Gauss-Bonnet カップリングによるヒッグス インフレーションからの原始ブラック ホール
始原ブラックホール(PBH)は、今日の暗黒物質密度のすべてまたは一部の原因となる可能性があります。インフレーションは、インフレトン場$\phi$の速度が0に向かって急速に減少する一時的な期間の存在下で、PBHのシードを生成するためのメカニズムを提供します。Gauss-Bonnet(GB)中に生成された曲率摂動の原始パワースペクトルを計算します。インフレトン場が重力への非最小結合だけでなく、GB結合も持つ補正ヒッグスインフレーション。インフレーション中に急激な変化を示すスカラーGBカップリングの場合、プラトー型の構造を含む有効ポテンシャル$V_{\rmeff}(\phi)$の出現によって曲率摂動が十分に強化されることを示します。タイプ、およびそれらの中間タイプ。これら3種類の$V_{\rmeff}(\phi)$に対して、PBHがすべての暗黒物質を構成できるパラメーター空間があることがわかりました。特に、バンプ型と中間型のモデルは、宇宙マイクロ波背景放射の観測に関連するスケールでの最近のプランクデータと一致する原始スカラースペクトルとテンソルパワースペクトルを生じさせます。この特性は、プラトーとは対照的に、$V_{\rmeff}(\phi)$の隆起領域の周りで取得されたe-folding$\DeltaN_c$の数がわずか数であるという事実に起因します。-$\DeltaN_c$が通常10のオーダーを超えるタイプ。
銀河中心の方向から宇宙線によって上方散乱された光暗黒物質の指向性直接検出
| Title |
Directional_direct_detection_of_light_dark_matter_up-scattered_by_cosmic-rays_from_direction_of_the_Galactic_center |
| Authors |
Keiko_I._Nagao,_Satoshi_Higashino,_Tatsuhiro_Naka,_Kentaro_Miuchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13399 |
MeVまたはkeVスケールの質量を持つ暗黒物質は、標準的な直接検索検出器では検出が困難です。しかし、それらは宇宙線による運動エネルギーの上方散乱を考慮することによって検索することができます。暗黒物質の密度は銀河の中心領域でより高いため、銀河中心の方向から上方散乱された暗黒物質が地球に到達します。暗黒物質が検出されると、指向性の直接検出実験によってこの機能を認識することが期待できます。この研究では、上方散乱暗黒物質の核反動をシミュレートし、この種の暗黒物質が銀河中心の方向から大量に到来していることを定量的に明らかにしました。また、指向性検出器の将来のアップグレードの範囲内で想定されるすべてのターゲット原子の場合に、アップ散乱暗黒物質の特徴的なシグネチャを5$\sigma$信頼水準以上で検証できることを示しました。
大規模構造における歪度整合関係と重力理論の検証
| Title |
Skewness_consistency_relation_in_large-scale_structure_and_test_of_gravity_theory |
| Authors |
Daisuke_Yamauchi,_Shoya_Ishimaru,_Takahiko_Matsubara,_Tomo_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13453 |
重力理論をテストするための可能なプローブとして、銀河数密度ゆらぎの歪度を調査します。歪度パラメーターの特定の線形結合は、密度コントラストの2次カーネルの係数に対応することがわかります。これは、一貫性関係と見なすことができ、一般相対性理論および修正重力理論のテストとして使用できます。また、歪度パラメーターの分析を実空間から赤方偏移空間に拡張し、赤方偏移空間の歪度の一貫性関係を導き出します。
この論文は、原始ブラックホール(PBH)の形成と存在量の推定に関する偏ったレビューです。最初に、PBH形成プロセスの直感的な理解を助けるために、PBH形成の3ゾーンモデルを確認します。次に、より正確な解析のために、宇宙論的長波長解、球対称時空における質量および圧縮関数の定義、ピーク理論などの必要なツールを紹介します。これらすべてのツールを組み合わせて、デモンストレーションとして単色曲率パワースペクトルの場合のPBH質量スペクトルを計算します。
再イオン化の時代にガウス誤差分布を予測する理由と時期 21 cm パワー スペクトル測定
| Title |
Why_and_When_to_Expect_Gaussian_Error_Distributions_in_Epoch_of_Reionization_21-cm_Power_Spectrum_Measurements |
| Authors |
Michael_J._Wilensky,_Jordan_Brown,_Bryna_J._Hazelton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13576 |
数学的解析と数値シミュレーションの組み合わせを使用して、再イオン化の時代の21cmパワースペクトル推定量の誤差分布を調べます。現在この分野で使用されている2つの推定器の3次元パワースペクトルの個々のビンの誤差分布に対する閉じた形式の解を提供します。次に、対応する球状にビン化されたパワースペクトルがガウス誤差分布を持つべき(およびすべきでない)場合を示します。これには、中心極限定理の非標準ステートメントにアピールする必要があります。これは、上限の報告方法や、パワースペクトル測定に基づいた宇宙論的推論の実行方法に重要な意味を持ちます。具体的には、ガウス誤差分布を仮定すると、推定器のタイプに応じて上限を過大または過小評価する可能性があり、パワースペクトルの過度にコンパクトな尤度関数が生成されます。
低赤方偏移プローブと高赤方偏移プローブを使用した一定のトモグラフィー結合ダーク エネルギーの抑制
| Title |
Constraining_constant_and_tomographic_coupled_dark_energy_with_low-redshift_and_high-redshift_probes |
| Authors |
Lisa_W._K._Goh,_Adri\`a_G\'omez-Valent,_Valeria_Pettorino,_Martin_Kilbinger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13588 |
暗黒エネルギーの役割を果たすスカラー場を介した第5の力により、暗黒物質粒子が重力よりも強い力を感じる結合暗黒エネルギー(CDE)宇宙論を考察します。結合強度がパラメーター化され、異なる赤方偏移ビンに制約されている場合、結合暗エネルギーのトモグラフィー分析を初めて実行します。これにより、結合の強度をより適切に制限できるデータと、異なるエポックでの結合の大きさを確認できます。まず、$\textit{Planck}$、AtacamaCosmologyTelescope(ACT)、およびSouthPoleTelescope(SPT)からの宇宙マイクロ波背景データを使用し、これらのデータセットを組み合わせて実行できるさまざまな選択の影響を示します。次に、さまざまな低赤方偏移プローブを使用して、定数と断層結合の両方についてCDE宇宙論をテストします。特に、弱いレンズ(KiDS-1000サーベイ)、銀河クラスタリング(BOSSサーベイ)、およびそれらの組み合わせからのデータを初めて使用します。これには、3x2pt銀河間レンズ相互相関データが含まれます。トモグラフィCDEモデルを使用すると、異なるエポック間で結合強度にかなりの程度の変動が生じる可能性があることがわかります。CMBと弱いレンズ効果と銀河クラスタリング以外の低赤方偏移プローブを組み合わせると、赤方偏移$z\leq5$での結合がかなり制約を受けていないことがわかります。一方、銀河クラスタリングとその結果としての3x2ptは、結合強度$\beta$に厳しい制約を課すことができ、$\beta\lesssim0.02$は68%C.L.である。一定の結合の場合、今後の銀河調査は、そのようなCDEモデルを制約する強力なプローブになる可能性があります。
| Title |
COVMOS:_a_new_Monte_Carlo_approach_for_galaxy_clustering_analysis |
| Authors |
Philippe_Baratta,_Julien_Bel,_Sylvain_Gouyou_Beauchamps_and_Carmelita_Carbone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13590 |
Barattaらで導入されたCOVMOSメソッドを検証します。(2019)さまざまな宇宙フィールドトレーサー(暗黒物質粒子、ハロー、銀河など)のカタログの高速シミュレーションを可能にします。基になるトレーサー密度フィールドのパワースペクトルと1点確率分布関数は、メソッドの入力として設定され、ユーザーによって任意に選択されます。生成された2点統計共分散行列のレベルでCOVMOSの妥当性ドメインを評価するために、現実的な$N$体シミュレーション出力からこれら2つの入力統計量をターゲットにすることを選択します。特に、範囲$z\in[0,2]$の5つの赤方偏移に対して、$\Lambda$CDMと大規模なニュートリノ宇宙論でこのクローン作成手順を実行します。最初に、赤方偏移および宇宙論ごとに$1\[\mathrm{Gpc}/h]^3$と$10^8$の各粒子。このような検証は、50回のシミュレーションから推定された、対応する$N$体の測定値に対して実行されます。この方法は、パワースペクトルに対して$k\sim0.2h/$Mpcまで有効であり、相関関数に対して$r~\sim20$Mpc$/h$まで有効であることがわかります。次に、特異な速度分布の新しいモデリングを提案することにより、方法を拡張し、線形領域と軽度の非線形領域の両方で赤方偏移空間の歪みを再現することを目指します。この処方箋を検証した後、最終的に、生成された赤方偏移空間2点統計共分散行列を同じ範囲のスケールで比較して検証します。このメソッドに関連付けられたPythonコードをパブリックリポジトリでリリースし、記録的な速さで何万もの実装を作成できるようにします。COVMOSは、多数の模擬実現を必要とする大規模な銀河調査科学に携わるすべてのユーザーを対象としています。
主成分分析による宇宙モデルの推論
この論文では、主成分分析(PCA)とマルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)法を組み合わせて、宇宙モデルのパラメーターを推測します。NoUTurnSampler(NUTS)を使用して、モデルパラメーター空間でMCMCチェーンを実行します。シミュレートされたデータで方法論をテストした後、観測されたデータセットに同じことを適用します。暗エネルギーの状態方程式のパラメータ化として多項式展開を仮定します。この方法は、まばらなデータセットを含むデータから宇宙論的パラメーターを制約するのに効果的であることを示しています。
時系列データフィルタリングからのポイントソースリークの除去
| Title |
Removal_of_point_source_leakage_from_time-order_data_filtering |
| Authors |
Zhaoxuan_Zhang,_Lu_Huang,_Yang_Liu,_Si-Yu_Li,_Le_Zhang,_Hao_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13870 |
地上でのCMB実験からの時系列データ(TOD)は、通常、マップ作成の前にフィルター処理されて、地上からの汚染と大気放出を除去または削減します。ただし、観測領域に強力な点光源が含まれている場合、フィルタリングプロセスにより、測定されたCMBマップの点光源の周囲にかなりの漏れが生じ、偽の偏光信号が残ります。したがって、このようなシグナルは、CMBの科学的利用の前に評価して除去する必要があります。この作業では、「テンプレートフィッティング」と呼ばれる新しい方法を提示し、ピクセルドメインでこれらの漏れ信号を効果的に除去できます。これにより、CMB-$B$モードからの原始重力波を測定するための要件を満たすだけでなく、時間を回避することもできます。TODで操作を消費します。
曲率摂動の対数双対性
$\deltaN$形式を使用して、区分二次ポテンシャル$V(\varphi)$によってポテンシャルを近似できる一般的な単一場インフレーションモデルで共動曲率摂動$\mathcal{R}$を調べます。$\mathcal{R}(\delta\varphi)$の一般式を見つけます。これは、対象の点での場の摂動$\delta\varphi$とその場の対数関数の和で構成されます。各二次ピースの境界での速度摂動$\delta\pi_*$。これは、運動方程式による$\delta\varphi$の関数です。いくつかの単純なケースでは、$\mathcal{R}(\delta\varphi)$は単一の対数に還元され、$\mathcal{R}$の確率分布関数の有名な「指数テール」またはガンベル配布。
物質支配時代における速度分散に対する始原ブラックホール形成の限界
| Title |
Threshold_of_Primordial_Black_Hole_Formation_against_Velocity_Dispersion_in_Matter-Dominated_Era |
| Authors |
Tomohiro_Harada,_Kazunori_Kohri,_Misao_Sasaki,_Takahiro_Terada,_Chul-Moon_Yoo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13950 |
物質支配時代における始原ブラックホール(PBH)の形成に対する速度分散の影響を研究します。速度分散は、摂動の非線形成長によって生成され、重力崩壊を妨げ、それによってPBHの形成を妨げる可能性があります。議論を明確にするために、2つの異なる長さスケールを検討します。大きい方はPBHの形成につながる可能性のある重力崩壊が発生する場所であり、小さい方は非線形相互作用により速度分散が発生する場所です。自由落下の時間スケールと粒子が崩壊領域を横切る時間スケールを比較することにより、PBH形成に対する速度分散の影響を推定します。デモンストレーションとして、より大きなスケールに対応するスケールでピーク値$\sigma_0^2$を持つ初期密度摂動の対数正規パワースペクトルを考えます。PBH形成の地平線入口での密度摂動$\tilde\delta_{\rmth}$のしきい値は$\tilde\delta_{\rmth}\propto\sigma_0^{2/5$\sigma_0\ll1$の}$。
不確実性の定量化は、しばしば無視される宇宙論的質量マッピングの重要なステップです。提案された方法は、通常、せん断場のガウス性を近似するか、強力な仮定を行うだけです。マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)などの確率的サンプリング手法は、確率分布を形成するサンプルを描画し、完全かつ柔軟な不確実性の定量化を可能にしますが、これらの手法は非常に遅く、イメージング問題の高次元パラメーター空間では苦労します。この作業では、初めて、質量マッピングにトランスディメンションMCMCサンプラーを使用し、ウェーブレットベースでスパース性を促進します。このサンプラーは、ウェーブレット空間内の質量マップの非常にまばらな性質を利用して、データの必要に応じてパラメーター空間を徐々に拡大します。ウェーブレット係数は、ツリーのような構造に配置され、パラメーター空間が大きくなるにつれて、より細かいスケールの詳細が追加されます。平面モデリング近似が有効な銀河団スケールの画像で、次元を超えたサンプラーを示します。高解像度の実験では、この方法は自然に倹約的な解を生成し、ウェーブレット係数の潜在的な最大数の1%未満しか必要とせず、観測されたデータへの良好な適合を生成します。ノイズの多いデータが存在する場合、トランスディメンションMCMCは、不確実性が完全に定量化されることに加えて、標準の平滑化カイザースクワイア法よりも優れた質量マップの再構成を生成します。これにより、ユークリッドなどの今後の弱いレンズ調査からの新しい高解像度データを使用して、暗黒物質の性質に関する新しい質量マップと推論の可能性が開かれます。
機械学習宇宙インフレーション
宇宙論的データから直接インフレの可能性を再構築するために使用できる、遺伝的アルゴリズム(GA)に基づく機械学習アプローチを提示します。GA、理論的予測の計算に使用される原始コードとボルツマンコード、および宇宙マイクロ波背景放射(CMB)データで構成されるパイプラインを作成します。概念実証として、方法論をPlanckCMBデータに適用し、ノンパラメトリックでありながら分析的な方法で、単一フィールドのインフレポテンシャルの関数空間を探索します。アルゴリズムが2次インフレーションのバニラモデルを簡単に改善し、データにより適したスローロールポテンシャルを提案することを示し、スタロビンスキーインフレーションモデル(およびその他の小規模フィールドモデル)の堅牢性を確認します。さらに、ビニングされていないCMBデータを使用して、不可知論的な方法でポテンシャルの振動特徴を検索することにより、GAの最初の具体的な適用を実行し、最良の特徴のないポテンシャル$\Delta\chi^2<-20で非常に重要な改善を見つけます。$.これらの有望な予備的結果は、周波数のマルチモーダル分布を持つ原始パワースペクトルの共鳴機能の検索を動機付けます。私たちのパイプラインはモジュール式であり、マルチフィールドインフレーションや高次デリバティブを使用した理論など、他のCMBデータセットやインフレシナリオに簡単に拡張できることを強調します。
ハイブリッド $\alpha$ アトラクタ、原始ブラック ホール、重力波背景
| Title |
Hybrid_$\alpha$-attractors,_primordial_black_holes_and_gravitational_wave_backgrounds |
| Authors |
Matteo_Braglia,_Andrei_Linde,_Renata_Kallosh,_Fabio_Finelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.14262 |
ハイブリッド宇宙論的$\alpha$アトラクタの理論における2段階のインフレーションレジームを調査します。インフレーション摂動のスペクトルは、モデルのアトラクタプロパティのおかげで、最新のPlanck/BICEP/Keckの結果と互換性があります。ただし、より小さなスケールでは、制御可能な幅と位置の非常に高いピークを持つ可能性があり、原始ブラックホール(PBH)が大量に生成され、重力波の確率的背景(SGWB)が生成されます。
小石雲の重力崩壊による微惑星形成の高解像度研究
| Title |
High_Resolution_Study_of_Planetesimal_Formation_by_Gravitational_Collapse_of_Pebble_Clouds |
| Authors |
Brooke_Polak_and_Hubert_Klahr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13318 |
惑星の胚は、微惑星と呼ばれる10～100kmのサイズの天体の衝突成長によって作られます。微惑星は、以前は大規模な天体の集団でした。そのうちの小惑星、彗星、カイパーベルト天体は、太陽系での惑星形成の残り物を表しています。ここでは、乱気流が過度に密集した小石の雲を作成し、それが自己重力で崩壊するというパラダイムに従います。マルチフィジックスコードGIZMOを使用して、小石雲密度を連続体としてモデル化し、ポリトロープ状態方程式を使用して衝突相互作用を説明し、準非圧縮性固体オブジェクト、つまり静水圧平衡における微惑星への相転移を捉えます。したがって、形成中の微惑星の解像度で雲の崩壊を効果的に研究し、崩壊する雲の小石の総質量に関連する微惑星の初期質量関数を導き出すことができます。崩壊する小石雲における角運動量の再分布は、複数のフラグメンテーションにつながる主なメカニズムです。小石雲の角運動量、したがって遠心半径は、太陽までの距離とともに増加しますが、形成される微惑星の固体サイズは一定です。したがって、太陽までの距離が長くなるにつれて、小石雲ごとに形成される微惑星の数が増加することがわかります。すべての距離について、バイナリの形成はより高い階層システム内で発生します。サイズ分布はトップヘビーであり、微惑星質量のガウス分布で記述できます。小惑星帯については、125kmのサイズが最も可能性が高いと推測できます。これはすべて、同等のサイズの152kmの小石の雲に由来します。
かんらん岩液体中の水の溶解度と岩石惑星における水蒸気大気の普及
| Title |
Solubility_of_water_in_peridotite_liquids_and_the_prevalence_of_steam_atmospheres_on_rocky_planets |
| Authors |
Paolo_A._Sossi,_Peter_M._E._Tollan,_James_Badro,_Dan_J._Bower |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13344 |
大気は、惑星の表面と内部の間の時間積分された物質交換の産物です。地球や他の惑星体では、マグマの海が重要な大気形成イベントをマークした可能性が高く、その間に蒸気と炭素に富む大気の両方が生成された可能性があります。しかし、地球の初期の大気の性質、および他の岩石惑星の周りの大気は、適切な組成の液体への水の溶解度に関する制約がないため、不明なままです。ここでは、レーザー加熱された空力浮上炉で合成された、地球のマントルを代表する14のかんらん岩液体の水溶性を決定します。一定温度(2173$\pm$50K)および全圧(1bar)で、鉄-w\"ウスタイト緩衝液と比較して-1.9～+6.0log単位の酸素フガシティー(fO$_2$)を調べます。結果のfH$_2$Oの範囲は0～0.027bar、fH$_2$の範囲は0～0.064bar.総H$_2$O含有量は、3550cm$^{-1}$の吸収帯から透過FTIR分光法を適用し、Beer-Lambertの法則.液体中の水のモル分率は$\propto$(fH$_2$O)$^{0.5}$であり、OHとして溶解することを証明しています.データは524$の溶解度係数によって適合されます\pm$16ppmw/bar$^{0.5}$、モル吸光係数$\epsilon_{3550}$、玄武岩ガラス中の6.3$\pm$0.3m$^2$/mol、または647$\pm$25ppmw/bar$^{0.5}$,with$\epsilon_{3550}$=5.1$\pm$0.3m$^2$/molペリドタイトガラス.これらの溶解定数は、1623での玄武岩液体のそれよりも10-25%低いKおよび1bar.温度が高くなると水溶性が低下し、かんらん岩溶融物のより大きな解重合が相殺されますそうでなければ、玄武岩の液体に比べてH$_2$Oの溶解度が増加するだろう。水の溶解度はCO$_2$の溶解度に比べて高いままであるため、蒸気雰囲気はまれであるが、高いH/C比が優勢であれば、テルル体の酸化条件下で蒸気雰囲気が形成される可能性がある.
