| Title |
Black_Holes_as_"Time_Capsules":_A_Cosmological_Graviton_Background_and_the_Hubble_Tension |
| Authors |
Tsvi_Piran,_Raul_Jimenez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03814 |
終わりの前とインフレーションの後の微小な原始ブラックホールは、蒸発するときに、過去から後のエポックにエネルギーを戻す「タイムカプセル」として機能します。これらのブラックホールは物質のように振る舞い、宇宙の残りの部分は放射線のように振る舞うため、これらのブラックホールの質量分率(形成時には小さい)は後で重要になります。十分に小さければ、これらのブラックホールは蒸発し、宇宙がまだ放射線に支配されています。このプロセスを再検討し、蒸発中に生成された重力子が「暗放射」として動作することを指摘します。最初のブラックホールが均一に分布している場合、重力子も均一に分布し、この場合、それらはシルク減衰から解放され、電流制限を回避します。「暗黒放射」シナリオ.このようなブラックホールの種は、インフレーションの最後の段階で発生する可能性があります.ここで、適切なパラメータを使用すると、この背景重力場がハッブル張力を解決できることを示します.このシナリオに関する現在の観測上の制約を提示し、今後の観測を提案します最後に、プランク時代またはインフレーション直後の粒子消滅によって生成された重力子背景についても詳しく説明します。
微分可能な確率的ハロー占有分布
| Title |
Differentiable_Stochastic_Halo_Occupation_Distribution |
| Authors |
Benjamin_Horowitz,_ChangHoon_Hahn,_Francois_Lanusse,_Chirag_Modi,_Simone_Ferraro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03852 |
この作業では、深層強化学習のコンテキストで開発された微分可能な確率的サンプリング手法を使用して、確率的でシミュレーションベースのフォワードモデルに対して効率的なパラメーター推論を実行する方法を示します。特定の例として、銀河を暗黒物質のハローと接続するために使用されるハロー占有分布(HOD)モデルのパラメーターを推定する問題に焦点を当てます。連続緩和と勾配パラメーター化手法の組み合わせを使用して、離散銀河カタログの実現を通じて、HODパラメーターに関して明確に定義された勾配を取得できます。これらの勾配にアクセスできるため、ハミルトニアンモンテカルロなどの効率的なサンプリングスキームを活用して、パラメーターの推論を大幅に高速化できます。Zhengetalを使用して、ボルショイシミュレーションから生成された模擬銀河カタログで私たちの手法を示します。2007年のHODモデルで、標準のマルコフ連鎖モンテカルロ法とほぼ同一の事後分布を見つけ、収束効率が最大8倍向上しました。私たちの微分可能なHODモデルは、宇宙構造と宇宙論的解析への完全な順方向モデルアプローチにも幅広い用途があります。
合体銀河団における弱いレンズ質量バイアス
| Title |
Weak-lensing_mass_bias_in_merging_galaxy_clusters |
| Authors |
Wonki_Lee,_Sangjun_Cha,_M._James_Jee,_Daisuke_Nagai,_Lindsay_King,_John_ZuHone,_Urmila_Chadayammuri,_Sharon_Felix,_Kyle_Finner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03892 |
弱いレンズ効果(WL)は、動的な仮定なしで銀河団の質量を推定するための強力な方法ですが、銀河団の密度プロファイルが仮定されたモデルプロファイルから逸脱すると、モデルバイアスが発生する可能性があります。合体システムでは、構成するハローが重大な構造変化を受けるため、バイアスは最も深刻になると予想されます。この研究では、一連の理想化された流体力学的シミュレーションを使用して、バイナリクラスターの合併におけるWL質量バイアスを調査します。現実的なWLシアーカタログは、固有の形状分散、測定ノイズ、ソース密度などのソース銀河の特性を、すばるや{\itハッブル宇宙望遠鏡}の観測結果と照合することによって生成されます。典型的な質量濃度($M$-$c$)の関係とNavarro-Frenk-White(NFW)プロファイルを使用すると、ハローの質量バイアスは、最初の近辺通過からの時間に依存し、質量とともに増加することがわかります。コンパニオンクラスターの。質量バイアスの時間発展は、濃度の変化に似ており、質量バイアスが濃度変化によって一次的に変調されることを示しています。2つの$\sim10^{15}~M_{\odot}$クラスター間の衝突の場合、最大バイアスは$\sim60\%$になります。これは、以前のWL研究が、最も大規模な合併のいくつかでクラスターの質量を大幅に過大評価していた可能性があることを示唆しています.最後に、結果を3つの合併ケース(Abell2034、MACSJ1752.0+4440、ZwCl1856.8+6616)に適用し、合併ショックを利用して、観測されたエポックでの質量バイアスと合併前の質量を報告します。合併段階のトレーサーとしての場所。
EMPRESS $Y_p$ の結果と $H_0$ の緊張に照らしたビッグバン元素合成と初期の暗黒エネルギー
| Title |
Big_bang_nucleosynthesis_and_early_dark_energy_in_light_of_the_EMPRESS_$Y_p$_results_and_the_$H_0$_tension |
| Authors |
Tomo_Takahashi_and_Sora_Yamashita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04087 |
EMPRESSによる原始的な$^4$He存在量$Y_p$の最近の測定は、ニュートリノ種の有効数が標準値から逸脱し、レプトンの非対称性がゼロでないという宇宙論的シナリオを示唆しています。ハッブル張力を考慮に入れると、標準の宇宙論モデルの拡張がより要求され、派生したバリオン密度が標準の$\Lambda$CDMフレームワークよりもいくらか高くなる可能性があると主張します。また、ビッグバン元素合成の時代にエネルギー密度がかなりの割合を占める可能性がある初期の暗黒エネルギーを仮定することによって、この問題についても議論します。初期の暗黒エネルギーの存在が、EMPRESS$Y_p$の結果によって示唆される緊張をいくらか軽減できることを示しています。
現在のデータは、$\Lambda$CDM 宇宙論モデルの平坦な空間的超曲面と一致していますが、モデルが予測するよりも多くのレンズ作用を支持しています
| Title |
Current_data_are_consistent_with_flat_spatial_hypersurfaces_in_the_$\Lambda$CDM_cosmological_model_but_favor_more_lensing_than_the_model_predicts |
| Authors |
Javier_de_Cruz_Perez,_Chan-Gyung_Park_and_Bharat_Ratra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04268 |
傾斜した$\Lambda$CDM宇宙論モデルの3つのペア、プランクからのCMB温度および偏光パワースペクトルデータ(P18)、P18レンズ(レンズ)、および非CMBを使用した非平面空間超曲面を可能にする2つのペアのパフォーマンスを研究します。データ(非CMB)。6つのモデルについて、宇宙パラメータを測定し、これらのモデルでデータセットのペアが相互に整合的であるかどうかを調べます。これらのモデルの半分は、レンズ一貫性パラメーター$A_L$を追加の自由パラメーターにすることができますが、他の3つのモデルは$A_L=1$です。傾斜した空間的に平坦なモデルは、通常の原始的な空間的不均一性パワースペクトルを想定しています。傾斜した非平面モデルは、プランクグループ分析で使用される原始パワースペクトル[Planck$P(q)$]または最近計算されたパワースペクトル[new$P(q)$]のいずれかを想定しています。$A_L=1$の傾斜した非平面モデルでは、P18データと非CMBデータの宇宙論的パラメーター制約の間に違いが見られます。これは、3$\sigma$でプランク$P(q)$モデルを除外するのに十分な大きさです。新しい$P(q)$モデルではありません。P18+非CMBデータが一緒に分析される場合、P18データと非CMBデータの両方が別々に閉じたジオメトリを支持しますが、非フラット超曲面を支持する証拠は治まります。$A_L$の変更が許可されている場合、P18データと非CMBデータの宇宙論的制約の違いは緩和されます。最も制限的なP18+lensing+non-CMBデータの組み合わせから、ほとんどモデルに依存しない制約が得られ、$A_L$パラメーターを使用して、$\Omega_k<0$オプションよりも$A_L>1$オプションが優先されることがわかります。$\sim2.5\sigma$だけユニティよりも大きいすべてのモデル。逸脱情報基準によると、P18+lensing+non-CMB分析では、変化する$A_L$オプションが$A_L=1$オプションよりも強く支持される寸前です。フラット$\Lambda$CDMモデル(要約)。
宇宙空隙排除モデルと大規模構造物からの距離スケール測定への影響
| Title |
Cosmic_void_exclusion_models_and_their_impact_on_the_distance_scale_measurements_from_large_scale_structure |
| Authors |
Andrei_Variu,_Cheng_Zhao,_Daniel_Forero-S\'anchez,_Chia-Hsun_Chuang,_Francisco-Shu_Kitaura,_Charling_Tao,_Am\'elie_Tamone,_Jean-Paul_Kneib |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04328 |
ボイドと物質トレーサーのクラスター化に基づくバリオン音響振動(BAO)研究は、宇宙の膨張に関連する宇宙論的パラメーターに重要な制約を提供します。ただし、ボイド排除効果のモデル化は、この種の分析の可能性を十分に活用するための重要な課題です。したがって、宇宙空隙のクラスタリングを記述する2つの数値的方法を開発します。どちらのモデルも、銀河のデウィグルモデル内で想定されている以上の追加の宇宙論的情報を必要としません。モデルはパワースペクトルで構成されており、パッチボックスとライトコーンの両方で放物線モデルと比較してパフォーマンスを評価します。さらに、体系的な効果と再構成手法に対する堅牢性をテストします。ボイドモデルパワースペクトルと固定パラメーターを使用した放物線モデルは、ボックスとライトコーンについても同様に、Alcock-Paczynski($\alpha$)パラメーターの強い相関値を提供します。結果の$\alpha$値(3つのモデルすべてについて)は偏りがなく、その不確実性は正しく推定されています。ただし、数値モデルは、放物線モデルと比較してフィッティング範囲の変動が少ないことを示しています。ベイジアンの証拠は、放物線モデルと比較して数値手法が好まれることが多いことを示唆しています。さらに、ボックスで計算されたボイドモデルパワースペクトルは、ボックスだけでなくライトコーンからのボイドクラスタリングを記述することができます。同じボイドモデルパワースペクトルは、再構築前および再構築後のデータセットの研究に使用できます。最後に、2つの数値手法は、研究された体系的な影響に対して回復力があります。その結果、2つの新しいボイドモデルのいずれかを使用して、宇宙論的パラメーターをより確実に測定できます。
放射性周縁円盤の三次元進化：内腔の大きさと形
| Title |
Three-dimensional_evolution_of_radiative_circumbinary_discs:_the_size_and_shape_of_the_inner_cavity |
| Authors |
Arnaud_Pierens,_Richard_Nelson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03816 |
周連星系の円盤と惑星の進化は、しばしば2次元(2D)数値シミュレーションを使用して研究されますが、最近の研究では、3D効果が連星系によって作成された内部空洞の構造を大幅に変更する可能性があることが示唆されています。この研究では、Kepler-16およびKepler-34システムの類似体の周りを周回する周連円盤の3D流体力学的シミュレーションの結果を提示します。これには、熱円盤構造に対する星の加熱と放射冷却の影響が含まれます。対応する2Dモデルと比較して、3D円盤円盤モデルの空洞の構造は、より急速に準定常状態に到達するように見え、実行のサブセットでは、これの証拠は明白です。さらに、内部空洞のサイズと偏心は、2Dと比較して3Dの方が小さくなります。この違いは、冷却時間が動的タイムスケールのオーダーであるミッドプレーンの上のディスク領域でのスパイラル波の散逸の強化に起因すると考えられ、3Dディスクモデルの内部キャビティサイズが小さくなります。私たちの結果は、周回円盤の3Dモデルでは、移動する惑星が中央連星の近くに駐車する必要があることを示唆しており、周回円盤と惑星をシミュレートする際に3D構造を含めることの重要性を示しています。
「すざく」で検出された地球コロナ太陽風電荷交換イベントのモデル化
| Title |
Modeling_of_geocoronal_solar_wind_charge_exchange_events_detected_with_Suzaku |
| Authors |
Daiki_Ishi,_Kumi_Ishikawa,_Yoshizumi_Miyoshi,_Naoki_Terada,_Yuichiro_Ezoe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03844 |
地球冠状太陽風電荷交換(SWCX)放出のモデルが構築され、明るい地球コロナルSWCXイベントの5つのすざく検出と比較されました。外圏中性水素分布モデル、電荷交換断面積、ACEおよびWIND衛星で取得された太陽風イオンデータ、および地球磁気圏の磁場モデルをすべて組み合わせて、ラインオブ・すざく衛星の視線方向。OVII輝線のモデル化された平均強度は、視線方向が高緯度の夜側に向いていたイベントを除いて、5つのケースのうち4つのケースで3倍以内で観測されたものと一致していました。マグネトシースと大規模な地磁気嵐が観測されました。OVIII輝線は、5つのケースすべてで3倍以上過小評価されていました。一方、モデル化されたOVIIおよびOVIIIの光度曲線は、観測された平均強度とモデル化された平均強度との間の比率によってスケーリングされた後、観測されたものを再現しました。特に、すざく衛星の軌道運動中のカスプ領域を横切る視線方向による短期変動が再現された。これらの結果は、モデルの不確実性のコンテキストで説明されています。
| Title |
Cometary_Ionospheres:_An_Updated_Tutorial |
| Authors |
Arnaud_Beth_and_Marina_Galand_and_Cyril_Simon_Wedlund_and_Anders_Eriksson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03868 |
この章の目的は、原子核に近い最も内側の彗星を取り巻くプラズマ環境を理解し、モデル化するためのツールと知識を提供することです。特に、私たちの目標は、このイオン化された環境の最新のポストロゼッタビューを提供することです。つまり、私たちが知っていたこと、確認したこと、覆したこと、そしてまだ理解していないことです。
CAMEMBERT: A Mini-Neptunes GCM Intercomparison、プロトコル バージョン 1.0。 A
CUISINES モデル相互比較プロジェクト
| Title |
CAMEMBERT:_A_Mini-Neptunes_GCM_Intercomparison,_Protocol_Version_1.0._A_CUISINES_Model_Intercomparison_Project |
| Authors |
Duncan_A._Christie,_Elspeth_K._H._Lee,_Hamish_Innes,_Pascal_A._Noti,_Benjamin_Charnay,_Thomas_J._Fauchez,_Nathan_J._Mayne,_Russell_Deitrick,_Feng_Ding,_Jennifer_J._Greco,_Mark_Hammond,_Isaac_Malsky,_Avi_Mandell,_Emily_Rauscher,_Michael_T._Roman,_Denis_E._Sergeev,_Linda_Sohl,_Maria_E._Steinrueck,_Martin_Turbet,_Eric_T._Wolf,_Maria_Zamyatina,_Ludmila_Carone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04048 |
ミニ海王星の観察とモデル化への注目が高まる中、その大気のモデル化に使用するツールをよりよく理解する必要があります。この論文では、ミニの大気をシミュレートするために系外惑星科学コミュニティによって使用される大循環モデル(GCMs)の相互比較である、CAMEMBERT(太陽系外ミニ海王星の建物の大気モデルの比較と、検索とトランジットの想定)プロジェクトのプロトコルを提示します。-海王星。計画されたJWSTサイクル1観測で、観測的にも理論的にもよく研究された2つのターゲットに焦点を当てます。各ターゲットについて、文献でGCM間に違いが存在することがわかっているさまざまな複雑さと構成をカバーする、温度強制ケース、晴天デュアルグレー放射伝達ケース、および晴天マルチバンド放射伝達ケースを検討します。この論文では、相互比較に参加するために必要なすべての詳細を提示し、将来の論文で結果を提示することを意図しています。現在、8つのGCM(ExoCAM、Exo-FMS、FMSPCM、GenericPCM、MITgcm、RM-GCM、THOR、およびUM)が参加しており、プロジェクトのメンバーシップは引き続き公開されています。参加希望者は著者までご連絡ください。
惑星形成の初期段階のニューラル ネットワーク サブグリッド モデル
| Title |
A_Neural_Network_Subgrid_Model_of_the_Early_Stages_of_Planet_Formation |
| Authors |
