自己相互作用暗黒物質ハローにおける局所暗黒物質分布
| Title |
The_local_dark_matter_distribution_in_self-interacting_dark_matter_halos |
| Authors |
Elham_Rahimi,_Evan_Vienneau,_Nassim_Bozorgnia,_Andrew_Robertson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06498 |
EAGLE流体力学シミュレーションで、選択された天の川のような銀河の局所暗黒物質分布に対する暗黒物質の自己相互作用の影響を研究します。シミュレーションは、2つの異なる自己相互作用暗黒物質モデル、一定および速度依存の自己相互作用断面積で実行されました。暗黒物質の自己相互作用とバリオンを使用したシミュレーションにおける天の川のようなハローの局所的な暗黒物質速度分布は、バリオンを使用した冷衝突のない暗黒物質シミュレーションから抽出されたものと一般的に類似していることがわかります。どちらの場合も、局所的な暗黒物質の速度分布は、最適なマクスウェル分布とよく一致しています。暗黒物質の自己相互作用の有無にかかわらずシミュレーションにバリオンを含めると、局所的な暗黒物質の密度が増加し、暗黒物質の速度分布がより高速にシフトします。直接検出の意味を調べるために、シミュレーションから直接得られた暗黒物質のハロー積分を計算し、それらを最適なマクスウェル速度分布から得られたものと比較します。マクスウェル分布は、さまざまな暗黒物質の自己相互作用モデルの結果に大きな違いがなく、ほとんどのハローのハロー積分によく適合することがわかりました。
イオン化された気泡内のライマン アルファ エミッター: 環境とイオン化されたフラクションの制約
| Title |
Lyman-alpha_Emitters_in_Ionized_Bubbles:_Constraining_the_Environment_and_Ionized_Fraction |
| Authors |
A.C._Trapp,_Steven_R._Furlanetto,_Frederick_B._Davies |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06504 |
ライマンアルファエミッター(LAE)は、再電離時代に見えるようにするために大きな電離気泡に囲まれている必要があるため、再電離プロセスの優れたプローブです。大きな電離領域は、過密領域に対応すると考えられており、原始クラスターである可能性があり、初期の大規模構造の興味深いテストベッドとなっています。いくつかのLAEを含む密接な関連付けは、多くの場合、過度に高密度のイオン化された気泡を示していると想定されます。ここでは、高z銀河連合の電離場と密度場を定量化するための最初のフレームワークを開発します。(i)調査フィールドの大規模な密度、(ii)高赤方偏移(z~7)での明るい光源の少数密度によるポアソンノイズ、および(iii)電離の影響の間の相互作用を調査します。LAEの観察に関する割合。ベイジアン統計、単純な再イオン化モデル、およびモンテカルロシミュレーションを使用して、LAE領域の大規模な密度を計算するための以前の研究よりも包括的な方法を構築します。ポアソンノイズが領域の推定密度に強い影響を与えることを発見し、イオン化された割合を推定する方法を示します。次に、これまでに特定された最強の関連性にフレームワークを適用します。(2021)は、z~7のCOSMOSフィールド内の~50,000cMpc^3の体積で14のLAEを発見しました。これは、イオン化またはほぼイオン化された気泡内の2.5シグマの過剰密度である可能性が最も高いことを示しています。また、このLAEの関連付けは、単純な再イオン化モデルのコンテキスト内で、グローバルなイオン化分数がQ=0.60(+0.08,-0.09)であることを意味することも示します。
弱いレンズ効果のピーク統計に対する銀河固有の配列の影響
| Title |
Effects_of_galaxy_intrinsic_alignment_on_weak_lensing_peak_statistics |
| Authors |
Tianyu_Zhang,_Xiangkun_Liu,_Chengliang_Wei,_Guoliang_Li,_Yu_Luo,_Xi_Kang_and_Zuhui_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06761 |
銀河の固有配列(IA)は、弱いレンズ効果(WL)研究における体系化の主要な情報源です。この論文では、半解析的な銀河形成に関する大規模なシミュレーションを使用することにより、WLピーク統計に対するIAの影響を調査します。WLシアー信号とIA信号の両方が含まれる、異なる赤方偏移分布の異なるシミュレートされたソース銀河サンプルが構築されます。次に、これらのサンプルに対して収束再構成とピーク統計が実行されます。私たちの結果は、ピーク存在量に対するIAの影響が主に2つの側面で構成されていることを示しています。1つは、IAから形状ノイズへの追加の寄与です。もう1つは衛星IAからのもので、ホストクラスターからのピーク信号に大きな影響を与える可能性があります。後者は、WLピークに寄与する銀河団の衛星銀河のせん断サンプルに含まれる量に依存するため、ソース銀河の赤方偏移分布に敏感です。衛星IAに特に注意を払い、シミュレーションで人為的に調整して、衛星IAがその強度に与える影響の依存性を分析します。この情報は、WLピーク存在量のモデリングに組み込まれる可能性があり、特に大規模な銀河団から物理的に発生する高いピークの場合、WLピークに由来する宇宙論的制約に関するIA体系を緩和することができます。
ハッブル張力の等値尺度ベースおよび健全な地平線ベースの分析
| Title |
Equality_scale-based_and_sound_horizon-based_analysis_of_the_Hubble_tension |
| Authors |
Zhihuan_Zhou,_Yuhao_Mu,_Gang_Liu,_Lixin_Xu,_Jianbo_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06851 |
物質と放射が等しくなるハッブルの地平線($k^{-1}_{\rm{eq}}$)と最後の散乱面($r_s(z_*)$)での音響の地平線は、$\Lambda$CDMモデルとその拡張。$r_s$の減少は$H_0$の増加によって補償できることはよく知られていますが、同じことが標準定規$k_{\rm{eq}}$にも当てはまります。初期宇宙に余分な放射成分を追加すると、$k_{\rm{eq}}$を減らすことができます。ただし、初期暗黒エネルギー(EDE)の追加は、$k_{\rm{eq}}$を増加させる傾向があります。EDEモデルとWess-ZuminoDarkRadiation(WZDR)モデルの両方で、$k_{\rm{eq}}$および$r_s$ベースの解析を実行します。後者の場合、$r_s$-と$k_{\rm{eq}}$ベースのデータセットの間に$\DeltaH_0=0.4$が見つかり、前者の場合、$\DeltaH_0=1.2$が見つかります。この結果は、2つの標準的な定規($k_{\rm{eq}}$と$r_s$)の適合性において、暗放射シナリオがより一貫していることを示唆しています。予測分析として、\emph{Planck}の最適な$\Lambda$CDMモデルから導出されたモック$k_{\rm{eq}}$事前分布を使用して2つのモデルを適合させます。ベースライン$\Lambda$CDMモデルの最適な$H_0$と比較すると、WZDRモデルでは$\DeltaH_0=1.1$、EDEモデルでは$\DeltaH_0=-2.4$であることがわかります。
機能に戻る: インフレ モデルに関する将来の CMB ミッションの識別力の評価
| Title |
Back_to_the_features:_assessing_the_discriminating_power_of_future_CMB_missions_on_inflationary_models |
| Authors |
Matteo_Braglia,_Xingang_Chen,_Dhiraj_Kumar_Hazra,_Lucas_Pinol |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07028 |
将来の宇宙マイクロ波背景放射(CMB)実験では、CMB偏光場のEモードパターンの非常に正確な測定値が提供されます。Eモード伝達関数の鋭さを考えると、そのような調査は、現在のデータセットに潜んでいる可能性のある原始的な特徴からの高周波信号の強力な検出器になります。最新のPlanckデータへの適合性を高めるが、統計的有意性がわずかである少数のおもちゃモデルを使用して、最先端の予測パイプラインを使用して、次の10年間で原始機能をテストするための有望な見通しを示します。将来の実験では、データからそのような特徴を検出できるようになるだけでなく、モデルを識別し、統計的有意性の高い物理メカニズムを絞り込むことができるようになります。一方、現在測定されているCMBスペクトルの異常が単なる統計的変動である場合、現在のフィーチャの最適な候補はすべて除外されます。いずれにせよ、私たちの結果は、テンソルモードの検出を超えて、原始機能が今後のCMB調査の明確なターゲットであることを示しています。
インフレーション中の超地平線共鳴磁気発生
| Title |
Super-horizon_resonant_magnetogenesis_during_inflation |
| Authors |
Misao_Sasaki,_Valeri_Vardanyan,_Vicharit_Yingcharoenrat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07050 |
インフレーション中に原始電磁場の振幅を大幅に強化するための新しいメカニズムを提案します。既存の提案と同様に、私たちのアイデアは、ゲージ場とインフレトンの共形対称性の破れ結合によるパラメトリック共鳴効果に基づいています。ただし、提案されたシナリオは、以前に研究されたモデルとは大きく異なり、欠点を回避しています。特に、ゲージフィールドが超地平線スケールで指数関数的に増幅される実行可能なシステムを構築し、インフレーションの背景で広く遭遇する磁場エネルギーの劇的な逆反応に基づいて定式化されたノーゴー定理を回避します。生成された磁場のスペクトルを計算し、現在の観測上の制約との互換性を示します。
重力波と暗黒物質の等角モデル: ステータスの更新
新しいSU(2)ゲージグループで拡張された古典的なスケール不変モデルで、初期宇宙の対称性の破れに関連する一次相転移の最新の分析を提示します。過冷却相転移を理解する上での最近の進展を含めて、そのすべての特性を計算し、パラメーター空間を大幅に制約します。次に、この相転移中に生成される重力波スペクトルを予測し、信号対雑音比を計算することにより、このモデルはLISAで十分にテスト可能(および反証可能)であると結論付けます。また、暗黒物質の遺物量の予測も提供します。これは、パラメーター空間のかなり狭い部分での観測と一致しています。これは、相転移後のパーコレーションと再加熱の改善された説明に基づいて、いわゆる過冷却暗黒物質シナリオを除外し、カップリングの実行を含めるためです。最後に、結果の繰り込みスケール依存性に注意を払います。主な結果はくりこみ群の改善された実効ポテンシャルを使用して得られますが、スケールへの依存が定性的だけでなく定量的であることを証明する固定スケール分析も実行します。
ハッブル張力: 歴史的統計分析
ハッブルレマ\^イトレ定数$H_0$(1976年から2019年までの163回の測定)の測定値の統計分析は、観測されたパラメーター測定値に関連する統計的エラーバーが過小評価されていること、または系統誤差が適切に取得されていないことを示しています。考慮に入れる--測定の少なくとも15-20\%で。$H_0$のエラーバーの過小評価が非常に一般的であるという事実は、ハッブル張力として今日正式に知られている値の明らかな不一致を説明するかもしれません.ここでは、この測定サンプルを使用して確率の再調整を実行しました。$x\sigma$偏差は、値の度数における$x_{\rmeq.}\sigma$s偏差と正規分布で実際に等しいことがわかります。ここで、$x_{\rmeq.}=0.83x^{0.62}ドル。したがって、ローカルのセファイド超新星距離ラダーと宇宙マイクロ波背景放射(CMB)データとの間で推定される4.4$\sigma$の張力は、周波数の正規分布の等価条件で実際に2.1$\sigma$の張力です。関連する確率$P(>x_{\rmeq.})=0.036$(28分の1)。これは、主張された6$\sigma$張力の最悪のケースでは2.5$\sigma$の同等の張力まで増加させることができますが、これはランダムな統計的変動として発生する可能性があります。
高速電波バーストでの太陽系規模の干渉法により、サブパーセントの精度で宇宙距離を測定できる
| Title |
Solar_System-scale_interferometry_on_fast_radio_bursts_could_measure_cosmic_distances_with_sub-percent_precision |
| Authors |
Kyle_Boone_and_Matthew_McQuinn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07159 |
距離dにある光源からの光は、波面の曲率のために120(d/100Mpc)^{-1}ナノ秒も異なる時間に100AU離れた検出器に到着します。ギガヘルツの周波数では、到着時間差は、干渉計を使用してナノ秒よりも正確に決定できます。検出器の時空間位置が数センチメートルまで知られている場合、非常に長いベースライン干渉法ベースラインと全地球航法衛星システム(GNSS)地理位置情報が制約される精度に匹敵する場合、ナノ秒のタイミングは競合する宇宙論的制約を可能にします。10AUを超える太陽半径での4つの検出器コンスタレーションは、サブパーセントの精度で個々のソースまでの距離を測定できるため、ハッブル定数などの宇宙論的パラメーターをこの精度で測定できることを示します。FRBは、十分に点状であることが知られている唯一の明るい銀河系外電波源です。銀河散乱は、5GHz未満でタイミング精度を制限しますが、より高い周波数では、精度は分散を除去することによって設定されます。さらに、100AUを超えるベースラインの場合、Shapiroの時間遅延によって精度が制限されますが、その影響は2つの追加の検出器できれいにすることができます。検出器の位置に約1cmの不確実性をもたらす加速度(太陽の放射照度、塵の衝突、ガス抵抗の変動による)は、毎週のGNSSのような三辺測量で補正できます。小惑星からの重力加速度は、より長い時間スケールで発生するため、正確な加速度計を備えたセットアップと、遠くのFRBから離れた時空検出器の位置を調整することでも十分な場合があります。提案された干渉計は、銀河パルサーの電波放射領域も解決し、太陽系外層の質量分布を制限し、約0.01～100マイクロHzの重力波に対する興味深い感度に到達します。
将来の高速電波バースト観測で暗黒エネルギーと暗黒物質の相互作用を探る
| Title |
Probing_the_interaction_between_dark_energy_and_dark_matter_with_future_fast_radio_burst_observations |
| Authors |
Ze-Wei_Zhao,_Ling-Feng_Wang,_Ji-Guo_Zhang,_Jing-Fei_Zhang,_Xin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07162 |
相互作用する暗黒エネルギー(IDE)シナリオは、暗黒エネルギーと冷たい暗黒物質の間に直接的な相互作用が存在することを前提としていますが、この相互作用は現在のデータによって厳密に制約されることは困難です。この相互作用を正確に測定するための新しい宇宙探査機を見つけることで、暗黒エネルギーと暗黒物質の理解が深まる可能性があります。高速電波バースト(FRB)は、将来の電波望遠鏡で多数観測されるため、有望な低赤方偏移宇宙探査機になる可能性があります。この作業では、4つの現象論的IDEモデルで無次元結合パラメーター$\beta$を制約する将来のFRBの機能を調査します。暗黒エネルギーのエネルギー密度に比例する相互作用を持つIDEモデルでは、約$10^5$のFRBデータが、現在の宇宙マイクロ波背景データよりも厳しい$\beta$の制約を与えることができます。すべてのIDEモデルで、約$10^6$のFRBデータは、$\beta$の絶対誤差を$0.10$未満に抑えることができ、たった1つの宇宙探査機で$\beta$を正確に測定する方法を提供します。相互作用項の再構成は、FRBデータが相互作用の赤方偏移の進化を制約するのに役立つことも示しています。
| Title |
KiDS-Legacy_calibration:_unifying_shear_and_redshift_calibration_with_the_SKiLLS_multi-band_image_simulations |
| Authors |
Shun-Sheng_Li,_Konrad_Kuijken,_Henk_Hoekstra,_Lance_Miller,_Catherine_Heymans,_Hendrik_Hildebrandt,_Jan_Luca_van_den_Busch,_Angus_H._Wright,_Mijin_Yoon,_Maciej_Bilicki,_Mat\'ias_Bravo_and_Claudia_del_P._Lagos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07163 |
