重力波とガンマ線バーストの同時観測から相互作用暗黒エネルギーモデルを制約する展望
| Title |
Prospects_for_constraining_interacting_dark_energy_models_from_gravitational_wave_and_gamma_ray_burst_joint_observation |
| Authors |
Wan-Ting_Hou,_Jing-Zhao_Qi,_Tao_Han,_Jing-Fei_Zhang,_Shuo_Cao,_Xin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10087 |
対応する電磁気(EM)の測定により、重力波(GW)イベントを標準的なサイレンとして扱うことができます。新しい宇宙探査機として、標準サイレンは宇宙論に重要な意味をもたらすでしょう。この論文では、GWと関連する$\gamma$光線バースト(GRB)の同時検出を考慮することにより、アインシュタインの10年間の観測で、中性子星連星合体による約400GWの明るい標準サイレンしか検出できなかったことがわかりました。望遠鏡とTHESEUS衛星ミッション。この模擬サンプルに基づいて、暗黒エネルギーと暗黒物質の間の相互作用に対するGW標準サイレンの意味を調査します。私たちの分析では、相互作用形式$Q=3\betaH\rho_{\mathrm{de}}$および$Q=3\betaH\rho_{\mathrm{c}を持つ4つの実行可能な相互作用ダークエネルギー(IDE)モデルです。}$が考慮されます。CMB、BAO、SNIaなどの従来のEM観測データと比較して、GW観測とEM観測の両方を組み合わせることで、異なる宇宙パラメータ間の縮退を効果的に解消し、より厳密な宇宙論的適合を提供できます。また、$Q=3\betaのモデルと比較して、$Q=3\betaH\rho_{\mathrm{c}}$のモデルの相互作用を決定するために、GWデータがより重要な役割を果たす可能性があることもわかりました。H\rho_{\mathrm{de}}$.
アダプティブ メッシュ リファインメントを使用したグローバル トポロジー文字列からの放射: 大規模モード
| Title |
Radiation_from_Global_Topological_Strings_using_Adaptive_Mesh_Refinement:_Massive_Modes |
| Authors |
Amelia_Drew,_E._P._S._Shellard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10184 |
パブリックコードGRChomboを使用して、グローバルトポロジカルストリングのアダプティブメッシュリファインメント(AMR)シミュレーションを実装します。単一の正弦的に変位したストリング構成からの大規模な放射の定量的調査を実行し、2桁以上の結合パラメーター$\lambda$によって定義されるストリング幅の範囲を調べ、放射粒子$m_H\sim\sqrt{の質量を効果的に変化させます。\lambda}$.大量の放射線放出に対するAMRの影響について詳細な調査を行います。これには、放射線トラップや高周波モードを解決するために必要な改良が含まれます。定量的診断ツールを使用して固有モード分解を決定し、異なる位相および群速度を持つ高周波伝搬モードの複雑な重ね合わせを示します。大規模な放射は一般に、好ましい質量のないチャネルと比較して強く抑制され、振幅が低く、$\lambda$が高いほど抑制が大きくなると結論付けています。極端な非線形領域(例えば、相対振幅が$\varepsilon\sim1.5$で$\lambda<1$の場合)でのみ、大質量放射と無質量放射が同程度の大きさで放出されることが観察されます。大規模な放射が弦の基本周波数の明確な高調波で放出されることを発見し、研究された正弦波構成では、大規模な放射が$\sqrt{\lambda}$(つまり粒子質量)で指数関数的に抑制されることを示します。.最後に、これらの結果を宇宙論的宇宙ストリングネットワークによって生成されるアクシオンと重力波のコンテキストに置き、AMRはより少ない計算リソースを使用しながら、より高い$\lambda$(薄いストリング)レジームを探索する重要な機会を提供することに注意してください。
3 次ガリレオン重力におけるボイド レンズ効果
| Title |
Void_Lensing_in_Cubic_Galileon_Gravity |
| Authors |
Chen_Su,_Huanyuan_Shan,_Jiajun_Zhang,_Cheng_Zhao,_Jiaxi_Yu,_Qiao_Wang,_Linfeng_Xiao,_Xiangkun_Liu_and_An_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10187 |
宇宙ボイドによる弱いレンズ作用の研究は、修正重力(MG)の有望なプローブです。過剰表面質量密度(ESD)は、弱いレンズ研究におけるレンズ統計として広く使用されています。この論文では、光線追跡法を使用して、立方ガリオン(CG)重力に基づくシミュレーションでボイド周辺のESDを調べます。N体シミュレーションと光線追跡法を組み合わせることで、MGに起因する構造形成と偏向角の変化の両方を考慮することができ、レンズ信号の抽出がより現実的になります。重心重力に対するESDの測定値と理論的予測の間には良い一致が見られます。一方、偏向角への影響はCGの構造形成への影響とは比較にならないことがわかり、ESD（統計）とこの重力に対する3D暗黒物質密度場の投影との間の同等性を示しています。最後に、有効な調査領域$\sim1550deg^2$と銀河数密度$10arcmin^{-2}$を使用したシミュレーションでは、CGと一般相対性理論を区別することは不可能であることを示しています。CG重力をテストするのに最適なプローブです。N体シミュレーションと光線追跡法を組み合わせたこの論文で採用されている方法論は、MG、特に偏向角を大幅に変更する人に基づくシミュレーションからのレンズ信号を測定するための堅牢な方法です。
JWST干渉計を使用した水フロストライン近くの惑星質量伴星の検出
| Title |
Detecting_planetary_mass_companions_near_the_water_frost-line_using_JWST_interferometry |
| Authors |
Shrishmoy_Ray,_Sasha_Hinkley,_Steph_Sallum,_Mariangela_Bonavita,_Vito_Squicciarini,_Aarynn_L._Carter,_Cecilia_Lazzoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09830 |
JWSTは、今後20年間で最も用途の広い赤外線天文台になることが約束されています。近赤外およびスリットレス分光器(NIRISS)装置は、開口マスキング干渉法(AMI)モードで使用すると、中赤外波長での既存の観測所と比較して、比類のない角度分解能と感度の組み合わせを提供します。シミュレートされた観測を進化モデルと組み合わせて使用して、このモードの機能を提示し、若い運動学的移動グループBetaPictoris、TWHydrae、おうし座-ぎょしゃ座協会と同様に。適切に選択された星の場合、AMIモードで動作するJWST/NIRISSは、水霜線の近くにあるサブジュピターコンパニオンを最大68%の信頼度で画像化できることを示しています。その中でもM型星が最も有望です。また、このJWSTモードは、最高の地上ベースの太陽系外惑星直接撮像施設(VLT/SPHEREなど)からの調査結果と比較して、ほとんどの場合、最小内側作動角を最大50%改善することも示しています。また、NIRISS/AMIモードが、ガイアによって明らかにされると予想される多数の系外惑星の中赤外線特性評価に特に強力になる方法についても説明します。ガイアからの動的質量と組み合わせると、そのような測定値は、これらの若い惑星の初期エントロピーのはるかに堅牢な特徴付けを提供し、それによって初期の熱履歴に強力な制約を課します.
SOFIA観測による金星大気中のホスフィンの回収
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Recovery_of_Phosphine_in_Venus'_Atmosphere_from_SOFIA_Observations |
| Authors |
Jane_S._Greaves,_Janusz_J._Petkowski,_Anita_M._S._Richards,_Clara_Sousa-Silva,_Sara_Seager_and_David_L._Clements |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09852 |
金星の大気中のホスフィンの検索は、議論を引き起こしました。コーディナー等。2022年は、赤外線天文学のための成層圏天文台（SOFIA）からのスペクトルを分析し、<0.8ppbのPH3を推測します.スペクトルアーティファクトは、主に不要なキャリブレーションロード信号から発生していることに気付きました。これらの信号をバイパスすると、後処理が簡単になり、高度75km(雲のすぐ上)で1ppbのPH3を6.5{\sigma}検出できます。ホスフィンの6つの結果をまとめると、存在量が反転することが示唆されます。つまり、雲の上では減少しますが、説明のつかない原因から中間圏で再び上昇します。しかし、ホスフィンが地球上で行われているように、太陽光による破壊(光分解)を受けている場合、そのような追加の供給源は必要ありません。超回転する金星の大気の可視部分が日光を通過した場所では低い値/限界が見つかりましたが、高い値は日光に移動したビューからのものです。金星のホスフィンが実際に存在することを示唆しているため、その起源のモデルについてさらに研究する価値があります。
惑星形成円盤における光蒸発のモデル化
| Title |
Modelling_photo-evaporation_in_planet_forming_discs |
| Authors |
Barbara_Ercolano_and_Giovanni_Picogna_(University_Observatory,_Ludwig_Maximilian_University,_Munich,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10130 |
惑星は、若い星を取り囲むガスと塵の円盤から生まれます。中心星からのエネルギー放射は、円盤の大気からの熱流出を促進し、円盤の進化と発生期の惑星系に強く影響を与える可能性があります。これに関連して、さまざまな複雑さのいくつかの数値モデルが開発され、中心星からのディスク光蒸発のプロセスが研究されました。数値的手法、結果、および現在のモデルの予測性について説明し、それらを制約する観測テストを特定します。
流体力学的脱出と熱進化によって概説される中間質量惑星の質量半径関係
| Title |
The_mass-radius_relation_of_intermediate-mass_planets_outlined_by_hydrodynamic_escape_and_thermal_evolution |
| Authors |
Daria_Kubyshkina_and_Luca_Fossati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10166 |
惑星進化モデリングを使用して、これまでに検出された198個の惑星のMR分布を再現し、質量と半径はそれぞれ45%未満と15%未満のレベルで測定され、108Meよりも質量が小さくなっています。流体力学モデルの結果に基づく大気の脱出と、惑星構造進化モデルに基づく熱進化を同時に説明します。高エネルギーの恒星放射は大気の進化に影響を与えるため、考えられる恒星の自転履歴の全範囲を説明します。形成時の惑星パラメータを設定するために、形成モデルに基づく解析的近似を使用します。最後に、観測された分布のパラメータを反映するパラメータを使用して、合成惑星のグリッドを構築します。予測された半径の広がりは、異常値の2つの異なるグループ(人口の約20%)を除いて、観測されたMR分布をよく再現しています。最初のものは、木星のような半径を持つ土星に近い質量の惑星で構成されており、ホットジュピターのインフレーションの原因と同様の追加の加熱が不足しているため、半径を過小評価している可能性があります。2番目のグループは暖かい亜海王星で構成されており、原始的なHが優勢な大規模な大気をホストするはずですが、代わりに、小さな気体エンベロープを示す高密度を示しています。これは、それらの形成、内部構造、および進化が、岩石のコアに降着した水素優勢のエンベロープの脱出による大気の進化とは異なることを示唆しています。低質量惑星(<10-15Me)で観測された特性は、大気の脱出の影響、つまり主星の進化に強く依存しますが、原始パラメーターはあまり関係がありません。代わりに、より大規模な惑星の場合、形成時のパラメーターが最終的なMR分布を形成する上で支配的な役割を果たします。
超高温木星 KELT-9b の近赤外放射スペクトルにおける強い H- 不透明信号
| Title |
A_strong_H-_opacity_signal_in_the_near-infrared_emission_spectrum_of_the_ultra-hot_Jupiter_KELT-9b |
| Authors |
Bob_Jacobs,_Jean-Michel_D\'esert,_Lorenzo_Pino,_Michael_R._Line,_Jacob_L._Bean,_Niloofar_Khorshid,_Everett_Schlawin,_Jacob_Arcangeli,_Saugata_Barat,_H._Jens_Hoeijmakers,_Thaddeus_D._Komacek,_Megan_Mansfield,_Vivien_Parmentier,_Daniel_Thorngren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10297 |
ハッブル宇宙望遠鏡に搭載された広視野カメラ3で取得された、これまでに検出された中で最も高温のトランジット系外惑星KELT-9bの分光学的二次食の分析を提示します。これらのデータを、星の脈動に関する文献情報と、このターゲットのスピッツァー/赤外線アレイカメラおよびトランシティング系外惑星調査衛星による日食深さで補完して、広帯域の熱放射スペクトルを取得します。抽出されたスペクトルは、1.4$\mu$mで明確なターンオフを示しています。これは、H$^{-}$境界のない不透明度がスペクトルを形成していることを示しています。スペクトルを解釈するために、組成とエネルギー収支を変化させて、自己矛盾のない1D平衡化学フォワードモデルのグリッド検索を実行します。H$^{-}$信号が予想よりも強く、過剰な電子を必要とするため、太陽の金属量とC/O比を含むモデルはあまり適合しません。これにより、大気中の金属量が高くなり($[M/H]=1.98^{+0.19}_{-0.21}$)、C/O比が2.4$\sigma$のサブソーラーになります。このような高金属惑星を形成する可能性に疑問を呈するため、この大気中の電子密度を増加させるための他のシナリオを提供します。また、TiOとVOをクエンチする代替モデルも検討します。この適合により、わずかに太陽より下の金属量と太陽より下のC/O比を持つ大気が得られます($[M/H]=-0.22^{+0.17}_{-0.13}$,log(C/O)$=-0.34^{+0.19}_{-0.34}$)。ただし、必要なTiO存在量は、同じ惑星の最近の高解像度測定によって議論されています。
海の世界で生き残る: エウロパのような氷の断層を横切る光ファイバー テザーの実験的特性評価と氷の滑り挙動の解明
| Title |
Surviving_in_Ocean_Worlds:_Experimental_Characterization_of_Fiber_Optic_Tethers_across_Europa-like_Ice_Faults_and_Unraveling_the_Sliding_Behavior_of_Ice |
| Authors |
Vishaal_Singh,_Christine_McCarthy,_Matthew_Silvia,_Michael_Jakuba,_Kate_Craft,_Alyssa_Rhoden,_Christopher_German,_Ted_Koczynski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10337 |
