赤方偏移 HI 21 cm 信号を使用した宇宙の夜明けの研究: 簡単なレビュー
| Title |
Studying_Cosmic_Dawn_using_redshifted_HI_21-cm_signal:_A_brief_review |
| Authors |
Ankita_Bera,_Raghunath_Ghara,_Atrideb_Chatterjee,_Kanan_K._Datta,_Saumyadip_Samui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12164 |
このレビュー記事では、宇宙の夜明けからのHI21cm信号に関連する物理学の現在の理解を簡単に概説します。周囲のガスと背景放射が赤方偏移とともに進化するにつれて、宇宙の夜明けのさまざまな段階について説明します。地球規模の21cm信号に対するいくつかの考えられる熱源と放射バックグラウンドの結果に対処します。さらに、パワースペクトルやイメージングなど、HI21cm信号の他の重要な側面に関する現在の展望を確認します。最後に、初期宇宙の理解を深めるであろう、平方キロアレイの将来の主要な測定値と、進行中/今後の実験について強調します。
重力波摩擦と重力滑りによる重力のテスト
| Title |
Testing_gravity_with_gravitational_wave_friction_and_gravitational_slip |
| Authors |
Isabela_S._Matos,_Emilio_Bellini,_Maur\'icio_O._Calv\~ao_and_Martin_Kunz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12174 |
連星源から放出される重力波(GW)は、光度距離の測定を可能にするため、宇宙スケールで重力をテストするための興味深い信号です。特に、電磁対応物が続く場合、それらはGW-距離-赤方偏移関係の再構築を可能にします。いくつかの修正重力(MG)理論のコンテキストでは、伝播速度が光の速度と等しいことが必要な場合でも、このGW距離は、GW伝播に修正された摩擦が存在するため、標準の電磁光度距離とは異なります。有効なプランク質量の実行であるこの摩擦のまったく同じ原因は、スカラーセクターにも影響を与え、重力スリップ、つまりスカラーポテンシャル間の差を発生させます。これは、大規模構造(LSS)プローブから推測できる観測対象です。.この作業では、HorndeskiMGを使用して、線形摂動レベルでは、単一の関数をパラメーター化するだけでGW距離とスリップの同時偏差を十分に説明できるという事実を正確に例証しています。将来アインシュタイン望遠鏡によって検出される可能性のあるマルチメッセンジャーGWイベントをシミュレートすることにより、この単一の自由度での2つの観測量の制約力を比較します。次に、$\textit{Euclid}$のような調査の予測をGWシミュレーションと組み合わせて、$\textit{Planck}$データを使用して宇宙論的パラメーターをより適切に制約する場合、スカラーに関する将来のデータとテンソルセクターは、一般相対性理論からのそのような逸脱を調査するために競争力があり、LSSはGWよりも強力な(ただしモデルに依存する)結果を提供します。
KaRMMa 2.0 -- 質量マッピングのためのカッパ再構築
Fiedorowiczらで導入された質量マップ再構成コードの更新バージョンであるKaRMMa2.0を提示します。(2022)。KaRMMaは、せん断データから弱いレンズ質量マップを再構築するための全天ベイジアンアルゴリズムです。これは、収束フィールドを対数正規フィールドの実現としてフォワードモデル化します。対応するせん断マップは、標準のカイザースクワイア変換を使用して計算され、フィールドレベルでの観測と比較されます。せん断データが与えられたマップの事後分布は、ハミルトニアンモンテカルロチェーンを使用してサンプリングされます。私たちの仕事は、元のアルゴリズムを数値的に効率的にすることで改善し、適度な計算リソースで$\approx$7arcminの解像度で全天再構成を可能にします。これらの向上は、KaRMMa1.0と比較して精度や精度を損なうことなく行われます。KaRMMa2.0の事後分布をさまざまな要約統計(1点関数、2点関数、およびピーク/ボイドカウント)のシミュレーションと比較して、更新されたアルゴリズムが軽度の非線形スケールで収束フィールドの正確な再構成を提供することを実証します。.当然のことながら、非線形スケール($\ell\gtrsim200$)に近づくと、対数正規モデルは失敗し、マップの事後バイアスが発生します。これらの偏りは、分解能に応じて、回復されたパワースペクトルでは2%レベルであり、その他の統計では5%～15%レベルです。
赤方偏移誤差を伴うトモグラフィー Alcock-Paczynski 法
| Title |
Tomographic_Alcock-Paczynski_Method_with_Redshift_Errors |
| Authors |
Liang_Xiao,_Zhiqi_Huang,_Yi_Zheng,_Xin_Wang,_Xiaodong_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12671 |
トモグラフィーAlcock-Paczynski(AP)法は、赤方偏移空間における異方性クラスタリングの赤方偏移進化を使用して宇宙論を較正する有望な方法です。これは、AP法の適用範囲を実質的に非線形スケールに拡張し、非常に厳しい宇宙論的制約をもたらします。将来のステージIVスリットレス分光測量では、無視できない赤方偏移誤差により、視線に沿った非線形構造の解像度が抑制されるため、断層撮影AP法の利点が損なわれる可能性があります。本研究では、トモグラフィAP解析において、赤方偏移誤差が宇宙パラメータにどのように伝播するかを研究しています。式$\sigma_z=\sigma(1+z)^{\alpha}$を使用して赤方偏移誤差をモデル化します。$\sigma$は0.001から0.006まで変化し、$\alpha$は0.5から1.5まで変化します。赤方偏移エラーは、強力な指の神の効果に似た異方性クラスタリングの信号を生成し、赤方偏移空間歪み(RSD)によって引き起こされるAP信号と汚染の両方を不鮮明にします。中国の宇宙ステーション望遠鏡の光学サーベイの目標精度($\sigma\lesssim0.002$)では、ダークエネルギーの状態方程式の制約力の減少は緩やか($\lesssim50\%$)であり、RSD汚染は、バイアス対信号比の低下につながります。私たちの結果は、断層撮影AP法が将来のスリットレス分光調査の分析のための有用で補完的なツールであり続けることを示しています。
赤方偏移空間におけるバイアストレーサーのスキュースペクトルにおける宇宙論的情報
| Title |
Cosmological_Information_in_Skew_Spectra_of_Biased_Tracers_in_Redshift_Space |
| Authors |
Jiamin_Hou_and_Azadeh_Moradinezhad_Dizgah_and_ChangHoon_Hahn_and_Elena_Massara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12743 |
大規模構造の高次クラスタリング統計にエンコードされた非ガウス情報を抽出することは、今後の銀河調査の可能性を完全に実現するための鍵です。3点クラスタリング統計の効率的な推定量として、偏ったトレーサーの赤方偏移空間{\it重み付きスキュースペクトル}の情報内容を調査します。スキュースペクトルは、観測された銀河域を適切に重み付けされた二乗と相関させることによって構築されます。2つの合成データセットを使用して数値フィッシャー予測を実行します。QuijoteN-bodyシミュレーションからのハローカタログとMolinoスイートからの銀河カタログ。後者は、より複雑な物質とトレーサーのバイアス関係に対する疎外の影響を理解するのに役立ちます。パワースペクトルの多極子と比較して、スキュースペクトルが$\nu\Lambda$CDMモデルの6つのパラメーター、$\{\Omega_m、\Omega_b、h、n_s、\sigma_8、M_\nuの制約を大幅に改善することを示します。\}$.$k_{\rmmax}=0.25\,{\rmMpc}^{-1}h$の小規模なカットオフを課すと、スキュースペクトルのみによる改善は、Quijoteハローで23%から62%の範囲で、モリーノ銀河では32%から71%です。同じデータで同じ範囲のスケールを使用したバイスペクトルモノポールの以前の分析と比較すると、Quijoteハローのスキュースペクトルは競合上の制約を提供します。逆に、スキュースペクトルは、モリーノカタログのすべての宇宙論的パラメーターについて、バイスペクトルモノポールよりも優れています。これは、バイスペクトルモノポールではなくスキュースペクトルによって捕捉される、特にモリノサンプルで強化された追加の異方性情報に起因する可能性があります。数値導関数の安定性分析は、パワースペクトルとスキュースペクトルの同等の収束率を示しており、パラメーターの不確実性を最大で30%過小評価する可能性があることを示しています。
ファジーダークマター宇宙モデルの超解像シミュレーション
| Title |
Super-resolution_simulation_of_the_Fuzzy_Dark_Matter_cosmological_model |
| Authors |
Meris_Sipp,_Patrick_LaChance,_Rupert_Croft,_Yueying_Ni,_Tiziana_Di_Matteo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12907 |
ディープラーニングとN体シミュレーションを組み合わせたAI超解像は、ラムダコールドダークマター宇宙論モデルの大規模な構造とハローの存在量をうまく再現することが示されています。ここでは、その使用を異なるダークマターコンテンツを持つモデルに拡張します。この場合、ファジーダークマター(FDM)で、違いが初期パワースペクトルにエンコードされるという近似で行われます。赤方偏移z=2に焦点を当て、以前のAI超解像作業で行われたよりも小さいスケールと低い質量(後者は2桁)をモデル化するシミュレーションを使用します。超解像技術は、パワースペクトルとハロー質量関数を完全な高解像度計算の数パーセント以内で再現できることがわかりました。また、フィラメントの偽の数値断片化によって引き起こされるハローアーティファクトが、超解像出力にも同様に存在することがわかります。完全な量子圧FDMシミュレーションを使用して超解像アルゴリズムをトレーニングしたことはありませんが、関連する長さと質量スケールでうまく機能するという事実は、後者の非常に高い計算コストを回避できる手法として有望であることを意味します。いくつかのコンテキスト。AI超解像は、モックカタログでカバーされる暗黒物質モデルの範囲を拡張するための便利なツールになり得ると結論付けています。
アルマナック: 弱レンズ効果スペクトルとマスクされた球体のマップ推論
| Title |
Almanac:_Weak_Lensing_power_spectra_and_map_inference_on_the_masked_sphere |
| Authors |
A._Loureiro,_L._Whiteway,_E._Sellentin,_J._S._Lafaurie,_A._H._Jaffe,_A._F._Heavens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13260 |
湾曲したマスクされた空でのノイズの多い観測からの弱いレンズ効果のフィールドベースの信号抽出を提示します。Euclidに似たマスクとノイズレベルを使用して、シミュレートされたEuclidに似た調査で分析をテストします。このような銀河調査で利用可能な情報を最適に利用するために、弱いレンズフィールドの角度パワースペクトルを推測するためのベイジアン法を、ノイズを除去したトモグラフィーの弱いレンズシアーと収束(投影された質量)の推測と共に提示します。マップ。後者は、宇宙場の非ガウス性を含む宇宙論的パラメーター情報を抽出する目的で、場レベルの推論に使用できます。マスクされた空からの全天$E$モードおよび$B$モードのトモグラフィーオートパワースペクトルおよびクロスパワースペクトル、および潜在的にパリティに違反する$EB$モードパワースペクトルを、$の最大多極子まで共同で推定します。\ell_{\rmmax}=2048$.ハミルトニアンモンテカルロサンプリングを使用して、合計1,680万ドルの無料パラメーターを使用して、パワースペクトルとノイズ除去されたマップを同時に推論します。主な出力と自然な結果は事後分布のサンプルのセットであり、点推定に還元されない限り、$E$から$B$への電力の漏れに悩まされることはありません。ただし、必要に応じて、パワースペクトルの点推定値、平均マップ、最尤マップ、およびそれらの分散と共分散を計算できます。
| Title |
Quasi-spherical_superclusters |
| Authors |
Pekka_Hein\"am\"aki,_Pekka_Teerikorpi,_Marian_Douspis,_Pasi_Nurmi,_Maret_Einasto,_Mirt_Gramann,_Jukka_Nevalainen,_Enn_Saar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13294 |
一般に、スーパークラスターの動的状態はよくわかっていません。スーパークラスターの特性を研究し、準球状スーパークラスターのサンプルを選択します。そのダイナミクスは、$\Lambda$有意性図を使用して研究できます。SloanDigitalSkySurveyDataRelease7(SDSSDR7)データから適応局所閾値密度法を使用してスーパークラスターサンプルを抽出し、メンバー銀河とグループの動的質量を使用してそれらの質量を推定しました。ミンコフスキー汎関数と超銀河団内の銀河と銀河群の位置に基づく位相解析を使用しました。最後に、$\Lambda$有意性図を使用して、この研究で見つかったいくつかの例外的なタイプのスーパークラスターの動的状態を強調します。最終的なサンプルには、130～450Mpcの距離範囲にある65個のスーパークラスターが含まれています。超銀河団の質量は$1.1\times10^{15}M_{\sun}$から$1.4\times10^{16}M_{\sun}$の範囲で、サイズは25Mpcから87Mpcです。パンケーキ型スーパークラスターは、スーパークラスターの低光度、小さく、貧弱で低質量の端を形成することがわかりました。例外的に球状の形状を示す、異常なタイプの4つのスーパークラスターが見つかりました。これらのいわゆる準球状星系には、比較的球状の密度と銀河分布に囲まれた高密度の核が含まれています。事項の内容。偏球および長球の$\Lambda$有意性図を使用すると、現在のエポックで3つの準球状スーパークラスターが重力的に束縛されていることがわかります。準球状超銀河団は、これまでに発見された最大の重力束縛系の1つであり、動的に、重力に束縛されていない大きな超銀河団と平衡配置にある銀河団の間にある特殊なクラスの巨大システムを形成します。
ホログラフィック エネルギー密度、ダーク エネルギー音速、および宇宙パラメータの張力: $H_0$ および $S_8$
| Title |
Holographic_energy_density,_dark_energy_sound_speed,_and_tensions_in_cosmological_parameters:_$H_0$_and_$S_8$ |
| Authors |
Wilmar_Cardona_and_M._A._Sabogal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13335 |
$\Lambda$CDMモデルの成功には、宇宙論的パラメーターの興味深い矛盾が問題になっています。セファイド変数と超新星を使用したハッブル定数$H_0$の直接測定値は、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)から推測されるよりも高いことが判明しました。弱い銀河レンズ調査では、$\Lambda$CDMのコンテキストでCMBから導出された値よりも低い$\sigma_8$物質クラスタリングの強度の値が一貫して報告されています。この論文では、ダークエネルギー(DE)を進化する状態方程式$w_{\mathrm{de}}(z)$、一定の音速の2乗$\hat{c}_を持つ流体と見なすことにより、宇宙論的パラメーターのこれらの不一致に対処します。{\mathrm{s}}^{2}$、および非等方性応力$\sigma$の消失。私たちの$w_{\mathrm{de}}(z)$はホログラフィック原理から導き出され、放射状、物質状、およびDE状の挙動を連続して示すことができるため、音の地平線と共動角直径距離に影響を与えます。したがって、$H_0$です。ここでは、重力ポテンシャルの進化への影響を通じて、DE音速が物質クラスタリング動作に関与していることを示します。プライマリCMB、CMBレンズ効果、赤方偏移空間歪み、ローカル距離ラダー、超新星、バリオン音響振動など、いくつかのデータセットの組み合わせを使用して、宇宙論的制約を計算します。私たちの分析では、$\hat{c}_{\mathrm{s}}^{2}$を過小評価し、$\hat{c}_{\mathrm{s}}^{2}=1$が除外されていることがわかります$\gtrsim3\sigma$で。データセット全体を含むベースラインの結果では、$H_0$と$\sigma_8$が低赤方偏移プローブとよく一致していることがわかりました($\approx2\sigma$以内)。ただし、バリオンエネルギー密度$\omega_{\rm{b}}$に対する制約は、BBN制約により$\approx3\sigma$の張力になります。非標準のクラスタリングプロパティ[たとえば、$\hat{c}_{\mathrm{s}}^{2}(z,k)$]も持つ進化するDEは、宇宙論における現在の不一致の解決に関連する可能性があると結論付けています。パラメーター。
特異摂動的アプローチにおける最小レンズ解法
この論文では、特異摂動的アプローチにおけるレンズポテンシャルの再構築のための極小解の特性を分析します。これらの最小解は、摂動場のフーリエ展開における最小次数の展開に対応します。これらの最小限のソリューションを使用することで、フィールドの再構成における物理的に意味のない誤った項を防ぐことができます。実際、摂動分析は、ソースモデルの小さな変化が場の展開の高次項に対応することを示します。摂動解析の結果は、わずかに非円形のソースだけでなく、次数2のより歪んだソースにも有効です。したがって、レンズのモデリングで使用される項の数を最小限に抑えることが非常に重要です。最小ソリューションのもう1つの重要な利点は、ソースモデルとレンズモデルの間の分離を提供し、ソースレンズの縮退問題を解決するのに役立つことです。最小解の考えられる欠点は、解の高次項を過小評価することです。ただし、この方法を使用して高次の項を検出すると、これらの項が実在することが保証されるため、このバイアスにはメリットがあります。最小のソリューションを使用するこのタイプの分析は、多数のレンズの統計分析を検討する場合、特に衛星による調査に照らして特に興味深いものとなります。
宇宙せん断データと相関する写真 $z$ の不確実性を組み合わせる: DESY1 と HSC-DR1 からの制約
| Title |
Combining_cosmic_shear_data_with_correlated_photo-$z$_uncertainties:_constraints_from_DESY1_and_HSC-DR1 |
| Authors |
Carlos_Garc\'ia-Garc\'ia,_David_Alonso,_Pedro_G._Ferreira,_Boryana_Hadzhiyska,_Andrina_Nicola,_Carles_S\'anchez_and_An\v{z}e_Slosar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13434 |
ソース赤方偏移分布$p(z)$の正確なキャリブレーションは、宇宙シアーデータの分析における重要な側面です。これには、何らかの方法で、分光または高品質の測光サンプルを使用する必要があります。ただし、弱いレンズカタログの深度に一致する完全な色の分光サンプルを取得することは困難であるため、異なる宇宙シアーデータセットの分析では、赤方偏移のキャリブレーションに同じサンプルが使用されることがよくあります。これにより、さまざまな弱いレンズデータセット間で高度に相関する統計的および体系的な不確実性のソースが導入され、それらの組み合わせから堅牢な宇宙論的制約を取得するために、正確に特徴付けおよび伝播する必要があります。このホワイトペーパーでは、同じキャリブレーションサンプルを共有する2つの異なる調査で、ソース赤方偏移分布の不確実性を定量化し、伝播する方法を紹介します。この方法は、$p(z)$統計的不確実性のおおよその分析的周辺化と、残余系統の関連周辺化に基づいています。COSMOS30バンドカタログを共通の赤方偏移キャリブレーションサンプルとして使用して、この方法をDESY1データリリースとHSC-DR1データからの宇宙せん断データの複合解析に適用します。両方のサンプルの赤方偏移分布の不確実性には有意な相関関係がありますが、これは宇宙パラメータの最終的な制約を大幅に変更しないことがわかりました。同じことは、COSMOS30バンド測光赤方偏移の誤差による残留系統的不確実性の影響にも当てはまります。さらに、ステージIVのデータセットではこれらの影響が無視できることを示しています。最後に、DESY1とHSC-DR1の組み合わせにより、「塊」パラメータを$S_8=0.768^{+0.021}_{-0.017}$に制限できます。これは、DESまたはHSCのいずれかのみに関する不確実性の$\sim\sqrt{2}$の改善に相当します。
暗黒物質構造による重力波のマイクロレンズ現象
重力波の重力レンズ効果は、暗黒物質構造の潜在的な新しいプローブを提供します。この作業では、星を保持するのに十分なバリオン物質を保持していない低質量暗黒物質ハローによって引き起こされるブラックホール連星からの重力波信号に対するマイクロレンズ効果を検討します。このマイクロレンズ効果がいつ関連するかを体系的に明らかにし、将来の重力波観測所によるその検出可能性を詳細に研究します。冷たい暗黒物質のハローと、ファジーな暗黒物質のハローに存在するソリトンコアによるレンズ効果を検討します。私たちの結果は、影響が比較的大きな影響パラメーターで検出可能であるにもかかわらず、そのようなレンズ効果のあるイベントを検出する確率は低いことを示しています。特に、コールドダークマターハローによってレンズ化されたイベントの予想数は、BBOで年間$\mathcal{O}(0.01)$であり、ファジーダークマターハロー内のソリトニックコアによってレンズ化されたイベントの予想数は$\mathcal{O}(0.01)ETの年間$。暗黒物質の大部分が比較的コンパクトな$\mathcal{O}(100M_\odot)$オブジェクトで構成されている場合、$R<\mathcal{O}(0.1\,{\rmpc})$、ETでのレンズ化されたイベントの予想数が非常に大きくなる可能性があることを示します($\mathcal{O}(1000)$)。
HARPS-N を使用した温帯スーパーアース HD79211 b の独立した検証
| Title |
Independent_validation_of_the_temperate_Super-Earth_HD79211_b_using_HARPS-N |
| Authors |
Victoria_DiTomasso,_Chantanelle_Nava,_Mercedes_L\'opez-Morales,_Allyson_Bieryla,_Ryan_Cloutier,_Luca_Malavolta,_Annelies_Mortier,_Lars_A._Buchhave,_Keivan_G._Stassun,_Alessandro_Sozzetti,_Aldo_Stefano_Bonomo,_David_Charbonneau,_Andrew_Collier_Cameron,_Rosario_Cosentino,_Mario_Damasso,_Xavier_Dumusque,_A._F._Mart\'inez_Fiorenzano,_Adriano_Ghedina,_Avet_Harutyunyan,_R._D._Haywood,_David_Latham,_Emilio_Molinari,_Francesco_A._Pepe,_Matteo_Pinamonti,_Ennio_Poretti,_Ken_Rice,_Dimitar_Sasselov,_Manu_Stalport,_St\'ephane_Udry,_Christopher_Watson,_Thomas_G._Wilson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12211 |
