SN Zwicky: 拡大された「標準ろうそく」で重力レンズ銀河の集団を明らかにする
| Title |
SN_Zwicky:_uncovering_a_population_of_gravitational_lens_galaxies_with_magnified_"standard_candles" |
| Authors |
Ariel_Goobar,_Joel_Johansson,_Steve_Schulze,_Nikki_Arense,_Ana_Sagues_Carracedo,_Suhail_Dhawan,_Edvard_M\"ortsell,_Christoffer_Fremling,_Lin_Yan,_Daniel_Perley,_Jesper_Sollerman,_Remy_Joseph,_K-Ryan_Hinds,_William_Meynardie,_Igor_Andreoni,_Eric_Bellm,_Josh_Bloom,_Thomas_E._Collett,_Andrew_Drake,_Matthew_Graham,_Mansi_Kasliwal,_Shri_Kulkarni,_Adam_Miller,_James_D._Neill,_Jakob_Nordin,_Justin_Pierel,_Johan_Richard,_Reed_Riddle,_Mickael_Rigault,_Ben_Rusholme,_Yashvi_Sharma,_Robert_Stein,_Gabrielle_Stewart,_Alice_Townnsend,_Jozsef_Vinko,_J_Craig_Wheeler,_Avery_Wold |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00656 |
非常にまれな現象の発見を報告します。これは、前景の銀河によってほぼ25倍に拡大された多重画像重力レンズ型Ia超新星(SNeIa)、「SNツウィッキー」、別名SN2022qmxです。システムは、SNeIaの「標準キャンドル」の性質のおかげで、本質的に明るいと識別されました。高空間解像度機器による観測により、アインシュタイン半径がわずか$\theta_E=0.167"$の4つのほぼ同時の画像を持つシステムが解像されました。$0.8$キロパーセク.滑らかなレンズモデルは画像フラックス比を再現できず、コンパクトな天体からの大幅な追加倍率を示唆している.小さな画像分割と比較的かすかな偏向銀河を考えると、レンズシステムは一般的に角度分離法では発見されないだろう.大規模な画像調査で使用されます。
${\rm S{\scriptsize IM}BIG}$: ギャラクシー クラスタリングに対するフォワード モデリング アプローチのモック チャレンジ
| Title |
${\rm_S{\scriptsize_IM}BIG}$:_Mock_Challenge_for_a_Forward_Modeling_Approach_to_Galaxy_Clustering |
| Authors |
ChangHoon_Hahn,_Michael_Eickenberg,_Shirley_Ho,_Jiamin_Hou,_Pablo_Lemos,_Elena_Massara,_Chirag_Modi,_Azadeh_Moradinezhad_Dizgah,_Bruno_R\'egaldo-Saint_Blancard,_Muntazir_M._Abidi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00660 |
Simulation-BasedInferenceofGalaxy(${\rmS{\scriptsizeIM}BIG}$)は、シミュレーションベースの推論を使用して銀河クラスタリングを分析するためのフォワードモデリングフレームワークです。この作業では、観測されたSDSS-IIIBOSSCMASS銀河サンプルと一致するように設計された${\rmS{\scriptsizeIM}BIG}$フォワードモデルを提示します。フォワードモデルは、高解像度${\rmQ{\scriptsizeUIJOTE}}$$N$ボディシミュレーションと柔軟なハロー占有モデルに基づいています。これには、完全なサーベイリアリズムが含まれ、角度マスキングやファイバー衝突などの観測体系がモデル化されます。${\rmS{\scriptsizeIM}BIG}$から推定される事後分布の精度を検証するための「モックチャレンジ」を提示します。これには、異なる$N$ボディシミュレーションであるハローを備えたフォワードモデルを使用して構築された1,500のテストシミュレーションのスイートが使用されます。ファインダー、ハロー職業処方。${\rmS{\scriptsizeIM}BIG}$のデモンストレーションとして、パワースペクトルの多重極子を$k_{\rmmax}=0.5\,h/{\rmMpc}$まで分析し、$\Lambda$CDM宇宙およびハロー占有パラメーター。模擬チャレンジに基づいて、$\Omega_m$と$\sigma_8$に対する制約は偏りがなく、保守的であることがわかりました。したがって、模擬チャレンジは、${\rmS{\scriptsizeIM}BIG}$が、非線形スケールでの銀河クラスタリングから宇宙論的パラメーターを推測するための堅牢なフレームワークと、観測体系を処理するための完全なフレームワークを提供することを示しています。後続の作業では、${\rmS{\scriptsizeIM}BIG}$を使用して、バイスペクトル、マークされたパワースペクトル、スキュースペクトル、ウェーブレット統計、フィールドレベルの統計など、パワースペクトルを超えた要約統計を分析します。
${\rm S{\scriptsize IM}BIG}$: 銀河クラスタリングを分析するためのフォワード モデリング アプローチ
| Title |
${\rm_S{\scriptsize_IM}BIG}$:_A_Forward_Modeling_Approach_To_Analyzing_Galaxy_Clustering |
| Authors |
ChangHoon_Hahn,_Michael_Eickenberg,_Shirley_Ho,_Jiamin_Hou,_Pablo_Lemos,_Elena_Massara,_Chirag_Modi,_Azadeh_Moradinezhad_Dizgah,_Bruno_R\'egaldo-Saint_Blancard,_Muntazir_M._Abidi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00723 |
新しい${\rmS{\scriptsizeIM}BIG}$フォワードモデリングフレームワークからの銀河クラスタリングのシミュレーションベースの推論(SBI)分析から、史上初の宇宙論的制約を提示します。${\rmS{\scriptsizeIM}BIG}$は、忠実度の高いシミュレーションの予測能力を活用し、標準的な分析ではアクセスできない小さな非線形スケールで宇宙論的情報を抽出できる推論フレームワークを提供します。この作業では、${\rmS{\scriptsizeIM}BIG}$をBOSSCMASS銀河サンプルに適用し、パワースペクトル$P_\ell(k)$を$k_{\rmmax}=0.5まで分析します。\,h/{\rmMpc}$.高解像度の${\rmQ{\scriptsizeUIJOTE}}$$N$ボディシミュレーションに基づいたフォワードモデルを使用して、20,000のシミュレートされた銀河サンプルを構築し、観測体系のより完全な処理のための詳細なサーベイリアリズムを含みます。次に、シミュレートされたサンプルを使用して正規化フローをトレーニングすることによりSBIを実行し、$\Lambda$CDM宇宙論的パラメーターの事後分布を推測します:$\Omega_m、\Omega_b、h、n_s、\sigma_8$。$\Omega_m$と$\sigma_8$に重要な制約を導き出し、これは以前の研究と一致しています。$\sigma_8$に対する制約は、標準的な分析よりも$27\%$正確です。この改善は、標準的な方法でCMASSよりも$\sim60\%$大きい銀河サンプルを分析することで期待される統計的利益に相当します。これは、現在の解析モデル$k>0.25\,h/{\rmMpc}$の限界を超える非線形スケールでの追加の宇宙論的情報に起因します。この作業では、検証と文献との比較のために$P_\ell$に焦点を当てていますが、${\rmS{\scriptsizeIM}BIG}$は、任意の要約統計量を使用して銀河クラスタリングを分析するためのフレームワークを提供します。${\rmS{\scriptsizeIM}BIG}$$P_\ell$を超える要約統計量の後続の分析から、宇宙論的制約のさらなる改善が期待されます。
暗黒エネルギーとフィッティング問題
地球規模では、宇宙は通常、FLRWメトリックによって記述される理想化された多様体によって適合されます。これは特に、宇宙を調べてそのダイナミクスを決定する場合に当てはまります。しかし、理想化された多様体を現実の宇宙に適合させるプロセスは、一意に定義されているわけではありません。このプロセスは、測定に使用された宇宙探査機に依存する可能性があり、したがって、スケール係数の異なる観測時間的進化につながる可能性があります。したがって、観測された宇宙の加速膨張を正しく解釈するには、最初に暗黙のうちに適用されたフィッティングプロセスを完全に理解する必要があります。この記事では、SNIa、BAO、およびCMB宇宙プローブの適合プロセスを確立し、関連する平均アインシュタイン方程式を導き出します。これらのフィッティングが実際に適用された方法が、明らかな暗エネルギー効果につながることを示しています。また、一方ではSNIaプローブとBAOプローブ、他方ではCMBプローブ間のフィッティングプロセスの概念的な違いを強調しています。これらの違いを考慮して、いわゆるハッブル張力をどのように説明できるかを示します。
$Euclid$ ミッションとヴェラ C. ルービン天文台のデータを組み合わせた Ia 型超新星宇宙論
| Title |
Type_Ia_Supernova_cosmology_combining_data_from_the_$Euclid$_mission_and_the_Vera_C._Rubin_Observatory |
| Authors |
A._Bailey,_M._Vincenzi,_D._Scolnic,_J.-C._Cuillandre,_J._Rhodes,_E._R._Peterson,_B._Popovic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01206 |
$Euclid$ミッションは、深部(3つのフィールド、それぞれ$\sim$10-20平方度)および広い($\sim$10000平方度)フィールドにわたる近赤外線で、この種のものとしては初めてのカバレッジを提供します。この調査はトランジェントを発見するようには設計されていませんが、深層フィールドでは2週間にわたって観測が繰り返され、その後約6か月のギャップが生じます。この分析では、Ia型超新星(SNeIa)の特性を測定するために深場観測がどれほど役立つかを探ります。$Euclid$の計画された深さ、面積、深いフィールドでのケイデンスを含むシミュレーションを使用して、$0.0<z<1.5$の間の3700を超えるSNeで、信号対$Euclid$の光度曲線だけでは、距離を直接制約するには不十分ですが、LSST深場観測と組み合わせると、SN距離の不確実性が$zで20～30%減少することがわかります。<0.8$で、$z>0.8$の場合は40～50%です。さらに、追加の$Euclid$モックデータを使用して、SNIa研究の重要な体系を制約することができるかを予測します。\odot}$)と低質量($>10^{10}M_{\odot}$)銀河。この測定値は、静止フレームNIRに固有の情報を持っています。ステップがほこりによって引き起こされた場合、4$\sigma$レベルで光学と比較してNIRの減少を測定できると予測しています。この作業で使用されているLSSTおよび$Euclid$観測戦略はまだ暫定的なものであり、ある程度の共同処理が必要であることを強調します。それでも、これらの最初の結果は有望であり、$Euclid$がナンシーローマン宇宙望遠鏡(ローマン)よりもかなり前に観測を開始すると仮定すると、このデータセットはローマン自体の準備に非常に役立つと予想されます。
MACSISシミュレーションにおけるガスの凝集と静水圧バイアスへの影響
MACSIS流体力学シミュレーションを使用して、大規模な銀河団の銀河団内媒体におけるガスの凝集の程度と、それが静水質量バイアスにどのように影響するかを推定します。凝集を観測プロキシである放出測定の方位角散乱と比較することにより、それらは両方とも半径とともに増加し、質量が大きく動的に摂動するシステムで大きくなることがわかります。同様の傾向が方位角温度散乱と非熱圧分画にも見られ、どちらも密度変動と相関し、これらの値も赤方偏移とともに増加します。ただし、最近の研究と一致して、凝集またはそのプロキシと静水質量バイアスとの間には弱い相関しか見られません。投影されたプロファイルの塊の影響を減らすために、最近の観測研究に従って方位中央値を計算し、これがバイアスの分散を減らすことを発見しました。また、非熱圧力項を使用してクラスターの質量を修正し、3Dガスプロファイルから過剰に修正された質量推定値($1-b=0.86$から$1-b=1.15$)を見つけますが、質量推定値は改善されています($1-b=0.75$から$1-b=0.85$)予測されたガスプロファイルから。クラスター平均質量バイアスは、非熱圧力補正($1-b=0.85$)を適用することで最小化され、凝集度の低いクラスター($1-b=0.79$)または動的に緩和されたクラスターを選択することで、より控えめな削減が行われると結論付けています。($1-b=0.80$)。ただし、個々のオブジェクトの散乱を最小限に抑えるには、後者の選択が最も効果的です。このような結果は、アテナなどの高解像度分光計を搭載した次世代のX線ミッションでテストできます。