トリプル マイクロレンズ イベントのシミュレーション I: スケーリングされた太陽-木星-土星系の検出可能性
| Title |
Simulations_of_Triple_Microlensing_Events_I:_Detectability_of_a_scaled_Sun-Jupiter-Saturn_System |
| Authors |
Renkun_Kuang,_Weicheng_Zang,_Shude_Mao,_Jiyuan_Zhang,_Haochang_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13393 |
現在までに、確固として確立されたトリプルマイクロレンズ現象が13個しか発見されていないため、マイクロレンズ現象を示す2つの惑星系と連星系の惑星の発生率はまだ不明です。今後の宇宙ベースのマイクロレンズ調査では、何百ものトリプルマイクロレンズイベントが検出されます。将来の観測と統計分析の手がかりを提供するために、さまざまな構成と観測セットアップを備えたトリプルレンズシステムの検出可能性を調査するプロジェクトを開始します。最初のステップとして、この作業では、シミュレーションソフトウェアを開発し、最近提案された「地球2.0(ET)」ミッションのマイクロレンズ望遠鏡を使用して、スケーリングされた太陽-木星-土星系の検出可能性を調査します。スケーリングされた太陽-木星-土星のアナログの検出可能性は約1%であることがわかります。さらに、木星の存在は、採用された検出しきい値$\Delta\chi^2$に関係なく、土星のような惑星の検出可能性を$\sim$13%抑制します。この抑制確率は、トリプルレンズの将来の宇宙ベースの統計サンプルのポアソンノイズと同じレベルになる可能性があるため、検出効率の計算中に各惑星を個別に扱うことは不適切です.
JWST NIRISS/SOSS からの HAT-P-18b のかすんでメタンが枯渇した大気で検出された水と逃げるヘリウムの尾
| Title |
Water_and_an_escaping_helium_tail_detected_in_the_hazy_and_methane-depleted_atmosphere_of_HAT-P-18b_from_JWST_NIRISS/SOSS |
| Authors |
Guangwei_Fu,_N\'estor_Espinoza,_David_K._Sing,_Joshua_D._Lothringer,_Leonardo_A._Dos_Santos,_Zafar_Rustamkulov,_Drake_Deming,_Eliza_M.-R._Kempton,_Thaddeus_D._Komacek,_Heather_A._Knutson,_Lo\"ic_Albert,_Klaus_Pontoppidan,_Kevin_Volk,_Joseph_Filippazzo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13761 |
JSTはこちらです。早期放出観測プログラム(ERO)は、科学データとスペクトル機能の最初の外観を提供します。EROのターゲットの1つは、HAT-P-18bであり、平衡温度が$\sim$850Kの膨張した土星質量の惑星です。HAT-P-18bの0.6から2.8$\mum$までのNIRISS/SOSS透過スペクトルを提示し、1.6$\mum$を超える赤外線で惑星を初めて明らかにしました。スペクトルから、澄んだ水と、それ以外の場合は非常にかすんでいる大気の中に逃げるヘリウムの尾の特徴が見えます。ATMOを使用した無料の化学的検索では、メタンの存在を裏付ける中程度のベイジアン証拠(3.79)が示されていますが、スペクトルには明確に識別可能なメタン吸収機能は示されていません。取得されたメタンの存在量は、太陽の組成より$\sim$2桁低い。メタンが枯渇した大気は、太陽の金属量とC/O比による単純な平衡化学モデルを強く拒絶し、高い金属量(100倍)と低いC/O比(0.3)を好まない。これには、大気中からメタンを除去できる垂直混合や光化学などの追加の物理プロセスが必要です。
木星をジャンプすることによって駆動されるL4およびL5木星トロイの木馬の数の非対称性
| Title |
Asymmetry_in_the_number_of_L4_and_L5_Jupiter_Trojans_driven_by_jumping_Jupiter |
| Authors |
Jian_Li,_Zhihong_Jeff_Xia,_Fumi_Yoshida,_Nikolaos_Georgakarakos,_Xin_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13877 |
環境。これまでに10000を超えるJupiterTrojanが検出されました。それらは太陽-木星系のL4およびL5三角ラグランジュ点の周りを移動しており、その分布は太陽系の初期の進化に重要な手がかりを提供することができます。ねらい。L4およびL5JupiterTrojansの数の非対称性は長年の問題です。この異常な機能を説明するために、ジャンピング木星シナリオを呼び出すことにより、新しいメカニズムをテストすることを目指しています。メソッド。最初に、初期太陽系における巨大惑星の不安定性によって引き起こされた木星の軌道進化を紹介します。このシナリオでは、木星は非常に高速で外側に向かって移動する可能性があります。次に、このようなジャンプがL4(N4)およびL5(N5)トロイの木馬の数をどのように変化させるかを調査します。結果。木星の外側への移動は、ラグランジュ点付近の共軌道軌道を歪める可能性があり、その結果、L4トロイの木馬はL5トロイの木馬よりも安定します。このメカニズムは、既知の木星トロイの木馬のN4/N5~1.6の偏りのない数の非対称性を説明できる可能性があることを発見しました。システムパラメータの不確実性。木星の離心率と傾斜、木星トロヤ群の傾斜分布も考慮され、L4/L5非対称性に関する結果がさらに検証されました。ただし、シミュレートされたトロイの木馬の共鳴振幅は、現在の個体数と比較してより高い値に励起されています。考えられる解決策は、トロイの木馬同士の衝突によって共鳴振幅が減少する可能性があることです。
ガニメデ MHD モデル: ジュノ PJ34 フライバイの磁気圏コンテキスト
| Title |
Ganymede_MHD_Model:_Magnetospheric_Context_for_Juno's_PJ34_Flyby |
| Authors |
Stefan_Duling,_Joachim_Saur,_George_Clark,_Frederic_Allegrini,_Thomas_Greathouse,_Randy_Gladstone,_William_Kurth,_John_E._P._Connerney,_Fran_Bagenal,_Ali_H._Sulaiman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.14092 |
2021年6月7日、探査機ジュノーはガニメデを訪れ、2000年にガリレオが最後にフライバイを行って以来、初めてその場での観測を行いました。1次元の軌道に沿って得られた測定値は、3次元の磁気圏モデルを使用して地球規模の文脈に持ち込むことができます。ここでは、Dulingらの磁気流体力学モデルを適用します。(2014)ジュノフライバイ中の条件。プラズマ変数のグローバルな分布に加えて、磁力線に沿ったジュノの位置のマッピング、閉じた磁力線からのジュノの距離、および磁場のトポロジーに関する詳細な情報を提供します。ジュノは閉じた磁力線領域に入らず、表面上の開いた磁力線と閉じた磁力線の間の境界は、観測されたオーロラ楕円の極方向の端と一致することがわかりました。モデル結果の感度を推定するために、異なる上流プラズマ条件と他のモデルパラメータを使用してパラメータスタディを実行します。
光電子の減速に関する効率的なモンテカルロ モデル。系外惑星大気中の H-$\alpha$ への応用
| Title |
An_efficient_Monte_Carlo_model_for_the_slowing_down_of_photoelectrons._Application_to_H-$\alpha$_in_exoplanet_atmospheres |
| Authors |
Antonio_Garc\'ia_Mu\~noz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.14128 |
惑星大気の光イオン化で生成される高速電子である光電子は、大気ガスの変換を促進しますが、熱電子のエネルギーを考慮するとしばしば抑制されます。変換には、原子と分子の励起とイオン化が含まれ、これらのガスの検出可能性に影響を与え、熱に変換される入射恒星放射の割合を制限します。これらの重要な問題への洞察を得るために、任意の量のHおよびHe原子と熱電子を含むガス内の光電子の減速を解くモンテカルロモデルを構築します。私たちの新しいマルチスコアスキームは、超弾性および非弾性衝突を受ける少量の励起原子の場合のように、まれな衝突チャネルを効率的に処理するという点で同様のツールとは異なります。モデルが検証され、そのパフォーマンスが実証されます。さらに、光電子が、H-$\alpha$線の透過分光法によって、いくつかの太陽系外惑星大気で検出された励起水素H(2)の集団に影響を与える可能性があるかどうかを調査します。超高温木星HAT-P-32bの場合、H(2)の光電子駆動励起は、ラインコアによって調査された圧力では非効率的ですが、ラインが存在する大気の深部で重要になる(まだ準支配的)ことがわかります。翼の形。衝突脱励起またはイオン化のいずれかによるH(2)の破壊への光電子の寄与は完全に無視できるものであり、系外惑星の大気全体に当てはまる可能性が高い結論です。重要なことは、光電子がH-$\alpha$線によって調べられた高度でガスのイオン化を支配することであり、この事実は、たとえ間接的であっても、H(2)や準安定ヘリウムなどの他のトレーサーの集団に影響を与える可能性が高いという事実です。これらの励起準位の将来のモデリングには、光電子駆動のイオン化を組み込む必要があります。
限られた質量を持つ非常に若い星団の中で最も重い星：証拠は、星形成プロセスにおける重要な自己調節を支持します
| Title |
The_most_massive_stars_in_very_young_star_clusters_with_a_limited_mass:_Evidence_favours_significant_self-regulation_in_the_star_formation_processes |
| Authors |
Zhiqiang_Yan,_Tereza_Jerabkova,_Pavel_Kroupa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13244 |
恒星の初期質量関数(IMF)は、多くの小さな星団が、同じ組み合わせの星の1つの大規模な星団と同じIMFを生成するような、スケール不変の確率密度分布関数(PDF)であると一般に解釈されます。矮小銀河は予想されるほど多くの大質量星を形成しないため、銀河全体のIMFの観測はこれに挑戦しています。これは、星の質量がIMFから確率的にサンプリングされず、代わりに星形成の環境に関連している、高度に自己制御された星形成プロセスを示しています。ここでは、星団で生まれた最大質量の星とその親星団の質量との関係($m_{\rmmax}$--$M_{\rmecl}$関係)を使用して、星形成の性質を調べます。.この関係は、星がIMFからランダムにサンプリングされた場合の統計的効果であると主張されてきました。観測された$m_{\rmmax}$--$M_{\rmecl}$分布のタイトネスを、確率的にサンプリングされた恒星質量を持つ合成星団と比較することにより、模擬観測の予想される分散が、観測された分散。文献からの$m_{\rmmax}$と$M_{\rmecl}$の不確実性が正しいと仮定すると、我々のテストは、IMFが$4.5\sigma$を超える信頼レベルでPDFであるという仮説を棄却します。あるいは、観測された$m_{\rmmax}$--$M_{\rmecl}$分布を再現し、星形成分子塊の光度とよく比較できる決定論的恒星質量サンプリングツールを提供します。さらに、$m_{\rmmax}=13~M_\odot$付近で$m_{\rmmax}$--$M_{\rmecl}$関係が大幅に平坦化されていることがわかります。これは、約$13~M_\odot$よりも重い星の強いフィードバック、および/または質量範囲63から$400~M_\odot$の若い星団からの最も重い星の放出が、形成における重要な物理的プロセスである可能性が高いことを示唆している可能性があります。クラスター。
TIGRESS-NCR の紹介: I. 多相星間媒体と星形成率の共制御
| Title |
Introducing_TIGRESS-NCR:_I._Co-Regulation_of_the_Multiphase_Interstellar_Medium_and_Star_Formation_Rates |
| Authors |
Chang-Goo_Kim_(Princeton_University),_Jeong-Gyu_Kim_(NAOJ,_KASI),_Munan_Gong_(MPE),_Eve_C._Ostriker_(Princeton_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13293 |
質量のある若い星は、星間物質(ISM)の多相構造と乱流を維持する主要なエネルギー源であり、この「フィードバック」がなければ、星形成率(SFR)は観測されているよりもはるかに高くなります。ISMでの急速なエネルギー損失と恒星フィードバックによる効率的なエネルギー回収は、SFRとISM状態の共調整につながります。この問題への現実的なアプローチは、星形成を含むISMの動的進化と、フィードバックエネルギーの入力を首尾一貫して正確に解決する必要があります。ここでは、UV放射、超新星、冷却と加熱のプロセス、および重力崩壊が明示的にモデル化されているTIGRESS-NCR数値フレームワークを提示します。ダストとガスによる減衰を考慮して、シンク粒子によって表される星団からのUV放射伝達に適応光線追跡法を使用します。光子駆動の化学方程式を解いて、H(時間依存)およびC/Oを含む種(定常状態)の存在量を決定し、冷却速度と加熱速度を自己矛盾なく設定します。これらの方法を適用して、近くの星形成銀河の典型的な条件を表す微分回転する局所銀河円盤の高解像度磁気流体力学シミュレーションを提示します。ISMの特性と位相分布を分析し、既存の多波長銀河観測とよく一致することを示しています。ミッドプレーンの圧力成分(乱流、熱、磁気)と重量を測定し、垂直方向の動的平衡が保たれていることを示します。圧力成分とSFR表面密度の比率を定量化し、これをフィードバックイールドと呼びます。TIGRESS-NCRフレームワークにより、低金属性システムを含む幅広いパラメータ探索が可能になります。
NewHorizon シミュレーションを使用した、矮小銀河の中質量ブラック ホールの人口統計
| Title |
Population_statistics_of_intermediate_mass_black_holes_in_dwarf_galaxies_using_the_NewHorizon_simulation |
| Authors |
R._S._Beckmann,_Y._Dubois,_M._Volonteri,_C._A._Dong-P\'aez,_M._Trebitsch,_J._Devriendt,_S._Kaviraj,_T._Kimm,_S._Peirani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13301 |
超大質量ブラックホール(SMBH)がホスト銀河と共進化することは十分に確立されていますが、現在のところ、矮小銀河ホスト内で低質量ブラックホール、いわゆる中間質量ブラックホール(IMBH)がどのように進化するかはあまり明確ではありません。この論文では、NewHorizonシミュレーションからのIMBHの大規模なサンプルの進化に関する結果を提示します。矮小銀河におけるIMBHの占める割合は、星の質量が1E6Msunまでの銀河では少なくとも50%であるが、BHの成長は矮小銀河では非常に限られていることを示しています。NewHorizonでは、IMBHの成長は高赤方偏移z=3でいくぶん効率的ですが、一般にIMBHはホスト銀河が矮星領域を離れるまで大きく成長しません。その結果、NewHorizonは観測されたAGN光度関数とAGN分数を過小に予測します。IMBHがホスト銀河の中心に付着したままでいることの難しさが、銀河の質量成長を制限する上で重要な役割を果たしており、銀河中心から離れたこの動的な進化は、赤方偏移が低いほど強くなることを示しています。
潮汐捕獲と潮汐破壊イベントによる中間質量ブラック ホールの成長
| Title |
The_growth_of_intermediate_mass_black_holes_through_tidal_captures_and_tidal_disruption_events |
| Authors |
Francesco_Paolo_Rizzuto,_Thorsten_Naab,_Antti_Rantala,_Peter_H._Johansson,_Jeremiah_P._Ostriker,_Nicholas_C._Stone,_Shihong_Liao,_Dimitrios_Irodotou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13320 |
初期質量が50、300、および2000の中心ブラックホール(BH)を含む低質量星の高密度クラスターの$N\mathrm{-body}$シミュレーション(ポストニュートン力学を含む)を提示します$\mathrm{M_{\odot}}$.モデルは$N\mathrm{-body}$コード\textsc{bifrost}で進化し、星の潮汐捕獲と潮汐破壊イベント(TDE)による大規模なBHの形成と成長の可能性を調査します。速度に依存する抗力を使用して、星とBHの潮汐相互作用をモデル化します。これにより、BHの近くで軌道エネルギーと角運動量が失われます。ブラックホールの影響範囲内にある星の約$\sim20-30$パーセントがバコールウルフカスプを形成し、星系が核崩壊するのを防ぎます。進化の最初の40Myr内で、システムは最初のクラスター構造に応じて、500から最大1300のTDEを経験します。TDEのほとんど($>95$パーセント)は、Bahcall-Wolfカスプの星に由来します。クラスターの中心BH質量、密度、および速度分散の関数として、TDEレートの分析式を導出します（$\dot{N}_{\mathrm{TDE}}\proptoM\mathrm{_{BH}}\rho\sigma^{-3}$)。TDEは300$\mathrm{M_{\odot}}$BHを導き、Gyr内で$\sim7000\mathrm{M_{\odot}}$に達することがわかります。これは、核星団の中心領域に存在する可能性のある、十分に密度の高い環境で、TDEが大規模なBHの形成と成長を促進できることを示しています。
銀河団 MACS J0647.7+7015 の背後にある $z\simeq4.8$ にある 2 つのレンズ付き星の候補
| Title |
Two_lensed_star_candidates_at_$z\simeq4.8$_behind_the_galaxy_cluster_MACS_J0647.7+7015 |
| Authors |
Ashish_Kumar_Meena,_Adi_Zitrin,_Yolanda_Jim\'enez-Teja,_Erik_Zackrisson,_Wenlei_Chen,_Dan_Coe,_Jose_M._Diego,_Paola_Dimauro,_Lukas_J._Furtak,_Patrick_L._Kelly,_Masamune_Oguri,_Brian_Welch,_Abdurro'uf,_Felipe_Andrade-Santos,_Angela_Adamo,_Rachana_Bhatawdekar,_Maru\v{s}a_Brada\v{c},_Larry_D._Bradley,_Pratika_Dayal,_Megan_Donahue,_Brenda_L._Frye,_Seiji_Fujimoto,_Tiger_Yu-Yang_Hsiao,_Vasily_Kokorev,_Guillaume_Mahler,_Eros_Vanzella,_Rogier_A._Windhorst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13334 |
最近のマルチバンドジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)NIRCam観測で、銀河団MACS~J0647.7+7015の背後にある2つの極端に拡大されたレンズ付き星候補の発見を報告します。候補は、臨界曲線をまたぐ既知の$z_{photo}\simeq4.8$ドロップアウトジャイアントアークに見られます。候補は予想される臨界曲線の位置の近くにありますが、その反対側に明確な対像が欠けており、これらはおそらくコースティッククロッシングを受けている星であることを示唆しています。JWSTデータで新たに特定された多重画像銀河を含む、クラスターの修正されたレンズモデルを提示し、それらを使用して、2つの候補の位置で少なくとも$\gtrsim90$および$\gtrsim50$の背景マクロ倍率を推定します。それぞれ。これらの値を使用すると、2つの星の候補に対して$10^4-10^5$の効果的なコースティクス交差倍率が期待できます。2つの候補のスペクトルエネルギー分布(SED)は、それぞれ$\sim10,000$Kおよび$\sim12,000$Kの最適な表面温度を持つB型星のスペクトルとよく一致し、そのようなことを示します。$\gtrsim20$M$_{\odot}$と$\gtrsim50$M$_{\odot}$の質量を持つ星は、観測できるほど十分に拡大されます。他の別の説明を簡単に議論し、これらはレンズ化された星である可能性が高いと結論付けていますが、倍率の低い候補は代わりに星団であるか、星団に存在する可能性があることも認めています。これらの星の候補は$z_{photo}\simeq6.2$でEarendelに次いで2番目に高い赤方偏移の例を構成し、JWSTで非常に拡大された星を高赤方偏移まで研究する可能性をさらに確立します。NIRSpec観測を含む計画された訪問により、近い将来、候補のより詳細なビューが可能になります。
