BOSS 銀河サーベイからの修正重力に対する制約
| Title |
Constraints_on_modified_gravity_from_the_BOSS_galaxy_survey |
| Authors |
Lorenzo_Piga,_Marco_Marinucci,_Guido_D'Amico,_Massimo_Pietroni,_Filippo_Vernizzi,_Bill_S._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12523 |
BOSSDR12の赤方偏移空間の銀河パワースペクトルから、スケールに依存しない修正重力に新しい制約を設定するパイプラインを開発します。後者は、摂動論における1ループ次までの大規模構造の有効場理論を用いてモデル化されています。合成データとシミュレートされたデータでパイプラインをテストし、周辺化と理論的エラーによる推測された宇宙論的パラメーターの体系的なバイアスを評価し、それを$\Lambda$CDMバックグラウンドを持つDGPモデルの通常の分岐に適用します。nDGPパラメータ$\Omega_{\rmrc}$と変動の原始振幅$A_s$の間の強い縮退による偏った事後分布を観察します。後者をプランク中心値に固定すると、95$\%$C.L.で$\Omega_{\rmrc}\lesssim0.2$が得られます。また、この境界の事前依存を軽減する手順についても説明します。
(ほぼ) $z\sim 5-7$ での銀河間媒体中の中性水素画分に対するモデルに依存しない制約 Ly$\alpha$ および
Ly$\beta$ フォレストの暗いピクセル画分を使用
| Title |
(Nearly)_Model-Independent_Constraints_on_the_Neutral_Hydrogen_Fraction_in_the_Intergalactic_Medium_at_$z\sim_5-7$_Using_Dark_Pixel_Fractions_in_Ly$\alpha$_and_Ly$\beta$_Forests |
| Authors |
Xiangyu_Jin,_Jinyi_Yang,_Xiaohui_Fan,_Feige_Wang,_Eduardo_Ba\~nados,_Fuyan_Bian,_Frederick_B._Davies,_Anna-Christina_Eilers,_Emanuele_Paolo_Farina,_Joseph_F._Hennawi,_Fabio_Pacucci,_Bram_Venemans,_Fabian_Walter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12613 |
宇宙の再電離は、銀河間媒質(IGM)における中性から高度に電離した水素への最後の主要な相転移でした。現在の観測では、IGMは$z>7$で有意に中立であり、$z\sim5.5$で大部分がイオン化されていることが示されています。ただし、IGM中性部分を測定するほとんどの方法はモデルに大きく依存しており、IGMの体積平均中性部分が比較的低い($\bar{x}_{\rmHI}\lesssim10^{-3}$)または1に近い($\bar{x}_{\rmHI}\sim1$)。特に、$z=6-7$の臨界赤方偏移範囲でのIGMの中性部分の進化は、ほとんど制約されていません。$5.73<z<7.09$で$53$クエーサーの深い光学スペクトルを分析することにより、$z\sim5.1-6.8$で$\bar{x}_{\rmHI}$に新しい制約を提示します。ライマン$\alpha$(Ly$\alpha$)およびライマン$\beta$(Ly$\beta$)フォレストで特定された「暗い」ピクセルの割合に基づいて、中性水素割合のモデルに依存しない上限を導き出します。、IGMモデルまたはクエーサー連続体の固有の形状に関する仮定なし。これらは、クエーサー吸収測定を使用した$z\sim6.2-6.8$でのIGMの中性水素分率に対する最初のモデルに依存しない制約です。私たちの結果は、$\bar{x}_{\rmHI}(z=6.3)<0.79\pm0.04$(1$\sigma$)、$\bar{x}_{\rmHI}の上限を示します。(z=6.5)<0.87\pm0.03$(1$\sigma$)、および$\bar{x}_{\rmHI}(z=6.7)<0.94^{+0.06}_{-0.09}$(1$\sigma$)。$z>6.1$の暗いピクセル部分は、Planck2018から得られたIGMの中立部分の赤方偏移の進化と一致しています。
HIGlow: 忠実度の高い HI マップ モデリングのための条件付き正規化フロー
今後の大規模な調査から宇宙論的および天体物理学的情報を最大限に抽出することは、依然として課題です。これには、正確な可能性の評価、パラメーターの推定、および受信した高次元データセットの新しい多様な合成例の生成が含まれます。この作業では、CAMELSプロジェクトからの中性水素(HI)マップの生成モデルとして正規化フローの使用を提案します。フローの正規化は、パラメーターの推定と新しい現実的な例の生成において非常に成功しています。私たちのモデルは、HIマップの空間構造を利用してデータの統計を忠実に追跡し、忠実度の高いサンプル生成と効率的なパラメーター推定を可能にします。
インフレーション中の励起スカラー場からのワンループ テンソル パワー スペクトル
インイン形式を使用して、励起されたスペクテータースカラーフィールドの存在下で、インフレーションテンソルパワースペクトルの一貫した1ループ計算を提示します。テンソルモードのスーパーホライズン原始パワースペクトルは、サブホライズンスカラーフィールドのループ効果によってスケール不変に強化または縮小できることがわかりました。私たちの計算には、以前の文献で古典的に計算されたスカラー誘起重力波スペクトルも含まれています。これは、スカラー場が増幅されるスケールの近くでのみ重要です。スーパーホライズン増強は、相互作用ハミルトニアンの高次効果であり、非線形相互作用によって導入されたボゴリュボフ変換として理解できます。一方、テンソルパワースペクトルのスケール不変縮小は、4次のスカラー-スカラー-テンソル-テンソル結合により発生する可能性があります。この現象は、セパレートユニバースアプローチにおける異方性BianchiタイプIバックグラウンドの進化として理解できます。私たちの結果は、大規模な測定がループ補正を通じて小規模な宇宙論的摂動の劇的な影響を間接的にテストする可能性があることを示唆しています。この可能性は、宇宙規模の重力波検出器を介して原始宇宙の小規模な物理学を調査する上で、新たな地平を開きます。
光子保存半数値モデル SCRIPT を使用した、今後の 21 cm 観測のための再電離パラメータの効率的な調査
| Title |
Efficient_exploration_of_reionization_parameters_for_the_upcoming_21_cm_observations_using_a_photon_conserving_semi-numerical_model_SCRIPT |
| Authors |
Barun_Maity_and_Tirthankar_Roy_Choudhury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12909 |
宇宙の再イオン化の歴史を制約する最も有望なプローブの1つは、中性水素の21cm放出ゆらぎのパワースペクトルです。対応する分析には、再イオン化の計算効率の高いモデリングが必要であり、通常は半数値シミュレーションによって達成されます。そのような半数値コードの1つであるSCRIPTが再イオン化パラメーターを制約する機能を調査します。私たちの研究では、今後のSKA-Lowに対応するモックデータセットを作成し、続いてモデルパラメーターを制約するベイジアン推論法を使用します。特に、推定されたパラメーターがモックに使用された入力に対して偏っていないかどうか、および推定がシミュレーションの解像度に影響されないかどうかを詳細に調査します。このモデルは両方の面で成功していることがわかります。また、不均一な再結合や放射フィードバックなどの複雑な物理プロセスを模倣できる再イオン化の単純なテンプレートモデルを開発し、適度な計算コストでグローバルな再イオン化の履歴を確実に復元できることを示します。私たちの結果は、将来の望遠鏡で期待される高品質のデータを使用して再電離を制限することに関連しています。
ユークリッドの準備。 XXVII。銀河団の2点相関関数の共分散モデル検証
| Title |
Euclid_preparation._XXVII._Covariance_model_validation_for_the_2-point_correlation_function_of_galaxy_clusters |
| Authors |
Euclid_Collaboration:_A._Fumagalli_(1_and_2_and_3_and_4),_A._Saro_(1_and_2_and_3_and_4),_S._Borgani_(1_and_3_and_2_and_4),_T._Castro_(3_and_2_and_4),_M._Costanzi_(1_and_3_and_2),_P._Monaco_(1_and_2_and_4_and_3),_E._Munari_(2),_E._Sefusatti_(2_and_4_and_3),_N._Aghanim_(5),_N._Auricchio_(6),_M._Baldi_(7_and_6_and_8),_C._Bodendorf_(9),_D._Bonino_(10),_E._Branchini_(11_and_12),_M._Brescia_(13_and_14),_J._Brinchmann_(15),_S._Camera_(16_and_17_and_10),_V._Capobianco_(10),_C._Carbone_(18),_J._Carretero_(19_and_20),_F._J._Castander_(21_and_22),_M._Castellano_(23),_S._Cavuoti_(14_and_24),_R._Cledassou_(25_and_26),_G._Congedo_(27),_C._J._Conselice_(28),_L._Conversi_(29_and_30),_Y._Copin_(31),_L._Corcione_(10),_F._Courbin_(32),_M._Cropper_(33),_A._Da_Silva_(34_and_35),_H._Degaudenzi_(36),_F._Dubath_(36),_et_al._(159_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12965 |
ねらい。銀河団の実空間2点相関関数の共分散の半解析モデルを検証します。メソッド。予想される銀河団のユークリッドサンプルを模倣する1000個のPINOCCHIOライトコーンを使用して、単純なモデルを調整し、クラスタリングの共分散を正確に記述します。次に、そのようなモデルを使用して、共分散の変動に対する尤度分析の応答を定量化し、銀河団のユークリッド調査に期待される統計レベルでの宇宙論依存行列の影響を調査します。結果。ポアソンショットノイズを含むガウスモデルでは、銀河団の2点相関関数の共分散が正しく予測されないことがわかりました。シミュレーションからフィッティングされたいくつかの追加パラメーターを導入することにより、提案されたモデルは、宇宙論的パラメーター$\Omega_{\rmm}$および$\の性能指数で約5%の差を伴い、10%の精度で数値共分散を再現します。sigma_8$.また、共分散の宇宙依存性により、平均値には含まれていない貴重な情報が追加され、クラスタークラスタリングの制約力が大幅に向上することがわかりました。最後に、宇宙論的性能指数は、質量ビニングを考慮に入れることでさらに改善できることがわかりました。私たちの結果は、銀河団のユークリッド調査の2点クラスタリング統計からの宇宙論的制約の導出に重要な意味を持ちます。
グループ II Herbig ディスクの二分法: ALMA ガス
ディスクの高さの測定値は、影のある大きな垂直に拡張されたディスクとコンパクトなフラット ディスクの両方を示しています
| Title |
A_dichotomy_in_group_II_Herbig_disks:_ALMA_gas_disk_height_measurements_show_both_shadowed_large_vertically_extended_disks_and_compact_flat_disks |
| Authors |
L._M._Stapper,_M._R._Hogerheijde,_E._F._van_Dishoeck,_T._Paneque-Carre\~no |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12532 |
Herbig星は、スペクトルエネルギー分布からの遠赤外線過剰の形状によって、グループIとグループIIに分類できます。この分離は進化的であり、これらのディスクの垂直構造に関連している可能性があります。Herbigディスクの放出の高さを決定し、両方のグループの結果の垂直範囲を比較することを目指しています。十分な速度と8つのHerbigディスク(4つのグループIおよび4つのグループIIソース)の十分な速度と空間分解能での12CO輝線のALMAバンド6観測は、他の研究で開発された幾何学的方法を介してチャネルマップからの放出高を決定するために使用されます。グループIのすべての円盤は、少なくとも0.25の高さと半径の比で垂直に伸びており、3つの円盤のガス放出プロファイルは200～500auまでたどることができます。グループIIの円盤は、グループIの円盤と同様の放射高プロファイルを持つMWC480とHD163296と、非常に平坦(10auの高さを超えない)でよりコンパクト(<200au)であるAKScoとHD142666に分けられます。サイズで）。主星の光度を考慮すると、円盤間の明るさ温度に違いは見られません。私たちの調査結果は、グループIの円盤が垂直方向に拡張され、グループIIの円盤が大きくてセルフシャドウ化されているかコンパクトであることを示唆する以前の研究と一致しています。MWC480とHD163296はどちらもグループIディスクの前駆体である可能性があり、ディスクの外側部分の照射を可能にする空洞が形成される前に現在見られます。非常に平らな円盤AKScoとHD142666は、これらの円盤の古い年代(<10Myrではなく~20)による重大な沈降が原因である可能性があります。これらの垂直構造の大きな違いは、これらの円盤のスペクトルエネルギー分布には反映されていません。Herbigサブグループをさらに特徴付けるには、より高い空間分解能と速度分解能でのより深い観測が必要です。
Pioneer Venus Large Probe Neutral Mass Spectrometer の CO2 プロファイルと分析モデル
| Title |
The_CO2_Profile_and_Analytical_Model_for_the_Pioneer_Venus_Large_Probe_Neutral_Mass_Spectrometer |
| Authors |
Rakesh_Mogul,_Sanjay_S._Limaye,_Michael._J._Way |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12557 |
金星(64.2-0.9km)の大幅に更新されたCO2高度プロファイルを提示し、粒子の潜在的な深部低大気ヘイズ(17km以下)をサポートします。PioneerVenusLargeProbe(PVLP)NeutralMassSpectrometer(LNMS)によって得られた質量スペクトルの新しい分析モデルを開発することにより、この情報を抽出しました。私たちのモデルは、降下中のLNMS構成と出力の変化を考慮し、ピーク形状の質量依存の変化を調整するデータフィッティングルーチンを介して同重体種のもつれを解くことを可能にします。このモデルは、密度単位(kgm-3)でのCO2、13C/12Cおよび18O/16Oの同位体比、および55.4～0.9kmにわたるCO2密度の14の測定値を生成します。これは、60kmでのCO2の最も完全な高度プロファイルを表します。今日まで表面に向かって。CO2密度プロファイルは、PVLPおよびVeNeRa宇宙船からの圧力、温度、および体積ガス測定とも一致しています。LNMS質量分析計の公称および低ノイズ操作は、いくつかの内部標準(CH3+、CH4+、40Ar+、136Xe2+、および136Xe+など)の動作(イオン化収率、フラグメンテーション収率、およびピーク形状など)によってサポートされています。降下を追跡しました。最後に、CO2プロファイルとLNMSスペクトルのレビューにより、これまで報告されていなかった下層大気の入口の部分的かつ急速に除去された詰まりが、複数の質量でのいくつかのその後のデータスパイクとともに明らかになりました。まとめると、これらの観察結果は、大気の取り込みが17km(およびそれより低い)で粒子の影響を受け、入口での急速な粒子分解がLNMSへの質量信号の一時的な流入をもたらしたことを示唆しています。
彗星67Pのロゼッタ/MIRO観測から導き出された実際の原始惑星物質のサブmm/mm光学特性
| Title |
Sub-mm/mm_optical_properties_of_real_protoplanetary_matter_derived_from_Rosetta/MIRO_observations_of_comet_67P |
| Authors |
Johanna_B\"urger,_Thilo_Gli{\ss}mann,_Anthony_Lethuillier,_Dorothea_Bischoff,_Bastian_Gundlach,_Harald_Mutschke,_Sonja_H\"ofer,_Sebastian_Wolf_and_J\"urgen_Blum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12807 |
