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Thu 6 Oct 22 18:00:00 GMT -- Fri 7 Oct 22 18:00:00 GMT

確率積分変換による Redshift 分布の変化のマッピング

Title Mapping_Variations_of_Redshift_Distributions_with_Probability_Integral_Transforms
Authors J._Myles,_D._Gruen,_A._Amon,_A._Alarcon,_J._DeRose,_S._Everett,_S._Dodelson,_G._M._Bernstein,_A._Campos,_I._Harrison,_N._MacCrann,_J._McCullough,_M._Raveri,_C._S\'anchez,_M._A._Troxel,_B._Yin,_T._M._C._Abbott,_S._Allam,_O._Alves,_F._Andrade-Oliveira,_E._Bertin,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_R._Cawthon,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_S._Desai,_P._Doel,_I._Ferrero,_B._Flaugher,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_M._Gatti,_D._W._Gerdes,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_W._G._Hartley,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_K._Kuehn,_O._Lahav,_P._Melchior,_J._Mena-Fern\'andez,_F._Menanteau,_R._Miquel,_J._J._Mohr,_A._Palmese,_F._Paz-Chinch\'on,_A._Pieres,_A._A._Plazas_Malag\'on,_J._Prat,_M._Rodriguez-Monroy,_E._Sanchez,_V._Scarpine,_I._Sevilla-Noarbe,_M._Smith,_E._Suchyta,_M._E._C._Swanson,_G._Tarle,_D._L._Tucker,_M._Vincenzi,_and_N._Weaverdyck
URL https://arxiv.org/abs/2210.03130
確率分布関数間の変動をマッピングする方法を提示し、画像調査データから銀河の赤方偏移分布を測定するコンテキスト内でこの方法を適用します。依存する確率積分変換のためにPITPZと名付けられたこの方法は、アンサンブル内の分布関数間の曲線の違いを別の分布関数に適用する変換として使用し、アンサンブル内の変動を後者の分布関数に転送します。この手順は、不確実性の伝播の問題に広く適用できます。たとえば、赤方偏移分布のコンテキストでは、特定の効果による不確実性の寄与はシミュレーションでのみ効果的に調べることができるため、シミュレーションで測定された変動をデータから測定された赤方偏移分布に転送する必要があります。測光キャリブレーションの不確実性を暗黒エネルギー調査の3年目の弱いレンズ源銀河の赤方偏移分布に伝播する方法を使用して、PITPZの使用を説明します。このテストケースでは、従来の方法を使用した場合の30%もの過小評価と比較して、PITPZは、真実の1%以内の測光校正誤差によるレンズ効果の振幅の不確実性の推定値を生成することがわかります。

宇宙論的距離における原始ブラックホール合体の特性の測定: 重力波における高次モードの効果

Title Measuring_properties_of_primordial_black_hole_mergers_at_cosmological_distances:_effect_of_higher_order_modes_in_gravitational_waves
Authors Ken_K._Y._Ng,_Boris_Goncharov,_Shiqi_Chen,_Ssohrab_Borhanian,_Ulyana_Dupletsa,_Gabriele_Franciolini,_Marica_Branchesi,_Jan_Harms,_Michele_Maggiore,_Antonio_Riotto,_B._S._Sathyaprakash,_Salvatore_Vitale
URL https://arxiv.org/abs/2210.03132
原始ブラックホール(PBH)は、ビッグバンの直後に物質の過密度が崩壊して形成される可能性があります。高い赤方偏移$z\gtrsim30$でPBH連星の合体からの重力波(GW)放出を観察することで、それらの存在を特定することができます。次世代の地上ベースのGW検出器であるCosmicExplorerとEinsteinTelescopeは、そのような赤方偏移で$\mathcal{O}(10-100)~M_{\odot}$の総質量を持つBBHを観測できるようになります。この論文は、arXiv:2108.07276の付属論文として機能し、波形モデリングにおける高次モード(HoM)の影響に焦点を当てています。これは、これらの高赤方偏移BBHで検出可能である可能性があり、ソースパラメーターの推定に影響します。ベイジアンパラメーター推定を実行して、次世代GW検出器のネットワークによって観測されるさまざまな総質量、質量比、軌道傾斜角、および赤方偏移を持つソースの波形で、HoMモデリングを使用する場合と使用しない場合の測定の不確実性を取得します。波形モデルにHoMを含めると、正確なソースパラメーターに応じて、赤方偏移と質量の不確実性が最大2分の1に減少することがわかります。次に、改善された単一イベント測定値を使用してPBHを特定することの意味を議論し、arXiv:2108.07276に示されているように、最初の星に由来するBBHの合体と原始的なBBHの合体との間の相対存在量のモデル依存性の調査を拡張します。

ガウス尤度への分配関数アプローチ: 弱非ガウス宇宙論的推論のための形式主義と拡張

Title Partition_function_approach_to_non-Gaussian_likelihoods:_Formalism_and_expansions_for_weakly_non-Gaussian_cosmological_inference
Authors Lennart_R\"over,_Lea_Carlotta_Bartels,_Bj\"orn_Malte_Sch\"afer
URL https://arxiv.org/abs/2210.03138
宇宙論全体に遍在する非ガウス尤度は、物理モデルの非線形性の直接的な結果です。それらの処理には、モンテカルロマルコフ連鎖またはより高度なサンプリング方法を使用して、信頼等高線を決定する必要があります。別の方法として、ベイジアン証拠のラプラス変換として正準分割関数を構築し、そこからMCMCメソッドがマイクロステートをサンプリングします。事後分布の次数$n$のキュムラントは、対数分配関数の$n$倍の直接微分が続き、2次で古典的なフィッシャー行列形式を回復します。弱い非ガウス性に対するこのアプローチをDALIおよびGram-Charlier展開に結び付け、宇宙論的パラメータ$\Omega_m$および$w$の超新星の可能性で妥当性を示します。ハミルトンモンテカルロサンプリングに橋渡しするために運動エネルギーを含む標準分配関数の拡張と、化学ポテンシャルに依存するマクロ正準分配関数への遷移から生じるアンサンブルマルコフ連鎖法についてコメントします。最後に、Cram\'er-Rao境界および情報エントロピーに対する分配関数アプローチの関係を示します。

The Aemulus Project VI: 宇宙論的制約を改善するための標準を超えた銀河クラスタリング統計のエミュレーション

Title The_Aemulus_Project_VI:_Emulation_of_beyond-standard_galaxy_clustering_statistics_to_improve_cosmological_constraints
Authors Kate_Storey-Fisher,_Jeremy_Tinker,_Zhongxu_Zhai,_Joseph_DeRose,_Risa_H._Wechsler,_and_Arka_Banerjee
URL https://arxiv.org/abs/2210.03203
非線形領域における銀河の赤方偏移調査には未開発の宇宙論的情報があります。この作業では、宇宙論的$N$体シミュレーションのAEMULUSスイートを使用して、小さなスケール($0.1-50\:h^{-1}\,\mathrm{Mpc}$)での銀河クラスタリング統計のガウス過程エミュレーターを構築します。宇宙論的および銀河のバイアスパラメータを制限するため。標準統計に加えて、投影された相関関数$w_\mathrm{p}(r_\mathrm{p})$、相関関数$\xi_0(s)$の赤方偏移空間単極子、および四極子$\xi_2(s)$--ローカル環境に関する情報を含む統計をエミュレートします。つまり、密度不足確率関数$P_\mathrm{U}(s)$と密度マーク付き相関関数$M(s)$です。これは、銀河集合バイアスに敏感な新しい統計を含めることにより、赤方偏移空間の歪みに関するAEMULUSIIIのモデルを拡張します。回復テストでは、標準を超えた統計が、関心のある宇宙論的パラメーターの制約力を大幅に高めることがわかりました:$P_\mathrm{U}(s)$と$M(s)$を含めると、$の制約の精度が向上します標準統計と比較して、\sigma_8$は33%、$\Omega_m$は28%、構造パラメーター$f\sigma_8$は18%増加しています。さらに、$4\:h^{-1}\,\mathrm{Mpc}$未満のスケールには、より大きなスケールと同じくらい多くの情報が含まれていることがわかります。密度に敏感な統計は、ハローの占有分布パラメーターと柔軟な環境依存のアセンブリバイアスモデルの制約にも貢献します。これは、小規模な宇宙論的情報を抽出し、銀河とハローの接続を理解するために重要です。この分析は、宇宙加速のテストとして構造の成長を制限するために、標準を超えたクラスタリング統計を小規模でエミュレートする可能性を示しています。私たちのエミュレーターは、https://github.com/kstoreyf/aemulatorで公開されています。

重力レンズ画像の瞬間的な赤方偏移の違い: 理論と観測的展望

Title The_Instantaneous_Redshift_Difference_of_Gravitationally_Lensed_Images:_Theory_and_Observational_Prospects
Authors Chengyi_Wang,_Krzysztof_Bolejko,_Geraint_F._Lewis
URL https://arxiv.org/abs/2210.03322
宇宙の膨張により、遠方の天体の赤方偏移は時間とともに変化します。この赤方偏移のドリフトの振幅は小さいですが、次世代の望遠鏡での10年間のキャンペーンで測定可能になります。ここでは、重力レンズされたソースの複数の画像の単一エポック観測で宇宙の膨張を捉える赤方偏移ドリフトの別のビューを提示します。十分に質量のあるレンズを考慮すると、関連する数十年の時間遅延があるため、検出器に同時に到着する光子は、ある画像では別の画像と比較して数十年早く放出され、画像間の瞬間的な赤方偏移の違いにつながります。また、観測された画像の赤方偏移の違いに対する特異な速度の影響も調査します。次世代の望遠鏡と機器の観測能力が依然として必要ですが、他の赤方偏移ドリフト測定に対するこのような単一のエポック検出の利点は、10年にわたるキャンペーンで機器の安定性を必要とすることから生じる体系的な影響の影響を受けにくいことです。

CMB異方性による初期暗黒エネルギーの相転移の制約

Title Constraints_on_the_phase_transition_of_Early_Dark_Energy_with_the_CMB_anisotropies
Authors Shintaro_Hayashi,_Teppei_Minoda_and_Kiyotomo_Ichiki
URL https://arxiv.org/abs/2210.03348
初期のダークエネルギーモデルは、最近のハッブル張力の問題に関連して注目を集めています。ここでは、再結合段階周辺の暗エネルギー崩壊によって生成される新しい密度変動を考慮して、これらのモデルを拡張します。初期の暗黒エネルギーの相転移で生成される暗黒エネルギー流体の密度摂動の進化を等曲率摂動として解決します。等曲率モードがべき乗パワースペクトルによって特徴付けられ、標準の断熱モードと無相関であると仮定して、CMB角度パワースペクトルを計算し、マルコフ連鎖モンテカルロ法を使用してプランクデータと比較します。その結果、EDEパラメータと$H_0=67.47^{+1.01}_{-1.00}~\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}\mathrmのゼロ整合値が得られました。{Mpc}^{-1}$で$68\%$CL。この$H_0$の値はPlanck+$\Lambda$CDMの値とほぼ同じで、$H_0=67.36\pm0.54~\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}\mathrm{Mpc}^{-1}$であり、CMBとIa型超新星観測の間にはまだ$\sim3\sigma$の緊張があります。さらに、EDEの相転移によって引き起こされるスペクトルの振幅は、断熱モードの振幅の1%未満に制限されます。これは非常に小さいため、このような標準外の変動はCMB角スペクトルには現れません。結論として、宇宙の大規模構造からのデータを含むさらなる分析の必要性はあるが、バックグラウンドと摂動へのEDEの重大な寄与は、プランクデータのみを使用した分析によって除外されます。

反重力の実験的および観測的テスト

Title Experimental_and_observational_tests_of_antigravity
Authors Gabriel_Chardin_(APC)
URL https://arxiv.org/abs/2210.03445
斥力重力は1990年代半ばまで境界概念と見なされていたが、斥力重力のこの時代以降、現在暗黒エネルギーと呼ばれるものでの実験的証拠が増えてきており、その性質についての理解が深まっていないため、この斥力成分、特にその状態方程式を特徴付けるために試みます。以下では、反物質が反発重力の起源であり、暗黒エネルギー成分の役割を果たす可能性があり、さらに驚くべきことに、暗黒物質の存在を模倣し、MOND現象学を正当化する可能性があるという仮説を検証するために、宇宙論を使用できることを示します。.より直接的には、AEgIS、ALPHA-g、およびGbarの3つの実験が、近い将来、CERNで反水素の冷たい原子に対する重力の作用を測定しようとしています。最後に、CP違反は反重力によって説明される可能性があることに注意し、この主張の動機を簡単に思い出します。

相対論的自由度による原始ブラック ホールの制約

Title Constraining_primordial_black_holes_with_relativistic_degrees_of_freedom
Authors Junsong_Cang,_Yin-Zhe_Ma,_Yu_Gao
URL https://arxiv.org/abs/2210.03476
初期宇宙におけるスカラー摂動は、原始ブラックホール(PBH)に崩壊する可能性のある高密度領域を作成します。このプロセスは、余分な放射成分のように振る舞い、相対論的自由度($N_{\rm{eff}}$)に寄与するスカラー誘起重力波(SIGW)を放出します。宇宙マイクロ波背景放射(CMB)からの$N_{\rm{eff}}$限界が、PBHの存在量と原始曲率摂動の両方に有望な感度を与えることを示します($\mathcal{P}_{\mathcal{R}}(k)$)小規模で。{\itPlanck}とACTPolのデータは、ピーク質量が$M_{\bullet}\in[3\times10^{5},5\times10^{10}]{\rm{M}}_{\odot}$は、PBHの質量分布の形状に応じて、暗黒物質の主要な構成要素です。将来のCMB-S4ミッションでは、この限界を$M_{\bullet}\in[8\times10^{-5},5\times10^{10}]{\rm{M}}_{\odot}$、準星質量をカバーしています。これらの制限は、$k\in[10^1,10^{22}]\\rm{Mpc^{-1}}$、これは直接摂動パワースペクトル(CMBおよび大規模構造)によってプローブされるスケールよりもはるかに小さいです。

原始ブラックホールスカラー誘起重力波からの原始曲率スペクトルの制約

Title Constraints_on_primordial_curvature_spectrum_from_primordial_black_holes_and_scalar-induced_gravitational_waves
Authors Zhu_Yi_and_Qin_Fei
URL https://arxiv.org/abs/2210.03641
原始ブラックホールとスカラー誘起重力波の観測データは、原始曲率摂動を小さなスケールで制約することができます。原始曲率の摂動を壊れたべき乗則形式でパラメータ化し、非最小微分カップリングインフレーション、スカラーテンソルインフレーション、ガウスボネットインフレーション、K/Gなど、原始ブラックホールを生成できる多くのインフレーションモデルと一致することを発見しました。インフレーション。暗黒物質中の原始ブラックホールの割合がピーク理論によって計算される場合に、原始ブラックホールからの制約が得られます。実空間のトップハット関数とガウスウィンドウ関数の両方が考慮されます。ガウス窓関数を使用した原始曲率摂動の振幅に対する制約は、実空間のトップハット窓関数を使用した制約よりも約3倍大きくなります。NANOGrav12.5yrsデータセットからの原始曲率摂動に関する制約が表示されます。ここで、NANOGrav信号はスカラー誘起重力波と見なされ、最初の5つの周波数ビンのみが使用されます。