IC 348 における宇宙線電離率に対する化学物質量の依存性
| Title |
Dependence_of_Chemical_Abundance_on_the_Cosmic_Ray_Ionization_Rate_in_IC_348 |
| Authors |
Gan_Luo,_Zhi-Yu_Zhang,_Thomas_G._Bisbas,_Di_Li,_Ningyu_Tang,_Junzhi_Wang,_Ping_Zhou,_Pei_Zuo,_Nannan_Yue,_Jing_Zhou,_Lingrui_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13380 |
イオン(例:H$_3^+$、H$_2$O$^+$)は、拡散視線における宇宙線イオン化率(CRIR)を定量化するために広く使用されています。ただし、低密度から中密度のガス環境でのCRIRの測定はまれであり、特に背景の星が存在しない場合はそうです。この作業では、星形成雲IC~348のCO、OH、CH、およびHCO$^+$の分子線観測と化学モデルを組み合わせて、CRIRの値を制約し、化学存在量分布の応答を研究します。.雲の境界は、約4等の$A_{\rmV}$を持つことがわかります。雲の内部から外部にかけて、観測された$^{13}$CO線の強度は1桁低下します。$^{12}$COの計算された平均存在量($^{12}$C/$^{13}$C=65と仮定)は(1.2$\pm$0.9)$\times$10$^{-4}です。$であり、内部領域から外部領域まで6倍に増加します。CHの平均存在量(3.3$\pm$0.7$\times$10$^{-8}$)は、拡散雲と半透明雲における以前の発見($A_{\rmV}$$<$5mag)とよく一致しています。）。ただし、おうし座で以前に報告されたように、高度に絶滅した地域($A_{\rmV}\simeq$8mag)でCH存在量の減少は見つかりませんでした。観測された分子存在量と化学モデルを比較すると、$A_{\rmV}$が増加するにつれてCRIRが減少する傾向があることがわかります。低い$A_{\rmV}$での$\zeta_{cr}$=(4.7$\pm$1.5)$\times$10$^{-16}$s$^{-1}$の推定CRIRは2つの近くの大質量星に対するH$^+_3$の測定値と一致しています。
PHANGS-JWST の最初の結果: 3.3 $\mu$m PAH 放射によって選択された NGC 7496 の塵に埋め込まれた星団
| Title |
PHANGS-JWST_First_Results:_Dust_embedded_star_clusters_in_NGC_7496_selected_via_3.3_$\mu$m_PAH_emission |
| Authors |
Jimena_Rodriguez,_Janice_Lee,_Bradley_Whitmore,_David_Thilker,_Daniel_Maschmann,_Rupali_Chandar,_Daniel_Dale,_Diederik_Kruijssen,_Mederic_Boquien,_Kathryn_Grasha,_Elizabeth_Watkins,_Ashley_Barnes,_Mattia_Sormani,_Thomas_Williams,_Jaeyeon_Kim,_Gagandeep_Anand,_M\'elanie_Chevance,_Frank_Bigiel,_Adam_Leroy,_Ralf_Klessen,_Erik_W._Rosolowsky,_Karin_Sandstrom,_Hamid_Hassani,_Hwihyun_Kim,_Kirsten_Larson,_Sinan_Deger,_Daizhong_Liu,_Christopher_Faesi,_Yixian_Cao,_Francesco_Belfiore,_Ismael_Pessa,_Kathryn_Kreckel,_Brent_Groves,_Jerome_Pety,_Remy_Indebetouw,_Oleg_Egorov,_Guillermo_Blanc,_Toshiki_Saito,_Eric_Emsellem,_Annie_Hughes,_and_Eva_Schinnerer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13426 |
星形成の初期段階はちりに包まれて発生し、光学では観測できません。ここでは、JWSTからの驚異的な新しい高解像度赤外線画像を活用して、ローカルボリューム全体の近くの銀河にあるダストに埋め込まれた星団の研究を開始します。PHANGS-JWSTCycle1TreasurySurveyによって観測された最初の銀河であるNGC7496(18.7Mpc)のダストに埋め込まれたクラスターを特定する手法を提示します。$\rmF300M-F335M$色過剰に基づいて強い3.3$\mu$mPAH放出を持つソースを選択し、67の候補埋め込みクラスターを識別します。これらのうち8つだけがPHANGS-HSTの光学的に選択されたクラスターカタログにあり、すべてが若いです(6つが$\sim1$MyrのSED適合年齢を持っています)。埋め込まれたクラスター候補のこのサンプルは、PHANGS-HSTカタログからのNGC7496の若いクラスターの国勢調査を大幅に増加させる可能性があることを発見しました。候補は優先的にダストレーンに位置し、PHANGS-ALMACO(2-1)マップのピークと一致しています。最初に、濃度指数、光度関数、2700Aから21$\mu$mまでのSED、恒星質量($\sim10^4-10^5M_{\odot}$と推定)を調べます。ここでテストされた方法は、埋め込まれたクラスターの物理的特性に関する正確な制約を導出し、クラスターサンプルの完全性を特徴付け、分析をPHANGS-JWSTサンプルの19の銀河すべてに拡張するための将来の作業の基礎を提供します。星の形成とクラスターの進化に対処する必要があります。
合体していない銀河の超大質量ブラックホールは、ホスト銀河と優先的に整列するより高いスピンを持っています
| Title |
Supermassive_black_holes_in_merger-free_galaxies_have_higher_spins_which_are_preferentially_aligned_with_their_host_galaxy |
| Authors |
R._S._Beckmann,_R._J._Smethurst,_B._D._Simmons,_A._Coil,_Y._Dubois,_I._L._Garland,_C._J._Lintott,_G._Martin,_S._Peirani,_C._Pichon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13614 |
ここでは、Horizon-AGNシミュレーションを使用して、合併のない銀河のSMBHのスピンがより高いかどうかをテストします.観察に基づいたバルジ対総質量比<0.1を使用してサンプルを選択し、シミュレーションに基づいた2つのしきい値を使用して、z=2以降銀河合体を受けていない銀河を選択します。SMBH合併。母集団の残りの部分と比較して、3つのサンプルすべてでより高いスピン(>5{\sigma})が見つかりました。さらに、銀河の合体に続くBHの合体によって成長が支配されるSMBHは、銀河の合体がない場合に降着によって成長したものよりも、銀河のスピンと一致する可能性が低いことがわかりました（3.4{\sigma}）。これが活動銀河核(AGN)フィードバックの影響に与える影響について議論し、合体のないSMBHは、z=2以降、無線モードのフィードバックでその寿命の平均91%を費やしていることを発見しました(合体が優勢な銀河では88%)。）。以前の観測的および理論的研究が、合体のないプロセスがSMBH銀河の共進化を支配すると結論付けたことを考えると、我々の結果は、この共進化が無線モードAGNフィードバックによって規制される可能性があることを示唆しています。
Deep JWST/NIRCam イメージングによる $z\simeq6$ での Ly{\alpha} 銀河の H{\alpha} 画像
| Title |
An_H{\alpha}_Impression_of_Ly{\alpha}_Galaxies_at_$z\simeq6$_with_Deep_JWST/NIRCam_Imaging |
| Authors |
Yuanhang_Ning,_Zheng_Cai,_Linhua_Jiang,_Xiaojing_Lin,_Shuqi_Fu,_Daniele_Spinoso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13620 |
JamesWebbSpaceTelescope(JWST)NIRCam画像を使用して、赤方偏移$z\simeq6$で分光学的に確認された7つのLy{\alpha}放出銀河の研究を紹介します。広範囲のLy{\alpha}光度を持つこれらの銀河は、最近、一連のNIRCam広帯域および中帯域で観測されました。NIRCam測光とアーカイブハッブル宇宙望遠鏡画像データの組み合わせを使用して、銀河の連続体とH{\alpha}線の特性を測定します。UV連続体の傾斜がより青い銀河ほど、Ly{\alpha}光子の脱出率が高い可能性が高いことがわかっています。また、Ly{\alpha}線の放出が多い銀河は、電離光子をより効率的に生成する傾向があることもわかりました。サンプル内で最もLy{\alpha}光度の高い銀河は、log$_{10}\xi_{\rmion,0}$(Hzerg$^{-1}$)>26という高い電離光子生成効率を持っています。.私たちの結果は、Ly{\alpha}銀河が宇宙の再電離に重要な役割を果たした可能性があることを支持しています。青色で明るいLy{\alpha}銀河も、JWSTフォローアップ分光観測の優れたターゲットです。
特異な年齢に逆らうソース IRAS 19312+1950 の分子
| Title |
Molecules_in_the_peculiar_age-defying_source_IRAS_19312+1950 |
| Authors |
Jian-Jie_Qiu,_Yong_Zhang,_Jun-ichi_Nakashima,_Jiang-Shui_Zhang,_Nico_Koning,_Xin-Di_Tang,_Yao-Ting_Yan,_Huan-Xue_Feng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13640 |
環境。IRAS19312+1950は、近赤外線および中赤外線画像で特徴的な準点対称形態を示す孤立した赤外線源であり、分子電波線でも非常に明るいです。その独特の観察特性から、様々な観察研究が行われ、その起源についていくつかの仮説が提唱されていますが、それはまだ不明です。これまでのところ、それは特異な進化した星、若い星の物体、さらには赤い新星の残骸である可能性が示唆されています.最終的にどのタイプの天体に分類されるかに関係なく、IRAS19312+1950は赤外線および分子電波線で非常に明るいため、特異な性質または異常な進化段階を持つこの種の天体の原型として間違いなく重要です。ねらい。この研究は、偏りのない分子ラジオラインサーベイを実施し、分子化学的観点からオブジェクトの起源を議論することにより、IRAS19312+1950の中心部の分子組成を明らかにすることを目的としています。メソッド。IRAM30m望遠鏡を使用して、3mmおよび1.3mmウィンドウでIRAS19312+1950の中心に向かってスペクトル線調査を実施しました。結果。合計で、22の分子種の28の遷移線とそれらのアイソトポローグがIRAS19312+1950に向かって検出され、その一部は広い成分と狭い成分を示します。17本のサーマルラインと1本のメーザーラインが新たに検出されました。C$^{17}$O、$^{30}$SiO、HN$^{13}$C、HC$^{18}$O$^{+}$、H$_{2の分子種}$CO、および$c$-C$_{3}$H$_{2}$は、このオブジェクトで初めて検出されました。結論。私たちの結果は、以前の研究と組み合わせて、IRAS19312+1950が赤い新星の残骸である可能性があるという仮説を支持します。この仮説では、合体して赤い新星になった前駆星には、酸素が豊富で炭素が豊富な少なくとも2つの進化した星が含まれていた可能性があります。それぞれ豊富なケミストリー。
BEAGLE-AGN I: 銀河の星形成領域と AGN 狭線領域におけるガスの特性に対する同時制約
| Title |
BEAGLE-AGN_I:_Simultaneous_constraints_on_the_properties_of_gas_in_star-forming_and_AGN_narrow-line_regions_in_galaxies |
| Authors |
A._Vidal-Garc\'ia,_A._Plat,_E._Curtis-Lake,_A._Feltre,_M._Hirschmann,_J._Chevallard_and_S._Charlot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13648 |
活動銀河核(AGN)を取り囲む狭線領域(NLR)からの星雲放出をBEAGLE(GalaxysEdsのベイイーシアン解析)に追加することを提示します。一連の理想化されたスペクトルを使用して、一連の観測量(輝線比とフラックス)に適合し、さまざまな物理パラメーターの取得をテストします。ボールドウィンらの標準的な診断ライン比に適合することがわかりました。(1981)[OII]3726,3729/[OIII]5007、Hbeta/Halpha、[OI]6300/[OII]3726,3729およびHalpha流束に加えて、縮退はダスト対金属質量比とイオン化の間に残るNLRガスのパラメーター、および電離放射線の勾配（中央ブラックホール周辺の降着円盤からの放出を特徴付ける）と全降着円盤の光度の間。これらの縮退は、信号対雑音比(S/N)が最大の場合でも他のパラメーターの取得にバイアスをかけるため、追加の観測量がなくても、NLRとHIIの両方で電離放射線とダスト対金属の質量比の勾配を修正することをお勧めします。地域。物理パラメーターの偏りのない推定に必要なHbetaのS/Nを調査し、NLRの寄与を特定するにはS/N(Hbeta)~10で十分ですが、偏りのないパラメーターの取得にはより高いS/Nが必要であることを発見しました(NLRが優勢なシステムの場合は~20、NLR領域とHII領域からのHbetaの寄与がほぼ等しいオブジェクトの場合は~sim30)。また、さまざまなライン比率のモデルの予測を、以前に公開されたモデルおよびデータと比較します。[HeII]4686ライン測定値を463AGNNLRのサンプルの公表された一連のラインフラックスに追加することにより、NLRガス$<-1.5$の$-4<$ionisationパラメーターを持つモデルが説明できることを示します。ローカルユニバースで観測されたAGNプロパティの全範囲。
| Title |
Evidence_for_non-merger_co-evolution_of_galaxies_and_their_supermassive_black_holes |
| Authors |
R._J._Smethurst,_R._S._Beckmann,_B._D._Simmons,_A._Coil,_J._Devriendt,_Y._Dubois,_I._L._Garland,_C._J._Lintott,_G._Martin,_S._Peirani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13677 |
最近の観測的および理論的研究は、超大質量ブラックホール(SMBH)が主に非合体(「永年」)プロセスを通じて成長することを示唆しています。銀河の合体は動的バルジ成長につながるため、非合体成長を観測的に分離する唯一の方法は、バルジ対総質量比が低い銀河を研究することです(例:B/T<10%)。ただし、バルジの成長は、ディスクの不安定性などの長期的なプロセスによっても発生する可能性があるため、ディスクが支配的な選択は、合併のないシステムを選択するための不完全な方法になります。ここでは、Horizon-AGNシミュレーションを使用して、バルジ質量に関係なく、z=2以降合体を経験していないシミュレートされた銀河を選択し、合体が支配的な歴史を持つ銀河と比較して、典型的なブラックホールと銀河のスケーリング関係での位置を調べます。これらの相関関係の存在は、銀河の合体によって駆動される銀河とそのSMBHの共進化として長い間解釈されてきましたが、合体がなくても持続することをここで示します。SMBH質量と総質量および星の速度分散の両方との間の相関関係は、合体のない銀河と合体優勢の銀河の両方のB/T比とは無関係であることがわかりました。さらに、バルジ質量とSMBH質量の相関関係は、合体のない銀河でも明らかであり、その切片はB/Tに依存します。銀河の合併は、スケーリング関係の周りの分散を減らし、合併のないシステムはより広い分散を示します。合体のない銀河では、共進化は無線モードフィードバックによって支配されることを示し、銀河合体間の長い時間が、すべての銀河の銀河とSMBHの間の共進化に重要な貢献をしていることを示唆しています。
フェニル基を有する多環芳香族炭化水素の振動スペクトルの研究
| Title |
Study_of_vibrational_spectra_of_polycyclic_aromatic_hydrocarbons_with_phenyl_side_group |
| Authors |
Anju_Maurya,_Rashmi_Singh_and_Shantanu_Rastogi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13684 |
フェニル側基が異なる位置で置換された多環芳香族炭化水素(PAH)の計算研究が報告されています。フェニル置換の位置、イオン化状態、および分子のサイズによる赤外線スペクトルの変化について説明し、天体からの中赤外線放射機能へのフェニル-PAHの寄与の可能性を分析します。構造的に、2位のフェニル基置換は、他の位置での置換と比較して、より安定した種を与えます。フェニル-PAHは、695および741cm$^{-1}$(14.4および13.5$\mu$m)付近に新しい芳香族バンドを示します。これは、クインテットC-Hwagからの寄与により、14.2および13.5$\のマイナーな特徴とよく比較されます。いくつかの天体で観測されたm$m。単純なPAHと同様に、C-C伸縮振動モード($\sim$1600cm$^{-1}$)は中性では無視できる程度の強度を持ちますが、すべてのフェニルPAHの陽イオンはクラスに近い非常に強いフェニル基C-C伸縮ピークを示します。Bタイプ6.2$\mu$m天体物理バンド。2-フェニルピレンでは、6.2$\mu$m範囲でこの強力な特徴を示すのは中性分子であり、6.66および6.9$\mu$mのサブ特徴と一致する他の特徴も示しています。後期型オブジェクト。ソロ位置でのフェニル側基の置換は、親PAHのC-C伸縮モードを6.2$\μ$m天体物理バンドの領域近くにシフトします。この結果は、宇宙でのフェニル-PAHの可能性と、炭素が豊富な冷たい星周殻でのフェニル側基を持つ中型のコンパクトなPAHのボトムアップ形成を示しています。フェニル-PAHは、さまざまな天体物理オブジェクトの中赤外放射スペクトルをモデル化する際に考慮する必要があります。
大合体における棒銀河の形成：AGNフィードバックの役割
銀河の進化に関与する多くのプロセスの中で、バーの形成、消滅、および活動銀河核(AGN)からのフィードバックのプロセスは関連しているように見えますが、これらの関係の性質は不明のままです。この作業では、IllustrisTNGシミュレーションで2つの円盤の主要な合体における棒状銀河の形成を研究することにより、それらを解明することを目指しています。この合体には、2つの超大質量ブラックホールの合体と、シミュレーションで実装されたAGNフィードバックの動的モードへの突然の切り替えが含まれます。これにより、銀河の内部からガスが除去され、続いて星形成が消滅し、バーの形成。AGNフィードバックとバー形成の間のこの因果関係は、データで観察された多くの相関関係を説明しています。たとえば、赤い渦巻きの間のバーの頻度が高いことや、バーのある銀河の中心にガス穴が存在することなどです。このような写真では、バーはブラックホールに栄養を与えないため、バーの存在によってAGN強度が増加せず、クエンチングも発生しません。ただし、バーは、AGNフィードバックに起因するガス分率が低いことを特徴とする領域で形成されます。このシナリオは、大規模な合体で形成された銀河だけでなく、おそらく多くの棒状銀河に適用できます。
MOSEL 調査: z=3-4 での EoR 類似体の非常に弱い流出
| Title |
MOSEL_Survey:_Extremely_weak_outflows_in_EoR_analogues_at_z=3-4 |
| Authors |
Anshu_Gupta,_Kim-Vy_Tran,_Trevor_Mendel,_Anishya_Harshan,_Ben_Forrest,_R._L._Davies,_Emily_Wisnioski,_Themiya_Nanayakkara,_Glenn_G._Kacprzak,_and_Lisa_J._Kewley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13763 |