HST WFC3 G141 の能力を調査して、70 の気体惑星の均一透過調査を通じて太陽系外惑星大気の人口の傾向を明らかにする
| Title |
Exploring_the_Ability_of_HST_WFC3_G141_to_Uncover_Trends_in_Populations_of_Exoplanet_Atmospheres_Through_a_Homogeneous_Transmission_Survey_of_70_Gaseous_Planets |
| Authors |
Billy_Edwards,_Quentin_Changeat,_Angelos_Tsiaras,_Kai_Hou_Yip,_Ahmed_F._Al-Refaie,_Lara_Anisman,_Michelle_F._Bieger,_Amelie_Gressier,_Sho_Shibata,_Nour_Skaf,_Jeroen_Bouwman,_James_Y-K._Cho,_Masahiro_Ikoma,_Olivia_Venot,_Ingo_Waldmann,_Pierre-Olivier_Lagage_and_Giovanna_Tinetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00649 |
ハッブルの広視野カメラ3(WFC3)によるトランジット分光法による70のガス状太陽系外惑星の大気の分析を提示します。これらの半分以上について、私たちの検索結果が分子種に起因するスペクトル変調を統計的に検出しています。その中で、ベイジアン階層モデリングを使用して、バルクパラメータで化学トレンドを検索します。抽出された水の存在量を使用して、大気の金属量を推測し、それを惑星の質量と比較します。また、大気の金属量に直接適合する化学平衡検索も実行します。ただし、以前の研究では質量と金属量の傾向の証拠が見つかっていますが、データ内にそのような関係は見つかりません。サンプル内のより高温の惑星では、H$^-$不透明度を介して二水素と水の熱解離の証拠が見つかります。この人口調査全体で見られる一般的な傾向の欠如は、i)HSTWFC3G141によって提供される不十分なスペクトルカバレッジ、ii)人口全体にわたる単純な傾向の欠如、iii)の本質的にランダムな性質による可能性があることを示唆しています。この研究のターゲット選択、またはiv)上記すべての組み合わせ。JWST、Twinkle、Arielなどの施設で比較惑星学を将来確実に実施できるようにするために、この膨大なデータセットから今後どのように学習できるかを設定します。より広い同時スペクトル範囲と、ターゲット選択へのより構造化されたアプローチが必要であると結論付けています。
HD 191939 の再訪: 新しく洗練された惑星の質量決定、およびハビタブル ゾーンにある新しい惑星
| Title |
HD_191939_revisited:_New_and_refined_planet_mass_determinations,_and_a_new_planet_in_the_habitable_zone |
| Authors |
J._Orell-Miquel,_G._Nowak,_F._Murgas,_E._Palle,_G._Morello,_R._Luque,_M._Badenas-Agusti,_I._Ribas,_M._Lafarga,_N._Espinoza,_J._C._Morales,_M._Zechmeister,_A._Alqasim,_W._D._Cochran,_D._Gandolfi,_E._Goffo,_P._Kab\'ath,_J._Korth,_J._Livingston,_K._W._F._Lam,_A._Muresan,_C._M._Persson,_V._Van_Eylen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00667 |
HD191939(TOI-1339)は近くにあり(d=54pc)、明るく(V=9mag)、活動していない太陽に似た恒星(G9V)であり、多惑星トランジットシステムをホストすることが知られています。地上での分光観測により、TESSによって最初に検出された3つのトランジット亜海王星(HD191939b、c、およびd)の惑星的性質が確認され、惑星bおよびcの質量を3$\sigma$の精度で測定するために使用されました。これらの以前の観測は、追加の土星質量の惑星(HD191939e)の発見と、さらなる非常に長い周期の伴星(HD191939f)の証拠も報告しました。ここでは、システム内の新しい非トランジット惑星の発見と、HD191939dの洗練された質量決定を報告します。新しい惑星HD191939gの最小質量は13.5$\pm$2.0M$_\oplus$で、周期は約280dです。この期間は、惑星を主星の保守的なハビタブルゾーン内に配置し、HD191939eとの1:3共鳴の近くに配置します。4つの異なる高解像度スペクトログラフからの677日のベースラインを持つ362の視線速度測定値の編集により、惑星dの4.6$\sigma$質量決定を含む、以前に知られていた惑星の特性を改良することもできました。今まで2$\sigma$の上限が設定されていました。以前に疑われていたHD191939dの密度が低いことを確認しました。これは、大気の特徴付けを試みるための魅力的なターゲットになります。全体として、惑星系は、土星質量と天王星質量の惑星に加えて、高質量の長周期伴星の内部にある3つの亜海王星で構成されています。この特定の構成は、文献に対応するものはなく、HD191939は、将来の観察に値する異常な惑星の人口統計を持つ例外的な多惑星トランジットシステムになります。
太陽系外惑星大気人口研究におけるサンプル選択の重要性
| Title |
Importance_of_Sample_Selection_in_Exoplanet_Atmosphere_Population_Studies |
| Authors |
Natasha_E._Batalha,_Angie_Wolfgang,_Johanna_Teske,_Munazza_K._Alam,_Lili_Alderson,_Natalie_M._Batalha,_Mercedes_L\'opez-Morales,_Hannah_R._Wakeford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00702 |
惑星の形成を理解するには、惑星の特性の傾向を明らかにするように設計された堅牢な個体群研究が必要です。この作業では、JWSTを使用した大気特性評価のために系外惑星の個体群を選択するさまざまな方法が、個体群レベルの推論に影響を与えるかどうかを判断することを目的としています。スーパーアース/サブ海王星の3つの仮想調査を生成し、それぞれが同様の半径-日射フラックス空間にまたがっています。調査サンプルは、3つの異なる選択基準(等間隔目、ビニング、および定量的選択関数)に基づいて作成されます。注入回復技術を使用して、個々の惑星の大気パラメーターと人口レベルのパラメーターをどの程度確実に取得できるかをテストします。3つの調査設計はすべて、個々の大気の特徴付けには同等に適した目標をもたらしますが、人口パラメーターを制約するための同等に適切な目標ではありません。定量的方法で構築されたサンプル、または目で十分に等間隔に配置されたサンプルのみが、堅牢な母集団パラメーターの制約になります。さらに、個々の大気研究に最適なターゲットを持つサンプルが、必ずしも最適な制約された人口パラメーターをもたらすとは限らないことがわかりました。サンプルの選択方法を考慮する必要があります。また、1つのJWSTサイクル($\sim$12惑星)に収まるほど小さいサンプルでは、人口レベルの結果に大きなばらつきがある可能性があることもわかりました。.最後に、サンプル選択の調査は、明るい星の周りで測定された質量を持つトランジット惑星の数が少ないことによって制限されていると推測します。私たちの結果は、太陽系外惑星の大気特性の根底にある傾向を決定することを目的としたプログラムの将来の開発を導くことができ、その延長として、形成と進化のプロセスを導き出すことができます。
スター ケプラー 33 とその 5 つのトランジット惑星の質量と半径の精密化
| Title |
Refining_the_Masses_and_Radii_of_the_Star_Kepler-33_and_its_Five_Transiting_Planets |
| Authors |
James_Sikora,_Jason_Rowe,_Daniel_Jontof-Hutter,_and_Jack_J._Lissauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00703 |
ケプラー33には、5日から41日までの周期を持つ、検証済みの5つの通過惑星があります。惑星はほぼ同一平面上の軌道にあり、非常に類似した(適切にスケーリングされた)トランジット期間を示し、類似の衝突パラメータを示しています。外側の3つの惑星の半径は$3.5\lesssimR_{\rmp}/R_\oplus\lesssim4.7$で、動的に密集しているため、通過タイミングの変動が観察できます。トランジットタイミング変動の光力学的解析により、周回惑星の離心率($<0.02$から$<0.2$の範囲)の$2\sigma$の上限と、主星の平均密度($0.39_{-0.02}^{+0.01}\,{\rmg/cm^3}$)。\emph{Gaia}EarlyDataRelease3の視差観測、以前に報告された主星の有効温度と金属量、および光力学モデルを組み合わせて、主星とトランジット惑星の特性を改良します。私たちの分析では、ケプラー33~e($6.6_{-1.0}^{+1.1}\,M_\oplus$)とf($8.2_{-1.2}^{+1.6}\,M_\)の十分に制約された質量が得られます。oplus$)とともに、惑星c($<19\,M_\oplus$)およびd($<8.2\,M_\oplus$)の$2\sigma$上限。報告されている惑星d($<0.4\,{\rmg/cm^3}$)、e($0.8\pm0.1\,{\rmg/cm^3}$)、およびf($0.7\pm0.1\,{\rmg/cm^3}$)。惑星進化モデルとの比較に基づいて、ケプラー33~eとfは$f_{\rmenv}=7.0_{-0.5}^{+0.6}\%$と$f_という比較的高いエンベロープ質量分率を示すことがわかりました。{\rmenv}=10.3\pm0.6\%$、それぞれ。惑星d$\sim4\,M_\oplus$の質量を仮定すると、$f_{\rmenv}\gtrsim12\%$を持つことが示唆されます。
Moonraker -- エンケラドゥスの複数フライバイ ミッション
| Title |
Moonraker_--_Enceladus_Multiple_Flyby_Mission |
| Authors |
O._Mousis,_A._Bouquet,_Y._Langevin,_N._Andr\'e,_H._Boithias,_G._Durry,_F._Faye,_P._Hartogh,_J._Helbert,_L._Iess,_S._Kempf,_A._Masters,_F._Postberg,_J.-B._Renard,_P._Vernazza,_A._Vorburger,_P._Wurz,_D.H._Atkinson,_S._Barabash,_M._Berthomier,_J._Brucato,_M._Cable,_J._Carter,_S._Cazaux,_A._Coustenis,_G._Danger,_V._Dehant,_T._Fornaro,_P._Garnier,_T._Gautier,_O._Groussin,_L.Z._Hadid,_J.-C._Ize,_I._Kolmasova,_J.-P._Lebreton,_S._Le_Maistre,_E._Lellouch,_J.I._Lunine,_K.E._Mandt,_Z._Martins,_D._Mimoun,_Q._Nenon,_G.M._Mun\~oz_Caro,_P._Rannou,_H._Rauer,_P._Schmitt-Kopplin,_A._Schneeberger,_M._Simons,_K._Stephan,_T._Van_Hoolst,_J._Vaverka,_M._Wieser,_and_L._W\"orner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00721 |
土星の氷の月であるエンケラドゥスは、内部に水の海を持ち、ジェットが海洋物質を宇宙に放出しています。カッシーニの調査は、地下海が岩石コアとの複雑な相互作用を持つ居住可能な環境である可能性があることを示しました。海、その潜在的な居住可能性、エンケラドスの起源について私たちに教えてくれることを完全に理解するには、噴流によって形成されたプルームの組成をさらに調査する必要があります。Moonrakerは、プルームの横断に焦点を当てて、土星を周回し、エンケラドゥスの複数のフライバイを実行するように設計されたESAMクラスのミッションとして提案されています。提案されているMoonrakerミッションは、ESAが提供するプラットフォームで構成され、JUICEとMarsSampleReturnからの強力な遺産を持ち、プルームと表面分析専用の一連の機器を搭載しています。名目上のMoonrakerミッションの期間は13.5年です。これには、科学フェーズに割り当てられた189日間の23フライバイセグメントが含まれており、リソースが許せば追加のセグメントで拡張できます。ミッションのコンセプトは、i)現在のエンケラドゥスとその内部海の居住可能条件、ii)内部海と南極地形の表面との間のコミュニケーションのメカニズム、およびiii)形成条件の調査にある。月の。ムーンレイカーは、カッシーニのペイロードを大幅に改善した最先端の機器のおかげで、プルーム内の重要な種の存在量、同位体比、プルームと表面の物理的パラメーターを定量化します。そのような任務は、将来の着陸任務の可能性への道を開くでしょう。
究極の惑星構造を追う: I- HD196885Ab、2 つの星と踊る超木星?
