Generative Adversarial Networks による銀河のデブレンド
| Title |
Deblending_Galaxies_with_Generative_Adversarial_Networks |
| Authors |
Shoubaneh_Hemmati,_Eric_Huff,_Hooshang_Nayyeri,_Agn\`es_Fert\'e,_Peter_Melchior,_Bahram_Mobasher,_Jason_Rhodes,_Abtin_Shahidi,_Harry_Teplitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04488 |
敵対的生成ネットワーク(GAN)を含む深い生成モデルは、データセットの分布を学習するための強力な教師なしツールです。PyTorchでシンプルなGANアーキテクチャを構築し、CANDELSデータセットでトレーニングすることで、ノイズベクトルからハッブル宇宙望遠鏡の解像度で銀河画像を生成します。GANアーキテクチャを変更して、解像度をHST解像度に上げることでSubaruHyperSuprime-Cam地上画像を改善します。CANDELSカットアウトを使用して作成した混合銀河の大規模なサンプルで超解像度GANを使用します。シミュレートされたブレンドサンプルでは、HST解像度カットアウトでも$\sim20\%$が認識できないほどブレンドされます。HSCのようなカットアウトでは、この割合は$\sim90\%$に上昇します。修正したGANを使用すると、この値を$\sim50\%$に下げることができます。角度分離、フラックス比、サイズ、および2つのブレンドされたオブジェクト間の赤方偏移差のマニホールド全体にわたって、高解像度、低解像度、およびGAN解像度でのブレンド部分を定量化します。GANデブレンダーによって検出された2つのピークにより、ブレンドされたオブジェクトの測光測定が10倍改善されます。GANのアーキテクチャを変更して、7バンドの光+NIRHSTカットアウトを備えた多波長GANもトレーニングします。このマルチ波長GANは、シングルバンドGANと比較して、検出されたブレンドの割合をさらに$\sim10\%$改善します。これは、現在および将来の精密宇宙論実験(例:LSST、SPHEREx、Euclid、Roman)、特にブレンディングが系統誤差の主要な原因となる弱い重力レンズ効果に依存する実験にとって最も有益です。
ハッブルの緊張と初期の暗黒エネルギー
過去10年間で、距離と赤方偏移の測定値から直接決定された宇宙膨張率の値と、代わりに初期宇宙からの測定値によって較正された標準の$\Lambda$CDM宇宙モデルから決定された宇宙膨張率の値との間の格差は、重要なレベルにまで成長しました。解決策が必要です。提案された体系的なエラーは、利用可能なデータの幅によってサポートされていません(また、定義の欠如によりテストできない「未知のエラー」)。この「ハッブル張力」について、大部分のデータと一致する単純な理論的説明を得るのは驚くほど困難でしたが、近年、$\Lambdaの初期または再結合前の物理学を変更するモデルにますます注目が集まっています。$CDMが最も実現可能です。ここでは、観測面での最近の展開を強調しながら、この緊張の性質について説明します。次に、初期宇宙の解決策が現在好まれている理由と、そのようなモデルが満たさなければならない制約について説明します。実行可能な例の1つである初期の暗黒エネルギーについて説明し、将来の測定でどのようにテストできるかを説明します。問題の特定の側面に関するより拡張された最近のさまざまなレビューを考慮して、議論はかなり一般的で、幅広い聴衆に理解できるように意図されています.
Joint CIB Continuum と [CII] Intensity Mapping を使用した星形成率の制約
| Title |
Constraining_the_Star_Formation_Rate_using_Joint_CIB_Continuum_and_[CII]_Intensity_Mapping |
| Authors |
Zilu_Zhou,_Abhishek_S._Maniyar,_Anthony_R._Pullen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04531 |
近くの宇宙を調査する線強度マッピング(LIM)実験では、近赤外銀河と遠赤外銀河からのかなりの量の宇宙赤外背景放射(CIB)連続放射が予想されます。LIMデータを使用して星形成率(SFR)を制限する目的で、CIB連続体(従来は汚染として扱われていた)をLIM信号と組み合わせて、達成可能なSFR制限を強化できると主張します。最初に、同じ以前のSFRモデルを想定した連続体放出とライン放出を結合できるパワースペクトルモデルを提示します。その後、[CII]分子系統を利用してSFRを研究する極低温大開口強度マッピング（EXCLAIM）の実験のコンテキストで、ジョイントモデルの有効性を分析します。モデルとEXCLAIM調査の仕様に従って理論上のパワースペクトルを数値的に計算し、フィッシャー分析を実行してSFRパラメーターの制約を取得します。現在の測量レベルのEXCLAIMを想定すると、結合モデルはLIM単独よりも大きな利点はありませんが、将来のLIM実験で期待される測量解像度と角度スパンのより楽観的な値を考慮すると、その効果が顕著になることがわかります。フィッシャーの形式を操作することにより、CIBが追加のSFRに敏感な信号であるだけでなく、[CII]フィッシャー行列から自然に現れるSFRパラメーターの縮退を破るのにも役立つことを示します。このため、CIBの追加により、調査パラメータの改善がSFR制約によりよく反映され、将来のLIM実験で有効に活用できるようになります。
敵対的生成ネットワークによる宇宙論的マルチフィールドのエミュレート
| Title |
Emulating_cosmological_multifields_with_generative_adversarial_networks |
| Authors |
Sambatra_Andrianomena,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_Sultan_Hassan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05000 |
ディープラーニングを使用して、CAMELSプロジェクトの最先端の流体力学シミュレーションからマルチフィールド画像を生成する可能性を探ります。敵対的生成ネットワークを使用して、ガス密度(Mgas)、中性水素密度(HI)、磁場振幅(B)を表す3つの異なるチャネルを持つ画像を生成します。モデルによって生成された各例の各マップの品質は、非常に有望に見えます。この研究で考慮されているGANは、ピクセルの確率密度分布の平均と標準偏差がトレーニングデータからのマップのものと一致するマップを生成できます。各フィールドの生成されたマップのオートパワースペクトルの平均と標準偏差は、IllustrisTNGのマップから計算されたものとよく一致します。さらに、エミュレータによって生成されたすべてのインスタンスのフィールド間の相互相関は、データセットのものとよく一致しています。これは、ジェネレーターの各出力の3つのマップすべてが、基礎となる同じ宇宙論と天体物理学をエンコードしていることを意味します。
可能性のない宇宙論的制約における人工ニューラル ネットワークのテスト: IMNN と DAE の比較
| Title |
Test_of_Artificial_Neural_Networks_in_Likelihood-free_Cosmological_Constraints:_A_Comparison_of_IMNN_and_DAE |
| Authors |
JieFeng_Chen,_YuChen_Wang,_Tingting_Zhang,_TongJie_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05064 |
観測ハッブルデータとタイプIa超新星データを使用して宇宙パラメータを制約する手順では、MaskedAutoregressiveFlowとDenoisingAutoencoderを組み合わせると良い結果が得られます。上記の組み合わせは、DAEを使用してOHDから特徴を抽出し、MAFを使用して宇宙パラメータの事後分布を推定します。宇宙論的パラメーターを制約しながらより良い結果を得るために、大きなデータを圧縮するためのより良いツールを見つけることができるかどうかを尋ねます。シミュレーションベースの機械学習手法の一種である情報最大化ニューラルネットワークは、以前に提案されました。一連の数値例では、結果は、IMNNが最適な非線形要約をロバストに見つけることができることを示しています。この作業では、主にIMNNとDAEの次元削減機能を比較します。IMNNとDAEを使用してデータを異なる次元に圧縮し、MAFに異なる学習率を設定して事後を計算します。一方、トレーニングデータとモックOHDは、単純なガウス尤度、空間的に平坦な{\Lambda}CDMモデル、および実際のOHDデータを使用して生成されます。事後を直接比較する際の複雑な計算を避けるために、IMNNとDAEを比較するために異なる基準を設定します。
ガウス制約付き実現とギブス サンプリングによる 21cm ビジビリティとそのパワー スペクトルの統計的回復
| Title |
Statistical_recovery_of_21cm_visibilities_and_their_power_spectra_with_Gaussian_constrained_realisations_and_Gibbs_sampling |
| Authors |
Fraser_Kennedy,_Philip_Bull,_Michael_Wilensky,_Samir_Choudhuri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05088 |
宇宙の夜明けと再電離の時代からの21cm信号を調べるように設計された電波干渉計は、21cm信号を前景放射やその他の効果から分離するのに十分なダイナミックレンジを達成することを困難にする系統的効果と闘わなければなりません。たとえば、機器のクロマチック応答は、スペクトル的に滑らかな前景を変調するため、モデル化が難しくなりますが、無線周波数干渉(RFI)の存在により、データのかなりの部分を削除する必要があり、データにギャップが残ります。(変調されたギャップのある)前景のモデル化におけるエラーは、そうでなければ21cm信号が優勢なモードであるべきものの誤った汚染を容易に生成する可能性があります。これらの問題を軽減するために、(たとえば)前景のノンパラメトリック再構成の使用、ギャップのインペインティング、データの重み付けによって汚染レベルを下げるさまざまなアプローチが開発されています。ガウス制約付き実現(GCR)とギブスサンプリングの結合手法を使用して、これらのアプローチを組み合わせたベイジアン統計手法を提示します。これにより、ギャップのあるデータと不確実な前景モデルが存在する場合に、21cm信号モードの結合事後分布とそれらのパワースペクトルから、計算的にスケーラブルな方法でサンプルを抽出する方法が提供されます。データは、推論の一部として推定される逆共分散行列と、周辺化できる前景モデルによって重み付けされます。シミュレートされたHERAのような遅延スペクトル解析にこの手法を適用し、フォアグラウンドコンポーネントを説明する3つの異なるアプローチを比較します。
単一惑星白色矮星系の高解像度共鳴画像
| Title |
High-resolution_resonant_portraits_of_a_single-planet_white_dwarf_system |
| Authors |
Dimitri_Veras,_Nikolaos_Georgakarakos,_Ian_Dobbs-Dixon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04487 |
惑星との平均運動共鳴相互作用による小惑星の動的励起は、親星が主系列を離れたときに強化されます。ただし、主系列後のシミュレーション内の共鳴結果の数値調査は、計算コストが高く、詳細な共鳴解析が実行される範囲が制限されます。ここでは、高性能コンピュータークラスターの使用と、ガヤルドらの一般的な半分析的ライブラリー幅の定式化を組み合わせます。（2021）交差軌道と非交差軌道の両方に小惑星を含む単一惑星系の星の進化によって引き起こされた共鳴安定性、強度、および変動を定量化するために。共鳴不安定性は、小惑星の近心経度の関数として最大リブレーション幅を計算することにより、主系列値のみで正確にバインドできることがわかりました。また、巨大ブランチと白色矮星の両方の段階で、小惑星の軌道を安定化するためと不安定化するための、さまざまな次数の平均運動共鳴の相対的な効率を定量化します。4:1、3:1、および2:1の共鳴は、白色矮星の効率的な汚染源を表しており、軌道交差領域にある場合でも、4:3および3:2共鳴の両方が、小惑星の小さな貯蔵庫を安定した軌道全体に保持できます。巨大な枝と白色矮星の進化。この調査は、単純化された太陽系外カークウッドギャップ構造が主系列を超えてどのように進化するかを特徴付けるための予備的なステップを表しています。
圧力バンプにおける大質量惑星コアの急速な形成
| Title |
Rapid_Formation_of_Massive_Planetary_Cores_in_a_Pressure_Bump |
| Authors |
Tommy_Chi_Ho_Lau,_Joanna_Dr\k{a}\.zkowska,_Sebastian_M._Stammler,_Tilman_Birnstiel,_Cornelis_P._Dullemond |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04497 |
微惑星または小石の降着による惑星コアの成長のモデルは、伝統的に、ダストの進化および最初の重力束縛微惑星の形成のモデルから切り離されています。最先端のモデルは通常、すでに存在する大規模な惑星コアから始まります。サブミクロンサイズのダスト粒子から始めて、原始惑星系ディスクで観察される環状構造に動機付けられた、圧力バンプ内の惑星コアの形成と成長を研究することを目的としています。ダストの凝集とドリフト、ストリーミング不安定性における微惑星の形成、微惑星間の重力相互作用、小石の降着、および惑星の移動のモデルを1つの統一されたフレームワークに接続します。サイズ分布の大規模な端で初期に形成される微惑星は、小石の降着によって支配的に急速に成長することがわかりました。これらの少数の大質量天体は、10万年程度の時間スケールで成長し、後に形成される微惑星をかき混ぜて、さらなる惑星コアの出現を防ぎます。さらに、マイグレーショントラップが発生し、成長中のコアを保持できます。圧力隆起は、小石の降着による惑星コアの出現と急速な成長に適した場所です。これは、ほこりの密度と粒径が増加し、小石の降着開始質量が滑らかな円盤モデルと比較して減少するためです。
連星小惑星の天体検出
連星小惑星は、メインベルトの小惑星の進化に対する熱放射の影響を調べます。質量中心の周りの光の中心の天文学的なゆらぎによって連星小惑星系を検出する可能性について議論します。この方法により、連星小惑星の位相空間の探査が可能になります。これは、一般的な検出技術を使用して探査することは困難です。観測者から見た重心に対する光の中心位置を投影する前方モデルについて説明します。シミュレートされたガイアのようなデータを使用して、この方法のパフォーマンスを研究します。GaiaDR2太陽系カタログのサブセットに天文法を適用したところ、連星小惑星の重要な証拠は見つかりませんでした。これはおそらく、GaiaDR2が天体観測の異常値を除去したためであり、この場合は天体物理信号が原因である可能性があります。この方法を連星小惑星(4337)アレシボ(GaiaDR3が周期P=32.85+/-0.38時間)で報告したアレシボ(Arecibo)に適用すると、周期16.26時間(約半分)の2.2シグマ解が明らかになります。報告期間）。Pravecらの既知の連星小惑星集団で、わずかに、わずかに有意な、過剰な天体観測ノイズを発見しました。GaiaDR2太陽系カタログの小惑星の個体群全体との相対。また、歳差運動や小惑星の自転などの注意事項についても説明します。
南PLATOフィールドにおける天体物理学的誤検出の集団研究
| Title |
Population_Study_of_Astrophysical_False_Positive_Detections_in_the_Southern_PLATO_field |
| Authors |
J._C._Bray,_U._Kolb,_P._Rowden,_Robert_Farmer,_A._Boerner,_O._Kozhura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04574 |
今後のPLAnetaryTransitsandOscillationofstars(PLATO)衛星ミッションでは、統計的に有意な数の惑星トランジットを生成するために、多数のターゲット星が必要です。長時間観測フェーズ(LOP)フィールドの中心を銀河面に近づけると、対象となる星の数が増えるだけでなく、混合食連星系からの天体物理学的誤検知(FP)も増加します。BinaryStellarEvolutionandPopulationSynthesis(BiSEPS)コードを利用して、提案された南側LOPフィールド(LOPS0)と北側LOPフィールドの代表的な部分(LOPNsub)の完全な合成星と惑星の人口を作成します。LOPS0の場合、海王星よりも小さい惑星では全体的に低いFP率が見られます。FP率は、一般に、銀河経度(l)によってほとんど変化せず、銀河緯度(|b|)が減少するにつれてわずかに増加します。現在許可されている領域内のLOPSフィールドセンターの位置は、FPによって強く制約されません。LOPNsubの分析は、低い|b|で惑星半径の全範囲にわたってFPの数が著しく増加していることを示唆しています。その結果、惑星半径範囲-0.2<log(R/Rsun)<=0.4の対応する南側フィールドセグメントと比較して、LOPNsubのパーセントFP率は約2倍になります。しかし、この半径範囲でLOPS0で完全に食しているFPの数パーセントだけが周期を持っています
KELT-9 とその超高温木星: 星のパラメータ、組成、および惑星汚染
| Title |
KELT-9_and_its_ultra-hot_Jupiter:_stellar_parameters,_composition,_and_planetary_pollution |
