赤方偏移 $z\geq 6$ の拡散銀河間媒質における近似 $21$ センチメートルの吸収を伴うクエーサーの寿命の調査
| Title |
Probing_quasar_lifetimes_with_proximate_$21$-centimetre_absorption_in_the_diffuse_intergalactic_medium_at_redshifts_$z\geq_6$ |
| Authors |
Tom\'a\v{s}_\v{S}oltinsk\'y,_James_S._Bolton,_Margherita_Molaro,_Nina_Hatch,_Martin_G._Haehnelt,_Laura_C._Keating,_Girish_Kulkarni_and_Ewald_Puchwein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07655 |
赤方偏移$z\gtrsim6$クエーサーに近接した強化された電離放射線は、クエーサーLy$\alpha$輝線の青方向に銀河間Ly$\alpha$伝送の短いウィンドウを作成します。これらのLy$\alpha$付近のゾーンの大部分は、光学的/UV明るい寿命が$t_{\rmQ}\sim10^{5}-10^{7}\rm\,yr$であるクエーサーと一致しています。.ただし、最小のLy$\alpha$近傍ゾーンでは、$t_{\rmQ}\lesssim10^{4}\rm\,yr$という短い寿命が必要になるようです。これらの短い寿命は、$z\gtrsim6$での$\sim10^{9}\rm\,M_{\odot}$ブラックホールの成長に対する明らかな課題となります。より長い時間スケールでの降着は、ブラックホールが主に不明瞭な段階で成長する場合、またはクエーサーが電離水素の平衡時間に匹敵する時間スケールで変化する場合にのみ可能です。しかし、非常に若いクエーサーと、Ly$\alpha$吸収だけで一時的な降着を経験した古いクエーサーとを区別することは困難です。したがって、我々は$z\gtrsim6$ラジオラウドクエーサー周辺の近接21cm吸収の特徴を予測します。X線背景による銀河間水素の適度な予熱の場合、クエーサー加熱の前のスピン温度$T_{\rmS}\lesssim10^{2}\rm\,K$は、近似21-cm吸収は、電波の大きなクエーサーのスペクトルで観測できるはずです。21cm付近の吸収の程度は、クエーサーの統合された寿命に影響されます。$2-3\rm\,pMpc$以内の(電波の大きい)クエーサーの拡散銀河間媒質からの近接21cm吸収の証拠は、短いクエーサーの寿命、$t_{\rmQ}\lesssim10^と一致します。{5}\rm\,yr$であり、高赤方偏移ブラックホールの成長のモデルに補足的な制約を提供します。
BayeSN 距離ラダー: 可視光から近赤外までの Ia 型超新星の一貫したモデリングによる $H_0$
| Title |
A_BayeSN_Distance_Ladder:_$H_0$_from_a_consistent_modelling_of_Type_Ia_supernovae_from_the_optical_to_the_near_infrared |
| Authors |
Suhail_Dhawan_Stephen_Thorp,_Kaisey_S._Mandel,_Sam_M._Ward,_Gautham_Narayan,_Saurabh_W._Jha,_and_Thaisen_Chant |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07657 |
ハッブル定数($H_0$)のローカル距離はしご推定値は、初期の宇宙推論との最近の緊張関係を考えると、宇宙論において重要です。タイプIa超新星(SNIa)距離ラダーから$H_0$を推定し、階層型ベイジアンSEDモデルBayeSNを使用してSNIa距離を推測します。この方法には、光学および近赤外(NIR)SNIa光曲線を同時に連続的にモデル化できるという顕著な利点があります。2つの独立した距離インジケーター、Cepheidsまたは赤色巨星分岐(TRGB)の先端を使用して、67SNeIaのハッブルフローサンプルを光学およびNIRデータで校正します。$H_0=74.82\pm0.97$(stat)$\pm\,0.84$(sys)kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$と推定します。これは、37ホストまでのCepheid距離でキャリブレーションを使用した場合です。41SNeIaの銀河、および$70.92\pm1.14$(stat)$\pm\,1.49$(sys)kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$(TRGB距離でキャリブレーションを使用した場合)18SNeIaの15のホスト銀河。両方の方法で、固有の散乱が$\sigma_{\rmint}\lesssim0.1$magであることがわかります。さまざまな選択基準をテストしましたが、$H_0$の見積もりに大きな変化は見られませんでした。光学とNIRの同時モデリングにより、同等の光学のみの場合と比較して、$H_0$の不確実性が最大$\sim$15%削減されます。距離はしごの他の段階で改善が期待されるため、光学-NIRSNIaデータを組み合わせて活用することは、$H_0$エラーバジェットを削減するために重要です。
ベイジアン グラフ ニューラル ネットワークを使用したフォトメトリック カタログからのレンズ収束の階層的推論
| Title |
Hierarchical_Inference_of_the_Lensing_Convergence_from_Photometric_Catalogs_with_Bayesian_Graph_Neural_Networks |
| Authors |
Ji_Won_Park,_Simon_Birrer,_Madison_Ueland,_Miles_Cranmer,_Adriano_Agnello,_Sebastian_Wagner-Carena,_Philip_J._Marshall,_Aaron_Roodman,_and_the_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07807 |
与えられた視線に沿った銀河の測光測定から弱いレンズ効果の収束($\kappa$)を推定できるベイジアングラフニューラルネットワーク(BGNN)を提示します。この方法は、レンズ環境と視線からの「外部収束」($\kappa_{\rmext}$)を特徴付ける強力な重力時間遅延宇宙論(TDC)で特に興味深いものであり、ハッブル宇宙望遠鏡の正確な推論に必要です。定数($H_0$)。$\sim$1$'$の$\kappa$解像度の大規模なシミュレーションから始めて、$\sim$1$''$の銀河間レンズスケールに変動を導入し、ランダムな視線を抽出してBGNNをトレーニングします。次に、トレーニング分布とのさまざまな程度のオーバーラップを使用して、テストセットでモデルを評価します。1,000の視線のテストセットごとに、BGNNは個々の$\kappa$事後分布を推測します。これを階層型ベイジアンモデルに組み合わせて、母集団を管理するハイパーパラメーターの制約を生成します。トレーニングセットによって十分にサンプリングされたテストフィールドの場合、BGNNは$\kappa$の母集団平均を正確かつ偏りなく回復し、$H_0$エラーバジェットへの寄与を1\%より十分に下回ります。まばらなサンプルを使用したトレーニングセットの末尾では、BGNNは、各視線に関するすべての利用可能な情報を取り込むことができ、限られた銀河数カウントの一致に基づく従来の方法の単純化されたバージョンと比較して、より多くの$\kappa$信号を抽出します。サンプル分散による。BGNNを使用した階層的推論パイプラインは、精度TDCの$\kappa_{\rmext}$特性評価を改善することを約束します。パイプラインの実装は、パブリックPythonパッケージNodetoJoyとして利用できます。
非線形ラグランジュ変位場と初期線形密度場は高度に相関しています。したがって、非線形変位場を再構築すると、後期の密度場から原始宇宙論的情報をより適切に抽出できます。参考文献からの続き。[1]では、参考文献の反復変位再構成がどの程度まで調査されます。[2]は、数値離散効果の改善と再構成後の場の摂動理論モデルの改善に特に重点を置いて、真の変位場を回復できます。変位場の測定における数値的離散効果を克服するために、2つの新しい変位場推定器を提案します。正規化された運動量推定量(NME)と再スケーリングされた再開推定量(RRE)。さらに、効果的な場の理論アプローチを使用した再構成手順でUVに敏感な項を適切に説明することにより、理論モデルとシミュレーション結果の間の不一致をほぼ5倍、$で数\%のレベルに減らすことができました。赤方偏移$z=0.6$のk\sim0.2h/{\rmMpc}$。以前の変位場の再構成では、$z=0.6$で$k\sim0.2h/{\rmMpc}$の非線形変位場の形状を完全に再構成することはできませんが、それでも効率的なBAO再構成法であると結論付けています。
宇宙原理における傾斜不安定性
フリードマン-レマ\^{i}トレ-ロバートソン-ウォーカー(FLRW)フレームワークは、宇宙が加速している場合でも、流体の流れの異方性の成長に対して不安定であることを示しています。物質セクターにおけるこの流れ(傾き)の不安定性は、通常、メートル法におけるせん断異方性のみにフラグを立てる宇宙無毛定理のような議論には見えません。我々の主張を「双極子宇宙論」の設定で説明する。これは、流れに対応できるFLRWの最大限コペルニクス的な一般化である。正の宇宙定数が存在する場合でも、宇宙の流れがシアーを追跡する必要がないことを示すには、単純なモデルで十分です。また、暗黒エネルギーの正確なモデルに関係なく、全状態方程式$w(t)\rightarrow-1$が遅くなる場合(標準的な宇宙論でそうであるように)、ティルトヘアの成長はかなり一般的であることも強調します。
{BAO と CMB データセットおよび友人からの $H_0 \cdot r_d $ を組み合わせた DE モデル
ダイナミックダークエネルギー(DDE)がハッブル張力の解決策になる可能性があると理論化されています。ハッブルパラメータ$H_0$とサウンドホライズンスケール$r_d$の間の縮退を回避するために、この記事では、それらの乗算を1つのパラメータ$c/\left(H_0r_d\right)$として使用し、それを使用して宇宙パラメータを推測します。6つの異なるモデル-$\Lambda$CDMおよび5つのDDEパラメータ化-Chevallier-Polarski-Linder(CPL)、Barboza-Alcaniz(BA)、低相関(LC)、Jassal-Bagla-Padmanabhan(JBP)Feng-Shen-Li-Liモデル。この組み合わせを1つのパラメーターとして扱うデータセットを選択します。これには、バリオン音響振動(BAO)データ$0.11\lez\le2.40$と、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)ピーク($z\approx1090$)からの追加ポイントが含まれます。.それらに、疎外されたPantehonデータセットとGRBデータセットを追加します。張力が$H_0$と$r_d$から$c/\left(H_0r_d\right)$と$\Omega_m$に移動していることがわかります。Planck2018の制約を両方のパラメーターで満たすモデルは1つだけであり、これは大きな誤差を伴うLCです。残りは両方の制約に適合できません。統計的尺度に関しては、$\Lambda$CDMが推奨されます。
非摂動的非ガウス性と原始ブラック ホール
| Title |
Non-perturbative_non-Gaussianity_and_primordial_black_holes |
| Authors |
Andrew_D._Gow,_Hooshyar_Assadullahi,_Joseph_H._P._Jackson,_Kazuya_Koyama,_Vincent_Vennin,_David_Wands |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08348 |
原始曲率摂動$P(\zeta)$の任意の1点確率分布関数が与えられた場合に、原始ブラックホールの存在量を計算するための非摂動法を提示します。非摂動的な方法は、従来の摂動展開を使用して処理できない非ガウス性を考慮する場合に不可欠です。密度場の完全な統計を決定するために、累積分布関数を等式化することにより、$\zeta$をガウス場に関連付けます。超スローロールモデルから生じる特定の局所型非ガウス分布と、指数テールを持つ$P(\zeta)$の一般的な区分モデルです。原始ブラックホール形成の強化は、ファーテールではなく、中間領域によるものであることを示します。また、非ガウス性が原始ブラックホールの質量分布の形状に大きな影響を与える可能性があることも示しています。
三百星団内の静水質量バイアス依存性と進化の研究
| Title |
A_study_of_the_hydrostatic_mass_bias_dependence_and_evolution_within_The_Three_Hundred_clusters |
| Authors |
Giulia_Gianfagna,_Elena_Rasia,_Weiguang_Cui,_Marco_De_Petris,_Gustavo_Yepes,_Ana_Contreras-Santos,_Alexander_Knebe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08372 |
TheThreeHundredProjectの約300個のシミュレートされたクラスターのセットを使用して、それらの静水圧質量を計算し、それらを実際のクラスター質量と比較して関連するバイアスを評価します。0.07から1.3までの赤方偏移範囲にわたって、赤方偏移、濃度、質量成長、動的状態、質量、およびハロー形状に対する静水圧バイアスの依存性を調べます。バイアスとこれらのパラメーターの間にはほとんど相関関係がありません。ただし、質量バイアス分布の分散は、低濃度のオブジェクト、高質量成長、およびより一般的には乱れたシステムの場合により大きくなるという明確な証拠があります。さらに、大規模な合併イベント全体で12のクラスターのバイアスの進化を慎重に研究します。静水質量バイアスは、合併プロセスに沿って特定の進化経路をたどることがわかりました。合併の開始時に記録されたバイアスの最初の大幅な増加まで、一定のプラトーが合併の終わりまで続きます。クラスターが最終的に再び緩和される前のバイアス。バイアスのこの大きな変動は、動的に乱されたクラスターの静水圧バイアスの大きな分散と一致しています。これらの天体は、正確な緩和段階を予測するのが難しく、質量の偏りを簡単に説明できないため、宇宙論の研究では避けるべきです。
円周惑星ダスト リングは、10 Myr 若い太陽系外惑星 K2-33b の極端なスペクトル勾配を説明する可能性があります
| Title |
A_Circumplanetary_Dust_Ring_May_Explain_the_Extreme_Spectral_Slope_of_the_10_Myr_Young_Exoplanet_K2-33b |
| Authors |
Kazumasa_Ohno,_Pa_Chia_Thao,_Andrew_W._Mann,_Jonathan_J._Fortney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07706 |
若い太陽系外惑星は、惑星進化の初期段階と周囲の環境を調査するための大気特性評価の魅力的なターゲットです。10Myrの若い海王星サイズの外惑星K2-33bの最近の観測では、惑星のトランジット深度が光学波長から近赤外線波長に劇的に減少することが明らかになりました。サオ等。(2022)は、厚い惑星ヘイズおよび/または星の斑点が原因である可能性があることを示唆しました。ただし、最適なモデルでさえ、データをほとんど説明していません。ここで、特異な透過スペクトルは、K2-33bが木星のダストリングの類似物である惑星周回ダストリングを持っていることを示している可能性があることを提案します。リングの光学的深さが$\sim{10}^{-2}$のように低くても、リングが透過スペクトルに急勾配を生成できることを示します。次に、K2-33bに新しい共同大気リング検索を適用し、リングシナリオが、さまざまな可能なリング組成について観測されたスペクトルをうまく説明できることを発見しました。重要なことに、ダストリングは$\sim$10$\rm{\mu}m$付近のリング粒子の顕著な吸収特性も示し、その形状と強度はリングの組成に依存します。このように、JWST-MIRIによる将来の観測は、環の仮説をテストするだけでなく、もしそれが実際に存在するのであれば、環の構成を制約することもできるでしょう。惑星系が形成された直後の惑星。
星の斑点の可能性があるかすんでいる: 若い惑星、K2-33b の大気を制限する
| Title |
Hazy_with_a_chance_of_star_spots:_constraining_the_atmosphere_of_the_young_planet,_K2-33b |
| Authors |
Pa_Chia_Thao,_Andrew_W._Mann,_Peter_Gao,_Dylan_A._Owens,_Andrew_Vanderburg,_Elisabeth_R._Newton,_Yao_Tang,_Matthew_J._Fields,_Trevor_J._David,_Jonathan_M._Irwin,_Tim-Oliver_Husser,_David_Charbonneau,_Sarah_Ballard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07728 |
全天調査により数十の若い惑星が発見されましたが、その大気についてはほとんどわかっていません。ここでは、超海王星サイズの太陽系外惑星K2-33bの多波長トランジットデータを提示します。K2-33bは、これまでで最も若い(~10Myr)太陽系外惑星を通過しています。K2、MEarth、ハッブル、スピッツァーから取得した、2年以上にわたる合計33回のトランジットをカバーするK2-33の測光観測を組み合わせました。トランジットフォトメトリーは、光学から近赤外線(0.6-4.5$\mu$m)にまで及び、惑星の透過スペクトルを構築することを可能にしました。光通過深度は、近赤外線からのものよりもほぼ2倍深いことがわかります。この違いは、何年にもわたって取得された複数のデータセット全体に当てはまり、データ分析と制約のない体系の問題を排除します。若い星の表面の不均一性は、違いの一部を再現することができますが、観測された星のスペクトル(<20%)によって、必要なスポットカバレッジの割合(>60%)が除外されます。K2-33bのような若くて中程度の温度で半径が大きい惑星で強いと予測されていた光化学ヘイズを使用して、透過スペクトルによりよく適合することがわかりました。大気中の主要なガス状炭素キャリアとしてCOを含むトリンヘイズは、星のスペクトルと一致して、星の表面の不均一性が小さいか、またはまったくないデータを合理的に再現できます。HSTデータの品質は、分子の特徴を検出するには不十分です。ヘイズとスポットの特性を完全に特徴付け、現在のデータが示唆するCOの存在を確認するには、さらに多くの観測が必要です。
低質量星の周りの氷のデッドゾーンでのスーパーアースの形成
巨大惑星の発生率は星の質量とともに増加しますが、近接するスーパーアースの発生率は減少します。これは、システム内の惑星の総質量が原始惑星系円盤の質量、したがって星の質量に比例するという予想と矛盾しています。スノーラインは惑星形成過程で重要な役割を果たしているため、質量の異なる星の周りの原始惑星ガス円盤の温度構造の違いを調べます。原始惑星系円盤には、磁気回転不安定性を抑制するのに十分なほど冷たくて密度の高い不感帯が中央平面に含まれている可能性があります。材料が蓄積すると、デッドゾーンの外側の部分が自己重力によって加熱される場合があります。円盤内の温度は、星から遠く離れた場所や不感帯の内部では、スノーラインの温度よりも低くなる可能性があります。内側の氷の領域は、小さな質量の星の周りに大きな放射状の広がりを持っています。固体氷物質の質量の増加は、低質量星の近くに、より大きく、より多くの惑星をその場で形成することを可能にするかもしれません。内側の氷の領域で形成されるスーパーアースは、かなりの割合の揮発性物質を含む組成を持っている可能性があります。
潜在的な生物学的異常としての金星の雲中のアンモニアとホスフィン
| Title |
Ammonia_and_Phosphine_in_the_Clouds_of_Venus_as_Potentially_Biological_Anomalies |
| Authors |
Carol_E._Cleland_and_Paul_B._Rimmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07786 |
私たちは、金星の大気中のいくつかの異常が、まだ知られていないプロセスとシステムが平衡を失っている証拠を提供していると考えています。金星のこれらの異常の調査は、未知の生物活動を含む幅広い説明に開かれているはずです。金星の大気中のアンモニアとホスフィンの暫定的な検出という2つの異常の概要を説明します。これらの異常は、金星の大気が化学的酸化還元平衡にあるに違いないという暗黙の仮定、金星には生命がないという信念に関連する仮定に直面しています。次に、天文学、生物学、地質学におけるいくつかの主要な過去の発見について説明します。これらの発見は、確立された原則であるかのように多くの科学者によって保持されている特定の仮定の放棄につながります。金星の大気中のアンモニアとホスフィンの異常は、これらの歴史的発見の文脈に置かれています。この文脈は、暗黙の仮定に対して懐疑的な目でこれらの異常の調査にコミュニティが固執することで、金星の大気と惑星環境の多様でしばしば奇妙な性質について深い発見をする可能性が高まるという私たちの意見を支持しています.
