| Title |
Fuzzy_Aquarius:_evolution_of_a_Milky-way_like_system_in_the_Fuzzy_Dark_Matter_scenario |
| Authors |
Matteo_Nori,_Andrea_V._Macci\`o_and_Marco_Baldi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08022 |
ファジーダークマター(FDM)フレームワークでアクエリアスプロジェクトから抽出された天の川のようなハローの最初の高解像度ズームインシミュレーションを提示します。我々は、Schr\"{o}dinger-Poisson方程式の粒子指向の解に基づくN体コードAX-GADGETを使用し、FDMの量子効果を追跡しながら構造形成の複雑さを詳述することができます。ハロー$m_{\chi}=2.5h\times10^{-22}\{\rmeV}/c^2$のFDM質量に対してコアサイズが数kpcのコア密度プロファイルを示します。FDMダイナミクスの明確な特徴を表す速度プロファイルでも観察されます.存在量、質量、距離、速度分布関数、および赤方偏移によるそれらの進化の観点から、衛星に対するファジネスの影響の定量分析を提供します.非常に興味深いことに、我々は示す.すべての崩壊した構造は、$z=0$で平坦な密度プロファイルを示しているにもかかわらず、形成時にソリトン基底状態に到達しない:逆に、それらは質量に依存する時間スケールでそれに漸近的に収束し、形成履歴.これは、FDM質量の現在の制限を意味します-適用によって得られますi観測された銀河への単純なスケーリング関係-個々の天体が進化の過程で予想される漸近挙動から大きく逸脱する可能性があるため、細心の注意を払って行う必要があります。
BICEP / Keck XVII: 視線の歪み解析: 重力レンズ、異方性宇宙複屈折、斑状再イオン化、および系統誤差の推定
| Title |
BICEP_/_Keck_XVII:_Line_of_Sight_Distortion_Analysis:_Estimates_of_Gravitational_Lensing,_Anisotropic_Cosmic_Birefringence,_Patchy_Reionization,_and_Systematic_Errors |
| Authors |
BICEP/Keck_Collaboration:_P.A.R._Ade_(1),_Z._Ahmed_(2),_M._Amiri_(3),_D._Barkats_(4),_R._Basu_Thakur_(5),_D._Beck_(2,7),_C.A._Bischoff_(6),_J.J._Bock_(5,8),_H._Boenish_(4),_E._Bullock_(9),_V._Buza_(10),_J.R._Cheshire_IV_(9),_J._Connors_(4),_J._Cornelison_(4),_M._Crumrine_(11),_A._Cukierman_(7,2,5),_E.V._Denison_(12),_M._Dierickx_(4),_L._Duband_(13),_M._Eiben_(4),_S._Fatigoni_(3),_J.P._Filippini_(14,15),_S._Fliescher_(11),_C._Giannakopoulos_(6),_N._Goeckner-Wald_(7),_D.C._Goldfinger_(4),_J._Grayson_(7),_P._Grimes_(4),_G._Halal_(7),_G._Hall_(11),_M._Halpern_(3),_E._Hand_(6),_S._Harrison_(4),_S._Henderson_(2),_S.R._Hildebrandt_(5,8),_J._Hubmayr_(12),_H._Hui_(5),_K.D._Irwin_(7,2,12),_J._Kang_(7,5),_K.S._Karkare_(4,10),_E._Karpel_(7),_S._Kefeli_(5),_S.A._Kernasovskiy_(7),_J.M._Kovac_(4,16),_C.L._Kuo_(7,2),_et_al._(48_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08038 |
2018年の観測シーズンまでにBICEP2、BICEP3、およびKeckArrayによって取得された95GHzおよび150GHzのデータから導出された見通し内歪みフィールドの推定値を提示し、宇宙論的制約および機器および天体物理学の体系の研究につながります。宇宙論的制約は、大規模構造からの重力レンズ効果、磁場またはアクシオンのような場からの分極回転、およびパッチ状再電離のスクリーニング効果に関する3つの歪み場から導き出されます。レンズ効果スペクトル$A_L^{\phi\phi}=0.95\pm0.20$の振幅を測定します。Chern-Simons電磁気項$g_{a\gamma}\leq2.6\times10^{-2}/H_I$の結合定数として表される偏光回転を制約します。ここで、$H_I$はインフレのハッブルパラメーターであり、95GHzで1Mpc$B_{1\text{Mpc}}\leq6.6\;\text{nG}$で平滑化された原始磁場の振幅。$L_c=100$のコヒーレンススケールに対して$A^\tau<0.19$($2\sigma$)を見つけて、パッチ状の再イオン化の単純な"crinklysurface"モデルで光学深度変動の二乗平均平方根を制約します。95GHzと150GHzの偏波マップのすべての歪みフィールドが、lensed-$\Lambda$CDM、ダスト、およびノイズを含むシミュレーションと一致しており、機器の系統的証拠がないことを示しています。場合によっては、ここに示すEBおよびTBの2次推定量は、機器の影響から生じる可能性のあるスプリアスBモードを識別して拒否する際に、以前のマップベースのヌルテストよりも感度が高くなります。最後に、BICEP/Keckデータ処理における標準的な逆投影フィルタリングが、温度から偏光漏れを除去するのに効果的であることを確認します。
分散と高次キュムラントによる摂動理論: フレームワークと線形理論
| Title |
Perturbation_theory_with_dispersion_and_higher_cumulants:_framework_and_linear_theory |
| Authors |
Mathias_Garny,_Dominik_Laxhuber,_Roman_Scoccimarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08088 |
重力クラスタリングへの標準摂動理論(SPT)アプローチは、基礎となるブラソフ-ポアソンダイナミクスの流体近似に基づいており、位相空間分布関数のゼロ次キュムラントと最初のキュムラントのみを考慮します(密度フィールドと速度フィールド)。この仮定は、暗黒物質粒子の軌道が交差するときに崩れ、よく知られた問題につながります。小規模モードから大規模スケールへの異常に大きな逆反応により、予測性が損なわれます。軌道交差によって生成された2番目以降のキュムラントを組み込むことにより、SPTを拡張します。衝突のない物質の場合、それらの運動方程式はVlasov-Poissonシステムによって完全に固定されるため、このアプローチをVlasovPerturbationTheory(VPT)と呼びます。キュムラントでさえバックグラウンド値を生成し、ゆらぎの結合方程式の階層に入ります。バックグラウンド値は、変動のパワースペクトルによって供給されます。後者は、正式にはSPTに類似している形式にすることができますが、変数の拡張セットと、明示的に導き出す線形項と非線形項を使用します。この論文では、SPTよりもはるかに豊富な線形解に焦点を当て、2番目のキュムラントによって設定された分散スケールを横切るモードが高度に抑制されることを示します。指数関数的不安定性が存在しないという要件から、偶数キュムラントのバックグラウンド値の安定条件を導出します。また、さまざまなハローモデルの平均化されたより高いキュムラントの予想される大きさを計算し、それらが安定条件を満たすことを示します。最後に、スケーリング宇宙の摂動と背景値の自己無撞着解を導出し、キュムラント展開の収束を研究します。VPTフレームワークは、小規模モードのデカップリングを説明するSPTの概念的に単純で決定論的な拡張を提供します。
分散と高次キュムラントによる摂動理論: 非線形レジーム
| Title |
Perturbation_theory_with_dispersion_and_higher_cumulants:_non-linear_regime |
| Authors |
Mathias_Garny,_Dominik_Laxhuber,_Roman_Scoccimarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08089 |
ヴラソフ摂動理論(VPT)の非線形解を提示し、分散を伴う無衝突暗黒物質の重力クラスタリングと、軌道交差によって引き起こされるより高いキュムラントを説明します。VPTは、標準摂動理論(SPT)に形式的に類似しているが、追加の摂動変数、非線形相互作用、およびより複雑な伝播を含む形式にキャストできることを示しています。VPT非線形カーネルには、重要な分離特性があります。総運動量が固定されている場合、個々の運動量のいずれかが分散スケールを越えて非線形領域に入ると、カーネルは強く抑制されます。このUVモードのスクリーニングにより、SPTが発散する非常に青いべき乗則入力スペクトルを持つ宇宙論に対しても、パワースペクトルの非線形補正を計算することができます。密度および速度発散パワースペクトルの予測と、1ループ次数でのバイスペクトルを、スペクトルインデックス$-1\leqn_s\leq+2$のスケーリングユニバースでのN体の結果と比較します。すべてのケースで、スペクトルインデックス$n_s$とともに増加する範囲で、非線形スケールまで良好な一致が見られます。速度分散のベクトルモードとテンソルモードと同様に渦度の生成について説明し、分散を含めるときに渦度を無視すると運動量保存の違反につながることを示します。渦度を含めた場合の運動量保存を検証し、勾配$n_w=2$で正しい大規模極限を回復するために必要な2ループ次数で渦度パワースペクトルを計算します。私たちのN体の測定値と比較すると、大規模なスケーリングで$k^4$から$k^2$へのクロスオーバーが確認されます。私たちの結果は、暗黒物質クラスタリングの摂動技術が、既知の基礎となる無衝突ダイナミクスに基づいて体系的に改善できるという原理の証明を提供します。
Wiggly Cosmic Strings のスケーリング ソリューション
宇宙ストリングネットワークは、キブルメカニズムの結果として、宇宙の相転移中に形成されます。最も単純なネットワークの進化は、標準的なVelocityDependentOne-Scale(VOS)モデルによって正確に記述されます。ただし、数値シミュレーションにより、ウィグルとして知られるストリングに大量の短波長伝搬モードが存在することが実証されており、VOSのウィグルストリング拡張の最近の開発の動機となっています。ここでは、モデルの許容漸近スケーリングソリューションの体系的な研究を通じて、このモデルの物理的解釈における最近の進歩をまとめます。モデリングは主に3つのメカニズムに依存します。宇宙の膨張率、エネルギー伝達メカニズム(ループやウィグルの生成など)、ウィグルが粗視化されるスケールの選択です。ネットワークの全体的な動作における各メカニズムの役割についての洞察を得るために、各メカニズムが支配するさまざまな制限を検討し、各ケースのスケーリングソリューションを比較します。私たちの結果は、よく知られている南部後藤ソリューションと、ネットワークが進化するにつれてウィグリーの量が増加するか、特定の拡大率で一定になる非自明なレジームからなる、ウィグリーネスの3つのスケーリング体制があることを示しています。.また、ネットワークの完全なスケーリングは、数値シミュレーションと一致して、放射線時代よりも物質時代で可能性が高いことを示しています。
大質量銀河の周りのガスのマッピング: DES Y3 銀河と SPT および {\it Planck} からの Compton-$y$-maps の相互相関
| Title |
Mapping_gas_around_massive_galaxies:_cross-correlation_of_DES_Y3_galaxies_and_Compton-$y$-maps_from_SPT_and_{\it_Planck} |
| Authors |
J._S\'anchez,_Y._Omori,_C._Chang,_L._E._Bleem,_T._Crawford,_A._Drlica-Wagner,_S._Raghunathan,_G._Zacharegkas,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_A._Alarcon,_S._Allam,_O._Alves,_A._Amon,_S._Avila,_E._Baxter,_K._Bechtol,_B._A._Benson,_G._M._Bernstein,_E._Bertin,_S._Bocquet,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Campos,_J._E._Carlstrom,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_F._J._Castander,_R._Cawthon,_C._L._Chang,_A._Chen,_A._Choi,_R._Chown,_M._Costanzi,_A._T._Crites,_M._Crocce,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_T._de_Haan,_J._De_Vicente,_J._DeRose,_S._Desai,_H._T._Diehl,_M._A._Dobbs,_S._Dodelson,_P._Doel,_J._Elvin-Poole,_W._Everett,_S._Everett,_I._Ferrero,_B._Flaugher,_P._Fosalba,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_M._Gatti,_E._M._George,_D._W._Gerdes,_G._Giannini,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_et_al._(65_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08633 |
ダークエネルギー調査の最初の3年間のデータで測定された銀河の位置を、南極望遠鏡(SPT)と{\itPlanck}ミッションからのデータを使用して生成されたコンプトン$y$マップと相互相関させます。この相互相関測定を銀河の自己相関と一緒にモデル化して、宇宙内のガスの分布を制約します。大規模な情報を使用して、静水圧質量バイアス、または同等に、平均ハローバイアス加重電子圧力$\langleb_{h}P_{e}\rangle$を測定します。$\langleb_{h}P_{e}\rangle$は$[0.16^{+0.03}_{-0.04},0.28^{+0.04}_{-0.05},0.45^{+0.06}であることがわかります_{-0.10},0.54^{+0.08}_{-0.07},0.61^{+0.08}_{-0.06},0.63^{+0.07}_{-0.08}]$meVcm$^{-3}$赤方偏移$z\sim[0.30,0.46,0.62,0.77,0.89,0.97]$で。これらの値は、測定値が赤方偏移範囲に存在する以前の研究と一致しています。また、SPTデータの高解像度によって有効になった小規模な情報を使用して、平均ガスプロファイルを制約します。cosmo-OWLSの流体力学シミュレーションに基づいて、測定値をさまざまなパラメーター化されたプロファイルと比較します。私たちのデータは、AGNの加熱温度を$10^{8.5}$Kと仮定したシミュレーションと一致していますが、AGNの加熱温度を$10^{8.0}$Kと仮定したモデルとは一致しません。これらの比較は、データが銀河のハローの$r_{500c}$内のシミュレーションよりも高い値の電子圧を好むことを示しています。
疑似南部ゴールドストーンボソンとしてのインフレトン
宇宙インフレーションの現実的なモデルでは、インフレトンポテンシャルは、量子補正の下で平坦で安定しているはずです。何らかの対称性が背後にあると想像するのは自然なことであり、何らかの対称性を自発的に破る南部ゴールドストーンボソンとしてのインフレトンの考えが検討されてきました。重要なポテンシャルを生成するためのいくつかの明示的な対称性の破れを伴う低エネルギー有効理論における南部ゴールドストーンボソンの非線形実現を使用して、このアイデアの一般的な定式化を行います。ポテンシャルは当然単純な関数であり、典型的にはインフレトンの質量項であり、現在の観測上の制約の下では、必然的に「暖かいインフレ」のシナリオが適用されるべきです。インフレトンポテンシャルに大きな熱補正を加えない「温暖インフレ」のインフレトン場方程式における必要な熱放散項の生成メカニズムを調べた。このシナリオが現実的であることを示すために、簡単な数値解析が行われます。
大容量の半解析的銀河形成シミュレーションにおける熱および再電離史
| Title |
Thermal_and_Reionisation_History_within_a_Large-volume_Semi-Analytic_Galaxy_Formation_Simulation |
| Authors |
Sreedhar_Balu,_Bradley_Greig,_Yisheng_Qiu,_Chris_Power,_Yuxiang_Qin,_Simon_Mutch,_J._Stuart_B._Wyithe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08910 |
X線加熱と銀河間媒体の熱進化を含むように更新されたMERAXES半解析的銀河形成および再電離モデルを使用して、再電離時代の21cmのグローバル信号とパワースペクトルを予測します。半解析モデル(MERAXESなど)を使用して宇宙水素の再電離とともに銀河の形成と進化を研究するには、大容量で高い質量分解能でのN体シミュレーションが必要です。このために、ダークマターハローを$5\times10^8$$h^{-1}$$の質量に分解する$4320^3$粒子を使用した、辺の長さ$210$$h^{-1}$Mpcのシミュレーションを使用します。M_\odot$.原子冷却された銀河の質量分解能に到達するには、再電離に寄与する優勢な集団が$z=20$($\sim2\times10^7$$h^{-1}$$M_\odot$)であると考えられていました。このシミュレーションでは、DARKFORESTモンテカルロマージツリーアルゴリズムを使用して、有効粒子数$\sim10^{12}$を達成しています。この拡張シミュレーションを使用して、予測される再イオン化履歴に対する質量分解能の影響、および21cmグローバル信号と21cmパワースペクトルに対するX線加熱の影響を調べます。また、$70^{3}$$h^{-3}$Mpc$^3$サブボリューム内の21cm統計の宇宙分散も調査します。再電離の中点は$\Deltaz\sim0.8$だけ変化し、パワースペクトルの宇宙分散は$k\sim0.1-0.4$Mpc$^{-1}$は非ガウス信号によるものです。私たちの知る限り、この研究は再電離と銀河形成の両方の最初のモデルを表しており、初期宇宙におけるX線の影響を調査するために必要な十分に大きなスケールを同時にサンプリングしながら、低質量原子冷却銀河を分解します。
Harrison-Zel'dovich スペクトラムが復活？
AtacamaCosmologyTelescope(ACT)のDataRelease4は、Harrison-Zel'dovich原始スペクトル($n_s=1.009\pm0.015$)との一致を示しており、結果に$99.3\%$CLの有意性を持つ緊張が導入されています。プランク衛星から。スカラースペクトルインデックスの値の不一致は、大規模な構造情報の追加によっても、低多極分極データによっても緩和されません。ACTからの偏光測定を無視するか、理論のインフレ部門を拡張することに依存して、緊張を緩和する可能性のある手段について説明します。
宇宙倍率における f(R) 重力の痕跡
| Title |
Imprint_of_f(R)_gravity_in_the_cosmic_magnification |
| Authors |
Didam_Duniya_(BIUST),_Amare_Abebe_(NWU,_NITheCS),_Alvaro_de_la_Cruz-Dombriz_(de_Salamanca,_Cape_Town),_and_Peter_Dunsby_(Cape_Town) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.09303 |
f(R)重力は、一般相対性理論の最も単純で実行可能な修正の1つです。局所的な天体物理テストに合格し、初期の宇宙インフレーションと後期の宇宙加速の両方を予測し、暗黒物質についても説明します。この論文では、例としてよく知られているHu-Sawickiモデルを使用して、f(R)重力における大規模な宇宙倍率を調べます。私たちの結果は、赤方偏移z<3では、モデル指数n>1の値が、スカラー摂動の進化において一貫性のない動作につながることを示しています。さらに、大規模な分析で相対論的効果が考慮される場合、我々の結果は、zが増加するにつれて、nの整数値による宇宙倍率の角度パワースペクトルの大規模な変化は同様のパターンを共有する傾向があることを示しています。小数値は別の値を共有する傾向があります。この特徴は、与えられたクラスの重力モデルの潜在的な「喫煙銃」として、実験データで検索できます。さらに、z=1以下では、相対論的効果により宇宙倍率が抑制されることがわかりました。一致モデルと比較して、f(R)重力の大きなスケール;一方、z>1では、相対論的効果が宇宙倍率の相対的なブーストにつながります.一般に、相対論的効果は、宇宙論的プローブとしての宇宙倍率の可能性を高めます.