HD79210とHD79211、重力結合連星系の2つのM0VメンバーのHARPS-Nスペクトログラフから高精度動径速度(RVs)を提示します。これらのHARPS-NRVでHD79211付近に$24.421^{+0.016}_{-0.017}$日周期の惑星候補を検出し、CARMENESRVデータだけで最初に特定された惑星候補を検証しました。合計25年にわたるHARPS-N、CARMENES、およびHIRESRVを使用して、惑星候補パラメーターを$P=24.422\pm0.014$日、$K=3.19\pm0.27$m/s、$Mにさらに絞り込みます。$sin$i=10.6\pm1.2M_\oplus$、および$a=0.142\pm0.005$au.HD79211のデータには追加の惑星候補信号は見つかりませんでしたし、HD79210にも惑星候補信号は見つかりませんでした。このシステムは、M型矮星メンバーを持つ連星系で検出された系外惑星の数に追加され、恒星連星系での惑星形成のケーススタディとして機能します。
体系的な KMTNet 惑星異常検索、論文 VII: 最初の 4 年間の調査からの $q < 10^{-4}$ 惑星の完全なサンプル
| Title |
Systematic_KMTNet_Planetary_Anomaly_Search,_Paper_VII:_Complete_Sample_of_$q_ |
| Authors |
Weicheng_Zang,_Youn_Kil_Jung,_Hongjing_Yang,_Xiangyu_Zhang,_Andrzej_Udalski,_Jennifer_C._Yee,_Andrew_Gould,_Shude_Mao,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Cheongho_Han,_Kyu-Ha_Hwang,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Hyoun-Woo_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Przemek_Mr\'oz,_Jan_Skowron,_Radoslaw_Poleski,_Micha{\l}_K._Szyma\'nski,_Igor_Soszy\'nski,_Pawe{\l}_Pietrukowicz,_Szymon_Koz{\l}owski,_Krzysztof_Ulaczyk,_Krzysztof_A._Rybicki,_Patryk_Iwanek,_Marcin_Wrona,_Mariusz_Gromadzki,_Hanyue_Wang,_Jiyuan_Zhang,_Wei_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12344 |
惑星/ホスト質量比$q<10^{-4}$:KMT-2017-BLG-1194、KMT-2017-BLG-0428、KMT-2019-BLG-1806、KMT-2017-BLG-1003、KMT-2019-BLG-1367、OGLE-2017-BLG-1806、およびKMT-2016-BLG-1105。それらは、韓国マイクロレンズ望遠鏡ネットワーク(KMTNet)のAnomalyFinderアルゴリズムを2016～2019年のKMTNetイベントに適用することによって特定されました。ベイジアン分析は、すべてのレンズ系がMまたはK矮星を周回する冷たいスーパーアースで構成されていることを示しています。AnomalyFinderは、以前に公開された17個の惑星と他の場所で公開される予定の3個を合わせて、2016年から2019年までのKMTNetイベントで$q<10^{-4}$の解を持つ合計27個の惑星を発見しました。KMTNetデータに基づく惑星質量比関数の統計解析。27の惑星を調べると、KMTNetの惑星サンプルで失われた惑星コースティクスの問題がAnomalyFinderによって解決されていることがわかります。また、高倍率の惑星信号($A\gtrsim65$)の砂漠を発見し、KMTNetの高倍率イベントのフォローアッププロジェクトにより、1回あたり少なくとも2つの$q<10^{-4}$惑星を検出できる可能性があります。年と独立した統計サンプルを形成します。
ExoMol ライン リスト -- XLV.一水素化カルシウム (CaH) と一水素化マグネシウム (MgH) の Rovibronic 分子系列リスト
| Title |
ExoMol_line_lists_--_XLV._Rovibronic_molecular_line_lists_of_calcium_monohydride_(CaH)_and_magnesium_monohydride_(MgH) |
| Authors |
Alec_Owens,_Sophie_Dooley,_Luke_McLaughlin,_Brandon_Tan,_Guanming_Zhang,_Sergei_N._Yurchenko_and_Jonathan_Tennyson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12474 |
一水素化カルシウム($^{40}$Ca$^{1}$H)、一水素化マグネシウム($^{24}$Mg$^{1}$H)、およびその微量同位元素($^{25}$Mg$^{1}$Hと$^{26}$Mg$^{1}$H)が表示されます。\texttt{XAB}という名前の回転振動電子(rovibronic)ラインリストは、0--30\,000~cm$^{-1}$領域(波長$\lambda>0.33$~$\mu$m)であり、5000Kまでの温度に適しています。CaHおよびMgHに関する公開された分光学的文献の包括的な分析を使用して、正確な新しい広範なデータセットを取得します。測定の不確実性と一貫した量子数ラベリングを備えたロビブロニックエネルギーレベル。これらのデータセットは、CaHとMgHの新しい分光学的モデルを作成するために使用されます。このモデルは、新たに経験的に洗練されたポテンシャルエネルギー曲線と、異なる電子状態内/間のカップリングで構成されます(例:\スピン軌道、電子角運動量、ボルンオッペンハイマーブレークダウン、スピン回転、$\Lambda$-doubling)および以前に公開された\textit{abinitio}遷移双極子モーメント曲線。アインシュタイン$A$係数に加えて、状態寿命とLand\'e$g$係数が提供されます。後者は、CaHとMgHを使用して星の磁場を調べることができるため、特に役立ちます。ラインリストの後処理時に、計算されたエネルギーレベルがより正確な経験値(利用可能な場合)に置き換えられ、ラインリストが高解像度アプリケーションに合わせて調整されます。\texttt{XAB}ラインリストは、http://www.exomol.comのExoMolデータベースおよびCDS天文学データベースから入手できます。
ExoMol ライン リスト -- {XLVI}: 6 つの最低電子状態と 4 つのアイソトポローグをカバーする一硝酸シリコン
(SiN) の経験的ロビブロニック スペクトル
| Title |
ExoMol_line_lists_--_{XLVI}:_Empirical_rovibronic_spectra_of_silicon_mononitrate_(SiN)_covering_the_6_lowest_electronic_states_and_4_isotopologues |
| Authors |
Mikhail_Semenov,_Nicholas_Clark,_Sergei_N._Yurchenko,_Gap-Sue_Kim,_Jonathan_Tennyson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12477 |
一窒化ケイ素($^{28}$Si$^{14}$N、$^{29}$Si$^{14}$N、$^{30}$Si$^{14}$N、$^{28}$Si$^{15}$N)赤外域、可視域、紫外域をカバーするラインリストが表示されます。ExoMolによって作成された\name\ラインリストには、\XS、\AS、\BS、\DS、\asi、\bsiの6つの電子状態間のrovibronic遷移が含まれています。理論の多参照配置相互作用(MRCI/aug-cc-pVQZ)レベルで計算された\ai\ポテンシャルエネルギーと結合曲線は、観測された状態に対して、その解析的表現をrovibronicから決定された1052の実験的に導出されたSiNエネルギーレベルに適合させることによって洗練されます。$X$--$X$、$A$--$X$および$B$--$X$電子システムに属するバンドは、MARVEL手順を介して取得されます。SiNfulラインリストは、以前に観測されたスペクトル、記録および計算された寿命、および以前に計算された分配関数と比較されます。SiNfulは\url{www.exomol.com}データベースから入手できます。
ExoMol ライン リスト -- XLVII。一水酸化カルシウムラジカル (CaOH) の Rovibronic 分子系列リスト
| Title |
ExoMol_line_lists_--_XLVII._Rovibronic_molecular_line_list_of_the_calcium_monohydroxide_radical_(CaOH) |
| Authors |
Alec_Owens,_Alexander_Mitrushchenkov,_Sergei_N._Yurchenko_and_Jonathan_Tennyson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12480 |
恒星および系外惑星大気中の一水酸化カルシウムラジカル(CaOH)の将来の検出は、正確な分子不透明度データに依存します。ここでは、\A--\X\回転振動電子バンドと\X-\X\回転振動バンドをカバーするCaOHの最初の包括的な分子系列リストを提示します。新しく計算されたOYT6ラインリストには、最大$J=175.5$の回転励起を伴う320万のエネルギーレベル間の242億を超える遷移が含まれています。$T=3000$~Kまでの温度に適用でき、0\,--\,35\,000~cm$^{-1}$の範囲(波長$\lambda>0.29$~$\mu$m)回転、回転振動、および\A--\X\電子遷移。16\,000~cm$^{-1}$($\lambda=0.63$~$\mu$m)付近の強いバンドは、将来の天文観測、特に高温の岩石系太陽系外惑星で関心が持たれる可能性があります。非常に高くなる。OYT6ラインリストは、経験的に洗練された\X\および\A\状態のポテンシャルエネルギー面、高レベルの\textit{abinitio}遷移双極子モーメント面、およびレナーテラー結合とスピン軌道結合の厳密な処理を使用して生成されました。CaOHスペクトルを正しくモデル化するために必要な効果。CaOHラインリストの後処理が実行され、高解像度のアプリケーションに合わせて調整されました。つまり、\計算されたエネルギーレベルをより正確な経験に基づいて導出された値(利用可能な場合)に置き換えることで、予測されたライン位置の精度が向上しました。特定の地域では。OYT6ラインリストは、http://www.exomol.comのExoMolデータベースおよびCDS天文学データベースから入手できます。
L 363-38 b: ESPRESSO が近くの M 矮星を周回することで新たに発見された惑星
| Title |
L_363-38_b:_a_planet_newly_discovered_with_ESPRESSO_orbiting_a_nearby_M_dwarf_star |
| Authors |
Lia_F._Sartori,_Christophe_Lovis,_Jean-Baptiste_Delisle,_Monika_Lendl,_Gabriele_Cugno,_Anna_Boehle,_Felix_Dannert,_Andrea_Krenn,_Jonas_L._Gubler_and_Sascha_P._Quanz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12710 |
環境。太陽近傍の星の周りの惑星は、今後の大規模な宇宙および地上施設の特性評価の主要なターゲットになります。このような望遠鏡では大規模な太陽系外惑星探索は実行できないため、次世代の施設がオンラインになる前に、現在利用可能なデータと機器を使用して、ターゲットとなる可能性のある惑星を見つけることが重要です。ねらい。ESPRESSOを用いたブラインド視線速度(RV)検索により、太陽系近傍の星の周りにある新しい太陽系外惑星を検出することを目指しています。私たちのターゲットサンプルは、以前のRV測定値がほとんど(<10)またはまったくない近くの星(d<11pc)で構成されています。メソッド。2020年12月から2022年2月までの間に、近くのM矮星(M_star=0.21M_sun、d=10.23pc)L363-38のVLTでESPRESSOを使用して取得した31回の視線速度測定値を使用して、新しく発見された惑星の軌道パラメーターを導き出します。さらに、TESS測光とアーカイブVLT/NaCoハイコントラストイメージングデータを使用して、軌道傾斜角とL363-38周辺の惑星系アーキテクチャの可能性にさらに制約を加えます。結果。近くのM矮星L363-38を周回する新しい太陽系外惑星の検出を提示します。L363-38bは最小質量mpsin(i)=4.67+/-0.43M_Earthを持つ惑星で、その星を周期P=8.781+/-0.007dで周回し、長半径a=0.048+/に対応します。-0.006AUで、ハビタブルゾーンの内縁のかなり内側にあります。さらに、最小半径rpsin(i)=1.55-2.75R_Earthと平衡温度Teq=330Kを推定します。
カマキリ ネットワーク III: 超高温木星 WASP-121 b のチタン コールド トラップ
| Title |
The_Mantis_Network_III:_A_titanium_cold-trap_on_the_ultra-hot_Jupiter_WASP-121_b |
| Authors |
H.J._Hoeijmakers,_D._Kitzmann,_B.M._Morris,_B._Prinoth,_N._Borsato,_L._Pino,_E._K._H._Lee,_C._Ak{\i}n,_and_K._Heng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12847 |
WASP-121bの観察結果は、ターミネーター領域からのチタンと酸化チタンが不足していることを示唆しています。この研究では、昼側の発光スペクトルを調査することにより、この枯渇が地球規模であるかどうかを判断することを目的としています。ESPRESSOスペクトログラフで得られた8エポックの高解像度スペクトルを光学波長で分析し、昼側が見えるときの軌道相をターゲットにします。相互相関法を使用して、さまざまな原子、TiOおよびVOを検索し、モデルと比較します。ベイジアンフレームワークを使用して、放出信号の速度と位相関数を制約します。CaI、VI、CrI、FeI、NiIの重要な検出を報告しますが、TiまたはTiOは報告しません。Tiを含むモデルはデータを再現できません。検出された信号は、既知の軌道速度と全身速度、および亜星点からのピーク放出と一致しています。Tiは、透過分光法と発光分光法が敏感な大気の領域から枯渇していることがわかります。夜側の温度を制限する最近のHST観測によって裏付けられて、私たちはこれを夜側のチタンの凝縮の証拠と解釈し、惑星の他の場所の大気の上層に混合されるのを防ぎます.凝縮温度が低い種は影響を受けず、温度または動的特性にわずかな違いがある超高温の木星間に鋭い化学遷移が存在することを意味します。TiOは成層圏加熱の強力な源として機能する可能性があるため、コールドトラップは昼側と夜側の熱構造間の結合を作成するため、凝縮化学を地球循環モデルに含める必要があります。ホット・ジュピターで観測された元素存在量は、夜側の結露が説明されるか、惑星が夜側のコールド・トラップを完全に回避するのに十分なほど高温でない限り、全体の存在量を確実に代表するものではありません。
尾のないオールト雲彗星 C/2020 T2 (パロマー) のちりについて
近日点の約2週間前に、太陽から2.06天文単位(位相角28.5度)で観測されたオールト雲彗星C/2020T2(パロマー)(T2)の新しい分析結果を報告します。T2には、散乱光の中でかなりの塵の尾がなく、いわゆるマンクス彗星を思い起こさせる、幻影全体を通してコマの中心部の強い凝縮を示しています。偏光のスペクトル勾配は、J(1.25um)およびH(1.65um)バンドでそれぞれ増加および減少し、対照的に、全体的に負(青)の勾配(-0.31+/-0.14%um^-1)になります。同様の形状で観測された活発な彗星の赤い偏光色に。T2の平均偏光度は、Jバンドで2.86+/-0.17%、Hバンドで2.75+/-0.16%です。近赤外波長が彗星塵の中規模構造(すなわち、塵の集合体)に敏感であることを考えると、異なる空隙率と組成を持つ弾道集合体の光散乱モデリングは、T2の偏光特性が低空隙率と互換性があることを示しています(~66%)、10--100um(密度~652kgm^-3)のスケールでごくわずかな氷含有量のダスト凝集体を吸収します。これは、<~10^-4の実行可能なベータ(ダストに対する太陽放射圧の相対的な重要性)範囲を持つT2のコマ形態によってサポートされています。アーカイブデータからのT2のrバンド活動の永年進化は、その明るさの増加が約2.4auの前近日点で加速し、その全体的なダスト生成率がアクティブなオールト雲彗星よりも100倍小さいことを明らかにしています。また、T2彗星とマンクス彗星が黄道軌道に集中していることもわかりました。この論文は、オールト雲彗星の不均一な性質を強調しており、近い将来、それらの塵の特徴を熱心に研究することで調査することができます。
| Title |
Clusters_of_heavy_particles_in_two-dimensional_Keplerian_turbulence |
| Authors |
Fabiola_Antonietta_Gerosa,_H\'elo\"ise_Meheut,_J\'er\'emie_Bec |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13147 |
原始惑星系円盤は、乱流であることが知られている若い星の周りのケプラー回転のガス系です。それらには、惑星が形成される塵のごく一部が含まれています。惑星の成長の漸進的なシナリオでは、小石からキロメートルサイズの天体(微惑星)が形成されるかどうかは未解決の問題です。固体が局所的な重力崩壊を受けるには、粒子のクラスター化が必要です。この問題に対処するために、ケプラー回転とせん断を伴う乱流における慣性粒子の動力学が研究されています。2次元の直接数値シミュレーションを実行して、星までの距離に依存する回転速度と、そのサイズに関連する粒子の応答時間という2つの物理パラメーターを体系的に調べます。せん断は乱流の特性に劇的な影響を与え、サイクロンを破壊し、高気圧の生存を促進することがわかっています。より速い回転は、特に中間の粒子サイズの場合、高気圧の粒子のクラスター化を強化します。これらのクラスターは階層的に形成され、時間とともに融合します。このレジームの外にあるパラメーター値の場合、ソリッドは依然としてフラクタルセットに集中します。粒子の質量分布は、大きなオーダーで小さな次元を持つマルチフラクタルであることがわかり、重力崩壊を引き起こすことに興味をそそられます。このような結果は、微惑星形成の正確な説明とより良い理解に有望です。
潮汐固定された地球系外惑星に対する恒星活動の影響の 3D モデリング: 大気組成と居住可能性
| Title |
3D_modelling_of_the_impact_of_stellar_activity_on_tidally_locked_terrestrial_exoplanets:_atmospheric_composition_and_habitability |
| Authors |
Robert_J._Ridgway,_Maria_Zamyatina,_Nathan_J._Mayne,_James_Manners,_F._Hugo_Lambert,_Marrick_Braam,_Benjamin_Drummond,_\'Eric_H\'ebrard,_Paul_I._Palmer,_and_Krisztian_Kohary |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13257 |
恒星フレアは、大気組成の変化を誘発し、大量の紫外線で惑星の表面を照射することにより、M型矮星を周回する地球型惑星の潜在的な居住可能性に課題を提示します。それらの影響を調べるために、大循環モデルを光化学動力学スキームと組み合わせて、恒星フレアとコロナ質量放出に対する地球のような大気の応答と変化を調べました。星のフレアは、静止している星と比較して、大気中のオゾンの量を20倍に増加させることがわかっています。コロナ質量放出は、N$_2$Oなどの潜在的なバイオシグネチャを非生物的にかなりのレベルで生成することがわかりました。大気組成の変化により、惑星の表面に到達する紫外線の量が適度に減少します。これは、フレアが生命に有害である可能性がある一方で、恒星フレアによる大気の変化が、次の恒星の影響を軽減するように作用することを示唆しています。フレア。
Radio-Loud Exoplanet-Exomoon Survey (RLEES): 電子サイクロトロン メーザー放出の GMRT 検索
| Title |
Radio-Loud_Exoplanet-Exomoon_Survey_(RLEES):_GMRT_Search_for_Electron_Cyclotron_Maser_Emission |
| Authors |
Mayank_Narang,_Apurva_V._Oza,_Kaustubh_Hakim,_Manoj_Puravankara,_Ravinder_K._Banyal,_Daniel_P._Thorngren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13298 |
私たちは、電波騒音系外惑星・系外衛星調査(RLEES)の一環として、ジャイアントメトロウェーブ電波望遠鏡(GMRT)を使用して、系外惑星と系外衛星の相互作用の痕跡の最初の専用検索を実施しました。恒星の潮汐加熱、照射、およびその後の大気放出により、候補の「エキソイオ」システムは、木星イオDC回路よりも$10^6$倍のプラズマフラックスを放出すると予想されます。これは、太陽系外惑星系から検出可能な電波放射を誘発する可能性があります。WASP-49、HAT-P12、およびHD189733の3つの「exo-Io」候補星を分析します。最初の$\&$二次通過中に、400MHzでWASP-49bの12時間の位相曲線観測を実行します。最初の$\&$の3番目の象限と同様に、4日間で平均0.18mJy/ビームの3$\sigma$上限を達成しました。HAT-P~12は150および325MHzのGMRTで観測されました。HD189733のアーカイブデータを325MHzでさらに分析しました。3つのシステムからの放出は検出されませんでした。ただし、電波束密度には強い上限を設けています。ほとんどのエキソイオ候補が熱い土星を周回していることを考えると、ここで制約される系外惑星のBフィールド強度のより低い範囲にまたがる多波長検索(特に低周波数)を推奨します。
原始惑星系円盤における気体と固体の構造分布
原始惑星系円盤の最近の空間分解観測により、同心リングとギャップ、内部空洞、位置ずれ、渦巻き腕、および方位非対称性を含む、多数の下部構造が明らかになりました。これは、原始星と惑星VI以降の原始惑星系円盤の研究における大きなブレークスルーであり、惑星形成の分野を再構築しています。しかし、原始惑星系円盤の下部構造を画像化する能力は着実に向上してきましたが、多くの下部構造の起源はまだ大きく議論されています。原始惑星系円盤におけるガスと固体の構造化された分布は、惑星の形成を含む物理的プロセスの結果を反映している可能性があります。しかし、観測された原始惑星系円盤群の多様な特性、たとえば、リングの数と半径方向の位置、およびダスト分布のギャップは、制御プロセスが円盤間で異なる可能性があること、および/または結果が恒星または円盤に敏感である可能性があることを示唆しています。プロパティ。このレビューでは、（1）文献から収集された原始惑星系円盤の下部構造の既存の観測を要約します。(2)観測された原始惑星系円盤の下部構造を説明するために提案されたさまざまなプロセスの包括的な理論的レビューを提供します。(3)現在の理論的予測を既存の観察結果と比較し、異なる起源を区別するために将来の研究の方向性を強調する。(4)最先端の原始惑星系円盤観測が原始惑星系円盤と惑星形成理論に与える影響について議論します。
大気蒸発の 3 つのレジーム
スーパーアースとサブネプチューンのかなりの割合は、人生の初期段階で大気中の蒸発のために揮発性物質の極端な損失を経験すると考えられています.極端な質量損失の背後にあるメカニズムは完全には理解されていませんが、2つの候補が広く議論されています:X線および紫外線照射による光蒸発とコア動力による質量損失です。ここでは、両方のメカニズムが発生するが時間スケールが異なること、および大気損失が3つのレジームで発生する可能性があることが示されています。最初の体制では、惑星はその高エネルギー形成プロセスから生じる非常に高い内部温度を持っています。これらの高温は、十分な内部冷却なしで効率的に質量を失う完全な対流大気を生じさせます。2番目の体制は、内部温度が低い惑星に適用されるため、放射領域が形成されますが、光球はボンダイ半径の外側にとどまります。したがって、質量損失は内部温度のみに依存し続けます。内部温度が最も低い惑星は、ボンダイ半径より下で光球が形成され、主にX線と紫外線の照射によって質量が失われる第3の領域にあります。この論文は、惑星の寿命を通じて大気蒸発をモデル化するための最初の統一フレームワークを提供します。
