ゴーストの衝突: パリティ奇数銀河の 4 点関数によるインフレーションの抑制
| Title |
Colliding_Ghosts:_Constraining_Inflation_with_the_Parity-Odd_Galaxy_Four-Point_Function |
| Authors |
Giovanni_Cabass,_Mikhail_M._Ivanov,_Oliver_H._E._Philcox |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16320 |
新しい物理学は、宇宙のミラー対称性を破ることができますか?BOSS銀河のパリティ奇数4点相関関数の最近の測定結果を利用して、多数のパリティ違反モデルの振幅に制約を課すことにより、インフレーションの物理を調べます。（単一フィールド、スローロール）インフレーションの標準モデル内では、パリティの非対称性は発生しません。ただし、標準的な仮定を破ると、インフレの実効場理論(EFTI)内でパリティ違反が発生する可能性があることが最近示されました。特に、GhostCondensateとCosmologicalColliderのシナリオを検討します。前者はEFTIの先頭と下位の演算子について、後者は交換されたスピン$1$粒子の質量と速度の異なる値について、合計$18$のモデルです。.各インスタンスは、インフレーショントライスペクトルの明確な予測をもたらします。これを後期銀河相関予測に変換し(非常に自明でない計算により)、観測データを使用して制約します。インフレ平価違反の証拠は見つからず($18$モデルのそれぞれが$2.4\sigma$未満の有意性を持つ)、理論的な摂動性の限界に匹敵するレベルで、関連する結合強度に最初の制約を課します。これはまた、観測データでコスモロジカルコライダーの署名が直接検索されたのも初めてです。さらに、銀河クラスタリングにおける二次パリティ違反の可能性のあるシグネチャは、大規模構造の有効場理論内で体系的に記述できることを示しています。これらの後期の寄与は、パラメーター空間の広大な領域の原始パリティ奇数信号と比較して劣っていると主張します。要約すると、この論文の結果は、銀河の分布で観測されたパリティ違反の最近のヒントが新しい物理学によるものであるという考えを否定しています。
宇宙マイクロ波背景観測からのスケーリング変換と光遺物制約の起源
| Title |
Scaling_Transformations_and_the_Origins_of_Light_Relics_Constraints_from_Cosmic_Microwave_Background_Observations |
| Authors |
Fei_Ge,_Francis-Yan_Cyr-Racine_and_Lloyd_Knox |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16335 |
ここでは、さまざまな程度の複雑さの宇宙モデルが与えられた場合に、進化方程式の主要な速度をスケーリングする一連のスケーリング変換を使用して、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)マップからの光の遺物に対する制約を分析的に理解します。最も斬新な2つに焦点を当てて、データの制約力にとって根本的に重要な物理的影響の原因について説明します。これらすべての原因を回避しながら、光の遺物エネルギー密度を増加させるスケーリング変換を認める宇宙モデルを参照モデルとして使用します。追加の光の遺物が標準モデルのコンポーネントと重力的に相互作用するだけである限り、与えられたモデルの光の遺物に対する制約は、そのモデルと参照モデルの違いによるものとして理解できます。この理解は、CMBマップからの光の遺物の制約を回避できる宇宙モデルの開発をサポートします。
CSST と Euclid 宇宙探査機の間の弱いレンズ研究における潜在的な科学的相乗効果
| Title |
Potential_scientific_synergies_in_weak_lensing_studies_between_the_CSST_and_Euclid_space_probes |
| Authors |
D.Z._Liu,_X.M._Meng,_X.Z._Er,_Z.H._Fan,_M._Kilbinger,_G.L._Li,_R._Li,_T._Schrabback,_D._Scognamiglio,_H.Y._Shan,_C._Tao,_Y.S._Ting,_J._Zhang,_S.H._Cheng,_S._Farrens,_L.P._Fu,_H._Hildebrandt,_X._Kang,_J.P._Kneib,_X.K._Liu,_Y._Mellier,_R._Nakajima,_P._Schneider,_J.L._Starck,_C.L._Wei,_A.H._Wright_and_H._Zhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16341 |
ねらい。次世代の大規模調査がまもなく観測宇宙論の段階に到達するため、潜在的な相乗効果を探り、科学的成果を最大化することが重要です。この研究では、弱レンズ(WL)宇宙論に焦点を当てて、2つの今後の宇宙ミッションEuclidと中国宇宙ステーション望遠鏡(CSST)の相補性を調査することを目指しています。特に、測光赤方偏移(photo-zs)と銀河混合効果を分析します。Euclidの場合、WL測定は色PSF効果の影響を受けます。このため、CSSTは、Euclidがより正確なPSFを取得し、WL測定の色と色勾配のバイアスを調整するための貴重な情報を提供できます。メソッド。さまざまな調査の画像シミュレーションを作成し、photo-zのパフォーマンスを定量化します。ブレンディング分析では、高解像度のHST/CANDELSデータを使用して、Euclid、CSST、およびLSSTのような調査を模擬します。さまざまなケースの混合割合と、銀河測光への混合効果を分析します。さらに、CSSTがEuclidの色勾配バイアスを調整するのに十分な数の高SNRマルチバンド銀河画像を提供できることを示します。結果。Euclidの空域は、完全にCSSTフットプリント内にあります。EuclidとCSSTデータの組み合わせは、さまざまな地上データとの組み合わせよりも均一に行うことができます。私たちの研究では、EuclidとCSSTを組み合わせることで、フォトzの精度が$\sigma_{\rmNMAD}\approx0.04$になり、外れ値が$\eta\approx2.4\%$になることが示されています。解像度が同様に高いため、EuclidとCSSTのデータの組み合わせは、測光では比較的簡単です。ただし、地上データを含めるには、高解像度の宇宙データからの事前確率を利用した高度なデブレンドが必要です。Euclidの色勾配バイアスは、CSSTディープサーベイからの銀河を使用して0.1%のレベルに適切に調整できます。
重力レンズ B1422+231 のアルマ望遠鏡観測による原始ブラック ホール暗黒物質のテスト
4重に画像化された強い重力レンズB1422+231の磁束密度比の異常を調べ、潜在的な暗黒物質構成要素として$10-10^3M_{\odot}$原始ブラックホール(PBH)の寄与を検討します。AtacamaLargeMillimeterArray(ALMA)を使用して、ミリ波帯でB1422+231の磁束密度比を初めて測定したことについて説明します。これは、この重要なレンズシステムに関する私たちの知識における重要な多波長ギャップを埋めます。233GHzでのクエーサーのフラックス密度は、シンクロトロン放射によって支配され、ソースサイズは66.9pcと推定されます。233GHzで観測された磁束密度比は、レンズ銀河の単純な平滑質量モデルでは説明できない、電波、中赤外線、および光学帯域で測定されたものと同様です。光線追跡シミュレーションを使用して、PBHマイクロレンズ効果から生じる磁束密度比異常の確率を調べます。シミュレーションでは、暗黒物質の10%と50%がべき法則質量関数を持つ$10-10^3M_{\odot}$PBHである場合を考慮しています。私たちの分析は、B1422+231の異常な磁束密度比が、暗黒物質のかなりの部分がPBHであるレンズモデルによって説明できることを示しています。この研究は、多重画像化された強い重力レンズのALMA観測を使用して、PBH暗黒物質に対する新しい制約の可能性を示しています。
後期形成PBH：CMB時代を超えて
中質量ブラックホール範囲$10\lesssimM_{\rmBH}^{}/M_\odot^{}\lesssim10^{5}$は、原始ブラックホール(PBH)の魅力的な可能性を長い間提供してきました。この範囲では、銀河の中心に埋め込まれた超大質量ブラックホールの存在だけでなく、LIGO連星合体で検出されたイベントの一部の原因であると仮定されています。ただし、組換え中のPBHの付着に由来する顕著な境界は、中間質量PBHの質量分率を厳しく制限します。この問題に対処するには、CMB時代を超えて宇宙史の後期に「原始」ブラックホールが形成される形成シナリオを提案し、この境界をバイパスします。この重要な時期に、私たちのコンパクトな天体の集団は、熱圧によって支えられた熱球として存在し、最終的に縮退圧によって支えられたフェルミ球に冷却され、最終的にPBHに崩壊します。さらに、現在の時代以降のPBH形成の顕著な可能性を提示し、これを未来PBHと呼んでいます。そのような集団は、文献のPBH質量スペクトルのすべての境界ではないにしても、ほとんどを回避し、以前は考えられなかった可能性を開きます.明るい未来のPBHは、ホーキングの蒸発閾値以下で形成され、宇宙の物質の大部分を放射線に変換する可能性があります。
質量ギャップを伴う原始ブラック ホールの質量関数
この論文では、質量ギャップを伴う原始ブラックホール(PBH)の質量関数を調べます。まず、太陽系外質量のPBHの質量ギャップを含むデータでサポートされているPBH質量関数を取得するために、原始曲率摂動のモデルに依存しないパワースペクトルの係数を微調整します。次に、この固有のPBH質量関数を考慮に入れ、PBH合流による確率的重力波背景のエネルギー密度スペクトルを計算します。その最初のピークの位置は、質量ギャップとはほとんど関係がなく、PBHバイナリがマージする周波数の確率分布によってのみ決定されることがわかりました。最初のピークとは別に、質量ギャップに起因するより高い周波数で付随する小さな谷が存在する必要があります。したがって、この小さな谷の検出は、インフレとPBH形成に関するより多くの情報を提供します。
HectoMAP: 完全な Redshift 調査 (データ リリース 2)
| Title |
HectoMAP:_The_Complete_Redshift_Survey_(Data_Release_2) |
| Authors |
Jubee_Sohn,_Margaret_J._Geller,_Ho_Seong_Hwang,_Daniel_G._Fabricant,_Yousuke_Utsumi,_Ivana_Damjanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16499 |
HectoMAPは、主に中央値赤方偏移$z=0.345$のMMT分光法に基づく、95,403個の銀河の高密度赤方偏移調査です。この測量は、赤緯43.25$^\circ$を中心とする北の空を横切る1.5$^\circ$幅のストリップで54.64平方度をカバーしています。赤方偏移、スペクトル指標D$_{n}$4000、星の質量を報告します。赤で選択された調査は、$(g-r)>1$および$r<20.5$の55,962個の銀河で81\%完了しています。$(g-r)>1$、$(r-i)>0.5$、$20.5<r<21.3$の32,908個の銀河で72\%完全です。この調査は、静止銀河の個体数(調査の63\%)、銀河団、および宇宙ウェブを調査するための基盤です。HectoMAPはHSC-SSP調査で完全にカバーされているため、さまざまな強いレンズ効果と弱いレンズ効果の調査が可能です。基本SDSS測光とHSC-SSP測光を比較すると、HectoMAPがいずれかの測光システムに基づいた完全な等級限定調査を提供することが示されます。
銀河規模の強力なレンズ系によるスクリーニング効果の下での一般相対性理論の直接テスト
| Title |
Direct_tests_of_General_Relativity_under_screening_effect_with_galaxy-scale_strong_lensing_systems |
| Authors |
Yujie_Lian,_Shuo_Cao,_Tonghua_Liu,_Marek_Biesiada,_and_Zong-Hong_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16752 |
銀河スケールの強重力レンズ(SGL)システムの観測により、銀河および超銀河スケールでの一般相対性理論(GR)からの非線形逸脱の独自のテストが可能になりました。このようなテストの最も重要なケースの1つは、2つのスカラー重力ポテンシャル間の重力滑りに対する制約です。この論文では、強い重力レンズの新しく編集されたサンプルを使用して、GR予測に対するレンズ付きソースの見かけの位置に対するスクリーニング効果に焦点を当て、GRの有効性をテストします。これは、ポストニュートン(PN)パラメーター($\gamma_{PN}$)とスクリーニング半径($\Lambda$)を、宇宙の内容に関する仮定なしで初めて同時に測定したものです。私たちの結果は、測定されたPPNが、スクリーニング半径($\Lambda=10-300$kpc)の増加に伴ってGR($\gamma_{PN}=1$)とわずかに一致することを示唆していますが、レンズモデルの選択が大きな影響を与える可能性があります。最終測定について。今後のLSSTからの5000個のシミュレートされた強力なレンズの明確に定義されたサンプルに基づいて、私たちの方法論は、$\Lambda\sim300$kpcのスケールまで評価された、0.5\%の精度でGRの強力な銀河系外テストを提供します。利用可能なSGLシステムの現在および将来の観測では、kpc-Mpcスケール上のいくつかの特定のカットオフスケールを示す顕著な証拠はなく、それを超えると新しい重力の自由度が表現されます。
速度21cmの音響振動を用いた宇宙膨張率の測定
| Title |
Measuring_the_cosmic_expansion_rate_using_21-cm_velocity_acoustic_oscillations |
| Authors |
Debanjan_Sarkar_and_Ely_D._Kovetz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16853 |
暗黒物質とバリオンの相対速度場の変動は、宇宙の夜明け(CD)の間に21cmパワースペクトルの音響振動として刻印されます。これらの速度音響振動(VAO)は、共動する音の地平線スケールの痕跡を保持します。Mu\~nozによる以前の研究では、さまざまなライマン-ウェルナーフィードバック強度と前景汚染シナリオを考慮することにより、これらのVAOを標準的な定規として扱い、高赤方偏移での宇宙膨張率を測定できることが実証されています。ここでは、公開コード\texttt{21cmFAST}の修正版を使用してその分析を拡張します。このコードを使用して21cmパワースペクトルのVAOをシミュレートし、HERA電波望遠鏡で$H(z)$を制約する可能性を予測します。これには、Lyman-$\alpha$加熱、Lyman-Wernerフィードバックの影響が考慮されます。前景、さまざまな天体物理パラメータへの依存、および宇宙パラメータによる縮退。$H(z)$は、さまざまな天体物理学的シナリオと前景シナリオの下で、プランク宇宙論的パラメーターの不確実性を伴い、$11<z<20$の範囲で$\sim0.3-6\%$相対精度でHERAを使用して測定できることがわかりました。測定で$\sim0.08-0.2\%$相対誤差フロアを設定します。この精度はほとんどの低赤方偏移の測定値と同等であり、進行中の「ハッブル張力」によって動機付けられたさまざまな宇宙論的シナリオをテストするのに役立ちます。
暗黒物質ハローの球状崩壊への反復平均場アプローチ
暗黒物質の過密度の重力崩壊は、銀河と銀河団を埋め込む暗黒物質のハローの形成につながります。暗黒物質ハローの興味深い特徴は、初期状態や対応する成長履歴に関係なく、それらの密度プロファイルが普遍的な形に厳密に従うことです。これは、緊急の普遍性を持つ動的システムのクラスを表しています。重力崩壊ダイナミクスの解を計算するために、「反復平均場アプローチ」を提案します。このアプローチは、相互作用場$\phi(t)$の進化を反復的に検索します--この場合、封入された質量プロファイル$M(r,t)$--ダイナミクスと一致するため、$\phi(t)$は、反復マッピングの固定点、$\mathcal{H}(\phi)=\phi$です。形式主義は、N体相互作用を粗視化相互作用場との1体相互作用に置き換え、統計物理学における平均場理論の精神を共有します。この「反復平均場アプローチ」は、数値シミュレーションの汎用性と解析解の包括性を兼ね備えており、解が得られない広い範囲の動的システムにおける中間漸近状態を検索して理解するのに特に強力です。従来の自己相似分析。
有効な赤方偏移$z_{\rmeff}=1.48$でのeBOSSクエーサーの異方性パワースペクトルの有効場理論(EFT)ベースの宇宙論的フルシェイプ解析を提示します。赤方偏移スミア、ファイバー衝突、動径積分制約などの観測体系のモデリングに特に注意を払いながら、シミュレーションでパイプラインの広範なテストを実行します。最小の$\Lambda$CDMモデルを仮定し、原始パワースペクトルの傾きと物理的なバリオン密度を固定すると、ハッブル定数$H_0=(66.7\pm3.2)~$km~s$^{-1}$Mpcが見つかります。$^{-1}$、物質密度分率$\Omega_m=0.32\pm0.03$、後期質量変動振幅$\sigma_8=0.95\pm0.08$。これらの測定値は、プランク宇宙マイクロ波背景放射の結果と完全に一致しています。私たちのeBOSSクエーサー$S_8$後方、$0.98\pm0.11$は、いわゆる$S_8$張力を示しません。私たちの仕事は、DESIのような将来の調査からのクエーサーサンプルの体系的な完全形状分析への道を開きます。
宇宙ひもの航跡における磁気リコネクション
宇宙の宇宙ひもの動きは、その背後にある航跡の生成につながります。再結合後のプラズマ中を移動する宇宙ストリングの磁化後流を調べます。衝撃後の領域で磁気リコネクションが発生する可能性があることを示します。宇宙ストリングの航跡の幅は非常に小さいため、再結合は非常に短い長さスケールで発生します。再接続は、宇宙ひも後流のショック後の領域で大量の運動エネルギーが放出されることにつながります。これにより、再接続中に放出される運動エネルギーが強化されます。宇宙ひもの航跡における磁気再結合によって放出される運動エネルギーの基本的な推定を行い、それが再結合後の時代における低エネルギーのガンマ線バースト(GRB)を説明できることを示します。
二次重力波におけるワンループ寄与の欠落
宇宙論的摂動の非線形秩序で誘導される二次重力波に関する以前の考察で、1ループ次数の寄与が欠落していることがいくつか見つかりました。以前の文献では無視された高次相互作用と反復解を含む、宇宙論的摂動における3次への一貫した摂動展開を検討します。2つのスカラー摂動と1つのテンソル摂動を持つソースによって引き起こされるテンソル変動は、1次テンソル変動と相関するため、テンソルパワースペクトルに1ループ次補正を与えます。欠落しているループ補正は、スーパーホリオン領域の\textit{scale-invariant}および\textit{negative}であり、地平線再突入前の初期原始テンソルパワースペクトルを二次的に減少させます。このようなIRの動作は、以前の文献で説明されている2次誘起テンソルモードの自動スペクトルとは大きく異なり、実際の重力波測定にとって重要な場合があります。$k_*=10^{5}h/{\rmMpc}$で$A_\zeta=10^{-2}$のスカラー変動の鋭いピークがLIGO/Virgoイベントによって動機付けられることを示します。宇宙マイクロ波背景スケールでのテンソルパワースペクトルは、最大で35%減少します。したがって、原始ブラックホール形成の二次的効果による元のテンソルスペクトルの減少により、偏光Bモードは見られない可能性があります。
スケール不変モデルにおけるハロー質量関数
| Title |
Halo_mass_function_in_scale_invariant_models |
| Authors |
Swati_Gavas,_J_S_Bagla_(IISER_Mohali),_Nishikanta_Khandai_(NISER_Bhubaneswar),_Girish_Kulkarni_(TIFR_Mumbai) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.17200 |
Sheth-Tormen質量関数は、暗黒物質ハローの量を定量化するために広く使用されています。これは、球面崩壊の代わりに楕円体崩壊を使用するため、Press-Schechter質量関数よりも大幅に改善されています。これらの質量関数はどちらも、適切な変数でスケーリングされた場合、宇宙論やパワースペクトルから独立した普遍的な形式で記述できます。しかし、宇宙論的シミュレーションは、この普遍性がおおよそのものであることを示しています。この論文では、Einstein-deSitter宇宙論における7つのべき法則モデルの一連の暗黒物質のみのN体シミュレーションを通じて、ハロー質量関数のパワースペクトル依存性を調査します。この宇宙論とべき乗パワースペクトルの選択により、暗黒物質分布の自己相似進化が保証され、質量関数のパワースペクトル依存性を分離することができます。質量関数が明確な非普遍性を示していることがわかります。ベキ乗法パワースペクトルインデックスの範囲のSheth-Tormen質量関数のパラメーターの適合を提示します。エポックとともに、質量関数の全体的な形状に緩やかな進化が見られます。最後に、結果をLCDM宇宙論に拡張します。対応するベキ則EdS宇宙論から派生したパラメーター値を持つSheth-Tormen質量関数は、標準のSheth-Tormen質量関数よりもLCDM質量関数によりよく適合することを示します。私たちの結果は、質量関数へのより良い適合を提供するために、改善された分析理論が必要であることを示しています。
凍結ノイズによって制約される数値確率的インフレーション
確率的インフレーションは、原始ブラックホールに種をまく強いインフレーション摂動を解決することができます。典型的なブラックホール生成単一フィールドモデルでこれらの摂動を計算する高速かつ正確な方法を提示し、短波長フーリエモードをdeSitter近似を超えて処理します。モードのスクイーズとフリーズは問題を1次元に縮小し、結果として得られる新しい形式の確率方程式(「制約付き確率的インフレーション」と呼ばれる)は、半分析的手法と数値的重要度サンプリングを使用して効率的に解くことができます。例のケースでは、摂動分布は非ガウステールの深さまで数秒で解決され、以前の研究と比較して$10^9$の速度アップです。その過程で、確率的インフレーションにおけるモメンタム制約の役割についてコメントします。
宇宙の実験室としての宇宙の空虚
宇宙ボイドは、暗黒エネルギー現象と代替重力理論を研究するための有望な宇宙実験室です。彼らは、前例のない量と赤方偏移範囲をカバーしている新世代の銀河分光調査を考慮して、今日特別な注目を集めています。空隙研究には2つの主要な統計があります。(i)空隙の量を特徴付ける空隙サイズ関数と、(ii)これらの領域の密度と速度場に関する情報を含む空隙と銀河の相互相関関数です。ただし、これらの統計に基づいて信頼性の高い宇宙論的テストを設計するには、ボイド周辺の幾何学的(Alcock-Paczynski効果、AP)および動的(Kaiser効果、RSD)歪みの影響を完全に説明する必要があります。観測測定値は、適切にモデル化されていない場合、偏った宇宙論的制約につながる顕著な異方性パターンを示しています。この論文は、関連するすべての基本的な効果を説明できる力学および宇宙論的基礎に基づいた理論的および統計的フレームワークを提示することにより、この問題に対処します。体積効果と楕円率効果(e-RSD)。これらの効果は、実空間と赤方偏移空間の間のボイドのマッピングを調べることで理解できます。このようにして、前述の統計の適切なモデリングの基礎を築きます。さらに、相関関数の2つの垂直射影に基づく新しい宇宙論的テストを提示します。この方法はフィデューシャル・コスモロジー・フリーであり、関連する宇宙論的パラメーター間の縮退を効果的に打破することができます。さらに、共分散を推定するために必要なモックカタログの数を大幅に減らすことができます。
