銀河団と宇宙ボイド数カウントの間の宇宙論的相乗効果の探索
| Title |
Exploring_the_cosmological_synergy_between_galaxy_cluster_and_cosmic_void_number_counts |
| Authors |
Davide_Pelliciari,_Sofia_Contarini,_Federico_Marulli,_Lauro_Moscardini,_Carlo_Giocoli,_Giorgio_Francesco_Lesci_and_Klaus_Dolag |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07248 |
銀河団と宇宙空隙は、質量とサイズの点で私たちの宇宙の最も極端なオブジェクトであり、大規模な物質密度場の2つの反対側をたどっています。それぞれの質量と半径の関数、つまりハロー質量関数(HMF)と空隙サイズ関数(VSF)としてそれらの存在量を調べることにより、宇宙論モデルの基本的な制約を達成することが可能です。HMFはすでに広く利用されており、主要な宇宙論モデルのパラメーター($\Omega_{\rmm}$、$\sigma_8$、$S_8$など)に堅牢な制約を提供していますが、VSFは実行可能で効果的な宇宙論としてまだ浮上しています。調査。これらの統計の予想される補完性を考慮して、この作業では、それらの組み合わせに由来するコスト削減力を推定することを目的としています。この目標を達成するために、赤方偏移範囲$0.2\leqz\leq1$で、最先端の大規模な流体力学シミュレーションから抽出された銀河団とボイドの現実的な模擬サンプルを利用します。この作業で使用される質量トレーサーの種類と以前の文献分析で考慮されたものとの違いを考慮する必要がある、HMFおよびVSFモデルの自由パラメーターの正確なキャリブレーションを実行します。次に、ベイズマルコフ連鎖モンテカルロ分析を実行して、$\Omega_{\rmm}$と$\sigma_8$の制約を取得します。クラスターとボイドの数は、宇宙論的枠組みをテストするための強力な独立した補完的なプローブを表すことがわかります。特に、$\Omega_{\rmm}$および$\sigma_8$に対するHMFの制約力は、VSFの寄与によって大幅に向上し、$S_8$制約の精度が約$60\%$増加することがわかりました。.
プランクは、LOFAR の空に集まっています。 III. LoTSS-DR2: クラスター内媒質の動的状態と密度ゆらぎ
| Title |
The_Planck_clusters_in_the_LOFAR_sky._III._LoTSS-DR2:_Dynamic_states_and_density_fluctuations_of_the_intracluster_medium |
| Authors |
X._Zhang,_A._Simionescu,_F._Gastaldello,_D._Eckert,_L._Camillini,_R._Natale,_M._Rossetti,_G._Brunetti,_H._Akamatsu,_A._Botteon,_R._Cassano,_V._Cuciti,_L._Bruno,_T._W._Shimwell,_A._Jones,_J._S._Kaastra,_S._Ettori,_M._Br\"uggen,_F._de_Gasperin,_A._Drabent,_R._J._van_Weeren,_H._J._A._R\"ottgering |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07284 |
LoTSS-DR2のフットプリントは、309個のPSZ2銀河団をカバーしており、そのうち83個が電波ハローをホストし、26個が電波遺物をホストしています。これは、拡張されたクラスター電波源の特性、特に合体活動との関係を統計的に研究する絶好の機会を提供してくれます。クラスターの動的状態を定量化して、拡張された電波源の発生との関係を調査することを目指しています。また、クラスター内媒体(ICM)乱流とLoTSS-DR2の電波ハローの非熱的特性との間の関係も検索します。XMM-NewtonとChandraのアーカイブX線データを分析し、クラスターの動的状態を示す濃度パラメーターと重心シフトを計算しました。また、大規模な密度摂動を調査し、乱流速度分散を推定するために、X線表面輝度(SB)変動のパワースペクトル解析を実行しました。パワースペクトル解析の結果、散乱密度変動の振幅が大きくなります。したがって、密度のゆらぎとクラスターの緩和状態との間にわずかな反相関しか見られず、密度のゆらぎと電波ハローパワーとの間には相関が見られませんでした。それにもかかわらず、乱流散逸から計算された粒子加速の注入電力は電波ハロー電力と相関しており、最適なユニティスロープが乱流(再)加速シナリオをサポートしています。2つの異なる加速度モデル、通過時間減衰と断熱確率加速度は、推定された乱流マッハ数のばらつきが大きいため、区別できません。我々は新しい量$[kT\cdotY_X]_{r_\mathrm{RH}}$を導入しました。これは一定のマッハ数を仮定した乱流の加速力に比例します。この量は無線ハローパワーと強く相関しており、傾きも1です。
BOSS および eBOSS からのフル シェイプ クラスタリング測定からの $\Lambda$CDM 制約を超えて
| Title |
Beyond_$\Lambda$CDM_constraints_from_the_full_shape_clustering_measurements_from_BOSS_and_eBOSS |
| Authors |
Agne_Semenaite,_Ariel_G._S\'anchez,_Andrea_Pezzotta,_Jiamin_Hou,_Alexander_Eggemeier,_Martin_Crocce,_Cheng_Zhao,_Joel_R._Brownstein,_Graziano_Rossi_and_Donald_P._Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07304 |
拡張バリオン振動分光調査(eBOSS)クエーサーサンプルからの異方性クラスタリング測定値の完全な形状を、バリオン振動分光調査(BOSS)からの結合銀河サンプルと共に分析します。$\Lambda$CDMモデルの拡張のために、ハッブルパラメーター$h$に依存しない宇宙パラメーターに関する制約を取得し、状態パラメーター$w$の自由な暗エネルギー方程式をもつ宇宙論に焦点を当てます。クラスタリングの制約をPlanckの最新のCMBデータからの制約と組み合わせて、これらの宇宙論の$w$と追加の拡張パラメーター(その時間発展$w_{\rm{a}}$、物理曲率密度$)の結合制約を取得します。\omega_{K}$とニュートリノ質量和$\summ_{\nu}$.私たちの共同制約は、フラットな$\Lambda$CDM宇宙論モデルと68\%の信頼限界内で一致しています。我々は、プランクデータが、今日のクラスタリング振幅$\sigma_{12}$に$w$が変化する宇宙論で厳しい制約を課すことができることを示し、そのような宇宙論のクラスタリング振幅に対する最初の制約を提示します。$\Lambda$CDM値よりわずかに高くなります。さらに、$w$を変化させて非平面宇宙論を考慮し、物理的曲率密度を使用すると、Planckは$4\sigma$重要度で曲がった宇宙を好むことを示します。相対曲率密度$\Omega_{\rm{K}}$。最後に、$w$が自由に変化する場合、クラスタリングは$\summ_{\nu}$の上限に対してわずかな改善(0.021eV)しか提供しません。
原始テンソル摂動の存在下でのニューラル ネットワーク ベースのレンズ再構築による CMB デレンズ
| Title |
CMB_Delensing_with_Neural_Network_Based_Lensing_Reconstruction_in_the_Presence_of_Primordial_Tensor_Perturbations |
| Authors |
Chen_Heinrich,_Trey_Driskell_and_Chris_Heinrich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07391 |
次世代のCMB実験では、テンソルとスカラーの比$r$を高い精度で制約することが期待されています。原始テンソル摂動信号を含む観察されたCMB$B$モード偏光は、重力レンズ効果によるはるかに大きな寄与によって支配されるため、レンズ除去は重要なプロセスです。これを成功させるには、従来の2次推定量(QE)(次世代の実験では最適でなくなる)を超えたレンズ再構築の方法と、最大事後推定量(現在も開発中)を探索することが有用です。カルデイラ等において。2020年、著者らは、ResUNetアーキテクチャを使用するニューラルネットワーク(NN)メソッドがQEよりも優れたパフォーマンスを発揮し、レンズ再構成のパフォーマンスに関して反復推定器と比較してわずかに最適ではないことを示しました。この作業では、さらに一歩進んで、標準のデレンズパイプラインを使用して、原始テンソル摂動を含むマップ上でこれらの推定量のデレンズパフォーマンスを評価し、NN推定量の\emph{delensing}パフォーマンスが最適であることを示します。$12.7^{\circ}\times12.7^{\circ}$に対して$r=0.01$および$r=0.001$を使用して一連のシミュレーションでテストしたときの収束反復推定量は、CMB-Stage~4のような分極でマップされます騒音レベル$1\,\mu\rm{K\,arcmin}$と1'ビーム。デレンズの目的で、関心のあるスケールでの誤った相関を回避するために、$l<l_{\rm{cut}}$を削除した一連のCMBマップでNNをトレーニングして評価する必要があることがわかりました。最終的なレンズ除去された$B$モードパワースペクトル$l<l_{\rm{cut}}$については、QEおよび反復推定器について以前に知られていたものと同様です。また、モデリングがより不確実な前景とより複雑な機器効果の同時処理のために拡張できるさまざまなNNトレーニング手法も提示します。
赤方偏移 7.5 から 28 までの 21 cm 水素信号を検出するための REACH 放射計
| Title |
The_REACH_radiometer_for_detecting_the_21-cm_hydrogen_signal_from_redshift_7.5_to_28 |
| Authors |
E._de_Lera_Acedo,_D.I.L._de_Villiers,_N._Razavi-Ghods,_W._Handley,_A._Fialkov,_A._Magro,_D._Anstey,_H.T.J._Bevins,_R._Chiello,_J._Cumner,_A.T._Josaitis,_I.L.V._Roque,_P.H._Sims,_K.H._Scheutwinkel,_P._Alexander,_G._Bernardi,_S._Carey,_J._Cavillot,_W._Croukamp,_J.A._Ely,_T._Gessey-Jones,_Q._Gueuning,_R._Hills,_G._Kulkarni,_R._Maiolino,_P._D._Meerburg,_S._Mittal,_J.R._Pritchard,_E._Puchwein,_A._Saxena,_E._Shen,_O._Smirnov,_M._Spinelli,_K._Zarb-Adami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07409 |
原始水素からの21cm線の観測は、宇宙の初期の時代(暗黒時代、宇宙の夜明け、その後の再イオン化の時代)を研究するための最良のツールの1つになることを約束します。2018年、EDGESの実験は、78MHzを中心とした天空平均の電波スペクトルで吸収機能が検出される可能性があり、宇宙論コミュニティの注目を集めました。この機能は予想よりも深く、確認された場合、新しい物理学が必要になります。ただし、さまざまなグループがEDGESデータを再分析し、信号の信頼性に疑問を呈しています。宇宙水素の分析のための電波実験(REACH)は、データ内の残留系統信号に関連する現在の機器が直面している問題に取り組むことにより、現在の観測を改善することを目的とした、天空平均21cmの実験です。新しい実験的アプローチは、ベイジアン統計を使用して、前景および宇宙信号とともにこれらの体系を検出し、一緒に説明することに焦点を当てています。これを実現するために、REACHは2つの異なるアンテナ、超広帯域システム(赤方偏移範囲7.5から28)、およびフィールド内測定に基づく受信機キャリブレータによる同時観測を特徴としています。シミュレートされた観測は、天体物理パラメータに対するパーセントレベルの制約を予測し、初期の宇宙への新しい窓を開く可能性があります。
シアー選択されたクラスターサンプルの弱いレンズ質量推定に対する過剰な上方散乱質量バイアスを軽減するための経験的方法
| Title |
An_empirical_method_for_mitigating_an_excess_up-scattering_mass_bias_on_weak_lensing_mass_estimate_for_shear-selected_cluster_samples |
| Authors |
Takashi_Hamana_(NAOJ) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07446 |
弱いレンズ作用を持つ銀河団の質量推定に対する過剰な上方散乱質量バイアスは、銀河団の観測された弱いレンズ作用を持つ質量($M_{\rmobs}$)が、統計的な意味で、その真の質量よりも大きいという統計的バイアスです。($M_{\rmtrue}$)弱いレンズクラスターシアープロファイルのランダムノイズにより、下方散乱よりも上方散乱の可能性が高いためです。この非対称散乱確率は、質量の増加に伴って単調に減少するクラスター質量関数によって引き起こされます。このバイアス($b=M_{\rmobs}/M_{\rmtrue}$によって定義される)を弱いレンズシアー選択クラスターで調べ、それを緩和するための経験的モデルを提示します。そうすることで、現実的なモッククラスターの標準的な弱いレンズ効果による質量推定を実行し、標準的な$\chi^2$分析に基づく弱いレンズ効果による質量推定が統計的に正しい信頼区間を与えることを発見しましたが、結果として最適な質量は次のようになります。平均して高く偏っている。私たちの補正方法は、最近の経験的モデルからのクラスター質量と濃度パラメーターの確率分布の事前分布を使用して、標準ベイジアン統計のフレームワークを使用します。モックの弱いレンズクラスターを使用して補正方法をテストし、結果として得られる補正された$M_{\rmobs}$-bin平均質量バイアスが$\sim10$パーセント以内で1に近い状態で、この方法がうまく機能することがわかりました。浜名らの弱レンズシア選択クラスタサンプルに補正法を適用した。（2020）、および現在のバイアスは、弱いレンズクラスターの質量を修正しました。
ホスト銀河測光赤方偏移を使用して、LSST 時代の Ia 型超新星で宇宙論的制約を改善する
| Title |
Using_Host_Galaxy_Photometric_Redshifts_to_Improve_Cosmological_Constraints_with_Type_Ia_Supernova_in_the_LSST_Era |
| Authors |