クライオボットアーキテクチャを使用して生命を探索するためにオーシャンワールドの内部をその場で探索するための最初のステップとして、潜在的なエウロパのようなストレス条件下でさまざまな通信テザーがどのように動作するかをテストします。2種類の事前に張力をかけた絶縁光ファイバーケーブルを氷のブロック内で凍結することにより、プローブがオーシャンワールドの氷殻を通過する際にプローブの航跡でテザーが再凍結する様子をシミュレートします。極低温二軸装置を使用して、さまざまな速度と温度で既存の断層のせん断運動をシミュレートします。これらのせん断試験は、氷の機械的挙動を評価し、通信テザーの挙動を特徴付け、メルトプローブによる展開の限界を調査するために使用されます。我々は、(a)テザーが故障前に氷断層から維持できる最大せん断応力(展開のための実行可能/実行不可能な体制)、および(b)通信のための光テザー性能を決定します。これらのテザーは、エウロパで予想される温度と速度の条件(T(K)=95から260;速度(m/s)=5x10-7から3x10-4)の範囲にわたってかなり堅牢であることがわかります。ただし、テストされた最も低い温度でのテザーの外側ジャケットの損傷と内側の繊維の伸びは、両方とも、テザーのプロトタイプをさらに開発する必要があることを示しています。全体として、これらの研究は、オーシャンワールドで使用するための光テザーの動作を制限し、着陸ミッションで遭遇する可能性が高い動的氷殻の熱機械特性を調査する能力を改善し、(潜在的に居住可能な/居住可能な)内部にアクセスするための将来の技術開発を導きます)オーシャンワールド。
CCD UBV と Gaia DR3 データを使用した散開星団バークレー 68 とストック 20 の調査
散開星団バークレー68とストック20の詳細な測光および天文解析を実行しました。これは、宇宙ベースのガイアデータリリース3測光および天文測定によって補完された地上ベースのCCDUBV測光データに基づいていました。198個の星が、バークレー68とストック20の51のクラスターメンバーである可能性が高いと特定されました。2色の図を使用して、各クラスターの赤みと測光金属量を導き出しました。Berkeley68の赤みは$E(B-V)=0.520\pm0.032$で、Stock20では$0.400\pm0.048$magです。測光金属量[Fe/H]は、Berkeley68で$-0.13\pm0.08$dexです。ストック20の-0.01\pm0.06$dex.赤みと金属量を一定に保ちながら、等時線をUBVとGaiaベースの色等級図に当てはめることで、クラスターの距離係数と年齢を決定しました。測光距離は、バークレー69では$d=3003\pm165$pc、ストック20では$2911\pm216$pcです。クラスタの年齢は、バークレー68とストック20では$2.4\pm0.2$Gyrと$50\pm10$Myrです。それぞれ。現在の質量関数の勾配は、バークレー68とストック20について、それぞれ$\Gamma=1.38\pm0.71$と$\Gamma=1.53\pm0.39$であることがわかりました。これらの値は、Salpeter(1955)の値と互換性があります。緩和時間は、バークレー68およびストック20について、それぞれ32.55Myrおよび23.17Myrと推定されました。これらの時間は、クラスターの推定年齢よりも短く、両方のクラスターが動的に緩和されていることを示しています。Stock20の視線速度データが入手できなかったため、Berkeley68についてのみ軌道統合が行われました。分析の結果、Berkeley68は太陽圏の外で生まれ、天の川の薄い円盤の構成要素に属していることが示されました。
層状回転流体の局所重力不安定性: 気体円盤の 3D 基準
| Title |
Local_gravitational_instability_of_stratified_rotating_fluids:_3D_criteria_for_gaseous_discs |
| Authors |
Carlo_Nipoti_(University_of_Bologna) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09831 |
重力不安定性による回転するガス系の分裂は、原始星盤での惑星の形成、銀河円盤での分子雲の形成、分子雲での星の形成など、いくつかの天体物理学的プロセスにおいて重要なメカニズムであると考えられています。無限に薄い円盤の重力不安定性は、かなりよく理解されています。ただし、多くの場合、薄いディスクの近似は正当化されず、さまざまな程度の回転サポートと成層を持つ回転流体の重力不安定性を研究することは一般的な関心事です。軸対称摂動の分散関係を導出します。これは、順圧分布または傾圧分布を持つ回転する軸対称気体系の任意の点での局所重力安定性を調べるために使用できます。3D安定性基準が得られ、以前の結果を一般化し、特定の3D構造の回転システムが塊を形成する傾向があるかどうか、およびどこで発生する傾向があるかを判断するために使用できます。厚さ$h_z$(単位表面あたりの質量の$\approx$70%を含むと定義)の垂直成層ガス円盤の場合、局所重力不安定性の十分条件は$Q_{\rm3D}\equiv\left(\sqrt{\kappa^2+\nu^2}+c_sh_z^{-1}\right)/{\sqrt{4\piG\rho}}<1$、ここで$\rho$は気体の体積密度、$\kappa$はエピサイクル周波数、$c_s$は音速、$\nu^2\equiv\rho_zp_z/\rho^2$で、$\rho_z$と$p_z$はそれぞれの垂直勾配です。ガス密度と圧力。回転($\kappa^2$)と成層化($\nu^2$)の組み合わせによる安定化効果は明らかです。不安定な円盤では、不安定の条件は通常、成長すると予想される摂動が数$h_z$の特徴的な半径方向範囲を持つ中立面の近くで満たされます。
JWST/NIRCam による再電離時代の若い星団の探査 サンライズ アーク
| Title |
JWST/NIRCam_Probes_Young_Star_Clusters_in_the_Reionization_Era_Sunrise_Arc |
| Authors |
E._Vanzella,_A._Claeyssens,_B._Welch,_A._Adamo,_D._Coe,_J._M._Diego,_G._Mahler,_G._Khullar,_V._Kokorev,_M._Oguri,_S._Ravindranath,_L._J._Furtak,_T._Yu-Yang_Hsiao,_Abdurro'uf,_N._Mandelker,_G._Brammer,_L._D._Bradley,_M._Bradac,_C._J._Conselice,_P._Dayal,_M._Nonino,_F._Andrade-Santos,_R._A._Windhorst,_N._Pirzkal,_K._Sharon,_S._E._de_Mink,_S._Fujimoto,_A._Zitrin,_J._J._Eldridge_and_C._Norman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09839 |
初期宇宙における星団の形成と再電離へのそれらの寄与は、今日までほとんど制約されていないままです。ここでは、z~6で知られている最も大きく拡大された銀河、日の出アークのJWST/NIRCam画像を提示します。測定半径が~20pcから~1pc(レンズ倍率で補正)、推定恒星質量が~$10^{(6-7)}$Msun、年齢1の6つの若い大質量星団(YMC)を特定しました-30Myrは、レストフレーム7000Aまで延長された8つのフィルターで測定された測光へのSEDフィッティングに基づいています。結果として得られた星の質量表面密度は1000Msunpc$^{-2}$(最大で数$10^5$Msunpc$^{-2}$)よりも高く、それらの推測された力学的年齢は、これらのシステムの大部分を次のように認定します。重力で束縛された星団。星団の年齢は、アークに沿った星形成の進行を示し、進化したシステム(>~10Myr古い)に続いて非常に若い星団が続きます。最も若い星団(<5Myr)は、測光に基づいて顕著なHbeta+[OIII]4959,5007放射の証拠を示し、同等の幅は1000Aの静止フレームよりも大きく、200pcサイズの星形成複合体でホストされています。.このような領域は電離光子の生成を支配し、log($\xi_{ion}$[Hzerg$^{-1}$])~25.7という高い効率を示します。最近形成された銀河の恒星質量のかなりの割合(>10-30%)が、これらのYMCで発生しました。このような電離放射線源は、電離光子の生成効率を高め、最終的にライマン連続体放射線の脱出に有利な電離チャネルを切り開くと推測しています。いくつかの星団が生き残った場合、その星団は、局所宇宙における大規模で比較的金属に乏しい球状星団の前駆体となるでしょう。
クールコア銀河団 RXJ1720.1+2638 の最も明るい中央銀河のサブ kpc 電波ジェット
| Title |
Sub-kpc_radio_jets_in_the_brightest_central_galaxy_of_the_cool-core_galaxy_cluster_RXJ1720.1+2638 |
| Authors |
Yvette_C._Perrott,_Gopika_SM,_Alastair_C._Edge,_Keith_J._B._Grainge,_David_A._Green,_Richard_D._E._Saunders |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09948 |
クールコア銀河団RXJ1720.1+2638は、ミニハローとして知られるクラスターコアの近くで拡張された電波放射をホストします。この放出の起源はまだ議論されており、パズルの1つのピースは、最も明るい中央銀河の超大質量ブラックホールが積極的にジェットに動力を供給しているかどうかという問題です。ここでは、サブkpcジェットの存在を明確に示す高解像度のe-MERLIN観測を提示します。これは、ミニハローホスティングシステムの観測特性を再現しようとするシミュレーションで以前に想定されていたように、過去のある時点の単一のバーストではなく、継続的な相対論的電子源を提供する、ミニハロー放出の提案された起源に影響を与える可能性があります。
活動銀河核フィードバックが低温ガスの枯渇と中心銀河の消滅に及ぼす影響
| Title |
Effects_of_Active_Galactic_Nucleus_Feedback_on_Cold_Gas_Depletion_and_Quenching_of_Central_Galaxies |
| Authors |
Wenlin_Ma,_Kexin_Liu,_Hong_Guo,_Weiguang_Cui,_Michael_G._Jones,_Jing_Wang,_Le_Zhang,_Romeel_Dave |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09969 |
Illustris、IllustrisTNG、およびSIMBAの3つの流体力学的シミュレーションで、活動銀河核(AGN)フィードバックが銀河の低温ガス含有量に与える影響と、その銀河消光との関係を調査します。観測された中心銀河の原子および分子中性水素の測定値と比較することにより、Illustrisは星形成銀河の低温ガス質量を過大に予測し、消光銀河ではそれらを大幅に過小予測することがわかりました。この比較では、IllustrisTNGはIllustrisよりも優れた性能を発揮しますが、消滅した銀河は、観測に比べて冷たいガスを保持しすぎています。SIMBAは、消滅した銀河のために地球規模の低温ガス貯留層を枯渇させることにより、観測結果とよく一致しています。IllustrisTNGの不一致は、内側のディスクから外側の領域に冷たいガスを再分配し、内側の冷たいガスの密度を下げるだけの弱い動的AGNフィードバックによって引き起こされることがわかりました。恒星円盤内の冷たいガスのみが星形成速度を推測すると考えられる場合、それは観測とよりよく一致します。ブラックホールの質量とエディントン比に対する低温ガス貯留層の依存性から、ブラックホールの成長中の累積エネルギー放出が低温ガスの枯渇の主な理由であり、したがって銀河の消滅の主な理由であることがわかります。さらに、IllustrisTNGの高解像度実行のために1kpc($\Sigma_1$)以内の中心星表面密度を測定し、$\Sigma_1$とブラックホールの質量との間に密接な相関関係があることを発見しました。$\Sigma_1$で観測された低温ガス質量の減少傾向も、ブラックホールの成長を反映していることを示唆しています。
銀河環境における小さな炭素質粒子の存在量の増加による粒子サイズ分布の進化
| Title |
Evolution_of_grain_size_distribution_with_enhanced_abundance_of_small_carbonaceous_grains_in_galactic_environments |
| Authors |
Hiroyuki_Hirashita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09982 |
銀河の粒子サイズ分布に焦点を当てた最新のダスト進化モデルを提案します。私たちは銀河を1つのゾーンの天体として扱い、5つの主要なプロセス(恒星の塵の生成、超新星衝撃による塵の破壊、降着と凝固による粒子の成長、粉砕による粒子の分裂)を含みます。この論文では、吸光曲線の2175\AA\バンプと、粉塵放出スペクトルエネルギー分布(SED)の多環芳香族炭化水素(PAH)放出機能の原因となる小さな炭素質粒子に関連する予測を改善します。そのうち、以前のモデルでは過小予測されていました。新しいモデルでは、小さな炭素質粒子は星間プロセスに関与していないという仮説を立てています。これにより、小さな炭素質粒子が凝固によって失われるのを防ぎます。この仮説モデルは、前のモデルよりも、天の川(MW)吸光曲線とダスト放出SEDとの一致がはるかに優れていることがわかりました。次の2つの追加の変更により、MWダスト放出SEDへの適合性がさらに向上します。(i)化学濃縮モデルは、現在のエポックでほぼ太陽の金属量を与えるように調整され、ダストの成長に利用できる金属の割合は半分に制限されます。.(ii)小さな炭素質粒子の芳香族化は効率的であるため、芳香族部分は粒子半径$\lesssim20$\AAで1になります。モデリングの結果、MW吸光曲線とダスト放出SEDを同時に説明するダスト進化モデルを取得することに成功しました。
JWST で z > 8 の銀河を選択するのに最適なスペクトル テンプレート
| Title |
Spectral_Templates_Optimal_for_Selecting_Galaxies_at_z_>_8_with_JWST |
| Authors |
Rebecca_L._Larson,_Taylor_A._Hutchison,_Micaela_Bagley,_Steven_L._Finkelstein,_L._Y._Aaron_Yung,_Rachel_S._Somerville,_Michaela_Hirschmann,_Gabriel_Brammer,_Benne_W._Holwerda,_Casey_Papovich,_Alexa_M._Morales,_and_Stephen_M._Wilkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10035 |
高赤方偏移銀河の選択には、多くの場合、測光データへのスペクトルエネルギー分布(SED)フィッティング、汚染レベルの予測、およびサンプルの完全性の測定が含まれます。これらはすべて、サブサンプルの分光学的赤方偏移測定との比較を通じて精査されます。最初のJWSTデータは現在、さまざまな深さのさまざまな領域にまたがるいくつかの銀河系外フィールドで取得されており、これまで未知の距離にある銀河の発見と分類に理想的です。このエポックのソースの分光赤方偏移測定は、z>8銀河の最初の測光測定と比較するために最初は利用できないため、ロバストな測光赤方偏移が最も重要です。z>8の銀河は、通常使用されるモデルSEDテンプレートよりも青い静止フレーム紫外(UV)色を持つと予想され、壊滅的な測光赤方偏移の失敗につながる可能性があります。BPASSモデルとCloudyモデルの組み合わせを使用して、予想されるフィールド深度と領域を模倣するモックカタログ(Yungetal.2022)でシミュレートされた銀河のz>8の予測された残りのUVカラーに一致する一連のサポートテンプレートを作成します。CosmicEvolutionEarlyReleaseScienceSurvey(CEERS:m$_{5\sigma}$~28.6over~100arcmin$^2$;Finkelsteinetal.2022a,Bagleyetal.2022)。EAZYを使用して、新しいテンプレートセットを含めることで赤方偏移回復の改善を強調し、JWSTで8<z<10の銀河を選択する基準を提案し、この新しい天文学の時代に挑戦する観測者に重要なテストケースを提供します.
