波動光学における重力波の弱いレンズ効果: ボルン近似を超えて
宇宙の物質の不均一性は重力波(GW)の伝播に影響を与え、レンズ効果を引き起こします。特に、GWの弱いレンズ効果には、小規模な物質のパワースペクトルに関する豊富な情報が含まれており、ボルン近似の範囲内で研究されてきました。この作業では、重力ポテンシャル$\Phi$の高次項を考慮して、ボルン近似の有効性を調査します。最初に、新しい変数を導入することによって作成されるポストボーン近似の定式化を開発します。次に、$\Phi$の3次までの増幅係数の大きさと位相の式を導出し、ボルン近似を超える平均と分散を計算します。私たちの結果は、ショットノイズが支配的な高周波領域$f\sim1000$Hzを除いて、この研究で考慮されたほぼすべての周波数範囲内で、ポストボーン効果が実際に主要な次数の寄与よりも数桁小さいことを示唆しています。.興味深いことに、平均を検出するために必要なGWイベントの数は、純粋にポストボーン効果に由来し、ボルン近似のレベルで現れる分散を検出するために必要な数に匹敵するか、さらに小さくなる可能性があります。これは、分散の数パーセントに過ぎないにもかかわらず、分散と同じ検出コストで平均が測定可能であることを示しています。一方、倍率の場合、分散に対するポストボーン補正の検出は可能ですが、物質パワースペクトルの形状を推測するための有用な情報を抽出することは、たとえ次世代GW検出器。これは、ポストボーン効果が小さく、ノイズ信号とボーン近似効果の両方から分離することが難しいためです。
服を着た原始ブラックホールによる重力マイクロレンズ効果
| Title |
Gravitational_microlensing_by_dressed_primordial_black_holes |
| Authors |
Rong-Gen_Cai,_Tan_Chen,_Shao-Jiang_Wang,_Xing-Yu_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02078 |
原始ブラックホール(PBH)の周囲の暗黒物質の降着は、周囲のミニハローの形成につながる可能性があります。このようなドレッシングされたPBHによって生成される重力マイクロレンズ効果は、裸のPBHのものとはまったく異なる可能性があり、PBHの存在量の制約に大きく影響する可能性があります。この論文では、ドレッシングされたPBHによって生成される重力マイクロレンズ効果を詳細に研究します。ドレッシングされたPBHによるすべてのマイクロレンズ効果は、ミニハローのサイズに応じて漸近的な挙動を示すことがわかります。これは、ハローサイズをアインシュタイン半径と比較することにより、マイクロレンズ効果を予測するために使用できます。ミニハロ半径とアインシュタイン半径が同程度の場合、ハロの密度分布の影響はマイクロレンズ効果に大きく影響します。光重力レンズ実験とすばる/HSCアンドロメダ観測のデータにドレスPBHによるマイクロレンズ効果を適用することで、PBH存在量に関する改善された制約が得られます。PBHを取り囲む暗黒物質のミニハローの存在は、PBHの存在量に対する制約を数桁強化し、PBHがすべての暗黒物質を構成できる既知の質量ウィンドウに制約をシフトできることを示しています。
再電離後の不均一再電離の影響 宇宙パラメータの 21 cm 強度マッピング測定
| Title |
Impact_of_inhomogeneous_reionization_on_post-reionization_21_cm_intensity_mapping_measurement_of_cosmological_parameters |
| Authors |
Heyang_Long,_Catalina_Morales-Guti\'errez,_Paulo_Montero-Camacho,_and_Christopher_M._Hirata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02385 |
21cm強度マッピング(IM)は、次数1の赤方偏移から潜在的に30程度の赤方偏移まで、宇宙論の強力でユニークなプローブになる可能性があります。銀河内のガスの再電離時代のイオン化前線の通過。この作業では、再電離後の21cmパワースペクトルに対する不均一な再電離の影響と、赤方偏移$3.5\lesssimz\lesssim5.5$での宇宙パラメータの誘導シフトを調べます。小規模なバリオン構造の進化を解決してHI存在量の変動を定量化できる流体力学シミュレーションを利用し、不均一な再イオン化プロセスを表示できる半数値の大きなボックス21cmFASTシミュレーションを展開して、再イオン化バブルの不均一な進化を追跡します。不均一な再イオン化効果は、HIパワースペクトルに最大数十パーセントレベルの影響を与え、将来の再イオン化後の21cm強度マッピング実験SKA-LOWおよびPUMAの観測で、宇宙パラメータの推定をサブパーセントから数十パーセントにシフトする可能性があることがわかりました。特に、再電離モデルと観測パラメータに応じて、シフトはスペクトルインデックス$n_s$で最大0.033、ニュートリノ質量の合計$\summ_\nu$で0.025eVです。これらのバイアスを軽減し、分離するための戦略について説明します。
衝突後の衛星としての月の直接の起源
| Title |
Immediate_origin_of_the_Moon_as_a_post-impact_satellite |
| Authors |
Jacob_A._Kegerreis,_Sergio_Ruiz-Bonilla,_Vincent_R._Eke,_Richard_J._Massey,_Thomas_D._Sandnes,_Lu\'is_F._A._Teodoro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01814 |
月は、初期の地球に巨大な衝突によって放出された破片が合体したと伝統的に考えられています。しかし、そのようなモデルは、地球と月の岩石の同様の同位体組成をシステムの角運動量と同時に説明するのに苦労しており、潜在的な衝突シナリオの詳細については激しく議論されています。シミュレーションの高解像度しきい値を超えると、巨大な衝突により、月と同様の質量と鉄含有量を持つ衛星が地球のロシュ限界をはるかに超える軌道に即座に配置されることがわかります。最初にロシュの制限内を通過した衛星でさえ、部分的に剥がされてから、より広く安定した軌道にトルクを加えられることで、確実かつ予測どおりに生き残ることができます。さらに、これらの直接形成された人工衛星の外層は、低温の内部で溶けており、約60%の原始地球物質で構成されています。これにより、月の地球に似た同位体組成と、衝突体に予想される異なる特徴との間の緊張が緩和される可能性があります。即時形成は、月の傾きを説明するための非常に傾いた軌道の可能性を含む、月の初期の軌道と進化のための新しいオプションを開き、月の起源のためのより単純な単一段階のシナリオを提供します.
原始惑星系円盤における凝固不安定性の非線形結果 II: 逆反応とフラグメンテーションを介したダスト リングの形成
| Title |
Nonlinear_Outcome_of_Coagulation_Instability_in_Protoplanetary_Disks_II:_Dust_Ring_Formation_Mediated_by_Backreaction_and_Fragmentation |
| Authors |
Ryosuke_T._Tominaga,_Hidekazu_Tanaka,_Hiroshi_Kobayashi,_Shu-ichiro_Inutsuka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02052 |
私たちの以前の研究(論文I)では、凝固の不安定性が放射状ドリフトによる枯渇に対してダスト濃度をもたらし、局所的にダストの成長を加速することを実証しました。この作業(論文II)では、ガスへの逆反応とダスト粒子の衝突フラグメンテーションの影響を考慮して、凝固不安定性の数値シミュレーションを実行します。逆反応によるダストドリフトの減速が、凝固不安定性の非線形成長段階におけるダスト濃度を調節することがわかりました。ダストとガスの表面密度比は$10^{-3}$から$\sim10^{-2}$まで増加します。結果として得られる各ダストリングは、円盤モデルで$\simeq0.5M_{\oplus}-1.5M_{\oplus}$の質量を持つ傾向があります。論文Iとは対照的に、ダスト表面密度プロファイルは、各ダストリングで局所的なプラトー構造を示しています。非線形成長での規制にもかかわらず、効率的なダスト濃度は衝突速度を低下させます。その結果、ダスト粒子は破砕障壁を越えて成長することができ、ペーパーIのように無次元停止時間が1に達します。効率的なダスト成長の必要条件は、(1)$\alpha<1\times10^{-3}$および(2)ダストの断片化に対する大きな臨界速度($>1$m/s)。外側の領域での効率的な塵の集中は、内側への小石の流れを減らし、小石の降着を介して惑星形成を減速させると予想されます。また、結果として得られるリングは、永年重力不安定性(GI)に対して不安定になる可能性があることもわかります。その後の永年GIは、微惑星形成を促進します。したがって、これらの不安定性の組み合わせが、ダストリングと微惑星形成の有望なメカニズムであると予想されます。
4 Gyr 衝突族の小惑星スピン状態
| Title |
Asteroid_spin-states_of_a_4_Gyr_collisional_family |
| Authors |
D._Athanasopoulos,_J._Hanus,_C._Avdellidou,_R._Bonamico,_M._Delbo,_M._Conjat,_A._Ferrero,_K._Gazeas,_J.P._Rivet,_N._Sioulas,_G._van_Belle,_P._Antonini,_M._Audejean,_R._Behrend,_L._Bernasconi,_J.W._Brinsfield,_S._Brouillard,_L._Brunetto,_M._Fauvaud,_S._Fauvaud,_R._Gonz\'alez,_D._Higgins,_T.W.-S._Holoien,_G._Kobber,_R.A._Koff,_A._Kryszczynska,_F._Livet,_A._Marciniak,_J._Oey,_O._Pejcha,_J.J._Rives,_and_R._Roy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02096 |
共通の親天体の衝突による断片化によって生成された小惑星のファミリーは、適切な軌道要素空間での小惑星のクラスタリング方法を使用して識別されています。小惑星のフラグメントサイズとファミリーの中心からの適切な準主軸距離(V字型)との相関関係から衝突ファミリーを識別するために、別の方法が開発されました。この方法は、数十億年前に形成された非常に分散した家族の場合に効果的であることが示されています.小惑星の回転光度曲線を構築するために、小惑星の測光観測を行いました。それらを文献の光度曲線とスパースインタイム測光と組み合わせます。これらのデータを光度曲線反転法に入力して、小惑星の形状とスピン極を決定し、オブジェクトが順行しているか逆行しているかを評価します。最終的な目標は、V字型法で特定された4Gyrの小惑星群のV字型の内側に過剰な逆行小惑星があるかどうかを評価することです。この逆行性回転子の過剰は、小惑星族の進化論によって予測されています。低アルベド小惑星からなる内側メインベルトの4Gyr衝突ファミリーに属すると主張されている55個の小惑星のスピン極を取得しました。アルベドと分光情報を再評価した結果、これらの小惑星のうち9個が4Gyrファミリーの侵入者であることがわかりました。残りの46個の小惑星のうち、31個が逆行性で、15個が順行性であることがわかっています。また、これらの逆行性回転子は、基になるスピン極の均一な分布からのランダムサンプリングが原因である可能性が非常に低い(1.29%)こともわかりました。私たちの結果は、4Gyr衝突ファミリーのメンバーとして特定された小惑星が共通の起源を持ち、そのファミリーメンバーシップを強化しているという裏付けとなる証拠を構成します。
彗星 C/2020 F3 (ネオワイズ) のきらめく尾
| Title |
The_Scintillating_Tail_of_Comet_C/2020_F3_(Neowise) |
| Authors |
R.A._Fallows,_B._Forte,_M._Mevius,_M._A._Brentjens,_C._G._Bassa,_M._M._Bisi,_A._Offringa,_G._Shaifullah,_C._Tiburzi,_H._Vedantham,_and_P._Zucca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02139 |
環境。彗星のプラズマ尾部による電波源の掩蔽は、尾部の構造とダイナミクスを調べるために使用できます。このような掩蔽はまれであり、尾部の小規模な密度変化によるシンチレーションの発生は、いささか物議をかもしています。ねらい。彗星C/2020F3(ネオワイズ)のプラズマ尾部によるコンパクト電波源3C196の偶然の掩蔽の低周波アレイ(LOFAR)で撮影された詳細な観測が提示されます。3C196は、尾の後ろでほぼ垂直に追跡され、彗星核自体からわずかな距離だけ下流を切り取った独特のプロファイルを提供しました。メソッド。惑星間シンチレーション(IPS)は、太陽風の密度変化によるコンパクトな電波源の受信強度の急速な変化として観測されます。3C196から受信した信号のIPSは5時間観測され、2020年7月16日の彗星C/2020F3(ネオワイズ)のプラズマ尾部の背後の完全な通過をカバーし、彗星とその尾が通過する太陽風の評価を可能にしました。埋め込まれています。結果。結果は、明確にプラズマテールに起因するシンチレーションの突然の強力な増強を明らかにします。最も強いシンチレーションは尾の境界に関連しており、より弱いシンチレーションが尾内に見られ、これまでに報告されていないシンチレーションの周期的な変動が注目され、おそらくプラズマの個々のフィラメントに関連しています。さらに、太陽風と彗星の尾からの寄与を分離して、尾内の物質の速度の急激な減少を測定します。これは、尾の境界に沿って強い乱流をもたらす急激な速度せん断を示唆しています。
5 つの移行円盤の隙間で H$_{\alpha}$ 放出源を探しています。 SPHERE/ZIMPOL ハイコントラストイメージング
| Title |
Searching_for_H$_{\alpha}$_emitting_sources_in_the_gaps_of_five_transitional_disks._SPHERE/ZIMPOL_high-contrast_imaging |
| Authors |
N._Hu\'elamo,_G._Chauvin,_I._Mendigut\'ia,_E._Whelan,_J._M._Alcal\'a,_G._Cugno,_H._M._Schmid,_I._de_Gregorio-Monsalvo,_A._Zurlo,_D._Barrado,_M._Benisty,_S._P._Quanz,_H._Bouy,_B._Montesinos,_Y._Beletsky,_J._Szulagyi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02212 |
(前)遷移円盤は、進行中の惑星形成に関連する可能性のあるギャップと空洞を示しています。理論によれば、埋もれた若い惑星は、惑星周円盤と星周円盤から物質を降着させることができるため、H$_{\alpha}$輝線のような降着トレーサーで検出することができます。この作業では、超大型望遠鏡(VLT)でSPHERE/ZIMPOLを使用して取得した5つの(プレ)遷移ディスクのスペクトル角度微分イメージングAO支援観測を提示します。それらはH$_{\alpha}$行と隣接する連続体で得られました。スペクトルと角度の微分イメージング技術を組み合わせて、星に近い最も内側の領域のコントラストを高め、若い降着原始惑星の痕跡を探しました。その結果、縮小された画像は、ターゲットの周りに明確なH$_{\alpha}$点源を示していません。TWHyaとHD163296の周りにかすかなH$_{\alpha}$放射が報告されています。前者はおそらくスパイクに関連するアーティファクトですが、後者の性質は不明のままです。スペクトル微分画像と角度微分画像は、中心星から$\sim$100mas離れた位置で6～8等級のコントラストを示します。可能性のある原始惑星の降着光度の上限を推定し、惑星モデルが200masで$L_{\rmacc}\sim10^{-4}$$L_{\odot}$の平均値を提供することを得ました。$L_{H_{\alpha}}$-$L_{acc}$恒星関係の外挿から推定された$L_{\rmacc}$よりも$\sim$2桁高い。原始惑星検出の欠如は、さまざまな要因の組み合わせとして説明しています。一時的な降着、星周および周惑星帯円盤からの絶滅、および/または低質量で低降着の惑星の大部分。
乱流中の粒子クラスタリング: 深層学習による空間的および統計的特性の予測
| Title |
Particle_clustering_in_turbulence:_Prediction_of_spatial_and_statistical_properties_with_deep_learning |
| Authors |
Yan-Mong_Chan,_Natascha_Manger,_Yin_Li,_Chao-Chin_Yang,_Zhaohuan_Zhu,_Philip_J._Armitage_and_Shirley_Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02339 |
乱流に空気力学的に結合された粒子のクラスタリングをモデル化するための深層学習の有用性を示します。ATHENA++流体力学コード内のラグランジュ粒子モジュールを使用して、等方性強制流体力学乱流の周期的領域内でエプスタイン抗力領域における粒子のダイナミクスをシミュレートします。このセットアップは、初期段階の惑星形成におけるミクロンからmmサイズのダスト粒子の衝突成長に関連する理想化されたモデルです。シミュレーションデータを使用してU-Net深層学習モデルをトレーニングし、対応する流体場を入力として与えられた粒子密度および速度場のグリッド化された3次元表現を予測します。訓練されたモデルは、高度に非線形な体制でクラスター化された粒子のフィラメント構造を定性的に捉えます。密度構造(動径分布関数)と速度場(粒子間の相対速度と相対動径速度)のメトリックを計算することにより、モデルの忠実度を評価します。空間フィールドでのみトレーニングされますが、モデルはこれらの統計量を通常10%未満の誤差で予測します。私たちの結果は、適切に拡張されたトレーニングデータが与えられた場合、ディープラーニングを使用して、原始惑星系円盤と他の分野で発生する関連する2流体乱流問題の両方で粒子クラスタリングと衝突結果の計算を加速できることを示唆しています。
MOA-2020-BLG-208: 予測された砂漠内の冷たい亜土星惑星
| Title |
