暗黒物質ハローの質量関数と密度プロファイルの統一理論
$\Lambda$CDM宇宙論の小規模な課題を理解するには、ハローの存在量と構造が重要です。ハローとダークマター粒子のランダムウォークに基づく、ハロー質量関数とハロー密度プロファイルの両方の統一理論と解析モデルを提示します。ランダムウォークでの位置依存の待機時間により、質量関数と密度の引き伸ばされたガウス分布が得られ、小規模ではべき法則が、大規模では指数関数的に減衰します。Press-Schechter質量関数とEinasto密度プロファイルの両方を簡単に復元できます。この新しい視点は、普遍的なハロー質量関数と密度プロファイルの簡単な理論を提供します。
原始惑星系円盤における分子の垂直成層を直接追跡
| Title |
Directly_tracing_the_vertical_stratification_of_molecules_in_protoplanetary_disks |
| Authors |
T._Paneque-Carre\~no,_A._Miotello,_E._F._van_Dishoeck,_B._Tabone,_A._F._Izquierdo,_S._Facchini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01130 |
原始惑星系円盤における複数の分子トレーサーの発光面の垂直位置を直接追跡することを目指しています。ディスクのサンプルには、Elias2-27、WaOph6、およびMAPSALMALargeProgramの対象となるソースが含まれます。研究対象の分子セットには、HCN、CN、H2CO、HCO+、C2H、およびc-C3H2など、さまざまな遷移におけるCO同位体が含まれます。垂直放射領域はチャネルマップから直接決定され、チャネル放射の正確なマスキングを実装して、星からの半径距離が大きい場合や低SNRラインの場合でも、放射面の垂直位置を回復します。発光層の垂直方向の位置は、各ディスクの4～10ラインで取得されます。IMLup、HD163296、およびMWC48012COと13COは、ダストギャップと運動学的摂動と一致する垂直変調を示します。また、MAPSサンプルからのディスク内のガス圧力スケールの高さの見積もりも提示します。物理化学モデルと比較して、CO同位体の垂直方向の位置とよく一致しています。HD163296では、CNとHCNは同様の中間層をたどります。他のディスクでは、UVフラックストレーサーとHCNとC2Hの垂直プロファイルは、理論モデルで予測されたよりも低くなっています。HCNとH2COは高度に構造化された垂直プロファイルを示しており、異なる形成経路を示している可能性があります。さまざまな物理的および化学的ディスク特性を追跡する複数の分子種の垂直位置を追跡することが可能です。CO同位体の分布は、鉛直高度$z/r=$0.5-0.05の広い範囲で見られます。他の分子系統は主に$z/r\leq$0.15に見られます。分子の垂直層は、一部のシステムでは理論と一致していますが、すべてではありません。したがって、放出面をさらに研究して理解するには、専用の化学物理モデルが必要です。
Titan の有機液体、氷、ヘイズの材料特性
| Title |
Material_Properties_of_Organic_Liquids,_Ices,_and_Hazes_on_Titan |
| Authors |
Xinting_Yu,_Yue_Yu,_Julia_Garver,_Jialin_Li,_Abigale_Hawthorn,_Ella_Sciamma-O'Brien,_Xi_Zhang,_Erika_Barth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01394 |
タイタンの大気と表面には、さまざまな相(気体、液体、氷)に存在する単純な有機物と、タイタンのヘイズ層を形成する固体で複雑な耐火性有機物など、さまざまな種類の物質があります。これらの材料はすべて、タイタンのさまざまな物理プロセスに積極的に関与しており、多くの材料特性がこれらのプロセスを形成する上で重要であることがわかっています。タイタンの将来の現場探査では、さまざまな物質に遭遇する可能性が高く、考えられるすべての物質候補の物質特性をアーカイブするための包括的なデータベースが必要になります。ここでは、タイタンの有機液体、氷、耐火性ヘイズのいくつかの重要な材料特性を要約します。これらの特性には、熱力学的特性(相変化点、昇華および気化飽和蒸気圧、潜熱)、物理的特性(密度)、および表面特性(液体の表面張力と固体の表面エネルギー)が含まれます。これらのデータのリポジトリを提供し、科学コミュニティが利用できるようにするために、新しいデータベースを開発しました。これらのデータは、さまざまな理論モデルの入力として使用して、現在および将来のリモートセンシングや、タイタンのその場での大気および地表測定値を解釈することができます。単純な有機物の材料特性は、太陽系外縁部、星間物質、原始惑星系円盤の巨大惑星や氷体にも適用できる可能性があります。
活動中の小惑星 331P/Gibbs におけるフラグメントダイナミクス
断片化されたアクティブな小惑星331P/Gibbsの動的解析を提示します。ハッブル宇宙望遠鏡が2015年から2018年にかけて撮影したアーカイブ画像を使用して、主成分と最も明るい(おそらく最大の)3つの成分のアストロメトリーを測定しました。従来の軌道決定では、コンポーネント間の高度な軌道類似性が明らかになりました。次に、アストロメトリーに適合するように断片化モデルを適用し、断片化エポックや分離速度などの重要なパラメーターを取得しました。私たちの最適なモデルは、フラグメントBが2011年4月から5月の間に$\sim$1cms$^{-1}$の速度で本体から分離したことを示していますが、フラグメントAとCについては2つのもっともらしいシナリオが特定されました。前者は2011年6月中旬に$\sim$8cms$^{-1}$の速度でプライマリまたはフラグメントBから分裂し、後者は2011年後半または2013年後半から2014年初頭、$\sim$0.7-0.8cms$^{-1}$の速度で。結果は、プライマリの急速な回転によって示唆されるように、小惑星のカスケード断片化を引き起こすメカニズムとしての回転の乱れと一致しています。これらの破片は、知られている中で最も若い小惑星群を構成しており、小惑星の破砕と小惑星群の形成を研究する絶好の機会を提供してくれます。
効率的な原子線放射冷却による激しい XUV 環境での地球 N2-O2 大気の存続
| Title |
Survival_of_Terrestrial_N2-O2_Atmospheres_in_Violent_XUV_Environments_through_Efficient_Atomic_Line_Radiative_Cooling |
| Authors |
Akifumi_Nakayama,_Masahiro_Ikoma,_Naoki_Terada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01460 |
大気は、惑星の居住可能性において重要な役割を果たします。M型矮星と太陽に似た若い星の周りで、現在の地球と同じ日射を受けている惑星は、恒星からの強いX線と極紫外線(XUV)放射にさらされています。この研究では、現在の地球の大気がそのような過酷なXUV環境で生き残ることができるかどうかという根本的な問題を探ります。以前の理論的研究は、恒星のXUV照射が、そのような大気を短い時間スケールで完全に除去するのに十分強いことを示唆しています。この研究では、新しい上層大気モデルを開発し、地球質量惑星上の地球に似たN2-O2大気の熱圏構造のXUV照射の増加に対する熱応答と流体力学的応答を再調査します。私たちのモデルには、以前のモデルで説明されたプロセスに加えて、原子線冷却として知られる、原子とイオンの電子遷移による放射冷却の効果が含まれています。XUV照射レベルが地球の現在のレベルの数倍を超えると、原子ラインの冷却が流体力学的効果を支配することを示しています。その結果、大気の構造はほぼ静水圧に保たれ、現在の地球の1,000倍のXUV照射レベルでさえ、大気の脱出は緩慢なままです。N2-O2大気のジーンズ脱出率の推定値は、これらの1bar大気が太陽のような星の初期の活動段階で生き残ることを示唆しています。活発な後期M型矮星の周りでさえ、N2-O2大気はギガ年単位の時間スケールでかなりの熱損失を免れることができます。これらの結果は、地球型太陽系外惑星の居住可能性と地球の気候史に新たな洞察をもたらします。
熱の垂直移流によるホット・ジュピターの半径膨張の証拠はない
| Title |
No_evidence_for_radius_inflation_in_hot_Jupiters_from_vertical_advection_of_heat |
| Authors |
Aaron_David_Schneider_and_Ludmila_Carone_and_Leen_Decin_and_Uffe_Gr\r{a}e_J{\o}rgensen_and_Christiane_Helling |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01466 |
上部光球と深部大気との間の放射力学的結合を理解することは、ホットジュピターの異常に大きな半径を理解する上で鍵となります。ダイナミクスと放射の間のフィードバックプロセスをよりよく理解するには、3D大循環モデル(GCM)と自己整合的な放射伝達を非常に長い時間統合する必要があります。ここでは、最終的な収束状態に達した、今日までに公開された超高温木星(WASP-76b)の最長の3D非灰色GCM研究(86000d)を提示します。さらに、深部大気層の温度収束への道を加速するために使用できる方法を提示します。最終的に収束した温度プロファイルは、大規模な大気運動による潜在的な温度の垂直輸送の兆候がなく、深い大気層で低温であることがわかりました。したがって、膨張した高温ガス巨星の異常に大きな半径を説明するには、放射とダイナミクスの間の結合だけでは不十分であると結論付けています。
地球外の N2O バイオシグネチャーの妥当な範囲の評価: 統合された生物地球化学、光化学、およびスペクトル モデリング アプローチ
| Title |
Evaluating_the_Plausible_Range_of_N2O_Biosignatures_on_Exo-Earths:_An_Integrated_Biogeochemical,_Photochemical,_and_Spectral_Modeling_Approach |
| Authors |
Edward_W._Schwieterman,_Stephanie_L._Olson,_Daria_Pidhorodetska,_Christopher_T._Reinhard,_Ainsley_Ganti,_Thomas_J._Fauchez,_Sandra_T._Bastelberger,_Jaime_S._Crouse,_Andy_Ridgwell,_Timothy_W._Lyons |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01669 |
微生物の窒素代謝の産物である亜酸化窒素(N2O)は、近赤外線と中赤外線に独特のスペクトル特性を持つ魅力的な系外惑星のバイオシグネチャーガスであり、地球上ではわずかな非生物的発生源にすぎません。バイオシグネチャーとしてのN2Oの以前の調査では、地球のようなN2O混合比または表面フラックス、または地球の地質学的記録から推測されたものを使用してシナリオが検討されてきました。しかし、N2Oの生物学的フラックスは、金属触媒が不足しているため、またはN2OからN2を生成する脱窒代謝の最終段階が進化していなかった場合に、大幅に高くなる可能性があります。ここでは、光化学モデルとスペクトルモデルを組み合わせた地球規模の生物地球化学モデルを使用して、主系列(FGKM)星を周回する地球類似体の妥当なN2O存在量とスペクトル検出可能性の限界を体系的に定量化します。地球の歴史と互換性のある範囲の酸素条件(現在の大気レベルの1%～100%)とN2Oフラックス(年間0.01～100テラモル、Tmol=10^12モル)にわたるN2Oの蓄積を調べます。10[100]Tmolyr$^{-1}$のN2Oフラックスは、地球と太陽の類似体では~5[50]ppm、後期K矮星周辺の地球では90[1600]ppmの最大N2O存在量につながることを発見しました。地球型TRAPPIST-1eでは30[300]ppmです。現在および将来の宇宙ベースの望遠鏡に関連する中間および最大N2O濃度の放出および透過スペクトルをシミュレートします。JWSTを使用したTRAPPIST-1eの高フラックスシナリオでのN2Oスペクトル機能の検出可能性を計算します。星の活動を介した化学的硝化や非生物的生産など、潜在的な偽陽性を確認し、観測されたN2Oの生物原性を確認または反論するための重要なスペクトルおよび文脈上の判別要因を特定します。
太陽系外惑星用大型干渉計 (LIFE): VIII.太陽に似た恒星のハビタブル ゾーンにある岩石系外惑星の検出
| Title |
Large_Interferometer_For_Exoplanets_(LIFE):_VIII._Detecting_rocky_exoplanets_in_the_habitable_zones_of_Sun-like_stars |
| Authors |
Jens_Kammerer,_Sascha_P._Quanz,_Felix_Dannert,_the_LIFE_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01782 |
以前の研究では、M型矮星の周りのハビタブルゾーンの惑星を検出するために、将来の中赤外線ヌリング干渉計宇宙ミッションを強く好むことが示されましたが、ここではハビタビリティの概念に対するより保守的なアプローチに焦点を当て、2つの恒星サンプルの収量推定値を提示します。そのようなミッションにアクセス可能な近くの(d<20pc)太陽のような星(4800-6300K)と近くのFGKタイプの星(3940-7220K)の。私たちの収量推定値は、ケプラーミッションから最近導き出された岩石惑星の発生率と、すべての主要な天体物理学的ノイズ源を含んでいますが、楽器のノイズ源はまだ含まれていないLIFE系外惑星観測シミュレーションツールLIFEsimに基づいています。ケプラーの結果の悲観的または楽観的な外挿に応じて、2.5年の探索フェーズ中に、LIFEは~10-16(平均)または~5-34(1-$\sigma$の不確実性を含む)の岩石惑星を検出できることがわかりました。(0.5-1.5R${}_\rm{Earth}$)太陽のような星の楽観的なHZ内で、~4-6(平均)または~1-13(1-$\sigma$の不確実性を含む)exo-地球候補(EEC)は、2mのミラーを装備した4つのコレクター宇宙船と保守的な機器スループット5%を想定しています。D=3.5mまたは1mのミラーでは、収量$Y$は、およそ$Y\proptoD^{3/2}$に従って大きく変化します。FGKタイプの星のサンプルが増えると、楽観的なHZ内の岩石惑星が16～22個(平均)、EECが5～8個(平均)に増加します。さらに、ミラーの直径に加えて、歩留まりは総スループットに強く依存しますが、外黄道ダストレベルとミッションのアクセス可能な波長範囲には弱くしか依存しないことがわかります。太陽のような星に完全に焦点を合わせる場合、より大きなミラー(~3mで合計スループットの5%)またはより高い合計スループット(2mのミラーで~20%)が必要であり、その中にある~30の岩石惑星の統計的に関連のあるサンプルを検出します。楽観的なHZ。
HectoMAP静止銀河のサイズと分光進化
| Title |
Size_and_Spectroscopic_Evolution_of_HectoMAP_Quiescent_Galaxies |
| Authors |
Ivana_Damjanov,_Jubee_Sohn,_Margaret_J._Geller,_Yousuke_Utsumi,_and_Ian_Dell'Antonio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01129 |
HectoMAPサーベイは、赤方偏移範囲$0.2<z<0.6$にわたる$i-$bandHyperSuprime-CamSubaruStrategicProgram(HSCSSP)イメージングを使用して、30,231個の静止銀河の完全な質量限定サンプルを提供します。HSCSSPイメージングに基づく半光半径と赤方偏移およびD$_n4000$を組み合わせて、サイズと質量の関係、$R_{e}=A\timesM_{*}^{\alpha}$、およびその進化を調べますHectoMAP静止集団全体と、データの2つのサブセット。各赤方偏移で$1.5<\mathrm{D}_n4000<1.6$の新規参入者は、調査限界$z\sim0.6$ですでに静止している銀河から派生した人口よりも、宇宙が年をとるにつれて$A$が急激に増加することを示しています。（居住人口）。以前の研究と広く一致して、サイズと質量の関係の進化は、HectoMAPサンプル全体と居住者集団の両方について(ただし、新規参入者だけではありません)、小さな合併による成長と一致しています。居住人口の場合、サイズと質量の関係の進化は、$z\sim0.6$での人口年齢とは無関係です。新規参入者のサンプルと居住者集団との対比は、サイズと質量の関係の進化における、一般に「先祖バイアス」と呼ばれる役割への洞察を提供します。
暗黒物質のハローコアと天の川衛星の潮汐生存
| Title |
Dark_matter_halo_cores_and_the_tidal_survival_of_Milky_Way_satellites |
| Authors |
Rapha\"el_Errani,_Julio_F._Navarro,_Jorge_Pe\~narrubia,_Benoit_Famaey,_Rodrigo_Ibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01131 |