Ly$\alpha$ フォレスト内の拡張フィールドの検索

Title Searching_for_dilaton_fields_in_the_Ly$\alpha$_forest
Authors Louis_Hamaide,_Hendrik_M\"uller,_David_J._E._Marsh
URL https://arxiv.org/abs/2210.03705
ディラトン(および係数)は通常の物質の質量と結合定数に結合し、これらの量はディラトンフィールドのローカル値によって固定されます。さらに、質量$m_\phi$の膨張が宇宙暗黒物質密度に寄与する場合、そのような量は膨張コンプトン周波数で時間内に振動します。これらの振動が、Ly$\alpha$フォレストのVoigtプロファイルの拡大とシフトにどのようにつながるかを、局所的な暗黒物質密度と相関する方法で示します。さらに、遠方のクエーサーのLy$\alpha$フォレストスペクトルを観測することで、断層撮影法を使用して効果を再構築する方法を示します。次に、対数正規密度場を使用して多数のクエーサーの視線をシミュレートし、この効果を測定する将来の天文調査の能力を予測します。超低質量範囲$10^{-32}\text{eV}\leqm_\phi\leq10^{-28}\text{eV}$では、今後の観測によって膨張電子に対する既存の限界を超えることができることがわかります。質量と微細構造の定数カップリングは、最大5桁までの5番目の力検索によって設定されます。超軽量のディラトンが暗黒物質密度の数パーセントを占めると仮定すると、宇宙のマイクロ波背景の異方性によって設定される上限と一致すると、私たちの予測される限界が適用されます。

干渉計は実際に何を測定するのですか? 21cm パワースペクトルの再構成に機器とデータの特性を含める

Title What_does_an_interferometer_really_measure?_Including_instrument_and_data_characteristics_in_the_reconstruction_of_the_21cm_power_spectrum
Authors Ad\'elie_Gorce,_Samskruthi_Ganjam,_Adrian_Liu,_Steven_G._Murray,_Zara_Abdurashidova,_Tyrone_Adams,_James_E._Aguirre,_Paul_Alexander,_Zaki_S._Ali,_Rushelle_Baartman,_Yanga_Balfour,_Adam_P._Beardsley,_Gianni_Bernardi,_Tashalee_S._Billings,_Judd_D._Bowman,_Richard_F._Bradley,_Philip_Bull,_Jacob_Burba,_Steven_Carey,_Chris_L._Carilli,_Carina_Cheng,_David_R._DeBoer,_Eloy_de_Lera_Acedo,_Matt_Dexter,_Joshua_S._Dillon,_Nico_Eksteen,_John_Ely,_Aaron_Ewall-Wice,_Nicolas_Fagnoni,_Randall_Fritz,_Steven_R._Furlanetto,_Kingsley_Gale-Sides,_Brian_Glendenning,_Deepthi_Gorthi,_Bradley_Greig,_Jasper_Grobbelaar,_Ziyaad_Halday,_Bryna_J._Hazelton,_Jacqueline_N._Hewitt,_Jack_Hickish,_Daniel_C._Jacobs,_Austin_Julius,_MacCalvin_Kariseb,_Nicholas_S._Kern,_Joshua_Kerrigan,_Piyanat_Kittiwisit,_Saul_A._Kohn,_Matthew_Kolopanis,_et_al._(30_additional_authors_not_shown)
URL https://arxiv.org/abs/2210.03721
干渉計によって測定された可視性を組み合わせて宇宙論的なパワースペクトルを形成することは、ウィンドウ関数が重要な役割を果たす複雑なプロセスです。遅延ベースの分析では、ベースラインごとの遅延スペクトルで構成される機器空間と宇宙空間の間のマッピングは、1対1の関係ではありません。代わりに、隣接するモードが1点で測定されたパワーに寄与し、それぞれの寄与がウィンドウ関数にエンコードされます。干渉計によって測定されたパワースペクトルをよりよく理解するために、遅延近似の外で正確なウィンドウ関数を導出することにより、推定器に対する機器の特性と分析の選択の影響を評価します。ケーススタディとしてHERAに焦点を当てると、長いベースラインで行われた観測は、ウィンドウ関数の強化された低kテールに対応する傾向があることがわかります。下。単純なテストケースとより現実的な可視性シミュレーションの助けを借りて、トレーシングモードの混合とは別に、ウィンドウ関数がシミュレートされた可視性のパワースペクトル推定量を正確に再構築できることを示します。ウィンドウ関数はビームの色度に大きく依存し、その空間構造にはあまり依存しないことに注意してください。サイドローブを無視したガウス近似で十分です。最後に、非対称ウィンドウ関数の可能性を調査し、低k電力の寄与を重み付けして前景漏れを回避します。この作業で提示されたウィンドウ関数は、完全なフェーズIデータの最新のHERA上限に対応しています。それらは、機器によって測定されたパワースペクトルの正確な再構成を可能にし、将来の分析で使用して、理論モデルとデータを円筒空間で直接対峙させることができます。

希ガス安定同位体は、金星大気の起源と初期進化を追跡します

Title Noble_gases_and_stable_isotopes_track_the_origin_and_early_evolution_of_the_Venus_atmosphere
Authors Guillaume_Avice,_Rita_Parai,_Seth_Jacobson,_Jabrane_Labidi,_Melissa_G._Trainer,_Mihail_P._Petkov
URL https://arxiv.org/abs/2210.03176
金星の大気の組成は、惑星の地質史全体にわたって作用する多くのプロセスの統合から生じます。金星大気中の希ガス(He、Ne、Ar、Kr、Xe)と安定同位体(H、C、N、O、S)の元素存在量と同位体比を決定することは、優先度の高い科学的目標です。地球全体の起源と初期進化の窓。この章では、金星大気中の希ガスと安定同位体に関する既存のデータセットの概要を説明します。このデータセットから推定される金星大気の起源と初期および長期の進化に関する知識の現状が要約されています。惑星大気(金星、地球、火星)の最近の研究に由来する、永続的で新しい未解決の科学的問題のリストが説明されています。金星の大気中の揮発性元素の測定に関する重要なミッション要件と、潜在的な技術的問題が概説されています。

初期の原始惑星における内部または外部のマグマ海 - 窒素と炭素の分別からの視点

Title Internal_or_external_magma_oceans_in_the_earliest_protoplanets_--_perspectives_from_nitrogen_and_carbon_fractionation
Authors Damanveer_S._Grewal,_Johnny_D._Seales,_Rajdeep_Dasgupta
URL https://arxiv.org/abs/2210.03237
原始惑星系の融解がマグマオーシャン(MO)のような状態に近づくと、合金融解物がケイ酸塩から効率的に分離され、金属コアが形成されます。分化する原始惑星のMOの性質、すなわち内部または外部MO(IMOまたはEMO)は、コアとマントル貯留層の窒素(N)や炭素(C)などの生命に不可欠な揮発性物質の存在量を決定するだけでなく、揮発性損失のタイミングとメカニズム。しかし、最も初期に形成された原始惑星がIMOを持っていたのかEMOを持っていたのかはよくわかっていません。ここでは、蒸気脱気雰囲気の非存在下(IMO)または存在下(EMO)での合金とケイ酸塩溶融物間の平衡NおよびC分配をモデル化します。コア形成中の原始惑星のバルクNおよびCインベントリは、IMOおよびEMOに対して、両方のシナリオからの合金溶融物中の予測NおよびC存在量を、マグマ鉄隕石の親コアのNおよびC濃度と比較することによって制約されます。私たちの結果は、EMOと比較して、IMOを持つ原始惑星は親コアのNとCの含有量を満たし、コア形成中に母体に存在するバルクNとCの量が大幅に少ないことを示しています。IMOおよびEMOに必要なバルクNおよびC含有量は、それぞれサブコンドライトおよびコンドライトの範囲にあるため、NおよびC分画モデルだけを使用して、これら2つのエンドメンバー分化レジームの普及率を区別することはできません。コンドライト中のNとCの存在量をそれらの変成温度のピークと比較すると、原始惑星系内部は、熱変成の度合いが増すにつれてNとCのインベントリのかなりの部分を失う可能性があることが示唆されます。

タイタンの大気と海の相互作用: 湖の蒸発と大気循環に対する放射伝達の影響

Title Air-sea_interactions_on_Titan:_effect_of_radiative_transfer_on_the_lake_evaporation_and_atmospheric_circulation
Authors Audrey_Chatain,_Scot_C.R._Rafkin,_Alejandro_Soto,_Ricardo_Hueso_and_Aymeric_Spiga
URL https://arxiv.org/abs/2210.03278
タイタンの北部の高緯度には、多くの大きな炭化水素湖があります。地球上の水湖のように、タイタンの湖は常に蒸発しています。このプロセスは、大気中のメタン量、大気温度、湖の混合層の温度、および局所的な風循環に強く影響します。この作業では、スラブ湖モデルに結合された2D大気メソスケールモデルを使用して、タイタンの湖と大気の間のエネルギーとメタンの交換に対する太陽放射と赤外線放射の影響を調査します。厚い大気を通してタイタンの表面に到達する太陽​​放射の大きさは、わずか数W/m2です。しかし、S.RafkinとA.Sotoによる以前の研究(Icarus,2020)で示唆されているように、この小さなエネルギー入力は重要であり、潜熱および顕熱フラックスに絶対的な大きさで匹敵することがわかります。モデルに灰色の放射スキームを実装すると、タイタンの表面の湖を研究する際の放射の重要性が確認されます。太陽と赤外線放射は、システムのエネルギーバランスを変化させ、メタン蒸発速度の向上、湖の環境(湿度、日射、背景風)によってほぼ完全に決定される平衡湖温度の上昇、および局所の強化につながります。日々変化する海風。海風はメタン蒸気を湖から陸地へ水平方向に効率的に輸送し、海風前線に沿った上昇運動と陸地での放射線誘起乱流により垂直方向に輸送します。

ホットジュピターにおける磁気誘導過程のKELT-9bへの応用

Title Magnetic_induction_processes_in_Hot_Jupiters,_application_to_KELT-9b
Authors Wieland_Dietrich_(1),_Sandeep_Kumar_(2,3),_Anna_Julia_Poser_(4),_Martin_French_(4),_Nadine_Nettelmann_(5),_Ronald_Redmer_(4),_and_Johannes_Wicht_(1)_((1)_Max_Planck_Institute_for_Solar_System_Research,_37077_Goettingen,_Germany,_(2)_Center_for_Advanced_Systems_Understanding_(CASUS),_02826_G\"orlitz,_Germany,_(3)_Helmholtz-Zentrum_Dresden-Rossendorf_(HZDR),_01328_Dresden,_Germany,_(4)_Universit\"at_Rostock,_Institut_f\"ur_Physik,_18051_Rostock,_Germany,_(5)_Deutsches_Zentrum_f\"ur_Luft-_und_Raumfahrt,_Institut_f\"ur_Planetenforschung,_12489_Berlin,_Germany_)
URL https://arxiv.org/abs/2210.03351
ホットジュピターの小さな長半径は、最大数千ケルビンの高い大気温度につながります。これらの条件下で、熱的にイオン化された金属は、荷電粒子の豊富な供給源を提供し、かなりの電気伝導率を構築します。電流の誘導、オーム加熱、磁気抗力、または帯状風の弱体化などの後続の電磁効果は、これまで主に誘導の線形定常状態モデルの枠組みで考えられてきました。平衡温度$T_{eq}>1500$Kを持つホットジュピターの場合、大気磁場の誘導は、非線形フィードバックによってのみ停止できる暴走プロセスです。たとえば、ローレンツ力による流れへの磁場の反作用または磁気不安定性の発生。さらに、自励大気ダイナモの可能性についても議論します。私たちの結果は、誘導された大気磁場と電流が電気伝導度と内部磁場とは無関係になるが、代わりに惑星の回転速度と風速によって制限されることを示唆しています。明確な例として、昼側と夜側の大気$P-T$プロファイルに沿って電気伝導度を計算することにより、最も熱い太陽系外惑星KELT-9bの誘導プロセスを特徴付けます。温度が3000Kから4500Kの間で変化するにもかかわらず、結果として得られる電気伝導率は、大気全体で約1S/mの高い値に達します。誘導された磁場は主に水平であり、400mTの飽和磁場強度に達する可能性があり、内部磁場を2桁超えます。

2022年5月の月食の偏光測定

Title Optical_Polarimetry_of_the_May_2022_Lunar_Eclipse
Authors Iain_A_Steele,_Klaas_Wiersema,_Callum_McCall,_Andrew_Newsam,_Manisha_Shrestha
URL https://arxiv.org/abs/2210.03434
皆既月食の間に月から反射された太陽光は、月に向かう途中で地球の大気を透過しました。その伝送中の複数の散乱と不均一な大気特性の組み合わせにより、その光が偏光する可能性があります。トランジットする太陽系外惑星の大気からも、同様の(ただしはるかに小さい)効果が観測できるはずです。2022年5月16日の皆既月食の最初の15分間における偏光観測の結果を提示します。偏光度はBで2.1+/-0.4パーセント、Vで1.2+/-0.3パーセント、0.5であることがわかります。Rで+/-0.2パーセント、Iで0.2+/-0.2パーセント。私たちの分極値は、以前の日食で報告された範囲の中間にあり、誘発された分極がイベントごとに変化する可能性があるというさらなる証拠を提供します。入射角が異なるため、暗い海の領域と近くの明るい高地の間、または月の縁と円盤の中心に近い領域との間に有意な偏光差(<0.02%)は見つかりませんでした。これは、分極の起源が月のレゴリスによるものではなく、地球の大気中の散乱によるものであるという解釈をさらに強化します。