Thomas_Pfeil,_Miles_Cranmer,_Shirley_Ho,_Philip_J._Armitage,_Tilman_Birnstiel,_Hubert_Klahr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04160 |
惑星形成はマルチスケールのプロセスであり、原始惑星系円盤における$\mathrm{\mum}$サイズのダスト粒子の凝集は、天文単位($\approx1.5\times10^8\,\mathrm{km}$)。したがって、研究は、大規模な流体力学シミュレーションに加えて、ダスト凝集のミクロ物理学をエミュレートするサブグリッドモデルに依存しています。関連する物理的効果を含む数値シミュレーションは複雑で、計算コストが高くなります。ここでは、高解像度の数値凝固シミュレーションからのデータでトレーニングされた、ダスト凝固の高速で正確な学習効果モデルを提示します。私たちのモデルは、これまで同様の計算効率を持つ他の粉塵凝固処方では扱いきれなかった粉塵凝固プロセスの詳細を捉えています。
恒星風はデブリ円盤のガス力学に影響を与え、観測可能なベルト風を作り出すことができます
背景:現在、ガスは、微惑星帯を伴う10Myrから$\sim$1Gyrの年齢の成熟した星の周りの多くの太陽系外システムで検出されています。これらの成熟した円盤のガスは、微惑星から放出されたと考えられており、粘性円盤アプローチを使用してモデル化されています。低密度では、代わりに星風によってガスが吹き飛ばされる可能性があるため、これは良い仮定ではないかもしれません.方法:AからMの星の解析モデルを開発しました。これは、円盤または風の間で遷移が発生したときに、ガスの流出とターゲットの進化をたどることができます。重要な基準は、ガス粒子が半径軌道上に高速で衝突する恒星風の陽子から保護されなくなるガス密度です。結果:1)ガス密度が$<7\,(\DeltaR/50{\rm\,au})^{-1}$cm$^{-3}$は円盤ではなく風を発生させ、これがNOLupでの最近の流出ガスの検出を説明します。2)このベルト風の特性は、密度や速度などの恒星風の特性を測定するために使用できます。3)部分光度$f$が低い破片円盤は、現在の施設で観測できるガス風を生成する可能性が高くなります。結論:フォーマルハウトやTWA7などの低ガス質量を含む星系は、より一般的には、部分光度$f\lesssim10^{-5}(L_\star/L_\odot)^{-0.37}$または恒星のデブリディスクです。luminosity$\gtrsim20\,L_\odot$(A0V以前)は、ガス円盤よりもむしろガスの流出(またはベルト風)を作成します。若い星系NOLupで高速で流出していることが観察されたガスは、そのようなベルト風の一例である可能性があります。これらのガス風の検出はALMA(COとCO$^+$が良い風トレーサーになる可能性があります)で可能であり、他の方法では測定が困難な主系列星の恒星風の特性を制限することを可能にします。
TESS の最初の拡張ミッションの 2 年目に観測された 570 万個の星のパイプライン光度曲線のクイックルック
| Title |
Quick-Look_Pipeline_Light_Curves_for_5.7_Million_Stars_Observed_Over_the_Second_Year_of_TESS'_First_Extended_Mission |
| Authors |
Michelle_Kunimoto,_Evan_Tey,_Willie_Fong,_Katharine_Hesse,_Avi_Shporer,_Michael_Fausnaugh,_Roland_Vanderspek,_George_Ricker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04386 |
TESSの最初の拡張ミッション(セクター40-55;2021年7月-2022年9月)の2年目からのMITのクイックルックパイプライン(QLP)からの光度曲線を含む高レベルサイエンスプロダクト(HLSP)を提示します。合計で、570万個の固有の星のセクターごとの1,220万個のライトカーブが、10分間のケイデンスのフルフレーム画像(FFI)から抽出され、コミュニティで利用できるようになりました。以前の配信と同様に、QLPHLSPには、TESS等級T=13.5等よりも明るい観測されたすべての星の生フラックス時系列とトレンド除去フラックス時系列の両方が含まれています。セクター41から、QLPは選択されたより暗いM型矮星の光度曲線も生成します。QLPは、TESSミッションの開始以来、これまでに最大のFFI抽出光度曲線のソースの1つをコミュニティに提供してきました。
QLP データ リリース ノート 002: 改善されたトレンド除去アルゴリズム
| Title |
QLP_Data_Release_Notes_002:_Improved_Detrending_Algorithm |
| Authors |
Michelle_Kunimoto,_Evan_Tey,_Willie_Fong,_Katharine_Hesse,_Avi_Shporer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04387 |
光度曲線は、機器の系統、脈動などの固有の恒星変動、太陽系外惑星の通過や連星の食によって引き起こされるフラックスの変化など、さまざまな種類の変動を特徴としています。トレンド除去は、トランジットによるものではない変動性を取り除くことを目的とした、重要な惑星探索前のデータ処理ステップです。このデータリリースノートでは、クォータニオンデータを含めて短時間スケールの体系を削除することによる、Quick-LookPipelineのトレンド除去アルゴリズムの改善について説明します。手順の更新、アルゴリズムによって出力される中間データ製品、および光度曲線の精度の改善について説明します。
木星の対流圏温度の予想外の長期変動
| Title |
Unexpected_Long-Term_Variability_in_Jupiter's_Tropospheric_Temperatures |
| Authors |
Glenn_S._Orton,_Arrate_Antunano,_Leigh_N._Fletcher,_James_A._Sinclair,_Thomas_W._Momary,_Takuya_Fujiyoshi,_Padma_Yanamandra-Fisher,_Padraig_T._Donnelly,_Jennifer_J._Greco,_Anna_V._Payne,_Kimberly_A._Boydstun,_Laura_E._Wakefield |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04398 |
惑星気候学の重要な構成要素は、対流圏温度場とその変動性に関する知識です。木星の以前の研究は、対流圏と成層圏の温度の間の動的な関係だけでなく、非季節的である周期的な行動をほのめかしていました。ただし、これらの観測は木星の軌道よりも短い時間枠で行われたか、まばらなサンプリングを使用しました。40年以上にわたる上部対流圏(300mbar)の温度を導き出し、それらの研究を木星のいくつかの軌道をカバーするように拡張し、予期しない結果を明らかにしました。4年、7年、8～9年、10～14年の周期性が発見されましたが、これらは異なる緯度帯に関与しており、太陽熱の季節変化とは切り離されているようです。反対側の半球における変動性の逆相関は、赤道から16、22、および30度で特に顕著でした。赤道域の温度変動も、60～70km上の温度変動と逆相関しています。このような挙動は、成層圏ダイナミクスによる赤道対流圏温度のトップダウン制御を示唆しています。現実的な将来の地球規模の気候モデルは、これらの変動の起源に対処して、ガス巨大太陽系外惑星のより広い配列への拡張に備える必要があります。
矮小銀河における衝撃的な超新星フィードバックの運動学的特徴
| Title |
Kinematic_signatures_of_impulsive_supernova_feedback_in_dwarf_galaxies |
| Authors |
Jan_D._Burger,_Jes\'us_Zavala,_Laura_V._Sales,_Mark_Vogelsberger,_Federico_Marinacci_and_Paul_Torrey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03795 |
衝動的な超新星フィードバックと、自己相互作用暗黒物質(SIDM)などの非標準暗黒物質モデルは、矮小銀河スケールでの支配的なコア形成メカニズムの役割の2つの主な候補です。ここでは、爆発的な星形成のエピソードに続く衝動的な超新星サイクルが、星の分布関数に明確な特徴を残すことを示します。類似した年齢と金属量を持つ星のグループは、相空間で過密な殻を発達させます。コアが超新星フィードバックによって形成される場合、コアホストハローを持つ星形成矮小銀河にそのような機能が存在すると予測されます。それらの体系的な不在は、主要なコア形成メカニズムとして、SIDMなどの代替暗黒物質モデルを支持します。
多波長情報によって導かれるX線分光法からの不明瞭なAGNの人口統計
| Title |
The_demographics_of_obscured_AGN_from_X-ray_spectroscopy_guided_by_multiwavelength_information |
| Authors |
Brivael_Laloux,_Antonis_Georgakakis,_Carolina_Andonie,_David_M._Alexander,_Angel_Ruiz,_David_J._Rosario,_James_Aird,_Johannes_Buchner,_Francisco_J._Carrera,_Andrea_Lapi,_Cristina_Ramos_Almeida,_Mara_Salvato,_Francesco_Shankar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03800 |
活動銀河核(AGN)の完全なセンサスは、宇宙時間にわたる超大質量ブラックホールの成長を理解するための前提条件です。この目標に向けた重要な課題は、非常に不明瞭なAGNの所在が不明なままであることです。この論文では、X線スペクトル情報を多波長観測から得られた事前情報と組み合わせる方法論を開発することにより、この集団の人口統計に新しい制約を設定します。ChandraCOSMOSLegacyサーベイでX線AGNを選択し、その$2.2-500\mum$スペクトルエネルギー分布を銀河とAGNテンプレートに適合させて、AGNコンポーネントの中赤外線($6\mum$)光度を決定します。次に、X線と$6\mum$光度の間の経験的相関関係を採用して、個々のAGNのX線での固有の降着光度を推測します。これは、ベイジアンX線スペクトル分析で事前情報として使用され、見通し線遮蔽などの物理的特性を推定します。私たちのアプローチは、X線スペクトル分析に影響を与える降着光度と遮蔽の間の縮退を破ります。次に、X線スペクトルの結果をChandraCOSMOSLegacyサーベイの選択関数と組み合わせて、AGN空間密度と、赤方偏移$zでの$21.0^{+16.1}_{-9.9}\%$のコンプトン層分率を導き出します。<0.5$。より高い赤方偏移では、私たちの分析は$\le40\%$のコンプトン厚AGN部分の上限を示唆しています。これらの推定値は、文献で決定された値の範囲の下限にあり、非常に曖昧なAGN人口統計の課題に取り組むための多波長アプローチの重要性を強調しています。
3 つの銀河団の硫黄量: ルプレヒト 106、トランプラー 5、トランプラー 20
| Title |
Sulfur_abundances_in_three_Galactic_clusters:_Ruprecht_106,_Trumpler_5_and_Trumpler_20 |
| Authors |
F._Lucertini,_L._Monaco,_E._Caffau,_A._Mucciarelli,_S._Villanova,_P._Bonifacio,_L._Sbordone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03843 |
環境。硫黄(S)は、あまり研究されていない$\alpha$元素の1つです。その振る舞いに関する発表された調査は、これまでのところ、局所的な星に焦点を当てており、このトピックを研究するために考慮された天の川銀河のクラスターはわずかです。球状星団ルプレヒト106のS含有量を研究することを目指しています。これは、この目的で研究されたことはありませんが、[$\alpha$/Fe]の存在比が低いレベルであることが知られています。トランプラー5.トランプラー5でこれまでに研究された唯一の星は、S.Aimsの量が予想外に少ないことを示しています。この研究により、Ruprecht106の最初のS存在量を提供し、より多くの星のサンプルを使用してTrumpler5のS含有量を調査することを目指しています。散開星団トランプラー20を基準天体とする。メソッド。局所熱力学的平衡(LTE)における1Dモデルの大気と、高解像度で高信号対雑音比のUVESスリットおよびUVES/FRAMESスペクトルに基づいて、標準的な存在量分析を実行しました。また、nonLTEの補正も適用しました。ターゲットの金属量は、等価幅を調べることによって得られました。硫黄存在量は、分光合成によってマルチプレット1、6、および8から得られました。結果。ルプレヒト106とトランプラー5の金属量は、それぞれ[Fe/H]=-1.37+/-0.11と[Fe/H]=-0.49+/-0.14であることがわかりました。ルプレヒト106は、同様の金属量の他の銀河団よりもSに富んでいません。ルプレヒト106の低いS含有量、[S/Fe]NLTE=-0.52+/-0.13は、$\alpha$元素の不足と一致しています。これは、この星団の起源が銀河系外であることを裏付けています。[S/Fe]NLTE=0.05+/-0.20について、トランプラー5の新しいより堅牢なS含有量値を取得しました。私たちの結果によると、トランプラー5は[S/Fe]LTE対[Fe/H]ダイアグラムで銀河円盤の傾向に従います。つまり、[Fe/H]=0.06+/-0.15および[S/Fe]NLTE=-0.28+/-0.21のTrumpler20の結果は、文献の結果と一致しています。
| Title |
High-redshift_quasars_along_the_Main_Sequence |
| Authors |
A._Deconto-Machado,_A._del_Olmo,_P._Marziani,_J._Perea,_G._M._Stirpe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03853 |
4次元固有ベクトル1のコンテキストで、22の高赤方偏移(2.2<z<3.7)および高光度(47.39<Lbol<48.36)クエーサーの動作を評価することを目的としています。UVおよび光輝線診断の調査。ISAAC/VLTからの新しい観測と、主にSDSSからの新しい観測を使用して、光学およびUV静止フレームをそれぞれカバーしています。輝線は、ラインプロファイルの定量的パラメータ化と、多成分フィッティングルーチンを使用した輝線プロファイルの分解の両方によって特徴付けられます。Hb+[Oiii]、Siiv+Oiv]、Civ+Heii、および1900ブレンドの分光測光特性とラインプロファイル測定値を提供します。22個のオブジェクトのうち6個が、Hbプロファイル上で有意な青方偏移成分を示し、14/22のケースでは、[Oiii]に関連するHb流出成分が検出されます。[Oiii]輝線プロファイルの大部分は、250kms^-1より大きい青方偏移速度を示しています。[Oiii]とCivの青方偏移は、非常に高い振幅と高度な相関関係を示しています。線幅とシフトは[Oiii]とCivの両方で相関しており、流出ガスからの放出が両方の線に実質的な広がりを与えていることを示唆しています。それ以外の場合、半強度(c(1/2))でのCiv重心速度、エディントン比(L/LEdd)、およびボロメータ光度の間のリンクは、高光度クエーサーの以前の研究と一致することがわかっています。私たちの分析は、主系列全体に沿った非常に高い光度のクエーサーの挙動が、広範囲の空間スケールを含む強力な流出によって強く影響されることを示唆しています。主系列相関は、線幅の体系的な増加が観察されたとしても、高い赤方偏移と高い光度で有効なままです。UVAliiiおよびHb輝線に基づくスケーリング則は、MBHの同等に信頼できる推定値です。
z = 2.5 での高倍率重力レンズ赤色 QSO で、フラックス比が著しく異常です
| Title |
A_Highly_Magnified_Gravitationally_Lensed_Red_QSO_at_z_=_2.5_with_a_Significant_Flux_Ratio_Anomaly |
| Authors |
Eilat_Glikman,_Cristian_E._Rusu,_Geoff_C.-F._Chen,_James_Hung-Hsu_Chan,_Cristiana_Spingola,_Hannah_Stacey,_John_McKean,_Ciprian_T._Berghea,_S._G._Djorgovski,_Matthew_J._Graham,_Daniel_Stern,_Tanya_Urrutia,_Mark_Lacy,_Nathan_J._Secrest,_and_John_M._O'Meara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03866 |
赤外線選択によるQSOの調査で特定された、z=2.517での重力レンズ効果のある塵で赤くなったQSOの発見を提示します。ハッブル宇宙望遠鏡の画像は、最大画像分離が~1.8\arcsecのカスプ構成の4つのレンズシステムを明らかにします。カスプの中央の画像と比較して、隣接する最も明るい画像は、レンズ付きQSOでこれまでに測定された最大のフラックス異常である7～10倍異常であることがわかりました。高解像度ジャンスキー超大型アレイ電波イメージングと、アタカマ大型（サブ）ミリアレイによるサブミリイメージングを組み込むと、低質量摂動が異常の最も可能性の高い説明であると結論付けます。近赤外スペクトルを介した光は、QSOがE(B-V)=0.7-0.9で適度に赤くなっていることを示しています。固有発光の約1%が視線に漏れて戻るため、紫外スペクトルの上昇が見られます。これは、赤みが固有のものであり、レンズによるものではないことを示唆しています。QSOは、L/L_Edd~0.2という高いエディントン比を持つ場合があります。以前の赤いQSOサンプルと一致して、このソースは、そのスペクトルに流出を示すだけでなく、合併による移行段階にあることを示唆する形態学的特性も示しています。logM_*/M_Sun=11.4のホスト銀河恒星質量を見つけました。これはローカルのM_BH対M_*関係よりも高いですが、他の高赤方偏移QSOと一致しています。縮小すると、このQSOは光度関数の膝にあり、高赤方偏移でのより典型的な中光度の赤外線選択QSOの詳細な研究が可能になります。
$z\sim$ 11-17 での超高赤方偏移銀河候補の ALMA FIR ビュー: ブルー モンスターまたは低 $z$ レッド インターローパー?
