グローバル 21 cm 実験における前景マップ エラーを説明するための一般的なベイジアン フレームワーク
| Title |
A_General_Bayesian_Framework_to_Account_for_Foreground_Map_Errors_in_Global_21-cm_Experiments |
| Authors |
Michael_Pagano,_Peter_Sims,_Adrian_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10448 |
宇宙の夜明け(CD)と再電離の時代(EoR)の間の地球規模の21cm信号の測定は、予想される信号よりも2～5桁大きい明るい前景放射によって困難になります。ベイジアンフレームワーク内のデータの物理学に動機付けられたパラメトリックフォワードモデルのフィッティングは、機器と空に関する十分な情報があれば、前景から信号を分離するための堅牢な手段を提供します。このようなモデリングフレームワーク内で、空を$N$領域に分割し、各領域で異なる均一なスペクトルインデックスを想定してベースマップをスケーリングすることにより、十分な忠実度の前景モデルを生成できることが以前に実証されています。宇宙水素の分析のための電波実験(REACH)を基準手段として使用して、ベースマップモデルに使用される低周波電波マップの振幅エラーが説明されていない場合、21cm信号の回復が妨げられることを示します。このフレームワーク内で、回復された21cm信号のバイアスのレベルは、領域内のベースマップエラーの振幅と相関長に比例します。モノポールオフセットと、実際の空温とモデル空温の比率を表す一連の空間依存スケール係数をフィッティングすることで、これらの測定誤差を説明できる更新された前景モデルを導入します。セットのサイズはベイジアンによって決定されます。証拠に基づくモデル比較。私たちのモデルは、複数の前景エラーシナリオを説明するのに十分柔軟であることを示しており、滑らかな円錐ログスパイラルアンテナを使用したシミュレートされた観測からのバイアスなしで、21cmの空で平均化された信号を検出できます。
| Title |
Starlet_higher_order_statistics_for_galaxy_clustering_and_weak_lensing |
| Authors |
Virginia_Ajani,_Joachim_Harnois-D\'eraps,_Valeria_Pettorino,_Jean-Luc_Starck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10519 |
測光銀河クラスタリングとウェーブレットベースのマルチスケール高次要約統計の弱いレンズ効果への最初のアプリケーションを提示します:スターレットピークカウントとスターレット$\ell_1$-ノルム。ピークカウントはマップ内の極大値であり、$\ell_1$-ノルムはマップのスターレット(ウェーブレット)分解係数の絶対値の合計を介して計算され、ピクセル分布の高速マルチスケール計算を提供します。マップ内のすべてのピクセルの情報をエンコードします。cosmo-SLICSシミュレーションソースとレンズカタログを採用し、組み合わせたプローブのコンテキストでウェーブレットベースの高次統計を計算し、弱いレンズ収束マップと銀河マップに適用した場合の可能性を計算します。物質密度パラメータ$\Omega_{\rmm}$、簡約ハッブル定数$h$、物質ゆらぎ振幅$\sigma_8$、ダークエネルギー状態方程式パラメータ$w_0$に関する予測を取得します。この最初のアプリケーションの設定では、2つのプローブを独立したものと見なし、スターレットピークと$\ell_1$ノルムが、測光の場合でもパワースペクトルに関する制約を改善できる興味深い要約統計を表していることがわかります。銀河クラスタリングと2つのプローブが組み合わされたとき。
DESI Mock Challenge VII: バイアス割り当て法によるハローと銀河のカタログ
| Title |
DESI_Mock_Challenge_VII:_halo_and_galaxy_catalogs_with_the_Bias_Assignment_Method |
| Authors |
Andr\'es_Balaguera-Antol\'inez,_Francisco-Shu_Kitaura,_Shadab_Alam,_Chia-Hsun_Chuang,_Yu_Yu,_Ginevra_Favole,_Cheng_Zhao,_David_Brooks,_Axel_de_la_Macorra,_Andreu_Font-Ribera,_Satya_Gontcho_A_Gontcho,_Klaus_Honscheid,_Robert_Kehoe,_Aron_Meisner,_Ramon_Miquel,_Gregory_Tarl\`e,_Mariana_Vargas-Maga\~na_and_Zhimin_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10640 |
この論文は、宇宙論的分析のための正確な共分散行列の評価を目的として、暗黒物質のハローと銀河の一連の模擬カタログの生成を提示します。ハローモックカタログのセットは、正確な要約統計とハロープロパティ(速度分散、ハロー質量など)の詳細な割り当てを表示し、ハロー占有分布(HOD)のモデルを使用して、さまざまな銀河タイプのモックカタログを構築する可能性を可能にします。特に、ダークエネルギー分光装置(DESI)などの実験の主要なターゲットである輝線銀河のHODに基づいたモックカタログを生成します。この目的のために、トレーニングセットとして、Haloモックカタログ($z\sim1$で)のScinetLIghtConeSimulationsと組み合わせて、BiasAssignmentMethod(BAM)に依存します。1(存在量)、2(パワースペクトルなど)、3(バイスペクトルなど)、4(2点統計の共分散行列)、および6点統計(の共分散行列)でモックの高い精度を示します。実空間と赤方偏移空間の両方で。BAMは、多数の宇宙探査機の正確な共分散行列を使用して、さまざまなマルチトレーサーカタログを生成するために使用できる、迅速かつ正確なハロー分布を生成する堅牢な方法を提供します。
$H_0$ の緊張を緩和するクエーサーによるバイアスのない宇宙論的分析
| Title |
A_bias-free_cosmological_analysis_with_quasars_alleviating_$H_0$_tension |
| Authors |
Aleksander_{\L}ukasz_Lenart,_Giada_Bargiacchi,_Maria_Giovanna_Dainotti,_Shigehiro_Nagataki,_Salvatore_Capozziello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10785 |
宇宙論モデルとそのパラメータは、標準的な宇宙論モデルの理論上および観測上の不一致、特にIa型超新星(SNeIa)によって得られるハッブル定数$H_{0}$の値と、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)。したがって、SNeIaとCMBの間の中間の赤方偏移を持つ、クエーサー(QSO)のような高赤方偏移プローブを考慮することが必要なステップです。この作業では、SNeIaと最新のQSOサンプルを使用し、最大$z\sim7.5$の赤方偏移に達し、紫外線とX線の光度間の非線形関係に基づくリサリティルッソQSO関係を適用します。この関係を元の形と、循環性の問題を説明する信頼できる統計的手法を介して選択バイアスと赤方偏移の進化の両方で考慮します。また、SNeIaでのキャリブレーションありとなしの2つのアプローチも検討します。次に、状態パラメーター$w$の一定の暗エネルギー方程式を使用して、フラットおよび非フラット標準宇宙モデルとフラット$w$CDMモデルを調べます。驚くべきことに、宇宙論の関数として進化を修正すると、較正されていないQSOのみを使用して$\Omega_M$の閉じた制約が得られます。校正されていないQSOをSNeIaと組み合わせて同じ補正を考慮すると、結果は$\Omega_M=0.3$および$H_0=70\,\mathrm{kmのフラットな$\Lambda$CDMモデルと互換性があることがわかります。\,s^{-1}\,Mpc^{-1}}$.興味深いことに、得られた$H_0$の値は、SNeIaとCMBから得られた値の中間にあり、$H_0$の緊張に対する新しい洞察への道を開いています。
IWDM: 相互作用する非冷暗黒物質 $-$ 真空シナリオの運命
| Title |
IWDM:_The_fate_of_an_interacting_non-cold_dark_matter_$-$_vacuum_scenario |
| Authors |
Supriya_Pan,_Weiqiang_Yang,_Eleonora_Di_Valentino,_David_F._Mota,_Joseph_Silk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11047 |
ほとんどすべての宇宙モデルでは、暗黒物質の状態方程式はゼロ(つまり、圧力のない/冷たい暗黒物質)であると想定されています。このような仮説は、宇宙に豊富に存在する冷たい暗黒物質によって動機付けられていますが、暗黒物質の状態方程式をゼロに設定する説得力のある理由はありません。むしろ、より一般的な図は、自由に変化する暗黒物質を考慮することです状態方程式と観測データがその運命を決定します。実験データの感度が高まるにつれて、2番目の可能性を選択し、暗黒物質の状態方程式が一定であるが間隔で自由に変化する、相互作用する非冷暗黒物質$-$真空シナリオを検討します。文献で非常によく知られており、最も使用されている相互作用関数を考慮して、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の異方性と、従来のプランクリリースからのCMBレンズ効果の再構成、バリオン音響振動距離測定、および超新星タイプのパンテオンカタログを使用して、このシナリオを制約します。いや。すべての観測データセットについて、暗黒物質の状態方程式の非ゼロ値が68\%CLで優先されることがわかりました。暗黒物質セクターの本質的な性質。
単流/多流インフレーションの急ブレーキと旋回：原始ブラックホール形成
| Title |
Sudden_braking_and_turning_in_the_single/multi-stream_inflation:_primordial_black_hole_formation |
| Authors |
Chengjie_Fu,_Chao_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11387 |
マルチストリームインフレーションとしても知られている、潜在的なガウスバンプを伴う2フィールドインフレーションモデルを研究します。シフトされたガウスバンプにより、乗算ストリームはほぼ1つのストリームに削減されます。インフレトンがガウスポテンシャルを丸めると、その速度が簡単に遅くなるため、スローロールパラメーターを大幅に減らすことができることがわかりました。その結果、スローロールフェーズ中の共動曲率摂動の元の減衰モードが成長し始め、大量の原始ブラックホール（PBH）と関連するスカラー誘起重力波を生成する可能性のある小規模密度摂動の強化につながります。さらに、インフレトンはガウスポテンシャルとの遭遇時にも突然変化しますが、持続時間が非常に短いため、全体的な曲率パワースペクトルにとって重要ではありません。私たちの研究は、単一フィールドのインフレーションでのPBH形成のバンプのような可能性を2フィールドの場合に拡張した簡単な例を示しており、初期条件の微調整をある程度緩和できます。
電磁周波数シフトによる暗黒エネルギーの調査 II: Pantheon+ サンプル
| Title |
Investigating_dark_energy_by_electromagnetic_frequency_shifts_II:_the_Pantheon+_sample |
| Authors |
Giuseppe_Sarracino,_Alessandro_D._A._M._Spallicci,_Salvatore_Capozziello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11438 |
以下の結果は、Eur.物理。J.さらに、同じ著者による{\bf137}(2022)253に従って、観測された赤方偏移$z$を調査し、それが拡張赤方偏移$z_{\rmC}$によって構成されている可能性があるという仮説の下で作業します。電磁気学の拡張理論(ETE)により、赤または青に向かう追加の周波数シフト$z_{\rmS}$。1550SNeIaによって収集された1701の光度曲線と16のBAOデータで構成された新しいパンテオン+カタログを考慮して、この予測をテストしました。特に、古いパンテオンカタログを考慮して得られた結果と新しい結果を比較して、$z_{\rmS}$のどの値が観測に一致するかを導き出します。テキストで強調表示されている結果の$z_{\rmS}$分布に興味深い違いがあります。後で、拡張重力理論とそれらを方法論に組み込む方法に関する議論も追加します。
動力学的に安定したインフレ
この作業では、標準的なインフレーションモデルが被る微調整の問題に対処するために、文字列に着想を得た2フィールドインフレーションモデルを提案します。D-ブレーンと反-D-ブレーンの対消滅に由来する高速ローリングタキオン$\mathcal{T}$は、ヒッグスのようなポテンシャル$V(\varphi)=-m_でゆっくりとローリングするインフレトン$\varphi$をロックします。\varphi^2\varphi^2+\lambda\varphi^4$となり、速度論的に安定した(KS)インフレーションを引き起こします。私たちの数値シミュレーションは、そのような解が動的アトラクタであることを確認しています。特に、$\lambda<0.8\times10^{-3}$の場合、ビッグバン理論の地平線と平坦性の問題を解決するために、KSインフレーションフェーズによって寄与されるe-folding数は$62$よりも大きくなる可能性があります。特に、このKSインフレーションは、現在の宇宙マイクロ波背景放射(CMB)観測と一致するほぼスケール不変の原始曲率摂動スペクトルを生成します。これは、現在の原始重力波背景(CMBのBモード)が好む、テンソルとスカラーの比率が低いことを予測しています。
徹底的なシンボリック回帰
シンボリック回帰(SR)アルゴリズムは、データに正確に適合し、従来の機械学習アプローチとは異なり、高度に解釈可能な分析式を学習します。従来のSRには、この作業で対処する2つの基本的な問題があります。まず、可能な方程式の数は複雑さとともに指数関数的に増加するため、典型的なSR法は空間を確率論的に検索し、したがって必ずしも最良の関数を見つけるとは限りません。多くの場合、SRの対象となる問題は十分に単純であるため、ブルートフォースアプローチは実行可能であるだけでなく、望ましいものです。第2に、正確さと単純さの最適なバランスをとる式を選択するために使用される基準は、さまざまであり、動機付けが不十分でした。これらの問題に対処するために、SRの新しい方法であるExhaustiveSymbolicRegression(ESR)を導入します。これは、考えられるすべての方程式を体系的かつ効率的に考慮し、真の最適値だけでなく完全な関数ランキングも見つけることが保証されています。最小記述長の原則を利用して、これらの好みを単一の客観的な統計に結合するための原則的な方法を導入します。ESRの威力を説明するために、宇宙クロノメーターのカタログと超新星のPantheon+サンプルにESRを適用して、赤方偏移の関数としてハッブル率を学習し、データに適合する$\sim$40関数(520万の計算から)を見つけます。フリードマン方程式よりも経済的です。したがって、これらの低赤方偏移データは、必ずしも$\Lambda$CDM拡張履歴を好むとは限らず、パレートフロントのみを返す従来のSRアルゴリズムは、これが成功したとしても、$\Lambda$CDMを見つけられません。コードと完全な方程式セットを公開しています。
Redshift を使用した Amati パラメータの進化の調査
| Title |
Investigating_the_Evolution_of_Amati_Parameters_with_Redshift |
| Authors |
Meghendra_Singh,_Darshan_Singh,_Kanhaiya_Lal_Pandey,_Dinkar_Verma,_and_Shashikant_Gupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11667 |
ガンマ線バースト(GRB)は、宇宙で最も明るい天体の1つであり、非常に高い赤方偏移まで観測できます。GRBの強度とスペクトル相関の間の適切に較正された経験的相関を使用して、宇宙論的パラメーターを推定できます。しかし、赤方偏移を伴うGRBの進化の可能性は長年の謎です。この作業では、162の長期GRBを使用して、特定の赤方偏移の上下のGRBが異なる特性を持っているかどうかを判断しました。GRBは2つのグループに分割され、各グループに個別にAmati関係を当てはめます。私たちの調査結果は、2つのグループのAmatiパラメーターの推定値が実質的に異なることを示しています。シミュレーションを実行して、選択効果が違いを引き起こす可能性があるかどうかを調べます。私たちの分析は、違いが本質的なものである可能性があり、選択効果がそれらの真の起源ではないことを示しています.