WISE Green Objects (WGOs): 銀河面全体の大質量星候補 ($\mid b \mid <2^\circ$)
| Title |
WISE_Green_Objects_(WGOs):_the_massive_star_candidates_in_the_whole_Galactic_Plane_($\mid_b_\mid_<2^\circ$) |
| Authors |
Chang_Zhang,_Guo-Yin_Zhang,_Jin-Zeng_Li_and_Jing-Hua_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10063 |
質量のある若い恒星天体(MYSO)は、星の形成に重要な役割を果たします。MYSOが拡張構造に基づいて以前に特定されており、それらの観測データが限られていることを考えると、緑色の特徴を示す広視野赤外線サーベイエクスプローラー(WISE)オブジェクトをスクリーニングします(4.6$\mu$mバンドの一般的なコードとして3色合成WISE画像の緑のチャネル)は、より多くのMYSO候補を生成します。銀河面全体のWISE画像($0^\circ<l<360^\circ$および$\midb\mid<2^\circ$)を使用して、4.6$\mu$mに強い放射があるソースを特定しました。形態学的特徴に従って、それらを3つのグループに分けました。2135個のWISEグリーンオブジェクト(WGO)のカタログを提示します。264のWGOは拡張構造を持っています。1366のWGOはコンパクトな緑色の特徴を示しますが、拡張構造はありません。505WGOには拡張構造も緑色の特徴もありませんが、4.6$\mu$mでの強度は数値的には3.4$\mu$mの少なくとも4.5倍です。WGOの座標の分析によると、WGOは主に$\midl\mid<60^\circ$に分布し、$\midl\mid>60^\の巨大分子雲の位置と一致することがわかりました。約$。さまざまなメーザーとのマッチング結果は、WGOのこれら3つのグループが異なる進化段階にあることを示しています。WGOを公開されたYSO調査カタログと相互照合した後、$\sim$50%のWGOが新しく発見されたYSOのサンプルであると推測します。さらに、スペクトルエネルギー分布フィッティングによって推定された物理パラメーターに従って、1260のWGOがHi-GALソースに関連付けられており、そのうち231は堅牢なMYSOとして分類され、172は候補MYSOとして分類されます。
ダークダスト II: 拡散 ISM の一般分野における特性
分光法または視差から得られた距離推定値は、大きな粒子による消滅を考慮することで統一されています。ダークダストと呼ばれるもののそのような人口の拡散星間物質のモデルへの追加は、観測上の制約の現代的なセットに対してテストされています。ダークダストモデルは、代表的な固相元素の存在量を尊重することにより、遠紫外線とミリ波の間の星間ダスト粒子による典型的な波長依存の赤化、消光、および偏光および非偏光の放射を同時に説明します。ダークダストの物性を導き出す。ダークダストは、最近その場で検出されたマイクロメートルサイズの粒子で構成されています。遠紫外線から近赤外線まで、波長に依存しない顕著な赤みを提供します。暗黒ダストに吸収された光は、ダスト温度が8～12Kの粒子によってサブミリ領域で再放出されます。このような非常に冷たい塵は、外銀河で頻繁に観測されています。ダークダストは、約1mmを超えて~35%までの偏光に寄与し、短波長ではわずかに寄与します。類似の珪酸塩ダストの光学定数を調べた。Mg$_{0.8}$Fe$^{2+}_{0.2}$SiO$_3$をMgO$-$0.5SiO$_2$の質量で3%混合することにより、データへの良好な適合が得られます。暗黒粉塵の質量の5～10%まで対応します。暗黒粉塵による光の余分な減光は、SN~Ia光曲線の議論やその他の研究では未調査です。ダークダストを無視する以前のモデルは、距離スケールの統一を考慮していません。
CARMA-NRO オリオン調査: オリオン A の高密度コアとコア質量関数の偏りのない調査
| Title |
CARMA-NRO_Orion_Survey:_unbiased_survey_of_dense_cores_and_core_mass_functions_in_Orion_A |
| Authors |
Hideaki_Takemura,_Fumitaka_Nakamura,_H\'ector_G._Arce,_Nicola_Schneider,_Volker_Ossenkopf-Okada,_Shuo_Kong,_Shun_Ishii,_Kazuhito_Dobashi,_Tomomi_Shimoikura,_Patricio_Sanhueza,_Takashi_Tsukagoshi,_Paolo_Padoan,_Ralf_S._Klessen,_Paul._F._Goldsmith,_Blakesley_Burkhart,_Dariusz_C._Lis_\'Alvaro_S\'anchez-Monge,_Yoshito_Shimajiri,_Ryohei_Kawabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10215 |
高密度コアの質量分布は、星形成のプロセスを理解するための鍵となる可能性があります。樹状図解析をCARMA-NROOrionC$^{18}$O($J$=1--0)データに適用すると、2342個の高密度コアが特定され、そのうち約22\%が2より小さいビリアル比を持ち、重力で束縛されたコアとして分類されます。原始星とは関係のない束縛された星のないコアの導出されたコア質量関数(CMF)は、1$M_\odot$を超える質量範囲のサルピーターの初期質量関数(IMF)に似た勾配を持ち、$\sim$でピークを持ちます。0.1$M_\odot$.雲を赤緯に基づいて、OMC-1/2/3、OMC-4/5、L1641N/V380Ori、およびL1641Cの4つの部分に分割し、これらの領域のCMFを導出します。質量が10$M_\odot$を超えるスターレスコアはOMC-1/2/3にのみ存在することがわかりましたが、OMC-4/5、L1641N、およびL1641CのCMFは約5～10$M_で切り捨てられています。\odot$.各サブ領域における結合した星のないコアとクラスII天体の数の比率から、結合した星のないコアの寿命は5～30回の自由落下時間と推定され、他の領域に関する以前の研究と一致しています。さらに、IMFとCMFの間のピーク質量の一致を説明するために、周囲の雲物質からの質量降着によるコアの成長について説明します。コアの寿命内にコア質量を2倍にするために必要な質量降着率は、ボンダイホイルの降着率よりも2倍大きくなります。これは、コアを成長させるには、より動的な降着プロセスが必要であることを意味します。
孤立銀河トリプレットの動的進化における形態と環境の役割の理解
| Title |
Understanding_the_role_of_morphology_and_environment_on_the_dynamical_evolution_of_isolated_galaxy_triplets |
| Authors |
P._V\'asquez-Bustos,_M._Argudo-Fern\'andez,_D._Grajales-Medina,_S._Duarte_Puertas,_and_S._Verley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10290 |
銀河が存在する環境は、銀河の進化の歴史に影響を与えます。銀河トリプレット(物理的に結合した3つの銀河で構成されるシステム)は、銀河の最も単純なグループの1つを構成するため、環境の影響が最小限である進化メカニズムを研究するための優れた実験室です。孤立した銀河トリプレットの動的特性の統計的研究を、それらの局所的および大規模な環境の関数として提示します。系の動的進化と、三つ子を構成する銀河の進化との関係を探るために、観測特性を形態と星形成率(SFR)として考えます。315個のトリプレットを含むSDSSベースの分離トリプレット(SIT)カタログを使用しました。銀河の形態に従って各トリプレットを分類し、パラメーター$Q_{trip}$を定義して、システム内の局所的な潮汐力の合計を定量化しました。システムの動的段階を定量化するために、パラメーターの調和半径$R_H$、速度分散$\sigma_{vr}$、交差時間$H_0t_c$、およびビリアル質量$M_{vir}$を使用しました。3つの初期型銀河から構成されるトリプレットは最小の$R_H$を示し、1つまたは複数の後期型銀河を含むトリプレットよりも一般にコンパクトであることを示しています。$R_H$と$H_0t_c$の値が小さいトリプレットの中で、$Q_{trip}$<-2のSITトリプレットは緩和されたシステムであり、より動的に進化し、$Q_{trip}$>-2のトリプレットはコンパクトな構成を示します進行中の合併など、システム内の相互作用に。グローバルカラーやSFRなどの星集団の特性に関して、トリプレットには優勢な銀河がないことがわかりました。さらに、2つ以上の初期型銀河で構成される孤立したトリプレットのグローバルSFRは、中心銀河に対する銀河の星の質量比とともに増加するため、システムはグローバルに「若返り」ます。
2020年から2021年のアウトバーストにおけるBLのげっ歯類の偏光度・角度の微小変動性と波長依存性
| Title |
The_Microvariability_and_Wavelength_Dependence_of_Polarization_Degree/Angle_of_BL_Lacertae_in_the_Outburst_2020_to_2021 |
| Authors |
Ryo_Imazawa,_Mahito_Sasada,_Natsuko_Hazama,_Yasushi_Fukazawa,_Koji_S._Kawabata,_Tatsuya_Nakaoka,_Hiroshi_Akitaya,_Thomas_Bohn_and_Anjasha_Gangopadhyay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10300 |
2020年から2021年までの歴史的な爆発の際に、光学および近赤外線(NIR)バンドでブラザーBLヤスリガニの同時かつ連続的な光偏光観測を取得しました。合計で14夜の観測が行われ、10回の観測が時間スケールでの微変動性を示します。数分から数時間。これは、コンパクトな放出領域を示唆しており、タイムスケールを1ゾーンのジェット内衝撃モデルで説明することは困難です。さらに、光学バンドとNIRバンドの間の偏光度（PD）と角度に大きな違いがあることがわかりました。9つの夜は、NIRバンドのPDと同等以上の光学バンドのPDを示しました。一方、5泊では、光学バンドよりもNIRバンドで高いPDが示されました。これは、単純なショックインジェットモデルでも単純なTEMZモデルでも説明できません。PDと偏光角の観察されたタイムスケールと波長依存性は、不規則なTEMZモデルなどの複雑な複数の発光領域の存在を示唆しています。
クエーサーの時系列データに対するガウス過程の神経推論
| Title |
Neural_Inference_of_Gaussian_Processes_for_Time_Series_Data_of_Quasars |
| Authors |
Egor_Danilov,_Aleksandra_\'Ciprijanovi\'c_and_Brian_Nord |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10305 |
クエーサーの光度曲線の研究には、パワースペクトルの推定と、不規則にサンプリングされた時系列の補間という2つの問題があります。これらのタスクに対するベースラインアプローチは、DampedRandomWalk(DRW)モデルを使用して時系列を内挿することです。このモデルでは、最尤推定(MLE)を使用してスペクトルが推測されます。ただし、DRWモデルは時系列の滑らかさを記述しておらず、MLEは最適化と数値精度の点で多くの問題に直面しています。この作業では、$\textit{ConvolvedDampedRandomWalk}$(CDRW)と呼ばれる新しい確率モデルを導入します。このモデルはDRWに滑らかさの概念を導入し、クエーサースペクトルを完全に記述できるようにします。$\textit{NeuralInference}$と呼ばれる、ガウスプロセスパラメーターの新しい推論方法も導入します。この方法は、最先端のニューラルネットワークの力を使用して、従来のMLE推論手法を改善します。私たちの実験では、ニューラル推論法はベースラインMLEよりも大幅に改善されました(RMSE:$0.318\rightarrow0.205$,$0.464\rightarrow0.444$)。さらに、CDRWモデルとニューラル推論の両方の組み合わせは、典型的なクエーサー光度曲線($\chi^2$:$0.333\rightarrow0.998$,$2.695\rightarrow0.981$)の補間において、ベースラインのDRWとMLEよりも大幅に優れています。コードはGitHubで公開されています。
コンパクトジェットは、低光度の活動銀河核における連続体放出を支配する
| Title |
Compact_jets_dominate_the_continuum_emission_in_low-luminosity_active_galactic_nuclei |
| Authors |
J.A._Fern\'andez-Ontiveros,_X._L\'opez-L\'opez,_A._Prieto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09828 |
低光度の活動銀河核(LLAGN)における降着円盤の消失は、主にIRからUV範囲での深刻な観測制限のために、その性質が主に議論されてきたかすかな光学的核連続体を残します。真の核連続体を分離することができる多波長サブアーク秒分解能観測を中赤外の星雲線と組み合わせて、極端な紫外線連続体の形状を間接的に調べます。最も近いプロトタイプLLAGNの8つは、10桁以上の周波数で純粋なコンパクトジェット放出(自己吸収シンクロトロンと関連する自己コンプトンコンポーネント)と互換性があることがわかりました。典型的な電波銀河と比較すると、LLAGN連続体は2つの特徴を示します:$i)$IR-to-optical/UV範囲で非常に急なスペクトル勾配($-3.7<\alpha_0<-1.3$;$F_\nu\propto\nu^{\alpha_0}$);$ii)$非常に高いターンオーバー頻度($0.2-30\,\rm{THz}$;$1.3\,\rm{mm}-10\,\rm{\mum}$)。これらの属性は、シンクロトロン連続体が主に、かなり高温のジェット基地またはコロナで熱化された粒子によって支配されている場合に説明できますが、エネルギーのごく一部($\sim20\%$)のみが高熱に沿って分布します。加速された粒子のエネルギーべき乗則テール。一方、LLAGNでの星雲ガス励起は、逆コンプトン放射($\alpha_{\rmx}\sim-0.7$)からの光イオン化と一致しており、これは$\sim3000より短い核連続体を支配する。$\r{A}.私たちの結果は、LLAGN連続体がすべての波長で未発達のジェットによって支配される可能性があることを示唆しています。これは、静止ブラックホールX線連星のコンパクトなジェットで観察される挙動と同様に、熱化された粒子分布によって強化されます。これは、銀河の進化の文脈において重要な意味を持ちます.LLAGNは、銀河の運動フィードバックの主要な、しかし過小評価されているソースを表す可能性があるためです。
| Title |
Unstable_Mass_Transfer_from_a_Main-Sequence_Star_to_a_Supermassive_Black_Hole_and_Quasi-Periodic_Eruptions |
| Authors |
Itai_Linial,_Re'em_Sari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09851 |