MOA-2020-BLG-208:_Cool_Sub-Saturn_Planet_Within_Predicted_Desert |
| Authors |
Greg_Olmschenk,_David_P._Bennett,_Ian_A._Bond,_Weicheng_Zang,_Youn_Kil_Jung,_Jennifer_C._Yee,_Etienne_Bachelet,_Fumio_Abe,_Richard_K._Barry,_Aparna_Bhattacharya,_Hirosane_Fujii,_Akihiko_Fukui,_Yuki_Hirao,_Stela_Ishitani_Silva,_Yoshitaka_Itow,_Rintaro_Kirikawa,_Iona_Kondo,_Naoki_Koshimoto,_Yutaka_Matsubara,_Sho_Matsumoto,_Shota_Miyazaki,_Brandon_Munford,_Yasushi_Muraki,_Arisa_Okamura,_Cl\'ement_Ranc,_Nicholas_J._Rattenbury,_Yuki_Satoh,_Takahiro_Sumi,_Daisuke_Suzuki,_Taiga_Toda,_Paul_J._Tristram,_Katie_Vandorou,_Hibiki_Yama,_Michael_D._Albrow,_Sang-Mok_Cha,_Sun-Ju_Chung,_Andrew_Gould,_Cheongho_Han,_Kyu-Ha_Hwang,_Dong-Jin_Kim,_Hyoun-Woo_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Grant_Christie,_Tony_Cooper,_John_Drummond,_Jonathan_Green,_Steve_Hennerley,_Jennie_McCormick,_L._A._G._Monard,_Tim_Natusch,_Ian_Porritt,_Thiam-Guan_Tan,_Shude_Mao,_Dan_Maoz,_Matthew_T._Penny,_Wei_Zhu,_V._Bozza,_Arnaud_Cassan,_Martin_Dominik,_Markus_Hundertmark,_R._Figuera_Jaimes,_K.Kruszy\'nska,_K.A.Rybicki,_R.A._Street,_Y._Tsapras,_Joachim_Wambsganss,_{\L}.Wyrzykowski,_P._Zieli\'nski,_Gioia_Rau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02436 |
MOA-2020-BLG-208重力マイクロレンズ現象を分析し、推定質量が土星以下である新しい惑星の発見と特徴付けを提示します。質量比$q=3.17^{+0.28}_{-0.26}\times10^{-4}$で距離$s=1.3807^{+0.0018}_{-0.0018}$の場合、惑星は近くにあるMOAコラボレーション(Suzukietal.2016)によって導出された質量比関数のピークは、予想されるサンプル感度の端近くにあります。これらの推定では、2つの質量法則の事前分布を使用して結果を提供します。1つは、すべての星が惑星をホストする確率が等しいと仮定し、もう1つは、惑星がより大質量の星の周りを周回する可能性が高いと仮定します。最初のシナリオでは、レンズ系は質量$m_\mathrm{planet}=46^{+42}_{-24}\;の惑星である可能性が高いと推定します。M_\oplus$と質量$M_\mathrm{host}=0.43^{+0.39}_{-0.23}\;の主星M_\odot$、距離$D_L=7.49^{+0.99}_{-1.13}\にあります。\mathrm{kpc}$.2番目のシナリオでは、$m_\mathrm{planet}=69^{+37}_{-34}\;と推定します。M_\oplus$,$M_\mathrm{ホスト}=0.66^{+0.35}_{-0.32}\;M_\odot$、および$D_L=7.81^{+0.93}_{-0.93}\;\mathrm{kpc}$.低温の土星質量惑星であるこの惑星は、修正された惑星形成モデルの証拠の収集が増えており、拡張MOA-II太陽系外惑星マイクロレンズサンプルに含める資格があります。
低周波電波観測を使用して、4.9 ドル \leq z \leq6.6$ で 24 個の電波明るいクエーサーを発見
| Title |
Discovery_of_24_radio-bright_quasars_at_$4.9_\leq_z_\leq6.6$_using_low-frequency_radio_observations |
| Authors |
A._J._Gloudemans,_K._J._Duncan,_A._Saxena,_Y._Harikane,_G._J._Hill,_G._R._Zeimann,_H._J._A._Rottgering,_D._Yang,_P._N._Best,_E._Banados,_A._Drabent,_M._J._Hardcastle,_J._F._Hennawi,_G._Lansbury,_M._Magliocchetti,_G._K._Miley,_R._Nanni,_T._W._Shimwell,_D._J._B._Smith,_J._D._Wagenveld |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01811 |
電波波長でも明るく輝く高赤方偏移クエーサー($z>5$)は、初期宇宙における超大質量ブラックホール活動のユニークな道しるべです。しかし、$z\ge5$の明るい電波源は非常にまれであるため、$g$、$r$、および$によって駆動される光ドロップアウト選択を組み合わせることにより、新しい高$z$クエーサーを検索するキャンペーンを開始しました。LOFAR2メートルスカイサーベイ(LoTSS)からの低周波電波観測による、ダークエネルギー分光器(DESI)レガシーイメージングサーベイからのz$バンド。現在、LoTSSは北天の大部分(5720deg$^2$)をその深さ(騒音レベルの中央値83$\mu$Jybeam$^{-1}$)までカバーしており、一般的な天体の約30%をカバーしています。クエーサーの個体群は、NVSSやFIRSTなどの以前の大規模なスカイラジオサーベイよりも5倍から10倍多い$-$検出されます。この論文では、$4.9\leqz\leq6.6$の間で20個の新しいクエーサーの発見(および4個の独立した確認)を提示します。24個のクエーサーのうち、21個が$R=f_{5\text{GHz}}/f_{4400A}>10$という従来のラジオラウドネス基準を満たしており、完全なサンプルは$R\sim$6-1000にまたがっています。$z\ge5$で知られている電波強度の高いクエーサーのサンプルの2倍以上です。私たちの電波検出要件は、恒星源の汚染を大幅に減らし、広い赤方偏移範囲でこれらのクエーサーを選択できるようにします。ますます控えめな色制限を使用してクエーサー候補を選択したにもかかわらず、光学色と近赤外色の両方、Ly$\alpha$輝線特性、および塵の赤み$E(B-V)$の両方で、クエーサーサンプルの測定値は逸脱していません。知られている電波静かなクエーサー集団から、高$z$での電波騒々しいクエーサー集団と電波静かなクエーサー集団の同様の光学的クエーサー特性を示唆しています。私たちのキャンペーンは、次世代の電波連続体調査を通じて、新しい高$z$クエーサー集団を発見する可能性を示しています。
化学組成と星形成史から矮小銀河の考古学
| Title |
Dwarf_galaxy_archaeology_from_chemical_abundances_and_star_formation_histories |
| Authors |
James_W._Johnson,_Charlie_Conroy,_Benjamin_D._Johnson,_Annika_H._G._Peter,_Phillip_A._Cargile,_Ana_Bonaca,_Rohan_P._Naidu,_Turner_Woody,_Yuan-Sen_Ting,_Jiwon_Jesse_Han,_Joshua_S._Speagle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01816 |
天の川の恒星ハローにある2つの分裂した矮小銀河、ガイアソーセージエンケラドゥス(GSE)とWukong/LMS-1の恒星存在量と年齢をモデル化します。統計的にロバストな尤度関数を使用して、銀河の化学進化の1ゾーンモデルを指数関数的な降雨履歴で両方のシステムに当てはめ、GSEの$\tau_\text{in}=1.01\pm0.13$Gyrのe-foldingタイムスケールを導き出し、$\tau_\text{in}=3.08^{+3.19}_{-1.16}$ウーコン/LMS-1のGyr。GSEは$\tau_\text{tot}=5.40^{+0.32}_{-0.31}$Gyrの星を形成し、最初の天の川への落下後$\sim$$1.5-2$Gyrの星形成を維持$\sim$10Gyr前。サンプルには年齢測定値が含まれていませんが、私たちの当てはめは、星形成がWukong/LMS-1で$\tau_\text{tot}=3.36^{+0.55}_{-0.47}$Gyr続いたことを示唆しています。この2つの間の進化パラメータの違いは、銀河形成のシミュレーションと半解析モデルによって予測された星の質量$M_\star$の傾向と定性的に一致しています。私たちのフィッティング方法は、進化の軌跡からのポアソンサンプリングのみに基づいており、データのビニングは必要ありません。模擬データに対してテストすることでその精度を実証し、幅広いサンプルサイズ($20\leqN\leq2000$)と測定の不確実性($0.01\leq\sigma_\text{[$\alpha$/Fe]},\sigma_\text{[Fe/H]}\leq0.5$;$0.02\leq\sigma_{\log_{10}(\text{age})}\leq1$).流出質量負荷係数の推定値は、銀河風モデルによって予測された$\eta\proptoM_\star^{-1/3}$と合理的に一致します。私たちの導出の一般的な性質により、この尤度関数は、任意のパラメータ化の1ゾーンモデルに適用でき、観測された空間でトラックを予測する他の天体物理モデルに簡単に拡張できます。
| Title |
Gravothermal_collapse_of_Self-Interacting_Dark_Matter_halos_as_the_Origin_of_Intermediate_Mass_Black_Holes_in_Milky_Way_satellites |
| Authors |
Tamar_Meshveliani_(1),_Jes\'us_Zavala_(1),_Mark_R._Lovell_(1),_((1)_University_of_Iceland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01817 |
天の川(MW)衛星は、サブハロー密度プロファイルの多様なセットを順番に反映して、多様な範囲の内部運動を示します。これらのプロファイルには、成功した暗黒物質モデルが同時に説明しなければならない、大きなコアと高密度のカスプが含まれます。このような多様性のもっともらしい推進力は、MW衛星の特徴的な速度で断面積が重力熱崩壊フェーズのしきい値を超える場合、暗黒物質粒子(SIDM)間の自己相互作用です。この場合、一部の衛星は、まだ古典的なSIDMコアフェーズにあるサブハローによってホストされると予想されますが、崩壊フェーズにあるサブハローは、SIDM駆動の中間質量ブラックホール(IMBH)で尖った内部プロファイルを持ちます。暴走崩壊の結果としての中心。ハローの宇宙論的組み立てを考慮し、以前のシミュレーションに合わせて調整された分析フレームワークを開発します。次に、現在のハロー質量$M_0$の関数として、速度依存SIDM(vdSIDM)モデルにおけるIMBHの形成のタイムスケールと質量スケール($M_{\rmBH}$)を予測します。最後に、多様なMW衛星集団をもたらすvdSIDMモデルのサブクラスの有効断面積と$M_0$のパラメーター空間の領域、およびSIDM崩壊ハローとそれらのハローの推定されたそれらの対応する部分を推定します。IMBH大衆。後者は$0.1-1000~{\rmM_\odot}$の範囲にあり、$M_{\rmBH}-M_0$の関係は同様の勾配を持ちますが、正規化は外挿された経験的関係よりも低くなると予測されます。大質量銀河で発見された超大質量ブラックホール。
連星は矮小銀河の Ia 型超新星爆発率を高める
| Title |
Binaries_drive_high_Type_Ia_supernova_rates_in_dwarf_galaxies |
| Authors |
James_W._Johnson,_Christopher_S._Kochanek,_K._Z._Stanek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01818 |
特定のIa型超新星(SNIa)率とホスト銀河の恒星質量$\dot{N}_\text{Ia}/M_\star\simM_\star^{-0.3}$のスケーリング(ASAS-で測定)SNとDESは、恒星集団によって生成されるSNeIaの数がその金属量に反比例することを強く示唆しています。星質量の関数としての銀河の平均星形成履歴(SFH)と、銀河の質量-金属量関係(MZR)およびSNIa遅延時間分布の一般的なパラメータ化を組み合わせることにより、必要な金属量依存性の強さを推定します。.SFHの違いは、$M_\star=10^{10}$と$10^{7.2}M_\odot$の恒星質量間の特定のSNIa率の増加の$\sim$30%しか説明できません。観測されたスケーリングを説明するには、約$\sim$Z$^{-0.5}$の追加の金属量依存性が必要であることがわかります。このスケーリングは、APOGEEで観測された近い連星部分の金属量依存性と一致しており、低質量銀河のSNIa率の向上は、それらのより拡張されたSFHと、より低い金属量による高い連星部分の組み合わせによって説明できることを示唆しています。MZRの形状により、$M_\star\approx3\times10^9M_\odot$未満の銀河のみが、金属量に依存するSNIa率の影響を大きく受けます。$\dot{N}_\text{Ia}/M_\star\simM_\star^{-0.3}$スケーリングは、赤方偏移が増加するにつれて浅くなり、$10^{7.2}M_で$\sim$2の係数で低下します。$\sim$$Z^{-0.5}$スケーリングで$z=0$と$1$の間の\odot$。金属量に依存しないレートでは、この減少は$\sim$3の係数になります。銀河の化学進化の1ゾーンモデルの金属量に依存するSNIa率の影響について説明します。
低金属量の星における豊富な分散の原因を解き明かす
| Title |
Untangling_the_Sources_of_Abundance_Dispersion_in_Low-Metallicity_Stars |
| Authors |
Emily_J._Griffith,_Jennifer_A._Johnson,_David_H._Weinberg,_Ilya_Ilyin,_James_W._Johnson,_Romy_Rodriguez-Martinez,_Klaus_G._Strassmeier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01821 |
86種類の金属に乏しいサンプル($-2\lesssim\text{[Fe/H]}\lesssim-1$)太陽近傍の亜巨星。存在量は、iSpecとMOOGを使用してモデル化された大型双眼鏡のPotsdamEchelle偏光分光計で取得された高解像度スペクトルから導出されます。光子ノイズの影響を慎重に定量化することにより(すべての元素で$<0.05$dex)、存在比の固有の分散を確実に測定します。固定[Fe/H]で、[X/Fe]のRMS固有散乱は0.04dex(Cr)から0.16dex(Na)の範囲で、中央値は0.08dexです。[X/Mg]の散乱も同様であり、[$\alpha$/Fe]を考慮すると、全体的な散乱が適度に減少するだけです。コア崩壊超新星(CCSN)とIa型超新星(SNIa)による相対的な濃縮度の変動と、CCSN前駆体質量分布の確率的サンプリングに特に注意して、固有散乱のいくつかの考えられる起源を検討します。確率的サンプリングシナリオは、典型的なサンプル星の濃縮に寄与するCCSNの有効数が$N\sim50$である場合、データの定量的な説明を提供します。サンプルの金属量の中央値では、この解釈は、星を形成する前に、CCSNエジェクタがガス質量$\sim10^5M_{\odot}$上で混合されることを意味します。元素存在比のばらつきは、銀河の初期段階における星形成、フィードバック、およびガス混合のシミュレーションの強力な診断テストです。
原始星のエンベロープでは、ダスト粒子はミリメートルサイズに成長できません
| Title |
Dust_grains_cannot_grow_to_millimeter_sizes_in_protostellar_envelopes |
| Authors |
Kedron_Silsbee,_Vitaly_Akimkin,_Alexei_V._Ivlev,_Leonardo_Testi,_Munan_Gong_and_Paola_Caselli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01832 |
星と惑星の形成の分野における大きな問題は、実質的なダスト粒子の成長が発生する時期です。さまざまな波長範囲にわたるダスト放出の観測された特性は、ミリメートルサイズの粒子が若い原始星のエンベロープにすでに存在することを示すものとして使用されてきました。ただし、この解釈は、これらの条件でそのような大きな粒子を生成することができない凝固シミュレーションからの結果と矛盾しています。この作業では、原始星エンベロープでのミリメートルサイズの粒子の生成は、凝固プロセスに関する標準的な仮定の下では不可能であることを分析的に示しています。その場での粒子のミリメートルサイズへの成長がない場合に観測されたダスト放出を説明するのに役立つ可能性があるいくつかの可能性について説明します。
若い、急速に進化する惑星状星雲のパンクロマティック HST/WFC3 画像研究。 Ⅱ． NGC7027
| Title |
Panchromatic_HST/WFC3_Imaging_Studies_of_Young,_Rapidly_Evolving_Planetary_Nebulae._II._NGC_7027 |
| Authors |
Paula_Moraga_Baez,_Joel_H._Kastner,_Bruce_Balick,_Rodolfo_Montez_Jr.,_Jesse_Bublitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01859 |
