懐中電灯: 赤方偏移 z=0.7-1.5 の銀河で非常に拡大された星の 12 以上の重要度の高いマイクロレンズ イベント
| Title |
Flashlights:_More_than_A_Dozen_High-Significance_Microlensing_Events_of_Extremely_Magnified_Stars_in_Galaxies_at_Redshifts_z=0.7-1.5 |
| Authors |
Patrick_L._Kelly,_Wenlei_Chen,_Amruth_Alfred,_Thomas_J._Broadhurst,_Jose_M._Diego,_Najmeh_Emami,_Alexei_V._Filippenko,_Allison_Keen,_Sung_Kei_Li,_Jeremy_Lim,_Ashish_K._Meena,_Masamune_Oguri,_Claudia_Scarlata,_Tommaso_Treu,_Hayley_Williams,_Liliya_L._R._Williams,_Rui_Zhou,_Adi_Zitrin,_Ryan_J._Foley,_Saurabh_W._Jha,_Nick_Kaiser,_Vihang_Mehta,_Steven_Rieck,_Laura_Salo,_Nathan_Smith,_Daniel_R._Weisz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02670 |
以前は近くの銀河でしかアクセスできませんでしたが、銀河団重力レンズの助けを借りて、観測可能な宇宙の大部分にわたって個々の星を研究できるようになりました。前景の銀河団レンズ内の星、コンパクトなオブジェクト、または複数のそのようなオブジェクトが整列すると、それらは背景の個々の星を拡大でき、倍率ピークのタイムスケールはそのサイズを数十AUに制限できます。したがって、マイクロレンズ現象の数と頻度は、星やコンパクトな天体、そして高赤方偏移の星の集団への窓を開きます。赤方偏移z=0.7-1.5の大質量星の初期質量関数(IMF)、銀河団の暗黒物質における原始ブラックホールの存在量、星のIMFを制約するために、星の最初の統計サンプルを収集する銀河団内の光を上げて、「フラッシュライト」と呼ばれるハッブル宇宙望遠鏡を使った192軌道プログラムを実行していますが、スケジュールの問題により、現在3分の2が完了しています。超広角のF200LPおよびF350LPロングパスWFC3UVISフィルターを使用し、1年ごとに2回の16軌道周回を実施します。両方の訪問で同一のロール角を持つことは、スケジュールを立てるのが困難ですが、非常にきれいな減算をもたらします。ここでは、1980年代に発見された有名な「ドラゴンアーク」や、すでに知られている超巨星をホストしている「スポック」アークと「ウォーホル」アークの複数の例を含む、12以上の明るいマイクロレンズ現象の発見を報告します。ウルトラディープオブザーバーフレームの紫外線による光学イメージングは、熱い星に敏感であり、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡のディープ赤外線イメージングを補完します。また、大型双眼鏡LUCIとKeck-IMOSFIREの近赤外線スペクトルを高倍率で取得して、最近の星形成履歴を制約しています。
宇宙の膨張の歴史をマッピングすることは、特に宇宙の最近の加速に関する観測証拠の文脈において、物理宇宙論の切実な仕事であり、宇宙論と素粒子物理学の標準理論は不完全であり、新しい物理学がまだ存在することを示しています。発見される。コスモグラフィーは宇宙論への現象論的アプローチであり、物理量は宇宙論的赤方偏移$z$、または再スケーリングされた赤方偏移$y=z/(1+z)$などの類似パラメーターのテイラー級数として展開されます。対数赤方偏移$x=\ln{(1+z)}$.さらに、宇宙論的膨張に続く天体の赤方偏移ドリフトは、現在建設中の施設、{\itviz.}超大型望遠鏡とスクエアキロメートルアレイ天文台(少なくとも完全構成)によって検出可能な、モデルに依存しない観測可能要素を提供します。ここでは、2つの施設からシミュレートされた赤方偏移ドリフト測定値を使用して、宇宙論的影響の評価と、赤方偏移ドリフトコスモグラフィーのモデル識別力を実行します。2つの施設からの測定値の組み合わせが、$\Lambda$CDMパラダイムの厳密なテストを提供できること、および分光学的速度ドリフトの対数ベースの展開が全体的に最も信頼できるものであり、類似の展開よりも優れていることがわかります。赤方偏移または再スケーリングされた赤方偏移:前者は名目上、宇宙係数の誤差範囲が小さくなりますが、高次項のバイアスの影響を受けやすく(つまり、赤方偏移が低い場合にのみ信頼できます)、後者は常にパフォーマンスが低下します。
モデル選択への経験的アプローチ: 弱いレンズ効果と固有のアライメント
| Title |
An_empirical_approach_to_model_selection:_weak_lensing_and_intrinsic_alignments |
| Authors |
Andresa_Campos,_Simon_Samuroff_and_Rachel_Mandelbaum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02800 |
宇宙論では、データを記述するモデルを日常的に選択しますが、モデルが不十分なためにバイアスが発生したり、過度に複雑なモデルで制約力を失ったりする可能性があります。この論文では、パラメータバイアスとモデルの複雑さを明示的にバランスさせるモデル選択への経験的アプローチを提案します。この方法では、合成データを使用して、バイアスとモデル間の$\chi^2$差との関係を調整します。これにより、実際のデータから取得した$\chi^2$値を解釈し(カタログがブラインドされている場合でも)、それに応じてモデルを選択できます。私たちは、最も重要なウィークレンズシステムの1つであり、現代のレンズ調査におけるエラーバジェットの主要な要因である、固有アライメントの問題にこの方法を適用します。具体的には、DarkEnergySurveyYear3(DESY3)の例を検討し、一般的に使用される非線形線形(NLA)と潮汐線形および潮汐トルク(TATT)モデルを比較します。モデルは、$\Omega_m-S_8$平面でバイアスに対して較正されます。ノイズが考慮されると、NLAを使用した分析が特定のレベル$N\sigma$および信頼レベルで偏りがないことを保証するしきい値$\Delta\chi^2$を設定できることがわかります。対照的に、理論的に定義されたしきい値(たとえば、$\chi^2$の$p-$valuesに基づく)は過度に楽観的である傾向があり、$\sim1-2までの宇宙論的バイアスを確実に除外できないことがわかります。\シグマ$。実際のDESY3コズミックシアーの結果を考慮すると、NLAおよびTATT分析から報告された$\chi^2$の差に基づいて、NLAが基準モデルである可能性がおよそ$30\%$であることがわかります。結果は偏っています。($\Omega_m-S_8$平面で)$0.3\sigma$以上の差があります。より広く言えば、ここで提案する方法は単純で一般的であり、比較的低レベルのリソースを必要とします。多くの状況で、モデル選択ツールとして将来の分析への適用が予測されます。
高赤方偏移における宇宙星形成速度密度からの天体粒子の制約：JWSTの現状と予測
| Title |
Astroparticle_Constraints_from_the_Cosmic_Star_Formation_Rate_Density_at_High_Redshift:_Current_Status_and_Forecasts_for_JWST |
| Authors |
Giovanni_Gandolfi,_Andrea_Lapi,_Tommaso_Ronconi,_Luigi_Danese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02840 |
赤方偏移$z\gtrsim4$での宇宙星形成率(SFR)密度の最近の決定を利用して、標準的な冷たい暗黒物質(CDM)に代わる3つの一般的な暗黒物質のシナリオ:暖かい暗黒物質(WDM)、ファジー暗黒物質($\psi$DM)と自己相互作用暗黒物質(SIDM)。私たちの分析は、ハッブル宇宙望遠鏡によって$z\lesssim10$まで、UVの大きさ$M_{\rmUV}\lesssim-17$まで測定されたUV光度関数に依存しています。これらを微弱で未調査の等級範囲に外挿し、特定のDMシナリオでハロー質量関数との存在量マッチングを実行して、UV等級とハロー質量の関係を取得します。次に、外挿されたUV光度関数をわずかな等級限界$M_{\rmUV}^{\rmlim}$まで統合することにより、宇宙SFR密度を計算します。銀河形成の最小しきい値ハロー質量$M_{\rmH}^{\rmGF}$、および各DMシナリオを特徴付けるアストロ粒子量$X$(つまり、WDMと$\psi$DMの粒子質量、および運動温度SIDMのデカップリング$T_X$で)。我々のアプローチからの宇宙SFR密度を$z\gtrsim4$での現在の観測推定値と比較し、WDM粒子質量を$m_X\approx1.2^{+0.3\,(11.3)}_{-0.4\,(-0.5)}$keV、$\psi$DM粒子質量から$m_X\approx3.7^{+1.8\,(+12.9.3)}_{-0.4\,(-0.5)}\times10^{-22}$eV、SIDM温度は$T_X\approx0.21^{+0.04\,(+1.8)}_{-0.06\,(-0.07)}$$68\%$($95\%$)信頼水準のkeV。次に、JWSTからの$z\gtrsim10$でのUV光度関数に関する初期のデータが超微光度まで確認された場合、宇宙SFR密度の今後の精緻な推定によって、そのような制約がどのように強化されるかを予測します。
傾斜した非空間的フラット インフレーション
必ずしも非常にゆっくりとローリングする閉じたインフレーションモデルと開いたインフレーションモデルを記述する非線形インフレトンポテンシャルエネルギー密度を構築し、これらのモデルでのインフレーション中の量子力学的ゆらぎに由来する傾斜原始空間不均一性パワースペクトルを計算します。これらの傾斜したパワースペクトルは、非平坦な宇宙論モデルで宇宙論データを研究するために以前に使用されたものとは異なります。
$i(cm)z$、銀河団の熱力学的特性の半解析モデル: 質量と赤方偏移によるキャリブレーション、および静水圧バイアスの意味
| Title |
$i(cm)z$,_a_semi-analytic_model_for_the_thermodynamic_properties_in_galaxy_clusters:_calibrations_with_mass_and_redshift,_and_implication_for_the_hydrostatic_bias |
| Authors |
S._Ettori,_L._Lovisari,_D._Eckert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03082 |
銀河団の形成と進化の自己相似シナリオでは、X線放出プラズマの熱力学的特性は、ハロー質量と赤方偏移のみへの依存性で予測できます。ただし、この単純な自己相似シナリオからのいくつかの逸脱が観察されています。ガス質量分率$f_g=f_0T^{f_1}E_z^{f_z}$および温度変化$f_T=t_0T^{t_1}E_z^{t_z}$--を較正して、質量と赤方偏移の依存関係を組み込むことができます。モデルのパラメーターを制約するために、公開された17のスケーリング関係のセットを使用します。次に、観測されたスケーリング関係の傾きを、中心値の数パーセントと公称誤差の約1$\sigma$内で予測することができます。文脈上、これらのスケーリング則の進化も決定され、予測は$1.5\sigma$以内で、観測上の制約の10%以内です。このキャリブレーションに依存して、いくつかの観測データセットとの放射状プロファイルの予測の一貫性も評価します。高品質データ(X-COP)のサンプルについては、モデルのさらなるパラメーターである静水圧バイアス$b$を制約することができます。X線スケーリング則の大規模なセットに対してモデルを調整することにより、(i)温度依存性の勾配が$f_1=0.403(\pm0.009)$および$t_1=0.144(\pm0.017)$であることを取得します。(ii)$E_z$への依存は、$f_z=-0.004(\pm0.023)$および$t_z=0.349(\pm0.059)$に制限されます。これらの値により、与えられた量の正規化が質量(または温度)と赤方偏移ハローの関数としてどのように変化するかを$Q_{\Delta}\simM^{a_M}E_z^{a_z}\の形式で直接推定することができます。simT^{a_T}\,E_z^{a_{Tz}}$,現在の観測上の制約と非常によく一致しています.