動的安定性引数からの M 矮星惑星の進化的タイムスケールの制約
| Title |
Constraints_on_Evolutionary_Timescales_for_M_Dwarf_Planets_from_Dynamical_Stability_Arguments |
| Authors |
Katie_Teixeira_and_Sarah_Ballard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08018 |
系外惑星間の動的条件の多様性は、現在十分に確立されています。しかし、生物進化のタイムスケールに軌道の動的なタイムスケールの関連性はよくわかっていません。わずかな軌道の変化でさえ、惑星に住む生物に大きな圧力をかける可能性があることを考えると、動的彫刻は生命の推定上の進化に重要な意味を持ちます.この原稿では、モンテカルロフレームワークを使用して、さまざまな系外惑星の動的彫刻タイムスケールが生物学的進化のタイムスケールにどのように影響するかを調査します。ダイナミックな彫刻がどのように進行するか、そして生命の出現と存続について、最小限の仮定で進めます。私たちは、天の川銀河で最も一般的な太陽系外惑星のホストであるM型矮星に焦点を当てて調査を行います。恒星の年齢に応じて一連の惑星系に動的ステータスを割り当て、現在の惑星の人口統計と一致する制限内で動的破壊の速度を変化させます。次に、NASAのケプラーおよびTESSミッションの完成度に従って観測された惑星の収量をシミュレートし、これらのサンプルの特性を調査します。この単純化されたアプローチにより、複数のトランジット惑星をホストするシステムは、単一のトランジットシステムよりも動的に中断されない間隔が平均して短いはずであることがわかります。ただし、動的彫刻の速度に応じて、古い星を周回する惑星は反対の傾向を示します。星の年齢に関する適度な制約でさえ、これが当てはまる「より古い」星を特定するのに役立ちます。これらの影響の程度は、系外惑星に固有の動的な人口統計と、NASAのケプラーまたはTESSミッションによって検出された惑星を考慮するかどうかによって異なります。
ラインごとのフレームワークを使用した K2-18 システムの動径速度測定の再検討
| Title |
Revisiting_Radial_Velocity_Measurements_of_the_K2-18_System_with_the_Line-by-Line_Framework |
| Authors |
Michael_Radica,_\'Etienne_Artigau,_David_Lafreni\`ere,_Charles_Cadieux,_Neil_J._Cook,_Ren\'e_Doyon,_Pedro_J._Amado,_Jos\'e_A_Caballero,_Thomas_Henning,_Andreas_Quirrenbach,_Ansgar_Reiners,_Ignasi_Ribas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08078 |
相互相関関数とテンプレートマッチング技術は、長年にわたって精密動径速度の世界を支配してきました。最近、ラインバイラインという名前の新しい技術が、高解像度スペクトルから動径速度成分を効率的に抽出するための外れ値に強い方法として開発されました。この新しい方法を、K2-18システムのアーカイブHARPSおよびCARMENESデータセットに適用します。HARPSデータセットを行ごとのフレームワークで再処理した後、以前の研究の結果を再現することができます。さらに、全波長範囲をサブドメインに分割することにより、再処理されたCARMENESデータセットで動径速度の体系的な色相関を特定することができました。この相関関係を取り除くために動径速度を後処理し、いくつかの外れ値の夜を除外した後、HARPSデータセットの分析から見つかったものと一致する質量で、K2-18bとK2-18cの両方の信号を確実に明らかにしました。次に、HARPSとCARMENESの両方の速度を組み合わせて、両方の惑星のパラメーターを調整します。特に、K2-18cの質量と周期が$6.99^{+0.96}_{-0.99}$M$_{Earth}$に修正され、$9.2072\pm0.0065$d、それぞれ。私たちの仕事は、正確な動径速度情報を抽出するための行ごとの手法の威力を徹底的に示しています。
| Title |
CO2-driven_surface_changes_in_the_Hapi_region_on_Comet_67P/Churyumov-Gerasimenko |
| Authors |
Bj\"orn_J._R._Davidsson,_F._Peter_Schloerb,_Sonia_Fornasier,_Nilda_Oklay,_Pedro_J._Guti\'errez,_Bonnie_J._Buratti,_Artur_B._Chmielewski,_Samuel_Gulkis,_Mark_D._Hofstadter,_H._Uwe_Keller,_Holger_Sierks,_Carsten_G\"uttler,_Michael_K\"uppers,_Hans_Rickman,_Mathieu_Choukroun,_Seungwon_Lee,_Emmanuel_Lellouch,_Anthony_Lethuillier,_Vania_Da_Deppo,_Olivier_Groussin,_Ekkehard_K\"uhrt,_Nicolas_Thomas,_Cecilia_Tubiana,_M._Ramy_El-Maarry,_Fiorangela_La_Forgia,_Stefano_Mottola,_Maurizio_Pajola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08134 |
2014年12月31日から2015年3月17日までの間、RosettaのOSIRISカメラは、彗星67P/Churyumov-Gerasimenkoのハピ領域で幅140m、深さ0.5mのくぼみの成長を記録しました。この浅い穴は、後に彗星の他の場所に形成されたいくつかの穴の1つであり、すべて滑らかな地形であり、主にコマ粒子の空中落下の結果です。2014年10月から11月にかけて取得したロゼッタのマイクロ波装置MIROによるハピのこの領域の観測をまとめました。MIRO観測を再現するために、熱物理モデルと放射伝達モデルを使用します。これにより、表面材料の熱慣性、拡散性、化学組成、成層、吸光係数、散乱特性、およびピット形成前の数か月間にそれらがどのように進化したかを制限することができます。結果は、長期的な彗星核進化モデリングを通じて文脈に置かれます。1)MIROは、降下物質の固体温室効果と一致する特徴を観察します。2)CO2氷は、MIROアンテナの温度に測定可能な影響を与えるのに十分なほど地表に近く、OSIRISによって観測されたHapiのピット形成の原因である可能性があります。3)CO2昇華前線での圧力は、塵や水氷を外側に追い出し、彗星物質を内側に圧縮するのに十分なほど強いため、CONSERT、SESAME、および地上レーダーによって観測された地表近くの圧縮を引き起こし、「圧密地形」として現れます。「OSIRISが観測したテクスチャ。
若いフィールド スター HD 18599 を 40 pc で通過する海王星亜王星
| Title |
A_sub-Neptune_transiting_the_young_field_star_HD_18599_at_40_pc |
| Authors |
Jerome_P._de_Leon,_John_H._Livingston,_James_S._Jenkins,_Jose_I._Vines,_Robert_A._Wittenmyer,_Jake_T._Clark,_Joshua_I._M._Winn,_Brett_Addison,_Sarah_Ballard,_Daniel_Bayliss,_Charles_Beichman,_Bj\"orn_Benneke,_David_Anthony_Berardo,_Brendan_P._Bowler,_Tim_Brown,_Edward_M._Bryant,_Jessie_Christiansen,_David_Ciardi,_Karen_A._Collins,_Kevin_I._Collins,_Ian_Crossfield,_Drake_Deming,_Diana_Dragomir,_Courtney_D._Dressing,_Akihiko_Fukui,_Tianjun_Gan,_Steven_Giacalone,_Samuel_Gill,_Erica_Gonz\'_alez_Alvarez,_Katharine_Hesse,_Jonathan_Horner,_Steve_B._Howell,_Jon_M._Jenkins,_Stephen_R._Kane,_Alicia_Kendall,_John_F._Kielkopf,_Laura_Kreidberg,_David_W._Latham,_Huigen_Liu,_Michael_B._Lund,_Rachel_Matson,_Elisabeth_Matthews,_Matthew_W._Mengel,_Farisa_Morales,_Mayuko_Mori,_Norio_Narita,_Taku_Nishiumi,_Jack_Okumura,_Peter_Plavchan,_Sam_Quinn,_Markus_Rabus,_George_Ricker,_Alexander_Rudat,_Joshua_Schlieder,_Richard_P._Schwarz,_Sara_Seager,_Avi_Shporer,_Alexis_M._S._Smith,_Avi_Sphorer,_Keivan_Stassun,_Motohide_Tamura,_Thiam_Guan_Tan,_C.G._Tinney,_Roland_Vanderspek,_Varoujan_Gorjian,_Michael_W._Werner,_Richard_G._West,_Duncan_Wright,_Hui_Zhang,_George_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08179 |
近くの若い星を周回する太陽系外惑星は、惑星の形成と進化の理論をテストするための理想的な実験室です。しかし、現在までに、トランジットする太陽系外惑星をホストすることがわかっているのは、年齢が1Gyr未満のほんの一握りの星だけです。ここでは、HD18599の周りにある、若い(300Myr)近くの(d=40pc)K星である亜海王星の発見と検証を紹介します。TESS、Spitzer、およびGaiaミッションからのデータ、IRSF、LCO、PEST、およびNGTSからの地上測光、Geminiからのスペックルイメージング、およびCHIRON、NRES、FEROSからの分光法を使用して、トランジット惑星の候補を正真正銘の惑星として検証します。、およびミネルバ-オーストラリス。惑星の公転周期は4.13d、半径は2.7Rearthです。RVデータは、30.5Mearthの3シグマ質量上限をもたらします。これは、重い伴星または若い星に典型的な観測された大きなジッターによって説明されます。主星の明るさ(V~9mag)は、ドップラー質量測定による詳細な特徴付けを助長し、若い惑星の内部構造へのまれなビューを提供します。
| Title |
Occurrence_rate_of_hot_Jupiters_around_early-type_M_dwarfs_based_on_TESS_data |
| Authors |
Tianjun_Gan,_Sharon_X._Wang,_Songhu_Wang,_Shude_Mao,_Chelsea_X._Huang,_Karen_A._Collins,_Keivan_G._Stassun,_Avi_Shporer,_Wei_Zhu,_George_R._Ricker,_Roland_Vanderspek,_David_W._Latham,_Sara_Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Khalid_Barkaoui,_Alexander_A._Belinski,_David_R._Ciardi,_Phil_Evans,_Eric_Girardin,_Nataliia_A._Maslennikova,_Tsevi_Mazeh,_Aviad_Panahi,_Francisco_J._Pozuelos,_Don_J._Radford,_Richard_P._Schwarz,_Joseph_D._Twicken,_Ana\"el_W\"unsche,_Shay_Zucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08313 |
ホット・ジュピターの出現率の推定値($7\R_{\oplus}\leqR_{p}\leq2\R_{J}$,$0.8\leqP_{b}\leq10$日)を早い時期に提示します。-プライマリミッション中にTESSによって観測された星に基づくタイプM矮星。TESS入力カタログから恒星パラメータを採用し、$10.5\leqT_{\rmmag}\leq13.5$、有効温度$2900\leqT_{\rmeff}\leq4000\K$の60,819M矮星のサンプルを構築します。星の質量$0.45\leqM_{\ast}\leq0.65\M_{\odot}$.ボックス最小二乗検索に基づく検出パイプラインを使用して、情報に基づいていないトランジット検索を実施し、注入と回復の実験を通じて検索の完全性を特徴付けます。光重心の測定、奇数/偶数および二次食の分析、自転および遷移期間の同期テスト、ならびに地上での測光、分光および画像観測の検査を含む一連の精査ステップを組み合わせます。最後に、全部で9つの惑星候補が見つかりました。これらはすべて、既知のTESSの関心対象です。選択基準を満たす初期型M矮星の周りのホットジュピターについて、$0.27\pm0.09\%$の発生率が得られます。以前の研究と比較すると、初期型M矮星の周りのホットジュピターの発生率は、1～2$\sigma$の範囲内で一致していますが、FGK星のすべての測定値よりも小さくなっています。トランジット、視線速度、およびマイクロレンズ調査の結果を組み合わせると、初期型M型矮星周辺のホットジュピターでは、対数半長軸ビン(${{\rmd}N}/{\rmd}\log_{10}a$)FGK星と比較した場合。
UVES による WASP-7 b の透過分光法 -- Na I D$_2$ と暫定的な D$_1$ 線吸収の検出
| Title |
Transmission_spectroscopy_of_WASP-7_b_with_UVES_--_Detection_of_Na_I_D$_2$_and_tentative_D$_1$_line_absorption |
| Authors |
Hossein_Rahmati,_Stefan_Czesla,_Sara_Khalafinejad,_and_Paul_Molli\`ere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08517 |
透過分光法は、系外惑星大気の化学組成と構造を研究するための主要な手法です。強力な過剰吸収信号が、熱い木星の通過中に光NaID1、2フラウンホーファー線で検出されました。これは、惑星大気に起因し、その構造を制約することを可能にします。WASP-7bの大気を、ナトリウム線での高分解能透過分光法によって調べます。紫外可視エシェル分光器(UVES)を使用して観測された、ホットジュピターWASP-7bの89の高解像度スペクトルのスペクトル遷移時系列を分析します。テルリック線を使用してスペクトルを正確に位置合わせし、molecfitを使用してテルリック補正を実行します。恒星の磁気活動は、CaIIHやK線、水素H$\alpha$線などの彩層線を調べることによって監視されています。最後に、さまざまな線の透過スペクトルと光度曲線を取得します。この星には識別可能なフレアは見られず、もしあったとしても、私たちの観測中に活動にわずかな変化が見られます。ナトリウム透過スペクトルとそれに対応する光度曲線は、合成スペクトルを使用してモデル化したロシター・マクラフリン効果(RM)と恒星の中心から四肢への変動(CLV)の兆候を明確に示しています。線のコントラストが0.50$\pm$0.06%($\sim8.3\sigma$レベル)で、半値全幅(FWHM)が0.13$\pm$0.02Aの統計的に有意な狭い吸収特性が検出されます。NaID$_2$ラインの位置。NaID$_1$線信号については、0.13$\pm$0.04%($\sim3.2\sigma$レベルで)の線コントラストを導き出し、これを暫定的な検出と見なします。さらに、水素バルマー線(H$\alpha$、H$\beta$、およびH$\gamma$)、KI$\lambda$7699A、CaIIHおよびK、およびインフラによる吸収の上限を提供します。-赤いトリプレット(IRT)ライン。
ホットジュピターの発光スペクトルに対する大気熱再分配効果
ホットジュピターは、トランジット観測で最も研究されており、簡単に検出できる太陽系外惑星です。しかし、大気の流れとそのような惑星の発光スペクトルとの相関関係はまだ理解されていません。熱い木星では昼と夜の温度差が大きいため、大気循環による熱の再分配は、垂直方向の温度圧力構造と発光スペクトルに大きな影響を与えます。現在の作業では、大気の熱再分配の量が異なるため、そのような惑星の温度-圧力プロファイルと発光スペクトルの変化を研究することを目的としています。この目的のために、まず、熱再分配パラメーターfと、熱い木星の最上部の大気層から放出されるフラックスとの間の分析的関係を導き出します。完全再分配、半再分配、非再分配の場合、等方性近似でfの3つの可能な値をそれぞれ1/4、1/2、2/3として採用し、対応する温度-圧力プロファイルと発光スペクトルを計算します。.次に、離散空間理論の形式を使用して放射伝達方程式を数値的に解くことにより、fのさまざまな値の発光スペクトルをモデル化します。大気の温度-圧力プロファイルと発光スペクトルの両方が、熱再分配関数の値の影響を受けやすいことを示します。熱再分配の減少は、温度-圧力プロファイルの熱反転をもたらし、したがって放出フラックスの量を増加させます。最後に、ホットジュピターXO-1b温度-圧力プロファイルの縮退ケースを再検討し、非反転温度-圧力プロファイルがこの観測された惑星の昼側放射スペクトルを最もよく説明することを示します。
CHEOPS と TESS を使用した HD 108236 システムの特性評価。 5番目のトランジット惑星の確認
| Title |
Characterization_of_the_HD_108236_system_with_CHEOPS_and_TESS._Confirmation_of_a_fifth_transiting_planet |
| Authors |
S._Hoyer,_A._Bonfanti,_A._Leleu,_L._Acu\~na,_L._M._Serrano,_M._Deleuil,_A._Bekkelien,_C._Broeg,_H.-G._Floren,_D._Queloz,_T._G._Wilson,_S._G._Sousa,_M._J._Hooton,_V._Adibekyan,_Y._Alibert,_R._Alonso,_G._Anglada,_J._Asquier,_T._B\'arczy,_D._Barrado,_S._C._C._Barros,_W._Baumjohann,_M._Beck,_T._Beck,_W._Benz,_N._Billot,_F._Biondi,_X._Bonfils,_A._Brandeker,_J._Cabrera,_S._Charnoz,_A._Collier_Cameron,_Sz._Csizmadia,_M._B._Davies,_L._Delrez,_O._D._S._Demangeon,_B.-O._Demory,_D._Ehrenreich,_A._Erikson,_A._Fortier,_L._Fossati,_M._Fridlund,_D._Gandolfi,_M._Gillon,_M._G\"udel,_N._Hara,_K._Heng,_K._G._Isaak,_J._M._Jenkins,_L._L._Kiss,_J._Laskar,_D._W._Latham,_A._Lecavelier_des_Etangs,_M._Lendl,_C._Lovis,_A._Luntzer,_D._Magrin,_P._F._L._Maxted,_V._Nascimbeni,_G._Olofsson,_R._Ottensamer,_I._Pagano,_E._Pall\'e,_et_al._(27_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08912 |
HD108236システムは、TESSデータに基づく4つの小さな惑星の検出で最初に発表されました。その直後、周期が29.54dの別の惑星の通過が、偶然にもCHEOPSによって検出されました。このようにして、HD108236(V=9.2)は、トランジットする5つの小さな惑星(R$_p$<3R$_{\oplus}$)をホストすることが知られている最も明るい星の1つになりました。CHEOPSとTESSの宇宙ミッションから得られるすべてのデータを使用して、惑星系の特徴を調べます。CHEOPSの柔軟なポインティング機能を使用して、5番目の通過天体を含む、システム内のすべての惑星の通過を追跡します。GaiaeDR3の結果を使用してホスト星のパラメータを更新した後、惑星の物理パラメータと軌道パラメータを導出するために、CHEOPSとTESSによってそれぞれ観測された16回と43回のトランジットを分析しました。HD108236の各惑星のトランジットのタイミング分析を行い、トランジットのタイミングの変動の存在を調べました。主星の半径と質量の改善値を導出しました(R$_{\star}$=0.876$\pm$0.007R$_{\odot}$およびM$_{\star}$=0.867$_{-0.046}^{+0.047}$M$_{\odot}$)。29.54d軌道に第5トランジット惑星fの存在を確認しました。したがって、このシステムは、R$_b$=1.587$\pm$0.028、R$_c$=2.122$\pm$0.025、R$_d$=2.629$\pm$0.031、R$_e$=3.008$\の5つの惑星で構成されます。pm$0.032、およびR$_f$=1.89$\pm$0.04[R$_{\oplus}$]。各惑星のトランジットエフェメリスを改良したところ、惑星c、d、eのトランジットタイミングに大きな変動は見られませんでした。代わりに、惑星bとfについては、通過時間の大幅な偏差(それぞれ最大22分と28分)を測定し、時間残差の無視できない分散は9.6分と12.6分です。惑星fの存在を確認し、以前に示唆されたように、10.9dの公転周期に潜在的なトランジット惑星の重要な証拠を見つけられませんでした。PDFファイルの完全な要約。
67P/Churyumov-Gerasimenko の地上測光におけるアウトバーストの探索
| Title |
Searching_for_Outbursts_in_the_Ground-Based_Photometry_of_67P/Churyumov-Gerasimenko |
| Authors |
Daniel_Gardener,_Colin_Snodgrass,_Nicolas_Ligier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08915 |
67P/Churyumov-Gerasimenkoは、彗星の周回と着陸に成功した最初のミッションであるロゼッタミッションのターゲットとなった木星系彗星です。このミッションには、大規模な地上観測キャンペーンが伴いました。2016年の近日点通過中の彗星67Pの測光を較正および測定するためのパイプラインを開発し、さまざまな施設で収集されたすべての可視波長ブロードバンドイメージングを利用しました。パイプラインは、フィールド内の背景の星を使用して共通の測光システム(Pan-STARRS1)に合わせて彗星の明るさを調整し、複数のデータセットの編集と比較を可能にします。結果は、以前の出現に基づく予測に従っています。67Pは、軌道から軌道への活動レベルの明らかな変化を示しておらず、昏睡状態の色は、出現全体で一定のままです。2015年8月22日に$\sim$0.14等のバーストを検出しました。この爆発の明るさと推定質量は、ロゼッタによって原子核で直接観測された爆発と一致しています。その場での爆発は、地上から見たものと同時に観測されましたが、これら2つのイベントを直接結びつけることは依然として困難です。
TOI-969: 砂漠の熱いミニ海王星と風変わりな冷たい木星を持つ後期 K 矮星
| Title |
TOI-969:_a_late-K_dwarf_with_a_hot_mini-Neptune_in_the_desert_and_an_eccentric_cold_Jupiter |
| Authors |
J._Lillo-Box,_D._Gandolfi,_D._J._Armstrong,_K._A._Collins,_L._D._Nielsen,_R._Luque,_J._Korth,_S._G._Sousa,_S._N._Quinn,_L._Acu\~na,_S._B._Howell,_G._Morello,_C._Hellier,_S._Giacalone,_S._Hoyer,_K._Stassun,_E._Palle,_A._Aguichine,_O._Mousis,_V._Adibekyan,_T._Azevedo_Silva,_D._Barrado,_M._Deleuil,_J._D._Eastman,_F._Hawthorn,_J._M._Irwin,_J._M._Jenkins,_D._W._Latham,_A._Muresan,_C.M._Persson,_A._Santerne,_N._C._Santos,_A._B._Savel,_H._P._Osborn,_J._Teske,_P._J._Wheatley,_J._N._Winn,_S._C._C._Barros,_R._P._Butler,_D._A._Caldwell,_D._Charbonneau,_R._Cloutier,_J._D._Crane,_O._D._S._Demangeon,_R._F._D\'iaz,_X._Dumusque,_M._Esposito,_B._Falk,_H._Gill,_S._Hojjatpanah,_L._Kreidberg,_I._Mireles,_A._Osborn,_G._R.Ricker,_J._E._Rodriguez,_R._P._Schwarz,_S._Seager,_J._Serrano_Bell,_S._A._Shectman,_A._Shporer,_et_al._(3_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08996 |
特定の多惑星系の現在のアーキテクチャは、その過去の形成と動的進化の歴史の重要な指紋です。長期的な追跡観察は、彼らの全体像を完成させるための鍵です。この論文では、TOI-969惑星系の構成要素の確認と特徴付けに焦点を当てています.TESSは、後期K型矮星の周りの非常に近い軌道で海王星サイズの惑星候補を検出しました.HARPS、PFS、およびCORALIE機器からの2年以上にわたる一連の正確な視線速度観測を、TESS測光光度曲線およびその他の地上ベースのフォローアップ観測と組み合わせて使用して、この惑星系の構成要素を確認および特徴付けます。TOI-969bはトランジット中($P_b\sim1.82$日)のミニ海王星惑星($m_b=9.1^{+1.1}_{-1.0}$M$_{\oplus}$)であることがわかります、$R_b=2.765^{+0.088}_{-0.097}$R$_{\oplus}$)、したがって、それをホットネプチューン砂漠の{下限}に配置します($T_{\rmeq,b}=941\pm31$K)。その内部構造の分析は、TOI-969bが揮発性の高い惑星であることを示しており、内部への移動が行われたことを示唆しています。視線速度モデルはまた、系内に2番目の巨大な天体TOI-969cが存在することを支持します。この天体は、$P_c=1700^{+290}_{-280}$日の長い期間と$m_の最小質量を持ちます。{c}\sin{i_c}=11.3^{+1.1}_{-0.9}$M$_{\rmJup}$、および$e_c=0.628^{+0.043}_{-0.036}$.TOI-969惑星系は、K型矮星の周りにある数少ない惑星の1つであり、非常に近い惑星から大きく離れたガス状巨星に至るまで、このように拡張された構成を持つことが知られています。TOI-969bの透過分光測定値は93で、中程度の明るさ($G=11.3$mag)の星を周回しているため、大気研究の優れたターゲットとなっています。この惑星系のアーキテクチャは、惑星系の移動と形成に関する貴重な情報も提供できます。
偏心軌道の惑星が開いた隙間の深さを推定する
| Title |
Estimating_the_depth_of_gaps_opened_by_planets_in_eccentric_orbit |
| Authors |
F._J._Sanchez-Salcedo,_R._O._Chametla,_O._Chrenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.09008 |
惑星は、原始惑星系円盤の表面密度にギャップを刻むことができます。これらのギャップの形成により、遊星に作用する共回転トルクが減少する可能性があります。さらに、ギャップは、塵や小石がギャップの端に閉じ込められる可能性があるため、惑星への固体の降着を止める可能性があります。このダストの蓄積は、高解像度干渉計を使用して観測されたリング状のダスト構造の起源を説明できます。この作業では、惑星と星の質量比$q$、ディスクのアスペクト比$h$、Shakura-Sunyaevの関数として、偏心軌道上の惑星によってクリアされるギャップの深さの経験的なスケーリング関係を提供します粘度パラメータ$\alpha$、および惑星離心率$e$。ヒューリスティックなアプローチを使用してスケーリング関係を構築します。2D流体力学シミュレーションによるインパルス近似に基づいておもちゃのモデルを調整します。スケーリングは、中程度の偏心($e\leq4h$)のギャップの深さを再現し、ギャップの外側と内側の表面密度のコントラストが$\leq10^{2}$の場合です。私たちのフレームワークは、偏心惑星のラジアルギャッププロファイルを予測することを目的とした、より洗練されたモデルの基礎として使用できます。
火星のプロトニルス・メンサエにおける10億年以上の周氷期/氷河循環の可能性
| Title |
A_billion_or_more_years_of_possible_periglacial/glacial_cycling_in_Protonilus_Mensae,_Mars |
| Authors |
Richard_J._Soare,_Jean-Pierre_Williams,_Adam_J._Hepburn,_Frances_E._G._Butcher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.09124 |
氷河-周氷期(または退氷期)の期間またはエポックの長期的な周期性と時間的連続性は、地球上の第四紀の地質学の基調です。比較的最近の研究では、火星の中緯度から高緯度の地形、特に北半球の歴史を調査し始めており、アマゾン紀中期から後期にかけての同様の周期性と遷移の証拠が求められています。ここでは、ProtonilusMensae[PM](43-490N,37-590E)に焦点を当ててこの作業を続けます。より具体的には、2つの古代ユニット間の地質学的接触にまたがるPM内の領域について説明、説明、評価します。[eHT]ヘスペリア時代初期の移行ユニット。eHtユニット内の暗い色調の地形(HiRISE画像ESP_028457_2255)は、砕屑的に分類された円[CSC]に似た構造による継続的なカバレッジを示しています。後者は地球上の永久凍土地域で観察され、地表および/または地表付近の水の凍結融解サイクルが一般的であり、低温摂動も例外ではありません。暗い色調の地形のクレーターサイズの頻度分布は、最小年齢が約100Ma、最大年齢が約1Gaであることを示唆しています。候補のCSCの推定年齢は、この分散内にあります。地質年代学的に、これは候補のCSCを、これまでに火星で特定された最古の周氷地形の中に位置付けます。
プラネット 4: ニューラル ネットワークによる火星の極春の扇風機の探索
| Title |
Planet_Four:_A_Neural_Network's_Search_For_Polar_Spring-time_Fans_On_Mars |
| Authors |
Mark_D._McDonnell,_Eriita_Jones,_Megan_E._Schwamb,_K-Michael_Aye,_Ganna_Portyankina,_and_Candice_J._Hansen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.09152 |
軌道から見える暗い堆積物は、春に火星の南極地域に現れます。これらは、二酸化炭素ガスの爆発的な噴流が解けている季節の氷冠を突き破り、ほこりや汚れを運び、それが暗い「斑点」として氷の上に堆積するか、地表の風によって吹き飛ばされて筋や「ファン」になることから形成されると考えられています。高解像度画像科学実験(HiRISE)衛星画像でこれらの季節的特徴を自動的に識別するための機械学習(ML)メソッドを調査します。南極の季節性堆積物をマッピングするオンラインの市民科学プロジェクトであるPlanetFourによって生成されたカタログを使用してトレーニングおよびテストされたディープ畳み込みニューラルネットワーク(CNN)を設計しました。その結果をISODATA(反復自己組織化データ分析手法)クラスタリングの結果と比較することでCNNを検証しました。予想どおり、CNNは、予測される季節的堆積物の領域とそれらの境界を描きます。CNNもISODATAも、シチズンサイエンスアプローチの強みである季節的なファンの発生源と方向を予測するのに適していないことがわかりました。CNNは、相互検証メトリクスでPlanetFourと良好な一致を示し、PlanetFourカタログでは見逃されたHiRISE画像でいくつかの季節性堆積物を検出しました。CNNによって予測された季節性堆積物の総面積は、PlanetFourカタログの総面積よりも27%大きかったが、この側面は画像ごとにかなり異なっていた.
