強結合クロスオーバー中の原始ブラックホール形成
原始ブラックホールの最終的な質量分布は、パワースペクトルによってアクセス可能なスケールで、宇宙の状態方程式に敏感です。標準モデル理論を超えたいくつかの相転移の存在に動機付けられ、そのうちのいくつかは強く結合されており、そのような相転移中の原始ブラックホールの生成を分析し、ゲージ/重力の双対性を使用してモデル化します。相転移が単なる滑らかなクロスオーバーである(しばしば物理的に面白くないと見なされる)ケースに焦点を当てます。$M_{\rm{PBH}}\in[10^{-16},10^{-6}]M_{\odot}$の範囲で原始ブラックホール生成の増強が見られます。
暖熱銀河間媒質における X 線吸収線: CAMEL シミュレーションによるチャンドラ観測の調査
| Title |
X-ray_Absorption_Lines_in_the_Warm-Hot_Intergalactic_Medium:_Probing_Chandra_observations_with_the_CAMEL_simulations |
| Authors |
Amanda_Butler_Contreras,_Erwin_T._Lau,_Benjamin_D._Oppenheimer,_\'Akos_Bogd\'an,_Megan_Tillman,_Daisuke_Nagai,_Orsolya_E._Kov\'acs,_Blakesley_Burkhart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.15675 |
「ミッシングバリオン問題」として知られている、局所宇宙のバリオンの約3分の1が行方不明のままです。行方不明のバリオンは、検出が困難な宇宙ウェブフィラメントの温熱銀河間媒質(WHIM)に存在すると考えられています。Kov\'acsらによる最近のチャンドラX線観測。(2019)新しいスタッキング分析を使用し、明るいクエーサーの視線に向かうOVII吸収線を検出しました。OVII吸収線の特性がフィードバック物理学にどのように依存するかを調べるために、観測結果をCosmologyandAstrophysicswithMachineLearning(CAMEL)Simulationsuiteから得られた予測と比較します。CAMELSは、強度の異なるIllustrisTNGおよびSIMBAシミュレーションからの最先端の超新星(SN)および活動銀河核(AGN)フィードバックモデルを使用した宇宙論的シミュレーションで構成されています。シミュレートされたOVII列密度は、大規模なWHIMよりも銀河の周辺で高いことがわかりますが、すべてのフィードバック実行について、チャンドラ観測で得られた密度よりも一貫して低いことがわかります。OVII分布は主にSNフィードバック処方の変化に敏感であるのに対し、AGNフィードバック処方の変化は最小限の影響しか与えないことを確立します。また、IllustrisTNGとSIMBAの実行では、OVIIカラム密度に大きな違いがあることもわかりました。観測されたOVIIカラム密度とシミュレートされたOVIIカラム密度の間の緊張は、CAMELSに実装された幅広いフィードバックモデルでは説明できないと結論付けています。
暗黒物質の下部構造に対する強いレンズ観測の感度: Euclid を使用したケーススタディ
| Title |
Sensitivity_of_strong_lensing_observations_to_dark_matter_substructure:_a_case_study_with_Euclid |
| Authors |
Conor_M._O'Riordan,_Giulia_Despali,_Simona_Vegetti,_Mark_R._Lovell,_\'Angeles_Molin\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.15679 |
レンズ内の暗黒物質サブハローに対する強いレンズ観測の感度を推定するための機械学習方法を紹介します。当社のトレーニングデータには、楕円べき乗則レンズ、ハッブルディープフィールドソース、外部せん断、EuclidVIS機器のノイズとPSFが含まれます。$v_\mathrm{max}$-$r_\mathrm{max}$関係を使用して、サブハローの濃度を設定します。次に、深さと解像度がEuclidVIS画像に似ている$16{,}000$シミュレートされた強力なレンズ観測で暗黒物質のサブハロー感度を推定します。$3\sigma$の検出しきい値では、アインシュタイン半径の2倍の内側にあるピクセルの$2.35$パーセントが、質量$M_\mathrm{max}\leq10^{10}M_\odot$のサブハローに敏感であることがわかります。$0.03$パーセントは$M_\mathrm{max}\leq10^{9}M_\odot$に敏感であり、感度の限界は$M_\mathrm{max}=10^{8.8\pm0であることがわかります.2}M_\odot$.感度マップを使用し、CDMを仮定すると、ユークリッドのようなレンズは、サンプル全体でレンズあたり$1.43^{+0.14}_{-0.11}[f_\mathrm{sub}^{-1}]$検出可能なサブハローを生み出すと推定されます、しかし、これは最も敏感なレンズのレンズあたり$35.6^{+0.9}_{-0.9}[f_\mathrm{sub}^{-1}]$に増加します。推定値は、部分構造の質量分率$f_\mathrm{sub}^{-1}$の逆数の単位で与えられます。$f_\mathrm{sub}=0.01$と仮定すると、一般的に$70$レンズごとに1つ、または最も感度の高いサンプルでは$\sim$レンズ3つごとに1つが検出されるはずです。Euclidによって検出された$170,000$の新しい強力なレンズから、$\sim2500$の新しいサブハロー検出が期待されます。暖かい暗黒物質モデルで検出可能なサブハローの予想数は、すでに除外されているモデル、つまりハーフモード質量$M_\mathrm{hm}>10^8M_\を持つモデルの冷たい暗黒物質と比較してのみ変化することがわかります。odot$.