原始惑星系と破片円盤の正確な理解とモデル化には、光学特性が必要です。彗星が太陽系で最も原始的な天体であると仮定することにより、私たちの目標は、実際の原始惑星物質の光学定数を導き出すことです。ロゼッタオービター用マイクロ波装置(MIRO)熱物理モデルと放射伝達モデルから導出された合成温度。彗星の2つの主要な形成シナリオに従って、小石と均一に詰まったダスト粒子で構成されるサブサーフェスレイヤーをモデル化します。均質なほこりの多い表面物質の場合、波長1.594mmと$\alpha\0.533mmの波長と$0.006~\mathrm{Wm^{-1}K^{-1}}$の一定の熱伝導率の場合、geq3.84~\mathrm{cm^{-1}}$。小石のシナリオでは、小石と1.594mmの波長に対して、複素屈折率$n=(1.074-1.256)+\mathrm{i}\,(2.580-7.431)\cdot10^{-3}が見つかります。$1mmから6mmの間の小石の半径。他の制約を考慮に入れると、我々の結果は、小石の半径が3mmから6mmの彗星サブサーフェスの小石の構成を示しています。導出された屈折率の実部は、小石の組成とその体積充填率を制約するために使用されます。光学的および物理的特性は、原始惑星系および破片円盤の観測の文脈で議論されています。
[OI] 原始惑星系円盤の外部光蒸発のプローブとしての 6300\AA$\,$ 放出
| Title |
[OI]_6300\AA$\,$_emission_as_a_probe_of_external_photoevaporation_of_protoplanetary_discs |
| Authors |
Giulia_Ballabio,_Thomas_J._Haworth,_and_W._J._Henney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13064 |
[OI]6300$\mathring{\mathrmA}$禁制線の有用性を研究して、さまざまな環境と距離の範囲で外部から駆動される光蒸発風を識別して解釈します。熱励起[OI]6300$\mathring{\mathrmA}$はよく知られている内部円盤風のトレーサーであるため、外部からの影響を区別できる必要があります。外風では、線は熱的に励起されず、代わりにOHの解離に起因し、そのプロセスから生じる線の光度がディスク/環境パラメーターにどのようにスケーリングするかを研究します。FUV放射場強度が約5000G$_0$を超えると、線の輝度が劇的に増加することがわかります。私たちのモデルから予測された光度は、オリオン星雲クラスターのプロプリドの線光度の測定値と一致しています。強い紫外線環境での高い光度だけでも診断として機能する可能性がありますが、[OI]対降着光度比の上昇は、2つの寄与をより適切に分離すると予測されます。これは、蒸発ディスクのプロプリドの形態を空間的に解決できない遠隔クラスターの外部光蒸発を識別する手段を提供できます。
MASCOT: 分子ガスの枯渇時間と金属量勾配 -- 活動銀河の消滅におけるフィードバックの証拠
| Title |
MASCOT:_Molecular_gas_depletion_times_and_metallicity_gradients_--_evidence_for_feedback_in_quenching_active_galaxies |
| Authors |
C._Bertemes,_D._Wylezalek,_M._Alb\'an,_M._Aravena,_W._M._Baker,_S._Cazzoli,_C._Cicone,_S._Mart\'in,_A._Schimek,_J._Wagg,_W._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12518 |
MaNGA-AROSurveyofCOTargets(MASCOT)の最初の公開データリリースの結果を提示し、星形成速度と星質量が星形成主系列の尾根より下に位置する銀河に関する研究に焦点を当てています。光学的に選択されたタイプ2AGN/ライナー/複合材料では、気相の金属量勾配$\nablaZ$とグローバル分子ガス枯渇時間$t_\mathrm{dep}=M_{H_2}$/SFRの間に経験的な関係が見られます。より平坦/正の勾配を示す「よりクエンチされた」システム。私たちの結果は、拡散電離ガス(DIG)および低電離核放出領域(LINER)による放出に対してもロバストであることが最近提案された(特定の銀河内の星形成領域に適用される)O3N2金属量診断に基づいています。観測された$\nablaZ$-$t_\mathrm{dep}$関係(流出、ガス降着、その場での星形成、合体、および形態学)の可能な要因について体系的な調査を行います。$\nablaZ$または$t_\mathrm{dep}$と、[OIII]速度の広がりによって追跡される集中流出強度との間に強い関係があることがわかります。また、AGNに似た銀河の周辺では、長い枯渇時間と外側領域での金属の増強を伴う、抑制された星形成の兆候も見られます。金属量の勾配に影響を与える流入の証拠は見つかりません。また、合併活動や形態によって大きな影響を受ける結果はありません。したがって、観測された$\nablaZ$-$t_\mathrm{dep}$の関係は、弱いフィードバックによる金属の再分布と、解決された質量-金属量-SFRによるその場での星形成への接続の組み合わせに起因する可能性があると結論付けています。関係。
孤立した前星核と埋め込まれた前星核の化学進化の違い
| Title |
Differences_in_chemical_evolution_between_isolated_and_embedded_prestellar_cores |
| Authors |
F._D._Priestley,_A._P._Whitworth,_E._Fogerty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12529 |
プレステラーコアのモデルは、コアが環境から隔離されていると仮定することがよくあります.コア境界の外側の物質は、その後の進化において何の役割も果たしません.これは、コアが階層的にサブ構造化された分子雲内に配置されている現実には当てはまりません。Bonnor-Ebert球体としてモデル化された前星核の動的および化学的進化を調査し、周囲の媒体の密度が核の化学的性質に大きな影響を与えることを示しています。高密度で低温の環境に埋め込まれたモデルは、比較的孤立したコアに対応する、より拡散した環境のモデルと比較して、COやCSなどのいくつかの分子の存在量が大幅に強化されています。分子線の予測強度とプロファイル形状も影響を受けます。周囲の媒体の密度は、コアが最初に平衡状態にあるか非平衡状態にあるかよりも、化学進化に強い影響を与えます。これは、前星コアの化学をモデル化する際に環境の影響を無視できないことを示唆しています。これらのモデルの結果は、核となる環境についての仮定に非常に敏感です。
エクストリームアウターギャラクシーに向けたEAVNアストロメトリー：G034.84-00.95の固有運動を伴う運動距離
| Title |
EAVN_Astrometry_toward_the_Extreme_Outer_Galaxy:_Kinematic_distance_with_the_proper_motion_of_G034.84-00.95 |
| Authors |
Nobuyuki_Sakai,_Bo_Zhang,_Shuangjing_Xu,_Daisuke_Sakai,_Yoshiaki_Tamura,_Takaaki_Jike,_Taehyun_Jung,_Chungsik_Oh,_Jeong-Sook_Kim,_Noriyuki_Kawaguchi,_Hiroshi_Imai,_Wu_Jiang,_Lang_Cui,_Soon-Wook_Kim,_Pengfei_Jiang,_Tomoharu_Kurayama,_Jeong_Ae_Lee,_Kazuya_Hachisuka,_Dong-Kyu_Jung,_Bo_Xia,_Guanghui_Li,_Mareki_Honma,_Kee-Tae_Kim,_Zhi-Qiang_Shen,_and_Na_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12534 |
KVN（韓国VLBIネットワーク）で構成されたKaVAを用いた超長基線干渉法（VLBI）アストロメトリーにより、天の川の裏側に位置するアウター・スクタム・ケンタウロス（OSC）アームの構造と運動学を明らかにすることを目指しています。およびVERA(電波天文法のVLBI探査)。星形成領域G034.84$-$00.95に関連する22GHzH$_{2}$Oメーザーソースの固有運動は($\mu_{\alpha}\rm{cos}\delta$,$\mu_{\delta}$)=($-$1.61$\pm$0.18,$-$4.29$\pm$0.16)masyr$^{-1}$赤道座標(J2000).ソースまでの2D運動学的距離は18.6$\pm$1.0kpcであると推定されます。これは、LSR速度と測定された固有運動の銀河経度成分による運動学的距離の分散加重平均から導き出されます。私たちの結果は、ソースをOSCアームに配置し、G034.84$-$00.95が$-$38$\pm$16kms$^{-1}$の垂直速度で銀河面から遠ざかっていることを意味します。HIスーパーシェルGS033+06$-$49は、G034.84$-$00.95とほぼ同じ運動距離に位置しているため、G034.84$-$00.95付近の外側銀河円盤間で銀河中心のガス循環が発生すると予想されます。12.8$^{+1.0}_{-0.9}$kpcとハローの距離。我々は、G034.84$-$00.95の速い垂直運動の起源の可能性を評価し、それは(1)超新星爆発と(2)銀河円盤との雲の衝突である。しかし、どちらの可能性も、VLBIアストロメトリーの結果や、HII領域とHIガスの空間分布とは一致しません。
紫外微光 z~3-7 銀河における電離光子の生成
| Title |
The_production_of_ionizing_photons_in_UV-faint_z~3-7_galaxies |
| Authors |
Gonzalo_Prieto-Lyon,_Victoria_Strait,_Charlotte_A._Mason,_Gabriel_Brammer,_Gabriel_B._Caminha,_Amata_Mercurio,_Ana_Acebron,_Pietro_Bergamini,_Claudio_Grillo,_Piero_Rosati,_Eros_Vanzella,_Marco_Castellano,_Emiliano_Merlin,_Diego_Paris,_Kristan_Boyett,_Antonello_Calabr\`o,_Takahiro_Morishita,_Sara_Mascia,_Laura_Pentericci,_Guido_Roberts-Borsani,_Namrata_Roy,_Tommaso_Treu,_and_Benedetta_Vulcani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12548 |
紫外光の弱い初期銀河からの電離光子の生成と脱出の人口統計は、再電離の主な要因を発見する上で未知の鍵です。JWSTの出現により、電離光子$\xi_\mathrm{ion}$の生成を測定するために、個々のサブL$^*$z>3銀河からの静止系光学星雲放出を観測することがついに可能になりました。ここでは、-23<M$_\mathrm{UV}$<-15.5(中央値M$_\mathrm{UV}\approx$-18)にまたがる380個のz~3-7銀河のサンプルをディープマルチバンドで調べます。HSTおよびJWST/NIRCam測光は、GLASSおよびUNCOVERJWSTサーベイから、残りのUVから光学までをカバーします。私たちのサンプルには、MUSE分光法で検出されたライマンアルファ放射を持つ109個の銀河が含まれています。NIRCam測光法から推定されるH-アルファフラックスを使用して、これらの銀河$\xi_\mathrm{ion}(1-f_\mathrm{esc})$を逃れない電離光子の生成率を推定します。中央値$\log_{10}\xi_\mathrm{ion}(1-f_\mathrm{esc})=25.33\pm0.47$を見つけ、広い固有散乱0.42dexを持ち、銀河の特性と年齢が広範囲に及ぶことを示唆しています。私たちのUV-かすかなサンプルで。ライマンアルファで検出された銀河は、$\xi_\mathrm{ion}(1-f_\mathrm{esc})$が~0.1dex高く、これは、より高いHアルファEW分布によって説明され、年齢が若く、sSFRが高く、したがって、より多くのO/Bスター。$\xi_\mathrm{ion}(1-f_\mathrm{esc})$がH-alphaEWの増加、UV光度の減少、UV勾配の減少に伴って増加するという有意な傾向が見られ、電離光子の生成が若い低金属銀河。ライマンアルファを選択した銀河の中でも、測光特性に基づいて、サンプルに非常に高い電離逃避率($f_\mathrm{esc}$>0.5)を持つソースの重要な証拠は見つかりませんでした。この研究は、銀河の特性全体にわたる$\xi_\mathrm{ion}$の完全な分布を考慮することが、再電離の主な要因を評価するために重要であることを示しています。
温暖暗黒物質、失われた衛星の問題、および UV 光度カットオフの研究
暖かい暗黒物質のシナリオでは、Press-Schechter形式は「速度分散カットオフ」より大きい銀河質量に対してのみ有効です。この作業では、予測を速度分散カットオフ未満の質量に拡張し、それによって「衛星の欠落問題」と、測定された再電離光学深度を超えないようにするために必要な静止フレーム紫外線光度カットオフに対処します。これら2つの現象の予測と観察の間に一致が見られます。副産物として、第一原理から経験的なTully-Fisherの関係を取得します。
振り子のスイング: 局所恒星暈の化学力学は、いくつかの放射状合体イベントからの寄与を示す
| Title |
A_Swing_of_the_Pendulum:_The_Chemodynamics_of_the_Local_Stellar_Halo_Indicate_Contributions_from_Several_Radial_Merger_Events |
| Authors |
Thomas_Donlon_II_and_Heidi_Jo_Newberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12576 |
我々は、局所的な恒星ハローにおけるAPOGEEとGALAH星の化学的存在量とダイナミクスは、内側のハローが単一の大規模な古代の合体イベントからの残骸で主に構成されているというシナリオと矛盾していることを発見した。Gaia-Enceladus/GaiaSausage(GSE)構造。データには、単一の大規模な古代の合併イベントの予想とは反対のエネルギーを伴う化学組成の傾向が含まれており、明確なダイナミクスを持つ複数の化学進化経路が存在します。ベイジアンガウス混合モデル回帰アルゴリズムを使用して、局所的な恒星のハローを特徴付け、データが4つのコンポーネントを持つモデルによって最もよく適合することを見つけます。これらのコンポーネントをVRM、Cronus、Nereus、およびThamnosと解釈します。ただし、ネレウスとタムノスは、メンバー星の化学的存在量分布に多くのピークが含まれているため、複数の降着イベントを表している可能性があります。クロノスとタムノスの成分は異なるダイナミクスを持っていますが、それらの化学的存在量は、それらが関連している可能性があることを示唆しています.Nissen&Schuster(2010)からの明確な低アルファハローと高アルファハローの集団は、VRM星とクロノス星、およびその場の星によって説明されることを示します。局所的な星のハローには複数の部分構造が含まれているため、GSE星を選択するさまざまな一般的な方法では、実際にはこれらの部分構造のさまざまな混合物が選択され、選択された星の見かけの化学力学的特性が変化する可能性があります。また、太陽領域のスプラッシュ星は、以前に報告されたよりも高いv_phiとわずかに低い[Fe/H]にシフトしていることもわかりました。
NGC 2071 IR による HOPS 361-C のジェットの減速と歳差運動
| Title |
HOPS_361-C's_Jet_Decelerating_and_Precessing_Through_NGC_2071_IR |
| Authors |
Adam_E._Rubinstein,_Nicole_Karnath,_Alice_C._Quillen,_Samuel_Federman,_Joel_D._Green,_Edward_T._Chambers,_Dan_M._Watson,_and_S._Thomas_Megeath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12599 |
NGC2071IRの2エポックハッブル宇宙望遠鏡(HST)近赤外線(NIR)研究を提示し、弧状の0.2パーセクスケールのジェットを生成する原始星HOPS361-Cを強調します。最も明るい結び目の適切な運動は、光源からの距離が増加するにつれて350km/sから100km/sに減少します。[FeII]とPa$\beta$の輝線強度比は、各ノットで40～50km/sの速度ジャンプを示します。赤外線天文学用成層圏天文台(SOFIA)に搭載されたテラヘルツ周波数(GREAT)でドイツの天文学用レシーバーで取得された新しい[OI]63$\rm\mu$mスペクトルを示します。これにより、ジェットの傾斜が低くなります。適切な動きとジャンプ速度は、ジェット全体の総流速を推定します。ホスト分子雲内で減速する歳差運動ジェットを使用して、ノットの位置と速度をモデル化します。測定値は、数千年の歳差運動期間と15$\rm\deg$の半開き角と一致しています。[FeII]1.26$\rm\mu$mから1.64$\rm\mu$mの線強度比は、5～30等の各ノットの消光を示します。C$^{18}$O放出マップからの雲を通る$\sim$14magの絶滅と比較すると、ジェットは1/5から4/5のわずかな深さで十分に埋め込まれており、雲と相互作用することができます。私たちのモデルは、ジェットが局所的に0.2pc以上消散することを示唆しています。これは、ノットが広い角度でスイープし、雲がジェットによって開いた空洞を埋めるための時間を与えているためである可能性があります.これは、ホストの雲に穴を開け、4分の1pcよりもはるかに遠くまで伝播できるほぼ一方向の原始星ジェットとは対照的です。