| Authors |
Mihkel_Kama,_Colin_P._Folsom,_Adam_S._Jermyn,_Johanna_K._Teske |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04587 |
KELT-9bは、極度の質量損失を経験していることが観測された超高温の木星です。そのA0タイプの主星には放射エンベロープがあり、その表面層は最近降着した物質を保持しやすくなっています。星の表面を汚染する惑星物質の潜在的な兆候を探すために、これまでで最も包括的なKELT-9の化学的特性評価を実施しています。新しい元素の検出には、以前は超高温の木星で検出されていたが恒星では研究されていなかったNaとYが含まれます。これらの検出により、星と惑星の両方で測定された9つの元素のセットが完成します。KELT-9を同様の散開星団と比較しても、強い異常は見られません。この発見は、星の混合を説明し、観測的に推定されたKELT-9bの質量損失率を使用した光球汚染の計算と一致しています。また、地球質量外衛星の星の摂取など、最近の短命の集中的な物質移動も除外します。
太陽風と彗星の相互作用: 進化、変動性、および含意
彗星の中性物質のイオン化によって彗星のプラズマ雲が生成されると、太陽風とその中の磁場に障害が生じます。太陽風による彗星プラズマの加速と取り込みは、彗星プラズマ環境を形成する複雑なプロセスであり、バウショックや反磁性キャビティ境界などの境界の作成に関与しています。また、プラズマの加速に寄与する波と電場も発生させます。この章では、太陽風が彗星プラズマの存在によってどのように変化するか、および彗星プラズマがどのように太陽風に組み込まれるかについて概説することを目的としています。また、Rosettaによる最近の調査結果に関連して、プラズマ環境の調査で広く使用されているモデルと手法についても説明します。特に、この章では、この環境内のプロセスと領域の豊富さと、小規模なプロセスが大規模な境界をどのように形成できるかを強調します。彗星に関する最後の本が出版されてから15年が経ち、それ以来、私たちは彗星研究の分野で大きな進歩を遂げてきました。しかし、将来の宇宙ミッションを通じて彗星プラズマ科学の分野をどのように前進させるかを特に強調して列挙され、議論されている多くの未解決の問題が残っています。
二次元近似による原始惑星系円盤の熱表面波のシミュレーション
理論モデルは、原始惑星系円盤の表面の不規則性による星の放射の遮蔽が、星に向かって移動する自己生成波を引き起こす可能性があると予測しています。ただし、このプロセスは伝統的に1+1Dアプローチを使用してシミュレートされます。その主要な近似値(ディスクの垂直静水圧平衡とIR放射の垂直拡散)は、画像を歪める可能性があります。この記事では、軸対称のガスとダストディスクの進化の2次元放射流体力学モデルを紹介します。このモデル内で、ただし1+1Dモデルからの単純化された仮定を使用して、熱表面波の自発的な生成と伝播を再現しました。私たちの仕事の重要な結論は、2次元の流体力学とIR放射の拡散を考慮すると、1+1D近似で観察される熱波の自然発生と発達が抑制されるということです。原始惑星系円盤のさまざまなパラメータの問題を研究することにより、表面熱波の存在の可能性を探る必要があります。
火星の自転への相対論的寄与
| Title |
Relativistic_contributions_to_Mars_rotation |
| Authors |
Rose-Marie_Baland,_Aur\'elien_Hees,_Marie_Yseboodt,_Adrien_Bourgoin,_S\'ebastien_Le_Maistre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04937 |
コンテキスト:一連のオイラー角で記述できる火星の向きと回転は、放射線科学データから推定され、火星の内部特性を推測するために使用されます。データは、BarycentricCelestialReferenceSystem(BCRS)内で表現されたモデリングを使用して分析されます。目的:データの誤解を避けるために、火星の向きと回転のBCRSモデルに含まれる相対論的補正の新しい、より正確な($0.1$masレベルまでの)推定値を提供します。方法:火星の回転と向きには、(i)オイラー角に直接影響を与えるものと、(ii)火星のローカル参照フレームとBCRSの間の時間変換から生じるものの2種類の相対論的寄与があります。前者は本質的に測地効果に対応します。火星がケプラー軌道上で進化すると仮定して計算します。後者に関しては、時間変換の効果を計算し、エフェメリスによって記述された現実的な軌道を使用して得られた回転角補正を比較します。結果:経度の相対論的補正は主に測地効果に由来し、測地歳差(6.754mas/yr)と測地年章動(0.565mas振幅)をもたらします。回転角度については、補正は時間変換の影響によって支配されます。主な年次、半年、3年周期の振幅は、それぞれ166.954mas、7.783mas、0.544masです。年周期の振幅は、コミュニティが通常考えている見積もりとは約9mas異なります。火星-木星および火星-土星のシノドス期(0.567masおよび0.102masの振幅)で、現在の測定の不確実性のレベルと自転速度(7.3088mas/日)への寄与を考慮して、関連する新しい用語を特定します。）。傾斜に適用される重要な修正はありません。
200万年前のCI Tauの近くにガス巨人がいる高コントラスト画像
| Title |
High-contrast_Imaging_around_a_2_Myr-old_CI_Tau_with_a_Close-in_Gas_Giant |
| Authors |
Toshinori_Shimizu,_Taichi_Uyama,_Yasunori_Hori,_Motohide_Tamura,_Nicole_Wallack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04960 |
若い星の周りの巨大な惑星は、その形成の歴史と軌道の進化を明らかにする手がかりとなります。CITauは、風変わりなホットジュピターCITau\,bをホストする2\,Myrの古典的なT-Tauri星です。ホット・ジュピターの標準的な形成シナリオは、惑星がさらに外側で形成され、内側に移動したことを予測しています。CIタウbの離心率が高いことは、外部伴星による永年重力摂動による高$e$移動を示唆している可能性があります。また、ALMA1.3\,mm連続観測では、CITauには目に見えない惑星が存在する可能性のある少なくとも3つの環状ギャップがあることが示されています。Keck/NIRC2$L^{\prime}$バンドフィルターから取得したCITau周辺の高コントラストイメージングと、外側のコンパニオンを検索できる渦コロナグラフを提示します。2つのディープイメージングデータセットを使用した角度差分イメージング(ADI)から、CITauの周囲に外側のコンパニオンは検出されませんでした。ADI削減画像からの検出限界は、CITau\,bのKozai-Lidov移行を引き起こす可能性のある$\sim30$\,auを超える外部コンパニオンの存在を除外します.私たちの結果は、CITau\,bがMyrsの$\lesssim2$\,auからタイプIIの移行を経験した可能性があることを示唆しています。また、$\geq2-4\,M_\mathrm{Jup}$を持つ惑星が2つの外側のギャップに隠れていないことも確認しています。
太陽系外惑星用大型干渉計 (LIFE): VIII.ホスフィンはどこですか？宇宙ベースの MIR ヌリング干渉計による系外惑星 PH3 の観測
| Title |
Large_Interferometer_For_Exoplanets_(LIFE):_VIII._Where_is_the_phosphine?_Observing_exoplanetary_PH3_with_a_space_based_MIR_nulling_interferometer |
| Authors |
D._Angerhausen,_M._Ottiger,_F._Dannert,_Y._Miguel,_C._Sousa-Silva,_J._Kammerer,_F._Menti,_E._Alei,_B.S._Konrad,_H._S._Wang,_S.P._Quanz,_and_the_LIFE_collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04975 |
ホスフィンは、(系外)惑星大気で起こっているエキゾチックな化学を理解する上で重要な分子である可能性があります。太陽系の巨大惑星では検出されていますが、系外惑星ではまだ観測されていません。ただし、系外惑星のコンテキストでは、潜在的なバイオシグネチャー分子として理論化されています。私たちの研究の目標は、PH3化学のどの例示的な科学ケースが、LIFE(太陽系外惑星用大型干渉計)コンセプトのような宇宙ベースの中赤外ヌリング干渉観測所で観察可能かを特定することです。LIFEミッションのダイナミックレンジ全体にわたって変化する系外惑星大気におけるPH3検出の代表的な一連のシナリオを特定しました。化学反応速度論と放射伝達計算を使用して、LIFE用の観測シミュレーターソフトウェアであるLIFEsimのこれらの有益なプロトタイプの観測ケースのフォワードモデルを作成しました。詳細でありながら一次近似では、LIFEのようなミッションが必要です:(i)10pcでG星の周りの暖かい巨人でホスフィンを見つけるのに約1時間、(ii)H2またはCO2が優勢な温帯スーパーアースで約10時間(iii)100時間でさえ、ホスフィンが5pcで極度のPH3濃度を持つ金星双子で検出される可能性は非常に低いようです。文献で以前に議論された濃度のホスフィンは、3つのケースのうち2つのケースで検出可能であり、JWSTの同等のケースよりも約1桁速く検出されます。これらのクラスの観測にアクセスできるオブジェクトがかなりの数あることを示します。これらの結果は、より詳細な検索シミュレーションを使用して、次のステップのパラメーター範囲に優先順位を付けるために使用されます。彼らはまた、LIFEのようなミッションの初期設計段階でタイムリーな質問を通知し、そのようなミッションの検出空間の大部分について簡単にスケーリングできる最初の見積もりを提供することでコミュニティを導きます。
非同期降着は多様な白色矮星汚染物質 II: 含水量を模倣できる
| Title |
Asynchronous_accretion_can_mimic_diverse_white_dwarf_pollutants_II:_water_content |
| Authors |
Marc_G._Brouwers,_Andrew_M._Buchan,_Amy_Bonsor,_Uri_Malamud,_Elliot_Lynch_Laura_Rogers,_Detlev_Koester |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05113 |
揮発性物質、特に水は、岩石惑星の居住可能性の鍵です。惑星物質中の水の存在は、汚染された白色矮星の大気中の酸素存在量から推測できますが、この解釈はしばしば複雑です。降着プロセスを研究した結果、より多くの耐火鉱物が星に到達する前に、氷が昇華して降着する可能性があることがわかりました。その結果、白色矮星の相対的な光球存在量は、単一の降着イベント中に時間とともに変化する可能性があり、必ずしも汚染物質のバルク組成を反映するとは限りません。この仮説に対して、検証可能な2つの予測を提示します。1.温度の低い星は、湿った汚染物質を降着したと推測されることが多く、2.推測される揮発性レベルが元の彗星のレベルをはるかに超える降着イベントがまれに発生します。これらの予測を観察的にテストするために、白色矮星汚染物質の含水量を統計的に制限します。現在のサンプルでは、大気中の存在量と降着状態の典型的な不確実性が大きいため、2$\sigma$レベルで統計的に有意な水の証拠を示す星は3つだけであることがわかります。将来的には、水素が優勢な大気を持つ汚染された白色矮星のサンプルが拡大され、私たちの理論的予測の裏付けが可能になるでしょう。私たちの仕事は、汚染物質の組成を統計的に解釈することの重要性も示しており、測定された存在量の不確実性を減らして、それらの含水量に統計的に有意な制約を与える必要があることを強調しています。
非同期降着は多様な白色矮星汚染物質を模倣できる I: コアとマントルの断片
| Title |
Asynchronous_accretion_can_mimic_diverse_white_dwarf_pollutants_I:_core_and_mantle_fragments |
| Authors |
Marc_G._Brouwers,_Amy_Bonsor,_Uri_Malamud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05114 |
汚染された白色矮星は、天体物理学的質量分析計として機能します。それらの光球存在量は、それらに降着する惑星の組成を推測するために使用されます。降着プロセスの非対称性により、星に落下する物質の組成は、単一の惑星体の降着中に時間とともに変化する可能性があることを示しています。その結果、白色矮星の瞬間的な光球存在量は、特にそれらの拡散時間スケールが短い場合、それらの汚染物質のバルク組成を必ずしも反映しません。特に、鉄のコアを持つ小惑星が白色矮星の周りで潮汐的に分裂すると、そのマントルの大部分が放出され、降着物質のコア/マントルの割合がイベント中に時間とともに変化すると予測されます。重要なことに、これは、より長い降着プロセスの短いエピソードのみをサンプリングする短い拡散時間スケールを持つ白色矮星について、分化した汚染物質のコア部分を決定できないことを意味します。観測された汚染された白色矮星の集団は、提案された理論を裏付けています。多くの白色矮星は、星の存在比と比較して、Fe/Caの低い物質よりもFe/Caの高い物質を降着させており、これはマントル物質の放出を示しています。さらに、鉄の降着速度がマグネシウムやカルシウムの降着速度よりも急速に減少するという暫定的な証拠を見つけ、降着組成の変動性を示唆しています。提案された理論のさらなる裏付けは、若い白色矮星の大規模なサンプルの今後の分析から得られるでしょう。
3CR 196.1 の空洞: X 線空洞に空間的に関連する H$\alpha$ 放射
| Title |
The_cavity_of_3CR_196.1:_H$\alpha$_emission_spatially_associated_with_an_X-ray_cavity |
| Authors |
A._Jimenez-Gallardo,_E._Sani,_F._Ricci,_C._Mazzucchelli,_B._Balmaverde,_F._Massaro,_A._Capetti,_W._R._Forman,_R._P._Kraft,_G._Venturi,_M._Gendron-Marsolais,_M._A._Prieto,_A._Marconi,_H._A._Pe\~na-Herazo,_S._A._Baum,_C._P._O'Dea,_L._Lovisari,_R._Gilli,_E._Torresi,_A._Paggi,_V._Missaglia,_G._R._Tremblay,_B._J._Wilkes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04481 |
クールコアクラスターCIZAJ0815.4-0303の最も明るい銀河に関連する電波銀河3CR196.1($z=0.198$)の多重周波数解析を提示します。この近くの電波銀河は、混成電波形態とX線空洞を示しています。これらはすべて、過去の激動の活動の特徴であり、合体イベントとAGNの爆発が原因である可能性があります。$Chandra$と銀河団の内部領域のVLT/MUSEデータを数十kpcのスケールで比較した結果を提示します。我々は、H$\alpha$+[NII]$\lambda6584$放射がX線空洞(銀河核から$\sim$10kpcの位置)ではなく、その縁に空間的に関連していることを発見しました。この結果は、銀河団に含まれる他の電波銀河のX線空洞を取り囲む電離ガスのこれまでの発見とは異なり、異なるAGNバーストまたは銀河の冷却により、X線空洞を満たす電離ガスの最初の報告事例を表す可能性があります。暖かい($10^4<T\leq10^7$K)AGN流出。また、H$\alpha$、[NII]$\lambda\lambda6548,6584$、および[SII]$\lambda\lambda6718,6733$の輝線が$\sim$1000kmで追加の赤方成分を示すこともわかりました$\,$s$^{-1}$レストフレームから、H$\beta$または[OIII]$\lambda\lambda4960,5008$で検出されませんでした。この赤みを帯びた成分の最も可能性の高い説明は、背景のガス雲の存在であると考えています。これは、この成分と残りのフレームの間の速度に離散的な違いがあるように見えるためです。
回転するハローの恒星バー: 座屈の遅延とスローダウンの欠如
| Title |
Stellar_Bars_in_Spinning_Halos:_Delayed_Buckling_and_Absence_of_Slowdown |
| Authors |
Xingchen_Li_(University_of_Kentucky),_Isaac_Shlosman_(University_of_Kentucky_and_Theoretical_Astrophysics,_Osaka_University),_Clayton_Heller_(Georgia_Southern_University),_Daniel_Pfenniger_(University_of_Geneva) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04484 |