雲の上から近赤外線で夜に金星の表面をイメージングする: 効果的な空間分解能のための新しい分析理論
| Title |
Imaging_Venus'_Surface_at_Night_in_the_Near-IR_From_Above_Its_Clouds:_New_Analytical_Theory_for_the_Effective_Spatial_Resolution |
| Authors |
Anthony_B._Davis,_Kevin_H._Baines,_Brian_M._Sutin,_Leonard_I._Dorsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07848 |
近赤外線には、金星の夜側の表面まで見下ろすことができるスペクトル窓がいくつかあります。このように、私たちの姉妹惑星の表面は、金星を周回するプラットフォーム(ビーナスエクスプレス、アカツキ)のセンサーによって、また他の惑星(ガリレオ、カッシーニ)へのミッションでフライバイ中に画像化されています。これまでで最も興味深い発見は、活発な火山活動の可能性を示唆するものです。しかし、金星の灼熱の表面(摂氏約475度)から放出される熱放射は、高度50～70kmの不透明な雲と、亜雲の大気を通過する必要があります。雲の中では、光は何度も吸収されずに散乱されます。これにより、最小の識別可能な特徴のサイズが約100km、半値全幅(FWHM)になるまで表面画像がぼやけます。これは、数値モデルを使用して説明されています。宇宙からの表面イメージングの有効解像度を決定する大気点広がり関数(APSF)の幅を予測するための新しい分析モデリングフレームワークについて説明します。1から1.2ミクロンのスペクトル範囲のAPSF幅の最良の見積もりは、130kmFWHM付近に集まっています。興味深いことに、これは、目視による画像検査と数値シミュレーションに基づいた許容値である約100kmよりも若干大きい値です。
偏心太陽系外惑星のハビタブル ゾーンの内側境界
| Title |
Inner_Habitable_Zone_Boundary_for_Eccentric_Exoplanets |
| Authors |
Xuan_Ji,_Nora_Bailey,_Daniel_Fabrycky,_Edwin_S._Kite,_Jonathan_H._Jiang,_Dorian_S._Abbot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07883 |
惑星の気候は、恒星フラックスの変動による離心率の影響を強く受ける可能性があります。内部ハビタブルゾーン境界(IHZ)の離心率への依存性には2つの制限があります。)、温度は軌道全体でほぼ一定、(2)温度が調整される最大恒星フラックス近似($S_{\mbox{IHZ}}\propto(1-e)^2$)恒星フラックスに瞬時に。どの極限が適切かは、無次元パラメータ$\Pi=\frac{C}{BP}$によって決まります。ここで、$C$は惑星の熱容量、$P$は軌道周期、$B=\fracです。{\partial\Omega}{\partialT_s}$、ここで、$\Omega$は発信長波放射、$T_s$は表面温度です。バッキンガムの$\Pi$定理を使用して、離心率と$\Pi$に関するIHZの分析関数を導き出します。次に、時間依存のエネルギー収支モデルを構築して、表面温度の進化を解決し、分析結果を制約します。$\Pi$は、平均恒星フラックス近似がほぼ正確であるためには約$\sim1$より大きくなければならず、最大恒星フラックス近似がほぼ正確であるためには約$\sim0.01$未満でなければならないことがわかりました。一定の熱容量を仮定することに加えて、潜熱（蒸発と沈殿）を含む有効熱容量も考慮します。地球のような海を持つ惑星の場合、IHZはすべての離心率の平均恒星フラックス制限に従う必要があることがわかりました。この作業は、フォローアップの特性評価のために離心率がゼロではない潜在的に居住可能な太陽系外惑星の優先順位付けに役立ちます。
VaTEST I: 主星からの狭い軌道にあるサブ土星太陽系外惑星 TOI-181b の検証
| Title |
VaTEST_I:_Validation_of_Sub-Saturn_Exoplanet_TOI-181b_in_Narrow_Orbit_from_its_Host_Star |
| Authors |
Priyashkumar_Mistry,_Kamlesh_Pathak,_Georgios_Lekkas,_Aniket_Prasad,_Surendra_Bhattarai,_Mousam_Maity,_Charles_A._Beichman,_David_R._Ciardi,_Phil_Evans_and_Jennifer_P._Lucero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07957 |
ここでは、Kスペクトル型星TOI-181(質量:0.781$\pm$0.042M$_{\odot}$、半径:0.74$\pm$0.13R$)を周回する亜土星系外惑星TOI-181bの検証を提示します。_{\odot}$、温度:4994$\pm$50K)は、統計ツール(VaTEST)プロジェクトを使用したトランジット系外惑星の検証の一部として。TOI-181bは、半径0.631521$\pm$0.0086R$_J$、質量0.127891$\pm$0.01929M$_J$の惑星で、離心率0.193$\pm$0.066、長半径のわずかに偏心した軌道を周回しています。0.05578$\pm$0.00473AU、軌道周期は4.532058$\pm$0.000002日です。TransitingExoplanetSurveySatellite(TESS)を使用して通過測光データが収集され、EuropeanSouthernObservatory(ESO)のHighAccuracyRadialVelocityPlanetSearcher(HARPS)望遠鏡を使用して視線速度分析用の分光データが収集されました。動径速度最適モデルに基づいて、RV半振幅を18.8615$\pm$2.1312ms$^{-1}$と測定しました。LATTEテストを実施して、トランジット信号が惑星によって引き起こされたものであり、機器の故障や誤検知のシナリオによって引き起こされたものではないことを確認しました。さらに、VESPAとTRICERATOPSを使用してFalsePositiveProbability(FPP)を計算したところ、FPP値はそれぞれ$1.68\times10^{-14}$と$3.812\times10^{-04}$であり、これは大幅に低くなっています。1\%のしきい値を超えています。TOI-181bの発見は、類似の惑星系の形成と移動の歴史に関する将来の研究の展望において重要である。
準惑星の潮汐ロック回転 (136199) エリスは、長期の地上ベースおよび宇宙測光から発見されました
| Title |
Tidally_locked_rotation_of_the_dwarf_planet_(136199)_Eris_discovered_from_long-term_ground_based_and_space_photometry |
| Authors |
R._Szak\'ats,_Cs._Kiss,_J._L._Ortiz,_N._Morales,_A._P\'al,_T._G._M\"uller,_J._Greiner,_P._Santos-Sanz,_G._Marton,_R._Duffard,_P._S\'agi,_E._Forg\'acs-Dajka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07987 |
準惑星-海王星横断領域の衛星系の構成要素の回転状態は、構成要素間の形成条件と潮汐相互作用によって決定され、これらの回転特性はそれらの進化の主要なトレーサーです。これまで、多くの著者が、準惑星エリスの自転周期について、数時間からその衛星ディスノミアの公転周期(15.8d)と(ほぼ)同期した自転まで、非常に多様な値を主張していました。この手紙では、$\sim$1-2mクラスの地上望遠鏡と、TESSおよびGaia宇宙望遠鏡で撮影された、エリスの新しい光度曲線データを提示します。TESSデータは、明確な光度曲線の周期を提供できませんでしたが、光度曲線の変化をP$\の$\Deltam$$\leq$0.03mag(1-$\sigma$)の光度曲線の最大可能振幅に制限できました。leq$24時間。結合された地上データとガイア測定値の両方が、光度曲線の振幅が$\Deltam$$\approx$0.03mag、すなわちエリスの回転は潮汐ロックされています。ディスノミアに衝突起源があると仮定すると、単純な潮汐進化モデルを使用した計算は、ディスノミアが比較的大きく(質量比q=0.01--0.03)、大きい(半径$R_s$$\geq$300km)必要があることを示しています。エリスを同調回転に減速。また、これらのシミュレーションは、海王星横断天体について通常考えられる潮汐パラメータを仮定すると、ディスノミアの密度は1.8-2.4$gcm^{-3}$である必要があることも示しています。形成条件。
若い星の周りの惑星の視線速度調査 (RVSPY)
| Title |
Radial_Velocity_Survey_for_Planets_around_Young_stars_(RVSPY)_A_transiting_warm_super-Jovian_planet_around_HD_114082,_a_young_star_with_a_debris_disk |
| Authors |
O._Zakhozhay,_R._Launhardt,_T._Trifonov,_M._K\"urster,_S._Reffert,_Th._Henning,_R._Brahm,_J._Vin\'es,_G.-D._Marleau_and_J.Patel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08294 |
2018年4月から2022年8月にかけて、我々はRVSPYプログラム(若い星の周りの惑星の放射速度調査)のターゲットの1つとして、HD114082を観測しました。チリのMPG/ESO2.2m望遠鏡に取り付けられたFEROSスペクトログラフを使用して、高い信号対雑音スペクトルと正確な動径速度(RV)の時系列を取得しました。さらに、アーカイブHARPSスペクトルとTESS測光データを分析しました。CERES、CERES++、およびSERVALパイプラインを使用してRVとアクティビティインジケーターを導出し、ExoStrikerを使用してRVとTESS測光の独立した複合分析を行いました。FEROSとHARPSからのRVデータを組み合わせた109.8$\pm$0.4日信号と、TESSフォトメトリーの1つのトランジットイベントに基づいて、HD114082付近の暖かい超木星伴星の発見を報告します。最適なモデルは、半径1.00$\pm$0.03Rjupの8.0$\pm$1.0Mjupコンパニオンが軌道長半径0.51$\pm$0.01au、離心率0.4$\pm$0.04であることを示しています。コンパニオンの軌道は、約28auにある知られているエッジオンデブリディスクと一致しています。HD114082bはおそらく最年少(15$\pm$6Myr)であり、質量と半径の両方が観測的に決定されている100Myrよりも若い3つの巨大な惑星仲間のうちの1つです。これはおそらく、ホットスタートモデルとコールドスタートモデルの区別を可能にする、適切にモデルを制約する最初の巨大惑星です。コールドスタートモデルとの互換性が大幅に向上しています。
微惑星の衝突とコア冷却によって制約された太陽系星雲の散逸
| Title |
The_Dissipation_of_the_Solar_Nebula_Constrained_by_Impacts_and_Core_Cooling_in_Planetesimals |
| Authors |
Alison_C._Hunt,_Karen_J._Theis,_Mark_Rehk\"amper,_Gretchen_K._Benedix,_Rasmus_Andreasen_and_Maria_Sch\"onb\"achler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08306 |
微惑星コアの急速な冷却は、金属学的冷却速度に基づいていくつかの鉄隕石母体で推測されており、衝突中の断熱マントルの損失に関連しています。ただし、これらの破壊的なイベントのタイミングは十分に制限されていません。ここでは、短寿命の107Pd/107Ag崩壊システムを使用して、鉄隕石のPd-Ag年代を決定することにより、コアの急速冷却の日付を定めました。鉄隕石の閉鎖時間は、CAI後の約7.8から11.7Myrの時間枠での冷却に相当することを示しており、この時点で太陽系内部のエネルギーが持続していたことを示しています。これは、原始惑星系円盤内のガスの消散に起因する可能性が高く、その後、ガス抵抗の減衰効果が停止します。CAI後の5～14Myrの初期の巨大惑星の不安定性は、この効果を強化した可能性があります。これは、鉄隕石のPdAgシステムによって記録された衝突のタイミングとよく相関します。
フィードバックは、ハロー内、ハロー周辺、およびその先のバリオン分布を再形成します: 矮星から大規模クラスターへの閉鎖半径
| Title |
Feedback_reshapes_the_baryon_distribution_within_haloes,_in_halo_outskirts,_and_beyond:_the_closure_radius_from_dwarfs_to_massive_clusters |
| Authors |
Mohammadreza_Ayromlou,_Dylan_Nelson,_Annalisa_Pillepich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07659 |
$10^8<M_{\rm200c}/{\rmという前例のない質量範囲にわたって、ハロー内およびその周囲のバリオンの分布に影響を与える物理プロセスを調査するために、IllustrisTNG、EAGLE、およびSIMBAの3つの宇宙論的流体力学シミュレーションを調査します。M_{\odot}}<10^{15}$、ハローの中心から$30\,R_{\rm200c}$の大きさのスケールまで。バリオンフィードバックメカニズムがガスを大幅に再分配し、ハロー内のバリオン分率を低下させると同時に、ビリアル半径の外側にこの物質を蓄積することを示します。この大規模なバリオン再分布を理解し、原因となる主要な物理プロセスを特定するために、恒星とAGNのフィードバック、冷却、および放射を選択的に除外するTNGのいくつかのバリアントを調べます。低質量ハローではUVバックグラウンドからの加熱、中間質量ハローでは恒星フィードバック、グループ内のAGNフィードバックからの加熱が見られます($10^{12}\leqM_{\rm200c}/{\rmM_{\odot}}<10^{14}$)が支配的なプロセスです。銀河団は、これらのプロセスによる大規模な影響が最も少ないです。新しいハローの質量依存特性スケールである閉鎖半径$R_{\rmc}$を導入し、その中にハローに関連するすべてのバリオンが見つかります。グループとクラスターの場合、このスケールとハローバリオン分数の間に普遍的な関係を導入します:$R_{\rmc}/R_{\rm200c,500c}-1=\beta(z)(1-f_{\rmb}(<R_{\rm200c,500c})/f_{\rmb,cosmic})$、$\beta(z)=\alpha\、(1+z)^\gamma$、および$\alpha$と$\gamma$は、シミュレーションを使用して適合する自由パラメーターです。したがって、観測されたX線ハローに関連するすべてのバリオンは、$R_{\rmc}\sim1.5-2.5R_{\rm200c}$内にあると予測されます。私たちの結果は、現在および将来のX線およびSZ観測との比較を通じて、理論モデル、特に超新星とAGNフィードバックの物理学、および環境プロセスとの相互作用を制約するために使用できます。
ISM ダスト温度の最初の 3$\pi$ 3D マップ
| Title |
The_First_3$\pi$_3D_Map_of_ISM_Dust_Temperature |
| Authors |
Ioana_A._Zelko,_Douglas_P._Finkbeiner,_Albert_Lee,_Gregory_Green |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07667 |
星間塵の温度に関する初めての大規模な3Dマップを提示します。空の3/4をカバーする星光の吸収(Bayestar19)から派生した既存の3D赤化マップに基づいて構築します。5億個の3Dボクセルのそれぞれの列密度から始めて、それぞれの温度と放射率べき乗則勾配($\beta$)を提案し、視線に沿って統合して5つの周波数帯域の放射マップを合成します。\emph{Planck}と\emph{IRAS}によって観測されました。再構成された排出量マップは、$10'$スケールの観測と一致するように制約されており、忠実度が高いです。110ドル、55ドル、27ドルの解像度で3D温度マップを作成します。視線に沿って2つの異なる成分を持つ塵雲であるCepheusのパフォーマンスを評価し、2つの成分の異なる温度を見つけます。したがって、この方法論には、見通し線に沿って最大$1-\sigma$誤差まで異なる温度を持つ雲を制限するのに十分な精度があることが示されています。これは、宇宙マイクロ波背景放射実験のダスト周波数無相関フォアグラウンド分析にとって重要な結果であり、温度と磁場成分が変化する見通し線の影響を受ける可能性があります。$T$と$\beta$に加えて、発光の光学深度と赤化の間の変換係数を制限します。この変換係数は、一般的に使用される排出量ベースの赤化マップでは一定であると想定されています。ただし、この作業は、一部のアプリケーションにとって重要であることが判明する可能性のある2倍の変動を示しています。