ポップ III 星と中間質量ポップ II 星の宇宙化学濃縮への潜在的な寄与
| Title |
Potential_contributions_of_Pop_III_and_intermediate-mass_Pop_II_stars_to_cosmic_chemical_enrichment |
| Authors |
Lia_C._Corazza,_Oswaldo_D._Miranda_and_Carlos_A._Wuensche |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.15828 |
宇宙における平均金属量の宇宙論的進化を理解するために開発された半解析的モデルを提案します。特に、種族III(PopIII)と種族II(PopII)星の$\mathrm{Fe,~Si,~Zn,~Ni,~P,~Mg,~Al,~S、~C、~N}$、および$\mathrm{~O}$。宇宙の化学的濃縮における2つの異なるモデルの役割を定量化することを目指しています。最初のモデル(A)は、PopIIIとPopIIの収量を持つ両方の星を考慮しています。2番目のモデル(B)の場合、含まれる収量はPopII星のみです。Press-Schechterのような形式で構造形成の階層的シナリオ内で開発されたシナリオの適応を通じて、宇宙星形成率(CSFR)を説明することから始めます。CSFRを標準的な化学進化シナリオに実装するための形式主義を適応させて、宇宙論に基づいて化学進化の過程を調査します。計算は赤方偏移$z\sim20$から開始し、2つのモデルの結果を減衰ライマン$\alpha$システム(DLA)および球状星団(GC)からのデータと比較します。私たちの主な結果は、宇宙での金属生成が非常に早い時期に起こり、最初の星の形成とともに急速に増加することを発見しました。[Fe/H]の結果をGCからの観測結果と比較すると、PopII星の収量は観測された化学的存在量を説明するには不十分であり、PopIII星から予想されるものと同様の物理的性質を持つ星が必要です。私たちの半分析モデルは、宇宙の金属性の進化に一貫した結果をもたらすことができます。私たちの結果は、初期宇宙の化学的濃縮が急速であり、赤方偏移$\sim12.5$で、PopIII星を含むモデルの金属量が$10^{-4}\,Z_{\odot}$に達することを示しています。さらに、範囲$[0.85,1.85]$内の初期質量関数(IMF)の値を調べます。
いくつかのパラメータ化されたダーク エネルギー モデルの最新のデータ制約
Ia型超新星、宇宙マイクロ波背景放射、バリオン音響振動、ハッブルパラメーターの推定など、さまざまな最新の宇宙論的データセットを使用して、パラメーター化された状態方程式を使用していくつかの暗黒エネルギーモデルをテストし、観測に適したモデルを区別または選択しようとします。6つのモデルの最適な結果を取得し、赤池情報量基準とベイズ情報量基準の値を計算します。そして、これらの2つの情報基準を使用することで、これらのダークエネルギーモデルを互いに区別することができます。ただし、$\Lambda$CDMモデルは依然として最適なモデルです。さらに、statefinderやOm診断などの幾何学的診断を実行して、ダークエネルギーモデルの幾何学的動作を理解します。ステートファインダーとOm診断が実行された後、6つのDEモデルは互いに、また$\Lambda$CDM、Chaplyginガス、クインテッセンスモデルと区別できることがわかりました。最後に、$\Lambda$CDMモデルと比較して、ダークエネルギーモデルの成長因子を検討します。それでも、成長因子の近似により、モデルを相互に区別したり、$\Lambda$CDMモデルと区別したりできることがわかりました。
小規模な銀河団の正確なモデル化に向けて: ハロー モデルの拡張と残留張力
| Title |
Toward_Accurate_Modeling_of_Galaxy_Clustering_on_Small_Scales:_Halo_Model_Extensions_&_Lingering_Tension |
| Authors |
Gillian_D._Beltz-Mohrmann,_Adam_O._Szewciw,_Andreas_A._Berlind,_Manodeep_Sinha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16105 |
この論文は、小規模な銀河クラスタリングの完全な数値モデルを使用して、宇宙論と銀河とハローの接続にロバストな制約を提供する取り組みを表しています。我々は、標準的なHaloOccupationDistributionモデルへの2つの拡張を探ります。それは、Haloの占有がHaloの質量とより大きな環境の両方に依存するアセンブリバイアスと、銀河の速度がHalo内の暗黒物質の速度を完全には追跡しない速度バイアスです。さらに、ハロー集団に対するバリオン物理学の影響を説明するために、ハロー質量補正を組み込みます。SDSSDR7の低光度銀河と高光度銀河の両方について、この「装飾された」HODモデルを制約するためのクラスタリング測定の最適なセットを特定します。光度の低い銀河の場合、アセンブリバイアスと速度バイアスの両方を含むモデルが、クラスタリングの測定値に最適にフィットし、フィットに張力が残っていないことがわかります。このモデルでは、それぞれ99%と95%の信頼レベルで、中心銀河と衛星銀河の両方のアセンブリバイアスの証拠が見つかりました。さらに、99.9%の信頼水準で、衛星銀河の速度バイアスの証拠を見つけました。高光度銀河の場合、集合バイアスまたは速度バイアスの証拠は見つかりませんが、モデルはSDSS測定値で大きな張力を示します。これらの結論はすべて、ハロー質量関数に対するバリオン物理学の影響を含めても有効であることがわかり、高光度の銀河に見られる張力は、仮定した宇宙論モデルの問題による可能性があることを示唆しています。
レンズの下の CMB コールド スポット: スーパーボイド解釈の除外
| Title |
The_CMB_cold_spot_under_the_lens:_ruling_out_a_supervoid_interpretation |