Ayan_Mitra,_Richard_Kessler,_Surhud_More,_Renee_Hlozek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07560 |
シミュレートされたIa型超新星(SN~Ia)に対して厳密な宇宙論分析を実行し、ホストまたはSNからの分光赤方偏移を含む"zspec"サブセットのみを使用する場合と比較して、ホスト銀河の測光赤方偏移を含めることによる改善を評価します。PhotometricLSSTAstronomicalTime-SeriesClassificationChallenge(PLaSTiCC)のDeepDrillingFields(~50deg^2)を、DataChallenge2(DC2)に基づく低zサンプルと組み合わせて使用します。この分析には、SN輝度を標準化するための光度曲線フィッティング、バイアス補正されたハッブル線図を取得するための高統計シミュレーション、キャリブレーションとフォトzの不確実性を含む統計的+体系的な共分散行列、および宇宙マイクロ波からの事前確率による宇宙フィッティングが含まれます。バックグラウンド。zspecサブセットを使用する場合と比較して、SN+hostphoto-zのイベントを含めると、i)z>0.5の距離がより正確になり、ii)赤方偏移がさらに0.3拡張されたハッブル線図が得られ、iii)暗所が50%増加します。w0-waCDMモデルに基づくエネルギータスクフォースの性能指数(FoM)。25個のシミュレートされたデータサンプルを分析すると、w0とwaの平均バイアスはゼロと一致しています。0.01のホストphoto-zシステマティックは、FoMを2%しか減少させません。これは、i)ほとんどのz<0.5イベントがzspecサブセットにある、ii)組み合わせたSN+ホストphoto-zのバイアスがX2より小さい、およびiii)反適合した赤方偏移と色の相関関係により、距離誤差が自己修正されます。実際のデータを分析する準備をするために、photo-zを使用した次のSNIa宇宙論分析には、非SN-Ia汚染とホスト銀河のミスアソシエーションを含める必要があります。
銀河前景放射に対する宇宙複屈折測定のロバスト性と機器系統学
| Title |
Robustness_of_cosmic_birefringence_measurement_against_Galactic_foreground_emission_and_instrumental_systematics |
| Authors |
P._Diego-Palazuelos,_E._Mart\'inez-Gonz\'alez,_P._Vielva,_R._B._Barreiro,_M._Tristram,_E._de_la_Hoz,_J._R._Eskilt,_Y._Minami,_R._M._Sullivan,_A._J._Banday,_K._M._G\'orski,_R._Keskitalo,_E._Komatsu_and_D._Scott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07655 |
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の分極は、軽い擬似スカラー場に結合するチャーン-サイモンズによって予測されるようなパリティ違反プロセスを検索するために使用できます。このような相互作用は、宇宙複屈折として知られる効果によって、観測されたCMB信号で$E$モードを$B$モードに回転させます。等方性複屈折は、検出器の偏光角の誤校正によって生じる回転と混同される可能性がありますが、銀河の前景放射が校正器として使用される場合、両方の効果の間の縮退は解消されます。この作業では、プランクミッションの高周波装置の現実的なシミュレーションを使用して、この手法によって得られた最近の複屈折測定値に対する銀河の前景放射と装置の体系化の影響をテストします。私たちの結果は、偏光角度のミスキャリブレーションや、強度から偏光への漏れ、ビーム漏れ、交差偏光効果などの他の体系的な影響に対する方法論の堅牢性を示しています。ただし、私たちの推定量は、偏光前景放射の$EB$相関に敏感です。ここでは、パラメトリックモデルをCMBデータに適合させるベイジアン成分分離分析で生成されたテンプレートを使用して前景信号をモデル化することにより、ダスト$EB$によって引き起こされるバイアスを修正することを提案します。コマンダースカイモデルのような現在利用可能なダストテンプレートの制限を認め、高精度のCMBデータと、修正された黒体パラダイムを超えたダストの特徴付けが、将来の宇宙複屈折の決定的な測定値を取得するために必要です。
1 つを知るには 2 つ必要: 有効な 2 点 PDF モデルから正確な 1 点 PDF 共分散を計算する
| Title |
It_takes_two_to_know_one:_Computing_accurate_one-point_PDF_covariances_from_effective_two-point_PDF_models |
| Authors |
Cora_Uhlemann,_Oliver_Friedrich,_Aoife_Boyle,_Alex_Gough,_Alexandre_Barthelemy,_Francis_Bernardeau,_Sandrine_Codis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07819 |
宇宙物質密度の1点確率分布関数(PDF)は、物質分布の非ガウス特性を抽出し、2点統計を補完する強力な宇宙論的プローブです。1点PDFの共分散を計算することは、Euclidやルービン天文台LSSTなどの今後の調査のための堅牢な銀河調査分析を構築するための鍵であり、空間相関を特徴付ける2点PDFの優れたモデルが必要です。この作業では、わずかに非ガウスの弱いレンズ収束の効果的なシフトされた対数正規2点PDFモデルを使用して正確なPDF共分散を取得し、ガウスおよび非ガウスマップの大規模なセットに対して予測を検証します。スーパーサンプル共分散をキャプチャする共分散行列の支配的な効果が、2点PDFの大きな分離拡張からどのように発生するかを示し、小さなパッチと全天地図から得られた共分散の違いについて説明します。最後に、例として3D物質PDFを使用して、3D次元分光場のPDF共分散を特徴付けるために形式を拡張する方法について説明します。個別の宇宙スタイルのシミュレーションに対して検証された理論的予測に依存することにより、全体の密度が固定されたシミュレートされたボックスからの共分散が、欠落しているスーパーサンプルの共分散効果でどのように補われるかについて説明します。
HSC-SSP トモグラフィーの弱いレンズ効果のピーク存在量からの宇宙論的研究
| Title |
Cosmological_Studies_from_HSC-SSP_Tomographic_Weak_Lensing_Peak_Abundances |
| Authors |
Xiangkun_Liu,_Shuo_Yuan,_Chuzhong_Pan,_Tianyu_Zhang,_Qiao_Wang_and_Zuhui_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07853 |
HyperSuprime-CamSubaruStrategicProgram(HSC-SSP)調査からの初年度のせん断データを使用して、弱いレンズ断層撮影ピーク研究を実行します。フィールド選択、マスク、および境界除外後の分析で使用される有効面積は$\sim58\deg^2$です。ソース銀河は、それぞれ$0.2\lez_p\le0.85$と$0.85\lez_p\le1.5$の低赤方偏移ビンと高赤方偏移ビンに分けられます。大規模構造の射影効果を含むハローベースの理論的ピークモデルを利用して、観測されたトモグラフィーの高いピーク存在量から$\nu_{\rmN}=の範囲の信号対雑音比で宇宙論的制約を導き出します[3.5,5.5]$。これらの高いピークは、大規模な銀河団のレンズ効果と密接に関連しています。したがって、シアーカタログにメンバー銀河を含めると、重要なソースクラスタリングが発生し、それらのレンズ信号が希薄になる可能性があります。理論モデリングでは、この体系的な効果を説明します。さらに、バリオン効果、銀河固有の配列、せん断および測光赤方偏移キャリブレーションの残留不確実性の影響も分析されます。フラットな$\Lambda$CDMモデル内では、導出された制約は$S_8=0.758_{-0.076}^{+0.033}$および$0.768_{-0.057}^{+0.030}$であり、ソースクラスタリング情報は2つのクラスタカタログ、それぞれCAMIRAとWZL。非対称の不確実性は、およそパワーインデックス$\alphaを生じる宇宙せん断2点相関からのものと比較して、高いピーク存在量からの$(\Omega_{\rmm},\sigma_8)$の異なる縮退方向によるものです。=0.5$。制約に当てはめると、$\alpha\approx0.38$と$\Sigma_8=0.772_{-0.032}^{+0.028}$(CAMIRA)と$0.781_{-0.033}^{+0.028}$(WZL)が得られます。.非トモグラフィピーク解析の結果と比較すると、$\Sigma_8$の$1\sigma$の不確実性は$\sim1.3$分の1に減少します。
マクドナルド加速星調査 (MASS): 古代の 5 つの惑星ホスト システム ケプラー 444 のアーキテクチャ
| Title |
The_McDonald_Accelerating_Stars_Survey_(MASS):_Architecture_of_the_Ancient_Five-Planet_Host_System_Kepler-444 |
| Authors |
Zhoujian_Zhang,_Brendan_P._Bowler,_Trent_J._Dupuy,_Timothy_D._Brandt,_G._Mirek_Brandt,_William_D._Cochran,_Michael_Endl,_Phillip_J._MacQueen,_Kaitlin_M._Kratter,_Howard_T._Isaacson,_Kyle_Franson,_Adam_L._Kraus,_Caroline_V._Morley,_Yifan_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07252 |
5つのトランジット惑星をホストするK0主星(Kepler-444A)とタイトなM型分光連星(Kepler-444BC)で、A-BC投影距離は66auです。我々は、Keck/NIRC2からの適応光学イメージングと、HobbyEberlyTelescopeからのKepler-444Aの動径速度を使用して、システムの相対アストロメトリーを測定し、Keck/HIRESからのBCとAの間の相対動径速度を再分析しました。また、ヒッパルコス・ガイアの天文加速度と、公開されているすべての天文および動径速度を、BCの重心の更新された軌道解析に含めます。これらのデータは、モニタリングの時間ベースラインを大幅に拡張し、以前の研究と比較して、より大きな長半径($a=52.2^{+3.3}_{-2.7}$au)、より小さな離心率($e=0.55\pm0.05$)と、より正確な傾斜($i=85.4^{+0.3}_{-0.4}$度)。また、B成分とC成分の最初の動的質量も導き出しました。私たちの結果は、ケプラー444~Aの原始惑星系円盤がBCによって半径$\approx8$auに切り詰められた可能性が高いことを示唆しています。ケプラー444BCの重心軌道は、Aの5つの惑星の重心軌道と一致している可能性が高く、これは原始的であるか、動的進化の結果である可能性があります。ケプラー444システムは、階層的な三重星に存在するコンパクトな多惑星系が、宇宙の初期のエポックで形成され、宇宙時間を通じて永年進化を生き残ることができることを示しています。
HD 106906 デブリ ディスクの場合: バイナリの復讐
デブリディスクアーキテクチャは、[系外]惑星科学者に、惑星の質量摂動因子(隠れているかどうかに関係なく)に関する制約を含む、惑星の形成と進化のプロセスに関する貴重な手がかりを提供します。これは特にHD106906の円盤に当てはまり、HSTの初期に続いて偏光観測を行ったところ、円盤の外部にある大規模で異常に遠い惑星の伴星による摂動に起因する非対称性と針状の特徴が示されました。ここでは、HD106906ディスクの長期的な永年力学的進化を再検討し、惑星の伴星と、系をまとめている内部恒星連星の両方の複合重力作用を可能にします。そうすることで、プラネット9を含む幅広いエキセントリックな摂動星に最近適応されたラプラスの由緒ある洞察を利用します。惑星の軌道の不確実性の範囲内で、円盤は内部連星の重力場によって完全に支配されている状態からかなり支配されている状態にまで移行する可能性があり、これまでの献身的なモデリングの取り組みではほとんど無視されてきた連星の範囲外になることはほとんどないことを示しています。.私たちの分析は、ALMA観測に関する新しい報告と一致しているように見える丸みを帯びた穏やかに歪んだ（もしあったとしても）ディスクアーキテクチャを予測し、それらの観測との対話でさらに洗練することができます.また、結果を使用して、惑星の伴星の軌道に動的な制約を提供します。
原始惑星系円盤のダスト質量の過小評価について：円盤構造とダストの性質の影響
| Title |
On_the_underestimation_of_dust_mass_in_protoplanetary_disks:_Effects_of_disk_structure_and_dust_properties |
| Authors |
Yao_Liu,_Hendrik_Linz,_Min_Fang,_Thomas_Henning,_Sebastian_Wolf,_Mario_Flock,_Giovanni_P._Rosotti,_Hongchi_Wang_and_Dafa_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07478 |
原始惑星系円盤のダスト粒子の総量は、惑星形成の可能性を特徴付ける重要な特性の1つです。（サブ）ミリ波フラックス測定では、文献研究では通常、光学的に薄い放射を仮定して分析形式を使用してダスト質量を導出しますが、これは大幅な過小評価につながる可能性があります。この作業では、自己無撞着放射伝達モデルによる過小評価に対するディスク構造とダスト特性の影響を調査することを目的として、パラメーター研究を実施します。さまざまな粉塵モデル、散乱モード、および粉塵沈降のアプローチが考慮され、比較されます。リングや三日月などの円盤の下部構造が質量微分に及ぼす影響も調査されています。結果は、主に真のダスト質量、ディスクサイズ、および傾斜によって設定される視線に沿った光学的深さに応じて、従来の分析方法が質量を数倍から数百倍過小評価する可能性があることを示しています。アプリケーションとして、観測されたDSHARPディスクの1つであるDoAr33のスペクトルエネルギー分布の詳細な放射伝達モデリングを実行します。DSHARPダストの不透明度が採用されている場合、ベイジアン解析から返される最も可能性の高いダスト質量は、解析計算で得られる値よりも約7倍高くなります。私たちの研究は、放射伝達モデルから円盤ダストの質量を推定することが、アルマ望遠鏡時代に提起された惑星形成に不十分な質量の問題を軽減するための1つの解決策であることを示しています。
TOI-179: トランジット中のコンパクトな海王星質量の惑星と外軌道にある低質量の伴星を持つ若いシステム
| Title |