| Title |
ALMA_FIR_View_of_Ultra_High-redshift_Galaxy_Candidates_at_$z\sim$_11-17:_Blue_Monsters_or_Low-$z$_Red_Interlopers? |
| Authors |
Seiji_Fujimoto,_Steven_L._Finkelstein,_Denis_Burgarella,_Chris_L._Carilli,_V\'eronique_Buat,_Caitlin_M._Casey,_Laure_Ciesla,_Sandro_Tacchella,_Jorge_A._Zavala,_Gabriel_Brammer,_Yoshinobu_Fudamoto,_Masami_Ouchi,_Francesco_Valentino,_M._C._Cooper,_Mark_Dickinson,_Maximilien_Franco,_Mauro_Giavalisco,_Taylor_A._Hutchison,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Anton_M._Koekemoer,_Takashi_Kojima,_Rebecca_L._Larson,_Eric_J._Murphy,_Casey_Papovich,_Pablo_G._P\'erez-Gonz\'alez,_Rachel_S._Somerville,_Ilsang_Yoon,_Stephen_M._Wilkins,_L._Y._Aaron_Yung,_Hollis_Akins,_Ricardo_O._Amor\'in,_Pablo_Arrabal_Haro,_Micaela_B._Bagley,_Katherine_Chworowsky,_Olivia_R._Cooper,_Luca_Costantin,_Emanuele_Daddi,_Henry_C._Ferguson,_Norman_A._Grogin,_E._F._Jim\'enez-Andrade,_St\'ephanie_Juneau,_Allison_Kirkpatrick,_Dale_D._Kocevski,_Aur\'elien_Le_Bail,_et_al._(8_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03896 |
$z_{\rmphot}$=$16.7^{+1.9}_{-0.3}$($M_{\rmUV}$=$-21.6$)にある非常に明るい銀河候補のALMAバンド7観測を提示します。S5-z17-1、スティーブンのクインテットのJWSTEarlyReleaseObservationデータで特定。866$\mu$mでダストの連続体は検出されず、S5-z17-1が$\gtrsim30\の星形成率(SFR)を持つ低$z$ダストスターバーストである可能性を除外します。M_{\odot}$年$^{-1}$。$338.726\pm0.007$GHzで5.1$\sigma$ラインフィーチャが検出され、信号がスプリアスである可能性は2%で、JWSTソース位置と正確に一致します。最も可能性の高い線の識別は、$z=16.01$での[OIII]52$\mu$mまたは$z=4.61$での[CII]158$\mu$mであり、その線の輝度は非検出に違反していません。どちらの場合もダスト連続体。ALMAで最近観測された他の3つの$z\gtrsim$11-13候補銀河と共に、ALMAとJWSTのスペクトルエネルギー分布(SED)解析を共同で行い、$z\sim$11-17は、すべての候補で、非常に青色($\approx-2.3$のUV連続体勾配)および明るい($M_{\rmUV}$$\approx$[$-$24:$-$21])システムとして好まれています。それでも、いくつかの候補では、妥当なSED適合($\Delta$$\chi^{2}\lesssim4$)が、$z\sim3$に強い輝線を持つタイプIIクエーサーおよび/または静止銀河テンプレートによって再現されることがわかります。-5、光度関数とEW([OIII]+H$\beta$)分布から予測されるそのような集団は、$z\sim$11-17候補に使用される調査ボリュームに豊富に含まれています。これらの最近のALMA観測結果は、高い$z$解の可能性を強化しましたが、$z\sim$11-17の候補のいくつかでは、低い$z$の可能性が完全に排除されていません。
かみのけ座銀河団超拡散銀河 Y358 のケック分光法: より広い文脈での動的質量
| Title |
Keck_Spectroscopy_of_the_Coma_Cluster_Ultra-Diffuse_Galaxy_Y358:_Dynamical_Mass_in_a_Wider_Context |
| Authors |
Jonah_S._Gannon,_Duncan_A._Forbes,_Jean_P._Brodie,_Aaron_J._Romanowsky,_Warrick_J._Couch_and_Anna_Ferr\'e-Mateu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03915 |
超拡散銀河(UDG)と、質量-半径-光度空間における非UDGとの関係を調べます。後退速度と速度分散の両方を測定するコマ星団UDGY358のKeck/KCWI分光法を公開することから始めます。私たちの後退速度は、Comaクラスターとの関連性と、UDGとしてのY358のステータスを確認します。私たちの速度分散(19$\pm$3kms$^{-1}$)から、Y358の暗黒物質ハローのコアの証拠を提供する半光半径内の動的質量を計算します。この動的質量を、文献の球状クラスター(GC)に富む/乏しいUDGの質量と比較して、NIHAO/FIREシミュレーションの孤立したガスに富むUDGおよびUDGの質量プロファイルと比較します。GCに乏しいUDGは、孤立したガスに富んだUDGと同様の動的質量を持っていることがわかり、2つの間に進化経路が存在する可能性があることが示唆されます。逆に、GCリッチUDGの動的質量は大きすぎて、孤立したガスリッチUDGの進化として簡単に説明できません。シミュレートされたUDGは、GCリッチなUDGの動的質量と一致します。しかし、恒星質量(ハロー質量空間)で比較すると、FIRE/NIHAOでシミュレートされたUDGは、同じ恒星質量の孤立したガスに富むUDGまたはGCに富むUDGのいずれのハロー質量とも一致しません。最後に、Y358のデータを、文献で速度分散を測定した他のUDGで補足します。このサンプルを、質量-半径-光度空間で広範囲の非UDGと比較すると、UDGは同様の光度の非UDGと同様の遺伝子座を持ち、主な違いは半光半径が大きいことです。
超大質量ブラック ホールの連星結合の最終段階: 観測シグネチャ
| Title |
Final_stage_of_merging_binaries_of_supermassive_black_holes:_observational_signatures |
| Authors |
Jian-Min_Wang,_Yu-Yang_Songsheng,_Yan-Rong_Li,_Pu_Du |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03947 |
連星超大質量ブラックホール(SMBH)への関心が高まっていますが、重力波の制御下で急速に進化している約1光日(10^8Msunの場合、約10^2重力半径)未満の分離を持つ連星の合体はとらえどころのないものです。観察で。この論文では、次の3つのレジームのコンポーネントSMBH周辺のミニディスクの運命について説明します。2)中間料金;3)超エディントン降着率。中間速度のミニディスクは、ハイブリッド放射状構造を形成するホットコロナの熱伝導によって蒸発を受けています。連星軌道周期が蒸発したミニディスクの音の伝播時間スケールよりも短い場合、ディスクが強くねじれて破壊されるため、音の不安定性と呼ばれる新しい不安定性が発生します。ミニディスクの音の不安定性からA_{crit}~10^2Rgの重要な分離を実証し、空洞は高温ガスで満たされています。これらの連星では、コンポーネントSMBHがADAF体制のボンダイモードで降着しており、軌道運動によるADAFからの電波のドップラーブースト効果に起因する周期的な変動を示しています。その間、円周円盤(CBD)はまだ十分に熱く(紫外線不足)ないため、光子を生成してガスをイオン化し、幅広い輝線を得ることができます。CBDのわずかに超エディントンの降着では、MgIIラインがUV赤字の減少とともに現れ、中間の超エディントンバルマーラインではCBDの降着率が非常に高くない限り、CIVラインは決して現れません。さらに、CBDが連星平面とずれている場合、電波周期の約10倍の光周期変動が生じると予想されます。
Bootes void の初期型銀河 I~Zw~81 の中心星形成
| Title |
Central_star_formation_in_an_early-type_galaxy_I~Zw~81_in_the_Bootes_void |
| Authors |
Divya_Pandey,_Kanak_Saha,_Ananta_C._Pradhan,_Sugata_Kaviraj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04043 |
習慣的に受動的に進化する初期型の大質量銀河における星形成の起源はよくわかっていません。Bootesvoid内にある大質量銀河I~Zw~81のケーススタディを紹介します。虚無銀河は、活動銀河核(AGN)をホストすることが知られています。$Canada$$France$$Hawaii$$Telescope$($CFHT$)gバンドとrバンドの表面輝度分布の詳細な2D分解により、核点源、バー、リングなどの複数の構造成分が明らかになりました、および外側の低表面輝度（LSB）ディスクが続く内側の指数ディスク。I~Zw~81は、レンズ状の形態を持つ円盤優勢銀河であることが判明しました。多波長スペクトルエネルギー分布(SED)のモデリングは、銀河が星形成(SF)であり、青い雲に属していることを示しています。バーの光学的(g$-$r)色は円盤よりも青く、{\emAstroSat}に搭載された紫外画像望遠鏡(UVIT)で観測された銀河内部の遠紫外および近紫外放射が集中していることがわかります。バーを囲む中央の数kpc領域。強力なバーは、ガスの流入を促進し、$CFHT$の深いデータから明らかなように、小さな合併のような相互作用と並行してSF活動を引き起こす上で極めて重要な役割を果たしている可能性があります。低光度のAGNは、中央のSFをクエンチするには不十分です。この結果は、巨大な棒レンズ状銀河の観点からは特異です。
エーデルワイスによる Sub-GeV 暗黒物質探索: 新しい結果と展望
| Title |
Sub-GeV_Dark_Matter_Searches_with_EDELWEISS:_New_results_and_prospects |
| Authors |
H.Lattaud_(for_the_EDELWEISS_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04176 |
エーデルワイスとの共同研究では、電荷とフォノンの信号を収集するゲルマニウムボロメーターを使用して、軽い暗黒物質(DM)粒子の検索を実行します。Neganov-Trofimov-Luke(NTL)効果のおかげで、LaboratoireSouterraindeModaneの地下で運用されているNbSiTransitionEdgeSensor(TES)を搭載した巨大な(200g)ゲルマニウム検出器で、4.46電子正孔ペアのRMS分解能が得られました。(LSM)。この感度により、ミグダル効果を32MeV/C$^{2}$まで使用してWIMPを検索し、10$^{-29}$cm$^2$までの断面を除外することが可能になりました。これは、このような温度センサーを使用した極低温ゲルマニウムの最初の測定であり、この技術の妥当性が高いことを証明しています。さらに、このようなTESは非平衡フォノンに対する感度を示しており、EDELWEISSの新しい経験であるCRYOSELへの道が開かれています。これは、EDELWEISS-SubGeVプログラムのコンテキストで性能が向上したGe検出器の開発における重要なステップです。
Sgr A East の作成方法: 超新星はどこで爆発したか?
