インフレーションが終了する直前にインフレトンがそのポテンシャルの極小値に閉じ込められた場合、確率的トンネリングとして知られるプロセスで量子ゆらぎを構築することによって脱出します。この作業では、そのようなシナリオで生成される宇宙論的変動と、それらが原始ブラックホール(PBH)を形成する可能性を調べます。これは、確率的$\deltaN$形式を使用して行われます。これにより、偽の真空状態で費やされた$e$フォールドの数の分布関数の非常に非ガウスの裾を再構築できます。どのプロパティが偽の真空プロファイルの詳細に依存するか、または依存しないかを特定するために、2つの異なるおもちゃモデルを分析的および数値的に調べます。ポテンシャル障壁がその幅に比べて十分に小さい場合、$\DeltaV/V<\Delta\phi^2/M_{\text{Pl}}^2$の間でポテンシャルが平坦であると近似できることがわかりました。その2つの極値であるため、以前に「フラットな量子井戸」で得られた結果が適用されます。それ以外の場合、$\DeltaV/V<V/M_{\text{Pl}}^4$の場合、PBHの存在量は、$\DeltaV/V>V/M_{\text{Pl}}^4$の場合、バリアの高さに超指数関数的に(つまり、指数関数の指数関数として)依存します。PBHが大量に生産されている場合.これにより、どの程度のフラットな変曲点を微調整する必要があるかを定量化することができます.深い偽の真空では、ポテンシャルが線形に近くない限り、スローロール違反が通常発生することもわかります.非スローロールセットアップへのアプローチを一般化するためのさらなる調査。
Parkes Pulsar Timing Array 2 番目のデータリリースで超軽量ベクトルダークマターを拘束
| Title |
Constraining_ultralight_vector_dark_matter_with_the_Parkes_Pulsar_Timing_Array_second_data_release |
| Authors |
Yu-Mei_Wu,_Zu-Cheng_Chen,_Qing-Guo_Huang,_Xingjiang_Zhu,_N._D._Ramesh_Bhat,_Yi_Feng,_George_Hobbs,_Richard_N._Manchester,_Christopher_J._Russell,_and_R._M._Shannon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.03880 |
超軽量ボソンで構成されるファジー暗黒物質は、標準的な低温暗黒物質モデルが銀河系以下のスケールで遭遇する課題に対する興味深い解決策を提供します。質量$m\sim10^{-23}\rm{eV}$の超軽量暗黒物質は、ナノヘルツ帯の周波数で重力ポテンシャルの周期的な振動を引き起こし、パルサーからの電波パルスの到着時間に観測可能な効果をもたらします。.スカラー暗黒物質とは異なり、ベクトル暗黒物質によって引き起こされるパルサータイミング信号は、ベクトル場の振動方向に依存します。この研究では、重力効果により、質量範囲が$[2\times10^{-24},2\times10^{-22}]{\rm{eV}}$の超軽量ベクトル暗黒物質を検索します。パークスパルサータイミングアレイ(PPTA)の2番目のデータリリースで。統計的に有意な検出が行われていないため、ローカル暗黒物質密度に$95\%$の上限を$\rho_{\rm{\tiny{VF}}}\lesssim5{\rm{GeV/cm^{3として設定します。}}}$for$m\lesssim10^{-23}{\rm{eV}}$.ベクトル暗黒物質の優先方向が見つからないため、これらの制約は、PPTAの以前の12年間のデータセットを使用したスカラー暗黒物質検索によって与えられた制約に匹敵します。
SDSS-V サーベイから特定された 14 の新しい「変化する様子」の活動銀河核の降着とホスト銀河の特性
| Title |
Accretion_and_Host-Galaxy_Properties_of_14_New_"Changing-Look''_Active_Galactic_Nuclei_Identified_from_the_SDSS-V_Survey |
| Authors |
J._Wang,_D._W._Xu,_J._Y._Bai,_T._G._Brink,_C._Gao,_W._K._Zheng,_and_A._V._Filippenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.03928 |
広く受け入れられている活動銀河核(AGN)パラダイムは、最近、スペクトル型遷移を特徴とする、いわゆる「変化する外観」(CL)現象の発見によって挑戦されています。SDSS-VとSDSSDR16の分光データセットを比較することにより、$\sim10$yrのタイムスケールでスペクトル型の変化を示す14個の新しいCL-AGN(赤方偏移$z<0.5$)の同定を報告します。フォローアップ分光法は、3つの天体に対してリックシェーン3m望遠鏡とケック10m望遠鏡で行われました。これらのスペクトルの詳細な分析により、次の2つの主な結果に到達できます。(1)65個のCL-AGNのサンプルを適切な測定値でコンパイルすることにより、CL-AGNは高いエディントン比($\lesssim0.1$)と高い放射光度($\lesssim10^{46}\,\mathrm{erg\,s^{-1}}$)。この偏りは、ディスク風ブロードライン領域モデルがCL現象のもっともらしい説明であることを示唆しています。(2)CL-AGNのホスト銀河は、中間の恒星集団によって支配される傾向があり、これは、CL-AGNがおそらく特別な進化段階、例えば「饗宴」から超大質量ブラックホールに燃料を供給する「飢饉」。さらに、私たちのスペクトルでは、SDSSJ025951.22+003744.2を、$\sim1$yrという急速な「ターンオン」タイムスケールを持つ新しい反復CL狭線セイファート1銀河として識別します。
将来のSKA時代のパルサータイミングアレイによって検出された重力波の明るいサイレンと相互作用する暗黒エネルギー宇宙論を制限するための展望
| Title |
Prospects_for_Constraining_interacting_dark_energy_cosmology_with_gravitational-wave_bright_sirens_detected_by_future_SKA-era_pulsar_timing_arrays |
| Authors |
Bo_Wang,_Dong-Ze_He,_Hai-Li_Li,_and_Yi_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04000 |
パルサータイミングアレイ(PTA)は、通常、銀河の中心にある個々の超大質量ブラックホール連星(SMBHB)によって生成されるナノヘルツ重力波(GW)を検出する可能性があります。宇宙標準サイレンとしてのGW信号は、絶対宇宙距離を提供できるため、宇宙パラメータを制約するために使用できます。このホワイトペーパーでは、タイミングノイズ$\sigma_t=20\{\rmns}$の二乗平均平方根を仮定して、将来のSKA時代のPTAが既存のSMBHB候補を検出する能力を分析し、シミュレートされたPTAデータを使用して、エネルギー移動率$Q=\betaH\rho_c$を持つダークエネルギー(IDE)モデルの相互作用。将来のSKA時代のPTAは、IDEの宇宙論を制約する上で重要な役割を果たすことがわかりました。100個のパルサーからなる模擬PTAデータのみを使用して、$\sigma(H_0)=0.239\{\rmkm}\{\rms}^{-1}{\rmMpc}^{-1}$と$\sigma(\Omega_m)=0.0103$I$\Lambda$CDMモデルで、プランクTT、TE、EE+lowEの結果よりもはるかに優れています。ただし、PTAデータは、プランクと比較して結合パラメーター$\beta$に厳しい制約を提供できませんが、プランク+PTAのデータの組み合わせは、かなり厳しい制約、つまり$\sigma(\beta)=0.00232$を提供できます。PTAデータは、CMBに固有のパラメーターの縮退を壊す可能性があるためです。I$w$CDMモデルでは、Planck+PTAデータの組み合わせから$\sigma(\beta)=0.00137$および$\sigma(w)=0.0492$を取得します。さらに、PTAのパルサーの数が増えると、プランク+PTAからの拘束結果がさらにある程度改善されることもわかります。将来のSKA時代のPTAによるナノヘルツGWの観測は、暗黒エネルギーの性質を調査し、暗黒エネルギーと暗黒物質の間の結合を測定するための強力なツールを提供することを示します。
| Title |
Strong_Gravitational_Lensing_Parameter_Estimation_with_Vision_Transformer |
| Authors |
Kuan-Wei_Huang,_Geoff_Chih-Fan_Chen,_Po-Wen_Chang,_Sheng-Chieh_Lin,_Chia-Jung_Hsu,_Vishal_Thengane,_Joshua_Yao-Yu_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04143 |
何百もの強くレンズ化されたクエーサーシステムのパラメーターと対応する不確実性を定量化することは、最も重要な科学的問題の1つであるハッブル定数($H_{0}$)張力を解決する鍵を握っています。一般的に使用されているマルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)法は、この目標を達成するには時間がかかりすぎていましたが、最近の研究では、畳み込みニューラルネットワーク(CNN)が7桁の速度向上をもたらす代替手段になり得ることが示されています。31,200のシミュレートされた強くレンズされたクエーサー画像を使用して、シミュレートされた強い重力レンズ効果に対するビジョントランスフォーマー(ViT)の使用法を初めて調査します。ViTはCNNと比較して競争力のある結果に達する可能性があり、レンズの中心$\theta_{1}$および$\theta_{2}$などの最も重要な質量関連パラメーターを含むいくつかのレンズパラメーターで特に優れていることを示しています、楕円率$e_1$と$e_2$、および動径べき乗則勾配$\gamma'$。この有望な予備結果により、ViT(または注意ベース)ネットワークアーキテクチャは、次世代の調査のための強力なレンズ科学のための重要なツールになると考えています。私たちのコードとデータのオープンソースは、\url{https://github.com/kuanweih/strong_lensing_vit_resnet}にあります。
銀河スピン分類 I: キラリティー同変残差ネットワークを使用した Z 方向スパイラルと S 方向スパイラルの比較
| Title |
Galaxy_Spin_Classification_I:_Z-wise_vs_S-wise_Spirals_With_Chirality_Equivariant_Residual_Network |
| Authors |
He_Jia,_Hong-Ming_Zhu,_Ue-Li_Pen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04168 |
銀河の角運動量(銀河スピン)には、宇宙の初期状態に関する豊富な情報が含まれていますが、進行中および今後の宇宙論調査によってマッピングされている膨大な量の銀河のスピン方向を効率的に測定することは困難です。Z方向とS方向の渦巻きの機械学習ベースの分類器を提示します。これは、銀河のスピン方向測定における縮退を打破するのに役立ちます。提案されたChiralityEquivariantResidualNetwork(CE-ResNet)は、入力画像を反映して明らかに同変であり、Z方向とS方向の確率推定量の間に固有の非対称性がないことが保証されます。GalaxyZoo1(GZ1)プロジェクトによって与えられたトレーニングラベルを使用して、SloanDigitalSkySurvey(SDSS)画像を使用してモデルをトレーニングします。トレーニング中にデータ拡張の手法を組み合わせて使用することで、モデルをより堅牢にして他の調査に適用できるようにします。ダークエネルギー分光装置(DESI)の画像を分類に使用すると、DESIの画像品質が向上するため、両方のタイプのスパイラルが$\sim\!30\%$増加することがわかりました。CE-ResNetでは不一致が$<\!1.8\sigma$に低下するため、Z方向のスパイラルとS方向のスパイラルの数の$\sim\!7\sigma$の差は人間の偏見によるものであることを確認します。分類結果。将来の宇宙論的応用に関連する潜在的な体系について議論します。
| Title |
Baryonic_Effects_on_Lagrangian_Clustering_and_Angular_Momentum_Reconstruction |
| Authors |
Ming-Jie_Sheng,_Hao-Ran_Yu,_Sijia_Li,_Shihong_Liao,_Min_Du,_Yunchong_Wang,_Peng_Wang,_Kun_Xu,_Shy_Genel,_Dimitrios_Irodotou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04203 |
最近の研究では、宇宙構造の角運動量とそれらのラグランジュ特性の間の相関関係が示されています。しかし、観測できるのはバリオンのみであり、宇宙の角運動量を確実に追跡できるかどうかは不明です。IllustrisTNGを使用して、銀河-ハローシステムの暗黒物質、ガス、恒星成分のラグランジュ質量分布、スピン相関、および予測可能性を研究し、成分間の原始分離が通常小さいことを示します。それらの原形は、慣性テンソルのモーメントの統計に関しても類似しています。高解像度の流体力学シミュレーションで確認されているように、共通の重力ポテンシャルの下では、それらは同じ潮汐トルクを発揮すると予想され、強いスピン相関は非線形進化と複雑なバリオン効果によって破壊されません。さらに、全ガス、星、または中心銀河によって追跡されるそれらの後期角運動量が、最初の摂動によって確実に再構築できることを示します。これらの結果は、バリオン角運動量が、初期摂動に関連するパラメーターとモデルの再構築に使用できる可能性があることを示唆しています。
宇宙距離双対関係の検証における深層学習手法
宇宙距離双対関係(DDR)は、深層学習法を使用したタイプIa超新星(SNeIa)と強い重力レンズ(SGL)システムの組み合わせから制約されます。完全なSGLデータを利用するために、深層学習を使用してSNeIaからSGLの最大赤方偏移までの光度距離を再構築し、SGLから取得した角度直径距離と比較します。レンズ質量プロファイルの影響を考慮して、3つのレンズ質量モデルでDDR違反の可能性を制限します。結果は、SISモデルとEPLモデルで、違反パラメーター$\eta_0=-0.193^{+0.021}_{-0.019}$と$\eta_0=-0.247^{+で、高い信頼レベルでDDRが違反されていることを示しています。0.014}_{-0.013}$、それぞれ。ただし、PLモデルでは、違反パラメーター$\eta_0=-0.014^{+0.053}_{-0.045}$を使用して、DDRは1$\sigma$信頼レベル内で検証されます。私たちの結果は、DDRの制約がレンズの質量モデルに大きく依存することを示しています。特定のレンズ質量モデルが与えられると、深層学習を使用してDDRを$\textit{O}(10^{-2})$の精度で制約できます。
DES 領域上のプランク星団の MADPSZ カタログ: 低質量と高赤方偏移への拡張
| Title |
The_MADPSZ_catalogue_of_Planck_clusters_over_the_DES_region:_extending_to_lower_mass_and_higher_redshift |
| Authors |
D._Hern\'andez-Lang,_J._J._Mohr,_M._Klein,_S._Grandis,_J.-B._Melin,_P._Tarr\'io,_M._Arnaud,_G.W._Pratt,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_O._Alves,_F._Andrade-Oliveira,_D._Bacon,_E._Bertin,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_F._J._Castander,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_S._Desai,_H._T._Diehl,_P._Doel,_S._Everett,_I._Ferrero,_B._Flaugher,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_O._Lahav,_C._Lidman,_P._Melchior,_J._Mena-Fern\'andez,_F._Menanteau,_R._Miquel,_A._Palmese,_F._Paz-Chinch\'on,_A._Pieres,_A._A._Plazas_Malag\'on,_M._Raveri,_M._Rodriguez-Monroy,_A._K._Romer,_V._Scarpine,_I._Sevilla-Noarbe,_M._Smith,_E._Suchyta,_et_al._(3_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04666 |
ダークエネルギー調査でカバーされている5000deg$^2$以上の信号対雑音比(S/N)3まで、PlanckSunyaev-Zeldovich効果(SZE)で選択された候補の最初の体系的なフォローアップを提示します。MCMFクラスター確認アルゴリズムを使用して、光学的対応物を特定し、測光赤方偏移と豊富さを決定し、各SZE-光学ペアリングがランダムな重ね合わせではなく実際のクラスターを表す確率を反映するパラメーター$f_{\rmcont}$を割り当てます物理的に関連付けられていないシステムの。新しいMADPSZクラスターカタログは、1092個のMCMF確認済みクラスターで構成され、純度は85%です。採用された$f_{\rmcont}$しきい値に応じて、90%から97.5%の範囲の純度を持つMADPSZカタログのサブサンプルの特性を提示します。すべてのMADPSZクラスターについて、$M_{500}$ハロー質量推定値、赤方偏移、リッチネス、光学中心が表示されます。MADPSZカタログは、DESフットプリント上に828個の未知のPlanck識別クラスターを追加し、S/N>4.5で以前に公開された追加の50個のPlanck選択クラスターの赤方偏移を提供します。サブサンプルと分光赤方偏移を使用して、$\Deltaz/(1+z)$のRMS散乱が0.47%の優れたクラスター写真$z$パフォーマンスを示します。MCMFベースの分析により、最初のS/N>3Planck選択候補リストの汚染割合(50%)を推測できます。MADPSZクラスタサンプルと$f_{\rmcont}$選択されたサブサンプルの完全性を推定する方法を提示します。以前に公開されたPlanckクラスターカタログとの比較。この新しいS/N$>$3MCMFで確認されたクラスターカタログは、すべての赤方偏移で低質量レジームを生成し、z$\sim$1.3までのクラスターを含みます。
ベイジアン グローバル 21cm 前景および信号モデリングにおける時間依存データの使用
| Title |
Use_of_Time_Dependent_Data_in_Bayesian_Global_21cm_Foreground_and_Signal_Modelling |
| Authors |
Dominic_Anstey,_Eloy_de_Lera_Acedo,_Will_Handley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04707 |
グローバル21cm宇宙論は、天空平均HI吸収信号を測定することにより、宇宙の夜明けと再電離の時代を調査することを目的としています。これには、明るい電波前景とアンテナビームの色度から生じる歪みの正確なモデリングまたは補正が必要です。単一のベイジアン分析で多くの観測時間からのデータセットを同時にフィッティングし、シミュレートされたデータでこれらのフィッティングを実行して同じパラメーターセットにフィッティングすることにより、前景モデリングの改善の効果を調査します。六角形ダイポールアンテナの場合、この同時フィッティングにより、データの時間平均をフィッティングする場合と比較して、復元された21cm信号の精度が大幅に向上することがわかります。さらに、前景の復元されたモデルは、時間平均フィッティングと比較して、最大$\sim$2-3倍正確になることがわかります。彩度の低い対数スパイラルアンテナの場合、このプロセスによって信号回復の大幅な改善は見られませんでした。ただし、前景のモデリングは依然として大幅に改善されています。また、この手法を拡張して、同じパラメーターに対して異なるアンテナから同時に複数のデータセットを適合させることも調査します。これにより、21cm信号とフォアグラウンドモデリングの両方が、同じアンテナから複数回データセットをフィッティングするよりも高度に改善されることもわかっています。
暗黒エネルギーの非線形オイラー流体力学: リーマン問題と有限体積スキーム
| Title |
Non-linear_Eulerian_Hydrodynamics_of_Dark_Energy:_Riemann_problem_and_Finite_Volume_Schemes |
| Authors |
Linda_Blot,_Pier_Stefano_Corasaniti_and_Fabian_Schmidt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04800 |
今後の大規模な構造調査は、暗黒エネルギーの特性に新たな光を当てることができます。特に、暗黒エネルギーが動的成分である場合、空間的な摂動が必要です。それらの動作は、現在は制限されていない音速パラメータによって規制されています。この作業では、音速が小さく、消失しない不均一なダークエネルギーシナリオの宇宙論的シミュレーションを実行できるようにする数値的方法を提示します。暗黒エネルギー成分を有効な流体として扱い、流体力学の確立された数値手法に基づいて、有効な連続性とオイラー方程式の数値解を構築します。特に、リーマン問題の解に依存する保守的な有限体積スキームを開発します。ここでは、ダークエネルギー流体の場合の正確な形式と近似形式の両方を提供します。
高赤方偏移にあるいくつかの明るく巨大な銀河の候補が、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡によって最近観測されました。このような初期の大質量銀河は、標準的な$\Lambda$コールドダークマターモデルの予測と一致させるのが難しいようです。このような観測された大質量銀河の候補が、宇宙論的摂動の初期条件に原始的な非ガウス性を導入することによってどのような状況で説明できるかを議論します。
小惑星 (223) Rosa の天文質量推定
外側メインベルト小惑星(223)ローザは、ESA(欧州宇宙機関)のジュピターICy衛星探査機(JUICE)ミッションが木星に向かう途中で小惑星帯を通過する際に、フライバイターゲットになる可能性があります。非常に低いアルベドと特徴のない赤いスペクトルは、トーレン分類学ではP型の小惑星であることを示していますが、まだ知られている嵩密度はこの分類とあまりよく一致しませんでした。この作業の目的は、(223)Rosaの質量と嵩密度の新しい見積もりを導き出すことでした。ローザの質量は、過去にローザと密接に遭遇した小さな「テスト」小惑星の重力偏向を分析することによって導き出されました。質量決定に適したそのようなイベントを見つけるために、$1980-2030$の期間にわたって約900,000個の小惑星との遭遇検索が実行されました。ローザの2つの独立した質量推定値が得られた3つの遭遇が特定されました:$M=(5.32\pm2.17)\times10^{17}$kgおよび$M=(3.15\pm1.14)\times10^{17}$kg、それぞれ。加重平均は$M=(3.62\pm1.25)\times10^{17}$kgです。$D=83\pm8$kmの有効直径を採用すると、これは$\rho=1.2\pm0.5\mathrm{\,g\,cm^{-3}}$のかさ密度になります。このかさ密度の推定値は、トーレン分類学のP型小惑星の典型的な密度と一致しています。
ミラープラネットが太陽系のプラネットナインである可能性
| Title |
