Zel'dovich制御変量を使用したPrecision Redshift-Space Galaxy Power Spectra
| Title |
Precision_Redshift-Space_Galaxy_Power_Spectra_using_Zel'dovich_Control_Variates |
| Authors |
Joseph_DeRose,_Shi-Fan_Chen,_Nickolas_Kokron,_Martin_White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14239 |
宇宙論における数値シミュレーションには、シミュレートできる宇宙の体積を制限する体積、解像度、実行時間の間のトレードオフが必要であり、パワースペクトルや相関関数などのアンサンブル平均量の予測にサンプル分散が生じます。.サンプル分散は大規模で特に深刻であり、分析手法の信頼性が高い場合もあります。これにより、分析手法と数値手法を原理に基づいた方法で組み合わせて、クラスタリング統計の予測のダイナミックレンジと信頼性を向上させることができます。この論文では、赤方偏移空間での偏ったトレーサーの2点統計の測定における標本分散を減らすために、実空間での2点関数について以前に実証されたZel'dovich制御変量の手法を拡張します。この手法を使用すると、これらの統計のサンプル分散をショットノイズの限界($k\sim0.2\,h\rmMpc^{-1}$)まで減らすことができることを示します。これにより、摂動モデルとのマッチングが向上し、非常にわずかな計算コストで分光赤方偏移サーベイで測定されたクエーサー、銀河、中性水素などのクラスタリングの予測が改善されます。ZCVの実装について説明し、いくつかの例を示し、さまざまな条件下での方法の有効性を予測します。
ダークマターハローのスプラッシュバック半径を設定するものは何ですか?降着の歴史またはその他のプロパティ?
暗黒物質のハローの密度プロファイルには、その成長の歴史と物理的特性に関する豊富な情報が含まれています。特に興味深い領域の1つは、スプラッシュバック半径$R_{\rmsp}$です。これは、ハロー内を周回する粒子と最初の落下を受ける粒子との間の遷移を示します。最近の降着率に対する$R_{\rmsp}$の依存性は十分に確立されており、理論的に予想されていますが、降着履歴のどの部分に$R_{\rmsp}$が反応し、他のどのハローに反応するかは正確には明らかではありませんプロパティは、その位置にさらに影響を与える可能性があります。シミュレートされたハローの大規模なセットの動的に測定されたスプラッシュバック半径を、個々の成長履歴、構造、動的、および環境特性と相関させることにより、これらの質問を包括的に調査します。$R_{\rmsp}$は1回の交差時間にわたる降着に敏感ですが、以前の履歴にはほとんど影響を受けないことがわかります(以前のエポックを調査する濃度とは対照的です)。すべての二次相関ははるかに弱いですが、質量が小さく、古く、楕円形で、潮汐変形したハローでは、比較的高い$R_{\rmsp}$が識別されます。これらの小さな影響にもかかわらず、スプラッシュバック半径は、過去の動的時間にわたるハローの成長の明確な指標であると結論付けています。マグニチュードのギャップは、ハローの降着率とスプラッシュバック半径の有望な観測可能な指標になるはずであると予測しています。
大規模再イオン化マップの非ガウス生成モデルに向けて
| Title |
Towards_a_non-Gaussian_Generative_Model_of_large-scale_Reionization_Maps |
| Authors |
Yu-Heng_Lin,_Sultan_Hassan,_Bruno_R\'egaldo-Saint_Blancard,_Michael_Eickenberg,_Chirag_Modi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14273 |
次世代の大規模調査では、高次元のデータセットが期待されています。これらのデータセットは、銀河の形成と宇宙の再電離の初期段階に関する豊富な情報をもたらします。これらのデータセットから最大限の情報を抽出することは、依然として重要な課題です。宇宙再電離の現在のシミュレーションは計算コストが高すぎて、パラメーター推定などのさまざまな統計的手法をテストできるようにするのに十分な実現を提供できません。要約統計のみに基づく再イオン化マップの非ガウス生成モデルを提示します。パワースペクトル(PS)とウェーブレット位相高調波(WPH)係数から直接、大規模な電離場(バブルの空間分布)を再構築します。WPHを使用して、要約統計量の単一の実現から大規模なイオン化マップの多様な新しい例を生成するのに、モデルが効率的であることを示します。気泡サイズの統計を使用してモデルをターゲットのイオン化マップと比較すると、ほぼ一致しています。PSと比較して、我々の結果は、WPHが高度に非線形の電離場からほとんどの情報を取得する最適な要約統計を提供することを示しています。
低赤方偏移データと宇宙マイクロ波背景放射(CMB)および大規模構造(LSS)実験からのデータから推測される宇宙論的パラメーター(特に、局所膨張率$H_0$と物質クラスタリングの振幅$S_8$)の間の張力は、標準宇宙論モデル$\Lambda$CDMへの多くの拡張に影響を与えました。両方の緊張を同時に軽減するモデルは、特に興味深いものです。CMBの放出以降、暗黒物質の一部が暗黒放射線に変換されたという、このような解決の可能性を秘めた1つのシナリオを検討します。このようなシナリオは、より標準的な「暗黒物質の崩壊」モデルを包含して一般化し、暗黒物質が暗黒放射に変換される速度と時間にさらなる柔軟性を与えます。このホワイトペーパーでは、このシナリオがこれらの緊張を解決(または軽減)できるかどうかを調べることに重点を置いて、このシナリオを制約します。このようなモデルは、低$\ell$CMBデータ、特に、ダークマターが暗黒放射線。したがって、そのようなモデルは、さらなる修正なしにこれらの緊張を軽減する力を持っていません。この結論は、標準的な崩壊暗黒物質モデルから導き出された関連する結論を拡張し、一般化します。
ガウス型コピュラからのクエーサーの赤方偏移進化 X 線および UV 光度関係
| Title |
Redshift-evolutionary_X-ray_and_UV_luminosity_relation_of_quasars_from_Gaussian_copula |
| Authors |
Bao_Wang,_Yang_Liu,_Zunli_Yuan,_Nan_Liang,_Hongwei_Yu,_and_Puxun_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14432 |
コピュラと呼ばれる強力な統計ツールから、クエーサーの3次元の赤方偏移X線と紫外線($L_X-L_{UV}$)の光度関係を構築し、構築された$L_X-L_{UV}$を見つけます。コピュラからの関係は標準のものよりも実行可能であり、観測は$3\sigma$よりも赤方偏移と進化の関係を支持しています。赤池情報量基準とベイズ情報量基準は、クエーサーデータが3次元の$L_X-L_{UV}$関係を強くサポートしていることを示しています。私たちの結果は、コピュラからの$L_X-L_{UV}$関係がクエーサーデータを較正するために使用される場合、クエーサーが宇宙距離の信頼できる指標とみなすことができることを示しています。
熱ダスト $E/B$ 比と $EB$ 相関の周波数依存性: スピンモーメント展開からの洞察
| Title |
Frequency_dependence_of_the_thermal_dust_$E/B$_ratio_and_$EB$_correlation:_insights_from_the_spin-moment_expansion |
| Authors |
L\'eo_Vacher,_Jonathan_Aumont,_Fran\c{c}ois_Boulanger,_Ludovic_Montier,_Vincent_Guillet,_Alessia_Ritacco,_Jens_Chluba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14768 |
乱流で磁化された星間物質(ISM)全体の物理的条件の変化は、銀河の偏光放射の特性の3D空間変化を引き起こします。観測された信号は、視線に沿って、または視線間で、さまざまなスペクトルエネルギー分布(SED)と偏光角を平均化した結果です。結果として、合計ストークスパラメータ$Q$と$U$は異なる歪んだSEDを持つため、偏光角は周波数に依存します。現在の作業では、この現象が3つの偏光角度パワースペクトル$EE$、$BB$、および$EB$に対してどのように異なる歪んだSEDを同様に誘発するかを示し、周波数による$EE/BB$比の変動を意味します。以前に導入されたスピンモーメントの形式がこれらの効果を把握するための自然なフレームワークをどのように提供するかを示し、ここでは熱ダスト偏光放出の例に焦点を当てて、偏光スペクトルのスペクトル挙動の分析的予測を導き出すことができます。フィラメントからの放射とその背景を組み合わせたモデルに基づく定量的な議論の後、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)コミュニティによって一般的に使用されるダストモデルに実装されたスペクトルの複雑さがそのような効果を生み出すことをさらに明らかにします。この新しい理解は、インフレーションまたは宇宙複屈折の原始インプリントの検索を可能にするためにダスト信号のモデル化に極度の精度が必要とされるCMB成分分離にとって重要です。後者については、ダスト$EB$信号が正確に測定されない限り、そのスペクトル挙動をモデル化するために行われた仮定について十分な注意が必要です。これは、他のダスト角度パワースペクトルから単純に従わない可能性があるためです。
任意の音速を持つダーク エネルギーの存在下での非トップ ハット プロファイルの球面崩壊
| Title |
Spherical_collapse_of_non-top-hat_profiles_in_the_presence_of_dark_energy_with_arbitrary_sound_speed |
| Authors |
R._C._Batista,_H._P._de_Oliveira_and_L._R._W._Abramo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14769 |
任意の音速のダークエネルギーの存在下での非トップハット物質ゆらぎの球状崩壊を調べます。このモデルは、選点を使用した疑似スペクトル法を使用して解かれた偏微分方程式のシステムによって記述されます。この方法は、通常の球面崩壊モデルによって与えられるvirializationしきい値に対して、$10^{-6}\%$よりも優れた精度と$10^{-2}\%$よりも優れた精度で、線形領域で既知の解析解を再現できます。物質プロファイル、物質固有の速度、および重力ポテンシャルに対する非線形暗エネルギーゆらぎの影響を示します。また、音速の遅いファントムダークエネルギーモデルが、物質ハローの周囲で病理学的挙動、つまり負のエネルギー密度を発達させる可能性があることも示しています。暗黒エネルギーの音速に対する崩壊のビリアリゼーションしきい値密度の依存性も計算され、均一でクラスター化された暗黒エネルギーの限界で以前の結果を確認および拡張します。
原始 CMB $B$ モード検索のためのハイブリッド map-$C_\ell$ コンポーネント分離方法
| Title |
A_hybrid_map-$C_\ell$_component_separation_method_for_primordial_CMB_$B$-mode_searches |
| Authors |
Susanna_Azzoni,_David_Alonso,_Maximilian_H._Abitbol,_Josquin_Errard,_Nicoletta_Krachmalnicoff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14838 |
将来の地上および衛星搭載の実験による宇宙マイクロ波背景放射(CMB)からの偏波放射の観測は、大規模な$B$モード偏波の形で原始テンソル変動からとらえどころのない信号を間接的に検出する可能性を秘めています。.ただし、これを行うには、分極した銀河の前景からの信号を正確かつ堅牢に分離する必要があります。マップベースとパワースペクトルベースの技術の利点のいくつかを組み合わせ、現実的な前景と機器のノイズが存在するデータに直接適用できる、多周波数CMB観測の成分分離方法を提示します。この方法により、銀河の前景からの汚染を同等のテンソルとスカラーの比率$r_{\rmFG}\lesssim5\times10^{-4}$未満に減らすことができることを実証します。さまざまな程度の複雑さを持つ幅広い前景モデル。このバイアスの減少は、最終的な統計的不確かさの穏やかな$\sim20-30\%$増加と関連しており、広い空の領域、および$B$モードパワースペクトルの再イオン化と再結合の隆起の両方を対象とする実験に当てはまります。