暗黒物質(DM)ハローの回転における恒星棒の進化を分析するために、高解像度の数値シミュレーションを使用します。以前の研究では、ハロースピンがバーの進化に大きな影響を与え、垂直座屈の不安定性に続いてバーの溶解につながる可能性があることが示されています。ここでは、DMスピンシーケンス$\lambda=0-0.09$を呼び出し、DMハローのコンパクトさを変化させることにより、この$\lambda$シーケンスに沿ったDM密度の効果を調べます。(1)DM密度を変化させると、$\lambda$系列に沿った恒星バーの進化、つまり、その振幅、パターン速度、座屈時間などに大きな影響があることがわかります。(2)$\lambda\gtrsim0.04$の場合、座屈の不安定性は徐々に遅延し、バーが最大強度に達したときに発生しません。(3)代わりに、恒星棒は最大強度近くにとどまり、その振幅プラトー段階は$\sim1-7$Gyrに広がり、座屈不安定性で終了します。(4)恒星バーは安定期に強いままですが、パターンの速度はほぼ一定です。恒星棒のこの異常な挙動の理由は、DM棒が恒星棒と一直線に並んでいるため、非常に減少した重力トルクによるものです。実行された軌道解析は、遅延座屈がバーの長軸と垂直軸に沿った星の振動のゆっくりとした進化に起因することを示しています。(5)プラトーの始まりにピーナッツ/箱型の膨らみが形成され、時間とともに成長します。(6)ハローを回転させる強力な恒星バーは、観測と$N$ボディシミュレーションの間の長年にわたる不一致を解決して、急速なブレーキングを回避できます。$\lambda$およびDM密度系列に沿った恒星棒のこの挙動は、追加の研究が必要な豊富な恒星棒の特性を明らかにしています。
Three Hundred プロジェクト: シミュレートされた銀河団およびその周辺での星形成消滅と動的進化との関連
| Title |
The_Three_Hundred_project:_connection_between_star_formation_quenching_and_dynamical_evolution_in_and_around_simulated_galaxy_clusters |
| Authors |
Tom\'as_Hough,_Sof\'ia_A._Cora,_Roan_Haggar,_Cristian_Vega-Mart\'inez,_Ulrike_Kuchner,_Frazer_Pearce,_Meghan_Gray,_Alexander_Knebe_and_Gustavo_Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04485 |
この作業では、銀河形成と進化SAGの半解析モデルを、TheThreeHundredプロジェクトからの102ドルの緩和されたシミュレートされた銀河団と組み合わせ、星形成の消滅(SF)と物理プロセスの間のリンクを研究します。銀河は、銀河団内およびその周辺での動的な歴史を通じて経験します。我々は、銀河をその軌道履歴に基づいて4つの集団に分類します:最近および古代のインファラー、およびバックスプラッシュと近隣の銀河です。銀河団の内部に位置する消滅銀河の現在の人口の$\sim85$パーセントは、高温ガスと低温ガスの含有量が少ないかゼロの古代のインファラーであることがわかりました。急冷された古代のインファラーの割合は、ラム圧ストリッピング(RPS)の作用による高温ガスの除去により、1番目と2番目のペリセントリック通路の間で大幅に増加します。それらの大部分は、最初のペリセントリック通過後に消光しますが、無視できない部分、特に$M_\star\leq10^{10.5}\,{\rmM_\odot}$の銀河では、2回目の通過が必要です。最近のインファラーは、銀河団内にある消滅した銀河の$\sim15$パーセントを占めており、平均して、高温ガスと低温ガスの割合が高くなります。さらに、前処理効果は、メインクラスターの前駆細胞に落下する前に、最近の落下物をクエンチする責任があります。銀河団の周りに位置する消光銀河の$\sim65$パーセントはバックスプラッシュ銀河であり、前処理段階で作用するRPSと銀河団内での組み合わせが、この集団のSFの抑制に必要です。
シミュレートされた円盤銀河の周りの衛星の平面 II: $\Lambda$CDM の運動学的にコヒーレントな衛星の時間持続平面
| Title |
Planes_of_satellites_around_simulated_disk_galaxies_II:_Time-persistent_planes_of_kinematically-coherent_satellites_in_$\Lambda$CDM |
| Authors |
Isabel_Santos-Santos,_Mat\'ias_G\'amez-Mar\'in,_Rosa_Dom\'inguez-Tenreiro,_Patricia_B._Tissera,_Lucas_Bignone,_Susana_E._Pedrosa,_H\'ector_Artal,_M.\'Angeles_G\'omez-Flechoso,_V\'ictor_Rufo-Pastor,_Francisco_Mart\'inez-Serrano,_Arturo_Serna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04491 |
大質量円盤銀河の2つのズームイン$\Lambda$CDM流体力学シミュレーションを使用して、進化全体で運動学的に一貫した挙動を示す固定衛星群の存在の可能性を研究します(角運動量保存とクラスタリング)。2つのシミュレーションでそのようなグループを3つ特定し、少なくともビリアリゼーションから$z=0$(7Gyrs以上)まで続く運動学的にコヒーレントな時間持続平面(KPP)を定義します。これは、軌道極クラスタリングが必ずしも低赤方偏移に設定されているわけではないことを証明しており、これは銀河系の長寿命特性を表しています。KPPは薄く扁平で、系内の衛星の総数の$\sim25-40\%$を表し、天の川$z=0$データと一致して、特定の期間中、対応する中央円盤銀河にほぼ垂直です。KPP衛星メンバーは、KPP以外の衛星と統計的に区別できます。それらは、後者よりも高い特定の軌道角運動量を示し、中央の円盤銀河に対してより垂直に軌道を回り、より大きな近心距離を持っています。KPPと最高品質の位置平面が時間の経過とともに同じ空間構成を共有し、KPPが「スケルトン」として機能し、後者が短い時間スケールで洗い流されるのを防ぐことを、初めて数値的に証明します。衛星ホストシステムの1つで、捕獲前にKPP構成に編成された独自の衛星システムを備えた巨大な矮小銀河の後期捕獲を目撃しています。このイベントがホストのKPPに与える影響と、KPP内で一方向または反対方向に回転する衛星の数の非対称性の強化の可能性について簡単に説明します。
$S^5$: Orphan-Chenab ストリームの 6-D マップを使用して天の川とマゼラン雲の可能性を調べる
| Title |
$S^5$:_Probing_the_Milky_Way_and_Magellanic_Clouds_potentials_with_the_6-D_map_of_the_Orphan-Chenab_stream |
| Authors |
Sergey_E._Koposov,_Denis_Erkal,_Ting_S._Li,_Gary_S._Da_Costa,_Lara_R._Cullinane,_Alexander_P._Ji,_Kyler_Kuehn,_Geraint_F._Lewis,_Andrew_B._Pace,_Nora_Shipp,_Daniel_B._Zucker,_Joss_Bland-Hawthorn,_Sophia_Lilleengen_and_Sarah_L._Martell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04495 |
5年間の南星流分光調査$S^5$観測のデータとGaiaEDR3データを組み合わせて、Orphan-Chenab(OC)流の6次元マップを提示します。スプラインモデルを使用してストリームスターの固有運動、視線速度、距離、空上の軌跡を再構築し、ストリームに沿った星の密度を抽出します。ストリームの全光度は$M_V=-8.2$であり、平均金属量は$[Fe/H]=-1.9$であり、ドラコのような古典的なMW衛星と同様です。ストリームは、物理的な幅が200pcから1kpcまで変化する劇的な変化を示し、視線速度分散は5km/sで一定ですが、近心近くのストリームに沿った速度分散は$\sim$10km/に増加します。秒。流れに沿った星の数密度の明らかな変動にもかかわらず、流れに沿った星の流量は著しく一定です。移動する拡張LMCポテンシャルの存在下で、柔軟なMWポテンシャルを使用して、ラグランジュポイントストリッピング法によって6-Dストリームトラックをモデル化します。これにより、MWの質量プロファイルを15.6<r<55.5kpcの距離範囲内に制約することができ、最高測定封入質量$(2.85\pm0.1)\times10^{11}\,M_\odot$は32.4以内です。kpc。$\sim21$kpcのLMCへのOCストリームの最接近距離では、LMCの封入質量の最も正確な測定値は32.8kpcで、$M=(7.02\午後0.9)\times10^{10}\,{M}_\odot$.LMCDMハローが少なくとも53kpcに及ぶことを自信を持って検出します。OCストリームのフィッティングにより、過去のLMC軌道とそれが経験した動的摩擦の程度を制約することができます。OCストリーム上の星は、LMC摂動によって引き起こされる大きなエネルギーと角運動量の広がりを示し、MWハローの部分構造同定のための軌道不変量の限界を明らかにすることを示しています。
楕円銀河の合体における中間質量比の渦巻き
| Title |
Intermediate-mass_ratio_inspirals_in_merging_elliptical_galaxies |
| Authors |
Ver\'onica_V\'azquez-Aceves,_Pau_Amaro_Seoane,_Dana_Kuvatova,_Maxim_Makukov,_Chingis_Omarov,_Denis_Yurin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04547 |
十分なエネルギーが重力波(GW)として放出されると、2つの最初にバインドされていないオブジェクト間の近接遭遇がバイナリシステムになる可能性があります。このような遭遇が楕円銀河の合体で発生するシナリオに対処します。楕円銀河が中程度の質量のブラックホールを抱えている可能性があるという証拠があります。したがって、これらのシステムは、ダイナミクス、大きな密度、およびそれらに含まれるコンパクトな残骸の数により、コンパクトなオブジェクトを大規模なブラックホールに刺激することに対応する重力波の発生源の繁殖地となる可能性があります。このプロセスは、質量範囲がM$\in(10^3,10^5)$M$_{\odot}$の範囲の中間質量ブラックホール(IMBH)に対して効率的であり、中間質量が形成されることを示します。-レシオインスピラル（IMRI）。IMRI形成速度を推定するために、一連のIMBHと質量$m_2\in(10,10^3)$M$_{\odot}$のより小さいブラックホールを考慮します。10$^{-8}$yr$^{-1}$から10$^{-5}$yr$^{-1}$の範囲の速度と、融合における共移動体積あたりのIMRI形成速度を見つけます。赤方偏移の関数としての銀河。これらのIMRIが形成されるときに放出される重力放射のピーク周波数は、LISAやTianQinなどの衛星搭載検出器の検出帯域内にあります。これらの検出器の観測可能な量を考慮すると、年間のIMRI検出の総量は重要です。
Local Stellar Halo に欠けているものは何ですか?
$>100$kpcに及ぶ天の川の恒星の暈は、私たちの銀河系の進化の歴史をエンコードします。ただし、これまでのハローに関するほとんどの研究は、太陽から数kpc以内に限定されていました。ここでは、このローカルハローと恒星ハローの違いを全体として特徴付けます。ハローの質量のほぼすべてを占める、天の川銀河の9つの最も大規模な破壊された矮小銀河の観測に基づくN体シミュレーションを組み合わせることにより、複合恒星ハローモデルを構築します。(1)ハロー全体と比較したローカルハロー内のさまざまな矮小銀河の質量による表現は、大幅に過大評価(例:HelmiStreams)または過小評価(例:Cetus)であり、(2)全体的なハローの特性。局所的なハロー星の軌道統合によって推測される(例えば、正味の回転)は、例えばガイア-ソーセージ-エンケラドゥスからの非常に逆行性の破片が局所的なハローから欠落しているため、著しく偏っています。したがって、ローカルハローからグローバルハローへの外挿には注意が必要です。11MWに似たシミュレートされたハローのサンプルの分析から、局所的なサンプルから完全に欠落しており、アウターハローでの発見を待っている高角運動量軌道上で、最近降着した($\lesssim5$Gyrs)および破壊された銀河の集団を特定しました。.私たちの結果は、銀河のビリアル半径にまで及ぶハロー星の調査の必要性を動機付けています。
矮小銀河合体におけるデュアル AGN の 2 つの候補
デュアルAGNは、銀河の合体によって引き起こされるブラックホールの燃料供給と構造の階層的成長を理解する上で重要です。二重AGNの最も調査されていないタイプは、2つの矮小銀河の合体に関連するものです。観測と宇宙論的シミュレーションによると、矮小銀河は初期宇宙で最も豊富なタイプの銀河であり、銀河の合併率は矮星によって支配されています。しかし、これらの合体は一般に遠すぎて直接観察することができず、低赤方偏移の矮星合体に関連する二重AGNを見つけるのは難しいことで知られています。この論文では、このとらえどころのないタイプのオブジェクトの大規模な検索の最初の結果と、矮星合体におけるデュアルAGNの最初の2つの候補を提示します。どちらの天体も、銀河の合体/相互作用に特徴的な潮汐の特徴(尾部と橋)を示しています。1つの天体は明らかに合体の後期段階にあり、AGN間隔が5kpc未満であり、2つ目の天体は、潮汐橋を確立した相互作用する銀河との合体の初期段階にあります。両方の天体には二重の明るいX線源があり、これは大規模なブラックホールの活発な降着による可能性が最も高いと考えられます。また、両方の天体には対応する赤外線があり、色はAGNと一致しています。フォローアップ観測により、銀河の成長の初期段階、中心のブラックホール、および合体による星形成を支配する重要なプロセスを垣間見ることができます。
銀河形成シミュレーションにおける超新星フィードバックのための熱運動サブグリッドモデル
| Title |
A_thermal-kinetic_subgrid_model_for_supernova_feedback_in_simulations_of_galaxy_formation |
| Authors |
Evgenii_Chaikin,_Joop_Schaye,_Matthieu_Schaller,_Alejandro_Ben\'itez-Llambay,_Folkert_S._J._Nobels,_Sylvia_Ploeckinger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04619 |
銀河形成のシミュレーション用に設計された超新星フィードバックのサブグリッドモデルを提示します。このモデルは、OWLSおよびEAGLEシミュレーションでそれぞれ使用される恒星フィードバックの確率的運動モデルおよび熱モデルに基づいて構築された、エネルギー注入の熱チャネルおよび運動チャネルを使用します。熱チャネルでは、エネルギーは統計的に等方的に分布し、イベントごとに確率的に大量に注入されるため、スプリアス放射エネルギー損失が最小限に抑えられます。運動チャネルでは、ガス粒子をペアで反対方向に蹴ることによってエネルギーを少しずつ注入します。運動フィードバックの実装は、エネルギー、線形運動量、および角運動量を保存するように設計されており、統計的に等方性です。モデルをテストして検証するために、孤立した天の川質量と矮小銀河のシミュレーションを実行し、ガスを10Kまで冷却します。熱チャネルと運動チャネルを一緒に使用して、滑らかな星形成の歴史と強力な銀河系を取得します。現実的な質量負荷率の風。さらに、このモデルは、観測と一致する空間的に分解された星形成率と速度分散を生成します。数値分解能を数桁変化させ、地球規模の星形成率と銀河風の質量負荷の優れた収束を見つけました。大規模な熱エネルギーの注入が星間物質(ISM)の高温相を生成し、円盤からガスを放出することによって星形成を調節することを示します。一方、低エネルギーのキックは、中性ISMの乱流速度分散を増加させます。星形成の抑制に役立ちます。
PRISM: 銀河の放射流体力学シミュレーションのための非平衡多相星間媒体モデル
| Title |
PRISM:_A_Non-Equilibrium,_Multiphase_Interstellar_Medium_Model_for_Radiation_Hydrodynamics_Simulations_of_Galaxies |
| Authors |
Harley_Katz,_Shenghua_Liu,_Taysun_Kimm,_Martin_P._Rey,_Eric_P._Andersson,_Alex_J._Cameron,_Francisco_Rodriguez-Montero,_Oscar_Agertz,_Julien_Devriendt,_and_Adrianne_Slyz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04626 |
熱化学のPRISM星間媒質(ISM)モデルとそのRAMSES-RTZコードへの実装を紹介します。このモデルには、オンザフライの多周波放射輸送に結合された115種の非平衡原始、金属、および分子化学ネットワークが含まれています。PRISMは、光加熱、光電加熱、H$_2$を含む、低密度領域(つまり、$\rho<10^5\{\rmcm^{-3}}$)における支配的なISM冷却および加熱プロセスを正確に説明します。加熱/冷却、宇宙線加熱、H/He冷却、金属線冷却、CO冷却、ダスト冷却(再結合とガス粒子衝突)。金属量の6つのdexにわたる1D平衡シミュレーションを文献の既存の1DISMモデルと比較することにより、モデルを検証します。PRISMを高解像度(4.5pc)の孤立した矮小銀河シミュレーションに適用します。このシミュレーションには、星形成と恒星フィードバックの最新モデルが含まれており、どの冷却プロセスと加熱プロセスが銀河のそれぞれの異なるガス相を支配しているかを調べます。非平衡効果の重要性を理解する。ほとんどのISMガスは熱平衡に近いか、わずかな冷却不安定性を示しますが、化学的観点からは、非平衡電子の割合が平衡値の3倍以上であることが多く、冷却に影響を与えます。、加熱、および観測可能な輝線。電子増強は再結合の遅れによるものであるのに対し、赤字は急速な宇宙線加熱によるものであることが示されています。PRISMモデルとそのRAMSES-RTZへの結合は、宇宙論シミュレーションから孤立した巨大分子雲まで、さまざまな天体物理シナリオに適用でき、ISM物理学の変化が金属輝線などの観測可能な量にどのように影響するかを理解するのに特に役立ちます。
セイファート銀河の最適化されたスペクトル エネルギー分布
| Title |
