インフレーションを爆発的に終わらせる: $R^2$ 重力でのヒッグス真空崩壊
現在の実験データによると、ヒッグス真空は、そのポテンシャルの2番目に低い基底状態が発生するため、準安定であるように見えます。その結果、真空崩壊は真の真空バブルの核生成を誘発し、宇宙に壊滅的な結果をもたらす可能性があるため、初期宇宙で可能な安定化メカニズムを研究する意欲があります。私たちの最新の調査(2207.00696)では、観測的に支持されているスタロビンスキーインフレーションモデルの文脈で電弱準安定性を研究しました。私たちの最初の研究(2011.037633)の動機と手法に従って、スタロビンスキーインフレーションを自然に導入する修正重力シナリオ$R+R^2$にSMを埋め込みながら、ヒッグス曲率結合$\xi$に関する制約を取得しました。これは、疑似真空を不安定にする追加の負の項の形で、実効ヒッグスポテンシャルに大きな影響を与えました。もう1つの重要な側面は、インフレの終わりの定義にあります。バブルの核生成は、その最後の瞬間に最も顕著になるからです。私たちの結果は、これらのより強力な$\xi$下限は、時空がdeSitterからますます逸脱するインフレの最後の瞬間に非常に敏感であることを示しています。
IllustrisTNG シミュレーションの $z\sim 1-2$ での銀河とコズミック ウェブの間の本質的なアライメント
| Title |
Intrinsic_Alignments_Between_Galaxies_and_the_Cosmic_Web_at_$z\sim_1-2$_in_the_IllustrisTNG_Simulations |
| Authors |
Benjamin_Zhang,_Khee-Gan_Lee,_Alex_Krolewski,_Jingjing_Shi,_Benjamin_Horowitz,_and_Robin_Kooistra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09331 |
銀河形成理論は、銀河の形状と角運動量が宇宙ウェブとの固有の整列(IA)を持っていると予測しています。これは、さまざまな理論の観測テストを提供し、弱いレンズ効果の迷惑パラメーターとして定量化することが重要です。IllustrisTNGスイートの流体力学シミュレーションで赤方偏移1と2で銀河IAを研究し、整列の傾向が以前の研究と一致することを発見しました。ただし、スピン整列信号の大きさは、Horizon-AGNシミュレーションの以前の研究で見られたものより$\sim2.4\times$弱いことがわかり、IAがサブグリッド物理学に大きく依存している可能性があることを示唆しています。次に、IllustrisTNGに基づいて、$z\sim1-2$での形状宇宙ウェブIAを調べることができるモック観測分光サーベイを構築します。これは、低$z$銀河の赤方偏移をモデル化し、今後のスバルプライムフォーカススペクトログラフでのIGMトモグラフィーサーベイを行います。GalaxyEvolution(PFSGE)調査。ただし、$L=205h^{-1}\mathrm{Mpc}$のボックスサイズを超えても、グローバルな異方性が、投影方向に依存する2D投影IA信号のサンプル分散を誘発することがわかります。観察されたアライメントのエラー。スバルPFSGEからの$z\sim1$でのIlustrisTNGのshapeIA信号の$5.3\sigma$検出を予測しますが、$z\sim2$での検出は困難です。ただし、TNGとHorizonAGNシミュレーション間の相対的なIA信号強度の大まかな再スケーリングは、PFSGEが後者のより強い信号を制限できるはずであることを示唆しています。
スカラー誘起重力波を使用した NANOGrav のパルサー タイミング データからの原始ブラック ホールに対するベイジアンの影響
| Title |
Bayesian_implications_for_the_primordial_black_holes_from_NANOGrav's_pulsar-timing_data_by_using_the_scalar_induced_gravitational_waves |
| Authors |
Zhi-Chao_Zhao,_Sai_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09450 |
NANOGrav12.5年データセットの共通スペクトルプロセスにスカラー誘起重力波の起源があると仮定して、原始曲率摂動の強化と原始ブラックホールの質量関数を、ベイジアンパラメーター推定を初めて実行することによって研究します。原始曲率摂動のパワースペクトルが幅の対数正規分布関数に従うと仮定すると、スペクトル振幅の下限、つまり$\mathcal{A}\gtrsim10^{-2}$が95\%の信頼水準で得られます。$\シグマ$。$\sigma\rightarrow0$の極限では、太陽質量が$10^{-3}-10^{-2}$の原始ブラックホールが、暗黒物質の少なくとも一部を構成できることがわかります。このような質量範囲は、$\sigma$の値が大きいほど、より大規模な領域にシフトします。$\sigma=1$に対して$10^{-2}-10^{-1}$太陽質量の体制に。計画された重力波実験は、少なくとも$\mathcal{A}\sim10^{-4}$に到達し、パラメータ空間全体で原始ブラックホールを検索できると予想されます。さらに、理論上の期待を達成するために、マルチバンド検出器ネットワークの重要性が強調されています。
高赤方偏移 CMB レンズ マップでのガウス性からの偏差の検出
| Title |
Detecting_deviations_from_Gaussianity_in_high-redshift_CMB_lensing_maps |
| Authors |
Zhuoqi_Zhang,_Yuuki_Omori,_and_Chihway_Chang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09617 |
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)収束場の確率密度関数(PDF)はほぼガウス分布に従いますが、低赤方偏移の構造からのわずかな寄与により、全体的な分布はわずかに非ガウス分布になります。この後期成分の一部は、銀河の分布を使用してモデル化し、元のCMBレンズ効果マップから差し引いて、高い赤方偏移での物質分布のマップを作成できます。この高赤方偏移質量マップを使用して、構造形成の初期段階を直接研究し、標準モデルからの逸脱を探すことができます。この作業では、$z>1.2$での非線形構造形成による非ガウス性のシグネチャの検出可能性を予測します。進行中の調査を使用してそのような署名を検出することは困難であることがわかりますが、CMB-S4などの将来の実験では$\sim$7$\sigma$を検出できるようになると予測しています。
Functional Renormalization Group を使用した初回通過時間の計算
| Title |
Computing_First-Passage_Times_with_the_Functional_Renormalisation_Group |
| Authors |
Gerasimos_Rigopoulos_and_Ashley_Wilkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09649 |
過剰減衰ランジュバン方程式に従うインフレーション中のスペクテーターフィールド$\sigma$の動作を分析するために、関数繰り込み群(FRG)手法を使用します。FRGの微分展開を使用して、1点関数と2点関数の実効運動方程式(EEOM)を取得し、3点関数のEEOMを導出する方法を簡単に確認します。パワースペクトルの振幅やFRGからのスペクトルの傾きなどの量を計算する方法を示します。複数の障壁を持つポテンシャルに対してこれを明示的に行い、一般に多くの異なるポテンシャルがスペクトルの傾きに対して同一の予測を与えることを示し、観測がポテンシャルの局所的な特徴にとらわれないことを示唆します。最後に、EEOMを使用して、観客フィールドの初回通過時間(FPT)量を計算します。1点関数と2点関数のEEOMは、間に障壁がある2つのフィールド値の間を移動するのにかかる平均時間$\left\langle\mathcal{N}\right\rangle$を正確に予測するのに十分です。その時$\delta\mathcal{N}^2$.また、所要時間$\rho(\mathcal{N})$の完全なPDFを正確に解決し、正しい指数テールを予測することもできます。これは、この分析をインフレトンに拡張することで、始原ブラックホールを生成するモデルで予想される指数関数的な裾を正しく捉えることができることを示唆しています。
彗星 21P/Giacobini-Zinner の CN Coma 形態の特徴の解析
| Title |
Analysis_of_CN_Coma_Morphology_Features_of_Comet_21P/Giacobini-Zinner |
| Authors |
Charles_Goldberg_and_Cassandra_Lejoly_and_Nalin_Samarasinha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09258 |
彗星の自転周期を決定するために、狭帯域CNフォトメトリックイメージングを使用して、2018年の近日点通過中に彗星21P/Giacobini-Zinner(21P/GZ)のコマに見られるジェットの特徴を分析し、CNガスの流出速度と回転状態を制約します。方位角的に強化された形態学的特徴の分析。21P/GZには、7.4$\pm$0.1時間または10.7$\pm$0.2時間の周期性があることがわかります。北ジェットの流出速度の下限は730$\pm$30ms$^{-1}$、南ジェットの流出速度の下限は740$\pm$30ms$^{-1}$です。ジェットの特徴の形態を分析し、北向きのジェットがコルクスクリューパターンを持っていることを確認し、その知識を利用して赤経${169^{+28}_{-23}}^の回転極位置を決定します。{\circ}$と${73^{+5}_{-11}}^{\circ}$の偏角で、回転の感覚は不明です。
地球に似た惑星の土地割合の多様性とその居住可能性への影響
海洋と陸地のバランスの取れた比率は、地球のような生物圏にとって不可欠であると考えられており、プレートテクトニクス惑星は地質学的特性が似ているはずだと推測できます。結局、大陸地殻の体積は、生産と侵食の間の平衡に向かって進化します。地球サイズの太陽系外惑星の内部熱状態が地球と似ている場合、大陸の生産と侵食の間に同様の平衡が確立され、したがって同様の土地の割合が確立されると予想されるかもしれません。この予想が真ではない可能性が高いことを示します。カップリングされたマントル水-大陸地殻サイクルに関連する正のフィードバックは、初期の歴史に応じて、陸の惑星、海洋の惑星、バランスの取れた地球のような惑星の3つの可能性のある惑星の多様化につながる可能性があります。さらに、大陸による内部の熱ブランケットは、大陸の成長の歴史、そして最終的には初期条件に対する感度を高めます。ただし、ブランケット効果の多くは、放射性元素のマントル枯渇によって相殺されます。長期の炭酸塩-ケイ酸塩サイクルのモデルは、陸地と海洋惑星の平均表面温度が約5K異なることを示しています。大陸表面の割合が大きいほど、風化率が高くなり、ガス放出が促進され、部分的に相互に補償されます。それでも、陸の惑星は、海の惑星や現在の地球と比較して、かなり乾燥し、寒く、より厳しい気候になると予想されており、冷たい砂漠が広がっている可能性があります。大陸地殻の風化による水の利用可能性と栄養素のバランスをとるモデルを使用すると、陸と海の両方の惑星の生物生産性とバイオマスが地球の3分の1から2分の1に減少することがわかります。これらの惑星の生物圏は、遊離酸素の供給を生み出すのに十分ではないかもしれません。
原始惑星系円盤内の太陽系外惑星は、分子線放出のチャネルマップでケプラー速度からの局所的な偏差を引き起こします。これらの偏差を特徴付ける現在の方法は時間がかかり、統一された標準的なアプローチはありません。機械学習が惑星の存在を迅速かつ正確に検出できることを実証します。シミュレーションから生成された合成画像でモデルをトレーニングし、それを実際の観測に適用して、実際のシステムで形成されている惑星を特定します。コンピュータービジョンに基づく機械学習手法は、1つまたは複数の惑星の存在を正しく特定できるだけでなく、それらの惑星の位置を正しく制限することもできます。
ESPRESSO を使用した WASP-121b 透過分光法の高解像度大気検索: 複数の時代と機器にわたる一貫した相対存在量の制約
| Title |
High-resolution_atmospheric_retrievals_of_WASP-121b_transmission_spectroscopy_with_ESPRESSO:_Consistent_relative_abundance_constraints_across_multiple_epochs_and_instruments |
| Authors |
Cathal_Maguire,_Neale_P._Gibson,_Stevanus_K._Nugroho,_Swaetha_Ramkumar,_Mark_Fortune,_Stephanie_R._Merritt,_and_Ernst_de_Mooij |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09621 |
高分解能透過分光法の最近の進歩は、トランジット系外惑星の大気を特徴付けるための新しい手段を提供してきました。高解像度相互相関分光法により、分子/原子を明確に検出できます。また、大気のダイナミクスと、朝と夕方の四肢にわたる種の豊富さの縦方向の変動の両方をマッピングするためにも使用されています。超高温木星WASP-121bの複数のVLT/ESPRESSO観測を提示します。そこから、従来のデータ処理技術によって引き起こされる太陽系外惑星の信号の歪みを説明しながら、すべての観測にわたって一貫してさまざまな中性金属の相対的存在量を制限します。また、惑星軌道速度と$T$-$P$プロファイルも制約します。WASP-121bのVLT/UVES透過分光法を使用して、存在量の制約を以前の制約と比較し、結果が観測間で一貫しており、WASP-121bの大気で以前に検出された種の恒星値とも一致していることがわかりました。私たちの検索フレームワークは、潜在的な外圏種を特定するためにも使用でき、その結果、WASP-121bのトランジット相当のロシュ限界を超える吸収機能が拡張されます($R_{\rmeqRL}$$\sim$1.3$R_{\rmp}$）。H$\alpha$、FeII、およびCaIIは高高度まで広がっていることがわかりました($1.54\pm0.04$$R_{\rmp}$、$1.17\pm0.01$$R_{\rmp}$、および$2.52\pm0.34$$R_{\rmp}$)であり、文献値とほぼ一致しています。複数の高解像度観測にわたる制約の一貫性は、モデルのフィルタリングと検索フレームワークの強力な検証であり、数か月/数年の時間スケールにわたる大気の安定性と同様に、惑星形成プロセスを推測することを可能にする可能性があります。系外惑星大気の将来の地上観測。
uGMRT と SKA による地球の電離層の探索と低周波観測への影響
| Title |
Exploring_Earth's_Ionosphere_and_its_effect_on_low_radio_frequency_observation_with_the_uGMRT_and_the_SKA |
| Authors |
Sarvesh_Mangla,_Sumanjit_Chakraborty,_Abhirup_Datta_and_Ashik_Paul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09738 |
