i-SPin: 自己相互作用を持つ多成分 Schr\"{o}dinger-Poisson システムの積分器
重力に加えて引力または斥力の自己相互作用を含む、多成分Schr\"{o}dinger-Poisson(SP)システムを数値的に進化させるためのアルゴリズムと公開されているコードを提供します。-大規模なベクトル場の相対論的限界、非重力自己相互作用(特に、スピン-スピン型相互作用)は、純粋な重力系には存在しない質量とスピンの保存に関連する新しい課題をもたらします.これらの課題には、分析的な方法で対処します.アルゴリズムの自明ではない「キック」ステップの解.この解析解を装備すると,完全な場の進化は2次精度であり,スピンと質量を機械の精度に維持し,可逆である.私たちのアルゴリズムは以下を可能にします:一般的な$n$-SO$(n)$対称性を持つ成分フィールド、宇宙論に関連する膨張する宇宙、および実験室の設定に関連する外部ポテンシャルの包含。
Euclid: 主要な宇宙パラメータ科学に関するパフォーマンス
| Title |
Euclid:_performance_on_main_cosmological_parameter_science |
| Authors |
Isaac_Tutusaus,_Jenny_G._Sorce,_Antonino_Troja_(on_behalf_of_the_Euclid_Consortium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08913 |
ユークリッドは、銀河系と太陽系からの光による汚染のない領域で、最も暗い空の15000deg$^2$を観測します。合計で約40deg$^2$をカバーする3つの「ユークリッドディープフィールド」サーベイは、ミッションの科学的範囲を高赤方偏移宇宙にまで広げます。完全な調査は、数十万枚の画像と数十ペタバイトのデータで構成されます。約100億のソースが観測されます。これらの画像を使って、ユークリッドは宇宙の膨張の歴史と宇宙構造の進化を探ります。これは、暗黒物質の重力レンズ効果による銀河の形状への影響を測定し、測定された銀河と銀河団の分光学的赤方偏移から宇宙構造の3次元分布を再構成することによって達成されます。これらの議事録は、この前例のないデータセットの宇宙論と宇宙論的制約への影響を示しています。特に興味深いのは、暗黒エネルギーの性質に関する予想される制約です。
Generative Adversarial Networks を使用したレンズ付き CMB からの銀河団収束の回復
| Title |
Recovering_Galaxy_Cluster_Convergence_from_Lensed_CMB_with_Generative_Adversarial_Networks |
| Authors |
Liam_Parker,_Dongwon_Han,_Pablo_Lemos_Portela,_Shirley_Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08990 |
条件付き敵対的生成ネットワーク(cGAN)を活用して、レンズ付きCMB温度マップから銀河団の収束を再構築する新しい方法を提示します。私たちのモデルは、Caldeiraらによって提示されたResidualU-Netアプローチと比較して、構造と高周波数の正確性を強調するように構築されています。アル。（2019）。最終的に、両方のモデルがノイズのない状態で(およびクラスターの中心をランダムに中心からずらした後も)同様に機能する一方で、5uK/arcminのホワイトノイズまたは天体物理学の前景(tSZおよびkSZ);この優れたパフォーマンスは、ResUNetが従来の方法よりもパフォーマンスが低いレジームである高いlで特に顕著です。
ディープラーニングを使用して部分的な空から E-to-B 漏れを除去する全天 CMB E および B モード スペクトルの再構築
| Title |
Reconstruction_of_full_sky_CMB_E_and_B_modes_spectra_removing_E-to-B_leakage_from_partial_sky_using_deep_learning |
| Authors |
Srikanta_Pal_and_Rajib_Saha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09112 |
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)偏波スペクトルの空の解析が不完全であるため、CMB偏波の$E$モードと$B$モードの間の漏れという大きな問題が引き起こされます。この記事では、畳み込みニューラルネットワーク(CNN)を使用して、この$E$から$B$へのリークの問題を取り除くための機械学習アプローチを紹介します。$N_{side}=256$の場合、CNNシステムを開発して、多重極範囲$2\leq\ell\leq512$の部分的な空のスペクトルから、多重極範囲$2\leq\ell\leq384$の全空のスペクトルを予測します。$E$-と$B$-モードの両方で同時に使用できます。この分析では、テンソルとスカラーの比率$r=0.001$の理論スペクトルを使用して、CMB偏光の実現マップをシミュレートします。これらの実現マップから取得した全天スペクトルと、マスクされた実現マップから取得した対応する部分スペクトルの$10^5$数のトレーニングサンプルを使用して、CNNシステムをトレーニングします。トレーニング済みのCNNシステムによって予測された全天$E$モードおよび$B$モードスペクトルは、対応するターゲット全天スペクトルおよびこれらのCMB偏光モードの理論スペクトルと非常によく一致します。興味深いことに、これらの偏光モードのこれらの予測された全天スペクトルも、各多重極での宇宙分散を保持しています。これらの偏波モードのそれぞれについて、これらの予測された全天スペクトルの有意比率は、およそ$3\sigma$以内であることに注意してください。さらに、トレーニング済みのCNNシステムは、部分的な空の$E$モードおよび$B$モードのスペクトルに現れる有意な相関を効果的に除去します。したがって、私たちが開発したトレーニング済みのCNNシステムは、対応する部分的な空のスペクトルから全天の$E$-および$B$-モードのスペクトルを予測し、統計的特性全体を維持し、いわゆる$E$-の問題を取り除くことができます。$B$へのリーク。
| Title |
A_systematic_validation_of_hot_Neptunes_in_TESS_data |
| Authors |
Christian_Magliano,_Giovanni_Covone,_Richa_Dobal,_Luca_Cacciapuoti,_Luca_Tonietti,_Steven_Giacalone,_Jose_I.Vines,_Laura_Inno,_James_S._Jenkins,_Jack_J._Lissauer,_Allyson_Bieryla,_Fabrizio_Oliva,_Isabella_Pagano,_Veselin_Kostov,_Carl_Ziegler,_David_R._Ciardi,_Erica_J._Gonzales,_Courtney_D._Dressing,_Lars_A._Buchhave,_Steve_B._Howell,_Rachel_A._Matson,_Elisabeth_Matthews,_Alessandra_Rotundi,_Douglas_Alves,_Stefano_Fiscale,_Riccardo_M.Ienco,_Pablo_Pena,_Francesco_Gallo,_Maria_T.Muscari_Tomajoli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08490 |
DAVEとTRICERATOPSを使用した2段階の審査手法を適用して、ホットNeptune候補のサンプルを統計的に検証しました。$P\leq4$dおよび$3R_\oplus\leqR\leq5R_\oplus$で定義されたパラメーター領域で、TransitingExoplanetSurveySatellite(TESS)アーカイブ内の250のトランジットのようなイベントの体系的な検証を実行しました。分析を通じて、18のホットNeptuneサイズの候補を特定し、偽陽性確率は$<50\%$でした。これらの惑星候補のうち9つは、まだ確認する必要があります。9つのターゲットのそれぞれについて、ARIADNEを使用して恒星パラメーターを取得し、julietパッケージでライトカーブをフィッティングすることで惑星パラメーターの制約を導き出しました。この9つの候補のサンプル内で、2つのシステム(TOI-277bおよびTOI-1288b)を追跡観察とともにTRICERATOPSで再処理することにより、統計的に検証しました(つまり、偽陽性確率<$0.3\%$)。.これらの新しく検証された太陽系外惑星は、既知のホット海王星の人口を拡大し、将来の視線速度追跡調査の優先度の高いターゲットです。
周回惑星: 移動、平均運動共鳴への閉じ込め、および放出
| Title |
Circumbinary_planets:_migration,_trapping_in_mean-motion_resonances,_and_ejection |
| Authors |
Emmanuel_Gianuzzi,_Cristian_A._Giuppone,_Nicol\'as_Cuello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08520 |
連星の周りで発見された惑星系のほとんどは、その系の重心から約3つの半長軸に位置し、不思議なことに低次の平均運動共鳴(MMR)に近い。これらの周連星の形成メカニズムはまだ完全には理解されていません。連星との相互作用が強いため、その場での形成は非常に困難です。考えられる説明の1つは、これらの惑星が形成された後、これらの惑星と周囲の原始惑星系円盤との間の相互作用により、円盤の性質と系外惑星の質量に依存する速度で惑星が移動することです。直接的な流体力学シミュレーションで広範なデータを取得できますが、その計算コストは依然として高すぎます。一方、直接n体シミュレーションアプローチを使用すると、はるかに低コストで多種多様なパラメーターをモデル化できます。一定の速度で惑星の移動を模倣するストークスのような力を使用して、さまざまな連星の周りの惑星の移動を分析します。私たちの目標は、内部連星とのさまざまな共鳴での惑星の放出に関与する主なパラメーターを特定することです。ストークスのような力で4200回のn体シミュレーションを実行し、各システムの特性の関数としてその進化と結果を分析しました。シミュレートされた各太陽系外惑星について、検査されたパラメータとMMRキャプチャのプロセスとの関係を明らかにするために、アンサンブル学習法を分類に適用しました。さまざまなN/1MMRの捕獲確率を特定します。4/1が系外惑星を捕獲する傾向が最も高く、37%の確率で、MMR5/1が$\sim$23%の確率で続きます。連星の離心率は、各周連星系外惑星のMMR捕獲を決定する上で最も重要なパラメーターであることがわかり、続いて連星の質量比と惑星の初期離心率が続きます。
磁気風による降着を伴う層流周惑星円盤における効果的な塵の成長
ガス惑星の周りの大型衛星は、その場で惑星周円盤(CPD)を形成すると考えられてきました。ただし、CPDに供給されたダスト粒子は、衛星の構成要素であるサテライトシマルに成長する前に、中央の惑星に向かってドリフトします。磁気風による降着を伴う層流CPDにおけるダストの成長を調査します。このような層流円盤では、ダスト粒子が中立面に沈降し、従来の乱流CPDよりも効率的に相互衝突することで大きくなります。まず、すべての非理想的なMHD効果(抵抗率、ホール効果、および両極性拡散)を含むCPDの3DローカルMHDシミュレーションを実行します。磁気ディスク風がディスクから放出される状況で、ディスク降着が磁気風駆動の降着によって支配されるかどうか、およびディスクがどの程度層流になり得るかを調査します。次に、MHDシミュレーションの結果と一致する1D定常CPDをモデル化し、衝突成長、半径方向ドリフト、フラグメンテーション、およびケルビンヘルムホルツによる垂直攪拌を考慮して、モデル化されたディスク内のダストプロファイルの定常半径方向分布を計算します。不安定。円盤への流入のダストとガスの質量比が0.02より大きい場合、このようなCPDでサテライトシマルが形成される可能性があることを示します。これは、乱流CPDの臨界値よりも50倍小さいです。この条件は、惑星によって作られるガスの圧力バンプに十分な量のダストが積み重なったときに満たすことができます。この結果は、サテライトシマルが磁気風による降着を伴う層流CPDで形成されることを示しています。
高温ガス巨大太陽系外惑星の透明な大気における輸送誘起化学の痕跡の観測可能性
| Title |
Observability_of_signatures_of_transport-induced_chemistry_in_clear_atmospheres_of_hot_gas_giant_exoplanets |
| Authors |
Maria_Zamyatina,_\'Eric_H\'ebrard,_Benjamin_Drummond,_Nathan_J._Mayne,_James_Manners,_Duncan_A._Christie,_Pascal_Tremblin,_David_K._Sing,_Krisztian_Kohary |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09071 |
輸送誘起クエンチング、すなわち大気移流による化学的存在量の均質化は、高温ガス巨大太陽系外惑星の大気で発生すると考えられています。このプロセスのいくつかの数値モデリングが存在しますが、輸送誘起化学の3次元の性質は十分に調査されていません。ここでは、結合された流体力学、放射伝達、および化学を含む、HAT-P-11b、HD189733b、HD209458b、およびWASP-17bの大気の雲ともやのない3Dシミュレーションの結果を示します。私たちのシミュレーションは、2つの化学スキームを使用して実行されました:輸送誘起消光をキャプチャできる化学動力学スキームと、より単純でより広く使用されている化学平衡スキームです。サンプル内のすべての惑星の大気で、輸送によるクエンチングが発生すると予測されていることがわかりました。ただし、合成スペクトルと位相曲線に影響を与える範囲は、惑星ごとに異なります。これは、ダイナミクスと化学の間の相互作用によって制御される輸送誘起消光の特徴の観測可能性に「スイートスポット」があることを意味します。
ガス巨星の耐火物含有量の測定による形成履歴の縮退の打破
| Title |
Breaking_Degeneracies_in_Formation_Histories_by_Measuring_Refractory_Content_in_Gas_Giants |
| Authors |