象徴的な惑星状星雲(PN)NGC7027は明るく、近く(D~1kpc)にあり、高度にイオン化され、複雑に構造化されており、よく観察されています。したがって、この星雲は、PNの形成と進化のプロセスを理解するための理想的な事例研究です。したがって、波長範囲0.243～1.67ミクロンにわたる狭帯域および連続体フィルターの12のHST広視野カメラ3画像で構成されるNGC7027の包括的な画像調査を実施しました。得られたパンクロマティック画像スイートは、単一イオン化したFe、N、およびSiなどの低イオン化種をカバーする輝線の空間分布を明らかにし、H再結合線を介して、より高度にイオン化したOおよびNeに至ります。これらの画像は、利用可能なX線と電波のデータと組み合わされて、これまでに得られたNGC7027の構造の最も広範なビューを提供します。他の発見の中でも、星雲内のイオン化構造と塵の消滅をサブアーク秒の詳細で追跡しました。北極圏の明るい内核を通って突き出たコリメートされた風によって活発に駆動される多極構造が発見されました。WFC3画像の電離パターンを、その内部の高温ガスのX線および電波画像と、その分子流出と比較しました。星雲の奥深くにある、衝撃を受けた薄い界面の軌跡を特定しました。より正確に中心星を特徴付けました。これらの結果を使用して、一連の形成イベントの観点から、この若くて急速に進化しているPNの最近の歴史を説明します。この進化過程には、熱圧とラム圧の両方が関与しており、既存のUV光イオン化モデルや単一の中心前駆星からの風の予測よりもはるかに複雑であり、それによって目に見えない連星伴星の影響の可能性が強調されています。
三軸軌道モデルの精度と精度 II: 視野角、形状、軌道構造
| Title |
Accuracy_and_precision_of_triaxial_orbit_models_II:_Viewing_angles,_shape_and_orbital_structure |
| Authors |
Stefano_de_Nicola,_Bianca_Neureiter,_Jens_Thomas,_Roberto_P._Saglia,_Ralf_Bender |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01893 |
高解像度$N$体合体シミュレーションを使用して、銀河の視野角、形状、および軌道分布を回復する際の、新しい三軸モデリング機械の可能性を探ります。私たちのモデリング技術には、いくつかの最近の進歩が含まれています。(i)私たちの新しい三軸逆投影アルゴリズムSHAPE3Dは、三軸銀河の可能な方向の範囲を大幅に縮小できるため、測光情報のみに依存してその形状を制限できます。また、縮退を調査することもできます。つまり、同じ想定方向で異なる逆投影を回復できます。この方法で、$\Deltap$と$\Deltaq$を使用して、$N$ボディシミュレーションの固有の形状、つまり軸比$p=b/a$と$q=c/a$を制約できます。$\lesssim$0.1測光情報のみを使用。視野角再構成の典型的な精度は15-20$^\circ$です。(ii)新しい3軸シュヴァルツシルトコードSMARTは、位相空間での5D軌道サンプリングと共に、ノンパラメトリック視線速度分布(LOSVD)全体に含まれる完全な運動学的情報を利用します。(iii)新しい一般化された情報基準AIC$_p$を使用して平滑化を最適化し、最適なモデルを選択して、純粋な$\chi^2$ベースのアプローチにおける潜在的なバイアスを回避します。デプロジェクションされた密度を使用して、正しい軌道構造と異方性パラメータ$\beta$を$\Delta\beta$$\lesssim$0.1で復元します。これらの結果は、シミュレーションのテストされた方向に関係なく有効であり、既知の固有の測光および運動学的縮退にもかかわらず、上記の高度な方法により、前例のない精度で三軸体の形状と軌道構造を回復できることを示唆しています。
Gaia および WISE データからの候補ダブル クエーサーおよびレンズ付きクエーサーのカタログ
| Title |
A_catalog_of_candidate_double_and_lensed_quasars_from_Gaia_and_WISE_data |
| Authors |
Valeri_V._Makarov,_Nathan_J._Secrest |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01937 |
GaiaEDR3の近接して分離された複数または二重ソースと測光メタデータおよび天文メタデータとの間の強い相関関係を利用して、3140システムを構成する二重および多重画像レンズクエーサーおよびAGNの候補のカタログを生成します。これには、部分的に重なり合う2つの部分、摂動データを含む遠方の(ほとんどが1より大きい赤方偏移)ソースのサンプル、および$2\arcsec$未満の分離でGaiaによって別々のコンポーネントに分解されたシステムが含まれます。公開されたカタログの約3分の1である最初の部分では、トレーニングセットとしてSDSSからの正確な分光赤方偏移を使用して、GaiaEDR3およびWISEからの独立した測光および天文データを使用して、複数の機械学習予測および分類方法によって617万個の赤方偏移を合成しました。.これらの合成赤方偏移を使用して、カタログのこの部分で分光学的赤方偏移が1未満の侵入者の割合を4.9\%と推定します。未解決の候補の二重および二重AGNとクエーサーは、BP/RP過剰係数(phot_bp_rp_excess_factor)がわずかに高いソースとして選択されます。これは、ソースの範囲に敏感であり、検索を高赤方偏移クエーサーに制限します。カタログの2番目の部分では、測定された視差と近傍統計に追加のフィルターが適用され、残りの星の汚染物質の伝播が減少します。陽性(二重または複数のソース)の推定率は98\%で、二重(物理的に関連するクエーサー)の推定率は54\%を超えています。偶然発見された数十個の興味深い天体について、既知および新しいレンズ画像、特異な形態の惑星状星雲と若い赤外線星、SDSSで壊滅的な赤方偏移誤差を伴うクエーサーなど、より詳細に議論されています。
近くの星形成銀河におけるサブ kpc スケールでの WISE 12 $\mu$m 放射と分子ガス トレーサーとの相関
| Title |
The_correlation_between_WISE_12_$\mu$m_emission_and_molecular_gas_tracers_on_sub-kpc_scales_in_nearby_star-forming_galaxies |
| Authors |
Yang_Gao_and_Qing-Hua_Tan_and_Yu_Gao_and_Min_Fang_and_Ryan_Chown_and_Qian_Jiao_and_Chun-Sheng_Luo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01982 |
近くの銀河の高密度ガスのMALATANGサンプルを$^{12}\rmCO$とそのアイソトポローグのアーカイブ観測で補完し、広視野赤外線サーベイエクスプローラー(WISE)12$\mu$m放出と分子の間のスケーリング関係を決定します。サブキロパーセックスケールのガストレーサー。12$\mu$m光度は、$^{13}\rmCO$または高密度ガストレーサーよりも$^{12}\rmCO$とより密接に相関していることがわかりました。$\Sigma_{\rmmol}$が非常に低い領域では、予測された$^{12}\rmCO$と観測された$^{12}\rmCO$の間の残差は、分子ガス質量表面密度($\Sigma_{\rmmol}$)とわずかにしか相関していません。($\sim10~{\rmM_{\odot}~pc^{-2}}$)。この限界を超えると、$^{12}\rmCO$残差は分子ガスの物理的条件との相関を示しませんが、$^{13}\rmCO$残差はガスの光学的深さと温度に依存します。銀河ごとの違いを分析することにより、星形成銀河とAGNホストに関して、$^{12}\rmCO$-12$\mu$m関係が強く、統計的にロバストであることを確認します。これらの結果は、WISE12$\m$m放出を使用して、高密度分子ガスの代わりに全分子ガスを追跡できることを示唆しています。$^{12}\rmCO$でトレースされるガスとよく混合されます。WISE12$\mu$m光度を使用して、銀河の星形成プロセスの統計的解析のための分子ガス表面密度を推定できることを提案します。
低金属環境における若いクラスターの質量関数。シ 2-209
| Title |
Mass_function_of_a_young_cluster_in_a_low-metallicity_environment._Sh_2-209 |
| Authors |
Chikako_Yasui,_Naoto_Kobayashi,_Masao_Saito,_Natsuko_Izumi,_Yuji_Ikeda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02012 |
銀河系の低金属(${\rm[O/H]}=-0.5$dex)HII領域であるSh2-209(S209)の近赤外(NIR)画像を提示します。GaiaEDR3からの天文データと組み合わせたNIR画像から、S209までの距離は2.5kpcであると推定されます。これは、質量検出限界$\simeq$0.1$M_\odot$まで星団メンバーを明確に($\simeq$1000AU分離)解決するのに十分近く、S209で2つの星形成星団を特定しました。個々のクラスターでは、$\sim$1pcをスケールします。モデル光度関数のセットを使用して、両方のクラスターの基礎となる初期質量関数(IMF)と年齢を導き出します。両方のクラスターで取得したIMFは、SalpeterIMF($\Gamma=-1.35$)と比較してわずかに平坦な高質量勾配($\Gamma\simeq-1.0$)を示し、それらのブレークマスは$\simeq$0.1$M_です。\odot$は、太陽近傍で一般的に見られるもの($\sim$0.3$M_\odot$)よりも低くなっています。特に、S209主星団は、これまでそのような環境で研究されてきた領域の数($\sim$100)よりもメンバー数($\sim$1500)が多い星形成星団であるため、初めて可能性があります。広い質量範囲0.1--20$M_\odot$にわたって高精度で低金属環境でIMFを導出します。
| Title |
Discovery_of_double_BSS_sequences_in_the_old_Galactic_open_cluster_Berkeley_17 |
| Authors |
Khushboo_K_Rao_(1),_Souradeep_Bhattacharya_(2),_Kaushar_Vaidya_(1),_and_Manan_Agrawal_(3)_((1)_Department_of_physics,_Birla_Institute_of_Technology_and_Science-Pilani,_333031_Rajasthan,_India,_(2)_Inter_University_Centre_for_Astronomy_and_Astrophysics,_Ganeshkhind,_Post_Bag_4,_Pune_411007,_India,_(3)_Department_of_Physics_and_Kavli_Institute_for_Astrophysics_and_Space_Research,_Massachusetts_Institute_of_Technology,_Cambridge,_MA_02139,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02061 |
青色はぐれ星(BSS)は、通常、主系列の延長に沿った単一の広い系列として現れる特異な天体です。4つの球状星団(GC)だけが、2つの別個の平行なBSSシーケンスを持つことが観察されています。オープンクラスター(OC)で初めて、Berkeley17の二重BSSシーケンスを報告します。GaiaEDR3データで機械学習ベースのメンバーシップアルゴリズムML-MOCを使用して、21から15までのBSS候補を含む627のクラスターメンバーを識別します。クラスター中心からの角度。両方のBSSシーケンスは、GaiaとPan-STARRSの色等級図(CMD)でほぼ均等に配置され、互いに平行です。それらの存在を統計的に確認し、両方のBSSシーケンスが参照集団と比較して$\sim$5.5arcminまで高度に分離され、その後は分離されていないことを報告します。OCの密度が低いと、衝突チャネルを介したBSSの形成が不可能になります。したがって、物質移動は、両方のシーケンスの候補を形成するための唯一の実行可能なチャネルのようです。一方、赤と青のBSSシーケンス間のギャップは大きく、BSS形成と親クラスターの内部および外部ダイナミクスとの関係を理解する絶好の機会を提供します。
XMM-Newton による初期合体クラスターの衝撃加熱のビュー、CIZA J1358.9$-$4750
| Title |
XMM-Newton_view_of_the_shock_heating_in_an_early_merging_cluster,_CIZA_J1358.9$-$4750 |
| Authors |
Y._Omiya,_K._Nakazawa,_K._Matsushita,_S._B._Kobayashi,_N._Okabe,_K._Sato,_T._Tamura,_Y._Fujita,_L._Gu,_T._Kitayama,_T._Akahori,_K._Kurahara,_T._Yamaguchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02145 |
CIZAJ1358.9-4750は、主要な合体の初期段階にある近くの銀河団です。XMM-NewtonEPIC-PN観測を用いた2次元温度マップにより、2つの星団を結ぶ「ブリッジ領域」に「ホット領域」と呼ばれる高温領域の存在が確認されました。南東境界と北西境界の間の約500kpc幅の領域も、衝撃を受けていない領域と比較して疑似圧力が高く、2つの衝撃の存在を示唆しています。南方衝撃前線はX線表面輝度画像ではっきりと見えており、加藤らによってすでに報告されています。（2015）。一方、北の方は新たに発見されました。それらのマッハ数を評価するために、視線上でショックを受けたコンポーネントとショックを受けていないコンポーネントが重なる3次元のおもちゃの合併モデルを構築しました。ショックを受けていないICMとプレショックのICM状態は、点対称性を仮定して、相互作用するブリッジ領域の外側の状態に基づいて推定されます。高温領域のスペクトルは、衝撃を受けた状態が衝撃前の状態とのランキン・ユゴニオの関係に従うと仮定して、2温度の熱成分でモデル化されます。その結果、ショックを受けた領域は、マッハ数が南東ショックで約1.3、北西ショックで約1.7で、見通し深度が約1Mpcであると推定されます。衝撃波の年代は約260Myrと推定されています。この3次元合体モデルは、CMB変動内のPlanck観測を使用して得られたSunyaev-Zeldovich信号と一致しています。南東の衝撃によるICMの運動エネルギーの総流量は、約2.2x$10^{42}$erg/sと推定されました。このエネルギーの10%がICM乱流に変換されると仮定すると、視線速度分散は~200km/sと計算され、これは今後の高スペクトル分解能観測によって基本的に解決可能です。
銀河バルジに向かう 12 個の球状星団の Ca 三重項金属量と速度
| Title |
Ca_Triplet_Metallicities_and_Velocities_for_twelve_Globular_Clusters_towards_the_Galactic_Bulge |
| Authors |
D._Geisler,_M.C._Parisi,_B._Dias,_S._Villanova,_F._Mauro,_I._Saviane,_R.E._Cohen,_C._Moni_Bidin,_D._Minniti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02193 |
球状星団(GC)は、天の川銀河の形成と初期進化の優れたトレーサーです。バルジGC(BGC)は、天の川銀河の最古のその場の成分に関する重要な情報を明らかにできるため、特に重要です。バルジに向かってあり、一般にこのコンポーネントに関連付けられている13のGCの平均金属量と動径速度を導き出すことを目的としています。VLTのFORS2装置で近赤外低解像度分光法を使用して、クラスターあたりの星の数のCaII三重項(CaT)線の波長と等価幅を測定します。半径速度を導出し、メンバーシップを確認し、既知のキャリブレーションを適用して、クラスターメンバーの金属量を決定します。クラスターあたり平均11メンバーです。平均クラスターRV値を3km/sに、平均金属量を0.05dexに導きます。私たちのサンプルの金属量は-0.21から-1.64の間にあり、[Fe/H]付近の従来の金属に富むBGCピークの間に分布しています。-0.5および[Fe/H]付近のより金属に乏しいピーク。-1.1、最近特定されました。これらの後者は、青い水平枝が存在する場合、銀河で最も古いGCの候補であり、BH261、NGC6401、NGC6540、NGC6642、およびテルザン9が含まれます。最後に、テルザン10はさらに金属が少ないです。しかし、動的には、ターザン10はハローからの侵入者である可能性が高く、ガイア-エンケラドゥスまたはクラーケンの降着イベントに関連している可能性があります。Terzan10は、結果に基づいてOosterhotypeIIGCとしても確認されています。私たちのサンプルの唯一のハロー侵入者であるTerzan10は、金属量がはるかに低いことでも際立っており、およそより低い金属量で真正なBGCが存在する可能性に疑問を投げかけています。-1.5。
$f(R)$ 重力における矮小銀河のダイナミクス
8つの矮小球状銀河の星の運動学的データを使用して、暗黒物質に頼ることなく、$f(R)$重力がこれらのシステムの視線速度分散の観測されたプロファイルに適合できるかどうかを評価します。私たちのモデルは、各銀河が球対称であり、恒星集団合成モデルと一致する一定の速度異方性パラメータ$\beta$と一定の質量対光比を持っていると仮定しています。$f(R)$重力場の弱い極限に現れる湯川のような重力ポテンシャルを含む球形ジーンズ方程式と、恒星分布のプラマー密度プロファイルを解きます。$f(R)$速度分散プロファイルは2つのパラメータに依存します:スケール長$\xi^{-1}$(それ以下では湯川項は無視できる)と重力場のブースト$\delta>-1$.$\delta$と$\xi$は普遍的なパラメーターではありませんが、オブジェクトの同じクラス内でのバリエーションは制限されると予想されます。$f(R)$速度分散プロファイルは、銀河サンプル全体の値$\xi^{-1}=1.2^{+18.6}_{-0.9}$Mpcでデータに適合します。反対に、$\delta$の値は、$\bar{\delta}=-0.986\pm0.002$と$\bar{\delta}=-0.92\pm0.01$を選択する双峰分布を示しています。これらの2つの値は$6\sigma$で一致せず、$f(R)$重力に対する深刻な緊張を示唆しています。矮小銀河の改善されたモデル、または将来の天文宇宙ミッションによって測定された星の適切な運動によって提供される追加の制約が、サンプル全体に対して一貫した$\delta$を返し、この緊張を取り除くことができるかどうかはまだ分からない.