Subhalo Abundance Matching による銀河クラスタリングと銀河間レンズ効果の一貫した同時モデリング
| Title |
Consistent_and_simultaneous_modelling_of_galaxy_clustering_and_galaxy-galaxy_lensing_with_Subhalo_Abundance_Matching |
| Authors |
Sergio_Contreras,_Raul_E._Angulo,_Jon\'as_Chaves-Montero,_Simon_D._M._White,_Giovanni_Aric\`o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11745 |
銀河の空間分布とその重力レンズ信号は、銀河形成の物理学と宇宙論の補完的なテストを提供します。ただし、両方のプローブが正確かつ一貫してモデル化されている場合にのみ、それらの相乗効果を十分に活用できます。この論文では、SHAMeと呼ばれるSubhaloAbundanceMatchingの拡張機能を使用してこれを達成できることを示します。具体的には、TNG300流体力学シミュレーションから構築されたモックカタログを使用して、SHAMeが赤方偏移空間銀河相関関数と銀河間レンズ効果の多重極を同時にモデル化できることを示します。SDSSボリュームの統計的サンプリングの不確実性内およびスケール上で顕著な偏りはありません。r=[0.6-30]Mpc/h。バリオン化スキームを使用して銀河間レンズ作用におけるバリオン過程をモデル化すると、SHAMeの有効範囲をr=[0.1-30]Mpc/hに拡張できます。驚くべきことに、私たちのモデルは、バリオン化モデルを説明するパラメータを超えるわずか5つの自由パラメータで、このレベルの精度を達成しています。固定宇宙論では、銀河-銀河レンズ効果は一般的な一貫性テストを提供するが、赤方偏移空間多極子でエンコードされたものを超える銀河モデリングパラメーターに関する追加情報はほとんどない.ただし、測光赤方偏移のみを使用する調査のように、投影された相関関数のみが利用可能な場合は、制約が改善されます。ShaMeは、HaloOccupationDistributionモデリングなどの従来の方法よりも、幅広いスケールでより高い忠実度を持つことが期待されます。したがって、次世代の大規模な調査を分析するための、はるかに強力で堅牢なツールを提供する必要があります。
残された微惑星の衝突による月盆地の形成
| Title |
Formation_of_Lunar_Basins_from_Impacts_of_Leftover_Planetesimals |
| Authors |
David_Nesvorny,_Fernando_V._Roig,_David_Vokrouhlicky,_William_F._Bottke,_Simone_Marchi,_Alessandro_Morbidelli,_Rogerio_Deienno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10478 |
月は、太陽系の初期進化に関する重要な手がかりを保持しています。月面には約50の衝突盆地(クレーターの直径D>300km)が確認されており、初期の衝突フラックスが現在よりもはるかに高かったことを示しています。盆地を形成する衝突体は、メインベルトの内側の延長部(1.8～2.0天文単位)から放出された小惑星であると疑われていました。ここでは、ほとんどのインパクターが、代わりに、地球型惑星の降着後に0.5～1.5天文単位で取り残された岩石の微惑星であることを示しています。残りの微惑星の衝突から予想される盆地の数は、知られている月の盆地の数を大幅に上回っており、衝突の最初の2億マイルが月面に記録されていないことを示唆しています。Inmbrium盆地の形成(年齢3.92Gyr、インパクターの直径d~100km)は、モデルでは15～35%の確率で発生します。その後形成された2つの小さな盆地(オリエンタルとシュレディンガー)のみであるため、インブリウムは異常に遅く形成されたに違いありません。このモデルは、2.5～3.5Gyr(Ga)前に20d>10kmの地球への影響を予測しており、これは始生代後期の既知の球体床の数に匹敵します。
| Title |
Early_Release_Science_of_the_exoplanet_WASP-39b_with_JWST_NIRSpec_PRISM |
| Authors |
Z._Rustamkulov,_D._K._Sing,_S._Mukherjee,_E._M._May,_J._Kirk,_E._Schlawin,_M._R._Line,_C._Piaulet,_A._L._Carter,_N._E._Batalha,_J._M._Goyal,_M._L\'opez-Morales,_J._D._Lothringer,_R._J._MacDonald,_S._E._Moran,_K._B._Stevenson,_H._R._Wakeford,_N._Espinoza,_J._L._Bean,_N._M._Batalha,_B._Benneke,_Z._K._Berta-Thompson,_I._J._M._Crossfield,_P._Gao,_L._Kreidberg,_D._K._Powell,_P._E._Cubillos,_N._P._Gibson,_J._Leconte,_K._Molaverdikhani,_N._K._Nikolov,_V._Parmentier,_P._Roy,_J._Taylor,_J._D._Turner,_P._J._Wheatley,_K._Aggarwal,_E._Ahrer,_M._K._Alam,_L._Alderson,_N._H._Allen,_A._Banerjee,_S._Barat,_D._Barrado,_J._K._Barstow,_T._J._Bell,_J._Blecic,_J._Brande,_S._Casewell,_Q._Changeat,_K._L._Chubb,_N._Crouzet,_T._Daylan,_L._Decin,_J._D\'esert,_T._Mikal-Evans,_A._D._Feinstein,_L._Flagg,_J._J._Fortney,_et_al._(35_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10487 |
太陽系外惑星の透過分光法により、太陽系外惑星の数十の大気中に水蒸気、エアロゾル、およびアルカリ金属の特徴が明らかになりました。しかし、ハッブル宇宙望遠鏡とスピッツァー宇宙望遠鏡によるこれらの以前の推論は、観測の比較的狭い波長範囲とスペクトル分解能によって妨げられ、他の化学種$-$特に主要な炭素含有分子の明確な識別を妨げていました。ここでは、JWSTTransitingの一部としてJWSTNIRSpecのPRISMモードで測定された、1200K、おおよそ土星質量、木星半径の外惑星であるWASP-39bの広波長0.5-5.5$\mu$m大気透過スペクトルを報告します。ExoplanetCommunityEarlyReleaseScienceTeamプログラム。Na(19$\sigma$)、H$_2$O(33$\sigma$)、CO$_2$(28$\sigma$)、CO(7$)など、複数の化学種を高い有意性で確実に検出します。\シグマ$)。CH$_4$が検出されないことは、強力なCO$_2$の特徴と組み合わされて、超太陽大気の金属量を持つ大気モデルを支持します。4$\mu$mでの予想外の吸収特性は、SO$_2$(2.7$\sigma$)によって最もよく説明され、大気光化学のトレーサーである可能性があります。これらの観測は、系外惑星の組成と化学プロセスの豊富な多様性に対するJWSTの感度を示しています。
| Title |
Early_Release_Science_of_the_Exoplanet_WASP-39b_with_JWST_NIRSpec_G395H |
| Authors |
Lili_Alderson,_Hannah_R._Wakeford,_Munazza_K._Alam,_Natasha_E._Batalha,_Joshua_D._Lothringer,_Jea_Adams_Redai,_Saugata_Barat,_Jonathan_Brande,_Mario_Damiano,_Tansu_Daylan,_N\'estor_Espinoza,_Laura_Flagg,_Jayesh_M._Goyal,_David_Grant,_Renyu_Hu,_Julie_Inglis,_Elspeth_K._H._Lee,_Thomas_Mikal-Evans,_Lakeisha_Ramos-Rosado,_Pierre-Alexis_Roy,_Nicole_L._Wallack,_Natalie_M._Batalha,_Jacob_L._Bean,_Bj\"orn_Benneke,_Zachory_K._Berta-Thompson,_Aarynn_L._Carter,_Quentin_Changeat,_Knicole_D._Col\'on,_Ian_J.M._Crossfield,_Jean-Michel_D\'esert,_Daniel_Foreman-Mackey,_Neale_P._Gibson,_Laura_Kreidberg,_Michael_R._Line,_Mercedes_L\'opez-Morales,_Karan_Molaverdikhani,_Sarah_E._Moran,_Giuseppe_Morello,_Julianne_I._Moses,_Sagnick_Mukherjee,_Everett_Schlawin,_David_K._Sing,_Kevin_B._Stevenson,_Jake_Taylor,_Keshav_Aggarwal,_et_al._(47_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10488 |
系外惑星大気中の炭素と酸素の存在量を測定することは、系外惑星系の形成と進化を解き明かすための重要な手段と考えられています。太陽系外惑星の化学物質インベントリにアクセスするには、高精度の観測が必要です。これは、多くの場合、低解像度の宇宙ベースおよび高解像度の地上ベースの施設による個々の分子検出から推測されます。ここでは、JWSTNIRSpecG395Hで得られた、土星質量系外惑星WASP-39bの複数の吸収特性をカバーする3～5$\mu$mの系外惑星大気の中解像度(R$\sim$600)透過スペクトルを報告します。私たちの観測は1.46倍の光子精度を達成し、分光ビンあたり221ppmの平均通過深さの不確実性を提供し、体系的な影響による最小限の影響を示します。CO$_2$(28.5$\sigma$)とH$_2$O(21.5$\sigma$)からの顕著な吸収を検出し、SO$_2$を4.1$\mu$m(4.8$\sigma$)。最適な大気モデルは、太陽金属量の3倍から10倍の範囲であり、太陽と太陽のC/O比は亜太陽です。SO$_2$の検出を含むこれらの結果は、太陽系外惑星大気の化学を特徴付ける重要性を強調し、NIRSpecG395Hがこの重要な波長範囲での時系列観測の優れたモードであることを示しています。
| Title |
Early_Release_Science_of_the_exoplanet_WASP-39b_with_JWST_NIRCam |
| Authors |
Eva-Maria_Ahrer,_Kevin_B._Stevenson,_Megan_Mansfield,_Sarah_E._Moran,_Jonathan_Brande,_Giuseppe_Morello,_Catriona_A._Murray,_Nikolay_K._Nikolov,_Dominique_J._M._Petit_dit_de_la_Roche,_Everett_Schlawin,_Peter_J._Wheatley,_Sebastian_Zieba,_Natasha_E._Batalha,_Mario_Damiano,_Jayesh_M_Goyal,_Monika_Lendl,_Joshua_D._Lothringer,_Sagnick_Mukherjee,_Kazumasa_Ohno,_Natalie_M._Batalha,_Matthew_P._Battley,_Jacob_L._Bean,_Thomas_G._Beatty,_Bj\"orn_Benneke,_Zachory_K._Berta-Thompson,_Aarynn_L._Carter,_Patricio_E._Cubillos,_Tansu_Daylan,_N\'estor_Espinoza,_Peter_Gao,_Neale_P._Gibson,_Samuel_Gill,_Joseph_Harrington,_Renyu_Hu,_Laura_Kreidberg,_Nikole_K._Lewis,_Michael_R._Line,_Mercedes_L\'opez-Morales,_Vivien_Parmentier,_Diana_K._Powell,_David_K._Sing,_Shang-Min_Tsai,_Hannah_R_Wakeford,_Luis_Welbanks,_Munazza_K._Alam,_et_al._(54_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10489 |
系外惑星の大気中の金属量と炭素対酸素(C/O)比を測定することは、支配的な化学プロセスが働いていることを抑制し、平衡状態にある場合は惑星形成の歴史を明らかにするための基本的なステップです。透過分光法は、酸素含有種と炭素含有種の存在量を制限することによって必要な手段を提供します。ただし、これには、広い波長範囲、中程度のスペクトル分解能、および高精度が必要であり、これらを合わせて以前の天文台では達成できませんでした。JWSTが科学運用を開始した今、これまで未知の波長とスペクトル分解能で系外惑星を観測することができます。ここでは、JWSTの近赤外線カメラ(NIRCam)を使用した、トランジット中の太陽系外惑星WASP-39bの時系列観測について報告します。長波長の分光光度曲線と短波長の測光光度曲線は2.0～4.0$\mu$mにまたがり、最小限の体系を示し、惑星のスペクトルにおける明確に定義された分子吸収の特徴を明らかにします。具体的には、大気中の気体H$_2$Oを検出し、CH$_4$の存在量に上限を設定します。2.8$\mu$mにある他の顕著なCO$_2$の特徴は、H$_2$Oによって大部分がマスクされています。最適な化学平衡モデルは、1-100$\times$太陽の大気金属量(つまり、太陽に対してヘリウムよりも重い元素の濃縮)と亜星状の炭素-酸素(C/O)を支持します。比。推定される高い金属量と低いC/O比は、惑星形成中の固体物質の著しい降着または上層大気の不均衡プロセスを示している可能性があります。
太陽系外惑星大気における光化学の直接証拠
| Title |
Direct_Evidence_of_Photochemistry_in_an_Exoplanet_Atmosphere |
| Authors |
Shang-Min_Tsai,_Elspeth_K._H._Lee,_Diana_Powell,_Peter_Gao,_Xi_Zhang,_Julianne_Moses,_Eric_H\'ebrard,_Olivia_Venot,_Vivien_Parmentier,_Sean_Jordan,_Renyu_Hu,_Munazza_K._Alam,_Lili_Alderson,_Natalie_M._Batalha,_Jacob_L._Bean,_Bj\"orn_Benneke,_Carver_J._Bierson,_Ryan_P._Brady,_Ludmila_Carone,_Aarynn_L._Carter,_Katy_L._Chubb,_Julie_Inglis,_J\'er\'emy_Leconte,_Mercedes_Lopez-Morales,_Yamila_Miguel,_Karan_Molaverdikhani,_Zafar_Rustamkulov,_David_K._Sing,_Kevin_B._Stevenson,_Hannah_R_Wakeford,_Jeehyun_Yang,_Keshav_Aggarwal,_Robin_Baeyens,_Saugata_Barat,_Miguel_de_Val_Borro,_Tansu_Daylan,_Jonathan_J._Fortney,_Kevin_France,_Jayesh_M_Goyal,_David_Grant,_James_Kirk,_Laura_Kreidberg,_Amy_Louca,_Sarah_E._Moran,_Sagnick_Mukherjee,_Evert_Nasedkin,_Kazumasa_Ohno,_Benjamin_V._Rackham,_Seth_Redfield,_Jake_Taylor,_et_al._(35_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10490 |
光化学は、居住性、大気組成と安定性、およびエアロゾル形成に不可欠な惑星大気の基本的なプロセスです。しかし、これまでのところ、系外惑星の大気中に明確な光化学生成物は検出されていません。ここでは、JWSTTransitingExoplanetEarlyReleaseScienceProgramからのデータによって制約され、一連の光化学モデルによって通知されるように、光化学的に生成された二酸化硫黄(SO$_2$)が高温の巨大な太陽系外惑星WASP-39bの大気中に存在することを示します。.SO$_2$は、硫化水素(H$_2$S)が破壊されたときに遊離した硫黄ラジカルが連続的に酸化されることによって生成されることがわかった。光化学モデルによって計算されたSO$_2$分布は、JWST透過スペクトルに見られる4.05$\mu$mスペクトルの特徴[Rustamkulovetal.(提出)、Aldersonら(提出)]をロバストに説明し、紫外線と熱赤外線の波長は、現在の観測からは入手できません。大気中の重元素の濃縮(「金属性」)に対するSO$_2$機能の感度は、大気特性の強力なトレーサーとして使用できることを示唆しています。WASP-39bの時間$ソーラー。バルクの金属量と硫黄存在量に対する制約を改善することで、SO$_2$の検出は、巨大惑星形成の調査に新たな道を開きます。私たちの研究は、超太陽金属量と平衡温度$\gtrsim$750Kを持つ太陽系外惑星で、硫黄の光化学が容易に観測できる可能性があることを示しています。
岩石の歴史: 岩石惑星の形成に対する高励起の影響
| Title |
Rocky_histories:_The_effect_of_high_excitations_on_the_formation_of_rocky_planets |
| Authors |
Jennifer_Scora,_Diana_Valencia,_Alessandro_Morbidelli,_and_Seth_Jacobson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10491 |