$10^5-10^7\,\rmM_\を周回する低質量($M_\star\lesssim4\,\rmM_\odot$)主系列星からなる系の形成と進化について議論するodot$超大質量ブラックホールは、軌道周期が$\sim$時間オーダーで、軽度の離心率($e\approx0.1-0.2$)を持ち、各近心通過で一時的に質量を放出します。結果として生じる物質移動は不安定である可能性が高く、ロシュローブオーバーフローは最初は重力波放出によって引き起こされたが、その後、質量損失に応じて星の膨張によって加速され、暴走プロセスを経ていると主張する.このようなシステムは、銀河の内部パーセク内での2体の重力の遭遇によって自然に生成され、その後、重力波の円形化と初期の高度に偏心した軌道からのインスパイラルによって生成されることを示します。このようなシステムは、いくつかの遠方の銀河の中心で観測される準周期的噴火として知られる、最近同定されたクラスのX線トランジェントに似たフレアを繰り返し発生させる可能性があると主張しています。
近くの活動銀河 NGC 1068 からのニュートリノ放出の証拠
| Title |
Evidence_for_neutrino_emission_from_the_nearby_active_galaxy_NGC_1068 |
| Authors |
IceCube_Collaboration:_R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_M._Ahrens,_J.M._Alameddine,_C._Alispach,_A._A._Alves_Jr.,_N._M._Amin,_K._Andeen,_T._Anderson,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_Y._Ashida,_S._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_A._Barbano,_S._W._Barwick,_B._Bastian,_V._Basu,_S._Baur,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_C._Bellenghi,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_E._Blaufuss,_S._Blot,_M._Boddenberg,_F._Bontempo,_J._Borowka,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_F._Bradascio,_J._Braun,_B._Brinson,_S._Bron,_J._Brostean-Kaiser,_S._Browne,_A._Burgman,_R._T._Burley,_R._S._Busse,_M._A._Campana,_E._G._Carnie-Bronca,_C._Chen,_Z._Chen,_D._Chirkin,_K._Choi,_B._A._Clark,_K._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_et_al._(322_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09972 |
2011年から2020年の間にIceCubeで記録されたデータを使用して、天体からの高エネルギーニュートリノ放出の3つの検索を報告します。以前の研究に対する改善には、新しいニュートリノ再構成およびデータ校正方法が含まれます。ある調査では、事前に選択された110のガンマ線源の位置が、大気および宇宙背景の予想を超える可能性のある過剰なニュートリノについて個別に分析されました。我々は、4.2$\,\sigma$の有意性で近くの活動銀河NGC1068に関連付けられた$79_{-20}^{+22}$ニュートリノの過剰を発見しました。この超過は、北天で最も強いニュートリノのクラスタリングの方向と空間的に一致しており、近くの活動銀河からのTeVニュートリノ放出の直接的な証拠として解釈されます。推定されたフラックスは、潜在的なTeVガンマ線フラックスを少なくとも1桁超えています。
流出雲相互作用からのX線と潮汐破壊イベントにおけるその応用
潮汐破壊イベント(TDE)は、雲に囲まれた超大質量ブラックホール(SMBH)で発生する可能性があります。TDEは、速度$\sim$0.01--0.2cの超高速で大きな開口角の流出を生成できます。これは、流出速度と雲の距離に応じた時間差で雲と衝突します。雲の放射に伝達される流出エネルギーの割合は雲の密度と逆相関するため、高密度の雲は放射を生成するのに非効率的であると考えられていました。この作業では、高密度雲の流出雲相互作用からの放射を調べ、熱伝導が雲の放射の増加に重要な役割を果たすことを発見しました。バウショックエネルギーの最大10\%が雲に伝達され、冷却の大惨事により$10^{5-6}$ケルビンに相当する温度のX線放出が発生します。バウショックでの相対論的電子によるTDEUV/光子の逆コンプトン散乱は、光子インデックス$\Gamma\sim2-3$のべき乗則X線スペクトルを生成します。このメカニズムは、遅延X線放出を伴う一部のTDE候補を説明する可能性があり、遅延電波およびガンマ線放出によって調べることができます。
軌道上のロブスターアイ集束望遠鏡による最初の広視野X線観測
| Title |
First_wide_field-of-view_X-ray_observations_by_a_lobster_eye_focusing_telescope_in_orbit |
| Authors |
C._Zhang,_Z.X._Ling,_X.J._Sun,_S.L._Sun,_Y._Liu,_Z.D._Li,_Y.L._Xue,_Y.F._Chen,_Y.F._Dai,_Z.Q._Jia,_H.Y._Liu,_X.F._Zhang,_Y.H._Zhang,_S.N._Zhang,_F.S._Chen,_Z.W._Cheng,_W._Fu,_Y.X._Han,_H._Li,_J.F._Li,_Y._Li,_P.R._Liu,_X.H._Ma,_Y.J._Tang,_C.B._Wang,_R.J._Xie,_A.L._Yan,_Q._Zhang,_B.W._Jiang,_G._Jin,_L.H._Li,_X.B._Qiu,_D.T._Su,_J.N._Sun,_Z._Xu,_S.K._Zhang,_Z._Zhang,_N._Zhang,_X.Z._Bi,_Z.M._Cai,_J.W._He,_H.Q._Liu,_X.C._Zhu,_H.Q._Cheng,_C.Z._Cui,_D.W._Fan,_H.B._Hu,_M.H._Huang,_C.C._Jin,_D.Y._Li,_H.W._Pan,_W.X._Wang,_Y.F._Xu,_X._Yang,_B._Zhang,_M._Zhang,_W.D._Zhang,_D.H._Zhao,_M._Bai,_Z._Ji,_Y.R._Liu,_F.L._Ma,_J._Su,_J.Z._Tong,_Y.S._Wang,_Z.J._Zhao,_C._Feldman,_P._O'Brien,_J.P._Osborne,_R._Willingale,_V._Burwitz,_G._Hartner,_A._Langmeier,_T._M\"uller,_S._Rukdee,_T._Schmidt,_E._Kuulkers,_W._Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10007 |
新しいX線集束技術であるロブスターアイマイクロポアオプティクス(MPO)は、広い観察視野と真のイメージング能力の両方を備えており、軟X線の感度と空間分解能が大幅に向上した空の監視を約束します。Angel(1979)によって最初に提案されて以来、この光学系は過去数十年にわたって広く研究、開発、試行されてきました。このレターでは、アインシュタインプローブミッションの広視野X線望遠鏡のパスファインダーである天文学用ロブスターアイイメージャー($LEIA$)の飛行実験から得られたファーストライトの結果について報告します。2022年7月に発売されたピギーバックイメージャーの視野は、ほとんどケラレなしで$18.6^\circ\times18.6^\circ$です。その空間分解能はFWHMで4$-$7arcminの範囲にあり、焦点有効面積は2$-$3cm$^2$であり、どちらも視野全体でわずかな変動しか示していません。0.5$-$4keV以上のスナップショット観測で撮影された、銀河の中心領域、ScoX-1、拡散したシグナスループ星雲の画像を提示します。これらは、集束画像望遠鏡によって初めて観測された、真に広視野の天体のX線画像です。飛行中のデータの初期分析では、観測された画像と地上でのキャリブレーションおよびシミュレーションとの間の優れた一致が示されています。計器とその特性、および飛行実験について簡単に説明します。この結果は、ロブスターアイMPOを使用した現在および提案されている広視野X線ミッションの開発の強固な基盤を提供します。
銀河高緯度カルベラの SNR 候補からの拡張 $\gamma$ 線放出の検出
| Title |
Detection_of_the_extended_$\gamma$-ray_emission_from_the_high_Galactic_latitude_Calvera's_SNR_candidate |
| Authors |
Yuliang_Xin_and_Xiaolei_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10016 |
高緯度の超新星残骸(SNR)の候補であるカルベラのSNRと{\emFermi}LargeAreaTelescopeによって記録されたPass8データに空間的に関連付けられた拡張GeV$\gamma$線放射を報告します。100MeVから1TeVの間のCalveraのSNRの$\gamma$線スペクトルは、数十GeVで明らかな($\sim$3.4$\sigma$)スペクトル曲率を示しています。多波長データは、レプトンモデルまたはハドロンモデルのいずれかに適合させることができます。しかし、レプトンモデルは、カルベラのSNRのフラットな電波スペクトルとハードGeV$\gamma$線スペクトルとの間で矛盾を示しています。ハドロンモデルの場合、陽子のスペクトルインデックスは1.6よりも硬くする必要があります。また、陽子の総エネルギーは、典型的な超新星の爆発エネルギーよりも1桁以上高くなるように適合されており、ハドロンモデルにも挑戦しています。カルベラの明らかなスペクトル曲率とSNRからの非熱X線放射の欠如は、分子雲と相互作用する明るい非熱X線放射と年老いたSNRを若い年月のSNRに橋渡しする興味深いソースになります。
GRB 201015A と GRB 201216C を検出した VHE の即時放出と初期の光残光: 外部前方衝撃の開始
| Title |
Prompt_emission_and_early_optical_afterglow_of_VHE_detected_GRB_201015A_and_GRB_201216C:_onset_of_the_external_forward_shock |
| Authors |
Amit_Kumar_Ror,_Rahul_Gupta,_Martin_Jel\'inek,_Shashi_Bhushan_Pandey,_A._J._Castro-Tirado,_Y.-D._Hu,_Al\v{z}b\v{e}ta_Male\v{n}\'akov\'a,_Jan_\v{S}trobl,_Christina_C._Th\"one,_Ren\'e_Hudec,_Sergey_Karpov,_Amit_Kumar,_A._Aryan,_S._R._Oates,_E._Fern\'andez-Garc\'ia,_C._P\'erez_del_Pulgar,_M._D._Caballero-Garc\'ia,_A._Castell\'on,_I._M._Carrasco-Garc\'ia,_I._P\'erez-Garc\'ia,_A._J._Reina_Terol,_and_F._Rendon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10036 |
2つの非常に高いエネルギー(VHE)で検出されたバーストGRB201015AとGRB201216Cの詳細なプロンプト放出と初期の光残光分析、および同様のバーストのサブセットとの比較を提示します。ベイジアンビニングアルゴリズムを使用した多重構造GRB201216Cの時間分解スペクトル解析により、バーストの全期間中、低エネルギースペクトルインデックス($\alpha_{\rmpt}$)がシンクロトロンラインの限界を下回ったままであることが明らかになりました。死の。ただし、統計的には、ビンの一部は追加の熱コンポーネントをサポートしていました。さらに、スペクトルパラメーターの進化は、ピークエネルギー(Ep)と$\alpha_{\rmpt}$の両方がフラックスを追跡することを示しました。これらの結果は、データのシンクロトロンモデリングによって得られた物理パラメーターの値を使用してさらに強化されました。FRAM-ORMとBOOTESロボット望遠鏡を使用した両方のバーストの初期の光学観測では、外部の前方衝撃からのシンクロトロン放出による残光の開始と一致して、初期の光学的光度曲線に滑らかな隆起が見られました。観測された光ピークを使用して、GRB201015AとGRB201216Cの初期バルクローレンツファクターをそれぞれ$\Gamma_0$=204と$\Gamma_0$=310に制限しました。現在の初期の光学的観測は、流出パラメータを制限する最も初期の既知の観測であり、我々の分析は、VHEで検出されたバーストが、現在のVHE施設の検出可能な赤方偏移範囲内で観測された光度の多様な範囲を持つ可能性があることを示しています。
トンボ星雲の高解像度電波研究
トンボ星雲(G75.2$+$0.1)は、若いパルサーJ2021$+$3651を動力源とする珍しいパルサー風星雲(PWN)であり、X線でバウショック構造に囲まれた二重トーラスと極ジェットを示しています。6GHzの超大型アレイ(VLA)で取得したこのソースの新しい電波観測を提示します。ラジオPWNは、X線対応の約2倍の全体的なサイズを持ち、南西の明るい本体領域、北東の狭くて暗いブリッジ領域、およびその間の暗いギャップで構成されています。この星雲は、典型的なPWNの電波スペクトルよりもはるかに柔らかい電波スペクトルを示しています。これは、システムが星間物質(ISM)内を穏やかに超音速で移動する際のラム圧力による圧縮の結果である可能性があります。私たちの偏光マップは、高度に秩序化された複雑な$B$フィールド構造を明らかにしています。これは、パルサー運動によって歪んだトロイダル磁場によって説明できます。
任意の視野角からの一般化された等分割法
等分配分析により、シンクロトロン自己吸収電波源の半径とエネルギーの推定値が得られます。ここでは、この方法を相対論的軸外表示エミッターに一般化します。ローレンツ係数$\Gamma$と視野角$\theta$は独立して決定することはできず、最小エネルギー解の軌跡に沿って縮退することがわかりました。ソリューションは、軸上ブランチと軸外ブランチに分割され、前者は古典的な解析を再現します。軸外で見た相対論的なソースは、明らかなニュートンのものとして偽装することができます。この方法をいくつかの潮汐破壊イベント(TDE)の電波観測に適用すると、光学的発見の数年後に観測されたAT2018hyzの電波フレアは、運動エネルギー$の相対論的軸外ジェットによって生成された可能性があることがわかります。\sim10^{53}\,\rmerg$が発見された頃に打ち上げられました。
中性子星合体シミュレーションによる V-QCD の状態図の探索
| Title |
Exploring_the_Phase_Diagram_of_V-QCD_with_Neutron_Star_Merger_Simulations |
| Authors |
Tuna_Demircik,_Christian_Ecker,_Matti_J\"arvinen,_Luciano_Rezzolla,_Samuel_Tootle,_Konrad_Topolski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10118 |
量子色力学(QCD)の相構造とその状態方程式(EOS)を、中性子星とそれらの合体内部で実現される密度と温度で決定することは、長年にわたる未解決の問題です。ホログラフィックV-QCDフレームワークは、高密度およびホットQCDのEOSのモデルを提供します。これは、高密度バリオンとクォーク物質相の間の非閉じ込め相転移を表します。このモデルを完全一般相対論的流体力学(GRHD)シミュレーションで使用して、初めて観測された中性子星合体イベントGW170817に類似した、クォーク物質の形成と連星系の放出重力波信号を研究します。
