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銀河規模での原始非ガウス性の影響の調査

Title Exploring_the_effects_of_primordial_non-Gaussianity_at_galactic_scales
Authors Cl\'ement_Stahl,_Thomas_Montandon,_Benoit_Famaey,_Oliver_Hahn,_Rodrigo_Ibata
URL https://arxiv.org/abs/2209.15038
大規模な原始非ガウス性は現在のデータによって強く制約されていますが、Mpcスケールではそのような制約はありません。ここでは、重要な小規模原始非ガウス性が構造形成と銀河形成プロセスに及ぼす影響を無衝突シミュレーションで調査します。具体的には、4つの異なるタイプの非ガウス性を調べます。一般的に、非線形スケール周辺の物質パワースペクトルに、明確で潜在的に検出可能な特徴が見つかります。次に、潜在的なランダムフィールドの負に歪んだ分布、つまり過密度に関して正に歪んだ分布が、これらのスケールで$f_{\rmNL}\approx-1000$であることを特に示し、典型的な銀河サイズのハローが到達することを意味します。現在の質量の半分が初期段階にあり、ガウスの場合よりも静かな融合の歴史があります。$z=0$での1~5ビリアル半径の環境は、ガウスの場合よりも密度が低くなります。この静かな歴史と密度の低い環境は、バルジとバーの形成に関して興味深い結果をもたらす可能性があります.さらに、サブハローは、11の最も大規模な天の川衛星ほど平坦ではありませんが、ガウスの場合よりもホストの周りでより平坦な分布を持ち、2つの最も大規模なサブハローは速度の興味深い反相関を示す傾向があることを示します。ホストの周りで、運動学的コヒーレンスを示しています。これらすべてのヒントは、スケール依存の非ガウス初期条件を使用したより大きなボックスシミュレーションで統計的に確認する必要があります。その後、流体力学的ズームインシミュレーションを実行して、小規模な非ガウス性が銀河形成に与える影響の詳細を調べます。

フラクタル系としての銀河分布

Title Galaxy_Distributions_as_Fractal_Systems
Authors Sharon_Teles,_Amanda_R._Lopes_and_Marcelo_B._Ribeiro
URL https://arxiv.org/abs/2209.15044
この論文では、ほぼ100万個のオブジェクトを含む大規模な銀河分布サンプルをフラクタルシステムとして特徴付けることができるかどうかについて説明します。Telesらによって実行された分析。(2021;arXiv:2012.07164)UltraVISTADR1サーベイは、ここではSPLASHおよびCOSMOS2015カタログに拡張されているため、赤方偏移が測定された750,000個の新しい銀河が調査対象のサンプルに追加されています。$H_0=(70\pm5)$km/s/Mpcを持つ標準の$\Lambda$CDM宇宙論と、次元$D$の単一フラクタルシステムとしてこれらの銀河分布を記述するために必要な数密度ツールが採用されています。光度距離$d_L$、赤方偏移距離$d_z$および銀河領域距離(横共移動距離)$d_G$を相対論的距離定義として使用して、体積制限サブサンプルで赤方偏移間隔$0.1\lez\le4$の銀河数密度を導き出します。Kバンドの絶対等級によって定義されます。Telesらの調査結果に似ています。(2021;arXiv:2012.07164)、結果は、銀河分布データが単一のフラクタル構造として振る舞う2つの連続した赤方偏移スケールを示しています。$z<1$の場合、SPLASH銀河では$D=1.00\pm0.12$、COSMOS2015では$D=1,39\pm0.19$が見つかりました。$1\lez\le4$に対して、それぞれ$D=0.83^{+0.36}_{-0.37}$と$D=0.54^{+0.27}_{-0.26}$が見つかりました。これらの結果は、仮定されたハッブル定数の不確実性の下でロバストであることが検証されました。両方の調査で青と赤の銀河のサブサンプルを考慮した計算では、青の銀河のフラクタル次元は基本的に変化していないことが示されましたが、赤の銀河のフラクタル次元はほとんどが小さな値に変化しました。したがって、フラクタル次元をツールとして使用して、銀河のさまざまな集団を研究することができます。すべての結果は、$z>1$のフラクタル次元の減少に関する数十年前の理論的予測を裏付けています。

結合初期暗黒エネルギー

Title Coupled_Early_Dark_Energy
Authors Mark_Trodden
URL https://arxiv.org/abs/2209.15046
初期の暗黒エネルギーは、ハッブル張力(宇宙史の異なる時代のデータを使用して行われたハッブル定数の測定値間の統計的に有意な差異)に対処するためのより有望なアプローチの1つとして浮上しています。ただし、このアイデアには、データ、大規模な構造張力などの他の測定値への影響、および技術的な自然性や新しい宇宙論における偶然の問題。{\it15thFrontiersofFundamentalPhysicsconference}で招待されたプレナリーレクチャーとして配信されたこの短いメモでは、初期の暗黒エネルギーの微調整の問題のいくつかが、すでに存在している他の分野との結合を使用することによってどのように改善できるかについて説明しています。宇宙論にとって、物質と放射線が等しくなった時代はすでに特別なものです。結果として得られるモデル(ニュートリノ支援による初期暗黒エネルギー、およびカメレオン初期暗黒エネルギー)は、この一般的なアイデアのテスト可能で理論的に堅牢な実装を提供します。このようなアプローチの定式化と宇宙論について、観測的考察と理論的考察の両方から生じるいくつかの制約を含めて説明します。

CMB レンズ効果と $\gamma$ 線放射から原始ブラック ホールの信号を探す

Title Searching_for_Signal_of_Primordial_Black_Hole_from_CMB_Lensing_and_$\gamma$-ray_Emissions
Authors Xiu-Hui_Tan,_Yang-Jie_Yan,_Taotao_Qiu,_Jun-Qing_Xia
URL https://arxiv.org/abs/2209.15222
この$\textit{Letter}$では、ホーキング蒸発と宇宙のレンズ効果によって生成されるMeVエネルギーバンドの$\gamma$線放射を相関させることにより、始原ブラックホール(PBH)の信号を検索します。マイクロ波背景(CMB)。潜在的な天体物理学的起源がMeVエネルギー帯で観測された放出を支配するため、計算では可能な限り天体物理モデルの保守的なケースを使用します。さまざまなPBH質量に対応する適切なエネルギーバンドを慎重に議論することにより、$10^{16}-5\times10^{17}\,{\rmの質量範囲内のシュヴァルツシルトPBHの割合に対する厳しい制約を期待する価値があります。g}$、将来のCMB-S4プロジェクトと$\gamma$線望遠鏡e-ASTROGAMの感度のシミュレーションによる。さらに、スピンを伴うPBHモデルについても検討し、CMBレンズ作用と$\gamma$線放出との相関関係から得られるPBHフラクションの制約能力をさらに1桁改善できることを発見しました。$5\times10^{17}-2\times10^{18}\,{\rmg}$.

非最小結合超重力インフレーションからの原始ブラックホール重力波

Title Primordial_black_holes_and_gravitational_waves_from_nonminimally_coupled_supergravity_inflation
Authors Shinsuke_Kawai,_Jinsu_Kim
URL https://arxiv.org/abs/2209.15343
観測的に支持されている非最小結合ヒッグスインフレーションモデルの直接超対称類似体である宇宙モデルのクラスで、原始ブラックホールの形成と重力波の生成を研究します。このタイプのモデルは、当然、インフレトンと見なすことができる複数のスカラーフィールドを含むことが知られています。簡単にするために、inflatonフィールド空間が2次元である場合に焦点を当てます。マルチフィールドダイナミクスを分析し、現在の暗黒物質存在量の重要な部分を構成する可能性のある原始ブラックホールを大量に生成するパラメーターの領域を見つけます。また、重力波のスペクトルを計算し、将来の地上ベースおよび宇宙搭載の重力波観測所によるそれらの検出可能性について説明します。

褐色矮星のスペクトルに対する回転の影響

Title Effects_of_Rotation_on_the_Spectra_of_Brown_Dwarfs
Authors Mikhail_Lipatov,_Timothy_D._Brandt_and_Natasha_E._Batalha
URL https://arxiv.org/abs/2209.15058
巨大惑星と褐色矮星の測定された自転速度は、多くの場合、分裂限界のかなりの割合を占めており、赤道でのこれらの天体の遠心膨張をもたらしています。内部エネルギー輸送のモデルによると、この膨張は回転子の極を赤道よりかなり熱くするはずで、回転軸の傾きがスペクトル形状と全光束の両方に大きく影響します。この記事では、恒星以下の天体の観測量がその回転速度と軸の傾きに依存していることを探ります。そのために、PICASO(大気分光観測用の惑星強度コード)とソフトウェアPARS(回転星の大気をペイント)を組み合わせます。前者のコンピュータープログラムは、平面平行惑星大気内の放射伝達をモデル化し、後者は、遠心力によって変形したガス質量のディスク統合スペクトルを計算します。典型的な高速自転褐色矮星の比フラックスは、赤道上から極上への移動で1.5倍も増加することがわかりました。一方、スペクトル形状に対する回転の特徴的な効果は、赤道上のビューに向かって増加します。後者の影響も、有効温度が低いほど大きくなります。極端な傾斜角での典型的な高速回転子のボロメータによる光度推定は、観測された物体の光束の異方性により、約20%も調整する必要があります。回転速度と傾斜角に関して、対応する調整係数を計算するための一般式を提供します。

1I/'オウムアムアの回転状態の進化に対するアウトガスと潮汐効果の潜在的な寄与の評価

Title Assessing_Potential_Contributions_from_Outgassing_and_Tidal_Effects_on_the_Evolving_Rotational_State_of_1I/'Oumuamua
Authors Aster_G._Taylor,_Darryl_Z._Seligman,_Douglas_R._MacAyeal,_Olivier_R._Hainaut,_Karen_J._Meech
URL https://arxiv.org/abs/2209.15074
この論文では、内部太陽系を横断することが発見された最初の星間天体である1I/`オウムアムアの測光光度曲線の解釈を試みます。測光データを楕円体の合成光度曲線と比較して、さまざまな回転状態と観察ジオメトリを比較します。以前の研究では、10月に天体の周期性が増加したと報告されていましたが、10月から11月までの自転期間で$\Deltap\simeq0.21$時間の減少が見られました。あらゆる細長い物体に適用できる一般的な形式を使用して、ガス放出と潮汐効果の両方から進化するスピン周期への潜在的な寄与を調査します。昇華はより強力な効果ですが、潮汐変形は、バルク材料の特性に基づいて、慣性モーメントとその後のスピン周期を変更する可能性があります。一定の密度、一定の粘度の液体体をシミュレートするオープンソースソフトウェアを提示します。一定範囲の想定される粘度とサイズ($\texttt{SAMUS}$)の潮汐力を受けます。これらの数値シミュレーションをオウムアムアに適用すると、昇華の存在下で大きな潮汐変形を経験した可能性があることが示されます。ただし、潮汐効果を組み込んだ合成観測では、合成光度曲線に一致させるために必要な変形はほとんどないことが示されています。$\mu\geq10^9$gcm$^{-1}$s$^{-1}$の動粘度は、慣性モーメントの0.1\%の変化に対応し、測光データを最もよく再現することがわかります。.潮汐変形が10月のより短い時間スケールのスピンダウンに寄与し、ガス放出が長期的なスピンアップを引き起こした可能性があります。

火星のオーロラ: 発見から新展開まで

Title Auroras_on_Mars:_from_Discovery_to_New_Developments
Authors Dimitra_Atri,_Dattaraj_B._Dhuri,_Mathilde_Simoni,_Katepalli_R._Sreenivasan
URL https://arxiv.org/abs/2209.15229
オーロラは、周囲のプラズマ環境との相互作用によって引き起こされる惑星大気の放射です。それらは太陽系のほとんどの惑星といくつかの衛星で観察されています。2005年の最初の発見以来、火星のオーロラは広範囲に研究されており、現在急速に成長している研究分野です。火星には固有の地球規模の磁場がないため、その地殻磁場は惑星全体に分布し、周囲のプラズマ環境との相互作用により、多くの複雑なプロセスが発生し、地球では珍しい数種類のオーロラが発生します。火星のオーロラは、拡散オーロラ、離散オーロラ、陽子オーロラに分類されています。ホープ探査機によって可能になった総観観測の新しい機能により、2つの新しいタイプのオーロラが観測されました。そのうちの1つは、ディスクの大部分を覆う、はるかに大きな空間スケールで発生するもので、離散的な曲がりくねったオーロラとして知られています。もう1つのサブカテゴリは、パッチで観測された陽子オーロラの1つです。これらの現象のさらなる研究は、火星の大気、磁気圏、周囲のプラズマ環境の間の相互作用への洞察を提供します。発見以来、過去17年間にこのテーマで行われた作業の簡単なレビューを提供し、Hopeプローブでの観測に基づく新しい開発を報告します。