The_Possibility_of_Mirror_Planet_as_Planet_Nine_in_Solar_System |
| Authors |
Pei_Wang_(1,_2),_Yu_Chen_Tang_(1,_2),_Lei_Zu_(1,_2),_Yuan_Yuan_Chen_(3,_4,_5),_Lei_Feng_(1,_6)_((1)_Key_Laboratory_of_Dark_Matter_and_Space_Astronomy,_Purple_Mountain_Observatory,_Chinese_Academy_of_Sciences,_Nanjing,_China_(2)_School_of_Astronomy_and_Space_Science,_University_of_Science_and_Technology_of_China,_Hefei,_Anhui,_China_(3)_Purple_Mountain_Observatory,_Chinese_Academy_of_Sciences,_Nanjing,_China_(4)_Key_Laboratory_of_Planetary_Sciences,_Chinese_Academy_of_Sciences,_Nanjing,_China_(5)_CAS_Center_for_Excellence_in_Comparative_Planetology,_Hefei,_Anhui,_China_(6)_Joint_Center_for_Particle,_Nuclear_Physics_and_Cosmology,_Nanjing_University_Purple_Mountain_Observatory,_Nanjing,_China) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04147 |
遠方のトランスネプチューン天体の軌道における一連の動的異常は、太陽系の新しい天体(通常はプラネットナインと呼ばれる)を示しています。この草案では、太陽系外縁部から捕獲された、または太陽系内で形成された鏡面惑星も候補の一つであることを指摘しています。ミラーマターモデルの導入は、壊れていないパリティ対称性によるものであり、暗黒物質の潜在的な説明です。この鏡の惑星には、光学半径が小さいゼロまたは微光の電磁対応物があり、重力効果によって調査される可能性があります。
超短周期惑星TOI-1807bの新しいパラメータ測定
| Title |
New_Parameter_Measurements_for_the_Ultra-Short-Period_Planet_TOI-1807b |
| Authors |
Peifeng_Peng,_Hongyi_Xiong,_He_Li,_Felix_Li,_Tianqi_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04162 |
超短周期(USP)惑星は軌道周期が非常に短い系外惑星($\textit{P}<1$day)であり、TOI-1807bはTESSミッションによって最近発見されたそのような惑星の1つで、TOI内を周回しています。今ではまだあまり知られていない-1807系。この論文では、セクター49からの最新のTESSデータをセクター22および23からの以前のデータと組み合わせて使用して、TOI-1807のトランジットライトカーブを再分析しました.3つのセクターすべてでMCMCシミュレーションを実行することにより、トランジットがモデルはセクター49のデータに最もよく適合し、TOI-1807bは質量$2.27^{+0.49}_{-0.58}\、M_\oplus$、半径$1.37^{のスーパーアースであると推測しました+0.10}_{-0.09}\、R_\oplus$、密度$0.875^{+0.264}_{-0.285}\、\rho_\oplus$、表面温度$1499^{+82}_{-129}\,\mathrm{K}$.TOI-1807bは、およそ$0.0135^{+0.0013}_{-0.0022}\,\mathrm{AU}$を$0.54929^{+0.00012}_{-0.00005}\,\mathrm{days}周期で公転していることを確認しました。$、スピン軌道同期のために惑星が潮汐ロックされている可能性を高めます。また、接続時間の見積もりを$2651.98224^{+0.00112}_{-0.00064}\,\mathrm{BTJD}$に更新しました。我々は、TOI-1807bがゆっくりとその軌道崩壊プロセスを経ている可能性があることを示唆し、さらに、TOI-1807bが円形の同期軌道にあり、潮汐によって恒久的に変形し、密度が$\sim$4\%補正されることを特定しました。TOI-1807は年齢がわずか$300\pm80\,\mathrm{Myr}$の非常に若い星であるため、活動中のTOI-1807から放出される放射線が非常に強力であり、ほとんどの星が破壊された可能性があることも示唆しています。TOI-1807bの表面の大気。
惑星衝突の結果を予測するための残差ニューラル ネットワーク
| Title |
Residual_Neural_Networks_for_the_Prediction_of_Planetary_Collision_Outcomes |
| Authors |
Philip_M._Winter,_Christoph_Burger,_Sebastian_Lehner,_Johannes_Kofler,_Thomas_I._Maindl,_Christoph_M._Sch\"afer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04248 |
現代のN体惑星形成シミュレーションのコンテキストで衝突を高速かつ正確に処理することは、本質的に複雑な衝突プロセスのため、依然として困難な作業です。私たちは、機械学習(ML)、特に残差ニューラルネットワークを使用して、この問題に取り組むことを目指しています。私たちのモデルは、データ生成プロセスの基礎となる物理プロセスによって動機付けられ、衝突後の状態の柔軟な予測を可能にします。私たちのモデルは、予測精度と分布外一般化の両方で、完全な非弾性マージやフィードフォワードニューラルネットワークなどの一般的に使用される衝突処理方法よりも優れていることを示しています。私たちのモデルは、20/24の実験で現在の最先端技術を上回っています。ペアワイズ惑星衝突の10164の滑らかな粒子流体力学(SPH)シミュレーションで構成されるデータセットを提供します。このデータセットは、衝突処理の計算面を改善するためのML研究や、一般的な惑星衝突の研究に特に適しています。MLタスクをマルチタスク回帰問題として定式化し、エンドツーエンドの方法で衝突処理のためのMLモデルをシンプルかつ効率的にトレーニングできるようにします。私たちのモデルは、既存のN体フレームワークに簡単に統合でき、初期条件の選択したパラメーター空間内で使用できます。つまり、後期地球型惑星形成中に同様のサイズの衝突が通常発生する場所です。
ExoMars TGO Color and Stereo Surface Imaging System の飛行中の放射測定キャリブレーション
| Title |
In-flight_radiometric_calibration_of_the_ExoMars_TGO_Colour_and_Stereo_Surface_Imaging_System |
| Authors |
Antoine_Pommerol,_Nicolas_Thomas,_Miguel_Almeida,_Mattew_Read,_Patricio_Becerra,_Camila_Cesar,_Adomas_Valantinas,_Emanuele_Simioni,_Alfred_S._McEwen,_Jason_Perry,_Charlotte_Marriner,_Giovanni_Munaretto,_Maurizio_Pajola,_Livio_L._Tornabene,_Daniel_M\`ege,_Vania_Da_Deppo,_Cristina_Re,_Gabriele_Cremonese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04316 |
ExoMarsTraceGasOrbiterのColorandStereoSurfaceScienceImagingSystem(CaSSIS)は、1日平均20枚の火星表面の画像を返します。それらのほとんどは3色または4色で、一部はステレオで表示されます。CaSSISはプッシュフレームアプローチを使用してカラー画像を取得します。センサーの真上に配置された4つのバンドパスフィルターと、地面の軌跡の速度と同期したイメージングケイデンスを使用して、部分的に重なり合う数十の小さな画像で画像領域をカバーします。これらの「フレームレット」は、後でマップ投影され、モザイク化されて、最終的な画像が構築されます。このアプローチは、放射測定校正に関して利点と課題の両方を提供します。ダークフレームとフラットフィールドフレームのコレクションは、数十の連続した画像を頻繁かつ高速に取得することで大幅に強化されますが、隣接するフレームレットから組み立てられたモザイクは、迷光と検出器のバイアスの変化を強調します。どちらの問題もCaSSIS画像で確認されており、全体的に強度が低い(最大数パーセント)が、最終的に組み立てられたカラー画像で顕著なアーティファクトを生成するのに十分です。そのため、これらのアーティファクトを修正する方法を開発しました。これは現在、放射測定キャリブレーションパイプラインに含まれています。ここでは、キャリブレーション手順のさまざまな手順と、キャリブレーションに使用される製品の生成について詳しく説明し、補正の有効性について説明します。バイアスフレームとフラットフィールドフレームの相対的な不確実性は低く、それぞれ0.2パーセントと0.1パーセントのオーダーです。絶対放射計校正の不確実性は3%であり、このような機器としては非常に低い値です。迷光は、絶対キャリブレーションに推定約1%の誤差を追加します。迷光オフセットとバイアスオフセットの補正後の残差は、数DNから数十DNのオーダーです。
パーキンス赤外線エグゾサテライト調査 (PINES) II。 L 型矮星と T 型矮星の周りの惑星発生のトランジット候補と意味
| Title |
The_Perkins_INfrared_Exosatellite_Survey_(PINES)_II._Transit_Candidates_and_Implications_for_Planet_Occurrence_around_L_and_T_Dwarfs |
| Authors |
Patrick_Tamburo,_Philip_S._Muirhead,_Allison_M._McCarthy,_Murdock_Hart,_Johanna_M._Vos,_Eric_Agol,_Christopher_Theissen,_David_Gracia,_Daniella_C._Bardalez_Gagliuffi,_and_Jacqueline_Faherty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04462 |
L型矮星とT型矮星の不連続なPerkins赤外線外衛星探査(PINES)観測で単一のトランジットイベントを検出するように設計された新しいトランジット検出アルゴリズムについて説明します。このアルゴリズムを使用して、131PINESライトカーブのトランジットを検索し、2MASSJ18212815+1414010(2MASSJ1821+1414)と2MASSJ08350622+1953050(2MASSJ0835+1953)の2つのトランジット候補を特定します。ソースの変動特性が知られているため、2MASSJ1821+1414を真のトランジット候補としては好まない。2MASSJ0835+1953の候補イベントの惑星的性質を排除することはできず、2回目のトランジットを回復するために追跡観測を行うことはできません。繰り返しイベントはまだ観察されていませんが、これらの観察結果は、ターゲットの変動性が候補トランジットの原因とは考えにくいことを示唆しています。光度曲線のマルコフ連鎖モンテカルロシミュレーションを実行し、$4.2^{+3.5}_{-1.6}R_\oplus$から$5.8^{+4.8}_{-2.1}R_\oplus$の範囲の惑星半径を推定します。、ホストの年齢に応じて。最後に、光曲線サンプルで注入と回収のシミュレーションを実行します。測定されたM準惑星の発生率を使用してデータに惑星を挿入し、トランジット検索アルゴリズムを使用してそれらを回復しようとします。私たちの検出率は、Mdwarf惑星の発生率を仮定すると、2MASSJ0835+1953で観測された通過深さを引き起こす可能性のある候補を検出する可能性が約1$\%$あるはずであることを示唆しています。2MASSJ0835+1953bが確認された場合、M矮星と比較してL矮星とT矮星の周りの短周期惑星の発生が強化されていることが示唆され、惑星形成モデルからの予測に挑戦することになります。
宇宙の正午における銀河の急速な消滅
| Title |
Rapid_Quenching_of_Galaxies_at_Cosmic_Noon |
| Authors |
Minjung_Park,_Sirio_Belli,_Charlie_Conroy,_Sandro_Tacchella,_Joel_Leja,_Sam_E._Cutler,_Benjamin_D._Johnson,_Erica_J._Nelson,_and_Razieh_Emami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.03747 |
高赤方偏移の巨大な静止銀河が存在するには急速な消光が必要と思われるが、すべての静止銀河がこの段階を通過したかどうか、またどのような物理的メカニズムが関与しているかは不明である。急速消光を研究するために、静止フレームの色を使用して$z\sim1.5$にある12個の若い静止銀河を選択します。スペクトルエネルギー分布フィッティングから、急速な消光の前に、それらすべてが激しいスターバーストを経験したことがわかりました。これは、7つの銀河のサブセットに対する深部マゼラン/FIRE分光観測で確認されています。2つの銀河で幅広い輝線が検出されており、AGN活動が原因である可能性が最も高いです。他の5つの銀河には発光の特徴は見られず、ガスがすでに除去されているか枯渇していることを示唆しています。急速に消滅した銀河のほとんどは、通常の静止銀河よりもコンパクトであり、最近の過去に中心的なスターバーストが発生した証拠を提供しています。急冷フェーズの平均遷移時間は$300\,\rmMyr$と見積もっています。$z=1.5$にある静止銀河の約$4\%$が急速な消滅を経験しています。この割合は$z=2.2$で$23\%$に増加します。TNG100シミュレーションで類似体を特定し、これらの銀河の急速な消光はAGNによって引き起こされていることを発見し、ケースの半分では、ガスに富む主要な合体がスターバーストを引き起こしているようです。これらの大規模な静止銀河は、急速に消滅するだけでなく、主要なスターバーストによって急速に形成されると結論付けています。合併によって中央領域に向かってガスの流入が促進され、超大質量ブラックホールが成長し、AGNフィードバックによる急速な消滅がもたらされると推測されます。
天の川アナログの周りのクエンチされた衛星人口
| Title |
The_Quenched_Satellite_Population_Around_Milky_Way_Analogs |
| Authors |
Ananthan_Karunakaran,_David_J._Sand,_Michael_G._Jones,_Kristine_Spekkens,_Paul_Bennet,_Denija_Crnojevi\'c,_Bur\c{c}in_Mutlu-Pakdil,_Dennis_Zaritsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.03748 |
私たちは、SatellitesAroundGalacticAnalogs(SAGA)調査およびExplorationofLocalVolumeESatellites(ELVES)プログラムで、クエンチされた星形成衛星銀河の相対的な割合を研究しています。かすかな衛星銀河の個体群を特定します。サンプルカットと選択基準をクロスチェックして検証し、天の川類似体のクエンチされた衛星の割合を決定する際に、さまざまな星形成定義の影響を調査します。特定の星形成率(sSFR)しきい値を使用して導出された平均ELVES消光率($\langleQF\rangle$)は、絶対等級のカットを適用した後、$\sim$50%から$\sim$27%に減少することがわかります。SAGA調査($\langleQF\rangle_{SAGA}\sim$9%)と一致します。これらの結果は、別の星形成定義に対して一貫していることを示しています。さらに、これらのクエンチされた部分は、表面の明るさをさらにカットした後も実質的に変化しません。一貫して導出されたsSFRと両方のサンプルの絶対等級限界を使用して、ELVESおよびSAGAサンプルのクエンチされた割合と衛星の累積数が広く一致することを示します。ELVESとSAGAのサンプルの半径方向の傾向を簡単に調査し、ホストごとの星形成衛星の数が半径の関数として一般的に一致していることを確認しました。ELVESとSAGAのサンプル間の広い一致にもかかわらず、ローカルグループと天の川類似体のシミュレーションと比較して、これらのクエンチされた画分にはいくらかの緊張が残っています。
$z\sim13$ 銀河を見るか、見ないか?それが質問です
| Title |
To_See_or_Not_to_See_a_$z\sim13$_Galaxy?_That_is_the_Question |
| Authors |
Melanie_Kaasinen,_Joshiwa_van_Marrewijk,_Gerg\"o_Popping,_Michele_Ginolfi,_Luca_Di_Mascolo,_Tony_Mroczkowski,_Alice_Concas,_Claudia_Di_Cesare,_Meghana_Killi,_Ivanna_Langan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.03754 |
「最初の銀河はいつ形成されたのか?」は、いまだに天文学における最大の未解決の問題の1つです。理論と現在の星の人口モデルは、最初の銀河が少なくともz=14-15で形成されたことを示唆しています。それでも、確実に確認されている最も高い赤方偏移銀河は、z$\sim$11にあるGN-z11のままです。銀河``HD1''は最近、潜在的なライマンブレークとALMAによる暫定的な[OIII]88{\μ}m検出に基づいて、z=13.27の銀河であると提案されました。HD1がz$\sim$13.27の場合、[CII]158{\μ}m放射となるものの新しいアルマバンド4、DDT観測でこのシナリオをテストすることをここに目指します。提案された赤方偏移を決定するために、ソース上の既存のアルマバンド6データを再分析するだけでなく、新しいアルマバンド4観測を慎重に分析します。以前に報告された$3.8\sigma$``[OIII]88{\mu}から、空間的に1.7インチオフセットされ、スペクトル的に190kms-1オフセットされた暫定的な$4\sigma$フィーチャがバンド4データに見つかりました。m''特徴.さまざまな統計テストを通じて、これらの暫定的な特徴がランダムノイズ特徴であることと完全に一致することを実証します.暫定的な[CII]および[OIII]特徴と同じ有意性のノイズピークを見つける可能性は次のとおりです。それぞれ50\%と100\%.ALMAデータのノイズ特性を考えると、少なくとも50\%の確率で、空間的およびスペクトル的にオフセットされた$\geq3.8\sigma$ノイズピークを2つ見つける可能性が回復します。$\leq$10kpcおよび1000kms-1.$z\sim13.27$のソースからの[OIII]および[CII]放射の両方よりも、ノイズの特徴を回復する可能性が高いと結論付けています。$z\sim13.27$銀河の証拠がないため、このシナリオを完全に除外することはできません.星間ガスが少ない$z\sim13$源が検出されない可能性もあります-相の金属性と密度。銀河HD1がどこにあり、どのタイプの銀河であるかを正確に特定するには、JWST/NIRSpec分光法が必要になる可能性があります。
ローカルおよびグローバルな銀河量の両方に対する金属量の基本的な依存性
| Title |
The_metallicity's_fundamental_dependence_on_both_local_and_global_galactic_quantities |
| Authors |
William_M._Baker,_Roberto_Maiolino,_Francesco_Belfiore,_Mirko_Curti,_Asa_F._L._Bluck,_Lihwai_Lin,_Sara_L._Ellison,_Mallory_Thorp,_Hsi-An_Pan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.03755 |
気相金属量、星質量表面密度($\Sigma_*$)、星形成率表面密度($\Sigma_{SFR}$)、および分子ガス表面密度($\Sigma_{H_2}$)は、kpcのスケールで局所的な星形成銀河に見られます。MaNGAサーベイからの光積分場分光法と、MaNGA銀河のサブセットのALMAデータを採用しています。部分相関係数とランダムフォレスト回帰を使用して、ガス相の金属量を設定する際のローカルおよびグローバルな銀河特性の相対的な重要性を決定します。局所的な金属量は、主に$\Sigma_*$(分解された質量と金属量の関係、rMZR)に依存し、$\Sigma_{SFR}$(つまり、空間的に分解されたバージョンの「基本的な金属性関係」、rFMR)。$\Sigma_{H_2}$は局所金属量の決定にほとんど影響を与えないことがわかりました。この結果は、局所的な金属量の希釈と星形成の局所的な促進をもたらすガスの降着が、rFMRの主要な起源ではないことを示しています。星形成によって駆動される、金属が負荷された風は、金属量とSFRの間の反相関に寄与する可能性があります。局所的な金属量は、銀河の全体的な特性にも依存します。星の総質量($M_*$)への強い依存性と、総SFRへのより弱い(逆の)依存性が見つかりました。したがって、グローバルな金属量スケーリング関係は、解決された対応物から単純に生じるわけではありません。グローバルな重力ポテンシャル井戸、銀河規模の風、金属のグローバルな再分布/混合などのグローバルな特性とプロセスは、局所的な生産と保持に加えて、局所的な金属量に寄与する可能性があります。
低金属銀河における極端なスターバーストイベントのトリガーについて：グリーンピースの仲間の深い探索
| Title |
On_the_triggering_of_extreme_starburst_events_in_low-metallicity_galaxies:_a_deep_search_for_companions_of_Green_Peas |
| Authors |
Lauren_Laufman,_Claudia_Scarlata,_Matthew_Hayes,_Evan_Skillman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.03761 |
グリーンピース銀河は、初期宇宙の星形成銀河によく似た、スターバーストする低質量銀河です。VLTのMUSEIntegralFieldUnitスペクトログラフを使用して23個のグリーンピースのサーベイを行い、伴銀河を検索します。調査は、輝線の平均点源深度$\sim10^{-18}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$に達します。MUSEの視野により、これらの銀河の周りの1$\times$1arcmin$^2$の領域を調べ、銀河と相互作用してスターバーストのエピソードを引き起こした可能性のあるかすかな伴星を周囲で探すことができます。発光・吸収線スペクトルとのテンプレートマッチングなど、様々な手法で伴侶を探します。すべての銀河について検索を同じ物理的領域(R=78kpc)に制限すると、伴銀河を持つグリーンピース銀河の割合は$0.11_{-0.05}^{+0.07}$であることがわかります。グリーンピースと同じ恒星質量と赤方偏移を持つ星形成銀河の対照サンプルを定義しますが、星形成主系列と一致しています。グリーンピースの銀河には、対照サンプルと同じくらい仲間がいる可能性が高いことがわかりました。コンパニオンを持つオブジェクトの割合は$0.08_{-0.03}^{+0.05}$です。この研究でグリーンピースの伴星の割合が高いという統計的証拠が見つからないことを考えると、「伴星」はこれらの銀河のバーストとは無関係である可能性が高いと主張します.