金星境界層ダイナミクス：風成輸送と対流渦
表面と大気の間の相互作用を理解するために必要な、金星の深部大気のダイナミクスを研究した宇宙船はほとんどありません。最近の地球規模のシミュレーションは、惑星境界層の深さに対する地表風の日周期の強い影響を示唆しています。乱流分解モデルを使用して、金星境界層と表面風の影響を初めて特徴付けることを提案します。シミュレーションは、赤道の低平原と高地、および正午と真夜中で実行されました。高地では強い日周サイクルが解消され、対流層は局所地表から7kmに達し、垂直風は1.3m/sです。低平原の境界層の深さは、砂丘フィールドで観測された波長と一致しています。正午には、両方の場所の解像された表面風場は、塵の粒子を持ち上げて微小砂丘を生成するのに十分な強さです。金星で初めて対流渦が解明された。
金星雲における垂直乱流混合がケミカルトレーサーに与える影響
| Title |
The_Impact_of_Turbulent_Vertical_Mixing_in_the_Venus_Clouds_on_Chemical_Tracers |
| Authors |
Maxence_Lef\`evre,_Emmanuel_Marcq,_and_Franck_Lef\`evre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.09240 |
金星の雲は、熱、運動量、および化学種が混ざり合った約50～60kmの対流層をホストします。観測と数値モデリングは、この地域の複雑さを理解するのに役立ちました。しかし、化学への影響はまだわかっていません。ここでは、2つの緯度のケースでSO$_2$とH$_2$Oを模倣するパッシブトレーサーを使用した3次元対流分解モデルを初めて使用します。トレーサーは、測定値と一致する垂直プロファイルに向かって緩和され、タイムスケールは数桁にわたって変化します。垂直方向の混合は定量化されており、対流時間スケールの前にある約4時間の緩和時間スケールに対して強力です。対流活動によるトレーサーの空間的および時間的変動は、数キロメートルの水平構造で推定されます。赤道では、モデルはいくつかの観測によって示唆された雲頂(70km)の対流層を解像しており、化学種に対するそのような乱流活動の影響が初めて説明されています。解決された対流プルームから、垂直渦拡散が推定され、その場測定からの過去の推定と一致しますが、1D化学モデリングで使用される値よりも数桁高くなります。結果は、化学種に対する対流層の影響を示唆する、いくつかの空間的および時間的変動相関を伴う観測と比較されます。
TOI-1136は、初期の共振チェーン内の若い、同一平面上にある、整列した惑星系です
| Title |
TOI-1136_is_a_Young,_Coplanar,_Aligned_Planetary_System_in_a_Pristine_Resonant_Chain |
| Authors |
Fei_Dai,_Kento_Masuda,_Corey_Beard,_Paul_Robertson,_Max_Goldberg,_Konstantin_Batygin,_Luke_Bouma,_Jack_J._Lissauer,_Emil_Knudstrup,_Simon_Albrecht,_Andrew_W._Howard,_Heather_A._Knutson,_Erik_A._Petigura,_Lauren_M._Weiss,_Howard_Isaacson,_Martti_Holst_Kristiansen,_Hugh_Osborn,_Songhu_Wang,_Xian-Yu_Wang,_Aida_Behmard,_Michael_Greklek-McKeon,_Shreyas_Vissapragada,_Natalie_M._Batalha,_Casey_L._Brinkman,_Ashley_Chontos,_Ian_Crossfield,_Courtney_Dressing,_Tara_Fetherolf,_Benjamin_Fulton,_Michelle_L._Hill,_Daniel_Huber,_Stephen_R._Kane,_Jack_Lubin,_Mason_MacDougall,_Andrew_Mayo,_Teo_Mo\v{c}nik,_Joseph_M._Akana_Murphy,_Ryan_A._Rubenzahl,_Nicholas_Scarsdale,_Dakotah_Tyler,_Judah_Van_Zandt,_Alex_S._Polanski,_Hans_Martin_Schwengeler,_Ivan_A._Terentev,_Paul_Benni,_Allyson_Bieryla,_David_Ciardi,_Ben_Falk,_et_al._(15_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.09283 |
円盤の収束移動は、一連の平均運動共鳴(MMR)を持つ惑星系の形成に関与していると長い間疑われてきました。時間の経過に伴う動的進化は、繊細な共鳴構成を乱す可能性があります。TOI-1136は、$\sim$2から5$R_\oplus$の間に少なくとも6つのトランジット惑星を持つ700MyrのG星です。軌道周期比は、典型的なケプラー準共鳴系で見られる$\sim$\,$10^{-2}$偏差よりも小さい$10^{-4}$だけ正確な可換性から偏差します。トランジットタイミング分析で惑星の質量(3-8$M_\oplus$)が測定され、TOI-1136内の惑星が解放共鳴角で真の共鳴状態にあることが実証されました。惑星dのロシター・マクラフリン測定に基づくと、星の回転は惑星の軌道面と一致しているように見えます。よく整列した惑星系と検出された連星伴星の欠如は、TOI-1136の共鳴鎖が孤立した静止した円盤で形成されたことを示唆しており、恒星のフライバイ、円盤のワープ、または顕著な軸の非対称性はありません。周期比が3:2、2:1、3:2、7:5、および3:2に近いTOI-1136は、2つの1次MMR間の2次MMR(7:5)を含む最初の知られている共鳴チェーンです。MMR。繊細な7:5共鳴の形成は、システムの移行履歴に強い制約を課します。短期的($\sim$0.1AUから開始)内側のディスクエッジを持つタイプIの移行は、TOI-1136の形成と最も一致しています。低い円盤表面密度($\Sigma_{\rm1AU}\lesssim10^3$g~cm$^{-2}$;最小質量の太陽系星雲よりも低い)と、その結果として移動速度が遅くなるため、星雲の形成が促進された可能性があります。7:5の2次MMR。TOI-1136の深い共鳴は、700Myrの寿命の間、あまり共鳴反発を受けていないことを示唆しています。岩石惑星b内の急速な潮汐消散や、最大の惑星dとf内の傾斜潮汐を除外することができます。
磁気流体力学シミュレーションのための UV 放射移動による多相星間媒体の光化学と加熱/冷却
| Title |
Photochemistry_and_Heating/Cooling_of_the_Multiphase_Interstellar_Medium_with_UV_Radiative_Transfer_for_Magnetohydrodynamic_Simulations |
| Authors |
Jeong-Gyu_Kim,_Munan_Gong,_Chang-Goo_Kim,_Eve_C._Ostriker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08024 |
星間物質(ISM)の数値シミュレーションに適用できる、化学および紫外線(UV)放射伝達と組み合わせた効率的な加熱/冷却方法を提示します。水素種(H$_2$、H、H$^+$)の時間依存の進化に従い、炭素/酸素種(C、C$^+$、CO、O、およびO$^+$)を仮定します。非定常水素存在量を考えると、形成と破壊のバランスが取れており、すべてのISM相の熱力学を把握するために必要な重要な加熱/冷却プロセスが含まれています。離散点光源からのUV放射と拡散バックグラウンドは、それぞれ適応光線追跡と6光線近似によって追跡され、H$_2$自己遮蔽が可能になります。宇宙線(CR)加熱と電離も含まれます。私たちの方法を検証し、密度、金属量、および放射場の範囲に対するそれらのアプリケーションを実証するために、熱圧対密度の平衡曲線、光解離領域Hの化学的および熱的構造を含む一連のテストを実施します。IからH$_2$への遷移、およびHII領域と放射性超新星残骸の拡大。光化学とCRイオン化を慎重に扱うことは、冷たい中性相と暖かい中性相が共存する熱圧の特定など、ISM物理学の多くの側面に不可欠です。銀河形成シミュレーションで使用されている現在の多くの加熱および冷却処理では、中性ISMの正しい熱圧と電離率が再現されないことに注意してください。私たちの新しいモデルはMHDコードAthenaに実装され、TIGRESSシミュレーションフレームワークに組み込まれており、さまざまな環境での星形成ISMの研究に使用されます。
AGN 掩蔽と X 線光度関数の宇宙進化: 31.3 deg$^2$ Stripe 82X の XMM-Newton と Chandra スペクトル解析
| Title |
On_the_cosmic_evolution_of_AGN_obscuration_and_the_X-ray_luminosity_function:_XMM-Newton_and_Chandra_spectral_analysis_of_the_31.3_deg$^2$_Stripe_82X |
| Authors |
Alessandro_Peca,_Nico_Cappelluti,_Meg_Urry,_Stephanie_LaMassa,_Stefano_Marchesi,_Tonima_Ananna,_Mislav_Balokovi\'c,_David_Sanders,_Connor_Auge,_Ezequiel_Treister,_Meredith_Powell,_Tracey_Jane_Turner,_Allison_Kirkpatrick,_Chuan_Tian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08030 |
31.3deg$^2$Stripe-82X(S82X)フィールドでのXMMとChandra観測のX線スペクトル解析を提示します。この分野の6181個のユニークなX線源から、シミュレーションによって決定された固体赤方偏移と十分な数を持つ2937個の候補活動銀河核(AGN)のサンプルを選択して分析します。私たちの結果は、スペクトルインデックス$\Gamma=1.94_{-0.39}^{+0.31}$、列密度ログ$N_H/\rm{cm}^{-2}=20.7_{-の中央値を持つ観測された母集団を示しています。0.5}^{+1.2}$(上限を考慮して$21.6_{-0.9}^{+0.7}$)および固有、脱吸収、2～10keV光度対数$L_X/\rm{erg\,s}^{-1}=44.0_{-1.0}^{+0.7}$、赤方偏移範囲0～4。観測バイアスを補正して、モデルに依存しない固有のAGNの一部を導き出し、隠されている($22\leq\rm{log}\,N_H/\rm{cm}^{-2}<24$)。赤方偏移に伴う不明瞭なAGN画分の大幅な増加と、光度の増加に伴う減少。ログ$L_X/\rm{erg\,s}^{-1}>43$の平均隠蔽AGN部分は$57\pm4\%$です。この作業は、まだ不確実な高光度および高赤方偏移領域のAGN掩蔽とスペクトル形状を制約します(log$L_X/\rm{erg\,s}^{-1}>45.5$、$z>3$)。不明瞭なAGNの割合は$64\pm12\%$に上昇します。合計、隠蔽、および隠蔽されていないX線光度関数(XLF)は、$z=4$に決定されます。XLF全体の光度と密度の進化を報告し、$z>2$ですべての光度で覆い隠されたAGNが支配的であり、log$L_X/\rm{erg\、s}^{-1}>45$で覆い隠されていないソースが優勢ですより低い赤方偏移で。私たちの結果は、AGN活動の大部分がガスの豊富な環境とダウンサイジングシナリオによって引き起こされるという進化モデルと一致しています。また、ブラックホール降着密度は、星形成速度密度と同様に進化することがわかり、AGNとホスト銀河の間の共進化シナリオが確認されましたが、それらの成長の歴史の異なる時間スケールが示唆されました。
クエーサー IR SED における極塵放出とその狭線領域との相関
| Title |
Polar_Dust_Emission_in_Quasar_IR_SEDs_and_Its_Correlation_with_Narrow_Line_Regions |
| Authors |
Jianwei_Lyu,_George_H._Rieke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08037 |
極塵は、近くのセイファート核の中赤外放射において重要な役割を果たしていることがわかっています。空間的に分解された観測がないため、クエーサー集団の中に極地の塵が存在するかどうか、またどのくらいの頻度で存在するかは不明です。このレターでは、AGN禁制線放出(一般に狭い線領域に関連付けられている)の隆起と、原型的なパロマーグリーンクエーサーサンプルおよびその他の明るいタイプ1AGNsから引き出されたダストの中赤外エネルギー出力との間の相関関係を報告します。SDSS、スピッツァー、WISEアーカイブ。WISEW2($\sim4.6\mum$)$-$W3($\sim12\mum$)およびW2($\sim4.6\mum$)$-によってトレースされたAGN中赤外色差$W4($\sim22\mum$)、および2MASS、WISE、およびスピッツァーデータで制約された近赤外から中赤外のSEDは、光学\OIIIおよび中間でトレースされた禁制線領域の相対強度で明確な傾向を示します。IR\OIV輝線。これらの観察結果は、線が強いところでは、$\lambda\gtrsim5\mu$mでのAGN放射の大部分が禁制線領域のダストに由来することを示しています。広く引用されている普遍的なAGNテンプレートは、トーラス出力より上のさまざまなレベルの極塵放射を伴うクエーサーSEDを平均化した結果であり、コンパクトトーラスダスト放射の典型的な固有のIRSEDのみが、5$\mu$を超える波長の増加とともに低下することがわかりましたm($\nuF_\nu$)。さらに、極塵と禁制線との関連は、AGN光度の増加に伴う赤外線出力の減少についての後退トーラス仮説に代わるものを示唆しています。
大規模な調査。 XVIII。大質量初期型銀河の深部広視野 $K$ バンド測光と局所スケーリング関係
| Title |
The_MASSIVE_Survey._XVIII._Deep_Wide-Field_$K$-band_Photometry_and_Local_Scaling_Relations_for_Massive_Early-Type_Galaxies |
| Authors |
Matthew_E._Quenneville,_John_P._Blakeslee,_Chung-Pei_Ma,_Jenny_E._Greene,_Stephen_D._J._Gwyn,_Stephanie_Ciccone_and_Blanka_Nyiri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08043 |
カナダ-フランス-ハワイ望遠鏡のWIRCam装置で撮影された観測に基づくMASSIVEサーベイからの98個の明るい初期型銀河(ETG)の広視野深部$K$バンド測光法を提示します。これらの画像を使用して、このサンプルの銀河の正確な合計$K$バンド光度($L_K$)と半光半径($R_e$)を抽出します。これらの新しい値を使用して、大規模なETGのサイズと光度およびFaber-Jacksonの関係を調べます。この体積制限されたサンプル内で、両方の関係に曲率の明確な証拠が見つかりました。これは、最も明るい銀河は、単純なべき乗則から予想されるよりもサイズが大きく、速度分散が小さい傾向があることを示しています。私たちが測定した関係は、大部分が散逸のない合体によって形成された最も大質量の楕円銀河と定性的に一致しています。サンプルを高速回転子と低速回転子に分けると、低速回転子は$L_K$の増加に伴って傾きが同様に変化することがわかります。これは、低質量と高質量の低速回転子が異なる形成履歴を持っていることを示唆しています。$R_e-L_K$関係と$\sigma-L_K$関係の曲率が相殺され、動的質量と光度の間の関係が1つのべき乗則によって適切に記述されます:$R_e\sigma^2\propto{L_K}^b$で$b\approx1.2$。これは、質量の小さい楕円銀河で観測される基本平面の傾きと一致しています。
初期型銀河におけるその場内および場外星形成の寄与：MaNGA対IllustrisTNG
| Title |
The_Contribution_of_In-situ_and_Ex-situ_Star_Formation_in_Early-Type_Galaxies:_MaNGA_versus_IllustrisTNG |
| Authors |
Carlo_Cannarozzo,_Alexie_Leauthaud,_Grecco_A._Oyarz\'un,_Carlo_Nipoti,_Benedikt_Diemer,_Song_Huang,_Vicente_Rodriguez-Gomez,_Alessandro_Sonnenfeld,_Kevin_Bundy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08109 |
大質量($M_*\geq10^{10.5}\,\mathrm{M_\odot}$)現在の初期型銀河における星の質量表面密度、金属量、年齢、および視線速度分散プロファイルを比較します。(ETG)IllustrisTNGスイートのTNG100シミュレーションからシミュレートされた銀河を使用したMaNGAサーベイから。形状と正規化の両方で、MaNGAとTNG100ETGの恒星質量表面密度プロファイルの間に優れた一致が見られます。さらに、TNG100は、星の金属量と年齢のプロファイルの形状、およびMaNGAETGの速度分散分布の正規化を再現します。また、MaNGAとTNG100の間で中心銀河と衛星銀河の星のプロファイルを比較すると、一般的によく一致することがわかります。例外は、非常に質量の大きい($M_*\gtrsim10^{11.5}\,\mathrm{M_\odot}$)中心銀河の速度分散プロファイルで、平均すると、TNG100の方がMaNGA($\approx50\,\mathrm{km\,s^{-1}}$)。TNG100の$\mathit{in}$-$\mathit{situ}$星と$\mathit{ex}$-$\mathit{situ}$星の放射状プロファイルを研究し、各集団がどの程度貢献しているかを議論します。観測されたMaNGAプロファイル。私たちの分析は、現在の宇宙の高質量($M_*\gtrsim10^{11}\,\mathrm{M_\odot}$)ETGが、融合による進化の結果であるという考えを大きく支持しています。合併残骸の前駆細胞の恒星集団を均質化する傾向がある大規模な合併によって。
JWST の PEARLS: ALMA ソースの JWST/NIRCam ビュー
| Title |
JWST's_PEARLS:_A_JWST/NIRCam_view_of_ALMA_sources |
| Authors |
Cheng_Cheng,_Jia-Sheng_Huang,_Ian_Smail,_Haojing_Yan,_Seth_H._Cohen,_Rolf_A._Jansen,_Rogier_A._Windhorst,_Zhiyuan_Ma,_Anton_Koekemoer,_Christopher_N._A._Willmer,_S._P._Willner,_Jose_M._Diego,_Brenda_Frye,_Christopher_J._Conselice,_Leonardo_Ferreira,_Andreea_Petric,_Min_Yun,_Hansung_B._Gim,_Maria_del_Carmen_Polletta,_Kenneth_J._Duncan,_Rachel_Honor,_Benne_W._Holwerda,_Huub_J._A._R\"ottgering,_Nimish_P._Hathi,_Patrick_S._Kamieneski,_Nathan_J._Adams,_Dan_Coe,_Tom_Broadhurst,_Jake_Summers,_Scott_Tompkins,_Simon_P._Driver,_Norman_A._Grogin,_Madeline_A._Marshall,_Nor_Pirzkal,_Aaron_Robotham,_Russell_E._Ryan_Jr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08163 |
アタカマ大型ミリ波配列(ALMA)によって検出された19(サブ)ミリメートル(submm/mm)のソースのJamesWebb宇宙望遠鏡/NIRCam観測の結果を報告します。アルマ望遠鏡の正確な位置により、対応するNIRCamの明確な識別が可能になりました。重力レンズ効果を考慮に入れると、これらは3つの領域にある16の異なる銀河を表し、現在までのこの種の最大のサンプルを構成しています。静止系の紫外線から近赤外線までの対応するスペクトルエネルギー分布は、測光赤方偏移($1<z<4.5$)と恒星質量($M_*>10^{10.5}$Msol)を提供します。これは、サブミリ波銀河に似ています。（SMG）以前に研究されたホスト。ただし、私たちのサンプルは従来のSMGサンプルよりもsubmm/mmでより暗く、ソースはより広い範囲の特性を示しています。それらは、ダストに埋め込まれた星形成率が10Msolyr$^{-1}$と低く、ソースは星形成主系列と静止カテゴリの両方に存在します。深いNIRCamデータにより、静止フレーム近IR形態を研究することができます。2つの多重画像システムと1つのクエーサーを除いて、残りのソースの大部分は円盤状であり、ほとんどまたはまったく擾乱を示しません。これは、永年成長が大質量円盤銀河の集合の潜在的な経路であることを示唆しています。いくつかのホストは大きなディスクを持っていますが、大部分は小さなディスクを持っています(半質量半径の中央値は1.6kpc)。現時点では、これがこれらの赤方偏移での小さなディスクの普及によるものなのか、それとも深いアルマ観測の未知の選択効果によるものなのかは不明です.NIRCam観測によるALMAソースのより大きなサンプルは、この問題に対処することができます。
z=2.82 にある超高輝度サブミリ銀河の合体の解明
| Title |
Resolving_a_merger_in_a_hyper-luminous_submillimeter_galaxy_at_z=2.82 |
| Authors |
R._W._Perry,_S._C._Chapman,_Ian_Smail,_F._Bertoldi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08191 |
$z=2.82$超高光度赤外線銀河(HyLIRG)HS170850.1の分解された特性を提示します。これは、SCUBA-2のケックバリオン構造調査フィールド(S$_{\rm850\mum}=$19.5mJy)であり、赤方偏移で知られている最も明るいスターバーストの1つです。最高解像度のA構成でIRAM-NOEMA干渉計を使用して、光源を$\sim$8kpcで区切られた2つの成分に分解し、青にシフトし、赤にシフトした$^{12}$CO(5-4)線として表示されます。2つのガスに富む銀河間の主要な合体の予想される運動学的特性を示します。結合された合併システムは、2.3$''$または18.3kpcでトレースされます。合体の各成分は、大規模な乱流円盤を示唆する秩序だったガス運動を示しています。青と赤の円盤の質量を(1.5$\pm$0.2)$\times10^{11}$M$_\odot$および(0.71$\pm$0.22)$\times10^{11}$として測定します。それぞれM$_\odot$。より質量の大きい円盤成分は、CO線に広い翼を示し、主軸に沿って円盤の重心から$\sim$3kpcオフセットされ、速度$\sim\pm$1000km$\rm{s^{-1}まで伸びています。全身速度からの$。これは、バイポーラ流出成分の可能性、またはCOディスクの歪みまたは潮汐構造の可能性が高いと解釈します。HS170850.1の特性を、850$\mu$mという比較的明るい光度を持つ他のサブミリ波検出銀河と比較すると、現在進行中のガスに富む合体、または少なくともクラスター/グループ環境が、これらの最も極端なスターバーストフェーズにつながることが示唆されます。
赤い塊星を使った天の川の外輪腕
| Title |
The_Outer_spiral_arm_of_the_Milky_Way_using_Red_Clump_stars |
| Authors |
Namita_Uppal,_Shashikiran_Ganesh,_Mathias_Schultheis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08206 |
目的:私たちの目的は、赤い塊の星の分布を使用して、天の川銀河の古いディスク構造の観測ビューを提供することです。円盤に存在する渦巻きの腕、ワープ構造、およびその他の非対称性は、銀河の円盤上の赤い塊の星の数の体系的な研究を使用して再検討されます。方法:$\ell\timesb$の$1^\circ\times1^\circ$ビンの2MASS($J-K_s,~J$)色等級図から赤い塊の星を体系的に抽出する方法を開発しました。$40^\circ\le\ell\le320^\circ$および$-10^\circ\leb\le10^\circ$の範囲をカバーします。2MASSデータは、ディスクの光学調査よりもはるかに遠くまで赤い塊の星を識別して追跡できるため、引き続き重要です。選択したサンプルの前景の星の汚染は、GaiaEDR3からの正確な天文データとGaiaDR3からの天体物理パラメータを利用して除去されます。結果:銀河面の上下の密度分布とカウント比を表す銀河の正面(XY平面)を生成しました。結果として生じる赤い塊の星の過密度は、銀河系の第2象限から第3象限までの外腕の連続的な形態をたどっています。これは、赤い塊の星を使用して円盤全体にアウターアームをマッピングした最初の研究です。この研究を通じて、外側の腕を銀河の第3象限まで追跡することが初めて可能になりました。渦巻き構造とは別に、経度に関して銀河面の上下に波のような非対称性も見られ、ワープ構造を示しています。ワープ構造は、銀河面の上と下の赤い塊の星の比率を追跡することによって体系的に研究されています。外側の渦巻き腕の非対称性の最初の直接的な観察証拠を提供し、古い人口によって追跡された渦巻き腕も円盤と同様に歪んでいることを確認します。