円盤銀河の棒の形成を年代測定する新しい方法: NGC1433 の古い棒とその核円盤の裏返しの成長に関する TIMER ビュー
| Title |
A_new_method_for_age-dating_the_formation_of_bars_in_disc_galaxies:_The_TIMER_view_on_NGC1433's_old_bar_and_the_inside-out_growth_of_its_nuclear_disc |
| Authors |
Camila_de_S\'a-Freitas,_Francesca_Fragkoudi,_Dimitri_A._Gadotti,_Jes\'us_Falc\'on-Barroso,_Adrian_Bittner,_Patricia_S\'anchez-Bl\'azquez,_Glenn_van_de_Ven,_Rebekka_Bieri,_Lodovico_Coccato,_Paula_Coelho,_Katja_Fahrion,_Geraldo_Gon\c{c}alves,_Taehyun_Kim,_Adriana_de_Lorenzo-C\'aceres,_Marie_Martig,_Ignacio_Mart\'in-Navarro,_Jairo_Mendez-Abreu,_Justus_Neumann,_Miguel_Querejeta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07670 |
銀河円盤が落ち着く時代は、銀河の形成と進化のモデルをテストするための主要なベンチマークですが、まだほとんど知られていません。円盤が安定して十分に自己重力になると、恒星棒が形成されます。したがって、バーの年代を決定することで、円盤が沈降する時代と、永年にわたる進化の始まりに光を当てることができます。とはいえ、バーが形成されるタイミングはこれまで困難でした。この作業では、核円盤の星形成の歴史を使用して、棒年齢を取得するための新しい方法論を提示します。核円盤は回転支持構造であり、バーによって誘発されるトルクを介して中心に押し出されたガスによって構築されるため、その形成はバーの形成と一致します。特に、TIMERサーベイからの積分場分光（IFS）データを使用して、核円盤の星形成履歴をその下にある主円盤の星形成履歴から解きほぐします。これにより、核円盤がいつ形成されるかをより正確に判断できます。$8.0^{+1.6}_{-1.1}\rm{(sys)}^{+0.2}_{-0.5}\rm{(stat)}$Gyrold--観測データと数値シミュレーションの両方で実行された多くのテストについて説明します。さらに、NGC1433の核円盤が裏返しの形成シナリオに従って成長するという証拠を提示します。この方法論は、核円盤を持つ棒状銀河の高解像度IFSデータに適用できるため、TIMERサーベイサンプルに最適です。将来的には、銀河の大規模なサンプルの棒の年齢を決定し、円盤の沈降と棒の形成の時代に光を当てることができるようになるでしょう.
WISSH クエーサー プロジェクト XI.最も明るいクエーサーの平均スペクトル エネルギー分布とボロメータ補正
| Title |
The_WISSH_quasars_project_XI._The_mean_Spectral_Energy_Distribution_and_Bolometric_Corrections_of_the_most_luminous_quasars |
| Authors |
Ivano_Saccheo,_Angela_Bongiorno,_Enrico_Piconcelli,_Manuela_Bischetti,_Gabriele_Bruni,_Giovanni_Cresci,_Chiara_Feruglio,_Fabrizio_Fiore,_Andrea_Grazian,_Alfredo_Luminari,_Elisabeta_Lusso,_Vincenzo_Mainieri,_Roberto_Maiolino,_Alessandro_Marconi,_Federica_Ricci,_Francesco_Tombesi,_Andrea_Travascio,_Giustina_Vietri,_Cristian_Vignali,_Luca_Zappacosta,_Fabio_La_Franca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07677 |
超高輝度準恒星天体(QSO)は、活動銀河核(AGN)のフィードバックメカニズムを調査するための理想的な実験室です。これは、その手ごわいエネルギー放出がすべてのスケールで強力な風を引き起こし、最大のフィードバックが期待されるためです。85個のWISE-SDSS選択超光度(WISSH)クエーサーのサンプルの平均スペクトルエネルギー分布(SED)を導出することを目的としています。SEDはAGN構造を調査する直接的な方法を提供するため、私たちの目標は、光度関数の明るい端にあるクエーサーが集団の大部分と比較して独特の特性を持っているかどうかを理解することです。ダストの絶滅線、吸収線、輝線、および銀河間媒体の吸収を補正した後、平均固有SEDを作成しました。また、ラムダ=5100Aおよび3ミクロンでのボロメータ補正とともに、ボロメータ、IRバンド、および単色の光度を導き出しました。3ミクロンのボロメータ補正の新しい関係を定義します。超高輝度のWISSHQSOの平均SEDは、光度の低い光源の平均SEDとは異なることがわかりました。つまり、比較的低いX線放射と、より大きなダストの寄与を仮定して説明できる近赤外および中赤外の過剰です。WISSHQSOは暖かいダストと非常に熱いダストの両方からより強い放射を持ち、後者はAGNSEDの典型的なディップを1.3から1.1ミクロンにシフトする原因となっています。また、ブロード吸収線の存在と同等の幅のCIV線に従って作成された2つのサブサンプルの平均SEDを導き出しました。BALはX線に弱く、赤くなったUV光学連続体を持っていることを確認します。また、BALはホットダスト成分からの放出が強い傾向があることもわかりました。この分析は、超光度のQSOが光度の低いオブジェクトと比較して特異なSEDを持っていることを示唆しています。したがって、特に明るい光源を扱う場合は、非常に明るいクエーサーサンプルのみから構築されたSEDテンプレートを使用することが重要です。
光輝線を欠く AGN の新しい物理像
| Title |
A_New_Physical_Picture_for_AGNs_Lacking_Optical_Emission_Lines |
| Authors |
Christopher_J._Agostino,_Samir_Salim,_Sara_L._Ellison,_Robert_W._Bickley,_S._M._Faber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07679 |
この作業では、XMM-NewtonとSDSSによって観測された約500個の低赤方偏移(z~0.1)X線AGNを使用して、光学的輝線を明らかに欠いているAGN(「光学的に鈍いAGN」)の普及と性質を調査します。.視覚評価ではスペクトルの1/4が吸収線に支配されているように見えますが、MPA/JHUカタログからの堅牢な連続体減算による線抽出により、サンプルの98%で使用可能な[OIII]測定値が明らかになり、[OIII]アンダールミナスAGNの研究が可能になります。L$_{\mathrm{[OIII]}}$--L$_{X}$関係のコンテキストでのより典型的なAGNとともに。「光学的に鈍いAGN」は、AGNの明確な集団を構成していないことがわかりました。代わりに、それらは実質的な散乱(0.6dex)を持つ単一の単峰性L$_{\mathrm{[OIII]}}$--L$_{X}$関係の[OIII]アンダールミナステールです。[OIII]でAGNが光量不足である程度は、ホストの特定のSFRまたはD$_{4000}$インデックスと相関することがわかります。これらは両方とも分子ガス分率にリンクされています。したがって、大きな散乱の新たな物理的状況は、細い線の領域のガス含有量に関係しているようです。ホストの希釈やダストの不明瞭化など、光学的に鈍いAGNの存在について以前に提案されたシナリオには、重要な役割はありません。SDSSスペクトルには時折弱い線が見られますが、X線AGNの80%以上がBPTダイアグラムで識別されます。>90%は[NII]/H$\alpha$のみに基づいてAGNとして分類され、[OIII]またはH$\beta$が弱い場合により完全なAGNサンプルを提供します。LINERスペクトルを持つX線AGNは、Seyfert2と本質的に同じ\lxo\関係に従います。これは、それらのライン放出がAGN活動によって生成されることを示唆しています。
カーネル主成分分析による局地的な超高輝度赤外線銀河とクエーサーの分類
| Title |
Classification_of_local_ultraluminous_infrared_galaxies_and_quasars_with_kernel_principal_component_analysis |
| Authors |
Evangelos_S._Papaefthymiou,_Ioannis_Michos,_Orestis_Pavlou,_Vicky_Papadopoulou_Lesta_and_Andreas_Efstathiou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07758 |
局所的な超高輝度赤外線銀河(ULIRG)とクエーサーの新しい診断図を提示し、特に102の局所的なULIRGと37のパロマーグリーンクエーサーのスピッツァー宇宙望遠鏡の赤外線分光器(IRS)スペクトルを分析します。私たちの図は、カーネル主成分分析法を採用した、これらのデータの特別な非線形マッピングに基づいています。このマップの目新しさは、研究中の銀河を明確に定義された楕円体の表面に分布させているという事実にあります。これにより、幾何学から銀河の物理的性質までの基本概念がリンクされます。特に、楕円体の赤道方向は、ULIRGの動力源の進化に対応し、合体前の段階から始まり、スターバーストが優勢な合体段階を経て、活動銀河核(AGN)が優勢な段階に向かうことを発見しました。、そして最後に合併後のクエーサー段階で終了します。一方、子午線の方向は、銀河の深く隠された動力源と、覆い隠されていない動力源を区別します。これらの観測結果は、放射伝達モデルを使用してシミュレートされたULIRGおよびクエーサーと比較することによっても検証されています。この図は、銀河の主な分布から明確に離れた極端な特徴を持つユニークな銀河を正しく識別しています。さらに、楕円体の特別な2次元投影は、銀河の2つの主要な物理的性質であるケイ酸塩とPAHの特徴のほぼ単調な変化を回復します。これは、私たちの図がよく知られているスプーン図を自然に拡張し、JamesWebbSpaceTelescopeによって提供されるような既存および将来の赤外線分光データの診断ツールとして役立つことを示唆しています。
CO(2-1) SMC での 9 パーセクの解像度での調査
| Title |
CO(2-1)_Survey_at_9_parsec_resolution_in_the_SMC |
| Authors |
H._P._Salda\~no,_M._Rubio,_A._D._Bolatto,_C._Verdugo,_K._E._Jameson,_and_A._K._Leroy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07792 |
小マゼラン雲(SMC)は、銀河系に最も近い低金属銀河であり、分子雲の動的状態を分析できます。SMCの広範な領域でAPEX望遠鏡で得られた9pc解像度でのCO(2-1)調査を提示し、分子雲の特性を特徴付けます。これらの雲の動的状態と安定性を均一に研究します。CPROPSを使用してSMC内の177個の分子雲を特定し、そのうち124個の雲が信号対雑音比$>$5で完全に解決されています。スケーリング関係は、SMC雲が(平均して)よりも乱流が少なく、光度が低いことを示しています。同様のサイズの内側の天の川の対応物はそれぞれ2倍と3倍ですが、線幅が固定されている場合、SMC雲は3.5倍明るすぎます。ビリアル質量を使用して、10.5M$_{\odot}(Kkms^{-1}pc^{2})^{-1}$のSMCCO雲のCOからH2への変換係数を導き出します。、9pcの解像度で測定。また、12pcの解像度で得られたダストベースの変換係数28M$_{\odot}(Kkms^{-1}pc^{2})^{-1}$を決定します。SMC雲はほぼ重力ビリアル平衡にあるように見えることがわかります。発光質量とビリアル質量の両方に基づく累積質量関数は$\frac{dN}{dM}\proptoM^{-2}$よりも急勾配であることがわかり、SMCの分子量のほとんどが低質量の雲に含まれています。
ガスの進化とz = 0から5までの星形成
| Title |
Evolution_of_Gas,_and_Star_Formation_from_z_=_0_to_5 |
| Authors |
Nick_Scoville,_Andreas_Faisst,_John_Weaver,_Sune_Toft,_Henry_McCracken,_Olivier_Ilbert,_Tanio_Diaz-Santos,_Johannes_Staguhn,_Jin_Koda,_Caitlin_Casey,_David_Sanders,_Bahram_Mobasher,_Nima_Chartab,_Zahra_Sattari,_Peter_Capak,_Paul_Vanden_Bout,_Angela_Bongiorno,_Catherine_Vlahakis,_Kartik_Sheth,_Min_Yun,_Herve_Aussel,_Clotilde_Laigle,_and_Dan_Masters |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07836 |
アルマ望遠鏡による長波長ダスト連続体の観測を使用して、z=0.3～4.5にある708個の星形成(SF)銀河のサンプル内のガス質量を推定します。ガス質量と星形成効率の依存性を決定します(SFE=単位ガス質量あたりのSFR)。MSのSFRの増加の70%は以前のエポックでのガス質量の増加によるものであり、30%はSFの効率の増加によるものであることがわかります。MSより上の銀河の場合、これは逆になり、MSに比べて増加したSFRの70%がSFEの上昇によるものです。したがって、初期エポックでの星形成活動の主要な進化は、ガス質量の増加によって引き起こされますが、MSより上の銀河を占めるスターバースト活動は、星形成のトリガーの強化によるものです(銀河の合体による可能性が高い)。星間ガスはz=2でピークに達し、z=1.2まで星の質量を支配します。MS進化の連続性を維持するために必要な降着率は、z>2で1年あたり100Msunを超えます。その後、より低いzに落下します。超音速乱流を伴う自己重力雲の場合、雲の衝突と雲のフィラメント構造が星形成活動を調節することを示唆しています。
COSMOS-Web: JWST 宇宙起源調査の概要
| Title |
COSMOS-Web:_An_Overview_of_the_JWST_Cosmic_Origins_Survey |
| Authors |
Caitlin_M._Casey,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Nicole_E._Drakos,_Maximilien_Franco,_Olivier_Ilbert,_Caitlin_Rose,_Isabella_G._Cox,_James_W._Nightingale,_Brant_E._Robertson,_John_D._Silverman,_Anton_M._Koekemoer,_Richard_Massey,_Henry_Joy_McCracken,_Jason_Rhodes,_Hollis_B._Akins,_Aristeidis_Amvrosiadis,_Rafael_C._Arango-Toro,_Micaela_B._Bagley,_Peter_L._Capak,_Jaclyn_B._Champagne,_Nima_Chartab,_Oscar_A._Chavez_Ortiz,_Kevin_C._Cooke,_Olivia_R._Cooper,_Behnam_Darvish,_Xuheng_Ding,_Andreas_L._Faisst,_Steven_L._Finkelstein,_Seiji_Fujimoto,_Fabrizio_Gentile,_Steven_Gillman,_Katriona_M._L._Gould,_Ghassem_Gozaliasl,_Santosh_Harish,_Christopher_C._Hayward,_Qiuhan_He,_Shoubaneh_Hemmati,_Michaela_Hirschmann,_Shuowen_Jin,_Ali_Ahmad_Khostovan,_Vasily_Kokorev,_Erini_Lambrides,_Clotilde_Laigle,_Gene_C._K._Leung,_et_al._(36_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07865 |
ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡が最初の観測サイクルで実施した255時間の財務プログラムであるCOSMOS-Webの調査設計、実装、および見通しを提示します。COSMOS-Webは、4つのフィルター(F115W、F150W、F277W、およびF444W)で連続した0.54deg$^2$NIRCamイメージングサーベイであり、$\sim$27.5～28.2マグニチュードの範囲の5$\sigma$点源深度に到達します。並行して、1つのフィルター(F770W)で0.19deg$^2$のMIRIイメージングを取得します。COSMOS-Webは、COSMOSフィールドで利用可能な多波長観測とデータ製品の豊富な遺産に基づいて構築されます。COSMOS-Webの設計は、次の3つの主要な科学的目標によって動機付けられています。(1)再電離の時代($6<z<11$)にある何千もの銀河を発見し、再電離の空間分布、環境、およびドライバーを十分に大きな縮尺でマッピングすること。(2)$z>4$で何百もの珍しい静止銀河を特定し、宇宙で最も重い銀河の形成に制約を課す($M_\star>10^{10}$\,M$_\odot$)、および(3)$z\sim2.5$への弱い重力レンズ効果を使用して星の質量とハローの質量関係の進化を直接測定し、銀河の星形成の歴史と形態との分散を測定します。さらに、COSMOS-Webの遺産の価値は、これらの科学的目標をはるかに超えて到達し、最初の直接崩壊ブラックホール候補の特定、銀河ハロー内の超低温亜矮星、そしておそらく$z>10$対不安定超新星の同定。このホワイトペーパーでは、調査の主要な測定値、仕様、目標、および新しい発見の見通しの概要を説明します。
M31内部ハロー球状星団の化学力学的下部構造：最近の降着イベントのさらなる証拠
| Title |
Chemo-dynamical_substructure_in_the_M31_inner_halo_globular_clusters:_Further_evidence_for_a_recent_accretion_event |
| Authors |
Geraint_F._Lewis,_Brendon_J._Brewer,_Dougal_Mackey,_Annette_M._N._Ferguson,_Yuan_(Cher)_Li,_Tim_Adams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07877 |
金属量の選択に基づいて、アンドロメダ銀河の内部ハロー球状星団の重要な部分集団を特定し、これをデュレー構造と名付けました。それは、運動学的に異なるように見える10～20の球状星団の共回転グループとして区別され、平均して、内部ハロー集団の大部分よりも金属が少ない。興味深いことに、このデュレー構造の軌道軸は、アンドロメダの外側の暈にある球状星団の部分集団を使用して最近特定された新しい降着イベントの軌道軸と密接に一致しており、これは2つの間の因果関係を強く示唆しています。この関係が確認された場合、デュレー構造の球状星団の運動学の自然な説明は、過去数十億年の間に実質的な前駆星(~10^11Msun)がアンドロメダのハローに降着したことを追跡することです。より大きなグループの墜落の一部として発生した可能性があります。
ALFALFA HI速度幅関数の南北非対称性
| Title |
The_north-south_asymmetry_of_the_ALFALFA_HI_velocity_width_function |
| Authors |
Richard_A._N._Brooks_(1,_2,_3),_Kyle_A._Oman_(1,_2)_and_Carlos_S._Frenk_(1,_2)_((1)_Durham_ICC,_(2)_Durham_University,_(3)_University_College_London) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08092 |
スペクトル線幅の関数としての銀河系外21cm電波源の数密度--HI幅関数(HIWF)--は、原則として暗黒物質のハロー質量関数(HMF)の敏感なトレーサーです。$\Lambda$低温暗黒物質モデルは、HMFが十分に大量にサンプリングされている場合、HMFはどこでも同一であると予測しており、HIWFについても同じことが当てはまるはずであることを示唆しています。ALFALFAの21cmサーベイでは、北側(「春」)と南側(「秋」)の2つの別々の銀河フィールドでHIWFが測定され、春のフィールドで発生源の数密度が系統的に高いことがわかりました。額面どおりに捉えると、これは理論上の予測と矛盾しています。Sibelius-DARKN-bodyシミュレーションと半解析的銀河形成モデルGALFORMを使用して、模擬ALFALFAサーベイを作成します。数密度のオフセットには2つの原因がある可能性が高いことがわかりました。調査の感度は2つの調査フィールドで異なり、以前の測定では正しく説明されていませんでした。また、完全性補正に使用される$1/V_{\mathrm{eff}}$アルゴリズムは、銀河分布の空間クラスタリングから生じるバイアスを完全には説明していません。後者のバイアスは主に、距離$30\,\mathrm{Mpc}$内のスプリングフィールドの前景過密によって引き起こされますが、より離れた構造も役割を果たします。調査感度の変動を補正したALFALFAHIWF(およびHIMF)の最新の測定値を提供します。これらのような体系的な影響が理解され、修正された場合にのみ、HIWFは宇宙論モデルのテストとしての可能性を実現できます。
EIGER I. $5.3 < z < 6.9$ にある [OIII] 放出銀河の大きなサンプルと、銀河による局所的な再電離の直接的な証拠
| Title |
EIGER_I._a_large_sample_of_[OIII]-emitting_galaxies_at_$5.3_ |
| Authors |
Daichi_Kashino,_Simon_J._Lilly,_Jorryt_Matthee,_Anna-Christina_Eilers,_Ruari_Mackenzie,_Rongmon_Bordoloi,_Robert_A._Simcoe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08254 |
$6.5\times3.4のJWST/NIRCam3.5$\mu$mスリットレス分光法で検出された$5.33<z<6.93$にある117個の[OIII]$\lambda\lambda$4960,5008選択された星形成銀河の最初のサンプルを提示します。超光速クエーサーSDSSJ0100+2802を中心とする$arcmin$^2$フィールドは、EIGER(再電離のエポックにおける輝線銀河と銀河間ガス)調査の一部として取得されました。3つの顕著な銀河の過密度が観察され、そのうちの1つはクエーサーの赤方偏移にあります。銀河は、この赤方偏移範囲にある4つの既知の金属吸収線系から200pkpcおよび105kms$^{-1}$以内に見られます。宇宙再電離の後期段階で周囲の銀河間媒質(IGM)を電離する際の銀河の役割に焦点を当て、銀河からの距離の関数として平均Ly$\alpha$およびLy$\beta$伝送を構築します。私たちの研究で最も低い赤方偏移$5.3<z<5.7$では、IGM透過率は銀河からの距離とともに単調に上昇します。これは、銀河が多かれ少なかれ均一な電離背景によって電離され、より低い赤方偏移で見られたIGMの過密領域のピークに存在する場合に予想されることです。対照的に、$5.7<z<6.14$では、Ly$\alpha$とLy$\beta$の両方の透過率が最初に距離とともに増加しますが、その後減少する前に5cMpcの距離でピークに達します。この透過率のピークは、THESANシミュレーションで見られたものと定性的に似ています(距離が短く、赤方偏移が大きいにもかかわらず)。最後に、クエーサーからの追加の電離放射線が優勢な$6.15<z<6.26$の領域では、距離に伴う透過の単調な増加が再確立されます。この結果は、$z\sim5.9$でのIGMのJ0100+2802への透過が、大幅に縮小された宇宙背景を支配する銀河の「局所的な」電離放射線に起因するという証拠を表していると解釈されます。
アイガーⅡ。 JWST による、z=5-7 の銀河における強い H$\beta$ と [OIII] 線放出に関連する若い星と電離ガスの最初の分光学的特徴付け
| Title |
EIGER_II._first_spectroscopic_characterisation_of_the_young_stars_and_ionised_gas_associated_with_strong_H$\beta$_and_[OIII]_line-emission_in_galaxies_at_z=5-7_with_JWST |
| Authors |
Jorryt_Matthee,_Ruari_Mackenzie,_Robert_A._Simcoe,_Daichi_Kashino,_Simon_J._Lilly,_Rongmon_Bordoloi,_Anna-Christina_Eilers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08255 |
最初の深部JWST/NIRCam広視野スリットレス分光観測を使用して、$z=5.33-6.93$にある117個の[OIII]発光銀河のサンプルの輝線測定と物理的解釈を提示します。私たちの9.7時間の統合は、$z=6.3$クエーサーJ0100+2802(EIGER調査の対象となる6つのフィールドの最初のもの)を中心としており、$\lambda=3-4$ミクロンをカバーしています。133[OIII]ダブレットを検出しましたが、$\approx$10kpcと600kms$^{-1}$内のペアをマージしました。68のH$\beta$と2つの銀河のH$\gamma$を検出しました。銀河は、UV光度M$_{\rmUV}\sim-19.7$($-17.7$から$-22.3$)、質量~$10^8$$(10^{6.8-9.8})$によって特徴付けられます。M$_{\odot}$、H$\beta$および[OIII]EW$\approx$1000オングストローム(最大3000オングストローム)、若い年齢(~5Myr)、高度に励起された星間媒体([OIII]/H$\beta\approx6$)と低ダスト減衰。これらの高いEWは、ローカルユニバースでは非常にまれですが、測定された数密度に基づいて$z\sim6$に偏在していることを示しています。積み重ねられたスペクトルは、H$\gamma$と[OIII]$_{4364}$を明らかにします。これは、銀河が通常ダストと金属に乏しい(E(B-V)=0.1,12+log(O/H)=7.4)ことを示しています。高い電子温度($2\times10^4$K)と電離光子の高い生産効率($\xi_{\rmイオン}=10^{25.6}$Hzerg$^{-1}$)。さらに、シミュレーションで予想されるように、質量と金属量の強い関係が存在することを示しています。若い高度に電離した恒星集団、適度に低い金属量、低いダスト減衰、およびz~6銀河の高い電離状態は、銀河からの[OIII]出力を最大化するために共謀し、z~6での[OIII]光度密度が[OIII]よりも大幅に高くなります。z~2では、宇宙星の形成が一桁減少しているにもかかわらず。したがって、JWSTを使用した[OIII]輝線調査は、再電離期の銀河密度を追跡するための非常に効率的な方法であることが証明されています。
銀河と大衆集合: 緑の谷の銀河の形態、顕著な輪と緩い渦状腕
| Title |
Galaxy_And_Mass_Assembly:_Galaxy_Morphology_in_the_Green_Valley,_Prominent_rings_and_looser_Spiral_Arms |
| Authors |
Dominic_Smith_(University_of_Louisville),_Lutz_Haberzettl_(University_of_Louisville),_L._E._Porter_(University_of_Louisville),_Ren_Porter-Temple_(University_of_Louisville),_Christopher_P._A._Henry_(University_of_Louisville),_Benne_Holwerda_(University_of_Louisville),_A._R._Lopez-Sanchez_(Macquarie_University),_Steven_Phillipps_(University_of_Bristol),_Alister_W._Graham_(Swinburne),_Sarah_Brough_(New_South_Wales),_Kevin_A._Pimbblet_(University_of_Hull),_Jochen_Liske_(Hamburger_Sternwarte),_Lee_S._Kelvin_(Princeton),_Clayton_D._Robertson_(UofL),_Wade_Roemer_(UofL),_Michael_Walmsley_(Jodrell_Bank),_David_O'Ryan_(Lancaster_University)_and_Tobias_Geron_(Oxford_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08355 |
銀河は大きく2つのカテゴリに分類されます:星を形成する(青い)銀河と静止している(赤い)銀河です。その間に、人口の少ない「緑の谷」が見られます。これらの銀河のいくつかは、ガス供給が徐々に枯渇して星形成を停止する過程にあるか、またはすでに死んでいると疑われ、星形成の再生を経験しています。燃料注入による.我々は銀河と質量集合データベースと銀河動物園の市民科学の形態学的推定を使用して、緑の谷の銀河の形態を赤いシーケンスと青い雲の銀河の形態と比較します.私たちの目標は、銀河内の構造の違いを調べることです.以前の結果では、リングやレンズなどの円盤の特徴が、緑の谷の人口でより顕著に表されていることがわかりました.私たちは、銀河の同様のサイズのデータセットを使用して、これを再検討します.新しいKiDS画像に基づくGAMAフィールドのギャラクシーズー私たちの目的は、専門家による分類の結果と市民の分類の結果を定性的に比較することです。科学。リング構造は、赤や青の対応する銀河と比較して、実際に緑の谷の銀河でより一般的に見られることがわかります。リング構造は、緑の谷にある円盤状銀河が、円盤の減光と銀河の円盤形態の進化の特徴を活発に示している結果であることを示唆しています。青から赤への進行は、スパイラルアーム構造の緩みと相関していることに注意してください。
複数のニューラル ネットワークを使用したコンパクトな銀河、恒星、クエーサーの測光識別
| Title |
Photometric_identification_of_compact_galaxies,_stars_and_quasars_using_multiple_neural_networks |
| Authors |
Siddharth_Chaini,_Atharva_Bagul,_Anish_Deshpande,_Rishi_Gondkar,_Kaushal_Sharma,_M._Vivek,_Ajit_Kembhavi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08388 |
SloanDigitalSkySurvey(SDSS)DataRelease16(DR16)カタログの測光パラメーターと画像を使用して、星、クエーサー、コンパクトギャラクシーを識別するための深層学習ベースの分類器であるMargNetを紹介します。MargNetは、畳み込みニューラルネットワーク(CNN)と人工ニューラルネットワーク(ANN)アーキテクチャの組み合わせで構成されています。240,000個のコンパクトオブジェクトと追加の150,000個のかすかなオブジェクトで構成される慎重に精選されたデータセットを使用して、機械はデータから直接分類を学習し、人間の介入の必要性を最小限に抑えます。MargNetはコンパクトギャラクシーのみに焦点を当てた最初の分類器であり、他の方法よりも優れた性能を発揮して、より暗い等級でも、コンパクトギャラクシーを恒星やクエーサーから分類します。このようなディープラーニングアーキテクチャでのこのモデルと特徴量エンジニアリングは、ダークエネルギー調査(DES)やヴェラC.ルービン天文台の画像など、進行中および今後の調査でオブジェクトを特定する際により大きな成功を収めるでしょう。