地球の電離層は、低周波数($\lesssim1$\,GHz)での電波干渉計の性能を制限する体系的な効果をもたらします。これらの影響は、地磁気活動が激しい場合や、干渉計のベースラインが長くなる観測の場合により顕著になります。平方キロメートルアレイ(SKA)のパスファインダーであるuGMRTは、赤道電離異常(EIA)の北頂と磁気赤道の間に位置しています。したがって、この望遠鏡は電離層の条件が厳しくなりがちで、電離層を研究するためのユニークな電波干渉計です。ここでは、GMRTによる235\,MHz観測を提示し、太陽活動極小期における重要な電離層活動を示しています。この作業では、GMRTで観測された電離層の擾乱を特徴付け、電離層の研究や、異なる磁気緯度に位置するVLA、MWA、LOFARなどの他の望遠鏡による観測と比較しました。全地球航法衛星システム(GNSS)と比較して1桁高い感度を示す完全なGMRTアレイにわたる電離層の全電子含有量(TEC)勾配を推定しました。さらに、uGMRT、VLA、LOFAR、MWAの観測から推定された電離圏特性を用いて、今後のSKA1-MIDとSKA1-LOWの低周波観測への影響を予測します。
軌道デブリ監視のための合成追跡イメージングの放射感度と解像度
| Title |
Radiometric_sensitivity_and_resolution_of_synthetic_tracking_imaging_for_orbital_debris_monitoring |
| Authors |
Hasan_Bahcivan,_David_J._Brady_and_Gordon_C._Hageman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09789 |
太陽に照らされたスペースデブリのサンプリングと検出の戦略を検討します。単一フレームデータではなく、位相空間ピクセルの分析によって、検出可能な最小のデブリ断面が10～100倍減少する可能性があると主張します。位相空間ピクセルは、非常に広いカメラ視野(FOV)内のテスト破片の軌跡に対応するピクセルの重み付けされたスタックです。デブリ信号をバックグラウンドから分離するために、デブリが瞬間的な視野を通過するのにかかる時間と一致するように露光時間が設定されます。デブリシグネチャは、データキューブの一般化されたハフ変換によって検出されます。線積分の放射分析は、地球低軌道にあるサブcmの物体を検出し、このアプローチによって完全な軌道パラメータを割り当てることができることを示しています。
2015 年から 2021 年までのマト グロッソ州 (ブラジル) における Planet NICFI 衛星画像とディープ
ラーニングを使用した熱帯林被覆と森林破壊のマッピング
| Title |
Mapping_Tropical_Forest_Cover_and_Deforestation_with_Planet_NICFI_Satellite_Images_and_Deep_Learning_in_Mato_Grosso_State_(Brazil)_from_2015_to_2021 |
| Authors |
Fabien_H_Wagner,_Ricardo_Dalagnol,_Celso_HL_Silva-Junior,_Griffin_Carter,_Alison_L_Ritz,_Mayumi_CM_Hirye,_Jean_PHB_Ometto_and_Sassan_Saatchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09806 |
森林破壊の迅速な評価のために樹木被覆の変化を監視することは、炭素を削減するための気候緩和政策の重要な要素と考えられています。ここでは、2015年から2022年までの熱帯の樹木被覆と森林破壊を、ブラジルのマトグロッソ(MT)州の5mの空間解像度PlanetNICFI衛星画像とU-netディープラーニングモデルを使用してマッピングします。州の樹木被覆は、2015年には556510.8km$^2$(MT州の58.1%)でしたが、2021年末には141598.5km$^2$(総面積の14.8%)に減少しました。2016年12月の森林伐採面積は6632.05km$^2$でしたが、年2回の森林伐採面積は2016年12月から2019年12月までの間にわずかな増加を示しただけでした。1年後、森林伐採面積は12月の9944.5km$^2$からほぼ倍増しました。2019年から2021年12月の19817.8km$^2$。高解像度データプロダクトは、ブラジルの公式の森林破壊マップ(67.2%)と比較的一貫した一致を示しましたが、世界の森林変化(GFC）製品、主にGFCデータで観察された火災劣化の広い領域によるものです。深層学習技術に関連するPlanetNICFIからの高解像度画像は、熱帯地方の森林破壊範囲のマッピングを大幅に改善できます。
DIGS: ニューラル事後推定による銀河スペクトルの深層推論
| Title |
DIGS:_Deep_Inference_of_Galaxy_Spectra_with_Neural_Posterior_Estimation |
| Authors |
Gourav_Khullar,_Brian_Nord,_Aleksandra_Ciprijanovic,_Jason_Poh,_and_Fei_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09126 |
複雑なデータを使用した数十億の銀河調査の出現により、時間の必要性は、堅牢な不確実性定量化を使用して銀河スペクトルエネルギー分布(SED)を効率的にモデル化することです。シミュレーションベースの推論(SBI)と償却された神経事後推定(NPE)の組み合わせは、シミュレートされた銀河測光と実際の銀河測光を正確かつ効率的に分析するためにうまく使用されています。この作業では、この組み合わせを利用し、既存の文献に基づいて、シミュレートされたノイズの多い銀河スペクトルを分析します。ここでは、スペクトルの概念実証研究を示します。これは、a)銀河SEDの効率的な分析と、物理的に解釈可能な不確実性を伴う銀河パラメーターの推定です。およびb)MCMC法に適合する数個の銀河の適度なコストでの、前記銀河パラメータの事後分布の償却計算。SEDジェネレーターと推論フレームワークProspectorを利用してシミュレートされたスペクトルを生成し、2$\times$10$^6$スペクトルのデータセット(5パラメーターSEDモデルに対応)をNPEでトレーニングします。SBIは、高速で償却された事後推定を組み合わせることで、銀河の恒星の質量と金属量を正確に推測できることを示しています。私たちの不確実性制約は、ベイジアンMCMC法を使用した従来の逆モデリングに匹敵するか、それよりもやや弱いものです(たとえば、特定の銀河の恒星質量と金属量でそれぞれ0.17と0.26dex)。また、推論フレームワークが迅速なSED推論を行っていることもわかりました(1MCMCベースの適合を犠牲にして、SBI/SNPEを介して0.9-1.2$\times$10$^5$銀河スペクトル)。この作業により、JWST銀河調査プログラムと広視野のローマ宇宙望遠鏡分光調査の時代に、SBIを使用した銀河スペクトルのSEDフィッティングに焦点を当てたさらなる作業の準備が整いました。
Subhalo Abundance Matching のための新しい恒星質量プロキシ
サブハローアバンダンスマッチング(SHAM)は、銀河がホストの暗黒物質のハローにどのように存在するかについての理解を深める上で重要な役割を果たしてきました。要するに、SHAMフレームワークは、恒星質量などの銀河の属性と最もよく相関する暗黒物質のハロー特性を見つけることです。ハロー/サブハローがこれまでに達成した最大円速度($V_{\rmmax}$)のピーク値$V_{\rmpeak}$は、SHAMの一般的な選択肢でした。Tonesen&Ostriker(2021)による最近の研究では、現在の$V_{\rmmax}$とハロー暗黒物質の質量のピーク値を組み合わせた量$\phi$が、星の質量を予測する際に、$よりも優れていることが示唆されました。V_{\rmピーク}$.彼らのアプローチに着想を得て、この作業では、ハロー/サブハローがこれまでに達成した$V_{\rmmax}$の90パーセンタイルと、暗黒物質のハローの時間変化率。シミュレーションIllustrisTNG300に基づくテストは、3つの自由パラメーターのみを使用した新しいSHAMスキームが、赤方偏移範囲$zで、星の質量予測と質量依存クラスタリングを$\phi$からそれぞれ15%と16%改善できることを示しています。=0-2$。
| Title |
The_Pandora_project._I:_the_impact_of_radiation_and_cosmic_rays_on_baryonic_and_dark_matter_properties_of_dwarf_galaxies |
| Authors |
Sergio_Martin-Alvarez,_Debora_Sijacki,_Martin_G._Haehnelt,_Marion_Farcy,_Yohan_Dubois,_Vasily_Belokurov,_Joakim_Rosdahl_and_Enrique_Lopez-Rodriguez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09139 |
いくつかのよく知られた論争に包まれている矮小銀河は、基礎となる宇宙論について学ぶために広く研究されてきましたが、それらの特性を調節する物理的プロセスはほとんど理解されていません.これらのプロセスに光を当てるために、17の高解像度(3.5パーセクハーフセル側)矮小銀河形成宇宙論的シミュレーションのPandoraスイートを紹介します。熱乱流星形成と機械的超新星フィードバックから始めて、組み込まれた物理学の複雑さを徐々に増やし、磁気、オンザフライ放射伝達と対応する星の光加熱、およびSN加速宇宙線を組み合わせた完全な物理モデルに至ります。これらのプロセスの組み合わせを調査し、それらを観測と比較して、矮小銀河の特性を決定する主なメカニズムは何かを制約します。流体力学的な「SNフィードバックのみ」のシミュレーションでは、現実的な矮小銀河を生成するのに苦労し、観測されたフィールド矮星と比較して、過剰にクエンチされた、または中心に集中しすぎた、分散が支配的なシステムになることがわかりました。宇宙線で放射線を考慮すると、拡張された回転支持システムが得られます。空間的に「分散された」フィードバックは、リアルな恒星質量とHI質量、および運動学につながります。さらに、完全な物理モデルの解決された運動学的マップは、星形成イベント後の星、HIおよびHIIの運動学的に異なる塊と運動学的不整列を予測します。関連するフィードバックと組み合わされたエピソード的な星の形成は、より核に似た暗黒物質の中心プロファイルを誘発しますが、これは私たちの「SNフィードバックのみ」のモデルが達成するのに苦労しています。私たちの結果は、現実的な矮小銀河の特性を捉えるために必要な物理プロセスの複雑さを示しており、統合フィールドユニット調査、電波シンクロトロン放射、およびJWSTが調査する銀河と多相星間媒体特性の具体的な予測を行います。
銀河団ZwCl 235におけるマクロスケールからメソスケールまでのICM冷却とAGNフィードバックの追跡
| Title |
Chasing_ICM_cooling_and_AGN_feedback_from_the_macro_to_the_meso_scales_in_the_galaxy_cluster_ZwCl_235 |
| Authors |
F._Ubertosi,_M._Gitti_and_F._Brighenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09141 |
ZwCl235のAGN/ICM相互作用を調査することを目的としています。この銀河団は、X線フラックスが高く、中心部に電波銀河が広がっており、その中心に多相ガスの証拠があります。チャンドラ望遠鏡、VLASSサーベイ、LOTSSサーベイ、VLBA望遠鏡からのアーカイブデータを使用して、ZwCl235の完全な研究を行い、ICMのダイナミクス、中心ガスの熱力学的状態、およびBCGの特性を分析します。.放射状プロファイルと2Dスペクトルマップを使用して、ICMの温度、エントロピー、および冷却時間を測定し、中央の電波銀河の形態を周囲の媒体と比較します。ZwCl235は、中心銀河の活動によって1対の空洞が掘削され、おそらく濃縮ガスが高度30kpcまで上昇したスロッシングクールコアクラスターであるという証拠が見つかりました。クラスターコアでは、最も低いエントロピーICMは、AGNの南側電波葉に接する長さ20kpcのフィラメントに優先的に見られます。観測された低温(~1.3keV)のフィラメントは、スロッシングと刺激されたICM冷却の組み合わせによって生成された可能性が高く、中央の超大質量ブラックホールに燃料を供給している可能性があると主張します。さらに、BCGのX線放出は、半径5kpcに広がり、短い冷却時間(約240Myr)を持つ~1.4keVプラズマカーネルから発生し、BCGの熱コロナを表す可能性があると判断しました。全体として、冷たい物質のいくつかのソース(大規模なICM、低エントロピーフィラメント、および~1.4keVカーネル)が現在中央のAGNに供給されており、ICM冷却サイクルの期待はマクロスケール(5の間)から満たされていることを提案します。-100kpc)からメソスケール(<5kpc)のAGNフィードバック。
投影された位相空間における星の年齢と静止画分のフォワードモデリングによる銀河団の消光タイムスケールの制約
| Title |
Constraining_quenching_timescales_in_galaxy_clusters_by_forward-modelling_stellar_ages_and_quiescent_fractions_in_projected_phase_space |
| Authors |
Andrew_M._M._Reeves,_Michael_J._Hudson,_Kyle_A._Oman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09145 |
SloanDigitalSkySurveyのデータを使用して、投影位相空間(PPS)の質量加重年齢(MWA)と静止画分をフォワードモデル化し、$\log(M_{\mathrm{vir}}/\mathrm{M}_{\odot})>$z\sim0$で14$個の銀河団。MWA-$M_\star$関係からのMWAの平均偏差は、PPSの位置に依存し、内部銀河団と侵入銀河の最大差は$\sim1$Gyrであることがわかります。このモデルは、N体シミュレーションからの落下情報と、UniverseMachineモデルからの確率論的星形成履歴を採用しています。$9<\log(M_{\star}の場合、最初の中心点の後に$t_\mathrm{Q}=3.7\pm0.4$Gyrおよび$t_\mathrm{Q}=4.0\pm0.2$Gyrの合計消光時間を見つけます。/\mathrm{M}_{\odot})<10$および$10<\log(M_{\star}/\mathrm{M}_{\odot})<10.5$銀河。MWAを使用することで、消光の開始時間と星形成率(SFR)の減少時間スケールの縮退を破ります。周辺中心に対する消光開始時間は$t_{\mathrm{delay}}=3.5^{+0.6}_{-0.9}$Gyrおよび$t_{\mathrm{delay}}=-0.3^{+であることがわかります0.8}_{-1.0}$Gyrはそれぞれ、より低い恒星質量ビンとより高い恒星質量ビンに対応し、指数関数的なSFR抑制タイムスケールは$\tau_{\mathrm{env}}\leq1.0$Gyrおよび$\tau_{\mathrm{env}}\sim2.3$Gyrは、それぞれ、より低い恒星質量ビンとより高い恒星質量ビンに対応します。確率論的な星形成の歴史により、銀河団銀河のSFRの双峰性を維持するために急速な落下消光が必要なくなります。緑の谷の深さは、MWA駆動の結果とわずかに緊張して、最初のペリセンターに近いクエンチング開始とより長いクエンチングエンベロープを好みます。まとめると、これらの結果は、急冷が中心付近または中心の直後に始まることを示唆していますが、急冷が完全に完了するまでの時間スケールははるかに長く、したがってラム圧ストリッピングは最初の中心付近の通過では完了しません。
銀河の化学進化から宇宙の超新星速度まで
| Title |