ガイア観測による天の川銀河の全球脱出速度プロファイルとビリアル質量推定
| Title |
The_Global_Escape_Velocity_Profile_and_Virial_Mass_Estimate_of_The_Milky_Way_Galaxy_from_Gaia_Observations |
| Authors |
Jeffrey_M._La_Fortune |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08264 |
GaiaHyperVelocityStar(HVS)の運動学的観測では、従来の推定値よりもほぼ40%高い、約700km/sの局所脱出速度が支持されています。HVSと矮小銀河の衛星データを組み合わせると、銀河のグローバルな脱出速度プロファイルが、中央のバーから最も遠い衛星銀河まで途切れることなくケプラー式の下降を滑らかにたどることが明らかになります。ビリアル定理に関連するバリオン質量不一致(最大相対加速度)の堅牢な上限を明らかにし、ビリアル化されたコンパクトな宇宙オブジェクトの基本的かつ普遍的な質量不一致-加速関係を取得します。
エディントン比によるBASS AGNの構造と進化の調査
| Title |
Probing_the_Structure_and_Evolution_of_BASS_AGN_through_Eddington_Ratios |
| Authors |
Tonima_Tasnim_Ananna,_C._Megan_Urry,_Claudio_Ricci,_Priyamvada_Natarajan,_Ryan_C._Hickox,_Benny_Trakhtenbrot,_Ezequiel_Treister,_Anna_K._Weigel,_Yoshihiro_Ueda,_Michael_J._Koss,_F._E._Bauer,_Matthew_J._Temple,_Mislav_Balokovic,_Richard_Mushotzky,_Connor_Auge,_David_B._Sanders,_Darshan_Kakkad,_Lia_F._Sartori,_Stefano_Marchesi,_Fiona_Harrison,_Daniel_Stern,_Kyuseok_Oh,_Turgay_Caglar,_Meredith_C._Powell,_Stephanie_A._Podjed,_Julian_E._Mejia-Restrepo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08401 |
Swift-BAT70か月/BASSDR2調査を使用して、低および高オブスキュレーションのビン（logNH<=22および22<logNH<25）のローカルAGNの固有のエディントン比（\lamEdd）分布関数を制約します。核周囲の幾何学と時間的進化の観点から、不明瞭なAGNの割合を解釈します。具体的には、低いエディントン比(loglamEdd<-2)では、覆い隠されたAGNが覆い隠されていないものよりも4倍多く、核周囲物質の被覆係数(0.8、またはトーラスの開口角度34度)を反映しています。高エディントン比(\loglamEdd>-1)では、傾向が逆転し、AGNの<30%がlogNH>22を持ちます。以前の研究からの狭い線と広い線のAGNのエディントン比分布関数を考慮すると、質的に類似した図が見えます。高いlamEddでの時間的効果と幾何学的効果を解きほぐすために、時間加重カバーファクターが観察された人口比率と一致するように、もっともらしいクリアリングシナリオを調査します。高lamEddで不明瞭なAGNの割合が低いのは、主にカバーファクターが非常に急速に低下し、時間の半分以上が10%未満のカバーファクターで費やされているためであることがわかります。また、high-lamEddで隠されているほぼすべてのAGNがいくつかの広い線を示していることもわかります。これは、枯渇したトーラスの高さが広線領域の高さを下回り、後者がすべての視線から見えるようになったためであると考えられます。
JWSTで発見された$z\gtrsim10$銀河候補のALMA観測
| Title |
ALMA_Observation_of_a_$z\gtrsim10$_Galaxy_Candidate_Discovered_with_JWST |
| Authors |
Ilsang_Yoon,_Christopher_L._Carilli,_Seiji_Fujimoto,_Marco_Castellano,_Emiliano_Merlin,_Paola_Santini,_Min_S._Yun,_Eric_J._Murphy,_Intae_Jung,_Caitlin_M._Casey,_Steven_L._Finkelstein,_Casey_Papovich,_Adriano_Fontana,_Tommaso_Treu,_Jonathan_Letai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08413 |
GLASS-JWSTEarlyReleaseScienceProgramで発見された$z\gtrsim10$銀河候補(GHZ1)のアルマ望遠鏡による観測を報告します。私たちのALMAプログラムは、静止フレーム3393.0062GHz($88.36\mu$m)での[OIII]輝線と、26.125GHzの周波数範囲($10.10<z<11.14$)をシームレスにカバーするスペクトルウィンドウ設定による遠赤外線連続放射を検出することを目的としています。）。合計7時間のオンソース統合が採用され、4つの周波数設定を使用して全範囲(設定ごとに1.7時間)をカバーし、角度分解能は0.7インチでした。線や連続体は明確に検出されず、5$\sigma$でした。150kms$^{-1}$チャネル$^{-1}$での0.4mJybeam$^{-1}$のライン放出、および30$\mu$Jybeam$の連続体放出に制限^{-1}$.GHZ1のJWST位置から0.17インチ以内に、限界スペクトルおよび連続体の特徴(それぞれ$4.4\sigma$および$2.6\sigma$ピークS/N比)を報告します。$z=10.38$の分光学的赤方偏移を示唆するこれらの特徴は、さらに観察して検証する必要があります。最良の測光赤方偏移推定($z=10.60^{+0.52}_{-0.60}$)が正しいと仮定すると、GHZ1からの連続フラックスの$3\sigma$上限の広帯域銀河スペクトルエネルギー分布モデルは、GHZ1はダスト温度が低い可能性があります($T_d<30$K)。[OIII]線の光度の$5\sigma$の上限と、大きな誤差を伴う星形成率の推定値は、低金属量の銀河および局地的なスターバースト銀河の特性と一致しています。また、フィールド内の6つの銀河からの連続体放射の明確な検出を、JWSTのカウンターパートと共に報告します。
Gaia-ESO サーベイ: 内側の銀河系からの古い超金属豊富な訪問者
| Title |
The_Gaia-ESO_Survey:_old_super_metal-rich_visitors_from_the_inner_Galaxy |
| Authors |
M._L._L._Dantas,_R._Smiljanic,_R._Boesso,_H._J._Rocha-Pinto,_L._Magrini,_G._Guiglion,_G._Tautvai\v{s}ien\.e,_G._Gilmore,_S._Randich,_T._Bensby,_A._Bragaglia,_M._Bergemann,_G._Carraro,_P._Jofr\'e,_and_S._Zaggia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08510 |
銀河面からの最大高度が約0.5～1.5kpcに達する離心率の低い軌道を持つ、古い超金属を豊富に含む矮星のセットを特定したことを報告します。それらの起源を理解するために、それらの特性について説明します。Gaia-ESOサーベイの内部データリリース6のデータを使用します。18元素21種の豊富な高解像度で観測された星を選択しました。階層的クラスタリングを適用して、完全な化学存在空間内で同様の化学存在を持つ星をグループ化します。それらの化学的性質によると、この一連の超金属が豊富な星は、5つのサブグループに分類できます。そのうちの4つは、ほぼすべての存在量がFeとロックステップで増加する化学的濃縮フローに従うようです。5番目のサブグループは、異なる化学的特徴を示します。すべてのサブグループは、次の特徴を持っています:7-9Gyr程度の年齢の中央値、太陽または亜太陽[Mg/Fe]比、0.5-1.5kpcの最大高さ、低い離心率、予想される金属量勾配からの分離ガイド半径。私たちの星の高い金属性は、太陽の近くの形成と両立しません。それらの動的特性は、これらの星がぼやけ、そして最も重要なことに攪拌のために内側の銀河系から移動したという理論的な予想と一致しています。この集団の星のほとんどは、天の川の内側の領域(内側の円盤および/またはバルジ)で発生し、後に太陽の近くに移動したことを示唆しています。星の起源となった領域には、複雑な化学的濃縮の歴史があり、Ia型とII型の超新星、そしておそらく漸近的な巨大分枝星からの寄与がありました。
JWST 初期 CEERS イメージングを使用したレスト フレーム近赤外線の z > 1 バーの最初の外観
| Title |
First_Look_at_z_>_1_Bars_in_the_Rest-Frame_Near-Infrared_with_JWST_Early_CEERS_Imaging |
| Authors |
Yuchen_Guo,_Shardha_Jogee,_Steven_L._Finkelstein,_Zilei_Chen,_Eden_Wise,_Micaela_B._Bagley,_Guillermo_Barro,_Stijn_Wuyts,_Dale_D._Kocevski,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Elizabeth_J._McGrath,_Henry_C._Ferguson,_Bahram_Mobasher,_Mauro_Giavalisco,_Ray_A._Lucas,_Jorge_A._Zavala,_Jennifer_M._Lotz,_Norman_A._Grogin,_Marc_Huertas-Company,_Jes\'us_Vega-Ferrero,_Nimish_P._Hathi,_Pablo_Arrabal_Haro,_Mark_Dickinson,_Anton_M._Koekemoer,_Casey_Papovich,_Nor_Pirzkal,_L._Y._Aaron_Yung,_Bren_E._Backhaus,_Eric_F._Bell,_Antonello_Calabr\`o,_Nikko_J._Cleri,_Rosemary_T._Coogan,_M._C._Cooper,_Luca_Costantin,_Darren_Croton,_Kelcey_Davis,_Alexander_de_la_Vega,_Maximilien_Franco,_Jonathan_P._Gardner,_Benne_W._Holwerda,_Taylor_A._Hutchison,_Viraj_Pandya,_Pablo_G._P\'erez-Gonz\'alez,_Swara_Ravindranath,_Caitlin_Rose,_Jonathan_R._Trump,_Weichen_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08658 |
恒星棒は、銀河の永年進化の重要な要因であり、静止フレームの近赤外線(NIR)画像を使用して効果的に研究できます。この画像は、基礎となる星の質量を追跡し、静止フレームのUV画像や光学画像よりもダストや星形成の影響を受けにくいものです。.JamesWebbSpaceTelescope(JWST)CEERSNIRCam画像の力を活用して、高解像度の静止フレームNIRF444W画像($\sim$1.3kpcat$z\sim$1-3)。楕円フィットに基づく定量的基準を使用して、これらの画像内の恒星バーを識別します。このパイロット研究では、$z\sim$2.136と2.312にある2つの最高の赤方偏移バーを含む、分光学的赤方偏移を伴う$z>1$でロバストに特定されたバーの6つの例を提示します。私たちの研究で提示された$z\sim$1.1-2.3の恒星バーは、静止フレームNIRで2.9-4.3kpcの半長軸と0.41-0.53の楕円率を投影しました。棒状のホスト銀河の恒星質量は$\sim1\times10^{10}$から$2\times10^{11}$$M_{\odot}$、星形成率は$\sim$21-295$M_{\odot}$yr$^{-1}$で、いくつかは近くに潜在的な仲間がいます。$z\sim$1.1-2.3でのバーの発見は、このような不安定性の初期の開始を示しており、大規模な動的コールドディスクでバーが早期に形成されるシミュレーションをサポートしています。また、8～10Gyrのルックバック時間でのこれらのバーが現在の時代まで生き残る場合、バー駆動の永年過程が長期間にわたって機能し、$z\sim$0までに一部の銀河に重大な影響を与える可能性があることも示唆しています。
ALMA森田アレイによる円座銀河団の64個の銀河のCO($J$=1-0)マッピング調査
| Title |
CO($J$=1-0)_mapping_survey_of_64_galaxies_in_the_Fornax_cluster_with_the_ALMA_Morita_array |
| Authors |
Kana_Morokuma-Matsui,_Kenji_Bekki,_Jing_Wang,_Paolo_Serra,_Yusei_Koyama,_Tomoki_Morokuma,_Fumi_Egusa,_Bi-Qing_For,_Kouichiro_Nakanishi,_B\"abel_S._Koribalski,_Takashi_Okamoto,_Tadayuki_Kodama,_Bumhyun_Lee,_Filippo_M._Maccagni,_Rie_E._Miura,_Daniel_Espada,_Tsutomu_T._Takeuchi,_Dong_Yang,_Minju_M._Lee,_Masaki_Ueda,_and_Kyoko_Matsushita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08699 |
サイクル5でALMA森田アレイを使用して、Fornaxクラスター内の64個の銀河の$^{12}$C$^{16}$O($J$=1-0)(以下、CO)マッピング調査を実施します。64個の銀河のうち23個で検出されています。私たちのサンプルには、恒星質量$M_{\rmstar}\sim10^{6.3-11.6}$~M$_\odot$の矮星、渦巻銀河、楕円銀河が含まれています。達成されたビームサイズと感度は、$\sim10$~km~s$^{-1}の速度分解能で$15''\times8''$と$\sim12$~mJy~beam$^{-1}$です。$、それぞれ。$M_{\rmstar}>10^9$~M$_\odot$を文献HIデータと組み合わせた38のサブサンプルの低温ガス(分子ガスおよび原子ガス)特性を調べます。(1)円座銀河における低い星形成(SF)活動は、SFの減少ではなく、星の質量に対する冷たいガスの質量分率(以下、ガス分率)の減少によって引き起こされる。冷たいガスからの効率;(2)原子ガスの割合は、SF活動の低い銀河の分子ガスの割合よりも大幅に減少します。Fornax銀河の低温ガス特性とそれらの環境特性との比較は、原子ガスが潮汐およびラム圧によって剥ぎ取られ、絞扼およびその結果SFクエンチングの助けを借りて分子ガスの枯渇につながることを示唆しています。グループ環境での前処理は、いくつかの円座銀河の低温ガス貯留層を減らす役割も果たします。
バースト星形成からの LyC エスケープの 2 つのモード: [C II] 欠損と再イオン化の原因の意味
| Title |
Two_Modes_of_LyC_Escape_From_Bursty_Star_Formation:_Implications_for_[C_II]_Deficits_and_the_Sources_of_Reionization |
| Authors |
Harley_Katz,_Aayush_Saxena,_Joki_Rosdahl,_Taysun_Kimm,_Jeremy_Blaizot,_Thibault_Garel,_Leo_Michel-Dansac,_Martin_Haehnelt,_Richard_S._Ellis,_Laura_Penterrici,_Julien_Devriendt,_and_Adrianne_Slyz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.09156 |
SPHINX$^{20}$宇宙放射流体力学シミュレーションを使用して、ライマン連続体(LyC)光子が銀河からどのように脱出するか、およびこの脱出の観測的特徴を研究します。10Myr(SFR$_{10}$)または100Myr(SFR$_{100}$)で平均化された星形成率(SFR)に基づいて、BurstyLeakersとRemnantLeakersの2つのクラスのLyCリーカーを定義します。.どちらも$f_{\rmesc}>20\%$であり、星形成の極端なバーストを経験しましたが、バースティリーカーは${\rmSFR_{10}>SFR_{100}}$で、レムナントリーカーは${\rmSFR_{10}<SFR_{100}}$.これらのバーストの最大SFRは通常、バースト前の銀河のSFRより$\sim100$倍大きく、一般的な高赤方偏移銀河集団の中でまれな$2\sigma$の外れ値です。BurstyLeakersは、穴のある電離境界星雲に定性的に似ており、高い電離パラメーターと典型的なHII領域のガス密度を示します。レムナントリーカーは、通常のイオン化パラメーターを持ちますが、HII領域の密度がはるかに低い密度境界星雲の特性を示します。どちらのタイプのリーカーも[CII]$_{\rm158\mum}$の関係で[CII]-SFR$_{100}$の赤字を示しますが、SFR$_{10}$が使用済み。[CII]光度とH$\alpha$やM$_{\rm1500\r{A}}$などのSFR指標を組み合わせて、LyCリーカーの両方のタイプと光子が逃げるモードを特定できると予測しています.これらの予測は、既知の$z=3-4$LyCリーカーの[CII]観察でテストできます。最後に、$f_{\rmesc}>20\%$のリーカーが$z\gtrsim7.5$の電離光子収支を支配するが、$f_{\rmesc}<5\%$の銀河からの寄与が大きいことを示します。再イオン化の終わりに重要になります。
星団周辺の異方的な降水量
| Title |
Anisotropic_infall_in_the_outskirst_of_clusters |
| Authors |
Juan_Manuel_Salerno,_Hern\'an_Muriel,_Valeria_Coenda,_Sof\'ia_A._Cora,_Luis_Pereyra,_Andr\'es_N._Ruiz,_Cristian_A._Vega-Mart\'inez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.09300 |
銀河の星形成消滅と赤方偏移範囲$z=[0,2]$の銀河団の周辺にある銀河の位置との関係を、赤い銀河の割合を推定することによって分析します。より具体的には、フィラメントに沿って落下する銀河から等方的に落下する銀河に焦点を当てています。MultiDarkシミュレーションに適用された銀河形成SAGの半解析モデルから得られた銀河のサンプルを使用します。{\textsc{mdpl2}}。観測結果と一致して、我々は、銀河団内の銀河とフィールド内の銀河の中間の星形成レベルを示していることを見つけました。さらに、赤方偏移範囲[0-0.85]では、星形成の消光は、等方性降下領域よりもフィラメント領域で強いことを示しています。また、銀河団の中心までの正規化された距離の関数として赤い銀河の割合を調べ、半径$R/R_{200}>3$の場合、フィラメント領域の赤い銀河の割合は、等方性降雨領域。$z=0$で同定された銀河の主な前駆星の特性の分析から、それらは星の質量と環境に応じて異なる進化的挙動を示すことがわかりました。私たちの結果は、銀河の進化の歴史の大部分に沿って、銀河団の落下領域が銀河の前処理に重要な役割を果たしていることを示唆する観測結果を裏付けています。
銀河核における穏やかに偏心した不安定な物質移動からの準周期的噴火
| Title |
Quasi-periodic_eruptions_from_mildly_eccentric_unstable_mass_transfer_in_galactic_nuclei |
| Authors |
Wenbin_Lu_(UC_Berkeley,_Princeton)_and_Eliot_Quataert_(Princeton) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08023 |
銀河核で最近観測された準周期的噴火(QPE)は、軽度の偏心(e~0.5)にある低質量(<0.5Msun)主系列星のロシュローブオーバーフローによる不安定な物質移動によって生成されることを提案します。軌道。QPE放射は、ブラックホールの降着によって直接ではなく、円形化ショックによって駆動されると主張します。私たちのモデルは、時間平均されたQPE光度よりもボロメータ的に明るいが、主に極紫外線で放出する時間定常降着円盤の存在を予測しています。これは、eROSITAQPE1、QPE2、およびGSN069の噴火の間に検出された静止状態の軟X線放出と一致しています。このような降着円盤には、異常な$\nuL_\nu\propto\nu^{12/7}$光学的スペクトラム。明るいQPE相の寿命は100年から1000年で、星と星自体によって供給される降着円盤との間のラム圧相互作用によって引き起こされる質量損失によって設定されます。QPEを説明するために必要な恒星軌道は、(i)恒星連星軌道がfモード振幅の拡散成長により崩壊前に潮汐的に硬化され、(ii)捕獲された星の軌道は重力波の放出によって減衰し、軌道角運動量の拡散はほとんどありません(これは約100万Msun未満のブラックホールの場合です)。最後に、超高速星、極端な質量比の渦巻き、部分的なTDEの繰り返し、および銀河核内の関連する星の現象に対するモデルの意味について説明します。
急速に回転する原始磁性体の磁化ジェットからの高エネルギーニュートリノ放出
| Title |
High-energy_neutrino_emission_from_magnetised_jets_of_rapidly_rotating_protomagnetars |
| Authors |
Mukul_Bhattacharya,_Jose_Alonso_Carpio,_Kohta_Murase,_Shunsaku_Horiuchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08029 |
原磁気星の中央エンジンから発生する相対論的ジェットは、長時間のガンマ線バースト(GRB)を引き起こす可能性があり、超高エネルギー宇宙線と二次ニュートリノの潜在的な発生源と見なされています。私たちは、エンベロープを脱落した星から脱落していない超巨星まで、広範囲の前駆星を通るこのようなジェットの伝播を調査します。強力に磁化され急速に回転するPNSの半解析的スピンダウンモデルを使用して、表面双極子場の強度、初期回転周期、ジェット開口角などの中央エンジン特性の相互作用とジェットの動的進化に対する役割を調査します。繭系。このモデルを使用して、相対論的ジェット、マイルド相対論的繭、コリメーションショックの特性を、時間依存のジェット光度、噴射角度、恒星媒質の密度プロファイルなどのシステムパラメーターの観点から決定します。また、ジェットブレイクアウトの成功基準、相対論的ジェットによって繭に蓄積できる最大エネルギー、局所不安定性に対する磁化流出の構造安定性についても分析します。最後に、これらの磁化された流出物がそれらの前駆体を掘り進むときの高エネルギーニュートリノ放出を計算します。成功したGRBジェットからの前駆体ニュートリノがIceCubeによって検出される可能性は低く、これは以前の研究の結果と一致しています。一方、青や赤の超巨星のような拡張された前駆体では、高エネルギーのニュートリノが生成される可能性があることを発見し、IceCube-Gen2などの次世代検出器でニュートリノの検出可能性を推定します。
フラックス噴火イベントは、磁気的に停止した降着流の角運動量輸送を駆動します
