EFTofLSS からの宇宙論的推論: eBOSS QSO フルシェイプ分析
eBOSSクエーサー(QSO)パワースペクトルのフルシェイプの有効場理論(EFT)解析から推論された宇宙論的結果を提示します。シミュレーションに対して分析パイプラインを検証し、フーリエと構成空間の分析の間で全体的に良好な一致を見つけました。バリオンの存在量とスペクトルの傾きを固定したまま、$68\%$CLで部分物質存在量$\Omega_m$、縮小されたハッブル定数$h$、およびクラスタリング振幅$\sigma_8$をそれぞれ$\Omega_m=に再構築します。0.327\pm0.035$、$h=0.655\pm0.034$、および$\sigma_8=0.880\pm0.083$eBOSSQSOのみから。これらの制約は、$\lesssim1.8\sigma$でPlanckおよびBOSSフルシェイプのEFT分析からのものと一致しています。興味深いことに、eBOSSQSOから再構成された$S_8$は、プランクとBOSSから推定された値よりわずかに高くなっていますが、統計的には一貫しています。BOSS、パンテオンからの超新星、lyman-$\alpha$および6dF/MGSからのBAOのEFT可能性と組み合わせると、制約は$\Omega_m=0.2985\pm0.0069$および$h=0.6803\pm0.0075$に改善されます。プランクと同様の精度で同意します。また、$\Lambda$CDMへの1パラメーター拡張を調査し、結果が$\lesssim1.1\sigma$のフラットな$\Lambda$CDMと一致することを発見しました。曲率密度分数$\Omega_k=-0.039\pm0.029$、暗エネルギーの状態方程式$w_0=-1.038\pm0.041$、相対論的種の有効数$N_{\rmeff}=に関する競合制約を取得します。$68\%$CLで3.44^{+0.44}_{-0.91}$、$95\%$CLでニュートリノ質量の合計$\summ_\nu<0.274e$V、プランクデータなし。プランクデータを含め、LSS測定とCMB測定の間の赤方偏移の大きなレバーアームのおかげで、制約が大幅に改善されます。特に、厳密な制約$\summ_\nu<0.093e$Vを取得し、最近のlyman-$\alpha$フォレストパワースペクトルバウンドと競合します。
原始ブラック ホールの降着による CMB 境界への流出の影響
| Title |
The_effect_of_outflows_on_CMB_bounds_from_Primordial_Black_Hole_accretion |
| Authors |
Lorenzo_Piga,_Matteo_Lucca,_Nicola_Bellomo,_Valent\`i_Bosch-Ramon,_Sabino_Matarrese,_Alvise_Raccanelli,_Licia_Verde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14934 |
原始ブラックホール(PBH)が自然界に存在する場合、それらは必然的にその近くにバリオン物質を蓄積します。次に、結果として生じる高エネルギー放射の放出は、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の異方性など、多くの宇宙論的観測量で調べることができる程度まで、宇宙の熱履歴に影響を与える可能性があります。ただし、PBHのコンテキストでの降着と放射線放出プロセスの理解はまだ始まったばかりであり、非常に大きな理論的不確実性がPBHの存在量に対する制約に影響を与えます。最先端の文献に基づいて、この作業では、流出の寄与を説明することにより、PBHの増加のより現実的な図の開発に向けた一歩を踏み出します。具体的には、さまざまな降着ジオメトリ、イオン化モデル、質量分布のPBH存在量に対するCMB主導の制約を、流出による機械的フィードバックと非熱放出の有無で導き出します。その結果、そのような流出の存在は、特にLIGO-Virgo-KAGRA観測ウィンドウで重要な結果を伴う、PBHの存在量に対する宇宙論的制約を引用するときに考慮に入れる必要がある追加の不確実性の層を導入することを示しています。
補完的な宇宙シミュレーション
宇宙分散は、宇宙論的N体シミュレーションの精度を制限し、パワースペクトル、ハロー質量関数、または宇宙シアーなどの統計に偏りをもたらします。既存および新規のシミュレーションにおける宇宙分散の影響を測定および低減するための新しい方法を提供します。振幅が一致する位相シフトされた初期条件を使用して、シミュレーションのペアを実行します。フーリエモードの初期振幅を設定して、ペアの平均パワースペクトルが線形理論の宇宙平均パワースペクトルと等しくなるようにします。このようなシミュレーションのペアの平均パワースペクトルは、最新の方法で推定された非線形スペクトルと一貫性が保たれています。また、宇宙論的シミュレーションを含む分析に対する宇宙分散の影響は、元のシミュレーションの相補ペアを使用して推定できることも示しています。私たちの新しい技術の有効性を実証するために、元のミレニアム実行の相補的なペアをシミュレートし、宇宙分散がそのパワースペクトルに影響を与える程度を定量化しました。オリジナルおよび補完的なミレニアムシミュレーションの平均パワースペクトルは、バリオン音響振動の特徴を直接解決することができました。
CMB II のスペクトル空間進化: 一般化されたボルツマン階層
| Title |
Spectro-spatial_evolution_of_the_CMB_II:_generalised_Boltzmann_hierarchy |
| Authors |
Jens_Chluba,_Andrea_Ravenni_and_Thomas_Kite |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.15308 |
この論文では、初期宇宙におけるスペクトル歪み異方性の進化と作成をモデル化できる一般化された光子ボルツマン階層を定式化します。このシリーズの最初の論文に直接基づいて、熱化グリーン関数の処理を異方性ケースに拡張します。この問題は、新しいスペクトルパラメータによって拡張された光子場の一般的なボルツマン階層で記述できることを示しています。これにより、計算の複雑さが少なくとも2桁軽減されます。私たちの形式は、i）ドップラーとポテンシャル駆動、ii）コンプトン散乱によるスペクトル進化、iii）摂動熱化、およびiv）歪み異方性に対する異方性加熱の影響を説明しています。方程式の主要な物理的特性のいくつかを強調し、歪みの異方性を含むCMBパワースペクトルを計算する手順の概要も示します。定式化の制限と拡張についても簡単に説明します。ここで与えられた新しいボルツマン階層は、摂動した宇宙で歪みの異方性がどのように進化するか、および将来のCMBイメージング技術を使用してどの物理プロセスを制約できるかを研究する一連の関連論文の基礎となります。
パワー スペクトル、バイスペクトル、ハロー、ボイド、およびそれらの相互共分散のスーパーサンプル共分散
| Title |
Super-sample_covariance_of_the_power_spectrum,_bispectrum,_halos,_voids,_and_their_cross-covariances |
| Authors |
Adrian_E._Bayer,_Jia_Liu,_Ryo_Terasawa,_Alexandre_Barreira,_Yici_Zhong,_Yu_Feng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.15647 |
スーパーサンプル共分散(SSC)がパワースペクトルと高次統計(バイスペクトル、ハロー質量関数、ボイドサイズ関数)に与える影響を調べます。また、統計間の相互共分散に対するSSCの影響も調査します。物質とハローの両方のフィールドを考慮します。大規模構造の高次統計には、パワースペクトルを超える追加の宇宙論的情報が含まれており、宇宙論を制約するための強力なツールです。これらは、DESI、PFS、ルービン天文台LSST、ユークリッド、SPHEREx、SKA、ローマ宇宙望遠鏡など、進行中および今後の高精度宇宙探査の有望な探査機です。これらの統計のモデル化と検証に使用される宇宙論的シミュレーションのサイズは、観測された宇宙よりもはるかに小さいことがよくあります。スーパーサンプルモードとして知られる、シミュレーションボックスよりも大きなスケールでの密度変動は、シミュレーションによってキャプチャされず、共分散行列の不正確さにつながる可能性があります。スーパーサンプルモードを含むシミュレーションボックスを使用して測定された共分散を、スーパーサンプルモードを含まないものと比較します。セパレートユニバースアプローチとも比較します。パワースペクトル、バイスペクトル、およびハロー質量関数は、スケールまたは質量に依存する重要なSSCを示していますが、ボイドサイズ関数は比較的小さなSSCを示していることがわかります。また、異なる統計間の相互共分散へのSSCの重要な寄与を発見しました。これは、将来の共同分析では、SSCの効果を慎重に考慮する必要があることを意味します。
| Title |
Joint_velocity_and_density_reconstruction_of_the_Universe_with_nonlinear_differentiable_forward_modeling |
| Authors |
Adrian_E._Bayer,_Chirag_Modi,_Simone_Ferraro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.15649 |
後期観測から宇宙の初期条件を再構築することは、宇宙論的情報を最適に抽出する可能性を秘めています。パラメーター空間の次元が高いため、収束には微分可能な順方向モデルが必要であり、最近の進歩により、銀河(またはハロー)の位置に基づく非線形モデルを使用して再構成を実行できるようになりました。位置に加えて、将来の調査では、運動学的スニヤエフ-ゼルドビッチ効果(kSZ)、Ia型超新星、および基本平面またはタリー-フィッシャー関係を通じて、銀河の特異な速度の測定値が提供されます。ここでは、初期条件の再構築を強化するために、ハロー位置に加えてハロー速度を含めるための形式を開発します。速度情報を使用すると、ハロー密度フィールドのみを使用する場合と比較して、再構成の精度が大幅に向上することを示します。この改善を、ショットノイズ、速度測定ノイズ、および視線に対する角度の関数として調べます。また、ハロー速度データを使用して、最終的な非線形物質の過密度と速度場の再構成を改善する方法も示します。パイプラインを微分可能な粒子メッシュFlowPMパッケージに組み込み、共同速度と密度の再構成を使用して場レベルの宇宙論的推論を実行する道を開きました。これは、近い将来固有の速度を測定する能力が高まることを考えると、特に便利です。
星間オブジェクトのアクセシビリティとミッションの設計
| Title |
Interstellar_Object_Accessibility_and_Mission_Design |
| Authors |
Benjamin_P._S._Donitz_and_Declan_Mages_and_Hiroyasu_Tsukamoto_and_Peter_Dixon_and_Damon_Landau_and_Soon-Jo_Chung_and_Erica_Bufanda_and_Michel_Ingham_and_Julie_Castillo-Rogez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14980 |
星間天体(ISO)は魅力的で未調査の天体であり、太陽系の形成を理解し、系外惑星系で形成された物質の組成と特性を調べるための物理的な実験室を提供します。このホワイトペーパーでは、さまざまな特性を持つISOへのアクセシビリティとミッション設計について説明します。これには、巡航中の状態共分散推定の説明、従来のナビゲーションアプローチから高速フライバイ体制のための新しい自律ナビゲーションへのハンドオフ、および準備に関する全体的な推奨事項が含まれます。これらのターゲットの将来の現場探査。得られた教訓は、長周期彗星や潜在的に危険な小惑星など、他の小天体の高速フライバイにも適用され、同様の特性を持つ戦術的対応が必要です。
粘性自己相似シナリオにおける原始惑星系円盤のガスサイズを測定するための解析解
| Title |
An_analytic_solution_to_measure_the_gas_size_in_protoplanetary_discs_in_the_viscous_self-similar_scenario |
| Authors |
Claudia_Toci,_Giuseppe_Lodato,_Francesco_Gerardo_Livio,_Giovanni_Rosotti,_Leon_Trapman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.15020 |
どのメカニズムが原始惑星系円盤の降着の原因であるかを理解するためには、$^{12}$COや他のCO同位体種などのガストレーサーを使用して観測された円盤半径の確固たる知識が極めて重要です。実際、提案された2つの主な理論、粘性降着と風による降着は、円盤半径の異なる時間発展を予測しています。このレターでは、$^{12}$CO半径が次の半径であるという仮定の下で、$^{12}$COをトレーサーとして使用して、粘性的に進化する原始惑星系円盤における円盤半径の進化の解析解を提示します。ディスクの表面密度は、CO光解離のしきい値に等しいです。解の特性と、ディスクの母集団の観察されたディスク半径を評価するための単純な数値処方箋としての適用性の限界について説明します。私たちの結果は、光解離に加えて、フリーズアウトもディスクサイズの設定に重要な役割を果たすことを示唆しています。CO光解離の場所で約2桁のCO存在量の効果的な減少が見られますが、これはディスク内のCOの大量存在量として解釈されるべきではありません。当社の解析ソリューションを使用すると、放射伝達計算などの高価な計算リソースを使用せずに、大量のモデルのディスクサイズを計算できます。
TESS グランド ユニファイド ホット ジュピター サーベイ。 Ⅱ． 20の新しい巨大惑星
| Title |
The_TESS_Grand_Unified_Hot_Jupiter_Survey._II._Twenty_New_Giant_Planets |
| Authors |
Samuel_W._Yee,_Joshua_N._Winn,_Joel_D._Hartman,_Luke_G._Bouma,_George_Zhou,_Samuel_N._Quinn,_David_W._Latham,_Allyson_Bieryla,_Joseph_E._Rodriguez,_Karen_A._Collins,_Owen_Alfaro,_Khalid_Barkaoui,_Corey_Beard,_Alexander_A._Belinski,_Zouhair_Benkhaldoun,_Paul_Benni,_Krzysztof_Bernacki,_Andrew_W._Boyle,_R._Paul_Butler,_Douglas_A._Caldwell,_Ashley_Chontos,_Jessie_L._Christiansen,_David_R._Ciardi,_Kevin_I._Collins,_Dennis_M._Conti,_Jeffrey_D._Crane,_Tansu_Daylan,_Courtney_D._Dressing,_Jason_D._Eastman,_Zahra_Essack,_Phil_Evans,_Mark_E._Everett,_Sergio_Fajardo-Acosta,_Raquel_For\'es-Toribio,_Elise_Furlan,_Mourad_Ghachoui,_Micha\"el_Gillon,_Coel_Hellier,_Ian_Helm,_Andrew_W._Howard,_Steve_B._Howell,_Howard_Isaacson,_Emmanuel_Jehin,_Jon_M._Jenkins,_Eric_L._N._Jensen,_John_F._Kielkopf,_Didier_Laloum,_et_al._(39_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.15473 |
NASAのTransitingExoplanetSurveySatellite(TESS)ミッションは、人口調査に適したトランジット中のホットジュピターの全天の等級限定サンプルを提供することで、ホットジュピターの理解を深めることを約束します。このようなサンプルを集めるには、何百もの惑星候補を追加の追跡観測で確認する必要があります。ここでは、TESSデータを使用して検出され、TESSフォローアップ観測プログラム(TFOP)によって調整された測光、分光、画像観測を通じて惑星であることが確認された20個のホットジュピターを紹介します。これら20の惑星は公転周期が7日より短く、比較的明るいFGK星($10.9<G<13.0$)を周回しています。ほとんどの惑星は木星に匹敵する質量ですが、土星よりも質量が小さい惑星が4つあります。TOI-3976b、私たちのサンプルで最も周期の長い惑星($P=6.6$日)は、適度に偏心した軌道($e=0.18\pm0.06$)にある可能性がありますが、他のターゲットの観測はそれらと一致しています。円軌道上にあります。ロシター・マクラフリン効果を利用して、22.4時間軌道上にあるホット・ジュピターであるTOI-1937Abの予想恒星傾斜角を測定し、惑星の軌道が恒星の自転軸($|\lambda|=4.0\)とよく一致していることを発見しました。pm3.5^\circ$)。また、TOI-1937がNGC2516散開星団のメンバーである可能性も調査しましたが、最終的にクラスターのメンバーであることの証拠があいまいであることがわかりました。これらのオブジェクトは、将来の人口統計学的および詳細な特徴付け作業に使用されるホットジュピターの完全なサンプルを構築するためのより大きな取り組みの一部です。
JWST はすでにダークマター駆動の銀河形成を偽造しましたか?