TOI-179:_a_young_system_with_a_transiting_compact_Neptune-mass_planet_and_a_low-mass_companion_in_outer_orbit |
| Authors |
S._Desidera,_M._Damasso,_R._Gratton,_S._Benatti,_D._Nardiello,_V._D'Orazi,_A.F._Lanza,_D._Locci,_F._Marzari,_D._Mesa,_S._Messina,_I._Pillitteri,_A._Sozzetti,_J._Girard,_A._Maggio,_G._Micela,_L._Malavolta,_V._Nascimbeni,_M._Pinamonti,_V._Squicciarini,_J._Alcala,_K._Biazzo,_A._Bohn,_M._Bonavita,_K._Brooks,_G._Chauvin,_E._Covino,_P._Delorme,_J._Hagelberg,_M._Janson,_A.-M._Lagrange,_C._Lazzoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07933 |
若い星の周りを通過する惑星は、惑星系を理解するための重要なベンチマークです。そのような候補の1つは、TESSによってK矮星HD18599の周りで特定され、TOI-179とラベル付けされました。トランジットする惑星の確認と、主星とTOI-179システムの特徴付けを、幅広い角度分離にわたって提示します。この目的のために、TESS測光時系列、HARPSで実行される集中的な動径速度モニタリング、およびVLTでSPHEREとNACOで得られた深い高コントラスト画像観測を活用しました。ガウス過程の回帰分析を含めることは、星の磁気活動を適切にモデル化し、通過中の惑星のケプラーの特徴を特定するのに効果的です。年齢400+-100Myrの星は、周期4.137436日、質量24+-7地球、半径2.62(+0.15-0.12)後方、およびかなりの離心率(0.34(+0.07-0.09)))。適応光学観測により、褐色矮星と非常に低質量の星(光度83(+4-6)Mjupに由来する質量)の境界にある低質量の伴星が、非常に小さい投影距離(84.5mas、距離で3.3au)で特定されました。スター）。イメージング検出を長期的な動径速度傾向と天体観測の特徴と組み合わせて、低質量コンパニオンの軌道を制約し、考えられる軌道解の2つのファミリーを特定しました。TOI-179システムは、惑星やその他の低質量天体の物理的進化、および惑星の特性が力学的効果や親星との相互作用によってどのように影響されるかを理解するための優れた実験室です。
明るい若い星 HD 18599 を周回する高密度のミニ海王星
| Title |
A_dense_mini-Neptune_orbiting_the_bright_young_star_HD_18599 |
| Authors |
Jose_I._Vines,_James_S._Jenkins,_Zaira_Berdi\~nas,_Maritza_G._Soto,_Mat\'ias_R._D\'iaz,_Douglas_R._Alves,_Mikko_Tuomi,_Robert_A._Wittenmyer,_Jerome_Pitogo_de_Leon,_Pablo_Pe\~na,_Jack_J._Lissauer,_Sarah_Ballard,_Timothy_Bedding,_Brendan_P._Bowler,_Jonathan_Horner,_Hugh_R.A._Jones,_Stephen_R._Kane,_John_Kielkopf,_Peter_Plavchan,_Avi_Shporer,_C._G._Tinney,_Hui_Zhang_Duncan_J._Wright,_Brett_Addison,_Matthew_W._Mengel,_Jack_Okumura,_Anya_Samadi-Ghadim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07945 |
若い星を周回する小さな惑星の検出は、星の活動と高速回転の影響によって隠されているため、若い惑星の人口についてはほとんどわかっていません。若い星団で発見された少数の惑星は、一般に、詳細なフォローアップ分析を行うには暗すぎる星を周回しています。ここでは、明るい(V=9)近くのK2矮星HD18599を周回する新しいミニ海王星惑星の特性を提示します。この惑星候補は、セクター2、3、29、および30からのTESS光度曲線で最初に検出されました。公転周期は4.138~日。次に、HARPSとFEROSの動径速度を使用して、コンパニオン質量が25.5$\pm$4.6~M$_\oplus$であることを見つけました。これをTESSから測定された半径2.70$\pm$0.05~R$_\oplus$と組み合わせると、7.1$\pm$1.4~gcm$^{-3}$という高い惑星密度が見つかります。この惑星はネプチューン砂漠の端に存在し、この地域に生息するこのタイプの最初の若い惑星(300Myr)です。構造モデルは、バルク組成が23%のH$_2$Oと77%の岩石と鉄で構成されていると主張しています。大型の地上および宇宙ベースの望遠鏡による将来のフォローアップにより、銀河内の若い海王星の特徴を詳細に理解し始めることができます。
初期の HETDEX データ セット内のレンズ付きライマン アルファ エミッターの検索
| Title |
A_Search_for_Lensed_Lyman-Alpha_Emitters_within_the_Early_HETDEX_Data_Set |
| Authors |
Isaac_H._Laseter,_Steven_L._Finkelstein,_Micaela_J._Bagley,_Dustin_M._Davis,_Karl_Gebhardt,_Caryl_Gronwall,_Robin_Ciardullo,_Gregory_R._Zeimann,_Erin_Mentuch_Cooper,_and_Daniel_Farrow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07249 |
ホビー・エバリー望遠鏡ダークエネルギー実験(HETDEX)は、ソースを事前に選択しない大容量の分光調査であり、1.9<z<3.5でライマンアルファ放出銀河(LAE)を~540度^2で検索します。このような大規模な調査を利用して、初期のHETDEXデータを使用してパイロット研究を行い、レンズ付きライマンアルファエミッターを検索します。HETDEXでカバーされている既知のレンズ付きLAEを使用して概念実証を実行した後、HETDEX分光サンプルで未知のレンズ付きLAEを検索します。z~0.4-0.7で前景の赤色の非星形成銀河によってレンズ化された26の潜在的なLAEのカタログを提示します。各候補システムの倍率を推定し、12の候補が強いレンズ領域(倍率$\mu$>2)内にあることがわかります。これらの潜在的なレンズ付きLAEの追跡観測は、それらのレンズ付き性質を確認し、これらの遠い銀河をより詳細に探索する可能性を秘めています。
ローカル グループの質量: おそらくその部分の合計に過ぎない
| Title |
The_Local_Group's_mass:_probably_no_more_than_the_sum_of_its_parts |
| Authors |
Till_Sawala_(1_and_2),_Meri_Teeriaho_(1),_Peter_H._Johansson_(1)_((1)_University_of_Helsinki,_(2)_Durham_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07250 |
ローカルグループ(LG)の総質量と、その主要な構成要素である天の川とM31の質量は、いくつかの宇宙論的問題の重要なアンカーです。近年、独立した測定では、MWでは$10^{12}\mathrm{M_\odot}$に近いハロー質量が一貫して得られ、M31、一方、「タイミング引数」を介してペアの運動学から導出された推定値は、約$5\times10^{12}\mathrm{M_\odot}$の合計質量をもたらしました。ここでは、非常に大規模な宇宙シミュレーションを分析して、ローカルグループとその2つの最も巨大なメンバーの質量を制約します。まず、LGと同程度の相互相互作用によって運動学が支配されるLG類似体を選択することの重要性を示します。観測された分離と動径速度を採用して、不確実な横方向速度に対して$75_{-40}^{+65}$kms$^{-1}$の重み付き事後分布を取得します。ガウス過程回帰により、総質量$3.2^{+1.2}_{-0.9}\times10^{12}\mathrm{M_\odot}$と推測され、タイミング引数の予測を大幅に下回っています。重要なことに、残りの不確実性は分析または観測エラーに根ざしたものではなく、運動学と質量の関係における縮小不可能な散乱に根ざしていることを示しています。さらに、質量が小さい$0.9_{-0.3}^{+0.6}\times10^{12}\mathrm{M_\odot}$の質量と、質量が大きい$2.3_{-0.9}の質量を見つけます。^{+1.0}\times10^{12}\mathrm{M_\odot}$、それぞれMWとM31の質量の独立した測定値と一致します。追加の事前確率としてMWの質量を組み込むことで、すべての測定値をさらに制約し、MWが2つのオブジェクトの低質量オブジェクトである可能性が非常に高いと判断できます。
初年度の SDSS-V データからの月のタイムスケールで解決された一時的な「変化する外観」の AGN
| Title |
A_Transient_`Changing-Look'_AGN_Resolved_on_Month_Timescales_From_First-Year_SDSS-V_Data |
| Authors |
Grisha_Zeltyn,_Benny_Trakhtenbrot,_Michael_Eracleous,_Jessie_Runnoe,_Jonathan_R._Trump,_Jonathan_Stern,_Yue_Shen,_Lorena_Hernandez-Garcia,_Franz_E._Bauer,_Qian_Yang,_Tom_Dwelly,_Claudio_Ricci,_Paul_Green,_Scott_F._Anderson,_Roberto_J._Assef,_Muryel_Guolo,_Chelsea_MacLeod,_Megan_C._Davis,_Logan_Fries,_Suvi_Gezari,_Norman_A._Grogin,_David_Homan,_Anton_M._Koekemoer,_Mirko_Krumpe,_Stephanie_LaMassa,_Xin_Liu,_Andrea_Merloni,_Mary_Loli_Martinez_Aldama,_Donald_P._Schneider,_Matthew_J._Temple,_Joel_R._Brownstein,_Hector_Ibarra-Medel,_Jamison_Burke,_Craig_Pellegrino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07258 |
クエーサーSDSSJ162829.17+432948.5、z=0.2603で、第5回スローンデジタルスカイサーベイ(SDSS-V)からの繰り返し分光法によって特定された、新しい「変化する外観」の活動銀河核(CLAGN)イベントの発見を報告します。.2020年から2021年の間に撮影された光学測光では、${\Delta}$g${\approx}$1等の劇的な減光が見られ、その後数か月のタイムスケールで急速に回復し、${\lesssim}$2か月の期間で新しいSDSS-Vとラスクンブレス天文台の分光法で捉えられた再輝。これは、これまでに観測されたCLAGNの遷移の中で最速のものの1つです。アーカイブの観測は、2011年から2013年にかけて、このオブジェクトがより緩やかな減光を経験したことを示唆しています。私たちの分光法は、測光変化がクエーサーのような連続体とブロードライン放射の劇的な変化を伴っていたことを示しています。ソースのディップ前とディップ後の測光および分光学的外観の間の優れた一致、および最も暗いスペクトルは、より明るいスペクトル状態に単一の吸光法則を適用することによって再現できるという事実は、可変ラインオブ-観測された遷移のドライバーとしての視界の不明瞭。このような解釈は、いくつかの理論的課題に直面しているため、代替の降着駆動シナリオを除外することはできません。このクエーサーで観測された最近のイベントは、SDSS-Vが達成するように設計されている、数週間から数か月のタイムスケールでの大きなAGNサンプルの分光モニタリングの重要性を強調しています。
潮汐破壊イベントによって引き起こされた銀河中心の星の円盤
超大質量ブラックホール(SMBH)に加えて、天の川銀河の中央パーセクには、100個を超える大規模で高速の若い星が存在し、それらのサブセットが1つまたは2つの位置合わせされていないディスク内に構成されています。、不可解です。いて座A*付近では中密度が低く、潮汐力が強いため、星は形成されないと予想されます。ここで、その場での形成の新しいシナリオを提案します。銀河流出におけるジェット誘起フィードバックの文脈。ジェット衝撃圧縮を取り囲む過圧された繭は、SMBH潮汐場に抵抗するのに十分な密度まで凝集します。銀河あたり$10^{-5}-10^{-4}$yr$^{-1}$のTDE率は、そのうち数パーセントのイベントが噴出されることから、銀河あたりの噴出TDEイベントが数回ごとに発生することを意味します。百万年。このタイムスケールは、興味深いことに円盤星の年齢と同じオーダーです。私たちのメカニズムによって予測される質量関数はトップヘビーです。さらに、TDEは等方性であるため、私たちのモデルは銀河面に対する星の円盤のランダムな方向を予測し、TDE率が比較的高いため、無相関の星の複数の円盤を説明できます。
ZTF 調査からのブレーザーにおける低周波準周期振動の可能性
| Title |
Probable_low-frequency_quasi-periodic_oscillations_in_blazars_from_the_ZTF_survey |
| Authors |
Anuvab_Banerjee,_Vibhore_Negi,_Ravi_Joshi,_Nagendra_Kumar,_Paul_J._Wiita,_Hum_Chand,_Nikita_Rawat,_Xue-Bing_Wu,_Luis_C._Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07266 |
ツヴィッキー過渡施設(ZTF)時間領域調査から2103ブレーザーにおける準周期振動(QPO)信号の存在の可能性を調査します。これらの3.8年にわたる光rバンドZTF光曲線で観測された5つのブレーザーで低周波QPO信号を検出します。これらの期間は、Lomb-Scargleピリオドグラムと加重ウェーブレットZ変換分析の両方で$\gtrsim4\sigma$有意水準で検出された144日から196日の範囲です。同様のピークがgバンドの光曲線で検出され、重要度は3$\sigma$とわずかに低くなります。光波帯のこれらのタイムスケールでのこのようなほぼ周期的な信号は、観測者の視線に密接に整列した、ローレンツ係数の高い歳差運動ジェット、またはジェット内のらせん構造に沿ったプラズマブロブの動きに由来する可能性が最も高い.