回転していないブラックホール(BH)の周りの移流が支配する降着流の2つの高解像度一般相対論的磁気流体力学(GRMHD)シミュレーションを進化させます。/c^3$.1つのモデルは弱く磁化された(SANE)ディスクの進化をキャプチャし、もう1つのモデルは磁気的に停止したディスク(MAD)をキャプチャします。MADモデルでの磁束の噴出は、円盤からガスを押し出し、強風を発生させます。流出効率は、入ってくる降着力の$10\%$に達することがあります。これらの風の相当な力にもかかわらず、平均質量流出率は半径$\sim100\,GM_{\rmBH}/c^2$まで小さく、地平線降着の$\sim60-80\%$にしか達しませんレート。平均的な外向きの角運動量輸送は、降着の両方のモードで主に半径方向ですが、明確な違いがあります。MADモデルでは、磁束噴出によって駆動される円盤風が角運動量の強力な垂直方向の流れを引き起こしますが、SANEモデルでは磁気回転不安定性が発生します。(MRI)角運動量は、円盤を通ってほとんど赤道方向に移動します。さらに、MAD状態は非常に一時的で非軸対称であり、降着モードは噴火に続いて時間とともに磁束飽和を再達成する前にSANEのような状態に変化することがよくあります。レイノルズ応力は、このような遷移中に方向を変え、MAD(SANE)状態は内向き(外向き)の応力を示し、MADで断続的なMRI駆動の降着を示している可能性があります。次世代望遠鏡を使用して磁束噴出の性質を突き止めることは、M87$^*$や射手座A$^*$のようなサブエディントン降着BHにおける質量、磁束、および角運動量の流れを理解する上で非常に重要です。
ハイブリッド シミュレーションを使用したベル不安定性の飽和のモデル化
| Title |
Modeling_the_Saturation_of_the_Bell_Instability_using_Hybrid_Simulations |
| Authors |
Georgios_Zacharegkas,_Damiano_Caprioli,_Colby_Haggerty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08072 |
非共鳴ストリーミング不安定性(ベル不安定性)は、宇宙線(CR)の加速と閉じ込めにおいて極めて重要な役割を果たします。しかし、その飽和の原因となる正確なメカニズムと最終的に増幅された磁場の大きさは、第一原理から評価されていません。ハイブリッドシミュレーション(動的イオンと流体電子)の調査を使用して、CR集団のパラメーターの関数としてベル不安定性の進化を研究します。飽和では、増幅された磁場の磁気圧力は、初期のCR運動量フラックス(つまり、異方性CR圧力)に匹敵することがわかります。これらの結果は、ベル不安定性が重要な多くの天体物理環境で予想される総磁場増幅の予測処方箋を提供します。
ミリ秒パルサーの代替共生経路としての白色矮星の降着誘起崩壊
最近、白色矮星(WD)における降着誘起崩壊(AIC)の明らかな役割がこの懸念に示唆されたため、リサイクルプロセスによって生成されたミリ秒パルサー(MSP)の未解決の問題の調査に特別な動機が与えられました。.私は、銀河円盤におけるバイナリMSPの軌道周期の分布が、指数分布に厳密に従っていることを発見しました。また、データをMSP母集団の指数分布に適合させることにより、Nobsの最適な平均値を決定しました。その結果、チャンドラセカール限界に到達すると、タイプIa超新星(COWDの場合)として大規模なWDの爆発またはONeMgWDの点火が発生し、一部のCOWDで合体する可能性があると言えます。、すべてが独特のMSPシステムになります。この進化段階で系が円軌道を持っている可能性のある形成シナリオが議論されています。
球対称超新星モデルにおける衝突ニュートリノフレーバー不安定性の進化
| Title |
Evolution_of_collisional_neutrino_flavor_instabilities_in_spherically_symmetric_supernova_models |
| Authors |
Zewei_Xiong,_Meng-Ru_Wu,_Gabriel_Mart\'inez-Pinedo,_Tobias_Fischer,_Manu_George,_Chun-Yu_Lin,_and_Lucas_Johns |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08254 |
現実的な衝突率を首尾一貫した方法で含めることにより、集団ニュートリノ振動をシミュレートすることを可能にする、球対称のマルチグループおよび離散縦軸ニュートリノ輸送モデルを実装します。戦略的パラメーターの再スケーリングに基づくこの革新的なモデルを利用して、異なる段階から取得した4つの異なる静的背景について、$\nu_e$と$\bar\nu_e$の間の放出と吸収率の非対称性によって引き起こされる、最近提案された衝突フレーバー不安定性を研究します。コア崩壊超新星シミュレーションで。私たちの結果は、[arXiv:2104.11369]で示唆されているように、一般的にSN降着および降着後の段階でニュートリノスフェア周辺に衝突不安定性が存在することを確認しています。ただし、フレーバーの不安定性の成長と輸送は、この作業で行われたように、グローバルシミュレーションを使用したモデルによってのみ完全にキャプチャできます。衝突不安定性を引き起こす最小限の成分で、フレーバーの振動と輸送が主にデカップリング球の周りの重いレプトンフレーバーの（反）ニュートリノに影響を与え、フリーストリーミング領域のエネルギースペクトルに痕跡を残すことがわかりました。電子（反）ニュートリノの場合、それらの特性はほとんど損なわれていません。また、ニュートリノ核子散乱によるデコヒーレンス、放出と吸収による人為的に強化されたデコヒーレンス、ニュートリノ真空混合、および不均一物質プロファイルによるさまざまな効果を調査し、私たちの研究の意味について議論します。
相対論的磁気リコネクションにおける粒子注入と非熱粒子加速
| Title |
Particle_Injection_and_Nonthermal_Particle_Acceleration_in_Relativistic_Magnetic_Reconnection |
| Authors |
Omar_French,_Fan_Guo,_Qile_Zhang,_and_Dmitri_Uzdensky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08358 |
相対論的領域における磁気リコネクションは、非熱粒子と高エネルギー放出の効率的な生成のための重要なプロセスとして提案されています。完全に動的な粒子内細胞シミュレーションを使用して、ガイドフィールドの強度とドメインサイズが特徴的なスペクトルの特徴と加速プロセスにどのように影響するかを調査します。加速の2つの段階を調べます:注入エネルギー$\gamma_{\rminj}$までの通電と、べき乗スペクトルを生成するさらなる加速です。より強いガイドフィールドはべき乗指数と$\gamma_{\rminj}$を増加させ、加速効率を抑制します。これらの量は、ドメインサイズの増加に伴って収束するように見え、私たちの調査結果を大規模システムに拡張できることを示唆しています.注入中の加速に寄与する3つの異なるメカニズムが見つかりました:平行電場に沿った粒子ストリーミング、フェルミ反射、およびピックアッププロセスです。磁場に垂直な電場に関連するフェルミとピックアップのプロセスは、弱いガイド磁場とより大きなドメインの注入を支配します。一方、平行電界は、強いガイド電界領域での注入に重要です。注入後の段階では、垂直電場が弱いガイド場領域で粒子加速を支配するのに対し、平行電場は強いガイド場の加速を制御することがわかります。これらの発見は、ブラックホールジェットやパルサー風星雲など、高エネルギー天体物理学における非熱的加速と放出を説明するのに役立ちます。
| Title |
Search_for_Quasi-Periodical_Oscillations_in_Precursors_of_Short_and_Long_Gamma_Ray_Bursts |
| Authors |
Shuo_Xiao,_Wen-Xi_Peng,_Shuang-Nan_Zhang,_Shao-Lin_Xiong,_Xiao-Bo_Li,_You-Li_Tuo,_He_Gao,_Yue_Wang,_Wang-Chen_Xue,_Chao_Zheng,_Yan-Qiu_Zhang,_Jia-Cong_Liu,_Cheng-Kui_Li,_Shu-Xu_Yi,_Xi-Lu_Wang,_Zhen_Zhang,_Ce_Cai,_Ai-Jun_Dong,_Wei_Xie,_Jian-Chao_Feng,_Qing-Bo_Ma,_De-Hua_Wang,_Xi-Hong_Luo,_Qi-Jun_Zhi,_Li-Ming_Song,_Ti-Pei_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08491 |
短いガンマ線バーストと長いガンマ線バースト(SGRBとLGRB)の前駆体は、それらの前駆体のプローブとして機能するだけでなく、合体やコア崩壊超新星の物理的プロセスに光を当てることができます。いくつかのモデルは、SGRBの前駆体における準周期的振動(QPO)の存在の可能性を予測しています。多くの以前の研究では、SGRBとLGRBの主な放出でQPO検索が実行されてきましたが、これまでのところ、それらの前駆体での体系的なQPO検索はありませんでした。この作業では、周波数領域のパワー密度スペクトル(PDS)と時間領域のガウス過程(GP)を使用して、2008年から2019年にFermi/GBMによって検出されたSGRBとLGRBの前駆体で詳細なQPO検索を実行します。おそらく前駆体のフラックスが低いため、3$\sigma$を超える重要性を持つ確信のあるQPO信号は見つかりません。最後に、前駆体と主要な放出の両方のPDS連続体特性も初めて研究され、SGRBとLGRBの両方で前駆体と主要な放出のPDS勾配の分布に大きな違いは見られません。
MAXI J1535-571、MAXI J1820+070、MAXI J1348-630 アウトバーストの INTEGRAL 研究 --
I. 高エネルギー放出の検出と分極特性
| Title |
INTEGRAL_study_of_MAXI_J1535-571,_MAXI_J1820+070_and_MAXI_J1348-630_outbursts_--_I._Detection_and_polarization_properties_of_the_high-energy_emission |
| Authors |
F._Cangemi,_J._Rodriguez,_T._Belloni,_C._Gouiff\`es,_V._Grinberg,_P._Laurent,_P.-O._Petrucci_and_J._Wilms |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08561 |
ブラックホールのX線連星では、非熱高エネルギー成分が200keVを超えるエネルギーで検出されることがあります。このコンポーネントの起源は議論されており、異なるスペクトルモデル化が異なる解釈につながる可能性があります。INTEGRALを使用した高エネルギー偏光測定により、MeVスペクトル成分の原因となる物理学に関する新しい診断が可能になります。この作業では、MAXIによって発見された3つの明るい光源、MAXIJ1535-571、MAXIJ1820+070、およびMAXIJ1348-630の高エネルギー挙動を調査することを目的としています。その明るさを利用して、ソフトガンマ線(0.1-2MeV)の特性をINTEGRALで調査します。スペクトルと偏光分析の両方のアプローチを使用して、〜MeV放出に新しい制約をもたらすことを目的として、それらの高エネルギー放出を調べます。最初に、JEM-X、IBIS、およびSPIを使用して3～2000keVのソースのスペクトル特性をデータの半現象論的記述とともに調べます。次に、300keVを超える光源の偏光特性を評価するために、IBISをコンプトン望遠鏡として使用します。高エネルギー成分は、MAXIJ1535-571のHIMSおよびSIMS、MAXIJ1820+070のLHS、およびMAXIJ1348-630のLHSで検出されます。MAXIJ1820+070とMAXIJ1348-630で検出された成分は、それぞれ300-1000keVで26+/-9{\deg}と>56%の分極率で分極されています。MAXIJ1535-571の分極情報がないため、検出された成分はジェットまたはコロナのいずれかに由来する可能性があります。MAXIJ1820+070の場合、赤外線で測定されたシンクロトロンスペクトルの外挿は、この成分がハイブリッドコロナからの電子の非熱分布による可能性が高いことを示しています。MAXIJ1348-630では、偏波の高い割合がジェットの起源を指していますが、シンクロトロンスペクトルの光学的に薄い部分に関する情報を提供する赤外線データがなければ、正式に結論付けることはできません。
一般相対論的不安定性によって引き起こされる原始超大質量星の脈動; z$>$12 で JWST に表示
| Title |
Pulsations_of_primordial_supermassive_stars_induced_by_a_general_relativistic_instability;_visible_to_JWST_at_z$>$12 |
| Authors |
Chris_Nagele,_Hideyuki_Umeda,_Koh_Takahashi,_Keiichi_Maeda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08662 |
高赤方偏移クエーサーとその超大質量ブラックホールエンジンの起源は不明です。有望な解決策の1つは、原初の超大質量星の崩壊です。このシナリオを観測で確認するのは難しいかもしれませんが、一般相対論的不安定性超新星はそのようなための1つの手段を提供します。以前の研究では、一般相対論的不安定性超新星には、高赤方偏移でJWSTに見える潜在的に数十年にわたるプラトーフェーズがあることがわかっています。この作業では、一般相対論的不安定性超新星質量範囲のすぐ下の質量を持つ星を調べます。これらの星は脈動し、エンベロープの一部を放出します。その後、準静的に収縮して平衡温度に戻り、その時点で再び不安定になり、もう一度脈動します。各パルスは少量の利用可能な核燃料を消費するため、複数のパルスが発生する可能性があります。収縮段階、脈動、および光曲線段階のシミュレーションを提示します。低質量の脈動モデルは、星の半径が非常に大きいときの後期ヘリウム燃焼段階で脈動が発生するため、高質量の超新星よりもさらに明るいことがわかります。脈動がより明るく、超新星よりも広い質量範囲で発生するという事実は、観測にとって良い前兆です。
Fast Radio Burstsのフィラメント化不安定性と分散測定の飽和
| Title |
Saturation_of_the_filamentation_instability_and_dispersion_measure_of_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
Emanuele_Sobacchi,_Yuri_Lyubarsky,_Andrei_M._Beloborodov,_Lorenzo_Sironi,_Masanori_Iwamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08754 |
非線形効果は、ソース近くの高速ラジオバースト(FRB)の伝搬に重要です。最も自然なFRB前駆体として一般的に呼び出されるマグネターの相対論的風におけるFRBのフィラメント化を研究します。フィラメント化の結果、粒子数密度と放射強度は、風磁場の方向に沿って強い勾配を生じます。プラズマ圧力が動重力と釣り合うと、定常状態に達します。このような定常状態では、粒子は周期的に離れた薄いシートに閉じ込められ、電磁波はそれらの間を導波管のように伝播します。(i)分散関係は、初期の均質プラズマの分散関係に似ていますが、有効なプラズマ周波数は、平均粒子密度によって直接ではなく、シートの分離によって決まります。(ii)FRBの分散測定値に対する相対論的マグネター風の寄与は、これまで考えられていたよりも数桁大きい可能性があります。風の分散測定値は、個々のバーストの特性(光度など)に依存するため、繰り返しのFRBから異なるバースト間で大幅に変化する可能性があります。(iii)誘導コンプトン散乱は、ほとんどの放射が真空に近い領域で伝搬するため抑制されます。
デュアル AGN システム Mrk 739 の広帯域 X 線スペクトル解析
| Title |
Broadband_X-ray_Spectral_Analysis_of_the_Dual_AGN_System_Mrk_739 |
| Authors |
Koki_Inaba,_Yoshihiro_Ueda,_Satoshi_Yamada,_Shoji_Ogawa,_Ryosuke_Uematsu,_Atsushi_Tanimoto_and_Claudio_Ricci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08791 |
我々は、後期合体銀河Mrk739の広帯域（0.5-70keV）X線スペクトル分析の結果を提示する.sim$3.4キロパソコン。NuSTAR、Chandra、XMM-Newton、およびSwift/BATで得られたスペクトルは、2つのAGNからの寄与とChandraデータによる拡張放出を分離することによって同時に分析されます。AGNトーラスからの反射成分を評価するために、現象論的なモデル(pexravとzgauss)と、より物理的に動機付けられたモデル(XCLUMPY;Tanimotoetal.2019)の2つのモデルを検討します。XCLUMPYでの結果に基づいて、Mrk739EとMrk739WのAGNは$1.0\times10^{43}$と$7.5\times10^{41}\\rm{erg}\\rm{s}^{-1}$水素柱密度$N_{\rm{H}}<6.5\times10^{19}\\rm{cm}^{-2}$および$N_{\rm{H}}=6.9^{+3.2}_{-1.7}\times10^{21}\\rm{cm}^{-2}$です。$C_{\rm{T}}^{(22)}<0.50$は90%の信頼限界であり、合体後期の超高輝度赤外線銀河$C_{\rm{T}}^{(22)}=0.71\pm0よりも小さいことがわかっています。.16$(平均および標準偏差;Yamadaetal.2021).Mrk739Eの小さな星形成率を考慮すると、ホスト銀河のガス質量比は後期合体におけるAGNの核周辺環境を決定する重要なパラメーターであることが示唆されます。
DAMPE による宇宙線のホウ素/炭素フラックス比およびホウ素/酸素フラックス比におけるスペクトル硬化の検出
| Title |
Detection_of_spectral_hardenings_in_cosmic-ray_boron-to-carbon_and_boron-to-oxygen_flux_ratios_with_DAMPE |
| Authors |
DAMPE_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08833 |
宇宙線(CR)中のホウ素原子核は、主に星間物質との衝突による炭素や酸素などの重い原子核の分裂によって生成されると考えられています。したがって、ホウ素と炭素のフラックス比(B/C)とホウ素と酸素のフラックス比(B/O)は、CR伝播の非常に重要なプローブです。以前の気球搭載および宇宙ベースの実験からのB/C比のエネルギー依存性は、不確かさの範囲内で最大約1TeV/nの単一べき乗則によって十分に説明できます。この研究では、10GeV/nから5.6TeV/nのエネルギー範囲でのB/CとB/Oの直接測定について、DarkMatterParticleExplorerによって収集された6年間のデータを使用して、高い統計値と適切に制御された系統的不確実性を使用して報告しています。B/C比とB/O比の両方のエネルギー依存性は、単一のべき乗則モデルではなく、壊れたべき乗則モデルによって適切に適合され、約100GeV/でのスペクトル硬化の両方のフラックス比に存在することを示唆しています。n.ブレークの有意性は、GEANT4シミュレーションで約$5.6\sigma$と$6.9\sigma$、B/CとB/Oの代替FLUKAシミュレーションでそれぞれ$4.4\sigma$と$6.9\sigma$です。これらの結果は、異なるスケールでの星間物質(ISM)の乱流特性の変化、またはCRの新しい伝播効果を指し示す、星間物質の従来の乱流理論の予測から逸脱しており、反物質粒子による暗黒物質。
数百 GV での AMS-02 原子核スペクトルの硬化の定量的研究
宇宙線(CR)核スペクトルの最も重要な特徴は、数百GVでのスペクトル硬化です。異なる核種の硬化が同じかどうかは、CRソースと伝搬モデルを構築するために重要です。この作業では、一次種(プロトン、ヘリウム、炭素、酸素、ネオン、マグネシウム、シリコン、および鉄)、二次種(リチウム、ベリリウム、ホウ素、およびフッ素)の最新のリリースされたAMS-02CR核スペクトルを収集します。およびハイブリッド種(窒素、ナトリウム、アルミニウム)を分析し、スペクトル硬化の破断位置とスペクトルインデックスの違い(破断剛性より小さい場合と大きい場合)を定量的に調べます。結果は、数百GVでのCR核のスペクトル硬化がハイブリッド起源であることを示しています。詳細には、一次および二次CR核種のスペクトル硬化の支配的な要因は異なります。前者はさまざまな種類のCRソースの重ね合わせに由来し、後者は伝播プロセスに由来します。これらの要因は両方とも、重みが異なるだけで、あらゆる種類のCR核スペクトルに影響を与えます。
複合物理学からの最近の情報を使用した混成星の状態方程式の制約
| Title |
Constraining_the_equation_of_state_of_hybrid_stars_using_recent_information_from_multidisciplinary_physics |
| Authors |
Swarnim_Shirke,_Suprovo_Ghosh,_Debarati_Chatterjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.09077 |
中性子星のコアに存在する超高密度では、バリオン物質から非閉じ込めクォーク物質への相転移が発生する可能性があると予想されます。このような相転移は、基礎となる状態方程式(EoS)だけでなく、中性子星の観測可能な天体物理特性にも影響を与えるでしょう。EoSモデルの予測と、マルチメッセンジャーシグナルからの天文データとの比較は、密度の高い物質の挙動を調べる機会を提供します。この作業では、核計算、マルチメッセンジャーから最先端の制約を課すことにより、核(相対論的平均場モデル)セクターとクォーク物質(バッグモデル)セクターの両方について、中性子星のEoSモデルの許容パラメーター空間を制限します。天体物理学データと摂動QCD(pQCD)。カットオフフィルタースキームを使用して、不確実性のパラメーター空間に対する各制約の影響、およびパラメーター間の相関、および中性子星の天体物理観測量との相関を体系的に調査します。制約を使用して、最大NS質量、最大中心密度、およびNS半径と潮汐変形能の制限を取得します。pQCD制約は非常に高密度でのみ有効ですが、クォークモデルのパラメーター空間を大幅に削減します。また、天体物理学データはバッグパラメータBの高い値を支持し、混成星における純粋なクォーク物質コアの存在を否定していると結論付けています。
4U 1730-22 の熱核 X 線バースト
| Title |
The_thermonuclear_X-ray_bursts_of_4U_1730-22 |
| Authors |
Peter_Bult,_Giulio_C._Mancuso,_Tod_E._Strohmayer,_Arianna_C._Albayati,_Diego_Altamirano,_Douglas_J._K._Buisson,_J\'er\^ome_Chenevez,_Sebastien_Guillot,_Tolga_G\"uver,_Wataru_Iwakiri,_Gaurava_K._Jaisawal,_Mason_Ng,_Andrea_Sanna,_Jean_H._Swank |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.09079 |
中性子星内部組成探査機(NICER)で観測された、歴史的な過渡期の4U1730-22の観測結果を紹介します。1972年の発見以来、このX線連星は、2021年と2022年に新たなバースト活動を示しました。NICERで4U1730-22を広範囲に観測し、合計17回の熱核X線バーストを検出しました。分光分析から、これらのX線バーストは明るいバーストと弱いバーストのグループに分けられることがわかりました。すべての明るいバーストは$1\sim2$秒の上昇時間と光球半径の拡大フェーズを示しましたが、弱いバーストは$\sim5$秒の遅い上昇を示し、凹型の傾向がありました。光球の半径膨張フラックスから、ソース距離は$6.9\pm0.2$kpcと推定されます。私たちは観測結果についてさまざまな解釈を検討し、降着物質が恒星の赤道で安定して燃焼しており、高緯度の範囲で不安定な着火が発生している場合に説明できる可能性があることを示唆しています。
CHIME/FRB/Pulsar によるパルサー発見の 2 番目のセット: 14 の回転ラジオ トランジェントと 7 つのパルサー
| Title |
The_second_set_of_pulsar_discoveries_by_CHIME/FRB/Pulsar:_14_Rotating_Radio_Transients_and_7_pulsars |
| Authors |
Fengqiu_Adam_Dong,_Kathryn_Crowter,_Bradley_W._Meyers,_Ziggy_Pleunis,_Ingrid_Stairs,_Chia_Min_Tan,_Tinyau_Timothy_Yu,_Patrick_J._Boyle,_Amanda_M._Cook,_Emmanuel_Fonseca,_Bryan_M._Gaensler,_Deborah_C._Good,_Victoria_Kaspi,_James_W._McKee,_Chitrang_Patel,_Aaron_B._Pearlman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.09172 |