| Title |
Has_JWST_already_falsified_dark-matter-driven_galaxy_formation? |
| Authors |
Moritz_Haslbauer_(Bonn),_Pavel_Kroupa_(Bonn,_Prague),_Akram_Hasani_Zonoozi_(Zanjan),_Hosein_Haghi_(Zanjan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14915 |
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)は、測光赤方偏移$z_{で$M_{*}\gtrsim10^{9}\,\rm{M_{\odot}}$の恒星質量を持ついくつかの明るい高赤方偏移銀河の候補を発見しました。\mathrm{photo}}\gtrsim10$銀河と構造形成モデルを制約することができます。たとえば、アダムズら。$z_{\mathrm{photo}}にある$\log_{10}(M_{*}/M_{\odot})={9.8}_{-0.2}^{+0.2}$で候補ID1514を特定しました=9.85_{-0.12}^{+0.18}$とNaiduら。$\log_{10}(M_{*}/M_{\odot})=9.4_{-0.3}^{+0.3}$で$z_{\mathrm{photo}}=10.9_{-0.4}^{+0.5}$と$\log_{10}(M_{*}/M_{\odot})=9.0_{-0.4}^{+0.3}$z_{\mathrm{phot}}=13.1_{-0.7}^{+0.8}$で、それぞれ。IllustrisTNG(TNG50-1およびTNG100-1)とEAGLEプロジェクトの計算を評価し、$\Lambda$CDMパラダイムによって予測された星の質量の増加がこれらの観察と一致するかどうかを調査します。初期のJWSTキャリブレーションが正しく、候補が実際に$z\gtrsim10$にあることを確認します。$\Lambda$CDMパラダイムで形成された銀河は、観測された銀河の候補よりも星の質量が1桁以上小さく、星の質量の蓄積が初期の宇宙では$\Lambda$CDMモデルで予測されたよりも効率的であることを意味します.これは、構造形成が$\Lambda$CDMフレームワークによって予測されたよりも$z\gtrsim10$で強化されていることを示唆しています。星形成の歴史が異なると、銀河候補の星の質量が減少し、緊張が緩和される可能性があることを示しています。最後に、統合銀河IMF理論を仮定して、銀河候補の銀河全体の初期質量関数(gwIMF)を計算します。gwIMFは、不変の正準IMFと比較して、星の質量が減少する金属に乏しい星形成銀河のトップヘビーになります。
AGN に対する吸収は、超大質量ブラック ホールの降着を明らかにしますか?
| Title |
Does_absorption_against_AGN_reveal_supermassive_black_hole_accretion? |
| Authors |
Tom_Rose,_B._R._McNamara,_F._Combes,_A._C._Edge,_A._C._Fabian,_M._Gaspari,_H._Russell,_P._Salom\'e,_G._Tremblay_and_G._Ferland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14922 |
銀河には、銀河の進化を形成する分子ガスの大きな貯留層が含まれていることがよくあります。これは、ガスの冷却による可能性があります。これは、星の形成、または中央の超大質量ブラックホールへの降着につながります。これにより、AGN活動が促進され、強力なフィードバックが生成されます。分子ガスは、そのコンパクトな電波コアに対する吸収を検索することにより、太陽質量の数十から数百の規模の初期型銀河で検出されています。この技術を使用して、アルマ望遠鏡はいくつかの最も明るい銀河団で吸収を発見しました。そのうちのいくつかは、分子ガスが銀河の中心に向かって数百km/sで移動していることを示しています。この論文では、各銀河の分子放出と吸収を比較することにより、この吸収ガスの位置を制限します。4つの銀河では、吸収特性は、連続体と発光で見える分子雲の一部との間の偶然の整列と一致しています。他の4つのケースでは、吸収の特性がこのシナリオと矛盾しています。これらのシステムでは、吸収は、銀河コアに近接し、高い内向き速度と速度分散を持つ分子雲の別の集団によって生成される可能性があります。このように、2種類の吸収体の存在を推定します。これは、電波コアと、(i)放出で見える分子雲の一部、および(ii)降着の過程でのAGNに近い分子雲との間の偶然の整列によって引き起こされます。.また、S555、Abell2390、RXCJ1350.3+0940、RXCJ1603.6+1553における分子発光の最初のアルマ観測も提示します--後者の3つは$>10^{10}$M$_の分子量を持ちます{\odot}$.
z=5.3 にある強力な (そしておそらく若い) 電波の大きなクエーサー
| Title |
A_powerful_(and_likely_young)_radio-loud_quasar_at_z=5.3 |
| Authors |
S._Belladitta_(1,2),_A._Moretti_(1),_A._Caccianiga_(1),_D._Dallacasa_(3,4),_C._Spingola_(4),_M._Pedani_(5),_L._P._Cassar\`a_(6)_and_S._Bisogni_(6)_((1)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Brera,_(2)_DiSAT,_Universit\`a_degli_Studi_dell'Insubria,_(3)_Dipartimento_di_Fisica_e_Astronomia,_Universit\`a_degli_Studi_di_Bologna,_(4)_INAF_-_Istituto_di_Radioastronomia,_(5)_INAF_-_Fundaci\'on_Galileo_Galilei,_(6)_INAF_-_Istituto_di_Astrofisica_Spaziale_e_Fisica_Cosmica) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14946 |
初期宇宙(z=5.32)における新しい強力な電波ノイズクエーサー(QSO)であるPSOJ191.05696$+$86.43172(以下、PSOJ191$+$86)の発見を紹介します。1.4GHzでのNRAOVLAスカイサーベイ(NVSS)無線カタログと、光学式のパノラマサーベイテレスコープおよび高速応答システム(Pan-STARRSPS1)の最初のデータリリースをクロスマッチングすることで、それを発見しました。74.2mJyのNVSS磁束密度を持つPSOJ191$+$86は、z$\sim$5で発見された最も明るい無線QSOの1つです。その電波放射の強度は、電波ラウドネスの非常に高い値(R>300)によっても確認されます。PSOJ191$+$86の観測された無線スペクトルは、$\sim$1GHz(つまり、残りのフレームでは$\sim$6GHz)付近でターンオーバーの可能性があることを示しており、ギガヘルツピークスペクトル(GPS)ソースになっています。ただし、手元にあるデータは$\sim$25年も離れているため、変動性が電波スペクトルの実際の形状に影響を与える可能性があります。観測された無線スペクトルのピークを1から2GHz(つまり、残りのフレームでは$\sim$6から13GHz)と仮定することにより、ソースの線形サイズ$\sim$10-30pcと対応する動力学を見つけました。150～460歳これにより、PSOJ191$+$86は新たに生まれたラジオソースになります。ただし、大きなX線光度(5.3$\times$10$^{45}$ergs$^{-1}$)、フラットなX線光子指数($\Gamma_X$=1.32)、および光学X線スペクトル指数($\tilde{\alpha_{ox}}$=1.329)はブレザーの典型です。これは、PSOJ191$+$86の非熱放射がドップラーブーストされていることを示している可能性があります。この強力な無線QSOの性質をよりよく調査するには、さらなる無線観測(アーク秒とパー秒の両方のスケールで)が必要です。
宇宙の正午に徘徊し合流する IMBH の膨大な集団
| Title |
A_vast_population_of_wandering_and_merging_IMBHs_at_cosmic_noon |
| Authors |
Tiziana_Di_Matteo,_Yueying_Ni,_Nianyi_Chen,_Rupert_Croft,_Simeon_Bird,_Fabio_Pacucci,_Angelo_Ricarte_and_Michael_Tremmel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14960 |
今日の銀河の中心にある巨大なブラックホールは、初期に形成されたシードブラックホールから数桁成長したに違いありません。中間質量ブラックホール(IMBH)の集団を検出すると、これらのとらえどころのないBHシードに制約を与えることができます。ここでは、IMBHシードと動的摩擦を含む大容量の宇宙流体力学シミュレーションAstridを使用して、IMBHシードの集団を調査します。動的摩擦は、高zでのシードIMBHの沈降と合流ではほとんど効率が悪い。これは、z~2の大きなハローでさまようIMBHの広範な集団(銀河ごとに数百)につながります。これらのIMBHのごく一部は、HyperLuminousX線源であるHLXとして検出可能です。重要なことに、z~2で、IMBHの合併がGWイベントのピークを生み出します。アストリッドでは、シードIMBH合併を含むz=2-3の間に100万近くのGWイベントが見つかりました。宇宙の正午におけるこれらのGWイベント（ほとんどすべてLISAで検出可能）は、IMBHシードモデルとその形成メカニズムに強い制約を与えるはずです.IMBHの数が10～100にもなる大質量銀河の中心では、SMBH-IMBHペアが形成されます。これらの中間質量比渦巻き(IMRI)と極端な質量比渦巻き(EMRI)を検出するには、次世代のミリμHz宇宙ベースのGW干渉計が必要になります。巨大なブラックホールの周りのIMBHの大規模な集団は、その環境とMBHの因果構造を調査します。
天の川のダークマターハローの傾きを射手座の流れで制限する
| Title |
Constraining_the_Tilt_of_the_Milky_Way's_Dark_Matter_Halo_with_the_Sagittarius_Stream |
| Authors |
Nondh_Panithanpaisal,_Robyn_E._Sanderson,_Arpit_Arora,_Emily_C._Cunningham,_Jay_Baptista |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14983 |
最近の研究は、天の川(MW)の暗黒物質(DM)ハローがその中心の恒星円盤に対して大きく傾いている可能性があることを示唆しています。この作業では、角度変数と周波数変数を使用して、DMハローの短軸の向きを制約する方法を示します。この方法は、軌道フィッティングなどの他の従来の手法を補完するものです。最初に、FIRE宇宙論シミュレーションからのMW質量ホスト内の現実的な環境で進化するシミュレートされた潮流を使用してこの方法をテストし、作用角周波数形式における流れの理論的記述が現実的な矮小銀河にも当てはまることを示します。宇宙の可能性を流れます。角度空間と周波数空間で線の傾きを利用して、正しい回転フレームが最小の傾きの差を生み出し、短軸の位置に制約を課すことができることを示します。最後に、この方法を射手座ストリームのリーディングアームに適用します。MWのDMハローは偏平で、ポテンシャル$q\sim0.7-0.9$の平坦化パラメーターと短軸が$(\ell,b)=(42^{o},48^{o})$.短軸の位置に関する私たちの制約は弱く、他の研究からの推定とは一致しません。この不一致は、一部は観測の不確実性に起因し、一部は大マゼラン雲の影響に起因すると主張しています。
超拡散銀河を超えて I: 天の川類似体の衛星の中の質量サイズの異常値
| Title |
Beyond_Ultra-Diffuse_Galaxies_I:_Mass-Size_Outliers_Among_the_Satellites_of_Milky_Way_Analogs |
| Authors |
Jiaxuan_Li,_Jenny_E._Greene,_Johnny_P._Greco,_Song_Huang,_Peter_Melchior,_Rachael_Beaton,_Kirsten_Casey,_Shany_Danieli,_Andy_Goulding,_Remy_Joseph,_Erin_Kado-Fong,_Ji_Hoon_Kim,_Lauren_A._MacArthur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14994 |
大きな拡散銀河を見つけるのは困難ですが、銀河が生息する環境、数、そして最終的には起源を理解することは、銀河の形成と進化にとって非常に興味深いことであり、重要です。すばるのHyperSuprime-Cam戦略的調査プログラムを使用して、表面輝度の低い銀河を体系的に探索し、それらを検出してモデル化するための斬新で効果的な方法を提示します。ケーススタディとして、近くの宇宙($0.01<z<0.04$)にある922個の天の川類似銀河を調査し、質量とサイズの関係で外れ値である衛星銀河の大きなサンプルを作成しました。これらの「超ふくらんでいる」銀河(UPG)は、質量とサイズの関係の平均より$1.5\sigma$大きいと定義され、衛星サイズ分布の尾部を表しています。各MW類似体は、平均で$N_{\rmUPG}=0.31\pm0.05$の超ふくらんでいる銀河をホストしていることがわかりました。また、MW類似体の超拡散銀河(UDG)のサンプルを構築し、ホストあたり$N_{\rmUDG}=0.44\pm0.05$の豊富さを見つけました。文献の結果を使用して、UDGの存在量は、準線形べき乗則に従ってホストのハロー質量に比例することを確認します。質量とサイズの関係に基づく超ふくらんでいる銀河の定義は、表面の明るさとサイズのカットに依存するため、異なる表面質量をもたらす超拡散銀河の一般的な定義よりも物理的に動機付けられていると主張します。消滅銀河と星形成銀河の密度カット。
Nyx ストリームの高解像度化学物質の豊富さ
| Title |
High-Resolution_Chemical_Abundances_of_the_Nyx_Stream |
| Authors |