SKiLLSは、KiDS-Legacy分析用のマルチバンド画像シミュレーションのスイートであり、完全なKilo-DegreeSurveyの弱いレンズ分析です。結果として得られるカタログは、ジョイントシアと赤方偏移のキャリブレーションを可能にし、リアリズムを強化し、以前の取り組みよりも精度を高めます。忠実な特性を備えた十分な深さのシミュレートされた銀河を大量に作成するために、宇宙シミュレーションと高品質の画像観測を統合します。また、点像分布関数(PSF)をCCD画像間で異なるようにすることで、シミュレートされた画像のリアリズムを向上させます。これには、星の密度の変化やポインティング間のノイズレベルの変化が含まれます。現実的な可変せん断場を使用して、さまざまな赤方偏移での混合システムの影響を説明します。全体的な補正はわずかですが、ブレンディングのみの可変せん断シミュレーションで明確な赤方偏移バイアス相関が見られ、この高次ブレンディング効果の重要な影響が示されています。また、PSFモデリングエラーの影響を調査し、せん断バイアスに対する小さいながらも顕著な影響を見つけます。最後に、入力銀河の特性を変更するなど、一連の感度テストを実施します。私たちの基準形状測定アルゴリズムであるlensfitは、KiDSを使用したレンズ分析の要件内で堅牢であると結論付けています。より厳しい要件を持つ将来の弱いレンズ効果の調査に関しては、異なる赤方偏移でのブレンドの影響を理解し、PSFモデリングアルゴリズムを改善し、形状測定方法を開発して銀河の特性の影響を受けにくくするためのさらなる投資を提案します。
アインシュタイン リングを使用した視線方向せん断の測定: 概念実証
| Title |
Measuring_line-of-sight_shear_with_Einstein_rings:_a_proof_of_concept |
| Authors |
Natalie_B._Hogg,_Pierre_Fleury,_Julien_Larena,_Matteo_Martinelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07210 |
強い重力レンズによる視線効果は、長い間厄介なものとして扱われてきました。しかし、レンズモデルパラメータで縮退していない場合、視線シアーはそれ自体で宇宙論的な観測量である可能性があることが最近提案されました。フルーリーらによって導入された形式主義を使用します。（2021a）では、最初に、単純なシミュレートされた強力なレンズ効果の画像からパーセント精度で視線のずれを正確に測定できることを示しています。次に、分析をより複雑なシミュレートされた画像に拡張し、不十分なフィッティングモデルを使用した場合の視線のせん断の回復をストレステストし、精度を犠牲にしても、レンズモデルパラメーターによる縮退から逃れることを発見しました。最後に、多くの視線方向暗黒物質のハローが存在する場合に生成された画像をシミュレートしてフィッティングすることにより、潮汐近似の有効性を確認し、潮汐近似の明示的な違反が必ずしも線の測定を妨げるわけではないことを発見しました。視界せん断。
超低質量星と褐色矮星周辺の惑星形成の第一歩
褐色矮星と超低質量星は、私たちの銀河系の星のかなりの割合を占めており、低温と密度の極限状態での惑星形成を調査する興味深い実験室です。さらに、これらの円盤での惑星形成の最初の段階では、粒子の塵の放射状ドリフトが克服するのがより困難な障壁になると予想されます。BDとVLMSの周りのいくつかの原始惑星系円盤のALMA高角度分解能観測は、太陽のような星の周りの円盤のような下部構造を示しました。このような観測は、ディスクに埋め込まれた巨大な惑星が、観測された下部構造の起源である可能性が最も高いことを示唆しています。ただし、このタイプの惑星は、これまでにすべての星の周りで確認されている系外惑星の2%未満であり、異なるコア降着モデル(小石または微惑星降着のいずれか)によって形成することは困難です。ALMAとJWSTを使用したBDとVLMS周辺の円盤の詳細な観測は、これらの天体の主な特性(円盤のサイズや質量など)の理解に大きな進歩をもたらします。これらの環境で形成される可能性のある惑星への影響。
| Title |
Light_curves_of_transneptunian_objects_from_the_K2_mission_of_the_Kepler_Space_Telescope |
| Authors |
Vikt\'oria_Kecskem\'ethy,_Csaba_Kiss,_R\'obert_Szak\'ats,_Andr\'as_P\'al,_Gyula_M._Szab\'o,_L\'aszl\'o_Moln\'ar,_Kriszti\'an_S\'arneczky,_J\'ozsef_Vink\'o,_R\'obert_Szab\'o,_G\'abor_Marton,_Anik\'o_Farkas-Tak\'acs,_Csilla_E._Kalup,_L\'aszl\'o_L._Kiss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06571 |
ケプラー宇宙望遠鏡のK2ミッションにより、太陽系全体の小さな太陽系天体の光度曲線を観測することができました。この論文では、キャンペーンC03(2014年11月-2015年2月)からC19(2018年8月-9月)までのK2太陽系外縁天体観測のコレクションの結果を提示します。これには66のターゲットが含まれます。ターゲットがかすかであるため、光曲線期間の検出可能率は$\sim$56%であり、ヒルダスや木星のトロイの木馬のような他の小さな体の集団の場合よりも著しく低くなります。37のターゲットについて、許容できる信頼度でライトカーブ期間を取得することができました。これらのケースの大部分は、新しい識別です。他の29のターゲットについて、光度曲線の振幅の上限を設定することができました。新たに検出された光度曲線の周期のいくつかは$\sim$24時間より長く、多くの場合$\sim$80時間に近い、つまり、これらのターゲットは遅い回転子です。ゆっくりと回転する天体のこの相対的な存在量は、K2ミッションでヒルダス、木星のトロヤ群、ケンタウロスの間で観測されたもの、およびTESS宇宙望遠鏡で測定されたメインベルトの小惑星の間で観測されたものと同様です。海王星横断天体は、大きなサイズ(D$\gtrsim$300km)で、大きなメインベルトの小惑星に見られるものよりも著しく高い光度曲線の振幅を示します。それらの内側の太陽系の対応物。
TOI-561 b: 金属の少ない星の周りの低密度超短周期の「ロッキー」惑星
| Title |
TOI-561_b:_A_Low_Density_Ultra-Short_Period_"Rocky"_Planet_around_a_Metal-Poor_Star |
| Authors |
Casey_Brinkman,_Lauren_M._Weiss,_Fei_Dai,_Daniel_Huber,_Edwin_S._Kite,_Diana_Valencia,_Jacob_L._Bean,_Corey_Beard,_Aida_Behmard,_Sarah_Blunt,_Madison_Brady,_Benjamin_Fulton,_Steven_Giacalone,_Andrew_W._Howard,_Howard_Isaacson,_David_Kasper,_Jack_Lubin,_Mason_MacDougall,_Joseph_M._Akana_Murphy,_Mykhalo_Plotnykov,_Alex_S._Polanski,_Malena_Rice,_Andreas_Seifahrt,_Gudmundur_Stefansson,_Julian_Sturmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06665 |
TOI-561は、半径1.37R$_{\oplus}$の超短周期(0.45日軌道)の惑星をホストする銀河の厚い円盤星であり、最も金属の少ない([Fe/H]=-0.41)および地球サイズの惑星が発見された最も古い($\sim$10Gyr)サイト。Gemini-N/MAROON-XとKeck/HIRESからの新しい同時動径速度測定(RV)を提示します。これを文献のRVと組み合わせて、M$_{b}$=2.24$\pm$0.20M$の質量を導き出しました。_{\oplus}$.また、TESS測光の2つの新しいセクターを使用して半径の決定を改善し、R$_{b}$=$1.37\pm0.04R_\oplus$を見つけ、TOI-561bが最も密度の低いスーパーアースの1つであることを確認しました現在までの測定値($\rho_b$=4.8$\pm$0.5g/cm$^{3}$)。この密度は、主星の鉄と岩を構成する元素の存在量を反映した、鉄の少ない岩の組成と一致しています。ただし、それは揮発性のエンベロープを持つ低密度の惑星とも一致しています。惑星の平衡温度($\sim$2300K)は、このエンベロープが水蒸気、二酸化炭素、ケイ酸塩蒸気などの平均分子量の大きい種で構成されている可能性が高く、原始的ではない可能性が高いことを示唆しています。また、組成の決定は恒星パラメータの選択に敏感であり、TOI-561bがむき出しの岩石惑星なのか、光学的に薄い大気を持つ岩石惑星なのか、それともまれな例なのかを判断するには、さらなる測定が必要であることも示しています。半径が1.5R$_{\oplus}$より小さい惑星の非原始エンベロープ。
超高温ガス巨星 WASP-76b および WASP-121b の大気中のバリウムの検出
| Title |
Detection_of_barium_in_the_atmospheres_of_the_ultra-hot_gas_giants_WASP-76b_and_WASP-121b |
| Authors |
T._Azevedo_Silva_(1_and_2),_O._D._S._Demangeon_(1_and_2),_N._C._Santos_(1_and_2),_R._Allart_(3_and_4),_F._Borsa_(5),_E._Cristo_(1_and_2),_E._Esparza-Borges_(6_and_7),_J._V._Seidel_(8),_E._Palle_(9),_S._G._Sousa_(1),_H._M._Tabernero_(10),_M._R._Zapatero_Osorio_(10),_S._Cristiani_(11),_F._Pepe_(4),_R._Rebolo_(6_and_7),_V._Adibekyan_(1_and_2),_Y._Alibert_(12),_S._C._C._Barros_(1_and_2),_F._Bouchy_(4),_V._Bourrier_(4),_G._Lo_Curto_(8),_P._Di_Marcantonio_(11),_V._D'Odorico_(11_and_13_and_14),_D._Ehrenreich_(4_and_15),_P._Figueira_(4_and_1),_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez_(6_and_16),_C._Lovis_(4),_C._J._A._P._Martins_(1_and_17),_A._Mehner_(8),_G._Micela_(18),_P._Molaro_(11_and_19),_D._Mounzer_(4),_N._J._Nunes_(20_and_21),_A._Sozzetti_(22),_A._Su\'arez_Mascare\~no_(6_and_7),_S._Udry_(4)_((1)_Instituto_de_Astrof\'isica_e_Ci\^encias_do_Espa\c{c}o,_Universidade_do_Porto,_CAUP_Porto,_Portugal,_(2)_Departamento_de_F\'isica_e_Astronomia,_Faculdade_de_Ci\^encias,_Universidade_do_Porto,_Porto,_Portugal,_(3)_Department_of_Physics,_and_Institute_for_Research_on_Exoplanets,_Universit\'e_de_Montr\'eal,_Montr\'eal,_Canada,_(4)_Observatoire_astronomique_de_l'Universit\'e_de_Gen\`eve,_Versoix,_Switzerland,_(5)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Brera,_Merate,_Italy,_(6)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias_(IAC),_Tenerife,_Spain,_(7)_Departamento_de_Astrof\'isica,_Universidad_de_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(8)_European_Southern_Observatory,_Vitacura,_Regi\'on_Metropolitana,_Chile,_(9)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_L\'actea,_Spain,_(10)_Centro_de_Astrobiolog\'ia_(CSIC-INTA),_Madrid,_Spain,_(11)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Trieste,_Trieste,_Italy,_(12)_Physikalisches_Institut,_University_of_Bern,_Bern,_Switzerland,_(13)_Scuola_Normale_Superiore,_Pisa,_Italy,_(14)_Institute_for_Fundamental_Physics_of_the_Universe,_Trieste,_Italy,_(15)_Centre_Vie_dans_l'Univers,_Facult\'e_des_sciences_de_l'Universit\'e_de_Gen\`eve,_Geneva,_Switzerland,_(16)_Universidad_de_La_Laguna_(ULL),_Departamento_de_Astrof\'isica,_Tenerife,_Spain,_(17)_Centro_de_Astrof\'isica_da_Universidade_do_Porto,_Porto,_Portugal,_(18)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Palermo,_Palermo,_Italy,_(19)_Institute_for_Fundamental_Physics_of_the_Universe,_Miramare,_Trieste,_Italy,_(20)_Instituto_de_Astrof\'isica_e_Ci\^encias_do_Espa\c{c}o,_Faculdade_de_Ci\^encias_da_Universidade_de_Lisboa,_(21)_Departamento_de_F\'isica,_Faculdade_de_Ci\^encias_da_Universidade_de_Lisboa,_Lisboa,_Portugal,_(22)_INAF_-_Osservatorio_Astrofisico_di_Torino,_Pino_Torinese_(TO),_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06892 |
超高温木星の高解像度分光研究は、太陽系外惑星の大気を理解する上で重要な役割を果たしてきました。これらの巨大惑星の大気を観察することで、その形成と進化の環境に関する新しい研究の基礎を築きながら、大気の組成とダイナミクスを直接制約することができます。最もよく研究されている超高温木星の2つはWASP-76bとWASP-121bであり、複数の化学種が検出され、それらの大気力学の強力な特徴があります。超大型望遠鏡でESPRESSOを使用して撮影されたトランジット観測を再分析し、追加の種を検出することによって、これら2つの例外的な超高温木星を新たに調べます。2つのターゲットの惑星スペクトルを抽出するために、テルル吸収を補正し、恒星スペクトルの寄与を除去しました。次に、超高温木星用に特別に設計された新しい合成テンプレートを相互相関技術と組み合わせて活用し、以前の分析では検出されなかった種を明らかにしました。WASP-76bとWASP-121bの既知の大気組成にBa+の新しい検出を追加します。これは、系外惑星大気でこれまでに検出された最も重い種であり、CoとSr+の追加の新しい検出と、WASP-121bのTi+の暫定的な検出があります。.また、WASP-76bとWASP-121bの両方でCa+、Cr、Fe、H、Li、Mg、Mn、Na、およびVの存在を確認し、後者にはCa、Fe+、およびNiを追加しました。最後に、WASP-121b上のCa+の明確な非対称吸収特性も確認します。これは、より青色の波長で過剰な吸収があり、ロシュローブを超える有効な惑星半径です。これは、信号が惑星大気の脱出から発生する可能性があることを示しています。
天の川の豊富な生命のプローブとして地球外惑星から放出された固体粒子
| Title |
Solid_grains_ejected_from_terrestrial_exoplanets_as_a_probe_of_the_abundance_of_life_in_the_Milky_Way |
| Authors |