Gaia DR3 を使用したスパイラル アーム ホストの恒星フライバイ解析

Title Stellar_Flyby_Analysis_for_Spiral_Arm_Hosts_with_Gaia_DR3
Authors Linling_Shuai,_Bin_B._Ren,_Ruobing_Dong,_Xingyu_Zhou,_Laurent_Pueyo,_Robert_J._De_Rosa,_Taotao_Fang,_Dimitri_Mawet
URL https://arxiv.org/abs/2210.03725
散乱光イメージングの研究により、星周円盤に約20個のスパイラルアームシステムが検出されましたが、それらのほとんどの形成メカニズムはまだ議論中です。既存の研究では、運動測定を使用して、惑星と円盤の相互作用や円盤の自己重力などの主要なメカニズムを区別できますが、近接した星のフライバイは、寿命の短い渦巻きを誘発し、腕を駆動する惑星を非常に偏心した軌道に励起することさえできます。GaiaDR3からの前例のない星の位置と適切な運動測定により、ここでは、分析的なオンスカイフライバイフレームワークを定式化することにより、既知のスパイラルアームシステムについて、星の隣人とのフライバイの歴史を研究します。渦状ホストから現在10pc以内にある星の隣人については、フライバイ時間を過去$10^4$年以内に制限し、フライバイ距離を散乱光での円盤範囲の$10$倍以内に制限します。GaiaDR3で20ドルのスパイラルシステムに対して識別された合計12570ドルの近隣システムの中で、孤立したシステムの信頼できるフライバイ候補は識別されません。私たちの分析は、近接した最近のフライバイが、散乱光における孤立したらせんシステムの支配的な形成メカニズムではないことを示唆しています。

z > 3 での宇宙星形成の隠れた側面: 光学的に暗い銀河とライマン ブレイク銀河を GOODS-ALMA でつなぐ

Title The_hidden_side_of_cosmic_star_formation_at_z_>_3:_Bridging_optically-dark_and_Lyman_break_galaxies_with_GOODS-ALMA
Authors Mengyuan_Xiao,_David_Elbaz,_Carlos_G\'omez-Guijarro,_Lucas_Leroy,_Longji_Bing,_Emanuele_Daddi,_Benjamin_Magnelli,_Maximilien_Franco,_Luwenjia_Zhou,_Mark_Dickinson,_Tao_Wang,_Wiphu_Rujopakarn,_Georgios_E._Magdis,_Ezequiel_Treister,_Hanae_Inami,_Ricardo_Demarco,_Mark_T._Sargent,_Xinwen_Shu,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_David_M._Alexander,_Matthieu_B\'ethermin,_Frederic_Bournaud,_Ranga_Chary,_Laure_Ciesla,_Henry_C._Ferguson,_Steven_L._Finkelstein,_Mauro_Giavalisco,_Qiusheng_Gu,_Daisuke_Iono,_Stephanie_Juneau,_Guilaine_Lagache,_Roger_Leiton,_Hugo_Messias,_Kentaro_Motohara,_James_Mullaney,_Neil_Nagar,_Maurilio_Pannella,_Casey_Papovich,_Alexandra_Pope,_Corentin_Schreiber,_and_John_Silverman
URL https://arxiv.org/abs/2210.03135
z>3での宇宙星形成の歴史に関する現在の理解は、主にUVで選択された銀河(つまり、LBG)に基づいています。Hドロップアウトに関する最近の研究では、z>3の巨大な銀河で行われている大量の星形成が見逃されている可能性があることが明らかになりました。この作業では、LBGとHドロップアウトの間の国勢調査を完了するために、Hドロップアウト基準を低質量に拡張して、光学的に暗い/かすかな銀河(OFG)を選択します。私たちの基準(H>26.5mag&[4.5]<25mag)は、デブレンディング技術と組み合わせて、極端に塵に覆われた大質量銀河だけでなく、通常の星形成銀河も選択するように設計されています。合計で、GOODS-ALMAフィールドのz_phot>3(z_med=4.1)で27のOFGを特定し、log($M_{\star}$/$M_{\odot}$)=9.4-11.1。log($M_{\star}$/$M_{\odot}$)=9.5-10.5のOFGの最大75%が、以前のLBGおよびHドロップアウト選択手法によって無視されることがわかりました。スタッキング解析を実行した後、OFGは典型的な星形成銀河よりも短いガス枯渇時間スケール、わずかに低いガス分率、および低いダスト温度を示します。それらのSFR_tot(SFR_IR+SFR_UV)は、SFR_UVcorr(塵の消滅を補正)よりもはるかに大きく、SFR_tot/SFR_UVcorr=$8\pm1$であり、すべてのUV光子を吸収するOFG内の隠れた塵領域の存在を示唆しています。円形ガウスモデルフィットによって測定された平均ダストサイズは、R_e(1.13mm)=1.01$\pm$0.05kpcです。大規模なOFGによって寄与されるz>3での宇宙SFRDは、同等に大規模なLBGによって寄与されるものよりも少なくとも2桁大きいことがわかります。最後に、z=4-5における宇宙SFRDへのOFGとLBGの合計寄与を計算すると、4$\times$10$^{-2}$$M_{\odot}$yr$^{-1}となります。$Mpc$^{-3}$であり、同じ赤方偏移でUV選択サンプルのみから得られたSFRDよりも約0.15dex(43%)高い。

ぎょしゃ座シミュレーションによる天の川銀河の恒星円盤への宇宙論的ガス降着史 -- (I) 時間依存性

Title Cosmological_gas_accretion_history_onto_the_stellar_discs_of_Milky_Way-like_galaxies_in_the_Auriga_simulations_--_(I)_Temporal_dependency
Authors Federico_G._Iza_(1_and_2),_Cecilia_Scannapieco_(2),_Sebasti\'an_E._Nuza_(1_and_2),_Robert_J._J._Grand_(3_and_4),_Facundo_A._G\'omez_(5_and_6),_Volker_Springel_(7),_R\"udiger_Pakmor_(7),_Federico_Marinacci_(8)_((1)_Instituto_de_Astronom\'ia_y_F\'isica_del_Espacio_(IAFE,_CONICET-UBA),_1428_Buenos_Aires,_Argentina,_(2)_Departamento_de_F\'isica,_FCEyN,_Universidad_de_Buenos_Aires,_CONICET,_Ciudad_Universitaria,_1428_Buenos_Aires,_Argentina,_(3)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_Calle_V\'ia_L\'actea_s/n,_E-38205_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(4)_Departamento_de_Astrof\'isica,_Universidad_de_La_Laguna,_Av._del_Astrof\'isico_Francisco_S\'anchez_s/n,_E-38206_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(5)_Departamento_de_Astronom\'ia,_Universidad_de_La_Serena,_Avenida_Juan_Cisternas_1200,_La_Serena,_Chile,_(6)_Instituto_de_Investigaci\'on_Multidisciplinar_en_Ciencia_y_Tecnolog\'ia,_Universidad_de_La_Serena,_Ra\'ul_Bitr\'an_1305,_La_Serena,_Chile,_(7)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Astrophysik,_Karl-Schwarzschild-Str_1,_D-85748_Garching,_Germany,_(8)_Department_of_Physics_&_Astronomy,_University_of_Bologna,_via_Gobetti_93/2,_I-40129_Bologna,_Italy)
URL https://arxiv.org/abs/2210.03157
ぎょしゃ座プロジェクトの30回のシミュレーションを使用して、天の川のような銀河の円盤への流入、流出、および正味の降着速度の時間的依存性を推定します。正味の降着率は初期のすべての銀河で同様であることがわかり、$\sim10~\mathrm{M}_\odot\,\mathrm{yr}^{-1}$まで急速に増加します。しかし、進化の$\sim6~\mathrm{Gyr}$の後では、正味の降着率はさまざまです。ほとんどの銀河では、これらは指数関数的な減衰を示しますが、一部のシステムでは、代わりに現在まで増加またはほぼ一定のレベルが示されます。時間。MW類似体で平均化された正味の降着率に指数関数的に適合すると、$7.2~\mathrm{Gyr}$の典型的な減衰時間スケールが得られます。流入速度と流出速度の時間発展の分析、および円盤内の星形成速度(SFR)との関係により、これらの量の間の密接な関係が確認されます。まず、inflow$/$outflow比はほぼ一定であり、典型的な値は$\dot{M}_\mathrm{out}/\dot{M}_\mathrm{in}\sim0.75$であり、ガスが流出に関与する質量は、流入に関与する質量と比較して25%程度低くなります。SFR$/$流入率比(典型的な値は0.1から0.3の間)と、$3.5$から$5.5$の範囲で変動する流出率$/$SFRについても、同様の挙動が見られます。私たちの結果は、継続的な流入が円盤銀河のSFRレベルの鍵であり、円盤での星形成活動​​とその後のフィードバックが、円盤とハローの界面で質量負荷の銀河風を生成できることを示しています。

低密度星団の形成: 低質量の渦巻銀河 NGC 247 の周辺にある若いかすかなファジーの発見

Title Low-density_star_cluster_formation:_discovery_of_a_young_faint_fuzzy_on_the_outskirts_of_the_low-mass_spiral_galaxy_NGC_247
Authors Aaron_J._Romanowsky_(1,2,3),_S{\o}ren_S._Larsen_(4),_Alexa_Villaume_(5,1,3),_Jeffrey_L._Carlin_(6),_Joachim_Janz_(7,8,9),_David_J._Sand_(10),_Jay_Strader_(11),_Jean_P._Brodie_(12,2),_Sukanya_Chakrabarti_(13,14),_Chloe_M._Cheng_(5),_Denija_Crnojevi\'c_(15),_Duncan_A._Forbes_(12),_Christopher_T._Garling_(16),_Jonathan_R._Hargis_(17),_Ananthan_Karunakaran_(18),_Ignacio_Mart\'in-Navarro_(19,20,2),_Knut_A.G._Olsen_(21),_Nicole_Rider_(22),_Bitha_Salimkumar_(1),_Vakini_Santhanakrishnan_(1),_Kristine_Spekkens_(23),_Yimeng_Tang_(3),_Pieter_G._van_Dokkum_(24),_Beth_Willman_(21)_((1)_San_Jos\'e_State_Univ.,_(2)_Univ._California_Observ.,_(3)_Univ._California_Santa_Cruz,_(4)_Radboud_Univ.,_(5)_Univ._Waterloo,_(6)_Rubin_Observ.,_(7)_FINCA,_(8)_Univ._Oulu,_(9)_Spectral_Imaging,_(10)_Steward_Observ.,_(11)_Michigan_State_Univ.,_(12)_Swinburne_Univ.,_(13)_RIT,_(14)_IAS,_(15)_Univ._Tampa,_(16)_Ohio_State_Univ.,_(17)_STScI,_(18)_Queen's_Univ.,_(19)_IAC,_(20)_Univ._La_Laguna,_(21)_NOIRLab,_(22)_Univ._North_Carolina_Chapel_Hill,_(23)_Royal_Military_College_Canada,_(24)_Yale_Univ.)
URL https://arxiv.org/abs/2210.03220
すべての銀河タイプに見られる古典的な球状星団は、$r_{\rmh}\sim$2-4pcの半光半径を持ち、巨大な分子雲の密集したコアでの形成に結び付けられています。一部の古い星団はサイズが大きく、これらが低密度星団形成の根本的に異なるモードを表しているかどうかは不明です。近くのスカルプターグループにある低質量の渦巻銀河NGC247の周辺にある、まれな若い「かすかなぼやけた」星団NGC247-SC1の発見を報告し、ケック分光法を使用してその視線速度を測定します。ハッブル宇宙望遠鏡のイメージングを使用して、クラスター半光半径$r_{\rmh}\simeq12$pcと光度$L_V\simeq4\times10^5\mathrm{L}_\odot$を測定します。星団星の色等級図を作成し、理論上の等時線と比較して、年齢$\simeq$300Myr、金属量[$Z$/H]$\sim-0.6$、推定質量$M_を見つけました。\star\simeq9\times10^4\mathrm{M}_\odot$.青いループの星の等級の狭い幅は、$\lesssim$50Myrの年齢分布を意味しますが、古い赤色巨星の分枝星は見つかっていません。"出演者。SC1は、長さ$\sim$2kpcの恒星フィラメントの端で、潮の破片に囲まれているように見えます。このフィラメントは、同様の年齢の2つの低質量低密度星団もホストしています。これらの異常なクラスターの形成とそれらのホスト銀河の外部摂動との間のリンクを調査し、いくつかのクラスターが大きなサイズで生まれる可能性のあるチャネルを明らかにします。

親に会う: E1821+643 の超大質量ブラック ホール候補の前駆連星

Title Meet_the_parents:_the_progenitor_binary_for_the_supermassive_black_hole_candidate_in_E1821+643
Authors James_Paynter_and_Eric_Thrane
URL https://arxiv.org/abs/2210.03267
連星ブラックホールの合体の残骸は、重力波の異方性放射により、最大$\unit[5,000]{km\,s^{-1}}$の反動キック速度を与えることができます。E1821+643は反動する超大質量ブラックホールで、主銀河からの視線に沿って$\sim\unit[2,100]{km\,s^{-1}}$で移動しています。これは、$\sim\unit[2,240]{km\,s^{-1}}$のリコイルキックを示唆しています。このようなキックは、E1821+643を$M_\text{gal}\sim2\times\unit[10^{12}]{M_\odot}$ホスト銀河から排出するのに十分強力です。この作業では、質問に対処します:E1821+643を形成した前駆連星の可能性が高い特性は何ですか?天体物理学的に動機付けられた事前確率を使用して、E1821+643は$m_1\sim1.9^{+5.0}_{-3.8}\times\unit[10^9]{M_\の質量を持つ連星ブラックホールシステムから形成された可能性が高いと推測します。odot}$,$m_2\sim8.1^{+3.9}_{-3.2}\times\unit[10^8]{M_\odot}$(90\%信頼区間)。この連星のブラックホールは、${\chi}_1=0.87^{+0.11}_{-0.26}$、${\chi}_2=0.77^{+0.19}の無次元スピンの大きさで急速に回転している可能性があります。_{-0.37}$。このような高い反動速度は、軌道角運動量軸に整列したスピンでは不可能です。これは、E1821+643が高温のガスで合体したことを示唆しており、これは、降着からのスピンの整列が合体の時間スケールに対してゆっくりと進行する環境を提供すると考えられています。E1821+643は無次元スピン${\chi}=0.92\pm0.04$で急速に回転している可能性が高いと推測されます。$\unit[2.6\times10^9]{M_\odot}$ブラックホールは、$v\sim\unit[2,240]{km\,s^{-1}}$のガスに富む環境から跳ね返ります。$\sim\unit[860]{Myr}$の間、活動銀河核として存続する可能性が高く、その間に$\sim\unit[2]{Mpc}$を通過します。