太陽系内外の岩石惑星は、さまざまなコア質量分率(CMF)を持つことが観測されています。不完全な衝突は、惑星からマントル物質を優先的に剥ぎ取り、そのCMFを変化させる可能性があるため、この観測されたCMF変動の最も可能性の高い原因であると考えられています。ただし、これらの衝突を惑星形成のN体シミュレーションに実装する以前の研究では、高CMFスーパーアースを確実に形成するのに苦労していました。この作業では、非常に多様なCMFを持つ惑星を形成するために、初期条件とシミュレーションパラメーターを指定して、高エネルギーでCMFを変化させる衝突の普及を最大化します。高エネルギー衝突は$v_{imp}/v_{esc}$比が大きいため、軌道速度の差を大きくするために高離心率と傾斜円盤でシミュレーションを開始し、$v_{imp}を最大化することで、この比を最大化します。$.さらに、小さな胚から始めることで$v_{esc}$を最小限に抑えます。最後の惑星は、より高エネルギーで破片を生成する衝突を経験し、その形成中に重大なCMFの変化を経験します。しかし、多くのプロセスが連携して惑星のCMFを平均化することがわかっているため、高CMF、高質量の惑星を一貫して形成するわけではありません.私たちは0.5$M_{\oplus}$以下で高CMF惑星を形成します。さらに、これらの非常に風変わりな環境では、衝突による粉砕による破片の質量の損失が、最終的な惑星の質量とCMFに大きな影響を与え、その結果、惑星が小さくなり、惑星の平均CMFが高くなることがわかりました。この作業は、高密度の惑星の測定値を改善して、CMFをより適切に制約することの重要性を強調しています。
| Title |
Early_Release_Science_of_the_exoplanet_WASP-39b_with_JWST_NIRISS |
| Authors |
Adina_D._Feinstein,_Michael_Radica,_Luis_Welbanks,_Catriona_Anne_Murray,_Kazumasa_Ohno,_Louis-Philippe_Coulombe,_N\'estor_Espinoza,_Jacob_L._Bean,_Johanna_K._Teske,_Bj\"orn_Benneke,_Michael_R._Line,_Zafar_Rustamkulov,_Arianna_Saba,_Angelos_Tsiaras,_Joanna_K._Barstow,_Jonathan_J._Fortney,_Peter_Gao,_Heather_A._Knutson,_Ryan_J._MacDonald,_Thomas_Mikal-Evans,_Benjamin_V._Rackham,_Jake_Taylor,_Vivien_Parmentier,_Natalie_M._Batalha,_Zachory_K._Berta-Thompson,_Aarynn_L._Carter,_Quentin_Changeat,_Leonardo_A._Dos_Santos,_Neale_P._Gibson,_Jayesh_M_Goyal,_Laura_Kreidberg,_Mercedes_L\'opez-Morales,_Joshua_D_Lothringer,_Yamila_Miguel,_Karan_Molaverdikhani,_Sarah_E._Moran,_Giuseppe_Morello,_Sagnick_Mukherjee,_David_K._Sing,_Kevin_B._Stevenson,_Hannah_R._Wakeford,_Eva-Maria_Ahrer,_Munazza_K._Alam,_Lili_Alderson,_et_al._(45_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10493 |
透過分光法は、大気の特性に関する洞察を提供し、その結果、トランジット系外惑星の形成史、物理学、および化学を提供します。ただし、透過スペクトルから大気特性の正確な推定を得るには、広範囲の化学種からの複数のスペクトル吸収特性の強度と形状を同時に測定する必要があります。以前の天文台の精度と波長範囲を考えると、これは困難でした。ここでは、JWSTのNIRISS装置のSOSSモードを使用して取得した土星質量系外惑星WASP-39bの透過スペクトルを示します。このスペクトルは波長$0.6-2.8\μmにまたがり、複数の水吸収バンド、カリウム共鳴ダブレット、および雲の痕跡を明らかにします。NIRISS-SOSSの精度と広い波長範囲により、雲の特性とWASP-39bの大気組成の間のモデルの縮退を打破することができ、太陽の値、サブソーラーの炭素対酸素(C/O)比、およびソーラー対スーパーソーラーのカリウム対酸素(K/O)比。観測結果は、惑星のターミネーターを不均一に覆う、波長に依存する非灰色の雲によって最もよく説明されます。
高地と乾燥地: 火星の河川形成気候の乾燥度における数十億年にわたる傾向
火星の湿潤から乾湿への移行は、主要な環境の大惨事ですが、乾燥の空間パターン、テンポ、および原因は十分に制約されていません。流域面積(乾燥度指数)に対する火星後期の古湖のサイズに関する制約の世界的に分散されたデータベースを構築し、火星が乾燥しつつあったときの気候ゾーニングの証拠を発見しました。中緯度南部の高地では、時間の経過とともに乾燥度が高まり、現在のネバダ州と同じくらい湖が小さくなりました。一方、断続的に湿潤な気候が赤道および中緯度北部の低地で持続しました。これは、火星の温室効果の変化と一致しており、短い融雪期を除いて高地が液体の水に対して冷たすぎるか、あるいは火星の地下水面が低下したことと一致しています。データは、乾燥指数の標高への依存性における未知の原因の切り替えと一致しており、初期の高湿からその後の高乾燥へと変化します。これらの結果は、地表の状態が生命にとってますますストレスになるにつれて、火星の気候に対する私たちの見方を鋭くします。
ダーク エネルギー調査によって検出された木星トロヤ群の測光特性
| Title |
Photometric_Properties_of_Jupiter_Trojans_detected_by_the_Dark_Energy_Survey |
| Authors |
DES_Collobration:_Jiaming_Pan,_Hsing_Wen_Lin,_David_W._Gerdes,_Kevin_J._Napier,_Jichi_Wang,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_S._Allam,_O._Alves,_D._Bacon,_P._H._Bernardinelli,_G._M._Bernstein,_E._Bertin,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_J._De_Vicente,_S._Desai,_P._Doel,_I._Ferrero,_D._Friedel,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_M._Gatti,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_K._Herner,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_M._March,_F._Menanteau,_R._Miquel,_F._Paz-Chinch\'on,_A._Pieres,_A._A._Plazas_Malag\'on,_M._Raveri,_M._Rodriguez-Monroy,_A._K._Romer,_E._Sanchez,_M._Schubnell,_I._Sevilla-Noarbe,_M._Smith,_E._Suchyta,_G._Tarle,_D._Tucker,_A._R._Walker,_N._Weaverdyck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10719 |
木星トロヤ群は、木星のL4およびL5ラグランジュ点付近で共同軌道を回っている小惑星の大きなグループです。木星トロヤ群の研究は、太陽系進化の理解に直接関係する惑星形成のさまざまなモデルをテストするために重要です。この作業では、ダークエネルギー調査(DES)の完全な6年間のデータセット(Y6)から、小惑星センター(MPC)によってリストされている既知の木星トロヤ群を選択して、それらの測光特性を分析します。DESデータにより、$griz$バンド測定による均一な調査での以前の研究よりも微弱なマグニチュード限界で木星トロヤ群を研究することができます。573のユニークなジュピタートロイの木馬の最終的なカタログを抽出します。私たちのサンプルには、L5に属する547個の小惑星が含まれています。これは、このグループの最大の分析サンプルの1つです。他の調査で報告されたデータと比較すると、L5トロイの木馬の色の分布はL4トロイの木馬の色の分布と似ていることがわかりました。L5トロイの木馬の$g-i$および$g-r$の色は、絶対等級が薄くなるにつれて赤みが薄くなることがわかりました。これは、L4トロイの木馬でも見られる傾向です。L4とL5の両方の雲は、$11<H<18$の絶対等級範囲にわたって、このような色とサイズの相関関係を一貫して示しています。また、DESカラーを使用して分類学的分類を実行します。L5TrojansDESサンプルでは、C型およびP型の小惑星の数がD型の小惑星の数を上回っており、これらの直径は5～20kmの範囲です。これは、色とサイズの相関関係と一致しています。
2029年の地球フライバイによるアポフィスに関する近接運用
2029年に地球に接近する小惑星アポフィスに近接する衛星のダイナミクスと制御が評価され、調査されます。まず、アポフィスが太陽中心軌道段階にあるときに近距離操作を実行する可能性が評価され、実行可能であることが示されます。次に、アポフィスに関連する3つの異なるタイプの近接運動が分析され、宇宙船が地球に接近して観測できるようになります。これらは、アポフィスからやや離れた相対軌道を維持しているか、地球-アポフィス線に沿ってホバリングしているか、フライバイを通じてアポフィスの周りの軌道を維持しています。これらのそれぞれは、困難ではありますが実行可能であることが示され、これらの操作のいくつかの基本的な側面が注目され、議論されています。
分子ガス主系列とシュミット・ケニカットの関係は基本であり、星形成主系列は（有用な）副産物である
| Title |
The_Molecular-Gas_Main_Sequence_and_Schmidt-Kennicutt_relation_are_fundamental,_the_Star-Forming_Main_Sequence_is_a_(useful)_byproduct |
| Authors |
William_M._Baker,_Roberto_Maiolino,_Francesco_Belfiore,_Asa_F._L._Bluck,_Mirko_Curti,_Dominika_Wylezalek,_Caroline_Bertemes,_M._S._Bothwell,_Lihwai_Lin,_Mallory_Thorp,_Hsi-An_Pan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10449 |
局所的な星形成銀河の星形成率(SFR)、星の質量($M_*$)、分子ガスの質量($M_{H_2}$)の関係を調べます。高z(z=1-3)銀河と活動銀河核(AGN)のローカルサンプルのホストについて、これらの関係をさらに調査します。偏相関係数とランダムフォレスト回帰を使用して、これらの依存関係のどれが本質的で、どれが間接的な副産物であるかを調べます。局所的な星形成銀河、高z銀河、およびAGNホスト銀河では、シュミット-ケニカット関係(SK、$M_{H_2}$とSFRの間)、および分子ガス主系列(MGMS、$の間)を見つけます。M_{H_2}$と$M_*$)は本質的な一次関係ですが、$M_*$とSFRの関係、つまり星形成主系列(SFMS)は前者2つの間接的な副産物です。したがって、星形成主系列は、局所銀河または高赤方偏移銀河の基本的なスケーリング関係ではありません。宇宙時間にわたるMGMSとSK関係の両方の進化の証拠を見つけました。ここで、与えられた星の質量では、赤方偏移が高く、分子ガスの質量が大きくなり、星形成効率が高くなります。赤方偏移を使用したMGMSとSK関係の両方の進化のパラメーター化を提供し、それらがどのように組み合わさってSFMSの観測された進化を形成するかを示します。さらに、ローカルAGNホスト銀河はAGN-MGMS関係(およびAGN-SK関係)に従うことがわかります。ローカルSF銀河。
若返り銀河を特定するための簡単な分光技術
| Title |
A_simple_spectroscopic_technique_to_identify_rejuvenating_galaxies |
| Authors |
Junyu_Zhang,_Yijia_Li,_Joel_Leja,_Katherine_E._Whitaker,_Angelos_Nersesian,_Rachel_Bezanson_and_Arjen_van_der_Wel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10450 |
若返り銀河は、完全に消滅した後、再び星を形成する「若返り」イベントを経験する異常な銀河です。若返り率は、銀河形成のモデルによって大幅に異なります。大質量銀河の10%～70%は、z=0までに若返りを経験すると予想されます。したがって、若返り率を測定することは、星形成のフィードバックメカニズムの強度を調整するために重要です。ただし、これらの観測は困難です。なぜなら、若返り系は広帯域測光で通常の星形成銀河と混じり合っているからです。この論文では、銀河スペクトルエネルギー分布(SED)フィッティングコードProspectorを使用して、通常の星形成銀河と若返り銀河を区別する観測マーカーを検索します。若返り銀河は、星形成銀河よりもバルマー吸収線相当幅(EW)が小さいことがわかりました。これは、よく知られている「K+A」またはスターバースト後の銀河に類似しています。これらの銀河は、A星が光を支配しているため、バルマー吸収が強くなります。この場合、若返り系にはA星がなく、代わりに「O-A」システム。H$\beta$、H$\gamma$、および/またはH$\delta$吸収EWs$\lesssim3${\AA}を持つ星形成銀河を発見しました。興味深いことに、この手法は軽度の若返りを識別するのに非常に効果的ですが、「強く」若返りするシステムは、よく知られている星のアウトシャイニング効果により、星形成銀河とほとんど見分けがつかないままです。星形成銀河集団のバルマー吸収線東西を測定することは、若返り集団を特定する効率的な方法であると結論付け、通常これらの吸収線の上にある星雲放出を除去または解決するためのいくつかの手法について説明します。
| Title |
Velocity-Coherent_Substructure_in_TMC-1:_Inflow_and_Fragmentation |
| Authors |
Simon_E.T._Smith,_Rachel_Friesen,_Antoine_Marchal,_Jaime_E._Pineda,_Paola_Caselli,_Michael_Chun-Yuan_Chen,_Spandan_Choudhury,_James_Di_Francesco,_Adam_Ginsburg,_Helen_Kirk,_Chris_Matzner,_Anna_Punanova,_Samantha_Scibelli,_and_Yancy_Shirley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10535 |
フィラメント構造は、分子雲のほぼどこにでも見られますが、その形成と進化はまだよくわかっていません。おうし座分子雲1(TMC-1)のセグメントを調べます。これは、ほこりからの連続体放出で単一の細いフィラメントとして表示されます。ハイパースペクトル解析(ROHSA)の正規化最適化を使用します。ROHSAは、データキューブ上で複数の速度成分を同時にフィッティングするときに空間コヒーレンスを強制するガウス分解アルゴリズムです。グリーンバンクアンモニア調査(GAS)の一部としてHC$_5$N(9-8)ライン放出を分析し、ROHSAで3つの速度コヒーレントコンポーネントを識別します。2つの最も明るい成分はフィラメントの長さを伸ばしますが、3番目の成分はより暗くて塊になっています。最も明るい成分は、$2.7\pm0.1$kms$^{-1}$pc$^{-1}$という顕著な横方向の速度勾配を持ち、重力によって引き起こされた流入を示しています。2番目のコンポーネントでは、その長さに沿って等間隔の発光ピークを識別します。隣接するHC$_5$Nピークのペア間の極小値が、サブミリメートルの連続発光ピークと密接に並んでいることを示します。これは、TMC-1の背骨に沿った断片化の証拠であると主張します。コヒーレントな速度成分は、他の星形成フィラメントでは別々の物理的構造として説明されてきましたが、TMC-1のHC$_5$N放射で特定された2つの明るい成分は、1つのフィラメントの2つの層をトレースしていると主張します。低密度の外層です。その材料は、フィラメントのより高密度の内層に向かって重力の下で流れています。
局部銀河群矮小銀河のアイザック・ニュートン望遠鏡モニタリング調査--V.長周期変光星由来のいて座矮小不規則銀河の星形成史
| Title |
The_Isaac_Newton_Telescope_monitoring_survey_of_Local_Group_dwarf_galaxies--V._The_star_formation_history_of_Sagittarius_dwarf_irregular_galaxy_derived_from_long_period_variable_stars |
| Authors |
Tahere_Parto,_Shahrzad_Dehghani,_Atefeh_Javadi,_Elham_Saremi,_Jacco_Th._van_Loon,_Habib_G._Khosroshahi,_Iain_McDonald,_Mohammad_T._Mirtorabi,_Mahdieh_Navabi_and_Maryam_Saberi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10695 |