| Title |
How_to_create_Sgr_A_East:_Where_did_the_supernova_explode? |
| Authors |
S._Ehlerov\'a,_J._Palou\v{s},_M._R._Morris,_R._W\"_unsch,_B._Barna,_P._Vermot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04232 |
いて座Aイーストは、天の川銀河の中心に最も近い超新星残骸です。その年齢は非常に若い、約1～2千年、または約10千年と推定されており、その正確な起源は不明のままです。私たちは、SgrAEastの形状、サイズ、および位置を再現する超新星爆発の単純なモデルを作成することを目指しています。簡略化された流体力学コードを使用して、銀河中心周辺の媒体における超新星残骸の進化をシミュレートしました。後者は、SgrAEastが相互作用していることが知られている近くの巨大な分子雲と、核星団からの風で構成されています。SgrAEastremnantの推奨モデルは、約10kyrの年齢と互換性があります。また、5000歳未満の年齢には適していませんが、それ以上の年齢に適した解決策を見つけています。私たちのシミュレーションは、超新星が銀河中心から約3.5pcの距離で、銀河平面の下で、中心からわずかに東に、その3pc後方で爆発したと予測しています。
PzWav を使用した S-PLUS DR1 銀河団と銀河団のカタログ
| Title |
S-PLUS_DR1_galaxy_clusters_and_groups_catalogue_using_PzWav |
| Authors |
S._V._Werner,_E._S._Cypriano,_A._H._Gonzalez,_C._Mendes_de_Oliveira,_P._Araya-Araya,_L._Doubrawa,_R._Lopes_de_Oliveira,_P._A._A._Lopes,_A._Z._Vitorelli,_D._Brambila,_M._Costa-Duarte,_E._Telles,_A._Kanaan,_T._Ribeiro,_W._Schoenell,_T._S._Gon\c{c}alves,_K._Men\'endez-Delmestre,_C._R._Bom,_L._Nakazono |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04243 |
マルチフィルター(5広角、7狭角)南方測光局地宇宙調査(S-PLUS)の最初のデータリリースからの4499のグループと銀河団のカタログを提示します。これらのグループとクラスターは、Stripe82リージョンの273deg$^2$に分散しています。それらは、PzWavアルゴリズムを使用して検出されます。このアルゴリズムは、クラスターとグループを分離するために、クラスタースケールのガウス分布の差分カーネルによって平滑化された銀河密度マップのピークを識別します。シミュレーションベースのモックカタログを使用して、クラスター検出の純度と完全性を推定します。<z<0.4}$、$\mathrm{M_{200}>10^{14}}$M$_\odot$のクラスターの場合。また、中心位置と赤方偏移に関してカタログの精度を評価し、$\mathrm{\sigma_R=12}$kpcと$\mathrm{\sigma_z=8.8\times10^{-3}}$の分散を見つけました。それぞれ。さらに、サンプルの1%未満が断片化またはオーバーマージの影響を受けます。S-PLUSクラスターカタログは、このフィールドで既知のすべてのX線およびSunyaev-Zel'dovich選択クラスターの$\sim$80%を回復します。この割合は推定された完全性に非常に近いため、模擬データ解析を検証し、進行中のS-PLUSプロジェクトからのデータを使用して銀河の新しいグループとクラスターを見つける効率的な方法を確立します。完了すると、S-PLUSは9300deg$^{2}$の空の調査を完了し、クラスターのフォローアップ研究のための狭い範囲から広い範囲のマルチバンド測光法を使用して、最も広い途切れのない領域を表します。
XDCPJ0044.0-2033 の高密度環境での $z\gtrsim1.5$ での大量アセンブリと AGN アクティビティ
| Title |
Mass_assembly_and_AGN_activity_at_$z\gtrsim1.5$_in_the_dense_environment_of_XDCPJ0044.0-2033 |
| Authors |
M._Lepore,_A._Bongiorno,_P._Tozzi,_A._Travascio,_L._Zappacosta,_E._Merlin,_R._Fassbender |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04244 |
XDCP0044.0-2033は、z>1.5で知られている最も大規模な銀河団であり、そのコアは、合体を経験し、核活動をホストしている高密度の銀河を示しています。この銀河団の中心から157kpcに位置する領域の多波長研究を提示し、測光および分光多波長観測(F105W、F140W、F160Wバンドの高解像度HST画像、HバンドのNIRKMOSデータ)を行っています。およびYJバンドとChandraACIS-SX線データ)。私たちの主な目標は、この高密度領域に生息する銀河に作用する環境の影響を調査することです。分析された地域には少なくとも9つの異なるソースがあり、そのうちの6つが狭い赤方偏移範囲1.5728<z<1.5762内のクラスターメンバーであることが確認されました。これらの発生源は、推定距離$\sim$13kpcで2つの異なる複合体を形成し、10～30Myr離れた推定タイムスケールで合体しています。ソースの1つは、広いHアルファ輝線の存在を示しており、タイプ1AGNとして分類されます。このAGNは点状のX線源に関連付けられており、その放出は中程度に隠されているように見え(固有吸収$N_{H}\sim10^{22}cm^{-2}$)、比較的大質量のブラックホールをホストしています。質量$M_{BH}\sim10^{7}M_{\odot}$で、$\sim$0.2のエディントン比で降着しています。分析された領域は、二次BCGの形成部位であることと一致していると結論付けています。これらの調査結果は、クラスターのX線形態の詳細な分析とともに、クラスター全体のマージシナリオを示唆しており、2つの巨大なハローが両方とも、組み立てられようとしている2つの急速に進化するBCGを抱えています。私たちの結果は、メンバー銀河のAGNフェーズがガスに富む合体によって引き起こされ、局所銀河団の中心で観察される楕円銀河の赤いシーケンスの形成に関連する役割を果たすというシナリオとも一致しています。
PhotoRedshift-MML: クエーサーの測光赤方偏移を推定するためのマルチモーダル機械学習法
| Title |
PhotoRedshift-MML:_a_multimodal_machine_learning_method_for_estimating_photometric_redshifts_of_quasars |
| Authors |
Shuxin_Hong,_Zhiqiang_Zou,_A-Li_Luo,_Xiao_Kong,_Wenyu_Yang_and_Yanli_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04260 |
クエーサーのフォトメトリック赤方偏移(略してPhotoRedshift-MML)を推定するためのマルチモーダル機械学習法を提案します。私たちの方法には、マルチモーダル表現学習による特徴変換モデルと、マルチモーダル転移学習による測光赤方偏移推定モデルの2つの主要なモデルが含まれます。測光赤方偏移の予測精度は、MMLを介して測光データから学習された生成されたスペクトル特徴によって提供される大量の情報により、大幅に改善されました。SloanDigitalSkySurvey(SDSS)DataRelease17からの合計415,930個のクエーサー(赤方偏移が1から5の間)が実験のためにスクリーニングされました。|{\Delta}z|を使用しました。=|(z_photo-z_spec)/(1+z_spec)|赤方偏移予測を評価し、精度が4.04%向上したことを示しました。生成されたスペクトル特徴の助けを借りて、|{\Delta}z|を持つデータの割合<0.1は、テストサンプル全体の84.45%に達する可能性がありますが、シングルモーダル測光データの場合は80.41%に達します。さらに、|{\Delta}z|の二乗平均平方根(RMS)0.1332から0.1235に減少することが示されています。私たちの方法は、銀河分類や赤方偏移予測など、他の天文データ解析に一般化される可能性があります。アルゴリズムコードはhttps://github.com/HongShuxin/PhotoRedshift-MMLにあります。
Gaia DR3 と近くの銀河: 前景はどこで重要なのか?
近くの銀河は、共通の距離と定量化可能な環境で、星と非星の源の集団を提供します。すべてが天の川の前景を通して観測されており、観測された銀河の緯度とターゲット銀河の距離とサイズに依存するさまざまな程度の汚染があります。この作業では、ガイアデータリリース3(DR3)を使用して、天文測定によって前景のソースを特定し、近くの銀河の大規模なサンプルの前景の汚染を定量化します。最大の局所群銀河を除いて、局所体積銀河カタログ(D<11Mpc)にリストされている1401の銀河の方向に約50万のガイアソースがあります。ガイアソースの約3分の2は、前景ソースと一致する天文特性を持っています。これらの光源は、前景以外の光源よりも明るく、赤く、中央集中度が低くなります。銀河全体で平均すると、投影半径r50=1.06*a26で前景ソースがガイアソースの50%を構成します。ここで、a26はB=26.5等光面での角度直径です。前景のソースは、見かけのマグニチュードm(G,50)=20.50でガイアソースの50%を構成します。この限界は、D=450kpcでの赤色巨星枝の絶対等級の先端と、5Mpcでの球状星団の光度関数のピーク絶対等級に対応します。ガイアのデータは、近くの銀河の恒星集団研究で前景の汚染を除去するための強力なツールを提供しますが、ガイアの前景の除去は5Mpcの距離を超えると不完全になります。
巨大な低表面輝度銀河マリン 1: GBT/ARGUS 観測からの分子ガス質量の新しい制約
| Title |
The_giant_low_surface_brightness_galaxy_Malin_1:_new_constraints_for_its_molecular_gas_mass_from_GBT/ARGUS_observations |
| Authors |
Gaspar_Galaz,_David_T._Frayer,_Matias_Bla\~na,_J._Christopher_Howk,_Thomas_Puzia,_Evelyn_J._Johnston,_Yasna_Ordenes-Brice\~no,_Sarah_Church,_Santiago_Gil,_Katerine_Joachimi,_and_Marcelo_Mora |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04342 |
GBT/ARGUS$^{12}$CO(1-0)の観測から得られた、巨大な低表面輝度銀河マリン1の結果について報告します。これにより、そのCO質量の上限、したがってその分子ガス質量の上限を決定することができます。および分子ガス質量表面密度$\Sigma_{H_2}$。ソース統合時間で17時間にわたって非常に深い観測を行いましたが、対応する拡張されたソースCO制限(3$\sigma$)0.09Kkms$^{-1}$の19倍の感度があり、$^{12}$CO(1-0)輝線は検出されません。しかし、観測により、CO質量の上限(3$\sigma$)を見積もることができ、拡張放出の場合は約$7.4\times10^9$M$_\odot$、および$1.4\times10^8$です。M$_\odot$は銀河の中心部です。これらの数値から、分子ガスの表面密度は0.3M$_\odot$pc$^{-2}$よりも低く、対応する分子と原子ガスの質量比は0.13よりも低いと結論付けます。この証拠は、マリン1の星間物質の物理的条件が、通常の高輝度の渦巻きとはまったく異なることを示唆しています。これは、30年以上にわたって何人かの著者によって観測されているマリン1の多様な恒星および構造特性にもかかわらず、ある意味では別の方法で、COとしての通常の分子ガストレーサーを我々の観測から隠しています。
金属を含まない連星の形成: H$_{2}$ ライン冷却と CIE 冷却の影響
| Title |
Formation_of_metal-free_binaries:_Impact_of_H$_{2}$_line_cooling_and_CIE_cooling |
| Authors |
Rafeel_Riaz,_Dominik_R.G._Schleicher,_Stefano_Bovino,_Siegfried_Vanaverbeke,_and_Ralf_S._Klessen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04413 |
原始星形成の間、主な冷却チャネルはH$_{2}$とH$_{2}$やH$_{2}$などの超分子によって十分に高い密度で提供される。後者が$n_{\rmH}$$\geq$$10^{14}$~cm$^{-3}$で形成されると、衝突誘起放出(CIE)が効率的なガス冷却を提供します。CIE冷却が金属を含まないバイナリの形成にどのように影響するかを調査し、このプロセスがある場合とない場合のシミュレーションを比較します。冷却メカニズムに関係なく、典型的な原始星の質量範囲は0.01～100M$_{\odot}$です。しかし、H$_{2}$線冷却のみのモデルでは、大質量原始星よりも動径速度の変動が大きい低質量原始星が多く生成されます。同様に、H$_{2}$冷却とCIE冷却の両方を備えたモデルでは、中間の質量範囲の原始星について、動径速度の有意な変動が見られます。破片の初期数$N_{\rmmax}$は、乱流の強さが増すにつれて減少します。超分子による冷却により、最も大規模なプロトバイナリ(MMPB)が効率的に質量を増加させます。MMPBの最大質量降着率$\dotM_{\rmmax}$は、純粋なH$_{2}$ライン冷却よりもCIE冷却の存在下で1桁以上高くなります。その結果、H$_{2}$$-$H$_{2}$冷却チャネルを通じて、長半径が3.57auほどのコンパクトな連星が形成される可能性があります。私たちの結果は、MMPBsに加えて、ほとんどの母集団III(Pop.III)バイナリが偏心、つまり非円形軌道にあることを示しています。これは、以前の研究で報告された偏心連星との重要なつながりを提供します。偏心連星は、進化中に豊富な一時的降着信号を示すことがわかっています。
1 回はインスタンス、2 回は趣味: NGC 5273 における複数の光学および近赤外線変化する外観イベント
| Title |
Once_is_an_Instance,_Twice_is_a_Hobby:_Multiple_Optical_and_Near-Infrared_Changing-Look_Events_in_NGC_5273 |
| Authors |
J._M._M._Neustadt,_J._T._Hinkle,_C._S._Kochanek,_M._T._Reynolds,_S._Mathur,_M._A._Tucker,_R._Pogge,_K._Z._Stanek,_A._V._Payne,_B._J._Shappee,_T._W.-S._Holoien,_K._Auchettl,_C._Ashall,_T._deJaeger,_D._Desai,_A._Do,_W._B._Hoogendam,_M._E._Huber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03801 |
NGC5273は、既知の光学およびX線可変AGNです。2000年から2022年までの長期変動性を特徴付けるために、新規およびアーカイブのIR、光学、UV、およびX線データを分析します。2011年から2014年の間に、AGNがタイプから変化したとき、少なくとも1つの変化する外観イベントが発生しました。1.8/1.9SeyfertからType1へ。その後、すべての波長でかなり減衰し、その後2021年から2022年にかけて、UV/光学輝度が劇的ではあるがゆっくりと増加しました。NGC5273は、2000年から2022年の間に複数の変化する外観イベントを経験したことを提案します--タイプ1.8/1.9として始まったNGC5273は、2002年と2014年に一時的にタイプ1に変更され、2005年と2017年にはそれぞれタイプ1.8/1.9に戻ります。2022年には、再び光学およびNIRの広い輝線を持つタイプ1セイファートになります。我々は、NGC5273の変化する外観イベントと、それらの動的降着および放射プロセスとの関係を特徴付けます。
太陽放射による $\gamma$ 線と超高エネルギーニュートリノ背景抑制
太陽は、ほぼ空間的に等方的な分布で大量の光子とニュートリノを放出します。銀河系外の源からの拡散$\gamma$線と超高エネルギー(UHE)ニュートリノは、放出された太陽光子とニュートリノとそれぞれ相互作用して消滅する可能性がある。これは、太陽放射による$\gamma$線とUHEニュートリノフラックスの減衰により、宇宙線背景に異方性を誘発します。したがって、この減少を測定することは、電弱相互作用のシンプルで強力な天体物理学的プローブを提示します。この手紙では、地球(太陽)で$\simeq2\times10^{-3}\,(0.5)\%$および$\simeq1\times10^{-16}となるような異方性を計算します。\,(2\times10^{-14})\%$TeVスケール$\gamma$線とPeVスケールUHEニュートリノそれぞれ。フェルミガンマ線宇宙望遠鏡大面積望遠鏡(FermiLAT)、高エネルギー立体視システム(H.E.S.S)、高高度水チェレンコフ(HAWC)検出器、IceCubeなどの実験のエキサイティングな観測の見通しについて簡単に説明します。ParkerSolarProbeやJamesWebbSpaceTelescopeなどの他のアクティブな衛星の軌道位置で$\gamma$線の減衰を測定する可能性も調査されています。
$TESS$ 衝撃冷却光曲線の分析を通じて SN 2021zby の前駆体を明らかにする
| Title |
Revealing_the_progenitor_of_SN_2021zby_through_analysis_of_the_$TESS$_shock-cooling_light_curve |
| Authors |
Qinan_Wang,_Patrick_Armstrong,_Yossef_Zenati,_Ryan_Ridden-Harper,_Armin_Rest,_Iair_Arcavi,_Charles_D._Kilpatrick,_Ryan_J._Foley,_Brad_E._Tucker,_Chris_Lidman,_Thomas_L._Killestein,_Melissa_Shahbandeh,_Joseph_P_Anderson,_Chris_Ashall,_Jamison_Burke,_Ting-wan_Chen,_Kyle_A._Dalrymple,_Kyle_W._Davis,_Michael_D._Fulton,_Llu\'is_Galbany,_Mariusz_Gromadzki,_Nada_Ihanec,_Jacob_E._Jencson,_David_O._Jones,_Joseph_D._Lyman,_Tom\'as_E._M\"uller-bravo,_Megan_Newsome,_Matt_Nicholl,_David_O'neill,_Craig_Pellegrino,_Sofia_Rest,_Stephen_J._Smartt,_Ken_Smith,_Shubham_Srivastav,_Samaporn_Tinyanont,_David_R._Young,_Alfredo_Zenteno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03811 |
双峰型IIb超新星(SNIIb)2021zbyの初期の観測と分析を紹介します。$TESS$は、爆発後最初の$\sim$10日以内にSN2021zbyの顕著な初期衝撃冷却ピークを30分のリズムで捉えました。衝撃冷却フェーズ中の3つのスペクトルを含む、SN2021zbyの光学および近赤外線スペクトルシリーズを提示します。マルチバンドモデルフィットを使用して、その祖先の推定された特性は、$\sim$0.3-3.0M$_\odot$のエンベロープ質量と$のエンベロープ半径を持つ赤色超巨星または黄色超巨星と一致することがわかりました。\sim$50-350$R_\odot$.これらの推定された前駆細胞の特性は、SNe1993J、2011dh、2016gkg、および2017jghなど、二重ピークの特徴を持つ他のSNeIIbの特性と類似しています。この研究は、衝撃冷却光曲線の形状を解決する上での高いケイデンスと初期のカバレッジの重要性をさらに検証しますが、前駆細胞の特性を完全に制約するには、マルチバンド観測、特にUVも必要です。
MeerKAT による 47 個のトゥカナエ パルサーの偏光: 磁場の影響
| Title |
A_MeerKAT_look_at_the_polarization_of_47_Tucanae_pulsars:_magnetic_field_implications |
| Authors |
F._Abbate,_A._Possenti,_A._Ridolfi,_V._Venkatraman_Krishnan,_S._Buchner,_E._D._Barr,_M._Bailes,_M._Kramer,_A._Cameron,_A._Parthasarathy,_W._van_Straten,_W._Chen,_F._Camilo,_P._V._Padmanabh,_S._A._Mao,_P._C._C._Freire,_S._M._Ransom,_L._Vleeschower,_M._Geyer,_L._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03815 |
UHFバンド(544-1088MHz)でのMeerKAT電波望遠鏡からの観測を使用して、球状星団47Tucanae内の22のパルサーの偏光プロファイルを提示し、分散測定(DM)と回転測定(RM)の正確な値を報告します。これらの測定値を使用して、電子密度と磁場における乱流の存在を調査します。DMの構造関数は$\sim30$arcsec($\sim0.6$pcで47Tucanaeの距離)でブレークを示し、風を放出する星の運動によって駆動されるクラスター内のガスに乱流が存在することを示唆しています。.一方、RMの構造関数は、ブレークの証拠を示していません。この非検出は、パルサーの数が限られていること、または視線に沿って銀河に介在するガスの影響のいずれかによって説明できます。クラスターでの将来のパルサーの発見は、存在を確認し、乱気流の位置を特定するのに役立つ可能性があります.