Yayaati_Chachan,_Heather_A._Knutson,_Joshua_Lothringer,_Geoffrey_A._Blake |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09080 |
惑星形成を大気組成に関連付けることは、惑星科学コミュニティの長年の目標でした。これまでのところ、ほとんどのモデリング研究は、巨大惑星大気における重元素の濃縮とC/O比の予測に焦点を当ててきました。このフレームワークは、ガス巨大惑星の潜在的な形成場所に関する有用な制約を提供しますが、炭素と酸素の測定だけでは、特定のガス巨大惑星がどこで発生したかを判断するには不十分です。ここでは、耐火性元素(シリコン、鉄など)の存在量を特徴付けると、これらの縮退を打破できることを示します。耐火性元素は円盤の大部分で固相に存在するため、それらの大気中の存在量は、形成中の固体対気体の降着比を反映しています。Si/H、O/Si、およびC/Siの3つの比率の形でガス巨大太陽系外惑星の大気存在量をパラメーター化する新しいフレームワークを紹介します。Si/Hは、惑星の固体とガスの降着比を追跡し、「金属性」の以前の概念と大まかに同等です。O/SiとC/Siについては、太陽系の隕石からわかっていることと、原始惑星系円盤内の熱過程の変化に関する最新の理解に基づいて、距離と時間に伴う変化の全体像を提示します。超高温の木星は、気相中の耐火物、酸素、炭素の存在量を測定できるため、このフレームワークを使用した大気特性研究の理想的なターゲットであることを示しています。最後に、ケイ酸塩の雲と水の存在量が少ない熱い木星は、すすの線と水の雪の線の間にエンベロープを降着させた可能性があると提案します。
ディスク誘起スピン軌道ミスアライメントによる高偏心移動：垂直ホットジュピターの好み
| Title |
High-Eccentricity_Migration_with_Disk-Induced_Spin-Orbit_Misalignment:_a_Preference_for_Perpendicular_Hot_Jupiters |
| Authors |
Michelle_Vick,_Yubo_Su,_and_Dong_Lai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09122 |
高離心率の移動は、観測された多くのホットジュピター、特に星のスピン軸と惑星の軌道角運動量軸の間に大きなずれがあるホットジュピターの形成メカニズムである可能性が高い.高離心率の移動の1つのバージョンでは、傾いた恒星の伴星が冷たい木星のフォンツァイペル-リドフ-コーザイ(ZLK)離心率振動を励起し、潮汐散逸が惑星の軌道を収縮させて円状にします。このプロセスを通じて、恒星のスピンは無秩序に進化し、その結果、ホットジュピターの位置が大きくずれることがあります。この移動メカニズムに関する以前の集団研究では、コンパニオンがZLK振動を誘発し始めると、恒星のスピンが惑星軌道の角運動量と一致すると想定されていました。しかし、連星伴星が存在する場合、原始惑星系円盤の散逸中に星の傾斜角が著しく励起される可能性があります。原始惑星系ディスクフェーズで生成された星の傾斜角を計算し、これらを使用して、ZLK駆動の高離心率移動の更新された人口合成を実行します。その結果、HJシステムの傾斜度分布は主に逆行性であり、90$^\circ$付近に広いピークがあることがわかりました。私たちが得た分布は、最近観察された主星に近い垂直惑星の優位性と興味深い類似点を持っています。
常に存在するガイア カタツムリの殻のダークマター ウェイクの起源
| Title |
A_dark_matter_wake_origin_for_an_ever-present_Gaia_snail_shell |
| Authors |
Robert_J._J._Grand,_R\"udiger_Pakmor,_Francesca_Fragkoudi,_Facundo_A._G\'omez,_Wilma_Trick,_Christine_M._Simpson,_Freeke_van_de_Voort,_Rebekka_Bieri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08437 |
$\gtrsim10^8$星粒子を含む天の川のような銀河の宇宙論的磁気流体力学シミュレーションを実行して、完全な宇宙論的設定における非平衡星盤構造の形成を研究します。中心平面(垂直位相空間、$\{Z,V_Z\}$)に垂直な座標と速度によって定義される平面では、後期の太陽のような体積の星は、星の形と振幅が類似した明確な渦巻きを示します。ガイア「カタツムリの殻」フェーズスパイラル。我々は、共鳴の形成を刺激する$\sim10^{10}$$\rmM_{\odot}$衛星のペリセントリック通過中に、$\sim6$Gyrの振り返り時間で位相スパイラルが形成されることを示します。暗黒物質のハローで目を覚まします。このときの太陽半径での航跡誘起重力トルクの大きさは、衛星からの重力トルクの$\sim8$倍であり、時間の経過とともに垂直方向の位相渦巻きに巻きつくディスクワープの形成につながります。ダークマターウェイクとフェーズスパイラルの形成との間のこのリンクは、ここで最初に明示的に確立されました。さらに、この特徴は、円盤の進化の時代に常に存在しています。非宇宙論モデルで広く想定されているように、最初の円盤は決して特徴がなく、乱されていません。私たちの結果は、天の川の円盤の動的な歴史におけるダークハローとその衛星の人口の非常に複雑で重要な役割を示しています。
銀河形成シミュレーションの予測力に対する確率モデリングの影響
| Title |
The_impact_of_stochastic_modeling_on_the_predictive_power_of_galaxy_formation_simulations |
| Authors |
Josh_Borrow,_Matthieu_Schaller,_Yannick_M._Bahe,_Joop_Schaye,_Aaron_D._Ludlow,_Sylvia_Ploeckinger,_Folkert_S.J._Nobels,_and_Edoardo_Altamura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08442 |
現代のすべての銀河形成モデルは、時間領域全体で連続方程式を離散化するために、サブグリッド処方に確率要素を採用しています。この論文では、これらのモデルの確率論的性質、特に星形成、ブラックホールの降着、およびそれらに関連するフィードバックが、小さい($<$kpc)スケールで作用し、巨視的な銀河の特性(例:恒星質量とサイズ)長い($>$Gyr)時間スケール。SWIFTコードに実装されたEAGLEモデルによって予測されたスケーリング関係の分散は、銀河が数万の粒子によって分解される場合でも、同じオブジェクトの再シミュレーション間のランダムな変動によって大きな影響を受ける可能性があることがわかりました。次に、銀河系の星の質量とブラックホールの質量との相関関係がブラックホールの最大質量($M_{\rmBH}>10^8$M$_\odot$)、フィードバックサイクルが外部プロセスによって中断される可能性があることを示します。多くの天体で累積的に収集された特性は、ランダムな変動(スケーリング関係の中央値など)に対して比較的堅牢ですが、個々の銀河の特性(銀河の星の質量など)は最大25\%変動する可能性があることを発見しました。バースト物理学(ブラックホールフィードバック)と銀河間の合併によって駆動される、十分に解決された領域にまで達します。宇宙論的シミュレーション内の個々のオブジェクトの研究は慎重に扱われ、そのようなオブジェクトを綿密に調査することを目的とした研究は、結果内のランダムな変動を説明する必要があることをお勧めします.
XGAPS: Galactic Plane Surveys のサブアーク秒クロスマッチ
| Title |
XGAPS:_a_sub-arcsecond_cross-match_of_Galactic_Plane_Surveys |
| Authors |
S._Scaringi_(1),_M._Monguio_(2,3,4),_C._Knigge_(5),_M._Fratta_(1),_B._Gaensicke_(6),_P.J._Groot_(7,8,9),_A._Rebassa-Mansergas_(10,4),_O._Toloza_(11)_((1)_Durham_University,_(2)_Barcelona-ICCUB,_(3)_Barcelona-FQA,_(4)_Barcelona-IEEC,_(5)_University_of_Southampton,_(6)_University_of_Warwick,_(7)_Radboud_University,_(8)_SAAO,_(9)_University_of_Cape_Town,_(10)_Universitat_Politecnica_de_Catalunya,_(11)_Universidad_Tecnica_Federico_Santa_Maria) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08463 |
INTGalacticPlaneSurveys(IGAPS)およびUnitedKingdomInfraredDeepSkySurvey(UKIDSS)に対するGaiaDataRelease3(DR3)のサブアーク秒クロスマッチを提示します。結果として得られるGalacticPlaneSurveys(XGAPS)のクロスマッチにより、追加の正確な測光($U_{RGO}$、$g$、$r$、$i$、H$\alpha$、$J$、$H$および$K$)をGaiaフォトメトリに送信します。カタログを作成する際に、GaiaDR3で与えられた固有運動は、IGAPSの構成サーベイ(INTPhotometric\haSurveyoftheNorthernGalacticPlane,IPHAS,andtheUV-ExcessSurveyoftheNorthernGalacticplane,UVEX)のエポックに一致するように巻き戻されます。)とUKIDSSにより、高い固有運動オブジェクトが適切にクロスマッチされるようにします。カタログには33,987,180のソースが含まれています。含まれるソースごとに$>3\sigma$の視差検出が必要であることは、1～1.5kpcまでの距離が十分にカバーされることを意味します。XGAPSを作成する際に、ランダムフォレスト分類器をトレーニングして、問題のある天文解析ソリューションを持つターゲットを識別しました。分類子の結果に基づく選択カットを使用して、制御され正当化された方法で色-等級図と色-色図をきれいにし、天文的に信頼できるターゲットのサブセットを生成できます。XGAPSは111列のテーブルとして提供されます。カタログの用途には、特定の銀河集団の識別だけでなく、多天体分光調査のための銀河ターゲットの選択も含まれます。
PHANGS-MUSE H$\alpha$ および H$\beta$ マップに基づくハイブリッド分解星形成率レシピのキャリブレーション
| Title |
Calibration_of_hybrid_resolved_star_formation_rate_recipes_based_on_PHANGS-MUSE_H$\alpha$_and_H$\beta$_maps |
| Authors |
Francesco_Belfiore,_Adam_K._Leroy,_Jiayi_Sun,_Ashley_T._Barnes,_M\'ed\'eric_Boquien,_Yixian_Cao,_Enrico_Congiu,_Daniel_A._Dale,_Oleg_V._Egorov,_Cosima_Eibensteiner,_Simon_C._O._Glover,_Kathryn_Grasha,_Brent_Groves,_Ralf_S._Klessen,_Kathryn_Kreckel,_Lukas_Neumann,_Miguel_Querejeta,_Patricia_Sanchez-Blazquez,_Eva_Schinnerer,_and_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08487 |
銀河内の星形成率(SFR)をマッピングすることは、銀河の集合と進化を明らかにするための鍵です。統合されたシステムとして銀河の紫外バンドと赤外バンドの組み合わせからSFRを計算するためのキャリブレーションは存在しますが、サブ銀河(kpc)スケールへの適用性はほとんどテストされていません。ここでは、PHANGS-MUSEによって取得された19個の近くの($D<$20Mpc)銀河の積分場分光法を使用して、正確なバルマー減衰(H$\alpha$/H$\beta$)と減衰補正されたH$\alpha$を導き出します。マップ。この情報をWISEからの22$\rm\mum$の中赤外マップ、および遠紫外帯のGALEXからの紫外マップと組み合わせて、近くの銀河のSFR表面密度を分解(kpc)スケールで導き出します。H$\alpha$減衰補正SFRを参照として使用すると、文献からのハイブリッドレシピは、SFR表面密度が低く、特定の星形成率(sSFR)が低く、減衰が低く、星の年齢が古い領域でSFRを過大評価していることがわかります。.これらの傾向は、古い恒星集団(IR巻雲)によるダストの加熱に起因すると考えられます。sSFRに敏感な帯域比に依存するIR項の前の係数の関数形式を提案することにより、この効果を調整します。これらのキャリブレーションは、物理的なスケールの関数として信頼できることが証明されています。特に、それらは100pcスケールでのバルマー減衰から計算された減衰補正と10%以内で一致します。小さな定量的な違いにもかかわらず、我々のキャリブレーションは、より大きな分散(最大0.22dex)にもかかわらず、MaNGAサーベイによってプローブされた統合銀河スケールにも適用できます。JWSTによる観測は、雲規模($\sim$100pc)の解像度の中赤外イメージングを使用して、近くの銀河でこれらの関係を調整する可能性を開きます。
強くレンズ化された巨大な主系列銀河 J0901 の ~600 pc ビュー: z = 2.259 に塊状の冷たいガス
リングがあるバリオン優勢の厚い乱流回転ディスク
| Title |
A_~600_pc_view_of_the_strongly-lensed,_massive_main_sequence_galaxy_J0901:_a_baryon-dominated,_thick_turbulent_rotating_disk_with_a_clumpy_cold_gas_ring_at_z_=_2.259 |
| Authors |
Daizhong_Liu,_N._M._F\"orster_Schreiber,_R._Genzel,_D._Lutz,_S._H._Price,_L._L._Lee,_Andrew_J._Baker,_A._Burkert,_R._T._Coogan,_R._I._Davies,_R._L._Davies,_R._Herrera-Camus,_Tadayuki_Kodama,_Minju_M._Lee,_A._Nestor,_C._Pulsoni,_A._Renzini,_Chelsea_E._Sharon,_T._T._Shimizu,_L._J._Tacconi,_Ken-ichi_Tadaki,_H._\"Ubler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08488 |