AGNの中赤外研究の過去と未来
| Title |
The_Past_and_Future_of_Mid-Infrared_Studies_of_AGN |
| Authors |
Anna_Sajina_(1),_Mark_Lacy_(2),_Alexandra_Pope_(3)_((1)_Tufts_University,_(2)_NRAO,_(3)_UMass_Amherst) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02307 |
中赤外領域におけるAGNの観測研究は、AGNと銀河の進化におけるその役割を理解する上で非常に重要です。中赤外ベースのAGNの選択は、より伝統的な手法を補完し、宇宙時間にわたるAGN活動のより完全な国勢調査を可能にします。時間変動や空間分解イメージングを含む中赤外観測により、AGN周辺の不明瞭な構造の性質に関する独自の洞察が得られました。中赤外域の豊富な微細構造、分子、および塵の特徴により、ISMの複数の構成要素を同時に調べることができ、AGNの存在によるホスト銀河への影響を詳細に調べることができます。銀河とSMBHの共進化を理解する。このレビューでは、この幅広い研究の概要を説明します。また、1960年代の初期から始まったこの分野の進化を示すことを目的としており、数世代にわたる宇宙ベースおよび地上ベースの施設による大きな進歩と、{\slジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)}。
| Title |
The_Assembly_of_Black_Hole_Mass_and_Luminosity_Functions_of_High-redshift_Quasars_via_Multiple_Accretion_Episodes |
| Authors |
Wenxiu_Li,_Kohei_Inayoshi,_Masafusa_Onoue,_Daisuke_Toyouchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02308 |
クエーサー光度関数(QLF)とブラックホール質量関数(BHMF)の初期の進化は、高$z$クエーサーにおける超大質量ブラックホール(BH)の放射および降着プロセスを決定する物理学に関する重要な情報をエンコードします。QLFの形状は最近の観測によって制約されていますが、BHの成長に関連する赤方偏移の進化を首尾一貫して説明する理論モデルを開発することは依然として困難です。この研究では、BHの形成と成長の半分析モデルに基づいて、複数の降着バーストを経験する初期のBH集団のQLFとBHMFを構築します。各降着バーストには、シェクター分布関数に従って一定のエディントン比が割り当てられます.$z\simeq6$で観測されたQLFとBHMFを再現するための最適なモデルは、中程度の超エディントン降着のいくつかのエピソードが発生し、それぞれが$\tau\simeq20-30$Myr続くことを示唆しています。スーパーエディントンフェーズの平均デューティサイクルは、$z\simeq6$までに$\gtrsim10^8~M_\odot$に達する大規模なBHの場合、$\simeq15\%$であり、これは母集団全体のほぼ2倍です。.また、観測されたエディントン比分布関数は、クエーサー調査の検出限界により、対数正規形に歪んでいることもわかりました。QLFとBHMFの予測された赤方偏移の進化は、宇宙体積内のそれらの数と質量密度が$z\gtrsim6$に向かって急速に減衰することを示唆しています。これらの結果は、JamesWebbSpaceTelescope、RomanSpaceTelescope、およびEuclidを使用した将来の深く広い調査によって明らかになる予定です。
極度に青いナゲット、z=3.613 での UV 明るいスターバースト、ライマン連続光子の 90% が脱出
| Title |
An_extreme_blue_nugget,_UV-bright_starburst_at_z=3.613_with_ninety_per_cent_of_Lyman_continuum_photon_escape |
| Authors |
R._Marques-Chaves,_D._Schaerer,_J._Alvarez-Marquez,_A._Verhamme,_D._Ceverino,_J._Chisholm,_L._Colina,_M._Dessauges-Zavadsky,_I._Perez-Fournon,_A._Saldana-Lopez,_A._Upadhyaya,_E._Vanzella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02392 |
ライマン連続体(LyC)放射の大規模な脱出を伴うUV明るい星形成銀河($M_{\rmUV}\simeq-24.7$)、z=3.6130でのJ1316+2614の発見と分析を提示します。J1316+2614は若い($\simeq10$Myr)星形成銀河で、$SFR\simeq500M_{\odot}$yr$^{-1}$とlog($M_{\star}/M_{\odot})\simeq9.7$.それは非常に急勾配のUV連続体$\beta_{\rmUV}\simeq-2.59\pm0.05$を示しており、これは残留ダスト遮蔽$E(B-V)\simeq0$と一致しています。LyC放出は、非常に高い相対(絶対)LyCエスケープフラクション$f_{\rmesc}\rm(LyC)\simeq0.92$($\simeq0.87$)と推測されます。前景またはAGN汚染のLyC信号への寄与については議論されていますが、可能性は低いです。J1316$+$2614は、星形成銀河集団の中で知られている最も強力な電離源であり、生成($Q_{\rmH}\approx10^{56}$s$^{-1}$)と電離光子の脱出($f_{\rmesc}\rm(LyC)\approx0.9$)。Ly$\alpha$、H$\beta$、およびその他の静止系の光学線での星雲放出が検出されますが、これらは弱いです($EW_{0}\rm[H\beta]\simeq35$\r{A})、その強さはおよそ$\simeq90\%$減少します。J1316+2614は、星雲の線と連続体放出の強度に対する電離光子の大きな脱出の影響が明確に観察された最初のケースです。J1316+2614では、青が優勢なピークLy$\alpha$発光からガスの流入が検出されます(青と赤のピーク線比$I_{\rmblue}/I_{\rmred}\simeq3.7$)。および赤方偏移したISM吸収($\simeq100$kms$^{-1}$)。私たちの結果は、J1316+2614がガス圧縮イベントを受けていることを示唆しています。これは、強力なガスの流入が極端な星形成エピソードを引き起こし、ほぼ$100\%$のLyC光子が発生した大規模でコンパクトな銀河の進化における短命の段階を表している可能性があります。逃げる。
ほとんどの惑星が形成されるまでに 5 マイル以上かかる可能性がある
原始惑星系円盤の寿命は、惑星形成研究にとって重要なパラメーターです。星団の円盤部分の観察は、円盤寿命の中央値が1～3Myrであることを示唆しています。この非常に短いディスクの寿命は、惑星形成が非常に急速に起こることを必要とします。若い、離れたクラスター($\leq$5Myr、$>$200pc)がこれらのタイプの研究を支配することが多いことを示しています。このような星団は、大質量星の過剰表現につながる等級の制限に悩まされることがよくあります。大質量星は円盤を早期に分散させるため、導出された円盤寿命は、低質量星よりも大質量星に最もよく適用されます。近くのクラスター($<$200pc)のみを含めると、マグニチュードを制限する効果が最小限に抑えられます。この場合、低質量星の円盤寿命の中央値は5～10Myrであり、しばしば主張されているよりもはるかに長い。タイムスケールが長いほど、惑星が形成されるのに十分な時間が与えられます。大質量星が低質量星よりもはるかに速く惑星を形成する方法は、次の大きな課題です。
Gaussian Process Regression を使用した Ark 564 の X 線残響マッピング
| Title |
X-ray_Reverberation_Mapping_of_Ark_564_using_Gaussian_Process_Regression |
| Authors |
Collin_D._Lewin,_Erin_Kara,_Daniel_R._Wilkins,_Guglielmo_Mastroserio,_Javier_A._Garc\'ia,_Rachel_Zhang,_William_Alston,_Riley_M._Connors,_Thomas_Dauser,_Andy_C._Fabian,_Adam_Ingram,_Jiachen_Jiang,_Anne_M._Lohfink,_Matteo_Lucchini,_Christopher_S._Reynolds,_Francesco_Tombesi,_Michiel_van_der_Klis,_Jingyi_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01810 |
アーク564は極端に高いエディントン狭線セイファート1銀河であり、最も明るく、最も急速に変化する軟X線AGNの1つであり、最も低い温度のコロナの1つを持つことで知られています。ここでは、このユニークなソースの410ksNuSTAR観測と2つの115ksXMM-Newton観測を提示します。これは、非常に強く、相対論的に広がった鉄の線を明らかにします。最初にガウスプロセスを使用してNuSTARギャップを補間し、AGNタイミングに適用するためのマルチタスク学習の最初の採用を実装することにより、フーリエ分解されたタイムラグを計算します。タイムラグとフラックススペクトルを相対論的残響モデルRELTRANSで同時にフィッティングすることにより、質量を$2.3^{+2.6}_{-1.3}\times10^6M_\odot$に制約します。このソースで顕著なソフト過剰。これらの結果は、機械学習、フーリエ分解タイミング、および残響モデルの開発の将来の組み合わせを動機付けます。
明るい青色光トランジエントからのダスト エコー
AT2018cowなどの発光性の高速青色光トランジェント(LFBOT)は、原因不明のまれなクラスのエンジン駆動爆発を形成します。これらのイベントの顕著な特徴は、高速(v>0.1c)の噴出物と、前駆体を囲む大きな半径>1e16cmに広がる高密度の星周物質(CSM)の相互作用によって駆動される電波/ミリ波シンクロトロン放射です。このCSMが前駆体からの流出物であると仮定すると、最大1ミクロンのサイズのダスト粒子が爆発の数年前に流出物に形成される可能性があることが示されます。このほこりの多いCSMは、光度の上昇によって破壊される前に、ピーク光の前にトランジェントの紫外線(UV)放射を減衰させ、最大前の色を赤くします(LFBOT候補MUSSES2020Jの最大前の赤から青への色の進化と一致します)。）。破壊される前のダストによる再放射は、数週間持続する光度~1e41-1e42erg/sの近赤外線(NIR)"エコー"を生成します。このダストエコーは、AT2018cowで観測された、これまで説明されていなかったNIR超過と互換性があることを示しています。初期のNIR光曲線の緩やかな減衰は、広角流出またはトーラスに集中するCSMに起因する可能性があり、AT2018cowの噴出物の高度に非球面の形状と一致しています。LFBOTの事前最大光学/UVおよびNIRフォローアップは、そのCSM環境の新しいプローブを提供し、それらの前駆細胞に追加の制約を課します。
コア崩壊超新星シミュレーションにおけるさまざまな閉鎖選択の影響
2モーメント法は、コア崩壊型超新星(CCSN)シミュレーションで完全なニュートリノ輸送方程式を近似するために広く使用されており、さまざまな閉鎖がシミュレーション結果の微妙な違いにつながります。この論文では、1Dおよび2Dの時間依存CCSNシミュレーションにおけるさまざまな物理量に対する閉鎖選択の影響を、多群放射流体力学コードFornaxと比較します。3次閉包関係の選択は、時間依存シミュレーションにわずかにしか影響しないことがわかります。2次の閉包関係の選択は、3次の閉包の選択よりも大きな結果をもたらしますが、核状態方程式などのいくつかの物理的入力のあいまいさのために、これらは残りの変動に比べてまだ小さいです。また、エディントン因子の偏差は、物理量の偏差と単調に関連していないこともわかりました。つまり、エディントン因子を単純に比較しても、どちらの閉鎖が優れているかについてはわかりません。
| Title |
The_Missing_Link_Between_Black_Holes_in_High-Mass_X-ray_Binaries_and_Gravitational-Wave_Sources:_Observational_Selection_Effects |
| Authors |
Camille_Liotine,_Michael_Zevin,_Christopher_Berry,_Zoheyr_Doctor,_Vicky_Kalogera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01825 |
大質量ブラックホールを含む高質量X線連星(HMXB)はほとんど観測されておらず、ハッブル時間内に合体する連星ブラックホール(BBH)になる可能性は低いです。しかし、重力波観測から大規模な合体BBHが存在することがわかっています。X線と重力波の観測による選択効果が、検出されたそれぞれの連星集団の特性を決定する際に果たす役割を調査します。選択効果の結果として、観測可能なHMXBと観測可能なBBHが異なる赤方偏移と金属量で形成され、観測可能なHMXBが観測可能なBBHよりもはるかに低い赤方偏移と高い金属量で形成されることを確認します。また、これらの集団の質量分布に格差があり、観察可能な結合BBH前駆細胞は、完全な観察可能なHMXB集団と比較してより高い成分質量に引っ張られています。観測可能なHMXBの$3\%$未満は、シミュレートされた集団で$>35M_{\odot}$のブラックホールをホストします。さらに、ハッブル時間内に検出可能なHMXBがBBHシステムとして合体する確率は$\simeq0.6\%$であることがわかります。したがって、現在観測されているHMXBが高い確率で融合BBHを形成すると予測されていないことは驚くべきことではありません。
ブラック ホールによって押しつぶされた星。 III.超大質量ブラックホールによる放射星の穏やかな圧縮
| Title |
Stars_Crushed_by_Black_Holes._III._Mild_Compression_of_Radiative_Stars_by_Supermassive_Black_Holes |
| Authors |
Suman_Kumar_Kundu,_Eric_R._Coughlin_and_C.J.Nixon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01835 |
潮汐破壊イベント(TDE)は、超大質量ブラックホール(SMBH)の重力場が星を破壊するときに発生します。星が潮汐半径の奥深くに入り、潮汐半径と近心距離の比$\beta$が$\beta\gg1$を満たすTDEの場合、星は潮汐によって圧縮され、加熱されます。深いTDEの間に達成される最大密度と温度は、それぞれ$\propto\beta^3$と$\propto\beta^2$としてスケーリングされ、核爆発は$\beta\gtrsim5$によって引き起こされると予測されていましたが、これらは予測は、過去40年間にわたって議論されてきました。太陽のような星と$10^6M_\odot$SMBHの間の深いTDEのニュートン平滑化粒子流体力学(SPH)シミュレーションを$2\le\beta\le10$で実行します。最大密度も温度も、$\propto\beta^3$および$\propto\beta^2$スケーリング、またはさらに言えば、べき乗則に従わないことがわかり、最大達成密度と温度は過去の予測と比較して$\sim$桁違いに削減されます。また、シュヴァルツシルト計量でシミュレーションを実行し、相対論的効果が最大密度を適度に増加させ($\lesssim1.5$の係数)、時間の遅れによって誘発されるニュートンシミュレーションと比較してタイムラグを誘発することを発見しました。また、星が高密度および高温で過ごす時間は、その動的時間のごく一部であることも確認しています。したがって、深いTDE中に放射性星によって達成される核燃焼の量は最小限であると予測されます。
多波長観測と磁気熱シミュレーションによる 18 分間の周期的な電波過渡現象 GLEAM-X J162759.5-523504.3 の性質の制約
| Title |
Constraining_the_nature_of_the_18-min_periodic_radio_transient_GLEAM-X_J162759.5-523504.3_via_multi-wavelength_observations_and_magneto-thermal_simulations |
| Authors |
N._Rea,_F._Coti_Zelati,_C._Dehman_(ICE-CSIC,_IEEC,_Barcelona),_N._Hurley-Walker_(Curtin),_D._De_Martino_(INAF),_A._Bahramian_(Curtin),_D._A._H._Buckley,_J._Brink_(SAAO),_A._Kawka_(Curtin),_J._A._Pons_(Alicante),_D._Vigano,_V._Graber,_M._Ronchi,_C._Pardo,_A._Borghese,_E._Parent_(ICE-CSIC,_IEEC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01903 |