射手座 A* のミリ秒単位の正確な位置

Title A_Milliarcsecond_Accurate_Position_for_Sagittarius_A*
Authors Shuangjing_Xu,_Bo_Zhang,_Mark_J._Reid,_Xingwu_Zheng,_Guangli_Wang,_and_Taehyun_Jung
URL https://arxiv.org/abs/2210.03390
天の川の中心にあるコンパクトな電波源であるいて座A*の絶対位置は、数十ミリ秒の誤差がありました。ここでは、SgrA*の絶対位置と適切な運動の改善された天文測定を報告します。2019年と2020年に、22GHzと43GHzでSgrA*のVLBAを使用して、位相参照観測の3つのエポックが実施されました。ミリ秒未満の正確な位置を基準として銀河系外の電波源を使用して、SgrA*の絶対位置を特定しました。エポック2020.0が$\alpha$(J2000)=$17^{\rmh}45^{\rmm}40.^{\rms}032863~\pm~0.^{\rms}000016であることを参照してください$and$\delta$(J2000)=$-29^{\circ}00^{\prime}28.^{''}24260~\pm~0.^{''}00047$、更新された適切なモーション$-3.152~\pm~0.011$と$-5.586~\pm~0.006$masyr$^{-1}$は、それぞれ東と北の方向にあります。

トーラスと極塵の AGN 特性への依存性

Title Torus_and_polar_dust_dependence_on_AGN_properties
Authors I._Garc\'ia-Bernete_(1),_O._Gonz\'alez-Mart\'in_(2),_C._Ramos_Almeida_(3_and_4),_A._Alonso-Herrero_(5),_M._Mart\'inez-Paredes_(6),_M._J._Ward_(7),_P._F._Roche_(1),_J._A._Acosta-Pulido_(3_and_4),_E._L\'opez-Rodr\'iguez_(8),_D._Rigopoulou_(1),_D._Esparza-Arredondo_(2)_((1)_Department_of_Physics,_University_of_Oxford,_UK,_(2)_Instituto_de_Radioastronom\'ia_and_Astrof\'sica_(IRyA-UNAM),_Morelia,_Mexico,_(3)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(4)_Departamento_de_Astrof\'sica,_Universidad_de_La_Laguna,_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(5)_Centro_de_Astrobiolog\'ia_(CAB),_CSIC-INTA,_Villanueva_de_la_Ca\~nada,_Madrid,_Spain,_(6)_Korea_Astronomy_and_Space_Science_Institute,_Daejeon,_Republic_of_Korea,_(7)_Centre_for_Extragalactic_Astronomy,_Durham_University,_UK,_(8)_Kavli_Institute_for_Particle_Astrophysics_and_Cosmology_(KIPAC),_Stanford_University,_USA)
URL https://arxiv.org/abs/2210.03508
活動銀河核(AGN)の周りの不明瞭な物質の特性の統計的分析を提示します。この研究は、高角度分解能を使用した24個のセイファート(Sy)銀河(BCS40サンプル)の超硬X線(14-195keV;Swift/BAT)体積制限(DL<40Mpc)サンプルに対するこの種の最初のものです。赤外線データとさまざまなトーラスモデル:スムーズ、クランピー、2フェーズトーラスモデル、クランピーディスク+ウィンドモデル。滑らかで塊状の2相トーラスモデル(つまり、極地のほこりっぽい風の成分を含まない)と円盤+風のモデルが、8/24(33.3%)と9/24(37.5%)、それぞれ。最適なモデルは、水素柱密度(NH)に依存することがわかります。これは、X線(非遮蔽/非遮蔽)および/または光学(Sy1/Sy2)分類に関連しています。特に、滑らかで塊状の2相トーラスモデルは、比較的高い水素柱密度(log(NH)の中央値=23.5+-0.8、つまりSy2)を持つAGNの赤外線(IR)放射を最もよく再現します。ただし、塊状の円盤+風モデルは、特に近赤外線(NIR)範囲。Sy1銀河のNIR放射のフィッティングにおけるディスク+ウィンドモデルの成功は、ダスト組成への大きなグラファイト粒子の追加と、中間の傾斜角での風によって引き起こされる自己遮蔽効果の組み合わせによるものです。一般に、サイファート銀河は好ましくない(好ましい)条件、つまり核水素柱密度とエディントン比を持ち、IRダストの極域流出を開始するのに最適であることがわかります。シミュレーションからの予測を確認します。したがって、我々の結果は、AGNの内部のほこりの多い構造の性質が固有のAGN特性に依存することを示しています。

SDSS-IV MaNGAで明らかになった円盤銀河の生命に対する環境の影響

Title The_impact_of_environment_on_the_lives_of_disk_galaxies_as_revealed_by_SDSS-IV_MaNGA
Authors Shuang_Zhou,_Michael_Merrifield,_Alfonso_Arag\'on-Salamanca,_Joel_R._Brownstein,_Niv_Drory,_Renbin_Yan,_Richard_R._Lane
URL https://arxiv.org/abs/2210.03509
環境が銀河の進化に重大な影響を与えることは長い間知られていますが、ここでは、円盤銀河が孤立しているかどうかに応じて、円盤銀河に見られる可能性のある微妙な違いを定量化しようとしています。または下位メンバー(サテライト)。MaNGA調査により、574個の銀河の質量が一致した大規模なサンプルを、各カテゴリの高品質の統合スペクトルで定義することができます。それらのスペクトル指数の最初の調査では、特に低質量銀河で大きな違いがあることが示されています。これらのスペクトルに対する完全な化学進化モデルの半解析的スペクトルフィッティングは、これらの違いを確認します。彼らの生涯にわたって進行中のガスの降着。ガスの降雨時間スケールと風の強さの派生パラメーターは、低質量の衛星銀河ではガスのホットハローが効果的に除去されていることを示唆していますが、中心銀河は孤立した銀河よりも多くのガスの割合を保持していることが示唆されています。S0銀河は、サンプル内で、特に高質量で明確なサブセットを形成しますが、推定される低質量環境への影響を大きく偏らせることはありません。出現する一貫した図は、半分析的スペクトルフィッティングなどの手法を使用して、高品質のスペクトルデータから抽出できる豊富な考古学的情報を強調しています。

[C$\,{\rm \scriptsize II}$] から H$\,{\rm \scriptsize I}$ への変換係数と

H$\,{\rm \scriptsize I}$ ガス予算の調査流体力学的シミュレーションによる $z\approx 6$ の銀河

Title Investigating_the_[C$\,{\rm_\scriptsize_II}$]-to-H$\,{\rm_\scriptsize_I}$_conversion_factor_and_the_H$\,{\rm_\scriptsize_I}$_gas_budget_of_galaxies_at_$z\approx_6$_with_hydrodynamical_simulations
Authors David_Vizgan,_Kasper_E._Heintz,_Thomas_R._Greve,_Desika_Narayanan,_Romeel_Dav\'e,_Karen_P._Olsen,_Gerg\"o_Popping,_Darach_Watson
URL https://arxiv.org/abs/2210.03584
銀河の最も基本的なバリオン物質の構成要素の1つは、中性の水素原子(H$\,{\rm\scriptsizeI}$)です。低赤方偏移では、この成分は21cmの遷移を通じて直接追跡できますが、最も遠い銀河のH$\,{\rm\scriptsizeI}$ガス含有量を推測するには、実行可能なトレーサーが必要です。ここでは、単一イオン化炭素の($^2P_{3/2}-^2P_{1/3}$)遷移の微細構造遷移の忠実度を調べます[C$\,{\rm\scriptsizeII}$]で$158\,\mu$mをH$\,{\rm\scriptsizeI}$の代用として$z\approx6$でシミュレートされた一連の銀河。(2021)。SIMBAシミュレーションから11,125個の星形成銀河を選択し、遠赤外線放射を後処理してSIGAMEフレームワーク内でモデル化しました。[C$\,{\rm\scriptsizeII}$]とH$\,{\rm\scriptsizeI}$の間には強いつながりがあり、この[C$\,{\rm\scriptsizeII}}$]-to-H$\,{\rm\scriptsizeI}$関係($\beta_{\rm[C\,{\rm\scriptsizeII}]}$)は気相と反相関しているシミュレートされた銀河の金属性。さらに、これらのシミュレーションを使用して、$z\approx6$にある銀河の総バリオン物質含有量、特にHIガスの質量分率を予測します。$M_{\rmHI}/M_\star=1.4$および$M_{\rmHI}/M_{\rmbar,tot}=0.45$の平均値を見つけます。これらの結果は、H$\,{\rm\scriptsizeI}$が$z\approx6$の銀河の質量で支配的なバリオン物質成分であることの強力な証拠を提供します。

等温乱流における密度変動の有限衝撃モデル

Title Finite_Shock_Model_of_Density_Fluctuations_in_Isothermal_Turbulence
Authors Branislav_Rabatin,_David_C._Collins
URL https://arxiv.org/abs/2210.03597
等温、超音速、乱流ガスの密度の確率分布は、ほぼ対数正規分布です。この動作は、媒質を通過する衝撃波にまでさかのぼることができます。衝撃波は、局所音速マッハ数の2乗のランダム係数によって密度をランダムに調整します。中心極限定理により、ガスの特定の区画が多数の衝撃を受けると、結果として得られる密度の分布は対数正規分布になります。ガスの区画が周囲密度に緩和する前に有限回数の衝撃を受け、密度の分布が対数正規分布から逸脱するモデルを調べます。このモデルに、さまざまなrmsを使用した数値シミュレーションを適用します。マッハ数は、0.1という低い亜音速から25の超音速までの範囲です。有限式への適合は、対数正規形よりも1桁優れていることがわかります。このモデルは当然、衝撃が存在しない亜音速の流れにも拡張されます。

2.5 kpc までの銀河分子雲複合体の 3 次元構造

Title The_three-dimensional_structure_of_Galactic_molecular_cloud_complexes_out_to_2.5_kpc
Authors T._E._Dharmawardena,_C.A.L._Bailer-Jones,_M._Fouesneau,_D._Foreman-Mackey,_P._Coronica,_T._Colnaghi,_T._M\"uller,_and_J._Henshaw
URL https://arxiv.org/abs/2210.03615
銀河の分子雲の3次元構造に関する知識は、乱流や磁場などのプロセスによって雲がどのように影響を受け、この構造が分子内の星形成にどのように影響するかを理解するために重要です。$\sim10^{9}$星までの正確な距離を提供するガイアミッションの登場により、この分野は大きく進歩しました。これらの距離を光学IRから推定される絶滅と組み合わせて、新しい3次元ダストマッピングアルゴリズム\texttt{Dustribution}を使用して、16の銀河分子雲複合体の3次元構造を$\sim1$pc解像度で復元します。\texttt{astrodendro}を使用して、各複合体の物理パラメータのカタログを導き出します。アスペクト比が1から11の間の構造、つまり球に近い形状から非常に細長い形状まですべてを復元します。クラウド環境には、2次元で調査しても明らかではない大きな変動があることがわかりました。たとえば、近くにあるカリフォルニアとオリオンAの雲は空では似ていますが、カリフォルニアはよりシート状で大規模であるため、星形成率が異なることが説明できます。私たちの最も遠いカリーナ複合体では、ダストの飛散の証拠が観察されています。これは、測定されたダスト質量が低いことを説明しています。これらの個々の雲の総質量を計算することにより、正確な質量を得るためには雲の境界を3次元で定義する必要があることを示しています。絶滅を単純に統合すると、質量が過大評価されます。ラーソンの質量対半径の関係は、雲が球状であると仮定しても、実際の範囲をとっても、正しいことがわかります。

ミラ変数でバルジの構造を解析

Title Analysing_the_structure_of_the_bulge_with_Mira_variables
Authors \v{Z}._Chrob\'akov\'a,_M._L\'opez-Corredoira,_F._Garz\'on
URL https://arxiv.org/abs/2210.03643
緯度$4<|b|$(deg.)$<10$での銀河のバルジはX字型を示すと主張されました。これは、視線に沿った星の密度分布が二重のピークを持っていることを意味します。ただし、この二重ピークは赤い塊の集団でのみ観察され、完全な標準キャンドルとしての使用には疑問が投げかけられています。私たちは、異なる母集団を利用してバルジの形状を制約することを目指しています:新しい光重力レンズ実験データリリースOGLE-IVのミラ変数で、平均年齢は9Gyrです。平面から遠く離れたバルジの領域を分析し、ミラの密度を箱型のバルジモデルとX型のバルジモデルに当てはめ、各モデルの確率を計算しました。箱型の膨らみがデータに適合する確率は$p=0.19$であるのに対し、X型の膨らみの確率は$p=2.85\cdot10^{-6}$(4.7$\sigma$レベルのデータを持つモデル)。したがって、完全な確実性を持ってモデルを除外することはできませんが、銀河のバルジを記述するには、箱型バルジモデルがより適切であるように思われます。

Galaxy Zoo: Clump Scout -- 市民科学のための 2 次元集計ツールの設計と最初の適用

Title Galaxy_Zoo:_Clump_Scout_--_Design_and_first_application_of_a_two-dimensional_aggregation_tool_for_citizen_science
Authors Hugh_Dickinson,_Dominic_Adams,_Vihang_Mehta,_Claudia_Scarlata,_Lucy_Fortson,_Stephen_Serjeant,_Coleman_Krawczyk,_Sandor_Kruk,_Chris_Lintott,_Kameswara_Mantha,_Brooke_D._Simmons_and_Mike_Walmsley
URL https://arxiv.org/abs/2210.03684
GalaxyZoo:ClumpScoutは、SloanDigitalSkySurveyLegacySurveyによって画像化された銀河内の巨大な星形成塊を特定し、空間的に配置するように設計されたWebベースの市民科学プロジェクトです。複数の独立したGalaxyZoo:ClumpScoutボランティアによって提供された塊の場所の2次元注釈を集約し、各銀河内の可能性のある塊の場所を識別するコンセンサスラベルを生成するように設計された、統計的に駆動されるソフトウェアフレームワークを提示します。私たちのフレームワークが基づいている統計モデルにより、特定した各塊に偽陽性確率を割り当てることができ、GalaxyZoo:ClumpScoutに貢献する各ボランティアのスキルレベルを推定し、信頼性を定量的に評価することもできます。被験者ごとに導出されるコンセンサスラベル。20,999人のボランティアによって提供された85,286の異なる主題の1,739,259の注釈を構成する3,561,454の2次元ポイントを含むデータセットにフレームワークを適用します。このデータセットを使用して、44,126の銀河に分布する128,100の潜在的な塊を特定します。このデータセットは、低赤方偏移銀河における巨大な星の形成集団の分布と人口統計を研究するために使用できます。アグリゲーションソフトウェアフレームワークのコードは、https://github.com/ou-astrophysics/BoxAggregatorで公開されています。