0.36秒角のアルマCO(3-2)と0.1-0.5秒角を使用して、z=2.259で大規模な主系列星形成銀河(SFG)SDSSJ090122.37+181432.3(J0901)の高解像度の運動学的研究を提示します。SINFONI/VLTHα観測。J0901はまれで、強くレンズ化されていますが、それ以外は通常の質量(log(M_star/M_sun)~11)の主系列SFGであり、レンズ効果の顕微鏡下で典型的な質量SFGを研究するユニークな機会を提供します。レンズたわみを組み込んだ順動力学的モデリングを通じて、運動学的主軸に沿って約600pcのレンズ化された物理解像度で、約1ディスク有効半径(R_e~4kpc)にイメージ平面内のCOおよびH-アルファの運動学を当てはめます。私たちの結果は、冷たい分子と暖かいイオン化ガスの高い固有分散(sig0_mol~40km/sおよびsig0_ion~66km/s)を示しており、R_eまで一定のままです。R_e内の適度に低い暗黒物質の割合(f_DM(R_e)~0.3-0.4);および中央にピークを持つToomreQパラメータ--以前に確立されたsig0対z、f_DM対Sig_baryon、および大サンプルの非レンズ主系列SFGを使用したQのラジアルトレンドとよく一致します。私たちのデータはさらに、インサイドアウトクエンチングシナリオに沿って、分子ガスがほとんどない約1〜2kpc内の高い星質量濃度と、R〜2〜4kpcの塊状の分子ガスリング状構造を明らかにしています。私たちのさらなる分析は、J0901が観測された宇宙時間のわずか400マイル前にその星の質量の半分を集めたことを示しており、冷たいガスリングと密集した中央の星の成分は、最近発見された非常に乱れた円盤の最近の湿った圧縮イベントの道しるべと一致しています。シミュレーション。
MUSE Hubble Ultra Deep Field サーベイ: データ リリース II
| Title |
The_MUSE_Hubble_Ultra_Deep_Field_surveys:_Data_release_II |
| Authors |
Roland_Bacon,_Jarle_Brinchmann,_Simon_Conseil,_Michael_Maseda,_Themiya_Nanayakkara,_Martin_Wendt,_Raphael_Bacher,_David_Mary,_Peter_M._Weilbacher,_Davor_Krajnovic,_Leindert_Boogaard,_Nicolas_Bouche,_Thierry_Contini,_Benoit_Epinat,_Anna_Feltre,_Yucheng_Guo,_Christian_Herenz,_Wolfram_Kollatschny,_Haruka_Kusabe,_Floriane_Leclercq,_Leo_Michel-Dansac,_Roser_Pello,_Johan_Richard,_Martin_Roth,_Gregory_Salvignol,_Joop_Schaye,_Matthias_Steinmetz,_Laurence_Tresse,_Tanya_Urrutia,_Anne_Verhamme,_Eloise_Vitte,_Lutz_Wisotzki,_and_Sebastiaan_L._Zoutendijk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08493 |
MUSEハッブルUDFサーベイの2番目のデータリリースを提示します。これには、これまでに実行された最も深い分光サーベイが含まれます。MUSEデータは、その3Dコンテンツ、驚異的な深さ、広いスペクトル範囲、および優れた空間および中間スペクトル解像度を備えており、情報が豊富です。最初のリリースのこの更新には、再処理された10時間のモザイク(3'x3')と単一の31時間の深視野(1'x1')。2221のソースの赤方偏移を確実に特定して測定しました。これは、最初のリリースと比較して41%の増加です。8つの星を除いて、収集されたサンプルは、25の近くの銀河(z<0.25)、677のOIIエミッター(z=0.25-1.5)、201のMUSE赤方偏移砂漠範囲(z=1.5-2.8)の銀河、および1308で構成されます。LAE(z=2.8-6.7)。これは、ハッブルUDF領域でMUSEの前に取得されたすべての分光学的赤方偏移のコレクション(2221対292)よりも一桁多い赤方偏移を表しています。z>3では、違いはさらに顕著で、65倍に増加します(1308対20)。測定された赤方偏移を、公開されている3つの測光赤方偏移カタログと比較したところ、photo-zの精度が、photo-zフィッティングコードによって提供される制約よりも低いことがわかりました。銀河の80%には、対応するHSTがあります。それらは平均してかすかで、OIIエミッターとLy-αエミッターの中間等級はそれぞれ25.7と28.7です。SEDフィットは、これらの銀河が低質量の星形成銀河である傾向があり、恒星質量の中央値が6.210**8Mで、SFRの中央値が0.4M/yrであることを示しています。私たちのカタログの20%、つまり424個の銀河には、HSTに相当するものはありません。これらの新しいソースの大部分は、高EQWz>2.8LAEであり、明るく非対称な広いLy-αラインのおかげでMUSEによって検出されます。データセットを選択してダウンロードするための高度なデータ製品、特定のソフトウェア、およびWebインターフェイスをリリースします。
かすかな局所渦巻銀河の研究によるブラックホール質量関数の低質量端の探査
| Title |
Probing_the_Low-mass_End_of_the_Black_Hole_Mass_Function_via_a_Study_of_Faint_Local_Spiral_Galaxies |
| Authors |
Michael_S._Fusco,_Benjamin_L._Davis,_Julia_Kennefick,_Daniel_Kennefick,_Marc_S._Seigar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08611 |
近くの銀河のピッチ角分布関数(PADF)の分析と、ピッチ角とブラックホール質量の間のよく知られた関係を介して、その結果のブラックホール質量関数(BHMF)を提示します。私たちのサンプルは、Carnegie-IrvineGalaxySurveyからの74個の渦巻銀河のサブセットで構成されており、絶対的な$B$バンドの大きさは$\mathfrak{M}_{B}>-19.12$等級で、光度距離は$D_{\mathrm{L}}\leq25.4$Mpcは、140個のより明るい($\mathfrak{M}_{B}\leq-19.12$mag)後期型銀河の補完的なセットの拡張です。2つのサンプルのPADFは、驚くべきことに、あまり似ていないことがわかります。この結果は、らせん形成理論にとって重要な意味を持つ可能性があります。私たちのデータは、Sa-ScタイプとScd-Smタイプのピッチ角に明確なバイモーダル集団が現れることを示しており、Sa-Scタイプは平均してよりタイトなスパイラルアームを持っています。重要なことに、Sa-Sc銀河は通常、いわゆる「超大質量」ブラックホールをホストしているように、BHMFの明確な分岐を発見しました($M_{\bullet}\gtrsim10^6\,\mathrm{M_{\odot}}$)、一方Scd-Sm銀河は、それに応じて「超大質量未満」のブラックホールを抱えています($M_{\bullet}\lesssim10^6\,\mathrm{M_{\odot}}$)。とらえどころのない中間質量ブラックホール(IMBH)の実り多い恩恵が期待されるのは、この後者の銀河集団の中であり、それを通じて理解を深めることで、将来の世代の重力波検出器のためのより正確なベンチマークを形成することができます。
大質量星風と星間物質の相互作用
大質量の星は、周囲の星間物質に影響を与える強風を引き起こし、孤立した星にパーセクスケールの気泡を生成し、若い星団の周りにスーパーバブルを生成します。これらの泡は、風自体と掃き集められた星間ガスの両方の電磁スペクトル全体で観察できます。暴走した大質量星は、星間ガスを強く圧縮するバウショックを生成し、明るい赤外線星雲、光学星雲、電波星雲を生成します。バウショックからの非熱電波放射の検出により、粒子加速も調査できるようになりました。赤外線、電波、X線観測の最近の進歩と、これらの星雲の多次元シミュレーションの進歩に焦点を当てながら、大質量星の周りの風の泡と船首衝撃に関する研究を概説します。これらの進歩により、理論と観測の間の定量的な比較が可能になり、星雲の形成や星間物質への星風フィードバックのエネルギー論の制約における熱伝導やケルビン・ヘルムホルツ不安定性などのいくつかの物理プロセスの重要性をテストすることができます。
$L_{*}$ 楕円体での星形成消滅の目撃
| Title |
Witnessing_the_star-formation_quenching_in_$L_{*}$_ellipticals |
| Authors |
Suraj_Dhiwar,_Kanak_Saha,_Avishai_Dekel,_Abhishek_Paswan,_Divya_Pandey,_Arianna_Cortesi_and_Mahadev_Pandge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08884 |
色等級図で$L_{*}$楕円銀河の進化を星形成の歴史と環境の観点から研究し、それらの消光過程を調べます。SloanDigitalSkySurveyのStripe82から分光学的に選択された36500個の銀河のサンプルから、1109個の$L_{*}$銀河を視覚的に抽出しました。このサンプルから、S$\acute{e}$rsicインデックスが$3<n<6$の単一のS$\acute{e}$rsicプロファイルに適合する表面輝度プロファイルに基づいて、51個の楕円を選択しました。サンプルは、12個の青い雲$L_{*}$楕円(BLE)、11個の緑谷$L_{*}$楕円(GLE)、および28個の赤いシーケンス$L_{*}$楕円(RLE)で構成されています。[{O\sc{iii}}]とH$\alpha$の放出に基づいて、RLEとGLEのほとんどが最近消光されたか、まだ星を形成していることがわかりますが、BLEは活発に星を形成しています。BLEの星形成は、銀河全体に広がっており、中心領域に限定されていないことがわかっています。$L_{*}$楕円体(10個のBLE、4個のGLE、および5個のRLE)の約40\%では、[{O\sc{iii}}]の下限に基づいて、星形成の消光が最近始まったようです。[{O\sc{ii}}]およびH$\alpha$放出と比較した、特定の金属量での放出。また、銀河の色はコズミックウェブ環境と相関しており、BLEは密度の低い領域に存在する傾向があり、RLEは密度が高くクラスター化された領域を好む傾向があり、GLEはいずれかで見られます。考えられるシナリオの1つは、星を形成する楕円体が星団に移動するときに、その星形成が星団内の熱い媒質によって窒息するというものです。
ほこりっぽい風がJWSTの超初期銀河をクリア
多くの超初期(赤方偏移$z>10$)の青い銀河がJWSTで発見されたためには、これらの銀河系は恒星の質量が大きいにも関わらず、本質的に塵のない状態である必要があります。考えられる説明は、ダストが放射駆動の流出によって排出されるということです。$6.5<z<16$にある134個の銀河のエディントン比$\lambda_E$を導き出すことによって、この仮説をテストします。$\lambda_E$と塵のUV光学深度$\tau_{1500}\propto\lambda_E^{-0.63}$の間に強い反相関があることがわかりました。また、$\lambda_E$は赤方偏移とともに増加します。特定の星形成率${\rmsSFR}>13\,\rmGyr^{-1}$を超える銀河では、強力なアウトフローが発生し、銀河から塵が取り除かれることを確認しています。この結果は、3つの超初期のシステムでアルマ望遠鏡のダスト連続体が検出されなかったことによって裏付けられています。
NGC 2264 星形成領域の空間構造と力学構造
| Title |
Spatial_and_dynamical_structure_of_the_NGC_2264_star-forming_region |
| Authors |
E._Flaccomio,_G._Micela,_G._Peres,_S._Sciortino,_E._Salvaggio,_L._Prisinzano,_M._G._Guarcello,_L._Venuti,_R._Bonito,_and_I._Pillitteri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09000 |
分子雲から原始星、恒星群、および両者の進化に至るプロセスは、活発な研究トピックです。この研究の対象であるNGC2264は、これらの問題を有益に研究できるベンチマークの星形成領域(SFR)です。NGC2264メンバーの新しい広範なサンプルを集めました。この目的のために、XMM-Newton望遠鏡で取得した新しいX線データ、GAIAeDR3データ、公開および公開されたカタログの広範なコレクションを使用しました。SFRがよりよく研究された領域を大幅に超える可能性があるという以前の提案に続いて、私たちの検索は空の広い2.5x2.5度の領域をカバーしています。当社のカタログには2200を超える候補メンバーが含まれており、以前の決定よりも最大100%増加しています。それらの空間分布を分析し、新しい下部構造を定義します。GAIA視差を使用して、NGC2264までの新しい平均距離を722+/-2pcと推定し、埋め込まれたスポーク部分領域が分子雲内で約20pc離れていることを示唆します。複雑なダイナミクスは、利用可能な固有運動と動径速度によって明らかにされます。グローバルな膨張と回転の兆候が観察されます。同時に、活発な星形成が行われている領域で、2つの下部構造の崩壊と合体が観察されます。円盤を持つ星の割合と星周降着中の星の割合は、フィールド全体で大きく異なり、星形成が数百万年にわたって起こっていることを示唆しています。OVII星SMonの周りの円盤の割合が特に低いのは、外部円盤の光蒸発またはこの領域の星の年齢が古いことに起因する可能性があります。NGC2264は動的に緩和されておらず、現在の構成は複数の動的プロセスの結果です。雲は数百万年にわたって星を形成しており、進行中の形成活動の原因と思われるプロセスを特定しています。
GLASS-JWST の初期結果。 XVIII: ビッグバンから6億5000万年後の分光学的に確認された原始銀河団
| Title |
Early_results_from_GLASS-JWST._XVIII:_A_spectroscopically_confirmed_protocluster_650_million_years_after_the_Big_Bang |
