宇宙論的摂動の繰り込み群と UV 補完: 重要な現象としての重力崩壊
宇宙論的摂動理論は、衝突のない物質の球体の崩壊とボイドの進化を予測するために収束が不十分であることが知られています。正確なパラメトリック解をテストの場として使用して、重力進化をラグランジュ摂動理論(LPT)よりもはるかに高い精度で解決する球対称の2つの漸近法を開発します。LPTは現在の文学のゴールドスタンダードです。方法の1つは、くりこみ群の流れ方程式の安定した固定小数点解を選択し、それによって崩壊構造の相転移の臨界指数をすでに主要な順序で予測します。もう1つの方法は、重力崩壊の重要な性質を捉える非分析的な用語を追加することにより、切り詰められたLPTシリーズを紫外線(UV)領域まで完成させます。UV法は、非線形密度の進化とその1点確率分布関数を最も正確に解決することがわかります。同様に正確な予測は、特にパドエ近似と組み合わせると、くりこみ群法で実現されます。さらに、我々の結果は、線形および非線形の密度コントラストを関連付けるための新しい、非常に正確な式をもたらします。最後に、私たちの方法を宇宙論的ランダム場の初期条件の場合にどのように適応させるかについて、考えられる方法を示します。
シミュレーション ライトコーンを使用した銀河クラスタリング統計の完全順方向モデル
| Title |
Full_forward_model_of_galaxy_clustering_statistics_with_simulation_lightcones |
| Authors |
Sihan_Yuan,_Boryana_Hadzhiyska,_and_Tom_Abel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02068 |
小規模($r<30h^{-1}$Mpc)銀河クラスタリングから完全な天体物理学および宇宙論情報を取得するには、標準的な2点相関関数(2PCF)を超える新しい要約統計が必要です。しかし、小規模なスケールでの2PCFを超える統計の分析は困難です。なぜなら、銀河域の任意の要約統計に対する観測体系の適切な取り扱いが不足しているからです。このホワイトペーパーでは、すべての観測体系を説明し、幅広い要約統計に適した忠実度の高いシミュレーションライトコーンを使用して、要約統計の完全なフォワードモデリングパイプラインを開発します。フォワードモデルアプローチを完全に現実的なモックギャラクシーカタログに適用し、基礎となるギャラクシーに対するバイアスのない制約を回復できることを示します。つまり、標準の2PCFと新しい$k$番目の最近傍($k$NN)統計であり、すべての次数の相関関数に敏感です。多数の要約統計を活用しながら、現在および今後の調査にこのフォワードモデルアプローチを適用することは、非線形スケールから情報を最大限に抽出するための強力な手法になると期待しています。
High Redshift $\Lambda$CDM Cosmology: Bin にするかしないか?
| Title |
High_Redshift_$\Lambda$CDM_Cosmology:_To_Bin_or_not_to_Bin? |
| Authors |
Eoin_\'O_Colg\'ain,_M._M._Sheikh-Jabbari,_Rance_Solomon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02129 |
$\Lambda$CDMモデルをフィッティングして確率の進化を研究する前に、観測ハッブル$H(z)$および角直径距離$D_{A}(z)$モックデータをベースラインプランク$\Lambda$CDM入力値で構築します。赤方偏移ビン全体の最適な宇宙パラメータ$(H_0,\Omega_m,\Omega_k)$の密度関数(PDF)。PDFピークは、$H(z)$および$D_{A}(z)$制約の低赤方偏移($z\lesssim1$)ビン、および$Hの場合のすべての赤方偏移ビンの入力パラメーターとのみ一致することがわかります。(z)$と$D_{A}(z)$制約が組み合わされています。入力パラメーターが復元されない場合、PDFがより大きな$\Omega_m$値に向かって非ガウステールを示し、より小さな$\Omega_m$値で(あまり目立たない)ピークにシフトすることが観察されます。$H(z)$および$D_{A}(z)$観測は、より高い赤方偏移での宇宙論的パラメーターの組み合わせのみを制約するため、PDFのこの平坦化が予想されるため、均一なPDFが予想されます。私たちの分析では、プランク値を回復する可能性が低い可能性があるという知識の中で、高い赤方偏移のデータをビンに入れるか、$\Lambda$CDMの推論をより低い赤方偏移の宇宙に偏らせる完全なサンプル分析を行うかの選択肢が残されています。
局所的な高速電波バーストによる銀河間媒質中のバリオン分数の 7.0\% の決定
| Title |
A_7.0\%_Determination_of_the_Baryon_Fraction_in_the_Intergalactic_Medium_from_Localized_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
Bao_Wang,_Jun-Jie_Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02209 |
高速電波バースト(FRB)の分散測定(DM)-赤方偏移関係は、銀河間媒質(IGM)を調査し、宇宙論を研究するための潜在的な新しいツールとして提案されています。ただし、IGM($f_{\mathrm{IGM}}$)のバリオン分率に関する知識が乏しく、宇宙論的パラメーターによるその縮退により、FRBの宇宙論的応用に制限が課せられます。さらに、重要な宇宙量であるIGM($\mathrm{DM_{IGM}}$)とホスト銀河($\mathrm{DM_{host}}$)によって寄与されるDMは、観測から正確に抽出することはできません。FRB宇宙論における制御されていない体系的な不確実性。この作業では、$f_{\mathrm{IGM}}$とおそらくその赤方偏移の進化を制約するために、17のローカライズされたFRBを使用します。Ia型超新星、バリオン音響振動、宇宙マイクロ波背景放射などの他の宇宙プローブを組み合わせて、パラメーターの縮退を破ります。IllustrisTNGシミュレーションから導出された$\mathrm{DM_{IGM}}$および$\mathrm{DM_{host}}$の確率分布を考慮すると、$f_{\mathrm{IGM}}のロバストな測定値が得られます。=0.857\pm0.060$、7.0\%の精度を表します。現在の観測データレベルでは、$f_{\mathrm{IGM}}$の赤方偏移依存性に関する強力な証拠がないことがわかりました。FRBのローカライズの急速な進歩により、$f_{\mathrm{IGM}}$の制約が大幅に改善されます。
一般化されたヒルトップ インフレーション
標準的な丘の頂上の可能性を累乗した丘の頂上のインフレーションの一般化されたバージョンを研究し、元の丘の頂上のべき乗と全体の指数の両方に分数を許可します。研究されたパラメーター空間では、後者は最新の実験的制約との一致を見つける上で主要な役割を果たします。最後に、インフレトンポテンシャルの2つの特徴的な質量スケールが数桁異なることもわかりました。これは、共通の基本的な起源が非常にありそうもないことを示しています。
| Title |
Calibrating_gamma-ray_bursts_by_using_Gaussian_process_with_type_Ia_supernovae |
| Authors |
Liang_Nan,_Li_Zihao,_Xie_Xiaoyao,_and_Wu_Puxun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02473 |
この論文では、宇宙論に依存しない方法でガンマ線バースト(GRB)のAmati関係($E_{\rmp}$-$E_{\rmiso}$相関)を較正します。ガウス過程を使用して、パンテオン型Ia超新星(SNeIa)サンプルから平滑化された光度距離を再構築することにより、再構築された結果を利用して$E_{\rmp}$-$E_{\rmiso}$相関をマルコフ連鎖モンテカルロ法を使用して、A220GRBデータを使用してハッブル線図を作成します。このデータでは、宇宙論的目的に適した高品質のA118GRBデータが使用されます。A118サンプルの$1.4<z\leq8.2$での98個のGRBと観測されたハッブルデータを使用して、$\Omega_m$=$0.346^{+0.048}_{-0.069}$、$h$=$0.677^{+0.029を取得します。}_{-0.029}$フラットな$\Lambda$CDMモデルの場合、および$\Omega_m$=$0.314^{+0.072}_{-0.055}$、$h$=$0.705^{+0.055}_{-0.069}$,$w$=$-1.23^{+0.33}_{-0.64}$フラット$w$CDMモデルの場合、これはアマティ関係の係数と宇宙パラメータを同時に当てはめたものと一致しています。
ファジーダークマターハローのコヒーレント構造とインコヒーレント構造
| Title |
Coherent_and_incoherent_structures_in_fuzzy_dark_matter_halos |
| Authors |
I-Kang_Liu,_Nick_P._Proukakis,_Gerasimos_Rigopoulos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02565 |
あいまいな暗黒物質のハローは、中心のソリトンコアで完全にコヒーレントな状態から、その外側でインコヒーレントな状態まで、フィールド構成のコヒーレンスの程度に空間的な差異を示し、2つのフェーズの間にクロスオーバー領域があることを示します。ソリトニックコアは実際、1粒子密度行列の最大固有値に対応するペンローズ-オンサーガーモードとほぼ完全に重なる純粋な凝縮体です。コアを囲むビリアル化された外側のハローは、半径方向および時間方向の平均化により、全体として明確なコヒーレンスを示しません。しかし、局所的かつ短時間で見ると、局所的に抑制されたゆらぎを示す準凝縮塊の集合体として記述でき、一般に顆粒と呼ばれる構造で識別できます。ハロー全体にわたる位相コヒーレンスは、局所的な準凝縮領域を分離する動的に進化するもつれた渦のウェブによって抑制されます。さらに、外側のハローの無次元位相空間密度は、コアでの値を大幅に下回ります。この空間構造のダイナミクスをさらに調べ、コアの振動は、それぞれコアのサイズを特徴付ける2つの時間依存パラメーター$r_c(t)$とクロスオーバー領域$r_t(t)$.合体シミュレーションで生成されたハローの場合、この機能は、フィールド構成のパワースペクトルのピーク値の(反)相関振動に反映されます。ビリアル化されたハローの乱流渦のもつれは、精査されたタイムスケールにわたって準平衡状態に達しているように見え、運動エネルギーの非圧縮成分がそのスペクトルに特徴的な$k^{-3}$テールを示し、$\rhoを示します。\simr^2$量子渦コア周辺の密度プロファイル。対応するパワースペクトルのピーク波数の比較は、渦間が...
大きなスパイクを持つ原始パワー スペクトルの計算に関する質問: 共鳴モデルの場合
| Title |
Questions_on_calculation_of_primordial_power_spectrum_with_large_spikes:_the_resonance_model_case |
| Authors |
Keisuke_Inomata,_Matteo_Braglia,_Xingang_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02586 |
スケール依存の密度摂動の大きな増幅を予測するインフレーションモデルは、増幅された摂動がかなりの量の原始ブラックホール(PBH)と重力波(GW)の確率的背景を生み出す可能性があるため、最近多くの注目を集めています。これらのモデルのパワースペクトルは運動の線形方程式に基づいて計算されますが、膨張中にこのような大きな増幅が発生した場合にループ補正が無視できるかどうかは明らかではありません。このホワイトペーパーでは、このようなモデルのループ補正を説明する最初のステップとして、in-in形式を使用し、密度摂動が振動によって共鳴的に増幅される例示的なモデルで数値的および解析的に1ループスカラーパワースペクトルを計算します。インフレの可能性に特徴があります。私たちの計算は、増幅された摂動がin-in形式で初めて数値的に考慮されるという点で技術的に新しいものです。分析的な推定値に到達する際に、モデルで自動的に満たされる摂動のロンスキー条件が正しい推定値を取得する際に果たす役割を強調します。さらに、解析的推定は、ループ内の摂動の量子的性質に由来する寄与が支配的である可能性があることを示しています。また、このモデルにおけるサブドミナントループ修正の必要条件についても説明します。十分なPBH生成に必要なパワースペクトルの$\mathcalO(10^7)$増幅につながる典型的なパラメーター空間では、1ループのパワースペクトルがツリーレベルのパワースペクトルよりも優勢であることがわかります。摂動理論の崩壊。
| Title |
Cosmic_Topology_I:_Limits_on_Orientable_Euclidean_Manifolds_from_Circle_Searches |
| Authors |
Pip_Petersen,_Yashar_Akrami,_Craig_J._Copi,_Andrew_H._Jaffe,_Arthur_Kosowsky,_Glenn_D._Starkman,_Andrius_Tamosiunas,_Johannes_R._Eskilt,_Kevin_Gonz\'alez-Quesada,_\"Ozen\c{c}_G\"ung\"or,_Samanta_Saha,_Quinn_Taylor_(COMPACT_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02603 |
一般相対性理論のアインシュタイン場の方程式は、時空のあらゆる点で局所的な曲率を制約しますが、宇宙のグローバルトポロジーについては何も述べていません。$\Lambda$CDM内では、これらの異方性には十分に特徴付けられた統計的特性があり、信号は主に観測者を中心とした薄い球状のシェルからのものであるため、宇宙マイクロ波背景異方性は自明でないトポロジーの最も強力なプローブであることが証明されています(最後の散乱面)、および宇宙ベースの観測はほぼ全天をカバーしています。マイクロ波背景における宇宙トポロジーの最も一般的な特徴は、温度と偏光パターンが一致する円のペアです。WMAPまたはプランク温度データのノイズを超える円のペアは見られません。これは、私たちの場所を通る宇宙の周りの最短の非収縮ループが、最後の散乱面の共移動直径の98.5%よりも長いことを意味します。この一般的な制約を、可能性のある9つの自明でない向き付け可能なユークリッドトポロジーのそれぞれで多様体を特徴付けるパラメーターの制限に変換し、これらの制約を計算するコードを提供します。最も単純なケースを除いて、空間内の最短の非収縮ループは、最後の散乱面の直径よりも2倍から少なくとも6倍短くなる可能性があります。この結果は、より広い範囲の多様体が観測的に許容されることを意味します。広く評価されています。これらの多様体を精査するには、調和係数の非対角相関など、より微妙な統計的特徴が必要になります。
JWST は、アクシオンのミニクラスターまたは原始ブラック ホールの痕跡を観察しましたか?