分光モニタリングデータによるクエーサー降着円盤の温度変動
| Title |
Temperature_Fluctuations_in_Quasar_Accretion_Discs_from_Spectroscopic_Monitoring_Data |
| Authors |
Zachary_Stone,_Yue_Shen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07452 |
Neustadt&Kochanek(2022、以下NK22)は、多波長測光光度曲線を使用して、AGN降着円盤の温度摂動マップ(時間と円盤半径の関数として)を再構築する新しい方法を提案しました。SloanDigitalSkySurveyReverberationMappingプロジェクトの$z=0.5-2$にある100個のクエーサーに彼らの手法を適用し、クエーサーからの静止フレームUV光学連続体放射をカバーし、数日から数か月のタイムスケールを調べるマルチエポック分光法を使用します。低赤方偏移のAGNのNK22と一致して、円盤温度の摂動の支配的なパターンは、典型的な振幅$\deltaT/T_0\sim10\%$で$\sim0.01-0.1を移動する低速の内向き/外向きの波であることがわかります。c$、$\logR$で$\sim$0.5dexの典型的な動径周波数、または一貫性のない摂動。ほとんどの場合、街灯モデルを連想させる、光の速度でのコヒーレントで高速な温度摂動の明確な証拠は見つかりません。しかし、そのような街灯信号は、監視データの限られた期間、いくつかのクエーサーに存在する可能性があります。シミュレートされたデータを使用して、データの季節的なギャップによる影響を制限しながら、高品質のモニタリング分光法で忠実度の高い温度摂動マップを復元できることを示します。一方、ヴェラC.ルービン天文台のレガシースペースアンドタイムサーベイからの高ケイデンス測光光度曲線を使用して、合理的な温度摂動マップを再構築することができます。私たちの調査結果は、NK22とともに、内部ディスクプロセスが、数日から数か月のタイムスケールでのAGN降着ディスクの温度変動の主な要因であることを示唆しています。
マゼラン雲の H II 領域における化学組成の均一性
| Title |
The_homogeneity_of_chemical_abundances_in_H_II_regions_of_the_Magellanic_Clouds |
| Authors |
G._Dom\'inguez-Guzm\'an_(1),_M._Rodr\'iguez_(1),_J._Garc\'ia-Rojas_(2_and_3),_C._Esteban_(2_and_3),_L._Toribio_San_Cipriano_(4)._((1)_Instituto_Nacional_de_Astrof\'isica,_\'Optica_y_Electr\'onica,_Luis_Enrique_Erro_1,_Tonantzintla_72840,_Puebla,_Mexico,_(2)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_E-38200,_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(3)_Departamento_de_Astrof\'isica,_Universidad_de_La_Laguna,_E-38206,_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(4)_Centro_de_Investigaciones_Energ\'eticas,_Medioambientales_y_Tecnol\'ogicas_(CIEMAT),_Avda._Complutense_40,_E-28040,_Madrid,_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07460 |
大マゼラン雲(LMC)の4つのHII領域と小マゼラン雲(SMC)の4つのHII領域の物理的条件と化学的存在量を導出するために、超大型望遠鏡の紫外可視エシェル分光器で得られた非常に深いスペクトルを使用します。）。観測は、$\Delta\lambda\ge\lambda/11600$のスペクトル分解能でスペクトル範囲3100-10400\Aをカバーし、各オブジェクトで95-225の輝線を測定します。衝突励起線を使用して、O、N、S、Ne、Ar、Cl、およびFeのイオンおよび総存在量を導き出します。LMCで$12+\log(\mbox{O/H})=8.37$、SMCで$8.01$の平均値が見つかりました。標準偏差はそれぞれ$\sigma=0.03$と0.02~dexです。S/O、Ne/O、Ar/O、およびCl/Oの存在比は両方の雲で非常に似ており、$\sigma=0.02$-0.03~dexであり、化学元素が星間でよく混合されていることを示しています。各銀河の媒体。LMCはN/OでSMCに対して$\sim0.20$~dex強化され、N/Oでの分散、各雲の$\sigma=0.05$~dexは、その他の要素。これらのオブジェクトの以前のスペクトルを使用して分析を実行した場合、導出された標準偏差は、N/Oの最大0.20~dexまで、すべての存在比率ではるかに大きくなります。最後に、両方の雲に広範囲の鉄の枯渇が見られ、鉄原子の90%以上がほとんどの天体のダスト粒子に堆積しています。
天の川の恒星集団の青写真。 IV.スペクトルベースの経験的補正と銀河スターバーストシーケンス
| Title |
A_Blueprint_for_the_Milky_Way's_Stellar_Populations._IV._Spectrum-based_Empirical_Corrections_and_the_Galactic_Starburst_Sequence |
| Authors |
Deokkeun_An,_Timothy_C._Beers,_Young_Sun_Lee,_Thomas_Masseron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07542 |
ローカルボリューム内のハローディスクインターフェースに焦点を当てて、測光的に導出された金属量とガイアアストロメトリーに基づいて、天の川の星の位相空間分布に関する一連の論文を続けます。さまざまな測光データベースを活用するために、SDSS、SMSS、およびPS1の恒星シーケンスと個々の星の観測との比較に基づいて合成恒星スペクトルを経験的に較正する方法を開発し、以前の研究で採用されたバンド固有の補正を克服します。さらに、空間的に均一な金属量ゼロ点を内部的に一貫した測光システムに提供するために、測光ゼロ点補正が導出されます。私たちの位相空間図に基づいて、高い固有運動星($>25$masyr$^{-1}$)は、GaiaSausage/Enceladus(GSE)およびSplashサブ構造に沿って実行され、ディスクに接続されています。特に、ほぼゼロの正味回転から$200$kms$^{-1}$への$v_\phi$の急速な増加は、狭い金属量間隔($-0.8<{\rm[Fe/H]}<-0.2$)は、これらの星が短いガス枯渇時間スケールで形成されたことを示唆しています。スケールの高さと長さの測定に基づいて、それらは合体によって動的に加熱された星とは異なり、若い天の川がガスに富んだGSE合体に遭遇したときにスターバースト中に形成された遺物であると主張します。銀河スターバーストシーケンス(GSS)と名付けられた高固有運動星の連鎖は、合体後の金属に富むガスが円盤上に落ち着いた証拠を提供します。
大質量星形成領域 W51 における大規模フィラメントエンベロープからコア降着ダストレーンまでの磁場と重力のマルチスケール画像
| Title |
A_Multi-Scale_Picture_of_Magnetic_Field_and_Gravity_from_Large-Scale_Filamentary_Envelope_to_Core-Accreting_Dust_Lanes_in_the_High-Mass_Star-Forming_Region_W51 |
| Authors |
Patrick_M._Koch,_Ya-Wen_Tang,_Paul_T.P._Ho,_Pei-Ying_Hsieh,_Jia-Wei_Wang,_Hsi-Wei_Yen,_Ana_Duarte-Cabral,_Nicolas_Peretto,_and_Yu-Nung_Su |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07593 |
大質量星形成領域W51e2およびe8で0$\farcs1$($\sim540$~au)の解像度でAtacamaLargeMilimeter/SubmillimeterArray(ALMA)を使用した230GHz連続偏波観測を提示します。これらの観測は、コアを接続するダストレーンのネットワークを解決し、以前のより粗い、より球形の連続体構造からの逸脱を示しています。同時に、コアはそれ以上断片化しないように見えます。偏光ダスト放出が明確に検出されます。推定された磁場の向きは、ダストレーンとほぼ平行です。この重要な構造的特徴は、局所的な重力ベクトル場とともに分析されます。局所的な重力の方向は、通常、ダストレーンと一致することがわかっています。これらの調査結果により、観測された磁場-重力構成によって克服できる最大磁場強度を定義する安定性基準を導き出します。同様に、これは放射状の崩壊に対してダストレーンを安定させることができる最小の電界強度を定義します。W51e2とe8で検出されたダストレーンは安定しているため、中央のソースへの降着の基本的な構成要素になる可能性があり、大きな降着円盤を必要とせずに大規模な星形成モデルをサポートすることがわかりました。エンベロープ、グローバル、およびローカルの崩壊のスケールをカバーする、より粗い解像度と比較すると、磁場構造とそれらに対応する重力ベクトル場に繰り返し類似点があることがわかります。これらの自己相似構造は、マルチスケールの崩壊内崩壊シナリオを指し、最終的に、重力が磁場を引きずり、それをダストレーンと整列させるコア降着ダストレーンのスケールに到達します。
CHANG-ES XXVI: エッジオン銀河の電波暈からの宇宙線輸送に関する洞察
| Title |
CHANG-ES_XXVI:_Insights_into_cosmic-ray_transport_from_radio_halos_in_edge-on_galaxies |
| Authors |
M._Stein,_V._Heesen,_R.-J._Dettmar,_Y._Stein,_M._Br\"uggen,_R._Beck,_B._Adebahr,_T._Wiegert,_C._J._Vargas,_D._J._Bomans,_J._Li,_J._English,_K._T._Chyzy,_R._Paladino,_F._S._Tabatabaei,_and_A._Strong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07709 |
銀河風は、宇宙時間にわたる銀河の進化を調節する上で重要な役割を果たします。近年、銀河風の形成における宇宙線(CR)の役割がますます注目されています。したがって、電波連続体データを使用して、エッジオン銀河の宇宙線輸送を分析します。144MHz(HBA)でのLOFAR2メートルスカイサーベイ(LoTSS)データリリース2からのデータと、近傍銀河の連続体ハローからの1.6GHz(Lバンド)での再処理されたVLAデータ-EVLAサーベイ(CHANG-ES)が有効以前の研究と比較して、分析された無線連続体プロファイルの範囲を大幅に(最大2倍)増やすことができました。H-アルファと近赤外データの混合アプローチを使用して熱放射マップを計算し、それを差し引いて電波シンクロトロン放射マップを生成します。次に、非熱スペクトルインデックスマップをコンパイルし、ボックス統合アプローチを使用して強度プロファイルを計算します。最後に、1D宇宙線輸送モデリングを実行します。非熱スペクトル指数マップは、LoTSSマップが星形成領域で熱吸収の影響を受けている証拠を示しています。スケールの高さの分析は、ほとんどの銀河が2成分の指数プロファイルではなく1成分の指数プロファイルに等しく適合していることを明らかにしています。サンプル内にバイモダリティが見つかりました。NGC3432とNGC4013はLバンドとHBAで同様のスケールの高さを持っていますが、NGC891、NGC4157、およびNGC4631の低周波数のスケールの高さは、対応する高周波数のものを大幅に上回っています。1DCR輸送モデリングは、予測された磁場強度と等分配測定の磁場強度推定値の一致を示しています。さらに、解析された銀河の中心領域と外側領域の間で、風速の差が大きくなっていることがわかります(銀河円盤の高さが高くなるにつれて)。
矮小銀河セクスタンズAにおける電離ガスの運動学への恒星フィードバックの影響
| Title |
Stellar_feedback_impact_on_the_ionized_gas_kinematics_in_the_dwarf_galaxy_Sextans_A |
| Authors |
Ivan_S._Gerasimov,_Oleg_V._Egorov,_Tatiana_A._Lozinskaya,_Alexei_V._Moiseev,_Dmitry_V._Oparin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07726 |
