三次元光円錐からのデータ駆動型宇宙論
| Title |
Data-driven_Cosmology_from_Three-dimensional_Light_Cones |
| Authors |
Yun-Ting_Cheng,_Benjamin_D._Wandelt,_Tzu-Ching_Chang,_Olivier_Dore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10052 |
大空域をマッピングする今後の宇宙論調査からの多周波数画像を分析するためのデータ駆動型手法を提示します。2点レベルでのデータからの完全な情報を使用して、我々の方法は、大規模構造(LSS)、放射源のスペクトルと赤方偏移分布、および観測データのノイズを、均質性と宇宙摂動の等方性。特に、この方法は、光源検出や測光または分光赤方偏移推定に依存しません。ここでは、形式を提示し、9つの光学および近赤外測光バンドからの模擬観測を使用して、手法を示します。私たちの方法は、バイアスなしで入力信号とノイズを回復し、制約の不確実性を定量化できます。私たちの技術は、さまざまな種類のソースによって追跡された大規模な構造観測を分析するための柔軟なフレームワークを提供します。これは、SPHEREx、ルービン天文台、ユークリッド、またはナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡など、現在または将来の宇宙論的データセットに広く適用される可能性があります。.
MillenniumTNG プロジェクト: 物質クラスタリングとハロー統計の高精度予測
| Title |
The_MillenniumTNG_Project:_High-precision_predictions_for_matter_clustering_and_halo_statistics |
| Authors |
C\'esar_Hern\'andez-Aguayo,_Volker_Springel,_R\"udiger_Pakmor,_Monica_Barrera,_Fulvio_Ferlito,_Simon_D._M._White,_Lars_Hernquist,_Boryana_Hadzhiyska,_Ana_Maria_Delgado,_Rahul_Kannan,_Sownak_Bose_and_Carlos_Frenk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10059 |
大規模な銀河調査による宇宙論的推論には、大規模な構造の正確な予測と、十分に大きな宇宙体積全体にわたる堅牢で柔軟な銀河形成モデリングを組み合わせた理論モデルが必要です。ここでは、IllustrisTNGの流体力学的銀河形成モデルと大量のMillenniumシミュレーションを組み合わせたMillenniumTNG(MTNG)プロジェクトを紹介します。(500Mpc/h)^3=(740Mpc)^3をカバーする当社最大の流体力学シミュレーションは、最大4320^3の暗黒物質粒子(質量分解能1.32x10^8Msun/h)固定ペア技術を使用して、大規模な宇宙分散を減らします。水力シミュレーションは4320^3ガスセルを追加し、2x10^7Msun/hのバリオン質量分解能を達成します。高時間解像度のマージツリーと直接的なライトコーン出力により、ハイドロシミュレーションと観測の両方に対してキャリブレーションが可能で、さらに大きなボリュームに適用できる、新世代の半解析的銀河形成モデルの構築が容易になります。MTNGには、フラグシップシミュレーションと(3000Mpc)^3の体積に含まれる1.1兆個の暗黒物質粒子と大質量ニュートリノ。この導入分析では、物質パワースペクトル、ハロー質量関数、ハロークラスタリングなどの非線形クラスタリングの基本的な尺度について収束テストを実行し、シミュレーション予測を現在の宇宙論エミュレーターからの予測と比較します。また、シミュレーションを使用して、バリオン音響振動スケールでのハローバイアスやクラスタリングなど、物質とハローの統計を研究しています。最後に、物質とハローの分布に対するバリオン物理学の影響を測定します。
MillenniumTNG プロジェクト: 流体力学的完全物理シミュレーションとその銀河団の初見
| Title |
The_MillenniumTNG_Project:_The_hydrodynamical_full_physics_simulation_and_a_first_look_at_its_galaxy_clusters |
| Authors |
Ruediger_Pakmor,_Volker_Springel,_Jonathan_P._Coles,_Thomas_Guillet,_Christoph_Pfrommer,_Sownak_Bose,_Monica_Barrera,_Ana_Maria_Delgado,_Fulvio_Ferlito,_Carlos_Frenk,_Boryana_Hadzhiyska,_C\'esar_Hern\'andez-Aguayo,_Lars_Hernquist,_Rahul_Kannan,_Simon_D._M._White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10060 |
宇宙論的シミュレーションは、宇宙における非線形構造の形成を理解し、それを大規模な観測に関連付けるための重要な理論的柱です。いくつかの論文で、MillenniumTNG(MTNG)プロジェクトを紹介します。これは、大規模な物理プロセスをよりよく理解し、今後の大規模な銀河調査の解釈を支援することを目的とした、宇宙構造形成の高解像度の大容量シミュレーションの包括的なセットを提供します。ここでは、$3.1\times~10^7\,\mathrm{M_\odot}のバリオン質量分解能で$(740\,\mathrm{Mpc})^3$の体積を計算する完全な物理ボックスMTNG740に注目します。$$80.6$~billionセルとIllustrisTNG銀河形成モデルで\textsc{arepo}を使用。MTNG740によって生成された銀河の特性が、より最近の観測を含め、TNGシミュレーションと一致することを確認します。銀河団に焦点を当て、銀河団のスケーリング関係と放射状プロファイルを分析します。両方がさまざまな観測上の制約と広く一致していることを示します。深いライトコーンのSZ信号がプランク限界と一致することを示します。最後に、MTNG740クラスターをPlanckで見つかった銀河クラスターと観測空間のSDSS-8RedMaPPerリッチネスカタログと比較し、非常に良い一致も見つけました。ただし、{\it同時に}クラスターの質量、豊富さ、およびCompton-$y$を一致させるには、プランククラスターのSZ質量推定値が平均で$0.2$~dex過小評価されていると想定する必要があります。MTNG740シミュレーションは、高解像度の流体力学的計算の前例のないボリュームのおかげで、銀河、銀河団、および大規模構造のバリオン、特に今後の大規模な宇宙調査への影響を研究するための豊富な可能性を提供します。
MillenniumTNG プロジェクト: 銀河の大規模クラスタリング
| Title |
The_MillenniumTNG_Project:_The_large-scale_clustering_of_galaxies |
| Authors |
Sownak_Bose,_Boryana_Hadzhiyska,_Monica_Barrera,_Ana_Maria_Delgado,_Fulvio_Ferlito,_Carlos_Frenk,_C\'esar_Hern\'andez-Aguayo,_Lars_Hernquist,_Rahul_Kannan,_R\"udiger_Pakmor,_Volker_Springel,_Simon_D._M._White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10065 |
現代の赤方偏移調査は、銀河の分布を膨大な距離スケールでマッピングすることを任務としています。ただし、既存の流体力学的シミュレーションは、今後の調査に対応するために必要な量に達していません。MillenniumTNG(MTNG)プロジェクトの一環として、新しい大容量流体力学シミュレーションを使用して、銀河のクラスタリングの結果を提示します。現在利用可能なシミュレーションの$\approx15$倍の計算量で、観測された銀河のクラスタリングを星の質量の関数としてMTNGが正確に再現できることを示します。色で区切ると、観測された人口に関していくつかの不一致があり、これはモデルの衛星銀河の消光に起因する可能性があります。MTNG銀河と半解析モデルを使用して生成された銀河を組み合わせて、明るい赤色銀河(LRG)と輝線銀河(ELG)のサンプル選択をエミュレートし、これらの集団の偏りはほぼ(ただし正確ではない)一定であることを示します。$\approx10$Mpcより大きいスケールでは、小さいスケールではスケールに依存するかなりの偏りがあります。この効果の振幅は、2つの銀河のタイプ間で異なり、半解析的モデルとMTNG間でも異なります。これは、LRGとELGをホストするハローの分布に関連していることを示しています。MTNGライトコーンで生成された模擬SDSSのようなカタログを使用して、大規模な銀河クラスタリングにおける顕著なバリオン音響特徴の存在を実証します。また、モックに現実的な赤方偏移空間歪みが存在することを示し、SDSSデータで測定された赤方偏移空間クラスタリングの多極子との優れた一致を見つけました。
MillenniumTNG プロジェクト: 異なる赤方偏移の赤と青の銀河の 1 ハロー モデルの改良
| Title |
The_MillenniumTNG_Project:_Refining_the_one-halo_model_of_red_and_blue_galaxies_at_different_redshifts |
| Authors |
Boryana_Hadzhiyska,_Lars_Hernquist,_Daniel_Eisenstein,_Ana_Maria_Delgado,_Sownak_Bose,_Rahul_Kannan,_R\"udiger_Pakmor,_Volker_Springel,_Sergio_Contreras,_Monica_Barrera,_Fulvio_Ferlito,_C\'esar_Hern\'andez-Aguayo,_Simon_D._M._White,_Carlos_Frenk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10068 |
明るい赤色銀河(LRG)と青色の星形成輝線銀河(ELG)は、宇宙論調査で使用される大規模構造の重要なトレーサーです。このようなデータの理論的予測は、多くの場合、銀河とハローの接続の単純化されたモデルを介して行われます。この作業では、MillenniumTNGプロジェクト(MTNG)の大規模で忠実度の高い流体力学的シミュレーションを使用して、小規模で正確かつ柔軟な銀河ハローモデルを取得するための新しい現象論的アプローチを通知します。私たちの目的は、$z=1$と$z=0$という2つの異なるエポックでLRGとELGを研究し、それらのクラスタリングを非常に小さいスケール$r\sim0.1\{\rmMpc}/h$まで回復することです。つまり、1ハロー体制ですが、関連する論文では、これをより長い距離の2ハローモデルに拡張しています。MTNGにおけるELGの占有統計は、(1)一般に行われている仮定に反して、衛星の占有はわずかに超ポアソン分布を示し、(2)少なくとも1つのELG衛星を含むハローは、中央ELG。これらの効果をモデル化するための簡単なレシピを提案します。それぞれのレシピでは、より単純なハロー占有モデルに1つの自由パラメーターを追加する必要があります。信頼性の高い衛星人口モデルを構築するために、LRGおよびELG衛星の動径および速度分布を調査し、シミュレーションでサブハローおよび粒子の分布と比較します。ELGはハロー内に異方的に分布していることがわかります。これは、占有結果とともに、協力的な銀河形成の強力な証拠を提供します(1つのハロー銀河の適合性として現れます)。つまり、同様の特性を持つ銀河が互いに近接して形成されます。私たちの洗練された銀河ハローモデルは、一般的に使用される分析ツールの有用な改善を表しており、したがって、大規模な構造調査の制約力を高めるのに役立ちます。
MillenniumTNG プロジェクト: 赤銀河と青銀河の銀河 - ハロー接続の改良された 2 ハロー モデル
| Title |
The_MillenniumTNG_Project:_An_improved_two-halo_model_for_the_galaxy-halo_connection_of_red_and_blue_galaxies |
| Authors |
Boryana_Hadzhiyska,_Daniel_Eisenstein,_Lars_Hernquist,_R\"udiger_Pakmor,_Sownak_Bose,_Ana_Maria_Delgado,_Sergio_Contreras,_Rahul_Kannan,_Simon_D._M._White,_Volker_Springel,_Carlos_Frenk,_C\'esar_Hern\'andez-Aguayo,_Fulvio_Ferlito,_Monica_Barrera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10072 |
暗黒物質のハローに銀河を配置する近似方法は、大規模な銀河の調査に非常に役立ちます。ただし、単純なハロー占有モデル(HOD)の制限により、小規模な銀河クラスタリングデータを十分に活用できず、より洗練されたモデルが必要になります。大容量で高解像度の流体力学シミュレーションで、$z=1$と$z=0$の2つのエポックで、2つの銀河集団、明るい赤色銀河(LRG)と星形成輝線銀河(ELG)を研究します。MillenniumTNGプロジェクトのパートナー研究では、$r\sim0.1{\rmMpc}/h$までの小規模な1ハローレジームに集中しましたが、ここでは2ハローレジーム$rでの銀河アセンブリバイアスのモデル化に焦点を当てています。\gtrsim1{\rmMpc}/h$.興味深いことに、ELG信号は、比較的大きなスケール($r\sim20{\rmMpc}/h$)までスケール依存性を示します。これは、一般的な仮定に反して、このトレーサーの線形バイアス近似がこれらのスケールでは無効であることを意味します。標準的なハローモデルの処方箋に存在する10～15\%の不一致は、固有のハロープロパティ(濃度など)ではなく、外因性のハロープロパティ(「せん断」が最も優れた特性)への依存を使用してハロー占有モデルを拡張した場合にのみ調整されます。、ピーク質量）。この事実は、2つのハロー銀河の適合性の証拠を構成すると主張します。三次集合体バイアス(つまり、質量と「せん断」を超える特性)を含めることは、LRGの銀河集合体バイアス信号を調整するための必須要件ではありませんが、ELGクラスタリングを回復するには、外部および内部特性の組み合わせが有益です。低質量ハローの中心が、両方の集団のアセンブリバイアス信号を支配していることがわかります。最後に、最近傍数などの高次統計のモデルの予測を調べます。後者は、銀河アセンブリバイアスに関する追加情報を提供し、ハローモデルパラメータ間の縮退を解消するために使用できます。
ゼロ空間曲率が特別なのはなぜですか?