| Authors |
Stephen_Owusu,_Pedro_da_Silveira_Ferreira,_Alessio_Notari_and_Miguel_Quartin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16139 |
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の異方性は、統計的に等方的でガウス型であると考えられています。ただし、CMBコールドスポット、標準の$\Lambda$CDMで$p$値$\lesssim0.01$を持つ予期しないコールド$\sim10^{\circ}$領域など、いくつかの異常が観察されます。コールドスポットの起源として提案されているものの1つは、視線上に異常に大きな空隙があり、統合されたサックス-ウルフ効果とリース-シアマ効果の組み合わせによって寒冷領域を生成することです。過去10年間、光学と赤外線の両方で、$z\lesssim1$の同じ領域で大規模な構造調査が行われ、大きな空隙の証拠が見つかりましたが、その深さとサイズはわずか1つしか説明できませんでした。異常の割合。ここでは、プランクCMBデータのレンズ信号を分析し、コールドスポットが私たちと最後の散乱面との間のどこかにある大きな空隙に起因する可能性があるという仮説を除外します。特に、エビデンス比を計算すると、元のオッズ56と比較して、SMICA(NILC)マップのオッズ1:13(1:20)で、$\Lambda$CDMと比較して大きなボイドを持つモデルが好ましくないことがわかります。1(21:1)温度データのみを使用。
ファントムクロッシング $f(T)$ 重力に対する制約の更新
状態方程式パラメーター$w_{DE}$のファントム交差をサポートするシナリオの可能性を考慮して、$f(T)$重力に対する制約を確立します。モデルの実行可能なパラメーター空間を決定した後、バックグラウンドダイナミクスへの影響を確認しながら、宇宙論的パラメーターの制約を取得するための分析を実行し、このシナリオの実行可能性を決定します。この目的のために、宇宙クロノメーター(CC)、バリオン音響振動(BAO)、赤方偏移宇宙測定(RSD)、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)、ビッグバン元素合成(BBN)の事前分布、およびIa型超新星(SNe)からの結合データセットを使用します。)絶対等級への影響も考慮されているパンテオンセットからの測定。$w_{DE}$のファントムクロッシングが発生する状態がデータによって有利であることがわかり、CC+SNeの場合、$f(T)$モデルは統計的基準により$\Lambda$CDMモデルと同等であることがわかります。+BAO+BBNのデータを考えると、CMBのデータを加えるとかなりのテンションが見られます。また、$f(T)$モデルではハッブル張力が緩和され、同時に成長モデルが悪化しないこともわかりました。これは、現在の宇宙の緊張に対処するためのオプションとしてのシナリオの可能性を示しています。
空隙の社会学とヒエラルキーについて: 7 つの CAVITY 近くの銀河空隙とそれらの動的な CosmicFlows-3 環境の研究
| Title |
On_the_sociology_and_hierarchy_of_voids:_a_study_of_seven_CAVITY_nearby_galaxy_voids_and_their_dynamical_CosmicFlows-3_environment |
| Authors |
H.M._Courtois,_R._van_de_Weygaert,_M._Aubert,_D._Pomar\`ede,_D._Guinet,_J._Dom\'inguez-G\'omez,_S._Duarte-Puertas,_E._Florido,_L._Galbany,_R._Garc\'ia-Benito,_J.M._van_der_Hulst,_K._Kreckel,_R.E._Miura_I._P\'erez,_S._Planelles,_V._Quilis,_J._Rom\'an,_and_M._S\'anchez-Portal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16388 |
環境。本研究は、ボイド銀河とその環境との関係を理解するための重要な問題、すなわちボイド内およびその周囲の発光物質と暗黒物質との関係に取り組んでいます。ねらい。局所的な宇宙の空隙がどれだけ空っぽであるかを調べるために、CosmicFlows-3ボリューム内に完全に含まれる7つの近くの宇宙空隙の完全な(暗黒+光)物質の内容を調べます。メソッド。宇宙空隙物質密度プロファイルは、2つの異なる方法を使用して個別に取得されます。これらは、一方では銀河赤方偏移空間2点相関関数から構築され、他方ではCosmicFlows-3データセットからの固有の速度勾配を使用して構築されます。結果。赤方偏移サーベイを使用すると、すべてのボイドが銀河の半径方向の正の勾配を示しますが、力学的分析に基づくと、これらのボイドのうち3つだけが中心に物質の明確な低密度を示しているため、結果は注目に値します。結論。ボイドのこのような詳細な観察分析が行われたのは初めてであり、ボイドの空虚性は力学情報から導き出されるべきであることを示しています。しかし、この限られた研究から、ヘラクレスのボイドは、そのボイドに暗黒物質がなく、3方向に拡大する局所的な宇宙の純粋な「元のボリューム」の最良の候補です。
局所宇宙の重力 : CosmicFlows-4 を使用した密度と速度場
この記事では、56,000の銀河距離の完全なカタログCosmicFlows-4と1,008のIa型超新星距離のサブサンプルを使用して計算された、z=0.8未満のローカル宇宙重力場の3次元再構成を公開しています。この記事では、固有の速度fsigma8=0.44(+/-0.01)のペアワイズ相関と、距離で200+/-88kms-1のローカルユニバースのバルクフローを使用して、構造の成長率の最初のCF4測定値も提供します。300h-1Mpc.