コールドダークマター(CDM)ハローの尖った中央密度プロファイルにより、潮汐による崩壊に対する回復力が高くなります。ダークマター粒子間の自己相互作用、または銀河形成中のバリオンの循環により、一定密度のコアが形成される可能性があり、これにより、ハローが潮汐破壊の影響を受けやすくなります。N体シミュレーションを使用して、大規模ホストの潮汐場におけるNFWのような「コア」サブハローの進化を研究し、完全な潮汐破壊の基準とタイムスケールを特定します。天の川(MW)に適用される、我々の結果は、MW衛星の生存がコア形成に興味深い制約を課すことを意味します。実際、初期NFWスケール半径の1パーセントを超えるコアを持つサブハローは、周心<10kpcの軌道ではハッブル時間存続できないことがわかります。トゥカーナ3のような近心~3.5kpcの衛星は、現在の軌道でわずか3軌道周期を生き残るために~2pcより小さいコアサイズを持たなければなりません。速度に依存しない断面積が1cm^2/gの自己相互作用暗黒物質(SIDM)モデルで予想されるコアのサイズは、Tuc3、Seg1、Seg2などの小さなペリセントリック半径を持つ超微光衛星とは相容れないようです。、Wil1、これらは落下後10Gyr未満で完全に崩壊するためです。これらの結果は、多くの衛星が、CDMカスプと一致して、ほとんど小さいコアサイズを持っていることを示唆しています。周心半径が小さい軌道上に天の川衛星がさらに発見されれば、これらの結論が強化され、天の川衛星の生存によって暗示されるコアサイズの上限がより厳しくなる可能性があります。
複数の星集団を持つ球状星団における星形成への電離フィードバック効果
| Title |
Ionising_Feedback_Effects_on_Star_Formation_in_Globular_Clusters_with_Multiple_Stellar_Populations |
| Authors |
Asiyeh_Yaghoobi,_Joakim_Rosdahl,_Francesco_Calura,_Pouria_Khalaj,_Hosein_Haghi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01136 |
3D放射線流体力学シミュレーションを使用して、複数の星集団を持つ球状星団(GC)における第2世代(SG)星の形成に対する電離放射線の影響を研究します。特に、大規模な($10^7\mathrm{M}_{\odot}$)GCと若い(40Myrold)GCに焦点を当てています。漸近巨星分枝(AGB)星からの恒星風、ラム圧、星団へのガス降着、および連星の光イオン化フィードバックを考慮します。恒星の光度は、銀河団内の物質を温めてイオン化するのに十分強いが、ガスの放出にはつながらないことがわかった。このように、星団はAGB星の噴出物と付着した元のガスを保持することができます。また、第1世代星の形成から$50\mathrm{Myr}$以内で銀河団中心部で効率的な冷却が起こり、SG星が形成される。私たちの結果は、光イオン化を含めることはSG形成を抑制せず、むしろそれを約$\sim10\mathrm{Myr}$遅らせることを示しています。時間の遅れは元のガスの密度に依存するため、密度の高い媒質ほど星形成の遅れが短くなります。さらに、光イオン化は、それなしのモデルと比較して、総SG質量のわずかな減少につながります。
(CANDELS) のための最適化された測光赤方偏移
| Title |
Optimized_Photometric_Redshifts_for_the_Cosmic_Assembly_Near-Infrared_Deep_Extragalactic_Legacy_Survey_(CANDELS) |
| Authors |
Dritan_Kodra_(1_and_2),_Brett_H._Andrews_(1_and_2),_Jeffrey_A._Newman_(1_and_2),_Steven_L._Finkelstein_(3),_Adriano_Fontana_(4),_Nimish_Hathi_(5),_Mara_Salvato_(6),_Tommy_Wiklind_(7),_Stijn_Wuyts_(8),_Adam_Broussard_(9),_Nima_Chartab_(10),_Christopher_Conselice_(11),_M._C._Cooper_(12),_Avishai_Dekel_(13),_Mark_Dickinson_(14),_Harry_Ferguson_(5),_Eric_Gawiser_(9),_Norman_A._Grogin_(5),_Kartheik_Iyer_(15),_Jeyhan_Kartaltepe_(16),_Susan_Kassin_(5_and_17),_Anton_M._Koekemoer_(5),_David_C._Koo_(18),_Ray_A._Lucas_(5),_Kameswara_Bharadwaj_Mantha_(19_and_20),_Daniel_H._McIntosh_(21),_Bahram_Mobasher_(22),_Camilla_Pacifici_(5),_Pablo_G._P\'erez-Gonz\'alez_(23),_Paola_Santini_(4)_((1)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Pittsburgh,_(2)_Pittsburgh_Particle_Physics,_Astrophysics,_and_Cosmology_Center_(PITT_PACC),_University_of_Pittsburgh,_(3)_Department_of_Astronomy,_The_University_of_Texas_at_Austin,_(4)_Osservatorio_Astronomico_di_Roma,_(5)_Space_Telescope_Science_Institute,_(6)_Max-Planck-Institut_f\"ur_extraterrestrische_Physik,_(7)_Department_of_Physics,_Catholic_University_of_America,_(8)_Department_of_Physics,_University_of_Bath,_(9)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Rutgers,_the_State_University_of_New_Jersey,_(10)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_California,_Irvine,_(11)_Jodrell_Bank_Centre_for_Astrophysics,_University_of_Manchester,_(12)_Center_for_Cosmology,_Department_of_Physics_&_Astronomy,_University_of_California,_Irvine,_(13)_Racah_Institute_of_Physics,_The_Hebrew_University,_(14)_NSF's_NOIRLab,_(15)_Dunlap_Institute_for_Astronomy_and_Astrophysics,_University_of_Toronto,_(16)_School_of_Physics_and_Astronomy,_Rochester_Institute_of_Technology,_(17)_The_William_H._Miller_III_Department_of_Physics_&_Astronomy,_Johns_Hopkins_University,_(18)_Department_of_Astronomy_and_Astrophysics,_University_of_California,_Santa_Cruz,_(19)_Minnesota_Institute_for_Astrophysics,_University_of_Minnesota,_(20)_School_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Minnesota,_(21)_Department_of_Physics_&_Astronomy,_University_of_Missouri,_Kansas_City,_(22)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_California,_Riverside,_(23)_Centro_de_Astrobiolog\'ia,_CAB/CSIC-INTA,_Ctra._de_Torrej\'on_a_Ajalvir) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01140 |
CosmicAssemblyNear-InfraredDeepExtragalacticLegacySurvey(CANDELS)チームからの測光赤方偏移(photo-z)の最初の包括的なリリースを紹介します。Quantile-Quantile(Q-Q)プロットに基づく統計を使用して、コラボレーションの6つのグループによって作成されたphoto-z確率密度関数(PDF)の過小評価または過大評価エラーのバイアスとシグネチャを特定します。これらの影響を補正すると、結果のPDFがPDFの統計的定義によりよく一致するようになります。各グループのPDFを修正した後、特定のオブジェクトの異なるグループのPDFをコンセンサス曲線に結合する3つの方法を検討します。これらの方法のうちの2つは、最小f発散曲線、つまり集合内の他のPDFに最も近いPDFを特定することに基づいています(数値配列の中央値に類似)。これらの手法が、PDFの変更を最適化するために使用されるものとは無関係に、一連の分光赤方偏移を使用して改善された結果をもたらすことを示します。最適なフォトzPDFとポイント推定値は、オブジェクトごとに最適な4つのPDF(mFDa4)と階層ベイジアン(HB4)メソッドをそれぞれ使用して、最小のf発散で達成されます。HB4photo-zポイント推定値は、$\sigma_{\rmNMAD}=0.0227/0.0189$および$|\Deltaz/(1+z)|を生成しました。>0.15$外れ値分率=分光赤方偏移と3D-HST赤方偏移でそれぞれ0.067/0.019。最後に、構造について説明し、https://archive.stsci.edu/hlsp/candelsで入手できるCANDELSphoto-zカタログの使用に関するガイダンスを提供します。
高速過渡現象 AT2018cow の環境分析と、その前駆体と後期の明るさへの影響
| Title |
An_environmental_analysis_of_the_fast_transient_AT2018cow_and_implications_for_its_progenitor_and_late-time_brightness |
| Authors |
Ning-Chen_Sun,_Justyn_R._Maund,_Yali_Shao_and_Ida_A._Janiak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01144 |
新たに発見された高速青色光トランジェント(FBOT)の性質は、依然として天文学者を困惑させています。この論文では、ALMA、VLT/MUSE、およびHST/WFC3の観測に基づいて、近くのFBOTAT2018cowの環境における分子ガス、電離ガス、および恒星集団の包括的な分析を実行します。6($\pm$1)$\times$10$^6$$M_\odot$の顕著な分子濃度がAT2018cowの近くに見られ、4歳の活発な星形成複合体が2つ生じています。$\pm$1Myrと$\lesssim$2.5Myrです。それぞれの星形成複合体は3$\times$10$^5$$M_\odot$の星の質量を持ち、巨大なHII領域を光イオン化し、H$\alpha$光度は30Dorミニ-スターバースト領域。AT2018cowは、星形成複合体の1つと空間的に一致しています。ただし、複合体よりもはるかに小さい絶滅があるため、前景に存在する可能性が最も高くなります。その祖先は、この地域の初期の時代に形成された可能性があります。それが主要な星形成イベントからのものである場合、関連する星の集団が検出されないため、前駆体の年齢は$\gtrsim$10Myrに、初期質量は$\lesssim$20$M_\odot$に制限されます。さらに、AT2018cowの後期の明るさが恒星である可能性は低いことがわかります。その明るさは、爆発後2年から4年にかけてわずかに低下しており、AT2018cow自体が原因である可能性が最も高いと考えられます。
The SAMI Galaxy Survey: 近くの宇宙における恒星ガスの運動学的ミスアライメントの物理的要因
| Title |
The_SAMI_Galaxy_Survey:_Physical_drivers_of_stellar-gas_kinematic_misalignments_in_the_nearby_Universe |
| Authors |
A._Ristea,_L._Cortese,_A._Fraser-McKelvie,_S._Brough,_J._J._Bryant,_B._Catinella,_S._M._Croom,_B._Groves,_S._N._Richards,_J._van_de_Sande,_J._Bland-Hawthorn,_M._S._Owers_and_J._S._Lawrence |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01147 |
星とガスの自転軸のずれは、銀河の進化を通じて形成される外部プロセスを示しています。SAMIGalaxySurveyからの3068個の銀河の観測を使用して、信頼できる運動学で1445個の天体のグローバルな運動学的位置角を計算し、恒星ガスのずれを示す169個(12%)の銀河を識別します。運動学的に分離された特徴は、後期型/星形成システムと比較して初期型/受動銀河でより一般的です。星形成は、整列していない銀河のわずか22%でガス電離の主な原因です。17%はセイファート天体で、61%は低電離核放出線領域の特徴を示しています。運動学的デカップリングの最も可能性の高い物理的原因を特定し、降着によるケースが支配的である一方で、サンプルの最大8%で、ミスアライメントが流出ガスを追跡している可能性があることを発見しました。降着による位置ずれだけを考えると、捕捉されたガスが活発な星形成に寄与しているケースはわずか$\sim$1/4です。集団として、整列していない銀河は、整列したシステムの適切に一致したサンプルよりも高いS\'ersicインデックスと低い星のスピンと特定の星形成率を持っています。これらの結果は、形態と星形成/ガス含有量の両方が、位置ずれの発生率と時間スケールと有意に相関していることを示唆しています。具体的には、整列していないガス円盤にかかるトルクは、より中心に集中している銀河では小さくなりますが、ガスの少ない天体では、新しく降着したガスが感じる粘性抗力が小さくなります。後期型銀河の位置ずれの可能性と相関していない星形成のわずかな証拠は、近くの宇宙におけるそのような形態が、より高い赤方偏移での優先的に位置合わせされた降着の結果である可能性があることを示唆しています。
銀河系外背景光と宇宙星形成の歴史のモデル化
| Title |
Modeling_the_Extragalactic_Background_Light_and_the_Cosmic_Star_Formation_History |
| Authors |
Justin_D._Finke,_Marco_Ajello,_Alberto_Dominguez,_Abhishek_Desai,_Dieter_H._Hartmann,_Vaidehi_S._Paliya,_Alberto_Saldana-Lopez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01157 |
波長が約0.1から1000$\mu$mにわたる、星や塵からの銀河系外背景光(EBL)の最新モデルを提示します。このモデルは、正確な理論上の恒星スペクトルを使用し、宇宙における恒星形成、恒星の質量密度、金属量、および恒星間塵の消滅と放出の進化を赤方偏移で追跡します。ダスト放出成分は、3つの黒体成分として赤外線で再放射されるダストによって吸収された星の光で、首尾一貫して処理されます。星形成率とダストの消滅と放出に関連する自由パラメーターを使用して、モデルをさまざまなデータに適合させます。$\gamma$線望遠鏡からの$\gamma$線吸収光学深度データ。私たちの結果は、宇宙の星形成率密度とダスト光子脱出率を赤方偏移$z=10$、つまり宇宙の歴史の約90%に強く制約します。私たちのモデルの結果は、場合によっては$z=0$EBL強度の下限を下回り、いくつかの低$z$$\gamma$線吸収測定値を下回っていることがわかります。
ブラックホール画像のねじれた直線偏光形態の解明
| Title |
Unraveling_Twisty_Linear_Polarization_Morphologies_in_Black_Hole_Images |
| Authors |
Razieh_Emami,_Angelo_Ricarte,_George_N._Wong,_Daniel_Palumbo,_Dominic_Chang,_Sheperd_S._Doeleman,_Avery_Broaderick,_Ramesh_Narayan,_Jonathan_Weintroub,_Maciek_Wielgus,_Lindy_Blackburn,_Ben_S._Prather,_Andrew_A._Chael,_Richard_Anantua,_Koushik_Chatterjee,_Ivan_Marti-Vidal,_Jose_L._Gomez,_Kazunori_Akiyama,_Matthew_Liska,_Lars_Hernquist,_Grant_Tremblay,_Mark_Vogelsberger,_Charles_Alcock,_Randall_Smith,_James_Steiner,_Paul_Tiede_and_Freek_Roelofs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01218 |
一般相対論的磁気流体シミュレーション（GRMHD）を調査して、空間的に分解されたブラックホール画像に見られる直線偏光のねじれたパターンの物理的起源を特定し、ブラックホールスピンへの形態学的依存性を説明します。観測された発光を単純な解析リングモデルで特徴付けることにより、ねじれた形態が発光領域の磁場構造によって決定されることがわかります。さらに、このねじれたパターンのスピンへの依存性は、フレームのドラッグによって発生する磁場ジオメトリの変化に起因する可能性があります。解析的なリングモデルを研究することにより、ドップラーブースティングとレンズ効果の役割が劣っていることがわかりました。ファラデー回転は、直線偏光パターンの体系的なシフトを引き起こす可能性がありますが、その影響は、強い磁場と適度なイオン対電子の温度比を持つモデルでは支配的ではないことがわかります。磁場が弱いモデルは、ファラデー回転の影響をはるかに強く受け、リングモデルで捉えることができるよりも複雑な放出形状を持っています。しかし、これらのモデルは現在、M87*の最近のEHT観測によって好まれていません。私たちの結果は、直線偏光マップがブラックホールの周りの基礎となる磁場構造のプローブを提供できることを示唆しており、これはブラックホールのスピンを間接的に推測するために使用できる可能性があります。これらの結果の一般性は、代替コード、初期条件、およびプラズマ物理処方でテストする必要があります。