$1 \le z \le 4$ で最も重く塵に覆われた銀河を特定し特徴付け
| Title |
Identifying_and_Characterizing_the_Most_Heavily_Dust-Obscured_Galaxies_at_$1_\le_z_\le_4$ |
| Authors |
Nicholas_S._Martis,_Danilo_M._Marchesini,_Adam_Muzzin,_Chris_J._Willot,_Marcin_Sawicki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12662 |
$1<z<4$でのCOSMOSフィールドのUltraVISTADR3サーベイからの65個の非常に塵に覆われた銀河を提示します。ダスト銀河の他の研究とは対照的に、極端な減衰レベルを可能にするUV-MIRスペクトルエネルギー分布(SED)モデリングによって測定されたダスト減衰に基づいてサンプルを選択します。$1\lez\le4$、A$_V\ge3$、およびlog(M$_*$/M$_\odot$)$\ge10.5$でカットを作成してサンプルを構築します。この方法は、FIR検出率を含む、重要なダスト含有量の独立した指標を示す銀河を確実に選択します。一致した$Herschel$測光法でパンクロマティックSEDモデリングを実行し、典型的なサブミリ波銀河(SMG)サンプルとは異なる星と塵の特性を見つけ、赤方偏移と星の質量が一致した$Herschel$源を見つけます。私たちのソースは、SMGよりも星形成率が低く、A$_V$が高いですが、全IR光度は同等です。私たちのサンプルのほとんどは、この赤方偏移範囲の星形成主系列上またはその近くにあります。最後に、$K_S$バンド画像と$Hubble$$F814W$および$F160W$画像(利用可能な場合)を使用して、GALFITで形態素解析を実行します。$\sim0.4$の典型的な軸比は、ソースの大部分が円盤状の形態であることを示唆しています。私たちのサンプルは一般的に、星形成銀河のサイズと質量の関係と一致しており、小さなサイズに尾が伸びています。この赤方偏移の範囲で最も大きく覆い隠されている銀河は、典型的な星形成銀河と多くの特徴を共有しており、塵の放出によって選択された銀河に重なっているが、含まれていない塵の多い銀河の集団を形成していると結論付けています。
銀河球状星団の等時線フィッティング -- IV. NGC6362 と NGC6723
| Title |
Isochrone_fitting_of_Galactic_globular_clusters_--_IV._NGC6362_and_NGC6723 |
| Authors |
George_A._Gontcharov,_Maxim_Yu._Khovritchev,_Aleksandr_V._Mosenkov,_Vladimir_B._Il'in,_Alexander_A._Marchuk,_Denis_M._Poliakov,_Olga_S._Ryutina,_Sergey_S._Savchenko,_Anton_A._Smirnov,_Pavel_A._Usachev,_Jae-Woo_Lee,_Conner_Camacho,_and_Noah_Hebdon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12684 |
銀河の球状星団NGC\,6362とNGC\,6723の色-等時線図への新しい等時線適合を提示します。{\itHST}、{\itGaia}、unWISE、およびその他の測光ソースからのデータセットを使用して、紫外線から中赤外線まで、それぞれNGC\,6362およびNGC\,6723に対して22および26の測光フィルターを使用します。$\alpha$--enhanced[$\alpha$/Fe]$=+0.4$およびさまざまなヘリウム存在量について、DartmouthStellarEvolutionDatabase(DSED)およびBagofStellarTracksandIsochrones(BaSTI)のモデルと等時線を使用します。金属量[Fe/H]$=-1.04\pm0.07$と$-1.09\pm0.06$は、それぞれNGC\,6362とNGC\,6723のフィッティングで赤色巨星分岐の勾配から導出されます。彼らは、文献からの分光学的推定と一致しています。NGC\,6723フィールドでは、隣接するコロナオーストラリス雲複合体により、最大$\DeltaE(B-V)=0.13$magまでの赤みの差が見られます。NGC\,6362およびNGC\,6723について、それぞれ次の式を導き出します。年齢$12.0\pm0.1\pm0.8$および$12.4\pm0.1\pm0.8$Gyr。絶滅$A_\mathrm{V}=0.19\pm0.04\pm0.06$および$0.24\pm0.03\pm0.06$mag;赤み$E(B-V)=0.056\pm0.01\pm0.02$および$0.068\pm0.01\pm0.02$mag.DSEDは、BaSTIよりも体系的に[Fe/H]が低く、赤みが強い。ただし、これらのモデルは相対的な推定値で一致しています:NGC\,6723はkpcあたり$0.44\pm0.04$、それより古い$0.5\pm0.1$Gyr、$\DeltaE(B-V)=0.007\pm0.002$赤くなっています。$0.05\pm0.01$dexでは[Fe/H]がNGC\,6362よりも低い。NGC\,6362に比べてNGC\,6723の金属含有量が低く、年齢が高いことが、水平枝の形態の違いを説明しています。これにより、これらのクラスターの2番目のパラメーターとしてageが確認されます。{\itGaia}データリリース3のクラスターメンバーのリストを提供します。
ストレスを受けた $\Psi$DM ソリトンの理論と現象
銀河の敵対的な乱流$\Psi$DMハロー内のソリトンは、さまざまな種類の励起で動揺し、ソリトンは大きなストレス下で激しく呼吸することさえあります。$\Psi$DMソリトンの集団励起の理論を提示します。集団励起は、負のエネルギーモードへの結合度が異なります。一般に、低次の励起では、より多くの負のエネルギー結合が必要になります。小振幅摂動の周波数とモード構造を評価するために、制約付き変分原理が開発されています。予測された頻度は、シミュレーションで見つかった頻度とよく一致しています。分裂寸前の振幅でのソリトンの呼吸もこの作品の見どころです。この極端な非線形領域でも、波動関数摂動の振幅は中程度です。シミュレーションデータは、振動振幅に弱く依存する周波数を持つ安定した振動を示し、基底状態の波動関数と平衡密度の変化を説明する波動関数の自己矛盾のない準線形モデルを示唆しています。シミュレーションデータから構築されたモックソリューションは、大振幅呼吸ソリトンのダイナミクスに光を当てることができ、観測された非線形固有周波数シフトと大振幅呼吸周波数を適切に予測する能力によって証明されるように、準線形モデルをサポートします。シミュレーションで。
散開星団の中間質量範囲の未解決の連星と倍数: プレアデス、アルファ パー、プレセペ、および NGC 1039
| Title |
Unresolved_Binaries_and_Multiples_in_the_Intermediate_Mass_Range_in_open_clusters:_Pleiades,_Alpha_Per,_Praesepe,_and_NGC_1039 |
| Authors |
Alina_A._Malofeva_(Ural_Federal_University),_Varvara_O._Mikhnevich_(Ural_Federal_University),_Giovanni_Carraro_(Padova_University),_Anton_F._Seleznev_(Ural_Federal_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12745 |
この研究では、\citet{Malofeeva+2022}で最初に導入されたフォトメトリックダイアグラム(H-W2)-W1対W2-(BP-K)を利用して、開星団内の未解決のバイナリおよび複数のシステムを検索するプロジェクトを継続します。特に、ここでは、銀河団アルファペルセイ、プレセペ、およびNGC1039における連星および複数の星の比率と構成要素の質量比率$q$の分布を推定します。最初の研究\citep{Malofeeva+2022}スターカウントを自動化し、エラー推定のためのブートストラップを導入することによって。これに基づいて、以前の研究と同じ質量範囲でプレアデス星団を再調査し、質量比$q$分布の不正確さを修正しました。4つのクラスターの連星と複数の星の比率は、0.45$\pm$0.03から0.73$\pm$0.03の間にあることがわかります。一方、多重度が2を超えるシステムの比率は、0.06$\pm$0.01から0.09$\pm$0.02の間にあります。成分の質量比$q$の分布は、モードが0.22$\pm$0.04から0.52$\pm$0.01、分散が0.10$\pm$0.02から0.35$\pm$0.07のガウス分布によく適合します。すべてのクラスターは、0.5$M_{\odot}$未満の一次成分を持つ連星系の非常に低質量の二次成分を多数示しています。
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): 深い Hyper-Suprime Cam 画像からの $z=0.2$
でのグループ内の拡張グループ内ライト
| Title |
Galaxy_and_Mass_Assembly_(GAMA):_Extended_Intra-Group_Light_in_a_group_at_$z=0.2$_from_deep_Hyper-Suprime_Cam_images |
| Authors |
Cristina_Martinez-Lombilla,_Sarah_Brough,_Mireia_Montes,_Roberto_Baena-Galle,_Mohammad_Akhlaghi,_Raul_Infante-Sainz,_Simon_P._Driver,_Benne_W._Holwerda,_Kevin_A._Pimbblet_and_Aaron_S.G._Robotham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12749 |
HyperSuprime-CamPublicDataRelease2(HSC-PDR2)画像の可能性を評価するためのパイロット研究を提示し、銀河群内の拡張されたかすかな構造を分析します。グループ400138のグループ内光(IGL)を調べます($M_{\rm{dyn}}=1.3\pm0.5\times10^{13}$M$_{\odot}$,$z\sim$g$、$r$、および$i$バンドのHyper-SuprimeCamSubaruStrategicProgramPublicDataRelease2(HSC-PDR2)画像を使用したGalaxyAndMassAssembly(GAMA)調査からの0.2$)。$\mu_{g}^{\rm{lim}}=30.76$magarcsec$^{-2}$($3\sigma$;$10\times10$arcsec$^{2}$)275kpcの長半径で。IGLは、$g-i=0.92$、$g-r=0.60$、および$r-i=0.32$($\pm$0.01)の平均色値を示しています。IGLの星の集団は、ホストグループの銀河の集団よりも若く($2-2.5$Gyr)、金属の豊富さが少ない([Fe/H]$\sim-$0.4)。IGLの定義に応じて、$\sim2-36\%$の全グループ光度の関数として、IGLフラクションの範囲が見つかります。大きなフラクションほど、観測波長が青くなります。初期型銀河と後期型銀河の比率は、400138がより進化したグループであり、ETGに支配されていることを示唆しており、IGLの割合は他の同様に進化したグループのそれと一致しています。これらの結果は、天の川のような銀河の外側部分の潮汐剥離がIGLビルドアップの主な原因であることと一致しています。これは、銀河のメンバー1660615に向かうIGLの下部構造の検出によってサポートされており、その銀河とグループのコアとの最近の相互作用($<1$Gyr前)を示唆しています。
銀河核の円盤の共鳴摩擦
共鳴摩擦は、回転方向がそのホスト核星団の回転方向とずれているディスクに劇的な影響を与えると主張します。ディスクの重力は、クラスターの重力摂動を引き起こし、それがディスクに強いトルクを及ぼします。このトルクは、銀河中心の若い星の時計回りの円盤の観測された分裂の原因である可能性があると主張し、数値実験で、それが星の角運動量の分布に観測された特徴を生み出すことを示しています。より一般的には、核星団の回転が、中心に存在する超大質量ブラックホールの周囲の一時的な大規模な降着円盤の方向、ひいてはブラックホールのスピンの方向と大きさに安定化効果をもたらすと推測されます。
バリオン流速度の局所値の最初の推定
いくつかの研究は、構造の形成に対するバリオンと暗黒物質の間の相対流動速度(SV)の影響を示しています。初めて、天の川が形成されたSVのローカル値を制約します。半解析モデルA-SLOTHを使用して、天の川のような銀河の形成をシミュレートします。Caterpillarシミュレーションからの暗黒物質合体ツリーの質量と時間の高解像度により、高赤方偏移の最小の前駆ハローでの星形成を正確にモデル化できます。A-SLOTHの効率的な半分析的性質により、ローカルSVのさまざまな値で多くのシミュレーションを実行できます。SVの影響に関する我々の調査は、SVが高い赤方偏移での星形成を遅らせることを示しています。ただし、赤方偏移z=0では、SVは天の川銀河とその衛星の星の総質量に影響を与えません。非常に金属が少ない星と超金属が少ない星はSVの影響を受けるため、その局所的な値を制限するために使用できることがわかりました。SVの局所最適値は$v_\mathrm{SV}=1.75^{+0.13}_{-0.28}\,\sigma_\mathrm{SV}$で、これは4つの独立した観測量に基づいています。さらに、SVによって明るい天の川衛星の数が減少することもわかりましたが、この減少は衛星の欠落の問題を解決するのに十分ではありません。
明るい星の観測からの湯川重力パラメータの制約
| Title |
Constraints_on_Yukawa_gravity_parameters_from_observations_of_bright_stars |
| Authors |
P._Jovanovi\'c,_V._Borka_Jovanovi\'c,_D._Borka,_A._F._Zakharov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12951 |
この論文では、弱い場の近似におけるニュートン重力ポテンシャルのYukawa重力修正を調べます。その目的のために、対応する運動方程式を導出し、それらを使用して恒星軌道の2体シミュレーションを実行しました。2020年、GRAVITYコラボレーションは、銀河中心(GC)の超大質量ブラックホール(SMBH)の周りのS2星の軌道歳差運動を検出し、それが一般相対性理論(GR)の予測に近いことを示しました。この観測事実を使用して、観測されたシュヴァルツシルト歳差運動がS星のシュヴァルツシルト歳差運動と等しいと仮定して、湯川重力のパラメーター(湯川相互作用$\Lambda$と普遍定数$\delta$の範囲)をS星のシュヴァルツシルト歳差運動で評価しました。GR見積もり。GRは、S星軌道の観測データを適合させる最も自然な方法を提供しますが、それらの歳差運動は、湯川重力によって適合させることができます。私たちの主な目的は、湯川相互作用の強さ、つまり普遍定数$\delta$がS星軌道の歳差運動に及ぼす影響を研究することでした。湯川相互作用$\delta$の異なる強度を仮定してS星軌道を解析し、このパラメーターが湯川相互作用$\Lambda$の範囲に強い影響を与えることを発見しました。MCMCシミュレーションを使用して、S星の湯川重力パラメータの最適値と不確実性を取得します。また、このタイプの重力における重力系の分類に使用できる新しい基準を、それらのスケールに従って導入します。湯川重力のフレーム内で観測されたGCの周りのS星軌道の実行された分析が、湯川重力パラメーターを制約し、重力理論の予測を精査するためのツールであることを実証しました。
FOREVER22: 赤方偏移 $z \simeq 10-20$ で人口 III 星を持つ最初の明るい銀河と JWST データとの比較
| Title |
FOREVER22:_the_first_bright_galaxies_with_population_III_stars_at_redshifts_$z_\simeq_10-20$_and_comparisons_with_JWST_data |
| Authors |
Hidenobu_Yajima,_Makito_Abe,_Hajime_Fukushima,_Yoshiaki_Ono,_Yuichi_Harikane,_Masami_Ouchi,_Takuya_Hashimoto,_Sadegh_Khochfar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12970 |