| Authors |
Takahiro_Morishita,_Guido_Roberts-Borsani,_Tommaso_Treu,_Gabriel_Brammer,_Charlotte_A._Mason,_Michele_Trenti,_Benedetta_Vulcani,_Xin_Wang,_Ana_Acebron,_Yannick_Bah\'e,_Pietro_Bergamini,_Kristan_Boyett,_Marusa_Bradac,_Antonello_Calabr\`o,_Marco_Castellano,_Wenlei_Chen,_Gabriella_De_Lucia,_Alexei_V._Filippenko,_Adriano_Fontana,_Karl_Glazebrook,_Claudio_Grillo,_Alaina_Henry,_Tucker_Jones,_Patrick_L._Kelly,_Anton_M._Koekemoer,_Nicha_Leethochawalit,_Ting-Yi_Lu,_Danilo_Marchesini,_Sara_Mascia,_Amata_Mercurio,_Emiliano_Merlin,_Benjamin_Metha,_Themiya_Nanayakkara,_Mario_Nonino,_Diego_Paris,_Laura_Pentericci,_Paola_Santini,_Victoria_Strait,_Eros_Vanzella,_Rogier_A._Windhorst,_Piero_Rosati,_Lizhi_Xie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09097 |
銀河団Abell2744の背後にあるz=7.89の原始銀河団の分光学的確認を提示します。JWSTNIRSpecを使用して、レンズ倍率を考慮して、60kpcの投影距離内に6つの銀河を見つけます。0.4-5.0$\mu$mをカバーするディープHST+JWSTイメージングデータのSEDフィッティングにより、銀河の物理的特性を特徴付けます。銀河は$\sim130$x付近のランダムな体積よりも大きな密度で存在していますが、強いLy$\alpha$放射を示していません。静止フレーム相当幅$<$16-26AAに2-$\sigma$の上限を設定します。Ly$\alpha$放出の厳しい上限に基づいて、この見通し線に沿った中性水素の割合を$x_\mathrm{HI}>0.45$(68%CI)に制限します。個々の銀河の経験的な$M_\mathrm{UV}$-$M_\mathrm{halo}$関係を使用して、システムの総ハロー質量は$>4$x$10^{11}M_\odot$であると推定します。.同様に、視線速度分散は$1200\pm300$km/sと推定されます。これは、現在までに分光学的に確認された原始銀河団の中で最も高い赤方偏移であり、20時間未満の合計曝露時間で中深度の観測を行い、非常に早い時期に暗黒物質のハローアセンブリと銀河形成との関係を調査するJWSTの力を示しています。過密度の残りの測光候補の追跡分光法は、このシステムの特徴をさらに洗練し、宇宙の再電離におけるそのような過密度の役割を特徴付けるのに役立ちます。
MeerKAT の Thousand-Pulsar-Array プログラム -- X. 107 個のパルサーのシンチレーション アーク
| Title |
The_Thousand-Pulsar-Array_programme_on_MeerKAT_--_X._Scintillation_arcs_of_107_pulsars |
| Authors |
R._A._Main,_A._Parthasarathy,_S._Johnston,_A._Karastergiou,_A._Basu,_A._D._Cameron,_M._J._Keith,_L._S._Oswald,_B._Posselt,_D._J._Reardon,_X._Song,_P._Weltevrede |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08471 |
MeerKATThousandPulsarArrayProgrammeで観測された、856～1712\,MHzの星間シンチレーションアークを持つ107個のパルサーの検出を提示します。シンチレーションアークは、クリーンで高S/Nの観測ではどこにでもあるように見えますが、それらの検出は主に短い観測時間と粗い周波数チャネル分解能によって制限されます。これにより、サーベイは、大きな固有運動、パルサーの近くのスクリーン、または地球の近くのスクリーンから、有効速度の高い近くの軽く散乱したパルサーに敏感になりました。すべてのソースでアーク曲率を測定します。これを使用して、固有運動が既知のパルサーのスクリーン距離の推定、または固有運動の推定を行うことができます。J1731$-$4744の短いシンチレーションタイムスケールは、ソースから12\,pc以内の散乱スクリーンを意味し、このパルサーと超新星残骸RCW114との関連を強く示唆しています。高い適切な動きできらめきます。さらに、いくつかの情報源は、異方性スクリーンからの散乱を示唆する逆アークレットのヒントを示しています。この研究に基づいて、これらのパルサーの多くをさらに対象を絞ったMeerKATで観測することで、局所的な散乱環境とシンチレーションの起源についての理解が深まるでしょう。毎年のシンチレーション曲線は、堅牢なスクリーン距離測定につながり、アークレットの時間と周波数の進化は、シンチレーションのモデルを制約する可能性があります.
中性子星のダークマターまたはレギュラーマター?コンパクト天体の合体との見分け方
| Title |
Dark_Matter_or_Regular_Matter_in_Neutron_Stars?_How_to_tell_the_difference_from_the_coalescence_of_compact_objects |
| Authors |
Maur\'icio_Hippert,_Emily_Dillingham,_Hung_Tan,_David_Curtin,_Jacquelyn_Noronha-Hostler,_Nicol\'as_Yunes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08590 |
ミラー双晶ヒッグスモデルは、(強く相互作用する)複雑な暗黒物質の候補であり、より重いクォーク質量とのSM相互作用を反映しています。このモデルの結果は、ミラー中性子星です。これは、中性子星よりもはるかに小さく、電磁気的に暗い、完全にミラー物質でできたエキゾチックな星です。これにより、重力波観測で2つのミラー中性子星の合体が検出可能になり、区別できるようになりますが、通常の中性子星と何らかのミラー物質を含む可能性のある中性子星を観測的に区別できますか?これは、コンパクトなオブジェクト内の標準モデル物質に結合されたミラー物質の2つの可能な実現に焦点を当てて、この論文で研究する問題です：（i）中性子星によって捕獲されたミラー物質、および（ii）中性子星と中性子星の合体のミラー。(i)に関しては、(回転していない)ミラー物質混合中性子星はもはや単一の質量半径シーケンスを持たず、2次元の質量半径平面に存在することがわかります。(ii)に関しては、ミラー中性子星を持つ連星系は、はるかに広い範囲のチャープ質量と完全に異なる連星愛関係にまたがり、合併の残骸が非常に軽いブラックホールになることを発見しました。これが意味することは、高度なLIGOとVirgoによる重力波観測、およびNICERによるX線観測が、より広いモデルとパラメータの優先順位による検索を通じてミラー物質の存在を検出または制約できるということです。
M 84 インナージェット/カウンタージェットの多周波 VLBI 観測
| Title |
Multi-frequency_VLBI_Observations_of_the_M_84_Inner_Jet/Counterjet |
| Authors |
Xuezheng_Wang,_Wu_Jiang,_Zhiqiang_Shen,_Lei_Huang,_Kazuhiro_Hada,_Yuzhu_Cui,_and_Ru-Sen_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08602 |
近くの活動銀河核(AGN)のエッジオンジェットの最も内側の領域の観測研究は、それらの運動学と形態を理解するために重要です。M84の近くにある低光度AGNのインナージェットについては、2019年以降の非常に長いベースライン干渉法による新しい高感度観測と、2014年のアーカイブの非常に長いベースラインアレイ観測を提示します。は、1.5～88GHzの反転からフラットへのスペクトルを持ちます。スペクトルの$4.2\pm0.2$GHzのターンオーバー周波数に基づいて、コア領域で1-10mGの磁場強度と$\sim10^5cm^{-3}$の電子数密度を推定しました。コアから$\sim3$mas以内の3つの内部ジェット成分が識別され、22GHzの画像で追跡されます。これらの見かけの速度は、それぞれ0.11c、0.27c、および0.32cです。適切な運動とジェット対カウンタージェットの流束比に基づいて、内側ジェットの$\sim58$度の視野角を計算します。$\sim3.4$masの波長を持つ伝搬正弦波モデルを使用して、20mas($\sim2.2\times10^4$SchwarzschildRadii)に拡張されたジェットのらせん形態を当てはめます。
PWN Kes 75 と PSR J1846-0258 からの GeV ガンマ線放出の発見
| Title |
Discovery_of_GeV_gamma-ray_emission_from_PWN_Kes_75_and_PSR_J1846-0258 |
| Authors |
Samayra_M._Straal,_Joseph_D._Gelfand,_Jordan_L._Eagle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08816 |
PWNKes75とPSRJ1846-0258からのガンマ線放射の検出を報告します。新しいFermi-LATデータを組み込んだスペクトルエネルギー分布のモデル化を通じて、観測されたガンマ線放射がPWNとパルサー磁気圏の両方の組み合わせである可能性が高いことがわかりました。この磁気圏放射のスペクトル形状は、Fermi-LATによって検出された回転パワーパルサーのガンマ線スペクトルに似ており、最適なモデルの結果は、パルサーの磁気圏放射が現在のスピンダウン光度の1%を占めることを示唆しています。以前の研究では、このシステムの特性を特徴付けようとし、超新星爆発エネルギーが低く、SNイジェクタ質量が低いことを発見しました。新しいフェルミ放出を組み込んだ広帯域放出を再分析し、結果の意味を以前のレポートと比較します。最適なガンマ線放出モデルは、星雲内に埋め込まれたWolf-Rayet星の恒星風によって生成された可能性のある2番目の非常に高温の光子場を示唆しており、これは以前の報告とここで見つかった前駆体の低いイジェクタ質量を裏付けています。バイナリ物質移動のシナリオ。
GCRプロトン輸送の数値的研究
この論文は、コルモゴロフ乱流スペクトルを持つ等方性乱流場と規則的な一定場の合成であるモデル磁場における銀河宇宙線の伝搬を数値的に調査しています。拡散テンソル成分の粒子エネルギーへの依存性を調べた。輸送異方性は、エネルギーの減少とともに増加することが示されています。
| Title |
Effects_of_vertical_advection_on_multimessenger_signatures_of_black_hole_neutrino-dominated_accretion_flows_in_compact_binary_coalescences |
| Authors |
Bing-Guang_Chen,_Tong_Liu,_Yan-Qing_Qi,_Bao-Quan_Huang,_Yun-Feng_Wei,_Tuan_Yi,_Wei-Min_Gu,_and_Li_Xue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08899 |
連星中性子星(NS)またはブラックホール(BH)とNSの合体イベントでは、BH超降着円盤が最終的に形成される可能性があります。非常に高い質量降着率では、MeVニュートリノがこの円盤から放出されます。これは、ニュートリノ優勢降着流(NDAF)と呼ばれます。円盤外の空間でのニュートリノ消滅は、超相対論的ジェットを発射してガンマ線バーストを発生させるのに十分なエネルギーを持っています。さらに、垂直移流がNDAFに存在する可能性があり、磁気浮力バブルを生成してガンマ線光子を放出する可能性があります。この論文では、NDAFの垂直移流が円盤構造に及ぼす影響と、さまざまな降着率のガンマ線とニュートリノの光度を調べます。次に、NDAFからのガンマ線光子とニュートリノによって駆動されるキロノバとそれに続く重力波(GW)の異方性放射を調べます。垂直移流のないNDAFを比較すると、垂直移流がある場合はニュートリノの光度とGWひずみがわずかに減少し、キロノバは注入されたガンマ線光子によって明るくなります。将来の共同マルチメッセンジャー観測では、垂直移流がNDAFに存在するかどうか、コンパクト連星合体後に区別される可能性があります。
明るい X 線パルサー: アウトフローがビーミング、脈動、パルス位相遅れにどのように影響するか
| Title |
Bright_X-ray_Pulsars:_how_outflows_influence_beaming,_pulsations_and_pulse_phase_lags |
| Authors |
Alexander_A._Mushtukov_and_Simon_Portegies_Zwart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08952 |
X線パルサー(XRP)での極端な降着は、降着円盤の内部から放出される放射線による流出をもたらします。流出は、XRPの見かけの光度と、幾何学的ビームによる脈動に影響を与えます。モンテカルロシミュレーションを使用して、幾何学的ビーミングとパルス形成のプロセスをモデル化します。X線光子のコリメーションによる光度の強い増幅は、大きなパルス部分と矛盾するという以前の声明を確認します。おそらく高い流出速度($\sim0.2c$)による相対論的収差を考慮しても、この結論には影響しません。ビーミングが脈動の位相遅れを引き起こすことを示します。流出によって形成された降着空洞の開口角度内では、位相遅れは観察者の視野角に敏感になる傾向があります。流出形状の変化と対応する位相遅れの変化は、明るいX線パルサーとULXの脈動の検出可能性に影響を与える可能性があります。強い幾何学的ビームは、複数の光子反射による降着空洞の壁への大きな放射圧に関連していると推測します。質量損失率が幾何学的ビーミングを制限すると予想されます。強力なビーミングは、ディスクからの部分的な質量損失率が十分に大きい場合にのみ可能になります。