$\sigma_{\rm H\beta}$ ベースの無次元降着率と AGN のコロナとの関係
| Title |
The_$\sigma_{\rm_H\beta}$-based_dimensionless_accretion_rate_and_its_connection_with_the_corona_for_AGN |
| Authors |
Y._Q._Chen,_Y._S._Liu,_and_W._H._Bian_(NJNU,_Nanjing,_China) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01316 |
$\rmH\beta$半値全幅($\rmFWHM_{H\beta}$)に関して、幅広い$\rmH\beta$ライン分散($\sigma_{\rmH\beta}$)は、\cite{Yu2020b}によって提案された単一エポックの超大質量ブラックホール質量($M_{\rmBH}$)を計算するための速度トレーサーとして好まれました。測定された硬X線光子指数($z<0.7$)、$\sigma_{\rmH\beta}$および光学的FeII相対強度($R_{\rmFe}$)は、その光学スペクトルから測定され、$\sigma_{\rmH\beta}$ベースのビリアル$M_{\rmBH}$および無次元降着率($\dot{\mathscr{M}}$)。$\rmFWHM_{\rmH\beta}$に関して、$\sigma_{\rmH\beta}$ベースの$M_{\rmBH}$の平均値は、平均して0.26dexであり、$\sigma_{\rmH\beta}$ベースの$\dot{\mathscr{M}}$の平均値は平均で0.51dex小さいです。エディントン比($L_{\rmBol}/L_{\rmEdd}$)と$\dot{\mathscr{M}}$、つまり$L_{\rmBol}/L_{\rmEdd}\propto\dot{\mathscr{M}}^{0.56\pm0.01}$.この非線形関係は、降着効率$\eta$に由来します。これは、$\dot{\mathscr{M}}$が高いAGNでは小さくなります。コロナで放出されたエネルギーの割合$F_{\rmX}$と$\dot{\mathscr{M}}$および\mbh、$F_{\rmX}\propto\dotの強い二変量相関を見つけました。{\mathscr{M}}^{-0.57\pm0.05}M_{\rmBH}^{-0.54\pm0.06}$.$-0.57\pm0.05$の平坦な勾配は、ガス圧と全圧の幾何平均に比例する降着円盤のせん断応力テンソルに有利に働きます。$\Gamma$と$\dot{\mathscr{M}}$および$F_{\rmX}$,$\Gamma\propto\dot{\mathscr{M}}^{-との強い二変量関係を見つけます。0.21\pm0.02}F_{\rmX}^{0.02\pm0.04}$.$F_{\rmX}$の増加に伴い硬X線スペクトルは柔らかくなるが、散乱は大きい。
SDSS星形成銀河における光輝線の非ガウス性と銀河流出への影響
| Title |
Non-gaussianity_of_optical_emission_lines_in_SDSS_star-forming_galaxies_and_its_implications_on_galactic_outflows |
| Authors |
B._P._Brian_Yu,_James_Angthopo,_Ignacio_Ferreras,_and_Kinwah_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01339 |
星形成銀河の光スペクトルにおける輝線の形状は、拡散ガス成分の運動学を明らかにします。SloanDigitalSkySurveyからの53,000個の星形成銀河のサンプルで、ガウス性からの逸脱に焦点を当てて、顕著な輝線の形状を分析します。単一のガウスプロファイルからの逸脱により、ガスの動きを調べ、流出の役割を評価することができます。サンプルは、星の速度分散と星形成率に応じてグループに分けられます。各グループ内のスペクトルは積み重ねられて、輝線の信号対雑音比を改善し、個々のシグネチャを除去し、輝線の形状に対する星形成率の影響を高めます。尖度と歪度を含む輝線のモーメントが決定されます。強力な星形成システムのほとんどの輝線は、明確に負の尖度を特徴としています。この特徴は、星形成率の高い大質量銀河のH$\beta$、H$\alpha$、[NII]および[SII]に存在します。これは、銀河の星形成によって引き起こされた電離ガスの半径方向の流出の証拠であると考えています。また、星形成率の高い低質量系の輝線のほとんどは、負の歪度を特徴としており、これは銀河円盤内の塵による遮蔽の証拠であると解釈しています。しかし、これらの特徴は[OIII]ラインには存在せず、異なるガス成分を追跡すると考えられています。観測された傾向は、正面向きの銀河で著しく強く、星形成が銀河の回転軸に沿って流出を引き起こしていることを示しており、おそらく最も抵抗の少ない経路です。このデータは、星形成によって引き起こされる流出が星間物質に蓄積された影響を及ぼしていることを示唆しており、流出の痕跡は、星形成の合計期間がより長い古い銀河でより明白です。
プレセペ星団の自転の性質について
多数の銀河系散開星団(OC)が特定されていますが、既知のほとんどすべてのOCの内部運動学的特性(回転など)はまだ明らかになっていません。GaiaEDR3の高精度天文データを使用して、Praesepeクラスターの回転特性を明らかにする方法論を開発しました。メンバー星の三次元残留運動の統計は、プレセペの回転の存在を明らかにし、その空間回転軸を決定します。潮汐半径内のプレセペ星団の平均自転速度は0.2$\pm$0.05kms$^{-1}$と推定され、対応する自転軸は銀河面に対して41度傾いています。$\pm$12度。また、自転軸を中心とした構成星の自転速度の実効値も解析し、プラセペの潮汐半径内の構成星の自転は、おそらくニュートンの古典定理に従っていることを発見しました。
2 つのパターン速度を持つ棒状銀河の渦巻き腕のビルディング ブロックとしての摂動歳差運動楕円
| Title |
Perturbed_precessing_ellipses_as_the_building_blocks_of_spiral_arms_in_a_barred_galaxy_with_two_pattern_speeds |
| Authors |
M._Harsoula,_C.Efthymiopoulos,_G._Contopoulos_and_A._C._Tzemos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01479 |
棒渦巻銀河の観測とシミュレーションは、一般に渦巻腕が棒とは異なるパターン速度で回転することを示しています。参考文献からの主な結論は、角速度の2倍または3倍の値で、バーがスパイラルアームよりも速く回転することです。2つのパターン速度を持つ棒状渦巻銀河の場合の渦巻腕の形成を説明する際に優勢な理論は、多様体理論であり、渦巻密度波を支える軌道は無秩序であり、銀河から発する多様体に関連しています。バーの端にあるラグランジアンポイントL_1とL_2。本研究では、バーがスパイラルアームと比較して十分に速く回転し、バーのポテンシャルがスパイラルポテンシャルの摂動と見なすことができる場合の代替シナリオを検討します。この場合、らせん密度波をサポートする安定した楕円軌道(グランドデザイン銀河の場合)は、特定の厚さを持つ準周期軌道(または2Dトーラス)に変換されます。ハミルトニアンのすべてのエネルギーレベルに対するこれらの摂動された先行楕円の重ね合わせは、わずかに摂動された対称的ならせん密度波を作成します。
星形成矮小銀河における核星団形成
| Title |
Nuclear_star_cluster_formation_in_star-forming_dwarf_galaxies |
| Authors |
Katja_Fahrion,_Teodora-Elena_Bulichi,_Michael_Hilker,_Ryan_Leaman,_Mariya_Lyubenova,_Oliver_M\"uller,_Nadine_Neumayer,_Francesca_Pinna,_Marina_Rejkuba,_Glenn_van_de_Ven |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01556 |
核星団(NSC)は、矮小銀河から大質量銀河まで、あらゆる種類の銀河に見られる大質量星団です。最近の研究によると、矮小銀河($M_\text{gal}<10^{9}M_\odot$)の低質量NSCは主に球状星団(GC)の合体から形成されるが、大質量NSCは大質量銀河は、その質量のほとんどを中心に濃縮された星の形成を通じて集めてきました。これまでのところ、支配的なNSC形成チャネルの遷移に関するこれらの結果は、初期型銀河と巨大な後期型銀河の研究に基づいています。ここでは、主要なNSC形成経路を特定する目的で、9つの核形成後期型矮小銀河のサンプルの最初の分光分析を提示します。MultiUnitSpectroscopicExplorer(MUSE)装置で得られた積分フィールド分光データを使用して、NSCとその周辺の年齢、金属量、星形成の歴史、および星形成率を分析します。私たちのサンプルには、恒星質量$M_\text{gal}=10^7-10^9M_\odot$およびNSC質量$M_\text{NSC}=6\times10^4-6\times10^{の銀河が含まれています。6}M_\odot$.すべてのNSCスペクトルは輝線を示しますが、この輝線は常にNSC内の星形成に関連しているわけではなく、視線に沿った他の領域に関連しています。NSCの星形成の歴史は、5つのNSCの星の集団を金属の乏しい古い集団が支配していることを明らかにしています。私たちのサンプルの中で最も大質量の銀河のNSCは、中央の星形成による追加の質量成長を示す、若くて濃縮された集団からの重要な寄与を示しています。私たちの結果は、銀河の質量に伴う主要なNSC形成チャネルの遷移に関する以前の発見を支持しており、低質量銀河のNSCは主にGCの渦巻きを通じて成長し、中央の星形成はより大規模な銀河のNSCの成長に寄与する可能性があることを示しています。
分子フィラメント WB 673 における星形成のタイムスケール
| Title |
Star_formation_timescale_in_the_molecular_filament_WB_673 |
| Authors |
O._L._Ryabukhina,_M._S._Kirsanova,_C._Henkel,_and_D._S._Wiebe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01576 |
高密度の塊WB~673、WB~668、S233-IR、およびG173.57+2.43をホストする星間フィラメントWB~673に向かうアンモニア輝線の観測結果を提示します。ラインのLTE分析により、ガスの運動温度(すべての塊で$\lesssim$30~K)、数密度($7-17\times10^3$~cm$^{-3}$)、およびアンモニアを推定できます。密な塊の列密度($\approx1-1.5\times10^{15}$~cm$^{-2}$)。WB673には崩壊の兆候が見られ、S233-IRにはコンパクトで空間的に未解決の高密度の塊が存在します。塊の一次元密度と温度分布を再構築し、天体化学モデリングを使用してそれらの年齢を推定します。CO、CS、NH$_3$およびN$_2$H$^+$分子(およびWB~673のHCNとHNC)を考慮すると、$t_{\rmchem}=1-3\timesの化学年齢が見つかります。10^5$~yrsは、すべての塊でシミュレートされた列密度と観察された列密度の間で最良の一致を提供します。したがって、$t_{\rmchem}$をフィラメント全体の化学的年齢と見なします。天体化学モデルにおけるガス蓄積のずっと前の低密度段階は、シミュレートされた柱密度と観測された柱密度の間の一致を破るでしょう。我々は、$\sim10^5$~yrsのタイムスケールで急速な星形成がフィラメントで起こっていることを示唆している。
Gaia DR3を用いた大マゼラン雲の運動学的解析
| Title |
Kinematic_analysis_of_the_Large_Magellanic_Cloud_using_Gaia_DR3 |
| Authors |
\'O._Jim\'enez-Arranz,_M._Romero-G\'omez,_X._Luri,_P._J._McMillan,_T._Antoja,_L._Chemin,_S._Roca-F\`abrega,_E._Masana,_A._Muros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01728 |
コンテキスト:ガイアミッションデータの高品質により、大マゼラン雲(LMC)の内部運動学をこれまでになく詳細に研究することが可能になり、その円盤の非軸対称構造に関する洞察が得られます。目的:LMC星を天の川の前景から区別するための改良された選択戦略を定義し、検証すること。Gaiaデータを使用したLMCの内部運動学の分析で、天の川からのパラメーターまたはサンプル汚染を想定したバイアスを確認します。方法:私たちの選択は、できるだけ多くのGaiaDR3データを使用する教師付きニューラルネットワーク分類子に基づいています。完全性と純度の異なる3つの候補LMC星のサンプルを選択します。さまざまなテストサンプルを使用してそれらを検証し、GaiaCollaborationの紙のサンプルと比較します。得られた速度プロファイルとマップを分析し、星のサブセットで利用可能な視線速度も使用すると、これらの結果がどのように変化するかを確認します。結果:天の川の星からのサンプルの汚染は、基本的にLMCの郊外の結果に影響を与え、視線速度が存在しないことは、内側の円盤の運動学の結果に偏りを与えません。初めて、GaiaDR3からの完全な3次元速度情報を含むサンプルを使用して、LMCの運動学的解析を実行します。結論:内側のディスクのダイナミクスは、主に小節が支配的です。スパイラルアームの過剰密度の運動学は、バーに取り付けられたアームの部分のディスクの回転よりも速い内向きの動きと回転によって支配されているようです。MW星の汚染は円盤の外側部分を支配しているようで、主に古い進化段階に影響を与えます。仮定されたディスクの形態学的パラメーターとLMCの視線速度の不確実性は、場合によっては重大な影響を与える可能性があります。[要約]
WHL0137-08 の JWST 観測によって明らかにされた $z = 9-13$ の高赤方偏移銀河候補
| Title |
High-Redshift_Galaxy_Candidates_at_$z_=_9-13$_as_Revealed_by_JWST_Observations_of_WHL0137-08 |
| Authors |
Larry_D._Bradley,_Dan_Coe,_Gabriel_Brammer,_Lukas_J._Furtak,_Rebecca_L._Larson,_Felipe_Andrade-Santos,_Rachana_Bhatawdekar,_Marusa_Bradac,_Tom_Broadhurst,_Adam_Carnall,_Christopher_J._Conselice,_Jose_M._Diego,_Brenda_Frye,_Seiji_Fujimoto,_Tiger_Y.-Y_Hsiao,_Taylor_A._Hutchison,_Intae_Jung,_Guillaume_Mahler,_Stephan_McCandliss,_Masamune_Oguri,_Marc_Postman,_Keren_Sharon,_Michele_Trenti,_Eros_Vanzella,_Brian_Welch,_Rogier_A._Windhorst,_and_Adi_Zitrin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01777 |
JWSTは、遠い宇宙を覗き込み、以前よりも時間の始まりに近い銀河を研究するように設計されました。ここでは、0.8-5.0$\mu$mにわたる8つのフィルターで観測された銀河団WHL0137のJWSTNIRCamイメージングを使用して測定されたz~8.5-13の間の測光赤方偏移で、ビッグバンの後に300-600Myrで観測された12の銀河候補の発見を報告します、さらに0.4～1.7$\mu$mにわたる9つのHSTフィルター。これらの候補のうち3つは、前景の銀河団によって重力レンズされ、$\mu\sim3-8$の倍率を持っています。残りの9つの候補は、クラスターの中心から約29インチの中心にある2番目のJWSTNIRCamモジュールにあり、予想される倍率は$\mu$<~1.1です。高赤方偏移候補のサンプルでは、F200WAB等級が25.9～28.1等、固有F200WAB等級が26.4～29.7等($M_{UV}$=-22.5～-17)であることが観測されています。これらの銀河の星の質量は、$\logM_{*}/M_{\odot}$=8-9の範囲にあり、レンズ効果のある銀河では7.5まで下がっています。すべてが若く、質量加重年齢が100Myr未満で、ダストの含有量が$A_V$<0.15magであり、ほとんどの場合、sSFR~10-50Gyr$^{-1}$の高い特定の星形成率です。1つのz~9候補は、[OIII]+H-ベータ静止フレームの等価幅~2000を意味する、強いF444W過剰から推測されるように、年齢<5MyrおよびsSFR~250Gyr$^{-1}$と一致しています。オングストロームですが、より古くて赤いz~10の天体も許可されています。別のz~9候補ID9356は、強い重力レンズ作用($\mu$~8)の効果により長さ2.6インチの弧にレンズ化されており、不均一に分布した星形成の少なくとも2つの明るい結び目を持っています。この弧は最も空間的に-現在までに知られているz~9で解像された銀河,構造を明らかにする~30pc.JWST/NIRSpecを使用したWHL0137のフォローアップ分光法は今年後半に予定されており、これらの候補のいくつかを検証し、それらの物理的特性をより詳細に研究します.