| Title |
The_Transition_from_the_Kuiper_Belt_to_the_Jupiter-Family_(Comets) |
| Authors |
Wesley_C._Fraser,_Luke_Dones,_Kathryn_Volk,_Maria_Womack,_and_David_Nesvorn\'y |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16354 |
カイパーベルト天体、またはより一般的には海王星横断天体(TNO)は、海王星の軌道の外側にある微惑星です。一部のTNOは海王星横断軌道に進化し、ケンタウロスになります。多くのケンタウロスは、次に木星交差軌道に到達し、木星系彗星(JFC)になります。TNOはJFCの主な情報源です。TNOは、JFCとは異なるウィンドウを提供し、より原始的なボディを持ち、サイズと温度範囲が異なります。この章はその文脈で書かれています。ここでは、海王星横断領域からJFCsまでの動的経路と、JFC集団に関連するTNOsの最も重要な特性について、その起源、組成、形態、およびサイズ分布の考慮事項を含めて説明します。可能な限り、これらのプロパティをJFCに関連付けます。ケンタウロスとJFCの個体群に関連するTNOについての不完全な知識に関するいくつかの重要な未解決の問題について考察します。最後に、注目すべき新施設と今後の施設、およびこれらの未解決の問題に関する影響について簡単に説明します。
ODNet: 小惑星掩蔽検出のための畳み込みニューラル ネットワーク
| Title |
ODNet:_A_Convolutional_Neural_Network_for_Asteroid_Occultation_Detection |
| Authors |
Dorian_Cazeneuve,_Franck_Marchis,_Guillaume_Blaclard,_Paul_A._Dalba,_Victor_Martin,_Jo\'e_Asencioa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16440 |
畳み込みニューラルネットワーク(CNN)とUnistellarネットワークからの観測を使用して、小惑星の掩蔽を確実に検出するアルゴリズムを設計および構築することを提案します。ユニステラネットワークは、市民科学者が所有する10,000台を超えるデジタル望遠鏡で構成され、小惑星の食を記録するために定期的に使用されています。このネットワークによって生成される観測量の増加を処理するには、迅速かつ信頼性の高い方法で掩蔽を分析する必要があります。この問題を解決するために、20種類の測光信号を使用した星の人工画像を使用してCNNをトレーニングしました。ネットワークへの入力は、星のスニペットイメージの2つのスタックで構成されます。真の掩蔽と劣悪な大気条件によるアーティファクトとを区別するには、基準星が必要です。私たちの掩蔽検出ニューラルネットワーク(ODNet)は、91\%の精度と87\%の再現率で、毎秒3つの星のシーケンスを分析できます。アルゴリズムは十分に高速で堅牢であるため、リアルタイムの結果を提供するためにeVscopeを搭載することを想定できます。シチズンサイエンスは、将来の研究と掩蔽の発見にとって重要な機会であり、人工知能の適用により、小惑星を分類するための増え続けるデータをより有効に活用できるようになると結論付けています。
星間彗星 2I/Borisov のプラズマ尾部の探査
| Title |
Probing_the_Plasma_Tail_of_Interstellar_Comet_2I/Borisov |
| Authors |
P_K_Manoharan,_Phil_Perillat,_C_J_Salter,_Tapasi_Ghosh,_Shikha_Raizada,_Ryan_S_Lynch,_Amber_Bonsall-Pisano,_B_C_Joshi,_Anish_Roshi,_Christiano_Brum,_and_Arun_Venkataraman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16633 |
アレシボとグリーンバンクの電波望遠鏡を使用して、近日点前および近日点の両方で、星間彗星2I/ボリソフ(C/2019Q4)のプラズマ尾部によるコンパクト電波源の掩蔽研究を提示します。惑星間シンチレーション(IPS)技術を使用して、Pバンド(302～352MHz)、820MHz、およびLバンド(1120～1730MHz)でプラズマテールを調べました。プラズマテールの中心軸からの異なる垂直距離でのシンチレーションの有無は、$\sim$10~arcmin($\sim$$10^6$~km)の距離で6~arcmin未満の狭いテールを示唆しています。彗星核から。2019年10月31日のB1019+083の掩蔽中に記録されたデータは、アレシボ望遠鏡でプラズマテールの外側領域から中心軸までの幅をカバーしていました。掩蔽中のシンチレーションの体系的な増加は、彗星が近日点前の段階にあったときの尾に関連するプラズマ特性を提供します。Lバンドシンチレーションの過剰なレベルは、背景の太陽風の$\sim$15～20倍のプラズマ密度の増加を示しています。観測されたシンチレーションパワースペクトルの尾の端から中心軸までの変化する形状は、密度スペクトルがコルモゴロフよりも平坦であること、およびプラズマ密度の不規則性スケールが10～700kmの尾の範囲に存在することを示唆しています。フレネルスケールよりもはるかに小さい不規則性スケールに対応する高周波スペクトル過剰の発見は、プラズマテールに小規模な密度構造が存在することを示唆しています。彗星。
原始惑星系円盤と系外惑星大気をつなぐ化学モデリングロードマップ
[要約]このレビューペーパーでは、惑星を形成する円盤のミッドプレーンでどのような化学効果が働いているか、さまざまな条件下でどのような効果があるか、円盤のミッドプレーンでの化学反応速度論をモデル化するためにどのツールを使用できるかについて説明しました。このレビューでは、惑星形成モデリングコミュニティにおける化学進化を扱うためのいくつかの重要な取り組み、およびその逆に、惑星形成に関連するより多くの物理的効果を化学モデリングに実装するための化学モデリングコミュニティにおける取り組みについて議論します。このレビューの目的は、惑星形成化学に関連するいくつかの概念を概説することだけでなく、惑星形成モデリングコミュニティと天体化学コミュニティの間のコラボレーションだけでなく、あるコミュニティから他のコミュニティへの支援とガイダンスも奨励することです。多くの効果のうち、特定の惑星形成条件下で他の効果よりも関連性が高い可能性があるもの、および特定の含まれる効果が特定の重要なモデリング結果につながる理由に関するガイダンス。太陽系外惑星の大気と原始惑星系円盤の研究分野は、今後の施設による観測的洞察の新しいフロンティアに近いため、化学的に特徴付けられた太陽系外惑星の大気とその形成履歴を最終的に結び付けるためには、適切なモデリングの枠組み(物理的および化学的効果を含む)を開発することが最も重要です。出生原始惑星系円盤。
TESS Giants Transiting Giants III: 偏心した暖かい木星は、進化した星を通過する巨大惑星の周期と離心率の関係をサポートします
| Title |
TESS_Giants_Transiting_Giants_III:_An_eccentric_warm_Jupiter_supports_a_period-eccentricity_relation_for_giant_planets_transiting_evolved_stars |
| Authors |
Samuel_K._Grunblatt,_Nicholas_Saunders,_Ashley_Chontos,_Soichiro_Hattori,_Dimitri_Veras,_Daniel_Huber,_Ruth_Angus,_Malena_Rice,_Katelyn_Breivik,_Sarah_Blunt,_Steven_Giacalone,_Jack_Lubin,_Howard_Isaacson,_Andrew_W._Howard,_David_R._Ciardi,_Boris_S._Safonov,_Ivan_A._Strakhov,_David_W._Latham,_Allyson_Bieryla,_George_R._Ricker,_Jon_M._Jenkins,_Peter_Tenenbaum,_Avi_Shporer,_Edward_H._Morgan,_Veselin_Kostov,_Hugh_P._Osborn,_Diana_Dragomir,_Sara_Seager,_Roland_K._Vanderspek,_Joshua_N._Winn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.17062 |
急速に進化する星の周りの惑星の運命はよくわかっていません。以前の研究は、主系列集団と比較して、進化した星($P$$<$100d)を通過する惑星は、より偏心した軌道を持つ傾向があることを示唆しています。ここでは、中間質量亜巨星を周回する0.94$\pm$0.12R$_\mathrm{J}$、0.53$\pm$0.05M$_\mathrm{J}$惑星であるTOI-4582bの発見を紹介します。スターは31.034日ごとに表示されます。この惑星はかなり偏心した軌道($e$=0.51$\pm$0.05)にもあることがわかります。次に、進化した(log$g$$<$3.8)星をトランジットする惑星の数を、主系列星をトランジットする惑星の数と比較します。中央軌道離心率が周期とともに成長する速度は、進化した星系では、他の点では同様の主系列系よりも大幅に高く、特に惑星が1つしか検出されていない系で高いことがわかりました。一般に、平均惑星離心率$<e>$=$a$+$b$log$_{10}$($P$)は、単一のトランジット惑星を持つ進化した個体群で$a$=(-0.18$\pm$0.08)と$b$=(0.38$\pm$0.06)であり、主系列の惑星系人口とは大きく異なります。この傾向は、星の質量と金属量を調整した後でも見られます。これらのシステムは、偏心した長周期の惑星軌道から円形の短周期軌道への安定した進化経路を表しているようには見えません。これは、軌道モデルの比較が、インスパイラルのタイムスケールが軌道の分離や離心率と相関していないことを示唆しているためです。追加の進化した惑星系の特徴付けは、星の進化の影響を星の質量と組成の影響と区別します。
天王星と海王星の帯状風：重力調和、動的自己重力、形状、回転
| Title |
Zonal_winds_of_Uranus_and_Neptune:_Gravitational_harmonics,_dynamic_self-gravity,_shape,_and_rotation |
| Authors |
Deniz_Soyuer,_Benno_Neuenschwander,_Ravit_Helled |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.17389 |
天王星と海王星は、毎秒数百メートルに達する高速の表面帯状風を示します。ゾーンの重力調和とオーム散逸の制約に関する以前の研究は、風速が惑星内の比較的浅い深さで急速に減少することを示唆しています。構造モデルから欠落している動的重力調和$J^\prime_4$と、流体摂動から予想されるものとをケースバイケースで比較することにより、天王星と海王星の帯状風減衰に制約を課しました。この目的のために、静水圧$J_4$をオープンパラメーターとして残す$4^{\rmth}$-order図形理論(ToF)を使用して、天王星と海王星のポリトロープ経験的構造モデルを生成します。帯状風(およびそれらの動的自己重力)によって引き起こされる密度摂動に欠けている動的寄与を割り当てると、帯状風の最大スケールの高さは、両方の惑星の惑星半径の$\sim2-3\%$であることがわかります。モデルが$\pm5\times10^{-6}$範囲の$J_2$解を持つことを許可すると、同様の意味があります。$J^\prime_4$に対する自己重力の影響は、予想どおり、帯状風の影響よりもおよそ10分の1です。崩壊スケールの高さは、文献で提案されている天王星と海王星のバルク自転周期への修正の影響を実質的に受けません。さらに、帯状風による動的密度摂動が惑星の形状に測定可能な影響を与え、将来の観測を通じて風の衰退とバルク回転期間を推測するために使用できる可能性があることを発見しました。
PlanetMPAS を使用した惑星大気の非構造グリッド動的モデリング: 剛体蓋の影響、計算効率、および火星と木星への適用例
| Title |
Unstructured_Grid_Dynamical_Modeling_of_Planetary_Atmospheres_using_planetMPAS:_The_Influence_of_the_Rigid_Lid,_Computational_Efficiency,_and_Examples_of_Martian_and_Jovian_Application |
| Authors |
Yuan_Lian_and_Mark_I._Richardson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.17430 |
最先端のNCARMPAS一般循環モデルに基づく、新しい惑星全球循環モデル、planetMPASを提示します。WRFとMPASの相互互換性を利用して、planetMPASには、火星やタイタンなどの地球型惑星用のPlanetWRF物理パラメーター化スキームのほとんどが含まれています。PlanetMPASには、木星大気の放射伝達、乾燥対流、湿潤対流、およびそれに関連する微物理を表す一連の物理も含まれています。剛蓋近似にもかかわらず、planetMPASは火星と木星の大気の気候システムをシミュレートするのに適しており、タイタンなどの低速回転惑星に適用できる可能性があることを示しています。PlanetMPASを使用したシミュレーションは、新しいモデルが火星と木星で観測された特徴の多くの側面を再現できることを示しています。たとえば、季節的なCO2サイクル、極地のアルゴン濃縮、帯状平均温度、火星の定性的なダストの不透明度、赤道のスーパーローテーションと木星の帯状の帯状風パターン。
惑星を伴う原始惑星系円盤の重力不安定性の痕跡を隠し続ける
重力的に不安定な原始惑星系円盤に対する惑星円盤相互作用の影響を研究するために、3次元の平滑化粒子流体力学シミュレーションを実行します。ディスクの進化に対する惑星の影響は、3つのシナリオで説明できることがわかりました。惑星が十分に大きい場合、惑星によって生成された渦巻きの後流が円盤の進化を支配し、重力不安定性は完全に抑制されます。惑星の質量が小さすぎる場合、重力不安定性は影響を受けません。惑星の質量がこれらの両極端の間にある場合、重力による不安定性は弱められます。惑星が円盤の進化に影響を与えるのに十分な大きさになると、大規模な渦巻き構造の観測可能性が低下するか、完全に抑制されることを示す模擬アタカマ大型ミリ波/サブミリ波配列(ALMA)連続体観測を提示します。私たちの結果は、重力的に不安定であると予想される巨大な円盤が、惑星の存在下では軸対称に見えることを示しています。したがって、観測された大規模ならせん構造が存在しないだけでは、円盤の質量に上限を設けるのに十分ではなく、リングとギャップのある若いクラスI円盤の観測に影響を与える可能性があります。
ASTRID シミュレーションにおけるさまよう中間質量ブラック ホールの軌道および放射特性
| Title |
Orbital_and_Radiative_Properties_of_Wandering_Intermediate-Mass_Black_Holes_in_the_ASTRID_Simulation |
| Authors |
Emma_Jane_Weller,_Fabio_Pacucci,_Yueying_Ni,_Nianyi_Chen,_Tiziana_Di_Matteo,_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16319 |
質量が$10^3\,\rmM_\odot$から$10^6\,\rmM_\odot$の範囲にあると定義される中間質量ブラックホール(IMBH)は、矮小銀河の中心でよく見られます。.シミュレーションと観測は、かなりの数のIMBHsが局所銀河の中心から外れてさまよっている可能性があることを説得力を持って示しています。宇宙論シミュレーションAstridを使用して、$z\sim3$にある大質量銀河のさまようIMBHの軌道および放射特性を研究します。この検出されていないブラックホールの集団は、ホストの主平面に対して大きな軌道傾斜角($60^\circ\pm22^\circ$)を持っていることがわかります。軌道の離心率も大きく($0.6\pm0.2$)、時間とともに減少します。さまよっているIMBHは、その軌道の近辺で降着活動が急増し、その速度はエディントン速度の$10^{-3}-10^{-5}$倍であり、降着デューティサイクルの中央値は$\sim12\%$です。それらの典型的なスペクトルエネルギー分布は、赤外線の$\sim11\,\mu\rmm$レストフレームでピークに達します。研究されたIMBHは、$\sim10\%$に対して$2-10\,\rmkeV$X線光度$>10^{37}\,\mathrm{erg\,s^{-1}}$時間。この光度は、$10$Mpc以内のフラックス$>10^{-15}\,\mathrm{erg\,s^{-1}\,cm^{-2}}$に対応します。研究された28のIMBHのうち2つ($\sim7\%)$は、ハイパー領域で$>10^{41}\,\mathrm{erg\,s^{-1}}$の短いX線光度スパイクを持っています。-明るいX線源(HLXs)政権。これらの調査結果は、HLXが一般的な徘徊するIMBH集団の小さなサブセットであり、光度が$10^3-10^4$倍暗いことを特徴とすることを示唆しています。現在および将来の観測所による専用の調査は、この行方不明のブラックホールの個体群の人口統計を評価するために必要です。
天の川のような暗黒物質ハローにおける吸熱自己相互作用暗黒物質
| Title |
Endothermic_self-interacting_dark_matter_in_Milky_Way-like_dark_matter_haloes |
| Authors |
Stephanie_O'Neil_(1),_Mark_Vogelsberger_(1,2),_Saniya_Heeba_(3),_Katelin_Schutz_(3),_Jonah_C._Rose_(4),_Paul_Torrey_(4),_Josh_Borrow_(1),_Ryan_Low_(5),_Rakshak_Adhikari_(5),_Mikhail_V._Medvedev_(5,6),_Tracy_R._Slatyer_(1,2,7),_Jes\'us_Zavala_(8)_((1)_MIT,_(2)_AIFAI_MIT,_(3)_McGill,_(4)_UFL,_(5)_KU,_(7)_MIT_CTP,_(8)_University_of_Iceland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16328 |
自己相互作用暗黒物質(SIDM)は、シミュレートされた冷たい暗黒物質(CDM)と観測された銀河の特性との間の不一致の一部を緩和する可能性を提供します。天の川と矮小銀河サイズのハローの特性に対する自己相互作用の影響を理解するために、物理的に動機付けられたSIDMモデルを導入します。このモデルは、ほぼ縮退した励起状態を持つ暗黒物質で構成されており、弾性散乱と非弾性散乱の両方が可能です。特に、このモデルには、粒子が基底状態から励起状態に上方散乱するかなりの確率が含まれています。SIDMモデルでのアップスキャッタリングの影響を調べるために、さまざまな散乱断面積を持つ6つのモデルを使用して、ズームインした天の川サイズのN体ハローのスイートをシミュレートします。アップスキャッタリング反応は、運動エネルギーの損失を通じてメインハローの中心密度を大幅に増加させることがわかりました。ただし、物理モデルでは、弾性散乱と下方散乱が存在するため、依然として重大なコアリングが発生します。これらの影響は、メインハローに比べてサブハローの集団では明らかではありませんが、サブハローの数はCDMに比べて減少します。
天の川の背後にある新しい構造を明らかにする
| Title |
Unveiling_a_new_structure_behind_the_Milky_Way |
| Authors |
Daniela_Galdeano,_Gabriel_A._Ferrero,_Georgina_Coldwell,_Fernanda_Duplancic,_Sol_Alonso,_Rogerio_Riffel_and_Dante_Minniti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16332 |
環境。ZOAでは、天の川の背後にある銀河系外の光源の明確な光学的観測ができません。これは、これらの天体の発光が大幅に消滅するためです。NIR波長での観測は、新しい銀河の検出をサポートする天文学的発見の潜在的なソースを表しており、空のこのまだほとんど調査されていない領域の大規模構造の画像を完成させています.ねらい。私たちの目的は、VVVサーベイのタイルb204で、天の川の背後にある過剰密度の性質を解読することです。メソッド。我々は、l=354.82{\deg}とb=-9.81{\deg}に位置する銀河群の周りの6分角の領域を調べました。観測に要求された時間を最適化するために、空のソース分布を考慮して5つの銀河を選択し、ジェミニサウス8.1メートル望遠鏡のフラミンゴ2ロングスリットスペクトログラフでスペクトルを取得しました。吸収の特徴を特定して特徴付けるために、IRTF恒星ライブラリと一緒にスターライトコードを使用して、銀河の基礎となるスペクトルを適合させました。さらに、分光学的発見は、赤シーケンスや測光赤方偏移推定などの補完的な測光技術を使用して強化されます。結果。NIRスペクトルから推定される平均分光赤方偏移は、z=0.225±0.014です。この値は、測光分析、photoz=0.21±0.08、および研究領域内の銀河の確率分布関数から得られた値とよく一致しています。また、赤系列の勾配は、銀河団のNIR観測で予想される勾配と一致しています。結論。測光技術と分光技術の両方から得られた赤方偏移はよく一致しており、z=0.225±0.014でこの構造の性質を確認することができ、天の川バルジの背後にある新しい銀河団VVVGCl-BJ181435-381432が明らかになりました。
スターバーストからクエンチングへ: シェル銀河における星形成レジームの合体主導の進化
| Title |
From_starburst_to_quenching:_merger-driven_evolution_of_the_star_formation_regimes_in_a_shell_galaxy |
| Authors |
Jonathan_Petersson,_Florent_Renaud,_Oscar_Agertz,_Avishai_Dekel,_Pierre-Alain_Duc |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16333 |
殻銀河は、広い同心円状の弧を特徴とする潮汐歪曲銀河のクラスを形成し、鋭い外縁を持つ大きな銀河中心距離まで伸びています。NGC474の目立つ外殻にある若い大質量星団の最近の観測は、そのような星系が星形成の極端な条件をホストしていることを示唆しています。この論文では、銀河の合体とその殻銀河への変換の流体力学的シミュレーションを提示します。星形成活動が時間とともにどのように進化するか、星系内の場所ごとにどのように進化するか、星形成の物理的条件は何かを分析します。相互作用の間に、過剰な高密度ガスが現れ、スターバースト、つまり星形成率の向上と枯渇時間の短縮を引き起こします。星の形成は、銀河核、渦巻き腕、時には合体の初期段階の潮汐破片などの高分子ガス部分の領域と一致します。潮汐相互作用によって星が散らばって恒星の回転楕円体になり、ガスが冷却されて円盤が再形成されます。合体後の形態変化はガスを安定化させ、活動銀河核からのフィードバックを必要とせずに星形成を抑制します。この進化は、高赤方偏移でのコンパクトな急冷スフェロイドの圧縮シナリオとの類似性を示していますが、長い赤いナゲットフェーズはありません。殻は合体後、クエンチ段階で現れ、その場での星形成に必要な条件をホストしていないことを意味します。この結果は、殻を形成する合体が、青色の後期型銀河を赤色の初期型銀河に変えるプロセスの一部である可能性があることを示唆しています。
ホットコリノにおけるNH$_2$D/NH$_3$比の最初の干渉測定