銀河成長観測量を使用した暗黙的尤度推定による宇宙論的シミュレーションの較正
| Title |
Calibrating_cosmological_simulations_with_implicit_likelihood_inference_using_galaxy_growth_observables |
| Authors |
Yongseok_Jo,_Shy_Genel,_Benjamin_Wandelt,_Rachel_Somerville,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_Greg_L._Bryan,_Daniel_Angles-Alcazar,_Daniel_Foreman-Mackey,_Dylan_Nelson,_and_Ji-hoon_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16461 |
尤度なし推論としても知られる暗黙的尤度推論(ILI)を使用する新しいアプローチでは、これらのシミュレーションの計算コストが高いために以前は実行不可能であった、観測に対する宇宙流体力学シミュレーションのパラメーターを調整します。計算効率を高めるために、CAMELSプロジェクトの約1000の宇宙シミュレーションでニューラルネットワークをエミュレータとしてトレーニングし、宇宙および天体物理パラメータを入力として取り、シミュレーションされた観測量を推定し、これらのエミュレータを宇宙シミュレーションの代理として使用します。宇宙星形成率密度(SFRD)と、別々に、異なる赤方偏移での恒星質量関数(SMF)を使用して、選択した宇宙および天体物理パラメータ(Omega_m、sigma_8、恒星風フィードバック、運動ブラックホールフィードバック)に対してILIを実行し、取得します。完全な6次元事後分布。パフォーマンステストでは、エミュレートされたSFRD(SMF)からのILIは、0.17%(0.4%)の相対誤差でターゲットのオブザーバブルを回復できます。エミュレートされたSFRDから推測されたパラメーター間に縮退が存在することがわかり、新しい完全な宇宙論的シミュレーションで確認されました。また、SMFがSFRDの縮退を解消できることもわかりました。これは、SMFがパラメーターに対して補完的な制約を提供することを示しています。さらに、観測的に推定されたSFRDから推定されたパラメーターの組み合わせは、ターゲットの観測されたSFRDを非常によく再現することがわかりますが、SMFの場合、推定されたSMFと観測されたSMFは、現在の銀河形成モデリングの潜在的な制限を示す重大な不一致を示します。およびキャリブレーションの枠組み、および/または星の質量関数の観測間の系統的な差異と矛盾。
The Giant Accreting Protoplanet Survey (GAPlanetS): 原始惑星のロバストな検出のための最適化手法
| Title |
The_Giant_Accreting_Protoplanet_Survey_(GAPlanetS):_Optimization_Techniques_for_Robust_Detections_of_Protoplanets |
| Authors |
J\'ea_I._Adams_Redai,_Katherine_B._Follette,_Jason_Wang,_William_Balmer,_Laird_M._Close,_Beck_Dacus,_Jared_R._Males,_Katie_M._Morzinski,_Joseph_Palmo,_Laurent_Pueyo,_Elijah_Spiro,_Helena_Treiber,_Kimberly_Ward-Duong,_Alex_Watson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.15676 |
高コントラストイメージングは、天文学者に、まだ形成過程にある思春期(数十Myr)および「原始」($<$10Myr)惑星から直接放出される光を研究する機会を与えました.これらの惑星の直接検出は、経験的な点広がり関数(PSF)モデリングおよび除去アルゴリズム.そのようなアルゴリズムの計算強度,およびそれらの調整可能な入力パラメーターの多様性は,ハイコントラストイメージング結果へのアドホック最適化アプローチの普及につながっています.この作業では,新しい体系的なアルゴリズムを提示します.MagellanAdaptiveOptics(MagAO)GiantAccretingProtoplanetSurvey(GAPlanetS)からの高コントラスト恒星コンパニオンHD142527Bのデータを使用して精査された最適化へのアプローチ.より具体的には、PSFの3つの影響力のあるパラメーターを探索するように設計されたグリッド検索手法を提示します。-減算アルゴリズムpyKLIP--年輪、動き、およびKLモードH$\aで最適に回復するために、後処理された画質の複数のメトリックを検討します同時期の連続体(643nm)画像に注入されたlpha$(656nm)合成惑星。これらのメトリクスには、ピーク(単一ピクセル)SNR、平均(複数ピクセル平均)SNR、5$\sigma$コントラスト、および偽陽性率が含まれます。連続体に最適化されたKLIPリダクションパラメーターを、低質量星の伴星HD142527Bの6つのH$\alpha$直接検出に適用し、一定範囲の距離で伴星を復元します。すべてのデータセットに均一に適用された、単一の情報に基づく最適化されていないKLIPパラメータのセットと比較して、マルチメトリックグリッド検索の最適化により、コンパニオンSNRが最大1.2$\sigma$改善され、平均で0.6$\改善されました。シグマ$。多くの直接画像検出は標準的な5$\sigma$しきい値に近いため、このようなわずかな改善でも、将来の画像調査でより高い収率が得られる可能性があります。
共鳴する亜海王星の TTV フェーズを刺激する