| Title |
Chasing_extreme_planetary_architectures:_I-_HD196885Ab,_a_super-Jupiter_dancing_with_two_stars? |
| Authors |
G._Chauvin,_M._Videla,_H._Beust,_R._Mendez,_A._C._M._Correia,_S._Lacour,_A._Tokovinin,_J._Hagelberg,_F._Bouchy,_I._Boisse,_C._Villegas,_M._Bonavita,_S._Desidera,_V._Faramaz,_T._Forveille,_A._Gallenne,_X._Haubois,_J.S._Jenkins,_P._Kervella,_A.-M._Lagrange,_C._Melo,_P._Thebault,_S._Udry_and_D._Segransan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00994 |
連星の惑星は、非常に敵対的な環境での惑星形成と進化理論の予測をテストするためのユニークなアーキテクチャです。2015年から2020年にかけてHD196885ABの高角度解像度画像を取得するために、VLTのSPHEREのIRDISデュアルバンドイメージャーとSOARのスペックル干渉カメラHRCAMを使用しました。動径速度測定HD196885Aと連星伴星と内部巨大惑星HD196885Abの両方の解像。最後に、VLTI/GRAVITYのデュアルフィールドモード(最低30μas)の絶妙な天文精度を利用して、HD196885AとBの相対位置を監視し、連星分離に刻印された周主惑星アブ。私たちの観測により、長半径19.78au、離心率0.417の傾斜した逆行軌道（iAB=120.43度）で見られる連星HD196885ABの軌道特性を正確に制限することができます。GRAVITYの測定値は、恒星または褐色矮星の質量におけるポールオンソリューションのすべてのファミリを拒否することによって、内惑星HD196885Abの性質を初めて確認します。解決策の中で最も好まれる島は、中程度の離心率(eAaAb=0.44)と143.04度に近い傾斜角を持つ、木星のような惑星(MAb=3.39MJup)に関連付けられています。この結果は、連星コンパニオンBと惑星Abの軌道面(恒星に対して)の間の有意な相互傾斜(ファイ=24.36度)を示しています。私たちの動的シミュレーションは、システムが時間の経過とともに動的に安定していることを示しています。内惑星に影響を与える可能性のあるフォン・ジペレ・コザイ・リドフの中程度のサイクルでは、離心率と相互傾斜角の変動が予想されます。
3 つのホット ジュピター、NGTS-23b、24b、および 25b の発見、および次世代トランジット サーベイからの HATS-54b
の更新されたパラメーター
| Title |
The_discovery_of_three_hot_Jupiters,_NGTS-23b,_24b_and_25b,_and_updated_parameters_for_HATS-54b_from_the_Next_Generation_Transit_Survey |
| Authors |
David_G._Jackson,_Christopher_A._Watson,_Ernst_J._W._de_Mooij,_Jack_S._Acton,_Douglas_R._Alves,_David_R._Anderson,_David_J._Armstrong,_Daniel_Bayliss,_Claudia_Belardi,_Fran\c{c}ois_Bouchy,_Edward_M._Bryant,_Matthew_R._Burleigh,_Sarah_L._Casewell,_Jean_C._Costes,_Phillip_Eigm\"uller,_Michael_R._Goad,_Samuel_Gill,_Edward_Gillen,_Maximilian_N._G\"unther,_Faith_Hawthorn,_Beth_A._Henderson,_James_A._G._Jackman,_James_S._Jenkins,_Monika_Lendl,_Alicia_Kendall,_James_McCormac,_Maximiliano_Moyano,_Louise._D._Nielsen,_Ares_Osborn,_Ramotholo_R._Sefako,_Alexis_M._S._Smith,_Rosanna_H._Tilbrook,_Oliver_Turner,_St\'ephane_Udry,_Jose_I._Vines,_Richard_G._West,_Peter_J._Wheatley_and_Hannah_Worters |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01044 |
次世代トランジットサーベイ(NGTS)による3つの新しいホットジュピターの発見と、NGTSによって独自に発見されたHATS-54bの更新されたパラメーターを報告します。NGTS-23b、NGTS-24b、NGTS-25bの公転周期はそれぞれ4.076日、3.468日、2.823日で、G型、F型、K型の星を周回しています。NGTS-24とHATS-54は主系列からの移行が近づいているように見え(まだ移行していない場合)、亜巨星の周りにホットジュピターが観測されていないことを考えると興味深いターゲットです。主星の光度と惑星の小さな軌道間隔(0.037～0.050au)を考慮すると、4つのホットジュピターすべてが、インフレーションメカニズムが有効になるための最小放射照度しきい値を上回っていることがわかります。NGTS-23bの質量は0.61$M_{J}$、半径は1.27$R_{J}$で、おそらく膨張しています。1.21$R_{J}$の半径と0.52$M_{J}$の質量を持つNGTS-24bは、膨張していないモデルから予想されるよりも大きな半径を持っていますが、その半径は現在のベイジアンインフレーションモデルから予測された半径よりも小さいです。.最後に、NGTS-25bは膨張したケースと膨張していないケースの中間であり、質量は0.64$M_{J}$、半径は1.02$R_{J}$です。半径の膨張を引き起こす物理的プロセスはまだよくわかっていませんが、ホットジュピターのサンプルを構築することで、金属量や星の年齢などの追加の制御パラメーターを特定することを目指すことができます。
採用された流星群の新しい命名規則
| Title |
New_Nomenclature_Rules_for_Meteor_Showers_Adopted |
| Authors |
M._Hajdukova,_R._Rudawska,_T._J._Jopek,_M._Koseki,_G._Kokhirova,_L._Neslusan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01350 |
MeteorDataCenter(MDC)のシャワーデータベース(SD)は、15年間、複雑すぎて精度が不十分なストリーム命名規則に基づいて運用されていました。発見された流星群の数が徐々に増加するにつれて、新しい流星群をデータベースに送信して名前を付ける手順は、SDの基本的な役割、つまり科学文献におけるストリーム名の曖昧さの解消と矛盾する状況につながります。私たちの目的は、流星群の命名規則を単純化することです。小惑星の場合に使用されるものと同様の2段階のアプローチに基づいて、はるかに単純な流星群の命名規則のセットを提案します。最初の段階は、発見直後の新しいシャワーに適用されます。第2段階は、繰り返し観察されたにわか雨に関するもので、その存在はもはや疑いの余地がありません。私たちが提案した新しい手順は、2022年7月にIAUの委員会F1の投票によって承認されました。
広視野地上測光による球状星団の染色体地図
| Title |
Chromosome_maps_of_Globular_Clusters_from_wide-field_ground-based_photometry |
| Authors |
S._Jang,_A._P._Milone,_M._V._Legnardi,_A._F._Marino,_A._Mastrobuono-Battisti,_E._Dondoglio,_E._P._Lagioia,_L._Casagrande,_M._Carlos,_A._Mohandasan,_G._Cordoni,_E._Bortolan,_and_Y.-W._Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00650 |
ハッブル宇宙望遠鏡(HST)測光は、球状星団(GC)の広範な分析を提供しています。特に、「染色体マップ(ChM)」と呼ばれる疑似2色図は、前例のない詳細で複数の個体群を検出して特徴付けることができました。これらの研究の主な制限は、HSTの視野が狭いことです。これにより、空間分布や最も外側のクラスター領域における内部運動学など、複数の集団のいくつかの重要な側面を調査することが困難になります。この制限を克服するために、地上施設から取得した43のGCの最先端の広視野測光を分析します。高解像度の赤化マップを導き出し、必要に応じて微分赤化の測光を修正しました。U、B、およびIバンドで測光を使用して、赤色巨星分枝の$\Deltac_{\rmU,B,I}$対$\Delta_{\rmB,I}$ChM(RGB)および漸近巨星分枝(AGB)星。広帯域の地上測光で構築されたこのChMが、広い視野で第1世代と第2世代の星(1Gと2G)を識別する効率的なツールであることを示します。その可能性を説明するために、NGC288の複数の集団の放射状分布を導出し、それらの化学組成を推測します。29のGCでRGB星のChMを提示し、かなりの多様性を検出します。1G星と2G星の割合、亜集団の数、およびChMの拡張は、クラスターごとに大きく異なります。さらに、タイプIIGCの金属の少ないスターと金属の豊富なスターは、ChMで異なるシーケンスを定義します。拡張された1Gシーケンスの存在を確認します。
ガスが豊富なフィールド超拡散銀河は、球状星団をほとんどホストしていません
| Title |
Gas-rich,_field_ultra-diffuse_galaxies_host_few_globular_clusters |
| Authors |
Michael_G._Jones,_Ananthan_Karunakaran,_Paul_Bennet,_David_J._Sand,_Kristine_Spekkens,_Burcin_Mutlu-Pakdil,_Denija_Crnojevic,_Steven_Janowiecki,_Lukas_Leisman,_Catherine_E._Fielder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00651 |
25～36Mpcの距離にある14個のガスが豊富で、表面輝度が低く、超拡散銀河(UDG)のハッブル宇宙望遠鏡による画像を提示します。球状星団の光度関数のターンオーバーマグニチュードよりも明るく、各銀河の半光半径の2倍以内にある点状のソースの調査により、より密度の高い環境のものとは異なり、ガスに富むフィールドUDGは、古い球状星団をほとんどホストしていないことが明らかになりました。(GC)。ほとんどのターゲット(9つ)には候補GCがなく、残りのターゲットにはそれぞれ1つまたは2つの候補があります。これらの発見は、同様の恒星質量を持つ通常の矮小銀河に対する予想と概ね一致しています。これは、銀河団で通常見られるGCに富むUDGの潜在的な前駆体として、ガスに富んだフィールドUDGを除外します。しかし、銀河群の中には、フィールドから直接降着したものもあるかもしれません。他の最近の結果と一致して、これは、UDGには少なくとも2つの異なる形成経路が存在する必要があり、このサブ集団は単に下にある矮小銀河集団の極度に低い表面輝度拡張であることを強く示唆しています。それらの拡散した星の分布の根本的な原因は不明のままですが、形成メカニズムは、中性ガスの分布、星全体の質量、またはGCの数に強く影響することなく、星(および潜在的に暗黒物質)の分布にのみ影響を与えるようです。
Close AGN Reference Survey (CARS)。スーパーエディントン NLS1 Mrk 1044 におけるパーセクスケールの多相流出
| Title |
The_Close_AGN_Reference_Survey_(CARS)._A_parsec_scale_multi-phase_outflow_in_the_super-Eddington_NLS1_Mrk_1044 |
| Authors |
Nico_Winkel,_Bernd_Husemann,_Mainak_Singha,_Vardha_N._Bennert,_Fran\c{c}oise_Combes,_Timothy_A._Davis,_Massimo_Gaspari,_Knud_Jahnke,_Rebecca_McElroy,_Christopher_P._O'Dea,_Miguel_A._P\'erez-Torres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00657 |
活動銀河核(AGN)とそのホスト銀河の間の相互作用は、ほとんど解明されていません。ナローラインセイファート1(NLS1)銀河は、進化の初期段階でAGNを表すと考えられており、高い降着率でAGNの摂食およびフィードバックプロセスを観察することができます。近くのスーパーエディントン降着NLS1であるMrk1044のVLTMUSENFM-AO観測に分光天文分析を適用します。これにより、速度が$-560\pm20\,{\rmkm\:s}^{-1}$および$-144\pmである[O$\,$III]で追跡される2つの電離ガス流出をマッピングできます。5\,{\rmkm\:s}^{-1}$.どちらのアウトフローも空間的に解像されておらず、銀河核の近くに位置しています($<1\,{\rmpc}$)。それらは$10^5\,{\rmcm}^{-3}$よりも高いガス密度を持っています。これは、BPT診断を使用して基礎となるイオン化メカニズムを制約することができないことを意味します。拡張シェルモデルがMrk1044の未解決の多相流出の速度構造を説明できるかどうかを調べます。運動学的分析は、核の周りのISMにかなりの乱流が存在する可能性があることを示唆しており、これは凝縮雨につながる可能性があり、Mrk1044のAGNの効率的な供給を説明する可能性があります.空間的に分解された追加のイオン化ガス流出成分を特定します。速度は$-211\pm22\,{\rmkm\:s}^{-1}$で、投影サイズは$4.6\pm0.6\,{\rmpc}$です。核の周りの最も内側の0.5インチ(160$\,{\rmpc}$)内で、アウトフローからのビームにまみれた放射によって隠された控えめな星形成を検出します。これは、Mrk1044のAGNフェーズが最近オンになったことを示唆しています。多相アウトフローは$<10^4\,{\rmyrs}$年前に開始されました.それは、さまざまな空間スケールでホスト銀河星の形成に影響を与えるのに十分な質量とエネルギーを運び、AGNフィードとフィードバックの複雑さを強調しています.初期段階のサイクル。
OGLE マイクロ レンズ スカイ マップから制約された、天の川暗黒物質ハローの ~200 pc サイズのコア
| Title |
A_~200_pc-sized_core_of_Milky_Way_dark_matter_halo_constrained_from_the_OGLE_micro-lensing_sky_map |
| Authors |
Shu-Rui_Lin,_Wentao_Luo,_Yi-Fu_Cai,_Qi_Guo,_Leyao_Wei,_Bo_Wang,_Qinxun_Li,_Can-Po_Su,_Vitali_Halenka,_Alexander_Rodriguez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00666 |