VLBA により、z =5.9 の電波中間クエーサー J2242+0334 にコンパクトな電波コアがないことが明らかになった
| Title |
VLBA_reveals_the_absence_of_a_compact_radio_core_in_the_radio_intermediate_quasar_J2242+0334_at_z_=5.9 |
| Authors |
Yuanqi_Liu,_Ran_Wang,_Emmanuel_Momjian,_Yingkang_Zhang,_Tao_An,_Xiaolong_Yang,_Jeff_Wagg,_Eduardo_Banados,_Alain_Omont |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.03764 |
高解像度イメージングは、特に高赤方偏移でのクエーサーの電波放射の起源とメカニズムを調査するために重要です。$z=5.9$での電波中間クエーサー(RIQ)J2242+0334からの電波連続体放射の1.5GHz超長基線アレイ(VLBA)画像を提示します。この天体は、KarlG.JanskyVeryLargeArray(VLA)を点源として1.5GHzと3GHzの両方で以前に検出されました。ただし、10.7ミリアーク秒(mas)$\times$4.5mas(61.7pc$\times$26.0pc)のフル解像度と26mas$\times$21のテーパー解像度の両方で、VLBA画像に明確な検出はありません。mas(150pc$\times$121pc)。これは、クエーサーからの電波放出が質量スケールで拡散しており、表面の明るさが最大解像度の画像で検出限界の40.5$\mu\rmJy\beam^{-1}$である$3\sigma$よりも暗いことを示唆しています。RIQJ2242+0334での電波放射は、コリメートされたジェットの形ではなく、風のようなもの(拡散)である可能性があります。これは、$z\sim$6で最も明るいクエーサーの以前の電波検出とは異なります。これは通常、コンパクトで高輝度温度の電波源によって支配されています。一方、低赤方偏移のRIQと比較すると、J2242+0334の場合は、すべてのRIQが電波の静かなクェーサーを放射しているわけではないことを示唆しています。この光学的に微弱なRIQは、最も初期の宇宙時代における、それほど強力ではない活動銀河核の放射能活動を調査するための重要かつユニークな例を提供します。
SPACE TIGER実験装置を使用したc-C6H5CN氷の形成
| Title |
Formation_of_c-C6H5CN_ice_using_the_SPACE_TIGER_experimental_setup |
| Authors |
Palo_Maksyutenko,_Rafael_Martin-Domenech,_Elettra_Piacentino,_Karin_I._Oberg,_and_Mahesh_Rajappan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.03827 |
ベンゾニトリル(c-C6H5CN)は最近、星間物質(ISM)の冷たく高密度の領域で検出され、多環芳香族炭化水素(PAH)の生成につながる可能性のある豊富な芳香族有機化学の道しるべとして使用されています。.このベンゾニトリルの考えられる起源の1つは、ベンゼン(c-C6H6)とニトリル分子(-CN基を含む有機分子)が関与する星間氷化学です。私たちは、新しいセットアップSPACETIGERを使用した実験室実験を通じて、このc-C6H5CN形成経路の妥当性に取り組んできました。SPACETIGERの実験装置は、レーザーベースの氷加工と生成物検出法を使用して、星間氷マントルの物理学と化学を調査するように設計されています。c-C6H5CNは、c-C6H6$:CH3CN二成分氷混合物に2keV電子とライマンアルファ光子を低温(4～10K)で照射すると形成されることがわかりました。c-C6H6とCH3CNがCO氷マトリックスに埋め込まれた場合にもc-C6H5CNの形成が観察されましたが、H2O氷マトリックスでは効率的にクエンチされました。この研究で提示された結果は、ベンゼンとニトリル分子が関与する星間氷化学が、観測されたベンゾニトリルの形成に寄与する可能性があることを示唆しています。H2Oが豊富な氷の層に混ざります。
$\mathrm{z\sim0.7}$ にある巨大な静止銀河の分子ガス貯留層は、後期の星形成に関連している
| Title |
Molecular_Gas_Reservoirs_in_Massive_Quiescent_Galaxies_at_$\mathrm{z\sim0.7}$_Linked_to_Late_Time_Star_Formation |
| Authors |
Charity_Woodrum,_Christina_C._Williams,_Marcia_Rieke,_Joel_Leja,_Benjamin_D._Johnson,_Rachel_Bezanson,_Robert_Kennicutt,_Justin_Spilker,_Sandro_Tacchella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.03832 |
$\mathrm{z\sim0.7}$にある8つの巨大な静止銀河で、検出可能な分子ガスの存在が推定される星形成履歴(SFH)にどのように依存するかを調べます。サンプルの半分は、CO(2-1)によってトレースされた分子ガスの明確な検出を持っています。分子ガスの含有量は、最新の1Gyrより前の星形成の減少率とは無関係であることがわかりました。これは、ガス貯留層が最初の星形成時代から残っていないことを示唆しています。しかし、COで検出された銀河の最近のSFHは、最後のGyrでの星形成の二次バーストの証拠を示しています。これらの二次バーストで形成される星の質量の割合は、$\mathrm{f_{burst}\approx0.3-6\%}$の範囲であり、$\mathrm{t_{end\mbox{-}burst}\approx0の間で終了します-330~Myr}$前。COが検出された銀河は、COが検出されなかった銀河($\mathrm{f_{M_{1Gyr}}=0.2\pm0.1\%}$)。ガス貯留層のある銀河は後期の星形成を強化しており、高赤方偏移の静止銀河のガス貯留層で観測された不均一性の一因としてこれを強調しています。これらの二次バーストによって引き起こされるガスと星形成の量は、乾燥した小さな合体から予想される量と一致せず、代わりに、最近増加したガス、つまりガスに富んだ小さな合体によって引き起こされる可能性が高いことがわかりました。この結論は、$\mathrm{SFR_{UV+IR}}$の測定値だけに基づいて作成されたものではなく、ガス貯留層の解釈における詳細なSFHモデリングの力を強調しています。中間赤方偏移の静止銀河間での低レベルの若返りの頻度と、これが分子ガス貯留層の多様性をどの程度促進するかを理解するには、より大きなサンプルが必要です。
このように生まれた: FIRE-2 天の川質量銀河シミュレーションにおける薄い円盤、厚い円盤、および等方性回転楕円体の形成
| Title |
Born_this_way:_thin_disc,_thick_disc,_and_isotropic_spheroid_formation_in_FIRE-2_Milky-Way-mass_galaxy_simulations |
| Authors |
Sijie_Yu,_James_S._Bullock,_Alexander_B._Gurvich,_Zachary_Hafen,_Jonathan_Stern,_Michael_Boylan-Kolchin,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere,_Andrew_Wetzel,_Philip_F._Hopkins,_Jorge_Moreno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.03845 |
FIRE-2LCDM宇宙論的ズームインシミュレーションを使用して、天の川質量銀河の形成を、誕生から現在までの、銀河の主な前駆体で形成された星の軌道進化を研究することによって調査します。その場の星を、軌道の真円度に応じて等方性回転楕円体、厚い円盤、薄い円盤に分類し、これらの構成要素がそれぞれ初期から後期まで時間順に組み立てられることを示します。シミュレートされたすべての銀河は、後期定常期に移行するバースト星形成の初期段階を経験します。この遷移は、内部CGMがウイルス化する時間と一致します。初期のバースト段階では、銀河は不規則な形態を持ち、新しい星が放射状軌道で生まれます。これらの星は、今日、等方性回転楕円体集団に進化します。厚い円盤星の大部分は、回転楕円体形成のピークよりわずかに遅い、塊状円盤の「スピンアップ」段階の中間の時期に形成されます。遅い時間に、CGMがバイリアル化し、星の形成が「冷える」と、星は狭い平面内の円軌道で生まれます。これらの星は、今日、ほとんどが薄い円盤に生息しています。大まかに言えば、今日の円盤状または回転楕円体状の軌道を持つ星は、円盤と永年過程への融合は、シミュレーションの運動学に影響を与えますが、z=0での厚い円盤とその場での回転楕円体集団の生成において二次的な役割しか果たしません。集団は、定常相遷移時間と自己相似的にスケーリングします。これは、形態学的年代測定が銀河のCGMウイルス化時間にリンクできることを示唆しています。
OzDES 残響マッピング プログラム: H$\beta$ は 6 年間の調査から遅れています
| Title |
OzDES_Reverberation_Mapping_Program:_H$\beta$_lags_from_the_6-year_survey |
| Authors |
Umang_Malik,_Rob_Sharp,_A._Penton,_Z._Yu,_P._Martini,_C._Lidman,_B._E._Tucker,_T._M._Davis,_G._F._Lewis,_M._Aguena,_S._Allam,_O._Alves,_F._Andrade-Oliveira,_J._Asorey,_D._Bacon,_E._Bertin,_S._Bocquet,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_D._Carollo,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_J._De_Vicente,_S._Desai,_H._T._Diehl,_P._Doel,_S._Everett,_I._Ferrero,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_D._W._Gerdes,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_K._Kuehn,_J._L._Marshall,_J._Mena-Fern\'andez,_F._Menanteau,_R._Miquel,_R._L._C._Ogando,_A._Palmese,_F._Paz-Chinch\'on,_A._Pieres,_A._A._Plazas_Malag\'on,_M._Raveri,_M._Rodriguez-Monroy,_A._K._Romer,_E._Sanchez,_V._Scarpine,_I._Sevilla-Noarbe,_M._Smith,_M._Soares-Santos,_E._Suchyta,_M._E._C._Swanson,_G._Tarle,_G._Taylor,_D._L._Tucker,_N._Weaverdyck,_R._D._Wilkinson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.03977 |
残響マッピング測定は、広線領域のサイズと活動銀河核(AGN)の光度との関係を制約するために使用されてきました。この$R-L$関係は、単一エポックのビリアルブラックホールの質量を推定するために使用され、宇宙論的距離を決定するためにAGNを標準化するために使用することが提案されています。6年間のオーストラリアの暗黒エネルギー調査(OzDES)残響マッピングプログラムからのH$\beta$で行われた残響測定を提示します。$0.12<z<0.71$で8つのAGNの残響ラグを正常に回復し、これまでに行われたH$\beta$測定の大部分よりも高い赤方偏移を調べました。$R-L$関係への適合には、$\alpha=0.41\pm0.03$の勾配と$\sigma=0.23\pm0.02$dexの固有の分散があります。私たちの多天体分光調査の結果は、ソースごとの専用キャンペーンによって行われた以前の測定値、および観測された降着率への依存性と一致しています。LSST、TiDES、SDSS-Vなど、観測されたフィールドの一部を再検討する将来の調査は、第1世代の多天体反響マッピング調査の結果に基づいて構築できるようになります。
13年測光光度曲線による8つのFRII型クエーサーの光学的変動
| Title |
Optical_variability_of_eight_FRII-type_quasars_with_13-yr_photometric_light_curves |
| Authors |
Agnieszka_Ku\'zmicz,_Arti_Goyal,_Stanis{\l}aw_Zola,_Marek_Jamrozy,_Marek_Dr\'o\.zd\.z,_Waldemar_Og{\l}oza,_Micha{\l}_Siwak,_Daniel_E._Reichart,_Vladimir_V._Kouprianov,_Daniel_B._Caton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04058 |
8つのローブ優勢電波クエーサー(QSO)の光学的変動特性を特徴付けます:B20709$+$37、FBQSJ095206.3$+$235245、PG1004$+$130、[HB89]1156$+$631、[HB89]1425$+$267、[HB89]1503$+$691、[HB89]1721$+$343、4C$+74.26、2009年から13年間体系的に監視されています。スカイプレーンに近い。8つのQSOのうち5つが巨大電波クエーサーに分類されます。すべてのクエーサーは、観測中に変動性を示し、最も変動の少ないQSOと最も変動の大きいQSOでそれぞれ0.3等から1等のマグニチュード変動を示しました。構造関数(SF)解析とパワースペクトル密度(PSD)解析の両方を実行して、変動性を特徴付け、特徴的なタイムスケールと周期性を検索しました。分析の結果、得られたPSD勾配($\sim$2--3)と一致する比較的急なSF勾配(0.49から0.75の範囲の$\alpha$)が得られました。すべてのPSDは、1べき乗則の形式によく適合しており、$\sim$13年から数週間のタイムスケールの間で変動するレッドノイズ特性を示しています。収集されたデータの期間が短すぎてそれらを明らかにできないことを示すSF分析から、変動性の信頼できる特徴的なタイムスケールを測定しませんでした。より長い時間スケールでのPSDの曲がり($\geq$1から$\sim$0への勾配の変化)がないことは、光学的変動が降着円盤の熱不安定性によって引き起こされる可能性が最も高いことを示しています。
銀河のアンダーワールド: コンパクトなレムナントの空間分布
中性子星とブラックホールの予想される銀河分布をグラフ化します。死んだ星のこれらのコンパクトな残骸-銀河の地下世界-は、目に見える銀河とは根本的に異なる分布と構造を示すことがわかっています。目に見える銀河と比較すると、薄くて平らな円盤構造への集中は、スケールの高さが1260+-30pcの3倍以上で、あまり明白ではありません。この違いは、主に2つの原因から生じます。第一に、分布は、銀河自体の進化する構造の統合から部分的に継承されます(したがって、親星の変化する分布)。第二に、超新星誕生の際にレムナントが受けた出生キックから、さらに大きな影響が生じます。このキックにより、残骸の30%が銀河のポテンシャル(中性子星の40%とブラックホールの2%)を完全に逃れるのに十分な運動エネルギーを持っていることがわかり、現在までに統合された銀河の質量損失は約0.4%になります。銀河系の恒星質量.ブラックホール--中性子星の割合が銀河中心近くで増加します。これは、前者のキック速度が小さいためです(キック速度は質量に反比例すると仮定されています)。シミュレートされたレムナント分布は、最も近い中性子星とブラックホールまでの推定距離がそれぞれ19pcと21pcであり、最も近い可能性のあるマグネターは4.2kpcにあります。アンダーワールドには銀河の質量の約1%しか含まれていませんが、マイクロレンズ効果などの観測による痕跡や人口の物理的痕跡は、重力波検出器からガイアなどの宇宙ミッションの高精度調査に至るまでの範囲のデータにますます存在するようになります。
運動空間における球状星団の分布は、主銀河の降着の歴史をたどらない
| Title |
The_distribution_of_globular_clusters_in_kinematic_spaces_does_not_trace_the_accretion_history_of_the_host_galaxy |
| Authors |
Giulia_Pagnini,_Paola_Di_Matteo,_Sergey_Khoperskov,_Alessandra_Mastrobuono-Battisti,_Misha_Haywood,_Florent_Renaud,_Fran\c{c}oise_Combes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04245 |
銀河を構成する星の特性を研究することにより、銀河のすべての星の構成要素が時間の経過とともにどのように形成され、集合したかを再構築することが、銀河考古学の目的です。ここ数年で、ESAガイア天文観測ミッションの開始と多くの分光調査の開発のおかげで、私たちは初めて銀河の過去の層を掘り下げる立場にあります。球状星団(GC)は、天の川(MW)で最も古い恒星系の1つであり、その過去全体の証人であるため、この研究分野で基本的な役割を果たします。近年、運動空間の分析を通じてクラスター(MW自体で降着または形成された)の性質を制約し、これからMWが経時的に経験した降着イベントの特性を再構築する試みがいくつか行われています。この作業は、運動空間の積分におけるGCの降着集団のクラスタリングに関する広く使用されている仮定をテストすることを目的としています。MW型銀河のGC人口を持つ1つまたは2つの衛星の降着を再現する散逸のないN体シミュレーションのセットを分析します。私たちの結果は、1:10の質量比での合併の場合、運動空間では、降着したGCと「運動学的に加熱された」その場GCとの間の有意な重複が予想されることを示しています。これまでの文献で行われた標準的な仮定とは対照的に、付加されたGCは動的コヒーレンスを示さない、つまり運動空間でクラスター化しないことがわかりました。さらに、GCは、異なる起源(つまり、異なる始祖)を持つ星が支配する領域にも見られます。これは、GCとフィールドスターとの間の関連性に疑問を投げかけます。これは、一般的に、それらを共通の起源に割り当てるために文献で行われています。私たちの調査結果は、GC集団の位相空間クラスタリングに基づいて、MWの回復された降着履歴に深刻な疑問を投げかけています。
銀河におけるCNO元素の進化
水素とヘリウムに次いで、酸素、炭素、窒素(以下、CNO元素)は、宇宙で最も豊富な種です。それらは、最小スケールから最大スケールまで、あらゆる種類の天体物理環境で観察され、すべての既知の生命形態の基礎にあり、したがって、あらゆるバイオマーカーの構成要素です。そのため、彼らの研究は、宇宙生物学にまで及ぶ現代の天体物理学のいくつかの分野で重要であることが証明されています。このレビューでは、銀河におけるCNO要素の進化に関する現在の知識を、私たちの故郷である天の川から始めて要約します。星でのCNO合成を簡単に要約した後、化学進化モデルの予測と、星とガス状物質でのCNO同位体存在量と存在比の観測結果との比較を提示します。このような比較により、銀河とその星の集団の集合のモードと時間スケール、および星の進化と元素合成理論を制約することができます。化学進化モデルは、他のシステムの観測データセットの解釈に適用する前に、天の川で利用できる豊富な存在量データに対して慎重に調整する必要があることを強調します.この流れで、星明かりからのより直接的な推定が実行不可能な銀河における一般的な銀河全体の星の初期質量関数のプローブとして、いくつかの重要なCNO同位体比の有用性についても議論します。
SCUBA-2 Cosmology Legacy Survey: EGS ディープ フィールド -- III. $z<4$ でのかすかなサブミリ波銀河の進化
| Title |
The_SCUBA-2_Cosmology_Legacy_Survey:_The_EGS_deep_field_--_III._The_evolution_of_faint_submillimeter_galaxies_at_$z<4$ |
| Authors |
L._Cardona-Torres,_I._Aretxaga,_A._Monta\~na,_J._A._Zavala_and_S.M._Faber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04437 |
古典的なサブミリメーター以下で検出された、拡張グロス帯におけるSCUBA-2CosmologyLegacySurveyの深い観測から、$450/850~\mu\rmm$選択された銀河の物理的および形態学的特性の人口学的分析を提示します。銀河系($S_{850\mu\rmm}\lesssim6~\rmmJy$/beam)を計算し、CosmicAssemblyNear-infraredDeepExtragalacticLegacySurveyで検出された、光学的に選択された星形成銀河のサンプルと比較します。同じフィールドで。星形成銀河の主系列の進化を導き出し、これまでの研究より$z>2.5$で星の質量に対する特定の星形成率が急峻であることを発見しました。ほとんどのかすかなサブミリ波銀河は、主系列から$3\sigma$以内に収まりますが、40~%はスターバーストとして分類されます。かすかなサブミリ波銀河は、同じ質量範囲の光学的に選択された星形成銀河よりも$2<z<3$で50~%大きいサイズを持っています。これは、スターバーストの最大の部分を見つける赤方偏移ビンでもあります。したがって、これらのシステムの視覚的形態学的分類が不規則な円盤銀河および合体として優先されることによって確認されるように、合体プロセスを目撃している可能性があります。どちらの集団も、$H$バンドの形態では、赤方偏移が低くなる($z<2$)ほど濃度が高くなりますが、平均してかすかなサブミリ波銀河は、後の時間でより大きな濃度値を示します。これらの発見は、かすかなサブミリ波銀河の大部分が、塵に覆われた巨大な円盤状銀河の集団であり、後の時代に大きなバルジ成分を発達させるという主張を支持しています。類似点は大きいが、かすかなサブミリ波銀河のメジアンサイズ、スターバースト数、および$H$バンド濃度は、光学的に選択された同じ星質量の星形成銀河のものとは異なる。