3:2や2:1のような期間通約性のちょうど広いサブネプチューンの過剰があり、対応する赤字はそれらを狭めます。この周期比構造を説明する理論は、共鳴付近で観測される強い遷移タイミング変動(TTV)も説明する必要があります。振幅と周期に加えて、正弦波TTVには位相があります。見過ごされがちですが、TTVフェーズは実質的に積分定数であり、初期条件または環境に関する情報をエンコードしています。共鳴に近い多くのTTVは非ゼロ位相を示します。この観察結果は驚くべきものです。なぜなら、惑星を共鳴状態に陥れる散逸過程がTTV位相をゼロに減衰させるからです。サブネプチューンのペアが3番目の非共鳴体を伴いながらガスディスクで共鳴に捕獲された場合、周期比構造と非ゼロTTVフェーズの両方がどのように再現できるかを示します。収束的な移動と離心率の減衰により、ペアは通約性の広い軌道周期比に駆動され、ディスクがクリアされた後、三体摂動子による永年強制がTTVを位相シフトします。このシナリオは、共鳴する惑星が離心的に整列しており、これまで考えられていたよりも最大で1桁大きい離心率を持っていることを予測しています。
火球スペクトルにおける酸素線とその衛星観測への応用
| Title |
Oxygen_line_in_fireball_spectra_and_its_application_to_satellite_observations |
| Authors |
V._Voj\'a\v{c}ek,_J._Borovi\v{c}ka,_and_P._Spurn\'y |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.15793 |
ねらい。気象衛星に搭載されたライトニングマッパーセンサーを使用して、火球をうまく観測できます。これらのセンサーは、777nmの非常に狭いスペクトルバンドを使用します。これは、火球放射全体のほんの一部です。このスペクトルバンドでは、酸素OI-1トリプレットが速い流星に優勢であり、プランク連続体が遅い流星に優勢です。この狭帯域放射から可視スペクトル範囲の流星の明るさを推定することは可能ですが、流星の速度に対するこの放射の依存性を最初に研究することが重要です。メソッド。確立されたEuropeanFireballNetworkからの観測を、新たに開発されたデジタルスペクトルカメラで使用しました。これにより、流星スペクトルの酸素トリプレットと、流星の速度および高度との関係を調べることができました。さらに、強力なマグネシウムとナトリウムのラインを研究しました。結果。静止運用環境衛星(GOES)気象衛星に搭載された静止雷マッパー(GLM)センサーによって報告された火球観測のキャリブレーション方法を開発しました。遅い流星ではプランク連続体の放射が支配的であることを確認しますが、より速い流星では速度の補正が必要です。酸素線が記録された高度も777nmの放射に影響を与える可能性があることがわかります。さらに、流星が明るいフレアを示したかどうかを判断することも、同様の効果につながる可能性があります。したがって、流星の明るさの推定値は、これらの特性によって影響を受ける可能性があります。高度と流星の明るさに関する単純な補正を導き出し、サンプルの等級推定の全体的な精度を向上させました。これにより、GLMによって観測された流星の等級を等級1程度の精度で推定することができました。Na/Mg線強度比は、25km/sを超える速度では一定であり、低速に向かって増加することがわかりました。
星団でホットジュピターを作る：バイナリ交換の重要性
| Title |
Making_hot_Jupiters_in_stellar_clusters:_the_importance_of_binary_exchange |
| Authors |
Daohai_Li,_Alexander_J._Mustill,_Melvyn_B._Davies,_Yan-Xiang_Gong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16015 |
散開星団でのホットジュピター(HJ)の発生率は数パーセントに達する可能性があり、フィールドの発生率($\sim$a%)よりも大幅に高い可能性があることが示唆されています。星団では、惑星系が恒星連星と共に散乱するとき、惑星の軌道離心率で大きな振幅のフォン・ツァイペル・リドフ・コーザイ振動を励起する可能性のある伴星を獲得し、高離心率の移動とHJの形成を引き起こす可能性があります.連星と単星による連続散乱の影響下で、太陽質量星の周りのガス巨星の進化をモデル化することにより、このメカニズムの効率を定量化します。我々は、惑星$\in(1,10)$auが恒星密度$n_*=50$pc$^{-3}$および連星分数$f_\の星団のGyrでHJになる確率を示す。mathrm{bin}=0.5$は約2\%であり、さらに4\%が伴星によって中央ホストとの衝突または潮汐破壊に強制されます。経験的適合は、これらの結果の合計パーセンテージが、$f_\mathrm{bin}$のみによって決定される上限に漸近的に到達することを示しています(たとえば、$f_\mathrm{bin}=0.3$で$10\%$、および$n_*$($n_*\sim100$pc$^{-3}$の$\sim$Gyr)に反比例するタイムスケールでの$f_\mathrm{bin}=1$)。潮の乱れに対する衝突の割合は、おおむね数であり、潮汐モデルによって異なります。したがって、巨大惑星の発生率が10~\%である場合、我々のメカニズムは、GyrでのHJの発生率が0.1~\%の数倍であることを意味し、観測された率のかなりの部分を説明できます。
小石の降着による等質量惑星連星の形成