カナダ水素マッピング実験(CHIME)は、カナダのブリティッシュコロンビア州にある電波望遠鏡です。$\sim$200平方度という大きな視野(FOV)により、CHIME/FRB装置はこれまでで最大のFRBカタログを生成することができました。大きなFOVにより、CHIME/FRBは、着信銀河イベントのメタデータ情報のみを保存するにもかかわらず、例外的なパルサーおよび回転電波トランジエント(RRAT)検出マシンになることもできます。クラスタリングアルゴリズムであるDBSCANを使用して、パルサー/RRATを検索するパイプラインを開発しました。その後、出力されたクラスターはパルサー/RRAT候補について人間によって検査され、より感度の高いCHIME/パルサー装置を使用してフォローアップ観測がスケジュールされます。CHIME/Pulsar装置は、ほぼ毎日の検索モードでの観測ケイデンスが可能です。そこで、CHIME/Pulsar検索モードデータの処理を自動化するために、CHIME/Pulsarシングルパルスパイプラインを開発しました。14のRRAT、6つの通常の低速パルサー、1つの連星系を含む21の新しい銀河系ソースの発見を報告します。CHIME/Pulsarの毎日の観測により、14のRRATのうち8つについて、すべての通常のパルサーと一緒にタイミングソリューションを取得しました。これは、一時的なソースのタイミングソリューションを見つけるCHIME/Pulsarの能力を示しています。
DAMPEによって測定された宇宙線の二次対一次比の解釈
| Title |
Interpretations_of_the_cosmic_ray_secondary-to-primary_ratios_measured_by_DAMPE |
| Authors |
Peng-Xiong_Ma_(PMO),_Zhi-Hui_Xu_(PMO,_USTC),_Qiang_Yuan_(PMO,_USTC),_Xiao-Jun_Bi_(IHEP,_UCAS),_Yi-Zhong_Fan_(PMO,_USTC),_Igor_V._Moskalenko_(Stanford),_Chuan_Yue_(PMO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.09205 |
DAMPEによるホウ素対炭素比およびホウ素対酸素比の正確な測定は、銀河宇宙線の生成、伝播、および相互作用に関する重要な意味を提供する、約100ドルGeV/nの明確な硬化を示しています。この作業では、DAMPEの調査結果に照らして、文献で提案されている多くのモデルを調査します。これらのモデルは、伝播効果とソース効果の2つのクラスに大別できます。議論されたこれらのモデルの中で、ランダムな磁気流体力学波による宇宙線の伝播中の再加速は、B/CおよびB/Oの十分な硬化を十分に再現しない可能性があり、拡散係数の追加のスペクトルブレークが必要であることを発見しました。他のモデルは、比率の硬化を適切に説明できます。ただし、仮定された単純化に応じて、モデルは広いエネルギー範囲でデータを再現する際の品質が異なります。再加速効果が大きいモデルは、低エネルギーの反陽子を過小に予測しますが、低エネルギーの陽電子を過大に予測します。すべてのモデルで、高エネルギーの陽電子過剰が存在します。
GRB 221009Aからの高エネルギー光子を説明するために必要なアクシオン様粒子のパラメータ
最近の天体物理学的トランジェントSwiftJ1913.1+1946は、赤方偏移z=0.151でガンマ線バーストGRB221009Aに関連付けられている可能性があります。このトランジェントには、LHAASOによって観測された最大18TeVの非常に高エネルギーのガンマ線と、Carpet-2によって検出された251TeVの光子のような空気シャワーが伴いました。これらのエネルギッシュなガンマ線は、宇宙背景放射でのペア生成のために、ソースから主張されている距離から私たちに到達することはできません.識別と赤方偏移の測定値が正しければ、データを説明するために新しい物理学が必要になります。1つの可能性は、光子と混合するがバックグラウンド放射で減衰しないアクシオン様粒子（ALP）を呼び出します。ここでは、ALPパラメーター空間を探索し、銀河間空間ではなく、天の川でのALP光子混合が観測を説明するのに役立つ可能性があることを発見しました。しかし、この出来事の銀河緯度が低いことを考えると、銀河トランジェントとの誤認は依然として捨てられない説明です。
SKYSURF-4: パンクロ全天表面輝度測定方法と結果
| Title |
SKYSURF-4:_Panchromatic_Full_Sky_Surface_Brightness_Measurement_Methods_and_Results |
| Authors |
Rosalia_O'Brien,_Timothy_Carleton,_Rogier_A._Windhorst,_Rolf_A._Jansen,_Delondrae_Carter,_Scott_Tompkins,_Sarah_Caddy,_Seth_H._Cohen,_Haley_Abate,_Richard_G._Arendt,_Jessica_Berkheimer,_Annalisa_Calamida,_Stefano_Casertano,_Simon_P._Driver,_Connor_Gelb,_Zak_Goisman,_Norman_Grogin,_Daniel_Henningsen,_Isabela_Huckabee,_Scott_J._Kenyon,_Anton_M._Koekemoer,_Darby_Kramer,_John_Mackenty,_Aaron_Robotham,_and_Steven_Sherman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08010 |
拡散した未解決の空は、ハッブル宇宙望遠鏡(HST)が受け取る光子のほとんどを提供しますが、まだよくわかっていません。HSTアーカイブレガシープログラムSKYSURFは、200,000以上のHST画像から0.2～1.7$\mu$mの空の表面の明るさ(sky-SB)を測定することを目的としています。SKYSURF用に設計された2つのsky-SB測定アルゴリズム(パーセンタイルクリップ法とProFoundMedian法)について説明します。これらは、シミュレートされた画像から入力sky-SBを1%の不確実性以内に回復することができ、各アルゴリズムを使用して推定された測定値をSKYSURFデータベース全体。私たちの空のSBスペクトルエネルギー分布を文献からの測定値と比較すると、一般的な一致が示されますが、HST波長での黄道光のモデルは不完全である可能性が高いことが強調されます。私たちのSKYSURFスペクトルエネルギー分布は、太陽角度への依存性も明らかにしており、太陽光子の非等方性散乱を示しています。最後に、Carletonらの方法に基づいて、F125W、F140W、およびF160Wの拡散光制限を更新します。(2022)。両方のスカイSB測定アルゴリズムの拡散光の制限は、0.006MJysr$^{-1}$(14nWm$^{-2}$sr$^{-1}$)から0.015の範囲でよく一致しています。MJysr$^{-1}$(32nWm$^{-2}$sr$^{-1}$).これらの推定値は、この波長範囲でこれまでで最も厳しい全天制約を提供します。SKYSURFsky-SBの測定値はSKYSURFの公式Webサイトで公開されており、今後の論文で銀河外背景光を制限するために使用されます。
| Title |
The_PhotoDissociation_Region_Toolbox:_Software_and_Models_for_Astrophysical_Analysis |
| Authors |
Marc_W._Pound,_Mark_G._Wolfire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08062 |
PhotoDissociationRegionToolboxは、包括的で使いやすい公開ソフトウェアツールとモデルを提供します。これにより、若くて明るい大質量星の光と、天の川銀河や他の銀河のガスや塵との相互作用を理解できます。これは、オープンソースのPythonツールキットと光解離領域モデルで構成され、地上および準軌道望遠鏡、および天体物理学宇宙ミッションによって取得された赤外線およびミリ/サブミリ線と連続体観測を分析します。光解離領域(PDR)には、遠紫外光子が化学および/または加熱を支配するISM内の中性ガスがすべて含まれます。大規模な星形成の領域では、エネルギー6eV$<h\nu<$13.6eVの光子が分子を光解離させ、金属を光イオン化するため、HII領域と中性分子雲の間の境界でPDRが作成されます。ガスは小さな粒子と大きな分子からの光電子によって加熱され、主に[OI]や[CII]のような遠赤外線の微細構造線によって冷却されます。モデルは、分子のフリーズアウトを含む最先端のPDRコードから作成されます。最近の衝突、化学、および写真率。酸素化学などの新しい化学経路。塊状のメディアと均一なメディアの両方を可能にします。モデルは、多くのスペクトル線とFIR連続体の出現強度を予測します。このツールは、観測に最適なモデルを見つけ、ガスとダストの物理的状態と化学的構成に関する洞察を提供します。PDRツールボックスは、ISO、スピッツァー、ハーシェル、STO、SOFIA、SWAS、APEX、ALMA、JWSTなどの望遠鏡からのデータの新しい分析を可能にします。
| Title |
Machine-Learning_Love:_classifying_the_equation_of_state_of_neutron_stars_with_Transformers |
| Authors |
Gon\c{c}alo_Gon\c{c}alves,_M\'arcio_Ferreira,_Jo\~ao_Aveiro,_Antonio_Onofre,_Felipe_F._Freitas,_Constan\c{c}a_Provid\^encia,_Jos\'e_A._Font |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08382 |
重力波データ解析のためのオーディオスペクトログラムトランスフォーマー(AST)モデルの使用が調査されます。AST機械学習モデルは、純粋にアテンションベースのメカニズムを通じて長期にわたるグローバルな依存関係をキャプチャする畳み込みのない分類器です。この論文では、核物質の5つの異なる低温状態方程式(EOS)から構築された連星中性子星合体からの渦巻き重力波信号のシミュレートされたデータセットにモデルが適用されます。各EOSクラスの潮汐変形能パラメータの質量依存性の分析から、ASTモデルは、特に連星系の成分質量が範囲$[1,1.5]M_{\odot}$。さらに、モデルの一般化能力は、モデルのトレーニング中に使用されなかった新しいEOSからの重力波信号を使用して調査され、かなり満足のいく結果が得られました。全体として、ノイズのない波形の単純化されたセットアップを使用して得られた結果は、ASTモデルがトレーニングされると、連星中性子星で生成されたインスパイラル重力波信号から直接冷たい核物質EOSの瞬間的な推論を可能にする可能性があることを示しています合体。
スカイネットの新しい観察モード: キャンペーン マネージャー
| Title |
Skynet's_New_Observing_Mode:_The_Campaign_Manager |
| Authors |
Dylan_A._Dutton,_Daniel_E._Reichart,_Joshua_B._Haislip,_Vladimir_V._Kouprianov,_Omar_H._Shaban,_and_Alan_Vasquez_Soto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08613 |
2004年に構築されたSkynetロボット望遠鏡ネットワークは、当初、チリのアンデスにあるセロトロロインターアメリカン天文台にある6つの0.4m望遠鏡で構成されていました。このネットワークは、ガンマ線バースト(GRB)がわずか数十秒しか経っていないときに、その同時多波長観測を実行するように設計されています。現在までに、ネットワークは4大陸と5か国にまたがる20mの電波望遠鏡を含む約20の望遠鏡に拡大されました。キャンペーンマネージャー(CM)は、Skynet用に開発された新しい観察モードです。すべてのSkynetオブザーバーが利用できるCMは、リアルタイムでスケーリングパラメーターを変更できるようにしながら、オブザーバーに代わって露出を半自律的かつ無期限にスケーリングおよびスケジュールします。CMは、重力波イベント、GRB局在化、若い超新星、そして最終的には十分に明るいアーガス光学アレイや大型シノプティックサーベイテレスコープイベントなど、さまざまな過渡現象の追跡に役立ちます。
SPICA-FT: CHARA配列の新しいフリンジトラッカー
| Title |
SPICA-FT:_The_new_fringe_tracker_of_the_CHARA_array |
| Authors |
Cyril_Pannetier,_Philippe_Berio,_Denis_Mourard,_Sylvain_Rousseau,_Fatme_Allouche,_Julien_Dejonghe,_Christophe_Bailet,_Daniel_Lecron,_Fr\'ed\'eric_Cassaing,_Jean-Baptiste_Le_Bouquin,_Karine_Perraut,_John_D._Monnier,_Narsireddy_Anugu,_Theo_ten_Brummelaar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.09042 |
SPICA-FTは、可視6Tファイバー装置(SPICAVIS)とHバンド6Tフリンジセンサーを組み合わせたCHARA/SPICA装置の一部です。SPICA-FTは、ペアワイズABCD統合光コンバイナです。チップは、MIRC-X装置にインストールされます。MIRC-Xスペクトログラフは、従来の6T光ファイバーコンバイナーまたはSPICA-FT統合光学コンバイナーのいずれかによって供給されます。SPICA-FTには、専用チャネルを介してメイン遅延線と通信するopd-controllerと呼ばれる専用フリンジ追跡ソフトウェアも統合されています。統合光学チップの設計、MIRC-Xでの実装、および群遅延と位相遅延制御ループのソフトウェアアーキテクチャを紹介します。最終的に統合された光学チップとソフトウェアは、実験室で完全に特徴付けられています。統合光コンバイナの最初のオンスカイテストは2020年に開始されました。2022年の春と夏にシステム全体(コンバイナ+ソフトウェア)のオンスカイテストを継続します。主な結果を提示し、SPICAの予備的なパフォーマンスを推測します。-FT.
CHARA/SPICA: CHARA Array用の6望遠鏡可視装置
| Title |
CHARA/SPICA:_a_6-telescope_visible_instrument_for_the_CHARA_Array |
| Authors |
Denis_Mourard,_Philippe_Berio,_Cyril_Pannetier,_Nicolas_Nardetto,_Fatme_Allouche,_Christophe_Bailet,_Julien_Dejonghe,_Pierre_Geneslay,_Estelle_Jacqmart,_St\'ephane_Lagarde,_Daniel_Lecron,_Fr\'ed\'eric_Morand,_Sylvain_Rousseau,_David_Salabert,_Alain_Spang,_Simon_Albrecht,_Narsireddy_Anugu,_Laurent_Bourges,_Theo_A._ten_Brummelaar,_Orlagh_Creevey,_Sebastien_Deheuvels,_Armando_Domiciano_de_Souza,_Doug_Gies,_Roxanne_Ligi,_Guillaume_Mella,_Karine_Perraut,_Gail_Schaefer,_and_Markus_Wittkowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.09096 |
330mの基線と600～900nmのスペクトルドメインへのアクセスを使用して0.1～0.2ミリ秒アークまで可能な角度分解能を備えたCHARAArrayは、星の正確かつ正確な基本パラメータに焦点を合わせるために理想的に構成されています。CHARA/SPICA(StellarParametersandImageswithaCophasedArray)は、Hertzsprung-Russellダイアグラム全体にわたって星の大規模なサーベイを実行することを目的としています。この調査では、抽出された基本パラメータの信頼性に対するさまざまな種類の変動性と表面構造の影響も調査します。距離の決定と暗い星の特徴付けに関する一般的な目的のために、この調査から新しい表面-明るさ-色の関係が抽出されます。SPICAは可視6Tファイバー装置と近赤外線フリンジセンサーで構成されています。この論文では、科学プログラムとSPICA-VISの主な特徴について詳しく説明します。最後に、試運転中に得られた初期性能を示します。
銀河規模の強いレンズにおける連続神経場によるレンズポテンシャルのモデリング
| Title |
Modeling_lens_potentials_with_continuous_neural_fields_in_galaxy-scale_strong_lenses |
| Authors |
Luca_Biggio,_Georgios_Vernardos,_Aymeric_Galan,_Austin_Peel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.09169 |
強力な重力レンズ効果は、銀河内および銀河間の両方の暗い質量分布と明るい質量分布を研究するためのユニークな観測ツールです。部分構造の存在を考えると、現在の強力なレンズ効果の観測では、べき乗楕円体などの滑らかな分析プロファイルよりも複雑な質量モデルが必要です。この作業では、連続的な神経場を導入して、画像平面全体の任意の位置でのレンズ作用の可能性を予測し、レンズ作用塊のほぼモデルに依存しない記述を可能にします。さまざまな種類の摂動を含むシミュレートされたハッブル宇宙望遠鏡の画像データに、局所的な暗いサブハロー、サブハローの集団、外部せん断摂動などの滑らかな質量分布にこの方法を適用します。ソース表面の明るさの知識を前提として、連続神経場を使用して、摂動のみまたは完全なレンズ効果のいずれかをモデル化します。どちらの場合も、結果のモデルは画像データに適合することができ、滑らかなポテンシャルと摂動の両方の特性を正確に回復することができます。他の多くの深層学習方法とは異なり、私たちの方法はレンズ物理学(レンズ方程式)を明示的に保持し、必要な場合、つまりレンズポテンシャルでのみモデルに高い柔軟性を導入します。さらに、ニューラルネットワークは、ラベル付けされたデータの大規模なセットでの事前トレーニングを必要とせず、単一の観測されたレンズ画像から可能性を予測します。私たちのモデルは、完全に微分可能なレンズモデリングコードHerculensに実装されています。
SQM測定と経験的大気モデルから評価された光害の長期傾向
| Title |
Long-term_trends_of_light_pollution_assessed_from_SQM_measurements_and_an_empirical_atmospheric_model |
| Authors |
Johannes_Puschnig,_Stefan_Wallner,_Axel_Schwope,_Magnus_N\"aslund |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.09177 |
ストックホルム、ベルリン、ウィーンの3つの主要なヨーロッパの大都市圏を含む、地方、中間、都市のサイトをカバーする26の場所で観察された光害の長期的(4～10年)の傾向を提示します。私たちの分析は、i)スカイクオリティメーター(SQM)で得られた夜空の明るさ(NSB)の測定値、およびii)ヨーロッパ中期天気予報センターが提供する豊富な大気データ製品のセットに基づいています。月と晴天のデータをフィルタリングし、Pushnigらのトワイライト法の更新版を使用してSQMの「エージング」効果を補正するSQMデータ削減ルーチンについて説明します。(2021)。晴天の経年変化を補正したデータは、大気の変化による短期的および長期的(季節的)変動を明らかにします。長期的な人為起源のNSBの傾向を評価するために、多変量ペナルティ付き線形回帰を介して経験的大気モデルを確立します。私たちのモデリング手法により、さまざまな大気パラメーターの重要性を定量的に調査することができ、表面のアルベドと植生が天頂NSBに最大の影響を与えることが明らかになりました。さらに、NSBは、都市部と農村部でそれぞれブラックカーボンと有機物エアロゾルに敏感です。一部のサイトでは積雪の深さが重要であることがわかりましたが、一部の農村地域ではオゾン層の総量が影響を及ぼしています。11の地方拠点における光害の平均増加率は、年間1.7%です。都市部の9つのサイトでは、年間1.8%の増加が測定され、残りの6つの中間サイトでは、年間平均3.7%の増加が見られます。これらの数値は、41年、39年、および19年の倍加時間に相当します。私たちの方法は、年間1.5%よりも浅い/急な傾向の傾きを検出できると推定しています。
青の弱いレンズ作用：成層圏観測のための直感に反する戦略
| Title |
Weak_lensing_in_the_blue:_a_counter-intuitive_strategy_for_stratospheric_observations |
| Authors |
Mohamed_M._Shaaban,_Ajay_S._Gill,_Jacqueline_McCleary,_Richard_J._Massey,_Steven_J._Benton,_Anthony_M._Brown,_Christopher_J._Damaren,_Tim_Eifler,_Aurelien_A._Fraisse,_Spencer_Everett,_Mathew_N._Galloway,_Michael_Henderson,_Bradley_Holder,_Eric_M._Huff,_Mathilde_Jauzac,_William_C._Jones,_David_Lagattuta,_Jason_Leung,_Lun_Li,_Thuy_Vy_T._Luu_Johanna_M._Nagy,_C._Barth_Netterfield,_Susan_F._Redmond,_Jason_D._Rhodes,_Andrew_Robertson,_Jurgen_Schmoll,_Ellen_Sirks,_and_Suresh_Sivanandam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.09182 |
弱いレンズ効果の測定値の統計的検出力は、主に形状が解像された高赤方偏移銀河の数によって決まります。従来の知恵と物理的な直感は、赤方偏移したバルマーブレイクとライマンブレイク銀河を失うことを避けるために、長波長(赤または近赤外)でのディープイメージングによって最適化されていることを示唆しています。合成輝線EL-COSMOSカタログを使用して、さまざまな高度からのさまざまなフィルターを使用したレンズ観測をシミュレートします。ここでは、市販のフィルタとカスタムフィルタを使用して、目標のz>0.3ソース密度を達成するための露出数を予測しました。地上での観測は、(より狭い範囲で)宇宙での観測と同様に、赤の波長で簡単に優れています。ただし、成層圏で動作する回折限界の観測所であるSuperBITは、代わりに青色の波長でレンズ品質の観測を実行する必要があることがわかりました。
太陽双星を用いた微細構造定数の銀河変動の探査：方法論と結果
| Title |
Probing_Galactic_variations_in_the_fine-structure_constant_using_solar_twin_stars:_methodology_and_results |
| Authors |
Daniel_A._Berke_(1),_Michael_T._Murphy_(1),_Chris_Flynn_(1),_Fan_Liu_(1)_((1)_Swinburne_University_of_Technology) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08275 |
太陽のような星の豊富な吸収スペクトルは、電磁気力の強さを測る微細構造定数$\alpha$の変化を探る魅力的なプローブです。個々の線の波長は$\alpha$に敏感ですが、恒星大気の物理的プロセスにも敏感であり、これまで使用できませんでした。ここでは、太陽双生児を使用した新しい差分アプローチを示します。遷移の近いペア間の速度分離は、非常に類似した物理的特性を持つ星間で比較され、天体物理的および機器の系統誤差が強く抑制されます。高精度放射速度プラネタリーサーチャー(HARPS)からの18個の太陽双生児の423回のアーカイブ露出を利用し、キャリブレーションエラーを$\lesssim$3m/sに減らすことができます。$\approx$10の高いS/N比スペクトル(1ピクセルあたり$\ge$200)を持つ星の場合、ペア間の速度間隔は$\approx$10m/sの統計精度で測定されます。付随する論文では、130個の星を使用して一連の系統誤差源を評価し、より広い範囲の星のパラメーターを使用して、天体物理学的効果と残留固有の星から星への散乱0～13m/sの正確な補正を提供しています。これらの不確実性の範囲内で、太陽双生児間の17の遷移対における速度分離の違いの証拠は見つかりません。2番目の関連論文では、これは$\alpha$のローカル($\lesssim$50pc)変動を$\approx$50ppbに制限し、他の銀河系の制約よりも$\sim$2桁小さいことがわかっています。
太陽双星を用いた微細構造定数の銀河変動の探査：系統誤差
| Title |