2029年の地球遭遇時の（99942）アポフィスのスピン状態の進化
| Title |
Spin_State_Evolution_of_(99942)_Apophis_during_its_2029_Earth_Encounter |
| Authors |
C._J._Benson,_D._J._Scheeres,_M._Brozovic,_S._Chesley,_P._Pravec,_P._Scheirich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13365 |
2029年の地球との衝突が小惑星(99942)アポフィスの非主軸スピン状態に及ぼす影響を調査し、より最近の光学およびレーダー観測によって提供される洗練された軌道、スピン状態、および慣性情報を活用します。フライバイを通じて小惑星の結合軌道と剛体姿勢ダイナミクスを伝播し、フライバイ後の可能なスピン状態の範囲を提示します。これらのスピン状態分布は、アポフィス観測キャンペーンや宇宙船ミッション、特にOSIRIS-APEXを計画するのに役立ちます。シミュレーションは、小惑星のタンブリング周期と回転角運動量方向(極)への重力による変化が重要であり、測定可能である可能性が高いことを示しています。現在のスピン状態と慣性の推定値とその不確実性については、アポフィスは短軸モード(SAM)タンブリング状態にとどまる可能性が高いですが、その実効スピン速度は半分または2倍になる可能性があります。その極は、黄道面に近づくにつれて10度以上移動し、経度が増加する可能性があります。これらのスピン状態の変化は、小惑星の接近姿勢と質量分布に非常に敏感です。遭遇による小惑星のスピン状態の地上ベースの追跡により、この感度は質量分布の知識を洗練するのに役立ちます。また、アポフィスのヤルコフスキー加速と地球物理学的特性に対するこの急激なスピン状態の変化の意味についても議論し、特にアポフィスが接触連星である場合に、表面と内部の変化の可能な経路を特定します。地上観測から得られたフライバイ前後の慣性推定値の比較は、起こり得る地球物理学的変化の程度を評価するのに役立ちます。
廃止された衛星の平均太陽トルク回転動力学
静止地球軌道(GEO)にある機能停止した衛星のスピン状態の予測は、積極的なデブリ除去やサービスミッションだけでなく、材料脱落研究や姿勢依存太陽放射圧(SRP)モデリングにも役立ちます。以前の研究では、太陽放射トルクが、Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack(YORP)効果を介して、観測されたいくつかのGEOオブジェクトのスピン状態の進化を説明できることが示されています。これらの研究は、主に均一な回転に焦点を当てています。それにもかかわらず、多くのオブジェクトは非主軸回転(タンブリング)にあります。引退したGOES8-12衛星のファミリのタンブリング領域の最近の調査では、スピン軌道結合、タンブリングサイクル、タンブリング周期共鳴など、興味深いYORP駆動の動作が示されました。タンブリング体制をよりよく調査して理解するために、半分析的なタンブリング平均回転力学モデルを開発します。導出には、ヤコビ楕円関数によって定義される、衛星のトルクのない回転を解析的に平均化する必要があります。平均化は、ファセット照明関数の二次フーリエ級数近似によって容易になります。平均化されたモデルは、計算時間を約3桁削減しながら、完全なダイナミクスの一般的な長期動作をキャプチャして説明することがわかっています。この改善された計算効率により、機能していない衛星やロケット本体の一般的な長期回転ダイナミクスの迅速な調査が可能になります。
原始惑星系円盤の非常に薄いダスト層: 垂直せん断不安定性の限界
| Title |
Razor-thin_dust_layers_in_protoplanetary_disks:_Limits_on_the_vertical_shear_instability |
| Authors |
C.P._Dullemond,_A._Ziampras,_D._Ostertag,_C._Dominik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13413 |
コンテキスト:アタカマ大型ミリ波アレイ(ALMA)を使用した最近の観測では、ミリ波の波長で観測された大きな塵の集合体が、ミッドプレーンに沈んで非常に薄い層になっていることが示されています。目的:これらの層の幾何学的な薄さが、これらのディスクで動作している垂直せん断不安定性(VSI)に対する証拠であるかどうかを調べる予定です。方法:原始惑星系円盤の流体力学シミュレーションを局所等温状態方程式で実行し、VSIを完全に発展させました。ほこりの粒子をまき散らし、VSIによってかき混ぜられたときの動きを追跡しました。アルマ望遠鏡の観測と一致するのに十分なほど層が幾何学的に薄くなる粒子サイズを決定しました。次に、観察が示すように、これらの粒子サイズで、ミリ波の波長で適度に光学的に厚い層を生成できるかどうかを検証しました。結果:ストークス数が1に近い非常に大きなダスト集合体でさえ、観測された幾何学的な薄さと矛盾するVSIによって、中立面より上の比較的大きな高さまで攪拌されることがわかりました。ストークス数が1を超えるほど大きな粒子の場合、層を薄く保つことができますが、アルマ望遠鏡の波長(たとえば、tau(1.3mm)>=1)でダスト層を光学的に厚くすることは難しいことを示しています。大きな粉塵の塊。結論:幾何学的に薄い中央面のダスト層を持つ原始惑星系円盤は、少なくとも円盤の中央面に至るまで、VSI不安定ではあり得ないと結論付けています。VSIの抑制の説明には、ディスクの放射冷却の原因となる小さなダスト粒子のダスト対ガス比の低下が含まれます。VSIを急冷するには、10～100分の1の小さな粒子の減少で十分です。このような減少は、ダスト成長モデルではもっともらしく、光学および赤外線波長での観測と依然として一致しています。
HST と HSC の等質量解離合体の弱レンズ効果による研究 CIZA J0107.7+5408
| Title |
HST_and_HSC_Weak-lensing_Study_of_the_Equal-mass_Dissociative_Merger_CIZA_J0107.7+5408 |
| Authors |
Kyle_Finner,_Scott_W._Randall,_M._James_Jee,_Elizabeth_L._Blanton,_Hyejeon_Cho,_Tracy_E._Clarke,_Simona_Giacintucci,_Paul_Nulsen,_Reinout_van_Weeren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12165 |
ラム圧力と重力の相互作用によって解離的な合併が形成され、最近衝突したサブクラスターの暗黒物質とバリオン成分の空間変位につながる可能性があります。CIZAJ0107.7+5408は近く(z=0.105)の解離合体であり、2つのX線の明るさのピークと双峰銀河分布をホストしています。MMT/Hectospec観測を解析して、銀河団の視線と空間分布を調べます。深遠で高解像度の\textit{Hubble}宇宙望遠鏡の高度なサーベイイメージング用カメラと広い視野のSubaruHyper-Suprime-Cam観測を利用して、CIZAJ0107.7+5408のウィークレンズ解析を実行します。私たちの弱いレンズ分析は、クラスター銀河と空間的に一致しているが、X線の明るさのピークからは大幅にオフセットされているバイモーダル質量分布を検出します。2つのNFWハローをレンズ信号に当てはめると、サブクラスターの質量が$M_{200,NE}=2.8^{+1.1}_{-1.1}\times10^{14}$M$_\である等質量合体が見つかります。odot$および$M_{200,SW}=3.1^{+1.2}_{-1.2}\times10^{14}$M$_\odot$.さらに、サブクラスターの質量対光比$(M/L)_{NE}=571^{+89}_{-91}$$M_\odot/L_{\odot,B}$および$(M/L)_{SW}=564^{+87}_{-89}$$M_\odot/L_{\odot,B}$は、互いに一致し、銀河団の質量と光の比。
MaNGAポストスターバーストの分解された分子ガス観測は激動の過去を明らかにする
| Title |
Resolved_Molecular_Gas_Observations_of_MaNGA_Post-starbursts_Reveal_a_Tumultuous_Past |
| Authors |
Justin_Atsushi_Otter,_Kate_Rowlands,_Katherine_Alatalo,_Ho-Hin_Leung,_Vivienne_Wild,_Yuanze_Luo,_Andreea_O._Petric,_Elizaveta_Sazonova,_David_V._Stark,_Timothy_Heckman,_Timothy_A._Davis,_Sara_Ellison,_K._Decker_French,_William_Baker,_Asa_F._L._Bluck,_Lauranne_Lanz,_Lihwai_Lin,_Charles_Liu,_Carlos_L\'opez_Cob\'a,_Karen_L._Masters,_Preethi_Nair,_Hsi-an_Pan,_Rogemar_A._Riffel,_Jillian_M._Scudder,_Adam_Smercina,_Freeke_van_de_Voort,_and_John_R._Weaver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12199 |
ポストスターバースト銀河(PSB)は、最近急速に星形成を停止しており、銀河がどのように星形成後期型から静止初期型に移行するかを理解するための重要な方法です。PSB内の大きな低温ガス貯留層の最近の発見は、銀河が静止状態になるにはガスを失う必要があるという理論に疑問を投げかけています。オプティカルインテグラルフィールドスペクトロスコピー(IFS)調査により、2つのクラスのPSBが明らかになりました。中央に消光領域がある中央PSBと、周辺に消光があるリングPSBです。アパッチポイント天文台(MaNGA)調査での近くの銀河のマッピングからの空間的に分解された光学IFSデータと、$^{12}$CO(1-0)。私たちのPSBの7/13における乱れた星の運動学と中心に集中した分子ガスは、私たちのサンプルのほとんどで最近の合併と一致しています。合体の証拠のない銀河では、別のプロセスがガスを内部に流し込み、星の形成を抑制している可能性があります。これには、流出、恒星棒、小規模な合体または相互作用が含まれる場合があります。私たちの銀河のほぼ半分のスターバースト後の領域の星形成効率は抑制されていますが、ガスの割合は星形成銀河と一致しています。AGNフィードバックがこの安定化を推進している可能性があり、5/13銀河の中心でAGNに一貫した放射が観測されています。最後に、中央PSBとリングPSBは、中央PSBのイオン化された分子ガスがより乱れていることを除いて、同様の特性を持っています。全体として、PSB内の分子ガスはコンパクトで非常に乱れている傾向があり、その結果、濃縮ガス貯留層が効率的に星を形成することができなくなります。
偏光放射の HI 吸収に基づく超新星残骸 DA 530 までの新しい距離
| Title |
A_New_Distance_to_the_Supernova_Remnant_DA_530_Based_on_HI_Absorption_of_Polarized_Emission |
| Authors |
Rebecca_A._Booth,_Roland_Kothes,_Tom_Landecker,_Jo-Anne_Brown,_Andrew_Gray,_Tyler_Foster,_Eric_Greisen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12207 |
超新星残骸(SNR)は、星間物質への物質とエネルギーの重要な貢献者です。この寄与の影響とメカニズムを理解するには、個々のSNRの物理的なサイズ、エネルギー、および拡大率に関する知識が必要です。これは、信頼できる距離が得られる場合にのみ得られます。表面輝度の低い天体であるSNRDA530(G93.3+6.9)までの距離を決定することを目的としています。これを達成するために、私たちはドミニオン電波天文台合成望遠鏡と国立電波天文台超大型アレイを使用して、DA530からの偏波放射のHIを介在させて吸収を観測しました。顕著な吸収が速度$-28$と-67で検出されました。km/s(静止のローカル標準に相対的)、それぞれ4.4および8.3kpcの距離に対応します。DA530の電波とX線の特性に基づいて、最小距離は4.4$^{+0.4}_{-0.2}$kpcであると結論付けています。この最小距離では、SNRの直径は34$^{+4}_{-1}$pcであり、銀河面からの高度は537$^{+40}_{-32}$pcです。$-67$km/sの吸収は、速度が銀河の回転によって決定されないガスで発生する可能性があります。SNRからの放射のStokes$Q$および$U$観測を単一のHI吸収スペクトルに結合するための新しいデータ処理方法を提示します。これにより、偏光強度の計算に必要なノイズバイアス減算の問題が回避されます。偏波吸収法を適用して、さらに多くのSNRまでの距離を決定できます。
エッジオン銀河における過去の強い座屈イベントの遺物のテスト: シミュレーション予測と S$^{4}$G からのデータ
| Title |
Testing_for_relics_of_past_strong_buckling_events_in_edge-on_galaxies:_Simulation_predictions_and_data_from_S$^{4}$G |
| Authors |
V._Cuomo,_V._P._Debattista,_S._Racz,_S._R._Anderson,_P._Erwin,_O._A._Gonzalez,_J._W._Powell,_E._M._Corsini,_L._Morelli,_M._A._Norris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12255 |
短寿命の座屈不安定性は、少なくともいくつかのボックス/ピーナッツ(B/P)型のバルジの形成に関与しており、これはほとんどの大質量$z=0$棒銀河で観察されます。それにもかかわらず、B/Pバルジは、星が垂直に伸びた共鳴軌道にゆっくりと閉じ込められることによって形成されることも示唆されています。これら2つのシナリオの主な違いは、バーが曲がると、中立面に関する対称性が一定期間崩れることです。一連のシミュレーション(ガスの有無にかかわらず)を使用して、座屈が十分に強い場合、座屈フェーズの終了後も残留ミッドプレーン非対称性が数Gyr持続し、シミュレーション画像に表示されることを示します。一方、共鳴トラップおよび/または弱い座屈によって形成されたB/Pバルジの画像は、中立面に対して対称のままです。エッジオンの方向から3{\deg}以内にある銀河のシミュレーション画像で中央面の非対称性を特定して定量化する2つの関連する診断法を開発し、B/P形状のバルジの存在を説明できるかどうかをテストできるようにします。過去の座屈イベントによって。${\itSpitzer}$SurveyofStellarStructureinGalaxysからのB/Pバルジを持つ2つのほぼ真横の銀河に診断を適用し、中央面の非対称性を発見せず、これらの銀河が共鳴トラップまたはいずれかによってバルジを形成したことを示唆しています。$\sim5$Gyr以上前に座屈することによって。強い座屈によるB/Pバルジの形成は、過去の$\sim5$Gyrではまれなイベントである可能性があると結論付けています。
Hyper Suprime-Cam Subaru Strategic Program を使用して、クエーサー
ホスト銀河の下部構造の存在を評価するための機械学習アプローチ
| Title |
A_machine_learning_approach_to_assessing_the_presence_of_substructure_in_quasar_host_galaxies_using_the_Hyper_Suprime-Cam_Subaru_Strategic_Program |
| Authors |
Chris_Nagele,_John_D._Silverman,_Tilman_Hartwig,_Junyao_Li,_Connor_Bottrell,_Xuheng_Ding,_Yoshiki_Toba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12264 |
銀河の核領域が活発になる条件はほとんどわかっていませんが、銀河の形態に関連する永年過程が重要な役割を果たしている可能性があるという仮説が立てられています。我々は、HyperSuprime-CamSubaruStrategicProgramからの0.3<z<0.6にある3096個のSDSSクエーサーと銀河の光学iバンド画像を使用してこの問題を調査します。、クエーサーと滑らかな銀河モデルを削除した後、内部構造の特徴を調査します。次元削減の一形態として機能する生成モデルである変分オートエンコーダーを採用しています。核活動と相関する特徴を求めて、低次元の潜在空間を分析します。非活動銀河の一致した対照サンプルと比較して、より顕著な成分(すなわち、アーク、リング、バー)に関連しているように見える核活動の存在に基づいて、潜在空間が画像を分離することがわかりました。これらの結果は、ブラックホールの成長を活性化または維持する上で、永年にわたるプロセスと、おそらく(それらの残存する特徴による)合併の重要性を示唆しています。私たちの研究は、最適なシーイング条件下で撮影された地上ベースのイメージングで利用可能な幅広い情報を強調し、点広がり関数（PSF）の正確な特徴付けを行っているため、ルービン天文台から来る将来の科学を示しています。
均質な Ca-CN-CH-NH 測光法による球状星団の複数の恒星集団。 VII. 47 Tucanae (NGC 104) の金属欠乏個体群
| Title |
Multiple_Stellar_Populations_of_Globular_Clusters_From_Homogeneous_Ca-CN-CH-NH_Photometry._VII._Metal-Poor_Populations_in_47_Tucanae_(NGC_104) |
| Authors |
Jae-Woo_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12332 |
プロトタイプの金属に富む球状星団47Tucanae(NGC104)の新しい大きな視野($\sim$1\deg$\times$1\deg)Ca-CN測光を提示します。私たちの結果は次のとおりです。(1)赤色巨星分枝(RGB)と赤色水平分枝(RHB)の個体数比は、n(CN-w):n(CN-s)=30:70($\pm$1--2)、ここでCN-wとCN-sは、それぞれCNに弱い集団とCNに強い集団を表します。CN-sRGBとRHBの両方の人口は、CN-wの人口よりも中央に集中しています。(2)各集団の個々のRGB星の測光金属量は、[Fe/H]$\sim$$-$0.72および$-$0.92dexの2つの金属量ピークを持つバイモーダル分布によってよく説明できます。$\sim$RGBスター全体の13%。金属が少ない集団は、金属が豊富な集団よりも大幅に中央に集中しており、M3で見つかったのと同様の結果を示しています。(3)個々の集団のRGB隆起$V$の大きさは、2つの金属に乏しい集団の間でヘリウム存在量に差がないことを示していますが、$\DeltaY$$\sim$0.02--0.03のヘリウム増強は2つの金属が豊富な集団の間に必要です。(4)47TucのRHB形態は、クラスターの二峰性金属分布に関する我々の考えを支持するように思われる。47Tucは、M3とM22に似た2つの球状星団の合体残骸の別の例である可能性があります。
| Title |
Classifying_globular_clusters_and_applying_them_to_estimate_the_mass_of_the_Milky_Way |
| Authors |
GuangChen_Sun,_Yougang_Wang,_Chao_Liu,_Richard_J._Long,_Xuelei_Chen,_Qi_Gao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12336 |
GaiaEarlyDataRelease3(EDR3)によって提供された159個の球状星団(GC)の運動学を他の観測データと組み合わせて、GCを分類し、天の川(MW)の質量を推定します。年齢と金属性の関係、運動の積分、作用空間、およびGC軌道を使用して、GCをその場で形成されたもの(バルジとディスク)または元の場所で形成されたもの(降着による)として識別します。$45.3\%$はその場で形成され、$38.4\%$は既知の合体イベントに関連している可能性があります:ガイア-ソーセージ-エンケラドゥス、射手座矮小銀河、ヘルミストリーム、セコイア銀河、およびクラーケン銀河。また、ガイア-ソーセージ-エンケラドスに関連する3つの新しいサブ構造も特定します。GCの残りの$16.3\%$は、既知の合体とは無関係であり、小さな降着イベントによるものと考えられています。半径$8.0<r<37.3$kpcを持つ46個のGCを選択し、異方性パラメーター$\beta=0.315_{-0.049}^{+0.055}$を取得します。これは、GCのサンプルを使用した最近の結果よりも低くなります。GaiaDataRelease2ですが、エラーバーを考慮すると、まだ一致しています。同じサンプルを使用して、最も外側のGC内のMW質量を$M(<37.3kpc)=0.423_{-0.02}^{+0.02}\times10^{12}M_{\odot}$として取得し、対応する$M_{200}=1.11_{-0.18}^{+0.25}$。推定質量は、多くの最近の研究の結果と一致しています。また、推定される$\beta$と質量は、選択したGCのサンプルに依存することもわかりました。ただし、GCがMWのポテンシャルを完全にトレースしているかどうかを判断することは困難です。
Spitzer/IRS フル スペクトル モデリングによる、非常に不明瞭な AGN 内のケイ酸塩粉塵の鉱物学的特性の特徴付け
| Title |
Spitzer/IRS_full_spectral_modeling_to_characterize_mineralogical_properties_of_silicate_dust_in_heavily_obscured_AGNs |
| Authors |
T._Tsuchikawa,_H._Kaneda,_S._Oyabu,_T._Kokusho,_H._Kobayashi,_and_Y._Toba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12355 |
重度に隠蔽された活動銀河核(AGN)で観測された中赤外(IR)ケイ酸塩ダストバンドには、ケイ酸塩ダストの鉱物学的特性に関する情報が含まれています。我々は、重度に隠蔽されたAGNの核周辺領域の鉱物学的画像を調査して、画像を通じて隠蔽されたAGN活動を明らかにすることを目指しています。私たちの以前の研究では、土川ら。(2021)では、Spitzer/IRS5.3～12ミクロンスペクトルを使用して、鉱物組成と結晶化度に焦点を当て、非常に不明瞭なAGN内のケイ酸塩ダストの特性を調査しました。この研究では、ケイ酸塩ダストのより広い範囲の特性をより確実に評価するために、4つのダスト種を使用した1次元放射伝達計算を使用して、98の重度に隠蔽されたAGNのフルレンジスピッツァー/IRS5-30ミクロンスペクトルをモデル化します。サイズと多孔度が異なる4つのダストモデル間のフィッティング結果を比較すると、98個の銀河のうち95個が、ミクロンサイズの大きな粒子のない多孔質ケイ酸塩ダストモデルを好みます。輝石の質量分率と結晶化度は全体的に一致していますが、個々の銀河の以前の結果とは大きく異なります。輝石の少ない組成、小さなダストサイズ、および高い空隙率は、おそらく最近の核周囲スターバースト活動に由来すると思われる、私たちの銀河系で見られるような質量損失星の周りに新しく形成されたダストに似ています。平均して高い結晶化度は、AGN活動によって引き起こされるダスト処理を示唆しています。
星間H$_{2}$形成の触媒としての不完全な芳香族系を持つポリ芳香族炭化水素
| Title |
Polyaromatic_Hydrocarbons_with_an_Imperfect_Aromatic_System_as_Catalysts_of_Interstellar_H$_{2}$_Formation |
| Authors |