| Title |
Did_JWST_observe_imprints_of_axion_miniclusters_or_primordial_black_holes? |
| Authors |
Gert_H\"utsi,_Martti_Raidal,_Juan_Urrutia,_Ville_Vaskonen,_Hardi_Veerm\"ae |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02651 |
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡は、$\Lambda$CDMとの緊張関係を示す、驚くほど明るい初期銀河を検出しました。アクシオンミニクラスターや原始ブラックホールなどのシナリオに動機付けられて、物質パワースペクトルのべき法則修正を検討します。暗黒物質が$10^{-18}{\rmeV}$アクシオンで構成されている場合、または暗黒物質の分数$f_{\rmPBH}>0.005$がコンパクトで重い$6\で構成されている場合、緊張が解消されることを示します。回10^6M_\odot(f_{\rmPBH}/0.005)^{-1}$原始ブラックホールクラスターなどの構造。ただし、どちらの場合も、星形成効率を大幅に高める必要があります。
巨大降着原始惑星調査 (GAPlanetS) -- 降着原始惑星を画像化するための 6 年間のキャンペーンの結果
| Title |
The_Giant_Accreting_Protoplanet_Survey_(GAPlanetS)_--_Results_from_a_Six_Year_Campaign_to_Image_Accreting_Protoplanets |
| Authors |
Katherine_B._Follette,_Laird_M._Close,_Jared_R._Males,_Kimberly_Ward-Duong,_William_O._Balmer,_Jea_Adams_Redai,_Julio_Morales,_Catherine_Sarosi,_Beck_Dacus,_Robert_J._De_Rosa,_Fernando_Garcia_Toro,_Clare_Leonard,_Bruce_Macintosh,_Katie_M._Morzinski,_Wyatt_Mullen,_Joseph_Palmo,_Raymond_Nzaba_Saitoti,_Elijah_Spiro,_Helena_Treiber,_Jason_Wang,_David_Wang,_Alex_Watson,_and_Alycia_J._Weinberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02109 |
原始惑星の降着は、惑星形成プロセスへの窓を表しています。マゼラン適応光学(MagAO)システムのVisAOカメラで取得した、これまでで最も深く、最も包括的な降着原始惑星調査からのH{\alpha}微分イメージング結果を報告します。対象とされている14の移行円盤は、原始惑星発見の理想的な候補です。その理由は、それらの広くて非常に枯渇した中心空洞、進行中の惑星形成を想起させる豊富な非軸対称の星周円盤の特徴、進行中の恒星の降着です。ターゲットシステムの形態学的複雑さとPSFの不安定性という2つの課題に対処するために、Karhounen-Loeve画像処理アルゴリズムpyKLIPのフレーム選択と最適化のための新しいアプローチを開発します。1つの新しい原始惑星候補CSCha"c"を75masの間隔と{\Delta}mag5.1で検出し、複数の時代にわたってHD142527BとHD100453Bの低質量恒星伴星を確実に復元します。その発光に相当する散乱光の寄与を排除することはできませんが、LkCa15bも回収します。クリアされたディスクキャビティ内にその存在と、前方モデル化された点源との一貫性は、それが実行可能な原始惑星候補のままであることを示唆しています。原始惑星PDS70cは、保守的な一般的な方法論の下でわずかに回復しました。ただし、H{\alpha}画像の対象を絞った最適化により、PDS70cを3エポックで、PDS70bを1エポックで暫定的に復元します。サンプル内のオブジェクトの周りに以前に報告された他の多くのコンパニオンおよびコンパニオン候補のうち、追加の堅牢な候補は回復しません。しかし、中程度のH{\alpha}コントラストでの回復の欠如は、これらの場所に原始惑星が存在することを排除するものではなく、そのような場合にH{\alpha}コントラストを制限することを報告しています。
1I/'オウムアムアのような星間物体への迎撃ミッションの物理的考慮事項
| Title |
Physical_Considerations_for_an_Intercept_Mission_to_a_1I/'Oumuamua-like_Interstellar_Object |
| Authors |
Amir_Siraj,_Abraham_Loeb,_Amaya_Moro-Martin,_Mark_Elowitz,_Abigail_White,_Wesley_Watters,_Gary_Melnick,_Richard_Cloete,_Jonathan_Grindlay,_Frank_Laukien |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02120 |
この論文では、星間天体(ISO)の研究に関する現存する文献のいくつかを概説します。ヴェラC.ルービン望遠鏡とレガシースペースアンドタイムサーベイ(LSST)では、今後10年以内に$0.38～84$のオウムアムアのような星間天体が95\%の信頼度で検出されると予想されます。ランデブー軌道の実現可能性は、以前の研究で実証されています。この論文では、星間物体の分解された画像を生成することを主な目的とするランデブーミッションの要件を調査します。解像度要素とオブジェクトサイズの関数として必要なランデブー距離を概説します。現在の人口合成モデルを拡張して、到達可能な星間オブジェクトの検出率に対するサイズの依存性を説明します。オブジェクトの直径と発生率のトレードオフを評価し、オウムアムアのサイズの3分の1からオウムアムアのサイズの範囲のオブジェクトが、イメージングランデブーの最適なターゲットになると結論付けています。また、星間天体の表面特性とスペクトル特性に対する期待、およびさまざまな宇宙船保管場所の利点についても説明します。
画像化された惑星の人口レベルの離心率分布に対するベイジアンハイパープリリアの影響
| Title |
The_Impact_of_Bayesian_Hyperpriors_on_the_Population-Level_Eccentricity_Distribution_of_Imaged_Planets |
| Authors |
Vighnesh_Nagpal,_Sarah_Blunt,_Brendan_P._Bowler,_Trent_J._Dupuy,_Eric_L._Nielsen,_Jason_J._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02121 |
軌道離心率は、恒星以下の伴星の形成メカニズムと力学の歴史を直接たどります。ここでは、階層ベイジアンモデリング(HBM)から直接画像化された亜恒星コンパニオン(褐色矮星と低温木星)のサンプルについて推論された人口レベルの離心率分布に対する超事前確率の影響を調べます。ハイパープライオリティの選択は、画像化されたコンパニオンについて推測される人口レベルの離心率分布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。これは、サンプルサイズと軌道範囲が既存のサンプルを反映する値に減少するにつれて、より重要になる効果です。ボウラーらによる5～100天文単位の範囲にある画像化された巨大惑星の現在の観測サンプルを再分析します。（2020）そして、画像化された惑星サンプルによって暗示される基礎となる離心率分布が、動径速度を使用して検出された近接系外惑星の離心率分布と広く一致していることを発見しました。さらに、私たちの分析は、長周期巨大惑星と褐色矮星の離心率分布が超事前確率の選択に対してロバストであることを示すことによって異なるというその研究からの結論を支持しています。HBMとフォワードモデリングコードをオープンソースのPythonパッケージePop!でリリースし、コミュニティで自由に利用できるようにします。
小惑星は、ほとんどの天文調査で消えない部分ですが、それらの検出に専念している調査はごくわずかです。何年にもわたって、ハイケイデンスのマイクロレンズ調査は、主に銀河バルジとマゼラン雲をスキャンしてマイクロレンズイベントをスキャンしながら、数テラバイトのデータを蓄積してきたため、科学データマイニングの機会の宝庫を提供しています。特に、選択した画像の目視検査によって多数の小惑星が観測されています。この論文では、MOAプロジェクトによって収集されたマイクロレンズデータから小惑星を復元および発見するための、深層学習ベースの新しいソリューションを紹介します。小惑星のトラックレットは、特定の夜のすべての観測を組み合わせることで明確に見ることができ、これらのトラックレットはデータセットの構造を知らせます。これらの合成画像内で既知の小惑星が特定され、教師あり学習に必要なラベル付きデータセットの作成に使用されました。小惑星の軌道を持つ画像を識別するために、いくつかのカスタムCNNモデルが開発されました。次に、モデルのアンサンブルを使用して、予測の分散を減らし、一般化エラーを改善し、97.67%の再現率を達成しました。さらに、YOLOv4オブジェクト検出器は、小惑星のトラックレットをローカライズするようにトレーニングされ、90.97%の平均平均精度(mAP)を達成しました。これらの訓練されたネットワークは、16年間のMOAアーカイブデータに適用され、長年にわたる調査で観測された既知および未知の小惑星の両方を見つけます。開発された方法論は、小惑星の回収と発見のための他の調査での使用に適応させることができます。
らせん星雲の形成中に惑星系が崩壊した証拠
| Title |
Evidence_for_the_disruption_of_a_planetary_system_during_the_formation_of_the_Helix_Nebula |
| Authors |
Jonathan_P._Marshall,_Steve_Ertel,_Eric_Birtcil,_Eva_Villaver,_Francisca_Kemper,_Henri_Boffin,_Peter_Scicluna,_Devika_Kamath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02251 |
ホスト星がポスト主系列相に進化した後の惑星系の持続性は、観測による制約が不十分です。多くの若い白色矮星系は、ダスト（または微惑星）の貯留層とその降着に関連する赤外線の過剰放射および/またはスペクトル吸収線を示します。しかし、ほとんどの白色矮星は温度が低すぎて、星周塵を検出可能なレベルまで十分に加熱することができません。らせん星雲(NGC7293)は、近くにある若い惑星状星雲です。中赤外および遠赤外波長での観測により、中心の白色矮星(WD2226-210)に関連する過剰な放射が明らかになりました。この過剰の起源はあいまいです。それは、残骸の微惑星帯、彗星の雲、または漸近後の巨枝の段階で放出された物質の残骸である可能性があります。ここでは、赤外線(SOFIA、Spitzer、Herschel)とミリメートル(ALMA)によるシステムの観測を組み合わせて、多波長イメージングと放射伝達モデリングを使用して、この超過の原因を特定します。データは、コンパクトな残骸の微惑星帯または漸近後の巨大ブランチディスクと互換性がないことがわかり、ダストは彗星雲による堆積に由来する可能性が最も高いと結論付けています。測定された塵の質量と構成粒子の寿命は、ヘリックス星雲の白色矮星の周りで観察された過剰な放出を促進するために、年間数千個のヘール・ボップ相当彗星の崩壊を意味します。
双曲流星: CNEOS 2014-01-08 は星間ですか?
2019年に、CNEOS2014-01-08流星が星間であるという主張がなされました。しかし、明らかな星間流星は何十年も前から検出されています。さらに、それらは、測定誤差の伝播の自然な結果として、流星観測調査から予想されます。ここでは、CNEOS2014-01-08の軌道および物理的性質を特定するのに十分な科学的データが公開されているかどうかを調べます。観測の精度、軌道の導出、速度および引張強度に関する証拠の欠如を考えると、流星の観測と削減ツールの現在の状態を考えると、星間軌道や物理的特性について結論を下す科学的根拠は見つかりません。CNEOS2014-01-08.さらに、このオブジェクトの現在のデータリリースを考えると、海底で破片を見つけることは非常にありそうにありません.