デコンボリューションされた分布推定量: 再イオン化時代の CO 線強度マッピング分析を、1 点統計の相互相関アナログで強化
| Title |
The_deconvolved_distribution_estimator:_enhancing_reionisation-era_CO_line-intensity_mapping_analyses_with_a_cross-correlation_analogue_for_one-point_statistics |
| Authors |
Dongwoo_T._Chung,_Ishika_Bangari,_Patrick_C._Breysse,_H{\aa}vard_T._Ihle,_J._Richard_Bond,_Delaney_A._Dunne,_Hamsa_Padmanabhan,_Liju_Philip,_Thomas_J._Rennie,_Marco_P._Viero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14890 |
COマッピングアレイプロジェクト(COMAP)の一部として提案された将来の観測のコンテキストで、ボクセル強度分布(VID)の拡張であるdeconvolveddistributionestimator(DDE)を提示します。DDEは、観測されたVIDが、相関する信号強度分布と相関しないノイズまたは侵入者強度分布の畳み込みであるという事実を利用します。フーリエ空間操作で結合VIDから離れた2つの観測量の個々のVIDをデコンボリューションすることにより、DDEは、相関成分に対する感度を維持しながら、侵入者の放出に対する感度を抑制します。このように、DDEは無相関のノイズと侵入者のバイアスを排除することでVIDを改善します。これは、異なる観測周波数帯域で同じ共移動ボリュームからCOの異なる回転遷移を観測するCOMAP観測のコンテキストで役立ちます。フィッシャーの予測は、DDEの理論上の感度により、クロスパワースペクトルまたは個々のVIDデータと比較して、拘束力が大幅に向上し、他のすべての1点および2点要約統計量の組み合わせの拘束力と一致することを示唆しています。今後の作業では、この新しい一点相互相関統計の共分散とモデル依存の動作をさらに調査する必要があります。
宇宙相互相関の特性関数
| Title |
Characteristic_Functions_for_Cosmological_Cross-Correlations |
| Authors |
Patrick_C._Breysse,_Dongwoo_T._Chung,_and_H{\aa}vard_T._Ihle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14902 |
宇宙論的確率場の1点統計量のための新しい偏りのない相互相関推定量を紹介します。1点統計は、非常に非ガウス密度のフィールドの分析に役立つツールですが、相互相関は、フィールドのペアからの情報を結合し、それらをノイズや系統から分離するための強力な方法を提供します。これら2つの方法の有用な特性を1つの統計に結合する新しいDeconvolvedDistributionEstimatorを導出します。おもちゃのガウス確率場と線強度マッピング調査の2つのモデル例を使用して、これらのプロパティを定量的に示し、DDEを推論に使用できることを示します。この新しい推定量は、大規模な構造、Sunyaev-Zeldovich効果、弱いレンズ作用、およびその他多くを含む、重複する非ガウス宇宙観測の任意のペアに適用できます。
カリストの大気: H2 の最初の証拠と H2O の制約
| Title |
Callisto's_atmosphere:_First_evidence_for_H2_and_constraints_on_H2O |
| Authors |
Shane_R._Carberry_Mogan,_Orenthal_J._Tucker,_Robert_E._Johnson,_Lorenz_Roth,_Juan_Alday,_Audrey_Vorburger,_Peter_Wurz,_Andre_Galli,_H._Todd_Smith,_Benoit_Marchand,_Apurva_V._Oza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14511 |
ハッブル宇宙望遠鏡(Rothetal.2017a)によって観測された、昇華されたH2Oと放射線分解によって生成されたH2から、ダイレクトシミュレーションモンテカルロ(DSMC)メソッドを使用して、カリストのHコロナへの寄与のパラメーター空間を調べます。光圏および磁気圏の電子衝撃誘起解離によって生成されるこのコロナの空間形態は、高温のH原子と表面付近のO2成分を含む熱分子の動きを追跡し、それらの間の衝突をシミュレートすることによって記述されます。私たちの結果は、表面の氷から生成された昇華したH2Oが、暗い非氷または氷の少ないレゴリスと密接に混合されていると仮定されているか、明確に分離されていると仮定されているかに関係なく、観測されたHコロナの構造を説明できないことを示しています。一方、地球規模のH2成分は観測を再現することができ、ガリレオのプラズマ波装置によって高高度で観測された電子密度の増加を生成することもでき(Gurnettetal.,1997,2000)、その最初の証拠を提供します。カリストの大気中のH2。これらの観察結果と一致する、さまざまな条件下で調査されたH2表面密度の範囲は~(0.4-1)x10^8cm^-3です。シミュレートされたH2脱出率と推定寿命は、カリストが中立的なH2トーラスを持っていることを示唆しています。また、ピークH2O数密度(<~10^8cm^-3)、カラム密度(<~10^15cm^-2)、および昇華フラックス(<~10^12cm^-2s^-1)、これらはすべて、以前のモデルで想定されていたものよりも1～2桁小さくなっています。最後に、これらの結果の意味と、エウロパやガニメデとの比較について説明します。
140 万個のマルチセクター DIAmante ライトカーブのセットでの惑星トランジットの検索
| Title |
A_search_for_planetary_transits_on_a_set_of_1.4_million_multi-sector_DIAmante_lightcurves |
| Authors |
M._Montalto_(INAF_-_Osservatorio_Astrofisico_di_Catania,_Via_Santa_Sofia_78,_Catania,_95123,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14559 |
DIAmanteパイプラインを使用して、TESSフルフレーム画像(FFI)から抽出された140万のライトカーブのセットでトランジット惑星を新たに検索した結果を報告します。このデータは、TESSの最初の2年間の観測(セクター1～26)から得られたもので、この研究は、トランジット惑星の探索に最適化されたFGKM矮星と亜巨星のサンプルに焦点を当てています。検索は、ボックスフィッティング最小二乗アルゴリズムとランダムフォレスト分類子を適用して、トレンド除去およびステッチされたマルチセクターライトカーブに対して実行されました。1160のトランジット惑星候補のカタログを提示します。そのうち842は新しい発見です。カタログ内のトランジットボディの中央半径は6.8R$_{\oplus}$です。半径は0.8R$_{\oplus}$から27.3R$_{\oplus}$の範囲で、軌道周期は0.19日から197.2日で、中央値は3.6日です。各候補には、検証レポートと対応するDIAmanteライトカーブが付属しています。この資料は、CDS、ExoFOPWebサイト、およびMASTのDIAmanteポータルで入手できます。
| Title |
Evolution_of_pits_at_the_surface_of_67P/Churyumov-Gerasimenko |
| Authors |
Selma_Benseguane,_Aur\'elie_Guilbert-Lepoutre,_J\'er\'emie_Lasue,_S\'ebastien_Besse,_C\'edric_Leyrat,_Arnaud_Beth,_Marc_Costa_Sitj\`a,_Bj\"orn_Grieger,_and_Maria_Teresa_Capria |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14634 |
彗星の表面にあるピットの観察は、彗星活動を通じて核を形成する性質とメカニズムを垣間見る機会を提供します。これらのピットの起源がまだ議論されている場合、複数の研究が最近、既知の相転移だけでは67P/C-Gの表面にこれらの形態学的特徴を刻むことはできなかったと示唆しています。彗星活動による67Pの表面の進行性の変化がピットの特性にどのように影響したかを理解したいと考えています。特に、これらの形態学的特徴の形成メカニズムのシグネチャがまだ識別できるかどうかを理解することを目指しています。現在観測されている軌道に到着してから67Pの表面で維持された浸食の量を定量化するために、核の中解像度形状モデルの380面を選択し、表面全体で30のピットをサンプリングしました。シャドーイングと自己発熱を含む、高い時間分解能で表面エネルギーバランスを計算しました。次に、熱進化モデルを適用して、現在の照明条件下で10回の軌道回転後に持続する浸食の量を評価しました。南半球に位置するファセットの場合、10回の軌道回転後に持続する最大侵食は80mのオーダーであることがわかります。したがって、局部的な浸食は観察された深さと直径よりもはるかに小さいため、進行性の浸食はピットやアルコーブを形成できないことを確認します。特に最も深い窪地では、台地は底部よりも浸食される傾向があり、浸食の違いがそれらの形態に影響を与える可能性があることがわかりました。原則として、我々の結果は、鋭い形態学的特徴が進行性の侵食によって消去される傾向があることを示唆しています。この研究は、Seth1などの深い円形のピットが、67Pの表面で最も処理されていない形態学的特徴である、またはその形成以来最もよく保存されているという仮定を支持しています。
HD 100546 原始惑星系円盤に埋め込まれた惑星を追跡する一酸化硫黄の放出
| Title |
Sulphur_monoxide_emission_tracing_an_embedded_planet_in_the_HD_100546_protoplanetary_disk |
| Authors |
Alice_S._Booth,_John_D._Ilee,_Catherine_Walsh,_Mihkel_Kama,_Luke_Keyte,_Ewine_F._van_Dishoeck_and_Hideko_Nomura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14820 |
分子線観測は、星、円盤、惑星形成のさまざまな進化段階にわたる物理的および化学的条件の強力なトレーサーです。AtacamaLargeMillimeterArray(ALMA)の高い角度分解能と前例のない感度を使用して、惑星の形成に直接起因する原始惑星系ディスク内の小規模なガス構造を検出するためのドライブが現在あります。ヘルビッグ星HD100546の近くの惑星をホストする円盤での一酸化硫黄(SO)の高角度分解能アルマバンド7観測を報告します。ショック。HD100546円盤からのSO放出は、主に約さらに、これらの新しいサイクル7データを同じSO遷移のサイクル0データと比較すると、ラインプロファイルの形状に大きな違いが見られます。この非対称性と、円盤の風、円盤のワープ、(形成)惑星によって引き起こされる衝撃などの時間変動の原因となる可能性のあるさまざまな物理的/化学的メカニズムについて説明します。巨大な惑星の存在により、空洞内でSOが強化されることを提案します。SOの非対称性は、COのro振動放出によって追跡された、巨大惑星HD100546cの周りの高温の惑星周縁物質の証拠を補完します。この作業は、親円盤上の形成中の惑星の化学的痕跡を検出して理解するための、さらなる観測とモデリングの取り組みの舞台を設定します。
TOI-1075 b: 半径のギャップにまたがる高密度で大規模な超短周期の高温スーパーアース
| Title |
TOI-1075_b:_A_Dense,_Massive,_Ultra-Short_Period_Hot_Super-Earth_Straddling_the_Radius_Gap |
| Authors |