オプティカルからのマイクロレンズイベント率のスカイマップデータを使用して、天の川の中心に1シグマレベルで219$^{+10}_{-28}$pcサイズの暗黒物質コア構造が検出されたことを報告します。重力レンズ実験(OGLE)調査。初めて、マイクロレンズスカイマップの空間情報を適用し、詳細な天の川構造であるミニダークマター構造(MDMS)フラクション($f_{\rmMDMS}=\Omega_{\rmMDMS}/\Omega_{\rmDM}$)とコアサイズ。このスカイマップは、強い縮退なしに$f_{\rmMDMS}$とコアサイズの両方を同時に制約できることがわかりました。自己相互作用暗黒物質(SIDM)などの暗黒物質粒子モデルだけでなく、天の川のバリオン物理学。
単一のシミュレーション スナップショットからのバー パターン速度の測定
| Title |
Measuring_bar_pattern_speeds_from_single_simulation_snapshots |
| Authors |
Walter_Dehnen,_Marcin_Semczuk,_Ralph_Schoenrich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00674 |
シミュレートされた棒銀河の単一のスナップショットから方向角$\psi$とパターン速度$\Omega=\mathrm{d}\psi/\mathrm{d}t$を同時に測定する方法について説明します。5～25%の系統誤差に苦しむ以前の試みとは異なり、私たちのアプローチは偏りがありません。回転速度と回転軸、つまりベクトル$\boldsymbol{\Omega}$を取得するように拡張できます。私たちの方法を実装するコンピューターコードを提供します。
クロスサーベイ銀河形態分類と異常検出のための半教師付きドメイン適応
| Title |
Semi-Supervised_Domain_Adaptation_for_Cross-Survey_Galaxy_Morphology_Classification_and_Anomaly_Detection |
| Authors |
Aleksandra_\'Ciprijanovi\'c_and_Ashia_Lewis_and_Kevin_Pedro_and_Sandeep_Madireddy_and_Brian_Nord_and_Gabriel_N._Perdue_and_Stefan_Wild |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00677 |
大規模な天文調査の時代に、複数のデータセットに対して人工知能アルゴリズムを同時に活用する能力は、科学的発見のための新しい道を開きます。残念ながら、あるデータドメインの画像でディープニューラルネットワークをトレーニングするだけでは、他のデータセットではパフォーマンスが非常に低下することがよくあります。ここでは、さまざまなタイプのクラスが重複しているデータセットに適用できる、半教師付きドメインアライメントを実行できるUniversalDomainAdaptationメソッドDeepAstroUDAを開発します。追加のクラスは2つのデータセットのいずれにも存在する可能性があり、未知のクラスが存在する場合でもメソッドを使用できます。初めて、2つの非常に異なる観測データセット(SDSSとDECaLSから)でのドメイン適応の使用の成功を示します。私たちの方法は、2つの天文調査の間のギャップを埋めることができ、ラベルのないデータセット内の未知のデータの異常検出とクラスタリングにも適していることを示しています。このモデルを、異常検出を伴う銀河の形態分類タスクの2つの例に適用します。2)クラスが銀河のより詳細な形態学的特性を記述し、重力レンズの検出を伴う、より粒度の高い問題(1つの未知の異常クラスを含む10クラス)。
ブラックホールと銀河の共進化とフィードバックの役割
| Title |
Black_hole-galaxy_co-evolution_and_the_role_of_feedback |
| Authors |
Pedro_R._Capelo,_Chiara_Feruglio,_Ryan_C._Hickox,_Francesco_Tombesi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00765 |
活動銀河核(AGN)は、摂食とフィードバックの複雑な相互作用を通じてホスト銀河と共進化する超大質量ブラックホールを降着させています。この章では、最初に、相互作用するシステムと孤立したシステムの両方で、銀河のAGN燃料供給について説明し、不安定性がガスの角運動量収支に与える役割に焦点を当てます。次に、核、サブPCスケールから銀河および銀河周辺の中規模スケールまで、AGN駆動の風によるフィードバックの観測とモデルを確認します。特にAthenaに焦点を当てた、将来の施設の見通しについての議論を締めくくる前に、AGN人口の調査と統計的特性の概要を続けます。
ZTF光学変動性によるタイプ1およびタイプ2 AGNの二分法
| Title |
The_Type_1_and_Type_2_AGN_dichotomy_according_to_their_ZTF_optical_variability |
| Authors |
E._L\'opez-Navas,_P._Ar\'evalo,_S._Bernal,_Matthew_J._Graham,_L._Hern\'andez-Garc\'ia,_P._Lira_and_P._S\'anchez-S\'aez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00770 |
スペクトル的に分類されたタイプ2の活動銀河核(AGN)における光学的変動の研究はほとんど行われていないため、最も単純な統一モデル(UM)と互換性のない異常な天体が発見されました。このホワイトペーパーでは、隠蔽されたタイプ2のAGNと可変で隠蔽されていないタイプ1とを分離できるようにする、さまざまな可変性機能の調査に焦点を当てています。ZwickyTransientFacility、SloanDigitalSkySurveyDataRelease16からの~15000AGNの2.5年にわたる光度曲線を体系的に分析します。これは、強力なブロードエミッションライン(BEL)がないため、一般にタイプ2と見なされます。UMからの期待と一致して、変動性特徴は異なる母集団に対して異なる分布を示し、スペクトル的に分類された弱いタイプ1はタイプ2よりも1桁大きい分散を示します。減衰ランダムウォークモデルによって与えられたパラメーターは、{\tau}_g>16dおよび長期構造関数SF{\infty},g>0.07magを持つオブジェクトのより広いH{\alpha}等価幅につながることがわかりました。変動性の特徴を制限することにより、タイプ2ソースの約11%が光学的変動の証拠を示すことがわかりました。最も可変性の高いソース(タイプ2サンプルの約1%)の詳細なスペクトル分析により、弱いBELと変化する状態の候補を持つ誤分類されたタイプ1が発見されます。この作業は、将来の大規模な測光調査に備えて、現在までのタイプ2AGN光学変動の最大の体系的調査の1つを提示します。
$z = 6.0293 $ - $ 6.2037 $での明るいライマンブレイク銀河からのCO放出のアルマ観測
| Title |
ALMA_Observations_for_CO_Emission_from_Luminous_Lyman-break_Galaxies_at_$z=6.0293$-$6.2037$ |
| Authors |
Yoshiaki_Ono,_Seiji_Fujimoto,_Yuichi_Harikane,_Masami_Ouchi,_Livia_Vallini,_Andrea_Ferrara,_Takatoshi_Shibuya,_Andrea_Pallottini,_Akio_K._Inoue,_Masatoshi_Imanishi,_Kazuhiro_Shimasaku,_Takuya_Hashimoto,_Chien-Hsiu_Lee,_Yuma_Sugahara,_Yoichi_Tamura,_Kotaro_Kohno,_Malte_Schramm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00793 |
我々は、すばる/[OIII]$88\mu$mと[CII]$158\mu$mの放出がALMAで検出されたHyperSuprime-Camサーベイ。$\simeq4\sigma$有意水準でLBGの1つであるJ0235-0532からCO(6-5)ラインの限界検出を見つけ、他の2つのLBGであるJ1211-0118およびJ0217の上限を取得します。-0208.私たちの$z=6$発光LBGは、CO光度と赤外線光度の間で以前に発見された相関関係と一致しています。J0235-0532は、低$z$(U)LIRG、クエーサー、$n_{\rmH}$値が高い銀河星形成領域と、他の2つのLBGは、局所的な星形成銀河と一致して$n_{\rmH}$が低い。さまざまな不確実性を慎重に考慮することにより、CO光度測定から総ガス質量とガス表面密度の制約を取得します。J0235-0532は、以前に検出されたCO(2-1)$z=5.7$LBG,HZ10に匹敵するKennicutt-Schmidt(KS)関係の下にあることがわかります。同様の赤方偏移でのほこりの多いスターバーストの以前の結果と組み合わせると、$z=5$-$6$でのKSの関係は、ローカルの関係と平均して一致しています。
カシオペアフィラメント：ローカルアームの吹き飛ばされた拍車
| Title |
The_Cassiopeia_Filament:_A_Blown_Spur_of_the_Local_Arm |
| Authors |
Xuepeng_Chen_(1,2),_Li_Sun_(1,2),_Jiancheng_Feng_(1,2),_Shiyu_Zhang_(1,2),_Weihua_Guo_(1,2),_Xiaoyun_Xu_(1,2),_Yang_Su_(1),_Yan_Sun_(1),_Shaobo_Zhang_(1),_Xin_Zhou_(1),_Zhiwei_Chen_(1),_Qing-Zeng_Yan_(1),_Miaomiao_Zhang_(1),_Min_Fang_(1,2),_and_Ji_Yang_(1,2)((1)_Purple_Mountain_Observatory_and_Key_Laboratory_of_Radio_Astronomy,_Chinese_Academy_of_Sciences,_(2)_School_of_Astronomy_and_Space_Science,_University_of_Science_and_Technology_of_China) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00810 |
パープルマウンテン天文台(PMO)の13.7mミリ望遠鏡を使用して、カシオペア領域に向かう広視野で高感度のCO(1-0)分子線観測を提示します。CO観測は、132\fdg0\,$\geq$\,$l$\,$\geq$\,122\fdg0および-1\fdg0\,$の銀河領域内に大規模で高度にフィラメント状の分子雲があることを示しています。\leq$\,$b$\,$\leq$\,3\fdg0で、速度範囲は約+1から+4km/sです。カシオペアフィラメントと呼ばれる大規模なフィラメントの長さの測定値は、約390pcです。長さ、カラム密度、速度勾配などのカシオペアフィラメントの観察された特性は、腕間領域の合成大規模フィラメントと一致しています。観測された特性と銀河面上の位置に基づいて、カシオペアフィラメントは、銀河せん断によって形成されたローカルアームの拍車であることが示唆されます。カシオペアフィラメントの西端には巨大な弧状のガス分子殻があり、速度範囲はおよそ-1から+7km/sです。体系的な速度勾配を持つ指のような構造がシェルで検出されます。CO運動学は、大きなシェルが約6.5km/sの速度で膨張していることを示唆しています。殻と指のような構造の両方が、半径約16pcの巨大な泡の輪郭を描いています。これは、超新星残骸の前駆星からの恒星風によって生成された可能性があります。観測されたスペクトル線幅は、カシオペアフィラメント全体が最初は静止していたが、その西側部分が恒星風に吹き飛ばされて超音速乱流になったことを示唆している。
最初の10億年における星形成銀河のダスト特性
AtacamaLargeMillimetre/Sub-millimetreArray(ALMA)は、(サブ)ミリ波の波長でこれまでに達成された初期銀河の最も深い観測を取得しており、宇宙の歴史の最初の10億年における若い銀河のダスト放出を検出しています。再イオン化の時代。ここでは、z~7にある40の星形成銀河のサンプルを対象とするREBELS大規模プログラムに特に焦点を当てて、これらの観測から得られた最新の結果のいくつかをレビューします。アルマ望遠鏡は非常に若い銀河でかなりの量のダストを検出しており、このダストは低赤方偏移銀河のダストとは異なる特性を持っている可能性があります。この証拠を説明し、これらの若い銀河のダスト特性を説明するための理論的/モデル化の取り組みについて説明します。最後に、REBELSサーベイから得られた2つの驚くべき結果について説明します。(i)z~7にある完全に塵に覆われた銀河の新しい集団、および(ii)UVの紫外放射と赤外放射の間の空間オフセットの普及。-明るく、赤方偏移の高い星形成銀河。
観測とシミュレーションの間の銀河形態指標の翻訳者
| Title |
Translators_of_galaxy_morphology_indicators_between_observation_and_simulation |
| Authors |
J._K._Jang,_Sukyoug_K._Yi,_Yohan_Dubois,_Jinsu_Rhee,_Christophe_Pichon,_Taysun_Kimm,_Julien_Devriendt,_Marta_Volonteri,_Sugata_Kaviraj,_Sebastien_Peirani,_Sree_Oh,_Scott_Croom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00931 |
銀河形成の数値シミュレーションにおける最近の進歩に基づいて、近い将来、銀河の現実的なモデルが達成されると予想されます。形態は銀河の最も基本的で基本的な特性ですが、観測とシミュレーションでは、銀河の形態を決定するために依然としてさまざまな方法が使用されているため、それらを比較することは困難です。この状況を解決するために、大容量シミュレーションとしては非常に高い空間分解能と質量分解能を持つ最近のNewHorizonシミュレーションでテストを行います。各銀河の複雑な放射伝達プロセスを計算するSKIRTを使用して、シミュレートされた銀河の模擬画像を生成します。観測者の技術に従って、測光法と分光法を使用して形態学的指標を測定します。また、ガウス混合モデルを使用して運動学的なディスクと合計の比率を測定し、それらが銀河の真の構造組成を表していると仮定します。$V/{\sigma}$や${\lambda}_{R}$などの分光学的指標は、運動学的なディスクと合計の比率を厳密に追跡することがわかりました。対照的に、ラジアルプロファイルフィッティング法に基づく光度測定による円盤対全体の比率は、特に小さな銀河の場合、銀河の真の運動学的構造を復元できないことがよくあります。さまざまな形態学的指標間の変換式を提供します。
天の川の厚い円盤の形成に対するガイア - ソーセージ - エンケラドスの合体の影響を追跡する
| Title |
Chasing_the_impact_of_the_Gaia-Sausage-Enceladus_merger_on_the_formation_of_the_Milky_Way_thick_disc |