異方性拡散の指数法
| Title |
Exponential_methods_for_anisotropic_diffusion |
| Authors |
Pranab_J._Deka,_Lukas_Einkemmer,_Ralf_Kissmann,_and_Stefan-Tiberiu_Kis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08953 |
異方性拡散方程式は、銀河全体の宇宙線(CR)拡散と銀河磁場との相互作用を理解する上で非常に重要です。この拡散項は、CR輸送方程式の非常に堅い性質に寄与します。時間依存の宇宙線輸送の数値シミュレーションを実行するために、大きなステップサイズを取得できるようにするために、CFLにバインドされた明示的な積分器よりも陰的な積分器が伝統的に好まれてきました。行列の指数を直接計算して線形異方性拡散方程式を解く指数法を提案します。これらの方法により、さらに大きなステップサイズを使用できます。場合によっては、シミュレーション時間と同じ大きさのステップサイズ(つまり、1つの時間ステップのみ)を選択できます。これにより、非常に正確なソリューションを生成しながら、シミュレーションを大幅に高速化できます(l2エラー$\leq10^{-10}$)。さらに、異方性拡散方程式から定数係数を抽出することに基づくアプローチをテストします。定数係数項は陰解法または指数関数的に解かれ、残りは明示的な方法を使用して処理されます。線形問題の場合、このアプローチは、行列指数を直接評価する指数ベースの方法を改善できないことがわかります。
マグネターは、バースト、アウトバースト、巨大フレアの形でさまざまな一時的な高エネルギー現象を示します。これらのイベントは、ねじれた磁場の再配置による磁気エネルギーの突然の解放に起因すると一般に信じられています。3DForce-Free(FF)非線形ねじれマグネター磁気圏のグローバルモデルを提示します。コンパクト化された球領域でGrad-Rubinアプローチに従ってFF方程式を解きます。星の表面には、電流分布と磁場に対して適切な境界条件が課せられます。私たちの実装は、さまざまな既知の解析結果と軸対称数値結果を再現することによってテストされています。次に、星の表面のホットスポットに似た局所的なツイストを伴う場など、軸対称でない電流分布を持つ一般的な3Dモデルの研究に進み、エネルギー、ヘリシティ、ツイストなどの特徴量を調べます。最後に、利用可能なエネルギー収支、表面温度、および観測に関連付けることができる拡散時間スケールへの影響について説明します。
ディープ シノプティック アレイ サイエンス I: FRB 20220912A のホスト銀河の発見
| Title |
Deep_Synoptic_Array_science_I:_discovery_of_the_host_galaxy_of_FRB_20220912A |
| Authors |
Vikram_Ravi,_Morgan_Catha,_Ge_Chen,_Liam_Connor,_Jakob_T._Faber,_James_W._Lamb,_Gregg_Hallinan,_Charlie_Harnach,_Greg_Hellbourg,_Rick_Hobbs,_David_Hodge,_Mark_Hodges,_Casey_Law,_Paul_Rasmussen,_Kritti_Sharma,_Myles_B._Sherman,_Jun_Shi,_Dana_Simard,_Reynier_Squillace,_Sander_Weinreb,_David_P._Woody,_Nitika_Yadlapalli,_Tomas_Ahumada,_Dillon_Dong,_Christoffer_Fremling,_Yuping_Huang,_Viraj_Karambelkar,_Jessie_M._Miller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09049 |
ディープシノプティックアレイ(DSA-110)を使用した観測の試運転中に、反復高速無線バースト(FRB)ソースFRB20220912Aの検出と干渉による局在化を報告します。FRB20220912Aから2つのバーストが検出されました。2022年10月18日と2022年10月25日にそれぞれ1つずつです。最適な位置は(R.A.J2000,Decl.J2000)=(23:09:04.9,+48:42:25.4)であり、それぞれ赤経と赤緯で$\pm2$arcsecと$\pm1$arcsecの90%信頼誤差楕円。2つのバーストには、異なる偏光特性と時間プロファイルがあります。CHIME/FRBによって報告された$+0.6$radm$^{-2}$という低い値と一致するファラデー回転測定値が見つかりました。DSA-110の局在は、赤方偏移$z=0.0771$で銀河系PSOJ347.2702+48.7066と重なります。PSOJ347.2702$+$48.7066の星の質量は約$10^{10}M_{\odot}$で、内部ダストの消滅は控えめで、星形成率は年$0.1\,M_{\odot}$を超える可能性があります$^{-1}$.分散測定に対するホスト銀河の寄与は、おそらく$\lesssim50$pccm$^{-3}$です。したがって、FRB20220912Aの発生源は、主銀河を通過する希薄なプラズマカラムに沿って見られる可能性があります。
タイプ II アウトバースト中の Be/X 線パルサー 2S 1553-542 のスペクトル特性
| Title |
Spectral_properties_of_the_Be/X-ray_pulsar_2S_1553-542_during_Type_II_outbursts |
| Authors |
Binay_Rai,_Biswajit_Paul,_Mohammed_Tobrej,_Manoj_Ghising,_Ruchi_Tamang,_Bikash_Chandra_Paul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09082 |
タイプIIアウトバースト中のBe/X線パルサー2S1553-542の拡張研究を提示します。\emph{NICER、Swift-XRT、RXTE-PCA、\emph{NuSTAR}、およびFERMI}観測を組み込み、ソースの詳細な位相および時間分解スペクトル分析を実行しました。2021年のソースのバーストの最近の\emph{NuSTAR}観測を使用して、パルサーのパルス位相に関して、ソースのX線連続体で観測されるサイクロトロンの特徴の変動性の証拠をまとめました。2008年のパルサーの爆発の\emph{RXTE}観測を考慮して、時間分解スペクトル解析が実行されました。硬度強度図(HID)は、2008年の観測を使用して取得されており、強度は硬度比に関して明確な分岐に従います。斜めの分岐は高強度状態で観察され、水平分岐は低強度状態に対応します。対角枝から水平枝への遷移は、$(4.88\pm0.24)\;\times\;10^{37}\;erg\;s^{-1}$の光度で発生します。光子指数は、対角枝に沿ったフラックスと弱い正の相関を示し、水平枝に沿って負の相関を示します。2つの異なる対角枝と水平枝の存在は、臨界光度によって分離された2つの異なる降着状態の可能性をさらに反映しています。アウトバーストフェーズ中のスピンアップ率はフラックスに依存することがわかり、フラックスの増加とともに増加することがわかりました。
位相特性を持つパルサーを探す
| Title |
Searching_for_pulsars_with_phase_characteristics |
| Authors |
Bo_Peng,_Qian-Chen_Hu,_Qiang_Li,_Lei_Qian,_Xiao-Bo_Dong,_Shi-Lin_Peng,_Ze-Lin_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08789 |
電波観測データの位相特性を利用してパルサー探索と候補同定を行う手法を提案する．位相特性はパルサー信号と周波数領域での位相補正との関係であり、新しい探索診断特性と考えています。位相特性に基づいて,候補周波数を選択するための周波数データDM(分散測度)を計算し,パルサー信号の広帯域特性を用いて候補を確認する探索方法を提示した。この手法に基づき、開口500m球状電波望遠鏡(FAST)で観測されたM15とM71の短観測データと、銀河平面パルサースナップショットサーベイ(GPPS)データの一部について検索試験を行った。その結果、PRESTO(PulsaRExplorationandSearchTOolkit)と同様の検索結果が得られ、処理速度も高速であることがわかりました。
MeerKAT 電波望遠鏡における UHF および L バンド無線周波数干渉の性質と進化
| Title |
Nature_and_Evolution_of_UHF_and_L-band_Radio_Frequency_Interference_at_the_MeerKAT_Radio_Telescope |
| Authors |
Isaac_Sihlangu,_Nadeem_Oozeer_and_Bruce_Bassett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08879 |
無線周波数干渉(RFI)は、目的の天文信号を圧倒する不要なノイズです。電波天文学者は常に、望遠鏡サイト周辺のRFIの検出と除去に対処しなければなりませんでしたが、RFIの全範囲、性質、および進化を統一された方法で理解するために行われたことはほとんどありません。UHFバンドとLバンドのデータに焦点を当てた確率論的多次元フレームワークアプローチを使用して、MeerKATアレイに対してこれを行います。UHF帯域では、RFIは、割り当てられたモバイル通信用グローバルシステム(GSM)、飛行距離測定装置(DME)、およびUHF-TV帯域によって支配されます。Lバンドは、DME、GSM、全地球測位システム(GPS)衛星などの既知のRFIソースの影響を受けます。「クリーンな」MeerKATバンドでは、LバンドとUHFバンドの両方でRFIの占有率が時間と方向とともに変化することに気付きました。たとえば、2018年6月と比較して、2018年11月にはLバンドのフラグ付きデータの割合が大幅に増加(300%増加)しました。この増加は、現場での建設活動と相関しているようです。UHF帯では、早朝がRFIやその他の外れ値の影響を最も受けにくいことがわかりました。また、COVID-19パンデミックによるハードロックダウン中にDMERFIが劇的に減少したこともわかりました。ここで紹介する作業により、MeerKATサイトでのRFIの進化を特徴付けることができます。どの天文台も、その環境内でのRFIの動作を理解するためにそれを採用できます。
限られた現場測定値を使用したティマウ国立天文台の特性評価
| Title |
Characterisation_of_Timau_National_Observatory_using_limited_in-situ_measurements |
| Authors |
Rhorom_Priyatikanto,_Emanuel_Sungging_Mumpuni,_Taufiq_Hidayat,_Muhamad_Bayu_Saputra,_Mulya_Diana_Murti,_Abdul_Rachman,_Clara_Yono_Yatini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08918 |
現在、インドネシア南東部に新しい天文台が建設中です。このティマウ国立天文台には、光学および近赤外線観測用の3.8メートルの望遠鏡が設置されます。運用と計画をサポートするには、サイトの特性評価を適切に実行する必要があります。しかし、限られたリソースとサイトへのアクセスが、包括的なサイトテスト用の機器の展開を妨げていました。幸いなことに、SkyQualityMeter(SQM)からの\emph{in-situ}空の明るさデータは、ほぼ2年間利用可能です。470泊で取得したデータに基づいて、背景の空の明るさは$\mu_0=21.86\pm0.38$マグニチュード/arcsec$^2$となります。さらに、月明かりに照らされた空の明るさを評価して、大気消光係数($k$)とサイトでの散乱レベルを推定します。$k=0.48\pm0.04$の緩和された値が見つかりました。これは、大気エアロゾルの含有量が高いことに関連しています。低高度(${\sim}1300$masl)に位置する赤道域では通常と見なされます。空の明るさと\emph{Himawari-8}衛星からの赤外線画像の変動を分析することにより、利用可能な観測時間(AOT)は少なくとも$5.3$時間/夜であり、利用可能な夜の年間平均割合は$66\%であると推定されます。$.SQMと衛星データ分析からの月平均AOTは、$R=0.82$と相関しています。月間利用可能宿泊率でみると、相関係数は$R=0.78$です。雨季(11月から4月)の間、SQMと衛星データ分析の結果は、主に断片化された低高度の雲を検出するひまわり8号の能力が限られているため、より大きく逸脱します。これらの結果によると、ティマウが他の天文台を大いに補完することを期待しています。
4m ILMTの最初の軽い準備
| Title |
First_light_preparations_of_the_4m_ILMT |
| Authors |
Brajesh_Kumar,_Hitesh_Kumar,_Khushal_Singh_Dangwal,_Himanshu_Rawat,_Kuntal_Misra,_Vibhore_Negi,_Mukesh_Kumar_Jaiswar,_Naveen_Dukiya,_Bhavya_Ailawadhi,_Paul_Hickson,_Jean_Surdej |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08921 |
4m国際液体ミラー望遠鏡(ILMT)は、ARIESDevasthal天文台(インド、ウッタラーカンド州)にある天頂指向光学観測施設です。ILMTの最初の光準備活動は2022年4月に完了し、続いて2022年5月の初めに実施された空でのテストが行われました。この望遠鏡は、マルチバンド光学(SDSS$g'$,$r'$$i'$)時間遅延統合技術を利用した空の狭い帯(~$22'$)のイメージング。シングルスキャンILMT画像の積分時間は102秒で、連続夜間画像を同時に追加して、信号対雑音比をさらに向上させることができます。トランジェント、フラックスまたは位置の変動を示すオブジェクトを検出するために、夜間に記録された観測に画像減算技術も適用されます。現在、施設は試運転段階にあり、通常の運用はモンスーン後の2022年10月に開始されます。この論文では、最初の光の前の主な準備作業について、得られた暫定的な結果とともに説明します。
深層学習法を用いたTAIGA実験におけるチェレンコフ望遠鏡画像の解析におけるエネルギー再構成
| Title |
Energy_Reconstruction_in_Analysis_of_Cherenkov_Telescopes_Images_in_TAIGA_Experiment_Using_Deep_Learning_Methods |