2016年6月から2017年10月にかけて、ラ・パラマの2.5mアイザック・ニュートン望遠鏡(INT)を使用して、いて座矮小不規則銀河(SagDIG)の光学モニタリング調査を実施しました。私たちの目標は、長周期変光星(LPV)、すなわち漸近巨星分枝星(AGB)と赤色超巨星(RSG)を特定して、孤立した金属の少ないSagDIGの星形成履歴(SFH)を取得することでした。私たちの目的のために、これらの最も進化した星の光度と誕生時の質量との関係を評価することに依存する方法を使用しました。SagDIGの2つの半光半径内に27ドルのLPV候補が見つかりました。$10$のLPV候補は、1つの非常にほこりの多いAGB(x-AGB)を含む以前の研究と共通していました。高齢者の金属量$Z=0.0002$と若年層の金属量$Z=0.0004$を採用することで、星形成率は$0.0005\pm0.0002$M$_{\odot}$yr$^{-1}$kpc$^{-2}$($13$Gyr前)から$0.0021\pm0.0010$M$_{\odot}$yr$^{-1}$kpc$^{-2}$($0.06$ギラ前）。多くの矮小不規則銀河と同様に、SagDIGは、さまざまな速度ではあるものの、生涯にわたって継続的な星形成活動を行っており、$z\simeq1$以降、星形成の強化を経験しています。また、3つの金属量の選択について、SagDIGの2つの半光半径内の星の総質量を評価しました。金属量$Z=0.0002$および$Z=0.0004$に対して、星の質量M$_*$=($5.4\pm2.3$)$\times$$10^6$および($3.0\pm1.3$)$\timesを推定しました$$10^6$M$_{\odot}$、それぞれ。さらに、赤色巨星枝(TRGB)の先端を使用して、距離係数$\mu$=$25.27\pm0.05$magを決定しました。
未確認の赤外バンドは惑星状星雲の C/O 比と相関しない
未確認の赤外バンド(UIB)が炭素に富む惑星状星雲(PNe)で強化されているという広く信じられている考えを支持するために提示された具体的な証拠は、得られた6つのPNeの注目すべきUIB7.7{\μ}m対C/O比相関プロットです。空気中の観測から、M.Cohenと同僚によって1986年に発表されました。しかし、2005年にCohenとBarlowによって発表された宇宙生まれのデータは、この相関関係を弱め、私は、彼らが提供するより大きなデータセットが、UIBとPNeの炭素存在量との間の特定のリンクを反証していることを示しています。また、これらのデータから、星間UIBキャリアは炭素が豊富なPNeの大気に由来することはできないということになります。
| Title |
Dusty_plasma_in_active_galactic_nuclei |
| Authors |
Bo\.zena_Czerny,_Michal_Zaja\v{c}ek,_Mohammad-Hassan_Naddaf,_Marzena_Sniegowska,_Swayamtrupta_Panda,_Agata_R\'o\.zanska,_Tek_P._Adhikari,_Ashwani_Pandey,_Vikram_Kumar_Jaiswal,_Vladim\'ir_Karas,_Abhijeet_Borkar,_Mary_Loli_Mart\'inez-Aldama_and_Raj_Prince |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11022 |
何年も前から、塵の多い分子トーラスの形をした塵が、活動銀河核(AGN)を広い視野角で覆い隠し、したがってAGNの分類に関与していることを知っています。最近、私たちは、この地域の幾何学と、流出と失敗した風のダイナミクスにおけるダストの役割について、観察的および理論的な洞察を得ました。AGNのバルマーラインの形成に関するダストベースのモデル(FRADO-失敗した放射性加速ダストアウトフロー)を含め、これらすべての側面について簡単に触れます。
FAST による天の川の覗き見: I. FAST GPPS サーベイのピギーバック ライン観測からの銀河内円盤の精巧な HI 構造
| Title |
Peering_into_the_Milky_Way_by_FAST:_I._Exquisite_HI_structures_in_the_inner_Galactic_disk_from_the_piggyback_line_observations_of_the_FAST_GPPS_survey |
| Authors |
Tao_Hong,_Jinlin_Han,_Ligang_Hou,_Xuyang_Gao,_Chen_Wang,_and_Tao_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11299 |
中性水素(HI)は、星間物質の基本的な成分です。銀河面パルサースナップショット(GPPS)サーベイは、$|b|以内の目に見える銀河面から500メートル開口球状電波望遠鏡(FAST)を使用してパルサーを探すように設計されています。\leq10^{\circ}$.サーベイ観測は、周波数範囲1.0$-$1.5GHzのLバンド19ビーム受信機で実施され、各ポインティングの積分時間は5分です。FASTGPPSサーベイ中に同時に記録されたピギーバックスペクトルデータは、銀河のHI分布と電離ガスに関する研究のための優れたリソースです。$33^{\circ}\leql\leq55^{\circ}$および$|b|の領域でFASTGPPS調査のピギーバックHIデータを処理します。\leq2^{\circ}$.データキューブのrmsは、速度分解能$0.1$kms$^{-1}$で約40mKであることがわかり、銀河HIの最も感度の高い観測結果となっています。FASTGPPSHIデータの高速度分解能と高感度により、星間物質の弱い精巧なHI構造を検出することができます。明るい連続光源に対して、詳細なHI吸収線が得られます。FASTGPPS調査ピギーバックHIデータキューブは、Web上でリリースおよび更新されます:http://zmtt.bao.ac.cn/MilkyWayFAST/。
FASTで天の川をのぞく: II. FAST GPPSサーベイのピギーバックライン観測で明らかになった、銀河円盤内部の電離ガス
| Title |
Peering_into_the_Milky_Way_by_FAST:_II._Ionized_gas_in_the_inner_Galactic_disk_revealed_by_the_piggyback_line_observations_of_the_FAST_GPPS_survey |
| Authors |
Ligang_Hou,_Jinlin_Han,_Tao_Hong,_Xuyang_Gao,_Chen_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11301 |
星間物質の主要成分の1つである天の川銀河の電離ガス、特に低密度の拡散成分は、電波帯域ではあまり観測されていません。銀河面パルサースナップショット(GPPS)サーベイは、口径500メートルの球面電波望遠鏡(FAST)で見える銀河面の周りの銀河緯度$\pm10^\circ$内の空域と、スペクトル線データをカバーしています。パルサーサーベイ観測中に同時に記録されます。各ビームの統合時間5分のGPPSサーベイプロジェクトは、H$n\alpha$、He$nの1000$-$1500MHzの帯域で数十の無線再結合線(RRL)の最も感度の高いピギーバックスペクトルを提供します。\alpha$、C$n\alpha$、およびH$n\beta$とH$n\gamma$。RRLのスペクトルデータを処理し、33$^\circ$$\leqslantl\leqslant$55$^の内側銀河の88平方度の空の領域の高感度平均H$n\alpha$RRLマップを取得しました。\circ$と$|b|\leqslant$2.0$^\circ$.H$n\alpha$RRLの最終スペクトルデータの空間解像度は$\sim$3$^\prime$、スペクトル解像度は2.2kms$^{-1}$、典型的なスペクトルrmsノイズは0.25mJybeam$^{-1}$またはメインビーム輝度温度で6.3mK。新しいH$n\alpha$RRLマップは、多数のHII領域と大きく拡張された拡散電離ガス領域によって支配される複雑な構造的特徴を示しています。既知のHII領域の約94%を検出し、観測された空領域で43のWISEHII領域を確認します。H$n\alpha$RRLのマップでは、遠方の外側銀河にあるいくつかの大きなHII領域または星形成複合体が解像されています。拡散イオン化ガスの拡張RRL機能が検出されます。GPPS調査のRRLデータプロダクトは、http://zmtt.bao.ac.cn/MilkyWayFAST/で公開および更新されます。
FASTで天の川をのぞく: III.かすかなパルサーのファラデー効果によって明らかにされた、銀河のハローとさらに遠い渦状腕の磁場
| Title |
Peering_into_the_Milky_Way_by_FAST:_III._Magnetic_fields_in_the_Galactic_halo_and_farther_spiral_arms_revealed_by_the_Faraday_effect_of_faint_pulsars |
| Authors |
Jun_Xu,_Jinlin_Han,_Pengfei_Wang,_and_Yi_Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11302 |
500メートル開口球面電波望遠鏡(FAST)は、パルサー観測用の最も感度の高い電波望遠鏡です。FASTを使用して、多数の微光および遠方のパルサーの偏光測定を行います。銀河のハローにある134個のかすかなパルサーのファラデー回転の新しい測定値を提示します。また、そのうちの15個の基本的なパルサーパラメータのいくつかが大幅に改善されています。これらの134のハローパルサーを使用して、銀河磁場の新たに決定された回転測定値(RM)を、パルサーと銀河外電波源に対して以前に利用可能だったRMと、新たに発見された別の311のかすかなパルサーに対して新たに決定されたRMとともに分析します。GalacticPlanePulsarSnapshot(GPPS)サーベイのプロジェクト、またはRMを持たない既知のパルサー。第1銀河象限のRMトモグラフィー解析では、大規模なトロイダルハロー磁場に対してほぼ同じ磁場強度2~$\mu$Gが得られます。ハロー磁場のスケールの高さは、少なくとも2.7$\pm$0.3~kpcであることがわかっています。銀河経度範囲$26^{\circ}<l<90^{\circ}$の銀河円盤内の多数のパルサーのRM微分は、時計回りの磁場の証拠を与えます(北銀河極から見て)。Scutum腕の内側とScutum腕とSagittarius腕の間の2つの腕間領域、およびLocal-Perseus腕間領域の時計回りのフィールドとPerseus腕とそれ以降のフィールド反転。
FASTで天の川をのぞく: IV. 2 つの新しい銀河超新星残骸 G203.1+6.6 と G206.7+5.9 の同定
| Title |
Peering_into_the_Milky_Way_by_FAST:_IV._Identification_of_two_new_Galactic_supernova_remnants_G203.1+6.6_and_G206.7+5.9 |
| Authors |
Xuyang_Gao,_Wolfgang_Reich,_Xiaohui_Sun,_He_Zhao,_Tao_Hong,_Zhongsheng_Yuan,_Patricia_Reich,_and_Jinlin_Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11408 |
G203.1+6.6とG206.7+5.9の2つの大きな電波構造を含む$5^{\circ}\times7^{\circ}$の空の領域で、サイズは約2.5$^{\circ}$と3.5です。$^{\circ}$はそれぞれ、500メートル開口球状電波望遠鏡(FAST)のLバンド19ビーム受信機を使用してスキャンされます。FASTLバンド受信機は、1.0GHz$-$1.5GHzの周波数範囲をカバーします。半値ビーム幅、ゲイン、およびメインビーム効率の測定を含む受信システムのコミッショニングは、キャリブレータを観察することによって行われます。受信機に取り付けられたマルチチャネル分光法バックエンドにより、帯域内スペクトル指数の決定が可能になります。両方の天体の輝度-温度スペクトル指数は$\beta\sim$$-$2.6から$-$2.7と測定されています。G203.1+6.6およびG206.7+5.9のすべてのシェル構造について、エフェルスバーグ$\lambda$11cmデータのアーカイブから偏光発光が検出されます。これらの結果は、G203.1+6.6とG206.7+5.9が大きな殻型超新星残骸(SNR)であることを確認し、非熱シンクロトロン放出の性質を明確に示しています。G206.7+5.9の無線連続体放射とHI構造の間の形態学的相関に基づいて、この新しいSNRまでの運動学的距離は約440pcであると推定され、ローカルアームに配置されます。
II型超新星からの偏光信号によって確認された外部銀河のダスト特性の多様性
| Title |
Diversity_of_dust_properties_in_external_galaxies_confirmed_by_polarization_signals_from_Type_II_supernovae |
| Authors |
Takashi_Nagao,_Ferdinando_Patat,_Keiichi_Maeda,_Dietrich_Baade,_Seppo_Mattila,_Stefan_Taubenberger,_Rubina_Kotak,_Aleksandar_Cikota,_Hanindyo_Kuncarayakti,_Mattia_Bulla_and_Justyn_Maund |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11421 |
外銀河の星間(IS)ダストの性質を調査することは、天体の固有の性質を推測するだけでなく、銀河における星/惑星の形成を理解するためにも重要です。赤くなったIa型超新星(SNe)で観測される非天の川のような消光と星間分極(ISP)から、それらのホスト銀河には、天の川銀河(MW）ほこり。このような非MW様ダストの宇宙における普遍性を調べることは重要です。ここでは、2つの高度に消滅したType~IISNe(SN~2022aauおよびSN~2022ame)の分光偏光測定を報告します。SN~2022aauは、一部のType~IaSNeでも観測される、MW星よりも短い波長で偏光極大を示します。これは、ホスト銀河(つまり、NGC~1672)に非MWのような塵が存在することの明確な証拠です。この事実は、そのような非MWのような塵が予想よりもいくつかの環境でより一般的である可能性があることを意味し、したがって、星/惑星形成の全体像に影響を与える可能性があります。一方、SN~2022ameはMWのようなISPを示しており、そのホスト銀河(つまり、NGC~1255)にMWのような塵が存在することを示唆しています。私たちの調査結果は、銀河の塵の特性が局所的または世界的に多様であることを確認しています。現在の研究は、非常に赤くなったSNeの偏光測定を使用した外部銀河のISダスト特性のさらなる調査が有望であることを示しており、宇宙におけるそのような非MWのようなダスト粒子の普遍性を研究する絶好の機会を提供します。
暗黒物質のボース・アインシュタイン凝縮モデルを反発的な三粒子相互作用によって改善し、回転曲線などの観測量をよりよく再現することにより、異なる熱力学的位相と少数粒子相関の両方が明らかになりました。局所密度の積を平均化し、ゼロ温度での熱力学的関数を計算するために、Gross-Pitaevskii方程式の数値的に求められた解を使用して、少数粒子相関が一次相転移を意味し、次の積に還元されることが示されます。圧力、密度、および量子ゆらぎが同時に増加する単一粒子の平均。与えられた条件下では、暗黒物質は、量子ゆらぎによって決定される実効温度を持つ理想気体の性質をむしろ示します。3つの粒子の結合状態と非結合状態の間の振動の特性は、粒子複合体の不安定性を定性的にモデル化する単純なランダムウォークアプローチ内で推定されます。一方、複合材料の形成のための密度依存条件は、形成された結合を指定せずに化学速度論を使用して分析されます。得られた結果は、大きな散乱長を持つ粒子によって形成された複合体からなる多成分暗黒物質のモデルに拡張できます。
全球銀河の特性からサブミリ波束密度を予測する
| Title |
Predicting_sub-millimeter_flux_densities_from_global_galaxy_properties |
| Authors |
R._K._Cochrane,_C._C._Hayward,_D._Angles-Alcazar,_R._S._Somerville |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11702 |
近年、シミュレートされた銀河の観測可能なフラックスを予測するために、放射伝達コードを使用した後処理宇宙論的シミュレーションへの関心が高まっています。ただし、これには時間がかかる可能性があり、シミュレーションでISMが解決されない場合には多くの仮定が必要になります。ズームインシミュレーションは、ISMの詳細な構造と星とガスの形状をよりよく解決しますが、単一のハローをシミュレートするための計算コストが原因で、統計は制限されます。この論文では、FIREスイートからの星形成銀河(z=2)で大規模なM_star>10^10.5M_solの高解像度の宇宙論的ズームインシミュレーションのセットを利用します。赤方偏移範囲1.5<z<5の数百のスナップショットでSKIRT放射伝達コードを実行し、ダスト質量、星形成率、および870umフラックス密度の間のべき法則スケーリング関係を較正します。導出されたスケーリング関係は、サブミリで選択されたAS2UDSサンプルからの観察結果との有望な一貫性を示しています。これを他の波長に拡張し、340umから870umの間の観測フレーム波長でのダスト質量、恒星質量、星形成率、赤方偏移およびサブミリ光束密度の間のスケーリング関係を導き出します。次に、大型ボックス宇宙論シミュレーションであるEAGLEから引き出された銀河にスケーリング関係を適用します。スケーリング関係が、はるかに計算コストの高い放射伝達技術を使用して導出された以前の結果とよく一致するEAGLEサブミリ波数カウントを予測することを示します。私たちのスケーリング関係は、他のシミュレーションや半分析的または半経験的モデルに適用して、サブミリ単位の数カウントの堅牢で高速な予測を生成できます。
Euclidが提供する膨大な数の画像、データ、およびソースにより、コンソーシアムはレガシーカタログを作成/提供/構築する独自の立場に立つことになります。後者は、優れた画像品質と優れた近赤外分光法を備え、銀河科学の多くの分野に影響を与えます。これらの議事録では、ユークリッドが銀河と活動銀河核(AGN)の進化、局所宇宙と原始宇宙、天の川と恒星集団の研究、超新星(SN)と過渡現象の分野で達成できる可能性と科学的成果を概説します。太陽系天体、太陽系外惑星、強いレンズ効果、銀河団。
ダークマターは、強く相互作用する物質のコンパクトな星の特性と高密度の制約にどのように影響しますか?
