最先端の流体力学シミュレーションであるマグネティウムスイートを使用して、流域技術に基づいて宇宙空隙を特定し、質量とスケールのさまざまな解像度で最も基本的な特性を調査します。これには、ボイドのサイズ、形状、および内容の分布、ならびに冷たい暗黒物質の粒子とハローの分布によって追跡される半径方向の密度と速度のプロファイルが含まれます。また、スパース性や質量などのさまざまなトレーサープロパティの影響、およびこれらの要約統計量に対するボイドマージの影響も調べます。私たちの結果は、分析されたすべての空隙特性が互いに物理的に関連しており、トレーサーの種類と解像度に大きく依存しない普遍的な特性を説明していることを明らかにしています。最も注目すべきは、ボイド中心の周りのトレーサーの動きが、個々のボイドと積み重ねられたボイドの両方について、線形ダイナミクスと完全に一致していることです。シミュレーションでアクセス可能なスケールの範囲が広いにもかかわらず、サイズがわずか数Mpcのボイド内でも非線形ダイナミクスの発生を特定できません。これは、ボイドが、大規模構造の分野で高度に非線形であると一般に呼ばれるスケールまで、宇宙論の最も原始的なプローブの1つであることを示唆しています。
重力波による重力のテスト $\times$ 電磁プローブの相互相関
| Title |
Testing_gravity_with_gravitational_waves_$\times$_electromagnetic_probes_cross-correlations |
| Authors |
Giulio_Scelfo,_Maria_Berti,_Alessandra_Silvestri,_Matteo_Viel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02460 |
一般相対論の枠組みでは、重力波(GW)と電磁波(EM)は、エミッタと観測者の間の物質摂動の影響に対して同じように応答すると予想されます。別の振る舞いは、代替重力理論のサインかもしれません。この作業では、解決されたGWイベント（EM対応物の検出を想定または除外して、アインシュタイン望遠鏡によって検出されたコンパクトオブジェクトの合併から）とEM信号（中性水素分布の強度マッピングからの両方から得られる）の相互相関を研究します観測可能なプローブとして弱いレンズ効果、角度クラスタリング、およびそれらの交差項($\mathrm{L\timesC}$)を考慮して、SKA天文台から銀河を分解しました)。これらの効果の相互相関は、これら2つの観測量の挙動に関する有望な情報を提供することが期待されており、うまくいけば、GRシグネチャを超えて光を当てることができます。$\{\mu_0,\eta_0,\Sigma_0\}$パラメーターを制約する目的でフィッシャー行列分析を実行し、バックグラウンドパラメーター$\{w_0,w_a\}$を開くか、固定したままにします。レンズ効果のみの予測ではかなり制約のない結果が得られますが、角度クラスタリングと、考慮されている3つのトレーサーすべて(GW、IM、解決された銀河)の相互相関との組み合わせにより、興味深い競争上の制約が生じることがわかりました。これは、宇宙論と修正重力セクターの両方のマルチトレースの機会への斬新で代替的な道を提供します。
フレネル長$r_F\propto\sqrt{1\,{\rmAU}の一致により、LIGO周波数帯域$f=1-5000$Hzのチャーピング重力波が太陽によって重力回折される可能性があることを示します。/f}$と太陽半径$r_\odot$。この太陽回折は、発生率は低いものの、周波数に依存する波の増幅によって検出可能です。さらに、太陽の回折により、周波数のチャーピング進化を伴う内部太陽プロファイルの調査が可能になることがわかりました。同様の現象は、続編で研究されているように、非相対論的な波動暗黒物質の発見にも役立ちます。この研究は、進行中および将来のLIGOバンドミッションに興味深い機会を提供するだけでなく、宇宙の長波長波の回折レンズ効果を発展させます。
| Title |
Revising_the_Hubble_constant,_spatial_curvature_and_dark_energy_dynamics_with_the_latest_observations_of_quasars |
| Authors |
Tonghua_Liu,_Shuo_Cao,_Xiaolei_Li,_Hao_Zheng,_Yuting_Liu,_Wuzheng_Guo,_Chenfa_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02765 |
この論文では、電波クエーサーの超コンパクト構造の新しく編集されたサンプルと、クエーサーがバックグラウンドソースとして機能する強力な重力レンズシステムを使用して、6つの空間的に平坦な宇宙論モデルと非平坦な宇宙論モデル($\Lambda$CDM、PEDE、およびDGP)を制約します。）。これらの2セットのクエーサーデータ(6つの強力なレンズシステムと標準定規として校正された120の中間光度クエーサーの時間遅延測定値)は、宇宙パラメータ($H_0$、$\Omega_m$、および$\Omega_k$)間の縮退を破る可能性があります。したがって、私たちが研究する6つの宇宙論モデルに対して、より厳しい宇宙論的制約を提供します。クエーサーサンプルの共同解析により、ハッブル定数$H_0$のモデルに依存しない推定値が得られます。これは、$\Lambda$CDMおよびPEDEモデルでのSH0ESコラボレーションによるローカル距離ラダーから導出された推定値と強く一致しています。ただし、DGP宇宙論の枠組み(特にフラットユニバースの場合)では、測定されたハッブル定数は、最近のPlanck2018の結果から得られたものとよく一致しています。さらに、私たちの結果は、現在のレンズ付きおよびレンズなしのクエーサー観測によってゼロの空間曲率がサポートされており、平らな宇宙からの大きな逸脱がないことを示しています。私たちが研究しているほとんどの宇宙モデル(フラット$\Lambda$CDM、非フラット$\Lambda$CDM、フラットPEDE、および非フラットPEDEモデル)では、導出された物質密度パラメーターは$\Omega_m\simと完全に一致しています。最新の宇宙観測で予想されるように、すべてのデータセットで0.30$。最後に、統計的基準DICによると、結合制約は平坦なPEDEモデルに実質的な観測サポートを提供しますが、宇宙定数および非平坦空間超曲面であるダークエネルギーを排除しません。
| Title |
Redshift_Evolution_and_Non-Universal_Dispersion_of_Quasar_Luminosity_Correlation |
| Authors |
Zhuoyang_Li,_Lu_Huang,_Junchao_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02816 |
標準の$\Lambda$CDMモデルは、最近、$\sim4\sigma$の信頼レベルでIa型超新星(SNe)とクエーサー(QSO)の高赤方偏移ハッブル図から逸脱することが報告されています。この作業では、PAge近似(ほぼモデルに依存しないパラメーター化)と高品質のQSOサンプルを組み合わせて、偏差の原因を検索します。$\Lambda$CDMモデルとSNe+QSOの周辺化された$3\sigma$制約をPAge空間に視覚化することにより、フラットおよび非フラットPAgeの両方のケースでSNe+QSO制約が標準の$と著しく緊張していることを確認します。\Lambda$CDM宇宙論.次に、赤方偏移進化効果の観点から緊張を調査します。SNe+low-zQSOとSNe+high-zQSOによって較正されたQSO相関係数$\gamma$は、平坦な宇宙と非平坦な宇宙における$\sim2.7\sigma$と$\sim4\sigma$の張力を示していることがわかりました。、それぞれ。異なるデータセット間の固有分散$\delta$の張力は、平坦な場合と平坦でない場合の両方で$>4\sigma$であることがわかります。これらの結果は、QSO明度相関が有意な赤方偏移の進化と非普遍的な固有分散の影響を受けていることを示しています。赤方偏移依存相関を使用してQSOハッブル図を作成すると、バイアスが生じる可能性があります。したがって、標準の$\Lambda$CDMからの$\sim4\sigma$の偏差は、おそらく新しい物理学ではなく、QSO光度相関の赤方偏移の影響と非普遍的な分散に由来します。
おとめ座クラスターフィラメントにおける光学およびSZ効果データの相互相関によるWHIMハンティング
| Title |
WHIM-hunting_through_cross-correlation_of_optical_and_SZ_effect_data_in_the_Virgo_cluster_filaments |
| Authors |
Cagri_Erciyes,_Kaustuv_Basu,_Suk_Kim,_Soo-Chang_Rey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02831 |
環境。局所宇宙におけるほとんどのバリオン物質の物理的状態は不明であり、これは一般に「バリオンの欠落問題」と呼ばれています。これらの欠落したバリオンの少なくとも半分は、高温の低温にあると理論付けられています。ビリアライズされた暗黒物質ハローの外側の密度相.目的.光学データとSunyaev-Zeldovich効果データを使用して、近くの乙女座クラスターのフィラメントにあるこの暖熱銀河間媒質(WHIM)相の特徴を見つけることを試みます.Methods.具体的には、HyperLedaデータベースから作成されたフィラメントギャラクシーカタログと、プランク衛星データから抽出された全天コンプトンyマップを使用して、球面調和関数変換を適用することによる2次元相互相関分析を行います。適切なマップ再構築のために高度なカットスカイ解析ツールを活用するヌルテストシミュレーション乙女座フィラメントのWHIM密度に上限を設定するために、宇宙フィラ内の現実的なバリオン密度モデリングこれは、最先端の水力シミュレーションに基づいて行われ、信号増強ルーチン内で行われます。結果。相互相関信号は、プランクyマップのノイズレベルに比べて薄すぎることがわかります。3$\sigma$信頼水準では、体積平均WHIM密度の上限は$\left\langlen_e\right\rangle\lt4\times10^{-4}cm^{-3}$であることがわかります。これは、シミュレーションから予測されたWHIMパラメーター空間と実際に一致しています。
ライマン $\alpha$ フォレストと吸収する銀河の相互相関
| Title |
The_cross-correlation_of_galaxies_in_absorption_with_the_Lyman_$\alpha$_forest |
| Authors |
Ignasi_P\'erez-R\`afols,_Matthew_M._Pieri,_Michael_Blomqvist,_Sean_Morrison,_Debopam_Som,_Andrei_Cuceu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02973 |
ライマン$\alpha$フォレストとの相互相関を測定することにより、ストロングブレンドライマン$\alpha$(SBLA)吸収システムの最初のクラスタリング測定を提示します。SBLAは、ライマン$\alpha$フォレスト内で検出された吸収体の新しい集団です。$2.329\pm0.057$のバイアスが見つかりました。これは、DampedLyman$\alpha$吸収体(DLA)のバイアスと一致しています。DLAについては、以前に報告されたものよりも大きい$2.331\pm0.057$のバイアスを回復します(P\'erez-R\'afolsetal.2018b)。また、赤方偏移空間歪みパラメーター$\beta=0.417\pm0.010$も見つかります。これは、DLAの回復値($\beta=0.416\pm0.010$)とも一致しています。これは、SBLAおよびDLAシステムが広く一般的な銀河集団の銀河周媒質のさまざまな部分を追跡していることと一致しています。これらの共通のクラスター化特性を考慮して、それらを組み合わせて、吸収された銀河とLy$\alpha$フォレストとの相互相関を実行しました。この新しい測定値のBAOスケールの不確実性は、Ly$\alpha$自己相関の$1.75\times$であり、Ly$\alpha$フォレストとのクエーサー相互相関の$1.6\times$であることがわかります。Ly$\alpha$フォレストに関する相関関数をフィッティングするための現在の好ましい金属汚染モデルは、おそらく高金属濃縮の高赤方偏移精度サイトとしてのステータスのために、SBLAシステムには十分に現実的ではないことに注意してください。このサンプルを完全に理解するには、SBLAシステムとそれに関連する金属吸収を含むモックスペクトルが必要です。SBLAは、将来の調査で標準的なLy$\alpha$宇宙論的分析を補完する可能性があると結論付けています。
KiDS-1000: 銀河の豊富さ、銀河のクラスタリング、銀河間レンズ作用によるハロー モデルの宇宙論的制約の組み合わせ
| Title |
KiDS-1000:_Combined_halo-model_cosmology_constraints_from_galaxy_abundance,_galaxy_clustering_and_galaxy-galaxy_lensing |
| Authors |
Andrej_Dvornik,_Catherine_Heymans,_Marika_Asgari,_Constance_Mahony,_Benjamin_Joachimi,_Maciej_Bilicki,_Elisa_Chisari,_Hendrik_Hildebrandt,_Henk_Hoekstra,_Harry_Johnston,_Konrad_Kuijken,_Alexander_Mead,_Hironao_Miyatake,_Takahiro_Nishimichi,_Robert_Reischke,_Sandra_Unruh,_Angus_H._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.03110 |
