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SNOLABのDAMICの低エネルギースペクトル

Title The_low-energy_spectrum_in_DAMIC_at_SNOLAB
Authors Alvaro_E._Chavarria_(for_the_DAMIC_Collaboration)
URL https://arxiv.org/abs/2210.00587
DAMIC実験では、大面積で厚い電荷結合素子(CCD)を使用して、銀河ハロー内の低質量暗黒物質粒子とCCDターゲット内のシリコン原子との相互作用を検索します。2017年から2019年にかけて、DAMICはSNOLAB地下実験室に設置された7つのCCDアレイ(40グラムのターゲット)でデータを収集しました。200eV$_{\rmee}$以下のバックグラウンドモデルを超える顕著な過剰イベントを含む暗黒物質の検索結果を報告しますが、その起源は不明のままです。公開されたスペクトル分析の詳細を提示し、2023年初頭までにより正確な測定を実行するためのスキッパーCCDの展開に関する最新情報を提供します。

JWST初の銀河団レンズSMACSのX線解析 J0723.3-7327

Title X-ray_analysis_of_JWST's_first_galaxy_cluster_lens_SMACS_J0723.3-7327
Authors A._Liu,_E._Bulbul,_M._E._Ramos-Ceja,_J._S._Sanders,_V._Ghirardini,_Y._E._Bahar,_M._Yeung,_E._Gatuzz,_M._Freyberg,_C._Garrel,_X._Zhang,_A._Merloni,_K._Nandra
URL https://arxiv.org/abs/2210.00633
SMACS~J0723.3-7327は、JWSTによって観測された最初の銀河団レンズです。JWSTからのEROデータに基づいて、いくつかのグループが、このクラスターの強いレンズ分析と質量分布に関する結果を報告しています。ただし、JWSTデータの角度範囲によって制限されるため、強力なレンズモデルは中央領域のみをカバーします。ホットICMのX線分析は、この非常に大規模なクラスターの質量分布に関するより完全な制約を得るために必要です.この作業では、SRG/eROSITAおよびチャンドラX線天文台からのX線データを使用して、J0723の包括的なX線分析を実行し、正確なICM静水質量測定値を取得することを目指しています。静水圧質量プロファイルを強力なレンズモデルと比較することにより、R500までの質量分布に最も信頼できる制約を提供することを目指しています。それぞれ高いS/Nと高い角度分解能を提供するeROSITA全天サーベイとChandraデータのおかげで、ICMガス密度プロファイルと温度プロファイルを中心部と周辺部の両方で良好な精度で制約することができます。密度と温度のプロファイルを使用して、静水質量プロファイルを計算し、視線に沿って投影して、JWSTデータに基づく最近の強力なレンズ分析から得られた質量分布と比較します。また、この作業で得られた静水質量プロファイルを使用して、強いレンズ質量分布を逆投影します。eROSITAとChandraから得られたX線結果は、互いに非常によく一致しています。この作業で測定した静水圧質量プロファイルは、投影と投影の両方で、すべての半径で、JWSTデータに基づく最近の強力なレンズ結果とよく一致しています。

JWSTからのIa型超新星のサンプルによる宇宙パラメータの制約

Title Constraints_on_Cosmological_Parameters_with_a_Sample_of_Type_Ia_Supernovae_from_JWST
Authors Jia_Lu,_Lifan_Wang,_Xingzhuo_Chen,_David_Rubin,_Saul_Perlmutter,_Dietrich_Baade,_Jeremy_Mould,_Jozsef_Vinko,_Eniko_Regos,_Anton_M._Koekemoer
URL https://arxiv.org/abs/2210.00746
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)によって宇宙論的パラメーターを制約することで達成可能な非常に高い赤方偏移($2\lesssimz\lesssim6$)(VHZ)タイプIa超新星(SNe~Ia)のサンプルを使用する可能性を調査します。このような高い赤方偏移では、宇宙の年齢は十分に若いため、VHZSNIaサンプルは宇宙の最初のSNe~Iaを構成し、前駆星は宇宙が作った低質量星の最初の世代に含まれます。VHZSNe~Iaを使用して、SNIa標準化に固有の赤方偏移を伴う光度距離の進化による体系的な効果を解きほぐすことができることを示します。体系的な進化が線形または対数式で記述できると仮定すると、この依存関係の係数を正確に決定し、宇宙モデルから切り離すことができることがわかりました。$z=5$までの0.15等および0.45等の系統的進化は、それぞれ線形および対数進化の一般的な宇宙論モデルから確実に分離できます。VHZSNe~Iaは、SNIa光度距離スケールの体系的な赤方偏移の進化を定量化するための基礎を築きます。比較的低い赤方偏移でのSNIa調査と組み合わせると、VHZSNe~Iaは、$z\sim0$から再電離に近づく時代までの宇宙膨張の歴史の正確な測定を可能にします。

高解像度の銀河団: 暗黒物質探索

Title Galaxy_clusters_in_high_definition:_a_dark_matter_search
Authors Geoff_Beck_and_Michael_Sarkis
URL https://arxiv.org/abs/2210.00796
ATCAとASKAP望遠鏡を備えた最近の高周波プローブは、暗黒物質の特性に間接的な制限を課す最前線にいることが証明されています。後者は、Fermi-LATデータの制限力を大幅に超えることができます。ただし、これらの観測は、磁場の不確実性が大きい矮小銀河のみに基づいていました。ここでは、既知の銀河団表面の明るさプロファイルをMeerKATで観測可能なスケールにまで外挿することを検討することにより、実質的な拡散電波背景のために無視されることが多い銀河団のケースを再検討します。大きなバリオン背景にもかかわらず、銀河団は矮小銀河と競合できることがわかりました。外挿されたComaデータは、$b$クォークを介して消滅する質量$<700$GeVのWIMPを除外することができます。これは、磁場と拡散環境を取り巻く不確実性が少ないことを示しています。このような説得力のある結果は、ダークマターハローの内部形状と、NFWのようなエイナストプロファイルで最も顕著である電波ハローの平坦な内部プロファイルとの間の衝突によって可能になり、その存在は文献でいくつかの裏付けとなる証拠を持っています。

CMBレンズ相互相関によって測定されたハローバイアスからの原始非ガウス性に対する制約

Title Constraints_on_primordial_non-Gaussianity_from_halo_bias_measured_through_CMB_lensing_cross-correlations
Authors Fiona_McCarthy,_Mathew_S._Madhavacheril_and_Abhishek_S._Maniyar
URL https://arxiv.org/abs/2210.01049
$f_{\rmNL}$によってパラメータ化された、宇宙の初期条件における局所的な非ガウス性は、後期宇宙におけるハローの大規模バイアスにスケール依存性を引き起こします。この効果は、ゼロ以外の$f_{\rmNL}$を予測するマルチフィールドインフレーション理論を制約する有望な方法です。ハローバイアスからのほとんどの既存の制約は、銀河分布の自己相関を伴いますが、物質密度のプローブとの相互相関は、より少ない体系で代替チャネルを提供します。相互相関のみを使用するローカル原始非ガウス性に対する最強の大規模構造制約を提示します。\textit{Planck}データから、ダスト銀河からなる宇宙赤外線背景(CIB)をハロートレーサーとして使用し、宇宙マイクロ波背景(CMB)レンズを基礎となる物質分布のプローブとして使用します。天の川の塵は、CIBの大規模モードを使用する際の重要な課題です。重要なのは、CIBとCMBレンズ効果の相互相関は、銀河の塵から付加的なバイアスを拾うCIB自動スペクトルと比較して、銀河の塵による影響がはるかに少ないことです。原始的な非ガウス性の証拠は見つからず、ハロー質量関数の普遍性を仮定して、ガウス$\sigma(f_{\rmNL})\approx41$で$-87<f_{\rmNL}<19$を見つけます。.シモンズ天文台とCMB-S4からの将来のCMBレンズデータは、それぞれ23と20の$\sigma(f_{\rmNL})$を達成できることがわかりました。このような分析の制約力は、現在の銀河ダストクリーニング技術によって制限されており、$\ell=70$の最小多重極子を使用する必要があります。改善された分析手法または外部データによってこの課題が克服されれば、相互相関手法によって$\sigma(f_{\rmNL})=4$という厳しい制約を達成できます。より楽観的に言えば、CIB自動スペクトルが最大スケールまでダストフリーである場合、$\sigma(f_{\rmNL})=2$よりも優れた制約が達成される可能性があります。

暗黒エネルギーと修正重力の一般モデルの非線形物質パワー スペクトルの高速かつ正確な予測

Title Fast_and_accurate_predictions_of_the_nonlinear_matter_power_spectrum_for_general_models_of_Dark_Energy_and_Modified_Gravity
Authors B._Bose,_M._Tsedrik,_J._Kennedy,_L._Lombriser,_A._Pourtsidou_and_A._Taylor
URL https://arxiv.org/abs/2210.01094
標準的な宇宙物理学を超えた線形および非線形パラメータ化をハローモデル反応フレームワークに組み込み、モデルに依存しない処方箋を非線形物質パワースペクトルに提供します。アプリケーションとして、暗エネルギーの実効場理論(EFTofDE)を使用して、線形および準非線形の摂動をパラメーター化するHorndeski理論に焦点を当てます。非線形レジームでは、非線形パラメーター化ポストフリードマン(nPPF)アプローチと、エラー関数(Erf)に基づく物理的に動機付けられた近似現象論モデルの両方を調査します。$z\leq1$および$k\leq5~h/{\rmMpc}$.これは、バックグラウンドおよび線形理論パラメーターを超える3つの自由定数のみを追加するだけで、次の範囲内で$k\leq3h~/{\rmMpc}$までスケールダウンして、物質パワースペクトルにおける非線形の非標準宇宙論をモデル化するのに十分であることを示唆しています。$2\%$の精度。パラメータ化をReACTコードのver.2.0に実装します。

CO$_2$ 地球系外惑星の海洋双安定性

Title CO$_2$_ocean_bistability_on_terrestrial_exoplanets
Authors R.J._Graham,_Tim_Lichtenberg,_Ray_Pierrehumbert
URL https://arxiv.org/abs/2210.00149
岩石惑星の大気と内部との間の二酸化炭素の循環は、地球規模の気候を安定させ、地質学的な時間にわたって惑星の表面温度を氷点以上にすることができます。しかし、地球規模の炭素収支の変動と惑星サブシステム間の不安定なフィードバックサイクルにより、岩石系外惑星の気候が不安定になり、太陽系で未知の領域に向かう可能性があります。ここでは、晴天大気放射伝達と表面風化シミュレーションを実行して、星周ハビタブルゾーンの外側領域にある惑星系に関連する星座にある、岩石が多く海洋を含む太陽系外惑星の気候平衡の安定性を調べます。私たちのシミュレーションは、G型およびF型の星(M型の星ではない)を周回する惑星が、効率的な炭素隔離を伴う地球のような気候状態と、CO$_2$が表面に凝縮する別の安定した気候平衡との間で双安定性を示す可能性があることを示唆しています。クラスレート水和物または液体CO$_2$のブランケットを形成します。星座が増加し、風化効果が不十分な場合、後者の状態は、冷たく地表にCO$_2$が凝縮する気候と、高温で凝縮しない気候の間で振動します。CO$_2$の双安定気候は、惑星の歴史の早い段階で出現し、数十億年にわたって安定したままになる可能性があります。二酸化炭素が凝縮する気候は、風化が安定した惑星の人口と比較して、星座に対して$p$CO$_2$の反対の傾向をたどり、これらの異なる気候カテゴリー間の観測上の区別の可能性を示唆しています。

提案された NY Virginis 系外惑星の軌道安定性

Title Orbital_Stability_of_Proposed_NY_Virginis_Exoplanets
Authors Xinyu_Mai,_Robert_L._Mutel
URL https://arxiv.org/abs/2210.00214
小胞体ら。(2021)は最近、sdBバイナリNYVirginisから観測された食のタイミングの変動(ETV)を説明する2つの惑星のソリューションを提案しました。数値シミュレーションとカオス的挙動解析の両方を使用して、提案された惑星系の軌道安定性をテストしました。最適な軌道、および各パラメーターの公開された不確実性の範囲によって異なるパラメーターを持つ軌道は、PCEBフェーズの推定寿命($\sim$100Myr)よりもはるかに短い時間スケールで不安定でした。提案された周縁コンパニオンは、観測されたETVの完全な説明を提供できないことを示唆しています。

カリストの高速移行のためのガリレオ衛星の動的履歴

Title Dynamical_history_of_the_Galilean_satellites_for_a_fast_migration_of_Callisto
Authors Giacomo_Lari,_Melaine_Saillenfest,_Clara_Grassi
URL https://arxiv.org/abs/2210.00424
最も内側のガリレオ衛星(イオ、エウロパ、ガニメデ)のダイナミクスは、ラプラス共鳴と呼ばれる一連の平均運動共鳴と、大きな時間スケールで半長軸の広い変動を引き起こす強い潮汐消散によって特徴付けられます。木星系におけるエネルギー散逸の正確な歴史はわかっていませんが、いくつかの理論が提案されています。潮汐共鳴ロックは、大きな外側の月も速く移動できることを示しています。これがカリストの場合である場合、過去にガニメデとの2:1の平均運動共鳴を通過し、4つのガリレオ衛星すべての運動に影響を与えたはずです。したがって、カリストの高速移行がシステムの現在の軌道構成と互換性があるかどうかを判断することを目指しています。共鳴交差の混沌とし​​た性質により、さまざまな結果が生じる可能性があります。私たちのシミュレーションのごく一部は、カリストが捕獲されてラプラス共鳴を維持することなく、ガニメデとの2:1共鳴を越えることができることを示しています。ただし、ほとんどの場合、発散移動にもかかわらず、カリストは共鳴に取り込まれていることがわかりました。カリストが高速で外側に移動し続けると、衛星は正確な8:4:2:1の可換性から大幅に離れますが、共鳴チェーンは維持されます。カリストは最終的にガニメデと高次の平均運動共鳴を交差させることでそれを逃れることができます。その後、月のシステムは、衛星の適切な散逸パラメータのために現在の構成に緩和することができます。したがって、困難ではありますが、カリストの迅速な移動のために、ガリレオ衛星の過去の歴史の一貫した全体像を構築することは可能です。