時変微細構造定数によるハッブル張力のミラーダークセクター解
| Title |
Mirror_Dark_Sector_Solution_of_the_Hubble_Tension_with_Time-varying_Fine-structure_Constant |
| Authors |
John_Zhang_and_Joshua_Frieman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03236 |
Cyr-Racine、Ge、およびKnox(arXiv:2107.13000(2))によって導入されたモデルを探索します。このモデルは、エネルギー密度が「通常の」セクターの一定の割合である「鏡の世界」のダークセクターを呼び出すことによって、ハッブル張力を解決します。ラムダCDMの。宇宙マイクロ波背景放射と大規模構造観測をハッブル定数の局所測定値と一致させますが、このモデルには、観測やビッグバン元素合成(BBN)の予測と矛盾する原始ヘリウム質量分率の値が必要です。標準的なヘリウム質量分率を持つモデルの変形を考えますが、電磁微細構造定数の値は、光子のデカップリング中に現在の値とわずかに異なります。その時点での$\alpha$が現在の値よりも$\Delta\alpha\simeq-2\times10^{-5}$だけ低い場合、Cyr-Racineなどと同じハッブル張力解像度を達成できます。アル。しかし、一貫したヘリウムの豊富さがあります。このような時間進化の例として、質量$m<4\times10^{-29}$eVの超軽量スカラー場のおもちゃモデルを考えます。$\alpha$変動の遅い時間の制約と一致しているようです。
eBOSS データを使用した $\Lambda$CDM の $Om3$ テスト
| Title |
$Om3$_test_of_$\Lambda$CDM_with_eBOSS_data |
| Authors |
Arman_Shafieloo,_Sangwoo_Park,_Varun_Sahni_and_Alexei_A._Starobinsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03344 |
$Om3$診断(Shafielooetal.2012)は、バリオン音響振動(BAO)データを使用して、暗黒エネルギーの候補としての宇宙定数の一貫性をテストします。$Om3$の重要な特徴は、暗黒エネルギーのパラメトリックな仮定から独立しており、再結合前および再結合後の時代の宇宙のダイナミクスにも依存しないことです。言い換えると、$Om3$はBAO観測量を使用して推定でき、ハッブル定数$H_0$($z=0$での膨張率)の値とは無関係に宇宙定数を確認または反証するために使用でき、バリオン抗力エポック、$r_d$(これは、再結合前の宇宙の物理の関数です)。したがって、$Om3$は、宇宙論の標準モデルに存在する緊張関係や、一部のデータセットに系統論が存在する可能性に関係なく、暗黒エネルギー(DE)の性質を特定する上で重要な役割を果たすことができます。このデータと宇宙定数の整合性をテストするために、eBOSSサーベイからの最新のBAO観測量を使用して$Om3$を再訪します。私たちの結果は、暗黒エネルギーが宇宙定数であることの合理的な一貫性を示しています。さらに、eBOSSデータを使用して、この3点診断で$1.5\%$という驚異的な精度を達成しました。これは、ダークエネルギー分光装置(DESI)やEuclidなどの今後の大規模な構造調査から期待される高精度データと組み合わせて使用すると、$Om3$がダークエネルギーの非常に強力な診断手段になり得ることを示しています。
変曲点を伴うインフレの可能性からの始原ブラックホール(PBH)の生成は、通常、モデルパラメーターの微調整に大きく依存しています。この研究では、非アトラクタの超スローロールフェーズによって接続された標準的なスローロールフェーズの2つの期間に自然につながる、非対称の二重極を持つ新しい種類の$\alpha$アトラクタインフレーションを提案します。PBHの生産は、モデルパラメーターを微調整しなくても保証されます。この二重極インフレーションは、豊富な現象学的特徴を備えた将来の観測データに対してテストすることができます。(2)生成されたPBHの準単色質量関数は、支配的な暗黒物質成分としての小惑星質量PBH、OGLE超短時間スケールのマイクロレンズ現象としての惑星質量PBH、および太陽質量PBHに適合させることができます。LIGOイベントとして;(3)誘起された重力波は、宇宙の重力波検出器とパルサータイミングアレイ/平方キロメートルアレイによって検出できます。
初期宇宙における宇宙の不均一性：数値相対論アプローチ
宇宙のインフレーションは、間違いなく非常に初期の宇宙で最も支持されたパラダイムです。それは、急速で、ほぼ指数関数的で、加速された拡張の初期段階を仮定しています。インフレーションモデルは、今日の宇宙の全体的な平坦性と均一性を大規模に説明することができます。物理学コミュニティに広く受け入れられているにもかかわらず、これらのモデルは批判がないわけではありません。スカラー場のインフレーションでは、インフレーションを開始するための必要条件は、スカラー場のダイナミクスからのサブドミナントの寄与を意味する、フィールドのポテンシャルによって支配される宇宙の要件です。これは、自然性に関する大量の科学的議論と文献、およびインフレの初期条件の微調整の可能性に端を発しています。別の物議を醸す問題は、インフレの終わりと、インフレ後に高温のビッグバンプラズマを発生させるために予熱メカニズムが必要であるという事実に関するものです。この論文では、インフレーションのスタロビンスキーモデルとヒッグスモデルに特に焦点を当てて、これら2つの問題を研究するための完全な一般相対論的シミュレーションを提示します。最初に、単一フィールドの場合、非常に動的で不均一な「プレインフレ」エポックからインフレーションを開始する微調整の問題を検討します。私たちの2番目の研究では、プレヒートフェーズと共に、一貫して、プレインフレのマルチフィールドパラダイムにアプローチします。これらの調査は、一般的な初期条件に対するこれらのインフレモデルの堅牢性を確認すると同時に、予熱中の無視できない重力の影響を証明します。原稿の最後では、原始ブラックホールの形成に関する予備調査を含め、宇宙論における数値シミュレーションの潜在的な応用について説明します。
暖かい暗黒物質モデルと冷たい暗黒物質モデルに対する JWST 高 z 銀河の制約
JWSTによって観測された高赤方偏移銀河の特性を、標準的な冷たい暗黒物質モデルと線形物質のパワースペクトルが抑制された暖かい暗黒物質モデルにおける流体力学的シミュレーションと比較します。現在のデータは、mWDM>2keVの冷たい暗黒物質モデルや暖かい暗黒物質モデルと緊張していないことがわかります。これは、さまざまなシナリオで物理的特性が類似している明るく希少な天体を調査しているためです。また、2つの観測量、銀河の光度関数と微光天体の小さなスケールでの銀河の相関関数が、異なる暗黒物質モデルを識別するための有望なツールになり得ることも示します。
暗黒物質と銀河の衝突、重力レンズ効果、および検討中の弱虫の装置
| Title |
Dark_Matter_and_Galactic_Collisions,_gravitational_lensing_and_the_apparatus_of_wimps_under_consideration |
| Authors |
R.Debnath,_A.Negi,_S.AC,_K.S.Kamath,_S.Rauniyar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03738 |
前世紀の間に、宇宙の暗黒物質をのぞくために多くの観測が行われ、以前に定式化された理論に適合しない銀河団の多くの驚くべき行動が発見されました.しかし、光学分光観測は、当初、アンドロメダ銀河の回転速度を、重力の法則とは対照的に発見された距離の関数として測定するために使用されてきました。天体の距離を決定するために使用できる私たちへの経路。
LensWatch: I. 強くレンズ化された Ia 型超新星 2022qmx ("SN Zwicky") の HST 観測と制約の解決
| Title |
LensWatch:_I._Resolved_HST_Observations_and_Constraints_on_the_Strongly-Lensed_Type_Ia_Supernova_2022qmx_("SN_Zwicky") |
| Authors |
J._D._R._Pierel,_N._Arendse,_S._Ertl,_X._Huang,_L._A._Moustakas,_S._Schuldt,_A._J._Shajib,_Y._Shu,_S._Birrer,_M._Bronikowski,_J._Hjorth,_S._H._Suyu,_S._Agarwal,_A._Agnello,_A._S._Bolton,_S._Chakrabarti,_C._Cold,_F._Courbin,_J._M._Della_Costa,_S._Dhawan,_M._Engesser,_O._D._Fox,_C._Gall,_S._Gomez,_A._Goobar,_C._Jimenez,_J._Johansson,_G._Li,_R._Marques-Chaves,_S._Mao,_P._A._Mazzali,_I._Perez-Fournon,_T._Petrushevska,_F._Poidevin,_A._Rest,_W._Sheu,_R._Shirley,_E._Silver,_C._Storfer,_T._Treu,_R._Wojtak,_Y._Zenati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03772 |
重力レンズ作用によって多重画像化された超新星(SNe)は、宇宙論にとってまれで強力なプローブです。各検出は、今後のヴェラC.ルービン天文台とナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡によってレンズSNeのサンプルが桁違いに増加するにつれて必要とされる重要なツールと方法論を開発する機会となります。そのような最新の発見は、z=0.3544で4重に画像化されたIa型SN2022qmx(別名、"SNZwicky";Goobaretal.2022)です。SNツウィッキーは、ツウィッキー一時施設(ZTF)によって空間的に未解決のデータで発見されました。ここでは、複数サイクルの「LensWatch」プログラム(www.lenswatch.org)からの最初の、SNツヴィッキーのハッブル宇宙望遠鏡によるフォローアップ観測を紹介します。3つのWFC3/UVISフィルター(F475W、F625W、F814W)で解決されるが、WFC3/IRF160Wでは解決されないSNツヴィッキーの4つの画像のそれぞれについて測光を測定し、さまざまな独立したフィルターを使用してレンズシステムの分析を行います。レンズのモデリング方法。HST測光の単一エポックで推定された時間遅延と、複数の画像位置によって制約されたレンズモデル予測との間に一貫性があり、両方の推定時間遅延が1日未満です。私たちのレンズモデルは、アインシュタイン半径(0.168+0.009-0.005)"に収束します。これは、レンズ付きSNで見られる最小のものです。SNツヴィッキーの「標準ろうそく」の性質により、レンズモデリングとは関係なく、約1.5明るい倍率推定値が得られます。4つの画像のうちの2つでmagおよび~0.8magであり、画像位置質量モデルの柔軟性を超えた重要なマイクロレンズおよび/または追加の下部構造を示唆しています。
偏光による前景免疫CMBレンズ再構成
銀河系外の前景は、温度に基づくCMBレンズ効果の再構成において重大なバイアスを生成することが知られています。「ソース硬化」や「せん断のみの推定」を含むいくつかの手法が汚染を軽減するために提案されており、前景によって引き起こされるバイアスを減らすのに非常に効果的であることが示されています。ここでは、両方の手法を偏光に拡張します。これは、将来の実験のためのCMBレンズ再構築の重要な要素となります。また、前景バイアスの起源とスケーリング、および偏光点源のシミュレーションを使用して、シモンズ天文台とCMB-S4のような(偏光ベースの)レンズ再構成の両方に予想されるバイアスを推定し、前者へのバイアスは非常に小さいが、後者へのバイアスは潜在的にないことを発見しました。-小規模($L\sim1000-2000$)では無視できます。特に、CMB-S4のような実験では、強化されたポイントソース推定量の最適な線形結合により、CMBレンズパワースペクトルへの(ポイントソース誘導の)バイアスを最大2桁まで減らすことができることを示します。グローバル最小分散推定量に対する$\sim4\%$ノイズコスト。
TNOまたは彗星？遠方天体 418993 の活動と特徴の探索 (2009 MS9)
| Title |
TNO_or_Comet?_The_Search_for_Activity_and_Characterization_of_Distant_Object_418993_(2009_MS9) |
| Authors |
Erica_Bufanda,_Karen_J._Meech,_Jan_T._Kleyna,_Olivier_R._Hainaut,_James_M._Bauer,_Haynes_Stephens,_Peter_Veres,_Marco_Micheli,_Jacqueline_V._Keane,_Robert_Weryk,_Richard_Wainscoat,_Devendra_K._Sahu,_and_Bhuwan_C._Bhatt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02664 |
2009MS9は太陽系外縁天体(TNO)で、その近日点により、いくつかの長周期彗星が活動するのが見られる距離に近づきます。これを知っており、この天体が予測された原子核の明るさを超えて明るく見えるという事実は、2009MS9が水よりも揮発性の高い種の昇華によって引き起こされた活動の開始が遅れていることを示唆しています。この論文では、2009MS9の物理的特性を特徴付け、合成画像、昇華モデル、およびスペクトル反射率の測定を通じて潜在的なアウトガスを調査します。その軌道に沿ったさまざまな時代における物体の深い合成画像は、塵の証拠を示さないが、塵の生成に敏感な限界を設定することを発見した.NEOWISEデータからの熱IRモデリングを使用して核半径を11.5km$\pm3.5$kmと推定し、これと近日点前のデータを使用して幾何学的アルベドを0.25と推定します。CO昇華活動モデルをその近日点後の太陽中心光度曲線と比較し、このデータが、2$\mu$mサイズの粒子と他の典型的な彗星パラメータを仮定すると、$5\times10^{-6}$の活性分画面積をサポートしていることがわかります。異なるエポックでジェミニ天文台とCFHTで得られた表面物質のスペクトル反射率は、赤くなっているスペクトル勾配を示しています。2009MS9の物理的性質をTNOと彗星の個体群の両方と比較し、2009MS9の赤みは表面にダストマントルが蓄積したためである可能性があり、TNOが色の二峰性を示す理由の説明になる可能性があると推測しています。
白色矮星 G238-44 を汚染する惑星系物質からの異常な量
| Title |
Unusual_Abundances_from_Planetary_System_Material_Polluting_the_White_Dwarf_G238-44 |
| Authors |
Ted_M_Johnson,_Beth_L._Klein,_D._Koester,_Carl_Melis,_B._Zuckerman,_M._Jura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02673 |
FUSE、Keck/HIRES、HST/COS、およびHST/STISを使用して得られた、水素優勢の大気白色矮星G238-44の紫外および光学スペクトルは、ヘリウムより重い10の元素を明らかにします:C、N、O、Mg、Al、Si、P、S、Ca、およびFe。G238-44は、惑星系の物質を汚染することで大気中に窒素が検出された3番目の白色矮星です。24年間にわたって11晩にわたって撮影されたKeck/HIRESのデータは、測定された吸収線の等価幅に変動の証拠を示さず、星周貯留層からの安定した継続的な降着を示唆しています。測定された存在量と他の元素の制限から、異常な存在量パターンと金属鉄の存在の証拠を見つけます。汚染が単一の親体からのものである場合、太陽系内に既知の対応物はありません.2つの異なる親天体を考慮に入れれば、鉄分が豊富な水星のような物質と、それぞれの質量比が1.7:1の氷のカイパーベルト天体の類似体の混合物で観測された存在量を再現できます。このような組成の異なる天体は、系外惑星系の岩石体と氷体の両方の化学的証拠を提供し、G238-44が小惑星系とカイパーベルト系の両方の天体をほぼ同時に捕らえることができるほど強く摂動された惑星系を示しています。その$<$100Myr冷却時代。
TESS (PAST) III による星の周りの Planet(esimal)s: 2 つの 200 Myr
歳の惑星の大気中のトリプレット He I の検索
| Title |
Planet(esimal)s_Around_Stars_with_TESS_(PAST)_III:_A_Search_for_Triplet_He_I_in_the_Atmospheres_of_Two_200_Myr-old_Planets |
| Authors |
Eric_Gaidos,_Teruyuki_Hirano,_Rena_A._Lee,_Hiroki_Harakawa,_Klaus_Hodapp,_Shane_Jacobson,_Takayuki_Kotani,_Tomoyuki_Kudo,_Takashi_Kurokawa,_Masayuki_Kuzuhara,_Jun_Nishikawa,_Masashi_Omiya,_Takuma_Serizawa,_Motohide_Tamura,_Akitoshi_Ueda,_Sebastien_Vievard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02887 |