| Authors |
Ioana_Ciuc\u{a},_Daisuke_Kawata,_Yuan-Sen_Ting,_Robert_J._J._Grand,_Andrea_Miglio,_Michael_Hayden,_Junichi_Baba,_Francesca_Fragkoudi,_Stephanie_Monty,_Sven_Buder,_Ken_Freeman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01006 |
ベイジアン機械学習フレームワークBINGO(銀河考古学のためのベイジアン推論)を使用して、スローンデジタルスカイサーベイの第17回データリリースであるAPOGEE-2high-分解能分光調査。銀河円盤星のノイズ除去された年齢と金属量の関係を調べることにより、初期のエポックでの[Mg/Fe]の増加による金属量の低下、続いて[Fe/H]の増加と[Mg/Fe]。この結果は、天の川のようなズームイン宇宙論的シミュレーションであるぎょしゃ座で確認された初期エポックのガスに富んだ合体によって引き起こされた化学進化と一致しています。ぎょしゃ座18号の合体の初期段階では、合体によって金属含有量が希釈され、原始銀河の[Mg/Fe]が増加するため、金属量が低下します。私たちの調査結果は、私たちの銀河系の最後の大規模な合体であるガイア-ソーセージ-エンケラドゥスが、ガスに富む重要な合体であり、スターバーストを誘発した可能性が高いことを示唆しています。初期の時代。
VANDELS サーベイ: 深静止系紫外分光法を用いた $3 \leq z \leq 5$ における星形成銀河の電離特性
| Title |
The_VANDELS_survey:_the_ionizing_properties_of_star-forming_galaxies_at_$3_\leq_z_\leq_5$_using_deep_rest-frame_ultraviolet_spectroscopy |
| Authors |
A._Saldana-Lopez_(UniGE),_D._Schaerer_(UniGE),_J._Chisholm_(UTAustin),_A._Calabr\`o_(INAF),_L._Pentericci_(INAF),_A._Saxena_(Oxford),_R._Amor\'in,_A._C._Carnall,_F._Fontanot,_J._P._U._Fynbo,_L._Guaita,_N._P._Hathi,_P._Hibon_Z._Ji_D._J._McLeod,_E._Pompei,_G._Zamorani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01351 |
EoRにおける銀河の電離特性をよりよく理解するために、公開されているESO-VANDELSから選択した$3\leqz\leq5$にある$\simeq500$星形成銀河の深い静止フレーム紫外(UV)スペクトルを調べます。分光調査。絶対電離光子脱出率($f_{\rmesc}^{\rmabs}$)は、吸収線の測定値とUV減衰の推定値を組み合わせることによって導き出されます。電離生成効率($\xi_{ion}$)は、VANDELS銀河の遠紫外(FUV)恒星連続体を当てはめることによって計算されます。$f_{\rmesc}^{\rmabs}$および$\xi_{ion}$パラメータは、低質量、青色UV連続体勾配、および強いLy$\alpha$放出銀河に向かって増加することがわかりました。サンプル内の最も暗い銀河の平均よりもわずかに高いです。潜在的なライマン連続エミッター(LCE)と選択されたライマンアルファエミッター(LAE)は、体系的に高い$\xi_{ion}$($\log\xi_{ion}$(Hz\erg)$\approx25.38,25.41$)を示します。-LCEと非LAE($\log\xi_{ion}$(Hz\erg)$\approx25.18,25.14$)は、同様のUV強度で。これは、比較的低い金属量($\approx0.2~{\rmZ_{\odot}}$)で非常に若い基礎となる恒星集団($\approx10~{\rmMyr}$)を示しています。潜在的なLCEのFUV非電離スペクトルは、非常に青いUV勾配($\leq-2$)、増強されたLy$\alpha$放出($\leq-25$A)、強いUV星雲線(例えば、高いCIV1550/CIII]1908$\geq0.75$比率)、および弱い吸収線($\leq1$A)。後者は、電離光子の脱出を可能にする星間物質にガス柱密度の低いチャネルが存在することを示唆しています。VANDELSの結果を文献の他の調査と比較することにより、EoRの電離収支はUVが弱く、質量が小さく、ほこりのない銀河によって支配されている可能性が高いことを示唆しています。
$\gamma$ 線バーストの残光におけるプラトー放出の起源を調べるための X 線と光学分析の組み合わせ
| Title |
Combined_X-ray_and_optical_analysis_to_probe_the_origin_of_the_plateau_emission_in_$\gamma$-ray_bursts_afterglows |
| Authors |
Samuele_Ronchini,_Giulia_Stratta,_Andrea_Rossi,_David_Alexander_Kann,_Gor_Oganesyan,_Simone_Dall'Osso,_Marica_Branchesi,_Giovanni_De_Cesare |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00661 |
ガンマ線バースト(GRB)の大部分は、X線残光放出中にプラトーフェーズを示しますが、その物理的起源はまだ議論されています。この作業では、プラトーフェーズ中およびプラトーフェーズ後の同時X線および光学データを使用して、30個のGRBのサンプルを定義します。X線プラトーの時間分解スペクトル解析により、吸収されていない光束と、シンクロトロンスペクトルを仮定することにより、X線から光へのスペクトル外挿によって得られたものとの整合性をテストします。X線と光学データを組み合わせると、63％（19/30）のGRBが単一のシンクロトロンスペクトルと互換性があることがわかり、光学放射とX線放射の両方が単一の発光領域から生成されることが示唆されます。これらのGRBについて、ブレーク頻度の時間的進化を導き出し、それをいくつかのモデルによって予測された期待値と比較します。11/30GRBの場合、発光は、光度曲線の少なくとも1つの時間ビンでX線から外挿された値の予測範囲を上回っています。これらのGRBは、単一のゾーン放出では説明できない可能性があり、X線プラトー時の広帯域スペクトル挙動を説明するには、2つの協調プロセスを呼び出す必要があることを示しています。スピンダウンマグネターからのエネルギー注入や構造化ジェットからの高緯度放出など、プラトー機能を説明するために呼び出されたさまざまなシナリオの枠組みで、調査結果について説明します。
ガンマ線バーストにおける電子加速の制約 電波ピークからの残光
ガンマ線バースト(GRB)とその多波長残光の研究により、相対論的で高エネルギーの天体物理源からの電子の加速と放出特性に関する洞察が得られました。電磁スペクトル全体にわたるブロードバンドモデリングは、これらの発生源の背後にある物理学を調査する主要な手段でしたが、粒子加速シミュレーションやブロードバンド研究で行われた仮定を知らせ、裏付けるための独立した診断ツールが開発されました。GRB爆風における電子加速に関連する3つの物理パラメータを制約する方法論を提示します。エネルギーのベキ分布に加速される電子の割合$\xi_e$;加速された電子の最小ローレンツ因子、$\gamma_m$。これらのパラメーターは、電波残光の光曲線とスペクトルエネルギー分布のピークの観察によって制約されます。49の電波残光のサンプルから、これらのパラメーターの狭い分布を見つけることができ、これは爆風微物理学の普遍性の可能性を示唆していますが、これには観測バイアスが関与している可能性があります。ラジオピークとプロンプトガンマ線放出効率に関連する考慮事項を使用して、$\epsilon_e$と$\xi_e$の両方の許容パラメーター範囲を約1桁以内、$0.01\lesssim\epsilon_e\lesssim0.2$に制限します。$0.1\lesssim\xi_e\lesssim1$.このような厳しい制約は、モデルの縮退により、ブロードバンド研究からの$\xi_e$にはアクセスできません。
潮汐破壊イベントと準周期的噴火における磁気支配ディスク
| Title |
Magnetically_Dominated_Disks_in_Tidal_Disruption_Events_and_Quasi-Periodic_Eruptions |
| Authors |
Karamveer_Kaur,_Nicholas_C._Stone,_Shmuel_Gilbaum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00704 |
古典的な放射圧不安定性は、エディントン率の1～100%の降着率を持つ薄くて放射効率の高い降着円盤の永続的な理論的特徴でした。しかし、自然界でのその発生の限られた証拠しかありません。いくつかのX線連星の急速な心拍振動と、おそらく、準周期的噴火（QPE）と呼ばれる1時間ごとのX線トランジェントの新しいクラスです。潮汐破壊イベント(TDE)で形成された降着円盤は、不安定な降着率の範囲を穏やかに通過することが観察されており、不安定性の明確な兆候は見られません。我々は、薄い磁気降着円盤の定常状態1Dモデルを構築することにより、これらの系におけるこの不安定性の発生またはその他を説明しようとしています。ディスク内の局所的な磁気圧力は、磁気回転不安定性(MRI)を源とするダイナモから生じるトロイダル磁場によって支配されると想定されています。ディスク内の磁気圧力の強さを決定するために、最近の磁気流体力学シミュレーションによって検証された、物理的に動機付けられたMRI飽和の基準を選択します。結果として得られる磁気圧力サポートは効率的に縮小します:(1)TDEなどのシステムに不安定性がないことを説明する不安定な質量降着率のパラメーター空間、および(2)準降着円盤を短縮できる内部降着円盤の不安定な半径の範囲。-不安定性リミットサイクルの期間は3桁以上であり、観測されたQPEの期間(数時間)を説明しています。強く磁化されたディスクの安定性特性を調べることに加えて、スペクトル硬化係数やジェット光度などの他の観測シグネチャを予測して、ディスクモデルと明らかに安定したTDEディスクの観測との互換性をテストします。
連続重力波検出による高速電波バーストの発生メカニズム解明
| Title |
Continuous_gravitational_wave_detection_to_understand_the_generation_mechanism_of_fast_radio_bursts |
| Authors |
Surajit_Kalita_and_Amanda_Weltman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00940 |
高速電波バースト(FRB)の予想外の発見以来、研究者はその現象を説明するためにさまざまな理論とモデルを提案してきました。最近開発されたそのようなモデルの1つには、いわゆるGertsenshtein-Zel'dovich(GZ)効果が組み込まれています。これは、重力波がパルサー磁気圏を横切るときに、その重力放射の一部が電磁(EM)放射に変換されることを示しています。FRBの観測された特性は、このEM放射の特性と一致しており、GZ効果が繰り返しFRBと非繰り返しFRBの両方を説明できることを驚くほど示唆しています。このモデルが正しければ、パルサーの特性は時間の経過とともに変化せず、EM双極子放射と重力四重極放射の両方を長期間放出し続けることになります。この記事は、パルサー機構によって生成される重力放射を対象としており、提案されているいくつかの重力波検出器がこれらの重力波を検出できることを示しています。このような検出がFRBの位置から将来実行される場合、FRB生産のGZプロセスが検証され、他のいくつかのFRB理論が除外される可能性があります。
活動銀河核(AGN)内のX線コロナ($\rm{kT_e}$)の温度は、多くの原因で知られていますが、その変動があるとしても、ほんの一握りの天体に限られています。これは、広い範囲のエネルギーをカバーする良好な信号対雑音X線スペクトルの要件によるものです。ここでは、$\rm{kT_e}$の変動を探すための観測の複数のエポックを持つ、18のセイファートのX線スペクトル分析の結果を示します。これらの18AGNの合計52エポックのデータは、3$-$79keVエネルギーバンドでNuSTARによって実行された観測から取得されました。{\itNuSTAR}からのこれら18のソースに関するマルチエポックデータへの現象学的および物理モデルの適合から、ソースの大部分でカットオフエネルギー($E_{cut}$)を制約することができました。また、Comptonizedモデルフィットから、サンプルの$\rm{kT_e}$を取得できました。18の情報源のうち、90%の信頼水準で、$\rm{kT_e}$の変動の証拠が見つかったのは1つの情報源、つまりMCG+08-11-011だけでした。このソースでは、約5年離れた2つのエポックの間に、$\rm{kT_e}$が57$^{+29}_{-16}$keVから30$^{+11}_{に減少することがわかりました。-7}$keV。同じ期間中、フラックスは(12.60から14.02)$\times$10$^{-11}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$に減少し、光学深度は1.68から増加しました。2.73に。このように、フラックスとコロナ温度の間に正の相関があり、光学的深さが約40％減少することがわかりました。私たちの観測では、MCG+08-11-011で観測された$\rm{kT_e}$の変動について、垂直に流出するコロナシナリオを支持する傾向があります。
M28 の中性子星集団: チャンドラ/GBT によるパルサーの楽園の共同観察
| Title |
The_neutron_star_population_in_M28:_a_joint_Chandra/GBT_look_at_pulsar_paradise |
| Authors |
Eda_Vurgun,_Manuel_Linares,_Scott_Ransom,_Alessandro_Papitto,_Slavko_Bogdanov,_Enrico_Bozzo,_Nanda_Rea,_Domingo_Garcia-Senz,_Paulo_Freire,_and_Ingrid_Stairs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01067 |
球状星団M28(NGC6626)の中性子星(NS)集団の詳細な研究の結果を提示します。これは、チャンドラX線天文台からの完全な330ks2002年から2015年までのACISデータセットを使用し、共同で撮影した電波観測を使用しています。2015年にグリーンバンク望遠鏡(GBT)で観測されました。クラスター内の既知の7つのコンパクトなバイナリミリ秒パルサー(MSP)のX線光度(Lx)、スペクトル、および軌道変調を調査します。RedbackPSRJ1824-2452I(M28I)とそのX線版の2つの同時検出を報告します。M28Iのパルサー状態で、パルサー下結合を中心とする二重ピークのX線軌道フラックス変調を発見しました。静止状態の中性子星低質量X線連星のスペクトルを分析して、その質量と半径を制限します。水素とヘリウムの両方のNS大気モデルを使用して、1.4Msunの中性子星の質量に対して、それぞれR=9.5～11.5kmおよびR=13.5～16.7kmのNS半径を見つけます。また、46の最も明るいX線源の長期変動を検索し、M28で6つの新しい可変低光度X線源の発見を報告します。