小スケールの磁気流体力学的ゆらぎが存在する場合の宇宙線の加速
| Title |
Acceleration_of_cosmic_rays_in_presence_of_magnetohydrodynamic_fluctuations_at_small_scales |
| Authors |
Sayan_Kundu,_Nishant_Singh,_Bhargav_Vaidya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01168 |
この研究では、平均磁場を持つ小規模な乱流の存在下で、確率的乱流加速(STA)のメカニズムによる荷電粒子(宇宙線)の分布の進化を調査します。STAは通常、非熱粒子の運動量空間における偏ったランダムウォークプロセスとしてモデル化されます。これにより、非熱粒子分布関数の移流拡散タイプの輸送方程式が得られます。準線形近似の下で、サブジャイロスケールでの単一スケール注入による乱流スペクトルを仮定することにより、フォッカー・プランク拡散係数$D_{\gamma\gamma}$および$D_{\mu\mu}$がローレンツ因数$\gamma$として:$D_{\gamma\gamma}\propto\gamma^{-2/3}$および$D_{\mu\mu}\propto\gamma^{-8/3}$。さらに、計算された輸送係数を使用して、非熱粒子の移流拡散型輸送方程式を数値的に解きます。問題のパラメーターを体系的に変化させることにより、STA、シンクロトロン損失、粒子分布上の粒子エスケープなどのさまざまな微小物理プロセスの相互作用を示します。
銀河連星からのシミュレートされた放出のモデル化
| Title |
Modeling_Simulated_Emissions_from_Galactic_Binary_Stars |
| Authors |
Theodora_V._Papavasileiou,_Odysseas_T._Kosmas_and_Ioannis_Sinatkas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01188 |
ブラックホール連星系のジェットからの相対論的プラズマ流は、ニュートリノやガンマ線を含む複数の粒子生成と放射線放出の環境で構成されています。ジェット内で生成される二次粒子分布を予測する目的で、$p-p$相互作用に基づくハドロンモデルを実装します。私たちの究極の目標は、より現実的な結果を提示するために、最も重要なガンマ線吸収プロセスを考慮しながら、ニュートリノとガンマ線の強度を計算することです。
四半世紀にわたるギター星雲/フィラメント進化
| Title |
A_Quarter_Century_of_Guitar_Nebula/Filament_Evolution |
| Authors |
Martijn_de_Vries,_Roger_W._Romani,_Oleg_Kargaltsev,_George_Pavlov,_Bettina_Posselt,_Patrick_Slane,_Niccolo'_Bucciantini,_C.-Y_Ng_and_Noel_Klingler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01228 |
PSRB2224+65と「ギター星雲」の新たな{\itチャンドラX線天文台}({\itCXO})露出を収集し、複雑なX線構造をマッピングしました。これには、ギターの頭の新しい{\itHST}H$\alpha$画像が伴います。{\itHST}と{\itCXO}の構造を25年間の4つのエポックで比較すると、フィラメントを照らすTeV粒子の進化が制限されます。クロスフィールド拡散は、おそらく注入された粒子によって、フィラメントの鋭い前縁の後ろで強化されているように見え、フィラメント幅とその進化する表面輝度プロファイルを説明しています.
りゅうこつ星雲複合体の大質量星形成領域周辺の拡散 $\gamma$ 線放出
| Title |
Diffuse_$\gamma$-ray_emission_around_the_massive_star_forming_region_of_Carina_Nebula_Complex |
| Authors |
Ting-Ting_Ge,_Xiao-Na_Sun,_Rui-Zhi_Yang,_Yun-Feng_Liang,_En-Wei_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01352 |
りゅうこつ星雲複合体(CNC)の大質量星形成領域に向かう$\gamma$線放射のフェルミ大域望遠鏡(Fermi-LAT)検出を報告します。最新のソースカタログと拡散背景モデルを使用して、この領域でのGeV$\gamma$線放射が3つの異なる成分に分解できることを発見しました。中心点源からのGeV$\gamma$線放出は、イータカリーナ($\eta$カー)に由来すると考えられています。さらに、CNCの周りの拡散GeV$\gamma$線放出を発見しました。これは、半径がそれぞれ0.4\deg(領域A)と0.75\deg(領域B)の2つのガウス円板によってモデル化できます。領域AとBの両方からのGeV$\gamma$線放射は、空に投影された派生分子ガスと空間的に一致しています。領域AのGeV$\gamma$線放出は、パイ中間子崩壊過程の特徴的なスペクトル形状を明らかにしており、これは$\gamma$線がハドロン宇宙線と周囲ガスとの相互作用によって生成されることを示している。領域Bの$\gamma$線スペクトルの硬光子指数は2.12$\pm$0.02で、他の若い大質量星団と同様です。我々は、領域Aと領域Bにおける拡散GeV$\gamma$線放出は、クラスター内の加速された陽子と周囲のガスとの相互作用に由来する可能性が高いと主張している。
降着円盤の光度ゆらぎの高エネルギー確率分布
| Title |
The_high_energy_probability_distribution_of_accretion_disc_luminosity_fluctuations |
| Authors |
Andrew_Mummery_and_Steven_Balbus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01450 |
観測された高いエネルギー(すなわち、円盤のピーク温度スケールよりも大きなエネルギー)での降着円盤の光度変動の確率密度関数は、温度変動が対数正規分布であるという仮定の下で導き出されます。薄い円板理論が全体を通して使用されます。対数正規の温度変動は、円盤のボロメータ光度も対数正規であることを意味しますが、観測されたウィーンのような光度は非常に異なる振る舞いをします。たとえば、対数正規分布とは対照的に、導出された分布の標準偏差はその平均に直線的に比例しません。これは、これらのシステムが線形のrms-flux関係に従わないことを意味します。代わりに、それらは非常に高い固有の分散を示し、基礎となる温度分散の物理的に妥当な値であっても、(統計的な意味での)分布のモードが存在しなくなる相転移を起こします。この分布のモーメントは、漸近展開手法を使用して導出されます。観測を解釈する上で重要な結果は、観測された周波数が増加するにつれて、これらのディスクシステムの分数変動が増加するはずであると理論が予測していることです。導出された分布は、潮汐破壊イベントのX線観測を含む、ピーク温度スケールを超えるエネルギーで観測されたディスクシステムの変動性を定量的に理解する上で実用的です。
銀河団内物質における宇宙線電子のライフサイクル
| Title |
Life_cycle_of_cosmic-ray_electrons_in_the_intracluster_medium |
| Authors |
F._Vazza,_D._Wittor,_L._Di_Federico,_M._Br\"uggen,_M._Brienza,_G._Brunetti,_F._Brighenti,_T._Pasini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01591 |
中央の電波銀河によって小さな銀河団の媒体に注入された相対論的電子の進化をシミュレートし、初期ジェット出力が電波プラズマの分散と放出特性にどのように影響するかを調べます。パッシブトレーサー粒子をアダプティブメッシュ宇宙論的MHDシミュレーションに結合することにより、入力ジェットパワーの関数として宇宙線電子がどのように分散されるかを調べます。また、後者がクラスター内媒体の熱的および非熱的特性にどのように影響するかを調査し、ジェットの開始後、$\sim$Gyrまで識別可能な違いを示します。我々は宇宙線電子のエネルギースペクトルを発展させたが、これはシンクロトロンと逆コンプトン放出によって支配されるエネルギー損失と、衝撃波と乱流による再加速によるエネルギー利得の影響を受ける。大規模な合体がない場合、宇宙線電子が経験する再加速の量は、長寿命の検出可能な電波放射を生成するには不十分であることがわかります。ただし、すべてのシミュレーションでは、再加速プロセスの役割は、ジェットによる最初の注入後、数Gyrの間、化石電子の重要で体積を満たす貯留層($\gamma\sim10^3$)を維持するために重要です。これは、銀河団における銀河団全体の放射やその他の電波現象の最近の発見を説明するのに重要です。
2021 年にバイカル ギガトン体積検出器によって観測されたフレア電波ブザー TXS 0506+056 の方向からの高エネルギー ニュートリノ誘起カスケード
| Title |
High-energy_neutrino-induced_cascade_from_the_direction_of_the_flaring_radio_blazar_TXS_0506+056_observed_by_the_Baikal_Gigaton_Volume_Detector_in_2021 |
| Authors |
Baikal-GVD_Collaboration,_A.K._Erkenov_(SAO),_N.A._Kosogorov_(MIPT,_ASC_Lebedev)_Y._A._Kovalev_(ASC_Lebedev),_Y._Y._Kovalev_(ASC_Lebedev,_MIPT,_MPIfR),_A._V._Plavin_(ASC_Lebedev),_A._V._Popkov_(MIPT,_ASC_Lebedev),_A._B._Pushkarev_(CrAO,_ASC_Lebedev),_D._V._Semikoz_(U._Paris_Diderot_CNRS/IN2P3),_Y._V._Sotnikova_(SAO),_S.V._Troitsky_(INR) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01650 |
高エネルギー天体物理学ニュートリノの存在は明確に実証されていますが、その発生源はとらえどころのないままです。IceCubeは、290TeVのニュートリノとTXS0506+056のガンマ線フレアとの関連を報告しました。TXS0506+056は、コンパクトな電波ジェットが私たちを指している活発な銀河核です。その後、電波ブザーは高い統計的有意性を持つIceCubeニュートリノイベントと関連付けられることが示されました。これらの関連性は、独立した実験のデータでは確認されていません。ここでは、2021年4月に新しいバイカルGVDニュートリノ望遠鏡によってTXS0506+056の方向から推定エネルギー224±75TeVのまれなニュートリノイベントが検出され、続いてRATAN-600によって観測された電波フレアについて報告します。.このイベントは、地平線下の方向からバイカルGVDによってこれまでに検出された最高エネルギーのカスケードです。この結果は、一般に電波ブレーザー、特にTXS0506+056が高エネルギーニュートリノの発生源であり、ニュートリノ天文学のカスケードチャネルを開くという以前の提案を支持しています。
科学的バルーニング 2020-2030 のロードマップ
| Title |
A_Roadmap_For_Scientific_Ballooning_2020-2030 |
| Authors |
Peter_Gorham,_James_Anderson,_Pietro_Bernasconi,_Supriya_Chakrabarti,_T._Gregory_Guzik,_William_Jones,_Carolyn_Kierans,_Robyn_Millan,_Abigail_Vieregg,_Christopher_Walker,_Eliot_Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01198 |
2018年から2020年にかけて、ScientificBalloonRoadmapProgramAnalysisGroup(BalloonRoadmapPAG)は、NASAScientificBalloonProgramを支援するためにコミュニティの分析と意見を求め、調整するためのコミュニティベースの学際的なフォーラムとして機能しました。バルーンロードマップPAGは、次の10年間のバルーンプログラムの主要な科学推進要因と必要な機能を明確にし、優先順位を付けるという任務を負っていました。さらに、バルーンロードマップPAGは、サイエンスミッションディレクタレートの科学的目標の達成と技術の成熟の可能性を評価し、コミュニティへのアウトリーチに向けたバルーンプログラムの目標を評価し、商業用気球の打ち上げ機会を評価するよう依頼されました。この作業の集大成は、NASAの天体物理学部門のディレクターに提出された報告書です。
オープンソース ソフトウェアと市販の望遠鏡ハードウェアに基づく、太陽系の小天体のロボット観測パイプライン
| Title |
Robotic_observation_pipeline_for_small_bodies_in_the_solar_system_based_on_open-source_software_and_commercially_available_telescope_hardware |
| Authors |
Tobias_Hoffmann,_Matti_Gehlen,_Thorsten_Plaggenborg,_Gerhard_Drolshagen,_Theresa_Ott,_Jutta_Kunz,_Toni_Santana-Ros,_Marcin_Gedek,_Rafa{\l}_Reszelewski,_Micha{\l}_\.Zo{\l}nowski_and_Bj\"orn_Poppe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01219 |
宇宙環境における小天体の観測は、天文学において進行中の重要な課題です。現在、新しい天体は大規模な天体調査で検出されることがほとんどですが、通常、軌道決定の精度を向上させるために、天体ごとに数回のフォローアップ観測が必要です。特に、地球の近くを周回する天体、いわゆる近地球天体は、それらのわずかではあるが無視できない部分が地球との衝突確率がゼロではない可能性があるため、特別な懸念事項です。望遠鏡は、多くの場合、アマチュア天文台によってホストされています。VeraC.Rubin天文台、NASAのNEO測量宇宙ミッション、ESAのFlyeye望遠鏡などの非常に広い視野の望遠鏡による今後の新しいNEO検索キャンペーンにより、NEO発見の数は劇的に増加します。これには、さまざまな地理的位置でのフォローアップ観測のために、ますます多くの有用な望遠鏡が必要になります。設備の整ったアマチュア天文学者は、有用な測定値を作成できる可能性のある機器をホストすることがよくありますが、観測の計画とスケジュール、および分析の両方は、多くの観測者にとって依然として大きな課題です。この作業では、INDIデバイス用に広く使用されているオープンソースのクロスプラットフォームソフトウェアKStars/Ekosを拡張する、完全にロボットによる計画、スケジューリング、および観察パイプラインを提示します。この方法は、ESAのNEOCCに従って、NEO候補を優先的に自動的に選択するアルゴリズムで構成されています。次に、小惑星センターからの暫定的な天体暦を使用して、検出可能な天体を(極限等級、地理的位置、および時間に基づいて)分析します。夜間の最適な観測スロットが計算され、スケジュールされます。測定の直前に小体の正確な位置が再計算され、最後に画像が撮影されます。すべてのコンポーネントの詳細な説明に加えて、当社の方法に基づく完全なロボットのハードウェアおよびソフトウェアソリューションを紹介します。
太陽の遠半球の地震モニタリング: 将来の宇宙天気予報における重要な要素 (太陽および宇宙物理学 (Heliophysics) の 10
年調査 -- SSPH 2024-2033 に提出された白書)
| Title |
Seismic_Monitoring_of_the_Sun's_Far_Hemisphere:_A_Crucial_Component_in_Future_Space_Weather_Forecasting_(A_White_Paper_Submitted_to_the_Decadal_Survey_for_Solar_and_Space_Physics_(Heliophysics)_--_SSPH_2024-2033) |
| Authors |
Kiran_Jain,_C._Lindsey,_E._Adamson,_C._N._Arge,_T._E._Berger,_D._C._Braun,_R._Chen,_Y._M._Collado-Vega,_M._Dikpati,_T._Felipe,_C._J._Henney,_J._T._Hoeksema,_R._W._Komm,_K._D._Leka,_A._R._Marble,_V._Martinez_Pillet,_M._Miesch,_L._J._Nickisch,_A._A._Pevtsov,_V._J._Pizzo,_W._K._Tobiska,_S._C._Tripathy,_J._Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01291 |