高赤方偏移の大質量銀河で銀河流出を駆動する際の恒星フィードバックの非効率性
| Title |
The_inefficiency_of_stellar_feedback_in_driving_galactic_outflows_in_massive_galaxies_at_high_redshift |
| Authors |
L._Bassini,_R._Feldmann,_J._Gensior,_C._C._Hayward,_C.-A._Faucher-Gigu\`ere,_E._Cenci,_L._Liang,_M._Bernardini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08423 |
最近の観測によると、通常の星形成銀河、クエーサーホスト、ダスト星形成銀河(DSFG)など、高赤方偏移銀河では銀河流出が偏在していることが示されています。ただし、ホストの進化に対する流出の影響は未解決の問題です。ここでは、大質量ハロー($10^{12}M_{\odot}<M_{\rmvir}<5\times10^{12}M_{\odot}$)($z\gtrsim5.5$)で、MassiveFIREスイートの3つのズームイン宇宙論的シミュレーションで、FeedbackInRealisticEnvironments(FIRE)プロジェクトの一環として。シミュレーションは、活動銀河核(AGN)からのフィードバックを含まないFIRE-2モデルで実行されました。シミュレートされた銀河は$z>4$DSFGに似ており、SFRは$\sim1000\M_{\odot}\rmyr^{-1}$で、分子ガスの質量は$M_{\rmmol}\sim10^{10}\M_{\odot}$.ただし、シミュレートされた銀河は、高zDSFGで観測されたものよりも高い円速度によって特徴付けられます。恒星フィードバックからの質量負荷係数は$\sim0.1$のオーダーであり、これは、恒星フィードバックが銀河の流出を駆動するのに非効率的であり、ガスが星間物質から排出されるよりもはるかに短い時間スケールで星形成によって消費されることを意味します(イズム）。また、星のフィードバックは、この領域での星形成の自己調節において非常に非効率的であり、動的時間あたりの平均統合星形成効率(SFE)は$30\%$であることもわかりました。最後に、低赤方偏移で同様に大規模なハローでホストされているFIRE-2銀河と比較して、高赤方偏移のサンプルでは質量負荷係数が低く、SFEが高いことがわかります。どちらの効果も、高$-z$の大規模システムを特徴付ける、より高い全表面密度とガス表面密度に起因すると主張します。
相対論的放射媒介ショックにおける磁気駆動カップリング
| Title |
Magnetically_driven_coupling_in_relativistic_radiation-mediated_shocks |
| Authors |
J._F._Mahlmann_(1),_A._Vanthieghem_(1,_2),_A._A._Philippov_(3),_A._Levinson_(4),_E._Nakar_(4)_and_F._Fiuza_(5)_((1)_Department_of_Astrophysical_Sciences,_Peyton_Hall,_Princeton_University,_Princeton,_NJ_08544,_USA,_(2)_International_Research_Collaboration_Center,_National_Institutes_of_Natural_Sciences,_Tokyo,_105-0001,_Japan,_(3)_Department_of_Physics,_University_of_Maryland,_College_Park,_MD_20742,_USA,_(4)_The_Raymond_and_Beverly_Sackler_School_of_Physics_and_Astronomy,_Tel_Aviv_University,_Tel_Aviv_69978,_Israel,_(5)_High_Energy_Density_Science_Division,_SLAC_National_Accelerator_Laboratory,_Menlo_Park,_CA_94025,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07656 |
宇宙爆発の光子が豊富な環境での放射抵抗は、相対論的に流れるプラズマ成分間の速度の広がりを誘発することにより、動的不安定性を引き起こす可能性があります。このような微小乱流は、放射線を介したショックのブレイクアウト信号に刻印されている可能性があります。しかし、衝撃遷移の減速領域における大規模な横磁場は、電子-陽電子対と重イオン種との間の速度分離の発生を防ぐことにより、優勢な運動不安定性を抑制することができます。1次元(1D)5流体放射伝達コードを使用して、減速領域での放射抵抗力とプラズマ組成の一貫したプロファイルを生成します。磁化の増加について、我々のモデルは、急速に成長するペアの多重度と、減速領域全体で自己相似的に発生する実質的な放射抗力を予測しています。臨界磁化パラメーター$\sigma_{c}$を抽出し、3種のプラズマが等方化された下流に到達する前に動的不安定性を発生できる限界磁場強度を決定します。相対論的放射媒介ショックの上流で$\gamma_{u}=10$で漂流する相対論的単一イオンプラズマのしきい値$\sigma_{c}\approx10^{-7}$微乱気流の発生。マルチイオン組成の場合のプラズマ不安定性の抑制には、おそらくはるかに高い$\sigma_{c}$の値が必要です。衝撃波発生信号の微小乱流の高エネルギーシグネチャを特定し、この研究で提供された磁化限界と組み合わせることで、超新星、ガンマ線バースト、中性子星連星合体などの宇宙爆発の磁気環境をより深く理解できるようになります。
FRB 20191221Aのハイブリッドパルサーマグネターモデル
高速無線バースト(FRB)20191221Aについて報告された216.8$\pm$0.1ミリ秒の周期性は、バーストモデルにとって非常に制約的であることを示します。バースト周期の高い精度(10$^3$の1部分よりも優れている)、および2\%のデューティサイクル(バースト期間とバースト間隔の比率)は、観測されたパルサーのような回転ビームモデルを示唆しています。アクティビティ;電波は、中性子星の表面から$\sim10^7$cm以内の開いた磁力線に沿って生成され、ビームは星の自転に伴って周期的に観測者を横切ります。この写真によると、FRB20191221Aは銀河パルサーを$\sim10^{12}$倍に拡大したもので、大きな違いが1つあります。パルサーは回転運動エネルギーをEM波に変換しますが、20191221Aの爆発では磁気エネルギーをEM波に変換する必要があります。放射線。
ペルセウス星団の中間半径におけるガスの均一性と乱流のチャンドラ測定
| Title |
Chandra_measurements_of_gas_homogeneity_and_turbulence_at_intermediate_radii_in_the_Perseus_Cluster |
| Authors |
Martijn_de_Vries,_Adam_B._Mantz,_Steven_W._Allen,_R._Glenn_Morris,_Irina_Zhuravleva,_Rebecca_E._Canning._Steven_Ehlert,_Anna_Orgozalek,_Aurora_Simionescu_and_Norbert_Werner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07680 |
ペルセウス星団の拡散した星団内媒質における表面の明るさの変動に関するチャンドラの研究を紹介します。私たちの研究では、クラスターコアの深いアーカイブ画像と、半径r_500〜2.2r_2500まで8つの異なる方向に広がる29の短い5ks観測の新しいモザイクを利用しています。特定の半径での密度分布が対数正規分布であるという仮定の下で、特定の空間スケールでの対数正規密度分布の幅から2つの重要な量を導き出すことができます。クランピング係数Cの根;一成分乱流速度、v_(k,1D)。天体物理学および粒子の背景成分を含む、測定された表面の明るさへのすべての寄与を前方モデル化し、測定された信号のポアソン特性を説明します。半径範囲0.3-2.2r_2500(7.8-57.3arcmin)にわたる1arcmin^2領域での表面輝度変動の分布を測定すると、半径1.6r_2500未満で約3%の小さな平均密度バイアスが見つかります。また、v_1D<400kms^-1のこれらの半径での平均乱流速度も推測します。XRISMとAthenaに搭載されたX線熱量計分光計を使用して、表面の明るさの変動から推測される乱流速度に関する結果を直接確認できるはずです。天文台。
最も遠い初期型銀河の球状星団超高輝度 X 線源
| Title |
Globular_Cluster_Ultraluminous_X-ray_Sources_in_the_Furthest_Early-Type_Galaxies |
| Authors |
E._Thygesen,_Y._Sun,_J._Huang,_K._C._Dage,_S._E._Zepf,_A._Kundu,_D._Haggard,_T._J._Maccarone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07699 |
球状星団の超高輝度X線源(ULX)は、現在不明な降着メカニズムによって高いX線光度を達成する低質量X線連星です。アーカイブされたチャンドラとハッブル宇宙望遠鏡の観測を使用して、ULXを特定するために、最も質量の大きい($>10^{11.5}M_\odot$)21個の初期型銀河の体積制限検索($\lesssim$70Mpc)を実行します。球状星団(GC)候補によってホストされます。各銀河の有効半径の5倍以内に、予想される背景の上に合計34個のULX候補が見つかり、そのうち10個($\sim29.4\%$)がGCによってホストされる可能性があります。これらの新しい候補GCULXの空間分布と光度分布を以前に特定されたGCULXと比較すると、それらが類似していることがわかります。通常、ホスト銀河のいくつかの有効半径内に位置しています。
$^{16}$O($\nu, \nu^{\prime}$)$^{16}$O(12.97 ${\rm MeV}, 2^-) からの 4.4
MeV ガンマ線の検出$超新星ニュートリノバーストにおける水チェレンコフ検出器
| Title |
Detection_of_the_4.4-MeV_gamma_rays_from_$^{16}$O($\nu,_\nu^{\prime}$)$^{16}$O(12.97_${\rm_MeV},_2^-)$_with_a_water-Cherenkov_detector_in_the_supernova_neutrino_bursts |
| Authors |
Makoto_Sakuda,_Toshio_Suzuki,_Mandeep_Singh_Reen,_Ken'ichiro_Nakazato,_and_Hideyuki_Suzuki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07851 |
最初に、非弾性電子散乱データを使用して、$^{16}$O原子核の2つの$2^-$状態(12.53MeVと12.97MeV)のアイソスピン混合を議論し、決定します。次に、ニュートリノ中性電流(NC)反応$^{16}$O($\nu,\nu^{\prime}$)$^{16}$O$(12.97~{\rmMeV},2^-$)水チェレンコフ検出器で100MeV以下の低エネルギーで。$E_{\gamma}>5$~MeVのNC反応$\gamma$線の検出$^{16}$O($\nu,\nu^{\prime}$)$^{16}$O$(E_x>16\{\rmMeV},T=1$)超新星ニュートリノバーストで水チェレンコフ検出器を使用する方法が提案され、以前に何人かの著者によって議論されました。この記事では、$^{16}$O(12.97${\rmMeV},2^-$)から4.4MeVの$\gamma$線を生成する新しいNC反応チャネルについて説明します。低エネルギー($E_{\nu}<25$MeV)では、$^{16}$O$(E_x>16\{\rmMeV},T=1$のNC断面積よりもロバストでさらに大きい）。また、地球の32kton水チェレンコフ検出器であるスーパーカミオカンデで観測できる超新星爆発からのニュートリノによって引き起こされるそのようなイベントの数を評価します。
中性子星に束縛される音速について
文献では、核物質の音速$v_s$は、高密度ではいわゆる音速限界$v_s\lec/\sqrt{3}$に違反することが示唆されています。ライト。この論文では、この問題を再検討し、中性子星の質量、半径、および潮汐変形能の現在の測定値に、低密度でパラメーター化され、飽和密度の2倍を超えて音速限界を飽和させる$10^5$の異なる状態方程式に立ち向かいます。ここで、状態方程式はまだ制約されていません。これにより、観測された中性子星の特性と音速限界の両方と互換性のある中性子星の最大質量を保守的に取得できます。モデルの大部分は観測との不一致によって排除されており、特に最近検出された大質量パルサー($2.35\pm0.17M_\odot$)は、シミュレーションではほとんど実現されていません。私たちの研究は、音速限界の違反を強く支持しています。
| Title |
Characterizing_a_supernova's_Standing_Accretion_Shock_Instability_with_neutrinos_and_gravitational_waves |
| Authors |
Zidu_Lin,_Abhinav_Rijal,_Cecilia_Lunardini,_Manuel_D._Morales_and_Michele_Zanolin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07878 |
ニュートリノと重力波(GW)信号を用いたコア崩壊超新星におけるスタンディング降着衝撃不安定性(SASI)の同定とパラメータ推定のための新しいマルチメッセンジャー解析を実行します。ニュートリノチャネルでは、このメソッドは、周波数領域でのSASIの存在の尤度比テストを実行します。重力波信号の場合、修正された制約付き尤度法を使用してイベントを処理します。シミュレートされた超新星信号、ハイパーカミオカンデニュートリノ検出器の特性、およびO3LIGO干渉データを使用して、SASI活動指標の2次元確率密度分布(PDF)を作成し、検出確率を計算します$P_\mathrm{D}$と誤識別確率$P_\mathrm{FI}$。SASIの存在を確立する確率を、各観測チャネルのソース距離の関数として、および共同で議論します。シングルメッセンジャーアプローチと比較して、共同分析では、最大$\approx~40\%大きいSASIアクティビティの$P_\mathrm{D}$($P_\mathrm{FI}=0.1$)が得られます。5kpcの超新星までの距離$。また、SASIアクティビティの頻度と期間を各チャネルで個別に推定できる精度についても説明します。私たちの方法論は、現実的なデータ分析とマルチメッセンジャー設定での実装に適しています。
超高輝度降着 X 線パルサーのファンビーム放射への流出のコリメーション効果の可能性に関するモンテカルロ シミュレーション
| Title |
Monte-Carlo_simulations_on_possible_collimation_effects_of_outflows_to_fan-beamed_emission_of_ultraluminous_accreting_X-ray_pulsars |
| Authors |
X._Hou,_Y._You,_L._Ji,_R._Soria,_S.N._Zhang,_M.Y._Ge,_L._Tao,_S._Zhang,_H._Feng,_M._Zhou,_Y.L._Tuo,_L.M._Song,_and_J.C._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08021 |
脈動する超高輝度X線源(PULX)は、見かけのX線光度が$10^{39}\,\rmerg\s^{-1}$を超えるパルサーを降着させています。PULXの中性子星の降着柱の扇形ビーム放出について、降着流出の存在下で高いコリメーション効果（または強いビーム効果）が支配的であるかどうかを調べるために、モンテカルロシミュレーションを実行します。近くにある3つのPULX(RXJ0209.6$-$7427、SwiftJ0243.6+6124、およびSMCX-3)、つまりここにある3つの銃士は、強い流出が存在する場合でも、主なパルス放射が強くコリメートされていないことを示しています。この結論は、降着流出が一般的にそれらから生成される場合、銀河系外PULXの現在のサンプルに拡張できます。これは、観測されたPULXの高い光度が実際に固有のものであることを意味し、これを使用して、$\sim10^{13-14}$Gの非常に強い表面磁場、おそらく多極場の存在を推測できます。しかし、放射圧による円盤の球状化の結果として、PULXの降着円盤から強力なアウトフローが放出される場合、$\sim10^{12}$Gの規則的な双極子磁場が必要になる可能性があり、これは三銃士の磁場に匹敵します。エディントン限界(NSでは$2\times10^{38}\,\rmerg\s^{-1}$)をはるかに下回るものから超エディントンまでの大きな光度変化を経験しており、それらの最大光度は銀河間の光度ギャップを埋めています。パルサーと銀河系外PULX。