| Title |
Why_is_zero_spatial_curvature_special? |
| Authors |
Raul_Jimenez,_Ali_Rida_Khalife,_Daniel_F._Litim,_Sabino_Matarrese,_Benjamin_D._Wandelt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10102 |
宇宙がほぼ空間的に平坦であることの証拠は、銀河クラスターデータからの宇宙マイクロ波背景放射(CMB)やバリオン音響振動(BAO)など、いくつかの観測プローブから提供されています。しかし、インフレーション以外に、そしてこの場合は無限の時間の限界でのみ、空間的に平らな宇宙に対するアプリオリな強い動機はありません.湾曲した時空でくりこみ群(RG)手法を使用して、この作業で空間的平坦性の理論的動機を提示します。一般的な時空から始めて、RGの最初のステップである粗視化により、一連のパラメーターを使用してFriedmann-Lema\^itre-Robertson-Walker(FLRW)メトリックが得られます。次に、曲率パラメーターの再スケーリングプロパティを調査し、FLRWメトリックのゼロ空間曲率が、宇宙論的摂動の一意のスケールフリーで特異でない背景として選択されることを発見しました。
銀河団におけるインフレーションと相転移の原始磁場
| Title |
Inflationary_and_phase-transitional_primordial_magnetic_fields_in_galaxy_clusters |
| Authors |
Salome_Mtchedlidze,_Paola_Dom\'inguez-Fern\'andez,_Xiaolong_Du,_Wolfram_Schmidt,_Axel_Brandenburg,_Jens_Niemeyer,_Tina_Kahniashvili |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10183 |
原始磁場(PMF)は、銀河団で観測された磁場を説明する有力な候補です。原始磁気形成の2つの競合するシナリオが文献で議論されています:インフレーションと相転移。大規模な銀河団でインフレーションおよび相転移によって生成されたPMFに対応する大規模および小規模な相関磁場の増幅を研究します。高解像度の磁気流体宇宙論的ズームインシミュレーションを使用して、クラスター内媒体の乱流運動を解決します。大規模なインフレーションモデルでは乱流増幅がより効率的であり、相転移によって生成されたシードフィールドは適度な成長を示すことがわかりました。モデル間の違いは、磁場のスペクトル特性(磁気パワースペクトルの振幅や形状など)に反映され、最終的な相関長にも反映されます。インフレーションと相転移で生成された磁場の間の最終的な強度には1桁の差があり、最終的なコヒーレンススケールには1.5ドルの差があることがわかりました。したがって、磁場の最終的な構成は、PMF生成シナリオに関する情報を保持します。私たちの調査結果は、異なる磁気発生シナリオを区別する可能性を伴う、将来の銀河系外ファラデー回転調査に影響を与えます。
宇宙の夜明けからの 21cm 信号におけるポップ III 星と初期ブラック ホールの役割
| Title |
The_role_of_Pop_III_stars_and_early_black_holes_in_the_21cm_signal_from_Cosmic_Dawn |
| Authors |
Emanuele_M._Ventura,_Alessandro_Trinca,_Raffaella_Schneider,_Luca_Graziani,_Rosa_Valiante_and_J._Stuart_B._Wyithe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10281 |
CosmicDawnからの21cmの地球規模の信号をモデル化することは、制約の少ない多くの物理プロセスが作用するため困難です。この問題には、半分析コード「CosmicArcheologyTool」(CAT)を使用して対処します。CATは、合体の歴史をたどるダークマターハローの進化をたどり、z>20のミニハローの最初の(PopIII)星とブラックホール(BH)の形成から始まる、バリオン進化のabinitio記述を提供します。このモデルは、z<6での銀河とAGNの観測に固定されており、制約と一致する再電離履歴を予測しています。この作業では、星の形成率と放出特性、および降着ブラックホールに基づいて、$4\leqz\leq40$の間の平均全球21cm信号の進化を計算します。$z\sim26.5$(54MHz)で最大深度$\delta{\rmT_b}=-95$mKの吸収プロファイルを取得します。この機能は、$z<27$でIGMを効率的に加熱するBHの降着の寄与により、$z=20$で放出信号に変わることで急速に抑制されます。$z$の高い吸収特性は、ミニハローでのPopIII星形成エピソードによって引き起こされるIGMのスピンと運動温度の間の初期のカップリングによって引き起こされます。初期のBHからの追加の電波バックグラウンドを考慮に入れると、降着BHからのより小さなX線バックグラウンドを考慮し、形状を考慮しない場合にのみ、EDGES信号のタイミングと深さを再現できます。
低赤方偏移における 2 つの X 線拡散銀河団と大規模銀河団の分光学的確認
赤方偏移$z\sim0.07$にある2つの大質量銀河団候補のMMT分光観測を提示します。これは、ROSAT全天調査(RASS)画像で拡張された拡散X線放出を示しています。ターゲットは、クラスター内媒体放出を使用して、同様の特性を持つ303の新しく特定されたクラスター候補の以前のカタログから選択されました。新しいMMTHectospecデータとSDSSアーカイブスペクトルを使用して、2つのターゲットのメンバー銀河の数を特定し、それぞれ$z=0.079$と0.067にある銀河団であることを確認しました。メンバー銀河の分布から計算された2つのクラスターのサイズは、半径で約2Mpcです。銀河団の質量は、銀河数の過密度、銀河速度の分散、およびX線放出に基づく3つの方法を使用して推定します。過密度に基づく質量は$(6\sim8)\rm\times10^{14}\M_\odot$であり、低赤方偏移の大規模な星団の質量に匹敵します。速度分散に由来する質量は、おそらくそれらの拡散および低濃度の特徴により、大幅に低くなります。私たちの結果は、RASS画像を使用したこれまでのほとんどの検索では見逃されてきた、非常に拡散したX線放射を伴う大きなクラスターの集団の存在を示唆しています。以前のカタログにある303の候補のほとんどが実際の銀河団であることが確認された場合、CMBと銀河団の測定値の間の宇宙論的結果の不一致を減らすのに役立つ可能性があります。
改善された Lemaitre-Tolman モデルと銀河群の質量と回転半径 II: 暗黒エネルギーの役割
| Title |
Improved_Lemaitre-Tolman_model_and_the_mass_and_turn-around_radius_in_group_of_galaxies_II:_the_role_of_dark_energy |
| Authors |
A._Del_Popolo,_Man_Ho_Chan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10397 |
この論文では、ダークエネルギーの状態方程式パラメーター($w$)が変更されたときにモデルの予測がどのように変化するかを示す、Lemaitre-Tolman(LT)モデルに関する以前の研究\cite{DelPopolo2021}を拡張します。これまでの研究では、暗黒エネルギーは宇宙定数だけで構成されていると考えられていました。この論文では、以前の研究と同様に、摂動の進化を変更する角運動量と動的摩擦($J\eta$LTモデル)の影響も考慮に入れ、最初はハッブル流と共に移動しました。最初のステップとして、運動方程式を解き、質量$M$と回転半径$R_0$の関係を計算しました。回転半径$R_0$の値がわかれば、調査対象のオブジェクトの質量を取得できます。2番目のステップとして、前の論文と同様に、速度$v$と半径$R$の関係を構築します。この関係は、グループとクラスターのデータに適合しました。$v-R$の関係は、ハッブル定数と天体の質量に依存するため、調査対象の天体の2つのパラメーターの最適値を取得しました。$J\eta$LTの結果($w=-1$の場合)と$w=-1/3$の場合を比較すると、質量は最大25\%減少しますが、ハッブル定数は$w=-1$から$w=-1/3$まで。最後に、研究対象の質量$M$と$R_0$の得られた値は、状態パラメーター$w$の暗エネルギー方程式に制約を加えることができます。
MillenniumTNG プロジェクト: 過去のライトコーンにおける半解析的な銀河形成モデル
| Title |
The_MillenniumTNG_Project:_Semi-analytic_galaxy_formation_models_on_the_past_lightcone |
| Authors |
Monica_Barrera,_Volker_Springel,_Simon_White,_C\'esar_Hern\'andez-Aguayo,_Lars_Hernquist,_Carlos_Frenk,_R\"udiger_Pakmor,_Fulvio_Ferlito,_Boryana_Hadzhiyska,_Ana_Maria_Delgado,_Rahul_Kannan,_Sownak_Bose |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10419 |
今後の大規模な銀河調査では、標準の宇宙論モデル$\Lambda$CDMに新しい精度テストが行われます。これらは、銀河形成の理論モデルが利用可能であり、銀河のクラスタリングと銀河間レンズ効果を、調査のものと同じ大きさのボリューム全体で測定可能なスケールの全範囲で予測でき、基礎となる天体物理学の不確実な側面を十分に柔軟に予測できる場合に、かなり厳しくすることができます。疎外される可能性があります。これには特に、観測と直接比較できる大規模な宇宙ボリュームの模擬銀河カタログが必要であり、宇宙論を制約するときに銀河形成に関連する天体物理パラメータを排除または推定するために、モンテカルロマルコフ連鎖または他の同様のスキームによって経験的に最適化できます。宇宙論的暗黒物質シミュレーションの上に実装された半解析的銀河形成方法は、物理ベースで柔軟にパラメータ化された銀河形成モデルを構築するための計算効率の高いアプローチを提供し、そのため、より高速ではあるが純粋に経験的なモデルよりも強力です。ここでは、半解析的L-GALAXIESコードの更新された方法論を紹介します。これにより、新しいMillenniumTNGプロジェクトのシミュレーションに適用できるようになり、完全に連続した過去のライトコーン上で銀河を直接生成することができます。$\sim10^8\,{\rmM}_\odot$より重いすべての銀河に対して。得られた予測の数値的収束を調査し、さまざまなサンプルの投影された銀河クラスタリング信号を研究します。新しい方法論は、観測データのより忠実なフォワードモデリングに向けた重要なステップと見なすことができ、理論と観測の比較における体系的な歪みを減らすのに役立ちます。
宇宙テンソル場の統合摂動論Ⅰ：基礎定式化
宇宙の大規模な構造から宇宙論に関する最大限の情報を抽出するには、観測できるあらゆる信号を使用する必要があります。天体の空間分布を超えて、銀河のスピンや形状などのテンソル場の空間相関は、近い将来の大規模な調査の時代にアクセスできる有望な情報源の1つです。摂動理論は、特定の宇宙論の相関統計の挙動と進化を分析的に記述するための強力なツールです。この論文では、スカラー値バイアスの統合摂動理論の既存の定式化に基づいて、一般的なテンソル場の非線形摂動理論を定式化し、テンソル値バイアスを含むように一般化します。回転対称性を利用するために、形式はテンソルの既約分解に基づいて構築され、座標系の回転下で不変である物理変数を識別します。基本的な定式化と計算手法を説明するこの論文は、テンソル場一般への摂動論の将来の応用の有用な参考資料として役立つことが期待されます。
Ia 型超新星の光度距離に対する弱いレンズ効果の影響
Ia型超新星を使用して宇宙論的パラメーターを推測する場合、それらの光度は均一宇宙論の光度と比較されます。このノートでは、平均物質密度が均一な背景を表していない\textit{not}視線上でSNIaがどの程度観察されたかを調べるテストを提案します。Trippestimatorの修正を使用して、SNIaの大きさを明示的にレンズから外し、散乱が減少することを示します。テストをPantheonSNIaコンパイルに適用し、$\sim2\sigma$で過密度への適度なバイアスを示す2つの赤方偏移ビンを見つけます。改訂された推定量を使用すると、$\Lambda$CDMのパンテオンからの宇宙パラメータへの影響は小さく、平均値は$\Omega_{\rmm}=0.317\pm0.027$(ベースライン)から$\Omega_{に変化します。\rmm}=0.312\pm0.025$(レンズなし)。フラット$w$CDMの場合、$\Omega_{\rmm}=0.332\pm0.049$および$w=-1.16\pm0.16$(ベースライン)対$\Omega_{\rmm}=0.316\pm0.048$および$w=-1.12\pm0.15$(レンズなし)。最尤値を使用すると、変化が大きくなります。宇宙論的パラメーターに対するレンズ作用の効果は、将来の高z調査ではより大きくなる可能性があることに注意してください。
ローウェル天文台の astorb データベース
| Title |
The_astorb_database_at_Lowell_Observatory |
| Authors |
Nicholas_A._Moskovitz,_Lawrence_Wasserman,_Brian_Burt,_Robert_Schottland,_Edward_Bowell,_Mark_Bailen,_Mikael_Granvik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10217 |
ローウェル天文台のastorbデータベースは、太陽系内のすべての既知の小惑星の精選されたカタログです。astorbには1970年代にさかのぼる遺産があり、1990年代から公開されています。2015年から、基盤となるデータベースインフラストラクチャ、運用ソフトウェア、および関連するWebアプリケーションのモダナイズ作業が開始されました。その取り組みには、さまざまなソースからの物理的特性(アルベド、色、スペクトルタイプなど)などの新しいデータを組み込むためのastorbの拡張が含まれています。astorbのデータは、https://asteroid.lowell.eduでホストされている多くの研究ツールをサポートするために使用されます。ここでは、astorbエコシステムが構築されたソフトウェアツール、計算基盤、およびデータ製品の完全な説明を提示します。
HD 169142 周辺のディスク内の環状ギャップとガス枯渇空洞の運動学的過剰
| Title |
A_kinematic_excess_in_the_annular_gap_and_gas_depleted_cavity_in_the_disc_around_HD_169142 |
| Authors |
Himanshi_Garg,_Christophe_Pinte,_Iain_Hammond,_Richard_Teague,_Tom_Hilder,_Daniel_Price,_Josh_Calcino,_Valentin_Christiaens,_Pedro_Poblete |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10248 |
HD169142周辺の星周円盤の12CO、13CO、およびC18OJ=2-1ライン放出のALMAバンド6画像を、空間分解能8auで提示します。中央のガスが枯渇した空洞を、線放射の2つの独立したほぼ対称のリング状構造とともに解決します。明確に定義された内側のガスリング[〜25au]と、2番目の比較的暗く拡散した外側のガスリング[〜65au]。.12COマップで、局所的な超ケプラー型の特徴または大きさが75m/sの垂直流を識別します。この特徴は、方位角で~60度から45度のPA範囲を横切り、半径方向にB1[26au]とB2[59au]ダストリングの間で広がる弧の形をしています。ガス表面密度プロファイルの再構築を通じて、圧力サポートと自己重力項によるバックグラウンド摂動の大きさは、運動学的過剰を説明するのに十分なほど重要ではないことがわかりました。惑星起源の場合、ガス密度プロファイルの相対的な枯渇は、1Mjの惑星を示唆します。対照的に、中央の空洞は比較的滑らかな運動学を示しており、低質量の伴星および/または最小の垂直速度成分を持つ連星軌道のいずれかを示唆しています。
LavAtmos: 溶岩の世界のためのオープンソースの化学平衡気化コード
| Title |
LavAtmos:_An_open_source_chemical_equilibrium_vaporisation_code_for_lava_worlds |
| Authors |
Christiaan_van_Buchem_(1),_Yamila_Miguel_(1_and_2),_Mantas_Zilinskas_(1),_Wim_van_Westrenen_(3)_((1)_University_of_Leiden,_(2)_SRON_Netherlands_Institute_for_Space_Research,_(3)_Vrije_Universiteit_Amsterdam) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10463 |
現在までに、平衡温度が1500Kを超える短周期岩石惑星が500個以上発見されています。そのような惑星は、内部と大気の間の直接的なインターフェースを提供して、マグマの海をサポートすると予想されます。これは、大気観測を通じて内部構成についての洞察を得るユニークな機会を提供します。このような作業を行う際の重要なプロセスは、溶岩の表面からの蒸気のガス放出です。LavAtmosは、特定の組成と温度について、融液上の蒸気の平衡化学組成を計算するオープンソースコードです。結果は、生成された出力が、実験室データから得られた分圧、および文献からの他の同様のコードとよく一致していることを示しています。LavAtmosは、高温岩石系外惑星の広範囲の異なるマントル組成の蒸発のモデル化を可能にします。大気化学コードと組み合わせることで、大気の特徴による内部組成の特徴付けが可能になります。
岩石惑星 L 98-59 b のハッブル WFC3 分光法: 雲のない原始大気の証拠なし
| Title |
Hubble_WFC3_Spectroscopy_of_the_Rocky_Planet_L_98-59_b:_No_Evidence_for_a_Cloud-Free_Primordial_Atmosphere |