我々は、銀河の豊富さ、銀河のクラスタリング、および銀河-銀河のレンズ現象の観測量をキロ度サーベイと一緒に分析することにより、平坦な$\Lambda$CDM宇宙論モデルに制約を提示します。私たちの理論モデルは、柔軟な条件付き恒星質量関数を組み合わせて銀河とハローの接続を記述し、宇宙論的N体シミュレーションで較正されたハローモデルを組み合わせて非線形物質場を記述します。マグニチュードが制限された明るい銀河のサンプルは、9バンドの光学から近赤外までの測光法と広範かつ完全な分光トレーニングサンプルを組み合わせて、正確な赤方偏移と恒星質量の推定値を提供します。私たちのかすかな銀河のサンプルは、正確に較正されたレンズ測定の背景を提供します。構造成長パラメーター$S_8=\sigma_8\sqrt{\Omega_{\mathrm{m}}/0.3}=0.773^{+0.028}_{-0.030}$、および物質密度パラメーター$\Omega_{\を制約します。mathrm{m}}=0.290^{+0.021}_{-0.017}$.この研究で採用された銀河とハローの接続モデルは、以前の研究と一致することが示されています。宇宙論的パラメーターに対する私たちの制約は、宇宙シアー観測量を追加で含む結合'$3\times2{\mathrm{pt}}$'クラスタリングレンズ分析に匹敵し、一致しています。したがって、この分析は、銀河クラスタリングおよび銀河間レンズ観測量の除外されることが多い非線形スケールにおける重要な制約力に注意を向けます。非線形ハローバイアス、ハロー排除、スケール依存銀河バイアス、およびバリオンフィードバックの影響を説明する理論モデルを採用することにより、この研究は、宇宙論的解析に非線形スケールを含める可能性と将来への道を示しています。
惑星質量コンパニオン VHS 1256-1257 b: ハッブル宇宙望遠鏡のマルチエポック モニタリングで、超低温大気での活発な進化が明らかになる
| Title |
Roaring_Storms_in_the_Planetary-Mass_Companion_VHS_1256-1257_b:_Hubble_Space_Telescope_Multi-epoch_Monitoring_Reveals_Vigorous_Evolution_in_an_Ultra-cool_Atmosphere |
| Authors |
Yifan_Zhou,_Brendan_P._Bowler,_D\'aniel_Apai,_Tiffany_Kataria,_Caroline_V._Morley,_Marta_L._Bryan,_Andrew_J._Skemer,_and_Bj\"orn_Benneke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02464 |
褐色矮星の測光的およびスペクトルの変動性は、不均一な温度と雲の分布を調べ、大気循環パターンを追跡します。新しい42時間ハッブル宇宙望遠鏡(HST)広視野カメラ3G141スペクトル時系列のVHS1256$-$1257bを提示します。これは、変動振幅が最も大きいことが示されている後期L型惑星質量コンパニオンです。星下天体の間で。光度曲線は急速に進化しており、周期の異なる3つの正弦波と線形傾向の組み合わせによって最適化されています。正弦波の振幅と線形勾配は波長によって変化し、対応するスペクトル変動パターンは、不均一な雲または熱プロファイル異常のいずれかを呼び出すモデルによる予測と一致します。これらの観測結果を以前のHSTモニタリングデータと組み合わせると、ピークから谷までのフラックスの差が$33\pm2$%であり、さらに高い振幅が$J$バンドで38%に達することがわかります。.観測された光度曲線は、帯状波、スポット、またはその2つの混合物で構成されるマップによって説明できます。急速な光度曲線の進化の起源を区別するには、さらに長期的な監視が必要です。私たちの調査結果は、褐色矮星の大気を形成する際の大気力学の重要な役割を強調し、VHS1256$-$1257bが大気、雲、および惑星と褐色矮星の大気循環を研究するための最も好ましいターゲットの1つであることを強調しています。
ハビタブル ゾーン系外惑星のカタログ
| Title |
A_Catalog_of_Habitable_Zone_Exoplanets |
| Authors |
Michelle_L._Hill,_Kimberly_Bott,_Paul_A._Dalba,_Tara_Fetherolf,_Stephen_R._Kane,_Ravi_Kopparapu,_Zhexing_Li,_Colby_Ostberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02484 |
居住可能な惑星の探索により、地球のアナログ環境とは大きく異なる可能性がある多くの惑星が明らかになりました。これらには、非常に偏心した軌道、巨大な惑星、さまざまな嵩密度、比較的活発な星、および進化した星が含まれます。この作業は、HZに存在することがわかっているすべての惑星をカタログ化し、HZ境界、軌道の特徴付け、および分光追跡観測の可能性を提供します。HZ惑星の人口統計は、太陽系外惑星の完全なカタログと比較されます。HZ内の極端な惑星が強調表示され、その固有の特性が潜在的な居住可能性にどのように影響するかが示されています。Kepler-296fは、その軌道の100%をHZに費やしている、最も偏心した<2$R_\oplus$惑星です。HD106270bとHD38529cは、HZ内を周回する最も質量の大きな惑星(<13$M_J$)であり、HZ系外衛星の潜在的なホストの特性を決定するための理想的なターゲットです。これらの惑星は、強調されている他の惑星とともに、地球ベースのシナリオの特別なエッジケースとして機能し、これらのターゲットの観測は、標準モデルの外で居住可能性の回復力をテストするのに役立ちます.最も有望な観測ターゲットはHD102365bと55Cncfであり、<2$R_\oplus$である最良の候補はGJ667Cc、Wolf1061c、Teegarden'sStarb、およびProximaCenbです。
太陽系外系における動的に不安定な衛星の結果
他の星の周りのコンパクトな軌道で岩石系外惑星を周回する月は、加速された潮汐進化を経験し、親惑星と融合するか、ハッブル時間内に動的不安定性の限界に達する可能性があります。惑星の自転に対する大気の潮汐の影響を含め、月が束縛されなくなるパラメータ空間をレビューします。このような潮流は、限られたパラメーター空間ではあるものの、最終的な結果を合併から脱出に変える可能性があることがわかりました。また、拘束されていない月のさらなる進化を追跡し、圧倒的に最も可能性の高い長期的な結果は、拘束されていない月が元の親惑星と衝突するために戻ることであることを示しています。このような衝突によって放出されたダストは、光学的深さ約0.001に達し、数百ケルビンの特徴的な温度を示し、数千年続くと推定されています。これらの特性により、このようなイベントは、暖かい塵の一時的な雲を示すことが観測されている中年期の主系列星の新興クラスにとって魅力的なモデルとなっています。さらに、惑星と双曲軌道上に戻ってきた月との間の後期衝突は、そうでなければ居住可能な惑星を殺菌する可能性があります。
彗星核の組成と進化
| Title |
Comet_nuclei_composition_and_evolution |
| Authors |
Gianrico_Filacchione,_Mauro_Ciarniello,_Sonia_Fornasier,_Andrea_Raponi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02741 |
ロゼッタオービターとフィラエランダーのデータのおかげで、彗星核組成に関する私たちの知識は大きく進歩しました。67P/CG核の性質が議論され、宇宙ミッションによって過去に探査された他の彗星と比較されます。彗星核は、氷、鉱物、有機物、および塩の集まりによって作られ、その結果、表面は非常に暗く赤色になります。太陽から遠く離れたとき、露出した水と二酸化炭素の氷は67P/CGのいくつかの場所でしか見られず、原始的な地下層の露出、または太陽熱と局所的な地形形態によって引き起こされる揮発性種の再凝縮がそれらの一時的な存在を維持できます。表面。核の表面は、さまざまな厚さのダスト層で覆われているように見えます。塵の粒子は、ほとんどが脱水されたように見え、鉱物、有機物、および塩の集合体によって作られています。スペクトル分析は、鉱物相がケイ酸塩、微粒子の不透明物、およびアンモニア処理された塩によって支配されていることを示しています。強力なヒドロキシル基の存在を伴う脂肪族および芳香族基は、有機物内で識別されます。彗星核の表面組成は、太陽中心距離と季節循環とともに進化します。近日点に近づくと、太陽フラックスが増加し、揮発性物質の昇華によって活動が促進され、その結果、表面層の侵食、氷の露出、崖の活動が引き起こされます。ピット、オーバーハングと壁の崩壊、および粉塵の動員と再分布。核のさまざまな形態学的領域で発生する色、組成、およびテクスチャの変化の進化は、これらのプロセスと相関しています。この章では、以前に宇宙ミッションで探査された、または地球から観測された他の彗星との関連で、ロゼッタミッションで観測された67P/CG核組成と進化過程について説明します。
地球近傍小惑星 (52768) の物理的特性評価 1998 OR2: 衝撃の証拠 1 暗化/衝撃融解
| Title |
Physical_Characterization_of_Near-Earth_Asteroid_(52768)_1998_OR2:_Evidence_of_Shock_1_Darkening/Impact_Melt |
| Authors |
Adam_Battle,_Vishnu_Reddy,_Juan_A._Sanchez,_Benjamin_Sharkey,_Neil_Pearson,_Bryn_Bowen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.03049 |
2020年4月に地球に接近した際に、地球に近い小惑星(52768)1998OR2の測光および分光特性評価を実施しました。以前に公開された4.112+/-0.001時間の値。可視分光測定(0.45～0.93ミクロン)とアーカイブMITHNEOS近赤外スペクトル(0.78～2.49ミクロン)を組み合わせることにより、小惑星をBus-DeMeo分類法でXn型として分類します。組み合わされたスペクトルは、2つの弱い吸収バンドを示しています。バンドIは0.926+/-0.003ミクロン、バンドIIは2.07+/-0.02ミクロンで、バンド深度はそれぞれ4.5+/-0.15%と4.0+/-0.21%です。バンド面積比は1.13+/-0.05です。これらのスペクトルバンドパラメータープロットは、通常のコンドライト隕石との親和性を示唆するGaffeyS-小惑星サブタイププロットのS(IV)領域の先端にあります。バンドIセンターを使用してカンラン石と輝石の化学組成を計算すると、20.1+/-2.3mol%のファヤライトと18.2+/-1.5mol%のフェロシリライトであり、Hコンドライトと一致しています。1998OR2の結合された可視NIRスペクトルの主成分分析は、アルファ線のC/X錯体側にあり、衝撃暗色傾向の終わり近くにあり、その弱い吸収バンド(バンド深度<5%)と一致しています。衝撃暗色化したH5コンドライト、チェルガッハの実験室測定値を用いた空中混合モデルを使用して、小惑星の表面の衝撃暗色化物質の量を約63%の暗い岩相と約37%の明るい岩相に制限します。
Lava World: 太陽系外惑星の表面
溶岩世界の表面の反射の最近の最初の測定は、岩石惑星の進化のさまざまな段階を調査する前例のない機会を提供します。岩石溶岩世界の太陽系外惑星の表面のスペクトルの特徴は、それらの進化、マントル組成、および内部の仕組みについての洞察を与えてくれます。しかし、系外惑星表面物質の可能性がある広範囲の分光反射率と放射を含むデータベースはまだ存在しません。ここでは、さまざまなホスト星の金属性によって導かれる潜在的なマントル物質に基づいて、広範囲の化学組成にまたがる、16の潜在的な太陽系外惑星表面を最初に合成しました。次に、それらの赤外線反射スペクトル(2.5-28{\μ}m、350-4000cm^{-1})を測定しました。そこから、それらの発光スペクトルを取得し、組成と8の強いスペクトル特徴との間のリンクを確立できます。{\mu}m、クリスチャンセン特徴量(CF)。私たちの分析は、CFとの新しい多成分組成関係、および系外惑星マントルのシリカ含有量との相関関係を示唆しています。また、溶岩の世界の可能性として、材料の鉱物学を報告します。このデータベースは、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡と将来のミッションによって収集される溶岩の世界の将来のスペクトルの解釈を支援するツールです。
大型 IR/O/UV 宇宙望遠鏡を使用した地球に似た系外惑星の反射光コロナグラフィーのシミュレーション: 滑らかな外黄道ダストの影響とキャリブレーション
| Title |
Simulating_reflected_light_coronagraphy_of_Earth-like_exoplanets_with_a_large_IR/O/UV_space_telescope:_impact_and_calibration_of_smooth_exozodiacal_dust |
| Authors |
Jens_Kammerer,_Christopher_C._Stark,_Kevin_J._Ludwick,_Roser_Juanola-Parramon,_Bijan_Nemati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.03098 |
太陽に似た恒星のハビタブルゾーン内を周回する地球に似た太陽系外惑星を観察し、反射した星明かりで大気を調べるには、可視光で$\sim1\mathrm{e}{-10}$のコントラストが必要です。このようにコントラストが高い場合、外黄道帯の塵によって反射される星の光は、重大な汚染源であると予想されます。ここでは、10pcの距離に位置し、波長500nmで動作する直径12mおよび8mの外接開口径の宇宙望遠鏡で観測された合成太陽系のコロナグラフ観測の高忠実度シミュレーションを提示します。正面、30度の傾斜、および60度の傾斜の場合のシミュレートされた画像からエキゾゾダイと恒星のスペックルを差し引き、残りのシステマティックノイズをシステムの外ゾディアカルダストレベルの関数として定量化するためのさまざまな手法を調査します。正面の場合、外ゾディは、外ゾディカルディスクの単純なおもちゃモデルを使用して$\sim1000$zodiまでの外ゾディレベルのフォトンノイズ限界まで差し引くことができますが、60度傾斜の場合はこれだけです。$\sim50$ゾディまで動作します。また、大きな波面誤差と大きなシステム距離の影響を調査し、前者には重大な影響はありませんが、後者には強い(マイナスの)影響があることを発見しました。最終的に、我々は、系外惑星の収量研究において、系外ゾダイからの過剰な系統的ノイズの現実的な推定値として考慮されるべき、エクソゾディレベルとシステム傾斜の関数としてペナルティ係数を導き出す。
z ~ 2 の極端な輝線銀河の周銀河媒質: KBSS-KCWI サーベイにおける空間的に拡張されたライマン アルファ放射の分解分光法と放射伝達モデリング
| Title |
The_Circumgalactic_Medium_of_Extreme_Emission_Line_Galaxies_at_z_~_2:_Resolved_Spectroscopy_and_Radiative_Transfer_Modeling_of_Spatially_Extended_Lyman-alpha_Emission_in_the_KBSS-KCWI_Survey |