大質量星からのフィードバックはISMを形成し、銀河の進化に影響を与えますが、小さなスケール($\sim10$pc)で作用するそのメカニズムは、特に低金属環境では、観測的にまだ十分に制約されていません。イオン化されたガスの分析(これまでに研究されたことのないその運動学に焦点を当てる)と、近くの($D\sim1.4$Mpc)星を形成する非常に金属に乏しい($Z\sim0.07Z_\odot$)galaxySextansA.分析は、走査型ファブリペロー干渉計、ロングスリット分光法、および狭帯域調整可能フィルターを使用した輝線のイメージングによる観測に基づいています。イオン化ガスの膨張するスーパーバブルが10から3Myrの年代で10個見つかりました。そのうちの3つは超新星残骸である可能性が高く、超新星前のフィードバックは残りのスーパーバブルを吹き飛ばすための重要なエネルギー源であると主張します。星形成の2つの最も明るい場所は、電離ガスの流出の兆候を示します。これは、電離ガスと原子ガスの運動学、および(1つのケースでは)輝線フラックス比によって追跡されます。全体として、六分儀Aの電離ガスの運動学は、数世代の大質量星からのフィードバックの影響を大きく受けており、原子状水素で観察される単なる固体の回転とは矛盾しています。
修正重力テストとしてのワイド バイナリ: トリプル システムの汚染を検出するための見通し
| Title |
Wide_Binaries_as_a_Modified_Gravity_test:_prospects_for_detecting_triple-system_contamination |
| Authors |
Dhruv_Manchanda,_Will_Sutherland,_Charalambos_Pittordis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07781 |
最近のいくつかの研究では、GAIAで高精度に測定された非常に幅の広い連星の速度差が、暗黒物質をエミュレートしようとする修正重力理論の興味深いテストを提供できる可能性があることが示されています。本質的に、MONDのような理論(外部場の効果を含む)は、広い連星($\sim7$kAUよりも広い)は、同様の軌道パラメータに対してニュートンよりも$\sim15\%$速く周回するはずであると予測します。このようなシフトは、PittordisandSutherland(2022)によってGAIAEDR3から選択された9,000の候補システムのサンプルで、原則として容易に検出できます。しかし、現時点での主な障害は、円速度$\sim1.5-6\times$の速度差を持つ候補ワイドバイナリシステムの観測された「ファットテール」です。このテールポピュレーションは純粋なバイナリシステムにバインドできませんが、未解決または検出されていない追加の星を持つ三重または四重のシステムによって支配される.このテールはモデル化して差し引くことができますが、修正された重力の堅牢なテストを取得するには、三重の母集団の正確なモデルを取得することが重要です.ここで私たちは見通しを探ります.トリプル母集団を観測的に制約するため:PS22のように、ランダムなエポックと視野角で「観察された」階層トリプルの母集団をシミュレートします。次に、GAIAアストロメトリー、RVドリフト、直接ルービン画像、スペックルイメージング、コロナグラフィイメージングからのいくつかのイメージング方法など、3番目の星を検出するためのさまざまな方法を評価します。結果は有望です。通常、パラメーター空間の重要な領域にあるトリプルシステムの90%が検出可能です。$\sim25-100$AUの分離には、クールな褐色矮星の仲間の中程度の「デッドゾーン」があり、これは私たちのベースライン方法では検出できません。重力テストを決定的にします。
S0 銀河 NGC 4324 のリングにある若い星形成複合体
レンズ状銀河NGC4324の星形成領域に関する研究の結果を提示します。多波長観測データの複雑な分析中に、シュテルンベルクのコーカサス山天文台で2.5m望遠鏡で取得された狭帯域輝線画像モスクワ州立大学の天文研究所と、SDSS、GALEX、およびWISEサーベイの広帯域のアーカイブ画像-レンチキュラー銀河NGC4324の内輪に位置する若い星形成複合体(塊)を検出し、確立しました。それにもかかわらず、リングに沿ったそれらの分布の規則的なパターンは、時間とともに変化します（星形成領域の年齢とともに）。レンチキュラー銀河NGC4324のいくつかの可能な進化経路を提案します。その中で、ガスに富んだ衛星または巨大な雲の降着(いわゆる小合体)が最も可能性が高いものです。
天の川の円盤における金属に富む高偏心星の化学力学的解析
| Title |
Chemodynamical_Analysis_of_Metal-rich_High-eccentricity_Stars_in_the_Milky_Way's_Disk |
| Authors |
Ayeon_Lee,_Young_Sun_Lee,_Young_Kwang_Kim,_Timothy_C._Beers,_and_Deokkeun_An |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07905 |
SloanDigitalSkySurvey(SDSS)およびLargeSkyAreaから選択された、SplashまたはSplashedDiskと呼ばれる、11,562個の金属に富み、離心率の高いハローのような主系列(MS)星の化学力学的解析を提示します。多目的ファイバー分光望遠鏡(LAMOST)。低[$\alpha$/Fe]集団(LAP)と高[$\alpha$/Fe]集団(HAP)の2つのグループに分けると、運動学と化学に基づいて、それらが非常に異なる起源を示す明確な特性。それらの軌道傾斜角の詳細な分析から、HAPは加熱された円盤星の大部分(~90%)とスターバースト集団からのその場星の小さな部分(~10%)から生じ、おそらく相互作用によって引き起こされることを示唆します。天の川とガイアソーセージ/エンケラドス(GSE)または他の初期の合併。LAPは、約半分がGSEからの降着星、および半分がGSE誘起スターバーストによって形成されたもので構成されています。私たちの調査結果はさらに、私たちのサンプルのスプラッシュ星が、降着、円盤加熱、および合体誘発スターバーストの少なくとも3つの異なるメカニズムに由来することを示唆しています。
GHz 周波数における主系列銀河の赤外線と電波の相関モデルと、その赤方偏移と星の質量への依存性
| Title |
A_model_for_the_infrared-radio_correlation_of_main-sequence_galaxies_at_GHz_frequencies_and_its_dependence_on_redshift_and_stellar_mass |
| Authors |
J._Schober,_M._T._Sargent,_R._S._Klessen,_D._R._G._Schleicher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07919 |
星形成銀河の赤外線電波相関(IRRC)を使用して、MHz～GHz周波数での電波連続体の光度に基づいて星形成率(SFR)を推定できます。将来のディープラジオサーベイに適用するには、IRRCが高い赤方偏移zで持続するかどうかを知ることが重要です。Delvecchio等。(2021)は、星形成銀河の1.4GHzIRRC相関がz~4までほぼz不変であるが、星の質量M_starに強く依存することを観測しました。これは、電波輝度に基づくSFRキャリブレーションで考慮に入れる必要があります。IRRCのM_star依存性の物理的原因と、より高いzでのその特性を理解するために、小規模なダイナモ、定常状態の宇宙線集団によって生成される磁場を含む銀河電波放射の現象論的モデルを構築します。自由パラメータの数を減らす観察されたスケーリング関係として。モデルとDelvecchioらによって観察されたIRRCの特性との間の最良の一致。(2021)は、SN駆動乱流の効率が5%で、運動エネルギーの0.5%が磁気エネルギーに変換されると、小規模ダイナモの飽和が発生したときに見つかります。一般に、シンクロトロンの放射が銀河の電波フラックスを支配している限り、IRRCの観測された質量依存性が現れることがわかります。参照モデルをより高い赤方偏移に外挿すると、自由自由放射と吸収が無線スペクトルに強く影響し、最終的にz>5でIRRCのM_star依存性が逆転します。これは将来の深部電波観測でテストでき、高zシステムのモデルによって予測される銀河の向きに対するIR/電波フラックス比の依存性も調べることができます。
J1000+0234 付近の Ly$\alpha$、CIV、および HeII 星雲: $z=4.5$ の銀河の過密状態の中心にある銀河ペア
| Title |
The_Ly$\alpha$,_CIV,_and_HeII_nebulae_around_J1000+0234:_a_galaxy_pair_at_the_center_of_a_galaxy_overdensity_at_$z=4.5$ |
| Authors |
E.F._Jim\'enez-Andrade,_S._Cantalupo,_B._Magnelli,_E._Romano-D\'iaz,_C._G\'omez-Guijarro,_R._Mackenzie,_V._Smol\v{c}i\'c,_E._Murphy,_J._Matthee,_and_S._Toft |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07982 |
$\gtrsim\,\rm10\,kiloparsec\,(kpc)$に及ぶLy$\alpha$放出は、$z\gtrsim3$での塵の多い大規模なスターバーストの周りにあり、現在の星の進化における短命の段階を表している可能性があります。、大規模な静止銀河。この新たなシナリオに対する経験的な制約を得るために、マルチユニット分光探査機でJ1000$+$0234に向けて撮影されたLy$\alpha$、CIV、およびHeIIの観測結果を提示します。スターバースト(J1000$+$0234$-$South)は巨大なサブミリ波銀河(SMG;J1000$+$0234$-$North)に隣接し、回転で支えられたガス円盤を抱えています。Ly$\alpha$、CIV、およびHeIIの空間分布と相対強度に基づいて、J1000+0234$-$Southの星形成とJ1000+0234$-$Northの活動銀河核が支配的な要因であることを発見しました。観測された40キロパーセックスケールのLy$\alpha$ブロブ(LAB)を駆動します。非共鳴HeIIラインを使用して、LABの運動情報を推測します。空間的およびスペクトル的に分離された2つのHeII領域のわずかな証拠を見つけました。これは、2つのピークを持つLy$\alpha$プロファイルが、主に、拡大するHIシェルでの共鳴散乱効果ではなく、衝突コースで重なっている2つのHI雲の結果であることを示唆しています。.また、赤方偏移ビン$\Deltaz\leq0.007$(つまり、$\lesssim380\,\rmkm\,s^{-1}$)にまたがる3つのLy$\alpha$エミッターの偶然の同定も報告します。$\lesssim140\,\rmkpc$でJ1000+0234から。銀河の過密度分析により、J1000+0234は、$z=0$で銀河団に進化する可能性のある$z=4.5$のメガパーセク規模の銀河の過密度の中心付近にあることが確認されています。J1000+0234とその大規模な環境の特性は、銀河団内の局所的な大規模な楕円形の前駆体として、LAB内のSMG間のリンクを強化し、高密度領域をトレースします。
ブラックホール付近のフラックス噴火イベントの相対論的特徴
| Title |
Relativistic_Signatures_of_Flux_Eruption_Events_Near_Black_Holes |
| Authors |
Zachary_Gelles,_Koushik_Chatterjee,_Michael_Johnson,_Bart_Ripperda_and_Matthew_Liska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07273 |
非常に長いベースライン干渉計を使用して生成された超大質量ブラックホールの画像は、強くレンズ化された放射から生じる明るい「光子リング」など、高度に湾曲した時空の効果を直接観察するための経路を提供します。さらに、超大質量ブラックホール付近の放射は非常に変化しやすく、明るい高エネルギーフレアが定期的に観測されています。固有の変動性が、フォトンリングの相対的な明るさに顕著な関連する変化をもたらす可能性があることを示しています。磁束噴出イベントを含む半解析的おもちゃモデルとGRMHDシミュレーションの両方を分析し、それぞれが相対的な光子リングの明るさと全磁束密度の空間で特徴的な「ループ」を示すことを示します。高い傾斜角で観測されたブラックホールの場合、相対光子リングの明るさは、総光束密度の変化が比較的穏やかであっても、1桁変化する可能性があります。重力レンズ効果、ドップラーブースティング、磁場構造のすべてがこの特徴に大きく影響することを示し、次世代のイベントホライズンテレスコープによるM87*とSgrA*の観測でそれを観測する可能性について議論します。
サブTeVハドロン相互作用モデルの違いとエアシャワーへの影響
| Title |
Sub-TeV_hadronic_interaction_model_differences_and_their_impact_on_air_showers |
| Authors |
M._Schmelling,_\'A._Pastor-Guti\'errez,_H._Schorlemmer,_R._D._Parsons |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07575 |
サブTeV領域では、最も広く使用されているハドロン相互作用モデルは、宇宙線誘起空気シャワーからの粒子スペクトルの予測において大きく一致しません。モデルの不確実性の性質と影響を調査し、高エネルギーと低エネルギーのハドロン相互作用モデルの間の遷移付近のエネルギーを持つエアシャワープライマリに焦点を当てます。