TOI-1807bおよびTOI-2076b、1.25および2.5R$_{\rmEarth}$惑星の0.55日軌道および10.4日軌道のトランジット中のオルト(トリプレット)ヘリウムの1083.2nm線における過剰吸収の検索を報告します。近くの$\sim$200~Myr-oldKdwarf星の周り。トランジットに関連する吸収の等価幅を、それぞれ$<$4mAおよび$<$8mAに制限します。風に応じて、TOI-1807bとTOI-2076bからの太陽組成大気の脱出をそれぞれ$\lesssim$1と$\lesssim$0.1M$_{\rmEarth}$Gyr$^{-1}$に制限します温度。TOI-1807bにH/Heの痕跡がないことは、岩石体を示す質量測定と、Hが優勢な大気は不安定ですでに失われているという流体力学モデルによる予測と一致しています。TOI-2076bのトランジット中に得られた微分スペクトルには、HeIのような特徴が含まれていますが、これは星の線によく似ており、トランジット間隔を超えて広がっています。追加のトランジットが観測されるまで、これは活動領域の回転および/または若い活動ホスト星でのフレアによって生成された星のHeIラインの変動の結果であると思われます。脱出が検出されないということは、TOI-2076bが予想よりも質量が大きい、星のEUV発光が少ない、モデルが脱出を過大評価している、または惑星が主にH$_2などの分子であるH/Heに乏しい大気を持っていることを意味する可能性があります。$O.惑星風の光化学モデルは、三重項HeI観測が質量損失に最も敏感な半長軸を予測します。TOI-2076bは、この最適値の近くを周回します。将来の調査では、距離基準を使用して検出率を高めることができます。
大気探査精度に対する惑星質量不確実性の解析
| Title |
Analysis_of_the_planetary_mass_uncertainties_on_the_atmospherical_retrieval_accuracy |
| Authors |
C._Di_Maio,_Q._Changeat,_S._Benatti_and_G._Micela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02897 |
太陽系外惑星の大気の特性は、いくつかの相互に関連したパラメーターに依存するため、それらを特定することは困難です。惑星の質量は、ガスの平均分子量によってカバーされるものと同様に、大気のスケールの高さを決定する役割を果たします。ESAM4アリエルミッションのコンテキストで、質量測定が晴天または曇天、一次大気または二次大気に必要な場合、および精度を特定して、スペクトル検索における惑星質量知識の関連性を調査しました。TauRExを使用して、さまざまなシナリオを想定して、アリエルミッション参照サンプルの代表的なターゲットのアリエル透過スペクトルをシミュレートしました。ホットジュピターとホット海王星の原始の曇った大気と、同じく雲の存在するスーパーアースの二次大気です。.未知の質量の場合、または異なる不確実性を持つ質量の場合について、大気のさまざまな特性に関する情報を抽出します。また、信号対雑音がさまざまな波長範囲の大気検索にどのように影響するかをテストします。澄んだ大気の質量の不確実性とは独立して原始大気組成を正確に取得しましたが、高高度の雲では不確実性が増加しました。スペクトルのレイリー散乱領域における信号対雑音比の重要性を強調しました。二次大気の場合、雲が存在する場合でも、50%の最小質量不確実性で大気パラメータを取得するのに十分です。私たちの分析では、最悪のシナリオでも50%の質量精度レベルで信頼性の高い検索を行うのに十分であることが示唆されていますが、惑星の質量に関する知識がまったくない大気の検索は、曇った一次大気と二次大気のバイアスにつながる可能性があります。
Kreutz Sungrazers: SOHO 天体の最近のモデリングと軌道のまとめ
クロイツサングレーザーの軌道進化とカスケードフラグメンテーションの最近のモデル化の結果を要約し、合理化します。このモデルは、アリストテレスの彗星(核が接触連星であると想定されている祖先)から始まり、遠日点付近で2つの葉に分裂し、断片化プロセスの最終産物としてSOHO矮小天体で終了します。集団Iのメンバーである1843年の大3月彗星と、集団IIのメンバーである1882年の9月の大彗星は、ローブの最大の生き残った質量と見なされます。クロイツ系は現在9つの集団から構成されており、そのうちの1つ(ペレイラ彗星に関連付けられている)は集団Iの側枝であることを立証します。新しいモデルの一部として提案されたクロイツ系への追加は、ADの昼光彗星です。ローマの歴史家AmmianusMarcellinusによって記録された363、および1041年9月と1138年9月の中国の彗星はどちらもホーのカタログに掲載されています。363年の彗星は第一世代の破片で、後者は1106年の大彗星と合わせて第二世代の破片です。SOHOサングレーザーの近日点距離の個体群のヒストグラムと、昇交点の経度の関数としてのこの距離のプロットに注意が向けられています。今後数十年のうちに、明るく肉眼で見えるクロイツのサングレーザーが出現すると予測されています。
PDS 70 の外円盤のアーム状構造の解析。らせん密度波か渦か？
| Title |
Analysis_of_the_arm-like_structure_in_the_outer_disk_of_PDS_70._Spiral_density_wave_or_vortex? |
| Authors |
S.Juillard_(1),_V.Christiaens_(1),_O.Absil_(1)_((1)_Universit\'e_de_Li\`ege) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03361 |
惑星と円盤の間の動的な相互作用を観察することは、それらの形成と進化を理解するための鍵です。最近、PDS70の原始惑星系円盤内に2つの原始惑星が発見され、星の北西に向かって腕のような構造が発見されました。私たちの目的は、この腕のような構造の形態と起源を制約し、惑星PDS70cと円盤の間の動的相互作用によって引き起こされるらせん状の密度波を追跡できるかどうかを評価することです。VLT/SPHEREで6年間の観測を行って取得した偏光および角度差分画像(PDIおよびADI)データを分析します。PDIデータセットはIRDAPポラリメトリックデータ削減パイプラインを使用して削減されますが、ADIデータセットはMUSTARDを使用して処理されます。これは、このディスクの分析に以前に使用された画像を台無しにする幾何学的バイアスに対処するための新しい逆問題アルゴリズムです。すべてのPDIおよびADIデータセットで腕のような構造の存在を確認します。円盤の短軸に関して南東に対称な腕は観察されず、腕が二重リング構造のフットプリントであるという以前の仮説を拒否するようです。構造がPDS70cの運動に続くらせん状の密度波をたどる場合、$11\overset{\circ}{.}28^{+2\overset{\circ}{.}20}_{-0\oversetが予想されます。{\circ}{.}6年間で86ドルのスパイラルのローテーション。ただし、構造の重要な動きは測定されません。腕のような構造が惑星駆動の渦巻き腕である場合、観測された回転の欠如は、剛体の回転の仮定が惑星によって引き起こされる渦巻きには不適切である可能性があることを示唆しています。腕のような構造は、投影効果により、散乱光の中で片腕のらせんとして現れる渦をむしろ追跡する可能性があることを示唆しています。渦仮説は、観測された回転の欠如と、ALMAで検出された近くのサブmm連続体の非対称性の存在の両方を説明しています。
55 CHEOPS で捉えたかに座 e の掩蔽
| Title |
55_Cancri_e's_occultation_captured_with_CHEOPS |
| Authors |
B.-O._Demory,_S._Sulis,_E._Meier_Valdes,_L._Delrez,_A._Brandeker,_N._Billot,_A._Fortier,_S._Hoyer,_S._G._Sousa,_K._Heng,_M._Lendl,_A._Krenn,_B._M._Morris,_J._A._Patel,_Y._Alibert,_R._Alonso,_G._Anglada,_T._Barczy,_D._Barrado,_S._C._C._Barros,_W._Baumjohann,_M._Beck,_T._Beck,_W._Benz,_X._Bonfils,_C._Broeg,_M._Buder,_J._Cabrera,_S._Charnoz,_A._Collier_Cameron,_H._Cottard,_Sz._Csizmadia,_M._B._Davies,_M._Deleuil,_O._D._S._Demangeon,_D._Ehrenreich,_A._Erikson,_L._Fossati,_M._Fridlund,_D._Gandolfi,_M._Gillon,_M._Gudel,_K._G._Isaak,_L._L._Kiss,_J._Laskar,_A._Lecavelier_des_Etangs,_C._Lovis,_A._Luntzer,_D._Magrin,_L._Marafatto,_P._F._L._Maxted,_V._Nascimbeni,_G._Olofsson,_R._Ottensamer,_I._Pagano,_E._Palle,_G._Peter,_G._Piotto,_D._Pollacco,_D._Queloz,_R._Ragazzoni,_N._Rando,_F._Ratti,_H._Rauer,_I._Ribas,_N._C._Santos,_G._Scandariato,_D._Segransan,_A._E._Simon,_A._M._S._Smith,_M._Steller,_Gy._M._Szabo,_N._Thomas,_S._Udry,_V._Van_Grootel,_N._A._Walton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03582 |
可視および赤外波長で得られた超短周期スーパーアース55Cnceの過去の掩蔽および位相曲線観測は、惑星の反射および放出モデルとの調和に挑戦してきた。この研究では、CHEOPS衛星で2年間にわたって取得された一連の41の掩蔽を分析します。平均深さ$12\pm3$ppmの55Cnceの掩蔽の検出を報告します。スピッツァーによって4.5$\mu$mで測定された熱放射から除染された後、$A_g<0.55$の幾何学的アルベドに対応する2-$\sigma$上限を導出します。CHEOPSの測光性能により、このスーパーアースの個々の掩蔽を可視光で初めて検出できるようになり、星の粒状化によって引き起こされた可能性が高い短時間スケールの測光波形を識別できます。また、時間依存の掩蔽の深さで明確な47.3日周期の正弦波パターンを見つけました。これは、恒星のノイズや機器の体系と関連付けることはできませんが、その惑星の起源は、この象徴的なスーパーアースの今後のJWST掩蔽観測でテストできます。
2 つの原始惑星系円盤の動的質量測定
| Title |
Dynamical_mass_measurements_of_two_protoplanetary_discs |
| Authors |
G._Lodato_(1),_L._Rampinelli_(1),_E._Viscardi_(1),_C._Longarini_(1),_A._Inzquierdo_(2),_T._Paneque-Carreno_(2,3),_L._Testi_(2,4),_S._Facchini_(1,2),_A._Miotello_(2),_B._Veronesi_(5),_C._Hall_(6)_((1)_Universita'_degli_Studi_di_Milano,_(2)_ESO,_(3)_Leiden_Observatory,_(4)_INAF-Arcetri,_(5)_Univ_Lyon,_(6)_University_of_Georgia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03712 |
アルマ望遠鏡による惑星形成円盤からの線状放射の観測は、円盤内部の運動学を精査するための優れたツールであることが実証されており、乱流や惑星の存在など、円盤内で発生する重要な動的プロセスに関連する微妙な効果がしばしば明らかになり、これらは推測可能です。ガスの動きを乱す圧力バンプから、または惑星の後流の検出から。特に、私たちは最近、エリアス2-27の大質量円盤の場合について、そのような種類の観測を使用して、円盤の自己重力によって引き起こされるケプラー性からの偏差を測定する方法を示しました。使用されるトレーサーと総質量の間の質量変換係数に依存しません。ここでは、方法論を改良し、12COと13COラインの両方でアーカイブライン観測が利用できる2つの追加ソース、GMAurとIMLupに拡張します。IMLupの場合、Mdisc=0.1Msunの一貫した円盤質量を得ることができます。これは、円盤と星の質量比が0.1(連続体放出で観測されたらせん構造と一致)であり、ガス/ダスト比が~65(標準的な仮定と一致しています)、回転曲線を抽出するさまざまな方法により、約2倍の体系的な不確実性があります。GMAurの場合、使用する2つの線はわずかに矛盾した回転曲線を示します。これは、発光層の高さの違いだけに起因するものでも、垂直方向の温度成層化に起因するものでもありません。私たちの最適な円盤質量測定値はMdisc=0.26Msunで、これは円盤と星の質量比が~0.35で、ガス/ダスト比が~130であることを意味します...要約
宇宙ウェブ (PAC) 周辺の測光オブジェクトは、分光調査で描写されています。 IV.赤方偏移 $z<0.7$
における恒星とハローの質量関係の進化に対する高精度の制約
| Title |
Photometric_Objects_Around_Cosmic_Webs_(PAC)_Delineated_in_a_Spectroscopic_Survey._IV._High_Precision_Constraints_on_the_Evolution_of_Stellar-Halo_Mass_Relation_at_Redshift_$z<0.7$ |
| Authors |
Kun_Xu_(SJTU),_Y.P._Jing_(SJTU),_Yun_Zheng_(SJTU)_and_Hongyu_Gao_(SJTU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02665 |
論文Iで開発されたフォトメトリックオブジェクトアラウンドコズミックウェブ(PAC)法を利用して、恒星までの分光天体の周りのフォトメトリックオブジェクトの過剰表面密度$\bar{n}_2w_{{\rm{p}}}$を測定します。質量$10^{8.0}M_{\odot}$,$10^{9.2}M_{\odot}$および$10^{9.8}M_{\odot}$赤方偏移範囲$z_s<0.2$,$0.2<z_s<0.4$および$0.5<z_s<0.7$それぞれ、DESILegacyImagingSurveysのデータとSloganDigitalSkySurveyの分光サンプル(つまり、Main、LOWZ、およびCMASSサンプル)を使用。存在量マッチング法を使用してN体シミュレーションで測定された$\bar{n}_2w_{{\rm{p}}}$をモデル化し、3つの赤方偏移範囲の恒星とハローの質量関係(SHMR)をパーセントレベルに制約します。正確なモデル化により、与えられたハロー質量に対する星の質量散乱がほぼ一定であること、およびBehrooziらの経験的形式が、低質量での倍乗則形式よりもSHMRをよりよく説明することを実証します。私たちのSHMRは、$z_s=0.7$以降の大質量銀河の小型化を正確に捉えていますが、小さな銀河が依然としてホストハローよりも速く成長していることも示しています。私たちのモデリングによる銀河の星の質量関数(GSMF)は、論文IIIの{\itmodel-independent}の測定値と完全に一致していますが、現在の研究ではGSMFをはるかに小さい星の質量に拡張しています。GSMFとSHMRに基づいて、LOWZとCMASSサンプルの恒星質量完全性とハロー占有分布を導出します。これは、銀河間レンズ効果や赤方偏移空間歪みなどの宇宙論的測定値を正しく解釈するのに役立ちます。
銀河とその超大質量ブラック ホールの進化経路と、大規模な多波長データセットを介した活動銀河核からのフィードバックの影響のテスト
| Title |
Testing_the_evolutionary_pathways_of_galaxies_and_their_supermassive_black_holes_and_the_impact_of_feedback_from_Active_Galactic_Nuclei_via_large_multiwavelength_datasets |
| Authors |
George_Mountrichas_(1)_and_Francesco_Shankar_(2)_((1)_Instituto_de_Fisica_de_Cantabria,_CSIC-Universidad_de_Cantabria,_(2)_University_of_Southampton) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02669 |
超大質量ブラックホール(SMBH)がどのように成長するか、また、SMBHと銀河の共進化において活動銀河核(AGN)からのフィードバックが果たす役割については、依然として激しい議論が続いています。理論モデルによって提案された共進化をテストするために、X線光度でほぼ3桁にわたる広い赤方偏移範囲にわたって、5639個のX線検出AGNの大きなAGNサンプルをコンパイルします。AGNは、{\it{COSMOS-Legacy}}、Bo$\rm\ddot{o}$tes、XMM-{\it{XXL}}、およびeFEDSフィールドで検出されました。特定の星形成率の推定値を使用して、AGNホスト銀河を星形成（SF）、スターバースト（SB）、および静止（Q）に分割しました。私たちの結果は、SFおよびQと比較してSBシステムでAGNの増加が増加していることを示しています。L$_X$/SFR比は、M$_*$への依存度が低く、固定M$_*$ではQシステムで最も高くなります。後者の傾向は、主にQ状態でのSFRの大幅な低下によって引き起こされます。SB/SFからQまでのSFRで測定された強い変動は、AGNフィードバックを伴う合併モデルで予測されたものを反映しています。ただし、L$_X$で観測された穏やかな変動は、同じモデルとは異なります。また、銀河制御サンプルのSFRの進化を調べたところ、X線AGNの進化と非常によく似ていることがわかりました。これは、AGNが星形成の消光に小さな役割を果たしているか、2つのプロセスの相対的な時間スケールが異なることを示唆しています。