2022年1月22日から23日にかけて、チャンドラX線天文台を使用して周期的な電波過渡現象GLEAM-XJ162759.5-523504.3(GLEAM-XJ1627)を約30ks観測し、MWA、MeerKAT、ATCAからの電波観測と同時に観測しました。.その電波放射と18分の周期性から、この源は暫定的に極端なマグネターまたは特異な高磁気白色矮星であると解釈されました。ソースは、3x10^{-4}カウント/秒のカウントレートの3シグマ上限の0.3～8keVエネルギー範囲では検出されませんでした。X線観測でも電波は検出されませんでした。さらに、アーカイブされたESOとDECamデータ、および最近のSALT観測を使用して、GLEAM-XJ1627周辺のフィールドを調査しました。多くのソースがGLEAM-XJ1627の位置の近くに存在しますが、2インチの電波位置の不確実性内に2つしかありません。想定されるスペクトル分布に応じて、上限はL_{X}<6.5x10のX線光度に変換されます。^{29}erg/s(温度kT=0.3keVの黒体)、またはL_{X}<9x10^{29}erg/s(光子指数ガンマ=2のべき乗則)(1.3kpcの距離を仮定)。さらに、地殻とコアが優勢な磁場構成を考慮して、中性子星の磁気熱シミュレーションを実行しました.マルチバンド限界に基づいて、次のように結論付けました:i)マグネターのシナリオでは、X線の上限はGLEAM-XJ1627は、コアが優勢な磁場を持っているか、急速冷却を経験していない限り、約1Myrよりも古いはずです;ii)白色矮星のシナリオでは、ほとんどの連星系、ホット準矮星とホット準矮星を除外できます。磁気的に分離された白色矮星(T>10.000K)ですが、低温で分離された白色矮星はまだ私たちの限界と互換性があります。
FRB$-$SRB$-$XRB: 銀河マグネター SGR J1935+2154 からの高速電波バーストの幾何学的および相対論的ビーム制約
| Title |
FRB$-$SRB$-$XRB:_Geometric_and_Relativistic_Beaming_Constraints_of_Fast_Radio_Bursts_from_the_Galactic_Magnetar_SGR_J1935+2154 |
| Authors |
Connery_J._Chen,_Bing_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01904 |
銀河マグネターソフトガンマリピータ(SGR)SGRJ1935+2154からのX線バースト(XRB)と一致する高速電波バースト(FRB)、FRB200428の検出は、マグネターがFRBを生成できることを示唆しています。発生源から多くのXRBが検出されましたが、バースト電波放射に関連するものはありませんでした。その間、ソースから多数の弱い電波バーストが検出されました。これは、原則として低速電波バースト(SRB)である可能性があります。FRBジェットコーンの外側の視野角で検出されたFRB。この論文では、これらのX線および電波観測を使用して、2つの仮説の下でFRBの幾何学的および相対論的なビーム係数を制約します。まず、すべてのFRB/SRBがFRB200428のようなXRBに関連付けられる必要があると仮定します。ビーミングがFRB/SRBに関連付けられたXRBの観察された希少性を生み出すためには、FRBは幾何学的に狭く、$\theta_j\leq0.1$radでなければなりません。さらに、$\theta_j\Gamma>3$の下限を導出します。FRB200428に関連付けられたXRBが多数のものから一意であった場合、幾何学的制約はその最大値$\pi/2$radまで緩和されます。第2に、FRB/SRBがXRBに関連付けられていることを要求しないことで、FRB/SRBの制約が緩和されると仮定します。FRB$-$SRB閉包関係を使用して合計4つのSRBを識別し、FRBビーミングファクター$\theta_j\Gamma\lesssim3$を導き出します。
FRB 20190520B の周辺媒体から検出された散乱変動
| Title |
Scattering_variability_detected_from_the_circumsource_medium_of_FRB_20190520B |
| Authors |
S.K._Ocker,_J.M._Cordes,_S._Chatterjee,_D._Li,_C.H._Niu,_J.W._McKee,_C.J._Law,_R._Anna-Thomas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01975 |
高速電波バースト(FRB)はミリ秒単位の電波過渡現象であり、その起源は主に銀河系外にあり、高度に磁化されたコンパクトな天体が関与している可能性があります。FRBは、見通し線に沿った電離ガス中のサブパーセクスケールの電子密度変動から、マルチパス伝搬または散乱を受けます。散乱観測により、FRBホスト銀河内のプラズマ構造が特定され、銀河および銀河外の乱流が調査され、FRB赤方偏移が制限されました。散乱もFRBの検出を阻害し、観測されたFRB集団にバイアスをかけます。我々は、FRB~20190520Bの繰り返しからの散乱時間の検出を報告します。これは、数分から数日の時間スケールで最大2倍以上変化します。1つの注目すべきケースでは、散乱時間は1.45GHzで2.9分間にわたって$7.9\pm0.4$ミリ秒から3.1ミリ秒未満($95\%$信頼度)まで変化しました。散乱時間は、バースト間または分散および回転測定の変動と相関していないように見えます。散乱の変動は、周辺媒体の動的で不均一なプラズマに起因し、同様の変動がカニのパルサーから観測されています。このような状況下では、散乱の周波数依存性は、散乱の測定に使用される典型的なべき法則から逸脱する可能性があります。したがって、同様の変動は、目立たない散乱を伴うものであっても、他のFRBから検出可能である可能性があり、FRB環境内の小規模プロセスのユニークなプローブを提供します。
X線パルサーVela X-1のトルク反転と風変化
VelaX-1の不規則なスピン履歴は、数十日にわたって連続したスピンアップ/スピンダウン傾向を示しています。Fermi/GBMによって監視されたスピン履歴と、Swift/BATおよびMAXI/GSCからの光度曲線を使用して、これらのスピンアップ/スピンダウン間隔でのVelaX-1の軌道プロファイルとスペクトル特性を調べます。スピンアップ間隔でのBATフラックスは、日食軌道外フェーズのスピンダウン間隔の約1.6倍です。スピンアップ間隔は、スピンダウン間隔よりも高いカラム密度も示しており、スピンアップ間隔の軌道スケールにはより多くの物質があることを示しています。これは、光学星(HD77581)の数十日間の恒星風の変動による可能性があります。変化する風は、中性子星への交互の順行/逆行降着流につながる可能性があり、これは角運動量のVelaX-1への伝達を支配しますが、観測された総光度には影響しません。
コア崩壊超新星における高速ニュートリノフレーバー変換を伴う爆発的元素合成
| Title |
Explosive_nucleosynthesis_with_fast_neutrino-flavor_conversion_in_core-collapse_supernovae |
| Authors |
Shin-ichiro_Fujimoto,_Hiroki_Nagakura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02106 |
高速ニュートリノフレーバー変換(FFC)は、コア崩壊超新星(CCSN)理論のゲームを変える可能性のある要素です。このレターでは、非対称ニュートリノ放出と組み合わせたFFCの効果をパラメトリックな方法で元素合成計算に含めることにより、爆発的元素合成に対するFFCの影響を調べます。噴出物の組成は、Coよりも軽い元素ではFFCの影響をあまり受けませんが、重い元素ではFFCの影響を受けます。また、FFCの役割は、ニュートリノ放出の非対称度($m_{\rmasy}$)とニュートリノフレーバーの混合度によって異なることもわかりました。FFCの影響は$m_{\rmasy}$に対して単調ではありません。噴出物組成の変化は、FFCを使用しない場合と比較して$m_{\rmasy}$が高くなると$\sim10\%$まで増加しますが、FFCは非常に大きな非対称ニュートリノ放出($\gtrsim30\%$)。私たちの結果は、反ニュートリノ変換がニュートリノの変換よりも活発である場合、FFCは中性子を多く含むイジェクタの生成を促進することを示唆しています。この傾向を説明する重要な要素はニュートリノ吸収であり、元素合成への影響は簡単な診断で定量化できます。
アインシュタインの特殊相対性理論の基本的な対称性として、ローレンツ不変性は非常に厳しいテストに耐えてきました。しかし、そのようなテストにはまだ動機があります。まず、量子重力の多くの理論は、プランクエネルギースケールでのローレンツ不変性の違反を示唆しています。第二に、ローレンツ対称性からのわずかなずれであっても、粒子が長距離を移動するにつれて蓄積し、達成可能なエネルギーで検出可能な影響をもたらす可能性があります。それらの長いベースラインと高エネルギー放出のおかげで、天体物理観測は、光子セクターにおけるローレンツ不変性の高感度テストを提供します。この論文では、真空分散や真空複屈折など、ローレンツを破るシグネチャを検索するために採用した天体物理学的方法を簡単に紹介します。
水素不足の超高輝度超新星の前最大分光多様性
我々は、前極大期における水素に乏しい超光度超新星(SLSNe-I)の分光学的多様性の背後にある理由を探します。私たちの分析は\citet{ktr21}の論文の続きであり、彼は4000～5000\AAの間のプレ最大スペクトルにおけるW型の吸収特性の有無によって特徴付けられるSLSNe-Iの2つの新しいサブタイプを開示しました(それぞれType~WおよびType~15bnと呼ばれます)。ただし、この二峰性の物理的な原因はまだ不明です。ここでは、光球温度($T_{\rmphot}$)と速度($v_{\rmphot}$)の進化に特に注意を払って、27のSLSNe-Iの事前最大スペクトル合成を提示します。12000~Kの$T_{\rmphot}$制限がType~WとType~15bnSLSNe-Iを分離することがわかりました:Type~Wオブジェクトは$T_{\rmphot}\geq$12000~Kを示す傾向があります。Type~15bnは$T_{\rmphot}\leq$12000~Kです。これは、研究対象の化学組成と一致しています。これらのグループ間の別の違いは、噴出物の形状にある可能性があります。タイプWSLSNe-Iはゼロ偏光を示し、球面対称性を意味しますが、タイプ15bnオブジェクトの偏光は時間とともに増加する可能性があります。これは、球形の外側の炭素-酸素層と、より重いイオンを含む非対称の内側層を持つ2成分モデルを示唆しています。タイプ15bnSLSNe-Iとは異なり、タイプ~Wの6つの天体が初期の隆起を示すため、2つのサブグループは光度曲線の進化も異なる可能性があります。ただし、この機能は現在少数のオブジェクトのみに基づいているため、さらに研究する必要があります。
磁気流体乱流の新しいサブグリッド モデルの評価。 I. 磁気回転不安定性
| Title |
Assessment_of_a_new_sub-grid_model_for_magneto-hydrodynamical_turbulence._I._Magnetorotational_instability |
| Authors |
Miquel_Miravet-Ten\'es,_Pablo_Cerd\'a-Dur\'an,_Martin_Obergaulinger,_Jos\'e_A._Font |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02173 |
グリッドベースの直接数値シミュレーション(DNS)の不十分な数値分解能は、小さな(未解決の)スケールでの不安定性に起因する乱流の発生を妨げます。DNSの代替として、サブグリッドモデルは、解決されたスケールに関して小さなスケールで乱気流の影響を再現できる可能性があるため、より少ない計算リソースで物理的な影響を捉えることができます。新しいサブグリッドモデル、MHD不安定性誘起乱流(MInIT)平均場モデルを提示します。MInITは、乱流(マクスウェル、レイノルズ、およびファラデー)応力テンソルの進化と、磁気回転(MRI)および寄生不安定性の乱流エネルギー密度との関係に基づく物理的に動機付けられたモデルであり、2つの偏微分進化方程式でモデル化されています。ソースタームが固い。彼らの解は、乱流応力テンソルを、それらをエネルギー密度に結び付ける定数係数を通じて取得することを可能にします。モデルは、MRIインボックスDNSからのデータを使用して評価され、フィルタリング操作を適用して、フィルタリングされたデータをモデルからのデータと比較します。比較のメトリックとして$L_2$ノルムを使用すると、2つのデータセット間の差が1桁未満であることがわかります。一部の応力の$L_2$ノルムがフィルターサイズとともに増加する勾配モデル(モデルの対比にも使用)を使用した結果とは対照的に、フィルターサイズまたは未解決のスケールの長さスケールへの依存は見られません。MInITは、中性子星連星合体中に形成されるものなど、高磁化回転コンパクトオブジェクトのダイナミクスに潜在的な影響を与える小規模な乱流応力を適切にキャプチャすることにより、DNSを支援できると結論付けています。
中性子星合体における繭の放出
重力波イベントGW170817では、電磁(EM)観測の前に$\sim10$時間のギャップがあり、繭は検出されませんでした。繭は、中性子星(NS)の合体の噴出物を通って伝播する\textit{short}ガンマ線バースト(\textit{s}GRB)ジェットによって加熱され、繭の一部が開口角で噴出物から脱出します。$20^{\circ}$--$30^{\circ}$。ここでは、繭をモデル化し、そのEM放射を計算します。私たちの2D流体力学シミュレーションは、相同膨張に入った後の密度とエネルギー分布が、脱出した繭の相対論的部分と非相対論的部分のそれぞれでべき法則関数にうまく適合することを示唆しています。これらの機能をモデル化して、冷却放出を解析的に計算します。繭は初期の時間(10--10$^{3}$s)でrプロセスキロノバ/マクロノバを凌駕し、UVバンドでピークに達することがわかりました。繭の光球の相対論的速度は、SwiftやULTRASATなどの機器で測定できます。また、失敗したジェットを含むエネルギッシュな繭が、X線フラッシュとして検出される可能性があることも示唆しています。私たちのモデルは、物理学とパラメーターの依存性を明らかにし、マルチメッセンジャー時代のさまざまな中央エンジンとNS合併のエジェクタと\textit{s}GRBをカバーしています。
更新された Macquart 関係による CHIME/FRB カタログ 1 からの高速電波バーストの光度分布
| Title |
Luminosity_distribution_of_fast_radio_bursts_from_CHIME/FRB_Catalog_1_by_means_of_the_updated_Macquart_relation |
| Authors |
Xiang-Han_Cui,_Cheng-Min_Zhang,_Di_Li,_Jian-Wei_Zhang,_Bo_Peng,_Wei-Wei_Zhu,_Richard_Strom,_Shuang-Qiang_Wang,_Na_Wang,_Qing-Dong_Wu,_De-Hua_Wang,_and_Yi-Yan_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02290 |
高速電波バースト(FRB)は、数マイクロ秒から数ミリ秒持続する非常に強力な電波フレアであり、宇宙論的距離にある未確認の物体から発生しますが、そのほとんどは1回しか見られません。周波数帯域400～800MHzのCHIME/FRBカタログ1で最近公開されたデータに基づいて、125個の明らかに特異なFRBを低分散測定(DM)で分析し、それらの光度の分布が統計テストに従って対数正規形に従うことを発見しました。.私たちの光度測定では、8つのローカライズされたFRBについて得られたマッカートの関係を使用してFRB距離が推定され、最新の10個の新しいローカライズされたFRBを追加した後でも、18のソースに適用できることがわかりました。さらに、マッカート関係までの光度分布の妥当性をテストし、不確実性が増加するにつれて対数正規形の特徴が減少することを発見しました。さらに、これらの明らかな非リピーターの光度を、以前に観察された10個の繰り返しFRBの光度と比較し、DMが低い場合、非リピーターの平均光度がリピーターの平均光度の2倍である異なる対数正規分布に属していることに注意してください。.したがって、2つの異なる対数正規分布から、FRBの異なるメカニズムが暗示される可能性があります。
陽子シンクロトロン GRB 190114C の超高エネルギー放出の起源
ここでは、X線スペクトルが電子シンクロトロン放出によって説明される一方で、エネルギーバンド$0.2-1$TeVでのGRB190114C残光のMAGIC観測を説明する陽子シンクロトロンモデルを考えます。粒子加速プロセスの不確実性を考慮して、モデルのいくつかのバリエーションを検討し、それらすべてがデータと非常によく一致することを示します。不確かなモデルパラメーターの値は妥当であることがわかります:爆発エネルギー$\sim10^{54.5}$erg、周囲密度$\sim10-100{\rmcm^{-3}}$、電子の割合/陽子は、数パーセントの高エネルギーべき法則まで加速されました。これらの値はすべて、観測されたTeVおよびX線フラックスから直接導出されます。それらは、電波からX線までのすべての帯域における後期データと、粒子加速の数値モデルの両方と一致しています。したがって、我々の結果は、陽子シンクロトロン放出がアフターグロー段階でのGRBの高エネルギー観測との関連性を示しています。
$\textit{AstroSat}$ を使用した複数の光度状態における Cen X-3 のタイミングとスペクトルの研究
| Title |
Timing_and_spectral_studies_of_Cen_X-3_in_multiple_luminosity_states_using_$\textit{AstroSat}$ |
| Authors |
Ritesh_Bachhar,_Gayathri_Raman,_Varun_Bhalerao,_Dipankar_Bhattacharya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02389 |
$\textit{AstroSat}$に搭載された大面積X線比例計数管(LAXPC)を使用して実行された観測の助けを借りて、HMXBパルサー、CenX-3のタイミングおよびスペクトル解析の結果を提示します。分析の一環として、2つの大きく異なる強度状態をカバーする4つの異なる観測期間中にソースプロパティをサンプリングしました。タイミングの解を取得し、これらの観測エポックに対応するスピンおよび軌道パラメーターの正確な測定値を報告します。2つの強度状態の間のパルスプロファイルは、1か月の期間内で劇的に変化する形状を明らかにします。低強度状態のCenX-3について、0.026$\pm$0.001Hzで準周期振動(QPO)の最低測定周波数の1つを検出したことを報告します。また、パワー密度スペクトルには、相関する周期的および非周期的なノイズ成分があります。さらに、位相平均化およびパルス位相分解スペクトル研究を実施しました。ここで、最適な連続体スペクトルは、吸収された補償モデルと黒体によって適切に記述されることがわかりました。CenX-3は、両方の強度状態で$\sim$28keVCRSF吸収線と$\sim$6.6keVFe輝線の存在を示しました。CenX-3の1か月の期間内の線形成領域と降着モードの大幅な変動により、CenX-3は非常に動的な永続連星になります。