FOREVER22シミュレーションプロジェクトによってモデル化された高密度領域における最初の銀河の形成を研究します。私たちのシミュレーションは、ジェームスウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)によって観測された$z\sim10-14$での候補銀河の星形成率と$M_{\rmUV}-M_{\rmstar}$関係をうまく再現しています。観測された銀河は、$M_{\rmh}\sim10^{11}~\rmM_{\odot}$のダークマターハローによってホストされ、短周期のスターバーストフェーズにあることを示唆しています。一方、過密領域にある巨大な銀河をシミュレートしても、$z\sim17$で観測された候補の強烈な星形成率と大きな星の質量を再現することはできません。また、星の質量が増加するにつれて、集団III星のUVフラックスへの寄与が減少し、$M_{\rmstar}\sim10^{8}~\rmM_{\を持つ銀河では数パーセントであることを示します。odot}$.したがって、JWSTによって観測されたフラックスの一部は、種族IIIの星からの光である可能性があります。私たちのシミュレーションは、将来の観測が$M_{\rm星}\sim10^{5}~\rmM_{\odot}$$z\sim20$で、その集団III星の質量分率が10%を超える可能性があります。
PDFchem: ISM プロパティを決定し、確率分布を使用して環境パラメーターを推測するための新しい高速な方法
| Title |
PDFchem:_A_new_fast_method_to_determine_ISM_properties_and_infer_environmental_parameters_using_probability_distributions |
| Authors |
Thomas_G._Bisbas,_Ewine_F._van_Dishoeck,_Chia-Yu_Hu,_and_Andreas_Schruba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12974 |
星間物質(ISM)の原子および分子含有量を環境パラメーターの関数として決定することは、時代を超えた星形成プロセスを理解する上で基本的に重要です。さまざまなスケールと赤方偏移でISMをモデル化するさまざまな3次元水化学コードが存在しますが、それらは計算コストが高く、大きなパラメーター空間での研究には非効率的です。以前のアプローチに基づいて、ローカル($A_{\rmV,eff}$)と観測($A_{\rmV,obs}$)視覚的消光、および局所数密度$n_{\rmH}$と、雲のスケールでの$A_{\rmV,obs}$の確率密度関数(PDF)は通常、数十-入力として数百のPC。数千の雲でサンプリングされた任意の$A_{\rmV,obs}$-PDFについて、アルゴリズムは最も重要な種(HI、H$_2$、CII、CI、CO、OH、OH$^+$、H$_2$O$^+$、CH、HCO$^+$)を計算し、放射伝達計算を実行して、最も一般的に観測されるラインの平均放出を推定します([CII]~$158\mu$m、[CI]微細構造線と$^{12}$COの最初の5つの回転遷移の両方)。さまざまな環境パラメーターの組み合わせの下で、非星形成および星形成ISM領域に対応する2つの$A_{\rmV,obs}$-PDFを調べます。これらは、$\chi/\chi_0=10^{-1}-10^3$の範囲のFUV強度、$\zeta_{\rmCR}=10^{-17の範囲の宇宙線電離率をカバーします。}-10^{-13}\,{\rms}^{-1}$および$Z=0.1-2\,{\rmZ}_{\odot}$の範囲の金属量。PDFchemは高速で使いやすく、時間のかかる流体力学モデルのPDR量を再現し、観測データを直接使用してコールドISM化学の進化を理解することができます。
2Jy サンプルの深い Herschel 観測: 遠赤外線連続体への非熱および AGN の寄与の評価
| Title |
Deep_Herschel_observations_of_the_2Jy_sample:_assessing_the_non-thermal_and_AGN_contributions_to_the_far-IR_continuum |
| Authors |
D._Dicken,_C._N._Tadhunter,_N._P._H._Nesvadba,_E._Bernhard,_V._K\"onyves,_R._Morganti,_C._Ramos_Almeida,_T._Oosterloo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13031 |
遠赤外線/サブmm波長範囲には、銀河の進化における電波AGNの役割を理解するために重要な診断情報が豊富に含まれています。ここでは、中間赤方偏移(0.05<z<0.7)の46個の強力な2Jy電波AGNの完全なサンプルのHerschelPACSおよびSPIRE観測の結果を提示します。遠赤外線波長での非熱シンクロトロン放射の重要性を評価するために、新しいAPEXサブmmおよびALMAmmデータも提示します。PACSバンド($<$200$\mu$m)における非熱汚染の全体的な発生率は、28～43%の範囲にあることがわかります。ただし、これはSPIRE装置によってサンプリングされた波長($>$200$\mu$m)では30～72%に上昇します。非熱汚染は、コンパクトなCSS/GPSまたは拡張FRI無線形態を持つオブジェクト、およびタイプ1の光スペクトルを持つオブジェクトで最も強くなります。熱ダストの放出を考慮すると、100および160$\mu$mの単色光度とAGNパワーインジケーターの間に強い相関関係があることがわかり、AGNからの放射が遠赤外線放出ダストの重要な加熱源である可能性があるというさらなる証拠が得られます。明らかに、ホストの星形成率を測定するために遠赤外線連続体を使用する場合、シンクロトロンを放射するローブとコアからの直接放射によるものであろうと、冷たいダストの放射加熱によるものであろうと、AGN汚染を慎重に考慮する必要があります。電波AGNの銀河。
iMaNGA: IllustrisTNG-50 と MaStar SSP に基づいて MaNGA 銀河を模擬します。 Ⅱ．カタログ
| Title |
iMaNGA:_mock_MaNGA_galaxies_based_on_IllustrisTNG-50_and_MaStar_SSPs._II._the_catalogue |
| Authors |
Lorenza_Nanni,_Daniel_Thomas,_James_Trayford,_Claudia_Maraston,_Justus_Neumann,_David_R._Law,_Lewis_Hill,_Annalisa_Pillepich,_Renbin_Yan,_Yanping_Chen,_Dan_Lazarz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13146 |
銀河の形成と進化に関する現在の理論を精査するには、観測とシミュレーションの相乗効果を高める必要があります。このため、このシリーズの以前の論文では、銀河形成の宇宙論的シミュレーションからSDSS-IV/MaNGA積分場分光銀河観測を模擬する方法を提示しました。ここでは、結果として得られた模擬銀河カタログを提示します。このカタログは、IllustrisTNG-50の1,000個の固有の銀河で構成され、赤方偏移とiバンドの絶対等級空間で定義されたSDSS-IV/MaNGAプライマリターゲットフットプリントに分類されます。この論文では、形態学、運動学、星の人口特性の観点から、カタログの一般的な特徴について説明します。また、合成スペクトルを分析して、シミュレーションによって与えられた銀河の特性を回復する能力を調査します。「固有」および復元された運動学、年齢、および金属量が1${\sigma}$以内で一致し、すべてのタッセルの残差($\sim8$million)が$68\%$信頼水準で$0$と一致することを示します。.また、「固有の」星形成の歴史と復元された星の形成の歴史を比較し、非常に似ていることを発見しました。したがって、私たちのモッキングおよびスペクトルフィッティングプロセスは、本質的な銀河の特性を歪めないため、これらの結果を科学的分析に使用できます。このシリーズの次の論文では、TNG50シミュレーションとMaNGA観測結果の包括的な比較と科学的分析を提示します。
暗黒物質のハローと MOND がどれほど近いか: Gaia DR2 に基づく 3 次元テスト
| Title |
How_Close_Dark_Matter_Halos_and_MOND_Are_to_Each_Other:_Three-Dimensional_Tests_Based_on_Gaia_DR2 |
| Authors |
Yongda_Zhu,_Hai-Xia_Ma,_Xiao-Bo_Dong,_Yang_Huang,_Tobias_Mistele,_Bo_Peng,_Qian_Long,_Tianqi_Wang,_Liang_Chang,_Xi_Jin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13153 |
天の川のさまざまな重力ポテンシャルモデルを識別することを目的として、GaiaDR2アストロメトリーを利用した運動学的データに基づいて、広範囲の$(R,z)$位置でテストを実行します。運動の3つの積分を認めるジーンズ方程式の完全な形式を呼び出して、独立した$R$および$z$方向の方程式を2つの弁別子($T_R$および$T_z$)として使用します。Binneyetal.によって提案された半径方向および垂直方向の速度分散の空間分布の式を適用し、それを方位角成分$\sigma_\theta(R,z)$および$V_\theta(R,z)$に拡張することに成功しました。;分析形式は、観測の空間解像度が限られている場合にジーンズ方程式の計算で数値微分によって引き起こされる数値アーティファクトを回避し、さらに重要なことに、銀河円盤内の運動学的下部構造の影響を軽減します。現在の運動学的データがモファットの修正重力を拒否できる一方で(ニュートンバリオンのみのモデルは言うまでもなく)、ミルグロムのMONDはまだ拒否されていないことがわかります。実際、球状の暗黒物質(DM)ハローを呼び出す慎重に較正された基準モデルとMONDの両方が、ほぼすべての空間位置でデータと同等に一致しています(ただし、おそらくどちらも低$|z|$位置でそれぞれの問題を抱えています)。どのトレーサー人口または意味のある密度プロファイルが使用されているかに関係なく。私たちが使用する準線形MONDモデルには自由パラメーターがまったくなく、バリオンパラメーターは実際にはDMコンテキストで微調整されているため、このような効果的な同等性は驚くべきことであり、2つの超越的な統合を要求している可能性があります。パラダイム。
初期宇宙で新たに発見された Ca II 吸収体: 統計、元素の存在量、ダスト
スローンデジタルスカイサーベイ(SDSS)データリリース7および12から、165個の新しいクエーサーCaII吸収体の発見を報告します。CaIIレストフレーム等価幅分布は、${W}^{\lambda3934で分割された、弱いサブ集団と強いサブ集団をサポートします。}_{0}=0.7${\AA}.両方の人口のダスト枯渇の比較は、弱い吸収体が天の川(MW)のハロー型ガスと関連しているという明確な一貫性を示していますが、強い吸収体はハローと円盤型ガスと一致する環境を持っています。2175{\AA}ダストバンプの赤方偏移が高いCaII吸収体を調べたところ、12個の2175{\AA}ダスト吸収体(2DA)が見つかりました。これは、一部のCaII吸収体が、小マゼラン雲の消滅法則ではなく、大マゼラン雲(LMC)の消滅法則に従うことを明確に示しています。強力なCaII吸収体の約33%が2175{\AA}ダストバンプを示しますが、弱いCaII吸収体の6%のみがこのバンプを示します。2DA検出は、強力なCaII吸収体がディスクコンポーネントに関連付けられており、弱い集団よりもほこりが多いという理論をさらにサポートしています。平均的なCaII吸収剤のダスト枯渇パターンを減衰型Ly{\alpha}吸収剤(DLA)、MgII吸収剤、および2DAと比較すると、CaII吸収剤は一般にDLAおよびMgII吸収剤よりもダストの多い環境を持っているが、それよりもダストが少ないことが示されています。2DA。異なるサンプルからの2175{\AA}ダストバンプの強度とMWおよびLMCを比較すると、バンプの強度は、赤方偏移が減少するにつれて強くなるように見え、ダストの成長と、時間の経過に伴う宇宙の銀河のグローバルな化学的濃縮を示しています。
低金属矮小銀河SDSS J0944-0038の核活動：原始宇宙を垣間見る
| Title |
Nuclear_Activity_in_the_Low_Metallicity_Dwarf_Galaxy_SDSS_J0944-0038:_A_Glimpse_into_the_Primordial_Universe |
| Authors |
Michael_Reefe,_Shobita_Satyapal,_Remington_O._Sexton,_Nathan_J._Secrest,_William_Matzko,_Emma_Schwartzman,_Kristina_Nyland,_Gabriela_Canalizo,_Barry_Rothberg,_Ryan_W._Pfeifle,_Jenna_M._Cann,_Archana_Aravindin,_Camilo_Vasquez,_Tracy_Clarke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13179 |
局所的な低金属矮小銀河は初期宇宙の遺物であり、超大質量ブラックホール(SMBH)の起源の手がかりを保持しています。最近の研究では、コロナルラインを使用して、以前に知られていたどのAGNのホスト銀河よりもはるかに下にガス相の金属性と恒星質量を持つ矮小銀河にブラックホールを降着させる候補の集団が明らかになりました。MUSE/VLT観測を使用して、近くの($z=0.0049$)LMCよりも質量が少なくとも50倍少ない金属の少ない矮小銀河。[FeX]$\lambda$6374放射はコンパクトで、最も明るい核源を中心としており、空間的な広がりは$\approx$100pcです。[FeX]の光度は$\approx10^{37}$ergs$^{-1}$であり、矮小銀河集団で以前に同定されたAGNで見られる範囲内です。この線は、熱い星によってイオン化されたガスで観測されたことはありません。超新星噴出物で生成される可能性がありますが、SDSSJ094401.87$-$003832.1からの[FeX]フラックスは、SDSSとMUSEの観測の間の約19年間にわたって持続しており、放出の起源として超新星を除外しています。H$\alpha$ラインのブロードコンポーネントのFWHMは$446\pm17$kms$^{-1}$であり、その光度は$\approx1.5\times10^{38}$ergs$^{-です。1}$、以前に識別された低質量ブロードラインAGNsのブロードライン光度よりも低い。これらの観測は、以前に報告された多波長観測と合わせて、原始銀河類似体に降着中質量ブラックホールが存在することによって最も説得力のある説明ができます。しかし、金属の少ない星の現在の星集団モデルが星の電離光子フラックスを大幅に過小評価している可能性、および金属の少ない星がAGNによって生成されるものと同様の極端な電離スペクトルを生成する可能性を排除することはできません。
磁気的に阻止されたディスクの形成と強力なジェットの発射に対するガスの角運動量の影響
| Title |
The_Effects_of_Gas_Angular_Momentum_on_Forming_Magnetically_Arrested_Disks_and_Launching_Powerful_Jets |
| Authors |
Tom_M._Kwan,_Lixin_Dai,_Alexander_Tchekhovskoy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12726 |
このレターでは、3D一般相対論的磁気流体力学シミュレーションを実行することにより、特定の角運動量がゼロまたは低いボンダイのような降着流のジェット発射能力を調査します。相対論的ジェットが磁気的に放出されるかどうかを確認するために、降着流に大規模なポロイダル磁場を通し、急速に回転するブラックホールを選択します。初期ガス固有の角運動量の大きさは、主に、ディスクが非常に強力なジェットを発射する磁気停止ディスク(MAD)状態に到達し、$\gtrsim100\%$エネルギー効率で維持できるかどうかを制御することを示しています。非常に少量の特定の角運動量が存在する場合でもMADが形成され、気体の初期角運動量がゼロの場合でも平均エネルギー効率が$\sim10\%$のエピソードジェットが形成されることがわかります。私たちの結果は、SgrA*、風力供給X線連星、潮汐破壊イベント、および長時間のガンマ線バーストなど、大きなガス固有の角運動量を欠くさまざまな天体物理システムからジェットが生成できる理由のもっともらしい説明を提供します。
Parkes Pulsar Timing Array UWL データの広帯域タイミング
| Title |
Wideband_timing_of_the_Parkes_Pulsar_Timing_Array_UWL_data |
| Authors |
Ma{\l}gorzata_Cury{\l}o,_Timothy_T._Pennucci,_Matthew_Bailes,_N._D._Ramesh_Bhat,_Andrew_D._Cameron,_Shi_Dai,_George_Hobbs,_Agastya_Kapur,_Richard_N._Manchester,_Rami_Mandow,_Matthew_T._Miles,_Christopher_J._Russell,_Daniel_J._Reardon,_Ryan_M._Shannon,_Ren\'ee_Spiewak,_Andrew_Zic,_and_Xing-Jiang_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12924 |
