宇宙論のフィッシャー予測を超えて
将来の実験の計画と設計は、一連の仮説的な測定によってもたらされる潜在的な科学的価値を評価するための予測に大きく依存しています。フィッシャー情報行列は、その便利な特性と低い計算コストにより、特に有用な予測ツールを提供します。ただし、フィッシャー行列は、データがほぼガウス分布であり、オブザーバブルが対象のパラメーターにほぼ線形に依存している場合にのみ、真の尤度の合理的な近似値を提供します。また、フィッシャーの予測手法だけでは、その有効性を評価することはできません。正確な確率または疑似尤度を徹底的にサンプリングすることで、Fisherの予測が有効かどうかを決定的に判断できますが、そのようなサンプリングには多くの場合、法外なコストがかかります。微分近似法(DALI)手法に基づいて、フィッシャー行列が正確な尤度の適切な近似値を提供するかどうかを判断する簡単なテストを提案します。フィッシャー行列は、尤度のDALI近似の水平面の2次元スライスが負の外部曲率を示す領域では、真の尤度の不十分な近似になることを示します。標準のフィッシャー予測と比較して計算コストがわずかに増加するだけで、フィッシャー近似がさまざまな宇宙モデルといくつかのデータの組み合わせの真の可能性から逸脱する状況を、私たちの方法が正確に予測することを示します。
B-スプラインによる宇宙成長関数のエミュレート
GPUアクセラレーションを考慮すると、常微分方程式を解くなどの逐次演算は、勾配評価のボトルネックとなり、潜在的な速度向上を妨げる可能性があります。この作業では、宇宙論的粒子メッシュシミュレーションにおける成長関数とその時間導関数に焦点を当て、勾配ベースの推論アルゴリズムを使用する場合、これらが主要な時間コストであることを示します。宇宙論に条件付けられた、成長因子の補間関数を時間の関数として直接学習する、新しい条件付きBスプラインエミュレーターを構築することを提案します。これらのエミュレーターは、宇宙論的推論の結果に偏りがないように十分に正確であり、特に小規模から中規模のシミュレーションの場合、1桁以上の時間の向上につながる可能性があることを示しています。
軸対称対数ポテンシャルによって記述される衛星上のファジィ暗黒物質による動的摩擦
| Title |
Dynamical_Friction_due_to_fuzzy_dark_matter_on_satellites_described_by_axisymmetric_logarthmic_potentials |
| Authors |
Andreas_Vitsos,_Konstantinos_N._Gourgouliatos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06752 |
もっともらしい暗黒物質の候補は、ファジー暗黒物質と呼ばれる超軽量のボソン粒子です。ファジー暗黒物質ボソンの等価質量エネルギーは$\sim10^{-22}$eVであり、対応するキロパーセックスケールのドブロイ波長を持っているため、銀河コアに匹敵するスケールで波動挙動を示しますが、これは現れませんでした。従来の冷たい暗黒物質モデル。銀河団内のぼんやりした暗黒物質の存在は、動的摩擦を通じてメンバーの運動に影響を与えます。この作業では、最初は均一なファジー暗黒物質のハローを通過する衛星の動的摩擦のシミュレーションを提示します。楕円体および対数ポテンシャルによって記述される球面対称性を超える形状の衛星に焦点を当てます。そのようなサテライトの通過によりファジィな暗黒物質のハロー上に作成された後流は、球対称のものによって生成されたものとは質的に異なることがわかりました。さらに、そのようなシステムの動摩擦係数を定量化し、楕円率と運動方向に応じて、同じ衛星が$5$の係数で異なる抗力を経験する可能性があることを発見しました。最後に、$10^{11}$M$_{\odot}$の衛星が$10^{3}$km/sで横断するFDMハローを仮定すると、動摩擦時間スケールはハッブル時間に近いことがわかります。密度は$\sim10^6$M$_{\odot}$kpc$^{-3}$です。
ギガパーセクのボイドで宇宙の双極子緊張を調整する
最近の観測では、CMBとクエーサー双極子の間の$4.9\sigma$の張力が示されています。この緊張は、宇宙原理に挑戦します。私たちがギガパーセク規模の空隙に住んでいれば、CMBとクエーサー双極子の張力を調整できることを提案します。これは、私たちが虚無の中心に住む可能性が低いためです。また、中心から15%オフセットすると、クエーサーとCMBの双極子異方性に異なる影響を与えます。大きくて厚い空隙を考えると、セットアップはハッブル張力を緩和することもできます。
直接固有速度による修正重力シナリオのテスト
| Title |
Testing_modified_gravity_scenarios_with_direct_peculiar_velocities |
| Authors |
Stuart_Lyall,_Chris_Blake,_Ryan_Turner,_Rossana_Ruggeri,_Hans_Winther |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07101 |
暗黒エネルギーの理論的根拠は不明のままであり、宇宙規模で重力の法則を修正する必要があることを示している可能性があります。この研究では、銀河と直接固有速度の自己相関関数と相互相関関数を使用して、銀河のクラスター化と運動が修正重力理論のプローブとしてどのように使用できるかを調査します。$\Lambda$CDM、DGP、および$f(R)$宇宙論のシミュレーションでこれらの相関関数を測定して適合させ、各モデルの特性パラメーターを抽出することにより、これらの理論を使用して一般相対性理論と区別できることを示します。測定。十分に大きなデータサンプルを使用する場合、この分析手法は、GRからの許容偏差に制限を設けるのに役立つ競合プローブであることを示す予測を提示します。たとえば、$20\%$の距離精度で$z=0.5$に到達する特異な速度調査は、モデルパラメータを3-$\sigma$の信頼限界$\log_{10}|f_{R0}|に制約します。$f(R)$重力の場合は<-6.45$、nDGPの場合は$r_c>2.88\、c/H_0$、基準GRモデルを想定。
暗黒エネルギーと暗黒物質の統一モデルとしての非標準ドメインウォール: I. 宇宙ダイナミクス
| Title |
Noncanonical_Domain_Wall_as_a_Unified_Model_of_Dark_Energy_and_Dark_Matter:_I._Cosmic_Dynamics |
| Authors |
F._A._M._Mulki,_H._Wulandari_and_T._Hidayat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07139 |
大統一理論(GUT)に触発された新しいダークエネルギーモデルとして、非正準ドメインウォールを提案します。宇宙のダイナミクスを調査し、観測者の共動フレームの速度vに応じて、磁壁がさまざまな時間に暗黒エネルギーまたは暗黒物質として作用することを発見しました。ダイナミクスに対する単一の安定した解決策を見つけます。つまり、凍結(v=0)の非標準ドメイン壁のみが、ゴーストフィールドの不安定性を経験することなく、ファントムゾーンに入ることができます。これは、負の運動エネルギーを持たなくても、解が状態方程式(EoS)w_dw<-1を持つことを意味します。これらの磁壁は、z=0.8から始まる後期の宇宙加速を引き起こし、今日ではw_dw=-1.5およびw_eff=-1.03になります。非正準ドメイン壁のEoSは、潜在的な形式とは無関係であることがわかります。また、モデルに従って摂動ダイナミクスも調査します。私たちのシミュレーションは、LCDMと比較して、非正準ドメインウォールモデルのダークマターパワースペクトルの振幅が低いことを示していますが、CMBパワースペクトルは、より低いl多重極にわずかにシフトしています。提案されたモデルは、LCDMのシグマと比較して小さいシグマ8を与えます。
拡散を伴うユニモジュラー重力モデルの宇宙論的制約
| Title |
Cosmological_constraints_on_unimodular_gravity_models_with_diffusion |
| Authors |
Susana_J._Landau,_Micol_Benetti,_Alejandro_Perez,_Daniel_Sudarsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07424 |
プランクスケール付近にある離散時空構造は、物質のエネルギー-運動量テンソルの保存の非常に小さな違反の形で明らかになる可能性があります。一般相対性理論の枠組み内で禁止されているこの種の違反を含めるには、ユニモジュラー重力理論が重力相互作用を説明する最も簡単なオプションのように思われます。宇宙論的な文脈では、このようなエネルギー保存の違反の直接的な結果は、アインシュタインの方程式の有効な暗黒エネルギー項への「物質(暗黒と通常の両方)の拡散プロセス」とヒューリスティックに見なされる可能性があり、自然な仮定の下で適切な推定につながります。宇宙定数の値。以前の研究では、これらの種類のモデルがハッブルの緊張を緩和する自然なシナリオを提供する可能性があることも示されています。この作業では、このようなエネルギー違反の遅い時間の発生を含む宇宙史の単純なモデルを検討し、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の異方性と偏光の予測の修正を研究します。モデルの予測を、CMB、超新星Ia型、宇宙クロノメーター、バリオン音響振動からの最近のデータと比較します。結果は、このタイプのモデルがハッブルの緊張を緩和する可能性を示しています。
宇宙センサス: 暗黒物質、銀河、拡散ガスの相対的な分布
銀河、拡散ガス、暗黒物質が、宇宙の大規模構造を定義する宇宙網を構成しています。SloanDigitalSkySurveyCMASSカタログの恒星質量によって分類された銀河サンプルを、プランクミッションからのレンズ収束と熱Sunyaev-Zeldovich(tSZ)効果のマップと相互相関させることにより、これらの構成要素の共同分布を制約します。$z=0.53$の中央赤方偏移で測定された角度パワースペクトル（銀河-銀河、銀河-レンズ収束、銀河-tSZ）にハローベースのモデルを当てはめ、銀河衛星画分と銀河の星質量による変動を検出しますホストハロー内の空間分布。$(1-b_h)=0.6\pm0.05$となるようなtSZ-halo静水質量バイアス$b_h$を見つけ、星の高質量端でより大きなバイアス$b_h$のヒントを示します。銀河レンズ収束クロスパワースペクトルの正規化は、銀河が確率論を示さずに物質分布を追跡することを示しています($A=0.97\pm0.09$)。次世代の宇宙マイクロ波背景実験は、静水圧バイアスの制約を2倍改善し、暗黒物質の小規模な分布を制約できるようになると予測し、フィードバックプロセスに関する理論に情報を提供します。
ピンコフスキーによる CMB 分極強度のミンコフスキー汎関数: 理論とプランク データへの応用
| Title |
Minkowski_Functionals_of_CMB_polarisation_intensity_with_Pynkowski:_theory_and_application_to_Planck_data |
| Authors |
Alessandro_Carones,_Javier_Carr\'on_Duque,_Domenico_Marinucci,_Marina_Migliaccio,_Nicola_Vittorio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07562 |
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の分析は、特にその角度パワースペクトルの研究のおかげで、宇宙の構成と進化に関する非常に正確な情報をもたらしました。ただし、この量は、非ガウス性および統計的等方性からの偏差の存在を認識していません。これらの効果の研究は、ミンコフスキー汎関数(MF)などの他の統計で実行できます。これらのツールは、このフィールドのガウス性と等方性からの偏差を有意に検出することなく、CMB温度データに主に適用されています。この作業では、MFの形式をCMB偏光強度の2乗$P^2=Q^2+U^2$に拡張します。ガウス運動学公式を使用して、ガウス等方性場のMFの理論的予測を分析的に決定します。次に、$P^2$Healpixマップでこれらの量を計算するソフトウェアを開発し、それをシミュレーションに適用して、理論と方法論の両方の堅牢性を検証します。最後に、プランク$P^2$マップのMFを計算し、それらをCMBおよび系統学を含む現実的なシミュレーションからのものと比較します。プランクCMB偏光データでは、原始ガウス性または等方性からの有意な偏差は見つかりません。ただし、MFは、感度が向上した今後の観測からの偏光CMB信号の統計的特性の分析において重要な役割を果たす可能性があります。$\texttt{Pynkowski}$(https://github.com/javicarron/pynkowski)という名前のPythonパッケージとして、任意のスカラーHealpixマップでMFを計算するソフトウェアを公開しています。モジュール化されており、完全に文書化されており、さまざまなアプリケーションで簡単に使用できるように設計されています。
| Title |
Quijote-PNG:_Quasi-maximum_likelihood_estimation_of_Primordial_Non-Gaussianity_in_the_non-linear_halo_density_field |
| Authors |
Gabriel_Jung,_Dionysios_Karagiannis,_Michele_Liguori,_Marco_Baldi,_William_R_Coulton,_Drew_Jamieson,_Licia_Verde,_Francisco_Villaescusa-Navarro_and_Benjamin_D._Wandelt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07565 |
最適に圧縮されたパワースペクトルとモーダルバイスペクトル統計に基づく準最大尤度推定量を使用して、非線形スケールで赤方偏移空間ハローフィールドの原始非ガウスシグネチャを研究します。このペーパーに付随してリリースする、Quijote-PNGN-bodyシミュレーションから構築された一連のハローカタログで推定器をトレーニングおよび検証します。原始非ガウス性(PNG)の3つの主なタイプ(ローカル、等辺、および直交)について、その公平性と最適性に近いことを検証します。モーダルバイスペクトル展開を$k$ビニングアプローチと比較し、前者がスコア関数の計算における数値導関数のより高速な収束を可能にし、したがって最終的な制約がより適切になることを示します。以前の研究と一致して、ハローフィールドのローカルPNG信号は、大規模なスケールではスケール依存のバイアスシグネチャによって支配され、$k\sim0.2~h\,\mathrm{Mpc}^{-1}$、一方、小規模なバイスペクトルは、等辺および直交PNGの主な情報源です。非線形スケールでパワースペクトルとバイスペクトルを組み合わせることは、宇宙パラメータとPNGパラメータの間の縮退を打破する上で重要な役割を果たします。しかし、そのような縮退は、等辺のPNGでは依然として強いままです。$\Deltaf_\mathrm{NL}^\mathrm{local}=45$,$\Deltaf_\mathrm{NL}^\mathrm{equil}=570$,$\Deltaf_\mathrm{NL}^\mathrm{ortho}=110$、立方体の体積$1\left({{\rmGpc}/{{\rmh}}}\right)^3$、$zで=1$、$k_\mathrm{max}=0.5~\mathrm{Mpc}^{-1}$までのスケールを考慮します。
インフレーション宇宙論的摂動に対する量子デコヒーレンスの効果を研究します。このプロセスは、インフレ変動の量子から古典への移行という長年の問題に関連するインフレメカニズムの量子的性質を明らかにする特定の観測的特徴を刻印する可能性があります。原始ゆらぎの統計的性質に対する量子デコヒーレンスの影響を調査した研究がいくつかあります。特に、宇宙のデコヒーレンスは、標準的なスローロールインフレーションによって予測される曲率パワースペクトルの修正につながることが示されています。同様に興味深いことに、ゼロでない曲率のトライスペクトルは、宇宙のデコヒーレンスによって純粋に誘導されることが示されていますが、驚くべきことに、デコヒーレンスはバイスペクトルを生成しないようです。さらに、一般化された形のポインターオブザーバブルを採用することで、このような分析を開発し、デコヒーレンスが非消失曲率バイスペクトルを誘発し、特定の基礎となる具体的な物理プロセスを提供することを示します。原始バイスペクトルに対する現在の制約により、環境とシステムの相互作用の強度に上限を設けることができます。完全な一般論として、デコヒーレンス誘起バイスペクトルは、スケールに依存しないようにパワースペクトルに対応する補正を課せば、スケールに依存する可能性があります。このような最大の宇宙スケールへのスケール依存は、インフレーション中に発生する量子デコヒーレンスプロセスの特徴的な痕跡を表している可能性があります。また、考慮される環境の種類に関係なく、宇宙のデコヒーレンスがスケールに依存しない修正をいつ誘発するかを理解できる基準も提供します。最終的な結果として、宇宙のデコヒーレンスがテンソル摂動に及ぼす影響を研究し、デコヒーレンス補正されたテンソルとスカラーの摂動比を導出します。特定のケースでは、デコヒーレンスは、標準のテンソルパワースペクトルに青の傾斜補正を引き起こします。
スケールフリー モデルを使用したペアワイズ速度の精度の制約
| Title |
Constraining_accuracy_of_pairwise_velocities_using_scale-free_models |
| Authors |
Sara_Maleubre,_Daniel_J._Eisenstein,_Lehman_H._Garrison,_Michael_Joyce |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07607 |
\Abacusを使用して実行されるスケールフリー宇宙論の大規模な(最大$N=4096^3$)シミュレーションを活用することにより、$N$体シミュレーションの解像度を定量化することを目的とした分析の続きを提示します。ここでは、RockstarアルゴリズムとCompaSOアルゴリズムの両方で選択された物質フィールドとハローセンターのペアワイズ速度に焦点を当てます。物質場の場合、平均相対対速度の$1\%$レベルでの収束は、初期のグリッド間隔の数倍から後期のこのスケールをわずかに下回るスケールまで、さまざまなスケールで実証できることがわかります。.力の平滑化の次数のスケールまで下げると、$\sim5\%$の精度で収束が得られ、漸近的な安定クラスタリングを示す動作を示します。また、LCDMシミュレーションでは、赤方偏移の関数として、解像度に対する下限カットオフ($1\%$および$5\%$の精度)の進化に関する控えめな見積もりを推測します。ハローについては、RockstarとCompaSOの両方について、$1\%$精度レベルでの質量関数の収束と、$2\%$レベルでの平均ペアワイズ速度(および2PCF)の収束を確立します。2つのハローファインダーのうち、Rockstarは、特に小さなスケールと小さな質量で、より大きな自己相似性を示すことがわかりました。また、LCDMに直接外挿できる形式で、ハローあたりの最小粒子数として表される解像度限界も示します。
落下位置、初期の円盤サイズ、および自己重力で断片化する円盤の割合の間のリンク
| Title |
The_link_between_infall_location,_early_disc_size,_and_the_fraction_of_self-gravitationally_fragmenting_discs |
| Authors |
O._Schib,_C._Mordasini,_and_R._Helled |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06433 |
多くの原始惑星系円盤は、人生の早い段階で自己重力を持っています。それらが自身の重力で分裂すると、結合したガスの塊を形成し、それが進化して巨大な惑星になる可能性があります。今日、断片化を受ける円盤の割合と、重力不安定による巨大惑星形成につながる可能性のある条件の頻度は、まだわかっていません。ディスクの形成から分散までの個体群合成を行います。落下半径を変化させて、初期のディスクサイズと断片化の関係を調べます。さらに、星の降着加熱がフラグメンテーション率にどのように影響するかを調べます。円盤が断片化するのは、幼少期に十分に大きくなった場合に限られます。このサイズは、親分子雲コアの崩壊中にディスクに質量が追加される場所に敏感に依存します。観測されたものと一致する合成円盤サイズ分布につながる中間の落下位置を選択することにより、円盤の星降着加熱の効率に応じて、0.1〜11％の断片化率が見つかります。初期の円盤サイズは主に、分子雲コアの崩壊時の落下位置によって決定され、集団全体の断片化の頻度を制御していると結論付けています。星の降着加熱は分裂に重要な役割を果たしており、さらに研究する必要があります。私たちの研究は、重力不安定による巨大惑星形成の頻度の予測に向けた、観測に基づいた一歩です。今後の観測と理論的研究により、円盤の形成と初期の進化についての理解が深まり、最終的には、落下、円盤の形態、重力不安定性による巨大惑星の形成、および観測された太陽系外惑星の人口がどのように関連しているかを理解できるようになります。
TOI-1695 b: 初期 M 型矮星周辺のラディウス バレーの出現メカニズムを解明するキーストーン ウォーター ワールド
| Title |
TOI-1695_b:_A_Keystone_Water_World_Elucidating_Radius_Valley_Emergence_Mechanisms_Around_Early_M_Dwarfs |
| Authors |
Collin_Cherubim,_Ryan_Cloutier,_David_Charbonneau,_Chris_Stockdale,_Keivan_G._Stassun,_Richard_P._Schwarz,_Boris_Safonov,_Annelies_Mortier,_David_W._Latham,_Keith_Horne,_Rapha\"elle_D._Haywood,_Erica_Gonzales,_Maria_V._Goliguzova,_Karen_A._Collins,_David_R._Ciardi,_Allyson_Bieryla,_Alexander_A._Belinski,_Christopher_A._Watson,_Rolands_Vanderspek,_St\'ephane_Udry,_Alessandro_Sozzetti,_Damien_S\'egransan,_Dimitar_Sasselov,_George_R._Ricker,_Ken_Rice,_Ennio_Poretti,_Giampaolo_Piotto,_Francesco_Pepe,_Emilio_Molinari,_Giuseppina_Micela,_Michel_Mayor,_Christophe_Lovis,_Mercedes_L\'opez-Morales,_Jon_M._Jenkins,_Zahra_Essack,_Xavier_Dumusque,_John_P._Doty,_Knicole_D._Col\'on,_Andrew_Collier_Cameron,_Lars_A._Buchhave |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06445 |
M矮星半径谷内のトランジット系外惑星(つまり、キーストーン惑星)のバルク組成を特徴付けると、半径谷が大気の質量損失プロセスから出現するのか、それとも惑星形成自体によって刻印されるのかを確立するための独自の手段が提供されます。初期のM型矮星($M_s=0.513\pm0.012\M_\odot$)を周回する新しいキーストーン惑星の確認を提示します:TOI-1695b($P=3.13$日、$R_p=1.90^{+0.16}_{-0.14}\R_\oplus$)。TOI-1695bの半径と軌道周期は、初期M型矮星周辺の半径谷出現モデルの重要なテストケースを提供し、熱による質量損失とガス枯渇形成からのモデル予測の間に惑星を位置付けます。TESSデータの5つのセクターと、HARPS-Nスペクトログラフで行われた49の正確な視線速度測定を含む一連のフォローアップ観測に基づいて、TOI-1695bの惑星的性質を確認します。$6.36\pm1.00\M_\oplus$の惑星の質量を測定すると、TOI-1695bは鉄とケイ酸マグネシウムの純粋な地球の組成と一致せず、水の豊富な惑星である可能性が高いことが明らかになりました。TOI-1695bが地球上に存在しないという我々の発見は、熱による質量損失によって形成された惑星系と一致しません。また、7つの既知のキーストーン惑星の統計分析を提示し、この集団では熱による質量損失シナリオが起こりそうにないことを示しています。私たちの調査結果は、M型矮星の半径の谷が、熱による質量損失プロセスではなく、惑星の形成に由来する（つまり、岩が多く、揮発性が高く、ガスに包まれて生まれた）という新たな図と一致しています。
ハビタブル ゾーン内の雲の多い太陽系外惑星大気の雲の組成とハビタビリティに対処する手段としての分光偏光測定
| Title |
Spectropolarimetry_as_a_Means_to_Address_Cloud_Composition_and_Habitability_for_a_Cloudy_Exoplanetary_Atmosphere_in_the_Habitable_Zone |
| Authors |