S._Wang_(1_and_2),_L._Necib_(3_and_4),_A._P._Ji_(1_and_2),_X._Ou_(5),_M._Lisanti_(6_and_7),_M._A._de_los_Reyes_(8_and_9),_A._Strom_(10)_and_M._Truong_(11)_((1)_Department_of_Astronomy_and_Astrophysics,_University_of_Chicago,_(2)_Kavli_Institute_for_Cosmological_Physics,_University_of_Chicago,_(3)_Department_of_Physics_and_Kavli_Institute_for_Astrophysics_and_Space_Research,_Massachusetts_Institute_of_Technology,_(4)_The_NSF_AI_Institute_for_Artificial_Intelligence_and_Fundamental_Interactions,_(5)_Kavli_Institute_for_Astrophysics_and_Space_Research,_Massachusetts_Institute_of_Technology,_(6)_Department_of_Physics,_Princeton_University,_(7)_Center_for_Computational_Astrophysics,_Flatiron_Institute,_(8)_Department_of_Physics,_Stanford_University,_(9)_Kavli_Institute_for_Particle_Astrophysics_and_Cosmology,_Stanford_University,_(10)_Department_of_Physics_and_Astronomy_and_Center_for_Interdisciplinary_Exploration_and_Research_in_Astrophysics_(CIERA),_Northwestern_University,_(11)_California_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.15013 |
Nyxは、物理的には厚い円盤に含まれているが、起源が不明な近くの、順行性で離心率の高い恒星の流れです。Nyxは分裂した矮小銀河の残骸である可能性があり、その場合、関連する暗黒物質の下部構造が地球の暗黒物質の直接検出実験に影響を与える可能性があります。あるいは、Nyxは天の川の円盤の形成と進化の特徴である可能性があります。Nyxの起源を決定するために、Keck/HIRESとMagellan/MIKEを使用して、34個のNyx星の高解像度分光法を取得しました。微分化学組成分析によると、ほとんどのNyx星は金属に富む($\mbox{[Fe/H]}>-1$)高$\alpha$成分に存在し、厚い円盤と化学的に区別できないことが示されています。これは、Nyxが1つの巨大な矮小銀河の合体の残骸であるという最初に提案されたシナリオを除外します。しかし、金属に弱い分厚い円盤と同様の化学的存在量を持つ5つの実質的に金属に乏しい星($\mbox{[Fe/H]}\sim-2.0$)も特定されています。厚い円盤と化学的に同一の星が、どのようにしてこのような順行性で離心率の高い軌道にあるのかは不明のままです。最も可能性の高い2つのシナリオを提案します。Nyxは初期の小矮小銀河の合体の結果であるという説、または天の川円盤の初期のスピンアップの記録であるという説ですが、どちらも化学力学的観測を完全には再現していません。最も可能性の高い形成シナリオは、将来の分光調査で、太陽系近隣の外にあるNyxのような構造を見つける必要があることを示唆しています。
発見ツールとしての高エディントン降着クエーサー スペクトル: 現状と課題
| Title |
High_Eddington_accreting_quasar_spectra_as_discovery_tools:_current_state_and_challenges |
| Authors |
Swayamtrupta_Panda,_Paola_Marziani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.15041 |
活動銀河の広輝線領域(BLR)は、主に光イオン化プロセスによって放出されます。このプロセスは、基礎となる複雑な幾何学的構造、つまり超大質量ブラックホールの周囲の降着円盤とコロナから生じる入射連続体によって駆動されます。ガスの豊富なBLRをイオン化するのに効果的な広帯域スペクトルエネルギー分布(SED)をモデル化することは、さまざまな放射プロセスと、最終的にさまざまな物理的条件からの輝線の放出につながる重要性を理解するための鍵となります。光イオン化コードは、SEDの形状の重要性とBLRの物理的条件という2つの側面を調査するための便利なツールです。この作業では、これらの活動銀河のまさに中心(数10～100重力半径)からの異方性連続放射に関する長年の問題に焦点を当てた最初の結果を提供します。異方性放射は、ブラックホールに非常に近い領域での降着率の著しい増加による、幾何学的および光学的に厚い構造の発達の直接的な結果です。このような構造から発生する放射を光イオン化モデリングに組み込むことで、観測された輝線強度の再現に成功し、BLRの位置と現在の残響マッピング推定値との顕著な一致に成功しました。この研究では、クエーサーの主系列によって提供されるタイプ1活動銀河核(AGN)の多様性を調べました。メインシーケンスは、観測パラメータ空間でスーパーエディントンソースの位置を特定し、線を放出するBLRの固有の物理的条件を制約することを可能にしました。この偉業により、最終的には魅力的なスーパーエディントンクエーサーをプローブとして使用して、宇宙の宇宙状態をよりよく理解できるようになります。
精密床の下をのぞく I: 球状星団 NGC 288 および NGC 362 における金属性の広がりと複数の元素の分散
| Title |
Peeking_beneath_the_precision_floor_I:_metallicity_spreads_and_multiple_elemental_dispersions_in_the_globular_clusters_NGC_288_and_NGC_362 |
| Authors |
Stephanie_Monty,_David_Yong,_Anna_F._Marino,_Amanda_I._Karakas,_Madeleine_McKenzie,_Frank_Grundahl,_Aldo_Mura-Guzm\'an |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.15061 |
単純なシステムとしての球状星団(GC)の見方は解明され続けており、複数の化学的特性をホストする複雑なオブジェクトが明らかになりました。微分存在量分析を使用して、タイプIGC、NGC288およびタイプIIGC、NGC362のケミストリーを初めて2\%レベルでプローブします。20個の元素を測定し、両方のクラスターで0.01～0.02dexの微分測定の不確実性を見つけました。最小の不確実性は、両方のクラスターでFeIについて測定され、平均不確実性は$\sim$0.013dexです。NGC288では、Na、Al、TiI、Ni、FeI、Y、Zr、Ba、Ndの存在量の分散が見られますが、Heの拡散では説明できません。私たちの知る限りでは、$s$プロセス要素の統計的に有意な広がりと、金属量の潜在的な広がりがNGC288で検出されたのはこれが初めてです。Co、Cu、Zn、Sr、La、Ce、Euを添加。2つの異なるグループがNGC362で回収され、平均差分$s$プロセス存在量で0.3dexで区切られています。Alといくつかの$s$プロセス要素の間に強い相関関係があり、MgとSiの間に有意な相関関係があることを考えると、$s$プロセスが豊富なグループは若いことが提案されます。これは、低質量AGBと中質量AGBの間に重複がある場合、世代間の漸近的な巨大分枝星(AGB)濃縮と一致します。私たちのシナリオでは、高齢者集団は$\Delta^{\mathrm{La}}-\Delta^{\mathrm{Eu}}$比率が$-0.16\pm0.06の$r$プロセスによって支配されています。$.NGC362で見られる$r$プロセスの優位性と分散は原始的であると提案します。
| Title |
Properties_of_Globular_Clusters_in_Galaxy_Clusters:_Sensitivity_from_the_Formation_and_Evolution_of_Globular_Clusters |
| Authors |
So-Myoung_Park,_Jihye_Shin,_Rory_Smith,_Kyungwon_Chun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.15090 |
宇宙論的文脈における半分析的アプローチによる粒子タグ法を使用して、銀河団内の球状星団の特性を調査します。球状星団はダークマターハローの合体から形成され、それらの金属量はホストダークマターハローの星の質量とGCの形成赤方偏移に基づいて割り当てられると仮定します。球状星団の動的進化と破壊は、いくつかの自由なパラメーターによって制御される半分析的アプローチを使用して考慮されます。この論文では、自由パラメータの選択によって結果がどのように変化するかを調べます。球状星団系とそのホスト銀河との質量比、球状星団の占有率、青色球状星団の数分率、球状星団の質量による金属量勾配など、代表的な観測結果と基準結果を比較します。球状星団の位置を経時的に知ることができるため、個々の銀河における球状星団系の中央半径、銀河団内球状星団の平均投影密度プロファイル、球状星団の金属量と年齢勾配など、追加の観測との比較が可能です。クラスター中心半径のクラスター。また、各銀河の球状星団システムの特定の質量は、クラスター中心半径によって異なることもわかりました。
VELA シミュレーションにおける銀河へのフィードバックの影響: 伸長、クランプ、圧縮
| Title |
Effects_of_feedback_on_galaxies_in_the_VELA_simulations:_elongation,_clumps_and_compaction |
| Authors |
Daniel_Ceverino,_Nir_Mandelker,_Gregory_F._Snyder,_Sharon_Lapiner,_Avishai_Dekel,_Joel_Primack,_Omri_Ginzburg,_Sean_Larkin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.15372 |
高赤方偏移での星形成銀河の進化は、恒星フィードバックの強さと性質に非常に敏感です。VELAスイートの2セットの宇宙論的ズームインシミュレーションを使用して、フィードバックの2つの異なるモデルの効果を比較します:動的フィードバックがある場合とない場合です。ハローの質量と赤方偏移が固定されている場合、フィードバックが強いモデルでは恒星の質量が1～3分の1に減少するため、恒星-質量-ハロー-質量の関係は存在量マッチングの結果とよりよく一致します。一方、銀河の伸びはフィードバック強度に対してロバストです。固定された星の質量、Ms<10^10Msunでは、強いフィードバックの場合、銀河はより引き伸ばされます。表面密度の高い、より大規模な星形成円盤は、巨大な塊を形成します。ただし、強いフィードバックを持つモデルには、丸くてコンパクトな古い(age_c>300Myr)クエンチされた恒星(またはガスの少ない)塊の集団はありません。一方、中間年齢(age_c=100～300Myr)の巨大な星形成塊は、フィードバックの強さとは無関係に、数回のディスクダイナミクス時間の間生き残ることができます。中心面密度と特定の星形成率の平面での圧縮とそれに続くクエンチングによる進化は、2つのフィードバックモデルの下で類似しています。
Gaia-ESO 調査: 散開星団による放射状存在量勾配の形状と進化のマッピング
| Title |
The_Gaia-ESO_survey:_mapping_the_shape_and_evolution_of_the_radial_abundance_gradients_with_open_clusters |
| Authors |
L._Magrini,_C._Viscasillas_Vazquez,_L._Spina,_S._Randich,_D._Romano,_E._Franciosini,_A._Recio-Blanco,_T._Nordlander,_V._D'Orazi,_M._Baratella,_R._Smiljanic,_M.L.L._Dantas,_L._Pasquini,_E.Spitoni,_G._Casali,_M._Van_der_Swaelmen,_T._Bensby,_E._Stonkute,_S._Feltzing._G.G.Sacco,_A._Bragaglia,_E._Pancino,_U._Heiter,_K._Biazzo,_G._Gilmore,_M._Bergemann,_G._Tautvaivsiene,_C._Worley,_A._Hourihane,_A._Gonneau,_L._Morbidelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.15525 |
元素存在量の空間分布とそれらの時間発展は、銀河の形成と進化のシナリオを解明するための主要な制約の1つです。Gaia-ESOサーベイの最終リリースで利用可能な散開星団のサンプルを使用して、銀河の半径方向の存在量と存在量と鉄の比率の勾配、およびそれらの時間発展を追跡しました。我々は、銀河中心半径約6から21~kpcの銀河系の薄い円盤に位置する、年齢0.1から約7~Gyrの62個の散開星団のメンバー星を選択した。得られた[Fe/H]勾配の形状、4つの異なる元素合成チャネルに属する元素を組み合わせた平均勾配[El/H]と[El/Fe]、およびそれらの個々の存在量と存在比の勾配を分析しました。また、開星団を3つの年齢ビンに分割する勾配の時間発展も調査しました。[Fe/H]勾配には、-0.054dex~kpc-1の勾配があります。さまざまなチャネルに属する要素のさまざまな動作が見られました。内側のディスクの最も若いクラスターは、古いクラスターよりも金属量が低く、より平坦な勾配の輪郭を描いていることがわかりました。ガスの流入と移動の影響を含む、いくつかの可能な説明を検討しました。これは、標準的な分光分析によって導入された偏りであり、低重力星の金属量が低くなる可能性があることを示唆しました。「真の」勾配の形状を描写するには、分析を表面重力logg>2.5およびxi<1.8km~s-1の低い星に限定する必要があります。この減少したサンプルに基づいて、開いたクラスターによって概説された時間枠にわたって勾配が最小限に進化したと結論付けることができます。勾配の形成におけるクラスターの移動の二次的な役割を発見し、最も古いクラスターの移動のより顕著な役割を見つけました。
Hestia シミュレーションにおける局所群ガスと銀河の運動学
| Title |
Kinematics_of_the_Local_Group_gas_and_galaxies_in_the_Hestia_simulations |
| Authors |
Luis_Biaus,_Sebasti\'an_E._Nuza,_Philipp_Richter,_Martin_Sparre,_Cecilia_Scannapieco,_Mitali_Damle,_Jenny_G._Sorce,_Robert_J._J._Grand,_Elmo_Tempel,_Noam_I._Libeskind,_Maan_H._Hani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.15589 |