救助への偏心! LISA バンドで加速する偏心連星の検出

Title Eccentricity_to_the_rescue!_Detecting_Accelerating_Eccentric_Binaries_in_the_LISA_Band
Authors Zeyuan_Xuan,_Smadar_Naoz,_Xian_Chen
URL https://arxiv.org/abs/2210.03129
LISAバンドの多くの重力波(GW)源は、無視できない偏心を持つと予想されます。さらに、それらの多くはtertiaryの存在下に存在するため、加速を受ける可能性があります。ここでは、コンパクト連星の離心率がその特異な加速度の検出をどのように強化するかを定量化するための分析的および数値的方法を開発します。一般的な相対論的歳差運動パターンは、GWテンプレートフィッティングでチャープ質量によって誘発される周波数シフトからバイナリの加速度によって誘発される周波数シフトを解きほぐし、加速度を10倍に区別するための信号対雑音比の要件を緩和できることを示します。\sim100$.さらに、加速する偏心コンパクト連星のGWテンプレートを採用することにより、偏心ゼロの場合と比較して$\sim100$の係数で加速度測定精度を向上させ、ソースの加速度が途中で変化しなくても検出できます。観測時間。たとえば、LISAバンドで中程度の離心率を持つ恒星質量連星ブラックホール(BBH)は、$\rm{SNR}=20$で観測時間は$4$年。この例では、$4\times10^{6}\rmM_{\odot}$SMBHから$\sim1\rmpc$離れていても、BBHの特異な加速度を測定できます。私たちの結果は、LISAバンドソースに対する偏心の重要性を強調し、偏心コンパクトバイナリを加速するためのGWテンプレートを開発する必要性を示しています。

外側の熱い環銀河媒体の存在量と温度: eFEDS フィールドにおける軟 X 線背景の SRG/eROSITA ビュー

Title Abundance_and_temperature_of_the_outer_hot_circum-Galactic_medium:_The_SRG/eROSITA_view_of_the_soft_X-ray_background_in_the_eFEDS_field
Authors G._Ponti,_X._Zheng,_N._Locatelli,_S._Bianchi,_Y._Zhang,_K._Anastasopoulou,_J._Comparat,_K._Dennerl,_M._Freyberg,_F._Haberl,_A._Merloni,_T._H._Reiprich,_M._Salvato,_J._Sanders,_M._Sasaki,_A._Strong_and_M._C._H._Yeung
URL https://arxiv.org/abs/2210.03133
銀河の進化と私たち自身の銀河系の生態系を理解する上で極めて重要であるにもかかわらず、天の川銀河の熱い段階の物理的性質に関する私たちの知識はまだ不十分です.しかし、機密性の高いSRG/eROSITAの広域調査により、この状況を改善するために必要な長い間求められていたデータが提供されています。eFEDS分野でeROSITAによって観測された軟X線放出の特性を提示します。我々は高温の銀河周媒質(CGM)の温度と金属存在量を$kT_{CGM}=0.153-0.178$keVと$Z_{CGM}=0.052-0.072$$Z_\odot$の範囲内にあると測定した。太陽風電荷交換(SWCX)の貢献。$\sim1$keV未満の銀河系外宇宙X線背景放射(CXB)放出の不確かな外挿を考慮すると、わずかに大きいCGM存在量$Z_{CGM}=0.05-0.10$$Z_\odot$が可能です。$Z_{CGM}=0.3$$Z_\odot$ほどの大きさのCGM存在量を回復するには、$\sim15-20$%軟X線バンドのフラックスの。ソフトバンドでの放出は、CXBとローカルのホットバブルからの寄与により、CGMによって支配されます。さらに、eROSITAデータには、とらえどころのない銀河コロナに関連する追加の成分の存在と、未解決のM型矮星からの寄与の可能性が必要です。このコンポーネントの温度は$kT\sim0.4-0.7$keVで、熱平衡から外れている可能性があります。それは0.6--2keV帯での総放射に$\sim9$%寄与するため、X線の超深宇宙で観測される未解決のCXBフラックスの一部を生成する可能性が高い候補です。また、より強い太陽風の活動を特徴とし、CGM温度の決定に最大の不確実性を引き起こす期間中に、SWCXによる軟X線フラックスへの重要な寄与を観察します。

現在のイメージング大気チェレンコフ望遠鏡の TeV 暗黒物質への究極の到達に向けて

Title Towards_the_ultimate_reach_of_current_Imaging_Atmospheric_Cherenkov_Telescopes_to_TeV_Dark_Matter
Authors Alessandro_Montanari,_Emmanuel_Moulin,_Nicholas_L._Rodd
URL https://arxiv.org/abs/2210.03140
間接的な検出は、熱暗黒物質(DM)を精査するためのユニークなウィンドウを開きます。初期の宇宙の遺物の存在量を決定したのと同じ消滅プロセスが、現在の天体物理信号を駆動します。標準モデルに弱く結合されたTeVスケールの粒子は、何十年にもわたるnull検索からの疑いのない課題に直面していますが、シナリオは依然として説得力があり、HiggsinoDMなどの単純な実現はほとんど未踏のままです。このようなシナリオの運命は、イメージング大気チェレンコフ望遠鏡(IACT)を使用した天の川の中心のガンマ線観測によって決定できます。Wino、Higgsino、Quintupletなどの特定のものを含む、幅広いTeVスケールのDM候補に対する現在のIACTの究極の感度を検討します。そうするために、我々は、天の川の内側のハローの現実的なモックH.E.S.S.のような観測を使用し、最近の天の川の質量モデリング、銀河中心領域における機器および天体物理学的背景の不確実性、および予測信号。内部銀河でのIACT検索の支配的な体系は、その領域でのDMの未知の分布であることがわかりますが、これを超えて、検索は現在統計的に支配されており、より多くの観測からの継続的な利益を示しています.$1~{\rmTeV}$での2体の最終状態では、H.E.S.S.のような天文台が$\langle\sigmav\rangle\sim3\times10^{-26}-4\times10に敏感であることがわかります。^{-25}~{\rmcm}^3{\rms}^{-1}$、ニュートリノの最終状態を除くさらに、Winoと5つ組の熱質量を調べることができます。Higgsinoは、少なくとも数倍は手の届かないところにあり続けています。私たちの結論は、次世代のチェレンコフ望遠鏡アレイにも直接関連しており、熱DMの発見手段としての地位を維持しています。

Imaging X-ray Polarimetry Explorerによる4U 1626-67の観測

Title Observations_of_4U_1626-67_with_the_Imaging_X-ray_Polarimetry_Explorer
Authors Herman_L._Marshall,_Mason_Ng,_Daniele_Rogantini,_Jeremy_Heyl,_Sergey_S._Tsygankov,_Juri_Poutanen,_Enrico_Costa,_Silvia_Zane,_Christian_Malacaria,_Ivan_Agudo,_Lucio_A._Antonelli,_Matteo_Bachetti,_Luca_Baldini,_Wayne_H._Baumgartner,_Ronaldo_Bellazzini,_Stefano_Bianchi,_Stephen_D._Bongiorno,_Raffaella_Bonino,_Alessandro_Brez,_Niccolo_Bucciantini,_Fiamma_Capitanio,_Simone_Castellano,_Elisabetta_Cavazzuti,_Stefano_Ciprini,_Alessandra_De_Rosa,_Ettore_Del_Monte,_Laura_Di_Gesu,_Niccolo_Di_Lalla,_Alessandro_Di_Marco,_Immacolata_Donnarumma,_Victor_Doroshenko,_Michal_Dovvciak,_Steven_R._Ehlert,_Teruaki_Enoto,_Yuri_Evangelista,_Sergio_Fabiani,_Riccardo_Ferrazzoli,_Javier_A._Garcia,_Shuichi_Gunji,_Kiyoshi_Hayashida,_Wataru_Iwakiri,_Svetlana_G._Jorstad,_Vladimir_Karas,_Takao_Kitaguchi,_Jeffery_J._Kolodziejczak,_et_al._(49_additional_authors_not_shown)
URL https://arxiv.org/abs/2210.03194
ImagingX-rayPolarimetryExplorer(IXPE)からのデータを使用して、超小型低質量X線連星4U1626-67のパルサーからの2~8keV帯域のX線の偏光の測定値を提示します。7.66秒の脈動は、IXPE観測全体とNICER軟X線観測で明確に検出されました。これは、タイミング分析の基礎として使用し、0.4~10keVエネルギーバンドのスペクトル形状を制約するために使用します。チャンドラHETGSの高解像度X線スペクトルも、確実なスペクトルモデリングのためにIXPE観測の時間の近くで得られました。パルス平均直線偏光の上限は4%未満です(信頼度95%)。同様に、バンドパスをエネルギーで細分すると、パルス位相間隔で分極フラックスの有意な検出はありませんでした。ただし、パルス位相間隔の全バンドパスにわたる分光偏光モデリングは、4.8+/-2.3%レベル(90%信頼度)でべき乗スペクトル成分の偏光の限界検出を提供します。パルス放出の2成分モデルを支持して、パルサーへの降着ジオメトリに関する意味を議論します。

明るい IIN 型超新星 SN 2017hcc: 赤外線で明るく、X 線と電波でかすかに見える

Title The_luminous_Type_IIN_supernova_SN_2017hcc:_Infrared_bright,_X-ray_and_radio_faint
Authors Poonam_Chandra,_Roger_A._Chevalier,_Nicholas_J._H._James,_Ori_D._Fox
URL https://arxiv.org/abs/2210.03212
超新星(SN)2017hccの多波長観測を、ChandraX線望遠鏡とSwiftに搭載されたX線望遠鏡(Swift-XRT)をX線バンドで、SpitzerとTripleSpec分光計を近赤外線(IR)で使用して提示します。および中赤外線帯域と、無線帯域用のKarlG.JanskyVeryLargeArray(VLA)を使用します。X線観測は29日から1310日の期間をカバーし、最初のX線検出は727日目にチャンドラで行われました。その後、SNは1000日以降、VLA無線帯域で検出されました。電波データはまばらですが、シンクロトロンの自己吸収は、電波吸収メカニズムとして明らかに除外されています。近赤外線および中赤外線の観測は、後期赤外線放射がスペクトルエネルギー分布を支配することを示しました。\snhcc\の初期の特性は、10年間$\dotM\sim0.1M_\odot\rmyr^{-1}$で、高密度の質量損失領域への衝撃ブレイクアウトと一致しています。支配的なIR光度から決定されるように、数100日で、質量損失率は$\sim0.02M_\odot\rmyr^{-1}$に低下しました。さらに、電波データにより、1000日頃の質量損失率を計算することもできました。これは、ボロメータピーク付近の質量損失率の推定値よりも2桁小さくなっています。これらの値は、SN前駆体が爆発の10年前に強化された質量損失イベントを受けたことを示しています。IRとX線の光度の比率が高いことは、単純なモデルでは予想されず、非対称な星周領域の可能性のある証拠です。

MAGIC および Fermi/LAT 観測からの 1ES 0229+200 の時間変動による銀河間磁場の下限

Title A_lower_bound_on_intergalactic_magnetic_fields_from_time_variability_of_1ES_0229+200_from_MAGIC_and_Fermi/LAT_observations
Authors MAGIC_Collaboration:_V._A._Acciari,_I._Agudo,_T._Aniello,_S._Ansoldi,_L._A._Antonelli,_A._Arbet_Engels,_M._Artero,_K._Asano,_D._Baack,_A._Babi\'c,_A._Baquero,_U._Barres_de_Almeida,_J._A._Barrio,_I._Batkovi\'c,_J._Becerra_Gonz\'alez,_W._Bednarek,_E._Bernardini,_M._Bernardos,_A._Berti,_J._Besenrieder,_W._Bhattacharyya,_C._Bigongiari,_A._Biland,_O._Blanch,_H._B\"okenkamp,_G._Bonnoli,_\v{Z}._Bo\v{s}njak,_I._Burelli,_G._Busetto,_R._Carosi,_G._Ceribella,_M._Cerruti,_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,_A._Donini,_D._Dorner,_M._Doro,_et_al._(151_additional_authors_not_shown)
URL https://arxiv.org/abs/2210.03321
銀河間媒体を通るガンマ線の伝搬の効果によって引き起こされる遠方のTeV源周辺の拡張および遅延放射は、銀河間磁場(IGMF)の測定に使用できます。銀河間媒体を介したTeVガンマ線の伝播中に生成されるIGMF依存の二次フラックスを検出または制限する目的で、ハードスペクトルTeVブレーザー1ES0229+200からの遅延GeV放出を検索します。5年間にわたる最新のMAGIC観測を分析し、H.E.S.S.の過去のデータでそれらを補完します。Fermi/LAT望遠鏡の12年間の長期露出とともに、VERITAS望遠鏡。それらを使用して、GeV-TeV帯域でのソースの進化を1年半にわたって追跡します。モンテカルロシミュレーションを使用して、TeVバンド観測によって明らかにされた、ソースの変動性によって変調された遅延二次ガンマ線フラックスを予測します。次に、さまざまな仮定IGMF強度のこれらの予測を、ガンマ線束の進化のすべての利用可能な測定値と比較します。200GeVを超えるエネルギー範囲のソースフラックスは、14年間の観測期間の平均に近い変動を経験することがわかります。Fermi/LATがアクセスできる1~100GeVのエネルギー範囲では、フラックス変動の証拠は見つかりません。銀河間媒質で発生する電磁カスケードからの遅延放出による変動性の非検出は、長い相関長のIGMFではB>1.8e-17G、宇宙起源のIGMFではB>1e-14Gの下限を課します。Fermi/LATデータの分析から以前に導き出されたものよりも弱いものの、この境界はより堅牢であり、保守的な固有ソーススペクトル推定に基づいており、TeVエネルギーバンドのソース変動の詳細を説明しています。宇宙のバリオンの非対称性を説明するかもしれない宇宙磁場のこの境界の含意について議論します。

緩やかにリサイクルされたパルサー連星における相対論的効果: PSR J1952+2630

Title Relativistic_effects_in_a_mildly_recycled_pulsar_binary:_PSR_J1952+2630
Authors T._Gautam,_P._C._C._Freire,_A._Batrakov,_M._Kramer,_C._C._Miao,_E._Parent,_and_W._W._Zhu
URL https://arxiv.org/abs/2210.03464
PSRJ1952+2630のタイミング観測の結果を報告します。これは、質量の大きい白色矮星の伴星を伴う軌道上の20.7ミリ秒のパルサーです。タイミングベースラインが増加することで、このシステムのアストロメトリック、スピン、およびバイナリパラメータの推定値が改善されます。適切な運動が1桁改善され、この系で3つのポストケプラーパラメータ(ペリアストロンの前進、軌道崩壊、シャピロ遅延)が初めて検出されました。パルサーの質量を1.20$^{+0.28}_{-0.29}\rmM_{\odot}$に、そのコンパニオンの質量を0.97$^{+0.16}_{-0.13}\rmM_{\に制限します。odot}$.$\dot{P}_{\rmb}$の現在の値は、$\dot{\omega}$と$h_3$を使用して得られた質量に対するGRの期待値と一致しています。超過分は、このシステムからの双極子GWの放出の限界を表します。これにより、パルサーとコンパニオン(重力のスカラーテンソル理論;STTsによって予測される)の有効なスカラー結合の差が$|\alpha_{\rmp}-\alpha_{\rmc}|<4.8\times10^{-3}$であり、STTの競合テストにはなりません。ただし、このシステムの将来のキャンペーンのシミュレーションでは、2032年までに$\dot{P}_{\rmb}$と$\dot{\omega}$の精度により、より正確な質量とより厳密な質量が可能になることが示されています。$|\alpha_{\rmp}-\alpha_{\rmc}|<1.3\times10^{-3}$.また、このシステムが2032年までにDEFグラビティの$\{\alpha_0,\beta_0\}$パラメータに課す制約も提示します。それらはPSRJ1738+0333の制約に匹敵します。PSRJ1738+0333とは異なり、PSRJ1952+2630は質量測定に制限がなく、将来的にDEFグラビティにさらに制限を加える可能性があります。このテストのさらなる改善は、正確な距離測定の欠如による$\dot{P}_{\rmb}$への運動学的寄与の不確実性によって制限される可能性があります。