| Title |
The_first_interferometric_measurements_of_NH$_2$D/NH$_3$_ratio_in_hot_corinos |
| Authors |
Yoshihide_Yamato,_Kenji_Furuya,_Yuri_Aikawa,_Magnus_V._Persson,_John_J._Tobin,_Jes_K._J{\o}rgensen,_Mihkel_Kama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16336 |
星や惑星の形成過程における窒素の化学進化は、まだ完全には理解されていません。アンモニア(NH$_3$)は、星形成雲の分子進化と窒素同位体分別を理解する上で重要な種です。この論文では、KarlG.JanskyVeryLargeArray(VLA)によるプロトバイナリシステムNGC1333IRAS4Aに向かうNH$_3$の複数の輝線の高空間分解能観測を提示します。我々は連星(以下、4A1と4A2)を空間的に分解し、原始星の近くから高い励起エネルギー($\gtrsim$100K)を持つNH$_3$遷移のコンパクトな放出を検出した。内側の暑い地域。NH$_3$列密度は$\sim10^{17}-10^{18}$cm$^{-2}$と推定されます。また、2つのNH$_2$D遷移も検出され、アンモニアの重水素分画を制限することができました。NH$_2$D/NH$_3$の比率は、4A1と4A2の両方で$\sim0.3-1$と高くなります。文献の天体化学モデルとの比較から、NH$_2$D/NH$_3$比が高いことは、NH$_3$氷の形成は主に、バルク水氷の形成が終わった後、プレステラー段階で始まったことを示唆している。星形成雲の主な窒素貯留層は、N$_2$やNH$_3$などの窒素含有種ではなく、原子窒素(またはN原子)である可能性があります。IRAS4Aコアの物理的特性への影響についても説明します。
低周波の銀河外ピークスペクトル電波源は若い電波銀河
| Title |
Extragalactic_Peaked-Spectrum_Radio_Sources_at_Low-Frequencies_are_Young_Radio_Galaxies |
| Authors |
M._M._Slob,_J._R._Callingham,_H._J._A._R\"ottgering,_W._L._Williams,_K._J._Duncan,_F._de_Gasperin,_M._J._Hardcastle,_G._K._Miley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16570 |
2つのLOFAR全天調査、LOFARTwoMeterSkySurveyおよびLOFARLBASkySurveyのサブセットを使用して選択された、150MHz付近にスペクトルピークを持つ373のピークスペクトル(PS)ソースのサンプルを提示します。これらのサーベイは、これまでで最も感度の高い低周波ワイドフィールドサーベイであり、低光度のPSソースを選択することができます。私たちのサンプルは、調査地域の既知のPSソースの数を50倍に増やします。私たちのPSサンプルの5GHz光度分布は、これまでで最も光度の低いPSソースをほぼ1桁サンプリングしたことを示しています。高周波PS源とコンパクトな急峻スペクトル源は、大きな電波銀河の前兆であると仮定されているため、これが低周波PS源のサンプルにも当てはまるかどうかを調査します。光ライン放射基準を使用して、私たちのPSソースは主に低励起の電波銀河ではなく高励起の電波銀河であり、急速に進化する人口に対応していることがわかります。PSサンプルの電波源数を計算すると、電波の大きい活動銀河核(AGN)の一般的なサンプルと比較して、$\sim$40分の1に縮小されていることがわかります。これは、光度関数が同一である場合、PS源の寿命が大規模な電波銀河の40分の1であることを意味します。これを調査するために、均一に選択されたPSサンプルの最初の電波輝度関数を計算します。144MHzの光度$\gtrsim10^{25}$WHz$^{-1}$の場合、PS光度関数は、未解決のラジオラウドAGN集団と同じ形をしているが、係数$\だけ下にシフトしていることがわかります。シム$10。これは、これらの高輝度PSソースが大規模なラジオラウドAGNに進化することの強力な証拠として解釈します。局所的な低光度のPSソースの場合、余剰のPSソースがあり、これは、大規模なAGNに進化しない欲求不満のPSソースの追加であると仮定しています。
動的スペクトルの周波数構造と介在する ISM の乱流プラズマとの関係
| Title |
Frequency_structure_of_the_dynamic_spectra_and_their_relation_to_the_turbulent_plasma_of_the_intervening_ISM |
| Authors |
N._Bartel_(1),_M._S._Burgin_(2),_E._N._Fadeev_(2),_M._V._Popov_(2),_N._Ronaghikhameneh_(1_and_3),_T._V._Smirnova_(4),_V._A._Soglasnov_(2)_((1)_York_University,_4700_Keele_St.,_Toronto,_ON_M3J_1P3,_Canada,_(2)_Lebedev_Physical_Institute,_Astro_Space_Center,_Profsoyuznaya_84/32,_Moscow,_117997_Russia,_(3)_University_of_Alberta,_116_St._\&_85_Ave.,_Edmonton,_AB_T6G_2R3,_Canada,_(4)_Lebedev_Physical_Institute,_Pushchino_Radio_Astronomy_Observatory,_Pushchino_142290,_Moscow_region,_Russia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16669 |
324MHzで9個の明るいパルサーと1.68GHzで3個の明るいパルサーのシンチレーションパターンを観測し、星間物質のプラズマ乱流の電子密度変化に関連する波数スペクトルを解析しました。すべてのパルサーについて、最大値の少なくとも45\%までの動的スペクトルの自己相関関数の周波数セクションは、$3.56\leq\alpha\leq3.97の波数スペクトルのべき法則指数の範囲を持つ散乱理論の予測に対応します。$$\leq0.05$のエラーと$3.76\pm0.13$の標準偏差の平均。この範囲には、コルモゴロフスペクトルの$\alpha=3.67$が含まれます。自己相関関数のフーリエ変換から、最大値の$\sim10^{-3}$まで、より大きな誤差を伴うものの、同様の結果が見つかりました。薄い画面の散乱モデルと拡張中程度の散乱モデルとの間の明確な区別のケースは見つかりませんでした。シントルの平均周波数プロファイルは、$\alpha\lesssim4$の急峻な波数スペクトルに対して、やや丸みを帯びたピークを持つカスプによって特徴付けることができます。より平坦なスペクトルの場合、少なくとも$\alpha\sim3.56$まで下げると、ピークのあるカスプがより顕著になり、減衰が急になります。星間物質の散乱特性の文脈で我々の発見を議論します。
ケック ライマン連続体分光サーベイにおける z~3 での電離放射線の脱出と銀河の性質との関係
| Title |
The_connection_between_the_escape_of_ionizing_radiation_and_galaxy_properties_at_z~3_in_the_Keck_Lyman_Continuum_Spectroscopic_Survey |
| Authors |
Anthony_J._Pahl,_Alice_Shapley,_Charles_C._Steidel,_Naveen_A._Reddy,_Yuguang_Chen,_Gwen_C._Rudie,_Allison_L._Strom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16697 |
電離放射線の脱出率($f_{esc}$)と、星の質量(M*)、年齢、星形成率(SFR)、ダストの含有量などの銀河の特性との関係は、しかし、これらの関係の多くは高赤方偏移でテストされていません。KeckLymanContinuumSpectroscopicSurvey(KLCS)からの96個のz~3銀河のサンプルの分析を提示します。これらの銀河には、ライマン連続体(LyC)領域の高感度ケック/LRIS分光測定と、星の人口パラメーターに制約を課すマルチバンド測光の両方があります。銀河の特性の関数としてビンに入れられたサブサンプルから複合スペクトルを構築し、各複合の電離光子エスケープを定量化します。$f_{esc}$とM*の間に有意な逆相関が見られ、宇宙論的ズームインシミュレーションからの予測と一致しています。また、$f_{esc}$とE(B-V)の間に有意な反相関が見られ、サンプルのLyCエスケープの基礎となる物理をエンコードしています。また、$f_{esc}$と星の年齢または特定のSFR(=SFR/M*)の間に有意な相関関係がないこともわかりました。これは、最近の星形成とイオン化エスケープの好ましい条件を同期させる解釈に挑戦しています。KLCSで$f_{esc}$と相関することが示されている銀河の特性は、Ly$\alpha$相当幅、UV光度、M*、SFR、およびE(B-V)ですが、年齢やsSFRではありません。今日まで、これは銀河の特性と高赤方偏移でのLyC脱出の最も包括的な分析であり、再電離時代の将来のモデルと観測を導くために使用されます。
CROCシミュレーションにおける再イオン化時代の質量-金属量関係
| Title |
Mass-Metallicity_Relation_during_the_Epoch_of_Reionization_in_the_CROC_Simulations |
| Authors |
Isaac_Noel,_Hanjue_Zhu,_Nickolay_Gnedin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16750 |
低赤方偏移の質量-金属量関係(MZR)は十分に研究されていますが、高赤方偏移のMZRを観察することは依然として困難です。初期のMZRをさらに研究するために、赤方偏移5から10までのMZRに焦点を当てて、コンピューターによる宇宙再電離(CROC)シミュレーションを分析します。すべての赤方偏移にわたって、CROC銀河は同様の星相およびガス相のMZRを示すことがわかります。星の質量が大きくなると平らになります。この平坦化は、CROCにおける不正確な星形成とフィードバックモデリングに起因すると考えられます(大規模なCROC銀河では星形成が過度に抑制されています)。さらに、星の金属量とガスの金属量の比率($Z_*/Z_{gas}$)は、星の年齢が上がるにつれて減少することを示しています。これは、CROC銀河では、ガスの降着率が金属の生成率よりも低いことを意味します。JWSTを使用すると、予測を再電離の時代の観測と比較し、初期の銀河形成をよりよく理解できるようになります。
パロマーグリーンクエーサーのサンプルのVLBI観測I：パーセクスケールの形態
| Title |
VLBI_Observations_of_a_sample_of_Palomar-Green_quasars_I:_parsec-scale_morphology |
| Authors |
Ailing_Wang,_Tao_An,_Xiaopeng_Cheng,_Luis_C._Ho,_Kenneth_I._Kellermann,_Willem_A._Baan,_Jun_Yang,_Yingkang_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16764 |
Veryを使用して、低赤方偏移($z<0.5$)で20個のパロマーグリーン(PG)クエーサーを観測し、合計フラックス密度が1mJyを超えました。5GHzのロングベースラインアレイ(VLBA)。10個のRQQがVLBA画像で明確に検出され、そのうちの8個でコンパクトな電波コアが識別され、このフラックス密度が制限されたRQQサンプルにおける活動銀河核(AGN)関連の電波放射の普及を示しています。サンプルのRQQとRLQには、$\sim$30~mJyの分割があります。RQQからの電波放射は、星形成とAGN関連の活動の組み合わせの結果であると思われます。サンプルのすべてのRQQは、VLA(VeryLargeArray)AアレイとDアレイの5GHzの磁束密度比を持っています$f_{\rmc}=S_{\rmA}^{\rmVLA}/S_{\rmD}^{\rmVLA}$が0.2を超えています。$f_a$(VLBAとVLAの磁束密度比$S^{\rmVLBA}/S_{\rmA}^{\rmVLA})>0.2$対$f_a<0.2$のRQQは、形態に有意な差を示します。コンパクトさと全磁束密度。RQQの$f_{\rma}$は、おそらくVLBA画像で解決される10秒から100秒のパーセクでのRQQの拡張ジェットまたはレリックジェットにより、RLQのそれよりも体系的に低くなります。将来のより大きなサンプルは、特に総磁束密度が1mJy未満のRQQのミリ秒分解能の電波画像を追加することで、この論文の結論をテストし、RQQの電波放出メカニズム、および二分法と物理の理解に貢献することができます。RQQとRLQ間の接続。
超長波長電波観測による銀河の三次元構造再構築の新手法
| Title |
A_new_method_of_reconstructing_Galactic_three-dimensional_structures_using_ultralong-wavelength_radio_observations |
| Authors |
Yanping_Cong,_Bin_Yue,_Yidong_Xu,_Yuan_Shi,_Xuelei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16804 |
私たちの銀河系の暖かい電離媒質中の熱電子による低周波電波の自由自由吸収は、$\lesssim10$MHz(超長波長)で非常に顕著になり、吸収強度は無線周波数に依存します。DiscoveringSkyattheLongestWavelength(DSL)やFarsideArrayforRadioScienceInvestigationsoftheDarkAgesandExoplanets(FARSIDE)などの今後の宇宙実験では、超長波長で高解像度の多周波数スカイマップが作成され、新しい宇宙を観察する窓。この論文では、これらの超長波長多周波数マップから、銀河の電子の3次元分布を再構築できることを提案します。銀河の電子分布のこの斬新で堅牢な再構築は、これらの宇宙ミッションの重要な科学的事例となるでしょう。超長波長観測は、銀河の電子分布に関連する天体物理学を研究するための強力なツールとなります。たとえば、電子分布に対する超新星爆発の影響や、星間原子と大質量星の周りのHII領域から放出された電離光子との相互作用などです。
超新星残骸 IC 443 の多ガス相: VLT/KMOS を使用したショック H$_2$ のマッピング
| Title |
Multi-gas_phases_in_supernova_remnant_IC_443:_Mapping_shocked_H$_2$_with_VLT/KMOS |
| Authors |
Yunwei_Deng,_Zhi-Yu_Zhang,_Ping_Zhou,_Junzhi_Wang,_Min_Fang,_Lingrui_Lin,_Fuyan_Bian,_Zhiwei_Chen,_Yong_Shi,_Guoyin_Chen_and_Hui_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16909 |
超新星とその残骸は、周囲の星間物質(ISM)にエネルギーフィードバックを提供します。この物質は、多くの場合、複数のガス相に分散しています。その中で、暖かい水素分子(H$_2$)は、衝撃を受けた分子ISMの冷却を支配することが多く、これは近赤外波長のH$_2$輝線で観測されています。ただし、そのような研究は、狭いフィルターのイメージングに制限されているか、角度分解能が比較的低く、まばらにサンプリングされた中赤外分光観測に限定されていました。ここでは、超新星残骸(SNR)IC443のA、B、C、およびG領域に向けた近赤外($H$および$K$バンド)分光モザイク観測を、Kバンドマルチオブジェクトを使用して提示します。超大型望遠鏡(VLT)に搭載されたスペクトログラフ(KMOS)。H$_2$、1つのH線(Br$\gamma$)、および2つの[FeII]線の20の回転振動遷移を検出しました。これらは、$H$バンドと$K$バンドの両方で広帯域イメージを支配します。すべての地域でのH$_2$線の空間分布は、$\sim0.1$pcから$\sim0.008$pcまでのスケールでまとまっています。H$_2$の適合励起温度は1500Kから2500Kの間であり、これらの領域に暖かい衝撃ガスがあることを示しています。多気相比較では、すべての領域で層状の衝撃構造が示され、同じ領域に複数の種類の衝撃が共存していることが説明されます。最後に、これらの領域で以前に特定された若い星の候補を分光データで検証し、それらのいずれも若い星に関連付けられていないことを発見しました。これは、IC~443のSNRショックによってトリガーされた星形成の以前に提案されたシナリオに課題を設定します。
JWST ERS データで z$\sim$4 スターバースト銀河のほこりっぽい、化学的に成熟したコンパニオンの発見
| Title |
Discovery_of_a_Dusty,_Chemically_Mature_Companion_to_a_z$\sim$4_Starburst_Galaxy_in_JWST_ERS_Data |
| Authors |
Bo_Peng,_Amit_Vishwas,_Gordon_Stacey,_Thomas_Nikola,_Cody_Lamarche,_Christopher_Rooney,_Catie_Ball,_Carl_Ferkinhoff,_Henrik_Spoon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16968 |
JWSTEarlyReleaseScienceプログラムの対象である、赤方偏移4.225の強いレンズを持つ銀河SPT0418-47(「リング」)の2つの伴星を発見したことを報告します。NIRSpecスペクトルで検出されたH$\alpha$と、ALMAからの[CII]158$\mu$mラインに基づいて、これらのソースがリングと同様の赤方偏移にあることを確認します。JWST/NIRSpecで検出された複数のスペクトル線、NIRCamとMIRIからの静止フレームの光学から赤外線画像、およびALMAによって検出された遠赤外線(FIR)ダスト連続体を使用して、新しく発見されたソースは実際には同じレンズの画像であると主張します。これ以降、SPT0418-SE(「SE」)と呼ばれる伴銀河は、リングのソース面で5kpc以内に位置します。[CII]とダスト連続体を使用して導出された星形成率は、17M$_\odot$/yrの下限を設定し、SFR$_\mathrm{H\alpha}$は$\sim$200倍と推定されますより低く、それによってSEが重度の塵で覆われた星形成銀河であることを確認します。光学的強線診断を使用した分析は、SEがほぼ太陽の元素存在量を持っていることを示唆していますが、リングは超太陽の金属性O/HおよびN/Oを持っているようです。この星系の高い金属量を、星形成の早期開始と継続的な高い星形成効率を呼び起こすことで調整しようとしています。または、光学的な強い線の診断には、高赤方偏移での修正が必要です。SPT0418-47は、まだ発見されていない隣接する大規模な暗黒物質ハローに存在することを示唆しています。この研究は、初期宇宙の詳細で完全な画像を得るために、JWSTとALMAのデータを共同分析することの重要性を強調しています。
$\mathbf{z \sim 0.35}$ における星形成銀河の HI 質量関数
| Title |
The_HI_mass_function_of_star-forming_galaxies_at_$\mathbf{z_\sim_0.35}$ |
| Authors |
Apurba_Bera,_Nissim_Kanekar,_Jayaram_N._Chengalur_and_Jasjeet_S._Bagla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.17018 |
中性原子水素(HI)質量関数(HIMF)は、任意の時代における銀河のHI含有量の分布を記述します。その進化は、銀河の形成と進化のモデルの重要なプローブを提供します。ここでは、GiantMetrewaveRadioTelescopeHI21cm分光法による、拡張グロス帯の$z\approx0.20-0.42$にある青い星形成銀河の21cm分光法を報告します。これにより、HIの平均質量($\rm{M_{HI}}$)と$z\approx0.35$でのそのような銀河の絶対Bバンドマグニチュード($\rm{M_B}$)は、異なる$\の銀河サブサンプルのHI21cm発光信号を積み重ねることによって得られます。rm{M_B}$範囲。この$\rm{M_{HI}-M_B}$スケーリング関係(散乱は局所宇宙の散乱と等しいと仮定)を、これらの赤方偏移における星形成銀河の既知のBバンド光度関数と組み合わせて、$z\approx0.35$のHIMF。HIMFを正確に推定するには、$\rm{M_{HI}-M_B}$スケーリング関係で正しい散乱を使用することが重要であることを示します。HIMFが$z\approx0.35$から$z\approx0$に、つまり過去4Gyrにわたって、特に高質量端で大幅に進化したことがわかります。$\rm{M_{HI}\gtrsim10^{10}\M_\odot}$を持つ大質量銀河は、$z\approx0.35$では$\approx3.4$の係数であり、$よりも少ない。z\約0$。逆に、$\rm{M_{HI}\approx10^9\{M}_\odot}$の低質量銀河は、ローカルユニバースよりも$z\approx0.35$に多く存在します。私たちの結果は宇宙の分散の影響を受ける可能性がありますが、大規模な星形成銀河は、過去4Gyrにわたって銀河周辺媒体からの合体イベントまたは降着を通じて、かなりの量のHIを獲得したことがわかります。
再電離期の超微光矮小銀河エリダヌス II における強いアウトフローと非効率な星形成
| Title |
Strong_Outflows_and_Inefficient_Star_Formation_in_the_Reionization-era_Ultra-faint_Dwarf_Galaxy_Eridanus_II |
| Authors |
Nathan_R._Sandford,_David_H._Weinberg,_Daniel_R._Weisz,_Sal_Wanying_Fu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.17045 |
低質量($M_*\sim10^5$M$_\odot$)局所群超微光矮小銀河(UFD)エリダヌスII(EriII)階層的なベイジアンフレームワークを使用して、1ゾーンの化学進化モデルをEriIIのCaHKベースの測光金属量分布関数(MDF;[Fe/H])そして、エリIIの進化は、短い、指数関数的に減少する星形成の歴史($\tau_\text{SFH}=0.39\pm_{0.13}^{0.18}$Gyr)、低い星形成効率($\tau_\text{SFE}=27.56\pm_{12.92}^{25.14}$Gyr)、および大きな質量負荷係数($\eta=194.53\pm_{42.67}^{33.37}$)。私たちの結果は、エリIIが再電離の終了前に星の大部分を形成したことと一致しています。大きな質量負荷係数は、エリIIの強い流出と一致しており、運動量駆動銀河風の理論的予測とよく一致しています。また、エリIIで生産された金属の$>$90%が放出されます。我々は、エリIIにおける[Mg/Fe]-[Fe/H]の分布と超金属欠乏星の分布を予測し、どちらも将来の化学存在量測定によってテストすることができます。エリII($\text{[Fe/H]}>-2$)で最も高い金属量の星の分光学的追跡により、モデルの制約が大幅に改善されます。私たちの新しいフレームワークは、ローカルグループ全体のすべてのUFDに簡単に適用でき、再電離時代の最も暗い銀河の進化を支配する基礎となる物理学に新しい洞察を提供します.