ダストリング構造の重力不安定性による微惑星形成
| Title |
Planetesimal_formation_by_the_gravitational_instability_of_dust_ring_structures |
| Authors |
Sanemichi_Z._Takahashi,_Eiichiro_Kokubo,_Shu-ichiro_Inutsuka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02311 |
ダストリング構造の重力不安定性(GI)と重力崩壊による微惑星の形成を調査します。自己重力リング構造の正規化された分散関係には、その幅と線の質量(単位長さあたりの質量)に関連する2つのパラメーターが含まれます。これらのパラメータを調査し、成長率と波数を計算します。さらに、原始惑星系円盤の永年GIの成長によって形成されるリングのGIの成長による微惑星形成を調査します。円盤モデルとしては、重厚で塵の多い円盤を採用。リングGIによるフラグメンテーションの半径の範囲は、リングの幅の関数としてわかります。リングGIの最内半径は、リング幅が小さいほど小さくなります。また、環GIの断片化に起因する初期微惑星質量の範囲も決定します。私たちの結果は、微惑星の質量が、分裂後の誕生時に10^28gにもなる可能性があることを示しています。リング幅がリング半径の0.1%で、下限がリング幅とともに増加する場合、約10^25gまで下げることができます。さらに、微惑星質量の上限と下限の近似式を取得します。リングGIによって形成された微惑星は、収縮するダストに作用するコリオリ力のために順行性回転を持っていると予測されます。これは、多くのトランスネプチューン連星が順行性回転を示すという事実と一致しています。
HD 20329b: TESS が発見した太陽型星の周りの超短周期惑星
| Title |
HD_20329b:_An_ultra-short-period_planet_around_a_solar-type_star_found_by_TESS |
| Authors |
F._Murgas,_G._Nowak,_T._Masseron,_H._Parviainen,_R._Luque,_E._Pall\'e,_Judith_Korth,_I._Carleo,_Sz._Csizmadia,_E._Esparza-Borges,_Ahlam_Alqasim,_William_D._Cochran,_Fei_Dai,_Hans_J._Deeg,_D._Gandolfi,_Elisa_Goffo,_Petr_Kab\'ath,_K._W._F._Lam,_John_Livingston,_Alexandra_Muresan,_H._L._M._Osborne,_Carina_M._Persson,_L._M._Serrano,_Alexis_M._S._Smith,_Vincent_Van_Eylen,_J._Orell-Miquel,_Natalie_R._Hinkel,_D._Gal\'an,_M._Puig-Subir\`a,_M._Stangret,_A._Fukui,_T._Kagetani,_David_R._Ciardi,_Andrew_W._Boyle,_Carl_Ziegler,_C\'esar_Brice\~no,_Nicholas_Law,_Andrew_W._Mann,_Jon_M._Jenkins,_David_W._Latham,_Samuel_N._Quinn,_G._Ricker,_S._Seager,_Avi_Shporer,_Eric_B._Ting,_R._Vanderspek,_Joshua_N._Winn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02547 |
TESS光度曲線とHARPS-Nスペクトログラフの視線速度測定を使用して、恒星HD20329(TOI-4524)の周りで見つかったトランジット系外惑星候補の物理的特性を確立しました。光度曲線と動径速度時系列のジョイントフィットを実行して、候補の質量、半径、および軌道パラメーターを測定しました。太陽型星をトランジットする超短周期(USP)惑星HD20329bを確認し、その特徴を明らかにします。主星(HD20329、$V=8.74$mag、$J=7.5$mag)は、$\mathrm{M}_\star=0.90\pm0.05$M$_\odot$のG5スペクトルタイプによって特徴付けられます。、$\mathrm{R}_\star=1.13\pm0.02$R$_\odot$、および$\mathrm{T}_{\mathrm{eff}}=5596\pm50$K;$d=63.68\pm0.29$pcの距離にあります。利用可能なTESSトランジットライトカーブとフォローアップの視線速度測定値を合わせることで、$0.9261\pm(0.5\times10^{-4})$日、惑星半径$1.72\pm0.07$$の軌道周期が見つかります。\mathrm{R}_\oplus$、質量$7.42\pm1.09$$\mathrm{M}_\oplus$、平均密度$\rho_\mathrm{p}=8.06\pm1.53$gcm$^{-3}$.HD20329bは、現在知られている$\sim$30のUSP惑星の半径とドップラー質量測定値に加わります。
z$\sim$1 の銀河の UV と H$\alpha$ を UVCANDELS と比較することによる星形成バースト性の空間分解解析
| Title |
A_spatially_resolved_analysis_of_star-formation_burstiness_by_comparing_UV_and_H$\alpha$_in_galaxies_at_z$\sim$1_with_UVCANDELS |
| Authors |
Vihang_Mehta,_Harry_I._Teplitz,_Claudia_Scarlata,_Xin_Wang,_Anahita_Alavi,_James_Colbert,_Marc_Rafelski,_Norman_Grogin,_Anton_Koekemoer,_Laura_Prichard,_Rogier_Windhorst,_Justin_M._Barber,_Christopher_J._Conselice,_Y._Sophia_Dai,_Jonathan_P._Gardner,_Eric_Gawiser,_Yicheng_Guo,_Nimish_Hathi,_Pablo_Arrabal_Haro,_Matthew_Hayes,_Kartheik_G._Iyer,_Rolf_A._Jansen,_Zhiyuan_Ji,_Peter_Kurczynski,_Maxwell_Kuschel,_Ray_A._Lucas,_Kameswara_Mantha,_Robert_W._O'Connell,_Swara_Ravindranath,_Brant_E._Robertson,_Michael_Rutkowski,_Brian_Siana,_L._Y._Aaron_Yung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02056 |
CosmicAssemblyNear-infraredDeepExtragalacticLegacySurveyFields(UVCANDELS)プログラムのUltraVioletイメージングは、4つのCANDELSフィールドのHST/UVISF275Wイメージングを提供します。このUVイメージングを3D-HST+AGHASTからの既存のHST/近赤外グリズム分光法と組み合わせて、$0.7<z<1.5$にまたがる979個の銀河のサンプルについて、分解された静止フレームのUVとH$\alpha$発光を直接比較します。$10^{8-11.5}~M_\odot$の星の質量の範囲。rest-UVとH$\alpha$はどちらも進行中の星形成に敏感ですが、時間スケールが異なるため、それらの解決された比較により、銀河構造パラメーターの関数として星形成のバースト性を推測できます。サンプル内のすべての銀河について、残りのUVおよびH$\alpha$放射の均一化されたマップを生成し、それらを積み重ねて、銀河中心半径の関数として平均UV対H$\alpha$光度比を計算します。すべての半径で$\sim10^{9.5}~M_\odot$の恒星質量未満の銀河では、一定の星形成から予想される平衡値よりも高いUV対H$\alpha$比を持つことがわかりました。バースト星形成からの重要な貢献。恒星質量$\gtrsim10^{9.5}M_\odot$の銀河でさえ、UV対H$\alpha$比はその周辺に向かって上昇し($R/R_{eff}>1.5$)、それを示唆している。バースト的な星形成は、最も大規模な銀河の周辺でさえ一般的である可能性が高いですが、それらのより明るいコアによって影が薄くなる可能性があります.さらに、UV対H$\alpha$比を銀河表面の明るさの関数として提示し、恒星質量表面密度の代理として、$\sim10^8~M_\odot~kpc^{-2}$は、銀河系の星の質量に関係なくバースト星形成と一致しており、局所的な星形成が最小スケールでの全球銀河の特性とは無関係であることを潜在的に示唆しています。
機械学習で検出された四角形構造を持つユニークなリング状の電波源
| Title |
A_unique,_ring-like_radio_source_with_quadrilateral_structure_detected_with_machine_learning |
| Authors |
Michelle_Lochner,_Lawrence_Rudnick,_Ian_Heywood,_Kenda_Knowles_and_Stanislav_S._Shabala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02062 |
機械学習の異常検出アルゴリズムを使用して、MeerKATGalaxyClusterLegacySurvey(MGCLS)でユニークなオブジェクトを発見したことを報告します。この奇妙なリング状のソースは、アベル209を中心とするMGCLSフィールドから30フィート離れており、単純な物理モデルでは容易に説明できません。赤方偏移が0.55であると想定されるホスト銀河では、光度(10^25W/Hz)は強力な電波銀河に匹敵します。ソースは、幅175kpcの放射のリング、電波ジェットに似た四角形の強化された輝度領域、368kpcで分離された2つの「耳」、および拡散エンベロープで構成されています。すべての構造は、-1.0から-1.5の範囲のスペクトル的に急峻に見えます。リングは、明るいパッチ(<10%)を除いて高い偏光(25%)を持っています。このソースをASKAPデータで最近発見されたOddRadioCirclesと比較し、スターバースト活動による終了ショック、エンドオン電波銀河、超大質量ブラックホールの合体イベントなど、いくつかの可能な物理モデルについて説明します。観測されたソースの構造を簡単に説明できる単純なモデルはありません。この研究は、他の最近の発見と同様に、科学的に興味深い情報源の大規模なデータセットをマイニングする際の教師なし機械学習の力を示しています。
DUVET: 星形成円盤銀河における銀河流出による星形成規則の空間分解観測
| Title |
DUVET:_Spatially_Resolved_Observations_of_Star_Formation_Regulation_via_Galactic_Outflows_in_a_Starbursting_Disk_Galaxy |
| Authors |
Bronwyn_Reichardt_Chu,_Deanne_B._Fisher,_Alberto_D._Bolatto,_John_Chisholm,_Drummond_Fielding,_Danielle_Berg,_Alex_J._Cameron,_Karl_Glazebrook,_Rodrigo_Herrera-Camus,_Glenn_G._Kacprzak,_Laura_Lenki\'c,_Miao_Li,_Daniel_K._McPherson,_Nikole_M._Nielsen,_Danail_Obreschkow,_Ryan_J._Rickards_Vaught_and_Karin_Sandstrom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02063 |
KCWIとNOEMAからの測定値を使用して、$z\sim0.02$スターバーストディスクギャラクシーIRAS08339+6517の500~pcスケールの分解された電離ガスと分子ガスの観測を比較します。星形成によって引き起こされる電離ガスの流出と、同じ位置にある銀河の特性との関係を調べます。流出質量流束($\dot{\Sigma}_{\rmout}$)と星形成率の表面密度($\Sigma_{\rmSFR}$)の間には、おおよそ線形の関係があることがわかります。Sigma}_{\rmout}\propto\Sigma_{\rmSFR}^{1.06\pm0.10}$、および$\dot{\Sigma}_{\rmout}$とガス枯渇の間に強い相関関係$\dot{\Sigma}_{\rmout}\proptot_{dep}^{-1.1\pm0.06}$のような時間。さらに、これらのアウトフローは、ガス分率と円盤の運動学との関係から、いわゆる「ブレイクアウト」アウトフローであることがわかります。{\rmSFR}$のIRAS08は、ガスの星への変換よりも、流出によってより多くのガスを除去しています。私たちの結果は、流出によって円盤の領域が短い枯渇時間を維持する能力が制限されるという図と一致しています。私たちの結果は、より多くの銀河での流出の解決された観測の必要性を強調しています。
超音速プロジェクト: SIGO と DM GHOST の離心率と回転サポート
| Title |
The_Supersonic_Project:_The_eccentricity_and_rotational_support_of_SIGOs_and_DM_GHOSts |
| Authors |
Claire_E._Williams,_Smadar_Naoz,_William_Lake,_Yeou_S._Chiou,_Blakesley_Burkhart,_Federico_Marinacci,_Mark_Vogelsberger,_Gen_Chiaki,_Yurina_Nakazato,_and_Naoki_Yoshida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02066 |
再結合時の暗黒物質(DM)とバリオンの間の超音速相対速度(ストリーム速度)は、初期宇宙で異常な特性を持つ低質量天体の形成を引き起こします。「超音速プロジェクト」論文シリーズの範囲を広げて、ダークマター+ガスハローオフセットストリーミング(DMGHSts)と呼ぶオブジェクトを含めます。これは、DMの重心間の物理的なオフセットのために形成される、拡散したDMに富む構造です。そしてバリオン過密度。AREPOコードを使用した高解像度の流体力学シミュレーションで、分子冷却の効果を含む、DMGHOSTと超音波誘導ガスオブジェクト（SIGO）の最新の数値調査を提示します。それらの楕円体重力ポテンシャルの分析的理解によって補完され、これらのオブジェクトの集団レベルの特性を研究し、非ストリーミング領域の古典的な構造と比較して、それらの形態、スピン、半径方向の質量、および速度分布を特徴付けます。流れの速度は、ガスとDMの両方の成分の真球度からの偏差を引き起こし、ガスにより大きな回転支持を与えます。ストリーミング領域にある低質量($<\sim10^{5.5}$M$_\odot$)天体は、コアのような回転と質量プロファイルを示します。DMGHOStsの回転と形態の異常は、DM含有量の変動と異常な回転曲線を伴う観測された超微光矮小銀河の初期の宇宙類似物を表している可能性があります。
行方不明の巨人: 宇宙時間を通じて塵に覆われた銀河系の恒星の集合に関する予測
| Title |
Missing_Giants:_Predictions_on_Dust-Obscured_Galaxy_Stellar_Mass_Assembly_Throughout_Cosmic_Time |
| Authors |
Arianna_S._Long,_Caitlin_M._Casey,_Claudia_del_P._Lagos,_Erini_L._Lambrides,_Jorge_A._Zavala,_Jaclyn_Champagne,_Olivia_R._Cooper,_and_Asantha_R._Cooray |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02072 |