火星の熱圏に対する太陽活動、太陽の日射、および大気中のダストの影響

Title Effects_of_Solar_Activity,_Solar_Insolation_and_the_Lower_Atmospheric_Dust_on_the_Martian_Thermosphere
Authors N._V._Rao,_V._Leelavathi,_Ch._Yaswanth,_Anil_Bhardwaj,_S._V._B._Rao
URL https://arxiv.org/abs/2210.00830
MarsAtmosphereandVolatileEvolutioN(MAVEN)に搭載された中性ガスおよびイオン質量分析計によって測定されたAr密度の診断と、これらの密度から導き出された温度は、太陽活動、太陽日射、および下層の大気中の塵が支配的な強制力であることを示しています。火星の熱圏。多重線形回帰分析に基づく方法論は、密度と温度への支配的な力の寄与を定量化するために開発されています。現在の研究の結果は、太陽活動の100sfu(太陽フラックス単位)の変化が約100になることを示しています。136Kに対応する熱圏温度の変化。日射量は、季節変動、緯度変動、および日周変動が相互に依存するように制約します。日射変動は日射変動を支配し、次に緯度変動と季節変動が続きます。地球規模の砂嵐と地域的な砂嵐の両方が、火星の熱圏の密度と温度を大幅に高めます。過去の太陽フラックスと塵の光学的深さのデータを使用して、火星の熱圏の状態は、火星年(MY)24までさかのぼって外挿されます。MY25、MY28、MY34の地球規模の砂嵐は、熱圏の温度を約1度上昇させます。.22-38K、MY34の地域的な砂嵐は約15K温暖化。ダストによって引き起こされる熱圏温度だけでも、ダストがない場合に比べて、水素脱出フラックスを1.67~2.14倍高めることができます。塵の影響は、太陽極大期に発生するものと比較して、太陽極小期に発生する地球規模の砂塵嵐の方が比較的重要です。

ダスト凝集体の衝突成長効率と粒子間転がり摩擦強度の独立性

Title Collisional_growth_efficiency_of_dust_aggregates_and_its_independence_of_the_strength_of_interparticle_rolling_friction
Authors Sota_Arakawa,_Hidekazu_Tanaka,_Eiichiro_Kokubo
URL https://arxiv.org/abs/2210.00913
サブミクロンサイズの粒子からなるダスト集合体の対衝突成長は、惑星形成の最初のステップであり、したがってダスト集合体の衝突挙動を理解することが不可欠です。主なエネルギー散逸メカニズムは、接触している粒子間の接線方向の摩擦、すなわち転がり、滑り、およびねじれであることが知られています。しかし、転がり摩擦の強さには大きな不確実性があり、衝突成長条件の転がり摩擦の強さへの依存性はよくわかっていませんでした。ここでは、さまざまな衝突速度と衝撃パラメーターを使用して、2つの等質量の多孔質骨材間の衝突の数値シミュレーションを実行し、転がり摩擦の強さも体系的に変更しました。ダスト凝集体の断片化の衝突速度のしきい値は、転がり摩擦の強さとはほとんど無関係であることがわかりました。これは、転がり摩擦の強さが変化しても、接線摩擦によるエネルギー散逸の総量がほぼ一定であるためです。

進化する原始惑星系円盤における小石付着惑星の進化について

Title On_the_evolution_of_pebble-accreting_planets_in_evolving_protoplanetary_discs
Authors Arnaud_Pierens
URL https://arxiv.org/abs/2210.00932
降着が主に円盤風によって発生し、小石の降着によって惑星の光度が生成される層流原始惑星系円盤における、光を放つ低質量コアの移動を調べます。2D流体力学シミュレーションを使用して、ガスと小石の降着率の関数として熱力によって引き起こされる偏心を決定し、ガストルクに対する固体コンポーネントによって加えられるトルクの重要性も評価します。ガス降着率$\dotM=2\times10^{-8}$$M_\odot/$yrおよび小石フラックス$\dotM_{peb}=170$$M_\oplus$/Myrの場合、その胚の偏心は、ディスクのアスペクト比に匹敵する値を達成します。しかし、ディスク内の惑星の半径方向の偏位により、流入する小石によって加えられるトルクが平均的にキャンセルされ、移動が外側から内側に移行します。これは、熱トルクの大きさが偏心の増加とともに指数関数的に減少するために発生することがわかり、偏心の関数として熱トルク減衰のフィッティング式を提供します。円盤が進化するにつれて、降着光度はある時点で小さくなりすぎて、コアの離心率が大きくなり、固体成分が惑星にゼロ以外のトルクを及ぼすことができます。このトルクは正であり、ガス降着率$\dotM\lesssim5\times10^{-9}$$M_\odot/$yrおよび小石フラックス$\dotM_{peb}\lesssim120$$M_\oplusに対して/$Myrでは、質量が$m_p\lesssim$$1M_\oplus$のコアにかかるガストルクに打ち勝って、外側に移動することがわかっています。

反射スペクトルから小惑星の鉱物組成を決定するためのニューラル ネットワーク

Title Neural_network_for_determining_an_asteroid_mineral_composition_from_reflectance_spectra
Authors David_Korda,_Antti_Penttil\"a,_Arto_Klami,_Tom\'a\v{s}_Kohout
URL https://arxiv.org/abs/2210.01006
小惑星の化学組成と鉱物組成は、太陽系の形成と歴史を反映しています。この知識は、惑星防衛と宇宙資源の利用にも重要です。可視および近赤外スペクトルからケイ酸塩材料の鉱物モーダルおよび化学組成を導出するための高速で堅牢なニューラルネットワークベースの方法を開発することを目指しています。メソッドは、重要な前処理なしで生のスペクトルを処理できる必要があります。スペクトルの分析用に2つの隠れ層を持つ畳み込みニューラルネットワークを設計し、ラベル付き反射スペクトルを使用してトレーニングしました。トレーニングには、RELABおよびC-Tapeデータベースに保存されている実際のケイ酸塩サンプル、つまりかんらん石、斜方輝石、単斜輝石、それらの混合物、およびかんらん石輝石に富む隕石の反射スペクトルで構成されるデータセットを使用しました。2つのデータセットでモデルを使用しました。まず、モデルの分類を既知の構成参照値と比較したテストデータセットでモデルの信頼性を評価しました。個々の分類結果は、ほとんどの場合、正しい値を中心に10パーセントポイントの間隔内にあります。次に、既知のBus-DeMeo分類クラスを使用して、S複合体(Q型およびV型、A型も含む)の小惑星の反射スペクトルを分類しました。S型およびQ型小惑星の予測された鉱物化学組成は、通常のコンドライトの化学組成と一致します。V型とA型の小惑星のモーダル存在量は、それぞれ斜方輝石とかんらん石の支配的な寄与を示しています。さらに、S型およびQ型の小惑星の鉱物モーダル組成の予測は、宇宙風化による診断吸収の減衰に関連するカンラン石の明らかな枯渇を示しています。この傾向は、カンラン石に比べて宇宙風化に対する輝石の応答が遅いという以前の結果と一致しています。

NGTS-21b: 金属に乏しいK型矮星を周回する膨張したスーパージュピター

Title NGTS-21b:_An_Inflated_Super-Jupiter_Orbiting_a_Metal-poor_K_dwarf
Authors Douglas_R._Alves,_James_S._Jenkins,_Jose_I._Vines,_Louise_D._Nielsen,_Samuel_Gill,_Jack_S._Acton,_D._R._Anderson,_Daniel_Bayliss,_Fran\c{c}ois_Bouchy,_Hannes_Breytenbach,_Edward_M._Bryant,_Matthew_R._Burleigh,_Sarah_L._Casewell,_Philipp_Eigm\"uller,_Edward_Gillen,_Michael_R._Goad,_Maximilian_N._G\"unther,_Beth_A._Henderson,_Alicia_Kendall,_Monika_Lendl,_Maximiliano_Moyano,_Ramotholo_R._Sefako,_Alexis_M._S._Smith,_Jean_C._Costes,_Rosanne_H._Tilbrook,_Jessymol_K._Thomas,_St\'ephane_Udry,_Christopher_A._Watson,_Richard_G._West,_Peter_J._Wheatley,_Hannah_L._Worters,_Ares_Osborn
URL https://arxiv.org/abs/2210.01027
次世代トランジットサーベイ(NGTS)の一環として、低質量星を周回する巨大なホットジュピターであるNGTS-21bの発見を報告します。この惑星の質量と半径は$2.36\pm0.21$M$_{\rmJ}$、$1.33\pm0.03$R$_{\rmJ}$で、公転周期は1.543日です。主星はK3V($T_{\rmeff}=4660\pm41$,K)金属に乏しい(${\rm[Fe/H]}=-0.26\pm0.07$,dex)矮星で、$0.72\pm0.04$、M$_{\odot}$、および$0.86\pm0.04$、R$_{\odot}$の質量と半径。その年齢と自転周期はそれぞれ$10.02^{+3.29}_{-7.30}$,Gyrと$17.88\pm0.08$,dであり、観測された適度に低い星の活動レベルと一致しています。NGTS-21bを現在知られているトランジット中のホットジュピターと同様の平衡温度で比較すると、質量が大きいにもかかわらず、測定された最大の半径の1つを持っていることがわかります。インフレーションのない惑星構造モデルは、惑星の大気が$\sim21\%$だけ膨張していることを示唆しているが、インフレーションモデルは観測と一致する半径を予測しており、NGTS-21bの半径膨張の起源の可能性として恒星放射を指摘している。さらに、NGTS-21bのかさ密度($1.25\pm0.15$、g/cm$^3$)は、金属に乏しい巨大ホスト([Fe/H]<0.0)の中で最大でもあり、コア降着形成モデルと一致する、金属量-惑星密度パラメーター空間の上限境界の低下。NGTS-21などの希少な惑星系の発見は、低質量星を周回する大質量惑星の形成と進化のメカニズムに課される制約の改善に大きく貢献しています。

火星表面での有人ミッションのための放射線防護および遮蔽材料

Title Radiation_protection_and_shielding_materials_for_crewed_missions_on_the_surface_of_Mars
Authors Dionysios_Gakis,_Dimitra_Atri
URL https://arxiv.org/abs/2210.01061
火星への有人ミッションの可能性は、太陽や銀河の源からの高エネルギー荷電粒子の壊滅的な影響から宇宙飛行士を保護する方法など、多くの問題を解決する必要があります。宇宙飛行士が最適な吸収線量を維持することは生存に不可欠であるため、火星の放射線環境は特に興味深いものです。ここでは、理論モデルとその場での測定によって決定された火星の条件の概要を示し、火星での放射線被ばくを軽減するための主な提案された戦略を提示します。具体的には、パッシブシールド技術に焦点を当てています。いくつかの広く使用されている材料、いくつかの革新的な材料およびそれらの組み合わせが、火星環境における太陽エネルギー粒子イベントおよび銀河宇宙線に対する挙動について研究されています。その目的のために、CERNによって開発されたモンテカルロ数値モデルであるGEANT4パッケージを実装します。これは、放射線と物質の相互作用をシミュレートするために特別に適用されます。モデルの説明が与えられ、その後に数値モデルの出力が続きます。予想通り、水素が豊富な材料はより優れた減衰器として機能すると結論付けていますが、他の材料も宇宙線に対して役立つ可能性があります.

超拡散銀河の豊富さを天の川類似体に拡張する

Title Extending_Ultra-Diffuse_Galaxy_Abundances_to_Milky_Way_Analogs
Authors Ananthan_Karunakaran,_Dennis_Zaritsky
URL https://arxiv.org/abs/2210.00009
超拡散銀河(UDG)の存在量関係$N_{UDG}-M_{200}$を、より低いハロー質量ホスト$(M_{200}\sim10^{11.6-12.2}M_{\odot})に拡張します。$.私たちは、天の川類似体の周りの矮小衛星銀河の公開されたカタログ、すなわち局所体積衛星探査(ELVES)調査、銀河系類似体周辺の衛星(SAGA)調査、およびハイパーを使用して実施された天の川のようなシステムの調査からUDG衛星を選択します。-最高のカム。合計75の天の川のようなホストの周りにある516の衛星のうち、33のホストの周りにある41の衛星がUDG基準を満たしていることがわかります。ホストがUDG衛星を持っているかどうかに関係なく、ホストハロー質量の分布は$M_{200}\sim10^{12}M_{\odot}$付近でピークに達します。文献のUDG存在量とここで導出されたものを使用して、$M_{200}=10^{11.6}M_{\odot}$まで3桁にわたって$N_{UDG}-M_{200}$関係を追跡し、$N_{UDG}=(37\pm4)\cdot(\frac{M_{200}}{10^{14}})^{0.85\pm0.07}$の最適線形関係。この準線形勾配は、高密度環境を必要とするUDG形成メカニズムを除いて、UDG存在量の以前の研究と、より明るい矮小銀河の存在量関係と一致しています。ただし、$N_{UDG}-M_{200}$の関係を適切に理解するには、幅広い環境でUDGをさらに均一に特性化する必要があることを強調します。

局所星形成銀河の高解像度 HST 画像調査 I: H$\alpha$ と Paschen-$\beta$ 再結合線を伴う空間的に分解された不明瞭な星形成

Title High_Resolution_HST_Imaging_Survey_of_Local_Star-Forming_Galaxies_I:_Spatially-Resolved_Obscured_Star_Formation_with_H$\alpha$_and_Paschen-$\beta$_Recombination_Lines
Authors Clara_Gim\'enez-Arteaga,_Gabriel_B._Brammer,_Danilo_Marchesini,_Luis_Colina,_Varun_Bajaj,_Malte_Brinch,_Daniela_Calzetti,_Daniel_Lange-Vagle,_Eric_J._Murphy,_Michele_Perna,_Javier_Piqueras-L\'opez,_and_Gregory_F._Snyder
URL https://arxiv.org/abs/2210.00028
ハッブル宇宙望遠鏡の広帯域測光法と狭帯域測光法で観測された24の局所的な星形成銀河のサンプルを提示します。これらは、局所的な明るい赤外線銀河と超明るい赤外線銀河のGOALS調査の一部です。輝線H$\alpha$(および[NII])とPa$\beta$の周りの狭帯域フィルターを使用して、各銀河のガスに影響を与えるダスト減衰のロバストな推定値を取得し、光学式バルマーは、H$\alpha$/H$\beta$だけを$>1$magだけ減少させます。また、利用可能なすべてのHSTイメージングフィルターを使用する空間分解SEDフィッティング手順を介して、星に向かうダストの減衰を推測します。さまざまな指標を使用して、空間ビンごとの星形成率(SFR)を取得し、Pa$\beta$が、H$\alpha$と光学的な星の連続体が大きく遮られている星形成領域をトレースしていることを発見しました。ダスト補正されたPa$\beta$SFRは、比率$-0.14\pm0.32$dexと$8\mathrm{-}1000\,\mu\mathrm{m}$$-0.04\pm0.23$dexでの赤外線光度。空間的に分解された意味でも統合された意味でも、静止系近赤外線再結合線は、特に再電離の時代の銀河でのパッシェン系線放射の今後のJWST観測により、宇宙時間にわたる星形成のより包括的な図を描くことができます。.