この論文は、合成測光静止系Hb+[OIII]等価幅EW_0>600Aを持つz=3-4での銀河のディープKバンド分光観測を提示し、これは再電離の時代に観測された銀河のEWに匹敵する(EoR,z>6)。私たちのターゲットの典型的な分光学的[OIII]EW_0と星の質量は〜700Aで、log(M_star/M_sun)=8.98です。[OIII]放出プロファイルを積み重ねると、F_broad/F_narrow~0.2および速度幅sigma_{broad}~170km/sの弱いブロードコンポーネントの証拠が見つかります。ブロード成分の強度と速度幅は、積み重ねたサンプルの星の質量と[OIII]EW_0によって大きく変化しません。[OIII]とHalpha放射の同様の広い成分プロファイルを仮定すると、サンプルの星形成率が10倍高い場合でも、質量負荷係数は~0.2と推定されます。これは、z>1の低質量銀河と同様です。超新星駆動の流出の多相性または極端な星形成領域における風の抑制のいずれかが、EoR類似体における流出の弱い特徴の原因であるという仮説を立てています。
強力な暗黒物質の自己相互作用が天の川銀河内および周囲のハロー集団を多様化する
| Title |
Strong_Dark_Matter_Self-interactions_Diversify_Halo_Populations_Within_and_Surrounding_the_Milky_Way |
| Authors |
Daneng_Yang,_Ethan_O._Nadler,_Hai-bo_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13768 |
約100ドルに達する大規模な微分弾性暗黒物質自己相互作用断面積を使用して、現実的な大マゼラン雲類似体を含む天の川(MW)のようなシステムの高解像度宇宙ズームインシミュレーションを実行します。\mathrm{cm}^2\\mathrm{g}^{-1}$相対速度$\approx10~\mathrm{km\s}^{-1}$内の矮小銀河の観測的特徴に動機付けられたそしてMWを囲んでいます。サテライト、スプラッシュバック、および孤立したハローに対する暗黒物質の自己相互作用の影響を、それらの存在量、中心密度、最大円速度、軌道パラメーター、およびこれらの変数間の相関関係を通じて調査します。効果的な一定断面積モデルを使用して、シミュレートされたハローの重力熱進化の段階を分析的に予測し、衝突のない$R_{\rmmax}$--$V_{\rmmax}$関係からの偏差を使用できることを実証します$V_{\rmmax}$はハローの最大円速度、$R_{\rmmax}$はハローが発生する半径です。我々のSIDMモデルでは、質量が$\approx10^8~M_{\odot}$までのかなりの部分($\approx20\%$)のサブハローが深くコア崩壊していると予測しています。コアが崩壊したシステムは、孤立したハロー集団全体の$\approx10\%$を同じ質量まで形成します。これらの孤立したコアが崩壊したハローは、Tucana矮小銀河を彷彿とさせる非常に急勾配の中心密度プロファイルを持つ、フィールド内のかすかな矮小銀河をホストします。最後に、質量が$\approx10^9~M_{\odot}$を超えるほとんどのハローは、シミュレーションでコアを形成しています。したがって、私たちの研究は、自己相互作用がMW質量ホスト内および周囲の環境に依存する方法でハロー集団を多様化する方法を示しており、観測された矮小銀河の多様な暗黒物質分布に対処するための説得力のある手段を提供します。
星形成に関する地球規模の見解: GLOSTAR 銀河平面調査。 VII.銀河経度範囲の超新星残骸 $28^\circ
| Title |
A_global_view_on_star_formation:_The_GLOSTAR_Galactic_plane_survey._VII._Supernova_remnants_in_the_Galactic_longitude_range_$28^\circ |
| Authors |
R._Dokara,_Y._Gong,_W._Reich,_M._Rugel,_A._Brunthaler,_K._Menten,_W._Cotton,_S._Dzib,_S._Khan,_S._Medina,_H._Nguyen,_G._Ortiz-Le\'on,_J._Urquhart,_F._Wyrowski,_A._Yang,_L._D._Anderson,_H._Beuther,_T._Csengeri,_P._M\"uller,_J._Ott,_J._D._Pandian,_N._Roy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13811 |
環境。天の川銀河には1000個を超える超新星残骸(SNR)が存在すると推定されていますが、現在までに発見されたのは400個未満です。この明らかな欠陥に関連して、150以上のSNR候補が最近、4～8GHzの星形成に関するグローバルビュー(GLOSTAR)サーベイのD配置の超大型アレイ(VLA-D)連続体画像で特定されました。銀河経度範囲$-2^\circ<l<60^\circ$.ねらい。銀河経度範囲$28^\circ<l<36^\circ$の領域にある35のSNR候補からの非熱シンクロトロン放出の証拠を見つけようとしています。メソッド。短い間隔で補正されたGLOSTARVLA-D+Effelsberg画像を使用して、SNR候補と以前に確認されたSNRの${\sim}6$GHzの合計および直線偏光磁束密度を測定します。また、補完的な銀河平面サーベイとGLOSTAR-Effelsberg画像の温度-温度プロットからフラックス密度を測定することにより、スペクトルインデックスを決定しようとしています。結果。SNRの起源と一致するスペクトルインデックスと偏光を持つ4つの候補からの非熱放射の証拠を提供し、それらの形態を考慮して、これらのうちの3つ(G28.36+0.21、G28.78-0.44、およびG29.38+0.10)は確かにSNRです。しかし、候補の約$25\%$は熱放射を示すスペクトルインデックス測定値を持っており、残りはまだスペクトルインデックスに適切な制約を設けるには微弱すぎます。結論。より長い波長とより高い感度での追加の観察により、これらの候補の性質がさらに明らかになります。簡単なモンテカルロシミュレーションは、天の川銀河の欠落したSNRの問題を解決するために、小さな角度サイズでSNRを検索する現在の戦略を今後の研究で維持しなければならないという見解を繰り返します。
NIFS/ALTAIRによるW51A超小型\ion{H}{2}領域の近赤外分光
| Title |
Near-Infrared_Spectroscopy_of_Ultracompact_\ion{H}{2}_regions_in_W51A_with_NIFS/ALTAIR |
| Authors |
Cassio_L._Barbosa_(1),_Felipe_Navarete_(2,_3),_Robert_D._Blum_(4)_and_Augusto_Damineli_(3)_((1)_Centro_Universit\'ario_da_FEI,_Dept._de_F\'isica,_(2)_SOAR_Telescope/NSF's_NOIRLab,_(3)_Universidade_de_S\~ao_Paulo,_Instituto_de_Astronomia,_Geof\'isica_e_Ci\^encias_Atmosf\'ericas,_(4)_Vera_C._Rubin_Observatory/NSF's_NOIRLab) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13841 |
W51Aは巨人\ion{H}{2}領域W51の中で最も活発な星形成領域です。この星団には、銀河系では非常にまれな2つの大規模な原始星団W51eとW51\,IRS2が含まれています。生まれたての大質量星とその距離と年齢を導き出すために、UCHII領域を特定することを目指しています。W51Aサブ領域の9つのターゲットのNIFS+ALTAIRを使用してIFU観測を実行しました。距離係数は、$K$バンドのスペクトル分類と、内側銀河面に適した赤化法則を使用して取得されました。O8からO9.5の範囲の5つのスペクトルタイプの距離とスペクトルタイプを導き出しました。これは、電波連続体データから得られたものと似ていますが、2つのソースを除いて、スペクトルタイプをいくらか遅く割り当てました。他の作品からの正確なスペクトル分類を持つ別の7つのオブジェクトを含めたので、距離の推定をより適切に制限することができました。私たちの分光測光距離d=4.80\,$\pm$\,1.27\,kpcは、射手座の腕の接点の近くに領域を配置して、銀河の回転モデルおよび三角法による視差から導き出されたものとよく一致しています。この研究で研究された星々は、これまで考えられていたよりもかなり古い1.5～4Myrの年齢分布を持っていると結論付けています。
落下運動の証拠による9つの星形成領域の化学的研究
| Title |
A_Chemical_Study_of_Nine_Star-forming_Regions_with_Evidence_of_Infall_Motion |
| Authors |
Yang_Yang,_Yao_Wang,_Zhibo_Jiang,_and_Zhiwei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13869 |
分子塊におけるガスの落下運動の物理的および化学的性質の研究は、星形成の初期段階を理解するのに役立ちます。IRAM30m望遠鏡のFTSワイド側波帯モードを使用して、大きな二重ピークの青い線プロファイルを持つ9つの落下源を観察しました。観測周波数範囲は83.7～91.5GHzおよび99.4～107.2GHzです。多数の分子系統データを取得しています。XCLASSを使用すると、CCH、c-C3H2、HC3Nなどの炭素鎖分子を含む、合計7～27の異なる分子と同位体遷移線がこれら9つのソースで特定されました。放射伝達モデルに従って、これらの放射源の回転温度と柱密度を推定しました。HMSFRの物理モデルを採用した化学シミュレーションを使用して、観測された分子存在量を適合させます。比較すると、ほとんどのソースは初期のHMPO段階にあり、内部温度は数十K前後です。
銀河団の隠れた冷却流 II: より広いサンプル
| Title |
Hidden_Cooling_Flows_in_Clusters_of_Galaxies_II:_A_Wider_Sample |
| Authors |
A.C._Fabian,_J.S._Sanders,_G.J._Ferland,_B.R._McNamara,_C._Pinto,_S.A._Walker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13971 |
最近、ケンタウルス座、ペルセウス座、A1835の3つの銀河団のXMMRGSスペクトルで隠れた冷却流(HCF)を発見しました。ここでは、天体のより広いサンプルでそれらを検索します。X線で最も明るいグループNGC5044。4つの中程度のX線光度クラスターSersic159、A262、A2052、およびRXJ0821。3つの高X線光度クラスターRXJ1532、MACS1931、およびフェニックスクラスター。最後に、2つの乙女座楕円銀河、M49とM84を調べます。いずれも統計的にHCFの追加を許可しています。6つの銀河団と2つの楕円銀河でHCFの重要な検出が見つかりました。隠れた質量冷却速度は、通常の銀河団では年間5～40太陽質量、極端な銀河団では年間1000太陽質量以上、楕円銀河では年間1～2太陽質量です。大質量ホスト銀河の最も内側の部分の組成に対する結果の意味を議論し、将来の観測を楽しみにしています。
PHANGS-JWST の最初の結果: NGC 628 の核星団の HST と JWST を組み合わせた解析
| Title |
PHANGS-JWST_First_Results:_A_combined_HST_and_JWST_analysis_of_the_nuclear_star_cluster_in_NGC_628 |
| Authors |
Nils_Hoyer,_Francesca_Pinna,_Albrecht_W._H._Kamlah,_Francisco_Nogueras-Lara,_Anja_Feldmeier-Krause,_Nadine_Neumayer,_Mattia_C._Sormani,_M\'ed\'eric_Boquien,_Eric_Emsellem,_Anil_C._Seth,_Ralf_S._Klessen,_Thomas_G._Williams,_Eva_Schinnerer,_Ashley_T._Barnes,_Adam_K._Leroy,_Silvia_Bonoli,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Justus_Neumann,_Patricia_S\'anchez-Bl\'azquez,_Daniel_A._Dale,_Elizabeth_J._Watkins,_David_A._Thilker,_Erik_Rosolowsky,_Frank_Bigiel,_Kathryn_Grasha,_Oleg_V._Egorov,_Daizhong_Liu,_Karin_M._Sandstrom,_Kirsten_L._Larson,_Guillermo_A._Blanc,_Hamid_Hassani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13997 |
アーカイブHSTと新しいJWSTイメージングデータを組み合わせて、紫外域から中赤外域をカバーし、壮大な設計の渦巻銀河であるNGC628の核星団(NSC)を形態学的に分析します。クラスターは200pcx400pcの空洞にあり、塵もガスもありません。有効半径(r_eff~5pc)と楕円率({\epsilon}~0.05)のほぼ一定の値が見つかりますが、S\'ersicインデックス(n)と位置角(PA)はn~3から~2に低下します。とPA~130{\deg}から90{\deg}です。中赤外線では、r_eff~12pc、{\epsilon}~0.4、およびn~1-1.5で、同じPA~90{\deg}です。NSCの恒星質量はlog10(M_nsc/M_Sun)=7.06±0.31であり、B-Vから導出され、多波長データを使用したときに確認され、文献値と一致しています。中間赤外線データを除外して、スペクトルエネルギー分布をフィッティングすると、主要な恒星集団の年齢は(8+-3)Gyrで、金属量はZ=0.012+-0.006であることがわかります。最後の数Gyrにわたって重要な星形成の兆候はありません。ガスとダストが動的に締め出されたのか、中央の空洞から排出されたのかは不明のままです。ベストフィットは、中赤外帯域のフラックスが過剰であることを示唆しており、中赤外構造の中心がNSCの光学中心に対して変位していることをさらに示しています。5つの潜在的なシナリオについて説明しますが、観測された測光と構造の両方を完全に説明するシナリオはありません。
円盤内のガス含有量が異常に高い銀河
恒星集団$M_*$(VHR銀河)の所与の質量に対して異常に高い水素相対質量$M_{HI}/M_*$を持つ銀河のガスの含有量は、そのような銀河の入手可能なサンプルを使用して考慮されます。.光学直径$D_{25}$内で、VHR銀河のHIの質量は、「通常の」HI含有量の銀河と同様に、銀河の特定の角運動量に依存する値によって制限されることが示されています。ディスク。$D_{25}$を超える外側のガス円盤は、私たちが考えているほとんどの銀河で主な量のHIを含んでおり、重力的に安定しており、原則として、安定性パラメーター$Q_{gasのほぼ一定の値を保持しています。}$半径距離の広い範囲にわたって。VHR銀河の外側の円盤は最近獲得されたものではなく、非常に古いものであり、それらの重力不安定性が形成中の星形成の主な調節因子であったことを提案することができます.この場合、銀河の拡張ディスクには、光学直径$D_{25}$をはるかに超えて拡張している古い星の低輝度の星構成要素も含まれているはずです。
H$^{13}$CN-HN$^{13}$C 星間雲の温度指標としての強度比
| Title |
H$^{13}$CN-HN$^{13}$C_intensity_ratio_as_a_temperature_indicator_of_interstellar_clouds |
| Authors |
A._G._Pazukhin,_I._I._Zinchenko,_E._A._Trofimova,_C._Henkel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.14063 |
30mIRAM電波望遠鏡では、波長3～4mmおよび2mmにいくつかの大質量星形成領域が観測されました。発生源内のガスの温度は、CH$_{3}$CCHのラインと、エフェルスベルグの100m電波望遠鏡での観測中に得られたNH$_3$分子の遷移から推定された。その結果、H$^{13}$CNとHN$^{13}$Cの$J=1-0$遷移の積分強度比と運動温度の相関が得られた。得られた結果は、星間雲の可能な温度指標として、強度比H$^{13}$CN-HN$^{13}$Cの使用を提案することを可能にします。また、得られた運動温度の推定値をダスト温度$T_{dust}$と比較しました。その結果、有意な相関は見られませんでした。
高赤方偏移静止銀河の不確実な星間物質: 方法論の影響
| Title |
The_uncertain_interstellar_medium_of_high-redshift_quiescent_galaxies:_Impact_of_methodology |
| Authors |
Rapha\"el_Gobat,_Chiara_D'Eugenio,_Daizhong_Liu,_Gabriel_Bartosch_Caminha,_Emanuele_Daddi,_David_Bl\'anquez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.14131 |
高赤方偏移の静止銀河(QG)にどれだけのガスと塵が含まれているかは現在未解決の問題であり、答えは比較的少なく、矛盾しているだけでなく、宇宙の正午に星形成が消滅するプロセスの性質を理解する上で重要な意味があります。ここでは、中間赤方偏移銀河団によって強くレンズ化された6つのz=1.6-3.2QGのREQUIEM-ALMAサンプルの遠赤外線(FIR)観測を再検討します。点源抽出に焦点を当てるのではなく、高解像度近赤外線（NIR）イメージングから得られた事前分布を使用してそれらの連続体放出を測定し、QGの統計サンプルから導出されたFIRダスト放出モデルを使用してダスト塊に変換し、結果は参考作品のものに。少なくとも最も大規模なサンプル銀河は確かに塵が少ないものの、その画像は以前に報告されたものよりもはるかに微妙であることがわかりました.特に、これらのより保守的な制約は、初期のQGにおける高いダストの割合と一致したままです。これらの測定値は、採用された抽出方法と変換係数に非常に敏感であることがわかります。拡張光モデルを使用してFIR放射に適合させると、検出フラックスが最大50%増加し、上限が最大6倍増加します。FIRからダストへの変換を追加すると、これはダストの割合に1桁の違いがあり、これらのデータが星形成の消光シナリオを区別する力に疑問を投げかけています。これらが他の方法で特定されない限り、高赤方偏移QGのダストとガスをマッピングするには、引き続き多少費用のかかる観測が必要になります。
階層構造の有意モード分析 (SigMA)。 Sco-Cen OB会への申し込み
| Title |
Significance_Mode_Analysis_(SigMA)_for_hierarchical_structures._An_application_to_the_Sco-Cen_OB_association |
| Authors |
Sebastian_Ratzenb\"ock,_Josefa_E._Gro{\ss}schedl,_Torsten_M\"oller,_Jo\~ao_Alves,_Immanuel_Bomze,_Stefan_Meingast |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.14225 |
ESAガイアなどの大規模な調査から、共空間的および共移動する恒星集団を抽出するための新しいクラスタリング手法、SignificanceModeAnalysis(SigMA)を提示します。この方法は、多次元位相空間における密度場のトポロジー特性を研究します。シミュレートされたクラスターでSigMAを検証し、特に多くのクラスターが密集している場合に、競合する方法よりも優れていることがわかりました。地球に最も近いOBアソシエーションであるさそり座-ケンタウルス座(Sco-Cen)のGaiaDR3データに新しい方法を適用し、13,000を超える共同移動する若い天体を見つけました。SigMAは、Sco-Cenで37個の共移動クラスターを見つけました。これらの星団は、それらの狭いHRDシーケンスによって独立して検証されており、ある程度、ガイアには明るすぎる大質量星との関連によって検証されているため、SigMAには不明です。私たちの結果を同様の最近の研究と比較すると、SigMAアルゴリズムがより豊富な個体群を回復し、約0.5kms$^{-1}$までの速度差でクラスターを区別でき、0.01ソースという低いクラスター体積密度に達することがわかります/pc$^3$.これらの37の同時代のクラスターの3D分布は、文献で通常想定されているよりも、Sco-CenOBアソシエーションの範囲とボリュームが大きいことを意味します。さらに、この関連付けは、これまで考えられていたよりも活発に星を形成し、動的に複雑であることがわかりました。Sco-Cen領域の星形成分子雲、すなわちへびつかい座、L134/L183、パイプ星雲、南天冠座、ルプス、カメレオンがSco-Cenの一部であることを確認しました。優れたガイアデータに高度な機械学習ツールを適用することで、若い集団の正確な国勢調査を構築し、そのダイナミクスを定量化し、地元の天の川の最近の星形成の歴史を再構築できることを示しています。
乱流雲の磁場方向を予測するための畳み込みニューラル ネットワークの適用