X線バースト中の放射線の放出は、中性子星の周りの降着円盤の特性に影響を与える可能性があります.コロナは冷却して崩壊する可能性があり、内部領域は降着の強化により出血する可能性があり、追加の加熱は星の変化につながります.ディスクの高さ。この論文では、バーストからの放射が反りの不安定性によってディスクを歪ませることができるかどうかを調査します。等方性粘性と線形成長の限界で作業すると、バーストがより大きな光度とより長い持続時間を持つ場合、バーストがディスクワープを駆動する可能性が高くなることがわかります。したがって、ワープは、中間持続時間バースト(IMDB)および光球の半径拡大の証拠を伴うスーパーバースト中に発生する可能性が最も高くなります。さらに、ワープの発生はディスクの粘度に依存し、$\alpha$の値が大きいほど、ワープが成長する可能性が高くなります。タイプIバーストおよびIMDB中のワープの発生の時間依存の進化計算を実行します。バースト前の最初のワープに応じて、バーストが$r$<~50$r_g$でワープを生成し、1秒のタイムスケールで急速に成長して減衰するか、またはよりゆっくりと成長して大部分をカバーするワープを生成することがわかります。ディスク。小さな半径でのワープの脈動は、いくつかのIMDBの尾部で観察された無彩色の変動を説明するのに必要な特性を持っているようです。4U1820-30および4U1636-53スーパーバーストの後期に推測された大きな反射強度と吸収柱密度は、大規模でゆっくりと成長するワープによって説明できます。
空間的に分解されたポラリメトリーがブラックホール降着流モデルにどのように情報を与えるか
| Title |
How_Spatially_Resolved_Polarimetry_Informs_Black_Hole_Accretion_Flow_Models |
| Authors |
Angelo_Ricarte,_Michael_D._Johnson,_Yuri_Y._Kovalev,_Daniel_C._M._Palumbo,_Razieh_Emami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03907 |
イベントホライズンテレスコープ(EHT)コラボレーションは、2つの超大質量ブラックホールの画像を生成することに成功し、ブラックホールとその降着流の地平線スケールでの新しいテストを可能にしました。EHTはこれまでに総強度と直線偏光の画像を公開していますが、今後の画像には円偏光、回転測定、スペクトルインデックスが含まれる可能性があり、それぞれがプラズマと時空のさまざまな側面を明らかにします。次世代EHT(ngEHT)は、より広い記録帯域幅と追加ステーションを通じてこれらの研究を大幅に強化し、信号対雑音比の向上、ダイナミックレンジの桁違いの改善、多周波数観測、水平スケールの映画をもたらします。この論文では、これらの異なる観測量のそれぞれが、プラズマと時空の根底にある特性についてどのように私たちに通知するかを確認し、偏波研究がまばらで長いベースラインカバレッジでの測定に適している理由について説明します。
| Title |
The_ngEHT's_Role_in_Measuring_Supermassive_Black_Hole_Spins |
| Authors |
Angelo_Ricarte,_Paul_Tiede,_Razieh_Emami,_Aditya_Tamar,_and_Priyamvada_Natarajan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03910 |
超大質量ブラックホールの質量は宇宙時間にわたってカタログ化されていますが、そのうちの数十個だけがしっかりとしたスピン測定値を持っています。既存のイベントホライズンテレスコープ(EHT)アレイを拡張および改善することにより、次世代のイベントホライズンテレスコープ(ngEHT)は、イベントホライズンスケールでの多周波偏光ムービーを可能にし、時空間と降着フローに新しい制約を課します。この情報を組み合わせることで、ngEHTは何十もの超大質量ブラックホールの質量とスピンを測定できる可能性があると予想されます。このホワイトペーパーでは、既存のスピン測定と、ngEHTがターゲットの超大質量ブラックホールのスピンを測定できる可能性のある多くの提案された手法について説明します。ngEHTによって測定されたスピンは、既存のサンプルとは異なり、降着率の高いオブジェクトに偏っていない、ソースの完全に新しいサンプルを表します。このようなサンプルは、超大質量ブラックホールの降着、フィードバック、および宇宙集合に関する新しい洞察を提供します。
らせん結合スカラー場による相対論的電気力学と磁気流体力学の正確な定式化
| Title |
Exact_formulations_of_relativistic_electrodynamics_and_magnetohydrodynamics_with_helically_coupled_scalar_field |
| Authors |
Jai-chan_Hwang_and_Hyerim_Noh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03926 |
一般的な相対論的電気力学と磁気流体力学をらせん状に結合したスカラー場で提示します。流体、スカラー場、らせん結合による電磁場の3成分系を考えます。共変定式化、ADM定式化、および完全非線形で正確な摂動定式化の3つの正確な定式化を導出します。また、完全に相対論的な流体とフィールドを使用して、弱い重力の限界を導き出します。後者の2つの定式化は、宇宙論的な文脈で提示されます。
十分に局所化された高速電波バーストからの同時および遅延光放射の制限
| Title |
Limits_on_Simultaneous_and_Delayed_Optical_Emission_from_Well-Localized_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
Daichi_Hiramatsu,_Edo_Berger,_Brian_D._Metzger,_Sebastian_Gomez,_Allyson_Bieryla,_Iair_Arcavi,_D._Andrew_Howell,_Ryan_Mckinven,_Nozomu_Tominaga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03974 |
高速電波バースト(FRB)中およびその後の光学観測のこれまでで最大の編集を提示します。このデータセットには、8つの繰り返しソースと7つの1回限りのソースを含む、15の適切にローカライズされたFRBのサンプルに対する、専用の同時およびフォローアップ観測、および偶発的なアーカイブ調査観測が含まれています。繰り返し発生するFRB20220912Aからの7つのバーストを同時に($0.4$秒の遅延でほぼ同時に)光学的に観測した結果、銀河系外のFRBとしてこれまでで最も深い限界が得られ、$\nuL_\nuの光度限界に達しました。\lesssim10^{42}$ergs$^{-1}$($\lesssim2\times10^{41}$ergs$^{-1}$);これらの観測は、$f_{\rmopt}/F_{\rmradio}\lesssim10^{-7}$ms$^{-1}$($\lesssim10^{-8}$ms$^{-1}$)、1ミリ秒あたり$f_{\rmopt}/f_{\rmradio}\lesssim0.02$のフラックス比に制限を設けますタイムスケールまたは$\lesssim2\times10^{-5}$($\lesssim10^{-6}$)秒のタイムスケール。これらの同時極限は、パルサー磁気圏モデルやパルサー星雲モデルなどのFRB放出モデルのコンテキストで有用な制約を提供します。FRBシンクロトロンメーザーモデルのコンテキストで利用可能なすべての光学限界を解釈すると、フレアエネルギーが$\lesssim10^{43}-10^{47}$ergに制限されることがわかります(さまざまな反復FRBの距離に応じて、、SGR1935+2154の$\lesssim10^{39}$ergで)。これらの制限は、FRB20220912Aの場合、同時かつ迅速なフォローアップ観測がモデルパラメーター空間を厳しく制限しますが、一般に、FRB自体から推定されるエネルギーよりも少なくとも1桁大きくなります。最後に、大型光学望遠鏡による将来の迅速な対応と同時観測の可能性を探ります。
GRB 221009A からの ~18 TeV 光子の解読
2022年10月9日、非常に強力なガンマ線バーストGRB221009Aが複数の機器によって検出されました。天の川銀河に遮られているにもかかわらず、その残光の爆発は、以前に見られた他のすべてのGRBを凌駕していました。LHAASOは、最大18TeVに及ぶ数千の非常に高エネルギーの光子を検出しました。このような高エネルギーの光子の検出は、宇宙の不透明度が大きいため予想外です。残光期には、光源からの固有の非常に高エネルギーの光子束が多様体を増加させた可能性があり、銀河系外の背景光とのペア生成による減衰を補うことができます。そのようなシナリオを提案し、GRBジェットの外部前方衝撃領域での超高エネルギー陽子とシードシンクロトロン光子との相互作用から、地球上で非常に高エネルギーの光子を観測できることを示します。
ローカライズされた高速電波バーストを使用して、銀河間媒体で失われたバリオンを見つける
| Title |
Finding_the_missing_baryons_in_the_intergalactic_medium_with_localized_fast_radio_bursts |
| Authors |
K._B._Yang,_Q._Wu,_F._Y._Wang_(NJU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04058 |
バリオンの消失問題は、天文学における主要な未解決問題の1つです。高速電波バースト(FRB)は、原因不明の明るいミリ秒パルスです。FRBの分散測定は、視線に沿った電子列密度として定義され、すべてのイオン化されたバリオンを説明します。ここでは、22のローカライズされたFRBを使用して、宇宙のバリオン含有量を測定します。FRBホスト銀河の分散測度の値を固定し、銀河間媒質(IGM)の不均一性を無視した以前の研究とは異なり、ホスト銀河と最先端のIllustrisTNGからのIGMによって寄与される分散測度の確率分布を使用します。シミュレーション。$\Omega_b=0.0490^{+0.0036}_{-0.0033}$(1$\sigma$)の宇宙バリオン密度を7.0%の精度で導出します。この値は、宇宙マイクロ波背景放射やビッグバン元素合成などの他の測定値と劇的に一致しています。私たちの研究は、バリオンが失われているのではなく、IGMに存在していることを裏付けています。
AT2017gfo の包括的な風噴出物流出とパラメータ推定によるキロノバの代理光曲線モデル
| Title |
Surrogate_light_curve_models_for_kilonovae_with_comprehensive_wind_ejecta_outflows_and_parameter_estimation_for_AT2017gfo |
| Authors |
Atul_Kedia,_Marko_Ristic,_Richard_O'Shaughnessy,_Anjali_B._Yelikar,_Ryan_T._Wollaeger,_Oleg_Korobkin,_Eve_A._Chase,_Christopher_L._Fryer,_Christopher_J._Fontes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04363 |
中性子星の合体から生じる電磁放射は、放出された物質の特性を光度曲線にエンコードすることが示されています。キロノバ放出から推測された噴出物の特性は、重力波信号および数値相対論モデルに基づいて計算されたものと緊張関係にあります。この緊張に動機付けられて、キロノバ噴出物に由来する幅広い代理光曲線モデルのセットを構築します。2次元異方性シミュレーションの4つのパラメーターファミリーとそれに関連するサロゲートは、動的噴出物コンポーネントの一貫性を保ちながら、風の流出形態と流出組成に関するさまざまな仮定を調査します。さまざまな噴出物パラメーターにわたってキロノバ光度曲線を補間する際にこれらの代理モデルの機能を提示し、流出に関する仮定なしで、および流出が太陽\emph{r}プロセスの存在量を代表する必要があるという仮定の下で、AT2017gfoのパラメーター推定を実行します。パターン。AT2017gfoのパラメーター推定は、これらの新しいサロゲートモデルが噴出物の特性の不一致を軽減するのに役立つことを示し、これらの特性に対する体系的なモデリングの不確実性の影響も示しており、さらなる調査を促しています。
超新星 2018evt とかなりの量の星周物質との相互作用 - SN1997cy のようなイベント
| Title |
The_Interaction_of_Supernova_2018evt_with_a_Substantial_Amount_of_Circumstellar_Matter_-_An_SN1997cy-like_Event |
| Authors |
Yi_Yang_(1,_2),_Dietrich_Baade_(3),_Peter_Hoeflich_(4),_Lifan_Wang_(5),_Aleksandar_Cikota_(6),_Ting-Wan_Chen_(7,_8),_Jamison_Burke_(9,_10),_Daichi_Hiramatsu_(11,_12,_9,_10),_Craig_Pellegrino_(9,_10),_D._Andrew_Howell_(9,_10),_Curtis_McCully_(9)Stefano_Valenti_(13),_Steve_Schulze_(14,_2),_Avishay_Gal-Yam_(2),_Lingzhi_Wang_(15,_16),_Alexei_V._Filippenko_(1,_17),_Keiichi_Maeda_(18),_Mattia_Bulla_(8),_Yuhan_Yao_(19),_Justyn_R._Maund_(20),_Ferdinando_Patat_(3),_Jason_Spyromilio_(3),_J._Craig_Wheeler_(21),_Arne_Rau_(7),_Lei_Hu_(22),_Wenxiong_Li_(23),_Jennifer._E._Andrews_(24,_25),_Lluis_Galbany_(26,_27),_David._J._Sand_(24),_Melissa_Shahbandeh_(4),_Eric_Y._Hsiao_(4),_Xiaofeng_Wang_(28,_29)_((1)_UC_Berkeley,_(2)_Weizmann_Institute,_(3)_ESO_Garching,_(4)_Florida_State_University,_(5)_Texas_A&M_University,_(6)_ESO_Chile,_(7)_Max-Planck-Institute,_(8)_OKC_Stockholm,_Astronomy_Dept,_(9)_Las_Cumbres_Observatory,_(10)_UC_Santa_Barbara,_(11)_Harvard,_(12)_IAIFI,_(13)_UC_Davis,_(14)_OKC_Stockholm,_Physics_Dept,_(15)_CAS_South_America_Center_for_Astronomy,_(16)_CAS_Key_Laboratory_of_Optical_Astronomy,_(17)_Miller_Institute,_(18)_Kyoto_University,_(19)_Caltech,_(20)_University_of_Sheffield,_(21)_UT_Austin,_(22)_Purple_Mountain_Observatory,_CAS,_(23)_Tel_Aviv_University,_(24)_University_of_Arizona,_(25)_Gemini_Observatory/NSF_NOIRLab,_(26)_Institute_of_Space_Sciences,_(27)_Institute_of_Space_Studies_of_Catalonia,_(28)_Tsinghua_University,_(29)_Beijing_Planetarium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04423 |