From_Galactic_Chemical_Evolution_to_Cosmic_Supernova_Rates_Synchronized_with_Core-Collapse_Supernovae_Limited_to_the_Narrow_Progenitor_Mass_Range |
| Authors |
Takuji_Tsujimoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09160 |
大質量($\geq$8$M_\odot$)の星は、合成された重元素を放出するコア崩壊超新星(CCSNe)、または失敗した超新星の2つの運命のいずれかを介して消滅し、それによってブラックホールが形成されます。従来の銀河化学進化(GCE)スキームでは、大質量星のかなりの部分、たとえば8-100$M_{\odot},$の質量範囲のすべての星が、核合成生成物で銀河を豊かにしていると想定されています。しかし、この仮説は観測結果、すなわち$\sim$18$M_{\odot}$より質量の大きなCCSNeはほとんどないという観測結果と矛盾します。CCSNeを介した濃縮による予測は、星が内部ディスクから移動することを可能にする銀河力学の新しいパラダイムで、質量の少ない前駆星に限定されます。この更新されたGCEモデルは、厚い円盤と同様に銀河バルジで起こると考えられている破裂星形成イベント$-$が、局所的に決定された正準初期から予想されるものよりも多くの低質量CCSNeを生成することを予測している.質量関数。この発見は、初期型銀河におけるCCSNeの割合が高いことを示唆しており、これはCCSN率のユニークな宇宙史を反映しています。初期宇宙における宇宙星形成率へのこれらの銀河からのかなりの寄与により、宇宙星形成に比例するよりも、赤方偏移の増加に伴ってCCSN率の勾配がより急激に増加すると予測されます。この予測された赤方偏移の進化は、0$\lesssim$z$\lesssim$0.8の測定率とよく一致します。ただし、より高い$z$のCCSNレートの予測では、将来の調査からより正確なデータが求められます。
銀河団における冷たい雲の粉砕と成長: 放射冷却、磁場、熱伝導の役割
| Title |
Shattering_and_growth_of_cold_clouds_in_galaxy_clusters:_the_role_of_radiative_cooling,_magnetic_fields_and_thermal_conduction |
| Authors |
Fred_Jennings,_Ricarda_Beckmann,_Debora_Sijacki,_Yohan_Dubois |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09183 |
銀河団では、高温の銀河団内媒質(ICM)が、最も明るい銀河団銀河の周りに印象的な多相構造を発達させる可能性があります。この中心星雲の起源を理解するために多くの研究が行われてきましたが、元々のフィラメント状の構造が個々の冷たい塊に壊れた後のその最終的な運命を研究した研究はほとんどありません。この論文では、銀河団シミュレーションで見つかった典型的なパラメーターを使用して、kpcスケールの冷たい雲の30の(磁気)流体力学的シミュレーションを実行し、雲が混合されて熱いICMに戻るか、持続できるかを理解します。放射冷却、小規模な加熱、磁場、および(異方性)熱伝導が雲の長期的な進化に及ぼす影響を調査します。フィラメントの断片は、破砕の時間スケールよりも短い時間スケールで冷却され、高温の媒体との圧力平衡から外れて粉砕され、小さな塊を形成することがわかります。これらは、さらなる凝縮の核形成サイトとして機能し、ケルビン・ヘルムホルツ不安定性を介して混合し、75Myr内で冷たいガスの質量を2倍にします。雲の成長は、密度だけでなく、雲がアブレーションまたは粉砕駆動の進化を受けるかどうかを決定する局所的な加熱プロセスにも依存します。磁場は速度を落としますが、雲の成長を妨げません。寒冷期と暖期の両方の進化は磁場のトポロジーに敏感です。直観に反して、異方性熱伝導は、非伝導性の雲と比較して低温ガスの成長率を増加させ、大量の高温相ももたらします。銀河団の長期的な冷却流の進化を研究する場合、PC500ドル以上の規模の高密度の塊は無視できないと結論付けています。
SDSS APOGEE-2サーベイにおける星形成領域の包括的なコレクションのための星の特性
| Title |
Stellar_Properties_for_a_Comprehensive_Collection_of_Star_Forming_Regions_in_the_SDSS_APOGEE-2_Survey |
| Authors |
Carlos_G._Rom\'an-Z\'u\~niga_(1),_Marina_Kounkel_(2_and_3),_Jes\'us_Hern\'andez_(1),_Karla_Pe\~na_Ram\'irez_(4),_Ricardo_L\'opez-Valdivia_(1),_Kevin_R._Covey_(3),_Amelia_M._Stutz_(5_and_6),_Alexandre_Rom\'an-L\'opez_(7),_Hunter_Campbell_(3),_Eliott_Khilfeh_(3),_Mauricio_Tapia_(1),_Guy_S._Stringfellow_(8),_Juan_Jos\'e_Downes_(9),_Keivan_G._Stassun_(2),_Dante_Minniti_(10_and_11),_Amelia_Bayo_(12_and_13),_Jinyoung_Serena_Kim_(14),_Genaro_Su\'arez_(15_and_16),_Jason_Ybarra_(17),_Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado_(18),_Pen\'elope_Longa-Pe\~na_(4),_Valeria_Ram\'irez-Preciado_(1),_Javier_Serna_(1),_Richard_R._Lane_(19),_D._A._Garc\'ia-Hern\'andez_(20),_Rachael_L._Beaton_(21_and_22),_Dmitry_Bizyaev_(23_and_24),_Kaike_Pan_(23)_((1)_Universidad_Nacional_Aut\'onoma_de_M\'exico,_(2)_Department_of_Physics_and_Astronomy_Vanderbilt_University,_(3)_Department_of_Physics_and_Astronomy_Western_Washington_University,_(4)_Centro_de_Astronom\'ia_CITEVA_Universidad_de_Antofagasta,_(5)_Departamento_de_Astronom\'ia_Universidad_de_Concepci\'on,_(6)_Max-Planck-Institute_for_Astronomy,_(7)_Departamento_de_Astronom\'ia_Facultad_de_Ciencias_Universidad_de_La_Serena,_(8)_Department_of_Astrophysical_and_Planetary_Sciences_University_of_Colorado,_(9)_Departamento_de_Astronom\'ia_Facultad_de_Ciencias_Universidad_de_la_Rep\'ublica,_(10)_Departamento_de_Ciencias_F\'isicas_Facultad_de_Ciencias_Exactas_Universidad_Andr\'es_Bello,_(11)_Vatican_Observatory,_(12)_Instituto_de_F\'isica_y_Astronom\'ia,_Universidad_de_Valparaiso,_(13)_NPF_Universidad_de_Valpara\'iso_Chile,_(14)_Steward_Observatory,_University_of_Arizona,_(15)_Department_of_Physics_and_Astronomy_The_University_of_Western_Ontario,_(16)_Department_of_Astrophysics_American_Museum_of_Natural_History,_(17)_Department_of_Physics_Davidson_College,_(18)_Instituto_de_Astronom\'ia_Universidad_Cat\'olica_del_Norte,_(19)_Centro_de_Investigaci\'on_en_Astronom\'ia_Universidad_Bernardo_O\'_Higgins,_(20)_Universidad_de_La_Laguna_Departamento_de_Astrof\'isica,_(21)_Department_of_Astrophysical_Sciences_Princeton_University,_(22)_The_Observatories_of_the_Carnegie_Institution_for_Science,_(23)_Apache_Point_Observatory_and_New_Mexico_State_University,_(24)_Sternberg_Astronomical_Institute_Moscow_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09217 |
スローンデジタルスカイサーベイIV(SDSS-IV)APOGEE-2の主な科学的目標は、銀河全体の赤色巨星を観察して、そのダイナミクス、形態、および化学進化を研究することでした。高解像度300ファイバーHバンド(1.55～1.71ミクロン)分光器であるAPOGEE装置は、多くの星形成領域や若い散開星団など、銀河内の他の星の集団を研究するのにも理想的です。6つの恒星特性($T_{eff}$、$\log{g}$、[Fe/H]、$L/L_\odot$、$M/M_\odot$、および16の銀河系の星形成と若い散開星団領域にある3360の若い星(サブソーラーからスーパーソーラータイプ)で構成されるサンプルの場合。これらのソースは、フィールド汚染のほとんどを除去するクラスタリング方法を使用して選択されました。パラメーター決定のさまざまな体系的な影響の影響を受けるターゲットを削除することにより、サンプルも洗練されました。最終的なサンプルは、推定された6つのパラメーターすべてを含む包括的なカタログに表示されます。この概要調査には、すべての地域のパラメーター空間分布マップとヘルツプルング-ラッセル($L/L_\odot$対$T_{eff}$)ダイアグラムも含まれています。この研究は、個々の領域に関する詳細な研究のガイドとして役立ち、より堅牢なサンプルを使用して、星の進化の前主系列段階における星の全体的な特性に関する将来の研究への道を開きます。
おたまじゃくし銀河木曽3867、SBS0、SBS1、UM461のハッブル宇宙望遠鏡観測
| Title |
Hubble_Space_Telescope_Observations_of_Tadpole_Galaxies_Kiso_3867,_SBS0,_SBS1,_and_UM461 |
| Authors |
Debra_Meloy_Elmegreen,_Bruce_G._Elmegreen,_John_S._Gallagher,_Ralf_Kotulla,_Jorge_Sanchez_Almeida,_Casiana_Munoz-Tunon,_Nicola_Caon,_Marc_Rafelski,_Ben_Sunnquist,_Mitchell_Revalski,_Morten_Andersen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09292 |
オタマジャクシ銀河は、典型的には1つの優勢な星形成領域を持つ金属の少ない矮星であり、傾斜すると頭と尾の構造を示します。頭部の金属量の低下は、さらに低い金属量のガス降着が星形成を刺激したことを示唆しています。ここでは、以前の分光学的研究で示された明確な金属量の低下のために選択された、近くにある4つの(<25Mpc)オタマジャクシ、SBS0、SBS1、Kiso3867、およびUM461のマルチバンドHSTWFC3およびACS画像を提示します。スターコンプレックスとコンパクトクラスターの特性が測定されます。各銀河には、10^3-10^5Msunの星からなる3～10個の若い恒星複合体が含まれており、～3～10Myrの年齢です。複合体の間で、円盤の典型的な年齢は約3Gyrです。多数の星団が、複合体の内側と外側の両方で銀河を覆っています。積み重ねる前に質量とカウントを正規化することによって作成された結合されたクラスター質量関数は、対数対数プロットで-1.12+-0.14の勾配を持つべき法則であり、クラスター寿命の結合された分布関数は、t^{-0.65+-0.24}。すべての銀河団からの理論的なライマン連続体(LyC)放射の合計の比較は、それらの質量と年齢が与えられた場合、一部の銀河で観測されたHalphaを励起するのに必要なLyCに匹敵するか、それを超えています。ハロー、またはおそらくギャラクシーエスケープ。
PKS1413+135: MeerKAT を使用した z = 0.247 での OH および HI
| Title |
PKS1413+135:_OH_and_HI_at_z_=_0.247_with_MeerKAT |
| Authors |
F._Combes,_N._Gupta,_S._Muller,_S._Balashev,_P._Deka,_K._Emig,_H.-R._Kloeckner,_D._Klutse,_K._Knowles,_A._Mohapatra,_E._Momjian,_P._Noterdaeme,_P._Petitjean,_P._Salas,_R._Srianand,_and_J._Wagenveld |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09355 |
BLLacPKS1413+135は、z=0.24671での吸収のHI線とOH線をターゲットにして、1139MHzと1293-1379MHzのLバンドで大規模調査プロジェクト「MeerKATAbsorptionLineSurvey」(MALS)によって観測されました。.電波連続体は、重力画像がないことから示唆されるように、赤方偏移が0.5未満の背景の天体から来ていると考えられています。HI吸収線は高いS/N比で検出され、中央成分が狭く、赤い翼があり、以前の結果が確認されました。OH1720MHzラインは(メーザー)放射で明確に検出され、HIピークに対して-10～-15km/sシフトした速度でピークに達します。1612MHz回線は、電波干渉により失われます。OH1667MHzの主線は吸収で暫定的に検出されますが、1665MHzの主線は検出されません。30年以上にわたり、電波ノットの超光速運動によって引き起こされる視線の急速な変化により、光学的深度に大きな変動が観察されています。HIラインの深さは20%変化し、OH-1720MHzの深さは4倍変化しました。中心速度の位置と幅も変化しました。吸収銀河は初期型の渦巻き(おそらくS0)で、真横から見られ、顕著な塵の筋があり、円盤全体を覆っています。測定された質量濃度とセンチメートル波長での電波連続体のサイズ(100masはz=0.25で400pcに相当)を考えると、核領域からの吸収線の幅は最大250km/Sと予想されます。観測された線の狭さ(<15km/s)は、S0銀河で頻繁に観測されるように、吸収が外側のガスリングから来ていることを示唆しています。ミリ単位の線はさらに狭く(<1km/s)、これはコアに制限された連続体のサイズに対応します。コアのソースは、X線で検出されたガススクリーンと互換性のある数10^22cm-2の列密度の個々の1pc分子雲で覆われています。
幼若球状星団の内部特性とその形成環境を紐づける
| Title |
Linking_the_Internal_Properties_of_Infant_Globular_Clusters_to_their_Formation_Environments |