天の川のような円盤における星形成速度の進化と金属量の変化に対する周回衛星の影響
| Title |
Impact_of_orbiting_satellites_on_star_formation_rate_evolution_and_metallicity_variations_in_Milky_Way-like_discs |
| Authors |
Bhargav_Annem_and_Sergey_Khoperskov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.17054 |
現在、MWでは少なくとも1つの大規模な合併が行われています。いて座矮小球状銀河は、MWの周りを周回している間に潮汐破壊されており、その近くの通路がMWディスクを外部から摂動させています。この作業では、一連の流体力学的シミュレーションを使用して、準極Sgrのような軌道上の巨大な矮小銀河が、MWのような円盤内の星形成活動にどのように影響するかを調査します。まず、周回衛星との相互作用がホスト銀河の星形成率を高めることを確認します。しかし、大規模な(>2\times10^{10}\Msun)ガスの少ない衛星が非常に接近(<20kpc)したときに、顕著な短時間規模のバーストが検出されます。ガスが豊富な衛星の場合、より長い時間スケールで星形成の大幅な増加が見られますが、ホストの星形成の歴史に顕著なピークは検出されません。これは、衛星から剥ぎ取られたガスの安定した降着によって説明できます。これは、ホストの星形成率の短期的な変動を滑らかにします。衛星摂動の影響、特にその最初の遭遇が、主にホストの外側~(>10kpc)ディスクで見られることが重要です。また、衛星が近くを通過すると、ホスト内にかなりの量の低金属量の星が形成されることもわかりました。その効果は、衛星からのガスの流入の場合に最も顕著であり、その結果、星の平均金属量が希釈されます。巨大な衛星が最初にペリセントリックを通過した直後。私たちのシミュレーションは、最近のいて座銀河の通過と、太陽系近傍での星形成の爆発との間の因果関係を支持しています~(約1Gyrと約2Gyr前);ただし、SFバーストの最初の降下時(約6Gyr)を再現するには、Sgr前駆体のその後の実質的な質量損失を伴う、非常に近い近心通過(<20kpc)が必要です。
円盤銀河におけるバー形成のメカニズム：アプシダル歳差運動の同期
銀河の理想化された無衝突Nbodyシミュレーションの結果を使用して、孤立した、潮汐的に相互作用する円盤銀河におけるバー形成のメカニズムについて説明します。メカニズムをよりよく理解するために、個々の星の軌道離心率(e)、アポセンター通過のエポック(t_a)、t_aでの方位角(varphi_a)、歳差運動率(Omega_pre)、および相対的に表される棒の強さを調べます。m=2フーリエ振幅(A_2)とバーパターン速度(Omega_bar)。主な結果は以下のとおりです。孤立した円盤銀河で最初に異なるvarphi_aとOmega_preを持つ星のかなりの部分は、いくつかの動的時間スケール内で同様の値を持つことができます。このvarphi_aとOmega_preの同期は、本研究ではアプシダル歳差同期(「APS」)と呼ばれ、重力の接線成分の強度が高まることによって引き起こされます。弱いシードバー(A_2<0.1)は、ディスクのローカル領域で最初にAPSを介して形成され、次にバーはAPSにより成長します。バーの成長段階(0.1<A_2<0.4)では、APSはバーからのより強い接線力により効率的に進行し、バーの強度をさらに高めることができます。APSにおけるこの正のフィードバックループは、孤立した恒星円盤におけるバー成長の重要な物理的メカニズムです。ディスク質量分率が低いディスクや$Q$パラメータが高いディスクでは、APSの効率が大幅に低下するため、バーの形成が大幅に抑制される可能性があります。APSは、自発的なバー形成と比較して、潮汐バーの形成における強い潮汐摂動により、より迅速かつ効率的に進行します。
NGC5128 のハローにおける 2 つのフィールドの星形成の歴史
| Title |
Star_Formation_History_of_Two_Fields_in_the_Halo_of_NGC5128 |
| Authors |
Sima_T._Aghdam,_Atefeh_Javadi,_Seyedazim_Hashemi,_Jacco_Th._van_Loon,_Habib_Khosroshahi,_Roya_H._Golshan,_Elham_Saremi,_and_Maryam_Saberi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.17165 |
NGC5128銀河は、3.8Mpcのケンタウルス座銀河群にある巨大な楕円銀河です。私たちは、銀河の2つの異なるフィールドの星形成史(SFH)を研究することを目指しています。北東のフィールド(フィールド1)は18.8kpcの距離にあり、南のフィールド(フィールド2)は9.9kpcにあります。長周期変光星(LPV)星と漸近巨星分枝(AGB)星の識別に基づく測光法を使用します。これらは、その光度と変動性による星形成と銀河進化の強力なトレーサーであるためです。フィールド1で395のLPV、フィールド2で671のLPVが特定されています。これら2つのフィールドは類似したSFHを示しますが、フィールド2のSFレートはより強化されています。銀河にはt$\sim$800Myr前、t$\sim$3.2Gyr前、t$\sim$10Gyr前の3つの主要な星形成エピソードがあることがわかりました。ここで、tはルックバック時間です。$\sim$800マイル前の星形成率は、銀河がその頃に合併を経験したことを示唆する以前の研究と一致しています。さらに、NGC5128は最近の歴史の中で星形成率の低下を経験しており、これはこの銀河でのジェット誘導星形成とAGN活動の複数の爆発、および約4億年前の小さな合体によって引き起こされた可能性があります。
グループとクラスターの銀河集団: $M_\ast\sim 10^{9.5}M_\odot$ で特徴的な恒星質量スケールの証拠
| Title |
Galaxy_populations_in_groups_and_clusters:_evidence_for_a_characteristic_stellar_mass_scale_at_$M_\ast\sim_10^{9.5}M_\odot$ |
| Authors |
Jiacheng_Meng,_Cheng_Li,_Houjun_Mo,_Yangyao_Chen,_Zhen_Jiang,_Lizhi_Xie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.17186 |
DESIレガシーイメージング調査とSDSS銀河群の最新のデータリリース(DR9)を使用して、ハロー質量$M_{\rmh}\ge10^{12}M_{を持つグループの条件付き光度関数(CLF)を測定します。\odot}$と赤方偏移$0.01\lez\le0.08$、$M_{\rmr}=-10\sim-12$の制限$r$バンドの大きさまで。特定のハロー質量について、衛星の全人口のCLFと、$(g-z)$色を使用して分類された赤と青の人口のCLFを測定します。赤い衛星のCLFに明確なかすかな終わりの上昇が見られ、勾配$\alpha\approx-1.8$があり、これはハローの質量とはほとんど無関係です。このかすかな終わりの上昇は、青い衛星と総人口では見られません。私たちの恒星集団合成モデリングは、$(g-z)$色がきれいな赤/青分割を提供し、$(g-z)$によって定義される赤い集団の銀河群はすべて古い恒星集団によって支配されていることを示しています。銀河の光度の関数としての古い銀河の割合は、星の質量$M_\ast\sim10^{9.5}M_\odot$に対応する光度$M_{\rmr}\sim-18$で最小値を示します。この質量スケールはハロー質量とは無関係であり、銀河が表面の明るさとサイズの二分法を示す特徴的な光度に匹敵します。これは、古い部分と銀河構造の二分法が共通の起源を持つ可能性があることを示唆しています。ここで見つかった天の川(MW)サイズのハローの暗い端での古い部分の上昇は、MW/M31システムとELVES調査の両方で測定された消光部分とよく一致しています。低質量銀河の形成と進化、および高赤方偏移で観察される低質量銀河の星の質量関数について、我々の結果の意味を議論します。
銀河中心フィラメントの超新星残骸の起源
円盤への接続の明確な証拠なしに、銀河平面を垂直に貫通する多数の銀河中心フィラメント(GCF)を生成するメカニズムは謎のままです。ここでは、GCFが、中心分子帯(CMZ)の星形成リングで$\sim2\timesのSNレートで爆発した数百の超新星(SNe)によって駆動される超新星残骸(rSNR)の遺物によって説明されることを示します。10^{-4}$y$^{-1}$過去$\sim0.5$My.rSNRの進化は、集束効果によって銀河の回転軸の周りに収束することが示されている高速モードの磁気流体力学(MHD)波の伝播によってシミュレートされます。空への円筒形の波面の接線投影は、垂直フィラメントを構成します。SNRモデルは、形態だけでなく、非熱電波スペクトル、SNRの$\Sigma-D$関係と一致する分布領域にわたる平滑化された輝度、およびGC内の高温プラズマの加熱メカニズムも説明します。また、銀河の中心領域における星形成活動の研究に対するこのモデルの意味についても議論します。
サブミリメートル銀河の倍率バイアスを使用して導出された準恒星オブジェクトと銀河の質量密度プロファイル
| Title |
Quasi-stellar_objects_and_galaxy_mass_density_profiles_derived_using_the_submillimetre_galaxies_magnification_bias |
| Authors |
D._Crespo,_J._Gonz\'alez-Nuevo,_L._Bonavera,_M._M._Cueli,_J._M._Casas_and_E._Goitia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.17318 |
この作業では、準恒星オブジェクト(QSO)と銀河の2つの異なる前景サンプルを使用して、SMGの倍率バイアスを利用したいと考えています。私たちの目的は、それらの質量密度プロファイルを調査および比較し、それらの質量と濃度を推定することです。バックグラウンドSMGサンプルは、\textit{Herschel}によって1.2<z<4.0で観測されたオブジェクトで構成されています。前景のサンプルは、分光赤方偏移が0.2～1.0のQSOと大質量銀河です。相互相関測定値は、分析された2つのケースのSMG-QSOとSMG-銀河のペアをそれぞれ積み重ねることにより、Davis-Peebles推定量で推定されます。このアプローチにより、$\sim2$から$\sim250$arcsecまでの質量密度プロファイルを調べることができます。さらに、分析は、相互相関測定値に適合するために、最も一般的な理論上の質量密度プロファイルの2つを組み合わせることによって実行されます。各領域の独立した質量密度プロファイルを使用して、使用可能な角度スケールを内側と外側の部分に分割した後、測定値が正しく適合されます。QSOの質量と濃度は$\log_{10}(M/M_{\odot})=13.51\pm0.04;です。C=6.85\pm0.34$内側部分と$\log_{10}(M/M_{\odot})=13.44\pm0.17;C=0.36\pm0.18$外側部品の場合。銀河のサンプルは$\log_{10}(M/M_{\odot})=13.32\pm0.08;です。C=8.23\pm0.77$および$\log_{10}(M/M_{\odot})=12.78\pm0.21;C=1.21\pm1.01$内側部分と外側部分でそれぞれ。両方のサンプルで、内側部分は質量密度プロファイルが過剰であり、外側部分に対してはるかに高い濃度を持っています。銀河団の結果と一致して、両方のサンプルで中心質量の同様の値が得られます。ただし、外側領域の推定質量と内側領域の濃度は両方ともレンズサンプルによって異なります。これは、銀河相互作用の確率および/またはさまざまな進化段階に関連している可能性があります。
ストリーム フェッド ディスク銀河における宇宙線駆動アウトフローの位相構造
| Title |
The_phase_structure_of_cosmic_ray_driven_outflows_in_stream_fed_disc_galaxies |
| Authors |
Nicolas_Peschken,_Micha{\l}_Hanasz,_Thorsten_Naab,_Dominik_W\'olta\'nski,_Artur_Gawryszczak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.17328 |
ストリーム内のガスの供給は、銀河の重要な成長メカニズムであると予測されています。理想化された設定を使用して、$\simを使用して、円盤銀河の星形成と流出に対するストリームフィーディング(10$^7$M$_{\odot}$Myr$^{-1}$レート)の影響を調べます。$10$^{11}$M$_{\odot}$バリオン質量。磁気流体力学シミュレーションはPIERNIKコードで実行され、星形成、超新星からのフィードバック、宇宙線の移流と拡散が含まれます。ストリームの降着が銀河の星形成を促進することがわかりました。角運動量の流れが小さいほど、円盤はよりコンパクトになり、星形成率が高くなり、流出が強くなります。以前の研究と一致して、宇宙線を含むモデルは、銀河のハローにはるかに遠くまで移動するより強力な流出を開始します。宇宙線による流出は、超新星のみによる流出よりも低温です。宇宙線により、星形成が抑制され、熱圧が低下します。2つの異なる流出フェーズの証拠を見つけます。暖かい流出は高い角運動量を持ち、銀河円盤の近くにとどまりますが、熱い流出フェーズは角運動量が低く、中心からハローの奥深くに逃げます。したがって、宇宙線は、円盤から低角運動量、おそらく金属に富んだガスを取り除き、それを銀河系の媒質に注入することによって、銀河の進化に強い影響を与えることができます。
COSMOS2020: COSMOS における High-z プロトクラスター候補の同定
| Title |
COSMOS2020:_Identification_of_High-z_Protocluster_Candidates_in_COSMOS |
| Authors |
Malte_Brinch,_Thomas_R._Greve,_John_R._Weaver,_Gabriel_Brammer,_Olivier_Ilbert,_Marko_Shuntov,_Shuowen_Jin,_Daizhong_Liu,_Clara_Gim\'enez-Arteaga,_Caitlin_M._Casey,_Iary_Davidson,_Seiji_Fujimoto,_Anton_M._Koekemoer,_Vasily_Kokorev,_Georgios_Magdis,_H._J._McCracken,_Conor_J._R._McPartland,_Bahram_Mobasher,_David_B._Sanders,_Sune_Toft,_Francesco_Valentino,_Giovanni_Zamorani,_Jorge_Zavala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.17334 |
最近リリースされたCOSMOS2020ソースカタログを使用して、COSMOSフィールドの$z\geq6$でプロトクラスター候補の体系的な検索を行います。いくつかの選択基準を使用して銀河を選択し、特定の赤方偏移ビン内にある可能性が高い銀河のサンプルを取得します。次に、重み付き適応カーネル推定器と重み付きボロノイテッセレーション推定器の2つの密度推定器を使用して、過密度分析をビンに適用します。赤方偏移の範囲$6\lez\le7.7$にわたって、15個の重要な($>4\sigma$)候補銀河の過密度が見つかりました。銀河の大部分は、それぞれの時代で銀河の主系列にあるように見えます。複数の恒星質量からハロー質量への変換方法を使用して、$\sim10^{11-13}\,M_{\rm\odot}$の範囲の過密度に対する暗黒物質のハロー質量推定値の範囲を取得します。、過密度のそれぞれの赤方偏移で。プロトクラスター候補に関連するハローの数と質量は、標準的な$\Lambda$CDM宇宙論におけるCOSMOSのような調査の領域から予想されるものと一致しています。シミュレーションとの比較により、$z\simeq6$でのすべての過密度は、現時点で乙女座/昏睡状態のようなクラスターに進化すると予想されます(つまり、質量$\sim10^{14}-10^{15}\,M_{\rm\odot}$)。狭帯域選択法によって$z\geq6$で特定された他の過密度と比較すると、提示された過密度は、星の質量と星形成率が$\sim10\times$高いように見えます。赤方偏移範囲$6\lez\le7.7$にわたる原始銀河団候補の総星形成率と星質量含有量の進化を比較し、シミュレーションからの総平均星形成率との一致を見つけました。
$\gamma$ 線の明るいブレーザーのサンプルにおける多波長周期性探索
| Title |
Multiwavelength_periodicity_search_in_a_sample_of_$\gamma$-ray_bright_blazars |
| Authors |
J._Otero-Santos,_P._Pe\~nil,_J._A._Acosta-Pulido,_J._Becerra_Gonz\'alez,_C._M._Raiteri,_M._I._Carnerero_and_M._Villata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16327 |
多波長コンテキスト内の$\gamma$線ブレーザーのサンプルにおける長期周期性検索の結果を提示します。これらのブレーザーは、2008年から2018年までの光学モニタリングプログラムの一環として、スチュワード天文台のサンプルから選択されました。我々は、信頼できる観測を実行するのに十分な大きさ($>9$年)の光学総放射と偏光放射の時間的範囲を持つ15のソースを研究します。長期周期分析。複数の観測所からデータを収集してカバー範囲を広げ、より長い期間の検索を可能にします。さらに、$\textit{Fermi}$大面積望遠鏡からの高エネルギー($E>100$MeV)$\gamma$線バンドのデータも収集されています。オーエンズバレー電波天文台からの15GHz無線帯域内。準周期的放出をホストする5つの有望な候補、AO0235+164、PKS1222+216、Mrk501、BLLacertae、および1ES2344+514を特定し、1つまたは複数のバンドの周期と統計的有意性$\sim$3$\sigma$試行係数修正後。AO0235+164は、Rバンドで$\sim$8.2年の期間を示しています。PKS1222+216は、合計$\sim$1.6年の偏光発光に準周期変調を持っています。Mrk501は、光と電波の波長で$\sim$5年の準周期性を示しています。げっ歯類BLは、偏光放射で$\sim$1.8年の期間を示します。そして1ES2344+514は、その光Rバンドで$\sim$5.5年の期間のヒントを示しています。これらの結果を、最も一般的なモデルとシナリオ、つまり連星超大質量ブラックホールシステムの存在の枠組みで解釈します。またはヘリカルジェットや歳差運動ジェットなどの幾何学的効果。
光/$\gamma$ 線ブレザー フレア相関: ASAS-SN とフェルミ光度曲線を使用した高エネルギー放出プロセスの理解
| Title |
Optical/$\gamma$-ray_blazar_flare_correlations:_understanding_the_high-energy_emission_process_using_ASAS-SN_and_Fermi_light_curves |
| Authors |
T._de_Jaeger,_B._J._Shappee,_C._S._Kochanek,_J._T._Hinkle,_S._Garrappa,_I._Liodakis,_A._Franckowiak,_K._Z._Stanek,_J._F._Beacom,_J._L._Prieto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16329 |