磁化連星中性子星合体におけるジェット環境相互作用
| Title |
Jet-environment_interplay_in_magnetized_binary_neutron_star_mergers |
| Authors |
Andrea_Pavan,_Riccardo_Ciolfi,_Jay_Vijay_Kalinani,_Andrea_Mignone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10135 |
GRB170817Aは、重力波信号と同時に検出された最初の短いガンマ線バースト(sGRB)であり、中性子星(BNS)連星系の結合が平行超相対論的ジェットに電力を供給し、sGRBを生成できることを示しました。さらに、sGRBジェットは、観測可能なプロンプトと残光の放出に刻印されている固有の角度構造を持っていることが明らかになりました。高度な数値シミュレーションは、sGRBジェットの融合後の環境からの進化の根底にある物理プロセスを調査するための主要なアプローチを表し、最終的な角度構造とエネルギー論を特定のジェット発射条件と結び付けます。以前の論文では、一般相対論的(GR)流体力学BNS合併シミュレーションから生じる現実的な環境を伝播する初期(トップハット)sGRBジェットの最初の3次元(3D)特殊相対論的流体力学シミュレーションを実行しました。上記の研究は、BNS合流によるsGRBジェットの一貫したエンドツーエンドの記述に向けた重要なステップをマークしましたが、これらのシミュレーションは、重要な役割を果たすと予想される磁場の存在を説明していませんでした。ここでは、この制限を克服し、現実的な磁化された合併後の環境を貫通する磁化された(構造化され回転する)sGRBジェットの最初の3D特殊相対論的磁気流体力学(MHD)シミュレーションを報告します。後者の初期条件は、から直接インポートされます。以前のGR-MHDBNS合併シミュレーションの結果。
49年間の沈黙の後、4U~1730--22の復活:
NICERとInsight-HXMTによって観測された2021/2022アウトバーストのスペクトル特性と、プロペラ効果によって引き起こされたソフトからハードへの状態遷移
| Title |
Return_of_4U~1730--22_after_49_years_silence:_the_spectral_properties_of_the_2021/2022_outbursts_observed_by_NICER_and_Insight-HXMT_and_the_soft-to-hard_state_transition_caused_by_the_propeller_effect |
| Authors |
Yu-Peng_Chen,_Shu_Zhang,_Shuang-Nan_Zhang,_Long_Ji,_Peng-Ju_Wang,_Ling-Da_Kong,_Zhi_Chang,_Jing-Qiang_Peng,_Qing-Cang_Shui,_Jian_Li,_Lian_Tao,_Ming-Yu_Ge,_Jin-Lu_Qu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10160 |
49年間の休止の後、4U~1730--22は活動を開始し、2021年と2022年に2回のバーストを起こしましたが、その開始と終了がNICERによって観測され、状態遷移とその遷移を研究するための比類のない機会が得られました。根底にあるメカニズム。この作業では、NS表面と降着円盤の両方の放出をコンプトン化のシード光子として取り、1\%--15\%$L_{\rmEdd}$の放射光度範囲でそれらのスペクトル進化を導き出します。高い/柔らかい状態では、推定された内側のディスク半径とNS半径はよく一致しており、これは降着円盤がNS表面に近いことを意味します。崩壊段階では、1日以内に降着円盤放出の急激な変化、すなわちソフトからハードへの遷移が報告されています。これはプロペラ効果による可能性があり、対応する中性子星の表面磁場は1.8～2.2です。$\times10^{8}$G.さらに、円盤の内側の半径は、4U~1608--52から検出されたプロペラ効果と同様に、共回転半径で切り捨てられます。ハードからソフトへの状態遷移におけるプロペラ効果の欠如は、磁気圏降着とディスク降着の間の遷移が状態遷移の唯一の原因ではないことを意味します。
低質量 AGN の変動性: 振動または噴火?
| Title |
Variability_In_A_Low-Mass_AGN:_Oscillation_Or_Eruption? |
| Authors |
Robbie_Webbe_(1)_and_A._J._Young_(1)_((1)_University_of_Bristol) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10176 |
準周期的噴火(QPE)と呼ばれる4つの銀河で見られる新しいクラスのX線変動の発見に続いて、低質量のAGN2XMMJ123103.2+110648で見られる変動を再考し、それを考慮する必要があるかどうかを確認します。5番目のQPEホスト銀河.自己相関関数を2つのアーカイブXMM-Newton観測に適用して、$\sim$13.52ksと$\sim$14.35ksの変動性に特徴的なタイムスケールを決定します。これらのタイムスケールで折り畳まれたライトカーブと展開されたライトカーブのモデリングは、6.17ksと7.69ksの明るいフェーズの平均持続時間で、ガウスモデルが正弦波モデルよりも好ましいことを示しています。広い0.2～1.0keVバンドでは、明るいフェーズの平均振幅は静止カウント率の2.86倍および8.56倍であることがわかりました。2XMMJ123103.2+110648に見られる変動のパターンは、一連の準周期的噴火として明確に宣言することはできません。代わりに、これは、単一のメカニズムによって引き起こされる噴火から振動までの範囲の準周期的変動の連続体が存在する可能性があることを示唆しています。これにより、QPEと準周期振動の間のギャップを埋め続けるさらなるソースを見つける可能性が提供されます。他の11個の低質量AGN$(log(M_{BH})\lesssim6)$の47個の観測結果の対象を絞った分析では、他の同様の質量天体のサンプルにQPEまたはQPOのような挙動の証拠は見つかりませんでした。
Swift と AstroSat による高強度 XMM-Newton 観測を使用した NGC 4593 のタイムスケール依存の X
線から UV へのタイムラグ
| Title |
Timescale-dependent_X-ray_to_UV_time_lags_of_NGC_4593_using_high-intensity_XMM-Newton_observations_with_Swift_and_AstroSat |
| Authors |
Max_W._J._Beard,_Ian_M._McHardy,_Kavita_Kumari,_Gulab_C._Dewangan,_Iossif_Papadakis,_Dipankar_Bhattacharya,_Kulinder_Pal_Singh,_Daniel_Kynoch,_Mayukh_Pahari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10229 |
XMM-Newtonを使用したNGC4593の140ks観測を提示し、同時かつ連続的なPNX線とOMUV(UVW12910\AA)光曲線を提供し、以前の観測よりも優れた短時間スケールの変動をサンプリングします。これらの観測は、以前に報告された22日間のSwiftX線およびUV/光学モニタリングと同時であり、4日間のAstroSatX線(SXT)、遠方(FUV1541\AA)、および近方(NUV2632\AA)のUVは遅延を考慮して行われました。それらと高度にサンプリングされたXMMの間の測定。XMMから、UVW1がX線より29.5$\pm$1.3ks遅れていることがわかります。これは、以前にSwiftモニタリングから決定された遅れの$\sim$半分です。\textit{Swift}データを再検査すると、二峰性ラグ分布が明らかになり、長いラグと短いラグの両方の証拠が得られます。ただし、5d幅のLOWESSフィルタリングによってSwiftライトカーブのトレンドを除去すると、短いラグ(23.8$\pm$21.2ks)だけが残ります。PNおよびSXTと比較したNUV観測は、XMMによって検出された$\sim$30ksの遅延を確認し、4dフィルタリングを適用して長いタイムスケールコンポーネントを除去した後、FUVは$\sim$23ksの遅延を示します。結果として得られる新しいUVW1、FUV、およびNUVラグスペクトルは、X線からUVラグオフセットへの追加を必要とせずにX線帯域まで拡張されます。これは、UVがX線の再処理から生じる場合、再処理装置の直接照射を意味します。以前のSwiftおよびHSTラグ測定値を参照することにより、受け入れられた質量を$7.63\times10^{6}M_{\odot}$と仮定して、KYNreverbディスク再処理コードを使用したモデルと一致するX線から光学へのラグスペクトルを取得します。そして最大に近づくスピン。バルマー連続体とパッシェン連続体のBLRからの以前に指摘されたラグの寄与は、依然として顕著です。
Fermi-LAT によって発見された SNR G327.1-1.1 からの MeV-GeV ガンマ線放出
| Title |
MeV-GeV_Gamma-ray_Emission_from_SNR_G327.1-1.1_Discovered_by_the_Fermi-LAT |
| Authors |
Jordan_Eagle,_Daniel_Castro,_Tea_Temim,_Jean_Ballet,_Patrick_Slane,_Joseph_Gelfand,_Matthew_Kerr,_and_Marco_Ajello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10281 |
ホスト超新星残骸(SNR)G327.1-1.1内のTeVパルサー風星雲(PWN)HESS~J1554-550と位置的に一致するFermi-LATによるMeV-GeVガンマ線放射の発見を報告します。ガンマ線放出は、300MeV-2TeVのエネルギー範囲で点状でかすかですが、有意(>4シグマ)です。ここでは、観測されたガンマ線放出のFermi-LAT分析と、その後の放出の性質を理解するための詳細な多波長調査を報告します。G327.1-1.1内のPWNに電力を供給する中央パルサーは、どの波長帯でも検出されていません。ただし、電波星雲の中心からずれているX線星雲の中に埋め込まれている可能性があります。ガンマ線の放出は微弱であるため、パルサーが寄与しているかどうかを判断するための脈動探索は実行できません。以前の詳細な多波長レポートでは、PWNとのリバースショックの相互作用が進行中または最近発生した、タウ~18,000年の古いSNRシステムが明らかになりました。ガンマ線放出は、進化したPWNの独立した流体力学的および半解析的シミュレーションに基づく以前のレポートで構築された詳細な広帯域モデルと非常によく一致することがわかりました。新しいFermi-LATデータを組み込んだPWN進化段階のモデルの物理的意味をさらに調査し、変位したPWN対応物の空間分離分析に基づいて異なる粒子成分をモデル化しようとします。
AGNディスクにおけるブラックホール連星形成の流体力学的シミュレーション
| Title |
Hydrodynamical_Simulations_of_Black-Hole_Binary_Formation_in_AGN_Disks |
| Authors |
Jiaru_Li,_Adam_M._Dempsey,_Hui_Li,_Dong_Lai_and_Shengtai_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10357 |
一連のグローバルな2D流体力学シミュレーションを使用して、AGNディスクに埋め込まれた2つの単一ブラックホール(BH)間の近接遭遇を調べます。ディスク密度が十分に高い場合、バインドされたBHバイナリは、それらの円盤の衝突によって形成されることがわかります。私たちの分析は、BHペアが相対軌道の近点を通過した後、衝突後のガス抗力がBHの速度を低下させ、2つのBHがしっかりと結合したままになる可能性があることを示しています。近接遭遇によって形成された連星は、コンパクトな準主軸、大きな離心率、および逆行軌道角運動量を持つことができます。近接遭遇がガス質量と遭遇の入ってくるエネルギーに基づいてバイナリを形成できるかどうかを正確に予測できるフィッティング式を提供します。このフィッティング式は、AGNディスクのBHの動的進化を研究する他の長期シミュレーションで簡単に実装できます。
BlueWalker 3 衛星の視等級
| Title |
Visual_Magnitude_of_the_BlueWalker_3_Satellite |
| Authors |
Anthony_Mallama,_Richard_E._Cole,_Scott_Harrington_and_Paul_D._Maley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09811 |
BlueWalker3宇宙船の光学特性を評価するために観測が行われました。照明位相関数が決定され、評価されました。天文薄明の開始時または終了時に頭上で見たときの平均視覚等級は1.5であることがわかっています。
アジョイント法による微分宇宙論的シミュレーション
| Title |
Differentiable_Cosmological_Simulation_with_Adjoint_Method |
| Authors |
Yin_Li,_Chirag_Modi,_Drew_Jamieson,_Yucheng_Zhang,_Libin_Lu,_Yu_Feng,_Fran\c{c}ois_Lanusse,_and_Leslie_Greengard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09815 |
ディープラーニングの急速な進歩は、無数の強力なニューラルネットワークだけでなく、確立された科学研究に役立つブレークスルーももたらしました。特に、自動微分(AD)ツールとGPUなどの計算アクセラレータは、微分可能なシミュレーションによる宇宙のフォワードモデリングを容易にしました。現在の微分可能な宇宙論的シミュレーションはメモリによって制限されているため、時間と空間/質量分解能の間のトレードオフの影響を受けます。標準の微分不可能なシミュレーションとは異なり、それらは通常、数十時間ステップだけ積分します。アジョイント法と逆時間積分を使用して、このような制約のない新しいアプローチを提示します。これにより、より大規模で正確なフォワードモデリングが可能になり、勾配ベースの最適化と推論が改善されます。これをパーティクルメッシュ(PM)$N$-bodyライブラリpmwd(派生物を含むパーティクルメッシュ)に実装します。強力なADシステムJAXに基づいており、pmwdは完全に微分可能であり、GPU上で高いパフォーマンスを発揮します。
Line Emission Mapper (LEM): 宇宙生態系の物理学の調査
| Title |
Line_Emission_Mapper_(LEM):_Probing_physics_of_cosmic_ecosystems |
| Authors |
Ralph_Kraft_(1),_Maxim_Markevitch_(2),_Caroline_Kilbourne_(2),_and_the_LEM_team_((1)_SAO,_(2)_NASA_GSFC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09827 |