褐色矮星からのガンマ線束の限界：暗黒物質が消滅して長寿命のメディエーターになることへの影響
| Title |
Gamma-ray_flux_limits_from_brown_dwarfs:_Implications_for_dark_matter_annihilating_into_long-lived_mediators |
| Authors |
Pooja_Bhattacharjee,_Francesca_Calore_and_Pasquale_Dario_Serpico |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08067 |
褐色矮星(BD)は、最小質量の主系列星と巨大なガス惑星の間のリンクを表す天体です。この記事の最初の部分では、13年分のFermi-LATデータで、近くにある9つのBDの方向からガンマ線信号のモデルに依存しない検索を実行します。ガンマ線の大幅な超過は見られないため、ビン化された尤度アプローチを使用して、ガンマ線フラックスに95%信頼レベルの上限を設定します。論文の第2部では、これらの限界をBDでのガンマ線生成について提案されたエキゾチックなメカニズムの中で解釈します。散乱により効率的に蓄積することができます。DM粒子は最終的に熱分解し、光で長寿命のメディエータに消滅し、後でBDの外で光子に崩壊します。このフレームワーク内で、10GeV未満のDM質量に対して、レベル$\sim10^{-38}$cm$^{2}$でDM核子弾性散乱断面積に積み重ねられた上限を設定しました。私たちの限界は、天体のDM粒子の捕獲からの同様の限界に匹敵しますが、メディエーターの崩壊長とDM質量のパラメーター空間の大部分をカバーするという利点があります。また、内部の銀河のプロファイルとは対照的に、ローカルのDMの存在量のみに依存するため、より堅牢です。
SGR 1935+2154 の遅延スピンアップ グリッチ中のトルク反転について
ゲ等。最近SGR1935から観測された特異な大きな不具合が報告されました~\citep{2022arXiv221103246G}.%興味深いことに、このグリッチはFRB200428の約$3.1\pm2.5~\rm{days}$に発生し、$8\pm1~\rm{days}$のタイムスケールの遅延スピンアップ(DSU)プロセスが伴いました。%このDSUは、マグネターから明確に検出された最初のものです。以前は、DSUは若いCrabパルサーの大きなグリッチからのみ検出されていました。%驚くべきことに、このDSUはトルク反転をもたらしました。つまり、SGR1935のスピンダウン状態は、$8\pm1~\rm{days}$以内にスピンアップ状態に変わりました。これは、孤立した中性子星から観測された最初のケースですみなさんご存じのとおり。%さらに、正の平均トルクは、Crabパルサーから観測されたDSUから推定される値と大きさの順序で一致しています。%カニパルサーとSGR1935におけるDSUの出現と一貫した正のトルクの一致は、これらのDSUが同じ物理的起源を持ち、同時に分析されるべきであることを示唆しています。%CrabパルサーとSGR1935からのDSUに関する共同分析は、回転パラメータとは無関係な(少なくとも直接的には依存しない)物理的起源を示唆しています。%この新しいDSUとトルク反転現象がさらに確認され、降着が説得力を持って除外された場合、渦運動の枠組みの下でのDSU現象に関するほぼすべてのモデルを再考する必要があり、新しい物理学が必要になります。%異なる回転パラメータを持つ異なるパルサーからのDSUの共同分析は、それらの物理的起源、さらには中性子星の状態方程式と(銀河の)高速電波バーストのトリガーメカニズムを最終的に明らかにする重要な手がかりを提供する可能性があることを強調します。
原型電波弱い BL Lac の性質を解明する: WISE J141046.00 + 740511.2 の同時多周波観測
| Title |
Disentangling_the_nature_of_the_prototype_radio_weak_BL_Lac:_Contemporaneous_multifrequency_observations_of_WISE_J141046.00_+_740511.2 |
| Authors |
E._J._Marchesini,_V._Reynaldi,_F._Vieyro,_J._Saponara,_I._Andruchow,_I._E._L\'opez,_P._Benaglia,_S._A._Cellone,_N._Masetti,_F._Massaro,_H._A._Pe\~na-Herazo,_V._Chavushyan,_J._A._Combi,_J._A._Acosta-Pulido,_B._Ag\'is_Gonz\'alez,_and_N._Castro-Segura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08174 |
環境。ガンマ線放出源WISEJ141046.00+740511.2は、Swift/XRTデータとのクロスマッチングによるFermi-LAT検出に関連付けられています。それはべき乗則、特徴のない光スペクトルを含む、BLLac光源のすべての標準的な観測特性を示しています。ただし、無線周波数で検出されたのはごく最近のことであり、その電波フラックスは非常に低いです。ねらい。電波検出は、低エネルギーの対応物をFermi-LATソースに関連付けるための基本であることを考えると、同時期のデータに基づいて多波長分析を実行することにより、このソースを明確に分類することを目指しています。メソッド。JanskyVeryLargeArray、GiantMetrewaveRadioTelescope、GranTelescopioCanarias、Gemini、WilliamHerschelTelescope、およびLiverpool天文台での多周波観測と、Fermi-LATおよびSwiftデータを使用して、2種類の分析を実行しました。一方では、ラジオのラウドネスまたは弱さの特性評価と、ブレーザー(一般)およびソース(特に)への適用を説明するいくつかの既知のパラメーターを調査しました。一方、この光源の観測されたスペクトルエネルギー分布(SED)を作成して分析し、その特異な特性を説明しようとしました。結果。多波長分析は、WISEJ141046.00+740511.2が、高度に偏光された光を放射し、低赤方偏移に位置する可能性が高い高周波ピーク(HBL)タイプのブレーザーであることを示しています。さらに、そのSEDに最適な1ゾーンモデルパラメータは、極端なHBL(EHBL)のパラメータです。このタイプのブレーザーは、理論的には、通常のガンマ線ブレーザーに典型的な無線放射を欠いていると広く予測されています。結論。WISEJ141046.00+740511.2が実際にHBLタイプの高度に分極したBLLacであることを確認します。このソースで検出された異常な低電波束を説明するために、さらなる研究が行われます。
低離心軌道間の低推力擾乱ランデブーの簡易最適化モデル
低推力摂動軌道ランデブーの軌道最適化は、低地球軌道での宇宙ミッションにとって重要な技術であり、特に転送軌道が多くの回転を有する場合、初期値の感度のために解決が困難です。この論文では、低離心率軌道間の時間固定摂動軌道ランデブーを調査し、問題をパラメトリック最適化問題に単純化するアプリオリ準最適推力戦略を提案しました。これにより、複雑さが大幅に軽減されます。最適軌道は、ある中間軌道への移行、スラストオフドリフト、中間軌道から目標軌道への移行の3段階に分けられます。2つの転送段階で、宇宙船は推力のパラメトリック法則を使用すると想定されます。次に、非常に少ない未知数を使用して最適化モデルを取得できます。最後に,簡略化された最適化モデルを解決するために微分進化アルゴリズムを採用し,数値誤差を除去するために解析的補正プロセスを提案した。シミュレーション結果と以前の方法との比較により、この新しい方法の効率と低離心率軌道に対する高い精度が証明されました。この方法は、軌道上サービスや地球低軌道での積極的なデブリ除去などのミッションの予備解析と高精度軌道最適化に十分に適用できます。
ニューラルネットワークアーキテクチャSPENDERを、銀河スペクトルの分析、表現、および作成のためのコアとなる微分可能なビルディングブロックとして紹介します。最大256のスペクトル特徴に注意を払い、それらを低次元の潜在空間に圧縮する畳み込みエンコーダと、観測機器のスペクトル範囲と解像度を超えるレストフレーム表現を生成するデコーダを組み合わせます。デコーダーの後には、観察結果と一致するように、明示的な赤方偏移、リサンプリング、および畳み込み変換が続きます。このアーキテクチャは、任意の赤方偏移で銀河スペクトルを取得し、スカイライン減算の残差などのグリッチに対して堅牢であるため、大規模な調査からのスペクトルを追加の前処理なしで直接取り込むことができます。SDSS-IIの分光銀河サンプル全体でトレーニングすることにより、SPENDERのパフォーマンスを実証します。大幅にノイズを減らした非常に正確な再構成を作成する能力を示します。[OII]ダブレットを解決する超解像モデルのデコンボリューションとオーバーサンプリングを実行します。注意の重みを重要なスペクトル特徴のプロキシとして解釈する新しい方法を導入します。潜在空間で表される主な自由度を推測します。最後に、今後の改良と応用について説明します。
クラスI原始星の質量降着率と星の性質
| Title |
The_Mass_Accretion_Rate_and_Stellar_Properties_in_Class_I_Protostars |
| Authors |
Eleonora_Fiorellino,_Lukasz_Tychoniec,_Fernando_Cruz-Saenz_de_Miera,_Simone_Antoniucci,_Agnes_Kospal,_Carlo_F._Manara,_Brunella_Nisini,_and_Giovanni_Rosotti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07653 |
星は原始星の段階でその質量の大部分を集めますが、質量降着率を計算するために必要な降着光度と星のパラメーターは、最も若いソースに対してはあまり制約されていません。この作業の目的は、このギャップを埋めることであり、近く(<500pc)の星形成領域にあるクラスI原始星の大規模なサンプルの星の特性と降着率を計算し、それらの相互作用を分析することです。可能であれば、自己矛盾のない方法を使用して、SEDモデリングと近赤外線観測からのベール情報を使用して、降着と恒星のパラメーターを提供しました。50個の若い星について、降着と星の特性を初めて計算しました。確認された39個の原始星に分析の焦点を当て、それらの質量降着速度が約10^(-8)から約10^(-4)Msun/yrの間で変化し、星の質量範囲が約0.1から3Msunであることを発見した。クラスIのサンプルでは、クラスIIの天体よりも体系的に大きな質量降着率が見られます。私たちが発見した質量降着率は高いものの、星がクラスI段階の前にその質量の大部分を集めるか、原始星の全体的な段階で噴火的な降着が必要であることを示唆しています。実際、私たちの結果は、多数の原始星では円盤が不安定になる可能性があり、その結果、過去または将来に降着バーストや円盤の断片化が発生する可能性があることを示唆しています。
若い褐色矮星の $L$ バンド スペクトル
| Title |
$L$-band_Spectra_of_Young_Brown_Dwarfs |
| Authors |
Samuel_Beiler,_Katelyn_Allers,_Michael_Cushing,_Jacqueline_Faherty,_Mark_Marley,_and_Andrew_Skemer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07673 |
L2からL7までの範囲のスペクトルタイプを持つ8つの若いL型矮星の$L$バンド(2.98--3.96$\mu$m)分光研究を提示します。私たちのスペクトル(${\lambda}/{\Delta\lambda}\approx$250～600)は、Gemini近赤外分光器を使用して収集されました。最初に、若い$L$バンドスペクトルシーケンスを調べます。最も注目すべきは、3.3$\mu$mでのメタン吸収機能の$Q$ブランチの進化を分析することです。$Q$ブランチ機能は、以前のフィールドドワーフで以前に見られたように、L3とL6の間に最初に現れることがわかりました。次に、モデルスペクトルの5つの異なるグリッドをデータに適合させることにより、さまざまな大気モデルがオブジェクトの$L$バンドと公開された近赤外(0.7--2.5$\mu$m)スペクトルをどの程度再現しているかを分析します。近赤外データと$L$バンドを組み合わせたデータの最適パラメータを近赤外データのみの最適パラメータと比較し、$L$バンドの追加が結果に与える影響を分離します。この追加により、特に最適な有効温度が$\sim$100K低下します。また、雲と垂直混合率($K_{\mathrm{zz}}$)がモデルに含まれている場合、厚い雲とより高い$K_{\mathrm{zz}}$値が優先されます。私たちの天体のうち5つは、進化モデル、年齢推定、およびボロメータ光度を使用して導出された有効温度と表面重力も以前に公開しています。これらのパラメーターに一致するモデルスペクトルを私たちのスペクトルと比較すると、これらの公開された有効温度に一致させるには不平衡化学と雲が必要であることがわかります。これらの天体のうち3つはABDorのメンバーであり、メタンの$Q$分枝の温度依存性を示すことができます。
AGB星と赤色超巨星の3次元シミュレーションにおける自励脈動の性質
| Title |
Properties_of_self-excited_pulsations_in_3D_simulations_of_AGB_stars_and_red_supergiants |
| Authors |
Arief_Ahmad,_Bernd_Freytag_and_Susanne_H\"ofner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07682 |
低温巨星と超巨星の特徴的な変動性は、星の脈動と大規模な対流の組み合わせに起因します。完全な3D放射流体力学モデリングは、これらの動的プロセスの性質を理解するための不可欠なツールです。赤色巨星の3Dモデルグリッドのパラメーター空間は、近年拡大しています。これらのモデルは、対流と脈動の間の相互作用を含む、脈動の性質と特性に関する多くの洞察を提供できます。観測データと同様に、漸近巨星分枝(AGB)星と赤色超巨星の3D力学モデルを扱います。恒星パラメータと自励脈動の性質との関係を探ることを目的としています。CO5BOLD放射流体力学コードで計算されたグローバルな「箱の中の星」モデルからの出力は、特に脈動特性に関して分析され、入力および創発星パラメーターとの可能な相関関係を見つけました。モデル化された星の光球の下で考えられる半径方向の脈動周期を特定するために、高速フーリエ変換が球状に平均化された質量流に適用されました。恒星パラメータは、抽出された脈動周期との相関について調査されました。脈動周期は、現在の予想とよく一致して、星のパラメーターによって変化することがわかりました。脈動周期は、リッターの周期-平均密度関係によく従い、我々のAGBモデルは、観測から導き出された周期-光度関係と一致します。星の質量を基本モードの脈動周期と星の半径に関連付ける質量推定式が3Dモデルから導出されました。自己励起脈動と自己無撞着対流の間の相互作用の非線形性は分析を複雑にしますが、結果として得られる相関関係は、現在の理論的および観察的理解に関してよく一致しています。
活動領域におけるコロナの豊富さ: 進化とその下にある彩層および遷移領域の特性
| Title |
Coronal_Abundances_in_an_Active_Region:_Evolution_and_Underlying_Chromospheric_and_Transition_Region_Properties |
| Authors |
Paola_Testa_(1),_Juan_Martinez-Sykora_(2,3,4,5),_Bart_De_Pontieu_(2,4,5)_(_(1)_Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian,_(2)_Lockheed_Martin_Solar_&_Astrophysics_Laboratory,_(3)_Bay_Area_Environmental_Research_Institute,_(4)_Rosseland_Centre_for_Solar_Physics,_University_of_Oslo,_(5)_Institute_of_Theoretical_Astrophysics,_University_of_Oslo) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07755 |