DAWES レビュー 10: 銀河調査の分析に対するディープラーニングの影響
| Title |
The_DAWES_review_10:_The_impact_of_deep_learning_for_the_analysis_of_galaxy_surveys |
| Authors |
Marc_Huertas-Company_and_Fran\c{c}ois_Lanusse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01813 |
現代の銀河調査によって提供されるデータの量と複雑さは、過去数年間で着実に増加しています。これらの大規模でマルチモーダルなデータセットから首尾一貫した科学的情報を抽出することは未解決の問題であり、ディープラーニングなどのデータ駆動型アプローチは、いくつかの長期にわたる課題に対する潜在的に強力なソリューションとして急速に浮上しています。この熱意は、ニューラルネットワークを使用した前例のない指数関数的成長に反映されています。深層学習に言及した天文学の最初の論文が発表されてから5年が経ちましたが、この分野におけるこの新しい技術の実際の影響と、新しい技術の規模と複雑さによって提起された主要な課題を解決する可能性を検討するのは、時宜を得たものであると考えています。データセット。このレビューでは、これまでに登場した銀河調査のためのディープラーニングの主なアプリケーションを要約することを最初の目的としています。次に、主な成果と得られた教訓を抽出し、重要な未解決の問題と制限を強調します。全体として、最先端の深層学習手法は、これらの手法の民主化を反映して、天文学コミュニティによって急速に採用されています。最新の深層学習を使用した研究の大部分は、コンピュータービジョンタスクに向けられていることを示しています。これは、深層学習がこれまでに最も重要なブレークスルーをもたらしたアプリケーションの領域でもあります。アプリケーションがより多様化し、深層学習が銀河の特性の推定、異常値の特定、または宇宙モデルの制約に使用されていることを報告します。これらの作品のほとんどは、探索的レベルのままです。将来の調査の処理における深層学習の展開の次の段階に進む前に、いくつかの一般的な課題に対処する必要がある可能性が最も高いでしょう。例えば不確実性の定量化、解釈可能性、データのラベル付け、および天文学の一般的な実践を構成するシミュレーションによるトレーニングからのドメインシフトの問題。
高解像度分光データをモデル化するための解釈可能な機械学習フレームワーク
| Title |
An_Interpretable_Machine_Learning_Framework_for_Modeling_High-Resolution_Spectroscopic_Data |
| Authors |
Michael_A._Gully-Santiago_and_Caroline_V._Morley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01827 |
エシェルスペクトルを合成モデルと比較することは、1万を超える個々のスペクトル線が典型的なクールスターのエシェルスペクトルに影響を与えるため、計算統計上の課題となっています。テルリックアーティファクト、不完全なラインリスト、不正確な連続体配置、および柔軟性のないモデルは、これらの情報が豊富なデータセットの科学的約束を挫折させます。ここでは、これらの課題やその他の課題に対処する、解釈可能な機械学習フレームワーク「blas\'e」を紹介します。半経験的アプローチは、「転移学習」と見なすことができます。最初に、ノイズのない事前計算された合成スペクトルモデルでモデルを事前トレーニングし、次に、観測されたスペクトルへのスペクトル全体のフィッティングから線の深さと幅の修正を学習します。自動微分可能なモデルは、最新のディープラーニングとニューラルネットワークを強化する基本的なアルゴリズムである逆伝播を採用しています。ただし、ここでは、40,000以上のパラメーターが、振幅、幅、位置、形状などの物理的に解釈可能なラインプロファイルのプロパティに加えて、半径方向の速度と回転の広がりを象徴しています。このハイブリッドデータ/モデル駆動型フレームワークにより、恒星線とテルル線の同時モデリングが可能になり、近赤外線における有害なテルル汚染を軽減するための潜在的に変革的な一歩となります。blas\'eアプローチは、デコンボリューションツールと半経験的モデルの両方として機能します。汎用足場は、精密な動径速度、ドップラーイメージング、化学存在量、リモートセンシングなど、多くの科学的アプリケーションに拡張できる可能性があります。そのスパースマトリックスアーキテクチャとGPUアクセラレーションにより、blas\'eは高速になります。オープンソースのPyTorchベースのコードには、チュートリアル、アプリケーションプログラミングインターフェイス(API)のドキュメントなどが含まれています。ツールが既存のPython分光法エコシステムにどのように適合するかを示し、さまざまな天体物理学アプリケーションを示し、制限と将来の拡張について説明します。
「地に足のついた」ウクライナにおける未確認の空中現象の限界 (arXiv:2208.11215 に関するコメント)
ウクライナの未確認空中現象(UAP)に関する天文学者による最近の報告(arXiv:2208.11215)は、最大10～12kmの距離を最大15km/sの速度で移動する、サイズ3～12メートルの暗い幻の物体を示唆しています。発光なし。そのような物体と周囲の空気との摩擦が明るい光の火の玉を生成したことを示しています。推定距離を10分の1に短縮することは、砲弾のサイズと速度と完全に一致します。
HARMONI at ELT: 高コントラスト モジュール用のゼルニケ波面センサー -- 現実的な観察条件でのテストベッドの結果
| Title |
HARMONI_at_ELT:_A_Zernike_wavefront_sensor_for_the_high-contrast_module_--_Testbed_results_with_realistic_observation_conditions |
| Authors |
Adrien_Hours,_Alexis_Carlotti,_David_Mouillet,_Alain_Delboulb\'e,_Sylvain_Guieu,_Laurent_Jocou,_Thibaut_Moulin,_Fabrice_Pancher,_Patrick_Rabou,_Elodie_Choquet,_Kjetil_Dohlen,_Jean-Fran\c{c}ois_Sauvage_and_Mamadou_N'Diaye |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02115 |
ELT-HARMONIは、ELT向けの初の可視光および近赤外積分視野分光器(IFS)です。450nmから2450nmの広いスペクトル範囲をカバーし、分解能は3500から18000で、空間サンプリングは60masから4masです。SCAO(ハイコントラスト機能を含む)とLTAOの2つの適応光学モード、またはNOAOで動作します。プロジェクトは、最終設計レビューの準備をしています。ハイコントラストモジュール(HCM)により、HARMONIは主星より最大100万倍暗い系外惑星の直接画像化とスペクトル分析を実行できます。準静的な収差は制限要因であり、指定されたコントラストに到達するには、できるだけ焦点面マスクに近づけてキャリブレーションする必要があります。この目的のために、超低レベル微分収差(ZELDA)用のゼルニケセンサーが、0.1Hz周波数でのリアルタイムおよび閉ループ操作で使用されます。Shack-Hartmannとは異なり、ZELDA波面センサーは島や低風の影響に敏感です。ZELDAセンサーはすでにVLT-SPHEREでテストされており、他の機器で使用される予定です。私たちの目的は、このセンサーをHARMONIの特定のケースに適合させることです。ZELDAのプロトタイプは、IPAGでシミュレートされ、実験的にテストされています。そのナノメートル精度は、2020年に、ゆっくりと進化する波面誤差が小さく、分散や乱流の残留がない場合に初めて確認されました。この実験に基づいて、残留物、中心ずれ、分散、感度などを含む現実的な動作条件下でのセンサーの性能に対処します。大気屈折残留物はプリズムの使用によって導入され、乱流は空間光変調器によって導入されました。これは、HARMONIで期待される観察条件で閉ループ内の波面残留を最小限に抑えるためにも使用されます。
地上ベースの CMB マップ作成における大規模な電力損失
CMBマップ作成は、データモデルに依存してスカイマップを解決します。データモデルが信号の完全な動作をキャプチャできない場合、このプロセスはバイアスに対して脆弱です。私は、この偏りが空のコントラストの高い領域での小規模な効果に限定されているだけでなく、現実的な条件と仮定の下でマップの大規模な$\mathcal{O}(1)$電力損失として現れる可能性があることを示しています地上のCMB望遠鏡用。このバイアスは、明示的にモデル化されていないシミュレーションベースのテストでは見えないため、簡単に見逃すことができます。サブピクセルエラーの一般的なケースをより詳細に調査し、双一次ポインティングマトリックスを使用してモデルエラーのこの特殊なケースを排除できることを示します。最後に、一般的なケースでの大規模なモデルエラーバイアスの存在をテストするための簡単な方法を提供します。
CASA on the fringe -- CASA の VLBI 処理機能の開発
| Title |
CASA_on_the_fringe_--_Development_of_VLBI_processing_capabilities_for_CASA |
| Authors |
Ilse_M._van_Bemmel,_Mark_Kettenis,_Des_Small,_Michael_Janssen,_George_A._Moellenbrock,_Dirk_Petry,_Ciriaco_Goddi,_Justin_D._Linford,_Kazi_L.J._Rygl,_Elisabetta_Liuzzo,_Benito_Marcote,_Olga_S._Bayandina,_Neal_Schweigart,_Marjolein_Verkouter,_Aard_Keimpema,_Arpad_Szomoru,_Huib_Jan_van_Langevelde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02275 |
VeryLongBaselineInterferometry(VLBI)データを処理する新しい機能がCASAパッケージに実装されました。これには、フリンジフィッティングとVLBI固有の振幅キャリブレーションステップを処理する2つの新しいタスクが含まれます。既存のタスクは、VLBI可視性データとキャリブレーションメタデータを適切に処理するように調整されています。これらの更新により、CASAでVLBI連続体とスペクトル線観測を処理できるようになりました。この記事では、開発と実装について説明し、CASAでヨーロッパVLBIネットワークまたは非常に長い基線配列データを調整する際のワークフローの概要を示します。CASAVLBI機能は、EventHorizonTelescopeのデータ処理の一部としてすでに広範囲に検証されていますが、このホワイトペーパーでは、CASAとAIPSで処理された同じデータセットの結果を比較します。2つのパッケージで同じ結果が得られ、単一コアの処理時間についてはAIPSに匹敵することはできませんが、場合によってはCASAのパフォーマンスが向上すると結論付けています。CASAの新機能により、パイプラインまたはJupyterノートブックの開発が容易になり、VLBIデータ処理がアクセシビリティ、再現性、および再利用性の現在の標準にまで引き上げられます。
CASA、電波天文学用の共通天文学ソフトウェア アプリケーション
| Title |
CASA,_the_Common_Astronomy_Software_Applications_for_Radio_Astronomy |
| Authors |
THE_CASA_TEAM,_Ben_Bean_(1),_Sanjay_Bhatnagar_(2),_Sandra_Castro_(3),_Jennifer_Donovan_Meyer_(4),_Bjorn_Emonts_(4),_Enrique_Garcia_(3),_Robert_Garwood_(4),_Kumar_Golap_(2),_Justo_Gonzalez_Villalba_(3),_Pamela_Harris_(2),_Yohei_Hayashi_(5),_Josh_Hoskins_(4),_Mingyu_Hsieh_(2),_Preshanth_Jagannathan_(2),_Wataru_Kawasaki_(5),_Aard_Keimpema_(6),_Mark_Kettenis_(6),_Jorge_Lopez_(4),_Joshua_Marvil_(2),_Joseph_Masters_(4),_Andrew_McNichols_(4),_David_Mehringer_(4),_Renaud_Miel_(5),_George_Moellenbrock_(2),_Federico_Montesino_(3),_Takeshi_Nakazato_(5),_Juergen_Ott_(2),_Dirk_Petry_(3),_Martin_Pokorny_(2),_Ryan_Raba_(4),_Urvashi_Rau_(2),_Darrell_Schiebel_(4),_Neal_Schweighart_(4),_Srikrishna_Sekhar_(7,2),_Kazuhiko_Shimada_(5),_Des_Small_(6),_Jan-Willem_Steeb_(4),_Kanako_Sugimoto_(5),_Ville_Suoranta_(4),_Takahiro_Tsutsumi_(2),_Ilse_M._van_Bemmel_(6),_Marjolein_Verkouter_(6),_Akeem_Wells_(4),_Wei_Xiong_(1),_Arpad_Szomoru_(6),_Morgan_Griffith_(4),_Brian_Glendenning_(2),_and_Jeff_Kern_(4)_((1)_NRAO_Albuquerque,_(2)_NRAO_Socorro,_(3)_ESO,_(4)_NRAO_Charlottesville,_(5)_NAOJ,_(6)_JIVE,_(7)_IDIA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02276 |
CommonAstronomySoftwareApplicationsであるCASAは、AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray(ALMA)およびKarlG.JanskyVeryLargeArray(VLA)の主要なデータ処理ソフトウェアであり、他の電波望遠鏡にも頻繁に使用されています。CASAソフトウェアは、単一皿、開口合成、および超長基線干渉計(VLBI)望遠鏡からのデータを処理できます。そのコア機能の1つは、ALMA、VLA、VLAスカイサーベイ(VLASS)、および野辺山45m望遠鏡のキャリブレーションおよびイメージングパイプラインをサポートすることです。このホワイトペーパーでは、CASAソフトウェアの基本構造の概要と、CASAでの天文電波データのキャリブレーションと画像化の手順について説明します。CASAは、国立電波天文台(NRAO)、ヨーロッパ南天天文台(ESO)、国立天文台(NAOJ)、およびVLBI欧州共同研究所に拠点を置く科学者とソフトウェアエンジニアの国際コンソーシアムによって開発されています。NRAOの指導の下、インフラストラクチャコンソーシアム(JIV-ERIC)。
開口合成データのイメージングへのベイジアン統計アプローチ: RESOLVE と ALMA の出会い
| Title |
Bayesian_statistics_approach_to_imaging_of_aperture_synthesis_data:_RESOLVE_meets_ALMA |
| Authors |
{\L}ukasz_Tychoniec,_Fabrizia_Guglielmetti,_Philipp_Arras,_Torsten_En{\ss}lin,_Eric_Villard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02408 |
AtacamaLargeMillimeter/SubmillimeterArray(ALMA)は現在、観測天体物理学に革命を起こしています。開口合成技術は、従来の単一開口望遠鏡では達成できない角度分解能を提供します。ただし、本質的にアンダーサンプリングされたデータから画像を復元するのは困難な作業です。CLEANアルゴリズムは、成功と信頼性が証明されており、干渉観測のイメージングに一般的に使用されています。ただし、制限がないわけではありません。CLEANの中心となる点源の仮定は、ALMAによって回収された分子ガスの拡張構造には最適ではありません。さらに、CLEANで回復される負のフラックスは物理的なものではありません。これにより、特定の科学ケースにより適した代替案を探す必要があります。ベイジアン推論技術、すなわちRESOLVEアルゴリズムを使用したALMAデータのイメージングにおける最近の開発を紹介します。このアルゴリズムは、情報場理論\cite{Ensslin2013}に基づいており、VeryLargeArrayデータのイメージングにすでに成功裏に適用されています。CLEANとRESOLVEの両方の既知の空の信号を回復する能力を比較し、ALMA観測データのシミュレーターと畳み込み、一連の実際のALMA観測で問題を調査します。
密集した $\mathbf{0.1 M_{\rm \odot}}$ 星が 51 分の公転周期で連星を食っている
| Title |
A_dense_$\mathbf{0.1_M_{\rm_\odot}}$_star_in_a_51-minute_orbital_period_eclipsing_binary |