$z>1$の塵に覆われた星形成銀河(DSFG)の星の質量の成長と内容については、非常に多くの不確実性が存在します。この作業では、宇宙時間の最初の$\sim$10GyrにわたるDSFGの星質量の寄与を推定するために、DSFGに関する経験的データを使用して構築された数値モデルを提示します。我々は、文献にある星形成星質量関数の質量限界を超えた塵に覆われた星質量関数を生成し、大規模なDSFGがM$のすべての星形成銀河の$50-100\%$を構成すると予測する\ge10^{11}$z>1$で$M$_\odot$。大規模なDSFGの数密度を予測し、観測との一般的な一致を見つけましたが、観測の不確実性を幅広く狭めるには、より多くのデータが必要です。大規模なDSFGを静止した子孫にモデル化して転送し、大規模なDSFGが$z>1$での大規模な静止銀河の普及を説明するのに十分な祖先集団であることを示す文献からの観察との顕著な一致を見つけます。大規模なDSFGとその子孫は、宇宙星形成のピーク時に宇宙星の質量密度に$25-60\%$も寄与すると予測し、$zから$\sim1$Gyrの間に人口増加の激しい時代を予測します=6$から3の間に、高$z$にある最も巨大な銀河の大半が成長し、その後消滅します。初期宇宙における大規模な銀河の成長と進化を理解しようとする将来の研究では、最新の観測所(JWSTやALMAなど)からのデータとの相乗効果を戦略化して、重く塵に覆われた銀河集団をより適切に含める必要があります。
| Title |
Low_Metallicity_Galaxies_from_the_Dark_Energy_Survey |
| Authors |
Yu-Heng_Lin,_Claudia_Scarlata,_Vihang_Mehta,_Evan_Skillman,_Matthew_Hayes,_Kristen_B._W._McQuinn,_Lucy_Fortson,_Katherine_Chworowsky,_Leonardo_Clarke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02094 |
ダークエネルギー調査(DES)の5,000平方度からの358個の青色コンパクト矮小銀河(BCD)の新しい選択と、68個の天体のサブサンプルの分光追跡を提示します。深いスペクトルを持つ34の天体のサブサンプルについて、オーロラ[\oiii]$\lambda$4363輝線を使用して、直接T$_e$メソッドで金属量を測定します。これらのBCDの平均酸素存在量は12+log(O/H)=7.8、恒星質量は10$^7$から10$^8$M$_\odot$、比SFRは$\sim$10$^{-9}$から10$^{-7}$年$^{-1}$。BCDの位置を、ローカルボリュームレガシーサンプルから導出された質量-金属性(M-Z)および光度-金属性(L-Z)の関係と比較します。M-Z関係での散乱は、L-Z関係での散乱よりも小さいことがわかります。M-Z関係とL-Z関係からのオフセット間の相関関係を特定します。これは、金属の少ない流入の寄与によるものであることが示唆されます。最後に、私たちの銀河によって調査された質量範囲における質量-金属性-SFR基本平面の妥当性を探ります。星の質量が$10^{8}$M$_{\odot}$より小さいBCDは、基本平面の外挿に従わないことがわかりました。この結果は、流入と流出のバランス以外のメカニズムが、M-Z-SFR空間での低質量銀河の位置の調節に関与している可能性があることを示唆しています。
$M_{\rm bh}$-$\sigma$ 関係に対する (ドライ) 合併の影響を理解するためにビリアル定理を呼び出す
乾式合体は、(ブラックホールの質量、$M_{\rmbh}$)-(回転楕円体の星の質量、$M_{\rm*,sph}$)および$M_{\rmbh}$-にかなりの分散を生み出す可能性があります。(回転楕円体の半光半径、$R_{\rme,sph}$)図では、ビリアル定理を使用して、$M_{\rmbh}$-(速度分散、$\sigma$）関係は、そのような合併に直面しても低いままです。その小さな散乱は、活動銀河核(AGN)からのフィードバックの証拠であると主張されています。しかし、銀河の合体も重要な役割を果たしていることが示されています。$M_{\rm*,sph}\sim10^{11}$M$_\odot$との2つのS0銀河の大合体は、$M_{\rmbh}で$\sim$5の勾配に沿ってシステムを前進させます。$-$\sigma$ダイアグラム。しかし、大規模なE$+$E銀河の合体は、$\sim$9の勾配の軌跡に沿ってシステムを(わずかに)移動させますが、低質量のS0銀河と$M_{\rm*,sph}\sim10^{10}$M$_\odot$は、傾斜が$\sim$3の軌道に沿って(わずかに)移動します。これにより、$M_{\rmbh}$-$\sigma$ダイアグラムでE(およびEs,e)銀河の分布がより急になり、S0銀河と比較して7.27$\pm$0.91の傾きを持つことが報告されています。傾きは5.68$\pm$0.60です。この結果は、SilkとReesのようなAGNフィードバックモデルを補完するものであり、銀河/(ブラックホール)共進化のより完全な図を提供します。また、ナノヘルツ重力波研究にも重要な意味があります。要約。
高速電波バーストのホスト銀河における分子ガスの多様な性質
| Title |
Diverse_Properties_of_Molecular_Gas_in_the_Host_Galaxies_of_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
Bunyo_Hatsukade,_Tetsuya_Hashimoto,_Yuu_Niino,_and_Tzu-Yin_Hsu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02279 |
AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray(FRB20180924B、20190102C、および20190711A)を使用したCO観測から得られた高速電波バースト(FRB)の6つのホスト銀河のサンプルにおける分子ガスの特性と、1つの非検出の結果を報告します。矮小銀河(FRB20121102A)と、M81(FRB20200120E)と天の川(FRB20200428A)で検出された2つのイベント。CO観測は、FRB20180924BホストでのCO(3-2)放出の検出と、FRB20190102CおよびFRB20190711AのホストでのCO(3-2)およびCO(2-1)放出の非検出をそれぞれもたらしました。得られた分子ガス質量と3$\sigma$の上限は$(2.4\pm0.2)\times10^9$$M_{\odot}$,$<3.8\times10^8$$M_{\odot}です。FRB20180924B、FRB20190102C、およびFRB20190711Aのホストに対して、それぞれ$、および$<6.7\times10^9$$M_{\odot}$。サンプル中の分子ガス特性(ガス質量、ガス枯渇時間、およびガス分率から星質量)に多様性があることを発見しました。他の星形成銀河と比較して、FRB20180924Bのホストはガスが豊富で(分子ガスの割合が大きい)、FRB20190102CとFRB20200120Eのホストはガスが少なく、星の質量と星形成速度の枯渇時間が短い。私たちの調査結果は、FRBが、広範囲の銀河環境に存在する複数の前駆細胞または単一の前駆細胞から生じることを示唆しています。統計解析では、FRBホストと局所的な星形成銀河との間の分子ガス分率の分布に大きな違いがあることが示されています。ただし、外れ値であるFRB20200120Eホストが除外され、より大きなサンプルでの分析が必要な場合、その差は実質的ではありません。
セイファート銀河NGC 1068のウォーターメーザーの高感度VLBI観測
| Title |
High-sensitivity_VLBI_Observations_of_the_Water_Masers_in_the_Seyfert_Galaxy_NGC_1068 |
| Authors |
Yuna_Morishima,_Hiroshi_Sudou,_Aya_Yamauchi,_Yoshiaki_Taniguchi,_and_Naomasa_Nakai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02280 |
セイファート銀河NGC1068の高感度22GHzVLBIイメージングによる水蒸気メーザー放射の観測結果を紹介します。この銀河には、次の4つの核電波源があります。NE、C、S1、およびS2。このうち、S1成分は原子核と同定され、C成分はラジオジェットによるものと考えられてきた。VLBI観測では、S1成分で次の2種類の水メーザー放射が見られます。1つは、内側半径が0.62pcのエッジオンディスクと見なされる直線的に整列したコンポーネントです。ケプラーの円運動を仮定することにより、内半径に含まれる力学的質量は$1.5\times10^7M_{\odot}$と推定されました。ただし、最適な回転曲線はサブケプラー回転($v\proptor^{-0.24\pm0.10}$)を示していることに注意してください。もう1つは、S1成分から1.5pcまでの回転円盤成分の周りに分布する水メーザー放射であり、S1成分からのバイポーラ流出を示唆しています。さらに、VLBIで初めてC成分の水メーザー放射を検出し、水メーザー放射のリング状の分布を発見しました。C成分には分子雲が付随していることが知られている(アルマ望遠鏡ではHCNとHCO$^+$輝線が検出されている)。したがって、リング状のメーザー放出は、分子雲へのジェット衝突によって説明できます。しかし、これらのリング状の水生成雲がC成分の周りに回転するリングを構成している場合、C成分にも$\sim10^6M_{\odot}$の質量を持つ超大質量ブラックホールが存在する可能性があります。有核衛星銀河の過去の小さな合体から供給される.
z ~ 3.7 での非常に若い金属不足の星形成 Ly{\alpha} エミッターの精査
| Title |
Scrutiny_of_a_very_young,_metal-poor_star-forming_Ly{\alpha}-emitter_at_z_~_3.7 |
| Authors |
E._Iani,_A._Zanella,_J._Vernet,_J._Richard,_M._Gronke,_F._Arrigoni-Battaia,_A._Bolamperti,_K._Caputi,_A._Humphrey,_G._Rodighiero,_P._Rinaldi,_E._Vanzella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02294 |
銀河におけるライマン-${\alpha}$(Ly${\alpha}$)放射の起源は長年の問題である.加熱)、観察に基づいてこれらの現象を区別することは困難です。最近の研究では、これらの光源の紫外線(UV)と光学特性を比較することで謎を解決できることが示唆されています。このため、赤方偏移z~3.7で強くレンズ化されたLy${\alpha}$エミッターであるA2895bの静止フレームUVおよび光学特性を調べます。この研究から、私たちのターゲットは、若い星集団を持つコンパクトな(r~1.2pkpc)星形成(星形成率~11M$_{\odot}$/yr)銀河であることがわかりました。興味深いことに、H${\beta}$とUV連続単色光度(L(H${\beta}$)/L(UV)~100)の高い比率を測定します。理論的な恒星モデル(Starburst99、BPASS)の軌跡に基づいて、最近(<10Myr)のバースト的な星形成のエピソードを仮定し、連星を特徴とするモデルを考慮することによって、この結果を部分的にしか説明できません。質量関数(IMF)と亜太陽金属量(Z<0.01Z$_{\odot}$)。これらの仮定は、観測されたターゲットの低い(C/O)存在量(~0.23(C/O)$_{\odot}$)も説明しています。UVデータセットと光学データセットを比較すると、Ly${\alpha}$とUV連続体がバルマー線よりも拡張されており(x2)、Ly${\alpha}$のピークがオフセットされていることがわかります(~0.6pkpc)。私たちの分析の多波長の結果は、観測されたLy${\alpha}$放射が最近の星形成バーストに由来することを示唆しています。
暖かい星間雲の非 LTE モデリングのための H$_3$O$^+ -$ H$_2$ 衝突率係数の正確なセット
| Title |
An_accurate_set_of_H$_3$O$^+_-$_H$_2$_collisional_rate_coefficients_for_non-LTE_modelling_of_warm_interstellar_clouds |
| Authors |
S\'andor_Demes,_Fran\c{c}ois_Lique,_Alexandre_Faure,_Floris_F._S._van_der_Tak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02309 |
ヒドロニウム(H$_3$O$^+$)は、1986年に星間分子雲で初めて検出されました。それは、多くの銀河の拡散および密集領域、および銀河外のソースで報告されました。H$_3$O$^+$は、星間酸素と水化学の両方で主要な役割を果たしています。しかし、多数のH$_3$O$^+$観測にもかかわらず、その衝突励起は部分的にしか調査されていません。現在の作業では、$ortho$-と$para$-H$の両方との衝突における$ortho$-と$para$-H$_3$O$^+$の状態間の回転脱励起を研究します。_2$.断面積は、このシステム用に開発された高精度のポテンシャルエネルギーサーフェスを使用して、密結合形式で計算されます。速度係数は$300$Kの運動温度まで計算されます。$para$-H$_3$O$^+$については最低21の回転反転状態間の遷移が、$ortho$-H$_3$O$^+$については最低11の状態が研究されました。430K($\sim300$cm$^{-1}$)未満の回転エネルギーが考慮されます($j\leq5$まで)。H$_3$O$^+$の天体物理モデルに対する新しいレート係数の影響を推定するために、放射伝達計算も実行されました。以前に観測の解釈に使用された古いデータに関して、新しい衝突データが線強度にどのように影響するかを調べました。検出されたすべての遷移を分析することにより、新しい正確なレート係数が放射温度に大きな影響を与え(通常は2倍以内)、特に暖かい分子雲におけるヒドロニウムのカラム密度と相対存在量のより正確な推定を可能にすることがわかりました。星間水と酸素化学のより良い解釈への道。
大質量ブラックホール(MBH)によって潮汐的に破壊された星は、特に高密度の核星団(NSC)で、MBHの成長に大きく寄与する可能性があります。しかし、このMBHへの星の潮汐破壊降着(TDA)は、これまでほとんどの数値実験でガス降着(GA)チャネルと比較して見落とされてきました。この作業では、高解像度アダプティブメッシュリファインメントコードEnzoでTDAを介してブラックホール成長チャネルを実装し、MBHシードの初期進化への影響を調査します。MBHシードが$10^3\,\mathrm{M}_\odot$から200\,Myrsで$\gtrsim10^6\,\mathrm{M}_\odot$に急速に成長することがわかりました。テストされたシミュレーション。GAのみを介して成長するMBHシードと比較して、TDAはMBHの成長率を最大1桁以上高めることができます。ただし、予測どおり、TDAは主にMBHの初期の成長($10^{3-4}\,\mathrm{M}_\odot$から$\lesssim10^{5}\,\mathrm{M}_へ)に役立ちます。\odot$)一方、後の進化は一般にGAが支配的です。また、TDAが最も活発なときにMBH付近の星形成が抑制され、MBHの近くに生成された(サイズ$\sim$数pcの)ガスの空洞が見えることもあります。これは、MBHがGAとTDAの両方で迅速に成長する可能性があり、大量のMBHがガスの流入によって補充されるよりも速く隣接するガスを消費する可能性があるためです.私たちの研究は、高い赤方偏移での超大質量ブラックホールの存在の手がかりを提供する可能性があるブラックホール降着のさまざまなチャネルを考慮する必要があることを示しています。
G214.5-1.8 の Herschel 研究: HI スーパーバブルのシェル上の若くて冷たい静止巨大分子フィラメント
| Title |
A_Herschel_study_of_G214.5-1.8:_a_young,_cold_and_quiescent_giant_molecular_filament_on_the_shell_of_a_HI_superbubble |
| Authors |
S._D._Clarke,_A._Sanchez-Monge,_G._M._Williams,_A._D._P._Howard,_S._Walch_and_N._Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02422 |
ハーシェルデータを使用して、外側の銀河巨大分子フィラメント(GMF)G214.5-1.8(G214.5)の分析を提示します。G214.5の質量は$\sim$16,000M$_{\odot}$ですが、原始星と考えられる70$\mu$mのソースを15個しかホストしていないため、へび座などの同等に巨大な雲と比較して非常に静止していることがわかります。そしてモンR2。G214.5は、南北に走る細い「メインフィラメント」と東西に走る垂直な「ヘッド」構造からなる独特の形態を持っていることを示しています。列密度マップから33の異なる大規模な塊を特定し、そのうち8つは原始星です。しかし、星形成活動はG214.5全体に均等に広がっているのではなく、主にメインフィラメントに位置しています。以前の研究と同様の方法でメインフィラメントを調べると、G214.5は「骨」候補のGMFに最も似ており、非常に細長くて重いが、そのようなどのGMFよりも冷たくて狭いことがわかります。また、高カラム密度ガスの割合が少ないため、大きく異なります。半径方向のプロファイルを調べると、G214.5は非常に非対称であり、外部から圧縮されることが知られているフィラメントに似ていることがわかります。その環境を考慮すると、G214.5は空間的および運動学的にHIスーパーバブルと同時発生することがわかります。G214.5とスーパーバブルの間の潜在的な相互作用が、G214.5の形態、非対称性、および高密度ガスと星形成活動の不足をどのように説明するかを議論し、バブル駆動の星間媒体パラダイムとフィラメントパラダイムの交差を強調します。スター形成。