Optimized_Spectral_Energy_Distribution_for_Seyfert_Galaxies |
| Authors |
Luc_Binette_and_Yair_Krongold_and_Sinhue_A.R._Haro-Corzo_and_Andrew_Humphrey_and_Sandy_G._Morais |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04660 |
セイファート2銀河の狭線領域の光イオン化モデルによって予測された温度は、観測された[OIII]{\lambda}4363A/{\lambda}5007A線比から推測される値よりも低くなっています。通常想定されているよりも硬い電離連続体を考慮する可能性を探ります。観測された{\lambda}4363A/{\lambda}5007A比を生成できるスペクトルイオン化エネルギー分布は、200eVでの二次連続体ピークによって特徴付けられます。
| Title |
A_Study_of_Radio_Knots_within_Supernova_Remnant_Cassiopeia_A |
| Authors |
Xianhuan_Lei,_Hui_Zhu,_Haiyan_Zhang_and_Wenwu_Tian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04777 |
若い超新星残骸(SNR)の動的進化に関する研究は、前駆体の星周媒体の密度構造を理解するための重要な方法です。1987年から2004年までの5つのエポックのVLAデータに基づいて、5\,GHzで2番目に新しい既知のSNRCasAにおける260の小型無線機能の加速または減速、固有運動および輝度変化を報告しました。無線拡張センターは次の場所にあります。$\alpha(1950)=23^{\rmh}21^{\rmm}9^{\rms}_{\cdot}7\pm0^{\rms}_{\cdot}29,\delta(1950)=+58^{\circ}32^{\prime}25^{\prime\prime}_{\cdot}2\pm2^{\prime\prime}_{\cdot}2$.コンパクトノットの4分の3が減速しています。これは、レムナントの始祖の恒星風にかなりの密度変動があることを示唆しています。コンパクトノットの加減速は明るさの分布と関係がないことを確認しました。CasAのコンパクトな電波の特徴が明るくなったり、暗くなったり、消えたり、新しく現れたりすることは、残骸の磁場が急速に変化していることを示唆しています。
[C II] で検出された銀河のスケーリング関係とその宇宙論への応用
$\rm{[CII]}$で検出された銀河の$\rm{[CII]}158{\mu}m$光度と線幅の間の相関関係を特定し、調査します。観測的には、$\rm{[CII]}158{\mu}m$輝線の強度は通常、CO輝線の強度よりも強く、この$\rm{[CII]}$線は別の線として使用されています。銀河の特徴のトレーサー。さらに、$\rm{[CII]}$で検出された多くの銀河が$z>4$で確認されています。CO光度-FWHM相関関係(LFR)と利用可能な新しい$\rm{[CII]}$測定値の以前の研究に動機付けられて、文献で$\rm{[CII]}$検出された銀河のサンプルをコンパイルします。線形回帰分析を実行します。$\rm{[CII]}$LFRは堅牢なレベルで確認されています。また、$\rm{[CII]}$LFRを高$z$銀河の距離測定に利用することで、その適用の可能性を示します。その結果、宇宙の空間スケールを$7$の赤方偏移$z$を超えて拡張します。距離測定の結果により、暗黒エネルギーの進化を考慮したChevallier-Polarski-Linderモデルの宇宙論パラメーターを制約します。その結果、$\rm{[CII]}$の測定距離データが検出されると、$\textit{w}_{0}$と$\textit{w}_{a}$の不確実性が大幅に減少します。銀河は宇宙パラメータ制約に含まれており、宇宙パラメータを制約するトレーサーとして$\rm{[CII]}$で検出された銀河を使用する可能性を例示しています。
PRODIGE -- NOEMA II によるディスクへのエンベロープ。小規模な温度構造と、CH3CN と DCN を使用して
SVS13A プロトバイナリを供給するストリーマ
| Title |
PRODIGE_--_Envelope_to_Disk_with_NOEMA_II._Small-scale_temperature_structure_and_a_streamer_feeding_the_SVS13A_protobinary_using_CH3CN_and_DCN |
| Authors |
T.-H._Hsieh,_D._M._Segura-Cox,_J._E._Pineda,_P._Caselli,_L._Bouscasse,_R._Neri,_A._Lopez-Sepulcre,_M._T._Valdivia-Mena,_M._J._Maureira,_Th._Henning,_G._V._Smirnov-Pinchukov,_D._Semenov,_Th._M\"oller,_N._Cunningham,_A._Fuente,_S._Marino,_A._Dutrey,_M._Tafalla,_E._Chapillon,_C._Ceccarelli,_and_B._Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05022 |
ねらい。クラス0/I連星系SVS13Aの高感度で高スペクトル分解能のNOEMA観測を提示します。SVS13Aは、約90au離れた低質量原始星VLA4AとVLA4Bで構成されています。VLA4Aは、周囲のガスの化学的性質を強化する降着バーストを受けています。これは、降着プロセスだけでなく、化学的および物理的条件を調べる絶好の機会を与えてくれます。メソッド。NOEMAでは、CH3CNとCH313CNの(12K-11K)ライン、DCNの(3-2)ライン、SVS13Aに向かうC18O(2-1)ラインを観測しています。結果。単一成分や純粋なケプラー運動では説明できない円盤スケールでの複雑なラインプロファイルが見つかりました。2つの速度コンポーネントを採用して複雑なラインプロファイルをモデル化することにより、温度と密度がこれら2つのコンポーネント間で大きく異なることがわかります。これは、CH3CNを介して追跡される放出ガスの物理的条件が、周連星盤内で劇的に変化する可能性があることを示唆しています。さらに、DCN(3-2)の観測を以前のALMAの高角度分解能観測と組み合わせて、連星系(またはVLA4A)がエンベロープスケール(~700au)から落下するストリーマーによって供給されている可能性があることを発見しました。この場合、このストリーマーは、少なくとも1.4x10-6Msunyr-1の速度で系への物質の降着に寄与します。結論。SVS13AでのCH3CN放出は、複雑な構造からの高温ガスを追跡すると結論付けます。この複雑さは、物質を落下させて中央領域に注ぎ込む可能性のあるストリーマーの影響を受ける可能性があります。
統合された軽い恒星集団モデルと局所群銀河における化学的に特異な恒星
| Title |
Chemically_Peculiar_Stars_in_Integrated_Light_Stellar_Population_Models_and_Local_Group_Galaxies |
| Authors |
Guy_Worthey_and_Xiang_Shi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05083 |
一般的なタイプの化学的に特異な(CP)星を組み込んだ統合光モデルは、合成スペクトルを使用して組み立てられます。選択されたスペクトル特徴は、年齢が$\sim$50Myr$<$age$<\sim$2Gyrの集団の重要な年齢情報をエンコードします。テンプレートの不一致が緩和されるため、モデルスペクトルにCP星の特徴を含めると、復元された星の人口パラメーターの精度が向上しますが、連続体と比較して弱いCP特徴から新しいまたは固有の年齢情報を抽出できることを示すことはできません。少なくとも現在の技術水準では、フィッティングと強力な機能の強み。局所群銀河のスペクトルを分析するために、2バーストおよび3バーストの年齢構造を復元する年齢抽出ルーチンが採用されています。NGC224(M31)には、我々が調べているCP星のタイプには古すぎる星の集団があります。NGC221(M32)にもCPスペクトルの特徴は見られません。主要な4.7Gyrの個体群に加えて、年齢$\sim$1Gyrの成分が1%質量で含まれているようです。SDSS銀河スペクトル平均とは異なり、NGC205(M110)にはHgMn星による特徴は含まれていません。これは、HgMn生産に関連する年齢範囲を除外し、その近核スペクトルは、1.85$\pm$0.1Gyr成分の古い人口に重ね合わせた68$\pm$2Myr人口によって最適に適合します。NGC205とNGC221の両方には、若い集団の圧倒的な光優位性を考えると、その質量を制約するのが容易ではない古代の成分があります。
宇宙論的恒星ハローシミュレーションのための半解析的銀河と N 体銀河のカップリング (CoSANG) I- 暗黒物質ハローの方法と構造
| Title |
Coupling_Semi-Analytic_and_N-body_Galaxies_(CoSANG)_for_cosmological_stellar_halo_simulations_I-_Methods_and_the_structure_of_dark_matter_halos |
| Authors |
Shahram_Talei,_Krista_Mccord,_Jeremy_Bailin,_Darren_J._Croton,_Alexandra_Mannings,_Michael_Sitarz,_Annelia_Anderson,_Brooke_Bailey,_Alexis_Rollins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05107 |
Cosang(CouplingSemi-AnalyticandN-bodyGalaxies)は、宇宙論的な暗黒物質と星のハローシミュレーションの新しいハイブリッドモデルです。このアプローチでは、無衝突モデル(Gadget3)が重力相互作用に使用され、連成半解析モデル(SAGE)が各時間ステップでのバリオン効果を計算します。各時間ステップでのこのライブの自己矛盾のない相互作用は、CoSANGと、主に後処理に使用される従来の半分析モデルとの主な違いです。バリオンの重力効果を説明することにより、CoSANGは、流体力学シミュレーションよりも計算コストを抑えながら、純粋なN体シミュレーションのいくつかの欠点を克服できます。さらに、CoSANGは、トレーサーの暗黒物質粒子をタグ付けすることにより、恒星のハロー集団を生成できます。制御されたテストシミュレーションと天の川(MW)質量ハローの3つの宇宙論的ズームインシミュレーションの両方を使用して、このアプローチのパフォーマンスと動的精度を示します。カップリングなし（ダークマターのみ、以下DMO）とカップリングあり（CoSANG）の両方で、各ターゲットハローをシミュレートします。ハローの内部構造（サブハローの分布、形状、向き）を比較します。DMOモデルと比較して、CoSANGモデルでは次の変化が見られます。3)軸比が小さい。DMOとCoSANGのシミュレーションの違いは、形成初期のハローでより顕著になります。
高温周銀河媒質による星形成の制御
| Title |
Regulation_of_Star_Formation_by_a_Hot_Circumgalactic_Medium |
| Authors |
Christopher_Carr,_Greg_L._Bryan,_Drummond_B._Fielding,_Viraj_Pandya,_and_Rachel_S._Somerville |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05115 |
超新星(SNe)によって駆動される銀河の流出は、銀河の星形成効率の強力な調節因子であると考えられています。質量、エネルギー、および金属の流出($\eta_M$、$\eta_E$、および$\eta_Z$、ここではそれぞれ星形成率、SNeエネルギーおよび金属生成率で正規化)は、ガスと金属を銀河の外に出し、銀河周媒質(CGM)を加熱することで、将来の降着を防ぎます。伝統的に、モデルは銀河が星間物質(ISM)に入るガスの大部分を放出することによって自己調節すると仮定していましたが、そのような高い質量負荷は観測との緊張が高まっています。放出的（すなわち高質量負荷）対予防的（すなわち高エネルギー負荷）フィードバックの相対的な重要性が銀河の現在の特性にどのように影響するかをよりよく理解するために、銀河進化の単純なガス調節モデルを開発します。質量、ISM、およびCGMは、成長するハロー内で異なる速度で質量、金属、およびエネルギーを交換する別個のリザーバーとしてモデル化されます。$10^{10}$から$10^{12}M_{\odot}$までのハローの質量範囲に焦点を当て、合理的なパラメーターの選択により、恒星とハローの質量関係とISM-質量負荷が低い($\eta_M\sim0.1-10$)が、エネルギー負荷が高い($\eta_E\sim0.1-1$)風と恒星間の質量関係CGM。モデルの予測は流出の質量負荷の変化に対してロバストですが、エネルギー負荷の選択には非常に敏感であり、最低質量のハローには$\eta_E\sim1$を、天の川のようなハロー。
ブラック ホールのマイクロレンズ効果に対する初期と最終の質量関係の影響
| Title |
The_Impact_of_Initial-Final_Mass_Relations_on_Black_Hole_Microlensing |
| Authors |
Sam_Rose_(1_and_2),_Casey_Y._Lam_(1),_Jessica_R._Lu_(1),_Michael_Medford_(1),_Matthew_W._Hosek_Jr._(3),_Natasha_S._Abrams_(1),_Emily_Ramey_(1),_Sergiy_S._Vasylyev_(1)_((1)_University_of_California,_Berkeley,_Department_of_Astronomy,_Berkeley,_CA,_(2)_California_Institute_of_Technology,_Cahill_Center_for_Astronomy_and_Astrophysics,_Pasadena,_CA,_(3)_University_of_California,_Los_Angeles,_Department_of_Astronomy,_Los_Angeles,_CA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04471 |
初期-最終質量関係(IFMR)の不確実性は、長い間、大質量星の進化の最終段階を理解する上での問題でした。IFMRを制約する主な課題の1つは、発光しない残骸(中性子星やブラックホールなど)の質量を測定することの難しさです。重力波検出器は、他の銀河で多数のコンパクトな天体を発見する可能性を開きましたが、それらはすべて合体連星系です。アストロメトリーとフォトメトリーを使用した重力レンズ実験では、天の川銀河で、孤立したものと連星の両方のコンパクトなオブジェクトを見つけることができます。この作業では、PopSyCLEマイクロレンズシミュレーションコードを改善して、天の川マイクロレンズ母集団を使用してIFMRを制約する可能性を探ります。ローマ宇宙望遠鏡のマイクロレンズサーベイは、アインシュタインクロッシング時間分布の長い方の端とマイクロレンズ視差分布の小さい方の端の違いに基づいて、異なるIFMRを区別できる可能性が高いと予測します。0.02$)ブラックホールレンズ特有のマイクロレンズ視差を正確に計測できます。将来のマイクロレンズ調査では、IFMRに最も意味のある制約を課すために、小さなマイクロレンズ視差でイベントを特徴付けることができる必要があることを強調します。
BASS XXXIX: 変化する外観の光スペクトルを持つ Swift-BAT AGN
| Title |
BASS_XXXIX:_Swift-BAT_AGN_with_changing-look_optical_spectra |
| Authors |
Matthew_J._Temple,_Claudio_Ricci,_Michael_J._Koss,_Benny_Trakhtenbrot,_Franz_E._Bauer,_Richard_Mushotzky,_Alejandra_F._Rojas,_Turgay_Caglar,_Fiona_Harrison,_Kyuseok_Oh,_Estefania_Padilla_Gonzalez,_Meredith_C._Powell,_Federica_Ricci,_Rog\'erio_Riffel,_Daniel_Stern_and_C._Megan_Urry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04478 |
変化する外観(CL)AGNは、超大質量ブラックホール(SMBH)への降着のユニークなプローブです。特に、相補的な波長帯での同時観測により降着流の特性を調査できる場合はそうです。BATAGNSpectroscopicSurvey(BASS)からの光学分光法の複数のエポックを使用して、412Swift-BATで検出されたAGNでのCL動作の検索結果を提示します。これらのAGNの125には、光学分光法の時代と同時期のSwift-BATからの14～195keVの超硬X線光曲線もあります。8つのCLイベントが初めて提示され、広いバルマーライン放出の出現または消失が観測されたセイファート型分類の変化につながります。文献からの既知のイベントと組み合わせると、BASSからの21のAGNがCLの動作を示すことが知られています。9つのCLイベントには14～195keVのデータがあり、これらのCLイベントのうち5つは、BATからの14～195keVフラックスの大幅な変化に関連付けることができます。超硬X線フラックスはオブスキュレーションの影響を受けにくいため、14～195keV帯域でのこれらの変化は、CLイベントの大部分が見通し内オブスキュレーションの変化によるものではないことを示唆しています。10～25年の時間スケールで0.7～6.2%のCL率を導き出し、多くの移行がせいぜい数年以内に発生することを示しています。私たちの結果は、SMBHへの降着の変動物理学をよりよく理解するために、より高いケイデンスでさらに多波長観測を行う動機となります。