0.6 $<$ z $\leq$ 1.0 における巨大静止銀河と星形成銀河の速度分散関数

Title The_Velocity_Dispersion_Function_for_Massive_Quiescent_and_Star-Forming_Galaxies_at_0.6_$<$_z_$\leq$_1.0
Authors Lance_Taylor,_Rachel_Bezanson,_Arjen_van_der_Wel,_Alan_Pearl,_Eric_F._Bell,_Francesco_D'Eugenio,_Marijn_Franx,_Michael_V._Maseda,_Adam_Muzzin,_David_Sobral,_Caroline_Straatman,_Katherine_E._Whitaker,_and_Po-Feng_Wu
URL https://arxiv.org/abs/2210.00144
$0.6<z\leq1.0$での大規模な静止銀河と星形成銀河の星速度分散関数(VDF)の最初の直接分光測定を提示します。この分析では、公開されている大型初期銀河天体物理センサス(LEGA-C)調査からの高S/Nスペクトルからの星の速度分散の個々の測定値を使用します。この赤方偏移範囲内の静止銀河と星形成銀河の両方のVDFの顕著な安定性を報告していますが、星形成銀河の数密度の弱い進化の存在に注目しています。両方のVDFを、局所赤方偏移および中間赤方偏移での以前の直接測定および推定測定値と比較しますが、星形成銀河のVDFの以前の測定値はすべてのエポックで制約が不十分であることに注意してください。この研究は、低星速度分散($\sigma_\star>100$kms$^{-1}$)に直接プッシュし、星形成銀河に拡張した最初の研究であることを強調します。BOSSから測定された高シグマテールとほぼ一致しており、VDFはLEGA-Cの中央赤方偏移$z\sim0.8$から現在まで一定のままであることがわかります。

垂直呼吸波のパターン速度

Title The_pattern_speeds_of_vertical_breathing_waves
Authors Tigran_Khachaturyants,_Victor_P._Debattista,_Soumavo_Ghosh,_Leandro_Beraldo_e_Silva,_Kathryne_J._Daniel
URL https://arxiv.org/abs/2210.00341
1Gyr時間間隔でウィンドウ化されたフーリエ変換を使用して、2つの分離されたN体+SPHシミュレーションで、垂直呼吸、垂直曲げ、およびらせん密度波のパターン速度を測定および比較します。呼吸波のパターン速度はらせんのパターン速度と一致するが、屈曲波のパターン速度とは異なることを示します。また、バーと呼吸波の間で一致するパターン速度も観察されます。私たちの結果は、ディスク全体で呼吸運動がらせんによって駆動されているというケースを強化するだけでなく、実際に呼吸運動がらせんの一部であるというケースを強化します。

E-MOSAICS シミュレーションにおける球状星団の金属量分布

Title Globular_cluster_metallicity_distributions_in_the_E-MOSAICS_simulations
Authors Joel_Pfeffer,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Nate_Bastian,_Robert_A._Crain,_Sebastian_Trujillo-Gomez
URL https://arxiv.org/abs/2210.00398
銀河の球状星団(GC)システムの金属量分布は、GC形成シナリオの重要なテストです。この作業では、代表的な宇宙体積($L=34.4$comovingMpc)のEAGLE(E-MOSAICS)シミュレーション内の宇宙論的シミュレーションでのモデル化星団集団アセンブリにおける銀河の予測GC金属量分布を調査します。基準E-MOSAICSGC形成モデルから予測されたGC金属量分布と金属量中央値は、質量が$M_\ast\sim2\times10^{10}$M$_\の銀河を除いて、観測された分布とよく一致することがわかりました。odot$には、金属が豊富なGCが過剰に含まれています。二峰性のGC金属量分布を持つ銀河の予測割合(合計$37\pm2$パーセント;$M_\ast>10^{10.5}$M$_\odot$の場合、$45\pm7$パーセント)は良好です。観察された画分($44^{+10}_{-9}$パーセント)と一致し、金属の少ないピークと金属の多いピークの平均金属量も同様です。大質量銀河($M_\ast>10^{10}$M$_\odot$)の場合、バイモーダルGC分布は主に、初期のユニモーダル分布からのクラスター崩壊の結果として発生することを示しています。クラスター形成プロセス。天の川銀河におけるGCのような存在量を持つフィールドスターの分布に基づいて、天の川GCのバイモーダルGC金属量分布も、形成プロセスではなく、クラスター崩壊の結果として発生したことを示唆しています。私たちは、金属の少ないGCと金属の豊富なGCを説明するために別々の形成プロセスは必要なく、GCは今日の局所宇宙で形成されることが容易に観察される若い大質量星団の生き残った類似物と見なすことができると結論付けています.

アンモニア(NH_{3})観測を用いたおうし座分子雲のプレステラーコアL1517Bの研究

Title Studying_the_prestellar_core_L1517B_in_Taurus_molecular_cloud_using_ammonia_(NH_{3})_observation
Authors Atanu_Koley
URL https://arxiv.org/abs/2210.00524
温度測定は、星形成前の初期状態を理解するためにプレステラーコアで不可欠です。ここで、この作業では、VLA(VeryLargeArrayRadioTelescope)を使用して、プレステラーコアL1517Bのアンモニアライン(J,K=1,1および2,2)を調べます。私たちの分析は、コアが約9Kの一定の内部運動温度で形状がほぼ円形であることを示しており、コアが等温球であるように思われることを示唆しています.励起温度がコアの中心に向かって徐々に増加するのに対し、線の中心速度はほぼ一定であり、コアの体系的な速度に近いことがわかります。私たちの研究はまた、一定レベルの乱流が本質的に亜音速であるコアに持続することを明らかにし、NH3の柱密度がコアの中心から端まで減少し、ピーク値が10^{14.95であることにも注目します。}cm^{-2}。さらに、私たちの研究は、干渉望遠鏡を使ってプレステラーコアの内部構造を研究する能力を実証しています。

GLOSTAR -- ラジオ ソース カタログ II: $28^\circ < \ell < 36^\circ$ および $|b|

1^\circ$、VLA B 構成

Title GLOSTAR_--_Radio_Source_Catalog_II:_$28^\circ_ b _
Authors S._A._Dzib,_A.Y.Yang,_J._S._Urquhart,_S.-N._X._Medina,_A._Brunthaler,_K._M._Menten,_F.Wyrowski,_W._D._Cotton,_R._Dokara,_G._N._Ortiz-Le\'on,_M._R._Rugel,_H._Nguyen,_Y._Gong,_A._Chakraborty,_H._Beuther,_S._J._Billington,_C._Carrasco-Gonzalez,_T._Csengeri,_P._Hofner,_J._Ott,_J._D._Pandian,_and_N._Roy_and_V._Yanza
URL https://arxiv.org/abs/2210.00560
GLOSTARサーベイの一環として、B構成のVLAを使用して、Cバンド(4~8GHz)で経度28dと36dおよび緯度-1dから+1dの間の銀河面の部分を観測しました。.(u,v)平面の​​カバレッジでは十分に回復されない拡張ソースの汚染を減らすために、角度スケール$<4''$の放出に敏感な短いベースラインを破棄しました。得られた電波連続体画像の角度分解能は1.0インチで、感度は$\sim60\mu$Jy~beam$^{-1}$;です。この角度分解能で銀河面の広い領域をカバーする最も感度の高い電波調査となっています。自動音源抽出アルゴリズムを目視検査と組み合わせて使用​​し、合計3325の電波源を特定しました。合計1457の電波源が$\geq7\sigma$であり、信頼性の高いカタログを構成しています。これらのうち72は、22の断片化されたソースとしてグループ化されます。たとえば、拡張および解決されたソースの複数のコンポーネントです。カタログ化された電波源の性質を調査するために、ミリ波および赤外線波長で対応するものを検索しました。私たちの分類の試みの結果、93のHII領域候補、104の電波星、64の惑星状星雲が得られましたが、残りの電波源のほとんどは銀河系外の源であることが示唆されています。HII領域候補として分類された電波源のスペクトルインデックス($\alpha$,$S_\nu\propto\nu^\alpha$)を調べたところ、多くが負の値を持つことがわかりました。これは、これらの電波源が、HII領域を励起する大質量星の周りの星団のメンバーである若い星のオブジェクトを表しているが、これらのHII領域自体を表していないことを意味している可能性があります。GLOSTARとCORNISHの調査からのピークフラックス密度を比較することにより、49の可変電波源を特定しましたが、それらのほとんどは未知の性質を持っています。さらに、5~7$\sigma$レベル内で検出された1866の電波源のリストを提供します。

矮小銀河における指数円盤の起源を担う星団遭遇中の軌道と行動の変化

Title Orbits_and_action_changes_during_star-clump_encounters_responsible_for_the_origin_of_exponential_discs_in_dwarf_galaxies
Authors Jian_Wu,_Curtis_Struck,_Bruce_G._Elmegreen,_Elena_D'Onghia
URL https://arxiv.org/abs/2210.00651
以前の研究では、巨大な塊による星の散乱が銀河円盤の指数関数的プロファイルの形成につながる可能性があることがわかりましたが、星がどのように動き回るかについての詳細は完全には説明されていません.矮小不規則銀河のような低質量銀河の場合、指数プロファイルが約4Gyrの最初のガウスディスクから形成されるGADGET-2シミュレーションを使用します。星の大きな角運動量の変化のほとんどすべてが、0.5kpc未満の最接近での星塊の遭遇によって引き起こされることがわかっています。星の群れが発生している間、星はランダムな動きを増やし、その結果、星の集団全体の放射状および垂直方向の平均的な動きが増加する可能性があります。個々の星の角運動量の変化と動径運動の変化は、星が塊に近づく方向に影響されます。散乱塊に比べて最初に銀河半径が大きい星は通常、遭遇中に内側に引っ張られて角運動量を失い、半径が小さい星は外側に移動して角運動量を得る傾向があります。半径方向の作用の増加は、星が方位角方向からの塊に遭遇した場合に最大になり、半径方向のアプローチからは最小になります。遭遇による角運動量の変化は、クランププロファイルが急激な半径方向の低下を示す場合は内側に偏り、浅い低下は外側に偏る可能性があります。バイアスの方向に関係なく、指数関数に向かう恒星プロファイルの進化が発生するようです。

活動銀河核の光学的放出と無次元降着率の関係

Title The_Relation_between_the_Optical_\feii_Emission_and_the_Dimensionless_Accretion_Rate_for_Active_Galactic_Nuclei
Authors Liu_Y._S._and_Bian_W._H._(NJNU,_Nanjing,_China)
URL https://arxiv.org/abs/2210.00684
光FeII放射の顕著な特徴は、活動銀河核(AGN)における降着過程と関係があることが示唆されました。スローンデジタルスカイサーベイ(SDSS)から選択された4037個のクエーサー($z<0.8$)と120コンパイルされた残響マッピング(RM)AGNでは、$\sigma_{\rmH\beta}$と拡張された$R_{\rmBLR}-L_{\rm5100}$関係を使用して、超大質量ブラックホールの質量($M_{\rmBH}$)はSDSSサブサンプルの単一エポックスペクトルから、$\sigma_{\rmH\beta}$はRMサブサンプルの平均スペクトルから。スピアマン相関係数$r_s$が$0.727$であるSDSSサブサンプルの相対光FeII強度$R_{\rmFe}$と$\dot{\mathscr{M}}$の間に強い相関関係があることがわかります。RMサブサンプルの平均スペクトルから得られたものと一致しています。光FeII放出の速度シフトの大きさは、流入または流出がある場合は常に$\dot{\mathscr{M}}$と強い反相関を示します。これらの強い相関関係は、光学的FeII放射が降着プロセスと密接な関係があることを示しています。$M_{\rmBH}$の差が、速度トレーサとして$\rmFWHM_{H\beta}$を採用するための可変ビリアル係数$f$によるものであると仮定すると、$fの間に関係があることがわかります。$および$\rmFWHM_{H\beta}$,$\logf=-(0.41\pm0.002)\rm\logFWHM_{\rmH\beta}+(1.719\pm0.009)$シングルエポックスペクトラム。$\logf$と$\sigma_{\rmH\beta}$の関係はあまり強くなく、$\sigma_{\rmH\beta}$がブロードライン領域にあまり依存していないように見えることを示唆しています傾きと一定の$\sigma$ベースの$f$は、速度トレーサーとして$\sigma_{\rmH\beta}$に適しています。

衛星の同時落下: 集団効果がすべてを変える

Title Concurrent_infall_of_satellites:_Collective_effects_change_it_all
Authors A._Trelles,_O._Valenzuela,_S._Roca-F\'abrega,_H._Vel\'azquez
URL https://arxiv.org/abs/2210.00702
さまざまな新しい物理プロセスが、暗黒物質のハロー内に埋め込まれた衛星銀河の軌道崩壊に重要な役割を果たすことが証明されていますが、これは完全には理解されていません.私たちの目標は、同時沈没中に衛星の軌道履歴が変化しないかどうかを評価することです。この目的のために、衛星の内部構造とホストハロー内のそれらの空間分布が、質量損失と自己摩擦の複合効果の両方による同時沈降プロセスに与える影響を分析します。同時沈没。ホストハローに同時に沈み込む複数の衛星を含むN体シミュレーションのセットを設定し、それらを単一の衛星を含むモデルと比較します。私たちの仕事の主な結果は、集団効果を考慮すると、衛星の降着の歴史が古典的な孤立した見方とは異なるということです。各衛星の降着履歴は、初期構成、落下時のハロー内の衛星の数、および各衛星の内部特性に強く依存します。フラットな構成のコンパクトな衛星は、質量を失った拡張された衛星よりもゆっくりと落下し、報告されていない自己摩擦の挙動を示していることがわかります。このような効果は、衛星が平らな構成で配置されているときに最大化されることがわかりました。広大な極構造に似た平坦な構成では、アポセンターの偏差は、孤立したケースに対して約30%、離心率で最大50%になる可能性があることを示します。衛星銀河の同時沈降によって生じる集団効果を無視すると、合体前駆星の特性の決定に大きな誤差が生じる可能性があり、降着イベントをさかのぼることがかなり困難になると結論付けています。ホスト密度プロファイルのタイミング制約は、ここで説明する効果によって変更される場合があります。