ラインエミッションマッパー(LEM)は、宇宙の構造形成に関する未解決の問題に答える2030年代のX線プローブです。また、天体物理学のあらゆる分野、さらに太陽物理学や惑星物理学にも変革をもたらす新しい観測機能を提供します。LEMの主な目標は、恒星やブラックホールのフィードバック、銀河に出入りするバリオン物質の流れなど、銀河形成の物理を包括的に調べることです。これらのプロセスはX線で最もよく研究されており、輝線マッピングはこの分野での差し迫った必要性です。LEMは、10インチの角度分解能で30x30フィートのフィールドをカバーする大型のマイクロ熱量計アレイ/IFUを使用して、銀河生態系を構成する天体からの軟X線放射をマッピングします。これらには、超新星残骸、星形成領域、スーパーバブル、銀河アウトフロー(天の川銀河のFermi/eROSITAバブルと他の銀河の類似体など)、天の川銀河と他の銀河の周囲銀河媒質、銀河と銀河団の境界を越えた周辺の銀河間媒質.LEMの10.2～2keV帯域の-2eVスペクトル分解能により、これらの天体の最もかすかな輝線を明るい天の川の前景から解きほぐすことが可能になり、温度、密度、化学組成、ガスダイナミクス.LEMの主な焦点は銀河の形成ですが、地球の磁気圏から、すべてのクラスの天体物理オブジェクトに変換能力を提供します。、惑星、彗星から近くの銀河の星間物質やX線連星、AGN、銀河団の冷却ガスまで。点観測に加えて、LEMは浅い全天調査を行い、発見空間を劇的に拡大します。
空がどれほど暗いか: JWST の背景
| Title |
How_dark_the_sky:_the_JWST_backgrounds |
| Authors |
Jane_R._Rigby_(NASA_Goddard),_Paul_A._Lightsey_(Ball_Aerospace,_retired),_Macarena_Garc\'ia_Mar\'in_(ESA),_Charles_W._Bowers_(NASA_Goddard),_Erin_C._Smith_(NASA_Goddard),_Alistair_Glasse_(UK_Astronomy_Technology_Centre),_Michael_W._McElwain_(NASA_Goddard),_George_H._Rieke_(Steward_Observatory,_The_University_of_Arizona),_Ranga-Ram_Chary_(IPAC),_Xiang_Liu_(IPAC),_Mark_Clampin_(NASA_HQ),_Wayne_Kinzel_(STScI),_Vicki_Laidler_(STScI),_Kimberly_I._Mehalick_(NASA_Goddard),_Alberto_Noriega-Crespo_(STScI),_Irene_Shivaei_(Steward_Observatory,_The_University_of_Arizona),_Christopher_Stark_(NASA_Goddard),_Tea_Temim_(Princeton_University),_Zongying_Wei_(Ball_Aerospace,_retired),_and_Chris_J._Willott_(NRC_Herzberg) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09890 |
JWSTの観測に影響を与える迷光と熱的背景の原因について説明します。試運転および初期の科学観測から測定された実際の背景を報告します。それらの背景レベルを打ち上げ前の予測と比較します。背景が科学の成績に与える影響を推定する。背景が展開された天文台の達成された構成をどのように調査するかを調べます。観測所は、$\lambda<12.5$ミクロンのすべての波長に対して、散乱迷光や熱自己放射ではなく、還元不可能な天体物理的背景によって制限されていることがわかり、レベル1の要件を満たしています。この結果は、JWSTのオープンアーキテクチャと熱の課題を考慮して保証されたものではなく、設計、構築、統合、およびテストの段階で迷光と熱の問題に細心の注意を払った結果です。背景の考慮事項だけから、JWSTは、迷光の要件を満たしたばかりのシステムと比較して、近赤外線で必要な統合時間が短くなります。そのため、JWSTは1～5ミクロンのディープイメージングで予想以上に強力になります。中赤外線では、測定された熱的背景は打ち上げ前の予測とほぼ一致しています。10ミクロン付近のバックグラウンドは、打ち上げ前に予測されていたよりもわずかに高くなっていますが、観測への影響は、MIRIの優れたスループットによって緩和され、機器の感度は打ち上げ前に予想されていたものと同じくらい良好になります。これらの測定されたバックグラウンドレベルは、JWSTの科学目標および現在進行中のサイクル1科学プログラムと完全に互換性があります。
Arago宇宙ミッションプロジェクトのための分光偏光計の光学設計
Aragoは、欧州宇宙機関のM7科学プログラムに提出された宇宙ミッションの概念です。星と惑星の相互作用の特徴付けを含む、恒星物理学の多くの科学事例を対象としています。このコンセプトは、アリエル型プラットフォームに搭載された1mクラスのリッチー・クレティエンF/13望遠鏡に基づいています。科学ペイロードには、一般的な偏光測定ユニットと、ダイクロイックスプリッターを介して接続された2つの分光器が含まれています。偏光ユニットは、オプティカルコンタクトで接続された6枚のMgF2プレートとウォラストンアナライザーで構成されています。各スペクトルチャネルは、エシェル分光器を表します。最初のものは、R>25000のスペクトル分解能で、UV範囲119-320nmで動作します。これは、軸外放物線コリメータ、準リトローマウントのエシェルグレーティング、クロス分散凹面グレーティングで構成されます。、およびCMOSカメラ。クロス分散グレーティングはカメラミラーとしても機能し、球面基板上に収差のある波面で記録されたホログラフィックグレーティングを表します。スペクトル画像は、dドープされたCMOS検出器に投影されます。2番目のスペクトルチャネルは、可視範囲350～888nmで動作し、R>35000であり、浸漬グレーティングを使用します。画像は、4レンズの対物レンズでCMOS検出器に焦点を合わせます。さらに、光学設計には、2段階のファインガイドシステムが含まれています。第1段階は、入口ピンホールの周囲の画像を追跡し、プラットフォームアクチュエータと通信する投影システムを表します。2番目のものは、可視チャネルエシェルの0次回折によって供給されます。ダイクロイックの前にある傾斜ミラーと通信しています。第1段階では、プラットフォームのポインティング精度を8インチから200ミリ秒の精度に改善して、星の画像が装置の入口ピンホールを通過することを保証する必要があります。
pmwd: 微分可能な宇宙粒子メッシュ $N$-body ライブラリ
| Title |
pmwd:_A_Differentiable_Cosmological_Particle-Mesh_$N$-body_Library |
| Authors |
Yin_Li,_Libin_Lu,_Chirag_Modi,_Drew_Jamieson,_Yucheng_Zhang,_Yu_Feng,_Wenda_Zhou,_Ngai_Pok_Kwan,_Fran\c{c}ois_Lanusse,_and_Leslie_Greengard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09958 |
大規模な構造の形成、銀河、クエーサー、暗黒物質の宇宙規模での進化と分布には、数値シミュレーションが必要です。微分可能なシミュレーションは、観測データの統計分析からの物理情報の抽出を加速できる宇宙パラメータの勾配を提供します。ディープラーニング革命は、無数の強力なニューラルネットワークだけでなく、自動微分(AD)ツールやGPUなどの計算アクセラレータなどのブレークスルーももたらし、微分可能なシミュレーションによる宇宙のフォワードモデリングを促進しています。ADは勾配を逆伝播するために前方進化の履歴全体を保存する必要があるため、現在の微分可能な宇宙論的シミュレーションはメモリによって制限されます。進化の歴史を再構築するための逆時間積分を伴う随伴法を使用して、微分可能な宇宙粒子メッシュ(PM)シミュレーションライブラリpmwd(導関数を含む粒子メッシュ)を低メモリコストで開発します。強力なADライブラリJAXに基づいており、pmwdは完全に微分可能であり、GPU上で高いパフォーマンスを発揮します。
TeV から eV エネルギーまでの孤立した自由落下質量の帯電のシミュレーション: LISA パスファインダーの結果との詳細な比較
| Title |
Simulating_the_charging_of_isolated_free-falling_masses_from_TeV_to_eV_energies:_detailed_comparison_with_LISA_Pathfinder_results |
| Authors |
P._J._Wass,_T._J._Sumner,_H._M_Ara\'ujo,_D._Hollington |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09987 |
惑星間宇宙線環境によるLISAパスファインダーテスト質量の充電速度を説明するモデルが提示されます。このモデルには、GEANT4とカスタムの低エネルギー粒子生成および追跡コードの組み合わせを使用して、TeVからeVエネルギーまでの粒子追跡が組み込まれています。テスト質量の静電環境がシミュレートされ、軌道上で行われた観測結果と局所電場に対するテスト質量充電率の依存性を比較することができます。このモデルは、文献値と互換性のある金の表面特性を使用して、観測された帯電挙動を正確に再現できます。モデルの結果は、正味の充電電流のかなりの部分が、テスト質量と周囲の金属表面からの電子およびイオン誘起運動放出によって生成された低エネルギー($\sim$eV)電子の集団によって引き起こされることを確認します。.金の仕事関数が4.2eVであると仮定すると、これらの電子の偏りのないテストマスとの間の不均衡な流れは、テストマス全体の充電率の$\sim$10%に寄与します。充電電流ショットノイズへの寄与は不釣り合いに高く、全体的な予測ノイズに$\sim$40%追加されます。しかし、このようにノイズの寄与が大きくなったとしても、全体的な充電電流ノイズは軌道上で測定された値の40%に過ぎず、これは未解決の問題のままです。
KM3NeTにおける音響ニュートリノ候補のトリガーの開発
| Title |
Development_of_a_trigger_for_acoustic_neutrino_candidates_in_KM3NeT |
| Authors |
D\'idac_D.Tortosa,_Miguel_Ardid,_Manuel_Bou-Cabo,_Guillermo_Lara,_Juan_A._Mart\'inez-Mora |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10149 |
KM3NeT共同研究では、地中海に2つの大型ニュートリノ検出器を建設しています。シチリア島の近くにあり、ニュートリノ天文学を目的としているARCAと、トゥーロンの近くにあり、固有のニュートリノ特性の研究のために設計されたORCAです。2つの検出器には、ニュートリノ相互作用の後に生成されるチェレンコフ光を検出するための大きな3D光学アレイを形成する浮力によって垂直に保持されたデジタル光学モジュールを備えた数百の検出ユニットがあります。入ってくるニュートリノの方向を適切に再構成するには、海流のために静止していないDOMの位置を監視する必要があります。この目的のために、検出器には、音響受信機として、海底に固定された音響エミッター、各DUベースのハイドロフォン、および各DOMの圧電セラミックセンサーで構成される音響測位システムが装備されています。この音響センサーのネットワークは、測位だけでなく、生物音響、船舶騒音モニタリング、環境騒音制御、音響ニュートリノ検出などの音響モニタリング研究にも使用できます。この研究では、ハイドロフォンによって音響的に検出された超高エネルギーニュートリノ候補のデータを保存するためのトリガーを作成する可能性を探っています。流体内のニュートリノ相互作用によって引き起こされる音響信号は、持続時間の短い双極パルスであり、非常に指向性があり、フーリエ変換が広範囲の周波数に及んでいます。信号検出の研究は、実験的な実際の音響データに追加されたゼロ度の入射角で検出器から1kmのUHEニュートリノの相互作用によって生成されるBPをシミュレートすることによって行われました。最後に、BPの候補を記録するためのトリガー提案が開発され、テストされました。1秒あたりの候補数、精度、再現率は、適用されるカットとアルゴリズムによって計算されたパラメーターに従って監視されています。
広視野および高速天文機器における狭帯域フィルターの透過曲線
| Title |
Transmission_curves_of_narrow-band_filters_in_large-FoV_and_fast_astronomical_instruments |
| Authors |
Federico_Battaini,_Roberto_Ragazzoni,_Antonino_P._Milone,_Gabriele_Cremonese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10150 |
狭帯域フィルターは、測光によって天体の化学組成を制限するためによく使用されます。正確な測光を導き出すための課題は、狭帯域フィルターが透明な誘電体材料の薄い層の間の複数の反射と屈折の干渉に基づいていることです。光線がフィルターの表面に垂直に到達しない場合、光線は、層の厚さよりも長く、傾斜ごとに異なるパスを斜めに通過して層を横切ります。これにより、中心波長が青方偏移し、透過曲線が歪みます。したがって、広い視野(FoV)機器でよく見られるように、F値が小さく、非テレセントリック角度が大きい場合に狭帯域フィルターを使用する場合は、特に注意が必要です。時々、透過曲線の広がりと中心波長シフトが考慮され、F値の小さい機器用のフィルターの設計で補正されます。ここでは、小さなf値、非テレセントリック性、および大きなFoVの複合効果を検討します。単一のスペクトル線が考慮される場合、中心波長のシフトまたは透過曲線の形状の変化は、光度およびリンクされた色指数の機器分散を導入する可能性があります。狭帯域フィルタの透過曲線は、公称のものとは形状が大きく異なる可能性があることがわかりました。各F値に対するフィルターの実効FWHMの下限。FoVの中心からの距離に伴う青方偏移の単調な動作。透過曲線の単調な品質低下とフィルターによって導入された測光分散が計算で推定されます。この作業は、特定の施設での特定のフィルターの適合性を評価するための便利なツールになる可能性があります。
ジャイロクロノロジーはいつ機能し始めますか? $\alpha$ ペルセイ複合体の星の回転と構造
| Title |
When_Does_Gyrochronology_Start_to_Work?_Stellar_Rotation_and_Structure_of_the_$\alpha$_Persei_Complex |
| Authors |
Andrew_W._Boyle,_Luke_G._Bouma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09822 |
前主系列では、太陽のような星の自転速度は、原始星の円盤と星の収縮の間の相互作用によって決定されます。1億年(Myr)を超える年齢では、磁気スピンダウンが最初の恒星のスピンレートを消去し、回転に基づく年代測定(ジャイロクロノロジー)を可能にします。これらの2つのレジーム間の遷移が発生する正確な時間は、星の質量に依存し、実行可能なキャリブレーションクラスターがないため、経験的に解決することは困難でした。$\alpha$ペルセイ散開星団($t\approx80$Myr、$d\approx170$pc)は、必要なキャリブレータを提供する可能性がありますが、ガイアデータの最近の分析では、その年代と空間的範囲について大きく異なる見解が提供されています。そのため、TESS、Gaia、およびLAMOSTデータの組み合わせを分析して、$\alpha$Perの年齢でジャイロクロノロジーを調整し、クラスターの真の形態を明らかにします。回転が確認された$\alpha$Perメンバーのリストを組み立てることにより、$\alpha$Perが同様の年齢の星のより大きな複合体の一部であるという強力な証拠を提供します。運動学的な逆積分により、$\alpha$Perの最も拡散した成分が50Myrの前に5倍接近していたことを示します。最後に、恒星の自転周期を使用して、プレアデス星団の年齢の67$\pm$12%あたり$\alpha$の相対的なジャイロクロノロジー年齢を導き出し、現在の知識では86$\pm$16Myrとなります。この年齢までに、$\approx$0.8M$_{\odot}$よりも重い星が収束して、明確に定義された遅いシーケンスを形成することを示しています。