| Title |
How_does_dark_matter_affect_compact_star_properties_and_high_density_constraints_of_strongly_interacting_matter |
| Authors |
Violetta_Sagun,_Edoardo_Giangrandi,_Oleksii_Ivanytskyi,_Costan\c{c}a_Provid\^encia,_Tim_Dietrich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10510 |
非対称ボソン暗黒物質が中性子星の特性に及ぼす影響を研究します。これには、潮汐変形能、最大質量、半径、および星内の物質分布の変化の可能性が含まれます。暗黒物質粒子が星のコアで凝縮したり、拡張ハローを作成したりする傾向がある条件が提示されています。コアに凝縮された暗黒物質は、純粋なバリオン星と比較して、総重力質量と潮汐変形能の減少につながることを示しています。これは、状態方程式の効果的な軟化として認識されます。一方、暗黒物質のハローの存在は、これらの観測可能な量を増加させます。したがって、コンパクト星の観測データは、蓄積された暗黒物質の影響を受ける可能性があり、その結果、高密度で強く相互作用する物質に課せられる制約が生じる可能性があります。コンパクト星の内部に暗黒物質が存在することを確認し、蓄積された暗黒物質の影響と高密度で強く相互作用する物質特性との間の縮退を破るために、いくつかの天体物理学的およびGWテストが提案されています。
発光型 Ia 超新星 2022ilv とその初期過剰放射
| Title |
The_luminous_type_Ia_supernova_2022ilv_and_its_early_excess_emission |
| Authors |
Shubham_Srivastav,_S._J._Smartt,_M._E._Huber,_G._Dimitriadis,_K._C._Chambers,_Michael_D._Fulton,_Thomas_Moore,_F._P._Callan,_James_H._Gillanders,_K._Maguire,_M._Nicholl,_Luke_J._Shingles,_S._A._Sim,_K._W._Smith,_J._P._Anderson,_Thomas_de_Boer,_Ting-Wan_Chen,_Hua_Gao,_D._R._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10544 |
ホストレスで明るいタイプのIa超新星2022ilvの観測と分析を提示し、それが2003fgのようなファミリーの一部であることを示し、しばしば超チャンドラセカール(Ia-SC)爆発と呼ばれます。ATLASの光度曲線は、別の明るいIa型超新星(SN2020hvf)で検出されたものと同様に、短寿命のパルス状の早期過剰の証拠を示しています。光度曲線はブロードで、初期のスペクトルはSN2009dcに非常によく似ています。スペクトルマッチングに基づいてSN2022ilvに$z=0.026\pm0.005$の赤方偏移を採用すると、モデルの光度曲線には$0.7-1.5$M$_{\odot}$の範囲の大きな$^{56}$Ni質量が必要です、および$1.6-2.3$M$_{\odot}$の範囲の大きな噴出物質量。初期の超過は、爆発の数時間後に、祖先($\sim10^{13}$cm)に近い星周物質の薄くて密な殻と相互作用する高速で移動するSN噴出物によって説明できます。これは、白色矮星の合体の前に少量($\sim10^{-3}-10^{-2}$M$_{\odot}$)水素とヘリウムの乏しい潮汐ストリッピングされた材料の。爆発前の深いPan-STARRS1スタックは、$r\sim24.5$の極限等級までホスト銀河がないことを示しています。これは、$M_r\gtrsim-11$の任意のホストに対して驚くほどわずかな限界があることを意味し、これらのタイプの爆発が主に低金属環境で発生するというさらなる証拠を提供します。
| Title |
The_propertities_of_wind_and_jet_from_a_super-Eddington_accretion_flow_around_a_supermassive_black_hole |
| Authors |
Hai_Yang,_Feng_Yuan,_Tom_Kwan,_and_Linxi_Dai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10710 |
風とジェットはAGNフィードバックの重要な媒体であるため、フィードバック研究のためにそれらの特性を取得することが重要です。この論文では、超大質量ブラックホールの周りの超エディントン降着流から放出される風とジェットの特性を調査します。この目的のために、磁気的に拘束されたスーパーエディントン降着流の放射磁気流体力学シミュレーションを実行しました。次に、「仮想粒子軌跡」アプローチによってシミュレーションデータを分析し、風とジェットの質量フラックス、ポロイダル速度とトロイダル速度、および質量フラックスで重み付けされた運動量とエネルギーフラックスを得ました。質量流束は、文献で広く使用されている時間平均流線法に基づいて得られたものよりも2～6倍高いことがわかっています。ブラックホールのスピンに応じて、風の運動量フラックスはジェットの2倍以上、ジェットの全エネルギーフラックスは風の3倍以下であることがわかっています。これらの結果は、高温降着流の場合と同様であり、AGNフィードバックにおいてジェットよりも風が重要な役割を果たしている可能性が高いことを示唆しています。風とジェットの加速メカニズムを解析し、放射力よりもローレンツ力が支配的であることを発見しました。
ガンマ カシオペヤ科アナログ ソース pi Aquarii の X 線および光学分光研究
ガンマCasアナログソースは、強烈な硬X線を放出するBe星のサブセットです。彼らのX線生成メカニズムに関する2つの競合するアイデアは、(a)Be星とその円盤の磁気活動、および(b)Be星から未確認のコンパクト天体への降着です。そのようなソースの中で、PiAqrは、多くの軌道周期で観測された2つの分光連星の1つであり、詳細なX線分光法に十分なX線輝度を持つ3つのソースの1つであるため、極めて重要な役割を果たします。ビョークマン等。(2002)光学分光法で2.0Moを超える二次質量を推定しました。しかし、彼らの動的質量解は進化的解と矛盾しており、それらの動径速度測定は名瀬らによるその後の研究と矛盾しています。（2019）。NuSTARX線天文台とHIDESエシェル分光器を使用した新しいデータセットを追加することで、この問題を再検討します。半径方向の速度振幅は、名瀬らと一致することがわかりました。(2019)、これはBjorkmanらによって主張されたものの半分にすぎません。（2002）。一次質量の半径方向速度振幅を固定すると、二次質量は、一次質量と傾斜角の想定範囲にわたって<1.4Moと推定されます。さらに、二次が実際にWDであるという仮定の下で、X線スペクトルを非磁性または磁性降着WDモデルに適合させることにより、傾斜角と二次質量を独立して制約しました。2つの結果はよく一致します。したがって、セカンダリがWDである可能性をpiAqrから除外すべきではないと主張します。
| Title |
Magnetic_dynamo_caused_by_axions_in_neutron_stars |
| Authors |
Filippo_Anzuini,_Jos\'e_A._Pons,_Antonio_G\'omez-Ba\~n\'on,_Paul_D._Lasky,_Federico_Bianchini,_Andrew_Melatos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10863 |
アクシオンと光子の間の結合は、マクスウェルの方程式を修正し、磁気誘導方程式にダイナモ項を導入します。中性子星では、アクシオン崩壊定数とアクシオン質量の臨界値に対して、磁気ダイナモ機構が星の総磁気エネルギーを増加させます。これにより、地殻電流の消散が促進されるため、かなりの内部加熱が発生することがわかります。これらのメカニズムは、熱放出中性子星の観測とは対照的に、磁化された中性子星の磁気エネルギーと熱光度を数桁増加させるだろう。ダイナモの起動を防ぐために、許可されたアクシオンパラメーター空間の境界を導き出すことができます。
LOFAR Tied-Array 全天サーベイ: 35 個の電波パルサーのタイミングと LOFAR パルサー発見の特性の概要
| Title |
The_LOFAR_Tied-Array_All-Sky_Survey:_Timing_of_35_radio_pulsars_and_an_overview_of_the_properties_of_the_LOFAR_pulsar_discoveries |
| Authors |
E._van_der_Wateren,_C._G._Bassa,_S._Cooper,_J.-M._Grie{\ss}meier,_B._W._Stappers,_J._W._T._Hessels,_V._I._Kondratiev,_D._Michilli,_C._M._Tan,_C._Tiburzi,_P._Weltevrede,_A.-S._Bak_Nielsen,_T._D._Carozzi,_B._Ciardi,_I._Cognard,_R.-J._Dettmar,_A._Karastergiou,_M._Kramer,_J._K\"unsem\"oller,_S._Os{\l}owski,_M._Serylak,_C._Vocks,_O._Wucknitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11080 |
LOFARTied-ArrayAll-SkySurvey(LOTAAS)は、これまでに低い無線周波数(119--151\,MHz)で実施された、最も感度の高い非標的型電波パルサー調査であり、23.5-sを含む76個の新しい電波パルサーを発見しました。パルサーJ0250+5854は、最近まで知られている中で最も回転の遅い電波パルサーでした。ここでは、LOTAASによって発見された35のパルサーのタイミングソリューションについて報告します。これには、ナリングパルサーとマイルドリサイクルパルサーが含まれ、LOTAASパルサー発見の完全なタイミング分析が完了します。76個のパルサーの完全なLOTAASサンプルから得られた調査結果の概要を示し、それらのパルスプロファイル、電波スペクトル、およびタイミングパラメーターについて説明します。一部のパルサーのパルスプロファイルは、時間または周波数のプロファイルの変動を示し、一部のパルサーは散乱の兆候を示しますが、大多数のパルサーはパルスの広がりを示さないことがわかりました。LOTAASの発見は、既知のパルサー集団と比較して、平均して急峻な電波スペクトルを持ち、スピン周期が長く($1.4\times$)、スピンダウン率が低い($3.1\times$)。これらの違いの原因を議論し、LOTAAS調査と以前のパルサー調査の選択効果の組み合わせに起因すると考えていますが、古いパルサーがより急な電波スペクトルを持つ傾向があることを排除することはできません。
星団と活動銀河核における階層的なブラック ホールの合体の比較
| Title |
Comparing_hierarchical_black_hole_mergers_in_star_clusters_and_active_galactic_nuclei |
| Authors |
Guo-Peng_Li_and_Da-Bin_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11150 |
星団(SC)と活動銀河核(AGN)は、階層的なブラックホール(BH)の合体が発生する有望な場所です。単純なモデルを使用して、2つの動的形成チャネルにおける階層的なBH合併を比較します。AGNの階層的合体の一次質量分布は、SCよりも高く、それぞれ$\sim$$13~M_{\odot}$と$\sim$$50~M_{\odot}$のピークを持つことがわかりました。.SCの階層的合併の実効スピン($\chi_{\rmeff}$)分布は、予想どおりゼロを中心に対称であり、合併の$\sim$50\%は$|\chi_{\rmeff}|>0.2$です。.AGNの$\chi_{\rmeff}$の分布は狭く、AGNディスクの支援により、$\chi_{\rmeff}\ge0.3$のピークで正の値を好みます。BHの階層的成長効率は、合併の少なくとも$\sim$30\%がAGNの階層であり、SCの効率よりもはるかに高くなっています。LIGO-Virgoによって検出された階層的な合併候補の大部分は、AGNチャネルに由来する可能性があると主張します。
GRB 210702Aの急速な電波増光
| Title |
Rapid_radio_brightening_of_GRB_210702A |
| Authors |
G._E._Anderson,_T._D._Russell,_H._M._Fausey,_A._J._van_der_Horst,_P._J._Hancock,_A._Bahramian,_M._E._Bell,_J._C._A._Miller-Jones,_G._Rowell,_M._W._Sammons,_R._A._M._J._Wijers,_T._J._Galvin,_A._J._Goodwin,_R._Konno,_A._Rowlinson,_S._D._Ryder,_F._Schussler,_S._J._Wagner,_S._J._Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11212 |
オーストラリア望遠鏡コンパクトアレイ（ATCA）を使用して、バースト後わずか11時間でGRB210702Aの急速な電波増光を観測し、9.0、16.7、および21.2GHzで〜15分のタイムスケールで5時間にわたる初期の電波変動を追跡しました。9.0GHzの光度曲線への壊れたべき法則適合は、5時間のフレアがバースト後~13時間で0.4+/-0.1mJyの磁束密度でピークに達し、急激な上昇と下降を伴うことを示しました。観察された時間的およびスペクトルの進化は、前方および後方の衝撃電波放射がはるかに長い時間スケールで進化する標準的な内部-外部衝撃モデルでは予想されません。NeilGehrelsSwiftObservatoryからの初期(<1日)の光学およびX線光度曲線は、典型的な残光前方衝撃挙動を示し、爆風物理学を使用して、おそらく均一なサーキュラーバースト媒体と放出電子集団べき乗則を決定することができました。p=2.9+/-0.1の指数。初期の電波フレアは、微弱な星間シンチレーション(ISS)が原因である可能性が高いことを示唆しています。これにより、分単位の時間スケールでATCAの感度限界を超えて電波の残光放射が増加しました。ISSの弱い関係を使用して、爆風の大きさの上限を空の平面で$\leq6\times10^{16}$cmに設定することができました。これは理論的な前方衝撃の大きさの予測と一致しています。GRB210702Aのバースト後~13時間での$8\times10^{16}$cm。これは、現在までのGRB爆風に対する最も初期のISSサイズの制約を表しており、数時間の統合を使用してGRBの迅速な(<1日)無線フォローアップを行い、初期の残光の進化を捉え、広い周波数でシンチレーションを追跡することの重要性を示しています。範囲。
ブレザーの RATAN-600 マルチ周波数カタログ -- BLcat
| Title |
The_RATAN-600_multi-frequency_catalogue_of_blazars_--_BLcat |
| Authors |
Yu._Sotnikova_(1),_T._Mufakharov_(1,2),_R._Udovitskiy_(1),_M._Mingaliev_(1,2,3),_T._Semenova_(1),_A._Erkenov_(1),_N._Bursov_(1),_A._Mikhailov_(1),_and_Yu._Cherepkova_(1)_((1)_Special_Astrophysical_Observatory_of_RAS,_(2)_Kazan_Federal_University,_(3)_Institute_of_Applied_Astronomy_of_RAS) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11279 |
この論文では、BLcatの更新版であるブレーザーのRATAN-600多周波カタログを紹介します。これは、BLげっ歯類天体のRATAN-600多周波カタログです。カタログの主な目新しさは、フラットスペクトル電波クエーサー(FSRQ)を使用したサンプルの拡張であるため、現在、さまざまな種類の1700以上のブレーザーが含まれています。BLcatの主な機能は、1.1、2.3、4.7、7.7/8.2、11.2、および21.7/22.3GHzの周波数でのRATAN-600準同時測定に基づくブレーザーの無線連続体データの編集です。さらに、外部ソースからの電波データをカタログに追加して、電波スペクトルと電波光度曲線のより完全な研究の機会を提供します。ユーザーの利便性のために、スペクトルインデックス、変動性インデックス、電波輝度を計算するツールを開発しました。カタログのブレーザーサブサンプルの基本的な電波特性(スペクトル分類、スペクトルインデックス、磁束密度の変動性、および電波光度)について簡単に説明します。
ブラックホール(BH)は、磁化された前駆物質の崩壊によって形成され、磁場が事象の地平線を貫通しており、いくつかのシナリオが考えられます。これを念頭に置いて、一様な磁場$B$に浸された質量$M$のシュヴァルツシルトBHを考慮すると、テスト粒子の赤道円軌道に関連する3つの周波数すべてが、半径$r_Bの軌道に対して虚数になることを示します>2/B$。これは、BHが次数$B\simM^{-1}$の磁場に囲まれている場合、テスト粒子は$r>r_B$から/で通常の測地運動を続けることができないため、降着円盤が形成できず、BHの周りの他の星の動きが存在しない可能性があります。BHは通常、近くの星やガスへの影響を監視することで検出されるため、$B\simM^{-1}$次の磁場はBHを検出できないようにシールドすることができます。この理論的調査に動機付けられ、天体物理学的BHの周囲の磁気影響の球(半径$r_f$)を考慮して、$B$を制約します。たとえば、$B>10^6$Gで囲まれた$M=10^9M_{\odot}$BHと、$B>10^{14}$Gで囲まれた$M=10M_{\odot}$BHが残る可能性があります。$r_f\sim10^5M$では検出できません。言い換えれば、私たちの結果は、検出されたSMBHが驚くほど弱い磁場を持っている理由も説明しています。
AstroSat 観測を使用した MAXI J1348--630 の広帯域スペクトル特性
| Title |
Broadband_Spectral_properties_of_MAXI_J1348--630_using_AstroSat_Observations |
| Authors |
Gitika_Mall,_Jithesh_Vadakkumthani_and_Ranjeev_Misra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11431 |
5つのAstroSat観測を使用して実行される、ブラックホールX線連星MAXIJ1348--630の広帯域X線スペクトル解析を提示します。ソースは、最初の3回の観測ではソフトスペクトル状態にあり、最後の2回の観測ではハードスペクトル状態にありました。3つのソフト状態スペクトルは、反射機能と熱的Comptonizationを備えた相対論的な薄い降着円盤を使用してモデル化されました。ソフト状態スペクトルのジョイントフィッティングは、ブラックホール$a_*$$>$0.97のスピンパラメーターとディスク傾斜角$i$=32.9$\substack{+4.1を制約しました。
地殻-コア界面モードによる中性子星の相転移の探査
| Title |
Probing_phase_transition_in_neutron_stars_via_the_crust-core_interfacial_mode |
| Authors |
Jiaxiang_Zhu,_Chuming_Wang,_Chengjun_Xia,_Enping_Zhou,_Yiqiu_Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11529 |