大きな多環式芳香族炭化水素の中赤外スペクトルを予測するための計算手法の調査

Title Probing_computational_methodologies_in_predicting_mid-infrared_spectra_for_large_polycyclic_aromatic_hydrocarbons
Authors Bouthe\"ina_Kerkeni,_Ismael_Garc\'ia-Bernete,_Dimitra_Rigopoulou,_David_P._Tew,_Patrick_F._Roche,_and_David_C._Clary
URL https://arxiv.org/abs/2210.00955
いくつかの計算化学方法論の効率を評価することにより、振動スペクトルの予測を最大1500個の炭素原子を含む大規模な多環芳香族炭化水素(PAH)分子に拡張します。原子点電荷を改善した古典力学法(AmberandGaff)、半経験的(PM3、および密度汎関数タイトバインディング)、および密度汎関数理論(B3LYP)を採用し、グローバルな最適化と周波数計算を実行して、振動帯位置のPAHサイズ。主に、3.3、6.2、7.7、8.6、11.3、12.7、および17.0ミクロンの中赤外線放射帯域に焦点を当てています。帯域をシフトし、各PAHの3つの方法と体系的な比較を行うために、一般的な周波数スケーリング関数(FSF)を開発しました。まず、NASAAmesPAHデータベースのIRスケールスペクトルでこの手順を検証し、新しい大きなPAHに拡張します。FSFをアンバーおよびガフIRスペクトルに適用すると、ノーマルモードのピーク位置とB3LYP/4-31Gモデル化学から推測されるピーク位置との一致が達成されることを示します。大きなサイズの分子Nc>450では計算に時間がかかるため、この提案された方法論には利点があります。FSFは、17.0ミクロンの特徴の出現と3.3ミクロンの特徴の弱体化を明確に見る大きなPAHに調査を拡張することを可能にしました。最後に、PAHサイズの関数としての3.3ミクロンと17.0ミクロンのPAHバンド比の傾向と、さまざまな放射線強度のフィールドへの曝露後のその応答を調査します。

POLARISを使用した原始星コアの磁気強化放射トルク(MRAT)アライメントからのダスト偏極の物理モデリング

Title Physical_Modeling_of_Dust_Polarization_from_Magnetically_Enhanced_Radiative_Torque_(MRAT)_Alignment_in_Protostellar_Cores_with_POLARIS
Authors Nguyen_Chau_Giang,_Thiem_Hoang,_Jeong-Gyu_Kim,_Le_Ngoc_Tram
URL https://arxiv.org/abs/2210.01036
磁場($\textbf{B}$)は、星形成プロセスを制御する重要な要素です。$\textbf{B}$を観測する主要な方法は、$\textbf{B}$と整列したダスト粒子からの偏光熱放射を使用することです。しかし、原始星のコアのような密度の高い環境では、ガスのランダム化が強いため、ダスト粒子の配列が非効率的である可能性があるため、ダスト分極を使用して$\textbf{B}$を追跡することは不確実です。Hoang$\&$Lazarian(2016)は、ダスト粒子に鉄含有物が埋め込まれている場合、RAdiativeTorquesによる粒子配列が強化されることを実証しました。ここでは、磁場が一様であると仮定して、POLARISコードを拡張して、原始星のコアに向かう粒子の配列と熱ダストの分極に対する鉄含有物の影響を調べます。常磁性粒子は、エンベロープで$p\sim1\%$の低い分極度を生成し、中心領域では無視できる$p\ll1\%$を生成することがわかりました。対照的に、高レベルの鉄含有物を含む粒子は完全な整列を持ち、エンベロープで高い$p\sim40\%$を生成し、中央領域で低い$p\leq10\%$を生成します。中程度のレベルの鉄含有物を含む粒子は、ミリメートルで$\textbf{P}$$\parallel$$\textbf{B}$から$\textbf{P}$$\perp$$\textbf{B遅い内部緩和によって引き起こされる内部アライメントの変化によるサブミリ単位での}$。$a\geq10\mum$の非常に大きな粒子の弱い配列は、サブミリ波での二色性消光によって偏光を減少させます。pと鉄含有物のレベルとの間に正の相関があることを発見しました。これは、ダスト偏光測定によってダストに閉じ込められた鉄の量を制限するための新しいウィンドウを開きます。

TNG50 の天の川のような銀河のガスの形態: ねじれと伸縮の信号

Title Gas_Morphology_of_Milky_Way-like_Galaxies_in_the_TNG50:_Signals_of_Twisting_and_Stretching
Authors Thomas_K._Waters,_Colton_Peterson,_Razieh_Emami,_Xuejian_Shen,_Lars_Hernquist,_Randall_Smith,_Mark_Vogelsberger,_Charles_Alcock,_Grant_Tremblay,_Matthew_Liska,_John_C._Forbes,_Jorge_Moreno
URL https://arxiv.org/abs/2210.01051
IllustrisTNG50シミュレーションからの25の天の川のような銀河のサンプルのガス形態の詳細な分析を提示します。LocalShellIterativeMethod(LSIM)を使用して、冷たいガス、暖かいガス、熱いガス、およびガス粒子の形態を全体として制約し、$10^{-3}$-$10^{-2}$は分布の内側$\sim50\rmkpc$で、ホットの外側部分は$10^{-5}$-$10^{-4}$です。ガス分配。銀河は、単純、伸び、ねじれの3つの主なカテゴリに分類されます。これらのカテゴリは、減慣性テンソルの主軸の半径方向の再配向に基づいています。サンプルに含まれる銀河の大部分($76\%$)は、放射状プロファイルにねじれパターンを示していることがわかります。さらに、1)個々の温度領域に属するガス分布、2)低温ガス分布と恒星分布、3)ガス分布と暗黒物質(DM)ハローの詳細な比較を提示します。低温ガスの形態学的特性と星の分布との間に強い相関関係があることを発見しました。さらに、ガスの温度とともに増加するDMハローとガスの分布との間に相関関係があることを発見しました。これは、DMの形態を調べるためのトレーサーとしてガスの形態を使用できることを意味します。最後に、ガス状の分布が恒星の分布やDMハローよりもはるかに長い形態を示すことを示します。これは、恒星とAGNのフィードバックが原因である可能性があると仮定しています。

「コズミック クリフ」からのディープ ダイビング: 以前は隠れていた NGC 3324 の流出が JWST によって明らかにされた

Title Deep_diving_off_the_`Cosmic_Cliffs':_previously_hidden_outflows_in_NGC_3324_revealed_by_JWST
Authors Megan_Reiter,_Jon_A._Morse,_Nathan_Smith,_Thomas_J._Haworth,_Michael_A._Kuhn,_and_Pamela_D._Klaassen
URL https://arxiv.org/abs/2210.01101
ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)からの新しい早期放出観測(ERO)によって明らかにされた、大規模な星形成領域NGC3324における原始星の流出活動の詳細な分析を提示します。多数の流出からの放出は、水素Paschen-$\alpha$(Pa-$\alpha$)と水素分子の狭帯域画像で明らかにされています。特に、H$_2$放出に基づいて、これまで知られていなかった24の流出の発見を報告します。これらのH$_2$フローの3つの駆動源の候補を、公開されている若い恒星天体(YSO)のカタログで見つけ、新しいJWST画像で15のIR点源を原始星を駆動する可能性のあるものとして特定しました。また、JWSTのPa-$\alpha$画像でいくつかのHerbig-Haro(HH)オブジェクトを識別します。ほとんどは、以前のハッブル宇宙望遠鏡(HST)H$\alpha$画像との比較で測定された固有の運動に基づいてジェットであることが確認されています。これにより、以前のHSTで識別されたすべてのHHジェットと候補ジェットが確認され、7つの新しいHHオブジェクトが明らかになりました。JWSTの前例のない機能により、原子および分子の流出成分を同等の角度分解能で直接比較できます。今後の観測により、これらの新しい流れの励起、質量損失率、および速度の定量分析が可能になります。NGC3324は、大規模な星形成(オリオンよりも大きいがスターバーストクラスターよりも小さい)の比較的控えめな領域として、JWSTによる星形成研究が提供する可能性のあるもののプレビューを提供します。

JWST ハッブル シーケンス: $1.5 < z < 8$ での銀河構造の静止フレーム光学進化

Title The_JWST_Hubble_Sequence:_The_Rest-Frame_Optical_Evolution_of_Galaxy_Structure_at_$1.5_
Authors Leonardo_Ferreira,_Christopher_J._Conselice,_Elizaveta_Sazonova,_Fabricio_Ferrari,_Joseph_Caruana,_Cl\'ar-Br\'id_Tohill,_Geferson_Lucatelli,_Nathan_Adams,_Dimitrios_Irodotou,_Madeline_A._Marshall,_Will_J._Roper,_Christopher_C._Lovell,_Aprajita_Verma,_Duncan_Austin,_James_Trussler,_Stephen_M._Wilkins
URL https://arxiv.org/abs/2210.01110
CANDELSEGSフィールドと重複するJWSTCEERS観測で$1.5<z<8$でJWSTで観測された合計4265個の銀河の形態学的および構造進化に関する結果を提示します。これはJWSTで観測された最大の視覚的に分類されたサンプルであり、以前の研究よりも$\sim20$倍大きく、この重要な時期に銀河構造がどのように変化したかを詳細に調べることができます。すべてのソースは、ディスク/スフェロイド/固有の分類を作成することを目的とした単純な分類スキームを使用して、6つの個別の分類器によって分類されました。これにより、これらの形態の相対数が宇宙の最初の10億年以降にどのように進化したかを判断します。さらに、\textsc{Morfometryka}を使用して構造的および定量的な形態測定を調査し、$z>3$の銀河は、以前に考えられていたように、視覚的にも量的にも、不規則で特異な構造に支配されていないことを示しています。$z=8$までの形態学的に選択された円盤銀河が強く優勢であることを発見しました。これは、これまで考えられていたよりもはるかに高い赤方偏移です。また、星の質量と星形成率の密度が$z\sim6$までの円盤銀河によって支配されていることもわかりました。これは、宇宙のほとんどの星が円盤銀河で形成された可能性が高いことを示しています。結果を理論と比較して、発見したタイプの割合が宇宙論的シミュレーションによって予測されていること、およびハッブル系列がビッグバンから10億年後にすでに存在していたことを示します。さらに、視覚的な分類をコミュニティ向けに公開しています。

ナノヘルツ重力波源としての強くレンズされた超大質量ブラックホール連星

Title Strongly_Lensed_Supermassive_Black_Hole_Binaries_as_Nanohertz_Gravitational-Wave_Sources
Authors Nicole_M._Khusid,_Chiara_M._F._Mingarelli,_Priyamvada_Natarajan,_J._Andrew_Casey-Clyde,_Anna_Barnacka
URL https://arxiv.org/abs/2210.00014
超大質量ブラックホール連星系(SMBHB)は、宇宙で最も強力な重力波源であるはずです。パルサータイミングアレイ(PTA)が宇宙の合体の歴史から確率的重力波背景を検出すると、個別に解決可能なバイナリの検索が新たな重要性を帯びてきます。これらの個々の超大質量ブラックホール連星系はまれであると予想されるため、ここでは、より暗いソースを拡大して表示することにより、強力な重力レンズが検出の可能性を高めるツールとしてどのように機能するかを探ります。クエーサーが最近の合併を知らせる明るいビーコンとして機能するという仮定の下で、現在および将来のPTAで検出できる可能性のあるSMBHBからの重力波信号を調査します。クエーサーから導出されたブラックホールの質量関数を使用し、$\mu=30$の高倍率をもたらす偶然の整列を仮定すると、$z\approx1.25$までの1桁の強くレンズ化された連星系を検出できると期待できます。しかし、心強いことに、$z=2$以内に、強力なレンズ効果により、PTAの検出可能なバイナリがさらに$\sim$9$-$26追加されます。最後に、これらの強くレンズされた連星系からの時間遅延電磁信号と重力波信号の両方を観測する可能性を調査します。これにより、軌道進化に関する前例のないマルチメッセンジャーの洞察が得られます。

マグネターのねじれた磁気圏における高エネルギー光子の不透明性

Title High-Energy_Photon_Opacity_in_the_Twisted_Magnetospheres_of_Magnetars
Authors Kun_Hu,_Matthew_G._Baring,_Alice_K._Harding,_Zorawar_Wadiasingh
URL https://arxiv.org/abs/2210.00104
マグネターは、44.1テラガウスの量子臨界値を一般に超える強い表面磁場を特徴とする中性子星です。磁気圏を伝播する高エネルギー光子は、光子分裂や磁気対生成などのQEDプロセスによって減衰する可能性があります。この論文では、マグネターの磁気圏のどこにでも放出された光子による光子分裂と対生成による不透明度を計算します。シュヴァルツシルト計量に埋め込まれた軸対称のツイスト双極子フィールド構成が処理されます。この論文では、曲がった時空で無限に伝搬できる光子の透過性の最大エネルギーを計算しています。光子が磁場ループに沿っておよび/または極領域で生成される場合に特に重点が置かれます。これらのケースは、マグネターからの硬X線放射と巨大フレアからのコンプトン化軟ガンマ線放射の共鳴逆コンプトン散乱モデルに直接関係しています。磁気圏のツイストの増加は、発光場所と、磁力線の直線化と磁場強度の増強の間の競合の両方に応じて、光子の不透明度を上げたり下げたりすることがわかりました。その結果、硬X線バーストの暗黙のスペクトル透過性とマグネターの永続的な「テール」放出を考えると、光子分裂の考慮事項は、それらの放出領域の場所と磁気圏のねじれ角を制約します。これらの制約は、COSIやAMEGOなどの将来のソフトガンマ線望遠鏡で調べることができます。ツイストを含めると、一般に、フォトンが極領域でフィールドにほぼ平行に放出される場合を除き、しきい値を超えるフォトンによるペア作成の不透明なボリュームが増加します。

FRB20121102A からのスペクトル時間特性の広範な調査

Title A_broad_survey_of_spectro-temporal_properties_from_FRB20121102A
Authors Mohammed_A._Chamma_(1),_Fereshteh_Rajabi_(1_and_2),_Aishwarya_Kumar_(1)_and_Martin_Houde_(1)_((1)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_The_University_of_Western_Ontario,_(2)_Perimeter_Institute_for_Theoretical_Physics)
URL https://arxiv.org/abs/2210.00106
広い範囲の周波数にわたってFRB20121102Aからの高速電波バーストのスペクトル時間特性を調査します。FRB20121102Aからの167バーストを調査します。周波数は1~7.5GHzで、持続時間は1ミリ秒未満から約10ミリ秒で、エネルギーは低エネルギーと高エネルギーで、待機時間はミリ秒から秒のオーダーです。FRB20121102Aからのバーストのサンプルから、サブバーストの勾配と持続時間の間の逆の関係、およびトリガーされた相対論的動的モデル(TRDM)によって行われた他の予測との強い一致が見られます。以前の結果では、3つの異なる繰り返しFRBソースでこれらの予測と一致することがわかりました。このバーストのサンプルでは、​​サブバーストの勾配と「悲しいトロンボーン」のドリフト率が周波数の二次関数と一致し、これらの量は両方とも持続時間に反比例し、持続時間が減少することがわかります。頻度の増加とともに。また、サブバーストの持続時間と帯域幅($t^{-1/2}$に比例)の間に、予想外の統計的に有意な相関関係があることもわかりました。このサンプルでは、​​これらの関係から逸脱したバーストの明確なグループはありませんが、測定値には大きな分散が見られます。この研究は、FRBソースからのバーストのスペクトル時間特性間の関係の一貫した存在を示しており、サブバーストの勾配と持続時間の間の逆の関係の簡単な説明は、本質的に狭帯域の放出プロセスです。すべての測定値と、バーストウォーターフォールの測定を実行するために開発および使用されるFrbguiと呼ばれるグラフィカルユーザーインターフェイスを利用できます。