| Authors |
E._O._Gres,_A._P._Kryukov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08971 |
TAIGA天体物理学複合体のイメージング大気チェレンコフ望遠鏡(IACT)は、多くの天体物理学の対象とプロセスの研究に役立つ高エネルギーガンマ線を観測することを可能にします。TAIGA-IACTを使用すると、全宇宙放射線フラックスからガンマ量子を選択し、エネルギーや到来方向などの主要なパラメーターを復元できます。結果の画像を処理する従来の方法は、画像のパラメーター化です。これは、ヒラスパラメーター法と呼ばれます。現在、機械学習法、特に深層学習法がIACT画像処理に積極的に使用されるようになっています。この論文では、単一の望遠鏡(モノモード)および複数のIACT望遠鏡(ステレオモード)に対するいくつかの深層学習手法によるシミュレートされたモンテカルロ画像の分析について説明します。エネルギー再構成の品質の推定が実行され、それらのエネルギースペクトルは、いくつかのタイプのニューラルネットワークを使用して分析されました。開発された方法を使用して、得られた結果は、Hillasパラメーターに基づく従来の方法によって得られた結果とも比較されました。
KM3NeT/ORCAによる月と太陽の宇宙線影の初観測
この記事では、KM3NeT/ORCA検出器で測定された宇宙線誘起ミューオンの空分布における月と太陽の影の最初の観測について報告します。分析されたデータ取得期間は、2020年2月から2021年11月までで、検出器には6つの検出ユニットが地中海の海底に配置され、それぞれが18のデジタル光学モジュールで構成されていました。月と太陽によって引き起こされた影は、公称位置でそれぞれ4.2{\sigma}と6.2{\sigma}の統計的有意性で検出されました。この初期の結果は、検出器のキャリブレーションの有効性、時間、位置、向き、およびイベント方向再構成の精度を確認しています。これは、ポインティング精度と角度分解能に関して、検出器の性能と競争力も示しています。
階層ベイジアン分析のためのフローの正規化: 重力波母集団研究
| Title |
Normalizing_Flows_for_Hierarchical_Bayesian_Analysis:_A_Gravitational_Wave_Population_Study |
| Authors |
David_Ruhe,_Kaze_Wong,_Miles_Cranmer,_Patrick_Forr\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09008 |
正規化フローを使用して、重力波人口モデリングフレームワーク(階層ベイズ分析)の人口分布をパラメーター化することを提案します。最初に、実例となる実験でこの方法のメリットを実証し、次に、最新のLIGOデータリリースの4つのパラメーター(一次質量、二次質量、赤方偏移、有効スピン)を分析します。私たちの結果は、小さくて悪名高いノイズの多いデータセットにもかかわらず、観測された重力波母集団の事後予測分布(流れのパラメーターに対する事前確率を仮定)が、導入されたバイアスの影響を受けにくく、堅牢な以前の現象論的モデリングの結果と一致する構造を回復することを示しています。柔軟性の低い分散モデルによって。したがって、この方法は、データのノイズが多い場合でも、母集団推論分布の柔軟で信頼性の高い代替手段として有望です。
白色矮星バイナリ経路調査 -- IX. 3 つの長周期白色矮星と亜巨星連星
| Title |
The_White_Dwarf_Binary_Pathways_Survey_--_IX._Three_long_period_white_dwarf_plus_subgiant_binaries |
| Authors |
S._G._Parsons,_M._S._Hernandez,_O._Toloza,_M._Zorotovic,_M._R._Schreiber,_B._T._G\"ansicke,_F._Lagos,_R._Raddi,_A._Rebassa-Mansergas,_J._J._Ren,_D._Koester |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08440 |
非縮退伴星を伴う白色矮星からなる事実上すべての連星系は、接近後相互作用系(公転周期が数日以下)または広域系(周期が数十年以上)のいずれかに分類できます。コンポーネントは、単一の星として効果的に進化しました。これら2つの両極端の間に周期があるバイナリは、一般的なエンベロープ効率を制限するのに役立ち、コンパクトなバイナリの作成に向けた代替経路を強調することができます。今日まで、そのようなバイナリはほとんどとらえどころのないままです。ここでは、公転周期が41日、52日、461日で、進化した準巨星を持つ連星の3つの白色矮星を紹介します。ハッブル宇宙望遠鏡の分光法を使用すると、3つの星系すべてに低質量の白色矮星($\leq$0.4M$_{\odot}$)が含まれていることがわかります。1つのシステムTYC8394$-$1331$-$1は、階層的なトリプルの内部連星であり、白色矮星プラス亜巨星連星は、より遠くの伴星によって周回されます。これらのバイナリは、一般的なエンベロープの進化とは対照的に、安定しているが非保存的な物質移動の段階から形成された可能性があります。将来的には、3つの星系すべてが共通のエンベロープフェーズを迎えることになりますが、周期がより短い2つの星系はこのイベント中に合体することが予想されますが、周期が最も長い星系は生き残り、2つの低質量白色矮星を含む近い連星を形成する可能性があります。
非平衡条件下での局所磁気成長と両極拡散による彩層加熱
| Title |
Chromospheric_Heating_from_Local_Magnetic_Growth_and_Ambipolar_Diffusion_Under_Non-Equilibrium_Conditions |
| Authors |
Juan_Mart\'inez_Sykora,_Jaime_de_la_Cruz_Rodr\'iguez,_Milan_Go\v{s}i\'c,_Alberto_Sainz_Dalda,_Viggo_H._Hansteen,_Bart_De_Pontieu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08472 |
インターネットワーク領域における彩層の加熱は、太陽物理学における最も重要な未解決の問題の1つです。現在の研究では、放射MHD数値モデルとIRIS観測を使用して実行される静かな太陽条件の非常に高い空間解像度シミュレーションを使用して、この古い問題に取り組みます。モデルに両極拡散と時間依存の非平衡水素イオン化を追加することにより、彩層における自己無撞着局所駆動磁気増幅を含む、太陽大気の既存の3D放射MHD数値モデルを拡張しました。磁場のエネルギーは上部彩層で散逸し、両極拡散と非平衡イオン化(NEQI)により温度が大幅に上昇します。同時に、シミュレーションに両極性拡散とNEQIを追加すると、彩層下部の磁場の局所的な成長とそのダイナミクスにわずかな影響があることがわかります。両極性拡散とNEQIを使用した場合と使用しない場合の、これらの高空間分解能モデルから合成されたMgIIプロファイルと、IRISからの静かな太陽とコロナホールの観測との比較により、より良い対応が明らかになりました。両極性拡散とNEQI効果が含まれている場合、プロファイルの強度が増し、ラインコアがわずかに広くなります。したがって、MgIIプロファイルは以前のモデルよりも観察されたプロファイルに近くなっていますが、いくつかの違いはまだ残っています。
編組からの電流の散逸による活性領域プラージュにおける彩層およびコロナ加熱
| Title |
Chromospheric_and_Coronal_heating_in_active_region_plage_by_dissipation_of_currents_from_braiding |
| Authors |
Souvik_Bose,_Bart_De_Pontieu,_Viggo_Hansteen,_Alberto_Sainz_Dalda,_Sabrina_Savage,_and_Amy_Winebarger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08579 |
彩層($\sim$10,000K)およびコロナ(数百万K)の加熱問題として知られる、星の大気の温度の高さに伴う劇的な上昇の原因となっている物理プロセスは不明のままです。太陽のような星の統計的研究は、彩層とコロナの放出が地球規模で相関していることを明らかにしており、原則として、潜在的な加熱メカニズムの理論モデルを制約しています。しかし、これまでのところ、太陽の空間分解観測は驚くべきことに、小さな空間スケールで同様の相関関係を示すことができず、モデルの制約が不十分なままです。ここでは、彩層(InterfaceRegionImagingSpectrographまたはIRIS衛星から)と低コロナ(Hi-C2.1観測ロケットから)の独自の調整された高解像度観測、および機械学習ベースの反転技術を使用して、彩層での加熱と、強い磁場を持つ領域(「プラージュ」)の低いコロナの間の数百kmの空間スケール。これらの結果は、最近の高度な3D放射磁気流体力学シミュレーションと互換性があります。このシミュレーションでは、大気深部の磁力線の編組によって形成された電流シートの散逸が、プラズマを彩層温度とコロナ温度に同時に加熱する原因となっています。私たちの結果は、太陽活動領域の加熱メカニズムの性質に関する深い洞察を提供します。
ポストフレアアーケードと相互作用するスーパーアーケードダウンフローの効果
| Title |
Effects_of_supra-arcade_downflows_interacting_with_the_post-flare_arcade |
| Authors |
Arun_Kumar_Awasthi,_Rui_Liu,_Tingyu_Gou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08592 |
アーケードダウンフロー(SAD)は、ポストフレアアーケード上のプラズマを通って下降する暗いボイドです。それらは一般的にコロナでのフレア再結合の副産物と見なされていますが、SADの性質については議論が続いています。ここでは、2013年4月11日のMクラスフレアの最大後フェーズで観測されたSADの6つの異なるエピソードを調査しました。微分放出測定分析により、フレアの最大値近くで発生したSADケースには、5-で強化された高温プラズマ成分が含まれていることが明らかになりました。-7~MKであったのに対し、後に発生したものは周囲の超アーケードプラズマと比較して7~12~MKで高温プラズマの低下を示しました。フレアのディスク上の位置により、SADとフレア後のアーケードとの相互作用を詳細に調べることができました。空隙の2)1700{~\AA}での足元の明るさのピークは、SADがアーケードの上部に到着するのに対して22～46~s遅れており、3)EUV強度の摂動は$の速度で拡大および伝播しています。\sim\,$400km~s$^{-1}$.一方、光学的に薄いコロナの視線の混乱により、相互作用に続くリボンの強化は、相互作用が有意なプラズマ加熱を生み出すことができないアーケードの上部でプラズマが跳ね返るという錯覚を引き起こします。これらの効果は、相互作用が主に表面に向かって伝播するMHD波を生成し、フレアリボンで準周期的な輝きをさらに生成する可能性があることを示しているため、EUVでの準周期的なフレアの段階的な位相放出に寄与します。
4つの新しい化学的に特異な星の高分解能分光分析
| Title |
High-resolution_spectroscopic_analysis_of_four_new_chemically_peculiar_stars |
| Authors |
M._P._Roriz,_C._B._Pereira,_S._Junqueira,_M._Lugaro,_N._A._Drake,_and_C._Sneden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08627 |
化学的に特異であると分類されているが、高いスペクトル分解能での包括的な分析が不足している、最初に上昇した赤色巨星ブランチの4つの星の詳細な化学組成を提示します。BD+03{\deg}2688、HE0457-1805、HE1255-2324、HE2207-1746について、金属量[Fe/H]$=-1.21$、$-0.19$、$-0.31$、それぞれ$-0.55$であり、銀河系人口の範囲を示しています。大気パラメータに加えて、進化に敏感なCNOグループと$^{12}$C/$^{13}$C比を含む28元素の元素存在量を抽出しました。重元素のタングステンとタリウムについても新しい結果が示されています。4つの星すべてで、中性子捕獲元素が非常に大きく増強されており、[La/Eu]比が高いことは、低速の中性子捕獲($s$プロセス)による濃縮を示しています。[$s$/Fe]$>1.0$を示すこれらの存在量を解釈するために、結果を文献からのデータ、およびMonashおよびFRUITY$s$プロセス元素合成モデルからの予測と比較しました。BD+03{\deg}2688、HE1255-2324、およびHE2207-1746はC/O$>1$を示し、HE0457-1805はC/O$<1$を示します。HE0457-1805とHE1255-2324は連星であるため、その特異性は物質移動に起因します。我々は、HE0457-1805を新しいバリウム巨星と同定し、HE1255-2324を新しいCH星と同定した。これまでに文献で報告されている同様の特徴を持つ単一の天体は、バリウム星HD100503([Fe/H]$=-0.72$)です。おそらくCH星であるBD+03{\deg}2688とHE2207-1746の連星性を確認するには、体系的な監視が必要です。
LAMOST Medium-resolution Survey.III からの食連星。高精度経験的恒星質量ライブラリ
| Title |
The_Eclipsing_Binaries_from_the_LAMOST_Medium-resolution_Survey.III._A_High-precision_Empirical_Stellar_Mass_Library |
| Authors |
Jianping_Xiong,_Chao_Liu,_Jiao_Li,_Jiadong_Li,_Bo_Zhang,_Xiaodian_Chen,_Changqing_Luo,_Zihuang_Cao,_Yongheng_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08647 |