2018年には、超広帯域低周波(UWL)受信機が64mパークス電波望遠鏡に設置され、704～4032MHzの瞬時周波数範囲での観測が可能になりました。ここでは、広帯域タイミング法を使用して、パークスパルサータイミングアレイ(PPTA)によってUWLで観測された35ミリ秒パルサーの3年間のデータセットの分析を提示します。典型的な狭帯域法と比較した2つの重要な違いは、1つ目は、周波数に伴うパルス形状の進化を説明する2次元テンプレートの生成、2つ目は、パルス到着時間(ToA)と分散測定(DM)の同時測定です。）。広帯域タイミングが単一の大部分帯域幅受信機で収集された均一なデータセットに適用されたのはこれが初めてであり、そのような技術は元々開発されたものです。調査の結果、一連のプロファイル進化モデルと、初期ノイズ解析を含む新しいタイミングソリューションを提示します。ToAとDMの測定精度は、それぞれ0.005$-$2.08$\mu$sと(0.043$-$14.24)$\times10^{-4}$cm$^{-3}$pcの範囲です。パルサーの94%が1$\mu$s未満のToA不確実性の中央値を達成しています。
降着レジームとプロペラレジーム間の遷移におけるヒステリシス効果について
| Title |
On_the_hysteresis_effect_in_transitions_between_accretion_and_propeller_regimes |
| Authors |
Sercan_\c{C}{\i}k{\i}nto\u{g}lu,_K._Yavuz_Ek\c{s}i |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12945 |
ディスクと磁気圏の相互作用のいくつかの観測と数値シミュレーションは、降着がプロペラ領域で進行できることを示しています。Alfv\'en半径が共回転半径を超えると、物質はAlfv\'en面が平衡面の内側にある高緯度まで上昇し、降着することができます。堅牢度パラメーターと回転軸と磁気軸の間の傾斜角に応じて、中性子星に降着できるディスク内の質量流束の割合を計算します。堅牢度パラメーターの狭い範囲では、Alfv\'enと平衡面が2つの異なる臨界緯度で交差することがわかります。システムがプロペラから降着領域(アウトバーストの最初の上昇)に移行している間、降着は高臨界緯度より上の領域から進行します。降着からプロペラ体制への移行(アウトバーストの崩壊)では、物質の降着はディスクのミッドプレーンから進行する可能性があります。その結果、プロペラから降着体制への移行は、降着からプロペラ体制への移行よりも高い光度で発生します。低質量X線連星によって示されるスペクトル遷移に対する結果の意味について説明します。
いて座A$^*$からの位置ずれしたジェットとFermi/eROSITAバブルの起源
| Title |
Misaligned_jets_from_Sgr_A$^*$_and_the_origin_of_Fermi/eROSITA_bubbles |
| Authors |
Kartick_C._Sarkar,_Santanu_Mondal,_Prateek_Sharma,_Tsvi_Piran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12967 |
フェルミバブルの起源に関する有力な説明の1つは、銀河中心の超大質量ブラックホールSgrA$^*$での過去のジェット活動です。主張されているジェットは、多くの場合、銀河面に垂直であると想定されています。pcスケールの核恒星円盤とガス流の向き、およびイベントホライズンテレスコープによって推定されたSgrA$^*$周辺の降着円盤の低い傾きに動機付けられて、銀河に対して大きく傾いた核ジェットの流体力学的シミュレーションを実行します。回転軸。SgrA$^*$の準定常ジェットによるFermi/eROSITAバブル(FEB)の観測された軸対称性と半対称性(南北対称性)は、ジェットが超エディントンパワー($\gtrsim5\10^{44}$ergs$^{-1}$)を短時間(ジェットアクティブ期間$\lesssim6$kyr)倍すると、妥当なジェット開口角度($\lesssim10^\circ$)が得られます。しかし、このような強力な爆発は、電子と陽子の温度が非平衡であることを考慮した後でも、気泡に向かって観測されたOVIII/OVII線比と両立しません。FEBを生成するための唯一の残りのオプションは、i)低光度($\approx10^{40.5-41}$ergs$^{-1}$))磁気的に優勢なジェットまたはいて座Aからの降着風であると主張します。$^*$、およびii)銀河中心からの同様の光度のSNeまたはTDE駆動の風。
遷移ミリ秒パルサー PSR J1023+0038 の光と X 線の脈動の起源の調査
| Title |
Investigating_the_origin_of_optical_and_X-ray_pulsations_of_the_transitional_millisecond_pulsar_PSR_J1023+0038 |
| Authors |
G._Illiano,_A._Papitto,_F._Ambrosino,_A._Miraval_Zanon,_F._Coti_Zelati,_L._Stella,_L._Zampieri,_A._Burtovoi,_S._Campana,_P._Casella,_M._Cecconi,_D._de_Martino,_M._Fiori,_A._Ghedina,_M._Gonzales,_M._Hernandez_Diaz,_G._L._Israel,_F._Leone,_G._Naletto,_H._Perez_Ventura,_C._Riverol,_L._Riverol,_D._F._Torres,_M._Turchetta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12975 |
PSRJ1023+0038は、光学およびUVパルサーとして観測された最初のミリ秒パルサーです。これまでのところ、それは唯一の光遷移ミリ秒パルサーです。回転および降着による放出メカニズムは、観測された光脈動の特徴を個別に説明することはほとんどありません。X線/UV/光パルスの起源を説明するために、これらの標準的な放出プロセスを組み合わせた相乗モデルが提案されました。光学バンドとX線バンドのパルス間の位相遅れを調べて、それを引き起こす物理的メカニズムについての洞察を得ます。XMM-Newton衛星とNICER衛星で取得したX線バンドと、高速光度計SiFAP2(3.6mTelescopioNazionaleGalileo)およびAqueye+(1.8mコペルニクス望遠鏡に搭載)。我々は、2つの高調波成分で折り畳まれたパルスプロファイルをモデル化することにより、X線のパルスに対する光パルスのタイムラグを推定しました。光パルスは、絶対的なタイミングの不確実性が測定されたラグよりもはるかに小さい機器(NICERおよびAqueye+)で取得された観測で、X線パルスより$\sim$150$\mu$s遅れます。また、光学脈動とX線脈動の間の位相遅れが$\delta\phi\in$(0$-$0.15)という限られた範囲の値にあり、これは約5年の時間スケールにわたって維持されることも示しています。これは、両方の脈動が同じ領域から発生していることを示しており、共通の放出メカニズムの仮説を支持しています。私たちの結果は、衝撃駆動のミニパルサー星雲のシナリオで解釈されます。このシナリオは、光パルスとX線パルスが、パルサーから数光円柱半径($\sim$100km)以内に形成された衝撃からのシンクロトロン放射によって生成されることを示唆しています。
大気チェレンコフ望遠鏡アレイの撮像における大型望遠鏡からの画像残差を使用した背景除去
| Title |
Background_rejection_using_image_residuals_from_large_telescopes_in_imaging_atmospheric_Cherenkov_telescope_arrays |
| Authors |
Laura_Olivera-Nieto,_Helena_X._Ren,_Alison_M._W._Mitchell,_Vincent_Marandon,_Jim_Hinton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13167 |
ミューオンによって生成されたチェレンコフ光の識別は、高エネルギーでのイメージング大気チェレンコフ望遠鏡(IACT)アレイのバックグラウンド除去力を劇的に改善する有望な方法として提案されています。ただし、ミューオンの識別は依然として困難な作業であり、そのための効率的なアルゴリズムはまだ開発中です。ミューオンからのチェレンコフ光を識別するのではなく、大きなミラー領域を持つIACTの主なシャワー画像以外のチェレンコフ光の存在を単純に考慮するアプローチを提示します。H.E.S.Sの場合、それを示します。このアプローチは、1TeVを超えるすべてのエネルギーでバックグラウンド除去の改善をもたらします。特に、元のガンマ線効率の$\sim90\%$を維持しながら、20TeVを超えるエネルギーで係数$\sim3-4$だけ除去能力を向上させることができます。
休憩: 共生連星 RT Cru での一時停止した降着
| Title |
Taking_a_break:_paused_accretion_in_the_symbiotic_binary_RT_Cru |
| Authors |
A._Pujol_(Conicet/UBA/UNAHUR),_G._J._M._Luna_(Conicet/UBA),_K._Mukai_(CRESST),_J._L._Sokoloski_(Columbia_U.),_N._P._M._Kuin_(Mullard_Space_Science_Laboratory),_F._M._Walter_(Stony_Brook_University),_R._Angeloni_(Gemini_Observatory),_Y._Nikolov_(Bulgarian_Academy_of_Sciences),_R._Lopes_de_Oliveira_(Universidade_Federal_de_Sergipe),_N._E._Nu\~nez_(Conicet/UNSJ),_M._Jaque_Arancibia_(Universidad_de_La_Serena),_T._Palma_(Conicet/OAC),_and_L._Gramajo_(Conicet/OAC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13193 |
共生バイナリは、かなりの期間、共生の性質を隠すことがあります。赤色巨星の風物質が白色矮星に降着することのみによって駆動される共生生物では、白色矮星の表面で燃焼する準定常殻がなく、光スペクトルの特徴的な輝線が孤立した赤色巨星スペクトルのように見えます。ここでは、2019年にRTCruのスペクトルから光輝線が消失したのは、X線スペクトルをモデル化することで導き出した降着率の低下によるものであるという説得力のある証拠を提示します。この降着率の低下は、電離光子のフラックスの低下につながり、したがって、光スペクトルの光イオン化輝線がかすか/存在しなくなります。白色矮星共生RTCruをXMM-NewtonとSwiftでX線とUVで観測し、過去33年間に地上ベースの光学スペクトルと測光を収集しました。この長期的なカバレッジは、2019年のほとんどの期間、白色矮星への降着率が非常に低かったことを示しています。$\dot{M}=(3.2\pm0.06)\,\times$10$^{-11}$$M_{\odot}$yr$^{-1}$(d/2.52kpc)$^2$、歴史的に検出された硬X線放射がほぼ消失したこと、UVフラックスが約5等級減少したこと、$U$、$B$、$V$のちらつきの振幅が減少し、バルマー線は2019年1月から3月にかけて事実上消失しました。降着する白色矮星の高質量。
ベイジアン線形回帰問題としての放射伝達
| Title |
Radiative_Transfer_as_a_Bayesian_Linear_Regression_problem |
| Authors |
Frederik_De_Ceuster,_Thomas_Ceulemans,_Jon_Cockayne,_Leen_Decin,_Jeremy_Yates |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12547 |
電磁放射は、さまざまな物理的および化学的プロセスにおいて重要な役割を果たします。したがって、ほとんどすべての天体物理シミュレーションには、何らかの形の放射伝達モデルが必要です。放射伝達アルゴリズムとその実装における多くの革新にもかかわらず、現実的な放射伝達モデルは依然として計算コストが非常に高く、近似記述に頼らなければならないことがよくあります。これらのモデルは複雑であるため、近似の妥当性を評価し、モデル結果の不確実性を定量化することは困難です。これは、特にモデルを観測と比較するとき、またはその結果を他のモデルの入力として使用するときに、科学的厳密さを妨げます。放射伝達をベイジアン線形回帰問題として扱うことにより、これらの問題に対処する確率論的数値アプローチを提示します。これにより、関連する確率分布の分散を使用して、モデルの入力と出力の不確実性をモデル化できます。さらに、このアプローチにより、当然のことながら、定量化可能な精度で次数を減らした放射伝達モデルを作成できます。これらは、よく使用される近似モデルの正確な解とは対照的に、正確な放射伝達モデルの近似解です。最初のデモンストレーションとして、放射伝達問題を解決するために一般的に使用される手法である、特性の方法の確率論的バージョンを導き出します。
大気チェレンコフ望遠鏡から画像を生成するための条件付き変分オートエンコーダーの使用
| Title |
Using_conditional_variational_autoencoders_to_generate_images_from_atmospheric_Cherenkov_telescopes |
| Authors |
Stanislav_Polyakov_(1),_Alexander_Kryukov_(1),_Andrey_Demichev_(1),_Julia_Dubenskaya_(1),_Elizaveta_Gres_(2),_Anna_Vlaskina_(3)_((1)_Skobeltsyn_Institute_of_Nuclear_Physics,_Lomonosov_Moscow_State_University,_(2)_Applied_Physics_Institute_of_Irkutsk_State_University,_(3)_Lomonosov_Moscow_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12553 |
地球の上層大気に衝突する高エネルギー粒子は、画像化大気チェレンコフ望遠鏡を使用して地上から検出できる広範な空気シャワーを生成します。チェレンコフ望遠鏡で記録された画像を分析して、背景のハドロンイベントからガンマ線イベントを分離することができます。分析方法の多くは、モンテカルロ法による大量のイベントと対応する画像のシミュレーションを必要とします。ただし、モンテカルロシミュレーションは計算コストが高くなります。モンテカルロ法によってシミュレートされたデータは、敵対的生成ネットワークや条件付き変分オートエンコーダーなどのより高速な機械学習法を使用して生成された画像によって拡張できます。条件付き変分オートエンコーダーを使用して、TAIGA実験のチェレンコフ望遠鏡からガンマイベントの画像を生成します。変分オートエンコーダーは、条件パラメーターとして使用される画像サイズまたはピクセルの振幅の合計を使用して、一連のモンテカルロイベントでトレーニングされます。訓練された変分オートエンコーダーを使用して、ガンマイベントのモンテカルロシミュレーション画像のサイズ分布と同じ条件パラメーターの分布を持つ新しい画像を生成しました。生成された画像はモンテカルロ画像に似ています。ガンマイベントと陽子イベントでトレーニングされた分類子ニューラルネットワークは、平均ガンマスコア0.984を割り当て、0.999未満のガンマスコアが割り当てられたイベントは3%未満です。同時に、生成された画像のサイズは、生成に使用された条件パラメーターと一致せず、平均誤差は0.33です。
高頻度の水蒸気データを使用したアルマ望遠鏡システムの温度の追跡
アルマ天文台は現在、高周波観測(275～950GHzの周波数)に重点を置いています。ただし、高頻度の観測では、システム温度$T_{sys}$に直接影響する大気の不透明度の急速な変動に悩まされることがよくあります。現在の観測では、数分ごとに個別の大気校正(Atm-cals)が実行されます。通常、高頻度の観測では1時間あたり10～20回発生し、それぞれに30～40秒かかります。より正確なフラックス測定値を取得し、大気校正(Atm-cals)の数を減らすために、測定セット内の既存のデータを使用して$T_{sys}$を継続的に監視する新しい方法が提案されています。この作業では、水蒸気放射計(WVR)データを使用して$T_{sys}$を継続的に追跡することの実行可能性を示します。従来の方法を使用して測定された$T_{sys}$と、0.5～3%の分散を持つWVRデータに基づいて外挿された$T_{sys}$の間には、密接な線形相関が見られます。線形関係の正確な形式はデータセットやスペクトルウィンドウによって異なりますが、少数の個別の$T_{sys}$測定値を使用して線形関係に適合させ、この発見的関係を使用して$T_{sys}$を導き出すことができます。10秒ごと。さらに、マイクロ波での大気透過(ATM)モデリングを使用して観測された相関関係を再現することに成功し、モデリングから$T_{sys}$を直接導出するためのより一般的な方法の実行可能性を実証しました。バンド7からバンド10までのいくつかのデータセットにヒューリスティックフィッティングからの半連続$T_{sys}$を適用し、これらの方法を使用して測定されたフラックスを比較します。離散的および連続的な$T_{sys}$メソッドは、最大5%の差で一貫したフラックス測定値を提供することがわかりました。さらに、この方法により、1つのデータセットの$T_{sys}$変動性によるフラックスの不確実性が大幅に減少しました。このデータセットでは、大きな降水水蒸気(PWV)変動が10%から0.7%に減少しました。