Robert_A._West,_Philip_Dumont,_Renyu_Hu,_Vijay_Natraj,_James_Breckinridge,_and_Pin_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06450 |
私たちの太陽系では、密集した雲に覆われた金星の大気が、雲の組成と粒子の平均半径に関する情報を取得するためにどのようにポラリメトリを使用できるかの例として際立っています。現在、水が液体の状態で存在するハビタブルゾーンにある太陽系外惑星の発見と特徴付けに高い関心が寄せられているため、直接画像化された太陽系外惑星の分光偏光測定を利用することで、他の手段では得られない重要な情報が得られる可能性があります。原則として、分光偏光測定は、酸性度が雲中の水分活性を生命にとって低すぎる原因にするかどうかを判断できます。この目的のために、400nm～1000nmの範囲にわたる分光偏光計測定では、光学的に厚い雲に覆われた太陽系外惑星から反射された星の光の直線偏光を約1%以上の精度で分解する必要があることを示します。大型宇宙望遠鏡(HabEx設計ですが、直径6mの主鏡用)のスターシェード構成の一部として、概念的な分光偏光計からの測定値をシミュレートすることにより、この目標を達成する可能性を評価します。当社のシミュレーションには、さまざまなソースからのノイズの考慮が含まれています。私たちが議論する科学的問題に対処するために、機器の分極化に課す必要がある制限についてのガイダンスを提供します。光子が制限されたノイズの場合、星と惑星の分離、惑星の半径、位相角、および必要な不確実性に応じて、積分時間は、大きな半径(10地球半径)の惑星の場合は1時間、小さな系外惑星の場合は100時間以上にする必要があります。.表面化学と居住性への影響について説明します。
EOSマニュアル
太陽系外惑星分野は現在、惑星や惑星系の新しい発見にあふれています。太陽系外にあるこれらの新しい惑星の組成と内部構造を理解し、その形成シナリオを推測することは、科学界にとって大きな関心事です。特に、内部構造の計算には、さまざまな事柄の状態方程式を適切に実装することが重要です。したがって、状態方程式(EOS)を太陽系外惑星の質量と半径の関係に変換するための詳細な手順を提供し、これらの計算に含まれる物理学と化学を強調するこの記事を作成しました。視覚化する必要があります！
コア降着モデルにおける微惑星降着効率の詳細計算-II: 土星の影響
| Title |
Detailed_Calculations_of_the_Efficiency_of_Planetesimal_Accretion_in_the_Core-Accretion_Model_-II:_The_effect_of_Saturn |
| Authors |
Nader_Haghighipour,_Morris_Podolak,_Esther_Podolak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06542 |
コア降着モデルで微惑星の降着率を正確に計算するための継続的なイニシアチブの一環として、最近の記事で、計算に太陽の重力が含まれていることを示しました(元のコア降着モデルには太陽重力が含まれていませんでした)。)、結果はかなり変化する[ApJ、899:45]。この論文では、土星の影響を含めることにより、以前の研究を進めました。この惑星の影響に注目し続けるために、また以前の研究と一致させるために、星雲ガスの影響は含めませんでした。結果は、予想通り、木星の降着帯から多くの微惑星を散乱させることにより、土星の摂動が降着率を低下させることを示しました。また、微惑星がエンベロープに遭遇する速度も増加します。これは、以前の調査結果と一致して、ラム圧による微惑星の崩壊を促進します。結果はまた、微惑星の散乱における土星の影響はその質量とともに増加するため、この惑星はその成長の初期段階で原始木星による微惑星の降着に重要な役割を果たさなかった可能性があることを示しています。最後に、以前の研究で得られたように、微惑星の後期降着が新しい結果にも現れており、ガスの急速な落下と相まって、それが地球の外側の領域で物質の混合をもたらす可能性があることを示唆しています。これは、エンベロープの高Zマテリアルの強化を説明する可能性があります。
巨大な星を周回する近接惑星 HD 167768
| Title |
A_Close-in_Planet_Orbiting_Giant_Star_HD_167768 |
| Authors |
Huan-Yu_Teng,_Bun'ei_Sato,_Masanobu_Kunitomo,_Takuya_Takarada,_Masashi_Omiya,_Hiroki_Harakawa,_Guang-Yao_Xiao,_Yu-Juan_Liu,_Hideyuki_Izumiura,_Eiji_Kambe,_Michitoshi_Yoshida,_Yoichi_Itoh,_Hiroyasu_Ando,_Eiichiro_Kokubo,_Ida_Shigeru |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06576 |
岡山天体物理観測所(OAO)の高分散エシェル分光器(HIDES)を用いた視線速度測定から、G型巨星HD167768を周回する巨大惑星を検出したことを報告します。HD167768の質量は$1.08_{-0.12}^{+0.14}M_{\odot}$、半径は$9.70_{-0.25}^{+0.25}R_{\odot}$、金属量は$\rm{[Fe/H]}=-0.67_{-0.08}^{+0.09}$、表面重力$\logg=2.50_{-0.06}^{+0.06}$。星を周回する惑星は暖かい木星で、周期は$20.6532_{-0.0032}^{+0.0032}\\rm{d}$、最小質量は$0.85_{-0.11}^{+0.12}\M_です。{\rm{J}}$、軌道半長軸$0.1512_{-0.0063}^{+0.0058}\\rm{au}$.この惑星は、視線速度法を使用して、深く進化した星($\logg<3.5$)の周りでこれまでに発見された軌道周期の中で最も短い軌道周期の1つを持っています。惑星の平衡温度は$1874\\rm{K}$で、熱い木星と同じ高さです。動径速度は、$41\\rm{d}$と$95\\rm{d}$でさらに2つの規則的な変動を示しており、系内に外部伴星が存在する可能性を示唆しています。追跡監視により、周期性の検証が可能になります。また、HD167768bの軌道進化を計算し、この惑星が0.15\,Gyr以内に飲み込まれることを発見しました。
シチズン サイエンス ラベルを使用したディープ ラーニングを使用した長周期系外惑星の発見
| Title |
Discovering_Long-period_Exoplanets_using_Deep_Learning_with_Citizen_Science_Labels |
| Authors |
Shreshth_A._Malik,_Nora_L._Eisner,_Chris_J._Lintott,_Yarin_Gal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06903 |
自動化された惑星通過検出は、現代の望遠鏡調査の規模を考慮して、専門家による分析の候補に優先順位を付けるために不可欠になっています。短周期太陽系外惑星検出の現在の方法は、光度曲線の周期性により効果的に機能しますが、単一トランジットイベントを検出するための堅牢なアプローチはありません。しかし、PlanetHuntersTESS(PHT)プロジェクトによって最近収集されたボランティアラベル付きトランジットは、長周期系外惑星検出へのデータ駆動型アプローチを調査する前例のない機会を提供しています。この作業では、PHTボランティアスコアをトレーニングデータとして使用して、1次元畳み込みニューラルネットワークをトレーニングし、惑星のトランジットを分類します。ボランティアスコアを使用すると、合成データよりもパフォーマンスが大幅に向上し、既知の惑星をボランティアと一致する精度と速度で復元できることがわかりました。重要なことに、このモデルは、ボランティアによって発見されたが、現在の自動化された方法では見逃されたトランジットも回復します。
2019 年 1 月 11 日のケンタウロス Bienor によるマルチコード星食
| Title |
The_multichord_stellar_occultation_by_the_centaur_Bienor_on_January_11,_2019 |
| Authors |
E._Fern\'andez-Valenzuela,_N._Morales,_M._Vara-Lubiano,_J._L._Ortiz,_G._Benedetti-Rossi,_B._Sicardy,_M._Kretlow,_P._Santos-Sanz,_B._Morgado,_D._Souami,_F._Organero,_L._Ana,_F._Fonseca,_A._Rom\'an,_S._Alonso,_R._Gon\c{c}alves,_M._Ferreira,_R._Iglesias-Marzoa,_J._L._Lamadrid,_A._Alvarez-Candal,_M._Assafin,_F._Braga-Ribas,_J._I._B._Camargo,_F._Colas,_J._Desmars,_R._Duffard,_J._Lecacheux,_A._R._Gomes-J\'unior,_F._L._Rommel,_R._Vieira-Martins,_C._L._Pereira,_V._Casanova,_A._Selva,_C._Perell\'o,_S._Mottola,_S._Hellmich,_J._L._Maestre,_A._J._Castro-Tirado,_A._Pal,_J._M._Trigo-Rodriguez,_W._Beisker,_A._Laporta,_M._Garc\'es,_L._Escaned,_M._Bretton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06931 |
太陽系外縁天体とケンタウロスの物理的特性評価プログラムの中で、ケンタウロス(54598)Bienorによる星食が2019年1月11日に発生し、良好な観測可能性があると予測しました。高精度の天文データを取得して予測を改善した結果、イベリア半島に有利なシャドウパスが得られました。これにより、私たちは掩蔽観測キャンペーンを実施するようになり、4つの観測サイトから5つの陽性検出が得られました。これは、(2060)カイロン、(10199)カリクロ、(95626)2002GZ$_{32}$に続いて、マルチコード(2コード以上)の星食がこれまでに観測されたケンタウロスの4番目です。食の弦の分析から、食の直後に得られた回転光度曲線と組み合わせて、ビーノールの面積相当直径が$150\pm20$kmであると判断しました。この直径は、熱測定から得られたものより$\sim30$km小さい。恒星食の分析を通じて得られた最適な楕円の短軸の位置角は、長期測光モデルから導き出されたスピン軸の位置角と一致しません。また、観測が行われたアスペクト角に関係なく存在する回転光度曲線の最小値の1つに強い不規則性が検出されました。さまざまな手法の結果を調整するために、さまざまなシナリオを提示します。潜在的なリングまたはサテライトに関連するセカンダリドロップは検出されませんでした。それにもかかわらず、データの精度が低いため、カリクローのリングと同じサイズのリングを破棄することはできません。
イオの地下マグマ海: 部分的に溶融した惑星体の定常状態を探る
イオ内の激しい潮汐加熱は、表面に活発な火山活動を引き起こし、その内部構造は長い間議論の対象となってきました。ガリレオ磁力計データの最近の再分析は、イオの地下領域に$>$50~kmの厚さを持つ高メルトフラクション層の存在を示唆しました。この層が相互接続された固体を持つ「マグマスポンジ」であるか、レオロジー的に液体の「マグマオーシャン」であるかは、潮汐加熱の分布を変化させ、さまざまな観測結果の解釈にも影響を与える.この目的のために、我々はマグマ海綿の定常状態を調査し、そのような高度の融解を伴う層を維持するために必要な内部加熱の量を推定します。私たちの結果は、イオ内の潮汐消散速度が、広範囲のパラメーターに対して$\phi>0.2$の部分溶融層を維持するには不十分であることを示しており、そのような層が急速に2つのフェーズに分離することを示唆しています。メルトおよび/または固体粘度が推定範囲の上限にない限り、マグマ海綿は不安定になり、Khuranaetal.で提案された高メルト分率層になります。(2011)は地下マグマ海である可能性が高い。
| Title |
Rapid_Formation_of_Exoplanetesimals_Revealed_by_White_Dwarfs |
| Authors |
A._Bonsor,_T._Lichtenberg,_J._Drazkowska,_and_A.M._Buchan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07244 |
最初の微惑星の形成のタイミングは、惑星の降着のモードと、それらの地球物理学的および構成上の進化を決定します。星周円盤の天体観測と太陽系の地質年代学は、以前に推定されていたよりもはるかに早い時期に、分子雲の崩壊中に微惑星が形成された証拠を提供しています。ここでは、系外惑星系で雲が崩壊した後の最初の数十万年の間に微惑星形成が起こったという、白色矮星惑星系からの明確な観測証拠を提示します。白色矮星の大部分は、鉄のコアまたはマントル物質に富む惑星物質を降着させています。白色矮星によって降着された系外小惑星が鉄のコアを形成するためには、かなりの加熱が必要です。微惑星進化と衝突進化をシミュレートすることにより、最も可能性の高い熱源は、Al-2などの短寿命の放射性核種(半減期は約0.7Myr)であることを示しています。したがって、白色矮星の大気中の核に富む物質は、星形成と同時に急速な微惑星形成の独立した証拠を提供します。
分散する偏心原始惑星系円盤による惑星の離心率の共鳴励起: 大きな惑星離心率を生成する新しいメカニズム
| Title |
Resonant_Excitation_of_Planetary_Eccentricity_due_to_a_Dispersing_Eccentric_Protoplanetary_Disk:_A_New_Mechanism_of_Generating_Large_Planetary_Eccentricities |
| Authors |
Jiaru_Li_and_Dong_Lai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07305 |
大きな惑星離心率を生成する新しいメカニズムを提示します。このメカニズムは、仲間の原始惑星系円盤の内部空洞内の惑星に適用されます。内側が切り捨てられた巨大なディスクは、ガス冷却に関連する非断熱効果により偏心する可能性があり、コヒーレントに歳差運動を行う長寿命の偏心モードでその偏心性を保持できます。ディスクが分散するにつれて、惑星とディスクが同じアプシダル歳差運動率を持っている場合、内惑星は偏心ディスクとの永年共鳴に遭遇します。システムが共鳴を通過するにつれて、惑星の離心率は大きな値に励起されます。この作業では、幅広い質量のモデルディスクの偏心モードを解決します。次に、おおよその永年力学モデルを採用して、「惑星+分散円盤」システムの長期進化を計算します。ディスクの離心率が非常に小さい($\lesssim0.05$)にもかかわらず、惑星は計算で大きな離心率(0.1から0.6の間)を達成します。この偏心励起は、「惑星+ディスク」偏心固有状態の進化に関連するモード変換(「回避された交差」)現象の観点から理解することができます。
地上ベースの中間赤外線観測の40年からの土星の季節変動
| Title |
Saturn's_Seasonal_Variability_from_Four_Decades_of_Ground-Based_Mid-Infrared_Observations |
| Authors |
James_S.D._Blake,_Leigh_N._Fletcher,_Glenn_S._Orton,_Arrate_Antu\~nano,_Michael_T._Roman,_Yasumasa_Kasaba,_Takuya_Fujiyoshi,_Henrik_Melin,_Deborah_Bardet,_James_A._Sinclair |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07486 |
土星の地上ベースの中赤外線(7-25$\mu$m)画像の数十年にわたる記録を使用して、土星年(1984-2022)以上にわたる熱放射の季節的および非季節的変動を調査します。3mおよび8mクラスの天文台で測定された熱放射は、カッシーニ由来の温度記録と放射気候モデルの予測の両方に基づく合成画像と比較して優れています。8mクラスの施設は、大規模な季節的非対称性に重ね合わされた、土星のベルト、ゾーン、極六角形、および極低気圧のスケールでの熱コントラストを解決することができます。成層圏では$\sim30$K、上部対流圏では$\sim10$Kの輝度温度の季節変化が観測され、北極と南極の成層圏渦(NPSVとSPSV)が春に形成され、秋に消滅します。暖かい極渦の最初の出現のタイミングは、放射気候モデルによって首尾よく再現されており、ダイナミクスの影響を受けた鋭い境界内に引き込まれているにもかかわらず、それらが放射現象であることを確認しています。軸対称の熱バンド(半球あたり4～5)は、土星の帯状風と強く相関する温度勾配を示し、高度とともに強さが減衰する風を示し、寒帯と暖帯のシステムを形成する南北循環セルを暗示しています。土星の熱構造は、低緯度を除いて、年ごとに大部分が再現可能です(1989年と2018年の赤外線画像の比較による)。ここでは、7.9$\mu$mでの赤道帯が、土星の赤道成層圏振動の$\sim15$年周期と一致しないため、年々変動の証拠が見つかります。つまり、厳密には半年ごとではありません。最後に、2017年から2022年までの観測により、カッシーニミッションの遺産が拡張され、北部の夏の間NPSVの継続的な温暖化が明らかになりました。【略】
多相星間媒体におけるプラズモイド不安定性
| Title |
Plasmoid_Instability_in_the_Multiphase_Interstellar_Medium |
| Authors |
Drummond_B._Fielding,_Bart_Ripperda,_Alexander_A._Philippov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06434 |
乱流星間物質の広い範囲にわたって発達する複雑な塊の構造、位相分布、および磁場の幾何学を制御するプロセスは不明のままです。熱的に不安定な乱流系の前例のない高解像度の3次元電磁流体力学シミュレーションを使用して、プラズモイドを介したリコネクションに対して不安定な大電流シートがボリューム全体で規則的に形成されることを示します。プラズモイドは、(i)コールドクランプ内、(ii)コールドフェーズとウォームフェーズの非対称界面、および(iii)ウォームボリュームフィリングフェーズ内の3つの異なる環境で形成されます。次に、複雑な磁気熱相構造は、主に高度に磁化された低温相によって特徴付けられるが、再結合の部位である磁気曲率の高い領域が広い温度範囲に及ぶことを示します。さらに、熱不安定性が乱流磁場のスケール依存異方性を変化させ、より小さなスケールでの渦伸びの増加を減少させることを示します。最後に、質量の大部分が、スケールフリーの質量分布に従う小さな塊に囲まれた1つの連続した低温構造に含まれていることを示します。これらの塊は非常に引き伸ばされる傾向があり、超音速乱流と一致するサイズ対内部速度の関係、および亜音速運動と一致する相対的な塊の距離速度スケーリングを示します。コールドプラズモイドと観測された極小スケールの原子およびイオン化構造およびHIファイバーとの驚くべき類似性について説明し、プラズモイドの普及が荷電粒子の運動をどのように変更し、それによってISMおよび他の同様のシステムにおける宇宙線輸送と熱伝導に影響を与えるかを考察します。
CGM$^2$ サーベイ: 銀河系周回媒体の消滅と変容
| Title |
The_CGM$^2$_Survey:_Quenching_and_the_Transformation_of_the_Circumgalactic_Medium |
| Authors |
Kirill_Tchernyshyov,_Jessica_K._Werk,_Matthew_C._Wilde,_J._Xavier_Prochaska,_Todd_M._Tripp,_Joseph_N._Burchett,_Rongmon_Bordoloi,_J._Christopher_Howk,_Nicolas_Lehner,_John_M._O'Meara,_Nicolas_Tejos,_Jason_Tumlinson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06436 |
この研究では、銀河の銀河周媒質(CGM)における強力なOVI吸収体の発生率が、銀河の質量と、独立して銀河内の星形成の量にどのように依存するかについて説明します。クエーサーのHST/COS吸収分光法を使用して、52個の$M_{*}\sim10^{10}$$M_\odot$銀河の400投影kpcおよび300kms$^{-1}$内のOVI吸収を測定します。.銀河の赤方偏移は$0.12<z<0.6$、星の質量は$10^{10.1}<M_*<10^{10.9}$$M_\odot$で、分光学的な分類は星形成または受動的です。2つの狭い星形成銀河と受動銀河の近くの高柱密度OVI吸収($N_{\rmO\,VI}\geq10^{14.3}$cm$^{-2}$)の発生率を比較する恒星質量範囲と、個別に、一致するハロー質量範囲内。3つの質量範囲すべてにおいて、150kpc以内のOVIカバー率は、受動銀河の周囲よりも星形成銀河の周囲の方が高く、$3\sigma$に相当する統計的有意性を超えています。平均して、$M_*\sim10^{10}$$M_\odot$星形成銀河のCGMは、同じ質量の受動銀河のCGMよりも多くのOVIを含んでいます。この違いは、銀河の消光とともに発生し、主にハロー質量によって駆動されないCGM変換の証拠です。
北の春の空にある局所銀河の完全な分光カタログ -- さまざまな環境におけるガスの性質と核活動
| Title |
A_complete_spectroscopic_catalogue_of_local_galaxies_in_the_Northern_spring_sky_--_Gas_properties_and_nuclear_activity_in_different_environments |
| Authors |
Federico_Cattorini,_Giuseppe_Gavazzi,_Alessandro_Boselli,_Matteo_Fossati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06437 |
核特性を含む局所宇宙の銀河の完全な人口統計を提供する目的で、北天の春の四半期に限定された局所銀河の完全なセンサスであるSPRINGを提示します(10h<RA<16h;0<Dec<65)。SPRINGカタログは、乙女座、コマ座、A1367銀河団を含む30597個の銀河のフラックスおよび体積が制限された(r<17.7mag、cz<10000km/s)サンプルです。さまざまな核励起特性(SF対AGN)の考えられる経年的および環境依存性を調べるために、(i)(NUV-i)対M*ダイアグラムでの位置に従ってサンプルを分割することにより、多次元分析を実行します。ii)局所銀河密度、(iii)星質量、(iv)銀河が属するグループのハロー質量、および(v)中性水素含有量。孤立した銀河の参照サンプルを使用して、光学直径に基づくHI欠損パラメーターの新しいキャリブレーションを提示します。おとめ座とかみの中間の距離に、3つの大きなフィラメントで構成された銀河のリング状の構造が見られます。フィラメント内のHI欠損銀河の割合は、HI含有量に関して、フィラメントがフィールドとクラスターの間の移行環境であることを示唆しています。4線のBPTと2線のWHANダイアグラムに従って核スペクトルを分類し、星質量を持つAGNの割合の変化、およびそれらの色と環境を調べます。一般に、セイファート核の割合の質量依存性は環境の影響をほとんど受けないのに対し、星形成核の割合は、密度の低い環境や青い雲銀河ではM*の急峻な関数であることがわかります。LINERの割合は銀河の色に依存し、logM*>9.5-10の場合、緑の谷に属する銀河が増加することがわかりました。
ガウス過程による回転曲線の分解: データの相関関係を考慮すると、偏りのない結果が得られます
| Title |
Rotation_curve_decompositions_with_Gaussian_Processes:_taking_into_account_data_correlations_leads_to_unbiased_results |
| Authors |
Lorenzo_Posti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06460 |
円盤銀河の回転曲線における速度測定値間の相関関係は、力学モデルを適合させる場合、通常は無視されます。ここでは、ガウス過程を使用して回転曲線分解でデータ相関を考慮する方法を示します。銀河の発光物質と暗黒物質の分布の偏りのない推定値を得るには、相関パラメーターを過小評価することが重要であることがわかりました。
一連のメガメーザー AGN ブラック ホール II の一般相対論的質量対距離比
| Title |
A_general_relativistic_mass-to-distance_ratio_for_a_set_of_megamaser_AGN_black_holes_II |
| Authors |
A._Villalobos-Ram\'irez,_A._Gonz\'alez-Ju\'arez,_M._Momennia,_A._Herrera-Aguilar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06486 |