太陽コロナと太陽風の元素存在量は、太陽光球の元素存在量とは異なることが多く、典型的には、第一イオン化ポテンシャルが低い元素が相対的に濃縮されています(FIP効果)。ここでは、約10日間にわたる活動領域(AR)におけるコロナの化学組成の空間分布と時間的変化を、ひので/EISスペクトルを使用して調べます。下層大気におけるFIP効果の足跡。コロナの存在量を導き出すために、MUSE調査のために最近開発されたスペクトル反転法を使用します(Cheungetal.2019,DePontieuetal.2020)。調査された活動領域(AR12738)では、冠状FIPバイアスが大きな空間的変動を示し、ARの境界にある流出領域で最高値(~2.5-3.5)を示しますが、通常は一時的な変動が小さいことがわかります。一部のコケ領域とAR太陽黒点周辺の一部の領域は、ARコアに対して強化されたFIP(~2-2.5)を示します。FIPバイアスは、これらのコケ地域の一部で最も変化しやすいようです。IRIS観測は、MgIIスペクトルのIRIS2インバージョンに由来する彩層乱流が、高いFIPバイアスによって特徴付けられる流出領域で強化されていることを明らかにし、AR流出の形成を説明することを目的としたモデルとモデルの両方に重要な新しい制約を提供します。化学分別の。
彩層磁場測定に最適なスペクトル線
| Title |
Optimal_spectral_lines_for_measuring_chromospheric_magnetic_fields |
| Authors |
P._Judge,_P._Bryans,_R._Casini,_L._Kleint,_D._Lacatus,_A._Paraschiv,_D._Schmit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07770 |
この論文では、太陽大気中で可能な限り高いベクトル磁場を測定するのに最適な、X線から赤外線波長までのスペクトル線を特定しています。機器および地球の大気の特性、ならびに太陽の存在量、大気の特性、および基本的な原子物理学は、特定の波長や診断技術に偏ることなく考慮されます。個々の系統の狭い焦点を絞った調査が詳細に報告されていますが、すべての系統の比較メリットの評価はこれまで公開されていません.UVではありますが、2800オングストローム付近のMg+h線とk線のバランスが取れており、太陽コロナの基部付近のプラズマの偏光測定に最適です。より長い波長の線がゼーマン効果に対してより高い感度を提供することを考えると、この結果は予想外でした。これらの線は光球の光学的深さを冠状底までサンプリングしますが、複数のスペクトル線のコアは、強い線のコアと内側の翼よりも、光学的深さの関数として磁気構造のはるかに識別可能なプローブを提供すると主張します。このように、2585オングストロームと2803オングストロームのh線の間のFe+の多くの彩層線とともに、このUV領域は、磁場がどのように出現し、加熱し、プラズマを加速するかに関する新しい発見を約束します。・彩層を理解した。
リチウム、ベリリウム、ホウ素からの興味深い発見
これは、2020年1月に開催されたヘンリーノリスラッセル講演会で発表した、希少軽元素であるリチウム(Li)、ベリリウム(Be)、およびホウ素(B)に関するいくつかの研究のハイライトに関するレポートです。これらの軽元素に関する作業の包括的なレビューですが、Liのビッグバン元素合成とこれらの軽元素の希少性に関するセクションが含まれています。これには、歴史的および現在の両方でそれらがどのように観察されているか、およびそれらの存在量を決定する際の難しさに関する情報が含まれています.銀河の歴史を通じて、これらの要素の進化をたどります。Li、Be、およびBの生成が進行中であるため、最も若い星に最も多くのLiが含まれており、それを破壊する時間が短くなっています。3つの元素はすべて、星の内部で容易に破壊されますが、表面の内容物を枯渇させる特定の核融合反応に対する感受性の程度は異なります。この特徴により、他の方法では観測できない星の内部への非常に優れたプローブになります。また、星の内部で働いているさまざまなプロセスを整理する際に、3つのうちの2つ以上の使用を強化します。
| Title |
A_Low-Mass_Pre-Main-Sequence_Eclipsing_Binary_in_Lower_Centaurus_Crux_Discovered_with_TESS |
| Authors |
Keivan_G._Stassun_(1),_Guillermo_Torres_(2),_Marina_Kounkel_(1),_Dax_L._Feliz_(1),_Luke_G._Bouma_(3),_Steve_B._Howell_(4),_Crystal_L._Gnilka_(4),_E._Furlan_(5)_((1)_Vanderbilt_University,_(2)_Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian,_(3)_Caltech,_(4)_NASA_Ames,_(5)_Caltech/IPAC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07899 |
2M1222-57の発見を、低質量の前主系列(PMS)食連星(EB)として、ガイア視差とニューラルネットワークによる適切な運動を使用して、ローワーケンタウロスクルース(LCC)協会で報告します。ageestimatorでは、年齢を16.2$\pm$2.2Myrと判断します。広帯域スペクトルエネルギー分布(SED)は、約10umで明確な超過を示し、周連円盤を示しています。新しいスペックルイメージング観測では、約100AU離れたかすかな三次コンパニオンが明らかになりました。H-アルファ放射は軌道周期で変調され、円盤の内側の端から中心星に到達する軌道上でパルス化された降着ストリームの理論モデルと一致しています。分光学的に決定された動径速度とTESS光度曲線の共同分析から、SEDとガイア視差によって提供される追加の厳しい制約とともに、0.74Msunと0.67Msunの食星の質量を測定します。0.98Rsunおよび0.94Rsunの半径。有効温度は3750Kと3645Kです。両方の星の質量と半径は、約1%の精度で測定されます。LCCの時代の標準的なPMS進化モデルの予測と比較して、測定された半径は膨張し、温度は抑制されます。また、Liの存在量は、これらのモデルで予測されたよりも約2dex少なくなります。しかし、表面磁場のグローバルおよび内部効果を説明するモデルは、測定された半径、温度、および17.0$\pm$0.5MyrのLi存在量を同時に再現することができます。全体として、2M1222-57系は、若い星の磁気活動がそれらの全体的な特性と内部の物理学の両方を変化させるという非常に強力な証拠を示しています。
NIR ショックトレーサー H$_2$ および [Fe II] における HH80-81 ジェットのイメージング
| Title |
Imaging_of_HH80-81_jet_in_the_NIR_shock_tracers_H$_2$_and_[Fe_II] |
| Authors |
Sreelekshmi_Mohan,_Sarita_Vig,_Watson_P._Varricatt,_Anandmayee_Tej |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08012 |
HH80-81システムは、巨大な原始星によって駆動される最も強力なジェットの1つです。H$_2$(2.122$\mu$m)および[FeII](1.644$\mu$m)線におけるHH80-81ジェットの新しい近赤外(NIR)線イメージング観測を提示します。これらの線は、励起源に近いジェットだけでなく、遠くにあるノットもトレースします。HH80とHH81を含む9つのグループの結び目のような構造が、ジェット内に$0.2-0.9$pc間隔で検出されました。ジェットの北側アームの結び目は、励起源に近い[FeII]放出のみを示し、中間距離では[FeII]とH$_2$の組み合わせ、さらに外側ではH$_2$放出のみを示します。南側のアームに向かって、すべての結び目はH$_2$と[FeII]放出の両方を示します。衝撃の性質は、NIR観測を文献からの電波およびX線観測と同化することによって推測されます。北側の腕では、刺激源の近くにある結び目に強い解離性ショックが存在すると推測されます。HH80とHH81を含む南腕の結び目は、強いショックと弱いショックの組み合わせとして説明できます。[FeII]光度から決定されたノットの質量損失率は、$\sim3.0\times10^{-7}-5.2\times10^{-5}$M$_{\odot}$の範囲にあります。yr$^{-1}$、大規模な原始星からのものと一致。ジェットの駆動源に近い中央領域に向けて、H$_2$放射にバウショックに似たさまざまなアークと、複数の流出の痕跡を示すH$_2$ノットのストリングが観測されました。
回転等価温度と太陽粒状化
流体セルの回転は追加の圧力を生成し、等方性膨張の温度と同様の特性を示し、サイズの形で対流基準に影響を与えます。小さな流体セルは自然対流状態で、大きな流体セルは強制対流状態です。これは、太陽粒状化に関する観測データで検証されており、粒状体の臨界サイズが局所平均渦の値と負の相関があることも推測されます。
HMI と IRIS で観測された太陽光球と遷移領域におけるべき乗則勾配の普遍性
| Title |
The_Universality_of_Power_Law_Slopes_in_the_Solar_Photosphere_and_Transition_Region_Observed_with_HMI_and_IRIS |
| Authors |
Markus_J._Aschwanden_and_Nived_Vilangot_Nhalil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08323 |
{\slHelioseismicandMagneticImager(HMI)}と{\slInterfaceRegionImagingSpectrograph(IRIS)}データ。データセットごとに、ガウスとべき乗サイズ分布関数の組み合わせを当てはめます。これにより、4つの異なる物理プロセスに関する情報が得られます。(ii)移行領域での針状プラージュイベント(IRISデータのべき乗則サイズ分布を説明)。(iii)ごま塩の小規模磁気構造(HMIマグネトグラムのランダムノイズ分布の説明)。(iv)フレアおよびナノフレアにおける磁気再接続プロセス(HMIデータにおけるべき乗則サイズ分布の説明)。IRISデータとHMIデータの間に高い相関(CCC=0.97)が見られます。磁束バランスを持つデータセットは、平均磁束のSOC予測べき乗則勾配$\alpha_F=1.80$と一致することがわかり、SOC推定磁束サイズ分布の普遍性が確認され、Parnellらの結果と一致します~(2009)、$\alpha_F=1.85\pm0.14$.
上部主系列星における内部重力波の測光検出。 III. celerite2 を使用した振幅スペクトル フィッティングとガウス過程回帰の比較
| Title |
Photometric_detection_of_internal_gravity_waves_in_upper_main-sequence_stars._III._Comparison_of_amplitude_spectrum_fitting_and_Gaussian_process_regression_using_celerite2 |
| Authors |
Dominic_M._Bowman_and_Trevor_Z._Dorn-Wallenstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08347 |
宇宙測光法を使用した大質量星の研究により、それらは一般的に確率的低周波(SLF)変動を示すことが明らかになりました。これは、対流核や表面下の対流帯など、恒星内部の対流領域と放射領域の界面で励起された内部重力波(IGW)によって引き起こされると解釈されています。TESSミッションで観測された大規模な主系列星のSLF変動の特性をさまざまな統計手法で比較し、SLF変動の形態とHRダイアグラムでの星の位置との相関を確認することを目的としています。TESSによって観測された30個の大質量星のサンプルから、光曲線の振幅スペクトルのフィッティングから得られたSLF変動の結果のパラメーター、特に特性周波数を、celerite2ガウス過程(GP)回帰ソフトウェアとダンピングSHOカーネル。振幅スペクトルのフィッティングから得られた特性周波数と、考慮されている少数のサンプルのみについてcelerite2を使用したGP回帰を使用した光曲線の共分散構造のフィッティングから得られた特性周波数の違いを見つけます。ただし、以前に報告された質量、年齢、およびSLF変動性の特性の傾向は影響を受けません。GP回帰は、文献で使用されている以前の手法と比較して、大質量星のSLF変動を効率的に特徴付けるための便利で新しい方法論です。星のSLF変動性、特に固有振動数とHRダイアグラム内のその位置との間の相関関係は、主系列の大質量星ではロバストであると結論付けています。大質量星のSLF変動の確率分布にも分布があり、これはSLF変動の一貫性が大質量星の質量と年齢の関数でもあることを示しています。
天体物理学で生じる Lane-Emden 型方程式のモンテカルロ シミュレーション
| Title |
Monte_Carlo_Simulation_of_Lane-Emden_Type_Equations_Arising_in_Astrophysics |
| Authors |
Samah_H._El-Essawy,_Mohamed_I._Nouh,_Ahmed_A._Soliman,_Helal_I._Abdel_Rahman,_Gamal_A._Abd-Elmougod |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08356 |
モンテカルロ(MC)法は、人間活動の多くの分野で重要な役割を果たし、物理科学の多くの分野で応用されています。この論文では、レーン-エムデン(LE)タイプの方程式を解くためのMCアルゴリズムに基づく計算技術を提案します。天体物理学で生じる4つのLE方程式を分析します:ポリトロープガス球、等温ガス球、白色矮星方程式の正と負のインデックス。正屈折率ポリトロープの11個のモデル(つまり、11個のLE方程式)、負屈折率ポリトロープの9個、等温ガス球体、および白色矮星方程式を計算しました。MCと数値/解析モデルを比較すると、調査中の4つのLE方程式がよく一致します。
インコヒーレント フィールドからコヒーレント リコネクションへ: 静かな太陽における対流駆動型コロナ加熱の理解
| Title |
From_incoherent_field_to_coherent_reconnection:_understanding_convection-driven_coronal_heating_in_the_quiet_Sun |
| Authors |
Rebecca_Robinson,_Mats_Carlsson_and_Guillaume_Aulanier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08364 |
静かな太陽での磁気リコネクションは一貫して観測されている現象であり、現実的に成層化された対流駆動のリコネクションの3D数値モデルを介してシミュレートすることが最近可能になりました。対流運動によって駆動される磁気リコネクションを介して、静かな太陽の場が太陽大気の加熱に寄与する可能性がある方法を説明することを目的としています。また、リコネクションドライバーとトポロジー条件の観点から、層化モデルを以前の理想化されたコロナモデルと比較することも目指しています。複雑なコロナ磁場が基礎となる対流によって首尾一貫して駆動される静かな太陽のシミュレーションを分析しました。磁気リコネクションと大気加熱に関連する特定の磁気機能の時空間挙動を追跡するために、ラグランジュマーカーの選択を採用しました。シミュレートされたコロナでは、弱い磁場と高電流を特徴とする平らなX字型の特徴で、大規模なリコネクション駆動型の加熱イベントが発生します。関連する機能には、滑らかな上に横たわる水平磁場、アーケード、および最終的に上に横たわる磁場と再接続する水平フラックスロープが含まれ、コロナプラズマ温度が最大1.47MKまで上昇します。私たちの結果は、理想化されたコロナフレアモデルとよく一致していることがわかります。これは、同じ物理的概念が有効であることを示しています。また、フラックスロープとアーケードの再接続は、明らかなコヒーレントフラックスの出現によっても、秩序だった光球運動やフラックスキャンセルによっても形成されないこともわかりました。代わりに、それらは単に既存のもつれた磁力線の自己無撞着な対流駆動から発展しているように見える。この段階的な順序付けは、光球フラックス濃度以上に位置する、より小さな再結合イベントを介した磁気ヘリシティの逆カスケードを示唆しています。このケースは、真の静かな太陽に遍在する加熱イベントの代表であると示唆しています。
メソインフレ QCD アクシオン