大規模な空気シャワーにおけるミュオンのリスケーリング係数と核増倍の計算
| Title |
Calculation_of_rescaling_factors_and_nuclear_multiplication_of_muons_in_extensive_air_showers |
| Authors |
Kevin_Almeida_Cheminant,_Dariusz_G\'ora,_Nataliia_Borodai,_Ralph_Engel,_Tanguy_Pierog,_Jan_P\c{e}kala,_Markus_Roth,_Michael_Unger,_Darko_Veberi\v{c}_and_Henryk_Wilczy\'nski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01172 |
主要な宇宙線実験から得られた最近の結果は、LHC調整されたハドロン相互作用モデルを使用したシミュレーションが、実験データと比較して、大規模な空気シャワー内のミューオンの数を過小評価することを示しています。これがいわゆるミューオン欠損問題です。空気シャワー中のミューオン成分の決定は、超高エネルギー宇宙線の発生源を特定する取り組みの重要な要素である一次粒子の質量を推定するために重要です。再構成された（データ）信号とシミュレートされた信号の合計の差を使用して、検出器でミュオン信号を導き出します。これは、天頂角とはほぼ無関係ですが、一次宇宙線の質量に依存します。このような方法は、ハドロン相互作用モデルをテスト/較正する機会を提供するだけでなく、$\beta$指数を導出する機会も提供します。一次宇宙線。詳細なシミュレーションでは、ハドロン相互作用特性に対する$\beta$指数の依存性が示されているため、このパラメーターの決定は、ミュー粒子不足の問題を理解するために重要です。EPOS-LHCおよびQGSJetII-04ハドロン相互作用モデルのモンテカルロシミュレーションを使用してこの方法を検証し、この方法により、EPOS-LHCとQGSJetII-04の間のミューオン信号の比率と平均$\調査対象のシステムのbeta$指数は、数パーセント未満です。これは、分析に含まれる各プライマリのミューオン信号が良好に回復した結果です。
中間赤方偏移への銀河および銀河外 X 線過渡現象の光度位相空間
| Title |
The_Luminosity_Phase_Space_of_Galactic_and_Extragalactic_X-ray_Transients_Out_to_Intermediate_Redshifts |
| Authors |
Ava_Polzin,_Raffaella_Margutti,_Deanne_Coppejans,_Katie_Auchettl,_Kim_L._Page,_Georgios_Vasilopoulos,_Joe_S._Bright,_Paolo_Esposito,_Peter_K._G._Williams,_Koji_Mukai,_Edo_Berger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01232 |
0.3～10年のさまざまな種類の過渡現象/変動現象について観測された光度曲線(および必要に応じて理論)を統合する、低から中間の赤方偏移過渡現象のX線位相空間の詳細な編集と分析を提示します。ガンマ線バースト残光、超新星、環境と相互作用する超新星衝撃、潮汐破壊イベントおよび活動銀河核、高速青色光トランジェント、激変変数、マグネターフレア/アウトバーストおよび高速電波バースト、低温恒星フレア、X線を含むkeVバンドバイナリバースト、および超高輝度X線源。私たちの包括的な目標は、これらの一時的なイベントを調べるための包括的なリソースを提供し、X線持続時間-光度位相空間(DLPS)を拡張して光度の進化を示すことです。さまざまな一時的/可変的な集団の行動を特徴付けるために、既存の観測(対象となるものと偶然の両方)を使用します。大規模なDLPSで過渡信号を文脈化することは、主に2つの目的に役立ちます:関心のある領域(つまり、検出が期待されるが、観測が歴史的に欠けているパラメータ空間内の領域)を特定することと、新たに発見された信号を分類する際の初期の定性的なガイダンスを提供することです。過渡信号。位相空間の最も明るい部分(大部分が銀河系外)と最も明るい部分(大部分が銀河系)が$t>0.1$日で十分に存在する一方で、中間の光度現象(L$_x=10^{34}-10^{42}$ergs$^{-1}$)は位相空間のギャップを表します。したがって、L$_x=10^{34}-10^{42}$ergs$^{-1}$および$t=10^{-4}-0.1$日を、一時的な発見段階の重要な空間として識別します。X線天文学。
NuSTAR と Chandra で測定された銀河団温度の体系的な比較
| Title |
A_Systematic_Comparison_of_Galaxy_Cluster_Temperatures_Measured_with_NuSTAR_and_Chandra |
| Authors |
A._N._Wallbank,_B._J._Maughan,_F._Gastaldello,_C._Potter,_and_D._R._Wik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00672 |
銀河団の温度測定は、その質量を決定するために使用され、次に宇宙パラメータを決定するために使用されます。ただし、異なる望遠鏡で測定された温度間の体系的な違いは、そのような質量推定に関する体系的な不確実性の重要な原因を意味します。ChandraとNuSTARで測定されたクラスター温度の最初の体系的な比較を実行します。これは、他のほとんどの天文台と比較してNuSTARの応答が難しいため、クラスターの温度をクロスキャリブレーションする作業に役立ちます。NuSTARとChandraで観測された8つのクラスターの平均気温を測定します。NuSTARスペクトルをハード(3～10keV)エネルギーバンドに適合させ、Chandraスペクトルをハードバンドとブロード(0.6～9keV)バンドの両方に適合させます。得られた温度にべき乗交差較正モデルを当てはめます。チャンドラ温度が10keVの場合、NuSTARの平均温度は、ブロードバンドフィットとハードバンドフィットでそれぞれチャンドラよりも$(10.5\pm3.7)\%$と$(15.7\pm4.6)\%$低かった。バックグラウンドモデリングとクラスターの多相温度構造からシステマティックスの影響を調査し、これらが結果に影響を与えないことを発見しました。私たちのサンプルは、主に複雑な熱構造を持つクラスターをマージしているため、理想的なキャリブレーションターゲットではありません。ただし、NuSTARの応答がより厳しいことを考えると、非等温クラスターのチャンドラよりも高い平均温度を測定することが予想されるため、測定値をNuSTARとチャンドラの間の温度差の下限として解釈します。
非共通光路収差補正
この論文の主な目標は、SPHERE装置の非共通光路収差を補正して、コントラスト要件を満たすのを助けることでした。SPHEREの目的は、近くの星の周りにある巨大な系外惑星の探索と特徴付けです。著者は、電場共役と呼ばれる方法を実装し、シミュレーションと実際のシステムでテストしました。2014年6月の2回目の試運転の数日前に、SPHEREスケジュールで1週間が予約されました。これにより、著者はチリのVLTに移動し、システムで直接実験する機会が与えられました。中規模の領域でもう1桁のコントラストゲイン目標が達成され、SPHEREの生のスペックルコントラストが約$10^{-6}$から$10^{-7}$になりました。したがって、このアルゴリズムはその価値を証明しており、作成者によって開発されたコードに基づいて、SPHEREチームによってさらに調査され、できれば自動化される予定です。ただし、観察の質を向上させるために、電場共役はフォローアップ研究により効果的であることに留意することが重要です。実際、適切に修正できる領域は非常に限られています。修正領域を十分に大きくしないと系外惑星の発見には使えませんが、性能は落ちます。
MAGIC Telescopes PMT ベースのカメラ内の 3 つのシリコン光電子増倍管検出器モジュールの性能評価
| Title |
Performance_Evaluation_of_Three_Silicon_Photomultiplier_Detector_Modules_within_the_MAGIC_Telescopes_PMT-based_camera |
| Authors |
A._Hahn,_R._Mirzoyan,_A._Dettlaff,_D._J._Fink,_D._Mazin_and_M._Teshima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01012 |
MAGICは、ラパルマ島のカナリア島にある2つの大気チェレンコフ望遠鏡(IACT)のシステムです。各望遠鏡のイメージングカメラは、1039個の光電子増倍管(PMT)で構成されています。MAGICカメラで使用されているものと機械的および電子的に互換性のある、それぞれ7ピクセルのシリコン光電子増倍管（SiPM）に基づく3つの検出器モジュールを開発しました。これらのプロトタイプモジュールは、イメージングカメラ内のPMTの隣に設置され、並行して動作します。ピクセルあたり同様のアクティブ領域を実現するために、複合ピクセルを生成するために7～9個のSiPMを使用しました。１つのそのようなピクセル内のＳｉＰＭ信号は、高速信号パルス形状を保持するためにアクティブに合計される。熱性能については、2つの異なるPCB設計がテストされています。チェレンコフと夜空の光(LoNS)応答のシミュレーションを提示します。これらに基づいて、このイメージングアプリケーションの信号対雑音比(SNR)を計算します。SiPMベースの検出器モジュールの1つの測定結果と予想を比較します。
APERO: 観測を削減するパイプライン -- SPIRou によるデモンストレーション
| Title |
APERO:_A_PipelinE_to_Reduce_Observations_--_Demonstration_with_SPIRou |
| Authors |
Neil_James_Cook,_\'Etienne_Artigau,_Ren\'e_Doyon,_Melissa_Hobson,_Eder_Martioli,_Fran\c{c}ois_Bouchy,_Claire_Moutou,_Andres_Carmona,_Chris_Usher,_Pascal_Fouqu\'e,_Luc_Arnold,_Xavier_Delfosse,_Isabelle_Boisse,_Charles_Cadieux,_Thomas_Vandal,_Jean-Fran\c{c}ois_Donati,_Ariane_Desli\`eres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01358 |
近赤外高解像度分光法の成熟に伴い、特に正確な動径速度に使用される場合、データ削減は、生データから、1000分の1の精度で必要なキャリブレーション、抽出、および修正されたデータに移行する方法に関して、前例のない課題に直面しています。ピクセル。ここでは、カナダ、フランス、ハワイの望遠鏡(SPectropolarim\`etreInfraROUge、CFHT)の近赤外分光偏光計であるSPIRouに特に焦点を当てたAPERO(APipelinEtoReduceObservations)を紹介します。この論文では、APEROの概要を説明し、SPIRouの削減手順について詳しく説明します。APEROは、テルリック補正された2Dおよび1Dスペクトルと偏光測定製品を提供します。APEROは、上空で(LBLアルゴリズムを介して)正確で安定した視線速度測定を可能にし、SPIRouの現在の5年間の寿命で少なくとも~2m/sに達します。
低ベータプラズマ内のカスケード乱流による陽子とヘリウムの加熱
| Title |
Proton_and_Helium_Heating_by_Cascading_Turbulence_in_a_Low-beta_Plasma |
| Authors |
Zhaodong_Shi,_P._A._Mu\~noz,_J._B\"uchner,_Siming_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00690 |
イオンがどのように励起され、加熱されるかは、磁化プラズマのエネルギー散逸の研究における基本的な問題です。特に、重イオンの加熱(${}^{4}\mathrm{He}^{2+}$、${}^{3}\mathrm{He}^{2+}$などを含む)衝撃的な太陽フレアの微物理学を理解する上で、常に懸念されてきました。この記事では、2次元ハイブリッド動力学パーティクルインセルシミュレーションを介して、カスケードによって駆動される乱流によるヘリウムイオン(${}^{4}\mathrm{He}^{2+}$)の加熱を調べます。電子、陽子、およびヘリウムイオンで構成されるマルチイオンプラズマの左旋偏極ヘリウムイオンサイクロトロン波分岐から大規模に発射される波。バックグラウンド磁場に沿った速度分布関数のビームとプラトーの形成により、ヘリウムイオンと陽子の両方にかなりの（バックグラウンド磁場に）平行な加熱が見られます。磁場に垂直な方向のヘリウムイオンの加熱は、平行方向の加熱よりも遅い速度で始まりますが、主に斜めに伝搬する波が誘導されるサイクロトロン共鳴により、プロトンジャイロ周期の数百回後に平行加熱を追い越します大規模な注入されたヘリウムイオンサイクロトロン波のカスケードによって。しかし、陽子サイクロトロン周波数付近で左旋偏波サイクロトロン波が存在しないため、垂直方向の陽子加熱の証拠はほとんどありません。私たちの結果は、${}^{3}\mathrm{He}$に富む太陽エネルギー粒子イベントにおける${}^{3}\mathrm{He}$およびその他の重イオンの選択的な加熱を理解するのに役立ちます。どのヘリウムイオンが、動的プラズマ挙動を制御するバックグラウンドイオンの種として重要な役割を果たしているか。
1億年前の大質量星団NGC 1850の主系列に沿った星の自転の影響
| Title |
The_effects_of_stellar_rotation_along_the_main_sequence_of_the_100_Myr_old_massive_cluster_NGC_1850 |
| Authors |
Sebastian_Kamann,_Sara_Saracino,_Nate_Bastian,_Seth_Gossage,_Christopher_Usher,_Dietrich_Baade,_Ivan_Cabrera-Ziri,_Selma_E._de_Mink,_Sylvia_Ekstr\"om,_Cyril_Georgy,_Michael_Hilker,_S{\o}ren_S._Larsen,_Dougal_Mackey,_Florian_Niederhofer,_Imants_Platais,_David_Yong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00693 |