最短周期の連星系 HM Cancri の 20 年間の光学的タイミング
| Title |
Two_decades_of_optical_timing_of_the_shortest-period_binary_star_system_HM_Cancri |
| Authors |
James_Munday,_T._R._Marsh,_Mark_Hollands,_Ingrid_Pelisoli,_Danny_Steeghs,_Pasi_Hakala,_Elm\'e_Breedt,_Alex_Brown,_V._S._Dhillon,_Martin_J._Dyer,_Matthew_Green,_Paul_Kerry,_S.P._Littlefair,_Steven_G._Parsons,_Dave_Sahman,_Sorawit_Somjit,_Boonchoo_Sukaum,_James_Wild |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09834 |
これまでに知られている最短周期の連星系であるRXJ0806.3+1527(HMCancri)は、20年以上にわたって光学的に観測されています。物質移動を行っている二重縮退連星であると考えられていますが、初期の驚きは、その軌道周波数$f_0$が重力波放射の結果として現在増加していることでした。大量のドナーが退化し、大量の損失が拡大し、$f_0$の減少につながると予想されていたため、これは異常です。我々は20年にわたる高速測光を利用してHMCancriの軌跡を正確に定量化し、$\ddotf_0$が負であることを発見しました。ここで$\ddotf_0~=~(-5.38\pm2.10)\times10^{-27}$Hzs$^{-2}$.私たちの正の周波数導関数と相まって、物質移動が重力波が支配する軌道崩壊を打ち消していること、そしてHMCancriが今から$2100\pm800\,$yrs以内に反転することを示しています。ライマン$\alpha$吸収を示すハッブル宇宙望遠鏡の紫外スペクトルを提示します。これは、ドナー星から降着した水素の存在を示しています。これらの情報を使用して、StellarAstrophysicsスイートの実験用モジュールを使用して、許可されたドナー質量と降着質量のグリッドを探索し、低温で最初は水素に富む極低質量の観測された多くの特性とよく一致するモデルを見つけます。白色矮星($\approx0.17\,$M$_\odot$)と高質量の白色矮星($\approx1.0\,$M$_\odot$)の結合。私たちの測定値とモデルは、HM~Cancriがまだレーザー干渉計スペースアンテナ宇宙船の最も明るい検証連星の1つであることを確認しています。
動的ビーコンとしての天体加速度: HIP 21152 B、ヒアデスにおける最初の T-ドワーフ コンパニオンの発見と特徴付け
| Title |
Astrometric_Accelerations_as_Dynamical_Beacons:_Discovery_and_Characterization_of_HIP_21152_B,_the_First_T-Dwarf_Companion_in_the_Hyades |
| Authors |
Kyle_Franson,_Brendan_P._Bowler,_Mariangela_Bonavita,_Timothy_D._Brandt,_Minghan_Chen,_Matthias_Samland,_Zhoujian_Zhang,_Anna_Lueber,_Kevin_Heng,_Daniel_Kitzmann,_Trevor_Wolf,_Brandon_A._Jones,_Quang_H._Tran,_Daniella_C._Bardalez_Gagliuffi,_Beth_Biller,_Jeffrey_Chilcote,_Justin_R._Crepp,_Trent_J._Dupuy,_Jacqueline_Faherty,_Clemence_Fontanive,_Tyler_D._Groff,_Raffaele_Gratton,_Olivier_Guyon,_Rebecca_Jensen-Clem,_Nemanja_Jovanovic,_N._Jeremy_Kasdin,_Julien_Lozi,_Eugene_A._Magnier,_Koraljka_Muzic,_Aniket_Sanghi,_Christopher_A._Theissen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09840 |
よく決定された年齢とモデルに依存しない質量を持つベンチマークの褐色矮星仲間は、亜星の進化モデルをテストし、巨大惑星と褐色矮星の形成を調べるための強力なツールです。ここでは、ヒアデスで最初に画像化された褐色矮星の伴星であるHIP~21152~Bの独立した発見を報告し、システムの包括的な軌道および大気の特徴付けを行います。HIP~21152は、HipparcosとGaiaの間で適切な運動の変化を示す星の進行中の高コントラストイメージングキャンペーンでターゲットにされ、最近、Bonavitaらによっても特定されました。（2022）および葛原ら。(2022)。Keck/NIRC2およびSCExAO/CHARISによるHIP~21152のイメージングにより、$0.37^{\prime\prime}$(16au)離れた位置にある共同体が明らかになりました。利用可能なすべての相対アストロメトリーと動径速度をヒッパルコスガイアの固有運動と共に軌道適合させ、動的質量$24^{+6}_{-4}\,\mathrm{M_{Jup}}$を計算します。、これは進化モデルの予測より$1{-}2{\sigma}$低くなっています。雲の特性の進化を含むハイブリッドグリッドは、動的質量を最もよく再現します。また、推定質量が水素燃焼限界近くにある、共同移動する広い分離($1837^{\prime\prime}$または$7.9\times10^4\,\mathrm{au}$)初期L型矮星を特定します。最後に、Saumon&Marley(2008)の大気モデルと一連の検索を使用して、HIP~21152~Bのスペクトルと測光を分析します。最適なグリッドベースのモデルは、雲の存在を示す$f_{\mathrm{sed}}=2$、$T_{\mathrm{eff}}=1400\、\mathrm{K}$、および$\log{g}=4.5\,\mathrm{dex}$.これらの結果は、オブジェクトのスペクトルタイプ$\mathrm{T0\pm1}$と一致しています。ヒアデスにおける最初の基準となる褐色矮星の仲間であるHIP~21152~Bは、年齢と力学的質量が明確に決定された、少数ではあるが増加している亜恒星の仲間に加わります。
熱い星風の 3 次元スポット モデルからの離散吸収成分
高温で大質量の星の風は、大小両方の空間スケールで発生するプロセスによって変化します。このような風の変動の特定のケースは、UV共鳴線スペクトルの外向きに移動する密度の特徴として現れる「離散吸収成分」(DAC)です。このようなDACは、恒星風の大規模ならせん状の密度構造によって引き起こされると考えられています。回転する熱い星風の新しい3次元放射流体力学モデルを検討し、星表面の局所的な(疑似)磁気スポットによる同方向回転するらせん構造の出現を研究します。続いて、流体力学モデルを使用して、3D短特性放射伝達コードから作成された合成UVスペクトルのDACスペクトルシグネチャを取得します。
太陽活動領域における 4 ～ 8 MK コロナ プラズマの定常加熱に対するバースティの優位性: 最小、最大、および平均輝度のマップを使用した定量化
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Dominance_of_Bursty_over_Steady_Heating_of_the_4--8_MK_Coronal_Plasma_in_a_Solar_Active_Region:_Quantification_using_Maps_of_Minimum,_Maximum,_and_Average_Brightness |
| Authors |
Sanjiv_K._Tiwari,_Lucy_A._Wilkerson,_Navdeep_K._Panesar,_Ronald_L._Moore,_and_Amy_R._Winebarger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09936 |
活動領域(AR)のコロナ加熱を特徴付ける際の課題は、拡散バックグラウンド(定常)加熱から過渡(バースト)ループ加熱を分離することです。SDO/AIAによって観測されたARのFeXVIII(hot94)放出に適用して、ARにおけるコロナ加熱のバースト成分と定常成分を定量化する方法を提示します。24時間にわたる各ピクセルの最大、最小、および平均の輝度値から、ARの最大輝度マップ、最小輝度マップ、および平均輝度マップが得られます。このような3つのマップの実行中のセットは、20、16、12、8、5、3、1、および0.5時間の実行ウィンドウのタイムステップごとにこのプロセスを繰り返すことから得られます。各実行中のウィンドウの3つのマップのセットから、ARの対応する3つの光度曲線を取得します。(1)最小輝度マップの輝度と平均輝度マップの輝度の時間平均比は、時間ウィンドウが減少するにつれて増加し、最大輝度マップの輝度と平均輝度の時間平均比は増加します。ウィンドウが減少すると、マップの明るさが減少します。(2)24時間ウィンドウの場合、最小輝度マップの輝度は平均輝度マップの輝度の5%であり、ARのhot94輝度の最大5%が24時間安定した加熱によるものであることを示しています。(3)安定した加熱によるhot94光度の割合のこの上限は、30分間の実行ウィンドウで33%に増加します。これには、このARでの4～8MKプラズマの加熱がほとんど30分未満のバーストであることが必要です。加熱の最大3分の1が30分間安定しています。
大フレアによる太陽活動領域の磁気エネルギーとヘリシティの変化
| Title |
Changes_of_Magnetic_Energy_and_Helicity_in_Solar_Active_Regions_from_Major_Flares |
| Authors |
Yang_Liu,_Brian_T._Welsch,_Gherardo_Valori,_Manolis_K._Georgoulis,_Yang_Guo,_Etienne_Pariat,_Sung-Hong_Park,_and_Julia_K._Thalmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09990 |
磁気自由エネルギーは、太陽フレアとコロナ質量放出(CME)に動力を供給し、磁気ヘリシティの蓄積は、その後の噴火につながる不安定な構造の発達に役割を果たす可能性があります。大規模なフレアと噴火におけるエネルギーとヘリシティの役割をよりよく理解するために、2010年から2017年までの21件のXクラスフレアに関連する磁気エネルギーとヘリシティの進化を特徴付けました。それぞれ、各カテゴリに。各イベントの数時間前から数時間後のHMIベクトル磁場観測を使用して、(a)ベクトルマグネトグラムの微分アフィン速度推定器(DAVE4VM)を使用して、エネルギーとヘリシティの光球フラックスを決定し、(b)非線形ソース領域フィールドのエネルギーとヘリシティのコロナ成分を推定するための無力場(NLFFF)外挿。重ね合わせエポック解析(SPE)を使用すると、平均して次のことがわかります。限定されたイベント用のヘリシティ。(2)噴火イベントにおける光球場のねじれの大幅な増加。限定イベントではねじれの不確実性が大きすぎて、ねじれの変化を制限できません(また、限定イベントでは全体的なねじれが低下します)。(3)より長い時間スケール(イベント時間+12時間)では、自由磁気エネルギーとヘリシティコンテンツが、噴火イベントのイベント前のレベル近くまで補充されます。噴火イベントの場合、コロナモデルの磁気ヘリシティと自由エネルギーはフレア後に明らかに減少し、その減少量は各領域のフレア前の内容に比例します。
1986 年から 2020 年までの軟 X 線 GOES 信号からの太陽フレア イベントの新しいカタログ
太陽フレアは、コロナ質量放出、高速太陽風の流れ、太陽エネルギー粒子などの他の太陽起源のイベントとともに、宇宙天気で最も関連性の高いイベントの1つです。さらに、太陽フレアは、太陽系で発生する最もエネルギーの高いプロセスです。長期間にわたる、または個々の太陽周期中の両方での発生統計の詳細な研究により、それらの起源の基本的な物理モデルを改善および制限することができます。したがって、検出されたイベントの数、特に強度の低いもの、および検出されたフレアを説明する物理パラメータの数を増やすことは、必須の目標です。この論文では、GOES(NASA/NOAA)衛星コンステレーションによって提供されるソフトX太陽フラックスの太陽フレアを検出するための計算効率の高いアルゴリズムを提示します。私たちのコードは、公式のGOESリストに関してイベントの数を増やす新しいフレアカタログを生成します。特定されたイベントの数を増やすことに加えて、カタログには次のような情報が含まれています。放出された総エネルギーの推定値、イベントの開始時間と終了時間、他のイベントとの重複の可能性、GOESX線放射のバックグラウンドレベルに近い明かされた事件。検出アルゴリズムの詳細な説明の後、カタログで報告されたフレアの予備分析を実行し、その結果を1998年から2020年までの期間のGOESの公式リストと比較します。
太陽フィラメント構造の分裂における空間的に拡張された磁気リコネクションの分光および画像観測
| Title |
Spectroscopic_and_Imaging_Observations_of_Spatially_Extended_Magnetic_Reconnection_in_the_Splitting_of_a_Solar_Filament_Structure |
| Authors |
Huidong_Hu_(1),_Ying_D._Liu_(1_and_2),_Lakshmi_Pradeep_Chitta_(3),_Hardi_Peter_(3),_Mingde_Ding_(4)_((1)_NSSC,_China,_(2)_UCAS,_China,_(3)_MPS,_Germany,_(4)_NJU,_China) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10216 |
太陽では、磁気リコネクションサイトからの双方向のアウトフローのドップラーシフトは、分光観測によって限られた領域でのみ発見されています。広い領域にわたる空間分解分光観測がなければ、太陽大気におけるリコネクションとそのアウトフローの分布を明らかにすることはできません。磁気再接続はフィラメント構造の分裂を引き起こすと考えられていますが、明確な証拠はとらえどころのないものです。ここでは、界面領域イメージングスペクトログラフとソーラーダイナミクス天文台からの高解像度データを使用して、太陽の磁気再結合イベントの分光分析とイメージング分析を報告します。私たちの調査結果は、リコネクション領域が14,000km以上という前例のない長さまで広がっていることを明らかにしています。リコネクションにより、フィラメント構造が2つの枝に分割され、最終的に上部の枝が噴出します。ドップラーシフトは、約100km/sの明確な双方向流出を示しており、リコネクションサイトを超えて減速しています。差分放出測定分析により、リコネクション領域では温度が10MK以上に達し、熱エネルギーが運動エネルギーよりもはるかに大きいことが明らかになりました。この手紙は、拡張された領域での磁気再接続による太陽フィラメントの分裂の明確な分光学的証拠を提供します。
太陽大気における Fe I 6173 A 線の非 LTE 形成
| Title |
The_non-LTE_formation_of_the_Fe_I_6173_A_line_in_the_solar_atmosphere |
| Authors |
H._N._Smitha,_M._van_Noort,_S._K._Solanki,_J._S._Castellanos_Dur\'an |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10236 |