熱核バースト観測からの中性子星パラメータのロバストな推定

Title Robust_inference_of_neutron-star_parameters_from_thermonuclear_burst_observations
Authors D._K._Galloway_(1,_2_and_3),_Z._Johnston_(4,_5),_A._J._Goodwin_(6),_and_C.-C._He_(7)_((1)_Monash_University,_(2)_OzGRav-Monash,_(3)_IGDORE,_(4)_Michigan_State_University,_(5)_JINA-CEE,_(6)_Curtin_University,_(7)_University_of_Maryland)
URL https://arxiv.org/abs/2210.03598
熱核爆発(タイプI)バーストは、低質量X線連星の中性子星の表面に蓄積された燃料の不安定な点火から発生します。バースト特性の測定は、原則として観測者がホスト中性子星と質量ドナーの特性を推測することを可能にしますが、多くの交絡天体物理的効果が体系的な不確実性に寄与します。ここでは、バースト燃料の組成を含むシステムパラメーターを決定するために一般的に使用されるいくつかのアプローチについて説明し、天体物理学的な不確実性を完全に説明することを目的とした新しいソフトウェアツール一式、concordを紹介します。観測されたバースト特性と数値モデルの予測との比較は、宿主の特性を制約する補完的な方法であり、ここで紹介するツールは、包括的なモデルと観測の比較を簡単にすることを目的としています。X線天文台によって蓄積されたバースト観測の広範なサンプルと組み合わせると、これらのソフトウェアツールは、典型的なバーストソースについて推測できる情報量の段階的な変化を提供します。

FRB 20201124A の非常に活発なエピソードの FAST 観測: I. バーストの形態

Title FAST_observations_of_an_extremely_active_episode_of_FRB_20201124A:_I._Burst_morphology
Authors D._J._Zhou,_J._L._Han,_B._Zhang,_K._J._Lee,_W._W._Zhu,_D._Li,_W._C._Jing,_W._-Y._Wang,_Y._K._Zhang,_J._C._Jiang,_J._R._Niu,_R._Luo,_H._Xu,_C._F._Zhang,_B._J._Wang,_J._W._Xu,_P._Wang,_Z._L._Yang_and_Y._Feng
URL https://arxiv.org/abs/2210.03607
UTC9月の非常に活発なエピソード中に、500メートル開口球状電波望遠鏡(FAST)を使用して、繰り返し高速電波バースト(FRB)ソースFRB20201124Aから検出された600を超えるバースト(クラスターバーストを含む)の特性を報告します25-28、2021年、一連の4つの論文。観測は、Lバンド19ビーム受信機の中央ビームを使用して、1.0~1.5GHzの帯域で実行されました。1時間のセッションを16回、3時間のセッションを1回、23日間にわたってソースを監視しました。すべてのバーストは、最初の4日間で検出されました。このシリーズの最初の論文では、2次元の周波数-時間「ウォーターフォール」プロットを使用して、624バーストの詳細な形態学的研究を行います。発光ピークの間隔は400ms未満です。したがって、バーストの持続時間は常に1ミリ秒より長く、最長で120ミリ秒を超えます。サブバーストの発光スペクトルは通常、観測帯域内で狭く、特徴的な幅は$\sim$277MHzです。中心周波数分布には、約1091.9MHzに支配的なピークがあり、1327.9MHz付近に二次的な弱いピークがあります。ほとんどのバーストは、周波数が下方にドリフトするパターンを示します。ドリフトパターンに基づいて、バーストを5つの主なカテゴリに分類します。下向きドリフト(263)バースト、上向きドリフト(3)バースト、複雑な(203)、ドリフトなし(35)バースト、ドリフトの証拠なし(121)バーストです。.サブタイプは、帯域内の放射周波数範囲(低、中、高、および広)と1つのバースト内のコンポーネントの数(1、2、または複数)に基づいて導入されます。スペクトル指数3.0で、1.0GHzで約0.5MHzから1.5GHzで1.4MHzまでのさまざまなシンチレーション帯域幅を測定しました。

FRB 20201124A の非常に活発なエピソードの FAST 観測: III.ポラリメトリー

Title FAST_observations_of_an_extremely_active_episode_of_FRB_20201124A:_III._Polarimetry
Authors Jin-Chen_Jiang,_Wei-Yang_Wang,_Heng_Xu,_Jiang-Wei_Xu,_Chun-Feng_Zhang,_Bo-Jun_Wang,_De-Jiang_Zhou,_Yong-Kun_Zhang,_Jia-Rui_Niu,_Ke-Jia_Lee,_Bing_Zhang,_Jin-Lin_Han,_Di_Li,_Wei-Wei_Zhu,_Zi-Gao_Dai,_Yi_Feng,_Wei-Cong_Jing,_Dong-Zi_Li,_Rui_Luo,_Chen-Chen_Miao,_Chen-Hui_Niu,_Chao-Wei_Tsai,_Fa-Yin_Wang,_Pei_Wang,_Ren-Xin_Xu,_Yuan-Pei_Yang,_Zong-Lin_Yang,_Ju-Mei_Yao,_Mao_Yuan
URL https://arxiv.org/abs/2210.03609
複数部構成のシリーズの3番目の論文として、非常に活動的な時間帯に500メートル開口の球状電波望遠鏡(FAST)を使用して、反復高速電波バースト(FRB)源FRB20201124Aから検出された電波バーストの統計的特性を報告します。2021年9月25日から28日までのエピソード(UT)。$\mathrm{S/N}>50$の536個の明るいバーストの偏光特性に注目します。ファラデー回転測定値(RM)は、4日間のウィンドウ。RM値は、4か月前に報告された値($-300$から$-900\{\rmrad\m^{-2}}$)と互換性がありました(Xuetal.2022)。ただし、現在の観測ウィンドウでのRMの進化率は、($\sim500\{\rmrad\m^{-2}\,day^{-1}}$)よりも少なくとも1桁小さかった急速なRM変動段階で以前に報告されましたが、後のRMの非進化中の値($\le1\{\rmrad\m^{-2}day^{-1}}$)よりも依然として高いです。段階。FRB20201124Aのバーストは、すべてのバーストの90\%以上で90%を超える合計偏光度(円と線形)で高度に偏光されていました。直線偏光位置角(PA)、直線偏光度($L/I$)、および円偏光度($V/I$)の分布は、単峰分布関数で特徴付けることができます。観測ウィンドウの間、分布は時間とともに広くなりました。つまり、分散が大きくなりましたが、分布関数の重心はほぼ一定のままでした。個々のバーストでは、すべてのバーストの33%で有意なPA変動(信頼水準5-$\sigma$)が観察されました。単一パルスの分極は、ポアンカレ球上で特定の複雑な軌跡をたどるように見えます。これは、ソースでの放射メカニズムまたはFRB伝搬経路に沿ったプラズマ特性に光を当てる可能性があります。

FRB 20201124A の非常に活発なエピソードの FAST 観測: IV.スピン期間検索

Title FAST_observations_of_an_extremely_active_episode_of_FRB_20201124A:_IV._Spin_Period_Search
Authors Jia-Rui_Niu,_Wei-Wei_Zhu,_Bing_Zhang,_Mao_Yuan,_De-Jiang_Zhou,_Yong-Kun_Zhang,_Jin-Chen_Jiang,_J._L._Han,_Di_Li,_Ke-Jia_Lee,_Pei_Wang,_Yi_Feng,_Dong-Zi_Li,_Rui_Luo,_Fa-Yin_Wang,_Zi-Gao_Dai,_Chen-Chen_Miao,_Chen-Hui_Niu,_Heng_Xu,_Chun-Feng_Zhang,_Wei-Yang_Wang,_Bo-Jun_Wang,_Jiang-Wei_Xu
URL https://arxiv.org/abs/2210.03610
2021年9月25日から28日のUTCの非常に活発なエピソード中に、500メートル開口の球面電波望遠鏡(FAST)を使用して、高速電波バースト(FRB)源FRB20201124Aから検出された800を超えるバーストの特性を報告します。一連の4つの論文。シリーズのこの4番目の論文では、996個の個々のパルスピークと非分散時系列の両方から、ソースオブジェクトのスピン周期と線形加速度の体系的な検索を提示します。このデータセットから信頼できるスピン期間は見つかりませんでした。パルスデューティサイクル$<0.49\pm0.08$(プロファイルがボックスカー関数ではなく、von-Mises関数で定義されている場合)および線形で、1msから100sの範囲で有意な周期性の存在を除外します。4つの1時間の観測セッションのそれぞれで最大$300$ms$^{-2}$、4日間すべてで最大$0.6$ms$^{-2}$の加速。これらの検索は、表面磁場$<10^{15}$Gと小さなデューティサイクル(ポーラーキャップ放出モードなど)を持つ1ミリ秒から100秒の孤立したマグネター/パルサー、または100M$_{\rm\odot}$および$P_b>10$時間までの伴星またはブラックホール。また、微細構造の周期性検索を実行し、3.9$\sigma$の最高の有意性を持つ複数のコンポーネントで53の無関係なミリ秒の時間スケールの「周期」を識別します。微細構造から復元された「周期」は、一貫しておらず、調和的に関連していません。したがって、それらはスピン期から来る可能性は低いです。$\sim$4$\sigma$未満の有意性を持つスピン周期性を、1回限りのFRBからの複数のコンポーネントで主張しないように警告します。結果の意味と、FRBマルチコンポーネントとパルサー微細構造の間の可能な接続について説明します。

FRB 20201124A の非常に活発なエピソードの FAST 観測: II。エネルギー分布

Title FAST_observations_of_an_extremely_active_episode_of_FRB_20201124A:_II._Energy_Distribution
Authors Yong-Kun_Zhang,_Pei_Wang,_Yi_Feng,_Bing_Zhang,_Di_Li,_Chao-Wei_Tsai,_Chen-Hui_Niu,_Rui_Luo,_Ju-Mei_Yao,_Wei-Wei_Zhu,_J._L._Han,_Ke-Jia_Lee,_De-Jiang_Zhou,_Jia-Rui_Niu,_Jin-Chen_Jiang,_Wei-Yang_Wang,_Chun-Feng_Zhang,_Heng_Xu,_Bo-Jun_Wang,_Jiang-Wei_Xu
URL https://arxiv.org/abs/2210.03645
UTC2021年9月25~28日の非常に活発なエピソード中に、500メートル開口の球面電波望遠鏡(FAST)を使用して、繰り返し高速電波バースト(FRB)源FRB20201124Aから検出された800を超えるバーストの特性を報告します。一連の4つの論文。このシリーズの2番目の論文では、検出されたバーストのエネルギー分布に主に焦点を当てます。イベント率は最初指数関数的に増加しましたが、ソースアクティビティは4日目から24時間以内に停止しました。4日目に1時間で542回のバーストが検出されたことは、これまでに1つのFRBソースから検出された最高のイベント率でした。バーストは、時間-周波数空間で複雑な構造を持っています。それぞれ51.22ミリ秒と10.05秒でピークに達する2つの対数正規関数でモデル化できる、待機時間の二重ピーク分布を見つけます。FASTで検出されたソースの以前のアクティブなエピソードからの放出と比較して、2番目の分布ピーク時間は短く、このピークがソースの活動レベルによって定義されることを示唆しています。部分帯域幅と全帯域幅の両方を使用してバーストの等方性エネルギーを計算すると、エネルギー分布が大幅に変化しないことがわかります。指数関数的に接続された破冪則関数は、累積バーストエネルギー分布によく適合し、低エネルギー指数と高エネルギー指数はそれぞれ$-1.22\pm0.01$と$-4.27\pm0.23$であることがわかります。$\eta_r=10^{-4}$の電波放射効率を仮定すると、ソースがアクティブだった4日間に放出されたバーストの総等方性エネルギーは、すでに$3.9\times10^{46}$ergであり、$\を超えています。sim23\%$の利用可能なマグネター双極子磁気エネルギー。これは、非効率的な電波放射を引き起こすマグネターモデル(シンクロトロンメーザーモデルなど)に挑戦します。

APLC-Optimization: アポダイズされた瞳孔 Lyot コロナグラフ設計調査ツールキット

Title APLC-Optimization:_an_apodized_pupil_Lyot_coronagraph_design_survey_toolkit
Authors Bryony_F._Nickson,_Emiel_H._Por,_Meiji_M._Nguyen,_Remi_Soummer,_Iva_Laginja,_Ananya_Sahoo,_Laurent_Pueyo,_Kathryn_St.Laurent,_Mamadou_N'Diaye,_Neil_T._Zimmerman,_James_Noss,_Marshall_Perrin
URL https://arxiv.org/abs/2210.03147
さまざまな望遠鏡アーキテクチャのアポダイズ瞳リオコロナグラフ(APLC)ソリューションを探索するために開発された、公開されているソフトウェアパッケージを紹介します。特に、このパッケージは、特定の焦点面領域(つまり、暗いゾーン)。このパッケージは、高コントラストイメージングシミュレーションパッケージHCIPyとサードパーティの数学的オプティマイザ(Gurobi)を組み合わせて、透過率を最大化する線形に最適化されたバイナリマスクを計算します。ジェミニプラネットイメージャー(GPI)や複合開口望遠鏡用ハイコントラストイメージャー(HiCAT)テストベッドなど、いくつかの異なる望遠鏡ジオメトリへのこのツールキットの適用例を提供します。最後に、2020年のNASAの10年調査で推奨されているように、口径6~mの軸外宇宙望遠鏡の場合の予備設計調査の結果をまとめ、さまざまなセグメントサイズのAPLCソリューションを調査します。次に、宇宙からのセグメント化された望遠鏡イメージング(PASTIS)のペアベースの分析モデルを使用して、これらのソリューションでセグメント化された波面誤差許容分析を実行します。