連星中性子星(BNS)系から放出される重力波は、これらのコンパクトな星の高密度物質相に関する情報を運ぶことができます。地核界面モードは中性子星の振動モードであり、主に地殻遷移領域における物質の状態方程式に依存します。このモードは、インスパイアリングインBNSシステムの潮汐場によって共鳴的に励起され、それによって放出された重力波に影響を与える可能性があるため、地殻-コア遷移領域の状態方程式を調べるために使用できます。この作業では、星構造の一般相対論的背景解に関するニュートン流体摂動理論を使用して、中性子星内部の一次相転移が地殻-コア界面モードの特性にどのように影響するかを詳細に調査します。考えられる2種類の相転移が考えられます。(1)相転移は流体コアで発生しますが、地殻とコアの界面の近くで発生し、密度の不連続性が生じます。(2)(従来の混成星の場合のように)高密度コアでの強い相互作用の相転移。これらの相転移が界面モード特性に与える影響について説明します。特に、前者の相転移は、M-R関係と断熱潮汐変形能にわずかな影響を及ぼしますが、界面モード周波数に大きな影響を与える可能性があるため、重力波を使用して調べることができます。BNSシステムについては、重力波形におけるこれらの相転移の可能な観測シグネチャとその検出可能性について説明します。私たちの仕事は、地殻-コア界面モードの物理的性質の調査を充実させ、コンパクトスターの地震学を使用して相転移を調べるための有望な方法を提供します。
非常に高いエネルギーでの銀河宇宙線集団の大規模な星団の起源
| Title |
Massive_star_cluster_origin_for_the_galactic_cosmic_ray_population_at_very-high_energies |
| Authors |
Thibault_Vieu_and_Brian_Reville |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11625 |
大規模な星団内に埋め込まれた超新星残骸(SNR)ショックが、地球の近くで測定された宇宙線陽子スペクトルと全粒子スペクトルの両方を数百ペタ電子ボルト(PeV)まで再現できることを実証します。2つのクラスの大質量星団をモデル化します。最初の母集団は、集合的な風終結ショックに電力を供給しない「緩いクラスター」です。その後、SNRショックは低密度で弱磁化の媒体で拡大し、この集団は主に1PeV前後のCRスペクトルの「膝」まで寄与します。2番目の集団は若いコンパクトクラスターであり、集合的な風の流れを維持するのに十分強力でコンパクトです。次に、SNRショックがクラスターから強力に磁化された風に拡大し、核を超高エネルギーまで加速します。この集団は、銀河系の大質量星団全体の約15%にすぎませんが、約1～100PeVのスペクトルを支配しています。これらの2つのコンポーネントだけで数百PeVまでのCRスペクトルの形状を再現できますが、組成と異方性の測定によって動機付けられた軽い足首下の銀河系外コンポーネントを追加すると、スペクトルを最高エネルギーまで再現できます。フィッティングパラメーターは、値が理論上の期待値と一致する物理変数に体系的にリンクされています。
天体画像で強い重力レンズを見つけることで、宇宙論を評価し、宇宙の大規模構造を理解することができます。レンズ検出に関する以前の研究では、レンズパラメーター推定値の不確実性を定量化したり、最新の調査に合わせたりしていません。これらの制限を克服するレンズ検出のための完全に償却されたベイズ手順を提示します。トレーニングによって逆カルバックライブラー(KL)ダイバージェンスが最小化される従来の変分推論とは異なり、この方法は予想されるフォワードKLダイバージェンスでトレーニングされます。合成GalSim画像と実際のSloanDigitalSkySurvey(SDSS)画像を使用して、フォワードKLでトレーニングされた償却推論が、レンズ検出とパラメーター推定の両方で適切に調整された不確実性を生み出すことを示します。
停止振子緩和: 白色矮星連星初期データへの適用
| Title |
Halted-Pendulum_Relaxation:_Application_to_White_Dwarf_Binary_Initial_Data |
| Authors |
M._Alexander_R._Kaltenborn,_Michael_J._Falato,_Oleg_Korobkin,_Irina_Sagert,_and_Wesley_P._Even |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10746 |
コンパクト星連星とその合体を研究することは、現代の天体物理学にとって不可欠です。特に、連星白色矮星はIa型超新星に関連付けられており、宇宙の膨張を測定するための標準的なろうそくとして使用されます。今日、コンパクトスターの合体は、通常、最先端の計算流体力学コードを介して研究されています。そのような数値手法の1つである平滑粒子流体力学(SPH)は、その優れた質量、エネルギー、および運動量の保存のために頻繁に選択されます。さらに、真空の自然な処理と非常に不規則な形態を表現する能力により、SPHはコンパクトスター連星と合体の数値研究のための優れたツールになります。ただし、バイナリシステムを含む多くのシナリオでは、結果のシミュレーションは初期条件と同じくらい正確です。SPHの場合、粒子が半規則的に分布し、初期密度プロファイルを正しく表すことが不可欠です。さらに、高周波のローカルモーションと低周波のグローバルダイナミクスの形の粒子ノイズを減衰させる必要があります。後者の減衰は、実際のシミュレーションと同じくらい計算量が多い場合があります。ここでは、SPH粒子構成のグローバルな振動モードを除去するための、新しい簡単な緩和方法である停止振子緩和(HPR)について説明します。重力および軌道力を表す有効な外部ポテンシャルと組み合わせて、HPRがSPH粒子を目的の密度分布に効率的に緩和し、グローバルな振動モードを除去する優れた性能を発揮することを示します。この方法を、重力ガラス、増加した人工粘性、加重ボロノイテッセレーションなどの頻繁に使用される緩和アプローチと比較し、Rocheローブオーバーフロー限界で白色矮星連星モデルでテストします。
| Title |
Finding_active_galactic_nuclei_through_Fink |
| Authors |
Etienne_Russeil,_Emille_E._O._Ishida,_Roman_Le_Montagner,_Julien_Peloton,_Anais_Moller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10987 |
Finkブローカー内に現在実装されているActiveGalacticNuclei(AGN)分類器を紹介します。フィーチャは、利用可能なフォトメトリックポイントの要約統計と、シンボリック回帰によって有効になった色推定に基づいて構築されました。学習ステージには、天文カタログで報告されたラベルから最適化されたトレーニングサンプルを構築するために使用されるアクティブラーニングループが含まれます。この方法を使用して、ZwickyTransientFacility(ZTF)からの実際のアラートを分類したところ、98.0%の精度、93.8%の精度、88.5%の再現率を達成しました。また、今後のVeraC.RubinObservatoryLargeSurveyofSpaceandTime(LSST)からのデータを処理できるようにするために必要な変更についても説明し、それらをExtendedLSSTAstronomicalTime-seriesClassificationChallenge(ELAsTiCC)のトレーニングサンプルに適用します。結果は、設計された特徴空間が、このバイナリ分類タスクで従来の機械学習アルゴリズムの高性能を可能にすることを示しています。
H-FISTA: パルサー動的スペクトルへの適用による位相回復のための階層的アルゴリズム
| Title |
H-FISTA:_A_hierarchical_algorithm_for_phase_retrieval_with_application_to_pulsar_dynamic_spectra |
| Authors |
Stefan_Os{\l}owski,_Mark_A._Walker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11129 |
パルサーダイナミックスペクトルは、星間物質のインラインデジタルホログラムです。これは、信号がソースから望遠鏡まで移動した伝搬経路に関する情報をエンコードします。ホログラムをデコードするには、モデルに追加の制約を課すことにより、フィールド係数のみを直接測定する強度測定値から波動場の位相を「取得」する必要があります。パルサー分光法のコンテキストでの位相回復の新しい方法を提示します。私たちの方法は、FastIterativeShrinkageThresholdingAlgorithm(FISTA)を利用して、段階的に深さを増す階層的アプローチで波動場のスパースモデルを取得します。ノイズ分布のテールに達すると、階層は最終的な非正則化の最適化で終了します。その結果、複雑な波動場の完全に密なモデルが得られ、適切な平均化によって微弱な信号を発見することができます。合成テストケースと実際のデータでのメソッドのパフォーマンスを示します。H-FISTAと呼ばれる当社のアルゴリズムは、Pythonプログラミング言語で実装されており、無料で利用できます。
Venus Life Finder Habitability Mission: 動機、科学目的、および計測器
| Title |
Venus_Life_Finder_Habitability_Mission:_Motivation,_Science_Objectives,_and_Instrumentation |
| Authors |
Sara_Seager,_Janusz_J._Petkowski,_Christopher_E._Carr,_Sarag_J._Saikia,_Rachana_Agrawal,_Weston_P._Buchanan,_David_H._Grinspoon,_Monika_U._Weber,_Pete_Klupar,_Simon_P._Worden,_Iaroslav_Iakubivskyi,_Mihkel_Pajusalu,_Laila_Kaasik_(for_the_VLF_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11443 |
半世紀以上にわたり、科学者たちは金星の雲の中に生命が存在する可能性を考えてきました。未知の化学的性質により、金星の大気の特定の領域が居住可能である可能性が残されています。一連の最新の機器を使用したその場での大気測定により、雲デッキが私たちが知っているように生命を維持するために必要な特性を持っているかどうかを判断できます。重要な居住性要因は、雲粒子の液滴の酸性度と雲層の水分量です。液滴の酸性度と水分含有量(およびその変動性)を測定するだけでなく、生命の代謝に必要な金属やその他の不揮発性元素の存在を確認し、有機物質の存在を確認し、検索するための機器スイートを想定しています。生命の兆候としてのバイオシグネチャーガス。雲層(40～60km)で約1時間持続するパラシュートを備えた大型大気プローブまたは約52で動作する固定高度気球の両方で使用できる、宇宙生物学に焦点を当てたミッション、科学目標、および機器を提示します。地上キロ。後者は、展開可能な4つのミニプローブに依存して、下層雲領域の居住条件を測定します。このミッションは、雲粒子のサブセットが非液体であるかどうかを判断し、雲粒子の不均一性を特徴付けることにより、地球への帰還の旅のためのサンプル収集と保管方法を知らせることにより、サンプル帰還の準備を兼ねています。
深層学習による ALMA ソースの 3D 検出と特徴付け
| Title |
3D_Detection_and_Characterisation_of_ALMA_Sources_through_Deep_Learning |
| Authors |
Michele_Delli_Veneri,_Lukasz_Tychoniec,_Fabrizia_Guglielmetti,_Giuseppe_Longo,_Eric_Villard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11462 |
シミュレートされたAtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray(ALMA)データキューブ内の天体ソースの検出と特性評価のために開発されたディープラーニング(DL)パイプラインを紹介します。パイプラインは6つのDLモデルで構成されています。統合データキューブの空間ドメイン内のソース検出用の畳み込みオートエンコーダー、周波数ドメイン内のノイズ除去とピーク検出用のRecurrentNeuralNetwork(RNN)、および4つのResidualNeuralNetworks(ResNets)です。ソース特性評価用。空間情報と周波数情報の組み合わせにより、完全性が向上し、スプリアス信号の検出が減少します。パイプラインをトレーニングしてテストするために、現実的なALMA観測、つまりスカイモデルとダーティキューブの両方を生成できるシミュレーションアルゴリズムを開発しました。このアルゴリズムは、キューブ内に散らばっているより暗いものに囲まれた中央のソースを常にシミュレートします。パイプラインのデブレンド機能をテストするために、いくつかのソースを空間的に重ね合わせました。パイプラインの検出性能は、他の方法の検出性能と比較され、性能の大幅な改善が達成されました。ソースの形態はサブピクセル精度で検出され、位置とフラックスの推定でそれぞれ$10^{-3}$ピクセル($0.1$mas)と$10^{-1}$mJy/ビームの平均残差が得られます。投影角度と磁束密度も、テストセット内のすべてのソースのそれぞれ$80\%$と$73\%$の真の値の$10\%$以内で回復されます。私たちのパイプラインはALMAデータ用に微調整されていますが、この手法は、SKA、LOFAR、VLBI、VLTIなどの他の干渉観測所にも適用できます。
BVIに天文学を教えるための夏の夜の北の空の触覚モデル
| Title |
A_tactile_model_of_the_night_summer_northern_sky_for_the_teaching_of_astronomy_to_the_BVI |
| Authors |
E._P\'erez-Montero,_M._Lanzara,_A._Ortiz-Gil,_M._Villaverde,_R._Garc\'ia-Benito,_T._Gallego-Calvente,_E._Garc\'ia_G\'omez-Caro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11707 |
AstroaccessibleはInstitutodeAstrof\'{\i}sicadeAndaluc\'{\i}aが主催するアウトリーチプロジェクトです。CSICは、能力や能力に関係なく、すべての人に天文学を教え、普及させることを目的としています。盲目および視覚障害者(BVI)の集団への注意。私たちのプロジェクトで使用するさまざまな戦略とリソースの中で、春と夏の夜に北半球から観測できる星、星座、深空天体の一部をレリーフで表す新しい3Dモデルを開発しました。これらのモデルは、BVIが夜間の空の空間構成を送信するために使用できますが、あらゆる種類の一般の人々が感覚体験を補完する追加のリソースとしても使用できます。また、この多感覚体験をより深く理解するために使用できる、音に基づく追加のリソースについても説明します。最後に、過去2年間にこの新しい資料が使用されたいくつかの活動と状況を要約します。
恒星内部におけるテイラー不安定性の全球シミュレーション：磁場の長期にわたる多段階進化
| Title |
Global_simulations_of_Tayler_instability_in_stellar_interiors:_a_long-time_multi-stage_evolution_of_the_magnetic_field |
| Authors |
G._Monteiro,_G._Guerrero,_F._Del_Sordo,_A._Bonanno,_P.K._Smolarkiewicz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10536 |
磁場は大質量のAp/Bp星で観測されており、おそらく太陽のような星の放射帯にも存在すると考えられています。しかし、今日まで、安定成層における磁場のダイナミクスの明確な理解はありません。純粋なトロイダル磁場構成は不安定であることが知られており、主に非軸対称モードを発生させます。回転と小さなポロイダルフィールドコンポーネントは、安定した構成につながる可能性があります。ここでは、EULAG-MHDコードを使用してグローバルMHDシミュレーションを実行し、成層が太陽のタコクラインに似ている層にあるトロイダル磁場の進化を調べます。私たちの数値実験により、初期の不安定な段階だけでなく、磁場の長期的な進化を調べることができます。最初のAlfvenサイクルでは、顕著な縦方向の波数$m=1$を持つテイラー不安定性の発達が観察されます。回転は不安定性の成長率を低下させ、最終的には不安定性を抑制します。しかし、安定した段階の後、突然のエネルギーサージにより、高速回転でも高次モードが発生します。これらのモードは、最初のトロイダルフィールドからエネルギーを抽出します。それにもかかわらず、我々の結果は、十分に速い回転が不安定なモードの飽和エネルギーを下げることにつながり、その結果、ポロイダル場のごく一部しか持たない磁気トポロジーになり、数百のアルベン移動時間の間安定したままになることを示しています。この段階で、システムは乱流になり、フィールドは乱流拡散を起こしやすくなります。磁場の最終的なトロイダル-ポロイダル構成は、安定成層層における磁場の生成と進化の重要な側面を表している可能性があります。
Rome Precision Solar Photometric Telescope: 太陽周期 23-25 中の精密太陽全円盤測光
| Title |
Rome_Precision_Solar_Photometric_Telescope:_precision_solar_full-disk_photometry_during_solar_cycles_23-25 |
| Authors |
Ilaria_Ermolli,_Fabrizio_Giorgi,_Theodosios_Chatzistergos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10538 |
RomePrecisionSolarPhotometricTelescope(Rome/PSPT)は、精密な太陽測光に従事する地上の望遠鏡です。1996年から2022年まで続く、光球と彩層の27年間の全円盤画像のデータベースがあります。太陽の画像は、天気が許せば、393.3のCaIIK線で約2秒角/ピクセルスケールで毎日取得されています。nm、430.6nmのGバンド、および409.4nmと607.2nmのスペクトルの青と赤の部分の連続体。また、535.7nmの緑色連続体で約18か月にわたって定期的な観測が行われました。最初の光以来、Rome/PSPTの運用は、それぞれ1分から数か月、1年から数太陽周期にわたる短期および長期の太陽放射照度の変化の原因を理解することに向けられてきました。しかし、Rome/PSPTのデータは、太陽円盤の特徴や彩層ネットワークによって明らかにされる超顆粒状構造の測光特性など、他のさまざまなトピックの研究にも役立っています。さらに、それらは、一連の歴史的および現代的な全円盤太陽観測、特にCaIIK線データを接続できるという点でユニークです。ここでは、ローマ/PSPT望遠鏡の概要と、太陽周期23～25にわたる最初の光から現在までの太陽観測について説明します。また、Rome/PSPTデータで達成された主な結果についても簡単に説明し、1996年から2022年までの期間をカバーする時系列の観測全体から導き出された新しい結果の概要を示します。
散開星団: 時間スケール、コアの崩壊、青いはぐれ星団
| Title |
Open_clusters:_time-scales,_core_collapse_and_blue_stragglers |
| Authors |
F\'elix_Llorente_de_Andr\'es,_Carmen_Morales-Dur\'an |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10915 |