現在の分析は、FeI6173A線の形成に影響を与える非局所熱力学的平衡(NLTE)効果の詳細な調査に専念しており、搭載されているHelioseismicandMagneticImager(HMI)を含む多くの機器で広く使用されています。ソーラーオービターに搭載されたソーラーダイナミクス天文台(SDO)と偏光および日震イメージャー。LTEとNLTEの両方の条件下で、太陽光球の3次元磁気流体力学シミュレーションのスナップショットでストークスプロファイルを合成します。シミュレーションキューブには、黒点とその周囲のプラージュ領域が含まれています。異なる機能で形成されたLTEおよびNLTEストークスプロファイルが比較および分析されます。NLTE効果は、強度プロファイルと偏光プロファイルの両方で明らかです。6173Aラインでは、UV過イオン化が支配的なNLTEメカニズムであり、散乱効果はそれほど重要ではありません。UVで適切な光子密度を設定するには、Feに加えて、Si、Mg、およびAlのNLTE処理が必要です。これは、NLTEでFeのみを処理する場合と比較して、LTEの離脱をさらに強化することがわかっています。ストークスプロファイルのこれらの効果は、プロファイルが空間的に平均化された場合や、SDO/HMIやその他のマグネトグラフで使用されるような粗い波長グリッドでサンプリングされた場合でも存続します。FeI6173Aでは、6301A～6302Aラインと比較して、LTEプロファイルからの偏差が大きくなります。これは、後者の場合、ライン散乱がUV過イオン化の影響を補償するためです。LTEからの逸脱の性質に基づいて、LTEで6173A回線を処理すると、温度が過大評価され、磁場強度が過小評価される可能性があります。
超軽量の暗黒物質は、説得力のある暗黒物質の候補です。この作業では、ビッグバン元素合成の予測に対する二次結合超軽量暗黒物質の影響を調べます。超軽量暗黒物質の存在は、ヘリウム4などの原始元素の予測量を変更して、ビッグバン元素合成中の基本定数の実効値を変更する可能性があります。既存の文献を2つの方法で改善します。まず、暗黒物質の宇宙進化に影響を与える標準モデル浴との二次相互作用により、超軽量の暗黒物質によって取得される熱質量を考慮します。次に、瞬時近似を使用する代わりに、完全な運動方程式を使用して弱いフリーズアウトを扱います。両方の改善は、以前の研究で普遍的に結合された暗黒物質のコンテキストでヘリウム4の予測に影響を与えることが示されました。これらの教訓をより一般的な結合に拡張します。これらの変更により、ビッグバン元素合成は、等価原理テスト、原子および核時計など、このモデルの他のプローブと比較して、広範囲の質量に対して標準モデルへの二次結合を備えた超軽量暗黒物質の強力な制約を提供することを示します。天体物理学およびその他の宇宙探査機と同様に。
| Title |
Scalar_scattering_by_black_holes_and_wormholes |
| Authors |
Haroldo_C._D._Lima_Junior,_Carolina_L._Benone,_Lu\'is_C._B._Crispino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09886 |
シュヴァルツシルト解、通常のブラックホール、通過可能なワームホール時空の間を補間するジオメトリで、単色の平面スカラー波の散乱を研究します。部分波アプローチを使用して、通常のブラックホールとワームホールソリューションの微分散乱断面積を計算します。完全な数値結果を古典的な測地線散乱およびグローリー近似と比較し、そのような近似の有効性の適切な体制で優れた一致を得ました。通常のブラックホールの場合の微分散乱断面積は、シュヴァルツシルトの結果と同様であることがわかります。それにもかかわらず、ワームホールの結果は、ブラックホールの結果とは非常に異なる場合があります。特に、ワームホールの微分散乱断面積は、共振周波数の大きな散乱角度で大幅に減少することを示しています。
偏光測定技術による暗黒物質の探査
| Title |
Probing_dark_matter_with_polarimetry_techniques |
| Authors |
Aldo_Ejlli,_Sander_M._Vermeulen,_Eyal_Schwartz,_Lorenzo_Aiello,_and_Hartmut_Grote |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09922 |
この作業では、アクシオンおよびアクシオン様粒子を含む、低質量(サブeV)ボソン場暗黒物質を検索するための偏光測定実験を提案します。Fabry-P\'erotキャビティ内の厚い複屈折固体からなる偏光測定構成は、固体の厚さの振動変動を引き起こす可能性があるスカラー場暗黒物質に非常に敏感であることを示しています。さらに、2つの1/4波長板が厚い複屈折固体の代わりにFabry-P\'erotキャビティ内に配置されているこの偏光測定実験の再構成が、アクシオンのような粒子に非常に敏感であることを示します。ツイン偏光計の相互相関を使用して実験の感度を高める可能性を調査します。これにより、パラメーター空間の未踏の部分を探索し、いずれかの暗黒物質シナリオで信号を検出できる可能性があります。
宇宙イメージング用の最新世代ニューロモーフィック イベントベース カメラの天体測定キャリブレーションとソース特性評価
| Title |
Astrometric_Calibration_and_Source_Characterisation_of_the_Latest_Generation_Neuromorphic_Event-based_Cameras_for_Space_Imaging |
| Authors |
Nicholas_Owen_Ralph,_Alexandre_Marcireau,_Saeed_Afshar,_Nicholas_Tothill,_Andr\'e_van_Schaik_and_Gregory_Cohen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09939 |
宇宙の状況認識と宇宙イメージングへの新たなアプローチとして、正確なソース分析のための宇宙イメージングにおけるイベントベースのカメラの実用化はまだ始まったばかりです。より効果的なイベントベースの空間画像システムを開発し、改善されたターゲット測定モデルを使用してイベントベースの追跡システムの機能を向上させるには、イベントベースの空間イメージングとデータ収集の性質をさらに調査する必要があります。さらに、イベント測定を意味のあるものにするためには、イベントベースのカメラキャリブレーションでフレームワークを調査して、イメージプレーンのピクセル配列座標からターゲット常駐宇宙オブジェクトの参照フレームの座標にイベントを投影する必要があります。この論文では、従来の天文学の伝統的な手法を再考して、イベントベースのカメラを空間イメージングと空間状況認識に適切に利用します。このホワイトペーパーでは、イベントベースのカメラをキャリブレーションして、信頼性の高い正確な測定値を取得するために使用される手法とシステムについて説明します。これらの手法は、現実世界の空間状況認識タスクが可能なイベントベースの空間イメージングシステムの構築に不可欠です。イベントベースのカメラを使用して検出されたソースを調整することにより、検出されたソースまたは「イベントソース」の時空間特性を、基礎となる天体の測光特性に関連付けることができます。最後に、これらの特性を分析して、イベントベースのカメラの機能を適切に活用する原則的な処理および観察技術の基盤を確立します。
スノーマス コズミック フロンティア レポート
| Title |
Snowmass_Cosmic_Frontier_Report |
| Authors |
Aaron_S._Chou,_Marcelle_Soares-Santos,_Tim_M.P._Tait,_Rana_X._Adhikari,_Luis_A._Anchordoqui,_James_Annis,_Clarence_L._Chang,_Jodi_Cooley,_Alex_Drlica-Wagner,_Ke_Fang,_Brenna_Flaugher,_Joerg_Jaeckel,_W._Hugh_Lippincott,_Vivian_Miranda,_Laura_Newburgh,_Jeffrey_A._Newman,_Chanda_Prescod-Weinstein,_Gray_Rybka,_B._S._Sathyaprakash,_David_J._Schlegel,_Deirdre_M._Shoemaker_Tracy_R._Slatyer,_Anze_Slosar,_Kirsten_Tollefson,_Lindley_Winslow,_Hai-Bo_Yu,_Tien-Tien_Yu,_Kristi_Engel,_Susan_Gardner,_Tiffany_R._Lewis,_Bibhushan_Shakya,_Phillip_Tanedo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.09978 |
このレポートは、コズミックフロンティアの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コズミック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。
確率的重力波背景における異方性のモデルに依存しない検索と、LIGO-Virgo の最初の 3 回の観測実行への適用
| Title |
Model-independent_search_for_anisotropies_in_stochastic_gravitational-wave_backgrounds_and_application_to_LIGO-Virgo's_first_three_observing_Runs |
| Authors |
Liting_Xiao,_Arianna_I._Renzini,_Alan_J._Weinstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10010 |
確率的重力波(GW)バックグラウンドは、天体物理学または宇宙論に由来する多数の弱く、独立した、相関のないイベントで構成されます。空のGWパワーには、等方性成分、つまり角度モノポールの上に異方性が含まれていると想定されます。LIGO-VIRGO-KAGRA(LVK)検索を補完する効率的な分析パイプラインを開発し、1恒星日にわたって折りたたまれたデータを使用して、空のピクセルドメインで確率的背景の最尤異方性スカイマップを直接計算します。シミュレーションを使用して体系的に決定された最適な固有モードカットオフまで、GW空のマップ作成における完全なピクセル間相関行列を逆にします。モデル化されたマッピングに加えて、モデルに依存しない方法を実装して、確率的背景のスペクトル形状を調べます。LIGO-Virgoの最初の3回の観測実行からのデータを使用して、LVKの結果と一致する、制限ケースとしての異方性と等方性モノポールの上限を取得します。また、この新しいモデルに依存しない方法を使用して、確率的背景のスペクトル形状に制約を設定します。
短距離相関ハドロンモデルからの中性子星特性への暗黒粒子質量効果
| Title |
Dark_particle_mass_effects_on_neutron_star_properties_from_a_short-range_correlated_hadronic_model |
| Authors |
M._Dutra,_C._H._Lenzi,_and_O._Louren\c{c}o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10263 |
この研究では、核短距離相関(SRC)を含み、ヒッグス粒子を介して暗黒物質(DM)と結合した相対論的平均場(RMF)ハドロンモデルを研究します。このモデルのさまざまなパラメーター化を、実験的なスピンに依存しない散乱断面積と互換性のある$50$GeV$\leqslantM_\chi\leqslant500$GeVの範囲の暗粒子フェルミ運動量とその質量を実行することによって調べます。このRMF-SRC-DMモデルを使用して、いくつかの中性子星量、すなわち質量半径プロファイル、無次元潮汐変形能、および地殻特性を計算します。私たちの調査結果は、GW170817イベントでLIGOとVirgoのコラボレーション（LVC）によって提供された制約、およびNICERミッションからの最近の観測データと一致してRMF-SRC-DMパラメーター化を構築できることを示しています。さらに、$M_\chi$の増加は、モデルが潮汐変形能に関するLVCからのデータを取得するのに有利であることを示しています。$M_\chi$の値が高くなると、中性子星の地殻(質量と厚さ)も減少し、慣性モーメントの地殻部分が減少します($I_{\rm{\tinycrust}}/I$)。それにもかかわらず、いくつかのRMF-SRC-DMパラメーター化が依然として$I_{\rm{\tinycrust}}/I>7\%$を示していることを示しています。.したがって、暗黒物質の内容は、そのような現象を説明するためにも使用できます。
暗黒物質(DM)とバリオンの同等の存在量を説明するシナリオを提案し、対応する粒子質量に偶然はありません。ここで、DMは、隠れたMSSMのようなダークセクターにある重い「ダークバリオン」に対応し、超対称性の破れのスケールは、目に見えるセクターよりも数桁大きくなる可能性があります。両方のセクターで、バリオンの非対称性がアフレックダインメカニズムによって生成され、より小さいダークバリオン対エントロピー比が、より大きなダークバリオンの質量を部分的に補償して、2つのセクターで同様の密度が得られます。大規模な質量階層は、当然のことながら、これらの隔離されたセクターの非対称な再加熱にもつながります。さらに、このシナリオは、無相関のDMとバリオンの等曲率摂動を予測します。
| Title |
Strong_cosmological_constraints_on_the_neutrino_magnetic_moment |
| Authors |
Pierluca_Carenza,_Giuseppe_Lucente,_Martina_Gerbino,_Maurizio_Giannotti,_Massimiliano_Lattanzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10432 |
ニュートリノのかなりの磁気モーメントは、エキゾチックな物理学の証拠となるでしょう。初期の宇宙では、磁気モーメントを持つ左手系ニュートリノが原始プラズマの電磁場と相互作用し、ヘリシティを反転させて右手系(RH)ニュートリノの集団を生成しました。この研究では、多成分の原始プラズマにおけるRHニュートリノの生成速度の新しい計算を提示し、初期の相対論的種の総エネルギー密度への寄与を定量化し、初期時間への依存の意味を強調します。製造。私たちの結果は、以前の宇宙論的限界をほぼ2桁改善します。今後の宇宙実験の展望についても議論されています。
| Title |
Bremsstrahlung_High-frequency_Gravitational_Wave_Signatures_of_High-scale_Non-thermal_Leptogenesis |
| Authors |
Anish_Ghoshal,_Rome_Samanta_and_Graham_White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10433 |
Inflatonは、シーソーモデルで右手系ニュートリノを生成するペアによる非熱レプトジェネシスをシードします。インフレトン崩壊に関連する必然的な重力子制動放射は、非熱レプトジェネシスのユニークなプローブになり得ることを示します。放出されたグラビトンは、ピーク周波数を下回る特徴的な減衰を伴う高周波の確率的重力波背景に寄与します。周波数の下限($f\gtrsim10^{11}$Hz)につながるだけでなく、シーソー摂動条件により、機構は最も軽いニュートリノ質量に敏感になります。プランクスケールに近いインフレトン質量の場合、重力波はかなりの暗放射に寄与しますが、これはCMB-S4やCMB-HDなどの将来の実験で予測される感度限界内です。