| Authors |
Kevin_B._Burdge,_Kareem_El-Badry,_Thomas_R._Marsh,_Saul_Rappaport,_Warren_R._Brown,_Ilaria_Caiazzo,_Deepto_Chakrabarty,_V._S._Dhillon,_Jim_Fuller,_Boris_T._G\"ansicke,_Matthew_J._Graham,_Erin_Kara,_S._R._Kulkarni,_S._P._Littlefair,_Przemek_Mr\'oz,_Pablo_Rodr\'iguez-Gil,_Jan_van_Roestel,_Robert_A._Simcoe,_Eric_C._Bellm,_Andrew_J._Drake,_Richard_G._Dekany,_Steven_L._Groom,_Russ_R._Laher,_Frank_J._Masci,_Reed_Riddle,_Roger_M._Smith,_Thomas_A._Prince |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01809 |
白色矮星が水素に富む星から降着している1,000以上の知られている大変動変光星(CV)の中で、公転周期が75分を下回るものは12個だけです。これらの短い期間を達成する1つの方法は、ドナー星が白色矮星と相互作用する前に実質的な核進化を経ていることを必要とし、これらの天体はヘリウム降着に移行すると予想されます。これらの移行CVは、ヘリウムCVの前駆体として提案されています。しかし、既知の遷移CVは、ヘリウムCV集団のほとんどを説明するのに十分短い軌道周期に達するとは予想されておらず、この進化経路の役割は不明のままです。ここでは、51分の軌道周期であるZTFJ1813+4251の観測結果を報告します。これは、太陽の温度に匹敵する温度を持つが、ヘリウムが豊富な組成のために100倍の密度を持つ星で構成される完全に食の連星系であり、上に降着します。白色矮星。位相分解スペクトル、マルチバンド光度曲線、および広帯域スペクトルエネルギー分布により、両方の成分の質量、半径、および温度に関する正確で堅牢な制約を得ることができます。進化的モデリングは、ZTFJ1813+4251がヘリウムCV連星になる運命にあることを示しており、20分未満で軌道周期に達し、ZTFJ1813+4251をヘリウムCV連星と水素に富むCVとの間のこれまで欠けていたリンクにします。
EUV スペクトル線に対するナノフレア フローの影響
コロナ加熱のナノフレアモデルは、単一のフレームワーク内で、現在の機器の解像度で利用可能なコロナ観測の多様なセットを説明する最も成功したシナリオの1つです。このモデルは、対流運動による光球のフットポイントの変位によって絡み合ったりねじれたりする基本的な磁気ストランドによってコロナ構造が形成されるという考えに基づいています。これらの変位は、隣接するストランド間に磁気応力を注入し、電流シートの形成、再接続、プラズマ加熱、およびおそらく粒子の加速も促進します。他の機能の中でも、このモデルは、さまざまな温度でプラズマ流が遍在することを予測しています。これらの流れは、原則として、ドップラーシフト、線の非対称性、および非熱的な広がりの形で、観測されたスペクトル線に測定可能な影響を与えるはずです。この作業では、以前の作業で開発された2次元セルオートマトンモデル(2DCAM)を、ループのエンタルピーベースの熱進化(EBTEL)モデルと組み合わせて使用し、一連の既知のEUVスペクトル線に対するナノフレア加熱の影響を分析します。.異なる温度、密度、速度でのプラズマからの放出の複雑な組み合わせが、未解決のストランドを同時に進化させることで、構築された合成ラインに、ドップラーシフトや最大数十kmsの非熱速度などの特徴的な特性が生成されることがわかりました。$^{-1}$分析されたより高い温度の場合。私たちの結果は、特に5～10MKの温度範囲でプラズマを診断するように設計された新世代の提案された機器に関して、将来のモデリングと観察を導くのに役立つ可能性があります。
モード混合と回転分割: I. 近縮退効果の再検討
| Title |
Mode_Mixing_and_Rotational_Splittings:_I._Near-Degeneracy_Effects_Revisited |
| Authors |
J._M._Joel_Ong_and_Lisa_Bugnet_and_Sarbani_Basu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01928 |
回転は通常、純粋なpモードとgモードの回転多重線への厳密に対称な回転分割を引き起こすと想定されています。ただし、混合モードを示す進化した星の場合、異なる多重項成分間の回避された交差は、特に概念上の純粋なpモードが純粋なgモードと偶然に共鳴する、縮退に近い混合モードのペアの場合、非対称回転分裂をもたらすことが知られています。これらの縮退に近い効果は準巨星で説明されていますが、赤色巨星の内部回転の特徴付けに対するそれらの結果は、理論的な扱いにくさのせいで、これまで詳細に調査されていませんでした。これらの近共振現象を研究するために、混合モード結合の解析理論の新しい展開を採用しています。最もp支配的な混合モードの近くでは、純粋な回転分裂による縮退に近い固有の非対称性が星の進化の過程で劇的に増加し、モード混合分率$\zeta$に強く依存します。また、回転の線形処理は、これらの回避された交差を受ける結果の混合モードではなくても、根底にあるpモードとgモードを記述するために実行可能であることもわかります。磁場診断として提案されている非対称混合モード分割の潜在的な測定値に対する観測結果を調査します。最後に、これらの混合モード結合効果を考慮しながら、基礎となるp/gモードに対する回転効果の線形性を利用して、回転特性評価のための改善された測定技術を提案します。
3-6GHzでシベリア電波ヘリオグラフ(SRH)で得られた空間的に分解された振動源の最初の観測を提示します。AR12833から放出される約3分、5分、および13分の周期の大きなフラックス振動を発見しました。3分間の周期性は、より高い周波数で支配的です。振動の見かけのレベルは、ディスク上のアクティブな領域の位置に依存し、手足に向かって縮小することがわかりました。振動は、2021年6月19日の1時間間隔で詳細に調査されました。3分間の振動の発生源は影の上にあり、その放射は異常に偏光していることがわかりました。5分間と13分間の周期は、2.8GHzまでの低周波数での放射で明らかになりました。5分の周期性を持つソースは、影と半影の境界付近と細孔領域にありました。3.1GHzと4.7GHzでは、13分間振動するソースの位置が異なります。171Aと304Aでは、電波とUVの振動源の空間位置に一貫性があることがわかりました。2つの範囲のシグナルには有意な相関関係があります。マイクロ波振動間の時間遅延は、周波数が減少するにつれて増加します。これは、周期的な擾乱の上方への伝播によって説明できます。振動源の局在化は、おそらく、異なる高さで異なる波のカットオフ周波数を持つ磁気構造に関連しています。得られた結果は、SRHが3～6GHz帯域の強度チャネルと偏光チャネルの振動の空間分解観測を提供できることを示しています。
巨星の星震質量と半径推定値の精度の確立 III. KIC4054905、2 つの 10 Gyr の厚さの円盤 RGB 星を持つ日食連星
| Title |
Establishing_the_accuracy_of_asteroseismic_mass_and_radius_estimates_of_giant_stars_III._KIC4054905,_an_eclipsing_binary_with_two_10_Gyr_thick_disk_RGB_stars |
| Authors |
K._Brogaard,_T._Arentoft,_D._Slumstrup,_F._Grundahl,_M._N._Lund,_L._Arndt,_S._Grund,_J._Rudrasingam,_A._Theil,_K._Christensen,_M._Sejersen,_F._Vorgod,_L._Salmonsen,_L._{\O}rtoft_Endelt,_S._Dainese,_S._Frandsen,_A._Miglio,_J._Tayar,_and_D._Huber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02059 |
振動する巨星成分を伴う日食連星は、正確な恒星パラメータを導出し、星震法をテストおよび較正することを可能にします。この目的のためには、まず適切なシステムを特定し、次に正確かつ正確に測定する必要があります。KIC4054905はそのようなシステムの1つであり、特定されていますが、測定精度が比較的低く、そのパラメーターと進化の状態に関する混乱が見られます。私たちの目的は、システムの詳細かつ正確な特徴付けを提供し、星震学的スケーリング関係をテストすることです。KIC4054905の動的パラメーターと星震動パラメーターは、ケプラー測光法と北欧光学望遠鏡のFIESからのマルチエポック高解像度スペクトルから決定されました。KIC4054905は厚い円盤に属し、質量が0.95$M_{\odot}$で年齢が$9.9\pm0.6$Gyrである2つの下部赤色巨星分枝(RGB)成分で構成されていることがわかった。最も進化した星は、太陽のような振動を示します。これは、星がRGBに属していることを示唆しており、半径によってもサポートされています。これは、この質量と金属量の赤い塊の段階よりも大幅に小さいです。RGB位相が仮定されている場合、修正された星震スケーリング関係からの質量と半径は、動的値と完全に一致させることができますが、最適なスケーリング方法は特定できませんでした。動的質量と半径を1.0%を超える精度で測定しました。以前の発見とは異なり、システムの進化的性質は、年齢が10Gyrに近い2つの初期のRGB星の性質であることが確固として確立されています。金属量と銀河速度は、この系が天の川の厚い円盤に属していることを示唆しています。KIC4054905の動的パラメータとアステロ地震パラメータ間の一致を調査します。一貫した解決策が存在しますが、アステロ地震法の精度を確立するために、より多くのシステムを分析する必要性が続いています。
セファイド期のキャリブレーション - 銀河散開星団セファイドを使用したガイア バンドの Wesenheit 関係
| Title |
Calibrating_the_Cepheid_Period--Wesenheit_Relation_in_the_Gaia_Bands_using_Galactic_Open_Cluster_Cepheids |
| Authors |
Zehao_Lin,_Ye_Xu,_Chaojie_Hao,_Dejian_Liu,_Yingjie_Li,_and_Shuaibo_Bian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02086 |
周期とヴェーゼンハイトの関係を確立するには、古典的なセファイド(DCEP)の独立した正確な距離測定が必要です。関連する散開星団によって提供される正確な距離は、DCEPの周期とヴェーゼンハイトの関係を個別に調整します。散開星団に関連する51のDCEPは、5次元の天文情報の制約を使用してコンパイルされます。GaiaDR3視差を直接使用することにより、Gaia$G$バンドの周期-ヴェーゼンハイト関係は$W_G=(-3.06\pm0.11)\logP+(-2.96\pm0.10)$として較正されます。DCEP視差を直接採用したり、距離係数を使用して得られた結果と比較して、クラスター平均視差に基づくWesenheitマグニチュードは、周期とより密接な関係を示します。さらに、観測された遠くのOC-DCEPのWesenheit絶対等級とそれらの適合等級の間には系統的なオフセットがあります。視差ゼロ点補正を考慮した後、体系的なオフセットを減らすことができ、おそらくより良いPW関係$W_G=(-2.94\pm0.12)\logP+(-2.93\pm0.11)$が得られます。
SIR-HUXt -- CME 時間延長プロファイルを同化するための粒子フィルター データ同化スキーム
| Title |
SIR-HUXt_--_a_particle_filter_data_assimilation_scheme_for_assimilating_CME_time-elongation_profiles |
| Authors |
Luke_Barnard,_Mathew_Owens,_Chris_Scott,_Matthew_Lang,_Mike_Lockwood |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02122 |
SIR-HUXtの開発、シーケンシャルインプリメンテーションリサンプリング(SIR)データ同化スキームとHUXt太陽風モデルの統合を紹介します。SIR-HUXtは、STEREO、パーカーソーラープローブ、およびソーラーオービターミッションによって返された太陽圏イメージャーデータから通常抽出されるものなど、下部太陽圏のCME前線の時間延長プロファイルを同化するように設計されています。観測システムシミュレーション実験を使用して、CMEが観測されたCMEの平均速度と幅で初期化される、均一な周囲太陽風を流れる完全に地球指向のCMEの単純な合成CMEシナリオのSIR-HUXtのパフォーマンスを調べます。これらの実験は、ESAの将来のVigil宇宙天気モニターが運用宇宙天気予報のために太陽圏イメージャーデータを返すL5ポイントにまたがる、地球の後方20度から90度までの範囲の観測者の位置に対して実行されます。SIR-HUXtがCMEの速度を制限するのにうまく機能し、CMEの経度を制限するのにある程度成功していることを示します。CME幅は、SIR-HUXt同化によってほとんど制約されず、これがこの特定のCMEシナリオによるものなのか、それとも時間延長プロファイルの同化の一般的な特徴なのかを判断するには、さらに実験が必要です。ランクヒストグラムは、SIR-HUXtアンサンブルが適切に調整されていることを示唆しており、偏りや過小分散の明確な兆候はありません。CMEの初期速度に対する制約の改善は、CMEの地球への通過時間と到着速度の改善に直接つながります。L5領域のオブザーバーの場合、SIR-HUXtはCME通過時間の不確実性を69%削減し、到着速度の不確実性を63%削減しました。これは、SIR-HUXtがHUXtシミュレーションの実世界の表現性を改善する可能性があることを示唆しており、したがって、CME到着時間のハインドキャストと予測の不確実性を減らす可能性があります。
LOFAR を使用した新しい惑星間シンチレーション可視化の適用: 2017 年 9 月のマージされた CME のケーススタディ
| Title |
Application_of_Novel_Interplanetary_Scintillation_Visualisations_using_LOFAR:_A_Case_Study_of_Merged_CMEs_from_September_2017 |
| Authors |
R.A._Fallows,_K._Iwai,_B.V._Jackson,_P._Zhang,_M.M._Bisi,_P._Zucca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02135 |
惑星間シンチレーション(IPS-太陽風の密度変化によるコンパクトな電波源のシンチレーション)の観測により、太陽風の速度を決定し、内太陽圏全体でその体積密度を推定することができます。低周波アレイ(LOFAR-オランダを中心にヨーロッパ全体にステーションを持つ電波望遠鏡)を使用した一連の観測は、Xクラスフレアに続いて太陽から発射された超高速CMEの通過を観測するためにこの技術を使用して行われました。2017年9月10日。LOFARは、30時間以上にわたって太陽から82度の離角で強力な電波源3C147を観測し、速度が900km/sまで大幅に増加し、その後2時間後に速度が大幅に増加したことを観測しました。密度の強い増加として解釈されるシンチレーションのレベル。速度と密度の両方が、観測期間を超えて7時間以上にわたって増加したままでした。これらのデータをさらに分析すると、LOFARなどのユニークな機器でのみ利用可能な高度なIPS技術を使用して、CMEの通過による磁場回転のビューが示されます。
太陽から地球への磁束とヘリシティの追跡 -- 磁気雲とその太陽源のマルチ宇宙船解析
| Title |
Tracking_magnetic_flux_and_helicity_from_Sun_to_Earth_--_Multi-spacecraft_analysis_of_a_magnetic_cloud_and_its_solar_source |
| Authors |
J._K._Thalmann_and_M._Dumbovic_and_K._Dissauer_and_T._Podladchikova_and_G._Chikunova_and_M._Temmer_and_E._Dickson_and_A._M._Veronig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02228 |
惑星間空間における磁場に関連する量、特に磁束とヘリシティの動的進化をよりよく理解するために、太陽の噴火イベントによって引き起こされる一連の影響を完全に分析します。2021年11月1日と11月2日にNOAA活動領域(AR)12891で発生した一連の関連イベント(限定されたC4.5フレア、フレアのないフィラメント噴火、ダブルピークMクラスフレア)を調査します。立体視と非線形力のない（NLFF）磁場モデリングを使用してAR12891の磁気構造を推測し、コロナフラックスロープを特定し、その軸方向フラックスとヘリシティを推定できるようにします。さらに、リモートセンシング画像からのフレアリボンとコロナ調光シグネチャに基づいてリコネクションフラックスを計算します。関連する磁気雲(MC)の対応する量と比較すると、関連する惑星間コロナ質量放出(ICME)の進化に関する結論を導き出すことができます。後者は、幾何学的フィッティング技術(段階的円筒シェルモデリング;GCS)と惑星間伝播モデル(ドラッグベースのアンサンブルモデリング;DBEM)をICMEに適用することで支援されます。NLFFモデリングは、ホストARの磁気構造が、左手系(負のヘリシティ)のせん断されたアーケード/フラックスロープの形をしていることを示唆しており、対応する立体視推定と密接に一致して、光球レベルから8～10mmの高度に達しています。GCSおよびDBEMモデリングから明らかになったのは、放出されたフラックスロープが惑星間空間を自己相似的に拡大して伝播したことです。太陽源領域での磁気リコネクションによって処理された磁束とヘリシティの比較と、MCのそれぞれの収支は、噴火前の収支も関連しているように見えますが、噴火プロセスからのかなりの寄与を示しています。