磁場は、初期の宇宙時代においてさえ急速に成長し、銀河の星間媒質(ISM)における小規模ダイナモ(SSD)の作用を示唆しています。多くの研究は、SSDの理想化された、等方性、均質、乱流駆動に焦点を当ててきました。ここでは、超新星駆動乱流のより現実的なシミュレーションを分析して、それがSSDを駆動する方法を理解します。進化するマルチフェーズISM構造の結果として、SSDの成長率が断続的に変化することがわかりました。磁場の急速な成長は通常、高温ガスで発生し、高温ガスの部分体積が大きい場合に全体的な成長率が最も高くなります。SSDの成長率は、渦度と最も強く相関し、ガス温度ともよく相関します。回転エネルギーは、すべてのフェーズで非回転エネルギーを上回りますが、SSDの成長が最も急速なホットフェーズでは特にそうです。超新星(SN)率は、ISMの平均運動エネルギー密度に大きな影響を与えません。むしろ、高いSNレートに関連する高温は、SSDの成長率を高める傾向があります。SSDは、総磁気エネルギー密度が運動エネルギー密度と等配分の約5%で飽和し、磁気プラントル数と共にわずかに増加します。SSDが最も急速に成長する場合、高温ガスの磁気エネルギー密度は他のフェーズの磁気エネルギー密度を超える可能性がありますが、高温ガスの運動エネルギーと等分配の5%未満で飽和し、低温ガスでは100%に達します。磁場の高速で断続的な成長は、SN駆動の多相乱流の特徴的な挙動のようです。
銀河系 IC~860 の不透明な中心部: 類似の原始星、運動学、形態学、および化学
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The_Opaque_Heart_of_the_Galaxy_IC~860:_Analogous_Protostellar,_Kinematics,_Morphology,_and_Chemistry |
| Authors |
M._D._Gorski,_S._Aalto,_S._K\"onig,_C._Wethers,_C._Yang,_S._Muller,_S._Viti,_J._H._Black,_K._Onishi,_and_M._Sato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04499 |
コンパクト暗黒核(CON)は、明るいおよび超明るい赤外線銀河(LIRGおよびULIRG)の人口のかなりの部分を占めています。これらの銀河核はコンパクトで、半径が10～100pcで、サブミリ波長と遠赤外線波長で大きな光学的深さを持ち、振動励起されたHCN放出を特徴としています。CONホスト銀河の大きな光度の原動力は、それらの核に向かって極端な光学的深さがあるため、知られていません。CONは核成長の極端な段階を表し、急速に降着する超大質量ブラックホールまたは星形成の異常なモードのいずれかを隠しています。ここでは、主成分分析(PCA)トモグラフィーを、近くのCON(59~Mpc)IC~860の周波数245~265~GHzでの高解像度(0.06$^{\prime\prime}$)ALMA観測に適用します。PCAは、データパラメーター空間で相関関係を明らかにする手法であり、データセット内の種の形態学的および化学的特性を調査するために適用します。主要な主成分は、銀河の原始星に見られるものに類似した、回転し、落下するディスクまたはエンベロープ、および流出を示唆する分子放出の形態学的特徴を明らかにします。宇宙化学的に興味深い分子の1つは、グリシンの前駆体であるメタンイミン(CH$_2$NH)であり、IC860に向かって3つの遷移が検出されています。を$\sim10^{17}$cm$^{-2}$とし、回転図法と非LTE放射伝達モデルを使用して、水素分子に対して$10^{-8}$を超える存在量を持ちます。このCH$_2$NHの存在量は、天の川銀河の分子雲のホットコアに見られるものと一致しています。私たちの分析は、CONが銀河の化学進化の重要な段階であり、化学的および形態学的に天の川のホットコアに似ていることを示唆しています。
JWST / MIRI分光法によって明らかにされたVV 114Eの隠された核と衝撃を受けた環境
| Title |
The_Obscured_Nucleus_and_Shocked_Environment_of_VV_114E_Revealed_by_JWST/MIRI_Spectroscopy |
| Authors |
F._R._Donnan,_I._Garc\'ia-Bernete,_D._Rigopoulou,_M._Pereira-Santaella,_A._Alonso-Herrero,_P._F._Roche,_A._Hern\'an-Caballero,_H._W._W._Spoon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04647 |
JamesWebbSpaceTelescope(JWST)Mid-InfraRedInstrument(MIRI)を使用して、近く($z=0.02007$)で相互作用する銀河VV114の東部領域の重く隠蔽された核と周囲の環境の分光分析を提示します。4.9～28$\mu$mのスペクトルをモデル化して、多環芳香族炭化水素(PAH)の放出と、その下にある不明瞭な連続体を抽出します。PAH等価幅(EW)比が低いEW(12.7)/EW(11.3)では、NE核(A)が非常に不明瞭であり、ダストに覆われた連続体ソースが明らかになります。これは、連続体を核と星形成に分解することによって確認され、核成分はコンパクトな隠れた核(CON)の典型であることがわかります。11.3/6.2PAHフラックス比は、典型的なAGNではなく、星形成領域に由来するものと一致しています。2番目の原子核(B)はそれほど不明瞭ではなく、PAHフラックス比も星形成領域に典型的です。[NeV]や[NeVI]などの高電離線は検出されません。これは、AGNが存在する場合、それが非常に隠されている必要があることを示唆しています。さらに、[FeII](5.34$\μ$m)ラインと暖かい水素分子中に、二次核(B)の南にあるショックフロントを検出します。6.2PAH放出はH$_2$の低J遷移と空間的に一致せず、むしろ衝撃波面で強く現れ、衝撃波面の背後の衝撃波後ガス中の電離PAHの破壊を示唆している可能性がある。
MIGHTEE-HI: 過去 10 億年にわたる $M_{\rm HI}-M_{\star}$ 関係
| Title |
MIGHTEE-HI:_The_$M_{\rm_HI}-M_{\star}$_relation_over_the_last_billion_years |
| Authors |
Hengxing_Pan,_Matt_J._Jarvis,_Mario_G._Santos,_Natasha_Maddox,_Bradley_S._Frank,_Anastasia_A._Ponomareva,_Isabella_Prandoni,_Sushma_Kurapati,_Maarten_Baes,_Pavel_E._Mancera_Pi\~na,_Giulia_Rodighiero,_Martin_J._Meyer,_Romeel_Dav\'e,_Gauri_Sharma,_Sambatriniaina_H._A._Rajohnson,_Nathan_J._Adams,_Rebecca_A._A._Bowler,_Francesco_Sinigaglia,_Thijs_van_der_Hulst,_Peter_W._Hatfield,_Srikrishna_Sekhar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04651 |
過去10億年にわたる$M_{\rmHI}\sim10^7M_{\odot}$までの$M_{\rmHI}-M_{\star}$関係をMIGHTEEEarlyScienceデータを使用して測定します。ベイジアン手法。この手法は、$M_{\rmHI}-M_{\star}$関係の固有の散乱を考慮しながら、データセットをビニングせずにHI検出に適用されます。$M_{\rmHI}-M_{\star}$関係を測定するために、249個の銀河の完全なサンプルを161個の渦巻銀河、64個の不規則銀河、15個の合体、および9個の楕円銀河に分割します。この関係を線形モデルと非線形モデルの両方に当てはめたところ、測定された遷移恒星質量$\log_{10}(M_\star$/$M_{\odot})$=$9.15^{+0.8}_{-0.95}$、それを超えると測定された勾配が平坦になります。この発見は、大規模な主系列銀河で観察される星形成率の低下の最終的な原因は、HIガスの欠如であるという見解を支持しています。私たちのサンプルで最も高い星の質量を持つ銀河に偏っている渦巻銀河だけでは、遷移質量を超える勾配は完全なサンプルよりも浅く、渦巻銀河/大質量銀河で進行中の明確なガスプロセスを示しています星の質量が小さい他のタイプの銀河。また、過去10億年にわたってサンプルを2つの赤方偏移ビンに分割すると、$M_{\rmHI}-M_{\star}$関係の緩やかな進化が観察されます。完全なMIGHTEE調査の可能性を強調しています。
星形成サイト RAFGL 5085: ハブフィラメントシステムの完全な候補ですか?
| Title |
Star-forming_site_RAFGL_5085:_Is_a_perfect_candidate_of_hub-filament_system_? |
| Authors |
L._K._Dewangan,_N._K._Bhadari,_A._K._Maity,_Rakesh_Pandey,_Saurabh_Sharma,_T._Baug,_C._Eswaraiah |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04658 |
星形成プロセスを調査するために、大規模な星形成サイトRAFGL5085の多波長研究を提示します。これは、分子流出、HII領域、および近赤外線クラスターに関連付けられています。12、250、350、および500$\mu$mの連続体画像は、5つのパーセクに囲まれた中央領域(M$_{\rmclump}$$\sim$225M$_{\odot}$を持つ)を示しています。フィラメントをスケールし、ハブフィラメントシステム(HFS)を明らかにします。{\itHerschel}列の密度($N({{\rm{H}}}_{2})$)マップでは、アスペクト比(長さ/直径)が高く、$N({{\rm{H}}}_{2})$値($\sim$0.1--2.4$\times$10$^{21}$cm$^{-2}$)、中央ハブはアスペクト比が低く、$N({{\rm{H}}}_{2})$値が高い($\sim$3.5--7.0$\times$10$^{21}$cm$^{-2}$）。中央ハブは、{\itHerschel}温度マップで[19,22.5]~Kの温度範囲を表示し、星形成の痕跡(電波連続体放出を含む)とともに観察されます。JCMT$^{13}$CO(J=3--2)ラインデータは、HFSの存在を確認し、そのハブは、マッハ数が高く、熱圧力と非熱圧力の比が低い超音速および非熱運動で追跡されます。.$^{13}$COの位置-速度図では、HFSに向かうフィラメントに沿った速度勾配が観察されているように見え、RAFGL5085HFS内のガスの流れとクランプ供給シナリオの適用可能性を示唆しています。
Herschelフィラメントの典型的な幅について
Herschelの研究では、近く(d<500pc)の分子フィラメントは、典型的な半値幅が~0.1pcであることを示唆していますが、この発見は、測定された幅が距離とともに増加する傾向があるという理由で疑問視されています。ここでは、測定されたフィラメント幅の距離または同等の空間分解能への依存性を再検討し、近くの分子フィラメントに特徴的な半値幅があるかどうか、またはこれがHerschelデータの有限分解能のアーティファクトであるかどうかを判断します。Herschelデータの解像度を数回低下させ、得られた列密度プロファイルからフィラメント幅を再推定することにより、おうし座のB211/213フィラメントで収束テストを実行します。また、ハーシェルグールドベルトの調査で得られたTaurusフィラメントおよびその他のフィラメントについて測定された幅を、さまざまなタイプの単純で理想化されたカラム密度プロファイルを持つ合成フィラメントについて測定された幅と比較します。測定されたフィラメント幅は、空間分解能が悪化したり、フィラメントまでの距離が長くなったりすると、わずかに増加することがわかります。ただし、この傾向は、プランマーのような密度プロファイルを持ち、固有の半値直径が約0.08～0.1pcで、大きな半径で対数勾配が1.5<p<2.5であるフィラメントの単純なビーム畳み込みから予想されるものと完全に一致しています。おうし座フィラメントを含む多くの場合に観察されます。バックグラウンドノイズの変動が存在するため、望遠鏡のビームから測定された幅のデコンボリューションはすぐに不正確になります。近くの雲でハーシェルで測定された典型的な半出力フィラメント幅〜0.1pcは、少なくとも太陽の近くで、冷たい星間物質のフィラメント構造に真の共通スケールが存在することを反映している可能性が最も高いと結論付けています。この共通のスケールは、分子雲の磁化乱流相関長に対応する可能性があることを示唆しています。
NGC 300 III の MUSE 密集フィールド 3D 分光法。非常に微弱な HII 領域と拡散電離ガスの特徴付け
| Title |
MUSE_crowded_field_3D_spectroscopy_in_NGC_300_III._Characterizing_extremely_faint_HII_regions_and_diffuse_ionized_gas |
| Authors |
Genoveva_Micheva,_Martin_M._Roth,_Peter_M._Weilbacher,_Christophe_Morisset,_N._Castro,_A._Monreal_Ibero,_Azlizan_A._Soemitro,_Michael_V._Maseda,_Matthias_Steinmetz,_Jarle_Brinchmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04786 |
HIIと拡散電離ガス(DIG)の物理的特性には既知の違いがありますが、文献で研究されている領域のほとんどは比較的明るいです。渦巻銀河NGC300の中央値$\log_{10}H\alpha$=34.7の390のHII領域のかすかなサンプルをコンパイルし、金属量、密度、吸光度、および運動学に関する物理的特性を導出し、比較分析を実行しました。DIGのプロパティの。NGC300の9つのフィールドのMUSEデータを使用し、スパイラルアームおよびアーム間領域を含む、ゼロから~450アーク秒(~4投影kpc)のガラクトセントリック距離をカバーしました。樹状図の葉のデータをビニングし、すべての強い星雲輝線を抽出しました。HII領域とDIG領域を特定し、それらの電子密度、金属量、吸光度、および運動学的特性を比較しました。また、HII領域とDIG領域を区別する際の教師なし機械学習アルゴリズムの有効性もテストしました。HIIおよびDIG領域のガス密度は、すべての分野で低密度限界に近づいています。DIGの平均速度分散はHII領域よりも大きく、これはDIGがHIIガスよりも1.8kK高いことで説明できます。DIGはHIIガスよりも低い電離パラメータを示し、DIGの割合は15～77%の間で変化し、高温の低質量進化星とDIG電離への衝撃による寄与の強力な証拠があります。DIGの大部分は、消滅がなく、HIIガスの酸素金属量と見分けがつかない酸素金属量と一致しています。中央領域では、勾配の兆候のない平坦な金属量プロファイルが観察されます。非常に暗いHII領域とDIG領域の違いは、それらのはるかに明るい従兄弟と同じ傾向と相関関係に従います。ただし、HIIとDIGは非常に異質であるため、各クラス内の違いは2つのクラス間の違いよりも大きくなります。
単一および二重ピーク タイプ 2 AGN スペクトルの効率的な分析ルーチン
| Title |
Efficient_Analysis_Routines_for_Single_and_Double_Peaked_Type_2_AGN_Spectra |
| Authors |
Matthew_Selwood,_Giorgio_Calderone,_Sotiria_Fotopoulou,_Malcolm_Bremer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04827 |
次世代の天文学施設から引き出された何百万ものAGNスペクトルを迅速に処理および分類する差し迫った必要性に駆り立てられて、Quasarスペクトルフィッティングライブラリ(QSFit)を使用して、大量処理用に最適化されたタイプ2AGNスペクトルのスペクトルフィッティングルーチンを提示します。SloanDigitalSkySurvey(SDSS)から$z<0.83$で光学的に選択された813個の発光タイプ2AGNスペクトルのサンプルを分析し、その性能を評価します。狭い線の中央値H$\alpha$/H$\beta$Balmerの減少が4.5$\pm$0.8であることを報告しており、これは狭い線の領域(NLR)にダストが存在することを示唆しています。高信号対雑音比スペクトル用の特殊なQSFitフィッティングルーチンと、親サンプルからの45スペクトルのサブサンプルに適用されるダブルピークタイプ2AGNスペクトル用の一般的なフィッティングルーチンを公開します。390$\pm$60kms$^{-1}$の赤と青のピーク速度分離の中央値を報告します。赤または青のピークが体系的に異なる光度またはイオン化特性を示す傾向は見られません。輝線診断は、すべての光源の二重ピークがAGNを動力とする電離連続体によって照らされていることを示しています。最後に、二重ピークのサンプルのホスト銀河の形態を調べます。ダブルピークタイプ2AGNは、シングルピークAGNに匹敵する周波数でマージシステムに存在することがわかります。これは、二重ピークのAGN現象が、ほとんどの場合、バイコニカル流出の起源を持つ可能性が高いことを示唆しています。この作業で使用したスペクトル解析に使用したコードと作成したカタログを公開しています。
流体力学シミュレーションから星団を生成する新しい手法
ほとんどの星は、塊状でサブ構造化されたクラスターで形成されます。これらの特性は、星形成雲の流体力学的シミュレーションでも明らかになり、若い星団の$N-$body実行の現実的な初期条件を生成する方法を提供します。ただし、流体力学シミュレーションによって初期条件の大規模なセットを生成すると、計算時間の点で非常に高価になります。わずかな計算コストで、流体力学シミュレーションの特定のサンプルから新しい初期条件を生成するための新しい手法を紹介します。特に、階層的クラスタリングアルゴリズムを適用して、星間の空間的および運動学的関係のツリー表現を学習します。葉は単一の星を表し、ノードはクラスターの構造をますます大きなスケールで表します。この手順は、小規模な特性を変更せずに残しながら、星団のグローバル構造を変更するだけで、新しい星のセットをランダムに生成するための基礎として使用できます。
超高エネルギー宇宙ニュートリノの拡散フラックスの近未来発見
| Title |
Near-future_discovery_of_the_diffuse_flux_of_ultra-high-energy_cosmic_neutrinos |
| Authors |
Victor_Branco_Valera,_Mauricio_Bustamante,_Christian_Glaser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.03756 |
EeVスケールのエネルギーを持つ超高エネルギー(UHE)ニュートリノは、天体物理学と素粒子物理学における根本的な未解決の問題に対する独自の洞察をもたらします。50年間、彼らは発見を逃れてきましたが、現在開発中の新しいUHEニュートリノ望遠鏡のおかげで、それよりも長くはないかもしれません。私たちは、今後10年から20年以内にUHEニュートリノの拡散フラックスが発見されるという最先端の予測を作成することにより、この次の機会を利用します。設計上、私たちの予測は、理論と実験から見落とされがちなニュアンスに基づいています。計画されているIceCube-Gen2検出器の無線アレイにそれらを接続します。有望な見通しが得られました:保守的な分析の選択の下でも、文献で利用可能なほとんどのベンチマークUHEニュートリノフラックスモデルは、検出器への曝露から10年以内に発見される可能性があります。私たちの結果は、次世代のUHEニュートリノ望遠鏡の変革の可能性を検証します。
最先端のコラプサー ジェット シミュレーションは、検出不可能なサブフォトスフェア ニュートリノを意味します
| Title |
State-of-the-Art_Collapsar_Jet_Simulations_Imply_Undetectable_Subphotospheric_Neutrinos |
| Authors |
Ersilia_Guarini,_Irene_Tamborra,_Ore_Gottlieb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.03757 |
コラプサージェットの発射は磁気によって駆動されることを示す証拠が増えています。コラプサーの最近の一般相対論的磁気流体力学シミュレーションでは、繭との強い混合により、噴流にバリオンが継続的に負荷されていることが明らかになりました。これにより、$\gtrsim10^{12}$cmで高い光球が得られます。その結果、光球より下の衝突のない内部衝撃は好ましくなく、文献で単純に仮定されてきたものとは対照的に、最も深いジェット領域でのニュートリノ生成が妨げられます。サブフォトスフェアニュートリノの生成は、衝突のないサブショックまたは磁気リコネクションが存在する場合にのみ発生することがわかりました。繭内、繭対繭衝撃界面、または拡張エンベロープ内でジェットが停止した場合に繭によって駆動される衝撃では、効率的な粒子加速は不可能です。これらのサブフォトスフェアニュートリノは、初期ジェット磁化$\sigma_0=15$-$2000$に対して$E_\nu\lesssim10^5$GeVのエネルギーを持っています。$z\lesssim\mathcal{O}(0.1)$に位置するソースについてのみ、ハイパーカミオカンデとアイスキューブDeepCoreで複数のニュートリノおよび反ニュートリノイベントが観測されると予想されます。崩壊率を考慮すると、これは検出の可能性が低いことを意味します。これらのニュートリノは、そのエネルギーのために、IceCubeニュートリノ天文台によって検出された拡散フラックスには寄与しません。私たちの調査結果は、ガンマ線バーストから明るい青色の光トランジェントに至るまでのニュートリノ検索に影響を与えます。