正規化フローを使用したベラ ルビン天文台時代の超新星に対する償却ベイジアン推論
| Title |
Amortized_Bayesian_Inference_for_Supernovae_in_the_Era_of_the_Vera_Rubin_Observatory_Using_Normalizing_Flows |
| Authors |
V._Ashley_Villar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04480 |
2024年半ばに観測を開始する予定のヴェラルービン天文台では、超新星の発見率が年間100万件を優に超えるようになるでしょう。ルービン天文台で発見された何百万もの超新星を特定、分類し、最終的に理解するための新しい方法論を開発する大きな推進力がありました。ここでは、正規化フローを使用した最初のシミュレーションベースの推論方法を提示します。これは、多変量のルービンのようなデータストリームでおもちゃの超新星モデルのパラメーターを迅速に推論するようにトレーニングされています。私たちの方法は、従来の推論方法論(特にMCMC)と比較して十分に調整されており、テスト時間中にCPU時間の1万分の1しか必要としないことがわかりました。
SN 2019ewu: 若い SN Ic スペクトルの新しいサンプルから得られた初期の強い炭素と弱い酸素の特徴を持つ特異な超新星
| Title |
SN_2019ewu:_A_Peculiar_Supernova_with_Early_Strong_Carbon_and_Weak_Oxygen_Features_from_a_New_Sample_of_Young_SN_Ic_Spectra |
| Authors |
Marc_Williamson,_Christian_Vogl,_Maryam_Modjaz,_Wolfgang_Kerzendorf,_Jaladh_Singhal,_Teresa_Boland,_Jamison_Burke,_Zhihao_Chen,_Daichi_Hiramatsu,_Lluis_Galbany,_Estefania_Padilla_Gonzalez,_D._Andrew_Howell,_Saurabh_W._Jha,_Lindsey_A._Kwok,_Curtis_McCully,_Megan_Newsome,_Craig_Pellegrino,_Jeonghee_Rho,_Giacomo_Terreran,_Xiaofeng_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04482 |
高頻度の全天自動調査の出現により、超新星(SNe)は爆発の日付にこれまで以上に近づいて発見されています。しかし、Ic型超新星(SNeIc)の若い前極大光追跡スペクトルは、おそらく最も剥ぎ取られた大質量星から生じるものであり、それらの重要性にもかかわらずまれなままです。この論文では、6SNeIcのグローバル超新星プロジェクトを通じてラスクンブレス天文台で観測された49の光学スペクトルのセットを提示します。これには、合計17の事前最大スペクトルが含まれ、そのうち8つはVバンドの1週間以上前に観測されます。最大光。このデータセットにより、公開されている事前最大光SNIcスペクトルの総数が25%増加し、公開されているSNIDテンプレートが提供されます。これは、将来的に若いSNeIcの迅速な識別に大きく役立ちます。FeII5169速度測定、OI7774線強度、および連続体形状を含む、これらのスペクトルの詳細な分析を提示します。私たちの結果を、文献で公開されているストリップされた超新星のサンプルと比較し、サンプルの中で際立っている1つのSNを見つけます。SN2019ewuは、SNIcの特徴のユニークな組み合わせを持っています。TARDIS放射伝達モデリングがH$\alpha$ではなくCIIに帰する最大光のほぼ2週間前に、非常に青い連続体、高い吸収速度、P-cygni形状の特徴があります。、および最大光まで弱いまたは存在しないOI7774吸収機能。
多くのエネルギーの高い超新星は、高度に磁化され、急速に回転する中性子星の回転エネルギーによって動力を与えられていると考えられています。関連する明るいパルサー風星雲(PWN)からの放出は、超新星噴出物を光イオン化することができ、PWNを明らかにする可能性のある署名を伴う噴出物の星雲スペクトルにつながります。SN2012auは、そのような超新星の1つであるという仮説が立てられています。超新星星雲スペクトルに対するさまざまな噴出物とPWNパラメータの影響を調査し、光イオン化モデルがSN2012auと一致するかどうかをテストします。星雲相からの制約が、拡散相のモデリングとマグネターの電波放射にどのようにリンクできるかを研究します。内部PWNを搭載したSNイジェクタの後期(1-6y)スペクトルシミュレーションのスイートを提示します。1ゾーンモデルの大規模なグリッド上で、SN物理状態とライン放出の挙動をPWN光度($L_{\rmPWN}$)、注入SED温度($T_{\rmPWN}$)、噴出物の質量($M_{\rmej}$)、および組成(純粋なOまたは現実的な)は異なります。結果として生じる放射について、観測されたSN2012auの挙動との関連で議論します。これは、PWNを動力源とするSNの有力な候補です。超新星星雲のスペクトルは、$T_{\rmPWN}$が増加するにつれて噴出物が電離しにくくなるため、$T_{\rmPWN}$が変化するにつれて変化します。高PWNパワーでの低イジェクタ質量モデルは、OIの暴走イオン化を取得し、極端な場合にはOIIも取得し、パラメーター空間の小さな変化でイオン分率の急激な減少を引き起こします。特定のモデルは、SN2012auの酸素線の光度を個々のエポックで適度に再現できますが、全時間進化に適合するモデルは見つかりません。これは、モデルのセットアップが単純であるためと考えられます。星雲位相から導き出された制約を使用して、SN2012auに電力を供給しているマグネターの初期回転周期は$\sim$15msであり、何十年にもわたって強力な電波源(F>100mJy)であると予測されます。
銀河円盤の磁束管への宇宙線注入の影響
銀河円盤では、非熱圧力サポートが特定のしきい値を超えると、パーカー不安定性が発生します。パーカー不安定性で考慮される非熱圧力は、宇宙線圧力と磁気圧力です。この不安定性は$(>500\,\mathrm{Myr})$を飽和させるのに長い時間を要し、宇宙線の圧力とガスの圧力の比率が一定の背景を想定しています。実際には、銀河宇宙線は超新星などのイベントによって局在領域$(<100\,\mathrm{pc})$に注入され、宇宙線圧力とガス圧力の比が増加します。この作業では、\texttt{Athena++}コードを使用した宇宙線磁気流体力学シミュレーションで、大規模な$(\sim1\,\mathrm{kpc})$に対するこのような宇宙線注入の効果を調べます。シミュレーションの実行ごとに、バックグラウンドプロパティ、主要な宇宙線輸送メカニズム、注入特性を変化させます。注入によって、パーカー不安定性よりも短い時間スケールで星間物質が破壊されることがわかりました。移流による宇宙線輸送が支配的である場合、宇宙線注入は短い時間スケール$(<100\,\mathrm{Myr})$で円盤を乱します。ストリーミング不安定性による宇宙線輸送が支配的である場合、最初の注入$(>150\,\mathrm{Myr})$からずっと後に、注入によって浮力のあるフラックスチューブが作成されます。最後に、拡散による宇宙線輸送が支配的である場合、注入された宇宙線はフラックスチューブ全体を短時間で過圧にします$(\sim10\,\mathrm{Myr})$。この過剰圧力は、ガスをチューブから押し出し、移流が支配的な場合と同様の時間スケールで浮力上昇を引き起こします。
新しいブラックホールX線連星候補HD96670の光学解析とモデル化
HD96670、カリーナOB2協会の単線分光連星の光学観測とモデリングについて報告します。10エポックの光学分光法と光学測光法を光源の17日間の連続しない夜に収集しました。スペクトルから動径速度曲線を作成し、連星の軌道周期を$P=5.28388\pm0.00046$日になるように更新します。スペクトルは、酸素とヘリウムの吸収を示しており、O型プライマリと一致しています。連星内の副星からのスペクトル線の証拠は見られません。Wilson-Devinneyコードを使用して光学的光度曲線と動径速度曲線を同時にモデル化し、プライマリの最適質量$M_1=22.7^{+5.2}_{-3.6}M_\odot$、および$M_2=6.2^{+0.9}_{-0.7}M_\odot$セカンダリの場合。この質量の天体は、B型星またはブラックホールのいずれかと一致します。二次からの吸収線が見られないことを考えると、10keVを超えて検出された$\Gamma=2.6$の観測された強べき乗法X線スペクトルと組み合わせて、二次への風の降着によって生成された可能性があると結論付けます。ブラックホールの可能性が高いです。3番目の星の存在と一致する形状の非対称のヘリウム線が見られます。二次が実際にブラックホールである場合、このシステムは、銀河内の4つの可能なブラックホール高質量X線連星の小さなサンプルに追加されます。
| Title |
Ultra_high_energy_cosmic_rays_from_past_activity_of_Andromeda_galaxy |
| Authors |
V.N._Zirakashvili,_V.S._Ptuskin,_and_S.I._Rogovaya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04522 |
アンドロメダ銀河の超大質量ブラックホールの成長と過去の活動に関連する相対論的ジェットが、$10^{15}$eVを超えるエネルギーを持つ宇宙線の主な発生源である可能性があることが示されています。宇宙線エネルギーのほとんどは、ジェットのバウショックに関連しており、光組成を持つマルチPeV宇宙線を生成します。重い組成を持つ最高エネルギーの宇宙線は、ジェット自体で生成されます。アンドロメダ銀河で生成され、地球に伝搬されたエネルギー粒子のスペクトルが計算され、観測と比較されます。
相対論的無衝突プラズモイド媒介リコネクションにおける有効抵抗率
| Title |
Effective_resistivity_in_relativistic_collisionless_plasmoid-mediated_reconnection |
| Authors |
Sebastiaan_Selvi,_Oliver_Porth,_Bart_Ripperda,_Fabio_Bacchini,_Lorenzo_Sironi,_Rony_Keppens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04553 |
磁気リコネクションは、コンパクトな物体の周囲の高度に磁化された領域に非熱エネルギー分布を生成することにより、壮大な高エネルギーの天体物理現象に力を与えることができます。2次元の完全運動論的粒子内粒子(PIC)シミュレーションによって、ガイドフィールドの有無にかかわらず、磁気的に支配されたペアプラズマにおける相対論的無衝突プラズモイド媒介再接続を調べます。発散する流れが非対角熱圧テンソルをもたらすXポイントでは、粒子の有限の滞留時間により、局所的な衝突のない実効抵抗率が生じます。ここでは、完全に発達したプラズモイド鎖における相対論的再接続について、PICシミュレーションに基づく統計分析により、完全なオームの法則を使用して非理想的な電場を駆動するメカニズムを初めて特定しました。非理想的な電界は、主に非ジャイロトロピック熱圧の勾配によって駆動されることを示しています。非理想的な磁気流体力学的記述でその本質を模倣することを目的として、無衝突リコネクションの特性を捉える運動物理学に動機付けられた非一様有効抵抗率モデルを提案します。この効果的な比抵抗モデルは、リコネクションによる高エネルギー放出のための物理的に接地されたグローバルモデルを設計する実行可能な機会を提供します。
潮汐破壊イベントのフォールバックを伴う移流降着ディスク コロナ モデル
| Title |
Advective_accretion_disc-corona_model_with_fallback_for_tidal_disruption_events |
| Authors |
T._Mageshwaran_(1_and_2),_Sudip_Bhattacharyya_(2)_((1)_Chungbuk_National_University,_South_Korea,_(2)_Tata_Institute_of_Fundamental_Research,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04632 |
潮汐破壊イベント(TDE)は、UVからX線へのスペクトルインデックスとエディントン比の間の相関関係を示し、低エディントン比での非熱X線放出を示します。降着円盤を取り囲むコロナを非熱X線源と考えます。TDEの時間依存で非相対論的な移流降着ディスクコロナモデルを構築します。落下するデブリは、時間$t_c$でシードディスクを形成すると想定されます。これは、質量フォールバック率$\dot{M}_{\rmfb}$で、一定の外側半径での落下デブリからの質量増加により進化します。ブラックホールへの降着による質量損失。モデルの粘性応力は、気体($P_g$)と全圧($P_t$)に依存します。$\tau_{r\phi}\proptoP_g^{1-\mu}P_t^{\mu}$として、$\mu$は定数です。質量降着率$\dot{M}_a$はエディントンからサブエディントン降着へと進化し、後期進化は$t^{-5/3}$に近く、ここで$t$は時間です。ボロメータディスクの光度は、$t^{-5/3}$に近い後期の進化に従うことがわかりました。コロナからの全X線光度とボロメータディスクの光度の比率は、$\mu$とともに増加し、遅い時間では$\mu\neq1$増加します。X線観測からの温度と一致するディスクのX線黒体温度を取得します($\sim~10^5~{\rmK}$)。ディスクの放射効率は時間とともに増加し、コロナが含まれているディスクでは減少することがわかります。私たちは流出を無視しており、私たちのモデルはサブエディントンに近い降着と$\dot{M}_{\rmfb}$がサブエディントンである場合により適しています。
チェレンコフ望遠鏡アレイのためのブレーザーの光学分光 -- II
| Title |
Optical_Spectroscopy_of_Blazars_for_the_Cherenkov_Telescope_Array_--_II |
| Authors |
E._Kasai,_P._Goldoni,_S._Pita,_D._A._Williams,_W._Max-Moerbeck,_O._Hervet,_G._Cotter,_M._Backes,_C._Boisson,_J._Becerra_Gonz\'alez,_U._Barres_de_Almeida,_F._D'Ammando,_V._Fallah_Ramazani,_E._Lindfors |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04689 |
活動銀河核(AGN)は、画像大気チェレンコフ望遠鏡でこれまでに超高エネルギー(VHE)ガンマ線で検出された250以上のソースの約35%を占めています。近くにある4つの電波銀河と未知のタイプの2つのAGNを除いて、既知のVHEAGNはすべてブレーザーです。ガンマ線ブレザーの宇宙論的赤方偏移の知識は、ガンマ線と銀河外背景光(EBL)の間の相互作用がスペクトルの軟化をもたらすため、固有の放出特性の研究を可能にする鍵となります。したがって、赤方偏移決定の演習は、間接的にEBL密度に厳しい制約を課し、宇宙時間にわたるブレーザー個体群の進化を研究するために重要です。ブレーザー内の強力な相対論的ジェットにより、それらのホスト銀河のスペクトル特性のほとんどが際立っており、専用の高信号対雑音分光観測が必要です。ヨーロッパ南天天文台の新技術望遠鏡、ケックII望遠鏡、シェーン3メートル望遠鏡、および南部アフリカ大望遠鏡を使用して、33のガンマ線ブレーザー光学対応物の中深層から高解像度の分光法が実行されました。サンプルから、25のオブジェクトからのスペクトルは、スペクトルの特徴を示すか、または特徴がなく、信号対雑音比が高くなります。他の8つのオブジェクトは、低品質の特徴のないスペクトルを持っています。吸収と発光の特徴を体系的に検索し、可能であれば、測定された全フラックスの一部のホスト銀河フラックスを推定しました。私たちの測定では、0.0838から0.8125の範囲の14の確定分光赤方偏移、1つの暫定的な赤方偏移、および2つの下限(1つはz>0.382、もう1つはz>0.629)が得られました。
| Title |
An_analytic_derivation_of_the_empirical_correlations_of_gamma-ray_bursts |
| Authors |
Fan_Xu,_Yong-Feng_Huang,_Jin-Jun_Geng,_Xue-Feng_Wu,_Xiu-Juan_Li,_and_Zhi-Bin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04727 |
ガンマ線バースト(GRB)の発見以来、さまざまな重要なパラメーター間の経験的な相関関係が広く調査されており、宇宙を調べるための標準的なキャンドルとして広く使用されてきました。天地関係と米徳関係はその好例であり、特に注目されてきた。前者はピーク光子エネルギー(Ep)と等方性$\gamma$線エネルギー放出(Eiso)の間の関係を反映し、後者はEpを等方性ピーク光度(Lp)と結び付けます。どちらもべき法則の形で表されます。関数。ほとんどのGRBはこれらの相関関係によく従うことがわかっていますが、理論的な解釈はまだ不足しています。一方、軸外のGRBである可能性があり、軸上のものと比較して異なる相関関係に従う可能性があるいくつかの明らかな外れ値もあります。ここでは、標準的な火の玉モデルの枠組みでアマティ関係とヨネトク関係の簡単な分析的導出を提示し、その正確性を数値シミュレーションによって確認します。軸外のアマティ関係とヨネトク関係も導出され、対応する軸上関係とは著しく異なる。私たちの結果は、GRBの放射プロセスの背後にある固有の物理学を明らかにし、GRBの経験的相関における視野角の重要性を強調しています。
急速に進化する超新星 2018ivc の多波長ビュー: SN IIb 1993J の類似物ですが、主に星周相互作用によって駆動されます
| Title |