| Authors |
Dawn_K._Erb,_Zhihui_Li,_Charles_C._Steidel,_Yuguang_Chen,_Max_Gronke,_Allison_L._Strom,_Ryan_F._Trainor,_Gwen_C._Rudie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02465 |
共鳴散乱されたライマン$\alpha$線は、銀河の周囲媒体にある中性水素の拡張されたハローを照らしています。12の比較的低質量($M_{\star}\sim10^9\,M_{\odot}$)$zにおける二重ピークの空間的に拡張されたLy$\alpha$放出の積分フィールドKeckCosmicWebImager観測を提示します。\sim2$極端な星雲輝線を特徴とする銀河。個々のスパクセルと小さなビン、およびより大きな領域の放射状にビン化されたプロファイルを使用すると、サンプル内のほとんどのオブジェクトで、Ly$\alpha$青と赤のピーク比が増加し、ピーク分離が減少し、フラックスの割合が減少することがわかります。線の中心に出現する半径は、半径とともに増加します。新しい放射伝達シミュレーションを使用して、流出速度が半径方向に変化する塊状の多相流出を伴う各銀河をモデル化し、同じ速度モデルを低電離星間吸収線に首尾一貫して適用します。これらのモデルは、ピーク比、ピーク分離、トラフの深さの傾向を半径で再現し、Ly$\alpha$と吸収線から推定される流出速度を大まかに調整します。私たちのサンプルの銀河は、中性で流出する塊が、より熱く、より高度にイオン化された塊間媒質(ICM)に埋め込まれているモデルによってよく説明されています。ピーク比、ピーク分離、およびトラフフラックス分率は、主に、流出速度の見通し内成分、HIカラム密度、およびICMの残留中性密度によってそれぞれ支配されます。ラインプロファイルの方位非対称性は、大きな半径での非放射状のガス運動と、外側のハローでのHIカラム密度の変動をさらに示唆しています。
低赤方偏移ライマン-$\alpha$ 森林からの効率的な長距離 AGN ジェット フィードバックの証拠
| Title |
Evidence_for_efficient_long-range_AGN_jet_feedback_from_the_low_redshift_Lyman-$\alpha$_forest |
| Authors |
Megan_Taylor_Tillman,_Blakesley_Burkhart,_Stephanie_Tonnesen,_Simeon_Bird,_Greg_L._Bryan,_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar,_Romeel_Dav\'e,_and_Shy_Genel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02467 |
活動銀河核(AGN)フィードバックモデルは、通常、星の質量関数や銀河の色のバイモダリティなどの銀河の観測量を再現するように調整されています。IllustrisTNG(TNG)およびSimba宇宙論的流体力学シミュレーションでAGNフィードバック実装のバリエーションを使用して、低赤方偏移のLyman-$\alpha$フォレストがAGNフィードバックの影響に対して強力な独立した制約を提供することを示します。CosmicOriginsSpectrographからのデータと比較して、TNGが列密度$N_{\rmHI}<10^{14}$cm$^{-2}$で吸収体の数密度を過剰に予測することを示します(以前の研究と一致して))、そして、主に銀河の消光の原因となる動的フィードバックモードが、吸収体の列密度分布(CDD)にほとんど影響を与えないことを明示的に示しています。対照的に、AGNジェットフィードバックを含む基準Simbaモデルは、観測された$z=0.1$Lyman-$\alpha$フォレストのCDDに、5桁の列密度にわたって優れた適合性を提供することを示します。Simbaでジェットフィードバックモードを削除すると、TNGと同様の結果が得られます。これは、大規模な銀河間媒体(IGM)ガスの効率的な加熱/イオン化が不足しているシミュレーションから生じた問題である、イオン化の「光子生成不足危機」を連想させます。シンバのAGNジェットは、高速でコリメートされ、星間物質と弱く相互作用し(短時間の流体力学的デカップリングを介して)、ハロービリアル温度まで加熱されます。まとめると、これらの特性は、銀河半径で低速の等方性風を駆動するTNGキネティックフィードバックと比較して、IGMへのより強力な長距離影響をもたらします。私たちの結果は、低赤方偏移のライマン$\alpha$フォレストが、長距離AGNジェットフィードバックのもっともらしい証拠を提供することを示唆しています。
銀河団の外にある初期型銀河は、いつ、どのようにして回転サポートを失ったのですか?
| Title |
When_and_how_did_early-type_galaxies_outside_of_galaxy_clusters_lose_their_rotational_support? |
| Authors |
Michal_B\'ilek,_Pierre-Alain_Duc,_Elisabeth_Sola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02478 |
コンテキスト:初期型銀河(ETG)は、恒星集団の規則的な回転の程度に応じて、低速回転体と高速回転体(FRとSR)に分けられます。宇宙論的な流体力学シミュレーションは、通常は合体によって回転支持が減少する前に、銀河がFRとして形成されることを示しています。目的:銀河団外の銀河について、このプロセスを観測的に調査することを目的としました。方法:合併の種類が異なると、存続期間が異なる異なる痕跡が残るという事実を利用しました。合体によって影響を受けると予想される銀河の複数の特徴を統計的に分析しました:潮汐の特徴、運動学的に異なるコア、星の年齢など。それらはMATLASおよび\atlasデータベースから取得されました。多重線形回帰を通じて、銀河の一定の質量と環境密度で、銀河の秩序ある回転の尺度\rotsupと有意に相関する量を特定しました。結果:回転支持と潮汐擾乱および運動学的下部構造の発生との負の相関、および金属量と金属量勾配との正の相関関係が見つかりました。大質量銀河の場合、回転サポートはアルファ要素の量と負の相関があり、低密度環境の銀河の場合、中心測光カスピネスと負の相関があります。ETGのローテーションサポートを減少させた合併が、一般的に小規模で、湿潤で、$z\approx2$で発生した場合、これらおよび追加の文献の観測上の制約は最も簡単に説明されます。それらは、現在観測されている潮汐の特徴を形成しませんでした。観測された潮汐特徴の頻度は、Gyrあたり0.07～0.2の合併率を意味します。これは、合併による赤方偏移を伴うETGの半径の観察された成長を説明するには不十分です。
AGN パワーのボロメータ指標としての高イオン化 IR 微細構造線: 完全な 12 ミクロン AGN サンプルの研究
| Title |
The_high-ionization_IR_fine-structure_lines_as_bolometric_indicators_of_the_AGN_power:_study_of_the_complete_12_micron_AGN_sample |
| Authors |
Luigi_Spinoglio,_Juan_Antonio_Fernandez-Ontiveros,_Matthew_A._Malkan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02488 |
活動銀河核(AGN)の狭線領域(NLR)で励起された高電離中赤外線は、恒星の励起と塵の絶滅の影響をほとんど受けず、AGNボロメータパワーを追跡します。セイファート銀河の完全な12ミクロンのサンプルを使用しました。このサンプルでは、100/116の天体が信頼できる2～10keVの観測値を持っています。[NeV]および[OIV]中間IRラインは、いくつかのAGNボロメータインジケーター(固有の2-10keVおよび観測された14-195keVX線放射、コンパクト核12ミクロン放射、[OIII]5007Aライン放射)と直線的に相関します。フラックスと光度の用語。タイプ1とタイプ2、およびコンプトンの厚いAGNと薄いAGNを含むセイファート集団の間で、これらの相関関係に体系的な違いがあるという証拠は見られません。それにもかかわらず、高から低への一連のエディントン比と強から弱への線励起([OIV]/[NeII]線比で追跡)は、タイプ1からタイプ2のAGNから低イオン化までを包含することがわかります。核輝線領域(LINER)の銀河。これら3つのAGN集団の本質的な違いを示しています。ブラックホール降着率(BHAR)と星形成率(SFR)の間には正の相関が見られますが、特定のSFR(sSFR)と比率BHAR/M_(BH)の間には相関関係が見られません。大規模な銀河であるほど、星を形成し、中心のブラックホールに栄養を与えています。運用を開始したばかりのJWST望遠鏡により、近くの宇宙(z<0.9)のこれらの線でAGNの大きなサンプルを観測できるようになります。
| Title |
Demographics_of_z_~_6_Quasars_in_the_Black_Hole_Mass-Luminosity_Plane |
| Authors |
Jin_Wu,_Yue_Shen,_Linhua_Jiang,_Eduardo_Ba\~nados,_Xiaohui_Fan,_Luis_C._Ho,_Marianne_Vestergaard,_Feige_Wang,_Shu_Wang,_Xue-Bing_Wu,_Jinyi_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02518 |
5.7<z<6.5で100個を超えるクエーサーのサンプルを使用して、ブラックホール(BH)質量-光度平面におけるz~6ブロードラインクエーサーの人口統計を研究します。これらのクエーサーには十分に定量化された選択機能があり、それらのほぼ3分の1も近赤外分光法から推定されたビリアルBH質量を持っています。BH質量とエディントン比のパラメーター化された固有分布のフォワードモデリングを使用し、サンプルフラックス制限とBH質量と光度の測定不確実性を説明します。測定の不確実性とサンプルフラックスの制限により、量の固有の分布と観測された分布の間に大きな違いがあることがわかります。ビリアルBH質量が正の光度依存バイアスの影響を受けやすく(光度が平均を上回るとBH質量が過大評価される)、平均エディントン比がBH質量とともに増加するというわずかな証拠もあります。私たちのモデルは、M_BH>10^8.5M_Sunでのz~6ブラックホール質量関数に対する信頼できる制約を提供します。M_BH>10^8.5M_Sunクエーサーの固有のエディントン比分布は、log(L_bol/L_Edd})~-0.9付近の広いピークを持つ、質量依存のSchechterモデルによって近似できます。また、4.5<z<6では、以前に報告された2.5<z<4.5での傾向とは対照的に、より大規模なBHの数密度が赤方偏移の増加とともにより急速に減少する傾向があることもわかりました。
動的に測定された超大質量ブラックホールを持つ銀河サンプルの疑わしい選択バイアスを鎮圧する
| Title |
Quashing_a_suspected_selection_bias_in_galaxy_samples_having_dynamically-measured_supermassive_black_holes |
| Authors |
Nandini_Sahu,_Alister_W._Graham,_Dexter_S.-H._Hon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02641 |
直接測定されたブラックホールの質量$M_{\rmbh}$を持つ局所的な初期型銀河は、集団全体に比べて偏ったサンプルを表していると報告されています。スピッツァー宇宙望遠鏡で撮影されたこのような銀河は、速度分散$\sigma$を持っていると言われています。これは、通常観測されるよりも、与えられた銀河の恒星質量$M_{\rm*,gal}$に対して、少なくとも$\sim$0.1dex大きいものです。SloanDigitalSkySurveyによって画像化された何千もの初期型銀河の中で。この明らかなオフセットはShankar等を導いた。観測された$M_{\rmbh}\propto\sigma^5$関係の正規化を少なくとも$\sim$0.5dex削減して、$M_への$\sigma$ベースの変更を含む「固有の関係」を与える{\rmbh}$-$M_{\rm*,gal}$関係。これらの修正は、星の質量が2つのサンプル間で一貫して導出されたという未検証の仮定に基づいていました。ここでは、SpitzerSurveyofStellarStructureinGalaxies(S$^4$G)とSloanDigitalSkySurvey(SDSS)に共通する銀河を使用して、必要なチェックを提供します。直接測定されたブラックホールがある銀河とない銀河の星の質量は、光学データと赤外線データに一貫性のない星の質量対光の比率$\Upsilon_*$を使用しているため、互いにずれているように見えました。「本質的な関係」について簡単に説明し、$\Upsilon_*$の同様に一貫性のない値に基づいてデータに適用すると、これらのいくつかが部分的に成功したように見える理由について説明します。最後に、回避するために以前に$M_{\rmbh}$-$M_{\rm*}$関係に導入した$\upsilon$(小文字の$\Upsilon$)用語の重要性を繰り返します。$\Upsilon_*$関連の不一致。
SMAによるArp 299に向けたCN 2-1とCS 5-4の観測
高密度ガスは、銀河の星形成を理解するための鍵です。CN2-1とCS5-4の高解像度($\sim3''$)観測を、サブミリ波アレイ(SMA)を使用して、銀河の中間段階の大合体であるArp299に向かう高密度ガストレーサーとして提示します。CN2-1とCS5-4の空間分布は、文献のHCN1-0と同様に、一般的に互いに一致しています。ただし、CS5-4とCN2-1の異なるライン比は、A、B、およびC領域で見られ、Bで最高値を示します。高密度ガスの割合は、IC694(A)からNGC3690(B)に減少し、オーバーラップスターバースト領域(CおよびC$'$)。これは、AおよびBで核周囲の次のスターバーストがArp299のオーバーラップ領域よりも効率的であることを示しています。
大規模な星団における直接および再処理された放射圧によって引き起こされる流出
| Title |
Outflows_Driven_by_Direct_and_Reprocessed_Radiation_Pressure_in_Massive_Star_Clusters |