ブラックホール(BH)パラメーターの推定における完全な一般相対論的手法の最近の成果に動機付けられて、活動銀河核(AGN)の中心部にホストされている一連の超大質量BHの質量対距離比の推定を続けています。NGC1320、NGC1194、NGC5495、Mrk1029、およびJ1346+5228。また、BHの$x_0$オフセットと、宇宙の特異な運動と宇宙膨張によって生成されたホスト銀河の後退赤方偏移も推定に含めています。計算を実行するために、一般相対論モデルとベイジアンフィッティング法を使用します。このモデルにより、J1346+5228の中央BH質量対距離比を初めて推定できることがわかりました。最後に、各AGNのBHに最も近いメーザーの重力赤方偏移を計算します。この重力赤方偏移は、現在モデル化に適切に含まれている重力場によって生成される一般的な相対論的効果です。
LAMOST DR8低解像度調査から特定されたLiに富む巨人
| Title |
Li-rich_Giants_Identified_from_LAMOST_DR8_Low-Resolution_Survey |
| Authors |
BeiChen_Cai,_XiaoMing_Kong,_JianRong_Shi,_Qi_Gao,_Yude_Bu,_and_Zhenping_Yi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06608 |
ごく一部の巨星は、標準的な恒星進化モデルによって予測される値よりも高い光球リチウム(Li)存在量を持っており、Li増強の詳細なメカニズムは複雑であり、明確な結論を欠いています。リチウム増強の挙動をよりよく理解するためには、大規模で均一なリチウムに富む巨人のサンプルが必要です。この研究では、Coord-DenseNetと呼ばれる修正された畳み込みニューラルネットワークモデルを設計して、LargeSkyAreaMulti-ObjectFiberSpectroscopicTelescope(LAMOST)低解像度サーベイ(LRS)巨大スペクトルのA(Li)を決定しました。テストセットの精度は良好です。MAE=0.15dex、{\sigma}=0.21dexです。このモデルを使用して、900,000以上のLAMOSTDR8LRS巨大スペクトルのLi存在量を予測し、Li存在量が2.0から5.4dexの範囲にある7,768のLiに富む巨人を特定しました。これは、すべての巨人の約1.02%を占めています。私たちの仕事によって推定されたLiの存在量を、高解像度スペクトルから得られたものと比較しました。それらの間の0.27dexの全体的な偏差が考慮されない場合、一貫性は良好であることがわかりました.分析は、違いが主にトレーニングセットの中解像度スペクトルからの高いA(Li)によるものであることを示しています。リチウムに富む巨人のこのサンプルは、リチウムに富む巨人の既存のサンプルサイズを劇的に拡大し、リチウムに富む巨人の形成と進化をさらに研究するためのより多くのサンプルを提供してくれます。
射手座矮星球状体のコアの金属量分布: 金属量バイアスの最小化
| Title |
The_metallicity_distribution_in_the_core_of_the_Sagittarus_dwarf_spheroidal:_minimising_the_metallicity_biases |
| Authors |
Alice_Minelli,_Michele_Bellazzini,_Alessio_Mucciarelli,_Piercarlo_Bonifacio,_Rodrigo_Ibata,_Donatella_Romano,_Lorenzo_Monaco,_Elisabetta_Caffau,_Emanuele_Dalessandro,_and_Raffaele_Pascale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06727 |
高解像度(R~18000)FLAMES@VLTスペクトルから測定された、いて座矮小球状(SgrdSph)銀河の450個の正真正銘のメンバーの金属量と視線速度を提示します。ターゲットは、(a)中心星核からの汚染を回避しながら、いて座dSphの本体のコアをサンプリングするため、および(b)ガイア視差に基づいてターゲットを選択することにより、金属量分布の偏りを防ぐために慎重に選択されました。適切な動き。このようにして選択されたすべてのターゲットが動径速度メンバーとして確認されました。このサンプルを使用して、実質的に金属量バイアスの影響を受けないSgrdSphのコアの最初の金属量分布を導き出しました。観測された分布は、[Fe/H]~-2.3から[Fe/H]~0.0の範囲で、[Fe/H]~-0.5付近に強く対称的で比較的狭いピークと、弱く伸びた金属不足の尾部があります。[Fe/H]<-1.0を持つ星はわずか13.8+/-1.9%です。いて座の中心にある星の化学的性質と運動学的性質の間の相関関係の以前の証拠を確認します。[Fe/H]>=-0.6のサンプル星では、[Fe/H]<-0.6の星よりも速度分散が低く、自転振幅が大きい。システム。
PopSyCLE を使用した原始ブラック ホールの暗黒物質シミュレーション
| Title |
Primordial_Black_Hole_Dark_Matter_Simulations_Using_PopSyCLE |
| Authors |
K._Pruett,_W._Dawson,_M._S._Medford,_C._Lam,_J._R._Lu,_N._Golovich,_G._Chapline |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06771 |
原始ブラックホール(PBH)は、初期宇宙で発生したと理論化されており、暗黒物質の実行可能な形態であると推測されています。それらが存在する場合、それらは、天の川の星の重力マイクロレンズ効果から生じる測光および天文信号を通じて検出できるはずです。コンパクトオブジェクトレンズイベントの人口合成(PopSyCLE)は、ユーザーがマイクロレンズサーベイをシミュレートできるようにするシミュレーションコードであり、潜在的なPBHの検出と特性評価に重要なフォトメトリックとアストロメトリックの両方のマイクロレンズ効果を含む最初のコードです。観測可能なPBHマイクロレンズイベントの数を推定するために、PopSyCLEを変更して、PBHで構成される暗黒物質のハローを含めます。PBH母集団モデルの詳細を説明し、OGLE-IVおよびローマンマイクロレンズ調査のシミュレーションを通じて、PopSyCLE+PBHの結果を示します。PBHをPopSyCLEに追加するための概念実証分析を提供するため、$f_{\text{DM}}$、PBHで構成される暗黒物質の割合、および$\bar{m}_{\text{PBH}}$、平均PBH質量。$\bar{m}_{\text{PBH}}=30$$M_{\odot}$と仮定すると、恒星よりも$\sim$4$f_{\text{DM}}$倍のPBHマイクロレンズイベントが見つかります。進化したブラックホールイベント、PBHの平均ピークアインシュタインクロッシング時間は$\sim$89日であり、Romanは、計画されたマイクロレンズサーベイ全体で$10^3f_{\text{DM}}$PBHマイクロレンズイベントを検出すると見積もっています。
次世代イベント・ホライズン・テレスコープ(ngEHT)を用いたホットスポットの動きの追跡
| Title |
Tracing_the_hot_spot_motion_using_the_next_generation_Event_Horizon_Telescope(ngEHT) |
| Authors |
Razieh_Emami,_Paul_Tiede,_Sheperd_S._Doeleman,_Freek_Roelofs,_Maciek_Wielgus,_Lindy_Blackburn,_Matthew_Liska,_Koushik_Chatterjee,_Bart_Ripperda,_Antonio_Fuentes,_Avery_Broderick,_Lars_Hernquist,_Charles_Alcock,_Jonathan_Weintroub,_Ramesh_Narayan,_Randall_Smith,_Grant_Tremblay,_Angelo_Ricarte,_He_Sun,_Richard_Anantua,_Yuri_Y._Kovalev,_Priyamvada_Natarajan_and_Mark_Vogelsberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06773 |
動的画像再構成アルゴリズムStarWarpsを介して、SgrA*ソース近くのせん断ホットスポットの動的な動きを追跡することを提案します。このようなホットスポットは、ブラックホールの地平線近くのカレントシートにおける磁気リコネクションの排気として形成される可能性があります。現在のシートから降着円盤の軌道に放出されたホットスポットは、軌道中の境界での不安定性によりせん断および拡散し、明確な特徴をもたらす可能性があります。モーションを2つの異なるフェーズに分割します。最初のフェーズは、明るいブロブとしてモデル化されたホットスポットの外観を指し、引き伸ばされた楕円としてシミュレートされた後続のせん断フェーズが続きます。EHT(2017,2022)や次世代イベントホライズンテレスコープ(ngEHTp1、ngEHT)アレイなど、さまざまな観測アレイを採用しており、観測アレイにいくつかの新しい追加サイトが追加されています。これらのアレイごとに動的な画像再構成を行います。続いて、第1フェーズでホットスポットフェーズを推測し、続いて第2フェーズで軸比と楕円面積を推測します。サブミリ波長での軌道上のホットスポットの直接観測可能性に焦点を当てています。私たちの分析は、フラックスが大幅に減少する前に、新しく追加された皿が第2フェーズの一部と同様に第1フェーズを容易にトレースできることを示しています。この作業で使用されるアルゴリズムは、他のタイプの動的モーションに拡張できます。その結果、ngEHTは、SgrA*などの可変ソースの近くの動的な動きを直接観察するための鍵であると結論付けています。
ライマン ドロップアウトを使用した $z\gtrsim4$ での失われた無線ソースの検索
| Title |
A_Search_for_Missing_Radio_Sources_at_$z\gtrsim4$_Using_Lyman_Dropouts |
| Authors |
Devika_Shobhana,_Ray_P._Norris,_Miroslav_D._Filipovi\'c,_Luke_A._Barnes,_Andrew_M._Hopkins,_Isabella_Prandoni,_Michael_J._I._Brown,_Stanislav_S._Shabala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06915 |
ライマンドロップアウト手法を使用して、GAMA23フィールドの887.5MHzオーストラリアスクエアキロメートルアレイパスファインダー(ASKAP)観測から$z\gtrsim4-7$で148の候補電波源を識別します。現在、redshift$z\sim4$以外に約112の電波源が知られています。ただし、シミュレーションでは、その赤方偏移範囲に数十万の電波源が存在すると予測されています。その多くはおそらく既存の電波カタログに含まれていますが、赤方偏移が測定されていません。これは、それらの発光が微弱すぎるか、測定できる技術がないためです。高赤方偏移の電波源(HzRS)の候補を特定します。私たちの研究では、ライマンドロップアウト検索手法を使用してこれらの問題に対処しています。この新しく構築されたサンプルは、ASKAPの感度のおかげで、同様の赤方偏移で既知の放射性銀河核(AGN)よりも1～2桁も暗い電波光度を調べます。一連の診断を使用して、サンプル内の電波放出の物理的起源を調査します。検出、(iv)WISEカラー、および(v)SEDモデリング。電波/IR分析は、サンプルの887.5MHz磁束密度分布のかすかで明るい端の電波放射の大部分がAGN活動に由来することを示しています。さらに、我々のサンプルの$\sim10\%$は250$\mu$m検出され、複合システムを示唆しています。これは、静止している楕円銀河に通常ホストされている低$z$ラジオAGNとは対照的に、一部の高$z$ラジオAGNはSB銀河にホストされていることを示唆しています。
サーキヌス銀河における幅広い水素再結合線の不検出
| Title |
Non-detection_of_Broad_Hydrogen_Radio_Recombination_Lines_in_Circinus_Galaxy |
| Authors |
Junzhi_Wang_(GXU),_Yong_Shi_(NJU),_Zhi-Yu_Zhang_(NJU),_Shu_Liu_(NAOC),_Yu_Gao_(XMU),_Jiangshui_Zhang_(GZU),_Fengyao_Zhu_(Zhejiang_Lab),_Min_Fang_(PMO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06960 |
AGNのブロードライン領域(BLR)の線幅は、中心の超大質量ブラックホール(SMBH)を理解するための重要なパラメーターです。ただし、ほこりの多いトーラスからの隠蔽により、II型AGNのBLRからの光再結合ラインは直接検出できません。低消光の無線再結合線(RRL)は、II型AGNのBLRからの発光をプローブするのに理想的なトレーサーです。アルマ望遠鏡を用いて、サーキヌス銀河の中心に向かってH35$\alpha$とH36$\alpha$のRRL観測を行いました。H35$\alpha$とH36$\alpha$の狭い成分が検出され、これらは主に核領域周辺の星形成領域からのものと考えられています。ただし、広範なH35$\alpha$とH36$\alpha$については上限のみが取得されます。Circinus銀河は最も近いAGNの1つであるため、このバンドでCircinus銀河の広いRRLが検出されないことは、現在の設備ではローカルAGNで広いRRL放射を検出することは絶望的であることを示しています。サブミリ波のRRLは、磁束密度がミリ波レベルの何十倍も高く、アルマ望遠鏡を使用してタイプIIAGNのBLRを直接検出するためのツールとなる可能性があります。.
AGN における適度な UV/X 線相関の説明
活動銀河核(AGN)のUV/光学変動とX線変動は、降着円盤のX線照射の結果として、よく相関すると長い間予想されてきました。しかし、近くのAGNの最近の監視キャンペーンでは、そのX線とUV/光学放射は適度にしか相関しておらず、前述のパラダイムに挑戦していることがわかりました。この作業では、相互相関関数の定義により、X線が照射された降着円盤の場合、UV/X線の相関が低いことが十分に予想されることを実証することを目的としています。光線源が考慮されます。特に、X線源の幾何学的または物理的構成の変動が予想される相関にどのように影響するかを調べます。幾何学的構成の変化は、観測値とよく一致する一連のUV/X線相互相関を生成することがわかっていますが、UVと光学変動との間に高い相関をもたらし、観測結果を理論的予測と一致させます。低いUV/X線相関の検出は、ディスクのX線照射によって駆動されるUV/光学変動の仮定と矛盾しないと結論付け、相関研究に対する結果の意味を議論します。
重力と暗黒物質の理論の実験室としての銀河中心
| Title |
The_Galactic_Center_as_a_laboratory_for_theories_of_gravity_and_dark_matter |
| Authors |
Mariafelicia_de_Laurentis,_Ivan_De_Martino,_Riccardo_Della_Monica |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07008 |
天の川の銀河中心は、その近接性のおかげで、天体物理学と基礎物理学の最先端にある物理現象を調査する天体観測を行うことができます。そのため、私たちの銀河センターは、重力をテストするためのユニークな実験室を提供しています。このレビューでは、GCの観測の歴史の一般的な概要を提供し、特に最小の観測可能なスケールに焦点を当て、そのような観測が大質量の周囲の重力の根底にある理論の理解に与える影響について説明します。コンパクトな物体。
WALLABY パイロット調査: ASKAP パイロット観測のフェーズ 1 から、約 600 の銀河の HI データを公開
| Title |
WALLABY_Pilot_Survey:_Public_release_of_HI_data_for_almost_600_galaxies_from_phase_1_of_ASKAP_pilot_observations |
| Authors |
T._Westmeier,_N._Deg,_K._Spekkens,_T._N._Reynolds,_A._X._Shen,_S._Gaudet,_S._Goliath,_M._T._Huynh,_P._Venkataraman,_X._Lin,_T._O'Beirne,_B._Catinella,_L._Cortese,_H._D\'enes,_A._Elagali,_B.-Q._For,_G._I._G._J\'ozsa,_C._Howlett,_J._M._van_der_Hulst,_R._J._Jurek,_P._Kamphuis,_V._A._Kilborn,_D._Kleiner,_B._S._Koribalski,_K._Lee-Waddell,_C._Murugeshan,_J._Rhee,_P._Serra,_L._Shao,_L._Staveley-Smith,_J._Wang,_O._I._Wong,_M._A._Zwaan,_J._R._Allison,_C._S._Anderson,_Lewis_Ball,_D._C.-J._Bock,_D._Brodrick,_J._D._Bunton,_F._R._Cooray,_N._Gupta,_D._B._Hayman,_E._K._Mahony,_V._A._Moss,_A._Ng,_S._E._Pearce,_W._Raja,_D._N._Roxby,_M._A._Voronkov,_K._A._Warhurst,_H._M._Courtois,_K._Said |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07094 |
WALLABYパイロットデータリリース1を提示します。これは、オーストラリアの平方キロメートルアレイパスファインダーに関する広視野ASKAPLバンドレガシー全天ブラインド調査(WALLABY)からのHIパイロット調査データの最初の公開リリースです。WALLABYパイロット調査のフェーズ1は、天空の3つの$60~{\rmdeg}^2$領域を対象とし、ヒドラ銀河団とノルマ銀河団およびNGC4636銀河群の方向にあり、z<0.08の赤方偏移範囲をカバーしていました。ソースカタログ、約600の銀河系外HI検出の画像とスペクトル、および109の空間的に分解された銀河の運動モデルが利用可能です。パイロット調査は、近くのグループおよびクラスター環境を含む地域を対象としたため、サンプルの赤方偏移の中央値z~0.014は、WALLABYの完全な調査に比べて比較的低くなっています。中央銀河のHI質量は$2.3\times10^{9}~M_{\odot}$です。$30''$ビームおよび18.5kHzチャネルあたり1.6mJyのターゲットノイズレベルは、約$5.2\times10^{8}\,(D_{\rmL}/\mathrm{100~Mpc})^{2}\,M_{\odot}$50のスペクトルチャネル(~200km/s)にわたって、$5\sigma$HIカラム密度感度は約$8.6\times10^{19}\,(1+z)^{4}~\mathrm{cm}^{-2}$5チャネル(~20km/s)で、$30''$ビームを満たす放出。パイロット調査で予想されるように、いくつかの技術的な問題やアーティファクトがまだデータの品質に影響を与えています。最も顕著なのは、各一次ビームの正確なサイズと形状に関する不確実性、および有限のデコンボリューションしきい値によるサイドローブの存在に起因する最大数10%の系統的なフラックスエラーです。さらに、残留連続発光やバンドパスリップルなどのアーティファクトが一部のデータに影響を与えています。パイロット調査は、そのような技術的問題を明らかにすることに大きな成功を収めており、そのほとんどは、完全なWALLABY調査の開始前に対処および修正されることが期待されています。
深層対照学習による教師なし銀河の形態学的視覚表現
| Title |
Unsupervised_Galaxy_Morphological_Visual_Representation_with_Deep_Contrastive_Learning |
| Authors |
Shoulin_Wei,_Yadi_Li,_Wei_Lu,_Nan_Li,_Bo_Liang,_Wei_Dai,_Zhijian_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07168 |
銀河の形態は、銀河の形成と進化を理解するのに役立つ構造特性を反映しています。深い畳み込みネットワークは、銀河の形態学的分類で前例のないパフォーマンスを可能にする隠れた特徴の学習に非常に成功していることが証明されています。このようなネットワークは、ほとんどの場合、トレーニングに十分なラベル付きデータを必要とする教師あり学習パラダイムに従います。ただし、特に今後の調査プロジェクトでは、何百万もの銀河をラベル付けするのは費用がかかり複雑なプロセスです。この論文では、ラベル付けされていないデータのみを使用して銀河の形態学的視覚表現を学習することを目的とした対照学習に基づくアプローチを提示します。ギャラクシー画像の低セマンティック情報と輪郭支配の特性を考慮して、提案された方法の特徴抽出レイヤーは、ビジョントランスフォーマーと畳み込みネットワークを組み込み、多階層機能の融合を介してリッチなセマンティック表現を提供します。GalaxyZoo2とSDSS-DR17からのデータセットの3つの分類、およびGalaxyZooDECaLSからの4つの分類で、メソッドをトレーニングしてテストします。テスト精度は、それぞれ94.7%、96.5%、89.9%を達成しています。相互検証の実験は、モデルが新しいデータセットに適用されたときに転送と一般化の能力を持っていることを示しています。提案された方法と事前トレーニング済みのモデルを明らかにするコードは公開されており、新しい調査に簡単に適用できます。
体積拡張シュミットの法則: ユニティ スロープ
| Title |
The_Volumetric_Extended-Schmidt_Law:_A_Unity_Slope |
| Authors |
Kaiyi_Du,_Yong_Shi,_Zhi-Yu_Zhang,_Qiusheng_Gu,_Tao_Wang,_Junzhi_Wang,_Xin_Li_and_Sai_Zhai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07215 |
体積密度($\rho_{\rmSFR}$$\propto$$(\rho_{\rmgas}\rho_{\rmstar}^{0.5})^{\alpha^{\rmVES}}$)を渦巻銀河、矮小銀河、超拡散銀河(UDG)の空間分解領域に適用し、ボリュームケニカット-シュミット(KS)法則($\rho_{\rmSFR)と比較します。}$$\propto$$\rho_{\rmガス}^{\alpha^{\rmVKS}}$)。最初に、11個の渦巻きのサンプルを使用して、個々の銀河におけるこれらの星形成法則を特徴付けます。銀河間の実効値のゆらぎは、体積ESの法則(0.18対0.41)ではかなり小さい。らせん状のすべての領域を追加の13個の矮星と1つのUDGの領域と組み合わせて1つの単一のデータセットにすることにより、特定のx軸での体積ES法則のrms散乱が0.25dexであり、体積KS法則のそれよりも小さいことがわかります。(0.34デックス)。UDGによって提供される非常に低いガス密度領域では、体積KS法則は崩れますが、体積ES法則は依然として保持されます。一方、表面密度のES法則と比較して、体積ES法則は、ES法則が$\alpha^{\rmVES}\equiv1ドルですが、スケールの高さの追加の観測誤差により、体積密度の不確実性が高まります。ES法則の傾き1は、星形成効率(=$\rho_{\rmSFR}$/$\rho_{\rmgas}$)が$\rho_{\RMスター}^{0.5}$.
z>5 における金属吸収の環境とホスト
金属吸収体の集団の増加がz>5で観察され、多くは水素の再イオン化の時代に近づく発生率の強い進化を示しています。これらの金属の周りのフィールドを調べる追跡調査により、銀河が検出されましたが、検出された銀河と吸収体の間の直接的な物理的関係は不明です。今後の観測により、この銀河と吸収体の関係が明らかになるでしょうが、これらの観測を解釈するための理論的枠組みは不足しています。将来のz>5研究に情報を提供するために、TechnicolorDawnシミュレーションを使用して、再電離の終わりを含むz=5-7からの金属吸収をモデル化して、金属と銀河の間の予想される関係を定義します。吸収系の強度は、ホスト銀河の星の質量よりも局所的な銀河の過密度と強く相関しているため、金属吸収体のタイプと強度は、ホスト銀河の特性よりも環境とわずかによく関連していることがわかりました。再電離期の終わりに先立つ赤方偏移では、CIVのような強力な高電離遷移は、低電離系よりも数百kpcのスケールでより明るい銀河と空間的に相関しています。これは、前者がより高いUVBの環境を好むためです。振幅とそれらのイオンの相対的希少性z>6.再電離後、これらの高電離イオンの近くの銀河の数は減少し、特定の低電離イオンの周囲では、それらの相対存在量と好ましい密度の高い気相の組み合わせにより増加します。高電離吸収体は再電離前の銀河のより良いトレーサーであり、低電離吸収体は再電離後の銀河のより良い追跡者であるように、銀河と吸収体の関係は急速に進化すると予想される.