光学式超新星全天自動調査(ASAS-SN)と$\gamma$-ray\textit{Fermi}-LAT望遠鏡からのブレーザー光度曲線を使用して、両方のバンド間の最も広範な統計的相関研究を実行しました。1,180ブレザーのサンプル。これは、他の最近の研究よりもほぼ一桁大きい。ブレザーは、\textit{Fermi}-LATによって検出されたAGNの98\%以上を表し、銀河系外空で最も明るい$\gamma$線源です。それらは、中心ブラックホールからの天体物理ジェットの物理的性質を研究するために不可欠です。しかし、その$\gamma$線フレアのメカニズムは完全には理解されていません。多波長相関は、ブレーザーの変動性と放出源領域の支配的なメカニズムを制約するのに役立ちます。この目的のために、光学バンドと$\gamma$線バンドの間の時間的関係を検索します。ベイジアンブロック分解を使用して、1414個の光学フレアと510個の$\gamma$線フレアを検出し、両方のバンド間に強い相関関係があることを発見しました。すべてのフレアの中で、133のブレーザーから321の相関するフレアが見つかり、フラットスペクトルの電波クエーサー間で違いがなく、わずか1.1$_{-8.5}^{+7.1}$日の平均静止フレーム時間遅延が導き出されました。、BLLacertaeのようなオブジェクト、または低、中、高シンクロトロンピークブレーザークラス。私たちの時間遅延制限は、孤立していないフレアのドライバーとしてレプトンの単一ゾーンモデルをサポートしています。私たちの探索を明確な光度曲線に限定し、976個の可能性があるが不明な「オーファン」フレアを除去すると、191(13\%)と115(22\%)の明確な「オーファン」光学および$\gamma$-光線フレア。両方のバンドに「孤立した」フレアが存在することは、標準的な1ゾーンブレーザーフレアレプトンモデルに挑戦し、複数ゾーンのシンクロトロンサイトまたは一部のブレーザーのハドロンモデルを示唆しています。
NGC 4472 の球状星団超高輝度 X 線源の光学的および X 線追跡
| Title |
Optical_and_X-ray_Follow-Up_to_a_Globular_Cluster_Ultraluminous_X-ray_Source_in_NGC_4472 |
| Authors |
Wasundara_R._Athukoralalage,_Kristen_C._Dage,_Stephen_E._Zepf,_Arash_Bahramian,_Edward_M._Cackett,_Arunav_Kundu,_Thomas_J._Maccarone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16331 |
NGC4472には、球状星団にホストされた5つの超高輝度X線源があります。これらのソースは銀河系外球状星団の良いブラックホール候補として示唆されてきた$-$ブラックホール連星合体の前駆体に関する観測情報を提供する可能性がある非常に人気のある集団です。この一連の作業では、これらのソースの1つであるCXOUJ1229410+075744(GCU1)までのX線および光学追跡を提示します。[OIII]発光の証拠はGCU1には見られません。これは、銀河系外GCの少数のULXで見られるものとは異なり、スーパーエディントンアウトフローの重要な証拠がないことを示しています。2019年から2021年までのX線モニタリングでは、数$\times$$10^{38}$erg/sを超えるX線放出は検出されませんでした。円盤が優勢で、エディントン銀河のブラックホールに近い低質量X線連星(GRS1915+105およびXTEJ1817-330)との多波長特性の比較は、GCU1がXに関してGRS1915+105と同様の挙動を示す可能性があることを示唆しています$L_X$と$kT$の間の線の変動性と同様の関係。GCU1は1桁高い最大X線光度を示しています。
TPHO: AGN 流出の時間依存光イオン化モデル
| Title |
TPHO:_a_time-dependent_photoionisation_model_for_AGN_outflows |
| Authors |
Daniele_Rogantini_(MIT),_Missagh_Mehdipour_(STScI),_Jelle_Kaastra_(SRON),_Elisa_Costantini_(SRON),_Anna_Jur\'a\v{n}ov\'a_(SRON),_Erin_Kara_(MIT) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16338 |
活動銀河核(AGN)の流出は、大規模なAGNフィードバックを駆動する有望な候補と見なされます。ただし、これらの流出の密度に関する情報がなければ、それらが周囲の媒体にどの程度の運動力を与えているかを判断することはできません.イオン化連続体の変化に対する吸収流出のイオン化状態の応答を監視することで、電子密度の関数である流出の再結合時間スケールが得られます。新しい自己無撞着な時間依存光イオン化モデルTPHOを開発し、時間分解X線分光法によるプラズマ密度の測定を可能にしました。このアルゴリズムは、全時間依存のエネルギーとイオン化バランス方程式を、すべてのイオン種について首尾一貫した方法で解きます。したがって、モデルは、AGNの電離放射線の変化に対応する電離流出の時間依存吸収スペクトルを再現できます。イオン化されたガスが非平衡状態にある場合、その透過スペクトルは標準的な光イオン化モデルでは正確に再現されないことがわかります。現在のX線格子観測によるシミュレーションは、複数成分の温暖吸収体として識別されたスペクトルの特徴が、実際には時間変化する温暖吸収体の特徴であり、特徴的な成分ではないことを示しています。TPHOモデルは、可変イオン源の存在下で正確な光イオン化モデリングを容易にし、密度に制約を与え、AGN流出の位置を決定します。これら2つのパラメーターを確認すると、AGNフィードバックにおけるイオン化された流出の役割と影響に関する重要な洞察が得られます。
G118.4+37.0 の Fermi-LAT 検出: カルベラ パルサーの周囲に見られる銀河ハローの超新星残骸
| Title |
Fermi-LAT_detection_of_G118.4+37.0:_a_supernova_remnant_in_the_Galactic_halo_seen_around_the_Calvera_pulsar |
| Authors |
Miguel_Araya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16340 |
直径約1度の低い表面輝度の非熱電波リングの発見が、銀河系の高緯度にあるカルベラパルサーの空の位置の周りで最近報告されました。電波特性は、新しい超新星残骸(SNR)、G118.4+37.0である可能性が高いことを示しています。フェルミ衛星に搭載されたガンマ線大面積望遠鏡によるこの領域のほぼ14年間の観測の分析を報告します。相対論的粒子の存在を確認する、電波源のサイズと位置と一致する拡張GeV放射を検出します。高エネルギー放出のスペクトルは、電波放出を生成する同じ相対論的粒子の起源と完全に互換性があります。これらの特徴と、他の孤立したSNRとの類似性により、このソースが超新星の残骸であることが確立されます。SNRによって生成される電子からのレプトン放出に起因する、電波からGeVエネルギーへの非熱放出の単純なモデルが提示されます。G118.4+37.0およびその他の同様の孤立した残骸は、レプトン起源のハードGeV放射を示す低密度環境で進化する電波暗SNR集団の一部である可能性があります。将来の電波とガンマ線のより深い調査により、このグループの新しいメンバーが発見される可能性があります。
パルサーとトランジェントの GMRT 高解像度南天サーベイ $-$ IV: FFA 検索による 4 つの新しいパルサーの発見
| Title |
The_GMRT_High_Resolution_Southern_Sky_Survey_for_pulsars_and_transients_$-$_IV:_Discovery_of_4_new_pulsars_with_an_FFA_search |
| Authors |
Shubham_Singh,_Jayanta_Roy,_Bhaswati_Bhattacharyya,_Ujjwal_Panda,_Benjamin_W._Stappers,_Maura_A._McLaughlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16650 |
高速フーリエ変換(FFT)ベースの周期性検索方法は、ミリ秒およびバイナリパルサーを検索する効率的な方法を提供しますが、長周期で短いデューティサイクルのパルサーを検索する際に大幅な感度低下に遭遇します。高速フォールディングアルゴリズム(FFA)検索と呼ばれるFFTベースの検索方法の代替手段は、長い周期と短いデューティサイクルの信号を検索するための優れた感度を提供します。GMRTHighResolutionSouthernSky(GHRSS)サーベイでは、FFAベースのパイプラインを使用して、100msから100sの周期範囲で孤立したパルサーを検索しています。銀河面から離れた2800度$^2$の空の範囲を処理し、6つの新しいパルサーを発見しました。ここでは、FFA検索パイプラインを使用して、これらのパルサーのうち4つを発見したことを報告します。これには、$\sim90\%$という極端なゼロ化率でゼロ化動作を示す、狭いデューティサイクルのパルサー、J1936$-$30が含まれます。FFA検索からのGHRSS発見のうちの2つは、既存の人口の限界を超えた狭いデューティサイクル範囲にあります。GHRSSサーベイやその他のパルサーサーベイにおけるFFAサーチの実装は、長周期および短デューティサイクルのパルサーの失われた人口を回復することが期待されています。
銀河団外縁部の降着衝撃における宇宙線加速と非熱放射
| Title |
Cosmic_Ray_Acceleration_and_Nonthermal_Radiation_at_Accretion_Shocks_in_the_Outer_Regions_of_Galaxy_Clusters |
| Authors |
Ji-Hoon_Ha,_Dongsu_Ryu,_and_Hyesung_Kang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16817 |
宇宙論モデルは、宇宙ウェブのフィラメントと空隙からの超音速ガスの落下により、銀河団の外側領域で外部降着衝撃が形成されると予測しています。それらは、高い音速マッハ数とアルフエニックマッハ数、$M_s\sim10-10^2$と$M_A\sim10^2-10^3$によって特徴付けられ、$\beta\equivP_g/の弱磁化プラズマに伝播します。P_B\gtrsim10^2$.強い降着衝撃は宇宙線(CR)の効率的な加速器であると予想されますが、クラスター周辺の衝撃加速CRの非熱的特徴は確認されておらず、そのような衝撃での詳細な加速物理学はまだ理解されていません。この研究では、最初に、二次元の粒子内粒子シミュレーションを通じて、強い高$\beta$衝撃で、衝撃遷移領域のイオン-ワイベル不安定性のために、電子が確率的フェルミ加速を介して事前に励起される可能性があることを確立します。おそらく、拡散衝撃加速への注入が続きます。したがって、従来の熱漏れ注入から導出されたモデルを、降着衝撃での電子とイオンの加速にも使用できることを提案します。これらの解析モデルを構造形成シミュレーションで特定された数値衝撃帯に適用して、CR電子によるシンクロトロンや逆コンプトン(IC)放出、$\pi^0$崩壊$\gamma$線などの非熱放射を推定します。CR陽子による、シミュレートされたクラスターの周り。注入パラメーター$Q\approx3.5-3.8$を使用したモデルは、合成シンクロトロンマップを予測します。これは、コマ星団の最近の電波観測と一致しているようです。しかし、降着衝撃からの非熱ICX線と$\gamma$線の検出は非常に困難です。提案された分析モデルは、宇宙論的衝撃におけるCR生成の一般的なレシピとして採用される可能性があることを提案します。
t90-硬度比平面におけるガンマ線バーストの分布とその分類の再検討
| Title |
Distribution_of_gamma-ray_bursts_on_the_t90-hardness_ratio_plane_and_their_classification_revisited |
| Authors |
Liang_Zhang,_Juan-Juan_Luo,_Yong-Feng_Huang,_Yu-Jun_Gong_and_Sheng_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16864 |
4つの混合二変量分布(正規分布、スキュー正規分布、スチューデント分布、スキュースチューデント分布)とブートストラップリサンプリング分析を使用して、CGRO/BATSE、Swift/BAT、およびFermi/GBMガンマ線バーストのサンプルを分析します。t90-硬度比平面の詳細。ベイズ情報量基準は、各サンプルの適合度を総合的に判断するために使用されます。3つのサンプルすべてが対称(正規またはスチューデント)分布を示していることがわかります。ガンマ線バーストの3つのクラスの存在が3つのサンプルによって優先されることもわかりますが、この優先度の強さはサンプルサイズによって異なります。データセットのサンプルサイズが大きいほど、3つのクラスの優先度は高くなります。スキームは弱くなります。したがって、中間クラスの出現はサンプルサイズが小さいことが原因である可能性があり、2つのクラスのガンマ線バーストしか存在しない可能性はまだ排除できていません。さらなるブートストラップリサンプリング分析でも、この結果が確認されます。
シンクロトロン ファイアホースの不安定性
線形理論とセル内粒子(PIC)シミュレーションを使用して、シンクロトロン冷却無衝突プラズマが圧力異方性を獲得し、プラズマベータが十分に高い場合、シンクロトロンと名付けたプロセスでファイアホース不安定性に対して不安定になることを実証します。ファイアホース不安定性(SFHI)。SFHIは、放射する相対論的電子(および/または陽電子)の圧力異方性からの自由エネルギーを小振幅の運動スケールの磁場変動に導きます。限界不安定状態。PICシミュレーションは、安定した冷却の期間が散在する消防ホースバーストの非線形周期的進化を明らかにします。電子陽電子プラズマと電子イオンプラズマのSFHIを比較します。成長する電子ファイアホース磁場変動の副産物として、磁化されたイオンは、電子の圧力異方性と反対の圧力異方性を獲得します。これらのイオンが相対論的に熱い場合、電子との衝突のない熱結合により冷却も経験することがわかります。これは、二次イオンサイクロトロン不安定性によって媒介されると主張します。SFHIは、低ピッチ角から高ピッチ角へのエネルギー電子の再分布が放射の一時的なバーストを引き起こす可能性がある、ブラックホールの降着流や相対論的ジェットからの噴出物内など、多くの天体物理学的シナリオで活性化される可能性があることを示唆しています。
VLBI で撮影されたサーキヌス銀河の明るい超新星 1996cr: 複雑な進化を伴うシェル構造
| Title |
The_Bright_Supernova_1996cr_in_the_Circinus_Galaxy_Imaged_with_VLBI:_Shell_Structure_with_Complex_Evolution |
| Authors |
Michael_F._Bietenholz,_Norbert_Bartel,_Vikram_V._Dwarkadas,_Leon_Mtshweni,_Carlos_Orquera-Rojas,_Simon_Ellingsen,_Shinji_Horiuchi,_and_Anastasios_Tzioumis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16895 |
MeerKAT、ATCA、およびALMAで作成された超新星(SN)1996crの広帯域電波束密度測定値と、オーストラリアのロングベースラインアレイを使用した超長基線干渉法(VLBI)観測から作成された画像を提示します。2020年のSN1996crのスペクトルエネルギー分布(年齢$t\sim$8700d)はべき法則であり、磁束密度$S\propto\nu^{-0.588\pm0.011}$は1～34GHzです。、しかし$>35$GHzでスティープになる可能性があります。$t=5370$d(2010)以降、スペクトルは平坦化しています。また、$t=5370$d以降、磁束密度は$S_{\rm9GHz}\proptot^{-2.9}$で急速に低下しています。$t=8859$dでのVLBI画像は、ほぼ円形の構造を示しており、中央の最小値は、光学的に薄い球形の発光シェルを連想させます。距離が3.7Mpcの場合、そのときの電波放射の平均外半径は$(5.1\pm0.3)\times10^{17}$cmであり、SN1996crは$4650\pm1060の速度で膨張しています。$t=4307$と8859$の間の$kms$^{-1}$d.$t=4307$d.画像の円形シェル構造からの逸脱は、最大$\sim$7000kms$^{-1}$までの範囲の速度を示唆しており、完全ではなくリングまたは赤道ベルトのような構造が存在することを示唆しています。球殻。
中性子星合体におけるパルサーの復活：合体前のコヒーレント電波放射の発見に向けたマルチメッセンジャーの展望
| Title |
Pulsar_revival_in_neutron_star_mergers:_multi-messenger_prospects_for_the_discovery_of_pre-merger_coherent_radio_emission |
| Authors |
A._J._Cooper,_O._Gupta,_Z._Wadiasingh,_R._A._M._J._Wijers,_O._M._Boersma,_I._Andreoni,_A._Rowlinson_and_K._Gourdji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.17205 |
コンパクト天体間の磁気圏相互作用に起因する中性子星の合体による合体前のコヒーレント電波放射を調査します。考えられる2つの放射メカニズムを考察し、1つの中性子星が表面磁場$B_{\rms}\ge10^{12}$Gを持っている場合、特徴的な時間形態と傾斜角依存性を持つコヒーレントなミリ秒電波バーストが観測可能であることを示します。次世代無線設備でGpc距離まで。高速電波バースト調査、ガンマ線バーストと重力波イベントのトリガー観測、高速電波バーストの光学/電波追跡など、電波バーストのNS結合起源を特定するマルチメッセンジャーおよびマルチ波長方法を調査します。キロノバと電波残光放射を求めて電波バースト。現在および将来の観測施設に関する調査結果を提示し、モデルを検証または制約するための推奨事項を作成します。
暗黒物質(DM)のとらえどころのない性質は、解決にはほど遠い謎のままです。標準モデル粒子との微弱なDM相互作用の痕跡を探すために多大な努力が払われています。この作業では、超新星ニュートリノとの相互作用によってブーストされたアクシオンDMの特徴を探ります:ニュートリノブーストアクシオンDM($\nu$BADM)。$\nu$BADMが銀河磁場で光子に変換され、特異なガンマ線フラックスを生成することに焦点を当てています。この信号は、次世代のガンマ線ミッションによって調査される、十分に調査されていないMeVエネルギー範囲に含まれます。ここでもまた、天体物理学の調査は基礎物理学のプローブとして機能し、DMの性質と特性を明らかにする可能性があります。
NICER精密質量半径測定に照らしたボソン暗黒物質
中性子星内部組成探査機(NICER)の最新の質量半径測定に照らして、中性子星(NS)内の自己相互作用ボソン暗黒物質(DM)の存在を調査します。ボソンDMは、質量が大きく、分率が低く、自己結合定数が低いDM粒子のコアとして、または質量が小さく、分率が高く、自己結合定数が高い粒子のハローとしてNSに分布し、DM混合NSの形成につながります。.DMモデルのパラメーターと分数による、混合オブジェクトの可視半径と暗い半径の進化に焦点を当てます。DMコアの形成により可視半径と総質量が減少し、それらが観測限界を下回ることが示されていますが、ハロー形成は最新の質量半径の制約を支持しています。$1.4M_{\odot}$NSの半径とNICERおよびLIGO/Virgo観測からの最大質量にジョイント制約を適用して、ボソンDMモデルのパラメーター空間をスキャンして、許容領域を取得します。最大質量制限は、半径のものと比較してより厳しい制約を提供することが判明しました。私たちの調査により、サブGeVボソンのDM画分の大部分を除外することができ、強い結合状態$\lambda=\での質量範囲全体で、蓄積されたDMの量を$\sim4\%$未満に制限することができます。円周率。この論文では、DM混合NSに対応するパルスプロファイルの主な特徴を紹介し、DMモデルの独立したプローブとして、光の曲げに対するDMハローの効果を広く検討しています。パルスプロファイルの最小フラックスの深さは、NSの周りに分布するDMの量とそのコンパクトさに大きく依存することがわかりました。コンパクトオブジェクトの特性の正確な測定による現在/将来の天体物理ミッションは、NS内のDMの存在の可能性をテストし、異なるシナリオ間の縮退を破ってエキゾチックな観測を解釈する可能性があります.