| Authors |
Shyam_H._Menon,_Christoph_Federrath,_Mark_R._Krumholz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02818 |
3次元放射流体力学(RHD)シミュレーションを使用して、直接紫外線(UV)とダスト再処理赤外線(IR)放射圧の複合効果の下での大規模な星団の形成を研究します。広い範囲の質量表面密度$\Sigma\sim10^2$-$10^5\,\mathrm{M}_{\odot}\,\mathrm{pc}^{-2}$の値を調べます。放射圧が支配的なフィードバックメカニズムであると予想されるスーパースタークラスターを形成する雲などの極端なシステムへの弱い星形成銀河の典型。$\Sigma\lesssim10^3\,\mathrm{M}_{\odot}\,\mathrm{pc}^{-2}$の場合、星形成は放射圧によってのみ調節できることがわかりましたが、$\Sigma\lesssim10^5\,\mathrm{M}_{\odot}\,\mathrm{pc}^{-2}$を使用すると、星形成効率が高くなると($\sim80\%$)に達したため、残りのガスを着実に流出させます。これらの流出は、質量加重半径速度$\sim15$-$30\,\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}$を達成します。これは、雲の$\sim0.5$-$2.0$倍です。脱出速度。これは、近くのスターバースト銀河の若いスーパースタークラスターで最近観測された分子流出を説明する有力な候補が放射圧であることを示唆しています。異なるレジームにおけるUVとIRの放射圧の相対的な重要性を定量化し、$\Sigma\sim10^3\,\mathrm{M}_{\odot}\,\mathrm{pc}に対して両方が等しく重要であると推測します。^{-2}$、一方、密度が高い(低い)雲は、ますますIR(UV)成分に支配されています。UVバンドまたはIRバンドのいずれも使用しない対照実験との比較は、流出が主にUV成分によって提供されるインパルスによって駆動されることを示唆していますが、IR放射は、ガスの超エディントンのより大きな割合をレンダリングする効果があり、それによって流出質量を増加させます。$\sim2$倍のフラックス。
無線 AGN における最高速度のイオン化流出を駆動する基本的なメカニズムの調査
| Title |
Exploring_the_Fundamental_Mechanism_in_Driving_Highest-velocity_Ionized_Outflows_in_Radio_AGNs |
| Authors |
Ashraf_Ayubinia,_Yongquan_Xue,_Jong-Hak_Woo,_Huynh_Anh_Nguyen_Le,_Zhicheng_He,_Halime_Miraghaei,_Xiaozhi_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02828 |
近くの348個のサンプル($z<0.4$)SDSS-FIRST-X線検出AGNを使用して、イオン化ガスの運動学とX線、電波、および降着特性との関係を調べます。サンプルのX線特性は、XMM-$Newton$、$Swift$、および$Chandra$観測から取得されます。[OIII]$\lambda$5007$\overset{\circ}{A}$の非重力ブロード成分によって明らかにされる、サンプル内の電離ガスの流出を明らかにします。輝線プロファイル。ノンパラメトリックな流出速度(すなわち、速度幅、流出の最大速度、および線分散)とX線光度および電波光度との相関関係の比較から、流出速度は両方と同様に正の{相関}を持つことがわかります。X線と電波の光度。重力成分を補正した後、星の質量で正規化された[OIII]速度分散も、X線光度と電波光度の両方で増加することがわかりました。また、特定のX線(電波)光度に対して、電波(X線)発光AGNは、非電波(非X線)発光AGNよりも高い流出速度を持つことがわかります。したがって、高速イオン化流出の駆動において、X線光度と電波光度の間に明確な優先順位はなく、AGN活動と小規模ジェットの両方が同等に寄与していると結論付けています。さらに、私たちの隠されているAGNがより高速の流出に優先的に関連しているという証拠はありません。最後に、エディントン比に対する流出速度の依存性を調べると、log$(\lambda_{Edd})\simeq-1.3$付近に転換点が見つかります。これは、核周囲物質の被覆率の劇的な減少における高い放射圧(log$(\lambda_{Edd})\gtrsim-1.3$)の役割を考慮して解釈することができます。
電離ガスと星からの z~1 における銀河の運動学と質量推定
| Title |
Galaxy_kinematics_and_mass_estimates_at_z~1_from_ionised_gas_and_stars |
| Authors |
Hannah_\"Ubler,_Natascha_M._F\"orster_Schreiber,_Arjen_van_der_Wel,_Rachel_Bezanson,_Sedona_H._Price,_Francesco_D'Eugenio,_Emily_Wisnioski,_Reinhard_Genzel,_Linda_J._Tacconi,_Stijn_Wuyts,_Thorsten_Naab,_Dieter_Lutz,_Caroline_M._S._Straatman,_T._Taro_Shimizu,_Ric_Davies,_Daizhong_Liu,_J._Trevor_Mendel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.03106 |
$z\sim1で、16個の星形成銀河($\log(M_\star/M_\odot)=9.7-11.2$、SFR=6-86$M_\odot/yr$)の電離ガスと星の運動学を比較します。$KMOS$^{\rm3D}$サーベイからのH$\alpha$放射の近赤外積分場分光法(IFS)と、LEGA-Cサーベイからの星の吸収とガス放射の光学スリット分光法を使用。H$\alpha$は恒星より動的に低温であり、円盤の回転速度が高く(約45%)、円盤の速度分散が低い(約2倍)。これは、ローカルユニバースで観察される傾向に似ています。[OII]に比べてH$\alpha$の回転サポートが高いことがわかり、文献に見られる運動学的スケーリング関係の体系的なオフセットを説明できる可能性があります。動的質量測定に関して、JeansAnisotropicMulti-GaussianExpansion(JAM)モデルからの累積質量プロファイルを持つ6つの銀河では、H$\alpha$動的質量モデルは、1つの銀河を除くすべての銀河で約10kpcまで非常によく一致します(平均$\DeltaM_{\rmdyn}(R_{e,\rmF814W})<0.1$dex)。統合された星の速度分散に基づく単純な動的質量推定は、精度が低くなります(標準偏差0.24dex)。たとえば、H$\alpha$運動学的主軸と測光位置角のずれが強い銀河では、動的質量推定値の差が大きくなり、動的研究のためのIFS観測の付加価値が強調されます。$z\sim1$でのJAMモデルとH$\alpha$運動学に基づく力学モデルとの間の良好な一致は、高赤方偏移の回転円盤銀河に対するH$\alpha$IFS観測からの動的質量測定の有効性を裏付けています。
高速電波バーストの機械学習による分類: I. 教師あり手法
| Title |
Machine_learning_classification_of_fast_radio_bursts:_I._supervised_methods |
| Authors |
Jia-Wei_Luo,_Jia-Ming_Zhu-Ge_and_Bing_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02463 |
観測上、神秘的な高速電波バースト(FRB)は、繰り返し発生するものと、明らかに繰り返し発生しないものに分類されます。繰り返しFRBを非繰り返しグループに分類することはできませんが、一見非繰り返しのFRBが、実際には繰り返しがまだ発見されていない繰り返しFRBなのか、それとも繰り返しのものとは物理的に異なる別のタイプに属しているのかは不明です。一連の2つの論文で、この謎を機械学習の手法で解明しようとしています。この最初の論文では、一連の教師あり機械学習手法に焦点を当てています。最初のCHIME/FRBカタログで観測されたFRBの一部を使用して機械学習アルゴリズムをトレーニングし、明らかに繰り返されていないFRBと繰り返されているFRBを識別します。次に、トレーニングされたモデルに、観測されたパラメーターを使用して残りのFRBデータの反復性を予測させ、予測を観測された反復性と比較します。モデルがほとんどのFRBを正しく予測できることがわかり、反復FRBと非反復FRBの背後にある明確なメカニズムを示唆しています。また、非反復FRBと反復FRBを区別する最も重要な2つの要因は、輝度温度と静止フレーム周波数帯域幅であることもわかりました。訓練されたモデルを最初のCHIMEカタログ全体に適用することで、現在非反復として報告されているいくつかの潜在的に反復するFRBをさらに特定します。これらのバーストのリストを将来の観測キャンペーンのターゲットとして推奨し、教師なし機械学習法を使用して、ペーパーIIで提示された結果と組み合わせて繰り返されるバーストを検索します。
高速電波バーストの機械学習による分類: II.教師なしメソッド
| Title |
Machine_Learning_Classification_of_Fast_Radio_Bursts:_II._Unsupervised_Methods |
| Authors |
Jia-Ming_Zhu-Ge,_Jia-Wei_Luo_and_Bing_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02471 |
高速電波バースト(FRB)は、最も神秘的な天文過渡現象の1つです。観察的に、彼らはリピーターと明らかに非リピーターに分類できます。ただし、継続的な観測が行われていないため、明らかにリピーターが非リピーターとして誤って認識されている可能性があります。この2回の連載では、このような問題を機械学習で解決したいと考えています。このシリーズの2番目の論文では、一連の教師なし機械学習手法に焦点を当てます。複数の教師なし機械学習アルゴリズムを最初のCHIME/FRBカタログに適用して、それらの機能を学習し、FRBがリピーターまたは非リピーターであるという前提なしに、FRBを異なるクラスターに分類します。これらのクラスターは、リピーターと非リピーターの違いを明らかにします。次に、観測されたクラスのFRBのIDと比較することで、さまざまなアルゴリズムのパフォーマンスを評価し、結果の背後にある物理的な意味を分析します。最後に、監視された機械学習手法を使用して、ペーパーIで提示された結果と組み合わせて反復バーストを検索するための将来の観測キャンペーンのターゲットとして、最も信頼できるリピーター候補のリストをお勧めします。
10 個の新しいブラック ホール スピンの体系的なビュー
| Title |
A_Systematic_View_of_Ten_New_Black_Hole_Spins |
| Authors |
Paul_A._Draghis,_Jon_M._Miller,_Abderahmen_Zoghbi,_Mark_Reynolds,_Elisa_Costantini,_Luigi_C._Gallo,_John_A._Tomsick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02479 |
NuSTARの打ち上げと、重力波(GW)観測によって検出された連星ブラックホール(BBH)の合体数の増加により、ブラックホールに関する理解が飛躍的に進歩しました。ブラックホールは質量と角運動量によって完全に記述されているため単純であるにもかかわらず、宇宙の最も極端な環境を調査する謎の実験室のままです。この10年間で大きな進歩が見られましたが、ブラックホールのスピンの分布はまだ理解されていません。この作業では、NuSTARによって以前に観測されたが、そのデータから得られた「相対論的反射」法を使用したスピン測定がまだ行われていない、X線連星系(XB)内のすべての既知のブラックホールの体系的な分析を提供します。.これらのソースの利用可能なすべてのアーカイブNuSTARデータを調べることにより、10個の新しいブラックホールスピンを測定します。GRS1758-258--$a=0.991^{+0.007}_{-0.019}$;MAXIJ1727-203--$a=0.986^{+0.012}_{-0.159}$;MAXIJ0637-430--$a=0.97\pm0.02$;SwiftJ1753.5-0127--$a=0.997^{+0.001}_{-0.003}$;V4641Sgr--$a=0.86^{+0.04}_{-0.06}$;4U1543-47--$a=0.98^{+0.01}_{-0.02}$;4U1957+11--$a=0.95^{+0.02}_{-0.04}$;H1743-322--$a=0.98^{+0.01}_{-0.02}$;MAXIJ1820+070--$a=0.988^{+0.006}_{-0.028}$(すべての不確実性は$1\sigma$信頼水準にあります)。XBにおける恒星質量ブラックホールスピンの分布全体に対する測定結果の意味を議論し、それをBBHにおけるスピン分布と比較すると、2つの分布が明らかに一致しないことがわかります。さらに、「相対論的反射」スピン測定技術がどのように機能するかを理解する上でのこの作業の意味について説明し、測定にバイアスをかける可能性のある体系的な不確実性の原因について説明します。
LMC SNR 0509-67.5 の X 線固有運動研究
| Title |
An_X-ray_Proper_Motion_Study_of_the_LMC_SNR_0509-67.5 |
| Authors |
Benson_T._Guest,_Kazimierz_J._Borkowski,_Parviz_Ghavamian,_Robert_Petre,_Stephen_P._Reynolds,_Ivo_R._Seitenzahl,_Brian_J._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02525 |