David_P._Jelenfi,_Anita_Schneiker,_Attila_Tajti,_Gabor_Magyarfalvi,_and_Gyorgy_Tarczay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12379 |
H$_{2}$は宇宙で最も単純で最も豊富な分子ですが、星間媒体、特に光解離領域でのその形成は完全には理解されていません。提案によると、H$_{2}$の形成は、星間粒子の表面にある多芳香族炭化水素(PAH)によって触媒されます。本研究では、不完全な芳香族系を持つ小さなPAHの触媒効果を調査しました。ベンゼン、シクロペンタジエン、シクロヘプタトリエン、インデン、および1H-フェナレンのH原子の引き抜きおよびH原子の付加反応について、量子化学計算を実行しました。反応障壁の高さとトンネル反応速度定数は、MPWB1K汎関数を使用して密度汎関数理論で計算されました。各分子について、環重合体インスタントン理論を使用して50Kで反応経路と速度定数が決定され、速度定数の温度依存性がシクロペンタジエンとシクロヘプタトリエンについて調べられました。計算結果は、ベンゼンと比較して芳香族系の欠陥が50Kでの触媒H$_{2}$形成の速度を増加させる可能性があることを明らかにしています。
| Title |
An_empirical_analysis_of_the_dynamics_of_both_individual_galaxies_and_gravitational_lensing_in_galaxy_clusters_without_dark_matter |
| Authors |
G.Pascoli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12380 |
銀河の平坦な回転曲線の存在は、いまだに当惑しています。暗黒物質パラダイムは、この難問を解決するためにずっと前に提案されました。ただし、この提案はまだ議論中です。この論文では、暗黒物質を必要とせずに、銀河団の銀河ダイナミクスと重力レンズ効果の両方を組み込んだバリオン密度のみを含む普遍的な関係を検索します。このタイプの式が存在する場合、暗黒物質がバリオン物質に完全に適合しているか、より根本的な観点からはおそらく役に立たないことを明確に示すことができる可能性があることを示しています.後者の状況が当てはまる場合、修正慣性(MOND)や修正重力(MOG)などのモデルの可視性を高める必要があります。
磁気回転する原始星雲の等温崩壊のシミュレーション
| Title |
Simulations_of_the_isothermal_collapse_of_magnetic_rotating_protostellar_clouds |
| Authors |
Sergey_A._Khaibrakhmanov,_Alexander_E._Dudorov,_Natalya_S._Kargaltseva,_Andrey_G._Zhilkin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12425 |
質量$10$と$1M_{\odot}$の磁気原始星雲の崩壊を調査します。崩壊は、2次元電磁流体力学(MHD)コード「エンリル」を使用して数値的にシミュレートされます。シミュレーションは、原始星雲が崩壊の等温段階の終わりまでに階層構造を獲得することを示しています。電磁力の作用下で、原始星雲は半径の半分の厚さと半径の比$Z/R\sim(0.20-0.95)$を持つ楕円形のエンベロープの形をとります。半径$0.2-0.7R_0$および$Z/R\sim(10^{-2}-10^{-1})$を持つ幾何学的および光学的に薄い一次ディスクがエンベロープ内に形成されます。ここで、$R_0$は初期半径です。クラウドの。一次ディスクは、静磁気平衡状態にある構造です。雲の初期磁気エネルギーがその重力エネルギーの$20\%$を超えたときに形成されます。プライマリディスクの質量は、クラウドの初期質量の$30-80\%$です。その後、最初の静水圧コアが一次ディスクの中心に形成されます。雲のさらなる進化における一次円盤の役割、および磁場幾何学の特徴とさまざまなレベルでの角運動量の分布の観点から、崩壊する雲の内部階層の可能な観測的外観について説明します階層の
磁場と星の放射フィードバックが大質量星形成塊の崩壊と星の質量スペクトルにどのように影響するか
| Title |
How_magnetic_field_and_stellar_radiative_feedback_influences_the_collapse_and_the_stellar_mass_spectrum_of_a_massive_star_forming_clump |
| Authors |
Patrick_Hennebelle,_Ugo_Lebreuilly,_Tine_Colman,_Davide_Elia,_Gary_Fuller,_Silvia_Leurini,_Thomas_Nony,_Eugenio_Schisano,_Juan_D._Soler,_Alessio_Traficante,_Ralf_S._Klessen,_Sergio_Molinari,_Leonardo_Testi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12475 |
何十年にもわたる理論的努力にもかかわらず、恒星の初期質量関数(IMF)の物理的起源はまだ議論されています。私たちは、恒星の放射フィードバック、磁場、非理想的な磁気流体力学などのさまざまな物理プロセスがIMFに与える影響を理解することを目指しています。1AUまでの空間分解能で、放射フィードバックと磁場を考慮して、1000M$_\odot$塊を崩壊させる一連の数値シミュレーションを提示します。理想的なMHD実行と非理想的なMHD実行の両方が実行され、さまざまな放射フィードバック効率が考慮されます。また、数値結果に対峙する解析モデルを開発します。計算で星によって生成された光度の合計が計算され、大規模な星形成塊の観測で報告されたボロメータ光度とよく比較されます。温度、速度、密度も、最近の観測結果とよく一致していることがわかりました。シミュレーションで推測された星の質量スペクトルは、一般的に言えば、厳密に普遍的ではなく、特に磁気強度によって変化します。また、放射フィードバック効率の選択によっても影響を受けます。すべてのシミュレーションで、約$M_{min}\simeq$0.1M$_\odot$で星の分布の急激な低下が見られます。これは、高密度でのダストの不透明度によって引き起こされる断熱挙動の結果である可能性があります。結果として、磁気サポートと熱サポートの組み合わせが大きすぎない場合、質量分布は0.3～0.5M$_\odot$に位置するピークを示します。磁気支持と熱支持が大きい場合、質量分布はプラトー、つまり$dN/d\logM\proptoM^{-\Gamma}$,$\Gamma\simeq0$によってより適切に記述されます。要約
WALLABY Pre-Pilot and Pilot Survey: Eridanus、Hydra、Norma、および NGC4636
フィールドにおける Tully Fisher 関係
| Title |
WALLABY_Pre-Pilot_and_Pilot_Survey:_the_Tully_Fisher_Relation_in_Eridanus,_Hydra,_Norma_and_NGC4636_fields |
| Authors |
H\'el\`ene_M._Courtois,_Khaled_Said,_Jeremy_Mould,_T.H._Jarrett,_Daniel_Pomar\`ede,_Tobias_Westmeier,_Lister_Staveley-Smith,_Alexandra_Dupuy,_Tao_Hong,_Daniel_Guinet,_Cullan_Howlett,_Nathan_Deg,_Bi-Qing_For,_Dane_Kleiner,_B\"arbel_Koribalski,_Karen_Lee-Waddell,_Jonghwan_Rhee,_Kristine_Spekkens,_Jing_Wang,_O.I._Wong,_Frank_Bigiel,_Albert_Bosma,_Matthew_Colless,_Tamara_Davis,_Benne_Holwerda,_Igor_Karachentsev,_Ren\'ee_C._Kraan-Korteweg,_Kristen_B.W._McQuinn,_Gerhardt_Meurer,_Danail_Obreschkow,_Edward_Taylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12498 |
WALLABYパイロット調査は、オーストラリアのSKAPathfinder(ASKAP)を使用して実施されました。統合された21cmHIラインスペクトルは、通常のシングルディッシュスペクトルタリーフィッシャー測定とは非常に異なる方法で形成されます。したがって、間もなく利用可能になる大量のデータを最大限に活用するために、わずかな違い(フラックスの欠落によるバイアスなど)を定量化して理解することが非常に重要です。この記事は、データ自体が科学的に興味深い4つの分野に基づいています。ここで議論されたパイロットデータは、21cmの静止波長における614の銀河スペクトルで構成されています。これらのスペクトルのうち、472は、タリー-フィッシャーの関係を使用して距離を導出するために使用される可能性がある十分に高い品質のものです。さらに、サンプルを251個の銀河に限定し、その傾斜角が真横に十分に近いものにします。これらについて、デプロジェクションされたWALLABY速度幅と赤外線(WISEW1)マグニチュードを組み合わせて使用して、Tully-Fisher距離を導き出します。Eridanus、Hydra、Norma、およびNGC4636クラスターの結果として得られたタリー-フィッシャー距離は、それぞれ21.5、53.5、69.4、および23.0Mpcであり、5～10\%の不確実性があります。巨大な単皿望遠鏡で得られたデータ。パイロット調査データは、以前の巨大な単一皿望遠鏡調査に対するWALLABYの利点を示しています。WALLABYは、平均赤方偏移$z=0.05(200Mpc)$を持つ約50万個の銀河を検出すると予想されています。この研究は、約200,000のTully-Fisher距離が調査から得られる可能性があることを示唆しています。
分子雲 L1478 と L1482 で観測された速度勾配と磁場の平行および垂直配列
| Title |
Parallel_and_Perpendicular_Alignments_of_Velocity_Gradient_and_Magnetic_Field_observed_in_the_Molecular_Clouds_L1478_and_L1482 |
| Authors |
Tyler_Schmaltz,_Yue_Hu,_Alex_Lazarian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12518 |
星形成は、主に磁場、磁気流体力学(MHD)乱流、および自己重力によって制御される分子雲の密集領域で通常発生する複雑なプロセスです。ただし、磁場を追跡し、星が形成されている重力崩壊の領域を特定することは、依然として困難な試みです。MHD乱流の異方性特性に基づいて、速度勾配法(VGT)と呼ばれる新しい手法がこれらの課題に対処するために提案されました。この研究では、巨大なカリフォルニア分子雲(CMC)の2つの領域、すなわちL1478とL1482にVGTを適用し、それらの物理的性質の違いを分析します。サブミリ波望遠鏡で観測された$^{12}$CO、$^{13}$CO、C$^{18}$O輝線を使用しています。$3.3'$および$10'$の分解能で計算されたVGTの結果を、353GHzおよび$10'$でのプランク分極と比較して、MHD乱流優勢および重力崩壊優勢の領域を決定します。解像度の違いにより、2つの測定値にずれが生じる可能性があることを示します。VGTで測定された磁場は、L1478のプランクのものと世界的に一致しており、自己重力の影響は重要ではないことを示唆しています。最良の一致はVGT-$^{12}$COに表示されます。L1482に関しては、VGT測定値はプランク分極に統計的に垂直であり、自己重力の優位性を示しています。この垂直方向の配置は、VGT-$^{13}$COとVGT-C$^{18}$Oでより重要です。
FAST II によるシグナス ループの新しい連続体と偏光観測。画像と分析
| Title |
New_continuum_and_polarization_observations_of_the_Cygnus_Loop_with_FAST_II._Images_and_analyses |
| Authors |
X._H._Sun_(Ynu),_X._Y._Gao_(Naoc),_W._Reich_(Mpifr),_P._Jiang_(Naoc),_D._Li_(Naoc),_H._Yan_(Desy),_X._H._Li_(Ynu) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12588 |
500メートル開口球状電波望遠鏡(FAST)によって観測されたシグナスループ超新星残骸(SNR)の全強度および偏光強度の画像を提示します。高い角度分解能と高感度の画像により、SNRの北部と南部の特性を徹底的に比較できます。北側部分と南側部分の中央フィラメントは、同様の前景の回転測定値を持っています。つまり、それらの距離はおそらく同様です。分極解析は、ランダムな磁場が北部では通常の磁場よりも大きいが、南部では無視できることを示しています。全強度画像はさまざまな角度スケールの成分に分解され、北側部分の殻構造の輝度-温度スペクトル指数は、成分画像の南側部分のそれと類似しています。これらすべての証拠は、シグナスループの北部と南部が、同じSNRに属しながら、星間物質の異なる環境に位置し、したがって進化したことを示唆しています。
大規模な YSO に向かう氷: I. OCS、CO、OCN-、および CH3OH
| Title |
Ices_toward_Massive_YSOs:_I._OCS,_CO,_OCN-,_and_CH3OH |
| Authors |
A._C._A._Boogert_(1),_K._Brewer_(1),_A._Brittain_and_K._S_Emerson_(2)_((1)_Institute_for_Astronomy,_University_of_Hawaii_at_Manoa,_Honolulu,_(2)_Institute_for_Astronomy,_University_of_Hawaii,_Hilo) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12639 |
彗星の氷の起源と進化の重要なトレーサーは、密集した雲の中や若い恒星天体(YSOs)に見られる氷との比較です。NASA赤外線望遠鏡施設SpeX分光計で撮影された、23の大質量YSOの2～5ミクロンスペクトルにおける氷の調査を提示します。OCS氷の4.90ミクロンの吸収帯が20の視線で検出され、これは以前に知られている検出の5倍以上です。吸収プロファイルはほとんど変化を示さず、OCSがCH3OHに富む氷、またはプロトン照射されたH2SまたはSO2を含む氷に埋め込まれていることと一致しています。OCSカラム密度は、CH3OHおよびOCN-の密度とよく相関しますが、H2Oおよび無極性CO氷とは相関しません。このOCSとCH3OHおよびOCN-との関連は、密集した雲または原始星エンベロープの奥深くでの形成位置をしっかりと確立します。大量のYSOに対するこの氷相の組成の中央値は、H2Oのパーセンテージとして、CO:CH3OH:OCN-:OCS=24:20:1.53:0.15です。CSは存在量が少ないため、OCSの主要な前駆体ではない可能性があります。この硫黄の供給源は十分に制約されていませんが、COの硫化が必要になる可能性があります。大規模なYSOと比較して、低質量のYSOと密集した雲は、COとCH3OHの氷の存在量が似ていますが、OCNが少なく、無極性のCOが多く、OCSは検出を待っています。彗星は炭素含有種が少ない傾向にあるが、これはOCSには当てはまらないようであり、おそらく原始惑星系円盤でOCSが生成されていることを示唆している。
近くの雲の静止媒質の赤外線分光調査: II.ペルセウスとへびの氷形成と粒成長
| Title |
Infrared_Spectroscopic_Survey_of_the_Quiescent_Medium_of_Nearby_Clouds:_II._Ice_Formation_and_Grain_Growth_in_Perseus_and_Serpens |
| Authors |
M.C.L._Madden_(1),_A.C.A._Boogert_(2),_J.E._Chiar_(3),_C._Knez_(4),_Y.J._Pendleton_(5),_A.G.G.M._Tielens_(6)_and_A._Yip_(7)_((1)_Department_of_Astronomy,_Columbia_University,_New_York,_(2)_Institute_for_Astronomy,_University_of_Hawaii_at_Manoa,_Honolulu,_(3)_Diablo_Valley_College,_Pleasant_Hill,_(4)_Department_of_Astronomy,_University_of_Maryland,_College_Park,_(5)_NASA_Ames_Research_Center,_Moffett_Field,_(6)_Johns_Hopkins_University,_Baltimore) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12672 |
ダストの特性は、氷の形成とダストの凝集の結果として、拡散した雲から密集した雲への移行中に変化しますが、この変化についてはまだ多くのことが不明です.ペルセウス座とへび座の分子雲の背後にある49個のフィールドスターの2～20ミクロンのスペクトルを提示し、近赤外線連続吸光(AK)と9.7ミクロンのケイ酸塩(tau97)および3.0ミクロンのH2O氷(tau30)の深さとの関係を確立します。吸収帯。tau97/AK比は、大きな拡散した星間媒体のような値(~0.55)から、はるかに低い比(~0.26)まで変化します。AK~1.2(AV~10;ペルセウス、狼瘡、高密度コア)および~2.0(AV~17;へび)の絶滅を超えると、tau97/AK比が最も低くなります。拡散雲から密集雲へのtau97/AKの減少は、中程度の粒子成長(最大0.5ミクロンまでのサイズ)と一致し、近赤外色の過剰(したがってAK)を増加させますが、氷とケイ酸塩のバンドプロファイルには影響しません。この粒子成長プロセスは、氷柱の密度と高密度コア形成のしきい値に関連しているようであり、密度の重要性を強調しています。へび座前景絶滅の補正後、H2O氷形成閾値はすべての雲でAK=0.31-0.40(AV=2.6-3.4)の範囲にあり、氷が形成された後に粒子の成長が起こります。最後に、2MASSJ18285266+0028242(Serpens)では豊富なCH3OH氷(H2Oに対して約21%)が報告されており、他のターゲットよりも4倍以上大きくなっています。
ホビー・エバリー望遠鏡暗黒エネルギー実験調査 (HETDEX) における活動銀河核 III.相当幅が非常に大きく、強力な流出を示す赤いクエーサー
| Title |
The_Active_Galactic_Nuclei_in_the_Hobby-Eberly_Telescope_Dark_Energy_Experiment_Survey_(HETDEX)_III._A_red_quasar_with_extremely_high_equivalent_widths_showing_powerful_outflows |
| Authors |
Chenxu_Liu,_Karl_Gebhardt,_Wolfram_Kollatschny,_Robin_Ciardullo,_Erin_Mentuch_Cooper,_Dustin_Davis,_Daniel_J._Farrow,_Steven_L._Finkelstein,_Eric_Gawiser,_Caryl_Gronwall,_Gary_J._Hill,_Lindsay_House,_Donald_P._Schneider,_Tanya_Urrutia,_Gregory_R._Zeimann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12679 |
我々は、Hobby-EberlyTelescopeDarkEnergyExperimentSurvey(HETDEX)は、高EWAGN集団の代表的なケースです。連続体レベルはHETDEXスペクトルでは検出されないため、測定されたEWは下限です。ソースは、LyA+NV、CIVで有意な輝線(>7sigma)、HETDEXの波長範囲(3500AA-5500AA)内のHeIIで中程度の輝線(~4sigma)で検出されます。rバンドの大きさは、HyperSuprime-Cam-HETDEX共同調査から24.57であり、検出限界は5sigmaでr=25.12です。LyA発光線は、直径が10秒角(85kpc)の明確に解像された領域にまたがっています。LyAラインプロファイルは、強い二重のピークを持っています。スペクトル分解された青いガスと赤いガスのLy$\alpha$放射は、視線速度オフセットが約1100km/sで、約1.2秒角(10.1kpc)離れています。このソースはおそらく、強力な風を伴う不明瞭なAGNです。
CygOB2-12 に向かう拡散星間媒体の中赤外偏光
| Title |
Mid-Infrared_Polarization_of_the_Diffuse_Interstellar_Medium_toward_CygOB2-12 |
| Authors |
Charles_M._Telesco,_Frank_Varosi,_Christopher_Wright,_Bruce_T._Draine,_Sergio_Jose_Fern\'andez_Acosta,_and_Christopher_Packham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12708 |
星CygOB2-12に向かう線形偏光の最初の中赤外検出を提示します。CygOB2-12は明るい青色超巨星であり、前景絶滅のAVが約10等であり、拡散星間における塵の特性の研究におけるベンチマークです。中くらい。グランテレスコピオカナリアス(GTC)のCanariCamマルチモードカメラで得られた8～13マイクロメートルの分光偏光測定法は、星間磁場に整列したケイ酸塩粒子の波長特性を示す明確な傾向を示しています。10.2マイクロメートル付近で統計的有意性7.8で検出された最大偏光は、位置角度(126+/-8)度で(1.24+/-0.28)%です。これらの測定値について、拡散星間物質のダスト組成に関する最近のモデルとの関連でコメントします。
暗黒物質とバリオンのストリーミング速度がある場合とない場合の矮小銀河の形成
| Title |
Dwarf_galaxy_formation_with_and_without_dark_matter-baryon_streaming_velocities |
| Authors |
Anna_T._P._Schauer,_Michael_Boylan-Kolchin,_Katelyn_Colston,_Omid_Sameie,_Volker_Bromm,_James_S._Bullock,_and_Andrew_Wetzel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12815 |
暗黒物質に対するバリオンの超音速ストリーミング速度(再結合時に刻印され、$\sim3$Mpcスケールでコヒーレントな大規模な効果)が、$z\gtrsim5$での矮小銀河の形成にどのように影響するかを調べます。$M_{\rmvir}(z=0)\approx10^{10}$M$_{\odot}$;を持つハローを中心とする領域で、ストリーミング速度を含めて除外して、宇宙論的流体力学シミュレーションを実行します。シミュレーションは、FeedbackInRealisticEnvironments(FIRE)プロジェクトの一部であり、FIRE-3物理演算で実行されます。私たちのシミュレーションは、$M_{\rmvir}=2\times10^{5}$M$_{\odot}$と$2\times10^9$M$_{\odot}$の間のハロー質量を持つ何千ものシステムで構成されています。赤方偏移の範囲$z=20-5$。これらの銀河の数百が星を形成し、100から$10^7$M$_{\odot}$の範囲の星の質量を持っています。非ストリーミングシミュレーションと比較して、ストリーミングでは星形成が地球規模で約50Myr遅れ、それに応じてストリーミングランでは高赤方偏移で発光銀河の数が抑制されますが、これらの効果は時間とともに減衰します。$z=5$までに、シミュレートされた銀河の特性はストリーミング実行と非ストリーミング実行でほぼ同じになり、古典的な矮星以上の質量スケールでの銀河の特性に対するストリーミング速度の影響は持続しないことを示しています。$z=0$.