ヘリウム星のドナーを持つ単一縮退前駆細胞からの放射線検出された熱核超新星
| Title |
A_radio-detected_thermonuclear_supernova_from_a_single-degenerate_progenitor_with_a_helium_star_donor |
| Authors |
Erik_C._Kool,_Joel_Johansson,_Jesper_Sollerman,_Javier_Mold\'on,_Takashi_J._Moriya,_Steve_Schulze,_Laura_Chomiuk,_Chelsea_Harris,_Miguel_P\'erez-Torres,_Seppo_Mattila,_Peter_Lundqvist,_Matthew_Graham,_Sheng_Yang,_Daniel_A._Perley,_Nora_Linn_Strotjohann,_Christoffer_Fremling,_Avishay_Gal-Yam,_Jeremy_Lezmy,_Kate_Maguire,_Conor_Omand,_Mathew_Smith,_Igor_Andreoni,_Eric_C._Bellm,_Kishalay_De,_Joshua_S._Bloom,_Steven_L._Groom,_Mansi_M._Kasliwal,_Frank_Masci,_Michael_Medford,_Sungmin_Park,_Josiah_Purdum,_Tom_M._Reynolds,_Reed_Riddle,_Estelle_Robert,_Stuart_D._Ryder,_Yashvi_Sharma,_Daniel_Stern |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07725 |
Ia型超新星は、伴星から物質を降着した後に爆発する炭素-酸素白色矮星であると考えられています。単一の縮退シナリオでは、コンパニオンは、風および/またはバイナリ相互作用によって物質を失う非縮退星であり、いくつかのIa型超新星は、水素に富む星周物質の証拠を示しています。ここでは、SN2020eyjの研究を紹介します。これは、ヘリウムに富むが水素に乏しい星周物質との遅延相互作用を示すユニークなIa型超新星です。SN2020eyjを取り囲むこの物質は、その異常な光度曲線と赤外線放射、狭いヘリウム輝線によって明らかになり、Ia型超新星では初めて、電波対応物でもあります。星周物質は伴星に由来する可能性が高く、白色矮星とヘリウム供与星から構成される単一の縮退した前駆系の最初の直接的な証拠を提供します。
天体物理学的ブラックホールの回転特性は、ブラックホールを特徴付ける基本的な量です。天体物理ブラックホールのスピン質量エネルギー特性を経験的に決定する新しい方法が提示され、ここで適用されます。結果は、コリメートされた二重流出と約0から2の間の赤方偏移を持つ100個の超大質量ブラックホールのサンプルについて得られます。分析によると、ブラックホールの約3分の2が最大限に回転しているのに対し、3分の1はスピン値の分布が広いことが示されています。同じ分布が量$\rm{(M_{rot}/M_{irr})}$を記述することが示されています。新しい方法を適用して、ブラックホールスピン質量エネルギー$\rm{M_{spin}}$を取得します。これは、可能な最大値、既約ブラックホール質量、およびブラックホール総質量に関連する抽出に使用できます。$\rm{M_{dyn}}$.ブラックホールシステムから取り除かれ、ソースの全流出寿命にわたって二重流出を介して銀河系周辺媒体に蓄積された総エネルギー$\rm{E_T}$は、$\rm{M_{dyn}}$と比較して調べられます。ブラックホールごとに利用可能なスピンエネルギーに対して、$\rm{E_{spin}/(M_{\odot}c^2)}$。$\rm{Log(E_T/M_{dyn})}$の平均値は約$(-2.47\pm0.27)$です。これと関連する結果のいくつかの説明が議論されています。たとえば、アウトフローから周囲のガスへのエネルギー入力が降着を止めたり、ブラックホールの質量損失がシステムに与える影響によって不安定になり、アウトフローが終了する可能性があります。$\rm{Log(E_T/M_{dyn})}$と$\rm{Log(E_T/E_{spin})}$の小さな値と値の制限された範囲は、これらがプライマリの基本的なプロパティであることを示唆している可能性がありますデュアルコリメートされた流出を生成するプロセス。
CORSIKA 8 とのエアシャワーとハドロン相互作用
CORSIKA8プロジェクトは、大規模なエアシャワーのシミュレーション用の汎用性の高いC++フレームワークを開発することを目的とした共同作業であり、長期にわたるFORTRANバージョンを最終的に引き継ぐことを目的としています。ハドロンおよびミューオニックシャワーコンポーネントに関する側面に焦点を当てて、現在の機能の概要を説明します。特に、「カスケードリネージュ」機能とその応用を実証して、ミュオン生成のためのハドロン相互作用における特定の位相空間領域の重要性を定量化します。さらに、Pythia8.3を使用した最初の結果を示します。Pythia8.3は最近では宇宙線アプリケーションの相互作用モデルとして使用でき、現在CORSIKA8に統合されています。
| Title |
Tidal_Disruption_of_Main-Sequence_Stars_by_Intermediate-Mass_Black_Holes |
| Authors |
Fulya_K{\i}ro\u{g}lu,_James_C._Lombardi_Jr.,_Kyle_Kremer,_Giacomo_Fragione,_Shane_Fogarty,_Frederic_A._Rasio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08002 |
我々は、流体力学シミュレーションを通じて、$1\,M_{\odot}$中年主系列星(MESAを使用してモデル化)と大質量ブラックホールとの近接遭遇を研究し、特に結果のブラックホール質量への依存性を調査します。ここでは、中間質量範囲$M_{\rmBH}=100-10^4\,M_{\odot}$のブラックホールを考えます。可能性のある結果は、弱い出会いの小さな潮の摂動から、より強い出会いの部分的または完全な混乱までさまざまです。衝突が強くなると、最初の近心通過で質量損失が増加し、多くの場合、部分的に破壊された星が束縛されていない軌道に放出されることがわかりました。星の部分的な剥ぎ取りのみで最初に束縛されたシステムを生成する遭遇の場合、星から剥ぎ取られた質量の割合は、その後の近心通過ごとに増加し、有限質量の星の残骸が最終的にすべての場合に排出されます。また、恒星質量ブラックホールから中間質量ブラックホール領域に移行するにつれて、放出前の連続する近接通過の数が減少することもわかりました。たとえば、古典的な潮汐破壊限界での最初の遭遇の後、$1\,M_{\odot}$星は、$10\,M_{\odot}$($100\,M_{\odot}$)ブラックホール。これらの繰り返される近接通過からの連続した電磁フレアの観測は、原理的にはブラックホールの質量を決定するために使用でき、中間質量のブラックホールの存在を証明する可能性があります。
新しい検出概念としてのストリーミングダークマターへの重力集束効果
| Title |
Gravitational_focusing_effects_on_streaming_dark_matter_as_a_new_detection_concept |
| Authors |
Abaz_Kryemadhi,_Marios_Maroudas,_Andreas_Mastronikolis,_and_Konstantin_Zioutas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07367 |
この作品は、ダークセクターからストリーミング成分を検索する方法を示唆しています。宇宙論的推論に従うと、銀河には非常に多数の暗黒の細粒の流れが予想されます。太陽系内では、惑星の重力集束は遅いDM粒子に効果的であり、暗い成分をストリーミングする場合にのみ強力なフラックスの増強が可能です。現在のシミュレーションには、地球に縛られた検出器との遭遇に先立つ重力効果が組み込まれています。内部地球による重力の自己集束は大きくなる可能性があるため、これも考慮に入れる必要があります。時空間的な一時的な密度の向上も導出されます。これは、DM実験にとって興味深いものです。ビルトインの重力フラックス強化により、滑らかな標準ハローモデル(SHM)用に設計された検出スキームと比較すると、利点が期待されます。さらに、センサーのネットワークは、静止質量に沿った暗黒成分の仮想的な流れと、通常の物質への結合強度が不明である限り、はるかに優れた発見の可能性を秘めています。この作業は、GNOME、EDM実験、ECHOアイデアなどの最先端の検出スキームを含む、進行中のすべてのDM検索に関連しています。また、ダークセクターの天体物理探査は、惑星や太陽/恒星の大気を対象とする場合に、より多くの利益をもたらす可能性があります。現在のシミュレーションは細粒度の流れに焦点を当てていますが、太陽系内を伝播する目に見えない物質の任意の構成に適用できます。
最新の干渉電波望遠鏡用の低コスト、低損失、超広帯域小型フィード
| Title |
Low-cost,_Low-loss,_Ultra-wideband_Miniaturized_Feed_for_Modern_Interferometric_Radio_Telescopes |
| Authors |
Vincent_MacKay,_Mark_Lai,_Peter_Shmerko,_Dallas_Wulf,_Leonid_Belostotski,_Keith_Vanderlinde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07477 |
私たちは、「ラージN、スモールD」設計の干渉電波望遠鏡用の新しいフィード設計を開発、構築、およびテストしました。これらのアレイには、合理的なタイムスケールと予算で大量生産するための低コストで複雑性の低いフィードが必要であり、現在および将来のほとんどの科学目標に対応するための超広帯域操作に加えて、ディッシュの障害を最小限に抑えるためにこれらのフィードを小型化する必要もあります。.このホワイトペーパーで提示されているフィードは、指数関数的にテーパーが付けられたスロットアンテナ(Vivaldi)とクワッドリッジフレアホーンアンテナの設計を、より深いディッシュに適した小型化の新しい方法である特大のバックショートを持つことで変更します。レーザーカットされたアルミニウムとプリント回路基板で作られているため、安価で(まとめて購入すると75米ドル)、すぐに組み立てることができます。周波数比は5:1で、サイズは最長動作波長の約3分の1です。設計の決定、開発と最適化のプロセス、およびシミュレートされたパフォーマンスに影響を与えた科学と工学の制約を提示します。カナダ水素天文台および電波過渡検出器(CHORD)のプロトタイプ用に、このフィード設計のバージョンを最適化して構築しました。CHORDの非常に深いディッシュ(f/D=0.21)でシミュレートした場合、CHORDのカスタムの第1ステージLNAを使用すると、ディッシュからデジタイザまでの完全な受信システムの空中システム温度Tsysは、0.3～1.5GHzで30K未満のままです。帯域であり、0.4～0.6の開口効率を維持します。フィードは、アレイ要素とスピルオーバー間のカップリングを最小限に抑えるために、CHORDディッシュをわずかに照らすように設計されています。
修正された第 2 世代の時間遅延干渉法のための組み合わせ代数的アプローチ
| Title |
A_combinatorial_algebraic_approach_for_the_modified_second-generation_time-delay_interferometry |
| Authors |
Zhang-Qi_Wu,_Pan-Pan_Wang,_Wei-Liang_Qian,_and_Cheng-Gang_Shao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07801 |
Dhurandharらによって最初に提案された組み合わせ代数的アプローチを一般化します。さまざまなクラスの修正された第2世代の時間遅延干渉法(TDI)ソリューションを構築します。アルゴリズムの背後にある主なアイデアは、特定の時間変位演算子の積によって定義される2つの単項式の間の特定のタイプの交換子を特定の順序で列挙することです。一方では、上記の交換子は、l.h.sによって定義される左イデアルの要素として体系的に書き直すことができます。TDIソリューションの関連する式の。一方、これらの交換子は、腕の長さの変化率に関する一次の寄与のみを維持する場合、消滅することが示されています。言い換えれば、各整流子は、修正された第2世代の組み合わせの特定のタイプに関連する有効なTDIソリューションを提供します。この作業では、時間遅延演算子のみを含む元のアルゴリズムが、時間進行演算子を導入することによって拡張され、ビーコン、リレー、モニター、サニャック、および完全対称型のサニャックタイプのソリューションを探すために利用されます。本方式の解と、仮想光路の枯渇のよく知られた方法である幾何学的TDIアプローチによって得られた解との関係について説明します。特に、幾何学的なTDIアルゴリズムを使用して直接取得できない、サニャックにインスパイアされた新しいソリューションの結果を報告します。得られた解に対して、平均応答関数、フロアノイズパワースペクトル密度、および感度関数が評価されます。
XRISM パイプライン ソフトウェア システム: 大陸、プロセス、テスト、科学者をつなぐ
| Title |