Zahra_Essack,_Avi_Shporer,_Jennifer_A._Burt,_Sara_Seager,_Saverio_Cambioni,_Zifan_Lin,_Karen_A._Collins,_Eric_E._Mamajek,_Keivan_G._Stassun,_George_R._Ricker,_Roland_Vanderspek,_David_W._Latham,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_R._Paul_Butler,_David_Charbonneau,_Kevin_I._Collins,_Jeffrey_D._Crane,_Tianjun_Gan,_Coel_Hellier,_Steve_B._Howell,_Jonathan_Irwin,_Andrew_W._Mann,_Ali_Ramadhan,_Stephen_A._Shectman,_Johanna_K._Teske,_Samuel_W._Yee,_Ismael_Mireles,_Elisa_V._Quintana,_Peter_Tenenbaum,_Guillermo_Torres,_Elise_Furlan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14901 |
惑星組成を支配する根本的な関係を特定するために系外惑星の質量半径図を作成することは、系外惑星コミュニティ内の学際的な取り組みを推進しています。ホットスーパーアース（スーパーアース惑星集団の高温で短周期のサブセット）の発見は、岩石惑星の形成、進化、および組成に関する多くの未解決の問題を提示しました。我々は、トランジット中のデータを使用して、超短周期で高温の超地球周回TOI-1075(TIC351601843)を発見したことを報告する。太陽系外惑星調査衛星(TESS)。新たに発見された惑星の半径は$1.791^{+0.116}_{-0.081}$$R_{\oplus}$で、公転周期は0.605日(14.5時間)です。マゼランII望遠鏡に搭載されたプラネットファインダースペクトログラフ(PFS)で得られた視線速度測定値を使用して、惑星の質量を$9.95^{+1.36}_{-1.30}$$M_{\oplus}$と正確に測定します。私たちの視線速度データも長期的な傾向を示しており、システム内に追加の惑星があることを示唆しています。TOI-1075bは、半径のギャップに比べてサイズが大きく、高密度($9.32^{+2.05}_{-1.85}$$\rm{g/cm^3}$)は、この可能性と矛盾する可能性があります。M型矮星半径の谷に相対的なTOI-1075bの位置を調査し、大気の特徴付けに対する惑星の見通しを評価し、潜在的な惑星形成メカニズムについて議論します。超短周期惑星系のより広い文脈でTOI-1075系を研究することは、惑星の形成と進化の理論、密度増強メカニズムのテスト、およびJWSTによる発光分光法による将来の大気および表面の特性研究のために必要です。
銀河系周縁の観測による宇宙線輸送の制約
| Title |
Constraining_Cosmic-ray_Transport_with_Observations_of_the_Circumgalactic_Medium |
| Authors |
Iryna_S._Butsky,_Shreya_Nakum,_Sam_B._Ponnada,_Cameron_B._Hummels,_Suoqing_Ji,_Philip_F._Hopkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14232 |
最近の理論的研究は、低赤方偏移の$\simL_{\ast}$銀河の周りの銀河周媒質(CGM)が、宇宙線の形で実質的な非熱圧を支えている可能性があると予測しています。ただし、これらの予測は、採用されている宇宙線輸送の特定のモデルに敏感であり、理論的にも観測的にも制約が不足しています。この作業では、半径方向に平均化された実効宇宙線輸送速度の下限$\kappa_{\rmmin}^{\rmeff}$を計算するための新しい観測上の制約を提案します。幅広い仮定の下で(宇宙線の圧力がCGMで重要かどうかに関係なく)、$\kappa_{\rmmin}^{\rmeff}$と3つの観測可能な銀河の特性:全水素柱密度、平均星形成率、ガス円速度。$\kappa_{\rmmin}^{\rmeff}$の解析モデルが真の宇宙のロバストな下限であることを実証するために、さまざまな宇宙線輸送物理学を備えた一連のFIRE-2銀河シミュレーションを使用します。-光線輸送率。次に、新しいモデルを適用して、COS-Halosサンプル内の銀河の$\kappa_{\rmmin}^{\rmeff}$を計算し、これが、銀河から離れて急速に上昇する有効輸送率の強力な証拠をすでに明らかにしていることを確認します。星間媒体から値$\kappa_{\rmmin}^{\rmeff}\gtrsim10^{30-31}\,{\rmcm}^2\,{\rms}^{-1}$(での拡散CGMの$v^{\rmstream}_{\rmeff}\gtrsim1000\,{\rmkm}\,{\rms}^{-1}$)の異方性ストリーミング速度に対応します。$50-100$kpcを超える影響パラメータ。将来の観測が、CGMおよび銀河間媒体における宇宙線の理解において、質的に新しい制約をどのように提供できるかについて議論します。
ELVES IV: 天の川を越えた衛星星とハローの質量関係
| Title |
ELVES_IV:_The_Satellite_Stellar-to-Halo_Mass_Relation_Beyond_the_Milky-Way |
| Authors |
Shany_Danieli,_Jenny_E._Greene,_Scott_Carlsten,_Fangzhou_Jiang,_Rachael_Beaton,_and_Andy_D._Goulding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14233 |
銀河とそのホストである暗黒物質のハローとの関係を定量化することは、さまざまなスケールで宇宙論モデルをテストするための鍵となっています。$M_\star\sim10^9\,M_\odot$より下では、そのような研究は主に天の川を周回する衛星銀河の集団に依存してきました。ここでは、これまでのローカルボリューム($D\lesssim12\,\mathrm{Mpc}$)内の最大のサテライトギャラクシーサンプルを使用して、サテライトギャラクシーとそのホストダークマターサブハローの間の接続に関する新しい制約を提示します。ExplorationofLocalVolumeESatellites(ELVES)Surveyからの27の天の川(MW)のようなホストの周りにある250ドルの確認済みおよび71ドルの候補ドワーフ衛星を使用し、半分析的SatGenモデルを使用して、予想される暗黒物質サブハローの数を予測します。同じボリューム。観測された衛星恒星質量関数(SSMF)と前方モデル化された衛星恒星質量関数(SSMF)のベイジアンモデル比較を通じて、衛星恒星とハローの質量関係を推測します。観測されたSSMFは、$\alpha=2.0\pm0.1$の中程度の勾配を持つ$M_\star\proptoM^\alpha_\mathrm{peak}$の形式の関係によってサブハローが設定されている場合に最もよく再現されることがわかります。、および$M_\mathrm{peak}$の減少とともに大きくなる散乱。主にMW衛星に依存していた以前の研究と比較して、より低いピークハロー質量に向かって有意に大きな散乱が見られます。この散乱は、星形成の確率論とホスト間の散乱の組み合わせから生じると結論付けています。衛星とサブハローの接続に関する私たちの新しいモデルは、暗黒物質の物理学だけでなく、これらのバリオンの影響を受けた効果の両方に重要な意味を持っています。
$T_e$ベースの質量-金属量関係を修正するための新しいアプローチ
| Title |
A_novel_approach_to_correcting_$T_e$-based_mass-metallicity_relations |
| Authors |
Alex_J._Cameron,_Harley_Katz,_and_Martin_P._Rey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14234 |
電子温度から酸素存在量を導出すること(以降、$T_e$法)は、銀河系外の金属量研究のゴールドスタンダードです。ただし、HII領域の未解決の温度変動は、金属量の推定値を低くバイアスする可能性があり、その大きさは、基礎となる一般的に未知の温度分布に依存します。おもちゃのモデルを使用して、[OIII]$\lambda$4363/$\lambda$5007比('ratiotemperature';$T_{\rmratio}$)から導出された温度を使用して$T_e$ベースの金属量を計算することを確認します。温度変動が存在する場合、金属量の過小予測につながります。対照的に、平均電子およびイオン密度加重放射率を提供する観測不可能な「線温度」($T_{\rmline}$)を使用すると、正確な金属量の推定値が得られます。この偏りを修正するために、矮小銀河の高解像度(4.5pc)RAMSES-RTZシミュレーションに基づく$T_{\rmratio}$と$T_{\rmline}$の関係のキャリブレーションの例を示します。銀河系における複数のHII領域の形成とイオン温度分布を首尾一貫してモデル化します。この補正を質量-金属量関係の低質量端に適用すると、その正規化が平均で0.18dex上昇し、その傾きが0.87から0.58に平坦化され、このバイアスを説明し、修正するための将来の研究の必要性が強調されます。
$z = 2$ でシミュレートされた大質量銀河の恒星化学量
| Title |
The_Stellar_Chemical_Abundances_of_Simulated_Massive_Galaxies_at_$z_=_2$ |
| Authors |
Jee-Ho_Kim,_Sirio_Belli,_Rainer_Weinberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14235 |
IllustrisTNGシミュレーションで$z=2$における大質量銀河($\logM_\ast/M_\odot>10.5$)の恒星存在量を分析し、現在および将来の観測、特にJamesウェッブ宇宙望遠鏡.銀河の有効サイズ$R_e$が存在量の測定値に強く影響することがわかりました。$R_e$で増加します。[Mg/Fe]によって追跡された$\alpha$の増強は、銀河の形成のタイムスケールを弱く追跡し、主に$R_e$に依存します。アパーチャ効果は重要です。星の存在量を$R_e$内ではなく1~kpc内で測定すると、大きな違いが生じる可能性があります。これらの結果はすべて、銀河のサイズに比例しない、ほぼ普遍的で急激に減少する星の存在量プロファイルによるものです。小さな銀河は、存在量が高いプロファイルの内側部分に星が住んでいるため、金属が豊富に見えます。このプロファイルの勾配は、主にガス相の存在量プロファイルによって設定され、星の年齢勾配によって大幅に変更されることはありません。次に、ガス相の存在量プロファイルは、ガスの割合と星形成効率の強い半径方向依存性によって決定されます。銀河の各放射状ビンが独立したクローズドボックスシステムとして扱われる、化学的濃縮を記述する単純なモデルを開発します。このモデルは、シミュレートされた銀河の気相存在量プロファイルを再現しますが、ガスおよび/または金属の輸送が必要と思われる星の存在量の詳細な分布は再現しません。
ELVES III: 天の川質量ホストによる環境クエンチング
| Title |
ELVES_III:_Environmental_Quenching_by_Milky_Way-Mass_Hosts |
| Authors |
Jenny_E._Greene,_Shany_Danieli,_Scott_Carlsten,_Rachael_Beaton,_Fangzhou_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14237 |
孤立した矮小銀河は、ほぼ常に強い星形成を示しますが、衛星矮小銀河は、天の川質量グループであっても、しばしば若い星を欠いています.このように矮小銀河は、星の形成を止める環境プロセスへの重要な実験室を提供します。ExplorationofLocalVolumeESatellites(ELVES)調査から、30のローカルボリュームホスト周辺の約400の衛星銀河のサンプルについて、静止銀河と星形成銀河(クエンチフラクション)のバランスを調べます。衛星の星の質量、射影半径、およびホストハローの質量の関数としてクエンチされた部分を提示し、全体として、クエンチされた部分は天の川に似ており、衛星M*~10^8Msunで50\%を下回りました。一定の衛星質量で~R_vir/2の内外の衛星のクエンチされた割合には~10%の差があります。最後に、消光が非効率的になるサテライト質量は、ホストハロー質量とともに着実に成長します。半解析モデリングコードSatGenとの比較により、ホストハロー質量ビン内の衛星質量の関数として平均消光時間を推測することもできます。天の川銀河で推測されている急激な消光からゆっくりとした消光への急激な変化ではなく、衛星の恒星質量による消光時間の漸進的な増加があります。また、一般に、最近の流体力学的シミュレーションよりも平均消光時間が長いと推測しています。私たちの結果は、銀河系周辺媒体の塊、衛星の軌道、および以前の前処理の程度に応じて、ラム圧力ストリッピングによって広範囲のクエンチ時間が可能であることを示唆するモデルを立証しています。
薄いディスクと厚いディスクのバーと箱型/ピーナッツの膨らみ。 Ⅱ．高温の厚いディスクでバーが形成されることはありますか?