アルゼンチン電波天文学研究所のグリッチ パルサー監視プログラムの最初の結果
| Title |
First_results_of_the_glitching_pulsars_monitoring_program_at_the_Argentine_Institute_of_Radioastronomy |
| Authors |
Ezequiel_Zubieta,_Ryan_Missel,_Valentina_Sosa_Fiscella,_Carlos_O._Lousto,_Santiago_del_Palacio,_Federico_G._L\'opez_Armengol,_Federico_Garc\'ia,_Jorge_A._Combi,_Linwei_Wang,_Luciano_Combi,_Guillermo_Gancio,_Carolina_Negrelli,_Eduardo_M._Guti\'errez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.03770 |
ここでは、2019年に開始されたアルゼンチン電波天文学研究所での南部のグリッチパルサーの系統的モニタリングの最初の結果について報告します。PSRJ1048$-$5832。各グリッチについて、タイミング残差をフィッティングすることによってグリッチパラメータの測定値を提示します。次に、グリッチの前後の観測でVelaの個々のパルス研究を行います。2021年7月22日の主要な不具合の前後6日間の観測を選択し、機械学習技術を使用してそれらの統計的特性を調査しました。パルスのVariationalAutoEncoder(VAE)再構成を使用して、パルスをノイズから明確に分離します。自己組織化マップ(SOM)クラスタリング手法を使用して調査を行い、グリッチの2日前にクラスタの異常な動作を見つけました。この動作は、より高い振幅のパルスクラスターでのみ表示され、パルサーに固有の場合は、グリッチの前兆として解釈できます。
ガンマ線バースト(GRB)は、非常に高い赤方偏移で観測できる非常に高エネルギーのイベントです。ガンマ線に加えて、X線、光学、場合によっては電波の波長で放射することができます。ここでは、Srinivasaragavanらのアプローチに従います。(2020);ダイノッティら。(2021b,c)、およびDainottiら(2022年、提出済み)に基づいて、Danottiらの82個のGRBを検討します。（2022a）は、光波長で観測され、壊れたべき法則（BPL）に適合しています。一定密度の星間媒体(ISM;k=0)と恒星の風環境(k=2)で進化するシンクロトロン前方衝撃モデルに従って、スペクトルインデックスと時間インデックス(クロージャーリレーションズ;CR)の関係を検討します。密度プロファイルは、nがrからkを引いたものに比例すると定義されます。nu>maxnuc,numレジームが最も有利であることがわかります。ここで、nucとnumはそれぞれ冷却周波数と固有周波数です。最後に、最も人気のあるCRを満たすGRBで、プラトーの静止フレーム終了時間とその時点の光度との間の2DDainotti相関をテストします。これらの2D相関の固有散乱シグマintを、Danottietal.で提示された散乱と比較すると、（2020b、2022a）、相関の分散は、選択バイアスの補正の前後の両方で、1シグマ内の以前の値と一般的に一致していることがわかります。この新しい情報は、GRB放出メカニズムを駆動する可能性のある機能を備えたGRBのサブサンプルを特定するのに役立ち、最終的にGRBを標準キャンドルとして使用できるようにします。
| Title |
Exploring_Anisotropic_Lorentz_Invariance_Violation_from_the_Spectral-Lag_Transitions_of_Gamma-Ray_Bursts |
| Authors |
Jin-Nan_Wei,_Zi-Ke_Liu,_Jun-Jie_Wei,_Bin-Bin_Zhang,_Xue-Feng_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.03897 |
観測されたガンマ線バースト(GRB)のスペクトルラグは、ローレンツ不変性の違反の可能性を調査するために広く使用されてきました。ただし、これらの研究は一般に、単一の最高エネルギー光子の大まかなタイムラグに集中し、ソースでの固有のタイムラグを無視して実行されました。非複屈折ローレンツ違反効果をテストする新しい方法は、正から負への遷移を表示するGRBの多光子スペクトルラグ動作を分析することによって提案されています。この方法は、本質的なエネルギー依存のタイムラグのもっともらしい説明と、ローレンツ違反効果に対する比較的堅牢な制約の両方を提供します。この作業では、32個のGRBのスペクトルラグ遷移機能から、ローレンツに違反する光子分散の体系的な検索を行います。これら32個のGRBのスペクトルラグデータをフィッティングすることにより、質量次元$d=6$および$8$を持つさまざまな等方性および異方性ローレンツ違反係数に制約を課します。私たちの分散制約は既存の境界と競合しませんが、完全な係数空間を補完する見込みがあります。
6 つの潮汐破壊イベントの粉塵形成に関する研究
この論文では、ASASSN-14li、ASASSN-15lh、ASASSN-18ul、ASASSN-18zj、PS18kh、およびZTF18アカクダー。すべてのSEDが明らかなIR過剰を示していることがわかります。SEDに適合するように黒体プラス粉塵放出モデルを呼び出し、モデルがSEDを説明できることを確認します。ASASSN-14li、ASASSN-15lh、ASASSN-18ul、ASASSN-18zj、PS18kh、ZTF18acaqdaaを取り囲むダストの質量は、それぞれ$\sim0.7-1.0\,(1.5-2.2)\times10^{-4}です。\,M_\odot$,$\sim0.6-3.1\,(1.4-6.3)\times10^{-2}\,M_\odot$,$\sim1.0\,(2.8)\times10^{-4}\,M_\odot$,$\sim0.1-1.6\,(0.3-3.3)\times10^{-3}\,M_\odot$,$\sim1.0\,(2.0)\times10^{-3}\,M_\odot$,$\sim1.1\,(2.9)\times10^{-3}\,M_\odot$,ダストがグラファイト(ケイ酸塩)の場合.6つのTDEのグラファイト(ケイ酸塩)ダストの温度はそれぞれ$\sim1140-1430\,(1210-1520)$\,K,$\sim1030-1380\,(1100-1460)$\,K,$\sim1530\,(1540)$\,K,$\sim960-1380\,(1020-1420)$\,K,$\sim900\,(950)$\,K,$\sim1600\,(1610)$\,K.得られた温度をグラファイト($\sim1900$\,K)およびシリケート($\sim1100-1500$\,K)の気化温度と比較することにより、PS18khのIR過剰は、残りの5つのTDEはグラファイトダストを支持しますが、シリケートダストモデルは除外できません。さらに、6つのTDEを囲むダストシェルの半径の下限は、SEDの最初のエポックでの光球の半径の半径よりも大幅に大きいことを示しており、TDEが発生する前にダストが存在する可能性があることを示しています。
超新星の紫外線過剰と、超新星やその他の光過渡現象の研究への影響
| Title |
The_UV_Excesses_of_Supernovae_and_the_Implications_for_Studying_Supernovae_and_Other_Optical_Transients |
| Authors |
Tao_Wang,_Shan-Qin_Wang,_Wen-Pei_Gan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04119 |
超新星(SNe)、キロノバ(KNe)、潮汐破壊イベント(TDE)、ガンマ線バースト(GRB)の光残光、およびその他の多くの光トランジェントは、時間領域天文学における重要な現象です。マルチバンド光度曲線(LC)または合成(疑似)ボロメトリックLCのフィッティングを使用して、光学トランジェントの物理的特性を制約することができます。(UV吸収)黒体モジュールは、(UV吸収)黒体スペクトルエネルギー分布(SED)を持つ光トランジェントのマルチバンドLCに適合するために使用される最も重要なモジュールの1つです。ただし、一部のSNeのSEDは、(UV吸収された)黒体モジュールを含むモデルでは適合できないUV過剰を示すことがわかりました。ボロメータLCを構築し、(冷却プラス)\Niモデルを使用して、構築されたボロメータLCに適合させ、適切な適合を得ます。私たちの結果は、UV過剰を示す光学トランジェントは、(UV吸収された)黒体モジュールを含むマルチバンドモデルでは適合できないが、ボロメトリックLCを構築して適合させることによって適切にモデル化できることを示しています。
高速青色光トランジェント AT2018cow における 250 秒の X 線準周期性の可能性
| Title |
A_possible_250-second_X-ray_quasi-periodicity_in_the_fast_blue_optical_transient_AT2018cow |
| Authors |
Wenjie_Zhang,_Xinwen_Shu,_Jin-Hong_Chen,_Luming_Sun,_Rong-Feng_Shen,_Lian_Tao,_Chun_Chen,_Ning_Jiang,_LiMing_Dou,_Ying_Qin,_Xue-Guang_Zhang,_Liang_Zhang,_Jinlu_Qu_and_Tinggui_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04190 |
高速青色光トランジェント(FBOT)は、物理的な起源が不明な銀河外トランジェントの新しい集団です。超新星爆発の失敗、高密度媒体との衝撃相互作用、若いマグネター、コンパクトな天体への降着、恒星の潮汐破壊イベントなど、さまざまなメカニズムが提案されていますが、決定的なものはありません。ここでは、XMM-Newton/PNデータの分析を通じて、最も明るいFBOTAT2018cowで$\sim$250秒(99.76%の有意水準)の周期を持つ可能性のあるX線準周期信号の発見を報告します。信号は、Swift望遠鏡から取得したデータの平均パワー密度スペクトルで同じ周波数で独立して検出され、観測は光学的発見の6日から37日後までカバーされていますが、有意水準は低くなります(94.26%)。これは、QPO頻度が少なくとも1.1$\times$10$^{4}$サイクルにわたって安定している可能性があることを示唆しています。$\sim$250秒のQPOが恒星質量のブラックホールで通常見られるものを縮小した類似物であると仮定すると、ブラックホールの質量は$\sim10^{3}-10^{5}$太陽質量と推測できます。全体的なX線光度の進化は、$\sim10^4$太陽質量のブラックホールによる恒星の潮汐破壊でモデル化でき、AT2018cowを生成する実行可能なメカニズムを提供します。私たちの調査結果は、他の明るいFBOTにも中間質量ブラックホールが含まれている可能性があることを示唆しています。
モードスイッチャー PSR B0943+10 の電波放射における遷移現象の発見
| Title |
The_Discovery_of_Transitive_Phenomenon_in_the_Radio_Emission_of_the_mode-switcher_PSR_B0943+10 |
| Authors |
Svetlana_Suleymanova_and_Anna_Bilous |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04215 |
B0943+10は、ブライト(B)とクワイエット(Q)の2つの異なる電波放出モードを切り替えることが知られています。これまで、両方向の切り替えは（スピン期間の規模で）瞬時に起こると信じられていました。QからBへのモード切り替えの周りに推移的なプロセスが見つかりました。これは、それぞれが明確な平均プロファイルとサブパルスドリフト率を持つ2つの追加の短命モードで構成されています。低無線周波数での観測に基づいて、これらの推移モードの特性を調べ、漂流するサブパルスの従来のカルーセルモデルのフレームワークにおけるそれらの意味について説明します。
チェレンコフ望遠鏡配列データのソースの混同と識別機能のテスト
| Title |
Testing_source_confusion_and_identification_capability_in_Cherenkov_Telescope_Array_data |
| Authors |
Enrique_Mestre,_Diego_F._Torres,_Emma_de_O\~na_Wilhelmi,_Josep_Mart\'i |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04344 |
チェレンコフ望遠鏡アレイは、非常に高エネルギーのガンマ線で行われる銀河面の最も深い調査を提供します。その結果、この調査は、ソースの混乱、つまり、複数の重複するソースによるソースへの信号の非固有の帰属という課題に必然的に直面します。銀河ガンマ線源の既知の集団の中で、その広がりと数を考えると、パルサー風星雲(PWNeおよびPWNTeVハロー)が最も影響を受けるでしょう。今後のCTAデータで、TeVPWNeのソースの混乱を調査することを目指しています。この目的のために、人為的に混同されたPWNeとCTAのシミュレーションを実行および分析しました。シミュレーションの基礎として、H.E.S.S.から収集されたTeVデータに研究を適用しました。10の拡張されたPWNeと2点のようにしっかりと識別されたPWNeの銀河面サーベイ。さまざまな投影された分離、相対的な向き、フラックスレベル、およびソース間の拡張を含むソースの混乱のさまざまな構成を調べます。2つのソースのガウス幅の合計がそれらの重心の間隔よりも大きい場合に現れるようにここで定義されているソースの混乱は、シミュレーションの$\sim$30%で発生しました。このサンプルとソース間の平均分離が0.5$\deg$の場合、CTAは500GeVを超えるこれらの混乱したソースの最大60%を解決できる可能性が高いことがわかりました。最後に、分離された拡張ソースのシミュレーションを検討して、それらが形態学的テンプレートのライブラリにどれだけ一致するかを確認しました。シミュレーションの結果は、シミュレーションを正しい入力テンプレートと適切な向きで一致させる驚くべき能力(調査したケースの95%以上)を示しています。
高速電波バーストの繰り返しにおける磁気圏曲率放射の偏波
| Title |
Polarisation_of_magnetospheric_curvature_radiation_in_repeating_fast_radio_bursts |
| Authors |
Wei-Yang_Wang,_Jin-Chen_Jiang,_Kejia_Lee,_Renxin_Xu,_Bing_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04401 |
高速無線バスト(FRB)は、ソース間だけでなく、同じソースのバーストからバーストまで、さまざまな偏波特性を示す可能性があります。この作業では、高度に磁化された中性子星の磁気圏にある大量の荷電バンチからのコヒーレント曲率放射の偏光特性を再検討します。FRBには、高レベルの円偏光や円偏光の符号変化など、さまざまな偏光機能があることが観察されています。視線が放射ビームの内側にある場合(オンビームジオメトリ)には高い直線偏光が現れますが、外側にある場合には高い円偏光が存在します(オフビームジオメトリ)。「バルク形状」の2つのシナリオ(厚いvs.薄い)を考慮することにより、このモデルを適用して、3つの繰り返しFRB(FRB20201124A、FRB20190520B、およびFRB20121102A)の分極機能を説明します。ほとんどのバーストは直線偏光が支配的であり、ごくわずかなイベントで円偏光の符号が変化することから、そのようなFRBは大きな開口角を持つ「薄い」バルクから放出される可能性が最も高いことが示唆されます。「薄い」バルクの可能性が高いことは、繰り返されるFRB中央エンジン、つまり、中性子星の表面でエネルギーバンチのさまざまなバルクを生成する火花ダイナミクスを理解するのに意味がある可能性があります。
LISAによる1mHz付近の二重中性子星連星形成の探査
銀河二重中性子星連星がLISAバンドで形成されているかどうかを調べる新しい方法を提案します。私たちの方法では、LISAによって検出された各二重中性子星連星に実効時間分数$\tau$を割り当てます。この割合は、観測された軌道周期と離心率の関数として与えられ、帯域内連星形成がない場合は均一に分布するはずです。Kolmogorov-Smirnov検定などの統計手法を$\tau$の実際のリストに適用すると、インバンドバイナリ形成のシグネチャを調べることができます。1mHz付近の銀河二重中性子星連星の利用可能なサンプル数に細心の注意を払いながら、この方法の見通しについて議論します。
2008 年から 2022 年までの blazard CTA 102 の時変スペクトル エネルギー分布のモデル化
| Title |
Modeling_the_time_variable_spectral_energy_distribution_of_the_blazar_CTA_102_from_2008_to_2022 |
| Authors |
N._Sahakyan,_D._Israyelyan,_G._Harutyunyan,_S._Gasparyan,_V._Vardanyan,_M._Khachatryan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04663 |
ブレーザーCTA102($z=1.037$)の長期多波長観測を提示します。{\itFermi}-LAT、SwiftXRT、NuSTAR、Swift-UVOTによって2008年8月から2022年3月、行われました。我々は、考慮されたすべてのバンド、特に$\gamma$線バンドで、フラックスが$10^{-5}\:{\rmphoton\:cm^{-2}\:s^{-1}}$.ベイジアンブロックアルゴリズムを使用して、適応的にビン化された$\gamma$線の光度曲線を347間隔の静止およびフレアエピソードに分割し、各期間について、利用可能なデータを使用して、対応する多波長スペクトルエネルギー分布(SED)を構築しました。考慮されたSEDの中で、十分な多波長データを持つ117の高品質(準)同時SEDが、1ゾーンレプトンシンクロトロンおよび逆コンプトン放出シナリオ内でJetSeTフレームワークを使用してモデル化されました。逆コンプトン上方散乱の内部シード光子と外部シード光子を考慮します。モデル化の結果として、ジェット内の相対論的電子分布の特徴とジェットの特性が検索され、それらの時間変化が調査されます。適用されたモデルは、組み立てられたSEDを適切に説明することができ、モデリングは、高ドップラーブースティングと磁場に対して明るいフレアリング期間のデータを再現できることを示しています。得られた結果は、放出領域での粒子冷却の文脈で議論されています。
赤方偏移1の非常に明るい高速電波バーストで遠くの宇宙を探査
| Title |
Probing_the_distant_universe_with_a_very_luminous_fast_radio_burst_at_redshift_1 |
| Authors |
Stuart_D.Ryder,_Keith_W._Bannister,_S._Bhandari,_A._T._Deller,_R._D._Ekers,_Marcin_Glowacki,_Alexa_C._Gordon,_Kelly_Gourdji,_C._W._James,_Charles_D._Kilpatrick,_Wenbin_Lu,_Lachlan_Marnoch,_V._A._Moss,_J._Xavier_Prochaska,_Hao_Qiu,_Elaine_M._Sadler,_Sunil_Simha,_Mawson_W._Sammons,_Danica_R._Scott,_Nicolas_Tejos_and_R._M._Shannon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04680 |
高速電波バーストは、銀河系外の距離で発生することがわかっているミリ秒単位の電波放射のパルスです。バーストは、介在するプラズマによって与えられた分散を示しており、バルクは銀河間媒体に起因しています。ここでは、赤方偏移$z=1.016\pm0.002$の複雑なホスト銀河系でバーストFRB20220610Aが発見されたことを報告します。その赤方偏移と分散の間の関係は、宇宙が現在の年齢のほぼ半分であったときに、バリオン物質の大部分がイオン化され、銀河間媒体にあったことを裏付けています。バーストは、乱流で磁化された高赤方偏移プラズマの重要な追加の柱を通過した証拠を示しています。これは、観測された最大バーストエネルギーを4倍に拡張し、高赤方偏移でのエネルギーバースト集団の存在を確認します。
光学時間領域調査によって明らかになった連星中の最も近い中性子星候補
| Title |
The_Nearest_Neutron_Star_Candidate_in_a_Binary_Revealed_by_Optical_Time-domain_Surveys |
| Authors |
Ling-Lin_Zheng,_Mouyuan_Sun,_Wei-Min_Gu,_Tuan_Yi,_Zhi-Xiang_Zhang,_Pei_Wang,_Junfeng_Wang,_Jianfeng_Wu,_Song_Wang,_Jia_Zhang,_Chun-Qian_Li,_Jian-Rong_Shi,_Yong_Shao,_Xiang-Dong_Li,_Jin-Bo_Fu,_Fan_Yang,_Zhongrui_Bai,_Yu_Bai,_Haotong_Zhang,_Jifeng_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04685 |