連星から直接測定された高精度の星の質量と半径は、星のモデルを効果的に調整できます。ただし、完全なスペクトル型と広範囲の金属量を含むそのようなデータベースは、まだ完全には確立されていません。データベースを完成させるには、継続的なデータ収集と分析の努力が必要です。この作業では、恒星の質量と半径のベンチマークとして、独立した大気パラメーターと正確な質量と半径を持つ184連星を含むカタログを提供します。カタログには、LAMOST中解像度分光(MRS)調査からの56の新しい切り離された連星と、以前の研究から編集された128の切り離された食の連星が含まれています。質量と半径の不確実性が5％未満の新しい分離連星の軌道解を取得します。これらの新しいサンプルは、高精度恒星質量ライブラリの金属量の分布を高密度化し、Teff>8000Kの9つのホットスターを追加します。比較は、これらのサンプルがTeff-logg-質量-半径-光度空間のPARSEC等時線とよく一致することを示しています。等時線フィッティングとSEDフィッティングからの質量と半径の推定値を、それぞれ連星軌道解からの推定値と比較します。恒星モデルに依存する質量推定の精度は10%を超え、大気パラメータに基づく半径推定の精度は15%を超えることがわかりました。これらは、星の質量と半径を推定するための通常のアプローチの不確実性の一般的な見方を示しています。
シミュレートされた太陽大気における遷移領域の温度に加熱された小規模なループとその彩層の特徴
| Title |
Small-scale_loops_heated_to_transition_region_temperatures_and_their_chromospheric_signatures_in_the_simulated_solar_atmosphere |
| Authors |
M._Skan,_S._Danilovic,_J._Leenaarts,_F._Calvo,_M._Rempel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08806 |
最近の観測では、遷移領域(TR)とコロナ温度をサンプリングする観測量に見える非常に小さなスケールでループ状の構造が明らかになりました。彼らの形成は不明のままです。これらの機能がどのように発生するかを調査するために、現実的な磁気流体力学シミュレーションとスペクトル線の順合成でバイポーラシステムの例を研究します。モデル大気を生成するために、MURaMコードを使用して計算が行われます。合成H$\alpha$およびSiIVスペクトルは、Multi3Dコードを使用して2つの角度($\mu=1$、$\mu=0.66$)で計算されます。モデル内で磁力線が追跡され、基礎となる磁場トポロジーの進化が調べられます。合成H$\alpha$ドップラーグラムは、数分以内に劇的に進化するループを明らかにします。合成H$\alpha$ラインプロファイルは、ラインコアで観測された非対称性とドップラーシフトを示しています。しかし、それらはまた、傾斜ビューであっても、ラインウィングに強い発光ピークを示しています。合成SiIV放射の特徴は、H$\alpha$ドップラーグラムで見られる構造と部分的に一致し、部分的に別の磁場スレッドに従います。一部は、lg$(T/K)=[5.0,5.5]$温度間隔の排出測定マップにも表示されます。放出領域は、バイポーラ領域の反対の極性に根ざした磁力線をトレースします。私たちの結果は、観測された特徴とその特性を大部分再現していることがわかります。急速な動きとシャッフルを受けるフットポイントを持つ双極システムは、高温に加熱された多くの小規模な再発イベントを生成する可能性があります。結果として得られる観察可能な特徴の形態と進化は、視野角によって異なります。
Gaia-DR3 と Virtual Observatory による 100 pc 白色矮星集団のスペクトル分類
| Title |
Spectral_classification_of_the_100_pc_white_dwarf_population_from_Gaia-DR3_and_the_Virtual_Observatory |
| Authors |
F._M._Jim\'enez-Esteban,_S._Torres,_A._Rebassa-Mansergas,_P._Cruz,_R._Murillo-Ojeda,_E._Solano,_C._Rodrigo,_M._E._Camisassa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08852 |
Gaiaの3回目のデータリリースでは、約100,000個の白色矮星(WD)の低解像度スペクトルが提供されました。これは、優れた測光と天体観測とともに、この個体群の研究のための比類のないベンチマークを表しています。この作業では、最初に、太陽から100pc以内にある12,718個のWDで構成される非常に完成度の高いボリューム制限されたサンプルを構築しました。VOSAツールを使用することで、スペクトルエネルギー分布をさまざまな大気モデルに自動的に適合させることができました。特に、Gaiaスペクトルからスペクトル的に導出されたJ-PASフォトメトリを使用すると、分光学的にラベル付けされたオブジェクトでテストされた90%を超える精度でDAおよび非DAWDが分類されました。達成された優れた性能は、有効温度が5500Kを超えるWDのほぼすべての母集団に拡張されました。私たちの結果は、ガイアWDヘルツスプルング-ラッセル図のA分岐が実際にはDAWDによって占められているのに対し、B分岐は大部分が形成されていることを示しています。非DAによる（65％）。Bブランチ内のDAの残りの35%は、DA質量分布の~0.8Moに2番目のピークがあることを意味します。さらに、Qブランチとその低温への拡張は、コアの結晶化により、DAオブジェクトと非DAオブジェクトの両方で観察できます。最後に、詳細なスペクトル進化関数を導出しました。これは、有効温度が10,500Kまで低下するにつれて、非DAの割合がゆっくりと増加することを確認し、最大36%に達し、その後、温度が31まで下がると低下します。%。
ジェームス・クラーク・マクスウェル望遠鏡を用いたサブミリ波デュアルバンド偏光測定により明らかにされたL1521 Fの星形成過程におけるねじれた磁場
| Title |
Twisted_magnetic_field_in_star_formation_processes_of_L1521_F_revealed_by_submillimeter_dual_band_polarimetry_using_James_Clerk_Maxwell_Telescope |
| Authors |
Sakiko_Fukaya,_Hiroko_Shinnaga,_Ray_S._Furuya,_Kohji_Tomisaka,_Masahiro_N._Machida_and_Naoto_Harada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08988 |
星形成の初期条件を理解するには、星形成過程で重要な役割を果たす磁場を考慮した観測研究と理論的研究の両方が必要です。ここでは、おうし座分子雲の若い近くの高密度雲コアL1521F($n$(H$_2$)$\sim10^{4-6}$cm$^{-3}$)を調べます。この高密度のコアは、特に原始星の近くで、複雑な速度構造を持つ非常に低光度のオブジェクトとして分類される0.2$M_\odot$原始星をホストします。高密度コア内の磁場を追跡するために、私たちは、ダストの連続体の高感度サブミリ波偏波測定を行いました。JamesClerkMaxwellTetescopeのSCUBA-2サブミリ波ボロメーターカメラ。これは、ALMAで$\lambda$=3.3mmで取得されたミリ波偏光計と比較されました。磁場は$\lambda$=850$\mu$mの周辺領域で検出され、これは南北方向にねじれていますが、$\lambda$=450$\mu$mでトレースされた中央領域は、東西方向の磁場、つまり、周辺領域の磁場と直交する磁場。Davis-Chandrasekhar-Fermi法を使用して、磁場強度は周辺領域と中央領域でそれぞれ$\sim$70$\mu$Gと200$\mu$Gと推定されます。結果として得られた質量対フラックス比は、両方の領域で磁気的に臨界状態の3倍であり、L1521Fが磁気的に超臨界であること、つまり重力が乱流力よりも支配的であることを示しています。観測データとMHDシミュレーションを組み合わせて、この不可解なオブジェクトの形態学的特性の詳細なパラメーターが初めて導き出されました。
海軍精密光学干渉計からの 44 個の星の角直径と基本パラメータ
| Title |
Angular_Diameters_and_Fundamental_Parameters_of_Forty-Four_Stars_from_the_Navy_Precision_Optical_Interferometer |
| Authors |
Ellyn_K._Baines,_J._Thomas_Armstrong,_James_H._Clark_III,_Jim_Gorney,_Donald_J._Hutter,_Anders_M._Jorgensen,_Casey_Kyte,_David_Mozurkewich,_Ishara_Nisley,_Jason_Sanborn,_Henrique_R._Schmitt,_and_Gerard_T._van_Belle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09030 |
海軍精密光学干渉計を使用して44個の星の角度直径を測定し、4個を除くすべての星について2%以下のリムの暗くなった直径の不確実性を得ました。次に、ガイア視差またはヒッパルコス視差で直径を使用して、各星の物理半径を計算しました。文献から情報を収集してボロメトリックフラックスと光度を決定し、それを直径と組み合わせて有効温度を生成しました。私たちのサンプルは、大部分が巨大な星で構成されており、BからMまでの幅広いスペクトルクラスにまたがっています。
$IRIS^{2+}$: 太陽低層大気における成層熱力学モデルの包括的なデータベース
| Title |
$IRIS^{2+}$:_A_comprehensive_database_of_stratified_thermodynamic_models_in_the_low_solar_atmosphere |
| Authors |
Alberto_Sainz_Dalda,_Aaryan_Agrawal,_Bart_De_Pontieu_and_M._Gosic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09103 |
太陽の下層大気、すなわち光球と彩層に関する私たちの知識は、これらの層の観測と理論的および数値モデリングから得られた知識に基づいています。この意味で、太陽大気の熱力学的および磁気的半経験モデルは、太陽の物理学の理解の進歩に大きく貢献してきました。過去に、これらのモデルの多くは、たとえば、理論的および数値的モデリングを制約したり、スペクトル線の反転から得られた物理パラメーターの良さを検証したりするのに役立つ参照として使用されてきました。それにもかかわらず、半経験的モデルは、アプローチに固有の仮定によってかなり制限されており、太陽大気の瞬間的および局所的な熱力学的条件の正確なビューを必ずしも提供するとは限りません。この作業では、彩層の熱力学的条件の変化に敏感な6つのラインと、フォトスピア。これらの反転は、126のアクティブな領域で影、半影、毛穴のような、プラージュ、および周囲の静かな太陽のプロファイルをクラスター化することによって得られた320の代表的なプロファイル(RP)を使用して作成されました。選択された線の同時反転により、結果として得られる代表モデル大気(RMA)は、光球の下部から彩層の上部までの熱力学をサンプリングします。その結果、$IRIS^{2+}$と名付けられ、$40,320$のRP-RMAペアで形成されたこのデータベースは、低層太陽大気の層化光学深度熱力学モデルの最も包括的なコレクションを表しています。
低太陽大気に対する新たなインターネットワーク分野のグローバルな影響
| Title |
Global_impact_of_emerging_internetwork_fields_on_the_low_solar_atmosphere |
| Authors |
Milan_Go\v{s}i\'c,_Bart_De_Pontieu,_Alberto_Sainz_Dalda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09111 |
小規模で新たに出現したインターネットワーク(IN)磁場は、太陽彩層とおそらくコロナの実行可能なエネルギー源と質量源と見なされています。複数の研究は、フラックス出現の単一のイベントが、上向きに伝搬する磁気ループと既存の周囲磁力線の相互作用を通じて、実際に低太陽大気を局所的に加熱できることを示しています。しかし、太陽大気に対する新たに出現したINフィールドの世界的な影響はまだ不明です。この手紙では、INバイポーラフラックス機能の時空間進化を研究し、静かな太陽(QS)大気のエネルギー論とダイナミクスへの影響を分析します。私たちは、InterfaceRegionImagingSpectrograph(IRIS)、Hinode、およびAtmosphericImagingAssembly(AIA)で得られた高解像度、多波長、協調観測を使用して、出現するIN磁場を特定し、その進化を追跡します。私たちの観測結果は、最大のIN双極子のみが低太陽大気を局所的に加熱できることを示唆していますが、これらの双極子の地球規模での寄与はわずかであるように見えます。ただし、検出された双極子の総数と、この作業で推定されるそれらの影響は、感度レベル、空間分解能、および観測期間によって制限されます。基底フラックスを維持する小さくて弱いINフィールドを検出し、彩層加熱への寄与を調べるには、現在および次世代の地上および宇宙ベースの望遠鏡で得られる、より高い解像度、より高い感度、およびより長い時系列が必要になります。
EBWeyl: 数値時空を不変に特徴付けるコード
数値相対論における宇宙論的シミュレーションから生じる時空を不変に特徴付けるために、ワイルテンソルの電気部分と磁気部分を計算する2つの異なる方法、$E_{\alpha\beta}$と$B_{\alpha\beta}$を提示します。から、スカラー不変量とWeylスカラーを構築します。最初の方法は幾何学的で、メトリックからこれらのテンソルを完全に計算し、2番目の方法は3+1スライスの定式化を使用します。各メソッドのコードを開発し、5つの分析メトリックでそれらをテストしました。そのために、$E_{\alpha\beta}$と$B_{\alpha\beta}$を導き出し、コンピューター代数ソフトウェアを使用してそれらから構築したさまざまなスカラーを作成しました。解析結果と数値結果の間に優れた一致が見られます。スライシングコードは、計算の利便性と精度において幾何学的コードよりも優れています。これに基づいて、EBWeyl[https://github.com/robynlm/ebweyl]という名前でgithubで公開しています。この後処理コードは、任意のゲージの数値時空に適用できることを強調します。
Baryogenesis、原始ブラック ホールおよび MHz-GHz 重力波