Lazarus Stars: スターリフティングによる恒星進化の数値的調査
| Title |
Lazarus_Stars:_Numerical_investigations_of_stellar_evolution_with_star-lifting |
| Authors |
Matthew_Scoggins,_David_Kipping |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02338 |
太陽の老化と漸進的な明るさは、今後数十億年で地球の居住可能性に挑戦するでしょう。生命が宇宙の他の場所に存在する場合、それらの主星の老化は同様に実存的な脅威をもたらします。私たちがラザロ星と名付けたこの脅威に対する1つの解決策は、高度な文明が光度の増加を相殺する速度でホスト星から質量を除去（または「スターリフト」）し、居住可能な惑星のフラックスを維持することです。(s)恒星の寿命を一定に延ばします。このアイデアは、Criswellによって最初に提案された1985年から存在していましたが、スターリフティングの数値的調査は欠けていました。ここでは、MIST進化トラックを使用して、質量対年齢、および初期質量が$0.15{-}1.3{\rmM}_{\odot}$の範囲の$\dot{M}$対年齢の関係を見つけます。スターリフティングの2つの異なる実装、等光度と等放射照度に対してこれを行います。どちらも居住可能な惑星への入射フラックスを一定に保ちますが、前者は軌道半径を一定に保ち、後者は軌道半径の変化を説明します。これらのラザロ星の2つの異なる行動を明らかにします。最初に${\sim}0.3{\rmM}_{\odot}$未満のほとんどの星では、質量が0.1${\rmM}_{\odot}$に達するまで寿命を徐々に延ばすことができます。水素の燃焼限界に近づいています-何兆年もの寿命があります。対照的に、より大質量の星では、自然進化により、水素燃焼限界に達する前に主系列を離れます。たとえば、太陽には主系列の寿命があり、今日等光度(等放射照度)のスターリフティングを開始した場合、10(6)Gyrs増加する可能性があります。これには、年間${\sim}0.02{\rmM}_{\mathrm{Ceres}}$の大量損失率が必要です。スターリフティングを他の生存戦略と比較し、これらの人工星を検出する方法について簡単に説明します。
Gaia BP/RP スペクトルを用いた磁気化学特異星の検出
上部主系列の磁気化学特異性(mCP)星は、組織化された恒星磁場の存在下での回転、拡散、質量損失、降着、および脈動の影響を研究するのに最適です。したがって、多くの重要なモデルは、このスターグループでのみテストできます。このケーススタディでは、ガイアミッションの低解像度BP/RPスペクトルを使用して、mCP星の特徴的な520nmフラックスディプレッションを検出する可能性を調査します。これにより、増え続けるデータベースでこれらのオブジェクトを効果的に検索できるようになります。Deltaaphotometryのツールを使用して、1240の既知のmCPとバイナリを含む387の通常型オブジェクトの520nmフラックスの低下を追跡しました。この目的のために、フィルター曲線をBP/RPスペクトルで折り畳み、確立されたカラー-カラーダイアグラムを生成しました。mCP星と通常型の天体を区別することは明らかに可能です。B型とA型のオブジェクトの検出率はほぼ95\%です。その後、クーラータイプの星では低下します。これは、520nmのフラックスのくぼみのモデルと一致しています。BP/RPスペクトルは、mCP星を効率的に検索および検出するために明確に認定されています。
超大質量ブラックホール連星の合体は、銀河合体の結果の可能性として期待されていますが、これらの連星の詳細な進化経路と根底にあるメカニズムは、依然として大きな理論的不確実性にさらされています。この作業では、超大質量ブラックホール連星合体イベントの(将来の)重力波測定値を、大規模調査/宇宙論的シミュレーションからの銀河合体速度分布と組み合わせて、連星合体の遅延時間を次の関数として推測することを提案します。バイナリ質量。遅延時間は、さまざまな進化モデルの予測をテストするために使用できるバイナリ進化に関する重要な情報をエンコードします。超大質量ブラックホール連星合体イベントの模擬データセットを使用して、階層型ベイジアン推論で遅延時間の分布を推測し、ベイジアンモデル選択法で進化モデルをテストする方法について説明します。
バルクストロングマター: 三位一体
私たちの世界は、未知の暗黒物質と暗黒エネルギーが宇宙を支配しているにもかかわらず、正常ではあるが無視できるほど小さいバリオン部分(すなわち、原子)のおかげで素晴らしいです。安定した原子核は、その性質が基本的な強い相互作用によって支配されているため、単純に「強い物質」と呼ぶことができます。強い物質の他の形態はありますか？原子核は2フレーバー(つまり、価クォークのアップフレーバーとダウンフレーバー)の核子で構成されていますが、バリオン数が臨界値$A_を超える場合、バルクの強い物質は3フレーバー(ストレンジクォークの追加)になる可能性があると推測されます。{\rmc}$の場合、クォークはフリー(いわゆるストレンジクォーク物質)か、局所化された(ストレンジオンでは、「ストレンジ核子」を組み合わせて造られた)可能性があります。大量の強い物質は、コンパクトな星、宇宙線、さらには暗黒物質の形で現れる可能性があります.この三位一体については、この簡単なレビューで説明します。これは、特に重力波の発見後のマルチメッセンジャー天文学の時代において、今日の物理学に劇的な影響を与える可能性があります。
| Title |
Light_Dark_Matter_Accumulating_in_Terrestrial_Planets:_Nuclear_Scattering |
| Authors |
Joseph_Bramante,_Jason_Kumar,_Gopolang_Mohlabeng,_Nirmal_Raj,_Ningqiang_Song |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01812 |
天体における銀河暗黒物質の直接的な捕捉と蓄積は、原子核による散乱の結果として発生する可能性があります。この研究では、地球を例に取り、地球型惑星における暗黒物質の詳細な捕捉と蒸発を調査します。「光学的に厚い」限界と呼ばれる、地球が暗黒物質に対して不透明である可能性がある、強く相互作用するケースに焦点を当てます。私たちは、暗黒物質の捕捉中の「ピンポン効果」や暗黒物質の消滅による地球の加熱などの重要な動的プロセスに対処しながら、特に明るい暗黒物質を調査します。モンテカルロシミュレーションと詳細な解析計算を使用してこれを行い、スピン依存散乱とスピン非依存散乱の両方のダークマター直接検出の改善された境界を取得し、相互作用する種がサブコンポーネントを構成できるようにします暗黒物質の密度。
$f(R)$ の引力によるインフレーションのテーブルトップの可能性
ジョーダンフレームラグランジアン$f(R)$を使用した修正重力理論(MOG)の大規模なクラスが、アインシュタインフレームのヒルトップポテンシャルを持つスカラーフィールド(スカラロン)モデルに変換されることを示します。(この規則のまれな例外は、対応するスカラロンポテンシャルが$\phi>0$でプラトーのようなスタロビンスキーモデルによって提供されます)。ヒルトップ、または卓上。卓上型モデルにおけるインフレの進展は、CMBの観測結果と非常によく一致しています。したがって、テーブルトップポテンシャルは、MOGベースのインフレモデルの新しい魅力的なクラスを提供します。対照的に、単一の質量スケールを持つMOGモデルは、一般に急峻な丘の上のポテンシャルに対応し、CMBパワースペクトルを再現できません。ヒルトップ/テーブルトップモデルのインフレ進化は、観測可能な宇宙を表す小さな$R$で安定点に向かって、または大きな$R$で漸近領域に向かって、2つの代替方向に進むことができます。私たちが調べるMOGモデルには、スカラー曲率$R$の無限または大きな有限値で、重力が$G_{\rmeff}\to0$で漸近的に自由になるという事実を含む、いくつかの新しい特性があります。興味深いことに、大規模な$R$で漸近的に自由な重力領域に向かって進化する宇宙は、「ビッグリップ」特異点に遭遇するか、永遠に膨張します。
モデルに依存しない画像パラメーターを使用した、強くレンズ化された重力波の検出可能性
| Title |
Detectability_of_strongly_lensed_gravitational_waves_using_model-independent_image_parameters |
| Authors |
Saif_Ali,_Evangelos_Stoikos,_Evan_Meade,_Michael_Kesden,_Lindsay_King |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.01873 |
重力波(GW)の強い重力レンズ効果は、コンパクトな連星系からのGWが巨大な物体の近くを移動するときに発生します。レンズ化された信号とレンズ化されていないテンプレートとの間の不一致は、特定のGWイベントでレンズ化を識別できるかどうかを決定します。軸対称レンズモデルの場合、レンズ化された信号は、従来、レンズ質量$M_L$やソース位置$y$などのモデルに依存するレンズパラメータに関して計算されます。モデルに依存しない画像パラメーターの観点から、代わりにこの信号をパラメーター化することが有用であることを提案します:フラックス比$I$および画像間の時間遅延$\Deltat_d$。これらの画像パラメーターに対するレンズ信号の機能的依存性ははるかに単純であり、適度な信号対雑音比を持つイベントのデータ分析を容易にします。幾何光学近似では、$I$と$\Deltat_d$の制約を反転して、点質量(PM)と特異等温球(SIS)を含む任意のレンズモデルの$M_L$と$y$を制約することができます。検討。モデルに依存しない画像パラメーターを使用して、GW信号の重力レンズ効果の検出可能性を判断し、信号対雑音比$\rho$および総質量$M$のGWイベントの場合、レンズ効果は原則としてフラックスで識別可能であることを発見しました比率$I\gtrsim2\rho^{-2}$および時間遅延$\Deltat_d\gtrsimM^{-1}$。
薄い降着円盤を持つ球状ブラックホールの影を観測してそのパラメータを決定する
| Title |
Determining_parameters_of_a_spherical_black_hole_with_thin_accretion_disk_by_observing_its_shadow |
| Authors |
Kenta_Hioki_and_Umpei_Miyamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02164 |
幾何学的に薄い降着円盤に囲まれた、一般相対性理論における球対称ブラックホール(つまり、シュヴァルツシルトブラックホール)の古典的なシステムを再検討します。私たちの目的は、この系の3つのパラメータ(すなわち、ブラックホールの質量$M$、ブラックホールと観測者間の距離$r_o$、傾斜角$i$)を、降着円盤と天体の観測だけで決定できるかどうかを調べることです。ブラックホールの影。私たちの分析のポイントは、$r_o$を有限にできるようにすることです。これは、ほとんどの関連する研究では無限に設定されています。まず、影のサイズと形状から、いわゆる角重力半径$(r_o/M,i)$の値を決定できることを示します。次に、任意の独立した理論的または観測的アプローチによって降着率$\dot{M}$(resp.\mass$M$)をさらに知っている場合、$(M,r_o,i)$[resp.\$(\dot{M},r_o,i)$]原則として、降着円盤上の任意の点でのフラックスの値から縮退なし。
制御されていないロケットの再突入によって生じる不必要なリスク
2020年には、地球低軌道への打ち上げの60%以上で、1つまたは複数のロケット本体が軌道上に放棄され、最終的に制御不能な方法で地球に帰還しました。その際、質量の20～40%が大気圏再突入の熱を生き延びます。生き残った破片の多くは、陸上、海上、飛行機の中で、人に深刻な危険をもたらすほど重いものです。宇宙物体の再突入によるリスクの許容レベルについて、国際的なコンセンサスはありません。これは、2021年5月に20トンの長征5Bコアステージが制御不能な再突入を行ったときなど、論争の的となる場合があります。、人命への統計的脅威)宇宙オブジェクトの再突入からのしきい値。このしきい値は、急速に増加するロケット発射数の累積効果を無視していると主張します。また、ロケットステージが高密度都市や大型旅客機に衝突するなど、リスクが低く、結果が大きい結果にも対処できません。後者の場合、小さな破片でも何百人もの死傷者を出す可能性があります。これに加えて、遵守のコストが過度であると見なされる場合、しきい値は頻繁に無視または免除されます。1992年から2021年にかけて大気圏に再突入したロケット本体を分析し、関連する累積死傷者予想をモデル化します。次に、この傾向を近い将来(2022年から2032年)に推定し、制御されていないロケット本体の再突入による世界人口への潜在的なリスクをモデル化します。また、現在軌道上にあり、すぐに軌道から外れると予想されるロケット本体の数を分析したところ、リスク分布が赤道に近い緯度に大きく重み付けされていることがわかりました。これは、主要な宇宙飛行国がグローバル・サウスの国々に課している死傷者のリスクの不均衡な負担を表しています。
コロナルループにおける磁気リコネクションのパラダイムの判断
接続を変更する磁力線の従来のパラダイムは、磁力線の混乱を無視し、非常に大きな電流密度$j_{max}\proptoR_m$を必要とし、厚さ$1/R_m$の薄いシートを流れます。ここで、$R_m$は磁気です。レイノルズ数。一般的な自然進化が滑らかな磁場をそのような状態にするのに必要な時間は、めったに考慮されません。自然の進化は、一般に磁力線を無秩序にします。次に、進化に$\ln(R_m)$係数を掛けた時間スケールで磁力線接続の急速な変化が発生し、必要な最大電流密度は$\ln(R_m)$としてスケーリングされます。シミュレーションがカオスに基づく新しいパラダイムをサポートする場合でも、それらは古いパラダイムをサポートすると解釈されてきました。これがどのように起こり得るかは、パラダイム変化の受容に関するクーンの声明と、科学における真実の判断に関するポパーの見解に関するプラズマ物理学にとって重要な例です。
共線近似における超光速ニュートリノの崩壊
| Title |
Decay_of_superluminal_neutrinos_in_the_collinear_approximation |
| Authors |
J._M._Carmona,_J._L._Cort\'es,_J._J._Relancio,_M._A._Reyes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02222 |
ローレンツ不変性の違反により修正された粒子のエネルギー-運動量関係を伴う3体崩壊の運動学は、共線近似で詳細に提示されます。この結果は、電子-陽電子またはニュートリノ-反ニュートリノ対を生成する超光速ニュートリノの崩壊に適用されます。超光速ニュートリノの伝播で生成されるニュートリノのカスケードの研究に必要な、エネルギー分布の明示的な式が導出されます。
Quantum Oppenheimer-Snyder モデルと Swiss Cheese モデル
ループ量子宇宙論における量子Oppenheimer-Snyderモデルを考慮することにより、計量テンソルが適切に変形されたSchwarzschildテンソルである新しい量子ブラックホールモデルが導出されます。量子効果は、崩壊するダストボールによって生成されるブラックホールの質量の下限を意味します。事象の地平線が形成されるより大きな質量の場合、時空の最大拡張とその特性が調査されます。量子Oppenheimer-Snyderとは逆のシナリオを議論することにより、量子宇宙に囲まれた泡を持つ量子SwissCheeseモデルが得られます。このモデルは、ビッグバンがホワイトホールに関連しているブラックホール宇宙論または肥沃な宇宙に類似しています。したがって、私たちのモデルは、宇宙現象学への新しい窓を開きます。
初期宇宙では、他の場との結合がなくても、安定したスカラーが大量に生成される可能性があります。(大規模な)インフレーション中およびその後のそのようなスカラーの生成を研究し、それらの質量スケールに強い制約を取得します。量子重力によって誘発されたプランク抑制演算子は、暗い遺物の豊富さに重要な影響を与えます。対応するウィルソン係数が非常に小さい場合を除き、通常は暗状態の過剰生成につながります。量子重力理論が存在しない場合、そのような効果は制御不能であり、多くの非熱暗黒物質モデルの予測性に疑問が生じます。これらの考慮事項は、スカラー場が豊富な弦理論の構築に重要な意味を持つ可能性があります。
ロゴトロピック流体からのブラックホール熱力学
| Title |
Black_hole_thermodynamics_from_logotropic_fluids |
| Authors |
Salvatore_Capozziello,_Rocco_D'Agostino,_Alessio_Lapponi,_Orlando_Luongo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02431 |
負の宇宙定数を持つアインシュタインの場の方程式が、熱力学がロゴトロピック流体の熱力学と一致するブラックホール解を許容できることを示します。この目的のために、ロゴトロピック流体の一般化されたバージョンを表すアントン・シュミット状態方程式を採用します。したがって、アントンシュミット流体とロゴトロピック流体の両方の熱力学的特性を再現する、漸近的な反ドシッター計量を取得するための一般的な処理を提案します。したがって、適切な時空関数を構築し、事象の地平線を呼び出し、ゼロ、弱い、強い、および支配的なエネルギー条件を満たします。可能な追加のソリューションを検索するために、強いエネルギー条件をさらに緩和します。最後に、特定のクラスのメトリックに関連する光学特性について説明し、調査中の流体の時空関数と熱力学的量に応じて実効屈折率を構築する方法を示します。また、流体のない場合に関して考えられる逸脱を探ります。