| Title |
Application_of_Convolutional_Neural_Networks_to_Predict_Magnetic_Fields_Directions_in_Turbulent_Clouds |
| Authors |
Duo_Xu,_Chi-Yan_Law,_Jonathan_C._Tan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.14266 |
深層学習法CASI-3D(ConvolutionalApproachtoStructureIdentification-3D)を採用して、分子線放射からサブ/トランスアルフベニック乱流雲の磁場の向きを推測します。さまざまな磁場強度で磁気流体力学シミュレーションを実行し、これらを使用して合成観測を生成します。3D放射線転送コードRADMC-3dを適用して、シミュレートされた雲からの12COおよび13CO(J=1-0)線放出をモデル化し、これらの線放出データキューブでCASI-3Dモデルをトレーニングして、ピクセルでの磁場形態を予測します。レベル。トレーニングされたCASI-3Dモデルは、磁場の方向を低誤差で推測できます(サブアルベニックサンプルの場合は<10度、トランスアルベニックサンプルの場合は<30度)。さらに、おうし座の実際のサブ/トランスアルフヴェニック領域でCASI-3Dのパフォーマンスをテストします。CASI-3D予測は、プランクダスト分極測定から推測される磁場方向と一致しています。開発した方法を使用して、プランクマップよりも3倍高い角度分解能を持つおうし座の新しい磁場マップを生成します。
DES 超新星ホスト銀河のダスト減衰法則のサンプル
| Title |
A_Sample_of_Dust_Attenuation_Laws_for_DES_Supernova_Host_Galaxies |
| Authors |
J._Duarte,_S._Gonz\'alez-Gait\'an,_A._Mourao,_A._Paulino-Afonso,_P._Guilherme-Garcia,_J._Aguas,_L._Galbany,_L._Kelsey,_D._Scolnic,_M._Sullivan,_D._Brout,_A._Palmese,_P._Wiseman,_A._Pieres,_A._A._Plazas_Malag\'on,_A._Carnero_Rosell,_C._To,_D._Gruen,_D._Bacon,_D._Brooks,_D._L._Burke,_D._W._Gerdes,_D._J._James,_D._L._Hollowood,_D._Friedel,_E._Bertin,_E._Suchyta,_E._Sanchez,_F._Paz-Chinch\'on,_G._Gutierrez,_G._Tarle,_H._T._Diehl,_I._Sevilla-Noarbe,_I._Ferrero,_J._Carretero,_J._Frieman,_J._De_Vicente,_J._Garc\'ia-Bellido,_K._Honscheid,_K._Kuehn,_M._Gatti,_M._Raveri,_M._E._S._Pereira,_M._Rodriguez-Monroy,_M._Smith,_M._Carrasco_Kind,_M._Costanzi,_M._Aguena,_N._Kuropatkin,_N._Weaverdyck,_O._Alves,_P._Doel,_P._Melchior,_R._Miquel,_R._A._Gruendl,_S._R._Hinton,_S._Bocquet,_S._Desai,_S._Everett,_T._M._Davis,_et_al._(1_additional_author_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.14291 |
Ia型超新星(SNeIa)は、光度曲線の特性に基づく経験的補正を適用することによって光度が標準化されている場合、宇宙論における有用な距離指標です。これらの修正の背後にある要因の1つは、標準化の色と明度の関係で説明される塵の消滅です。この関係は通常、普遍的であると想定されており、標準化に系統性を導入する可能性があります。SNeIaハッブル残差で観測される「質量ステップ」は、そのような体系的なものの1つとして提案されています。162個のSNIaホスト銀河のサンプルのダスト減衰特性の完全なビューを取得し、それらの「質量ステップ」へのリンクを調べようとしています。グローバルおよびローカル(4kpc)ダークエネルギーサーベイ測光と複合恒星人口モデルの適合から、ホストに対する減衰法則を推測します。光学的深さ/減衰勾配の関係を回復します。これは、銀河の向きが異なると星/ダストの形状が異なることで最もよく説明されます。これは、SNeで直接観察される光学的深さ/減光勾配の関係とは大きく異なります。減衰勾配の大きな変動を取得し、星の質量や年齢などのホストの特性でこれらの変化を確認します。つまり、普遍的なSNIa補正は理想的には想定されるべきではありません。宇宙論的標準化を分析すると、「質量ステップ」と2次元の「ダストステップ」の証拠が見つかりました。どちらも赤いSNeでより顕著です。2つのステップは比較可能ではありますが、完全に類似しているわけではありません。ホストの減衰または「ダストステップ」アプローチを代用する絶滅を伴う代替SN標準化のいずれかを使用して、ホスト銀河ダストデータは「質量ステップ」を完全に説明できないと結論付けています。
1ES 0647+250 の長期多波長研究
| Title |
Long-term_multi-wavelength_study_of_1ES_0647+250 |
| Authors |
MAGIC_Collaboration:_V._A._Acciari,_T._Aniello,_S._Ansoldi,_L._A._Antonelli,_A._Arbet_Engels,_C._Arcaro,_M._Artero,_K._Asano,_D._Baack,_A._Babi\'c,_A._Baquero,_U._Barres_de_Almeida,_J._A._Barrio,_I._Batkovi\'c,_J._Becerra_Gonz\'alez,_W._Bednarek,_E._Bernardini,_M._Bernardos,_A._Berti,_J._Besenrieder,_W._Bhattacharyya,_C._Bigongiari,_A._Biland,_O._Blanch,_H._B\"okenkamp,_G._Bonnoli,_\v{Z}._Bo\v{s}njak,_I._Burelli,_G._Busetto,_R._Carosi,_M._Carretero-Castrillo,_G._Ceribella,_Y._Chai,_A._Chilingarian,_S._Cikota,_E._Colombo,_J._L._Contreras,_J._Cortina,_S._Covino,_G._D'Amico,_V._D'Elia,_P._Da_Vela,_F._Dazzi,_A._De_Angelis,_B._De_Lotto,_A._Del_Popolo,_M._Delfino,_J._Delgado,_C._Delgado_Mendez,_D._Depaoli,_F._Di_Pierro,_L._Di_Venere,_E._Do_Souto_Espi\~neira,_D._Dominis_Prester,_A._Donini,_D._Dorner,_et_al._(163_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13268 |
BLLac天体1ES0647+250は、非フレア状態で非常に高いエネルギー(VHE、$\gtrsim$100GeV)で検出された数少ない遠方の$\gamma$線放出ブレーザーの1つです。それは、2009年から2011年の低活動期間中、および2014年、2019年、2020年の3つのフレア活動中にMAGIC望遠鏡で検出され、後者のエポックで最高のVHEフラックスを示しました。ここ数年の間に、いくつかの調整された観測キャンペーンで、広範なマルチ機器データセットが収集されました。1ES0647+250の長期的なマルチバンドフラックス変動と、4つの異なるエポックで選択された4つの異なる活動状態中の広帯域スペクトルエネルギー分布（SED）を特徴付けることを目的としています。特定の仮定の下でのブレーザー放出領域。X線と$\gamma$線のスペクトル進化と同様に、部分変動とZ変換された離散相関関数を使用して、さまざまなエネルギーバンドでの放出の変動と相関を評価します。文献で報告されている1ES0647+250の赤方偏移測定における論争により、最強のフレア活動中のFermi-LATとMAGICによる同時観測からのGeVとTeVスペクトルの比較を通じて間接的な方法でその距離を推定することもできます。現在までに検出されました。さらに、1成分および2成分のレプトンモデルのフレームワーク内で4つの異なる活動状態からSEDを解釈し、利用可能なマルチ機器データを再現できる特定のシナリオを提案します。
電波強度の高いクエーサー SDSS J121426.52+140258.9 の X 線放射: 光/UV 放射と X 線放射の間の独立した変動
| Title |
X-ray_emission_of_radio-loud_quasar_SDSS_J121426.52+140258.9:_independent_variations_between_optical/UV_and_X-ray_emission |
| Authors |
Minhua_Zhou,_Minfeng_Gu,_Mai_Liao,_Muhammad_S._Anjum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13407 |
活動銀河核(AGNs)のX線放出を理解するために、我々は、電波の大きいクエーサー(RLQ)SDSSJ121426.52+140258.9(以下、J1214+1402)の光とX線の変動相関をマルチ-SwiftおよびXMM-Newton望遠鏡のエポック観測。過去のマルチバンドデータを使用して、RLQJ1214+1402の赤外線からX線へのフラックスが、ビームジェット放出によって支配されるべきではないことがわかりました。Swiftの光学/UVおよびX線の光曲線は、J1214+1402が2014年4月8日より前の低フラックスと2014年6月11日以降の高フラックスの2つの光学状態を持っていることを示しましたが、2007年3月から2007年3月までの時間範囲では有意なX線変動はありません。09と2014年8月4日。この結果は、Swiftとの重複時間におけるXMM-Newtonの観測によって裏付けられました。興味深いことに、スウィフト時代より前の初期のXMM-Newtonデータは、J1214+1402が比較的低い光フラックスを持っているが、最も明るいX線フラックスを持っている2つの異常な放出エポックを示しています。光学からX線への変動の全体的な独立性は、ディスクコロナモデルでは説明しにくいようです。X線スペクトルフィッティングを使用すると、J1214+1402の軟X線過剰は、X線放出が低い状態にある高光学状態の間にのみ現れることがわかります。J1214+1402における軟X線過剰は、電離降着円盤では説明が難しく、代わりに、暖かいコロナに関連している可能性があります。
地殻磁場は連星中性子星合体におけるマグネター強度の増幅につながらない
| Title |
Crustal_magnetic_fields_do_not_lead_to_magnetar-strength_amplifications_in_binary_neutron-star_mergers |
| Authors |
Michail_Chabanov,_Samuel_D._Tootle_and_Luciano_Rezzolla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13661 |
磁場の増幅は、質量放出や短いガンマ線バーストの出力など、連星中性子星連星合体に関連する多くの天体物理現象を説明する上で重要な役割を果たします。孤立した中性子星の磁場は、星の表面近くの小さな領域に限定されていると想定されることが多いが、数値モデルでは通常、星全体を埋めるように考えられる。高解像度、グローバル、高次の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、純粋な地殻磁場の影響を調査し、同じ磁気エネルギーを持つが星全体を満たす双極子磁場からなる標準構成と対比します.地殻構成は、ケルビン・ヘルムホルツ不安定段階で強力な磁場を生成するのに非常に効果的ですが、フルスター構成と同じレベルの磁場増幅を達成することはできません。これは、中性子星の内部にさらなる乱流増幅に使用される磁化された物質が不足していることと、地殻構成における高度に磁化された物質の表面損失によるものです。したがって、2つの構成の最終的な磁気エネルギーは、1桁以上異なります。これらの結果が天体物理観測量に与える影響と、連星の結合における磁気トポロジーを推定するためにそれらをどのように使用できるかについて簡単に説明します。
局所超臨界 ULX のプロペラ状態
超高輝度X線源(ULX)の集団における中性子星の存在の予想される特徴は、システムがスピン平衡に達し、プロペラ状態が続くため、X線光度の大規模な変化です。円盤が局所的に超臨界状態にある場合に予測される光度の変化を調査し、双極子場の強度と降着率(大きな半径で)の重要なパラメーター空間が、光度の1桁未満の変化を伴う可能性があることを発見しました。スペクトルシグネチャについて説明し、3つのULX(IC342X-1、CirULX-5、およびNGC1313X-1)を特定します。これらは、プロペラ状態に入るスーパーエディントンシステムと一致する変化を示しているように見え、双極子に大まかな制約を課します。$<$10$^{10}$GのNGC1313X-1の電界強度。この研究は、推定されるプロペラの状態を検索する最も信頼できる手段は、硬度比と高エネルギーでの変化を検索することであることを意味します。.
$Athena$ と LISA で超大質量ブラック ホールの合体イベントを追跡
| Title |
Chasing_Super-Massive_Black_Hole_merging_events_with_$Athena$_and_LISA |
| Authors |
L._Piro,_M._Colpi,_J._Aird,_A._Mangiagli,_A._C._Fabian,_M._Guainazzi,_S._Marsat,_A._Sesana,_P._McNamara,_M._Bonetti,_E._M._Rossi,_N._R._Tanvir,_J._G._Baker,_G._Belanger,_T._Dal_Canton,_O._Jennrich,_M._J._Katz_and_N._Luetzgendorf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13759 |
欧州宇宙機関は、2030年代に運用される2つの大型ミッションを研究しており、宇宙で最もエネルギーの高い現象を調査することを目指しています。$Athena$は、大規模な構造におけるバリオンの物理的状態を研究する態勢が整っており、再電離の時代までの超大質量ブラックホールの降着に関する調査を行う予定です。レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)は、重力波(GW)イベントの探索範囲をmHz領域に拡張します。2つのミッションの科学的事例はそれぞれ独立して傑出したものですが、この論文では、それらの同時運用によって得られる「追加」の科学について議論します。私たちは、$z\sim2$まで$Athena$にアクセス可能な超大質量(M$\lesssim10^7\rmM_{\odot}$)ブラックホールマージャー(SMBHM)のマルチメッセンジャー研究に焦点を当てています。それらの電磁(EM)信号とGW信号の同時測定は、天体物理学、基礎物理学、および宇宙論の分野で独自の実験を可能にする可能性があります。これらの結果を達成するための鍵は、$Athena$ワイドフィールドイメージャー($\simeq0.4$deg$^2$)。LISAは、最高のS/N比のイベントをマージする数時間前に、このような精度を達成します。EM放出の理論的予測はまだ不確実ですが、これは原則として、合併段階のEMとGWの真の同時研究の可能性を開きます。LISAのローカリゼーションは、マージ時に大幅に改善され、$z\lesssim0.5$および質量$\lesssim10^6\rmM_{\odot}$でかなりの部分のイベントがアーク分レベルに達する可能性が高く、検出能力の範囲内です。$アテナ$の。また、他のクラスのGWを放出するブラックホール連星に対する$Athena$研究の見通しについても簡単に説明しますが、その理論的予測は明らかに非常に不確実です。【要約】
げっ歯類 BL の X 線偏光観測
| Title |
X-ray_Polarization_Observations_of_BL_Lacertae |
| Authors |
Riccardo_Middei,_Ioannis_Liodakis,_Matteo_Perri,_Simonetta_Puccetti,_Elisabetta_Cavazzuti,_Laura_Di_Gesu,_Steven_R._Ehlert,_Grzegorz_Madejski,_Alan_P._Marscher,_Herman_L._Marshall,_Fabio_Muleri,_Michela_Negro,_Svetlana_G._Jorstad,_Beatriz_Ag\'is-Gonz\'alez,_Iv\'an_Agudo,_Giacomo_Bonnoli,_Maria_I._Bernardos,_V\'ictor_Casanova,_Maya_Garc\'ia-Comas,_C\'esar_Husillos,_Alessandro_Marchini,_Alfredo_Sota,_Pouya_M._Kouch,_George_A._Borman,_Evgenia_N._Kopatskaya,_Elena_G._Larionova,_Daria_A._Morozova,_Sergey_S._Savchenko,_Andrey_A._Vasilyev,_Alexey_V._Zhovtan,_Carolina_Casadio,_Juan_Escudero,_Ioannis_Myserlis,_Antonio_Hales,_Seiji_Kameno,_Ruediger_Kneissl,_Hugo_Messias,_Hiroshi_Nagai,_Dmitry_Blinov,_Ioakeim_G._Bourbah,_Sebastian_Kiehlmann,_Evangelos_Kontopodis,_Nikos_Mandarakas,_Stylianos_Romanopoulos,_et_al._(102_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13764 |
ブレーザーは、典型的な二重こぶスペクトルエネルギー分布を持つ、ジェットが優勢な活動銀河核のクラスです。シンクロトロン放射が低周波ピークの原因であることは共通のコンセンサスですが、高周波ハンプの起源についてはまだ議論されています。X線とその偏光の分析は、ブレーザーの高エネルギー放出の起源を担う物理的メカニズムを理解するための貴重なツールを提供できます。ImagingX-rayPolarimetryExplorer({IXPE})で実行されたBLLacertaeの最初の観測を報告します。この観測から、偏光度$\Pi_X<$12.6\%の上限が2-8keVバンドで見つかりました。ラジオ、赤外線、および光の波長の偏光を同時に測定しました。私たちの多波長偏光解析は、これらの時代のX線放出に対する陽子シンクロトロン放射の重要な寄与を否定しています。代わりに、BLLacのX線放出のレプトン起源をサポートしています。
回帰分析を使用した活動銀河核の非線形および確率的硬 X 線変動の調査
| Title |
Investigating_Non-linear_and_Stochastic_Hard_X-ray_Variability_of_Active_Galactic_Nuclei_using_Recurrence_Analysis |
| Authors |
R.A._Phillipson,_M.S._Vogeley,_and_P.T._Boyd |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13774 |
14～150keVバンドのSwiftBurstAlertTelescope(BAT)の157か月のカタログからの光度曲線を使用して、46の活動銀河核(AGN)の回帰分析の結果を提示します。再帰プロットを生成し、各オブジェクトの再帰プロットメトリックを計算します。決定論、非線形性、エントロピー、および非線形性の存在を判断するために、代理データ法を使用して、導出されたすべての再帰ベースの量を、同一のパワースペクトル、フラックス分布、またはその両方を持つ3セットの確率的光度曲線と比較します。定常性。これらの量を、ブラックホールの質量、エディントン比、放射光度、電波の音量、オブスキュレーション、分光タイプなど、各システムの既知の物理的特性と比較します。このサンプルのほぼすべてのAGNが、パワースペクトルに含まれるよりもかなり高次の変動モードを示し、約半分が非線形または非定常動作を示していることがわかります。タイプ2AGNはタイプ1AGNよりも決定論的変動を含む可能性が高いことがわかりますが、あいまいなAGNとあいまいでないAGNの間には同じ違いは見られません。タイプ1AGN間の変動の複雑さは、エディントン比と逆相関していますが、タイプ2AGN間では関係が見られません。繰り返し特性とAGNクラスの間の関係は、硬X線放出がAGNのクラス間の異なる降着プロセスのプローブであることを示唆しています。
z=6.56 で急速に降着する狭線セイファート 1 銀河からの X 線放射
| Title |