まれなクラスの超新星(SNe)は、強力なバルマー線放出によって証明されるように、噴出物と星周物質(CSM)のいくつかの太陽質量との間の強い相互作用によって特徴付けられます。爆発後の最初の数週間以内に、それらは過光度のIa型SNeに似たスペクトルの特徴を示すかもしれませんが、後の段階では、それらの観測特性は、爆発から数年後に強いバルマー線を示すIIn型SNeのいくつかの極端なケースと顕著な類似性を示します。CSMの幾何学を研究するために、ESO超大型望遠鏡によって得られたSN2018evtの偏光観測を提示します。非ゼロ連続偏光は時間の経過とともに減少し、前駆星の質量損失が非球面であることを示唆しています。顕著なH$\alpha$放射は、幅の広い時間発展成分と中間幅の静的成分に分解できます。前者は偏光信号を示しており、前方衝撃と後方衝撃の間の領域内の冷たい高密度シェル(CDS)から発生する可能性があります。後者はかなり非分極であり、HリッチCSM内の衝撃を受けて断片化されたガス雲から発生する可能性があります。SN2018evtは、大規模で非球状の星周雲の中で爆発したと推測されます。CSMとSNの対称軸は似ているように見えます。SN\,2018evtは、噴出物とCSMの間に強い相互作用を示すイベントに共通する観測特性を示しており、それらが同様の星周構成を共有していることを示唆しています。私たちの予備的な見積もりは、SN2018evtの星周環境が$\sim0.1$M$_\odot$yr$^{-1}$の割合で$>100$yrの期間にわたって大幅に濃縮されたことも示唆しています。
最近のマルチメッセンジャー研究は、GeV-TeVガンマ線を透過しない高エネルギーニュートリノ源の証拠を提供しています。活動銀河NGC1068における高エネルギーニュートリノとガンマ線の関係を調査した結果、ニュートリノはシュヴァルツシルト半径の約100以内の領域から発生する可能性が最も高いことがわかりました。ニュートリノがフォトメソン生成プロセスを介して生成される場合、これは特に当てはまりますが、ハドロ核相互作用が支配的である場合、制約は緩和される可能性があります。最も好ましいニュートリノ生成領域を検討し、コロナ、ジェット、風、および高密度物質とのそれらの相互作用について説明します。この結果は、冠状領域と流出の基部付近の消散メカニズムを理解することの重要性を強化します。ニュートリノが超大質量ブラックホールの隠れた近くで生成されるという点で、エディントン近くの降着と潮汐破壊イベントを伴う活動銀河核との間に関係がある可能性があります。
SKAO による太陽および太陽圏科学の準備: インドの視点
| Title |
Preparing_for_Solar_and_Heliospheric_Science_with_the_SKAO:_An_Indian_Perspective |
| Authors |
Divya_Oberoi,_Susanta_Kumar_Bisoi,_K._Sasikumar_Raja,_Devojyoti_Kansabanik,_Atul_Mohan,_Surajit_Mondal,_Rohit_Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03791 |
スクエアキロメートルアレイ天文台(SKAO)は、おそらくこれまでで最も野心的な電波望遠鏡です。太陽、コロナ、ヘリオスフィアに関する前例のない研究が可能になり、これらの分野における未解決の問題の多くに答えるのに役立ちます。これまで未踏の広大な位相空間にアクセスできるようにするその能力は、大きな発見の可能性も約束します。インドの太陽および太陽圏物理学コミュニティは、この科学的機会に向けて準備を進めてきました。この取り組みの重要な部分は、SKAO前駆体機器を使用して科学を追求する上で主導的な役割を果たすことに向けられています。この記事では、この事業の一部として行われた作業のさまざまな側面の現在の状況と、私たちの将来の目標について簡単にまとめています。
Astronomia ex machina: 天文学におけるニューラル ネットワークの歴史、入門書、展望
近年、ディープラーニングはあらゆる分野に浸透し、専門知識の必要性を減らし、データから知識を発見するプロセスを自動化しています。このレビューでは、天文学も例外ではなく、現在、天文学のやり方を変革しているディープラーニング革命の真っ只中にいると主張しています。多層パーセプトロンの初期から、畳み込みおよび再帰型ニューラルネットワークの第2波を経て、現在の自己教師ありおよび教師なし深層学習の第3波まで、天文学的コネクショニズムの歴史をたどります。次に、天文学的コネクショニズムの第4の波に間もなく入ると予測しています。この波では、すべてを網羅する「基盤」モデルの微調整されたバージョンが、巧妙に作成された深層学習モデルに取って代わります。このようなモデルは、天文学とコネクショニズムの共生関係によってのみ実現できると主張します。天文学は、基礎モデルをトレーニングするための高品質のマルチモーダルデータを提供し、基礎モデルは天文学研究を進めるために使用されます。
スコアベースの事前確率を持つ強い重力レンズ内のソース銀河の事後サンプル
| Title |
Posterior_samples_of_source_galaxies_in_strong_gravitational_lenses_with_score-based_priors |
| Authors |
Alexandre_Adam,_Adam_Coogan,_Nikolay_Malkin,_Ronan_Legin,_Laurence_Perreault-Levasseur,_Yashar_Hezaveh_and_Yoshua_Bengio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03812 |
重力レンズされた光源の明るさの高次元表現の正確な事後分布を推測することは、事前分布を正確に定量化することが困難なため、大きな課題です。ここでは、スコアベースのモデルを使用して、背景の銀河の歪みのない画像を推論するために事前分布をエンコードする方法を報告します。このモデルは、歪みのない銀河の一連の高解像度画像でトレーニングされています。前のスコアに尤度スコアを追加し、逆時間確率微分方程式ソルバーを使用して、事後からサンプルを取得します。私たちの方法は、独立した事後サンプルを生成し、データをほぼノイズレベルまでモデル化します。分布外データを使用した実験で、尤度と事前確率のバランスがどのように期待を満たしているかを示します。
CUTE ミッションの自律的データ削減パイプライン
| Title |
The_Autonomous_Data_Reduction_Pipeline_for_the_CUTE_Mission |
| Authors |
A._G._Sreejith,_Luca_Fossati,_S._Ambily,_Arika_Egan,_Nicholas_Nell,_Kevin_France,_Brian_T._Fleming,_Stephanie_Haas,_Michael_Chambliss,_Nicholas_DeCicco,_Manfred_Steller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03875 |
ColoradoUltravioletTransitExperiment(CUTE)は、低解像度の近紫外(2479-3306A)分光器を搭載した6UNASACubeSatです。衛星バスの形状を考慮して収集領域を最大化するための長方形の主鏡を備えたカセグレン望遠鏡と、画質を向上させるための収差補正グレーティング、つまりスペクトル分解能を備えています。2021年9月27日に地球低軌道に打ち上げられたCUTEは、近くの明るい星を周回するトランジット太陽系外惑星を監視して、惑星の大気の脱出と星と惑星の相互作用プロセスの理解を深めるように設計されています。ここでは、CUTEデータを削減するために開発されたCUTE自律型データ削減パイプライン(CONTROL)を紹介します。パイプラインはモジュール式のアプローチで構築されており、スケーラビリティとロングスリット分光器を搭載した他のミッションへの適応性も考慮されています。CUTEデータシミュレーターは、パイプライン機能の開発とテストに使用される合成観測を生成するために使用されています。パイプラインは、ミッションの試運転および初期の科学運用中に取得された飛行データを使用してテストおよび更新されています。
検出は切り捨てです: 切り捨てられた限界ニューラル比推定によるソース集団の研究
| Title |
Detection_is_truncation:_studying_source_populations_with_truncated_marginal_neural_ratio_estimation |
| Authors |
Noemi_Anau_Montel,_Christoph_Weniger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04291 |
天体物理源の人口パラメータの統計的推論は困難です。これには、分析パイプライン自体によって導入される明るい検出ソースと暗い非検出ソースの間の人為的な分離に起因する選択効果を考慮する必要があります。これらの効果は、シーケンシャルシミュレーションベースの推論のコンテキストで首尾一貫してモデル化できることを示します。私たちのアプローチは、切り捨てられた限界神経比推定(TMNRE)アルゴリズムから派生した原理に基づいたフレームワークで、ソース検出とカタログベースの推論を結び付けます。それは、検出が事前の切り捨てとして解釈できるという認識に依存しています。アルゴリズムの概要を説明し、最初の有望な結果を示します。
ポルトガルからの小型ランチャー構造の開発、製造、およびテスト
| Title |
Development,_manufacturing_and_testing_of_small_launcher_structures_from_Portugal |
| Authors |
Andr\'e_G.C._Guerra,_Daniel_Alonso,_Catarina_Silva,_Alexander_Costa,_Joaquim_Rocha,_Luis_Cola\c{c}o,_Sandra_Fortuna,_Tiago_Pires,_Luis_Pinheiro,_Nuno_Carneiro,_Andr\'e_Jo\~ao,_Gon\c{c}alo_Ara\'ujo,_Pedro_Meireles,_Stephan_Schmid |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04295 |
過去数十年間、業界は地球を周回する衛星の数が増加するのを目の当たりにしてきました。これは主に、地球を監視し、グローバルな通信ネットワークを確立する必要があるためです。ナノ、マイクロ、および小型の衛星は、これらのニーズに応えるための主要なツールであり、大規模およびメガコンステレーションが計画されており、潜在的な打ち上げギャップにつながります.効果的で商業的に魅力的なソリューションは、小型のランチャーの開発です。これは、現在利用可能なローンチの機会の提供を補完し、さまざまなタイプのクライアントの大規模なプールにサービスを提供し、従来の大型のランチャーでは十分に保証できない柔軟でカスタムのサービスを提供できるためです。RocketFactoryAugsburgはCEiiAと提携して、RFAOneロケットのいくつかの構造を開発しています。目的は、低コスト、軽量、カスタムメイドのソリューションの設計であり、設計と製造の概念、および航空や自動車などの他の業界の技術を航空宇宙に適用します。これにより、発射装置セグメントへの新しい宇宙アプローチの実装が可能になり、サプライチェーンと、現在および将来の小型発射装置の構造の工業化を可能にする一連のソリューションも構築されます。開発中の2つの主なシステムは、ペイロードの運搬と軌道への挿入のための汎用性の高いキックステージと、頑丈なペイロードフェアリングです。既製のコンポーネントを使用することが宇宙産業で人工衛星に広く受け入れられていますが、これら2つのシステムには異なる課題があります。すべてのタイプのペイロードを安全に起動できると考えられています。したがって、このホワイトペーパーでは、過去数年間に開発されたソリューションについて深く掘り下げ、これらの構造の製造およびテスト中に学んだ教訓も示しています。
Square Kilometer Array (SKA) を使用した合成観測 - エンドツーエンドのパイプラインに向けた開発
| Title |
Synthetic_Observations_with_the_Square_Kilometre_Array_(SKA)_-_development_towards_an_end-to-end_pipeline |
| Authors |
Aishrila_Mazumder,_Abhirup_Datta,_Mayuri_Sathyanarayana_Rao,_Arnab_Chakraborty,_Saurabh_Singh,_Anshuman_Tripathi,_Madhurima_Choudhury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04302 |
宇宙の夜明けと再電離の時代からの中性水素の赤方偏移した21cm信号の検出は、現代の観測宇宙論の最後のフロンティアの1つです。本質的に微弱な信号は、天体物理学の前景や機器系統学などのいくつかのソースによる汚染の影響を受けやすくなります.それにもかかわらず、最近達成された開発は、統計的およびトモグラフィーの両方で、今後のスクエアキロメートルアレイ(SKA)で信号検出を可能にするために組み合わされます。このレビューでは、敏感な干渉観測をシミュレートする、独自に開発されたエンドツーエンドのパイプラインについて説明します。主に、干渉計での\hi検出の要件に焦点を当てています。現在の形では、現実的な点源の前景と系統学の影響を模倣することができます-キャリブレーションエラーと21cmの観測に対する位置エラー。パイプラインの性能は、0.01\%のキャリブレーションエラーと位置エラーのテストケースで実証されています。その性能は、望遠鏡、前景、および信号モデル全体で一貫しています。初期段階でのシミュレーションパイプラインの焦点は、EoR科学でした。しかし、これは一般的な干渉計シミュレーションパイプラインであるため、科学の目標に関係なく、SKAユーザーコミュニティ全体に役立ちます。
ノイズ除去拡散復元モデルを使用した強力なレンズ源の再構成
| Title |
Strong-Lensing_Source_Reconstruction_with_Denoising_Diffusion_Restoration_Models |
| Authors |
Konstantin_Karchev,_Noemi_Anau_Montel,_Adam_Coogan,_Christoph_Weniger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04365 |
銀河の分析-銀河の強力なレンズシステムは、ソースの外観に関する以前の仮定に大きく依存しています。ここでは、ノイズ除去拡散確率モデル(DDPM)に基づいて、ソース銀河にデータ駆動型の事前/正則化を適用する方法を紹介します。銀河画像の事前トレーニング済みモデル、AstroDDPM、およびノイズ除去拡散再構成モデル(DDRM)と呼ばれる一連の条件付き再構成ステップを使用して、ノイズの多い観測とAstroDDPMのトレーニングデータの分布の両方と一致するサンプルを取得します。これらのサンプルには、ソースモデルの事後分布に関連する定性的な特性があることを示します。低から中程度のノイズのシナリオでは、それらは観測によく似ていますが、不確実なデータからの再構成は、生成にエンコードされた分布と一致して、より大きな変動性を示します。以前使用していたモデル。
レーダーおよび光学地上ベースの SST ステーションのためのデータ融合コンセプトの開発
| Title |
Developing_a_data_fusion_concept_for_radar_and_optical_ground_based_SST_station |
| Authors |
Bruno_Coelho,_Domingos_Barbosa,_Miguel_Bergano,_Jo\~ao_Pandeirada,_Paulo_Marques,_Alexandre_C.M._Correia,_Jos\'e_Matias_de_Freitas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04443 |
ポルトガルの宇宙監視追跡(SST)プログラムの一環として、追跡レーダーと二重広視野望遠鏡システム(4.3{\deg}x2.3{\deg})がパンピリョーザダセラ宇宙天文台に設置されています(PASO)は、ポルトガル大陸の中心部にあり、MEOおよびGEO監視用に既に設置されている展開可能な光学センサーを補完します。追跡レーダーは、地球低軌道(LEO)のスペースデブリを最大1000kmまで追跡し、同時に望遠鏡にはLEO追跡機能も搭載されます。この記事では、これら2つのセンサーを同じ場所に配置することを利用する方法について説明します。両方のタイプのセンサーを使用すると、レーダー測定を利用して正確な放射速度と物体までの距離を得ることができ、望遠鏡はより優れた天体座標測定を行うことができます。レーダーと光学センサーを設置することで、PASOはスペースデブリの観測時間を延長し、リアルタイムで光学とレーダーの起源からの情報を関連付けることができます。夕暮れ時には、両方のセンサーを同時に使用して、LEOオブジェクトの新しいTLEを迅速に計算できるため、大規模なSSTネットワーク内のサイト間のデータ交換に伴う時間の遅延がなくなります。この概念は、SSTネットワークの必要性を世界中の複数の場所にあるセンサーに置き換えるものではありませんが、特定のオブジェクトの通過からより完全な測定セットを提供するため、最初の軌道決定または再突入の監視の付加価値が高まります。特定の場所のキャンペーン。PASOは、SST機能全体を改善し、新しいレーダーおよび光学データ融合アルゴリズムとスペースデブリ監視技術の開発とテストに最適なサイトを構成する、オブジェクトをより適切に特徴付けるための新しいソリューションの開発に貢献します。