このホワイトペーパーの目的は、今後10年間の宇宙天気予報の改善と基礎研究に貢献する、太陽の遠半球における磁気活動の日震観測の役割について、首尾一貫したビジョンをまとめることです。私たちの目標は、日震モニターが太陽の遠半球の唯一の概観である可能性がある場合、太陽研究における日震学のより広い文脈に適合します。両方の半球で現実的に監視されているように、太陽活動と、地球近辺および地球環境のすべての既知の側面との関係についての理解を深めることを目的としています。次の10年間で太陽の裏側の活動を地震観測することによって実りあるように追求できる問題と目標には、次のようなものがあります。太陽自転の周期?;日震モニタリングは、正確な宇宙天気予報のためのデータ駆動型地球磁場モデルにどのように貢献できますか?;太陽の自転期間中に地球環境に影響を与えるフレア、CME、または高速ストリームの見通しについて、日震計モニターは何を教えてくれるでしょうか?;ファーサイド情報を含めることは、惑星間宇宙天気の予測と、惑星間宇宙で人間の乗組員が遭遇する環境にどのように貢献しますか?したがって、地上観測または宇宙観測のいずれかを通じて、太陽の裏側監視の開発を次の10年まで継続することが重要です。
宇宙用光ピンセットによるダスト粒子の調査
| Title |
Investigation_of_dust_grains_by_optical_tweezers_for_space_applications |
| Authors |
A._Magazz\`u,_D._Bronte_Ciriza,_A._Musolino,_A._Saidi,_P._Polimeno,_M._G._Donato,_A._Foti,_P._G._Gucciardi,_M._A._Iat\`i_R._Saija,_N._Perchiazzi,_A._Rotundi,_L._Folco,_O._M._Marag\`o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01312 |
宇宙塵は、宇宙、特に星や惑星系の形成において支配的な役割を果たしています。さらに、宇宙ダスト粒子の表面は、水素分子と単純な有機化合物が形成されるベンチワークです。標準ピンセットやラマンピンセットなどの非接触かつ非侵襲的な技術によって水溶液中の個々の粉塵粒子を操作し、光の機械的効果(光学力とトルク)に対する反応を特徴付け、その鉱物組成を決定します。さらに、宇宙ダスト粒子の光学トラップにおける組成と複雑な形態の重要な役割を強調する、Tマトリックス形式での正確な光学力計算を示します。環境。
パノラマ SETI: プログラムの更新と高エネルギー天体物理学アプリケーション
| Title |
Panoramic_SETI:_Program_Update_and_High-Energy_Astrophysics_Applications |
| Authors |
J\'er\^ome_Maire_(1),_Shelley_A._Wright_(1_and_2),_Jamie_Holder_(3),_David_Anderson_(4),_Wystan_Benbow_(5),_Aaron_Brown_(1),_Maren_Cosens_(1_and_2),_Gregory_Foote_(3),_William_F._Hanlon_(5),_Olivier_Hervet_(6),_Paul_Horowitz_(7),_Andrew_W._Howard_(8),_Ryan_Lee_(4),_Wei_Liu_(4_and_9),_Rick_Raffanti_(10),_Nicolas_Rault-Wang_(4_and_9),_Remington_P._S._Stone_(11),_Dan_Werthimer_(4_and_9),_James_Wiley_(1_and_2),_David_A._Williams_(6) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01356 |
非常に高速な時間領域を探索できる光学SETI(地球外知的生命体探索)機器は、特に大規模な空をカバーし、マルチメッセンジャーと時間領域の天体物理学を補完できる新しい発見の機会を提供します。パノラマSETI実験(PANOSETI)は、数十台の望遠鏡の2つのアセンブリを使用して同時検出によってスプリアス信号を排除することにより、広い視野($\thicksim$2,500sq.deg.)にわたってナノ秒から秒の持続時間で光トランジェントを観測することを目的としています。.ナノ秒レベルでクロックを同期するために使用されるWhiteRabbitタイミングネットワークに接続された3台のPANOSETI望遠鏡が、距離677メートル離れた2つのサイトのリック天文台に配備され、近くの光源(粒子シャワーからのチェレンコフ光など)を識別します。地球の大気)遠距離の天体物理源から。この展開と並行して、フレッドローレンスホイップル天文台で4つの12メートルのVERITASガンマ線望遠鏡と2つのPANOSETI望遠鏡を使用した4晩の同時観測中に得られた結果を提示します。$\thicksim$15TeVから$\thicksim$50TeVの範囲のエネルギーを持つ3つのイベントを含む、PANOSETIによる天体物理学的ガンマ線の最初の検出を報告します。これらはかに星雲から放出されたものであり、VERITAS共同観測を使用してガンマ線として識別されました。
| Title |
Bayesian_and_Machine_Learning_Methods_in_the_Big_Data_era_for_astronomical_imaging |
| Authors |
Fabrizia_Guglielmetti,_Philipp_Arras,_Michele_Delli_Veneri,_Torsten_En{\ss}lin,_Giuseppe_Longo,_{\L}ukasz_Tychoniec,_Eric_Villard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01444 |
計画された電子的アップグレードを伴うAtacamaLargeMillimeter/submillimeterArrayは、前例のない量の深く高解像度の観測を提供します。画像再構成の必然的なコストにより、より広い視野が可能になります。画像処理で一般的に使用されるアプリケーションに代わるものを探してテストする必要があります。運用目的で必要なデータ要件を満たすには、高度な画像再構成方法が不可欠です。天体統計学と宇宙情報学の技術が採用されています。合成イメージングに適用されるこれらの学際的な研究分野がビッグデータの課題を満たし、電波天文学と天体物理学における新しい科学的発見を可能にする可能性があるという証拠が与えられています。
POLAR-2用SiPMアレイのプロトン照射
| Title |
Proton_Irradiation_of_SiPM_arrays_for_POLAR-2 |
| Authors |
Slawomir_Mianowski,_Nicolas_De_Angelis,_Johannes_Hulsman,_Merlin_Kole,_Tomasz_Kowalski,_Sebastian_Kusyk,_Hancheng_Li,_Zuzanna_Mianowska,_Jerzy_Mietelski,_Agnieszka_Pollo,_Dominik_Rybka,_Jianchao_Sun,_Jan_Swakon,_Damian_Wrobel_and_Xin_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01457 |
POLAR-2は宇宙搭載の偏光計で、ガンマ線バーストの偏光を調査し、そのメカニズムを解明するのに役立ちます。この装置は、2024年または2025年に中国の宇宙ステーションで打ち上げられることを目標としており、スイス、ドイツ、ポーランド、中国の研究所間の協力によって開発されています。この装置は、高度340kmから450kmの間を42$^{\circ}$の傾斜角で周回し、宇宙線や太陽活動からの背景放射にさらされます。したがって、宇宙のような条件下での敏感なデバイスのパフォーマンスをよりよく理解することが適切です。この論文では、浜松のシリコン光電子増倍管アレイS13361-6075NE-04およびS14161-6050HS-04の放射線損傷に焦点を当てています。S13361は、4.96Gyまでのいくつかの線量で58MeVの陽子を照射されますが、新しいシリーズのS14161は、0.254Gyと2.31Gyの線量で照射されます。放射線損傷によるそれぞれの性能低下について説明します。POLAR-2内部のシリコン光電子増倍管が4.96Gyの線量で宇宙空間に曝されるのに相当する時間は、62.9年(機器からの遮蔽を無視すると1.78年)です。I-V曲線の主な特徴は、主にクロストークイベントによる暗電流と暗カウントの増加です。$25^{\circ}C$でのアニーリングプロセスが観察されましたが、それ以上の詳細な研究は行われていません。照射中のバイアスチャネルは、重大な影響をもたらしませんでした。放射化分析では、511keV付近で$\beta^{+}$粒子の支配的な寄与が示されました。これらは主に銅と炭素に起因し、主に軌道周期よりも短い減衰時間でした。
太陽の重力場は、550天文単位を超える位置に主焦点を持つ望遠鏡と見なすことができることはよく知られています。この作業では、重力レンズからの到着時間形式を適応させることにより、システムの波動光学特性の新しい導出を提示します。回折限界では、角度分解能は太陽の直径を持つ概念的な望遠鏡の角度分解能に似ており、最大光増幅は$8{\pi}4GM/(c^2{\lambda})$であり、プロキシマケンタウリbの1Wレーザーは、太陽の一般的な方向に向けられました。ただし、拡張されたソースは、点広がり関数の翼によって重力レンズ効果の幾何光学領域にぼやけます。広帯域ソースは、太陽コロナとさらに闘わなければならないでしょう。文献で提唱されているように、回折限界に到達しようとせずに太陽系外惑星の表面を画像化することは、達成可能であるように思われます。回折限界のイメージング(100pcからのサブkmスケール)では、近くの中性子星が最も妥当なターゲットのようです。
天文アプリケーション向けのニューラル ネットワーク ベースの点像分布関数デコンボリューション
| Title |
Neural_Network_Based_Point_Spread_Function_Deconvolution_For_Astronomical_Applications |
| Authors |
Hong_Wang_(1),_Sreevarsha_Sreejith_(2),_Yuewei_Lin_(1),_Nesar_Ramachandra_(3,4),_An\v{z}e_Slosar_(2)_and_Shinjae_Yoo_(1)_((1)_Computational_Science_Initiative,_Brookhaven_National_Laboratory,_Upton,_NY_11973_(2)_Physics_Department,_Brookhaven_National_Laboratory,_Upton,_NY_11973_(3)_Computational_Science_Division,_Argonne_National_Laboratory,_Lemont,_IL,_USA_(4)_High_Energy_Physics_Division,_Argonne_National_Laboratory,_Lemont,_IL,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01666 |
光学天体画像は、光学系の点像分布関数(PSF)と大気(シーイング)の影響を強く受けて、観測画像がぼやけます。ぼやけの量は、観測されたバンドと、さらに重要な観測中の大気条件の両方に依存します。したがって、典型的な天体画像は、非円形でバンドごとに異なる固有のPSFを持ちます。既知の星の観測により、このPSFを決定できます。したがって、天文画像の生産分析の重要な候補は、画像分析中に既知のPSFを考慮に入れる必要があります。これまでのところ、ニューラルネットワーク(NN)を天文画像解析に適用する大部分は、トレーニングと検証で固定PSFを想定することにより、この問題を無視してきました。ニューラルネットワークがPSF情報を使用できるようにする1つの可能なアプローチの例として、デコンボリューションを実行するときにPSF形状を考慮に入れるDeepWienerDeconvolutionNetwork(DWDN)に基づくニューラルネットワークベースのデコンボリューションアルゴリズムを提示します。色、楕円率、方向などの最も関連する天文学的な量の回復に関して、現実的な観測条件下でこのアルゴリズムのいくつかのバージョンのパフォーマンスを研究します。また、カスタム損失関数のパフォーマンスを調査し、それらが天文学的な量の回復にわずかな改善をもたらすことを発見しました。
古い同時代の星によって証明される現在の回転年代学の崩壊
| Title |
The_breakdown_of_current_gyrochronology_as_evidenced_by_old_coeval_stars |
| Authors |
Joaqu\'in_Silva-Beyer,_Diego_Godoy-Rivera,_Julio_Chanam\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01137 |
ジャイロクロノロジーは、フィールドの主系列星の有用な年齢を導き出すことができます。これは、他の手法では問題のある体制です。通常、年輪年代関係は若い($\lesssim$2Gyr)クラスターを使用して調整されますが、古い年齢での制約は不足しており、不正確で不正確になる可能性があります。現在のジャイロクロノロジー関係のパフォーマンスをテストするために、一定範囲の年齢と利用可能な自転周期について、共進化成分を持つ星のペアのサンプルを作成します。これらには、クラスター内のランダムにペアになった星と、ケプラーフィールド内の広い連星の両方が含まれます。我々は、同時代の恒星ペアの構成要素と精査中のジャイロクロノロジーキャリブレーションとの間の一致レベルを定量化するパラメーター、$\DeltaP_{rot,gyro}$を設計します。私たちの結果は、幅広い連星と星団メンバーが、ランダムに対になったフィールドスター(対照群として使用)のサンプルよりも、回転年代学とよく一致していることを示しており、同時代の星を特定する際に関係が予測力を持っていることを確認しています。しかし、調査された関係との一致は、古い星では減少し、最近の文献結果と一致して、年齢とともに現在のジャイロクロノロジーが劣化していることを示唆しています。修正されたキャリブレーションを可能にする可能性のある、古い年齢での新しいジャイロクロノロジーの制約の必要性を主張します。最終的に、同年代の星を使用してジャイロクロノロジーをテストすることは、年齢を決定する必要性を回避すると同時に、より古い年齢でより大きなサンプルを利用するという利点をもたらします。さらに、ジャイロクロノロジーを額面通りに取ると、我々の結果は、フィールド全体のバイナリのコンポーネントが実際に共進化であるという新しい経験的証拠を提供することに注意してください。
OGLE-BLG504.12.201843: 極端な矮新星の可能性
| Title |
OGLE-BLG504.12.201843:_A_possible_extreme_dwarf_nova |
| Authors |
Camille_Landri,_Ond\v{r}ej_Pejcha,_Micha{\l}_Pawlak,_Andrzej_Udalski,_Jose_L._Prieto,_Manuel_Barrientos,_Jay_Strader_and_Subo_Dong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01141 |
激変変光星候補OGLE-BLG504.12.201843の既存の光学測光法と新しい光学分光法の分析を提示します。前に示したように、この天体の公転周期は0.523419日で、平均周期973日の1年間のバーストを示します。デジタル化された写真アーカイブを使用して、記録された最古の爆発が1910年に発生したことを示します。このオブジェクトは、極端な特性を持つUジェム型矮新星であると提案します。アウトバースト中の系の軌道変動は、降着円盤の明確な兆候を示しており、そこからアウトバーストが発生する可能性があります。静止中、天体はバーストの600日前に$I$バンドで最大$0.75$magまでゆっくりと明るくなり、$I$バンドで振幅$\lesssim0.2$magの小さなフレアを示します。漸進的な増光は、降着円盤の光度と温度の増加として解釈されます。これは理論的に予測されていますが、DNeではめったに見られません。小さなフレアの起源はまだ説明されていません。スペクトルは、静止時と爆発時の両方でバルマー吸収線を示しており、これは明るい副星または冷たい降着円盤に関連している可能性があります。バースト中、FWHMが約450kms$^{-1}$の輝線が現れますが、典型的な二重ピークのプロファイルはありません。これらの線が円盤の風に由来するか、軌道の傾斜が低く、後者はシステムの軌道の変動性から得られる制約と一致していることを示唆しています。その極端な特性と特異性により、OGLE-BLG504.12.201843は、さらなる追跡調査のための優れたオブジェクトです。