| Title |
Differences_between_the_globular_cluster_systems_of_the_Virgo_and_Fornax_Galaxy_Clusters |
| Authors |
J._Dabringhausen,_M._Fellhauer,_S._Mieske |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02711 |
球状星団系が銀河によって異なることはよく知られています。ここでは、コルモゴロフ-スミノフテストで乙女座銀河団(ACSVCS)と円座銀河団(ACSFCS)の光学調査で球状星団(GC)を比較することにより、これらの違いが銀河団のスケールにどの程度残っているかをテストします。どちらの調査も、ハッブル宇宙望遠鏡に搭載されたAdvancedCameraforSurveys(ACS)で取得され、それぞれ数十の銀河に数千のGCが含まれています。また、チャンドラX線天文台のソースカタログにある100をはるかに超える点ソースが、両方の光学カタログのGCに起因し、低質量X線連星(LMXB)として解釈されました。したがって、光学データとX線データは可能な限り均一になります。主な調査結果は次のとおりです。(1)光度と半光半径の広がりは、ACSFCSよりもACSVCSの方が大きい。(2)F475W通過帯域とF850LP通過帯域の半光半径の比率は、平均してACSVCSの方が小さい。(3)GCの光度を持つLMXBの分布は、両方の調査で異なります。これらの調査結果は重要です。最初の発見は、ACSVCSでのGCの距離の広がりの結果である可能性がありますが、他の発見はGCに内部的な理由があるに違いありません。したがって、GCシステムも銀河団スケールで異なります。
MEGADES: MEGARA Galaxy Discs Evolution Survey。データリリース I: 中央フィールド
| Title |
MEGADES:_MEGARA_Galaxy_Discs_Evolution_Survey._Data_Release_I:_central_fields |
| Authors |
M._Chamorro-Cazorla,_A._Gil_de_Paz,_A._Castillo-Morales,_J._Gallego,_E._Carrasco,_J._Iglesias-P\'aramo,_M._L._Garc\'ia-Vargas,_S._Pascual,_N._Cardiel,_C._Catal\'an-Torrecilla,_J._Zamorano,_P._S\'anchez-Bl\'azquez,_A._P\'erez-Calpena,_P._G\'omez-\'Alvarez_and_J._Jim\'enez-Vicente |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02969 |
10.4mのグランテレスコピオカナリアス(以下、GTC)でのMEGARA機器の開発に関する科学チームの主な関心は、近くの銀河の研究に専念しており、星形成の歴史の研究、化学的および運動学的研究に焦点を当てています。ディスクシステムの特性。このプロジェクトをMEGADES:MEGARAGalaxyDiscsEvolutionSurveyと呼んでいます。MEGADESの最初の目標は、分光光度計と化学進化の両方の観点から、近くの円盤銀河の内部領域の詳細な研究を提供することです。星形成の歴史とこれらの領域の効果的な化学的濃縮。さらに、これらの内部領域の動的解析には、これらの領域に潜在的に存在する銀河風の識別と特徴付けが当然含まれます。後の段階で、この研究をさらにガラクトセントリック距離に拡張します。このプロジェクトの第1段階では、MEGARAIntegralFieldUnitで114時間にわたって観測された合計43個の近くの銀河の中心領域の分析が含まれます。これには、保証時間観測と開放時間観測の両方が含まれます。この論文では、コミュニティが利用できるすべての処理済みデータ製品のセットと、恒星連続体、イオン化および中性ガスの特徴に関するこれらのデータの分析から得られた初期の結果を提供します。
ホット分子コアの調査、G10.47+0.03: 窒素含有複合有機分子のピット
| Title |
Investigating_the_hot_molecular_core,_G10.47+0.03:_A_pit_of_nitrogen-bearing_complex_organic_molecules |
| Authors |
Suman_Kumar_Mondal,_Wasim_Iqbal,_Prasanta_Gorai,_Bratati_Bhat,_Valentine_Wakelam,_and_Ankan_Das |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03066 |
最近の観測では、窒素を含む複雑な有機種が星形成領域に大量に存在することが示されています。したがって、G10.47+0.03などのホット分子コアのN含有種を調査することは、星形成領域の分子の複雑さを理解する上で非常に重要です。また、星形成領域におけるソースの構造的および化学的進化中の多くの段階を決定する化学的および物理的プロセスを調査することもできます。この研究の目的は、ホットコアG10.47+0.03におけるN含有複合有機分子の空間分布と化学進化状態を調査することです。ホット分子コアG10.47+0.03のALMAアーカイブデータを使用しました。抽出されたスペクトルは、LTEを想定して分析されました。さらに、MCMCや回転ダイアグラム法などの堅牢な方法は、温度とカラム密度を制約するために複数の遷移が特定された分子に対して実装されます。最後に、Nautilusガス粒子コードを使用して、高温の分子コア内の窒素化学をシミュレートしました。ソースの0Dおよび1Dシミュレーションを実行し、観測結果と比較しました。窒素含有種(NH2CN、HC3N、HC5N、C2H3CN、C2H5CN、およびH2NCH2CN)のさまざまな遷移と、それらの同位体および異性体のいくつかを報告します。これに加えて、CH3CCHとそのアイソトポローグの1つの同定も報告します。シアン化ビニル、シアン化エチル、シアノアセチレン、およびシアナミドに由来する放出はコンパクトであり、これは天体化学モデリングによって説明できます。私たちの0Dモデルは、特定のN含有分子の化学が、密度やダスト温度などの初期の局所条件に非常に敏感である可能性があることを示しています。私たちの1Dモデルでは、ソースの内殻に向かってHCN、HC3N、HC5Nなどの種の存在量をシミュレートし、観察結果を確認しました。
機械学習による分光観測と多波長観測を使用した、ほこりの多い恒星源のスペクトル識別と分類
| Title |
Spectral_identification_and_classification_of_dusty_stellar_sources_using_spectroscopic_and_multiwavelength_observations_through_machine_learning |
| Authors |
Sepideh_Ghaziasgar,_Amirhossein_Masoudnezhad,_Atefeh_Javadi,_Jacco_Th._van_Loon,_Habib_G._Khosroshahi,_and_Negin_Khosravaninezhad |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03403 |
教師ありおよび教師なしの方法を採用し、主に進化した星である点源を、赤外線空で収集された測光および分光データを使用して分類することで、ほこりの多い恒星源を識別および区別するための機械学習アプローチを提案しました。分光データは通常、特定の赤外線源を識別するために使用されます。ただし、私たちの目標は、多波長データを使用してこれらのソースをどの程度識別できるかを判断することです。その結果、SAGE-SpecSpitzerLegacyおよびSMC-SpecSpitzerInfraredSpectrograph(IRS)スペクトルカタログから派生した大小マゼラン雲からの確認されたソースのスペクトルの堅牢なトレーニングセットを開発しました。その後、さまざまな学習分類器を適用して、若い恒星天体(YSO)、Cリッチ漸近巨星ブランチ(CAGB)、OリッチAGB星(OAGB)、赤色超巨星(RSG)、ポストAGB星からなる恒星サブカテゴリを区別しました。これらのソースの約700カウントを分類しました。私たちがトレーニングした限られた分光データを利用したにもかかわらず、精度とモデルの学習曲線により、一部のモデルで優れた結果が得られたことを強調する必要があります。したがって、サポートベクター分類子(SVC)は、この限られたデータセットの最も正確な分類子です。
天の川を含む渦巻銀河には、かなりのエネルギー密度を持つ大規模な磁場があります。支配的な理論では、これらの磁場は大規模なダイナモに起因すると考えられています。ダイナモ理論の現在の状況を確認し、問題の特定の側面を説明したり、銀河の磁場をグローバルに再現したりするために設計されたさまざまな数値シミュレーションについて説明します。主な結論は次のように要約できます。(i)理想化された直接数値シミュレーションは平均磁場を生成し、その飽和エネルギー密度は磁気レイノルズ数の増加とともに低下する傾向があります。これは、観測された大規模な銀河磁場が、平均磁場ダイナモに完全に由来するものではない可能性があることを意味する可能性があります。現在の数値的な取り組みの多くは、この未解決の問題に集中しています。(ii)小規模なダイナモは銀河の生涯を通じて重要であり、おそらく初期段階で強力なシードフィールドを提供します。(iii)マイクロガウス強度の大規模な銀河磁場は、小規模または中程度の長さスケールのらせん磁場が急速に放出または破壊された場合にのみ説明できます。(iv)銀河周媒質(CGM)は、大小の長さのスケールでダイナモ作用を駆動する上で重要な役割を果たす可能性があります。銀河円盤とCGMの間のこれらの相互作用は、銀河ダイナモを理解する上で重要な側面となる可能性があります。銀河ダイナモの将来の研究は、以前の研究で使用された理想化された境界条件を置き換える手段として、銀河の宇宙史とCGMとの相互作用に焦点を当てることを期待しています。
星形成銀河の宇宙線電離と $\gamma$ 線収支
星形成銀河の宇宙線は、拡散した$\gamma$線放出と、光子が透過するには深すぎる遮蔽ガス中のイオン化の両方の支配的な発生源です。$\gamma$線とイオン化の原因となる宇宙線はエネルギーが異なるが、それらは同じ星形成駆動源によって生成されるため、銀河の星形成率、$\gamma$線の光度、およびイオン化率すべてリンクする必要があります。この論文では、最新の断面積データを使用してこの関係を決定し、星形成率$\dot{M}_*$の銀河内の宇宙線とガス枯渇時間$t_\mathrm{dep}を発見しました。$最大一次イオン化率を生成$\zeta\approx1\times10^{-16}(t_\mathrm{dep}/\mbox{Gyr})^{-1}$s$^{-1}$および最大$\gamma$線光度$L_\gamma\approx4\times10^{39}(\dot{M}_*/\mathrm{M}_\odot\mbox{yr}^{-1})$ergs$^{-1}$0.1-100GeVバンド。これらのバジェットは、天の川分子雲で測定された電離率が、銀河系の平均よりも高くする局所源からの重要な寄与を含んでいること、または天の川のCR駆動の電離が、星形成に直接関連していない源によって強化されていることを意味します。私たちの結果はまた、スターバーストシステムのイオン化率が、天の川のイオン化率と比較して中程度にしか強化されていないことを示唆しています.最後に、我々は$\gamma$線光度の測定を使用して、宇宙線加速の詳細に関する体系的な不確実性がほとんどないスターバースト銀河の銀河イオン化収支に制約を課すことができることを指摘する。
The MeerKAT Galaxy Clusters Legacy Survey: 0.15 < ������ < 0.35
での大規模なクラスターでの星形成
| Title |
The_MeerKAT_Galaxy_Clusters_Legacy_Survey:_star_formation_in_massive_clusters_at_0.15_ |
| Authors |
Kabelo_C._Kesebonye,_Matt_Hilton,_Kenda_Knowles,_William_D._Cotton,_Tracy_E._Clark,_Susan_I._Loubser,_Kavilan_Moodley,_Sinenhlanhla_P._Sikhosana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03492 |
20の大質量星団($M_{200}>4\times10^{14}\,{\rmM}_{\odot}$)における環境の関数として、ダストの偏りのない星形成率(SFR)を調査します。$0.15<z<0.35$最近リリースされたMeerKATGalaxyClusterLegacySurveyカタログの電波光度($L_{\rm1.4GHz}$)を使用。DarkEnergyCameraLegacySurveyの光学データを使用して、photo-$z$sを推定し、クラスターメンバーシップを割り当てます。星形成銀河の割合($f_{\rmSF}$)が$2R_{200}$から完全なクラスターサンプルのクラスター中心まで着実に減少しているのが観察されますが、$f_{\には大きな違いがあることがわかります。rmSF}$ハローとレリック（進行中の合併活動に関連する）の形で大規模な拡張電波放出をホストするクラスターと、非ラジオハロー/レリックをホストするクラスターとの間の勾配。$R_{200}$内の星形成銀河の場合、電波ハローと遺物($0.148\pm0.016$)をホストするクラスターの$f_{\rmSF}$は、非電波よりも$\approx23\%$高い-halo/relicホスティングクラスター($0.120\pm0.011$)。非電波ハロー/レリックホスティングクラスターのクラスター質量で正規化された合計SFRの間に$3\sigma$の差が観察されます($21.5\pm1.9$\,M$_{\odot}$yr$^{-1}$/$10^{14}$M$_{\odot}$)およびラジオハローとレリックを含むクラスター($26.1\pm1.4$\,M$_{\odot}$yr$^{-1}$)/$10^{14}$M$_{\odot}$)。ルックバック時間で2\,Gyrに対応する、赤方偏移スライスにおける明るい赤外線銀河(LIRG)のSFR限界を超えるSFRを持つ銀河の質量正規化総SFRには$\approx4\times$の減少があります。これは、赤外線由来のSFRを使用した以前の研究で見られたクラスターLIRG間の赤方偏移の減少に伴うSF活動の急速な減少と一致しています。
シミュレートされた銀河における形状の非対称性と偏心 - 放射状の整列
| Title |
Shape_asymmetries_and_lopsidedness-radial-alignment_in_simulated_galaxies |
| Authors |
Jinzhi_Shen,_Xufen_Wu,_Yirui_Zheng,_Beibei_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03557 |
銀河は偏っていることが観測されています。これは、銀河が一方向に沿ってより大きく、反対方向よりも伸びていることを意味します。しかし、宇宙論的シミュレーションで生成された銀河は偏りが少なく、観測と矛盾しています。この作業では、TNG50-1シミュレーションによって生成された2148個のシミュレートされた孤立した衛星銀河の偏った形態の統計分析を提供し、ハローセンターからの潮汐場の影響を組み込みます。$3R_h$、$5R_h$、$10R_h$のトランケーション半径内で、衛星の長軸とハロー中心の半径方向との間の放射状アライメント(RA)を調べます。私たちの結果によると、これらすべての切り捨てにはRAがありません。また、$a_-/a_+$で表される主軸の遠側と近側の半軸比も計算します。)ハローセンターに面している(手前側)。$R_h$を星の半質量半径として、$3R_h$と$5R_h$の半径内で衛星を切り捨てた場合、遠い側の半軸が長い衛星の数は、長い半軸を持つ衛星の数とほぼ同じであることがわかります。手前側に半軸。$10R_h$の大きな切り捨て半径内では、軸比$a_-/a_+<1.0$の衛星の数は、$a_-/a_+>1.0$の衛星の数よりも約$10\%$多い。したがって、ハローセンターからの潮汐場は、偏った衛星の生成において小さな役割を果たします。ハロー中心の半径方向に沿った長い半長軸の整列である不均衡半径方向整列(LRA)がさらに研究されています。$\Lambda$CDMニュートン力学のフレームワーク内のサンプルでは、LRAの明確な証拠は見つかりません。対照的に、LRAは、ミルグロミアンダイナミクスの中心ホスト銀河からの外部フィールドによって自然に誘導される可能性があります。（完全な要約については論文を参照）
近くの分子雲における磁場方向への流出のセンサス
| Title |
A_Census_of_Outflow_to_Magnetic_Field_Orientations_in_Nearby_Molecular_Clouds |
| Authors |
Duo_Xu,_Stella_S._R._Offner,_Robert_Gutermuth,_Jonathan_C._Tan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03781 |