| Authors |
Li_Zhou,_Bo_Ma,_Yonghao_Wang,_and_Yinan_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10699 |
私たちは、太陽系外惑星L~98-59~bを通過するHSTからのアーカイブデータを使用して、高温になる可能性がある大気に制約を課しています。5回の通過訪問からのデータを分析し、Iraclisを使用して最終的な結合透過スペクトルを抽出します。次に、逆大気検索コードTauRExを使用して、組み合わされた透過スペクトルを分析します。透過スペクトルには1.40~$\mum$と1.55~$\mum$付近に弱い吸収特性があり、これはHCNが豊富な曇った大気によってモデル化できます。しかし、得られたHCNの非現実的な多量は、合理的な仮定を用いた平衡化学モデルでは説明できません。したがって、最も可能性の高いシナリオは、平均分子量の高い薄い大気、不透明なエアロゾル層のある大気、または大気がないために、L~98-59~bがWFC3/G141バンドパスでフラットで特徴のない透過スペクトルを持つことです。そして、L~98-59~bが明確な水素優勢の一次大気を持っている可能性は非常に低いです。HST/WFC3G141グリズム観測の波長範囲が狭く、スペクトル分解能が低いため、これらの異なるシナリオを区別することはできません。私たちのシミュレーションは、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)からのより広い波長にわたる将来のより高い精度の測定を使用して、L~98-59~bの惑星大気をよりよく特徴付けることができることを示しています。
接近遭遇による小惑星の内部の拘束
小惑星の内部密度分布に関する知識は、その組成を明らかにし、その進化の歴史を制約することができます。しかし、ほとんどの小惑星観測技術は、内部の特性に敏感ではありません。接近遭遇時の角速度の変動を監視することでアクセス可能な内部の制約を調査します。剛体小惑星の向きと角速度の運動方程式を任意の次数に導出し、それらを使用して、地球に接近した代表的な小惑星の合成角速度データを生成します。これらのデータから小惑星の密度分布を再構築するツールキットAIME(AsteroidInteriorMappingfromEncounters)を開発し、これらの合成データに対して注入検索テストを実行して、AIMEの精度と精度を評価します。また、小惑星のパラメーター(小惑星の形状や軌道要素など)、観測の設定(測定精度やリズムなど)、使用するマッピングモデルに対する感度分析も行います。各ケイデンスには高精度の回転周期推定値(<~0.27秒)が必要であり、大規模な密度の不均一性を不確実性~0.1%に解決するには、低近地点(<~18地球半径)が必要であることがわかります。一部のモデルでの局所密度。
MilleniumTNG プロジェクト: $z\geq 8$ の銀河の人口
| Title |
The_MilleniumTNG_Project:_The_galaxy_population_at_$z\geq_8$ |
| Authors |
Rahul_Kannan,_Volker_Springel,_Lars_Hernquist,_R\"udiger_Pakmor,_Ana_Maria_Delgado,_Boryana_Hadzhiyska,_C\'esar_Hern\'andez-Aguayo,_Monica_Barrera,_Fulvio_Ferlito,_Sownak_Bose,_Simon_White,_Carlos_Frenk,_Aaron_Smith_and_Enrico_Garaldi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10066 |
$\textit{JamesWebbSpaceTelescope(JWST)}$からの早期リリースの科学的結果は、銀河形成の現在の理論と緊張しているように見える高赤方偏移の明るい銀河の予想外の豊富さをもたらしました。ただし、現在のところ、ソースがまだ分光学的に確認されていないため、これらの結果から決定的な結論を引き出すことは困難です。いずれにせよ、これらの新しい測定値と比較対照できる現在の最先端の銀河形成モデルからベースライン予測を確立することが重要です。この作業では、MilleniumTNGプロジェクトの新しい大量($L_\mathrm{box}\sim740\,\mathrm{cMpc}$)流体力学シミュレーションを使用して、高赤方偏移($z\gtrsim8$)銀河の人口を調べて、最近の$\textit{JWST}$観測と比較してください。$z\sim10$まで、シミュレートされた銀河の個体数が観測とほぼ一致することを示します。$z\approx10-12$から、観測結果は、大部分が塵のない銀河集団が優先されることを示していますが、それでもシミュレーションと一致しています。ただし、$z\gtrsim12$を超えると、我々のシミュレーション結果は、光る銀河の存在量とその星形成率をほぼ1桁低く予測しています。これは、新しい$\textit{JWST}$データの不完全な理解か、Population~III星、可変恒星初期質量関数、さらには銀河系からの偏差などの追加の物理プロセスを説明する、より洗練された銀河形成モデルの必要性を示しています。標準$\Lambda$CDMモデル。この緊張を説明するために呼び出された新しいプロセスは、$z\gtrsim10$を超える銀河の人口にのみ大きな影響を与えるべきであり、基準モデルの成功した銀河形成予測はこの赤方偏移の下でそのまま残されることを強調します。
NGC 4546 の内部 200 pc の IFU 観測: ガスの回転、非円運動、イオン化された流出
| Title |
IFU_observations_of_the_inner_200_pc_of_NGC_4546:_gas_rotation,_non-circular_motions_and_ionised_outflows |
| Authors |
Kelly_F._Heckler,_Tiago_V._Ricci_and_Rogemar_A._Riffel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10070 |
低光度活動銀河核(LLAGN)のホストであるNGC4546の内部~200pcにおける電離ガス分布と運動学の詳細な分析を提示します。4736-6806Åのスペクトル範囲と0.7秒角の角度分解能を持つGMOS-IFU観測を使用して、核放出がAGNによる光イオン化と一致することを確認しますが、核周辺領域のガスは高温低気圧によってイオン化される可能性があります。・質量進化星。NGC4546の中心領域のガスの運動学は、3つの要素を提示します。(ii)NGC4546による矮小衛星の以前の捕捉に関連する可能性が高い最大60km/sの残留速度によって証明される非円運動。(iii)イオン化ガス中の核流出は、ラインプロファイルで広い成分(シグマ~320km/s)として識別され、質量流出速度はdMout=0.3+/-0.1Msun/yrで、総質量はMoutです。=(9.2+/-0.8)E3電離ガス中のMsun。NGC4546の内部200pcの電離ガスの総質量の3%未満に相当します。流出の運動効率はおよそ0.1%であり、これはは、理論的研究によって予測されたアウトフロー結合効率よりも小さいAGNフィードバックへの結合効率が、ホスト銀河での星形成の抑制に効果的になります。
JWST Early Release Science Program Q3D からの最初の結果: NIRSpec IFU
によって明らかにされた $z \sim 3$ 極度に赤いクエーサーの生涯における激動の時代
| Title |
First_results_from_the_JWST_Early_Release_Science_Program_Q3D:_Turbulent_times_in_the_life_of_a_$z_\sim_3$_extremely_red_quasar_revealed_by_NIRSpec_IFU |
| Authors |
Dominika_Wylezalek,_Andrey_Vayner,_David_S._N._Rupke,_Nadia_L._Zakamska,_Sylvain_Veilleux,_Yuzo_Ishikawa,_Caroline_Bertemes,_Weizhe_Liu,_Jorge_K._Barrera-Ballesteros,_Hsiao-Wen_Chen,_Andy_D._Goulding,_Jenny_E._Greene,_Kevin_N._Hainline,_Nora_L\"utzgendorf,_Fred_Hamann,_Timothy_Heckman,_Sean_D._Johnson,_Dieter_Lutz,_Vincenzo_Mainieri,_Roberto_Maiolino,_Nicole_P._H._Nesvadba,_Patrick_Ogle_and_Eckhard_Sturm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10074 |
放射光度が$10^{47}$ergs$^{-1}$を超える非常に赤いクエーサーは、局所宇宙には存在しない魅力的な高赤方偏移集団です。それらは、エディントン限界以上の速度で降着する超大質量ブラックホールの最良の候補であり、これまでに知られている電離ガスの最も急速で強力な流出に関連しています。それらはまた、大規模な銀河によってホストされています。ここでは、非常に赤いクエーサーであるSDSSJ165202.64+172852.3をターゲットにした、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)に搭載された近赤外分光器(NIRSpec)によって得られた高赤方偏移クエーサーの最初の積分フィールドユニット(IFU)観測を紹介します。$z=2.94$で。JWSTの観測では、[OIII]$\lambda$5007\AAによって追跡されるように、クエーサーのホスト銀河、その流出、および銀河周媒質内に拡張された電離ガスが明らかになりました。複雑な形態と運動学は、クエーサーが10～15kpcの投影距離内でいくつかの相互作用する伴銀河を含む非常に密集した環境に存在することを意味します。環境の高密度と伴銀河の大きな速度は、このシステムが形成中の銀河団の中心部を表している可能性があることを示唆しています。この系は、それぞれ数$10^{13}$M$_\odot$の質量を持つ2つ以上のダークマターハローの合体の有力な候補であり、$z\sim3$で最も密集したノットの1つを追跡する可能性があります。.
MillenniumTNG プロジェクト: 加速された N 体スケーリングとサブハロー存在量マッチングによる銀河クラスタリングからの宇宙論の推論
| Title |
The_MillenniumTNG_Project:_Inferring_cosmology_from_galaxy_clustering_with_accelerated_N-body_scaling_and_subhalo_abundance_matching |
| Authors |
Sergio_Contreras,_Raul_E._Angulo,_Volker_Springel,_Simon_D._M._White,_Boryana_Hadzhiyska,_Lars_Hernquist,_R\"udiger_Pakmor,_Rahul_Kannan,_C\'esar_Hern\'andez-Aguayo,_Monica_Barrera,_Fulvio_Ferlito,_Ana_Maria_Delgado,_Sownak_Bose,_Carlos_Frenk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10075 |
銀河の非線形赤方偏移空間クラスタリングを使用して、宇宙論的パラメーターと銀河集合バイアスを制約するための新しい手法を紹介します。宇宙論的N体シミュレーションをスケーリングし、SubHaloAbundanceMatchingextended(SHAMe)経験的モデルを使用して銀河を挿入し、関連するすべての宇宙論およびSHAMeパラメータ値にわたる175,000を超えるクラスタリング測定値を生成します。次に、$0.1\,h^{-1}{\rmMpc}$と$25\,h^{-1}{の間の分離に対して、単極、四重極、および十六極レベルで投影された銀河相関関数を再現できるエミュレーターを構築します。\rmMpc}$.このアプローチをテストするには、エミュレーターとモンテカルロマルコフ連鎖(MCMC)推論を使用して、MTNG740流体力学シミュレーションとMTNG740-DMdark上に構築された半解析的銀河形成モデル(SAM)の両方について、宇宙論とアセンブリバイアスパラメーターを共同で推定します。すべての宇宙論的パラメータについて偏りのない結果を得る、物質のみのシミュレーション。たとえば、MTNG740と$n\sim0.01h^{3}{\rmMpc}^{-3}$の銀河数密度の場合、$\sigma_{8}=0.799^{+0.039}_{を取得します。-0.044}$($\sigma_{8,{\rmMTNG}}=$0.8159)、および$\Omega_\mathrm{M}h^2=0.138^{+0.025}_{-0.018}$($\Omega_{\mathrm{M}}h^2_{\rmMTNG}=$0.142).固定ハッブルパラメータ($h$)の場合、制約は$\Omega_\mathrm{M}h^2=0.137^{+0.011}_{-0.012}$になります。私たちの方法は、SAMと他のテストされたサンプル密度に対して同様にうまく機能します。ほとんどの場合、1シグマ内の銀河集合バイアスの真の量を回復します。$2\,h^{-1}{\rmMpc}$より小さいスケールが含まれる場合、および少なくとも投影された相関関数とモノポールが組み込まれる場合に、最良の制約が得られます。これらの方法は、銀河調査を使用して宇宙論的パラメーターを制約する強力な方法を提供します。
銀河系外縁部のコヒーレント磁場につながるフィラメント状シンクロトロン構造を発見
| Title |
Discovery_of_a_filamentary_synchrotron_structure_connected_to_the_coherent_magnetic_field_in_the_outer_Galaxy |
| Authors |
J._L._West,_J._L._Campbell,_P._Bhaura,_R._Kothes,_S._Safi-Harb,_J._M._Stil,_A._R._Taylor,_T._Foster,_B._M._Gaensler,_S._J._George,_S._J._Gibson,_R._Ricci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10098 |
銀河アレシボLバンドフィードアレイ連続トランジットサーベイ(GALFACTS)のデータを使用して、銀河座標$(l,b)=(182.5^\circ,-4.0^\circ)$、これをG182.5--4.0と呼びます。IsaacNewtonTelescopeGalacticPlaneSurvey(IGAPS)からのデータを使用して、電波放射と一致する、まっすぐで、長く、非常に細いH$\alpha$フィラメントも見つけました。これらのフィラメントは、オリオン座とエリダヌス座のスーパーバブルの端に投影されており、フィラメントが外側の銀河のコヒーレントな磁場と整列していることを示す証拠が見つかりました。1.4~GHzでの全電波フラックスの下限は$0.7\pm0.3$~Jyであり、平均直線偏波部分は$40\substack{+30
巨大な電波銀河からの銀河間中温
| Title |
An_intergalactic_medium_temperature_from_a_giant_radio_galaxy |
| Authors |
Martijn_S._S._L._Oei,_Reinout_J._van_Weeren,_Martin_J._Hardcastle,_Franco_Vazza,_Tim_W._Shimwell,_Florent_Leclercq,_Marcus_Br\"uggen,_Huub_J._A._R\"ottgering |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10156 |
暖熱銀河間媒体(温熱IGM、またはWHIM)は、コズミックウェブのフィラメントに浸透し、宇宙のバリオンの半分を抱えています。WHIMの熱力学的特性は、測定が難しいことで有名です。ここでは、新しい方法を使用して銀河群-WHIM境界温度を推定します。特に、近くにある巨大な渦巻きであるNGC6185によって作成された巨大な電波銀河(巨大なRG、またはGRG)の電波画像を使用します。この異常なオブジェクトをベイジアン3Dローブモデルで分析し、等分配圧力$P_\mathrm{eq}=6\cdot10^{-16}\\mathrm{Pa}$を推定します。Fanaroff-RileyIIRGのX線ベースの統計変換を使用して、真の葉の圧力$P=1.5\substack{+1.7を見つけます。
最初の星の火付け: I. JWST による最初の星の検出可能性のポップ III 恒星質量への依存性
| Title |
Kindling_the_First_Stars:_I._Dependence_of_Detectability_of_the_First_Stars_with_JWST_on_the_Pop_III_Stellar_Masses |
| Authors |
Mia_Sauda_Bovill,_Massimo_Stiavelli,_Alessa_Ibrahim_Wiggins,_Massimo_Ricotti,_and_Michele_Trent |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10190 |
最初のPopIII星は、z>20のミニハローで、原始的な金属を含まないガスから形成され、再イオン化と濃縮の宇宙プロセスを開始しました。これらの星は、濃縮された星よりも質量が大きい可能性がありますが、天体物理学の現在の未知数には次のものがあります。最初のポップIIIスターがいつ点火したか、それらがどれほど巨大であったか、そして最初のスターの時代がいつどのように終わったか。これらの問題を調査するには、PopIII星の初期質量関数(IMF)の勾配や非電離UVバックグラウンドの強度など、多次元パラメーター空間の調査が必要です。この作業では、PopIII星の勾配と最大質量の両方を真に自由なパラメーターとして扱い、原始ガスの分裂の物理学を含める新しいモデルを提示します。私たちの結果は、原始ガスのフラグメンテーションの効率に依存する非普遍的なPopIIIIMFも示唆しています。私たちの比較的単純なモデルは、流体力学シミュレーションの結果を再現しますが、計算効率が高いため、幅広い潜在的なPopIIIIMF間の観察可能な違いを調査できます。さらに、PopIII星の数密度の進化は、H2解離背景の進化への洞察を提供する可能性があります。PopIIIIMFの勾配は、最初の星の予測数密度に大きな影響を与えませんが、上部に重いIMFが多いほど、PopIII星団が生成されます。これは、下部に重い対応する星団よりも2～3等明るいものです。PopIII星団は、JWSTで直接検出するには暗すぎますが、重力レンズの範囲内にあることがわかります。