X-ray_emission_from_a_rapidly_accreting_narrow-line_Seyfert_1_galaxy_at_z=6.56 |
| Authors |
Julien_Wolf,_Kirpal_Nandra,_Mara_Salvato,_Johannes_Buchner,_Masafusa_Onoue,_Teng_Liu,_Riccardo_Arcodia,_Andrea_Merloni,_Stefano_Ciroi,_Francesco_Di_Mille,_Vadim_Burwitz,_Marcella_Brusa,_Rikako_Ishimoto,_Nobunari_Kashikawa,_Yoshiki_Matsuoka,_Tanya_Urrutia_and_Sophia_Waddell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13820 |
この研究の目的は、再電離の時代にブラックホールの降着の下限を設定するために、eROSITA最終赤道深度調査(eFEDS)でX線によって選択されたソースの中から$z>5.7$で発光するクエーサーを特定することです。.我々は、すばる低光度クエーサー探査（SHELLQs）調査から、以前に知られていた、光学的に微弱な$z=6.56$クエーサーのeROSITAによる低重要性の検出を確認します。eROSITA検出を確認するために、ChandraX線望遠鏡を使用してソースの追跡観測を行いました。新しい近赤外分光法を用いて、超大質量ブラックホールの物性を導き出しました。最後に、この検出を使用して、$z>6$でのブラックホールの降着密度率の下限を推測しました。チャンドラの観測により、eFEDSソースがこれまでで最も遠いブラインドX線検出であることが確認されました。得られたX線の光度は、クエーサーの静止フレームの発光に比べて高くなっています。狭いMgII線、低い派生ブラックホール質量、高いエディントン比、および急峻な光子指数を備えたこのソースは、若い超銀河によって動力を与えられていると考えられている局所的な狭い線のセイファート1銀河に似た特性を示しています。・巨大ブラックホール。フィールドでの以前の高赤方偏移クエーサー検出と組み合わせて、$L_{2-10\,\mathrm{keV}}>10^{45}\,\mathrm{erg\,s^{-1}}$は、$z\sim6$の超大質量ブラックホールへの降着を支配します。
2 GHz で繰り返される FRB 20201124A からの明るいバーストの検出
| Title |
Detection_of_a_bright_burst_from_the_repeating_FRB_20201124A_at_2_GHz |
| Authors |
Sota_Ikebe,_Kazuhiro_Takefuji,_Toshio_Terasawa,_Sujin_Eie,_Takuya_Akahori,_Yasuhiro_Murata,_Tetsuya_Hashimoto,_Shota_Kisaka,_Mareki_Honma,_Shintaro_Yoshiura,_Syunsaku_Suzuki,_Tomoaki_Oyama,_Mamoru_Sekido,_Kotaro_Niinuma,_Hiroshi_Takeuchi,_Yoshinori_Yonekura,_Teruaki_Enoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13835 |
臼田深宇宙センター/JAXAの64m電波望遠鏡によるSバンド観測に基づいて、最も活発な繰り返しFRBの1つであるFRB20201124Aからの明るいバーストの検出を提示します。これは、日本の施設を使用して観測された最初のFRBです。2022年2月の2GHzでの検出は、このFRBの最高周波数であり、$>$189Jymsのフルエンスは、このFRBソースからの最も明るいバーストの1つです。Sバンドが検出され、同時にXバンドが検出されないことから、スペクトルインデックス$\alpha$=-2.14に上限を設定します。検出されたバーストのイベント率を以前の研究のものと比較し、光度関数のべき法則がより低いフルエンスで破られる可能性があることを示唆し、明るいFRBのフルエンスは2GHz以上に分布する頻度に対する法律。さらに、この作業で検出されたバーストのエネルギー密度は、1回限りのFRBの明るい集団に匹敵することを示しています。繰り返しFRBは1回限りのFRBと同じくらい明るく、最も明るいバーストのみを検出できるため、繰り返しFRBの一部は本質的に1回限りのFRBとして分類された可能性があると提案します。
パルサーグリッチ: レビュー
$\sim6\%$のすべての既知のパルサーが、グリッチとして知られる突然のスピンアップイベントを示すことが観測されています。50年以上にわたり、これらの現象はパルサー(天体)物理学の理解を助ける上で重要な役割を果たしてきました。パルサーグリッチ探索法の見直しを踏まえ、中国の望遠鏡で得られた成果を含め、近年の観測の進展をまとめた。グリッチパルサーは非常に多様な動作を示し、通常のグリッチ、遅いグリッチ、遅延スピンアップを伴うグリッチ、およびアンチグリッチの4つのカテゴリに大きく分類できます。提案されたグリッチの主なモデルがレビューされ、中性子星構造への影響が現在の理解に関して批判的に調べられます。さらに、磁気圏の状態変化がパルサー固有のプロセスに関連していることを示唆する、グリッチと放射変化の間の相関関係についても説明し、ある程度詳細に議論します。
太陽フレアからのハドロン ガンマ線放出のモデル化と、原始星からの非熱的特徴を検出するための展望
| Title |
Modeling_Hadronic_Gamma-ray_Emissions_from_Solar_Flares_and_Prospects_for_Detecting_Non-thermal_Signatures_from_Protostars |
| Authors |
Shigeo_S._Kimura,_Shinsuke_Takasao,_Kengo_Tomida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13891 |
太陽フレアの衝撃的な段階でのガンマ線放出と、原始星フレアからの非熱サインの検出可能性を調査します。エネルギーの高い太陽フレアは、GeVエネルギーの高エネルギーガンマ線を放出しますが、その生成メカニズムと放出場所はまだわかっていません。原始星を含む若い恒星天体も明るいX線フレアを示しますが、フレア活動の引き金となるメカニズムは強い掩蔽のためにまだ不明です。mm/sub-mmバンドとガンマ線バンドの非熱的特徴は、その強力な透過力により、原始星フレアを調べるのに役立ちます。太陽フレアのインパルス期の非熱放出モデルを開発し、終了衝撃で加速された宇宙線陽子が、蒸発プラズマとのハドロン核相互作用を介して高エネルギーガンマ線を生成します。このモデルは、太陽フレアのインパルス期のガンマ線データを再現できます。このモデルを原始星フレアに適用し、原始星フレアでの粒子加速が効率的である場合、チェレンコフ望遠鏡アレイがTeVエネルギーのガンマ線を検出できることを示します。陽子とともに加速された非熱電子は、シンクロトロン放射を介して強力なmmおよびサブmm信号を放出できます。将来の原始星からのガンマ線およびミリ/サブミリ観測は、硬X線観測と連携して、原始星フレアにおける非熱粒子生成のトリガーメカニズムを解明するでしょう。
降着型 X 線パルサーにおける熱およびバルクの複合化の一般化された解析モデル
| Title |
A_Generalized_Analytical_Model_For_Thermal_And_Bulk_Comptonization_In_Accretion-Powered_X-Ray_Pulsars |
| Authors |
Peter_A._Becker_and_Michael_T._Wolff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13894 |
降着柱での光子のバルクおよび熱的コンプトン化の結果として、降着を動力源とするX線パルサーでの放射スペクトルの形成を記述する新しい理論モデルを開発します。新しいモデルは、著者によって開発された以前のモデルを次の4つの方法で拡張します。(1)円筒形状ではなく円錐形状を使用します。(2)柱壁と柱頂部から放射される放射成分は別々に計算されます。(3)モデルは、星の表面でゼロでない衝突速度を考慮に入れています。（4）ガスの速度プロファイルは、星から遠く離れたニュートン自由落下と融合します。これらの拡張により、新しいモデルが広範囲の降着率でソースをシミュレートできることを示します。このモデルは、厳密な数学的アプローチに基づいており、単色シード光子の再処理を記述するグリーン関数の正確な級数解が得られます。次に、グリーン関数を制動放射、サイクロトロン、および黒体光子源で畳み込むことによって、創発スペクトルが計算されます。新しいモデルの範囲は、高光度光源HerX-1と低光度光源XPerへの適用によって示されます。新しいモデルは、HerX-1の光度の増加に関連するスペクトル硬さの観察された増加は、表面衝突速度の減少によるものである可能性があることを示唆しています。ガス。
サーカムディスク媒体の影響を受けたAGNディスクトランジェントからの高エネルギーニュートリノ生成
さまざまな超新星(SN)、コンパクト天体の合体、および潮汐破壊イベントは、活動銀河核(AGN)降着円盤に埋め込まれて発生し、検出可能な電磁(EM)信号を生成すると広く考えられています。これらをまとめて\emph{AGNディスクトランジェント}と呼びます。円盤から噴出物衝撃が発生した直後に、衝撃で加速された宇宙線とAGN円盤物質との間の非弾性ハドロン核($pp$)相互作用により、高エネルギーニュートリノが生成される可能性があります。しかし、ニュートリノ生成の予想される効率は、安定したガスが優勢な円盤に適用可能な純粋なガウス密度大気プロファイルを採用することによって急速に低下するでしょう。一方、AGN降着円盤の周辺では、AGN流出と円盤風がよく見られます。この論文では、特にIceCubeが関心を持っている$\sim$\,TeV$-$PeVニュートリノの場合、円盤状媒体がさらに衝撃運動エネルギーを消費して高エネルギーニュートリノをより効率的に生成することを提示します。円盤状媒体の存在により、ニュートリノ生成が大幅に強化され、拡散ニュートリノ背景への寄与がはるかに高くなることがわかりました。楽観的には、$\sim20\%$拡散ニュートリノバックグラウンドはAGNディスクトランジェントから寄与する可能性があります。
超新星残骸での電子加速
超新星残骸(SNR)は、銀河宇宙線(CR)の大部分を生成すると考えられています。SNRには、分散衝撃加速(DSA)によるCRの加速の原因となる非相対論的な無衝突衝撃が含まれており、粒子は衝撃波面との繰り返しの相互作用によってエネルギーを獲得します。DSA理論には既存の穏やかなエネルギー粒子が含まれるため、特に電子の場合、事前加速の手段が必要です。電子注入は依然として最も厄介で未解決の問題の1つであり、SNRの物理を完全に理解するには、電子注入を物理的に理解することが不可欠です。前加速の原因となる電子スケールの現象を研究するには、これらの小さな速度論的スケールを解決できる方法が必要であり、粒子内セル(PIC)シミュレーションはこの基準を満たします。ここでは、非相対論的な高マッハ数衝撃の動力学的シミュレーションを利用して行われた最新の成果について報告します。SNR衝撃の物理が、衝撃パラメーター(衝撃の傾斜角、マッハ数、イオンと電子の質量比など)にどのように依存するか、および電子の加熱と加速の原因となるプロセスについて説明します。
近接連星における低質量中性子星の爆発中のRプロセス元素合成
| Title |
R-process_nucleosynthesis_during_explosion_of_low-mass_neutron_stars_in_close_binaries |
| Authors |
Chun-Ming_Yip,_Ming-Chung_Chu,_Shing-Chi_Leung,_Lap-Ming_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.14023 |
ニュートン流体力学シミュレーションにより、低質量中性子星の爆発を調べます。流体力学を$\sim4500$同位体からなる核反応ネットワークに結合して、主に中性子捕獲、$\beta$崩壊、原子核の自発核分裂などの核反応が、原子核の流体力学的不安定性の発達に与える影響を研究します。中性子星。表面から質量が除去された後、低質量中性子星は遅延爆発を起こし、$\sim3\times10^{50}$ergs$^{-1}$のピーク光度を持つ反電子ニュートリノバーストが起こることを示します。が放出される一方で、噴出物は$\sim10^{9}$Kに加熱されます。2番目と3番目のrプロセスピーク付近のランタニドと重元素は、元素合成の最終生成物として合成され、低質量中性子星の爆発が潜在的に重要な太陽化学元素の供給源になる可能性があることを示唆しています。
Black Widow ミリ秒パルサー J1544+4937 の 10 年間の長期研究
| Title |
Decade_Long_Timing_Study_of_the_Black_Widow_Millisecond_Pulsar_J1544+4937 |
| Authors |
Sangita_Kumari,_Bhaswati_Bhattacharyya,_Devojyoti_Kansabanik,_Jayanta_Roy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.14107 |
ブラックウィドウミリ秒パルサー(MSP)連星J1544+4937の食の11年間の電波タイミングの結果が、この論文で提示されています。このMSPの位相接続タイミングモデルを報告し、複数の周波数でのGiantMetrewaveRadioTelescope（GMRT）とGreenBankTelescope（GBT）での観測を使用しています。これは、GMRTを使用した銀河フィールドMSPの中で最長のタイミング調査です。タイミングのベースラインを既存の1.5年から約10年に延長しながら、適切なモーション($\mathrm{\mu_{T}}\sim$10.14(5)$\mathrm{mas/year}$)このパルサーの場合。1次、2次、3次の有意な決定によって明らかにされる分散測定の時間変動($\mathrm{\DeltaDM~\sim10^{-3}}$pc$\mathrm{cm^{-3}}$)DM派生物は、パルサーへの視線に沿って観測されます。また、星間物質の空間電子密度の変動により発生する可能性のある$\mathrm{10^{-3}~pc~cm^{-3}}$のオーダーの周波数依存のDM変動にも気付きました。この研究により、このMSPの軌道周期の経年変化が初めて明らかになりました。考えられる原因を調査し、コンパニオンの重力四重極モーメントの変動が、観測された軌道周期の時間的変化の原因である可能性があることを提案しました。
IceCubeニュートリノ天文台によるLHAASO超高エネルギー{\γ}線源からのニュートリノ探索
| Title |
Searches_for_Neutrinos_from_LHAASO_ultra-high-energy_{\gamma}-ray_sources_using_the_IceCube_Neutrino_Observatory |
| Authors |
R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_N._Aggarwal,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_J.M._Alameddine,_A._A._Alves_Jr.,_N._M._Amin,_K._Andeen,_T._Anderson,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_Y._Ashida,_S._Athanasiadou,_S._N._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_M._Baricevic,_S._W._Barwick,_V._Basu,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_J._Beise,_C._Bellenghi,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_E._Blaufuss,_S._Blot,_F._Bontempo,_J._Y._Book,_J._Borowka,_C._Boscolo_Meneguolo,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_J._Braun,_B._Brinson,_J._Brostean-Kaiser,_R._T._Burley,_R._S._Busse,_M._A._Campana,_E._G._Carnie-Bronca,_Y._L._Chang,_C._Chen,_Z._Chen,_D._Chirkin,_S._Choi,_B._A._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_A._Connolly,_J._M._Conrad,_P._Coppin,_et_al._(330_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.14184 |
銀河系のPeVatronは、宇宙線をエネルギーでPeVまで加速すると理論化された銀河系のソースです。加速された宇宙線は、近くの周囲のガスまたは星間物質とハドロン的に相互作用し、{\gamma}線とニュートリノを生成すると予想されます。最近、大規模高高度空気シャワー天文台(LHAASO)は、100TeVを超える放出を持つ12の{\gamma}線源を特定し、それらをPeV宇宙線加速器(PeVatron)の候補にしました。これらの高エネルギーでは、クライン仁科効果が銀河系の源からのレプトン放出を指数関数的に抑制しますが、ニュートリノ放出の証拠は、ハドロン加速を明確に確認します。ここでは、これらの{\gamma}線源からのニュートリノの検索の結果と、12のすべての源からの過剰なニュートリノ放出をテストするスタッキング検索の結果、および11年間の追跡イベントを持つ超新星残骸とパルサー風星雲のサブカタログを提示します。アイスキューブニュートリノ天文台から。重大な排出は見られませんでした。得られた制限に基づいて、カニ星雲とLHAASOJ2226+6057のハドロン過程に由来する{\gamma}線フラックスの割合に制約を課します。
| Title |
Constraints_on_the_Model_of_Gamma-ray_Bursts_and_Implications_from_GRB_221009A:_GeV_gamma_rays_v.s._High-energy_Neutrinos |
| Authors |
Ruo-Yu_Liu,_Hai-Ming_Zhang_and_Xiang-Yu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.14200 |
ガンマ線バースト(GRB)は、効率的な粒子加速器であると一般に考えられています。GRBジェットに高エネルギーの陽子が存在すると、これらの陽子とGRBの強力な放射場との間の相互作用が電磁カスケードを引き起こすと考えられています。カスケードで生成された電子/陽電子は、$\lesssim2$のインデックスを持つGeVレジームまでのべき乗分布の形式である、ロバストな特徴の追加スペクトルを生成します。GeVバンドでのFermi-LATの測定は、散逸半径、ジェットのバルクローレンツ係数、バリオン負荷係数などの主要なGRBモデルパラメーターに独立した制約を提供できることを示唆しています。これまでに検出された中で最も明るいGRBであるGRB221009Aを例にとると、GeVガンマ線放出による制約はニュートリノ観測による制約よりも厳しい可能性があることが示され、GRBの起源に関する深い洞察が得られます。
SVOMミッションに搭載されたマイクロチャンネルX線望遠鏡の科学的性能
| Title |
The_Scientific_Performance_of_the_Microchannel_X-ray_Telescope_on_board_the_SVOM_Mission |
| Authors |
D._Gotz,_M._Boutelier,_V.Burwitz,_R._Chipaux,_B._Cordier,_C._Feldman,_P._Ferrando,_A._Fort,_F._Gonzalez,_A._Gros,_S._Hussein,_J.-M._Le_Duigou,_N._Meidinger,_K._Mercier,_A._Meuris,_J._Pearson,_N._Renault-Tinacci,_F._Robinet,_B._Schneider,_R._Willingale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13489 |
マイクロチャネルX線望遠鏡(MXT)は、中国とフランスのミッションSVOMで飛行する「ロブスターアイ」光学設計に基づく最初の集束X線望遠鏡になります。SVOMは、ガンマ線バーストと、より一般的な時間領域の天体物理学の研究に専念します。MXT望遠鏡は、コンパクト(焦点距離~1.15m)で軽量(<42kg)の装置で、0.2～10keVのエネルギー範囲に感度があります。これは、低ノイズのpnCDDX線検出器に結合された、40ミクロンのポアサイズのマイクロポアオプティクス(MPO)に基づく光学システムで構成されています。この論文では、衛星にSVOMペイロードを統合する前に、2021年秋に実施されたエンドツーエンドのキャリブレーションキャンペーンに基づいて、MXT望遠鏡の期待される科学的性能について説明します。
パルサー天文学のコスト削減: NVIDIA GPU を使用して連星パルサーを検索する際の時間とエネルギーを節約する
| Title |