| Authors |
Frederika_Phipps,_Sadegh_Khochfar,_Anna_Lisa_Varri,_Claudio_Dalla_Vecchia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09583 |
最初の10億年(FiBY)プロジェクトから高解像度宇宙論的シミュレーションで幼児球状星団(GC)候補の形成を調査します。エネルギー面と角運動量面でのシステムの進化を分析することにより、初期のGCが最初に重力的に束縛された赤方偏移を特定し、それらのガス成分と星成分の半径方向の落下の証拠を見つけます。崩壊は内部の自己重力によって引き起こされているように見えますが、最初の引き金は外部環境から供給されています。幼児GCの位相空間の振る舞いにより、オブジェクトのいくつかの特徴的なグループを識別することもできます。内部特性に基づくこのような分類は、形成環境に反映されているようです。同じクラスに属するGC候補は、同様の形態のホスト銀河に見られます。最後に、z=6までの星のみを含む2つのGC候補の検査を通じて、超新星フィードバックがガス不足の背後にある主な物理的メカニズムであり、その後システムがほぼ断熱膨張で応答することがわかりました。このような初期のGC候補は、ローカルユニバースで現在観測されているGCにすでに似ています。
中間赤外線で最も見えにくい銀河核の詳細な観察
| Title |
A_Detailed_Look_at_the_Most_Obscured_Galactic_Nuclei_in_the_Mid-Infrared |
| Authors |
F._R._Donnan,_D._Rigopoulou,_I._Garc\'ia-Bernete,_M._Pereira-Santaella,_A._Alonso-Herrero,_P._F._Roche,_S._Aalto,_A._Hern\'an-Caballero,_H._W._W._Spoon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09628 |
環境。コンパクトオブスキュアードニュークレイ(CON)は銀河進化の極端な段階であり、急速な超大質量ブラックホールの成長とコンパクトな星形成活動がガスと塵によって完全に隠されています。ねらい。中赤外線でのCONの特性を調査し、多環芳香族炭化水素(PAH)機能の等価幅(EW)比などによって、これらのオブジェクトを識別することを目的とした手法を探ります。メソッド。スピッツァースペクトルは、連続体を核成分と星形成成分に分解してモデル化し、そこから$9.8\μ$mケイ酸塩吸収特徴の核光学的深さ$\tau_N$を測定します。また、スピッツァースペクトルマップを使用して、CONをホストするオブジェクトの開口サイズによってPAHEW比がどのように変化するかを調査します。結果。核の光学的深さ$\tau_N$は、ピアソン相関係数0.91で、CONのミリメートル単位のHCN-vib輝線と強く相関することがわかりました。PAHEW比手法は、CONを選択するのに効果的であり、高い$\tau_N$を生成することによって強いダストレーンがCONのようなスペクトルを模倣する可能性がある高度に傾斜した銀河に対して堅牢であることがわかります。スピッツァースペクトルマップの分析により、ホスト銀河からの強力な星形成成分がある場合、CONを分離するPAHEW比の有効性が低下することが示されました。さらに、推定核光学深度の使用は、ULIRGの$36^{+8}_{-7}\%$および$17^{+3}_{-3}でCONを識別する信頼できる方法であることがわかります。\%$のLIRG、以前の研究と一致。結論。中赤外スペクトルは、JWSTの感度の向上により、宇宙の正午にCONを識別できるようになり、銀河進化のこの極端ではあるが隠された段階を明らかにするCONの強力な診断であることが確認されました。
銀河核での相次ぐ合体によるブラックホールの成長: I. 方法と最初の結果
| Title |
Growing_Black_Holes_through_Successive_Mergers_in_Galactic_Nuclei:_I._Methods_and_First_Results |
| Authors |
Dany_Atallah_Alessandro_A._Trani,_Kyle_Kremer,_Newlin_C._Weatherford,_Giacomo_Fragione,_Mario_Spera,_and_Frederic_A._Rasio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09670 |
核星団(NSC)で中間質量(IM)および超大質量(SM)ブラックホール(BH)が形成される可能性を解明するために設計された、新規の少数体計算フレームワークを提示します。単一のBHシード。観察に基づいたNSCプロファイルを使用すると、${\sim}100\,M_\odot$BHが${\sim}1000\,M_\odot$を超えて成長する可能性が、一連の合併を通じて${\sim}}0.1\%$の低密度低質量クラスターから、大質量高密度クラスターの約$90\%$まで。ただし、最も大規模なNSCでは、成長のタイムスケールが非常に長くなる可能性があります($\gtrsim1\,$Gyr)。逆に、規模の小さいNSCでは成長の可能性が最も低くなりますが、その成長はより速く、わずか${\sim}0.1\,$Gyrしか必要としません。分散速度が遅い系での重力集束の増加が、この挙動の主な原因です。BHの成長を支配する単純な「7回のストライクとあなたがいる」ルールがあることがわかりました。私たちの結果は、種子が排出されることなく7〜10回の連続した合併を生き延びた場合（主に重力波の反動キックによる）ことを示唆しています)、成長するBHはクラスター内にとどまる可能性が最も高く、その後、暴走し、SMBHの形成までずっと継続的に成長します(ここで採用されている固定バックグラウンドNSCの単純化された仮定の下で)。さらに、急速な合併により、NSCの約${50-300\,M_\odot}$の間に動的に媒介される「質量ギャップ」が強制されることがわかりました。
IllustrisTNG シミュレーションからの HST および JWST の模擬銀河調査
| Title |
Mock_Galaxy_Surveys_for_HST_and_JWST_from_the_IllustrisTNG_Simulations |
| Authors |
Gregory_F._Snyder,_Theodore_Pena,_L._Y._Aaron_Yung,_Caitlin_Rose,_Jeyhan_Kartaltepe,_Harry_Ferguson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09677 |
IllustrisTNGシミュレーションスイートに基づく一連の合成銀河調査フィールドを提示および分析します。Illustrisの公開データリリースとJupyterLabサービスにより、JADES、CEERS、PRIMER、およびNGDEEPを含むいくつかのJWSTサイクル1プログラムと同様に、5～365平方分角の領域をカバーする12個のライトコーンカタログのセットを生成しました。これらのカタログから、パブリックAPIにクエリを実行して、JWST-NIRCamとハッブル宇宙望遠鏡のカメラで使用される一連の広帯域フィルターで単純なモックイメージを生成しました。この手順は、実際のデータと一緒に銀河の予測された進化の調査をサポートできる広域のシミュレートされたモザイク画像を生成します。これらのモックを使用して、形態学的進化や近いペアの選択など、いくつかの単純な科学のケースを示します。天体物理学コミュニティがJWST深層観測の科学的分析にこれらの製品を利用できるように、これらのプロジェクトを生成するために使用されるコードとともに、MASTを介してカタログとモック画像を公開します。
S0銀河の星形成リングの起源
| Title |
The_origin_of_star-forming_rings_in_S0_galaxies |
| Authors |
J._L._Tous,_H._Dom\'inguez-S\'anchez,_J._M._Solanes,_J._D._Perea |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09697 |
MaNGAサーベイからの$532$S0銀河のサンプルにおける空間的に分解されたIFSマップは、多数の進行中の星形成を裏切る内輪($\langleR\rangle\sim1\,R_\mathrm{e}$)の存在を明らかにしました。これらのオブジェクトの。$\sim1.5\,R_\mathrm{e}$までの銀河中心半径のビンで平均化された活動勾配は、これらの銀河の光スペクトルの最初の2つの主成分によって定義される部分空間で測定されています。勾配符号は、スペクトルマップ内のそのようなリングの存在と密接に関連していることがわかります。これは、H$\alpha$輝線EW(H$\alpha$)の等価幅で特に目立ちます。存在量$\unicode{x2014}21\unicode{x2013}34\%\unicode{x2014}$は、光学画像から推測される量よりも著しく大きい。正、負、および平坦な活動勾配を持つS0の数は同程度ですが、星形成リングは、S0の蓄積を研究する宇宙シミュレーションからの予測とよく一致して、消光が裏返しに進行する天体で主に見られます。これらの環状構造の評価は、それらの周波数がホストの質量とともに増加すること、進行中の星形成を伴う銀河では寿命が短いこと、円盤からガスを供給している可能性があること、および局所環境が関連する役割を果たさないことを示しています。彼らの形成において。EW(H$\alpha$)における内輪の存在は、完全に形成されたS0では一般的な現象であり、比較的大規模な原始銀河と小さな衛星が強く関与する弱い破壊的な合体によって引き起こされる環状ディスク共鳴に関連している可能性があると結論付けています。前者に拘束されます。
ダイナミック レンジの問題として -- MHD 乱流におけるスケール依存のエネルギー ダイナミクス
| Title |
As_a_matter_of_dynamical_range_--_scale_dependent_energy_dynamics_in_MHD_turbulence |
| Authors |
Philipp_Grete,_Brian_W._O'Shea,_Kris_Beckwith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09750 |
磁化された乱流は、多くの天体物理学および地球のプラズマに遍在していますが、普遍的な理論は存在しません。電磁流体力学(MHD)乱流の詳細なエネルギーダイナミクスでさえ、まだ十分に理解されていません。我々は、一連の亜音速、超アルフベニック、高プラズマベータMHD乱流シミュレーションを提示します。これは、ダイナミックレンジ、つまり、大規模な強制スケールと散逸スケールの間の分離、およびそれらの散逸メカニズム(暗黙のラージエディシミュレーション(ILES)と直接数値シミュレーション(DNS)の比較)。エネルギー伝達解析フレームワークを使用して、有効な数値粘度と抵抗率を計算し、MHD乱流のすべてのILES計算が解決され、同等の粘抵抗MHD乱流計算に対応することを示します。ILESで使用される格子点の数を増やすことは、散逸係数を下げることに対応します。つまり、一定の強制スケールの(運動および磁気)レイノルズ数が大きくなります。独立して、この同じフレームワークを使用して、流体力学的乱流とは対照的に、MHD乱流ではクロススケールのエネルギー流束が一定ではないことを示します。これは、特定のダイナミックレンジのさまざまなメディエーター(カスケードプロセスや磁気張力など)と、フローの物理的特性を決定するダイナミックレンジ自体への依存の両方に適用されます。$2{,}048^3$セルでの最高解像度(最大レイノルズ数)のシミュレーションでも、収束の兆候は見られず、MHD乱流に漸近的な領域が存在するかどうか、また存在する場合、それがどのように見えるかについて疑問が生じます。お気に入り。
銀河とその周辺媒体の共進化の統一モデル: 乱流と原子冷却物理学の相対的な役割
| Title |
A_unified_model_for_the_co-evolution_of_galaxies_and_their_circumgalactic_medium:_the_relative_roles_of_turbulence_and_atomic_cooling_physics |
| Authors |
Viraj_Pandya,_Drummond_B._Fielding,_Greg_L._Bryan,_Christopher_Carr,_Rachel_S._Somerville,_Jonathan_Stern,_Claude-Andre_Faucher-Giguere,_Zachary_Hafen,_Daniel_Angles-Alcazar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09755 |
銀河周囲媒質(CGM)は、銀河の周りのガスの流れを調節する上で極めて重要な役割を果たし、銀河の進化を形成します。ただし、銀河とそのCGMがどのように共進化するかについての詳細は、よくわかっていません。銀河とそのCGMの間の質量と金属の流れだけでなく、CGMの地球規模の熱と乱流運動エネルギーの進化も首尾一貫して追跡する、新しい時間依存の2ゾーンモデルを提示します。私たちのモデルは、超新星風と宇宙降着の両方によって引き起こされる加熱と乱流、およびCGMの過圧による放射冷却、乱流消散、ハロー流出を説明しています。パラメータに応じて、CGMは乱流に支えられた低温の相から熱に支えられたビリアル温度の相への相転移(「熱化」)を起こすことができることを示しています。このCGM相転移は、超新星風からの加熱と乱流散逸のバランスをとる放射冷却の能力によって主に決定されます。FIRE-2宇宙論的流体力学シミュレーションに対してモデルの初期キャリブレーションを実行し、シミュレートされた銀河とそのCGMのバリオンサイクルの再現に非常に成功していることを示しています。特に、これらのパラメーターでは、相転移は超微光前駆体では高赤方偏移で発生し、古典的な$M_{\rmvir}\sim10^{11}M_{\odot}$矮星では低赤方偏移で発生することがわかります。天の川の大質量ハローは、シミュレーションと一致して、$z\approx0.5$で遷移を起こします。私たちのモデルがCGMをモデル化するための既存のアプローチを補完する方法、つまり銀河のつながりと可能な将来の方向性について議論します。
おうし座星形成地域のセンサスとガイアとの近隣連合
ガイア(DR3)の3番目のデータリリースからの高精度測光とアストロメトリーを使用して、おうし座星形成領域のメンバーとその周辺の若い協会の調査を実行しました。この作業により、おうし座の532の養子縁組メンバーの新しいカタログが作成されました。これは、Esplin&Luhman2019の以前のカタログと比べてわずかな変更しかありません。ガイアアストロメトリーを使用して、おうし座のメンバーを異なる運動学を持つ13のグループに分けました。一方、おうし座の近くにある7つの協会の1378人の候補メンバーを特定しました。これらの関連付けにはすべて、M5(~0.15Msun)付近でピークに達するスペクトルタイプのヒストグラムがあり、太陽系の他の若い個体群に似ています。おうし座グループと近隣の関連付けについては、ヘルツスプルング-ラッセル図の低質量星のシーケンスから年齢を推定しました。ほとんどのおうし座グループの年齢の中央値は1～3Myrですが、協会の年齢の範囲は13～56Myrです。広視野赤外線サーベイエクスプローラーの中間赤外線測光を使用して、協会の候補メンバーの中から星周円盤からの過剰放射を検索しました。円盤は51個の星で検出され、そのうち20個はこの作業で初めて報告されました。最近のいくつかの研究では、おうし座の近くで見つかった古い星(>=10Myr)のサンプルは、おうし座の雲複合体に関連する分布集団を表していると提案されています。しかし、これらの星のほとんどは、おうし座との関係と矛盾する運動学を持っていることがわかりました.