タイプIa大マゼラン星雲超新星残骸(SNR)0509-67.5のチャンドラ観測の3番目のエポックを提示します。2020年からのこれらの新しい観測により、膨張の適切な運動測定のベースラインは20年に伸びました(2000年の最初のチャンドラ観測から)。ここでは、これらの新しい拡張測定の結果を報告します。近くに明るい点光源がないため、絶対的な画像の位置合わせが困難になります。ただし、いくつかの投影方向に沿って残骸の直径の平均的な拡大を測定することができます。レムナントは平均速度6120(4900--7360)kms$^{-1}$で膨張していることがわかります。この高い衝撃速度は、以前の研究と一致しており、0509-67.5が非常に低密度の周囲の媒体に膨張しているという推論とも一致しています。LMCの距離では、この速度は600年の減速されていない年齢に対応し、実際の年齢はやや小さくなります。
歴史的に低い X 線および $\gamma$ 線活動中の Mrk 501 のマルチメッセンジャーの特性評価
| Title |
Multi-messenger_characterization_of_Mrk_501_during_historically_low_X-ray_and_$\gamma$-ray_activity |
| Authors |
H._Abe,_S._Abe,_V._A._Acciari,_I._Agudo,_T._Aniello,_S._Ansoldi,_L._A._Antonelli,_A._Arbet_Engels,_C._Arcaro,_M._Artero,_K._Asano,_D._Baack,_A._Babi\'c,_A._Baquero,_U._Barres_de_Almeida,_J._A._Barrio,_I._Batkovi\'c,_J._Baxter,_J._Becerra_Gonz\'alez,_W._Bednarek,_E._Bernardini,_M._Bernardos,_A._Berti,_J._Besenrieder,_W._Bhattacharyya,_C._Bigongiari,_A._Biland,_O._Blanch,_G._Bonnoli,_\v{Z}._Bo\v{s}njak,_I._Burelli,_G._Busetto,_R._Carosi,_M._Carretero-Castrillo,_A._J._Castro-Tirado,_G._Ceribella,_Y._Chai,_A._Chilingarian,_S._Cikota,_E._Colombo,_J._L._Contreras,_J._Cortina,_S._Covino,_G._D'Amico,_V._D'Elia,_P._Da_Vela,_F._Dazzi,_A._De_Angelis,_B._De_Lotto,_A._Del_Popolo,_M._Delfino,_J._Delgado,_C._Delgado_Mendez,_D._Depaoli,_F._Di_Pierro,_L._Di_Venere,_E._Do_Souto_Espi\~neira,_D._Dominis_Prester,_et_al._(265_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02547 |
MAGIC、Fermi-LAT、NuSTAR、Swift、GASP-WEBT、およびOVROを含む多数の機器で実行された2017年から2020年までの多波長（MWL）観測を使用して、TeVブレーザーMrk501の広帯域放射を研究します.この期間中、Mrk501は非常に低いブロードバンドアクティビティを示しました。これは、そのベースライン放出を解明するのに役立つ可能性があります。放射能が低いにもかかわらず、X線とVHE$\gamma$線で最大の変動が発生し、すべての波長帯で大きなフラックス変動が検出されます。X線とVHE$\gamma$線の間の有意な相関関係(>3$\sigma$)が測定され、低活動状態でもスペクトルエネルギー分布(SED)の可変部分を説明するレプトンシナリオがサポートされます。データセットを12年間(2008年から2020年)に拡張すると、X線とHE$\gamma$線の間に有意な相関関係が見つかり、これら2つのバンド間の変動性を駆動する共通の物理的起源が初めて示されました。.さらに、HE$\gamma$線と電波の間には相関関係があり、電波放射はHE$\gamma$線放射よりも100日以上遅れている。これは、Mrk501ジェットの電波が明るい領域の上流にある$\gamma$線放出ゾーンと一致しています。さらに、Mrk501は、2017年半ばから2019年半ばにかけて、X線とVHE$\gamma$線の両方で歴史的に低い活動を示し、安定したVHEフラックス(>2TeV)はかに星雲の放射の5%でした。この2年間にわたる低状態の広帯域SED、Mrk501の潜在的なベースライン放出は、1ゾーンレプトンモデルと、IceCubeからのニュートリノフラックスの制約を満たす(レプト)-ハドロンモデルで適切に特徴付けることができます。歴史的に低い状態に向かうSEDの時間発展を調査し、安定したベースライン排出はスタンディングショックに起因する可能性があり、可変排出は追加の拡大または移動ショックに起因する可能性があることを明らかにします。
SN 2022oqm -- 星周物質の C/O に埋め込まれたコンパクトな前駆体の Ca に富む爆発
| Title |
SN_2022oqm_--_a_Ca-rich_explosion_of_a_compact_progenitor_embedded_in_C/O_circumstellar_material |
| Authors |
I._Irani,_Ping_Chen,_Jonathan_Morag,_S._Schulze,_A._Gal-Yam,_Nora_L._Strotjohann,_Ofer_Yaron,_E._A._Zimmerman,_Amir_Sharon,_Daniel_A._Perley,_J._Sollerman,_Aaron_Tohuvavohu,_Kaustav_K._Das,_Mansi_M._Kasliwal,_Rachel_Bruch,_Thomas_G._Brink,_WeiKang_Zheng,_Kishore_C._Patra,_Sergiy_S.Vasylyev,_Alexei_V._Filippenko,_Yi_Yang,_Matthew_J._Graham,_Joshua_S._Bloom,_Josiah_Purdum,_Russ_R._Laher,_Avery_Wold,_Yashvi_Sharma,_and_Leander_Lacroix |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02554 |
SN2022oqm、爆発後1日以内に検出されたIc型超新星(SN)の発見と分析を紹介します。SNは青色で短期間(2日間)の初期ピークまで上昇します。SN2022oqmの初期のスペクトル観測は、その光球半径が20,000kms$^{-1}$は、膨張するC/O物質の既存の分布を示しており、爆発の約2週間前に放出された可能性があります。約2.5日後、スペクトルと光度曲線の両方が、光球半径の進化と一致して、線速度が10,000kms$^{-1}$の典型的なSNIcのものに進化します。光学的光度曲線は、約t~15日で2番目のピークに達します。t=60日までに、SN2022oqmのスペクトルはほぼ星雲になり、検出可能な[OI]を伴わない強いCIIおよび[CaII]放射を示し、このイベントをCaリッチとしてマークします。初期の挙動は、(1)Wolf-Rayet星のような巨大でコンパクトな前駆星、(2)拡張エンベロープ、または(3)白色矮星を伴う連星系。初期の光度曲線は、$^{56}$Niの放射性崩壊が支配的な電源。観察結果は、CSMによって説明できます。CSMは、ダウンコンバートされたX線光子に対して光学的に厚く、スペクトルに見られるように線が光学的に厚く、ダウンコンバートされた可視光連続光子に対して光学的に薄いです。X線または衝撃加熱された噴出物から。計算は、このシナリオが首尾一貫していることを示しています。
超高輝度 X 線源のシンクロトロン カットオフ
超高輝度X線源のエネルギー$E\simeq10$keVでのスペクトル曲率の起源はよくわかっていません。この論文では、このカットオフを説明するためにシンクロトロン放射に基づく新しいメカニズムを提案します。相対論的プラズマは、シンクロトロン放射の緯度の変動により、中性子星磁場の観測されたスペクトル曲率を引き起こす可能性があることを示しています。2つの明るいパルサーULX、NGC5907ULX1とNGC7793P13のNuSTARデータを分析し、これらのソースの物理パラメーターの推定値を提供します。さまざまな緯度でのシンクロトロン放射のデータを当てはめ、これらの場合のスペクトルカットオフが、たとえば$\gamma\simeq10$と$B\の半相対論的プラズマなど、許容できる物理パラメータの広い範囲で説明できることを示します。simeq10^{12}\,\rmG$.また、このような放出メカニズムが他の提案されたモデルとどのように区別できるかについても説明します。私たちの研究の当然の結果として、ほとんどのULXは中性子星である可能性があり、それらはそのようなスペクトルカットオフを示します.
ジェットが相対論的速度まで加速すると、{\itJet-GW}という固有のメモリタイプの重力波(GW)信号が生成されます。ここで、これらのGWの特性に関する最近の結果について議論し、現在および提案されている検出器でのそれらの検出可能性を検討します。古典的なソースは、コア崩壊超新星の隠れたジェットと同様に、長いガンマ線バーストと短いガンマ線バーストです。これらの発生源からのジェットGWの検出には、提案されているBBO、DECIGO、および月ベースの検出器など、deciHz帯域で動作する検出器が必要になります。現在のLVK検出器は、銀河SGRフレアが十分に非対称である場合、ジェットGWを検出できます。これらの信号が検出されると、他の方法では調べることができないジェットの加速とコリメーションに関する情報が明らかになる可能性があります。
マグネターの内部加熱: 電子捕獲の役割
| Title |
Internal_Heating_in_Magnetars:_Role_of_Electron_Captures |
| Authors |
Nicolas_Chamel,_Anthea_Francesca_Fantina,_Lami_Suleiman,_Julian-Leszek_Zdunik,_Pawel_Haensel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02790 |
マグネターの浅い加熱における核による電子捕獲の役割は、核測定と理論上の原子質量表HFB-27の両方を使用してさらに調査されます。完全な平衡状態にある外殻の組成から始めて、電子捕獲の開始と、磁場のゆっくりとした減衰による放出熱を計算しました。数値結果は、HFB-24原子質量モデルで以前に得られたものと同様であることがわかり、中性子星冷却データと一致しています。
いて座 A* と M87* からの高温降着流における電子の直接加熱に対する観測上の制約
ブラックホール周辺の高温降着流の理論における重要なパラメータは$\delta$で、これは電子を直接加熱する降着流で「粘性的に」散逸したエネルギーの割合を表します。降着率などの他のパラメータが決定される場合、高温降着流の放射効率はその値によって決定されます。残念ながら、$\delta$の値を第一原理から判断するのは困難です。M87*とSgrA*に関する最近のイベントホライズンテレスコープコラボレーション(EHTC)の結果は、$\delta$を制約する別の方法を提供してくれます。EHTCによって推定されたM87*とSgrA*の質量降着率を2つの発生源の測定されたボロメータ光度と組み合わせることにより、それぞれの降着流の放射効率に関する適切な制約を導き出します。並行して、熱磁気拘束ディスク(MAD)の理論モデルを使用して、期待される放射効率を$\delta$(および降着率)の関数として計算します。EHTCから導出された放射効率を理論上のMADモデルと比較すると、SgrA*には$\delta>0.3$が必要であり、最も可能性の高い値は$\delta\sim0.5$であることがわかります。M87*の場合の同様の比較では、決定的な結果が得られません。これは、このソースの降着率にまだ大きな不確実性があるためです。
歳差運動の厚い流れに対する幾何学的に薄いディスクの影響: タイプ C QPO との関連性
| Title |
Effect_of_geometrically_thin_discs_on_precessing,_thick_flows:_Relevance_to_type-C_QPOs |
| Authors |
D._A._Bollimpalli,_P._C._Fragile_and_W._Klu\'zniak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02944 |
Type-C準周期振動(QPO)は、X線バイナリシステムのハードスペクトル状態で最も一般的に観察される低周波QPOです。これらのQPOの主なモデルは、ブラックホールのスピン軸に対してずれている、高温で幾何学的に厚い降着流のレンズサーリング歳差運動です。しかし、今日までに行われた研究のいずれも、この歳差運動に対する周囲の幾何学的に薄い円盤の影響を説明していません。これに対処するために、中央のブラックホールのスピン軸とずれている切断されたディスクの一連のGRMHDシミュレーションを実行します。私たちの結果は、孤立した歳差運動トーラスについて予測される割合のわずか5%であるにもかかわらず、内側の熱い流れが依然として歳差運動を行っていることを確認しています。外側の薄い円盤と内側の厚い円盤の間の角運動量の交換が歳差運動速度のこの減速を引き起こすことを発見し、タイプCQPOとの関連性について議論します。
| Title |
Parameter_Distributions_of_Binary_Black_Hole_Mergers_Near_Supermassive_Black_Holes_as_Seen_by_Advanced_Gravitational_Wave_Detectors |
| Authors |
L\'aszl\'o_Gond\'an |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02975 |
銀河核(GN)内の超大質量ブラックホール(SMBH)を取り巻く環境には、恒星質量連星ブラックホール(BBH)集団が存在すると予想されます。これらの連星は、SMBHと階層的なトリプルシステムを形成することが示唆されており、SMBHからの重力摂動は、Lidov-Kozai(LK)振動を介してBBHの合併を促進する可能性があります。以前の研究では、単一のGNでのこの合併チャネルの予想されるバイナリパラメーター分布が決定されました。ここでは、SMBH周辺のBBHのさまざまな空間分布と質量分布モデルを説明し、PN2.5までのポストニュートン(PN)項を含む高精度正則化N体シミュレーションを直接実行して、単一のBBH集団の結合をモデル化します。GN。非ゼロ偏心を持つBBHの完全なinspiral-merger-ringdown波形モデルを使用し、観測選択効果を考慮して、宇宙のすべてのGNから単一の高度なGW検出器で検出されたLK誘起BBHのパラメーター分布を決定します。検出された合体の総バイナリ質量分布は低質量に向かって傾いており、質量比分布はほぼ均一であることがわかります。赤方偏移の分布は~0.15～0.55の間でピークに達し、大部分の連星は赤方偏移~1.1内で融合します。LIGO/Virgo/KAGRAバンドに入る連星の割合は、残留離心率が0.1を超えて~3～12%の範囲です。残留偏心と質量パラメーターの間の負の相関と、残留偏心とソース距離の間の負の相関を識別します。パラメータ分布とバイナリパラメータ間の相関に関する我々の結果は、この合併チャネルを他のBBH合併チャネルから統計的に解きほぐすことを可能にするかもしれません。