LoTSS DR2による巨大電波銀河の長さ分布の測定
| Title |
Measuring_the_giant_radio_galaxy_length_distribution_with_the_LoTSS_DR2 |
| Authors |
Martijn_S._S._L._Oei,_Reinout_J._van_Weeren,_Aivin_R._D._J._G._I._B._Gast,_Andrea_Botteon,_Martin_J._Hardcastle,_Pratik_Dabhade,_Tim_W._Shimwell,_Huub_J._A._R\"ottgering,_Alexander_Drabent |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10234 |
電波銀河は、超大質量ブラックホールのジェットによって作成された発光構造であり、原子核、相対論的電子、および磁場で構成されています。例外的なケースでは、電波銀河は宇宙論的なメガパーセクの範囲に達し、巨大化します。巨人は、銀河がその周りのコズミックウェブに影響を与えることができる最も極端な既知のメカニズムを体現しています.巨大成長の引き金は謎のままです。興味深いことに、新しい高感度の低周波スカイサーベイは、この状況を変える可能性を秘めています。この作業では、巨大な成長の中心力学量である全長の分布の精密測定を行います。最初に、厳密で実用的な電波銀河の統計的幾何学的フレームワークを構築します。次に、LOFAR2メートルスカイサーベイDR2で巨人を検索し、2050年の以前は知られていなかった標本を発見しました。これまでのすべての文献を合わせた以上のものです。壮観な発見には、楕円銀河がホストする最長の巨人、渦巻銀河がホストする最長の巨人、および満月の角の長さよりも大きい角の長さを持つ13の巨人が含まれます。理論と観測を組み合わせ、慎重にフォワードモデリングの選択効果を組み合わせることで、巨大な電波銀河の長さは、テールインデックスが$-3.5\pm0.5$のパレート分布によって適切に記述されると推測されます。この発見は、電波銀河の成長のモデルとシミュレーションに対する新しい観測上の制約です。さらに、巨人の共同移動数密度$5\pm2\(100\\mathrm{Mpc})^{-3}$と、巨大電波銀河ローブの体積充填率を初めて決定しました。クラスターとフィラメント、$5\substack{+8
崩壊するガス雲の乱流の飽和レベル
崩壊するガス雲の乱流の飽和レベルを決定する物理的メカニズムを調査します。さまざまな有効ポリトロープ指数$\gamma_{\rmeff}$、初期マッハ数$\mathcal{M}_0$、および初期乱流シードを使用して、乱流ガス雲の崩壊に続く一連の高解像度数値シミュレーションを実行します。重力収縮によるエネルギー注入率と乱流の散逸率を等しくして、乱流の飽和レベルの解析式を取得し、それを数値結果と比較します。その結果、崩壊するガス雲の乱流駆動スケールが崩壊するコアのジーンズの長さの3分の1であることを考えると、数値結果は解析モデルによって適切に記述されます。これらの結果は、初期宇宙/現在の星形成プロセスにおける最初のコア形成における乱流の強さは、$\gamma_{\rmeff}$だけで推定できることを示しています。
超新星1987Aの中赤外イメージング
| Title |
Mid-infrared_imaging_of_Supernova_1987A |
| Authors |
Mikako_Matsuura_(1),_Roger_Wesson_(2,_1),_Richard_G._Arendt_(3,_4),_Eli_Dwek_(3)_James_M._De_Buizer_(5),_John_Danziger_(6),_Patrice_Bouchet_(7,8),_M.J._Barlow_(2),_Phil_Cigan_(9),_Haley_L._Gomez_(1),_Jeonghee_Rho_(10),_Margaret_Meixner_(11,_12)_((1)_Cardiff_University,_(2)_UCL,_(3)_NASA_Goddard,_(4)_University_of_Maryland-Baltimore_County_(5)_SOFIA-USRA,_(6)_Osservatorio_Astronomico_di_Trieste_(7)_DRF/IRFU/DAp,_CEA-Saclay,_(8)_Paris-Saclay_University_(9)_George_Mason_University,_(10)_SETI_Institute_(11)_STScI,_(12)_Johns_Hopkins_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10440 |
50kpcの距離にある超新星1987Aは、若い超新星(SN)が時間の経過とともにどのように進化するかを研究するための理想的なターゲットです。約20,000年前に原始星から放出された物質で満たされたその赤道リングは、SN爆風に飲み込まれています。衝撃がリング内のダスト粒子を加熱し、中赤外線(IR)波長でエネルギーを放出します。0.5の解像度で6067日から12814日までのSN1987Aのリングの地上ベースの10--18$\mu$mモニタリングを提示します。"、10-30$\mu$mでのSOFIAフォトメトリーと一緒に。2000年代(6067日から7242日)のIR画像は、衝撃が最初にリングの東側を明るくし始めたことを示しました。2017年から2022年(10952年から12714日)は、ダストの放出が現在東では薄れつつある一方で、リングの西側では明るくなっていることを示しています。IRとX線の輝度比は、衝撃の診断を表します.2007年まで、IRとX線の輝度比は一定のままでした.この間、衝撃はリングの東側に大きな影響を与えているように見えました.しかし、それ以来、IRはX線の明るさの増加により、赤外線の明るさの低下はダストによるものかどうかショック後の領域で破壊または冷却される粒子には、より詳細なモデリングが必要になります。
| Title |
Resolving_the_Vicinity_of_Supermassive_Black_Holes_with_Gravitational_Microlensing |
| Authors |
Henry_Best,_Joshua_Fagin,_Georgios_Vernardos,_Matthew_O'Dowd |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10500 |
近い将来、広視野の調査によって数千の新しい強力にレンズ化されたクエーサーが発見され、これらはレガシーサーベイオブスペースアンドタイム(LSST)によって前例のない頻度で監視されます。これらの多くは、10年間のLSSTサーベイでコースティッククロッシングマイクロレンズ効果が発生し、レンズ銀河内の恒星体からの鋭いコースティックフィーチャが内側の降着円盤を横切ります。コースティッククロッシングイベントは、LSSTモニタリングによってトリガーされるマルチプラットフォームフォローアップを使用して、数百のクエーサーの中央の超大質量ブラックホールの近くを調査するユニークな機会を提供します。これらの観測に備えて、コースティクス交差光曲線の詳細なシミュレーションを開発しました。これらは、特殊相対論的効果と一般相対論的効果の両方を完全に説明したときに導入された強い表面輝度の非対称性を明らかにする、内部降着円盤の現実的な分析モデルを採用しています。最も内側の安定した円軌道(ISCO)による火線交差光曲線の変曲は、合理的なフォローアップ観測で検出でき、分析してISCOサイズを制限できることを示します。また、畳み込みニューラルネットワークをトレーニングして、従来のアプローチよりも確実にISCOサイズを予測できること、およびソースの向きを高精度で回復できることも示します。
ほこりの多いAGNからの放射圧による流出
明るい降着超大質量ブラックホールからの放射圧による流出は、活動銀河核(AGN)フィードバックの重要な部分です。電子散乱ではなくダストによる放射線の吸収に基づく実効エディントン限界は、エディントン分率$\lambda_{\mathrm{Edd}}=L_{\mathrm{bol}}/L_{\mathrm{Edd}}$有効制限を超えた領域でオブジェクトの不足が見られます。ここでは、CLOUDYコードを使用して放射シミュレーションを行い、核でダストガスに適用される放射力を推定し、重力と比較して、流出領域と長寿命の吸収雲との境界を明らかにします。また、さまざまなAGNとダストの特性と分布が流出条件にどのように影響するかを調査します。予想通り、ダストの存在量は$N_{\mathrm{H}}-\lambda_{\mathrm{Edd}}$ダイアグラムに最大の影響を及ぼします。これは、存在量が多いほど、放射フィードバックの効果が高くなるためです。ダストガスシェルの内半径、シェル幅、およびAGNスペクトル形状は、比較的無視できます。核星団などの他の中心質量の存在も、フィードバックの効果を低下させる可能性があります。AGNスペクトルエネルギー分布は、ブラックホールの質量とそのスピンに依存します。ダイアグラムに対するAGNSEDの影響は比較的小さいですが、黒体降着円盤からの電離紫外線(UV)光子の割合は、スピンよりもブラックホール質量の影響を受け、放射圧の効率に影響を与える可能性があります。
IC 1613 の赤色超巨星と進化モデルにおける金属量依存の混合長
| Title |
Red_supergiant_stars_in_IC_1613_and_metallicity-dependent_mixing_length_in_the_evolutionary_model |
| Authors |
Sang-Hyun_Chun,_Sung-Chul_Yoon,_Heeyoung_Oh,_Byeong-Gon_Park,_and_Narae_Hwang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10608 |
局部銀河団の不規則矮小銀河IC1613の赤色超巨星(RSG)に関する分光学的研究を報告します。1.16$\mu$mから1.23$の波長範囲で、MMT望遠鏡のMMIRS装置で観測されたスペクトルに合成スペクトルフィッティングを行うことにより、14個のRSGの実効温度($T_\mathrm{eff}$)と金属量を導き出します。\mu$m.[Fe/H]=$-0.65$を中心とするRSG金属量の弱いバイモーダル分布が見られ、これは小マゼラン雲(SMC)のそれよりもわずかに低いか、同等です。銀河全体で、金属の豊富な([Fe/H]$>-0.65$)RSGと貧弱な([Fe/H]$<-0.65$)RSGの間の空間分離の証拠はない。IC1613のRSGサンプルの平均実効温度は、SMCの平均実効温度よりも約250K高くなっています。ただし、$T_\mathrm{eff}$とRSGサンプル内の金属量との間に相関関係は見つかりませんでした。恒星の進化経路をHRダイアグラム上のRSG位置と比較することにより、対流混合長($\alpha_{\mathrm{MLT}}$)を較正し、$\alpha_{\mathrm{MLT}}=2.2-のモデルを見つけます。2.4H_P$は、IC1613のRSGの有効温度をシュヴァルツシルトとルドゥーの対流基準の両方で最もよく再現できます。この結果は、ローカルグループで観測されたRSG温度を説明するには、金属量に依存する混合長が必要であるという以前の研究をサポートしていますが、SMC金属量以下の金属量を持つRSGでは、この依存性が比較的弱くなることがわかりました。
ニュートン力学によって得られる膨張宇宙における銀河の安定性
膨張する宇宙における銀河のダイナミクスは、多くの場合、アインシュタイン・ド・シッター宇宙の重力および暗黒物質について決定されるか、あるいはニュートン力学(MOND)における重力の長距離引力を修正することによって決定されます。ここでは、銀河の時間発展は、古典的な分子動力学シミュレーションによる純粋な重力を持つシステムのシミュレーションによって決定されます。最近導出された(Eur.Phys.J.Plus2022,137:99)バリオン天体の自己組織化による重力系の形成と老化の時間可逆アルゴリズムは、空間のハッブル膨張を含むように拡張されています。このアルゴリズムは、調整なしで数十億回のタイムステップに対して安定しています。このアルゴリズムは、宇宙のハッブル膨張を伴う天の川の単純なモデルをシミュレートするために使用され、銀河は25Gyr以上に相当する時間でシミュレートされます。回転している銀河は、ときどきバインドされたオブジェクトを失いますが、シミュレーションの最後にはまだ安定しています。シミュレーションは、銀河のダイナミクスの説明は、宇宙が宇宙時代に非常に若いということである可能性があることを示しています。天の川銀河のモデルは、宇宙の宇宙時間に対応する13-14Gyrでかなり安定していますが、ハッブル膨張は遅かれ早かれ銀河の天体を解放します。しかし、シミュレーションは、これが最初に起こるのは遠い将来であることを示しています。
HyperLEDA データベースから選択された X 線銀河
4XMM-DR10カタログをHyperLEDAデータベースと照合し、X線源を含む銀河の新しいサンプルを取得しました。重複した観測と誤った一致を除いて、X線源を持つ合計7759個の銀河を提示します。現在の作業では、サンプルの一般的な特性を提示します。つまり、赤道座標の分布、動径速度分布、形態学的タイプ、およびX線フラックスです。このサンプルには、X線を放出する5241個の銀河の形態学的分類が含まれており、そのほぼ半分(42\%)が楕円形(E,E-S0)です。サンプル内のほとんどの銀河は核X線放射(6313または81\%)を持ち、残りの1443(19\%)はホスト銀河からのX線放射を示します。このサンプルは、X線を放出する銀河の多波長特性の将来の深い研究に使用できます。
流域での死: 低密度環境での銀河の消滅
| Title |
Death_at_watersheds:_galaxy_quenching_in_low-density_environments |
| Authors |
Maret_Einasto,_Rain_Kipper,_Peeter_Tenjes,_Jaan_Einasto,_Elmo_Tempel,_Lauri_Juhan_Liivam\"agi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10761 |
私たちの目的は、さまざまな局所的および地球的環境における銀河消光への環境の影響を理解することです。私たちは、通常、銀河団やグループの中心に見られる、非常に古い恒星集団を持つ銀河(VO銀河)に焦点を当て、超銀河団間の流域である世界密度が最も低い環境でそのような銀河を探します。SloanDigitalSkySurveyのMAIN銀河サンプルを使用して、光度密度場を計算し、全球密度場を取得し、グループとフィラメントを決定し、銀河の特性に関するデータを取得します。集水域内のグループの最高光度$L_{gr}=15\times10^{12}h^{-2}L_{sun}$に基づいて、グループを低光度グループと高光度グループに分けます。私たちの研究は、全球密度が銀河群の豊富さに最も強く関連していることを示しています。銀河における星形成全体の消光へのその影響はそれほど強くありません。銀河の形態学的特性と地球規模の密度場との間の相関は最も弱いです。流域領域には、主に単一の銀河(そこにあるすべての銀河の70%)と、低光度のグループが住んでいます。それでも、流域領域の全銀河の約3分の1はVO銀河です。それらは、他の地球環境のVO銀河よりも、星の質量が小さく、星の速度分散が小さく、星の集団が最大2Gyrも若い。高密度の地球環境では、銀河の形態学的特性は非常に似ています。銀河の特性の違いは、衛星銀河と最も明るいグループの銀河の間で最大です。私たちの結果は、銀河の進化は、宇宙ウェブにおける銀河の誕生場所によって決定され、主に銀河の現在の特性につながる内部プロセスによって決定されることを示唆しています。これは、非常に異なる環境における(VO)銀河の類似性を説明するかもしれません。
ノズルの衝撃、ディスクの引き裂き、およびストリーマーが、ゆがんだ薄いディスクの 3D GRMHD シミュレーションで急速な降着を促進
| Title |
Nozzle_Shocks,_Disk_Tearing_and_Streamers_Drive_Rapid_Accretion_in_3D_GRMHD_Simulations_of_Warped_Thin_Disks |
| Authors |
Nicholas_Kaaz,_Matthew_T.P._Liska,_Jonatan_Jacquemin-Ide,_Zachary_L._Andalman,_Gibwa_Musoke,_Alexander_Tchekhovskoy,_Oliver_Porth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10053 |
ブラックホール(BH)に供給されるガスの角運動量は、通常、BHスピンに対してずれているため、傾斜した降着円盤が生じます。BHの回転は周囲の時空を引きずり、円盤の歳差運動と反りにつながるレンズ-サーリングトルクとして現れます。急速に回転する($a=0.9375$)BHの周りの薄い($H/r=0.02$)高度に傾いた($\mathcal{T}=65^\circ$)降着円盤をシミュレートすることにより、これらのプロセスを研究します。一般相対論的磁気流体力学（GRMHD）コードH-AMRを使用して実行した高解像度。ディスクは大きく反り、継続的に引き裂かれ、個別に歳差運動する2つのサブディスクになります。質量降着率は、標準的な$\alpha$粘度の期待値をはるかに超えていることがわかりました。通常、降着を促進すると考えられている局所的な乱流応力とは異なり、降着の主な原因である歪んだ円盤に固有の2つの新しい散逸メカニズムを特定します。特に、円盤全体で1周2回発生する極端なスケールの高さの振動を識別します。スケールの高さが圧縮されると、「ノズル」ショックが形成され、軌道エネルギーが消散し、降着が促進されます。この現象とは別に、裂け目の場所では極端な散逸もあります。これにより、低角運動量の「ストリーマー」が形成され、内側のサブディスクに降り注いで衝撃を与えます。内側のサブディスクに低角運動量ガスを追加すると、それが一時的にBHスピンと整列し、したがって歪まない場合でも、急速に降着します。これらのメカニズムは、一般的な場合、標準の降着パラダイムを大幅に変更します。さらに、それらは$\alpha$円盤で予想されるよりもはるかに短い時間スケールで構造変化を引き起こす可能性があり、活動銀河核で観察される極端な変動のいくつかを説明する可能性があります.