LIFEおよびその他の将来の宇宙ミッションのための大気回収:体系的な影響を軽減することの重要性

Title Atmospheric_retrievals_for_LIFE_and_other_future_space_missions:_the_importance_of_mitigating_systematic_effects
Authors Eleonora_Alei_(1),_Bj\"orn_S._Konrad_(1),_Paul_Molli\`ere_(2),_Sascha_P._Quanz_(1),_Daniel_Angerhausen_(1),_Mohanakrishna_Ranganathan_(1),_and_the_LIFE_collaboration_(3)_((1)_ETH_Zurich,_Institute_for_Particle_Physics_&_Astrophysics,_Zurich,_Switzerland,_(2)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Astronomie,_Heidelberg,_Germany)
URL https://arxiv.org/abs/2209.15403
系外惑星用大型干渉計(LIFE)などの次世代ミッションの科学的要件を決定するには、大気回収研究が不可欠です。不均一な吸収断面積の使用は、大気の正しい特徴付けにバイアスをかける可能性がある、回収における体系的な影響の原因となる可能性があります。この貢献では、観測者から10pcで太陽のような星を周回する地球の双子系外惑星の検索における、ラインリストの来歴、広がり係数、およびラインウィングカットオフの違いの影響を定量化しました。生活。ベイジアン検索フレームワークが使用できる不透明度テーブルを変更することにより、同じ入力スペクトルで4つの異なる検索を実行しました。不透明度テーブルによって導入された体系が、地表レベルでの大気圧の正確な推定と、大気中のいくつかの種の存在量の正確な検索にバイアスをかける可能性があることを発見しました(CO$_2$やN$_2など)$O)。ラインウィングカットオフの違いがエラーの主な原因である可能性があると私たちは主張します.主な放射伝達モデルとベイジアン検索フレームワークのモデル間比較だけでなく、より多くの実験室とモデリングの取り組みの必要性を強調しています。これは、今後の観測の分析に備えるためにコミュニティが共同で作業するための問題と重要なポイントを特定するために、LIFEおよび将来の世代のミッションのコンテキストで特に関連しています。

高解像度データと低解像度データの組み合わせによる HR 8799 c の C および O の存在量の取得

Title Retrieving_C_and_O_Abundance_of_HR_8799_c_by_Combining_High-_and_Low-Resolution_Data
Authors Ji_Wang,_Jason_J._Wang,_Jean-Baptiste_Ruffio,_Geoffrey_A._Blake,_Dimitri_Mawet,_Ashley_Baker,_Randall_Bartos,_Charlotte_Z._Bond,_Benjamin_Calvin,_Sylvain_Cetre,_Jacques-Robert_Delorme,_Greg_Doppmann,_Daniel_Echeverri,_Luke_Finnerty,_Michael_P._Fitzgerald,_Nemanja_Jovanovic,_Ronald_Lopez,_Emily_C._Martin,_Evan_Morris,_Jacklyn_Pezzato,_Sam_Ragland,_Garreth_Ruane,_Ben_Sappey,_Tobias_Schofield,_Andrew_Skemer,_Taylor_Venenciano,_J._Kent_Wallace,_Peter_Wizinowich,_Jerry_W._Xuan,_Marta_L._Bryan,_Arpita_Roy,_and_Nicole_L._Wallack
URL https://arxiv.org/abs/2209.15484
直接画像化された多惑星系HR8799の形成と進化の経路は謎のままです。この謎を解くには、惑星大気の化学組成を正確に制限することが重要です。HR8799cで詳細な大気検索を実行し、測光データと低解像度および高解像度の分光データ(R$\sim$20-35,000)の組み合わせを使用して、化学物質の存在量と存在比を推測します。具体的には、[C/H]、[O/H]、およびC/Oを取得し、0.55$^{+0.36}_{-0.39}$、0.47$^{+0.31}_{-0.32}であることがわかります。$、および68\%の信頼度で0.67$^{+0.12}_{-0.15}$。超恒星のCとOの存在量、さらに恒星のC/O比は、HR8799cの潜在的な形成経路を明らかにします。惑星c、およびおそらくシステム内の他の巨大ガス惑星は、ディスクの断片化によって形成され、その後、形成中または内向きの移動の段階に沿って微惑星と塵の降着を通じてCとOのさらなる大気濃縮が続きました。

原始惑星系円盤における粉塵粒子の粉砕: 衝突による断片化または回転の乱れ?

Title Dust_grain_shattering_in_protoplanetary_discs:_collisional_fragmentation_or_rotational_disruption?
Authors St\'ephane_Michoulier_and_Jean-Fran\c{c}ois_Gonzalez
URL https://arxiv.org/abs/2209.15499
原始惑星系円盤では、ダスト粒子が凝集して大きな凝集体になることは、まだよくわかっていません。粒子の空隙率は、粒子が生き残り、微惑星を形成することを可能にする有望な解決策のようです。さらに、粉塵の飛散は一般に、衝突による断片化のみに起因すると考えられてきましたが、最近、新しいプロセスが導入され、回転破壊が行われました。2つの粉砕プロセスが含まれている場合の最終的な結果を研究するために、粒子がドリフトする際の粒子の成長と空隙率の進化をモデル化する1Dコードを作成しました。観測結果を再現する円盤モデルで粒子の進化をシミュレートすると、分裂や半径方向のドリフトに比べて、回転の乱れが無視できないことがわかります。乱流パラメータが$\alpha\lesssim5\xtenpow{-4}$の場合、半径方向のドリフトが十分に遅い場合、乱れが支配的になります。粒子の成長履歴における破壊の重要性は、それらの引張強度に強く依存することを示しています。

ふたご座南 IGRINS による焼きマシュマロ プログラム: 超高温木星の組成と気候 WASP-18 b

Title The_Roasting_Marshmallows_Program_with_IGRINS_on_Gemini_South_I:_Composition_and_Climate_of_the_Ultra_Hot_Jupiter_WASP-18_b
Authors Matteo_Brogi,_Vanessa_Emeka-Okafor,_Michael_R._Line,_Siddharth_Gandhi,_Lorenzo_Pino,_Eliza_M.-R._Kempton,_Emily_Rauscher,_Vivien_Parmentier,_Jacob_L._Bean,_Gregory_N._Mace,_Nicolas_B._Cowan,_Evgenya_Shkolnik,_Joost_P._Wardenier,_Megan_Mansfield,_Luis_Welbanks,_Peter_Smith,_Jonathan_J._Fortney,_Jayne_L._Birkby,_Joseph_A._Zalesky,_Lisa_Dang,_Jennifer_Patience,_Jean-Michel_D\'esert
URL https://arxiv.org/abs/2209.15548
ふたご座南にあるIGRINSを使用して、太陽系外惑星WASP-18bの昼側の熱放射を高解像度で観測した結果を紹介します。標準アルゴリズムを使用して恒星と地球の特徴を取り除き、モデルスペクトルとの相互相関を介して惑星信号を抽出します。完全な化学モデルを使用して信号対雑音比(SNR)5.9でWASP-18bの大気を検出し、H2O(SNR=3.3)、CO(SNR=4.0)、およびOH(SNR=4.8)を個別に測定します。、および熱反転層の以前の主張を確認します。3つの種は、ベイジアン推論フレームワークを使用して自信を持って検出されます(>4$\sigma$)。このフレームワークは、存在量、温度、速度の情報を取得するためにも使用されます。この超高温木星(UHJ)では、熱解離プロセスが重要な役割を果たしている可能性があります。高度で一定の存在量を取得し、温度と圧力のプロファイルを自由に調整できるようにすることで、炭素と酸素の比率(C/O=0.75^{+0.14}_{-0.17})と金属量([M/H]]=1.03^{+0.65}_{-1.01})。熱解離によって生成された検出できない酸素を考慮すると、C/O=0.45^{+0.08}_{-0.10}および[M/H]=1.17^{+0.66}_{-1.01}になります。放射対流熱化学平衡を仮定し、自然に熱解離を説明する検索では、C/O<0.34(2$\sigma$)および[M/H]=0.48^{+0.33}_{-0.29}が制約されます。親星の化学的性質と一致します。速度情報を見ると、さまざまな分子の数km/sのレベルでさまざまなドップラーシフトの興味をそそる特徴が見られます。これは、ダイナミクスを高度と惑星ディスク上の位置の関数としてプローブする可能性があります。私たちの結果は、赤外線波長での地上ベースの高解像度分光法が、高度に照射された惑星の組成と気候に意味のある制約を提供できることを示しています。この作業は、UHJスペクトルに適用された場合に一般的に使用される検索仮定の潜在的な落とし穴も解明します。

近くの低質量初期型銀河の中心ブラック ホールの X 線および電波観測: 低エディントン分数の予備的証拠

Title X-ray_and_radio_observations_of_central_black_holes_in_nearby_low-mass_early-type_galaxies:_Preliminary_evidence_for_low_Eddington_fractions
Authors R._Urquhart,_L._I._McDermott,_J._Strader,_A._C._Seth,_L._Chomiuk,_N._Neumayer,_D._D._Nguyen,_E._Tremou
URL https://arxiv.org/abs/2209.15015
動的に確認された中央ブラックホールを持つ2つの近傍($<4$Mpc)の低質量初期型銀河、NGC5102およびNGC205の新しい電波およびX線観測結果を提示します。NGC5102は弱い核X線源を示しています。コア無線放射はありません。しかし、過去の降着とジェット活動。対照的に、新しい、非常に深い、厳密に同時の超大型アレイとチャンドラの観測では、NGC205のブラックホールからの電波またはX線放射は検出されませんでした。動的に確認されたブラックホールを持つ低質量の初期型銀河であり、このサンプルのエディントン光度に対するボロメータ光度の平均比がわずか$\textrm{log}\,(L_{\rmbol}/L_{\rmEdd})=-6.57\pm0.50$.これらのエディントン比は、より大質量の初期型銀河の比較サンプルでは典型的なものよりも低くなっていますが、この結論は、低質量銀河の小さなサンプルと比較サンプルの潜在的なバイアスのために非常に暫定的なものです.この予備的な結果は、低質量の銀河で観測されるよりも高いX線光度を予測する、より遠方の銀河の感度の低い観測を使用した以前の研究とは穏やかな緊張関係にあります。低質量銀河の中心ブラックホールのエディントン比が通常低いことが確認された場合、これは、標準的な光輝線、X線、または電波調査で中心ブラックホールの占有率を測定することへの課題を提示します。

マゼランコロナの観測

Title Observations_of_a_Magellanic_Corona
Authors Dhanesh_Krishnarao,_Andrew_J._Fox,_Elena_D'Onghia,_Bart_P._Wakker,_Frances_H._Cashman,_J._Christopher_Howk,_Scott_Lucchini,_David_M._French,_Nicolas_Lehner
URL https://arxiv.org/abs/2209.15017
大マゼラン雲と小マゼラン雲(LMC/SMC)は、天の川銀河に最も近い主要な衛星銀河です。それらは、私たちの銀河系に向かう落下軌道を最初に通過する可能性が高く(Beslaetal.2007)、ローカルグループの進行中のダイナミクスを追跡します(D'Onghia&Fox2016)。LMCの高質量(M_halo=10^(11.1-11.4)太陽質量;Penarrubiaetal.2016、Erkaletal.2018、2019、Kallivayaliletal.2018)の最近の測定値は、LMCがマゼランコロナをホストする必要があることを示唆しています。:ビリアル温度(10^(5.3-5.5)K)で、最初はビリアル半径(100-130kpc).このようなコロナは、マゼラン川(Lucchinietal.2020)、空を横切って200度以上に広がる潮汐ガス構造(D'Onghia&Fox2016、Beslaetal.2012、Nideveretal.2010)の形成を形成したと考えられます。)が天の川銀河に金属に乏しいガスをもたらしている(Foxetal.2014)。このような延長されたコロナの観測証拠は以前に発表されておらず、高度にイオン化されたガスの検出は、LMCディスクからの風が支配する可能性のあるLMCに直接向かう方向でのみ報告されています(deBoer&Savage1980、Wakkeretal.1998)。ここでは、高度にイオン化された酸素(O^+5)で直接検出される可能性のあるこのマゼランコロナの証拠を示し、バックグラウンドクェーサーへの紫外線吸収で見られる三重イオン化炭素とシリコンを介して間接的に検出します。マゼランコロナは、LMCから少なくとも35kpcまでの投影された放射状プロファイルが減少し、総電離CGM質量がlog_10(M_HII;CGM/太陽質量)=9.1+/-0.2.マゼランコロナの証拠は、マゼラングループとローカルグループでネストされた進化を特徴付ける重要な一歩です。

TESS 変動性による AGN の解明

Title Revealing_AGNs_Through_TESS_Variability
Authors Helena_P._Treiber,_Jason_T._Hinkle,_Michael_M._Fausnaugh,_Benjamin_J._Shappee,_Christopher_S._Kochanek,_Patrick_J._Vallely,_Katie_Auchettl,_Thomas_W.S._Holoien,_Anna_V._Payne,_Xinyu_Dai
URL https://arxiv.org/abs/2209.15019
TransitingExoplanetSurveySatellite(TESS)のデータを使用して、29の候補の活動銀河核(AGN)を光学的変動によって特定しました。高ケイデンス、高精度のTESSライトカーブは、他の方法で選択されなかったものを含め、AGNを識別するためのユニークな機会を提供します。候補のうち、18は以前に文献でAGNとして識別されているか、輝線診断、中赤外色、またはX線光度に基づいて選択された可能性があることがわかりました。低質量銀河のAGNは、超大質量ブラックホール(SMBH)と銀河の共進化への窓を提供し、29の候補のうち8つはブラックホールの質量を推定しました$\mathrm{\lesssim10^{6}M_{\odot}}$.低質量銀河NGC4395とNGC4449は、5つの「信頼性の高い」候補のうちの2つです。私たちの方法論をTESSのメインおよび拡張ミッションデータセット全体に適用することで、$\sim$45のAGN候補をさらに特定できると期待しています。