A_Multi-Wavelength_View_on_the_Rapidly-Evolving_Supernova_2018ivc:_An_Analog_of_SN_IIb_1993J_but_Powered_Primarily_by_Circumstellar_Interaction |
| Authors |
Keiichi_Maeda,_Poonam_Chandra,_Takashi_J._Moriya,_Andrea_Reguitti,_Stuart_Ryder,_Tomoki_Matsuoka,_Tomonari_Michiyama,_Giuliano_Pignata,_Daichi_Hiramatsu,_K._Azalee_Bostroem,_Esha_Kundu,_Hanindyo_Kuncarayakti,_Melina_C._Bersten,_David_Pooley,_Shiu-Hang_Lee,_Daniel_Patnaude,_Osmar_Rodriguez,_Gaston_Folatelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04808 |
SN2018ivcは珍しいII型超新星(SNII)です。これはSNeIILのバリアントであり、大量のHリッチエンベロープを持つSNeIIPと少量のHリッチエンベロープを持つIIbの間の移行ケースを表す可能性があります。ただし、SN2018ivcは、正規のSNeIILよりも複雑な光学的光度曲線の進化を示しています。この論文では、AtacamaLargeMillimeter/SubmillimeterArray(ALMA)によるSN2018ivcの迅速な追跡観測の結果を提示します。そのシンクロトロン放射はSNIIb1993Jのものと類似しており、それは本質的に適度な(~0.5-1Msun)拡張されたHリッチエンベロープを持つHe星のSNIIbのような爆発であることを示唆しています。その電波、光学、およびX線の光曲線は、主にSN噴出物と星周物質(CSM)の間の相互作用によって説明されます。したがって、多波長放射が主にSN-CSM相互作用によって強化されるまれな例（および「標準的な」SNIIb噴出物を含む最初の例）であることが示唆されます。最後の10年間の前駆細胞の活動を反映する内部CSM密度は、フラッシュスペクトルの特徴を示したSNIIb2013cuの密度に匹敵します。外側のCSM密度、したがって最後の~200年間の質量損失率は、SN1993Jのそれよりも~5倍大きい。SN2018ivcは、バイナリ進化シナリオにおけるSNeIIPとIIb/Ib/Icの間のミッシングリンクを表していると考えられます。
中程度の解像度と広い視野でガンマ線を検出する: 粒子検出器アレイと水チェレンコフ法
| Title |
Detecting_gamma-rays_with_moderate_resolution_and_large_field_of_view:_Particle_detector_arrays_and_water_Cherenkov_technique |
| Authors |
Michael_A._DuVernois_(Wisconsin_IceCube_Particle_Astrophysics_Center_(WIPAC)_and_Department_of_Physics,_University_of_Wisconsin-Madison,_USA)_and_Giuseppe_Di_Sciascio_(Istituto_Nazionale_di_Fisica_Nucleare_(INFN),_Sezione_di_Roma_Tor_Vergata,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04932 |
宇宙線天体物理学、ガンマ線天体物理学、およびニュートリノ天体物理学の分野は、多少分岐しています。しかし、GeVおよびTeVエネルギー範囲の空気シャワーについては、地上ベースの検出器技術にはかなりの重複があります。VHEガンマ線天文学は、これらのガンマ線源の方向、フラックス、エネルギースペクトル、および時間変動を測定する観測研究です。ガンマ線のフラックスが低く、荷電粒子宇宙線のバックグラウンドがあるため、ガンマ線空気シャワー検出器の際立った特徴は、サイズが大きく、光子と荷電粒子の区別が大きいことです。ガンマ線天文学用のエアシャワー望遠鏡は、アレイ要素を通過する粒子の通過を測定できる検出器のアレイで構成されています。TeV程度のエネルギーで信号を最大化するには、大気中のシャワー粒子の最大数が多いため、アレイを高高度で構築する必要があります。これらの検出器には、シャワーカウンターのまばらなアレイ、シンチレーターまたは抵抗板カウンター(RPC)の高密度アレイ、表面検出器と連携した埋め込みミューオン検出器、または多相互作用深層水チェレンコフ検出器(WCD)が含まれています。一般に、これらの検出器は広い視野にわたって感度が高く、空全体が典型的な感度であり、おそらく空の2/3がクリーン分析用に選択されていますが、通常はシャワーからシャワーの変動と検出器の固有のサンプリング。ただし、これらの望遠鏡は、天候、月明かり、昼夜を問わず、実質的に100\%のデューティサイクルで特定のターゲットに向ける必要なく、継続的に動作します。この章では、そのような検出器の性能と特性を調べます。これらは、このエネルギー範囲で動作するイメージングエアチェレンコフ望遠鏡とは対照的であり、現在および将来の提案された実験が説明されています。
中性子星の合体だけで、天の川銀河の r プロセスの濃縮を説明できますか?
| Title |
Can_neutron_star_mergers_alone_explain_the_r-process_enrichment_of_the_Milky_Way? |
| Authors |
Chiaki_Kobayashi,_Ilya_Mandel,_Krzysztof_Belczynski,_Stephane_Goriely,_Thomas_H._Janka,_Oliver_Just,_Ashley_J._Ruiter,_Dany_Van_Beveren,_Matthias_U._Kruckow,_Max_M._Briel,_Jan_J._Eldridge,_and_Elizabeth_Stanway |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04964 |
銀河系の化学進化モデルを天の川で観測された元素の存在量と比較すると、中性子星の合体が非常に短い遅延時間および/または低金属量でコンパクトな天体の有益な質量を持っている場合にのみ、中性子星の合体が主要なrプロセスサイトになり得ることを示しています.つまり、ブラックホールのスピンに応じて、ブラックホールと中性子星の合体は、天の川銀河の初期の化学的濃縮において重要な役割を果たすことができます。また、この論文で使用されているバイナリ母集団合成モデル、つまり、COMPAS、StarTrack、Brussels、ComBinE、およびBPASSのいずれも、現在、元素存在量の観測を再現できないことも示しています。この予測は、中性子星合体だけでなく、Ia型超新星についても問題があり、連星進化モデルの欠点を示している可能性があります。
AGN への超高速の流入は本当にまれなのか、それとももっと見えにくいだけなのか?
典型的なUFOPG1211+143の強力で高度にイオン化された風における短期的な変動性と複数の速度成分は、内部ディスクの不安定性または短命の降着イベントを示しています。20R_gに位置する高度にイオン化された物質の高速(~0.3c)流入の検出は、ブラックホールのスピン平面に高い傾斜角で接近する物質がワープを引き起こす可能性がある後者のシナリオの最初の直接的な観測サポートを提供しました。内側の降着円盤の引き裂き、その後のリング間の衝突により、衝撃、回転支持の喪失、急速な質量の落下が発生します。同時の軟X線スペクトルは、200R_gで「上流」として識別された、イオン化されていない物質の低速(~0.1c)流入を明らかにし、物質を通過する視線が超大質量ブラックホールに収束します。PG1211+143での0.3c流入の検出はまれな例のままであるのに対し、超高速電離風が明るいセイファート銀河で比較的一般的である理由をここで説明します。
アレシボでの通常の太陽電波イメージング: 活動領域の進化に関する宇宙天気の展望
| Title |
Regular_Solar_Radio_Imaging_at_Arecibo:_Space_Weather_Perspective_of_Evolution_of_Active_Regions |
| Authors |
Periasamy_K._Manoharan,_Christopher_J._Salter,_Christiano_M._Brum,_Stephen_M._White,_Phil_Perillat,_Alfredo_Santoni,_Felix_Fernandez,_Tapasi_Ghosh,_Benetge_Perera,_and_Arun_Venkataraman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04472 |
太陽での磁気エネルギーの突然の放出は、強力な太陽フレアとコロナ質量放出を引き起こします。重要な問題は、強力な太陽噴火、すなわち、地球に近い環境で大きな影響を与える宇宙天気の擾乱につながるもの、の発生時間と場所を予測することの難しさです。太陽電波イメージングは、激しいフレアや高エネルギーのコロナ質量放出の影響を受けやすい活動領域の磁場特性を特定するのに役立ちます。アレシボ天文台の12m電波望遠鏡を使用したXバンド(8.1～9.3GHz)での太陽のマッピングにより、磁気の複雑さの発達に関連する活動領域の輝度温度の変化を監視できます。強い噴火に。将来のより良い予測戦略のために、このような高空間および時間分解能の地上ベースの電波観測は、完全な分極能力とともに、太陽噴火の磁気活動を理解するだけでなく、粒子加速メカニズムと追加のエキサイティングな科学。
Planetary Exploration Horizon 2061 レポート、第 3 章: 科学的疑問から太陽系探査まで
| Title |
Planetary_Exploration_Horizon_2061_Report,_Chapter_3:_From_science_questions_to_Solar_System_exploration |
| Authors |
V\'eronique_Dehant,_Michel_Blanc,_Steve_Mackwell,_Krista_M._Soderlund,_Pierre_Beck,_Emma_Bunce,_S\'ebastien_Charnoz,_Bernard_Foing,_Valerio_Filice,_Leigh_N._Fletcher,_Fran\c{c}ois_Forget,_L\'ea_Griton,_Heidi_Hammel,_Dennis_H\"oning,_Takeshi_Imamura,_Caitriona_Jackman,_Yohai_Kaspi,_Oleg_Korablev,_J\'er\'emy_Leconte,_Emmanuel_Lellouch,_Bernard_Marty,_Nicolas_Mangold,_Patrick_Michel,_Alessandro_Morbidelli,_Olivier_Mousis,_Olga_Prieto-Ballesteros,_Tilman_Spohn,_J\"urgen_Schmidt,_Veerle_J._Sterken,_Nicola_Tosi,_Ann_C._Vandaele,_Pierre_Vernazza,_Allona_Vazan,_Frances_Westall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04474 |
PlanetaryExplorationHorizon2061Reportのこの章では、第1章で特定された、惑星系の起源から働き方、居住可能性まで、惑星系に関する6つの重要な問題に太陽系探査によってどのように対処できるかを概説します。地球型惑星、巨大惑星、小さな天体、そして地元の星間物質との界面まで、太陽系のさまざまな地域に飛ぶことで、これらの6つの質問に対する部分的な答えを見つけることができます.この分析から、将来の惑星探査ミッションによってさまざまな太陽系天体で実行される最も重要な宇宙観測の総合的な記述が導き出されます。これらの観測要件は、使用される測定技術の多様性と、これらの観測が行われなければならない目的地の多様性を示しています。それらは、第4章で説明されているように、2061年までに飛行する必要がある将来の惑星ミッションを特定するための基盤を構成します。Q2-惑星系のアーキテクチャの多様性について、私たちはどの程度理解していますか?Q3-惑星系の起源と形成シナリオは?Q4-惑星系はどのように機能しますか?Q5-惑星系は潜在的な生息地をホストしていますか?Q6-生命を探す場所と方法は？
金星生命探知ミッションの概念研究における流体スクリーンを用いた生体粒子の直接その場捕捉、分離および可視化
| Title |
Direct_In-Situ_Capture,_Separation_and_Visualization_of_Biological_Particles_with_Fluid-Screen_in_the_Context_of_Venus_Life_Finder_Mission_Concept_Study |
| Authors |
Robert_E._Weber,_Janusz_J._Petkowski,_Monika_U._Weber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04572 |
金星の大気における化学的不均衡やその他の異常な観測の証拠は、惑星の温帯の雲の中で生命を探す動機となっています。金星の空中生物圏の兆候を見つけるには、専用のアストロバイオロジー宇宙ミッションが必要です。VenusLifeFinder(VLF)ミッションには、居住性指標、バイオシグネチャ、さらには生命そのものを検索するための特殊な機器を備えた独自のミッションコンセプトが含まれます。生命の探索における鍵は、生物学的潜在力の粒子を直接捕捉し、濃縮し、可視化することです。ここでは、Fluid-Screen(FS)技術の簡単な概要を紹介します。これは、誘電泳動(DEP)微生物粒子の捕捉、濃縮、および分離における最近の進歩です。FSは、粒子の誘電特性に基づいて、多細胞カビ、真核細胞、さまざまな種の細菌、さらにはウイルスなど、生化学的に多様な粒子を捕捉して分離することができます。この短いコミュニケーションでは、Fluid-Screen機器のユニークな科学的成果を強調しながら、VLFミッションのコンテキストでのFluid-Screenの実装の可能性について説明します。FSは、自家蛍光顕微鏡やレーザー脱離質量分析計など、他の非常に洗練された機器と組み合わせることができます。修正とテストにより、Venusに適応できるFluid-Screenの可能な構成について説明します。生物学的粒子を本来の状態で捕捉し、顕微鏡の焦点面に保持して捕捉した物質を直接イメージングできるFS技術のユニークな科学的成果について説明します。金星の雲の濃硫酸環境によってもたらされる提案された方法の課題について説明します。金星の雲は特に困難な環境ですが、液体の水が存在するなど、太陽系の他の天体は、流体スクリーンのアプリケーションに特に適している可能性があります。
シングルバンド VLBI 絶対アストロメトリー
電離層のパス遅延は、シングルバンドの超長基線干渉法(VLBI)の群遅延に影響を与え、絶対的な天体観測への適用性を制限します。観測が2つのバンドで同時に行われるが、観測のサブセットに対して1つのバンドでのみ遅延が利用できる場合と、設計によってのみ1つのバンドで観測が行われる場合の2つの重要なケースを考えます。全地球航法衛星システム(GNSS)の電離層マップを使用して、両方のケースのデータ分析の最適な手順を開発し、電離層の誤差を説明する確率モデルを提供し、ソース位置推定への影響を評価しました。確率モデルが15%のレベルで正確であることを示します。GNSS電離層マップをそのまま使用すると、偏角の推定に深刻な偏りが生じることがわかり、偏角をほぼ排除する手順を開発しました。偶然にも、GNSS電離層マップには乗法誤差があり、赤緯バイアスを軽減するために0.85でスケーリングする必要があることがわかりました。GNSS電離層マップに対する衛星高度計からの垂直全電子含有量の比較でも、同様のスケール係数が見つかりました。私は、このスケーリング係数を、薄いシェルモデルの不適切さの表れとして解釈することを好みます。私はこの研究で、系統誤差が生じない範囲で電離層経路遅延をモデル化できること、および電離層駆動のランダム誤差が発生源位置に与える影響を適切に評価できることを示しました。これにより、シングルバンド絶対位置測定が、ソース位置の決定に使用できる実行可能なオプションになります。
集中素子キネティック インダクタンス検出器に基づくミリ波ハイパースペクトル デバイス
| Title |
A_millimeter-wave_hyper-spectral_device_based_on_Lumped_Element_Kinetic_Inductance_Detectors |
| Authors |
Usasi_Chowdhury,_Florence_Levy-Bertrand,_Martino_Calvo,_Johannes_Goupy_and_Alessandro_Monfardini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04814 |
ミリ波天文学は宇宙論の重要なツールです。これに関連して、ライン強度マッピング(LIM)技術は、ライン([CII]、COなど)放出による特定の強度を3次元でマッピングするために提案されています。このマッピングは、原始銀河を赤方偏移の関数として研究する上で特に興味深いものです。LIM観測は通常、単皿望遠鏡で行われます。ハイパースペクトル統合デバイスは、現在のフーリエ変換、または計画されているファブリペローベースの機器を置き換えて、ミリ波およびサブミリ波の波長で効率的な、つまり大きな視野の線強度マッピングを実現する可能性があります。目的は、100～1000のスペクトル解像度で、大規模な、つまり数千のビーム、空の瞬間的なパッチでハイパースペクトルマッピングを実行することです。私たちが開発したデバイスは、可動部品、複雑または分散光学系、または調整可能なフィルターを極低温で操作することを回避できます。80～90GHzの範囲で感度の高い革新的な統合ハイパースペクトルデバイスを設計、製造、テストしました。これには19個のホーンと16個のスペクトルイメージングチャネルが含まれており、それぞれが約0.1GHzの周波数帯域を選択します。平面超伝導フィルターに結合された円錐ホーンアンテナが放射を収集します。次に、容量結合された集中素子キネティックインダクタンス検出器(LEKID)が、フィルターで確立された超電流の消散と検出を担当します。プロトタイプは、市販の単結晶サファイア基板上にわずか2つのフォトリソグラフィー手順で製造されています。スペクトル分解能R=800を示します。光ノイズ等価パワーは、観測に関連する1e-17W/sqrt(Hz)の範囲にあります。このデバイスは偏光に敏感で、非常に広い視野にわたる分光偏光測定への道を開きます。