VST ATLAS クエーサー調査 I: カタログ
| Title |
The_VST_ATLAS_Quasar_Survey_I:_Catalogue |
| Authors |
Alice_Eltvedt,_T._Shanks,_N._Metcalfe,_B._Ansarinejad,_L._F._Barrientos,_R._Sharp,_U._Malik,_D._N._A._Murphy,_M._Irwin,_M._Wilson,_D._M._Alexander,_A._Kovacs,_J._Garcia-Bellido,_S._Ahlen,_D._Brooks,_A._de_la_Macorra,_A._Font-Ribera,_S._Gontcho_a_Gontcho,_K._Honscheid,_A._Meisner,_R._Miquel,_J._Nie,_G._Tarl\'e,_M._Vargas-Maga\~na,_Z._Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07324 |
$\sim4700$deg$^2$以上の$16<g<22.5$を持つ$\sim1,229,000$クエーサー(QSO)候補で構成されるVSTATLASクエーサーサーベイを提示します。カタログはVSTATLAS$+$NEOWISE画像調査に基づいており、$z<2.2$および$\sim30$deg$^{-2}で$130$deg$^{-2}$のQSOスカイ密度に到達することを目指しています。$z>2.2$の場合は$。このカタログの目的の1つは、4MOSTCosmologyRedshiftSurveyのQSOターゲットを選択することです。私たちの選択をガイドするために、拡張ウィリアム・ハーシェル・ディープ・フィールド(WHDF)のX線/UV/光学/MIRデータを使用します。-2}$、予想される$\sim196$deg$^{-2}$とほぼ一致します。また、QSOの$\sim25$%が光学的に拡張されたものとして形態学的に分類されていることもわかりました。全体として、これらの詳細なデータでは、MIR、UV、およびX線の選択はすべて$\sim70-90$%完了しており、X線はMIRおよびUVよりも汚染が少ないことがわかります。ただし、MIRはX線やUVよりも感度が高く、$g<22.5$およびeROSITA制限で$z>2.2$QSOに対応します。次に、以前の2QDESパイロット調査の選択基準を調整し、UVとMIRの両方の超過を示すVSTATLAS候補を優先すると同時に、最初に拡張として分類された候補も選択します。DESI(DR1でリリースされる)と2dFからのデータを使用して選択をテストし、選択の効率と完全性を推定し、最後にANNz2を使用してQSO候補カタログの測光赤方偏移を決定します。$\sim4700$deg$^2$ATLASエリアに適用すると、$\sim917,000$$z<2.2$QSO候補が得られ、そのうち472,000が$z<2.2$QSOである可能性が高く、空の密度が$\sim$100deg$^{-2}$であり、eROSITAX線候補が含まれている場合、WHDF分析は少なくとも130deg$^{-2}$に上昇することを示唆しています。$z>2.2$では、$\sim310,000$の候補が見つかり、そのうち169,000が$\sim36$deg$^{-2}$の空の密度のQSOである可能性があります。
WALLABY パイロット調査: ASKAP パイロット観測のフェーズ 1 から 100 以上の銀河の HI キネマティック モデルを公開
| Title |
WALLABY_Pilot_Survey:_Public_release_of_HI_kinematic_models_for_more_than_100_galaxies_from_phase_1_of_ASKAP_pilot_observations |
| Authors |
N._Deg,_K._Spekkens,_T._Westmeier,_T.N._Reynolds,_P._Venkataraman,_S._Goliath,_A._X._Shen,_R._Halloran,_A._Bosma,_B._Catinella,_W.J.G._de_Blok,_H._D\'enes,_E._M._Di_Teodoro,_A._Elagali,_B.-Q._For,_C._Howlett,_G._I._G._J\'ozsa,_P._Kamphuis,_D._Kleiner,_B._Koribalski,_K._Lee-Waddell,_F._Lelli,_X._Lin,_C._Murugeshan,_S._Oh,_J._Rhee,_T._C._Scott,_L._Staveley-Smith,_J.M._van_der_Hulst,_L._Verdes-Montenegro,_J._Wang,_O._I._Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07333 |
WidefieldASKAPL-bandLegacyAll-skyBlindsurveY(WALLABY)PilotPhaseIHIキネマティックモデルを紹介します。この最初のデータリリースは、うみへび座とノルマクラスター、およびNGC4636銀河群の方向にある3つのフィールドのHI観測で構成されています。このホワイトペーパーでは、これらの分野で109/592の一意のHI検出のためのフラットディスク傾斜リング運動モデルを生成し、公開する方法について説明します。ここで採用されたモデリング手法(WALLABYKinematicAnalysisProto-Pipeline(WKAPP)と呼ばれ、対応するスクリプトも公開されています)は、FATおよび3DBAROLOアルゴリズムを209の検出のサブセットに均一に適用した結果を組み合わせることで構成されています。最適化されたモデルパラメータと不確実性を生成するために、十分な分解能とS/Nを備えています。ここに提示された109のモデルは、長軸を横切る少なくとも3～4個の合成ビームによって解決されるガスリッチ検出である傾向がありますが、モデリングには明らかな環境バイアスはありません。ここで説明するデータリリースは、専用のキネマティックパイプラインを介して空間的に分解された何千ものWALLABY検出の同様の製品を導出するための最初のステップです。このような大規模な公的に利用可能で均一に分析されたデータセットは、幅広い科学的研究を可能にする強力なレガシー製品になります。
超軽量暗黒物質は天の川円盤の年齢$\unicode{x2013}$速度分散関係を説明できるか: 修正され改善された治療法
| Title |
Can_Ultralight_Dark_Matter_Explain_the_Age$\unicode{x2013}$Velocity_Dispersion_Relation_of_the_Milky_Way_Disc:_A_Revised_and_Improved_Treatment |
| Authors |
Barry_T._Chiang,_Jeremiah_P._Ostriker,_Hsi-Yu_Schive |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07452 |
超軽量のアクシオン様粒子$m_a\sim10^{-22}$eV、またはファジーダークマター(FDM)は、宇宙スケールでコールドダークマター(CDM)に匹敵する振る舞いをし、kpcサイズのドブロイ波長を示します。CDMの確立された(サブ)銀河規模の問題。Churchらによって最初に実証されたように、FDMハロー内の下部構造は重力ポテンシャル摂動を引き起こし、ハッブル時間にわたる銀河円盤の厚さを説明するのに十分な星の加熱をもたらします。（2019）。私たちは、天の川銀河の完全なバリオンと暗黒物質の分布を組み込み、最近の$\textit{Gaia}$、APOGEE、およびLAMOSTサーベイから推測された恒星円盤の運動学を採用する、より洗練された処理を提示します。遍在する密度粒状化とサブハロー通路は、それぞれ内側の円盤の肥厚と外側の円盤のフレアを引き起こし、その結果、観測的に一貫した「U字型」の円盤の垂直速度分散プロファイルが太陽半径の近くに位置するグローバルな最小値になります。太陽近傍で観察された年齢$\unicode{x2013}$速度分散関係は、FDM下部構造による加熱によって説明でき、除外限界$m_a\gtrsim0.4\times10^{-22}$eVを配置します。経験的なコアとハローの関係、FDMサブハローの質量関数と潮汐ストリッピング、および恒星の加熱推定における自明ではない不確実性を評価します。観測された厚い円盤の運動学が支持する質量範囲$m_a\simeq0.5\unicode{x2013}0.7\times10^{-22}$eVは、矮星の密度プロファイル、星の流れ、および天の川衛星から推測されるいくつかの除外限界で緊張状態にあります人口は、前述の不確実性のために大幅に緩和される可能性があります。さらに、極薄円盤銀河の形成を説明するのに、強い異方性加熱が役立つ可能性があります。
M101 グループの深部狭帯域測光: 720 の HII 領域の強線の豊富さ
| Title |
Deep_Narrowband_Photometry_of_the_M101_Group:_Strong-Line_Abundances_of_720_HII_Regions |
| Authors |
Ray_Garner_III_(1),_J._Christopher_Mihos_(1),_Paul_Harding_(1),_Aaron_E._Watkins_(2)_and_Stacy_S._McGaugh_(1)_((1)_Case_Western_Reserve_University,_(2)_University_of_Hertfordshire) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07463 |
近くの渦巻銀河M101とその衛星の深部狭帯域イメージングを提示し、HII領域の酸素存在量を分析します。CWRUのBurrellSchmidt望遠鏡を使用して、H$\alpha$、H$\beta$、および[OIII]輝線で構成されるM101グループの狭帯域データセットに、青色の[OII]$\lambda$3727輝線を追加します。初めて。これにより、M101グループ全体の酸素量を完全に空間的にカバーできます。ストロングライン比$R_{23}$を使用して、サンプルのHII領域の酸素存在量を推定し、3つの異なるキャリブレーション手法を利用して酸素存在量のベースライン推定値を提供しました。これにより、M101では最大650のHII領域、NGC5477では10のHII領域、NGC5474では最大60のHII領域が得られ、これまでのこのグループの最大のサンプルです。M101は強い勾配を示していますが、衛星銀河は勾配がほとんどまたはまったくありません。$R\sim14\text{kpc}$を超えると、M101の勾配が平坦化する証拠がいくつかあります。さらに、M101は、西と南西に方位角量の変動の兆候を示しています。M101の放射状および方位角の存在量の変動は、共回転などの内部動的効果と組み合わせて、最大300Myr前に最も大規模な衛星NGC5474との相互作用によって説明される可能性があります。
フォトメトリック バンド、色、およびそれらのエラーによる合併の識別
| Title |
Merger_identification_through_photometric_bands,_colours_and_their_errors |
| Authors |
L._E._Suelves,_W._J._Pearson_and_A._Pollo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07489 |
ねらい。フォトメトリック情報のみを使用して、銀河の合併を識別するための完全に接続されたニューラルネットワークのアプリケーションを提示します。私たちの目的は、メソッドの効率をテストするだけでなく、ニューラルネットワークが学習できるマージプロパティとその物理的解釈を理解することでもあります。メソッド。5860個の銀河が合体する銀河と合体しない銀河に分類された、クラスバランスの取れたトレーニングデータセットを作成しました。銀河観測はSDSSDR6から得られ、GalaxyZooで視覚的に識別されました。2$\,$930の合併は、既知のSDSS合併から選択され、それぞれの非合併は、赤方偏移と$r$の大きさの両方で最も近い一致です。NNアーキテクチャは、さまざまなサイズとドロップアウト率のバリエーションでさまざまな数のレイヤーをテストすることによって構築されました。$u$、$g$、$r$、$i$、$z$の5つのSDSSフィルターを使用して構築された入力空間を比較します。バンド、色、およびそれらのエラーの組み合わせ。入力正規化の6つのマグニチュードタイプとバリエーション。結果。ファイバーの大きさの誤差がトレーニングの精度に最も寄与することがわかりました。計算元のパラメーターを調べたところ、5つのSDSSバンドだけでスカイエラーバックグラウンドから構築された入力空間が92.64$\pm$0.15\%のトレーニング精度につながることが示されました。また、入力の正規化、つまりデータがNNにどのように提示されるかが、トレーニングのパフォーマンスに大きな影響を与えることもわかりました。結論。すべてのSDSS測光情報から、空のエラーの背景がマージプロセスに最も敏感であると結論付けています。この発見は、データの視覚化による5バンドの特徴空間の分析によってサポートされています。さらに、$g$および$r$スカイエラーバンドの平面を調べると、91.59\%の精度を達成するには決定境界線で十分であることがわかります。
フレア VIII.初期宇宙における受動銀河の出現 ($z > 5$)
| Title |
FLARES_VIII._The_Emergence_of_Passive_Galaxies_in_the_Early_Universe_($z_>_5$) |
| Authors |
Christopher_C._Lovell,_Will_Roper,_Aswin_P._Vijayan,_Louise_Seeyave,_Dimitrios_Irodotou,_Stephen_M._Wilkins,_Christopher_J._Conselice,_Flaminia_Fortuni,_Jussi_K._Kuusisto,_Emiliano_Merlin,_Paola_Santini,_Peter_Thomas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07540 |
受動銀河は局所宇宙に遍在しており、この受動性につながるさまざまな物理チャネルが提案されています。現在までに、$z\leqslant5$までの強力な受動銀河の候補が検出されていますが、それらがより高い赤方偏移に存在するかどうか、それらの相対的な存在量は何か、それらが星の形成を停止する原因は何なのかはまだわかっていません。EAGLEコードを使用した一連の過剰密度の一連のズームシミュレーションであるFirstLightAndReionisationEpochSimulations（FLARES）からの予測を提示します。パッシブ銀河はEAGLEモデルでは高赤方偏移で自然に発生し、HSTからの数密度推定値と$3\leqslantz\leqslant5$での初期のJWST結果とよく一致しています。独自のFLARESアプローチにより、これらの予測をより高い赤方偏移に拡張し、最大$z\sim8$までの受動銀河集団を見つけます。超大質量ブラックホールからのフィードバックは受動性の主な要因であり、ガス分率の減少と星形成ガス貯留層につながります。$z\geqslant5$の受動銀河は、まだ比較的若い恒星集団であるため、典型的なUVJ選択空間では識別されず、新しい静止フレーム選択領域が存在することがわかりました。また、NIRCamとMIRIフラックスも提示し、$z\geqslant5$に相当数の受動銀河がJWSTを使用した今後の広範なサーベイで検出可能であることを発見しました。最後に、これらの初期の受動的な個体群を識別するためのオブザーバー(フレーム)内の新しい選択領域を使用して、JWSTの色分布を提示します。
EHT-ngEHT時代の排出モデリング
| Title |
Emission_Modeling_in_the_EHT-ngEHT_Age |
| Authors |
Richard_Anantua,_Joaqu\'in_D\'uran,_Nathan_Ngata,_Lani_Oramas,_Razieh_Emami,_Angelo_Ricarte,_Brandon_Curd,_Jan_R\"oder,_Avery_Broderick,_Jeremy_Wayland,_George_N._Wong_and_Sean_Ressler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06541 |
この研究では、事象の地平線望遠鏡(EHT):メシエ(M)87*と射手座(Sgr)Aによって撮像された230GHzのソースのフラックスと偏光分布とグローバル構造を説明する、現象学的に動機付けられた放出プロセスをテストする方法論を提案します。*。一般相対論的磁気流体力学(GRMHD)シミュレーションにいくつかの新しいモデルを導入して、ジェット/降着流/ブラックホール(JAB)システムプラズマ内の高エネルギー粒子が10億度の温度に達し、シンクロトロン放射を放出する、ほとんど不確実なメカニズムを橋渡しします。次に、「観測」JABシステムの方法論は、シミュレーションを分割して、異なるパラメトリックモデルを異なるプラズマ物理学によって支配される領域に適用します。これは、中心の超大質量ブラックホールから数千の重力半径にまたがるシミュレーション領域で1つのパラメータ化が使用される方法よりも進歩しています。視野角に依存する形態のいくつかのクラスを提示し、区分モデリングと陽電子効果の特徴を強調します。これには、偏光マップがMADケースでは固有偏光によって、SANEケースではファラデー効果によって支配されているように見えるMAD/SANE二分法が含まれます。このように生成された画像のライブラリは、画期的なEHT機器と、さらに高感度で高解像度の次世代対応ngEHTによる発見を待っている幅広い形態に及びます。
eRASSt J040515.6-745202、マゼラン橋の X 線バースター
| Title |
eRASSt_J040515.6-745202,_an_X-ray_burster_in_the_Magellanic_Bridge |
| Authors |
F._Haberl,_G._Vasilopoulos,_C._Maitra,_F._Valdes,_D._Lang,_V._Doroshenko,_L._Ducci,_I._Kreykenbohm,_A._Rau,_P._Weber,_J._Wilms,_P._Maggi,_C._D._Bailyn,_G._K._Jaisawal,_P._S._Ray,_and_H._Treiber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06698 |
3回目の全天サーベイ(eRASS3)中に、スペクトルレントゲンガンマに搭載された軟X線装置であるeROSITAは、マゼラン橋の方向に新しい硬X線トランジェントeRASStJ040515.6-745202を検出しました。フォローアップ観測を手配し、一時的な性質を明らかにするためにアーカイブデータを検索しました。XMM-Newton、NICER、およびSwiftによるX線観測を使用して、約10日間にわたってソースの時間的およびスペクトル的挙動を調査しました。28ks露出のXMM-Newton観測から得られたX線光度曲線は、少なくとも1.4e37erg/sのピーク放射光度を持つタイプIX線バーストを明らかにしました。バーストのエネルギー論は、マゼラン橋の距離にあるバーストの位置と一致しています。70秒という比較的長いバーストの指数関数的減衰時間は、Hが豊富な環境で発火したことを示しています。eRASS3の12か月前と6か月後のeROSITA調査中に発生源が検出されなかったことは、持続的な放出で2.6e36erg/sに達した中程度のバースト中にバーストが発見されたことを示唆しています。NICER観測中、線源は、XMM-Newton観測中と同様の明るさで高レベルのフラックス状態を交互に示しました。この動作は、XMM-Newton観測の最後の1時間に見られたディップが原因である可能性があります。21.8時間周期のディップの再発の証拠は、eRASStJ040515.6-745202が低質量X線連星(LMXB)システムであり、降着円盤がほぼ真横に見えることを示唆しています。XMM-Newtonの光学/UVモニターとCerroTololoInter-AmericanObservatoryのDarkEnergyCameraによって取得されたUVW1およびg、r、i、およびz画像で、X線源に対応する多波長のX線源を特定します。(略称)
| Title |
Magnetar_wind-driven_shock_breakout_emission_after_double_neutron_star_mergers:_The_effect_of_the_anisotropy_of_the_merger_ejecta |
| Authors |
Guang-Lei_Wu,_Yun-Wei_Yu,_Shao-Ze_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06825 |
急速に回転し、高度に磁化された残留中性子星(NS;マグネター)は、二重のNSの合体から生き残り、強力な相対論的風を駆り立てる可能性があります。この風と以前の合体噴出物との初期の相互作用は、主に紫外帯と軟X線帯での衝撃ブレイクアウト(SBO)放出につながる可能性があり、これは残留マグネターの存在の観測的特徴を提供します。ここでは、SBO放出に対する合体噴出物の異方性構造の影響を調べます。SBOは異なる方向に対して異なる時間に発生する可能性があるため、SBO放射のボロメータ光度曲線を広げることができることがわかりました。より詳細には、SBO光曲線のプロファイルは噴出物の構造に大きく依存する可能性があるため、原則として、SBO光曲線を使用して将来の合体噴出物の構造を調べることができます。
Ia 型超新星の進化を噴出速度で探る
| Title |
Probing_the_evolution_of_Type_Ia_supernovae_with_their_ejecta_velocities |
| Authors |
Y.-C._Pan,_Y.-S._Jheng,_D._O._Jones,_I.-Y._Lee,_R._J._Foley,_R._Chornock,_D._M._Scolnic,_E._Berger,_P._M._Challis,_M._Drout,_M._E._Huber,_R._P._Kirshner,_R._Kotak,_R._Lunnan,_G._Narayan,_A._Rest,_S._Rodney_and_S._Smartt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06895 |