| Title |
Bars_and_boxy/peanut_bulges_in_thin_and_thick_discs._II._Can_bars_form_in_hot_thick_discs? |
| Authors |
Soumavo_Ghosh,_Francesca_Fragkoudi,_Paola_Di_Matteo,_Kanak_Saha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14244 |
天の川銀河も外銀河も厚い円盤を持っています。ただし、バーの形成と進化における(幾何学的に)厚いディスクの動的な役割は完全には理解されていません。ここでは、(運動学的に冷たい)薄い(運動学的に熱い)厚い円盤の一連の$N$体モデルを使用して、バーの形成と進化における厚い円盤の影響を調べます。厚いディスクの質量分率、薄いディスクと厚いディスクのスケール長の比率、および厚いディスクのスケールの高さを体系的に変化させて、さまざまな動的シナリオの下でバーの形成を調べます。私たちのモデルでは、非常に厚いディスクが存在する場合でも、ほぼ常にバーが形成されます。厚いディスクのバーは、薄いディスクのバーの全体的な成長と時間的進化を密接にたどります。厚いディスクのバーだけが薄いディスクのバーよりも弱いです。より強いバーの形成は、角運動量の大きな損失と大きな放射状加熱を同時に伴う。さらに、薄い円盤星と厚い円盤星の両方で、バーの範囲内の方位角方向に沿って、円盤星の優先的な角運動量の損失と優先的な放射状の加熱を示します。純粋に厚いディスクモデル(薄いディスクなし)の場合、バーの形成はディスクスケールの長さとスケールの高さに大きく依存します。厚いディスクのみのモデルでは、スケールの長さを大きくしたり、垂直方向のスケールの高さを大きくしたりすると、バーの形成時間が遅くなり、バーの形成がほぼ完全に抑制されます。Ostriker-Peeble基準は、Efstathiou-Lake-Negroponte基準よりもモデルのバーの不安定性シナリオをより適切に予測することがわかりました。
銀河のグループとクラスターの積み重ねられた観測における拡散光の測定値を解釈する方法
| Title |
How_to_Interpret_Measurements_of_Diffuse_Light_in_Stacked_Observations_of_Groups_and_Clusters_of_Galaxies |
| Authors |
Syeda_Lammim_Ahad,_Yannick_M._Bah\'e,_Henk_Hoekstra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14249 |
銀河群と銀河団内の拡散光は、大規模な宇宙構造の成長に関する貴重な洞察を提供します。グループは、銀河のハローと大規模なクラスターの間のリンクを表すため、このコンテキストで特に興味深いものです。ただし、表面の輝度が低いため、拡散光を個別に検出するのは非常に困難です。多くのグループを積み重ねることは有望な代替手段ですが、その物理的解釈は、他のグループプロパティを使用した拡散光プロファイルの体系的な変動の可能性によって複雑になります。もう1つの問題は、グループセンターの選択がしばしばあいまいであることです。$~10^{12}\textrm{M}_{\odot}$から$1.5\times10^{15}\textrm{M}_までのハロー質量を持つ497の銀河グループとクラスターの模擬観測を使用して、これらの課題を調査します。{\odot}$赤方偏移$0.1$で、Hydrangeaの宇宙論的流体力学シミュレーションから。恒星質量が$10^{9}\textrm{M}_{\odot}$を超える銀河が少なくとも5つあるグループの18%では、$r$バンドで最も明るい銀河は重力の中心にある銀河ではありません。潜在的な;これらのケースの半分は見通し内の予測です。ミセントリングは、サンプルのアンサンブル平均質量密度プロファイルまたは表面輝度プロファイルに大きな影響を与えません。あいまいに中心化されたハロー内でも、さまざまなセンタリングの選択により、グループ内拡散光の合計割合$f_がわずか1％しか変化しません。{\textrm{IGL}}$.$f_{\textrm{IGL}}$と中央銀河群の光度およびハロー質量との強い相関関係を発見しました。したがって、中心銀河の光度の狭いビンにグループを積み重ねると、質量の広い範囲にわたってシステムを組み合わせるよりも、信号の物理的解釈がより簡単になります。
バーのピーナッツ/X 形状に対する内部ハロー角運動量の影響
宇宙論的シミュレーションは、バリオン円盤を取り囲むダークマターハローが、スピンパラメーター($\lambda$)によって測定される広い範囲の角運動量を持っていることを示しています。この研究では、N体シミュレーションを使用して、バーの永年進化に対するハロースピンパラメータで測定された内部角運動量($<$30kpc)の重要性を明らかにします。ディスクに対して、同方向回転(順行)回転するハローと1つの逆回転(逆行)ハロースピン($\lambda$=-0.1)に対して、ハロースピンパラメータ$\lambda$を0から0.1まで変化させました。ハロースピンが増加すると、バックリングも早期にトリガーされ、高スピンハローモデルで2番目のバックリングフェーズが続くことを報告します。2回目の座屈のタイムスケールは、1回目の座屈よりも大幅に長くなります。以前の研究とは異なり、すべてのモデルで座屈後にバーの強度が大幅に低下しないことがわかりました。これは、以前の研究とは異なり、内部ハロー角運動量の役割に関する新しい洞察を提供します。また、座屈したバーは、永年進化段階でもかなりの角運動量をハローに伝達できますが、ハロースピンの増加とともに減少します。永年進化段階では、ハロースピンや円盤に対する回転の感覚に関係なく、棒の強度が増加し、すべてのモデルでほぼ等しい値に飽和します。最終的な箱型/ピーナッツ形状は、非回転ハローと比較して、内側領域でより高い角運動量を持つ高スピンハローでより顕著($\sim$20$\%$)です。ディスクとハローの間の角運動量交換で結果を説明します。
NGC 1399 の球状星団集団への遠紫外洞察
| Title |
Far_Ultra-Violet_Insights_Into_NGC_1399's_Globular_Cluster_Population |
| Authors |
Kristen_C._Dage,_Yifan_Sun,_Arunav_Kundu,_Stephen_E._Zepf,_Daryl_Haggard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14637 |
アーカイブハッブル宇宙望遠鏡ACS/SBCF140LPによるNGC~1399の観測を調査して、銀河外の球状星団における複数の恒星集団の証拠を探します。強化されたFUV集団は、球状星団、特に極端な/青色の水平分枝星におけるHe強化された第2世代の集団の指標であると考えられています。視野内にある149個の球状星団のうち、58個には28.5等級よりも明るい遠紫外線(FUV)の星団があります。これらのFUVで検出された球状星団のうち6個は、1つの超高輝度X線源($L_X>10^{39}$erg/s)を含むX線でも検出されます。光学的に明るいクラスターは、より明るいFUV対応物に対応していましたが、金属が豊富なクラスターと金属が少ないクラスターの両方からのFUV放射が観察されました。これは、FUVの過剰が光学色に依存しないことを意味します。また、クラスターサイズがFUV放出に影響を与えるという証拠も見つかりません。X線を放出するクラスターはFUVで異常に明るいわけではありません。これは、超高輝度X線源でさえFUVに大きな寄与がないことを示唆しています。NGC1399は、その球状星団系がFUV強化集団の証拠を調べられた4番目の銀河であり、これらの銀河団を天の川、M31、M87、およびM81で最も明るい星団の以前の研究と比較します。これらの情報源は、多くの球状星団が極端なHB星や第2世代の星をホストしている可能性が高いことを示しており、銀河系外球状星団システムのより完全なFUV観測の必要性を強調しています。
CEERS キーペーパー IV: JWST による z=3-9 での銀河の構造と形態の多様性
| Title |
CEERS_Key_Paper_IV:_The_Diversity_of_Galaxy_Structure_and_Morphology_at_z=3-9_with_JWST |
| Authors |
Jeyhan_S._Kartaltepe,_Caitlin_Rose,_Brittany_N._Vanderhoof,_Elizabeth_J._McGrath,_Luca_Costantin,_Isabella_G._Cox,_L._Y._Aaron_Yung,_Dale_D._Kocevski,_Stijn_Wuyts,_Henry_C._Ferguson_Brett_H._Andrews,_Micaela_B._Bagley,_Steven_L._Finkelstein,_Ricardo_O._Amorin,_Pablo_Arrabal_Haro,_Bren_E._Backhaus,_Peter_Behroozi,_Laura_Bisigello,_Antonello_Calabro,_Caitlin_M._Casey,_Rosemary_T._Coogan,_Darren_Croton,_Alexander_de_la_Vega,_Mark_Dickinson,_M._C._Cooper,_Adriano_Fontana,_Maximilien_Franco,_Andrea_Grazian,_Norman_A._Grogin,_Nimish_P._Hathi,_Benne_W._Holwerda,_Marc_Huertas-Company,_Kartheik_G._Iyer,_Shardha_Jogee,_Intae_Jung,_Lisa_J._Kewley,_Allison_Kirkpatrick,_Anton_M._Koekemoer,_James_Liu,_Jennifer_M._Lotz,_Ray_A._Lucas,_Jeffrey_A._Newman,_Camilla_Pacifici,_Viraj_Pandya,_Casey_Papovich,_Laura_Pentericci,_et_al._(16_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14713 |
初期のJWSTCEERSNIRCam観測を使用して、z=3-9の銀河の大きなサンプルの形態学的および構造的特性の進化の包括的な分析を提示します。サンプルは、CANDELSHST画像とJWSTCEERSNIRCam画像の両方で検出されたz>3の850個の銀河で構成されており、HSTとJWSTの形態を比較できます。私たちのチームは、サンプル内の各銀河を3人の異なる個人によって分類する一連の視覚的分類を実施しました。また、7つのNIRCamフィルターすべてで公開されているコードを使用して定量的形態を測定します。これらの測定値を使用して、各形態学的タイプの銀河の割合を赤方偏移の関数として提示します。全体として、z>3の銀河は多様な形態を持つことがわかりました。円盤を持つ銀河は、z=3で銀河の合計60\%を構成し、この割合はz=6-9で~30%に低下しますが、回転楕円体を持つ銀河は、赤方偏移範囲全体で~30-40%を構成し、純粋です。ディスクまたは不規則な機能の証拠がない回転楕円体は、約20%を構成します。不規則な特徴を持つ銀河の割合は、すべての赤方偏移でほぼ一定(~40-50%)ですが、純粋に不規則な銀河はz>4.5で~12%から~20%に増加します。多くの選択効果が高赤方偏移での形態学的特徴の可視性に影響を与えるため、これらは明らかな割合であることに注意してください。S\'ersicインデックス、サイズ、および軸比の分布は、形態学的グループ間の有意差を示しています。回転楕円体のみの銀河は、ディスク/不規則銀河よりも高いS\'ersicインデックス、小さいサイズ、高い軸比を持っています。すべての赤方偏移にわたって、小さい回転楕円体と円盤銀河はより丸い傾向があります。全体として、これらの傾向は、確立された円盤と回転楕円体を持つ銀河がこの研究の赤方偏移の全範囲にわたって存在し、これらの特徴が最初に形成された時期を定量化するには、より高い赤方偏移の大きなサンプルをさらに研究する必要があることを示唆しています。
最初の銀河と原始星からの異種濃縮の影響
| Title |
The_First_Galaxies_and_the_Effect_of_Heterogeneous_Enrichment_from_Primordial_Stars |
| Authors |
Azton_I._Wells,_Michael_L._Norman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14805 |