若い星団は、同じ年齢の星の集団に対する星の自転の影響を研究することを可能にし、星の質量の広い範囲にわたって研究することを可能にするため、星の進化に対する自転の影響を理解するための理想的なターゲットです。MUSE分光法とHST測光法を組み合わせて、分裂した主系列に沿った2,184個の星の投影回転速度(Vsini)と、100Myr歳の大質量(10^5M_sun)星団の主系列ターンオフ(MSTO)を測定します。大マゼラン雲にあるNGC1850。固定等級では、高速自転子がより赤く見えるという意味で、Vsiniと色の間に明確な相関関係が観察されます。分割主系列の青枝と赤枝にある星の平均Vsini値は、それぞれ100km/sと200km/sです。これらの値は臨界自転速度の約25～30%および50～60%に相当し、同程度の質量の野性星で観測される自転速度に匹敵する自転速度が分割主系列を説明できることを意味します。私たちの分光サンプルには、約200個の高速回転Be星の豊富な集団が含まれています。殻の特徴の存在は、それらの23%が15度のディスク開口角に対応する、そのデクレションディスクを通して観察されることを示唆しています。これらのシェルスターは、MSTOの形状を大幅に変更する可能性があるため、この測光機能を解釈する際には注意が必要です。全体として、私たちの調査結果は、若い大規模なクラスターの進化の理解に影響を与え、恒星の進化モデルをテストするための新しい観察上の制約を提供します。
M9.5 矮星 BRI 0021-0214 の光学変動性、自転周期、傾斜角
| Title |
Optical_Variability,_Rotation_Period_and_Inclination_Angle_of_the_M9.5_dwarf_BRI_0021-0214 |
| Authors |
S._Dulaimi,_A._Golden,_R._P._Boyle,_and_R._F._Butler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00809 |
アリゾナ州グラハム国際天文台の1.8mバチカン先端技術望遠鏡VATTでゴールウェイ超高速イメージャー(GUFI)を使用して取得した、電波検出されたM9.5矮星BRI0021-0214の$I$バンド測光観測を報告します。.合計で、73日間のベースラインで19時間の観測が得られました。BRI0021-0214は、0.0044magの平均振幅変動で$3.052\pm0.004$時間の周期で変調放射を示すことが示されました。以前の研究から得られた回転速度データと組み合わせると、新しく発見された回転周期は、視線に対してBRI0021-0214の回転軸に対して51.7$^{+5.0}_{-4.5}$度の傾斜角を与えます.以前の研究では、この矮星からの光学的変動の最ももっともらしい原因は、その大気中に浮遊する同方向に回転する塵の雲の結果であることが報告されています。しかし、増強されたH$_{\alpha}$と断続的なコヒーレント電波放射の報告は、その磁気圏でのオーロラ活動の可能性を示唆しています。さらに、この矮星のより協調的な多波長観測により、このとらえどころのない高速回転体の観測特性の性質を完全に解決できる可能性があります。
プラズマ中の電磁ゆらぎが太陽ニュートリノフラックスに与える影響
| Title |
Effects_of_electromagnetic_fluctuations_in_plasmas_on_solar_neutrino_fluxes |
| Authors |
Eunseok_Hwang,_Dukjae_Jang,_Kiwan_Park,_Motohiko_Kusakabe,_Toshitaka_Kajino,_A._Baha_Balantekin,_Tomoyuki_Maruyama,_Youngshin_Kwon,_Kyujin_Kwak,_Myung-Ki_Cheoun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00907 |
ゆらぎ散逸定理を利用して、太陽ニュートリノ束に対するプラズマの電磁(EM)ゆらぎの影響を調べます。太陽コアのEMスペクトルは、太陽の高密度によるEM変動によって強化され、放射エネルギー密度と圧力が増加することがわかりました。修正輻射式を含むEMゆらぎにより、太陽の中心圧力が一定の場合、中心温度は低下します。数値太陽モデルから導き出された中心温度とニュートリノフラックスの間の経験的関係の助けを借りて、EMゆらぎによる太陽ニュートリノフラックスのそれぞれの変化を示します。また、他の天体のEMゆらぎによる放射圧とエネルギー密度の増強についても議論します。
Gaia Data Release 3. 日食連星候補の最初の Gaia カタログ
| Title |
Gaia_Data_Release_3._The_first_Gaia_catalogue_of_eclipsing_binary_candidates |
| Authors |
N._Mowlavi,_B._Holl,_I._Lec{\oe}ur-Ta\"ibi,_F._Barblan,_A._Kochoska,_A._Pr\v{s}a,_T._Mazeh,_L._Rimoldini,_P._Gavras,_M._Audard,_G._Jevardat_de_Fombelle,_K._Nienartowicz,_P._Garcia-Lario,_L._Eyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00929 |
GaiaDR3でリリースされた日食連星候補の最初のGaiaカタログを提示し、その内容を説明し、その使用法に関するヒントを提供し、その品質を推定し、実例となるサンプルを示します。カタログには、G等級が20等までの2,184,477のソースが含まれています。候補の選択は、GaiaDataProcessingandAnalysisConsortium内で実行された可変オブジェクト分類の結果に基づいており、Gライトカーブに基づくエクリッピングバイナリ調整基準を使用してさらにフィルタリングされます。軌道周期を見つけるために、きれいなG光曲線に適用される3つの異なる周期検索方法を使用して、トライアル周期の大規模なアンサンブルが最初に取得されます。G光曲線は、最大2つのガウス分布と各試用期間のコサインでモデル化されます。軌道周期と幾何モデルの最適な組み合わせは、BICに基づくベイジアンモデル比較を使用して最終的に選択されます。選択したモデルの品質をソース間でランク付けするために、グローバルランキングメトリックが提供されます。カタログは、公転周期が0.2日を超えるものに制限されています。候補の約530,000は、利用可能な約600,000のクロスマッチのうち、文献でも日食バイナリとして分類されており、それらの93%はガイア期間と互換性のある期間を公開しています。カタログの完全性は、銀河バルジとマゼラン雲に向かう日食連星のOGLE4カタログと比較して、空の領域に応じて25%から50%の間であると推定されます。重要な視差を持つ約400,000の候補の例示的なサンプルの分析は、観測HRダイアグラムの特性を示しています。分離された明るい候補のサブサンプルのその後の分析は、カタログの活用のためのさらなるヒントを提供します。軌道周期、光度曲線モデルのパラメーター、およびグローバルランキングはすべて、該当する場合は関連する不確実性と共にカタログに掲載されています。
星と惑星の相互作用候補 HD 179949 の X 線活動
| Title |
X-ray_Activity_on_the_Star-Planet_Interaction_Candidate_HD_179949 |
| Authors |
Anshuman_Acharya,_Vinay_L._Kashyap,_Steven_H._Saar,_Kulinder_Pal_Singh,_Manfred_Cuntz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01011 |
HD179949の$Chandra$X線データの詳細なスペクトルおよびタイミング分析を実行します。これは、星と惑星の相互作用(SPI)効果の可能性がある巨大惑星が近接している星の典型的な例です。太陽光球と比較して、コロナの存在量がFe/H$\approx$0.2と低く、高FIP元素O/Fe$\lesssim$1、Ne/Fe$\lesssim$0.1の存在量が低いことがわかります。NとAlの豊富さ。この星には、$\approx0.03\pm0.03$という異常なFIPバイアスもあり、このタイプの星として予想されるよりも大きくなっています。100~s-10~ksの範囲の時間スケールで大きな強度変動を検出し、1~10~ksの時間スケールでスペクトル変動の証拠も検出します。$Chandra$フラックス測定値を$Swift$および$XMM-Newton$測定値と組み合わせて周期性を検出し、優勢な信号が恒星の極の自転周期に結び付けられていることを確認しました。これは、コロナが自転極優勢であるという予想と一致しています。また、惑星の軌道周波数と恒星の極の自転周期に伴ううなり周波数の両方で周期性の証拠を発見し、惑星と恒星の極の間に磁気接続が存在することを示唆しています。これらの周期性がSPI信号を表している場合、コロナ温度またはフレアリングに位相依存性がないことは、このシステムのSPIが、非常に散発的で高温の加熱ではなく、準連続的な形態の加熱(磁場の伸縮など)によって駆動されていることを示唆しています。衝動的な形(例えば、フレアのようなリコネクション)。
急速に回転する赤色巨星の表面磁気: 単一星と近接連星
ダイナモ理論によれば、対流エンベロープを持つ星は、自転周期が対流ターンオーバー時間よりも短い場合、効率的に表面磁場を生成し、星黒点、白斑、フレアの形で磁気活動として現れます。ほとんどの赤色巨星は、膨張中にかなりのスピンダウンを起こし、回転が遅く、斑点がありません。しかし、NASAケプラーミッションによって観測された約4500個の赤色巨星のサンプルに基づくと、以前の研究では、約8%のスポットが表示され、そのうちの約15%が近接連星系に属することが示されました。ここで、我々は不可解な事実に光を当てる：自転周期が80日未満の場合、近接連星系に属する赤色巨星は、同様の自転周期を持つ単一の赤色巨星よりも約1桁大きい測光変調を示し、物理的特性。潮汐がシステムをロックするときにバイナリがより大きな磁場につながるかどうか、または単一の星と近い連星の異なるスポット分布がこの事実を説明できるかどうかを調査します。このために、LAMOSTサーベイのおかげで、以前の研究で研究された4465個の星のうち3130個のCaIIH&K線の彩層放射を測定します。スピン軌道共鳴を伴う近接連星構成の赤色巨星は、単一の星よりもはるかに大きな彩層放射を示すことを示し、潮汐固定が固定された回転周期でより大きな磁場につながることを示唆しています。この結果は、連星系の進化を研究するための興味深い新しい観測量をもたらすだけでなく、機械学習に基づく自動パイプラインで単一の赤色巨星と連星の赤色巨星を区別するために使用できます。
おうし座 T 星における磁気圏降着の 3 次元シミュレーション: 星の周囲の降着と風の構造
| Title |
Three-dimensional_Simulations_of_Magnetospheric_Accretion_in_a_T_Tauri_Star:_Accretion_and_Wind_Structures_Just_Around_Star |
| Authors |
Shinsuke_Takasao,_Kengo_Tomida,_Kazunari_Iwasaki_and_Takeru_K._Suzuki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01072 |
Tおうし座星の磁気圏降着の3次元磁気流体力学シミュレーションを実行して、星の近傍での降着と風の構造を調べます。星に降着するガスは、磁気圏境界からのガスと壊れた円盤の風で構成されています。降着ガスは通常、観測と一致する複数の列の降着として見られます。降着流の角運動量のかなりの部分が、磁気圏の内側と近くの円錐円盤風と乱流崩壊風の磁場によって取り除かれます。その結果、質量降着速度に基づく単純な推定に比べて、降着トルクは大幅に減少します。星のスピンは、磁気圏境界の安定条件を変化させることにより、円錐円盤風の時間変動に影響を与えます。しかし、時間平均された磁気圏半径は星のスピンに弱く依存するだけであり、これは、星のスピンが磁気トルクを通じて磁気圏半径を制御するという古典的な理論の予測とは異なります。磁気トルクの重要なパラメータである磁気圏境界でのトロイダル磁場とポロイダル磁場の強度の比も、スピンの影響を受けません。むしろ、ディスクのダイナミクスによって決定されます。新たに発見された3次元効果を考慮すると、定常角運動量輸送方程式から、ゴーシュとラムの関係に非常によく似た磁気圏半径のスケーリング関係が得られます。
光球磁場におけるさざ波と突進
| Title |
Ripples_and_Rush-to-the-Poles_in_the_photospheric_magnetic_field |
| Authors |
Elena_S._Vernova,_Marta_I._Tyasto,_Dmitrii_G._Baranov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01140 |
太陽の表面上の正と負の極性の磁場の分布は、総観図NSOKittPeak(1978-2016)に基づいて研究されました。弱い磁場の寄与を強調するために、総観図の次の変換が行われました。各総観図では、係数が5G未満(|B|<5G)の磁場のみが各総観図で変更されずに残され、それよりも大きい磁場または小さい磁場は変更されませんでした。対応する制限値+5Gまたは-5Gに置き換えられます。磁場極性の周期的な変化は、光球内の2種類の磁場の流れに関連して観察されています。ラッシュ・トゥ・ザ・ポール(RTTP)は、太陽活動の最大近くで形成され、次の黒点と同じ兆候を示します。RTTPの寿命は3年間で、その間に緯度30～40度からドリフトします。太陽の極場の極性変化を引き起こします。0.5～1年の個々の流れと交互の極性(波紋)を伴う一連の流れの形をした別のタイプの変動を調べました。波紋は2つのRTTPの間に位置し、赤道から緯度50度までドリフトします。磁場変動は、緯度+33度に沿って6つの時間間隔で考慮されました。北と-33度で。南半球で。電界強度の時間変化は、正弦関数によって近似されました。波紋の変動周期は、北半球で1.1年、南半球で1.3年でした。変動の振幅は、極場が正の符号を持つ時間間隔でより高かった。同じ流れの中で、プラスとマイナスの符号のフィールドが逆相で発生しました。
太陽噴火における電流シートの再接続におけるペチェック型ショックの非平衡電離モデリング
| Title |
Non-equilibrium_Ionization_Modeling_of_Petschek-type_Shocks_in_Reconnecting_Current_Sheets_in_Solar_Eruptions |
| Authors |
Chengcai_Shen,_John_C._Raymond,_and_Nicholas_A._Murphy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01188 |
非平衡イオン化(NEI)は、プラズマ状態がイオン化平衡の仮定から逸脱すると、天体物理学プラズマ診断に本質的に必要です。この作業では、磁気流体力学(MHD)シミュレーションと組み合わせた高速NEI計算を実行し、太陽噴火中のPetschek型磁気リコネクション電流シートのイオン化特性を分析します。私たちのシミュレーションは、古典的なスピッツァー熱伝導モデルと伝導フラックス制限状況におけるPetschekタイプのスローモードショックを明らかにします。結果は、イオン化不足の特徴が、ショックを受けたリコネクション流出とショックの外側の熱ハロー領域で一般的に見られることを示しています。平衡イオン化からの逸脱は、プラズマ密度に強く依存します。さらに、この逸脱は観測可能な目標温度に敏感です。高温の鉄イオンはNEI効果の影響を強く受けます。不足イオン化は、合成SDO/AIA強度にも影響を与えます。これは、再構築されたホットリコネクション電流シート構造が、温度または見かけの幅のいずれかで大幅に過小評価される可能性があることを示しています。また、古典的な太陽フレアジオメトリのリコネクション電流シートでMHD-NEI解析を実行します。最後に、再結合電流シートの下端での過小イオン化状態と過剰イオン化状態の間の潜在的な逆転を示します。ここでは、下向きの流出が閉磁気ループと衝突し、再結合電流シートに沿った複数のSDO/AIAバンド比に強く影響する可能性があります。.