Tomonori_Totani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07084 |
太陽系外のバイオシグネチャーを探すことは、地球上の生命とその起源を理解する上で重要です。系外惑星の天体観測はそのような痕跡を見つけるかもしれませんが、系外惑星の大気のリモートセンシングによる生命の明確な検出を主張することは困難であり、不可能かもしれません.ここでは、別のアプローチが考えられています。それは、天の川銀河の居住可能な系外惑星から小惑星の衝突によって放出された粒子を収集し、太陽系に移動することです。この目的に最適な粒子サイズは約1$\mu$mであり、そのような粒子は毎年地球上に約$10^5$降着すると予想されます。これらの粒子は、将来の技術開発に応じて、宇宙に配置された検出器によって収集されるか、南極の氷または深海の堆積物から抽出される可能性があります。近い将来、これはおそらく人類が生体物質を直接サンプリングすることによって太陽系外のバイオシグネチャーを検索する唯一の方法です。
JWST中間赤外線イメージングにおける星形成銀河からのPAH放出 レンズクラスターSMACS J0723.3$-$7327
| Title |
PAH_emission_from_star-forming_galaxies_in_JWST_mid-infrared_imaging_of_the_lensing_cluster_SMACS_J0723.3$-$7327 |
| Authors |
Danial_Langeroodi_and_Jens_Hjorth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06482 |
星形成銀河(SFG)の中赤外スペクトルは、3$-$20$\mu$mでの特徴的な広いPAH放出特徴によって特徴付けられる。これらの特徴は赤方偏移であるため、特定の中赤外波長でフラックスを支配すると予測され、広帯域測光において実質的な赤方偏移に依存する色変動をもたらします。初めてのJWSTの出現により、通常のSFGに対するこの効果の研究が可能になります。スペクトルエネルギー分布テンプレートに基づいて、SFG色の赤方偏移依存性を説明する中間赤外線(4.4、7.7、10、15、および18$\mu$m)の色-色図でトラックを提示します。さらに、宇宙の星形成履歴と星形成率関数を使用してこれらのトラックを配置することにより、シミュレートされたカラー-カラー図を提示します。赤方偏移に応じて、SFGはカラー-カラーダイアグラムで数桁際立っていることがわかります。レンズ銀河団SMACSJ0723.3$-$7327に向かうフィールドのJWSTEarlyReleaseObservationsで検出された銀河について、この効果の最初の観測的実証を提供します。検出された銀河の分布はシミュレーションと一致していますが、その数はレンズ効果によって大幅に増加しています。すべてのバンドで検出された最大の分光学的赤方偏移を持つPAHエミッターは、$z=1.45$にある多重画像銀河です。また、$z=0.38$にある1つのセイファート銀河を除いて、PAH放射を示さないクラスターメンバーもかなりの数あります。将来のより広い視野での観測により、中赤外線の色-色図がさらに作成され、典型的なSFGの進化についての洞察が得られます。
MUSE による NGC 2915 の形成の解明: 無秩序なガス環境に埋め込まれた逆回転する恒星円盤
| Title |
Unveiling_the_Formation_of_NGC_2915_with_MUSE:_A_Counterrotating_Stellar_Disk_Embedded_in_a_Disordered_Gaseous_Environment |
| Authors |
Yimeng_Tang,_Bojun_Tao,_Hong-Xin_Zhang,_Guangwen_Chen,_Yulong_Gao,_Zesen_Lin,_Yao_Yao,_Yong_Shi,_and_Xu_Kong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06485 |
NGC2915は、その光学的外観に基づいて孤立した青色コンパクト矮星として分類されるユニークな近くの銀河ですが、顕著なSd型の渦状腕を持つ非常に拡張されたHIガスディスクを持っています。NGC2915のスターバーストを誘発するミステリーを明らかにするために、中央キロパーセクの星形成領域をカバーする深いVLT/MUSE積分場分光観測の包括的な分析を行います。バースト星形成のエピソードが中央地域のさまざまな場所で繰り返されており、最新のものは約50マイル前にピークに達したことがわかりました。爆発的な星の形成は、イオン化されたガスの運動学を著しく乱しましたが、中性原子ガスはそうではありませんでした。古典的な線比診断図に基づくと、活動銀河核の証拠は見つかっていません。イオン化されたガスの金属量には、正の半径方向勾配があり、これは、いくつかの個々のHII領域に基づく以前の研究を裏付けており、星のフィードバック駆動の流出と金属の少ないガスの流入の両方に起因する可能性があります。金属の少ないガスの流入/流入の証拠には、異なる金属量のガス雲間の高速衝突、局所的なガスの金属量の低下、ガスと星の間の異常に小さな金属量の違いの発見が含まれます。中央の恒星円盤は、拡張されたHI円盤に対して反対方向に回転しているように見えます。これは、爆発的な星形成の最近のエピソードが、外部から降着したガスによって維持されていることを意味します。
雨の可能性のある曇り: 冷たい雲の降着ブレーキ
低温ガスの生存、成長、ダイナミクスを理解することは、銀河形成の基本です。風の中のそのような冷たいガスを研究する「風洞」シミュレーションに関する多くの作業がありましたが、重力下でのこのガスの落下は少なくとも同等に重要であり、冷たいガスは決して同伴できないため、根本的に異なります.代わりに、速度せん断が増加し、容赦なく残ります。これらの雲が成長している場合、ラム圧力抗力を支配する低運動量ガスの降着による抗力を経験する可能性があります。これは、観測に沿って、サブビリアル終末速度につながります。乱流放射混合層に基づく単純な解析理論と予測を開発します。これらのスケーリングを3D流体力学シミュレーションで、人工的な一定の背景と、より現実的な成層化された背景の両方でテストします。落下するガスの生存基準は風よりも厳しく、雲が破壊されるよりも速く成長する必要があることがわかりました($t_{\rmgrow}<4\,t_{\rmcc}$)。これは臨界圧力に変換でき、天の川のような条件では$P\sim3000{\rmk}_B{\rmK}\,{\rmcm}^{-3}$です。平面幾何学の線形熱不安定性($t_{\rmcool}/t_{\rmff}<1$)を介して形成される冷たいガスは、生存しきい値を満たします。成層環境では、より大きな雲は、冷却が有効になるまで落下を乗り切るだけで済みます。銀河団の高速雲とフィラメントへの応用について議論します。
M51 の新星: マルチエポック HST データからの新しい、はるかに高いレート
| Title |
Novae_in_M51:_a_New,_Much_Higher_Rate_from_Multi-epoch_HST_Data |
| Authors |
Shifra_Mandel,_Michael_M._Shara,_David_Zurek,_Charlie_Conroy_and_Pieter_van_Dokkum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06503 |
さまざまな種類の銀河での新星噴火の速度を正確に決定することで、それらの銀河の根底にある白色矮星と連星の集団、およびそれらの星の空間分布に強い制約が与えられます。2016年までは、外銀河の地上調査に固有の制限(および天の川銀河での塵の絶滅)が、これらの速度の決定と、異なる種類の銀河間でどれだけ異なるかを決定することを著しく妨げていました。赤外線銀河調査とハッブル宇宙望遠鏡(HST)ベースの調査は、これらの制限を克服しており、以前に主張されていたものと比較して、銀河内の新星率が急激に増加しています。ここでは、大質量渦巻銀河M51(「渦巻銀河」)の1年間にわたるHSTサーベイ中に偶然に観測された14個の新星候補を紹介します。観測された新星光度曲線に基づくシミュレーションを使用して、HST調査の不完全性を前例のない詳細でモデル化し、新星検出効率$\epsilon=20.3$パーセントを決定します。$\epsilon$と組み合わされたこの調査のM51領域範囲は、保守的なM51新星率$172^{+46}_{-37}$novaeyr$^{-1}$を示し、光度固有の新星率に対応します。$\sim10.4^{+2.8}_{-2.2}$novaeyr$^{-1}$/$10^{10}L_{\odot,K}$の(LSNR)。これらの割合は両方とも、地上での研究によって推定されたものよりも約1桁高く、低ケイデンスの地上調査によって決定されたすべてのタイプの銀河で普遍的に低い新星発生率という主張と矛盾しています。彼らは、理論モデルに反して、巨大楕円銀河(M87)と巨大渦巻銀河(M51)のHSTで決定されたLSNRが1桁以上異なる可能性はなく、実際には非常に類似している可能性があることを示しています。
JWST の PEARLS: ACT-CL J0102$-$4915 の新しいレンズ モデル、「EL ゴルド」、および JWST
によって発見された宇宙距離にある最初の赤い超巨星
| Title |
JWST's_PEARLS:_a_new_lens_model_for_ACT-CL_J0102$-$4915,_"EL_Gordo'',_and_the_first_red_supergiant_star_at_cosmological_distances_discovered_by_JWST |
| Authors |
Jose_M._Diego,_Ashish_K._Meena,_Nathan_J._Adams,_Tom_Broadhurst,_Liang_Dai,_Dan_Coe,_Brenda_Frye,_Patrick_Kelly,_Anton_M._Koekemoer,_Massimo_Pascale,_S._P._Willner,_Erik_Zackrisson,_Adi_Zitrin,_Rogier_A._Windhorst,_Seth_H._Cohen,_Rolf_A._Jansen,_Jake_Summers,_Scott_Tompkins,_Christopher_J._Conselice,_Simon_P._Driver,_Haojing_Yan,_Norman_Grogin,_Madeline_A._Marshall,_Nor_Pirzkal,_Aaron_Robotham,_Russell_E._Ryan,_Jr.,_Christopher_N._A._Willmer,_Larry_D._Bradley,_Gabriel_Caminha,_Karina_Caputi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06514 |
大規模な衝突クラスターエルゴルドに関する最初のJWSTデータは、多重レンズ画像の23の既知のファミリーを確認し、これらのファミリーの8つの新しいメンバーを識別します。MUSEによって分光学的に確認されたこれらのファミリーに基づいて、初期のレンズモデルを導出しました。このモデルは、多重レンズ銀河の37の追加ファミリーの識別を導きました。そのうち28はまったく新しいシステムであり、9は以前に知られていました。最初のレンズモデルは、37の新しいシステムの幾何学的赤方偏移を決定しました。幾何学的赤方偏移は、分光赤方偏移または測光赤方偏移が利用可能な場合、かなりよく一致します。幾何学的な赤方偏移は、赤方偏移の範囲$2<z<6$にわたる多重レンズ銀河の60ファミリーすべてを含む2つの追加モデルを可能にします。導出された暗黒物質の分布は、以前の研究で見つかった質量の二重ピーク構成を確認し、南と北の塊が同様の質量を持っています。エルゴルドは、$z>0.8$で最も大規模な知られているクラスターであり、標準的な宇宙論モデルで許容される最大質量に近い推定ビリアル質量を持っていることを確認します。JWST画像は、小さなレンズ歪みを生成する小質量摂動体の存在も明らかにしています。これらの最小のものは、$z=0.87$の矮小銀河であると一致し、推定質量は$3.8\times10^9$~\Msolであり、$z>0.5$で見つかった最小の下部構造になっています。JWST画像には、複数のコースティッククロッシングイベントの候補も示されています。そのうちの1つは、臨界曲線の予想される位置で高い有意性で検出され、$z=2.1878$にある赤い超巨星である可能性があります。これは、宇宙論的距離で発見された最初の赤色超巨星です。クラスターレンズは、$z>6$で背景オブジェクトを拡大し、同様のサイズの空白のフィールドよりも多くのオブジェクトを表示する必要がありますが、そのようなオブジェクトが不足しているようです。
スターバースト後の銀河はコンパクトな分子ガス貯留層をホストしていますか?
私たちは、局所宇宙の8つのガスに富んだスターバースト後の銀河(PSB)の高解像度(最大$\sim$0.2")のALMACO(2-1)および1.3mmのダスト連続体データを分析しました。Smercinaetal.(2022)によって研究された.6つのPSB内の分子ガスの非常にコンパクトな(つまり、未解決の)貯留層の検出を報告しているこの研究とは対照的に、私たちの可視平面分析は、$0.8_{-0.4}^{+0.9}$kpcの有効半径($R_\mathrm{e,CO}$)を持つ8つのPSBはすべて、通常、核周囲および拡張ディスクスケールの両方で気体成分で構成されています。、ガスが豊富なPSBのCOサイズは、星のサイズに対してコンパクトであることがわかります（中央値比$=0.43_{-0.21}^{+0.27}$）が、に見られるガスディスクのサイズに匹敵します局部発光赤外線銀河(LIRG)と初期型銀河.また、ガスに富むPSBのCO対星のサイズ比は、ガス枯渇時間scと相関する可能性があることもわかりました。進化の観点から、それらをLIRGと初期型銀河の間の移行天体として位置付けています。最後に、観測されたPSBの星形成効率は、Kennicutt-Schmidt関係にある星形成銀河の星形成効率と一致しており、乱流加熱による星形成の抑制の兆候は見られません。
マゼランエッジ調査 IV. SMC 周辺の複雑な潮汐破片
| Title |
The_Magellanic_Edges_Survey_IV._Complex_tidal_debris_in_the_SMC_outskirts |
| Authors |
L._R._Cullinane,_A._D._Mackey,_G._S._Da_Costa,_S._E._Koposov,_D._Erkal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06657 |
マゼランエッジサーベイ(MagES)からのデータをガイアEDR3と組み合わせて使用して、小マゼラン雲(SMC)の最南端の郊外を研究し、地球を包み込む長い腕のような構造の東端にあるフィールドに焦点を当てています。大マゼラン雲(LMC)の南端。摂動したLMCディスク材料で構成されていると考えられているこの構造の残りの部分とは異なり、フィールドの集合特性はSMCとの明確な関係を示しています。フィールド内に2つの恒星集団の証拠が見つかりました。1つは主なSMC天体の周辺と一致する特性を持ち、もう1つは著しく摂動しています。摂動した集団は、平均で〜0.2dexより多くの金属が豊富であり、LMCの方向に広く〜230km/sのSMC中心に対する総空間速度で支配的な集団の前に〜7kpcに位置しています。この乱れた集団の起源の可能性を推測しますが、その中で最ももっともらしいのは、最近LMCとの相互作用によって潮汐で剥ぎ取られた内側のSMCからの破片で構成されていることです。
彫刻家矮星銀河における星の近赤外化学量
| Title |
Near-infrared_Chemical_Abundances_of_Stars_in_the_Sculptor_Dwarf_Galaxy |
| Authors |
Baitian_Tang,_Jiajun_Zhang,_Zhiqiang_Yan,_Zhiyu_Zhang,_Leticia_Carigi,_and_Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06731 |
天の川銀河(MW)の主要な下部構造が最近特定されたため、天文学界は、溶解して存在する矮小銀河の重要性を再評価し始めています。この作業では、Sculptor矮小銀河(Scl)の43の巨大な星の最大13の元素を、高い信号対雑音比の近赤外APOGEEスペクトルを使用して調査します。近赤外線の強い特徴線のおかげで、高解像度のO、Si、およびAlの存在量が、Sclで初めて、サンプル星のこのような大規模なグループで決定されました。Scl、射手座、およびMWの星の[$\alpha$/Fe](つまり、O、Mg、Si、Ca、およびTi)を比較することにより、質量の小さい銀河ほど[$\アルファ$/Fe]。Sclの低い[Al/Fe]($\sim-0.5$)は、(MWフィールドスターから)矮小銀河で生まれた星を識別するための信頼できる弁別器であることを証明しています。化学進化モデルは、Sclが高質量IMFパワーインデックス$\sim-2.7$、および$\sim100$Myrの最小SNIa遅延時間を持つトップライト初期質量関数(IMF)を持っていることを示唆しています。さらに、線形回帰分析は、[Mg/Fe]および[Ca/Fe]の半径方向の負の金属量勾配と正の半径方向勾配を示し、定性的に外部情報のシナリオと一致します。
分解されたスケールでの NGC 628 の最近の星形成の歴史