近くのへびつかい座、おうし座、ペルセウス座、オリオン座の分子雲における青色および赤方偏移したCO放出を示す200の原始星流出のサンプルを定義し、流出方向と、プランク353GHzによって追跡された局所的ではあるが比較的大規模な磁場方向との相関関係を調査します。ダスト偏光。有意性が高い場合(p~1e-4)、相対的な向きのランダムな分布を除外し、空の流出軸の投影面と磁場の方向との位置合わせが優先されることを発見しました。相対位置角度の分布は、約30度でピークに達し、約50度の広い分散を示します。これらの結果は、磁場が流出の発射および/または伝播方向を調節する際に動的な影響を与えることを示しています。ただし、完全なアライメント方向の周りに大きなばらつきがあることは、測定の不確実性が大きいこと、および/または乱流や強い星の動的相互作用などの他の物理プロセスによって引き起こされる高度な固有の変動があることを意味します。磁場整列への流出は、磁場の秩序の程度に応じて、近くの流出ペアの方向に相関をもたらすと予想されます。この効果を分析すると、0.5pc未満の比較的小さなスケールを除いて、限られた相関関係があることがわかります。さらに、畳み込みニューラルネットワークをトレーニングして、視線に対する流出の傾斜角度を推測し、それを流出サンプルに適用して完全な3D方向を推定します。3D空間での流出ペア間の角度も、小規模なアライメントの証拠を示していることがわかりました。
非普遍的な IMF とバイナリ パラメータの相関関係がコンパクトなバイナリ合併に及ぼす影響
| Title |
Effects_of_a_non-universal_IMF_and_binary_parameter_correlations_on_compact_binary_mergers |
| Authors |
L._M._de_S\'a_(1),_A._Bernardo_(1),_R._R._A._Bachega_(1),_L._S._Rocha_(1_and_2),_J._E._Horvath_(1)_((1)_S\~ao_Paulo,_(2)_Bonn) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02714 |
二項個体群合成は、二項進化モデルのさまざまな選択と、現在の二項コンパクト合併個体群に対する初期パラメータ分布の影響を研究する直接的な方法を提供し、観測された合併率などの経験的特性と比較することができます。このようなコードによって進化するゼロ年齢主系列バイナリのサンプルは、通常、普遍的なIMFと、軌道周期$P$、質量比$q$、離心率$e$の単純で一様な分布から生成されます。しかし最近では、IMFの非普遍性とバイナリパラメータ間の相関関係の存在を示唆する観測証拠が増えています。この研究では、さまざまな赤方偏移でバイナリの代表的な母集団を生成するために、$P$、$q$、および$e$の相関分布とともに、金属量および赤方偏移に依存するIMFを実装します。合併率と全体的な人口特性の変動を調べるために。
恒星質量ブラックホールとタイトな連星の接近遭遇
| Title |
Close_Encounters_of_Tight_Binary_Stars_with_Stellar-mass_Black_Holes |
| Authors |
Taeho_Ryu,_Rosalba_Perna,_Ruediger_Pakmor,_Jing-Ze_Ma,_Rob_Farmer,_Selma_E._de_Mink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02734 |
星団や活動銀河核の円盤など、さまざまな天体物理学の設定で、星とコンパクトな天体の間の強力な動的相互作用が期待されています。ここでは、移動メッシュコード{\smallAREPO}を使用した一連の3D流体力学シミュレーションを介して、質量が$2M_{\odot}$または$20M_{\odot}$と単一の$20M_{\odot}$ブラックホール(BH)、過渡現象の形成とその特性に焦点を当てています。星は、三体の動的相互作用中にBHによって破壊される可能性があり、自然に電磁過渡現象が発生します。最初の連星の半長軸よりも小さい衝突パラメーターとの遭遇は、電磁的特徴がわずか2つの天体を含む通常の潮汐破壊イベントのものとは質的に異なるさまざまな過渡現象につながることがよくあります。これらには、両方の星の同時または連続した完全な分裂と、一方の星の1回の完全な分裂と、他方の星の連続した部分的な分裂が含まれます。一方、衝突パラメータが最初の連星の長半径よりも大きい場合、連星は単に潮汐摂動を受けるか、束縛された単星と束縛されていない単星に解離する(「マイクロヒル」メカニズム)。$10M_{\odot}$星からなる連星の解離は、暴走星の形成と、互いに遠ざかる活動的な孤立したBHを生成する可能性があることを発見しました。また、連星の解離で生成された束縛されていない星の1つは、BHと相互作用する連星を形成するか、相互作用しないハード連星(後で弱い遭遇によって収縮する可能性があります)を形成します。これらは両方とも、周期的な光度変調を伴うBH高質量および低質量X線連星の候補である可能性があります。
短いプラトーを持つタイプ II SN 2020jfo の測光および分光分析
| Title |
Photometric_and_spectroscopic_analysis_of_the_Type_II_SN_2020jfo_with_a_short_plateau |
| Authors |
B._Ailawadhi_(ARIES,_India),_R._Dastidar,_K._Misra,_R._Roy,_D._Hiramatsu,_D._A._Howell,_T._G._Brink,_W._Zheng,_L._Galbany,_M._Shahbandeh,_I._Arcavi,_C._Ashall,_K._A._Bostroem,_J._Burke,_T._Chapman,_Dimple,_A._V._Filippenko,_A._Gangopadhyay,_A._Ghosh,_A._M._Hoffman,_G._Hosseinzadeh,_C._Jennings,_V._K._Jha,_A._Kumar,_E._Karamehmetoglu,_C._McCully,_E._McGinness,_T._E._M\"uller-Bravo,_Y._S._Murakami,_S._B._Pandey,_C._Pellegrino,_L._Piscarreta,_J._Rho,_M._Stritzinger,_J._Sunseri,_S._D._Van_Dyk,_L._Yadav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02823 |
我々は、爆発後$\sim3$から$\sim434$日後のSN~2020jfoの紫外および光学/近赤外バンドにおける高ケイデンスの測光および分光観測を提示します。GTC。SN~2020jfoは水素が豊富なタイプIISNであり、プラトー期間は比較的短い($67.0\pm0.6$日)。類似または短いプラトー長の他のII型超新星(SNe)と比較すると、SN~2020jfoは$V$バンド絶対光度($M_V=-16.90\pm0.34$mag)の弱いピークを示します。SN~2020jfoは、典型的なSNe~IIと同様に、プラトー段階で有意なH$\alpha$吸収を示します。安定した[Ni~II]$\lambda$7378の輝線は、主に低光度SNe~IIで見られ、SN~2020jfoの星雲相スペクトルで非常に顕著です。[Ni~II]$\lambda$7378と[Fe~II]$\lambda$7155の相対強度を使用して、0.08--0.10のNi/Fe生成(存在量)比を導出します。これは$\sim1.5$倍です。太陽の価値。星雲相スペクトルモデリングと半分析モデリングからのSN~2020jfoの前駆体質量は、12～15\,$M_\odot$の範囲に収まります。さらに、半分析的モデリングは、SN~2020jfoの前駆体に大規模なHエンベロープがあることを示唆しており、これは短いプラトーを有するSNe~IIにはありそうもありません。
赤道面上で回転する噴出流出の自己相似解
| Title |
Self-Similar_solution_of_rotating_eruptive_outflows_on_its_equatorial_plane |
| Authors |
Takatoshi_Ko,_Kotaro_Fujisawa_and_Toshikazu_Shigeyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02853 |
回転の効果を含む点源から発せられる遷音速アウトフローの軸対称自己相似解を構築します。ソリューションは、赤道面のみに構築されます。ソリューションの機能は、3つのパラメーターによって決定されます。断熱指数$\gamma$、遷音速点の無次元座標、および遷音速点での無次元方位角速度。漸近挙動に応じて解を5つのグループに分類します。$\gamma=11/9$で自己相似解の挙動が変化することがわかります。さらに、いくつかの解は、二重べき法則の密度プロファイルを示します。これは通常、連星合体または新星のような爆発からの噴出物で見られます。このように、私たちの自己相似解は、中心の回転物体から吹き出す流出だけでなく、連星合体や新星のような爆発から噴出する噴出物にも適用できます。
可能性のあるキロノバ残骸 G4.8+6.2 からの連続重力波の指向探索
G4.8+6.2は、私たちの天の川銀河の西暦1163年の韓国の客星に関連するキロノバ残骸の可能性があると提案されました。史料によると樹齢は約860年。中性子星がG4.8+6.2の中心に残っていた場合、この若い中性子星は強力な連続重力波を放射する可能性があり、現在のLIGO感度で間接的な年齢ベースの上限を超える可能性があります。この作業では、このような連続重力波を周波数帯域$20-1500\mathrm{~Hz}$で検索しました。この検索では、Hanford検出器とLivingston検出器からの2日間のLIGOO3bデータを使用しました。信号は見つかりませんでしたが、重力波ひずみに上限を設定しました。比較のために、さまざまな検索パイプラインで得られた全天検索の最新の結果も示しました。LIGO検出器のアップグレードにより、ブラックホールまたは中性子星がG4.8+6.2内に隠れているかどうかを確認する機会が提供されます。
ピエール・オジェ天文台で測定されたスペクトルと組成データを使用して、足首全体および足首の上にある超高エネルギー宇宙線の発生源を制限する
| Title |
Constraining_the_sources_of_ultra-high-energy_cosmic_rays_across_and_above_the_ankle_with_the_spectrum_and_composition_data_measured_at_the_Pierre_Auger_Observatory |
| Authors |
The_Pierre_Auger_Collaboration:_A._Abdul_Halim,_P._Abreu,_M._Aglietta,_I._Allekotte,_K._Almeida_Cheminant,_A._Almela,_J._Alvarez-Mu\~niz,_J._Ammerman_Yebra,_G.A._Anastasi,_L._Anchordoqui,_B._Andrada,_S._Andringa,_C._Aramo,_P.R._Ara\'ujo_Ferreira,_E._Arnone,_J._C._Arteaga_Vel\'azquez,_H._Asorey,_P._Assis,_G._Avila,_E._Avocone,_A.M._Badescu,_A._Bakalova,_A._Balaceanu,_F._Barbato,_J.A._Bellido,_C._Berat,_M.E._Bertaina,_G._Bhatta,_P.L._Biermann,_V._Binet,_K._Bismark,_T._Bister,_J._Biteau,_J._Blazek,_C._Bleve,_J._Bl\"umer,_M._Boh\'a\v{c}ov\'a,_D._Boncioli,_C._Bonifazi,_L._Bonneau_Arbeletche,_N._Borodai,_J._Brack,_T._Bretz,_P.G._Brichetto_Orchera,_F.L._Briechle,_P._Buchholz,_A._Bueno,_S._Buitink,_M._Buscemi,_M._B\"usken,_A._Bwembya,_K.S._Caballero-Mora,_L._Caccianiga,_I._Caracas,_R._Caruso,_A._Castellina,_et_al._(311_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02857 |
この作業では、PierreAugerコラボレーションによって$6\times10^{17}$eV以上で測定されたエネルギースペクトルと質量組成データの解釈を提示します。我々は、2つの銀河系外源集団を持つ天体物理モデルを使用して、約$5\times10^{18}$eVでの宇宙線フラックスの硬化(いわゆる「足首」特徴)を、これら2つの成分間の遷移としてモデル化した。足首より上のソースがハードスペクトルと低い剛性カットオフを持つ混合組成を放出する場合、データがよく再現されることがわかります。足首より下の成分は、スペクトルが非常にソフトで、陽子と中間質量原子核が混在している必要があります。この中間質量成分の起源は十分に制約されておらず、銀河系または銀河系外のソースに由来する可能性があります。天体物理モデルを制約する私たちの能力を評価する目的で、主な実験的系統的不確実性と、エアシャワーの発達に影響を与える量に関する仮定、および注入された超高気圧の伝播と赤方偏移分布の適合結果への影響について説明します。-エネルギー宇宙線(UHECR)。
最初の 1 時間における GRB 201015A の残光の光学スペクトル形状の進化: ダスト破壊の証拠
| Title |
Evolution_of_the_afterglow_optical_spectral_shape_of_GRB_201015A_in_the_first_hour:_evidence_for_dust_destruction |
| Authors |
Toktarkhan_Komesh,_Bruce_Grossan,_Zhanat_Maksut,_Ernazar_Abdikamalov,_Maxim_Krugov_and_George_F._Smoot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03029 |
ROTSE、TORTORA、PioftheSky、MASTER-netなどの機器は、ガンマ線バーストトリガー後$\thicksim$10秒という早い時期に開始するシングルバンド光束測定を記録しています。光学スペクトル形状の最も初期の測定は、トリガー後1分以内に開始されることはなく、通常は1時間単位で、かなり後になってから行われています。GRB201015AでSwiftBATがトリガーされてからわずか58秒後に、フラックスが急激に上昇してピークに達し、その後、おおよそのべき法則減衰光曲線$\proptot^{-0.81\pm0.03}$が観測されました。フラックスは、Assy-TurgenAstrophysicalObservatory(NUTTelA-TAO)のNazarbayevUniversityTransientTelescopeに取り付けられた独自の機器を使用して、3つの光学フィルターバンドg'、r'、i'で同時に測定されました。初期の残光の同時マルチバンド観測では、赤から青への強い色の変化が示され、(天の川の絶滅の補正後)$+0.72\pm0.14$の光学対数勾配の変化が見られます。この間、X線対数勾配は一定のままでした。この勾配の変化を説明する2成分の噴流構造や、逆方向から前方への衝撃への移行に関する証拠は見つかりませんでした。光学スペクトル勾配の進化の大部分は、ダスト破壊の証拠である絶滅の単調減衰と一致することがわかりました。光学対数勾配がこの期間を通じて一定であり、その値が後期勾配によって与えられると仮定し、さらにSMCのような吸光曲線を仮定すると、ローカル吸光$A_\mathrm{vの変化を導き出します。}^\mathrm{local}$$\thicksim$0.8等から$\thicksim$2500秒で0.3等。この研究は、初期放出段階(十分に早期に観測された場合は、おそらく即発放出)に関する重要な情報が、同時マルチバンド機器による早期観測なしでは見逃されていることを示しています。
相互作用するキロノバ: 活動銀河核の降着円盤における連星合体に対応する長時間持続する電磁気の対応物
| Title |
Interacting_Kilonovae:_Long-lasting_Electromagnetic_Counterparts_to_Binary_Mergers_in_the_Accretion_Disks_of_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Jia_Ren_and_Ken_Chen_and_Yun_Wang_and_Zi-Gao_Dai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03097 |
活動銀河核(AGN)の降着円盤で発生する中性子星-中性子星(NS-NS)または中性子星-ブラックホール(NS-BH)合体噴出物のダイナミクスと電磁(EM)シグネチャを調査します。噴出物と円盤ガスの間の相互作用が、ダイナミクスと放射に重要な影響をもたらすことがわかりました。噴出物のダイナミクスの5つの段階を示します:重力による減速、コースティング、円盤内のセドフテイラー減速、円盤表面からのブレイクアウト後の再加速、および運動量保存除雪段階。一方、噴出物からの放射は非常に明るいため、通常のピーク光度は$10^{43}-10^{44}~\rmerg~s^{-1}$の数倍に達します。放射線エネルギーの大部分は合体噴出物の運動エネルギーから変換されているため、このような爆発現象を相互作用キロノバ(IKN)と呼んでいます。IKNeは、AGNディスクでのNS-NS/BH-NS合併イベントに対する非常に有望で明るいEM対応物であることを強調しておく必要があります。明るいピーク光度と長い上昇時間(つまり、UVバンドで10～20日、光学バンドで30～50日、IRバンドで100日から数百日)により、ほとんどのサーベイ望遠鏡は天体を検出するのに十分な時間を確保できます。IKN.ただし、IKNの光度曲線のピーク輝度、ピーク時間、および進化パターンは、銀河核内の超光度超新星および潮汐破壊イベントに似ているため、それらを区別することは困難です。しかし、記録されたAGNトランジェントにIKNeが存在していた可能性も示唆されています。
量より質: 確率的および連続的な重力波信号のパルサー タイミング アレイ解析の最適化
| Title |
Quality_over_Quantity:_Optimizing_pulsar_timing_array_analysis_for_stochastic_and_continuous_gravitational_wave_signals |