MACER シミュレーションに基づく楕円銀河の星間および周囲銀河媒質からの X 線放出
| Title |
X-ray_Emission_from_the_Interstellar_and_Circumgalactic_Medium_of_Elliptical_Galaxies_based_on_MACER_simulations |
| Authors |
Aditi_Vijayan,_Bocheng_Zhu,_Miao_Li,_Feng_Yuan,_and_Luis_C._Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12886 |
銀河の周りの星間(ISM)および銀河周媒質(CGM)は、銀河の進化を促進するいくつかの物理的プロセスに関連しています。たとえば、楕円体の周りのCGMガスからのX線放射は、ホストで発生するAGNフィードバックに関連付けられています。〜1eVの解像度を持つHUBSなどの今後の望遠鏡は、そのような銀河の高温ガス特性に関する深い洞察を提供し、これらのプロセスを制約します。このプロジェクトでは、MACERコードを使用してシミュレートされた楕円銀河のISMとCGMのX線放射について説明します。さまざまなフィードバックモデルを使用してMACERシミュレーションからX線放出データを生成し、HUBSなどの計画されたミッションで将来の観測のソースを選択するために必要なステップである、高いスペクトル分解能を持つ機器の模擬観測を生成します。さらに重要なことは、AGNの物理学とISMおよびCGMからの発光スペクトルを使用した恒星フィードバックとの関係を確立し、観測を使用してフィードバックモデルを制約する可能性を調査することです。これらのシミュレーションからのX線スペクトルを標準的なフィッティング手順でフィッティングし、取得した物理的特性をシミュレーションから対応するものと比較して、将来の高解像度観測が銀河内のガスの特性を確実に明らかにできるかどうかを理解します。
中央分子帯の端に住んでいる：G1.3はCMZへのガス降着の可能性が高い候補です
| Title |
Living_on_the_edge_of_the_Central_Molecular_Zone:_G1.3_is_the_more_likely_candidate_for_gas_accretion_into_the_CMZ |
| Authors |
Laura_A._Busch,_Denise_Riquelme,_Rolf_G\"usten,_Karl_M._Menten,_Thushara_G._S._Pillai,_and_Jens_Kauffmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12980 |
私たちの銀河系の中央分子帯(CMZ)にある1.3度(G1.3)と1.6度(G1.6)の雲複合体は、いくつかの理由から、X1軌道とX2軌道の交差領域に存在する可能性があると提案されています。これには、共空間の低速および高速の雲、高速分散、衝撃追跡分子の高い分画分子量、および通常のCMZ雲よりも高い運動温度の検出が含まれます。IRAM30m望遠鏡とAPEX12m望遠鏡を使用して、周波数範囲85～475GHzの分子線で両方の雲複合体をマッピングしました。G1.3の運動学的構造は、低速(~100km/s)と高速(~180km/s)のガスをつなぐ中間速度(~150km/s)の「放出ブリッジ」と、全体的にふわふわした殻のようなものを明らかにします。構造。これらは、雲と雲の相互作用の観測証拠を表している可能性があります。G1.6の低速および高速ガス成分は、相互作用のそのような証拠を示さず、それらが空間的に分離されていることを示唆しています.さらに分析するために、各雲群で3つの位置を選択しました。CH3CN線のアンサンブルの非LTEモデリングに基づいて、両方の複合体で60-100Kの運動温度と10$^4$-10$^5$cm-3のH2体積密度を導き出した。H2に対する分子存在量は、2つの雲の化学的性質が似ていることを示唆しており、さらに他のGC雲の化学的性質と類似しています。G1.3は実際に雲と雲の相互作用の兆候を示している可能性があると結論付けています。近くのダストレーンからCMZに降着したガスと、この場所に既存のガスとの相互作用を提案します。G1.6の低速成分と高速成分が同じ視線で偶然に観測されています。それらは、向こう側のダストラインからのオーバーシュート減速ガス、またはダストレーン上を移動する実際のCMZガスと高速ガスのいずれかに関連している可能性があります。これらのシナリオは、数値シミュレーションと一致します。
エッジオン銀河の高さを通してタイプ Ia 超新星を制限する
このレターでは、分類された197個の超新星(SNe)Iaを使用して、円盤からの高さ分布をエッジオンスパイラルで分析し、それらの光度曲線(LC)減衰率$(\Deltam_{15})$を調べます。.91T、91bg様、および通常のSNeIaサブクラスが、ホストディスクの平面に向かって異なる方法で分布していることを初めて示します。ディスクからの平均高さ、および薄い/厚いディスクコンポーネントのスケールとの比較により、SNeIa前駆細胞の年齢を大まかに推定する可能性が与えられます。最小の高さにある91Tのようなイベントは、年齢が約数歳の比較的若い前駆細胞に由来します。最も高い分布を持つ100Myr、91bg様SNeは、かなり古い年齢$\sim10$Gyrの前駆細胞から生じ、他の2つのそれらの間に分布する正常なSNeIaは、約1～$の前駆細胞からのものです。\sim10$Gyr.LCの減少率とSNIaの高さの間に相関関係があることがわかりました。これは、円盤内の星の人口の垂直年齢勾配とサブチャンドラセカール質量白色矮星爆発モデルによって説明されます。ここで、$\Deltam_{15}$パラメータは前駆年齢指標。
NGC 2808 の初期集団星の高精度存在量: 金属量の広がりの確認
| Title |
High-precision_abundances_of_first_population_stars_in_NGC_2808:_confirmation_of_a_metallicity_spread |
| Authors |
C._Lardo,_M._Salaris,_S._Cassisi,_N._Bastian,_A._Mucciarelli,_I._Cabrera-Ziri,_and_E._Dalessandro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13369 |
フォトメトリック調査により、銀河の球状星団は、これまで均一な初期化学組成を持っていると考えられていた、いわゆる最初の人口の星の間で内部金属量の変動を示すことが明らかになりました。これは、まばらな分光学的証拠によって完全にサポートされているわけではなく、これまでのところ矛盾する結果が得られています。ここでは、文献から取得した銀河球状星団NGC2808内の5つの星の高解像度再分析を提示します。ターゲット星は、クラスターの染色体マップでの識別によると、最初の集団に属するほぼ同一の大気パラメーターを持つ明るい赤色巨星であり、Fe、Si、Ca、Ti、およびNiの正確な微分存在量を~0.03まで測定しました。デックスレベル。差分大気パラメーターと存在量測定に関連する非常に小さな不確実性のおかげで、ターゲット星は0.25+/-0.06dexに等しい鉄存在量の範囲にまたがることがわかりました。個々の元素の存在量は、クラスター染色体マップの最初の個体群オブジェクトによって記述される拡張シーケンスに沿った星の位置と高度に相関しています。青い星ほど鉄含有量が低くなります。これは、測光分析からの推論と一致します。他のすべての元素の存在量の差も、固有の存在量の広がりを示す統計的に有意な範囲を示しています。Si、Ca、Ti、およびNiの変動は、鉄の変動と高度に相関しており、すべての元素の総存在量の広がりはエラーバー内で一貫しています。これは、超新星として爆発する寿命の短い大質量星が、星形成がまだ進行している間に、出生雲内のガスの自己濃縮に寄与したというシナリオを示唆しています。
ALMA CO(3-2) 観測からの宇宙正午の AGN 周辺のガス貯留層の証拠
| Title |
Evidence_for_extended_gaseous_reservoirs_around_AGN_at_cosmic_noon_from_ALMA_CO(3-2)_observations |
| Authors |
G._C._Jones,_R._Maiolino,_C._Circosta,_J._Scholtz,_S._Carniani,_Y._Fudamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13370 |
ガスの流出は、銀河の進化における重要な現象であり、星の形成に(プラスまたはマイナスのいずれかの)影響を与え、コアまたはディスクからガスを放出し、元の物質と処理された物質の混合を直接引き起こします。活発なアウトフローは、広いスペクトル線の放出または高速ガスの検索によって検出される可能性がありますが、銀河の周りの銀河系媒質(CGM)で化学的に濃縮された分子ガスの拡張された貯留層を検索することによって、過去のアウトフローの存在を判断することも可能です。この作業では、アルマ望遠鏡で観測された7つのz~2.0-2.5AGNホスト銀河のセットのCO(3-2)放出を調べます。三次元スタッキング解析により、半径r〜13kpcの拡張されたCO排出の証拠を見つけます。この分析をサンプル銀河のHST/ACSiバンド画像に拡張し、複雑な小規模（r<10kpc）の形態を見つけましたが、拡張放射の確固たる証拠はありませんでした。さらに、ダスト放出(残りのフレームのFIR放出によってトレース)は、有意な空間拡張の証拠を示していません。これは、ALMAによって明らかにされた拡散CO放出が星の構成要素とは形態学的に異なることを示しており、したがって濃縮ガスの拡張された貯留層を追跡します。宇宙の正午にAGNホスト銀河のこのサンプルの周りに拡散した、濃縮された分子貯留層の存在は、これらの天体の星形成の歴史に強い影響を与えた可能性が高いAGN駆動の流出の歴史を暗示しています。
天の川銀河の 2 点相関関数の研究: ディスク励起と下部構造からの空間クラスタリングの発見
| Title |
Two-point_correlation_function_studies_for_the_Milky_Way:_discovery_of_spatial_clustering_from_disk_excitations_and_substructure |
| Authors |
Austin_Hinkel,_Susan_Gardner,_and_Brian_Yanny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13450 |
$R$、$\phi$、および$z$の銀河円柱座標で星盤の直交方向の空間相関を調べるために構築された、天の川の2粒子相関関数(2PCF)を導入します。この新しいツールを使用して、以前に軸対称性の破れの研究に使用したGaiaDataRelease2から慎重に選択された太陽近傍星($d\lesssim3\,\rmkpc$)のセットを使用して、銀河の構造とダイナミクスを調べます。星の数で数えます。参照数値シミュレーションと比較して、追加の広範なテストを行い、交絡する可能性のある体系的な影響を確実に制御します。軸対称または南北対称のいずれかであると仮定すると、このデータセットを2つの名目上対称なセクターに分割し、GaiaデータからLandy-Szalay推定量の方法で2PCFを構築します。そうすることで、渦巻きの腕が現れる中央平面領域から十分に離れて作業し、2PCFの直交方向に明確な対称性の破れパターンを発見し、サブキロパーセクでの星の数カウントの相関の存在を確立しました初めての長さのスケール。特に、システムが定常状態にある場合の推定値を大幅に超える振幅の広範な波状構造が観察されます。銀河円盤全体でこれらのパターンの変動を研究し、$|z|$の増加とともに、我々の結果が、恒星数カウントの垂直方向の非対称性やガイアカタツムリ。
さまざまな角度から見た AGN ジェットの多様な偏光特性: 統一されたビューに向けて
| Title |
Diverse_Polarimetric_Features_of_AGN_Jets_from_Various_Viewing_Angles:_Towards_a_Unified_View |
| Authors |
Yuh_Tsunetoe,_Shin_Mineshige,_Tomohisa_Kawashima,_Ken_Ohsuga,_Kazunori_Akiyama,_Hiroyuki_R._Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12162 |
ここでは、偏光特性が視野角に応じて幅広い多様性を示すことを示しています。超大質量ブラックホールと周囲のプラズマの画像をシミュレートするために、中程度の磁気強度を持つ3次元の一般相対論的磁気流体力学モデルに基づいて、完全偏光一般相対論的放射伝達を実行しました。電子温度の処方におけるホットジェットとコールドディスクの仮定の下で、ファンネルジェットからの偏光シンクロトロン放射が赤道ディスクでファラデー回転と変換を経験する典型的なシナリオを確認しました。さらに、直線偏光ベクトルは、エッジオンのような観察者では必然的に偏光解消されるのに対し、ベクトルの一部は生き残り、フェイスオンのような場合に観察者に到達することがわかりました。また、円偏光成分には、正面の場合は持続的な兆候があり、側面の場合は兆候が変化することもわかりました。これらの特徴は、中間視野角ケースを介して滑らかに接続されていることが確認されています。これらの結果は、異なる視角に対するファラデー回転/変換によるものであり、直線偏光と円偏光を組み合わせることで、観測者とブラックホール(および/またはディスク)の回転軸とプラズマ特性の間の傾斜に制約を与えることができることを示唆しています。ジェットディスク構造。これらはまた、活動銀河核からの放射の多様性について、より統計的で統一された解釈につながる可能性があります。
ZEBRAフローによるスーパーエディントン潮汐破壊イベントのシミュレートされた光学的光度曲線
| Title |
Simulated_optical_light_curves_of_super-Eddington_tidal_disruption_events_with_ZEBRA_flows |
| Authors |
R._A._J._Eyles-Ferris,_R._L._C._Starling,_P._T._O'Brien,_C._J._Nixon,_Eric_R._Coughlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12168 |
ゼロベルヌーイ降着（ZEBRA）フローモデルを使用して、スーパーエディントン潮汐破壊イベント（TDE）のシミュレートされた光学的光度曲線を提示します。強力なジェットの生成を伴います。ジェット放出の異方性の性質を説明するために、(ジェットに関して)軸上と軸外の両方の観測者の光度曲線を作成します。光の波長では、降着流からの放出は、シンクロトロン自己コンプトンからのブーストがあっても、ジェットによって生成されるものよりも桁違いに明るいことがわかります。観測された噴射されたTDESwiftJ2058.4+0516と比較すると、ZEBRAモデルは、降着が超エディントンのままである時間スケールを正確に捉え、トランジェントの光度を再現していることがわかります。しかし、光度曲線の形状は早い段階でずれており、モデル化されたZEBRAの半径と温度は、観測されたものよりそれぞれ$\sim2.7-4.1$倍小さく、$\sim1.4-2.3$倍大きいことがわかります。.これは、現在モデルが予測しているよりもZEBRAがより急速に膨張していることを示していることを示唆しており、これを説明するためにモデルを拡張する可能性について議論します。このような改良は、今後の大規模な調査からの貴重な新しいデータと相まって、スーパーエディントンTDEの性質とその動力源を解決するのに役立つ可能性があります。
次世代イベント ホライズン テレスコープのための多周波ブラック ホール イメージング
| Title |
Multi-frequency_Black_Hole_Imaging_for_the_Next-Generation_Event_Horizon_Telescope |
| Authors |
Andrew_Chael,_Sara_Issaoun,_Dominic_w._Pesce,_Michael_D._Johnson,_Angelo_Ricarte,_Christian_M._Fromm,_Yosuke_Mizuno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12226 |
イベントホライズンテレスコープ(EHT)は、いて座A*とM87*の超大質量ブラックホールの周りのプラズマフローの画像を、それらのイベントホライズンの投影サイズに匹敵する解像度で生成しました。次世代のイベントホライズンテレスコープ(ngEHT)による観測は、フーリエ平面のカバレッジが大幅に改善され、それぞれが広い帯域幅を持つ複数の周波数帯域(86、230、および345GHz)で実施されます。これらの周波数では、SgrA*とM87*の両方が、光学的に薄いものから光学的に厚いものへと移行します。これらの超大質量ブラックホールソースの地平線近くおよびジェット発射領域の分解されたスペクトルインデックスマップは、単一周波数画像で縮退している放射プラズマの特性を制限できます。さらに、複数の周波数で得られたデータからの情報を組み合わせることは、干渉画像再構成のための強力なツールです。これは、単一周波数観測における空間スケールのギャップを他の周波数からの情報で埋めることができるためです。ここでは、スペクトルインデックスマップと共に複数の周波数で干渉画像を同時に再構成する新しい方法を紹介します。この方法は、EHTイメージングに一般的に使用される既存の正則化最尤(RML)メソッドに基づいており、eht-imagingPythonソフトウェアライブラリに実装されています。シミュレートされたngEHTデータセットと、VLBAおよびALMAからの実際のデータに対するこの方法の結果を示します。これらの例は、RML多周波数画像再構成を同時に行うと、各周波数で独立した画像再構成を組み合わせた場合よりも、高品質で科学的に有用な結果が得られることを示しています。
グリーンバンク望遠鏡とCHIMEで観測されたPSR J1713+0747の異常なパルス形状変化イベント
| Title |
An_unusual_pulse_shape_change_event_in_PSR_J1713+0747_observed_with_the_Green_Bank_Telescope_and_CHIME |
| Authors |
Ross_J._Jennings,_James_M._Cordes,_Shami_Chatterjee,_Maura_A._McLaughlin,_Paul_B._Demorest,_Zaven_Arzoumanian,_Paul_T._Baker,_Harsha_Blumer,_Paul_R._Brook,_Tyler_Cohen,_Fronefield_Crawford,_H._Thankful_Cromartie,_Megan_E._DeCesar,_Timothy_Dolch,_Elizabeth_C._Ferrara,_Emmanuel_Fonseca,_Deborah_C._Good,_Jeffrey_S._Hazboun,_Megan_L._Jones,_David_L._Kaplan,_Michael_T._Lam,_T._Joseph_W._Lazio,_Duncan_R._Lorimer,_Jing_Luo,_Ryan_S._Lynch,_James_W._McKee,_Dustin_R._Madison,_Bradley_W._Meyers,_Chiara_M._F._Mingarelli,_David_J._Nice,_Timothy_T._Pennucci,_Benetge_B._P._Perera,_Nihan_S._Pol,_Scott_M._Ransom,_Paul_S._Ray,_Brent_J._Shapiro-Albert,_Xavier_Siemens,_Ingrid_H._Stairs,_Daniel_R._Stinebring,_Joseph_K._Swiggum,_Chia_Min_Tan,_Stephen_R._Taylor,_Sarah_J._Vigeland,_and_Caitlin_A._Witt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12266 |
ミリ秒パルサーJ1713+0747は、2021年4月16日から17日にかけて、突然の重大なパルス形状の変化を起こしました(MJD59320および59321)。その後、数ヶ月かけて徐々に脈拍形状が回復していきました。2月から2020年と2022年3月。形状変化の振幅とそれに付随するTOA残差は、無線周波数への強い非単調依存性を示しており、イベントがグリッチ(その影響は周波数に依存しないはず)でも単純な変化でもないことを示しています。視線に沿った電子密度（その影響は単調に周波数に依存するはずです）。ただし、J1713+0747(Demorestetal.2013;Lametal.2016)で観測された以前の2つの「クロマティックタイミングイベント」、および2015年のPSRJ1643-1224で観測された同様のイベントにいくらか類似しています。(シャノンら2016)。
連星ブラックホールのスピン分布から構造を探す
連星の合体におけるブラックホールのスピンは、これらのシステムの形成と進化に関連する情報を明らかにすることができます。イベントを組み合わせてブラックホールスピンの天体物理学的分布を推測することで、さまざまな形成シナリオから集団への相対的な寄与を判断できます。以前の多くの研究では、パラメトリックモデルを使用してスピン分布をモデル化しています。これらは、観測された母集団が小さい場合は価値のあるアプローチですが、基礎となる分布の形状について強力な仮定を行い、モデルの誤りによるバイアスの影響を非常に受けやすくなっています。このようなパラメトリックモデルで得られた結果は、許容される分布の形状が十分に動機付けられている場合(つまり、天体物理学的な理由)にのみ有効です。この作業では、これらの以前の仮定を緩和し、よりデータ駆動型のアプローチを使用してスピン分布をモデル化し、これらの分布を柔軟な3次スプライン補間でモデル化して、パラメトリックモデルではできない構造をキャプチャできるようにします。この柔軟性をモデルに追加すると、推定される分布の不確実性が大幅に増加することがわかりますが、スピンの大きさが大きいとサポートが低くなるという一般的な傾向と、等方性配向と一致するスピン傾斜分布が見られます。ブラックホールの62～87%がa=0.5未満のスピンの大きさを持ち、ブラックホールの27～50%が負の$\chi_{\rmeff}$を示すと推測されます。推定された$\chi_{\rmeff}$分布を使用して、天体物理学的BBH集団への階層的合併の寄与に対して保守的な上限を37%に設定します。さらに、収束していないモンテカルロ積分からのアーティファクトが、推測された分布の偽のピークや構造として現れる可能性があることがわかり、母集団の推論にモンテカルロ積分を使用する場合は十分な数のサンプルを使用する必要があります。
孤立したパルサーの推定速度分布に対するスピンキック配列の影響
孤立したパルサーの速度は、一般に、観測されていない視線速度は特別ではない、つまり、測定された2次元速度は全3次元の等方性射影であるという仮定の下で、空平面上で観測された2次元速度から推測されます。-d速度。ただし、パルサーのスピンが優先的にキックと整列している場合、スピンの方向がパルサーの検出可能性に影響を与えるため、観測者の位置は実際には特別です。これは、観測可能なパルサーの測定された2次元速度が等方性投影ではないことを意味し、3次元速度の推論に影響を与えます。この効果を推定し、若いパルサーが高い傾斜角と狭いビームを持っている場合、中性子星の出生キックの$\sim15\%$体系的な過大評価につながる可能性があると結論付けています。
サブPeVニュートリノ源TXS 0506+056における光子-ALP相互作用の意味
| Title |
Implication_of_photon-ALP_interactions_in_sub-PeV_neutrino_source_TXS_0506+056 |
| Authors |
Bhanu_Prakash_Pant,_Sunanda,_Sarathykanan_S.,_Reetanjali_Moharana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12652 |
TXS0506+056のガンマ線スペクトルに対する光子ALP振動の影響を、フェルミ大面積望遠鏡(FERMI-LAT)と主要大気ガンマイメージングチェレンコフ望遠鏡(MAGIC)のデータを使用して調査します。IC170922-A周辺の静止フェーズと2つのVHEフレアフェーズの両方を個別に使用し、さらに2014年のニュートリノフレアフェーズをソースとして使用して、サブPeVエネルギーでのALP効果を調べました。
イオン陽子パルサーにおける高周波放射のアンテナ源
イオン-陽子パルサー磁気圏のオープンセクターを形成するイオンと陽子の外向き移動ビームにおける縦方向または準縦方向のラングミュアモードの成長は、端給電高インピーダンス水平直線アンテナの類似物として放射します。長さが半波の整数。放射には、広く観測されているエネルギー束、直線偏光、およびスペクトルインデックスがあります。また、一部の統合されたパルスプロファイルで見られるノッチ現象も自然に発生します。100MHz以下でのパルサー観測の新しい分野は、電波放射メカニズムの生産的なテストにつながる可能性があります。
IceCube ニュートリノと電波パルサーの空間的一致の探索
| Title |
Search_for_spatial_coincidence_between_IceCube_neutrinos_and_radio_pulsars |
| Authors |
Vibhavasu_Pasumarti,_Shantanu_Desai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12804 |
公開されているIceCube点源ニュートリノイベントカタログを使用して、電波パルサーと超高エネルギーニュートリノの間の空間的関連性を検索します。この目的のために、ビン化されていない最尤法を使用して、ATNFカタログ内の各パルサーから統計的に有意な過剰を検索します。ガウス分布から予想されるよりもはるかに高い検出有意性を持つパルサーは見つかりません。したがって、現在知られているパルサーはいずれも、IceCubeによって検出された拡散ニュートリノフラックスに寄与していないと結論付けます。
根拠をカバーする: バイナリ ブラック ホール集団の包括的なデータ主導の特徴付け
| Title |
Cover_Your_Basis:_Comprehensive_Data-Driven_Characterization_of_the_Binary_Black_Hole_Population |
| Authors |
Bruce_Edelman,_Ben_Farr,_Zoheyr_Doctor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12834 |
連星ブラックホール(BBH)人口の天体物理分布の最初の完全なノンパラメトリックモデルを紹介します。基底スプラインから構築されたこれらのモデルを使用して、これまでで最も包括的なBBH母集団のデータ駆動型調査を実施し、同時にBBH質量比、スピンの大きさとミスアライメント、および赤方偏移分布のノンパラメトリックモデルを初めて適合させました。GWTC-3のBBHを使用して、質量分布の同様に柔軟なモデルで回復された同じ特徴を報告します。最も顕著なのは、一次質量${\sim}10\,M_\odot$および${\での合併率のピークです。sim}35\,M_\odot$.低い一次質量で抑制された合併率とべき乗則と一致する質量比分布を見つけます。私たちが推測する一次スピンのミスアライメントの分布は、アライメントから離れてピークに達しますが、大きさの分布は以前の推測と広く一致しています:BBHスピンの大部分は小さく($a<0.5$)、分布は$a\sim0.2$でピークに達します、回転していない部分母集団に対する穏やかなサポートがありますが、これはより大きなカタログで解決される可能性があります。赤方偏移におけるBBH合併率の進化を記述する変調されたべき乗則により、率の進化のヒントが$z\sim0.2-0.5$で平坦化または減少することがわかりますが、完全な分布は単調に増加するべき乗則と完全に一致しています。最後に、私たちの新しい発見の天体物理学的文脈と、重力波天文学のデータが豊富な時代に突入するにつれて、重力波人口推定におけるノンパラメトリック手法がパラメトリックアプローチを補完するためにどのように独自の態勢を整えているかについての議論で締めくくります。
GRB 221009A: 超高エネルギー宇宙線の潜在的な発生源
最近、非常に明るいガンマ線バースト、GRB221009Aが、電磁スペクトル全体をカバーするいくつかの施設で観測されました。最大18TeVのエネルギーを持つガンマ線と、251TeVの光子が検出されました。このようなエネルギーイベントは、銀河系外の背景光とのペア生成相互作用によって減衰されるため、予想されません。しかし、この緊張は明らかであり、型にはまらない説明を必要としません。ここで私は、これらの観測結果が、超高エネルギー宇宙線(UHECR)が地球への旅の間に宇宙放射線場と相互作用した結果として解釈できることを示します。この仮説が正しければ、GRB221009AのようなバーストがUHECRソースとして確立されます。
フェルミガンマ線宇宙望遠鏡は、多波長およびマルチメッセンジャー研究の重要なミッションであり、2008年以来、地球低軌道からガンマ線の空を調査しています。その2つの科学機器、ガンマ線バーストモニター(GBM)と大面積望遠鏡(LAT)、光子エネルギーで8桁をカバー。GBMは、10keV～40MeVのエネルギー範囲をカバーする12個のヨウ化ナトリウム検出器と2個のビスマス発芽検出器で構成され、地球に遮られていない空全体を表示するために宇宙船の両側に配置されています。LATは、シリコンストリップトラッカー、ヨウ化セシウム熱量計、およびプラスチックシンチレーター反同時入射システムに基づくペア生産望遠鏡です。約20MeVから500GeV以上のエネルギー範囲をカバーし、視野は約2.4ステラジアンです。その広い視野のおかげで、これらの装置は、GBMで約1時間、LATで約3時間のリズムで全天を観測できます。フェルミからのすべてのガンマ線データはすぐに公開され、幅広い多波長およびマルチメッセンジャー研究が可能になります。重力波で検出された中性子星の合体に関連するGRB170817Aを含む3000を超えるガンマ線バースト(GRB)と、高エネルギーニュートリノに関連するブレーザーTXS0506+056を含む5000の高エネルギー源が、フェルミ装置。フェルミサイエンスサポートセンターは、背景モデル、ソースカタログ、分析ソフトウェア、ドキュメント、ヘルプデスクなど、データの科学的使用を可能にする幅広いリソースを提供します。
GRB 190829A の初期アフターグロー分極の探索
| Title |
Exploring_the_Early_Afterglow_Polarization_of_GRB_190829A |
| Authors |
A._C._Caligula_do_E._S._Pedreira,_N._Fraija,_S._Dichiara,_P._Veres,_M._G._Dainotti,_A._Galvan-Gamez,_R._L._Becerra_and_B._Betancourt_Kamenetskaia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12904 |
GRB190829Aは、その性質と提示された高エネルギー放出のために広く研究されてきました。高エネルギー立体視システムによる非常に高エネルギーの成分の検出と、イベントの通常とは異なる中程度の光度により、古典的なGRBと近くのエネルギー以下のイベントに隣接するバーストの選択された限られたグループに分類されています。このバーストの残光を適切に特徴付けるために利用されるモデルの範囲を考えると、最も可能性の高い説明を特定することは困難であることが証明されています.それにもかかわらず、MASTERコラボレーションによって提供された偏光データの検出により、GRB190829Aに新しい側面が追加され、この縮退を調査できるようになりました。この論文では、偏波の時間的進化を既存の上限($\Pi<6\%$)。より等方的なフレームワークを考慮した場合、軸外のシナリオを完全に除外することはできませんが、軸上放射から生成された分極は強い異方性磁場比に有利であることがわかります。
一般相対論的核崩壊超新星シミュレーションのためのブラックホール除去スキーム
| Title |
A_Black-Hole_Excision_Scheme_for_General_Relativistic_Core-Collapse_Supernova_Simulations |
| Authors |
B._Sykes_(1),_B._Mueller_(1),_I._Cordero-Carri\'on_(2),_P._Cerd\'a-Dur\'an_(2),_J._Novak_(3)_((1)_Monash_University,_(2)_University_of_Valencia,_(3)_LUTH,_Meudon,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12939 |
フォールバック超新星と長ガンマ線バーストと超新星のコラプサーシナリオは、ブラックホール形成と極端な過渡事象への経路としてかなりの関心を集めています。これらのシナリオの一貫したシミュレーションには、一般的な相対論的処理が必要であり、特異点の形成を適切に処理する必要があります。アインシュタイン方程式の自由進化スキームは、ブラックホールの形成を、切除スキームまたはパンクチャスキームによって処理できます。しかし、10^{4}$ドルの光交差時間スケールをはるかに超える星の崩壊シミュレーションで長期的な数値安定性に明確な利点を提供する制約付きスキームでは、ブラックホール時空の動的処理はより困難です。共形に平坦な時空での切除に関する以前の研究に基づいて、CoCoNuT-FMTニュートリノ輸送コードを使用した超新星シミュレーションのためのブラックホール切除スキームの実装を紹介します。長時間の数値安定性を保証する境界条件の選択について詳細に説明し、ブラックホールへの相対論的降着流を安定して進化させるために必要な流体力学ソルバーのアップグレードにも対処します。スキームは現在、球対称メトリックに制限されていますが、流体力学は多次元的に扱うことができます。デモンストレーションのために、$85M_\odot$星のブラックホール形成の球対称シミュレーションと、同じ前駆星のフォールバック爆発の2次元シミュレーションを提示します。これらは、ブラックホール形成後、それぞれ9秒と0.3秒を超えて伸びます。
ピエール・オジェ天文台における超高エネルギー光子の探索
| Title |
Searches_for_Ultra-High-Energy_Photons_at_the_Pierre_Auger_Observatory |
| Authors |
The_Pierre_Auger_Collaboration:_P._Abreu,_M._Aglietta,_I._Allekotte,_K._Almeida_Cheminant,_A._Almela,_J._Alvarez-Mu\~niz,_J._Ammerman_Yebra,_G.A._Anastasi,_L._Anchordoqui,_B._Andrada,_S._Andringa,_C._Aramo,_P.R._Ara\'ujo_Ferreira,_E._Arnone,_J._C._Arteaga_Vel\'azquez,_H._Asorey,_P._Assis,_G._Avila,_E._Avocone,_A.M._Badescu,_A._Bakalova,_A._Balaceanu,_F._Barbato,_J.A._Bellido,_C._Berat,_M.E._Bertaina,_G._Bhatta,_P.L._Biermann,_V._Binet,_K._Bismark,_T._Bister,_J._Biteau,_J._Blazek,_C._Bleve,_J._Bl\"umer,_M._Boh\'a\v{c}ov\'a,_D._Boncioli,_C._Bonifazi,_L._Bonneau_Arbeletche,_N._Borodai,_J._Brack,_T._Bretz,_P.G._Brichetto_Orchera,_F.L._Briechle,_P._Buchholz,_A._Bueno,_S._Buitink,_M._Buscemi,_M._B\"usken,_A._Bwembya,_K.S._Caballero-Mora,_L._Caccianiga,_I._Caracas,_R._Caruso,_A._Castellina,_F._Catalani,_et_al._(308_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12959 |
ピエールオージェ天文台は、世界最大の空気シャワー実験であり、最高エネルギーの中性粒子への前例のない露出を提供します。18年以上前のデータ取得開始以来、超高エネルギー(UHE,$E\gtrsim10^{17}\,\text{eV}$)光子のさまざまな検索が実行されてきました。UHE光子の点源、または重力波イベントなどの過渡イベントに関連するUHE光子。本稿では、これらの検索を要約し、ピエールオジェ天文台によって収集された豊富なデータを使用して得られた現在の結果を確認します。
ジェットの再配向は、電波銀河における星形成抑制のとらえどころのないトリガーですか?