大質量の若い恒星天体周辺の塩分円盤候補
| Title |
Salt-bearing_disk_candidates_around_high-mass_young_stellar_objects |
| Authors |
Adam_Ginsburg,_Brett_A._McGuire,_Patricio_Sanhueza,_Fernando_Olguin,_Luke_T_Maud,_Kei_E._I._Tanaka,_Yichen_Zhang,_Henrik_Beuther,_Nick_Indriolo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02502 |
明確に定義された円盤内のガスの軌道運動を追跡する分子線は、円盤とそれが囲む星の両方の特性を推測するための貴重なツールです。星を誕生させた周囲の分子雲のコアや星が駆動する流出からではなく、円盤からのみ発生する線はまれです。いくつかのそのような輝線は、最近、NaClおよびKCl塩分子からの輝線の1つの例で発見されました。17の大質量星形成領域にある23の候補大質量若い恒星天体(HMYSO)のサンプルを調べて、これらの種からの放射が検出される頻度を決定しました。天体周辺の最も内側の領域から、水、NaCl、KCl、PN、およびSiSの5つの新しい検出を提示し、既知のブリニーディスク候補の総数を9つにしました。それらの運動学的構造は一般に円盤状ですが、それらが円盤から発生したのか、新しい検出によるソースの流出から発生したのかを判断することはできません。これらの種がいくつかの解決されたケースで空間的に一致していることを示し、それらが一般的に一緒に検出されることを示し、共通の起源または励起メカニズムを示唆しています。また、HMYSOの周りのいくつかの円盤が、これらの種の放射を明らかに示さないことも示しています。したがって、塩辛い円盤は、大質量円盤で特に珍しいわけでもなく、どこにでもあるわけでもありません。
GOODS-ALMA 2.0: 主系列内のいわゆるスターバーストの最後のギガ年星形成の歴史
| Title |
GOODS-ALMA_2.0:_Last_gigayear_star_formation_histories_of_the_so-called_starbursts_within_the_main_sequence |
| Authors |
L._Ciesla,_C._G\'omez-Guijarro,_V._Buat,_D._Elbaz,_S._Jin,_M._B\'ethermin,_E._Daddi,_M._Franco,_H._Inami,_G._Magdis,_and_B._Magnelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02510 |
最近、スターバーストのような特性を示すコンパクトな主系列(MS)銀河の集団が、GOODS-ALMAブラインドサーベイで1.1mmで特定されました。それらの特定の物理的特性を説明するために、いくつかの進化シナリオが提案されました（例：コンパクトサイズ、低ガス含有量、短い枯渇時間）。この作業では、GOODS-ALMA銀河の星形成履歴(SFH)を研究して、いわゆる「MS銀河のスターバースト(SB)」が最後のGyrにわたって異なる星形成活動を示すかどうかを理解することを目的としています。それらの特異性を説明できるMS銀河と比較して。ノンパラメトリックSFHを追加するCIGALESEDモデリングコードを使用します。銀河の最近のSFHを定量的に比較するために、我々はパラメーターを定義します。これは、銀河が特定の期間にわたってSFR対恒星質量面でたどった方向を示す角度を提供する星形成率(SFR)勾配です。「MSのSB」は、最後の100、300、および1000Myrにわたって正または弱い負の勾配を持つことを示しており、これらの銀河が強いスターバーストの終わりにSB領域から移行するというシナリオとは矛盾しています。段階。通常のGOODS-ALMA銀河と「MS内のSB」は同じSFR勾配分布を持ち、異なる特性(コンパクトさ、短い枯渇時間)にも関わらず、最近のSFHが類似していることを意味します。「MS内のSB」は、MS内にとどまることを可能にする星形成活動を維持することに成功しています。これは、複雑なMS内の銀河の多様性を示しています。
HUDF/XDF での新しい JWST NIRCam 中帯域観測を使用した z~15 から z~8 への UV LF の進化
| Title |
Evolution_of_the_UV_LF_from_z~15_to_z~8_Using_New_JWST_NIRCam_Medium-Band_Observations_over_the_HUDF/XDF |
| Authors |
Rychard_J._Bouwens,_Mauro_Stefanon,_Gabriel_Brammer,_Pascal_A._Oesch,_Thomas_Herard-Demanche,_Garth_D._Illingworth,_Jorryt_Matthee,_Rohan_P._Naidu,_Pieter_G._van_Dokkum,_Ivana_F._van_Leeuwen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02607 |
ここでは、JWSTで取得された新しいNIRCam中帯域観測を活用して、ハッブル超深宇宙(HUDF)におけるz>10銀河の普及に関する最初の制約を提示します。これらのNIRCam観測は、HSTの波長限界を超えて1.6ミクロンの赤方を探り、z>10までの銀河を探索することを可能にします。これらの観測結果は、HSTを使用してHUDFで特定された最高の赤方偏移候補であるUDFj-39546284が、HUDF12/XDFデータの複数の分析で示唆されたように、z=12.0+/-0.1の赤方偏移を持っていることを示しています。したがって、このソースは、HSTが30年以上の運用で発見した最も遠い銀河であると思われます。さらに、HUDF上に他の9つのz~8-13候補銀河を特定しました。そのうちの2つはまったく新しい発見で、z~11とz~12にあるようです。これらの結果を使用して、z~15からz~8.7までのUV光度関数(LF)の進化を特徴付けます。z~8.7およびz~10.5でのLFの結果は、HUDFに関する以前の調査結果と一致していますが、z~12.6での新しいLF推定値は、文献の他の結果よりも大幅に高く、UV光度密度のより穏やかな進化を潜在的に示しています。z~12.6から。z~12.6の選択におけるソースの数が少なく、プローブされるボリュームが限られていることを考えると、LFの結果は不確実であることを強調します。新しいNIRCamデータはまた、HUDF/XDF内のかすかなz~8-13銀河が、非常に青いUV連続体傾斜β~-2.7、高い特定の星形成率~24.5Gyr$^{-1}$、および高いEW(~1300A)[OIII]+Hbeta放射。2つのz~8.5ソースで、~2300オングストロームの[OIII]+HbetaEWを示します。
へびつかい座RS星の$\gamma$線放出による複数の衝撃の証拠
| Title |
Evidence_for_multiple_shocks_from_the_$\gamma$-ray_emission_of_RS_Ophiuchi |
| Authors |
Rebecca_Diesing,_Brian_D._Metzger,_Elias_Aydi,_Laura_Chomiuk,_Indrek_Vurm,_Siddhartha_Gupta,_and_Damiano_Caprioli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02059 |
2021年8月、Fermi-LAT、H.E.S.S.、MAGICは、回帰新星へびつかい座RSのバーストからのGeVとTeVの$\gamma$線放出を検出しました。この検出は、新星から観測された最初の非常に高エネルギーの$\gamma$線を表しており、粒子加速を研究するための新しいウィンドウを開きます。どちらもH.E.S.S.MAGICは、観測された$\gamma$線は、単一の外部衝撃から発生したものであると説明しました。この論文では、粒子加速と磁場増幅のための自己矛盾のない処方箋を含む、RSOphiuchiの2021アウトバーストの詳細なマルチゾーンモデリングを実行します。以前の研究とは対照的に、単一の衝撃では、RSへびつかい座のGeVとTeVの放射、特にスペクトル形状と明確な光曲線のピークを同時に説明できないことを示しています。代わりに、観測された$\gamma$線スペクトルと時間的進化を再現する複数の衝撃を含むモデルを提唱しました。爆発の最初の数日間に新星の光スペクトルに複数の異なる速度成分が同時に出現したことは、明確な衝撃の存在を裏付けています。赤道面対極)または白色矮星噴出物内の内部衝突(古典的な新星の$\gamma$線放射に動力を与えるため)によるものです。
銀河系周辺媒質のまだら模様と前景吸収の影響について
| Title |
On_the_patchy_appearance_of_the_circum-Galactic_medium_and_the_influence_of_foreground_absorption |
| Authors |
G._Ponti,_J._S._Sanders,_N._Locatelli,_X._Zheng,_Y._Zhang,_M._Yeung,_M._Freyberg,_K._Dennerl,_J._Comparat,_A._Merloni,_E._Di_Teodoro,_M._Sasaki,_T._H._Reiprich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02060 |
最近の研究では、天の川銀河の周囲の媒体からの放射は、$\sim10^\circ$の角度スケールで比較的高度な不均一性を示すことが示されています。スペクトルレントゲンガンマeROSITA最終赤道深度調査(eFEDS)を利用して、サブ度から100平方度までのスケールで軟X線表面の明るさの変動を抑制することを目指しています。数度のスケールで約$60$%の変調が観察され、エネルギーが高くなると減少します。観測されたパッチ性は2年間安定しているため、太陽風の電荷交換によって引き起こされることは除外されます。また、そのような過剰とローカルユニバースの銀河の密度との間に相関関係は観察されず、コズミックウェブのフィラメント内のホットバリオンからの強い寄与がないことを示唆しています.代わりに、軟X線放出は、吸収材料のカラム密度と反相関します。実際、ローカルホットバブルの外側にある放出成分を吸収する物質のカラム密度を変えるだけで、明るい領域と暗い領域のスペクトルを再現できますが、固有の放出の変調は必要ありません。銀河系の高緯度では、eROSITA全天マップは、eFEDSフィールドで観測されたものと同様の軟X線拡散放射の斑点を示しています。したがって、同じ「吸収変調」が全天に存在する可能性があります。これらの結果は、銀河周囲媒体のパッチネスを決定するために、吸収効果の正確な処理の重要性を強調しています。
| Title |
Hadronic_signatures_from_magnetically_dominated_baryon-loaded_AGN_jets |
| Authors |
Maria_Petropoulou,_Filippos_Psarras,_Dimitrios_Giannios |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02076 |
ブレーザーは、相対論的ジェットが観測者の方を向いている珍しいクラスの活動銀河核(AGN)です。ジェットは、利用可能な磁気エネルギーを犠牲にして相対論的速度に加速するポインティング磁束支配の流出として打ち上げられると考えられています。この作業では、電子-陽子ジェットを考慮し、磁化がまだ高いジェットの部分($\sigma\ge1$)で磁気再結合を介して粒子が励起されると仮定します。磁化とバルクローレンツ係数$\Gamma$は、$\mu=\Gamma(1+\sigma)$として、バリオンあたりの利用可能なジェットエネルギーに関連しています。$\Gamma$とブラックホールへの質量降着率$\dot{m}$の間に観測に基づいた関係を採用し、外部放射場の光度も制御します。$\mu$と$\sigma$の関数として、光子とニュートリノジェットの放出を数値的に計算します。ブレーザーSEDはシンクロトロンおよび加速電子の逆コンプトン放射によって生成されるが、ハドロン関連プロセスの放出は、考慮される最高の磁化を除いて準優勢であることを発見した。低光度のブレザー($L_{\gamma}\lesssim10^{45}$ergs$^{-1}$)は、ジェット消散領域の磁化が高く、強力で低速のジェットに関連していることを示しています。それらの広帯域光子スペクトルはBLLac天体のものと似ており、期待されるニュートリノ光度は$L_{\nu+\bar{\nu}}\sim(0.3-1)\,L_{\gamma}$です。光度の高いブレザー($L_{\gamma}\gg10^{45}$ergs$^{-1}$)は、より強力で高速な、磁化の低いジェットと関連しています。それらの広帯域光子スペクトルは、フラットスペクトル電波クエーサーのスペクトルに似ており、$L_{\nu+\bar{\nu}}\llL_{\gamma}$を持つ薄暗いニュートリノ源であると予想されます。
誕生時に蹴られたブラックホール：MAXI J1305-704
| Title |
A_Black_Hole_Kicked_At_Birth:_MAXI_J1305-704 |
| Authors |
Chase_Kimball,_Sam_Imperato,_Vicky_Kalogera,_Kyle_A._Rocha,_Zoheyr_Doctor,_Jeff_J._Andrews,_Aaron_Dotter,_Emmanouil_Zapartas,_Simone_S._Bavera,_Konstantinos_Kovlakas,_Tassos_Fragos,_Phillip_M._Srivastava,_Devina_Misra,_Meng_Sun,_and_Zepei_Xing |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02158 |
コンパクトなオブジェクトがバイナリで形成されると、コアの崩壊中に失われた質量がバイナリの重心にキックを与えます。この質量損失の非対称性は、残骸のブラックホールまたは中性子星が連星で形成されたか、孤立して形成されたかにかかわらず、追加の出生キックを与えるでしょう。中性子星が形成時に出生キックを受けることは十分に確立されていますが、ブラックホールも出生キックを受けるかどうかは不明です。ここでは、空間速度$\gtrsim$200km/sと報告されている低質量X線連星MAXIJ1305-704を考えます。その軌道を統合してブラックホールの形成時の速度を推測することに加えて、その進化の歴史を再構築し、その周期、ブラックホールの質量、質量比、および測光および分光観測からのドナー有効温度の最近の推定値を説明します。MAXIJ1305-704が分厚い銀河円盤で孤立した連星進化によって形成された場合、そのブラックホールは95\%の信頼度で少なくとも70km/sのネイタルキックを受けたことがわかります。
超新星残骸：種類と進化
ごく一部の星だけが超新星として生涯を終えるが、すべての超新星は超新星残骸(SNR)を残し、これは周囲の媒質と相互作用する膨張する衝撃波であり、ガスを加熱し、前駆体で鍛造された要素を宇宙にまき散らす。章では、銀河系および銀河系外のSNRの基本的な特性を紹介します(セクション2)。約10^6年間のライフサイクルを通じてSNRがどのように進化するかをまとめます(セクション3)。SNRのさまざまな形態学的タイプについて説明し、さまざまな波長での発光プロセスについて説明します(セクション4)。
自転するブラックホールのジェット歳差運動観測の理論的予測
相対論的ジェットは、恒星質量から超大質量ブラックホールまで、降着ブラックホールの周囲で観測されます。しかし、その起源は完全には理解されていません。Blanford-Payneプロセスはジェット生成の最も信頼できる理論と見なされてきましたが、観測的な証拠やサポートはありません。この問題では、Blanford-Payne過程の観測的アイデアを提供するものとして、Bardeen-Petterson効果がサポーターになり得ることを示す方法を提案しました。また、Blanford-Payne過程とBardeen-Peterson効果によるブラックホールジェットの生成についても調べた。その結果、観測可能なブラックホールのジェット推進のタイムスケールを計算することができました。