MUSE Analysis of Gas around Galaxys (MAGG) -- IV: $z\sim$ 3-4 ライマン

アルファ放出銀河のガス環境

Title MUSE_Analysis_of_Gas_around_Galaxies_(MAGG)_--_IV:_The_gaseous_environment_of_$z\sim$_3-4_Lyman-alpha_emitting_galaxies
Authors Emma_K._Lofthouse,_Michele_Fumagalli,_Matteo_Fossati,_Rajeshwari_Dutta,_Marta_Galbiati,_Fabrizio_Arrigoni_Battaia,_Sebastiano_Cantalupo,_Lise_Christensen,_Ryan_J._Cooke,_Alessia_Longobardi,_Michael_T._Murphy,_J._Xavier._Prochaska
URL https://arxiv.org/abs/2209.15021
MUSE銀河周辺ガス分析(MAGG)サーベイでは、z~3-4における銀河とHI選択吸収系の間のリンクを研究しています。これは、61の強力な吸収体をホストする28のクエーサーフィールドの統合フィールド分光観測からなるESO大規模プログラムです。$\rmN_{\rmHI}\gtrsim10^{16.5}~\rmcm^{-2}$.吸収層の周りに127個のLy$\alpha$放出銀河(LAE)を特定し、これは検出率82$\pm$16%に相当します。これらのLAEの光度関数は、フィールド人口よりも正規化で約5倍高く、ガスに関して銀河の有意なクラスタリングを検出し、高カラム密度の吸収体とLAEがお互いを追跡することを確認します。吸収体の30~40%が複数のLAEに関連付けられており、優先的にフィラメントに沿って配置されています。グループの銀河は、孤立したシステムと比較して、光学的に厚いガスの3倍高い被覆係数も示します。LAEの発光特性と光学的に厚いガス雲の吸収特性との間に有意な相関関係は確認されていませんが、より明るい銀河や複数の銀河が広い吸収体の近くに存在する傾向が弱いことがわかっています。測定された衝突パラメータと被覆係数に基づいて、宇宙の光学的に厚いガスのほぼ全体が、LAEの外側銀河系媒質(CGM)またはこれらに近接する銀河間媒質(IGM)に見られると結論付けています銀河。したがって、LAEは、銀河と光学的に厚い雲の両方が埋め込まれている大規模構造のトレーサーとして機能します。CGMとIGMの斑状で不均一な性質は、吸収と放出の特性の間に相関関係がないことを説明しています。これは、バリオンサイクルの特性をエンコードする傾向を明らかにするには、非常に大きなサンプルが必要であることを意味します。

アンドロメダ XXV -- 中心暗黒物質の密度が低い矮小銀河

Title Andromeda_XXV_--_a_dwarf_galaxy_with_a_low_central_dark_matter_density
Authors Emily_J._E._Charles,_Michelle_L._M._Collins,_R._Michael_Rich,_Justin_I._Read,_Stacy_Y._Kim,_Rodrigo_A._Ibata,_Nicolas_F._Martin,_Scott_C._Chapman,_Eduardo_Balbinot_and_Daniel_R._Weisz
URL https://arxiv.org/abs/2209.15022
アンドロメダ(And)XXVは、暗黒物質がほとんどまたはまったくない矮小球状銀河(dSph)として以前に報告されています。ただし、この結果の不確実性は重大でした。この研究では、メンバー星の数を2倍にし、AndXXVの運動学と質量を再導出します。そしてXXVは$\nu_\mathrm{r}=-107.7\pm1.0\mathrm{~kms}^{-1}$の全身速度と$\sigma_\nu=4.5の速度分散を持つことがわかります\pm1.0\mathrm{~kms}^{-1}$.このより適切に制限された速度分散により、$M(r<r_\mathrm{h})=6.9^{+3.2}_{-2.8}\times10^6\mathrm{の半光半径内に含まれる質量を導出します。~M}_\odot$.この質量は、$\mathrm{[M/L]}_\mathrm{r_\mathrm{h}}=37^{+17}_{-15}\mathrm{~Mの質量対光比に対応します。}_\odot/\mathrm{L}_\odot$は、XXVが明確な暗黒物質成分を持っていることを初めて示しています。AndXXVの金属量も$\mathrm{[Fe/H]}=-1.9\pm0.1$$\mathrm{~}$dexと測定され、これは以前の結果と一致しています。最後に、AndXXVの解析を拡張して、GravSphereを使用した質量モデリングを含めます。そしてXXVは中央の暗黒物質密度が低く、$\rho_\mathrm{DM}(150\mathrm{pc})=2.7^{+1.8}_{-1.6}\times10^7\mathrm{~M}_\odot\mathrm{kpc}^{-3}$,同様の恒星質量の他のローカルグループ(LG)dSphsと比較した場合、AndXXVを明らかに異常値にします。付随する論文では、暗黒物質のカスプコア変換および/または潮汐の何らかの組み合わせがXXVの低密度を説明できるかどうかを探ります.

最高赤方偏移における AGN とその相対論的ジェットの進化に対する CMB の影響

Title Impact_of_the_CMB_on_the_evolution_of_AGNs_and_their_relativisitc_jets_at_the_highest_redshift
Authors Luca_Ighina
URL https://arxiv.org/abs/2209.15043
Radio-Loud(RL)活動銀河核(AGN)は、すべての波長で最も明るい天体物理源の1つです。それらの相対論的ジェットは、超大質量ブラックホール(SMBH)の成長と周囲の銀河間媒体の両方に影響を与える可能性があります。電波帯域では、これらのジェットはすべてのスケール(pcからMpcスケールまで)で観測できますが、そのX線と{\gamma}線の放出は非常に小さなスケール(<10pc)に集中していると予想されます。しかし、チャンドラX線望遠鏡の打ち上げ後、いくつかのkpcスケールのジェットが検出され、これらのスケールでの高エネルギー放射の原因となるメカニズムはまだ議論されています.その起源を理解することは、これらのジェットの物理的特性(出力など)を大規模に導き出し、結果として環境への影響を導き出すためにも重要です。以下では、可能な解釈として、相対論的ジェット内の相対論的電子と宇宙マイクロ波背景光子(IC/CMB)との逆コンプトン相互作用を調べます。さらに、この解釈がジェットシステムでホストされているSMBHの宇宙時代に観察された進化にもどのように影響するかを推定します。

核星団の暴走衝突による地球規模の不安定性:巨大ブラックホール形成経路の数値実験

Title Global_instability_by_runaway_collisions_in_nuclear_stellar_clusters:_Numerical_tests_of_a_route_for_massive_black_hole_formation
Authors M.C._Vergara,_A._Escala,_D.R.G._Schleicher,_and_B._Reinoso
URL https://arxiv.org/abs/2209.15066
銀河の中心には、核星団、超大質量ブラックホール、またはその両方がありますが、この二分法の起源はまだ謎のままです。核星団は宇宙で最も密度の高い星系であるため、暴走衝突が発生するのに理想的な場所です。これらの密集したクラスターでは、大規模なブラックホールを形成する衝突と合体によって引き起こされ、地球規模の不安定性が発生する可能性があります。ここでは、コードnbody6++gpuを使用してN体シミュレーションを実行し、核星団で暴走する星の衝突によって大規模なブラックホールを形成する新しいメカニズムをテストします。私たちの理想化されたモデルは、衝突が非常に効率的になり、核星団に大規模なブラックホールを形成できる臨界質量があることを示しています。最も質量の大きい天体は、$10^4-10^5\rm~M_\odot$のオーダーの質量に達します。私たちの最高のブラックホール形成効率は、シミュレーション終了時の星の質量の最大$50\%$であることがわかりました。実際の天体物理システムでは、この遷移の臨界質量スケールは$10^7-10^9\rm~M_\odot$の星団で発生すると予想され、非常に大規模な中心天体の形成を意味します。

z < 0.5 の銀河の磁場のプローブとしての高速電波バースト

Title Fast_Radio_Bursts_as_Probes_of_Magnetic_Fields_in_Galaxies_at_z_
Authors Alexandra_G._Mannings,_R\"udiger_Pakmor,_J._Xavier_Prochaska,_Freeke_van_de_Voort,_Sunil_Simha,_Ryan_M._Shannon,_Nicolas_Tejos,_Adam_Deller,_Marc_Rafelski
URL https://arxiv.org/abs/2209.15113
恒星質量$M_*\およそ10^8-10^を持つ通常の$z<0.5$星形成銀河によって表されるホスト銀河の磁場強度を導出する9つの高速電波バースト(FRB)のサンプルを提示します。{10.5}M_\odot$.FRB回転測定(RM)と赤方偏移の間に相関関係は見られません。これは、RM値が主にFRBホストの寄与によるものであることを示しています。この主張は、RMと推定ホスト分散測定値($DM_{Host}$)およびホストで正規化されたガラクトセントリックオフセット(Spearman$r_S$値0.64および-0.52に等しい)。これらの9つの銀河について、見通し線$B$に沿って投影された磁場強度を推定すると、$0.5\muG$という低い中央値が得られます。これは、私たちのホストのサンプルの磁場が、太陽近傍の特徴($\approx6\muG$)よりも弱いことを意味しますが、星の観測範囲の下限$2-10\muG$と比較的一致しています。特にBフィールドでの反転を考慮すると、円盤銀河を形成し、$B_{\parallel}$のみを調べている.ぎょしゃ座プロジェクトのシミュレートされた銀河からのRMと比較すると(磁気流体力学宇宙ズームシミュレーション)、シミュレーションが観測値を$95\%$CI内に予測することがわかります。今後のFRB調査では、数百の新しいFRBに高精度の位置特定、回転測定、およびイメージングフォローアップが提供され、$z<1$銀河の多様な集団の磁場に関するさらなる調査がサポートされます。

z=6 にある強くレンズ化されたサブミリ波銀河の中心に集中する、暖かく高密度の分子ガス

Title Central_concentration_of_warm_and_dense_molecular_gas_in_a_strongly_lensed_submillimeter_galaxy_at_z=6
Authors Akiyoshi_Tsujita,_Ken-ichi_Tadaki,_Kotaro_Kohno,_Bunyo_Hatsukade,_Fumi_Egusa,_Yoichi_Tamura,_Yuri_Nishimura,_Jorge_A._Zavala,_Toshiki_Saito,_Hideki_Umehata_and_Minju_M._Lee
URL https://arxiv.org/abs/2209.15226
AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArrayを用いて、$z=6.02$にある強くレンズ化されたサブミリ銀河であるG09-83808(またはH-ATLASJ090045.4+004125)に向かうCO(12-11)線放出の検出を報告します。観察。以前に検出された[OIII]$\,88\:\mathrm{\mum}$、[NII]$\,205\:\mathrm{\mum}$、および0.6$\:$のダスト連続体を組み合わせるmmおよび1.5$\:$mmの場合、G09-83808で多相星間物質の物理的性質を調査します。ソース平面の再構成により、CO(12-11)放出の領域がコンパクトであることが明らかになります($R_\mathrm{{e,CO}}=0.49^{+0.29}_{-0.19}\,\mathrm{kpc}$)ダスト連続体のそれとほぼ一致します。COスペクトル線エネルギー分布の非局所的熱力学的平衡放射伝達モデリングにより、CO(12-11)放出のほとんどが暖かい(運動温度$T_{\mathrm{kin}}=320\pm170\:$K)と高密度($\log(n_{\mathrm{H2}}/\mathrm{cm^{-3}})=5.4\pm0.6$)ガス、暖かく高密度の分子ガスが集中していることを示します中央の0.5kpc領域。G09-83808の光度比は$L_\mathrm{{CO(12-11)}}/L_\mathrm{{CO(6-5)}}=1.1\pm0.2$と推定されます。高い比率は、局所的な活動銀河核(AGN)および$6<z<7$クエーサーの比率と一致しており、この事実は、G09-83808が再電離の時代に塵に覆われたAGNを探索するための良いターゲットになることを意味します。再構築された[OIII]$\,88\:\mathrm{\mum}$および[NII]$\,205\:\mathrm{\mum}$立方体では、単調な速度勾配中心のスターバースト領域に2倍に広がっており、星を形成するサブコンポーネントが存在します。明るい[CII]$\,158\:\mathrm{\mum}$ライン放射の高解像度観測により、回転するディスクの運動学とサブコンポーネントの性質を特徴付けることができます。