健全な人々はスターの人々に話しかけます。天文学のソニフィケーション プロジェクトに関する健全な専門家の視点
| Title |
Sound_people_speak_to_Star_people._A_sound_experts_perspective_on_astronomy_sonification_projects |
| Authors |
Nicolas_Misdariis,_Elif_\"Ozcan,_Massimo_Grassi,_Sandra_Pauletto,_Stephen_Barrass,_Roberto_Bresin,_Patrick_Susini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12725 |
オーディブルユニバースプロジェクトは、簡単に言うと、星と音という2つの異なる研究対象を調査する2つの科学領域間で対話を行うことを目的としています。それは、それぞれの知識、スキル、および実践を共有および伝達することにより、両方のコミュニティを相互に文化的に適応させ始めた共同ワークショップ内で具体化されました。この交換の主な成果の1つは、ツール、使用法、ユーザー(視覚障害者を含む)の多様性だけでなく、現在の制限と改善の可能性を観察することを可能にする、天文データのソニフィケーションパラダイムに関するグローバルな見解でした。この観点から、現在の論文では、天文学のソニフィケーションをより十分な情報に基づいた方法論に固定するために、それぞれの分野(音の知覚/認識、音の設計、心理音響学、実験心理学)の音の専門家によって収集され、文脈化された基本的な要素を提示します。そして創造的なプロセス。
SoFiA、MTObjects、および教師あり深層学習を使用した HI 輝線立方体のソース検出手法の比較研究
| Title |
A_comparative_study_of_source-finding_techniques_in_HI_emission_line_cubes_using_SoFiA,_MTObjects,_and_supervised_deep_learning |
| Authors |
J.A._Barkai,_M.A.W._Verheijen,_E.T._Mart\'inez,_M.H.F._Wilkinson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12809 |
原子中性水素(HI)の21cmスペクトル線放出は、電波天文学で観測される主要な波長の1つです。ただし、信号は本質的に微弱であり、銀河のHIコンテンツは宇宙環境に依存するため、HI宇宙を調査するには大規模な調査ボリュームと調査深度が必要です。これらの調査から得られるデータの量は、技術の進歩とともに増加し続けているため、完全性と純度の間のトレードオフを考慮しながら、HIソースを特定して特徴付けるための自動技術の必要性も高まっています。この調査の目的は、最高のマスク品質と3D中性水素キューブ内のアーティファクトが最も少ないソースを見つけてマスキングするための最適なパイプラインを見つけることでした。3D中性水素21cmスペクトル線データキューブ内のソースを最適に識別してマスクするためのパイプラインを作成するために、さまざまな既存の方法が調査されました。SoFiAとMTObjectsという2つの従来のソース検出方法と、V-Netとして知られる3D畳み込みニューラルネットワークアーキテクチャを使用した新しい教師付きディープラーニングアプローチがテストされました。これら3つのソース検出方法は、後処理ステップとして従来の機械学習分類器を追加することでさらに改善され、誤検知が除去されました。パイプラインは、追加の模擬銀河が挿入されたWesterborkSynthesisRadioTelescopeのHIデータキューブでテストされました。ランダムフォレスト分類器と組み合わせたSoFiAが最良の結果を提供し、V-Netとランダムフォレストの組み合わせが僅差で2位でした。これは、実際のソースよりも多くの模擬ソースがトレーニングセットに含まれていることが原因であると考えられます。したがって、SoFiAよりも優れたパフォーマンスを発揮できるように、より適切にラベル付けされたデータを使用してV-Netネットワークの品質を改善する余地があります。
天文施設の自動化のコストとメリット
| Title |
Costs_and_benefits_of_automation_for_astronomical_facilities |
| Authors |
A.Yanes-D\'iaz,_S.Rueda-Teruel,_R.Bello,_D.Lozano-P\'erez,_M.Royo-Navarro,_T.Civera,_M.Dom\'inguez-Mart\'inez,_N.Mart\'inez-Olivar,_S.Chueca,_C.I\~niguez,_A.Marin-Franch,_F.Rueda-Teruel,_G.L\'opez-Alegre,_S.Bielsa,_J._Mu\~noz-Maudos,_H._Rueda-Asensio,_A.Mu\~noz-Teruel,_D.Garc\'es-Cubel,_I.Soriano-Lagu\'ia,_M.Almarcegui-Gracia,_A.J.Cenarro,_M.Moles,_D.Cristobal-Hornillos,_J.Varela,_A.Ederoclite,_H.V\'azquez_Rami\'o,_M.C.D\'iaz-Mart\'in,_R.Iglesias-Marzoa,_J.Castillo,_A.L\'opez-Sainz,_J.Hern\'andez-Fuertes,_D.Muniesa-Gallardo,_A.Moreno-Signes,_A.Hern\'an-Caballero,_C.L\'opez-Sanjuan,_A.del_Pino,_M.Akhlaghi,_I.Pintos-Castro,_J.Fern\'andez-Ontiveros,_F.Hern\'andez-P\'erez,_S.Pyrzas,_R.Infante-Sainz,_T.Kuutma,_D.Lumbreras-Calle,_N.Ma\'icas-Sacrist\'an,_J.Lamadrid-Gutierrez,_F.L\'opez-Mart\'inez,_et_al._(13_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13214 |
スペインのObservatorioAstrof\'isicodeJavalambre(OAJ{\dag}1)は、科学的および一般的な操作のプロセスを最適化することを主な目標として、最初から完全に自動化された天文台として構想および開発された若い天文施設です。天文台。OAJは、異常に大きな視野(FoV)を持つ2つの前例のない望遠鏡を使用して、大規模な天体観測を実行するために特に考案されました。JST/T250、視野3度の2.55m望遠鏡、およびJAST/T80、83cm望遠鏡です。2度の視野の。今後数年間の2つの望遠鏡の最も直接的な目的は、数千平方度の2つのユニークな測光調査、J-PAS{\dag}2とJ-PLUS{\dag}3を実行することです。科学的アプリケーションの例。大規模構造の宇宙論と暗黒エネルギー、銀河の進化、超新星、天の川の構造、太陽系外惑星など。そのために、JSTとJASTは、J-PASコラボレーション内で開発中のパノラマカメラ、それぞれJPCamとT80Camを装備しています。これらは、焦点面全体をカバーするラージフォーマット(~10kx10k)CCDを使用します。このホワイトペーパーでは、運用の観点から、天文台のグローバルな自動化の詳細なコストと天文施設の標準的な自動化コストとの比較を詳細に説明し、総投資額を参照し、このアプローチから得られるすべての利点と困難を強調しています。遭遇した。また、この論文では、完全に自動化された天文台の全体的な施設とインフラストラクチャの技術開発、および現在の状態の世界的な概要についても説明し、天文台の運用パフォーマンスを向上させ、科学的目標を達成し、品質要件を維持するだけでなく、運用コストを最小限に抑えるために学んだ教訓を特定しています。そして人材。
機械学習技術を使用した、太陽の裏側の日震画像からの太陽の裏側の符号なし磁束のマップの推定
| Title |
Inferring_Maps_of_the_Sun's_Far-side_Unsigned_Magnetic_Flux_from_Far-side_Helioseismic_Images_using_Machine_Learning_Techniques |
| Authors |
Ruizhu_Chen,_Junwei_Zhao,_Shea_Hess_Webber,_Yang_Liu,_J._Todd_Hoeksema,_Marc_L._Derosa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12666 |
太陽のコロナ磁場と太陽風の構造を正確にモデル化するには、太陽の表側と裏側の両方を含む太陽全体の磁場を入力する必要がありますが、太陽の裏側の磁場を直接観測することはできません。ただし、太陽の裏側の活動領域は、日震イメージング法によって日常的に監視されており、連続的な近側の観測のみが必要です。したがって、空間分解能が比較的低く、不確実性が大きいにもかかわらず、遠方の日震画像を使用して遠方の磁束マップを推定することは実行可能であり、有用です。この作業では、この目標を達成するために2つの機械学習モデルをトレーニングします。最初の機械学習トレーニングでは、SDO/HMIで観測された磁束マップとSDO/AIAで観測されたEUV304$\r{A}$画像を同時に組み合わせて、結果のモデルで304$\r{A}$画像を磁束マップ。このモデルは、STEREO/EUVIで観測された遠側の304$\r{A}$画像に適用され、約4.3年間利用可能であり、遠側の磁束マップが得られます。これらのEUV変換された磁気フラックスマップは、2回目の機械学習トレーニング用の同時遠方日震画像とペアになり、結果のモデルは遠方日震画像を磁気フラックスマップに変換できます。日震によって得られたこれらの遠い側の磁束マップは、空間分解能と精度に制限があるにもかかわらず、日常的に日常的に利用でき、近い側の観測のみを使用して太陽の裏側に関する有用な磁気情報を提供します。
質量がほぼ等しい 2 つの前駆細胞のコア崩壊進化の比較
| Title |
Comparison_of_the_Core-Collapse_Evolution_of_Two_Nearly_Equal_Mass_Progenitors |
| Authors |
Stephen_W._Bruen,_Andre_Sieverding,_Eric_J._Lentz,_Tuguldur_Sukhbold,_W._Raphael_Hix,_Leah_N._Huk,_J._Austin_Harris,_O._E._Bronson_Messer_and_Anthony_Mezzacappa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12675 |
15.8$M_\odot$星のペアのコア崩壊進化を比較します。内部構造は大きく異なります。これは、大質量星が進化の後期段階で示すバイモーダル変動の結果です。15.78および15.79$M_\odot$前駆体は、1.47および1.78$M_\odot$のコア質量と、0.302および0.604のコンパクトパラメータ$\xi_{1.75}$を持っています。コアの崩壊シミュレーションは、バウンス後ほぼ3秒まで2Dで実行され、衝撃の復活と爆発エネルギーの時間に実質的な違いが示されます。15.78$M_\odot$モデルは、Si-Si/Oシェルインターフェースでの強い密度減少が失速衝撃に遭遇したとき、バウンス後120msで即座に爆発します。密度の減少がない15.79$M_\odot$モデルは、爆発に100ミリ秒長くかかりますが、最終的にはより強力な爆発を生成します。バウンス後最初の0.8秒間の15.79$M_\odot$モデルのより大きな質量降着率は、より大きな$\nu_{e}$/$\bar\nu_{e}$光度とrmsエネルギーをもたらします。内核から生じる$\nu_{e}$/$\bar\nu_{e}$光度とrmsエネルギーも、この核の負の温度勾配が大きいため、15.79$M_\odot$モデル全体で大きくなっています。断熱圧縮が大きいためです。15.79$M_\odot$モデルの光度とrmsエネルギーが大きく、加熱領域がより平坦で高密度であるため、衝撃の背後にエネルギーが蓄積され、より高いエンタルピーで物質が放出されます。15.79$M_\odot$モデルの放出$^{56}$Ni質量は、15.78$M_\odot$モデルの2倍以上であることがわかります。両方のモデルの噴出物のほとんどは適度に陽子が豊富ですが、直観に反して、どちらのモデルでも最も高い電子の割合($Y_e=0.61$)の噴出物はエネルギーの低い15.78$M_\odot$モデルにあり、最も低い電子の割合($Y_e=0.45$)どちらのモデルの噴出物も15.79$M_\odot$モデルにあります。
2017 年 8 月 22 日に LOFAR で観測されたタイプ IIIb および U 電波バーストの干渉イメージング
| Title |
Interferometric_imaging_of_the_type_IIIb_and_U_radio_bursts_observed_with_LOFAR_on_22_August_2017 |
| Authors |
Bartosz_Dabrowski,_Katarzyna_Mikula,_Pawel_Flisek,_Christian_Vocks,_PeiJin_Zhang,_Jasmina_Magdaleni\'c,_Alexander_Warmuth,_Diana_E._Morosan,_Adam_Fro\'n,_Richard_A._Fallows,_Mario_M._Bisi,_Andrzej_Krankowski,_Gottfried_Mann,_Leszek_Blaszkiewicz,_Eoin_P._Carley,_Peter_T._Gallagher,_Pietro_Zucca,_Pawel_Rudawy,_Marcin_Hajduk,_Kacper_Kotulak,_Tomasz_Sidorowicz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12756 |
太陽は、たとえば太陽フレアに関連するさまざまな種類の電波バーストの発生源です。最も頻繁に観測される現象には、タイプIIIの太陽バーストがあります。低周波数(100MHz未満)でのそれらの電波画像は、従来の電波望遠鏡の制限により、比較的十分に研究されていません。20～80MHzの周波数範囲で線条構造の太陽電波バーストを伴うIIIb型とU型の一般的な特性、特にさまざまな高度でのソースのサイズと進化、およびその原因となる電子ビームの速度とエネルギーを研究します。世代。この作品では、線条構造を持つタイプIIIbとUの電波バーストが、ダイナミックスペクトルとイメージング観測を含むLOFAR望遠鏡からのデータ、およびX線範囲(GOESとRHESSI衛星)と極紫外線(SDO衛星)。この研究では、20から80MHzの比較的広い周波数帯域で、タイプIIIbおよびUソーラーバーストの特定の周波数での等高線の実際の形状によって制限されるソースサイズを決定しました。バーストのうちの2つは、調査対象の活動領域のほぼ同じ場所に出現しているように見え、それらのソースサイズは類似しています。別のバーストの場合は異なります。これは、このアクティブ領域の磁場構造の別の部分に関連していると思われます。ここで研究された3つのバーストの生成に関与する電子ビームの速度も異なることがわかりました。
彩層磁気を探索するための280 nm付近のMn I共鳴線の円偏光
| Title |
The_circular_polarization_of_the_Mn_I_resonance_lines_around_280_nm_for_exploring_chromospheric_magnetism |
| Authors |
Tanaus\'u_del_Pino_Alem\'an,_Ernest_Alsina_Ballester,_Javier_Trujillo_Bueno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12797 |
放射伝達モデリングにより、279.56、279.91、および280.19nm(以下、UVマルチプレット)でのMnI共鳴線の円偏光を調べます。2019年に、CLASP2ミッションは、MgIIhおよびk共鳴線と従属トリプレットの2つの線、および2つのMnI共鳴線を含む太陽紫外線の領域で前例のない分光偏光データを取得しました。そのようなデータ、特にプラージュ領域に対応するデータの最初の分析により、光球から遷移領域のすぐ下の上部彩層への縦磁場の推論が可能になりました。これは、弱電界近似をMgIIおよびMnI線の円偏光プロファイルに適用することによって達成されました。MgIIラインへのこの近似の適用性は、以前の研究で既に実証されていましたが、これはMnIUVマルチプレットには当てはまりません。これらの線は、MgIIh線とk線の間の吸収として観察されます。この領域は、部分的な周波数再分布効果によって強度が形成されます。さらに、唯一のMnI安定同位体は核スピン$I=5/2$を持つため、アプリオリに超微細構造を考慮に入れる必要があります。ここでは、これらの物理的成分を説明するMnI共鳴線の強度と円偏光の生成と伝達を研究します。応答関数によって磁場に対する感度を分析し、磁場の縦成分を決定する弱磁場近似の適用性を示します。
ステルス CME と標準 CME の間に動的な違いはありますか?