Ia型超新星(SNeIa)が複数の爆発チャネルを介して生成される可能性が高いという証拠が増えています。さまざまなチャネルが赤方偏移でどのように進化するかを理解することは、宇宙パラメータを測定する際の精度を決定する上で重要です。以前の研究では、SNIa噴出物速度が異なるチャネルを区別するための1つの強力なツールであることが示されました。ホスト銀河環境との密接な相関関係がSN噴出物速度の進化をもたらす可能性があることも疑われていました。この作業では、Pan-STARRS1MediumDeepSurvey(PS1-MDS)によって発見された~400の確認済みSNeIaからSiII6355速度を測定し、それらをさまざまな調査によって発見されたSNeと組み合わせて、速度測定値の大規模な編集を形成します。.初めて、高速のSiII6355を持つSNeIaは、低速の対応するものとは有意に異なる赤方偏移分布を持っていることがわかりました(K-Sテストからのp値は0.00008)。HVSNeIaがより可能性が高いという意味でより低い赤方偏移で見られます。この傾向は、SNIa噴出物速度の強力な進化を示唆するか、SNIaの人口統計(噴出物速度によって区別される)が時間とともに変化する可能性が高いことを示唆している可能性があります。私たちの結果は、HVSNeIa(およびおそらく一部のNVSNeIa)の前駆システムが、金属が豊富な環境および/または長い遅延時間のシナリオを好む可能性があることも示唆しています。ただし、SiII6355の速度に基づいてサンプルを分割すると、ハッブル残差に有意差(〜2シグマ)は見られません。
GRB 221009A の ALP シナリオの評価
ガンマ線バースト(GRB)GRB221009Aの革命的な発見と、その検出を説明するための熱心な理論的取り組みから約1か月後、アクシオン様粒子(ALP)ベースのシナリオを評価する機が熟したようです。従来の物理学ではそのような検出はできなかったという一般的な信念。2019年にMAGICの共同研究によって検出されたGRB190114Cからの放出との類推に可能な限り依存することによって、情報のほぼ完全な欠如を克服します。GRBは、GRB221009Aが観測されたのと同様の時間経過前に検出されました。
| Title |
Leptonic_and_semi-leptonic_neutrino_interactions_with_muons_in_the_proto-neutron_star_cooling |
| Authors |
Ken'ichi_Sugiura,_Shun_Furusawa,_Kohsuke_Sumiyoshi,_and_Shoichi_Yamada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06944 |
原始中性子星が超新星爆発によって誕生した直後は、ミューオンはほとんど存在しないことが知られていますが、原始中性子星がケルビン・ヘルムホルツ時間スケールでのニュートリノ放出によって冷却されるにつれて、より多くなることが知られています。この論文では、原始中性子星の冷却におけるさまざまな時点でのニュートリノとミューオンの相互作用のすべての関連する速度を評価します。次の銀河系超新星で利用可能になる後期段階($t\gtrsim10\operatorname{s}$)に特に関心がありますが、これまで十分に研究されていません。レプトン過程とセミレプトン過程の両方を計算します。後者については、伝達された運動量に依存する形状因子と、平均場レベルでの核子の分散関係の変更にも注意を払います。フレーバー交換反応$\nu_e+\mu^-\rightarrow\nu_{\mu}+e^-$および$\bar{\nu}_{\mu}+\mu^-\rightarrow\bar{\nu}_e+e^-$は、中性子での$\nu_e$の捕捉と核子での$\bar{\nu}_{\mu}$の散乱よりも、特に低エネルギーで優勢になる可能性があります。これらの種の不透明度のソースと、逆ミューオン崩壊$\bar{\nu}_e+\nu_{\mu}+e^-\leftrightarrows\mu^-$が$\bar{\nu}の散乱を圧倒する可能性があること_e$と$\nu_{\mu}$が再び低エネルギーで核子に。一方、高エネルギーでは、上記の半レプトン過程の修正がより重要になります。また、フレーバー交換反応と逆ミュオン崩壊の重要なエネルギー依存性と角度依存性も示します。これらの反応からの拡散係数の研究では、$\bar{\nu}_{\mu}$が最も影響を受けることがわかりました。これらの情報は、特に極後期における原始中性子星冷却の数値計算とその結果の解釈に不可欠です。
より深く、より広く、より高速な 10 回目の観測実行における電波トランジェントと変数
| Title |
Radio_Transients_and_Variables_in_the_Tenth_Deeper,_Wider,_Faster_Observing_Run |
| Authors |
D._Dobie,_J._Pritchard,_Y._Wang,_L._W._Graham,_J._Freeburn,_H._Qiu,_T._R._White,_A._O'Brien,_E._Lenc,_J._K._Leung,_C._Lynch,_Tara_Murphy,_A._J._Stewart,_Z._Wang,_A._Zic,_T._M._C._Abbott,_C._Cai,_J._Cooke,_M._Dobiecki,_S._Goode,_S._Jia,_C._Li,_A._M\"oller,_S._Webb,_J._Zhang,_S._N._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07049 |
Deeper,Wider,Faster(DWF)プログラムは、電磁スペクトル全体の望遠鏡で観測を調整し、ミリ秒から数日のタイムスケールでトランジェントを検索します。10回目のDWF観測実行は、2021年9月にほぼリアルタイムで実施され、NGC6744銀河群の6日間連続の観測と、オーストラリアのスクエアキロメートルアレイパスファインダー、ダークエネルギーカメラ、硬X線変調望遠鏡、パークス64m"Murriyang"電波望遠鏡。この作業では、実行前のテスト観測と実行中および実行後に実行されたフォローアップ観測とともに、観測実行からのデータを使用してASKAPで実行された過渡、可変および円偏光ソースの画像ドメイン検索の結果を提示します。実行します。1つのパルサー、6つの恒星系(そのうち5つが円偏波放射を示す)、および1つの以前にカタログ化されていないソースからなる8つの可変電波源を特定しました。特に興味深いのは、超低温矮星SCRJ1845-6357からの周期$14.2\pm0.3$hのパルスの検出であり、これは既知の旋光周期とよく一致しており、これを最も低速で回転する電波音の大きい超低温にするドワーフ発見。
$\gamma$ 線ラウドナローラインセイファート 1 PKS 1502+036 の高エネルギー放出のハドロン起源について
| Title |
On_the_Hadronic_Origin_of_High_Energy_Emission_of_$\gamma$-ray_Loud_Narrow-Line_Seyfert_1_PKS_1502+036 |
| Authors |
Zhen-Jie_Wang,_Ze-Rui_Wang,_Ruo-Yu_Liu,_Junfeng_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07070 |
X線から$\gamma$線バンドへのRadio-LoudNarrow-LineSeyfert1(RL-NLS1)の放射メカニズムは未解決の問題のままです。スペクトルエネルギー分布(SED)を説明するためにレプトンモデルが採用されていますが、ハドロン過程は、一部の$\gamma$線のラウドなナローラインセイファート1(NLS1)の高エネルギー放射も説明できる可能性があります。そのようなRL-NLS1の1つであるPKS1502+036を研究し、レプトンモデルとレプトハドロンモデルによって予測された理論上のSEDを観測されたものと比較します。ハドロン過程については、陽子シンクロトロン放射と陽子-光子相互作用（ベーテ・ハイトラー過程とフォトピオン過程を含む）を考慮に入れ、これらの過程によって開始される電磁カスケードで生成されたペアの放出を含みます。私たちの結果は、レプトンモデルがこの線源のSEDを再現できることを示しており、X線から$\gamma$線への放射は逆コンプトン(IC)散乱として解釈できます。一方、陽子シンクロトロン放射光は極端なパラメータが必要ですが、SEDの高エネルギー成分も説明できます。また、$p\gamma$相互作用とカスケードプロセスではSEDを説明できないことも示しています。私たちの結果は、PKS1502+036の多波長放射にはレプトン起源が好まれることを示唆しています。
若い超新星実験データ リリース 1 (YSE DR1): 1975 年の超新星の光度曲線と測光分類
| Title |
The_Young_Supernova_Experiment_Data_Release_1_(YSE_DR1):_Light_Curves_and_Photometric_Classification_of_1975_Supernovae |
| Authors |
P._D._Aleo,_K._Malanchev,_S._Sharief,_D._O._Jones,_G._Narayan,_R._J._Foley,_V._A._Villar,_C._R._Angus,_V._F._Baldassare,_M._J._Bustamante-Rosell,_D._Chatterjee,_C._Cold,_D._A._Coulter,_K._W._Davis,_S._Dhawan,_M._R._Drout,_A._Engel,_K._D._French,_A._Gagliano,_C._Gall,_J._Hjorth,_M._E._Huber,_W._V._Jacobson-Gal\'an,_C._D._Kilpatrick,_D._Langeroodi,_K._S._Mandel,_R._Margutti,_F._Matasi\'c,_P._McGill,_J._D._R._Pierel,_E._Ramirez-Ruiz,_C._L._Ransome,_C._Rojas-Bravo,_M._R._Siebert,_K._W._Smith,_K._M._de_Soto,_M._C._Stroh,_S._Tinyanont,_K._Taggart,_S._M._Ward,_R._Wojtak,_K._Auchettl,_P._K._Blanchard,_T._J._L._de_Boer,_B._M._Boyd,_C._M._Carroll,_K._C._Chambers,_L._DeMarchi,_G._Dimitriadis,_S._A._Dodd,_N._Earl,_D._Farias,_H._Gao,_S._Gomez,_M._Grayling,_C._Grillo,_E._E._Hayes,_T._Hung,_L._Izzo,_N._Khetan,_et_al._(23_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07128 |
若い超新星実験データリリース1(YSEDR1)を提示します。これは、処理されたマルチカラーのPan-STARRS1(PS1)グリズおよびZwickyTransientFacility(ZTF)grフォトメトリーで構成され、ホストと銀河の関連付け、赤方偏移、分光/測光を伴う1975トランジェントの測光です。分類、および2019年11月24日から2021年12月20日までの追加のデータプロダクト。YSEのマグニチュードおよびボリュームが制限された調査からの相対SNレートを提示します。これは、ターゲットを絞っていない調査の推定不確実性内で以前に公開された値と一致しています。YSEとZTFデータを組み合わせ、マルチサーベイSNシミュレーションを作成して、ParSNIP測光分類アルゴリズムをトレーニングします。分光学的に分類された472個のYSEDR1SNeで分類器を検証すると、3つのSNクラス(SNeIa、II、Ib/Ic)で82%の精度、2つのSNクラス(SNeIa、コア崩壊SNe)で90%の精度が達成されました。私たちの分類子は、高い(>90%)個々の完全性と純度を備えたSNeIaで特にうまく機能し、宇宙論のアンカー測光SNeIaサンプルを構築するのに役立ちます。次に、測光分類器を使用して、1483SNeの測光サンプルを特徴付け、1048(~71%)SNeIa、339(~23%)SNeII、および96(~6%)SNeIb/Icをラベル付けします。私たちのアプローチは、シミュレーションを使用して、実際のデータに適用される測光分類器のパフォーマンスを改善できることを示しています。YSEDR1は、発見、異常検出、および分類アルゴリズムの構築、宇宙論的分析の実行、赤色およびまれなトランジェントの性質の理解、潮汐破壊イベントと核変動の調査、および今後のVeraC.RubinObservatoryLegacySurveyの準備のためのトレーニングの場を提供します。空間と時間の。
2021 年の巨大バースト中の Be/X 線連星 EXO 2030+375 のスペクトルとタイミングの分析
| Title |
Spectral_&_Timing_analysis_of_Be/X-ray_binary_EXO_2030+375_during_its_giant_2021_outburst |
| Authors |
Ruchi_Tamang,_Manoj_Ghising,_Mohammed_Tobrej,_Binay_Rai,_Bikash_Chandra_Paul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07152 |
2021年のタイプIIアウトバースト中の高質量X線バイナリEXO2030+375のX線スペクトルおよびタイミング解析を報告します。NuSTAR、NICER、\textit{Swift}/BAT\&\textit{Fermi}/GBM観測を組み込み、ソースの包括的な分析を実行しました。さまざまなエネルギー範囲と時間間隔でのパルスプロファイルが生成され、分析されています。我々は、アウトバーストのピーク状態とアウトバーストの減衰状態の間の観測を簡単に比較した。パルスプロファイルは、時間とエネルギーとともに進化することがわかっています。(6-7)keVの鉄輝線がX線連続体で観測されます。ピークアウトバースト状態に対応するスペクトルで明確な吸収機能が観察されましたが、そのような機能は、アウトバーストの後半の減衰フェーズでは検出されませんでした。特徴的なスピンアップ時間スケールは$\backsim$60年であると見積もっています。システムの連続フラックスと、バースト期間全体をカバーするさまざまな光度が、ソースの特性を解釈するために使用されています。さまざまなパラメーターの変動性と、その根底にある物理的な意味をまとめました。
| Title |
General-relativistic_neutrino-radiation_magnetohydrodynamics_simulation_of_seconds-long_black_hole-neutron_star_mergers:_Dependence_on_initial_magnetic_field_strength,_configuration,_and_neutron-star_equation_of_state |
| Authors |
Kota_Hayashi,_Kenta_Kiuchi,_Koutarou_Kyutoku,_Yuichiro_Sekiguchi,_Masaru_Shibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07158 |
秒単位のブラックホールと中性子星の合体の数値相対性シミュレーションが実行され、さまざまなセットアップの合体後の段階を通じて、インスパイラルと合体から始まる自己矛盾のない図が得られます。初期設定と計算設定に関係なく、定性的に普遍的な進化プロセスが見つかります。中性子星が潮汐的に破壊された後、動的な質量放出が大規模な降着円盤の形成とともに起こります。その後、降着円盤の磁場は、磁気巻線、ケルビン・ヘルムホルツ不安定性、および磁気回転不安定性によって増幅され、ダイナモと角運動量輸送を誘発する乱流状態を確立します。磁気流体乱流に起因する実効粘性効果による合体後の質量放出は、合体後$\sim300$-$500$msで始まり、数百ms続きます。ブラックホールのスピン軸近くの磁気圏が発達し、コリメートされた強いポインティング磁束が生成され、その寿命は$\sim0.5$-$2$sです。赤道面対称性がないモデルは、降着円盤の磁気回転不安定性に関連するダイナモによって引き起こされる、磁気圏の磁場極性の逆を示しています。初期のトロイダル磁場を持つモデルは、合体後の異方的な質量放出による、合体後の後期段階におけるディスクと磁気圏の傾きを示しています。これらの効果は、$\sim0.5$-$2$sの時間スケール内で強いポインティング光度段階を終了させる可能性があります。
選択されたガンマ線バーストのスペクトル タイム ラグの外れ値
天体物理学の{サンプル}が、別のサブクラスに属するいくつかの外れ値によって汚染されている可能性があります。外れ値を取り除くことにより、下線の統計的特徴が明らかになる場合があります。{より信頼性の高い相関関係は、宇宙論研究の標準的なろうそく関係として使用できます。}メドイド周辺の分割(PAM)法を使用したガンマ線バーストの外れ値検索を提示します。この作業では、サンプルから3つのパラメーターを選択しますが、そのすべてにレストフレームスペクトルタイムラグ($\tau_{\rmlag,i}$)があります。ほとんどの場合、異常値はGRB980425Bおよび030528Aです。外れ値のないサンプルに対して線形回帰が実行されます。仮説検定に合格したものもあれば、合格しなかったものもあります。ただし、合格したサンプルでも、相関関係はあまり重要ではありません。今後の作業では、より多くのパラメーターの組み合わせを検討する必要があります。
次世代イベント ホライズン テレスコープ (ngEHT) によるプラズマ組成の探査
| Title |
Probing_plasma_composition_with_the_next_generation_Event_Horizon_Telescope_(ngEHT) |
| Authors |
Razieh_Emami,_Richard_Anantua,_Angelo_Ricarte,_Sheperd_S._Doeleman,_Avery_Broderick,_George_Wong,_Lindy_Blackburn,_Maciek_Wielgus,_Ramesh_Narayan,_Grant_Tremblay,_Charles_Alcock,_Lars_Hernquist,_Randall_Smith,_Matthew_Liska,_Priyamvada_Natarajan,_Mark_Vogelsberger,_Brandon_Curd_and_Joana_A._Kramer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07306 |
次世代のイベントホライズンテレスコープ(ngEHT)における反物質の痕跡の熱心な調査に関連するものとして、M87*の最も内側の降着円盤/ジェット内のプラズマ物質の内容を調査します。非熱電子の母集団とRベータモデルを母集団とする一定の電子対磁気圧力(一定の$\beta_e$モデル)を含むさまざまな放出モデルを使用して、非ゼロの陽電子対電子比の影響をモデル化します。熱電子で。前者の場合、一般相対論的磁気流体力学(GRMHD)シミュレーションの力のない領域への半解析的適合を選択し、後者の場合、GRMHDシミュレーションを直接分析します。どちらの場合も、陽電子は後処理レベルで追加されています。これらのモデルのいくつかについて偏光画像とスペクトルを生成し、無線周波数では、ペアを追加するごとに直線偏光と円偏光の両方が強化されることがわかりました。それどころか、より高い周波数では、かなりの陽電子部分が円偏光を洗い流すことを示しています。非熱モデルは、熱モデルよりもペアの割合に対してより多くの感度を示しますが、異なる放出モデルと陽電子分率の間の強い縮退を報告します。この研究で調査された傾向を完全に理解し、それらを磁場強度、ブラックホールスピン、および電子温度と分布関数の詳細な側面。
実効相対論的平均場モデル内の磁化中性子星地殻
| Title |
Magnetised_neutron_star_crust_within_effective_relativistic_mean-field_model |
| Authors |
Vishal_Parmar,_H._C._Das,_M._K._Sharma,_and_S._K._Patra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07339 |
中性子星の地殻の結晶性は、さまざまな魅力的な天体物理学的観測を説明する上で極めて重要な役割を果たしていますが、その微視的構造は、巨大な磁場の存在下では完全には理解されていません。現在の作業では、磁場強度$\sim10^{17}$Gの存在下で有効な相対論的平均場の枠組み内で中性子星の地殻特性を研究します。最新の原子質量評価を使用したギブズ自由エネルギー。磁場は、状態方程式(eos)と、中性子ドリップ密度、圧力、融解温度などの外殻の特性に大きな影響を与えます。内部地殻については、圧縮性液滴モデルを初めて使用して、磁気環境での地殻特性を研究しました。質量と電荷数の分布、アイソスピンの非対称性、クラスター密度などの内部地殻の特性は、磁場の強さに敏感な典型的な量子振動(デハースヴァンアルフェン効果)を示します。密度に依存する対称エネルギーは、磁場のない場合のように磁気内部地殻に影響を与えます。我々はパスタ構造の変化の可能性を研究し、その質量と厚さが磁場の強さに応じて$\sim10-15\%$変化することを観察した。ソフトガンマリピータの準周期振動(qpo)のコンテキストで磁化された地殻の基本的なねじれ振動モード周波数を調べます。この研究で考慮された磁場強度は、内部地殻の外側および浅い領域のeosにのみ影響を与え、その結果、全球中性子星の特性に大きな変化はありません。しかし、外側の地殻の質量とその慣性モーメントは、磁場強度の増加とともに大幅に増加します。
準定常的な 1 ゾーン排出モデルを拡大する相対論的ショックに関連付ける
拡大する球状の相対論的衝撃について、下流の放出ゾーンのパラメータと遠くの観測者によって測定された量との間の関係を導き出します。これらの関係は、自明の次元推定と組み合わせた無次元有効係数の観点から定式化されます。私たちの計算では、衝撃のローレンツ係数の進化、衝撃の前面の曲率による幾何学的遅延、および周波数と明るさに対するローレンツブーストの角度依存性が考慮されています。これらの関係は、主にガンマ線バーストの残光研究に適用するために設計されていますが、より広い用途がある可能性があります。
超新星残骸における非熱過程と粒子加速
| Title |
Nonthermal_processes_and_particle_acceleration_in_supernova_remnants |
| Authors |
Jacco_Vink_(1)_and_Aya_Bamba_(2)_((1)_Anton_Pannekoek_Institute_for_Astronomy/GRAPPA,_University_of_Amsterdam_and_SRON_Utrecht,_(2)_University_of_Tokyo) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07417 |
超新星残骸(SNR)の衝撃は、拡散衝撃加速(DSA)メカニズムを介して荷電粒子を100TeV範囲まで加速します。SNRの衝撃が銀河宇宙線のプールの主な原因であると考えられていますが、それらが粒子を「ニー」エネルギー(10^15.5eV)まで加速できるかどうかはまだ議論中です。この章では、宇宙線の発生源として考えられるSNRと、宇宙線に関連する放射メカニズム(セクション3)の紹介から始めます。セクション4では、基本的な拡散衝撃加速と非線形効果を含む粒子加速のメカニズムを要約し、注入の問題について説明します。セクション5では、SNRからの非熱放射のX線およびガンマ線観測と、これらがSNRの宇宙線加速特性について何を明らかにするかに専念します。
HESS J1731-347 に関連付けられているコンパクトな天体はストレンジ クォーク星ですか?