| Title |
The_effects_of_Time-Variable_Absorption_due_to_Gamma-Ray_Bursts_In_Active_Galactic_Nuclei_Accretion_Disks |
| Authors |
Michael_Ray,_Davide_Lazzati,_and_Rosalba_Perna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.17507 |
活動銀河核(AGN)降着円盤の密な環境では、長いガンマ線バーストと短いガンマ線バースト(GRB)の両方が発生すると予想されます。これらのバーストが存在するディスクを介して伝播すると、媒体が光イオン化され、時間に依存する不透明度が発生し、その結果、固有のスペクトル進化を伴う過渡現象が発生します。この論文では、金属とダストの進化を結合した見通し線放射伝達コードを使用して、長いGRBと短いGRBの両方の場合に発生する時間依存の吸収をシミュレートします。これらのシミュレーションを通じて、密集した環境がバーストに重要で時間的に変化する痕跡を残すパラメーター空間を調査します。私たちの数値的調査は、長いGRBの場合には$10^5$から$10^7$の太陽質量の間、および$10^4$から$10^7$の太陽質量の間の中央の超大質量ブラックホールの質量に対して、時間に依存するスペクトル進化が予想されることを明らかにしています。短いGRBの場合。私たちの調査結果は、中央の場所と組み合わされた独自のスペクトル進化を通じて、AGNディスク環境で爆発するバーストの識別につながる可能性があります。さらに、時間依存の進化の研究により、AGNとの同一性が確立されれば、円盤構造の研究が可能になります。最後に、私たちの調査結果は、GRBがAGN放出に寄与するかどうか、およびその種類についての洞察につながり、したがって、GRBがまだ説明されていないAGN時間変動の原因である可能性があるかどうかという質問に答えるのに役立ちます。
宇宙ベースの重力波検出における傾斜と長さの歪み結合の遠視野波面誤差の推定
| Title |
The_estimation_of_far-field_wavefront_error_of_tilt-to-length_distortion_coupling_in_space-based_gravitational_wave_detection |
| Authors |
Ya-Zheng_Tao,_Hong-Bo_Jin,_Yue-Liang_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16317 |
宇宙ベースの重力波検出では、歪んだビームの遠視野波面誤差の推定がノイズ低減の前提条件です。ゼルニケ多項式は、透過した歪んだビームの波面誤差を表すために使用されます。2つの望遠鏡の開口部間のレーザービームの伝搬は、数値的に計算されます。遠視野波面誤差は、歪んだガウスビームと歪みのない参照ガウスビームとの間のピークから谷までの位相偏差の絶対高さで推定されます。結果は、ポインティングジッタが波面エラーに強く関連していることを示しています。さらに、ジッターが100から10nradに10分の1に減少すると、波面誤差は1桁以上減少します。マルチパラメータ最小化の解析では、波面誤差の最小値は、いくつかのパラメータ範囲でZ[5,3]Zernikeになる傾向があります。一部のゼルニケは、受信ビームの波面誤差と強い相関があります。Z[5,3]Zernikeでアパーチャ径が大きくなると、波面誤差が単調ではなくなり、振動が発生します。それにもかかわらず、アームの長さが10$^{-1}$Mkmから10$^3$Mkmに増加しても、波面誤差はほぼ一定のままです。アーム長が10$^{-1}$Mkmから10$^{-4}$Mkmに3桁減少すると、波面誤差は1桁しか増加しません。10$^{-4}$Mkmから10$^3$Mkmの範囲では、Z[5,3]Zernikeおよび10nradジッタで、波面誤差の下限は0.5fmから0.015fmです。
21 cm 宇宙論のパワー スペクトル推定に対するビーム変動の影響 I: HERA の前景コンタミネーションのシミュレーション
| Title |
The_Impact_of_Beam_Variations_on_Power_Spectrum_Estimation_for_21-cm_Cosmology_I:_Simulations_of_Foreground_Contamination_for_HERA |
| Authors |
Honggeun_Kim,_Bang_D._Nhan,_Jacqueline_N._Hewitt,_Nicholas_S._Kern,_Joshua_S._Dillon,_Eloy_de_Lera_Acedo,_Scott_Dynes,_Nivedita_Mahesh,_Nicolas_Fagnoni,_David_R._DeBoer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16421 |
再電離の時代(EoR)からの宇宙信号を検出するには、前景放射から宇宙信号を分離するために高精度のキャリブレーションが必要です。無線干渉計では、アンテナ素子の乱れた一次ビームが正確なキャリブレーションを妨害する可能性があり、その結果、円筒状に平均化されたパワースペクトルの前景のない領域またはEoRウィンドウが汚染されます。HydrogenEpochofReionizationArray(HERA)では、14メートルのディッシュ上で、軸方向、横方向、傾斜運動などのフィード運動によって引き起こされる乱れた一次ビームをシミュレートし、特徴付けます。乱れたビームの影響を理解するために、可視性の測定値が2つの異なる前景コンポーネント、点光源と拡散光源でモデル化され、さまざまなフィードの動きが空の光源の種類ごとに異なる反応を示すことがわかりました。フィードモーションによる非冗長アンテナビームの存在下でのHERAの冗長ベースラインキャリブレーションは、ゲインソリューションに色誤差を導入し、EoRウィンドウへのフォアグラウンドパワーリークを生成します。垂直送り運動から観測された漏れは、主に天頂付近の点源から来ています。さらに、水平および傾斜フィードモーションから観測された漏れは、主に地平線近くの拡散成分から発生します。前景バイアスを最小限に抑えてEoR信号を確実に検出するには、クロマティックゲインエラーを軽減する必要があります。これについては、後続の論文で説明します。
宇宙からの超高エネルギー宇宙線を探索するためのTUSとMini-EUSOのトリガーロジックの説明と実行結果
| Title |
Description_and_performance_results_of_the_trigger_logic_of_TUS_and_Mini-EUSO_to_search_for_Ultra-High_Energy_Cosmic_Rays_from_space |
| Authors |
M._Bertaina,_D._Barghini,_M._Battisti,_A._Belov,_M._Bianciotto,_F._Bisconti,_C._Blaksley,_K._Bolmgren,_G._Cambie,_F._Capel,_M._Casolino,_T._Ebisuzaki,_F._Fenu,_M.A._Franceschi,_C._Fuglesang,_A._Golzio,_P._Gorodetzky,_F._Kajino,_P._Klimov,_M._Manfrin,_L._Marcelli,_W._Marszal,_M._Mignone,_H._Miyamoto,_T._Napolitano,_E._Parizot,_P._Picozza,_L.W._Piotrowski,_Z._Plebaniak,_G._Prevot,_E._Reali,_M._Ricci,_N._Sakaki,_S._Sharakin,_J._Szabelski,_Y._Takizawa,_M._Vrabel,_I._Yashin_and_M._Zotov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16641 |
共同実験ミッション-EUSO(JEM-EUSO)プログラムの極限宇宙宇宙観測所(Mini-EUSO)宇宙ベースプロジェクトの追跡紫外線セットアップ(TUS)および多波長イメージングの新しい機器のトリガーロジックがまとめられています。超高エネルギー宇宙線探索の実績を紹介する。
Starlink Generation 1衛星の視覚的な明るさの特徴
スターリンク衛星の3つの設計すべての視等級の大規模なデータセットが分析されます。オリジナル、VisorSat、およびPost-VisorSatモデルの輝度位相関数が導出されます。これらの宇宙船の機能の類似点と相違点について説明します。特性等級と呼ばれる測定基準は、天文薄明の終わりに頭上から見たときの衛星の平均明るさとして定義されます。このメトリックに従って位相関数を評価すると、特徴的な大きさは次のようになります。オリジナル、4.7。バイザーサット、6.2;およびPost-VisorSat、5.5。
| Title |
Image-Plane_Self-Calibration_in_Interferometry |
| Authors |
C.L._Carilli_(NRAO),_B._Nikolic_(Cavendish),_N._Thyagarajan_(CSIRO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.17290 |
干渉イメージングデータのイメージプレーン自己キャリブレーションの新しいプロセスを開発します。このプロセスは、干渉位相エラーを要素ベースの用語に因数分解できる状況で、受信要素のトライアドから作成された3つのフリンジから生成された画像の主三角形のShape-Orientation-Size(SOS)保存に基づいています。SOS保存原理の基礎は、3要素アレイの場合、要素ベースの位相スクリーンによる唯一の可能な画像の破損は、画像平面のシフトにつながる開口面の傾斜であるということです。したがって、任意の3素子干渉計で作成された画像は、光源の明るさの真の画像を表しており、モジュロは未知の変換です。イメージプレーンのセルフキャリブレーションでは、観測されたトライアドイメージとソースの明るさのモデルイメージとの相互相関を介して、各トライアドイメージの未知の変換を導き出します。これらの独立したシフトを補正し、整列されたトライアド画像を合計した後、光源の明るさの良好な画像がアレイ全体から生成され、回折限界の解像度で光源構造が回復されます。このプロセスは反復的であり、以前の反復に基づいて改善されたソースモデルを使用します。信号対雑音比の高いコンテキストでこの手法を実証し、電波天文学施設に基づく構成と、二重ソースの単純なモデルを含めます。大規模な$N$アレイのアパーチャプレーンのセルフキャリブレーションよりも収束が遅くなりますが、考慮された単純なモデルのプロセスが収束することを示します。現在実装されているように、このプロセスは要素数が少ない配列に最も適しています。より一般的には、この手法は、閉鎖段階と自己較正プロセスへの幾何学的洞察を提供します。この技術は、電磁スペクトル全体の非天文学的干渉イメージングアプリケーションに一般化できます。
少数のサブセットを使用したベイジアン ジャックナイフ テスト: HERA 21cm パワー スペクトル上限への適用
| Title |
Bayesian_jackknife_tests_with_a_small_number_of_subsets:_Application_to_HERA_21cm_power_spectrum_upper_limits |
| Authors |
Michael_J._Wilensky,_Fraser_Kennedy,_Philip_Bull,_Joshua_S._Dillon,_The_HERA_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.17351 |
データセットに偏りのあるサブセットが含まれる確率を評価するためのベイジアンジャックナイフテストを提示します。このテストは、自動化された方法で、同じ量の異なる測定値間の統計的張力の存在と可能性のあるソースを評価するために使用できます。特定の広く適用可能な仮定の下では、テストは分析的に扱いやすいものです。また、一般的なガウス分布データに対するテストの分析計算と数値計算の両方を実行するオープンソースコードCHIBORGも提供しています。一連のシミュレーションを使用してテストの情報理論的側面とそのパフォーマンスを調査した後、再イオン化アレイの水素エポック(HERA)からのデータにそれを適用して、観測の異なるサブシーズンを正当に組み合わせてより深いデータを生成できるかどうかを評価します。21cmパワースペクトル上限。少数の例外を除いて、問題のHERAデータは統計的に一貫しており、この決定は正当であることがわかりました。CMB実験と$H_0$張力を含む、このテストの幅広い適用可能性を指摘することによって結論付けます。
高速トランジェントの発見を可能にする: Fink ブローカー用のキロノバ科学モジュール
| Title |
Enabling_the_discovery_of_fast_transients:_A_kilonova_science_module_for_the_Fink_broker |
| Authors |
B._Biswas,_E._E._O._Ishida,_J._Peloton,_A._Moller,_M._V._Pruzhinskaya,_R._S._de_Souza,_D._Muthukrishna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.17433 |
Finkブローカーに現在実装されているキロノバ(KN)科学モジュールの中心にある高速過渡分類アルゴリズムについて説明し、シミュレートされたカタログとZTFアラートストリームからの実際のデータに基づいて分類結果を報告します。ノイズのない均一にサンプリングされたシミュレーションを使用して、主成分(PC)の基礎を構築しました。より現実的なZTFシミュレーションからのすべての光度曲線は、この基準の線形結合として記述されました。対応する係数は、ランダムフォレスト分類器をトレーニングする際の特徴として使用されました。同じ方法を長期(>30日)および中(<30日)の光度曲線に適用しました。後者は、ZTFアラートストリーム内で検出されたデータ状況をシミュレートすることを目的としていました。長い光度曲線に基づく分類では、73.87%の精度と82.19%の再現率が達成されました。中程度のベースライン分析では、69.30%の精度と69.74%の再現率が得られたため、30日間の観測に限定した場合の精度結果の堅牢性が確認されました。どちらの場合も、ドワーフフレアとIa型点超新星が最も頻繁に発生する汚染物質でした。最終的にトレーニングされたモデルはFinkブローカーに統合され、\texttt{KN\_candidates}としてタグ付けされた高速トランジェントを、特にGRANDMAコラボレーションを通じて天文学コミュニティに配布しています。さまざまな光度曲線の動作を把握するために特別に設計された機能は、高速(KNのようなもの)から低速(KNのようなものではない)に進化するイベントを分離するのに十分な情報を提供することを示しました。このモジュールは、VeraRubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTimeからのデータの到着に備えてFinkブローカーチームによって現在配置されている、マルチメッセンジャー天文学のための複雑なインフラストラクチャ要素チェーンの1つの重要なリンクを表しています。
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の近赤外線イメージャとスリットレス分光器 -- IV.アパーチャマスキング干渉計
| Title |
The_Near_Infrared_Imager_and_Slitless_Spectrograph_for_the_James_Webb_Space_Telescope_--_IV._Aperture_Masking_Interferometry |
| Authors |
Anand_Sivaramakrishnan,_Peter_Tuthill,_James_P._Lloyd,_Alexandra_Z._Greenbaum,_Deepashri_Thatte,_Rachel_A._Cooper,_Thomas_Vandal,_Jens_Kammerer,_Joel_Sanchez-Bermudez,_Benjamin_J._S._Pope,_Dori_Blakely,_Lo\"ic_Albert,_Neil_J._Cook,_Doug_Johnstone,_Andr\'e_R._Martel,_Kevin_Volk,_Anthony_Soulain,_\'Etienne_Artigau,_David_Lafreni\`ere,_Chris_J._Willott,_S\'ebastien_Parmentier,_K._E._Saavik_Ford,_Barry_McKernan,_M._Bego\~na_Vila,_Neil_Rowlands,_Ren\'e_Doyon,_Louis_Desdoigts,_Alexander_W._Fullerton,_Matthew_De_Furio,_Paul_Goudfrooij,_Sherie_T._Holfeltz,_Stephanie_LaMassa,_Michael_Maszkiewicz,_Michael_R._Meyer,_Marshall_D._Perrin,_Laurent_Pueyo,_Johannes_Sahlmann,_Sangmo_Tony_Sohn,_Paula_S._Teixeira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.17434 |
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡の近赤外線撮像装置およびスリットレス分光器(JWST-NIRISS)は、7穴の非冗長マスク(NRM)を飛行します。これは宇宙で最初の干渉計であり、3～5\micron~波長で動作し、明るい限界があります。W2で$\simeq4$等級。NIRISSApertureMaskingInterferometry(AMI)モードについて説明し、潜在的な観測者がその基本原理を理解できるように支援し、いくつかのサンプルサイエンスケースを提示し、運用上の観測戦略を説明し、データシミュレーションを使用してAMI提案を開発する方法を示し、AMIデータを分析する方法を示します。.また、AMIの試運転による主な結果も紹介します。関連するカーネルフェーズイメージング(KPI)手法はAMI運用戦略の恩恵を受けるため、新しいユーザーフレンドリーなKPIパイプラインを含む、NIRISSKPIメソッドと分析手法についても説明します。NIRISSKPIの明るい限界は$\simeq8$W2等級です。AMI(およびKPI)は、同等の波長での円形オカルターコロナグラフの$\sim400$masNIRCam内側作業角の十分に内側にある$\sim70$masの内側作業角を達成します。
GRaM-X: Einstein ツールキットを使用したエクサスケール コンピューティング用の新しい GPU 高速化動的時空 GRMHD コード
| Title |
GRaM-X:_A_new_GPU-accelerated_dynamical_spacetime_GRMHD_code_for_Exascale_computing_with_the_Einstein_Toolkit |
| Authors |
Swapnil_Shankar,_Philipp_M\"osta,_Steven_R._Brandt,_Roland_Haas,_Erik_Schnetter_and_Yannick_de_Graaf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.17509 |
EinsteinToolkitのGRMHD機能をGPUベースのエクサスケールシステムに拡張する新しいGPU高速化動的時空一般相対論的磁気流体力学(GRMHD)コードであるGRaM-X(一般相対論的加速磁気流体力学onAMReX)を紹介します。GRaM-Xは、米国DOEのExascaleComputingProject(ECP)で使用するために開発されたAMRライブラリであるAMReXを利用するCarpetXと呼ばれるEinsteinツールキット用の新しいAMRドライバーを介して、GPUで3Dアダプティブメッシュリファインメント(AMR)をサポートします。Z4c形式を使用してGRの方程式を発展させ、Valenciaの定式化を使用してGRMHDの方程式を発展させます。GRaM-Xは、解析的な状態方程式と表形式の状態方程式の両方をサポートしています。TVDおよびWENO再構成法とHLLEリーマンソルバーを実装します。静的時空に関するさまざまなテストを使用して、コードの精度をテストします。1DMHDショックチューブ、2D磁気ローター、円筒形の爆発、動的時空、つまり3DTOV星の振動。分析結果および文献で報告されている他のコードの結果との優れた一致が見つかりました。また、スケーリングテストを実行したところ、OLCFのスーパーコンピューターSummitでの単一ノードのパフォーマンスに関して、GRaM-Xが2304ノード(13824NVIDIAV100GPU)で$\sim40-50\%$の弱いスケーリング効率を示していることがわかりました。
JWST 用の近赤外イメージャとスリットレス分光器 -- V. カーネル位相イメージングとデータ解析
| Title |
The_Near_Infrared_Imager_and_Slitless_Spectrograph_for_JWST_--_V._Kernel_Phase_Imaging_and_Data_Analysis |
| Authors |
Jens_Kammerer,_Rachel_A._Cooper,_Thomas_Vandal,_Deepashri_Thatte,_Frantz_Martinache,_Anand_Sivaramakrishnan,_Alexander_Chaushev,_Tomas_Stolker,_James_P._Lloyd,_Lo\"ic_Albert,_Ren\'e_Doyon,_Steph_Sallum,_Marshall_D._Perrin,_Laurent_Pueyo,_Antoine_M\'erand,_Alexandre_Gallenne,_Alexandra_Greenbaum,_Joel_Sanchez-Bermudez,_Dori_Blakely,_Doug_Johnstone,_Kevin_Volk,_Andre_Martel,_Paul_Goudfrooij,_Michael_R._Meyer,_Chris_J._Willott,_Matthew_De_Furio,_Lisa_Dang,_Michael_Radica,_and_Ga\"el_Noirot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.17528 |
カーネルフェーズイメージング(KPI)は、古典的な(レイリー)回折限界に近い、またはそれ以下の星下伴星と星周ダストの直接検出を可能にします。機器の試運転中に撮影されたJWSTNIRISSの完全な瞳孔画像のカーネル位相分析を提示し、その性能を密接に関連するNIRISS開口マスキング干渉法(AMI)観測と比較します。この目的のために、JWST画像からカーネルフェーズオブザーバブルを抽出できるカスタム「Kpi3Pipeline」を開発し、公開しています。抽出されたオブザーバブルは、新しい汎用性の高いカーネルフェーズFITSファイル(KPFITS)データ交換形式に保存されます。さらに、コンパニオンを検索し、KPI、AMI、および長いベースラインの干渉法観測から検出限界を導出するために使用できる、新しく公開された「フーリエバー」ツールキットを提示し、モデルフィッティングプロセスにおける相関する不確実性を考慮します。NIRISS機器のコミッショニング中に観察された4つのKPIターゲットの中で、CPD-66~562付近で低コントラスト(~1:5)クローズイン(~1$\lambda/D$)コンパニオン候補を発見し、新しい高-2MASS~J062802.01-663738.0から~1.5$\lambda/D$で区切られたコントラスト(~1:170)検出。他の2つのターゲット周辺の5-$\sigma$コンパニオン検出限界は、~200masで~6.5等、~400masで~7等に達します。これらの制限をNIRISSAMIの試運転観測から得られた制限と比較すると、KPIとAMIは同じ観測時間で同様に機能することがわかります。AMIと比較した場合、スループットが5.6倍高いため、KPIは微弱なターゲットを観察するのに有益であり、分離>325masではAMIよりも優れています。非常に小さな分離(<100mas)および~250～325masでは、AMIはKPIをわずかに上回り、コアからのフォトンノイズの増加とポイントスプレッド関数の最初のエアリーリングに悩まされます。
足車系の軌道と力学的質量
| Title |
The_Orbits_and_Dynamical_Masses_of_the_Castor_System |
| Authors |
Guillermo_Torres,_Gail_H._Schaefer,_John_D._Monnier,_Narsireddy_Anugu,_Claire_L._Davies,_Jacob_Ennis,_Christopher_D._Farrington,_Tyler_Gardner,_Robert_Klement,_Stefan_Kraus,_Aaron_Labdon,_Cyprien_Lanthermann,_Jean-Baptiste_Le_Bouquin,_Benjamin_R._Setterholm,_Theo_ten_Brummelaar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16322 |
カストルは6つの星からなる星系で、2つの明るい天体、カストルAとBが$\sim$450年ごとに互いの周りを公転しており、どちらも短周期の分光連星です。それらには、同じくバイナリである、より離れたCastorCが参加します。ここでは、キャスターAとBのコンパニオンを初めて空間的に解決するCHARA配列による干渉観測を報告します。これらの観測を、30年にわたるAとBの新しい視線速度測定、ヒッパルコス中間データ、および過去3世紀にわたって得られた視覚的ABペアの既存の天体観測で補完します。CastorAとBの3次元軌道とAB軌道を同時に解くために、結合軌道解を実行します。Aの軌道は広い軌道に対してほぼ直角(92度)であり、Bの軌道はABに比べて約59度傾いています。キャスターAとBの4つの星の動的質量を1%を超える精度で決定します。また、CHARAで測定された角直径から両方のサブシステムの主星の半径を決定し、それらを星の進化モデルと一緒に使用して、290Myrのシステムの年齢を推測します。軌道に関する新しい知識により、トウゴマCのスローモーションも測定できるようになり、この驚くべき6重系の動的進化の将来の研究に役立つ可能性があります。
ソーラー オービターでの 3He 存在量の増加による最初の漸進的な太陽エネルギー粒子イベント
| Title |
The_first_gradual_solar_energetic_particle_event_with_enhanced_3He_abundance_on_Solar_Orbiter |
| Authors |
R._Bu\v{c}\'ik,_G._M._Mason,_R._G\'omez-Herrero,_V._Krupar,_D._Lario,_M._J._Starkey,_G._C._Ho,_J._Rodr\'iguez-Pacheco,_R._F._Wimmer-Schweingruber,_F._Espinosa_Lara,_T._Tadesse,_L._Balmaceda,_C._M._S._Cohen,_M._A._Dayeh,_M._I._Desai,_P._K\"uhl,_N._V._Nitta,_M._E._Wiedenbeck,_Z._G._Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16403 |
コロナ質量放出(CME)に起因する衝撃の漸進的な太陽エネルギー粒子(SEP)イベントにおける3He存在量の増加の起源は、ほとんど説明されていないままです。惑星間空間でのフレア物質の再加速と、それに付随するコロナでの活動という2つのメカニズムが示唆されています。ソーラーオービターによって観測された3Heの量が増加した、最初の緩やかなSEPイベントを調査します。このイベントは2020年11月24日に始まり、比較的高速なハローCMEに関連付けられていました。イベント中、探査機は太陽から0.9天文単位にありました。イベントの平均3He/4He存在比は、コロナまたは太陽風の値よりも24倍高く、3He強度は他の種と同様のタイミングでした。利用可能な画像、電波観測、およびCMEソースへの宇宙船の磁気接続を検査しました。3He存在量の増加の最も可能性の高い原因は、2020年11月17～23日の3Heに富むSEPの前の長い期間から残っている残留3Heイオンであると思われます。
地球近傍磁気雲の比エネルギーと圧力について
| Title |
On_the_specific_energy_and_pressure_in_near-Earth_magnetic_clouds |
| Authors |
Debesh_Bhattacharjee,_Prasad_Subramanian,_Angelos_Vourlidas,_Teresa_Nieves-Chinchilla,_Niranjana_Thejaswi_and_Nishtha_Sachdeva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16571 |
太陽コロナ質量放出内のガスと磁場の圧力とエネルギー密度(周囲の太陽風との関係)は、それらが太陽圏を伝播する際のダイナミクスを決定する上で重要な役割を果たすと考えられています。比エネルギー(${\rmerg\,g^{-1}}$)[運動($H_{\rmk}$)、熱($H_{\rmth}$)、磁場を含む)を比較します。($H_{\rmmag}$)寄与]MC内と太陽風背景。MC内の過剰な熱+磁気圧力と比エネルギー(バックグラウンドに対して)が、MCの伝播速度と内部膨張速度と相関しているかどうかを調べます。MC内の過剰な熱+磁気比エネルギーが、空力抵抗の文脈でMCを剛体に似せるかどうかを尋ねます。WIND探査機からの地球近傍の現場データを使用して、よく観測された152の惑星間コロナ質量放出のサンプルと、それに対応するMCを特定します。これらのデータを使用してさまざまな指標を計算し、質問に対処します。MC内の総比エネルギー($H$)は、背景の太陽風とほぼ等しいことがわかりました。過剰（熱+磁気）圧力と比エネルギーは、地球近傍の伝播速度と膨張速度とよく相関していないことがわかりました。過剰な熱+磁気比エネルギー$\gtrsim$は、研究対象のMCの81～89\%に入射する太陽風の比運動エネルギーであることがわかります。これは、MCが構造的完全性を保持し、太陽風のバルクフローによる変形に抵抗する方法を説明するかもしれません.