Rapster: 密集星団におけるブラックホール連星の動的形成のための高速コード
| Title |
Rapster:_a_fast_code_for_dynamical_formation_of_black-hole_binaries_in_dense_star_clusters |
| Authors |
Konstantinos_Kritos,_Vladimir_Strokov,_Vishal_Baibhav,_Emanuele_Berti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10055 |
重力波観測は、ブラックホール連星合体集団の特性を調べ始めたばかりです。非常に大質量のブラックホールと小さな質量比を持つ連星の観測は、そのようなイベントを動的に生成できる天体物理環境として、密集した星団の研究を動機付けます。この論文では、Rapster(「急速なクラスター進化」の略)を紹介します。これは、バイナリブラックホールの個体群の合成と星団の進化を、シンプルでありながら現実的な処方箋に基づいて迅速にモデル化するために設計された新しいコードです。このコードを使用して、動的に形成されたバイナリブラックホールの大規模な集団を生成できます。SEVNなどの既存のパッケージを利用して、最初のブラックホールの質量スペクトルをモデル化し、PRECESSIONを使用して合体残骸の質量、スピン、重力反動をモデル化します。Rapsterによって予測されたイベント率と人口特性が、他の最先端のコードとよく一致していることを示します。
低質量型 Ib/c 超新星前駆体における極端な質量損失
ウルトラストリップ超新星やタイプIbn超新星など、水素が少なく低質量の噴出物を伴う多くのコア崩壊超新星（SNe）は、高密度の星周物質（CSM）と相互作用することが観察されています。これらの事象は、ヘリウム星のコア崩壊から発生する可能性が高く、連星の仲間によって重く剥ぎ取られ、人生の最後の数週間から数年の間にかなりの質量が放出されました。コアが崩壊する数日前まで実行されたヘリウム星のモデルでは、コアがネオンと酸素の燃焼を受けている間、ヘリウムシェルの燃焼によりエンベロープが大幅に膨張するヘリウムコア質量$\approx2.5-3M_{\odot}$の範囲を識別します。連星系でモデル化すると、これらのヘリウム星の急速な膨張は、後期段階の物質移動($\dot{M}\gtrsim10^{-2}M_\odot/{\rmyr}$)の非常に高い率を引き起こします。コア崩壊の数週間から数十年前。これらのシステムでCSMを生成するための2つのシナリオを検討します。物質移動が安定したままで、質量移動が降着する伴星の近くのシステムから駆動されるか、または物質移動が不安定になり、ヘリウムが通過する共通エンベロープイベント(CEE)を引き起こします。封筒は綴じられていません。次のCSMプロパティは、CSM質量($\sim10^{-2}-1M_\odot$)および半径($\sim10^{13}-10^{16}{\rmcm}$)と一致しています。)ウルトラストリップSNeおよびいくつかのタイプのIbnSNeについて推測されます。さらに、CEEを受けるシステムは、100Myr未満でマージされる短周期のNSバイナリを生成する可能性があります。
歪んだ降着円盤の放射輸送 2 温度 GRMHD シミュレーション
| Title |
Radiation_Transport_Two-Temperature_GRMHD_Simulations_of_Warped_Accretion_Disks |
| Authors |
M.T.P._Liska,_N._Kaaz,_G._Musoke,_A._Tchekhovskoy,_O._Porth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10198 |
多くのブラックホールシステムでは、降着円盤はブラックホールのスピン軸に対してずれていると予想されます。円盤のスケールの高さが位置ずれの角度よりもはるかに小さい場合、ブラックホールのスピンが円盤を複数に引き裂き、独立して「サブディスク」を歳差運動させることができます。これは、ブラックホールのX線連星(BHXRB)や活動銀河核(AGN)がエディントン限界の数パーセントを超えて降着する際に発生する可能性が最も高いです。これは、円盤が非常に薄くなるためです。ディスクの引き裂きは、BHXRBの準周期振動(QPO)やAGNの変化する外観現象などの変動現象を説明できる可能性があります。ここでは、引き裂きと歳差運動を行う$M_{BH}=10M_{\odot}$ブラックホールの周りの強く傾いた($65^{\circ}$)降着円盤の最初の放射2温度GRMHDシミュレーションを提示します。これにより、サブ粘性タイムスケールでのエディントン制限の数パーセントから$50\%$の間の光度の変動が生じます。驚くべきことに、円盤が放射圧に支配されている場所でも、降着円盤は$t\gtrsim14,000r_g/c$以上で熱的に安定しています。これは、ワープが熱崩壊に対してディスクを安定させる上で重要な役割を果たしていることを示唆しています。円盤はノードの線に垂直に2つのノズルショックを形成し、円盤のスケールの高さが$10$倍に減少し、電子温度が$T_e\sim10^8-10^9K$に達します。さらに、内側と外側のディスクの間の亀裂を横切る光学的に薄いガスは、$T_e\sim10^8K$まで加熱されます。これは、歪んだディスクが理想化されたモデルから大幅に逸脱したコンプトン化されたスペクトルを放出する可能性があることを示唆しています。
三軸回転子としてのパルサーから放出される連続重力波のスピンダウン限界の改善
| Title |
Improving_the_spin-down_limits_for_the_continuous_gravitational_waves_emitted_from_pulsars_as_triaxial_rotators |
| Authors |
Dhruv_Pathak_and_Debarati_Chatterjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10355 |
連続重力波ひずみのスピンダウン限界(パルサーを3軸回転子と仮定)は、他のパラメーターの中でも、パルサーの固有スピン周波数導関数の値に依存します。より正確な固有スピン周波数微分値を取得するには、測定されたスピン周波数微分値に寄与する動的効果を、より現実的なアプローチで推定する必要があります。この作業では、最近LVKコラボレーションによって連続重力波のターゲットを絞った検索が実行された237個のパルサーのセットについて、重力波ひずみのスピンダウン限界の改善された値を計算します（パルサーを3軸回転子と仮定）.Pythonベースの公開パッケージである「GalDynPsr」を使用して、固有のスピン周波数導関数のより現実的な値を計算し、その結果、スピンダウン限界のより現実的な値を取得します。136個のパルサーについて、LVKコラボレーションによる最近の推定値と比較して、スピンダウン限界のより高い値が得られました。
VLT/X-Shooter スペクトルによる 3 つの降着連星の分類
| Title |
Classification_of_3_accreting_binaries_with_VLT/X-Shooter_spectra |
| Authors |
Tristan_Bouchet,_Sylvain_Chaty,_Francis_Fortin,_John_A._Tomsick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10363 |
打ち上げ以来、国際ガンマ線天体物理学研究所(INTEGRAL)衛星は何百ものX線源を発見しましたが、その多くは適切に分類されていません。このミッションは、高質量X線連星(HMXB)の新しいカテゴリの発見にもつながりました。ヨーロッパ南天天文台(ESO)の超大型望遠鏡(VLT)にあるX-Shooter装置のスペクトルを使用して、3つの降着連星(IGRJ10101-5654、IGRJ11435-6109、およびIGRJ12489-6243)の性質をよりよく理解します。)INTEGRALによって発見されました。主に、X-Shooterスペクトルの線と連続体に注目しました。アトラスを使用してソースの性質を制約し、Spitzerと広視野赤外線サーベイエクスプローラー(WISE)によって赤外線で取得された測定値とGaiaからの距離の視差でスペクトルを補完しました。我々は、各連星系の性質を決定した:IGRJ10101-5654とIGRJ11435-6109の特異な炭素放出を伴うスペクトル型B0.5Veの伴星を持つBeHMXBシステムと、進化したK星(K0IV-K2IV)を持つCVシステム。)IGRJ12489-6243の場合。また、IGRJ11435-6109の場合の減分円盤と中性子星の軌道のいくつかの幾何学的パラメーターを推定しました。
GRB 180325A: ダストの粒径分布と星間鉄ナノ粒子の寄与
| Title |
GRB_180325A:_dust_grain-size_distribution_and_interstellar_iron_nanoparticles_contribution |
| Authors |
Elizabeth_Cappellazzo,_Tayyaba_Zafar,_Pablo_Corcho-Caballero,_David_Alexander_Kann,_\'Angel_L\'opez-S\'anchez_and_Adeel_Ahmad |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10423 |
$\gamma$線バースト(GRB)残光(GRB180325A)の環境で、炭素質およびケイ酸塩のダスト、および自由飛行する鉄ナノ粒子のダスト粒径分布をモデル化しました。このGRBは、$z=2.2486$で、$R_V=4.58$および$A_V=1.58$で2175\r{A}絶滅機能を明確に検出しています。ケイ酸塩、多環芳香族炭化水素(PAH)、グラファイトに加えて、鉄ナノ粒子の粒径分布を初めて使用して、GRB180325Aの観測された吸光曲線をモデル化しました。232セットのシリケート、グラファイト、炭化水素分子の炭素存在量($b_C$)、および自由飛行ナノ粒子の鉄存在量の割合($b_{\text{Fe}}$）。これらの4つの異なる順列は、炭化水素中の鉄ナノ粒子の重要性と炭素存在量をテストするために選択されました。私たちの結果は、鉄ナノ粒子の寄与が重要ではなく、炭素存在量の縮退があることを示しています。GRB180325A。したがって、ケイ酸塩と多環式芳香族炭化水素の最も単純なモデルを支持します。ケイ酸塩は支配的であり、GRB吸光曲線の波長範囲全体に寄与しますが、グラファイトは2175\r{A}バンプとUV吸光の両方に寄与します。残光のピーク光度($1.5\times10^{51}$ergs/s)は、塵の破壊が起こった可能性があることを示しています。絶滅の他の潜在的な要因、特に急激なUV絶滅については、さらなる調査が必要であると結論付けています。
SDSS J110511.15+530806.5の深い吸収
SDSSJ110511.15+530806.5光学カタログのデータリリース7のSloanDigitalSkySurveyによって得られた遠隔クサール（Z=1.929）のスペクトルにおける異常な深部吸収の起源を研究します。吸収材料の速度を推定することを目指しており、この材料は、一般的なウイルス質量推定器を使用して、巨大なクエーサーのブラックホール（BH）質量の測定値にかなり影響を与えることを示しています。クエーサーのスペクトル形状は、降着ディスクの放出が核の近くにある熱いコロナ、温かい皮膚、吸収材料の影響を受けると仮定してモデル化されました。分析全体は、XSPECモデルとツールで行われました。全体的なスペクトル形状はAGNSEDモデルで表され、深い吸収は2つのガウス人によってよく説明されています。観察されたスペクトルとフィッティング手順により、クエーサー内のBH質量を3.52\PM0.01\Times10^9m_{\odot}$と推定することができました。降着率は$\dotm=0.274\pm0.001$です。検出された吸収体の速度は、6330-108135km/sの範囲にあります。吸収がシビオンによって引き起こされると考えると、1つの吸収体は73887km/sの速度で核に向かって折りたたまれています。約20300km/sのBIインデックスと、ソース降着率の最大38.5％までの質量流出率を導き出しました。SDSSJ110511.15+530806.5で観察された高い吸収は、UFO（超高速流出）、強力な広範な吸収線（BAL）、および急速に失敗した急速な障害の放射的に加速された高速での境界のオブジェクトのグループにソースを配置する速い風の証拠であることです。ほこりっぽい流出（Frado）。この吸収は、ビリアル質量推定と比較して、BH質量測定に2桁に影響します。
SESNe の質量不一致問題の解決方法 -- I. モデル近似のテスト
ここでは、59のエンベロープを剥ぎ取られた超新星(SESNe)(タイプIIb、Ib、Ic、および遷移イベントを含む)の体系的な研究を提示して、いわゆる質量不一致の問題の考えられる理由をマッピングします。このシナリオでは、早期光度曲線(LC)と後期光度曲線(LC)から推定された放出された質量の間の張力は、解析モデルで一般的に使用される近似によるものであると想定しています。最初に、Rバンドの光度曲線が実際に放射光度曲線の適切な近似値であるという仮定を調べます。次に、最大輝度までの立ち上がり時間は、初期のLCからイジェクタ質量を導出するために使用できる有効な拡散時間スケールに等しいという一般的に使用される仮定をテストします。さらに、ガンマ線と陽電子漏れの影響を分析します。これは、SESNeの尾部の形状を形成する上で重要な役割を果たし、後期LCデータからイジェクタ質量を得るためにも重要です。最後に、噴出物の質量計算に必要な速度のさまざまな定義の影響を検討します。
クランピー ディスクと BLR 雲の熱伝導
熱伝導率を考慮することにより、移流優位の降着流と共存する塊のダイナミクスを調査します。熱伝導は、ADAFのエネルギー輸送における効果的な要因の1つです。したがって、塊とそのホスト媒体との間の接触力によって、塊のダイナミクスに間接的に影響を与える可能性があります。最初に、それらを衝突のない粒子と仮定して塊の集合を研究し、次に、これらの雲の軌道運動を個々として見つけます。どちらの部分でも、塊は中央のオブジェクトの重力と抗力を受けます。凝集塊とADAFの間の強い結合により、凝集塊の平均処理とその背景のダイナミクスが等しくなります。衝突のないボルツマン方程式を採用することにより、クランプの速度分散を計算します。これは、ADAFよりも約1桁大きいことがわかります。実際、このようなシステムに抗力が関与すると、塊の角運動量がADAFによって外側に輸送される可能性があり、したがって、雲は最終的に潮汐半径で捕捉されます。結果は、熱伝導の存在が平均化された半径方向速度の平方根を増加させ、これが潮汐力によって雲を捉えるプロセスを高速化することを示しています。最後に、典型的な個々の雲に焦点を当てます。らせん軌道は、摩擦力のトロイダル成分のみのおかげで現れます。パラメトリック研究は、熱伝導の操作が塊の寿命を短縮するのに役立つことを再び証明しています。
GRB~221009A の非常に高エネルギーの残光放出: 風環境における最も明るい長いガンマ線バーストから学んだ教訓
この論文では、希少事象GRB221009A残光のダイナミクスと放射線物理学を詳細にモデル化しました。私たちが開発した{\ttASGARD}パッケージの解析結果に基づくと、GRB221009Aの残光データは、恒星風が優勢な環境で伝播する相対論的ジェットの起源を強く支持しています。したがって、GRB221009Aは、風環境における長いガンマ線バーストの超高エネルギー(VHE)残光の典型的な教訓です。また、GRB221009Aの広帯域スペクトルエネルギー分布(SED)解析結果を示し、GRB221009Aのシンクロトロン自己コンプトン(SSC)放射成分が$0.1-10$TeVバンドで非常に明るいことを発見しました。{\emFermi}/GBMトリガー後の$0-2000$sの統合SEDは、LHASSO、MAGIC、およびCTAの検出感度を超えて、明るいSSC成分がTeVバンドで容易に観察できることを示しています。最初の2000秒積分SEDにおけるGRB221009AのSSC放射ピークフラックスは、$\sim10^{-7}~\rmerg~cm^{-2}~s^{-1}$であると予測されます。300GeVに近いピークエネルギー。さらに、GeV観測を含めることでモデルパラメータ間の縮退が解消される可能性があることがわかり、GRB残光の正確なパラメータを決定する際の高エネルギー観測の重要性が強調されます。