The_XRISM_Pipeline_Software_System:_Connecting_Continents,_Processes,_Testing,_and_Scientists |
| Authors |
Trisha_F._Doyle_and_Matthew_P._Holland_and_Robert_S._Hill_and_Tahir_Yaqoob_and_Mike_Loewenstein_and_Eric_D._Miller_and_Patricia_L._Hall_and_Efrem_Braun_and_Efrain_Perez-Solis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07840 |
XRISM(X-RayImagingandSpectroscopyMission)は、Resolve高解像度分光計とXtend広視野イメージャーを搭載しており、簡略化されたHitomiミッションの成功に基づいて設計されており、高解像度Xを使用して天体物理学的な疑問に対処します。-光線分光法。XRISMサイエンスデータセンター(SDC)は、開始の準備として、Hitomiフレームワークに基づくデータ転送と処理のための統合された自動化システムの構築とテストを行っており、以前の経験と内部コラボレーションに基づいた改善を導入しています。XRISMパイプラインは、宇宙船のテレメトリから変換されたデータを含む、日本から転送されたFITSファイルを取り込み、データを処理(校正およびスクリーニング)し、データ製品を作成し、米国と日本のデータアーカイブに入力するために使用されるデータとメタデータを転送します。システムの改善と厳密なテストは、単一タスクレベルから完全に統合されたレベルまで実施されます。データ処理に焦点を当てたXRISMパイプラインシステムの概要と、新しく改善されたドキュメンテーションとテストが、将来のXRISMデータのためのアクセス可能で効果的なソフトウェアツールをどのように作成しているかを説明します。
$\nu$SOL 太陽ニュートリノ検出器の現場拒否をテストするための 3U CubeSat の設計とテスト
何年もの間、とらえどころのないニュートリノを検出するために、地球ベースのニュートリノ検出器が稼働および運用されてきました。これらは歴史的に巨大な地下検出器でした。ニュートリノ太陽軌道実験室($\nu$SOL)プロジェクトは、将来の宇宙飛行ミッションのために、太陽に近い環境ではるかに小型のニュートリノ検出器を操作できることを示すための技術的デモンストレーションの設計に取り組んでいます。太陽半径の3倍に近づくと、ニュートリノフラックスが1万倍に増加します。これにより、100kgのペイロードが1kTonの地球ベースのペイロードに相当し、ホームステーク鉱山での最初のニュートリノ実験よりも大きくなります。この目標に向けた継続的なステップとして、$\nu$SOLプロジェクトは3UCubeSatを飛ばして、検出器のパッシブシールド設計、宇宙環境でのアクティブ拒否システム、および宇宙環境での誤った二重パルス信号の割合をテストします。シムオとラボでの中央検出器の特性評価について、技術的な詳細を説明します。最初のテストは、放射線源を使用したエネルギー分解能とキャリブレーションの特性評価です。地上レベルの宇宙線で拒否の成功率を測定することにより、テストを続けます。最終的な地上試験では、フェルミラボ試験ビームを使用して中央検出器の特性を評価し、特定の粒子エネルギーでの性能を拒否します。以前の検出器設計の拒否性能は有望であり、衛星のパッシブシールドを透過できるすべての粒子の高い割合を拒否することができました。CubeSat検出器設計のこれらの実験結果とシミュレーションは、太陽への計画された技術実証飛行の技術的準備レベルを上げ、現在のシールド性能レベルは、CubeSat試験飛行の成功に有望です。
データ駆動型 MHD シミュレーションによるコロナ磁場の進化と噴出
| Title |
An_Evolution_and_Eruption_of_the_Coronal_Magnetic_Field_through_a_Data-Driven_MHD_Simulation |
| Authors |
Satoshi_Inoue,_Keiji_Hayashi,_Takahiro_Miyoshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07492 |
林らによって提案された方法に基づくゼロベータ近似の下で新しく開発されたデータ駆動型磁気流体力学(MHD)シミュレーションコードを提示します。多くのデータ駆動型MHDシミュレーションが開発され、実施されてきましたが、それらのシミュレーションが太陽コロナで観測された現象をどの程度正確に再現できるかについての研究は多くありません。この研究では、グラウンドトゥルースデータを使用して、データ駆動型シミュレーションのパフォーマンスを定量的に調査しました。グラウンドトゥルースデータは、磁場が黒点の動きによってねじれるMHDシミュレーションによって生成されました。太陽黒点上で収束する流れにより、極性反転線で磁束が打ち消されて磁気フラックスロープ（MFR）が生成され、最終的にMFRの噴火につながります。データ駆動型MHDシミュレーションを使用して、これらのダイナミクスを再現しようとしました。コロナ磁場は、グラウンドトゥルースデータから抽出された光球磁場の時系列から得られる地表の電場によって駆動されます。その結果、データ駆動型シミュレーションは、その後のMHDプロセス、ねじれたコロナ磁場とMFRの形成、およびその噴火を捉えることができました。これらの結果を報告し、グラウンドトゥルースデータと比較して、精度を改善し、数値手法を最適化する方法について説明します。
WHTZ 1: 暴走星 HD 185806 からのガス状の繭ではなく、高励起の惑星状星雲
| Title |
WHTZ_1:_A_high_excitation_Planetary_Nebula_not_a_gaseous_cocoon_from_runaway_star_HD_185806 |
| Authors |
Quentin_A._Parker,_Pascal_Le_D\^u,_Andreas_Ritter,_Peter_Goodhew,_Sakib_Rasool,_Stephane_Charbonnel,_Olivier_Garde,_Lionel_Mulato,_and_Thomas_Petit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07554 |
9等級の「暴走」星HD185806に由来すると推定され、最近報告された星雲の繭とバウショック放出星雲は、以前に発見されたが不明瞭な惑星状星雲WHTZ1(Ra7)であるという証拠を提示します。幾何学的中心にガイアDR3G~16青い電離星があります。画像、分光法、その他のデータ、およびこの放出源が恒星風のバウショックではなく、高励起の惑星状星雲であることを裏付ける議論を提示します。
グランテカンの分光観測と北銀河面の惑星状星雲候補の確認
| Title |
Grantecan_spectroscopic_observations_and_confirmations_of_Planetary_Nebulae_candidates_in_the_Northern_Galactic_Plane |
| Authors |
A._Ritter,_Q._A._Parker,_L._Sabin,_P._Le_D\^u,_L._Mulato,_D._Patchick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07581 |
北銀河面のINTPhotometricH$_\alpha$サーベイ(IPHAS)で大部分が発見された55個のかすかな惑星状星雲(PNe)候補のグランテカン10m望遠鏡(GTC)分光確認を提示します。そのうちの46個が「真」(T)、4個が「可能性が高い」(L)、5個が「可能性がある」(P)PNeであり、5個の新しいPNe中心星(CSPN)の発見が含まれていることを確認します。これは、最大PN発見成功率89%をもたらした62の新しい候補の観察によるものです。IPHASの感度とより長い波長範囲により、以前に知られている銀河PNeと比較して、より高度な進化状態のPNeを含む、これらのより低い銀河緯度でPNeを見つけることができます。観測された特性と光学的輝線診断の総合的なセットを使用して、候補を確認します。血漿特性は、PyNebを使用して自己矛盾のない方法で決定されています。この作業は、強力な多波長データベース「HASH」(香港、オーストラリア天文台、ストラスブール天文台Hアルファ惑星状星雲カタログ)の機能によって促進されます。L、PPNe、およびかなりの数のミミック。赤化、補正された動径速度、およびPNeの電子密度と温度の推定値は、可能な場合、これらの新しいPNeに対して提供されます。
| Title |
Hydrodynamical_simulations_for_the_common-envelope_wind_model_for_Type_Ia_supernovae |
| Authors |
Yingzhen_Cui,_Xiangcun_Meng,_Philipp_Podsiadlowski,_Ren_Song |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07607 |
単一縮退(SD)モデルは、Ia型超新星(SNeIa)の前駆体の主要なモデルの1つです。最近、SDモデルの新しいバージョンである共通エンベロープ風(CEW)モデルが提案されました。これは、原則として、以前のSDモデルが直面した問題のほとんどを解決する可能性があります。このモデルはまだ開発中であり、共通エンベロープ(CE)の表面からの質量損失メカニズムの詳細、主な観測特性、連星内部のスパイラルインタイムスケールなど、多くの未解決の問題が残っています。封筒。この記事では、CEに対する流体力学的効果を考慮することによって、これらの問題に対処することを目指しています。恒星進化コードMESAを使用して、さまざまなエンベロープ質量(0.0007～0.06太陽質量)を持つ共通エンベロープフェーズを経る漸近巨星分枝(AGB)星の一連の1D流体力学的シミュレーションを実行しました。エンベロープは常に動的に不安定であり、エンベロープが太陽質量の臨界値~0.003よりも大きい場合、定期的な質量放出イベントが発生することがわかりました。カッパメカニズムは、この現象を自然に説明できます。また、CEの質量が小さいため、浸漬されたバイナリのスパイラルインによって引き起こされる推定摩擦光度は核の光度よりもはるかに低く、したがってCEの構造に大きな影響を与えないこともわかりました。私たちの結果は、CEWモデルのCEが非常に大規模になることはできないことを意味します。また、単純化されたモデルに基づいて、スパイラルインのタイムスケールの概算を提示します。合理的な仮定では、タイムスケールは数十万年よりも長い可能性があることがわかりました。したがって、白色矮星は、仲間との合体を避けて、チャンドラセカール質量に向かって質量を増やすのに十分な時間があるかもしれません。
太陽風動的パラメータと太陽活動 UV プロキシのタイムラグについて
太陽活動は、幅広いタイムスケールにわたって変動性と周期的な挙動を示し、平均長が11年の最も顕著なサイクルが存在します。このような変動性は、太陽風、放射、およびその他のプロセスによって太陽圏内に運ばれ、惑星間媒体の特性に影響を与えます。太陽活動に関連する周期性の存在は、さまざまな太陽風指数と地磁気指数でよく見られますが、太陽のものとは時間差があり、ヒステリシスサイクルにつながります。ここでは、太陽活動の物理的プロキシであるCaIIKインデックスと2つの太陽風パラメーター(速度と動圧)の間のタイムラグ挙動を調査し、それらのペアワイズ相対ラグがほぼ5つの太陽周期にわたってどのように変化するかを調べます。CaIIK指数と太陽風速度の間の遅れは、調査した全時間間隔にわたって一定ではなく、値は6年から1年(平均3.2年)の範囲であることがわかります。太陽風動圧についても同様の挙動が見られます。次に、Lomb-Scargleピリオドグラム解析を使用して、速度について10.21年、動圧について10.30年という平均周期を取得します。太陽の11年サイクルに関する太陽風パラメーターの異なる周期性は、タイムラグの全体的に観測された時間的進化に関連している可能性があると推測されます。最後に、それらを説明することにより、CaIIK指数の振幅を2つの太陽風パラメーターに関連付ける経験的関係を取得します。
300: オリオン原始星とその進化の ACA 870 $\mu$m 連続調査
| Title |
300:_An_ACA_870_$\mu$m_Continuum_Survey_of_Orion_Protostars_and_their_Evolution |
| Authors |
Samuel_Federman_(1),_S._Thomas_Megeath_(1),_John_J._Tobin_(2),_Patrick_D._Sheehan_(3),_Riwaj_Pokhrel_(1),_Nolan_Habel_(1),_Amelia_M._Stutz_(4),_William_J._Fischer_(5),_Lee_Hartmann_(6),_Thomas_Stanke_(7),_Mayank_Narang_(8),_Mayra_Osorio_(9),_Prabhani_Atnagulov_(1)_and_Rohan_Rahatgaonkar_(10)_((1)_University_of_Toledo,_(2)_National_Radio_Astronomy_Observatory,_(3)_Northwestern_University,_(4)_Universidad_de_Concepci\'on,_(5)_Space_Telescope_Science_Institute,_(6)_University_of_Michigan,_(7)_European_Southern_Observatory,_(8)_Tata_Institute_of_Fundamental_Research,_(9)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Andaluc\'ia,_CSIC,_(10)_San_Diego_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07925 |