ラム圧力ストリッピングと ISM ディスク トランケーション : 予測と観察

Title Ram_Pressure_Stripping_and_ISM_disc_Truncation_:_Prediction_vs._Observation
Authors Seona_Lee,_Yun-Kyeong_Sheen,_Hyein_Yoon,_Yara_Jaff\'e,_Aeree_Chung
URL https://arxiv.org/abs/2209.15235
ラム圧ストリッピング(RPS)は、クラスター内の銀河から星間ガスを除去できる重要な環境効果であることが知られています。RPSプロセスは、通常、銀河団内媒質(ICM)によるラム圧力と、銀河の重力ポテンシャルによる星間媒質への固定圧力(ISM)の間の競合として説明されます。ただし、実際のガスストリッピングプロセスは、圧縮や幾何学的自己遮蔽、冷却や加熱などのガス物理の複雑さにより、より複雑になる可能性があります。RPSプロセスの観測された特徴が単純な運動量移動としてどれだけよく理解できるかを検証するために、HI観測から測定されたRPSのさまざまな段階にあるおとめ座銀河団銀河のストリッピング半径を、与えられた条件で予測されたガス切断半径と比較します。.アクティブなRPSを受けているサンプルの場合、通常、測定の不確実性内で予測と観察の間に良好な一致が見られます。一方、初期または後期のRPS段階にある可能性が高い銀河、および/または潮汐相互作用や飢餓などのRPS以外の環境への影響の兆候がある銀河は、いくつかの不一致を示しています。私たちの結果は、RPSが最も支配的なプロセスであり、銀河が周囲の環境を明確に定義できる場所にある場合、従来のRPS関係が広い意味で合理的に機能することを意味します。それ以外の場合は、ターゲットに対するRPSの影響を評価するために、2番目のメカニズムとローカル環境をより慎重に検査する必要があります。

二重のガス円盤がずれている銀河における複数のガス獲得イベント

Title Multiple_gas_acquisition_events_in_galaxies_with_dual_misaligned_gas_disks
Authors Xiao_Cao,_Yan-Mei_Chen,_Yong_Shi,_Min_Bao,_Alexei_Moiseev,_Dmitry_Bizyaev,_Song-Lin_Li,_Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado,_Rogemar_A._Riffel,_Rog\'erio_Riffel_and_Richard_R._Lane
URL https://arxiv.org/abs/2209.15417
外部の冷たいガスの頻繁な降着は、銀河の集合において重要な役割を果たしていると考えられています。しかし、ほとんどすべての知られている運動学的に位置がずれている銀河は、星の円盤と位置がずれているガス円盤を1つだけ特定しており、単一のガス獲得イベントを意味しています。ここでは、2つの銀河の新しい構成を報告します。この構成では、両方とも、互いにずれている2つのガスディスクが含まれており、星のディスクともずれています。そのようなシステムは、安定したり、長続きしたりするとは期待されておらず、銀河のガス降着とその角運動量の蓄積に関する従来の図式に挑戦しています。運動学的位置角の差は、2つのガス円盤間で120{\deg}よりも大きく、各ガス円盤と星の構成要素との間で40{\deg}よりも大きい。星形成活動​​は、同じ銀河内の他の領域と比較して、2つのガス円盤の界面で強化されています。このようなシステムは、低赤方偏移銀河が複数のガス獲得イベントを経験する可能性があることを示しており、銀河ガスの起源に関する新しい見解を提供します。

700 ks チャンドラ スパイダーウェブ フィールド II: スパイダーウェブ銀河における逆コンプトンおよび熱拡散放射の証拠

Title The_700_ks_Chandra_Spiderweb_Field_II:_Evidence_for_inverse-Compton_and_thermal_diffuse_emission_in_the_Spiderweb_galaxy
Authors P._Tozzi,_R._Gilli,_A._Liu,_S._Borgani,_M._Lepore,_L._Di_Mascolo,_A._Saro,_L._Pentericci,_C._Carilli,_G._Miley,_T._Mroczkowski,_M._Pannella,_E._Rasia,_P._Rosati,_C._S._Anderson,_A._Calabro',_E._Churazov,_H._Dannerbauer,_C._Feruglio,_F._Fiore,_R._Gobat,_S._Jin,_M._Nonino,_C._Norman,_H.J.A._Rottgering
URL https://arxiv.org/abs/2209.15467
深部(700ks)チャンドラ観測に基づく、z=2.16でのクモの巣銀河周辺の拡散放射とその核放射のX線イメージングとスペクトル解析を提示します。核放出を特徴付け、計器PSFの翼による周辺領域の汚染を計算しました。次に、12インチ以内の拡張された放出を定量化しました。クモの巣銀河には、穏やかに吸収されたクエーサーがあり、約1年の時間スケールで適度ではあるが有意な変動性があることがわかりました。ジェット領域での放出は、ガンマ~2-2.5の累乗法則であり,これは相対論的電子によるCMB光子のIC上方散乱と一致している.また,半径~100kpcの範囲内でほぼ対称な拡散放出を見いだしている.この放出は,からの熱制動放射と一致している.温度kT=2.0_{-0.4}^{+0.7}keV、金属量Z<1.6Z_sun.100kpc内の平均電子密度はn_e=(1.51+-0.24+-0.14)E-2cm^{-3}、<=(1.76+-0.30+-0.17)E+12M_sunの総ICM質量の上限に対応(エラーバーはそれぞれ1シグマの統計的および系統的)。ICMに静水圧平衡を適用すると、総重力質量M(<100kpc)=(1.5^{+0.5}_{-0.3})E+13M_sunが測定され、より大きな半径では、総質量M_{500}=(3.2^{+1.1}_{-0.6})E+13M_sunをr_{500}=(220+-30)kpcの半径内で推定します。クモの巣原始星団は、半径12秒角以内に顕著な拡散放射を示し、その主な寄与は電波ジェットに関連するIC散乱によってもたらされると結論付けています。ジェット領域の外側でも、半径約100kpc以内の熱放射を特定し、形成中のクラスターの初期のビリアル化されたハローを表している可能性がある高温の拡散バリオンの存在を明らかにしました。

0.5

Title Investigating_the_Effect_of_Galaxy_Interactions_on_Star_Formation_at_0.5
Authors Ekta_A._Shah,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Christina_T._Magagnoli,_Isabella_G._Cox,_Caleb_T._Wetherell,_Brittany_N._Vanderhoof,_Kevin_C._Cooke,_Antonello_Calabro,_Nima_Chartab,_Christopher_J._Conselice,_Darren_J._Croton,_Alexander_de_la_Vega,_Nimish_P._Hathi,_Olivier_Ilbert,_Hanae_Inami,_Dale_D._Kocevski,_Anton_M._Koekemoer,_Brian_C._Lemaux,_Lori_Lubin,_Kameswara_Bharadwaj_Mantha,_Stefano_Marchesi,_Marie_Martig,_Jorge_Moreno,_Belen_Alcalde_Pampliega,_David_R._Patton,_Mara_Salvato,_and_Ezequiel_Treister
URL https://arxiv.org/abs/2209.15587
局所宇宙における相互作用する銀河と合体の観測とシミュレーションは、相互作用が星形成率(SFR)と活動銀河核(AGN)の燃料供給を大幅に高めることができることを示しています。しかし、より高い赤方偏移では、いくつかのシミュレーションは、これらの銀河ではガスの割合が高く、SFRがすでに増加しているため、相互作用によって引き起こされる星形成の増強のレベルが低いことを示唆しています。これをテストするために、合計2351(1327)の大質量($M_*>10^{10}M_\odot$)主要($1<M_1/M_2<4$)分光銀河ペアのSFR増強を0.5<で測定します。$\DeltaV<5000$kms$^{-1}$(1000kms$^{-1}$)でz<3.0、予測距離<150kpc、COSMOSフィールドとCANDELSフィールドの広範な分光範囲から選択.SFR増強の最高レベルは、恒星質量、赤方偏移、および環境と比較して、最も近い予測分離ビン(<25kpc)で1.23$^{+0.08}_{-0.09}$の係数であることがわかります。孤立した銀河の一致した対照サンプル。SFR強化のレベルは、最も近い予測された分離ビンで1<z<3よりも0.5<z<1で$\sim1.5$倍高いことがわかります。視覚的に識別された合併のサンプルの中で、合体したシステムでは1.86$^{+0.29}_{-0.18}$倍の増強が見られます。この視覚的に識別されたサンプルでは、​​予測される分離の減少に伴ってSFR強化が増加する明確な傾向が見られます(2.40$^{+0.62}_{-0.37}$vs.\1.58$^{+0.29}_{-0.20}$for0.5<z<1.6および1.6<z<3.0、それぞれ)。私たちの相互作用と合体で見られるSFRの増強は、同じ距離でのローカルサンプルで見られるレベルよりもすべて低く、相互作用によって引き起こされる星形成のレベルがこの期間にわたって大幅に進化することを示唆しています。

失敗したコア崩壊超新星における質量放出を研究するためのパラメータ化されたニュートリノ放出モデル

Title A_Parameterized_Neutrino_Emission_Model_to_Study_Mass_Ejection_in_Failed_Core-collapse_Supernovae
Authors A.S._Schneider_and_E._O'Connor
URL https://arxiv.org/abs/2209.15064
一部の大質量星は、\textit{failed}コア崩壊型超新星(CCSNe)として生涯を終え、ブラックホール(BH)になります。このクラスの現象では、失速した超新星ショックは復活しませんが、外側の恒星エンベロープはまだ部分的に放出される可能性があります。これは、ニュートリノ放出による陽子中性子星(PNS)の重力質量損失によって、星の流体力学的平衡が乱されるために発生します。PNSの進化とそのニュートリノ放出をエミュレートする単純なモデルを開発し、それを使用して、広範囲の始原星の球対称で失敗したCCSNeをシミュレートします。私たちのモデルでは、PNSが$\sim100\,{\rmms}$から$\sim10^6\,{\rms}$以内でBHに崩壊する失敗したCCSNeの大量排出を調べることができます。262の異なるプレSN前駆体に対して失敗したCCSNeシミュレーションを実行し、噴出物のエネルギーと質量が前駆体の特性と高密度物質の状態方程式(EOS)にどのように依存するかを判断します。将来失敗したCCSN観測の場合、シミュレーションで得られた傾向を使用して、プレSN前駆体の特性、EOS、およびBH形成時のPNS特性に制約を課すことができます。

HAWC 天文台による宇宙線によるフンガ気圧波の高高度特性評価

Title High_Altitude_characterization_of_the_Hunga_Pressure_Wave_with_Cosmic_Rays_by_the_HAWC_Observatory
Authors R._Alfaro,_C._Alvarez,_J.C._Arteaga-Vel\'azquez,_K.P._Arunbabu,_D._Avila_Rojas,_H.A._Ayala_Solares,_R._Babu,_E._Belmont-Moreno,_K.S._Caballero-Mora,_T._Capistr\'an,_A._Carrami\~nana,_S._Casanova,_O._Chaparro-Amaro,_J._Cotzomi,_E._De_la_Fuente,_R._Diaz_Hernandez,_M._A._DuVernois,_K._Engel,_C._Espinoza,_K.L._Fan,_N._Fraija,_J.A._Garc\'ia-Gonz\'alez,_F._Garfias,_M.M._Gonz\'alez,_J.A._Goodman,_S._Hernandez,_D._Huang,_F._Hueyotl-Zahuantitla,_P._H\"untemeyer,_A._Iriarte,_V._Joshi,_S._Kaufmann,_A._Lara,_H._Le\'on_Vargas,_J.T._Linnemann,_A.L._Longinotti,_G._Luis-Raya,_K._Malone,_J._Mart\'inez-Castro,_J.A._Matthews,_P._Miranda-Romagnoli,_J.A._Morales-Soto,_E._Moreno,_L._Nellen,_R._Noriega-Papaqui,_N._Omodei,_E.G._P\'erez-P\'erez,_C.D._Rho,_D._Rosa-Gonz\'alez,_E._Ruiz-Velasco,_H._Salazar,_A._Sandoval,_M._Schneider,_A.J._Smith,_Y._Son,_O._Tibolla,_K._Tollefson,_I._Torres,_R._Torres-Escobedo,_R._Turner,_F._Ure\~na-Mena,_E._Varela,_L._Villase\~nor,_X._Wang,_E._Willox,_H._Zhou_and_C._de_Le\'on
URL https://arxiv.org/abs/2209.15110
地球に衝突する高エネルギー宇宙線は、大規模な大気摂動の研究に使用できます。大気の上部での最初の相互作用の後、宇宙線は粒子のシャワーを生成し、検出器レベルまで大気をサンプリングします。メキシコ中央部の標高4,100mにあるHAWC(高高度水チェレンコフ)宇宙線観測所は、12,500m$^{2}$のアクティブエリアを持つ300台の水チェレンコフ検出器で空気シャワー粒子を連続的に検出します。2022年1月15日、HAWCは、9,000km離れたトンガ諸島のフンガ火山の爆発によって作成された圧力波の通過を、シャワー粒子の測定速度の異常として検出しました。HAWC測定値を使用して、4つの圧力波通路の形状を特徴付け、それぞれの伝播速度を決定し、シャワー粒子速度の変動を気圧の変化と関連付けて、気圧パラメーターを抽出します。HAWCでの圧力波の最初のトランジットのシャワー粒子速度と大気圧変動のプロファイルを、火山爆発の近くにあるトンガ島での圧力測定値と比較します。この作業は、大粒子宇宙線空気シャワー検出器を使用して、大規模な大気過渡波を追跡する可能性を開きます。