| Title |
Is_there_a_Dynamic_Difference_between_Stealthy_and_Standard_CMEs? |
| Authors |
Beili_Ying,_Alessandro_Bemporad,_Li_Feng,_Nariaki_V._Nitta_and_Weiqun_Gan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12825 |
低いコロナサインを欠くステルスコロナ質量放出(CME)は、重大な地磁気嵐を引き起こす可能性があります。ただし、ステルスCMEのメカニズムについては、まだ多くの議論があります。この作業では、ステルスCMEと標準CMEの動的な動作に違いがあるかどうかを調査します。速度の遅い7つのステルスCMEと8つの標準CMEが選択されます。一次元速度ではなく、相互相関法に基づいてCMEの二次元速度分布を計算し、CMEの力学的エネルギーのより正確な分布と発展をさらに取得します。次に、CMEの駆動力を導き出し、それらを標準およびステルスCMEのCMEパラメータ(総質量、平均速度、および加速度)と関連付けます。さらに、CMEを駆動する力、すなわち、ローレンツ力、重力、および太陽近くの周囲の太陽風による抗力を研究します。結果は、標準およびステルスCMEの両方が、内側コロナにおけるこれらの力の複合作用によって推進されることを明らかにしています。抗力と重力はローレンツ力に匹敵します。ただし、ステルスCMEのグローバルな進化に対する抗力とローレンツ力の影響は、標準のCMEよりも大幅に弱いです。
NGC 6871 の原始グループにある 2 つの若い散開星団の発見と説明
NGC6871を含む散開星団の原始グループが確認され、GaiaDR3データと以前の文献によって説明されています。これは、Teutsch8、FSR198、およびBiurakan2を含む、少なくとも6つの若いOCを含む星形成複合体です。近くにある2つのOC(Casado82およびCasado-Hendy1)が新たに特定され、詳細に研究され、そのメンバーでもあることが判明しました。引用されたグループ。コンポーネントのパラメーターは十分に類似しており、単一のGMCから少なくとも6つのクラスターが発生した場合を想定しています。グループのクラスターペアのいずれも、候補のペアであるTeutsch8/FSR198を除いて、本物のバイナリクラスターではないようです。.Gaiaデータを使用して、若いOCまたはグループ化されたOCの近くにある新しい散開星団を検索することは、原始グループを形成する新しい関連OCを見つけるための効率的な戦略です。
Icarus での AMR とグリッド ストレッチによる CME の進化と到着予測の改善
| Title |
Improving_CME_evolution_and_arrival_predictions_with_AMR_and_grid_stretching_in_Icarus |
| Authors |
Tinatin_Baratashvili,_Christine_Verbeke,_Nicolas_Wijsen,_Stefaan_Poedts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12867 |
コロナ質量放出(CME)は、惑星間空間における擾乱の主な原因の1つです。強力なCMEが地球に向けられると、地球の磁場と相互作用して地磁気嵐を引き起こし、地球に重大な損害を与え、日常生活に影響を与える可能性があります。そのため、CME噴火の到来と影響を予測するには、効率的な宇宙天気予報ツールが必要です。最近、新しい太陽圏モデルIcarusがMPI-AMRVACに基づいて開発されました。これは、太陽風とCME伝播の3D理想MHDモデルであり、シミュレーションをより効率的にするための高度な数値技術が導入されています。円錐モデルを使用して、背景の太陽風によるCMEの進化と、その地球への到達と影響を研究します。グリッドストレッチングとAMRは、複数の改良基準を使用して、シミュレーションで結合されます。シミュレーション結果をEUFHORIAモデルと比較します。その結果、Icarusで最適な構成を実現するために、シミュレーションは17倍高速化されました。コーンCMEモデルの場合、AMRをCMEによって引き起こされるショックの周囲の領域に制限すると、最良の結果が得られることがわかりました。放射状グリッドストレッチとAMRレベル4を使用したシミュレーションによってモデル化された結果は、「標準」解像度と等距離グリッドを使用した元のEUHFORIAおよびIcarusシミュレーションによって提供された結果と同様です。5つのAMRレベルを使用したシミュレーションは、等距離グリッドと標準解像度を使用したシミュレーションよりも優れた結果をもたらしました。ソリューションAMRは柔軟性があり、ユーザーはシミュレーションの目的に応じてグリッド解像度を変更したり、局所的に増加させたりすることができます。Icarusに実装された高度な技術は、予測手順を改善するためにさらに使用できます。これは、シミュレーション時間の短縮が物理ベースの予測の計算コストを削減するために不可欠であるためです。
球状星団 Rup 106 と IC 4499 の動的状態
球状星団の動的進化は、N体系に典型的な一連のよく知られた事象によって理論的に説明されます。それでも、球状星団に典型的な密度の星系の動的進化の段階を経験的に説明できる観測シグネチャの特定は、課題を表しています。この論文では、球状星団Rup106とIC4499の力学的年齢を調べます。この目的のために、A+パラメータを介して青色はぐれ星の半径分布と、主系列質量関数の勾配を調べます。両方のトレーサーは、Rup106とIC4499が力学的に若い星団であることを示しており、動的摩擦が大質量星を星団の中心に向かって分離し始めたところです。実際、BlueStraggler星は、参照集団よりも両方のクラスターの中心に集中していることがわかります。同じように、どちらの場合も、質量関数の勾配がクラスター中心の距離の関数として大幅に減少することがわかります。この結果は、青いはぐれ星の放射状分布をクラスターの動的年齢の強力な観測上便利な指標として使用するための追加のサポートを提供します。
二流体波による太陽彩層加熱とコロナ流出の発生
環境。Alfv\'enと磁気音響波の両方が太陽彩層の加熱に寄与し、プラズマの流出を促進することが知られています。どちらの場合も、波動エネルギーの熱化はイオン-中性衝突によって発生しますが、得られたプラズマ加熱率では観測データを説明できません。流出の大きさについても同様である。ねらい。本論文の目的は、部分的にイオン化された太陽彩層におけるAlfv\'enと磁気音響波の2流体モデリングを再検討することです。イオン温度の変化と、さまざまな波の組み合わせに対する垂直方向のプラズマフローの検出を試みます。メソッド。衝突項によって結合されたイオン(陽子)+電子および中性(水素原子)の2流体方程式を解くJOANNAコードを使用して、結合されたAlfv\'en波と磁気音響波の生成と進化の数値シミュレーションを実行しました。結果。衝撃的に生成された小振幅波の減衰は、彩層温度にほとんど影響を与えず、遅いプラズマ流のみを生成することを確認します。対照的に、大振幅パルスによって生成された波は、彩層温度を大幅に上昇させ、より速いプラズマ流出をもたらします。最大の加熱は、パルスが光球の中心から発射されたときに発生し、関連するプラズマ流の大きさは、パルスの振幅とともに増加します。結論。大振幅結合2流体Alfv\'en波と磁気音響波は、太陽彩層の加熱とプラズマアウトフローの生成に大きく寄与する可能性があります。
MHDシミュレーションによるICMEプラズマの追跡
惑星間コロナ質量放出(ICME)プラズマの化学組成の決定は未解決の問題です。より具体的には、太陽擾乱中の太陽コロナプラズマのリモートセンシング観測が、太陽から離れた場所で測定されたプラズマ特性にどのように発展するかはまだ完全には理解されていません。バックグラウンドの惑星間プラズマの周囲条件は、宇宙天気にとって重要です。なぜなら、それらは擾乱の進化、到着時間、および地理的効果に影響を与えるからです。ReverseInsituandMHDAPproach(RIMAP)は、1AUで取得されたinsitu測定値から直接、黄道面上の太陽圏(磁気パーカースパイラルを含む)を再構築する手法です。解析的アプローチと数値的アプローチを組み合わせて、風の流れ線の小規模な縦方向の変動性を維持します。この作業では、RIMAPを使用して、ICMEと惑星間媒体との相互作用をテストします。800kms-1で0.1AUから1.1AUまでの均一な非磁化(つまり、内部フラックスロープがない)雲の伝播をモデル化します。PLUTOMHDコードで作成された3D磁気流体力学(MHD)シミュレーションは、雲の膨張によって継続的に駆動される、ICMEの前に圧縮前線が形成されることを示しています。パッシブトレーサーを使用して、初期のICME物質がその伝播中に前線の後ろで断片化されないことを発見し、伝播するプラズマ雲と周囲の太陽風プラズマとの混合を定量化します。これは1AUで検出できます。
ソーラー オービターのリモート センシング観測とパーカー ソーラー プローブのその場測定を、パーカー スパイラルの数値 MHD 再構成と結び付ける
| Title |
Connecting_Solar_Orbiter_remote-sensing_observations_and_Parker_Solar_Probe_in-situ_measurements_with_a_numerical_MHD_reconstruction_of_the_Parker_spiral |
| Authors |
Ruggero_Biondo,_Alessandro_Bemporad,_Paolo_Pagano,_Daniele_Telloni,_Fabio_Reale,_Marco_Romoli,_Vincenzo_Andretta,_Ester_Antonucci,_Vania_Da_Deppo,_Yara_De_Leo,_Silvano_Fineschi,_Petr_Heinzel,_Daniel_Moses,_Giampiero_Naletto,_Gianalfredo_Nicolini,_Daniele_Spadaro,_Marco_Stangalini,_Luca_Teriaca,_Federico_Landini,_Clementina_Sasso,_Roberto_Susino,_Giovanna_Jerse,_Michela_Uslenghi,_and_Maurizio_Pancrazzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12994 |
主な機能として、NASAのパーカーソーラープローブ(PSP)とESA-NASAのソーラーオービター(SO)のミッションは協力して、太陽の発生源から内部惑星間空間までの太陽風とトランジェントを追跡します。この作業の目標は、惑星間パーカースパイラルを正確に再構築し、2021年1月の最初のPSP-SO求積時に、メティスコロナグラフオンボードSOによってリモートで観測されたコロナの特徴とPSPによってその場で検出されたコロナの特徴との関係を再構築することです。リバースIn-situandMHDApproach(RIMAP)を使用します。これは、パーカースパイラルのデータ駆動型再構成を実行するハイブリッド解析数値法です。RIMAPは、PSPによって収集された0.1～0.2AUの測定値を境界条件として使用して、赤道面上のMHD方程式をPLUTOコードで解きます。私たちの再構成は、Metisによって提供された密度と風速の測定値(太陽半径3～6)を、単一の流線に沿ってPSP(太陽半径21.5)によって取得されたものに結び付けます。Metisによって観測された内部コロナとPSPによって測定されたスーパーAlfv\'enic風を接続する私たちのMHDモデルの能力は、マルチ宇宙船観測によって提供された研究経路を確認するだけでなく、RIMAP再構成の有効性と精度を確認します。コロナ質量放出、太陽エネルギー粒子、太陽風のスイッチバックなど、太陽圏全体に伝播する過渡現象のモデルを検証するための可能なテストベンチ。
進化した星からのケイ酸塩の生成を理解するための、天の川銀河の酸素に富むポスト AGB 星の研究
| Title |
A_study_of_oxygen-rich_post-AGB_stars_in_the_Milky_Way_to_understand_the_production_of_silicates_from_evolved_stars |
| Authors |
F._Dell'Agli,_S._Tosi,_D._Kamath,_P._Ventura,_H._Van_Winckel,_E._Marini,_T._Marchetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13029 |
ポスト漸近巨星分枝(post-AGB)星の研究は、AGBを介した星の進化のまだあまり知られていない側面を研究するための貴重なツールです。これは、表面の化学組成が正確に決定されていることと、SEDの独特な形状によるものです。中央の星からの放射は、ほこりの多い殻からの寄与から簡単に解きほぐすことができ、特徴付けることができます。現在の研究の目標は、ダスト形成プロセスを再構築することであり、より一般的には、AGBフェーズ全体のOリッチ星の進化の後期フェーズを再構築することです。これは、光度、Teff、および赤外線過剰の観点から分析される、OリッチのAGB後の星を研究することによって実行されます。我々は、二重ピーク（シェルタイプ）のSEDを示す、銀河内の単一の、Oに富んだポストAGB星として分類されるソースを調べます。ダスト形成と放射伝達モデリングを組み合わせた恒星進化モデリングの結果を使用して、後期AGBフェーズとポストAGBフェーズへの初期収縮を再構築します。また、質量と化学組成が異なる星の質量損失率とダスト形成率も決定します。この研究で調査されたポストAGBのOリッチ星のIR過剰の分析は、星の周囲のダスト、進化の状態、および前駆星の質量の間の相関関係に関して、興味深い複雑さを概説しています。大規模なAGB(金属量に応じて3Msunを超える)から発生するソースは、最終的なAGBフェーズで発生するダストの形成がより激しいため、通常、低質量の対応するものよりも高いIR過剰によって特徴付けられます。塵の多い領域の位置の決定から、流出の拡大速度は星ごとに大きく異なると推測されます。最も暗い天体では、放射圧が風を加速できない可能性も指摘されています。
最初に空間的に分解された Na I と He I は、MYSO に向かって遷移します。ガス状星/円盤界面の新しいトレーサーを見つける
| Title |
First_spatially_resolved_Na_I_and_He_I_transitions_towards_an_MYSO._Finding_new_tracers_for_the_gaseous_star/disc_interface |
| Authors |
Evgenia_Koumpia,_M._Koutoulaki,_W.-J._de_Wit,_R._D._Oudmaijer,_A._J._Frost,_S._L._Lumsden,_and_J._M._Pittard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13085 |
観測の着実な進歩により、大質量星の形成がより詳細に理解されています。数値モデルは、降着円盤が重要な役割を果たすシナリオに収束しています。そのような天体の希少性と、近赤外域での適切な診断線の欠如を含む観測上の課題のために、いくつかのauスケールでのそのような円盤の直接的な観測証拠はほとんどありません。降着するダストディスクをホストすることが知られている大規模な若い星のオブジェクトIRAS13481-6124に向けたKバンド分光干渉観測の分析を提示します。VLTIのGRAVITYを使用して、星と降着塵の多い円盤の間の暖かい内部界面の重要なauスケールを追跡します。NaIダブレットを検出して空間分解し、HeIはこのクラスのオブジェクトに初めて移行します。幾何学的モデルと組み合わせた新しい観測により、MYSO周辺の最小の降着/放出のスケールを調べることができました。NaIはダストディスクよりも小さい半径でディスクに由来し、他の空間的に分解された診断(Br$\gamma$、HeI、およびCO)のいずれよりもコンパクトであることを発見しました。私たちの調査結果は、NaIが(大質量)星を形成する暖かい星/円盤の降着界面を追跡する際の新しい強力な診断ラインになる可能性があることを示唆しています。私
軸形成における磁気ヘリシティの減衰からのバリオジェネシス
| Title |
Baryogenesis_from_Decaying_Magnetic_Helicity_in_Axiogenesis |
| Authors |
Raymond_T._Co,_Valerie_Domcke,_and_Keisuke_Harigaya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12517 |
運動学的ミスアラインメントメカニズムによるアクシオンダークマターの生成は、初期宇宙における標準モデルフェルミオンの大きな非対称性の生成を意味します。これらの非対称性が後で洗い流されたとしても、初期宇宙でキラルプラズマの不安定性を引き起こす可能性があります。同様に、ハイパーチャージゲージフィールドとアクシオンの直接結合は、タキオン不安定性を引き起こす可能性があります。これらの不安定性は、電弱相転移まで保持されるヘリカル磁場を生成します。電弱相転移では、これらはバリオンの非対称性の原因となり、元の軸形成の提案よりもはるかに効率的です。バリオンの非対称性の過剰生成によるアクシオンの暗黒物質生成の制約と、適切な暗黒物質の存在量とバリオンの非対称性の両方を達成できる微調整された設定ではあるものの、最小限の設定について説明します。所与のアクシオン崩壊定数に対して、これはペッセイ・クイン場の半径方向の質量の鋭い予測につながります。これは、超対称理論のソフト質量スケールです。