太陽系連星天体は一般的で、質量比$M_1/M_2$が非常に大きい衛星系から、質量比が1に非常に近いものまでさまざまです。バイナリのよく知られた例は、Pluto-Charonシステムです。カロンは冥王星のわずか8分の1の質量しかないため、他の多くのシステムと同様に、なぜ質量比がまだ1に近いのかという疑問が生じます。原始惑星系ガス円盤がまだ存在していた頃に、（連星）惑星（エシマル）の形成が始まったという多くの証拠があります。これらの連星(の一部)は、小石の付着を条件として一緒に成長した可能性があります。ここでは、小石の降着中に連星の重力影響ゾーンに到達する質量が連星成分にどのように分布するかという問題に焦点を当てます。時間の経過による降着は、質量比の収束につながりますか、それとも質量比の発散につながりますか?小石の降着を受ける単一の質量の場合と同じよく知られた方法で小石の経路を数値的に統合し、同じ質量の単一の物体と比較して、2つの別々のバイナリコンポーネントの降着の効率を追跡します。これらの数値シミュレーションは、さまざまなバイナリ質量比、相互分離、ストークス数、および2つの軌道距離2.5および39auに対して行われます。小石がプライマリの周りを螺旋状に動き始める限界(これは比較的大きな小石の場合にも当てはまります)では、小石が優先的にセカンダリと衝突し、質量比がMyrタイムスケールで1に収束することがわかりました。この体制では、小石がシステムとの密接な遭遇の後にシステムから投げ出されるため、総掃引効率は小石が付着した単一の物体の半分にまで低下する可能性があります。結果は、冥王星-カロンやその他のより大きな等質量連星などの系が、高度に発散する質量比を持つ連星を生成することなく、ディスクフェーズでの小石の降着によって十分に共降着した可能性があることを示しています。
一対の巨大惑星へのガスの同時降着：それらの最終質量と原始惑星系円盤構造への影響
| Title |
Simultaneous_gas_accretion_onto_a_pair_of_giant_planets:_Impact_on_their_final_mass_and_on_the_protoplanetary_disk_structure |
| Authors |
Camille_Bergez-Casalou,_Bertram_Bitsch,_Sean_N._Raymond |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16239 |
いくつかの惑星系は、複数の巨大惑星をホストすることが知られています。しかし、2つの巨大惑星が同じ円盤から降着している場合、2番目の惑星の存在が両方の惑星のガス降着プロセスにどのような影響を与えるかは不明です。この論文では、FARGO-2D1Dコードを使用して、同じガスディスクから降着する2つの非移動惑星を考慮して、長期の2D等温流体力学シミュレーション（0.5Myrs以上）を実行します。惑星の質量比の進化は、ギャップの形成に依存することがわかりました。ただし、すべての場合において、惑星が同時に降着を開始すると、それらは非常に類似した質量になります(0.5Myrsの後で0.9$<m_{p,out}/m_{p,in}<$1.1)。1つの惑星の降着の開始を遅らせると、惑星の質量比は最初はより大きな値に達することができますが、その後、同じような質量に急速に収束します(0.8$<m_{p,out}/m_{p,in}<$2in$10^5$年）。観測された太陽系外惑星のより多様な質量比を再現するには、惑星は異なる時期にガスの降着を開始する必要があり、暴走ガスの降着(0.5Myrs未満)が始まった後、円盤の分散などによって、その降着をすばやく停止する必要があります。惑星の質量比の進化は、システムのダイナミクスに重要な影響を与える可能性があり、木星と土星の形成履歴を制約する可能性があります。
惑星風とアウトフローの観測
最近、5,000個の太陽系外惑星が発見されたというマイルストーンに達しました。太陽系とはまったく対照的に、これまでに知られている太陽系外惑星のほとんどは、主星に非常に近い軌道を周回しているため、生命のある段階で大気からの脱出によって大量のガスを失います。一部の惑星では、このプロセスが非常に劇的なため、数百万年から数十億年の時間スケールで縮小し、トランジット系外惑星の人口統計に特徴を刻み込んでいます。トランジットジオメトリ、イオン化条件、および大気の特性に応じて、紫外、光学、または近赤外の透過分光法を使用して、惑星の流出を観察できます。このレビューでは、蒸発する系外惑星とその結果を観察するための主な手法について説明します。現在までに、少なくとも28の太陽系外惑星が現在大気を失っているという証拠があり、文献では少なくとも42の未検出が報告されています。
WISEデータからの1929年の小惑星自転周期の決定
| Title |
Determination_of_1929_Asteroid_Rotation_Periods_from_WISE_Data |
| Authors |
Adrian_L.H._Lam,_Jean-Luc_Margot,_Emily_Whittaker,_and_Nathan_Myhrvold |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16409 |
4420個の小惑星の22$\mu$m(W4)広視野赤外線サーベイエクスプローラー(WISE)観測を使用して、ライトカーブを分析し、1929個の小惑星の自転周期の推定値を決定しました。多数の試行周波数で2次フーリエモデルをW4データに当てはめ、結果のピリオドグラムを分析しました。最初に、WISEによって適切にサンプリングされない1日あたり7.57回転(P<3.17時間)を超える回転周波数と、通常36時間であるWISE観測間隔の2倍を超える期間を除外しました。3つのソリューションは、サンプルの回転周波数の大部分を正確にキャプチャします。最適な周波数と、1日あたり約3.78および7.57回転のミラーです。私たちの解を752回の小惑星自転周期の高品質な対照群と比較することにより、私たちの解の1つが88%のケースで正確(5%以内)であることがわかりました。最適解、2次解、3次解は、それぞれ55%、27%、6%のケースで正確です。
バーにおける星形成効率の統計的研究: ガスリッチバーでは星形成が抑制されるか?