X 線連星における磁気駆動風からの吸収線 II: 将来の X 線天文台から期待される高解像度の観測シグネチャ

Title Absorption_lines_from_magnetically_driven_winds_in_X-ray_binaries_II:_high_resolution_observational_signatures_expected_from_future_X-ray_observatories
Authors Susmita_Chakravorty,_Pierre-Olivier_Petrucci,_Sudeb_Ranjan_Datta,_Jonathan_Ferreira,_Joern_Wilms,_Jonatan_Jacquemin-Ide,_Maica_Clavel,_Gregoire_Marcel,_Jerome_Rodriguez,_Julien_Malzac,_Renaud_Belmont,_Stephane_Corbel,_Mickael_Coriat,_Gilles_Henri,_Maxime_Parra
URL https://arxiv.org/abs/2209.15127
私たちの自己相似、分析、磁気流体力学(MHD)降着-放出ソリューションでは、流出の基部での密度はディスク降着速度に明示的に依存します。これは、このクラスのソリューションのユニークな特性です。放出指数$p>\sim0.1(\dot{M}_{acc}\proptor^p)$は、流れが高解像度X-ブラックホール連星の光線スペクトル。ここでは、$p=0.1、0.3、0.45$の3つの密なウォームソリューションを選択し、AthenaおよびXRISM応答関数と畳み込まれたスペクトルを生成する方法論を慎重に開発して、そのようなMHD流出を通して観察されるものを予測します。この論文では、他の2つの外部パラメータが変更されました。視線の$i\sim10-25^{\circ}$.結果として得られる吸収線(HおよびHeのようなFe、Ca、Ar)は強度が変化し、それらのプロファイルはさまざまな程度の非対称性を示します。合成アテナとXRISMスペクトルのスーツで、a)線とii)線の非対称性が検出されるかどうかを確認しました。私たちの分析は、100mCrabソースの標準的な100ksec観測に対してAthenaがラインとその非対称性を検出する必要があることを示しています。6~8keVカウントが$10^4より大きい場合、数eVと同等の幅を持つラインが検出されるはずです。-最も不利なシミュレートされたケースでも10^5$。

白色矮星降着におけるX線放出メカニズム

Title X-ray_emission_mechanisms_in_accreting_white_dwarfs
Authors K.L._Page_(U._Leicester)_and_A.W._Shaw_(U._Nevada)
URL https://arxiv.org/abs/2209.15262
この章では、さまざまなタイプの激変変光星(CV)からのX線放出につながるプロセスについて考察します。CVは半分離した連星系であり、ドナー星(伴星または副星とも呼ばれます)から白色矮星主星に物質が移動します。CVは、光学バンドとX線バンドで観察された現象論に基づいていくつかのサブクラスに分類されます。非磁性系では、降着速度に応じて、観測されたさまざまな動作が特定されます。新星、矮新星、新星のような変数、共生連星、およびスーパーソフトソースはすべて、非磁性CVの例です。磁気システム(極と中間極、またはそれぞれAMHerとDQHerシステム)では、降着流は極領域に導かれ、観測上の外観は異なります。X線は通常、高温または高エネルギーのプロセスによって生成され、CVでは衝撃(境界層または降着柱内、または新星噴出物の内部または噴出物と恒星風との間の相互作用)によって形成されます。水素燃焼(定常核融合または熱核暴走)。ここでは、異なる集団におけるスペクトル変動と時間変動の両方を考慮して、これらの異なる種類の降着白色矮星のすべてについて説明します。

超高エネルギーでの宇宙粒子と素粒子物理学: ピエール・オジェ天文台の成果

Title Astroparticle_and_particle_physics_at_ultra-high_energy:_results_from_the_Pierre_Auger_Observatory
Authors Antonella_Castellina_(for_the_Pierre_Auger_Collaboration)
URL https://arxiv.org/abs/2209.15310
ピエール・オージェ共同研究の科学的成果は、多様で補完的な研究分野をカバーしています。超高エネルギー宇宙線(UHECR)の起源の探索は、エネルギースペクトルと原始惑星の質量組成の測定、マルチメッセンジャーの研究、広範な異方性探索に基づいています。収集されたデータを使用して、人工加速器では到達できないエネルギーでのハドロン相互作用の特性を調査し、非標準物理効果の存在を評価することもできます。最新の結果の選択が提示され、新たな状況が議論されます。

AGN パーセク スケール ジェットにおける地球磁場の構成

Title Configuration_of_the_global_magnetic_field_in_AGN_parsec-scale_jets
Authors Marina_S._Butuzova_and_Alexander_B._Pushkarev
URL https://arxiv.org/abs/2209.15359
磁場は、活動銀河核(AGN)の高度にコリメートされたジェットの現象において重要な役割を果たします。相対論的効果は、電波地図上の電気ベクトルを横切るような磁場方向の直接再構成を妨げます。\textbf{B}場のトポロジーは、総偏光強度と直線偏光強度、偏光度、およびローカルジェット軸からの偏光方向の偏差の横方向分布をモデル化し、観測データとさらに比較することによって決定しました。(i)ツイスト角が異なるヘリカルフィールド。(ii)縦方向のフィールドを持つシースに囲まれたジェット軸上のトロイダルフィールド。後者のシナリオでは、脊椎に対して異なるシースの厚さを考慮します。シース速度は脊椎の速度以下であると仮定しました。相対論的効果は、ジェットの軸と速度ベクトルと半径方向が一致しない一般的な場合について考慮されています。私たちのシミュレーションは、パーセクスケールのAGNジェットで観測された偏光特性の横方向プロファイルの主な特徴を再現しています。偏光特性のモデル横分布形状は、流出の運動学的および幾何学的パラメータによって強く影響を受けることがわかっています。異なるが典型的な偏波パターンを持つ3つのAGNについて、電波地図上でそれを示しました。これらのオブジェクトのそれぞれについて、観測から得られたものと理論的なプロファイルの定性的な対応を提供するモデルパラメーターを特定しました。

$\texttt{nuPyProp}$ による地球のニュートリノ伝播と荷電レプトンの出現

Title Neutrino_propagation_in_the_Earth_and_emerging_charged_leptons_with_$\texttt{nuPyProp}$
Authors Diksha_Garg,_Sameer_Patel,_Mary_Hall_Reno,_Alexander_Ruestle,_Yosui_Akaike,_Luis_A._Anchordoqui,_Douglas_R._Bergman,_Isaac_Buckland,_Austin_L._Cummings,_Johannes_Eser,_Fred_Garcia,_Claire_Gu\'epin,_Tobias_Heibges,_Andrew_Ludwig,_John_F._Krizmanic,_Simon_Mackovjak,_Eric_Mayotte,_Sonja_Mayotte,_Angela_V._Olinto,_Thomas_C._Paul,_Andr\'es_Romero-Wolf,_Fr\'ed\'eric_Sarazin,_Tonia_M._Venters,_Lawrence_Wiencke,_Stephanie_Wissel
URL https://arxiv.org/abs/2209.15581
超高エネルギーニュートリノは、最高エネルギーの天体物理環境のいくつかのメッセンジャーとして機能します。ニュートリノが中性であり、弱い相互作用を介してのみ相互作用することを考えると、ニュートリノは発生源から出現し、天文学的な距離を横断し、その起源に戻ることができます.それらの相互作用は弱いため、ニュートリノ検出には大量のターゲットが必要です。地球をニュートリノ変換器として使用することで、地上、準軌道、および衛星ベースの機器は、ニュートリノによって誘発された広範な空気シャワーの信号を検出できます。この論文では、地球におけるタウニュートリノとミューニュートリノの相互作用をシミュレートし、出現する$\tau$-レプトンとミューオンのスペクトルを予測するソフトウェアコード$\texttt{nuPyProp}$について説明します。$\texttt{nuPyProp}$出力は、荷電レプトンの出口確率とエネルギーのルックアップテーブルであり、直接、または$\texttt{nuSpaceSim}$コードへの入力として使用できます。出現する荷電レプトン。コードへの入力を説明し、その柔軟性を示し、$\tau$-レプトンとミューオンの出口確率とエネルギー分布の選択された結果を示します。$\texttt{nuPyProp}$コードはオープンソースであり、githubで入手できます。

かみのけ座矮小銀河のFAST観測から暗黒物質消滅の制約

Title Constraints_on_dark_matter_annihilation_from_the_FAST_observation_of_the_Coma_Berenices_dwarf_galaxy
Authors Wen-Qing_Guo,_Yichao_Li,_Xiaoyuan_Huang,_Yin-Zhe_Ma,_Geoff_Beck,_Yogesh_Chandola,_Feng_Huang
URL https://arxiv.org/abs/2209.15590
Fermi-LATによって検出された銀河中心の$\gamma$線過剰は、暗黒物質消滅からの非常に魅力的な一時的な信号です。関連するシンクロトロン放射を検索することで、この過剰の暗黒物質の解釈をテストできます。口径500メートルの球状電波望遠鏡を矮小球状銀河であるコーマベレニケスに向けて2時間の観測を行いましたが、暗黒物質の消滅に起因する可能性のある重要な連続体の電波放射は、ターゲットから検出されませんでした。以前のラジオ検索と比較して、質量の広い範囲にわたっておおよそ1桁の改善があり、非常に厳しい消滅断面積の制約を設定しました。銀河中心の$\gamma$線過剰の暗黒物質シナリオは、拡散係数、拡散半径、磁場などの天体物理学的要因の合理的な選択に関するFAST観測と緊張関係にあります。しかし、小さな拡散半径と大きな拡散係数の組み合わせにより、超過分の$\mu^{+}\mu^{-}$チャネルは存続する可能性があります。FASTやその他の電波望遠鏡によるさらなる電波観測により、暗黒物質の特性がさらに明らかになる可能性があります。

マルチテーパリングを使用したパワー スペクトル推定の改善: 恒星、太陽系外惑星などの正確な星震学モデリング

Title Improving_Power_Spectral_Estimation_using_Multitapering:_Precise_asteroseismic_modeling_of_stars,_exoplanets,_and_beyond
Authors Aarya_A._Patil,_Gwendolyn_M._Eadie,_Joshua_S._Speagle,_David_J._Thomson
URL https://arxiv.org/abs/2209.15027
星震時系列データには星の振動モードの痕跡があり、時系列解析によるその検出と特徴付けにより、星の内部物理を調べることができます。このような分析は、通常、不均一にサンプリングされた時系列データの基礎となる\textit{パワースペクトル}の推定量であるLomb-Scargle(LS)ピリオドグラムを計算することによって、フーリエドメインで行われます。ただし、LSピリオドグラムには、(1)不一致(またはノイズ)および(2)高いスペクトル漏れによるバイアスという統計上の問題があります。さらに、厳密に周期的な信号を検出するように設計されていますが、非正弦波の周期信号または準周期信号には適していません。ここでは、LSピリオドグラムの不一致とバイアスの問題に取り組むマルチテーパースペクトル推定法を開発します。このマルチテーパー法を非一様高速フーリエ変換(\texttt{mtNUFFT})と組み合わせて、非正弦周期(太陽系外惑星トランジットなど)または準周期(圧力モードなど)のアスタ地震信号の周波数をより正確に推定します。)。シミュレートされたケプラー91赤色巨星光曲線を使用してこれを説明します。特に、ケプラー91b系外惑星を検出し、マルチテーパーF検定のみを使用して周波数領域でその周期$6.246\pm0.002$日を正確に推定します。また、\texttt{mtNUFFT}を\texttt{PBjam}パッケージに統合して、$3.96\pm0.48$Gyrのケプラー91年代推定値を取得します。$4.27\pm0.75$GyrAPOKASC-2(未修正)推定値と比較して、この$36$\%の年齢精度の改善は、\texttt{mtNUFFT}が恒星の内部と太陽系外惑星の研究に加えて、銀河の考古学に有望な意味を持つことを示しています。私たちの周波数分析法は、一般に時間領域の天文学に適用され、\url{https://github.com/aaryapatil/tapify}で入手可能なパブリックPythonパッケージ\texttt{tapify}に実装されています。