Cutting_the_cost_of_pulsar_astronomy:_Saving_time_and_energy_when_searching_for_binary_pulsars_using_NVIDIA_GPUs |
| Authors |
Jack_White,_Karel_Adamek,_Wes_Armour |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13517 |
フーリエドメイン加速検索(FDAS)法を使用してバイナリパルサーを検索することは、計算コストのかかるプロセスです。次世代の電波望遠鏡は、データ量が多すぎて保存できないため、リアルタイムでFDASを実行する必要があります。FDASは、時間領域の電波天文学データセットを検索して、ほぼ線形の加速度を持つバイナリパルサーのシグネチャを検索するための整合フィルター処理アプローチです。このホワイトペーパーでは、NVIDIAGPUでの混合精度コンピューティングと動的周波数スケーリングの組み合わせを利用して、AstroAccelerateでのFDASのSKAのような実装のエネルギーコストをどのように削減したかを探ります。2つのアプローチを組み合わせることで、FDASの全体的なエネルギーコストの58%を節約することができましたが、数値の感度が(<3%)犠牲になりました。
| Title |
Software_Architecture_and_System_Design_of_Rubin_Observatory |
| Authors |
William_O'Mullane_(1)_and_Frossie_Economou_(1)_and_Kian-Tat_Lim_(2)_and_Fritz_Mueller_(2)_and_Tim_Jenness_(1)_and_Gregory_P._Dubois-Felsmann_(3)_and_Leanne_P._Guy_(1)_and_Ian_S._Sullivan_(4)_and_Yusra_AlSayyad_(5)_and_John_D._Swinbank_(6)_(5)_and_K._Simon_Krughoff_(1)_((1)_Rubin_Observatory_Project_Office,_(1)_Rubin_Observatory_Project_Office,_(2)_SLAC_National_Accelerator_Laboratory,_(2)_SLAC_National_Accelerator_Laboratory,_(2)_Rubin_Observatory_Project_Office,_(3)_IPAC,_(3)_Rubin_Observatory_Project_Office,_(4)_University_of_Washington,_(5)_Department_of_Astrophysical_Sciences,_(6)_Department_of_Astrophysical_Sciences,_(6)_Rubin_Observatory_Project_Office) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13611 |
ルービン天文台データ管理システムアーキテクチャの説明から始めて、Gaia、SDSS、UKIRT、JCMTを含む他のさまざまなプロジェクトでの経験と関与を利用して、一連の一般的な設計パターンと学んだ教訓を導き出します。
| Title |
Detection_of_Einstein_Telescope_gravitational_wave_signals_from_binary_black_holes_using_deep_learning |
| Authors |
Wathela_Alhassan,_Tomasz_Bulik,_Mariusz_Suchenek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13789 |
第3世代の重力波(GW)アインシュタイン望遠鏡(ET)検出器から予想されるデータ量により、一致フィルタリングなどの従来のGW検索方法は実用的ではなくなります。これは、必要なテンプレートバンクが大きく、波形モデリングが難しいためです。対照的に、機械学習(ML)アルゴリズムは、GWデータ分析の有望な代替手段を示しています。MLは、GWソースの検出、ノイズ除去、およびパラメーター推定のための半自動および自動ツールの開発に使用できます。第2世代の検出器と比較して、ETはアクセス可能な周波数帯域が広くなりますが、ノイズも低くなります。ETの連星ブラックホール(BBH)と連星中性子星(BNS)の検出率は、それぞれ年間1e5～1e6、年間7e4です。この作業では、ガウスノイズに埋もれた合成GW信号のBBH合併を検出するために、畳み込みニューラルネットワーク(CNN)を使用する可能性と効率を調べます。データは、オープンソースツールを使用してETsパラメーターに従って生成されました。データのホワイトニングを実行したり、バンドパスフィルタリングを適用したりすることなく、VGG、ResNet、DenseNetというコンピュータービジョンで最先端のパフォーマンスを発揮する4つのCNNネットワークをトレーニングしました。ResNetのパフォーマンスは大幅に向上し、SNRが8以上のBBHソースを98.5%の精度で検出し、SNR範囲が7～8、6～7、5～92.5%、85%、60%、62%の精度でソースを検出しますそれぞれ6と4-5。ResNetは定性的評価で、4.3SNRで60GpcでBBHの合併を検出できました。また、長い時系列データのBBH合併にCNNを使用すると、計算効率が高く、ほぼリアルタイムの検出に使用できることも示されました。
| Title |
Characterisation_of_the_MUSIC_ASIC_for_large-area_silicon_photomultipliers_for_gamma-ray_astronomy |
| Authors |
Nicolas_De_Angelis_and_David_Gasc\'on_and_Sergio_G\'omez_and_Matthieu_Heller_and_Teresa_Montaruli_and_Andrii_Nagai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.14022 |
大面積のシリコン光電子増倍管(SiPM)は、広い表面をカバーする必要がある多くのアプリケーションで望まれています。たとえば、浜松ホトニクスはジュネーブ大学と共同で大面積SiPMを開発し、大気チェレンコフ望遠鏡の画像化に使用されるガンマ線カメラを装備しています。約1cm$^2$のセンサーであるため、センサーの大きな静電容量によって誘導される長いパルスを処理できる、適切な前置増幅エレクトロニクスがこの研究で調査されました。ICCUB(バルセロナ大学)によって開発された、いわゆる多用途SiPM集積回路(MUSIC)は、ガンマ線望遠鏡の大面積光検出面をカバーするのに適した潜在的なフロントエンドASICとして調査されています。ASICは、長いSiPM信号を処理できる興味深いポールゼロキャンセレーション(PZC)を提供します。これは、最大8つの入力チャネルを単一の差動出力にアクティブに加算する機能であり、ディスクリートソリューションと比較して消費電力を削減するソリューションを提供できます。.浜松が開発した2つのSiPMに結合されたMUSICの測定とシミュレーションが考慮され、ASIC応答が特徴付けられます。MUSICと組み合わせた低クロストーク技術の第5$^{th}$世代センサーは、ガンマ線カメラの優れたソリューションであることが判明しました。
高度に構造化された低速太陽風を駆動する複雑なコロナウェブの直接観測
| Title |
Direct_observations_of_a_complex_coronal_web_driving_highly_structured_slow_solar_wind |
| Authors |
L._P._Chitta,_D._B._Seaton,_C._Downs,_C._E._DeForest,_A._K._Higginson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13283 |
太陽風は、太陽から太陽圏に逃げる荷電粒子の連続的な流れで構成され、コロナホールの内部から出てくる速い風と共に、速い成分と遅い成分に分割されます。黄道面の近くでは、低緯度のコロナホールからの高速の風が、高度に構造化された低速の太陽風に散在しています。ここでは、中部コロナで永続的に相互作用して再接続する磁化プラズマ構造の空間的に複雑なウェブを明らかにする極端紫外観測を報告します。コロナグラフの白色光画像は、これらのコロナウェブ構造の上に低速の風の流れが同時に出現していることを示しています。高度なグローバルMHDコロナモデルを使用して、観測されたコロナウェブが磁気分離ウェブ(S-web)の直接の痕跡であることを示します。Sウェブの非常に動的な部分を明らかにすることにより、私たちの観測は、構造化された遅い太陽風を駆動する上で重要な役割を果たしているように見える重要な中間冠状突起への窓を開きます。
IRIS バーストの有病率が高いデータセットの調査
InterfaceRegionImagingSpectrograph(IRIS)によって2013年と2014年にサンプリングされたすべてのSiIV1394Aスペクトルの約0.01%にIRISバーストプロファイルがあります。ただし、これらのイベントはデータセット全体に均等に分布しておらず、これらのスペクトルの19.31%が6つのラスターでのみ識別されています。ここでは、これら6つのデータセットのうち5つを調査して、これらのデータセットに非常に多くのIRISバーストプロファイルが含まれている理由を理解します。この研究は、IRISバーストの将来の対象を絞った分析を導くのに役立ちます。IRIS衛星によってサンプリングされた5つのデータセットを分析し、SiIV1394Aスペクトルと1400Aフィルタースリットジョーイメージャー(SJI)データの両方を調べます。IRISバーストプロファイルは、自動アルゴリズムを使用して識別されます。さらに、SolarDynamicsObservatoryのHelioseismicandMagneticImager(SDO/HMI)機器によってサンプリングされた、共空間視線光球磁場マップを研究します。ここで分析された5つのデータセットで見つかった識別されたIRISバーストプロファイル(13904のうち12401)の大部分は、時間距離ドメインの7つの小さな領域に局在していました(時間的持続時間は4時間未満、空間長はスリットに沿って12インチ未満)。これらの領域と共空間的なSJIデータには、UVバーストの定義された特性と一致する長寿命または反復的なコンパクトな増光が含まれており、それらの進化を通じてIRISスリットの近くにとどまりました.IRISバーストプロファイルは、これらのIRISバーストプロファイルは、磁気リコネクションが可能であると考えられる反対極性の磁場の進化(例えば、キャンセル)と同空間的に発生しました。.2013年と2014年の全体で特定されたIRISバーストプロファイルの10%以上が、時間距離ドメインのわずか7つの小さな領域に含まれており、寿命が長く(寿命が10分以上)または繰り返しeUVバーストは、IRISスリットの軸に沿って発生しました。
プラズマ環境によるバイナリマイクロレンズ -- 星と惑星
銀河のマイクロレンズは、恒星や惑星の研究に広く使われてきました。恒星風は、惑星の形成、環境、居住性において重要な役割を果たしています。この作業では、星風、つまりプラズマ環境と惑星を含む星を含むバイナリマイクロレンズシステムを研究します。主レンズを取り囲むプラズマは、重力によるものに加えて、光線の色偏向を引き起こします。その結果、そのようなレンズシステムは、さまざまなレンズパラメータに依存する複雑なコースティクスを生成する可能性があります。この作業では、背景ソースのさまざまなトレースの倍率曲線を調べ、倍率曲線の「丘と穴」の形成の遷移を比較します。プラズマが余分なコースティクスを引き起こし、星によって生成された中心のコースティクスを縮小し、惑星のそばのコースティクスを外側に押し出すことがわかりました。プラズマ効果を考慮したバイナリマイクロレンズ曲線の観測とモデリングは、星のプラズマ環境を研究するための潜在的な方法を提供することができます.星風のプラズマ密度が高い場合、プラズマレンズ効果はサブミリバンドで観測できます。
VLT-FLAMES タランチュラ調査: かじき座 30 番星の巨大な暴走星の 2 つの異なる個体群の観測証拠
| Title |
The_VLT-FLAMES_Tarantula_Survey:_Observational_evidence_for_two_distinct_populations_of_massive_runaway_stars_in_30_Doradus |
| Authors |
H._Sana,_O._H._Ram\'irez-Agudelo,_V._H\'enault-Brunet,_L._Mahy,_L._A._Almeida,_A._de_Koter,_J.M._Bestenlehner,_C.J._Evans,_N._Langer,_F.R.N._Schneider,_P.A._Crowther,_S.E._de_Mink,_A._Herrero,_D.J._Lennon,_M._Gieles,_J._Ma\'iz_Apell\'aniz,_M._Renzo,_E._Sabbi,_J.Th._van_Loon,_J.S._Vink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13476 |
大質量の暴走星の起源については、2つの主要なシナリオが提案されています。つまり、最初のコア崩壊での連星からの動的放出または解放です。しかし、それらの相対的な寄与については議論が続いています。かじき座30号の大質量星に向けた2つの大規模な分光キャンペーンを使用して、ローカルグループで最も大質量の活発な星形成領域におけるO型暴走集団の特性に観測上の制約を提供することを目指しています。VLT-FLAMESTarantulaSurveyとTarantulaMassiveBinaryMonitoringによって得られた30ドラダスのOタイプ星集団のRV測定値を使用して、単一およびバイナリのOタイプの暴走を識別します。それらの回転特性について議論し、観測結果を噴出シナリオの予想と定性的に比較します。23個の単一O型暴走天体と1個の連星O型暴走天体を特定し、それらのほとんどは、かじき座30の主要な星形成領域の外にあります。ランナウェイ個体群の中に高速自転星(vsini>200km/s)が過剰に存在することを発見し、30ドラドゥスフィールドに高速自転星が過剰に存在することを説明しています。予測された回転率と暴走する視線(los)速度を考慮すると、急速に回転する(vsini>210k/ms)、高速で移動する(v_{los}>60km/s)暴走が顕著に存在しないことが明らかになり、その存在が示唆されます。暴走星の2つの異なる集団:急速に回転しているがゆっくりと移動している暴走星の集団と、高速で移動しているがゆっくりと回転している暴走星の集団。これらは、サンプルでは2:1に近い比率で検出されます。ゆっくりと動いているが急速に回転している暴走はバイナリ放出に起因し、急速に動いているがゆっくりと回転している暴走は動的放出に起因する可能性があると主張します。検出バイアスが動きの遅い個体群により強く影響することを考えると、私たちの結果は、バイナリ進化シナリオが30Doradusの現在の大規模な暴走個体群を支配していることを示唆しています。
太陽系星の磁気制動力低下の原因として考えられる緯度差回転の遷移
| Title |
Transition_of_latitudinal_differential_rotation_as_a_possible_cause_of_weakened_magnetic_braking_of_solar-type_stars |
| Authors |
Takato_Tokuno,_Takeru_K._Suzuki,_and_Munehito_Shoda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13522 |
太陽型星のスピン進化における緯度差回転(DR)の役割を調べます。最近の天体地震観測では、いくつかの太陽型星で強い赤道高速DRが検出されました。数値シミュレーションは、強力な赤道高速DRが若い高速回転星の典型的な特徴であり、この傾向が星の年齢とともに徐々に減少することを示しています。これらの特性を取り入れて、恒星の自転の長期進化モデルを開発します。磁気制動は、低緯度地域の回転速度によって支配的に規制されていると想定されています。したがって、私たちのモデルでは、赤道高速DRを持つ星は、剛体回転を持つ星よりも効率的にスピンダウンします。星の質量$0.9\,\mathrm{M}_{\odot}\leM\le1.2\,\mathrm{M}_{\odot}$および金属量$0.5の範囲で、星の自転の進化を計算します。\,\mathrm{Z}_{\odot}\leZ\le2\,\mathrm{Z}_{\odot}$,$\mathrm{M}_{\odot}$と$\mathrm{Z}_{\odot}$は、それぞれ太陽質量と金属量です。現在の太陽風で観測されたトルクを使用する私たちのモデルは、現在の太陽の回転と、金属量への依存を含む、太陽型星の回転の平均的な傾向の両方をうまく説明しています。さらに、私たちのモデルは、赤道高速の強いDRが減少するため、古いゆっくりと回転する太陽型星で観測された磁気ブレーキの弱まる傾向を自然に再現します。私たちの結果は、LDRとその遷移が星のスピンダウンを制御する重要な要因であることを示しています。
目視観測の代替手段としての自動黒点検出
デジタル白色光太陽画像を使用して黒点を検出する自動化された方法を開発し、黒点計数における視覚的な描画観測と同様のパフォーマンスを実現しました。小さな孤立した黒点まで正しく識別するために、しきい値を使用して黒点を識別するための参照として使用される、太陽の静かなディスクコンポーネントの正確な導出に特に注意を払います。このしきい値は、さまざまな条件下で取得された画像を処理するための適応的な方法を使用して決定されます。シーイング効果を排除するために、私たちの方法は、短時間に撮影された複数の画像を処理できます。開発した手法を3か所で撮影したデジタル画像に適用し、検出結果を目視観察の結果と比較しました。提案された黒点検出方法は、目視観測と同様の性能を持つと結論付けています。この方法は、太陽黒点を数えるための手描きの目視観測に代わるものとして、公共の天文台やアマチュア、プロの天文台によって広く使用されています。
画像の精密化と小規模ダイナミクスの推定のための太陽深部アルマ望遠鏡ニューラル ネットワーク推定器
角度分解能が低下すると、小規模フィーチャの観察可能なシグネチャのコントラストと大きさが低下します。1.25mmでの高ケイデンス時系列の合成観測可能マップは、太陽大気の3D磁気流体力学ビフロストシミュレーションから作成され、AtacamaLargeMillimeter/Sub-millimeterArray(ALMA)を使用した観測データに対応する角度分解能に低下しました。DeepSolarALMANeuralNetworkEstimator(Deep-SANNE)は、太陽観測の解像度とコントラストを改善するように訓練された人工ニューラルネットワークです。これは、観測データに対応する角度分解能で小規模フィーチャの空間ドメインと時間ドメインの両方で動的パターンを認識し、それらを磁気流体力学シミュレーションからの高解像度の非劣化データに関連付けることによって行われます。パフォーマンスを検証するために、2番目のシミュレーションが使用されました。Deep-SANNEは、輝度温度の推定劣化のマップを提供します。これは、最も高い精度を示す可能性が最も高い場所をフィルタリングするために使用でき、補正係数として使用して、従来よりも高いコントラストとより正確な輝度温度を示す洗練された画像を構築することができます。観測解像度。Deep-SANNEは、より小規模な特徴を明らかにし、観測解像度での43.7%と比較して、高解像度データと比較して94.0%の平均精度で増光イベントの過剰温度を推定します。時間領域の追加情報を使用することにより、Deep-SANNEは、標準的な2次元デコンボルバー手法よりも優れた高コントラストを復元できます。Deep-SANNEは、太陽アルマ望遠鏡の観測データに適用されます。Deep-SANNEで洗練された画像は、小規模で動的な特徴の分析に役立ちます。データ内の位置を高精度で特定して詳細な分析を行い、太陽観測をより有意義に解釈できるようにします。
黒点磁束の確率分布関数
王立グリニッジ天文台とUSAF/NOAAのデータを使用して、黒点面積と磁束の確率分布を調査しました。146.7年(1874年から2020年)をカバーする最大開発面積$\ge$500MSH(太陽半球の百万分の1)を持つ2995地域のサンプルを作成しました。データは、べき乗分布と4つの2パラメーター分布(テーパーべき乗則分布、ガンマ分布、対数正規分布、およびワイブル分布)によって適合されました。べき乗則モデルは、AICに関して4つのモデルに比べて不利であり、古典的なコルモゴロフ-スミルノフ検定では受け入れられませんでした。対数正規分布とワイブル分布は、より小さな領域($S\ll500$MSH)に拡張された動作が以前に公開された結果に接続されないため、除外されました。したがって、私たちの選択は、テーパーべき乗則とガンマ分布でした。テーパーべき乗則およびガンマ分布のべき乗則部分は、1.35～1.9の累乗指数を持つことがわかりました。これらの分布は指数関数的に減少するため、大きな黒点の予想される頻度は低くなります。観測された最大の黒点グループは6132MSHの面積を持ち、$10^4$MSHより大きい黒点の頻度は3--8$\times10^4$年ごとに推定されました。また、太陽としての星の総黒点面積の分布も推定しました。記録で黒点が占める最大の総面積は、可視円盤の1.67%であり、面積進化モデルで大きな黒点の寿命を人為的に増加させることにより、最大2.7%になる可能性があります。これらの値は、活発な太陽のような星で見られる値よりもまだ小さい.