宇宙論Q&UボロメータQUBICの現状

Title Status_of_QUBIC,_the_Q&U_Bolometer_for_Cosmology
Authors L._Mousset,_P._Ade,_A._Almela,_G._Amico,_L.H._Arnaldi,_J._Aumont,_S._Banfi,_E.S._Battistelli,_B._B\'elier,_L._Berg\'e,_J.-Ph._Bernard,_P._de_Bernardis,_M._Bersanelli,_J._Bonaparte,_J.D._Bonilla,_E._Bunn,_D._Buzi,_D._Camilieri,_F._Cavaliere,_P._Chanial,_C._Chapron,_S._Colombo,_F._Columbro,_A._Coppolecchia,_B._Costanza,_G._D\'Alessandro,_G._De_Gasperis,_M._De_Leo,_M._De_Petris,_N._Del_Castillo,_S._Dheilly,_A._Etchegoyen,_M._Fam\'a,_L.P._Ferreyro,_C._Franceschet,_M.M._Gamboa_Lerena,_K.M._Ganga,_B._Garc\'ia,_M.E._Garc\'ia_Redondo,_D._Gayer,_J.M._Geria,_M._Gervasi,_M._Giard,_V._Gilles,_M._G\'omez_Berisso,_M._Gonz\'alez,_M._Gradziel,_L._Grandsire,_J.-Ch._Hamilton,_M.R._Hampel,_G._Isopi,_J._Kaplan,_C._Kristukat,_L._Lamagna,_F._Lazarte,_S._Loucatos,_A._Mancilla,_D._Mandelli,_E._Manzan,_S._Marnieros,_W._Marty,_S._Masi,_A._May,_J._Maya,_M._McCulloch,_L._Mele,_D._Melo,_A._Mennella,_N._Mir\'on-Granese,_L._Montier,_N._M\"uller,_J.D._Murphy,_F._Nati,_C._O\'Sullivan,_A._Paiella,_F._Pajot,_S.Paradiso,_A._Passerini,_A.Pelosi,_M._Perciballi,_F._Pezzotta,_F._Piacentini,_M._Piat,_L._Piccirillo,_G._Pisano,_M._Platino,_G._Polenta,_D._Pr\^ele,_D._Rambaud,_E._Rasztocky,_M._R\'egnier,_C._Reyes,_F._Rodr\'iguez,_C.A._Rodr\'iguez,_G.E._Romero,_J.M._Salum,_A._Schillaci,_C.G._Sc\'occola,_G._Stankowiak,_A.D._Supanitsky,_A._Tartari,_J.-P._Thermeau,_P._Timbie,_S.A._Torchinsky,_G._Tucker,_C._Tucker,_L._Vacher,_F._Voisin,_M._Wright,_M._Zannoni,_and_A._Zullo
URL https://arxiv.org/abs/2210.03161
Q&UBolometricInterferometerforCosmology(QUBIC)は、観測宇宙論の主要な課題の1つである宇宙マイクロ波背景放射(CMB)のBモード偏光の測定用に最適化された新しい種類の偏光計です。信号は数十nKのオーダーであると予想され、機器の体系的な影響を受けやすく、多色観測によってのみ制御できるさまざまな天体物理学的前景によって汚染されます。QUBICは、これらの観測上の問題に対処するために設計されており、機器の系統制御に関する干渉計の利点と、広帯域でバックグラウンドを制限した感度に関するボロメータ検出器の利点を組み合わせた新しいアプローチを採用しています。

全天フォトメトリック シグネチャを使用した LEO 衛星の特性評価

Title Characterization_of_LEO_Satellites_With_All-Sky_Photometric_Signatures
Authors Harrison_Krantz,_Eric_C._Pearce,_Adam_Block
URL https://arxiv.org/abs/2210.03215
低地球軌道(LEO)衛星の未解決の測光特性評価のための新しい技術と方法論を提示します。PomenisLEO衛星測光調査により、私たちのチームはStarlinkとOneWeb衛星の見かけの明るさを測定するために14,000回以上の観測を行いました。各衛星の見かけの明るさから、反射する衛星の鏡面反射性を定量化する実効アルベドという新しい測定基準を計算します。恒星の等級単位とは異なり、実効アルベドは見かけの距離と位相角を考慮し、異なる衛星を直接比較することができます。空全体の複数の観測から有効なアルベドをマッピングすると、Starlink衛星のさまざまなサブモデルを含む、衛星の集団ごとに異なる全天測光シグネチャが生成されます。SpaceSituationalAwareness(SSA)の実践者は、全天測光シグネチャを使用して、衛星の集団を区別し、それらの反射特性を比較し、未知の衛星を識別し、異常なメンバーを見つけることができます。衛星識別のための全天シグネチャの有効性をテストするために、機械学習分類器アルゴリズムを適用しました。このアルゴリズムは、有効なアルベドメトリックのみに基づいて、個々の衛星ごとにわずか1つの観測値で衛星の大部分を正しく識別しました。LEO衛星測光特性評価の新しい方法は、衛星の特性に関する事前知識を必要とせず、通信メガコンステレーションの開発で予想されるような多数の衛星に容易に拡張できます。

Tianlai Dish Pathfinder Array を使用して FRB を検出する高速過渡バックエンド

Title A_Fast_Transient_Backend_to_Detect_FRBs_with_the_Tianlai_Dish_Pathfinder_Array
Authors Zijie_Yu,_Furen_Deng,_Shijie_Sun,_Chenhui_Niu,_Jixia_Li,_Fengquan_Wu,_Wei-Yang_Wang,_Yougang_Wang,_Hui_Feng,_Lin_Shu,_Jie_Hao,_Reza_Ansari,_Albert_Stebbins,_Xuelei_Chen
URL https://arxiv.org/abs/2210.03272
TianlaiDishPathfinderアレイは、16個の6メートルのディッシュアンテナで構成される無線干渉計アレイです。元のデジタルバックエンドの統合時間は数秒レベルであり、HI強度マッピング実験用に設計されています。ミリ秒応答の新しいデジタルバックエンドが追加され、観測中に高速無線バースト(FRB)を検索できるようになりました。このバックエンドの設計と調整、およびそのリアルタイム検索パイプラインについては、このホワイトペーパーで説明します。直線偏光ごとに16個のデジタルビームを形成でき、19.6平方度の領域をカバーします。検索パイプラインは、FRBをリアルタイムで自動的に検索、記録、および分類することができます。試運転では、パルサーPSRB0329+54とB2021+51からの信号パルスの捕捉に成功しました。

SOAR インテグラル フィールド スペクトログラフのスキッパー CCD 焦点面の設計

Title Design_of_a_Skipper_CCD_Focal_Plane_for_the_SOAR_Integral_Field_Spectrograph
Authors Edgar_Marrufo_Villalpando,_Alex_Drlica-Wagner,_Marco_Bonati,_Abhishek_Bakshi,_Vanessa_Bawden_de_Paula_Macanhan,_Braulio_Cancino,_Gregory_E._Derylo,_Juan_Estrada,_Guillermo_Fernandez_Moroni,_Luciano_Fraga,_Stephen_Holland,_Michelle_J._Jonas,_Agust\'in_Lapi,_Peter_Moore,_Andr\'es_A._Plazas_Malag\'on,_Leandro_Stefanazzi,_Javier_Tiffenberg
URL https://arxiv.org/abs/2210.03665
SOARTelescopeIntegralFieldSpectrograph(SIFS)用のSkipper電荷結合素子(CCD)焦点面プロトタイプの開発について紹介します。このモザイク焦点面は、真空デュワー内に取り付けられた4つの6k$\times$1k、15$\mu$mピクセルのスキッパーCCDで構成されています。簡単にテスト、輸送、およびモザイク焦点面に取り付けることができるように、CCDをパッケージ化するプロセスについて説明します。科学グレードのスキッパーCCDで同様の特性評価テストを実行する準備として、厚さ$\sim650\mu$mの厚さ、完全に空乏化されたエンジニアリンググレードのスキッパーCCDの性能を特徴付けます。反射防止コーティング付き。最高の性能を発揮するアンプとサブ電子分解能(フォトンカウンティング機能)で、シングルサンプル読み出しノイズ$\sigma\sim0.16e^{-}rms/を達成します。各ピクセルの電荷の800の測定値からのpix$。スキッパーCCD焦点面の設計と構造について説明し、4つのスキッパーCCD(検出器あたり4アンプ)から16のアンプを同時に読み取るために実装される同期読み出し電子システムの詳細を提供します。最後に、SkipperCCDフォーカルプレーンの実験室でのテスト、設置、試運転、および科学的検証に関する将来の計画について概説します。

402 銀河新星の全体的な最適距離と特性の総合カタログ

Title Comprehensive_Catalogue_of_the_Overall_Best_Distances_and_Properties_of_402_Galactic_Novae
Authors Bradley_E._Schaefer_(LSU)
URL https://arxiv.org/abs/2210.03181
既知の402個の銀河新星すべてについて全体的な最適距離を導出し、それらの多くの特性を収集します。目玉は、新しいガイアデータリリースからの正確な視差を持つ74個の新星です。必要な事前確率については、古い方法(拡張視差と減衰距離を含む)に基づいて171の距離を収集しました。さらに、ピークでのV等級と消光測定を収集して、ピークでの絶対等級を生成し、事前分布として粗距離を導き出しました。さらに、既知の新星の41%がバルジに集中しており、そのうち68%が銀河中心から5.4度未満であることを認識しているため、165個のバルジ新星は8000+-750パーセクの距離にあるに違いありません。これをすべてまとめると、402個すべての新星までの距離が導き出され、そのうち220個の新星までの距離は30%を超える精度でした。円盤新星は140+-10pcの指数スケールの高さを持っていることがわかりました。平均ピーク絶対V等級は-7.45で、RMS散乱は1.33等です。これらのピーク光度は、M_V,peak=-7.6+1.5*Log[t_3/30]として減少率(t_3日)と有意に相関しています。この関係に関する大きな分散は、多くの小さなデータセットの相関関係を覆い隠し、この関係を物理モデルにとって役に立たなくします。バルジ新星は、赤色巨星の伴星を持つ新星がバルジ集団に存在することを強く好むことを除いて、すべての特性において円盤新星と区別がつきません。

1849年のスケール転送:ハインリヒ・シュヴァーベからルドルフ・ヴォルフへ

Title Scale_Transfer_in_1849_:_Heinrich_Schwabe_to_Rudolf_Wolf
Authors Shreya_Bhattacharya,_Laure_Lefevre,_Hisashi_Hayakawa,_Maarten_Jansen,_Frederic_Clette
URL https://arxiv.org/abs/2210.03362
この研究の焦点は、国際太陽黒点数シリーズの歴史的なバージョン、つまりバージョン1で1849年頃に検出されたスケールの問題の背後にある理由を明らかにすることです(Leussuetal,AstronomyandAstrophysics,559,A28,2013;Friedli,SolarPhys.291、2505、2016)。1826年から1848年まで、ハインリッヒシュヴァーベの観測はルドルフヴォルフによって主要なものと見なされ、1849年にシュヴァーベからヴォルフに主要な観測者が移ったことで、黒点数シリーズに矛盾が生じたようです。この研究では、さまざまなデータセットの恩恵を受けました。最も重要なのは、2017年から2019年の間にベルギー王立天文台でデジタル化されたMittheilungen(Prof.Wolf'sJournals)からのSchwabeのrawカウントです。古典的な代数計算だけでなく、Lockwoodら(JournalofGeophysicalResearch(SpacePhysics),119(7),5172,2014)に触発された方法などのさまざまな方法も使用しているため、1849年以前のSchwabeの観測に現代のkファクターを割り当てています。また、1849年前後の国際黒点数シリーズ(バージョン1および2)に対するこの1849年の不一致の意味を評価します。

Chandrayaan-2 XSMによる太陽フレア中のマルチサーマルプラズマの軟X線スペクトル診断

Title Soft_X-ray_Spectral_Diagnostics_of_Multi-thermal_Plasma_in_Solar_Flares_with_Chandrayaan-2_XSM
Authors N._P._S._Mithun,_Santosh_V._Vadawale,_Giulio_Del_Zanna,_Yamini_K._Rao,_Bhuwan_Joshi,_Aveek_Sarkar,_Biswajit_Mondal,_P._Janardhan,_Anil_Bhardwaj,_Helen_E._Mason
URL https://arxiv.org/abs/2210.03364
X線波長の分光観測は、太陽フレアプラズマの温度分布の優れた診断を提供します。チャンドラヤーン2ミッションに搭載された太陽X線モニター(XSM)は、1~15keVのエネルギー範囲で広帯域ディスク統合軟X線太陽スペクトル測定を、高いスペクトル分解能と時間リズムで提供します。この研究では、XSMで得られた3つの代表的なGOESCクラスフレアのX線スペクトルを分析して、フレアの過程でのさまざまなプラズマパラメータの変化を調査します。Mg、Si、Feなどの主要元素の連続体と十分に分解された線錯体からなる軟X線スペクトルを使用して、フレアプラズマの高温成分に関する等温および多熱の仮定の妥当性を調べます。高強度フレアのインパルス期の軟X線スペクトルは、等温モデルと一致せず、より高温のコンポーネントの温度がより低温のコンポーネントの温度よりも速く上昇する、ダブルピークの微分放出測定分布に最もよく適合することを示します。フレアの衝撃的な段階でDEMモデルで観測された2つの異なる温度成分は、コロナ内の直接加熱されたプラズマと、彩層のフットポイントからの蒸発したプラズマの存在を示唆しています。また、低FIP元素であるMg、Si、およびFeの存在量は、フレアの上昇段階でコロナに近い値から光球に近い値に減少し、崩壊段階でコロナの値に戻ることもわかりました。これは、彩層蒸発シナリオとも一致しています。.