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Is_jet_re-orientation_the_elusive_trigger_for_star_formation_suppression_in_radio_galaxies? |
| Authors |
David_Garofalo,_Emily_Moravec,_Duccio_Macconi,_Chandra_B._Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12961 |
電波クエーサーの時間発展に伴うジェットの再配向は、X字型の電波銀河の形成と、それらが孤立した環境を好むことを説明しています。しかし、X字型の電波銀河は通常、密集した環境(グループ/クラスターなど)では見られないため、グループやクラスター内の電波銀河のジェット再配向現象は無視されてきました。FRIIジェットに対するFRIジェットの再配向を詳しく調べたところ、それが電波銀河における星形成抑制のまだ解明されていない引き金となっている可能性があることがわかりました。最近調査された電波「赤い間欠泉」銀河がこの文脈でどのように解釈できるかを示し、最終的に、FRII電波銀河がFRI電波銀河と比較して星形成の増強/抑制分割の一方の側にある理由のより深い理解を明らかにします。
明るい電波バーストと暗い電波バーストのガンマ線バースト -- 異なる前駆体のさらなる証拠
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Radio-bright_vs._Radio-dark_Gamma-ray_Bursts_--_More_Evidence_for_Distinct_Progenitors |
| Authors |
Angana_Chakraborty,_Maria_Dainotti,_Olivia_Cantrell,_Nicole_Lloyd-Ronning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12972 |
電波残光放射の有無にかかわらず、GRBの2つの異なるサンプルを分析します。arXiv:1902.01974からの前のサンプルの更新である211のGRBのサンプルを使用し、固有のガンマ線持続時間(ティント)として以前の結果と一致して(サンプルはほぼ2倍の大きさですが)見つけます。これら2つの母集団間の等方性等価エネルギー(Eiso)分布は、大きく異なるように見えます。2つのサンプルの赤方偏移(z)分布は、統計的に異なるわけではありません。Efron-Petrosianメソッドを使用して、選択効果と赤方偏移の進化を考慮して、変数(Eiso、Tint、ジェット開口角、およびz)間のいくつかの相関関係を分析します。ラジオブライトGRBとラジオダークGRBの両方について、ジェット開口角と赤方偏移の間、およびティントと赤方偏移の間に統計的に有意な逆相関があることがわかりました。最後に、以前の研究と一致して、非常に高いエネルギー(0.1-100GeV)の拡張放射が、電波の明るいGRBサンプルにのみ存在することがわかりました。私たちの研究は、電波明るいGRBと電波暗いGRBが異なる前駆体に由来する可能性を支持しています。
GRB 221009Aの高エネルギー放射による$\sim 10^{-16}$~ガウス銀河間磁場の測定
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Measurement_of_the_$\sim_10^{-16}$~Gauss_inter-galactic_magnetic_field_with_high_energy_emission_of_GRB_221009A |
| Authors |
Zi-Qing_Xia,_Yun_Wang,_Qiang_Yuan_and_Yi-Zhong_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13052 |
急速に進化するTeV-PeVトランジェントとその遅延GeV-TeVカスケード放出は、原則として、他の方法では測定が困難な銀河間磁場の理想的なプローブとして機能します。ごく最近、LHASSOはバーストトリガー後$\sim2000$秒以内に$\sim18$TeVまでの非常に強力なGRB221009Aの非常に高いエネルギー放出を検出しました。ここでは、$\sim2$GeVまでの顕著な$\gamma$線を伴うことなく、$\sim400$GeV光子を、バーストの約0.4日後にGRB221009Aの方向でFermi-LATによって検出したことを報告します。このようなハードスペクトルは、外部前方衝撃によって加速された電子の逆コンプトン放射では予想外です。代わりに、初期の一次$\sim20$TeV$\gamma$光線のカスケードから生成された$e^\pm$対の逆コンプトン散乱が、拡散遠赤外線およびマイクロ波背景から離れて$\gammaを生成することができます。$は$\sim400$GeVまでの光線をかなりハードな低エネルギースペクトルで持っています。$B_{\rmIGMF}\sim10^{-16}$Gaussの銀河間磁場強度が$\sim400$GeV光子の到着時間を自然に説明できると推測されます。このような$B_{\rmIGMF}$は、TeVブレーザーの高エネルギー放射の統計的研究によって設定された限界に匹敵します。
AGN における複数のスペクトル成分ジェットの多波長研究: 大規模ジェット X 線放出のための IC/CMB モデルのテスト
| Title |
A_Multi-Wavelength_Study_of_Multiple_Spectral_Component_Jets_in_AGN:_Testing_the_IC/CMB_Model_for_the_Large-Scale-Jet_X-ray_Emission |
| Authors |
Peter_Breiding,_Eileen_T._Meyer,_Markos_Georganopoulos,_Karthik_Reddy,_Kassidy_E._Kollmann,_and_Agniva_Roychowdhury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13104 |
チャンドラX線天文台では、活動銀河核にホストされた150以上の解像されたkpcスケールのX線ジェットが発見されました。これらのジェットの大部分は、フラックスが高すぎるか、電波から光へのシンクロトロンスペクトルの高エネルギー拡張と一致するには難しすぎるX線スペクトルを持っています。これは、複数スペクトル成分（MSC）として識別されるサブタイプですX線ジェット。X線の起源に関する有力な仮説は、電波から光へのシンクロトロンスペクトル(IC/CMBモデルとして知られている)を生成する同じ電子集団による宇宙マイクロ波背景放射の逆コンプトン散乱です。この作業では、フェルミ大面積望遠鏡からの観測を使用して45の銀河系外X線ジェットでIC/CMBモデルをテストし、予想される高レベルのガンマ線放射を探し、AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArrayからの観測を利用します(ALMA)とハッブル宇宙望遠鏡(HST)を使用して、予測されるガンマ線フラックスを最適に制限します。この研究と以前の研究を含めて、観測されたMeVからGeVへのガンマ線フラックスの過剰予測のために、合計24/45MSCX線ジェットでIC/CMBモデルが除外されることがわかりました。IC/CMBモデルに対する追加の証拠を提示します。これには、これらのソースでの相対的なX線から電波への相対論的ビーミング、および電波とX線のスペクトルインデックス間の一般的な不一致が含まれます。最後に、フェルミの上限に基づいて、すべてのジェットの大規模なバルクフローローレンツ係数の上限を提示します。これは、これらのジェットがせいぜい穏やかに相対論的であることを示唆しています。
ディスクに埋め込まれたコンパニオンの周りの順行性および逆行性ガス流: 偏心、質量およびディスク特性への依存性
| Title |
Prograde_and_Retrograde_Gas_Flow_around_Disk-embedded_Companions:_Dependence_on_Eccentricity,_Mass_and_Disk_Properties |
| Authors |
Yi-Xian_Chen,_Avery_Bailey,_James_M._Stone_and_Zhaohuan_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13204 |
3D流体力学シミュレーションを適用して、一次ホストの周りの降着円盤に埋め込まれた偏心コンパニオンの周りのガス流パターンの回転の側面を研究します。広範囲のコンパニオン質量比qとディスクアスペクト比hをサンプリングし、軌道離心率が臨界値etを超えると、順行（定常潮汐相互作用が支配）から逆行（背景のケプラーせん断が支配）への一般的な遷移を確認します。我々は、サブサーマルコンパニオンのet\simhとスーパーサーマルコンパニオンのet\sim(q/h)^1/3を見つけ、2つのシナリオを統一するための経験式を提案します。私たちの結果は、動粘度項の形でモデル化された、適度なレベルの乱流にetが影響を受けないことも示唆しています。AGN降着円盤に埋め込まれた恒星質量ブラックホール（sBH）の文脈では、それらの恒星周円盤（CSD）回転の分岐は、低スピン重力波に関連する、ほぼ反整列したsBHの集団の形成を示唆しています（GW）イベントは、etの定量的スケーリングを利用して、AGNディスクのsBH進化の将来の人口モデルでより詳細に調べることができます。惑星周円盤(CPD)の文脈では、我々の結果は、偏心惑星の周りの逆行CPDでその場で逆行衛星を形成する可能性を示唆しています。
GRB 221009Aの超高エネルギー宇宙線サイン
Swift-BATとFermi-GBM望遠鏡によってこれまでに検出された最も明るい長いガンマ線バーストであるGRB~221009Aは、極端な過渡現象における高エネルギー過程を理解する前例のない機会を提供します。我々は、この源からの残光放射に対する従来のレプトンモデル、シンクロトロンおよびシンクロトロン自己コンプトンでは、LHAASO検出器による$\gamma$線の観測を説明できず、最大18TeVのエネルギーにまで及ぶことを発見した。Fermi-LAT検出器によって、エネルギー範囲0.1-1GeVで推定された$\gamma$線スペクトルをモデル化します。私たちのレプトンモデルによって予測されるフラックスは、銀河外背景光を伴う$\gamma\gamma$ペアの生成により、$>1$TeVで大幅に減衰するため、追加のコンポーネントが必要です。超高エネルギー宇宙線はGRBジェット内で加速され、その伝播によって銀河外媒体に電磁カスケードが誘導されます。このフラックスの視線成分は、超高エネルギー宇宙線のGRB爆風エネルギーの一部を必要とする、LHAASOによって検出されたTeV放射を説明できます。これは、GRBにおける超高エネルギー宇宙線加速の最初の直接的な証拠となる可能性があります。
GraphNeT: ニュートリノ望遠鏡イベント再構成のためのニューラル ネットワークのグラフ化
| Title |
GraphNeT:_Graph_neural_networks_for_neutrino_telescope_event_reconstruction |
| Authors |
Andreas_S{\o}gaard,_Rasmus_F._{\O}rs{\o}e,_Leon_Bozianu,_Morten_Holm,_Kaare_Endrup_Iversen,_Tim_Guggenmos,_Martin_Ha_Minh,_Philipp_Eller_and_Troels_C._Petersen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12194 |
GraphNeTは、グラフニューラルネットワーク(GNN)を使用してニュートリノ望遠鏡で再構成タスクを実行するための、高品質でユーザーフレンドリーなエンドツーエンドの機能を提供することを目的としたオープンソースのPythonフレームワークです。GraphNeTを使用すると、複雑なモデルをすばやく簡単にトレーニングできます。このモデルは、従来の再構成手法よりも数桁速い推論時間で、任意の検出器構成に対して最先端のパフォーマンスでイベント再構成を提供できます。GraphNeTのGNNは、IceCube拡張やP-ONEなどの将来のプロジェクトを含む、すべてのニュートリノ望遠鏡からのデータに適用できるほど柔軟です。これは、GNNベースの再構成を使用して、ニュートリノ望遠鏡のほとんどの再構成タスクでリアルタイムのイベントレートで最先端のパフォーマンスを提供できることを意味します。素粒子物理学。
ELT スケールの中赤外高コントラスト イメージングに対する水蒸気の影響
| Title |
Impact_of_water_vapor_seeing_on_mid-infrared_high-contrast_imaging_at_ELT_scale |
| Authors |
Olivier_Absil,_Christian_Delacroix,_Gilles_Orban_de_Xivry,_Prashant_Pathak,_Matthew_Willson,_Philippe_Berio,_Roy_van_Boekel,_Alexis_Matter,_Denis_Defrere,_Leo_Burtscher,_Julien_Woillez,_Bernhard_Brandl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12412 |
地球大気中の局所的な水蒸気含有量の高速変動は、赤外線領域全体の地上ベースの波面品質に大きく貢献しています。乾燥した空気とは異なり、水蒸気は特に中赤外線で非常に有色です。これは、可視領域または近赤外領域での適応光学補正が、より長い波長で高い波面品質を保証するとは限らないことを意味します。ここでは、水蒸気観測の文献測定値と超大型望遠鏡干渉計(VLTI)からのより最近の赤外線干渉データを使用して、超大型望遠鏡のMETIS中赤外線カメラと分光器に配信される波面の品質を評価します。(ELT)、近赤外での単一共役適応光学補正後、3～13{\μ}mで動作。水蒸気シーイングによる追加の波面誤差が、Nバンド(8-13{\μ}m)で波面品質バジェットをどのように支配し、したがって中赤外高コントラストイメージングモードのパフォーマンスを促進するかについて説明します。ELTスケール。次に、METISチームが焦点面波面センシング技術を使用して水蒸気シーイングの影響を軽減する方法を提示し、高コントラストのイメージング性能をどの程度改善できるかをエンドツーエンドのシミュレーションで示します。
XNAV飛行実験のためのX線カニパルサーの高速軌道パルス位相推定
| Title |
Fast_On-orbit_Pulse_Phase_Estimation_of_X-ray_Crab_Pulsar_for_XNAV_Flight_Experiments |
| Authors |
Yidi_Wang,_Shuangnan_Zhang,_Minyu_Ge,_Wei_Zheng,_Xiaoqian_Chen,_Shijie_Zheng,_Fangju_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12422 |
NeutronStarInteriorCompositionExplorer(\textit{NICER})および\textit{Insight}-HardX-rayModulationTelescope(\textit{Insight}-HXMT)を使用した最近の飛行実験は、X線パルサーベースの実現可能性を実証しました。空間内のナビゲーション(XNAV)。しかし、上記の飛行実験で採用された現在のパルス位相推定およびナビゲーション方法は、Crabパルサーデータを処理するには計算コストが高すぎます。この問題を解決するために、本論文では、軌道上パルサータイミング(XTITAN)を使用したX線パルサーナビゲーションと呼ばれる、Crabパルサーのパルス位相を軌道上で推定する高速アルゴリズムを提案します。\textit{Insight}-HXMTと\textit{NICER}からのCrabパルサーデータのパルス位相伝搬モデルが導出されます。Crabパルサーでの露出がいくつかのサブ露出に分割されると、パルス位相伝搬モデルのハイパーパラメーターを推定する軌道上タイミング法が導き出されます。さらに、XTITANは、パルス位相と衛星の位置と速度を繰り返し推定することによって改善されます。\textit{NICER}からのCrabパルサーデータに適用すると、XTITANは\textit{NICER}実験で採用されたグリッド検索方法よりも58倍高速です。XTITANを\textit{Insight}-HXMTのCrabパルサーデータに適用すると、\textit{Insight}-を使用した飛行実験で使用された、Orbit-dynamicsを使用したパルスプロファイルの有意性向上(SEPO)よりも180倍高速です。HXMT。したがって、XTITANは計算効率が高く、オンボード計算に使用できる可能性があります。
XSLIDE (X-Ray Spectral Line IDentifier and Explorer): XRISM のクイックルック ツール
| Title |
XSLIDE_(X-Ray_Spectral_Line_IDentifier_and_Explorer):_a_quick-look_tool_for_XRISM |
| Authors |
Efrem_Braun,_Chris_Baluta,_Trisha_F._Doyle,_Patricia_L._Hall,_Robert_S._Hill,_Matthew_P._Holland,_Michael_Loewenstein,_Eric_D._Miller,_Michael_C._Witthoeft,_Tahir_Yaqoob |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12603 |
XSLIDE(X-RaySpectralLineIDentifierandExplorer)を紹介します。これは、今後のX-RayImagingandSpectroscopyMission(XRISM)のクイックルックツールとして設計されたグラフィカルユーザーインターフェイスです。XSLIDEはシンプルで使いやすいアプリケーションで、XRISMのResolve装置からスペクトルをインタラクティブにプロットすることができます。フォワードフィッティング用のモデルを選択する必要はありません。XSLIDEは、リビニング、連続体フィッティング、ラインの自動検出、検出されたラインの既知の原子遷移への割り当て、スペクトル診断などの一般的なタスクを実行します。XSLIDEにより、XRISMの科学研究者は多くのスペクトルを迅速に調べて、特に関心のあるスペクトル線を含むスペクトルを見つけることができるようになり、また、高解像度X線分光法の分野以外の天文学者がXRISMデータと簡単にやり取りできるようになることが期待されています。.