| Title |
Is_the_compact_object_associated_with_HESS_J1731-347_a_strange_quark_star? |
| Authors |
Francesco_Di_Clemente_(Dipartimento_di_Fisica_e_Scienze_della_Terra,_Univ._Ferrara_and_INFN_Sez._Ferrara),_Alessandro_Drago_(Dipartimento_di_Fisica_e_Scienze_della_Terra,_Univ._Ferrara_and_INFN_Sez._Ferrara),_Giuseppe_Pagliara_(Dipartimento_di_Fisica_e_Scienze_della_Terra,_Univ._Ferrara_and_INFN_Sez._Ferrara) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07485 |
超新星(SN)残骸HESSJ1731-347内の中央のコンパクト天体の分析は、その半径が小さく、さらに興味深いことに、質量が太陽質量の1つ以下であることを示唆しています(Doroshenkoetal.2022,Nature天文学）。これは、どの天体物理学的プロセスがそのような小さな質量につながる可能性があるかという疑問を提起します.さまざまなタイプのSN爆発の分析は、約$1.17M_\odot$より小さい質量を持つ中性子星(NS)を生成することは不可能であることを示しているからです..ここでは、ストレンジクォーク星(QS)の場合、太陽質量の1倍以下の質量が得られること、およびそのオブジェクトの質量と半径だけでなく、説明する首尾一貫した天体物理学的シナリオを構築できることを示します。だけでなく、さまざまな分析で示唆されているそのゆっくりとした冷却も。さらに、QSがDoroshenkoらで議論された他の天体物理オブジェクトの質量と半径のすべての制限を満たすことができることを示します。また、GW190814の分析で示唆されているように、2.5M_\odot$オーダー以上の質量を持つ天体が存在する可能性を説明することもできます。
母集団 III 連星ブラック ホールと中間質量ブラック ホールの合体について: 共通エンベロープ パラメータへの依存性
| Title |
On_the_population_III_binary_black_hole_mergers_with_intermediate_mass_black_holes:_dependence_on_common_envelope_parameter |
| Authors |
Kotaro_Hijikawa,_Tomoya_Kinugawa,_Ataru_Tanikawa,_Takashi_Yoshida_and_Hideyuki_Umeda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07496 |
現在の重力波(GW)検出器は、多くの連星コンパクト天体の観測に成功しており、アインシュタイン望遠鏡などの第3世代の地上ベースのGW検出器やLISAなどの宇宙搭載検出器は、10年以内にGW観測を開始します。この新しい時代の到来に先立ち、非常に大規模な($\sim$100--1000$M_\odot$)集団(Pop.)III星の連星集団合成計算を実行し、連星ブラックホールのさまざまな性質を導き出します。(BBH)は中間質量ブラックホール(IMBH)と合体し、まだよく理解されていないパラメータである共通エンベロープパラメータ$\alpha\lambda$への依存性を調査します。一次BH質量の最大質量は、共通エンベロープパラメータの値が小さいほど大きくなることがわかりました。この研究では、Popに倍乗則の初期質量関数(IMF)を採用します。III星、およびポップにいくつかの制約を加えます。IIIIMFは、局所宇宙で得られた合体率密度を重力波(GW)観測から得られたものと比較することによって計算されます。検出率を計算し、第3世代の地上ベースのGW検出器であるアインシュタイン望遠鏡が、年間$\sim$10～1000のBBHをIMBHで検出する可能性があることを示します。また、総質量$\gtrsim500M_\odot$のBBHが高度なLIGO(O4)またはLISAによって検出された場合、$\alpha\lambda$に関する洞察を得ることができる可能性があることもわかりました。
偏心またはスピン歳差運動?重力波データにおけるサブドミナント効果の識別
| Title |
Eccentricity_or_spin_precession?_Distinguishing_subdominant_effects_in_gravitational-wave_data |
| Authors |
Isobel_Romero-Shaw,_Davide_Gerosa,_Nicholas_Loutrel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07528 |
離心率とスピンの歳差運動は、重力波天文学における重要な観測対象であり、相対論的な二体問題の詳細とともに、コンパクト連星の天体物理学的形成に関する貴重な情報をエンコードします。ただし、2つの効果は、放出された信号で互いに模倣する可能性があり、それらの識別可能性に関する問題が生じます。離心率とスピンの歳差運動の両方の存在を同時に推測することは現時点では不可能であるため、現在の最先端の分析では、どちらか一方の効果がデータに存在する可能性があると想定しています。このような設定で、どちらかの効果を確実に特定するために必要な条件は何ですか?現実的なLIGO/Virgoノイズでシミュレートされたパラメーター推論研究を提示し、スピン歳差運動または偏心バイナリブラックホール合体のいずれかと一致するイベントを研究し、2つの効果のいずれかが作用している可能性があるという仮定の下で回復します。離心率とスピン歳差運動の識別可能性が目に見える軌道サイクルの数とともにどのように増加するかを定量化し、2つの効果を分離できるように信号が十分に長くなければならないことを確認します。しきい値は注入されたソースに依存し、傾斜、偏心、有効スピンが重要な役割を果たします。特に、GW190521に似た注入では、偏心とスピンの歳差運動を自信を持って区別することは不可能であることがわかりました。
ANTARESニュートリノ望遠鏡によるマルチメッセンジャーアラートと電磁過渡事象のオンライン分析のレビュー
| Title |
Review_of_the_online_analyses_of_multi-messenger_alerts_and_electromagnetic_transient_events_with_the_ANTARES_neutrino_telescope |
| Authors |
A._Albert,_S._Alves,_M._Andr\'e,_M._Ardid,_S._Ardid,_J.-J._Aubert,_J._Aublin,_B._Baret,_S._Basa,_B._Belhorma,_M._Bendahman,_F._Benfenati,_V._Bertin,_S._Biagi,_M._Bissinger,_J._Boumaaza,_M._Bouta,_M.C._Bouwhuis,_H._Br\^anza\c{s},_R._Bruijn,_J._Brunner,_J._Busto,_B._Caiffi,_D._Calvo,_S._Campion,_A._Capone,_L._Caramete,_J._Carr,_V._Carretero,_S._Celli,_M._Chabab,_T._N._Chau,_R._Cherkaoui_El_Moursli,_T._Chiarusi,_M._Circella,_J.A.B._Coelho,_A._Coleiro,_R._Coniglione,_P._Coyle,_A._Creusot,_A._F._D\'iaz,_B._De_Martino,_C._Distefano,_I._Di_Palma,_A._Domi,_C._Donzaud,_D._Dornic,_D._Drouhin,_T._Eberl,_T._van_Eeden,_D._van_Eijk,_N._El_Khayati,_A._Enzenh\"ofer,_M._Fasano,_P._Fermani,_G._Ferrara,_F._Filippini,_L._Fusco,_S._Gagliardini,_J._Garc\'ia,_P._Gay,_N._Gei{\ss}elbrecht,_H._Glotin,_R._Gozzini,_R._Gracia_Ruiz,_et_al._(84_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07551 |
空の少なくとも1つの完全な半球を常に監視することにより、ニュートリノ望遠鏡は、一時的な天体物理イベントによって放出されるニュートリノを検出するように適切に設計されています。スイフト衛星とフェルミ衛星によって検出されたガンマ線バーストと一致するニュートリノ候補、IceCubeによって登録された高エネルギーニュートリノイベント、HAWCによって監視されたブレーザーからの一時的なイベント、LIGO/Virgoで観測されたAMON通知と重力波候補。時間的な一致を必要とすることにより、このアプローチは潜在的な発見の感度と重要性を高めます。ANTARES望遠鏡で再構築されたニュートリノ候補の優れた角度精度のおかげで、同時検出は、重力波干渉計によって検出されたものなど、十分に局在化されていないトリガーの位置決め領域を改善することもできます。この論文は、2014年1月から2022年2月までの間にANTARES望遠鏡によって実施されたフォローアップの結果をまとめたもので、これはデータ取得期間の終了に相当します。
GWTC-2連星ブラックホール系とその前駆体の質量関数について
| Title |
On_the_mass-function_of_GWTC-2_binary_black_hole_systems_and_their_progenitors |
| Authors |
Hye-Jin_Park,_Shin-Jeong_Kim,_Shinna_Kim_and_Maurice_H.P.M._van_Putten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07584 |
LIGOブラックホール連星(BBH)の分布は、コア崩壊超新星によるブラックホール形成におけるサルピーター初期質量関数(IMF)と一致する中間質量範囲を示しています。それらは、ピアソン相関係数$r=0.93\,\pm\,0.06$の平均質量$\mu$によって効果的にパラメータ化され、平均質量比$\bar{q}\simeq0.67$,$q=M_2/M_1$、中間質量X線連星の不足と一致。LIGOBBHの質量関数は、テール$\mu\gtrsim31.4M_\odot${平均バイナリ質量$\mu=\left(M_1+M_2\right)/2$}。観測された質量関数の末尾から推測されるべき乗則インデックス$\alpha_{B,true}=4.77\pm0.73$は、無相関のバイナリ初期質量関数の上限$2\alpha_S=4.7$に近づくことがわかります、星の初期質量関数のサルピーター指数$\alpha_S=2.35$によって定義されます。観測されたBBH質量比$q$の低い分散は、BBH形成前のバイナリ進化における質量移動の均等化を証明しています。さらに、原始赤方偏移$z^\prime$では、ベキ乗指数はフラットな$\Lambda$CDMバックグラウンドコスモロジーで$\alpha_B^\prime>\alpha_B$を満たします。$\alpha_{B,true}^\prime\lesssim2\alpha_S$はこれにより、任意に高い赤方偏移$z^\prime\gg1$での初期の形成を排除します。これは、今後のBBH調査の拡張により、より正確かつ堅牢になる可能性があります。LIGOO4-5観測。
Swift-XRT によるシグナス繭からのレプトン TeV 放出の制限
| Title |
Limits_on_Leptonic_TeV_Emission_from_the_Cygnus_Cocoon_with_Swift-XRT |
| Authors |
David_Guevel,_Andrew_Beardmore,_Kim_L_Page,_Amy_Lien,_Ke_Fang,_Luigi_Tibaldo,_Sabrina_Casanova,_Petra_Huentemeyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07617 |
はくちょう座Xの星形成領域を取り囲む拡張源であるはくちょう座繭の$\gamma$線観測は、数PeVまでのエネルギーに達する宇宙線加速器の存在を示唆している。超高エネルギー(VHE;0.1-100~TeV)$\gamma$線放出は、宇宙線ハドロンと繭内部の物質との相互作用によって説明されるかもしれないが、相対論的電子による逆コンプトン放射の起源は説明できない除外されます。VHEでの逆コンプトン$\gamma$線には、X線をピークとするシンクロトロン放射が伴います。したがって、X線観測は、電子集団と線源の磁場を調べることができます。NeilGehrelsSwift天文台のX線望遠鏡(Swift-XRT)を使用して、合計110ksecで、はくちょう座の繭の中または近くの11のフィールドを観測しました。フィールドを銀河および銀河外の背景モデルに適合させ、追加の拡散成分の対数尤度比テストを実行しました。大幅な追加排出は見られず、各分野で上限が確立されました。X線強度がTeV強度を追跡し、$dN/dE\proptoE^{-2.5}$スペクトルに従うと仮定することにより、$F_X<8.7\times10^{-11の90\%上限を得ました。}\rm~erg\,cm^{-2}\,s^{-1}$または$<5.2\times10^{-11}\rm~erg\,cm^{-2}\,s^{-1}水素柱密度モデルの選択に応じて、シグナス繭全体のX線フラックスの2～10keV。これは、$\sim20\,\mu$Gの等分布磁場を仮定した場合、1TeVでの$\gamma$線フラックスの4分の1以下が逆コンプトン散乱によって生成されることを示唆しています。
一般相対論的ニュートリノ放射磁気流体力学シミュレーションにおける短命の残骸を残す1秒の長さの中性子星連星合体からの質量放出の自己無撞着図
| Title |
Self-consistent_picture_of_the_mass_ejection_from_a_one_second-long_binary_neutron_star_merger_leaving_a_short-lived_remnant_in_general-relativistic_neutrino-radiation_magnetohydrodynamic_simulation |
| Authors |
Kenta_Kiuchi,_Sho_Fujibayashi,_Kota_Hayashi,_Koutarou_Kyutoku,_Yuichiro_Sekiguchi,_Masaru_Shibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07637 |
20,736ドルのCPUで約7,200万ドルのCPU時間を使用して、日本のスーパーコンピューター富岳で1秒間の長さの連星中性子星合体の一般相対論的ニュートリノ放射磁気流体力学シミュレーションを実行します。$1.2$と$1.5M_\odot$の質量を持つ非対称連星中性子星合体と、「ソフトな」状態方程式SFHoを考えます。その結果、寿命が$\approx0.017$\,sの短命のレムナントが生じ、残骸が崩壊してブラックホールになった後、質量$\approx0.05M_\odot$の大規模なトーラスが形成されます。高速尾部と穏やかな相対論的成分を駆動する動的質量放出の後、磁気回転不安定性に起因する乱流粘性と2つの噴出物成分により、大規模なトーラスからの合体後の質量放出が起こることを初めて確認しました。電子分率と速度の分布には、明確な特徴が見られます。
Helio2024 サイエンス ホワイト ペーパー: ngGONG -- 太陽物理学および宇宙天気運用予測の研究のための将来の地上施設
| Title |
Helio2024_Science_White_Paper:_ngGONG_--_Future_Ground-based_Facilities_for_Research_in_Heliophysics_and_Space_Weather_Operational_Forecast |
| Authors |
Alexei_A._Pevtsov,_V._Martinez-Pillet,_H._Gilbert,_A._G._de_Wijn,_M._Roth,_S._Gosain,_L._A._Upton,_Y._Katsukawa,_J._Burkepile,_Jie_Zhang,_K._P._Reardon,_L._Bertello,_K._Jain,_S._C._Tripathy,_K.D._Leka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06712 |
太陽の長期的な総観観測は、天体物理学的オブジェクトとしての太陽の理解を深め、太陽放射照度と太陽地球気候におけるその役割を理解し、太陽の噴火現象とそれらが私たちの故郷の惑星に与える影響の予測能力を開発するために重要です。および太陽圏全般、および運用宇宙天気予報のデータプロバイダーとして。私たちは、太陽物理学の総観研究と運用宇宙天気予報のための重要な観測能力を維持するために、暫定的にngGONGと呼ばれる地上ベースの機器ネットワークの開発を提唱します。
Helio2024 サイエンス ホワイト ペーパー: 5D での太陽と太陽圏の磁気
| Title |
Helio2024_Science_White_Paper:_Solar_and_Heliospheric_Magnetism_in_5D |
| Authors |
Alexei_A._Pevtsov,_T._Woods,_V._Martinez-Pillet,_D._Hassler,_T._Berger,_S._Gosain,_T._Hoeksema,_A._R._Jones,_R._Kohnert,_T._Y._Chen,_L._Upton,_A._Pulkkinen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06715 |
このホワイトペーパーは、6つの重要な科学目標の枠組みの中で、太陽と太陽圏のマルチバンテージ/マルチポイント観測が緊急に必要であることを主張しています。さらに、5D-「空間」の重要性を強調します:3つの空間、1つの時間、および磁場コンポーネントです。このような観測の重要性は、科学研究と運用宇宙天気予報の両方にとって誇張することはできません。
ガイア低解像度スペクトルのスペクトル線の分析
| Title |
Analysing_spectral_lines_in_Gaia_low-resolution_spectra |
| Authors |
Michael_Weiler,_Josep_Manel_Carrasco,_Claus_Fabricius,_Carme_Jordi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06946 |
3回目のデータ公開で、欧州宇宙機関のガイアミッションは、多数の天体の低解像度スペクトルを初めて公開します。ただし、これらのスペクトルは、典型的な分光データとは性質が異なります。これらは、関連付けられた光束値を持つ波長サンプルで構成されていませんが、エルミート関数の線形結合によって表されます。エルミート関数の線形結合として表されるスペクトルに対して堅牢で効率的なスペクトル線の研究へのアプローチを導き出します。この目的のために、直交多項式の確立された計算方法を、エルミート関数の独特の数学的特性およびGaia分光光度計の基本特性と組み合わせます。特に、エルミート関数とその根の線形結合の導関数の単純な計算が使用されます。エルミート関数の線形結合によって表されるスペクトルに対して、波長の位置、統計的有意性、および線強度を導出するための単純で効率的な計算方法が提示されます。導出された方法は、高性能コンピューティングリソースや人間の介入なしで、多数のGaiaスペクトルに適用できるほど高速で堅牢です。水素バルマーライン、HeIライン、GaiaDR3低解像度スペクトルの広い星間バンドへの適用例を示します。
VLBI 天体および地上参照フレーム VIE2022b
| Title |
VLBI_Celestial_and_Terrestrial_Reference_Frames_VIE2022b |
| Authors |
H._Kr\'asn\'a_(1),_L._Baldreich_(1),_J._B\"ohm_(1),_S._B\"ohm_(1),_J._Gruber_(1),_A._Hellerschmied_(2),_F._Jaron_(1),_L._Kern_(1),_D._Mayer_(2),_A._Nothnagel_(1),_O._Panzenb\"ock_(1),_H._Wolf_(1)_((1)_Technische_Universit\"at_Wien_(TU_Wien),_Austria,_(2)_Federal_Office_of_Metrology_and_Surveying_(BEV),_Austria) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07338 |
コンテキスト:測地学および天体観測のためのウィーン国際VLBIサービス(IVS)解析センター(VIE)での超長基線干渉法(VLBI)観測からのグローバル参照フレームの計算を詳細に紹介します。私たちは、最新の2つのソリューションVIE2020とVIE2022bの天体と地上のフレームに焦点を当てています。目的:現在の国際天体基準座標系と地球基準座標系であるICRF3とITRF2020には、それぞれ2018年春と2020年12月までのVLBI観測が含まれています。IVS主催の2022年6月までのVLBIセッションを含む、地上および天体のリファレンスフレームを提供します。方法:ウィーンの地上および天体の参照フレームは、ウィーンVLBIおよびサテライトソフトウェア(VieVS)を使用して、測地および天文VLBI観測の一般的な最小二乗法で計算されます。結果:24時間のIVS観測セッションから計算された高品質の天体および地上の参照フレームを提供します。CRFは、5407の無線ソースの位置を提供します。特に、ICRF3計算時に観測数が少なかったソースの位置が改善される可能性があります。このフレームには、ICRF3に含まれていない870の新しい電波源の位置も含まれています。ITRF2020に使用されるデータを超える追加の観測により、新しく設置されたVLBI全球観測システム(VGOS)望遠鏡の位置と線速度のより信頼できる推定が提供されます。
SNAD ビューアー: お気に入りの ZTF オブジェクトについて知りたいことのすべて
| Title |
The_SNAD_Viewer:_Everything_You_Want_to_Know_about_Your_Favorite_ZTF_Object |
| Authors |
Konstantin_Malanchev,_Matwey_V._Kornilov,_Maria_V._Pruzhinskaya,_Emille_E._O._Ishida,_Patrick_D._Aleo,_Vladimir_S._Korolev,_Anastasia_Lavrukhina,_Etienne_Russeil,_Sreevarsha_Sreejith,_Alina_A._Volnova,_Anastasiya_Voloshina,_Alberto_Krone-Martins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07605 |
SNADViewerについて説明します。これは、複数の公的に利用可能な天文アーカイブおよびデータソースから収集されたデータを含む、ZwickyTransientFacility(ZTF)のデータリリースから個々の天体を一元的に表示する、天文学者向けのWebポータルです。当初は、適応型機械学習アプリケーションのコンテキストで効率的な専門家のフィードバックを可能にするために構築されましたが、公開情報を一元化し、ZTFソースの多次元ビューを提供する本格的なコミュニティアセットに進化しました。ユーザー向けに、ポータルに表示される情報の基礎となるデータソースと選択肢の詳細な説明を提供します。開発者向けに、アーキテクチャの選択とその結果について説明します。これにより、私たちの経験が、同様の取り組みに従事している他の人や、公開されているコードを要件に適合させるのに役立ちます。ここで説明するインフラストラクチャはスケーラブルで柔軟であり、他の調査や他の科学目標のためにパーソナライズして使用できます。ビューアーは、天文学におけるビッグデータの時代にドメインの専門家が維持する重要な役割を強調するのに役立ちました。次世代の大規模調査の到来を考えると、現在のテラバイトおよび将来のペタバイト規模のデータセットに含まれる科学的可能性を具体化するためには、同様のシステムが最も重要になると考えています。Viewerは、https://ztf.snad.spaceでオンラインで公開されています。
中間質量星における内部重力波による化学混合
| Title |
Chemical_Mixing_Induced_by_Internal_Gravity_Waves_in_Intermediate_Mass_Stars |
| Authors |
A._Varghese,_R._P._Ratnasingam,_R._Vanon,_P._V._F._Edelmann,_and_T._M._Rogers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06432 |