最初の銀河に対する不均一な金属濃縮の影響を分析するために、天体物理学シミュレーションコード\enzoに、金属濃縮星形成(\starss)の新しいスケールインテリジェントモデルと原始星フィードバック(\starnet)の代理モデルを組み込みます。私たちの研究には、最初の世代の星とそれらを含む原始銀河($10^6\lesssimM_v/M_\odot\lesssim10^8$)が含まれています。新しい方法で得られた結果を、シミュレーションの金属量初期条件の2つの一般的なパラダイム(金属量初期条件を無視し、均一な金属量フロアを仮定する)と比較します。濃縮された星形成のための金属量の要件を無視すると、赤方偏移に依存する星の質量の過剰が生じ、元のガスで形成される星からなる複合エラーが発生することがわかりました。金属量の下限を使用すると、$z=21$の前に星の初期の過小生産が発生し、$z=18$の過剰生産に戻ることがわかりました。最後の赤方偏移$z=14.95$では、恒星質量が$\sim20\%$余分にあり、原始銀河の数が8.6\%増加しています。不均一な金属量の初期条件は、恒星の金属量、恒星の質量、光度など、ハロー観測量の範囲を大幅に拡大します。範囲の拡大は、金属量フロアのシミュレーションと比較した場合、超微光矮小銀河の観測とのより良い一致につながります。\starnetは、星の質量が小さい原始銀河$M_*\lesssim10^3M_\odot$を生成するため、同様の空間分解能と質量分解能で金属量フロア基準よりも効果的に低光度の原始銀河をモデル化するのに役立つ可能性があります。
銀河バーのポテンシャル密度ペアのファミリー
箱型/ピーナッツ成分を含む現実的な方法で銀河棒を記述するために組み合わせることができる、棒付き円盤の解析的なポテンシャル密度ペアのファミリを提示します。これを2つの合理的な複合モデルで説明します。電位、力、密度、および投影密度を評価するためのコンピューターコードが自由に提供されます。
GRB 221009Aによって加速された超高エネルギー宇宙線からの二次GeV-TeV放出
超高エネルギー宇宙線(UHECR)の起源は未だ解明されていません。ガンマ線バースト(GRB)は、そのような高エネルギーまでの粒子加速に必要な厳しいエネルギー要件を満たすことができる最良の候補の1つです。UHECRがGRB221009Aの中央エンジンによって加速された場合、UHECRが発生源から地球に移動するときに二次光子とニュートリノを検出できる可能性があります。ここでは、このバーストに関連する初期の公的に入手可能なデータのいくつかを解釈しようとします。報告された初期のGeV-TeV検出がUHECRからの二次放射によって生成された場合、おそらくUHECRが$>10^{21}$eVのエネルギーに達し、GRB221009Aが銀河間磁場(IGMF)強度$Bの磁気ボイド内で爆発したことを示しています。\leq3\times10^{-16}$G.エネルギー蓄積メカニズム全体を理解するために、既存および将来のFermi-LATデータを検索して、より大きな空間スケールとより長い時間スケールで到達する二次放出を検索することを提案します。この戦略は、UHECRの起源を明らかにし、この視線に沿って銀河間磁場(IGMF)の強度を制限し、GRBの周囲の磁気空隙の割合を定量化するのに役立つ可能性があります。
3 回目の Advanced LIGO および Advanced Virgo 観測実行中のマグネター バーストに関連する重力波トランジェントの検索
| Title |
Search_for_gravitational-wave_transients_associated_with_magnetar_bursts_during_the_third_Advanced_LIGO_and_Advanced_Virgo_observing_run |
| Authors |
Kara_Merfeld_(on_behalf_of_the_LIGO,_Virgo,_and_KAGRA_collaborations) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14258 |
マグネターは非常に強い双極子磁場を持つ中性子星で、さまざまなX線フレア現象を示すことが観測されていますが、フレアメカニズムはよくわかっていません。AdvancedLIGOとVirgoの3回目の観測は、2019年4月1日から2020年3月27日まで延長され、既知のマグネターSGR1935+2154と新しく発見されたマグネターSwiftJ1818-1607からのX線フレアが含まれていました。これらのマグネターフレアと一致する重力波を、最小限にモデル化されたコヒーレントな検索で検索します。これは、マグネターのコアで励起されたfモードによって生成される短期間の重力波と、準周期的なエネルギーによって引き起こされる長時間の重力波の両方を具体的にターゲットにしています。巨大フレアの尾部に見られる振動。この論文では、これらの検索の方法と感度の推定、および天体物理学的な意味について報告します。
FRB 放出メカニズムと観察結果
現在、高速電波バースト(FRB)は、マグネターで放出される磁気エネルギーによって駆動されるコヒーレント放射の発生源であると広く想定されています。しかし、正確な排出メカニズムはまだわかっていません。2つの主な枠組みが存在します:磁気圏放射と外部相対論的衝撃からの放射です。この簡単なレビューでは、両方のアプローチの基本について説明し、現代の観察によってそれらがどのように調査されるかについて説明します。
最後の UHERC 異方性をどのように説明できますか?
双極子異方性を持つ数EeVのエネルギーから最高のものまで、UHECR(超高エネルギー宇宙線)、クラスタリング、組成、空の分布に関する最近の結果を考察します。私たちは2008年から提案してきましたが、ここで40EeVから70EeVまでのUHECRはほとんど軽い原子核と最も軽い原子核によって作られていることを再確認します。おとめ座の顕著な不在と、CenA、NG253、M82などのいくつかの局在する近くの銀河系外の源は、Mpc距離内の最も軽い核の脆弱性と不透明度によってよく理解される可能性があります。オージェ双極子UHECR異方性を部分的に供給している可能性がある10EeVのいくつかの銀河UHECRソースの役割についてもコメントします。銀河面の外側と銀河面に沿った最も軽い原子核と重い原子核のUHECRスペクトル組成の最近の異方性も、以前の主張(2012)の最初の確認となる可能性があります。より重くて最もエネルギッシュなUHECR銀河核と、最も軽い核によって支配される主に局所的な(Mpcs)銀河外信号との相互作用は、UHECRパズルの主要なピースに適合するようです。
後期の Iax 超新星 2019muj の特性: 鉄に富んだ高密度コアの存在、性質、および起源
| Title |
Properties_of_Type_Iax_Supernova_2019muj_in_the_Late_Phase:_Existence,_Nature_and_Origin_of_the_Iron-rich_Dense_Core |
| Authors |
Keiichi_Maeda_and_Miho_Kawabata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14390 |
タイプIax超新星(SNeIax)は特異なSNeIaのクラスを形成し、その初期段階のスペクトルは標準的なSNeIaと主なスペクトル線の識別を共有しますが、イオン化が高く、線速度がはるかに低くなります。彼らの遅い時間の行動は、多くの点で通常のSNeIaから逸脱しています。SNeIaxは、数100日間にわたって光球スペクトルを示し続け、光度の低下は非常にゆっくりです。現在の作業では、SNIax2019mujの後期スペクトルを調べます。これには、約500日で新たに提示されたスペクトルが含まれます。スペクトルは依然として許容遷移によって支配されていますが、イオン化状態は低く、[OI]6300、6363が検出される可能性があります。許容遷移(FeII、FeI、およびCaIINIRトリプレット)のスペクトル形成プロセスを包括的に調べることにより、禁止された遷移([CaII]7292、7324および[OI])、最も内側の領域の性質を定量的に制約し、それが外側の噴出物とは異なることがわかります。最も内側の構成要素の質量は約0.03Msunであり、Fe(最初は56Niである可能性があります)が支配的であり、約760km/sの速度で膨張します。内部コンポーネントの性質は、失敗した/弱い白色矮星の熱核爆発シナリオによって説明されると主張します。最初に束縛された残骸(のエンベロープ)に閉じ込められた56Niに富む物質の一部が、56Ni/Co/Fe崩壊によるエネルギー入力によって後で放出され、それ自体が現れる「第2の」束縛されていないイジェクタ成分を形成することが示唆されます。後期に見られる内側の密な成分として。
強く磁化された高密度物質中の(反)カオン凝縮
| Title |
(Anti)kaon_condensation_in_strongly_magnetized_dense_matter |
| Authors |
Debraj_Kundu,_Vivek_Baruah_Thapa_and_Monika_Sinha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14565 |
質量が$2~M_\odot$付近またはそれ以上のいくつかの大質量パルサーの最近の観測は、私たちが地球上でよく知っている通常の物質と比較して、非常に高い密度で物質が存在することを示しています。これは、中性子星(NS)の核内に核子以外のエキゾチックな自由度が現れる可能性につながります。NSのもう1つの重要な特性は、高い表面磁場の存在であり、最大範囲は$\sim~10^{16}$Gのオーダーです。異常でないバリオン、および強い磁場の存在下でのカオン。強い磁場の存在が高密度で物質を硬化させ、kaonの出現を遅らせ、したがってNSファミリーの達成可能な最大質量を増加させることがわかりました。
$\textit{TESS}$ を使用したブレーザーの短期的な光学変動の調査
| Title |
Exploring_Short-Term_Optical_Variability_of_Blazars_Using_$\textit{TESS}$ |
| Authors |
Vivek_Reddy_Pininti,_Gopal_Bhatta,_Sagarika_Paul,_Aman_Kumar,_Aayushi_Rajgor,_Rahul_Barnwal,_Sarvesh_Gharat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14752 |
トランシティング系外惑星調査衛星$\textit{TESS}$宇宙船によって観測されたブレーザーのサンプルの最初の体系的な時系列研究を提示します。TESS観測でのソースの位置をRoma-BZCATからのソースの位置とクロスマッチングすることにより、BL裂傷天体とフラットスペクトル電波クエーサーの両方を含む29のブレーザーが特定されました。$\textit{TESS}$によって対象のターゲットが観測されたすべてのセクターにわたる、ソースの79のライトカーブの観測長さは、21.25から28.2日の範囲です。光度曲線は、時系列分析のさまざまな方法を使用して分析されました。結果は、ソースが1.41%から53.84%にまたがる分数変動で有意な変動を示すことを示しています。ブレザーフラックス分布は、正規および対数正規確率密度関数モデルを適用することによって研究されました。結果は、光源の光束ヒストグラムが正規確率密度関数と一致し、それらのほとんどが単峰分布ではなく双峰分布に従うことを示しています。これは、日単位の光学的変動が、2つの異なる発光ゾーンまたはブレーザーにおける短期的な活動の2つの異なる状態のいずれかによって寄与されていることを示唆しています。パワースペクトル応答法を使用してパワースペクトル密度分析を実行し、不均等にサンプリングされた光曲線の真のパワースペクトルを推定しました。光度曲線のパワースペクトル勾配は、1.7から3.2の範囲でした。
$Hubble~Space~Telescope$ は、ケンタウロス A の象徴的な塵の小道にある剥ぎ取られた封筒の超新星 2016adj
に関連する壮大な光のエコーを明らかにします
| Title |
$Hubble~Space~Telescope$_Reveals_Spectacular_Light_Echoes_Associated_with_the_Stripped-envelope_Supernova_2016adj_in_the_Iconic_Dust_Lane_of_Centaurus_A |
| Authors |
Maximilian_Stritzinger_(Aarhus),_Francesco_Taddia,_Stephen_S._Lawrence,_Ferdinando_Patat,_Morgan_Fraser,_Llu\'is_Galbany,_Simon_Holmbo,_Ali_Hyder,_Emir_Karamehmetoglu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14778 |