フーリエ フィルタリング WFS を最適化して、基本的な限界に近い感度に到達する
| Title |
Optimizing_Fourier-Filtering_WFS_to_reach_sensitivity_close_to_the_fundamental_limit |
| Authors |
Vincent_Chambouleyron_and_Olivier_Fauvarque_and_C\'edric_Plantet_and_Jean-Fran\c{c}ois_Sauvage_and_Nicolas_Levraud_and_Mahawa_Ciss\'e_and_Beno\^it_Neichel_and_Thierry_Fusco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12744 |
新世代の地上望遠鏡の可能性を最大限に引き出すには、位相を非常に細かく調整する必要があります。そのため、検出前の波面制御と補正は、特にハイコントラストイメージングにおいて、目標とする性能を達成するための機器の基礎の1つになっています。正確な波面制御の重要な機能は、波面センサー(WFS)に依存しています。基本的な光子効率限界に近い位相をエンコードする新しいフーリエフィルタリングWFSを設計するための戦略を提示します。この戦略は、さまざまな瞳孔形状の構成に適した高感度センサーを生成するため、有望と思われます。
再帰型ニューラル ネットワークを使用した O 型星の恒星パラメータ推定
| Title |
O-type_Stars_Stellar_Parameter_Estimation_Using_Recurrent_Neural_Networks |
| Authors |
Miguel_Flores_R.,_Luis_J._Corral,_Celia_R._Fierro-Santill\'an,_and_Silvana_G._Navarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12791 |
この論文では、星のスペクトルの光学領域を使用して、O型星の光度、有効温度、および表面重力を推定するためのディープラーニングシステムアプローチを提示します。以前の研究では、機械学習アルゴリズムと深層学習アルゴリズムのセットを比較して、恒星スペクトルモデルの分類と回帰型の物理パラメーターの推定という2つの方法を使用して恒星モデルを適合させる信頼できる方法を確立しました。仕事。ここでは、$<$20S/N境界で、信号対雑音比(S/N)が低い恒星スペクトルを処理する能力を備えた人工ニューラルネットワークの観点から、個々の物理パラメーターを推定するプロセスを提示します。3つの異なるリカレントニューラルネットワークシステムの開発、恒星スペクトルモデルを使用したトレーニングプロセス、観測された9つの異なる恒星スペクトルのテスト、および以前の研究における推定値との比較が提示されます。さらに、システムの入力データの次元を削減し、計算リソースを最適化するための恒星スペクトルの特徴付け方法について説明します。
積み重ねられたオートエンコーダーによるオーロラ キロメートル放射からの無線周波数干渉の除去
| Title |
Removing_Radio_Frequency_Interference_from_Auroral_Kilometric_Radiation_with_Stacked_Autoencoders |
| Authors |
Allen_Chang,_Mary_Knapp,_James_LaBelle,_John_Swoboda,_Ryan_Volz,_Philip_J._Erickson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12931 |
天文学における無線周波数データは、科学者が天体物理現象を分析することを可能にします。ただし、これらのデータは、根底にある自然のプロセスを観察する能力を制限する多くの無線周波数干渉(RFI)ソースによって破損する可能性があります。この研究では、画像処理における最近の研究を拡張して、オーロラキロメトリック放射(AKR)を含む時間周波数スペクトログラムからRFIを除去しました。AKRは、天体物理学プラズマの研究に使用される地球のオーロラゾーンから発生するコヒーレントな電波放射です。南極点ステーションで収集されたAKRスペクトログラムのノイズを除去するために、合成スペクトログラムでトレーニングされたAuroralRadioEmissions(DAARE)のノイズ除去オートエンコーダーを提示します。DAAREは、合成されたAKR観測で42.2のピーク信号対雑音比(PSNR)と0.981の構造的類似性(SSIM)を達成し、最先端のフィルタリングおよびノイズ除去ネットワークと比較して、PSNRを3.9、SSIMを0.064改善しました。定性的な比較は、シミュレートされたAKRのデータセットで完全にトレーニングされているにもかかわらず、実際のAKR観測からRFIを効果的に除去するDAAREのノイズ除去機能を示しています。AKRのシミュレーション、DAAREのトレーニング、およびDAAREの採用のためのフレームワークには、https://github.com/Cylumn/daareからアクセスできます。
電離電子の放射: 速度の 2 ポイント関数の重要な役割
過去10年間、超高エネルギー宇宙線によって引き起こされた広範な空気シャワー(EAS)を検出するいくつかの試みが、大気中に残された電離電子の準弾性衝突からのGHz周波数での分子制動放射(MBR)に基づいて行われてきました。粒子のカスケードの通過。これらの試みは、ほんの一握りの信号のみの検出につながりました。それらはすべて、シャワー軸に沿って前方に向けられており、したがって、チェレンコフ角に近いGHz周波数に広がる地磁気およびアスカリアン放射に由来することを示唆しています。ARENA2022へのこの貢献では、イベントの検出の欠如は、電子の連続した衝突間の光子の放出振幅に影響を与える破壊的な干渉による、衝突率を下回る周波数範囲でのMBRのコヒーレントな抑制によって説明されます。地上レベルでのスペクトル強度は、実験装置の感度よりも数桁低いことが示されています。したがって、MBRは、今後数十年間、EASの新しい検出技術の基礎と見なすことはできません。この結論に到達するために開発された形式は、電離電子速度の2点相関関数の重要な役割を強調することを可能にしました。これは、レーダー送信機からの着信コヒーレント波の通過にさらされるこれらの電離電子の再放射の強度を調べるのに役立ちます。これに関するいくつかのヒントが提示されます。
光相関と検出のための近赤外アップコンバージョンを備えたマイクロ波偏光計の偏光キャリブレーション
| Title |
Polarization_Calibration_of_a_Microwave_Polarimeter_with_Near-Infrared_Up-Conversion_for_Optical_Correlation_and_Detection |
| Authors |
Francisco_J._Casas,_Patricio_Vielva,_R._Belen_Barreiro,_Enrique_Mart\'inez-Gonz\'alez_and_G._Pascual-Cisneros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13197 |
この論文では、1550nmの波長で光相関と信号検出の両方を可能にする近赤外(NIR)周波数アップコンバージョン段階に基づくマイクロ波偏光計デモンストレーターに適用される偏光キャリブレーション方法を紹介します。この機器は、空からの宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の偏波を測定するように設計されており、10～20GHzの周波数範囲で着信信号のストークスパラメーターを同時に取得します。可変偏光角を持つ直線偏光入力信号は、実験室に取り付けられた偏光計キャリブレーションセットアップで励起として使用されます。偏光計の系統誤差は、提案されたキャリブレーション手順で修正でき、高レベルの偏光効率(低い偏光パーセンテージエラー)と低い偏光角度エラーを達成できます。キャリブレーション方法は、加算項または乗算項で構成される正弦関数による偏光誤差のフィッティングに基づいています。フィッティングの精度は、低周波CMB実験で必要とされる典型的なエラーレベルがフィッティング関数のわずかな項で達成できるように、項の数とともに増加します。一方、キャリブレーション信号が必要な精度で既知であると仮定すると、追加の項を計算して、超高感度Bモード分極CMB実験で必要なエラーレベルに達することができます。
KM3NeT ブロードキャスト光データ伝送システム
地中海の底にあるKM3NeTニュートリノ望遠鏡の光データ転送システムは、検出器アレイ内の6000を超える光モジュールのそれぞれに、陸上の制御ステーションへのポイントツーポイントの光接続を提供します。KM3NeTのARCA検出器とORCA検出器は、それぞれ約3500mと2500mの深度に設置されています。管制局までの距離は約100キロメートルと40キロメートルです。予想される最大データレートは、光モジュールあたり200Mbpsです。実装された光データ転送システムは、深海の電気光ケーブルとジャンクションボックスのネットワークのレイアウトに一致します。システム内のファイバーを効率的に使用するために、高密度波長分割多重化の技術が適用されます。測定されたビット誤り率、光バジェット、およびシステムの実装における次のステップに関する光学システムのパフォーマンスが提示されます。
ビーム導波管マウントを持つアンテナのフィード回転補正
AIPSのビーム導波管アンテナマウントタイプをサポートする新しいコードの開発について報告します。これにより、これらのアンテナを使用して行われた観測の偏波解析が可能になります。VLBIのビーム導波管アンテナは、転用された通信アンテナで一般的です(ワークワース、山口など)。マウントのタイプは、空のさまざまなポイントの左右の円偏波(LHCとRHC)の間の微分位相に影響します。ワークワースビーム導波管アンテナの補正を適用できることを示します。
IRIS が 1 秒未満のリズムで観測したフレアの Si IV スペクトルの急激な変化
| Title |
Rapid_variations_of_Si_IV_spectra_in_a_flare_observed_by_IRIS_at_a_sub-second_cadence |
| Authors |
Juraj_Lorincik_and_Vanessa_Polito_and_Bart_De_Pontieu_and_Sijie_Yu_and_Nabil_Freij |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12205 |
2022年1月18日のMクラスフレア中に、前例のない0.8秒のリズムで界面領域イメージング分光器(IRIS)で観測された、非常に変化するSiIV1402.77ラインプロファイルの観測について報告します。フレアリボンカーネルで観察されたこの線のモーメント分析は、強度、ドップラー速度、および非熱的広がりが10秒未満の周期で変動することを示しました。これらの変動は、最大70kms$^{-1}$だけ赤方偏移した線の十分に分解された二次成分へのガウスフィットの特性と相関していることがわかりました。この線。モーメント分析から得られた線の非熱的広がりと二次成分の赤方偏移との間には、特に高い相関関係が見られました。これは、線の広がりにおける振動の増強が、さまざまな特性を持つ（観測者から離れた）プラズマの流れによるものであることを意味します。カーネルに根ざしたフレアループの3次元再構成に基づく二次成分のドップラー速度の単純な逆投影は、観測された流れが下降流によって引き起こされ、数値シミュレーションによって最近予測された強い凝縮流と互換性があることを示唆しています。さらに、強度のピークと二次成分へのガウスフィットのドップラー速度の傾向(リボンで平均化)は、ソフトX-レイフラックス(GeostationaryOperationalEnvironmentalSatellite、GOESによって測定)およびマイクロ波電波フラックス(ExpandedOwensValleySolarArray、EOVSAによって測定)。この結果は、磁気リコネクションの繰り返しによってQPPが駆動されたシナリオをサポートしています。
| Title |
ALMA_Observations_of_the_HD~110058_debris_disk |
| Authors |
Antonio_S._Hales,_Sebasti\'An_Marino,_Patrick_D._Sheehan,_Silvio_Ulloa,_Sebasti\'An_P\'Erez,_Luca_Matr\`A,_Quentin_Kral,_Mark_Wyatt,_William_Dent,_and_John_Carpenter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12275 |
HD110058付近のガスに富む若いデブリディスクのAtacamaLargeMillimeterArray(ALMA)観測を0.3～0.6アーク秒の分解能で提示します。この円盤は、$^{12}$COと$^{13}$COのJ=2-1とJ=3-2遷移と同様に、0.85と1.3~mm連続体で検出されます。観測は塵とガスの分布を解決し、これがアルマ望遠鏡によって観測された同様の光度の星の周りの最小の破片円盤であることを明らかにします。新しいALMAデータは、以前の散乱光画像で示されたように、円盤が真横に非常に近いことを確認しています。放射伝達モデリングを使用して、ダストとガスディスクの物理的特性を制約します。ダスト密度は約31~auでピークに達し、$\sim70$~auまで伸びる滑らかな外縁を持っています。興味深いことに、ダストの放出は短軸に沿ってわずかに分解されます。これは、縦横比が0.13から0.28の真横に近い場合、垂直方向に厚いことを示しています。また、COガスの分布がダスト\ah{(Ceti49付近の円盤と同様)}よりもコンパクトであることもわかりました。これは、小さな半径での低粘度と高いガス放出率による可能性があります。COの光解離、遮蔽、および粘性の進化を考慮したガス進化のシミュレーションを使用して、HD~110058のCOガスの質量と分布が二次起源のシナリオと一致することを発見しました。最後に、ガス密度が十分に高く、円盤内の小さなダスト粒子が外向きにドリフトする可能性があることがわかりました。
銀河バルジにおける進化した食連星系: OGLE-BLG-ECL-305487 と OGLE-BLG-ECL-116218
の正確な物理パラメータと軌道パラメータ
| Title |
Evolved_eclipsing_binary_systems_in_the_Galactic_bulge:_Precise_physical_and_orbital_parameters_of_OGLE-BLG-ECL-305487_and_OGLE-BLG-ECL-116218 |
| Authors |
K._Suchomska,_D._Graczyk,_C._Ga{\l}an,_O._Zi\'o{\l}kowska,_R._Smolec,_G._Pietrzy\'nski,_W._Gieren,_S._Villanova,_M._G\'orski,_I._B._Thompson,_P._Wielg\'orski,_B._Zgirski,_P._Karczmarek,_B._Pilecki,_M._Taormina,_W._Narloch,_G._Hajdu,_M._Lewis,_M._Ka{\l}uszy\'nski,_and_G._Rojas_Garc\'ia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12413 |
私たちの目標は、構成要素が2つの巨大な星である2つの二重線食連星系の物理パラメータと軌道パラメータを高精度で決定することです。また、バイナリの進化状況を調査し、表面の明るさと色の関係を使用してバイナリまでの距離を導き出し、これらの測定値をガイアミッションによって提示された測定値と比較することも目指しています。システムの物理パラメータと軌道パラメータを測定するために、Wilson-Devinneyコードを使用して光度曲線と動径速度曲線を分析しました。OGLEカタログのVバンドとIバンド測光、およびSOFI装置を搭載した新技術望遠鏡(NTT)で取得した近赤外測光を使用しました。分光データは、ESO3.6m望遠鏡に取り付けられたHARPS分光器と6.5mClay望遠鏡に取り付けられたMIKE分光器で収集されました。OGLEカタログの2つの進化した日食連星系(OGLE-BLG-ECL-305487とOGLE-BLG-ECL-116218)について、この種の最初の分析を提示します。OGLE-BLG-ECL-305487の成分の質量は$M_1$=1.059$\pm$0.019および$M_2$=0.991$\pm$0.018$M_\odot$であり、半径は$R_1$=19.27です。$\pm$0.28および$R_2$=29.99$\pm$0.24R$_\odot$.OGLE-BLG-ECL-116218の場合、質量は$M_1$=0.969$\pm$0.012および$M_2$=0.983$\pm$0.012$M_\odot$であり、半径は$R_1$=16.73$\です。pm$0.28および$R_2$=22.06$\pm$0.26$R_\odot$。システムの進化の状態は、PARSECとMIST等時線に基づいて議論されています。システムの年齢は、OGLE-BLG-ECL-305487では7.3～10.9Gyr、OGLE-BLG-ECL-116218では約10Gyrであることが確立されました。また、バイナリまでの距離も測定しました。OGLE-BLG-ECL-305487の場合、$d$=7.80$\pm$0.18(統計)$\pm$0.19(システム)kpcおよびOGLE-BLG-ECL-116218の場合、$d$=7.57$\pm$0.28(統計)$\pm$0.19(システム)kpc.
若い星の静磁場降着円盤の物理化学的垂直構造
| Title |
Physical_and_chemical_vertical_structure_of_magnetostatic_accretion_disks_of_young_stars |
| Authors |
Sergey_A._Khaibrakhmanov,_Alexander_E._Dudorov,_Anton_I._Vasyunin,_Mikhail_Yu._Kiskin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12667 |
化石の大規模磁場を持つ若い星の降着円盤の垂直構造が研究されています。星の重力、ガスと磁気の圧力、乱流加熱、星の放射による加熱を考慮して、円盤の静磁平衡の方程式を解きます。円盤のモデル化された物理構造を使用して、その化学構造をシミュレートし、特にCN分子の空間分布を調べます。典型的なおうし座T星の円盤を考えます。シミュレーションは、領域$r<50$auの円盤内の温度が高さとともに低下し、密度プロファイルが等温の場合よりも急勾配であることを示しています。「デッド」ゾーンの外側では、磁場の方位角成分の垂直方向のプロファイルは非単調であり、ディスク内で磁場強度が最大に達します。磁気圧力勾配は、静水圧勾配と比較してディスクの厚さの増加を引き起こす可能性があります。CN分子濃度は、光球の近くと、選択したパラメーターでの磁場強度が$\sim0.01$Gである円盤大気で最大になります。サブミリ範囲でのCN線のゼーマン分裂の測定を使用して、磁場を決定できます。降着円盤のこれらの領域での強度。
縮退星の降着連星系におけるガス力学を、ニュートン近似の枠組みの中で考察します。このような系では、軌道が非常にコンパクトであるため、降着流が白色矮星(WD)または中性子星(NS)の表面に衝突する可能性があります。これにより、軌道から角運動量が失われ、降着体のスピンアップが発生します。降着物質の特定の角運動量の近似値を作成し、降着物質をスピンアップさせ、システムの他のパラメーターをいくつか作成します。得られた比運動量の近似値は、広く使用されているケプラー式とは質的に異なることが示されています。これは、WD-WDおよびNS-NS連星における即時の潮汐破壊とドナーのゆっくりとした質量損失のシナリオ間の境界、およびストリッピングシナリオにおける安定した物質移動の時間に影響を与えるはずです。
AMR--CESE--MHDコードを用いた太陽磁束発生の数値シミュレーション
| Title |
Numerical_Simulation_of_Solar_Magnetic_Flux_Emergence_Using_the_AMR--CESE--MHD_Code |
| Authors |
Zhipeng_Liu,_Chaowei_Jiang,_Xueshang_Feng,_Pingbing_Zuo,_Yi_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12717 |
太陽内部から大気への磁束の出現は、太陽活動領域の形成と太陽噴火の主要なプロセスであると考えられています。観測能力が限られているため、磁束の発生過程は数値シミュレーションを使用して研究されるのが一般的です。この論文では、AMR--CESE--MHDコードを使用して、対流帯からコロナへのねじれた磁束管の出現をシミュレートする数値モデルを開発しました。アダプティブメッシュリファインメント。私たちのシミュレーションの結果は、同様の初期条件で異なる数値コードを使用した以前の多くのシミュレーションの結果と一致しています。初期段階では、磁束管は磁気浮力によって対流帯から上昇し、光球の近くに到達します。そこで出現が減速し、磁束が積み重なることで磁気浮力不安定が引き起こされ、磁場の一部が大気圏に突入する。一方、徐々に分離した2つの極性集中ゾーンが光球層に現れ、その渦運動と剪断運動を通じて磁場とエネルギーを大気中に輸送します。それに対応して、コロナ磁場も薄い電流層を含むシグモイド構成に再形成されました。これは、活動領域の典型的な噴火前の磁気構成に似ています。確立されたこのような磁束発生の数値的枠組みは、磁束発生活動領域で太陽噴火がどのように開始されるかの将来の調査に適用されます。
磁気回転する原始星雲の崩壊における原始円盤とその観測的外観
| Title |
Primary_disks_and_their_observational_appearance_in_collapsing_magnetic_rotating_protostellar_clouds |
| Authors |
Natalya_S._Kargaltseva,_Sergey_A._Khaibrakhmanov,_Alexander_E._Dudorov,_Andrey_G._Zhilkin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12792 |
質量$10\,M_{\odot}$の磁気回転する原始星雲の崩壊が数値的に研究されています。雲の熱エネルギー、磁気エネルギー、回転エネルギーと重力エネルギーの係数の初期比率は、それぞれ0.3、0.2、0.01です。重点は、崩壊の等温段階で形成された準静磁一次円盤の進化と特性にあります。シミュレーションによると、一次円盤のサイズと質量は、それぞれ$1500$auから$7400$auに、$0.3\,M_{\odot}$から$5.2\,M_{\odot}$に進化する間に増加します。磁場は、雲のエンベロープ内では準放射状であり、一次ディスク内では準一様です。トロイダル磁場は、一次ディスク境界から伝搬する高速衝撃MHD波の前部の背後、および最初の静水圧コアの近くに形成されたアウトフローの領域で生成されます。崩壊する原始星雲の階層構造は、磁場の幾何学と角運動量分布の観点から観測で明らかにすることができます。
太陽型星のコアにおける潮汐励起重力波：共鳴と臨界層形成
| Title |
Tidally_excited_gravity_waves_in_the_cores_of_solar-type_stars:_resonances_and_critical-layer_formation |
| Authors |
Zhao_Guo,_Gordon_I._Ogilvie_and_Adrian_J._Barker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12880 |
太陽型星の核における潮汐誘起非線形重力波の伝播と散逸をシミュレートします。スペクトル要素コードを使用して、以前に開発されたBoussinesqモデルの流体力学的シミュレーションを実行し、与えられた方位波数と調整可能な周波数で外側の境界に周期的に強制される波の空洞として星のコアを調べます。低振幅の強制力の場合、システムは、潮汐トルクが周波数に大きく依存する状況に対応して、特定の周波数で定常gモードとの共振を示します。高振幅の強制力の場合、励起された波は中心付近ですぐに壊れ、コアをスピンアップするため、以前の研究で見られたように、後続の波が拡大する臨界層に吸収され、周波数依存性が滑らかな潮汐トルクにつながります。中間振幅の強制では、波の線形減衰がコアを徐々にスピンアップさせ、共振条件を大幅に変更できることを発見しました。システムは、強制周波数と最も近い固有周波数との差に応じて、gモード共振に向かって、またはgモード共振から離れるように進化できます。最終的に、重要な層が形成されて入ってくる波を吸収し、波がすぐに壊れる高振幅の場合と同様の状況につながります。このプロセスの強制振幅と周波数、および拡散係数への依存性を調べます。太陽のような星の中心にある小さなプラントル数は、波の非線形フィードバックにより、差動的に回転するコアの発達を促進することを強調します。私たちのシミュレーションと分析は、この重要なメカニズムが重力波の位相を劇的に変化させる可能性があることを明らかにしたため、太陽型星の共鳴ロックの古典的な図を修正する必要があります。
| Title |
Searching_for_neutrinos_from_solar_flares_across_solar_cycles_23_and_24_with_the_Super-Kamiokande_detector |
| Authors |