内部重力波(IGW)は、星の放射内部で混合を引き起こす可能性があります。トレーサ粒子を2次元(2D)流体力学シミュレーションに導入することにより、この混合を研究します。Rogers&McElwaine(2017)の研究、arXiv:1709.04920に従って、研究をさまざまな質量(3M$_{\odot}$、7M$_{\odot}$、および20M$_{\odot)に拡張します。}$)および年齢(ZAMS、midMS、およびTAMS)。これらのモデルの拡散プロファイルは、Brunt-V\"ais\"al\"周波数、密度、熱減衰、幾何学的効果、およびこれらの混合プロファイルに寄与する波の周波数などのさまざまなパラメーターの影響を受けます。混合プロファイルは年齢によって劇的に変化します.若い星では,拡散係数が表面に向かって増加することに気付きました.古い星では,拡散プロファイルの最初の増加に続いて減少傾向が続きます.大質量星.したがって,将来の恒星進化モデルはこの変動を含むべきである.1次元(1D)恒星進化モデルにこの混合を含めるのを助けるために,これらの混合プロファイルに寄与する支配的な波を決定し、可能な処方箋を提示する.1Dモデルに含まれます。
APOGEE DR17 カタログのプリメイン シーケンス ブラケット エミッター: ライン強度と降着柱の物理的特性
| Title |
Pre-main_Sequence_Brackett_Emitters_in_the_APOGEE_DR17_Catalog:_Line_Strengths_and_Physical_Properties_of_Accretion_Columns |
| Authors |
,_Elliott_Khilfeh,_Kevin_R._Covey,_Marina_Kounkel,_Richard_Ballantyne,_Sabrina_Corey,_Carlos_G._Rom\'an-Z\'u\~niga,_Jes\'us_Hern\'andez,_Ezequiel_Manzo_Mart\'inez,_Karla_Pe\~na_Ram\'irez,_Alexandre_Roman-Lopes,_Keivan_G._Stassun,_Guy_S._Stringfellow,_Jura_Borissova,_S._Drew_Chojnowski,_Valeria_Ram\'irez-Preciado,_Jinyoung_Serena_Kim,_Javier_Serna,_Amelia_M._Stutz,_Ricardo_L\'opez-Valdivia,_Genaro_Su\'arez,_Jason_E._Ybarra,_Pen\'elope_Longa-Pe\~na,_Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06454 |
非常に若い(t$\lesssim$10Myrs)星は、星周円盤の内部から星の表面に電離ガスを導く強い磁場を持っています。星の表面に衝突すると、衝撃を受けたガスが再結合し、水素のスペクトル線を放出します。これらの降着ストリーム内のガスの密度と温度を特徴付けるために、326の前主系列降着体の1101APOGEEスペクトルで検出されたブラケット(Br)11-20輝線の等価幅を測定します。複数の観測値を持つソースの場合、Br11で10%、Br20で20%のエポック間のライン強度変動の中央値を測定します。また、測定されたライン比を、Kwan&Fischerによる放射伝達モデルの予測に当てはめます。$n_e$=10$^{11}-10^{12}$cm$^{-3}$の特徴的な最適な電子密度、および電子密度と逆相関する励起温度(T$\から)を見つけます。$n_e\sim10^{12}$cm$^{-3}$でsim$5000K、$n_e\sim10^{11}$cm$^{-3}$でT$\sim$12500Kに).これらの物理的パラメーターは、降着ストリーム内の流体力学と放射伝達を説明する降着ストリームのモデリングからの予測とよく一致しています。また、APOGEEDR17データセットの4255ブラケット輝線源の9733スペクトルからの線測定の補足カタログも提示します。
ケプラー K2 ミッションにおけるタイプ II と異常なセファイド
| Title |
Type_II_and_anomalous_Cepheids_in_the_Kepler_K2_mission |
| Authors |
Monika_I._Jurkovic,_Emese_Plachy,_L\'aszl\'o_Moln\'ar,_Martin_A._T._Groenewegen,_Attila_B\'odi,_Pawel_Moskalik,_R\'obert_Szab\'o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06461 |
ケプラーK2ミッションからのデータを使用して、タイプIIと異常なセファイドの分析結果を提示します。これらの脈動変光星の正確な光度曲線は、周期倍増効果や追加モードの存在など、脈動の詳細を研究するための鍵となります。AutomatedExtendedAperturePhotometry(autoEAP)を適用して、観測された対象の変光星の光度曲線を取得しました。光曲線をフーリエ解析した。K2ミッションで観測された12個の星、7個のタイプII、および5個の異常なセファイドを調査しました。TypeIICepheidsEPIC210622262の中で周期倍増が見られ、4つの星の光度曲線には周期倍増効果とは異なる変調が存在します。短周期セファイドの高次フーリエパラメータを計算しました。また、モデルの大気をスペクトルエネルギー分布に適合させることによって、物理パラメータを決定しました。ガイア宇宙望遠鏡で測定された視差を使用して決定された距離は、距離を計算するために逆法を使用するか、統計的方法を使用するかに関係なく、これらのタイプの脈動星の精度は16等以下に制限されます。BaSTI進化モデルは、光度と有効温度と比較されました。タイプIIセファイドのほとんどは、低金属量モデルでモデル化されていますが、そのうちのいくつかについては、太陽のような金属量([Fe/H]=0.06)モデルが必要です。異常なセファイドは、低金属量の単一恒星モデルと比較されます。私たちのサンプル星の間に二値性の兆候は見られません。
ソーラー オービターと SDO 観測、および小規模コロナ ジェットの Bifrost MHD シミュレーション
| Title |
Solar_Orbiter_and_SDO_Observations,_and_Bifrost_MHD_Simulations_of_Small-scale_Coronal_Jets |
| Authors |
Navdeep_K._Panesar,_Viggo_H._Hansteen,_Sanjiv_K._Tiwari,_Mark_C._M._Cheung,_David_Berghmans,_Daniel_M\"uller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06529 |
ソーラーオービターのEUI/\hri\で174\AAに観測された円盤上の静かな太陽領域にある5つの小規模なコロナジェットの高解像度、高ケイデンス観測を報告します。\hri\画像をSDO/AIAのEUV画像と組み合わせ、SDO/HMIからの視線方向の磁力線図を使用して、ジェットの磁気設定を調査します。\hri\ジェットは、典型的なコロナジェットのミニチュア版であり、基部が明るくなり、コリメートされた細い尖塔を示しています。5つのジェットのうち3つは、コロナジェットに類似した、ミニフィラメントの下の中性線でのフラックスキャンセルに続く、検出可能なミニフィラメントの噴火から生じます。ジェットの物理をよりよく理解するために、合成\FeIX/\FeX\放出の高解像度BifrostMHDシミュレーションから5つの小規模ジェットも分析します。シミュレーションのジェットは中立線の上にあり、5つのジェットのうち4つが磁束の相殺によって引き起こされます。温度マップは、同じ4つのジェット内の冷たいガスの証拠を示しています。私たちのシミュレーションはまた、噴流の尖塔における反対のドップラーシフト(\kmsの$\pm$10sのオーダー)の特徴を示しています。これは、噴流の尖塔における磁場のねじれ運動の証拠です。私たちの観測(および合成\FeIX/\FeX\画像)の平均ジェット持続時間、尖塔の長さ、基部の幅、および速度は、6.5$\pm$4.0分(9.0$\pm$4.0分)、6050$\pm$2900kmです。それぞれ(6500$\pm$6500km)、2200$\pm$850km、(3900$\pm$2100km)、および60$\pm$8\kms\(42$\pm$20\kms)。私たちの観測とシミュレーションの結果は、フラックスキャンセルを伴う磁気リコネクションによって駆動される小規模な太陽コロナジェットの統一された図を提供します。この図は、より大きなコロナジェットの形成と噴出メカニズムに関する最新の報告ともよく一致しています。
V838 Mon:眠れる森の美女の目覚めが遅いですか？
| Title |
V838_Mon:_A_slow_waking_up_of_Sleeping_Beauty? |
| Authors |
T._Liimets,_I._Kolka,_M._Kraus,_T._Eenm\"ae,_T._Tuvikene,_T._Augusteijn,_L._Antunes_Amaral,_A._A._Djupvik,_J._H._Telting,_B._Deshev,_E._Kankare,_J._Kankare,_J._E._Lindberg,_T._M._Amby,_T._Pursimo,_A._Somero,_A._Thygesen,_and_P._A._Str{\o}m |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06629 |
環境。V838Monocerotisは、2002年に巨大な恒星爆発を起こした特異な連星であり、膨張する低温の超巨星と高温のB3V伴星を残しました。爆発から5年後、B3Vコンパニオンは姿を消し、今のところ回復していません。ねらい。光度曲線とスペクトル特徴の変化を調査します。過去13年間、NordicOpticalTelescopeを使用して、光学測光および分光データを取得するための監視キャンペーンが実施されてきました。データセットは、スペクトル特徴とスペクトルエネルギー分布の時間的進化を分析し、オブジェクトを特徴付けるために使用されます。結果。私たちの測光データは、過去13年間、すべてのバンドで安定した明るさを示しており、特に青色で顕著です。この上昇はスペクトルにも反映されており、短波長での連続フラックスの漸進的な相対的増加を示しています。さらに、2015年から始まるHa輝線の緩やかな増光が検出されました。これらの変化は、B3Vコンパニオンがゆっくりと再出現していることを示している可能性があります。同じ時間間隔の間に、私たちの分析は、低解像度スペクトルの分子吸収バンドの強度と幅の着実な減少とともに、オブジェクトの観察された色のかなりの変化を明らかにしました。これらの変化は、冷たい超巨星の温度が上昇し、その風が弱くなったことを示唆しています。これは、ほこりの蒸発と、熱い仲間が埋め込まれている殻からの物質の降着による二次のゆっくりとした回復と組み合わされている可能性が最も高いです。.中分解能スペクトルから、TiI6556.06Aの原子吸収線の太陽中心動径速度が10年以上安定していることがわかります。TiI線はV838月の赤色超巨星の速度をトレースしており、前述のように落下する物質を表していないことを提案します。
太陽と宇宙天気
1990年代初頭以降の宇宙天気研究の爆発的な勢いの一部は、宇宙および地上に設置された機器からの太陽擾乱の前例のない、均一で拡張された観測によって促進されてきました。太陽の閉じた磁場領域からのコロナ質量放出(CME)と、開いた磁場領域からの高速ストリーム(HSS)が、宇宙天気に関連する擾乱のほとんどを説明しています。CMEとHSSの主な結果は、地磁気嵐を引き起こし、粒子を加速する能力です。CMEによって駆動される衝撃によって加速された粒子は、宇宙で人間とその技術構造に危険をもたらす可能性があります。CMEとHSS関連のストリーム相互作用領域によって生成される地磁気嵐も、磁気圏で動作している衛星に深刻な影響を与える可能性のある磁気圏内の粒子のエネルギー化をもたらします。太陽フレアは、太陽磁気エネルギー放出のもう1つの側面であり、主に、電波からガンマ線までのさまざまな波長での電磁放射の突然の増強によって特徴付けられます。フレアは、突然の電離層擾乱と、磁気かぎ針編みとして知られる地球磁場の急速な摂動の原因です。フレア中に加速された非熱電子は、宇宙船やレーダー信号をかき消す強力なマイクロ波放射を放出する可能性があります。このレビュー記事では、太陽変動と宇宙天気の関係を理解する上での主要なマイルストーンをまとめています。
機械学習法を用いた LAMOST スペクトルからのバリウム星の検索: I
| Title |
Searching_for_Barium_Stars_from_the_LAMOST_Spectra_Using_the_Machine_Learning_Method:_I |
| Authors |
Fengyue_Guo,_Zhongding_Cheng,_Xiaoming_Kong,_Yatao_Zhang,_Yude_Bu,_Zhenping_Yi,_Bing_Du,_Jingchang_Pan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06777 |
バリウム星は、s-プロセス元素の増強を示す化学的に特異な星です。バリウム星の化学存在量分析は、銀河の化学進化の研究に重要な手がかりを提供することができます。ラージスカイエリアマルチオブジェクトファイバー分光望遠鏡(LAMOST)は、データリリース9(DR9)までにFGK型星の600万を超える低解像度スペクトルをリリースしました。これにより、バリウム星のサンプルサイズが大幅に増加する可能性があります。この論文では、機械学習アルゴリズムを使用して、LAMOSTの低解像度スペクトルからバリウム星を検索しました。LightGradientBoostingMachine(LGBM)アルゴリズムを適用して、さまざまな特徴に基づいてバリウム星の分類器を構築し、バリウム候補の[Ba/Fe]および[Sr/Fe]を決定するための予測子を構築しました。スペクトル全体の特徴を使用した分類は、最高のパフォーマンスを発揮します。ストロンチウムが強化されたサンプルでは、精度=97.81%、再現率=96.05%です。バリウム強化サンプルの場合、精度=96.03%、再現率=97.70%。予測では、4554\r{A}のBaIIラインから推定された[Ba/Fe]は、4934\r{A}のBaIIラインから推定された[Ba/Fe]の分散が小さい:MAE$_{4554\r{A}}$=0.07,$\sigma_{4554\r{A}}$=0.12.[Sr/Fe]4077\r{A}のSrIIラインから推定された値は、4215のSrIIラインから推定された値\r{A}よりも優れています:MAE$_{4077\r{A}}$=0.09,$\sigma_{4077\r{A}}$=0.16.LGBMと他の一般的なアルゴリズムを比較すると、LGBMがバリウム星の分類において正確かつ効率的であることがわかります。この研究は、機械学習が化学的に特異な星を識別し、それらの元素量を決定するための効果的な手段として使用できることを示しました。
ナノフレアと非熱粒子の IRIS 観測シグネチャの統計的研究
| Title |
A_Statistical_Study_of_the_IRIS_Observational_Signatures_of_Nanoflares_and_Non-thermal_Particles |
| Authors |
Kyuhyoun_Cho,_Paola_Testa,_Bart_De_Pontieu,_and_Vanessa_Polito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06832 |
ナノフレアは、太陽の外層大気における磁気エネルギー放出とコロナ加熱の主要なメカニズムの1つと見なされています。これらのイベントを自動検出するためのアルゴリズムを使用して、界面領域イメージング分光器(IRIS)によって観測されるナノフレアに対する彩層および遷移領域の応答に関する統計的研究を行います。これらの小さな加熱イベントに対する初期の大気応答は、高温(>4MK)に加熱されたコロナルループの足元での一時的な増光として、IRISで観察されます。143時間にわたって観測された4つの活動領域について、IRISスリットの下で1082フットポイントの明るさを検出し、それらについて、彩層と遷移領域でそれぞれ形成されるIRISMgIIおよびSiIVスペクトルから物理パラメータを抽出しました。スペクトルパラメーターの分布とパラメーター間の関係を調査し、ナノフレア加熱ループのRADYN数値シミュレーションからの予測とも比較します。これらのイベントと非熱粒子の存在は、フレアを生成する活動領域でより頻繁に発生する傾向があり、ホットなAIA94\AA\放射がより高い場所であることがわかりました。強力な\siiv\非熱速度(太陽中心のx座標、つまり、磁場と視線の間の角度に依存しない)と非対称\mgii\スペクトルによって特徴付けられる高度に動的な運動の証拠を見つけます。これらの発見は、活性領域におけるナノフレアと非熱粒子の特性、およびそれらが下層大気に及ぼす影響について、新しい厳密な制約を提供します。
M31N 2017-01e: この謎めいた再発新星における以前の噴火の発見
| Title |
M31N_2017-01e:_Discovery_of_a_Previous_Eruption_in_this_Enigmatic_Recurrent_Nova |
| Authors |
Allen_W._Shafter,_Kenta_Taguchi,_Jingyuan_Zhao,_Kamil_Hornoch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06834 |
2012年1月11日に発生した再発新星M31N2017-01eのこれまで知られていなかった噴火の発見を報告します。以前の噴火はPan-STARRSによって検出され、2017年1月31日の噴火の1847日(5.06年)前に発生しました。(M31N2017-01e)。この新星は現在、合計4回の記録された噴火(M31N2012-01c、2017-01e、2019-09d、および2022-03d)があり、爆発間の平均時間はわずか$929.5\pm6.8$日($2.545\pm0.019$yr)、どの新星でも知られている2番目に短い再発時間です。また、青色の変光星($\langleV\rangle=20.56\pm0.17$,$B-V\simeq0.045$)が存在することも示しています。これは新星の位置と明らかに一致しており、14.3dの周期性を示しています。システムの可能なモデルが提案されていますが、完全に満足できるものはありません。
V5856 Sagittarii/2016: 持続的な高光度新星の幅広いマルチエポック スペクトル カバレッジ
| Title |
V5856_Sagittarii/2016:_Broad_Multi-Epoch_Spectral_Coverage_of_a_Sustained_High_Luminosity_Nova |
| Authors |
Robert_Williams,_Frederick_M._Walter,_Richard_J._Rudy,_Ulisse_Munari,_Paul_Luckas,_John_P._Subasavage,_and_Jon_C._Mauerhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06942 |
いて座の新星V5856は、6年以上にわたってバースト前の明るさを9等級以上上回っていたことでユニークです。爆発の時から現在のエポックまでの広範な可視および赤外線スペクトルは、明確なスペクトル特性を持つ別々の発光領域を明らかにします。許容輝線には広い成分と狭い成分の両方がありますが、禁制線のプロファイルはほぼ完全に広いです。許可された線成分は、高い光学深度を示すPCygniプロファイルを頻繁に表示しますが、広い成分は検出可能な吸収を示しません。OI7773と8446線の違いを含め、スペクトルから推定される密度と速度は、進行中の風と一致しません。代わりに、長期にわたる高い光度とスペクトル特性は、バースト後の共通エンベロープが連星を包み込んでいることを示しており、可視および赤外線放射の主な原因である可能性があります。
大規模磁場を持つ初期型星のスピンダウンと質量損失の減少
| Title |
Spin-down_and_reduced_mass_loss_in_early-type_stars_with_large-scale_magnetic_fields |
| Authors |
Z._Keszthelyi,_A._de_Koter,_Y._G\"otberg,_G._Meynet,_S.A._Brands,_V._Petit,_M._Carrington,_A._David-Uraz,_S.T._Geen,_C._Georgy,_R._Hirschi,_J._Puls,_K.J._Ramalatswa,_M.E._Shultz,_A._ud-Doula |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07060 |
磁気は星の進化に大きな影響を与える可能性があります。OBAスペクトルタイプを持つ一部の星では、安定した大規模な磁気圏のゼーマン効果による直接的な証拠があり、星の表面のスピンダウンと質量損失の減少につながります。これまでのところ、これらの効果を説明する星の構造と進化モデルの包括的なグリッドは欠けていました。このため、MESAソフトウェア機器を使用して、3つの金属環境で2つの磁気ブレーキと2つの化学混合スキームを使用してモデルを計算および調査しました。モデルの予測に影響を与え、星の詳細な特徴付けに影響を与えるサブグリッド間の顕著な違いを見つけました。準化学的に均一な進化を防ぎ、ゆっくりと回転する窒素に富んだ（「グループ2」）星を生成するという観点から、磁場の影響を定量化することができます。私たちのモデルグリッドは、完全にオープンアクセスでオープンソースです。
BBSO/CYRA による CO 4.66 {\μ}m 線による細孔とその周辺領域の観察
| Title |
Observations_of_pores_and_surrounding_regions_with_CO_4.66_{\mu}m_lines_by_BBSO/CYRA |
| Authors |
Yongliang_Song,_Xianyong_Bai,_Xu_Yang,_Wenda_Cao,_Han_Uitenbroek,_Yuanyong_Deng,_Xin_Li,_Xiao_Yang,_and_Mei_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07100 |
一酸化炭素(CO)の太陽観測は、太陽の彩層下部に低温のガスが存在することを示しています。BigBearSolarObservatoryの極低温赤外分光器(CYRA)による、CO4.66{\μ}m線を使用した細孔、静かな太陽、およびネットワーク磁場領域の観測を紹介します。約4.66{\μ}mの強いCOラインを使用して、さまざまな磁場強度を持つさまざまな太陽の特徴における太陽の下層大気の熱構造の特性を理解しました。AIA1700{\AA}画像、HMI連続体画像、マグネトグラムも観測に含まれています。Bifrostコードを使用した3D放射磁気流体力学(MHD)シミュレーションからのデータも、観測と比較するために初めて使用されます。RHコードを使用して、ネットワーク領域のCOラインプロファイルを合成しました。CO3-2R14線の中心強度は、磁場強度の増加に伴って増強または減少するように変化します。これは、異なるサイズの磁束管の異なる加熱効果によって引き起こされるはずです。CO3-2R14線の中心強度画像には、いくつかの「コールドバブル」が見られます。これは2つのタイプに分類できます。1つのタイプは、磁場のない太陽の静かな地域にあります。過去にめったに報告されていないもう1つのタイプは、磁場の近くまたは磁場に囲まれています.特に、磁気ネットワークの端に位置するものもあります。2種類のコールドバブルとコールドバブル強度とネットワーク磁場強度の関係は、BifrostコードとRHコードを使用した3DMHDシミュレーションによって再現されます。シミュレーションはまた、ネットワーク磁場の近くに冷たいプラズマの塊があり、CO3-2R14線の中心画像に見られる冷たい泡を引き起こしていることも示しています。私たちの観察とシミュレーションは、磁場がCOコールドバブルの生成に重要な役割を果たしていることを示しています。
改善された日震ホログラフィーによる太陽の裏側の個々の活動領域のイメージング
| Title |
Imaging_individual_active_regions_on_the_Sun's_far_side_with_improved_helioseismic_holography |
| Authors |
Dan_Yang,_Laurent_Gizon,_and_H\'el\`ene_Barucq |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07219 |
日震ホログラフィーは、太陽の裏側の活動領域を検出し、宇宙天気予報を改善するのに役立つ方法です。問題の明確な定式化、周波数領域での正確な順方向ソルバー、およびノイズ特性のより良い理解を使用して、日震ホログラフィーを改善することを目指しています。Lindseyらの研究に基づいて、グリーン関数の観点から前方および後方伝搬波動場(進入および退出)を定義します。このグリーン関数は、周波数領域で正確なフォワードソルバーを使用して計算されます。SDO/HMIドップラーグラムの31時間の重複セグメントを24時間のリズムで分析します。進入と退出の間の位相シフトが測定され、平均化されて、反対側のアクティブな領域が検出されます。位相マップは、STEREO/EUVIからの直接EUV強度マップと比較されます。中規模の活性領域が遠い側で高い信頼性で検出できることを確認します。それらの進化(および出現の可能性)は、毎日の時間スケールで監視できます。3日間にわたって平均化された地震マップでは、半球の1,000分の1を超える面積を持つ活動地域について、活動地域の検出率が75%に達し、誤発見率はわずか7%に過ぎません。大部分の場合、これらの改善は、完全なグリーン関数(すべてのスキップ)の使用と、前面でのすべての観察の使用(完全な瞳孔)に起因する可能性があります。改善された日震ホログラフィーにより、太陽の裏側にある中規模の活動領域の進化の研究が可能になります。