星形成の歴史(SFH)は、銀河の進化を理解する上で不可欠です。それぞれが異なるタイムスケールをプローブするため、異なるトレーサーを使用して計算された星形成率（SFR）を比較することにより、最近のSFHを調べることができます。現在のSFRの変化率dSFR/dtのプロキシを調整することを目指しています。これは、完全なスペクトルエネルギー分布(SED)モデリングを必要とせず、可能な限り少ない観測量に依存して、その幅広い適用性を保証します。これを達成するために、CIGALEで一連のモデルを作成し、H$\alpha$-FUVカラー。<SFR5>/<SFR200>を近くの渦巻きNGC628に適用すると、その星形成活動は最近全体的に減少していることがわかりますが、渦巻き腕はより高いレベルの活動を維持しています。星形成効率（SFE$_\text{H$_2$}$）よりも＜SFR5＞/＜SFR200＞の方がスパイラルアーム構造の影響が大きいことが観測されています。さらに、円盤圧力の増加は、最近の星形成を増加させる傾向があり、結果的に<SFR5>/<SFR200>になります。<SFR5>/<SFR200>は、分子ガスの含有量、スパイラルアーム構造、およびディスク圧力に敏感であると結論付けています。<SFR5>/<SFR200>指標は一般的なものであり、H$\alpha$、FUV、中赤外または遠赤外測光が利用可能な任意の星形成銀河の最近のSFHを再構築するために使用できます。詳細なモデリングの必要性。
不均一なスターバーストコアから放出される高温銀河風のダイナミクス
| Title |
Dynamics_of_hot_galactic_winds_launched_from_non-uniform_starburst_cores |
| Authors |
Dustin_D._Nguyen,_Todd_A._Thompson,_Evan_E._Schneider,_Sebastian_Lopez,_Laura_A._Lopez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07193 |
Chevalier1985(CC85)の銀河風モデルは、スターバースト銀河核内の$\textit{uniform}$エネルギーと質量注入を仮定しています。ただし、核星団、バルジ、および星形成の結び目の構造は、本質的に不均一です。$\Delta=0$,1/2,1,3/2、および2.CC85モデル($\Delta=0$)とは対照的に、特異な等温球のプロファイル($\Delta=2$)に対して、中心でゼロ速度を予測する場合、流れが維持されることがわかります。a$\textit{constant}$ボリューム全体で$\mathcal{M}=\sqrt{3/5}\simeq0.77$のマッハ数。高速内部フローは$v_{r<R}=(\dot{E}_T/3\dot{M}_T)^{1/2}\simeq0.41\,v_\infty$のようになります。ここで、$v_\infty$は漸近速度で、$\dot{E}_T$と$\dot{M}_T$は総エネルギーと質量注入率です。$v_\infty\simeq2000\,\mathrm{km\,s^{-1}}$,$v_{r<R}\simeq820\,\mathrm{km\,s^{-1}}$風駆動地域全体。不均一なモデルの温度と密度のプロファイルは、スターバースト核の空間的に分解されたマップを解釈するために重要かもしれません。CC85モデルと$\Delta=2$モデルを対比するために、速度分解スペクトルを計算します。XRISMなどの次世代X線宇宙望遠鏡は、これらの運動学的予測を評価する可能性があります。
後期型銀河の分光観測に含まれるハローの性質に関する情報
| Title |
The_information_on_halo_properties_contained_in_spectroscopic_observations_of_late-type_galaxies |
| Authors |
Tariq_Yasin,_Harry_Desmond,_Julien_Devriendt_and_Adrianne_Slyz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07230 |
回転曲線は後期型銀河周辺の暗黒物質分布の重要な観測結果です。ハローモデルのコンテキストでは、ハローパラメーターに対する制約の精度は、測定値のプロパティと銀河自体のプロパティの複雑な関数です。今後の調査では、回転曲線をさまざまな精度で解決するか、HI線幅での統合効果を測定します。ハロー特性を制約するための関連量の相対的な重要性を確認するために、情報量のない事前分布からの運動学に基づく事後分布のカルバック・ライブラー発散によって定量化されたハローの質量と濃度に関する情報を調べます。この発散は、さまざまな種類の分光観測、測定の特性、銀河の特性、およびバリオン成分に関する補助的な観測データの関数として計算されます。SPARCサンプルを使用すると、完全な回転曲線への適合は、銀河間の情報ゲインに1～11ビットの大きな変動を示すことがわかります。この範囲は、2000分の1より小さい係数と比較して、2分の1だけ小さい平らな後部への前の縮小との差に相当します。これは主に、データポイントの数とSPARC銀河間の速度の不確実性の大きさの大きな違いによって引き起こされます。銀河の性質のうち、暗黒物質優勢の程度だけが重要です。また、プローブされた最小HI表面密度の相対的な重要性と、内側のハロー斜面の拘束力に対する速度の不確実性のサイズを研究し、後者がより重要であることを発見しました。銀河の暗黒物質分布を制限することを目的とした銀河調査の戦略を最適化するためのこれらの結果の意味を詳しく説明し、最も重要な要素として分光学的精度を強調します。
ASAS-SN 明るい超新星カタログ -- V. 2018-2020
| Title |
The_ASAS-SN_Bright_Supernova_Catalog_--_V._2018-2020 |
| Authors |
K._D._Neumann,_T._W.-S._Holoien,_C._S._Kochanek,_K._Z._Stanek,_P._J._Vallely,_B._J._Shappee,_J._L._Prieto,_T._Pessi,_T._Jayasinghe,_J._Brimacombe,_D._Bersier,_E._Aydi,_C._Basinger,_J._F._Beacom,_S._Bose,_J._S._Brown,_P._Chen,_A._Clocchiatti,_D._D._Desai,_S._Dong,_E._Falco,_S._Holmbo,_N._Morrell,_J._V._Shields,_K._Sokolovsky,_J._Strader,_M._D._Stritzinger,_S._Swihart,_T._A._Thompson,_Z._Way,_L._Aslan,_D._W._Bishop,_G._Bock,_J._Bradshaw,_P._Cacella,_N._Castro,_E._Conseil,_R._Cornect,_I._Cruz,_R._G._Farfan,_J._M._Fernandez,_A._Gabuya,_J.-L._Gonzalez-Carballo,_M._R._Kendurkar,_S._Kiyota,_R._A._Koff,_G._Krannich,_P._Marples,_G._Masi,_L._A._G._Monard,_J._A._Mu\~noz,_B._Nicholls,_R._S._Post,_Z._Pujic,_G._Stone,_L._Tomasella,_D._L._Trappett,_W._S._Wiethoff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06492 |
超新星全天自動調査(ASAS-SN)によって$2018-2020$で発見された443個の明るい超新星を、ASAS-SNによって回収された519個の超新星と、見逃した516個の追加の$m_{peak}\leq18$mag超新星とともにカタログ化します。ASAS-SNによる。私たちの統計分析は主に、ASAS-SN$g$バンド観測で発見または回収された984個の超新星に焦点を当てています。2427個のASAS-SN超新星の完全なサンプルには、以前の$V$バンドのサンプルと未回収の超新星が含まれています。各超新星について、ホスト銀河、そのUVから中赤外までの測光、およびホストの中心からの超新星のオフセットを特定します。更新された光度曲線、赤方偏移、分類、ホスト銀河の同定は、以前の結果に取って代わります。極限等級が$g\leq18$magに増加すると、ASAS-SNサンプルは$m_{peak}=16.7$magまでほぼ完全になり、$m_{peak}\leq17では$90\%$完了します。0$mag.これは、$m_{peak}=16.2$magまではおおむね完了し、$m_{peak}\leq17.0$magで$70\%$完了した$V$バンドサンプルからの増加です。
側転銀河のJWSTイメージングは、SN 2021afdxでのダスト形成を明らかにします
| Title |
JWST_Imaging_of_the_Cartwheel_Galaxy_Reveals_Dust_Formation_in_SN_2021afdx |
| Authors |
Griffin_Hosseinzadeh,_David_J._Sand,_Jacob_E._Jencson,_Jennifer_E._Andrews,_Irene_Shivaei,_K._Azalee_Bostroem,_Stefano_Valenti,_Tam\'as_Szalai,_Jamison_Burke,_D._Andrew_Howell,_Curtis_McCully,_Megan_Newsome,_Estefania_Padilla_Gonzalez,_Craig_Pellegrino,_Giacomo_Terreran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06499 |
超新星(SN)2021afdxの近赤外(0.9-18$\mu$m)フォトメトリを提示します。これは、側転銀河の初期リリース観測の一環として、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)で偶然に画像化されました。.私たちの地上での光学観測は、それが黄色超巨星の爆発であるタイプIIbSNである可能性が高いことを示しており、その赤外線スペクトルエネルギー分布(SED)は、爆発から約200ドル後に2つの異なる成分を示しています。SN噴出物中のガスと暖かい塵。ダスト放出のモデルをSEDに適合させることにより、ダスト質量の下限を${>}2.8\times10^{-3}\M_\odot$と導き出しました。しかし、スピッツァー宇宙望遠鏡によって観測された他のタイプIISNeと一致しています。また、光球相の分光速度から導き出されるように、ダストの半径が噴出物の半径と一致することもわかりました。これは、ダストが噴出物の内部で形成されたことを示唆している可能性があります。ただし、前駆環境の既存のダストからの赤外線エコーを除外することはできません。私たちの結果は、以前に可能であったよりもはるかに大きなサンプルで、SNeでのダスト形成の問題、したがって初期宇宙のダストの存在の問題に対処するJWSTの力を示しています。
SGR 1935+2154 のバースト後の早期観測による FRB 200428 の残光モデルのテスト
| Title |
Testing_afterglow_models_of_FRB_200428_with_early_post-burst_observations_of_SGR_1935+2154 |
| Authors |
A._J._Cooper,_A._Rowlinson,_R._A._M._J._Wijers,_C._Bassa,_K._Gourdji,_J._Hessels,_A._J._van_der_Horst,_V._Kondratiev,_Z._Pleunis,_T._Shimwell,_S._ter_Veen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06547 |
マグネターSGR1935+2154の2020年4月/5月の活発なエピソードからのLOFARイメージング観測を提示します。マグネターからの低光度高速電波バーストFRB200428に続いて、持続的放射に最も早い電波限界を設定します。また、過渡放出のイメージプレーン検索を実行し、観測中に電波フレアを検出しませんでした。文献でFRB後の電波の上限を調べたところ、すべてがFRB200428のシンクロトロンメーザーショックモデルの解釈によって予測された多波長残光と一致していることがわかりました。一定密度のサーバーストメディアを使用したモデル。これらの制約は、モデルを風のような環境に適応させることで緩和できることを示していますが、限られたパラメーター範囲に対してのみです。さらに、衝撃がもはや相対論的ではなくなったときに、残光モデル内で非熱粒子加速が後期に発生することを示唆しています。また、銀河マグネターと近くのFRBの高速電波観測を介して、磁気圏またはメーザーショックFRBモデルのいずれかを検証するための将来の観測戦略についても説明します。
中性子星合体における超光速運動の光学測定 GW170817
連星中性子星合体GW170817の残光は、構造化された相対論的ジェットと、そのような合体と短いガンマ線バーストとの間のリンクの証拠を与えました。電波超長基線干渉計(VLBI)を使用して発見された超光速運動は、残光の光曲線とともに、視野角(14～28度)、ジェットコアの開口角度(約5度未満)、およびジェットコアの初期ローレンツ係数の適度な制限(4以上)。ここでは、ハッブル宇宙望遠鏡の精密アストロメトリーとGW170817の以前の電波VLBIデータを活用して、光速の7倍の別の超光速運動測定について報告します。これにより、構造化ジェットの翼のローレンツ係数の独自の測定値が得られ、視野角（19〜25度）およびジェットコアの初期ローレンツ係数（40以上）の制約が大幅に改善されました。
| Title |
Dynamics_of_Neutron_Star_Accretion_Columns_in_Split-Monopole_Magnetic_Fields |
| Authors |
Lizhong_Zhang,_Omer_Blaes,_Yan-Fei_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06616 |
分割モノポール磁場における中性子星降着柱をサポートする放射圧の2D軸対称放射相対論的MHDシミュレーションを実行します。降着柱は準周期的な振動を示し、これは光度パワースペクトルで2～10kHzのピークとして現れ、それとともに、やや高い周波数へのより広い拡張が見られます。柱の幅が広いほど、または質量降着率が高いほど、ピーク周波数は減少します。均一磁場内の短いカラムの場合とは対照的に、pdV仕事は、横方向の放射冷却に対してカラム内の放射圧を維持することに大きく貢献します。これは、一部には、星の表面に向かって収束する磁力線に沿った降着に伴う圧縮によるものです。すべてのシミュレーションで、拡散の遅い光子バブルの不安定性に関連するエントロピー波の伝播が形成されます。エントロピー波だけでなく、振動自体からの放射の放射状移流も、柱内の放射圧を維持する上で重要です。フィデューシャルシミュレーション降着の時間平均プロファイルは、正しい円柱形状が組み込まれている場合、従来の1D定常モデルとほぼ一致します。また、すべての降着柱シミュレーションで空隙率を定量化し、これを原則として1Dモデルの改善にも使用できるようにします。
3XMM J185246.6+003317: 孤立した大質量中性子星で、低磁場と炭素雰囲気
| Title |
3XMM_J185246.6+003317:_an_isolated_massive_neutron_star_with_a_low_magnetic_field_and_a_carbon_atmosphere |
| Authors |
Rafael_C._R._de_Lima,_Jonas_P._Pereira,_Jaziel_G._Coelho,_Rafael_C._Nunes,_Paulo_E._F._Stecchini,_Manuel_Castro,_Pierre_Gomes,_Rodrigo_R._da_Silva,_Claudia_V._Rodrigues,_Jos\'e_C._N._de_Araujo,_Micha{\l}_Bejger,_Pawe{\l}_Haensel_and_J._Leszek_Zdunik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06648 |
3XMMJ185246.6+003317は、超新星残骸Kes\,79の近くでゆっくりと回転しているソフトガンマリピーター(中性子星)です。これまでのところ、観測では表面磁場とスピンダウンの上限が設定されているだけで、質量と半径の推定値はありません。レイトレーシングモデリングとベイジアン推論を使用して、約3週間にわたるいくつかの光度曲線を分析したところ、現在までで最も重い中性子星の1つである可能性があることがわかりました。さらに、我々の分析は、亜臨界磁場強度と炭素雰囲気組成を持つ多極磁場構造を示唆しています。利用可能な光度曲線の時間分解能の制限により、表面磁場と質量は$\log_{10}(B/{\rmG})=11.89^{+0.19}_{-0.93と推定されます。}$および$M=2.09^{+0.16}_{-0.09}$~$M_{\odot}$は$1\sigma$信頼水準で、半径は$R=12.02^{+1.44}と推定されます$2\sigma$の信頼水準で_{-1.42}$km。これらの推定値の堅牢性は、シミュレーション、つまり、既知のモデルパラメーターを使用したデータインジェクションとその後の回復によって検証されました。最適適合モデルには3つの小さなホットスポットがあり、そのうちの2つは南半球にあります。上記の結果は、3XMMJ185246.6+003317への超新星層/星間物質の降着によるものであり、埋没とそれに続く磁場の再出現、およびおそらく水素/ヘリウム拡散核により形成された炭素大気によるものと解釈します。燃焼。最後に、超高密度物質の制約に関する調査結果のいくつかの結果について簡単に説明します。