定常状態にある大型のセグメント化された宇宙望遠鏡でシミュレートされたコロナグラフ装置の適応光学性能

Title Adaptive_optics_performance_of_a_simulated_coronagraph_instrument_on_a_large,_segmented_space_telescope_in_steady_state
Authors Axel_Potier,_Garreth_Ruane,_Christopher_C._Stark,_Pin_Chen,_Ankur_Chopra,_Larry_D._Dewell,_Roser_Juanola-Parramon,_Alison_A._Nordt,_Laurent_A._Pueyo,_David_C._Redding,_A_J_Eldorado_Riggs,_Dan_Sirbu
URL https://arxiv.org/abs/2209.15063
宇宙望遠鏡のコロナグラフ装置を使用して地球に似た系外惑星(「exoEarths」)を直接撮像するには、数時間の露出時間中に光路差が数十ピコメートルRMSに制限された安定した波面が必要です。セグメント化されたミラーの構造ダイナミクスは望遠鏡計測で直接安定させることができますが、別の可能性は、コロナグラフ機器で閉ループ波面センシングおよび制御システムを使用することです。望遠鏡の安定性。この論文では、15mのセグメント化された望遠鏡の概念であるLUVOIR-Aの例を使用して提供される時間フィルタリングのシミュレーションを提示します。望遠鏡構造の有限要素モデルに基づく定常収差を想定し、(1)~システムを最適化して波面残差を最小化し、(2)~エンドツーエンドの数値伝搬モデルを使用して残留スターライト強度を推定します。科学検出器で、(3)~ミッション中に検出された地球外候補の数を予測します。100~pm~RMSの望遠鏡の動的エラーは、等級0の星では30~pm~RMSまで減少し、コントラスト性能が15倍改善されることを示しています。自然のガイド星を使用するため、レーザー光源は波面センサーでのフラックスを増加させて、サーボループ周波数を増加させ、高い時間周波数の波面エラーを軽減することができます。たとえば、有効マグニチュードが-4の外部レーザーにより、100~pm~RMSの動的誤差と16~Hzもの速さの強い振動を持つ望遠鏡からの波面を10~pm~RMSの残留誤差で安定させることができ、それによって増加します。検出された惑星の数は、少なくとも4倍です。

DMDベースのマルチオブジェクトスペクトログラフの光学設計と波長キャリブレーション

Title Optical_Design_and_Wavelength_Calibration_of_a_DMD-based_Multi-Object_Spectrograph
Authors Shaojie_Chen,_Matthew_C._H._Leung,_Xuefeng_Yao,_Suresh_Sivanandam,_Isabelle_Sanders,_Rosalind_Liang
URL https://arxiv.org/abs/2209.15077
マルチオブジェクトスペクトログラフ(MOS)は、現在の世代の天文スペクトログラフのベンチマークであり、何百ものオブジェクトのスペクトルを同時に取得する能力が高く評価されています。過去20年間で、デジタルマイクロミラーデバイス(DMD)は、プログラマブルスリットアレイとして使用されるMOSの中心的なコンポーネントになる可能性を示してきました。我々は、$10.5^\prime\times13.98^\prime$の視野(FOV)で、0.4から0.7$\mu$mのスペクトル範囲をカバーし、スペクトル分解能が$R\sim1000$.このDMD-MOSは、全球屈折光学系と、高スループットのための分散要素としてボリュームフェーズホログラフィック(VPH)グリズムを採用しています。この論文では、このDMD-MOSの光学設計と最適化プロセス、およびハイパースペクトルデータ削減のための予備的な波長キャリブレーション手順を提示します。DMD-MOSのシミュレートされたデータを使用して、ハイパースペクトルイメージング歪みを測定し、検出器でピクセルから波長へのマッピングを構築する手順が開発されました。DMDマイクロミラーと検出器ピクセルとの関係についての調査が行われました。このDMD-MOSは、将来のDMDベースのMOSシステムの探索的研究として、直径0.5mの望遠鏡に配置されます。

天文情報源の機械学習分類: グラウンド トゥルースがない場合の F1 スコアの推定

Title Machine-learning_classification_of_astronomical_sources:_estimating_F1-score_in_the_absence_of_ground_truth
Authors A._Humphrey,_W._Kuberski,_J._Bialek,_N._Perrakis,_W._Cools,_N._Nuyttens,_H._Elakhrass,_P.A.C._Cunha
URL https://arxiv.org/abs/2209.15112
機械学習ベースの分類器は、天体物理学の分野で不可欠になっています。これにより、天文ソースをさまざまなクラスに分離でき、現在、広域調査が通常生成する膨大なデータ量への適用に適した計算効率を実現しています。標準の教師付き分類パラダイムでは、モデルは通常、空の比較的小さな領域のデータを使用してトレーニングおよび検証された後、空の他の領域のソースを分類するために使用されます。ただし、トレーニング例と分類対象のソースとの間の母集団のシフトは、モデルのパフォーマンスの「サイレント」低下につながる可能性があり、グラウンドトゥルースが利用できない場合、これを特定するのが困難になる可能性があります。このレターでは、NannyMLConfidence-BasedPerformanceEstimation(CBPE)メソッドを使用して、母集団の変化が存在するがグラウンドトゥルースラベルがない場合に分類子のF1スコアを予測する新しい方法論を紹介します。広帯域測光法を使用して決定木アンサンブルモデルでクエーサーの選択にCBPEを適用し、F1スコアが非常によく予測されることを示します(MAPE~10%;R^2=0.74-0.92)。機械学習モデルやハイパーパラメータの選択、特定の分類問題に対するトレーニングデータセットの適合性の評価など、天文学の分野で考えられるユースケースについて説明します。

SETI プログラムの成功がもたらす地政学的影響

Title Geopolitical_Implications_of_a_Successful_SETI_Program
Authors Jason_T._Wright,_Chelsea_Haramia,_Gabriel_Swiney
URL https://arxiv.org/abs/2209.15125
我々は、SETIの成功の潜在的な地政学的影響に関するWisian&Traphagan(2020,W&T)の最近の「realpolitik」分析について議論します。彼らは、「受動的な」SETIには未調査ながら重大なリスクが伴い、地球外技術の受動的な検出に成功した場合、国家レベルの関係者がETIとの通信に関する情報独占を得ようとする可能性があると結論付けています.これらの試みは、国際紛争や悲惨な結果につながる可能性があります。この可能性に対応して、彼らは、SETIに従事する科学者や施設は、このリスクを未然に防ぐために重要なセキュリティプロトコルに先制的に関与する必要があると主張しています。彼らの分析にはいくつかの欠陥があることがわかりました。私たちは、現実の政治的対応が可能であることに異議を唱えませんが、W&Tの現実的な政治的パラダイムの提示に関する懸念を明らかにし、この潜在的なシナリオを他の候補地政学的対応に対する行動指針として扱うことを正当化する十分な理由が与えられていないと主張します。さらに、現実の政治的対応が最も適切な地政学的対応であると仮定したとしても、ある国がETIとの通信を首尾よく独占できる可能性は非常に低いことを示しています。代わりに、著者が特定する本当の脅威は、情報独占の可能性が高いという国家関係者の認識に基づいています。ただし、私たちが示すように、この認識は過度に狭い接触シナリオに基づいています.全体として、技術的、政治的、および倫理的根拠に基づいて、W&Tの主張とその結果としての推奨事項を批判します。最終的には、W&Tの推奨事項が機能しない可能性が高いだけでなく、W&Tが予見する非常に悪い事態を引き起こす可能性があることもわかりました。別の方法として、透明性とデータ共有(現在受け入れられているベストプラクティスと一致しています)、検出後のプロトコルのさらなる開発、およびこの分野での政策立案者へのより良い教育をお勧めします。

カスタマイズされた大型科学用 CMOS 検出器の X 線性能

Title X-ray_performance_of_a_customized_large-format_scientifc_CMOS_detector
Authors Qinyu_Wu,_Zhenqing_Jia,_Wenxin_Wang,_Zhixing_Ling,_Chen_Zhang,_Shuangnan_Zhang,_and_Weimin_Yuan
URL https://arxiv.org/abs/2209.15295
近年、ScientifcComplementaryMetalOxideSemiconductor(sCMOS)センサーの性能は大幅に向上しています。CCDセンサーと比較して、sCMOSセンサーにはさまざまな利点があり、特に時間領域の天文学において、光学およびX線の検出に適したデバイスになる可能性があります。sCMOSセンサーの一連のテストの後、2016年にGpixelInc.と協力して、新しい専用の高速大型フォーマットX線検出器を提案しました。4096x4096ピクセルで、ピクセルサイズは15umです。フレームレートは現状20.1fpsで、最大100fps程度までブースト可能。従来のsCMOS製品に比べ、エピタキシャル膜厚を10μmにアップ。この作業では、最初にテープアウトされた製品の結果を示します。このsCMOSの暗電流は、20℃で10e/pixel/s未満、-30℃で0.02e/pixel/s未満です。固定パターンノイズ(FPN)と読み出しノイズは、高ゲインの状況では5e未満であり、低温ではわずかに増加します。エネルギー分解能は、単一ピクセルイベントでは5.90keVで180.1eV(3.1%)に達し、すべての分割イベントでは212.3eV(3.6%)に達します。連続X線スペクトル測定は、このセンサーが500eVから37keVのX線光子に応答できることを示しています。これらのテスト結果から明らかなように、優れた性能により、sCMOSセンサーはX線イメージングおよび分光アプリケーションの理想的な検出器になります。

EMIR、GTC 用の近赤外線カメラおよびマルチオブジェクト スペクトログラフ

Title EMIR,_the_near-infrared_camera_and_multi-object_spectrograph_for_the_GTC
Authors F._Garz\'on,_M._Balcells,_J._Gallego,_C._Gry,_R._Guzm\'an,_P._Hammersley,_A._Herrero,_C._Mu\~noz-Tu\~n\'on,_R._Pell\'o,_M._Prieto,_\'E._Bourrec,_C._Cabello,_N._Cardiel,_C._Gonz\'alez-Fern\'andez,_N._Laporte,_B._Milliard,_S._Pascual,_L._R._Patrick,_J._Patr\'on,_S._Ram\'irez-Alegr\'ia,_A._Streblyanska
URL https://arxiv.org/abs/2209.15395
強力な近赤外線(NIR)カメラであり、10.4mGTCのナスミス焦点に設置された多目的分光器(MOS)であるEMIRを紹介します。EMIRは2016年半ばに委託され、共通ユーザー機器として提供されています。イメージングモードでは6.67x6.67平方分、分光法では6.67x4平方分の視野(FOV)で0.9~2.5$\mum$のスペクトル範囲を提供します。EMIRは、極低温チャンバー内にあるロボット構成可能なコールドスリットマスクシステムのおかげで、さまざまなオブジェクトの最大53スペクトルを提供し、観察マスクの迅速な再構成を可能にします。イメージングモードは、すべてのバーをFOVの外側に移動し、GTC焦点面に空きスペースを残すことによって実現されます。分散スイートには、2つの同一のZnSeプリズムに挟まれた高効率のFuSiイオンエッチング刻線透過型グレーティングと1つの標準複製グリズムの組み合わせによって形成された3つの大きな疑似グリズムが含まれています。これらの分散ユニットは、公称スリット幅0.6\arcsecに対して、それぞれ5000、4250、4000の分解能で単一ショットで大気ウィンドウ$J、H、K$のスペクトル記録を提供し、さらに組み合わせたバンド$YJ$を提供します。信号にノイズを加える不安定になりがちなオリジナルのHawaii2FPA検出器は、新しいHawaii2RG検出器アレイに置き換えられており、現在IACでテスト中です。このホワイトペーパーでは、観測機能と設定可能なスリットユニットの機能に重点を置いて、この機器の最も顕著な特徴を紹介します。サンプルの初期の科学データも表示されます。

Hinode/SOT-SPとSDO/HMIの大規模空間クロスキャリブレーション

Title Large-Scale_Spatial_Cross-Calibration_of_Hinode/SOT-SP_and_SDO/HMI
Authors David_F._Fouhey_and_Richard_E._L._Higgins_and_Spiro_K._Antiochos_and_Graham_Barnes_and_Marc_L._DeRosa_and_J._Todd_Hoeksema_and_K._D._Leka_and_Yang_Liu_and_Peter_W._Schuck_and_Tamas_I._Gombosi
URL https://arxiv.org/abs/2209.15036
Hinode/SOT-SPとSDO/HMI機器メタデータのクロスキャリブレーション、特にスケーリングとポインティング情報の対応を調査します。これらのデータセットの正確なキャリブレーションは、機器間の研究と学習ベースのマグネトグラムシステムに必要な対応を提供し、物理的に意味のある光球磁場ベクトルに必要です。各機器のパイプラインからの画像間の対応に幾何学的モデルをロバストに適合させることにより、問題に取り組みます。この手法はコンピュータービジョンでは一般的ですが、Hinode/SOT-SPのような走査スリット分光器データを使用する場合、いくつかの重要な詳細が必要になります。この手法を「ひので」ミッションの10年間にわたるデータに適用します。私たちの結果は、公開されたレベル2Hinode/SOT-SPデータの修正を示唆しています。まず、約2,700回のスキャンを分析したところ、Hinode/SOT-SPレベル2データで報告されたピクセルサイズが約1%間違っていることが示唆されました。第2に、12,000回を超えるスキャンを分析した結果、ポインティング情報は、強い偏りにより数十秒角で間違っていることが多いことがわかりました。これらの補正の回帰は、熱効果が、そのミッション中にひので/SOT-SPポインティングデータに永年および周期的なドリフトを引き起こしたことを示しています。2つのソリューションを提供します。まず、私たちの手順によるSDO/HMIデータとの直接のコアライメントにより、多くのHinode/SOT-SPスキャンのアライメントを改善できます。第2に、ポインティングエラーは予測可能であるため、簡単な事後修正でポインティングを大幅に改善できます。この更新されたキャリブレーションが、研究と解釈に必要な派生物理データ製品に与える影響を説明することで締めくくります。とりわけ、我々の結果は、ポインティングエラーが半径方向電流密度の推定値に半球バイアスを誘発することを示唆しています。