最近の研究では、地球上に放射性元素(例えば、$^{60}$Fe)が地球上に沈着していることが明らかになりました。これは、近く($\sim100$pc以内)の超新星爆発の金属濃縮噴出物に起因します。私たちの太陽系近傍の中性子星の大部分はまだ発見されていません。ここでは、単線分光連星LAMOSTJ235456.76+335625.7(以下、J2354)で最も近い($127.7\pm0.3$pc)中性子星候補の発見を報告します。マルチエポックスペクトルと高ケイデンス周期光曲線を利用して、目に見える星の質量($M_{\rmvis}=0.70\pm0.05\M_{\odot}$)を測定し、質量関数を決定します。見えない天体$f(M)=0.525\pm0.004\M_{\odot}$、つまり見えないコンパクト天体の質量は$M_{\rminv}\geq1.26\pm0.03\M_{\odot}$.高温の超大質量白色矮星による過剰な紫外線放射はありません。したがって、J2354には中性子星がある可能性が高い。J2354は、ROSATの全天サーベイでは検出されないため、X線で暗い($0.1$--$2.4$keV光度$<10^{30}\{\rmerg\s^{-1}}$)X線で。最大のシングルディッシュ電波望遠鏡であるFASTによる1時間の非常に感度の高い電波追跡観測では、電波の脈動信号を明らかにすることはできませんでした($1.4$GHzでの潜在的なパルス出力は$<6.8\times10^{23}\{\rmerg\s^{-1}}$)。したがって、J2354の中性子星候補は、時間分解観測によってのみ発見できます。近くの超大質量の冷たい白色矮星を含む別のシナリオを完全に除外することはできません。私たちの発見は、光学的時間領域を探索することで、裏庭の非活動中性子星または連星中の超大質量の低温白色矮星の欠落している集団を明らかにする有望な方法を示しており、それによって太陽近隣における超新星爆発と金属濃縮の歴史の理解を促進します。
SMC X線パルサーJ0058-7218のパルス電波放出に関するTRAPUM上限
| Title |
TRAPUM_upper_limits_on_pulsed_radio_emission_for_SMC_X-ray_pulsar_J0058-7218 |
| Authors |
E._Carli,_L._Levin,_B._W._Stappers,_E._D._Barr,_R._P._Breton,_S._Buchner,_M._Burgay,_M._Kramer,_P._V._Padmanabh,_A._Possenti,_V._Venkatraman_Krishnan,_J._Behrend,_D._J._Champion,_W._Chen,_Y._P._Men |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04785 |
TRAPUMの共同研究では、MeerKAT望遠鏡を使用して、超新星残骸IKT16に位置する若い小マゼラン雲パルサーJ0058-7218からのパルス電波放出を検索し、XMM-NewtonによるX線での発見に続いています。MeerKATのコアディッシュを使用した3回の2時間のLバンド観測では、このソースからの分散パルス電波放射の有意な検出は報告されておらず、1284MHzでの平均磁束密度の上限を7.0{\μ}Jyに設定しています。これは、パークスのLバンド観測におけるこのパルサーの以前の電波探索よりも、ほぼ7倍深いものです。これは、PSRJ0058-7218の電波放射が地球に向けて送信されていないこと、またはPSRJ0058-7218が、PSRB0540-6919、大マゼラン星雲など、電波効率が非常に低い少数のパルサー風星雲システムに似ていることを示唆しています。クラウドクラブパルサーアナログ。また、明るく分散した単一の電波パルスも検索しましたが、1284MHzで93mJymsのフルエンスを超える候補は見つかりませんでした。
広範なエア シャワーを検出するためのフル カバレッジ アプローチ
読み出しの高度なセグメンテーションを備えたフルカバレッジアプローチを活用したシャワーアレイにより、前例のない解像度と詳細で大気中のシャワーの前面を画像化できます。グリッド距離は、エネルギーしきい値(検出器間のギャップで小さなエネルギーシャワーが失われる)とシャワーサンプリングの品質を決定します。したがって、この実験的解決策は、100GeV範囲のしきい値を持つシャワーを検出するために必要です。ARGO-YBJ実験では、フルカバレッジアプローチが活用されています。この寄稿では、この技術の利点を要約し、新しい広視野検出器での可能なアプリケーションについて説明します。
PI ラウンチパッド: 潜在的な主任研究者のベースを宇宙科学全体に拡大する
| Title |
The_PI_Launchpad:_Expanding_the_base_of_potential_Principal_Investigators_across_space_sciences |
| Authors |
Erika_Hamden,_Michael_H._New,_D.E._(Betsy)_Pugel,_Michael_Liemohn,_Randii_Wessen,_Richard_Quinn,_Paul_Propster,_Kirsten_Petree,_Ellen_M._Gertsen,_Paula_Evans,_and_Nicole_Cabrera_Salazar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.03769 |
PIラウンチパッドは、新しい主任研究者(PI)向けに、宇宙ミッションの開発プロセスの入門レベルの説明を提供することを目的としています。特に、PIラウンチパッドは、必ずしも技術的または工学的な実践ではなく、チームの構築、パートナーシップの作成、および宇宙ミッションの概念の科学概念の成熟に焦点を当てています。ここでは、PILaunchpadワークショップの目標を簡単にまとめ、2019年と2021年に開催されたワークショップの結果をいくつか紹介します。タイプなど）、新しいPIがチームをうまく開発して提案を書くために必要な幅広いトピックをカバーしています。実際の経験に取って代わるようには設計されていませんが、宇宙ミッションの提案を提出するために何が必要で、最初に取るべきステップは何かについてもっと知りたい潜在的なPIに簡単にアクセスできるリソースを提供することを目的としています。PILaunchpadは、初期のキャリアやミッションの設計に不慣れな科学者の参入障壁が高いことに対応して作成されました。これらの障壁は、最近のいくつかの論文やレポートで概説されており、最近の宇宙科学の10年レポートで指摘されています。
量子分類器を使用したイメージング大気チェレンコフ望遠鏡におけるガンマハドロン分離
| Title |
Gamma-hadron_Separation_in_Imaging_Atmospheric_Cherenkov_Telescopes_using_Quantum_Classifiers |
| Authors |
Jashwanth_S_(1),_Sudeep_Ghosh_(2),_Neha_Shah_(1),_Kavitha_Yogaraj_(2),_Ankhi_Roy_(3),_((1)_Department_of_Physics,_Indian_Institute_of_Technology_Patna,_Bihar,_India.,_(2)_IBM_Quantum,_Bengaluru,_Karnataka,_India,_(2)_Department_of_Physics,_Indian_Institute_of_Technology_Indore,_Madhya_Pradesh,_India.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.03771 |
この論文では、量子機械学習を使用したイメージング大気チェレンコフ望遠鏡(IACT)におけるガンマハドロン分離の新しい方法を紹介しました。IACTsは、非常に高エネルギーのガンマ線から生成される広範な空気シャワー(EAS)の画像をキャプチャします。画像パラメーターを使用して、イベントを信号(ガンマ)と背景(ハドロン)にバイナリ分類するために、QMLアルゴリズム、量子サポートベクター分類子(QSVC)および変分量子分類子(VQC)を使用しました。MAGICGammaTelescopeデータセットは、MonteCarloSoftwareCoriskaから生成されたこの研究に使用されます。これらの量子アルゴリズムは、標準的な多変量分類手法に匹敵するパフォーマンスを達成し、さまざまな現実世界の問題を解決するために使用できます。ハイパーパラメータチューニングにより、分類精度が向上します。大規模なデータセットでQSVCを効率的に使用するための新しいアーキテクチャを提案し、クラスタリングが全体的なパフォーマンスを向上させることを発見しました。
三角錐波面センサー。 Ⅱ．新しいCACTIテストベッドでの予備デモ
| Title |
Three-sided_pyramid_wavefront_sensor._II._Preliminary_demonstration_on_the_new_CACTI_testbed |
| Authors |
Lauren_Schatz,_Johanan_Codona,_Joseph_D._Long,_Jared_R._Males,_Weslin_Pullen,_Jennifer_Lumbres,_Kyle_Van_Gorkom,_Vincent_Chambouleyron,_Laird_M._Close,_Carlos_Correia,_Olivier_Fauvarque,_Thierry_Fusco,_Olivier_Guyon,_Michael_Hart,_Pierre_Janin-Potiron,_Robert_Johnson,_Nemanja_Jovanovic,_Mala_Mateen,_Jean-Francois_Sauvage,_Benoit_Neichel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.03823 |
次世代の巨大な地上および宇宙望遠鏡は、初めて高コントラストイメージングを使用して、潜在的に居住可能な地球系外惑星を検出および特徴付けるための集光能力を備えています。これは、GiantSegmentedMirrorTelescopes(GSMT)のエクストリーム適応光学(ExAO)システムの性能が最大限に最適化されている場合にのみ達成可能です。ExAOシステムの重要なコンポーネントは、大気乱流による収差を測定する波面センサー(WFS)です。現在および次世代の機器で一般的に選択されているのは、ピラミッド型波面センサー(PWFS)です。ExAOシステムでは、パフォーマンスを最適化するために波面の高度な空間的および時間的サンプリングが必要であり、その結果、WFS用に大型の検出器が必要になります。新しい包括的適応光学およびコロナグラフテスト装置でのGSMT-ExAOアプリケーション用の従来の4面ピラミッド波面(4PWFS)センサーの代替として、3面ピラミッド波面センサー(3PWFS)の閉ループテストベッドデモンストレーションを紹介します(カティ）。3PWFSは、使用する検出器ピクセルが少ないため、4PWFSよりも読み取りノイズの影響を受けにくくなっています。3PWFSにはさらに利点があります。高品質の3面ピラミッドオプティクスは、4面ピラミッドよりも製造が容易です。CACTIシステムの2つのコンポーネントである補償光学シミュレーターと、3PWFSと4PWFSの両方を含むPWFSテストベッドの設計について詳しく説明します。RawIntensityとSlopesMapの両方の信号処理方法を使用して、さまざまな強度の乱気流における3PWFSから4PWFSのパフォーマンスを調べるために、CACTIで予備実験が行われました。この実験は、1.6ラムダ/Dおよび3.25ラムダ/Dの変調半径に対して繰り返されました。モーダルループゲインが調整されている場合、2つの波面センサーの性能は同等であることがわかりました。
POLARBEAR-2とシモンズアレイ焦点面の製作状況
| Title |
The_POLARBEAR-2_and_Simons_Array_Focal_Plane_Fabrication_Status |
| Authors |
B._Westbrook,_P._A._R._Ade,_M._Aguilar,_Y._Akiba,_K._Arnold,_C._Baccigalupi,_D._Barron,_D._Beck,_S._Beckman,_A._N._Bender,_F._Bianchini,_D._Boettger,_J._Borrill,_S._Chapman,_Y._Chinone,_G._Coppi,_K._Crowley,_A._Cukierman,_T._de,_R._D\"unner,_M._Dobbs,_T._Elleflot,_J._Errard,_G._Fabbian,_S._M._Feeney,_C._Feng,_G._Fuller,_N._Galitzki,_A._Gilbert,_N._Goeckner-Wald,_J._Groh,_N._W._Halverson,_T._Hamada,_M._Hasegawa,_M._Hazumi,_C._A._Hill,_W._Holzapfel,_L._Howe,_Y._Inoue,_G._Jaehnig,_A._Jaffe,_O._Jeong,_D._Kaneko,_N._Katayama,_B._Keating,_R._Keskitalo,_T._Kisner,_N._Krachmalnicoff,_A._Kusaka,_M._Le,_A._T._Lee,_D._Leon,_E._Linder,_L._Lowry,_A._Madurowicz,_D._Mak,_F._Matsuda,_A._May,_N._J._Miller,_Y._Minami,_J._Montgomery,_M._Navaroli,_H._Nishino,_J._Peloton,_A._Pham,_L._Piccirillo,_D._Plambeck,_D._Poletti,_et_al._(25_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04117 |
POLARBEAR-2A(PB2-A)フォーカルプレーンの製作状況を紹介します。PB2-Aは、チリ北部のPOLARBEAR(PB)サイトにある3つの宇宙マイクロ波背景放射(CMB)偏波に敏感な望遠鏡のアレイであるサイモンアレイ(SA)の3つの望遠鏡の最初のものです。PB実験の後継として、各望遠鏡と受信機の組み合わせはPB2-A、PB2-B、PB2-Cと名付けられました。PB2-Aと-Bは90GHzと150GHzで動作するほぼ同一の受信機を備え、PB2-Cは220と270GHzで動作する受信機を収容します。各受信機には、7つの密集した16進数レンズレット結合された正弦波アンテナトランジションエッジセンサーボロメーターアレイで構成される焦点面が含まれています。各アレイには271個のダイクロイック光ピクセルが含まれており、それぞれに4つのTESボロメータがあり、レシーバごとに合計7588個の検出器があります。PB2-Aの候補アレイは2種類のセットを作成しました。バージョン11(V11)と呼ばれる最初のものは、伝送線路に酸化シリコン(SiOx)を使用し、直交偏波のクロスオーバープロセスを使用します。2つ目はバージョン13(V13)と呼ばれ、伝送線路に窒化シリコン(SiNx)を使用し、直交偏波にクロスアンダープロセスを使用します。PB2-Aレシーバーの焦点面を完全に埋めるために、各タイプのアレイを十分に生産しました。V11およびV13アレイの平均ワイヤボンド歩留まりは、それぞれ93.2%および95.6%です。V11アレイの超伝導転移温度(Tc)は452+/-15mK、正常抵抗(Rn)は1.25+/-0.20オーム、飽和電力は5.2+/-1.0pWおよび13+/-1.2pWでした。それぞれ90GHz帯と150GHz帯用です。V13アレイの超伝導転移温度(Tc)は456+/-6mK、正常抵抗(Rn)は1.1+/-0.2オーム、飽和出力は10.8+/-1.8pWおよび22.9+/-2.6pWでした。それぞれ90GHz帯と150GHz帯用です。
適応型(変形可能)ミラーは、補償光学システムの波面補正器として広く使用されています。アダプティブミラーの光学的キャリブレーションは、そのライフサイクルにおける基本的なステップです。このプロセスは、実際には、アダプティブオプティクスシステムを操作するための一連の既知のコマンドを計算し、アライメントおよび非共通光路収差を補正し、チョッピングして実行するために必要です。またはフィールド安定化取得。この作業では、アダプティブセカンダリなどの大口径システムに特に焦点を当てて、アダプティブミラーの光学キャリブレーションの一連の操作を紹介します。このようなシステムは、非常に大きな望遠鏡のコアコンポーネントの1つになります。光学的手順を提示するだけでなく、アクター、その機能要件、および相互の相互作用について詳しく説明します。各ステップのインプット、アウトプット、および品質指標を明確に識別することにより、自動化に特に重点が置かれています。自由度が高いカウント(数千のアクチュエーター)のため、コストとスケジュールを制約するには自動化されたアプローチが望ましいです。.最後に、測定ノイズを評価するためのアルゴリズムをいくつか紹介します。この点は特に重要です。なぜなら、キャリブレーションのセットアップは通常、産業環境の大規模な施設であり、ノイズレベルが主要な障害となる可能性があるからです。
ニューラル ネットワークを使用したバイカル GVD データのノイズの除去
バイカルGVDは、バイカル湖の淡水に設置された大型($\sim$1km$^3$)の水中ニュートリノ望遠鏡です。深い湖水環境には背景光が充満しており、バイカルGVD光センサーで検出可能な信号を生成します。検出器を介した相対論的粒子の伝播に起因する信号ヒットからこれらのノイズヒットを効率的に分離するためのニューラルネットワークを導入します。ニューラルネットワークはU-netのようなアーキテクチャを持ち、イベントの時間的(因果的)構造を採用しています。モンテカルロシミュレーションデータでは、99%の信号純度(精度)と98%の生存効率(リコール)に達します。データ分析にニューラルネットワークを使用する利点について説明し、グラフベースを含む、ニューラルネットワークの他の可能なアーキテクチャについて検討します。
電波アレイ望遠鏡を使用した宇宙の夜明けからの 21 cm グローバル信号の検出に向けたビームフォーミング アプローチ
| Title |
Beamforming_approaches_toward_detecting_the_21-cm_global_signal_from_Cosmic_Dawn_with_radio_array_telescopes |
| Authors |
Danny_C._Price |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04693 |
「宇宙の夜明け」の間の最初の星と銀河の形成は、初期宇宙の水素原子ガスからの21cmスピン温度にかすかな信号を与えたと考えられています。観測的には、吸収特性は、メートル波長での天空平均(つまり全球)温度の周波数依存性として測定可能である必要があります。この信号は、放射計スペクトルに対数多項式と吸収トラフを組み合わせて適合させることにより、滑らかな(ただし桁違いに明るい)前景から分離できるはずです。地球規模の21cm信号を測定する方法の多くは、ダイポールのようなアンテナで放射計システムを使用しています。ここでは、ビームフォーミングベースの方法により、無線アレイがグローバルな21cm信号を測定できるようになる可能性があると主張します。天頂フェイズドアレイを使用して50～100MHzで電波空のエンドツーエンドのドリフトスキャン観測をシミュレートし、複雑なサイドローブ構造が重要な周波数依存系統を導入することを発見しました。ただし、周波数によるビーム幅の{\lambda}/Dの進化は、検出を混乱させません。メインビームより約50dB低いサイドローブレベルの中央値を持つビーム形成アレイは、グローバルな21cm信号を測定するための代替方法を提供する可能性があると結論付けています。このレベルは、O(10^5)個のアンテナを備えたアレイによって達成可能です。
The Solar Neighborhood L: 1 Gyr よりも若い K 個の矮星と 30 パーセク以内の新しい連星の分光学的発見
| Title |
The_Solar_Neighborhood_L:_Spectroscopic_Discovery_of_K_Dwarfs_Younger_than_1_Gyr_and_New_Binaries_within_30_Parsecs |
| Authors |
Hodari-Sadiki_Hubbard-James_(1,2,4),_D._Xavier_Lesley_(2,3),_Todd_J._Henry_(2,4),_Leonardo_A._Paredes_(1,2,4),_and_Azmain_H._Nisak_(1,4) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.03873 |
最も近い星を特徴付ける包括的な取り組みの一環として、CTIO/SMARTS1.5m望遠鏡のCHIRONエシェル分光器を使用して、50パーセク以内のK矮星の高解像度(R=80000)スペクトルを取得しています。この論文は、推定年齢が20Myr～5.7Gyrの5つのベンチマークセットから、35K矮星に関するスペクトルの詳細を提供します。4つのスペクトル年齢と活動指標がテストされ、そのうちの3つはベンチマークグループの推定年齢と一致しています。\alpha$線(6562.8$\r{A}$)、およびLiI共鳴線(6707.8$\r{A}$)。次に、ベンチマーク星を使用して、最初のCHIRONデータが明らかな伴星を示さなかった、可変の動径速度を示す7つのフィールドK矮星を評価します。これらの星のうち2つは700Myrよりも若いと推定されていますが、1つは古いK型矮星では珍しい星の活動を示しており、若い可能性があります。残りの4つの星は分光連星であることが判明し、そのうちの2つが、CHIRONデータを使用して発見された軌道周期でここに初めて報告されています。42のベンチマークと可変視線速度星の組み合わせサンプルのスペクトル分析は、3900～5300Kの範囲の温度と$-$0.4$<$[Fe/H]$<$$+$0.2の金属量を示しています。また、主系列K矮星に対して$logg$=4.5--4.7を決定します。最終的に、この研究は数千の最も近いK型矮星を対象とし、星の天体物理学と太陽系外惑星の居住可能性の現在および将来の研究に役立つ結果を提供します。