$Hubble~Space~Telescope$画像のマルチバンドシーケンスを提示します。これは、ケンタウルスAの中央ダストレーンに位置する剥ぎ取られたエンベロープ超新星(SN)2016adjに関連する複数の光エコー(LE)の出現と進化を記録しています。ポイントスプレッド関数の減算に続いて、$B$バンド最大のエポックを過ぎてわずか$+$34日(d)で、SNに関連付けられた最も早いLE放出を特定します。$+$578dまで拡張された追加のHST画像は、リングの形をとるLE1の進化をカバーしていますが、$+$1991dで撮影された画像は、LE1だけでなく、新しい内側のLEリング(LE2)のセグメントと2つのセグメントも明らかにしています。追加のアウターLEリング(LE3&LE4)。単一散乱形式を採用すると、LEの角半径は、それらがSNの前景にある離散ダストシートに由来することを示唆しています。この情報は、散乱面の色と光学的深さの測定値と組み合わされて、さまざまな程度の穴によって特徴付けられる複数の塊状のほこりのシナリオを知らせます。この場合、LEの角半径が大きいほど、そのダストシートはSNの前景に位置します。ただし、これの例外はLE2です。これは、LE1、LE3、およびLE4を生成するダストシートよりもSNに近接して配置されたダストシートによって形成されます。LE2の出現が遅れたのは、SNと地球の間の視線に沿って大きな穴が開いているダストシートに起因する可能性があります。
ケプラー降着円盤からの MHD ジェットの数値シミュレーション
| Title |
Numerical_simulations_of_MHD_jets_from_Keplerian_accretion_disks_I-Recollimation_shocks |
| Authors |
Thomas_Jannaud_(1),_Claudio_Zanni_(2)_and_Jonathan_Ferreira_(1)_((1)_Univ._Grenoble_Alpes,_CNRS,_IPAG,_38000_Grenoble,_France,_(2)_INAF_-_Osservatorio_Astrofisico_di_Torino,_Strada_Osservatorio_20,_Pino_Torinese_10025,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14809 |
ねらい。私たちは、ケプラー降着円盤からの磁気駆動定常状態ジェットのジェットシミュレーションと分析研究との間の確固たるつながりを確立したいと考えています。特に、後者は、支配的なフープ応力による再視準ショックの存在を予測しており、これまでのところプラットフォームシミュレーションでは観察されていません。メソッド。PLUTOコードを使用して、非相対論的ジェットの軸対称MHDシミュレーションのセットを実行します。シミュレーションは、解析研究で一般的に期待される境界条件を再現するように設計されています。磁束半径方向指数$\alpha$とジェット質量負荷$\kappa$の2つのパラメーターを変化させます。分析ソリューションによって暗示された前例のない巨大な空間スケールに到達するために、時間的進化を後押しできる新しい方法が使用されました。結果。自己相似研究のように質量負荷$\kappa$で定性的に振る舞う、大きな距離での再視準ショックの存在を確認します。衝撃は弱く、適度に高い高速磁気音響流の斜めの衝撃に対応します。ディスクから放出された噴流は、中央のオブジェクトに接続された流出である軸方向の内側スパインに向かって集中します。このスパインの存在は、ジェットの漸近線に強い影響を与えることが示されています。結論。内部再コリメーションショックは、強化された放出の立っている結び目や流れの回転速度の減少などの観察可能な特徴を生み出す可能性があります。ただし、より現実的なシミュレーション。これらのMHD再コリメーションショックとその特性が維持されているかどうかを検証するために、非軸対称不安定性を調査し、ディスク内の有限ゾーンからのみ放出するために、完全に3次元で行う必要があります。
LHAASO データからの結合光子電子ローレンツ違反パラメーター平面
大型高高度空気シャワー天文台(LHAASO)は、最も感度の高いガンマ線検出器アレイの1つであり、その超高エネルギー(UHE)ワークバンドは、UHE宇宙線の起源と加速メカニズムの研究に役立つだけでなく、ローレンツ対称性などの基本的な物理学の概念をテストする機会を提供します。LHAASOは$1.42~\mathrm{PeV}$の最高エネルギー光子を直接観測します。同期自己コンプトンモデルを採用することにより、LHAASOは、かに星雲からの$1.12~\mathrm{PeV}$高エネルギー光子が$2.3~\mathrm{PeV}$高エネルギー電子に対応することも示唆しています。$1.42~\mathrm{PeV}$光子崩壊と$2.3~\mathrm{PeV}$電子崩壊を調べて、光子と電子の2次元ローレンツ違反~(LV)パラメーター平面について共同解析を行います。私たちの分析は体系的かつ包括的であり、光子崩壊における光子LV効果と電子崩壊における電子LV効果を考慮するだけで、最も厳しい制約が自然に得られます。私たちの結果は、相対性理論を超えた新しい物理学のパラメーター空間も可能にします。
Biosignatures Standards of Evidence ワークショップからのコミュニティ レポート
| Title |
Community_Report_from_the_Biosignatures_Standards_of_Evidence_Workshop |
| Authors |
Victoria_Meadows_(University_of_Washington),_Heather_Graham_(NASA-GFCS),_Victor_Abrahamsson_(JPL_NASA),_Zach_Adam_(Arizona_University),_Elena_Amador-French_(NASA-JPL/Caltech),_Giada_Arney_(NASA-GSFC),_Laurie_Barge_(JPL_NASA),_Erica_Barlow_(Penn_State_University),_Anamaria_Berea_(George_Mason_University),_Maitrayee_Bose_(Arizona_State_University),_Dina_Bower_(University_of_Maryland,_College_Park),_Marjorie_Chan_(University_of_Utah),_Jim_Cleaves_(Carnegie_Institution_for_Science),_Andrea_Corpolongo_(University_of_Cincinnati),_Miles_Currie_(University_of_Washington),_Shawn_Domagal-Goldman_(NASA-GSFC),_Chuanfei_Dong_(Princeton_University),_Jennifer_Eigenbrode_(NASA-GSFC),_Allison_Enright_(U._New_Brusnwick),_Thomas_J._Fauchez_(NASA-GSFC),_Martin_Fisk_(Oregon_State_University-Emeritus),_Matthew_Fricke_(University_of_New_Mexico),_et_al._(52_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14293 |
地球外生命体の探索は、NASA宇宙生物学プログラムの包括的な目標であり、太陽系の惑星と太陽系外惑星の環境を調査するミッションの科学を支えています。しかし、太陽系外での地球外生命の検出は十分に困難であるため、説得力のある主張を行うには、分野やミッションにまたがる複数の測定とアプローチが必要になる可能性が高い.したがって、生命の検出は瞬間的なプロセスではなく、明確である可能性は低いですが、それは非常に大きな社会的関心を集める、非常に重要な科学的成果です.過去と現生の生命を検出することを目的とした現在および今後の研究活動とミッションは、生命検出の主張を計画、評価、議論するためのコンセンサスフレームワークによってサポートされる可能性があります(c.f.Greenetal.,2021)。このようなフレームワークは、バイオシグネチャの検出と解釈の堅牢性を高め、科学界や一般の人々とのコミュニケーションを改善するのに役立ちます。この必要性と、バイオシグネチャー検出の証拠の基準の信頼度尺度を開発するようコミュニティに求める声に応えて(Greenetal.,2021)、コミュニティ主催のワークショップが2021年7月19～22日に開催されました。完全に仮想(反転)形式で設計されました。ワークショップの前に、読み物、教育ビデオ、活動を含む準備資料が利用可能になり、ワークショップのスケジュールが活発なコミュニティの議論に完全に専念し、執筆セッションを促進することができました.グローバルな交流を最大化するために、ワークショップのディスカッションコンポーネントは、アジア/太平洋、ヨーロッパ、米国の3つの異なるタイムゾーンで営業時間中に開催され、グループの主催者間で毎日情報が受け渡されました。
新しいタスク: 物理科学のセマンティック クラス ターゲットの導出
| Title |
A_New_Task:_Deriving_Semantic_Class_Targets_for_the_Physical_Sciences |
| Authors |
Micah_Bowles,_Hongming_Tang,_Eleni_Vardoulaki,_Emma_L._Alexander,_Yan_Luo,_Lawrence_Rudnick,_Mike_Walmsley,_Fiona_Porter,_Anna_M._M._Scaife,_Inigo_Val_Slijepcevic,_Gary_Segal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14760 |
セマンティッククラスターゲットの導出を新しいマルチモーダルタスクと定義します。そうすることで、ひどく抽象化され難読化されがちな物理科学の分類スキームを改善することを目指しています。今後の電波天文学調査のためにこのタスクに取り組み、派生したセマンティック電波銀河形態クラスのターゲットを提示します。
高ケイデンス ベクトル マグネトグラムとフレア リボンとの関連付けを使用した、太陽フレア中の光球における磁場変化の統計的研究
| Title |
A_statistical_study_of_magnetic_field_changes_in_the_photosphere_during_solar_flares_using_high-cadence_vector_magnetograms_and_their_association_with_flare_ribbons |
| Authors |
Rahul_Yadav_and_Maria_D._Kazachenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14264 |
多くのフレアで、急激で永続的な光球磁場の変化が観測されています。このような変化は、磁力線の再構成に関係していると考えられていますが、本当の起源はまだわかっていません。この研究では、HMI/SDOから取得した高ケイデンス(135秒)のベクトルマグネトグラムを使用して、光球の磁場ベクトルの変化を理解するために37のフレアを分析します。また、磁場の変化がリボンの形態とどのように関連しているかを理解するために、これらのマグネトグラムシーケンスをAIA/SDOから取得したフレアリボン画像(1600\AA)と並べます。水平成分の恒久的な変化は極性反転ラインの近くにあるのに対し、垂直成分のピクセルはそれほど目立たず、小さなパッチに分布していることがわかります。また、紫外発光を示すピクセルは、常に恒久的なフィールドの変化に関連付けられているわけではないこともわかりました。37のイベントの84%で、UV放射と永続的な水平電界変化の両方を示すピクセルの電界変化開始時間と比較して、UV放射が数分早く開始されます。磁場変化特性は、活性領域のサイズとは関係がありませんが、リボン磁束やリボン面積などのフレアリボンの特性と強く関連しています。恒久的なフィールド変更期間は、GOESフレア時間と強く相関しており、平均値はGOESフレア時間全体の29%です。私たちの分析は、光球磁場の変化は、2つのシナリオの組み合わせによって引き起こされることを示唆しています:磁気リコネクションとコロナ内破によって駆動されるフレアループの収縮です。
近くの褐色矮星による予測されるアストロメトリック マイクロレンズ イベントの検索
| Title |
A_Search_for_Predicted_Astrometric_Microlensing_Events_by_Nearby_Brown_Dwarfs |
| Authors |