{\scHestia}(ImmediateAreaの高解像度環境シミュレーション)コラボレーションによって実行される高解像度シミュレーションを使用して、ローカルグループ(LG)内のガスと銀河の運動学的特性を調査します。私たちのシミュレーションには、$\sim10^{12}$~M$_\odot$の2つの主要な渦巻銀河、それらの衛星、およびすべてが同じ大規模な運動を共有する小さな孤立した銀河で構成されるLGのような領域を取り巻く正しい宇宙論が含まれています。数Mpcのボリューム内。最近のHST/COS吸収線観測およびLG銀河データから観測された傾向と比較するために、太陽の視点からシミュレートされたLG内のガスと銀河の運動学を特徴付けます。観測データに見られるLGガスと銀河の速度パターンを分析するために、ローカルの静止標準と、銀河およびローカルグループの重心フレームからスカイマップを作成します。私たちの調査結果は、優先重心方向に近い低緯度/高緯度での動径速度双極子の確立は、銀河の回転を除去した後の天の川ビリアル半径の外側の物質のシミュレーション運動学の自然な結果であることを示しています。LG銀河が近づいています。私たちの結果は、観測に似た速度双極子を生成するLG重心に向かってガスと銀河が流れるシナリオを支持しています。私たちの研究は、進行中のアセンブリの一部としてLGのグローバルな物質運動学を定性的に示していますが、LGガスのガス流量と物理的状態の定量的推定は、イオン化条件のより詳細なモデル化を待つ必要があります。これは、フォローアップペーパーで提示されます。
J1030 赤道域の 1.4 GHz 深部調査: 宇宙時間にわたる電波源集団の新しい窓
| Title |
A_deep_1.4_GHz_survey_of_the_J1030_equatorial_field:_a_new_window_on_radio_source_populations_across_cosmic_time |
| Authors |
Q._D'Amato,_I._Prandoni,_R._Gilli,_C._Vignali,_M._Massardi,_E._Liuzzo,_P._Jagannathan,_M._Brienza,_R._Paladino,_M._Mignoli,_S._Marchesi,_A._Peca,_M._Chiaberge,_G._Mazzolari,_C._Norman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.15595 |
z=6.3SDSSQSOを中心とした赤道域のディープLバンド観測を提示し、フィールドの中心で1シグマ感度~2.5uJyに達します。1489の電波源のカタログを、直径30フィートまでの視野で磁束密度12.5uJy(5シグマ)まで抽出しました。カタログの信頼性と完全性を説明するソース数を導き出し、それらを文献で入手可能な他のものと比較しました。私たちのソース数は、これまでで最も深いものの1つであり、全体として、最近の数の決定とモデルと一致しています。SDSSJ1030+0524QSO(26+/-5uJy)を無線帯域で初めて検出しました。その光無線ラウドネスR_O=0.62+/-0.12を導出しました。これにより、これまでに発見され、無線波長で検出されたz>~6で最も無線が静かなAGNになります。J1030フィールドの中心近くに位置する明るいFRII電波銀河のローブに関連する拡張拡散電波放射を明らかにしました。これは、z=1.7の原始銀河団の将来のBCGになる可能性があります。ローブの複雑な形態は、FRII銀河ローブの周りで検出されたX線拡散放射の存在と相まって、電波ジェットと外部媒体の間の相互作用を示している可能性があります。また、同じフィールドの500ksチャンドラ観測から得られ、広い赤方偏移範囲(0~<z~<3)にわたる243個のX線選択天体のサンプルについて、電波とX線の光度の関係を調査しました。分光赤方偏移と分類のソースに焦点を当てたところ、ETGとAGNによってホストされたソースは、それぞれ~0.6と~0.8の勾配を持つLog(L_R)/Log(L_X)線形相関に従うことがわかりました。これは、降着プロセスにおける異なる効率の可能性が高いサインとして解釈されます。最後に、これらのソースのほとんど(>~87%)が、電波からX線への電波のラウドネスR_X<-3.5を示し、これらのオブジェクトを電波の静かなものとして分類することがわかりました。
暗黒のショット (時代): JWST で確認された $z=9.76$ のかすかな銀河
| Title |
A_shot_in_the_Dark_(Ages):_a_faint_galaxy_at_$z=9.76$_confirmed_with_JWST |
| Authors |
Guido_Roberts-Borsani,_Tommaso_Treu,_Wenlei_Chen,_Takahiro_Morishita,_Eros_Vanzella,_Adi_Zitrin,_Pietro_Bergamini,_Marco_Castellano,_Adriano_Fontana,_Claudio_Grillo,_Patrick_L._Kelly,_Emiliano_Merlin,_Diego_Paris,_Piero_Rosati,_Ana_Acebron,_Andrea_Bonchi,_Kit_Boyett,_Marusa_Bradac,_Tom_Broadhurst,_Antonello_Calabro,_Jose_M._Diego,_Alan_Dressler,_Lukas_J._Furtak,_Alexei_V._Filippenko,_Karl_Glazebrook,_Anton_M._Koekemoer,_Nicha_Leethochawalit,_Matthew_A._Malkan,_Charlotte_Mason,_Amata_Mercurio,_Benjamin_Metha,_Themiya_Nanayakkara,_Laura_Pentericci,_Justin_Pierel,_Steven_Rieck,_Namrata_Roy,_Paola_Santini,_Victoria_Strait,_Robert_Strausbaugh,_Michele_Trenti,_Benedetta_Vulcani,_Lifan_Wang,_Xin_Wang,_Rogier_Windhorst,_and_Lilan_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.15639 |
ビッグバン後の最初の数十億年にわたる銀河の出現は、宇宙の状態の最後の劇的な変化の原因であると考えられています.この期間内の銀河からの紫外線光子-再電離の時代-銀河間水素を電離し、宇宙を紫外線に対して透明にし、赤方偏移$z\sim8$後のいつか、いわゆる宇宙の暗黒時代を終わらせました。宇宙史の最初の数百マイルにおける電離光子の大部分は、特徴的な光度$L^{*}$よりもかなり暗い銀河に由来すると考えられています。これらのかすかな銀河は、現在の天文台での確認を可能にするライマン$\alpha$光子の脱出を防ぐのに十分な中性ガスに囲まれていると考えられています。ここでは、最近委託されたジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡が、再電離の原因に関する理解を変革する力を示しています。これは、$にある非常に低い光度($\sim0.05L^{*}$)の銀河の最初の分光学的確認を報告することによって行われます。z=9.76$、NIRSpecおよびNIRCam機器を使用したライマンブレークと赤向き連続体の検出により、ビッグバンから480Myr後に観測されました。銀河JD1は、前景の星団A2744によって$\mu\sim13$の係数で重力的に拡大されています。JWSTとレンズ効果のおかげで、宇宙の暗黒時代をこれまで以上に深く覗き込むことができ、超微光銀河($M_{\rmUV}=-17.45ドル）。
失われた機会: GRB 211211A と、単一の天文台による継続的な重力波カバレッジの事例
| Title |
Missed_opportunities:_GRB_211211A_and_the_case_for_continual_gravitational-wave_coverage_with_a_single_observatory |
| Authors |
Nikhil_Sarin,_Paul_D._Lasky,_Rowina_S._Nathan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14938 |
ガンマ線バーストGRB211211Aは、$\approx350$Mpcでの中性子星の合体の結果である可能性があります。しかし、当時LIGO-Virgo検出器は稼働していませんでした。次のLIGO-Virgo-KAGRA観測実行(O4)で\grbのような連星中性子星インスパイラルからの重力波信号が従来の検出しきい値を下回ることを示しますが、同時ガンマ線バースト観測では必要な統計的に有意なマルチメッセンジャーの観察を主張するための情報。O4感度では、600Mpc以内のガンマ線バーストの約$11\%$が、重力波連星中性子星インスパイラルシグネチャとプロンプトガンマ線シグネチャとの間の信頼できる関連付けを生成すると計算されます。これは、$\unit[0.22^{+8.3}_{-0.22}]{yr^{-1}}$の同時検出率に対応します。ここで、不確実性は、絶対値の不確実性から生じる90\%信頼区間です。合併率、ビーミングおよびジェット発射率。これらは、提案されたO5感度で約$34\%$および$\unit[0.71^{+26.8}_{-0.70}]{yr^{-1}}$に増加します。上記の数値は、特定の感度で運用されている重力波観測所の数に大きく依存しないことを示しています。つまり、信頼性の高いガンマ線バーストと重力波の共同検出の数は、単一の検出器と比較して、2つまたは3つの検出器を動作させた場合にわずかに改善されるだけです。したがって、GRB211211Aに似たイベントの真の性質を解明するために、十分な感度を持つ1つの検出器(O4ポスト)を常にスカイウォッチモードのままにする必要があるかどうかを検討する価値があります。
ZTF-Iサーベイのための潮汐破壊フレアの光度関数
| Title |
The_Luminosity_Function_of_Tidal_Disruption_Flares_for_the_ZTF-I_Survey |
| Authors |
Zheyu_Lin,_Ning_Jiang,_Xu_Kong,_Shifeng_Huang,_Zesen_Lin,_Jiazheng_Zhu,_Yibo_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14950 |
ZwickyTransientFacility(ZTF)のハイケイデンス調査は、過去数年間の潮汐破壊イベント(TDE)の発見を完全に支配し、TDEの最大のサンプルをもたらし、光学/UV光曲線がピーク付近で十分にサンプリングされました。潮汐破壊フレア(TDF)のピーク光度関数(LF)を構築する絶好の機会を提供してくれます。文献で報告されている最新のLFが5つの異なる調査から得られた13の情報源のみから推測されていることを考えると、特に新しい構成が必要です。ここでは、ZTF-Iサーベイで発見された33のTDFによって計算された光学および黒体LFを提示します。光LFは、べき乗プロファイル$dN/dL_g\proptoL_g^{-2.3\pm0.2}$とSchechterのような関数の両方で記述できます。黒体LFはべき乗則プロファイル$dN/dL_{\rmbb}\proptoL_{\rmbb}^{-2.2\pm0.2}$で記述でき、以前のvanVelzenで作成されたLFよりも浅い(2018)サンプル。光LFでの低光度ターンオーバーの可能性は、エディントン限定の放出シナリオをサポートします。高光度での体積速度の低下は、ブラックホールの直接捕獲による速度抑制を示唆しています。総体積率は、前の推定値よりも1桁低く、これはおそらく、前のサンプルのピーク後のソースの割合が高い(7/13)だけが原因ではありません。代わりに、さまざまな調査を調整するための以前のLF構築中の正規化ステップは、偶然の発見の影響を逆に増幅する可能性があります。したがって、ZTF、VeraRubinObservatory(VRO)、Wide-FieldSurveyTelescope(WFST)などの進行中および今後の統一調査から選択されたTDFは、より正確なLFを生成するはずです。
| Title |
A_Significant_Sudden_Ionospheric_Disturbance_associated_with_Gamma-Ray_Burst_GRB_221009A |
| Authors |
Laura_A._Hayes_and_Peter_T._Gallagher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.15284 |
2022年10月9日に発生した大規模なガンマ線バーストGRB221009Aに関連した、地球の電離圏のD領域での重大な電離層擾乱の検出を報告します。GRBからのX線およびガンマ線放射による-D領域のプローブとして超低周波(VLF)電波を使用します。これらの観測は、銀河系外のGRBが地球の電離層に重大な影響を与える可能性があることを示しており、地球の電離層が巨大なX線およびガンマ線検出器として使用できることを示しています。実際、これらの観測は、太陽系やそれ以外の惑星の電離層に対するGRBの影響についての洞察を提供する可能性があります。
| Title |
On_the_appearance_of_non-local_MRI_in_Keplerian_accretion_discs |
| Authors |
Nikolay_Shakura,_Konstantin_Postnov,_Dmitry_Kolesnikov,_Galina_Lipunova_(SAI_MSU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.15337 |
非局所的アプローチを使用して、磁気回転不安定性(MRI)につながる一定の垂直磁場を持つケプラー理想気体流の小さな摂動のモーダル解析を再検討します。一般的なケースでは、MRIモードは、「反発」($1/r^2$)および「魅力」($-1/r^3$)項を含むいくつかの有効なポテンシャルを持つSchr\"odingerのような微分方程式によって記述されます。浅いポテンシャルでは、定常的な「エネルギー準位」は存在しません.薄いケプラー降着円盤では、摂動波長$\lambda=2\pi/k_z$は円盤半厚$h$よりも小さくなります。深層のポテンシャル井戸.MRIが発達する臨界磁場があることを発見した.この臨界値以下の磁場では不安定性が生じる.薄い降着円盤では,低いバックグラウンドAlfv\'en速度$c_A\ll(c_A)_\mathrm{cr}$局所摂動解析で得られた値$\omega\approx-\sqrt{3}\mathrm{i}c_Ak_z$と比較して、MRI不安定性増分$\omega$は抑制されています。半径方向に変化する背景磁場の場合を初めて調査します。