NOAA 活動領域 11515 における 3 次元磁気ゼロの磁気流体力学の進化は、非強制場外挿法を使用して開始されました
| Title |
Magnetohydrodynamics_evolution_of_three-dimensional_magnetic_null_in_NOAA_active_region_11515_initiated_using_non-force-free_field_extrapolation |
| Authors |
Sanjay_Kumar,_Avijeet_Prasad,_Ranadeep_Sarkar_and_Ramit_Bhattacharyya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.03957 |
活性領域NOAA11515の磁気流体力学シミュレーションは、2012年7月2日の10:43UT頃に始まるM5.6フレアイベントの開始を調べるために実行されます。初期磁場としてのアクティブ領域のベクトルマグネトグラム。磁場は、それぞれ304~\AA~と131~\AA~で観測された、フィラメントと低地の磁束ロープの上にある対応するドームを備えた3次元(3D)磁気ゼロの存在を示しています。最初のローレンツ力によって引き起こされるシミュレートされたダイナミクスは、フラックスロープの分岐につながります。これは、131\AA~の増光で観測された分岐に似ています。さらに、ロープは上昇を示し、3Dヌルで再接続します。これらの再接続は、ロープの磁力線を3Dヌルの固定された外側スパインに変換します。これは、近くに閉じ込められたCクラスフレアの発生を説明しています。さらに、結果は、フラックスロープの力線がフィラメントの近くに達し、フィラメントの力線と非平行になることを示しています。これにより、ロープとフィラメントの力線の間の再接続が開始され、噴火のためにフィラメントが活性化されます。フラックスロープとフィラメントのこの興味深い相互作用が、Mクラスフレアの開始に寄与しているようです。
3D磁気リコネクションにおける異種イオン加速
| Title |
Multi-species_Ion_Acceleration_in_3D_Magnetic_Reconnection |
| Authors |
Qile_Zhang,_Fan_Guo,_William_Daughton,_Hui_Li,_Ari_Le,_Tai_Phan,_Mihir_Desai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04113 |
磁気リコネクションは、幅広い宇宙および天体物理学のアプリケーションで爆発的な粒子加速を促進します。エネルギーを与えられた粒子には、多くの場合、複数の種(電子、陽子、重イオン)が含まれますが、根本的な加速メカニズムはよくわかっていません。これらの少数重イオンのその場観測は、加速メカニズムのより厳密なテストを提供しますが、リコネクションのマルチスケールの性質は、重イオン加速に関する研究を妨げます。ここでは、ハイブリッドシミュレーション(流体電子、運動イオン)を使用して、前例のない範囲のスケールで3Dリコネクションを捉えます。初めて、私たちのシミュレーションは、利用可能なすべてのイオン種がべき乗スペクトルに非熱的に加速されることを示しています。リコネクション層は、すべての種を加速するために重要な磁力線カオスを生成するリコネクション駆動乱流の一部として、断片化されたねじれフラックスロープで構成されます。上流のイオン速度は、注入の最初のフェルミ反射に影響を与えます。その後、より低い電荷/質量の種は、成長するフラックスロープと相互作用するため、後でフェルミ加速を開始します。得られたスペクトルは、べき乗指数$(p\sim4.5)$が似ていますが、最大エネルギー/核子$\propto($charge/mass$)^\alpha$が異なり、$\alpha\sim0.6$は血漿$\beta$が低く、$\beta$が1に近づくにつれて$p$と$\alpha$が増加します。これらの発見は、太陽圏電流シートとマグネトテイルでの観測と一致しており、支配的なイオン加速メカニズムとしてフェルミ加速を示唆する強力な証拠を提供します。
スタック型ディープ ニューラル ネットワークを使用した GST/NIRIS のストークス プロファイルからの視線速度とドップラー幅の推定
| Title |
Inferring_Line-of-Sight_Velocities_and_Doppler_Widths_from_Stokes_Profiles_of_GST/NIRIS_Using_Stacked_Deep_Neural_Networks |
| Authors |
Haodi_Jiang,_Qin_Li,_Yan_Xu,_Wynne_Hsu,_Kwangsu_Ahn,_Wenda_Cao,_Jason_T._L._Wang,_Haimin_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04122 |
ストークス反転によって高品質の磁場と速度場を取得することは、太陽物理学において非常に重要です。この論文では、近赤外イメージング分光偏光計(NIRIS)によって収集されたストークスプロファイルから視線(LOS)速度とドップラー幅を推測するための、StackedDeepNeuralNetworks(SDNN)と名付けられた新しい深層学習手法を紹介します。BigBearSolarObservatory(BBSO)の1.6mGoodeSolarTelescope(GST)。SDNNのトレーニングデータは、BBSOで使用されるMilne-Eddington(ME)インバージョンコードによって作成されます。SDNNを定量的に評価し、その反転結果をME反転コードおよび関連する機械学習(ML)アルゴリズム(複数のサポートベクター回帰、多層パーセプトロン、ピクセルレベルの畳み込みニューラルネットワークなど)によって得られたものと比較します。私たちの実験的研究からの主な発見は以下のように要約されます。まず、SDNNで推定されたLOS速度は、MEで計算されたものと高度に相関しており、ピアソンの積率相関係数は平均で0.9に近くなっています。第2に、SDNNは、ME反転コードよりも高速でありながら、LOS速度とドップラー幅マップをより滑らかでクリーンに生成します。第三に、SDNNによって生成されたマップは、関連するMLアルゴリズムからのマップよりもMEのマップに近く、MLアルゴリズムよりもSDNNの優れた学習能力を示しています。最後に、GST/NIRISに基づくMEとSDNNの反転結果と、フレアが多発する活発な領域NOAA12673にある太陽力学観測所に搭載された日震および磁気イメージャーからの反転結果との比較を示します。また、経験的評価でベクトル磁場を推定するためのSDNNの拡張についても説明します。
2021年10月28日の太陽陽子イベントの特徴について（GLE73）
2021年10月28日に観測された太陽相対論的陽子フラックスの地表レベルの増強というまれなイベント(GLE73)に専念したいくつかの最近の記事に加えて、このイベントの10～100MeVの太陽エネルギー粒子(SEP)コンポーネントを研究します。1986年以降に記録された26のGLEのGOES衛星データに基づいて、10MeVを超える(J10)陽子と100MeVを超える(J100)陽子のピークフラックスの比率とそれらのエネルギースペクトルを示す散布図を作成しました。SEP-GLE73イベントの即発成分の2つの極端な特性が明らかになりました。(1)非常に小さいJ10およびJ100陽子フラックスと、(2)10～100MeV範囲の非常にハードなエネルギースペクトルです。SEP-GLE73と同様の特徴を持つイベントは、GLE40(1989年7月25日)とGLE46(1989年11月15日)の2つだけです。フレアを開始するマイクロ波無線バーストのハード周波数スペクトルと、これら2つおよび他のGLEのハードSEPエネルギースペクトルとの間の対応が実証されました。これらの結果は、衝撃的および噴火後の両方の段階におけるフレア磁気リコネクションが、SEP-GLE陽子の加速に重要な役割を果たしていることを示唆しています。
さそり座とケンタウルス座の関係にある惑星の HARPS 視線速度検索。また、HARPS および SOPHIE 近くの若い星 (YNS)
サーベイとの組み合わせ
| Title |
A_HARPS_radial_velocity_search_for_planets_in_the_Scorpius-Centaurus_association._And_its_combination_with_the_HARPS_and_SOPHIE_young_nearby_stars_(YNS)_surveys |
| Authors |
Antoine_Grandjean,_A.-M._Lagrange,_N._Meunier,_G._Chauvin,_S._Borgniet,_S._Desidera,_F._Galland,_F._Kiefer,_S._Messina,_B._Nicholson,_B._Pantoja,_P._Rubini,_E._Sedaghati,_M._Sterzik,_N._Zicher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04298 |
さそり座-ケンタウルス座(Sco-Cen)の若くて近くにある巨大な星形成領域は、直接撮像と視線速度(RV)技術の両方を使った太陽系外惑星探索に特に適しています。しかし、恒星は、同様のスペクトルタイプの古い恒星の対応物よりも平均して高速な回転子であるため、RV検索は困難です。さらに、RV時系列は、恒星の変動(黒点と白斑)および/または恒星の脈動の強い特徴を示しています。私たちの目的は、Sco-Cenアソシエーションの恒星メンバーの周りの短い軌道距離にある巨大惑星(GP)と褐色矮星を探すことです。また、これらのデータを若い星で利用可能な他のデータと一緒に使用して、最大1000日間の若い星のGP発生率を推定することも目指しています。ラシラ天文台の3.6m望遠鏡でHARPSスペクトログラフを使用して、88個のA-FSco-Cen星を監視しました。統計と分析を改善するために、この調査を若い近くの星(YNS)に焦点を当てた以前の2つの調査と組み合わせて、176の若いA-M星のサンプルから伴星の出現率を計算しました。HD145467付近に巨大なホットジュピター候補が発見され、HD149790付近に短周期(P<10日)と思われる褐色矮星が1つ発見されたことを報告します。バイナリ:HD108857、HD108904、HD111102、HD114319、HD121176、HD126488、HD126838、およびHD133574。サンプルから、GP($m_c\in[1;13]M_{Jup}$)$0.7_{-0.2}^{+1.6}\\%$の発生率1～1000日および褐色矮星($m_c\in[13;80]M_{Jup}$)の発生率$0.6_{-0.2}^{+1.4}\\%$、同じ期間の範囲内。さらに、95%の信頼水準で、若いF-K星の周りに近い($P\in[1;1000]days$)GPが不足している可能性があることを報告しています。
水素欠乏炭素星のスペクトル分類システム
| Title |
A_Spectral_Classification_System_for_Hydrogen-deficient_Carbon_Stars |
| Authors |
Courtney_L._Crawford,_Patrick_Tisserand,_Geoffrey_C._Clayton,_Jamie_Soon,_Mike_Bessell,_Peter_Wood,_D._A._Garcia-Hernandez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04416 |
星のスペクトル分類、特にYerkesシステムは、星の研究に非常に役立ちました。現在認められている炭素星の分類システムがありますが、水素欠乏炭素(HdC)星のサブセットは、その希少性と変動性のために、そのようなシステムでは十分に説明されていません。ここでは、スペクトルに基づいてHdCを分類するための新しいシステムを紹介します。これは、観察可能な外観に完全に基づいて行われます。このようなシステムを作成するために、次元削減アルゴリズムとクラスタリングアルゴリズムを人間による分類と組み合わせて使用します。これを使用して、HdC星の既知のサンプルの半分以上を分類し、色を使用して各クラスの温度を大まかに較正します。さらに、水素線やリチウム線の存在など、特定のスペクトル特性の発生の傾向を表しています。また、以前に発表されていない3つのスペクトルを提示し、3つの新しい銀河の無塵HdC(dLHdC)星の発見を報告し、さらに、最も熱いHdCと最も冷たい極限ヘリウム(EHe)星の間の境界にあるように見える1つの特にユニークな星について説明します。
太陽フレアにおける彩層放射損失のさまざまなレシピの評価
| Title |
Evaluation_of_different_recipes_for_chromospheric_radiative_losses_in_solar_flares |
| Authors |
J.Tian,_J.Hong,_Y.Li,_and_M.D.Ding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04461 |
環境。放射損失は、フレアの数値シミュレーションにおいて不可欠な要素です。詳細な計算は、特に彩層では計算コストが高くなる可能性があります。フレアにおける彩層放射損失については、いくつかのおおよそのレシピが存在しますが、フレアシミュレーションでの実現可能性については、さらに評価する必要があります。ねらい。フレアシミュレーションで彩層放射損失のさまざまなレシピのパフォーマンスを評価することを目指しています。メソッド。詳細な放射損失と近似レシピで計算されたビーム加熱フレアの大気構造と線プロファイルを比較します。結果。GF90とHCD22の両方のレシピは、詳細なレシピと比較して許容可能な総放射損失を提供しますが、さまざまな進化段階でさまざまな大気層に不一致があり、温度と線強度の誤推定につながります。GF90のレシピは、温度が10^5Kを超えると上部彩層の冷却を大幅に過大評価し、フレアの進化と線の非対称性にも影響を与えます。中間彩層の放射加熱は初期段階でのみ機能し、無視しても問題ありません。ただし、ライマン連続体からの放射加熱は、遷移領域の近くを支配する可能性があります。
赤色超巨星における風の影響: 干渉法のためのモデリング
| Title |
The_effect_of_winds_in_red_supergiants:_modeling_for_interferometry |
| Authors |
Gemma_Gonz\'alez-Tor\`a,_Markus_Wittkowski,_Ben_Davies_and_Bertrand_Plez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04495 |
赤色超巨星(RSG)は、コア崩壊超新星の前段階で進化した大質量星です。これらのクールな星の進化段階を理解することは、宇宙の宇宙物質サイクルを理解するための鍵となります。なぜなら、それらは新しく形成された要素で宇宙を豊かにするからです。しかし、大気の質量損失を引き起こす物理的プロセスはまだ完全には理解されておらず、星の天体物理学における重要な問題の1つとして残っています。新しい方法を使用して、これらの冷たい星の拡張された大気を研究し、単純な放射平衡モデルと彩層温度構造を説明する半経験的モデルの両方に対する星風の影響を調査します。次に、超大型望遠鏡干渉計(VLTI)のさまざまな機器の観測に一致する強度、フラックス、および可視性を計算できます。具体的には、公開されたVLTI/AMBERデータに基づくHD95687の大気構造と比較すると、モデルがKbandでのこれらの観測と正確に一致することがわかり、RSGの拡張大気を再現するこの方法論の大きな可能性を示しています。
Gaia-ESO サーベイ: リチウムの測定値と新しい成長曲線
| Title |
The_Gaia-ESO_Survey:_Lithium_measurements_and_new_curves_of_growth |
| Authors |
E._Franciosini,_S._Randich,_P._de_Laverny,_K._Biazzo,_D.K._Feuillet,_A._Frasca,_K._Lind,_L._Prisinzano,_G._Tautvai\v{s}ien\.e,_A.C._Lanzafame,_R._Smiljanic,_A._Gonneau,_L._Magrini,_E._Pancino,_G._Guiglion,_G.G._Sacco,_N._Sanna,_G._Gilmore,_P._Bonifacio,_R.D._Jeffries,_G._Micela,_T._Prusti,_E.J._Alfaro,_T._Bensby,_A._Bragaglia,_P._Fran\c{c}ois,_A.J._Korn,_S._Van_Eck,_A._Bayo,_M._Bergemann,_G._Carraro,_U._Heiter,_A._Hourihane,_P._Jofr\'e,_J._Lewis,_C._Martayan,_L._Monaco,_L._Morbidelli,_C.C._Worley,_S._Zaggia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04721 |
ガイアESOサーベイ(GES)は、超大型望遠鏡でマルチオブジェクトFLAMESスペクトログラフを使用して実施された大規模な公共分光サーベイです。この調査では、すべての天の川の構成要素に含まれる約115,000個の星について、正確な視線速度、星のパラメーター、および元素の存在量が提供されます。この論文では、リチウム等価幅（EW）と存在量を導出するために最終データリリースで採用された方法について説明します。リチウムEWは、スペクトルの本質的な違いを説明するために、FGK型星とM型星の2つの異なるアプローチを使用して測定されました。FGK星については、ガウス成分を使用してリチウム線を適合させ、M型星については事前定義された間隔での直接積分を採用しました。2つの政権間の継続性を確保するために注意が払われました。存在量は、GES用に特別に導出され、EWが測定された方法と一貫して合成スペクトルグリッドで測定された一連の均一な成長曲線を使用して導出されました。導出された存在量は、異なる方法を使用して他の分析グループによって測定されたものと比較することによって検証されました。リチウムEWは約40,000個の星について測定され、そのうち約38,000個の星の存在量を導き出すことができました。測度の大部分(80%)は、散開星団領域の星について得られています。残りのオブジェクトは、球状星団内の星、または天の川ディスク、バルジ、およびハロー内のフィールドスターです。ここで説明する均一なリチウム存在量のGESデータセットは、星の進化とさまざまな進化段階での星の内部混合から銀河の進化まで、いくつかのプロセスを理解するのに役立ちます。
PySME -- 分光法をより簡単に
太陽系外惑星の特徴付けには、ホスト星の基本的なパラメーターの信頼できる決定が必要です。このプロセスでは、スペクトルフィッティングが重要な役割を果たします。星のパラメータの大部分について、合成スペクトルを観測に一致させることで、有効温度、表面重力、存在量、動径および回転速度などの基本的なパラメータに対する堅牢で独自のソリューションが提供されます。ここでは、使いやすく、一般的なプラットフォームで利用でき、商用ライセンスが不要な、高解像度の恒星スペクトルをフィッティングするための新しいソフトウェアパッケージを紹介します。これをPySMEと呼びます。これは、実績のあるSpectroscopyMadeEasy(後にIDLSMEまたは「オリジナルSME」と呼ばれる)パッケージに基づいています。元のSMEコードのIDL部分はPythonで書き直されましたが、分子イオン化平衡、不透明度、およびスペクトル合成を担当する効率的なC++およびFORTRANコードを維持しました。その過程で、最適化手順のいくつかのコンポーネントを更新して、より柔軟で収束のより良い分析を提供しました。その結果、元のSMEと同じ機能を備えた、より最新のパッケージが実現しました。PySMEをさまざまなスペクトルタイプのいくつかの星に適用し、導出された基本パラメータをIDLSMEおよびその他の手法の結果と比較しました。PySMEが少なくとも元のSMEと同様に機能することを示します。
深くて速い太陽系フライバイ: 物議を醸す WD 0810-353 の事例
| Title |
Deep_and_fast_Solar_System_flybys:_The_controversial_case_of_WD_0810-353 |
| Authors |
R._de_la_Fuente_Marcos_and_C._de_la_Fuente_Marcos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04863 |
環境。銀河円盤内のほとんどのフライバイは、10,000天文単位を超える距離にあり、特徴的な速度は約70km/sです。ただし、特に関係するオブジェクトの1つが超新星の間に放出された星の残骸である場合、確率は低くなりますが、深くて速い遭遇も行われます.WD0810-353は高速の白色矮星である可能性があり、最近、太陽系に向かってまっすぐ進んでいることが確認されました。ただし、その将来の深く高速なフライバイをサポートするGaiaDR3データは疑わしいと見なされています。ねらい。ここでは、WD0810-353に関連するGaiaDR3データセットを再分析して、その太陽系フライバイの現実を確認または拒否し、暴走状態の可能性を調査します。メソッド。N体シミュレーションを使用して、WD0810-353の進化を時間的に調べました。最接近距離の分布とそれに関連する近日点通過時間を計算しました。このオブジェクトの運動学の統計分析を使用して、その可能性のある超速度を評価しました。その平均BP/RPスペクトルを、よく研究されている他の白色矮星のものと比較しました。結果。WD0810-353が太陽系に向かっていることを確認しましたが、遭遇の実際のパラメータはその視線速度に強く依存しています。-373.74+/-8.18km/sのGaiaDR3値は、私たちの分析では非常に好ましくありません。その平均BP/RPスペクトルは、推定されるHalpha線の位置に基づいて、10倍以上の値を示唆しています。しかし、ガイア以外のデータを持つ他の白色矮星を使用したスペクトルマッチングは、間隔(-60、-70)km/sの視線速度を示しています。結論。これらの結果は、太陽系近くのWD0810-353の将来のフライバイを確認しますが、相対速度は十分に高く、最小接近距離はオールトの雲の重大な摂動を排除するのに十分な大きさである可能性があります.