IRIS Bright Points 上のさまざまな周波数における運動エネルギー束への新しいアプローチ

Title A_new_approach_to_kinetic_energy_flux_at_the_different_frequencies_above_the_IRIS_Bright_Points
Authors Rayhane_Sadeghi_and_Ehsan_Tavabi
URL https://arxiv.org/abs/2210.03583
彩層にはさまざまな明るい構造があり、そのダイナミクスと進化に重要な役割を果たしています。太陽大気の波動特性を暫定的に特定することは、この層をよりよく理解するのに役立ちます。これらの特性の最も重要な側面の1つは、波の位相速度(PS)です。これは、太陽のコロナ加熱と太陽の大気層のエネルギー分布に大きく寄与しています。エネルギーフラックス(EF)を取得するには、充填率(FF)とPSを計算する必要があります。この研究では、FFは、IRISの輝点(BP)のサイズと強度を追跡することによって決定されました。正確なPSとEFを推定するには、彩層と遷移領域(TR)の厚さ、および2つの目的のレベル間の位相差を知る必要があります。彩層とTRの厚さは、ディスク上で直接測定することはできません。この調査は、スペクトルデータを使用して実行され、ドップラー速度に基づいて校正されます。その結果、ARとCHのPS、およびIRISBPのPSは、ドップラー速度のクロスパワーウェーブレット変換を使用して計算されました。したがって、CHについては、PS平均値はネットワークで40~180km/s、インターネットワークで30~140km/sです。ARについては、ネットワークで80~540km/s、インターネットワークで70~220km/sです。最後に、IRISBPのEFが3つの異なる周波数で計算されました。結果は、ネットワークBPが上位層の加熱に影響力のある役割を果たしているのに対し、インターネットワークBPではほとんどのエネルギーが下位層に戻ることを示しています。

空間的に一定の符号変化曲率を持つ宇宙モデルのクラス

Title A_class_of_cosmological_models_with_spatially_constant_sign-changing_curvature
Authors Miguel_S\'anchez
URL https://arxiv.org/abs/2209.11184
世界時$t$の各スライス$\{t=t_0\}$が一定の曲率$k(t_0)$のモデル空間であり、これが$t_0\in\mathbbだけで変化しないように、グローバルな双曲線時空を構築します{R}$だけでなく、符号も変更します。メトリックは滑らかで、FLRW時空とはわずかに異なります。つまり、$g=-dt^2+dr^2+S_{k(t)}^2(r)g_{\mathbb{S}^{n-1}}$、ここで$g_{\mathbb{S}^{n-1}}$は標準球の計量、$S_{k(t)}(r)=\sin(\sqrt{k(t)}\,r)/\sqrt{k(t)}$$k(t)\geq0$および$S_{k(t)}(r)=\sinh(\sqrt{-k(t)}の場合\,r)/\sqrt{-k(t)}$の場合、$k(t)\leq0$.開いた場合、$t$スライスは(非コンパクトな)曲率$k(t)\leq0$のコーシー超曲面であり、したがって$\mathbb{R}^n$に同相です。典型的な例は$k(t)=-t^2$(つまり、$S_{k(t)}(r)=\sinh(tr)/t$)です。$k(t)>0$という閉じたケースでは、クラスを少し拡張すると、$t$スライスのトポロジーがどのように変化するかがわかります。これにより、少なくとも1つの共動オブザーバーが有限時間$t$で消失し、インフレ拡大との類似性が示されます。いずれにせよ、時空は、すべてが$t$スライスであるわけではなく、球体に同相のコーシー超曲面によって形成されます。

中性子星合体によるメガヘルツ重力波

Title Mega-Hertz_Gravitational_Waves_from_Neutron_Star_Mergers
Authors Jorge_Casalderrey-Solana,_David_Mateos_and_Mikel_Sanchez-Garitaonandia
URL https://arxiv.org/abs/2210.03171
中性子星の合体は、極限状態での量子色力学と結合した強磁場重力の研究のためのユニークな実験室を提供します。結果として生じる重力波の周波数と振幅は、合併に関する貴重な情報をエンコードします。これまでのシミュレーションでは、これらの周波数がキロヘルツの範囲にあることが示されています。彼らはまた、量子色力学が高いバリオン密度で一次相転移を持っている場合、これは合併ダイナミクス中にアクセスされる可能性が高いことを示しました.ここでは、これが過熱および/または超圧縮気泡の核形成をもたらし、その後のダイナミクスがメガヘルツ範囲の重力波を生成することを示しています。この信号の振幅を推定し、数十メガパーセクまでの距離での合体に対する将来の超伝導無線周波数空洞検出器の予想される感度の範囲内に収まる可能性があることを示します。

Snowmass Theory Frontier: 有効場理論

Title Snowmass_Theory_Frontier:_Effective_Field_Theory
Authors Matthew_Baumgart,_Fady_Bishara,_Tomas_Brauner,_Joachim_Brod,_Giovanni_Cabass,_Timothy_Cohen,_Nathaniel_Craig,_Claudia_de_Rham,_Patrick_Draper,_A._Liam_Fitzpatrick,_Martin_Gorbahn,_Sean_Hartnoll,_Mikhail_Ivanov,_Pavel_Kovtun,_Sandipan_Kundu,_Matthew_Lewandowski,_Hong_Liu,_Xiaochuan_Lu,_Mark_Mezei,_Mehrdad_Mirbabayi,_Ulserik_Moldanazarova,_Alberto_Nicolis,_Riccardo_Penco,_Walter_Goldberger,_Matthew_Reece,_Nicholas_L._Rodd,_Ira_Rothstein,_Shu-Heng_Shao,_Will_Shepherd,_Marko_Simonovic,_Mikhail_Solon,_Dam_Thanh_Son,_Robert_Szafron,_Andrew_Tolley,_Zhengkang_Zhang,_Shuang-Yong_Zhou,_Jure_Zupan
URL https://arxiv.org/abs/2210.03199
効果的な場の理論の開発、応用、理解における最近の進歩を要約し、将来の研究の有望な方向性を強調します。このレポートは、Snowmass2021プロセスの一環として、TheoryFrontierのTF02"EffectiveFieldTheory"トピックグループの要約として作成されています。

21 世紀の地球および地域の表面温度予測

Title 21st_Century_Global_and_Regional_Surface_Temperature_Projections
Authors Nicole_Ma,_Jonathan_H._Jiang,_Kennard_Hou,_Yun_Lin,_Trung_Vu,_Philip_E._Rosen,_Yu_Gu,_Kristen_A._Fahy
URL https://arxiv.org/abs/2210.03245
近年、世界中の多くの地域で地表面温度の記録が更新されており、21世紀後半に差し迫った「転換点」が到来するのではないかという懸念がさらに高まっています。この研究では、北極圏、熱帯、南極圏の3つの対象緯度地域で観測された地球表面温度の傾向を分析します。地球温暖化は地球全体で不均一に加速しており、北極の温暖化は世界の平均速度の約3倍であることを示しています。さらに、一連の結合モデル相互比較プロジェクトフェーズ6モデルとそれらの複数モデルの平均から、緯度に依存する表面温度シミュレーションの信頼性を分析しました。GISS-E2-1-GとFGOALS-g3は、緯度に依存する観測データを再現する統計的能力に基づいて、最も優れたモデルであることがわかりました。表面温度は、共有社会経済経路2-4.5(SSP2-4.5)のアンサンブルシミュレーションから予測されました。世界的および地域的に、産業革命前の時代と比較して、気候が1.5、2.0、および2.5℃上昇するのはいつになると私たちは推定しています。GISS-E2-1-Gは、2024年(+/-1.34)、2039年(+/-2.83)、および2057年(+/-5.03)に、地球の表面温度異常がそれぞれ1.5、2.0、および2.5℃に達すると予測しています。一方、FGOALS-g3は、これらの「転換点」がそれぞれ2024年(+/-2.50)、2054年(+/-7.90)、2087年(+/-10.55)に到達すると予測しています。私たちの結果は、予測される気候温暖化の加速の劇的な上昇傾向を再確認し、21世紀の北極圏の予測では上向きの凹みがあり、地球全体に壊滅的な結果をもたらす可能性があります.世界的にも地域的にも、地球温暖化の加速を抑え、低いSSPを維持するための最も効率的な解決策を決定するには、さらなる研究が必要です。

膨張する宇宙におけるエントロピーとその保存

Title Entropy_and_its_conservation_in_expanding_Universe
Authors Sinya_Aoki_and_Kiyoharu_Kawana
URL https://arxiv.org/abs/2210.03323
膨張する宇宙のインフレーション時代、物質支配時代、放射線支配時代において、現在の著者の一人と彼の共同研究者によって最近提案された、一般相対性理論における保存電荷の特性を調査します。保存された電荷は、インフレーション時代ではBekenstein-Hawkingエントロピーになり、物質支配時代と放射支配時代ではそれぞれ物質エントロピーと放射エントロピーになり、電荷自体は常に保存されることを示します。これらの特性は、スカラーフィールドと放射を含むモデルの数値解析によって定性的に確認されます。この論文の結果は、一般相対性理論における保存された電荷がエントロピーに対応するという解釈に関するより多くの証拠を提供します。

太陽圏内太陽圏におけるソーラー オービターのダスト検出率のポアソン過程としてのモデル化

Title Modelling_Solar_Orbiter_Dust_Detection_Rates_in_Inner_Heliosphere_as_a_Poisson_Process
Authors Samuel_Ko\v{c}i\v{s}\v{c}\'ak_(1),_Andreas_Kvammen_(1),_Ingrid_Mann_(1),_Sigrunn_Holbek_S{\o}rbye_(2),_Audun_Theodorsen_(1),_Arnaud_Zaslavsky_(3)_((1)_Department_of_Physics_and_Technology,_UiT_The_Arctic_University_of_Norway,_9037,_Troms\o,_Norway,_(2)_Department_of_Mathematics_and_Statistics,_UiT_The_Arctic_University_of_Norway,_9037,_Troms\o,_Norway,_(3)_LESIA,_Observatoire_de_Paris,_Universit\'e_PSL,_CNRS,_Sorbonne_Universit\'e,_Universit\'e_de_Paris,_Paris,_France)
URL https://arxiv.org/abs/2210.03562
ソーラーオービターは内太陽圏のダスト検出機能を提供しますが、収集されたデータから検出されたダストの物理的特性を推定することは簡単ではありません。まず、ポアソン過程を考慮した集塵の物理モデルを定式化します。次に、ソーラーオービターの電波とプラズマ波(SolO/RPW)によるダスト検出の大部分は、双曲軌道上のダストによるものであることが示されています。3番目に、ダストカウントのモデルがSolO/RPWデータに適合し、ダストのパラメーター、すなわち、視線速度、双曲流星体の優勢、重力比に対する太陽放射圧、およびこれらの不確実性が推測されます。ノンパラメトリックモデルフィッティングを使用して、インバウンドとアウトバウンドの検出率の差を取得し、ダストの半径方向速度を推定します。階層ベイジアンモデルが定式化され、利用可能なSolO/RPWデータに適用されます。このモデルは、統合されたネストされたラプラス近似の方法論を使用して、ダストのパラメーターとその不確実性を推定します。SolO/RPWダスト観測は、ベイジアンフレームワークのポアソン過程としてモデル化でき、この日付までの観測は、バックグラウンドコンポーネントを追加した双曲線ダストモデルと一致しています。分析は、$(63\pm7)\mathrm{km/s}$付近の双曲成分の半径方向速度と、$(78\pm4)\%$付近の双曲ダストの優勢を示唆しています。結果は、$0.02\mathrm{AU}$と$0.1\mathrm{AU}$の間で発生し、実質的な減速を示す双曲流星体と一致しており、重力比$\gtrsim0.5$に対する実効太陽放射圧を意味します。$1\mathrm{AU}$での双曲線成分のフラックスは$(1.1\pm0.2)\times10^{-4}\mathrm{m^{-2}s^{-1}}$であることがわかります。$1\mathrm{AU}$での背景成分のフラックスは$(5.4\pm1.5)\times10^{-5}\mathrm{m^{-2}s^{-1}}$であることがわかります。

共形不変 $f\left(R, L_m\right)$ 重力理論のパラティーニ定式化

Title Palatini_formulation_of_the_conformally_invariant_$f\left(R,_L_m\right)$_gravity_theory
Authors Tiberiu_Harko,_Shahab_Shahidi
URL https://arxiv.org/abs/2210.03631
パラティーニ形式を使用して、ワイル幾何学で構築された、曲率-物質結合による等角不変重力モデルの場の方程式を調べます。ラグランジュが、ワイルスカラーの2乗、ワイルベクトルに関連付けられた場の強さ、および物質ラグランジュとワイルスカラー。対応するリーマン関数でワイルスカラーを代入した後、二次作用はリーマン幾何で定義され、リッチスカラーと物質ラグランジュの間の非最小結合を含みます。一般化のために、ワイルベクトルがRicciスカラーの任意の関数と非最小結合している、より一般的なラグランジュも考慮されます。メトリックと接続に関してアクションを独立して変化させることにより、独立した接続は補助的なリッチスカラーとワイルベクトルに依存するメトリックのLevi-Civita接続として表現できます。これは共形によって物理メトリックに関連付けられます。変身。場の方程式は、メトリックとパラティーニの両方の定式化で得られます。結合関数の異なる形式に対応する3つの異なるモデルについて、Palatini場の方程式の宇宙論的意味を調査します。標準の$\Lambda$CDMモデルとの比較も実行され、Palatini型の宇宙論モデルが観測の許容可能な説明を提供できることがわかります。

カー準正規モード周波数を計算するためのより堅牢なアルゴリズムに向けて

Title Towards_a_more_robust_algorithm_for_computing_the_Kerr_quasinormal_mode_frequencies
Authors Sashwat_Tanay
URL https://arxiv.org/abs/2210.03657
リーバーの方法は、数十年間、カーブラックホール(BH)の準正規モード(QNM)周波数を計算するための標準でした。私たちは、CookとZalutskiy(arXiv:1410.7698)によって導入されたLeaverの方法のスペクトルの変形から始めて、必要な導関数を数値的な有限差分ではなく分析的に計算するという形で改善を提案します。また、この導関数情報をqnmに組み込みます。これは、Leaverの方法のスペクトルバリアントを介してQNM周波数を検出するPythonパッケージです。私たちは一次導関数のみに限定します。

予測 $SO(10)$ モデル

Title A_Predictive_$SO(10)$_Model
Authors George_Lazarides,_Rinku_Maji,_Rishav_Roshan,_Qaisar_Shafi
URL https://arxiv.org/abs/2210.03710
Peccei-Quinn対称性によって補足された非超対称$SO(10)$モデルのいくつかのテスト可能な予測について説明します。標準モデルのゲージ結合の統一をもたらす$SO(10)$の対称性の破れパターンを利用します。統一スケールは、コールマン-ワインバーグポテンシャルを持つ$SO(10)$一重項スカラー場によって駆動されるインフレーションにもリンクされています。提案されているハイパーカミオカンデ実験では、超重ゲージボソンによって媒介される陽子崩壊が観測される可能性があります。$SO(10)$からの切れ目のない$Z_2$ゲージ対称性により、このモデルは、アクシオンと共に、暗黒物質の望ましい遺物存在量を提供する安定した中間質量フェルミオンの存在を予測します。このモデルはまた、インフレーションに耐える中規模のトポロジー的に安定したモノポールとストリングの存在を予測しています。モノポールは、観測可能なレベルで宇宙に存在する可能性があります。弦から放出される確率的重力波背景を推定し、計画および提案された多くの宇宙および陸上実験でテスト可能であることを示します。最後に、宇宙で観測されたバリオンの非対称性が非熱レプトジェネシスによってどのように実現されるかを示します。