XMM-Newton、NuSTAR、Swift を用いた降着率の低い AGN における X 線反射の抑制
| Title |
Constraining_the_X-ray_reflection_in_low_accretion_rate_AGN_using_XMM-Newton,_NuSTAR_and_Swift |
| Authors |
Y._D\'iaz,_L._Hern\'andez-Garc\'ia,_P._Ar\'evalo,_E._L\'opez-Navas,_C._Ricci,_M._Koss,_O._Gonz\'alez-Mart\'in,_M._Balokovi\'c,_N._Osorio-Clavijo,_J._Garc\'ia_and_A._Malizia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.15376 |
低速度で降着する活動銀河核(AGN)の興味深い特徴は、X線スペクトルの反射特性の弱さです。これは、降着速度の低下に伴うトーラスの漸進的な消失に起因する可能性があります。低光度のAGN(LLAGN)は、高光度のAGNと比較して異なる反射体構成を持つことが示唆されています。さらに、スペクトルインデックス($\Gamma$)と一次べき乗則放出のカットオフエネルギーの決定は、反射モデルを含めることによって影響を受けることに注意し、それらを使用して降着メカニズムを研究することの重要性を示しています。、特に$\Gamma$と降着率の間の関係で以前に高い分散を示したLLAGNの場合。私たちの目的は、XMM-Newton+NuSTAR+17LLAGNの硬X線フラックス制限サンプルのSwiftからのデータを組み合わせて、幅広いX線範囲のエネルギーをカバーするLLAGNのサンプル内の反射鏡の形状とカラム密度を制約することです。降着率$\lambda_{Edd}$=L$_{\rmBol}$/L$_{\rmEdd}$<10$^{-3}$のBASS/DR2から。トーラス(borus02)および降着円盤(Xillver)反射体の反射モデルを使用して、すべてのスペクトルを当てはめます。トーラス柱密度と降着率の間に暫定的な相関関係があることを発見しました.LLAGNは、高光度天体と比較して柱密度が低いことを示しています。$\Gamma$と$\lambda_{Edd}$の間の関係も確認され、高エネルギーデータと反射モデルが含まれているおかげで、以前に報告されたよりも小さな散乱が見られます。私たちの結果は$\lambda_{Edd}\sim10^{-3}$でのブレークと一致しており、より高い降着AGNと比較して異なる降着メカニズムを示唆しています。
MHD 分解は、シグナス X の拡散 $\gamma$ 線放出を説明します
宇宙線(CR)拡散は、磁気ゆらぎに対する荷電粒子の相互作用の結果です。これらの変動は、磁気流体力学(MHD)理論で説明されているように、3つの異なるモードに分解された、より小さな空間スケールに向かってカスケードする大規模な乱流から発生します。結果として、粒子拡散の記述は、注入された乱流を記述するモデルに強く依存します。さらに、3つのモードのそれぞれに割り当てられるエネルギー量は、一般に均等に分割されません。これは、拡散特性が領域ごとに異なる可能性があることを意味します。ここでは、Cygnus-X星形成領域内の異なるMHDモードの検出に動機付けられて、モードの分布を表す2ゾーンモデル内の2つの顕著なソースによって注入されたCRの3D輸送を研究します。次に、伝搬されたCR分布を中性ガスで畳み込むことにより、Fermi-LATおよびHAWCコラボレーションによって観測された、この領域での$\gamma$線拡散放出を説明することができます。このような結果は、CR観測量を粒子輸送のミクロ物理学と結び付けるという長年の問題の重要なステップを表しています。
考古学的記録の解読: スターバースト駆動のスーパーウィンドにおける超高エネルギー宇宙線加速のさらなる証拠
| Title |
Deciphering_the_Archeological_Record:_Further_Evidence_for_Ultra-High-Energy_Cosmic_Ray_Acceleration_in_Starburst-Driven_Superwinds |
| Authors |
Luis_Alfredo_Anchordoqui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.15569 |
ごく最近、PierreAugerとTelescopeArrayの共同研究により、最高エネルギーの宇宙線と近くのスターバースト銀河との間に相関関係があることを示す強力な証拠が報告されました。これらの銀河の中心部にある大質量星からの超新星と風の集合的な影響が、熱に衝撃を与え、周囲の星間ガスまたは銀河周辺ガスを加速できる銀河規模のスーパーウィンドを駆動することはよく知られています。以前の研究では、合理的なソースパラメータの場合、スターバースト駆動のスーパーウィンドが超高エネルギー宇宙線加速のキャリアになる可能性があることを示しました。この論文では、ホスト銀河の現在の赤外線放射からスーパーウィンド進化の特性を解読するという考古学的な「逆」問題にどの程度近づくことができるかを評価します。我々は、アウターリミッツ銀河NGC891が超高エネルギー宇宙線のスターバースト駆動スーパーウィンドモデルの「決定的な証拠」を提供できることを示している。
最も明るいガンマ線バーストであるGRB221009Aからのニュートリノを検索することによって得られる意味について説明します。ニュートリノスペクトルと有効領域の両方を考慮して、宇宙線負荷係数や散逸半径などのGRBモデルパラメータの制約を導出します。結果は、光球近くの陽子加速を制限するのに十分強力であり、単一バーストの限界は、スタッキング分析の限界に匹敵することがわかりました。サブフォトスフィアからの準熱ニュートリノと外部衝撃からの超高エネルギーニュートリノは、まだ拘束されていません。中性子衝突に由来するGeV-TeVニュートリノが検出可能であることを示し、ORCAとKM3NeTだけでなく、DeepCoreとIceCubeを使用してこれらのニュートリノを専門的に分析することを強く勧めます。
核状態方程式のプローブとしての双子星: PSR J0952-0607 パルサーによる回転の影響と GW170817 イベントからの潮汐変形能による制約
| Title |
Twin_stars_as_probes_of_the_nuclear_equation_of_state:_effects_of_rotation_through_the_PSR_J0952-0607_pulsar_and_constraints_via_the_tidal_deformability_from_the_GW170817_event |
| Authors |
L._Tsaloukidis,_P.S._Koliogiannis,_A._Kanakis-Pegios,_Ch.C._Moustakidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.15644 |
絶えず増加する重力波イベントと一致して、コンパクト星の内部構造の新しい側面を考えることができます。これらの星の内部で一次遷移が起こるシナリオは、条件によっては、重力的に安定した第3のブランチ(白色矮星と中性子星以外)である双子星につながる可能性があるため、特に興味深いものです。新しい分岐は、通常のコンパクト星と同じ質量を持つ星を生み出しますが、半径はかなり異なります。現在の研究では、コアの近くでハドロンからクォークへの相転移を経た混成星と、この新しい安定構成がどのように発生するかに焦点を当てています。相転移の側面と、2つの異なる方法、つまりマクスウェル構造とギブス構造によるそのパラメータ化に重点が置かれます。重力質量、半径、および潮汐変形可能性を体系的に研究し、LIGO/VIRGOコラボレーションによる最近の観測であるGW170817イベントの予測と、質量と半径の制限とともにそれらを比較し、ロバストな制約の可能性を示唆しています。さらに、双子星の構成に対する回転効果を含めるために、研究を拡張します。高速回転する超大質量パルサーPSRJ0952-0607の最近の発見は、状態方程式を制約し、さらに高密度核物質の相転移に関連する可能な予測を調べる取り組みを引き起こしました。PSRJ0952-0607パルサーの特性を双子星の予測と関連付け、主にそのような大質量天体の存在が双子星の存在を除外する可能性を探るために、特に注意を払います。最後に、最近観測された超新星残骸HESSJ1731-347内のコンパクトな天体の半径と質量に関する制約について説明します。この推定は、この天体が知られている中で最も軽い中性子星か、より風変わりな状態方程式を持つ星のいずれかであることを示唆しています。
再イオン化時代の干渉測定におけるインペイント残留物の特徴付け
| Title |
Characterization_Of_Inpaint_Residuals_In_Interferometric_Measurements_of_the_Epoch_Of_Reionization |
| Authors |
Michael_Pagano,_Jing_Liu,_Adrian_Liu,_Nicholas_S._Kern,_Aaron_Ewall-Wice,_Philip_Bull,_Robert_Pascua,_Siamak_Ravanbakhsh,_Zara_Abdurashidova,_Tyrone_Adams,_James_E._Aguirre,_Paul_Alexander,_Zaki_S._Ali,_Rushelle_Baartman,_Yanga_Balfour,_Adam_P._Beardsley,_Gianni_Bernardi,_Tashalee_S._Billings,_Judd_D._Bowman,_Richard_F._Bradley,_Jacob_Burba,_Steven_Carey,_Chris_L._Carilli,_Carina_Cheng,_David_R._DeBoer,_Eloy_de_Lera_Acedo,_Matt_Dexter,_Joshua_S._Dillon,_Nico_Eksteen,_John_Ely,_Nicolas_Fagnoni,_Randall_Fritz,_Steven_R._Furlanetto,_Kingsley_Gale-Sides,_Brian_Glendenning,_Deepthi_Gorthi,_Bradley_Greig,_Jasper_Grobbelaar,_Ziyaad_Halday,_Bryna_J._Hazelton,_Jacqueline_N._Hewitt,_Jack_Hickish,_Daniel_C._Jacobs,_Austin_Julius,_MacCalvin_Kariseb,_Joshua_Kerrigan,_Piyanat_Kittiwisit,_Saul_A._Kohn,_Matthew_Kolopanis,_et_al._(29_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14927 |
無線周波数干渉(RFI)は、21cm干渉計が再イオン化の時代を検出するのを妨げている体系的な課題の1つです。データ分析パイプラインに対するRFIの影響を軽減するために、RFIで破損したデータを復元するための多数の修復手法が開発されています。修復による可視性とパワースペクトルに導入された定性的および定量的エラーを調べます。シミュレートされたデータと、HydrogenEpochofReionizationArray(HERA)フェーズ1の上限からの実際のデータに対して分析を実行します。また、干渉計のRFI破損データを修復できる畳み込みニューラルネットワークも紹介します。シミュレートされたデータでネットワークをトレーニングし、ネットワークが再トレーニングを必要とせずに実際のデータを修復できることを示します。モデリングの遅延空間に高波数を組み込む手法は、狭帯域RFIでの修復に最適であることがわかります。また、基準パラメーターを使用すると、離散長球形シーケンス(DPSS)とCLEANが断続的な「狭帯域」RFIで最高のパフォーマンスを提供し、ガウスプログレス回帰(GPR)と最小二乗スペクトル分析(LSSA)が大規模なRFIで最高のパフォーマンスを提供することも示します。RFIギャップ。ただし、これらの定性的な結論は、各修復手法の選択されたハイパーパラメーターに敏感であることに注意してください。これらの結果は、シミュレートされた可視性と実際の可視性の両方で一貫していることがわかりました。すべての修復技術が、パワースペクトルで前景優勢モードを確実に再現することを示します。修復技術はノイズの実現を再現できないため、最大のエラーはノイズが支配する遅延モードで発生することがわかります。将来、データのノイズレベルが低下するにつれて、CLEANとDPSSがHERAデータの可視性における微細な周波数構造を再現する能力が最も高くなることを示します。
EmulART: 放射伝達のエミュレート - 放射伝達モデルのオートエンコーダ ベースの次元削減に関するパイロット研究
| Title |
EmulART:_Emulating_Radiative_Transfer_-_A_pilot_study_on_autoencoder_based_dimensionality_reduction_for_radiative_transfer_models |
| Authors |
Jo\~ao_Rino-Silvestre_and_Santiago_Gonz\'alez-Gait\'an_and_Marko_Stalevski_and_Majda_Smole_and_Pedro_Guilherme-Garcia_and_Jo\~ao_Paulo_Carvalho_and_Ana_Maria_Mour\~ao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.15400 |
塵は星間物質の主要成分です。散乱、吸収、熱再放出を通じて、天体物理観測を大きく変える可能性があります。ダストの組成と分布のモデルは、観測への影響をよりよく理解し、抑制するために必要です。このようなモデルを連続して計算コストを抑えて作成するための新しいアプローチを紹介します。伝統的に、これらのモデルは、銀河と活動銀河核の観測された特性に対する塵の減衰と赤化の影響を理解するための重要なツールである放射伝達モデリングの助けを借りて研究されています。しかしながら、このようなシミュレーションは、所望の情報分解能に伴って計算コストがほぼ直線的に増加することを示す。私たちの新しい効率的なモデルジェネレーターは、空間推論のための近似ベイジアン法と組み合わせて、スペクトル圧縮用のノイズ除去変分オートエンコーダー(またはPCA)を提案し、低情報モデルから高情報放射伝達モデルをエミュレートします。異方性照明を使用した単純な球状ダストシェルモデルの場合、提案されたアプローチは、情報の1%未満から始まる参照シミュレーションを正常にエミュレートします。さまざまな視野角でのモデルのエミュレーションは、スペクトル次元全体で15%未満、空間およびスペクトル次元全体で48%未満の中央残差を示します。EmulARTは、入力から欠落している情報の約85%を推定し、すべて約20分の合計実行時間内で、現在のターゲットの高情報解像度シミュレーションよりも6倍高速であると推定され、より複雑なシミュレーションに適用すると最大50倍高速になると推定されます.