| Title |
Statistical_Study_of_the_Star_Formation_Efficiency_in_Bars:_Is_Star_Formation_Suppressed_in_Gas-Rich_Bars? |
| Authors |
Fumiya_Maeda,_Fumi_Egusa,_Kouji_Ohta,_Yusuke_Fujimoto,_Asao_Habe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.15681 |
星形成効率(SFE)の銀河構造への依存性、特にバー領域のSFEが他の領域のSFEよりも低いかどうかは、最近議論されています。我々は、18個の近くにあるガスに富む大質量星形成棒状銀河のSFEを報告し、見かけ上の棒の長軸は大きい($\geqq75^{\prime\prime}$)。中央、バーエンド、およびバー領域を初めて区別することにより、SFEを統計的に測定します。分子ガスの表面密度は、一定のCOからH$_2$への変換係数($\alpha_{\rmCO}$)を仮定して、アーカイブCO(1-0)および/またはCO(2-1)データから導出されます。、星形成率の表面密度は、遠紫外と中赤外の強度の線形結合から導き出されます。角度分解能は$15^{\prime\prime}$で、これは$0.3-1.8~\rmkpc$に相当します。ディスク内のSFEに対するバー内のSFEの比率は、体系的に1よりも低い(通常$0.6～0.8$)ことがわかりました。これは、バー内の星形成が体系的に抑制されていることを意味します。私たちの結果は、SFEが銀河構造から独立している傾向があると報告した同様の最近の統計研究と矛盾しています。この不一致は、バー領域の定義、空間解像度、$\alpha_{\rmCO}$、およびサンプル銀河の違いに起因する可能性があります。さらに、SFEとCOスペクトルの速度幅との間に負の相関関係があることがわかりました。バーの場合、SFEが低くなります。
乱れている、拡散している、または単に欠けているだけですか?ヒクソン コンパクト グループの HI コンテンツのグローバルな研究
| Title |
Disturbed,_diffuse,_or_just_missing?_A_global_study_of_the_HI_content_of_Hickson_Compact_Groups |
| Authors |
M._G._Jones,_L._Verdes-Montenegro,_J._Moldon,_A._Damas_Segovia,_S._Borthakur,_S._Luna,_M._Yun,_A._del_Olmo,_J._Perea,_J._Cannon,_D._Lopez_Gutierrez,_M._Cluver,_J._Garrido,_S._Sanchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.15687 |
ヒクソンコンパクトグループ(HCG)は、4～10個の銀河の密集した構成であり、そのHI(中性ガス)形態は、ガスが最初に銀河に閉じ込められ、その後かなりの量が銀河群内媒体全体に広がって、3つのフェーズの進化的シーケンスに従うように見えます。そして最後に、銀河自体にほとんどガスが残っていません。HCGのHI欠乏は、HIの形態学的段階がこのシーケンスに沿って進行するにつれて増加すると予想され、進化段階の有用な代用になる可能性があります。この仮説は、専用のパイプラインで均一に削減および分析されたVLAHI観測値を持つ38個のHCGの大規模なサンプルで初めてテストされます。ただし、最初の2つのフェーズのいずれかで、HI欠損症がHCGの進化段階の代理として使用できるという証拠はほとんど見つかりません。HI欠損症の分布は両方で一貫していますが、第3フェーズでは大幅に増加します。.これは、次の3つの要因によるものと思われます。b)一般に、主要な相互作用と形態変化のタイムスケールは、HIガスの破壊または消費のタイムスケールよりもかなり短い。c)一部のグループは、新しいガスの豊富なメンバー(確立された進化シーケンスに新しいサブフェーズ3cを追加)の後半の追加によって、HIコンテンツが若返りました。最後に、調査したすべてのHCGで、グループ内媒体に以前に提案されたびまん性HI成分が存在するという強力な証拠がある少数のケースのみを特定します。この作業は、科学的な再現性に細心の注意を払って完成されました。すべての縮小と分析は、GithubとZenodoを介して公開されています。(要約)
ニューラル ネットワーク: 星間物質の化学的性質の解明
非平衡化学は、星間媒質(ISM)の研究、特に分子雲、したがって星の形成における重要なプロセスです。しかし、計算上、それは天体物理シミュレーションに含めるのが最も難しいタスクの1つであり、その理由は、典型的には反応数が多く(>40)、進化のタイムスケールが短い(ISMの動的時間の約$10^4$倍)、および特徴があるためです。関連する常微分方程式系(ODE)の非線形性と剛性。この概念実証作業では、PhysicsInformedNeuralNetworks(PINN)が、分子水素形成(9種と46の反応)まで、硬い熱化学システムの従来のODE時間積分器の実行可能な代替手段であることを示します。広範囲の密度($-2<\logn/{\rmcm}^{-3}<3$)および温度($1<\logT/{\rmK}<5$)でのさまざまな化学ネットワークのテスト）、単純化された化学システムに対してのみ、基本的なアーキテクチャが快適な収束を与えることができることがわかりました。