Probing_Galactic_variations_in_the_fine-structure_constant_using_solar_twin_stars:_systematic_errors |
| Authors |
Daniel_A._Berke_(1),_Michael_T._Murphy_(1),_Chris_Flynn_(1),_Fan_Liu_(1)_((1)_Swinburne_University_of_Technology) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08276 |
太陽のような星は、太陽双生児アプローチによる微細構造定数$\alpha$の変動の新しいプローブです。吸収線の近いペアの速度分離は、非常に類似した星パラメータ、つまり有効温度を持つ星間で比較されます。太陽の値の100K、0.1dexおよび0.2dex以内の金属量および表面重力。ここでは、はるかに広い範囲の恒星パラメーターをカバーする130の星の高精度放射速度惑星探査機(HARPS)からの$\gtrsim$10,000のアーカイブ露出を分析することにより、このアプローチで起こり得る系統誤差を評価します。各遷移ペアの分離は、正確にモデル化できる恒星パラメーターを伴う広範で低次の変動を示し、0-33m/s(平均$\approx$7m/s,$\approx$10$^{-4}$\r{A}at5000\r{A})。これにより、1つの星の1つのペアから得られる精度が制限されます。さまざまな機器および天体物理学のソースからの潜在的な系統誤差(たとえば、波長較正、電荷移動の非効率性、星の磁気活動、線混合)を検討し、元素存在量、同位体比、および星の回転速度の変動がこの星からスタースキャッター。最後に、太陽双生児アプローチは、太陽のパラメータの300K、0.3dexおよび0.4dexの範囲内で、重大な追加の系統誤差なしに太陽類似体に拡張できることがわかりました。$\alpha$、はるかに長い距離を含みます。
LISA ソースとしての He スタードナー AM CVn スターとその前駆体
| Title |
He-star_donor_AM_CVn_stars_and_their_progenitors_as_LISA_sources |
| Authors |
Wei-Min_Liu,_Lev_Yungelson,_Alexandre_Kuranov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08434 |
AMCVnタイプの超小型激変星(CV)は、レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)などの将来の宇宙重力波検出器の重要な検証ソースと見なされます。現在の銀河系のAMCVn星とHe星のドナーをモデル化しています。そのような個体群は長い間存在すると予想されてきましたが、候補は数個しか知られていません。連星集団合成(BPS)のハイブリッド法を適用しました。これは、高速BPSコードによるAMCVn星の直前の前駆体の集団のシミュレーションと、その後の完全進化コードによる進化の追跡を組み合わせたものです。このモデルは、銀河系におけるHe-donorAMCVn星の現在の出生率は1年あたり$4.6\times10^{-4}$であり、銀河系には軌道周期が42～43未満のこのクラスの天体が約112,000個存在する可能性があると予測しています。分。LISAの前景の混乱限界と機器のノイズにより、重力波におけるより長い周期系の発見が妨げられています。約500のHeスターAMCVnsが、4年間のミッション中に信号対雑音比(S/N)>5でLISAによって検出される可能性があることがわかります。太陽から1Kpc以内に、同じ範囲の周期を持つ最大130個のHeスターAMCVnsが存在する可能性があり、電磁スペクトルで検出された場合、検証バイナリとして機能する可能性があります。天の川銀河には、AMCVn星の直前の前駆体が約14800個あります。それらは、取り除かれた低質量のHe星と白色矮星の伴星を持つ独立したシステムであり、そのうち約75個がLISAのミッション中に観測される可能性があります。
AESOPUS 2.0 による低温ガス不透明度
| Title |
Low-Temperature_Gas_Opacities_with_AESOPUS_2.0 |
| Authors |
Paola_Marigo,_Bernhard_Aringer,_Leo_Girardi,_Alessandro_Bressan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08587 |
この作業は、熱力学的平衡の仮定の下でAESOPUSコードを使用して計算された、3.2<=log(T/K)<=4.5の範囲の新しい低温ガス不透明度を導入します(Marigo&_Aringer_2009)。以前のバージョンのAESOPUS1.0と比較して、主にExoMolおよびHITRANデータベースから現在入手可能な推奨ラインリストを使用して、80種を含むように分子吸収を更新および拡張しました。さらに、最近の研究に照らして、H-光脱離断面積を修正し、原子および分子の他の負イオンの自由-自由吸収を追加し、H2/H2、H2/Hによる衝突誘起吸収を更新しました。H2/He、およびH/Heペア。新しい入力物理学を使用して、Maggetalを含むいくつかのスケーリングされた太陽化学組成のRosseland平均不透明度の表を計算しました。(2022)の最新のものと、アルファ強化された混合物。新しいAESOPUS2.0と元のAESOPUS1.0バージョンの間の不透明度の違い、およびその他の計算セットについて説明します。新しい不透明度は、広く使用されている化学組成の事前計算されたテーブルと、存在量分布の不透明度をオンザフライで計算するためのWebインターフェイスの両方を含む専用のWebページを介してコミュニティにリリースされます。
M31N 1926-07c: 再発時間 2.8 年の M31 の再発新星
| Title |
M31N_1926-07c:_A_Recurrent_Nova_in_M31_with_a_2.8_Year_Recurrence_Time |
| Authors |
Allen_W._Shafter,_Kamil_Hornoch,_Hana_Ku\v{c}\'akov\'a,_Jingyuan_Zhao,_Mi_Zhang,_Xing_Gao,_John_Della_Costa,_William_A._Burris,_J._Grace_Clark,_Marek_Wolf,_Petr_Zasche |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08618 |
M31回帰新星M31N1926-07cには5回の噴火が記録されています。2020年1月(M31N2020-01b)と2022年9月(M31N2022-09a)の2つの最近のアウトバーストの十分にサンプリングされた光度曲線が提示されており、2つのイベントの光度測定の進化が非常に類似しており、ピークの大きさが示されています。$R=17.2\pm0.1$と$R=17.1\pm0.1$の時間、および2020年と2022年の噴火では、それぞれ$9.7\pm0.9$と$8.1\pm0.5$日の$t_2$倍。最近の4回の噴火の日付(サイクル数がわかっていると考えられている)を考慮した後、$\langleP_\mathrm{rec}\rangle=2.78\pm0.03$年の平均再発間隔が見つかり、M31N1926-07cは既知の中で最も短い再発時間の1つです。
太陽周期の平均場ダイナモモデルにおける双極磁気領域の出現の影響 23 および 24
双極磁気領域(BMR)の形成と進化を含む非線形動的平均場ダイナモモデルを使用して、太陽周期23および24の物理パラメーターをモデル化します。パーカー型ダイナモモデルは、平均場定式化の完全なMHDシステム(3D磁気誘導方程式、非弾性近似の2D運動量およびエネルギー方程式)で構成されます。BMRの初期化は、パーカーの磁気浮力不安定性の枠組みでモデル化されています。これは、BMR注入の深さを定義します。これは通常、グローバルダイナモ波の端に位置します。経度と緯度の分布と初期BMR摂動のサイズは、活動地域のNOAAデータベースから取得されます。摂動の傾斜はランダム関数によってモデル化され、平均傾斜は表面付近のヘリシティ(アルファ効果)項としてモデル化されます。データ駆動型モデルは、初期摂動のランダムな経度分布と緯度分布について計算されたモデルと比較されます。モデリングの結果は、磁気バタフライダイアグラム、極磁気フラックスと基底磁束、表面のBMRフラックスの確率分布など、観測された太陽周期のさまざまな特性と比較されます。私たちの結果は、BMRがダイナモプロセスで重要な役割を果たし、太陽周期の強さに影響を与える可能性があることを示しています。しかし、データ駆動型モデルは、BMR効果だけでは弱いサイクル24を説明できないことを示しています。サイクル23の崩壊期。
| Title |
Titanium_abundances_in_late-type_stars_I._1D_non-LTE_modelling_in_benchmark_dwarfs_and_giants |
| Authors |
J._W._E._Mallinson,_K._Lind,_A._M._Amarsi,_P._S._Barklem,_J._Grumer,_A._K._Belyaev,_K._Youakim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08880 |
後期型星のチタン存在量は、銀河形成の歴史の重要なトレーサーです。しかし、TiIとTiIIの系統から推測される存在量は、非常に金属の少ない巨人ではまったく異なる場合があります。局所的な熱力学的平衡(LTE)からの逸脱は、少数の中性種に大きな影響を与えるため、イオン化の不均衡に影響を与えますが、以前の文献では、矮星と巨星の両方に対する満足のいく非LTEモデリングは達成されていません。チタン存在量の信頼性は、新しい非LTEモデルと1次元(1D)モデル大気を使用して、ベンチマーク矮星と巨星で再評価されます。包括的なモデル原子は、より拡張されたレベル構造と、TiIと中性水素の間の非弾性衝突に関する新たに公開されたデータでコンパイルされました。1DLTEでは、TiIおよびTiIIラインは、太陽、アルクトゥルス、および非常に金属の少ない星HD84937およびHD140283に対して、$0.06$dex以内で一致します。非常に金属に乏しい巨人HD122563の場合、TiI線はTiIIより$0.47$dex低い存在量を示します。1D非LTE補正は、個々のTiIラインで$+0.4$dex、個々のTiIIラインで$+0.1$dexに達し、全体的なイオン化の不均衡をHD122563で$-0.17$dexに減らすことができます。ただし、非常に金属の少ないドワーフとサブジャイアントの不均衡も、約$0.2$dexに増加します。1D非LTEを使用すると、非常に金属の少ない巨星のイオン化の不均衡が減少しますが、他の非常に金属の少ない星のバランスが崩れます。これは、以前の文献の結論と一致しています。さらに進歩するには、一貫した3D非LTEモデルが必要です。
Solar Orbiter/SPICE と Hinode/EIS による活動領域のプラズマ組成測定
| Title |
Plasma_composition_measurements_in_an_active_region_from_Solar_Orbiter/SPICE_and_Hinode/EIS |
| Authors |
David_H._Brooks,_Miho_Janvier,_Deborah_Baker,_Harry_P._Warren,_Fr\'ed\'eric_Auch\`ere,_Mats_Carlsson,_Andrzej_Fludra,_Don_Hassler,_Hardi_Peter,_Daniel_M\"uller,_David_R._Williams,_Regina_Aznar_Cuadrado,_Krzysztof_Barczynski,_Eric_Buchlin,_Martin_Caldwell,_Terje_Fredvik,_Alessandra_Giunta,_Tim_Grundy,_Steve_Guest,_Margit_Haberreiter,_Louise_Harra,_Sarah_Leeks,_Susanna_Parenti,_Gabriel_Pelouze,_Joseph_Plowman,_Werner_Schmutz,_Udo_Schuehle,_Sunil_Sidher,_Luca_Teriaca,_William_T._Thompson,_Peter_R._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08899 |
ソーラーオービターミッションの主な目標は、宇宙船を包み込む太陽風の元素存在量の測定を、太陽源のEUV分光観測と結び付けることですが、これは簡単な作業ではありません。以前のミッションからの観測により、太陽コロナの元素存在量の空間的および時間的変化の非常に複雑な図が明らかになりました。私たちは、ひのでとソーラーオービターからの協調観測を使用して、SPICE(コロナ環境のスペクトルイメージング)装置で新しい存在量測定を試み、EIS(EUVイメージング分光計)からの標準的な分析に対してそれらをベンチマークしました。2020年11月10日にEISによって地球に面したビューから取得されたAR12781のいくつかの太陽の特徴の観測と、1週間後の2020年11月17日に取得されたSPICEデータを使用します。ARがソーラーオービターの視野内に回転したとき。SPICEを使用して遷移領域と低コロナ温度構造を決定するのに役立つスペクトル線の範囲を特定し、SPICE測定が光球とコロナのMg/Ne存在量を区別できることを示します。SPICEとEISの組み合わせにより、アクティブ領域の端にあるファンループ/流出領域の大気組成構造を確立できます。また、SPICEを使用して元素分別の程度を解決する問題についても説明します。これは、温度構造にさらなる制約がなければ、より困難であり、太陽風と太陽エネルギー粒子の発生源について何がわかるかについてコメントします。
太陽の長期研究と太陽発電モデルへの影響
太陽は、数秒から数十年、さらには数世紀にわたる幅広い時間変動を示し、短期と長期の2つのクラスに大別されます。太陽ダイナモのメカニズムは、太陽で起こっているこれらの地球規模の変化の原因であると考えられています。そのため、観測された太陽の挙動を説明するために、多くのダイナモモデルが提案されてきました。この論文は、主に太陽の変動の研究に焦点を当てており、太陽ダイナモモデルにさまざまな入力を提供します。この主題への新たな関心により、長期的なデータセットに適用され、この論文で提示されているように、広範なデータ分析のためにいくつかの自動技術が開発されてきました。このアプローチはより良い一貫性を提供し、過去には通常行われていた人間の主観性を排除します。ここで観測された半影と影の面積比qの変動は、黒点シミュレーションに制約を与えます。さらに、小さいスポットと大きいスポットの動作に違いがないことは、グローバルダイナモとローカルダイナモの考え方を支持しません。マグネトグラムで観察された2つのクラスのBMRにより、この動作がさらに確認されます。NSSLの重要性は、太陽発電モデルの文脈ではあまり研究されていませんが、太陽発電を理解する上でのその重要性を確認するのを待つ価値があります。最後に、ここで提示された傾斜クエンチングの兆候は、より強力なサイクルを含む、より包括的なデータセットを使用してさらに検証する必要があります。
120 秒および 20 秒のケイデンスで TESS によって観測された太陽のような振動子のカタログ
| Title |
A_Catalogue_of_Solar-Like_Oscillators_Observed_by_TESS_in_120-second_and_20-second_Cadence |
| Authors |
Emily_Hatt,_Martin_B._Nielsen,_William_J._Chaplin,_Warrick_H._Ball,_Guy_R._Davies,_Timothy_R._Bedding,_Derek_L._Buzasi,_Ashley_Chontos,_Daniel_Huber,_Cenk_Kayhan,_Yaguang_Li,_Timothy_R._White,_Chen_Cheng,_Travis_S._Metcalfe,_and_Dennis_Stello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.09109 |
TransitingExoplanetSurveySatellite(TESS)ミッションは、ほぼ全天にわたる星の測光光度曲線を提供しました。これにより、前例のないサイズの潜在的な太陽のような振動子のプールに星震学を適用することができます。120秒と20秒のケイデンスモードでTESSによって観測された太陽のような振動子のカタログを作成することを目指しています。このカタログは、TESSの30分間ケイデンスナイキスト周波数を超える周波数で振動する星を強調することを目的としており、主系列と亜巨星の進化段階を網羅することを目的としています。私たちは、地球規模の星震動パラメータ$\nu_{\mathrm{max}}$と$\Delta\nu$の推定値を提供することを目指しています。250,000を超える星の120秒および20秒の光度曲線に、新しい確率的検出アルゴリズムを適用します。このアルゴリズムは、太陽のような振動の特徴的な特徴を示すターゲットにフラグを立てます。結果として得られたターゲットのリストを手動で精査して、太陽のような振動の存在を確認します。アルゴリズムによって計算された確率密度を使用して、グローバルな星震パラメータ$\nu_{\mathrm{max}}$および$\Delta\nu$を測定します。4,177個の太陽のような振動子のカタログを作成し、合計星数の$98\%$に対して$\Delta\nu$と$\nu_{\mathrm{max}}$を報告しています。星震学データは、赤色巨星分枝、準巨星レジーム、および主系列に向かって伸びるHRダイアグラムの広大な範囲を明らかにします。外部カタログとの相互一致は、検出された太陽のような振動子のうち25個が分光連星の構成要素であり、28個が惑星のホスト星であることが確認されていることを示しています。これらの結果は、これらおよび追加の関心のあるTESSターゲットに対して、正確で独立した星震学的制約の可能性を提供します。
Wolf-Rayet 型の中心星を持つ惑星状星雲 -- IV. NGC 1501とその混合層
| Title |
Planetary_nebulae_with_Wolf-Rayet-type_central_stars_--_IV._NGC_1501_and_its_mixing_layer |
| Authors |
G._Rubio,_J._Toal\'a,_H._Todt,_L._Sabin,_E._Santamar\'ia,_G._Ramos-Larios_and_M._A._Guerrero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.09116 |
理論では、惑星状星雲(PNe)から検出されたX線放出ガス($\sim$10$^{6}$K)の温度は、電離した外縁と接触したときの混合または熱伝導の結果であると予測されています($\sim$10$^{4}$K)。中間温度($\sim$10$^{5}$K)のガスは、CIV、NV、およびOVIイオンによるX線放出ガスの生成の物理学を研究するために使用できます。ここでは、NGC1501のCSPNの恒星大気をモデル化して、この高温のH欠損[WO4]型の恒星でさえ、光イオン化によってこれらの輝線を生成できないことを示します。CIV線の検出を使用して、このPNeの混合領域の物理的特性をそのX線放出ガスと比較して評価し、NGC1501をそのような特性を持つ2番目のPNeのみにします。予測を最も高温の[WO1]および低温の[WC5]スペクトルタイプに拡張し、ほとんどのエネルギー光子が[WR]CSPNの高密度の風に吸収され、高度にイオン化された種を使用して高温の生成の背後にある物理学を研究できることを実証します。PNeの泡。NGC2452、NGC6751、およびNGC6905のUV観測は、混合層と高温気泡の存在と一致し、将来のX線観測の優れた候補を提供することがわかりました。
SO/EUI によって観測された EUV 増光と非ポテンシャル シミュレーションでシミュレートされた増光との統計的比較
| Title |
A_Statistical_Comparison_of_EUV_Brightenings_Observed_by_SO/EUI_with_Simulated_Brightenings_in_Non-potential_Simulations |
| Authors |
Krzysztof_Barczynski,_Karen_A._Meyer,_Louise_K._Harra,_Duncan_H._Mackay,_Frederic_Auchere,_David_Berghmans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.09129 |
ソーラーオービターに搭載された極端紫外線イメージャー(EUI)装置の高解像度イメージャー(HRI_EUV)望遠鏡は、コロナ温度での微細な構造として、いわゆるキャンプファイヤーと呼ばれるEUVの増光を観測しました。このホワイトペーパーの目的は、EUV輝度の基本的な幾何学的(サイズ、方向)および物理的(強度、寿命)特性を、潜在的なコロナ磁場シミュレーションにおけるエネルギー散逸の領域と比較することです。シミュレーションでは、HMIの見通し内マグネトグラムを入力として使用して、太陽のコロナ磁場とエネルギー散逸の進化を促進します。2020年5月30日にHRI_EUV望遠鏡によって取得されたEUV画像に自動EUV増光検出法を適用しました。同じ検出方法を、非ポテンシャルシミュレーションからシミュレートされたエネルギー散逸マップに適用して、シミュレートされた増光を検出しました。EUI観測では密度1.41x10^{-3}輝度/Mm^2のEUV輝度を検出し、シミュレーションでは2.76x10^{-2}～4.14x10^{-2}輝度/Mm^2の輝度をシミュレートしました。、同じ時間範囲。シミュレーションでは大幅に多くの増光が生成されましたが、結果は、観測およびシミュレートされた増光の主要な幾何学的および物理的特性の同様の分布を示しています。非潜在的なシミュレーションは、EUV増光の特徴的な特性を統計的にうまく再現できると結論付けています(通常、85%以上の類似性があります)。観測とシミュレーションの間でイベントの期間のみが大きく異なります。観測とシミュレーションの間の一致を改善するために、SolarOrbiterからの高ケイデンスで高解像度のマグネトグラムに基づくさらなる調査が検討されています。
ジェームス ウェッブ宇宙望遠鏡による恒星大気と進化モデリングによる人口 III 星の特徴付けとその可観測性の予測
| Title |
Characterization_of_Population_III_Stars_with_Stellar_Atmosphere_and_Evolutionary_Modeling_and_Predictions_of_their_Observability_with_the_James_Webb_Space_Telescope |
| Authors |
Mikaela_M._Larkin,_Roman_Gerasimov,_and_Adam_J._Burgasser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.09185 |
集団III星は、ビッグバン後に最初に形成された星であり、ビッグバン元素合成の産物を超えて、宇宙の金属含有量に最も早く貢献したと考えられています。これらの星は寿命が極端に短かったと理論化されているため、高い赤方偏移($z\geq3-17$)とかすかな視等級($m_{AB}\gtrsim40$)でのみ観測可能です。したがって、種族IIIの星の直接検出はとらえどころのないままです。しかし、最近打ち上げられたジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)は、重力レンズ効果が良好な場合に、関連する等級範囲の星を検出できる可能性があります。これらの将来の観察結果を解釈するには、理論モデルが必要です。この研究では、新しい進化モデルと非平衡モデル大気を使用して、ゼロ年齢の主系列集団III星の観測可能な特性を特徴付けました。計算されたモデルは、星形成研究によって予測された最小質量から静水圧平衡を維持できる最大質量まで、考えられる種族IIIの星質量の広い範囲をカバーしています。JWSTの近赤外線カメラ（NIRCam）のバンドについて、合成測光法と理論上の色等級図が計算されました。最終結果は、既知のレンズ現象のスケールとJWST等級限界と比較されます。この研究の目的は、この星集団の予想される将来の観測の理論的基礎を提供するために、最も最適なJWSTバンドで集団III星の観測可能なパラメーターを計算することです。
太陽重力モードの振幅: レビュー
太陽の重力モードは、太陽の最内層の物理的性質を調べて解読するための{\itロゼッタストーン}と見なされます。したがって、最近の肯定的な検出の主張は、太陽重力モードの振幅を推定するという長年の問題にいくつかの新しい光を当てています。この記事の目的は、太陽重力モードの振幅を予測するための理論的な取り組みを確認することです。これらの研究のほとんどは、観測された音響モードの駆動特性と減衰特性に類似した特性を想定しているため、ダイビングの前に、太陽と太陽型星(太陽のような振動を示す)のこれらのモードに関する現在の知識の簡単な概要を提供します。太陽重力モードの特定の問題に。最後に、最近の見積もりを考慮して、低周波数領域(通常は$10\,\mu$Hzから$100\,\mu$Hzの間)が太陽重力モードの検出に焦点を当てるのにより適していることを結論付けて確認します。より正確には、約$60\,\mu$Hzであり、理論上の推定値は、GOLF(低周波数での全球振動)装置によって提供される観測検出しきい値よりわずかに約2倍低いだけです。これは通常、理論的推定に関連する現在の不確実性の範囲内であり、$g$モード振幅推定の精度を向上させる鍵となる、太陽対流領域全体の乱流に関する知識を向上させる動機となるはずです。最近の太陽慣性モードの検出(Gizonetal.2021)は、数値シミュレーションの継続的な開発と相まって、将来の研究に興味深い見通しを提供します。