ポスト中性子星連星合体シミュレーションにおける相対論的ジェットのコリメーション
| Title |
The_collimation_of_relativistic_jets_in_post-neutron_star_binary_merger_simulations |
| Authors |
Matteo_Pais,_Tsvi_Piran,_Yuri_Lyubarsky,_Kenta_Kiuchi_and_Masaru_Shibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09135 |
連星中性子星合体GW170817からの重力波には、対応する多波長の電磁波が付随しており、合体と短いガンマ線バースト(sGRB)との関連性が確認されました。残光観測は、イベントが狭い$\sim5~$degで強力な$\sim10^{50}$エルグのジェットを伴うことを暗示していました。2つの合体中性子星のニュートリノ放射GR-MHDシミュレーションの合体噴出物(運動学的、ニュートリノ駆動型、およびMRI乱流駆動型)内のポインティングフラックス優勢ジェットの伝播を調べます。角運動量保存のために生じた合体後の低密度/低圧の極空洞の存在が、ジェットの噴出を可能にするために重要であることを発見しました。同時に、噴出物はジェットを狭い開口角度にコリメートします。コリメートされたジェットは、GW170817や他のsGRBの観測と一致して、$\sim4$-$7$degの狭い開き角と$10^{49}$-$10^{50}~$ergのエネルギーを持っています。
磁気回転不安定性の飽和と磁気的に隆起した降着円盤の起源
| Title |
Saturation_of_the_magnetorotational_instability_and_the_origin_of_magnetically_elevated_accretion_discs |
| Authors |
Mitchell_C._Begelman_and_Philip_J._Armitage |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09261 |
正味の垂直磁場が通っている降着円盤の角運動量輸送の強度は、自己調節メカニズムによって決定されることを提案します。磁気回転不安定性(MRI)は、それ自体の乱流抵抗率が円盤のスケールで最も急速に成長するモードを減衰させるまで成長します。厚さ。以前のシミュレーションの証拠によってサポートされているMRI由来の乱流の構造に関する弱い仮定を考えると、提案されたメカニズムは、粘性$\alpha$パラメータの既知のスケーリング、$\alpha\propto\beta_z^{-1/2}を再現します。$.ここで、$\beta_z=8\pip_g/B_{z0}^2$はディスクミッドプレーンの初期プラズマ$\beta$パラメータ、$B_{z0}$はネットフィールド、$p_g$はミッドプレーンのガス圧。強力な超熱トロイダル磁場を持つディスクへの議論を一般化します。ここで、MRI成長率は弱磁場限界から変更されます。シミュレーションで見られるように、ミッドプレーン付近でスケールの高さが増加し、そのようなディスクが磁気的に持ち上げられる場合は、追加の乱流源が必要です。実効抵抗率によって拡大された現在のシートに関連する引き裂きモードは、隆起したディスクでの乱流の強化の可能性のある原因であると推測します。
チャンドラはタイプ Ia SN 2018fhw/ASASSN-18tb からの X 線放出を検出できませんでした
ASASSN-18tb/SN2018fhwのチャンドラX線観測について報告します。ASASSN-18tb/SN2018fhwは、光スペクトルにH線を示した低光度Ia型超新星です。SNの位置ではX線放射は検出されませんでした。想定されるスペクトルモデル、温度、柱密度に応じて、最大3$\times10^{39}$ergs$^{-1}$の光度の上限が計算されます。これらは、過去にチャンドラで観測された2つのタイプIa-CSMSNe、SN2005gjおよびSN2002icと比較されます。上限は、X線で検出された唯一のIa型SNであるIa-CSMSN2012caで見つかったX線光度よりも低くなっています。H$\alpha$ラインのさまざまなシナリオを考慮すると、H$\alpha$ライン検出時の周囲の媒質の密度は10$^8$cm$^{-3}$と同じくらい高かった可能性があることが示唆されています。、しかしX線観測時には5$\times\,10^6$cm$^{-3}$以下に減少しているはずです。タイプIaSNeをX線放出クラスとして確立するには、スペクトルにH線を示すSNeの継続的なX線観測が必要です。
高速ニュートリノフレーバー変換の漸近状態を決定する簡単な方法
| Title |
Simple_method_for_determining_asymptotic_states_of_fast_neutrino-flavor_conversion |
| Authors |
Masamichi_Zaizen_and_Hiroki_Nagakura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09343 |
ニュートリノ-ニュートリノ前方散乱は、コア崩壊超新星(CCSN)や連星中性子星合体(BNSM)などの天体物理サイトの高密度ニュートリノガスに集団ニュートリノ振動を引き起こす可能性があります。この論文では、線形安定性解析と周期境界条件を用いた局所シミュレーションにより、漸近状態に特に注意を払いながら、高速ニュートリノフレーバー変換(FFC)の詳細な研究を提示します。漸近状態は、FFCの2つの重要な特性によって特徴付けられることがわかります。(1)ニュートリノの各フレーバーのレプトン数の保存、および(2)ELN(電子ニュートリノ-レプトン数)-XLN(重レプトン数)の消失です。)空間平均または時間平均分布における角交差。最初に正(負)のELN-XLN密度を持つシステムは、負(正)のELN-XLN角度方向でフレーバー等分配に達し、他の部分はそれを補償して保存則を維持します。FFCのこれらの特性は、量子運動方程式を解くことなく、漸近状態でのニュートリノの生存確率を決定する近似スキームを提供します。また、フレーバー変換の総量は、同一のELN-XLNニュートリノの種依存ニュートリノ分布によって異なる可能性があることも示しています。私たちの結果は、浅いまたは狭いELN角度交差でさえ、大きなフレーバー変換を促進する能力を持っていることを示唆しており、CCSNとBNSMのモデリングにFFCの効果を含める必要性を示しています。
| Title |
Diffuse_neutrino_flux_measurements_with_the_Baikal-GVD_neutrino_telescope |
| Authors |
Baikal_Collaboration:_V._A._Allakhverdyan,_A._D._Avrorin,_A._V._Avrorin,_V._M._Aynutdinov,_Z._Barda\v{c}ov\'a,_I._A._Belolaptikov,_I._V._Borina,_N._M._Budnev,_V._Y._Dik,_G._V._Domogatsky,_A._A._Doroshenko,_R._Dvornick\'y,_A._N._Dyachok,_Zh.-A._M._Dzhilkibaev,_E._Eckerov\'a,_T._V._Elzhov,_L._Fajt,_A._R._Gafarov,_K._V._Golubkov,_N._S._Gorshkov,_T._I._Gress,_K._G._Kebkal,_V._K._Kebkal,_A._Khatun,_E._V._Khramov,_M._M._Kolbin,_K._V._Konischev,_A._V._Korobchenko,_A._P._Koshechkin,_V._A._Kozhin,_M._V._Kruglov,_V._F._Kulepov,_Y._M._Malyshkin,_M._B._Milenin,_R._R._Mirgazov,_D._V._Naumov,_V._Nazari,_D._P._Petukhov,_E._N._Pliskovsky,_M._I._Rozanov,_V._D._Rushay,_E._V._Ryabov,_G._B._Safronov,_B._A._Shaybonov,_D._Seitova,_M._D._Shelepov,_F._\v{S}imkovic,_A._E._Sirenko,_A._V._Skurikhin,_A._G._Solovjev,_M._N._Sorokovikov,_I._\v{S}tekl,_A._P._Stromakov,_O._V._Suvorova,_V._A._Tabolenko,_Y._V._Yablokova_and_D._N._Zaborov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09447 |
バイカルGVDニュートリノ望遠鏡による拡散宇宙ニュートリノフラックスの最初の観測について報告します。2018年から2021年にかけてバイカルGVDによって収集されたカスケード状のイベントを使用すると、予想される大気背景を大幅に超えるイベントが観察されます。この超過は、IceCubeによって観測された高エネルギー拡散宇宙ニュートリノ流束と一致しています。ゼロ宇宙フラックスの仮定は、3.05$\sigma$の有意性で棄却されます。各ニュートリノフレーバーからの寄与が同じである天体物理ニュートリノフラックスの単一べき乗則モデルを仮定すると、次の最適なパラメーター値が見つかります:スペクトルインデックス$\gamma_{astro}$=$2.58^{+0.27}_{-0.33}$とフラックス正規化$\phi_{astro}$=3.04$^{+1.52}_{-1.21}$100TeVで1フレーバーあたり。
2020 年の巨大バースト中の Be/X 線連星 1A 0535+262 の光学および X 線研究
| Title |
Optical_and_X-ray_studies_of_Be/X-ray_binary_1A_0535+262_during_its_2020_giant_outburst |
| Authors |
Birendra_Chhotaray,_Gaurava_K._Jaisawal,_Neeraj_Kumari,_Sachindra_Naik,_Vipin_Kumar,_and_Arghajit_Jana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09491 |
2020年10月の巨大なX線アウトバースト中のBe/X線連星1A0535+262/HD245770の光学およびX線研究から得られた結果を報告します。それぞれ。アウトバーストのピークフラックスは、15-50keVの範囲で約11Crabであると記録されました。これは、パルサーからこれまでに観測された最高値です。2020年2月から2022年2月までのBe星の星周円盤の進化を調査するために、アウトバーストの前、最中、後に6000～7200オングストロームの帯域で光学観測を行いました。私たちの光スペクトルは、6563オングストローム(HI)、6678オングストローム(HeI)、および7065オングストローム(HeI)で顕著な輝線を示します。スペクトルに大きく変化するHalphaラインが見つかりました。単一ピークのラインプロファイルは非対称に見え、アウトバーストの前と最中のデータでは、広い赤と青の翼が見られました。しかし、アウトバースト後の観測では、青い翼に非対称性を伴う二重ピークのプロファイルが得られました。バースト前の私たちの観測では、バーストが進むにつれてサイズが縮小する、より大きなBeディスクが確認されました。さらに、Halphaラインプロファイルとパラメーターで観測された変動は、非常にずれ、歳差運動、および歪んだBeディスクの存在を示唆しています。パルサーのAstroSat観測では、110keVまでの光曲線で約103.55秒に脈動が検出されました。硬X線のパルス成分の寄与が大きくなるにつれて、エネルギーに強く依存するパルスプロファイルが見つかりました。0.7～90.0keV範囲の広帯域スペクトルフィッティングにより、約46.3keVに既知のサイクロトロン共鳴散乱機能が存在することが確認されました。
Insight-HXMT で見た GX 339-4 のハードからソフトへの移行
| Title |
The_hard_to_soft_transition_of_GX_339-4_as_seen_by_Insight-HXMT |
| Authors |
Honghui_Liu,_Cosimo_Bambi,_Jiachen_Jiang,_Javier_A._Garcia,_Long_Ji,_Lingda_Kong,_Xiaoqin_Ren,_Shu_Zhang_and_Shuangnan_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09543 |
Insight-HXMTによって観測された2021年のアウトバーストのハードからソフトへの遷移中のGX339-4の相対論的反射スペクトルの分析を提示します。データの強い相対論的反射の特徴は、高いブラックホールスピン($a_*>0.86$)と、システムの中間のディスク傾斜角(35-43度)を示唆しています。遷移には、ディスクの温度上昇とコロナ放出の軟化が伴いますが、ディスクの内側の半径は安定したままです。街灯柱の形状を仮定すると、コロナの高さは、状態遷移全体でブラックホールの近くにとどまることがわかります。反射スペクトルのComptonizationを含めると、状態遷移中に散乱率パラメーターが減少することがわかります。また、最も内側の降着円盤の表面がコロナとその下の熱円盤からの放射によって照らされる、恒星質量ブラックホールの高温降着円盤用に設計された反射モデルを使用して分析を実行します。私たちの結果は、状態遷移がコロナ特性の変動に関連付けられているシナリオをサポートしています。
電波ブザーに由来する高エネルギー ニュートリノの増加する証拠
| Title |
Growing_evidence_for_high-energy_neutrinos_originating_in_radio_blazars |
| Authors |
A.V._Plavin_(ASC_Lebedev),_Y.Y._Kovalev_(MPIfR,_ASC_Lebedev,_MIPT),_Y.A._Kovalev_(ASC_Lebedev),_S.V._Troitsky_(INR) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09631 |
近年、明るい電波ブザーが高エネルギーのニュートリノ源であるという証拠が発見されました。これらの粒子がどこでどのように生成されるかについての詳細は、まだ完全には解明されていません。この論文では、2020年から2022年にかけての14個の新しいIceCube検出を追加して、ニュートリノブレーザー接続の分析を更新します。2009年から2022年までの合計71のトラックのような高エネルギーIceCubeイベントを利用して、以前の調査結果をテストし、改良しました。それらを、コンパクトな電波放射によって選択された3412の銀河外電波源の完全なサンプルと関連付けます。我々は、ニュートリノが、3*10^-4の試行後のp値で、統計的に電波の明るいブレーザーと関連していることを示しています。この統計的研究に加えて、以前の個々のニュートリノブレーザーの関連性を確認し、いくつかの新しい関連性を見つけて議論します。特に、PKS1741-038は以前に選択され、2022年にその方向から2番目のニュートリノが検出されました。PKS0735+168は、2021年にその方向からニュートリノが到着すると同時に、電磁スペクトル全体にわたって大きなフレアを経験しました。
GRBアウトフローにおける磁場の役割
| Title |
The_role_of_the_magnetic_fields_in_GRB_outflows |
| Authors |
N._Jordana-Mitjans,_C._G._Mundell,_S._Kobayashi,_R._J._Smith,_C._Guidorzi,_I._A._Steele,_M._Shrestha,_A._Gomboc,_M._Marongiu,_R._Martone,_V._Lipunov,_E._S._Gorbovskoy,_D._A._H._Buckley,_R._Rebolo,_N._M._Budnev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09635 |
ガンマ線バースト(GRB)は、ガンマ線放射の明るい銀河系外閃光であり、宇宙で最もエネルギーの高い爆発です。それらの壊滅的な起源(コンパクト天体の合体または大質量星の崩壊)は、2つの高度に相対論的なジェットに動力を与える、生まれたばかりのコンパクトな残骸(ブラックホールまたはマグネター)の形成を促進します。磁化ジェットモデルとバリオンジェットモデルを区別し、最終的にこれらのエネルギー爆発の動力源を決定するために、私たちのチームは爆発後の最初の数分間の光の偏光を研究し（世界中の完全自律型望遠鏡で新しい機器を使用して）、直接プローブしますこれらの銀河系外ジェットの磁場特性。この技術により、GRB120308Aで高度に偏光された光の検出が可能になり、GRBの縮小サンプル(例:GRB090102、GRB110205A、GRB101112A、GRB160625B)で、大規模な原始磁場を伴う弱磁化ジェットの存在が確認されました。ここでは、非常に高いTeVエネルギーで検出された最もエネルギーが高く、最初のGRBであるGRB190114Cの観測について説明します。これは、GRB磁場研究の新しいフロンティアを開き、一部のジェットが高度に磁化されて発射される可能性があり、これらの磁気の崩壊と破壊が起こることを示唆しています非常に早い時期のフィールドは、爆発自体に動力を与えた可能性があります。さらに、GRB141220Aの噴流の最新の偏波観測では、噴出された噴出物質が周囲の環境によって減速されると、フロントショックでの磁場増幅メカニズム(観測されたシンクロトロン放射を生成するために必要)が小さな磁区を生成することが示されています。.これらの測定値は、理論的な期待を検証し、衝突のない衝撃で大きな磁区を示唆する以前の観察結果(つまり、GRB091208B)とは対照的です。
ギャップに注意してください: シミュレーションと現実の間の不一致が、銀河中心超過の解釈を後押しします
| Title |
Mind_the_gap:_The_discrepancy_between_simulation_and_reality_drives_interpretations_of_the_Galactic_Center_Excess |
| Authors |
Sascha_Caron,_Christopher_Eckner,_Luc_Hendriks,_Gu{\dh}laugur_J\'ohannesson,_Roberto_Ruiz_de_Austri,_Gabrijela_Zaharijas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09796 |
GeVガンマ線のいわゆる銀河中心超過の起源は、10年以上議論されてきました。この過剰を非常に興味深いものにしているのは、暗黒物質の消滅から予想されるものと一致する追加の放射線としてそれを解釈する可能性です.あるいは、検出されていない点源から過剰が発生する可能性もあります。この作業では、次の質問を調べます。以前に報告されたこの過剰の解釈の大部分はシミュレーションに大きく依存しているため、シミュレーションに使用されたモデルは解釈にどのように影響しますか?そのような不確実性は考慮されていますか？異なるモデルが異なる結論につながる場合、これらのシミュレーションと現実の間に一般的なギャップがあり、それが結論に影響を与える可能性があります。これらの問題を調査するために、畳み込みディープアンサンブルネットワークに基づく超高速で強力な推論パイプラインを構築し、さまざまなモデルを使用して解釈をテストし、超過をシミュレートします。私たちの結論(暗黒物質かどうか)は、シミュレーションの種類に大きく依存し、これは体系的な不確実性によって明らかにされないことがわかりました。さらに、現実がシミュレーションパラメーター空間にあるかどうかを測定し、シミュレートされたすべてのモデルで現実とのギャップがあると結論付けます。私たちのアプローチは、将来の作品における現実のギャップの深刻さを評価する手段を提供します。私たちの研究は、他の研究でGCEについて引き出された結論(暗黒物質)の妥当性に疑問を投げかけています:現実のギャップは埋められ、同時にモデルは正しいのでしょうか?