恒星フライバイでの円盤衝突によるオリオン型FUの持続的爆発
| Title |
Sustained_FU_Orionis-type_outbursts_from_colliding_discs_in_stellar_flybys |
| Authors |
Elisabeth_M._A._Borchert,_Daniel_J._Price,_Christophe_Pinte,_Nicol\'as_Cuello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01143 |
オンザフライのモンテカルロ放射伝達を使用して、ディスク間恒星フライバイの3D流体力学シミュレーションを実行します。両方の星の周りの既存の星周円盤が、星間円盤のフライバイの場合よりも2～5倍長く持続する急速に上昇する($\sim$yrs)アウトバーストをもたらすことを示しています。摂動器は常に爆発します($\dot{M}>10^{-5}~{\rmM_{\odot}~yr^{-1}}$)。一方、プライマリは、フライバイがプライマリ周辺ディスクの回転に逆行している場合にのみ、数十年にわたるバーストに入ることがわかります。アウトバースト中の高い降着率は、遭遇によって生成された位置ずれした物質の角運動量の相殺によって引き起こされます。降着物質の大部分はエイリアンです。
Swift の UV Grism による M ドワーフ フレア スターのパイロット調査
| Title |
A_Pilot_Survey_of_an_M_Dwarf_Flare_Star_with_Swift's_UV_Grism |
| Authors |
Shashank_Chavali,_Allison_Youngblood,_Rishi_R._Paudel,_R._O._Parke_Loyd,_Karan_Molaverdikhani,_J._Sebastian_Pineda,_Thomas_Barclay,_Laura_D._Vega |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01155 |
近紫外(NUV)スペクトル領域は、恒星フレアの物理学や若い太陽系外惑星のエネルギー環境の評価、特に前生物化学に関連する診断に役立ちます。NeilGehrelsSwiftObservatoryのUltraVioletandOpticalTelescopeを使用して、若いM矮星AUMicのパイロットNUV分光フレア調査を実施しました。$\sim$0.5時間$^{-1}$のNUVフレアレートと一致して、9.6時間の総露出時間中に4つのフレアと、計数率が大幅に上昇した他の3つのエポックが検出されました。私たちが観測した最大のフレアは、1730年から5000年の間に6$\times$10$^{33}$エルグの最小エネルギーを放出しました。すべてのフレアは、各Swift訪問の$\sim$14-17分の持続時間よりも長い持続時間があり、総フレアエネルギーと持続時間を測定することは不可能でした。
Gaia Science Alerts内の激変変数の機械学習ベースの検索
| Title |
Machine_Learning_based_search_for_Cataclysmic_Variables_within_Gaia_Science_Alerts |
| Authors |
D._Mistry_(1),_C._M._Copperwheat_(1),_M._J._Darnley_(1),_I._Olier_(2)_((1)_Astrophysics_Research_Institute,_Liverpool_John_Moores_University,_(2)_School_of_Computer_Science_and_Mathematics,_Liverpool_John_Moores_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01431 |
広視野時間領域施設は、差分イメージングを通じて多数の一時的なイベントを検出します。たとえば、ZwickyTransientFacilityは、1晩あたり数十万件の一時的なイベントに対してアラートを生成しますが、このレートは、今後のVeraRubin天文台よりも小さく設定されています。したがって、機械学習(ML)によって提供される自動化は、これらのイベントを分類し、フォローアップ観察のために最も興味深いソースを選択するために必要です。激変変数(CV)は、数多く、明るく、近くにある一時的なクラスであり、降着と連星進化の研究に優れた実験室を提供します。ここでは、MLを使用して、ガイアサイエンスアラートプログラム(GSA)によって公開された一時的なソースの測光データからCVを特定することに焦点を当てます。ガイア調査からの光曲線特徴抽出技術とソースメタデータの使用により、92\%の精度スコアと85\%のヒット率で超新星、活動銀河核、および若い恒星天体からCVを区別できるランダムフォレストモデルが得られました。.一時的な分類が割り当てられていないGSA内の13,280のソースのうち、モデルは$\sim$2800のCVクラスを予測します。モデルの性能を検証するために、これらのターゲットの統計的に有意なサンプルを分類する分光観測が進行中です。この作業は、空間と時間のレガシー調査などの将来の広域調査から、まれなCVサブタイプの分類への道を歩みます。
金属の少ない矮小銀河にある大質量星は、極端な回転子であることが多い
| Title |
Massive_stars_in_metal-poor_dwarf_galaxies_are_often_extreme_rotators |
| Authors |
Abel_Schootemeijer,_Danny_J._Lennon,_Miriam_Garcia,_Norbert_Langer,_Ben_Hastings,_and_Christoph_Sch\"urmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01453 |
近くの金属の少ない矮小銀河のOBe星の割合を測定することにより、初期宇宙の大質量星の間で非常に急速な回転がどのように一般的であるかを調べます。広帯域測光法を使用して、マゼラン雲とさらに遠くにある3つのより金属の少ない矮小銀河の銀河全体のOBe星の割合を測定する新しい方法を適用します。大マゼラン雲(0.5Z_Solar)では~20%、小マゼラン雲(0.2Z_Solar)では~30%のOBe星の割合が見つかり、これまでに調査されていない0.1Z_solarから0.2Z_solarまでの金属量の範囲が占有されています。他の3つの矮小銀河によって。私たちの結果は、初期宇宙のような金属の少ない環境では、大質量星の間で非常に急速な回転が一般的であることを示唆しています。
食のタイミングの変動性：おうし座V471の場合
| Title |
Variability_of_eclipse_timing:the_case_of_V471_Tauri |
| Authors |
Emil_Kundra,_\v{L}ubom\'ir_Hamb\'alek,_Siegfried_Vanaverbeke,_Pavol_Dubovsk\'y,_Ludwig_Logie,_Steve_Rau,_and_Franky_Dubois |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01464 |
ポストコモンエンベロープバイナリV471Tauriは、何十年もの間、関心の対象となってきました。V471タウは、その進化状態と独自の特性により、さまざまな現象を示します。その磁気降着と食のタイミングの変動(ETV)。以前の著者は、異なる、時には矛盾する理論によってETVを説明しました。この論文では、この星の食のタイミングの変動性を提示し、分析します。おうし座V471を過去10年間にわたって観測し、その周期変動の2番目のサイクルをカバーしました。提示されたデータの分析に基づいて、この系に褐色矮星が存在する可能性を評価し、その軌道パラメーターを導き出します。動的モデリングの結果を、最近の研究で開発されたApplegateメカニズム理論によって予測された解と比較します。観測されたETVは、バイナリに追加のコンポーネントが存在するだけでは説明できないことがわかりました。
形成中の大質量星の周りの円盤と磁気流出のモデル化: II.大質量原始星からのジェットのダイナミクス
| Title |
Modeling_disks_and_magnetic_outflows_around_a_forming_massive_star:_II._Dynamics_of_jets_from_massive_protostars |
| Authors |
Andr\'e_Oliva,_Rolf_Kuiper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01492 |
大質量星の形成は、磁気起源の流出を引き起こします。これは実際、大質量星形成の場所を見つけるためのマーカーとして機能します。ただし、このような流出の形成と伝播に介入するメカニズムの理論的および観察的研究は、近年までしか可能ではありませんでした。この研究では、大質量星の形成の初期段階から高度にコリメートされたアウトフローを駆動するメカニズムと、それらのプロセスが形成中の大質量星の出生環境の特性によってどのように影響を受けるかを詳細に研究することを目指しています。これらのメカニズムの統一された理論図を構築することを目的として、一連の31のシミュレーションを実行し、さまざまな環境の影響がそれらの形態と運動量の出力をどのように変化させるかを確認します。磁気流体力学シミュレーションでは、非理想効果としてのオーム散逸、自己重力、およびダストとガスによる熱吸収と放射の拡散放射輸送も考慮されます。最初は一様な磁場に通され、ゆっくりと回転している崩壊する雲のコアから始めます。球座標で2次元の軸対称グリッドを使用します。シミュレーションでは、高速で磁気遠心的に発射され、コリメートされたジェット(速度>100km/s)と、時間とともに広がる磁気圧力によって駆動されるより広い磁気タワーの流れを明確に区別できます。流れの加速と、数百天文単位の距離で発生する磁力による再平行化を詳細に分析します。システムの後期進化のために流出キャビティを狭める、流出における磁気ブレーキの影響を定量化します。大質量原始星の出生環境に関する幅広い仮定に対して同じジェット駆動メカニズムの存在が観察されますが、時間の経過とともに形態と機械的フィードバックが変化し、より大きなスケールになります。
Gaia DR3 の古典的なセファイドを収容する散開星団
| Title |
Open_clusters_housing_classical_Cepheids_in_Gaia_DR3 |
| Authors |
C._J._Hao,_Y._Xu,_Z._Y._Wu,_Z._H._Lin,_S._B._Bian,_Y._J._Li,_D._J._Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01521 |
最新のガイアデータリリース3は、古典的なセファイド変数を含む銀河散開星団の人口調査を拡大する機会を提供し、それによって宇宙距離スケールを強化します。包括的な分析により、45個の散開星団に関連する合計50個の古典的なセファイドが得られ、そのうち39個の散開星団と古典的なセファイドのペアが可能性が高いと見なされ、残りの11個のペアは可能性が低いと見なされましたが、フォローアップする価値があります.私たちが以前に特定した2つのクラスターは、おそらく古典的なCepheids（OC-0125/V1788CygおよびOC-0675/OGLE-BLG-CEP-114）をホストしています。さらに、銀河円盤内に38個の新しい散開星団の候補を特定しました。
NuSTAR で硬 X 線で観測された静かな太陽の特徴の最初の調査
| Title |
The_First_Survey_of_Quiet_Sun_Features_Observed_in_Hard_X-Rays_With_NuSTAR |
| Authors |
Sarah_Paterson,_Iain_G._Hannah,_Brian_W._Grefenstette,_Hugh_Hudson,_S\"am_Krucker,_Lindsay_Glesener,_Stephen_M._White,_David_M._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01544 |
硬X線(HXR)で観測された静かな太陽の特徴の最初の調査を、HXR集束光学望遠鏡である核分光望遠鏡ARray(NuSTAR)を使用して提示します。最近の太陽活動極小期とNuSTARの高感度が相まって、静かな太陽のさまざまな特徴について初めてHXRイメージング分光法を実行するユニークな機会がもたらされました。これらの特徴のHXR放射を研究することにより、高温(>5MK)または非熱源の存在を検出または制約し、それらがより大きなよりエネルギーの高い太陽現象とどのように関連しているかを理解し、太陽熱への寄与を決定することができます。雰囲気。2018年9月28日、NuSTARの全円盤の静かな太陽のモザイクで観測されたいくつかの特徴について報告します。これは、NuSTARの静かな太陽を観測する最初のキャンペーンであり、主にX線の輝点の安定した特徴と、後に進化して出現するフラックス領域を含みます。アクティブな領域、および短命のジェット。フィーチャのHXRスペクトルは、温度が2.0～3.2MKの範囲の等温モデルによく適合していることがわかります。NuSTARデータをHinode/XRTからのより軟らかいX線放射およびSDO/AIAからのEUVと組み合わせることで、差分放射測定値を回復し、4MKを超えるほとんど有意な放射を確認しません。NuSTARHXRスペクトルにより、NullHXR検出と一致する可能性のある非熱放出を制限することができます。機能の1つ(ジェット)のみについて、観察された加熱に電力を供給できる潜在的な非熱的上限が存在することがわかりました。ただし、ここでも、非熱電子分布は非常に急勾配(実質的に単一エネルギー)で、3～4keVの低いエネルギーカットオフが必要でした。したがって、この2018年9月のデータに見られる典型的な静かな太陽の特徴における高温または非熱源は、存在するとしても非常に弱いことがわかります。
$\textit{Gaia}$ 40 pc 以内の白色矮星 III: 南半球の新候補の分光観測
| Title |
$\textit{Gaia}$_white_dwarfs_within_40_pc_III:_spectroscopic_observations_of_new_candidates_in_the_southern_hemisphere |
| Authors |
Mairi_W._O'Brien,_P.-E._Tremblay,_N._P._Gentile_Fusillo,_M._A._Hollands,_B._T._Gaensicke,_D._Koester,_I._Pelisoli,_E._Cukanovaite,_T._Cunningham,_A._E._Doyle,_A._Elms,_J._Farihi,_J._J._Hermes,_J._Holberg,_S._Jordan,_B._L._Klein,_S._J._Kleinman,_C._J._Manser,_D._De_Martino,_T._R._Marsh,_J._McCleery,_C._Melis,_A._Nitta,_S._G._Parsons,_R._Raddi,_A._Rebassa-Mansergas,_M._R._Schreiber,_R._Silvotti,_D._Steeghs,_O._Toloza,_S._Toonen,_S._Torres,_A._J._Weinberger,_B._Zuckerman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01608 |
太陽から40pc以内にある248個の白色矮星候補の分光調査を提示します。これらの244のうち、南半球にあります。観測は主に超大型望遠鏡(X-Shooter)と南天物理研究望遠鏡で行われました。ほぼすべての候補が$\textit{Gaia}$DataRelease3(DR3)から選択されました。確認された合計246個の白色矮星、そのうち209個は以前にスペクトルが公開されていなかったもの、および2個の主系列星の汚染物質が見つかりました。これらのうち、100個の白色矮星は水素バルマー線を示し、69個は特徴のないスペクトルを持ち、2個は中性ヘリウム線のみを示します。さらに、14個の白色矮星は炭素の痕跡を示し、37個はヘリウムより重い他の元素の痕跡を持っています。水素バルマーまたは金属スペクトル線のゼーマン分裂を検出することにより、36個の磁気白色矮星を観察します。現在、高い分光学的完全性(>97%)に達しており、すべての赤緯で太陽の40pc以内にある1083個の候補のうち1058個の$\textit{Gaia}$DR3白色矮星が確認されています。
静かな太陽の 3D シミュレーションでの加速粒子ビームの実装