TXS~0506+056 のニューリノリズムは超大質量バイナリオリジンと一致

Title Neurino_Cadence_of_TXS~0506+056_Consistent_with_Supermassive_Binary_Origin
Authors J._Becker_Tjus,_I._Jaroschewski,_A._Ghorbanietemad,_I._Bartos,_E._Kun_and_P.L._Biermann
URL https://arxiv.org/abs/2210.00202
2022年9月18日、ceCubeによるアラートは、〜170TeVのニュートリノがブレーザーTXS0506+056と同じ方向に到達したことを示しました。このイベントは、2017年9月22日のその方向からのニュートリノアラートと、2014/2015年の12個のニュートリノの3シグマシグネチャの2つの以前のものに追加されます。deBruijn2020は、これら2つの以前のニュートリノ放出エピソードが、最終的な合体に近いジェットの歳差運動が周期的な放出をもたらす超大質量連星ブラックホール(SMBBH)によるものである可能性があることを示しました。このモデルは、2022年9月18日のニュートリノ観測と一致する新しい放出エピソードを予測しました。ここでは、TXS0506+056のニュートリノケイデンスが、M>3e8Msunの全ブラックホール質量の質量比q<0.3を持つSMBBH起源と一致することを示します。初めて、連星の重力波放出の特徴的なひずみを計算し、質量比が0.1<q<0.3の範囲にある場合、ブラックホールの質量が<5e8Msunの場合、合体がLISAによって検出可能であることを示します。歳差運動ジェットが検出された3つの放出エピソードすべてに関与している場合、まだ分析されていないIceCubeデータにニュートリノフレアが存在する可能性があると予測しています。次のフレアは、2023年1月から2026年8月までの期間にピークに達すると予想されます。さらなる観測により、質量比をブラックホールの質量の関数としてより正確に制約することが可能になり、SMBBH合体の検出の準備に向けた窓が開かれるでしょう。

磁気圏降着における遠心障壁

Title Centrifugal_barriers_in_magnetospheric_accretion
Authors Maxim_Lyutikov_(Purdue_University)
URL https://arxiv.org/abs/2210.00300
磁化された中心星への降着流のダイナミクスを再考します。双極子磁気整列の場合、遠心障壁は$R_{cb}=(2/3)^{1/3}R_c=0.87R_c$にあります。ここで、$R_c=(GM/\Omega^2)^{1/3}$は共回転半径です。共回転半径$R_c$からの斜め双極子直接降着は、$\tan\theta_\mu\geq1/(2\sqrt{3})$($\theta_\mu\geq16.1^\円$)。降着は漏斗状の流れの形で進行します-$\mu-\Omega$平面を中心とする2つの流れに沿って、方位角の開き角$\cos(\Delta\phi)={\cot^2{\theta_\mu}}/{12}$.反磁性ディスクによって歪められた磁気圏の場合、遠心障壁は、完全に閉じ込められた双極子の$R_{cb}=0.719R_c$と同じくらい小さな半径になり、磁気的にバランスの取れた$R_{cb}\simR_c$まで広がります。場合。中性子星の降着におけるII型X線バーストは、遠心障壁によって媒介される可能性があります。これには、ほぼ調整された構成が必要です。磁気圏に閉じ込められた遠心障壁物質は、ホスト星の光度曲線に周期的な掩蔽(「くぼみ」)をもたらす可能性がある。

星の進化、SN爆発、元素合成

Title Stellar_evolution,_SN_explosion,_and_nucleosynthesis
Authors Keiichi_Maeda
URL https://arxiv.org/abs/2210.00326
大質量星は、最内核の壊滅的な崩壊に向かって進化し、最終生成物として核崩壊超新星(SN)爆発を生成します。質量の小さい星の進化によって形成された白色矮星も、連星進化中に特定の条件が満たされた場合、熱核SNeとして爆発します。一時的な観測の機会を膨らませることで、豊富なデータが提供され、星の進化とSN爆発メカニズムにおけるさまざまな未解決の問題に取り組み始めます。この章では、SNe、さまざまなタイプの爆発メカニズム、および爆発的な元素合成に至る星の進化経路を概説します。次に、前駆細胞の性質と爆発メカニズムを制約できるSNeの観測特性を要約します。

明るいフェルミ GBMガンマ線バーストの総合的研究: II.非常に短いバーストとその影響

Title A_Comprehensive_Study_of_Bright_Fermi-GBM_Short_Gamma-Ray_Bursts:_II._Very_Short_Burst_and_Its_Implications
Authors Ying-Yong_Hu,_Yao-Lin_Huang,_Jia-Wei_Huang,_Zan_Zhu_and_Qing-Wen_Tang
URL https://arxiv.org/abs/2210.00410
熱成分は、いくつかの明るいガンマ線バースト(GRB)の噴出物の物理的組成であることが示唆されています。このような熱成分は、いくつかの短いGRBと長いGRBの時間積分スペクトルで発見されています。この作業では、フェルミガンマ線バーストモニターによって検出された10個の非常に短いGRBの包括的な分析を提示して、熱成分を検索します。結果として得られる低エネルギースペクトルインデックスと各GRBのピークエネルギーの両方が共通のハードスペクトル機能を暗示していることがわかりました。また、8つのGRBで熱成分が検出されたという中程度の証拠も見つかりました。このような熱成分は、地球全体の即発ガンマ線放出のわずかな割合に寄与していますが、修正された熱放射メカニズムは、光球下散逸などの割合を大幅に高める可能性があります。

中性子星ブラックホール質量ギャップとブラックホール探索について

Title On_the_Neutron_Star/Black_Hole_Mass_Gap_and_Black_Hole_Searches
Authors Yong_Shao
URL https://arxiv.org/abs/2210.00425
低質量X線連星におけるブラックホールの質量分布は、最も質量の大きい中性子星と最も質量の小さいブラックホールの間に$\sim2-5M_{\odot}$の質量ギャップが存在することを以前に示唆していましたが、最近のいくつかの証拠が現れています。この質量ギャップが埋められていることをサポートします。質量ギャップがあるかどうかは、中性子星とブラックホールを形成する超新星爆発の物理学に光を当てる可能性がありますが、連星合体を含む中性子星の大幅な質量降着は、質量ギャップ天体の形成につながる可能性があります。このレビューでは、隙間に質量があるブラックホールである可能性が高いコンパクトなオブジェクトを収集します。それらのほとんどはバイナリであり、それらの質量測定は明らかにいくつかの不確実性の影響を受けます.現在の観察では、質量ギャップの有無を自信を持って推測することはまだできていません。進行中および将来の調査では、ブラックホールの質量スペクトルを構築することが期待されています。これは、特に連星におけるブラックホールの形成プロセスを制約するために使用できます。さまざまなタイプの連星におけるブラックホールの形成に関する理論的予測について説明し、電磁波および重力波観測によるブラックホールの検索のいくつかの見通しを提示します。

ブラックホール周辺の3つの混成降着流によるジェットの起源とスペクトル状態遷移の新しい展望

Title A_new_prospect_for_jet_origin_and_spectral_state_transitions_with_three_hybrid_accretion_flows_around_black_holes
Authors Rajiv_Kumar_and_Ye-Fei_Yuan
URL https://arxiv.org/abs/2210.00683
非常に人気のある2ゾーン降着円盤モデルがあり、非移流ケプラー円盤(Shakura-Sunyaevディスク)の内部は、高エネルギーのべき法則放射と流出/ジェットを生成できる、移流が支配する高温の降着流を生成できます。.ただし、この単純なモデルは、ソースの多くの特性を自動的に説明するには不十分であることがわかります(ヒステリシス効果、硬度-強度図での反時計回りのトラバーサル、固有の変動性、ブラックホール内のジェットの関連付け/非関連付けなど)。$X-$rayバイナリ)追加の仮定を考慮せずに。また、このモデルには、遷移領域の変動の理解や、ケプラー分布のみを持つ外側のディスクの形成など、いくつかの理論的な問題も見つかります。移流円盤構造に関する最近の理論的研究と、降着するブラックホールの多くの観測的挙動に基づいて、2ゾーンディスクモデルに平行な降着流の第3成分(TC)が存在するはずであると結論付けています。上記の問題をすべて自然に説明します。興味深いことに、この修正されたモデルは、ジェットを軸に近づけることができる、高エネルギー状態でのTCフローによるジェットの生成と進化の新しいシナリオも提供します。また、ジェットの運動力の発現もわかります。

時間依存一般相対論的放射伝達のための 3D 光子保存コード : CARTOON

Title 3D_Photon_Conserving_Code_for_Time-dependent_General_Relativistic_Radiative_Transfer_:_CARTOON
Authors Mikiya_M._Takahashi,_Ken_Ohsuga,_Rohta_Takahashi,_Takumi_Ogawa,_Masayuki_Umemura,_Yuta_Asahina
URL https://arxiv.org/abs/2210.00686
高橋・梅村が開発した2次元コード:ARTIST(2017)を改良した3次元一般相対論的輻射伝達コード:CARTOON(曲線時空におけるフォトン数保存に基づく真正放射伝達の計算コード)を開発しています。.CARTOONでは、周波数積分された一般相対論的放射伝達方程式が光子数保存法で解かれ、ゼロ角運動量観測者(ZAMO)座標系と流体静止座標系での等方性およびコヒーレント散乱が組み込まれています。光子の平均エネルギーを計算することにより、放射線のエネルギー保存も保証されます。2次元および3次元空間でのテスト計算により、ブラックホール時空での波面伝搬が光子数を保存するCARTOONで正しく解決できることを実証しました。波面の位置は解析解と一致し、光子の数は波面が事象の地平線に到達するまで一定のままです。また、観測者の画面に到達する測地線上の放射伝達方程式を解きます。観測者の画面上の強度マップの時間変化は、ブラックホール周辺の放射場の時間変化と同時に一貫して計算できます。また、光学的に適度に薄い状況ではブラックホールの影も再現できます。

銀河のPeVatron候補LHAASO J2108+5157の多波長研究

Title Multi-wavelength_study_of_the_galactic_PeVatron_candidate_LHAASO_J2108+5157
Authors S._Abe,_A._Aguasca-Cabot,_I._Agudo,_N._Alvarez_Crespo,_L._A._Antonelli,_C._Aramo,_A._Arbet-Engels,_M._Artero,_K._Asano,_P._Aubert,_A._Baktash,_A._Bamba,_A._Baquero_Larriva,_L._Baroncelli,_U._Barres_de_Almeida,_J._A._Barrio,_I._Batkovic,_J._Baxter,_J._Becerra_Gonz\'alez,_E._Bernardini,_M._I._Bernardos,_J._Bernete_Medrano,_A._Berti,_P._Bhattacharjee,_N._Biederbeck,_C._Bigongiari,_E._Bissaldi,_O._Blanch,_P._Bordas,_C._Buisson,_A._Bulgarelli,_I._Burelli,_M._Buscemi,_M._Cardillo,_S._Caroff,_A._Carosi,_F._Cassol,_D._Cauz,_G._Ceribella,_Y._Chai,_K._Cheng,_A._Chiavassa,_M._Chikawa,_L._Chytka,_A._Cifuentes,_J._L._Contreras,_J._Cortina,_H._Costantini,_G._D'Amico,_M._Dalchenko,_A._De_Angelis,_M._de_Bony_de_Lavergne,_B._De_Lotto,_R._de_Menezes,_G._Deleglise,_C._Delgado,_J._Delgado_Mengual,_D._della_Volpe,_et_al._(212_additional_authors_not_shown)
URL https://arxiv.org/abs/2210.00775
LHAASOJ2108+5157は、LHAASO共同研究によって最近発見された超高エネルギー(VHE)対応物がない数少ない未確認の超高エネルギー(UHE)ガンマ線源の1つです。2021年にXMM-Newtonで合計3.8時間、LHAASOJ2108+5157をX線バンドで観測し、大型望遠鏡プロトタイプ(LST-1)でTeVエネルギーで49時間の高品質データを取得しました。さらに、12年間のFermi-LATデータを分析して、その高エネルギー(HE)カウンターパートである4FGLJ2108.0+5155の放出をより適切に抑制しました。LST-1データでは、エネルギーE>3TeVで過剰(3.7シグマ)が見つかりました。点状の光源を想定したLST-1エネルギー範囲全体のさらなる分析により、光子指数ガンマ=1.6+-0.20.3-100の単一べき乗則で記述できるハードエミッションのヒント(2.2シグマ)が得られました。TeV。超新星残骸(SNR)またはパルサー風星雲(PWN)に関連する可能性のある重要な拡張放出は、XMM-Newtonデータで見つかりませんでした。LST-1とLHAASOの観測結果は、100+70-30TeVのカットオフエネルギーを持つ相対論的電子の逆コンプトン優勢レプトン放出として説明できます。シンクロトロン放射に対するX線の上限によって課せられるソース内の低磁場は、TeVハローの仮説と一致します。さらに、HE対応物のスペクトル特性は、VHE-UHE放射に電力を供給することができるゲミンガのようなパルサーの仮説と一致しています。LST-1とFermi-LATの上限は、近くの分子雲と相互作用する加速された陽子からのpi-0崩壊が支配的な放出のハドロンシナリオに強い制約を課し、ハードスペクトルインデックスを必要とします。これは、標準の拡散加速シナリオとは互換性がありません。