ブラックホールの質量成長に重要なAGN亜集団：経験則
ハッブル時間内に超大質量ブラックホールの個体群を構築するには、空に10^52erg/s/Lを超えるオブジェクトを持つ部分個体群のみが関連します。ここで、Lはサンプル平均光度です。
陽子シンクロトロン、2017 年の TXS 0506+056 の拡張 VHE ガンマ線活動の可能性の説明
| Title |
Proton_Synchrotron,_an_explanation_for_possible_extended_VHE_gamma-ray_activity_of_TXS_0506+056_in_2017 |
| Authors |
Sunanda,_Reetanjali_Moharana,_Pratik_Majumdar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02493 |
極限エネルギーニュートリノイベントIceCube-170922Aの発生源であるTXS0506+056が2017年9月22日に観測されました。Fermi-LAT検出器は、100MeVから100GeVの間の高エネルギー(HE)$\gamma$線フレアが開始したことを報告しました。2017年9月15日から、この情報源から。IceCube-170922A周辺の超高エネルギー(VHE)ガンマ線対応物を追跡するいくつかの試みは成功しませんでした。9月28日以降、主要大気ガンマ線イメージングチェレンコフ(MAGIC)望遠鏡は、100GeVを超えるブレーザーからの最初のVHEガンマ線を観測しました。$\sim$の41時間サーベイでは、2017年10月31日までVHE-$\gamma$線の活動が観測されました。ここで、拡張GeV$\gamma-$raysは、電子シンクロトロン自己コンプトンと陽子の2つの生成チャネルを使用して説明できることを提案します。それぞれHEおよびVHE放射用のシンクロトロン。HEフレアのピークからの45日間のVHE放射は、ジェットフレーム内の${L_p'}{\simeq}10^{47}$erg/secと2.4Gの磁場で説明でき、${L}_{Edd}$ブラックホール質量$5\times10^{9}{M}_\odot$
すべてのチャンドラ ACIS-S 観測を使用した、カシオペア A の冷却中性子星からの中性子星の超流動に対する制約
| Title |
Constraints_on_neutron_star_superfluidity_from_the_cooling_neutron_star_in_Cassiopeia_A_using_all_Chandra_ACIS-S_observations |
| Authors |
Peter_S._Shternin,_Dmitry_D._Ofengeim,_Craig_O._Heinke,_Wynn_C.G._Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02526 |
カシオペア座の中心にある中性子星(NS)のチャンドラ観測の分析Posseltと協力者によって実行されたACIS検出器のサブアレイ(FAINT)モードで取得された超新星残骸が、最新(2020年5月)の観測を含めた後に明らかにされました、2006年から2020年にかけてのソース表面温度の大幅な低下。得られた冷却速度は、ACIS検出器のGRADEDモードで取得された2000ドルから2019ドルのデータの分析から得られたものと一致しており、機器によってより強く影響を受ける可能性があります効果。NSパラメータと冷却速度を制約するために、すべてのACISデータを使用して共同スペクトル解析を実行しました。カシオペアANSの質量を$M=1.55\pm0.25~M_\odot$に、半径を$R=13.5\pm1.5$kmに制限します。表面温度の冷却率は、吸収水素柱密度が変化することが許される場合、10年で$2.2\pm0.3$パーセントであり、固定されている場合、10年で$1.6\pm0.2$パーセントであることがわかります。観測された冷却は、クーパー対形成(CPF)プロセスによる超流動NS内部からのニュートリノ放出の増強によって説明できます。すべてのACISデータの分析に基づいて、NSコア内の三重項中性子ペアリングの最大臨界温度を$(4-9.5)\times10^{8}$Kに制限します。以前の研究に従って、必要な実効強度CPFニュートリノ放出は、既存の微視的計算が示唆するよりも少なくとも2倍高い。
XMM-Newton衛星を用いたブレザーの日内フラックス分布の研究
XMM-Newton観測を使用して、短期間のタイムスケールで合計57エポックの15の中級および低エネルギーピークブレザーのサンプルのフラックス分布の研究を提示します。過剰分数変動振幅を使用してすべての光度曲線のX線変動性を特徴付け、7つの光源で24の光度曲線のみが大幅に変化することがわかりました。これらのブレーザーにおけるX線変動の起源を特徴付けるために、ガウス分布と対数正規分布を使用してこれらすべての光度曲線のフラックス分布を当てはめます。ブレーザーの相対論的ジェットを介してドップラーブーストされます。しかし、私たちの観察に見られるように、そのような発生源での排出は主にジェットによって支配されているため、ディスクコンポーネントを使用して日内変動を調整することは困難です。Anderson-Darling(AD)および$\chi^{2}$検定を使用して、ヒストグラムを当てはめました。ON231、3C273、PKS0235+164、PKS0521-365の4つのブレーザーの11回の観測では、両方のモデルがフラックス分布に等しく適合しています。残りの観測では、分布をモデル化することはできません。2つの情報源、すなわちBLLacertaeとS40954+650では、正規分布よりも対数正規分布が優先されます。これは、相対論的ジェットからの非ガウス摂動または粒子時間スケールの線形ガウス摂動から生じる可能性があり、そのようなフラックス分布につながります。
DISPATCH メソッド: 理想的な磁気流体力学のためのエントロピーベースの近似リーマン ソルバー
| Title |
DISPATCH_methods:_an_approximate,_entropy-based_Riemann_solver_for_ideal_magnetohydrodynamics |
| Authors |
Andrius_Popovas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02438 |
スーパーコンピューターの進歩により、非常に広範囲のスケールでシミュレーションを実行できるようになりました。天体物理学のアプリケーションでは、例えば太陽、恒星、惑星の大気をシミュレートすると、ガス圧、密度、温度、プラズマ$\beta$などの物理量は桁違いに変化する可能性があります。これには、非常に幅広い条件を処理でき、静水圧平衡を維持できる堅牢なソルバーが必要です。ゴドゥノフ型HLLDリーマンソルバーを再定式化して、大気アプリケーションで静水圧平衡を維持するのに適しており、運動エネルギーと磁気エネルギーがアドホックな補正なしで熱エネルギーを支配する低マッハ数と高マッハ数を処理できるようにします。MHD方程式系の「エネルギー」変数として、全エネルギーの代わりにエントロピーを使用するようにソルバーを変更します。エントロピーは*保存されません*。運動エネルギーと磁気エネルギーが熱に変換されると増加します。さまざまな条件で一連の標準テストを実施し、ゴドゥノット型リーマンソルバーの新しい定式化が機能し、非常に有望であることを示します。
CEERS エポック 1 NIRCam イメージング: 初期の JWST 科学結果を可能にする削減方法とシミュレーション
| Title |
CEERS_Epoch_1_NIRCam_Imaging:_Reduction_Methods_and_Simulations_Enabling_Early_JWST_Science_Results |
| Authors |
Micaela_B._Bagley,_Steven_L._Finkelstein,_Anton_M._Koekemoer,_Henry_C._Ferguson,_Pablo_Arrabal_Haro,_Mark_Dickinson,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Casey_Papovich,_Pablo_G._P\'erez-Gonz\'alez,_Nor_Pirzkal,_Rachel_S._Somerville,_Christopher_N._A._Willmer,_Guang_Yang,_L._Y._Aaron_Yung,_Adriano_Fontana,_Andrea_Grazian,_Norman_A._Grogin,_Michaela_Hirschmann,_Lisa_J._Kewley,_Allison_Kirkpatrick,_Dale_D._Kocevski,_Jennifer_M._Lotz,_Aubrey_Medrano,_Alexa_M._Morales,_Laura_Pentericci,_Swara_Ravindranath,_Jonathan_R._Trump,_Stephen_M._Wilkins,_Antonello_Calabr\`o,_M._C._Cooper,_Luca_Costantin,_Alexander_de_la_Vega,_Taylor_A._Hutchison,_Ray_A._Lucas,_Elizabeth_J._McGrath,_Xin_Wang,_Stijn_Wuyts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02495 |
CosmicEvolutionEarlyReleaseScienceSurvey(CEERS)のエポック1NIRCam観測のデータ公開とデータ削減プロセスを提示します。これらのデータは、6つの広帯域フィルター(F115W、F150W、F200W、F277W、F356W、およびF444W)と1つの中帯域フィルター(F410M)でのNIRCamイメージングで構成され、主要なCEERSMIRI観測と並行して取得された4つのポインティング(Yangetal.inprep)）。JWSTキャリブレーションパイプラインを使用してNIRCamイメージングを削減し、データの追加機能と課題に対処するために設計されたカスタム変更と削減手順を使用しました。ここでは、削減の各ステップの詳細な説明と、将来予想される改善について説明します。私たちの削減プロセスには、1/fノイズなどの既知の打ち上げ前の問題や、雪玉、ウィスプ、天文アライメントなどの飛行中の問題の修正が含まれます。当社のカスタム削減プロセスの多くは、CEERSNIRCamの10個のポインティング全体にわたって、発射前にシミュレートされたNIRCamイメージングを使用して最初に開発されました。このシミュレートされたデータセットの作成と縮小については、付録で説明します。ユーザーが最終的なデータ製品を再現できるように、実際の画像のモザイクと詳細な説明を含む縮小スクリプトを公開リリースで提供しています。これらは、DirectorsDiscretionaryEarlyReleaseScience(DD-ERS)プログラムからリリースされた最初の公式公開データセットの1つです。
INLAによる空間場再構成：模擬銀河への応用
| Title |
Spatial_field_reconstruction_with_INLA:_Application_to_simulated_galaxies |
| Authors |
Majda_Smole,_Jo\~ao_Rino-Silvestre,_Santiago_Gonz\'alez-Gait\'an,_Marko_Stalevski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02602 |
ねらい。モンテカルロ放射伝達(MCRT)シミュレーションは、天体物理システムにおけるダストの役割と観測への影響を理解するための強力なツールです。ただし、計算領域全体にわたる放射場と媒体の強い結合により、問題は非局所的かつ非線形であり、現実的な3D不均一なダスト分布の場合、このようなシミュレーションは計算コストが高くなります。MCRT出力を後処理して、低品質で計算コストの低いシミュレーションの出力を強化することで、総計算実行時間を短縮するための新しい手法を調査します。メソッド。主成分分析(PCA)と非負行列因数分解(NMF)を次元削減手法として、ガウスマルコフ確率場と、ベイジアン推論の近似法である統合入れ子ラプラス近似(INLA)と組み合わせて、非要素を検出して再構築します。-信号対雑音比が低い、またはデータが欠落している画像のランダムな空間構造。結果。SKIRTAurigaプロジェクト(「ズームイン」技術によって宇宙環境でシミュレートされた高解像度の磁気流体力学的な天の川サイズの銀河のスイート)からの銀河の合成観測を使用して、方法論をテストします。このアプローチにより、高フォトン数の参照画像を$\sim20\%$未満の中央残差で$\sim5$倍速く再現できます。
近くの銀河系外の $\delta$ Scuti 星のセグメント化された周期と光度の関係
| Title |
A_segmented_period-luminosity_relation_for_nearby_extragalactic_$\delta$_Scuti_stars |
| Authors |
C._E._Mart\'inez-V\'azquez,_R._Salinas,_A._K._Vivas,_M._Catelan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02061 |
天の川$\delta$Scuti($\delta$Sct)星の周期-光度関係(PLR)は、今日まで線形関係によって記述されてきました。しかし、マゼラン雲やいくつかの矮小銀河などの銀河系外のシステムを研究していると、$\delta$Sct星のPLRに非線形の挙動があることに初めて気付きました。$\sim3700$銀河系外の$\delta$Sct星の最大のサンプルを使用して、文献$-$主に大マゼラン雲(LMC)でのOGLEおよびSuperMACHOサーベイに基づいて$-$入手できるデータから、最適な周期-光度($M_V$)平面への変換は、短い周期(sp)およびブレークポイントより長い期間(lp):$$M_V^{sp}=-7.08(\pm0.25)\log{P}-5.74(\pm0.29);\hspace{5pt}\log{P}<-1.03$$$$M_V^{lp}=M_V^{sp}+4.38(\pm0.32)\cdot(\log{P}+1.03(\pm0.01));\hspace{5pt}\log{P}\geq-1.03$$LMCにおける幾何学的効果または深度効果、金属量依存性、または異なる脈動モードは、銀河系外の$\delta$Sct星に見られるこのセグメント化されたPLRの考えられる原因として破棄されます。$\sim0.09$日のセグメント化された関係の起源は、現在のデータに基づいて説明されていません。
EXor に似た噴火する若い星 Gaia19fct の測光的および分光学的研究
| Title |
Photometric_and_spectroscopic_study_of_the_EXor-like_eruptive_young_star_Gaia19fct |
| Authors |
Sunkyung_Park,_\'Agnes_K\'osp\'al,_P\'eter_\'Abrah\'am,_Fernando_Cruz-S\'aenz_de_Miera,_Eleonora_Fiorellino,_Micha{\l}_Siwak,_Zs\'ofia_Nagy,_Teresa_Giannini,_Roberta_Carini,_Zs\'ofia_Marianna_Szab\'o,_Jeong-Eun_Lee,_Jae-Joon_Lee,_Fabrizio_Vitali,_M\'aria_Kun,_Borb\'ala_Cseh,_M\'at\'e_Krezinger,_Levente_Kriskovics,_Andr\'as_Ordasi,_Andr\'as_P\'al,_R\'obert_Szak\'ats,_Kriszti\'an_Vida,_and_J\'ozsef_Vink\'o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02137 |
Gaia19fctは、いくつかの明るくなるイベントを経験した、ガイアが警告した噴火中の若い星の1つです。Gaia19fctの物理的性質を理解し、歴史的に定義された2つのクラスに当てはまるかどうかを調べるために、マルチフィルター光学および近赤外測光法、ならびに近赤外分光法を使用してモニタリング観測を実施しました。光度曲線、色の変化、スペクトル線、およびCOモデリングの分析を提示します。光度曲線は、2015年以降、少なくとも5回の明るくなったイベントを示しており、マルチフィルターの色の変化はほとんど灰色です。灰色の進化は、絶滅以外のメカニズムによってバーストが引き起こされることを示しています。私たちの近赤外スペクトルは、吸収線と輝線の両方を示し、観測を通じて時間変動を示します。近赤外線の原子吸収線は、光学線よりも低い回転速度と低い温度を示しており、Gaia19fctがケプラー回転円盤を持っていることを示唆しています。CO倍音の特徴は、他の若い恒星天体とは異なり、吸収成分と放出成分の重ね合わせを示しています。COラインをモデル化した結果、放出成分と吸収成分が異なる領域で形成されることが示唆されました。Gaia19fctは、オリオン座のFU型天体(FUor)とEXルピ型の天体(EXor)の両方のタイプの噴火する若い星の特徴を示しますが、一般的にはEXorとの類似性を示すことがわかりました。