光学および近赤外 I における新世代の恒星スペクトル ライブラリ: 恒星集団合成のための再調整された UVES-POP ライブラリ
| Title |
New_Generation_Stellar_Spectral_Libraries_in_the_Optical_and_Near-Infrared_I:_The_Recalibrated_UVES-POP_Library_for_Stellar_Population_Synthesis |
| Authors |
Sviatoslav_Borisov,_Igor_Chilingarian,_Evgenii_Rubtsov,_C\'edric_Ledoux,_Claudio_Melo,_Kirill_Grishin,_Ivan_Katkov,_Vladimir_Goradzhanov,_Anton_Afanasiev,_Anastasia_Kasparova,_Anna_Saburova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09130 |
波長範囲320-1025nmのUVES-POP恒星ライブラリから406の恒星の再処理されたフラックス校正スペクトルを提示します。これは、恒星集団の合成に使用できます。スペクトルは、スペクトル分解能R=20,000とR=80,000の2つのバージョンで提供されます。ESOデータアーカイブからの生のスペクトルは、最新バージョンのUVESデータ削減パイプラインと、開発したいくつかの追加アルゴリズムを使用して再削減されました。オリジナルのUVES-POPリリースと比較した最も重要な改善点は次のとおりです。グローバルな連続体の形状を考慮した重複するUVESスペクトル設定、(iv)分光測光補正と絶対フラックスキャリブレーション、および(v)星間絶滅の推定。サンプルからの364個の星について、大気パラメータ$T_\mathrm{eff}$、表面重力ログ$g$、金属量[Fe/H]、および$\alpha$元素増強[$\alpha$/Fe]を計算しました。合成恒星大気のグリッドと新しい最小化アルゴリズムに基づくフルスペクトルフィッティング技術を使用して。また、予測された回転速度$v\sini$と半径速度$v_{rad}$の推定値も提供します。再処理されたデータセットの全体的な絶対フラックスの不確実性は、星の約半分でサブ%の精度で2%より優れています。再校正されたUVES-POPスペクトルを他のスペクトルライブラリと比較すると、フラックスが非常によく一致しています。同時に、$Gaia$DR3BP/RPスペクトルは、多くの場合、$Gaia$DR3の分光測光キャリブレーションの問題に起因するデータと矛盾しています。
ヴェラ C. ルービン天文台の遺産である空間と時間の調査のためのフリンジング解析とシミュレーション
| Title |
Fringing_Analysis_and_Simulation_for_the_Vera_C._Rubin_Observatory's_Legacy_Survey_of_Space_and_Time |
| Authors |
Zhiyuan_Guo,_Chris_W._Walter,_Craig_Lage,_Robert_H._Lupton_and_The_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09149 |
天文CCD画像にフリンジが存在すると、測光の品質と測定値に影響を与えます。しかし、ヴェラC.ルービン天文台のレガシーサーベイオブスペースアンドタイム(LSST)への影響は十分に研究されていません。ルービン天文台LSSTカメラの焦点面に既に実装されている電荷結合デバイス(CCD)のフリンジに関する詳細な研究を紹介します。物理的な測定を行い、組成を把握した後、e2vCCDのモデルを開発しました。実験室でのフリンジ測定に基づいて、センサー内のエポキシ層の内部高さの変動に適合する方法を提示します。この方法は一般的であるため、他のCCDで機能するように簡単に変更できます。導出されたフリンジモデルを使用して、異なる光学設計の既存の望遠鏡で撮影された画像で観測されたレベルと一致する同等のフリンジ振幅を再現することに成功しました。次に、このモデルを使用して、現実的な時変空のスペクトルの存在下で、ルービン望遠鏡の光学系を使用して、単一のLSSTyバンドの空の背景露出で予想されるフリンジのレベルを予測します。LSST画像で予測されるフリンジ振幅は、焦点面上のCCDの位置に応じて、$0.04\%$から$0.2\%$の範囲になります。LSSTyバンドの空の背景画像のフリンジによって引き起こされる表面の明るさの予測変動は、約$0.6\\mu\rm{Jy}\\rm{arcsec}^{-2}$であることがわかります。これは、電流測定誤差。RubinのLSST画像処理パイプラインにフリンジ補正を含める必要があると結論付けています。
DECam を使用した時間領域での深堀り: 測量特性評価
| Title |
Deep_Drilling_in_the_Time_Domain_with_DECam:_Survey_Characterization |
| Authors |
Melissa_L._Graham,_Robert_A._Knop,_Thomas_Kennedy,_Peter_E._Nugent,_Eric_Bellm,_M\'arcio_Catelan,_Avi_Patel,_Hayden_Smotherman,_Monika_Soraisam,_Steven_Stetzler,_Lauren_N._Aldoroty,_Autumn_Awbrey,_Karina_Baeza-Villagra,_Pedro_H._Bernardinelli,_Federica_Bianco,_Dillon_Brout,_Riley_Clarke,_William_I._Clarkson,_Thomas_Collett,_James_R._A._Davenport,_Shenming_Fu,_John_E._Gizis,_Ari_Heinze,_Lei_Hu,_Saurabh_W._Jha,_Mario_Juri\'c,_J._Bryce_Kalmbach,_Alex_Kim,_Chien-Hsiu_Lee,_Chris_Lidman,_Mark_Magee,_Clara_E._Mart\'inez-V\'azquez,_Thomas_Matheson,_Gautham_Narayan,_Antonella_Palmese,_Christopher_A._Phillips,_Markus_Rabus,_Armin_Rest,_Nicol\'as_Rodr\'iguez-Segovia,_Rachel_Street,_A._Katherina_Vivas,_Lifan_Wang,_Nicholas_Wolf,_Jiawen_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09202 |
この論文では、セロ・トロロ米州天文台(CTIO)の4メートルのブランコ望遠鏡に搭載されたダーク・エネルギー・カメラ(DECam)を使用して、2つの銀河系と2つの銀河系外の4つの深層掘削フィールド(DDF)の新しい光学画像調査を紹介します。2021年の観測の最初の年に、21平方度(7DECamポインティング)をカバーする$>$4000の画像、フィールドあたり$\sim$40エポック(夜)、$g$、$rのフィルターあたり一晩あたり5～6枚の画像$、$i$、および/または$z$が公開されました(このプログラムの専有期間は放棄されています)。リアルタイム差分画像パイプラインと、アラートがZwickyTransientFacility(ZTF)と同じ配信システムを介してブローカーに配信される方法について説明します。この論文では、2つの銀河系外ディープフィールド(COSMOSとELAIS-S1)に焦点を当て、検出されたソースを特徴付け、調査設計が、微弱で高速な可変ソースと過渡ソースの発見空間を調べるのに効果的であることを示します。我々は、銀河系外領域におけるトランジェントと変数の差分画像検出測光法に基づいて、4413の較正された光度曲線を記述し、公開します。また、太陽系の小天体、星のフレアと変光星、銀河の異常検出、急速に上昇するトランジェントと変光星、超新星、活動銀河核に関する予備的な科学的分析も提示します。
POLISH2偏光計による直線および円偏光測定の10年
| Title |
A_Decade_of_Linear_and_Circular_Polarimetry_with_the_POLISH2_Polarimeter |
| Authors |
Sloane_J._Wiktorowicz,_Agnieszka_S{\l}owikowska,_Larissa_A._Nofi,_Nicole_Rider,_Angie_Wolfgang,_Ninos_Hermis,_Daniel_Jontof-Hutter,_Amanda_J._Bayless,_Gary_M._Cole,_Kirk_B._Crawford,_Valeri_V._Tsarev,_Michael_C._Owens,_Ernest_G._Jaramillo,_Geoffrey_A._Maul,_James_R._Graham,_Maxwell_A._Millar-Blanchaer,_Kimberly_Bott,_and_Jon_C._Mauerhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09279 |
POLISH2光学旋光計は、2011年からリック天文台の3mシェーン望遠鏡で運用されており、2016年にジェミニ北8mで委託されました。また、さまざまな惑星、銀河、超新星科学にも使用されています。回転波長板や強誘電性液晶変調器の代わりに採用されたPOLISH2の光弾性変調器は、従来の偏光計では達成が困難であった1ppm(0.0001%)オーダーの感度と精度を達成する前例のない能力を提供します。さらに、POLISH2は、強度(ストークスI)、直線偏光(ストークスQおよびU)、および円偏光(ストークスV)を同時に測定し、入射光の偏光状態を完全に表します。私たちは、ラボと空のキャリブレーション方法、アーカイブ上の空のデータベースを文書化し、特定のオブジェクトの円偏光の決定的な検出を示します。
共加算された天文画像の統計的推論
| Title |
Statistical_Inference_for_Coadded_Astronomical_Images |
| Authors |
Mallory_Wang,_Ismael_Mendoza,_Cheng_Wang,_Camille_Avestruz,_Jeffrey_Regier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09300 |
Coadded天文画像は、複数の単一露出画像を積み重ねることによって作成されます。共加算画像は、それらが要約する単一露出画像よりもデータサイズの点で小さいため、それらの読み込みと処理の計算コストは低くなります。ただし、画像共加算はピクセル間に追加の依存関係を導入し、原理に基づく統計分析を複雑にします。共加算された天文画像を使用して光源パラメーターの推定を実行するための原則に基づくベイジアンアプローチを提示します。私たちの方法は、共加算された画像に寄与する単一露出ピクセル強度を暗黙のうちに過小評価し、次世代の天文調査にスケーリングするために必要な計算効率を与えます。概念実証として、シミュレートされたcoaddsを使用して星の位置とフラックスを推定する方法が、単一露出画像でトレーニングされた方法よりも優れていることを示します。
Terahertz Intensity Mapper の Kinetic Inductance Detector パッケージの設計とテスト
| Title |
Design_and_testing_of_Kinetic_Inductance_Detector_package_for_the_Terahertz_Intensity_Mapper |
| Authors |
L.-J._Liu,_R.M.J_Janssen,_C.M._Bradford,_S._Hailey-Dunsheath,_J.P._Filippini,_J.E._Aguirre,_J.S._Bracks,_A.J._Corso,_J._Fu,_C._Groppi,_J._Hoh,_R.P._Keenan,_I.N._Lowe,_D.P._Marrone,_P._Mauskopf,_R._Nie,_J._Redford,_I._Trumper,_and_J.D._Vieira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09308 |
テラヘルツ強度マッパー(TIM)は、宇宙の星形成のピーク付近で塵に覆われた星形成銀河の星形成の歴史を調べるように設計されています。これは、単一イオン化炭素の赤方偏移157.7um線([CII])の測定によって行われます。TIMは、240～420umをカバーする2つのR$\sim250$ロングスリットグレーティング分光計を採用しています。それぞれに、ホーン結合アルミニウムキネティックインダクタンス検出器(KID)の4つのウエハーサイズのサブアレイを含むフォーカルプレーンユニットが装備されています。TIMのKIDベースのサブアレイの1つに使用するプロトタイプの焦点面アセンブリの設計と性能を紹介します。当社の設計は、高い光効率とKIDに適した電磁環境を厳密に維持します。最初の飛行のような象限と組み合わせたプロトタイプの検出器ハウジングは、250mKでテストされます。初期周波数スキャンは、内部品質係数(Q係数)の低下の結果として、多くの共振が衝突および/または非常に浅い伝送ディップの影響を受けることを示しています。これは、クールダウン中の外部磁場の存在によるものです。象限アレイのQファクターの磁場依存性の研究について報告します。ヘルムホルツコイルを実装して、地球の磁場を(部分的に)ゼロにすることで検出器の磁場を変化させます。私たちの調査では、地球磁場がQファクターを2～5倍低下させることでKIDのパフォーマンスに大きな影響を与える可能性があることが示されています。コイルの電流を調整して、地球の磁場の大きさと数uT以内で一致する磁場を生成することにより、検出器の品質係数を十分に回復できることがわかりました。したがって、TIMフォーカルプレーンユニットを囲む適切に設計された磁気シールドを採用する必要があります。このホワイトペーパーで示した結果に基づいて、|B|のシールド要件を設定しました。<3uT。
宇宙線による軌道上の自由落下試験質量の帯電: LISA Pathfinder の結果
| Title |
Charging_of_free-falling_test_masses_in_orbit_due_to_cosmic_rays:_results_from_LISA_Pathfinder |
| Authors |
LISA_Pathfinder_Collaboration:_M._Armano,_H._Audley,_J._Baird,_P._Binetruy,_M._Born,_D._Bortoluzzi,_E._Castelli,_A._Cavalleri_A._Cesarini,_A._M_Cruise,_K._Danzmann,_M._de_Deus_Silva,_I._Diepholz,_G._Dixon,_R._Dolesi,_L._Ferraioli,_V._Ferroni,_E._D._Fitzsimons,_M._Freschi,_L._Gesa,_D._Giardini,_F._Gibert,_R._Giusteri,_C._Grimani,_J._Grzymisch,_I._Harrison,_M.-S._Hartig,_G._Heinzel,_M._Hewitson,_D._Hollington,_D._Hoyland,_M._Hueller,_H._Inchausp\'e,_O._Jennrich,_P._Jetzer,_N._Karnesis,_B._Kaune,_C._J._Killow,_N._Korsakova,_J._A._Lobo,_J._P._L\'opez-Zaragoza,_R._Maarschalkerweerd,_D._Mance,_V._Mart\'in,_J._Martino,_L._Martin-Polo,_F._Martin-Porqueras,_P._W._McNamara,_J._Mendes,_L._Mendes,_N._Meshksar,_M._Nofrarias,_S._Paczkowski,_M._Perreur-Lloyd,_A._Petiteau,_E._Plagnol,_J._Ramos-Castro,_J._Reiche,_F._Rivas,_D._I._Robertson,_G._Russano,_J._Slutsky,_C._F._Sopuerta,_T._J._Sumner,_D._Texier,_J._I._Thorpe,_D._Vetrugno,_S._Vitale,_G._Wanner,_H._Ward,_P._J._Wass,_W._J._Weber,_L._Wissel,_A._Wittchen,_P._Zweifel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09309 |
LISAパスファインダーミッション中の宇宙環境に起因するテストマスチャージングを特徴付けるために行われた測定の包括的な概要が提示されます。把持および位置決め機構による解放後の試験質量の残留電荷の測定は、試験質量の初期電荷がすべての解放後に負であり、試験質量の電位が$-12$mVから$の範囲にあることを示しています。-512$mV.$21.7$es$^{-1}$から$30.7$es$^{-1}$の間の中立試験質量充電率の変動は、小さな太陽エネルギー粒子イベントに関連するフォーブッシュの減少。$-30.2$es$^{-1}$V$^{-1}$と$-40.3$es$^{-1}$V$^の間のテスト質量ポテンシャルに対する宇宙線充電率の依存性{-1}$が観察されました。これは、重力参照センサーの金表面から放出された低エネルギー電子からの帯電への寄与によるものです。搭載された粒子検出器からのデータは、充電率や宇宙線フラックスの他の環境モニターとの信頼できる相関関係を示しています。この相関関係は、LISAミッションで観測される可能性のある充電率の予想範囲に関する有用な洞察を提供する20年の期間に試験質量充電率を推定するために利用されます。
口径500メートル球面電波望遠鏡(FAST)による太陽観測の推定
| Title |
Estimation_of_Solar_Observations_with_the_Five-hundred-meter_Aperture_Spherical_Radio_Telescope_(FAST) |
| Authors |
Lei_Qian,_Zhichen_Pan,_Hongfei_Liu,_Hengqian_Gan,_Jinglong_Yu,_Lei_Zhao,_Jiguang_Lu,_Cun_Sun,_Jingye_Yan,_Peng_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09349 |
500メートル開口球面電波望遠鏡(FAST)による太陽観測の推定を提示します。静かな太陽と電波バーストのある太陽の両方で、太陽に直接向けると、FASTが受信する総電力はシグナルチェーンの安全な動作範囲外になり、受信機に損傷を与えることさえあります。結論として、$\sim1.25{\\rmGHz}$での観測中、太陽は主ビームから少なくとも$\sim2^{\circ}$離す必要があります。低周波の分離は大きくする必要があります。簡単にするために、FASTビームと太陽の間の角度分離は、200MHz以上の帯域での観測では$\sim5^{\circ}$であると提案されています。
テラヘルツ強度マッパー用の運動インダクタンス検出器ベースの焦点面アセンブリの設計
| Title |
Design_of_The_Kinetic_Inductance_Detector_Based_Focal_Plane_Assembly_for_The_Terahertz_Intensity_Mapper |
| Authors |
L.-J._Liu,_R.M.J._Janssen,_C.M._Bradford,_S._Hailey-Dunsheath,_J._Fu,_J.P._Filippini,_J.E._Aguirre,_J.S._Bracks,_A.J._Corso,_C._Groppi,_J._Hoh,_R.P._Keenan,_I.N._Lowe,_D.P._Marrone,_P._Mauskopf,_R._Nie,_J._Redford,_I._Trumper,_J.D._Vieira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09351 |
テラヘルツ強度マッパー(TIM)のキネティックインダクタンス検出器(KID)アレイ焦点面アセンブリ設計について報告します。2つのアレイはそれぞれ4つのウェーハサイズのダイ(象限)で構成され、アセンブリ全体が熱的および機械的要件を満たしながら、高い光学効率とKIDに適した電磁環境を維持する必要があります。特に、私たちの設計では、アレイとホーンブロックの間に50$\mathrm{\mum}$のエアギャップを厳密に維持しています。私たちはプロトタイプを作成し、現在、完全なアレイに統合する前に特性評価のために単一の象限を収容するサブスケールアセンブリをテストしています。最初のテスト結果は$>$95\%の歩留まりを示しており、TIM検出器のパッケージデザインの優れた性能を示しています。
技術が向上するにつれて、中性子星連星系がより頻繁に観測されるようになりました。実際、2つの中性子星の合体(GW170817)に由来する電磁対応物を持つ最初の重力波です。合併前にこれらのシステムを検出することは、中性子星の状態方程式を開発するための重要なデータを回復するのに役立つ可能性があります。この論文では、合体前の中性子星連星系の可観測性を光学的にシミュレートすることにより、切り離された食中中性子星連星の可観測性を調べます。可視性が低く、時間分解能が不十分であるため、現在の機器を検討する可能性は低いことがわかっていますが、将来の改善または広視野X線機器は、これらのシステムを検出するための実行可能なオプションを提供する可能性があります.