Fermi-LAT による BL Lacertae における微小時間スケールのガンマ線変動の検出

Title Detection_of_minute-timescale_gamma-ray_variability_in_BL_Lacertae_by_Fermi-LAT
Authors Ashwani_Pandey_and_C.S._Stalin
URL https://arxiv.org/abs/2210.00799
BLLacertae(BLLac)カテゴリのブレーザーのプロトタイプであるBLLacertaeは、2021年4月に巨大な$\gamma-$rayフレアを経験しました。フェルミガンマ線宇宙望遠鏡(以下、Fermi-LAT)は、$\sim$2$\times$10$^{-5}$photonscm$^{-2}$s$^{-のピーク$\gamma-$ray(0.1$-$500GeV)フラックスを観測しました1}$は2021年4月27日に1軌道内にあり、これは史上最も明るい$\gamma-$rayフラックスである。ここでは、Fermi-LATによるブレーザーのBLLacサブクラスにおける重要な分単位のGeV$\gamma-$rayフラックス変動の検出を初めて報告します。ソースの変動を2分のビン化されたタイムスケールに分解し、フラックス半減時間は$\sim$1分でした。検出された変動時間スケールは、BLLacの中心ブラックホールを横切る光交差時間($\sim14$分)よりもはるかに短く、流出ジェット内の非常にコンパクトな$\gamma-$線放出サイトを示しています。このようなコンパクトな放出領域では、ジェットの出力がスーパーエディントンにならないように、ジェットのバルクローレンツファクターを16より大きくする必要があります。$\gamma\gamma$不透明度制約の$\delta$関数近似を使用して、15の最小ドップラー係数$\delta_{min}$を見つけました。$\Gamma=\delta_{min}$を考慮すると、円錐形の噴流の場合、観測された短い変動時間スケールは、非常にコンパクトな放出領域が約8.62$\times$10$^{14}$cmの距離にあることを示唆しています。BLLacの中心エンジン。

中性子星合体の噴出物からの繭の脱走と脱出

Title Cocoon_breakout_and_escape_from_the_ejecta_of_neutron_star_mergers
Authors Hamid_Hamidani,_Kunihito_Ioka
URL https://arxiv.org/abs/2210.00814
繭は、周囲の物質を伝播するジェットの必然的な生成物であり、ジェットエネルギーのかなりの部分を占めます。短いガンマ線バーストでは、周囲の物質は中性子星の合体からの噴出物であり、コラプサーの静的な星のエンベロープとは対照的に、高速$\sim0.2c$で膨張します。$r^{-2}$密度プロファイルを使用した2D相対論的流体力学シミュレーションを使用すると、拡張が大きな違いを生むことがわかります。繭の質量の0.5--5\%だけが噴出物から(より速く)脱出し、開口角$20^{\circ}$--$30^{\circ}$で、それは$\sim100\%です。$とcollapsarの球形。また、脱出した繭と閉じ込められた繭の質量とエネルギーのシェアを分析的に取得します。脱出した繭の質量範囲が小さいこと、および閉じ込められた繭が噴出物と脱出した繭によって隠されていることを考慮すると、繭の放出が重力波イベントGW170817に対応するものとして観測された可能性は低いと結論付けます。

磁化乱流における第一原理フェルミ加速

Title First-principles_Fermi_acceleration_in_magnetized_turbulence
Authors Martin_Lemoine_(IAP)
URL https://arxiv.org/abs/2210.01038
この作業は、電磁流体力学(MHD)乱流における粒子加速のE.Fermiのモデルの具体的な実装を提供し、通電速度を磁力線の速度の勾配に結び付け、乱流の間欠性のマルチフラクタル画像内で特徴付けます。次に、分布関数の運動量空間の輸送方程式を導出します。この説明は、強力なMHD乱流の大規模な数値シミュレーションによって実証されることが示されています。現在の一般的なフレームワークを使用して、さまざまな環境での粒子加速をモデル化できます。

リコネクション層における粒子加速に対する抵抗電界の影響

Title The_impact_of_resistive_electric_fields_on_particle_acceleration_in_reconnection_layers
Authors E._Puzzoni,_A._Mignone,_G._Bodo
URL https://arxiv.org/abs/2210.01113
磁気リコネクションを特徴とする高エネルギー天体物理環境における粒子加速の文脈では、対流と比較した電場の抵抗項の重要性はまだ議論中です。この作業では、PLUTOコードを使用して実行されるテスト粒子アプローチに結合されたティアリング不安定電流シートの2D磁気流体数値シミュレーションによる定量分析を提示します。抵抗場が高エネルギー粒子の初期段階の励起に重要な役割を果たすことがわかりました。実際、これらの粒子は、電流シートの断片化中に作成されたXポイントを横切るときに、抵抗電界により最初に加速されます。抵抗場によって支配されるこの予備的な粒子加速メカニズムを無視すると、粒子は同じ高エネルギーに達することができません。したがって、我々の結果は、抵抗場が無視できないだけでなく、粒子加速メカニズムにおいて実際に重要な役割を果たしているという結論を支持しています。

大規模エアシャワーアレイの背景推定方法の比較検討

Title A_comparative_study_on_different_background_estimation_methods_for_extensive_air_shower_arrays
Authors Yan-Jin_Wang,_Min_Zha,_Shi-Cong_Hu,_Chuan-Dong_Gao,_Jian-Li_Zhang,_Xin_Zhang
URL https://arxiv.org/abs/2210.00004
等天頂角法、サラウンドウィンドウ法、直接積分法、時間スワッピング法の4つの異なる方法を適用して、背景イベントの数を計算します。シミュレーションサンプルに基づいて、さまざまなバックグラウンドメソッドからの過剰なシグナルの統計的有意性が決定されます。その後、さまざまな条件下での4つの背景法の限界と適用可能性について説明します。信号による検出器の安定性の仮定の下で、上記の4つの方法の結果は1{\sigma}レベル内で一貫しています。信号がない状態で、検出器の許容範囲が空間と時間の両方で変化する場合、サラウンドウィンドウ法が最も安定しており、ほとんど影響を受けません。この受け入れ仮定では、直接積分法のバックグラウンド推定は時間積分ウィンドウの選択に敏感であり、4時間の時間ウィンドウがより適切であり、バックグラウンド推定への影響をある程度軽減できることがわかります。

宇宙重力波検出におけるフラットトップビームのスポットサイズの推定

Title Estimate_of_spot_size_of_a_flat_top_beam_in_detection_of_gravitational_waves_in_space
Authors Zhen-Xiang_Hao,_Tim_Haase,_Hong-Bo_Jin,_Ya-Zheng_Tao,_Gudrun_Wanner,_Ruo-Xi_Wu,_Yue-Liang_Wu
URL https://arxiv.org/abs/2210.00509
宇宙での重力波の検出における高品質の迷光制御の必要性に動機付けられて、ガウスビーム(GB)のクリッピングによって生成されるフラットトップビームのスポットサイズが研究されています。ビームのシミュレーションにモード展開法(MEM)アプローチを採用することにより、MEMビームの平均二乗偏差(MSD)スポットサイズの定義のわずかな変形が提案され、これにより、任意の伝搬のスポットサイズを迅速に推定することができます。距離。クリッピングの程度は光学素子の表面内のパワー比に依存するため、MSDスポット範囲内のパワー比がスポットサイズの尺度として使用されます。この定義は、単純な非点収差ガウスビームおよびほぼガウスビームプロファイルの場合に検証されます。代表的な例として、宇宙での重力波の検出における科学干渉計のトップハットビームのMSDスポットサイズがシミュレートされます。従来のMSDスポットサイズ分析と同様に、回折を考慮するとスポットサイズは発散します。発散について慎重な誤差分析が行われ、現在の文脈では、この誤差は推定にほとんど影響を与えないと主張されています。私たちの研究の結果を使用すると、トップハットまたは他のタイプの非ガウスビームを備えた光学システムの最適な設計が可能になります。さらに、光学シミュレーションでのビームクリッピングのための宇宙ベースの重力波検出器の干渉測定をテストすることができます。現在の作業は、光学ベンチの将来のシステム設計と光学部品のサイズの有用なガイドとして機能します。

NEID スペクトログラフ GUI によるリアルタイムの露光制御と装置操作

Title Real-time_exposure_control_and_instrument_operation_with_the_NEID_spectrograph_GUI
Authors Arvind_F._Gupta,_Chad_F._Bender,_Joe_P._Ninan,_Sarah_E._Logsdon,_Shubham_Kanodia,_Eli_Golub,_Jesus_Higuera,_Jessica_Klusmeyer,_Samuel_Halverson,_Suvrath_Mahadevan,_Michael_W._McElwain,_Christian_Schwab,_Gudmundur_Stefansson,_Paul_Robertson,_Arpita_Roy,_Ryan_C._Terrien,_and_Jason_T._Wright
URL https://arxiv.org/abs/2210.00550
KittPeakのWIYN3.5m望遠鏡のNEIDスペクトログラフは、最初の1年間の科学運用を完了し、サブm/s精度の視線速度測定を確実に提供しています。NEID機器制御システムはTIMSパッケージ(Benderetal.2016)を使用します。これは、ねじれたpythonソフトウェアスタックを中心に構築されたクライアントサーバーソフトウェアシステムです。科学観測中、NEIDスペクトログラフとのやり取りは、PyQTで記述された一対のグラフィカルユーザーインターフェイス(GUI)を介して処理されます。GUIは、基礎となる機器制御ソフトウェアをラップし、機器への簡単で信頼性の高いアクセスを提供します。ここでは、これらのインターフェイスの設計について詳しく説明し、NEID操作での使用の概要を示します。観測者は、NEIDGUIを使用して、露出時間、信号対雑音比(SNR)のしきい値、および観測に関連するその他のパラメーターを設定し、キャリブレーションベンチと観測モードを構成し、観測メタデータを追跡または編集し、現在の状態を監視することができます。楽器。これらのGUIは、スペクトログラフの自動構成と夜間の観測キューからのターゲットの取り込みを容易にし、エポック全体での運用効率と一貫性を向上させます。GUIは、NEID露出計とのインターフェースにより、観測者が個々の露出の進行状況を監視し、ユーザー定義のSNRしきい値でシャッターをトリガーすることもできます。さらに、各観測が進行する際の瞬間および累積露出計カウントの挿入プロットにより、観測条件の変化を迅速に診断し、失敗やその他の緊急の問題を導くことができます。

渦位相ダイバーシティを使用したフォーカルプレーン波面センシングの深層学習アプローチ

Title A_deep_learning_approach_for_focal-plane_wavefront_sensing_using_vortex_phase_diversity
Authors M._Quesnel,_G._Orban_de_Xivry,_G._Louppe,_O._Absil
URL https://arxiv.org/abs/2210.00632
高コントラストイメージング機器の性能は、波面誤差、特に非共通光路収差(NCPA)によって制限されます。焦点面波面検出(FPWFS)は、NCPAの処理に適しています。これは、最も重要な場所、つまり科学焦点面で収差を測定するためです。それにもかかわらず、焦点面画像からの位相回復は、瞳面位相の偶数モードの符号のあいまいさをもたらします。符号のあいまいさを解決するために現在使用されている位相ダイバーシティ法は、科学のデューティサイクル、つまり科学に費やされる観察時間の割合を減らす傾向があります。この作業では、渦コロナグラフによって提供される位相多様性を最新のディープラーニング技術と組み合わせて、観察時間を失うことなく効率的なFPWFSを実行する方法を探ります。最先端の畳み込みニューラルネットワークEfficientNet-B4を適用して、シミュレートされた焦点面画像から位相収差を推測します。スカラーおよびベクトル渦コロナグラフ(SVCおよびVVC)の2つのケースが考慮され、それぞれ、単一のポストコロナグラフPSFまたは円偏光状態を分割することによって得られる2つのPSFを使用します。どちらの場合も、信号対雑音比(S/N)が低くても、符号のあいまいさが適切に解消されます。SVCまたはVVCのいずれかを使用すると、デフォーカスPSFで位相ダイバーシティを使用する場合と比較して、非常に類似したパフォーマンスが得られます。モデルは最終的に、広範囲の波面誤差とノイズレベルを持つデータでトレーニングされると、優れたロバスト性を示します。提案されたFPWFS技術は、渦コロナグラフを使用する機器に100%の科学的デューティサイクルを提供し、SVCの場合は追加のハードウェアを必要としません。

連続シミュレーション データ ストリーム: シミュレーション用の動的タイムスケール依存出力スキーム

Title Continuous_Simulation_Data_Stream:_A_dynamical_timescale-dependent_output_scheme_for_simulations
Authors Loic_Hausammann,_Pedro_Gonnet,_Matthieu_Schaller
URL https://arxiv.org/abs/2210.00835
エクサスケールのシミュレーションが間近に迫っていますが、近年、出力の新しい設計はほとんど提案されていません。個々の時間ステップを使用したシミュレーションでは、従来のスナップショットは、大きな時間ステップで粒子/セルを解決しすぎており、短い時間ステップで粒子/セルを解決していません。そのため、彼らは速いイベントに追随することができず、ストレージスペースを効率的に使用することができません.連続シミュレーションデータストリーム(CSDS)は、いつでもシミュレーションの正確な状態を提供しながら、このスペースを削減するように設計されています。個々の時間ステップを利用して、すべての粒子に対して同じ相対精度を確保します。出力は、シミュレーションの完全な進化を表す単一のファイルで構成されます。このファイル内で、パーティクルは独立して独自の周波数で書き込まれます。レコードの補間により、シミュレーションの状態をいつでも復元できます。このホワイトペーパーでは、CSDSがスナップショットよりも同じ精度でストレージスペースを2.76倍削減できること、または分析に許容できる読み取り速度を維持しながら、同じストレージスペースで精度を67.8倍向上できることを示します。レコード間の補間を使用することにより、CSDSはいつでも高い精度でシミュレーションの状態を提供します。これにより、超新星などの高速イベントの分析が大幅に改善され、光円錐出力の構築が簡素化されるはずです。

広帯域ヌリング干渉法のためのフォトニック トライカプラーおよび位相シフターのアクロマティック設計

Title Achromatic_design_of_a_photonic_tricoupler_and_phase_shifter_for_broadband_nulling_interferometry
Authors Teresa_Klinner-Teo,_Marc-Antoine_Martinod,_Peter_Tuthill,_Simon_Gross,_Barnaby_Norris,_Sergio_Leon-Saval
URL https://arxiv.org/abs/2210.01040
ヌリング干渉法は、恒星のハビタブルゾーン内にある太陽系外惑星を画像化するための最も有望な技術の1つです。ヌル干渉法を実行するためのフォトニクスの使用は、太陽系外惑星の検出に必要なコントラストと分離を可能にします。これまでのところ、現世代のフォトニックナラーを制限する2つの重要な問題が特定されています。それは、ビームコンバイナー内の位相変化と色度です。トライカプラーを使用することで両方の制限に対処し、フリンジトラッキング用の位相測定とともに広帯域の無色ヌルを提供します。ここでは、トリカプラーの伝達行列の導出(そのクロマチック動作を含む)と、GLINT装置用に提案された以前の設計に基づいて構築された完全対称トリカプラーの3D設計を示します。入力が逆位相にある場合、対称的なベースライン位相依存の明るいチャネルのペアに分割する広帯域ヌルを有効にします。一部の設計トレードスペース内では、科学シグナルまたはフリンジトラッキング機能のいずれかが優先されます。また、$1.4-1.7~\mu$mバンドで$0.6^\circ$の位相変動を持つテーパー導波路$180^\circ$-位相シフターを提示し、最適な動作のためにビーム間にほぼ無彩色の微分位相を生成します{トライカプラヌリング段階の}。両方のデバイスを統合して、リアルタイムのフリンジ位相計測信号とともに、深い広帯域ヌルを提供できます。