ヘリウム水素混合物による上部彩層磁気リコネクションの多流体シミュレーション
| Title |
Multi-Fluid_Simulations_of_Upper_Chromospheric_Magnetic_Reconnection_with_Helium-Hydrogen_mixture |
| Authors |
Q._M._Wargnier,_J._Martinez-Sykora,_V._H._Hansteen,_B._De_Pontieu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02157 |
彩層条件下での磁気リコネクション(MR)に関する私たちの理解は、依然として限られています。最近の観測により、彩層のダイナミクスにおけるイオン-中性相互作用の重要な役割が実証されています。さらに、スペクトルプロファイルとリコネクションイベントの合成観測との比較は、現在のMHDアプローチが観測と矛盾しているように見えることを示唆しています。まず、プラズマの衝突とマルチサーマルの側面がこれらの領域で役割を果たします。第二に、水素とヘリウムの電離効果は、彩層のエネルギーバランスに関連しています。この研究では、多流体Ebysusコードを使用して、上部彩層を代表する条件でのMRに対する多流体多種(MFMS)の影響を調査します。ヘリウム水素混合物に基づくMFMSアプローチを、水素のみに基づく2流体MHDモデルと比較します。MRのシミュレーションは、プラズモイドと不安定性を発生させるのに十分な高さのLundquist数領域で実行されます。MRの進化を研究し、現在のシートとプラズモイドの構造、粒子のデカップリング、加熱メカニズムの進化、および組成を含む2つのアプローチを比較します。ヘリウム種の存在により、2流体の場合よりも効率的な加熱メカニズムが得られます。このシナリオは、2流体モデルまたは1流体モデルの到達範囲外ですが、彩層上部の熱力学的条件から始まり、静かな太陽のシナリオを代表する遷移領域の温度に達する可能性があります。ヘリウム種と水素種の間のダイナミクスが異なると、化学分別が起こり、特定の条件下では、最も強い流出でヘリウムが濃縮される可能性があります。これは、スイッチバックとCMEにおける太陽風中のヘリウム濃縮の最近の観測にとって重要である可能性があります。
内太陽圏における電子の熱エネルギー収支: Parker Solar Probe Observations
| Title |
Thermal_energy_budget_of_electrons_in_the_inner_heliosphere:_Parker_Solar_Probe_Observations |
| Authors |
Joel_B._Abraham,_Daniel_Verscharen,_Robert_T.Wicks,_Jefferson_A._Agudelo_Rueda,_Christopher_J._Owen,_Georgios_Nicolaou_and_Seong-Yeop_Jeong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02186 |
ParkerSolarProbeからのデータを使用して、電子の熱エネルギー収支の観測分析を提示します。測定された電子分布関数への適合から得られた巨視的なモーメントを使用して、ボルツマン方程式の2次モーメントに基づいて熱エネルギー収支を評価します。予算全体への貢献を、可逆プロセスと不可逆プロセスから分離します。熱エネルギー源は、0.15から0.47auの太陽中心距離範囲にわたって内太陽圏に存在しなければならないことがわかりました。熱流束の発散は、0.33au未満の日心距離では正ですが、0.33auを超えると、熱流束の測定可能な低下があります。膨張効果は、0.3au未満の熱エネルギー収支を支配します。私たちの定常状態の仮定の下では、電子の自由な流れは熱エネルギー密度の収支を説明するのに十分ではありません。必要な加熱プロセスの最も可能性の高いドライバーは乱流であると推測します。私たちの結果は、太陽中心距離の調査範囲で1.176として測定された、既知の電子の非断熱ポリトロープ指数と一致しています。
AGB星Rしし座の星周エンベロープにおける一時的かつ斑状の質量放出の証拠
| Title |
Evidence_for_episodic_and_patchy_mass_ejection_in_the_circumstellar_envelope_of_AGB_star_R_Leonis |
| Authors |
D.T._Hoai,_P.T._Nhung,_M.N._Tan,_P._Darriulat,_P.N._Diep,_N.B._Ngoc,_T.T._Thai_and_P._Tuan-Anh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02207 |
酸素が豊富なAGB星Rしし座の星周エンベロープの形態運動学は、特にCO(2-1)と$^{29}$SiO(5-4)。数世紀前に、平均半径$\sim$6秒角、平均半径方向膨張速度$\sim$5.5kms$^{-1}$の広く膨張するシェルを生成した、質量損失の増大のエピソードの証拠が見つかりました。CO(2-1)線の放出によって表示されるように、その構造の詳細な精査は、強い不均一性と斑状の形態を明らかにします。特に、星の近くを調査するSiO、SO、およびSO$_2$線の放出の形態運動学から、南東、南西の広い立体角をカバーする明確なガス流出の証拠も見出されます。および北西象限は、質量放出のパターンを定義する際の対流細胞顆粒化の重要な寄与を示唆しています。これらのアウトフローにおける相対分子存在量の研究は、局所熱平衡(LTE)記述が、星の中心から約$\sim$10恒星半径を超えて適用されることを示唆しているが、SOおよびSO$_2$分子が存在するより小さな角度分離では適用されないことを示唆している。閉じ込められていることがわかる.恒星円盤の近くでは、振動励起されたSiO線のメーザーが、高温ガス層の北西部分を探査していることがわかっています。世界的には、一時的で斑状の大量放出が支配的な状況が優勢であることがわかっています。
SDO/HMI および BBSO データを使用した SOHO/MDI 用の太陽活動領域の光球ベクトル マグネトグラムを生成するディープ
ラーニング アプローチ
| Title |
A_Deep_Learning_Approach_to_Generating_Photospheric_Vector_Magnetograms_of_Solar_Active_Regions_for_SOHO/MDI_Using_SDO/HMI_and_BBSO_Data |
| Authors |
Haodi_Jiang,_Qin_Li,_Zhihang_Hu,_Nian_Liu,_Yasser_Abduallah,_Ju_Jing,_Genwei_Zhang,_Yan_Xu,_Wynne_Hsu,_Jason_T._L._Wang,_Haimin_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02278 |
太陽活動は通常、太陽磁場の進化によって引き起こされます。太陽活動領域の光球ベクトルマグネトグラムから導出された磁場パラメータは、太陽フレアやコロナ質量放出などの噴火イベントの分析と予測に使用されてきました。残念なことに、最新の太陽周期24は比較的弱く、大きなフレアはほとんどありませんでしたが、太陽力学天文台に搭載された日震磁気撮像装置(HMI)を通じて一貫した時系列ベクトル磁力図が得られた唯一の太陽周期です(この論文では、1996年から2010年にかけて太陽・太陽圏天文台(SOHO)に搭載されたマイケルソンドップラーイメージャー(MDI)という別の主要な機器について調べます。SOHO/MDIのデータアーカイブは、多くの大きなフレアを伴う、より活発な太陽周期23。ただし、SOHO/MDIデータには見通し線(LOS)マグネトグラムしかありません。BigBearSolarObservatory(BBSO)によって収集されたH-alpha観測とともに、SDO/HMIによって取得された結合されたLOSマグネトグラム、BxおよびByから学習し、ベクトルコンポーネントBx'を生成する、MagNetという名前の新しいディープラーニング手法を提案します。By'は、観測されたLOSデータでベクトルマグネトグラムを形成します。このようにして、1996年から現在までの期間にベクトルマグネトグラムの利用可能性を拡大することができます。実験結果は、提案された方法の優れた性能を示しています。私たちの知る限り、SDO/HMIとHアルファデータを使用してSOHO/MDIの太陽活動領域の光球ベクトルマグネトグラムを生成するためにディープラーニングが使用されたのはこれが初めてです。
L 262-74 システムの Mid-L ドワーフ コンパニオンの発見
| Title |
Discovery_of_a_Mid-L_Dwarf_Companion_to_the_L_262-74_System |
| Authors |
L\'eopold_Gramaize,_Adam_C._Schneider,_Federico_Marocco,_Jacqueline_K._Faherty,_Aaron_M._Meisner,_J._Davy_Kirkpatrick,_Mark_Popinchalk,_Austin_Rothermich,_Marc_J._Kuchner_and_The_Backyard_Worlds:_Planet_9_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02288 |
バックヤードワールド:プラネット9市民科学プロジェクトを通じて特定された、近くの($\sim$24.7pc)システムL262-74の広い低質量コンパニオンであるCWISEJ151044.74$-$524923.5の発見を紹介します。この系の特性を詳しく調べたところ、このコンパニオンは中期L型矮星であり、分光学的に検証する必要があると評価しています。74\farcs3の角度分離で、中央システムから$\sim$1837auの物理的な分離が予測されると推定されます。
X線で観測された太陽コロナのナノフレア加熱
| Title |
Nanoflare_Heating_of_the_Solar_Corona_Observed_in_X-rays |
| Authors |
Vishal_Upendran,_Durgesh_Tripathi,_N.P.S._Mithun,_Santosh_Vadawale,_Anil_Bhardwaj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02324 |
低温の光球上に百万度のコロナが存在することは、天体物理学の未解決の問題です。太陽周期の段階に関係なく存在する静止コロナの詳細な研究は、この難問を解決するための実りあるヒントを提供する可能性があります。ただし、加熱メカニズムの特性は、未解決の性質のため、これらの領域で統計的にしか取得できません。ここでは、Pauluhn&Solanki(2007)の経験的インパルス加熱モデル用にUpendran&Tripathi(2021a)の機械学習スキームに基づく2段階の反転スキームを開発し、静かなコロナの円盤積分フラックス測定に適用します。Chandrayaan-2に搭載されたX線ソーラーモニター(XSM)によって測定されました。3つのエネルギーパスバンド、つまり1-1.3keV、1.3-2.3keV、および1-2.3keVのデータを使用し、典型的なインパルスイベント周波数を推定します。、タイムスケール、振幅、および振幅の分布。衝動的なイベントは、1分あたり$\approx$25イベントの頻度で発生し、典型的な寿命は$\approx10$分であることがわかります。それらは、勾配$\alpha\leq2.0$を持つべき法則分布によって特徴付けられます。これらのイベントの典型的な振幅は、$10^{21}$-$10^{24}$ergsのエネルギー範囲にあり、典型的な放射損失は約$\approx10^3$ergcm$^{-2}$sです。1-2.3keVのエネルギー範囲で$^{-1}$。これらの結果は、静かな太陽コロナを維持する際のサブピクセル衝撃イベントの特性にさらなる制約を提供します。
太陽活動領域におけるフィラメント-シグモイド系の噴火に関するデータ制約付き MHD シミュレーション 11520
| Title |
Data-constrained_MHD_simulation_for_the_eruption_of_a_filament-sigmoid_system_in_solar_active_region_11520 |
| Authors |
Tie_Liu,_Yuhong_Fan,_Yingna_Su,_Yang_Guo,_Ya_Wang,_and_Haisheng_Ji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02354 |
フィラメントとシグモイドの分離は、2012年7月12日に太陽活動領域11520でX1.4フレア中に観測されましたが、対応する磁場の変化は明らかではありません。フラックスロープ挿入法と磁束噴出コードを使用して、フィラメント-シグモイドシステムのデータ制約付き磁気流体力学シミュレーションを構築します。これにより、低地のフィラメントと高地のホットチャネルの分離を説明できる磁場の進化が生成されます（シグモイド）。磁気モデルの初期状態には、双曲線フラックスチューブを備えた磁気フラックスロープ、ヌルポイント構造、および上にある閉じ込め磁場が含まれます。ヌルポイントでの磁気リコネクションにより、シグモイドの右側のフットポイントが正の磁極(P1)から別の正の磁極(P3)に移動することがわかります。双曲線フラックスチューブでテザー切断再接続が発生し、低位置にあるフィラメントと高位置にあるシグモイドの接続がすばやく切断されます。最後に、高い位置にあるシグモイドが噴火してコロナ質量放出に成長しますが、低い位置にあるフィラメントは安定したままです。シミュレーションでは、観測された二重J字型のフレアリボン、半円形のリボン、およびいくつかのループの増光が再現されています。このシミュレーションでは、磁気フラックスロープの噴出には衝撃的な加速フェーズと伝搬フェーズが含まれています。
NGC 6752 の HST 大規模プログラム -- IV.白色矮星列
| Title |
The_HST_large_programme_on_NGC_6752_--_IV._The_White_Dwarf_Sequence |
| Authors |
L._R._Bedin_(1),_M._Salaris_(2),_J._Anderson_(3),_M._Scalco_(4,1,5,6),_D._Nardiello_(1),_E._Vesperini_(6),_H._Richer_(7),_A._Burgasser_(8),_M._Griggio_(4,1),_R._Gerasimov_(8),_D._Apai_(9,10),_A._Bellini_(3),_M._Libralato_(3),_P._Bergeron_(11),_R._M._Rich_(12),_and_A._Grazian_(1)_((1)_INAF-OAPD,_(2)_J.M.Univ.Liverpool-UK,_(3)_STScI,_(4)_UniFe-Italy,_UA_Tucson,_(5)_Lunar_and_Planetary_Laboratory_AZ,_(5)_ESO-DE,_(6)_UniIndiana-IN-USA,_(7)_Uni.Vancouver-Candada,_(8)_UniCA_SanDiego-USA,_(9)_UniAZ_Tucson-USA,_(10)_Lunar&PlanetaryLab.AZ-USA,_(11)_Uni.Montreal-Canada,_(12)_UCLA-USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02391 |
球状星団NGC6752における白色矮星冷却シーケンス(WDCS)の最終的な研究を紹介します。調査は、専用のハッブル宇宙望遠鏡大規模プログラムの主な目標であり、現在すべての観測が収集されています。WDCS光度関数(LF)はm_F606W=29.3+/-0.1でピークに達することが確認されており、以前に報告されたものと不確実性の範囲内で一致しており、現在はm_F606W~29.7まで完全です。水素エンベロープWDモデルの理論的LFが経験的LFの形状にどのように密接に従うかを示すモデル予測との堅牢で決定的な比較を実行しました。観測されたLFのピークの大きさは12.7から13.5Gyrの年代と一致し、主系列のターンオフと準巨星分枝に由来するクラスターの年代と一致しています。また、27.3未満のm_F606WのWDLFに対するクラスター内の複数の個体群の影響は無視できること、およびヘリウムエンベロープオブジェクトのごく一部の存在がデータと一致していることもわかります。私たちの分析は、マグニチュード範囲28.1<m_F606W<28.9のモデルの冷却時間スケールの過小評価の可能性のあるヒントを明らかにしています。最後に、中程度の縮退と強い縮退の間の遷移における電子伝導の不透明度の新しい表で計算された水素エンベロープモデルは、メインシーケンスのターンオフ年齢と比較して小さすぎるWD年齢を提供することがわかりました。