| Authors |
Lorenzo_Speri,_Nataliya_K._Porayko,_Mikel_Falxa,_Siyuan_Chen,_Jonathan_R._Gair,_Alberto_Sesana,_Stephen_R._Taylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03201 |
パルサータイミングアレイ(PTA)を使用した重力波の検索は、ソース固有のノイズ研究を含む、計算コストの高い複雑な分析です。より多くのパルサーがアレイに追加されるにつれて、PTA分析のこの段階はますます困難になります。したがって、含まれるパルサーの数を最適化することは、データ解析の計算負荷を軽減するために重要です。ここでは、PTA分析の範囲内で使用するパルサーをランク付けする一連の方法を紹介します。まず、信号対雑音比の最大化をプロキシとして使用して、パルサーを選択します。この方法では、確率的および連続的な重力波信号の検出をターゲットにしています。次に、空間相関シグネチャ、つまり単極、双極、およびHellings&Downs相関の間のカップリングを最小限に抑えるランキングを提示します。最後に、これら2つの方法を組み合わせる方法についても説明します。頻度論的仮説検定とベイジアン仮説検定を使用して、モックデータに対してこれらのアプローチをテストします。等ノイズパルサーの場合、重力波背景対一般的な無相関のレッドノイズプロセスの仮説検定では、最適な選択により、ランダムな選択よりも2倍急勾配の対数ベイズ係数が増加することがわかりました。同じテストで、現実的なEPTAデータセットの場合、40個から選択された25個のパルサーのサブセットは、合計の$89\%$である対数尤度比を提供できます。これは、最適に選択されたパルサーのサブセットが、配列全体から取得したもの。これらの選択方法は、将来のPTAデータの組み合わせにおいて重要な役割を果たすと期待しています。
FRB 200428 の前のマグネター SGR J1935+2154 からの巨大なグリッチ
| Title |
A_giant_glitch_from_the_magnetar_SGR_J1935+2154_before_FRB_200428 |
| Authors |
Mingyu_Ge,_Yuan-Pei_Yang,_Fangjun_Lu,_Shiqi_Zhou,_Long_Ji,_Shuangnan_Zhang,_Bing_Zhang,_Liang_Zhang,_Pei_Wang,_Kejia_Lee,_Weiwei_Zhu,_Jian_Li,_Xian_Hou,_Qiao-Chu_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03246 |
高速電波バースト(FRB)は、通常、宇宙距離から発生する無線周波数で観測される短いパルスです。FRB200428と銀河マグネターSGRJ1935+2154からのそのX線対応物の発見は、少なくともいくつかのFRBがマグネターによって生成される可能性があることを示唆しています。ただし、マグネターからのX線バーストの大部分は、電波放射とは関係ありません。FRBが生成されるのはまれなケースであるという事実は、FRBの特別なトリガーメカニズムに関する疑問を提起します。ここでは、FRB200428の約$3.1\pm2.5$\,日前に$\Delta\nu=19.8\pm1.4${\rm$\mu$Hz}で発生したSGRJ1935+2154からの巨大なグリッチを報告します。および$\Delta\dot{\nu}=6.3\pm1.1$\,pHs$^{-1}$.対応するスピンダウンパワー変化率$\Delta\dot\nu/\dot\nu$は、検出されたすべてのパルサーグリッチの中で最大のものです。グリッチには、Crabパルサーとマグネター1E2259+586でのみ検出される遅延スピンアッププロセス、スピンダウンレートの大きな永続的なオフセット、および1桁小さい回復成分が含まれます。永続的なもの。グリッチとFRB200428の間の時間的な一致は、2つの間の物理的な接続を示唆しています。内部で引き起こされたマグネターの巨大なグリッチは、FRB生成に有利な方向に磁気圏構造を劇的に変化させた可能性が高く、その後多くのX線バーストを引き起こし、最終的に追加の地殻亀裂とAlfv\'en波の励起と伝播を通じてFRB200428を引き起こしました。
二重縮退合体中の動的降着におけるヘリウムエンベロープの発火に関する一次元数値研究
通常のIa型超新星に対して二重爆発モデルが実行可能であるためには、初期の観測対象物に対するヘリウム燃焼灰の悪影響を回避する必要があります。これには、ヘリウムエンベロープ質量が最大で太陽質量の0.02である必要があります。以前の研究のほとんどは、人工的なホットスポットによる爆発を導入したため、自発的なヘリウム爆発の堅牢性は不明なままです。現在の作業では、理想化された1次元モデルと単純化された7同位体反応ネットワークを適用することにより、二重縮退チャネルのコンテキストでのヘリウムエンベロープの自然発火に関する自己矛盾のない流体力学的研究を行います。原始条件の広い範囲を調査し、爆発の直接開始の可能性が限られていることを示します。特に、自然爆発には太陽質量の0.03以上の一次エンベロープ質量が必要です。代わりに、爆燃としての点火がはるかに可能性が高く、これは、約0.01太陽質量までのより低いエンベロープ質量で実行可能であり、爆燃から爆発への移行(DDT)が実現されると、その後の爆発につながる可能性があります。DDTの可能性をさらに調査し、自然爆発と爆燃発火体制の間のしきい値を正確に導き出すには、高解像度の多次元シミュレーションが必要です。もう1つの興味深い発見は、組成の効果です。以前に示唆されたように、コア材料と混合するとデトネーションが強化されますが、108K以下の低温での12C(アルファ、ガンマ)16O反応の速度が遅くなるため、爆燃の可能性がむしろ狭まります。12C(p,gamma)13O(alpha,p)16Oの触媒反応シーケンス。
巨大なコンパクトソースからの重力波に対するパルサーのタイミング応答
パルサータイミングアレイ(PTA)は、一連の電波パルサーからのパルス到着時間の相互相関を通じて、ナノヘルツ周波数の重力波(GW)を検索しています。PTAは、パルスの周波数シフト式に依存しており、通常、平面GWが想定されています。波面曲率による位相補正が最近議論されています。この論文では、超大質量ブラックホールのバイナリなどのコンパクトなソースからGWの周波数シフト式を導出します。ここでは、地球とパルサーの間のGW振幅と方向の違いが四重極近似で調べられます。新しい式を使用することにより、平面波近似を超える効果が議論され、近くの関連するGWソース候補も言及されます。
| Title |
A_New_Sample_of_Gamma-Ray_Emitting_Jetted_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Luigi_Foschini,_Matthew_L._Lister,_Heinz_Andernach,_Stefano_Ciroi,_Paola_Marziani,_Sonia_Ant\'on,_Marco_Berton,_Elena_Dalla_Bont\`a,_Emilia_J\"arvel\"a,_Maria_J._M._March\~a,_Patrizia_Romano,_Merja_Tornikoski,_Stefano_Vercellone,_Amelia_Vietri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03400 |
フェルミ大面積望遠鏡(LAT)によって作成されたガンマ線点源の4番目のカタログを検討し、噴出活動銀河核(AGN)または特定の分類のない源のみを選択しましたが、対応する低周波のものを選択しました。最終的なリストは、2980のガンマ線点源で構成されています。次に、赤方偏移を測定し、元のLAT分類を確認または変更するために、入手可能なすべての文献と公的に入手可能なデータベースで光学スペクトルを検索しました。ガンマ線を放出するジェットAGNの最終的なリストは、BLLac天体(40%)、フラットスペクトル電波クエーサー(23%)、ずれているAGN(2.8%)、ナローラインセイファート1、セイファート、および低電離で構成されています。核輝線領域の銀河(1.9%)。また、かなりの数のオブジェクトが1つのタイプから別のタイプに変化し、その逆も同様であることがわかりました(変化する外観のAGN、1.1%)。ガンマ線源の約30%は、依然としてあいまいな分類を持っているか、まったく分類されていません。
フレアする 3 つの $\textit{Fermi}$ フラット スペクトル電波クエーサーの複合解析によるアクシオン様粒子の制約
| Title |
Constraints_on_axionlike_particles_from_a_combined_analysis_of_three_flaring_$\textit{Fermi}$_flat-spectrum_radio_quasars |
| Authors |
James_Davies,_Manuel_Meyer_and_Garret_Cotter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03414 |
素粒子物理学の標準モデルを超えた多くの理論は、磁場の存在下で光子と混合するアクシオン様粒子(ALP)の存在を予測しています。ブレーザーのガンマ線観測におけるALP光子混合の影響を検索すると、これまでのところ、ALPパラメーター空間に最も強い制約がいくつか提供されています。以前は、個々のソースのみが分析されていました。$\textit{Fermi}$大面積望遠鏡のデータで、ブレーザージェット自体が主要な混合領域である3つの明るくフレアするフラットスペクトル電波クエーサーの複合解析を実行します。初めて、ジェット内の光子間分散の完全な処理を含め、フィッティングで電界強度を自由のままにすることで、B電界モデルの不確実性を説明します。全体として、ALPの証拠は見つかりませんが、ALPパラメーター$m_a\lesssim200$neVおよび$g_{a\gamma}\gtrsim5\times10^{-12}$GeV$^{-1}を除外できます。$95\%の信頼度。
SRG/eROSITA全天サーベイにおけるAGNと銀河団の角パワースペクトルに基づく宇宙観測の予測
| Title |
Forecasts_for_cosmological_measurements_based_on_the_angular_power_spectra_of_AGN_and_clusters_of_galaxies_in_the_SRG/eROSITA_all-sky_survey |
| Authors |
S.D._Bykov,_M.R._Gilfanov,_R.A._Sunyaev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03455 |
アブストラクト要約。SRG軌道天文台に搭載されたeROSITAX線望遠鏡は、全天調査の過程で、約300万個の活動銀河核(AGN)と、10万個の銀河団と銀河群を検出することが期待されています。赤方偏移情報で補完されたこのようなサンプルは、宇宙の大規模構造(LSS)の研究とその宇宙論的パラメーターの決定への新しい窓を開くでしょう。この作業の目的は、AGNと銀河団のeROSITAサンプルを使用した宇宙論的測定の見通しを評価することです。eROSITAソースの測光赤方偏移測定が利用可能であると仮定し、その品質が予測に与える影響を調査します。オブジェクトの赤方偏移分解角度パワースペクトルを使用します。フィッシャー行列形式を使用し、フラットなLambdaCDM宇宙論を仮定して制約力を予測します。ハローモデルとそのX線光度関数のフレームワークで、AGNとクラスターのLSS関連特性を計算します。測光赤方偏移推定の精度は、壊滅的なエラーの割合よりも宇宙論的測定に大きな影響を与えることがわかりました。測光赤方偏移の品質に関する現実的な仮定の下で、宇宙論的パラメーターの周辺化された誤差は、他の実験から使用された宇宙論的事前分布に応じて1～10%の精度を達成します。個々に考慮されたAGNと銀河団の角度パワースペクトルにおけるBAO検出の統計的有意性は、5～6シグマに達します。私たちの結果は、現在利用可能な測光赤方偏移推定と組み合わせて使用されるAGNおよび銀河団のeROSITAサンプルが、専用の光学LSS調査と同等の宇宙論的制約を提供することを示しています。
ブレイザーは、周波数が20桁を超え、電波範囲で100MHz領域まで、数十TeVのVHEまでのスペクトルを持つ、非常に広帯域の宇宙ソースです。高エネルギーでのスペクトルエネルギー分布のモデル化では、現在、レプトンとレプトハドロンの2つの主要なモデルクラスが考慮されています。どちらも、BLLac天体(BLLacs)とフラットスペクトル電波クエーサー(FSRQ)。しかし、それらは両方とも困難に直面しています。特に、優れたマルチスペクトルおよび時間範囲で監視されたフレア現象を再現すること、または基本的な説明に挑戦する極端なソースを再現することです。このような状況は、特定のシナリオの多様性をもたらし、情報源の一般的な文脈との関係におけるその位置付けは、一般的に明確に固定されていません。動作中の主要な粒子加速メカニズムの特定と、TeV放出ゾーンの位置のより良い理解により、モデル間の縮退を打破することが可能になります。ブレーザーとAGNの一般的な参照シナリオを詳しく説明するという観点から、マルチ波長とマルチメッセンジャーの研究もこの点で役立つはずです。
| Title |
Primordial_Black_Holes_having_Gravitomagnetic_Monopole |
| Authors |
Chandrachur_Chakraborty_(MCNS-MAHE,_India),_Sudip_Bhattacharyya_(TIFR,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03610 |
原始ブラックホール(PBH)は、通常の物質または通常の質量($M$)のみでできていると考えられているため、最初の通常の質量が$\lesssim5\timesである場合、ホーキング放射によって既に崩壊している可能性があります。10^{11}$kg。ここでは、PBHの蒸発に対する重力磁気単極子の役割を研究し、より低いエネルギーのPBH(通常の質量$M<<5\times10^{11}$kgに相当)が現在の宇宙にまだ存在する可能性があることを提案します。それが重力磁気単極子を持っている場合。PBHが最初に通常の物質と重力磁気単極子の両方でできていた場合、通常の物質はホーキング放射によって崩壊する可能性があります。残余の重力磁気単極子は完全に崩壊するわけではなく、疑似「質量エネルギー」の形でPBHとしてまだ見つかる可能性があります。$M\gtrsim5\times10^{11}$kgのPBHが検出された場合、それが重力磁気単極子を持っているかどうかを判断できない可能性があります。しかし、将来的に比較的低いエネルギー($2.176\times10^{-8}$kg$<M\lesssim5\times10^{11}$kgに相当)PBHのもっともらしい検出は、重力磁気単極子の存在を意味する可能性があります。通常の質量を含む場合と含まない場合があるPBH。
| Title |
Counting_States:_A_Combinatorial_Analysis_of_SQM_Fragmentation |
| Authors |
A._Bernardo,_L._Paulucci,_L._M._de_S\'a_and_J._E._Horvath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03687 |
ストレンジクォーク物質(SQM)仮説は、極端な圧力と密度の条件では、\textit{down}クォークの半分がストレンジクォークになる物質の新しい基底状態が発生すると述べています。もし本当なら、少なくとも中性子星の核はSQMでできているということになります。この仮説では、これらの天体のうちの2つが合体したときに、SQMが星間媒体に放出されると考えられます。$10^{-2}M\odot$のSQMがこの方法で解放されると推定されます。この物質は一連のプロセスを経て、放出されたSQMの一部が\textit{r-process}によって重い核になります。この作業では、断片化された物質の\textit{quark配置}を追跡するという目新しさで、SQMの断片化を特徴付けることに関心があります。これは、各フラグメントのエネルギーを\textit{constituentquarks}、つまりクォークとフラグメントの運動量間のクーロン相互作用の合計として推定する方法論を開発することによって達成されます。断片化出力の決定は、その後の核合成を完全に特徴付けるために重要です。
ブザールからの高エネルギー放射に対する光学的に厚い、非局所的、不均一な静止ジェット モデル: Mrk 421 への適用
| Title |
Optically_thick,_nonlocal,_inhomogeneous,_stationary_jet_model_for_high-energy_radiation_from_blazars:_Application_to_Mrk_421 |
| Authors |
Piotr_Banasinski_and_Wlodek_Bednarek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03762 |
超大質量ブラックホール(SMBH)のすぐ近く、相対論的ジェットの基部に近い、電波の強い活動銀河核内の非常に高エネルギーのガンマ線が生成されるという観測証拠が増えています。一部のブレーザーの場合、ジェット軸と観測者の視線の間の角度は、ジェットの角度範囲よりも小さくなります。したがって、SMBHの近くで生成されるガンマ線は、観測者に到達する前に、拡張ジェットの非熱放射で伝播する必要があります。このガンマ線放射は、拡張ジェット放射に強く吸収される可能性があり、主にシンクロトロンプロセスによってエネルギーを失う第2世代の電子-陽電子ペアを生成します。この高度な不均一なジェットモデルは、ジェットとSMBHの妥当なパラメーターに対して非フレア状態のBLLac天体Mrk421の多波長スペクトルを説明できることを示します。さらに、ジェット放射内のSMBHの近くで生成されたガンマ線の吸収の結果として現れる二次電子陽電子対からのシンクロトロン放出は、から観察された凹型硬X線放出と一致すると主張します。Mrk421.