Judah_Luberto,_Emily_C._Martin,_Peter_McGill,_Alexie_Leauthaud,_Andrew_J._Skemer,_Jessica_R._Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14414 |
重力マイクロレンズ効果は、進化モデルや大気モデルとは無関係に、自由に浮遊する単一の褐色矮星の直接的な重力質量を提供する可能性があります。近くにある褐色矮星の適切な運動と視差を使用して、マイクロレンズ現象を引き起こす遠方の背景星との近い将来の位置合わせを予測できます。予測されたマイクロレンズ現象のターゲットを絞った天文追跡により、褐色矮星の質量を測定することができます。予測されるマイクロレンズ現象は、通常、レンズ質量の推定値を使用してピークしきい値信号を検索することによって検出されます。代わりにターゲットレンズ質量精度につながる予測イベントを見つける新しい方法を開発します。この方法の主な利点は、レンズの質量推定を必要としないことです。この方法を使用して、2014年から2032年の間に発生する天体マイクロレンズ現象の予測を、スペクトルタイプM6以降の太陽系近傍にある1225個の低質量星と褐色矮星レンズのカタログと、DECaLSDataRelease9の背景ソースカタログを使用して検索します。バックグラウンドソースカタログは$g=$23.95まで拡張され、Gaiaと比較してより密度の高いカタログを提供します。私たちの検索では、今後のマイクロレンズイベントは明らかになりませんでした。LegacySurveyで褐色矮星のアストロメトリックマイクロレンズ現象の発生率を見積もると、それは低い$\sim10^{-5}$yr$^{-1}$であることがわかりました。銀河バルジと平面の前にある褐色矮星をターゲットに検索して、単一の自由浮遊褐色矮星の質量を測定できるようにする天体マイクロレンズ現象を見つけることをお勧めします。
太陽周期 23 および 24 中の近地球間惑星間コロナ質量放出と DH タイプ II 電波バーストとの関連
| Title |
Near-Earth_Interplanetary_Coronal_Mass_Ejections_and_Their_Association_with_DH_Type_II_Radio_Bursts_During_Solar_Cycles_23_and_24 |
| Authors |
Binal_D._Patel,_Bhuwan_Joshi,_Kyung-Suk_Cho,_Rok-Soon_Kim,_Yong-Jae_Moon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14535 |
太陽周期23および24における惑星間コロナ質量放出(ICME)の特性を分析します。現在の分析は、主に地球近傍ICMEカタログ(RichardsonandCane,2010)に基づいています。この研究の重要な側面は、検出されたデカメートルヘクトメートル(DH)タイプII電波バーストの関連性(タイプIIICME)と不在(非タイプIIICME)の観点から、ICMEの地球近傍および地球効果的な側面を理解することです。Wind/WAVESとSTEREOS/WAVESで。特に、CMEによって駆動されるDHタイプII電波バーストは、強力なMHDショックが内側のコロナを離れて惑星間媒体に入ったことを示しています。太陽周期24では、以前の周期と比較してICMEの発生が56%大幅に減少していることがわかります(64対147イベント)。興味深いことに、ICME/CME数の大幅な減少にもかかわらず、両方のサイクルに含まれるII型ICMEの割合はほぼ同じ(~47%)です。私たちの分析は、1AUの長い距離でも、タイプIICMEは非タイプIIイベントと比較して大幅に高速を維持することを明らかにしています(523km/s対440km/s)。CMEの初速度の増加に伴い、ICMEの通過時間が減少するという明らかな傾向がありますが、特定のCME速度に対して顕著な広い範囲の通過時間も存在します。文脈上、サイクル23は10のイベントを示し、主にタイプIIカテゴリの20～40時間の範囲の短い通過時間を示しますが、興味深いことに、サイクル24にはそのような「高速」イベントがほぼ完全に欠けています。パラメータ$V_{ICME}\timesB_{z}$(夜明けから日没までの電場)が、前の周期と比較して、太陽周期24の間に39%大幅に減少することがわかります。さらに、$V_{ICME}\timesB_{z}$は、$B_{z}$と$V_{ICME}$だけの考察をも上回る、Dstインデックスとの強い相関関係を示しています。上記の結果は、ICMEの地理的有効性を効果的に調節するための$V_{ICME}\timesB_{z}$の重要な役割を暗示しています。
2021 年 10 月 28 日の X1.0 太陽フレアのデータ制約付き電磁流体シミュレーション
| Title |
A_Data-constrained_Magnetohydrodynamic_Simulation_of_the_X1.0_Solar_Flare_of_2021_October_28 |
| Authors |
Daiki_Yamasaki,_Satoshi_Inoue,_Yumi_Bamba,_Jeongwoo_Lee,_Haimin_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14563 |
太陽活動領域NOAA12887は、2021年10月28日に強いX1.0フレアを生成しました。これは、X型のフレアリボンと円形の噴出フィラメントを示しています。これらの特徴を備えた噴火プロセスを理解するために、フレアの約1時間前の活動領域の非線形力のない場を初期条件として使用して、データ制約付き磁気流体力学シミュレーションを実施しました。私たちのシミュレーションは、GONGのHa画像とSDO/AIAの304オングストローム画像で観察されたフィラメント噴出を再現し、2つのメカニズムが磁気噴出に寄与する可能性があることを示唆しています。1つは、既存の磁気フラックスロープ(MFR)のトーラス不安定性であり、もう1つは、2つの剪断された磁気アーケード間の継続的な磁気再接続を介して、MFRの下に新たに形成された磁気ループによる上方への押し上げです。このリコネクションの存在は、SDO/AIAが観測した1600オングストロームのフレア開始時の剪断されたアーケードの足元での増光によって証明されています。どのプロセスが噴火にとってより重要であるかを明らかにするために、せん断された磁力線間の再接続が抑制される実験シミュレーションを実行しました。この場合も、MFRが噴火する可能性がありますが、上昇速度は大幅に低下します。この結果は、噴火がトーラスの不安定性によって駆動されるだけでなく、継続的なリコネクションの下で新たに形成され上昇する磁気ループによってさらに加速されることを示していると解釈します。
Fe 42 多重線を調べて LAMOST DR4 の殻星を探す
| Title |
Searching_for_shell_stars_in_LAMOST_DR4_by_probing_the_Fe_42_multiplet_lines |
| Authors |
S._Huemmerich,_E._Paunzen,_K._Bernhard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14656 |
外殻星、特により温度の低い星は、目立ったバルマー線の放射を示さないことが多く、その結果、特にHalpha線の放射の特徴を探す調査では見逃される可能性があります。現在の作業は、保存されたLAMOSTスペクトルの4924、5018、5169Aで強いFeIIマルチプレット42ラインを検索することにより、シェルシグネチャを持つ星を識別することを目的としています。候補は、MKCLASSコードの修正バージョンを使用して、色が事前に選択された初期型星のサンプルのスペクトルのFeII42線を調べることによって選択され、スペクトルの目視検査によって分類されました。顕著な殻の特徴を示す75個の星、43個のAm/CP1星、12個のAp/CP2星、および複合スペクトルを持つ3つの天体を特定しました。FeII42線のスペクトルタイプと等価幅の測定値が、殻星のサンプルについて示されています。3つの天体を除いて、すべてのシェルスターは、色等級図でZAMSから大幅に取り除かれているように見えます。これは、星周物質による消滅による可能性があります。5169Aラインの等価幅と主系列星の軌跡までの距離との間に相関関係があり(IR過剰が大きいほど5169Aラインが強い)、TESSデータを使用してシェルスターサンプルの変動性を調べました。、二重星の非常に高い割合を識別します。14個のシェルスターを除くすべてが新しい発見であり、シェルの微妙な特徴を持つ星を識別するための、ここで提示された新しいアプローチの効率を強調しています。この研究は、大規模なスペクトルデータベースでこれらのオブジェクトを発見するための青写真として使用される可能性があります。
GAIA DR3 と比較した連星系の軌道視差と明るい等級での視差ゼロ点オフセット
(要約)天文軌道と分光軌道が知られている複数の星系は、これらの星系までの距離を仮定なしで直接決定する独自の可能性を提供します。したがって、これらはGaiaデータリリース3(GDR3)視差データの比較に理想的なオブジェクトです。特に、GDR3は視差の改善につながる可能性のある非単一星(NSS)分析の結果を提示するためです。186のシステムの192の軌道視差決定のサンプルは、文献からコンパイルされます。星は広い連星系にある可能性もあり、37の候補が見つかりました。NSS分析が情報を提供するのは21個の天体のみであり、その中にはアストロメトリックバイナリパイプラインからの8個が含まれており、これらの天体の視差はメインカタログのものと比較して大幅に改善されています。サンプル内のオブジェクトのほとんどは、NSS分析の事前フィルタリング段階で除去されたようです。軌道視差と(最良の)\G\視差の差は、最終的に170個のオブジェクトについて取得されました。視差エラーが大きい天体や、軌道視差と\G\視差の差が非現実的に大きい天体を除外し、GOFが100未満または8未満の天体を選択すると、68星と20星のサンプルが残ります。PZPOを計算する3つのレシピがテストされます。これらの補正が適用された後、残りの視差の差は、3つのレシピすべてのエラーバー内で正式にゼロと一致します。軌道視差を使用する方法が機能することが示されていますが、NSS分析からの改善された視差は少数のシステムでしか利用できないため、最大限の可能性には達していません。最終的な選択では、20個の星のうち18個の軌道視差が5%を超えていることがわかっています。完全なサンプルでは、148個のオブジェクトがこの精度に達しているため、GDR4で軌道視差を使用する可能性が最大限に発揮される可能性があります。
コヒーレント電波放射と高温磁気星の物理パラメータとの間のスケーリング関係のテスト
| Title |
Testing_a_scaling_relation_between_coherent_radio_emission_and_physical_parameters_of_hot_magnetic_stars |
| Authors |
Barnali_Das,_Poonam_Chandra,_Matt_E._Shultz,_Paolo_Leto,_Zden\v{e}k_Mikul\'a\v{s}ek,_V\'eronique_Petit_and_Gregg_A._Wade |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14746 |
ホット磁気星からの電子サイクロトロンメーザー放射(ECME)によるコヒーレントな電波放射は20年以上前に発見されましたが、ECMEの生成を有利にする物理的条件は不明なままです。ごく最近になって、ECMEの光度を星の磁場と温度と結び付ける経験的関係が提案され、高温の磁気星がECMEを生成できる理由を説明することが提案されました。ただし、この関係はわずか14個の星で得られました。したがって、この関係がロバストであるかどうかを調べることが重要です。ロバスト性をテストする目的で、5つの高温磁気星の電波観測を実施しました。これにより、ECMEを生成するさらに3つの星が発見されました。提案されたスケーリング関係は、新しく発見された星の追加後も有効であることがわかりました。しかし、磁場と有効温度が$T_\mathrm{eff}\lesssim16$kKで相関することを発見し(小さなサンプルサイズのアーティファクトである可能性が高い)、ECME光度と$T_\mathrm{eff}の間の提案された接続をレンダリングします。$信頼できない。インコヒーレント電波放射のスケーリング則に照らして経験的な関係を調べることにより、両方のタイプの放射が同じ磁気圏現象によって駆動されているという結論に達します。インコヒーレント放射と同様に、コヒーレント電波放射は後期B型星とA型星では$T_\mathrm{eff}$と無関係ですが、初期B型星では$T_\mathrm{eff}$が重要になるようです。より高い吸収、または放出サイトでのより高いプラズマ密度が原因で、放出の生成が抑制されます。