恒星フレアにおけるスペクトル線非対称性の観測とモデル化
| Title |
Observations_and_modeling_of_spectral_line_asymmetries_in_stellar_flares |
| Authors |
Ji\v{r}\'i_Wollmann,_Petr_Heinzel,_Petr_Kab\'ath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07402 |
恒星フレアは、恒星大気で発生するエネルギーイベントです。それらは、測光光度曲線とスペクトルを使用して、さまざまな星で観察されています。いくつかのクールな星では、フレアは太陽フレアに比べてかなり多くのエネルギーを放出する傾向があります。分光観測により、一部のスペクトル線は、増強と広がりは別として、プロファイルに非対称性を示すことが明らかになりました。青い翼が強化された非対称性は、コロナ質量放出の存在に関連していることが多く、赤い非対称性の起源は現在よくわかっていません。いくつかのメカニズムが提案されていますが、モデリングはまだ実行されていません。Ond\v{r}ejov天文台にある2メートルのPerek望遠鏡を使用して、dMe星ADしし座を同時測光光度曲線で観測しました。太陽フレアと同様に、冷たいフレアループの広範なアーケードから出現するH$\alpha$線をモデル化し、観測された非対称性をコロナ雨の概念を使用して説明します。個々の雨雲の速度分布を考慮して、クールフレアループ内でH$\alpha$の非LTE放射伝達を解きます。恒星円盤の中心で発生するフレアの場合、アーケード全体から発生する放射を統合して、ループ領域からのフラックスを取得します。H$\alpha$ラインに2つのフレアが観測され、フレアの漸進的な段階で50kms$^{-1}$までの速度に対応する赤い翼の非対称性が示されました。コロナ雨のモデルから生成された合成プロファイルは、観測と完全に一致する赤い翼を強化しました。
太陽噴火中の磁気リコネクション領域における乱流プラズマ流によって引き起こされるIRIS Fe XXI線の非熱的広がり
| Title |
Non-thermal_Broadening_of_IRIS_Fe_XXI_Lines_Caused_by_Turbulent_Plasma_Flows_in_the_Magnetic_Reconnection_Region_During_Solar_Eruptions |
| Authors |
Chengcai_Shen,_Vanessa_Polito,_Katharine_K._Reeves,_Bin_Chen,_Sijie_Yu,_and_Xiaoyan_Xie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07428 |
磁気リコネクションは、太陽噴火におけるエネルギー放出の重要なメカニズムであり、リコネクションプロセス中のプラズマ特性を調査するための主要な診断は高温放出です。再結合電流シート(CS)領域とフレアループトップ領域の両方で、高温線の非熱的広がりがUV分光計によって観察されていますが、その起源は不明のままです。この作業では、最近開発された3次元磁気流体力学(MHD)シミュレーションを使用して、標準的な太陽フレアジオメトリでの磁気リコネクションをモデル化し、リコネクション領域での非常に動的なプラズマフローを明らかにします。プラズマ密度、温度、速度などのMHDモデルのパラメーターを使用して、InterfaceRegionImagingSpectrograph(IRIS)宇宙船によって観測されたFeXXI1354\AA~lineの合成プロファイルを計算します。私たちのモデルは、CSおよびフレアループトップ領域の乱流バルクプラズマ流が、FeXXI輝線の非熱的広がりの原因であることを示しています。モデル化された非熱速度は、数十kms$^{-1}$から200kms$^{-1}$以上の範囲であり、IRISの観測と一致しています。リコネクション領域周辺のシミュレートされた2Dスペクトルラインマップも、高い非熱速度が大きい非常に動的なダウンフロー構造を明らかにしており、これも観測と一致しています。
極端紫外線とそれに伴うループ振動
| Title |
Extreme-Ultraviolet_Wave_and_Accompanying_Loop_Oscillations |
| Authors |
Pooja_Devi,_Ramesh_Chandra,_Arun_Kumar_Awasthi,_Brigitte_Schmieder,_and_Reetika_Joshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07438 |
2021年10月28日に活動領域(AR)NOAA12887から発生した極端紫外(EUV)波の観測と、隣接するループへの影響を提示します。この事象は、太陽動力学観測所(SDO)衛星に搭載された大気イメージングアセンブリ(AIA)によってさまざまな波長帯で観測され、極限紫外線イメージャ(EUVI)とCOR1を備えた太陽地球関連観測所(STEREO-A)によって観測されました。SDOとは視野角が異なる機器。EUV波動イベントは、非波動現象だけでなく、複数の波動から構成されることを示します。波成分には、EUV波イベントの高速モード部分、近くのループでの振動の生成、および波列の出現が含まれます。非波動成分は静止前線で構成されています。選択した振動ループを分析し、これらの振動の周期が230～549秒の範囲であることを確認しました。さらに、ループ内外の密度比と磁場強度を計算します。計算された密度比と磁場は、それぞれ1.08～2.92および5.75～8.79Gの範囲にあります。最後に、SDOとSTEREO-Aの観測結果を組み合わせることで、観測されたEUV波動成分がCMEの前縁よりも先に伝搬することがわかりました。
食入連星系 IQ CMa、AW Men および W Vol における $\delta$ Sct コンポーネントの発見
| Title |
Discovery_of_$\delta$_Sct_Components_in_Eclipsing_Binary_Systems_IQ_CMa,_AW_Men_and_W_Vol |
| Authors |
Burak_Ulas_and_Ceren_Ulusoy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07529 |
我々は、TESSフィールドにおける3つの食連星IQCMa、AWMen、およびWVolの主成分の$\delta$~Sctタイプの脈動に関する最初の証拠を提示します。バイナリプロパティの包括的な調査が行われます。システムの光度曲線が分析され、残差データに対して周波数分析が実行されます。システムは同じ形態学的タイプのバイナリと比較され、プライマリは$\delta$~Sctタイプのパルセータと対比して調べられます。結果は、システムがAlgolタイプのシステムを食って振動していることを示しています。
磁気静水圧拘束とストークス プロファイルの反転の組み合わせ。 III.電流の推定における不確実性
| Title |
Combining_magneto-hydrostatic_constraints_with_Stokes_profiles_inversions._III._Uncertainty_in_the_inference_of_electric_currents |
| Authors |
J.M._Borrero,_A._Pastor_Yabar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07593 |
電流は、太陽大気中のプラズマのエネルギーバランスに重要な役割を果たします。それらはまた、非潜在的な磁場と磁気リコネクションを示しています。残念なことに、電流の直接測定は、伝統的に不正確さに満ちていました。さまざまなシナリオで電流をどれだけ正確に推測できるかを研究しています。放射三次元磁気流体力学(MHD)シミュレーションから合成されたストークスプロファイルに適用される偏光の放射伝達方程式のますます複雑な反転を実行します。反転により磁場ベクトル${\bfB}$が得られ、そこからアンペアの法則を適用して電流密度${\bfj}$が導き出されます。電流密度の取得は、光子ノイズまたはスペクトル分解能によってわずかに影響を受けるだけであることがわかります。ただし、ストークス反転がますます精巧になるにつれて、検索は着実に改善されます。最も単純なケース(単一のスペクトル領域に適用されるMilne-Eddingtonのような反転)では、電流密度の個々の成分($j_{\rmx}$,$j_{\rmy}$,$j_{\rmz}$)の精度は$\sigma=0.90-1.00$dexですが、モジュラス($\|{\bfj}\|$)は$\sigmaでのみ決定できます=0.75$dex.最も複雑なケース(複数のスペクトル領域、多数の節点、Tikhonov垂直正則化、静水圧平衡)では、これらの数値は個々の成分に対して$\sigma=0.70-0.75$dexに改善され、$\sigma=0.5$になります。モジュラスのdex。さらに、磁場が300ガウスを超える領域では、$\|{\bfj}\|$を$\sigma=0.3$dexの精度で推測できます。一般に、電流密度の$x$および$y$成分は、$z$成分よりもわずかに良好に検索されます。
スカラーテンソル理論における球面対称および静的構成の外解への数値的アプローチ
| Title |
A_Numerical_Approach_to_the_Exterior_Solution_of_Spherically_Symmetric_and_Static_Configuration_in_Scalar-Tensor_Theories |
| Authors |
A._S._Arapo\u{g}lu,_S._\c{C}a\u{g}an_and_A._E._Y\"ukselci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06079 |
微分方程式を数値的に解き、結果のデータを関心領域に当てはめることにより、スカラーテンソル理論における球対称および静的構成の外解を調べます。この作業の主な目的は、モデルのパラメータにできるだけ依存しない近似的な解析式を見つけることです。この目的のために、サンプルモデルとしてポテンシャルがゼロの非最小結合スカラー場を使用します。質量関数と計量関数の形式を、スカラー場に関して特定の精度まで決定します。次に、構成の質量と半径のみをパラメーターとして含むスカラーフィールドの関数を定義します。
| Title |
Rapid_Hierarchical_Inference_of_Neutron_Star_Equation_of_State_from_multiple_Gravitational_Wave_Observations_of_Binary_Neutron_Star_Coalescences |
| Authors |
Anarya_Ray_and_Michael_Camilo_and_Jolien_Creighton_and_Shaon_Ghosh_and_Soichiro_Morisaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06435 |
連星中性子星合体の複数の重力波観測からの現象論的パラメーター化中性子星状態方程式(EoS)のベイジアン階層的推論は、中性子星構造、超核密度での物質の一般的性質、および強い核の理解を向上させる上で基本的に重要です。力。ただし、このような分析は、重力波過渡カタログの生成に関係なく実行される単一イベントのEoSに依存しないパラメーター推定の実行を再利用できないため、計算コストが高くなります。LIGO/Virgo/KAGRAの4回目の観測実行(O4)で観測できると予想されるイベントの数では、この問題は悪化することが予想されます。単一イベントのEoSに依存しないパラメーター推定サンプルを再利用して計算コストを大幅に削減する、重力波データからのパラメーター化されたEoSの迅速かつ計算コストの低い階層的推論のための斬新で堅牢なアルゴリズムを開発します。中性子星物理学のアプリオリな知識を、EoSパラメータのベイジアンプライアとして効率的に含めます。私たちの方法の高速で計算コストが低いため、新しい連星中性子星イベントが発見されるたびに、または新しい観測と理論的発見がEoSパラメータの事前確率を変更するたびに、EoS推論の効率的な再計算が可能になります。実際の重力波データとシミュレートされた重力波データの両方でこの方法をテストし、その精度を実証します。計算コストが低い方法で、実際のデータの既存の分析と完全に一致するEoS制約が生成されることを示します。これは、シミュレートされたデータに対して選択された基準EoSです。私たちの高速分析スキームを武器に、さまざまな信号対雑音比と質量範囲で描かれたシミュレートされたイベントのセットについて、バイナリ中性子星のプロパティを使用してEoS制約の変動性も研究します。
初期インフレ変動によるドメインウォールネットワークの安定性と宇宙複屈折への影響
| Title |
Stability_of_domain_wall_network_with_initial_inflationary_fluctuations,_and_its_implications_for_cosmic_birefringence |
| Authors |
Diego_Gonzalez,_Naoya_Kitajima,_Fuminobu_Takahashi,_and_Wen_Yin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06849 |
超地平スケールでの相関を正しく考慮した数値格子計算により、初期インフレーションゆらぎを伴う磁壁の形成と進化を研究します。広く支持されている主張に反して、初期分布が極小値の1つに大きく偏っている場合でも、ドメインウォールネットワークは顕著な安定性を示すことがわかりました。これは、ドメインウォールネットワークがスーパーホライズンスケールの初期条件に関する情報を保持しているという事実によるものであり、この意味でのスケーリングソリューションはローカルアトラクタではありません。この結果をアクシオン様粒子ドメイン壁に適用すると、最近の分析で示唆された等方性宇宙複屈折を説明するだけでなく、大規模でほぼスケール不変であり、将来のCMBで調べることができる異方性宇宙複屈折も予測できることを示します。観察。
遠方の銀河の数から測定された宇宙双極子がCMBのものと一致しておらず、偏差が5$\sigma$に近づいているという証拠が増えています。ペッセイ・クイン対称性の自発的な破れに由来する仮想粒子であるQCDアクシオンは、それが私たちの宇宙の暗黒物質を構成する場合、この双極子異常を説明できることを発見しました。このモデルでは、インフレ時のハッブルパラメーターが$10^{7}$GeV未満である必要があり、これは低スケールのインフレを示します。
線形潮汐を超えて: 中性子星の非線形潮汐応答が連星インスパイラルの重力波形に与える影響
| Title |
Beyond_the_linear_tide:_impact_of_the_nonlinear_tidal_response_of_neutron_stars_on_gravitational_waveforms_for_binary_inspirals |
| Authors |
Hang_Yu_and_Nevin_Weinberg_and_Phil_Arras_and_James_Kwon_and_Tejaswi_Venumadhav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07002 |
連星中性子星の合体における潮汐相互作用は、インスパイラルのダイナミクスを変更するため、余分な位相シフトの形で重力波（GW）信号に署名を刻みます。観測から核上状態方程式を制約するために、潮汐位相シフトの正確なモデルが必要です。以前の研究では、GW波形モデルは通常、潮汐を摂動する潮汐場に対する線形応答として扱うことによって構築されていました。この作業では、流体力学的な3モードと4モードの相互作用による非線形補正を組み込み、波形モデルの精度と説明力を向上させる方法を示します。軌道とモードの結合微分方程式を設定して数値的に解き、系の平衡配置の解を解析的に導出します。私たちの解析解は、合併までの数値解とよく一致し、代数関係のみを含むため、大きなパラメーター空間でのさまざまな状態方程式の高速位相シフトと波形評価が可能になります。ニュートン次数では、非線形流体効果が潮汐位相シフトを1000HzのGW周波数で$\gtrsim1\,{\rmradian}$だけ強化できることがわかりました。線形理論。合体付近の追加の位相シフトの規模は、数値相対性理論と線形潮汐のみを説明する理論的予測との違いと一致しています。したがって、非線形流体効果は、数値相対論の結果を解釈するとき、および現在および将来のGW検出器の波形モデルを構築するときに重要です。
Snowmass 2021 ダークマター補完性レポート
| Title |
Snowmass_2021_Dark_Matter_Complementarity_Report |
| Authors |
Antonio_Boveia,_Mohamed_Berkat,_Thomas_Y._Chen,_Aman_Desai,_Caterina_Doglioni,_Alex_Drlica-Wagner,_Susan_Gardner,_Stefania_Gori,_Joshua_Greaves,_Patrick_Harding,_Philip_C._Harris,_W._Hugh_Lippincott,_Maria_Elena_Monzani,_Katherine_Pachal,_Chanda_Prescod-Weinstein,_Gray_Rybka,_Bibhushan_Shakya,_Jessie_Shelton,_Tracy_R._Slatyer,_Amanda_Steinhebel,_Philip_Tanedo,_Natalia_Toro,_Yun-Tse_Tsai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07027 |
ダークマターの基本的な性質は、スノーマス2021プロセスの中心的なテーマであり、すべてのフロンティアに広がっています。過去10年間で、検出器技術、分析技術、理論モデリングの進歩により、新世代の実験と検索が可能になり、追求できる候補の種類が広がりました。今後10年間で、暗黒物質に関する私たちの理解を一変させる発見の大きな可能性があります。以下では、フロンティア間の共同で開発された発見のためのロードマップの概要を説明します。Snowmass2021プロセスのすべてのフロンティアからの専門知識、結果、および計画を必要とするこの複雑な問題に取り組むには、深く掘り下げ、幅広く検索し、技術間の補完性を利用する実験の強力なポートフォリオが重要です。
干渉の推定: 偏心重力波バースト タイミングで摂動する三次系を特定する
| Title |
Inferring_Interference:_Identifying_a_Perturbing_Tertiary_with_Eccentric_Gravitational_Wave_Burst_Timing |
| Authors |
Isobel_Romero-Shaw,_Nicholas_Loutrel,_Michael_Zevin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07278 |
連星ブラックホールは、動的に形成および合体する可能性があります。これらの連星は高い離心率で束縛される可能性が高く、最接近点で重力放射のバーストが発生します。このような連星が第3の天体によって摂動されると、軌道の進化が影響を受け、重力波のバースト時間が変更されます。したがって、バースト時間は3次に関する情報をエンコードします。この情報を抽出するには、三次特性と重力波バースト時間との関係を規定する必要があります。この論文では、永年三体系のバースト時間のおもちゃモデルを示します。バーストが次世代の地上ベースの重力波検出器によって検出されたときに、ベイジアン推論を使用して三次特性を推定する方法を示します。$6\times10^{8}$M$_\odot$超大質量ブラックホールを周回する総質量$60$M$_\odot$の偏心連星からのバーストを調べます。エキセントリックバイナリの知識がないと仮定すると、三次の存在または特性を厳密に制約することができず、エキセントリックバイナリのパラメーターのバイアスされた事後確率分布が回復します。しかし、連星の特性がすでによく知られている場合(後半の渦巻きと合体も検出される可能性が高いため)、摂動星の質量$m_3$と星からの距離をより正確に推測することができます。バイナリ、$R$。連星パラメータの測定精度が次世代重力波検出器への期待と一致すると仮定すると、連星が摂動されていることを$90\%$以上確信できます。この場合でも、$m_3$と$R$には大きな統計誤差があります。これは、単純なおもちゃモデルでの$m_3$と$R$の相関関係に起因します。この相関関係は、非長期的な進化を可能にする将来のモデルで壊れる可能性があります。
f(T)重力におけるコンパクト星の質量
よく知られているように、一般相対性理論(GR)におけるコンパクトオブジェクトの質量は、トールマン-オッペンハイマー-ボルコフ(TOV)方程式によって得られ、明確に定義された量です。ただし、代替重力では、これは一般に当てはまりません。$T$がスカラーねじれである$f(T)$重力の特定のケースでは、一部の著者は、TOVGRで使用されているのと同じ方程式が成り立つことが保証されていないため、これは未解決の問題であると考えています。この論文では、このような重要な問題を考察し、$f(T)$重力におけるコンパクトオブジェクトの質量を計算するさまざまな方法を比較します。特に、そのうちの1つである漸近質量は、この理論で質量を計算する最も適切な方法である可能性があると主張します。この記事で紹介するすべてのモデルでは、現実的な状態方程式を採用しています。
準円軌道のコンパクト銀河連星から放出される重力波への磁気の影響
| Title |
Impact_of_magnetism_on_gravitational_waves_emitted_by_compact_galactic_binaries_in_quasi-circular_orbits |
| Authors |
Adrien_Bourgoin_(1_and_2),_Etienne_Savalle_(3),_Christophe_Le_Poncin-Lafitte_(1),_St\'ephane_Mathis_(2),_Marie-Christine_Angonin_(1),_and_Antoine_Strugarek_(2)_((1)_SYRTE,_Observatoire_de_Paris,_PSL_Research_University,_CNRS,_Sorbonne_Universit\'e,_UPMC_Univ._Paris_6,_LNE,_61_avenue_de_l'Observatoire,_75014_Paris,_France,_(2)_D\'epartement_d'Astrophysique-AIM,_CEA,_CNRS,_Universit\'e_Paris-Saclay,_Universit\'e_Paris_Cit\'e,_91191_Gif-sur-Yvette,_France,_(3)_D\'epartement_de_Physique_des_Particules,_CEA,_CNRS,_Universit\'e_Paris-Saclay,_Universit\'e_Paris_Cit\'e,_91191_Gif-sur-Yvette,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07431 |
LISA(レーザー干渉計宇宙アンテナ)ミッションは、0.1mHzから1Hzの低周波数帯域で観測します。この体制では、銀河連星が（数的に）重力波信号の支配的な発生源になると予想されます。銀河連星は、宇宙で最も磁化された天体物理的物体(すなわち、白色矮星と中性子星)で構成されていることを考えると、LISAは、退化した星の内部の磁気の起源と性質に関する新しい情報をもたらすことが期待されています。現在、データ処理では、銀河連星系は非磁性であり、円軌道にあると仮定しています。これは、ソースのパラメーターの決定と検出器のキャリブレーションにバイアスをかける可能性があります。この作業では、準円軌道を仮定するコンパクト銀河連星から放出される重力波に対する磁気の影響を調査します。
| Title |
Adaptive_Analytical_Ray_Tracing_of_Black_Hole_Photon_Rings |
| Authors |
Alejandro_C\'ardenas-Avenda\~no,_Alexandru_Lupsasca,_Hengrui_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07469 |
EventHorizonTelescopeによる最近の干渉観測では、近くの超大質量ブラックホールの近くにあるソースからの地平線スケールの放出が解像されました。将来の宇宙ベースの干渉計は、「光子リング」(一般相対性理論によって予測されたが、まだ観測されていない、狭いリング状のレンズ機能)を測定し、それによって強い重力への新しい窓を開くことを約束します。ここでは、AARTを紹介します。これは、カー時空での光伝搬の可積分性を利用して、高解像度のシミュレートされたブラックホール画像を迅速に計算する適応分析レイトレーシングコードです。このコードは、カージオメトリのレンズ動作に合わせて特別に調整されているため、フォトンリングの研究に特に適した不均一な適応グリッドで画像をサンプリングします。この数値的アプローチにより、長いベースラインで干渉シグネチャが正しく計算されることが保証され、コードのモジュール性により、複雑な放出プロファイルと時間変動を伴う赤道源の詳細な研究が可能になります。その機能を実証するために、AARTを使用して、確率的、非定常、非軸対称の赤道源のブラックホールムービーをシミュレートします。各スナップショットの可視性の振幅を時間平均することにより、フォトンリングの投影された直径を抽出し、一般相対性理論によって予測された形状を復元できます。