共通エンベロープ進化のための改訂されたエネルギー形式:惑星の飲み込みと中性子星連星の形成への影響

Title A_revised_energy_formalism_for_common-envelope_evolution:_repercussions_for_planetary_engulfment_and_the_formation_of_neutron_star_binaries
Authors Ricardo_Yarza_(1_and_2),_Rosa_Wallace_Everson_(1),_Enrico_Ramirez-Ruiz_(1)_((1)_Department_of_Astronomy_and_Astrophysics,_University_of_California,_Santa_Cruz,_(2)_Texas_Advanced_Computing_Center,_University_of_Texas,_Austin)
URL https://arxiv.org/abs/2210.00010
共通エンベロープ進化は、巨大な星が伴星を飲み込む連星系進化の段階です。標準的なエネルギー形式は、コンパニオンの縮小軌道からそれを飲み込んだ星のエンベロープに転送されるエネルギーの量を推定するための分析的枠組みです。このエネルギー移動が標準的な形式で予測されるよりも大きいことを分析的に示します。コンパニオンの軌道が縮小するにつれて、コンパニオンが取り囲む質量は小さくなり、コンパニオンは、取り囲まれた質量が一定のままである場合よりも束縛されなくなります。したがって、軌道をさらに縮小するには、より多くのエネルギーをエンベロープに転送する必要があります。この効果を説明する改訂されたエネルギー形式を導き出し、中性子星連星の形成と、ホスト星による惑星と褐色矮星の飲み込みという2つの文脈でその結果を議論します。恒星エンベロープを放出するのに必要な伴星質量は、最大$50\%$小さく、共通エンベロープ進化の結果に違いをもたらします。一時的な光度と持続時間に関連する星の外側エンベロープのエネルギー蓄積は、$\approx7$の係数まで高くなります。したがって、文献で定義されている1を超える共通エンベロープ効率値は、必ずしも非物理的ではなく、少なくとも部分的にはエネルギー蓄積の不完全な説明に起因します。ここで提示された改訂されたエネルギー形式は、恒星の合体と共通エンベロープの観測とシミュレーションの理解を深めることができます。

コロナ質量放出の地磁気への影響を予測するための時間効率の良いデータ駆動型モデリング アプローチ

Title A_Time-Efficient,_Data_Driven_Modelling_Approach_To_Predict_The_Geomagnetic_Impact_of_Coronal_Mass_Ejections
Authors Souvik_Roy_and_Dibyendu_Nandy
URL https://arxiv.org/abs/2210.00071
コロナ質量放出(CME)は、太陽のコロナからの磁化プラズマの一時的な太陽噴火です。それらの地球磁気圏との相互作用は、深刻な地磁気摂動につながる可能性があります。このような宇宙天気イベントは、地上および宇宙ベースの技術に脅威をもたらし、それによって現代の社会インフラに影響を与えます。地磁気嵐の背後にある物理プロセスを理解し、それらを予測するために、3D磁気流体力学を使用した新しいCME磁束ロープ-磁気圏相互作用モジュールを開発します。私たちのアプローチは、より複雑なモデルと比較して比較的単純で時間効率が良いですが、地磁気嵐の強度と時間的変動を推定するのに適しています。2003年と2006年からの2つの対照的なコロナ質量放出のシミュレートされた予測は、観測されたDstおよびSYM-H指数と強い線形相関を示します。この研究は、CMEフラックスロープ駆動の地磁気嵐の操作上効率的な予測への道を開きます。

原始惑星系星雲の変動: IX. 10 年間の進化の証拠

Title Variability_in_Protoplanetary_Nebulae:_IX._Evidence_for_Evolution_in_a_Decade
Authors Bruce_J._Hrivnak,_Wenxian_Lu,_William_C._Bakke_and_Peyton_J._Grimm_(Valparaiso_University,_Valparaiso,_IN,_USA)
URL https://arxiv.org/abs/2210.00103
恒星進化のAGBとPNフェーズの間の短命の遷移にある12個の原始惑星状星雲の新しい測光V,Rc研究を実施しました。これらは、1994年から2007年までのデータを使用した以前の研究の対象であり、12のすべてが周期的に変化し、脈動周期は約38日から約150日の範囲であることがわかりました。それらはすべて炭素が豊富で、F-Gスペクトルタイプがあります。新しい(2008年から2018年)データを公開されているASAS-SNデータと組み合わせて、その変動性の新しい期間を決定しました。古い期間の値と新しい期間の値を比較して、期間の変化の証拠を調査しました。これには、場合によっては10年または20年で検出可能になる可能性があるという理論的裏付けがあります。光曲線は複雑で、複数の周期、振幅の変化、および衝撃の証拠があるため、このような検出は困難です。それにもかかわらず、サンプル内のより高温の星(7250Kと8000K)に関連するようなケースが1つ、場合によっては2つ見つかりました。これらの結果は、炭素星の質量範囲の下限である~1.5-2M(sun)での星の進化と最も一致しています。星のいくつかは、明るさの増加(6つのケース)または減少(1つのケース)の長期的な傾向を示しています。より短い脈動に加えて、1.8年周期の可能性のある1つのケースがあります。これは、軌道を周回しているコンパニオンの可能性のある証拠として解釈されます。

HUXt -- Python で書かれた、オープンソースの、計算効率の高い縮小物理学の太陽風モデル

Title HUXt_--_An_open_source,_computationally_efficient_reduced-physics_solar_wind_model,_written_in_Python
Authors Luke_Barnard,_Mathew_Owens
URL https://arxiv.org/abs/2210.00455
HUXtはPythonで書かれたオープンソースの太陽風の数値モデルです。これは、1D非粘性Burger方程式の解に基づいています。この単純化された物理的アプローチは、計算コストのほんの一部で、3D磁気流体力学太陽風モデルによって生成される流れを厳密にエミュレートする太陽風の流れシミュレーションを生成します。3-DMHDの代替として意図されたものではありませんが、HUXtの単純さと計算効率は、実験や、そうでなければ法外なコストがかかる手法の使用を可能にするいくつかの重要な利点を提供します。たとえば、大規模なアンサンブルは、適度なコンピューティングリソースで簡単に実行できます。これは、宇宙天気予報の不確実性の調査と定量化、およびいくつかのデータ同化手法の適用に役立ちます。HUXtの最新バージョンであるv4.0の開発を紹介し、モデルの将来の開発とアプリケーションの計画について説明します。v4.0での3つの主要な開発は次のとおりです。完全に時間依存の境界条件を有効にするためのモデルソルバーの再構築。これにより、HUXtは原則として、任意の太陽圏モニターからの現場観測で初期化できます。HeliosphericCurrentSheetなどの機能を追跡するために使用できるHUXtフローソリューションを通じてストリークラインを追跡する新しい機能。小さなテストスイートの導入により、将来のバージョンですべてのユーザーに対してHUXtシミュレーションの信頼性と再現性をより確実に保証できるようになります。その他のマイナーな開発については、この記事で説明しています。リモートセンシングとその場プラズマ測定の両方の同化のための開発データ同化スキームを含む、HUXtの将来のアプリケーションが議論されています。英国政府のSWIMMRプログラムの一環として、英国のMetOfficeSpaceWeatherOperationsCenterでHUXtを運用モデルに移行する進捗状況について説明します。

NEID と TESS を使用した HD 35833 の p モード振動の検出

Title Detection_of_p-mode_Oscillations_in_HD_35833_with_NEID_and_TESS
Authors Arvind_F._Gupta,_Jacob_K._Luhn,_Jason_T._Wright,_Suvrath_Mahadevan,_Eric_B._Ford,_Gudmundur_Stefansson,_Chad_F._Bender,_Cullen_H._Blake,_Samuel_Halverson,_Fred_R._Hearty,_Shubham_Kanodia,_Sarah_E._Logsdon,_Michael_W._McElwain,_Joe_P._Ninan,_Paul_Robertson,_Arpita_Roy,_Christian_Schwab,_and_Ryan_C._Terrien
URL https://arxiv.org/abs/2210.00544
G0亜巨星HD35833のpモード振動の観測結果を、NEIDとTESSを使用した視線速度と測光の両方で報告します。両方の機器で振動信号の個別の堅牢な検出を実現します(半径速度振幅$A_{\rmRV}=1.11\pm0.09$ms$^{-1}$、測光振幅$A_{\rmphot}=6.42\pm0.60$ppm、最大電力の周波数$\nu_{\rmmax}=595.71\pm17.28$$\mu$Hz、モード間隔$\Delta\nu=36.65\pm0.96$$\mu$Hz)と同様に、NEID観測と同時にTESSセクターで検出されませんでした。これらのデータは、動径速度だけで振動の相関ノイズの影響を軽減する私たちの能力と、一般的に使用される星震学的スケーリング関係の堅牢性に光を当てます。NEIDデータは、露出時間$t<\nu_{\rmmax}^{-1}$に対する振動信号の減衰のモデルを検証するために使用され、結果を理論上のスケーリング関係からの予測と比較し、観測された振幅は$>4\sigma$だけ予想よりも弱く、基礎となる物理モデルのギャップを示唆しています。

Solar-MACH: 太陽磁気接続構成を分析するためのオープンソース ツール

Title Solar-MACH:_An_open-source_tool_to_analyze_solar_magnetic_connection_configurations
Authors Jan_Gieseler,_Nina_Dresing,_Christian_Palmroos,_Johan_L._Freiherr_von_Forstner,_Daniel_J._Price,_Rami_Vainio,_Athanasios_Kouloumvakos,_Laura_Rodr\'iguez-Garc\'ia,_Domenico_Trotta,_Vincent_G\'enot,_Arnaud_Masson,_Markus_Roth,_Astrid_Veronig
URL https://arxiv.org/abs/2210.00819
SolarMAgneticConnectionHAUSツール(Solar-MACH)は、完全にPythonで記述されたオープンソースツールであり、異なる時間における太陽圏のさまざまな観測者(つまり、宇宙船または惑星)の空間構成と太陽磁気接続を導出および視覚化します。これを行うために、惑星間空間の磁気接続は、古典的なパーカー太陽圏磁場(HMF)によって得られます。太陽の近くでは、ポテンシャルフィールドソースサーフェス(PFSS)モデルを適用して、HMFを太陽の光球に接続できます。Solar-MACHは、特に、太陽エネルギー粒子イベント(SEP)やコロナ質量放出(CME)などの太陽過渡現象の分析のために、公開可能な数値を提供することを目的としています。これは、インストール可能なPythonパッケージ(PyPIおよびconda-forgeにリストされています)として提供されますが、solar-mach.github.ioのWebツールとしても提供されます。このツールは、任意のWebブラウザーで完全に実行され、Pythonの知識もインストールも不要です。Solar-MACHの開発は誰にでも開かれており、ソースコードはBSD3-ClauseLicenseの下で公開されているGitHubで行われます。可能な場合は、sunpyやpfsspyなどの確立されたPythonライブラリを使用して機能を取得します。この記事では、Solar-MACHのPythonコードについて説明し、実際の科学の例を使用してその機能を説明します。さらに、最近の開発の傘下にある包括的なSERPENTINEプロジェクトを紹介します。

FEROS スペクトルのバイナリ スペクトル モデルのテスト。 HD 20784 の基本パラメータの最初の推定

Title Test_of_binary_spectral_model_on_FEROS_spectra._First_estimation_of_the_fundamental_parameters_for_HD_20784
Authors Mikhail_Kovalev,_Sarah_Gebruers,_Ilya_Straumit
URL https://arxiv.org/abs/2210.00863
高解像度FEROSスペクトルに適合したバイナリスペクトルモデルを使用して、バイナリ性が疑われる26の初期型星のスペクトルを分析します。7つのSB2候補(AEPic、$\epsilon$Vol、HD20784、HD208433、HD43519、HD56024、CD-73~375A)を確認し、それらの質量比と分光パラメータを導き出します。理論モデルとよく一致しています。わずかに進化したシステムHD20784について、基本パラメータと年齢$\log{t}=8.5$yrの最初の推定を行いました。

Gaia DR3 データに基づく選択されたポスト AGB 星の進化状態

Title Evolutionary_status_of_selected_post-AGB_stars_based_on_Gaia_DR3_data
Authors M.Parthasarathy,_Marina._Kounkel,_and_Keivan_G.Stassun
URL https://arxiv.org/abs/2210.00890
24ポストAGB星の進化の状態は、ガイアDR3データに基づいて提示されます。24個の星すべての視差の精度は3Xシグマより高く、RUWE値は1.4未満です。GaiaDR3距離に基づいて、絶対光度が導き出されます。星のうち14個の光度は、AGB後の進化段階を確認しています。しかし、以前はポストAGB星として分類されていたV1027Cygは、より高い光度を持っていることがわかっています。したがって、それは進化した大質量の脈動するG7Ia型の半規則変光星である可能性があります。星のうち9つは、光度が1000L(太陽)未満であり、RGB後の星とHB後の星があることを示しています。.