混成星のM-R図の特別な点「列車」
| Title |
Special_point_"trains"_in_the_M-R_diagram_of_hybrid_stars |
| Authors |
David_Blaschke,_Alexander_Ayriyan,_Mateusz_Cierniak,_Ana_Gabriela_Grunfeld,_Oleksii_Ivanytskyi,_Mahboubeh_Shahrbaf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12626 |
質量半径図における混成中性子星のユニークな特徴である特殊点(SP)の可能な位置の体系的な調査を提示します。この研究は、高密度(クォーク物質)相が共変の非局所的な南部-ジョナ-ラシニオ(nlNJL)モデルの状態方程式(EOS)によって記述される2相アプローチ内で実行されます。定音速(CSS)EOS。飽和密度付近の核物質相では、異なる相対論的密度汎関数EOSが使用されます:DD2p00、その排除体積修正DD2p40およびハイパー核EOSDD2Y-T。現在の寄稿では、非閉じ込め遷移にマクスウェル構成スキームを適用し、ベクトルとダイクォーク結合定数の同時変化が、核物質EOSの変化に対して不変なSP「トレイン」の発生をもたらすことを示しています。定ベクトル結合でのダイクォーク結合の変化に対応するSPトレインは、大質量混成星の最大質量とアクセス可能な半径の線の下限として機能するため、特別であると提案します。
重イオン衝突におけるハイパートリトンのサイズと結合エネルギーの調査
ハイパートリトンは、35年以上前に発見された歴史的な11Liハローよりも大きい、大きな物質半径(~10fm)と一致する小さな結合エネルギー(加重平均約170keV)を持つと予測されています。しかし、ハイパートリトンの結合エネルギーの報告された実験値は、50から500keVの範囲です。この研究では、ハイパートリトンの電磁応答と相互作用半径、および高エネルギーの重イオン衝突(~1-2GeV/核子)が、そのサイズと結合エネルギーを決定するためのより高い精度の達成にどのように役立つかについて説明します。
乱流、立体構造、ダイナミクスの研究における多点測定の重要な役割: 単一スケールを超える太陽風とテイラー仮説
| Title |
The_essential_role_of_multi-point_measurements_in_investigations_of_turbulence,_three-dimensional_structure,_and_dynamics:_the_solar_wind_beyond_single_scale_and_the_Taylor_Hypothesis |
| Authors |
W._H._Matthaeus,_R._Bandyopadhyay,_M.R.Brown,_R.Bruno,_J._Borovsky,_V._Carbone,_D._Caprioli,_A._Chasapis,_R._Chhiber,_S._Dasso,_P._Dmitruk,_L.Del_Zanna,_P._A._Dmitruk,_Luca_Franci,_S.P._Gary,_M._L._Goldstein,_D._Gomez,_A._Greco,_T.S.Horbury,_Hantao_Ji,_J.C.Kasper,_K.G._Klein,_S._Landi,_Hui_Li,_F._Malara,_B._A._Maruca,_P.Mininni,_Sean_Oughton,_E._Papini,_T._N._Parashar,_F._Pecora,_Arakel_Petrosyan,_Annick_Pouquet,_A._Retino,_Owen_Roberts,_David_Ruffolo,_Sergio_Servidio,_Harlan_Spence,_C._W._Smith,_J._E._Stawarz,_Jason_TenBarge,_B._J._Vasquez,_Andris_Vaivads,_F.Valentini,_Marco_Velli,_A._Verdini,_Daniel_Verscharen,_Phyllis_Whittlesey,_Robert_Wicks,_Y._Yang,_G.Zimbardo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12676 |
宇宙プラズマは、3次元の動的エンティティです。非常に特別な状況を除いて、それらの空間における構造と時間におけるそれらの振る舞いは単純な方法で関連していません.したがって、単一の宇宙船のその場での測定では、内太陽圏、ジオスペース環境、または外太陽圏で関心のある太陽圏プラズマの完全な時空構造を明確に解明することはできません。この欠点により、多くの重要な問題が不完全に解決されたままになります。動的プラズマの時空構造のより完全な理解が不足しているため、宇宙天気と基本的なプラズマ乱流理論の少なくとも2つの重要な主題に欠陥が残っています。これらのあいまいさを解決できるのは、適切な空間間隔と時間間隔にわたる複数宇宙船の測定のみです。これらの特徴付けは、幅広いスケールの乱流に適用され、衝撃、磁束ロープ、磁気雲、電流シート、流れの相互作用などにも同様に適用されることに注意してください。以下では、空間を解決するための基本的な要件について説明します-乱気流を例として、主要な目標または研究の両方として使用して、一般的な時間構造。太陽圏全体の時空間構造を解決するために、いくつかのタイプのミッションが提案されています。
| Title |
Early_deconfinement_of_asymptotically_conformal_color-superconducting_quark_matter_in_neutron_stars |
| Authors |
Oleksii_Ivanytskyi,_David_Blaschke,_Tobias_Fischer,_Andreas_Bauswein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12730 |
閉じ込め領域での準粒子自己エネルギーの急速な成長によってクォーク閉じ込めを模倣するカラー超伝導クォーク物質への相対論的密度汎関数アプローチを提示します。このアプローチは、媒体に依存するカップリングを持つクォーク物質のカイラルモデルと同等であることが示されています。モデルの(疑似)スカラーセクターは、量子色力学の真空現象論に当てはめられますが、ベクトルとダイクォークチャネルの相互作用の強さは、質量と半径の関係に関する観測上の制約との最良の一致を提供するために変化します。私たちのアプローチでモデル化された中性子星の潮汐変形能。漸近的に高密度でのクォーク物質の等角挙動を回復するために、非摂動的グルオン交換によって動機付けられたベクトルとジクォーク結合の中程度の依存性を導入します。私たちの分析は、カラー超伝導クォーク物質への脱閉じ込めの開始が、質量が1.0$M_\odot$未満の中性子星で発生する可能性が高いことを示しています。
対プラズマにおける斜め無衝突衝撃の密度ジャンプ: 許される解
| Title |
Density_jump_for_oblique_collisionless_shocks_in_pair_plasmas:_allowed_solutions |
| Authors |
Antoine_Bret_and_Ramesh_Narayan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12876 |
プラズマ中の衝撃波は通常、電磁流体力学(MHD)を使用して処理されます。しかし、MHDには平均自由行程が短いという仮定が必要であり、これは無衝突プラズマでは実現されません。最近、ペアプラズマについて、MHDのような形式で速度論的効果を説明できるモデルを考案しました。これは、前線を横切るときに生成される異方性の推定値に依存し、その後、下流でのこの異方性の安定性が評価されます。平行、垂直、およびスイッチオンの衝撃についてモデルを解決しました。ここでは、任意ではあるが同一平面上にある配向磁場の問題を扱うことにより、これらすべてのケースを橋渡しします。提示された形式は異方性の上流温度に有効ですが、冷たい上流の場合のみが解決されます。MHDカタログの一部ではない追加のソリューションと、準平行で高度に磁化された領域では著しく少ない密度ジャンプを見つけます。計算の複雑さを考えると、この作業は主にモデルの数学的側面の提示に専念しています。今後の記事は、ここで定義された衝撃の物理学に専念する予定です。
$f(R)$ 重力における連星系からの重力放射: 半古典的アプローチ
| Title |
Gravitational_radiation_from_binary_systems_in_$f(R)$_gravity:_A_semi-classical_approach |
| Authors |
Ashish_Narang,_Subhendra_Mohanty,_Soumya_Jana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12947 |
準安定コンパクト連星系のエネルギー損失率と軌道周期減衰率は、古典的な源からの単一頂点重力子放出プロセスの方法を使用して、重力の$f(R)$理論で導出されます。アインシュタインフレームで同等のスカラーテンソル形式で記述された$f(R)$アクションを線形化した後、無質量スピン2テンソルモード、大質量スカラーモード、およびエネルギー運動量テンソルの間の適切な相互作用項を特定します。スカラーフィールドの定義は、$f(R)$モデルに関連しています。次に、相互作用頂点を使用して、スピン2四重極放射によるエネルギー損失率を計算します。これは、増倍率を使用したピーターマシューズの式と同じであることがわかり、スカラー双極子放射によるエネルギー損失も計算されます。総エネルギー損失は、これら2つの寄与の合計です。私たちの導出は、バイナリ軌道の任意の離心率とスカラー場の任意の質量の両方に適用できるため、最も一般的です。連星系の周期崩壊に関する導出された理論式を使用して、3つの連星系、つまりHulse-TaylorBinary、PSRJ1141-6545、およびPSRJ1738の観測に対する$f(R)$重力と一般相対性理論の予測を比較します。+0333.このように、よく知られている3つの$f(R)$ダークエネルギーモデル、つまりHu-Sawickiモデル、Strobainskyモデル、およびTsujukawaモデルにバインドします。$f'(R_0)-1$(ここで、$R_0$は現在のエポックにおける宇宙のスカラー曲率)の最良の制約を辻川モデルから取得します。つまり、$\vertf'(R_0)-1\vert<3.44\times10^{-4}$.この境界は、ほとんどの天体物理学的観測や一部の宇宙観測からの境界よりも強力です。
時空投影光トモグラフィ: 検索空間と軌道決定
| Title |
Space-Time_Projection_Optical_Tomography:_Search_Space_and_Orbit_Determination |
| Authors |
Hasan_Bahcivan_and_David_J._Brady |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13040 |
関連記事では、新しいパッシブ光センシング技術である時空間投影光トモグラフィー(SPOT)の放射感度と解像度について説明しました。これは、宇宙状況認識のためにサブcm以上のスペースデブリを検出して追跡します。SPOTは、仮想的な点源の位相空間軌道が非常に広い望遠鏡の視野内で正確に予測可能である場合、長時間の合成露出を達成できるという原則に基づいています。これは、周回するデブリの場合です。この記事では、軌道決定のための一般化されたハフ変換に基づく再帰的な測定と適合アルゴリズムだけでなく、破片採掘のための計算探索空間についても説明します。
初期宇宙におけるアクシオンと軽いディラトンとの間の重要な相互作用に基づいて、アクシオンの位置ずれメカニズムの代替シナリオを提案します。暗黒物質の豊富さは、アクシオン場の最初の位置ずれによって依然として発生しており、ポテンシャルに沿った動きにより、ディラトン場が最小値から離れ、ディラトンは後で振動を開始し、振動の開始時間が遅れ、キックによる比較的大きな位置ずれ値が生じます。、最終的に、ディラトンはエネルギー密度でアクシオンを支配し、ディラトンは暗黒物質として識別されます。アクシオンの動きによるキック効果は、dilatonの初期フィールド値が最小値に近い場合に最も大きくなります。したがって、このシナリオをアクシオンフリーキックミスアライメントメカニズムと呼びます。このシナリオでは、アクシオンがフットボール選手のような役割を果たします。従来のミスアライメントメカニズムに比べて、より低いアクシオン崩壊定数で暗黒物質存在量を得ることができます。
Advanced LIGO-Virgo の最初の 3 回の観測実行からの二重ピークおよび二重壊れた重力波スペクトルの検索
| Title |
Searching_for_double-peak_and_doubly-broken_gravitational-wave_spectra_from_Advanced_LIGO-Virgo's_first_three_observing_runs |
| Authors |
Wang-Wei_Yu,_Shao-Jiang_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13111 |
現在のLIGO-Virgo観測の実行は、確率的重力波背景（SGWB）に触れるために感度限界を押し上げています。ただし、今日まで、単一のべき乗則破り(BPL)スペクトルを持つSGWBの単一の支配的なソースについて、重要な検出は報告されていません。それにもかかわらず、たとえば、2つの別個のBPLスペクトルを持つ2つの同等の支配的なソース(ダブルピークの場合)または二重BPL(DBPL)スペクトルを持つ単一のソース(二重に壊れたケース)から、既存のベイジアン検索から同様にうまく逃れることができます。.この論文では、AdvancedLIGO-Virgoの最初の3回の観測実行から、これら2つのケースに制約を加えました。二重ピークの場合に強い否定的な証拠が見つかったため、95\%の信頼水準(CL)の上限を$\Omega_\mathrm{BPL,1}<2.5\times10^{-7}$および$\Omega_\に設定しました。mathrm{BPL,2}<9.4\times10^{-8}$未解決のコンパクトバイナリ合体(CBC)振幅に関する2つのBPLスペクトル振幅$\Omega_\mathrm{CBC}<5.6\times10^{-9}$.さらに、二重に破られたケースの弱い否定的な証拠を発見したため、95\%CLの上限を$\Omega_\mathrm{DBPL}<1.7\times10^{-7}$に関するDBPLスペクトルの全体的な振幅に設定します。$\Omega_\mathrm{CBC}<6.0\times10^{-9}$.宇宙論的な一次相転移の意味も議論されています。
観測可能な ${\rm \Delta{N_{eff}}}$ ディラック スコトジェニック モデル
我々は、ダークセクター粒子がループの内側に入る放射シーソーメカニズムから軽いディラックニュートリノ質量を生成する可能性を研究しています。ループ抑制と追加の自由パラメーターにより、軽いディラックニュートリノとダークセクター粒子との大きな($\sim\mathcal{O}(1))$カップリングが可能になります。このような大きな湯川結合は、重いフェルミオン一重項暗黒物質の遺物存在量を決定するだけでなく、ディラックニュートリノの右キラル部分の熱化をもたらし、追加の相対論的自由度${\rm\Delta{N_{eff}}を生成します。}$.暗黒物質の現象学とニュートリノの質量限界と一致するパラメーター空間は、${\rm\Delta{N_{eff}}}$の精密測定により、CMB-S4のような将来の宇宙マイクロ波背景放射実験でも調べることができることがわかりました。同じパラメーター空間は、将来の感度の範囲外のループ抑制された直接検出断面積につながりますが、コライダー、荷電レプトンフレーバー違反で他の興味深い補完的な観測の見通しを持つこともできます。
マルチペタワットの物理優先順位付け (MP3) ワークショップ レポート
このMulti-PetawattPhysicsPrioritization(MP3)ワークショップレポートは、2022年4月20～22日にフランスのパリにあるソルボンヌ大学で開催されたコミュニティ主導のワークショップの成果をまとめたものです。MP3ワークショップは、対応するMP3ワーキンググループによって特定された4つの分野における研究と将来の実験を導くための科学的質問を開発することを目的としていました.物理学(LDNP)、および粒子加速と高度な光源(PAALS)。
逆対称性の破れによる非対称再加熱
非対称再加熱は、軽い種を持つダークセクターのモデルの一般的な要件ですが、その実装は通常、標準モデルのダークコピーを含む説得力のある理論で可能になる独自の現象論と緊張しています。$\mathbb{Z}_2$-breakingフェーズ中にある臨界温度を超える非対称再加熱を実装するための単純なモジュールを提示します。これは、正確に縮退したミラーセクターの可能性と、ミラーの対応物に振動する複合粒子の顕著な現象論を再活性化します。