衝撃波は太陽のエネルギー粒子の漸進的な事象の時空構造をどのように定義するのか?
それらを加速する衝撃波の空間的変動に起因する「漸進的な」太陽エネルギー粒子(SEP)イベントにおけるエネルギー太陽陽子の観測された完全な時間的および空間的分布を再検討します。宇宙船の太陽経度と、それに接続する磁力線の足元(名目上は西に55度)での衝撃強度の違いが、その変動の多くを引き起こします。衝撃波自体は、自己増幅されたアルベン波によってその近くに閉じ込められたエネルギー粒子とともに、磁力線を無傷で横切って駆動できる基礎となる自律構造を形成し、SEP経度分布を広げて陽子強度を広げます。歴史的に「エナジェティックストーム粒子」(ESP)イベントと呼ばれるこの基本的な構造の形成中に、多くのSEPが早期に漏れ出し、適切に接続された磁力線に沿って流れ、分布を外側に広げるにつれて波を増幅します。衝撃波と太陽の間のこの構造の背後には、準トラップされたSEPの「貯留層」が形成されます。非常に大規模なSEPイベントは、拡張されたESPのようなトラップ領域を広げることができる追加の広範な波の成長によって複雑になります。観測されたSEPプロファイルに寄与する衝撃関連プロセスの多様性により、イベントの相関関係が、一般的に使用されるピーク強度によって不十分に表現されます。実際、SEPの広範な空間分布は、それらを加速させた衝撃の構造と織り交ぜられている場合があり、場合によっては解放されています。新しい質問を検討する必要があります:衝撃のどの極値がイベントのSEPプロファイルに最も寄与するか、(1)宇宙船の経度での衝撃、(2)フィールドの足元で西に約55度の衝撃、または(3)貯水池に集まったSEPは?SEPの時空間分布は、基礎となる衝撃強度の時空間分布とどのように対応していますか?
LAMOST-K2 時間領域サーベイで明らかになった星の彩層活動
| Title |
Stellar_chromospheric_activities_revealed_from_the_LAMOST-K2_time-domain_survey |
| Authors |
Henggeng_Han,_Song_Wang,_Yu_Bai,_Huiqin_Yang,_Xiangsong_Fang,_Jifeng_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16830 |
LAMOST時間領域調査データを使用して、4つの$K$2プレート内の約2000の星の$\rm{H_{\alpha}}$ラインに基づく星の活動を調べます。2つのインデックス$R_{\rm{H\alpha}}^{'}$と$R_{\rm{H\alpha}}^{+}$は、LAMOSTスペクトルから計算されます。$\rm{H_{\alpha}}$行への光球の寄与を除外し、後者は非ダイナモ駆動の彩層放射をさらに差し引くことによって導き出されます。一方、周期性と変動の振幅は\emph{K2}光曲線から計算されます。$R_{\rm{H\alpha}}^{'}$-Ro関係と$R_{\rm{H\alpha}}^{+}$-Ro関係の両方が、非飽和崩壊で複雑なプロファイルを示します。領域。ホットスターはクールスターよりも傾斜が平坦で活動レベルが高く、その傾向は$R_{\rm{H\alpha}}^{+}$-$R_{o}$関係で顕著です。これは、$L_{\rm{x}}/L_{\rm{bol}}$、$R_{\rm{HK}}^{'}$などの他の活動プロキシを使用した最近の研究と一致しており、光の振幅光の曲線。%これは、異なる種類の星が崩壊領域で異なる累乗則に従うことを示唆している可能性があります。私たちのターゲットのほとんどには複数の観測があり、そのうちのいくつかは${\rm{H\alpha}}$放出の大きな変動性を示し、崩壊領域で示される大きな散乱を引き起こす可能性があります。回転位相に正の相関を示す3つのターゲットが見つかりました。これは、それらの光学的光度曲線が、低温の星点ではなく高温の白斑によって支配されていることを示している可能性があります。
1985 年 4 月 12 日 AD しし座の大フレアの近紫外連続体モデル
| Title |
Near-Ultraviolet_Continuum_Modeling_of_the_1985_April_12_Great_Flare_of_AD_Leo |
| Authors |
Adam_F._Kowalski_(1,2,3)_((1)_National_Solar_Observatory,_(2)_University_of_Colorado,_(3)_Laboratory_for_Atmospheric_and_Space_Physics) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16980 |
白色光の恒星フレアは現在、ケプラー、K2、TESSなどのミッションからの長いベースライン、高精度、広帯域の測光で数千件報告されています。これらの観測結果は、系外惑星大気のバイオシグネチャーや、低質量星の周りのハビタブルゾーン惑星の表面紫外線放射量を評価するための重要な情報です。ただし、これらの評価の限界は、恒星フレアの近紫外スペクトル観測の欠如です。さらなる経験的調査の動機付けとして、放射流体力学シミュレーションのグリッドを使用して、水素ラインの圧力広がりの最新の処理を使用して、水素の上昇およびピーク段階での$\lambda\approx1800-3300$\AA\連続フラックスを予測します。dM3e星ADしし座からのよく研究されたスーパーフレアです。これらの予測は、大きな低エネルギーカットオフ($\gtrsim85$keV)を使用した高フラックス電子ビームシミュレーションと、より小さく、低エネルギーカットオフ($\lesssim40$keV)。2成分モデルは、このフレアの上昇/ピーク段階における水素バルマー線の広がり、光学的連続体の色温度、バルマージャンプ強度、および遠紫外連続体の強度と形状を包括的に説明します。2014年3月29日のX1太陽フレア(SOL20140329T17:48)の以前の放射流体力学モデリングの結果と組み合わせて、インターフェイス領域イメージングスペクトログラフからの太陽フレアデータの空間分解分析を使用して、2成分電子ビームモデルを次のように解釈します。より広い領域にわたる明るいカーネルとより暗いリボンの空間的な重ね合わせを表しています。
IMPRESS CubeSat ミッション用の臭化セリウム シンチレータ検出器の Geant4 モデリング
| Title |
Geant4_Modeling_of_a_Cerium_Bromide_Scintillator_Detector_for_the_IMPRESS_CubeSat_Mission |
| Authors |
William_Setterberg,_Lindsay_Glesener,_Demoz_Gebre_Egziabher,_John_G._Sample,_David_M._Smith,_Amir_Caspi,_Allan_Faulkner,_Lestat_Clemmer,_Kate_Hildebrandt,_Evan_Skinner,_Annsley_Greathouse,_Ty_Kozic,_Meredith_Wieber,_Mansour_Savadogo,_Mel_Nightingale,_and_Trevor_Knuth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.17056 |
太陽フレアは、太陽系で最もエネルギーの高いイベントの1つであり、プラズマや星のプロセスの物理を調べるために研究することができます。太陽フレアの興味深い側面の1つは、加速された(非熱的)粒子の存在です。その特徴は、太陽フレアの硬X線放射に現れます。これらの粒子がどのように加速されるかについては、宇宙時代の初期から議論が続いており、関連する加速メカニズムを調べる1つの方法は、太陽フレア硬X線フラックスの短い時間スケール(数十ミリ秒)の変動を調査することです。インパルス位相高速エネルギー太陽分光計(IMPRESS)CubeSatミッションは、これらの高速硬X線変動を測定することを目的としています。このミッションから可能な限り最高の科学データを生成するために、Geant4モンテカルロモデルを使用してIMPRESSシンチレータ検出器の特徴を調べます。Geant4モンテカルロ検出器モデルが解析モデルと一致することを示します。X線と光学相互作用のGeant4シミュレーションは、実験データで観察された特徴を説明していますが、測定されたエネルギー分解能を完全には説明していません。さらに、不均一な光収集が662keV$^{137}$Csフォトピークでの二重ピーク動作につながり、Geant4モデルで、おそらくラボで修正できることを示します。
質量放出限界まで回転する星下天体の数値モデリング
回転は、静水圧バランスへの遠心力の導入、および急速に回転する場合のオブジェクトの回転崩壊の出現（質量放出限界）によって、非常に低質量の星のオブジェクトでの持続可能な水素燃焼の発生に影響を与える可能性があります.我々は、エネルギー源として持続的な核反応（水素燃焼）を経験するかもしれないし、経験しないかもしれない回転する非常に低質量の恒星物体のモデルを数値的に構築します。回転が遅いとは限りませんので回転変形の影響は微々たるものではありません。核エネルギー生成が表面光度と釣り合う質量対中心縮退のパラメータ空間における持続可能な水素燃焼の臨界曲線を、角運動量の異なる値について得た。角運動量がしきい値$J_0=8.85\times10^{48}{\rmerg}~{\rms}$を超えた場合、臨界曲線は2つのブランチに分割され、縮退率が低い場合と高い場合が示されます。大量脱落の限界。その結果に基づいて、星下天体の機械熱進化をモデル化し、冷却と質量/角運動量の減少が2つの単純化されたケースについて追跡されます。磁気風や磁気ブレーキなどの外部ブレーキ機構の場合は、主にスピンダウン時間スケールによって制御されます。外部ブレーキのないもう1つのケースでは、重力収縮後に質量放出限界が生じます。その後、物体はその質量を失い、それを取り囲むリングまたは円盤を形成して収縮します。
miniJPAS サーベイ: 56 の光学フィルターからの星の大気パラメーター
| Title |
The_miniJPAS_survey:_stellar_atmospheric_parameters_from_56_optical_filters |
| Authors |
H.-B._Yuan,_L._Yang,_P._Cruz,_F._Jim\'enez-Esteban,_S._Daflon,_V._M._Placco,_S._Akras,_E._J._Alfaro,_C._Andr\'es_Galarza,_D._R._Gon\c{c}alves,_F.-Q._Duan,_J.-F._Liu,_J._Laur,_E._Solano,_M._Borges_Fernandes,_A._J._Cenarro,_A._Mar\'in-Franch,_J._Varela,_A._Ederoclite,_Carlos_L\'opez-Sanjuan,_R._Abramo,_J._Alcaniz,_N._Ben\'itez,_S._Bonoli,_D._Crist\'obal-Hornillos,_R._A._Dupke,_Antonio_Hern\'an-Caballero,_C._Mendes_de_Oliveira,_M._Moles,_L._Sodr\'e_Jr.,_H\'ector_V\'azquez_Rami\'o,_K._Taylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.17133 |
54の重なり合う狭帯域フィルタと光学範囲全体をカバーする2つのより広いフィルタのユニークなセットにより、加速宇宙天体物理調査(J-PAS)の入ってくるJavalambre-Physicsは、恒星物理学と近接場宇宙論に絶好の機会を提供します。この作業では、56のJ-PASフィルターと4つの補完的なSDSSのようなフィルターでminiJPASデータを使用して、星の特徴付けとその大気パラメーターの導出におけるJ-PASフィルターシステムの可能性を調査および証明します。スペクトルエネルギー分布フィッティングから、有効温度の推定値を良好な精度(<150K)で取得します。フラットフィールド法における特定の系統誤差を修正した後、miniJPASFGK矮星の59色で金属量に依存する星座を構築しました。uJAVA-r、J0378-r、J0390-r、uJPAS-rを含む非常に青い色は、約0.25mag/dexの最も強い金属依存性を示します。J0400-r、J0410-r、およびJ0420-rカラーでは、感度が約0.1mag/dexに低下します。軌跡フィッティング残差は、J0390、J0430、J0510、およびJ0520フィルターでピークを示し、[Ca/Fe]、[C/Fe]、および[Mg/Fe]などの個々の元素存在量もJから決定できることを示唆しています。-PAS測光。星座を介して、0.1dexの典型的な金属量精度を達成しました。また、miniJPASフィルター、特にJ0520フィルターとJ0510フィルターは、矮星と巨星を識別する強力な可能性を示しています。私たちの結果は、恒星パラメータの決定におけるJ-PASフィルターシステムの力と、恒星および銀河の研究における今後のJ-PASサーベイの大きな可能性を示しています。
形成中の大質量星周辺の円盤と磁気流出のモデル化: I. 降着円盤の 2 層構造の調査
| Title |
Modeling_disks_and_magnetic_outflows_around_a_forming_massive_star:_I._Investigating_the_two_layer-structure_of_the_accretion_disk |
| Authors |
Andr\'e_Oliva_and_Rolf_Kuiper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.17220 |
低質量の兄弟と同様に、大質量の原始星は、a)星周円盤に囲まれ、b)磁気的に駆動されるジェットと流出を開始することが期待できます。したがって、円盤の形成と地球規模の進化は、大きなスケールからの角運動量の移流、磁気ブレーキの効率と媒体の抵抗率、円盤の内部の熱圧と磁気圧によって制御されます。雲の質量、その初期密度と回転プロファイル、その回転エネルギーのさまざまな値から始めて、初期一様な磁場によって通された分子雲の重力崩壊から形成される大質量星の一連の30のシミュレーションを実行します。内容、磁場強度、および材料の抵抗率。ガスとダストは、熱放出と自己重力の放射輸送も考慮して、抵抗磁気流体力学の方法でモデル化されます。重力崩壊が支配的な最初の落下段階の後、降着円盤が形成され、その後すぐに磁気駆動の流出が始まります。降着円盤では、熱圧によって垂直に支えられた薄い層と、磁力によって垂直に支えられた厚い層の2つの層を区別できます。基準ケースでは、遅い時間にディスクの内側〜50auでの磁気ブレーキの効果を観察します。パラメーターの調査により、ディスクのサイズは、磁場の強さではなく、初期の質量貯留層の密度と回転プロファイルによって主に決定されることが明らかになりました。磁気圧力は、降着円盤のサイズをわずかに増加させる可能性がありますが、磁気ブレーキは、外側の円盤とは対照的に、円盤の最も内側の部分でより重要です。パラメーターの研究から、重力崩壊の開始の複数の初期条件が、特定のディスクサイズと原始星質量を生み出すことができると推測します。
黒点における磁気対流の特徴付け -- MURaM 黒点シミュレーションにおける Gough & Tayler 安定基準
| Title |
Characterization_of_magneto-convection_in_sunspots_--_The_Gough_&_Tayler_stability_criterion_in_MURaM_sunspot_simulations |
| Authors |
M._Schmassmann,_M._Rempel,_N._Bello_Gonz\'alez,_R._Schlichenmaier,_and_J._Jur\v{c}\'ak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.17245 |
対流不安定性の起源を理解するために、太陽黒点シミュレーションを分析して、半影と影の異なる体制を引き起こします。Gough&Tayler(1966)の基準を適用して、垂直磁場の安定化効果を説明し、MURaM黒点シミュレーションで対流不安定性を調査しました。(1)光球の放射冷却によって対流が引き起こされるシミュレーションボックス全体に広がる、表面の真下にある非常に不安定な浅い層。(2)深いアンブラルコア(-5Mm未満)は、アンブラルドットに結合された細長い不安定性によって浸透された安定したバックグラウンド値を持つ領域の根底にある転倒対流に対して安定しています。(3)表面にほぼ平行な半影より下のフィラメント状の不安定性と、深層に由来する半影に結合した波状の不安定性。これらの根深い不安定性は、半影に特徴的な活発な磁気対流体制をもたらします。(4)対流の対流レジームがペナンブラ対流レジームよりも活発であることを示して、それぞれ約2km/s、1km/s、および0.1km/sで粒状、半影、および影における対流下降気流が発生します。、順番に、ほぼ安定したアンブラよりも活発です。(5)GT基準は、太陽黒点の磁気圏界面と周辺界面圏界面の両方を概説し、磁気流体力学(MHD)太陽黒点モデルのサブ光球層の三者構成の性質を強調しています。最後に、(6)Jur\v{c}\'ak基準は、深層におけるGT基準の光球対応物です。診断ツールとしてのGT基準は、現実的なMHDシミュレーションで動作する陰影、半影、および粒状化における磁気対流の明確なレジームを伴う太陽黒点構造の三者構成の性質を明らかにします。
| Title |
Laboratory_and_astronomical_discovery_of_magnesium_dicarbide,_MgC$_2$ |
| Authors |
P._B._Changala,_H._Gupta,_J._Cernicharo,_J._R._Pardo,_M._Ag\'undez,_C._Cabezas,_B._Tercero,_M._Gu\'elin,_M._C._McCarthy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.17348 |
実験室でのセンチメートル波長での二炭化マグネシウムMgC$_2$の検出を報告し、$^{24}$MgC$_2$、$^{25}$MgC$_2$、および$^{26}$を割り当てます。MgC$_2$から、進化した炭素星IRC+10216の星周エンベロープの電波スペクトルの14の未確認線。MgC$_2$の構造は、金属原子とC$_2$単位の間に高度にイオン結合を持つT字型であることがわかり、陽性元素を含む他のジカーバイドと類似している。IRC+10216で観測されたMgC$_2$輝線の2温度励起モデルは、$6\pm1$Kの非常に低い回転温度、$22\pm13$Kの運動温度、および$(1.0\pm0.3)\times10^{12}$cm$^{-2}$.マグネシウム-炭素鎖MgCCH、MgC$_4$H、およびMgC$_6$Hに対するMgC$_2$の存在量は$1{:}2{:}22{:}20$であり、星周環境における金属含有分子の生成に関与する一連の放射結合-解離再結合メカニズム。
近地球磁気雲内の乱流と異常な抵抗率
| Title |
Turbulence_and_Anomalous_Resistivity_inside_Near-Earth_Magnetic_Clouds |
| Authors |
Debesh_Bhattacharjee,_Prasad_Subramanian,_Teresa_Nieves-Chinchilla_and_Angelos_Vourlidas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.17359 |
風探査機からのその場データを使用して、太陽からのコロナ質量放出(CME)に関連する地球近傍磁気雲(MC)の大きなサンプル内の陽子密度と全磁場の乱流変動の振幅を調査します。MC内のプロトン密度変動($\deltan_{p}/n_{p}$)の変調指数の最も可能性の高い値は0.13から0.16の範囲であることがわかりますが、合計の変調指数の最も可能性の高い値は磁場変動($\deltaB/B$)の範囲は0.04から0.05です。また、MC内のマッハ数変動($\deltaM$)の最確値は$\approx0.1$であることもわかりました。乱流磁場変動による電子散乱から生じる地球近傍MC内の異常な抵抗率は、(一般的に使用される)スピッツァー抵抗率を$\約500-1000$倍上回っています。この異常な抵抗率から生じる増強されたジュール熱は、CME伝搬のエネルギー論の理解に影響を与える可能性があります。
主系列星による亜星の飲み込み: リチウムはどこにあるのか?