環境。太陽大気の磁場は継続的に再結合し、荷電粒子を高エネルギーに加速します。加速された粒子の効果を含む3次元での大気のシミュレーションは、エネルギー粒子ビームとそれらが出現して伝播する環境との間の相互作用を理解するのに役立ちます。このようなシミュレーションの最初の試みを以前の論文で発表し、粒子ビームの物理モデルを強調しました。ただし、このモデルの数値的実装は、大気のさまざまな条件と、複数のCPUコア間で計算を分散する必要があるため、簡単ではありません。ねらい。ここでは、ドメイン分割によって並列化された3D磁気流体力学コードでの電子ビームによるエネルギー輸送の数値的実装について説明し、検証します。メソッド。適応ステップ長制御を備えたルンゲクッタスキームを使用してビーム軌道を追跡し、ハイブリッド分析および数値アプローチを使用して軌道に沿って堆積ビームエネルギーを統合します。これを並列化するために、データフローを最適化するように設計されたバッファリングシステムを使用して、個別のプロセスが所有するサブドメイン間でビーム転送を調整します。結果。テストシナリオとして分析力線を伴うアドホック磁場を使用して、適応トレーシングの並列実装が高精度で困難な軌道を効率的にたどることを示します。さまざまな数のプロセスで電子ビーム輸送の実行のタイミングを調整することにより、プロセスは最小限のオーバーヘッドで通信しますが、ビームの不均一な空間分布によって引き起こされるワークロードの不均衡により、並列スケーラビリティは依然としてサブリニアであることがわかりました。
恒星内部における低マッハ数での圧縮可能な磁気流体力学的流れをモデル化するための有限体積スキーム
| Title |
A_finite-volume_scheme_for_modeling_compressible_magnetohydrodynamic_flows_at_low_Mach_numbers_in_stellar_interiors |
| Authors |
G._Leidi,_C._Birke,_R._Andrassy,_J._Higl,_P._V._F._Edelmann,_G._Wiest,_C._Klingenberg,_F._K._R\"opke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01641 |
完全圧縮性磁気流体力学(MHD)シミュレーションは、星の深い対流層における磁場の生成におけるダイナモ増幅の役割を調査するための基本的なツールです。このような環境で発生する流れは、低い(音速)マッハ数(M_son<0.01)によって特徴付けられます。これらの領域では、通常、従来のMHDコードは過剰な散逸を示し、タイムステップのCourant-Friedrichs-Lewy(CFL)制約が厳しくなりすぎるため、非効率になる傾向があります。この作業では、圧縮性のすべての効果を保持しながら、空間依存の重力ポテンシャルで低マッハ数でMHDの流れを効率的にシミュレートするための新しい方法を提示します。提案されたスキームは、有限体積のSeven-LeagueHydro(SLH)コードで実装され、5波Harten-Lax-vanLeer不連続(HLLD)ソルバーの低マッハバージョンを利用して、数値散逸を減らします。過度に厳密なCFL制約を克服するためのStrang分割に基づく暗黙的/明示的な時間離散化手法、および高度に成層化された設定で空間離散化エラーの大きさを劇的に減らすバランスのとれた手法。磁場に対するソレノイドの制約は、スタガードグリッドでの制約付きトランスポートメソッドを使用して適用されます。M_son~0.001の星のような環境での小規模ダイナモのシミュレーションを含む、5つの検証テストを実行します。提案されたスキームを使用して、適度に粗いグリッドでも、マッハ数が低く、強く成層化された設定の領域で圧縮可能なMHDフローを正確にシミュレートできることを示します。
AmFm星におけるスカンジウム存在量の進化のモデル化
スカンジウムは、その表面の存在量不足がそのような星を特徴付ける基準の1つであるため、Am星現象の重要な要素です。この元素の理論原子データの十分に完全なセットが利用可能になったおかげで、Scの信頼できる放射加速度を計算できるようになり、原子拡散の作用下での挙動をモデル化できるようになりました。我々のモデルがAm星で観察されたScの表面存在量を再現するために必要な条件を、混合過程または質量損失の観点から探ります。モデルは、放射加速度の計算にパラメトリックな単一値パラメーター法を使用するToulouse-Genevaevolutionコードで計算されます。3D流体力学シミュレーションから得られる処方箋を使用して、フィンガリングミキシングが含まれています。他のパラメータ依存の乱流混合プロセスも考慮されます。グローバルな質量損失も実装されています。質量損失が考慮されていない場合、観察されたScの存在量は、表層が鉄蓄積ゾーンまで完全に混合されているモデルを支持していますが、他の混合処方もここに提示されている最も大規模なモデルの観察を再現することができます($2.0M_\odot$)。$[10^{-13};10^{-14}]M_\odot$/yrの範囲の速度での質量損失を含むモデルは、一部の観測と互換性がありますが、他の観測では質量損失がレートが低くなる可能性があります。Scのモデリングによってもたらされる制約は、他の化学元素を使用して導き出されたものと一致しています。
通常のように見える Ic 型超新星 SN 2021ocs における後期の H/He の乏しい星周相互作用: 露出した酸素-マグネシウム層と前駆体の極端な剥離
| Title |
Late-time_H/He-poor_circumstellar_interaction_in_the_normal-looking_type-Ic_supernova_SN_2021ocs:_an_exposed_oxygen-magnesium_layer_and_extreme_stripping_of_the_progenitor |
| Authors |
H._Kuncarayakti,_K._Maeda,_L._Dessart,_T._Nagao,_M._Fulton,_C._P._Gutierrez,_M._E._Huber,_D._R._Young,_R._Kotak,_S._Mattila,_J._P._Anderson,_L._Ferrari,_G._Folatelli,_H._Gao,_E._Magnier,_K._W._Smith,_S._Srivastav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01755 |
超新星(SN)2021ocsは銀河NGC7828で相互作用するシステムArp144内で発見され、その後、ピーク輝度付近で通常のIc型SNとして分類されました。150dでの星雲相でのVLT/FORS2観測は、スペクトルが異なる遷移とイオン化状態の酸素とマグネシウム輝線によって支配されていることを明らかにします:OI、[OI]、[OII]、[OIII]、MgI、およびマグネシウムⅡ。このようなスペクトルには、文献には対応するものはありませんが、相互作用するタイプのIbnおよびIcnSNeと同様のいくつかの特徴があります。さらに、SN2021ocsは、ピークの後に$(g-r)\lesssim-0.5$magという青い色を示しました。星雲スペクトルとともに、これはSN2021ocsがH/Heの少ない星周媒質(CSM)と後期に相互作用したことを示唆している。これは、最後の$\sim$1000日間のプレSN前駆体の質量損失の結果である。強いOとMgの線と、強いCとHeの線がないことは、前駆星のO-Mg層が露出していることを示唆しており、これは、SN2021ocsを、相互作用するSNeにおける巨大な前駆星のエンベロープ剥離の最も極端なケースとして位置付けています。Icn(ストリップされたCO層)およびIbn(ストリップされたHeリッチ層)SNe。このようなケースが文献で報告されたのはこれが初めてです。SN2021ocsは、一見正常なSNeの後期分光法の重要性を強調しています。これにより、内側の噴出物と前駆星の質量損失の歴史が明らかになります。
変動する中期および後期 T 型矮星を識別するための情報に基づいた体系的な方法
| Title |
Informed_systematic_method_to_identify_variable_mid_and_late-T_dwarfs |
| Authors |
Natalia_Oliveros-G\'omez,_Elena_Manjavacas,_Afra_Ashraf,_Daniella_C._Bardalez_Gagliuffi,_Johanna_Vos,_Jacqueline_K._Faherty,_Theodora_Karalidi,_Daniel_Apai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01789 |
褐色矮星の大部分は、異なる波長範囲である程度の測光的または分光測光的変動を示します。この変動性により、放射伝達モデルとマッピングコードを使用して、可変褐色矮星と直接画像化された太陽系外惑星の3D大気構造を追跡することができます。それにもかかわらず、今日まで、徹底的な変動研究のためにより高い変動振幅を示す可能性のある褐色矮星を事前に選択するための情報に基づいた方法はありません。この作業では、近赤外線スペクトルインデックスを設計およびテストして、最も可能性が高い可変の中期および後期T型矮星を事前に選択しました。T6.5矮星、2MASSJ22282889--431026の時間分解近赤外線ハッブル宇宙望遠鏡広視野カメラ3スペクトルを使用して、新しいスペクトルインデックスを設計しました。これらのスペクトルインデックスを26のT5.5～T7.5近赤外SpeX/IRTFスペクトルでテストし、8つの新しい中期および後期T変数候補を提供しました。サンプルの変動率を$38^{+4}_{-30}$%と推定しました。これは、Metchevらによって提供された変動率と一致します。al,(2015)中期から後期T型矮星について。さらに、SpeXスペクトルサンプルの既知の3つの変数のうち2つが、インデックスによって変数候補としてフラグが立てられます。同様に、サンプル内の7つの既知の非変数はすべて、インデックスによって非変数オブジェクトとしてフラグが立てられます。これらの結果は、私たちのスペクトルインデックスを使用して、T中期および後期の可変褐色矮星変光星を見つけられる可能性があることを示唆しています。これらの指標は、変動性の研究のために直接画像化されたクールな太陽系外惑星を選択するために、将来的に重要になる可能性があります。
ニュートン分数次元重力と外部場効果
ニュートン分数次元重力(NFDG)の分析を拡張します。これは、ニュートン重力の古典的な法則を分数(つまり、非整数)次元を含む低次元空間に拡張したものです。以前の研究で分析された他の3つの銀河(NGC7814、NGC6503、NGC3741)に加えて、4つの回転支持銀河(NGC5033、NGC6674、NGC5055、NGC1090)にモデルを適用します。NFDGは、暗黒物質成分なしで、これらすべての銀河の回転曲線に適合させることができます。また、外部場効果(EFE)に関連して、強等価原理の違反の可能性、つまり、自由落下下の自己重力システムの内部運動が外部重力場に依存する可能性についても調査します。この効果は、ニュートンまたはアインシュタインの重力には存在しませんが、重力のいくつかの代替理論によって予測されています。逆に、少なくとも$1\leqD\leq3$の範囲の小数次元の値については、NFDGがEFEを意味しないことを示します。改善されたNFDG数値計算を使用して、個々の銀河を特徴付ける分数次元関数$D\left(R\right)$を使用して、前述の銀河の回転曲線を分析し、実験データに完全に適合させます。ここでNFDGメソッドを使用して研究した銀河のサンプルでは、他の代替理論に従ってEFEを表示する/表示しないはずの銀河間に有意差は検出されません。NFDGに外部場の影響がないことを完全に判断するには、より多くの銀河のサンプルが必要になります。
非晶質および結晶質の硫黄含有アストロケミカル アイスへの高エネルギー電子照射
| Title |
Energetic_Electron_Irradiations_of_Amorphous_and_Crystalline_Sulphur-Bearing_Astrochemical_Ices |
| Authors |
Duncan_V._Mifsud,_P\'eter_Herczku,_Rich\'ard_R\'acz,_K.K._Rahul,_S\'andor_T.S._Kov\'acs,_Zolt\'an_Juh\'asz,_B\'ela_Sulik,_S\'andor_Biri,_Robert_W._McCullough,_Zuzana_Ka\v{n}uchov\'a,_Sergio_Ioppolo,_Perry_A._Hailey,_and_Nigel_J._Mason |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01119 |
実験室での実験では、天体化学の氷の類似体の放射線分解速度がターゲット氷の固相に依存し、一部の結晶分子氷は非晶質のものよりも放射線耐性が高いことが確認されています。結晶氷相が示す放射線耐性の程度は、その固体構造を特徴付ける分子間相互作用の性質、強度、および程度に依存します。たとえば、20Kで2keVの電子が照射された場合、結晶CH3OHはアモルファス相よりもかなり遅い速度で崩壊することが示されています。これは、強力な水素結合の広範な配列の存在によって与えられる安定化効果によるものです。これらの結果は、星間氷と太陽系外天体の天体化学に重要な結果をもたらします。これは、無定形氷への照射から生じる化学生成物(生物学に関連するプレバイオティクス分子を含む可能性がある)が、同様の氷から生じるものよりも豊富であることを示唆しているためです。結晶相の照射。この現在の研究では、20Kで硫黄含有分子H2SとSO2の非晶質相と結晶相の比較高エネルギー電子照射を実行することにより、この主題に関する研究を拡張しました。これらの両方で相依存化学の証拠を発見しました。CH3OHで以前に観察された効果と同様に、非晶質H2Sの放射線誘起指数関数的減衰は結晶相のそれよりも急速です。SO2の場合、2つのフルエンスレジームが明らかです。結晶質の氷が急速な指数関数的減衰を示し、非晶質の氷がおそらく崩壊に抵抗する低フルエンスレジームと、両方のフェーズがゆっくりとした指数関数的な崩壊を受ける高フルエンスレジームです。
衛星銀河から銀河団までの範囲のデータに自己相互作用暗黒物質モデルを当てはめる
| Title |
Fitting_a_Self-Interacting_Dark_Matter_Model_to_Data_Ranging_From_Satellite_Galaxies_to_Galaxy_Clusters |
| Authors |
Sudhakantha_Girmohanta_and_Robert_Shrock |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01132 |
同一粒子の散乱に$t$チャネル交換と$u$チャネル交換の両方を組み込んだ最近計算された断面積を使用して、非対称自己相互作用暗黒物質モデルの観測データへの適合を提示します。矮小銀河から銀河団までの範囲のデータと、$\sim20$km/secから$\gtrsim10^3$km/sまでの同等の相対速度を見つけました。結果を、散乱への$t$チャネル交換の寄与のみを使用した以前の適合と比較します。
天体物理環境における極限質量比系からの重力波
| Title |
Gravitational_waves_from_extreme-mass-ratio_systems_in_astrophysical_environments |
| Authors |
Vitor_Cardoso,_Kyriakos_Destounis,_Francisco_Duque,_Rodrigo_Panosso_Macedo,_Andrea_Maselli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01133 |
球対称の非真空ブラックホール時空における極端な質量比システムによる重力波放出を研究するための一般的な完全相対論的形式を確立します。天体物理学のセットアップへの潜在的なアプリケーションは、バリオン物質を降着するブラックホールからアクイオン雲および暗黒物質環境内のブラックホールにまで及び、重力波の生成と伝播に対する降着、重力抗力、およびハローフィードバックの銀河ポテンシャルの影響を評価することを可能にします。.私たちの方法を、物質のハロー内のブラックホールに適用します。重力波信号に与えられた流体モード(ブラックホールの基本モードが不安定であることの明確な証拠)と、感度の高い低周波検出器による重力波測定から銀河の特性を推測する興味をそそる可能性を発見しました。
均一性、等方性、平坦性のパズルの熱力学的解 (および宇宙定数の手がかり)
| Title |
Thermodynamic_solution_of_the_homogeneity,_isotropy_and_flatness_puzzles_(and_a_clue_to_the_cosmological_constant) |
| Authors |
Latham_Boyle_and_Neil_Turok |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01142 |
放射、非相対論的物質、宇宙定数$\lambda$および任意の空間曲率$\kappa$を含む完全に現実的な宇宙論のフリードマン方程式の解析解を取得します。$\tau$を共形時間とするスケール係数$a(\tau)$の一般的な解は、実数$\tau$軸、および虚数の$\tau$軸に沿ったもう一方。GibbonsとHawkingがブラックホールとdeSitter宇宙に対して行ったように、虚時間の周期性により、そのような時空の熱力学的温度とエントロピーを計算することができます。重力エントロピーは、空間的に平坦で、均一で、等方性で、小さな正の宇宙定数を持つ、私たちの宇宙のような宇宙に有利に働きます。
確率的緩和