バイナリ ブラック ホール イベントからの重力波におけるマイクロレンズ シグネチャの検索
最近の調査(Kimetal.2022)では、最初と2番目の重力波過渡カタログの連星ブラックホールイベントのスペクトログラムから、重力波のマイクロレンズ効果の特徴を探しました。検索のために、深層学習ベースの方法を実装し(Kimetal.2021)、46個のイベントのうち1個のイベント、GW190707093326がレンズクラスに分類されることを突き止めました。ただし、このイベントのp値を推定すると、p値の不確実性には、イベントがレンズ化されていない可能性がまだ含まれていることがわかりました。したがって、評価されたバイナリブラックホールイベントからのビートパターンの重要な証拠は検索から見つからなかったと結論付けました。結果の研究のために、マイクロレンズ重力波と歳差運動ブラックホール連星からの信号との識別可能性について議論します。
天体素粒子物理学における電波検出器の校正源としての 30-408 MHz 銀河放射の不確実性
| Title |
Uncertainties_of_the_30-408_MHz_Galactic_emission_as_a_calibration_source_for_radio_detectors_in_astroparticle_physics |
| Authors |
M._B\"usken,_T._Fodran,_T._Huege |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03086 |
環境。無線アンテナのアレイは、地球の大気中の高エネルギー宇宙線によって引き起こされる大規模な空気シャワーの観測により、天体素粒子物理学で成功することが証明されています。一次粒子のエネルギーのエネルギー規模を正確に決定するには、無線アンテナの絶対較正が必要であり、近年では、銀河系放射を参照源として利用することが潜在的な標準として浮上しています。ねらい。「銀河キャリブレーション」を適用するには、空モデルからの銀河放射の予測に関する体系的な不確実性の適切な推定が必要です。これは、選択された無線アレイの特定のケースだけでなく、グローバルレベルでも決定することを目的としています。さらに、銀河のキャリブレーションに対する静かな太陽の影響を定量化することを目指しています。メソッド。30～408MHzの周波数範囲で全天銀河放射を予測する4つの異なる天空モデルを見て、それらを比較します。私たちは、彼らが依存しているリファレンスマップの目録を作成し、モデルの出力を使用して、彼らの世界的な合意レベルを判断します。次に、選択した無線アレイの空の露出と周波数帯域を考慮して、それぞれについて比較を繰り返します。最後に、最近の測定から得られた明るさのデータを使って太陽を空に投影することで、静かな状態の太陽の相対的な影響を調べます。結果。銀河系の放出から予測されるパワーには12%の体系的な不確実性があり、これは宇宙粒子のエネルギーの決定に関する不確実性として、その値の約半分になります。選択した無線アレイを見ると、予測電力の不確実性は10%から19%の間で変動します。静かな太陽の影響は、最も低い周波数では重要ではないことが判明しましたが、400MHz付近で約20%の相対的な寄与まで増加します。
ネストされたサンプリング統計エラー
ネストサンプリング(NS)は、ベイジアン計算の一般的なアルゴリズムです。NSの統計誤差を分析的および数値的に調査します。2つの分析結果を示します。まず、情報理論を使用したスキリングの表現の主要な用語が、モーメントの分析からのキートンの表現の主要な用語と一致することを示します。このおおよその一致は、以前は数値的にしか知られておらず、やや不可解でした。第二に、単一のNS実行の不確実性は、繰り返し実行されるNSの標準偏差とほぼ等しいことを示します。直感的ですが、これは以前は当然のことと考えられていました。最後に、NSの不確実性が際限なく増加する場合を含む、いくつかの数値例で結果とその仮定を調査します。
シミュレーションベースの推論における大きなエラーと欠損データに対処するためのモンテカルロ法
| Title |
Monte_Carlo_Techniques_for_Addressing_Large_Errors_and_Missing_Data_in_Simulation-based_Inference |
| Authors |
Bingjie_Wang,_Joel_Leja,_Ashley_Villar,_Joshua_S._Speagle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03747 |
今後の天文学的調査では、宇宙時間にわたって数十億の銀河が観察され、銀河集合の多くの経路を信じられないほど高い解像度でマッピングするユニークな機会が提供されます。しかし、膨大な量のデータはすぐに計算上の課題をもたらします:銀河の光からパラメータを推測するための現在のツールは、フィットごとに$\gtrsim10$時間かかります。これは法外に高価です。シミュレーションベースの推論(SBI)は有望なソリューションです。ただし、観測されたデータと同じ特性を持つシミュレートされたデータが必要ですが、実際の天文調査は多くの場合非常に不均一であり、観測が欠落しており、空と望遠鏡の条件によって決定される可変の不確実性があります。ここでは、標準のSBIツールを使用して、分布外の測定誤差と欠損データを処理するためのモンテカルロ法を紹介します。分布外の測定誤差は、標準のSBI評価を使用して概算できること、およびトレーニングセット内の近くのデータ実現に対してSBI評価を使用するよりも欠落しているデータを無視できることを示します。これらの手法は、オブジェクトごとに$\sim1$秒から$\sim1.5$分に推論プロセスを遅くしますが、これは標準的なアプローチよりも大幅に高速であり、SBIの適用性も劇的に拡大します。この拡張された体制は、天文調査への将来の応用に幅広い意味を持ちます。
コアが崩壊した球状星団NGC 6256で青いはぐれ星の二重配列を発見
| Title |
Discovery_of_a_double_sequence_of_blue_straggler_stars_in_the_core-collapsed_globular_cluster_NGC_6256 |
| Authors |
Mario_Cadelano,_Francesco_R._Ferraro,_Emanuele_Dalessandro,_Barbara_Lanzoni,_Cristina_Pallanca_and_Sara_Saracino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02671 |
ハッブル宇宙望遠鏡で取得した高解像度の光学画像と近赤外広視野データを組み合わせて、銀河の球状星団NGC6256内の星の密度プロファイルと青色はぐれ星(BSS)の集団を調査しました。内部の動的進化の現在の段階を調査すること。内側の星の密度プロファイルは、Kingモデルから大幅に逸脱している一方で、べき法則勾配alpha=-0.89の急峻なカスプによってよく再現されていることがわかりました。したがって、クラスターが現在コア崩壊後(PCC)段階にあることを意味します。.これは、A+パラメータで測定されたBSS人口の非常に高い分離レベルによっても確認されます。また、他の3つのPCCクラスターで既に観察されているように、カラーマグニチュードダイアグラムにおけるBSSの分布は、コリメートされた青色のシーケンスと赤色のよりまばらな成分によって特徴付けられることもわかりました。適切な衝突モデルとの比較は、コリメートされた青いシーケンスに沿って横たわるBSSの大部分が、システムの衝突率を非常に高めたイベントによって発生した異なる質量を持つ同時代の（1Gyr-old）星の世代と一致することを示しています。(つまり、コアの崩壊)。この研究は、BSSの分離レベルが、動的進化の非常に進んだ段階にある星団の強力な動的診断であることを確認しています。さらに、コア崩壊とその後の動的進化段階のトレーサーとして、色等級図でBSSの形態を使用する可能性を推進します。
クールな主系列星の小型ダイナモ。 Ⅱ．金属性の効果
| Title |
Small-scale_dynamo_in_cool_main_sequence_stars._II._The_effect_of_metallicity |
| Authors |
V._Witzke_and_H._B._Duehnen_and_A._I._Shapiro_and_D._Przybylski_and_T._S._Bhatia_and_R._Cameron_and_S._K._Solanki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02722 |
太陽を含むすべてのクールな主系列星は、磁場を持っていると考えられています。太陽の観測により、静かな地域でも小規模な乱流磁場が存在することが明らかになりました。シミュレーションはさらに、そのような磁場が地下と光球の構造に影響を与え、したがって放射伝達と発生フラックスに影響を与えることを示しました。他の星の小規模な乱流磁場は直接観測できないため、表層近くの層への影響を数値的に調べることが不可欠です。最近まで、小規模な乱流磁場の影響を捉えた包括的な3次元シミュレーションは、太陽の場合にしか存在しませんでした。SSDシミュレーションを他の星に拡張する一連の調査が開始されました。ここでは、太陽の有効温度が異なる金属量の星の小規模な乱流磁場を調べることを目指しています。$\rmM/H=\{-1.0,0.0,0.5\}$小規模ダイナモの有無にかかわらず。小規模な乱流ダイナモによって強化された小規模な乱流磁場は、地下ダイナミクスに著しく影響を与え、光球の流速を大幅に変化させることがわかりました。さらに、低金属量の対流ゾーンには、非常に強い磁場強度が存在します。一方、光学面では、平均垂直磁場の範囲は、M/H=0.5の場合の64Gから、M/H=-1.0の場合の85Gです。
透過スペクトルの汚染を計算するために、白斑の 1D 放射平衡モデルを使用できますか?
| Title |
Can_1D_radiative_equilibrium_models_of_faculae_be_used_for_calculating_contamination_of_transmission_spectra? |
| Authors |
Veronika_Witzke_and_Alexander_I._Shapiro_and_Nadiia_M._Kostogryz_and_Robert_Cameron_and_Benjamin_V._Rackham_and_Sara_Seager_and_Sami_K._Solanki_and_Yvonne_C._Unruh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02860 |
透過分光法による惑星大気の信頼性の高い特性評価には、恒星の磁気特性の現実的なモデル化が必要です。これは、系外惑星の大気に起因する特性が主星の磁気活動に由来する可能性があるためです。透過スペクトルを分析するための現在の検索アルゴリズムは、1D放射対流モデルからの磁気特性の強度コントラストに依存しています。ただし、磁気機能、特に白斑は、このような単純化されたモデルでは完全にはキャプチャされません。ここでは、G2V星を例として、そのような1Dモデルが3D黄斑コントラストをどの程度再現できるかを調べます。十分に確立された放射磁気流体力学コードMURaMを使用して、局所的な小規模ダイナモを抱える磁気対流と光球の3次元シミュレーションを取得します。静かな太陽領域を説明するために、追加の垂直磁場を使用しないシミュレーションが行われますが、最初に100G、200G、および300Gの垂直磁場を使用したシミュレーションを使用して、さまざまな磁気活動レベルを表します。その後、MURaMキューブから出現するスペクトルは、MPS-ATLAS放射伝達コードを使用して計算されます。1D放射対流モデルからの眼球コントラストの波長依存性は、3Dモデリングから得られた眼球コントラストを再現できないことがわかりました。これは、透過分光法を使用した太陽系外惑星の特性評価に大きな影響を与えます。惑星の大気特性の偏りのない推論には、ホスト星の正確な知識が不可欠です。
太陽慣性波のスペクトルソルバー
コリオリの力によって主に駆動される慣性波は、太陽のダイナミクスで重要な役割を果たしている可能性が高く、さらに、太陽の地下への窓を提供します。後者は、音響波日震学の従来の手法ではアクセスできない特性を推測することを可能にします。したがって、これらの通常モードの完全な特徴付けは、太陽の地下ダイナミクスの調査を可能にする上で有望です。この作業では、太陽の慣性波のスペクトルをモデル化するスペクトル固有値ソルバーを開発します。太陽対流帯を非弾性媒体としてモデル化し、運動量とエネルギー方程式の正規モードを解きます。ソルバーが、観測されたモードの周波数と線幅を、扇形ロスビーモードだけでなく、最近観測された高周波慣性モードでも再現できることを示します。さらに、スペクトルソルバーは、太陽の慣性モードをモデル化する数値的手法に役立つと考えています。
最適な黒点数系列の反復構築
| Title |
Iterative_construction_of_the_optimal_sunspot_number_series |
| Authors |
Michal_\v{S}vanda_(1_and_2),_Martina_Pavelkov\'a_(1),_Ji\v{r}\'i_Dvo\v{r}\'ak_(3),_Bo\v{z}ena_Solarov\'a_(1),_((1)_Astronomical_Institute,_Academy_of_Sciences_of_the_Czech_Republic,_Ondrejov,_Czech_Republic,_(2)_Astronomical_Institute,_Charles_University,_Prague,_Czech_Republic,_(3)_Department_of_Probability_and_Mathematical_Statistics,_Faculty_of_Mathematics_and_Physics,_Charles_University,_Prague,_Czech_Republic) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03332 |
太陽黒点の相対数は、太陽活動のレベルを説明する最も長い証拠を表しています。そのため、その使用は太陽物理学を超えています。気候研究に向けて。単一の代表的なシリーズの構築は、多くのオブザーバーの観察の組み合わせを含むデリケートな作業です。多くのオブザーバーによって得られたシリーズを最適に組み合わせることにより、仮想安定オブザーバーの相対的な黒点数のターゲットシリーズを構築できる新しい反復アルゴリズムを提案します。私たちの方法論が、黒点数とグループ数の両方の最近の再構成に匹敵する結果を提供することを示しています。さらに、この方法論は、観測条件の徐々に変化や観測者の視覚のゆっくりした変化など、観測者の時系列の太陽以外の変化の可能性を考慮しています。また、再構築の不確実性も提供します。この方法論を\v{C}ESLOPOLネットワークによる観測の限られたサンプルに適用し、その特性と制限について説明します。
高解像度分光天空サーベイからの大気パラメータの比較分析: APOGEE、GALAH、Gaia-ESO
| Title |
Comparative_analysis_of_atmospheric_parameters_from_high-resolution_spectroscopic_sky_surveys:_APOGEE,_GALAH,_Gaia-ESO |
| Authors |
Viola_Heged\H{u}s,_Szabolcs_M\'esz\'aros,_Paula_Jofr\'e,_Guy_S._Stringfellow,_Diane_Feuillet,_Domingo_An\'ibal_Garc\'ia-Hern\'andez,_Christian_Nitschelm,_Olga_Zamora |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03416 |
SDSS-IVAPOGEE-2、GALAH、およびGaia-ESOは、天の川の何十万もの星の基本的な星の大気パラメーターと複数の元素存在比を提供する、高解像度の地上ベースの多天体分光調査です。これらの調査の最新のデータリリースを比較して、存在量を絶対スケールで配置することにより、派生パラメーターの精度と精度を調査します。主なパラメータの関数としてのパラメータと存在量の違いの相関関係について説明します。亜種を発見することは、将来の空調査の継続的な取り組みの基礎となります。APOGEE-GALAH、APOGEE-GES、およびGALAH-GES重複カタログから高品質のサンプルが収集されます。調査間の平均バリアントを調査し、線形傾向も調査します。相関の傾きと平均差を報告された不確実性と比較します。vrad、Teff、logg、[M/H]、およびvmicroの平均と分散、および組み合わせたカタログの元素存在量の多数の種は、一般に調査間に良好な一致があることを示しています。3つの調査を比較すると、1.3km/sから4.4km/sの範囲の大きな半径速度のばらつきが見られます。弱い傾向が見られます。APOGEE-GES星の$\Delta$Teff対$\Delta$loggでの相関、およびAPOGEE-GALAH共通サンプルのvmicro-$\Delta$vmicro平面での明確な相関。[$\alpha$/H]、[Ti/H](APOGEE-GALAH巨星)および[Al/H](APOGEE-GALAH矮星)については、主な大気パラメーターの違いの関数として、潜在的な強い相関関係が発見されています。そして、他の要素の弱い傾向を見つけます。一般に、3つの調査は、それぞれの不確実性の範囲内でよく一致しています。ただし、強力なバリアントが存在する特定のレジームがあり、それについて説明します。絶対存在量スケールには、まだ0.1dexより大きいオフセットがあります。
数値シミュレーションによるクールスター環境の定量化
| Title |
Quantification_of_the_environment_of_cool_stars_using_numerical_simulations |
| Authors |
J.J._Chebly,_J._D._Alvarado-G\'omez_and_K._Poppenhaeger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03432 |
星は、重力、放射、および磁場を通じて惑星と相互作用します。磁気活動は時間とともに減少し、関連する高エネルギー(コロナXUV放射、フレアなど)が減少しますが、恒星風は、システムの進化全体を通じて持続します。それらの累積効果は、星と可能性のある周回系外惑星の両方にとって支配的であり、このようにして予想される居住条件に影響を与えます。しかし、低質量主系列星での恒星風の観測は限られているため、モデルを経路として使用して、これらの風がどのように見え、どのように振る舞うかを調査する動機となっています。ここでは、クールな星(スペクトルタイプFからM)の3D最先端の星風モデルのグリッドからの結果を提示します。結果として生じる磁化された風の特性(質量と角運動量の損失、終末速度、風のトポロジー)に対するさまざまな星の特性(質量、半径、回転、磁場)が果たす役割を調査し、パラメーター間の最も重要な依存関係を分離します。関与。これらの結果は、恒星風の観測制約の欠如を補完するスケーリングの法則を確立するために使用されます。
AstroSat が観測した AT Microscopii の X 線と紫外線フレア
| Title |
X-Ray_and_Ultraviolet_Flares_on_AT_Microscopii_Observed_by_AstroSat |
| Authors |
Alexey_A._Kuznetsov,_Ruslan_R._Karakotov,_Kalugodu_Chandrashekhar,_Dipankar_Banerjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03454 |