LSST 調査戦略と褐色矮星視差

Title LSST_Survey_Strategies_and_Brown_Dwarf_Parallaxes
Authors John_E._Gizis_(1),_Peter_Yoachim_(2),_R._Lynne_Jones_(3),_Dylan_Hilligoss_(1),_Jinbiao_Ji_(1)_((1)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Delaware,_(2)_Department_of_Astronomy,_University_of_Washington,_(3)_Aerotek_and_Rubin_Observatory_)
URL https://arxiv.org/abs/2209.15053
VeraC.Rubin天文台のLegacySurveyofSpaceandTime(LSST)は、近くにある何千もの超低温矮星の視差を測定する可能性があり、褐色矮星の光度関数の測定を改善することができます。ベースラインLSST調査で、信号対雑音比が10を超える視差を持つL矮星とT矮星の数を推定する単純なモデルを開発します。高品質のアストロメトリには、スケジュールの制約が課せられます。LSSTコミュニティの入力プロセスの一環として、定量的な指標を使用してさまざまな可能な観測戦略を評価し、推奨事項を作成します。新しいサブステラー視差サンプルは、既存のサンプルよりもほぼ桁違いに増加し、後期Lから中期Tの矮星のスペクトルタイプビンあたり約50~100個のオブジェクトを表すことがわかります。サンプルサイズは、検討中のほとんどの調査戦略の変更に対して堅牢です(+/-5%)。

惑星状星雲の共通エンベロープ形状。 IV.原始惑星系から惑星状星雲まで

Title Common_Envelope_Shaping_of_Planetary_Nebulae._IV._From_Proto-planetary_to_Planetary_Nebula
Authors Guillermo_Garc\'ia-Segura,_Ronald_E._Taam,_and_Paul_M._Ricker
URL https://arxiv.org/abs/2209.15081
共通エンベロープイベントを受けた連星系の中心星について、原始惑星状星雲から惑星状星雲への遷移の2D流体力学的シミュレーションを提示します。1,000年の磁気駆動ダイナミクス(原始惑星状星雲フェーズ)の後、線駆動の恒星風が計算領域に導入され、恒星の光イオン化の効果を含めて、さらに10,000年間の星雲の膨張がシミュレートされます。この研究では、主系列(最終)質量が1(0.569)と2.5(0.677)\Moの中心星と、0.6\Moma系列伴星を考えます。極度に双極でウエストの狭い原始惑星状星雲は双極惑星状星雲となり、残りの形状は主に楕円惑星状星雲へと進化します。ジェットなどのコリメートされた構造に対する初期磁場の影響は、ほとんどの場合に消失する傾向があり、それらの特徴の名残を残すのはごくわずかなケースだけです。主に光イオン化によって断片化された赤道帯(1\Mo前駆体)は、放射線場に整列した彗星の塊でできた「ネックレス」構造をもたらします。一方、光イオン化と衝撃風(2.5\Mo前駆体)による断片化により、緯度方向に複数の塊が形成され、中心近くのローブ内に残り、高温の衝撃ガスに浸され、取り囲まれます。、必ずしも放射線場と整列しているわけではありません。これらの結果は、断片化プロセスが星の質量前駆体に依存していることを明らかにしています。この断片化は、ジェットの作用によって削られた、以前の共通エンベロープ後の原始惑星状星雲内のガスの分布によって可能になりました。

CoRoT 衛星で観測された 200 以上の恒星フレアの黒体温度

Title Blackbody_temperature_of_200+_stellar_flares_observed_with_the_CoRoT_satellite
Authors M._Cristina_Rabello_Soares,_Marcia_C._de_Freitas,_and_Bernardo_P.L._Ferreira
URL https://arxiv.org/abs/2209.15119
69個のF-K星で観測された209個のフレアの黒体温度を推定し、フレア温度決定の数を大幅に増やしました。CoRoT衛星の27cm望遠鏡で得られた青と赤のチャネルを高ケイデンスで長時間使用しました。チャネルの波長限界は、Exodatデータベースが提供する各星のスペクトルタイプと光度クラスのPicklesライブラリのスペクトルを使用して推定されました。温度は、両方のチャネルでのフレア等価持続時間と星フラックスを使用して、フレアエネルギーの青と赤の比率から取得されました。分析されたフレアの期待値は、標準偏差が2,800Kの6,400Kに等しく、各スペクトルサブクラスのフレアの数で重み付けされた平均恒星スペクトルタイプはG6に等しい。私たちの結果に反して、恒星の白色光フレアは、多くの場合、9,000Kまたは10,000Kの温度の黒体として放出されると想定されています。ただし、私たちの推定値は、太陽フレアで得られた値と一致しています。GAIAGバンドの透過率は、CoRoTホワイトチャネルの透過率に匹敵するものであり、ガイア測光システムに対するフレアのキャリブレーションを可能にします。分析されたフレアのGバンドのエネルギーは$10^{32}$から$10^{37}$ergの間で変化し、フレア領域は30$\mu$shから3sh(太陽半球)の範囲です。フレアの面積あたりのエネルギー放出は$T_{\rmフレア}^{2.6}$に比例し、少なくとも10,000Kまでです。

1 つの太陽質量星のリチウムとベリリウム

Title Lithium_and_Beryllium_in_One_Solar_Mass_Stars
Authors Ann_Merchant_Boesgaard,_Constantine_P._Deliyannis,_Michael_G._Lum,_Ashley_Chontos
URL https://arxiv.org/abs/2209.15158
星の表面に含まれるリチウム(Li)とベリリウム(Be)は、星の内部領域の温度構造と物理過程に関する重要な情報を明らかにすることができます。この研究は、以前よりも正確に定義されたサンプルを使用して、太陽型の星に焦点を当てています。Beについて研究された星の選択は、質量、温度、表面重力、金属量、および年齢の5つのパラメーターによって制約され、太陽に似ており、1M_sunの+-0.02以内の星に焦点を当てています。HIRESを備えたKeckI望遠鏡を使用して、52個のそのような星のBeIIスペクトル領域のスペクトルを、高いスペクトル分解能($\sim$45,000)と高い信号対雑音比で取得しました。これらの星のLiの広がりは400倍以上ですが、Beの広がりはわずか2.7倍です。2つの星は、おそらく合併または仲間との大量移転のために、Beがありませんでした.温度とともにLiの急激な傾向が見られますが、Beではほとんどありません。[Fe/H]が-0.4から+0.4へと恒星の枯渇によりLiに減少傾向がありますが、BeとFeは銀河のBe濃縮によりわずかに増加しています。Liは年齢とともに大幅に減少しますが、Beは年齢とともにわずかに増加する可能性がありますが、年齢はあまり明確ではありません。温度やその他のパラメーターで太陽に最も近い星のサブセットでは、BeとLiの存在量の比率がモデルで予測されたよりもはるかに低いことがわかります。追加のリチウム枯渇を引き起こす他の混合メカニズムがあるかもしれません。

突然の周期変化を伴う非常に低い質量比の接触連星の最初の測光および軌道周期調査、TYC 4002-2628-1

Title The_First_Photometric_and_Orbital_Period_Investigation_of_an_Extremely_Low_Mass_Ratio_Contact_Binary_with_a_Sudden_Period_Change,_TYC_4002-2628-1
Authors Di-Fu._Guo,_Kai_Li,1_Fen_Liu,_Huai-Zhen_Li_Qi-Qi_Xia,_Xing_Gao,_Xiang_Gao,_Xu_Chen,_Dong-Yang_Gao,_and_Guo-You_Sun
URL https://arxiv.org/abs/2209.15175
皆既日食連星系TYC4002-2628-1の測光観測は、2020年11月から2021年11月の間に取得されました。星の大気パラメータを決定するために、中国国立天文台(NAOC)の2.16m望遠鏡でスペクトル画像が撮影されました。.TYC4002-2628-1は低振幅($V$バンドで約0.15等)、短周期(0.3670495d)、皆既食を伴う接触食連星です。固有の光度曲線の変動とオコンネル効果の反転が光度曲線で検出されますが、これはスポットアクティビティによる可能性があります。マルチバンド時系列光度曲線から得られた測光解に基づくと、TYC4002-2628-1は、質量比が$q\sim$0.0482で、フィルアウト係数が$fの非常に低い質量比の接触連星です。\sim5\%$.$O-C$変動を分析することにより、BJD<2458321の場合、その軌道周期は変わらないことがわかります。その後、軌道周期はBJD2458743付近で突然変化し、$dP/dt=1.62\times{10^{-5}}day\cdotyr^{-1}=140$$second\cdot世紀^{-1}$.確認された場合、TYC4002-2628-1は、これまでで最も軌道周期の増加率が高い接触連星になります。軌道角運動量とスピン角運動量の比($J_{orb}$/$J_{spin}$$<3$)を調べると、不安定質量比($q_{inst}/q=1.84$)と不安定分離($A_{inst}/A=1.35$)、TYC4002-2628-1は合併候補と見なすことができます。

LAMOST 低解像度分光サーベイに基づく太陽様星の恒星彩層活動データベース

Title Stellar_Chromospheric_Activity_Database_of_Solar-like_Stars_Based_on_the_LAMOST_Low-Resolution_Spectroscopic_Survey
Authors Weitao_Zhang,_Jun_Zhang,_Han_He,_Zhiping_Song,_Ali_Luo,_Haotong_Zhang
URL https://arxiv.org/abs/2209.15255
$\require{mediawiki-texvc}$太陽に似た恒星の恒星彩層活動データベースは、LargeSkyAreaMulti-ObjectFiberSpectroscopicTelescope(LAMOST)Low-ResolutionSpectroscopicSurvey(LRS)に基づいて構築されています。このデータベースには、太陽のような星の1,330,654個の高品質LRSスペクトルから得られたCaIIH&Kラインのスペクトルバンドパスフラックスとインデックスが含まれています。1${\AA}$長方形バンドパスと1.09${\AA}$半値全幅(FWHM)三角形バンドパスを使用して、CaIIH&Kラインのラインコアで平均フラックスを測定します。線の両側にある2つの20${\AA}$疑似連続バンドのフラックス。$S_{\rmrec}$は1${\AA}$長方形バンドパスに基づいており、$S_{\rmtri}$および$S_L$は1.09${\AA}$FWHM三角形に基づいています。測定されたフラックスからバンドパスを評価し、彩層活動レベルを定量的に示します。得られたすべてのパラメータの不確実性が推定されます。また、データベース内のすべてのスペクトルについて、CaIIH&K線のスペクトル図も作成します。データベースの実体は、スペクトルサンプルと放射能パラメータのカタログ、およびスペクトル図のライブラリで構成されています。統計によると、彩層活動の高い($S_{\rmrec}>0.6$)太陽に似た星は、パラメータが$T_{\rmeff}\text{(有効温度)}<5500\,{\rmK}$,$4.3<\log\,g\text{(表面重力)}<4.6$,$-0.2<[{\rmFe/H}]\text{(金属性)}<0.3$。このデータベースには、CaIIH&K線の100万を超える高品質LAMOSTLRSスペクトルと基底彩層活動パラメーターが含まれており、太陽に似た星の活動特性や太陽と星のつながりを調査するためにさらに使用できます。

白色矮星連星経路の調査 -- VIII: 巨大な白色矮星と活発な G 型の副星を持つポスト コモン エンベロープ連星

Title The_White_Dwarf_Binary_Pathways_Survey_--_VIII:_a_post_common_envelope_binary_with_a_massive_white_dwarf_and_an_active_G-type_secondary_star
Authors M.S._Hernandez,_M.R._Schreiber,_S.G._Parsons,_B.T._G\"ansicke,_O._Toloza,_M._Zorotovic,_R._Raddi,_A._Rebassa-Mansergas,_J.J._Ren
URL https://arxiv.org/abs/2209.15591
白色矮星連星経路調査は、白色矮星とスペクトルタイプA、F、G、またはK(WD+AFGK)の中質量の二次星を含む連星の起源と進化の研究に専念しています。ここでは、巨大な白色矮星($0.86\pm0.06\,\mathrm{M}_{\odot}$)と中間質量($1.00\pm0.05\,\mathrm{M}_{\odot}$)主系列副星。副星を特徴付け、高解像度光学分光法を使用して軌道周期を測定しました。白色矮星のパラメーターは、HST分光法から決定されます。さらに、TESSの観測により、セカンダリの表面の最大19%が星の黒点で覆われていることが明らかになりました。光度曲線に見られる小さな周期変化は、二次星が緯度差回転を伴うポスト共通エンベロープ連星のG型二次星の2番目の例であることを示しています。白色矮星の比較的大きな質量と短い軌道周期を考えると、将来の物質移動は動的かつ熱的に安定し、システムは激変変数に発展します。システムの形成は、軌道エネルギー以外のエネルギー源からの寄与のない共通エンベロープ進化を仮定して理解できます。CPD-65\,264は、中程度の質量の二次星を持つ7番目のポストコモンエンベロープ連星であり、共通エンベロープエネルギー方程式の効率が小さいと仮定して理解できます。-恒星の仲間。