自己無撞着球ダイナモにおける大域磁気ヘリシティの研究
| Title |
A_study_of_global_magnetic_helicity_in_self-consistent_spherical_dynamos |
| Authors |
Parag_Gupta,_Radostin_D._Simitev,_David_MacTaggart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01356 |
磁気ヘリシティは、理想磁気流体力学と抵抗磁気流体力学の両方における基本的な制約です。太陽や他の星の磁気ヘリシティ密度の測定は、地球磁場を生成するダイナモの内部挙動を解釈するために使用されます。このノートでは、複雑さが増している3つの自己無撞着な球状ダイナモソリューションにおけるグローバル相対磁気ヘリシティの挙動を調べます。磁気ヘリシティは、ポロイダル磁場とトロイダル磁場（磁束によって重み付けされた）のグローバルなリンケージを表しており、我々の結果は、このリンケージの好ましい状態があることを示しています。これは、ポロイダルまたはトロイダル場の一方だけが逆転すると、リンケージの好ましい状態が失われるため、グローバルな磁気逆転がおそらくこのリンケージを維持する手段であると提案する.磁気ヘリシティが反転の開始を示し、この特徴が外面で観察される可能性があることが示されています。
強結合ダークセクターからの宇宙線アンチヘリウム
| Title |
Cosmic_Ray_Antihelium_from_a_Strongly_Coupled_Dark_Sector |
| Authors |
Martin_Wolfgang_Winkler,_Pedro_De_La_Torre_Luque,_Tim_Linden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00025 |
ダークセクターが強く結合した標準モデルの拡張は、ソフトクォークの多重度の高い状態を誘導することができます。このような最終状態は、非常に効率的な反核形成を引き起こします。暗黒物質の消滅または崩壊が強く結合したセクターへと変化することで、宇宙線の反核フラックスが劇的に増加する可能性があることを示しています。この作業では、AMS-02コラボレーションによって報告された暫定的な${^3\overline{\text{He}}}$および${^4\overline{\text{He}}}$イベントは、これは、自然界で観測された強く結合したダークセクターの最初の兆候です。
非線形電気力学を源とする規則的なブラック ホール
この論文は、一般相対性理論の静的で球対称な正則ブラックホールの解の存在と基本特性に関する簡単なレビューであり、重力の源は、単一の不変式$fに依存するラグランジュ関数$L$を持つ非線形電磁場によって表されます。=F_{\mu\nu}F^{\mu\nu}$または2つの変数:$L(f,h)$のいずれか、ここで$h={^*}F_{\mu\nu}F^{\mu\nu}$、ここで${^*}F_{\mu\nu}$は$F_{\mu\nu}$のホッジ双対、または$L(f,J)$、ここで$J=F_{\mu\nu}F^{\nu\rho}F_{\rho\sigma}F^{\sigma\mu}$.多くのノーゴー定理が議論され、時空が規則的な中心を持つことができない条件が明らかになり、その中で$L(f,J)$理論に関する定理はおそらく新しいものです。これらの結果は、通常のブラックホールと、地平線のない通常の粒子状または星状のオブジェクト(ソリトン)の両方に関するものです。したがって、電荷$q_e\ne0$を持つ溶液の通常の中心は、マクスウェルの弱電界限界を持たない非線形電気力学(NED)でのみ可能です。$L(f)$と$L(f,J)$NEDを使用した通常の解は、正しい(マクスウェル)弱磁場極限を持ち、系に磁荷$q_m\ne0$しか含まれていない場合に可能です。しかし、そのような解では、因果関係と単一性、および動的安定性条件が中心の近傍で必然的に破られることが示されています。いくつかの特定の例について説明します。
ストリング/DブレーンモデルからのローレンツおよびCPT違反ニュートリノ
ストリング/Dブレーン理論の時空間泡モデルが、ニュートリノと反ニュートリノの間の非対称性とともに、ニュートリノが直線的にエネルギーに依存する速度変動を持つことができるシナリオを予測することを示し、ニュートリノのローレンツおよびCPT対称性の破れの可能性を示します.このようなシナリオは、IceCube超高エネルギーニュートリノイベントとガンマ線バーストとの関連の可能性からの現象論的推測によって裏付けられています。また、超光速ニュートリノ速度に対するエネルギー損失減衰チャネルによって設定された制約とも一致しています(例:$e^{+}e^{-}$ペア放出、またはニュートリノ分裂)。崩壊中のエネルギー運動量保存のもっともらしい違反が、これらのニュートリノの安定した伝播の原因であり、したがって関連する制約の回避の原因である可能性があると主張します。
物理学に基づくニューラル ネットワークによるランダウ減衰のデータ駆動型モデリング
| Title |
Data-Driven_Modeling_of_Landau_Damping_by_Physics-Informed_Neural_Networks |
| Authors |
Yilan_Qin,_Jiayu_Ma,_Mingle_Jiang,_Chuanfei_Dong,_Haiyang_Fu,_Liang_Wang,_Wenjie_Cheng,_and_Yaqiu_Jin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01021 |
速度論的アプローチは、一般に、マイクロスケールのプラズマ物理の問題を扱う際には正確ですが、大規模またはマルチスケールのシステムでは計算コストが高くなります。プラズマ物理学における長年の問題の1つは、運動物理学を流体モデルに統合することであり、これは多くの場合、洗練された解析的閉包項によって達成されます。この研究では、機械学習を使用して、ニューラルネットワークに暗黙的な流体閉鎖を含むマルチモーメント流体モデルを構築することに成功しました。マルチモーメント流体モデルは、物理学に基づくニューラルネットワーク(PINN)と勾配強化された物理学に基づくニューラルネットワーク(gPINN)を使用して、ランダウ減衰の運動シミュレーションからまばらにサンプリングされたごく一部のデータでトレーニングされます。PINNまたはgPINNのいずれかを使用して構築されたマルチモーメント流体モデルは、減衰率を含む電場エネルギーの時間発展と、運動シミュレーションからのプラズマダイナミクスを再現します。初めて、gPINNアーキテクチャの新しいバリアント、つまりgPINN$p$を導入して、ランダウ減衰プロセスをキャプチャします。すべての方程式の残差の勾配を含める代わりに、gPINN$p$は圧力方程式の残差の勾配のみを1つの追加の制約として追加します。3つのアプローチの中で、gPINN$p$で構築されたマルチモーメント流体モデルが最も正確な結果を提供します。この研究は、大規模なシステムの正確かつ効率的なモデリングに新たな光を当て、複雑なマルチスケールの実験室、宇宙、および天体物理学のプラズマ物理の問題に拡張することができます。
ここでは、コア崩壊超新星シミュレーションの核状態方程式(EOS)%と、コア崩壊超新星の構成核(CCSNe)とCCSNシミュレーションにおけるそれらの役割を確認します。CCSNeの中央エンジンでは、重陽子、鉄、中性子を非常に多く含む原子核など、さまざまな原子核が構成されています。崩壊するコアの中心は、コアの跳ね返りが発生する前に、中性子が豊富な重い原子核によって支配されます。それらの弱い相互作用は、ニュートリノの放出と生成される原始中性子星のサイズに大きな影響を与えます。核が跳ね返った後、膨張する衝撃波と新たに形成された中性子星(NS)の間で、重い原子核が陽子、中性子、軽い原子核に分解されます。外殻の衝撃波ダイナミクスと超新星爆発を決定する際の重要な要素のいくつかは、核子と重陽子などの軽い核とのニュートリノ相互作用です。EOSは、熱力学的特性と核組成の間の関係を提供し、この爆発をシミュレートするために必要です。CCSNeのメカニズムと超新星核の特性の理解を深めるためには、均一および不均一な核物質に関するさらなる調査が必要です。均一な核物質に関するEOSの知識は、微視的計算、地上実験、およびNS観測の組み合わせによって継続的に改善されています。さまざまな核実験と現在の理論を参照して、重原子核への有限温度効果、希薄核物質での軽原子核の形成、および均一核物質への遷移は、不均一核物質のEOSのモデルで改善される必要があります。
連星ブラックホールの合体からの重力波(GW)の最近の最初の検出は、一般相対性理論(GR)からの逸脱の可能性に対する新たな関心に拍車をかけました。特に興味深いのは、バイナリブラックホールの合体のリングダウンフェーズです。これは、背景の静止ブラックホール解に関する線形摂動によって記述できます。これらの摂動は主に、周波数が離散セットを形成する「準通常モード」(QNM)の重ね合わせに対応します。修正された重力モデルは、対応するGRとは異なるQNMを予測できると予想されます。GW信号の詳細な分析は、GRをテストし、修正された重力の特定のシグネチャを探すための非常に貴重なウィンドウを表します。この論文で行われた作業は、重力のスカラーテンソル理論、特に縮退高次スカラーテンソル理論のコンテキストで行われます。これらの理論とその特性のレビューから始め、明確な幾何学的解釈を備えたフレームワークでそれらを再定式化する方法を説明します。次に、そのような理論のいくつかの既存の非回転ブラックホール解について線形摂動を研究し、得られた摂動方程式が一般に分離するのが非常に難しい理由を示します。可能であれば、奇パリティ摂動の場合、波の伝播を記述し、それを基礎となる時空の安定性に関連付けます。そうでない場合は、最近数学的文献で提案されたアルゴリズムを利用して、ブラックホールの地平線と無限遠の両方で方程式を分離できるようにすることで、この問題を回避します。これにより、そのような時空での波の漸近的な振る舞いを得ることができ、それらのいくつかを除外できる貴重な情報が得られます。最後に、得られた漸近挙動を使用して、QNMを数値的に計算します。
強くレンズされた連星ブラックホール合体による重力波の分極成分の測定
重力の代替理論は、重力波の最大6つの異なる偏光モードを予測します。重力波の強力な重力レンズ効果により、同じ天体物理源からの観測数を効果的に増やすことで、これらの信号の偏光成分を調べることができます。地球の回転と組み合わされた複数の観測されたレンズ画像によるレンズ時間の遅延により、効果的な非コロケート干渉計をソース位置に対して定義できるため、より多くの観測で代替偏光振幅をプローブできます。これらの振幅を測定するために、画像の倍率、時間遅延、および偏光モードの振幅を考慮した単一の重力波信号モデルに画像観測を共同で適合させます。特定のシステムでは、2つの検出可能な画像を使用して、レンズイベントの相対モード振幅を測定できることを示します。
ディスク、スパイク、および雲: BBH 重力波形に対する環境の影響を区別する
| Title |
Disks,_spikes,_and_clouds:_distinguishing_environmental_effects_on_BBH_gravitational_waveforms |
| Authors |
Philippa_S._Cole,_Gianfranco_Bertone,_Adam_Coogan,_Daniele_Gaggero,_Theophanes_Karydas,_Bradley_J._Kavanagh,_Thomas_F._M._Spieksma_and_Giovanni_Maria_Tomaselli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01362 |
LISA、Taiji、DECIGO、TianQinなどの将来の重力波干渉計は、ブラックホールを取り巻く環境の精密な研究を可能にします。この論文では、中間および極端な質量比の連星ブラックホールインスパイラルを研究し、最初のブラックホールを取り巻く3つの可能性のある環境、降着円盤、暗黒物質のスパイク、および重力原子としても知られる超軽量スカラーフィールドの雲を検討します。これら3つの環境の検出可能性と測定可能性のベイジアン分析を提示します。具体的にLISAを使用した検出の場合に焦点を当てると、それらが重力波形に残す特徴的な痕跡により、信号を生成した環境を特定し、そのモデルパラメーターを正確に再構築できることを示します。