軌道天文台AstroSatで得られた活動的なM矮星連星ATMic(dM4.5e+dM4.5e)の観測結果を提示します。20ksの観測中に、遠紫外線($130-180$nm)と軟X線($0.3-7$keV)のスペクトル範囲で、連星の異なる成分で静止放射と少なくとも5つのフレアの両方を検出しました。X線フレアは通常、Neupert効果と一致して、対応する紫外線に比べて($5-6$分)長く、遅れていました。X線スペクトルフィットを使用して、放射プラズマのパラメーターを推定しました。結果は、$\sim7-15$MKの範囲の平均温度と$\sim(2.9-4.5)\times10^{52}$$の範囲の平均温度を持つ高温マルチサーマルコロナの存在を示しています。\textrm{cm}^{-3}$;フレア中に温度と排出量の両方が増加しました。ATMicのコロナにおける重元素の推定存在量は、太陽よりもかなり低い(太陽光球値の$\sim0.18-0.34$)。彩層蒸発により、フレア中にコロナの存在量が増加しました。検出されたフレアのエネルギーは$\sim10^{31}-10^{32}$erg;エネルギーと持続時間の関係は、典型的な太陽フレアよりも強い磁場の存在を示しています。
TESS は、水素欠乏バイナリのセカンダリをアンクロークします
$\upsilon$Sgrは、既知の4つの水素欠乏バイナリ(HdB)システムのプロトタイプです。これらは、水素欠乏のA型一次星、可変水素輝線、および上部主系列星であると推定される通常は見えない二次星によって特徴付けられます。軌道周期は数十日から360日までの範囲です。4つすべてのHdBのTESS観測は、0.5～0.9dの範囲で明確に定義された周期を持つフラックスの変動を示しています。表面の非対称性または低次の非ラジアル振動。観測されたローテーション期間は、$\upsilon$Sgrセカンダリの最近の分析を裏付けています。観測は、4つのシステムすべてで二次を直接垣間見ることができ、一次がどのように取り除かれ、低質量の水素残骸になったかを説明するのに役立つはずです。
Gaia DR3 の超低温矮星
| Title |
Ultracool_dwarfs_in_Gaia_DR3 |
| Authors |
L.M._Sarro,_A._Berihuete,_R.L._Smart,_C._Reyl\'e,_D._Barrado,_M._Garc\'ia-Torres,_W.J._Cooper,_H.R.A._Jones,_F._Marocco,_O.L._Creevey,_R._Sordo,_C.A.L._Bailer-Jones,_P._Montegriffo,_R._Carballo,_R._Andrae,_M._Fouesneau,_A.C._Lanzafame,_F._Pailler,_F._Th\'evenin,_A._Lobel,_L._Delchambre,_A.J._Korn,_A._Recio-Blanco,_M.S._Schultheis,_F._De_Angeli,_N._Brouillet,_L._Casamiquela,_G._Contursi,_P._de_Laverny,_P._Garc\'ia-Lario,_G._Kordopatis,_Y._Lebreton,_E._Livanou,_A._Lorca,_P.A._Palicio,_I._Slezak-Oreshina,_C._Soubiran,_A._Ulla,_and_H._Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03641 |
ねらい。この作業では、超低温矮星候補のGaiaDR3セットを使用し、Gaia分光測光法を追加の測光法で補完して、その全体的な特性を特徴付けます。これには、距離の推定、ガイア色絶対等級図でのそれらの軌跡、およびメインシーケンスのかすかな端での(選択によってバイアスされた)光度関数が含まれます。GaiaRPスペクトルの全体的な変化をスペクトルタイプの関数として調べます。連星系のUCDを研究し、近くの若い協会の低質量メンバー、星形成領域と星団を特定し、それらの変動特性を分析します。結果。57の若い、運動学的に均質なグループを検出しました。そのいくつかは、よく知られている星形成領域、関連、および異なる年齢のクラスターとして識別されます。UCDを持つ880連星系の主な構成要素は、主に天の川銀河の薄いディスクコンポーネントと厚いディスクコンポーネントに属していることがわかります。Gaiaアーカイブの変動テーブルを使用して1109個の可変UCDを特定し、そのうち728個はHMACによって定義された星形成領域に属しています。極端に明るいまたはかすかな外れ値を持つ変数UCDの2つのグループを定義します。結論。ガイアアーカイブでUCDとして特定された一連の情報源には、焦点を絞った追跡調査と観察が必要な豊富な情報が含まれています。それは、主系列のかすかな終わりと恒星/亜恒星遷移の性質についての理解を深めるのに役立ちます。
熱ファーリー・ビューンマン不安定性による太陽彩層乱流と加熱の多流体シミュレーション
| Title |
Multi-fluid_Simulation_of_Solar_Chromospheric_Turbulence_and_Heating_Due_to_the_Thermal_Farley-Buneman_Instability |
| Authors |
Samuel_Evans,_Meers_Oppenheim,_Juan_Mart\'inez-Sykora,_Yakov_Dimant,_Richard_Xiao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03644 |
モデルは、複数の電離種と中性種の間の相互作用が正確なMHD表現を妨げる、太陽の大気の最も冷たい部分の観測を再現できません。この論文では、メートルスケールの静電プラズマ不安定性がこれらの領域で発生し、加熱を引き起こすと主張しています。この不安定性を、熱ファーリー・ビューンマン不安定性、またはTFBIと呼びます。2.5D放射MHDBifrostシミュレーションのパラメーターを使用して、TFBIが彩層のより冷たい領域の多くで発達することを示します。この論文はまた、TFBIの最初の多流体シミュレーションを提示し、線形領域での理論との密接な一致を実証することにより、この新しい結果を検証します。シミュレーションは最終的に乱流を発生させ、結果として生じる波動による加熱、プラズマ輸送、およびランダムな動きを特徴付けます。これらの結果はすべて、TFBIの効果が太陽観測と放射MHDモデルとの間の不一致に寄与していると主張しています。
活動領域 NOAA 10930 の 2006 年 12 月 13 日のコロナ質量放出の改良された MHD シミュレーション
| Title |
An_improved_MHD_simulation_of_the_2006_December_13_coronal_mass_ejection_of_active_region_NOAA_10930 |
| Authors |
Yuhong_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03736 |
2006年12月13日のコロナ質量放出(CME)の磁気流体力学(MHD)シミュレーションを、新興デルタ黒点活動領域10930で提示し、Fan(2016)による以前のシミュレーションを次のように改善します。(1)初期状態として静的ポテンシャル磁場外挿を使用する代わりに、周囲の太陽風を組み込む。(2)ねじれたフラックスロープの出現を強制することに加えて、乱流対流の効果を表すランダムな電場を下の境界に課します。これは力線編組を駆動し、コロナに抵抗加熱と粘性加熱を生成します。磁場トポロジーに依存するこの加熱を含めることで、シミュレートされたコロナルによって生成される、ひので衛星のX線望遠鏡(XRT)によって観測される合成軟X線画像をモデル化することができます。磁場。ねじれた磁気フラックスロープの蓄積を伴うシミュレートされた噴火前の磁場は、活動期の周囲のコロナループの両方について、ひので/XRTによって観測されたものと定性的に類似した形態を示す合成軟X線放射を生成することがわかりました。領域と中央の逆S字型の「シグモイド」は、噴火の開始直前に鋭くなります。合成後のフレアループの増光も、噴火の衝撃的な段階でのHinode/XRT画像に見られるものと同様の形態を示しています。フラックスロープの噴出の運動学は、活動領域に隣接する開放磁場と高速太陽風の流れによって大きく影響を受けることがわかりました。
トポロジカルな考察からの宇宙加速 II: ファイバー束
| Title |
Cosmic_acceleration_from_topological_considerations_II:_Fiber_bundles |
| Authors |
Maribel_Hern\'andez_M\'arquez,_Tonatiuh_Matos_Chassin,_Petra_Wiederhold |
| URL |
https://arxiv.org/abs/1901.03354 |
この作業では、観測された時空の加速を説明するための代替の位相モデルを研究し、この加速が宇宙のトポロジの結果である可能性があるかどうかという質問に答えます。そのために、宇宙全体が、時空を表す4次元の基本空間で構成され、主要な繊維束を形成する繊維が与えられていることを提案します。この仮説を均一で等方性の4次元時空について分析し、基底空間への繊維の影響は、繊維のグループに応じて時空が振動的にも加速することを示し、動作に似ています。最近の観測によると宇宙の。宇宙の加速挙動は、エキゾチックな種類の物質ではなく、トポロジー全体に起因する可能性があると結論付けています。
可変張力を伴うブレーン宇宙論
私たちはブレーンワールドモデルを研究し、そのようなモデルが物質相関アプローチを通じて自己相似解を認めないことを実証します。可変ブレーン張力$\lambda,$の仮説を導入することにより、5Dの基本定数が定数であるという仮定の下で、最も単純なケース(対称埋め込み)で新しい有効場方程式(EFE)の概要を説明します。この場合、スケール変換の下でEFEが不変になるために、各物理量が取り得る正確な形式を見つけます。このような仮定を考慮すると、4Dでは重力定数$\kappa^{2}\thicksim\lambda$が、宇宙定数$\Lambda\thicksim\lambda^{2}$が常に減少していることがわかります。これらの結果は非常に一般的であり、同種の自己相似メトリックに対して有効です。それにもかかわらず、スケール対称性の下でのEFEの研究は、$\rho\thicksim\lambda$(関数関係として)を示唆しています。これにより、$\kappa^{2}$を大きくすることができますが、この場合、5Dの基本定数も同様に変化する必要があります。そのような可能性を可能にするおもちゃのモデルを概説します。
宇宙論的ゲージ場(CGF)は、急速に振動するSU(2)弱ゲージ理論の古典的な解です。それは、CGF宇宙論を動かしている暗黒物質です。ここでは、CGFの一般的、局所的、数学的に自然な構成を示します。巨視的な特性が導き出されます。CGFは非回転の完全流体です。これは、同期されたグローバル時間座標とグローバルレストフレームを提供します。保存された数密度があります。エネルギー密度と圧力は、CGF宇宙論で導き出され、CGF暗黒物質でできた星のTOV星構造方程式で使用されるのと同じ状態方程式によって関連付けられます。現在の構造は、TOVソリューションを正当化します。最後に、理論をテストするためのいくつかの可能なルートが提案されています。
一般的なブラック ホール時空の準正規モードに対するバーンスタイン スペクトル法とディラトン ド シッター解の不安定性への応用
| Title |
Bernstein_spectral_method_for_quasinormal_modes_of_a_generic_black_hole_spacetime_and_application_to_instability_of_dilaton-de_Sitter_solution |
| Authors |
R._A._Konoplya,_A._Zhidenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02997 |
ブラックホールの一般的なクラスのバーンスタインスペクトル法を使用して準正規周波数を計算する改良されたMathematicaコードを提示し、漸近的に平坦なdeSitterまたは反deSitter漸近を可能にします。この方法は、純粋な虚数モードを検索する場合に特に効率的であり、ここでは、荷電漸近的deSitter膨張ブラックホールの背景にある荷電スカラー場の不安定領域を検出するために使用されます。不安定性には超放射性があり、膨張場が本質的に不安定領域に影響を与えることを示します。
| Title |
Gravitational_wave_astronomy:_astrophysical_and_cosmological_inferences |
| Authors |
Konstantin_Postnov_(SAI_MSU_Moscow,_NSU_Novosibirsk),_Nikita_Mitichkin_(SAI_MSU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03142 |
最初の3回のO1-O3実行中に重力波観測所LIGO-Virgoによって検出された最も顕著な結果と特定のソース、およびそれらの形成の可能性のある天体物理学的および宇宙学的チャネルについて簡単に説明します。合体する連星ブラックホールの実効スピンと成分の質量比との間に観測された相関関係は、周囲の媒質から原始連星ブラックホールへの降着によって説明できることを示します。また、パルサータイミングアレイによるナノHz周波数帯域での確率的重力波背景の検索の最近の結果についても簡単に説明します。
s および c クォーク質量の時空間変化
膨張する宇宙における基本物理定数の時空間変動は、多くの一般的なモデルによって予測されています。第2世代のクォークの質量は、第1世代のクォークの質量よりも数桁大きいため、クォークの質量の時空変動は世代ごとに大きく異なる可能性があります。ビッグバン元素合成、Oklo自然原子炉、Yb+、Cs、Rbクロックデータから、sおよびcクォーク質量の変動の限界を評価します。229番目の核時計の建設は、これらの制限を数桁強化すると予想されます。さらに、フィールドとクォークとの相互作用がクォーク質量の変動を生み出すため、振動するスカラーまたは疑似スカラーのコールドダークマターフィールドで制約が得られます。
電弱相転移時代の超磁場によって誘起される異方性重力波
| Title |
Anisotropic_gravitational_waves_induced_by_hypermagnetic_fields_during_the_electroweak_phase_transition_epoch |
| Authors |
Mingqiu_Li,_Qi-Shu_Yan,_Mei_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03368 |
初期宇宙における電弱相転移中にランダムに分布し配向する弱い超磁場によって誘起される重力波の異方性を研究する。この研究の理論設定は、標準モデルに実際の一重項スカラー場を加えたものであり、必要な強い一次電弱相転移を生成できます。次に、超磁場がどのように磁場に変換されるかを調査し、磁場がオンになったときの対称相と壊れた相の間のエネルギー差の逸脱を計算します。超磁場の存在がユークリッド作用を増加させ、核生成温度を低下させ、それが過冷却プラズマにつながることが分かった。超磁場は一次電弱相転移からの重力波生成を強化し、原始超磁場の不均一性は重力波の異方性につながる可能性があることを指摘します。超磁場の3つのよく動機付けられた分布を調べることにより、確率的重力波背景の対応する角度パワースペクトルを計算し、それらがSachs-Wolfe効果および統合されたSachs-Wolfe効果の寄与よりも大幅に大きくなる可能性があることを発見しました。私たちの結果は、重力波の異方性が、電弱相転移時代の原始超磁場への新しいプローブを提供できることを示しています。
単一フィールドのインフレーションから原始ブラック ホールの形成を除外する
原始ブラックホール(PBH)の最も広く研究されている形成メカニズムは、単一フィールドインフレーションで生成された小さなスケールでの大振幅摂動の崩壊です。このレターでは、このようなモデルの大規模なパワースペクトルに対する1ループ補正を計算します。かなりの量のPBHを生成するモデルは、宇宙マイクロ波背景放射によって調査された大規模で一般的に大きすぎる1ループ補正を誘発することがわかりました。したがって、単一フィールドのインフレーションによるPBHの形成は除外されると結論付けます。
任意多変量モデルの適合度検定の一般的な方法
適合度検定は、モデルが一連のデータに一致するかどうかをテストするために、データ分析でよく使用されます。任意の提案された分布モデルを対象とすることができるすぐに使えるテストは、単変量の場合にのみ使用できます。このノートでは、任意の多変量分布または多変量データ生成モデルの適合度検定を作成する方法について説明します。多変量データを一度に分析できるため、結果として得られるテストではビン化されていない分析が実行され、試行係数やルックエルスウェア補正は必要ありません。提案された分布または生成モデルを使用して、テストが開発される無相関空間にデータを変換します。モデルの複雑さに応じて、NormalizingFlowアルゴリズムを使用して分析的または数値的に変換を実行できます。
ATLAS: 展開、制御プラットフォーム、および最初の RSO 測定
| Title |
ATLAS:_Deployment,_Control_Platform_and_First_RSO_Measurements |
| Authors |
Jo\~ao_Pandeirada,_Miguel_Bergano,_Paulo_Marques,_Domingos_Barbosa,_Bruno_Coelho,_Jos\'e_Freitas,_Domingos_Nunes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03586 |
現代社会の宇宙ベースのサービスへの依存度がますます高まっている結果、軌道上の物体の数が増加し、それらの間の衝突の可能性が高まっています。スペースデブリの増加は、宇宙資産、宇宙ベースの運用に対する脅威であり、それに対処するためのプログラムを開発するための共通の取り組みにつながりました.ポルトガル国防省(MoD)が主導するポルトガル宇宙監視追跡(SST)プロジェクトの一環として、InstitutodeTelecomunica\c{c}\~oes(IT)は無線望遠鏡pAmpilhosaSerra(ATLAS)を開発しています。ポルトガルのパンピリョサダセラ宇宙天文台(PASO)にある新しいモノスタティックレーダー追跡センサー。このシステムは5.56GHzで動作し、1000~kmで10cm$^2$を超える断面を持つ地球低軌道(LEO)のオブジェクトに関する情報を提供することを目的としています。このセンサーは、アゾレス諸島にあるポルトガルネットワークオペレーションセンター(NOC)が担当し、EU-SSTネットワークとのインターフェイスとなります。
宇宙論における量子重力とスケール対称性
重力の場の量子論の関数フロー方程式のスケーリング解から生じる宇宙論の予測について説明します。量子重力を繰り込み可能にするためには、スケーリングソリューションが必要です。私たちのスケーリングソリューションは、スカラーフィールドに結合されたメトリックの量子有効アクションに直接接続されています。これには、量子ゆらぎのすべての効果が含まれ、一般的な座標変換では不変です。量子有効作用の変化によって導き出された宇宙論的場の方程式を解くことは、宇宙の進化の詳細な定量的記述を提供します。宇宙の\qq{開始状態}は、流れの方程式の紫外不動点の近くにあります。これは、観測された原始ゆらぎスペクトルのおおよそのスケール不変性が、おおよその量子スケールの対称性によって説明された状態で、インフレーションの時代によって説明することができます。全体的な宇宙論は、無限の未来に接近する紫外不動点から赤外不動点への動的クロスオーバーを実現します。現在の宇宙論は赤外線定点に近い。これは、光のスカラー場によって媒介される動的な暗エネルギーを特徴としています。この宇宙の小さな質量は、量子スケールの対称性が自発的に破られた疑似ゴールドストーンボソンとしての役割から生じます。プランク単位での現在の暗黒エネルギー密度の非常に小さい値は、宇宙の巨大な年齢の結果として動的に生じます。宇宙定数問題は動的解を見つけます。スカラー有効ポテンシャルと曲率スカラーのフィールド依存係数のスケーリング解の詳細な定量的計算を提示します。これにより、さらに定量的な予測が可能になります。
