出器と、海洋学および海洋研究に関心のある潜在的なトピックの非網羅的なリストをまとめたものです。
太陽ニュートリノは、自由で、集中的で、めったに相互作用せず、指向性の良いメッセンジャーとして、半世紀以上にわたって太陽物理学とニュートリノ物理学の両方の発展を推進してきました。より大規模で高度なニュートリノ実験が建設中であり、計画または提案されているため、今後数十年で太陽ニュートリノを正確かつ包括的に測定する時代に向けて努力しています。この記事では、太陽ニュートリノ物理学で達成された最近の理論的および実験的進歩を概説します。標準的な太陽モデルと標準的なフレーバーの進化からニュートリノを紹介するだけでなく、太陽ニュートリノに影響を与え、それによって調査される可能性のあるさまざまな新しい物理学の編集も提示します。太陽ニュートリノスペクトルの測定とバックグラウンドの低減に関連する最新の技術と問題を検討した後、新世代のニュートリノ実験から得られる物理学上の期待を示します。
確率的重力波背景のパルサータイミングアレイ相関測定のパルサー分散と宇宙分散
| Title |
Pulsar_and_cosmic_variances_of_pulsar_timing-array_correlation_measurements_of_the_stochastic_gravitational_wave_background |
| Authors |
Reginald_Christian_Bernardo_and_Kin-Wang_Ng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14834 |
パルサータイミングアレイ相関測定は、宇宙論的に新しいナノヘルツ重力波領域における重力の性質をテストする刺激的な機会を提供します。確率的重力波背景はガウス分布でランダムであると仮定されますが、空のパルサーペアは限られています。これは、相関測定、つまりパルサーサンプリングによるパルサー分散とガウス信号による宇宙分散に理論的な不確実性をもたらします。パワースペクトル形式に依存するHellings-Downs相関の平均と分散の簡単な計算を示します。任意のパルサー距離を維持し、アインシュタイン重力を超えた重力波モードとライトコーンから離れた重力波モードを考慮して、最も一般的で、最も重要なことに、分散の数値的に効率的な計算を提示します。
中性子星-質量は太陽に似ているが、半径は都市のサイズに匹敵するコンパクトな天体-は、宇宙で最も密度の高い物質を含んでおり、地上の研究所だけでなく、地球や宇宙でも調べることができます。ベースの天文台。連星中性子星合体からの重力波の歴史的な検出は、マルチメッセンジャー天文学のまったく新しい時代を切り開き、天体物理学、一般相対性理論、核物理学、素粒子物理学などのさまざまな分野の中心に中性子星を推進しました。中性子星の構造を研究するために必要な主な入力は、重力崩壊に対するその構成要素によって生成される圧力サポートです。これらには、中性子、陽子、電子、そしておそらくさらにエキゾチックな成分が含まれます。このように、核物理学は、中性子星の魅力的な構造、ダイナミクス、組成を解明する上で重要な役割を果たしています。