Swift/Bat Short GrbsのサンプルでのKilonova Radioフレアの検索
| Title |
A_search_for_kilonova_radio_flares_in_a_sample_of_Swift/BAT_short_GRBs |
| Authors |
A._Eddins,_K.H._Lee,_A._Corsi,_I._Bartos,_Z._Marka,_S._Marka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10675 |
GW170817のマルチメッセンジャー検出は、連星中性子星(BNS)の合体が(少なくともいくつかの)短いガンマ線バースト(GRB)の前駆体であり、短いGRBジェット(およびその残光)が構造(および観測特性)を持つことができることを示しました。)標準的なトップハットジェットのシナリオで予測されるよりも複雑です。実際、GW170817に打ち上げられた構造化ジェットからの放射は、合体から約100日後に電波帯域(cm波長)でピークに達しました。これは、短いGRBの電波追跡観測の典型的な時間間隔よりもはるかに長い時間スケールです。さらに、GW170817(AT2017gfo)に関連するキロノバに動力を供給した中性子を豊富に含む破片の高速尾部からの潜在的な後期電波フレアの電波探索は、さらに長いタイムスケール(合併から数年後)にまで及んでいます。これに照らして、ここでは、Swift/BATサンプル内の7年前のGRBのサンプルを対象とした観測キャンペーンの結果を提示します。赤方偏移測定はなく、対応するX線も即座に特定されません。私たちの目標は、この短いGRBのサンプルが近くのBNSの合体を隠しているかどうかを評価し、噴出物から予想される後期の電波放射を検索することです。私たちのサンプルでは、GRBの1つであるGRB111126Aに対応する電波候補が1つ見つかりましたが、星形成からの放出またはホスト銀河のAGNからの放出に関連する起源は、さらに観測せずに除外することはできません。
Euclid 近赤外分光計および光度計計器飛行モデルのプレゼンテーション、性能および地上校正結果の概要
| Title |
Euclid_Near_Infrared_Spectrometer_and_Photometer_instrument_flight_model_presentation,_performance_and_ground_calibration_results_summary |
| Authors |
T._Maciaszek,_A._Ealet,_W._Gillard,_K._Jahnke,_R._Barbier,_E._Prieto,_W._Bon,_A._Bonnefoi,_A._Caillat,_M._Carle,_A._Costille,_F._Ducret,_C._Fabron,_B._Foulon,_J._L._Gimenez,_E._Grassi,_M._Jaquet,_D._Le_Mignant,_L._Martin,_T._Pamplona,_P._Sanchez,_J._C._Cl\'emens,_L._Caillat,_M._Niclas,_A._Secroun,_B._Kubik,_S._Ferriol,_M._Berthe,_J._C._Barri\`ere,_J._Fontigne,_L._Valenziano,_N._Auricchio,_P._Battaglia,_A._De_Rosa,_R._Farinelli,_E._Franceschi,_E._Medinaceli,_G._Morgante,_F._Sortino,_M._Trifoglio,_L._Corcione,_V._Capobianco,_S._Ligori,_S._Dusini,_E._Borsato,_F._Dal_Corso,_F._Laudisio,_C._Sirignano,_L._Stanco,_S._Ventura,_L._Patrizii,_T._Chiarusi,_F._Fornari,_F._Giacomini,_A._Margiotta,_N._Mauri,_L._Pasqualini,_G._Sirri,_M._Spurio,_M._Tenti,_R._Travaglini,_C._Bonoli,_F._Bortoletto,_A._Balestra,_M._D'Alessandro,_F._Grupp,_D._Penka,_J._Steinwagner,_F._Hormuth,_M._Schirmer,_G._Seidel,_C._Padilla,_R._Casas,_I._Lloro,_R._Toledo-Moreo,_J._Gomez,_C._Colodro-Conde,_D._Liz\'an,_J._J._Diaz,_P._B._Lilje,_M._I._Andersen,_J._Andersen,_A._S{\o}rensen,_A._Hornstrup,_N._C._Jessen,_C._Thizy,_W._Holmes,_M._Pniel,_M._Jhabvala,_S._Pravdo,_M._Seiffert,_A._Waczynski,_R._J._Laureijs,_G._Racca,_J._C._Salvignol,_T._Boenke,_P._Strada,_Y._Mellier_(on_behalf_of_the_Euclid_Consortium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10112 |
NISP(NearInfraredSpectrometerandPhotometer)は、2つのEuclid機器の1つです。近赤外スペクトル領域(950-2020nm)で光度計および分光計として動作します。この機器は、炭化ケイ素構造体、光学アセンブリ、フィルターホイール機構、グリズムホイール機構、キャリブレーションユニット、および熱制御システムで構成される低温(135K)光学機械サブシステム、に基づく検出システムで構成されています。フロントエンド読み取り電子を備えた16個のH2RGのモザイク、およびデータ処理/検出器制御ユニットと、コマンドおよび制御用に1553バスを介して宇宙船とインターフェースする機器制御ユニットで構成されるウォーム電子システム（290K）科学データのSpacewireリンク経由。このホワイトペーパーでは、飛行モデルの計器とサブシステムの最終的なアーキテクチャ、およびNISPレベルとユークリッドペイロードモジュールレベルで動作低温で行われた性能と地上校正測定について説明します。
サラバンデ: 高速フーリエ変換による 3/4 点相関関数
| Title |
SARABANDE:_3/4_Point_Correlation_Functions_with_Fast_Fourier_Transforms |
| Authors |
James_Sunseri,_Zachary_Slepian,_Stephen_Portillo,_Jiamin_Hou,_Sule_Kahraman,_Douglas_P._Finkbeiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10206 |
$\mathcal{O}(N_{\rmg}\logN_{\rmg})で3点および4点相関関数(3/4PCF)を測定するための新しい$\texttt{python}$パッケージSARABANDEを提示します。$N_{\rmg}$はFFTに使用されるグリッドポイントの数で、高速フーリエ変換(FFT)を使用して$time。SARABANDEは、グリッド化された2Dおよび3Dデータセットで投影された3および4PCFの両方を測定できます。一般的な手法は、基礎となるグリッド上で適切な角度基底関数を生成し、これらを放射状にビン化してカーネルを作成し、これらのカーネルを元のグリッドデータで畳み込み、すべてのポイントに関する展開係数を同時に取得することです。次に、これらの係数を組み合わせて、基底で展開された3/4PCFを求めます。SARABANDEを星間媒体(ISM)のシミュレーションに適用して、フルPCFと予測3/4PCFの両方の計算結果とスケーリングを示します。
系外惑星を直接検出するための尤度比マップ
| Title |
Likelihood_ratio_map_for_direct_exoplanet_detection |
| Authors |
Hazan_Daglayan,_Simon_Vary,_Faustine_Cantalloube,_P.-A._Absil_and_Olivier_Absil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10609 |
太陽系外惑星の直接撮像は、主星と比べて角距離が小さく、コントラストが高く、準静的ノイズが存在するため、困難な作業です。バックグラウンド減算ステップ後のノイズがラプラシアン分布に従うと仮定する、尤度比検出マップに基づく系外惑星の直接画像化のための新しい統計的方法を提案します。広く使用されている環状主成分分析(AnnPCA)によるバックグラウンド減算を実行した後、信号対雑音比(SNR)マップに基づく2つの検出アプローチとこの方法を比較します。BetaPictorisデータセットの実験結果は、ゼロ偽陽性率(FPR)で最高の真陽性率(TPR)を達成するという点で、この方法がSNRマップよりも優れていることを示しています。
宇宙システムの小型化は、過去数十年にわたってますます人気が高まっており、1998年以降、1600基を超えるCubeSatと300基のサブCubeSatサイズの宇宙船が打ち上げられたと推定されています。サイズが縮小するこの傾向により、量、コスト、開発の点で前例のないミッションの実行が可能になります。これにより、大規模に分散された衛星ネットワークと、宇宙機器の迅速なプロトタイピングが可能になります。ポケットサイズの宇宙船は、社内で1年以内に設計でき、10g未満の重量に達することができるため、軌道飛行に通常伴うかなりの労力を削減できます。ただし、CubeSatのサイズまでのミッション向けにシステムエンジニアリングの方法論が提案されていますが、ピコサテライトや小型宇宙船の設計アプローチに関してはまだギャップがあり、反復的で加速的な開発の可能性を活用できます。このホワイトペーパーでは、利用可能な機能、機能の提供、および設計の「スプリント」に焦点を当て、アジャイルプラクティスを支持して、古典的なウォーターフォールのようなアプローチを控えるシステムズエンジニアリングの方法論を提案します。ソフトウェア工学分野に由来する私たちの方法は、明確に定義された変更に対して設計を柔軟にすることにより、課せられた制約、要件の変更、および予期しないイベント(チップの不足や遅延など)に迅速に適応できるようにします。現在開発中で、2023年に打ち上げられる予定の2つのフェムトサテライトミッションは、私たちのアプローチのケーススタディとして使用され、6か月以内に小型宇宙船をゼロから設計、開発、認定する方法を示しています。提案された方法は、設計の信頼性を高めると同時に、非常に小さな衛星のターンアラウンドタイムを短縮できると主張しています。これにより、最先端のハードウェアを宇宙に送ることに従来関連していたオーバーヘッドなしで、前例のないミッションを形にすることができます。
HD 222925: r プロセス サイトの天体物理学的および核的条件を調査する新たな機会
| Title |
HD_222925:_a_New_Opportunity_to_Explore_the_Astrophysical_and_Nuclear_Conditions_of_r-process_Sites |
| Authors |
Erika_M._Holmbeck,_Rebecca_Surman,_Ian_U._Roederer,_G._C._McLaughlin,_Anna_Frebel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10122 |
HD222925は、太陽系外の星の中で最もトランス鉄元素が検出されているため、rプロセスが強化された金属の少ない星の中で最も完全な化学物質の一覧を表しています。HD222925で特定された最も重い元素の存在量パターンは、スケーリングされた太陽のr過程の残差と一致しますが、r過程で強化された分類の特徴であるため、新しく測定された軽いr過程の元素は、太陽の対応物とは顕著な違いを示します。この作業では、HD222925に存在する全範囲の元素($34\leqZ\leq90$)を生成した単一の天体物理サイト(存在する場合)を調べます。HD222925は、既存の元素合成モデルの再現に課題をもたらします。HD222925の元素パターンの天体物理学的な説明として最も可能性が高いのは、その軽いr過程元素が急速に拡大する噴出物(例えば、コンパクトな天体の合体連星の衝撃を受けた動的噴出物から)で作成されたというものです。しかし、異なる核質量モデルを使用することで、軽いrプロセス要素パターンもうまく再現できることがわかりました。これは、実験的方法による$46\lesssimZ\lesssim52$を持つ要素の核入力データの新たな調査の必要性を示しています。.いずれにせよ、HD222925の新しい元素存在量パターン、特に宇宙ベースの紫外線(UV)データから得られた存在量は、天体物理学のrプロセスサイトと核データの両方をより深く理解する必要があります。HD222925の元素存在量パターンが実際に低金属量でのrプロセスの標準的なテンプレートであるかどうかを判断するには、追加のrプロセス増強星の同様のUV観測が必要になります。
大質量原始星の成長過程における偶発的な降着と合体
| Title |
Episodic_accretion_and_mergers_during_growth_of_massive_protostars |
| Authors |
Vardan_G._Elbakyan,_Sergei_Nayakshin,_Dominique_M.-A._Meyer,_Eduard_I._Vorobyov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10165 |
大質量若い恒星天体(HMYSO)の成長の3Dシミュレーションは、それらの星周円盤が複数の自己重力天体に分裂することを示しています。HMYSOによるこれらの降着は、最近発見された一時的な降着バーストを説明するかもしれません。HMYSOディスクの以前の3Dシミュレーションの結果を、ディスクとオブジェクトのダイナミクスを星の表面まで分解する1Dコードで後処理します。3Dシミュレーションで見られる内側の円盤への物質のバーストのような堆積は、それ自体が強力な降着バーストを常に意味するわけではないことがわかりました。内側の計算境界を超える高密度の崩壊後の塊のみが、観測可能なバーストをもたらす可能性があります。内側の円盤の豊富な物理学は、予想される降着バーストに大きな影響を与えます:(1)標準的な乱流粘性円盤では、移動するオブジェクトは、星から数auの距離にある移動トラップで失速する可能性があります。しかし、磁化された風によって駆動される円盤では、物体はトラップを横切り、これまでに観測されたものと同様のバーストを生成することができます.(2)移動する物体は、内部ディスクの熱(水素イオン化)不安定性と相互作用し、それを変更する可能性があります。(3)中心星が前の高い降着率のエピソードによってauの何分の1かまで膨張した場合、または移動する天体が特に密集している場合、円盤を介した降着バーストではなく合体が発生します。(4)オブジェクト破壊バーストはスーパーエディントンである可能性があり、強力な流出を介してHMYSO周囲に一時的なフィードバックをもたらします。
RW Aur A、RY Tau、および DG Tau からの時変ジェット放出
| Title |
Time-Variable_Jet_Ejections_from_RW_Aur_A,_RY_Tau_and_DG_Tau |
| Authors |
Michihiro_Takami,_Hans_Moritz_Guenther,_P._Christian_Schneider,_Tracy_L._Beck,_Jennifer_L._Karr,_Youichi_Ohyama,_Roberto_Galvan-Madrid,_Taichi_Uyama,_Marc_White,_Konstantin_Grankin,_Deirdre_Coffey,_Chun-Fan_Liu,_Misato_Fukagawa,_Nadine_Manset,_Wen-Ping_Chen,_Tae-Soo_Pyo,_Hsien_Shang,_Thomas_P._Ray,_Masaaki_Otsuka,_Mei-Yin_Chou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10310 |