| Title |
Sub-stellar_engulfment_by_a_main_sequence_star:_where_is_the_lithium? |
| Authors |
Rub\'en_M._Cabez\'on,_Carlos_Abia,_Inma_Dom\'inguez,_Domingo_Garc\'ia-Senz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.17363 |
この作業では、太陽のような主系列(MS)星による褐色矮星(BD)の飲み込みが、星の構造とその表面のLi含有量を大幅に変化させることができるかどうかを調べます。質量が0.01および0.019MsunのBDが1Msunおよび太陽組成のMS星に飲み込まれる様子の3D平滑化粒子流体力学シミュレーションを、正面衝突、かすめ衝突、および合体の3つの異なるシナリオで実行します。相互作用のダイナミクスを詳細に研究し、システムの質量損失、角運動量移動の観点から、相互作用のタイプとBDの質量が準恒星オブジェクトと主星の最終的な運命に及ぼす関連性を研究します。、および主星の表面におけるLi存在量の変化。BD質量のほとんどは、MS星の密度の高い領域で希釈されていることがわかりました。合併シナリオでのみ、BD素材のかなりの部分(40%)が外層に残ります。相互作用の後、主星の表面回転速度が25km/s(かすめ衝突)から50km/s(合体)の範囲で明らかに増加することがわかります。また、飲み込みによる星系からの重大な質量損失(1e-4-1e-3Msun)も見つかりました。これは、合併の場合、星周円盤のような構造を形成する可能性があります。ホスト星の対流エンベロープの深さもその質量含有量も相互作用中に変更されないと仮定すると、正面衝突とかすめ衝突で表面のLi存在量に小さな変化が見られます。ただし、合併では、BDの質量に応じて、20〜30倍の大きなLiの増強が見られます。これらの特徴のいくつかは、ホスト星で観測的に検出される可能性があります。
恒星パラメータ決定のための深層学習の適用: II- AFGK 星の観測スペクトルへの適用
| Title |
Deep_Learning_application_for_stellar_parameters_determination:_II-_Application_to_observed_spectra_of_AFGK_stars |
| Authors |
Marwan_Gebran,_Fr\'ed\'eric_Paletou,_Ian_Bentley,_Rose_Brienza,_Kathleen_Connick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.17470 |
このフォローアップペーパーでは、観測されたスペクトルから星のパラメーターを導出するための畳み込みニューラルネットワークの使用について調査します。以前に決定されたハイパーパラメーターを使用して、Teff、logg、[M/H]、およびvesiniの導出に適したニューラルネットワークアーキテクチャを構築しました。ネットワークは、異なる解像度でAFGK合成スペクトルのデータベースに適用することによって制約されました。次に、Polarbase、SOPHIE、およびELODIEデータベースからのA星のパラメーターと、SolarNeighborhoodの星の分光調査からのFGK星が導き出されます。恒星パラメーターのネットワークモデルの平均精度は、Teffで80K、loggで0.06dex、[M/H]で0.08dex、AFGK星のvesiniで3km/sと低いことがわかっています。
星と惑星の風と磁気圏：類似点と相違点
恒星と惑星はどちらも、周囲の磁気圏を形成する磁場によって制約されたり流れたりすることが多い、広大な風の流れによって質量を失う可能性があります。大質量星の非常に強い風は、星の放射運動量の線散乱によって駆動されると理解されていますが、太陽や低質量星でさえ、機械的に加熱されたコロナの熱膨張から生じるはるかに弱い質量損失が発生します。このような低質量星の周りの太陽系外惑星では、放射加熱と風の相互作用により、大気の熱膨張または機械的アブレーションが発生する可能性があります。星の磁気圏は風の流れが内部に閉じ込められた結果として生じますが、惑星の磁気圏は通常、星の風による外部からの影響によって形作られます。しかし、どちらの場合も、応力によって磁気リコネクションが引き起こされ、X線フレアや電波バーストなどの観測可能な特徴が生じる可能性があります。このレビューは、星と惑星の類似点と相違点に重点を置いて、これらのプロセスの根底にある物理学の概要を説明することを目的としています。
極度に金属の少ない O 星の電離スペクトル: しし座 P の唯一の HII 領域からの制約
| Title |
The_Ionizing_Spectra_of_Extremely_Metal-Poor_O_Stars:_Constraints_from_the_Only_HII_Region_in_Leo_P |
| Authors |
O._Grace_Telford,_Kristen_B._W._McQuinn,_John_Chisholm,_Danielle_A._Berg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.17535 |
金属が乏しく、星を形成する矮小銀河は極端な星雲放出を生成し、宇宙の再電離に主要な役割を果たした可能性が高い。しかし、高赤方偏移電離光子収支へのそれらの寄与を決定することは、個々の大質量星の電離スペクトルをマゼラン雲よりも金属が少ない(20-50%$\,Z_\odot$)ことを制限する観測の欠如によって妨げられています。単一のO星によって駆動される、しし座P(3%$\,Z_\odot$)の唯一のHII領域の新しいKeckCosmicWebImager(KCWI)光学積分フィールドユニット分光法を提示します。観測されたH$\beta$とHeI$\,\lambda$4471輝線フラックスから、HとHeをイオン化できる光子の必要な生成率を計算します。驚くべきことに、恒星SEDに適合するTLUSTYモデルによって予測された電離光子生成率とスペクトル硬さは、不確実性の範囲内で観測測定値と一致することがわかりました。次に、Cloudy光イオン化モデルをKCWIデータの光輝線の完全なスイートに当てはめ、同じTLUSTYイオン化連続体の形状が、広範囲のイオン化エネルギーにわたる線に同時に一致することを示します。最後に、ハッブル宇宙望遠鏡のレオPHII領域の遠紫外スペクトルでOIII]とNIII]の星雲放出を検出し、めったに観測されないNIII]放出が雲のモデルでは説明できないことを強調します。これらの結果は、広く使用されているが純粋に理論的なモデルスペクトルが、金属量が非常に低い後期O星からの電離光子生成率を正確に予測するという最初の観測的証拠を提供し、局所的および高赤方偏移の両方で金属の少ない銀河をモデル化するためにそれらを使用することを検証します。
Virgo エンド ミラーを囲む新しい計装バッフルの配光のシミュレーション
| Title |
Simulations_of_light_distribution_on_new_instrumented_baffles_surrounding_Virgo_end_mirrors |
| Authors |
A._Macquet,_M.Andr\'es-Carcasona,_M._Martinez,_Ll-M._Mir,_A._Romero-Rodriguez,_H._Yamamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16308 |
AdvancedVirgoアップグレードプログラムの第2フェーズの一環として、フェーズIで入力モードクリーナーエンドミラーに実装されたものに続き、メインアームのエンドミラーの周囲に装備されたバッフルが取り付けられます。これらのバッフルは、光センサーが装備されているため、ミラーの周囲の迷光をリアルタイムで監視できます。この論文では、検出器のメインキャビティ内の光分布の光学シミュレーションを提示して、センサーがミラー表面のミスアライメントと欠陥を効果的に監視し、干渉計のプリアライメントに役割を果たす能力を評価します。
| Title |
An_instrumented_baffle_for_the_Advanced_Virgo_Input_Mode_Cleaner_End_Mirror |
| Authors |
M._Andres-Carcasona,_O._Ballester,_O._Blanch,_J._Campos,_G._Caneva,_L._Cardiel,_M._Cavalli-Sforza,_P._Chiggiato,_A._Chiummo,_J.A._Ferreira,_J.M._Illa,_C._Karathanasis,_M._Kolstein,_M._Martinez,_A._Macquet,_A._Menendez-Vazquez,_Ll.M._Mir,_J._Mundet,_A._Pasqualetti,_O._Piccinni,_C._Pio,_A._Romero-Rodriguez,_D._Serrano,_V._Dattilo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16313 |
乙女座干渉計の入力モードクリーナーキャビティ内の吊り下げられたエンドミラーを囲む新しい計装バッフルが2021年春に設置されました。光キャビティ内の光。バッフルは次のO4観測実行で動作し、O5に間に合うようにメインミラーの前にバッフルを装備するように設計された技術のデモンストレーターとして機能します。このホワイトペーパーでは、メカニック、フロントエンドエレクトロニクス、データ取得、光学および真空テスト、キャリブレーションと設置手順、およびパフォーマンス結果を含むバッフル設計の詳細な説明を提示します。
興味深い異常を検出するための学習
通常、異常検出アルゴリズムは、ユーザーが手動で作成した静的で不変のデータ機能に適用されます。しかし、ユーザーは、これまでに見たことのない異常に対して、どのようにして体系的に優れた機能を作成するのでしょうか?ここでは、ディープラーニングをアクティブラーニング(オラクルが一連のラウンドでアルゴリズムによって選択された少量のデータに繰り返しラベルを付ける)と組み合わせて、効率的な外れ値検出のためにデータ機能を自動的かつ動的に改善します。このアプローチ、AHUNTは、MNIST、CIFAR10、およびGalaxy-DESIデータで優れたパフォーマンスを示し、標準的な異常検出と静的特徴空間を使用したアクティブラーニングアルゴリズムの両方を大幅に上回ります。パフォーマンスの向上だけでなく、AHUNTを使用すると、オラクルの評価に応じて異常クラスの数を有機的に増やすこともできます。大規模なアブレーション研究では、オラクルの質問選択戦略と損失関数がパフォーマンスに与える影響を調査しています。動的な異常クラスの分類法が、ユーザーの関心を反映するさまざまな異常クラスの完全にパーソナライズされたランキングに向けたもう1つのステップを表す方法を示します。これにより、アルゴリズムは、統計的に有意であるが興味のない異常値(ノイズなど)を無視することを学習できます。これは、着信データのごく一部しか確認できない多様なユーザーセットにサービスを提供する大規模な天文データセットの時代に役立つはずです。
CMSSM は Planck、LHC、LUX-ZEPLIN、Fermi-LAT、H.E.S.S.とアイスキューブ
| Title |
The_CMSSM_Survives_Planck,_the_LHC,_LUX-ZEPLIN,_Fermi-LAT,_H.E.S.S._and_IceCube |
| Authors |
John_Ellis,_Keith_A._Olive,_Vassilis_C._Spanos,_Ioanna_D._Stamou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16337 |
CMSSMの実行可能性を再検討し、プランク測定と互換性のあるニュートラリーノ暗黒物質密度を生成するパラメーター空間の領域、およびs粒子検索とヒッグスボソンの質量を含むLHC制約、スピンに依存しない最近の直接制限とLUX-ZEPLIN(LZ)実験からの依存暗黒物質散乱、Fermi-LATおよびH.E.S.S.からの間接的な制約。矮小球状銀河と銀河中心における光子への暗黒物質の消滅、および太陽での消滅からニュートリノへのミューオンのアイスキューブ限界。$\tan\beta$と$A_0$の代表的な値について、CMSSMパラメータプレーンのプランク互換ストリップを詳細にマッピングします。これは、大きな$\tan\beta$、$A_0=0$および$\mu>0$であり、すべての現象学的制約を生き残るストリップの部分を識別します。最も強力な制約は$m_h$からの制約であり、その後にスピン非依存散乱のLZ制限が続きますが、LHCでのs粒子検索と間接暗黒物質検索はそれほど制限的ではありません。生き残っているCMSSMパラメーター空間のほとんどは、質量$\sim1000-1100$GeVのヒッグスノのような暗黒物質粒子を特徴としており、暗黒物質散乱の将来の直接検索で最もよく調べることができます。
連星中性子星合体波形のCoReデータベース第2弾公開
| Title |
Second_release_of_the_CoRe_database_of_binary_neutron_star_merger_waveforms |
| Authors |
Alejandra_Gonzalez,_Francesco_Zappa,_Matteo_Breschi,_Sebastiano_Bernuzzi,_David_Radice,_Ananya_Adhikari,_Alessandro_Camilletti,_Swami_Vivekanandji_Chaurasia,_Georgios_Doulis,_Surendra_Padamata,_Alireza_Rashti,_Maximiliano_Ujevic,_Bernd_Br\"ugmann,_William_Cook,_Tim_Dietrich,_Albino_Perego,_Amit_Poudel,_Wolfgang_Tichy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16366 |
計算相対性理論(CoRe)コラボレーションによって実行された連星中性子星合体シミュレーションからの重力波形の2番目のデータリリースを提示します。現在のデータベースは、254の異なる連星中性子星構成と、さまざまなグリッド解像度を使用した合計590の個々の数値相対性シミュレーションで構成されています。公開された波形データには、最大$\ell=m=4$までのひずみとワイル曲率の多重極が含まれています。それらは、質量、質量比、スピン、および離心率のパラメーター空間のかなりの部分にまたがり、イベントGW170817およびGW190425にターゲットを絞った構成を含みます。CoReシミュレーションは、18の異なる状態方程式を使用して実行されます。そのうちの7つは有限温度モデルであり、そのうちの3つは非ハドロン自由度を説明します。公開されたデータの約半分は、数十の軌道が合体する高次の流体力学スキームで計算されています。残りの半分は、高度なマイクロフィジックスで計算されます。標準的な波形エラー分析を紹介し、データベースの精度を忠実度について説明します。合併時の状態方程式に依存しない関係(合併頻度など)、光度ピーク、および合併後のスペクトルについて、すぐに使用できるフィッティング式を提示します。
修正重力における異方性インフレーションの定式化
| Title |
Formalizing_Anisotropic_Inflation_in_Modified_Gravity |
| Authors |
S._Nojiri,_S.D._Odintsov,_V.K._Oikonomou,_A._Constantini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16383 |
インフレ前の時代がエキゾチックな方法で進化する可能性があるという事実に動機付けられて、この研究では、インフレ前およびインフレ時代の近くに焦点を当てて、修正された重力のコンテキストで異方性進化を形式化します。私たちはBianchiやTaubのような特定のメトリクスに特化し、真空$F(R)$重力、余分なスカラー場を持つ$F(R)$重力、およびGauss-Bonnet重力でインフレーション理論を形式化します。宇宙の進化に対する異方性の定性的な影響について議論し、等方性と異方性の両方の文脈で、deSitter解のようないくつかの特定の解を検討します。さらに、有限時間特異点を含むものなど、いくつかのエキゾチックな修正重力宇宙論的解についても簡単に説明します。
一般化された非局所的な $R^2$ のようなインフレーションにおける非ガウス性
| Title |
Non-Gaussianities_in_generalized_non-local_$R^2$-like_inflation |
| Authors |
Alexey_S._Koshelev,_K._Sravan_Kumar,_and_Alexei_A._Starobinsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16459 |
[1]では、スカラースペクトルインデックス$n_s(N)\approx1-\frac{2}{N}$を予測する$R^2$のようなインフレーションソリューションを認める最も一般的な高曲率の非局所重力作用で、$N$は、インフレが終了する前のe-foldの数、$N\gg1$、テンソルとスカラーの比率$r(N)<0.036$の任意の値、およびテンソルの傾き$n_t(N)$違反$r=-8n_t$条件が取得されました。この論文では、この理論でスカラー原始非ガウス性(PNG)を計算し、より高い曲率の非局所項が縮小されたバイスペクトル$f_{\rmNL}\left(k_1,\,k_2,\,k_3\right)$文献で知られているインフレーションのスカラー場モデルのいくつかのクラスを模倣しています。$\vertf_{\rmNL}\vert\simO(1-10)$を、等辺、直交、スクイーズドリミットで取得し、量$\vert\frac{d\lnf_で測定されたPNGの実行を取得します。{\rmNL}}{d\lnk}\vert\lesssim1$.これらの結果は、量子重力の性質を調べるための将来のCMB、大規模構造観測の範囲に投影されます。さらに、重力の非局所的な修正における$R^2$のようなインフレーションは、有効場理論(EFT)の現在の状態を超える重要な予測を通じて、初期宇宙宇宙論の理解にパラダイムシフトをもたらすことを示しています。単一フィールド、準単一フィールド、および複数フィールドのインフレーション。要約すると、一般化された非ローカル$R^2$のようなインフレーションを通じて、スカラーPNGに関連する観測可能な量の検出を説明できるインフレーションの堅牢な幾何学的フレームワークを初めて取得します。
EUHFORIA と iPATH モデルを使用した 2020 年 11 月 29 日の太陽エネルギー粒子イベントのモデル化
| Title |
Modelling_the_2020_November_29_solar_energetic_particle_event_using_the_EUHFORIA_and_the_iPATH_model |
| Authors |
Zheyi_Ding,_Nicolas_Wijsen,_Gang_Li,_Stefaan_Poedts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16967 |
欧州太陽圏予報情報資産(EUHFORIA)と改良された太陽圏における粒子加速と輸送(iPATH)モデルの結合の実装を提示し、2020年11月29日の広範な太陽エネルギー粒子(SEP)イベントをシミュレートします。シミュレートされた時間を比較します。ParkerSolarProbe(PSP)、SolarTerrestrialRelationsObservatory(STEREO)-A、SolarandHeliosphericObservatory(SOHO)、SolarOrbiter(SolO)での測定による強度プロファイル。さまざまなSEP時間強度プロファイルに対する衝撃加速の歴史の影響に焦点を当て、この広範なSEPイベントの起源の根本的な原因を調査します。このイベント中の衝撃パラメータと粒子フラックスの時間的変化が調べられます。現実的な太陽風の背景を採用すると、衝撃の拡大、ひいては衝撃パラメーターに大きな影響を与える可能性があることがわかりました。PSPでの精力的な嵐粒子イベントの時間強度プロファイルは、シミュレーションからよく再現されています。さらに、陽子のシミュレートおよび観測された時間強度プロファイルは、STAで同様の2相増強を示しています。これらの結果は、現実的な太陽風を使用して衝撃をモデル化することが、SEPイベントの特性を決定する上で重要であることを示しています。地球でのモデル化された時間強度プロファイルの減衰フェーズは、観測結果とよく一致しており、広範なSEPイベントにおける垂直拡散の重要性を示しています。SolOに接続する可能性のある大きな湾曲した磁力線を考慮すると、モデル化された時間強度プロファイルは観測とよく一致しています。ストリーム相互作用領域による大きく歪んだ磁力線が、このイベントでSolOで観測されたSEPを理解する上で重要な要因である可能性があることを示唆しています。
| Title |
Cosmology_in_theories_with_spontaneous_scalarization_of_neutron_stars |
| Authors |
Ratchaphat_Nakarachinda,_Sirachak_Panpanich,_Shinji_Tsujikawa,_Pitayuth_Wongjun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.16983 |
DamourとEsposite-Fareseによって提案された中性子星の自発的なスカラー化のモデルでは、一般相対論的分岐が不安定になり、スカラー化された分岐に向かってスカラー場$\phi$のタキオン成長を引き起こします。このシナリオを宇宙論に適用すると、インフレーション中の$\phi$の致命的なタキオン不安定性と、今日の場の値$\phi_0$に対する太陽系の制約と相容れない物質支配があります。$\phi$とインフレトン場$\chi$の間に4点結合$g^2\phi^2\chi^2/2$が存在する場合、Ansonらによって主張されました。ハッブル膨張率の2乗よりも重い正の質量の2乗は、インフレーション中の$\phi$の指数関数的な抑制につながり、$\phi_0$は、放射線優勢時代の後に$\phi$が成長しても小さいままであり得ること.$V(\chi)=m^2\chi^2/2$として近似されるいくつかのインフレトンポテンシャルについて、ポテンシャルの最小値について、再加熱中の$\phi$のダイナミクスと他の宇宙論的エポックを詳細に研究します。結合$g$の特定の範囲では、均一な場$\phi$は、インフレトンのコヒーレント振動中にパラメトリック共鳴によって増幅される可能性があります。Hartree近似の下で作成された粒子の逆反応を組み込むと、予熱中に到達する$\phi$の最大値は、逆反応なしで得られる値よりも大幅に小さくなります。また、再加熱終了時の$\phi$の太陽系境界と一致する$g$の最小値は$10^{-5}$のオーダーであり、したがって$g$の許容値には広い範囲があることがわかります。.したがって、アンソンらによって提案されたシナリオ。は、スカラー化された中性子星の特性を変更することなく、局所重力制約と一致する$\phi$の実行可能な宇宙進化を自然にもたらします。
重力ラーマー歳差
| Title |
Gravitational_Larmor_precession |
| Authors |
Chandrachur_Chakraborty_(MCNS-MAHE,_India),_Parthasarathi_Majumdar_(IACS,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.17162 |
射手座A*とメシエ87*の中央の超大質量ブラックホールの近くに報告されている実質的な磁場の存在を、軸対称で非回転のエルンストメルビンシュヴァルツシルトブラックホール時空と適切なパラメータでモデル化します。そのような時空について、質量のあるテスト粒子の測地線節平面歳差運動周波数を計算し、非消失の結果を得て、回転を伴う軸対称時空(非消失カーパラメーター)のみがそのような歳差運動を生成できるという以前の民間伝承を凌駕します。.この磁場によって生成される現象を重力ラーマー歳差運動と呼びます。銀河の中心ブラックホールに近い利用可能な磁場強度の観点から、この歳差運動の観測的見通しについて説明します。
指数関数的およびべき乗則テールを備えた高次場の理論モデルによる太いブレーン
| Title |
Thick_branes_via_higher_order_field_theory_models_with_exponential_and_power-law_tails |
| Authors |
Marzieh_Peyravi,_Samira_Nazifkar,_Francisco_S._N._Lobo,_Kurosh_Javidan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.17387 |
この作業では、$\phi^{10}$および$\phi^{18}$モデルの特定のポテンシャルに触発された、高次の場の理論のキンクによって生成された$4+1$次元の正確な厚いブレーンモデルを取得します。5次元に沿った測地線方程式が、これらすべてのモデルのブレーンに対するスカラーフィールドの閉じ込め効果を確認することを確認します。これらのモデルは、さまざまなトポロジーセクターに存在する指数およびべき乗則テールを使用した新しいソリューションを提供します。特定の指数法則モデルの結果のブレーンが$Z_2$対称性を持たないことを示します。さらに、結果として得られるSchr\"{o}dingerのような方程式のポテンシャル展開における$w^2$項の符号を決定することにより、厚いブレーンの安定性を調べます。$\phi^{10}$ブレーンの3つのモデルは安定していますが、別のモデルにはモデルパラメーターの特定の範囲で不安定なモードが含まれています。また、特定の$\phi^{18}$モデルからのブレーンの解が安定していることも示します。,他のものは中立平衡を含みます.ブレーン解の漸近挙動も議論されています.
微細構造定数と電子質量の変調を介して重力波干渉計と直接相互作用するスカラー場の超軽量暗黒物質を検索する方法を提示します。この変調は、暗黒物質粒子の質量によって決定される周波数で、固体材料に有効な歪みを引き起こします。レーザー周波数を事前に安定させるために名目上使用される固体空洞を使用して、LIGO検出器でそのような効果を探すための見通しを研究し、上限を予測します。GEO600からの以前の制限、LIGOビームスプリッターの同様のひずみからの可能性のある制限、およびLISA、CosmicExplorerなどの今後の実験およびアップグレードされた固体空洞からの潜在的な制限でそれらを文脈化します。AdvancedLIGOの感度により、DMカップリングの競合上限は、$m_\text{DM}に対して$\left\vertd_{m_e}+d_e\right\vert\sim0.2$のレベルに設定できることがわかりました。\sim10^{-13}\,\mathrm{eV}/\mathrm{c}^2$固体空洞とLIGOのビームスプリッターを使用した2つの検索の組み合わせ。将来の実験では、この上限を$\sim10^{-3}$に減らすことができます。