DESI Legacy Imaging Surveys における銀河の測光赤方偏移推定
| Title |
Photometric_redshift_estimation_of_galaxies_in_the_DESI_Legacy_Imaging_Surveys |
| Authors |
Changhua_Li,_Yanxia_Zhang,_Chenzhou_Cui,_Dongwei_Fan,_Yongheng_Zhao,_Xue-Bing_Wu,_Jing-Yi_Zhang,_Yihan_Tao,_Jun_Han,_Yunfei_Xu,_Shanshan_Li,_Linying_Mi,_Boliang_He,_Zihan_Kang,_Youfen_Wang,_Hanxi_Yang_and_Sisi_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09492 |
測光赤方偏移の正確な推定は、大規模な調査プロジェクトの科学的目的を達成する上で重要な役割を果たします。テンプレートフィッティングと機械学習は、現在適用されている2つの主要な方法です。DESILegacyImagingSurveysDR9銀河カタログとSDSSDR16銀河カタログを相互相関させて得られたトレーニングセットに基づいて、テンプレートフィッティングアプローチのEAZYと機械学習のCATBOOSTの2種類の方法が使用され、最適化されます。次に、作成されたモデルは、LAMOSTDR7、GAMADR3、およびWiggleZ銀河カタログとDESILegacyImagingSurveysDR9銀河カタログのクロスマッチサンプルによってテストされます。さらに、3つの機械学習手法(CATBOOST、多層パーセプトロン、およびランダムフォレスト)が比較され、CATBOOSTが私たちの場合の優位性を示しています。機能の選択とモデルパラメータの最適化により、CATBOOSTは光学および赤外線測光情報でより高い精度を得ることができます。$g\le24.0$、$r\le23.4$、および$z\le22.5$が達成されます。しかし、EAZYは、特にトレーニングサンプルの赤方偏移範囲を超えて、高赤方偏移銀河のより正確な測光赤方偏移推定を提供できます。最後に、CATBOOSTとEAZYを使用して、すべてのDESIDR9銀河の赤方偏移推定を終了します。これは、銀河とその特性のさらなる研究に貢献します。
Asgard/NOTT: VLTI I での L バンドヌリング干渉法 I. 期待される高コントラスト性能のシミュレーション
| Title |
Asgard/NOTT:_L-band_nulling_interferometry_at_the_VLTI_I._Simulating_the_expected_high-contrast_performance |
| Authors |
Romain_Laugier,_Denis_Defr\`ere,_Benjamin_Courtney-Barrer,_Felix_A._Dannert,_Alexis_Matter,_Colin_Dandumont,_Simon_Gross,_Olivier_Absil,_Azzurra_Bigioli,_Germain_Garreau,_Lucas_Labadie,_J\'er\^ome_Loicq,_Marc-Antoine_Martinod,_Alexandra_Mazzoli,_Gert_Raskin_and_Ahmed_Sanny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09548 |
コンテキスト:NOTT(以前のHi-5)は、VLTI用の新しい高コントラストL'バンド(3.5-4.0\textmum)ビームコンバイナであり、近くの星の周りの5質量分離までの若い巨大な太陽系外惑星に敏感になるという野心的な目標を持っています。.これらの波長におけるヌル干渉計の性能は、バックグラウンドからの基本ノイズと機器ノイズの寄与の両方の影響を受けます。これにより、これらの機器を最適化するためのエンドツーエンドのシミュレーションの開発が促進されます。目的:さまざまなノイズ源とそれらの相関関係を考慮して、パフォーマンス評価を可能にし、現在および将来のインフラストラクチャでそのような機器の設計を通知すること。方法:SCIFYsimは、干渉計のゼロ化に重点を置いた、シングルモードのフィルター処理されたビームコンバイナーのエンドツーエンドのシミュレーターです。これは、エラーの共分散行列を計算するために使用されます。次に、尤度比に基づく統計的検出テストを使用して、機器の化合物検出限界を計算します。結果:波面補正システムの性能に関する現在の仮定では、誤差はLバンドの6～7等星までの相関機器誤差によって支配され、それを超えると望遠鏡と中継システムからの熱的背景が支配的になります。結論:SCIFYsimは、統合光学ビームコンバイナの設計、調整、操作、および信号処理のいくつかの課題を予測するのに適しています。ユニット望遠鏡を使用したこの初期バージョンのNOTTシミュレーションで見つかった検出限界は、明るい星の周りで5～80mas離れたLバンドで最大$10^5$のコントラストでの検出と互換性があります。
深層学習ベースの銀河画像デコンボリューション
| Title |
Deep_Learning-based_galaxy_image_deconvolution |
| Authors |
Utsav_Akhaury,_Jean-Luc_Starck,_Pascale_Jablonka,_Fr\'ed\'eric_Courbin,_Kevin_Michalewicz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09597 |
何百万もの画像をキャプチャする大規模な天文調査の開始に伴い、さまざまな画像に適切に一般化する高速で正確なデコンボリューションアルゴリズムを開発する必要性が高まっています。強力でアクセスしやすいデコンボリューション手法により、空のよりクリーンな推定値を再構築できます。デコンボリューションされた画像は、測光測定を実行して、銀河の形成と進化の分野で進歩を遂げるのに役立ちます。Learnlet変換に基づく新しいデコンボリューション手法を提案します。最終的に、天体物理領域における画像デコンボリューションのさまざまなUnetアーキテクチャとLearnletのパフォーマンスを調査し、比較します。次の2段階のアプローチによって行います。クローズドフォームソリューションを使用したTikhonovデコンボリューションと、それに続くニューラルネットワークによる後処理です。トレーニングデータセットを生成するために、F606Wフィルター(Vバンド)のCANDELSサーベイからHSTカットアウトを抽出し、これらの画像を破損して、ぼやけたノイズのあるバージョンをシミュレートします。これらのシミュレーションに基づく数値結果は、さまざまなノイズレベルについて考慮された方法間の詳細な比較を示しています。
Euclidは、弱い重力レンズ効果と銀河のクラスター化によって暗黒エネルギーと重力の特性を制限するように設計された欧州宇宙機関(ESA)のミッションです。それは、6年間で銀河系外空の約15000deg2をカバーする、可視および近赤外バンドでの広域イメージングおよび分光調査を実施します。Euclidには、直径1.2mのシリコンカーバイド(SiC)ミラー望遠鏡が装備され、Euclidコンソーシアムによって構築された2つの機器(高品質のパノラマ可視イメージャーと近赤外光度計および分光器)に給電されます。これらの手順では、衛星とその機器について簡単に説明します。これらの機器は、元の点広がり関数と減少した迷光のために最適化され、非常に鮮明な画像を生成します。さらに、調査戦略、地球規模でのスケジュール、および科学データを作成するための衛星試運転と科学データセンターの準備についてまとめます。
TESS Iで観測された短周期脈動ホットサブドワーフ星. 南黄道半球
| Title |
Short-period_pulsating_hot-subdwarf_stars_observed_by_TESS_I._Southern_ecliptic_hemisphere |
| Authors |
A.S._Baran,_V._Van_Grootel,_R.H._Ostensen,_H.L._Worters,_S.K._Sahoo,_S._Sanjayan,_S._Charpinet,_P._Nemeth,_J.H._Telting,_D._Kilkenny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09137 |
TESSミッションの1年目と3年目に観測されたコンパクトな恒星天体の短周期脈動のトランシティングエキソプラネットサーベイサテライト(TESS)検索の結果を提示します。使用したTESSデータと検索方法の詳細について説明します。多くのターゲットについては、未発表の分光観測を使用してオブジェクトを分類しています。TESS測光から、32個のsdB星、8個のsdOB星、2個のsdO星、そして重要なことに、1個のHe-sdOB星を含む43個の短周期のホットサブドワーフパルセータを明確に識別します。-周期的な脈動。8つの星は、低周波数と高周波数の両方で信号を示すため、「ハイブリッド」パルセータです。プレホワイトニングされた周波数のリストを報告し、TESSデータから計算された振幅スペクトルを示します。恒星の自転に起因する可能性のある多重項を特定する試みを行い、自転周期が1から12.9dの間の4つの候補を選択します。この調査で発見された最も興味深いターゲットは、TESSミッションの残りの期間を通じて地上から観測されるはずです。これらのデータセットの星震学的調査は、これらの星の内部構造を明らかにする上で非常に貴重であり、星の進化の歴史の理解を深めるでしょう。さらに3つの新しい変光星が見つかりましたが、それらのスペクトルと変光性のタイプはまだ制約されています。
太陽彩層におけるMg IIの数値シミュレーションと観測
| Title |
Numerical_simulations_and_observations_of_Mg_II_in_the_solar_chromosphere |
| Authors |
Viggo_Hansteen_and_Juan_Martinez_Sykora_and_Mats_Carlsson_and_Bart_De_Pontieu_and_Milan_Gosic_and_Souvik_Bose |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09277 |
MgIIh&kラインは、上部太陽彩層の最高の診断ツールの1つです。大気のこの領域は、太陽の大気の最も低い領域であり、磁場がエネルギーとダイナミクスで支配的であり、その構造を定義しているため、特に興味深いものです。光球と下部から中間の彩層では非常に成功していますが、数値モデルは観測とよく一致しない合成MgIIラインを生成しました。静かな太陽、一時的なフラックス領域、プラージュを代表する磁場トポロジーを備えた多数の大規模モデル、および数値分解能が高く、MHDパラダイムを超えるモデルを提示します。この研究の結果は、強度と幅の両方の点で\iris\観測との対応が大幅に改善されたモデルを示しており、特に彩層質量負荷の重要性と、シミュレーションでの磁場トポロジーと進化の捕捉の重要性を強調しています。これは、小規模な速度場の生成を捕捉し、非平衡イオン化およびイオン中性相互作用効果を含めることの重要性に加えて発生します。観測されたスペクトルの特徴を再現するには、これらすべての効果とその相対的な重要性を理解し、モデル化することが必要です。
LTE および NEQ イオン化条件下での重重力力に対する太陽彩層における多流体効果の影響
| Title |
The_impact_of_multi-fluid_effects_in_the_solar_chromosphere_on_the_ponderomotive_force_under_LTE_and_NEQ_ionization_conditions |
| Authors |
Juan_Mart\'inez-Sykora,_Bart_De_Pontieu,_Viggo_H._Hansteen,_Paola_Testa,_Q._M._Wargnier,_Mikolaj_Szydlarski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09361 |
重力起電力は、いわゆる第1イオン化ポテンシャル(FIP)効果(太陽大気外層で観察される低FIP元素の濃縮)を生成する主なメカニズムであることが示唆されています。これらの元素のイオン化が彩層内で起こることはよく知られています。したがって、この現象は彩層やコロナのプラズマ状態と密接に関係しています。さらに、彩層は非常に複雑な領域であり、イオン-中性衝突周波数に大きな変動があり、水素とヘリウムの電離は大部分が平衡から外れています。この研究では、IRIS観測、イオン中性相互作用効果と非平衡（NEQ）イオン化効果を含む太陽大気の単一流体2.5D放射磁気流体力学（MHD）モデル、および新しい多流体多種を組み合わせます(MFMS)数値コード(Ebysus)。IRISスペクトルから測定されたSiIVの非熱速度は、高周波アルベン波の強度の上限を提供できます。単一流体モデルを使用して、FIPが発生する可能性のある領域内のNEQイオン化の影響と、それらの領域のプラズマ特性を調査します。これらのモデルは、強力に強化されたネットワークとタイプIIスピキュールを備えた領域が、大きな動重力の存在と関連していることを示唆しています。単一流体MHDモデルとIRIS観測からのプラズマ特性から、多流体モデルを初期化して、アルベン波に関連する動重力に対する多流体効果を調べます。私たちの多流体解析は、衝突とNEQイオン化効果が彩層の動重力の挙動に劇的な影響を与えることを明らかにしており、既存の理論を再検討する必要があるかもしれません。
ダイナモ波の移行と恒星電流シートの結果
恒星ダイナモ波の伝播と恒星磁場の構造との関係を研究しています。よく知られているパーカーの移動性ダイナモによってダイナモ波をモデル化し、ダイナモドライバーの強度を変化させて、赤道(太陽活動サイクルのように)または極に向かう活動波の伝播を取得します。ダイナモアクティブシェルの磁場を周囲の恒星物質の磁場と一致させ、遷移領域に単純な散逸磁気流体力学システムを使用します。恒星半球間の弱い非対称性を導入して、星からさまざまな距離での双極子、四重極、および八重極の磁気成分の位相シフトを調べて、太陽双極子と太陽双極子との間の現実的な関係を得るには、ダイナモドライバーの数パーセントの非対称性で十分であることを実証します。四極モーメント。星の電流シートの挙動を研究し、極方向への伝播活動が太陽のものとはかなり異なることを示しています。特に、円錐形の電流シートが太陽の方向とは反対に伝播する条件を示します。
バレーボール メッシュ分割を使用した太陽対流帯のグローバル MHD シミュレーション。 I. パイロット