漸近巨大分枝星におけるトリウムとウランの合成
中間中性子捕獲プロセス(iプロセス)は、低速中性子捕獲プロセスと高速中性子捕獲プロセスの間の中性子密度で動作します。それは、対流ヘリウム燃焼領域での陽子の摂取によって引き起こされる可能性があります。考えられる天体物理サイトの1つは、低質量、低金属量の漸近巨星分枝(AGB)星です。ここでは、アクチニド(特にThとU)がAGB星でiプロセス元素合成によって有意に合成される可能性を研究しています。[Fe/H]$=-2.5$で1$M_{\odot}$モデルを恒星進化コードSTAREVOLで計算しました。輸送プロセスに結合されたHからCfまでの1160種の核ネットワークを使用しました。陽子摂取イベント中、中性子密度は$\sim10^{15}$cm$^{-3}$まで上昇します。核流のほとんどは中性子が豊富なPb-Bi-Po領域で循環しますが、無視できない割合がより重い元素に向かって漏れ、最終的にアクチニドを合成します。ThとUの表面濃縮は、特にPbとPaの間の中性子が豊富な同位体の中性子捕獲率に影響を与える核入力の詳細な分析によって、将来低下する可能性のある核および天体物理モデルの不確実性の影響を受けます。iプロセスによるアクチノイドの生成を確認する可能性のある恒星候補は、スペクトルにTh線を示す、炭素増強金属欠乏r/s恒星J0949-1617です。その表面存在量は、AGBモデルによってかなりよく再現されていることが示されています。宇宙クロノメトリーと組み合わせると、この発見はiプロセスイベントの年代測定への道を開き、CEMP-r/s星の年齢の下限を取得します。このような年代測定は、ThとUの表面存在量を同時に抽出できる場合にのみ正確であると期待されます。この研究は、アクチニドがiプロセスを介してAGB星で合成できることを示しています。結果として、rプロセスは、UとThの生産のための唯一のメカニズムではない可能性があります。
C、N、O、Mg、および Si の初期存在量が異なる金属欠乏星のモデル。 III. $-2.5 \le$ [Fe/H] $\le
- 0.5$ およびヘリウム存在量 $Y = 0.25$ および各金属量で $0.29$ の等時線のグリッド
| Title |
Models_for_Metal-Poor_Stars_with_Different_Initial_Abundances_of_C,_N,_O,_Mg,_and_Si._III._Grids_of_Isochrones_for_$-2.5_\le$_[Fe/H]_$\le_-0.5$_and_Helium_Abundances_$Y_=_0.25$_and_$0.29$_at_Each_Metallicity |
| Authors |
Don_A._VandenBerg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03913 |
$0.12\leM/M_\odot\le1.0$の星の進化経路は、C、N、およびOの存在量のいくつかのバリエーションのそれぞれについて計算されています。$-1.5\le$[Fe/H]$\le-0.5$の範囲の11個の金属量(0.2dex刻み)。このような計算は、$+0.4$と$+0.8$の間の[O/Fe]の混合物、[CNO/Fe]の固定値での異なるC:N:O比、および強化されたCに対して提供されます。コンピュータコードは次のとおりです。これらのグリッド内で内挿して、年齢$>7$Gyrの等時線を生成し、MARCSモデルの大気と合成スペクトルに基づくボロメータ補正を使用して、多くの広帯域フィルターのマグニチュードと色を生成するために提供されます。モデルは、(i)他の作業者によって生成された同様の計算、(ii)観測されたUV、光学、およびIRの色等級図(CMD)、(iii)実効温度$(V-I_C)_0$および$と比較されます。(V-K_S)_0$色のポップ。太陽系近傍のII星、および(iv)巨大枝の先端の絶対等級(TRGB)の経験的データ。等時線は、観測されたCMDの観測された形態を再現し、TRGB制約を満たすことに特に成功しています。彼らはまた、球状星団の低質量星のIRカラーをうまく説明しており、[O/Fe]$\approx+0.6$を持っていることを示していますが、いくつかの課題が残っています。
脈動変光星V725 Sgrの異常周期増加の性質
主系列$0.84M_\odot\leM_\textrm{ZAMS}\le0.95M_\odot$および初期金属存在量$Z=0.006$および$Z=0.01$の質量を持つ星の進化軌跡は、さまざまな仮定の下で計算されました。赤色巨星段階、AGB段階、およびAGB後の段階での質量損失率。160の進化シーケンスの中から、水素エンベロープの質量と星の質量の比が0.01から0.08の範囲であるAGBの初期段階で、ヘリウム殻源の最終的な熱フラッシュが発生する30近くのシーケンスを選択しました。選択された進化シーケンスは、ヘリウムフラッシュ後の星の脈動の進化を記述する放射流体力学と乱流対流の方程式の解に使用される初期境界条件と内部境界条件の計算に使用されました。約3ダースの流体力学モデルの中で、前世紀にV725Sgrで観測された脈動周期のほぼ8倍の増加と、周期$\Pi\approx12$dayからsemi--通常の非線形振動$80~\textrm{day}\lesssim\Pi\lesssim90~\textrm{day}$.V725Sgrの脈動周期の異常な成長は、質量$M\approx0.53M_\odot$および$0.013M_\odot$から$0.019M_\odot$の範囲の水素エンベロープ。
HARPS と HARPS-N の太陽視線速度に見られる恒星信号成分
| Title |
Stellar_signal_components_seen_in_HARPS_and_HARPS-N_solar_radial_velocities |
| Authors |
K._Al_Moulla,_X._Dumusque,_P._Figueira,_G._Lo_Curto,_N._C._Santos,_F._Wildi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04251 |
環境。後期型星の周りの惑星の存在によって引き起こされる視線速度(RV)測定値は、最も静かな星であっても、毎秒数メートルのオーダーの振幅の星信号によって汚染されます。これらの信号は、音響振動、対流粒状化パターン、星の表面と共回転する活動領域、および磁気活動サイクルによって誘導されます。ねらい。この研究では、恒星回転周期までの時間スケールで太陽に見られるすべてのコヒーレントな恒星信号の特性を調査します。数年にわたるHARPSとHARPS-Nの太陽データを組み合わせることで、数分から数か月の時間スケールで信号を明確に解決することができます。メソッド。マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)混合モデルを使用して、予想される気団マグニチュード絶滅法則に基づいて太陽データの品質を決定します。次に、クリーニングされたヘリオセントリックRVの速度パワースペクトルをすべての既知の変動源に合わせて、各コンポーネントのRV寄与を再現します。結果。悪天候による変動を排除した後、1日の平均二乗平均平方根(RMS)値を約1.8倍改善することができました。サブローテーションタイムスケールでは、観測されたRV変動のRMSを完全に再現できます。毎晩のサンプリングギャップによって導入された回転成分とその強力なエイリアスピークも含めるために、エイリアスパワーは、回転高調波の中心周波数に再分配されることによって説明されます。結論。星の活動源をよりよく理解し、軽減するためには、それぞれのRVへの影響を十分に測定し、特性を明らかにする必要があります。回転時間スケールまでのRVコンポーネントを再作成することができます。これは、太陽系外惑星の検出可能性に対する恒星信号の個々のソースの影響を分析するためにさらに使用できます。
Ia型超新星SN 2020eyjのコア縮退シナリオ
タイプIa超新星(SNeIa)のコア縮退(CD)シナリオは、SN2020eyjのコンパクトなヘリウムに富む星周物質(CSM)を説明できると主張します。私たちが提案するCDシナリオの新しいチャネルには、2つの主要なCommonEnvelopeEvolution(CEE)フェーズがあります。白色矮星(WD)の伴星が漸近巨星分枝星の水素に富んだエンベロープを取り除いた後、水素のように炭素-酸素(CO)コアに続くのではなく、コアからいくつかの太陽半径で渦巻きが停止します。豊富なSNeIa-CSMCDシナリオ。数百年から数万年後、ヘリウムが豊富なコアが膨張した後、WDはヘリウムが豊富な層でCEEに入ります。その時までに、水素に富むエンベロープは中心から大きく離れています。WDは、CEEの第2段階でCOコアと合併し、数週間から数十年の合併から爆発までの遅延(MED)時間の後にのみ、合併の残りが爆発します。SNIa噴出物は、ヘリウムに富んだCSMと数十から数百天文単位で衝突します。初期質量が5Moと7Moの2つの恒星モデルが、WDの伴星を飲み込むと想定されるときの漸近的な巨大分岐段階に至るまでの進化をたどります。SN2020eyjのヘリウムに富むCSMを説明するために、CDシナリオのフレーム内でWDと合体するのに十分な量のCOコアと、0.3-1Moのヘリウムに富む大規模な層があることがわかります。
赤色超巨星ベテルギウスの測光的および分光学的変動の解析
| Title |
Analysis_of_photometric_and_spectroscopic_variability_of_red_supergiant_Betelgeuse |
| Authors |
Daniel_Jadlovsky,_Jiri_Krticka,_Ernst_Paunzen_and_Vladimir_Stefl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04380 |
ベテルギウスは脈動する赤色超巨星で、その明るさは半周期的に変化し、2020年2月には歴史的な最小値であるグレートディミングに達しました。この研究の目的は、利用可能なアーカイブデータに基づいてベテルギウスの変動性を特徴付け、光の変動性の考えられる原因を研究することです。紫外および光学領域からの多くのスペクトルが、スペクトル分析のために評価されました。スペクトルは主に、大気のさまざまな層からの動径速度と、それらの長期的な進化を決定するために使用されました。{-}さらに、光度曲線を作成し、変動の期間を決定するために、測光データをさまざまなフィルターでも分析しました。分光変動と測光変動は互いに比較され、大調光との関連で与えられます。2つの最も支配的な測光周期は$P_{1}=2190\pm270\:\rmd$および$P_{2}=417\pm17\:\rmd$であり、支配的な光動径速度周期は$P_{1,v_{\rmr}}=2510\pm440\:\rmd$および$P_{2,v_{\rmr}}=415\pm11\:\rmd$.同時に、紫外スペクトルから決定される視線速度も変動性を示し、光球速度の変動性とは明確に異なり、より長い変動期間を経ています。これらの速度は、流出する風のベースでの速度に起因します。また、以前に報告された明るさの最小値と光球の視線速度の最大値を伴って、大減光中の恒星風速の最大値も報告しています。調光後、変動性のベテルギウスモードは根本的に変化し、代わりに$\sim200\:\rmd$の短い期間をたどっています。
宇宙天気アプリケーション (ALMANAC) のためのコロナ質量噴出物の起源の自動検出
| Title |
Automated_detection_of_coronaL_MAss_ejecta_origiNs_for_space_weather_AppliCations_(ALMANAC) |
| Authors |
Thomas_Williams,_Huw_Morgan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04405 |
潜在的に危険なコロナ質量放出(CME)のアラートは、太陽大気の遠隔観測における急速な変化の検出に基づいています。この論文では、極端紫外線(EUV)データのCME噴火の中心座標を検出して推定する方法を提示します。これには、早期のアラートを提供し、CME幾何学的モデルへのCME伝搬方向の初期推定値を与えるという2つの目的があります。特に、ALMANACメソッドを宇宙天気経験的アンサンブルパッケージ(SWEEP)のCME検出および特徴付けモジュールにリンクする予定です。これは、現在英国気象庁向けに開発されている運用宇宙天気機能用の完全に自動化されたモジュラーソフトウェアパッケージです。この作業では、ALMANACが、SolarDynamicsObservatory(SDO)に搭載されたAtmosphericImagingAssembly(AIA)による観測に適用されます。メソッドを提示するだけでなく、太陽周期24の活動最大値付近で調整データ分析ワークショップ(CDAW)カタログによって記録された20のハローCMEに関連付けられた限られたデータセットに対して、概念実証テストが行われます。SDO/AIAデータの各イベントは6分間隔で処理され、各CMEのディスク上の場所と時間を識別します。ALMANACとCDAWソースイベント座標間の絶対平均偏差は、37.05±29.71分および11.01±10.39度以内です。これらの有望な結果は、将来の作業のための強固な基盤を提供し、自動化されたCMEアラートおよび予測システムに初期の制約を提供します。
三重進化：Ia型超新星形成の重要な経路
| Title |
Triple_evolution:_an_important_channel_in_the_formation_of_type_Ia_supernovae |
| Authors |
Abinaya_Swaruba_Rajamuthukumar,_Adrian_Hamers,_Patrick_Neunteufel,_Ruediger_Pakmor_and_Selma_E._de_mink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04463 |
タイプIa超新星(SNeIa)は、白色矮星(WD)の熱核爆発の結果であると考えられています。一般的に考えられている形成経路には、2つの結合WD(二重縮退チャネル)と、HまたはHeドナーからの単一WD降着物質(単一縮退チャネル)が含まれます。連星系のWDから予測されるSNeIa率は、観測されたSNeIa率を説明するには不十分であると考えられているため、三重星系などの高次の複数星系で同様の相互作用を研究することが重要です。進化集団合成コードMultipleStellarEvolution(MSE)を使用して、星の進化、連星相互作用、および三重星系の重力ダイナミクスを研究します。また、以前の研究とは異なり、単一および二重の縮退チャネルを同時に考慮するために処方箋が含まれており、パラメーター空間全体でトリプルを考慮します(タイトな内部バイナリを含む)。フライバイやCE処方パラメーターなど、通常は無視されるか不確実な物理現象が結果に与える影響を調べます。大部分のシステムは、環状合併を経てSNeIaとして爆発しますが、風変わりな衝突は、システムの$0.4-4$パーセントに寄与します。トリプルチャネルからの時間積分SNeIaレートは$(3.60\pm0.04)\times{10^{-4}}\,\mathrm{M_{\odot}}^{-1}$であることがわかります。驚くべきことに、SNeIaレートが$(3.2\pm0.1)\times{10^{-4}}\,\mathrm{M_{\odot}}^{-1である分離されたバイナリチャネルのそれに似ています。}$.これは、パラメータ空間全体を考慮すると、トリプルが全体的なSNeIaレートに重要な貢献をすることを意味します。
| Title |
White_dwarfs_as_a_probe_of_light_QCD_axions |
| Authors |
Reuven_Balkin,_Javi_Serra,_Konstantin_Springmann,_Stefan_Stelzl,_and_Andreas_Weiler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02661 |
白色矮星の恒星配置に対する光QCDアクシオンの効果を研究します。有限のバリオン密度では、アクシオンの核子への非微分結合は、アクシオンをその真空内最小値から変位させます。これは、核子質量の減少を意味します。これにより、星の残骸の構成が劇的に変化します。特に、白色矮星の質量と半径の関係の修正により、暗黒物質のかなりの割合である必要なく、未調査のアクシオンパラメーター空間の広い領域を調べることができます。
| Title |
Regimes_of_charged_particle_dynamics_in_current_sheets:_the_machine_learning_approach |
| Authors |
Alexander_Lukin,_Anton_Artemyev,_Dmitri_Vainchtein,_Anatoli_Petrukovich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03787 |