ニューラル ネットワークを使用したストークス逆変換手法: パラメータ推定における不確実性の分析
| Title |
Stokes_inversion_techniques_with_neural_networks:_analysis_of_uncertainty_in_parameter_estimation |
| Authors |
Lukia_Mistryukova,_Andrey_Plotnikov,_Aleksandr_Khizhik,_Irina_Knyazeva,_Mikhail_Hushchyn_and_Denis_Derkach |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14933 |
磁場は、太陽フレアやコロナ質量放出などの破壊的なイベントを含む多数の太陽現象の原因となっており、2025年頃に11年周期の太陽周期のピークに近づくにつれて、そのようなイベントの数が増加しています。太陽の変動性を理解するには、分光偏光観測が必要です。そのような観測からの磁場ベクトルおよび関連する太陽大気パラメータの定量的推論の分野は、長い間調査されてきました。近年、分光偏光観測のための非常に洗練されたコードが開発されました。過去20年間にわたり、ニューラルネットワークは従来の反転手法に代わる高速で正確な方法であることが示されてきました。ただし、これらのコードのほとんどは、パラメーターの点推定値を取得するために使用できるため、各パラメーターのあいまいさ、縮退、および不確実性は明らかにされたままです。この論文では、恒星大気の単純なMilne-Eddingtonモデルとディープニューラルネットワークに基づくエンドツーエンドの反転コードを、パラメーター推定とそれらの不確実性間隔の両方に提供します。提案されたフレームワークは、他の大気モデルまたはそれらの組み合わせに拡張および適応できるように設計されています。追加情報をモデルに直接組み込むこともできます。提案されたアーキテクチャが、多次元の場合でも、信頼できる不確実性の推定を含む、結果の高い精度を提供することが実証されています。モデルは、シミュレーションと実際のデータサンプルを使用してテストされます。
赤色超巨星の大気層に対する風の影響 I. 干渉観測のためのモデル化
| Title |
The_effect_of_winds_on_atmospheric_layers_of_red_supergiants_I._Modelling_for_interferometric_observations |
| Authors |
G._Gonz\'alez-Tor\`a,_M._Wittkowski,_B._Davies,_B._Plez_and_K._Kravchenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14940 |
赤色超巨星(RSG)は、コア崩壊超新星の前段階で進化した大質量星です。大気中の質量損失を引き起こす物理的プロセスは、まだ完全には理解されていません。$\alpha$Oriの観測に基づいて、RSGの静水圧モデル大気に風を追加する新しい半経験的方法が最近開発されました。MARCSモデルの大気に風を追加するこの方法を使用して合成観測量を計算し、モデルを空間的に分解された干渉観測と比較します。VLTI/AMBERで取得したHD95687およびV602Carの公開データをモデル化するケーススタディを紹介します。放射伝達コードTurbospectrumを使用して、さまざまな質量損失率のモデル強度、スペクトル、および可視性を計算します。モデルは、VLTI機器のさまざまなスペクトル分解能に一致するように畳み込まれ、$K$、$L$、および$M$バンドに対応する$1.8-5\,\mathrm{\mum}$の波長範囲を調べます。GRAVITYとMATISSEのデータ。モデルのスペクトルと可視性を、公開されているVLTI/AMBERデータと比較します。合成可視性は、MARCSモデルのみに基づく可視性には示されていない、CO、SiO、および水の層で観察された滴を再現します。ケーススタディでは、単純な放射平衡でMARCSに風を追加すると、可視性とスペクトルとの一致が劇的に改善されることがわかりました。私たちの結果は、いくつかの恒星半径まで観測された拡張大気を再現しています。この論文は、RSGの拡張大気を記述するモデルの可能性を示しています。以前のモデルよりもCOと水線でより正確にスペクトルと可視性の形状を再現できます。この方法は、分光データと干渉データの両方について、他の波長帯域に拡張できます。RSG大気の観測された干渉特性を再現することに初めて成功した温度と密度の成層化を提供します。
HC$_3$N の ALMA 観測による IRC+10216 の内風における異常な光化学の調査
| Title |
Investigating_Anomalous_Photochemistry_in_the_Inner_Wind_of_IRC+10216_Through_ALMA_Observations_of_HC$_3$N |
| Authors |
Mark_A._Siebert,_Marie_Van_de_Sande,_Thomas_J._Millar,_Anthony_J._Remijan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14941 |
近年、進化した星の炭素が豊富な風における光化学生成物の化学に関して、多くの疑問が生じています。それらに対処するには、複数の回転遷移をカバーする高角度分解能の干渉観測を通じて、そのような種の分布を制限することが不可欠です。アルマ望遠鏡のアーカイブ観測を使用して、シアノアセチレン(HC$_3$N)の高エネルギーレベルを含む回転線を、炭素星IRC+10216の内部エンベロープ(半径<8"/1000AU)に向けてマッピングしました。観測された線には、J=28-27、J=30-29、およびJ=38-37,HC$_3$Nの基底振動状態の遷移.このAGB星に向かう線状炭素鎖のこれまでの観測とは対照的に、15"-20"半径(例:C$_4$H、C$_6$H、HC$_5$N)、ここでのHC$_3$N線のマップは、さまざまな円弧と密度の向上を含むコンパクトな形態を示しています。中心のAGB星から約3インチ(350AU)の角距離にあるガス塊からの放出。ビジビリティサンプリングされた非LTE放射伝達モデルを観測された輝度分布と比較し、これらの線によってプローブされた半径でのHC$_3$Nについて、H$_2$に関して$10^{-8}$のフラクショナルアバンダンスを導き出しました。これらの結果は、星周外皮の暖かい(~200K)領域で発生する光化学の増強と一致しています。IRC+10216に特殊化された化学モデルを適用した後、内部風におけるHC$_3$N存在量の増加は、この領域で光化学を開始する太陽型のバイナリコンパニオンによる可能性が最も高いという証拠を見つけました。
| Title |
Shock-wave_heating_mechanism_of_the_distant_solar_wind:_explanation_of_Voyager-2_data |
| Authors |
S._D._Korolkov_and_V._V._Izmodenov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.15032 |
ボイジャー2によってなされた重要な発見の1つは、太陽風陽子温度の非断熱半径方向プロファイルです。この現象は数十年にわたって研究されてきました。乱流エネルギーの散逸は、温度プロファイルの原因となる主要な物理プロセスとして提案されています。乱流は、太陽風と対流するだけでなく、流れの圧縮とせん断、およびピックアップイオンによって太陽風から発生します。外太陽圏における太陽風の加熱の圧縮源は、太陽コロナまたは太陽風自体に由来する衝撃波によって現れる。この作業の目標は、衝撃波加熱自体がボイジャー2によって得られた温度プロファイルを説明するのに十分であることを実証することです。衝撃波加熱の効果は、非常に単純な球対称の高解像度(空間と時間の両方)のガス力学データ駆動型太陽風モデルのフレームで実証されています。このデータ駆動型モデルは、分単位の解像度で1AUの太陽風パラメーターを採用しています。データは、NASAOMNIWebデータベースから取得されます。(1)モデルは、太陽風によって移動および/または発生する衝撃を捉えていること、および(2)他の加熱源はモデルでは考慮されていないことを強調することが重要です。この単純なモデルを磁気流体力学(MHD)モデルと2成分モデルに拡張したところ、非常によく似た結果が得られました。1分間のOMNIデータを境界条件として数値モデル化した結果は、ボイジャー2号によって得られた太陽風温度プロファイルと非常によく一致しています。1日平均のOMNIデータを使用した数値結果が非常に類似した温度プロファイルを示しているのに対し、27日間平均のOMNIデータを使用した数値実行は温度の断熱挙動を示していることも注目に値します。
LMC における AGB 星の質量損失率と観測可能な星パラメータの関係
| Title |
Relation_of_Observable_Stellar_Parameters_to_Mass-Loss_Rate_of_AGB_Stars_in_the_LMC |
| Authors |
Henry_A._Prager_(1_and_2),_Lee_Anne_Willson_(3),_Massimo_Marengo_(3),_Michelle_J._Creech-Eakman_(1)_((1)_New_Mexico_Institute_of_Mining_and_Technology,_(2)_Los_Alamos_National_Laboratory,_(3)_Iowa_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.15039 |
Riebelらを使用します。(2012)LMC内の6,889個の脈動するAGB星のデータセットを基に、データの5つのサブセットのそれぞれについて、光度と脈動周期、または光度と質量の関数として、質量損失率の式を3つの方法で導出しました。リッチ星、第一倍音モード酸素リッチ星、基本モード炭素星、第一倍音モード炭素星、極端炭素星。周期対光度と質量対光度の星の分布を使用して、これらの量に対する質量損失率の依存性に適合するべき法則を導き出すことができます。これにより、観測された質量損失率を再現する式が得られ、質量損失率が光度、質量、および脈動周期に非常に敏感であるという質量損失モデルからの期待とほぼ一致します。この分析を実行する過程で、半径-質量-光度を発見し、公開された進化モデルと脈動モデルを使用して脈動-質量-半径の関係を調べました。これらにより、観測された量の光度と脈動周期から質量と半径を導き出すことができます。また、新しい質量損失率と色の関係を導き出しました。
太陽磁場の外挿にとって非強制性は重要ですか?