太陽プラージュ モデルにおける Mg II h および k 分極プロファイルの形成と、磁場を推測するための適合性
| Title |
Formation_of_the_Mg_II_h_and_k_polarization_profiles_in_a_solar_plage_model_and_their_suitability_to_infer_magnetic_fields |
| Authors |
David_Afonso_Delgado,_Tanaus\'u_del_Pino_Alem\'an,_Javier_Trujillo_Bueno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.14044 |
MgIIのh線とk線は、近紫外太陽スペクトルで最も強い線の1つであり、それらの線のコアは、遷移領域のすぐ下の上部彩層に由来します。その結果、それらは太陽上部大気の磁気を調査するための主要なターゲットの1つになりました。最近のCLASP2ミッションは、弱磁場近似を適用することによって磁場の縦成分を推測するためにすでに使用されている、活性領域プラージュ内のこれらの線の前例のない分光偏光データを取得しました。この論文では、太陽プラージを代表する放射磁気流体力学（rMHD）時間依存モデルでの放射伝達計算から生じる創発的なストークスプロファイルを研究することにより、これらの線の診断能力の理解を深めることを目的としています。この目的のために、CLASP2と同様の時間的および空間的解像度を持つ合成観測を作成します。円偏光合成プロファイルに強い非対称性があり、弱電界近似の適用がかなり複雑になっています。プロファイルのさまざまなスペクトル領域に適合する弱磁場近似を選択的に適用すると、円偏光プロファイルが反対称でない場合でも、モデル大気のさまざまな領域での磁場の縦成分に関する情報を取得できることを実証します強い速度勾配と磁場勾配の存在下で形成されます。
Gaia-ESO サーベイ: 太陽付近の古い金属に富む矮星におけるリチウム存在量の調査
| Title |
The_Gaia-ESO_Survey:_probing_the_lithium_abundances_in_old_metal-rich_dwarf_stars_in_the_Solar_vicinity |
| Authors |
M._L._L._Dantas,_G._Guiglion,_R._Smiljanic,_D._Romano,_L._Magrini,_T._Bensby,_C._Chiappini,_E._Franciosini,_S._Nepal,_G._Tautvai\v{s}ien\.e,_G._Gilmore,_S._Randich,_A._C._Lanzafame,_U._Heiter,_L._Morbidelli,_L._Prisinzano,_S._Zaggia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.14132 |
放射状の移動が、太陽系近傍の矮星のLi存在量パターンに影響を与える可能性があるシナリオをテストします。これは、これらの星のLi量が星間物質のLi量のプローブとして機能しないことを確認するかもしれません。Gaia-ESO調査の第6回内部データリリースからの高品質データ(Li存在量を含む)を使用します。このサンプルでは、階層的クラスタリングを介して、化学的存在量の類似性によって星をグループ化します。私たちの分析では、測定されたLi存在量と上限の両方を扱います。以前に同定された放射状に移動した星のLiエンベロープは、基準となる隕石の値(<3.26dex)を大幅に下回っています。検出された量が最も多い星は、A(Li)=2.76dexです。これは、Liが[Fe/H]$\gtrsim$0で減少する古い矮星(年齢の中央値$\sim$8Gyr)で観察された以前の傾向を裏付けています。この結果は、古い矮星の上部エンベロープで測定されたLiの存在量が、星間物質Liの代用と見なされるべきではないことを裏付ける証拠として機能します。私たちのシナリオはまた、最近文献で提案されているように、[M/H]>0の場合の恒星の収量を減らすべきではないことも示しています。私たちの研究は、原子拡散が金属に富む物体の大気中の初期のLi存在量を大幅に低下させない限り、ディップの高温側にある古い矮星はLiのISM存在量の効率的なプローブであると主張した最近の研究を裏付けています。
M31 と M33 の光度関数によって明らかにされた赤色超巨星の時間平均質量損失率
| Title |
The_Time-Averaged_Mass-Loss_Rates_of_Red_Supergiants_As_Revealed_by_their_Luminosity_Functions_in_M31_and_M33 |
| Authors |
Philip_Massey,_Kathryn_F._Neugent,_Sylvia_Ekstrom,_Cyril_Georgy,_and_Georges_Meynet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.14147 |
赤色超巨星(RSG)の質量損失は一般に一時的であると認識されていますが、質量損失の処方箋はこれを反映していません。進化モデルは、この段階で失われた質量の総量によって、これらの星が核崩壊を起こす前により高い温度に進化するかどうかが決まることを示しています。現在のジュネーブの進化モデルは、恒星の外層がエディントンの光度を大幅に超えるたびに静止処方率を高めることにより、一時的な質量損失を模倣しています。これにより、20太陽質量モデルでは、RSGフェーズ中に、そうでない場合よりも大幅に多くの質量損失が発生しますが、質量が小さいモデルにはほとんど影響しません。モデルによって予測されたものに対する高輝度RSGの割合を測定することにより、このアプローチの有効性を観察的にテストできます。これを行うために、M31とM33のRSGの最近の光度制限国勢調査を使用し、メンバーシップをわずかに改善し、最近のパンクロマティックM31とM33ハッブル調査に基づく絶滅を採用しました。次に、見つかった最高光度RSGの比率を、公開されたジュネーブモデルによって予測された比率、および強化されたレートなしで計算された特別なモデルセットと比較します。エディントン以上の増強された質量損失を含むモデルとよく一致しています。質量損失率が低いモデルは、観測されたよりも高輝度RSGの割合が大きいと予測するため、除外することができます。また、これらの改善されたデータを使用して、M31とM33に関する改善されたデータとマゼラン雲に関する以前の結果を使用して、金属量に関係なく、RSGの光度の上限がlogL/Lo〜5.4であることを確認します。
$f\left(R, T, R_{ab}T^{ab}\right)$ 重力のスローロール インフレーション
$f\left(R,T,R_{ab}T^{ab}\right)$重力理論の枠組みでは、宇宙インフレーションのスローロール近似が調査されます。ここで、$T$はそのトレースです。energy-momentumtensor$T^{ab}$、$R$および$R_{ab}$は、それぞれRicciスカラーおよびテンソルです。空間的に平坦なFLRW計量における作用原理から重力場の運動方程式を得た後、この理論の基本方程式は、物質としてインフレーションスカラー場を導入し、最小の曲率-インフレーション結合項のみを考慮に入れることによって受け取られます。.驚くべきことに、スローロール近似を行った後、$RT$混合項を使用した$f(R,T)$重力と同じ方程式が導き出されます。スローロールパラメータとe-folding数$N$を計算して、さまざまなドメインで関心のあるいくつかの可能性が個別に評価されます。最後に、計量摂動の影響を無視しながら、摂動下でのインフレーションスカラーフィールドの動作を分析します。この研究は、修正重力理論におけるスローロールインフレーションを補完します。
$|\varphi|^4$ 自己相互作用の反発または引力を伴う相対論的自己重力ボース・アインシュタイン凝縮体の最大質量
| Title |
Maximum_mass_of_relativistic_self-gravitating_Bose-Einstein_condensates_with_repulsive_or_attractive_$ |
\varphi |
^4$_self-interaction |
| Authors |
Pierre-Henri_Chavanis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13237 |
反発または引力$|\varphi|^4$自己相互作用を伴う相対論的自己重力ボース・アインシュタイン凝縮体の最大質量の近似解析式を導出します。この式は、相互作用しないボソン星の一般相対論的最大質量、トーマス・フェルミ極限で反発自己相互作用を持つボソン星の一般相対論的最大質量、および引力自己相互作用を持つ希薄アクシオン星のニュートン最大質量の間を補間します。[P.H.Chavanis、Phys。Rev.D{\bf84},043531(2011)]。特定の限界における最大質量の正確な漸近式を復元するために、単純な考察から式の一般的な構造を取得し、数値係数を決定します。結果として、私たちの式は、自己相互作用パラメータの任意の値(正と負)に対する相対論的ボソン星の最大質量の適切な近似を提供する必要があります。最大質量を超えるシステムの進化について議論し、暗黒物質ハローとインフレトンクラスターへの結果の適用を検討します。また、ボソン星とボース・アインシュタイン凝縮暗黒物質ハローの簡単なレビューを行い、拡張された素粒子のモデルとの類似性を指摘します。
レンズを通したコンパクト連星: LIGO-Virgo-KAGRA 重力波天文台のサイレント対検出可能なマイクロレンズ
| Title |
Compact_Binaries_through_a_Lens:_Silent_vs._Detectable_Microlensing_for_the_LIGO-Virgo-KAGRA_Gravitational_Wave_Observatories |
| Authors |
Ruxandra_Bondarescu,_Helena_Ubach,_Oleg_Bulashenko_and_Andrew_P._Lundgren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13604 |
地球とコンパクト連星合体の間に位置する巨大な天体は、遠方の事象に対する重力波検出器の感度を向上させる拡大鏡として機能することができます。検出器と線源の間の点質量レンズは、合流時に最大となる周波数に依存する方法での重力波信号の増幅によって、または最初の画像を妨害する2番目の画像の出現と組み合わされた拡大によって、それ自体を明らかにすることができます。規則的で予測可能なパターン。今後のLVK観測のS/N比の増加を、レンズの質量$M_L$と、検出器とバイナリソースの間の任意の点質量レンズの無次元ソース位置yの関数としてマッピングします。ほとんどのマイクロレンズは$10\%$未満のミスマッチでサイレントであり、レンズ化されていると識別されない可能性があることがわかりました。検出可能性を定量化するために、レンズ処理された波形とレンズ処理されていないテンプレートバンク内の波形との間の最適な一致を計算し、一致のマップを提供します。レンズ化されていないテンプレートとのミスマッチが高いほど、レンズ化が検出されやすくなります。さらに、レンズ効果の確率を推定し、検出された総質量$M_{det}=120に対して、LVKと連星合体が見られる赤方偏移が$z\approx1$から$z\approx3.2$に増加することを発見しました。M_\odot$.レンズ効果の全体的な確率は、$M_{det}=120M_\odot$のしきい値SNRを超えるすべての検出可能なイベントの$<20\%$であり、$M_{det}=のより一般的なイベントの場合は$<5\%$です。60M_\odot$.検出可能なレンズ作用には、視線$y\lesssim0.5$に近いイベントを好む選択バイアスがあることがわかりました。したがって、ブラックホールのバイナリ検索は、バイアスを考慮した事前分布を導入することで感度を向上させることができます。
ダークセクターのハイブリッドモデル
多様な宇宙論的および天体物理学的観測は、宇宙に暗黒物質と暗黒エネルギーが存在することを強く示唆しています。宇宙論の主な目標の1つは、これら2つの要素の性質を説明することです。暗黒物質と暗黒エネルギーには共通の起源があるのかもしれません。この論文では、2つの相互作用するスカラーフィールド間の相互作用によりダークセクターが発生するモデルを開発します。ハイブリッドインフレーションポテンシャルを採用して、モデルが光スカラーフィールドに結合された圧力のない流体のシステムとして記述できることを示します。このセットアップの宇宙論的結果と、宇宙マイクロ波背景放射と大規模構造の観測シグネチャについて説明します。
| Title |
Proto-neutron_stars_as_cosmic_factories_for_massive_axion-like-particles |
| Authors |
Alessandro_Lella,_Pierluca_Carenza,_Giuseppe_Lucente,_Maurizio_Giannotti,_Alessandro_Mirizzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.13760 |
$m_a\sim{\mathcalO}(100)$MeVを持ち、核子と結合した大規模なアクシオン様粒子(ALP)のパラメーター空間は、ほとんど調査されていません。ここでは、このパラメーター領域に新しい制約を提示します。そうすることで、原始中性子星からの重いALPの超新星放射率を特徴付けます。これには、核子-核子制動放射とパイオニックコンプトンプロセスの両方で初めて質量効果が含まれます。さらに、超新星ALP崩壊からの光子とレプトンとの結合を調べるための新しい可能性を強調しています。
ラムダコールドダークマターモデルは、これまでの宇宙観測を最も正確に説明しています。しかし、銀河規模ではまださまざまな欠点に悩まされています。超流動暗黒物質、ボーズ・アインシュタイン凝縮暗黒物質（BEC）暗黒物質、ファジー暗黒物質などの暗黒物質のモデルは、これらの欠点のいくつかを克服するために提案されています。この作業では、LIGO-Virgo検出器ネットワークによる連星中性子星GW170817検出から来る重力波(GW)伝搬速度に対する現在の制約を使用してこれらのモデルを調べ、それを使用してAdvancedLIGO、LISA、IPTA、SKA検出周波数。GWの速度は、媒質の屈折率に依存することが示されています。屈折率は、銀河のハローの密度プロファイルを通じて暗黒物質モデルのパラメーターに依存します。これらのモデルのパラメーター空間を、GW速度測定から得られる境界と天の川半径の境界を使用して制約します。私たちの調査結果は、高度なLIGO-Virgo検出器の感度を使用すると、ここで検討した3つのモデルが制約を受けないままであることを示唆しています。IPTAやSKAなどの電波望遠鏡の検出範囲に収まる検出周波数$\leq10^{-9}$Hzに対してのみ、意味のある制約が得られます。この可能な限り最良のケースを考慮すると、3つの凝縮体モデルのうち、ファジー暗黒物質モデルが、近い将来に改ざん/検証される可能性が最も高いシナリオであることがわかります。
短距離相関は核パスタの出現を阻害するか?
| Title |
Do_short_range_correlations_inhibit_the_appearance_of_the_nuclear_pasta? |
| Authors |
Mateus_R._Pelicer,_D\'ebora_P._Menezes,_Mariana_Dutra,_Odilon_Louren\c{c}o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.14002 |
強相関の中性子陽子ペア、短距離相関(SRC)が核特性の多くを変更できることはよく知られています。この作業では、ゼロ温度での核パスタ相の計算に初めて短距離相関を導入し、それらがそのサイズと内部構造にどのように影響するかを確認しました。効果の最初の推定として、平均場近似と共存相近似で相対論的モデルの2つの異なるパラメーター化を使用しました。非常に非対称な中性子-陽子-電子物質の場合、パスタ相はSRCを使用しない結果と比較して大幅に収縮し、単純な球対称のものである液滴を除いてすべての内部構造が消失することがわかりました。私たちの結果は、温度が上昇するにつれて、これらの複雑な構造が消失する可能性があることを示しています。
固有速度による重力波形の異常
| Title |
Aberration_of_gravitational_waveforms_by_peculiar_velocity |
| Authors |
Camille_Bonvin,_Giulia_Cusin,_Cyril_Pitrou,_Simone_Mastrogiovanni,_Giuseppe_Congedo_and_Jonathan_Gair |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.14183 |
一般相対性理論の重要な予測の1つは、重力波が純粋なスピン2偏極で放出されることです。したがって、余分な分極モード、スピン1またはスピン0は、一般相対性理論からの逸脱の決定的な武器と見なされます。この論文では、一般相対性理論の文脈においても、観測者に対するバイナリのマージ速度が観測者フレームでスピン1分極を引き起こすことを示します。これらは純粋な投影効果であり、ソースフレームのプラス偏光とクロス偏光に比例するため、新しい自由度には対応しません。スピン1モードは常に、異常な方向から来る純粋なスピン2モードとして書き換えられることを示します。重力波は連星系の周りで等方的に放出されないため、この収差は観測者に対する連星系の見かけの向きを変更します。系は、源の速度のためにわずかに回転して見えます。幸いなことに、速度の影響は新しい方位角に完全に再吸収されるため、このバイアスはシステムの他のパラメーターには伝播しません(したがって、一般相対性理論のテストを損なうことはありません)。
クーパートリプルの形成による密度誘起ハドロン-クォーククロスオーバー
| Title |
Density-Induced_Hadron-Quark_Crossover_via_the_Formation_of_Cooper_Triples |
| Authors |
Hiroyuki_Tajima,_Shoichiro_Tsutsui,_Takahiro_M._Doi,_Kei_Iida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.14194 |
2成分フェルミオン系におけるバーディーン-クーパー-シュリーファークロスオーバーへのボース-アインシュタイン凝縮との類推により、クーパー三重体(クーパーペアの三体対応物)の形成を伴うハドロン-クォーククロスオーバーについて議論します。このようなクロスオーバーは、対称性の破れを伴うことが多い相転移とは異なります。真空中の束縛ハドロン状態を特徴付ける現象論的三体力を用いて、三体$T$行列から媒質内三体エネルギーを計算します。密度の増加に伴い、ハドロン束縛状態の極は、中程度の三体クラスターがクォークのフェルミ海と共存するクーパー三重相に向かってスムーズにクロスオーバーします。
惑星火星の通信: 過去、現在、未来
宇宙探査は1960年代から増加しています。水星、金星、土星、木星などの他の惑星とともに、火星は確かに宇宙探査の歴史において重要な役割を果たしており、人間の生命をホストする最初の地球外惑星になる可能性を秘めています.これに関連して、火星を撮影、測定、分析するための新しい技術の開発に多大な努力が払われてきました。火星周辺および火星の科学機器から収集されるデータの量が増加するにつれて、地球と宇宙探査機の間の高速で信頼性の高い通信の必要性が生じています。しかし、電波の伝搬特性から、深宇宙での通信は常に大きな課題でした。現在、SpaceXのような民間企業と宇宙機関が火星の植民地化を実現するための協力により、火星環境で高データレート、低遅延、エネルギー効率、信頼性、耐移動性に優れた通信インフラストラクチャを提供するなど、さらに多くの課題が生じています。.これらの目標を達成するには、火星の伝搬媒体と無線チャネルの特性を広く研究する必要があります。この調査記事では、火星ミッションの包括的な概要と、地球近傍、星間、および惑星近傍リンクのチャネルモデリング研究を紹介します。火星表面の3次元(3D)チャネルモデリングシミュレーションを特徴とする研究もレビューされています。また、WirelessInsiteソフトウェアを使用して、リアルな3D火星地形に基づくさまざまなシナリオを考慮した、独自のコンピューターシミュレーションも提示しました。この調査では、これらのシナリオのパス損失指数、電力遅延プロファイル、および二乗平均平方根遅延スプレッドが計算され、表にまとめられています。さらに、火星の新たな通信技術に関する将来の洞察が提供されます。
磁気銀河連星から放射される重力波とLISAによる検出
| Title |
Gravitational_waves_radiated_by_magnetic_galactic_binaries_and_detection_by_LISA |
| Authors |
Adrien_Bourgoin_(1_and_2),_Christophe_Le_Poncin-Lafitte_(1),_St\'ephane_Mathis_(2)_and_Marie-Christine_Angonin_(1)_((1)_SYRTE,_Observatoire_de_Paris,_PSL_Research_University,_CNRS,_Sorbonne_Universit\'e,_UPMC_Univ._Paris_6,_LNE,_61_avenue_de_l'Observatoire,_75014_Paris,_France,_(2)_D\'epartement_d'Astrophysique-AIM,_CEA,_CNRS,_Universit\'e_Paris-Saclay,_Universit\'e_Paris_Cit\'e,_91191_Gif-sur-Yvette,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.14278 |
将来のレーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)ミッションの文脈では、白色矮星と中性子星の銀河連星系が$10^{-4}-10^{-1}の範囲内の重力波(GW)の支配的な発生源となるでしょう。\,\mathrm{Hz}$周波数帯域。LISAは、これらの1万以上のコンパクトな銀河連星からのGWを同時に測定することが期待されています。このような信号の重ね合わせの分析は、ミッションの最大の課題の1つとなります。現在、LISADatacodeChallengeでは、各銀河連星はGWの準単色源としてモデル化されています。これは、2.5ポストニュートン近似での2つの質量点の円運動に対応します。この画像がLSIAが検出する銀河連星のほとんどの正確な説明であると予想される場合でも、点質量近似を超えた複雑な物理的特性を持つ偏心系を観察できると予想されます。この作業では、準円形軌道にある強磁性体のバイナリシステムが、LISAによって検出されたGW信号の準単色画像にどのように影響するかを調査します。偏心が平均運動の高調波で追加の周波数ピークを生成し、磁気が磁気のない場合に対して各周波数ピークをシフトする原因であることを示します。我々は分析的な見積もりを提供し、LISAが十分な精度で平均運動の2倍と3倍のメインピークを測定できれば、LISAは磁気を検出できると主張します。