電流シートは、強いプラズマ電流を伴う空間的に局所化されたほぼ1D構造です。それらは磁場エネルギーを蓄える上で重要な役割を果たし、惑星磁気圏、太陽風、太陽コロナの異なるプラズマ集団を分離します。現在のシートは、プラズマの加熱と荷電粒子の加速に関与する磁力線の再接続の主要な領域です。最も興味深く、広く観察されているタイプの1D電流シートの1つは回転の不連続性であり、力がなくても、プラズマ圧縮が含まれてもかまいません。このような1D電流シートの理論モデルは、イオンの断熱運動の仮定に基づいています。つまり、イオンの断熱不変量は保存されます。地球の磁気圏界面と磁気圏尾部、および地球近傍の太陽風で広く観測されている3つの電流シート構成に焦点を当てます。このような電流シートの磁場は、十分な数の不変量がある場合にのみ存在する過渡イオンによって運ばれる電流によってサポートされます。この論文では、新しい機械学習アプローチであるAIポアンカレを適用して、断熱不変量が保存されるパラメトリックドメインを決定します。3つの現在のシート構成すべてについて、これらのドメインは非常に狭く、観測された現在のシートのパラメータ範囲全体をカバーしていません。1D電流シートが静的プラズマ平衡ではなく動的であることを示す得られた結果の可能な解釈について説明します。
超放射雲のフォトンリングアストロメトリー
回転するブラックホールの回転エネルギーの超放射抽出から生成された重力原子は、暗黒物質のエネルギー密度よりもはるかに高いエネルギー密度に達することができ、ブラックホールを超軽量ボソンの強力なポテンシャル検出器に変えます。これらの構造は、コヒーレントに振動するボソンによって形成され、振動する計量摂動を誘発し、内部を通過するフォトン測地線を偏向させます。近くの測地線の偏差は、臨界結合光子軌道の近くでさらに増幅される可能性があります。イベントホライズンテレスコープとその次世代アップグレードを使用したフォトンリング自己相関を使用して、この偏向を検出する可能性について説明します。これは、以前の制約と比較して、雲の質量パラメーター空間の未踏の大きな領域を調べることができます。
アクシオン-パイオン散乱の運動量依存ボルツマン方程式を解き、パイオン-パイオン散乱データから導出された現象論的生成率を使用して、カイラル摂動理論の崩壊を克服することにより、アクシオン質量の宇宙論的境界を強化します。現在の宇宙データセットを使用すると、$m_a\leq0.24~\text{eV}$が得られます。境界をさらに改善し、今後の宇宙探査の範囲を活用するには、QCDクロスオーバーを超える信頼性の高い非摂動的計算が必要です。
スペクトル分解による 1 ループ インフレーション相関器のブートストラップ
近年の宇宙コライダー物理学の現象論的研究は、多くの1ループインフレーション相関器を、インフレーションスケール付近またはそれ以上の重い新しい粒子を発見するための主要なチャネルとして特定しました。ただし、これらの大規模な1ループ相関器の完全な分析結果は現在入手できません。この作業では、ツリーレベルのインフレ相関器の入力とdSでのスペクトル分解の手法を使用して、1ループの順序で大規模な交換を行うインフレ相関器のブートストラッププログラムに着手します。最初のステップとして、1ループ次数で大規模なスカラーフィールドによって媒介される4ポイントおよび3ポイントインフレーション相関器のクラスの完全な分析結果を初めて提示します。完全な結果を使用して、スクイーズドリミットの信号とバックグラウンドのシンプルで信頼性の高い分析近似を提供します。また、ループからの振動信号がバックグラウンドよりも優勢なスカラートライスペクトルの構成も特定します。
符号化アパーチャを使用した宇宙物体の ISAR イメージング
人工衛星にとって大きな脅威は、質量が小さく回転速度が速いスペースデブリです。したがって、これらのオブジェクトの短い観測時間は、適切な検出と決定のための宇宙研究における主要な制限です。その結果、これらのオブジェクトは完全には照らされず、どのスナップショットでも不完全な画像になります。この論文では、特定の観測時間内のスナップショットの数を減らし、エンコードされたアパーチャと呼ばれるスナップショットごとの限られた数のスポットビームを使用する方法を提案します。スペースデブリの画像を復元するために、圧縮センシング法に基づいて逆問題が定義されます。また、衛星画像の場合、TVノルムがより適切であることを示します。L1およびTVノルムを使用してスペースデブリと衛星を回収する手順を開発します。シミュレーション結果を使用して、スナップショットの数、MSE、SNR、および実行時間に関して、結果をよく知られたSBLおよびSL0ノルムと比較します。提案された方法は、より少ない数のスナップショットを使用して宇宙オブジェクトの画像を正常に復元できることが示されています。
| Title |
SuperRad:_A_black_hole_superradiance_gravitational_waveform_model |
| Authors |
Nils_Siemonsen,_Taillte_May_and_William_E._East |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03845 |
ブラックホールの超放射の重力サインは、通常の物質と弱く結合している超軽量粒子のユニークなプローブです。超軽量ボソンが存在すると、ボソンのコンプトン波長に匹敵するサイズの回転するブラックホールが超放射的に不安定になり、振動する雲が形成され、ブラックホールがスピンダウンし、その過程で重力波が放射されます。ただし、そのような信号を観測する可能性を最大にするか、信号がない場合にそのような粒子の存在に最も強い制約を課すには、正確な理論的予測が必要です。この作業では、新しい重力波形モデルであるSuperRadを導入します。これは、相対論的レジームの数値結果を分析的推定値に合わせて調整されたフィットと組み合わせることで、これらの雲のダイナミクス、振動周波数、および重力波信号をモデル化し、パラメーター空間全体をカバーします。最小の2つの方位角($m=1$と$2$)を持つ超軽量のスカラー雲とベクトル雲。ボソン雲が散逸するときの重力波周波数の進化の新しい計算を提示します。これには、完全に一般相対論的な方法を使用して、より近似的な処理でエラーを定量化することが含まれます。最後に、最初のアプリケーションとして、大規模なブラックホール連星合体残骸の周りの超軽量ベクトル雲のフォローアップ重力波検索の実行可能性を評価します。LISAは、フォローアップ重力波検索を使用して、$1\times10^{-16}$eVから$6\times10^{-16}$eVの範囲のベクトル質量をプローブできる可能性があることを示します。
PANDORA プロジェクト: $A=60$ 以下の光核反応
| Title |
PANDORA_project:_photo-nuclear_reactions_below_$A=60$ |
| Authors |
A._Tamii,_L._Pellegri,_P.-A._S\"oderstr\"om,_D._Allard,_S._Goriely,_T._Inakura,_E._Khan,_E._Kido,_M._Kimura,_E._Litvinova,_S._Nagataki,_P._von_Neumann-Cosel,_N._Pietralla,_N._Shimizu,_N._Tsoneva,_Y._Utsuno,_S._Adachi,_A._Bahini,_D._Balabanski,_B._Baret,_J.A.C._Bekker,_S.D._Binda,_E._Boicu,_A._Bracco,_I._Brandherm,_M._Brezeanu,_J.W._Brummer,_F._Camera,_F.C.L._Crespi,_R._Dalal,_L.M._Donaldson,_Y._Fujikawa,_T._Furuno,_H._Haoning,_Y._Honda,_A._Gavrilescu,_A._Inoue,_J._Isaak,_H._Jivan,_P.M._Jones,_S._Jongile,_T._Kawabata,_T._Khumalo,_J._Kiener,_J._Kleemann,_N._Kobayashi,_Y._Koshio,_A._Ku\c{s}o\u{g}lu,_K.C.W._Li,_K.L._Malatji,_R.E._Molaeng,_H._Motoki,_M._Murata,_A._Netshiya,_R._Neveling,_R._Niina,_J._Oliver,_S._Okamoto,_S._Ota,_O._Papst,_E._Parizot,_T._Petruse,_M.S._Reen,_P._Ring,_K._Sakanashi,_E._Sideras-Haddad,_S._Siem,_M._Spall,_T._Suda,_T._Sudo,_Y._Taniguchi,_V._Tatischeff,_H._Utsunomiya,_H._Wang,_V._Werner,_H._Wibowo,_M._Wiedeking,_O._Wieland,_Y._Xu_(PANDORA_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.03986 |
質量$A=60$以下の軽い原子核の光核反応は、PANDORA(天体物理学における原子核の光吸収と反応の崩壊観測)プロジェクトによって実験的および理論的に研究されています。陽子散乱による仮想光子励起と、レーザーコンプトン散乱によって生成される高輝度ガンマ線ビームによる実光吸収の2つの実験方法を適用して、光吸収断面積と各崩壊の崩壊分岐比を測定します。光子エネルギーの関数としてのチャネル。いくつかの核モデル、{\eme.g.}逆対称分子動力学、平均場型モデル、大規模シェルモデル、{\emabinitio}モデルを使用して、光核反応を予測します。モデル予測の不確実性は、モデル予測と実験データの不一致から評価されます。データと予測は、一般的な反応計算コード\talysで実装されます。この結果は、銀河間伝播における超高エネルギー宇宙線の光崩壊過程のシミュレーションに適用されます。
有人火星探査を支援する宇宙天気観測、モデリング、アラート
| Title |
Space_Weather_Observations,_Modeling,_and_Alerts_in_Support_of_Human_Exploration_of_Mars |
| Authors |
James_L._Green,_Chuanfei_Dong,_Michael_Hesse,_C._Alex_Young,_Vladimir_Airapetian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04021 |
火星での宇宙天気観測とモデリングが開始されましたが、火星での有人探査の将来をサポートするために、それらを大幅に増やす必要があります。全球磁気圏と薄い大気のない惑星の包括的な宇宙天気の理解は、地球での私たちの状況とは非常に異なるため、実質的な基礎研究が残っています.適切なモデルの開発は、地球管制官、輸送中の宇宙飛行士、および地表の探査ゾーン(EZ)にいる宇宙飛行士に迅速な情報伝達を提供する包括的な運用火星宇宙天気警報(MSWA)システムにつながることが期待されています。迅速に配信され、実用的なアラートを生成します。このようなシステムの重要性を説明するために、磁気流体力学コードを使用して、火星での極端なキャリントン型コロナ質量放出(CME)イベントをモデル化します。結果は、火星での人間の生存に劇的な影響を与える保護されていない電気システムに根本的に影響を与える可能性がある、昼側にほぼ3000nTの有意な誘導表面電界を示しています。その他の関連する問題には、火星表面で大量の電離放射線を生成する太陽エネルギー粒子のコロナ質量放出(CME)衝撃駆動加速が含まれます。要約すると、次のHeliophysicsDecadalSurveyには、国際的なパートナーとのより緊密な協力に加えて、火星の表面で生活し、作業する人間をサポートする宇宙天気予報の予想される需要を満たすための新しいイニシアチブが含まれる必要があります。NASAと国際社会への貢献を調整するには、かなりの努力が必要です。
偏心コンパクト連星インスパイラルからの重力波の球面調和モードにおけるスピン効果
非歳差運動成分を含む非円形軌道のコンパクト連星の渦巻きからの重力波形の球面調和モードで、2番目のポストニュートン次数（2PN）を介してリーディングおよびサブリーディングのスピン効果を計算します。2PN波形に現れる2つのスピン結合、線形スピン(スピン軌道;SO)と二次スピン(スピンスピン;SS)は、必要な精度で計算され、関連するモードの明示的な式が導出されます。2PNによるスピン補正を持つモードには$(\ell,|m|)$=$((2,2),\,(2,1),\,(3,3),\,(3,2),\,(3,1),\,(4,3),\,(4,1))$モード。一般軌道と楕円軌道のコンパクト連星のこれらのモードの閉形式表現が提供されています。一般的な軌道の結果を使用して、任意の形状と性質の軌道にある連星からの信号を調べることができますが、楕円軌道の結果は、任意の離心率を持つシステムに適用できます。また、楕円軌道の結果を、円形の結果に対する主要な偏心補正として表現します。私たちの処方箋は、スピン、離心率、および高次モードを組み合わせて、2PN次数によるスピン効果の計算を完了する最初の完全に分析的な処理を表しています。これらは、非歳差スピンと高次モードの効果を含む風変わりな合体のためのinspiral-merger-ringdownモデリング、およびinspiral波形を使用したパラメーター推定分析にすぐに適用できるはずです。
原始重力波スペクトルに対するトランスプランク量子ノイズの影響
| Title |
Impact_of_trans-Planckian_quantum_noise_on_the_Primordial_Gravitational_Wave_spectrum |
| Authors |
Mattia_Cielo,_Gianpiero_Mangano,_Ofelia_Pisanti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04316 |
インフレーション中の重力波の原始パワースペクトルに対するトランスプランク効果による確率的量子ノイズの影響を調査します。プランクスケールm_Plに近く、ハッブルスケールHより大きいと予想されるエネルギースケールLambdaが与えられると、このノイズは、モードkを共動するための進化方程式のソース項で記述されます。モードの物理波長がLambda^-1より小さい限り。我々はソースタームをトランスプランクレジームにおけるブラックホールのガスとそれに対応するホーキング放射によるものとしてモデル化する。実際、ラムダよりも大きい、またはラムダのオーダーのエネルギースケールでは、エネルギー密度が大きいために閉じ込められた表面が形成されることが予想されます。その後、進化は標準のソースレス進化に従います。このメカニズムは、比Lambda/m_Plに依存する振幅を持つ、テンソル摂動のスケール不変パワースペクトルにつながることがわかります。
低温表面反応のエネルギー論の実験的特徴付け
アストロケミカルな表面反応は、生命の起源にとって潜在的に重要な複雑な有機分子の形成に関与していると考えられています。ダスト表面の化学組成が正確にわかっていない状況では、そのような反応に関する基礎知識が重要になります。1組の反応物の反応で放出されるエネルギーを測定するために使用できる実験手法について説明します。これらのデータは、反応経路とエネルギー障壁の存在に関する明確な結論につながる量子化学計算の結果と直接比較できます。気相研究に基づいて達成されるものと比較して、より高い精度で宇宙化学的表面反応の結果を予測することができます。ただし、最高の精度を得るには、反応に対する特定の表面の触媒的影響をある程度理解する必要があります。この新しい方法を適用して、C原子とH2、O2、およびC2H2との反応を研究しました。それに対応して、HCH、CO+O、および三重項環状-C3H2生成物の形成が明らかになりました。
$\alpha$ アトラクタ モデルによる超重力インフレーションへの二重コピー
| Title |
Double-copy_towards_supergravity_inflation_with_$\alpha$-attractor_models |
| Authors |
John_Joseph_M._Carrasco,_Matthew_Lewandowski,_Nicolas_H._Pavao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04441 |
インフレーションの超重力アルファアトラクターモデルの単純さの鍵は、多くの場合、冪零超場の形をとるボルコフ-アクロフフェルミオンです。ここでは、ダブルコピーを使用して、超重力と結合したディラック-ボーン-インフェルド-ボルコフ-アクロフ(DBIVA)の理論を構築する可能性を探ります。カラーデュアルブートストラップでは、質量次元の順序ごとに5ポイントツリーレベルの順序を介してpionとベクトルを含む散乱振幅を許可しますが、tr(F^3)演算子の導入が必要です。この演算子を使用したゲージ理論では、色と運動学の間の二重性と互換性を保つために、高次導関数演算子の塔が必要であることが最近判明しました。最も保守的な随伴型の二重コピー構成では、DBVIAのUV補完+純粋なポアンカレ超重力散乱振幅を、DBVIAのような粒子がWeyl-Einsteinの超重力と結合することを含む一連の理論に合わせる必要があるようです。また、カラーデュアルゲージドパイオンの代替ソリューションを指摘します。これにより、高次微分補正のタワーを使用せずに随伴二重コピーが可能になりますが、スカラー間の交換対称性が犠牲になります。