目立たない太陽極コロナ X 線ジェットが、目立たないひので/EUV イメージング分光計 (EIS) ドップラー アウトフローの源である
| Title |
Inconspicuous_Solar_Polar_Coronal_X-ray_Jets_as_the_Source_of_Conspicuous_Hinode/EUV_Imaging_Spectrometer_(EIS)_Doppler_Outflows |
| Authors |
Alphonse_C._Sterling,_Conrad_Schwanitz,_Louise_K._Harra,_Nour_E._Raouafi,_Navdeep_K._Panesar,_and_Ronald_L._Moore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.09233 |
ひので/EUV画像分光計(EIS)ドップラーデータの太陽極地域で強力な一時的なコロナアウトフローのソースとして以前に識別された5つのイベントをより詳細に調べます。ひので/軟X線望遠鏡(XRT)の軟X線(SXR)画像および太陽観測所(SDO)/大気イメージングアセンブリ(AIA)のEUV画像では、比較的コンパクトまたはかすかで目立たないが、すべてのこれらのイベントは、かすかなコロナX線ジェットであることと一致しています。これの証拠は、イベントが5000～14,000kmにわたる投影サイズのミニフィラメントの噴出に起因し、噴出速度が19～46km/sにまたがるということです。これは確認されたX線の場合に観測される値の範囲内です。極コロナホールジェット。SXR画像と一部のEUV画像では、5つのイベントすべてがベースの増光を示しており、(5つのケースのうち4つが決定可能であると)最も明るいベースの増光から遠ざかるジェットスパイアのかすかな兆候を示しています。これらの特性は、より明白なX線ジェットに共通しています。比較的低緯度のイベントの場合、ミニフィラメントは、噴火時間に近い反対極性の磁束パッチ収束の近く(<~数秒角)の場所から噴出します。これは、観測された多くのコロナジェットと一致しています。したがって、アプリオリにジェットとして識別するには微弱すぎますが、それ以外の場合は、5つのイベントすべてが典型的なコロナジェットと同一です。これは、ジェットが以前の研究で認識されていたよりも多く、太陽風の流出、およびパーカー太陽探査機(PSP)データで観測された磁気スイッチバックの集団に大きく寄与している可能性があることを示唆しています。
ラグーン星雲における若い太陽類似体の赤外線変動
| Title |
Infrared_variability_of_young_solar_analogs_in_the_Lagoon_Nebula |
| Authors |
C._Ordenes-Huanca,_M._Zoccali,_A._Bayo,_J._Cuadra,_R._Contreras_Ramos,_L._A._Hillenbrand,_I._Lacerna,_S._Abarzua,_C._Avenda\~no,_P._Diaz,_I._Fernandez_and_G._Lara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.09242 |
おうし座T星は、低質量の前主系列星であり、本質的に可変です。それらが持つ強力な磁場のために、それらは表面に暗い斑点を発生させ、回転のために周期的な明るさの変化をもたらします.さらに、周囲の円盤の存在は、さまざまな消滅または降着によってフラックスの変化を引き起こす可能性があります.どちらも、それぞれ明るさの減少または増加につながる可能性があります。ここでは、KsバンドのVVVXサーベイデータを使用して、ラグーン星雲(M8)領域の379TTauri星の光度曲線のカタログをまとめました。これらの星はすべて、他の指標に基づいて、プレMS星としてすでに分類されていました。ここに示されているデータは、約8年間にわたって広がっており、この波長でのこれらのソースの独自の追跡時間を示しています。光度曲線は、その変動の原因となる物理的プロセスを制約するために、周期性と非対称性の程度に従って分類されました。期間は、はるかに短いベースラインで、文献に見られる期間と比較されました。これにより、126個の星について、磁気的に活動的な領域が数年間安定していることを証明することができました.さらに、私たちの近赤外データは、利用可能な場合は光学ケプラー/K2光度曲線と比較され、観察された明るさの変化の原因となるメカニズムと、それらが異なるバンドでどのように現れるかをよりよく理解することができました.両方のバンドの周期性はかなりよく一致していることがわかりましたが、非対称性はバーストまたはディップイベントの振幅と観測のリズムに依存します。
散開星団系の化学的に特異な星 2
| Title |
Chemically_Peculiar_Stars_in_the_Open_Cluster_Stock_2 |
| Authors |
Laia_Casamiquela,_Marwan_Gebran,_Marcel_Ag\"ueros,_Herv\'e_Bouy,_Caroline_Soubiran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.09301 |
最近再発見された散開星団Stock2は、約375pc離れており、約400Myrの年齢であり、星の進化を理解するためのエキサイティングな新しいテストベッドになる可能性があります。星団の主系列ターンオフ近くの星を特徴付ける分光キャンペーンの結果を提示します。私たちの目標は、クラスターのA星の中から化学的に特異な星の候補を特定することです。米国マウナケア天文台の3.6mカナダ-フランス-ハワイ望遠鏡でESPaDOnSを使用して64個の星団メンバーのエシェルスペクトルを取得し、フランスのオートプロヴァンス天文台の1.93m望遠鏡でSOPHIEを使用して6つの星のエシェルスペクトルを取得しました。これらの新しい観測結果を、HARPS-Nアーカイブからの13の大質量星団メンバーの観測結果で補完しました。全体のサンプルは71個の星です。スライス逆回帰(SIR)手法を使用してサンプルの基本パラメーター(Teff、logg、[M/H])とvsiniを導出し、iSpecを使用して12の化学種の個々の存在量を導出しました。これらの存在量の決定により、異常なレベルのSc、Ca、およびその他の金属線を持つ9つのA星を特定しました。既知の年齢を持つこれらのAm候補のフォローアップ観測は、それらを原子拡散を含む進化モデルのベンチマークに変換し、星の内部における巨視的プロセスと微視的プロセスの間の複雑な相互作用のより良い理解を構築するのに役立ちます。
平らな空間と有限の温度では、場の量子論には2つの誤った真空崩壊の領域があります。低温では、周期的なユークリッド解(バウンス)によって記述される熱アシストトンネリングを介して減衰が進行し、自明ではない時間依存性があります。一方、高温では、バウンスは時間に依存せず、ポテンシャル障壁を超えるフィールドの熱ジャンプを表します。2番目のタイプのソリューションのみが、熱浴と平衡状態にあるブラックホールによって触媒される偽の真空崩壊に関連すると主張します。この議論は、$d$次元のAdS/dS-Schwarzschildブラックホールや、臨界から十分離れたReissner-Nordstr\"omブラックホールを含む、広いクラスの球状ブラックホールに適用されます。薄壁近似に依存せず、多場スカラー理論に適用されます。
ポストニュートン近似における星構造モデル
この研究では、恒星構造の方程式に対するポストニュートン補正の影響が分析されています。ポストニュートンレーン-エムデン方程式は、対応する運動量密度バランス方程式に従います。ポリトロープ状態方程式から、ニュートン理論とポストニュートン理論におけるLane-Endem方程式の解が決定され、\textit{Sun}、白色矮星\textit{SiriusB}、および中性子星の物理量が決定されます。質量$M\simeq1.4M_\odot、1.8M_\odot$、および$2.0M_\odot$が計算されます。\textit{Sun}と\textit{SiriusB}では、質量密度、圧力、および温度の場に対するポストニュートン補正は無視できることが示されていますが、強い場を持つ星ではその差が重要になります。ここで分析された中性子星では、ポストニュートン理論のレーン・エムデン方程式から導かれる中心圧力と中心温度は、ニュートン理論のものより約50から60パーセント大きく、中心質量密度は約3から4パーセント小さい。
Peccei-Quinnスケールの加熱
時変スケールのペッセイ・クイン対称性の破れを想定した新しいシナリオでのQCDアクシオンの生成について説明します。後者は初期の宇宙の温度として減少し、最終的に大きな一定値で安定します。このような挙動は、ペッセイ・クイン電荷を運ぶ複雑なフィールドと、原始プラズマと熱平衡状態にあるヒッグスのようなスカラーとの間のポータル相互作用によって引き起こされます。このシナリオでは、アクシオンは複雑なペッセイ・クイン場のパラメトリック共鳴減衰中に効率的に生成され、放射線が支配する段階でその可能性を最小限に抑えます。特に、このプロセスは宇宙の膨張率の影響を受けず、アクシオンの質量とは無関係に必要な量の暗黒物質を生成することができます。これは、小さな振動振幅に対応する狭いパラメトリック共鳴領域の場合のままです。モデルパラメーター空間の現象論的制約は、アクシオンと共に一般的に励起される動径磁場ゆらぎの数密度に強く依存します。アクシオンに比べて存在量が少ない場合でも、半径方向の変動は、暗放射に寄与する崩壊生成物を通じて、BBNとCMBに大きな影響を与える可能性があります。$10^{8}-10^{9}~\mbox{GeV}$未満のダーク放射線バウンドPeccei-Quinn対称性の破れスケールに関する既存の制約-これは、アクシオンの近い将来の検索でシナリオを除外する道を開きます。
JUNO $^8$B 太陽ニュートリノ プログラムのモデルに依存しないアプローチ
| Title |
Model_Independent_Approach_of_the_JUNO_$^8$B_Solar_Neutrino_Program |
| Authors |
JUNO_Collaboration:_Jie_Zhao,_Baobiao_Yue,_Haoqi_Lu,_Yufeng_Li_(corresponding_author),_Jiajie_Ling_(corresponding_author),_Zeyuan_Yu,_Angel_Abusleme,_Thomas_Adam,_Shakeel_Ahmad,_Rizwan_Ahmed,_Sebastiano_Aiello,_Muhammad_Akram,_Abid_Aleem,_Tsagkarakis_Alexandros,_Fengpeng_An,_Qi_An,_Giuseppe_Andronico,_Nikolay_Anfimov,_Vito_Antonelli,_Tatiana_Antoshkina,_Burin_Asavapibhop,_Jo\~ao_Pedro_Athayde_Marcondes_de_Andr\'e,_Didier_Auguste,_Weidong_Bai,_Nikita_Balashov,_Wander_Baldini,_Andrea_Barresi,_Davide_Basilico,_Eric_Baussan,_Marco_Bellato,_Antonio_Bergnoli,_Thilo_Birkenfeld,_Sylvie_Blin,_David_Blum,_Simon_Blyth,_Anastasia_Bolshakova,_Mathieu_Bongrand,_Cl\'ement_Bordereau,_Dominique_Breton,_Augusto_Brigatti,_Riccardo_Brugnera,_Riccardo_Bruno,_Antonio_Budano,_Jose_Busto,_Ilya_Butorov,_Anatael_Cabrera,_et_al._(557_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08437 |
$^8$B太陽ニュートリノを検出する物理的可能性は、荷電電流(CC)、中性電流(NC)および弾性散乱(ES)相互作用。液体シンチレータ検出器内の$^{13}$C原子核の過去最大の質量と潜在的な低バックグラウンドレベルにより、$^8$B太陽ニュートリノが$^{13のCCおよびNC相互作用で観測可能になります。}$Cは初めてです。最適化されたイベント選択とミューオン拒否戦略により、偶然の一致によるバックグラウンド、ミューオン誘導同位体、および外部バックグラウンドを大幅に抑えることができます。$^8$Bの太陽ニュートリノ観測を保証するために、CC、NC、およびESチャネルで優れた信号対背景比を達成できます。この作業で行われた感度研究から、$^8$Bニュートリノフラックス$\sin^2\theta_{12}$に対して5%、8%、20%の精度レベルに達することができることを示しています。$\Deltam^2_{21}$、それぞれ10年間のJUNOデータを使用。太陽物理学とニュートリノ物理学の両方の詳細を調べることは、ユニークで役立つでしょう。さらに、SNOと組み合わせることで、$^8$Bニュートリノフラックス測定で世界最高の3%の精度が期待されます。
アルカリ原子の超微細遷移を伴うスカラー場暗黒物質の探索
| Title |
Searching_for_scalar_field_dark_matter_with_hyperfine_transitions_in_alkali_atoms |
| Authors |
V.V._Flambaum,_A.J._Mansour,_I.B._Samsonov,_C._Weitenberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.08778 |
素粒子の質量や結合定数などの基本定数は、スカラー場の暗黒物質モデルで時間的および空間的に小さな変動を持つ可能性があります。これらの変動は、ボーア磁子と核磁子、ボーア半径、超微細構造定数など、他の定数の時間振動を伴います。外部磁場が存在すると、これらの振動は原子や分子に超微細遷移を引き起こします。振動する基本定数によって引き起こされる磁気双極子超微細遷移の確率を決定し、この効果を通じてスカラー場暗黒物質を検出できる実験を提案します。この実験は、質量が$1\,\mu\text{eV}<m_\phi<100\,\mu\text{eV}$の範囲にあるスカラー場暗黒物質に敏感である可能性があります。
GRB221009Aに照らした電弱アクシオン
最近、arXiv:2210.05659は、光子アクシオン様粒子(ALP)振動が、観測されたGRB221009Aイベントに関連する高エネルギー光子の生存率を高めることができることを示しています。ここでは、提案されたALPが異常のない$Z_{10}$フロガット-ニールセン対称性を持つ電弱アクシオンと一致することを示します。
フルタイム分解能の粒子カウンター検出器のカウント数の推定
| Title |
Estimation_of_the_number_of_counts_on_a_particle_counter_detector_with_full_time_resolution |
| Authors |
Flavia_Gesualdi_and_Alberto_Daniel_Supanitsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.09005 |
セグメント化されたカウンター、または一般的にはサブユニットを備えたカウンターに衝突する粒子の数を推定するための一般的な方法を提示します。未解決の粒子、つまり、2つ以上の粒子がほぼ同時に同じサブユニットに衝突した場合の効果を説明します。完全な時間分解能を実現するために、粒子信号の最初のタイムビンの後に発生するデッドタイムを考慮します。この一般的な計数方法は、ピエールオジェ天文台の地下ミュオン検出器のような既存の検出器でのミュオンの計数に適用できます。したがって、後者をスタディケースとして使用して、メソッドのパフォーマンスをテストし、文献の他のメソッドと比較します。私たちの方法は、ほとんど偏りなく実行できることが証明されており、単一の時間ビン解像度に対する粒子数の推定値を時間の関数として(検出器によって見られるように)提供します。これに関連して、新しい方法は、宇宙線の起源を明らかにするための鍵となる宇宙線の質量に敏感なパラメーターを再構築するのに役立ちます。
太陽系外周惑星系におけるフレームドラッグ
太陽系外環連星は、1つではなく2つの星を周回するため、そう呼ばれます。今日まで、そのような惑星の数は、さまざまな手法で発見されています。ホストとなる星のペアの軌道周波数が惑星のものよりもはるかに高い場合、タイトな星の連星は、軌道角運動量を通じて独自のポストニュートン定常重力磁場を生成する物質リング電流と見なすことができます。それは、特定の状況下では、よく知られている水星のアインシュタイン近日点歳差運動に類似した、静的な重力電気効果のかなりの部分に達する可能性がある、Lense-Thirringタイプの歳差運動効果を持つ比較的遠い惑星の軌道運動に影響を与えます。システムの本体の質量について。代わりに、重力磁場が中心星のそれぞれのスピンのみによるものである場合、Lense-Thirringシフトは重力電気シフトよりも数桁小さくなります。系外惑星における一般相対論的効果の検出に関する科学界での関心が高まっていることを考えると、一般相対性理論のそのようなさらなる兆候をテストするための新しいシナリオを見つけるという展望は、さらなる調査の価値があると見なされるかもしれません.
局所統合 3 次元精密地殻モデルを使用した JUNO で予想される地球ニュートリノ信号
| Title |
Expected_geoneutrino_signal_at_JUNO_using_local_integrated_3-D_refined_crustal_model |
| Authors |
Ran_Han,_ZhiWei_Li,_Ruohan_Gao,_Yao_Sun,_Ya_Xu,_Yaping_Cheng,_Guangzheng_Jiang,_Jie_Pang,_Fengcheng_Liu,_Andong_Wang,_Yufei_Xi,_Liangjian_Wen,_Jun_Cao,_Yu-Feng_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.09165 |
地球ニュートリノは、私たちの惑星に関する情報、特にその放射性エネルギー、洞察の形成、化学組成を明らかにするユニークなツールです。これまでのところ、地球ニュートリノを観測したのはカムランドとボレキシノの実験だけであり、前者は地球内の熱生成元素の濃度が低いことを特徴としており、後者は仮説に基づいたジオリアクターの出力に厳しい上限を設定しているのとは対照的です。そこから得られた結果に関して、小さな矛盾が確認された。このため、地球の放射能に関する決定的な結果を提供し、地球深部をよりよく理解するために地球ニュートリノを十分に活用するには、JUNOのような次世代の実験が必要です。地殻寄与の正確な事前予測は、素粒子物理学の測定値を地球科学の問題に変換できるようにする上で重要な役割を果たします。JUNOの既存のGIGJモデルは、局所地殻の地球物理モデルの構築のみに焦点を当てており、局所地球化学データはありませんでした。別の既存のJULOCには両方のデータが含まれていますが、深い垂直ではなく、上部地殻の最上層についてのみ達成できます。この論文では、JUNO初の3D統合モデル、JULOC-Iの開発について報告します。JULOC-Iは、地震、重力、岩石サンプル、および熱流データを新しい構築方法と組み合わせて、鉛直深度の問題を解決しました。JULOC-Iの結果は、予想よりも高い地球ニュートリノ信号が、主に地球上の他の場所よりも中国南部で高いUとThに起因することを示しています。さらに、10年間の実験データによって補完されたJULOC-Iモデルの高レベルの精度は、JUNOがさまざまなマントルモデルをテストする機会があることを示しています。JULOC-Iによる予測は、JUNOがオンラインになった後にテストすることができ、より精度の高い局所地殻モデルは、マントル測定精度を向上させるために引き続き重要な役割を果たします。
エネルギー依存散乱を伴う高密度ニュートリノガスの衝突誘起フレーバー不安定性
| Title |
Collision-induced_flavor_instability_in_dense_neutrino_gases_with_energy-dependent_scattering |
| Authors |
Yu-Chia_Lin_and_Huaiyu_Duan_(UNM) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.09218 |
エネルギー依存散乱を伴う2つのフレーバー混合シナリオで、均一で等方性の高密度ニュートリノガスにおける衝突誘起フレーバー不安定性を調査します。そのような不安定性が存在する場合、その成長率は、ニュートリノの電子レプトン数分布によって重み付けされたニュートリノのフレーバー脱コヒーリング衝突率の負の平均であることを発見しました。この成長速度は、ニュートリノの質量分裂、物質密度、ニュートリノ密度とは無関係ですが、不安定な振動モードの初期振幅は大きな物質密度によって抑えることができます。私たちの結果は、高速および低速の集合フレーバー振動の両方が抑制されている場合でも、ニュートリノはコア崩壊超新星の奥深くで衝突誘起フレーバー変換を経験する可能性が高いことを示唆しています。しかし、この現象は中性子星合体では起こらないかもしれません。なぜなら、反電子ニュートリノは、そのような環境では電子ニュートリノよりも平均エネルギーが大きく、量も多いからです。
| Title |
Black_hole_merger_simulations_in_wave_dark_matter_environments |
| Authors |
Jamie_Bamber,_Josu_C._Aurrekoetxea,_Katy_Clough,_Pedro_G._Ferreira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.09254 |
バイナリブラックホールの合体とその環境との相互作用は、数値相対性シミュレーションを使用して調べることができます。これらは合併前の限られた短い時間で始まり、その時点で適切な初期条件を課す必要があります。したがって、主要なタスクは、進化のこの段階でバイナリとその環境に適した構成を特定することです。この研究では、等質量のブラックホール連星の周りの波状暗黒物質の挙動を研究し、過密度になりがちなより重い質量の暗黒物質とは対照的に、複数の軌道にわたって持続および成長する好ましい準定常プロファイルがあることを発見しました。バイナリモーションによって分散されます。さまざまな初期構成が、いくつかの軌道の後に好ましい準定常構成に収束しますが、その過程で不要な過渡振動が生成され、短いシミュレーション実行で信号に影響を与える可能性があります。また、単純に物質を円連星に重ね合わせると、物質の逆反応により人為的に偏心した軌道が生じることも指摘します。これは初期条件の効果であり、暗黒物質の特徴ではありません。環境で得られた波形と真空ケースとの比較を有意義な方法で行うために必要なさらなる作業について説明します。
将来の重力波検出器ネットワークを使用して、完全な中性子星連星合体プロセスから核超高密度物質に関する情報を解明する
| Title |
Unraveling_information_about_supranuclear-dense_matter_from_the_complete_binary_neutron_star_coalescence_process_using_future_gravitational-wave_detector_networks |
| Authors |
Anna_Puecher,_Tim_Dietrich,_Ka_Wa_Tsang,_Chinmay_Kalaghatgi,_Soumen_Roy,_Yoshinta_Setyawati,_Chris_Van_Den_Broeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.09259 |
重力波は、中性子星内部の物質を研究するための並外れたツールを提供してくれます。特に、合体後の信号は極端な温度と密度の領域を探り、核超高密度物質の状態方程式に関する情報を明らかにするのに役立ちます。現在の検出器は、合体前の中性子星連星から放出される信号に最も敏感ですが、既存の検出器のアップグレードと次世代の検出器の構築により、合体後の検出が可能になります。この目的のために、連星中性子星系から放出されるインスパイラル-マージ-ポストマージ信号の新しい解析周波数領域モデルを提示します。シグナルのインスパイラル部分とマージ部分はIMRPhenomD$\_$NRTidalv2でモデル化され、2つの異なるアプローチを使用して、3パラメーターのローレンツでポストマージャーの主な放出ピークを記述します。準普遍的な関係を介してそれらをモデル化するもの。シミュレートされた信号と数値相対性波形の両方を使用して、パラメーター推定分析で新しい完全な波形モデルのパフォーマンスをテストします。さまざまな検出器ネットワークのパフォーマンスを調査して、将来の検出器が分析にもたらす改善を判断します。AdvancedLIGO+とAdvancedVirgo+、KAGRA、LIGO-Indiaを検討します。また、NEMOのようなキロヘルツ帯で高感度の検出器の影響の可能性についても研究し、最後にこれらの結果を、第3世代の検出器であるアインシュタイン望遠鏡や宇宙探査機で得られた結果と比較します。