NGC 5643 の Ia 型超新星 SN 2013aa と SN 2017cbv の近赤外スペクトルと光学星雲位相スペクトル
| Title |
Near-infrared_and_Optical_Nebular-phase_Spectra_of_Type_Ia_Supernovae_SN_2013aa_and_SN_2017cbv_in_NGC_5643 |
| Authors |
Sahana_Kumar,_Eric_Y._Hsiao,_Chris_Ashall,_Mark_M._Phillips,_Nidia_Morrell,_Peter_Hoeflich,_Chris_R._Burns,_Lluis_Galbany,_Eddie_Baron,_Carlos_Contreras,_Scott_Davis,_Tiara_Diamond,_Francisco_Forster,_Melissa_L._Graham,_Emir_Karamehmetoglu,_Robert_P._Kirshner,_Baerbel_Koribalski,_Kevin_Krisciunas,_Jing_Lu,_G._H._Marion,_Priscila_J._Pessi,_Anthony_L._Piro,_Melissa_Shahbandeh,_Maximillian_D_Stritzinger,_Nicholas_B._Suntzeff,_Syed_A._Uddin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06993 |
同じホスト銀河NGC5643の周辺にある2つのIa型超新星(SNeIa)であるSN2013aaとSN2017cbvの多波長時系列分光法を提示します。この研究では、新しい星雲相近赤外(NIR)スペクトルを利用します。以前に公開された光学スペクトルとNIRスペクトルに加えて、カーネギー超新星プロジェクトIIによって取得されました。光学とNIRの両方で星雲相[FeII]線を測定することにより、爆発の運動学を調べ、文献で一般的に使用されるいくつかの輝線フィッティング技術の有効性をテストします。NIR[FeII]1.644$\mu$mラインは、適合方法とラインブレンディングの選択による変動に対して最もロバストな速度測定値を提供します。異なるフィット方法、初期フィットパラメータ、連続体とラインプロファイル関数、およびフィット領域境界を選択することによる速度測定への結果の影響も調査しました。NIR[FeII]速度は、光学[FeII]7155Aラインを使用して測定された速度と同じラジアルシフト方向をもたらしますが、シフトのサイズは一貫して実質的に小さく、光学研究における潜在的な問題を示しています。NIR[FeII]1.644$\mu$mの放出プロファイルは、両方のSNeIaに有意な非対称性がないことを示しており、観測された低速度は、ホスト銀河の回転からの視線速度の寄与を補正することの重要性を高めています。星雲相でNIRで測定された低い[FeII]速度は、SN2013aaとSN2017cbvの両方の近接した二重縮退系でのほとんどの前駆シナリオを不利にします。NIR[FeII]1.644$\mu$m線の時間発展は、前駆体の白色矮星の中心密度が適度に高く、磁場が高い可能性があることも示しています。これらの兄弟SNeIaは初期と後期の両方でよく観察され、SNeIaの固有の多様性を研究する絶好の機会を提供しました。
UHECR ソースの有限寿命の影響
超高エネルギー宇宙線(UHECR)の観測データ、特にその質量組成は、地球のCR原子核の個々の質量グループの非常にハードなスペクトルを示す強力な兆候を示しています。この作業では、いくつかの個々のソースが最高エネルギーでUHECRフラックスを支配する場合、そのようなハードスペクトルはUHECRソースの有限寿命の結果である可能性があることを示しています。この場合、乱流銀河系外磁場のたわみと、発生源環境からの拡散または移流の脱出によって引き起こされる時間遅延により、低エネルギーのCRが抑制され、観測されたスペクトルが急勾配になる可能性があります。電波銀河をUHECRの主な発生源と考えて、過去に活動していた大量の発生源からの寄与全体を支配する個々の発生源がほとんどないという必要条件について説明します。強度$B$とコヒーレンス長$l_{\rmcoh}$の乱流銀河系外磁場の場合、距離$d_{\にあるソースの寿命を示す2つの原理証明シナリオを提供しますrmsrc}$は${t_{\rmact}\sim\left(B/1\,\text{nG}\right)^2\,\left(d_{\rmsrc}/10\,\を満たす必要がありますtext{Mpc}\right)^2\,\left(l_{\rmcoh}/1\,\text{Mpc}\right)\,\text{Myr}}$CRスペクトルの必要な硬化を得る地球で。
| Title |
Bayesian_Accretion_Modeling:_Axisymmetric_Equatorial_Emission_in_the_Kerr_Spacetime |
| Authors |
Daniel_C._M_Palumbo,_Zachary_Gelles,_Paul_Tiede,_Dominic_O._Chang,_Dominic_W._Pesce,_Andrew_Chael,_Michael_D._Johnson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07108 |
イベントホライズンテレスコープ(EHT)は、2つの超大質量ブラックホール、メシエ~87*(M87*)と射手座~A*(いて座A*)の画像を生成しました。EHTの共同研究では、これらの画像を使用して、天空放射形態の測定値を一般相対論的磁気流体力学(GRMHD)シミュレーションの画像に合わせて調整することにより、ブラックホールのパラメーターを間接的に制約しました。ここでは、レンズ効果、赤方偏移、およびフレームのドラッグのシグネチャを通じて、ブラックホールの質量、スピン、および傾斜角を直接制約するモデルを開発すると同時に、未知の降着および放出特性を無視します。ブラックホールの近くで光学的に薄い、軸対称の赤道放射を仮定することにより、モデルは、放射伝達を必要とする同様のアプローチよりも桁違いに高速になります。2017EHTM87*ベースラインカバレッジを使用して、モデル自体への適合を使用して、データがフォトンリングの存在を実証するには不十分であることを示します。次に、EHTのようなデータをフィッティングする時間平均GRMHDシミュレーションを調査し、M87*とSgrA*の両方で好まれるシミュレーションのクラスである磁気拘束ディスクのフィッティングにモデルが最適であることを発見しました。これらのシミュレーションでは、最適なモデルパラメーターは真の質量の${\sim}10\%$以内であり、傾斜は${\sim}10^\circ$以内です。2017年のEHTカバレッジと振幅の1\%部分不確実性により、スピンは制約されません。スピン軸の位置角度の正確な推定は、スピンと電子の温度に強く依存します。私たちの結果は、干渉データを使用してブラックホールの時空を直接制約する可能性を示していますが、ほぼ同一の画像がブラックホールの特性の大きな違いを許容することも示しており、プラズマの特性、時空、そして最も重要なこととして、調査時に未知の放出ジオメトリ間の縮退が強調されています。単一周波数でのレンズ化された降着流の画像。
荷電宇宙線が暗黒物質について教えてくれること
ダークマター粒子は、銀河のハローの主成分である可能性があります。それらの相互消滅または崩壊は、高エネルギー宇宙線の形で間接的なサインを生成します。このプレゼンテーションの焦点は、反物質種に焦点を当てています。これは非常にまれな成分であり、バックグラウンドを超える過剰は容易に検出されるはずです。銀河系の伝播について要約した後、陽電子、反陽子、反原子核について説明します。これらの種のそれぞれについて、異常が報告されています。たとえば、反陽子過剰は現在ホットな話題です。悲しいかな、それは理論的およびデータエラーの正しい扱いに抵抗しません。
GRB221009AからのマルチTeV光子の解釈
赤方偏移$z=0.1505$にある近くのGRB22109Aは、LHAASOエアシャワーアレイを使用して、最大エネルギー18TeVまで観測されています。エネルギー$E_\gamma=18$~TeVを持つ光子の予想される光学深度は、関連する中赤外線範囲の銀河外背景光の既存のモデルによると、9.2から27.1の間で変化します。その結果、フラックスが抑制されるため、この光子が観測される可能性は低くなります。ただし、光子イベントとそのエネルギーが確認され、10TeVを超えるさらに多くの光子が観測された可能性がある場合、光子対生成プロセスは、素粒子物理学の標準モデルの拡張で予測されるメカニズムによって抑制される必要があります。ホスト銀河と天の川の磁場およびローレンツ不変性違反（LIV）での軽い擬似スカラー（アクシオン様粒子：ALPなど）との光子混合の可能性を検討します。光子-ALP混合の場合、ブースト係数は、CAST実験によって除外されなかった光子結合の値$\sim10^6$に達するでしょう。LIVの場合、分散関係の線形修正では$\lesssim10^{28}$eV、二次修正では$\lesssim10^{20}$eVのLIV破壊エネルギースケールで必要なブースト係数を達成できます。.より単純な説明は、荷電宇宙線の空気シャワーの誤認でしょう。
太陽フレアと恒星フレア/CME の接続: 太陽系外惑星の宇宙天気を網羅するための太陽物理学の拡張
| Title |
Connecting_Solar_and_Stellar_Flares/CMEs:_Expanding_Heliophysics_to_Encompass_Exoplanetary_Space_Weather |
| Authors |
B._J._Lynch,_B._E._Wood,_M._Jin,_T._T\"or\"ok,_X._Sun,_E._Palmerio,_R._A._Osten,_A._A._Vidotto,_O._Cohen,_J._D._Alvarado-G\'omez,_J._J._Drake,_V._S._Airapetian,_Y._Notsu,_A._Veronig,_K._Namekata,_R._M._Winslow,_L._K._Jian,_A._Vourlidas,_N._Lugaz,_N._Al-Haddad,_W._B._Manchester,_C._Scolini,_C._J._Farrugia,_E._E._Davies,_T._Nieves-Chinchilla,_F._Carcaboso,_C._O._Lee,_T._M._Salman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06476 |
このホワイトペーパーの目的は、恒星フレア、CME、および系外惑星の宇宙天気の観測とモデル化における顕著なギャップのいくつかを簡単に要約し、太陽物理学で開発された理論的および計算ツールと方法がどのように機能するかを議論することです。これらの課題に対処する上で重要な役割を果たします。太陽から地球への宇宙天気チェーンのデータに触発され、データに制約されたモデリングの成熟は、他の星とその系外惑星系への新しい学際的な研究とアプリケーションの開発のための自然な出発点を提供します。ここでは、恒星フレアとCMEの研究をさらに進めるために、将来の太陽CME研究に関する推奨事項を提示します。これらの推奨事項には、基礎研究(例:理論的考察および理想化された噴火フレア/CME数値モデリング)と応用研究(例:データに基づく/制約付きモデリングおよび系外惑星の宇宙天気の影響の推定)の両方に対する機関および資金提供機関のサポートが必要です。要するに、次のサポートの継続と拡大をお勧めします。(2.)恒星のCME検出技術および代替手段を開発および改善するための、太陽としての星観測の体系的な分析。(3.)太陽CMEのデータにヒントを得た、データに制約されたMHDモデリングの改善と、恒星系への応用。(4.)新しい学際的および複数の機関/部門の資金調達メカニズムを通じて、包括的な太陽と恒星の研究協力および会議を奨励する。
MAROON-X: ジェミニ ノースからの EPRV の最初の 2 年間
| Title |
MAROON-X:_The_first_two_years_of_EPRVs_from_Gemini_North |
| Authors |
Andreas_Seifahrt,_Jacob_L._Bean,_David_Kasper,_Julian_St\"urmer,_Madison_Brady,_Robert_Liu,_Mathias_Zechmeister,_Gudmundur_Stefansson,_Ben_Montet,_John_White,_Eduardo_Tapia,_Teo_Mocnik,_Siyi_Xu,_and_Christian_Schwab |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06563 |
MAROON-Xは、ハワイのマウナケアにある8mのジェミニ北望遠鏡に設置されたファイバー供給型の光学式EPRV分光器です。MAROON-Xは2019年12月に訪問機器として委託され、2020年5月から定期的に使用されています。もともとはM型矮星のRV観測用に設計されていましたが、この機器は広範囲の太陽系外惑星および恒星科学ケースに使用されており、多くの学期にわたってジェミニノースで2番目にリクエストの多かった楽器。ここでは、最初の2年間の運用と視線速度観測について報告します。MAROON-Xは定期的に空でサブm/sRVパフォーマンスを達成し、短期の機器ノイズフロアは30cm/sレベルです。このレベルの精度を達成するためのさまざまな技術的側面と、長期的なパフォーマンスをさらに向上させる方法について説明します
極低温X線イメージング分光計用の遷移端センサー
超伝導遷移端センサー(TES)マイクロ熱量計の大規模アレイは、天体物理学、実験室天体物理学、プラズマ物理学、素粒子物理学、および材料分析の分野における、将来の宇宙ベースのX線観測所および地上ベースの実験の重要な技術になりつつあります。超伝導から常伝導への急激な遷移のおかげで、TESは非常に低い温度で小さな温度変化を検出する際に非常に高い感度を達成できます。TESベースのX線検出器は、高分解能、イメージング能力、高量子効率を同時に実現する非分散分光計です。この章では、TESの動作と設計の背後にある基本原理、およびそれらの基本的なノイズ制限について説明します。検出器の設計と最適化を導く重要な基本的な物理プロセスについてさらに詳しく説明します。次に、新しいマルチピクセルTES設計を紹介し、今後数十年にわたる将来のX線宇宙ミッションでのアプリケーションについて議論する前に、宇宙飛行機器のパルス処理と重要なキャリブレーションの考慮事項について説明します。
天体物理学と素粒子物理学のための超伝導転移端センサーに基づく X 線マイクロ熱量計のレビュー
| Title |
A_Review_of_X-ray_Microcalorimeters_Based_on_Superconducting_Transition_Edge_Sensors_for_Astrophysics_and_Particle_Physics |
| Authors |
Luciano_Gottardi_and_Kenichiro_Nagayoshi_(NWO-I/SRON_Netherlands_Institute_for_Space_Research,_The_Netherlands) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06914 |
天体物理学および素粒子物理学への応用のための、超伝導遷移端センサー(TES)に基づくX線マイクロ熱量計の最先端技術について概説します。検出器の物理学の理解における進歩を示し、前例のないエネルギー分解能を持つピクセルの非常に大きなアレイの製造と読み取りへの道を開くTES設計の最近のブレークスルーについて説明します。宇宙および地上実験用の最も困難な低温機器について説明します。
重力レンズシミュレーションのための球面高速多重極法 (sFMM)
| Title |
The_spherical_Fast_Multipole_Method_(sFMM)_for_Gravitational_Lensing_Simulation |
| Authors |
Xingpao_Suo,_Xi_Kang,_Chengliang_Wei,_and_Guoliang_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07021 |
この論文では、湾曲した空での重力レンズ(GL)の光線追跡シミュレーションのための球面高速多重極法(sFMM)を提示します。sFMMは高速倍数法(FMM)を球面$\mathbbS^2$に拡張したものであり、時間計算量$O(N)\log(N)$のポアソン方程式を正確に解くことができます。ここで、$N$は粒子の数です。我々のテストでは、sFMMの時間計算量は$O(N)$に近く、計算精度は$10^{-10}$に達することがわかりました。さらに、FastSphericalHarmonicTransform(FSHT)と比較すると、sFMMは密度場の高周波成分を保存する機能があるため、高速であるだけでなく、より正確です。これらのメリットにより、sFMMは湾曲した空での重力レンズ作用をシミュレーションするための最適な方法になります。これは、ベラルビン天文台や中国宇宙ステーション望遠鏡など、今後の大規模な天体調査の場合に当てはまります。
オープン、ショート、ロード、および 1/8 波長ケーブルをソース インピーダンスとして使用したノイズ パラメータの測定
| Title |