$JetCurry$ I. 2 次元画像からの 3 次元ジェット形状の再構築
| Title |
$JetCurry$_I._Reconstructing_Three-Dimensional_Jet_Geometry_from_Two-Dimensional_Images |
| Authors |
Sailee_M._Sawant,_Katie_Kosak,_Kunyang_Li,_Sayali_S._Avachat,_Eric_S._Perlman,_Debasis_Mitra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.03033 |
マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)と限られたメモリBroyden-Fletcher-Goldfarb-Shanno(BFGS)最適化アルゴリズムに基づく数値手法を使用して、ジェットジオメトリの3次元(3-D)視覚化を提示します。私たちの目的は、本質的に2次元(2-D)画像である観測を使用して、活動銀河核(AGN)ジェットの3-Dジオメトリを視覚化することです。多くのAGNジェットは、ホットスポットとベンドを含む複雑な構造を示します。ジェットのフレーム内のこれらの曲がりの構造は、特定の表示ジオメトリによって変換される空のフレームで見るものとはまったく異なるように見える場合があります。固有の構造の知識は、磁場の出現を理解するのに役立ち、したがってジェットの長さにわたる放出と粒子の加速プロセスを理解するのに役立ちます。$JetCurry$アルゴリズムを提示して、2次元画像からジェットの3次元ジオメトリを視覚化します。基になる幾何学的フレームワークについて説明し、2次元画像の分解に使用される方法の概要を説明します。ノットD領域のテストケースを使用して、M87のジェットの3次元視覚化の結果を報告します。私たちの3D視覚化は、ジェットの結び目D領域の予想される二重らせん磁場構造とほぼ一致しています。また、$JetCurry$アルゴリズムの開発における次のステップについても説明します。
チョークジェット超新星からの高エネルギーニュートリノ：検索と意味
| Title |
High-energy_neutrinos_from_choked-jet_supernovae:_searches_and_implications |
| Authors |
Po-Wen_Chang,_Bei_Zhou,_Kohta_Murase,_Marc_Kamionkowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.03088 |
IceCubeによって発見された高エネルギー天体物理ニュートリノの起源は、ほとんど不明のままです。マルチメッセンジャー研究は、これらのニュートリノの大部分がガンマ線暗黒源から来ていることを示しています。チョークジェット超新星(cjSNe)は、恒星物質内で失速した相対論的ジェットを動力源とする超新星であり、同時に生成されたガンマ線が吸収される間に、フォトハドロン相互作用を介してニュートリノ放出を引き起こす可能性があります。この論文では、非ビン化最尤分析を実行して、IceCubeの10年ミューオントラックイベントと、公開されているカタログから収集したSNIb/cサンプルとの相関関係を検索します。従来のベキ乗則モデルに加えて、より現実的なニュートリノ放出モデルの影響を初めて考慮し、解析におけるジェット放射因子の影響を調べます。私たちの結果は、有意な相関関係を示していません。それでも、拡散天体物理ニュートリノフラックスへのcjSNeの寄与に我々が設定した保守的な上限により、SNeIb/cがIceCubeによって観測される天体物理ニュートリノの支配的な発生源であることが依然として許容されます。私たちの結果と将来のニュートリノと超新星観測の力からのcjSNeシナリオへの影響について議論します。
反復角度差分イメージング (IADI): 反復 ADI アプローチによる散乱光でのディスク構造の回復の調査
| Title |
Iterative_Angular_Differential_Imaging_(IADI):_An_exploration_of_recovering_disk_structures_in_scattered_light_with_an_iterative_ADI_approach |
| Authors |
L.M._Stapper,_C._Ginski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02454 |
若いガスに富んだ星周円盤の信号を、近赤外光の星の信号と区別することは困難な作業です。AngularDifferentialImaging(ADI)やPolarimetricDifferentialImaging(PDI)などの現在の技術は、自己減算などの欠点に対処しています。これらの欠点に対処するために、反復角度差分イメージング(IADI)手法を調査して、総強度観測における信号スループットを向上させます。この作業は、ADI手法を繰り返し適用することにより、ディスクの自己減算領域を回復するためのIADIの有効性を調査することを目的としています。IADIの有効性を判断するために、ディスクイメージのモデルが作成され、IADIで後処理されます。さらに、偏光画像に基づくマスキングと、信号をフィードバックするための信号しきい値が調査されます。非対称性は、データセット内のディスクのオーバーラップが少ないため、ディスクを回復する上で非常に重要な要素です。場合によっては、ADIと比較してIADIを使用すると、75倍多くのフラックスを回収できます。Procrustes距離は、散乱位相関数に対するアルゴリズムの影響を定量化するために使用されます。ノイズのレベルと恒星信号と円盤信号の比率に応じて、位相関数は、標準のADIよりもプロクラステス距離で6.4倍良好に復元できます。多くの反復による画像上のノイズの増幅とにじみが発生し、バイナリマスクと動的しきい値を使用することでこのフィードバックは軽減されましたが、最終的なパイプラインでは依然として問題です。最後に、VLT/SPHEREで作成された原始惑星系円盤の観測がIADIで処理され、非常に有望な結果が得られました。IADIでは、ノイズの増幅と星の再構築のために信号対ノイズの観測が低いという問題がありますが、信号対ノイズの高い観測は、標準のADIに関して有望な結果を示しています。
BIFROST: 階層型 4 次順シンプレクティック積分器コードを使用した星団内のコンパクト サブシステムのシミュレーション
| Title |
BIFROST:_simulating_compact_subsystems_in_star_clusters_using_a_hierarchical_fourth-order_forward_symplectic_integrator_code |
| Authors |
Antti_Rantala,_Thorsten_Naab,_Francesco_Paolo_Rizzuto,_Matias_Mannerkoski,_Christian_Partmann,_Kristina_Lautensch\"utz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02472 |
GPUで高速化された階層型4次順シンプレクティック積分器コードFROSTの拡張バージョンであるBIFROSTを紹介します。BIFROST(BInariesinFROST)は、バイナリ、トリプル、複数のシステム、またはブラックホール周辺の小さなクラスターの永年および正規化された統合を使用して、$f_\mathrm{bin}=100\%$までの任意のバイナリ分数を持つ衝突星系を効率的に進化させることができます。4次フォワードインテグレーターフレームワーク。PN3.5次までのポストニュートン(PN)項は、オプションの3体項およびスピン依存項を含むコンパクトサブシステムの運動方程式に含まれています。ブラックホールとの相互作用に関するPN1.0項は、シミュレーションドメインのあらゆる場所で計算されます。このコードには、いくつかの合併基準(重力波インスパイラル、潮汐破壊イベント、恒星およびコンパクトオブジェクトの衝突)があり、コンパクトオブジェクトの合併のための相対論的反動キックが追加されています。$N$粒子を含むシステムでは、コードのスケーリングは$N_\mathrm{GPU}\sim40\timesN/10^6$GPUまで良好なままであり、2進分数の増加は100%までほとんど変わらないことを示します。コードの実行時間を増やします(係数$\sim1.5$未満)。また、多数の星団シミュレーションを提示することで、BIFROSTの数値精度を検証します。これには、コアの崩壊や、相対論的な反動キックによる2つの中間質量ブラックホールの合体など、最も極端なシミュレーションが含まれます。
アストロボティクス: 天体物理学研究のための群れロボティクス
この論文では、アストロボティクスの新しい分野、つまり、天体物理学と観測天文学に役立つように最近確立されたロボティクスの分野を紹介します。最初に、暗黒物質研究の現代的な要件、つまりアストロボットを使用した観測可能な宇宙のマップの生成について説明します。アストロボットは、従来の2自由度のロボットマニピュレータとは2つの点で異なります。第一に、アストロボットの密集した構成は、隣接するアストロボットのダイナミクスを非常に重複させ、それらを深刻な衝突にさらす.第二に、アストロボットの構造とその機械的仕様は、内部に光ファイバーが埋め込まれているために特殊化されています。アストロボットの収束率に関して、解決策が衝突なし、高速実行、および完全であるアストロボットの調整問題に焦点を当てています。また、調整ソリューションの品質に対する観測ターゲットへのアストロボットの割り当ての重要な影響についても説明します。この分野の現状を提示するために、20,000アストロボットを含む次世代の天体物理プロジェクトや、スペースデブリなどの他の分野を含む未解決の問題を詳しく説明します。アストロボットが使用される可能性がある追跡
多天体スペクトログラフによるアストロボットの収束予測の学習
| Title |
Learning_convergence_prediction_of_astrobots_in_multi-object_spectrographs |
| Authors |
Matin_Macktoobian,_Francesco_Basciani,_Denis_Gillet,_Jean-Paul_Kneib |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02600 |
アストロボットの群れは、暗黒エネルギー研究の目的で観測可能な宇宙の地図を生成するために天文信号をキャプチャするために使用されます。満足のいくマップを作成するには、調整の過程での各群れの収束が特定のしきい値を超えている必要があります。現在の調整方法は、常に望ましい収束率に達するとは限りません。さらに、これらの方法は非常に複雑であるため、リソースを必要とするシミュレーションなしでは、その結果を正式に検証することはできません。したがって、サポートベクターマシンを使用して、群れの以前の調整のデータに基づいて群れの収束を予測できるモデルをトレーニングします。固定パリティ、つまり群れに対応するアストロボットの外腕の回転方向を考えると、私たちのアルゴリズムは最先端技術と比較してより優れた予測性能に達します。さらに、アルゴリズムを修正して、アストロボットのパリティが異なる可能性がある、より一般化された収束予測問題を解決します。487アストロボットの群れに関連する一般化されたシナリオの予測結果を提示します。これは、制約のあるシナリオと比較してこのシナリオが過度に複雑であることを考えると、興味深いほど効率的で衝突がありません。
ComPair ガンマ線望遠鏡プロトタイプの開発
| Title |
Development_of_the_ComPair_gamma-ray_telescope_prototype |
| Authors |
Daniel_Shy_and_Carolyn_Kierans_and_Nicolas_Cannady_and_Regina_Caputo_and_Sean_Griffin_and_J._Eric_Grove_and_Elizabeth_Hays_and_Emily_Kong_and_Nicholas_Kirschner_and_Iker_Liceaga-Indart_and_Julie_McEnery_and_John_Mitchell_and_A._A._Moiseev_and_Lucas_Parker_and_Jeremy_S._Perkins_and_Bernard_Phlips_and_Makoto_Sasaki_and_Adam_J._Schoenwald_and_Clio_Sleator_and_Jacob_Smith_and_Lucas_D._Smith_and_Sambid_Wasti_and_Richard_Woolf_and_Eric_Wulf_and_Anna_Zajczyk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02962 |
特にマルチメッセンジャー天体物理学に照らして、MeV範囲での観測によって独自に可能になる科学への関心が高まっています。コンプトンペア(ComPair)望遠鏡は、AMEGOプローブクラスコンセプトのプロトタイプであり、MeV領域のガンマ線を一緒に検出して特徴付ける4つのサブシステムで構成されています。両面ストリップシリコントラッカーは、最初のコンプトン散乱相互作用を正確に測定し、ペア変換生成物を追跡します。トラッカーの下にある優れた位置分解能とエネルギー分解能を備えた新しいテルル化カドミウム亜鉛(CZT)検出器が、コンプトン散乱光子を検出します。厚いヨウ化セシウム(CsI)カロリメーターには、高エネルギーのコンプトンとペアイベントが含まれています。この装置は、宇宙線のバックグラウンドを拒否するために、プラスチック製の反一致(ACD)検出器に囲まれています。この作業では、科学的動機の概要と、プロトタイプの開発とパフォーマンスについて説明します。
最後の太陽周期のさまざまな段階における太陽風のモデル化
| Title |
Modeling_the_Solar_Wind_During_Different_Phases_of_the_Last_Solar_Cycle |
| Authors |