静かな太陽彩層における衝撃波の性質

Title Properties_of_shock_waves_in_the_quiet_Sun_chromosphere
Authors Harsh_Mathur,_Jayant_Joshi,_K._Nagaraju,_Luc_Rouppe_van_der_Voort,_Souvik_Bose
URL https://arxiv.org/abs/2210.01045
$\mathrm{H_{2V}}$および$\mathrm{K_{2V}}$位置での狭帯域画像の強化された明るさの短命(100秒以下)、サブアーク秒からアーク秒サイズの特徴のカップル静かな太陽にあるCaIIH線とK線は明るい粒子として知られています。CRispImagingSpectro-Polarimeterとスウェーデンの1-mSolarTelescopeでは、STockholmインバージョンコードを使用して複数行の非局所熱力学的平衡インバージョンを実行し、温度、見通し線(LOS)速度、微乱気流などの時変成層大気の物理的特性を推測しました。明るい粒子のCaIIKプロファイルは、$\mathrm{K_{2R}}$機能がない場合、$\mathrm{K_{2V}}$ピーク強度の増強を示します。$\mathrm{K_{2V}}$ピーク強度が最大に増強された時点で、彩層下部層($\log\tau_{500}$$\simeq$$-$4.2)で平均的な温度上昇が見られました。約1.1kKで、最大増強は約4.5kKです。これらの温度上昇は、LOSの方向で$-$6$\mathrm{km\;s^{-1}}$ほど強い上昇流と同じ場所にあります。$\log\tau_{500}$<$-$4.2における上部彩層のLOS速度は、$+$8$\mathrm{km\;s^{-1}}$を超える一貫したダウンフローを示しています。明るい粒子の大気中の微小乱流の検索値は、彩層では無視できます。この研究は、CaIIHおよびK線の$\mathrm{H_{2V}}$および$\mathrm{K_{2V}}$位置で狭帯域画像で観察された明るい粒子が下降する大気を背景に音響衝撃が上方に伝播する様子。

乱流太陽活動領域ループにおける温度および微分放出測定プロファイル

Title Temperature_and_Differential_Emission_Measure_Profiles_in_Turbulent_Solar_Active_Region_Loops
Authors A._Gordon_Emslie,_Stephen_J._Bradshaw
URL https://arxiv.org/abs/2210.01107
熱伝導輸送がクーロン衝突、乱流散乱、またはその2つの組み合わせによって駆動されるレジームにおける静的コロナ活性領域ループの温度構造を調べます。(最後のケースでは、温度が低く密度が高いループ内の低レベルでは衝突散乱が熱輸送を支配し、高温/低密度では乱流散乱が熱輸送を支配します。)温度プロファイルとそれに対応する微分放出測定分布が計算され、観測値と比較され、ループの頂点温度と体積加熱速度をループの長さと圧力に関連付ける以前のスケーリングの法則が再検討されます。結果は、完全に衝突が支配的な場合と比較して、ループのスケーリング則とループに沿った温度/密度プロファイルの両方に非常に大きな変化があることを示しています。彼らはまた、ループ内の比較的低い温度での差分放出測定値のよく知られている超過は、温度勾配がより平坦であること(したがって、指定された温度範囲内の材料の量が増加すること)による結果である可能性があることを示しています。ループの上部領域での乱流散乱。

デュアル フォトンの質量

Title A_Mass_for_the_Dual_Photon
Authors Anson_Hook_and_Junwu_Huang
URL https://arxiv.org/abs/2210.00015
電磁気学の新しいIRフェーズを調査し、それに制約を課します。電磁気学の通常のIR修正であるヒッグス位相では、ゲージ場$A_\mu$に光子質量を追加する必要があります。これにより、電場が遮蔽され、磁場が閉じ込められます。磁場を遮蔽し、電場を閉じ込める二重光子の質量項を追加することによって生じる閉じ込められたフェーズを調べます。二重光子質量の理論を研究し、それが一貫した有効場の理論であると主張します。次に、そのような質量項の現象学的帰結を解明し、それに対する制約を導出します。現在の制約には大きな不確実性が伴うため、二重光子質量項のいくつかの新しい検索も提案します。

ALPHA: プラズマ ハロースコープによる暗黒物質の探索

Title ALPHA:_Searching_For_Dark_Matter_with_Plasma_Haloscopes
Authors Alexander_J._Millar,_Steven_M._Anlage,_Rustam_Balafendiev,_Pavel_Belov,_Karl_van_Bibber,_Jan_Conrad,_Marcel_Demarteau,_Alexander_Droster,_Katherine_Dunne,_Andrea_Gallo_Rosso,_Jon_E._Gudmundsson,_Heather_Jackson,_Gagandeep_Kaur,_Tove_Klaesson,_Nolan_Kowitt,_Matthew_Lawson,_Alexander_Leder,_Akira_Miyazaki,_Sid_Morampudi,_Hiranya_V._Peiris,_Henrik_S._R{\o}ising,_Gaganpreet_Singh,_Dajie_Sun,_Jacob_H._Thomas,_Frank_Wilczek,_Stafford_Withington,_and_Mackenzie_Wooten
URL https://arxiv.org/abs/2210.00017
AxionLongitudinalPlasmaHAloscope(ALPHA)コンソーシアムは、アクシオンとダークフォトンを探索するためのプラズマハロースコープを構築するための新しい実験的コラボレーションです。プラズマハロースコープは、光の暗黒物質から光子への共鳴変換を検出するための新しい方法です。ALPHAは、パラメーター空間のほぼ10年にわたってQCDアクシオンに敏感になり、暗黒物質を発見し、強力なCP問題を解決する可能性があります。通常、暗黒物質のコンプトン波長によって体積が制限される従来のキャビティハロースコープとは異なり、プラズマハロースコープは、ワイヤメタマテリアルを使用して調整可能な人工プラズマ周波数​​を作成し、光の波長をコンプトン波長から切り離して、より強力な信号を可能にします。プラズマハロースコープの理論的基礎を開発し、最近の実験の進歩について議論します。最後に、ALPHAのベースラインデザインの概要を説明し、本格的な実験でほぼ10年間のパラメーター空間でQCDアクシオンを発見できることを示します。

急速なターンインフレーションのための動的一貫性条件

Title Dynamical_consistency_conditions_for_rapid_turn_inflation
Authors Lilia_Anguelova,_Calin_Iuliu_Lazaroiu
URL https://arxiv.org/abs/2210.00031
方向付けられたスカラー場空間を持つ2フィールド宇宙論モデルにおける持続的なスローロールと急速なターンインフレーションの一貫性条件を導出します。特に、3次の断熱スローロールは、大きくゆっくりと変化する回転率と共に、モデルのスカラーポテンシャルが特定の非線形2次偏微分方程式を満たす必要があり、その係数はスカラーフィールドメトリックに依存することを示します。また、回転不変の場空間計量をもつ2場モデルにおけるスローロールを伴う円形の急速なターン軌道の一貫性条件と、いわゆる「急速なターンアトラクタ」近似におけるスローロールインフレーションソリューションの一貫性条件も導き出します。最後に、ラピッドターン体制は限られた数のeフォールドの後に自然に終了する傾向があると主張します。

一次元小規模重力波パターンの場合の夜光雲の高度と粒子サイズのクロスウェーブプロファイル

Title Cross-Wave_Profiles_of_Altitude_and_Particle_Size_of_Noctilucent_Clouds_in_the_Case_of_One-Dimensional_Small-Scale_Gravity_Wave_Pattern
Authors Oleg_S._Ugolnikov
URL https://arxiv.org/abs/2210.00431
この論文では、一次元の重力波によって変調された夜光雲の拡張領域の広視野三色観測について説明します。長波の頂点は、空の太陽の垂直線に対して小さな角度で整列していました。これにより、夜光雲の3色測光に基づいて、異なる波の位相で高度と粒子サイズを個別に決定することが可能になりました。これにより、短周期の重力波が通過するときの夜光雲のパラメータの変化を簡単な光学イメージングを使用して記録することができます。

量子波暗黒物質ブラックホール

Title Black_hole_in_quantum_wave_dark_matter
Authors Reggie_C._Pantig_and_Ali_\"Ovg\"un
URL https://arxiv.org/abs/2210.00523
この作業では、超大質量ブラックホール(SMBH)に対するファジーダークマター(FDM)(またはウェーブダークマター)ハローの効果を調査しました。このような暗黒物質はソリトンコア密度プロファイルを導入し、理想的には、その中心にあるSMBHを囲む球状分布として扱います。この方向では、ブラックホールと暗黒物質の時空ジオメトリの結合により、新しいメトリックを取得しました。このソリューションを2つの既知のSMBH-Sgrに適用しました。A*とM87*を使用し、EHTによる影の直径の経験的データを使用して、ボソン質量$m_\text{b}$のいくつかの値が与えられると、ソリトンコア半径$r_\text{c}$を制約しました。次に、そのような制約に基づいて、静的オブザーバーに関連するシャドウ半径の動作を調べます。$r_\text{obs}<r_\text{c}$と$r_\text{obs}>r_\text{c}$の領域で異なる影のサイズが認識され、偏差は値$の方が大きいことがわかりましたm_\text{b}<10^{-22}$eV.影の挙動に関しては、薄い降着円盤に対するソリトンプロファイルの影響も分析しました。ソリトン暗黒物質効果は、事象の地平線近くのさまざまな光度を通じて現れます。また、ソリトン効果による弱い偏向角と生成されたアインシュタインリングも分析しました。ソリトンコアに匹敵する影響パラメータを持つSMBH近くの光源について、シャドウサイズの偏差よりも優れたかなりの偏差が見つかりました。私たちの結果は、銀河の中心でSMBHを使用して、ソリトン暗黒物質効果の実験的検出の可能性を示唆しています。

平面三体問題のための高精度自明な振付のデータベース

Title A_database_of_high_precision_trivial_choreographies_for_the_planar_three-body_problem
Authors I._Hristov,_R._Hristova,_I._Puzynin,_T._Puzynina,_Z._Sharipov,_Z._Tukhliev
URL https://arxiv.org/abs/2210.00594
自明な振り付けは、平面三体問題の特別な周期的解法です。この作業では、ニュートン法の連続アナログに基づく修正ニュートン法と、新しい自明な振り付けの特殊な数値検索のための高精度演算を使用します。検索の結果、397の新しい軌道を含む462のそのような軌道の高精度データベースを計算しました。見つかったすべての解の初期条件と周期は、180桁の正しい10進数で与えられます。振り付けのうち108は直線的に安定しており、そのうち99は新しい振り付けです。線形安定性は、モノドロミー行列の固有値の高精度計算によってテストされます。

確率的重力波の背景: 方法と意味

Title Stochastic_gravitational_wave_background:_methods_and_Implications
Authors Nick_van_Remortel,_Kamiel_Janssens,_Kevin_Turbang
URL https://arxiv.org/abs/2210.00761
連星ブラックホールと連星中性子星の合体などの個別に解決可能な重力波イベントを超えて、多数のソースから来るさらに多くの弱い信号の重ね合わせが、全体的な背景、いわゆる確率的重力波背景に寄与すると予想されます。このレビューでは、この背景の検索で可能な検出方法の概要を説明し、主に現在の地球ベースの干渉重力波検出器に焦点を当てて、データ分析技術の詳細なレビューを提供します。さらに、そのような背景の検出の主張を強化することを目的としたさまざまな検証手法についても説明します。重力波の確率的背景の現在の上限から生じる天体物理学的および宇宙論的影響のいくつかをリストすることにより、このレビューを締めくくります。

修正重力における大規模構造の有効場理論と縮退高次スカラーテンソル理論への応用

Title Effective_Field_Theory_of_Large_Scale_Structure_in_modified_gravity_and_application_to_Degenerate_Higher-Order_Scalar-Tensor_theories
Authors Shin'ichi_Hirano,_Tomohiro_Fujita
URL https://arxiv.org/abs/2210.00772
修正された重力では、縮退した高次スカラーテンソル理論の枠組みで示されるように、1ループ物質のパワースペクトルは紫外発散を示します。この問題に対処するために、大規模構造の有効場理論を修正重力理論に拡張します。新しい反項が現れ、修正されたポアソン方程式の非線形性の自然な結果として紫外発散を繰り込みます。再正規化された1ループ物質のパワースペクトルは、観測結果と比較することによって、修正された重力理論をテストするのに役立ちます。

パラティーニの問題 ${\cal{R}}^2$ インフレーション: 再加熱温度の限界

Title Issues_in_Palatini_${\cal{R}}^2$_inflation:_Bounds_on_the_Reheating_Temperature
Authors A._B._Lahanas
URL https://arxiv.org/abs/2210.00837
重力と結合したスカラー場の存在下で、Palatini重力における${\cal{R}}^2$-inflationを考えます。これらの理論は、アインシュタインフレームで、1つのスカラーフィールド$h$に対して、$K$-インフレーションモデルと共通の特徴を共有しています。この形式を、ポテンシャルが単項$V\simh^{n}$で、$n$が正の偶数の整数である単一フィールドのインフレモデルの研究に適用します。また、重力と非最小結合のヒッグスモデルも研究します。${\cal{R}}^2$項を$\sim\alpha{\cal{R}}^2$として重力に結合し、$\alpha$定数で、瞬間再加熱温度$T_{ins}$,は$T_{ins}\leq{0.290\,m_{Planck}}/{\,\alpha^{1/4}}$によって制限され、上限は大きな$\alpha$に対して飽和しています。このような大きな$\alpha$の場合、スローロールを超えて宇宙論的パラメーターを確実に計算する必要があります。これらの中で、$T_{ins}$が決定されるインフレーションの終わりです。実際、インフレトンが膨張点の終わりに向かって転がると、パラティーニ重力では避けられない速度項の4次が重要な役割を果たし、無視できなくなります。$\alpha$およびその他のパラメーターの値は、宇宙データによって制約され、インフレーションスケール$M_{s}\sim1/\sqrt{\alpha}$と宇宙の再加熱温度に境界を設定します。

天文学的に不確実な時系列の説明可能な分類

Title Explainable_classification_of_astronomical_uncertain_time_series
Authors Michael_Franklin_Mbouopda_(LIMOS,_UCA),_Emille_E_O_Ishida_(LPC,_UCA),_Engelbert_Mephu_Nguifo_(LIMOS,_UCA),_Emmanuel_Gangler_(LPC,_UCA)
URL https://arxiv.org/abs/2210.00869
宇宙の膨張の歴史を探り、その進化段階を理解し、将来の進化を予測することは、天体物理学の重要な目標です。今日、機械学習ツールは、不確実な時系列としてモデル化された一時的なソースを分析することで、これらの目標を達成するために使用されています。ブラックボックス手法はかなりのパフォーマンスを達成しますが、既存の解釈可能な時系列手法では、このタイプのデータに対して許容できるパフォーマンスを得ることができませんでした。さらに、これらの方法でデータの不確実性が考慮されることはめったにありません。この作業では、最先端の方法に匹敵する分類を実現する、不確実性を考慮したサブシーケンスベースのモデルを提案します。予測のモデルの不確実性を推定する共形学習とは異なり、私たちの方法はデータの不確実性を追加の入力として受け取ります。さらに、私たちのアプローチは意図的に説明可能であり、ドメインの専門家はモデルを検査してその予測を説明することができます。提案された方法の説明可能性は、光曲線形状の詳細を表す重要なサブシーケンスを示唆することにより、理論的な天体物理学モデリングの新しい開発を刺激する可能性もあります。データセット、実験のソースコード、および結果は、パブリックリポジトリで利用できます。