| Title |
Does_the_non-force-freeness_matter_for_the_extrapolation_of_solar_magnetic_field? |
| Authors |
Fu_Yu,_Jie_Zhao,_Yang_Su,_Xiaoshuai_Zhu,_and_Yang_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.15074 |
磁場外挿は、3次元の太陽コロナ磁場を再構築するための基本的なツールです。ただし、広く使用されている無力場モデルは、プラズマ\b{eta}が1より大きい下層大気では適用できない可能性があります。この作業では、更新された磁気静水圧(MHS）方法。結果を球座標における電流場反復法(CFITS)の力のない場法からの結果と比較することにより、磁気自由エネルギーとヘリシティによって特徴付けられる全体的な特性は、体積積分後にほぼ同じであることがわかります。.主な違いは、磁気構成と磁気フラックスロープ(MFR)の撚り数にあります。ねじれが1のコヒーレントMFRがCFITSから再現されます。別の方法では、MHS法によって、ねじれが大きく、わずかに結合している2つのMFRのセットが導出されます。後者は、フィラメントフィブリル、噴火前の編組特性、噴出するダブルJ型のホットチャネルなどの高解像度の観察によってよりよく制約されます。全体として、私たちの研究は、彩層だけでなくコロナでも観測とよく一致する磁気微細構造を再現するために、MHS法がより有望であることを示しています。これにより、現在広く使用されている非線形力のない外挿法のために低気圧の単純化を再検討する必要性が生じます。そのような仮定は、低気圧での磁気構造を省略するだけでなく、コロナで得られる磁気構造にも影響を与えるため、太陽の噴火の解釈。
R プロセス アライアンス: 1 番目と 2 番目の R プロセス ピークおよびその間のいくつかの要素間の豊富な普遍性
| Title |
The_R-Process_Alliance:_Abundance_Universality_among_Some_Elements_at_and_between_the_First_and_Second_R-Process_Peaks |
| Authors |
Ian_U._Roederer,_John_J._Cowan,_Marco_Pignatari,_Timothy_C._Beers,_Elizabeth_A._Den_Hartog,_Rana_Ezzeddine,_Anna_Frebel,_Terese_T._Hansen,_Erika_M._Holmbeck,_Matthew_R._Mumpower,_Vinicius_M._Placco,_Charli_M._Sakari,_Rebecca_Surman,_Nicole_Vassh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.15105 |
最初のピーク(A~80)と2番目のピーク(A~130)の間の元素の高速中性子捕獲プロセス(rプロセス)元素合成の新しい観測ベンチマークを提示します。私たちの分析は、Se(Z=34)またはTe(Z=52)が検出され、r過程の増強が30倍以上変化する(-0.22<=[Eu/Fe]<=+1.32)。Se、SrからMo(38<=Z<=42)、およびTeの存在量の比率を計算します。これらのベンチマークは、予測された太陽系のr過程の残差パターンに対する新しい経験的代替案を提供する可能性があります。これらの星のTe存在量は、重いrプロセス要素よりも軽いrプロセス要素とより密接に相関しており、以前の発見と矛盾し、取って代わります。Se、Sr、Y、Zr、Nb、Mo、およびTe(<=0.13dex、または26%)の存在量の間の小さな星から星への分散は、ランタニドおよび3番目のrプロセスの存在量の間で観察されたものと一致します。-ピーク要素。rプロセス増強星のランタニド元素と第3ピーク元素の間で認識されているrプロセス普遍性の概念は、Se、Sr、Y、Zr、Nb、Mo、およびTeにも適用される可能性があります。軽いr-process要素は、重い要素とは独立してスケーリングされます。RuからSn(44<=Z<=50)までの元素の存在量挙動については、さらなる研究が必要です。私たちの結果は、初期宇宙の少なくとも1つの比較的一般的なソースが、最初と2番目のrプロセスピークにまたがるいくつかの元素の間で一貫した存在量パターンを生成したことを示唆しています.
3D放射MHDモデルからのネットワーク内の小規模彩層分光偏光観測量
| Title |
Small-scale_chromospheric_spectropolarimetric_observables_in_the_internetwork_from_a_3D_radiative_MHD_model |
| Authors |
Juan_Martinez-Sykora_and_Alberto_Sainz_Dalda_and_Milan_Gosic_and_Bart_De_Pontieu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.15150 |
磁場の存在は、太陽大気を通してエネルギーを輸送するために重要です。新世代の望遠鏡は、磁場が彩層にどのように到達するか、および太陽大気のエネルギーバランスにおける磁場の役割について、新たな洞察を提供します。Bifrostコードで計算された高空間分解能(4~km)の太陽大気の3D放射MHD数値モデルを使用しました。このコードは、非グレーおよび非LTE放射伝達と磁力線に沿った熱伝導を使用して完全なMHD方程式を解きます。このモデルは、磁気音響ショックが支配的で、プラズマベータ値が1より大きい領域であるネットワーク内の下部彩層が、その場でどのように磁場を生成できるかを示しています。Martinez-Sykoraetal2019.光球と彩層で形成されたいくつかのスペクトル線のこのモデルからのストークスプロファイル。これらの合成プロファイルは、DKISTとIRISから期待されるオブザーバブルのタイプを示しています。私たちの仕事は、これらの観測所からの観測をどのように解釈するかについての洞察を提供します。彩層磁気観測量を識別するためには、固定波長範囲を使用するのではなく、ドップラーシフトを補正することが重要であることがわかりました。
TESSによるPG 1541 $ + $ 651およびBPM 31594の星震学
| Title |
Asteroseismology_of_PG_1541$+$651_and_BPM_31594_with_TESS |
| Authors |
Alejandra_D._Romero,_Gabriela_Oliveira_da_Rosa,_S._O._Kepler,_Paul_A._Bradley,_Murat_Uzundag,_Keaton_J._Bell,_J._J._Hermes,_G._R._Lauffer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.15163 |
2つの既知のZZCeti星、PG1541+651およびBPM31594のTESSからの測光データを提示します。TESSデータにより、PG1541$+$651では12周期、BPM31594では6周期の複数の周期性が検出され、詳細な星震学研究を行うことができました。両方の天体について、正準恒星質量~0.61Msunと10^(-5.3)M_*よりも厚い厚い水素エンベロープを持つ代表的な星震モデルを発見しました。フーリエ変換でのトリプレットの検出により、平均回転周期を推定することもできました。PG1541+651では約22時間、BPM31594では11.6時間であり、他のZZCeti星について報告されている値の範囲と一致しています。
高解像度太陽物理学におけるファブリペロー干渉計の有限取得時間に対する太陽進化の影響
| Title |
Effects_of_solar_evolution_on_finite_acquisition_time_of_Fabry-Perot-Interferometers_in_high_resolution_solar_physics |
| Authors |
Rolf_Schlichenmaier,_Daniel_Pitters,_Juan_Manuel_Borrero,_Matthias_Schubert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.15319 |
イメージング分光偏光計VTF(VisibleTunableFilter)は、ダニエルK.イノウエ太陽望遠鏡(DKIST)で運用されます。0.05インチ未満の動的微細構造を解決する能力があるため、通常11秒という有限の取得時間は測定プロセスに影響を与え、推定される物理パラメーターにエラーを引き起こす可能性があります。これらのエラーを推定し、それらを最小限に抑える方法を調査します。空間的に平均化された垂直磁場強度200Gの磁気流体力学シミュレーションを使用して太陽表面を模倣します。1秒の時間間隔で連続する波長ポイントをスキャンする測定プロセスをシミュレートします。FeI617.3nmを合成します。ラインプロファイルの古典的な構成に加えて、各波長ポイントの強度が同時連続体強度を使用して正規化される新しい方法を紹介します。Milne-Eddingtonインバージョンは、視線速度v(los)と磁場の垂直(縦)成分B(los)を推測するために使用されます。系統誤差を定量化し、測定中のシミュレーションの時間平均を真実として定義します。ラインプロファイルの古典的な構成では、エラーがv(los)の感度を超え、フィリグリー領域ではB(los)の感度を超えることがわかります。正規化を含む新しい方法により、すべての場合で測定誤差が減少します。取得時間を短縮せずに空間ビニングを行うと、測定誤差がわずかに減少します。粒子間の車線、特に磁気機能(フィリグリー)を持つ領域での進化の時間スケールは、粒子内の時間スケールよりも短くなっています。したがって、粒子間レーンの強い磁場にはより少ない蓄積を使用でき、弱い粒子磁場にはより多くの蓄積を使用できます。主な結果として、対応するデータパイプラインに正規化の新しい方法を含めることをお勧めします。
漸進的な太陽エネルギー粒子イベント強度プロファイルに対する共回転の影響
粒子で満たされた磁束管の共回転は、一般に、段階的な太陽エネルギー粒子(SEP)イベントの時間強度プロファイルに小さな影響を与えると考えられています。このため、多くのモデルは共回転系内で集中輸送方程式を解き、共回転効果を無視しています。太陽源に対する観測者の縦方向の位置の範囲で、緩やかなSEP強度プロファイルに対する共回転の影響を研究します。共回転がSEPイベントの持続時間と減衰時定数、および観測者の位置によるピーク強度の変動にどのように影響するかを研究します。衝撃のようなソースを介した時間延長されたSEP注入を伴う3D全軌道テスト粒子コードを使用します。集中輸送モデルとは異なり、テスト粒子アプローチでは、共回転のオンとオフを簡単に切り替えることができます。衝撃加速度は直接モデル化されていませんが、私たちの方法論により、共回転と時変の観測者-衝撃磁気接続が6人の観測者で検出された強度プロファイルにどのように影響するかを調べることができます。共回転はSEPプロファイルに強く影響し、5MeVの陽子の単一エネルギー集団では減衰期に支配的な影響を与えることがわかります。共回転表示を含むシミュレーションは、それを含まないものと比較して、西洋のイベントの期間を劇的に短縮しました。共回転を考慮すると、東部と西部の両方のイベントで減衰時定数が減少し、散乱平均自由行程への依存性が無視できるようになります。共回転は、西のイベントのピーク強度を減少させ、東のイベントのピーク強度を高めるため、共回転のない場合と比較して、ピーク強度の東西非対称性がより強くなります。共回転を注意深く考慮せずにSEP強度プロファイルをモデル化すると、観測者の縦方向の位置に関係なく、西部のイベントと同様の形状のプロファイルの間に人為的に拡張された減衰フェーズが発生します。
光蒸発円盤風モデルを用いたおうし座 T 円盤の分子状水素および原子状酸素線放射の解釈
| Title |
Interpreting_molecular_hydrogen_and_atomic_oxygen_line_emission_of_T_Tauri_disks_with_photoevaporative_disk_wind_models |
| Authors |
Ch._Rab,_M._Weber,_T._Grassi,_B._Ercolano,_G._Picogna,_P._Caselli,_W.-F._Thi,_I._Kamp,_P._Woitke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.15486 |
原始惑星系円盤の風は、その進化と分散に重要な役割を果たします。しかし、どのような物理的プロセスが風を駆動しているのかはまだ不明であり(つまり、磁気によるものか熱によるものか)、理論モデルと観測データを直接対比することによってのみ理解できます。流体力学的光蒸発円盤風モデルを使用し、それらを熱化学モデルで後処理して、2.12ミクロンのo-H$_2$と0.63ミクロンのスペクトル線[OI]の合成観測量を生成し、結果を観測のサンプルと直接比較します。.私たちの光蒸発円盤風モデルは、両方のトレーサーについて、通常は遅い円盤風に関連する、青方偏移した狭い低速度成分(NLVC)の観察された特徴と一致しています。青方偏移したNLVCを示す7つのターゲットのうち1つについてのみ、光蒸発モデルは観察された線の運動学を説明できません。私たちの結果はまた、薄い円盤近似などの単純な方法でスペクトル線プロファイルを解釈して、線放射領域を決定すると、誤解を招く結論が得られる可能性があることも示しています。光蒸発円盤風モデルは、研究された観測データセットとほぼ一致していますが、異なる風駆動メカニズムを明確に区別することはできません。ダイナミクスと化学の一貫したモデリング、個々のターゲットの詳細なモデリングなど、モデルのさらなる改善が必要です。さらに、複数の風トレーサーの空間的に未解決の観測が理論モデルを区別するのに十分かどうかを判断するには、磁気駆動のディスク風モデルを観測データセットと直接比較する必要があります。
3Dテスト粒子シミュレーションによる太陽エネルギー粒子の衝撃のような注入のモデル化
| Title |
Modelling_shock-like_injections_of_solar_energetic_particles_with_3D_test_particle_simulations |
| Authors |
Adam_Hutchinson,_Silvia_Dalla,_Timo_Laitinen,_Charlotte_O._G._Waterfall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.15587 |