Measuring_Noise_Parameters_Using_an_Open,_Short,_Load,_and_1/8-wavelength_Cable_as_Source_Impedances |
| Authors |
Danny_C._Price,_Cheuk-Yu_Edward_Tong,_Adrian_T._Sutinjo,_Lincoln_J._Greenhill,_Nipanjana_Patra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07080 |
ノイズパラメータは、テスト対象の無線周波数デバイスのノイズパフォーマンスを決定する4つの測定可能な量のセットです。2ポートデバイスのノイズパラメータは、デバイスの入力に4つ以上のソースインピーダンスのセットを接続し、各ソースを接続してデバイスのノイズパワーを測定し、行列方程式を解くことによって抽出できます。ただし、行列のエントリで特異点が発生するため、反射係数の高い光源は使用できません。ここでは、高反射源と互換性のある特異点のないマトリックスを使用したノイズパラメータ抽出の新しい方法について詳しく説明します。オープン、ショート、ロード、オープンケーブル(「OSLC」)を使用してノイズパラメータを抽出できることを示し、実用的な測定方法について詳しく説明します。OSLCアプローチは、代替方法が物理的に大きな装置を必要とする1GHz未満の周波数での低ノイズ増幅器測定に特に適しています。
今後の 4 m ILMT サーベイの天文および測光標準候補
| Title |
Astrometric_and_photometric_standard_candidates_for_the_upcoming_4-m_ILMT_survey |
| Authors |
Naveen_Dukiya,_Kuntal_Misra,_Bikram_Pradhan,_Vibhore_Negi,_Bhavya_Ailawadhi,_Brajesh_Kumar,_Paul_Hickson,_Jean_Surdej |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06473 |
国際液体鏡望遠鏡(ILMT)は4メートルクラスの測量望遠鏡で、最近ファーストライトを達成し、2023年1月1日までに本格的な運用を開始する予定です。これは、赤緯を中心とする固定幅22フィートのストリップで空をスキャンします。$+29^o21'41''$であり、時間遅延積分(TDI)モードで動作します。アストロメトリックキャリブレータとして機能するILMTストリップのソースの完全なカタログを提示します。RA($\alpha$)、Dec($\delta$)、視差($\pi$)、および適切なモーション($\mu_{\alpha^{*}}$&$\mu_{\delta}$)。GaiaEDR3をSDSSDR17およびPanSTARRS-1(PS1)とクロスマッチさせ、g、r、およびiフィルターでこれらのソースの見かけのマグニチュードをカタログに追加しました。また、測光キャリブレータとして機能する可能性のあるSDSS等級を持つ、分光学的に確認された白色矮星のカタログも提示します。生成されたカタログは、クエリベースのアクセス用にSQLiteデータベースに保存されます。また、ILMTで観測された天体計測的に較正されたTDIフレームのガイアと比較した赤道位置のオフセットも報告します。
ASAS-SN 日食連星 II の付加価値カタログ: 超物理系の特性
| Title |
The_Value-Added_Catalog_of_ASAS-SN_Eclipsing_Binaries_II:_Properties_of_Extra-Physics_Systems |
| Authors |
D._M._Rowan,_T._Jayasinghe,_K._Z._Stanek,_C._S._Kochanek,_Todd_A._Thompson,_B._J._Shappee,_T._W.-S._Holoien,_J._L._Prieto,_and_W._Giles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06486 |
切り離された食連星は、星の正確な質量と半径を測定するために使用される主要なツールです。30,000を超える切り離された食連星のパラメーターを推定した以前の論文では、超新星の全天自動調査(ASAS-SN)およびトランシティング系外惑星調査衛星(TESS)の光度曲線に追加機能を持つ766の食連星を特定しました。ここでは、これらの「余分な物理」システムを特徴付け、斑点のある星、脈動する成分、および候補の三重/四重システムを持つ日食連星を識別します。Gaia、ATLAS、ZTF、およびASAS-SN変光星カタログを使用して、可能なブレンドを検討します。MIST等時線と進化トラックを使用して、主系列、準巨星、巨大原色を持つシステムを識別し、色等級図のまばらに存在する領域のシステムを強調表示します。斑点を付けられた連星の軌道周期分布は、進化の状態によって分割され、X線検出で68を見つけました。候補となる三重/四重極および脈動系については、余分な軌道/脈動周期を計算し、共鳴のある系を特定します。最後に、エクリプスCV、サブドワーフ、ディスクを含むバイナリなど、多くのエキゾチックなシステムを取り上げます。
階層三重系 U~Gru における脈動における潮汐摂動と日食マッピング
| Title |
Tidal_perturbations_and_eclipse_mapping_in_the_pulsations_in_the_hierarchical_triple_system_U~Gru |
| Authors |
Cole_Johnston,_Andrew_Tkachenko,_Timothy_Van_Reeth,_Dominic_M._Bowman,_Kresimir_Pavlovski,_Hugues_Sana,_and_Sanjay_Sekaran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06491 |
環境。自励式の自由恒星脈動に対する潮汐の影響の明白な例が、最近、宇宙ベースの測光データで観測的に検出されました。ねらい。UGruを調査し、潮汐の影響を受けるパルセータのクラスが増えている中でそれを文脈化することを目指しています。UGruの最初の分析では、現在提案されている潮汐メカニズムでは説明が難しい、軌道周波数だけ離れた周波数が明らかになりました。メソッド。UGruのTESS測光を、新しいuves分光法と一緒に再調査します。最小二乗法によるデコンボリューションとスペクトルのもつれを解く技術を使用して、uves分光法を分析し、大気分析を実行します。残差の脈動信号を調査するために、効果的なモデルを使用して光度曲線からバイナリシグネチャを削除します。残留脈動の振幅と位相を軌道周期の関数として追跡し、潮汐の影響を明らかにします。結果。UGruが階層的な三重システムである可能性が高いことを立証します。バイナリ軌道上で振幅と位相の変動を示す単一のpモード振動を識別します。軌道周波数によって分離された一連の周波数が日食マッピングによって再現できることを実証するために、おもちゃのモデルを提案します。他の独立した振動モードへの変調の証拠は見つかりません。結論。UGruが少なくとも1つの潮汐摂動脈動をホストしていることを示しています。さらに、支配的な潮汐摂動モードの食マッピングは、観測された軌道周波数によって分離された一連の周波数を生成できると主張します。私たちのシミュレーションは、日食マッピングの効果がモードに依存していることを示しており、日食連星のすべての脈動モードに対して観測可能な特徴を生成するとは予想されていません。
膨張する WR140 ダスト シェルでの放射線による加速
| Title |
Radiation-driven_acceleration_in_the_expanding_WR140_dust_shell |
| Authors |
Yinuo_Han,_Peter_G._Tuthill,_Ryan_M._Lau,_Anthony_Soulain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06556 |
ウォルフ・ライエ(WR)連星系WR140は、O5主星とWC7伴星からなる近い(0.9-16.7mas)連星であり、一時的な塵を生成するWRの原型として知られています。WR連星のダストは、2つの恒星風の衝突に由来する限定された流れの中で形成されることが知られており、ダストが半径方向外側に掃引されるにつれて、連星の軌道運動が大規模なダスト構造を弧に彫刻します。WR140でのダスト生成に必要な敏感な条件は、2つの星が十分に接近しているときに、ペリアストロン周辺でのみ満たされることが理解されています。ここでは、WR140の星周ダストシェルのマルチエポック画像を提示します。複雑に構造化されたダストプルームの拡大を厳密に追跡する幾何学的モデルを構築し、軌道変調によって引き起こされる複雑な効果がダスト生成の「ゴルディロックスゾーン」をもたらす可能性があることを示しました。ダストプルームの拡大は、単純な等速流出の仮定の下では再現できず、代わりにダストが加速していることがわかります。これは、放射圧による加速下でのダスト運動の直接的な運動学的記録を構成し、衝突する風連星の物理的条件の複雑さをさらに強調しています。
ギャップを埋める -- 新しい ZTF 自転周期によって明らかになった、完全に対流する星の中間周期ギャップの消失
| Title |
Bridging_the_gap_--_the_disappearance_of_the_intermediate_period_gap_for_fully_convective_stars,_uncovered_by_new_ZTF_rotation_periods |
| Authors |
Yuxi_Lu,_Jason_L._Curtis,_Ruth_Angus,_Trevor_J._David,_Soichiro_Hattori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06604 |
ケプラーによって発見された中間周期のギャップは、G型矮星では$\sim$20日、初期M型矮星では最大$\sim$30日の温度-周期図で観測された星の自転周期の不足です。ただし、ケプラーは主に太陽のような星を対象としているため、M型矮星、特に完全な対流限界にある星の周期は測定されていません。したがって、中期から後期のM型矮星に中間周期のギャップが存在するかどうかは不明です。ここでは、ZwickyTransientFacility(ZTF)を使用して測定された40,553回転周期(9,535周期$>$10日)を含む周期カタログを提示します。これらの期間を測定するために、ZTFアーカイブ光度曲線を直接改善し、測光散乱を平均で26%削減する単純なパイプラインを開発しました。この新しいカタログは、ケプラーからのサンプルを明るいM型矮星の地上ベースの時間領域調査であるMEarthと結び付ける恒星温度の範囲にまたがっており、完全な対流境界の理論的に予測された位置($G_{\rmBP}-G_{\rmRP}\sim2.45$mag)。この結果は、ギャップがコアとエンベロープの相互作用によって引き起こされるという仮説を支持しています。ジャイロ運動学的年齢を使用して、この期間のギャップを越えて星の潜在的な急速なスピンダウンも見つけます。
CMAGIC ダイアグラムのバンプ形態
| Title |
Bump_Morphology_of_the_CMAGIC_Diagram |
| Authors |
L._Aldoroty,_L._Wang,_P._Hoeflich,_J._Yang,_N._Suntzeff,_G._Aldering,_P._Antilogus,_C._Aragon,_S._Bailey,_C._Baltay,_S._Bongard,_K._Boone,_C._Buton,_Y._Copin,_S._Dixon,_D._Fouchez,_E._Gangler,_R._Gupta,_B._Hayden,_Mitchell_Karmen,_A._G._Kim,_M._Kowalski,_D._K\"usters,_P.-F._L\'eget,_F._Mondon,_J._Nordin,_R._Pain,_E._Pecontal,_R._Pereira,_S._Perlmutter,_K._A._Ponder,_D._Rabinowitz,_M._Rigault,_D._Rubin,_K._Runge,_C._Saunders,_G._Smadja,_N._Suzuki,_C._Tao,_R._C._Thomas,_and_M._Vincenzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06708 |
カラーマグニチュードインターセプトキャリブレーション法(CMAGIC)をNearbySupernovaFactorySNeIa分光測光データセットに適用します。現在存在するCMAGICパラメータは、最大輝度から約30日間にわたって発生する、色度図の最初の線形領域に適合する直線の傾きと切片です。新しいパラメータ$\omega_{XY}$を定義します。これは、任意のフィルタ$X$および$Y$の最大輝度に近い「バンプ」機能のサイズです。CMAGICダイアグラムの最初の線形領域$\beta_{XY,1}$の傾きと$\omega_{XY}$の間に有意な相関関係が見つかりました。これらの結果は、時間の関数として定義されたパラメーターよりも絶滅の影響を受けにくいため、有利に使用できます。さらに、$\omega_{XY}$はテンプレートとは独立して計算されます。現在の経験的テンプレートは、この作業で説明されている機能、特にSALT3で説明されている機能を再現することに成功していることがわかります。これは、データに見られる勾配とバンプサイズの間の負の相関関係を正しく示しています。1次元シミュレーションでは、バンプフィーチャのサイズと$\beta_{XY,1}$の間の相関関係は、大規模なレイリーテイラー不安定性による化学混合の結果として理解できることを示しています。
Cas~Aリバースショックを通過する集塊中のダスト生存率 -- II.磁場の影響
| Title |
Dust_survival_rates_in_clumps_passing_through_the_Cas~A_reverse_shock_--_II._The_impact_of_magnetic_fields |
| Authors |
Florian_Kirchschlager,_Franziska_D._Schmidt,_Mike_J._Barlow,_Ilse_De_Looze,_Nina_S._Sartorio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06763 |
ダスト粒子は、コア崩壊超新星の塊状の噴出物で形成され、そこで逆衝撃を受け、塊を破壊して粒子を破壊することができます。重要な粉塵破壊プロセスには、熱および動的スパッタリング、ならびに断片化および粒子の気化が含まれます。本研究では、破壊プロセスに対する磁場の影響に焦点を当てています。AstroBEARを使用して磁気流体シミュレーションを実行し、噴出物塊と相互作用する衝撃波をモデル化しました。ダストの輸送と破壊の割合は、磁場による粒子の加速と部分的な粒子の気化を可能にする手順が新たに実装された後処理コードPaperboatsを使用して計算されます。酸素が豊富な超新星残骸カシオペアAでは、磁場が衝撃方向に垂直に配置されている場合、非磁性の場合と比較してダストの生存率が大幅に低いことがわかりました。パラレルフィールドアラインメントの場合、破壊も強化されますが、レベルは低くなります。生存率は、塊と周囲の媒体との間のガス密度のコントラストと粒子サイズに敏感に依存します。$100$の低密度コントラストの場合、たとえば$5\,$nmのケイ酸塩粒子は完全に破壊されますが、$1\,\mu$m粒子の残存率は$86\,$%です。$1000$の高密度コントラストでは、$5\,$nm粒子の$95\,$%が生き残り、$1\,\mu$m粒子の生存率は$26\,$%です。代替の塊のサイズまたはダスト材料(炭素)は、生存率に無視できない影響を与えますが、密度のコントラスト、磁場の強さ、および粒子のサイズに比べて影響は小さくなります。
太陽噴火中の磁場構造の連続的な伸縮によって引き起こされる準周期的な極端紫外線波列のクロスループ伝搬
| Title |
Cross-loop_propagation_of_a_quasi-periodic_extreme-ultraviolet_wave_train_triggered_by_successive_stretching_of_magnetic_field_structures_during_a_solar_eruption |
| Authors |
Zheng_Sun,_Hui_Tian,_P._F._Chen,_Shuo_Yao,_Zhenyong_Hou,_Hechao_Chen,_Linjie_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06769 |
太陽の極端紫外(EUV)波は、一般に、EUVイメージング観測における太陽噴火のサイトから外側に伝播する大規模な擾乱を指します。SolarDynamicsObservatory(SDO)に搭載されたAtmosphericImagingAssembly(AIA)からの最近の観測結果を使用して、平均速度$\sim$308kms$^{-1}$で外部に伝搬する準周期的な波列を報告します。.$\sim$120秒の周期で、少なくとも5つの波面が明確に識別できます。これらの波面は、波列よりも約3倍遅い$\sim$95kms$^{-1}$の見かけの速度で伝播するコロナルループの拡張に由来します。強い横方向の拡大がない場合、これらの観測結果は、Chenetal.の理論モデルによって説明される可能性があります。(2002)は、EUV波が2つの成分を持つ可能性があると予測しました。高速モードの磁気音響波または衝撃波である高速成分と、閉じた磁力線が連続的に引き伸ばされた結果として形成されるより低速の見かけの前線です。このシナリオでは、観測された波列と連続するループ展開は、それぞれモデル内の高速コンポーネントと低速コンポーネントに対応している可能性があります。