| Title |
StarDICE_I:_sensor_calibration_bench_and_absolute_photometric_calibration_of_a_Sony_IMX411_sensor |
| Authors |
Marc_Betoule_(1),_Sarah_Antier_(4),_Emmanuel_Bertin_(5),_Pierre_\'Eric_Blanc_(6),_S\'ebastien_Bongard_(1),_Johann_Cohen_Tanugi_(7_and_10),_Sylvie_Dagoret-Campagne_(2),_Fabrice_Feinstein_(3),_Claire_Juramy_(1),_Laurent_Le_Guillou_(1),_Auguste_Le_Van_Suu_(6),_Marc_Moniez_(2),_J\'er\'emy_Neveu_(2_and_11),_\'Eric_Nuss_(7),_Bertrand_Plez_(7),_Nicolas_Regnault_(1),_Eduardo_Sepulveda_(1),_K\'elian_Sommer_(7),_Thierry_Souverin_(1),_Xiao_Feng_Wang_(8_and_9) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04913 |
Ia型超新星(SNe-Ia)のハッブル図は、現在利用可能な分光測光標準のフラックスキャリブレーションによって制限される精度で、ダークエネルギーの性質に関する宇宙論的制約を提供します。StarDICE実験は、NISTフォトダイオードから星までの5段階の計測チェーンを確立することを目的としており、$griz$色で\SI{1}{mmag}の精度を目標としています。最初の2つの段階を提示し、NISTフォトダイオードからデモンストレーション\SI{150}{Mpixel}CMOSセンサー(QHYCCDによってQHY411Mカメラに実装されたSonyIMX411ALR)へのキャリブレーション転送を行います。副産物として、このカメラの完全な特性を提供します。キャリブレーション転送を実行するために、完全に自動化された分光測光ベンチが構築されています。センサー読み出しエレクトロニクスは、安定性、高解像度の光子伝達曲線、および個々のピクセルゲインの推定値を導き出す何千ものフラットフィールド画像を使用して研究されています。センサーの量子効率は、NISTで校正されたフォトダイオードと比較して測定されます。16の異なる波長でのフラットフィールドスキャンは、センサー応答のマップを作成するために使用されます。\SI{387}{nm}と\SI{950}{nm}の間の\SI{0.001}{e^-/\gamma}以下の量子効率の統計的不確実性を示します。ベンチ光学系の体系的な不確実性は、\SI{1e-3}{e^-/\gamma}のレベルで制御されます。QE曲線の全体的な正規化における不確実性は1\%です。カメラに関しては、\SI{32.5}{ppm}のレベルで定常状態の安定性を示しています。応答の均一性は、センサー領域全体で\SI{1}{\percent}RMSを下回っています。量子効率は、ほとんどの可視範囲で\SI{50}{\percent}を上回り、\SI{440}{nm}と\SI{570}{nm}の間で\SI{80}{\percent}をはるかに上回ります。.\SI{1}{\percent}のレベルで微分非線形性が検出されます。この影響を軽減するために、単純な2パラメータモデルが提案されています。
オランダの天文学のための戦略計画 2021-2030
| Title |
Strategic_Plan_2021-2030_for_Astronomy_in_the_Netherlands |
| Authors |
Ralph_A._M._J._Wijers,_Koen_H._Kuijken,_Michael_W._Wise |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04991 |
この文書は、現在の10年間のオランダの10年間の戦略計画プロセスについて説明しています。研究分野の優先順位付けの科学的根拠と、科学的優先順位に基づく施設の選択を示します。また、私たちのコミュニティと私たちの仕事の持続可能性に必要な行動と、私たちが表明した野心を達成するために必要な予算についても説明します.著者としてリストされている名前は、実際にはこの論文の編集者であり、オランダの天文学コミュニティ全体の成果です。
STISのCCD検出器で使用されるG230LBグレーティングは、赤色光を散乱します。赤い物体では、散乱光が紫外信号と混ざり合い、偽の短波長フラックスを引き起こし、吸収機能を弱めます。最近のキャリブレーション観測では、MAMA検出器と同様のグレーティングG230Lを使用した重複観測を使用して散乱光を特徴付けています。完全な2次元スペクトルには、散乱光の問題を軽減するのに役立つ情報はほとんど含まれていません。1次元の抽出されたスペクトルの場合、散乱光は、振幅がオブジェクトのVバンドフラックスに比例するランプ付き台座として近似的にモデル化できます。散乱光補正の式を提示します。G0スペクトルタイプよりも暖かい星の場合、補正は不要です。スリットの中心からずれた配置は、散乱光の特性に影響を与えないように見えます。したがって、点源の式から拡張オブジェクトの補正式を推定することができます。0.2秒角のスリット内の中心から外れたスリット位置による磁束補正の多項式も表にされています。
高分子ジェットが光を当てる太陽スピキュールの森の起源と性質
| Title |
Polymeric_jets_throw_light_on_the_origin_and_nature_of_the_forest_of_solar_spicules |
| Authors |
Sahel_Dey,_Piyali_Chatterjee,_Murthy_O._V._S._N.,_Marianna_B._Korsos,_Jiajia_Liu,_Christopher_J._Nelson,_Robertus_Erdelyi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04493 |
スピキュールはプラズマジェットであり、可視太陽表面と高温コロナの間の動的界面領域で観察されます。太陽には常に約300万個のスピキュールが存在すると推定されています。太陽のような大気中のシミュレートされた針状の森と、両方が調和強制を受けると、ポリマー流体の多数の噴流との間に興味深い類似点が見つかります。表面下対流を伴う放射電磁流体数値シミュレーションでは、太陽の全球表面振動がそれらの調和振動と同様に励起されます。このようにして生成されたジェットは、太陽の観測で検出されたスピキュールの森と非常によく一致しています。まとめると、太陽と実験室の流体力学実験の数値シミュレーションは、ジェットの遍在性の根底にあるメカニズムへの洞察を提供します。磁化プラズマの異方性媒質および重力下のポリマー流体における準周期波の非線形集束は、太陽にスピキュールの森を生成します。
1999年から23年にわたるベテルギウスのUBVRI測光
| Title |
UBVRI_photometry_of_Betelgeuse_over_23_years_since_1999 |
| Authors |
Yojiro_Ogane,_Osamu_Ohshima,_Daisuke_Taniguchi,_Naohiro_Takanashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04512 |
同じ測光システムを使用して、1999年から2022年までのベテルギウスの連続UBVRIバンド測光の結果を報告します。私たちの観察には2つの利点があります。（1）飽和を避けるためにフォトダイオードを検出器として使用したこと、および（2）最近のCCD測光では広く観察されていないUバンドの光度曲線がデータセットに含まれていることです。光度曲線を使用して周期性分析を行い、約405日と約2160日の期間を見つけました。また、20年以上にわたる長期変動の暫定的な検出についても説明します。最後に、2019年後半から2020年前半にかけての「大減光」イベント中のU-Bカラーインデックスの特異な変動について説明します。
ロスト・イン・スペース: 巨大な瀕死の星の周りの仲間の致命的なダンス
| Title |
Lost_in_space:_companions'_fatal_dance_around_massive_dying_stars |
| Authors |
Zsolt_Regaly,_Viktoria_Frohlich,_and_Jozsef_Vinko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04600 |
惑星と星のレムナントをホストするパルサーの発見は、おそらくパルサーを形成する激しい超新星爆発がシステムを不安定にするため、私たちの理解に挑戦します。タイプII超新星爆発は、偏心束縛系、自由浮遊惑星、中性子星、パルサー、白色矮星の形成につながります。これまでの摂動理論に基づく質量損失率の高い系の解析的・数値的研究は、主に惑星・星系に焦点が当てられてきた。この論文では、もっともらしい放出速度($1000-10000\,\mathrm{km/s}$)、エンベロープおよび中性子星の塊。調査は、惑星の場合は1～10MJup、恒星の仲間の場合は1～20MSunの二次質量をカバーしています。コンパニオンのさまざまな長半径(2.23～100au)、離心率(0～0.8)、および真の異常(0～2pi)を想定して、250万回を超えるシミュレーションを実行および分析します。相同拡張シナリオでは、爆発の最も可能性の高い結果はシステムの不安定化であり、拘束されたシステムの保持には非常に偏心した原始軌道が必要であることを確認します。一般に、イジェクタの速度が高いほど、二次質量とは無関係に離心率軌道が低くなります。近くのパルサー惑星の説明には、タイプII超新星爆発モデルによる生存ではなく、エキゾチックな形成シナリオが必要です。爆発後の境界星系は、爆発モデルが対称であっても、特異な速度(<100\,km/s)を獲得します。適用された数値モデルにより、解離系の速度成分を導き出すことができます。自由浮遊惑星と恒星の死体の固有の速度は、10^-6-275km/sの範囲です。
ホタテ貝殻星は、その磁場に塵を閉じ込めることができますか?
| Title |
Can_scallop-shell_stars_trap_dust_in_their_magnetic_fields? |
| Authors |
Hannah_Sanderson,_Moira_Jardine,_Andrew_Collier_Cameron,_Julien_Morin,_Jean-Francois_Donati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04765 |
ケプラーとTESSのミッションから明らかになった謎の1つは、若い散開星団や星形成領域にある急速に回転するM型矮星のごく一部の光度曲線に説明のつかないくぼみが存在することです。考えられる説明の1つである理論的調査を提示します。これらは、星の磁場に閉じ込められた塵の雲によって引き起こされるというものです。観測されたディップの深さと持続時間から、ダスト雲の直線範囲と自転軸からの距離を直接推定することができます。ディップは0.4～4.8%の間であることがわかります。それらの距離は、共回転半径に近いことがわかります。これは、荷電粒子が恒星磁気圏に閉じ込められる安定点の典型的な場所です。コロナガスとの衝突によりダスト粒子が獲得した電荷を推定し、磁気的にサポートできる最大粒子サイズ、ガス抵抗による停止距離、およびダスト粒子が安定点から拡散できるタイムスケールを決定します.アクティブなMドワーフV374ペグの観測から得られた磁場を使用して、これらのダスト雲の分布をモデル化し、合成光曲線を生成します。1ミクロンのダスト粒子の場合、光度曲線は1%～3%のディップを持ち、$10^{12}$kgのオーダーの質量をサポートできることがわかります。磁気的に閉じ込められた塵の雲(残留円盤降着または潮汐破壊された微惑星または彗星体からの可能性がある)は、ケプラーおよびTESSデータの周期的な落ち込みを説明できると結論付けています。
崩壊して拡散する活性領域における大規模な馬蹄形フィラメントの磁気構造のモデル化
| Title |
Modelling_the_magnetic_structure_of_a_large-scale_horse-shoe-like_filament_in_a_decaying_and_diffuse_active_region |
| Authors |
Kaifeng_Kang,_Yang_Guo,_Ilia_I._Roussev,_Rony_Keppens,_Jun_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04842 |
大規模な馬蹄形のフィラメントが調査され、その周囲の磁場が再構築されました。これは、2015年11月7日02:00UTに太陽面に初めて現れた中間フィラメント(IF)で、8日かけて太陽面中央中央に移動しました。フィラメントが発生した活動領域AR12452は拡散していたため、近くの磁場は弱く、平均磁場強度は106Gでした。強い背景フィールドはここではうまく機能しません。正則化されたビオ・サバールの法則法に基づいて、2015年11月14日に観測されたこのIFに対して、データが制約された非線形の力のない場の構成を構築することに成功しました。SolarDynamicsObservatoryに搭載されたAtmosphericImagingAssemblyによって撮影された304~\AA\画像。構成の磁気ディップは、304~\AAで見られる特徴よりも高度が低い、フィラメントのH$\alpha$特徴と空間的に一致していました。これは、低温のプラズマがフィラメントの下部を満たし、高温のプラズマがフィラメントの上部にあることを示唆しています。準セパラトリクス層がフィラメントを包み込み、磁場と電流の両方がフィラメントの内側の端近くで強くなります。
アルヴェン波による太陽風・恒星風における縦波の役割
我々は、アルヴェン波駆動風の枠組みで太陽風を駆動する際の光球上のpモードのような垂直振動の役割を研究しています。光球から惑星間空間への一次元磁気流体力学数値シミュレーションを実行することにより、光球での縦摂動の振幅が増加するにつれて、質量損失率が最大4倍まで上昇することを発見しました。縦揺らぎが加わると、彩層で縦波からモード変換されて横波が発生し、コロナ中のアルフベニック・ポインティングフラックスが増加する。その結果、コロナ加熱が促進され、彩層蒸発によるコロナ密度が高くなり、質量損失率が増加します。私たちの調査結果は、太陽と太陽型星からの風の基本的な特性を決定する上で、光球のpモード振動と彩層のモード変換の重要性を明確に示しています。
2020 年の大規模な減光イベント中の $\alpha$ Ori の彩層活動と光球変動
| Title |
Chromospheric_activity_and_photospheric_variation_of_$\alpha$_Ori_during_the_great_dimming_event_in_2020 |
| Authors |
M._Mittag,_K.-P._Schr\"oder,_V._Perdelwitz,_D._Jack_and_J.H.M.M._Schmitt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04967 |
2019年後半から2020年初頭にかけて発生したアルファオリのいわゆる大規模な減光イベントは、この期間中の彩層活動の挙動に対する私たちの関心を引き起こしました。彩層活動のタイムラインを調べるために、TIGRE値とウィルソン山値のS_MWO時系列を導き出し、この長い時系列をAAVSOデータベースの測光データと比較します。さらに、CaIIH&Kラインの絶対および正規化された過剰フラックスを決定します。そのために、TIGREスペクトルから有効温度の変化を推定し、2019年11月から2020年2月の間に約80Kの明確な低下を見つけました。これは、視覚的な明るさの最小値と一致します。同じ期間中、S-indexは大幅に増加しましたが、CaIIH&Kラインの正規化された過剰フラックスは大幅に変化しなかったため、これは単なるコントラスト効果です。ただし、後者はこのエピソードの直後に落ちました。結合されたS_MWO値と視等級の時系列を比較すると、1984年と1985年に発生したアルファオリの視等級の別の顕著な減少中に、S指数の同様の増加が見られます。上部光球のダイナミクスも調べるために、6251-6263Aのラインを分析したところ、コア距離が変化し、グレートディミングイベントとの関係が示されました。このタイプの変動は、アルファオリでの対流の一時的なスピルオーバーとして、冷たいプルームの上昇と沈下によって引き起こされる可能性があります。私たちの研究に基づいて、大規模な減光の原因は光球にあると結論付けています。さらに、長期的な分光学的および測光時系列は、この大きな減光が独特の現象ではないように見えることを示唆していますが、むしろそのような減光がより頻繁に発生することを示唆しており、TIGREなどの施設でアルファオリをさらに監視する動機となっています。
部分的にイオン化された非常に局所的な星間媒体における乱流の注入スケールについて
磁気流体力学(MHD)乱流のカスケードは、部分的にイオン化された星間媒体内のイオン中性衝突減衰と中性粘性減衰の影響を受けます。暖かく部分的に電離した局所的な星間物質の減衰効果を調べることにより、星間乱流は$\sim261$auでの中性粘性によって減衰され、ボイジャー1号と2号によって検出された乱流の磁気変動を説明できないことがわかりました。非常に局所的な星間媒体(VLISM)でボイジャーによって測定された乱流は、そのカスケードが減衰効果を乗り切るために、イオンが中性粒子から分離される領域に局所的に注入される必要があります。課されたイオン中性デカップリング条件と、観測されたコルモゴロフ磁気エネルギースペクトルの強い乱流条件により、VLISM内の乱流はサブアルフバ\'{e}nicであり、その最大可能注入スケールは$\sim194$au.