アクシオンのPeccei-Quinn対称性がインフレーションの開始後に自発的に破られる可能性を研究します。このシナリオは、インフレーション前とインフレーション後のアクシオン宇宙論を補間し、両方からの顕著な現象論的差異を示します。アクシオンはインフレの初期段階では存在しないため、最大の等曲率制約を回避して、CMBによって制約されないスケールでのみ大きなインフレ変動が生成されます。ただし、短いスケールでの等曲率摂動のエネルギー密度は、ミスアライメントからの断熱寄与に匹敵する可能性があります。これらの大きな過密度は、アクシオンのミニクラスターの形成につながる可能性があり、ライマン$\alpha$フォレストや将来のCMBスペクトル歪み測定からの制約にもつながる可能性があります。インフレーションの最初のO(25)e-foldings中にPeccei-Quinn対称性が破られた場合、ストリングネットワークからアクシオンは生成されませんが、ドメインウォールの消滅からの寄与により、存在量がさらに増加する可能性があります。このシナリオは、インフレーション中のハッブルスケールがペッセイ・クイン対称性の破れスケールを下回った場合、最小限にしか実現されませんが、他の実現が可能です。
高エネルギー陽子-陽子衝突とバリオニウム暗黒物質
LHCで測定された正のハイペロン生成非対称性は、HE陽子-陽子相互作用におけるバリオン生成でのバリオン電荷移動におけるストリングジャンクションの役割の実際のデモンストレーションです。暗黒物質の候補としてバリオン電荷ゼロの中性重粒子を発明するためには、ハドロン物理学とポメロン理論の二重トポロジー表現の時代に戻る必要があります。HE陽子-陽子衝突におけるポメロン交換のトポロジー表現は、クォーク-グルーオンネットで覆われた円柱です。3つのグルオンの結合(SJ)が正のバリオン数を持ち、アンチジャンクション{antiSJ)が負のバリオン電荷であることを考慮すると、バリオン電荷がゼロの中性自己結合バリオン構成は、それぞれ3つのストリングジャンクションと3つのアンチジャンクション頂点を持つ離散数の六角形。このようなバリオニウムトーラスを観測する可能性は、この論文で3つのケースについて議論されています:p-pコライダーでの衝突、大気との宇宙粒子の相互作用、および活動銀河核での相対論的ジェットでも同様です。
拡張された対称性によるアクシオンの存在量の減少
最近の研究では、Peccei-Quinn(PQ)フィールドが非常に軽いスカラー/秒に結合されると、QCDアクシオンの遺物の暗黒物質の存在量が変化し、有効なアクシオン質量が初期宇宙で動的になることを示しました。この作業では、新しい拡張対称グループを導入して新しい粒子の質量を保護することにより、このフレームワークをさらに発展させます。大きな$N$を持つ新しいグローバルな$SO(N)$対称性により、新しいスカラーの軽さを説明できるだけでなく、技術的に自然な方法でアクシオンのレリックの存在量を減らすことができることがわかりました。これにより、GUTスケールに近づくことを含め、大きなPQスケールの可能性が開かれ、アクシオンの正しいレリック豊富さを自然に生成します.また、これらのモデルでは、非常に初期の宇宙では有効なPQスケールが比較的小さいため、これはインフレーションによる等曲率の問題を軽減するのに役立ちます。さらに、宇宙ストリングからの過剰閉鎖の可能性ではなく、拡張された対称性は、比較的少量の存在量を提供する非トポロジカルテクスチャの形成を意味します。
冷たい星間ガス系は、暗黒物質(DM)からの加熱速度がガスの天体物理学的冷却速度よりも低くなければならないという条件によって暗黒物質(DM)モデルを制約するために使用されてきました。WadekarとFarrar(2021)の方法論に従って、ガスに富む矮小銀河の星間媒体であるレオTと天の川環境のガス雲であるG33.4-8.0を使用して、DMを制約します。しし座Tは、そのガスが後期宇宙のすべてのオブジェクトの中で最も低い冷却速度を持つ可能性があるため、特に強力なシステムです(ガスの体積密度と金属量が低いため)。天の川雲は、場合によっては、DM-ガスの相対速度がレオTの相対速度よりもはるかに大きいため、補完的な制限を提供します。DMがガスを加熱できる次のシナリオに関する制約を導き出します:$(i)$相互作用:ガス中の水素原子または自由電子を含むアクシオンの$(ii)$ガスプラズマ中の残留磁気荷電DMの減速$(iii)$コンパクトDMからの動的摩擦$(iv)$複合DMの硬球散乱ガス。私たちの制限は、DM直接検出検索を補完します。今後の21cmからのしし座Tのようなガスに富んだ低質量矮星の検出と光学調査により、私たちの限界を改善することができます。
| Title |
Entanglement_in_three-flavor_collective_neutrino_oscillations |
| Authors |
Pooja_Siwach,_Anna_M._Suliga_and_A._Baha_Balantekin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07678 |
コア崩壊超新星の内部に存在する極端な条件は、ニュートリノ-ニュートリノ相互作用を実現可能にするだけでなく、特定の領域で支配的にし、ニュートリノフレーバーの非線形進化につながります。このような集団ニュートリノ振動を平均場近似で扱った場合に得られる結果は、量子相関が無視されるため、多体像を使用した結果から逸脱します。集団ニュートリノ振動の最初の3つのフレーバー多体計算を提示します。エンタングルメントは、エンタングルメントエントロピーと偏光ベクトルの成分によって定量化されます。フレーバーレプトン数保存量の観点からもつれの定性的尺度を提案します。現在の作業で検討されているケースでは、もつれは2つのフレーバー近似で過小評価される可能性があることがわかりました。エンタングルメントの質量秩序への依存性も調べた。また、異なる質量順序での質量固有状態の混合についても調べます。
温暖な自然インフレとプランク 2018 の制約について
強い散逸限界と弱い散逸限界の両方で、遅いロール段階でのウォームインフレーションパラダイム内で、2次項または周期項のいずれかによって特徴付けられる重力への非最小カップリングを伴う自然インフレーションを調査し、スペクトルインデックスに対応できることを示します。$n_s$およびtensor-to-scalarratio$r$オブザーバブルはPlanck2018の制約によって与えられますが、地平線の問題を解決するにはe-folding数の値が小さすぎるため、自然インフレの問題に対する部分的な解決策しか提供しません。
カシミール力実験のカメレオンモデルに特化して、選別された修正重力理論の境界と予測を計算します。特に、カメレオン型の遮蔽された相互作用を受けるプレートと球の間の古典的な相互作用を調査します。フィールドプロファイルの数値シミュレーションと、球体にかかる古典的な圧力を、これらの非線形フィールド理論の解析的近似と比較します。特に、近接力近似(PFA)に注目し、数値的にシミュレートされた球サイズ$R$およびプレートと球体の距離$D$の範囲内で、PFAが数値結果を再現しないことを示します。これは、PFAが正確な結果と一致するニュートン重力や湯川モデルなどの線形場の理論の場合とは異なります。カメレオン理論の場合、球がプレートのために外部場に埋め込まれた遮蔽された球としてモデル化される遮蔽係数近似(SFA)がより適切に機能し、体制$D\gtrsimR$で使用して抽出できることを示します。既存および今後のデータからの制約と予測。特に、将来のCasimir実験は、暗黒エネルギースケールでの最も単純なカメレオンモデルのパラメーター空間の閉鎖を裏付けると予測しています。
太陽嵐と海底インターネットケーブル
コロナ質量放出(CME)は、地磁気嵐を引き起こし、地電流を誘発して、地上の送電網運用のパフォーマンスを低下させる可能性があります。特に、CMEは配電網に大規模な停電を引き起こすことで知られています。海底インターネットケーブルは、数千キロに及ぶ銅導体を介して給電されており、CMEによる損傷を受けやすく、大規模で長期にわたるインターネットの停止の可能性を高めています。これらのリスクの大きさをよりよく理解するために、太陽活動が活発な期間中の4つの異なる大洋横断ケーブルのケーブル電源の電圧変化を監視します。システムの着陸地点での高周波地球磁場の強度と線間電圧の変化との間に強い相関関係があることがわかりました。また、これらの2つの量が、100年に1度のCMEイベントの影響を推定できるほぼ線形のべき乗則スケーリング動作を示すことも明らかにしました。私たちの調査結果は、長距離の海底ケーブルは、その長さと方向に関係なく、1859年のキャリントンイベントのような大規模な太陽嵐でも損傷を受けないことを明らかにしています。
単位円上のランダム過程の推定と検出
周波数がランダムに変化する正弦波信号を検出する問題には、長い歴史があります。これは、水中音響周波数ライン追跡、FM無線通信の復調、光通信におけるレーザー位相ドリフト、最近では連続重力波天文学など、多くのアプリケーションで発生する信号処理の中心的な問題の1つです。この論文では、特定の検出事後密度を計算するためのマルコフ連鎖モンテカルロベースの手順について説明します。私たちのアプローチが、これらの問題の主要な手法であると一般に考えられている隠れマルコフモデルベースのソリューションよりも最大25$パーセント高い検出率をもたらすことをシミュレーションで示します。
| Title |
Constraining_the_Lorentz-Violating_Bumblebee_Vector_Field_with_Big_Bang_Nucleosynthesis_and_Gravitational_Baryogenesis |
| Authors |
Mohsen_Khodadi,_Gaetano_Lambiase,_Ahmad_Sheykhi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07934 |
宇宙論的原理、つまり等方性で均質な宇宙を維持することにより、\textit{bumblebee}モデルとして知られる重力のベクトルテンソル理論の宇宙論を考察します。このモデルでは、非ゼロの真空期待値(VEV)を持つ単一のローレンツ違反の時系列ベクトル場が、Ricciテンソルとスカラーにも結合します。ベクトル場の時間発展の仮説$B(t)\simt^\beta$を使用して、関連する宇宙の動的方程式を導出します。ここで、$\beta$は自由パラメーターです。特に、ビッグバン元素合成(BBN)とBaryogenesis時代の物質反物質非対称性から得られた観測データを採用することにより、マルハナバチの時間的ベクトル場のVEV、つまり$\xib^2$にいくつかの制約を課します。および指数パラメータ$\beta$。前者と後者は、ローレンツ違反のサイズと、背景のローレンツ違反マルハナバチ場の時間発展の速度をそれぞれ制限します。
矮小球状銀河におけるブラノンの暗黒物質消滅の痕跡を MAGIC Telescopes と組み合わせて検索
| Title |
Combined_search_in_dwarf_spheroidal_galaxies_for_branon_dark_matter_annihilation_signatures_with_the_MAGIC_Telescopes |
| Authors |
T._Miener,_D._Nieto,_V._Gammaldi,_D._Kerszberg_and_J._Rico_(on_behalf_of_the_MAGIC_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.07979 |
現代物理学にとって最も差し迫った問題の1つは、暗黒物質(DM)の性質です。このとらえどころのない種類の問題をモデル化するために、いくつかの努力がなされてきました。DMの最大部分は、標準モデル(SM)の既知の粒子のいずれからも作ることができません。素粒子物理学のSMを超えたDM候補の将来の枠組みとして、ブレーン世界理論に焦点を当てています。ブレーンのゆらぎに対応する柔軟なブレーンの世界モデルに現れる新しい自由度は、ブラノンと呼ばれます。それらは、DMの最も好まれる候補の1つである弱く相互作用する大質量粒子(WIMP)として動作します。TeV質量範囲で最も制約的なブラノンDM制限につながる地上ベースのガンマ線望遠鏡MAGICを使用して、ブラノンDM消滅シグネチャの矮小回転楕円体銀河のマルチターゲットDM検索を提示します。
異方性定ロール k インフレーション モデル
この論文では、k-インフレーションモデルが、スカラー場とベクトル場の間の超重力による結合$f^2の存在下で、一定ロール条件下でのインフレーション解としてBianchiタイプIメトリックを受け入れるかどうかを調べたいと思います。(\phi)F_{\mu\nu}F^{\mu\nu}$.その結果、このシナリオでは、いくつかの新しい異方性インフレーションソリューションが、ベキ乗則と共に現れることが示されています。さらに、これらの解は、ホーキングの宇宙無毛予想の予測とは対照的に、魅力的であることが数値的に確認されています。
重力波とオタマジャクシの復元: 有限温度 QFT の効率的かつ簡単な収束
| Title |
Gravitational_waves_and_tadpole_resummation:_Efficient_and_easy_convergence_of_finite_temperature_QFT |
| Authors |
David_Curtin,_Jyotirmoy_Roy,_Graham_White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08218 |
オタマジャクシに挿入されたギャップ方程式の解を使用する「最適化された部分ドレッシング」（OPD）熱質量復元が、高温近似の使用を必要とせずに、有効熱ポテンシャルの有限温度摂動理論計算を効率的に調整することを解析的および数値的に示します。.OPD再開、標準のParwaniデイジー再開、および次元削減のスケール依存性の分析的推定は、OPDが次元削減と同様のスケール依存性を持ち、Parwani再開よりも大幅に改善されていることを示しています。また、現実的な数値計算のためにギャップ方程式を構築して解く方法を説明し、おもちゃのスカラーモデルに対するOPDの改善された精度と精度を示します。OPDの改善された精度の物理的重要性の例は、モデルが生成できる最大重力波振幅であり、Parwaniの復元では2桁も過小評価されています。これは、モデルの幅広い機能を分析する場合でも、理論上の不確実性を制御する必要があることを強調しています。2ループの次元削減と比較してOPDが単純であること、およびこのスキームが高温膨張からの逸脱を容易に処理できることを考えると、このスキームは現実的なBSMモデルのパラメーター空間を分析する上で大きな可能性を秘めていると主張します。
Peccei-Quinn対称性の破れに続いてインフレの期間が続くシナリオを考えます。特に興味深いケースは、対称性の破れによって生成されたストリングドメインウォールネットワークが、QCD相転移の後に地平線に入るということです。このようなストリングドメインウォールネットワークによって生成されるアクシオンの存在量は、従来のインフレ後のペッセイ・クイン対称性の破れのシナリオよりも直感に反してはるかに大きいことを示しています。その結果、約$10^8$GeVの天体物理学的境界と同じくらい低いアクシオン崩壊定数のシナリオは、観測された暗黒物質の豊富さを説明することができます。ストリングドメインウォールネットワークから生成されたアクシオンミニハローは、従来のシナリオよりもはるかに大規模です。また、インフレーション中のペッセイ・クイン相転移やペッセイ・クイン相転移後の2回目のインフレーションなど、このシナリオを実現できるモデルについても簡単に説明します。
BiGONLight: 数値相対性理論における光学観測量を計算するための新しいパッケージ
最も一般的な方法で相対論的効果を調べるには、宇宙論における光の伝播を統一的に扱う必要があります。この目標は、バイローカル測地線演算子(BGO)に関する測地線偏差方程式の新しい解釈で達成できます。BGO形式は、標準の定式化を拡張し、光と時空の曲率の間の相互作用によるすべての可能な光学現象を記述する統一されたフレームワークを提供します。私の論文では、{\ttBiGONLight}を提示します。これは、BGO形式を適用して数値相対論における光の伝搬を研究する{\ttMathematica}パッケージです。このパッケージは、3+1バイローカル測地演算子フレームワークを{\ttMathematica}関数のコレクションとしてエンコードします。入力は、時空間メトリックにオブザーバーとソースのキネマティクスを加えた3+1量の形式で、数値シミュレーションから直接取得するか、ユーザーが解析コンポーネントとして提供できます。これらのデータは、対称性や特定の座標の選択に依存することなく、完全に一般的な方法でレイトレーシングとBGOの計算に使用されます。このパッケージの主な目的は、任意の時空における光学観測量の計算です。BGO形式の統一された理論的フレームワークにより、1回の計算で複数の観測量を抽出できます。一方、{\ttWolfram}言語は柔軟な計算フレームワークを提供し、パッケージを光伝搬の数値研究と分析研究の両方に高度に適応させます。
凍結による暗黒物質とその不均一性
暗黒物質の生成のための一般的な凍結プロセスと、その結果としての標準モデル流体の再熱化を検討します。暗黒物質は、現在の観測によって調査された宇宙スケールでの標準モデルの断熱不均一性を継承していることがわかります。これは、凍結中の超地平線でした。これにより、フリーズインは等曲率摂動の境界を満たします。