グラハム、カプラン、およびラジェンドランによる電弱スケールの宇宙論的緩和の元の提案を再検討します。この提案では、ヒッグス質量がアクシオン場、緩和によってインフレーション中にスキャンされます。緩和がインフレ中に大きな変動を受けるレジームを調査します。緩和の確率的ダイナミクスは、Fokker-Planck形式によって記述されます。ポテンシャルの隣接極小値間の遷移を考慮して、緩和の新しい停止条件を導出します。緩和ゆらぎは、「古典ビート量子」体制でも重要な結果をもたらします。インフレーション中のハッブルパラメーターが大きい場合、ランダムウォークによって緩和が最初の最小値に閉じ込められるのを防ぐことができます。緩和は、ポテンシャルがそれほど浅くないはるかに離れたところで止まります。興味深いことに、これは本質的に有限密度効果による「暴走緩和」の脅威を危険にさらし、緩和パラメーター空間のほとんどを復元します。また、「量子ビート古典」体制を探索し、パラメーター空間の大きな新しい領域を開きます。QCD緩和と非QCD緩和の両方の結果を調査します。局所的最小値付近の変動による緩和の不整合は、新しい現象学的機会を開きます。
磁場中のエネルギー保存とアクシオン逆反応
外部磁場内のアクシオンクランプは、崩壊の原因となる電磁放射を放出する可能性があります。プラズマの存在下で、クランプ周波数がプラズマ周波数と一致する場合、そのような放射は共鳴する可能性があります。通常、このような放射線を分析する場合、クランプの減衰または逆反応は文献では無視されます。この論文では、エネルギー保存を使用してアクシオンの逆反応を捉える自己一貫性のある半分析的アプローチを提示します。逆反応を含めると、時間の経過とともにクランプ周波数が変化し、さまざまな初期周波数の範囲を持つクランプが時間発展のある時点で共鳴するようになることがわかりました。
完全消滅パターンからのダークマター間接検出限界
宇宙論的および天体物理学の探査は、暗黒物質が宇宙の全物質含有量の85%を占めることを示唆していますが、その性質の決定は基礎物理学の最大の課題の1つです。$\Lambda$CDM宇宙モデルを仮定すると、弱く相互作用する大質量粒子は消滅して標準モデルの粒子になり、地上の望遠鏡で検出できる$\gamma$線が生成されます。矮小球状銀河は、近くに天体物理源がなく、非常に暗黒物質が支配的であると想定されているため、このような間接的な探索の有望なターゲットを表しています。以前の研究では、単一の排他的な消滅チャネルを想定して、消滅断面積の上限が導かれました。この作業では、より現実的な状況を考慮し、特定の素粒子物理モデル内の完全な消滅パターンを考慮に入れます。これにより、単一の消滅チャネルの場合と比較して、完全な消滅パターンから暗黒物質消滅断面積の導出された上限への影響を調べることができます。有望な矮小球状銀河Sculptorの観測をシミュレートするCherenkovTelescopeArrayのモックデータを使用します。素粒子物理学の標準モデルが一重項スカラーによって拡張される単純なフレームワーク内で完全消滅パターンを考慮することの影響を示します。このようなモデルは、$\langle\sigmav\rangle=3.8\times10^{-24}~\rm{cm}^{-3}\rm{s}^{-1}$95%の信頼レベルで1TeVの暗黒物質の質量。より現実的な限界を導き出すために、完全な素粒子物理学の情報を考慮することをお勧めします。
オンチップの高ダイナミック レンジ広帯域スペクトル シェイパーによるレーザー周波数コム スペクトルの平坦化
| Title |
Flattening_laser_frequency_comb_spectra_with_a_high_dynamic_range,_broadband_spectral_shaper_on-a-chip |
| Authors |
Nemanja_Jovanovic,_Pradip_Gatkine,_Boqiang_Shen,_Maodong_Gao,_Nick_Cvetojevic,_Katarzyna_Lawniczuk,_Ronald_Broeke,_Charles_Beichman,_Stephanie_Leifer,_Jeffery_Jewell,_Gautam_Vasisht,_and_Dimitri_Mawet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01264 |
スペクトル整形は、科学の多くの分野にとって重要です。たとえば、天文学では、ドップラー効果による太陽系外惑星の検出は、高解像度の分光器を校正する能力にかかっています。これにはレーザー周波数コムを使用できますが、スペクトル全体で強度が大きく変化するため、コム全体を最適に利用することができず、キャリブレーションの全体的な精度が低下する可能性があります。これを回避するために、レーザー周波数コムの天文学的アプリケーションは、分光器に送信する前に出力スペクトルを平坦化できるバルク光学セットアップに依存しています。このようなフラットナーは、空間光変調器のような複雑で高価な光学要素を必要とし、無視できないベンチトップのフットプリントを持っています。ここでは、レーザー周波数コムのスペクトルを平坦化するために使用できる、全フォトニックスペクトルシェイパーという形で代替案を提示します。このデバイスは、波長が数百ナノメートルを超える光を分散させるアレイ導波路グレーティングをサポートする窒化ケイ素ウエハーにエッチングされた回路で構成され、その後に各チャネルの振幅を制御するマッハツェンダ干渉計、熱光学位相変調器が続きます。チャネルと2番目のアレイ導波路回折格子を位相合わせして、スペクトルを再結合します。デモンストレーターデバイスは、1400～1800nm(天文学的なHバンドをカバー)で動作し、20nm幅のチャネルが20個あります。このデバイスは、マッハツェンダーを介してスペクトルの約40dBの動的変調を可能にします。これは、ほとんどの空間光変調器によって提供されるものよりも大きくなっています。超発光ダイオードを使用して、静的スペクトル変動を約3dBに減らしました。これは、回路で使用されるコンポーネントの特性によって制限され、レーザー周波数コムで変調を5dBに減らすことができました。これは、天文学的なアプリケーションには十分です。
低プラズマ $\beta$ 太陽風条件下での磁気圏界面再結合アウトフローの軟 X 線イメージング
| Title |
Soft_X-Ray_Imaging_of_Magnetopause_Reconnection_Outflows_Under_Low_Plasma-$\beta$_Solar_Wind_Conditions |
| Authors |
Yosuke_Matsumoto_and_Yoshizumi_Miyoshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01286 |
全地球磁気流体シミュレーションモデルを用いて、地球磁気圏周辺の太陽風電荷交換過程による軟X線放出を調べた。昼側の磁気圏界面再結合はプラズマを加熱して加速し、それによってX線放出は$\sim6\times10^{-6}{\rm\eV}\{\rmcm}^{-3}\{\rms}^{-1}$南向きの惑星間磁場条件下。特に、プラズマ$\beta$の低い太陽風条件下では、X線強度がリコネクション領域からのアウトフローのバルク運動を反映していることがわかった。この特定の太陽風の条件により、太陽コロナで観察されるメソスケールの磁気圏界面再接続サイトの可視化が可能になることを提案します。
| Title |
Dark_Matter_decay_to_neutrinos |
| Authors |
Carlos_A._Arg\"uelles,_Diyaselis_Delgado,_Avi_Friedlander,_Ali_Kheirandish,_Ibrahim_Safa,_Aaron_C._Vincent,_Henry_White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01303 |
暗黒物質と標準モデルの間の最も強い相互作用は、ニュートリノセクターを介して発生する可能性があります。ガンマ線や荷電粒子とは異なり、ニュートリノは暗黒物質の天体物理的発生源を探るためのユニークな手段を提供します。以前、暗黒物質のニュートリノへの消滅について報告しました。ここでは、MeVからZeVまでの暗黒物質の質量範囲にわたる暗黒物質のニュートリノへの崩壊に関する制約を確認し、以前に報告された制限を編集し、新しい電弱補正を調査し、以前に計算されたことのない制約を計算します。現在および今後のニュートリノ実験におけるニュートリノ流束への予想される寄与と、ガンマ線望遠鏡で予想される電弱放出からの光子を調べて、$\tau\sim1.2\times10^{21}$sで10MeVから$1.5\times10^{29}$sで1PeV.
太陽風の火星上層大気への影響
上層大気の密度と組成の高度プロファイルの最初の現場測定が1976年にバイキング着陸ミッションによって実施されて以来、2014年9月に質量分析計とその他の関連するペイロード。2つのオービターによるほぼ同時の観測を使用して、両方のデータセットが、2018年6月1～15日の期間中の熱圏-外気圏、150～300km領域におけるアルゴン密度プロファイルの大幅な日々の変動を示していることがわかります。、太陽のEUV放射は明らかな変化を示さなかったが、太陽風のエネルギー粒子フラックスは変化を示した。この研究を拡張して、他の親大気成分である二酸化炭素、ヘリウム、窒素、およびそれらの光化学生成物である原子状酸素、および一酸化炭素を同じ期間に含めると、二酸化炭素と原子状酸素の密度プロファイルも二酸化炭素と同様の変化を示すことがわかります。密度はアルゴンと同様の増加傾向を示していますが、原子酸素密度のこの傾向の逆転を示しています。太陽EUVフラックスと、MAVEN近点付近の太陽風プラズマ速度および密度の現場およびほぼ同時測定を使用して、太陽EUV放射とは異なり、太陽風パラメーターが2～3分の1の減少を示したことに注意してください。したがって、精力的で透過的な太陽風荷電粒子の衝突駆動の解離、イオン化、およびイオン化学プロセスにより、二酸化炭素密度が低下し、原子酸素密度が増加する可能性があると推測されます。この結果は、プロトンジャイロ半径効果、ピックアップイオン、スパッタリング、エネルギー中性原子駆動のイオン化、およびイオン損失の考慮からも議論されています。この発見を確認するには、さらなるデータとモデリングの取り組みが必要です。
土星の環におけるダークマターの考えられる意味について：推測
この記事では、暗黒物質が通常の物質の慣性重力挙動を「模倣」するという、1930年代に発表されたFritzZwicky[1]の有名な命題のいくつかの結果について説明します。特に、惑星系の端にあるガス状巨星の環系の領域など、いくつかの特別な動的領域を検討します。この記事は、以前の論文[2]の続きであり、重力的に相互作用する粒子がラグランジュ点L4およびL5の近くに何千年も留まる可能性があることが示されました。これにより、暗黒物質が存在する場合、通常の物質と相互作用するのに十分な時間が提供されます。また、数学的な意味で特異と見なされる可能性のある場所に関連する多くの問題についても説明します。
ポストニュートン次数 1.5 で回転する偏心連星ブラック ホールの閉形式解
| Title |
Closed-form_solutions_of_spinning,_eccentric_binary_black_holes_at_1.5_post-Newtonian_order |
| Authors |
Rickmoy_Samanta,_Sashwat_Tanay,_Leo_C._Stein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01605 |
1.5ポストニュートン(PN)精度のバイナリブラックホール(BBH)ハミルトニアンシステムの閉形式の解は、1966年の導入以来、長い間取得が困難であることが証明されてきました。それらによって放出される重力波(GW)をモデル化するには、任意のパラメーター(質量、スピン、離心率)が必要です。GWの正確なモデルは、LIGO/VirgoおよびLISAによる検出に不可欠です。最近になって、BBHダイナミクスを解くための2つの解法がarXiv:1908.02927(作用角変数を使用しない)とarXiv:2012.06586、arXiv:2110.15351(作用角ベース)で提案されました。このホワイトペーパーでは、上記の記事で説明したアイデアを組み合わせて、不足しているギャップを埋め、完全に1.5PN精度の2つのソリューションを提供します。また、これら2つのソリューションを実装し、それらを完全な数値処理と比較するパブリックMathematicaパッケージBBHpnToolkitも紹介します。これらのソリューション間の一致レベルは、arXiv:2012.06586およびarXiv:2110.15351で構築された5つのアクションすべての数値検証を提供します。したがって、この論文は、正準摂動理論を介して作用角ベースのソリューションを2PNオーダーにプッシュするための足がかりとして機能します。
深層学習を使用した連星ブラック ホールからの重力波信号の検出とノイズ除去
| Title |
Detecting_and_Denoising_Gravitational_Wave_Signals_from_Binary_Black_Holes_using_Deep_Learning |
| Authors |
Chinthak_Murali_and_David_Lumley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01718 |
高度なLIGO（aLIGO）で現在採用されている従来の整合フィルタリングベースの検出よりも数桁速く、ブラックホールバイナリのマージから天体物理学的重力波を検出およびノイズ除去できる自動エンコーダ構成で設計された畳み込みニューラルネットワークを提示します。.Neural-Netアーキテクチャは、時間-周波数ドメインのデータのスパース表現から学習し、この表現を信号とノイズの2つの個別のマスクにマッピングする非線形マッピング関数を構築して、2つの分離を容易にするようなものです。生データから。このアプローチは、重力波データの2D表現に機械学習ベースの重力波検出/ノイズ除去を適用する最初のものです。最初に検出された重力波イベントであるGW150914に形式を適用し、両方の検出器で合体の3つのフェーズすべてで信号を正常に回復しました。この方法は、aLIGOの2回目の観測実行($O2$)からの重力波データでさらにテストされ、両方のaLIGO検出器で$O2$で検出されたすべての連星ブラックホールの合体を再現します。Neural-Netは、合体のリングダウンフェーズの後に「リンギング」のパターンを明らかにしたようです。これは、従来のバイナリマージテンプレートには存在しない機能です。このメソッドは、モデル化されたテンプレート間で内挿および外挿し、モデル化されていないため、マッチドフィルター検出パイプラインで使用される信号のテンプレートバンクに存在しない重力波を探索することもできます。この方法のようなより高速で効率的な検出スキームは、地上の検出器が設計感度に達し、数か月の観測実行で数百の潜在的な検出が得られる可能性があるため、役立ちます。
粒子暗黒物質のプローブとしての合体
チャンドラセカールの質量限界(1.4$M_{\odot}$)未満のブラックホールは、標準的な星の進化では生成できません。最近では、重力波実験により、その起源がまだ知られていない異常に低質量のブラックホールも発見されています。このような低質量ブラックホールのシンプルかつ斬新な形成メカニズムを提案します。恒星核との相互作用により、消滅しない粒子の暗黒物質は、コンパクトな星の内部に徐々に蓄積し、最終的にはチャンドラセカール限界によって通常は許容されない低質量のブラックホールに飲み込まれます。この提案をテストするためのいくつかの手段を指摘し、バイナリ合併率の宇宙的進化に焦点を当てています。
Snowmass 2021 Cross Frontier Report: Dark Matter Complementarity (拡張版)
| Title |
Snowmass_2021_Cross_Frontier_Report:_Dark_Matter_Complementarity_(Extended_Version) |
| Authors |
Antonio_Boveia,_Thomas_Y._Chen,_Caterina_Doglioni,_Alex_Drlica-Wagner,_Stefania_Gori,_W._Hugh_Lippincott,_Maria_Elena_Monzani,_Chanda_Prescod-Weinstein,_Bibhushan_Shakya,_Tracy_R._Slatyer,_Natalia_Toro,_Mike_Williams,_Lindley_Winslow,_Philip_Tanedo,_Yun-Tse_Tsai,_Jaehoon_Yu,_Tien-Tien_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01770 |
ダークマターの基本的な性質は、スノーマス2021プロセスの中心的なテーマであり、すべてのフロンティアに広がっています。過去10年間で、検出器技術、分析技術、理論モデリングの進歩により、新世代の実験と検索が可能になり、追求できる候補の種類が広がりました。今後10年間で、暗黒物質に関する私たちの理解を一変させる発見の大きな可能性があります。以下では、フロンティア間の共同で開発された発見へのロードマップの概要を説明します。Snowmass2021プロセスのすべてのフロンティアからの専門知識、結果、および計画を必要とするこの複雑な問題に取り組むには、深く掘り下げ、幅広く検索し、技術間の補完性を利用する実験の強力なポートフォリオが重要です。