時間スケールとBS星の存在を導き出すための数学的モデルを開発しました。このモデルは、半径で定義されたクラスターへの円を通る質量の一度の変化に基づいています。この質量クロスは、与えられた半径(r)と決定された時間(t)について積分できる微分方程式に変換されます。この方程式から、次のような結論に達することができるさまざまな時間スケールを導き出すことができます。青い闘士(BS)星を含まない星団は、BSを含む星団よりも若くして消滅します。BS星を含む星団では、BS星を含まない星団に比べて、星団質量の半分を占める体積が大きくなりますが、追いつくまでの時間は短くなります。また、この方程式を使用して、星団の星のコア崩壊と、この集中が停止/保持される領域を調べました。この領域は、$c=\log(rt/rc)$と$ch=\log(rc/rh)$という関係$c/ch$によって識別されます。ここで、rtとrcはそれぞれ潮汐半径とコア半径で、rhはクラスター質量の半分が集中する半径です。このモデルはまた、クラスター内の青いはぐれ星の数が分布関数に従うという結論に導きました。その成分は、$\itf$とラベル付けされた緩和時間と年齢の比率、および$\という名前の係数です。BSの起源の指標であるvarpi$。$\varpi$はBSの数が増えると増加しますが、$\sim$5.0に制限されます。上記の分布関数は、$\itNBS$$\sim$$\itf^3$($\frac{1}{e^{\frac{f}{\varpi}}-1}$)として表されます。この関数の有効性は、観測された青いはぐれ星(BS)の数を、OCの利用可能なサンプルで予測された星の数と一致させることによって実行されました。
MESSENGER と Solar Orbiter によって測定された太陽エネルギー電子イベント。ピーク強度とエネルギー スペクトルの半径依存性: 統計分析
| Title |
Solar_energetic_electron_events_measured_by_MESSENGER_and_Solar_Orbiter._Peak_intensity_and_energy_spectrum_radial_dependences:_statistical_analysis |
| Authors |
L._Rodr\'iguez-Garc\'ia,_R._G\'omez-Herrero,_N._Dresing,_D._Lario,_I._Zouganelis,_L._A._Balmaceda,_A._Kouloumvakos,_A._Fedeli,_F._Espinosa_Lara,_I._Cernuda,_G._C._Ho,_R._F._Wimmer-Schweingruber,_J._Rodr\'iguez-Pacheco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11054 |
コンテキスト/目的:メッセンジャーミッションによって測定された61の太陽エネルギー電子(SEE)イベントのリストと、電子ピーク強度とピーク強度エネルギースペクトルの半径依存性を提示します。この分析は、メッセンジャーの日心距離が0.31から0.47天文単位の間で変動した2010年から2015年の期間を含みます。また、2022年2月と3月に1au近くの宇宙船と0.32auの最初の近日点の周りでソーラーオービターによって測定された12のSEEイベントの短いリストの半径依存性も示します。結果:メッセンジャーに搭載された粒子計器のバックグラウンド強度レベルが上昇しているため、このミッションで測定されたSEEイベントは必然的に大きくて強烈です。それらのほとんどはCME駆動のショックを伴い、太陽経度に広く分布し、相対論的($\sim$1MeV)の電子強度の増強を示しています。MESSENGERによって測定された大きなSEEイベントの分析から導き出された2つの主な結論は、SolarOrbiterのデータ結果によって一般的にサポートされています。$0.3auと$\sim$1auですが、エネルギー電子のピーク強度は、28のイベントのうち27で、太陽からの半径方向の距離と共に減少します。平均して不確実性の範囲内で、$R^{-3}$と一致する動径依存性が見つかります。(2)MESSENGERによって測定された0.3au付近の後方散乱集団の200keV($\delta$200)付近のエネルギー範囲で見つかった電子スペクトルインデックスは、20回中19回(18回中15回)のイベントで中央値により硬くなっています。1au付近の反太陽伝搬ビーム(後方散乱集団)と比較すると、$\sim$20%($\sim$10%)の係数。
クラス0原始星HH 211周辺の高密度コアから原始星エンベロープへの質量対フラックス比の増加
| Title |
Increasing_mass-to-flux_ratio_from_the_dense_core_to_the_protostellar_envelope_around_the_Class_0_protostar_HH_211 |
| Authors |
Hsi-Wei_Yen,_Patrick_Koch,_Chin-Fei_Lee,_Naomi_Hirano,_Nagayoshi_Ohashi,_Jinshi_Sai,_Shigehisa_Takakuwa,_Ya-Wen_Tang,_Ken'ichi_Tatematsu,_and_Bo_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11143 |
原始星の発生源における大きなスケールから小さなスケールへの磁束の輸送を研究するために、野辺山45-mN2H+(1-0)、JCMT850um偏光、ALMAC18O(2-1)、1.3mmおよび0.8mm(偏光)クラス0原始星HH211の連続体データ。0.1pcスケールでの高密度コア内の磁場強度は、Davis-Chandrasekhar-Fermi法を使用した単一皿線と偏極データで推定され、原始星エンベロープ内の磁場強度が推定されました。アルマ望遠鏡のデータを用いてガスの運動学と磁場構造を解析することにより、重力と磁場張力の間の力のバランスから600天文単位スケールで私たちの分析は、0.1pcから600auスケールまで、磁場強度が$B\propto\rho^{0.36\pm0.08}$、質量対フラックス比は1.2～3.7から9.1～32.3に増加します。質量対フラックス比の増加は、磁場が0.1pcから600auスケールの間で中性物質から部分的に切り離されていることを示唆している可能性があり、HH211の原始星エンベロープに落下する効率的な両極性拡散を示唆している可能性があります。これらのスケールの密度を考慮すると、非理想的な磁気流体力学的効果。したがって、我々の結果は、HH211の20auケプラー円盤の形成を可能にする効率的な両極性拡散のシナリオをサポートする可能性があります。
マルチサーマルフラックスロープの太陽噴火の失敗
| Title |
Failed_Solar_Eruption_of_A_Multi-thermal_Flux_Rope |
| Authors |
Leping_Li,_Hongqiang_Song,_Hardi_Peter,_Lakshmi_Pradeep_Chitta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11148 |
高温プラズマをホストする磁束ロープ(FR)は、コロナ質量放出の物理学の中心であると考えられています。このようなFRは、太陽動力学観測所(SDO)に搭載された大気イメージングアセンブリ(AIA)の通過帯域で広く観測されており、10MK付近の高温プラズマからの放射に敏感です。対照的に、FRのより暖かい（約1MK）対応物の観測はまばらです。この研究では、ホットプラズマとウォームプラズマの両方をホストするマルチサーマルFRの失敗した噴火を報告します。2015年5月1日、AIAの高温通過帯域にホットチャネルが太陽の南東端から近くのフレアの南に現れ、外側に向かって噴出しました。噴火時は噴火方向に対して垂直に回転した。ホットチャンネルは噴火を停止し、徐々に消失し、噴火の失敗を示しました。ホットチャネル噴火の間、AIA低温通過帯域にウォームチャネルが連続的に現れました。噴火の失敗、回転、消失など、同様の進化を遂げてホットチャンネルに至りました。AIA低温画像では、暖水路噴火の前方に明るい圧縮前線が形成されている。ホットチャネルとウォームチャネルの噴火の下で小さなフレアが発生し、その上で噴出チャネルとその下のフレアを接続するいくつかのカレントシートがAIA高温通過帯域に形成されました。ホットチャネルとウォームチャネルの間の空間的および時間的関係を調査すると、両方のチャネルが一緒にねじれ、高温と低温のプラズマを持つ同じマルチサーマルFRを構成することが示唆されます。
メタノールメーザー観測による大質量星形成領域 IRAS 18144-1723 の特性解明
| Title |
Characterising_the_high-mass_star_forming_region_IRAS_18144-1723_through_methanol_maser_observations |
| Authors |
Esraa_Khafagy,_khaled_A._Edris,_Osama_M._Shalabiea,_Anna_Bartkiewicz,_Anita_M.S._Richards_and_Zainab_Awad |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11211 |
6.7GHzメタノールメーザー線の観測による大質量星形成領域IRAS18144--1723の研究を紹介します。このような領域は、短波長では不透明ですが、電波輝線を通して観察できます。この研究では、Multi-Element-Radio-Interferometer-Network(MERLIN)を使用して、ミリ秒単位でソースの運動学を追跡しました。以前に検出されたCO範囲21.3--71.3kms$^{-1}$の中心付近に、LSR速度範囲45--52kms$^{-1}$に52個のメーザースポットが見つかりました。IRAS18144--1723`B'の$\sim$0$''$.5以内にあり、若いクラスI原始星と考えられています。それらの分布は、楕円として近似できます。これが回転している場合、その軸は南東から北西に向いています。発光領域の最も可能性の高い形態は、ディスクと流出の間の相互作用であり、おそらく非常に大きな開口角を持っています。発生源「B」を中心とするアークミンスケールのCO流出は東西方向を向いており、メタノールメーザーはほぼこの方向で速度勾配の最大分散を示しているため、運動学は複雑であり、複数の発生源が原因である可能性があることを示唆しています。.また、ケプラー円板または単純なバイポーラ流出の運動学的モデルもテストしましたが、どちらもメーザークランプの運動学およびそれらの内部速度の特性と互換性がありません。
GWAC アーカイブにある 43 個のフレア星の磁気活動とパラメータ
| Title |
Magnetic_activities_and_parameters_of_43_flare_stars_in_the_GWAC_archive |
| Authors |
Guang-Wei_Li,_Chao_Wu,_Gui-Ping_Zhou,_Chen_Yang,_Hua-Li_Li,_Jie_Chen,_Li-Ping_Xin,_Jing_Wang,_Hasitieer_Haerken,_Chao-Hong_Ma,_Hong-Bo_Cai,_Xu-Hui_Han,_Lei_Huang,_Xiao-Meng_Lu,_Jian-Ying_Bai,_Xu-Kang_Zhang,_Xin-Li_Hao,_Xiang-Yu_Wang,_Zi-Gao_Dai,_En-Wei_Liang,_Xiao-Feng_Meng,_Jian-Yan_Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11240 |
地上広角カメラ(GWAC)のアーカイブで、43の星からの43個の白色光フレアを発見しました。そのうちの3個は交感神経または相同フレアであり、そのうちの1個には、13.0ドルの周期を持つ準周期的な脈動も含まれています\。pm1.5$分。これらの43個のフレア星のうち、19個の新しいアクティブな星と、利用可能なTESSおよび/またはK2光曲線を持つ41個の星があり、そこから931個の星のフレアが見つかりました。また、34個のGWACフレア星の自転または公転周期(そのうち33個は5.4日未満)と、これらの光度曲線から3つの食連星の天体暦を取得しました。LAMOSTとXinglong2.16m望遠鏡の低解像度スペクトルを組み合わせて、$L_{\rmH\alpha}/L_{\rmbol}$が回転活動図の飽和領域にあることを発見しました。LAMOSTの中解像度スペクトルから、星\#3(HAT178-02667)が2つのH$\alpha$放射を持っていることを発見しました。13の星は、TESSおよび/またはK2ライトカーブからのフレア頻度分布(FFD)を持っています。これらのFFDは、GWACによって検出されたフレアが0.5～9.5年$^{-1}$の頻度で発生する可能性があることを示しています。居住可能な惑星へのフレアの影響もこれらのFFDに基づいて研究され、一部のGWACフレア星からのフレアは、オゾン層を破壊するのに十分なエネルギーのフレアを生成する可能性がありますが、居住可能な惑星でプレバイオティクス化学を引き起こすものはありません。
コロナジェットシミュレーションにおける磁気エネルギーとヘリシティの比較
自由/非ポテンシャル磁気エネルギーは、太陽コロナの活動的な現象の必要な要素ですが、噴火プロセスのトリガーのマーカーとしての役割はとらえどころのないままです。磁場のポテンシャル成分と非ポテンシャル成分への独自の分解に基づいて、磁気エネルギーとヘリシティの両方を2つの量に独自に分解することもできます。コロナジェットを生成できる構成の2つの3DMHDパラメトリックシミュレーションを使用して、磁気エネルギーと相対的な磁気ヘリシティのダイナミクスを比較します。両方のシミュレーションは、同じ初期設定とラインで結ばれた下部境界の運転プロファイルを共有しています。ただし、それらは強制の持続時間によって異なります。あるシミュレーションでは、ヘリカルジェットが誘導されるようにシステムを十分に駆動します。ただし、ジェットの生成は著しく遅れます。ジェットが最終的に誘導される前に、比較的長い強度の再結合フェーズが発生します。もう1つの参照シミュレーションでは、システムはより短い時間で駆動され、ジェットは生成されません。予想通り、ジェット生成シミュレーションには、より高い値の非ポテンシャルエネルギーと非ポテンシャルヘリシティが含まれていることがわかります。駆動段階の終わりとジェット生成の間の段階に注目すると、磁気エネルギーは比較的一定のままですが、磁気ヘリシティには顕著な進化があることに注意してください。この運転後のフェーズでは、全磁気エネルギーに対する非ポテンシャルの比率が非常にわずかに減少し、ヘリシティ噴火指数が大幅に増加します。ジェットは、システムがこのヘリシティ噴火指数の最高値にあるときに生成されます。このプロキシは、ジェット生成フェーズ中に大幅に減少します。自由エネルギーも減少しますが、ジェットが生成されているときはピークを示しません。
熱い星の風の運転
高温星の体制では、紫外線天文学の時代まで風は一般的なものとは見なされていませんでした.紫外線の波長範囲にアクセスできるようになったので、風は特定の天体に限定された風変わりな現象ではなく、高温で大質量の星の間で実際にどこにでもあることが明らかになりました。スペクトル線による不透明度は、高温で巨大な星が強力な風を起こすことを可能にする決定的な要素です。これらのいわゆるライン駆動風の基本原理は数十年前に実現されましたが、それらの適切な定量的予測は今日でも大きな課題です。確立された理論的および経験的記述により、私たちはすべての天体物理学的スケールで大きな進歩を遂げることができました。しかし、熱い星風の性質に関するさまざまな基本的な洞察がまだ不足しているため、特に恒星または亜恒星の仲間を扱う場合は特に、より深い結論を引き出すことができず、現在、それらの限界に達しています。これは、観測的および新しい理論的アプローチにおいて、まだ前例のないレベルの詳細で答えを探している新世代の研究者を生み出しました。これらの議事録では、熱い星の風を駆動する基本原則が簡単に見直されます。古典的なCAK理論とその拡張から始まり、モンテカルロと最近のcomoving-frameベースのシミュレーションを通じて、熱い星風の加速を記述およびモデル化するためのさまざまな方法が紹介されます。このレビューでは、OBおよびWolf-Rayetスター風に関する不安定性と、定性的および定量的な洞察について簡単に説明します。さらに、コンパニオンの課題と放射線による風への影響についても概説されています。
GD 99: 古い ZZ Ceti の友人の再調査
環境。測光宇宙ミッションのおかげで、白色矮星、特に脈動する星の特性について、ますます多くのことがわかりました。パルセータの場合、アステオ地震学によって、他の方法では隠された内部への洞察を得る機会があります。宇宙ベースの観測に加えて、宇宙ベースの測定を補完する観測として、または選択されたターゲットでの個別の長時間ベース観測の実行として、地上からの白色矮星の脈動を研究する機会もあります。ねらい。私たちは、明るく十分に研究されていないZZCeti星GD99の長期的な単一サイト観測を目指しています。このターゲット。メソッド。異なるエポックで得られた光度曲線のフーリエ解析を実行しました。脈動の通常モードを見つけた後、2018年版の白色矮星進化コードを実行して、周期適合のモデルグリッドを構築します。最適なモデルの地震距離を、ガイア測定によって提供された幾何学的な値と比較しました。結果。GD99は、7つの新しい周期を検出したため、200～1100秒の周期範囲で脈動モードが豊富であることがわかりました。文献データと合わせて、11のモードを使用して星震度に適合させることができました。Teff=12600KおよびM*=0.85Msunの星震モデルの解を最適として受け入れましたが、これは、分光学的値に基づいて予想したよりも重い星を示唆しています。このモデル解によって導き出された地震距離とガイアの幾何学的距離の差は約4pcです。また、TESSの観測に基づいて星の自転速度を12.11時間と推定しました。
| Title |
Determination_of_the_angular_momentum_of_the_Kerr_black_hole_from_equatorial_geodesic_motion |
| Authors |
Laura_O._Villegas,_Eduardo_Ramirez-Codiz,_V\'ictor_Jaramillo,_Juan_Carlos_Degollado,_Claudia_Moreno,_Dar\'io_N\'u\~nez_and_Fernando_J._Romero-Cruz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10464 |
カー時空における物体の軌道の観測に基づいて、ブラックホールの角運動量を決定する方法を提示します。ハミルトン方程式を使用して粒子のダイナミクスを記述し、赤道軌道の結果を提示して、ブラックホールの角運動量の大きさの代数方程式を取得します。動的方程式を解くために数値コードを調整し、それを使用して合成データを生成します。いくつかの代表的な例でこの方法を適用し、軌道のパラメーターと入力データとよく一致するブラックホールの角運動量を取得します。
初期宇宙における非ユニタリ3ニュートリノ混合
標準モデルを超える多くの物理シナリオでは、3ニュートリノ混合の正準図式における単一性からの逸脱が予想されます。新しい重い中性レプトンと3つの軽いニュートリノの混合は、原則として、荷電電流および中性電流と物質との相互作用の強度とフレーバー構造を変更します。したがって、非ユニタリティ効果は、初期宇宙におけるニュートリノのデカップリングプロセスと、ニュートリノの有効数$N_{\rmeff}$の値に影響を与えます。非ユニタリニュートリノ混合行列を使用して放射の形で宇宙エネルギー密度を計算し、パラメータ間の相互作用の可能性に対処します。今後の宇宙観測からの$N_{\rmeff}$の非常に正確な測定は、単一性からの逸脱に対する独立した補完的な限界を提供することができます。完全を期すために、ユニタリティから非標準ニュートリノ相互作用へのわずかな逸脱のシナリオを関連付け、予測された制約を文献の他の既存の制限と比較します。
極超音速コアの有無にかかわらず中性子星の特性に対する $\sigma$ カット ポテンシャルの影響
| Title |
Effect_of_the_$\sigma$-cut_potential_on_the_properties_of_neutron_stars_with_or_without_a_hyperonic_core |
| Authors |