アクティブなケプラー星に基づく回転変調および恒星ノイズ分類器としてのフラクタル シグネチャ
| Title |
Fractal_signature_as_a_rotational_modulation_and_stellar_noise_classifier_based_on_the_active_Kepler_stars |
| Authors |
Paulo_Cleber_Farias_da_Silva_Filho,_Jose_Ribamar_Dantas_Silveira_Junior,_Bricio_Warney_de_Freitas_Alves,_Fernando_Jose_Silva_Lima_Filho,_Vitor_Marcelo_Belo_Ferreira,_Luiz_Daniel_Alves_Rios,_Thiago_de_Melo_Santiago_and_Daniel_Brito_de_Freitas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02428 |
この研究では、ケプラーミッションのPublicアーカイブ。私たちの分析では、周期Hダイアグラムの回転周期と位置に基づいて初期選択を実行しました。ここで、Hはフラクタル分析から抽出されたハースト指数を示します。分析を改良するために、R/S法として知られるフラクタルアプローチを適用し、さまざまな時間間隔での測光変調に関連する機能の変動と、サンプルの時系列に存在するフラクタルトレースを考慮しました。この意味で、参照された星のいわゆるハースト指数を計算し、回転周期自体だけで達成できるものを超えて、回転変調とバックグラウンドノイズの動作の強力な判別を提供できることを発見しました。さらに、私たちの結果は、恒星の自転周期が、自転周期の増加に伴って増加する指数Hによってスケーリングされることを強調しています。最後に、私たちのアプローチは、参照された指数が強力な回転変調およびノイズ分類器である可能性があることを示唆しています。
太陽コロナの根元から1天文単位までのツイストフラックスロープの噴出と伝播
| Title |
Eruption_and_propagation_of_twisted_flux_ropes_from_the_base_of_the_solar_corona_to_1_au |
| Authors |
F._Regnault,_A._Strugarek,_M._Janvier,_F.Auch\`ere,_N._Lugaz,_N._Al-Haddad |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02569 |
惑星間コロナ質量放出(ICME)は、星の大気で発生する複雑な磁気構造の噴火に由来します。ICMEの一般的な特性と、太陽風との相互作用の中心にある物理プロセスを決定することは、特に一次元のその場プロファイルのみを使用して、困難な作業です。したがって、これらの現象はまだよく理解されていません。この研究では、成長や回転など、ICMEの伝播中に発生する物理プロセスの一部を理解するために、一連のフラックスロープの伝播をシミュレートします。単純化された太陽風における一連のフラックスロープの伝播のシミュレーションを提示します。噴火の開始時にさまざまな磁場の強さとサイズを考慮し、それらが伝播中のフラックスロープの特性に与える影響を特徴付けます。AdaptiveMeshRefinementグリッドでPLUTOコードの3DMHDモジュールを使用します。伝播中のフラックスロープの磁場の進化は、その場での観測から推定される進化法則と一致します。また、宇宙船が地球で測定したであろうその場でのプロファイルをシミュレートし、統計的研究の結果と比較します。シミュレートされたその場でのプロファイルと、これらの研究で得られた典型的なプロファイルとの間に良好な一致が見られます。伝播中、磁束ロープは風の磁場と相互作用しますが、合成衛星交差で分析すると、ICMEの現実的な兆候を示します。また、さまざまな形状と向きのフラックスロープが同様の一次元交差につながる可能性があることも示しています。これは、一次元交差を使用してICMEの磁気トポロジーを抽出するときに注意が必要です。
修正重力理論における回転ブラック ホールの漸近的に平坦な真空解
| Title |
Asymptotically_flat_vacuum_solution_for_a_rotating_black_hole_in_a_modified_gravity_theory |
| Authors |
Arghya_Ranjan_Das_and_Banibrata_Mukhopadhyay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.07690 |
f(R)-重力理論は、修正アインシュタイン重力理論の1つです。一方、場の方程式の真空解は、ブラックホールの幾何学の解です。ここでは、f(R)重力における漸近的に平坦な回転ブラックホールソリューションを確立します。これは本質的に、カーブラックホールの修正された解につながります。この解は、ブラックホールとその形状の基本的な特性の変化を示しています。特に、修正された重力パラメーターに応じて、アインシュタイン重力の半径と比較して、限界安定軌道と拘束軌道の半径、およびブラックホールイベントホライズンが増加することを示しています。さらに、裸の特異点がなく、スピン(カー)パラメーターが1よりも大きいブラックホールの回転が高速であることも主張しています。これは、弱い宇宙検閲仮説を支持しています。
非熱フラボンポータルによる暗黒物質の生成
Froggatt-Nielsen(FN)メカニズムは、標準モデル(SM)で決定されたフェルミオン質量階層とクォーク混合行列要素を生成する魅力的な方法を提供します。ここでは、FNフィールドであるフラボンを、フラボン生成を通じて非熱的に連続的に生成される1つまたは複数の暗黒物質粒子を含むダークセクターに結合することにより、それを拡張します。非熱的フラボン生成は、フリーズインおよびフィールド振動によって効率的に発生します。これを、グローバル$U(1)_{\textrm{FN}}$グループの$\Lambda$を壊す大規模な領域と、フラボンが残っている再加熱温度$T_R\ll\Lambda$で調べます。いつでも均衡。$T_R$とフラボン質量の現象論的に許容可能な領域を特定し、暗黒物質の遺物の存在量やその他の宇宙論的制約が満たされる場所を特定します。1成分の暗黒物質の場合、高い$\Lambda$でFN電荷の有効な上限、つまり$Q_{\rmFN}^{\rmDM}\leq13$が見つかります。多成分の暗黒セクターのシナリオでは、暗黒粒子は、宇宙論的な時間スケールで効果的に安定している最も重い暗黒粒子である可能性があります。あるいは、より重い粒子の崩壊によって連続的に生成される可能性があります。暗減衰が中間のタイムスケール、つまり$t\sim0.1-10^{28}\,{\rms}$で発生するシナリオでは、既存の検索がパラメーター空間の興味深い領域を効果的にプローブできることがわかります。これらの検索には、$\gamma$線やニュートリノ望遠鏡などの崩壊に関する間接的なプローブ、宇宙マイクロ波背景放射の分析、ライマン$\alpha$森林からの小規模な構造形成に関する制約が含まれます。このような調査の将来の見通しについてコメントし、予測される感度を示します。
新しい粒子を探すためのブラックホールの超放射
回転超放射は、回転する吸収体で散乱されると、十分に低い周波数の入射波の増幅を生成します。これは、回転体が十分に強い重力場を持っている場合、質量が$m_b$の新しい\emph{bosonic}粒子を発見するために使用できます。これにより、大量の粒子が閉じ込められ、増幅が指数関数的な成長に変わります。その結果、最初のシードが増幅されて体の周りに大きな雲が生成される可能性があり、これは多くの現象学的結果をもたらす可能性があります。回転するブラックホールは、その吸収と重力の特性(したがって閉じ込めメカニズム)からだけでなく、質量$M_{\rmBH}$のブラックホールの場合、回転超放射が$m_bに対して効率的であるため、この効果を生み出すのに最適な候補です。\sim10^{-10}\left(\frac{M_{\odot}}{M_{\rmBH}}\right)\rmeV$.天体物理学的ブラックホールの質量の広い範囲は、他の既知の方法では検出が非常に難しい低質量の粒子を広いスパンでプローブする新しい機会をもたらします。この短い寄稿では、これらの機会のいくつかについてコメントします。
一般的な高次 (無限) 微分重力におけるインフレ後の GW 生産
| Title |
Post-inflationary_GW_production_in_generic_higher_(infinite)_derivative_gravity |
| Authors |
Alexey_S._Koshelev,_Alexei_A._Starobinsky_and_Anna_Tokareva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02070 |
重力は、曲率項に2次を追加することによって、くりこみ可能な理論に埋め込むことができます。しかし、これは最初にワイルの幽霊の存在につながります.局所性の仮定が弱められ、重力子の伝播が新しい極と零点のないダランベル演算子の関数全体で表される場合、このゴーストを取り除くことができます。このタイプのモデルは、$R^2$またはスタロビンスキーインフレーションを記述する宇宙論的解を認めます。このモデルでインフレーション後の重力子生成を研究し、潜在的に不安定性を引き起こす可能性のある高次微分演算子の存在にもかかわらず、無視できることを示します。
一般的な不完全流体とアクシオンの一次ポストニュートン(1PN)近似を、コヒーレントに振動する大規模なスカラー場として、両方とも宇宙論的文脈で提示します。アクシオンについては、クライン変換とマーデルング変換を使用して、それぞれ、正確な共変法と1PN順序で、シュレーディンガーとマーデルングの流体力学的定式化を導出します。1PN定式化の方程式の完全なセットは、時間ゲージ条件を修正せずに導出されます。.宇宙論における線形不安定性と、流体とアクシオンの両方の静的極限を研究します;これらはゲージ条件とは無関係に1PNオーダーで提示されるため、自然にゲージ不変です。
長期計画: 重イオン衝突と中性子星の高密度物質理論
| Title |
Long_Range_Plan:_Dense_matter_theory_for_heavy-ion_collisions_and_neutron_stars |
| Authors |
Alessandro_Lovato,_Travis_Dore,_Robert_D._Pisarski_and_Bjoern_Schenke,_Katerina_Chatziioannou,_Jocelyn_S._Read,_Philippe_Landry,_Pawel_Danielewicz,_Dean_Lee,_Scott_Pratt,_Fabian_Rennecke,_Hannah_Elfner,_Veronica_Dexheimer,_Rajesh_Kumar,_Michael_Strickland,_Johannes_Jahan,_Claudia_Ratti_and_Volodymyr_Vovchenko,_Mikhail_Stephanov,_Dekrayat_Almaalol,_Gordon_Baym,_Mauricio_Hippert,_Jacquelyn_Noronha-Hostler,_Jorge_Noronha,_Enrico_Speranza,_Nicolas_Yunes,_Chuck_J._Horowitz,_Srimoyee_Sen,_Stefano_Gandolfi_and_Ingo_Tews,_M._Coleman_Miller,_Cecilia_Chirenti,_Zohreh_Davoudi,_Jamie_M._Karthein_and_Krishna_Rajagopal,_Salvatore_Vitale,_Joseph_Kapusta,_Gokce_Basar,_Ulrich_Heinz,_Zoltan_Fodor,_David_Radice,_Christopher_Plumberg,_Elias_R._Most,_Carolyn_A._Raithel,_Eduardo_S._Fraga,_Aleksi_Kurkela,_James_M._Lattimer,_Andrew_W._Steiner,_Jeremy_W._Holt,_Bao-An_Li,_Chun_Shen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02224 |
核物理学における2015年の長期計画の発表以来、量子色力学(QCD)と高密度での原子核物質の理解を、平衡の内外で再形成する主要な出来事が発生しました。米国の原子力コミュニティは、天体物理学の観測と核実験の進歩を利用し、低エネルギーと高エネルギーの核物理学、天体物理学、重力波物理学、データ科学を結び付ける高密度バリオン物質の理論に学際的な取り組みを行う機会を得ています。
地上でのコスモジェニック粒子と一次粒子との相関
| Title |
Cosmogenic_particles_at_ground_level_and_their_correlations_with_primary_particles |
| Authors |
Hariom_Sogarwal_and_Prashant_Shukla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02427 |
一次宇宙素粒子の相互作用により大気中に生成される粒子シャワーは、稀な相互作用の探索を背景に、十分な理解が必要です。シャワーは強い相互作用、弱い相互作用、電磁気的相互作用の物理学を網羅していますが、最初の相互作用は強い相互作用であり、ハドロンシャワーを生成し、粒子収量の推定に不確実性をもたらす可能性があります。この作業では、CORSIKAパッケージのハドロンモデルと粒子輸送コードのさまざまな組み合わせを使用して、エアシャワーシミュレーションの包括的な研究を行いました。ハドロン粒子の大部分はパイ中間子とカ中間子であり、地球上で最も豊富な荷電粒子であるミュー中間子に崩壊します。一次陽子とヘリウムの分布は、大気の上部での気球実験で測定されたフラックスに一致するようにスケーリングされたべき法則として取得されます。シャワーシミュレーションには、地上レベルまでのセカンダリの生成、輸送、および崩壊が含まれます。この研究では、非常に高エネルギーのシャワーではなく、スペクトルと粒子の大部分に焦点を当てています。シミュレーション結果を正規化して、地上での測定値、つまり、天頂角と運動量の関数としての単一および複数のミュオン収量とそれらの電荷比と比較する方法を提供します。これは、この研究で使用された6つのモデルの組み合わせ間の比較の基礎を提供し、違いが概説されています。CORSIKAのハドロンモデルのほとんどは、バルクグラウンドベースの測定値をかなり適切に生成します。最適なモデルの組み合わせの1つを使用して、地上レベルでのさまざまな粒子の絶対的および相対的な収量、およびプライマリとの相関および相互の相関を定量的に予測します。
LISA の TDI ノイズ伝達関数
| Title |
TDI_noises_transfer_functions_for_LISA |
| Authors |
Dam_Quang_Nam,_Yves_Lemiere,_Antoine_Petiteau,_Jean-Baptiste_Bayle,_Olaf_Hartwig,_Joseph_Martino,_Martin_Staab |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02539 |
LISAミッションは、欧州宇宙機関の将来の宇宙ベースの重力波(GW)観測所です。これは、複数の実干渉計と仮想干渉計を形成するために、レーザービームを交換する3つの宇宙船によって形成されます。多数のさまざまなGWソースを抽出するために使用されるデータストリームは、時間遅延干渉法(TDI)データです。これらのデータを生成するための重要な処理の1つは、TDI地上処理です。これは、複数の干渉計搭載測定値を再結合して、レーザー周波数ノイズや宇宙船のジッターなどの特定のノイズ源をデータから除去します。したがって、LISAノイズバジェットは、各ノイズソースに適用されるさまざまなTDI伝達関数を考慮して、ミッションパフォーマンスに対する実際の重みを推定するために、TDIレベルで表されます。これらの伝達関数の使用可能な形式を導き出すために、ビーム、測定、およびTDIのモデルが開発され、いくつかの近似が行われました。このような導出の方法論と検証手順が確立されています。これにより、一連の伝達関数が得られます。これらは現在、LISAプロジェクト、特にそのパフォーマンスモデルで使用されています。これらの伝達関数を使用して、さまざまな機器構成の現実的なノイズ曲線がデータ分析アルゴリズムに提供され、機器の設計に使用されます。