太陽ニュートリノフラックスからの惑星形成プロセスの痕跡の証拠
| Title |
Evidence_of_a_signature_of_planet_formation_processes_from_solar_neutrino_fluxes |
| Authors |
Masanobu_Kunitomo,_Tristan_Guillot,_Ga\"el_Buldgen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06900 |
これまでのところ、太陽の進化モデルは、分光学的、日震、ニュートリノの制約を一貫して再現することができず、いわゆる太陽モデリングの問題を引き起こしています。並行して、惑星形成モデルは、原始太陽円盤の進化する組成、したがって原始太陽によって降着したガスの組成が変化したに違いないと予測しています。現実的な惑星形成シナリオを含む太陽進化モデルは、コア金属量を最大5%増加させることを示しており、正確なニュートリノフラックス測定が太陽系形成の初期段階に敏感であることを示唆しています。均一な降着を持つモデルは、ニュートリノの制約に2.7$\sigma$以下で一致します。対照的に、惑星形成プロセスによる可変組成の降着は、若い太陽の総質量の最後の$\sim$4%の金属の少ない降着につながり、すべてのニュートリノ制約の1.3$\sigma$以内の太陽モデルを生成します。このように、対流エンベロープのベースでの不透明度の増加に加えて、太陽系の形成履歴が、現在の太陽モデルの危機を解決する上で重要な要素を構成することを示しています。
FGK 星の活動信号を識別するための H$\alpha$ インデックスの最適化。 H$\alpha$ と CaII H&K の相関の改善
| Title |
Optimising_the_H$\alpha$_index_for_the_identification_of_activity_signals_in_FGK_stars._Improvement_of_the_correlation_between_H$\alpha$_and_CaII_H&K |
| Authors |
J._Gomes_da_Silva_(IA),_A._Bensabat_(IA),_T._Monteiro_(IA),_N._C._Santos_(IA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06903 |
この作業では、CaIIH&KインデックスとH$\alpha$インデックスの間の相関におけるH$\alpha$バンドパス幅の影響を調査し、H$\alpha$インデックスを改善して、到来する信号をより適切に識別およびモデル化することを目的としています。活動の多様性から。HARPSで13年以上にわたって観察された152のFGK矮星のサンプルを使用し、アクティビティプロキシの回転変調とサイクルを検出できる十分な頻度で使用しました。0.1から2.0Angの間のH$\alpha$の帯域幅の範囲を使用して、CaIIH&KおよびH$\alpha$活動指数を計算しました。長い時間スケールと短い時間スケールでのインデックスの時系列間の相関関係を研究し、相関関係に対する星のパラメーター、活動レベル、および変動性の影響を分析しました。CaIIH&KとH$\alpha$の相関関係は、狭いH$\alpha$帯域幅を使用すると最大になり、0.6Angで最大になります。一部の不活発な星では、活動レベルが増加するにつれて、H$\alpha$ラインコアのフラックスが増加し、ラインウィングのフラックスは、ラインが浅く広くなるにつれて減少します。H$\alpha$で広い帯域幅を使用すると、これらのフラックス間のバランスにより、星は文献で観察された負の相関を示す可能性があります。0.6Angの帯域幅を使用すると、これらの逆相関が正の相関になる場合があります。0.6Angのバンドパスを使用してH$\alpha$インデックスを計算すると、CaIIH&KとH$\alpha$の間の相関が短い時間スケールと長い時間スケールの両方で最大化されます。一方、系外惑星の検出で星の活動信号を特定するために一般的に使用される、より広い1.6Angを使用すると、ラインウィングにフラックスが含まれるため、信号が劣化します。これらの結果に直面して、太陽型星の活動回転変調と磁気サイクル信号を識別するためにH$\alpha$インデックスを計算するときは、0.6Ang帯域幅を使用することを強くお勧めします。(要約)
漸近混合モード結合への構造変化の寄与 赤色巨星の要因
| Title |
Contributions_of_structural_variations_to_the_asymptotic_mixed-mode_coupling_Factor_in_red_giant_stars |
| Authors |
Chen_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06904 |
超精密測光宇宙ミッションの出現により、混合モードで星の内部を調査する可能性が可能になりました。最初のドレッジアップ中に残された化学組成の不連続性によって引き起こされた構造変化は、水素燃焼シェルと赤色巨星の対流ゾーンのベースの間に位置する星の中間層の重要な特徴です。混合モードの特性は、これらの変動によって大きく影響を受ける可能性があります。この論文では、混合モード結合係数$q$の変動に寄与する要因について、恒星モデルを使用して説明します。一般に、構造変化は、ラム振動数の微妙な変位と浮力振動数の急激な変化を引き起こし、構造変化のない滑らかな背景を仮定する漸近形式を使用して計算された$q$の値の変化につながります。.これら2つの要因の影響は、低光度の赤色巨星で検出可能な混合モードで感じることができます。さらに、対流帯の基部近くの半径を持つ2つの特徴的な周波数の変動の性質が異なるため、進化した赤色巨星で$q$が急激に増加します。これに続いて、星が赤色巨星の分岐に沿ってさらに進化するにつれて、$q$が急速に低下します。
コダイカナル太陽観測所からの黒点領域シリーズの拡張
| Title |
Extending_the_Sunspot_Area_Series_from_Kodaikanal_Solar_Observatory |
| Authors |
Bibhuti_Kumar_Jha,_Manjunath_Hegde,_Aditya_Priyadarshi,_Sudip_Mandal,_B_Ravindra_and_Dipankar_Banerjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06922 |
コダイカナル太陽観測所(KoSO)は、1世紀以上(1904～2017年)にわたる太陽黒点観測の世界で最も長く均一な記録の1つを所有しています。興味深いことに、これらの観測(元は写真乾板/フィルムに記録されたもの)は、この期間全体にわたって同じ設定で撮影されたため、このデータはユニークであり、長期的な太陽変動研究に最適です。1921年から2011年までのこのデータの大部分は以前にデジタル化され、検出された黒点パラメータ(面積や位置など)を含むカタログがMandaletal.(2017)で公開されました。この記事では、1904年から1921年までと2011年から2017年までの新しいデータセットを含めることで、以前のカタログを拡張します。この目的のために、ランダムな画像の向きの問題を解決することを含む、これらの新しいデータセットをデジタル化して調整します。KoSO画像を王立グリニッジ天文台の同時時間データと比較することで、これを修正します。その後、半自動化された黒点検出アルゴリズムと自動化された影検出アルゴリズムがこれらのキャリブレーションされた画像に実装され、黒点と影が検出されます。さらに、このカタログの更新中に、「ルージュ」プレートを再較正することにより、既存のKoSO太陽黒点カタログ(1921-2011)のデータギャップも埋めました。ほぼ115年間(1904年から2017年)をカバーするこの更新された黒点領域シリーズは、コミュニティが利用できるようになり、太陽の長期変動を研究するためのユニークな情報源になります。
星の進化論によって達成された目覚ましい進歩にもかかわらず、いくつかの単純な疑問は答えられていないままです。これらの質問の1つは、「なぜ恒星は赤色巨星になるのか?」です。ここでは、この質問に対する比較的単純な分析的回答を提示します。赤色巨星の定量的なおもちゃモデルを構築し、その予測を完全な星の進化モデルと比較することにより、分析を検証します。我々は、エンベロープが$\nabla=d\lnT/d\lnP$の値を、燃えているシェルとその上で、可能な値の非常に狭い範囲に強制することを発見しました。燃焼シェルの恒星物質が恒星の光度のほとんどを提供し、輸送するという事実とともに、これは、燃焼シェルの熱力学的変数とコアの質量と半径の間に密接な関係をもたらします--$T_s(M_c,R_s)$、$P_s(M_c,R_s)$、$\rho_s(M_c,R_s)$。ヘリウムコアの典型的な質量半径関係によって補完されると、これは、すべての恒星質量について、コアの進化が$T_s$、$P_s$、および$\rho_s$の値を決定することを意味します。すべての恒星質量について、進化によって殻と核の間の圧力と密度のコントラストが増加し、燃えている殻の上の層が巨大に膨張することを示しています。星が赤色巨星になる理由を説明するだけでなく、私たちの分析は、いわゆる殻相同性関係の数学的実証も提供し、低質量赤色巨星のいくつかの特性に対する簡単で定量的な答えを提供します。
フラックスの出現によるトロイダル フラックスの損失は、太陽周期が異なる方法で上昇し、同様の方法で減衰する理由を説明します
| Title |
Toroidal_flux_loss_due_to_flux_emergence_explains_why_solar_cycles_rise_differently_but_decay_in_a_similar_way |
| Authors |
Akash_Biswas,_Bidya_Binay_Karak,_and_Robert_Cameron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07061 |
太陽周期の際立った特徴は、最初に太陽黒点が中緯度付近に出現し、時間の経過とともに出現する緯度が赤道に向かって移動することです。活動の最大レベル(例えば、太陽黒点数)は周期ごとに異なります。強いサイクルでは、活動は早い時期に始まり、弱いサイクルよりも黒点分布が広い高緯度で始まります。黒点帯の活動と幅は急激に増加し、黒点帯がまだ高緯度にあるときに減少し始めます。驚くべきことに、サイクルの後期段階では、活動のレベル(黒点数)だけでなく、蝶の羽の幅と中心もすべて、上昇中のサイクルの強さとは関係なく、同じ統計的特性を持っていることが報告されています。バブコック-レイトン型ダイナモモデルを使用してこれらの機能をモデル化し、磁気浮力による磁束損失が太陽ダイナモの本質的な非線形性であることを示しました。対流帯の下部における$10^4$~Gのオーダーの平均場強度。
M 31 の最も明るい惑星状星雲の N/O 存在比と前駆質量について
プラズマ診断は、線を放出するガス系の物理的および化学的特性を調査するための基礎です。プラズマ診断を適切に実行するには、入力スペクトルの吸光度を適切に補正することが不可欠です。これは単純に、消光度の決定がライン放出ガスの物理的特性に依存するためです。したがって、吸光補正とプラズマ診断の両方を同時に一貫して実行する必要があります。M31内の9つの明るい惑星状星雲のサンプルに対して実行された分析結果を、適切な吸光補正とプラズマ診断を行った場合と行わなかった場合とで比較することにより、消光補正における線放出ガスの物理的条件の最初の仮定がどのように妥協するかを示します。分析全体の結果。電子密度/温度は、課せられた矛盾した仮定の影響を比較的受けませんが、妥協した吸光は、吸光補正されたライン強度に体系的なオフセットを引き起こし、その結果、結果として生じるイオンおよび元素の存在量に悪影響を及ぼし、不正確な結果。このM31PNサンプルは、既存の理論モデルから予想されるように、低質量惑星状星雲前駆星の質量範囲の高質量端付近のものを単純に表していることがわかります。以前の研究で提起された疑惑-これらのPNeは異常に窒素過剰である-は、絶滅補正に課せられた一貫性のない仮定に起因する絶滅の明らかな過小評価によって単純に引き起こされているようです。より大きな文脈では、消光補正との同時の自己整合性を求めずに文献でプラズマ診断の結果を慎重に処理する必要があります。理想的には、そのような以前の結果は、同時の自己一貫性を求めることによって再評価されるべきです。
若い銀河団 NGC 6231 の単線分光連星におけるコンパクト天体の探索
| Title |
Searching_for_compact_objects_in_the_single-lined_spectroscopic_binaries_of_the_young_Galactic_cluster_NGC_6231 |
| Authors |
G._Banyard,_L._Mahy,_H._Sana,_J._Bodensteiner,_J._I._Villase\'nor,_K._Sen,_N._Langer,_S._de_Mink,_A._Picco,_T._Shenar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07149 |
最近の進化計算では、連星系の大質量OB星の数パーセントに休眠状態のBH伴星があるはずであると予測されています。過去数年間にX線静音OB+BHシステムがいくつか報告されているにもかかわらず、それらを確実に見つけることは依然として困難です。これらは、重力波(GW)源の前駆体である可能性があるため、非常に重要であり、超新星キックの物理を制約する画期的なシステムです。この研究の目的は、若い開放銀河団NGC6231のB星集団における単線分光連星(SB1)の隠れた伴星を特徴付けて、コンパクト天体伴星をかくまうための候補系を見つけることです。以前に制約された各SB1の軌道解を使用して、各ターゲットのマルチエポック光学VLT/FLAMESスペクトルにフーリエスペクトル解きほぐしを適用して、かすかなコンパニオンの潜在的なシグネチャを抽出し、新たに解きほぐされた二重線分光連星（SB2）を特定しました。.もつれをほどいても恒星コンパニオンの痕跡が明らかにならないターゲットについては、目に見えないコンパニオンに対する制約を取得するために、プライマリで大気および進化モデリングを実行しました。質量比が0.1近くまで下がった7つの新たに分類されたSB2システムが特定されました。スペクトルからかすかな伴星を抽出できなかった残りのターゲットのうち、4つが中性子星(NSes)とBHesの予測質量範囲内の伴星質量を持つことがわかりました。これらのうちの2つは1～3.5$M_{\odot}$の伴星質量を持ち、NSes(または低質量の主系列星)の潜在的な宿主となっています。他の2つは、それぞれ2.5～8$M_{\odot}$と1.6～26$M_{\odot}$の間であり、BHコンパニオンをかくまっている候補として識別されます。ただし、これらのシステムをバイナリを含むX線の静かなコンパクトなオブジェクトとして明確に識別するには、フォローアップの観察が必要です。
RS CVn タイプの連星 SZ Psc を食するスウィフト観測と XMM-Newton 観測: スーパーフレアとコロナの性質
| Title |
Swift_and_XMM-Newton_observations_of_an_RS_CVn_type_eclipsing_binary_SZ_Psc:_Superflare_and_coronal_properties |
| Authors |
Subhajeet_Karmakar,_Sachindra_Naik,_Jeewan_C._Pandey,_and_Igor_S._Savanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07170 |
スウィフト天文台からの観測を使用して、RSCVnタイプの食連星系SZPscで観測された、大きくて長い持続時間($>$1.3日)のX線フレアの詳細な研究を提示します。0.35$-$10keVのエネルギーバンドでは、ピーク光度は4.2$\times$10$^{33}$ergs$^{-1}$と推定されます。SZPscの静止コロナは、Swift天文台を使用してフレアの$\sim$5.67日後に観測され、XMM-Newton衛星を使用してフレアの$\sim$1.4年後に観測されました。静止コロナは、4、13、および48MKの3つの温度プラズマで構成されていることがわかっています。SZPscの静止コロナの高解像度X線スペクトル分析は、高い第一イオン化ポテンシャル(FIP)要素が低FIP要素よりも豊富であることを示唆しています。フレアの時間分解X線分光法では、フレアの温度、放出量、および存在量に大きな変化が見られます。フレア中の温度、放出量、存在量のピーク値は、199$\pm$11MK、2.13$\pm$0.05$\times10^{56}$cm$^{-3}$、0.66$と推定されます。\pm$0.09Z$_{\odot}$、それぞれ。流体力学的ループモデリングを使用して、フレアのループ長を6.3$\pm$0.5$\times10^{11}$cmと導出しますが、フレアピークでのループ圧力と密度は3.5$\pm$0.7と導出されます。$\times10^{3}$dynecm$^{-2}$と8$\pm$2$\times10^{10}$cm$^{-3}$です。フレアを生成する総磁場は490$\pm$60Gと見積もられている。コロナ高さでの大きな磁場は、準巨星の拡張された対流帯の存在と高い軌道速度によるものと考えられている。.