N._K._Patra,_B._K._Sharma,_A._Reghunath,_A._K._H._Das_and_T._K._Jha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10616 |
大質量パルサー($M\simeq2M_{\odot}$)の最近の観測に動機付けられて、高密度物質の状態方程式(EOS)とその特性に$\sigma$カットポテンシャルを採用しました。TM1$^{*}$パラメーターセットを使用した相対論的平均場(RMF)モデル内の中性子星の数。$\sigma$カットポテンシャルは、$\sigma$フィールドの寄与を減少させることが知られており、その結果、高密度でEOSが硬くなり、通常の飽和密度での核物質の特性に影響を与えることなく、中性子星の質量が大きくなります。また、純粋な中性子物質と、ハイパーロンコアの有無にかかわらず中性子星物質に対する同じ効果を分析し、利用可能な理論的、実験的、および観測データと比較しました。対応する潮汐変形能($\Lambda_{1.4}$)も計算されます。ハイパー核ポテンシャルに固定された中間子-ハイペロン結合の選択により、$f_{s}=0.6$に対して$\sigma$カットポテンシャルを採用することにより、質量が$\approx10~\%$増加する。私たちの結果は、さまざまな実験的制約および観測データ、特にGW170817データとよく一致しています。
NEST モデルのレビュー、および液体キセノン実験における粒子識別の改善への適用
| Title |
A_Review_of_NEST_Models,_and_Their_Application_to_Improvement_of_Particle_Identification_in_Liquid_Xenon_Experiments |
| Authors |
M._Szydagis,_J._Balajthy,_G.A._Block,_J.P._Brodsky,_E._Brown,_J.E._Cutter,_S.J._Farrell,_J._Huang,_E.S._Kozlova,_C.S._Liebenthal,_A._Manalaysay,_D.N._McKinsey,_K._McMichael,_M._Mooney,_J._Mueller,_K._Ni,_G.R.C._Rischbieter,_M._Tripathi,_C.D._Tunnell,_V._Velan,_M.D._Wyman,_Z._Zhao,_and_M._Zhong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10726 |
液体キセノンは、レアイベント物理検索のリーダーです。電荷と光の生成の正確なモデリングは、この媒体の信号と背景をシミュレートするための鍵です。貴元素シミュレーション技術(NEST)におけるシグナル生成モデルとバックグラウンド生成モデルが提示されます。NESTは、実験データに基づくシミュレーションツールキットであり、平均電荷と光収率、およびそれらの変動について、単純な実験式を使用して適合します。NESTはまた、最終的なシンチレーションパルスをシミュレートし、粒子の種類、エネルギー、電場の関数として正しいエネルギー分解能を示します。XENON、ZEPLIN、LUX/LZ、およびPandaXから引き出されたいくつかの特定の例を使用して生データに対してNESTを精査した後、そのモデルを補間および推定して、将来の検出器(XLZDなど)の特性に関する新しい結論を引き出します。潜在的な核反動信号、特にWIMP暗黒物質からの電子(ic)反跳バックグラウンドの可能な限り最良の弁別。よく引用される99.5%識別の値は過度に保守的であることを発見し、合理的に達成可能なドリフトフィールドで高い光子検出効率(g1~15-20%)を使用して、さらに1桁の改善(99.95%識別)を達成できることを示しています。200-350V/cm。
磁化された Taylor-Couette 流における磁気回転不安定性の非線形進化：スケーリング特性と今後の DRESDYN-MRI 実験との関係
| Title |
Nonlinear_evolution_of_magnetorotational_instability_in_a_magnetized_Taylor-Couette_flow:_scaling_properties_and_relation_to_upcoming_DRESDYN-MRI_experiment |
| Authors |
A._Mishra,_G._Mamatsashvili,_F._Stefani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.10811 |
磁気回転不安定性(MRI)は、天体物理ディスクの角運動量輸送を駆動する最も可能性の高いメカニズムです。しかし、多くの努力にもかかわらず、実験室でのMRIの直接的な実験的証拠はまだありません。最近、軸方向磁場を持つ2つの回転する同軸シリンダー間のMRI(SMRI)の標準バージョンの1D線形解析を実行し、SMRIが円筒磁化テイラークエット(TC)フローを使用した今後のDRESDYN-MRI実験で検出できることを示しました。液体ナトリウムで。DRESDYN-MRI実験に関連するこのフォローアップ研究では、SMRIの非線形進化と飽和特性に焦点を当て、基本的なTCフローのさまざまなパラメーターに関してそのスケーリング動作を分析します。磁気レイノルズ数$Rm\in[8.5,37.1]$、ランドキスト数$Lu\in[1.5,15.5]$、レイノルズ数$Re\in[10^3,10^5]$。固定$Rm$に対して、液体ナトリウムに典型的な値を目指して、$Pm\simO(10^{-4})$までの小さな磁気プラントル数に対するSMRIの非線形ダイナミクスを調査します。飽和状態では、角運動量輸送を特徴付けるSMRIの磁気エネルギーと関連する円柱のトルクは、固定$(Lu,Re)$の場合は$Rm$とともに増加し、固定$(Lu,Rm)$の場合は、$Re$が増加すると、磁気エネルギーが減少し、トルクが増加します。また、$Re$の関数として磁気エネルギーとトルクのスケーリングを調べ、磁気エネルギーと$Re^{0.4...の電力法則依存$Re^{-0.6...-0.5}$を見つけます。$(Lu,Rm)$と高い$Re\geq4000$のすべてのセットでのトルクは0.5}$です。また、Lundquist数と角速度への依存性についても調べます。ここで導き出されたスケーリング則は、実験室でSMRIを決定的かつ明確に識別するために、数値結果とDRESDYN-MRI実験から得られた結果とのその後の分析および比較に役立ちます。
$(R+R_0)^{3/2}$項の$F(R)$重力インフレモデル
提案されたインフレモデルは、スタロビンスキー$R+R^2$モデルの1パラメーター一般化であり、パラメーターが$(R+3m^2\beta^2)^{3/2}$項を含みます。$m$はスタロビンスキーモデルと同じ方法で定義されたインフレトン質量で、$\beta$は無次元定数です。共形変換とアインシュタインフレームポテンシャルを使用して、提案されたモデルのインフレーションパラメータを取得します。テンソルとスカラーの比率$r$の値は、スタロビンスキーモデルよりも大きくなっています。考慮されたインフレモデルは、現在の観察データによく適合します。
観測されていない短波長のスカラーモードとテンソルモードとの重力相互作用によって、超ハッブル宇宙論的ゆらぎがインフレーション中にデコヒーレンスされる速度を計算します。これは、摂動計算とは対照的に、観測の関心の遅い時期に制御下にあるオープン有効場理論の方法を使用して行います。私たちの結果は、単一クロックモデルで一般相対性理論によって予測された自己相互作用のみを組み込んでいるという意味で最小限です（追加の相互作用チャネルはデコヒーレンスを高速化するだけです）。デコヒーレンスは、最初のスローロールパラメーターとプランク単位でのインフレーション中のエネルギー密度の両方によって抑制されますが、ハッブル単位での関心のあるスケール内に含まれるボリュームによって強化されることがわかります。これは、宇宙マイクロ波背景放射で調査されたスケールでは、インフレーションが$\sim5\times10^{9}$GeVを超えるとすぐにデコヒーレンスが有効になることを意味します。あるいは、インフレーションがGUTスケールで進行する場合、デコヒーレンスは、インフレーションの最後の~13回のeフォールドでハッブル半径を横切るスケールについてのみ不完全です。また、短波長スカラーモードが原始テンソル摂動をデコヒーリングする方法を計算し、スローロールパラメーターによって抑制されない高速レートを見つけます。デコヒーレンスのパラメトリック依存性とその進行速度を特定することは、量子効果を探す方法を提案するのに役立ちます。
CMB でのエンタングルメント マスカレード
| Title |
Entanglement_masquerading_in_the_CMB |
| Authors |
Arsalan_Adil,_Andreas_Albrecht,_Rose_Baunach,_R._Holman,_Raquel_H._Ribeiro,_Benoit_J._Richard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11079 |
最も単純な単一フィールドインフレーションモデルは、今日観測された宇宙マイクロ波背景放射(CMB)のパターンに関連するすべての寄与を捉えています。これらのモデルにおける重要な仮定は、そのようなパターンの源となる量子インフレ変動は、特定の量子状態、つまりバンチ・デイビス(BD)状態によって生成されるということです。これは理論的な観点からは十分に動機付けられた選択ですが、現在のデータが他の、同様に十分に動機付けられた状態の選択を除外できるかどうかという問題が生じます。特に、arXiv:2104.13410[hep-th]で以前に示したように、エンタングルメントは、「ローリング」スペクテータースカラーフィールドの存在を考えると、インフレーション中に自然かつ必然的に動的に生成されます。標準的なBDの結果と比較して、潜在的に測定可能な偏差があります。この作業のために、モンテカルロ法を使用してプランクCMBデータを使用してもつれ状態の制約(または検出)を体系的に調査できる摂動フレームワークを開発しました。私たちのフレームワークでアクセス可能なもつれ状態のほとんどは、データと一致することがわかりました。プランク制約を飽和させ、さまざまな可能性の中でデータが持つ可能性のある好みをより体系的に調査するには、フレームワークを拡張して、より多様なエンタングル状態を許可する必要があります。
ダークセクターの展望
暗黒物質、暗黒エネルギー、および宇宙の構造の起源について、いくつかの新しい視点を提示します。まず、後者の2つの問題を理解するには、標準点粒子有効場理論の分析を超える必要があると主張します。次に、ヘテロティック超弦理論から統一されたダークセクターモデルを構築しようとする最近の研究を概説します。最後に、超弦理論の非摂動的な定義から初期宇宙の宇宙論を直接取得するための新しい研究努力について説明します。
中性子星のコアにおける摂動的 QCD の有用性についての考察
この寄稿では、摂動QCDが中性子星のコアの物質を研究する際に提供する有用性について説明します。摂動QCDが、制御された計算を実行できる密度よりもはるかに低い密度で状態方程式を制約できる理由について説明します。摂動QCDが中性子星の核モデリングにどのように情報を与えることができるか、またそれが状態方程式の推論にどのように影響するかについて説明します。そして最後に、QCD状態図への影響について議論し、QCD入力によって明らかにされた状態方程式の興味深い特徴を使用して、ほとんどの大質量中性子星にクォーク物質コアが存在することを主張できると主張します。
テレパラレル重力の一般的な有効場理論
| Title |
General_Effective_Field_Theory_of_Teleparallel_Gravity |
| Authors |
Maria_Mylova,_Jackson_Levi_Said,_Emmanuel_N._Saridakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11420 |
一般相対性理論(TEGR)のテレパラレル等価の有効場理論(EFT)を構築します。最初に、スカラー場とテトラッドの必要な場の再定義を提示します。次に、ねじりテンソルとその導関数、およびスカラー場の導関数を含み、すべての演算子がスケール$\ラムダ$.フィールドの再定義を使用してすべての冗長な用語を削除すると、TEGRのEFTが得られます。これには、一般相対性理論のEFTと比較して、はるかに多くの用語が含まれます。最後に、宇宙論的枠組みでのアプリケーションを提示します。興味深いことに、GRとTEGRは古典的な方程式のレベルでは完全に同等ですが、対応するEFTにはわずかではあるがゼロではない違いがあることがわかります。したがって、より高いエネルギーでは、励起と余分な自由度の特徴が2つの理論でわずかに異なり、理論的に区別できることを確認します。それにもかかわらず、これらの違いは重い質量スケール$\Lambda$によって抑制されているため、将来の実験や観測で測定できるとは限りません。
大気中の陽子制動放射からのミリ荷電粒子
軽いミリ荷電粒子は、宇宙線が大気と衝突する際の中間子崩壊から多量に生成される可能性があり、大規模な地下ニュートリノ検出器で検出可能な信号につながります。この論文では、大気中でミリ荷電粒子を生成する新しいチャネルである陽子制動放射プロセスを研究しています。陽子制動放射チャネルは、以前に研究されたメソン崩壊チャネルよりもはるかに大きなミリ荷電粒子のフラックスを生成できることがわかり、その結果、SuperK限界がほぼ1桁改善されました。その結果、SuperKは、ArgoNeuTの現在の主要な制限を超えて、新しいパラメーター空間を調べることができます。さらに、陽子制動放射プロセスに関する研究は、大気中で生成された他の軽粒子や、陽子加速器でのミリ荷電粒子探索に拡張できることに注意してください。
相反性からのアクシオン ハロー スコープ信号電力
アクシオンハロースコープは、銀河のハローから暗黒物質のアクシオンを検索します。最も一般的な方法は、アクシオンの有効電流密度によって供給される電力の過剰を測定することです。検出またはその欠如からアクシオンパラメーターを制約するには、予想される信号電力を推定する必要があります。多くの場合、これは、たとえば反射測定を介して、既知であるが異なるソース電流密度に対するハロスコープの応答を調べることによって行われます。ただし、両方のソースが同じ電磁界を誘導する特別な場合にのみ、反射測定から得られた量がアクシオン測定中のセットアップを適切に説明します。これは従来の共振空洞ハロスコープには有効かもしれませんが、パラボラアンテナや誘電体ハロスコープなどの新しいブロードバンドまたはオープン設計では、この仮定を行うことはできません。アクシオン誘起フィールドと反射誘起フィールドの間のより一般的な関係が必要です。この記事では、ローレンツの相反定理を使用して、測定不可能なアクシオン誘起フィールドの代わりに測定可能な反射誘起フィールドに依存するアクシオン信号パワーの式を導き出します。これにより、未知のアクシオンソースに対するハロスコープの応答を知る必要が完全に回避されます。これは、共振空洞、誘電体ハロースコープ、広帯域パラボラアンテナなど、さまざまなハロースコープに適用されます。
| Title |
Quantum_chemical_computations_of_gas-phase_glycolaldehyde_deuteration_and_constraints_to_its_formation_route |
| Authors |
F._Vazart,_C._Ceccarelli,_D._Skouteris,_N._Balucani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11563 |
何十年にもわたって多数の星間複合有機分子(iCOM)が検出されてきたにもかかわらず、それらが気相で合成されるのか、それとも星間粒子の氷の表面で合成されるのかはまだ議論の余地があります。これまで、分子の重水素化は、小さくて豊富な水素化星間種の形成経路を制限するために使用されてきました。最近では、最も興味深いiCOMの1つであるホルムアミドの重水素化度も、気相反応NH$_2$+H$_2$COによって形成されるという仮説で説明されています。この記事では、分子の重水素化を使用して、重要なプレバイオティクス種である別のiCOMであるグリコールアルデヒドの形成を制限することを目指しています。より具体的には、専用の電子構造計算と速度論計算を実行して、Skouterisetal.の提案に従って親種である可能性のあるエタノールのグリコールアルデヒド重水素化度を確立しました。（2018）。1つのD原子を含む種の存在比は、すべてのプロチウムの対応物よりも生成されるDアイソトポマーに依存し、0.9から0.5まで変化することがわかりました。これらの理論的予測は、太陽に似た原始星IRAS16293-2422に対して測定されたグリコールアルデヒドおよびエタノールの一重水素化アイソトポマーと非常によく比較され、グリコールアルデヒドがこのソースの気相で生成される可能性があるという仮説を支持しています。さらに、本研究は、iCOMの重水素分画が、親種の重水素分画に基づいて単純に予測することはできず、ホルムアミドの場合で既に示されているように、特定の研究が必要であることを確認しています。
Dendro-GR による連星ブラック ホールの超並列シミュレーション
| Title |
Massively_parallel_simulations_of_binary_black_holes_with_Dendro-GR |
| Authors |
Milinda_Fernando,_David_Neilsen,_Yosef_Zlochower,_Eric_W._Hirschmann,_Hari_Sundar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11575 |
新しいDendro-GRコードの結果を提示します。これらには、質量比q=16までの連星ブラックホールの合体のシミュレーションが含まれます。Dendro-GRはWaveletAdaptiveMulti-Resolution(WAMR)を使用して、時空ジオメトリに適応した非構造化グリッドをオクツリーベースのデータ構造と共に生成します。優れたスケーリング、改善された収束特性、および計算リソースの効率的な使用を示します。LazEvと比較してコードを検証します。
超プランク毛を持つ非特異ブラック ホールは、S2 星のデータから除外されていますか?
| Title |
Are_nonsingular_black_holes_with_super-Planckian_hair_ruled_out_by_S2_star_data? |
| Authors |
M._Cadoni,_M._De_Laurentis,_I._De_Martino,_R._Della_Monica,_M._Oi,_and_A._P._Sanna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11585 |
プランクスケールよりも階層的に大きい可能性がある追加のヘア$\ell$による、質量$M$のシュヴァルツシルト解の強い変形を表す、新しい非特異ブラックホール時空を提案します。私たちのブラックホールモデルは、シュバルツシルト解に対するdeSitterコアと$\mathcal{O}(\ell^2/r^2)$遅い減衰補正を示します。$0.2\lesssim\ell/GM\lesssim\,0.3$の場合、私たちのブラックホールの解は熱力学的に優先され、シュヴァルツシルトの場合からのテスト粒子の軌道の大きな偏差によって特徴付けられます。特に、近日点の歳差運動角度の修正は、$\ell$で線形にスケーリングされます。$\text{SgrA}^*$の周りのS2星の軌道の利用可能なデータを使用してモデルをテストします。これらのデータは、ヘア$\ell$の値を強く制約し、$\sim\,0.47\,GM$の上限をキャストしますが、超プランクヘアを持つ通常のブラックホールの存在の可能性を排除しません。
地平線からデ・シッターを探る
deSitterバックグラウンドのQFTでは、未来にプッシュされたフィールドと共動する観測者の過去の地平線との間の相関関係を調べることができます。これは、観測者の原因となるダイヤモンド(静的パッチとして知られている)の物理学のきちんとしたプローブです。この可観測量を使用して、相互作用する理論における準正規スペクトルの一般化を行い、それをdS相関器のK\"all\'en-Lehmann展開に現れるスペクトル密度に結び付けます。有限温度有効関数も導入します。境界に結合された自由なバルク場からなる場の理論相関器の低周波展開にそれを一致させることで、ユニタリティに続くEFTパラメータの正の制約を見つけます。