Gemini-NIFS、VLT-SINFONI、およびKeck-OSIRISによる、3つの活発なTTauri星からのよく研究されたジェットに関連する近赤外線[FeII]放射の観測を紹介します。2012年から2021年に取得したRWAurA、RYTau、およびDGTau。主に、RWAurAからの赤方偏移ジェットと、RYTauおよびDGTauからの青方偏移ジェットをカバーして、質量降着および/または星の磁場の活動に潜在的に関連する長期的な時間変動を調査しました。これらのジェットはすべて、接線速度が70～240kms-1のいくつかの移動する結び目で構成され、さまざまな速度で不規則な時間間隔で星から放出されます。文献との比較により、1985～2008年と2008～2021年のDGタウジェットの接線速度に大きな違いがあることがわかります。個々のノットのサイズは時間とともに増加しているように見え、その結果、1.644ミクロンの放出におけるそれらのピーク輝度は、観測のエポックの間に最大で30分の1まで減少しました。[FeII]1.644ミクロンの放射で測定されたさまざまな減衰時間スケールは、移動する結び目が未解決の衝撃である場合、さまざまな衝撃前の状態に起因する可能性があります。ただし、私たちのデータは、これらの結び目が別の加熱メカニズムによる不均一な密度/温度分布によるものである可能性、または場合によっては適切な動きのない静止した衝撃によるものである可能性を排除するものではありません。これらの結び目の物理的性質をよりよく理解するには、非常に高い角度分解能でこれらの結び目を空間的に分解して観察する必要があります。
VLBI 電波望遠鏡を使用した 2.6 太陽半径における新生動的太陽風構造の振動と伝播の検出
| Title |
Detecting_the_oscillation_and_propagation_of_the_nascent_dynamic_solar_wind_structure_at_2.6_solar_radii_using_VLBI_radio_telescopes |
| Authors |
Maoli_Ma,_Guifre_Molera_Calves,_Giuseppe_Cimo,_Ming_Xiong,_Peijia_Li,_Jing_Kong,_Peijin_Zhang,_Jiansen_He,_Lijia_Liu,_Pradyumna_Kummamuru,_Chuanpeng_Hou,_Jasper_Edwards,_Qinghui_Liu,_Zhong_Chen,_Zhanghu_Chu,_De_Wu,_Xu_Zhao,_Zhichao_Wang,_Songtao_Han_Quanquan_Zhi,_Yingkai_Liu,_Jonathan_Quick,_Javier_Gonzalez,_Cristina_Garcia_Miro,_Mikhail_Kharinov,_Andrey_Mikhailov,_Alexander_Neidhardt,_Tiziana_Venturi,_Marco_Morsiani,_Giuseppe_Maccaferri,_Bo_Xia,_Hua_Zhang,_and_Longfei_Hao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10324 |
太陽コロナを調べることは、コロナ加熱と太陽風の加速を研究するために重要です。ただし、過渡的で不均一な太陽風の流れは、大振幅の固有のアルベン波と乱気流を運び、検出をより困難にします。2.6太陽半径(Rs)での太陽風の振動と伝播を、中国天文とESAマーズエクスプレスの電波望遠鏡による観測によって報告します。観測は、1つのコロナ質量放出(CME)が望遠鏡ビームの光線経路を通過した2021年10月9日に行われました。個々の望遠鏡からの衛星信号の周波数変動(FF)を取得します。まず、予測されたベースラインに沿って数千キロメートルの高空間分解能で周波数スパイクのドリフトを視覚的に識別します。それらは、太陽風速度を推定するためのトレースとして使用されます。次に、異なる望遠鏡からのFFの時系列で相互相関分析を実行します。CME通過中の半径方向および接線方向に沿った太陽風構造の速度変動が得られます。接線速度の振動は、ストリーマ波の検出を確認します。さらに、CMEの尾部では、磁気流体力学的波動の存在を示す加速する高速磁場整列密度構造の伝播が検出されます。この研究は、地上局のペアが、発生期の動的な太陽風構造の詳細な伝播を研究するために、高解像度と感度で特定の空間投影ベースラインを形成できることを確認しています。
おうし座 T 型星盤のイオン化: 強力な磁気再結合イベントによって生成されたその場のエネルギー粒子の効果
| Title |
Ionisation_of_inner_T_Tauri_star_discs:_effects_of_in-situ_energetic_particles_produced_by_strong_magnetic_reconnection_events |
| Authors |
Brunn_V,_Marcowith_A,_Sauty_C,_Padovani_M,_Rab_C,_Meskini_C |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10356 |
磁気リコネクションは、宇宙および天体物理プラズマにおける主要な粒子加速プロセスの1つです。磁気リコネクションによって放出される低エネルギーの超熱粒子は、星周円盤のイオン化の源であり、その化学的、熱的、および動的進化に影響を与えます。この作業の目的は、エネルギー粒子がおうし座T星の星周円盤でどのように伝播できるか、およびそれらが円盤プラズマの電離率にどのように影響するかを評価するための最初の調査を提案することです。そのために、電子と陽子によるH$^+$、H$_2^+$、およびHe$^+$生成の実験断面積と理論断面積を収集しました。磁気再結合イベント中に放出された陽子と電子の理論的な注入スペクトルから始めて、関連するエネルギー損失プロセスを考慮して、星周円盤内の伝播スペクトルを計算しました。ChandraOrionUltraDeep点源カタログによって得られた観測から推定されるフレアの物理的特性を考慮して、星からのさまざまな位置で生成された、さまざまなスペクトル指数とさまざまなディスク磁気構成を持つエネルギー粒子のフラックスを検討しました。次に、構造が放射熱化学コード{\ttProDiMo}で計算されたディスクの電離率を計算しました。エネルギー粒子は潜在的に非常に強力な局所電離源であり、電離率はX線、星のエネルギー粒子、および内部円盤の放射能による寄与を数桁超えることがわかりました。
太陽の輪のミッション: 太陽と内太陽圏のパノラマの構築
| Title |
Solar_Ring_Mission:_Building_a_Panorama_of_the_Sun_and_Inner-heliosphere |
| Authors |
Yuming_Wang,_Xianyong_Bai,_Changyong_Chen,_Linjie_Chen,_Xin_Cheng,_Lei_Deng,_Linhua_Deng,_Yuanyong_Deng,_Li_Feng,_Tingyu_Gou,_Jingnan_Guo,_Yang_Guo,_Xinjun_Hao,_Jiansen_He,_Junfeng_Hou,_Huang_Jiangjiang,_Zhenghua_Huang,_Haisheng_Ji,_Chaowei_Jiang,_Jie_Jiang,_Chunlan_Jin,_Xiaolei_Li,_Yiren_Li,_Jiajia_Liu,_Kai_Liu,_Liu_Liu,_Rui_Liu,_Rui_Liu,_Chengbo_Qiu,_Chenglong_Shen,_Fang_Shen,_Yuandeng_Shen,_Xiangjun_Shi,_Jiangtao_Su,_Yang_Su,_Yingna_Su,_Mingzhe_Sun,_Baolin_Tan,_Hui_Tian,_Yamin_Wang,_Lidong_Xia,_Jinglan_Xie,_Ming_Xiong,_Mengjiao_Xu,_Xiaoli_Yan,_Yihua_Yan,_Shangbin_Yang,_Shuhong_Yang,_Shenyi_Zhang,_Quanhao_Zhang,_Yonghe_Zhang,_Jinsong_Zhao,_Guiping_Zhou_and_Hong_Zou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10402 |
ソーラーリング(SOR)は、黄道面で360{\deg}の完全な視点から太陽と内部太陽圏を監視および研究するために提案された宇宙科学ミッションです。120{\deg}離れた3つの宇宙船を1-AU軌道に展開します。最初の探査機S1は地球の30{\deg}上流に位置し、2番目の探査機S2は90{\deg}下流に位置し、3番目の探査機S3は構成を完了します。ドップラー速度およびベクトル磁場イメージャー、広角コロナグラフ、およびその場計測器などの必要な科学機器を備えたこの設計により、多くの前例のない機能を確立することができます。(2)太陽の大気と太陽圏の内部境界である光球全体のベクトルマグネトグラムを提供し、(3)太陽に特徴的な構造の全寿命進化の情報を提供し、(4)内太陽圏における太陽の過渡現象と宇宙天気の全体像を提供します。これらの機能により、ソーラーリングミッションは、太陽周期の起源、太陽噴火の起源、極端な宇宙気象現象の起源に関する未解決の問題に対処することを目的としています。ミッションの成功は、太陽と内太陽圏のパノラマを構築し、星と私たちの生命を支える宇宙環境についての私たちの理解を深めます。
新星 KT エリは、40 ～ 50 年の再発時間スケールを持つ再発新星です。
| Title |
The_Nova_KT_Eri_Is_a_Recurrent_Nova_With_a_Recurrence_Time-Scale_of_40-50_Years |
| Authors |
Bradley_E._Schaefer,_Frederick_M._Walter,_Rebekah_Hounsell,_Yael_Hillman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10448 |
KTえりだには、2009年にV=5.42等でピークに達した非常に高速な新星でした。フォトメトリの大量のデータセットを整理して、最終的にKTEriの性質を解明します。TESSの光度曲線から、視線速度曲線で確認されるように、軌道周期が2.61595日であることがわかります。同時BVRIJHK測定による272のスペクトルエネルギー分布では、伴星の温度は6200$\pm$500Kです。1世紀にわたる静止状態の平均はV=14.5です。ガイア距離(5110$^{+920}_{-430}$パーセク)では、絶対等級は+0.7$\pm$0.3です。この絶対等級(円盤光のみに補正)を降着率に変換し、アルファ円盤モデルを完全に統合しました。この降着率は非常に高く、年間3.5x10$^{-7}$太陽質量です。アーカイブ写真の検索と分析は、1928年から1954年まで、または1969年以降に噴火が発生しなかったことを示しています。光学光曲線、X線光曲線、および視線速度曲線の分析により、白色矮星の質量を導き出します。1.25$\pm$0.03太陽質量。白色矮星の質量が高く、降着率が非常に高いため、KTエリは、次の新星イベントをトリガーするために必要な質量を蓄積するのに短時間で済みます。私たちの詳細な計算では、再発の時間スケールは12年で、合計範囲は5～50年です。アーカイブの制約と組み合わせると、再発の時間スケールは40年から50年の間でなければならないと結論付けます。そのため、KTエリは確かに反復新星であり、1959年から1969年までの範囲の太陽ギャップでは以前の噴火は発見されていませんでした。
長期低質量比深部接触連星 KN Per の測光および分光学的研究
| Title |
Photometric_and_spectroscopic_studies_of_the_long_period_low_mass_ratio_deep_contact_binary_KN_Per |
| Authors |
Xin-Yi_Gao,_Kai_Li,_Ya-Wen_Cai,_Ya-Ni_Guo,_Xing_Gao,_Xi_Wang,_Shi-Peng_Yin,_Fei_Liu,_Guo-You_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10591 |
長周期低質量比深部接触連星KNPerの測光分析と分光研究を実施した。BV(RI)$_c$バンドの光度曲線は、寧波教育局と興明天文台の新疆天文台望遠鏡(NEXT)からのものです。Wilson-Devinney(W-D)プログラムの解析により、KNPerはA型の低質量比深部接触連星(q=0.236,f=53.4\%)として発見されました。光度曲線の最大値が等しくないことを説明するために、一次成分に適用されたクールスポットが導入されました。O-C分析に基づいて、軌道周期の増加率は$\dot{P}$=5.12$\pm$(0.30)$\times$10$^{-7}$d/yrであることがわかりました。二次コンポーネントから一次コンポーネントへの物質移動。分光データを解析することで、光度曲線解析に対応する彩層活動輝線指標を検出しました。ターゲットを含む71の長期間(P$>$0.5日)の接触バイナリが収集されました。収集されたすべての星の進化の状態は、質量半径、質量光度、およびlogM$_{T}$-logJ$_{o}$の図によって調査されました。いくつかの物理パラメータの関係も決定されました。KNPerの不安定性パラメータから、現時点で安定な接触連星系であると判断しました。
電磁流体乱流におけるリコネクション駆動型エネルギーカスケード
| Title |
Reconnection-Driven_Energy_Cascade_in_Magnetohydrodynamic_Turbulence |
| Authors |
Chuanfei_Dong,_Liang_Wang,_Yi-Min_Huang,_Luca_Comisso,_Timothy_A._Sandstrom,_Amitava_Bhattacharjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10736 |
磁気流体乱流は、太陽大気を含む多くの天体物理系において、大規模なものから小規模なものへのエネルギーの移動を調節します。磁力線の急速な再接続が乱流エネルギーカスケードの古典的なパラダイムをどのように変えるかを明らかにするために、前例のないほど大きな磁気レイノルズ数で3次元磁気流体力学シミュレーションを実行します。細長い電流シートを小さな磁気フラックスロープ(またはプラズモイド)のチェーンに分割することにより、磁気リコネクションは乱流エネルギーカスケードの新しい範囲につながり、エネルギー伝達率はプラズモイドの成長率によって制御されます。結果として、乱流エネルギースペクトルは急勾配になり、乱流渦の異方性の変化を伴う-2.2のスペクトルインデックスに達します。プラズモイドの遍在と、太陽コロナ加熱などへの影響は、現在および将来の宇宙船と望遠鏡でさらに調査できます。
共鳴ダークマター消滅のゾンマーフェルト増強
暗黒物質消滅断面積は、消滅が狭い共鳴で発生する場合、または暗黒物質粒子が消滅前に長距離力を受ける場合(ゾンマーフェルト効果)、桁違いに増幅される可能性があります。両方の強化が存在する場合、それらは完全に因数分解されることを示します。つまり、すべての長距離の因数分解不可能な効果は、低速で幅の狭い展開の主要な順序でキャンセルされます。次に、標準モデルヒッグスポータルと単純化されたMSSMに着想を得た暗黒物質シナリオの両方のメカニズムの相互作用による「超共鳴」消滅の実行可能性を調査します。
$f(\phi)T$ 重力でのインフレと再加熱の再構築
$T$がエネルギー運動量テンソルのトレースに対応する1つの$f(\phi)T$重力のコンテキストでのインフレーション宇宙の再構築が研究されています。インフレ時代にこの再構成を実現するために、スローロール近似の枠組みで、$e$-folds$N$の数に関して、スカラースペクトルインデックス$n_s$をアトラクタとして考えます。特定の関数$f(\phi)$と最も単純なアトラクタ$n_s(N)$を仮定することにより、再構築された有効ポテンシャル$V(\phi)$のさまざまな式を見つけます。さらに、インフレ時代に得られた再構築の後に発生する再加熱の時代を分析します。このシナリオでは、状態方程式パラメーターと観測パラメーターの観点から、再加熱エポック中の期間と温度を決定します。これに関連して、再構築されたモデルに関連するさまざまなパラメーターは、最近の天体観測を考慮することにより、インフレと再加熱のシナリオ中に制限されます。