太陽エネルギー粒子(SEP)の加速と、緩やかなSEPイベント中の惑星間空間への注入は、コロナ質量放出(CME)による衝撃で起こると考えられています。1auで測定された強度プロファイルの特徴は、衝撃での半径方向および縦方向/横方向の注入の特性に起因しています。集中輸送モデルは、通常、CMEショックでの加速とその後の伝播をモデル化するために使用されます。テスト粒子のシミュレーションは別のアプローチですが、これまでのところ、太陽の近くでの瞬間的な注入のみで実行されています。3Dテスト粒子コードの最初の一時的に拡張された衝撃のような注入を開発し、注入の空間的特徴が0.3および1.0auで観測者のSEP強度と異方性プロファイルにどのように影響するかを調査します。3つの異なる半径方向注入関数と2つの縦/横方向注入関数を考慮して、5MeV陽子の単一エネルギー集団のシミュレーションを行います。散乱平均自由行程値が0.1～1.0auの範囲の散乱条件の範囲を考慮し、異なる縦方向の位置にある6人の観測者で強度と異方性のプロファイルを決定します。半径方向、縦方向、および緯度方向の注入関数は、SEP強度プロファイルの形成において比較的小さな役割を果たしていることがわかります。散乱平均自由行程の値に対するプロファイルの依存性も弱く、1Dに焦点を当てた輸送モデルから見られるものとは異なります。観測者と衝撃の接続/切断の時間や衝撃の通過時間などの空間的要因は、SEP強度と異方性にはるかに強い影響を与えます。シミュレーションでは、衝撃が通過するまで持続的な異方性が見られます。瞬間的な注射とショックのような注射を比較すると、一般に想定されているものとは異なり、注射の持続時間とSEPイベントの関係は非常に弱いことがわかります。
EXCEED-DM: 暗黒物質の直接検出のための電子励起の拡張計算
電子励起を利用した直接検出実験は、光、サブGeV、暗黒物質(DM)の探索の先頭に立っています。したがって、この体制でのDM-電子相互作用率を正確に予測することが重要です。EXCEED-DM(暗黒物質の直接検出のための電子励起の拡張計算)は、さまざまなabinitio電子構造計算からの入力を使用して、DM-電子相互作用率を計算します。この原稿の目的は2つあります。ユーザーをEXCEED-DMの形式と入力に慣れさせ、新しい計算を実行してEXCEED-DMの機能を紹介することです。以前の結果を拡張する4つの計算を実行します:数値的に計算された誘電関数でスクリーニングされた暗光子モデルの散乱率、電子速度に依存する相互作用ポテンシャルによる散乱率、スカラー、疑似スカラー、およびベクトルの拡張吸収計算。DM、および暗光子モデルにおける散乱率の年間変調。
粒子シミュレーションでの相対論的カッパ分布の読み込み
セル内粒子(PIC)およびモンテカルロシミュレーションで相対論的カッパ分布から粒子速度を読み込むための手順が提示されます。棄却法とベータプライム分布に基づいています。棄却部分はマクスウェル・ユットナー分布の以前の方法を拡張し、その後、受け入れ率は~95%に達します。一般化されたベータ素数分布を利用して、べき乗則テールを含む相対論的カッパ分布を正常に再現します。手順の導出、数学的準備、他の手順との比較、および数値テストが提示されます。
FLRW+Scalar ユニバースの解けるポテンシャルとタイプ Ia 超新星データに適合
FLRW方程式は、空間的に均一であるが時間によって変化する宇宙スカラー背景を持つ宇宙で分析されます。そのような宇宙における結合ダイナミクスに対するいくつかの解決可能なスカラーポテンシャルが提示されます。それらは、エネルギー運動量保存の結果として、スカラーダイナミクスと一致します。特定のポテンシャルは、暗黒物質と暗黒エネルギーの源を提供するスカラーの運動エネルギーと位置エネルギーで、タイプIa超新星のデータに非常によく適合することがわかっています。スカラーは、宇宙が膨張するにつれてポテンシャルをロールダウンし、ポテンシャルは時変宇宙定数の役割を果たし、最近文献で議論されたシナリオをモデル化します。
$f(\mathcal{R},T)$ 重力における拡張 Tolman III および VII ソリューション。 I. 中性子星と超大質量星のモデル
| Title |
Extended_Tolman_III_and_VII_solutions_in_$f(\mathcal{R},T)$_gravity._I._Models_for_neutron_stars_and_supermassive_stars |
| Authors |
Thomas_D._Pappas,_Camilo_Posada_and_Zden\v{e}k_Stuchl\'ik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.15597 |
線形$f(\mathcal{R},T)=\mathcal{R}+\chiT$重力のコンテキストでは、$\mathcal{R}$はRicciスカラー、$T$はエネルギー-運動量テンソル、および$\chi$が無次元パラメーターであることから、静水圧平衡における等方性完全流体球の正確な解析解および数値解が得られました。私たちの解は、コンパクトさ$\beta$および$\chi$に関して、TolmanIII(T-III)およびTolmanVII(T-VII)モデルの2パラメトリック拡張に対応します。エネルギー密度と圧力、エネルギー条件への準拠、サブルミナール音速の両方について単調減少する放射状プロファイルを示す構成を要求することにより、ソリューションのパラメトリック空間を制約しました。また、任意の$\chi$に対してT-IIIモデルとT-VIIモデルの間を連続的に補間するT-VII解のパラメトリック変形を解析的に取得し、適切な制限内で、一様密度配置の解析的近似を提供します。線形$f(\mathcal{R},T)$重力。最後に、TOV方程式を数値的に統合することにより、均一密度構成の数値解を得て、その後、質量と半径の関係を使用して、そのような構成でサポートできる最大質量を取得しました。適切なパラメトリック領域では、解が中性子星の質量と半径の観測限界と非常によく一致することがわかりました。
マーデルング系におけるシュルオーディンガー・ポアソン系の平衡配置の構築と進化
| Title |
Construction_and_evolution_of_equilibrium_configurations_of_the_Schr\"odinger-Poisson_system_in_the_Madelung_frame |
| Authors |
Iv\'an_Alvarez-R\'ios_and_Francisco_S._Guzm\'an |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.15608 |
我々は、マデルング座標系におけるシュロディンガー・ポアソン（SP）系の基底状態平衡配置の構築を提示し、有限体積法を使用してそのような配置を進化させた。我々は、SPとマデルング座標系内で進化したときのこれらの配置の挙動を比較する。質量とエネルギーの保存の観点から.また、Madelungフレームの方程式の問題や、それらを解くために使用される数値的方法に固有の他の問題についても説明します。
おとめ座検出器の特性評価とデータ品質: O3 実行の結果
| Title |
Virgo_Detector_Characterization_and_Data_Quality:_results_from_the_O3_run |
| Authors |
F._Acernese,_M._Agathos,_A._Ain,_S._Albanesi,_A._Allocca,_A._Amato,_T._Andrade,_N._Andres,_M._Andr\'es-Carcasona,_T._Andri\'c,_S._Ansoldi,_S._Antier,_T._Apostolatos,_E._Z._Appavuravther,_M._Ar\`ene,_N._Arnaud,_M._Assiduo,_S._Assis_de_Souza_Melo,_P._Astone,_F._Aubin,_S._Babak,_F._Badaracco,_M._K._M._Bader,_S._Bagnasco,_J._Baird,_T._Baka,_G._Ballardin,_G._Baltus,_B._Banerjee,_C._Barbieri,_P._Barneo,_F._Barone,_M._Barsuglia,_D._Barta,_A._Basti,_M._Bawaj,_M._Bazzan,_F._Beirnaert,_M._Bejger,_I._Belahcene,_V._Benedetto,_M._Berbel,_S._Bernuzzi,_D._Bersanetti,_A._Bertolini,_U._Bhardwaj,_A._Bianchi,_S._Bini,_M._Bischi,_M._Bitossi,_M.-A._Bizouard,_F._Bobba,_M._Bo\"er,_G._Bogaert,_M._Boldrini,_L._D._Bonavena,_F._Bondu,_R._Bonnand,_B._A._Boom,_V._Boschi,_V._Boudart,_Y._Bouffanais,_A._Bozzi,_C._Bradaschia,_et_al._(430_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.15633 |
AdvancedVirgo検出器は、2つのAdvancedLIGO機器とともに、過去数年間に検出された重力波(GW)信号の数の急速な増加にデータを提供してきました。最初は2017年8月の観測実行2(O2)の最後の月の間(最も注目すべきは、コンパクトなバイナリマージGW170814とGW170817を伴う)、次に完全な観測実行3(O3)の間:11か月のデータ取得期間、2019年4月から2020年3月までの間に、約80のイベントがLIGO、Virgo、そして現在KAGRAによって維持されている一時的なGWソースのカタログに追加されました。これらの発見と検出された波形の多様な活用には、検出器のノイズ源の継続的な調査と監視など、データの品質の正確な特性評価が必要です。{\em検出器の特性評価とデータ品質}または{\emDetChar}と総称されるこれらのアクティビティは、機器のフロントエンドハードウェアから最終分析まで、乙女座データのワークフロー全体に及びます。それらは、O3の実行中にVirgoDetCharグループによって達成された結果に焦点を当てて、次の記事で詳細に説明されています。同時に、付随記事では、VirgoDetCharグループがこの作業を実行するために使用したツールについて説明しています。
おとめ座検出器の特性評価とデータ品質: ツール
| Title |
Virgo_Detector_Characterization_and_Data_Quality:_tools |
| Authors |
F._Acernese,_M._Agathos,_A._Ain,_S._Albanesi,_A._Allocca,_A._Amato,_T._Andrade,_N._Andres,_M._Andr\'es-Carcasona,_T._Andri\'c,_S._Ansoldi,_S._Antier,_T._Apostolatos,_E._Z._Appavuravther,_M._Ar\`ene,_N._Arnaud,_M._Assiduo,_S._Assis_de_Souza_Melo,_P._Astone,_F._Aubin,_S._Babak,_F._Badaracco,_M._K._M._Bader,_S._Bagnasco,_J._Baird,_T._Baka,_G._Ballardin,_G._Baltus,_B._Banerjee,_C._Barbieri,_P._Barneo,_F._Barone,_M._Barsuglia,_D._Barta,_A._Basti,_M._Bawaj,_M._Bazzan,_F._Beirnaert,_M._Bejger,_I._Belahcene,_V._Benedetto,_M._Berbel,_S._Bernuzzi,_D._Bersanetti,_A._Bertolini,_U._Bhardwaj,_A._Bianchi,_S._Bini,_M._Bischi,_M._Bitossi,_M.-A._Bizouard,_F._Bobba,_M._Bo\"er,_G._Bogaert,_M._Boldrini,_L._D._Bonavena,_F._Bondu,_R._Bonnand,_B._A._Boom,_V._Boschi,_V._Boudart,_Y._Bouffanais,_A._Bozzi,_C._Bradaschia,_et_al._(430_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.15634 |
検出器の特性評価とデータ品質の研究--この記事では総称して{\emDetChar}アクティビティと呼ばれます--は、地上ベースの重力波のLIGO-Virgo-KAGRAグローバルネットワークによって収集された共同データセットの科学的利用にとって最も重要です。(GW)検出器。これらは、計測器の操作の各フェーズ(アップグレード、チューニング、最適化、データ取得)で発生し、データフローのすべてのステップ(データ取得からGWイベントの最終リストまで)で必要であり、さまざまなレイテンシで動作します(からオフライン分析へのパブリックアラートを精査するために、ほぼリアルタイムで）。この作業には、さまざまなDetChar研究の要件を満たすために長年にわたって開発されてきた幅広いツールセットが必要です。機器およびデータ処理のさまざまなステップの全体的な監視。検出器出力におけるノイズの全体的な特性の研究。ノイズ特有の特徴の特定とフォローアップ(それらが一時的であるか、データに継続的に存在するか);公共アラートの迅速な処理。この記事では、3回目のLIGO-VirgoObservationRun(O3、2019年4月から2020年3月まで)で、主にEGOで取得されたVirgoデータを分析するために、VirgoDetCharグループによって使用されたすべてのツールをレビューします。同時に、関連記事では、これらのツールを使用してO3実行中にDetCharグループによって達成された結果に焦点を当てています。
非極小 $\phi^2 R$ カップリングと重力接触相互作用のくりこみ群
| Title |
Renormalization_Group_for_Non-minimal_$\phi^2_R$_Couplings_and_Gravitational_Contact_Interactions |
| Authors |
Dumitru_Ghilencea,_Christopher_T._Hill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.15640 |
アインシュタイン・ヒルベルト項と非最小相互作用$M^2R/2-\alpha\phi^2R/12$を使用したスカラーと重力の理論には、重力子交換による接触相互作用があります。これらはくりこみ群を変更し、この効果を無視する(そして正しくないことがわかっている)ジョーダンフレームの従来の計算と、$\alpha$が存在しないアインシュタインフレームとの間に不一致をもたらします。したがって、ヨルダンとアインシュタインのフレームでの量子効果の計算は、一般に、ヨルダンからアインシュタインのフレームへの遷移とは交換されません。アインシュタインフレームでは、$\alpha$は存在しませんが、スケール$\delta\mu/\mu$の小さなステップでは、極小接触項$\sim\delta\alpha$が誘導され、それが吸収されて他のカップリングに戻ります。連絡条件。これにより、Einsteinフレームの$\beta$関数が変更されます。この効果を含めることで、単純なモデルで正しい結果が得られる方法を示します。