MHz～GHzの周波数範囲の重力波(GW)は、オシロン、予熱、宇宙ストリングなどの初期の宇宙現象のホストによって動機付けられます。バリオジェネシスも、この周波数範囲でGWをプローブする動機として機能することを指摘します。接続は原始ブラックホール(PBH)を介して行われます。一方で、PBHはホーキングが蒸発してバリオン数と$CP$違反の崩壊を持つ種になることによってバリオン形成を誘発します。一方、PBHは、その形成に関与するスカラー変動が地平線に再び入ると、二次効果によってGWを誘発します。PBHの支配またはウォッシュアウト効果が発生する体制を慎重に描写しながら、誘導されたGWのひずみと頻度の平面でのバリオジェネシスの成功に関与するパラメーターの相互作用について説明します。バリオン数とエントロピー比およびバリオン形成に重要なその他のパラメーターを使用して、GW株の半分析的スケーリングを提供します。その過程で、2つのピークを持つGW信号につながるPBHの2つの集団を使用した暗黒物質-重層形成の一致問題の解決策をスケッチします。私たちの結果は、超高周波GWフロンティアを調査することの重要性を強調しています。
基礎物理測定のための静電蓄積リングに向けて
| Title |
Towards_an_electrostatic_storage_ring_for_fundamental_physics_measurements |
| Authors |
Chiara_Brandenstein,_Stefan_Stelzl,_Erwin_Gutsmiedl,_Wolfgang_Schott,_Andreas_Weiler,_Peter_Fierlinger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08439 |
固定スピン状態で$30$keV偏極イオンのための新しい卓上静電ストレージリングコンセプトについて説明します。このデバイスは最終的に、サブmHz帯域幅で10$^{-21}$Tの分解能で磁場を測定できるようになります。さまざまな種類のイオンまたはイオン分子を保存する可能性と、レーザーとSQUIDを使用してシステムの状態を準備およびプローブするためのアクセスにより、電子と核子の電気双極子モーメント(EDM)およびアクシオンを検索するために使用できます。粒子暗黒物質と暗光子暗黒物質のように。その感度の可能性は、数時間の保存時間、比較的長いスピンコヒーレンス時間、および差分測定のための異なる状態の準備で最大10$^9$粒子を束に閉じ込める可能性に起因します。暗黒物質の実験として、10$^{-10}$から10$^{-19}$eVの質量範囲で最も感度が高く、現在および提案されている実験室での実験よりも桁違いにカップリングをプローブできる可能性がある。
乱流リコネクション加速
天体物理学プラズマの至る所にある乱流は、磁気リコネクションとリコネクション加速の両方にとって重要です。リコネクション駆動乱流を伴う高速3D乱流リコネクション中の粒子加速を研究します。鏡面反射と強い磁場の収束により、粒子はリコネクション駆動の流入の間を行ったり来たりします。連続する正面衝突により、流入の運動エネルギーが加速粒子に変換されます。乱流は流入速度を調整するだけでなく、局所的な乱流磁場に関してさまざまな流入傾斜角をもたらします。粒子のエネルギー利得と脱出確率の両方が流入速度に依存するため、粒子エネルギースペクトルのスペクトル指数は普遍的ではありません。$\approx2.5$から$4$の範囲で、強いガイドフィールド、つまり全入力磁場とガイドフィールドの間の角度が小さい場合に最も急峻なスペクトルが予想されます。粒子を閉じ込めるために必要な散乱拡散がなければ、再結合加速は、大きな流入速度と弱いガイド場で非常に効率的です。
自然言語処理を使用した、分野を超えた拡散星間バンドのキャリアの検索
| Title |
Searching_for_Carriers_of_the_Diffuse_Interstellar_Bands_Across_Disciplines,_using_Natural_Language_Processing |
| Authors |
Corentin_van_den_Broek_Dobrenan,_Frederic_Galliano,_Jeremy_Minton,_Viktor_Botev,_Ronin_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08513 |
科学出版物の急増により、研究者は情報で過負荷になっています。これは、複数の分野を調査する必要がある学際的な研究ではさらに劇的です。研究者がこれを克服するのに役立つツールは、自然言語処理(NLP)です。これは、科学者が多くの記事から情報を自動的に合成できるようにする機械学習(ML)技術です。実際の例として、NLPを使用して、天体物理学における長年の未解決の問題である拡散星間バンド(DIB)のキャリアとなる可能性のある化合物の学際的な検索を実施しました。オープンアクセスの150万件のクロスドメイン記事のコーパスでNLPモデルをトレーニングし、DIBに関する天体物理学の出版物のコーパスでこのモデルを微調整しました。私たちの分析は、主に生物学で研究され、いくつかのDIBの波長で遷移を持ち、豊富な星間原子で構成されているいくつかの分子を示しています。これらの分子のいくつかは、分子の色の原因となる小さな分子グループである発色団を含んでおり、有望なキャリア候補となる可能性があります。生存可能な保因者を特定することは、学際的な方法で未解決の科学的疑問に取り組むためにNLPを使用することの価値を示しています。
スノーマス ニュートリノ フロンティア レポート
| Title |
Snowmass_Neutrino_Frontier_Report |
| Authors |
Patrick_Huber,_Kate_Scholberg,_Elizabeth_Worcester,_Jonathan_Asaadi,_A._Baha_Balantekin,_Nathaniel_Bowden,_Pilar_Coloma,_Peter_B._Denton,_Andr\'e_de_Gouv\^ea,_Laura_Fields,_Megan_Friend,_Steven_Gardiner,_Carlo_Giunti,_Julieta_Gruszko,_Benjamin_J.P._Jones,_Georgia_Karagiorgi,_Lisa_Kaufman,_Joshua_R._Klein,_Lisa_W._Koerner,_Yusuke_Koshio,_Jonathan_M_Link,_Bryce_R._Littlejohn,_Ana_A._Machado,_Kendall_Mahn,_Alysia_D._Marino,_Mark_D._Messier,_Irina_Mocioiu,_Jason_Newby,_Erin_O'Sullivan,_Juan_Pedro_Ochoa-Ricoux,_Gabriel_D._Orebi_Gann,_Diana_S._Parno,_Saori_Pastore,_David_W._Schmitz,_Ian_M._Shoemaker,_Alexandre_Sousa,_Joshua_Spitz,_Raimund_Strauss,_Louis_E._Strigari,_Irene_Tamborra,_Wei_Wang,_Jaehoon_Yu,_K_S_Babu,_Robert_H_Bernstein,_Erin_Conley,_Albert_De_Roeck,_Alexander_I._Himmel,_Jay_Hyun_Jo,_Claire_Lee,_Tanaz_A._Mohayai,_Kim_J_Palladino,_Vishvas_Pandey,_Mayly_C._Sanchez,_Yvonne_Y.Y._Wong,_Jacob_Zettlemoyer,_Xianyi_Zhang,_Andrea_Pocar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08641 |
このレポートは、ニュートリノ物理学の現在の状況と、2021年のスノーマスプロセスの一部としてニュートリノフロンティアについて特定された、幅広くエキサイティングな将来の見通しをまとめたものです。
磁気雲のツイスト分布のロバストな推定
磁気雲(MCs)は、宇宙船によってその場で観測されます。それらの磁場の回転は、通常、太陽コロナから発射されたねじれた磁束管またはフラックスロープの交差として解釈されます。MC全体の詳細な磁気測定により、フラックスロープの特性を推測できます。それでも、磁気ねじれの正確な空間分布は挑戦的であり、したがって議論されています。結果のロバスト性を改善するために、1auでよく観測された一連のMCの重ね合わせエポック分析(SEA)を実行しました。以前の作業はMC中心時間を使用して行われましたが、ここではフラックスロープ軸への最接近時間を選択するために、フィッティングされたフラックスロープモデルの結果を使用しました。これは、インバウンド領域とアウトバウンド領域を正確に分離して、観測された信号をコヒーレントに位相合わせすることを意味します。また、磁気の非対称性や有限の影響パラメーターなどの可能性のあるバイアスを検索して最小限に抑えました。SEAを適用して、宇宙船が横断したときに残っているフラックスロープの中央プロファイルを導き出し、浸食前に存在していたフラックスロープを回復しました。特に、中央方位角B成分は、ほぼ半径の線形関数です。より一般的に言えば、結果は、そのような詳細な分析なしで実現された以前の結果を裏付けています。ツイストプロファイルはフラックスロープコア内でほぼ均一で、フラックスロープの境界で急激に増加し、インバウンド領域とアウトバウンド領域で同様のプロファイルを示します。以前の調査との主な違いは、$\sim20\%$のねじれが大きいことです。
フローベースの重力波推論におけるノイズ分布シフトへの適応
| Title |
Adapting_to_noise_distribution_shifts_in_flow-based_gravitational-wave_inference |
| Authors |
Jonas_Wildberger,_Maximilian_Dax,_Stephen_R._Green,_Jonathan_Gair,_Michael_P\"urrer,_Jakob_H._Macke,_Alessandra_Buonanno,_Bernhard_Sch\"olkopf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.08801 |
重力波パラメーター推定のための深層学習技術は、標準的なサンプラー$\unicode{x2013}$の高速な代替手段として出現し、同等の精度の結果を生み出しています。これらのアプローチ(例:DINGO)は、正規化フローをトレーニングして、観測データのベイジアン事後条件を表すことにより、償却推論を可能にします。ノイズパワースペクトル密度(PSD)も調整することで、検出器の特性の変化を考慮することさえできます。ただし、このようなネットワークのトレーニングには、観測されると予想されるPSDの分布を事前に知る必要があるため、分析するすべてのデータが収集された後にのみ行うことができます。ここでは、将来のPSDを予測する確率モデルを開発し、DINGOネットワークの時間範囲を大幅に拡大します。2回目のLIGO-Virgo観測実行(O2)$\unicode{x2013}$からのPSDと、3回目の開始からの1つのPSD(O3)$\unicode{x2013}$を使用して、DINGOネットワークをトレーニングできることを示します。O3全体で(37の実際のイベントで)正確な推論を実行します。したがって、このアプローチは、重力波の低遅延分析にディープラーニング技術を使用できるようにするための重要な要素になると期待しています。
初期宇宙における暗黒閉じ込めとキラル相転移からの確率的重力波スペクトルについて議論する。具体的には、任意の数の色に対する純粋なヤン-ミルズ理論と、さまざまな表現のクォークを含むSU(3)を調べます。熱力学格子データを利用し、ポリアコフループやPNJLモデルなどの効果的なモデルにマッピングします。これにより、重力波パラメーターと対応する重力波信号を計算できます。この信号を、ビッグバンオブザーバーやDECIGOなどの将来の重力波観測所と比較します。
Palatini Chern-Simons におけるキラル重力波
距離と接続が独立したフィールドであると見なされるPalatiniの定式化を使用して、Chern-Simons(CS)のパリティ破りの高曲率重力理論を研究します。最初に、PalatiniCS重力が一次微分運動方程式につながり、計量形式におけるCS重力の典型的な不安定性を回避することを示します。最初のアプリケーションとして、PalatiniCS重力における重力波(GW)の宇宙伝搬を分析します。パリティの破れにより、GWの偏光は伝播中に2つの影響を受けることを示します。振幅複屈折（偏光楕円率を変化させる）と速度複屈折（偏光面を回転させる）です。振幅複屈折はメートル法の形式でCS重力に存在することが知られていますが、速度複屈折はメートル法CS重力には存在しませんが、左手と右手のGW偏光が異なる分散を持つという事実により、PalatiniCSに現れるようになりました。関係。ただし、一般相対性理論(GR)からのわずかな偏差の近似では、速度複屈折がCS結合パラメーター$\alpha$で少なくとも2次的に現れるのに対し、振幅複屈折は$\alpha$で線形に現れることがわかります。これは、振幅複屈折がPalatiniCSで最も関連性の高い効果であることを意味するため、このモデルはメトリックCSと同様に動作します。振幅と速度の複屈折に対する現在の制約をPalatiniCSに適用し、振幅の複屈折からの制約が最も厳しい境界を与えることを示すことで、これを確認します。
$f(Q,T)$ 重力における物質のラグランジュ縮退の影響
| Title |
Effects_of_the_matter_Lagrangian_degeneracy_in_$f(Q,T)$_gravity |
| Authors |
Jos\'e_Antonio_N\'ajera,_Carlos_Ar\'aoz_Alvarado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09042 |
この論文では、$f(Q,T)$重力として表される、一般相対性理論の対称テレパラレル等価の拡張における、物質のラグランジュ縮退の理論的および宇宙論的効果を調査しました。この縮退は、$\mathcal{L}_m=p$と$\mathcal{L}_m=-\rho$の両方が完全流体の応力エネルギーテンソルを生じさせることができるという事実から来ています。$f(Q,T)$方程式は、物質のラグランジュの形に依存するため、一般化されたフリードマン方程式の形で、ダスト物質と放射の密度進化に影響を与える縮退もあり、変化も示しますモンテカルロマルコフ連鎖解析を実行するときの宇宙パラメータの信頼領域。私たちの結果は、物質のラグランジュを変更すると異なる理論的および宇宙論的結果が生じるため、$f(Q,T)$重力の将来の研究では、物質のラグランジュの両方の形式を考慮して、異なる数学的および観測結果を説明する必要があることを示唆しています。