K._Okamoto,_K._Abe,_Y._Hayato,_K._Hiraide,_K._Hosokawa,_K._Ieki,_M._Ikeda,_J._Kameda,_Y._Kanemura,_Y._Kaneshima,_Y._Kataoka,_Y._Kashiwagi,_S._Miki,_S._Mine,_M._Miura,_S._Moriyama,_Y._Nagao,_M._Nakahata,_Y._Nakano,_S._Nakayama,_Y._Noguchi,_K._Sato,_H._Sekiya,_K._Shimizu,_M._Shiozawa,_H._Shiba,_Y._Sonoda,_Y._Suzuki,_A._Takeda,_Y._Takemoto,_A._Takenaka,_H._Tanaka,_S._Watanabe,_T._Yano,_S._Han,_T._Kajita,_K._Okumura,_T._Tashiro,_T._Tomiya,_X._Wang,_J._Xia,_S._Yoshida,_G.D._Megias,_P._Fernandez,_L._Labarga,_N._Ospina,_B._Zaldivar,_B.W._Pointon,_E._Kearns,_J.L._Raaf,_L._Wan,_T._Wester,_J._Bian,_N.J._Griskevich,_W.R._Kropp,_S._Locke,_M._B._Smy,_H.W._Sobel,_V._Takhistov,_A._Yankelevich,_J._Hill,_J.Y._Kim,_S.H._Lee,_I.T._Lim,_D.H._Moon,_R.G._Park,_B._Bodur,_K._Scholberg,_C.W._Walter,_A._Beauchene,_et_al._(175_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12948 |
太陽フレアに関連するニュートリノ(太陽フレアニュートリノ)は、太陽フレアの衝撃的な段階での粒子加速メカニズムに関する情報を提供します。スーパーカミオカンデ検出器を使用して、2003年11月4日の最大の太陽フレア(X28.0)を含む、23ドルと24ドルの太陽周期の間に発生した太陽フレアからのニュートリノを検索しました。衛星によって記録された$\gamma$線および軟X線と一致する狭い時間枠内でのニュートリノ相互作用。さらに、コロナ質量放出(CME)の放出時間を用いて、太陽の見えない側の太陽フレアから太陽フレアニュートリノを探索する最初の試みを行いました。1996年から2018年にかけて、可視側でX5.0を超える強力な太陽フレアを20個、不可視側で放出速度が$2000$$\mathrm{km\,s^{-1}}$を超える8つのCMEを選択することで、2つのことがわかりました。(6)ニュートリノイベントは、太陽の見える(見えない)側で発生する太陽フレアと一致し、典型的なバックグラウンドレートは、MeV-GeVエネルギー範囲のフレアあたり$0.10$($0.62$)です。推定されたバックグラウンドレートを超える有意な太陽フレアニュートリノ信号は観測されませんでした。その結果、地球でのニュートリノのフルエンスに次の上限を設定しました$\mathit{\Phi}<1.1\times10^{6}\mathrm{cm^{-2}}$最大の太陽フレア。結果として得られるフルエンスの限界により、太陽フレアニュートリノ放出の理論モデルの一部を制約することができます。
GRAVITY Young Stellar Object サーベイ -- IX.おうし座 T 星の星/円盤相互作用領域における高温水素ガスの空間分解運動学
| Title |
The_GRAVITY_Young_Stellar_Object_survey_--_IX._Spatially_resolved_kinematics_of_hot_hydrogen_gas_in_the_star/disk_interaction_region_of_T_Tauri_stars |
| Authors |
GRAVITY_Collaboration,_J.A._Wojtczak,_L._Labadie,_K.Perraut,_B.Tessore,_A.Soulain,_V.Ganci,_J.Bouvier,_C.Dougados,_E.Al\'ecian,_H.Nowacki,_G.Cozzo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13095 |
目的:私たちは、太陽のような若い星のサンプルの内部降着円盤における水素ガス放出領域の運動学を調べるために、干渉法を用いてBr-ガンマ水素輝線を空間的およびスペクトル的に分解することを目指しています。目標は、サンプルのソース間の傾向とカテゴリを特定し、それらがおうし座T星のBr-ガンマ放出、主にそして最も顕著な磁気圏降着に関連するさまざまな起源メカニズムに結び付けられるかどうかを議論することです。方法:7つのおうし座T星のサンプルをVLTIGRAVITYで初めて観測し、スペクトルを記録し、NIRKバンドのBrガンマ線を横切るスペクトル的に分散した干渉量を記録しました。それらを使用して、Br-ガンマ発光領域のサイズと光中心シフトを抽出します。解釈を支援するために、磁気圏降着の放射伝達モデルを利用して、降着がBr-ガンマ放出の主な要因である場合に予想される干渉シグネチャのベースラインを確立します。結果:私たちのサンプルの中から、T~Tauriの7つの星のうち5つが、磁気圏のトランケーションで広く予想される範囲内の1/2フラックス半径を持つ放射領域を示していることがわかりました。5つの天体のうちの2つは、主に共回転半径内から発生するBrガンマ放射も示していますが、他の2つの天体は、10R$_*$を超えるスケールで拡張された放射を示しています。11.3R$_*$の半径。結論:サンプル内の2つの最も弱い降着体について、磁気圏の降着がBr-ガンマ線の主な原因であることを示唆する強力な証拠を見つけました。残りのソースの結果は、恒星風や円盤風などの流出の形で空間的に拡張された放出成分から来る部分的または強力な寄与を示唆しています。
元素拡散によって生成されたLiリッチおよび超Liリッチ巨人
| Title |
Li-rich_and_super_Li-rich_giants_produced_by_element_diffusion |
| Authors |
Jun_Gao,_Chunhua_Zhu,_Jinlong_Yu,_Helei_Liu,_Xizhen_Lu,_Jianrong_Shi_and_Guoliang_L\"u |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13152 |
環境。巨星の約0.2-2%はLiリッチであり、そのリチウム存在量(A(Li))は1.5dexを超えています。その中で、6%近くがA(Li)が3.2dexを超えるスーパーLiリッチです。一方、これらのリチウムリッチおよび超リチウムリッチ巨人の形成メカニズムはまだ議論中です。ねらい。赤色巨星のコンパクトなHeコアを考慮すると、A(Li)に対する元素拡散の影響に注意が払われます。特にHeコアフラッシュが発生すると、元素の拡散によって熱塩混合帯が内側に広がり、星の内部対流領域に接続されます。その後、Heフラッシュによって生成された大量の7Beが星の表面に移動し、最終的に7Liに変わります。したがって、この作業の目標は、A(Li)濃縮のメカニズムを提案し、理論データと観測データの間の一貫性を達成することです。メソッド。恒星天体物理学実験用モジュール(MESA)を使用して、Li存在量に対する元素拡散の影響を考慮して、低質量星の進化をシミュレートします。通常の巨人に対するリチウムに富む巨人の時間スケール比は、人口合成法によって推定されます。次に、A(Li)の理論値を取得し、観測値と比較します。結果。モデルでの元素拡散の影響を考慮すると、リチウムの存在量が約1.8dexまで増加し、Liに富んだ巨人を明らかにすることができます。同時に、モデルに10e11から10e15の値を持つ高い一定の拡散混合係数(Dmix)を導入すると、A(Li)が2.4から4.5dexに増加し、Liリッチおよび超Liリッチの巨星の大部分を説明できます。人口合成法により、巨人中のリチウムに富む巨人の量は約0.2〜2％であり、観測推定レベルと一致していることが明らかになりました。
太陽プロミネンス形成に対するフラックスロープ加熱モデルの影響
ねらい。まず、一般的に採用されている2つのクラスの加熱モデルが太陽プロミネンスの形成挙動に与える影響を調べることから始めます。これらのモデルは、高さのみに依存する指数関数的変動、または局所密度と磁場条件のいずれかを考慮します。ねじれたフラックスロープフィールドの3Dトポロジーを定性的に説明する新しい動的2Dフラックスロープ加熱モデルを提案することにより、これらの初期の近似に固有の制限のいくつかを強調し、対処します。メソッド。浮上凝縮メカニズムを介したプロミネンス形成の2.5Dグリッド適応数値シミュレーションを実行しました。直線的な力のないアーケードはせん断運動と収束運動を受け、熱不安定性に屈する可能性のある材料を含むフラックスロープが形成されます。プロミネンス凝縮の最終的な形成とその後の進化は、採用された特定のバックグラウンド加熱処方の関数として定量化されました。フラックスロープのトポロジーを考慮するシミュレーションでは、フラックスロープの断面を追跡する動的に進化する楕円内で加熱の低減が考慮されました。この楕円はフラックスロープの軸を中心としており、瞬間的な磁場の曲率に基づくアプローチを使用して実行時に追跡されます。結果。加熱モデルの性質は、結果として生じるプロミネンスの進化と形態に明確に刻印されていることがわかります.1つの大きな低高度の凝縮は、ローカルパラメーターに基づいて加熱モデルに対して取得されますが、指数モデルは追加の形成につながりますフラックスロープ全体に小さなブロブがあり、静水圧平衡を達成する傾向があるため、再配置されます。最後に、相空間での凝縮プロセスの研究により、フラックス表面に沿った均一な圧力バランスの最終的な回復を伴う非等圧進化が明らかになりました。
フルディスク Ca II K 観測 -- 過去の太陽磁気への窓口
| Title |
Full-disc_Ca_II_K_observations_--_a_window_to_past_solar_magnetism |
| Authors |
Theodosios_Chatzistergos,_Natalie_A._Krivova,_Ilaria_Ermolli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13285 |
最初の観測は1892年に行われ、それ以来、コダイカナル、ムードン、ウィルソン山、コインブラなど、世界中のさまざまな場所で定期的な観測が行われてきました。現在までに、40以上の異なるサイトからのCaIIK観測により、前世紀のほぼ完全な毎日のカバレッジが可能になっています。CaIIK画像は、太陽のプラージュとネットワーク領域に関する直接的な情報を提供し、太陽表面磁場との接続を通じて、1世紀以上にわたって太陽磁気を研究する絶好の機会を提供します。これにより、太陽放射照度の再構築や地球の気候への太陽の影響の研究においても、とりわけ非常に重要になります。しかし、これらのデータには多くの問題があり、長い間分析を妨げてきました。これらの問題に適切に対処しないと、CaIIKデータを最大限に活用することはできません。ここでは、既存の処理技術について説明する前に、現在知られているCaIIKデータアーカイブとデータの不均一性のソースの概要を説明し、その後、これまでにそのようなデータで得られた主な結果を要約します。
M31 の星 J004229.87+410551.8 が B[e] 超巨星であることを確認
| Title |
Confirmation_of_the_star_J004229.87+410551.8_in_M31_as_a_B[e]_supergiant |
| Authors |
Sarkisyan_A.,_Vinokurov_A.,_Solovyeva_Yu.,_Atapin_K.,_Sholukhova_O.,_Fabrika_S._and_Bizyaev_D |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13342 |
アンドロメダ銀河の明るい青色変光星候補J004229.87+410551.8を調べます。以前は、この星はスペクトル異常を示していました。高温の発光スペクトルが検出されていましたが、強いCaIIHおよびK吸収線がありました。その後、恒星はホット超巨星またはB[e]超巨星であると仮定された。明確な星の分類を目的として、SAORASの6m望遠鏡、ApachePointObservatoryの3.5mARC望遠鏡、コーカサスの2.5m望遠鏡を使用して、天体とその周辺の分光分析と測光分析を行いました。スタンバーグ天文研究所の山岳天文台。星のスペクトルには、FeII、[FeII]、[OI]、およびバルマー輝線があります。そのスペクトルエネルギー分布は、高温の星周ダストによる近赤外線範囲での超過を示しています。示された特徴と星の光度の高い推定値($\log(L/L_{\odot})=4.6\pm0.2$)により、最終的に天体をB[e]超巨星として分類することができます。
この手順では、GAMBITフレームワークを使用して、arXiv:2106.02056に基づくディラックフェルミオン暗黒物質(DM)有効場理論(EFT)のグローバルフィットの結果を提示します。ここでは、ゲージシングレットディラックフェルミオンと標準モデルクォークの間の相互作用を記述する次元6演算子の結果のみを示します。グローバルフィットは、\textit{Planck}、直接および間接DM検出、LHCからの最新の制約を組み合わせたものです。DMの質量が100GeV未満の場合、高エネルギーでEFTの有効性を維持しながら、すべての制約を同時に満たすことは不可能です。ただし、より高い質量の場合、パラメーター空間の大きな領域は、EFTが有効であり、観測されたDMの存在量を飽和させる場合に実行可能のままです。
タイタン条件でのアセチレン:アンモニア (1:1) プラスチック共結晶の分子構造、動力学、および振動分光
| Title |
Molecular_Structure,_Dynamics,_and_Vibrational_Spectroscopy_of_the_Acetylene:Ammonia_(1:1)_Plastic_Co-Crystal_at_Titan_Conditions |
| Authors |
Atul_C._Thakur,_Richard_C._Remsing |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12188 |
土星の衛星タイタンには有機物に富んだ厚い大気があり、小さな有機分子の凝縮相がその表面で安定していると予想されます。特に重要なのは、寒冷鉱物として知られる有機物の結晶相であり、タイタンの表面化学と地質学的プロセスで重要な役割を果たすことができます。これらのクリオミネラルの多くは、特に成分分子が複数の固相を持つ多成分クリオミネラルで、豊富な相挙動を示す可能性があります。そのようなクライオミネラルの1つは、アセチレン:アンモニア(1:1)共結晶です。ここでは、密度汎関数理論に基づくabinitio分子動力学シミュレーションを使用して、タイタン条件での構造とダイナミクスを定量化します。アセチレン:アンモニア(1:1)共結晶は、アンモニア分子が配向的に無秩序であるため、タイタン条件で可塑性共結晶(または回転子相)であることを示します。さらに、この共結晶内のアンモニア分子はピコ秒の時間スケールで回転し、この回転には、アンモニア水素とアセチレンの{\pi}系の間の水素結合の切断と再形成が伴います。私たちの予測の堅牢性は、異なるレベルの理論での2つの密度汎関数近似の予測を比較すること、および実験測定とよく一致する赤外線およびラマンスペクトルの予測によってサポートされます。これらの結果は、タイタン表面の地球化学を理解するのに役立つと期待しています。
| Title |
Enhanced_power_of_gravitational_waves_and_rapid_coalescence_of_black_hole_binaries_through_dark_energy_accretion |
| Authors |
Arnab_Sarkar,_Amna_Ali,_K._Rajesh_Nayak,_and_A._S._Majumdar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12502 |
宇宙の現在の時代における連星形成におけるブラックホール構成要素による暗黒エネルギーの降着を考察する。観測的に一貫性のあるダークエネルギーモデルのコンテキストで、降着によるブラックホールの質量の成長を評価します。降着が連星軌道の高速な円化につながることを示します。連星から放出される重力波の平均パワーを計算します。これは、降着の結果としての質量の成長の影響により、かなりの増強を示します。これにより、バイナリの合体時間が大幅に短縮されます。重力波天文学の新たな時代における暗黒エネルギーの可能性のある観測的特徴を明確に確立するために、星の質量範囲以上のブラックホールの初期質量のさまざまな選択に関する例を提示します。
歳差運動による乱流における地衡渦と慣性波の相互作用
| Title |
Interplay_between_geostrophic_vortices_and_inertial_waves_in_precession-driven_turbulence |
| Authors |
F._Pizzi,_G._Mamatsashvili,_A._J._Barker,_A._Giesecke,_F._Stefani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12536 |
歳差運動によって駆動される回転乱流の特性は、直接的な数値シミュレーションとフーリエ空間での基礎となる動的プロセスの解析を使用して研究されています。この研究は、歳差運動によってバックグラウンドのせん断流が発生し、線形的に不安定になり、乱流に分解されるローカル回転座標フレームで実行されます。この歳差運動による乱流は一般に、2次元(2D)の柱状渦と3次元(3D)の慣性波の共存によって特徴付けられ、その相対エネルギーは歳差運動パラメーター$Po$に依存することがわかります。渦は地衡風乱流の典型的な凝縮物に似ており、回転軸に沿って整列し(この方向の波数はゼロ、$k_z=0$)、エネルギーの非線形伝達を通じて3D波によって供給されますが、波($k_zを使用)\neq0$)は、バックグラウンドフローの歳差運動の不安定性によって直接供給されます。渦自体はエネルギーの逆カスケードを受け、フーリエ空間で異方性を示します。$Po<0.1$が小さく、レイノルズ数が十分に高い場合、ほとんどの地球物理学および天体物理学のアプリケーションの典型的なレジームであり、流れは渦と小規模な波の交互作用による強い振動(バースト)展開を示します。一方、より大きい$Po>0.1$では、乱流は穏やかな変動のみを伴う準定常であり、この状態で共存する柱状渦と波は、スプリット(同時の逆方向と順方向)カスケードを引き起こします。歳差運動の大きさを大きくすると、エネルギースペクトルがコルモゴロフスケーリングに近づき、渦に対する波動が強化されるため、歳差運動メカニズムが回転の影響を相殺します。
$\mu$m TPB を円筒形検出器にコーティングし、LN および LHe 温度に冷却されたサンプル フィルムを調べる
| Title |
Coating_$\mu$m_TPB_on_a_cylindrical_detector_and_studying_the_sample_films_being_cooled_to_LN_and_LHe_temperatures |
| Authors |
Jiangfeng_Zhou,_Zebang_Ouyang,_Junhui_Liao,_Zhuo_Liang,_Zhaohua_Peng,_Lei_Zhang,_Lifeng_Zhang,_Jian_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12735 |
ALETHEIAは、低質量WIMPの探索を目的とした、新たに設立された暗黒物質直接検出プロジェクトです。TPBは、VUV光子を可視光にシフトするために、液体ヘリウムおよびアルゴン実験で広く実装されています。最初に、10cm円筒形PTFE検出器の内壁に$\sim3~\mu$mTPBをコーティングすることに成功したことを報告します。コーティングプロセスを2つのステップに分割して、すべての表面が同じ厚さでコーティングされるようにします。TPBコーティング層の厚さを計算するために3つの独立した方法が適用され、一貫した結果が得られました。次に、SEMマシンを使用して、さまざまな極低温にさらされたTPBコーティングサンプルフィルムの表面をスキャンしました。第１の試料層を液体窒素デュワーに４０時間浸漬し、第２の試料層を４．５Ｋまで３時間冷却し、第３の試料層をコーティング後室温に置いた。サンプルフィルムのSEMスキャン画像は、目立った違いをほとんど示していません。
LHAASOマルチTeVおよびPeV光子のアクシオン-光子変換
大型高高度空気シャワー天文台(LHAASO)は、1.4~PeVものエネルギーを持ついくつかのPeVスケールのガンマ線光子イベントを含む、多数のマルチTeVスケールの光子イベントの検出を報告しています。これらの出来事のいくつかが銀河系外起源である可能性はまだ排除されていません。ここでは、超高エネルギー(VHE)および超高エネルギー(UHE)光子の移動メカニズムをアクシオン-光子変換シナリオに基づいて提案します。地球。アクシオンと光子の会話が、新しく観測されたガンマ線バーストGRB221009Aの非常に高エネルギーの特徴の代替メカニズムとして機能できることを示します。
連続回転する超電導磁気軸受の振動特性とTESやSQUIDへの影響
| Title |
Vibration_characteristics_of_a_continuously_rotating_superconducting_magnetic_bearing_and_potential_influence_to_TES_and_SQUID |
| Authors |
Shinya_Sugiyama,_Tommaso_Ghigna,_Yurika_Hoshino,_Nobuhiko_Katayama,_Satoru_Katsuda,_Kunimoto_Komatsu,_Tomotake_Matsumura,_Yuki_Sakurai,_Kosuke_Sato,_Ryota_Takaku,_Makoto_Tashiro,_Yukikatsu_Terada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13219 |
液体窒素温度で動作するプロトタイプの超伝導磁気軸受(SMB)の振動を測定しました。このプロトタイプシステムは、LiteBIRD低周波望遠鏡(LFT)偏光変調ユニットのブレッドボードモデルとして設計されました。回転同期周波数における振動振幅の上限を$36~\mathrm{\mum}$に設定しました。回転中、生成される磁場の振幅は変化します。この設定から、LFT焦点面の位置でSMB磁石によって生成される磁場の静的およびAC振幅を$0.24~\mathrm{G}$および$3\times10^{-5}$$~\として計算します。それぞれ、mathrm{G}$。AC振幅から、$7\times10^{-8}$$~\mathrm{K}$のTES臨界温度変化を計算し、SQUIDフラックスの分数変化は$\delta\Phi/\Phi_0|_{ac}です。=3.1\times10^{-5}$.機械的振動は、回転機構の位置で$3.6\times10^{-2}$$~\mathrm{N}$と見積もることもできます。
世界クラスの望遠鏡での実践的な学習
初めて、イタリアの大学が世界クラスの望遠鏡で複数年にわたる観測キャンペーンを実施する可能性があります。この実践的な経験は、学生の大学進路に大きな影響を与えました。現場での特定の観察技術の習得から、チームワークとコラボレーションまでです。この論文では、フィレンツェ大学の物理学と天文学科の学部生によって、ラパルマ(カナリア諸島、スペイン)にあるTelescopioNazionaleGalileo(TNG)で実施された観測キャンペーンの結果を提示します。
| Title |
Cosmological_consequences_of_first-order_general-relativistic_viscous_fluid_dynamics |
| Authors |
F\'abio_S._Bemfica,_Marcelo_M._Disconzi,_Jorge_Noronha,_and_Robert_J._Scherrer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13372 |
空間的に平坦なフリードマン・レマ\^イトレ・ロバートソン・ウォーカー宇宙論における粘性流体の非平衡ダイナミクスを、時空導関数の一次で定義された最も一般的な因果的で安定な粘性エネルギー・運動量テンソルを使用して調査します。この新しいフレームワークでは、密度$\rho$を持つ圧力のない粘性流体は、宇宙定数(つまり、$\Lambda=0$)。したがって、このモデルの粘性効果は宇宙の加速膨張を駆動しますが、粘性成分自体の密度は消滅し、加速のみが残ります。この動作は、相対論的流体力学の一次理論における因果関係の結果として現れ、アインシュタインの方程式と完全に一致しています。
大規模な空気シャワーのミュオン成分の普遍性
大規模な空気シャワー実験では、特定の位置で検出器を通過するミューオンの数、およびそれらの到着時間、到着方向、およびエネルギーは、シャワーのハドロンコアに関連するより基本的な3次元分布によって決定されます。ミュオンは、ハドロンカスケードで中間子が崩壊した後、大気の高いところで生成されます。ミュオンの生成深度、エネルギー、および横運動量の分布は、特定の観測条件における空気シャワーのミュオン成分を完全に予測するのに十分です。最先端のハドロン相互作用モデルを使用した空気シャワーシミュレーションを使用することにより、前述の製造時の分布が天頂角、一次質量、およびハドロン相互作用モデルの関数として分析され、それらの普遍性のレベルが調査および評価されます。初めて徹底的に。
Z=6-30 の H および He 様イオンの R マトリックス電子衝撃励起データ
| Title |
R-matrix_electron-impact_excitation_data_for_the_H-_and_He-like_ions_with_Z=6-30 |
| Authors |
Junjie_Mao,_G._Del_Zanna,_Liyi_Gu,_Chunyu_Zhang,_N._R._Badnell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13427 |
広範な原子データに基づいて構築されたプラズマモデルは、観測された宇宙スペクトルを解釈するために不可欠です。X線バンドで観測できるH様ライマン系列とHe様トリプレットは、さまざまなタイプの天体物理プラズマの物理的特性を測定するための強力な診断ラインです。電子衝撃励起は、H様およびHe様の重要な診断線を形成するための基本的な原子プロセスです。広く使用されているプラズマコード(AtomDB、CHIANTI、SPEX)で採用されている電子衝撃励起データは、必ずしも一致しません。ここでは、原子番号Z=6-30(すなわち、CからZn)のH様およびHe様イオンの電子衝撃励起データの体系的な計算を提示します。最大$n=6$の構成を持つ各イオンに対して、放射減衰Rマトリックス中間結合フレーム変換計算が実行されました。現在および将来の高解像度X線分光計に関連する新しいデータの品質を評価するために、現在の研究を上記の3つのプラズマコードおよび文献と比較します。