粘性減衰円板モデルによって決定される Be 星の角運動量損失率
| Title |
Angular_Momentum_Loss_Rates_in_Be_Stars_Determined_by_the_Viscous_Decretion_Disc_Model |
| Authors |
M._R._Ghoreyshi,_C._E._Jones,_and_A._Granada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14885 |
Be星の周りの星周円盤は、中心星から放出された物質によって形成されます。このプロセスは、星から余分な角運動量を取り除きます。これは、粘性が円盤内での質量と角運動量の移動とその成長を促進するためです。Be星の角運動量損失率(AMLR)は、文献で議論の対象となっています。Be星から観測された円盤形成と散逸段階のモデリングを通じて、それらの平均AMLRを決定することができ、これがこの作業の目標です。粘性減衰円盤(VDD)モデルを使用して、Be星の平均AMLRの範囲を提供し、これらの割合を文献からの予測値と比較します。以前に文献で報告されたVDDモデルとジュネーブ恒星進化(GSE)モデルを使用した平均AMLRの予測値の不一致の理由を調査し、Be星が臨界速度未満で回転しているときに最大の差が発生することを発見しました。質量貯留層が構築される時間は、平均AMLRに反比例することを示しています。また、GalacticBeスターオメガCMaの平均AMLRの修正値4.7x10^36gcm^2/s^2を決定しました。これは、典型的なB2タイプのスターに期待される値とよりよく一致しています。最後に、伴星の存在によるディスクの切り捨ての影響が調査され、これが平均AMLRに与える影響は最小限であることがわかりました。
インタラクティブな連星系シミュレーションは、教育プラットフォームで紹介するために開発されました。このプロジェクトの主な目的は、三体シミュレーションの助けを借りて、そのような星系の軌道力学への洞察を提供することです。最初のシミュレーションスクリプトは、VPythonの追加機能を利用してPythonプログラミング言語で作成されました。カスタムメイドのモデルはBlenderで作成され、エクスポートされました。Godotゲームエンジンでのシミュレーションの最終的な実装では、PythonコードがGDScriptに変換され、Blenderモデルが再テクスチャリングされました。
$^{22}$Na の宇宙存在量の理解: $^{23}$Mg の寿命測定
| Title |
Understanding_the_cosmic_abundance_of_$^{22}$Na:_lifetime_measurements_in_$^{23}$Mg |
| Authors |
C._Foug\`eres_(GANIL,_ANL),_F._de_Oliveira_Santos_(GANIL),_N._A._Smirnova_(LP2IB),_C._Michelagnoli_(GANIL,_ILL)_and_GANIL-E710/AGATA_collaborations |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14336 |
新星における爆発的な元素合成のシミュレーションは、新星モデルを制約する重要な天文学的観測量である$^{22}$Naの生成を予測しています。その1.275MeVのガンマ線ラインは、ガンマ線宇宙望遠鏡によってまだ観測されていません。プレソーラー粒子の$^{20}$Ne/$^{22}$Ne比は、新星粒子を識別するためのツールとなり得るが、生成される$^{22}$Naにも依存する。現在、古典新星におけるその収量の不確実性は、$^{22}$Na(p,$\gamma$)$^{23}$Mg反応の速度に起因しています。新星のピーク温度では、この反応は$^{23}$Mgの$E_x$=7.785MeV励起状態に対応するE$_{\text{R}}$=0.204MeVでの共鳴によって支配されます。これまでに測定された共鳴強度は、1桁違います。GANILでは、この重要な状態の寿命とプロトン分岐比をフェムト秒の分解能で測定する実験が行われました。$^{23}$Mgの状態を生成する反応は、高解像度検出セットアップ、つまり粒子VAMOS、SPIDER、およびガンマ追跡AGATA分光計で研究されており、寿命とプロトン分岐の測定が可能です。ここでは、実験結果とシェルモデル計算の比較を示します。これにより、キー状態のスピンとパリティを割り当てることができました。縮小された$M1$行列要素$|M(M1)|\lesssim0.5$$\mu_N$および陽子分光係数$C^{2}S_{\text{p}}$<10に対して得られたかなり小さい値$^{-2}$、シェルモデルの精度を超えているようです。再評価された$^{22}$Na(p,$\gamma$)$^{23}$Mg率により、$^{22}$Naの検出限界とその新星からの観測頻度が将来の宇宙に有望であることが判明した望遠鏡。
カタログ保守のための宇宙船操縦の検出と推定
常駐宇宙オブジェクトのカタログの構築と維持には、観測からデータ分析に至るまで、いくつかのタスクが含まれます。取得した宇宙物体の知識は、専用の観測スケジュールに従って更新する必要があります。ダイナミクスのモデル化の誤りや未知の操作によって、カタログの精度が変化する可能性があり、その結果、同じオブジェクトから発生した無相関の観測結果が生じる可能性があります。2つの独立した軌道から始めて、この作業は、相関回復を可能にする居住空間オブジェクトの操作を検出および推定するための新しいアプローチを提示します。推定は、推力アーク構造と推力方向に関するアプリオリな仮定なしに、連続する凸最適化で実行されます。
$^{16}$O(p,$\gamma$)$^{17}$F の $S$ 因子と熱核反応速度のベイジアン推定
| Title |
Bayesian_Estimation_of_the_$S$_Factor_and_Thermonuclear_Reaction_Rate_for_$^{16}$O(p,$\gamma$)$^{17}$F |
| Authors |
Christian_Iliadis,_Vimal_Palanivelrajan,_Rafael_S._de_Souza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14354 |
$^{16}$O(p,$\gamma$)$^{17}$F反応は、CNO質量領域で最も遅い水素燃焼プロセスです。その熱核反応率は、AGB星を含む多くの天体物理学的サイトにおける酸素同位体比の予測に敏感に影響を与えます。反応は、さまざまな手法を使用して、低衝撃エネルギーで数回測定されています。最新の評価された実験レートには、$1$~GKを下回る約7.5\%の不確実性が報告されています。ただし、以前の推定率は最良の推測にすぎず、厳密な統計手法に基づいたものではありません。信頼できるすべての$^{16}$O(p,$\gamma$)$^{17}$F断面データに適合するようにベイジアンモデルを適用し、統計的および系統的不確実性の独立した寄与を考慮します。使用される核反応モデルは、動径束縛状態の波動関数を生成するためのWoods-Saxonポテンシャルを含む単一粒子ポテンシャルモデルです。このモデルには、Woods-Saxonポテンシャルの半径と拡散性、および$^{17}$Fの最終束縛状態の漸近正規化係数(ANC)という3つの物理パラメーターがあります。スケーリングパラメーターとしてANCを使用してベイジアン$S$ファクターフィットを実行すると、代わりに分光学的ファクターを採用するよりも明確な利点があることがわかります。これらの結果に基づいて、実験的な$^{16}$O(p,$\gamma$)$^{17}$F反応率の最初の統計的に厳密な推定を、不確実性($\pm4.2$\%)とともに提示します。以前に報告された値の約半分です。
太陽周期 25 の強度と期間について: 新しい分位点に基づく重ね合わせエポック分析
太陽黒点数(SSN)は、太陽活動の間接的な尺度として使用できる、微妙ではありますが重要なパラメーターです。太陽活動極大期のピークとタイミングを含む、今後のアクティブな間隔の予測は、宇宙天気計画に重要な影響を与える可能性があります。太陽周期25の強さの予測は、非常に弱いものから、記録された歴史の中で最も強い周期の1つまで、かなり変化しています。この研究では、月単位で更新できる新しい分位点ベースの重ね合わせエポック分析を開発し、現在、太陽周期25は非常に控えめな周期(すべての番号付けされた周期の25パーセンタイル内)になると予測しています。-130(110)の平均(13か月平均)のピークは、2024年12月に発生する可能性があります。過去24サイクルのレトロスペクティブ予測(ハインドキャスト)を実行してモデルを検証し、ベースライン(参照)モデルよりも優れていることを発見しました。(平均サイクル)75%の時間。
高次微分重力における準法線モード: ブラック ホールのパラメーター化と倍音の感度のテスト
| Title |
Quasinormal_modes_in_higher_derivative_gravity:_testing_the_black_hole_parametrization_and_sensitivity_of_overtones |
| Authors |
R._A._Konoplya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14506 |
アインシュタイン-ワイル作用によって与えられる高次微分重力におけるブラックホールの基本的な準正規モードは、ワイル項によって適度に補正されることが知られています。ここでは、最初のいくつかの倍音が、比較的小さなワイル補正にも非常に敏感であることを示します。これは、ブラックホールリングダウンの初期段階を表すときに重要になる可能性があります。さらに、アインシュタイン-ワイル理論におけるブラックホールの数値解の解析的なパラメーター化された近似に関連する問題を解決しました。パラメーターのいくつかの範囲では、3次まで発展したメトリックの近似は、異常な非常に非単調な結果につながります。周波数の振る舞い。この問題は、メトリックのパラメーター化を高次に拡張することで解決できることを示しました。これは、次数をさらに上げても周波数が変化しない領域に到達するまで続きます。
原始宇宙論における説明の深さ: インフレーションとバウンスのパラダイムの比較研究
| Title |
Explanatory_Depth_in_Primordial_Cosmology:_A_Comparative_Study_of_Inflationary_and_Bouncing_Paradigms |
| Authors |
William_J._Wolf_and_Karim_P._Y._Thebault |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14625 |
原始宇宙論におけるインフレパラダイムとバウンスパラダイムの比較分析に向けて、説明の深さの多次元概念を開発し、適用します。私たちの分析は、現代の宇宙論における議論に関連する説明の深さの次元として初期条件の微調整を確立するAzharandLoeb(2021)による以前の研究に基づいています。バウンスとインフレのアプローチをそれぞれ苦しめる不安定性とトランスプランクモードの問題のコンテキストで、深さの2つのさらなる次元として動的微調整と自律性を提案します。後者の問題に関連して、最近定式化された超プランク検閲予想は、動的微調整と自律性との間のインフレモデルのトレードオフにつながると主張します。深さのさまざまな次元に関する説明の好みは、将来のモデル構築のためのヒューリスティックに対するさまざまな態度の観点から最もよく理解されるという提案で結論付けます。
(ゆっくりと)ねじれたインフレ要因
2つ以上のフィールドを持つマルチフィールドインフレモデルのダイナミクスを探ります。最初に、小さいターンレートまたは大きいターンレートのアトラクタソリューションを解析的に見つけることができる2つのフィールドのケースを再検討します。スローロール、スローツイスト、極端なターニング領域の3つのフィールドに対して、一般的なフィールド空間のジオメトリとポテンシャルのアトラクタソリューションのエレガントな表現を提供し、1次摂動の動作を研究します。一般的な$\mathcal{N}$-fieldモデルの場合、メソッドは急速に代数的に複雑になります。文献ではフィールド空間アイソメトリーが一般的であり、アトラクタソリューションを取得して、$\mathcal{N}$フィールドモデルのいくつかのアイソメトリークラスの安定性を推定できることがわかります。最後に、具体的な超重力モデルに議論を適用します。これらの分析は、2場の場合とは異なる$\mathcal{N}>2$動的アトラクタの存在を決定的に示し、宇宙マイクロ波背景放射と確率的重力波スペクトルにおけるそれらの現象論の将来の研究に役立つツールを提供します。