前後: 数値相対性理論シミュレーションにおける逆相転移
| Title |
Back_and_Forth:_Reverse_Phase_Transitions_in_Numerical_Relativity_Simulations |
| Authors |
Maximiliano_Ujevic,_Henrique_Gieg,_Federico_Schianchi,_Swami_Vivekanandji_Chaurasia,_Ingo_Tews,_Tim_Dietrich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04662 |
中性子星連星合体のマルチメッセンジャー観測は、高密度物質の状態方程式を制約するユニークな機会を提供します。ハドロン物質がエキゾチックな形態の物質、たとえばクォーク物質への相転移を受けることは量子色力学から知られていますが、そのような相転移の開始密度は第一原理から計算することはできません。したがって、そのような相転移が孤立した中性子星の内部で発生するのか、連星中性子星の合体中に発生するのか、それとも宇宙では実現されていないさらに高い密度で発生するのかは未解決の問題です。この記事では、中性子星合体の数値相対性シミュレーションを実行し、そのような相転移の開始密度が少なくとも1つの刺激連星成分で超えられるシナリオを調査します。私たちのシミュレーションは、合体の直前に、そのような星が「逆相転移」を受ける可能性があることを明らかにしています。つまり、密度が減少し、星内のクォークコアが消えて、合体時に純粋なハドロン星が残ります。合体後、密度が再び増加すると、相転移が再び発生し、この研究で検討されているケースでは、ブラックホールが急速に形成されます。そのようなシナリオのシミュレーションのために重力波信号と質量放出を計算し、合体後の相転移に関連する明確な特徴、たとえば、クォークコア形成による状態方程式の軟化によるより小さい放出質量を見つけます。残念ながら、逆相転移の測定可能な痕跡は見つかりません。
ニュートリノの磁気モーメントが $N_{\rm eff}$ 測定の精度を満たす
初期の宇宙では、キラリティー反転の性質によるディラックニュートリノの磁気モーメントが、右手系ニュートリノの熱生成につながる可能性があり、有効ニュートリノ数$N_{\rmeff}$に大きく貢献する可能性があります。この論文では、熱プラズマにおけるニュートリノのキラリティー反転率の専用計算を提示します。有限温度場理論におけるソフト散乱とプラズモン効果の慎重かつ一貫した取り扱いにより、$3.3\times10^{-12}\mu_B$を超えるニュートリノ磁気モーメントが、$N_の現在のCMBおよびBBN測定によって除外されていることがわかりました。{\rmeff}$、3つの右巻きニュートリノが熱化されたと仮定します。この限界は、XENONnTおよびLUX-ZEPLIN実験からの最新の限界よりも強く、星の冷却に関する考察からのものに匹敵します。
空間共変重力に対する重力波の制約
LIGO/Virgo/KAGRAコラボレーションによるコンパクト連星成分の合体からの重力波(GW)の直接発見は、強力で非常に動的な場の領域で合体プロセスを駆動する重力の基礎理論を探求する前例のない機会を提供します。重力。この論文では、宇宙論的背景におけるGWの伝播に対する空間共変重力の観測効果を考慮し、GW観測から空間共変重力の作用における結合係数に対する観測制約を取得します。まず、GWを左回りと右回りの円偏波モードに分解し、空間共変重力がGWの伝搬方程式に及ぼす影響を導き出します。これらの効果は、(1)GWの速度と摩擦に対する周波数に依存しない効果、(2)パリティに違反する振幅と速度の複屈折、(3)ローレンツに違反する減衰率とGWの分散の3つのクラスに分類できることがわかります。これらの効果により、コンパクト連星の合体によって生成されたGWの対応する修正された波形を計算します。これらの新しい効果を、公開されている事後サンプルまたは文献のLIGO/Virgo/KAGRAデータを使用した重力のさまざまなテストの結果と比較することにより、空間共変重力の結合係数に関する観測上の制約を導き出します。これらの結果は、文献における空間共変重力に対する最も包括的な制約を表しています。
アキシャル ビアンキ IX とそのレマ{\^i}トレ ハッブル線図
ダストが共動するアキシャルビアンキIX宇宙のレマ{\^i}トレハッブル線図を計算します。宇宙原理の{\itminimum}対称性の破れを定義することで、私たちの選択を動機付けます。この基準では、軸方向のビアンキI宇宙とIX宇宙の2つの可能性のみが認められます。後者は正の曲率を持ち、ゼロ曲率限界で前者に減少します。注目すべきことに、負の曲率は、共動するダストの存在下でのこの最小限の対称性の破れによって除外されます。
ハイペロンによる有限温度状態方程式
我々は、原始中性子星、中性子星合体、超新星の条件に対して広範囲の温度とレプトン分率をカバーする新しい有限温度FSU2H$^*$状態方程式モデルを提示する。熱力学的観測量と中性子星コアの組成に対する温度効果は、ハイパーニック自由度が考慮される場合により強くなります。ハイペロンが存在する場合の熱指数の温度と密度の依存性に特に注意を払い、一定の$\Gamma$法則を使用して真の熱効果を再現することはできないと結論付けています。
重力子質量と膨張パラメータに関する新しい制約を含む、BepiColombo ミッションのフレームにおける INPOP 惑星の天体暦とアプリケーション
| Title |
INPOP_Planetary_ephemerides_and_applications_in_the_frame_of_the_BepiColombo_mission_including_new_constraints_on_the_graviton_mass_and_dilaton_parameters |
| Authors |
A._Fienga,_L._Bernus,_O._Minazzoli,_A._Hees,_L._Bigot,_C._Herrera,_V._Mariani,_A._Di_Ruscio,_D._Durante,_D._Mary |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04881 |
ここでは、INPOP惑星天体暦とBepiColombo電波科学シミュレーションで得られた新しい結果を紹介します。PPNパラメーター$\beta$と$\gamma$の違反、および重力定数Gの時間変化に関して、古典的な一般相対性理論のテストに新しい制約を与えます。拡張パラメーター$\alpha_{0}$、$\alpha_{T}$、および$\alpha_{G}$の新しい許容範囲を取得します。これらの重力のテストに加えて、太陽のコアの回転を検出する可能性も研究しています。
相対論的重イオン衝突における陽子とラムダの生成による中性子星内部の相転移パラメーターのテスト
| Title |
Testing_the_phase_transition_parameters_inside_neutron_stars_with_the_production_of_protons_and_lambdas_in_relativistic_heavy-ion_collisions |
| Authors |
Ang_Li,_Gao-Chan_Yong,_Ying-Xun_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.04978 |
ベータ安定中性子星物質と、重イオン衝突(HIC)で形成されるほぼ対称な核物質におけるクォーク脱閉じ込め相転移パラメーターの一貫性を示します。多相輸送モデルの純粋なハドロンカスケードバージョンを使用して、3および4.5GeV/核子入射ビームエネルギーでのAu+Au衝突における陽子および$\Lambda$の流れを調べます。HICと中性子星の相転移は、ハドロン相のクォーク平均場モデルと高密度クォーク相の定音速パラメータ化からの混成状態方程式のクラスに基づいて記述されます。STAR共同研究による3GeV/核子での異方性陽子流の測定は、中性子星の重力波および電磁観測によって示される$\sim2.5$倍の飽和密度よりも低い比較的低い相転移密度を支持します。また、4.5GeV/核子というより高いエネルギーでの陽子の流れのデータは、高密度クォーク物質の状態方程式の柔らかさを効果的に制約するために使用できます。最後に、陽子の流れと比較して、$\Lambda$の流れは感度が低く、状態方程式に制約されないことがわかります。
| Title |
The_AEROS_ocean_observation_mission_and_its_CubeSat_pathfinder |
| Authors |
Rute_Santos,_Orfeu_Bertolami,_E._Castanho,_P._Silva,_Alexander_Costa,_Andr\'e_G._C._Guerra,_Miguel_Arantes,_Miguel_Martin,_Paulo_Figueiredo,_Catarina_M._Cecilio,_In\^es_Castel\~ao,_L._Filipe_Azevedo,_Jo\~ao_Faria,_H._Silva,_Jorge_Fontes,_Sophie_Prendergast,_Marcos_Tieppo,_Eduardo_Pereira,_Tiago_Miranda,_Tiago_Hormigo,_Kerri_Cahoy,_Christian_Haughwout,_Miles_Lifson,_Cadence_Payne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05008 |
EROSは、最先端のセンサーと技術を備え、すべてが接続された、海洋と宇宙で動作する新しいプラットフォームと既存のプラットフォームの両方の資産と機能を含む、将来のシステムのシステムの前駆体としてナノサテライトを開発することを目指しています。データ収集、処理、および配布システムにリンクされた通信ネットワークを介して。このコンステレーションは、NewSpaceから生まれる科学的および経済的な相乗効果と、海洋を持続可能な方法で調査、監視、評価する機会を活用し、沿岸生態系管理や気候変動などの分野における空間的、時間的、およびスペクトル範囲の改善に対する需要に対処します。評価と緩和。現在、小型化されたハイパースペクトルイメージャーや柔軟なソフトウェア定義の通信システムなど、新しいセンサーやシステムが開発され、革新的な搭載ソフトウェアによってサポートされる新しい汎用衛星構造に統合されています。LoRaWANプロトコルやより広い視野のRGBカメラなど、追加のセンサーが研究されています。データのニーズに対応するために、クラウドベースのデータおよびテレメトリダッシュボードとバックエンドレイヤーを含むデータ分析センターが実装され、取得および取り込まれたデータを受信して処理し、用途に合わせてカスタマイズされたリモートセンシング製品を提供しています。民間および機関の利害関係者のための幅広いアプリケーション。
$f(R,T)$ 重力での暖かいインフレ
この作業では、強力な散逸体制における$f(R,T)$重力の背景にある温暖なインフレを調査しました。FLRW宇宙のスカラー場を考慮して、修正された場の方程式を導出しました。次に、スローロール近似の下でスローロールパラメーターを推定し、続いてスカラー摂動とテンソル摂動のパワースペクトル、およびそれらに対応するスペクトルインデックスを推定しました。カオスおよび自然ポテンシャルを考慮し、定数および可変散逸係数$\Gamma$のスカラースペクトルインデックスとテンソル対スカラー比を推定しました。拒否された両方のポテンシャルは、モデルパラメーターを適切に選択することで、$f(R,T)$重力のコンテキストで復活できることがわかりました。さらに、温暖なインフレのシナリオ内では、両方のポテンシャルがプランクエネルギースケールとサブプランクエネルギースケールでプランク2018境界と一致していることがわかります。
ユニタリ化NLOカイラル摂動理論におけるアクシオン-パイオン熱化率
| Title |
Axion-pion_thermalization_rate_in_unitarized_NLO_chiral_perturbation_theory |
| Authors |
Luca_Di_Luzio,_Jorge_Martin_Camalich,_Guido_Martinelli,_Jos\'e_Antonio_Oller,_Gioacchino_Piazza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05073 |
ユニタリ化されたNLOキラル摂動理論内で、初期宇宙のアクシオン熱化率に関連するアクシオン-パイオン散乱$a\pi\to\pi\pi$を計算します。後者は、アクシオン-パイオン散乱のカイラル展開の妥当性の範囲を拡張し、アクシオンのデカップリング温度がQCD相転移の温度を下回る場合はいつでも、熱アクシオンの遺物密度の信頼できる決定のための重要な要素を提供します。宇宙論的観測量への影響について簡単に説明します。
速度論的スケールでのマルコフ乱流の磁気圏マルチスケール観測
| Title |
Magnetospheric_Multiscale_Observations_of_Markov_Turbulence_on_Kinetic_Scales |
| Authors |
Wieslaw_M._Macek,_Dariusz_Wojcik,_and_James_L._Burch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05098 |
以前の研究では、大規模な慣性磁気流体力学スケールでのマルコフ特性を含む、太陽風と磁気圏プラズマ乱流を調べました。ここでは、はるかに小さな運動スケールでの磁気圏マルチスケールミッションに基づく、地球の磁気シースにおける磁場変動の統計解析の結果を提示します。約-16/3の非常に大きな勾配をもつスペクトル解析の結果に続いて、この速度論領域の乱流にマルコフ過程アプローチを適用します。Chapman-Kolmogorov方程式が満たされ、ドリフトとべき乗則依存性を持つ拡散を記述する最低次のKramers-Moyal係数は、一般化されたOrnstein-Uhlenbeckプロセスと一致することが示されています。Fokker-Planck方程式の解は実験の確率密度関数と一致し、速度論的領域を通じて普遍的なグローバルスケールの不変性を示します。特に、中程度のスケールの場合、重い尾部を持つさまざまなピーク形状によって記述されるカッパ分布があり、カッパパラメーターの値が大きいと、大きな慣性スケールのガウス分布に縮小されます。これは、乱流カスケードが非常に小さいスケールでもマルコフ過程で記述できることを示しています。運動学的スケールで得られた結果は、乱流を支配する物理的メカニズムをよりよく理解するのに役立つかもしれません