この作業では、非常に高エネルギーのニュートリノの観測されたフラックスに対するローレンツ不変性の違反の影響を検討します。そのために、超光速を伴う修正分散関係シナリオでのニュートリノ伝播を研究します。これにより、ニュートリノが不安定になり、検出されたニュートリノのフラックスが遮断されます。単純なモデルを使用して、新しい物理学のパラメーターと最も近いソースの関数としてカットオフの位置を概算できます。
高圧中実鉄の電気伝導率と熱伝導率
| Title |
Electrical_and_Thermal_Conductivity_of_High-Pressure_Solid_Iron |
| Authors |
Kushal_Ramakrishna,_Mani_Lokamani,_Andrew_Baczewski,_Jan_Vorberger,_Attila_Cangi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10132 |
時間依存密度汎関数理論を使用して、高圧での鉄の電気伝導率と熱伝導率を研究します。その際、特に強い電子相関が存在する領域でのハバード補正(+\textit{U})の影響を特に考慮します。TDDFT+U方法論を使用して、HCP鉄の熱伝導率の異方性を調べます。これにより、コアとマントルの境界および地球の内部に関連する条件での輸送特性に関する洞察が得られる可能性があります。
初期宇宙から現在の宇宙までのニュートリノデカップリングのレビュー
初期宇宙における電子、陽電子、およびニュートリノとの相互作用による遺物ニュートリノのスペクトルの歪みをレビューします。ニュートリノ密度行列の積分微分運動方程式を解きます。これには、真空3フレーバーニュートリノ振動、電子背景および陽電子背景の振動、衝突項、電子質量および電磁プラズマに対する有限温度補正が含まれます。$\mathcal{O}(e^3)$.その後、現在の宇宙における宇宙ニュートリノ背景放射(C$\nu$B)の数密度とエネルギー密度に対するニュートリノ分離におけるスペクトル歪みの影響を推定し、捕獲率に対するこれらの影響の意味を議論します。PTOLEMYタイプの実験に重点を置いて、トリチウムのC$\nu$Bを直接検出します。さらに、ニュートリノの有効数の正確な値$N_{\rmeff}=3.044$を見つけました。しかし、$\mathcal{O}(e^2G_F^2)$次の弱い相互作用率に対するQED補正と、自己相互作用によるニュートリノの前方散乱は、これまでの文献全体で正確に考慮されていませんでした。最近の研究では、これらの無視が$N_{\rmeff}$に$\pm(10^{-3}-10^{-4})$の不確実性を誘発する可能性があることを示唆しています。
スタロビンスキー型超重力における極インフレーションと原始ブラックホール形成
| Title |
Pole_inflation_and_primordial_black_holes_formation_in_Starobinsky-like_supergravity |
| Authors |
Shuntaro_Aoki,_Ryotaro_Ishikawa_and_Sergei_V._Ketov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10348 |
スカラー(曲率)摂動のパワースペクトルに大きなピークを生成するために、超ポテンシャルに正則関数を追加することにより、超重力におけるStarobinskyインフレーションのCecotti-Kalloshモデルを拡張します。私たちのアプローチでは、特異な非正準運動項が(アトラクタソリューションとして)インフレーションの主な原因であるのに対し、超ポテンシャルは原始ブラックホールの生成を生成するように設計されています。(i)線形正則関数、(ii)二次正則関数、および(iii)指数正則関数の場合を、これらの関数のパラメーターと初期条件に対するインフレーションと原始ブラックホール生成の依存性に関して調べます。また、スーパーポテンシャルを使用してインフレの実行可能性を検証します。CMB測定値と一致する原始ブラックホールの効率的な生成は、2番目の(ii)ケースでのみ可能であることがわかります。生成された原始ブラックホールの質量を計算すると、ホーキング(ブラックホール)の蒸発限界を下回っているため、宇宙の現在の暗黒物質の一部になることはできません。
Python による太陽エネルギー粒子の時系列解析
| Title |
Solar_Energetic_Particle_Time_Series_Analysis_with_Python |
| Authors |
Christian_Palmroos,_Jan_Gieseler,_Nina_Dresing,_Diana_E._Morosan,_Eleanna_Asvestari,_Aleksi_Yli-Laurila,_Daniel_J._Price,_Saku_Valkila,_Rami_Vainio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10432 |
太陽エネルギー粒子(SEP)は、太陽フレアやコロナ質量放出(CME)などの爆発現象によって太陽大気または惑星間空間内で加速された荷電粒子です。惑星間空間に注入されると、それらは地球に向かって伝播し、宇宙天気に関連する現象を引き起こします。それらの分析には、荷電粒子の惑星間でのその場での測定が重要です。太陽圏で最近拡張された宇宙船群は、非常に必要とされている追加の視点を提供するだけでなく、データの読み込みおよび処理ツールが必要なさまざまなミッションと機器も増加させます。この原稿では、科学コミュニティが時系列または動的スペクトルとして粒子研究に特に関連する現在の宇宙ミッションの荷電粒子測定値をダウンロード、読み込み、視覚化できるようにする一連のPython関数を紹介します。さらに、SEPの開始時間と推定注入時間の決定を可能にする分析機能がさらに提供されます。JupyterNotebook内で実行することを意図しており、Pythonの素人にも親しみやすい完全なワークフローが、科学的な例とともに提示されます。すべての関数はPythonで記述されており、ソースコードはGitHubで寛大なライセンスの下で公開されています。必要に応じて、利用可能なPythonライブラリが使用され、そのアプリケーションが説明されています。
WOMBAT v2.0 (階層的フラックス インバージョン フレームワーク) を使用した地球規模の炭素循環の変化の推測
| Title |
Inferring_changes_to_the_global_carbon_cycle_with_WOMBAT_v2.0,_a_hierarchical_flux-inversion_framework |
| Authors |
Michael_Bertolacci,_Andrew_Zammit-Mangion,_Andrew_Schuh,_Beata_Bukosa,_Jenny_Fisher,_Yi_Cao,_Aleya_Kaushik,_Noel_Cressie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10479 |
二酸化炭素(CO$_2$)およびその他の重要な温室効果ガスの地表から大気へのフラックスの自然なサイクルは、人間の影響に応じて変化しています。気候変動とその影響を理解するには、これらの変化を定量化する必要がありますが、自然のフラックスは大きな空間的および時間的スケールで発生するため、これを行うのは困難です。フラックスの傾向を推測し、フラックスの季節サイクルの位相シフトと振幅の変化を特定するために、フラックスの物理的制約にも対応しながら、フラックスの新しい空間的に変化する時系列分解を使用するフラックス反転システムを構築します。これらの機能を、微量ガスのベイジアン同化のためのウーロンゴン法(WOMBAT、Zammit-Mangionetal.、Geosci.ModelDev.、15、2022)に組み込みます。基礎となるモデル。WOMBATv2.0と呼ばれる新しい方法を、軌道炭素天文台2(OCO-2)衛星からのCO$_2$モル分率の衛星観測とCO$_2$モル分率の直接測定の組み合わせに適用します。さまざまな情報源から。2015年1月から2020年12月までに発生したCO$_2$フラックスの変化を推定し、関連する物理プロセスのボトムアップの理解に基づいて、事後推定値を代替方法からの推定値と比較します。調査期間中に、熱帯生態系がCO$_2$の正味の排出源から正味の吸収源になる傾向にあることを含め、フラックスにかなりの傾向が見られます。また、生態系CO$_2$フラックスの地球規模の季節サイクルの振幅は、調査期間中に0.11PgC/月(8%の増加)増加し、生態系CO$_2$フラックスの季節サイクルは、北部の温帯地域と北部の寒帯地域は、それぞれ年に0.4～0.7日と0.4～0.9日早くシフトしました(2.5～97.5番目の後方パーセンタイル)。
二場模倣重力の拡張
2場の模倣重力は、2つのスカラー場が関与する補助計量と物理計量の間の等角変換の特異極限を調べることによって最近実現されました。この論文では、特異共形限界を再分析し、共形係数Aのより一般的な解を見つけます。これにより、2フィールド模倣制約の形式が大幅に広がり、2フィールド模倣重力が拡張されます。一般的なセットアップは、宇宙背景レベルで暗黒物質の役割を模倣していることがわかります。さらに、現象学的興味のための余分な可能な用語を導入することにより、アクションを拡張します。驚くべきことに、いくつかの特殊なケースは、一般相対性理論、k-本質理論、およびガリレオン理論と同等であることがわかっています。最後に、模倣制約の表現を強制条件なしで任意にできるようにすることで理論をさらに拡張し、この拡張でも暗黒物質のような動作が影響を受けないことを示します。
ブラックホールパチンコと「銀河間命令」によるM31の探査
私は、SgrA*を周回する恒星質量ブラックホール(BH)を使用した重力パチンコが、M31に向かってロボット宇宙船を$0.1\,c$で打ち上げることができることを示しています。保守的に$m_{\rmbh}=5\,M_\odot$と推定されます。BHの遭遇は、BHが暗いという事実にもかかわらず、$\lesssim1\,$kmまで正確でなければなりません。重力マイクロレンズによって導かれるナビゲーションは、これを簡単に達成できます。M31への減速は、M31の中心付近を周回するBHとの同様の関与(ただし逆方向)に依存します。必要に応じて、復路についても同様です。したがって、50MyrタイムスケールでのM31惑星の植民地化は、次の数Myrでデジタルデータからの人間、トランスヒューマン、またはアンドロイドの再構築が可能になるという条件で実現可能です。フェルミのパラドックス(FP)の意味について説明します。FPは、より挑戦的な形で再表示されます。地球の年齢よりもはるかに短い時間スケールでの銀河間植民地化の可能性は、FPを大幅に引き締めます。それにより、数十年のタイムスケールでアストロバイオロジーへのアプローチに影響を与える可能性があります。$0.002\,c$の銀河内輸送システムのバックボーンとして、タイトな白色矮星バイナリ「ハブ」のネットワークを使用することをお勧めします。ドレイク方程式で)10Myrタイムスケールで。そのような調査は、「銀河間の命令」の現実および/または重大性を明らかにするでしょう。
| Title |
Galactic_settlement_of_low-mass_stars_as_a_resolution_to_the_Fermi_paradox |
| Authors |
Jacob_Haqq-Misra_and_Thomas_J._Fauchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10656 |
拡大する文明は銀河全体に急速に広がる可能性があるため、太陽系に地球外生命体が存在しないということは、そのような拡大文明は存在しないことを意味します。フェルミのパラドックスと呼ばれることが多いこの議論は、通常、膨張が銀河全体で均一に進行すると仮定していますが、すべての恒星タイプが長寿命の文明に等しく役立つとは限りません。低質量星、特にK矮星は、G矮星系に由来する文明にとって理想的な移動場所になると考えられます。すべての低質量星にわたる膨張が2Gyrで達成できることを示すために、ドレーク方程式の修正された形式を使用します。これには、すべてのM型矮星を定着させるのに最大0.3光年、すべてのK型矮星を定着させるのに最大2光年の星間移動能力が必要です。さらに急速な膨張が2Myr以内に発生する可能性があり、すべてのM型矮星を定着させるには~10ly、すべてのK型矮星を定着させるには~50lyの移動が必要です。系外惑星系における技術的特徴の探索は、今日の銀河におけるそのような「低質量銀河クラブ」の存在に制約を課すのに役立つ可能性があります。
インフレーションと電弱対称性の破れ
宇宙論的電弱対称性の破れ(CEWSB)のモデルを提示します。このモデルでは、ヒッグス様フィールドと弱いボソンゲージフィールドの宇宙背景が重力と相互作用して宇宙インフレーションの時代を実現し、その後にヒッグス共鳴予熱が続きます。その結果、電弱対称性の破れの規模はインフレーションの終焉と結びついている。この理論は、ヒッグス質量を保護できるシフト対称性を備えており、自然なインフレーションとその変種によく似ています。インフレーションの終わりにヒッグス場の振幅が減衰すると、その質量が現れます。このモデルにはヒッグス自己共鳴予熱メカニズムが組み込まれており、インフレーション後の共鳴ヒッグス、クォーク、およびレプトンの生成により、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)が発生する可能性があります。標準的な電弱理論の現実的なヒッグスダブレットを使用して同様のメカニズムを実装するための経路を提供し、現象学的考察について説明します。
| Title |
Entering_the_Era_of_Measuring_Sub-Galactic_Dark_Matter_Structure:_Accurate_Transfer_Functions_for_Axino,_Gravitino_&_Sterile_Neutrino_Thermal_Warm_Dark_Matter |
| Authors |
Cannon_M._Vogel_and_Kevork_N._Abazajian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10753 |
現在の制約によって調査されている熱ウォーム暗黒物質(WDM)モデル、および粒子の暗黒物質スピンとそれに対応する熱履歴との関係を調べます。2つの主要なクラスが調べられます:スピン1/2粒子(例:熱化された無菌ニュートリノ、アキシノ)と、部分的または完全に熱的に存在するスピン3/2粒子(例:グラビチノ)。以前の研究の範囲を超えて、現在の制約のスケール以上で、粒子質量領域における熱WDM候補の新しい伝達関数の適合を提示します。重要なことに、主に使用されている標準的なスピン1/2熱WDM粒子は、以前の研究で決定されたものよりも「より冷たい」伝達関数を生成することがわかりました。また、これらのWDMモデルのエントロピー要件を分析して、観測された暗黒物質密度を正常に生成します。部分的に熱化された種または完全に熱化された種としてのグラビチノの初期宇宙物理学を調査します。これにより、粒子暗黒物質候補の熱化の歴史と構造形成への影響が大幅に変化します。
画像の時間遅延差によるゆっくり加速するブラック ホールの識別
| Title |
Distinguishing_a_Slowly_Accelerating_Black_Hole_by_Differential_Time_Delays_of_Images |
| Authors |
Amjad_Ashoorioon,_Mohammad_Bagher_Jahani_Poshteh,_Robert_B._Mann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10762 |
宇宙ストリングに接続された超大質量ブラックホールの加速は、銀河の速度が小さい場合、構造の形成に寄与し、銀河に捕らえられる可能性があります。これは、これらのブラックホールの加速も小さいことを意味します。このようなゆっくりとした加速は、そのような超大質量ブラックホールの影に大きな影響を与えません。また、ゆっくりと加速するブラックホールの場合、重力レンズ効果における画像の角度位置が大幅に変化しないことも示します。重力レンズを通してこれらのブラックホールの加速を観測する方法を提案します。この方法は、画像に関連する微分時間遅延が非加速ブラックホールの場合とは大幅に異なるという観察に基づいています。