| Title |
Global_MHD_simulations_of_the_solar_convective_zone_using_a_volleyball_mesh_decomposition._I._Pilot |
| Authors |
Andrius_Popovas,_{\AA}ke_Nordlund,_Mikolaj_Szydlarski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09564 |
太陽のモデリングは長い間、「内部」モデリングと「表面」モデリングに分割されてきました。これは、空間と時間の非常に異なるスケールを接続するツールが不足していること、および環境が大きく異なり、関連する物理的効果が支配的であるためです。最近、この断絶を解決するために多大な努力が払われています。内部対流ゾーンとダイナモシミュレーションを太陽の表面に接続する際の顕著なボトルネックに対処し、タスクベースのDISPATCHコードフレームワークを使用して、太陽の対流ゾーンの概念実証の高解像度グローバルシミュレーションを実施します。特異点のない球面上にテセレーション化されたデカルトパッチを持つ、新しい「バレーボール」メッシュ分解を提示します。新しいエントロピーベースのHLLS近似リーマンソルバーを使用して、0.655～0.995R$_\odot$の範囲のグローバルシミュレーションで磁気流体力学をモデル化し、初期周囲磁場を0.1ガウスに設定します。シミュレーションでは、複雑な乱流構造を持つ対流運動が発生します。小規模なダイナモアクションは、周囲の磁場をねじり、最初の実行時間内に磁場の大きさを2桁以上局所的に増幅します。
太陽風の加熱率の評価について
太陽風の加熱速度は、多くの場合、プラズマと磁場のデータを一連のモデル関数に当てはめることによって計算されてきました。この手紙では、そのようなアプローチによって得られるレートが、これらのモデル関数に対して行うかなり恣意的な選択に強く依存することを示しています。局所的かつ一貫して測定されたプラズマおよび磁場パラメーターに基づいて、断熱不変量の半径方向の進化を監視することからなる代替アプローチには、そのような欠陥はありません。この手法を最近リリースされたHelios陽子データセットに適用し、太陽風の陽子の明確な垂直加熱の存在を確認しました。一方、並列断熱不変量の有意な変化はデータに表示されません。今日まで、0.3から1AUの距離範囲では、太陽風の陽子が平行断熱性からずれていることを明確に観測したことはないと結論付けています。
TCC のホログラフィック起源と距離予想
量子重力のユニークな特徴の1つは、局所観測量の欠如と境界観測量の完全性です。$a(t)\simt^{p}$が$p\leq1$を意味するTCCに相当するスカラー場宇宙論における境界観測量の存在を示します。さらに、弱結合粒子の質量は$m\lesssimt^{1-2p}$のように減衰して、自明でない境界観測量を確実に生成する必要があります。この条件は、宇宙論を駆動するスカラー場で$m\lesssim\exp(-c\phi)$として表現できます。ここで、$c$はスカラーポテンシャルに依存します。$V\sim\exp(-2\phi/\sqrt{d-2})$($c=1/\sqrt{d-2}$)に対して、最も強い境界が得られます。これらの結果は、最も現象学的に興味深いスワンプランド予想のいくつかをホログラフィーの最も基本的なバージョンに結び付けます。
超くりこみ可能なヒッグスポータルを介して弱く結合された軽い一重項スカラー場は、超軽量のボソン暗黒物質の最小限で十分に動機付けされた実現を提供します。放射線時代に生成されたスカラー場の不整合の2つの原因のダイナミクスを解明することにより、このモデルにおける暗黒物質の宇宙論的生成を研究します。大きなスカラー質量(${\calO}(10^{-3}\,{\rmeV}$)を超える)の場合、暗黒物質は熱のずれによって生成されます。これにより、スカラー場は大きな場の値に向かって駆動されます。有限温度有効ポテンシャルの結果です。この質量範囲での熱ミスアライメントの優位性は、スカラー場の初期条件に大きく影響されない、鋭い遺物の存在量予測につながります。一方、低質量スカラー(${\calO}(10^{-5}\,{\rmeV}$)未満)では、誘起されたスカラーによって引き起こされるVEVミスアライメントによって暗黒物質が生成されます。電弱相転移によって引き起こされる磁場真空の期待値。この低質量範囲の遺物の存在量は、スカラーフィールドの初期条件に敏感であることを示します。中間の質量範囲では、遺物の存在量は、熱のずれとVEVのずれの間の競合の結果であり、スカラー質量の関数として後期振動振幅の繰り返しの増強と抑制を引き起こす新しい強制共鳴効果につながります。遺物の量の予測を、等価原理と逆二乗法則のテスト、星の冷却、共鳴分子吸収、銀河外背景光と拡散X線背景の観測からの制約と予測と比較します。パラメータ空間の宇宙論的に動機付けられた領域のほとんどを調べるには、新しい実験的アイデアが必要です。
初期宇宙の一次相転移が、観測可能な確率的重力波背景の強力な原因となり得ることはよく知られています。そのような重力波背景は、CMB$\sim10^{-5}$で見られるものと少なくとも同じくらい大きい大規模な異方性を示さなければならず、原始変動の(インフレ)起源への貴重な新しい窓を提供します。非常に大きな分数異方性が可能であり(たとえば、マルチフィールドインフレーションで)、解釈が容易ですが、重力波信号が対応して小さい場合にのみ、これらはCMB境界と一致すると主張されています。この論文では、非常に初期の宇宙の放射優勢の仮定に依存するこの議論は、特定の堅牢なタイプの初期物質優勢の時代があれば回避できることを示しています。これにより、重力波の大きな異方性が、提案されている将来の重力波検出器で観測可能な信号と一致することが可能になります。大規模なCMBからの制約、小規模な原始ブラックホールとミニクラスターの形成、および二次的なスカラー誘起重力波がすべて考慮されます。
Fe および Sn 原子核の $(n,\alpha)$ 反応断面積の同位体依存性
| Title |
Isotopic_dependence_of_$(n,\alpha)$_reaction_cross_sections_for_Fe_and_Sn_nuclei |
| Authors |
Sema_Kucuksucu,_Mustafa_Yigit,_Nils_Paar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09411 |
$(n,\alpha)$反応は、星のエネルギー生成や化学元素の合成、さらには核工学や医療への応用に重要な役割を果たします。この研究の目的は、FeおよびSn同位体鎖における$(n,\alpha)$反応の進化を調査して、ターゲット原子核における中性子の増加に伴う特性を評価し、他の関連する中性子誘起反応と比較することです。断面積のモデル計算は、TALYS実装の統計的なHauser-Feshbachモデルに基づいており、$^{54}$Feおよび$^{118}$スン。FeおよびSn同位体における$(n,\alpha)$反応の計算は、中性子エネルギーの完全な関連範囲にわたるアイソスピン依存性および特性への洞察を提供します。結果は、低質量同位体で顕著な最大値を伴う断面積の変化を示し、反応$Q$値の減少と複合核からの他の出口チャネルからの寄与の増加と一致する中性子に富む核のかなり強い減少を示しています。恒星環境の温度におけるマクスウェル平均断面積の分析は、$(n,\alpha)$反応が低質量同位体に寄与する一方で、中性子過剰の原子核との中性子誘起反応では$\gamma$と中性子排出優位。
ネストされたサンプリングのステップ サンプラーの比較
ネストされたサンプリングを使用したベイジアン推論には、尤度制限事前サンプリング法が必要です。これは、事前分布から尤度しきい値を超えるサンプルを抽出します。高次元の問題については、マルコフ連鎖モンテカルロ導関数が提案されています。2次元から100次元までの楕円体、非楕円体、非凸の問題におけるスライスサンプリング、ヒットアンドラン、微分進化アルゴリズムに基づく10のアルゴリズムを数値的に研究します。混合能力は、ネストされたサンプリング収縮テストで評価されます。これにより、事後分布の裾がどれほど重いかに関係なく、結果が有効になります。ステップ数が同じ場合、スライスサンプリングはヒットアンドランおよびホワイトニングスライスサンプリングよりも優れていますが、ホワイトニングヒットアンドランはあまり良い結果をもたらしません。ライブポイントペアの微分ベクトルに沿って提案することも、最高の効率につながり、マルチモーダル問題に有望であると思われます。テスト済みの提案は、UltraNestのネストされたサンプリングパッケージに実装されており、天文学、宇宙論、素粒子物理学、天文学に関連する実用的な推論問題の大規模なクラスの効率的な低次元および高次元の推論を可能にします。
SU($N$)-自然インフレーションはどのように宇宙を等方化するのか?
SU($N$)ゲージフィールドに結合された疑似スカラーインフレーションの均一で異方性のダイナミクスを研究します。初期の異方性宇宙がこのようなインフレーションモデルでどのように等方化されるかを確認するために、BianchiタイプIジオメトリで軸対称SU($N$)ゲージフィールド構成を取得する方程式を導出し、候補であるそれらの等方性サブセットを特定する方法について説明します。彼らの後期アトラクタの。各等方性解は、SU($N$)代数の対応するSU(2)部分代数によって特徴付けられます。SU(3)ゲージ場の場合、等方性宇宙が普遍的な後期アトラクタであることを数値的に示した。興味深いことに、異なるSU(2)部分代数によって特徴付けられる2つの異なるゲージフィールド構成間の遷移は、インフレーション中に発生する可能性があることがわかります。そのための条件を明確にしています。この遷移は、CMBと原始重力波背景に観測可能な痕跡を残す可能性があります。
大気呼吸電気推進 (ABEP) に基づく新しいミッション シナリオの開発と分析
| Title |
Development_and_analysis_of_novel_mission_scenarios_based_on_Atmosphere-Breathing_Electric_Propulsion_(ABEP) |
| Authors |
S._Vaidya,_C._Traub,_F._Romano,_G._Herdrich,_Y.-A._Chan,_S._Fasoulas,_P._C._E._Roberts,_N._Crisp,_S._Edmondson,_S._Haigh,_B._A._Holmes,_A._Macario-Rojas,_V._T._Abrao_Oiko,_K._Smith,_L._Sinpetru,_J._Becedas,_V._Sulliotti-Linner,_S._Christensen,_V._Hanessian,_T._K._Jensen,_J._Nielsen,_M._Bisgaard,_D._Garcia-Almi\~nana,_S._Rodriguez-Donaire,_M._Suerda,_M._Garcia-Berenguer,_D._Kataria,_R._Villain,_S._Seminari,_A._Conte,_B._Belkouchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09493 |
超低地球軌道(VLEO)で衛星を運用することは、地球観測などのアプリケーションですでに拡大している新しい宇宙産業に利益をもたらします。ただし、このような低高度での長期運用には、大きな大気抵抗力を補償する推進システムが必要です。そのため、従来の推進システムを使用すると、貯蔵可能な推進剤の量によってミッションの最大寿命が制限されます。後者は、残留大気粒子を収集し、電気スラスターの推進剤として使用する大気呼吸電気推進(ABEP)システムを採用することによって回避できます。したがって、機内推進剤貯蔵の要件は、理想的には無効にすることができます。シュトゥットガルト大学の宇宙システム研究所(IRS)では、Horizons2020が資金提供するDISCOVERERプロジェクト内で、ABEPシステム用の吸気口とRFヘリコンベースのプラズマスラスター(IPT)が開発されています。将来のユースケースの可能性を評価するために、このホワイトペーパーでは、いくつかの新しいABEPベースのミッションシナリオを提案および分析します。VLEOでの技術実証ミッションから始まり、より複雑なミッションシナリオが導き出され、詳細に議論されます。これらには、とりわけ、火星周辺の軌道整備、燃料補給、スペースタグミッションが含まれます。結果は、ABEPシステムの可能性が抗力補償ミッションを超える可能性があることを示しており、さまざまな将来のミッションアプリケーションが多数存在することを示しています。
| Title |
Evolution_and_Possible_Forms_of_Primordial_Antimatter_and_Dark_Matter_celestial_objects |
| Authors |
M.Yu._Khlopov_and_O.M._Lecian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09579 |
原始反物質ドメインと暗黒物質オブジェクトの構造と進化が分析されます。相対論的低密度反物質ドメインが記述されています。相対論的FRW完全流体解は、i)超高密度の反物質ドメイン、ii)高密度の反物質ドメイン、およびiii)高密度の反物質ドメインの特性評価に使用されます。考えられるサブドメイン構造が分析されます。銀河が形成されるまでに進化した構造が概説されています。他の原始天体との比較。アンチスターの特徴を概説した。WIMP暗黒物質塊の場合、現在までの生存のメカニズムが議論されています。第５の力によるニュートリノ凝集の宇宙論的特徴を調べた。
宇宙の原始粒子加速器
以前の論文で、計量が局所的にユークリッドであるという条件で、一般相対論的重力理論によって超光速粒子が許容されることを示しました。ここでは、超光速粒子の正準アンサンブルの確率密度関数を温度の関数として計算します。これは、ローレンツ対称群の下の時空間不変と、ユークリッド対称群の下の時空間不変の両方に対して行われます。通常の物質密度に対して安定しているのはローレンツ計量のみですが、ユークリッド計量は特別な重力環境下で作成でき、非常に高密度と温度を特徴とする非常に初期の宇宙からなる時空の限られた領域で持続します。超光速粒子はまた、より短い期間で熱力学的平衡を達成することを可能にし、物質密度の急速な拡大も示唆するため、インフレーションなどのメカニズム(呼び出しとアドホックスカラーフィールドを必要とする)が不要になります。これは、オッカムのカミソリに準拠しています。
インフレーション後に有限の相関長を持つプロセスを介して生成される場合、暗黒物質の質量には$10^{-18}$eVのオーダーの下限があると主張します。