AtacamaCompactArray(ACA)を使用したHerschelOrionProtostarSurvey(HOPS)からの300個の原始星の870$\mu$m連続サーベイを提示します。これらのデータは、エンベロープスケール$\le$8000AU(20")で原始星フラックス密度を測定し、エンベロープの構造を1600AU(4")の分解能で解像します。これは、既存の単一皿870$よりも角度分解能が3～5倍向上しています。\mu$m回の観測。ACA観測を、870$\mu$mでの$\sim$0.1"(40AU)解像度のAtacamaLargeMillimeterArray(ALMA)12mアレイ観測と比較します。12メートルのデータを使用して、ディスクからのフラックスとACAフラックスを測定します。円盤フラックスとエンベロープフラックスの組み合わせを測定するために2500天文単位以内で、12m/ACA870$\mu$mフラックス比を計算しました.私たちのサンプルは、この比率の明確な進化を示しています.クラス0の原始星は、ほとんどが$<$0.5.対照的に,FlatSpectrum原始星は主に円盤が優勢で比率は1に近く,大きなエンベロープを持つ正面向きの原始星がいくつかある.クラスI原始星はエンベロープから円盤までの範囲が優勢である.比率の増加に伴う.エンベロープフラックスの減少と推定された質量降下率によって.質量の80%がエンベロープ優勢フェーズ中に降着すると推定する.12m/ACAフラックス比は、傾斜と前景を大幅に回避する進化的指標であることを発見した.絶滅依存症SEDベースの指標の終了。
非特異Bianchi-I時空における跳ね返りにおけるせん断とエネルギー密度の間の新しい関係について
古典的なBianchi-I時空では、特異点構造を決定する基礎となる条件(それが異方性せん断であろうとエネルギー密度であろうと)は、一般化されたフリードマン方程式から容易に決定できます。ただし、非特異バウンス異方性モデルでは、これらの洞察は、初期条件によっては、プランク体積と比較して大きくなる可能性がある非消失平均体積で特異点が解決される量子重力領域で取得するのが困難です。このような非特異モデルは、一般化されたフリードマン方程式を欠いている可能性があり、タスクをさらに困難にしています。ループ量子宇宙論(LQC)の効果的な時空記述でこの問題に対処します。この場合、エネルギー密度と異方性せん断は量子幾何効果により普遍的に制限されますが、根本的な複雑さのために一般化されたフリードマン方程式を導出することは困難です。有効なハミルトニアンダイナミクスの広範な数値シミュレーションを実行することで、LQCの跳ね返りにおけるエネルギー密度と異方性せん断との間の驚くべき、一見普遍的な関係が明らかになりました。質量のないスカラー場、インフレーションポテンシャル、および2種類のエクパイロティックポテンシャルのさまざまな初期条件について、量子バウンスでのエネルギー密度と異方性せん断の値が新しい放物線の関係に従うことを発見しました。エネルギー密度がその最大許容値の約半分に達すると、バウンスでの異方性せん断の最大値に達するなど、バウンスの異方性の性質。私たちが見つけた関係は、バウンスの異方性の程度、バウンス後の宇宙の等方化、および量子重力補正を使用したBianchi-Iモデルの修正された一般化フリードマン方程式の発見に非常に役立つことがわかります。
| Title |
BFSS_Matrix_Model_Cosmology:_Progress_and_Challenges |
| Authors |
Suddhasattwa_Brahma,_Robert_Brandenberger_and_Samuel_Laliberte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07288 |
BFSS行列モデルから創発的な計量時空と創発的な初期宇宙宇宙論を取得する提案を確認します。将来の研究のためのいくつかの課題と方向性が概説されています。
ダークマター - ダークフォトンモデルを超えた物質中の電子相互作用
| Title |
Dark_matter_-_electron_interactions_in_materials_beyond_the_dark_photon_model |
| Authors |
Riccardo_Catena,_Daniel_Cole,_Timon_Emken,_Marek_Matas,_Nicola_Spaldin,_Walter_Tarantino_and_Einar_Urdshals |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07305 |
地下検出器での電子遷移によるサブGeV暗黒物質(DM)粒子の検索は、過去数年間で多くの理論的および実験的関心を集めました。この分野でまだ未解決の問題は、いわゆる暗光子に期待されるように、外部DMプローブに対する検出器材料の応答が単一のイオン化または結晶フォームファクターによって記述されるフレームワークで実験結果を一般に解釈できるかどうかです。モデル。ここで、イオン化と結晶形状因子は材料応答関数の例です。初期状態と最終状態の電子波動関数の相互作用固有の積分です。この作業では、スピン0、スピン1/2、およびスピン1DMの幅広いモデルによって引き起こされる材料応答関数の体系的な分類を通じて、この問題に対処します。DM直接検出実験での電子遷移率の正確な説明には、暗光子モデルで予想されるものを超える材料応答関数が必要な例がいくつか見つかります。これは、標準的なイオン化と結晶フォームファクタに完全に基づくフレームワークの限界を具体的に示しており、最近推進した一般的な応答関数ベースの形式化の必要性を示しています[1,2]。非標準の原子および結晶応答関数を必要とするモデルの場合、[1,2]の応答関数を使用して、原子および結晶検出器のDM誘起電子遷移率を計算し、XENON10、XENON1T、EDELWEISS、およびSENSEIによって報告されたヌル結果からのDM-電子相互作用の強度。
相対論的流体力学 相対論的天体物理学における古典流体と量子流体の簡単なレビュー
| Title |
Relativistic_Hydrodynamics_a_brief_review_of_classical_and_quantum_fluids_in_relativistic_astrophysics |
| Authors |
R._F._Santos,_A._C._Amaro_Faria_Jr,_L._G._Almeida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07331 |
この作業の目的は、相対論的流体力学の最初のコースの構築と、学部課程の終わりと大学院課程の始まりのレベルでの天体物理学への応用を目指して、相対論的流体力学の基本的な側面を再検討することです。私たちは、基本的な流体力学のより基本的な概念を導入することを目指しており、重力に類似したモデルを超流動の理論に通し、主に天体物理学と暗黒宇宙の宇宙論に適用します。古典的な流体力学、ガリレオ対称性、および流体に適用されるローレンツ対称性への拡張をレビューし、流体と時空の類似性を可能にします。運動量エネルギーテンソルの保存とホーキングエリスのエネルギー条件を研究します。次のセクションでは、特に超流動に関連する量子効果を調査し、暗黒物質への応用もスケッチします。この研究では、超流動が重力を量子化する可能な方法の1つであることを結論付けています。
一般静的球対称時空における準円軌道の近点シフト
| Title |
Periapsis_shift_of_a_quasi-circular_orbit_in_a_general_static_spherically_symmetric_spacetime |
| Authors |
Tomohiro_Harada,_Takahisa_Igata,_Hiromi_Saida_and_Yohsuke_Takamori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07516 |
一般的な静的な球対称時空における準円軌道の近点シフトを調べます。重力場に関して完全な順序で2つの式を導出します。1つは重力質量$m$に関するもので、もう1つは軌道角速度$\omega_{\phi}$に関するものです。これらの式は、シュヴァルツシルト時空における順行シフトのよく知られた式を再現しています。一般的なケースでは、軌道の半径$r$でのRicciテンソルの成分の特定の組み合わせにより、シフトはシュヴァルツシルト時空のシフトから逸脱します。数式は、ニュートン重力の拡張質量効果による逆行シフトを示します。大質量コンパクト天体付近の一般相対性理論のポストニュートン領域では、逆行シフトはエネルギー密度が臨界値$\epsilon_{c}=3Gm^{2}/(2\pir^{4}を超えていることを意味します。)\simeq3r^{2}\omega_{\phi}^{4}/(2\piG)$一方、シュヴァルツシルト時空での順行シフトよりも大きい順行シフトは、そこでの弱いエネルギー条件の違反を意味します。銀河中心への影響も議論されています。
RHN検索実験を使用して、右巻きニュートリノ(RHN)ポータルを介して生成された凍結暗黒物質(DM)を調べる可能性を探ります。RHN質量、フェルミオンDM質量、DMとRHN間のYukawaカップリング、および実シングレットスカラー質量の4つの自由パラメーターのみで構成される、最小限に拡張されたタイプIシーソーモデルの単純化されたフレームワークに焦点を当てます。熱RHNの減衰またはRHNによって媒介される浴粒子の散乱によるDM生成の2つのケースを検討します。どちらの場合も、サブTeVスケールのDM質量の場合、フリーズインシナリオで観測されたDMレリック密度を満たす許容モデルパラメーター空間は、現在および将来のコライダー、ビームダンプ、および微弱なエネルギーを求める前方物理施設の範囲内にあることを示します。結合した重いニュートリノ。
$f(\phi,T)$ 重力理論の観測制約
スカラー場$\phi$と$f(\phi,T)=2\phi(\kappa^{1/2}\alphaT+\kappa^{5/2}\betaT^2)$をアインシュタイン・ヒルベルト作用に。(i)$V_0\phi^pe^{-\lambda\phi}$,(ii)$V_0\frac{\lambda\phi^p}{1+\lambda\phi^p}$そして、修正された重力パラメータ$\alpha$と$\beta$のインフレトンダイナミクスに対する感度を調べます。上記の$f(\phi,T)$重力理論で潜在的なスローロールパラメーター、スカラースペクトルインデックス$n_s$、およびテンソル対スカラー比$r$を導出し、修正された重力パラメーターの次の3つの選択肢を分析します。~(i)ケースI:~$\alpha\neq0,~\beta=0$すなわち高次項を無視(ii)ケースII:~$\alpha=0$,$\beta\neq0$~そして$T^2$項の分析を行います。(iii)ケースIII:~$\alpha\neq0$および$\beta\neq0$つまり、すべての項を保持します。潜在的なパラメーターの範囲について、WMAPとPLANCKデータを使用して、上記の3つのケースのそれぞれで$\alpha$と$\beta$の制約を取得します。
RIFT の拡張: GW パラメータ推定のパフォーマンスの向上
| Title |
Expanding_RIFT:_Improving_performance_for_GW_parameter_inference |
| Authors |
J._Wofford_(1),_A._Yelikar_(1),_H._Gallagher_(1),_E._Champion_(1),_D._Wysocki_(1_and_2),_V._Delfavero_(1),_J._Lange_(3_and_1),_C._Rose_(2),_V._Valsan_(2),_S._Morisaki_(4and_2),_J._Read_(5),_C._Henshaw_(6),_R._O'Shaughnessy_(1)_(_(1)_Rochester_Institute_of_Technology,_(2)_University_of_Wisconsin-Milwaukee,_(3)_Institute_for_Cosmic_Ray_Research,_The_University_of_Tokyo,_(4)_California_State_University_Fullerton,_(5)_Georgia_Institute_of_Technology) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07912 |
RapidIterativeFiTting(RIFT)パラメーター推論アルゴリズムは、GWソースの効率的で高度に並列化されたパラメーター推論のフレームワークを提供します。このホワイトペーパーでは、LIGO/VirgoO3観測の分析に使用される選択を含む、RIFT反復アルゴリズムの重要なアルゴリズムの機能強化と操作点の選択をまとめます。また、RIFTアルゴリズムとソフトウェアエコシステムのその他の拡張機能についても説明します。一部の拡張機能は、GW天体物理学に関連する出力を生成するためのRIFTの柔軟性を高めます。他の拡張により、計算効率や安定性が向上します。無作為に選択された多くのソースを使用して、2つの異なるコード構成でコードの堅牢性を評価します。1つはLIGOO3の設定を模倣するように設計されており、もう1つはいくつかのパフォーマンス強化を採用しています。選択したイベントの分析でRIFTの機能を説明します