| Title |
Minisuperspace_Quantum_Cosmology_from_the_Einstein-Cartan_Path_Integral |
| Authors |
Raymond_Isichei_and_Jo\~ao_Magueijo_(Imperial_College) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05583 |
Einstein-Cartanアクションに適用される経路積分形式を使用して、固定$\Lambda$およびユニモジュラープロパゲーターを導出します。アクションの単純さ(これは経過関数で線形です)により、経過関数から始まる正確な積分とハミルトン制約の適用が可能になり、接続が終点で固定されている場合、チャーン-サイモンズ状態の積が得られます。鞍点近似は必要ありません。メトリクスがエンドポイントで固定されている場合、接続に選択された等高線に応じて、Hartle-HawkingまたはVilenkinプロパゲーターが取得されます。したがって、このアプローチでは、必要に応じて、経過関数の輪郭の選択を接続の輪郭の選択と交換します。ユニモジュラ伝播関数も経路積分を介して簡単に取得でき、以前に導出された式が復元されます。
Solar Dynamics Observatory における注意ベースの生成的ニューラル画像圧縮
| Title |
Attention-Based_Generative_Neural_Image_Compression_on_Solar_Dynamics_Observatory |
| Authors |
Ali_Zafari,_Atefeh_Khoshkhahtinat,_Piyush_M._Mehta,_Nasser_M._Nasrabadi,_Barbara_J._Thompson,_Daniel_da_Silva,_Michael_S._F._Kirk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06478 |
NASAのSolarDynamicsObservatory(SDO)ミッションは、宇宙の静止軌道から毎日1.4テラバイトのデータを収集します。SDOデータには、さまざまな波長で撮影された太陽の画像が含まれており、太陽を支配する動的プロセスを理解することを主な科学的目標としています。最近、エンドツーエンドで最適化された人工ニューラルネットワーク(ANN)が、画像圧縮の実行に大きな可能性を示しています。ANNベースの圧縮スキームは、ロッシーおよびロスレスの画像圧縮において、従来の手作業で設計されたアルゴリズムよりも優れています。太陽力学を研究する宇宙ミッションで保存および取得する必要があるデータの量を削減するために、アドホックANNベースの画像圧縮方式を設計しました。この作業では、敵対的に訓練されたニューラル画像圧縮ネットワークでローカルおよび非ローカルの注意メカニズムの両方を利用する注意モジュールを提案します。また、この神経画像コンプレッサーの優れた知覚品質も実証しました。SDO宇宙船からダウンロードされた画像を圧縮するために提案されたアルゴリズムは、JPEGやJPEG2000などの現在使用されている一般的な画像圧縮コーデックよりも、レートと歪みのトレードオフで優れたパフォーマンスを発揮します。さらに、提案された方法が、最先端の非可逆変換符号化圧縮コーデック、つまりBPGよりも優れていることを示しました。
スピン歳差アクシオン実験の感度について
アクシオン暗黒物質の探索における主要な方向性は、核スピンへの影響を探索することです。検出方式には、強力な静磁場内で原子核のサンプルを偏極させ、振動するアクシオン場によって誘起されるスピン歳差運動を探すことが含まれます。このような実験で発生するアクシオン信号とバックグラウンドの寄与を研究し（顕著な例はCASPErです）、既存の文献との重要な違いを見つけます。最も重要なことは、材料の横方向のスピン緩和時間が問題の最大のタイムスケールである限界では、誘導信号がアクシオン場のコヒーレンス時間を超えても成長し続けることを示しています。その結果、スピン歳差運動装置は、かなりの範囲のアクシオン質量で以前に推定されたものよりもはるかに感度が高く、キセノンを使用した100neVのアクシオン質量で最大100倍の感度向上が見られます。129サンプル。これにより、QCDアクシオンの検出の見通しが向上し、この動機付けられたターゲットに到達するための実験的要件を推定します。私たちの結果は、アクシオンの電気双極子モーメント演算子と磁気双極子モーメント演算子の両方に適用されます。
磁気双極子相互作用によるベクトル暗黒物質の凍結
磁気双極子相互作用を介して標準モデル粒子に結合するベクトル暗黒物質の単純なモデルを研究します。このシナリオでは、宇宙の存在量は凍結メカニズムによって発生し、双極子結合、ベクトル質量、および再加熱温度に依存します。宇宙論的準安定性を確実にするために、ベクトルはそれが結合するフェルミオンよりも軽くなければならないが、まれな崩壊でも観測可能な3$\gamma$最終状態を生成することができる。二体崩壊は、追加の弱い抑制を伴うワンループでも発生する可能性がありますが、ベクトルが主に軽いフェルミオンに結合する場合はサブドミナントです。十分に重いベクトルの場合、誘導された光子との速度論的混合は、軽いフェルミオンへの追加の2つの体崩壊をもたらし、最終状態放射による間接検出信号を予測することもできます。可視粒子のさまざまなフレーバーへの結合の意味を調査し、電子、ミューオン、およびタウスを含むレプトフィリック双極子を強調します。これは、3$\gamma$、$e^+e^-\gamma$、$\mu^+\mu^-\gamma$減衰チャンネル。また、現在および過去の望遠鏡からの制約、およびe-ASTROGAMやAMEGOを含む将来のミッションの感度予測も提示します。
$\sim \,$100 MeV 以下の質量を持つ暗黒物質の半導体におけるミグダル効果
| Title |
The_Migdal_Effect_in_Semiconductors_for_Dark_Matter_with_Masses_below_$\sim_\,$100_MeV |
| Authors |
Kim_V._Berghaus,_Angelo_Esposito,_Rouven_Essig,_Mukul_Sholapurkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06490 |
原子核から散乱する暗黒物質は、ミグダル効果と呼ばれる電子の非弾性励起によって観測可能なイオン化を引き起こす可能性がわずかです。実効場理論を使用して、半導体のミグダル効果の計算を原子核への運動量移動が小さい領域に拡張します。この領域では、原子核の最終状態が平面波ではうまく記述できなくなります。私たちの分析結果は、結晶の振動自由度（フォノン）を説明する半導体の測定可能な動的構造因子によって完全に定量化できます。構造因子が従う合計規則により、包括的なミグダル率と電子反跳スペクトルの形状は、結晶内の核を自由イオンとして近似することによって適切にキャプチャされることを示します。ただし、結晶へのエネルギー蓄積に関する排他的な微分速度は、特定の材料の動的構造関数にエンコードされたフォノンダイナミクスに依存します。私たちの結果により、電子を運動学的に励起できる最も軽い暗黒物質候補($m_\chi\gtrsim1$MeV)についても、半導体のミグダル効果を評価できるようになりました。
ホーキング放射による光原始ブラックホールのスピンの決定
質量範囲$5\times10^7-10^{12}$kg(ホーキング温度$\sim10$MeV$-200$GeV)の原始ブラックホール(PBH)の質量とスピンを決定する方法を提案します。一次成分と二次成分の両方を含む、光子ホーキング放射スペクトルの特定の特徴のエネルギーの測定に基づいています。これは、この質量範囲のPBHが蒸発するときにスピンアップするシナリオ、つまり、無次元スピンパラメーター$\tilde{a}\sim0.1-0.5$が数百または数千のホーキング放出によって達成できるストリングアキシバースによって動機付けられます。光アクシオンのような粒子の。したがって、現在のPBH質量スピン分布を測定することは、標準モデルを超えた物理学の重要なプローブになる可能性があります.提案された方法は、関連するフラックスではなく、特定のPBHによって放出される光子のエネルギーに依存するため、PBHと地球の距離とは無関係であり、副産物として後者を推測するためにも使用できます。
マルチスケールMHDリコネクションにおけるスーパーフェルミ加速
2DMHD逆平行プラズモイド再接続における荷電粒子のフェルミ加速を調査し、$\dot{\varepsilon}\sim\varepsilon$の標準的なフェルミモデルを超える励起率$\dot{\varepsilon}$の大幅な向上を発見しました。.$\vec{E}\times\vec{B}$ドリフトによる磁気島周辺の粒子軌道幅の縮小により、$\dot{\varepsilon}_\parallel\sim\varepsilon_\parallel^{1+1/$\chi\sim0.75$で2\chi}$べき乗則。効率の向上によるプラズモイド内の粒子の最大可能エネルギー利得の増加は、プラズモイドのサイズとともに増加し、太陽フレアの場合は10倍になり、より大きなプラズマの場合はさらに大きくなります。一定でない$\vec{E}\times\vec{B}$ドリフト率の影響を含めると、ベキ乗則指数が$\gtrsim2$から$\lesssim1$にさらに変化し、プラズモイドのサイズとともに減少します。注射の時間。
スピン重力結合による宇宙論的シナリオを調査します。特に、バリオン粒子と暗黒物質粒子のスピンとその重力への結合により、効果的なスピン依存の測定基準を調べています。これは、Matisson-Papapetrou-Tulczyjew-Dixon形式で半古典的に計算できます。したがって、通常の場の方程式は修正されたフリードマン方程式を生じさせ、その中で余分な項を有効な暗黒エネルギーセクターとして識別することができます。さらに、物質と暗黒エネルギーセクター間の効果的な相互作用を取得します。スピン重力結合がオフになった場合、標準の$\Lambda$CDM宇宙論が回復します。動的システム解析を実行し、物質の時代を説明できる物質優勢点と、加速と暗黒エネルギー支配に対応する安定した後期解を見つけます。スピン結合パラメーターの値が小さい場合、$\Lambda$CDMの一致シナリオからの偏差は小さいですが、値が大きい場合は、望ましい量になる可能性があり、異なる暗エネルギー状態方程式パラメーターの動作にもつながります。加速から減速への異なる遷移赤方偏移について。最後に、ハッブル関数データを使用してモデル予測に立ち向かいます。
大気乱流によるイメージングのリアルタイム高密度フィールド位相空間シミュレーション
| Title |
Real-Time_Dense_Field_Phase-to-Space_Simulation_of_Imaging_through_Atmospheric_Turbulence |
| Authors |
Nicholas_Chimitt,_Xingguang_Zhang,_Zhiyuan_Mao,_Stanley_H._Chan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06713 |
大気乱流の数値シミュレーションは、長距離イメージングにおける逆問題を解くための計算技術の開発における最大のボトルネックの1つです。古典的な分割ステップ法は、伝搬経路を多くのセグメントに分割し、フレネル積分を介して各セグメントのすべてのピクセルを個別に伝搬する数値波動伝搬に基づいています。この繰り返しの評価は、大きな画像ではますます時間がかかります。結果として、分割ステップシミュレーションは、多くの場合、ポイントのまばらなグリッドでのみ実行され、その後に他のピクセルへの補間が行われます。それでも、リアルタイムアプリケーションの場合、計算は高価です。この論文では、点の\emph{dense}グリッド上で\emph{real-time}処理を可能にする新しいシミュレーション方法を提示します。最近開発されたマルチアパーチャモデルと位相から空間への変換に基づいて、ゼルニケ相関テンソルからランダムサンプルを引き出す際のメモリのボトルネックを克服しました。ゼルニケモードの相互相関は、ランダムサンプルの統計にわずかな寄与しかないことを示します。これらの相互相関ブロックをゼルニケテンソルで近似することにより、テンソルの均一性を復元し、フーリエベースのランダムサンプリングを可能にします。$512\times512$の画像では、新しいシミュレーターは高密度フィールドでフレームあたり0.025秒を達成します。$3840\times2160$のイメージでは、分割ステップ法を使用してシミュレートするには13時間かかりますが、新しいシミュレーターはフレームあたり約60秒で実行できます。
宇宙定数問題への修正重力アプローチ
| Title |
Modified_gravity_approaches_to_the_cosmological_constant_problem |
| Authors |
The_FADE_Collaboration:_Heliudson_Bernardo,_Benjamin_Bose,_Guilherme_Franzmann,_Steffen_Hagstotz,_Yutong_He,_Aliki_Litsa,_and_Florian_Niedermann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06810 |
宇宙定数とその現象論は、理論物理学における最大の謎の1つです。アインシュタインの一般相対性理論の修正が、古典的な重力と場の量子論の相互作用から生じる、それに関連するさまざまな問題をどのように軽減できるかを確認します。現代的で簡潔な言語を導入して、その現象論に関連する問題を説明し、ここで説明するアプローチを動機付けるために、ノーゴー定理とその抜け穴を調べます。制約付き重力アプローチは、一般相対論からの最小限の逸脱を利用します。大規模な重力は重力子に質量をもたらします。Horndeski理論は、真空の並進不変性の破綻につながります。余分な次元を持つモデルは、真空の対称性を変更します。また、これらの理論のいくつかに存在しなければならないスクリーニングメカニズムについても確認します。これらの理論は、小規模でも一般相対性理論の成功を回復することを目的としています。最後に、現在の天体物理学的および宇宙論的観測を説明できるようにしながら、さまざまな宇宙定数の問題を解決しようとする試みにおけるこれらのモデルのステータスを要約します。
素粒子物理学の標準モデルは、粒子間の強い、弱い、電磁相互作用を説明できる$SU(3)_c\timesSU(2)_L\timesU(1)_Y$ゲージ理論です。重力相互作用は、重力の古典的な理論であるアインシュタインの一般相対性理論によって記述されます。これらの理論は、自然の4つの基本的な力すべてを非常に正確に説明できます。ただし、素粒子物理学の標準モデルとアインシュタインの一般相対性理論を超えて物理学を研究する理論的および実験的な動機がいくつかあります。これらの新しい物理シナリオを超軽量粒子で調査することは、暗黒物質の直接検出実験からの制約を回避し、宇宙の小規模構造の問題を解決できる暗黒物質の有望な候補になる可能性があるため、それ自体が重要です。この論文では、光粒子としてのアクシオンとゲージボソン、および天体物理学的観測によるそれらの可能性のある探索について考察しました。特に、コンパクト連星系の軌道周期損失、重力による光の曲げ、シャピロ時間遅延から、超軽量アクシオンの制約を取得します。また、重力波と惑星の近日点歳差運動の間接的な証拠から、超軽量ゲージボソンに関する制約を導き出します。このようなタイプの観測は、いくつかの素粒子物理モデルを制約することもあり、議論されています。
回転する正則ブラック ホールの周りのスカラー雲形成の寿命
| Title |
Lifetime_of_scalar_cloud_formation_around_a_rotating_regular_black_hole |
| Authors |
Mohsen_Khodadi,_Reza_Pourkhodabakhshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06861 |
カーブラックホールの曲率特異点を回避することは、その周りのスカラー雲形成のタイムスケールに影響しますか?定義により、スカラー雲は、水素のような束縛状態を持つ重力原子を形成し、大規模なスカラー場の超放射不安定領域(時間成長準束縛状態)のしきい値とそれを超える(時間減衰準束縛状態)にあります。.SimpsonとVisserによって提案された新しいタイプの回転する中空の正則ブラックホールを採用することにより、標準的なライバルとは異なり、漸近的なミンコフスキーコアを持ち、この問題に対処します。このメトリックは、長さの次元を持つ単一の正則化パラメーター$\ell$に由来する、標準のカーに対して最小限の拡張を持っています。カー時空に正則化長さスケール$\ell$を含めることで、標準的な超放射不安定領域に影響を与えることなく、スカラー雲形成の時間スケールが短くなることを示します。その形成後のスカラー雲は、エネルギー散逸を介して、重力波の連続源の役割を果たすことができるため、不安定性成長時間のそのような短縮は、新しい物理学の現象学的検出の見通しを改善します。.
交流バイアス超電導遷移端センサーの電圧変動
| Title |
Voltage_Fluctuations_in_ac_Biased_Superconducting_Transition-Edge_Sensors |
| Authors |
L._Gottardi_(1),_M._de_Wit_(1),_E._Taralli_(1),_K._Nagayashi_(1)_and_A._Kozorezov_(2)_((1)_NWO-I/SRON_Netherlands_Institute_for_Space_Research,_Leiden,_Netherlands_(2)_Department_of_Physics,_Lancaster_University,_United_Kingdom) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.06869 |
超伝導転移端センサー(TES)、MHz周波数でバイアスされたAC電圧の基本ノイズ源の詳細な分析を提示し、超伝導の弱いリンクとして扱われます。異なる法線抵抗と形状を持ついくつかの検出器の槽温度の関数として、抵抗遷移のノイズを調べました。通常、TESの電気帯域幅で観察される過剰ノイズは、弱いリンク内で生成された準粒子の平衡ジョンソンノイズによって説明できることを示します。ジョセフソン周波数と高調波での変動は、正弦波の電流位相関係を持つ弱いリンクの非線形応答を通じて、検出器の帯域幅で測定された電圧ノイズに大きく影響します。