それらすべてを支配する 1 つの $\mu$: CMB スペクトル歪みは、ドメイン壁、宇宙ストリング、および低スケールの相転移を調べることができます
| Title |
One_$\mu$_to_rule_them_all:_CMB_spectral_distortions_can_probe_domain_walls,_cosmic_strings_and_low_scale_phase_transitions |
| Authors |
Nicklas_Ramberg,_Wolfram_Ratzinger_and_Pedro_Schwaller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14313 |
大きな異方性を持つ純粋な重力結合セクターの新しいプローブを提示します。これらの異方性は、プロセスで加熱されるバリオン光子流体との重力相互作用によって減衰されます。注入された熱は、宇宙マイクロ波背景スペクトルの測定可能な歪みを引き起こします。歪みの大きさを分析的に推定し、第一原理から歪みを計算する方法を概説します。これらのメソッドは、ドメインウォール/宇宙ストリングネットワークの形で、または一次相転移またはスカラーフィールドダイナミクスによって引き起こされる異方性に適用されます。この方法は、以前は制約されていなかったパラメーター空間の大きな領域を潜在的に調査できることがわかり、そのようなダークセクターによって引き起こされる重力波の今後の検索を非常に補完するものです。
漏れやすい「ブラック」ホールと JWST によって触媒される銀河形成
我々は、銀河の形成は、漏れのある水平のない「ブラック」ホールからの落下粒子と流出粒子の衝突によって触媒されることを提案しました。これにより、ローカル($z\sim0$)ディスク銀河スケールの長さの推定値が$\ell\sim(\pia_0^2\rho_H)^{-1}\simeq3.2\,{\rmkpc}$として得られます。ここで、$a_0$はボーア半径、$\rho_H$は原始銀河領域の水素原子の密度です。この式は観測結果とよく一致しており、銀河のスケールサイズが基本的に水素原子の特性であることを示唆しています。赤方偏移$z\simeq11$で初期宇宙にスケールバックすると、この式は非常に小さな円盤銀河スケールの長さ$3200/(12^3)\sim2\,pc$を予測します。これは単一の銀河として見られることに対応します。ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡のピクセル。この予測を念頭に置いて、隣接するピクセル間のトランジットを観察することにより、サブピクセルサイズの銀河の直径を推定する方法を提案します。
Nomen non est omen: 超小型天体をブラック ホールとして特定するのが早すぎる理由
ブラックホールは物理学の基礎において極めて重要な役割を果たしますが、観測天文学と理論研究でブラックホールと見なされるものとの間には驚くべき相違があります。反対の最近の主張にもかかわらず、観測された天体物理学的ブラックホールの候補を本物のブラックホールとして特定することは、現在利用可能な観測データに基づいて正当化されていないと主張し、そのような注目すべき主張を支持するために必要な証拠について詳しく説明します.さらに、半古典的な重力の予測が競合する理論モデルと同等に互換性があるかどうかを調査し、半古典的な議論が地平線のない構成を支持することを発見しました。
強いCP問題に対するPeccei-Quinnソリューションは、宇宙論的な結果に富んだ動機付けされたフレームワークを提供します。序盤に温泉があるとサーマルアクシオンの生産は避けられない。バス粒子の散乱および崩壊プロセスは、原始プラズマに相対論的アクシオンを投棄する可能性があり、かなりの量で生成された場合、初期宇宙と後期宇宙の両方を調査する宇宙論的観測量に観測可能な署名を残すことができます。さまざまなシナリオのアクシオン生産率の計算に関する最近の大幅な改善を提示し、これらの結果を適用して、生産されたアクシオンの量を予測します。最後に、QCDアクシオン質量の更新された宇宙論的境界を提供します。
天琴の距離加速ノイズに対する地球-月の重力の影響。 Ⅱ．軌道選択の影響
| Title |
Effect_of_Earth-Moon's_gravity_on_TianQin's_range_acceleration_noise._II._Impact_of_orbit_selection |
| Authors |
Chengjian_Luo_and_Xuefeng_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.03944 |
この論文は、以前の研究(Zhangetal.Phys.Rev.D103,062001(2021))の続編です。TianQin、gLISA、およびGADFLIなどの提案された地球中心の宇宙ベースの重力波検出器の場合、敏感な衛星間レーザー干渉測定での地球-月システムからの重力場擾乱、つまりいわゆる「軌道ノイズ」は、慎重に評価し、概念研究で考慮に入れる必要があります。TianQinに基づいて、周波数スペクトルの観点から、単一変数研究を通じて軌道の向きと半径のさまざまな選択によって効果がどのように変化するかを調査し、ターゲット検出バンドの下限を設定する可能性のある対応するロールオフ周波数を提示します.静止軌道(gLISA/GADFLI)と反復軌道の特殊なケースを含む結果は、将来の地心ミッションのための軌道と星座の設計に役立つ情報を提供できます。
ICME-HSS相互作用中のプラズマの異なるポリトロープ挙動
| Title |
Distinct_polytropic_behavior_of_plasma_during_ICME-HSS_Interaction |
| Authors |
Kalpesh_Ghag,_Anil_Raghav,_Zubair_Shaikh,_Georgios_Nicolaou,_Omkar_Dhamane,_Utsav_Panchal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04065 |
惑星間コロナ質量放出(ICME)と高速ストリーム(HSS)は、惑星間空間の擾乱の注目に値する要因です。それらの間の相互作用は、次のようないくつかの現象を引き起こす可能性があります。波の生成、地理的有効性の強化、粒子の加速など。ただし、ICME-HSS相互作用中に熱力学的特性がどのように変化するかは、未解決の問題のままです。この研究では、STEREOおよびWind探査機によって観測されたICME-HSS相互作用中のプラズマのポリトロープ挙動を調査しました。STEREO-Aで観測されたICMEはポリトロープ指数$\alpha=1.0$を持ち、等温過程を示すことがわかりました。さらに、Wind探査機は、HSS領域、非相互作用ICME、およびICME-HSS相互作用領域を観測しました。各領域で、それぞれ$\alpha$=1.8、$\alpha$=0.7、および$\alpha$=2.5が見つかりました。これは、HSS領域がほぼ断熱挙動を示し、ICME領域がほぼ等温であり、ICME-HSS相互作用領域が超断熱挙動を示すことを意味します。HSSとの相互作用によるICMEの不十分な拡張は、プラズマ成分の自由度に依存する加熱および冷却メカニズムのシステムをトリガーします。
新しい物理学のプローブとしてのビッグバン元素合成
ビッグバン元素合成(BBN)モデルは、初期宇宙の進化を理解するための土台であり、宇宙における軽元素存在量の現在の観察と際立って一致する重要な予測を行っています。おそらく、理論的に解決されなければならない唯一の残りの問題は、いわゆる「リチウム存在量問題」です。モデルの入力として使用される関連する核断面積を測定するための専用の実験的取り組みにより、軽元素の原始存在量の予測における精度のレベルが向上しました。過去数十年間の間接実験技術の台頭により、直接測定の限界を超えた反応情報へのアクセスが可能になりました。新たな理論的発展は、原子、核、統計、および素粒子物理学の標準モデルを超えた物理学のテストのための肥沃な土台も開きました。リチウム問題の可能な解決策について、私たちのグループの最新の貢献をレビューします。
中性子分布半径$R_{\rmn}$の正確でモデルに依存しない決定、したがって原子核の中性子スキンの厚さ$R_{\rmskin}$は、核物理学、素粒子物理学、および天体物理学において基本的に重要ですが、地上のラボでは依然として大きな課題です。私たちの銀河系の近くのコア崩壊超新星(CCSN)は、前例のないほど高い光度を持つニュートリノ束をレンダリングする可能性があると主張し、コヒーレント弾性ニュートリノ核散乱(CE$\nu$NS)。我々は、考古学的な配列を使用してCCSNニュートリノを追跡するように設計されたRES-NOVAプロジェクトで、近くのCCSNニュートリノを用いてCE$\nu$NSを介して鉛(Pb)の$R_{\rmn}$を決定する可能性を評価します。鉛ベースの極低温検出器。Pbの$R_{\rmn}$の$\sim0.1\%$($R_{\rmskin}$の$\sim0.006$fm)の究極の精度は、RES-CCSN爆発が地球から$\sim1$kpcの距離で発生した場合のNOVA。
グリッチと数分間の重力波トランジェントを区別するための畳み込みニューラル ネットワーク
| Title |
A_convolutional_neural_network_to_distinguish_glitches_from_minute-long_gravitational_wave_transients |
| Authors |
Vincent_Boudart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04588 |
重力波バーストは、さまざまな天体物理現象から生じるコンパクトな連星合体とは異なる一時的な信号です。これらの現象のほとんどは十分にモデル化されていないため、一致フィルタリングなどの従来の検索方法の使用は除外されています。バーストには、短い($<$10秒)および長い(10秒から数百秒)持続時間の信号が含まれ、グリッチと呼ばれる環境および機器の一時的なノイズによって検出が制限されます。グリッチはバースト検索を汚染し、有用なデータの量を減らし、現在のアルゴリズムの感度を制限します。したがって、潜在的なバースト信号からそれらを見つけて区別することが最も重要です。この論文では、畳み込みニューラルネットワークをトレーニングして、相互相関LIGOノイズの時間-周波数空間でグリッチを検出することを提案します。ネットワークが95$\%$以上のグリッチを取得している一方で、既存のグリッチクラスのサブセットのみでトレーニングされていることを示し、まったく新しいグリッチクラスに対するネットワークの感度を強調しています。
一様で等方的な摂動下でニュートン宇宙を拡張するための完全非線形ジーンズ不安定性
| Title |
Fully_nonlinear_Jeans_instabilities_for_expanding_Newtonian_universes_under_homogeneous_and_isotropic_perturbations |
| Authors |
Chao_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04657 |
関連記事[1]で研究された非線形微分方程式の数学的に厳密な解析に基づいて、膨張するニュートン宇宙によって特徴付けられる宇宙の局所部分における\textit{nonlinear}重力不安定性を記述するモデルを構築します。この部分では、摂動は均一で等方的です。この結果は、ある程度、ジーンズの不安定性の非線形バージョンと見なすことができます。非線形効果による相対密度の成長率は、よりもはるかに高速です(少なくとも$\sim\exp(t^{\frac{2}{3}})$またはデータによると有限時間での爆破)。ジーンズ不安定性の古典的な線形バージョン($\simt^{\frac{2}{3}}$)によって予測されたものであり、より良い、または実質的な影響を与える可能性のある、ジーンの形成の理解につながります。宇宙と恒星系の非線形構造。[1]に関連するこの記事は、一般的な場合のジーンズ不安定性の完全な非線形解析の、最もよく使用される近似と数値計算の代わりに、厳密に数学的でロバストな方法への新しい窓を提供します。
ソーラーオービターが観測したミラーモードの嵐
| Title |
Mirror_mode_storms_observed_by_Solar_Orbiter |
| Authors |
A._P._Dimmock,_E._Yordanova,_D._B._Graham,_Yu._V._Khotyaintsev,_X._Blanco-Cano,_P._Kajdi\v{c},_T._Karlsson,_A._Fedorov,_C._J._Owen,_E._A._L._E._Werner,_A._Johlander |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04734 |
ミラーモードは、宇宙プラズマに遍在し、圧力異方性から成長します。他の不安定性とともに、それらはプラズマに含まれる自由エネルギーを制限する上で基本的な役割を果たします。この研究は、太陽中心距離が0.5～1AUのソーラーオービターによって太陽風で観測されたミラーモードに焦点を当てています。通常、ミラーモードのタイムスケールは数秒から数十秒であり、準MHD構造と見なされます。太陽風の中では、それらは一般的に孤立した構造としても現れます。ただし、特定の条件では、ミラーモードストームとして以前にラベル付けされた、より高い周波数のミラーモードの延長されたバーストトレインが測定されます。現在、ミラーモードストームに焦点を当てた既存の研究はほんの一握りであり、未解決の問題が数多く残っています。この研究では、ソーラーオービターを使用して、ミラーモードストームのいくつかの重要な側面を調査しました。それらは、太陽中心距離への依存性、ローカルプラズマ特性との関連性、時間的/空間的スケール、振幅、および大規模な太陽風トランジェントとの関係です。主な結果は、ミラーモードストームがしばしばローカルイオンスケールに近づき、準MHDとして扱うことができなくなり、一般的に使用されている長波長の仮定を破ることです。それらは通常、現在のシートの近くと惑星間衝撃の下流で観察されます。この現象は太陽風速度が遅いときに観測され、太陽に近いほど発生頻度が高くなる傾向がありました。発生頻度は低いため、周囲の太陽風を調節する上で基本的な役割を果たしているわけではありませんが、トランジェント内でより大きな役割を果たしている可能性があります。
アインシュタイン望遠鏡を使用した一般相対性理論のテストにおけるエラーの蓄積: 信号のオーバーラップと不正確な波形
| Title |
Accumulating_errors_in_tests_of_general_relativity_with_the_Einstein_Telescope:_overlapping_signals_and_inaccurate_waveforms |
| Authors |
Qian_Hu_and_John_Veitch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04769 |
コンパクトな連星合体からの重力波(GW)の観測は、一般相対性理論(GR)の強力なテストを提供しますが、データ分析の系統誤差が誤った科学的結論につながる可能性があります。この問題は、信号対雑音比(SNR)が高く、イベント数が多い第3世代のGW検出器で特に深刻です。この作業では、信号のオーバーラップと不正確な波形モデルが一般相対性理論のテストに与える影響を調査します。アインシュタイン望遠鏡の模擬カタログをシミュレートし、さまざまなレベルの不正確さを持つ波形モデルを使用してGRのパラメトリックテストを実行します。ほとんどのイベントからのデータはGRを優先しますが、複数のイベントからの結果を組み合わせると、系統誤差がGRの誤った偏差に向かって蓄積する可能性があることがわかります。波形の不正確さは系統誤差に最も寄与しますが、合併率が高いと、検出された重複信号の誤った除去により、系統の影響が拡大する可能性があります。また、SNRが高い選択されたイベントを使用してGRをテストすると、GRからの誤った偏差に対してさらに脆弱になることも指摘します。エラーの蓄積の問題は普遍的です。将来のカタログレベルのデータ分析で考慮に入れる必要があることを強調し、特に波形の精度に関するさらなる調査は、第3世代の検出器に不可欠です.
インターリーブ行読み出しを使用して CMOS イメージ センサーで高ダイナミック レンジを実現する方法
| Title |
A_Method_to_Achieve_High_Dynamic_Range_in_a_CMOS_Image_Sensor_Using_Interleaved_Row_Readout |
| Authors |
Thomas_Wocial,_Konstantin_D._Stefanov,_William_E._Martin,_John_R._Barnes,_Hugh_R.A._Jones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04824 |
原則として、任意の高ダイナミックレンジ(HDR)を実現するために使用できるCMOSイメージセンサーの読み出し方式を提示します。高信号領域での線形フルウェルキャパシティ(LFWC)は、インターレース行単位の読み出し順序によって20ke$^{-}$から984ke$^{-}$まで50倍に拡張されましたが、ノイズフロアは変化しませんでした。これにより、DRが34dB増加します。ピーク信号対雑音比(PSNR)は、43dBから60dBまで連続的に増加します。これは、複数回読み出されたユーザーが選択した行を合計することによって達成されました。標準的な読み出し方式と比較して、投影されたパターンをテンプレートフィッティングすると、重心の不確実性が低下しました。アプリケーション例は、線形性とPSNRの増加による科学的イメージングを目的としています。
陽子温度異方性が太陽風の不安定性を引き起こす条件
| Title |
Conditions_for_proton_temperature_anisotropy_to_drive_instabilities_in_the_solar_wind |
| Authors |
Simon_Opie_(UCL/MSSL)_and_Daniel_Verscharen_(UCL/MSSL)_and_Christopher_H._K._Chen_(QMUL)_and_Christopher_J._Owen_(UCL/MSSL)_and_Philip_A._Isenberg_(UNH) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04875 |
ソーラーオービターからの高解像度データを使用して、陽子温度異方性によって駆動されるミラーモードおよび斜めファイアホース不安定性が太陽風で発生するのに必要なプラズマ条件を調査します。不安定なプラズマは、太陽風の二重断熱膨張だけでは説明できない、磁場の方向とバルク太陽風速度の間の角度に依存することがわかりました。角度依存性は、Alfv\'enic風の垂直加熱が原因である可能性があることを示唆しています。2つの不安定性の発生率を、宇宙船上で対流する不安定な間隔の長さの関数として定量化します。この分析は、ミラーモードおよび斜めファイアホース不安定性が、プラズマをわずかに安定した状態に緩和して太陽風の熱力学的平衡に近づけるために、2～3不安定波長よりも長い空間間隔を必要とすることを示しています。私たちの分析は、これらの不安定性が効果的に作用する条件が、太陽風の乱流の相関長よりもはるかに短いスケールで局所的に変化することを示唆しています。