Zhenguang_Huang,_Gabor_Toth,_Nishtha_Sachdeva,_Lulu_Zhao,_Bartholomeus_van_der_Holst,_Igor_Sokolov,_Ward_Manchester,_Tamas_Gombosi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02501 |
ミシガン大学で開発されたAlfv\'enWave太陽大気モデル(AWSoM)を使用して、最後の太陽周期のさまざまな段階で太陽風を体系的にシミュレートする最初の試みについて説明します。この研究の鍵は、モデルの最も重要な入力パラメーターの1つであるポインティングフラックスの最適値を決定することです。ポインティングフラックスは、モデルの彩層境界をアルフエン波乱流の形で通過するエネルギーフラックスを規定します。ポインティング磁束パラメータの最適値は、1)0.913の線形相関係数を持つ開放磁束。2)線形相関係数が0.946の開放磁場領域の面積。これらの高度な線形相関は、太陽周期のさまざまな段階でアルフエン波乱流がどのように太陽風を加速するかを理解し、AWSoMによるリアルタイムの太陽風予測のためのポインティングフラックスパラメーターを推定することに光を当てる可能性があります。
太陽下部大気における対流プラズマと小規模磁場の相互作用
| Title |
Interaction_of_convective_plasma_and_small-scale_magnetic_fields_in_the_lower_solar_atmosphere |
| Authors |
Santiago_Vargas_Dom\'inguez,_Dominik_Utz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02520 |
以下の短いレビューでは、太陽の下層大気プラズマと埋め込まれた小規模な太陽磁場との可能な相互作用プロセスのいくつかを概説します。トピックを紹介した後、重要なタイプの小規模な太陽磁場要素の概要を説明し、それらの作成と進化に焦点を当て、最後に、磁力線の再接続など、これらの磁場が関与する最も重要なプロセスを説明します。磁気流体力学波の作成。このような小規模な現象の太陽大気での発生と地球規模の範囲は、主に太陽活動領域に関連する、より爆発的で激しいイベントの発生と全体的な範囲を平均して上回っているため、より弱い段階でも太陽活動の構成要素としての重要な役割を果たしています。11年の太陽周期の。特に、太陽大気の下部から上部までの太陽活動の最も細かい要素を理解することは、今日の天体物理学で最も興味深い問題の1つとして際立っている太陽コロナの加熱を完全に理解するための決定要因になる可能性があります。
光球輝点群の量と輝度変化特性に関する研究
環境。光球の最小の磁気要素であり、磁束管のフットポイントトレーサーである光球輝点(BP)は、BPの研究にとって非常に重要です。いくつかの特定のBPの特性と進化の研究と比較して、BPグループの研究は、BPグループの特性と全体的な活動をよりよく理解することができます。ねらい。異なる明るさレベルでの明るさとBPグループの数の進化特性、およびこれらの特徴が静かな領域とアクティブな領域でどのように異なるかを見つけることを目指しています。メソッド。従来の技術とニューラルネットワークを組み合わせたハイブリッドBP検出モデル(HBDモデル)を提案します。このモデルは、BBSOのペアのTiOバンドのアクティブ領域とクワイエット領域の連続した高解像度画像シーケンスの各フレームのBP輝度特性を検出して計算するために使用されます。機械学習クラスタリング手法を使用して、各フレームのPBを低輝度から高輝度までの4つのレベルグループ(レベル1～レベル4)に分割しました。最後に、フーリエ変換と逆フーリエ変換を使用して、これら4つのレベルグループのBPの明るさと量の進化を分析します。結果。BPグループの活動はランダムで無秩序ではありません。明るさの異なるレベルでは、その量と明るさの進化は複雑な変化を示します。明るさの4つのレベルの中で、アクティブ領域のBPは、静かな領域のBPよりもアクティブで強度が高かった。ただし、静かな領域でのBPグループの量と明るさの進化は、中および高明るさレベル（レベル3とレベル4）で大きな周期的変化と小さな周期的変化の特徴を示しました。静かな領域でのPBグループの明るさの変化には明らかな周期的変化がありますが、アクティブな領域は完全にランダムで激しい変動状態にあります。
太陽から地球へのコロナ質量放出の伝播
コロナ質量放出(CME)は、惑星間空間に大量の質量と磁束を注入できるため、地球の宇宙天気現象の主な原因です。現在のレビューでは、最初にCMEの起源の太陽表面の特徴を簡単に紹介し、次に太陽から地球へのCMEの運動学的進化を理解する試みに焦点を当てています。CMEは、過去50年間にわたる一連の宇宙ミッションにより、太陽コロナで白色光で観測されてきました。特に、LASCO/SOHOは、今日まで2つ以上の太陽周期にわたってCMEをほぼ継続的にカバーしてきました。しかし、LASCOからの観測は投影効果と限られた視野(太陽から30Rs以内)に悩まされていました。2006年の2基のSTEREO探査機の打ち上げにより、複数の視点からのイメージング観測が可能になり、CMEへの投影効果を評価することが可能になりました。さらに、STEREOに搭載された太陽圏イメージャー(HI)は、太陽と地球の間の未踏の大きな距離ギャップを継続的に観測しました。最後に、以前はACEとWINDからの原位置観測で1AUの地球の近くでのみ定期的に識別されていた地球指向のCMEは、STEREOに搭載された原位置計測器を使用して、太陽と地球の線から離れた経度でも識別できます。私たちのレビューでは、主にSOHOおよびSTEREO観測を使用して、CMEの運動学と1AUへの到着時間を推定するために頻繁に使用される方法を紹介します。太陽地球線から離れた場所から地球指向のCMEの3次元(3D)特性を導出する必要性を強調します。地球へのCME到着時間の予測を改善する結果と、進行を妨げている未解決の問題についても説明します。最後に、太陽圏イメージングの重要性をまとめ、宇宙天気予報を改善するための道筋について説明します。
恒星振動におけるトポロジカルモード
| Title |
Topological_modes_in_stellar_oscillations |
| Authors |
Armand_Leclerc,_Guillaume_Laibe,_Pierre_Delplace,_Antoine_Venaille,_Nicolas_Perez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02783 |
恒星の振動はトポロジカルな起源である可能性があります。星とトポロジカル絶縁体との間に新しい類似性を確立することにより、星のこの深くてこれまで隠された特性を明らかにします。非ラジアル断熱脈動の恒星$\mathrm{\textit{acoustic-buoyant}}$周波数$S$の式を導出するエルミート問題を構築します。次に、位相解析により、音響浮力周波数の符号の変化が、星内の子羊のような波の存在に関連付けられます。これらのトポロジカルモードは周波数ギャップを横切り、低調波次数$\ell$では重力モードとして、高$\ell$では圧力モードとして動作します。$S$は、大部分の恒星天体で少なくとも1回符号が変わることがわかっており、ヘルツスプルング-ラッセル図全体でトポロジカルモードが遍在しています。一部のトポロジカルモードは、内部構造が局所的に大きく変化する領域にも閉じ込められると予想されます。
Mira Variable BX Cam に向かう Water Masers のアストロメトリック アニメーション
| Title |
The_Astrometric_Animation_of_Water_Masers_towards_the_Mira_Variable_BX_Cam |
| Authors |
Shuangjing_Xu,_Hiroshi_Imai,_Youngjoo_Yun,_Bo_Zhang,_Maria_J._Rioja,_Richard_Dodson,_Se-Hyung_Cho,_Jaeheon_Kim,_Lang_Cui,_Andrey_M._Sobolev,_James_O._Chibueze,_Dong-Jin_Kim,_Kei_Amada,_Jun-ichi_Nakashima,_Gabor_Orosz,_Miyako_Oyadomari,_Sejin_Oh,_Yoshinori_Yonekura,_Yan_Sun,_Xiaofeng_Mai,_Jingdong_Zhang,_Shiming_Wen,_and_Taehyun_Jung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02812 |
EAVNSynthesisofStellarMaserAnimations(ESTEMA)プロジェクトの一環として実施された、Mira変数BXCam周辺の22GHz水(H$_{2}$O)メーザーのVLBIモニタリング観測を報告します。合計で37エポックのデータが、2018年5月から2021年6月まで、3～4週間の時間間隔で取得され、約3つの恒星の脈動周期にまたがっています($P=\sim$440d)。特に、VERAステーションに装備されたデュアルビームシステムは、H$_{2}$Oメーザーフィーチャの運動学と視差を測定するために使用されました。測定された視差、$\pi=1.79\pm0.08$masは、$Gaia$EDR3および以前に測定されたVLBI視差と1-$\sigma$エラーレベル内で一致しています。中心星の位置は、$Gaia$EDR3データと、KVNで撮像されたリング状の43GHz一酸化ケイ素(SiO)メーザー分布の中心位置の両方に基づいて推定されました。3次元H$_{2}$Oメーザーの運動学は、星周エンベロープが$13\pm4$kms$^{-1}$の速度で膨張していることを示していますが、空間分布と速度分布の両方に非対称性があります。マスター機能の。さらに、私たちの緻密な監視プログラムによって達成されたH$_{2}$Oメーザーアニメーションは、BXCamの星周エンベロープにおける衝撃波の伝播を示しています。
SMART/SDDI によって撮影された H$\alpha$ スペクトル画像を使用した、さまざまな太陽活動イベントの太陽としての星の分析
| Title |
Sun-as-a-star_Analyses_of_Various_Solar_Active_Events_Using_H$\alpha$_Spectral_Images_Taken_by_SMART/SDDI |
| Authors |
Takato_Otsu,_Ayumi_Asai,_Kiyoshi_Ichimoto,_Takako_T._Ishii,_Kosuke_Namekata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02819 |
観測データを空間的に統合する太陽としての星の分析は、恒星データの解釈に役立ちます。恒星観測への将来の応用のために、我々は、太陽のフレアやフィラメントの噴火/サージだけでなく、噴火についても、太陽の様々な活動的なイベントについてH$\alpha$スペクトルのSun-as-a-star分析を行った。京都大学飛騨天文台の太陽磁気活動研究望遠鏡/太陽動力学ドップラーイメージャー(SMART/SDDI)によって撮影されたH$\alpha$スペクトル画像を使用したオフリムプロミネンスの。分析されたすべてのイベントは、イベント前の状態と比較した放出を示し、それらのH$\alpha$相当幅の変化はすべて10$^{-4}$\r{A}のオーダーです。太陽としての星H$\alpha$スペクトルは、放出の原因に応じて異なる特徴を示します:(i)フレアは、報告されているように、赤の非対称性と線の広がりとともに、H$\alpha$線の中心での放出を示します。以前の研究で。(ii)フレアがある場合とない場合のフィラメントの噴出では、H$\alpha$線の中心付近で発光が見られ、吸収が青/赤にシフトします。特に、暗いフィラメントの消失は、H$\alpha$線の中心発光の明らかな増強につながります。(iii)オフリムプロミネンスの噴火は、青/赤方偏移の発光を示します。これらのスペクトルの特徴により、太陽のような星で活発な現象を特定することができます。また、太陽としての星のH$\alpha$スペクトルで赤方偏移した吸収を示すフィラメント噴火でさえ、コロナ質量放出(CME)につながることも発見しました。この結果は、恒星フィラメント噴火の落下成分がH$\alpha$スペクトルの赤方偏移吸収として検出されたとしても、そのような恒星フィラメント噴火がCMEに発展する可能性があることを示唆しています。
青い水平分枝星の色 - 等級関係の SDSS-Gaia ビュー
| Title |
The_SDSS-Gaia_View_of_the_Color-Magnitude_Relation_for_Blue_Horizontal-Branch_Stars |
| Authors |
Fabr\'icia_O._Barbosa,_Rafael_M._Santucci,_Silvia_Rossi,_Guilherme_Limberg,_Angeles_P\'erez-Villegas_and_H\'elio_D._Perottoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02820 |
SloanDigitalSkySurveyとその関連プロジェクトSloanExtensionforGalacticUnderstandingandExploration(SEGUE)からの測光および分光データから選択された青い水平枝(BHB)星の最新のサンプルを提示します。このデータを使用して、色空間でA型星の候補を選択し、表面重力値($\log\rm{g}$)は、SEGUEStellarParameterPipelineによって推定されます。私たちの堅牢なアプローチにより、各星が本当にBHBステージにある個々の確率を特定することができます。したがって、単純な$\log\rm{g}$カットを採用した以前のSEGUEBHB選択と比較して、私たちの方法は有利です。また、これらの星の色と等級の関係を再検討し、銀河の球状星団の更新された距離に基づいて、$(g-r)_0$と$(u-r)_0$の色で絶対等級を推定する2つのキャリブレーションを提案します。
中性子星のねじれ振動の自己相似関係
中性子星地殻のねじれ振動周波数に対する自己相似関係を論じた。どの中性子星モデルでも、基本的なねじれ振動の周波数(動径波動関数のノードがない、つまりn=0で、すべての可能な角波数l>=2で)は、単一の定数によって決定されます。通常のねじり振動(任意のn>0でl>=2)の周波数は、2つの定数によって決定されます。これらの定数は、中性子星地殻の動径積分によって簡単に計算できるため、完全な振動スペクトルを決定する最も簡単な方法が得られます。固定質量の星のすべての定数は、さまざまな質量の星に対して正確に補間できます(ただし、状態方程式は同じです)。さらに、ねじり振動は、地殻内の平坦な時空近似で正確に調べることができます。この結果は、ソフトガンマ中継器のフレア後に準周期振動として観測されると考えられているマグネターの磁気弾性振動を調査するのに役立ちます。