SCoRe: 重力波データからモデル化されていない物理学を研究するための新しいフレームワーク

Title SCoRe:_A_New_Framework_to_Study_Unmodeled_Physics_from_Gravitational_Wave_Data
Authors Guillaume_Dideron,_Suvodip_Mukherjee_and_Luis_Lehner
URL https://arxiv.org/abs/2209.14321
重力波(GW)データから一貫してモデル化されてきたものを超えた物理学を自信を持って発見するには、ノイズアーティファクトとモデル化されていないシグネチャを区別できると同時に、基礎となる物理学に光を当てる技術が必要です。これらの側面の両方をカバーできるGWデータ内のモデル化されていない物理学を検索するために、新しいデータ分析方法\texttt{SCoRe}(StructuredCorrelatedResidual)を提案します。メソッドは、GW検出器のペア間の残留ひずみの相互相関パワースペクトルの構造を検索します。これは、このパワースペクトルを周波数依存のテンプレートに投影することによって行われます。テンプレートは、モデル非依存またはモデル依存の場合があり、GWソースパラメータのプロパティに基づいて構築されます。残留歪みの射影により、ノイズアーティファクトと真の信号を区別しながら、GWソースパラメータへの可能な依存性を捉えることができます。私たちの方法はベイジアンフレームワークで構築されており、モデルに依存しないおもちゃの例と、重力の有効場理論によって動機付けられたモデルへの適用を示しました。ここで開発された方法は、LIGO-Virgo-KAGRA検出器の現在のネットワークおよび将来の地球および宇宙からアクセス可能なGWデータで、多種多様な新しい物理学およびまだモデル化されていない既知の物理学を検索するのに役立ちます。A+、LISA、CosmicExplorer、EinsteinTelescopeなどのベースのGW検出器。

暖かいインフレにおけるスカラー場ポテンシャルの制約

Title Constraints_on_the_scalar-field_potential_in_warm_inflation
Authors Gabriele_Montefalcone,_Vikas_Aragam,_Luca_Visinelli_and_Katherine_Freese
URL https://arxiv.org/abs/2209.14908
温暖なインフレの非常に消散的な体制で、観測的に実行可能なインフレ期間を達成するために必要な微調整の程度を定量化します。「微調整」パラメータ$\lambda$は、ポテンシャル$\DeltaV$の高さの変化とスカラー場$(\Delta\phi)^{4}$、つまりポテンシャルの幅であるため、ポテンシャルの必要な平坦度を測定します。最良の動機付けされた暖かいインフレのシナリオは、$c\geq0$で$\Gamma\proptoT^c$の種類の消散率を含み、そのようなすべてのケースで、$\lambda$の境界は標準的な寒さの場合よりも厳しくなります。少なくとも3桁のインフレ。言い換えれば、これらのモデルでは、標準的なインフレよりもさらに平坦な可能性が必要です。一方、$c<0$のウォームインフレーションの場合、非常に散逸的なレジームでは、$\lambda$の境界がコールドインフレーションに対して大幅に弱まる可能性があることがわかります。したがって、温暖なインフレモデルが、消散性が高く、気温に負の依存性を持つ体制で構築できれば、そうでなければ標準的なインフレでは除外される、より急な可能性に対応できます。

GENESIS: 宇宙における測地技術のコロケーション

Title GENESIS:_Co-location_of_Geodetic_Techniques_in_Space
Authors Pac\^ome_Delva,_Zuheir_Altamimi,_Alejandro_Blazquez,_Mathis_Blossfeld,_Johannes_B\"ohm,_Pascal_Bonnefond,_Jean-Paul_Boy,_Sean_Bruinsma,_Grzegorz_Bury,_Miltiadis_Chatzinikos,_Alexandre_Couhert,_Cl\'ement_Courde,_Rolf_Dach,_V\'eronique_Dehant,_Simone_Dell'Agnello,_Gunnar_Elgered,_Werner_Enderle,_Pierre_Exertier,_Susanne_Glaser,_R\"udiger_Haas,_Wen_Huang,_Urs_Hugentobler,_Adrian_J\"aggi,_Ozgur_Karatekin,_Frank_G._Lemoine,_Christophe_Le_Poncin-Lafitte,_Susanne_Lunz,_Benjamin_M\"annel,_Flavien_Mercier,_Laurent_M\'etivier,_Beno\^it_Meyssignac,_J\"urgen_M\"uller,_Axel_Nothnagel,_Felix_Perosanz,_Roelof_Rietbroek,_Markus_Rothacher,_Hakan_Sert,_Krzysztof_Sosnica,_Paride_Testani,_Javier_Ventura-Traveset,_Gilles_Wautelet_and_Radoslaw_Zajdel
URL https://arxiv.org/abs/2209.15298
地球上の時間と空間の参照システムを改善および均質化すること、そしてより直接的には、1mmの精度と0.1mm/年の長期安定性を備えた地球基準座標系(TRF)を実現することは、多くの科学的および社会的取り組みに関連しています。TRFの知識は、地球科学と航法科学の基本です。たとえば、海面変動の定量化は、ジオセンターの動きだけでなく、大陸と島の基準局の位置、および追跡ネットワークの地上局の位置も正確に決定することに大きく依存します。また、地球物理学の多くのアプリケーションでは、自然災害を予測するための地殻変動や地殻変動の監視など、参照フレームからの絶対的なミリ単位の精度が必要です。達成されるTRF精度は、地球科学の測地学要件を発表したさまざまな当局のコンセンサスを表しています。今日、TRFの実現に向けたこれらの野心的な精度と安定性の目標にはまだほど遠い状態です。ただし、1つの衛星プラットフォームで4つの宇宙測地技術すべてを組み合わせてコロケーションすることで、これらの目標の達成に大きく貢献できます。これが、欧州宇宙機関のFutureNAVプログラムの一部として提案されたGENESISミッションの目的です。GENESISプラットフォームは、慎重に調整されたスペースタイを通じて相互に参照されるすべての測地機器を運ぶ動的な宇宙測地観測所になります。さまざまな国際機関や科学界によって承認されたTRFの精度と安定性の目標を達成するために、宇宙での技術のコロケーションは、さまざまな測地技術間の不一致と偏りを解決します。このホワイトペーパーの目的は、最先端技術を概説し、地球科学、航法科学、計測学におけるGENESISミッションの利点を説明することです。

ブラックホール中性子星の自発的スカラー化に関する新しい展望

Title New_Perspectives_on_Spontaneous_Scalarization_in_Black_Holes_and_Neutron_Stars
Authors Giulia_Ventagli
URL https://arxiv.org/abs/2209.15330
一般相対性理論はこれまでのすべての精度テストに合格していますが、現在の重力モデルを超えて新しい基礎物理学を探求する理由がいくつかあります。これは、これまでに検出されていない新しいフィールドを探すことを意味します。スカラーは、検討するのが最も簡単なフィールドであり、標準モデルの拡張と重力の代替理論の両方で遍在しています。そのため、計量テンソルとスカラー場の両方によって重力が記述されるスカラーテンソル理論の調査に多くの注目が集まっています。最近関心が高まっている特に興味深い現象は、自発的なスカラー化です。このメカニズムを示す重力理論では、天体物理学のオブジェクトは、通常、コンパクトさ、曲率、または最近示されたスピンのいずれかで、特定のしきい値に達するまで、一般的な相対論的な対応物と同一です。このしきい値を超えると、自明ではないスカラー構成を取得し、構造にも影響を与えます。この論文では、一般化されたスカラーテンソル理論におけるこのメカニズムの研究に焦点を当てています。自発的なスカラー化を引き起こす可能性のあるすべての用語を含む最小限のアクションを特定します。最初に、この特定の理論におけるスカラー化の開始に焦点を当て、寄与する結合定数とコンパクトオブジェクトのプロパティに関して関連するしきい値を決定します。最後に、スカラー化されたブラックホールと中性子星の両方の特性に対するこのモデルの影響を研究します。たとえば、存在領域やそれらが運ぶスカラー電荷の量に影響を与えます。

ラ オリエンタシオン デ ラス イグレシアス コロニアル デ フエルテベントゥラ

Title La_orientaci\'on_de_las_iglesias_coloniales_de_Fuerteventura
Authors Maria_Florencia_Muratore,_Alejandro_Gangui
URL https://arxiv.org/abs/2209.15444
考古天文学の標準的なツールを使用して、植民地時代のキリスト教教会のグループの、おそらく天文学的な方位の研究に取り組みます。フェルテベントゥラ島(スペイン)のカナリア島にある約50の礼拝堂と教会の正確な空間方向の分析の予備的な結果を提示します。それらのほとんどは、15世紀から19世紀のノルマン征服の時代に建てられました。島の荘園支配に属するいくつかの小さな礼拝堂やその他の近代的な教会には、方向の明確なパターンがありませんが、島の宗教的建造物の大部分(分析された48のうち約35)は、その軸が内部に向けられています。局所的な地平線を横切るときの太陽の年間運動の極端な方位角の間の太陽範囲。群島の他の島々で発見されたものとは異なり、これらの結果は、フエルテベントゥラ島の宗教建築が初期のキリスト教作家のテキストに含まれる処方箋に忠実に従っていることを示唆しています。

MICROSCOPE 弱等価原理テストの結果

Title Result_of_the_MICROSCOPE_Weak_Equivalence_Principle_test
Authors Pierre_Touboul,_Gilles_M\'etris,_Manuel_Rodrigues,_Joel_Berg\'e,_Alain_Robert,_Quentin_Baghi,_Yves_Andr\'e,_Judica\"el_Bedouet,_Damien_Boulanger,_Stefanie_Bremer,_Patrice_Carle,_Ratana_Chhun,_Bruno_Christophe,_Valerio_Cipolla,_Thibault_Damour,_Pascale_Danto,_Louis_Demange,_Hansjoerg_Dittus,_Oc\'eane_Dhuicque,_Pierre_Fayet,_Bernard_Foulon,_Pierre-Yves_Guidotti,_Daniel_Hagedorn,_Emilie_Hardy,_Phuong-Anh_Huynh,_Patrick_Kayser,_St\'ephanie_Lala,_Claus_L\"ammerzahl,_Vincent_Lebat,_Fran\c{c}oise_Liorzou,_Meike_List,_Frank_L\"offler,_Isabelle_Panet,_Martin_Pernot-Borr\`as,_Laurent_Perraud,_Sandrine_Pires,_Benjamin_Pouilloux,_Pascal_Prieur,_Alexandre_Rebray,_Serge_Reynaud,_Benny_Rievers,_Hanns_Selig,_Laura_Serron,_Timothy_Sumner,_Nicolas_Tanguy,_Patrizia_Torresi,_Pieter_Visser
URL https://arxiv.org/abs/2209.15488
等価原理(EP)のテスト専用の宇宙ミッションMICROSCOPEは、2016年4月25日から2018年10月16日の衛星の非アクティブ化まで運用されました。この分析では、自由落下加速度($a_{\rmAE\"otv\"osパラメータ$\eta({\rm{A,B}})=2\frac{a_{\rmA}-a_{\rmB}}{a_{\rmA}+a_{\rmB}}$.13時間から198時間続く19のセグメントのシーケンスで、プラチナとチタン合金で作られた2つのテストマスでは、EP違反は検出されず、統計誤差の限界($10^{-14}$未満)$\eta({\rm{Ti,Pt}})$.すべてのセグメントからデータを累積すると、$\eta({\rm{Ti,Pt}})=[-1.5\pm{}2.3{\rm(stat)}\pm{}1.5{\rm(syst)}]となります。\times{}10^{-15}$は、確率誤差と系統誤差を2次式に組み合わせると、$2.7\times{}10^{-15}$のレベルでEP違反がないことを示します。これは、E\"ot-Washグループによって実施された以前の最高のこのようなテストに対して、ほぼ2桁の改善を表しています。この制限の信頼性は、同じ組成の2つのテスト質量の自由落下を比較することによって検証されています。(プラチナ)$1.1\times{}10^{-15}$の統計的不確実性を持つnullE\"otv\"osパラメータにつながります。

インフレーションの終わりに重力波を破るパリティ

Title Parity_violating_gravitational_waves_at_the_end_of_inflation
Authors Mar_Bastero-Gil_and_Ant\'onio_Torres_Manso
URL https://arxiv.org/abs/2209.15572
$\phiF\tilde{F}$型のインフレトン-ベクトル相互作用は、宇宙論における現在の問題のいくつかに取り組むための興味深い現象学を提供してきました。つまり、ベクトルは暗黒物質成分を構成する可能性があります。また、重力波スペクトルに刻印された可能性のある署名につながる可能性もあります。このカップリングにより、ローリングインフレトンはベクトル場の横方向分極の指数関数的な生成を誘発し、インフレトン場の速度が最大になるインフレの終わりに最大になります。これらのゲージ粒子は、すでにパリティが非対称であり、計量摂動のテンソル成分を供給し、重力波に違反するパリティの生成につながります。この作業では、弱結合レジームでのインフレーションの進化に対する逆反応の影響を模倣する試みで、ベクトル粒子の生成を調べます。さらに、この生産エポック中にゲージ粒子の振幅スペクトルを完全に統合し、再加熱が終了するまでの動作を調査します。最後に、その妥当性の体制におけるベクトルモードWKB展開のみに依存して、重力波スペクトルを計算します。