一列連星カッパドラ (B6 IIIe) における一次 Be 星と二次 sdB 星の力学質量
| Title |
Dynamical_masses_of_the_primary_Be_star_and_the_secondary_sdB_star_in_the_single-lined_binary_kappa_Dra_(B6_IIIe) |
| Authors |
R._Klement,_D._Baade,_Th._Rivinius,_D._R._Gies,_L._Wang,_J._Labadie-Bartz,_P._Ticiani_Dos_Santos,_J._D._Monnier,_A._C._Carciofi,_A._M\'erand,_N._Anugu,_G._H._Schaefer,_J.-B._Le_Bouquin,_C._L._Davies,_J._Ennis,_T._Gardner,_S._Kraus,_B._R._Setterholm,_A._Labdon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.03090 |
多くの古典的なBe星は、その性質が近接連星における質量と角運動量の移動に起因している可能性があるため、それらの構成要素の現在の質量、温度、および半径は、星の進化モデルと比較する上で非常に興味深いものです。KappaDraは、B6IIIeプライマリを持つ61.5日シングルラインバイナリです。CHARAArray機器MIRC/MIRC-XおよびMYSTICを使用して、HおよびKバンドでそれぞれ1.49±0.10%および1.63±0.09%の(ほぼ光球)フラックス比で二次を検出しました。大規模で多様な光学分光データベースから、Be星の視線速度曲線のみを抽出できました。しかし、公称1シグマ誤差の範囲内で一致するヒッパルコスとガイアからの視差を使用して、総質量を導出し、Be星と伴星の3.65±0.48Msunおよび0.426±0.043Msunの成分質量を見つけることができました。それぞれ。観測された遠紫外スペクトルとsdOスペクトルモデルテンプレートとの以前の相互相関では、約20の以前のタイプのBe星から知られているホットOタイプ準矮星(sdO)集団に属するコンパニオンは検出されませんでした。私たちの完全な3D軌道ソリューションに導かれて、剥ぎ取られた準矮星B型コンパニオン(2.3±0.5%の遠紫外フラックス比)の強い相互相関信号を発見し、そのような星の最初の確固たる特性評価を可能にし、カッパドラ直接観測された亜矮星伴星を持つ最初の中期から後期型Be星。
暗黒宇宙: 始原ブラック ホール $\leftrightharpoons$ 暗黒重力子ガス接続
宇宙階層問題に対処する最近提案された暗次元シナリオ内の暗黒物質候補として、5次元原始ブラックホールと大規模な5次元KKグラビトンとの間の可能な対応を研究します。まず、局所宇宙では、$M_{\rmBH}\sim7\times10^{13}~{\rmg}$の5次元ブラックホールの集団がKKタワーと実質的に区別できないことを示します。$m_{\rmDM}\sim50~{\rmkeV}$のダークグラビトン。第二に、5次元ブラックホールの質量増加と関連する温度低下を、グラビトンの大規模なスピン2KK励起のタワーの冷却と関連付けます。暗黒グラビトンは$\sim1-50~{\rmGeV}$の質量で生成され、その質量の大部分は現在、およそ$1-100~{\rmkeV}$にまでシフトしています。システムの冷却は、全質量密度をあまり失うことなく、より軽いグラビトンへの崩壊を介して進行します。これは、動的暗黒物質フレームワークの宇宙論的進化を特徴付けるタワー内崩壊に似ています。重力子ガスのタワー内崩壊を、降着によるブラックホールの成長と関連付けます。また、原始ブラックホール$\leftrightharpoons$暗黒グラビトンガス接続は、グラビトンに関するブラックホールの束縛状態図によってうまく説明できることも議論します。
時間対称数値法によるブラック ホール摂動の保守的進化
| Title |
Conservative_Evolution_of_Black_Hole_Perturbations_with_Time-Symmetric_Numerical_Methods |
| Authors |
Michael_F._O'Boyle,_Charalampos_Markakis,_Lidia_J._Gomes_Da_Silva,_Rodrigo_Panosso_Macedo_and_Juan_A._Valiente_Kroon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02550 |
今後10年間に予定されているLISAミッションの打ち上げは、重力自力の問題に注意を喚起しています。広範な理論的研究にもかかわらず、極端な質量比のインスピレーションからの重力波の長時間の数値計算は依然として困難です。この研究では、エルミート積分に基づくこの問題に適した数値進化スキームのクラスを提案しています。それらの最も重要な機能は、時間反転対称性と無条件の安定性であり、これらの方法でシンプレクティック構造、エネルギー、運動量、およびその他のネーター電荷を長期間維持できます。数値シミュレーションが保持しなければならない進化の定数が存在することを示すために、シュヴァルツシルト時空の双曲面スライス上のブラックホール摂動理論のマスターフィールドにネーターの定理を適用します。2点テイラー展開（エルミート積分など）に基づく時間対称積分スキームは、1点テイラー展開（ルンゲクッタなど）に基づくスキームとは異なり、これらの量を数値的に保存することを示します。これにより、時間対称スキームは長時間のEMRIシミュレーションに理想的になります。
ホログラフィック時空の泡に基づくインフレーションと暗黒エネルギーの統一モデル
インフレーションとダークエネルギーのモデルを提示します。このモデルでは、ハッブルの地平線内の時空の泡の古典的なエネルギーを表すスカラーフィールドが宇宙方程式の正確な解であると仮定することによって、インフレトンポテンシャルが構築されます。結果として得られる可能性は、宇宙の膨張初期と後期の両方のエポックを統一された図で説明するのに適切な特性を持っています。
$4k+2$ 次元からの補助バリオン数違反
$4k+2$次元の時空の電荷共役演算子は、作用するスピノール場のキラリティーを保持するという特異な性質を持っています。この$4k+2-$Dフェルミ粒子の性質とその相互作用は、超次元をコンパクト化すると、特にバリオン数とレプトン数のコンテキストで、最低次数でカルザクライン(KK)モードを持つ4次元演算子につながります。違反。KK質量縮退が1ループで解除されると、これらの演算子は、バリオン数とレプトン数に違反するKK-1フェルミオンモードの崩壊/消滅を生成します。さらに、ハイパーチャージゲージボソンの壊れた分極とのフェルミオン双線形相互作用、つまり「スパインレス随伴スカラー」を含めて、これらのエキゾチックな演算子は陽子崩壊と二重陽子消滅を生成します。最も単純なシナリオでは、このスカラー場は安定しており、次のようになります。暗黒物質(DM)候補.ここでは、モデルに依存しない$4k+2-$次元の$\DeltaB=1=\DeltaL$および$\DeltaB=2=\DeltaL$演算子について説明します$p\toe^++\pi$,$DM+p\toDM+e^++\pi$,$p+p\toe^++e^+$,$DM+p\toDM+\bar{p}+e^++e^+$および$(DM+e^-)+p\to(DM+e^+)+\bar{p}$プロセス.地上実験は暗黒物質の影響を受ける$\DeltaB=2$に対して十分に敏感ではありませんが、暗黒物質の分布がはるかに密集している超高密度のDMの塊と銀河団の中心では、その速度を大幅に高めることができます。
一酸化硫黄 (SO) のロビブロニックスペクトルの ab initio 研究: 断熱対断熱表現
| Title |
An_ab_initio_study_of_the_rovibronic_spectrum_of_sulphur_monoxide_(SO):_diabatic_vs._adiabatic_representation |
| Authors |
Ryan_P._Brady,_Sergey_N._Yurchenko,_Gap-Sue_Kim,_Wilfrid_Somogyi,_Jonathan_Tennyson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02800 |
内部収縮多参照配置相互作用(ic-MRCI)メソッドとaug-cc-pV5Z基底関数セットを使用して、一酸化硫黄($^{32}$S$^{16}$O)のロビブロニックスペクトルの第一原理研究を提示します。13の電子状態$X^{3}\Sigma^{-}$、$a^{1}\Delta$、$b^{1}\Sigma^{+}$、$c^{1}\をカバーしています。シグマ^{-}$、$A^{\prime\prime3}\Sigma^{+}$、$A^{\prime3}\Delta$、$A^{3}\Pi$、$B^{3}\Sigma^{-}$,$C^{3}\Pi$,$d^{1}\Pi$,$e^{1}\Pi$,$C^{\prime3}\Pi$、および$(3)^{1}\Pi$の範囲は最大66800cm$^{-1}$です。abinitio分光モデルには、13のポテンシャルエネルギー曲線、23の双極子および遷移双極子モーメント曲線、23のスピン軌道曲線、および14の電子角運動量曲線が含まれています。空間的に縮退したペア$C^{3}\Pi-C^{\prime3}\Pi$と$e^{1}\Pi-(3)^{1}\Pi$プロパティベースの非断熱化法による。また、これらの回避された交差システムの非断熱結合と断熱結合も提示します。結合曲線のすべての位相が定義され、一貫しており、147nmより長い波長範囲をカバーするSOの最初の完全に再現可能な分光モデルを提供します。最後に、SOのabinitiorovibronicスペクトルが計算されます。
$f(R)$ 重力理論における原始重力波に対するインフレ前の de Sitter バウンスの影響
この作業では、インフレーション前のdeSitterバウンスが原始重力波のエネルギースペクトルに及ぼす影響を調べます。具体的には、宇宙はいくつかの進化パッチによって記述されると仮定します。これは、デ・シッター前のインフレのバウンスから始まり、準デ・シッターのスローロール・インフレ時代が続き、続いて一定の状態方程式パラメーター異常な再加熱時代が続きます。その後、放射線と物質支配の時代、そして後期加速時代が続きます。バウンスとインフレーションの時代は、真空の$f(R)$重力によって実現でき、異常な再加熱と後期加速の時代は、$f(R)$重力と存在する完全物質流体の相乗効果によって実現できます。よく知られている再構成技術を使用して、対応する物質流体によって実現される物質および放射線支配の時代を除いて、どの$f(R)$重力が各進化パッチを実現できるかを見つけます。したがって、原始ド・ジッターバウンスの減衰係数を計算すると、バウンスが存在しない場合とは対照的に、1回の重力波の将来の実験で信号を検出できることが示されます。私たちは、私たちの結果の帰結と将来の展望について詳細に議論します。
基底電子状態における VO の超微細分解スペクトルの変分モデル
| Title |
A_variational_model_for_the_hyperfine_resolved_spectrum_of_VO_in_its_ground_electronic_state |
| Authors |
Qianwei_Qu_and_Sergei_N._Yurchenko_and_Jonathan_Tennyson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02896 |
VO$\mathrm{X}\,^4\Sigma^-$電子基底状態内の超微細構造を正確に予測することを目的とした、VOの赤外スペクトルの変分モデルが提示されます。$\mathrm{X}\,^4\Sigma^-$状態の正しい電子スピン分裂、基底状態内の電子スピン双極子相互作用、および$\mathrm{X}\,^間のスピン軌道結合を与えるために4\Sigma^-$と2つの励起状態、$\mathrm{A}\,^4\Pi$と$\mathrm{1}\,^2\Sigma^+$は、超微細相互作用項と共にabinitioで計算されます。4つの超微細結合項が明示的に考慮されます:フェルミ接触相互作用、電子スピン-核スピン双極子相互作用、核スピン-回転相互作用、および核電気四重極相互作用。これらの項は、超微細分解エネルギー準位とスペクトルの両方を生成するために使用されるプログラムDUOを使用して実行される、核運動のシュロディンガー方程式の完全な変分解の一部として含まれています。モデルの精度を向上させるために、abinitio曲線は小さなシフトの影響を受けます.このモデルによって生成されたエネルギーレベルは,最近導出された経験的項の値とよく一致しています.これと他の比較は,私たちのモデルとDUOで最近開発された超微細モジュールの両方を検証します.
スカラートライスペクトルにおけるパリティ違反: ノーゴー定理とイエスゴーの例
| Title |
Parity_violation_in_the_scalar_trispectrum:_no-go_theorems_and_yes-go_examples |
| Authors |
Giovanni_Cabass,_Sadra_Jazayeri,_Enrico_Pajer_and_David_Stefanyszyn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.02907 |
曲率摂動のパリティ奇原始トリスペクトルのノーゴー定理とイエスゴーの例のセットを導出します。インフレーションの有効場理論のデカップリング限界でツリーレベルで作業し、スケール不変性とバンチデイビスの真空を仮定します。任意の質量を持つ任意の数のスカラー場の存在下でパリティ奇数スカラートリスペクトルが消失し、質量のないドシッターモード関数を持つ任意の数の回転場が存在する場合、パリティ奇数スカラー相関器が消失することを示します。Liu、Tong、Wang、Xianyuの調査結果[1]。同じことが奇数のコンフォーマル結合外部フィールドを持つ相関器にも当てはまります。これらの結果は、(ブーストのない)宇宙論的ブートストラップ、特に宇宙論的光学定理と明示的な摂動計算の両方を使用して導き出されます。次に、上記の仮定を1つずつ緩和して、一連のイエスゴーの例について説明します。特に、(i)単一クロックインフレーションにおけるスケール不変性の違反、(ii)ゴースト凝縮体の修正された分散関係(非バンチデイヴィス真空)、および(iii)について、パリティ奇数トライスペクトルの明示的な結果を提供します。)大規模な回転場との相互作用。私たちの結果は、バニラインフレーションを超えた新しい物理学の非常に敏感なプローブとして、パリティ奇数トライスペクトルを確立します。