突然の化学的および熱的変動を適切にキャプチャするには、ディープガラーキン法が必要です。トレーニング($\sim10^3$GPUhr)が完了すると、PINNは解の強い非線形性(エラー$\lesssim10\%$)を十分に再現し、最大$\sim倍の速度向上を実現できます。従来のODEソルバーに関しては200ドル。さらに、後者の完了時間は、異なる初期$n$と$T$に対して約$\sim30\%$変動しますが、PINN法では変動は無視できます。ロードバランシングの高速化と改善の可能性は、PINNを利用したシミュレーションが、天体物理学および宇宙論の問題における複雑な化学計算を解くのに非常に適した方法であることを示しています。
VINTERGATAN-GM: 天の川質量銀河における初期合体の宇宙学的痕跡
| Title |
VINTERGATAN-GM:_The_cosmological_imprints_of_early_mergers_on_Milky-Way-mass_galaxies |
| Authors |
Martin_P._Rey,_Oscar_Agertz,_Tjitske_K._Starkenburg,_Florent_Renaud,_Gandhali_D._Joshi,_Andrew_Pontzen,_Nicolas_F._Martin,_Diane_K._Feuillet_and_Justin_I._Read |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.15689 |
Gaia-Sausage-Enceladus(GSE)前駆体の変化する質量比がどのように変化するかを研究するために、天の川質量銀河の宇宙論的ズームイン流体力学($\approx20\,\mathrm{pc}$)シミュレーションの新しいスイートを提示します。ハロー星の$z=0$化学力学に影響を与えます。遺伝子組み換えアプローチを使用して、天の川質量の暗黒物質のハロー($M_{200}\approx10^{12}\,M_\mathrm{\odot}$)の5つの宇宙史を作成し、星の数を段階的に増やします。$z\approx2$の合体の質量比を1:25から1:2に変更し、銀河の最終的な力学、星の質量、および大規模な環境を修正します。初期の歴史におけるこの変化に続いて、$z=0$で著しく異なる形態を発見し、合体の成長により、ますますコンパクトでバルジが優勢な銀河になっています。この構造の多様性にもかかわらず、すべての銀河は、天の川銀河のGSEのような放射状に偏った内側のハロー星の集団を示し、驚くべきことに、同様の等級、年齢、$\rm[Fe/H]$および$\rm[\alpha]を持っています。/Fe]$分布$z\approx2$合併がよりマイナーかメジャーか。これは、$z\approx2$でのより小さな生息域外の個体群が、以前の合体駆動のスターバーストで形成されたより大きな個体群によって補償され、両方の個体群が$\rm[Fe/H]-\rm[\alpha/Fe]$平面。私たちの研究は、複数の高赤方偏移の歴史がハローに同様の$z=0$化学力学的特徴をもたらす可能性があることを示しており、それらを区別するための追加の制約の必要性と、$z=0を解釈する際に前駆細胞の全スペクトルを考慮することの重要性を強調しています。私たちの銀河の過去を再構築するための$データ。
PHANGS-JWST 最初の結果: NGC628 の大質量星形成の初期段階の期間
| Title |
PHANGS-JWST_First_Results:_Duration_of_the_early_phase_of_massive_star_formation_in_NGC628 |
| Authors |
Jaeyeon_Kim,_M\'elanie_Chevance,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Ashley._T._Barnes,_Frank_Bigiel,_Guillermo_A._Blanc,_M\'ed\'eric_Boquien,_Yixian_Cao,_Enrico_Congiu,_Daniel_A._Dale,_Oleg_V._Egorov,_Christopher_M._Faesi,_Simon_C._O._Glover,_Kathryn_Grasha,_Brent_Groves,_Hamid_Hassani,_Annie_Hughes,_Ralf_S._Klessen,_Kathryn_Kreckel,_Kirsten_L._Larson,_Janice_C._Lee,_Adam_K._Leroy,_Daizhong_Liu,_Steven_N._Longmore,_Sharon_E._Meidt,_Hsi-An_Pan,_J\'er\^ome_Pety,_Miguel_Querejeta,_Erik_Rosolowsky,_Toshiki_Saito,_Karin_Sandstrom,_Eva_Schinnerer,_Rowan_J._Smith,_Antonio_Usero,_Elizabeth_J._Watkins,_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.15698 |
若い星がまだその出生雲に深く埋め込まれている星形成の初期段階は、ガス雲と若い星領域の間の物質循環の重要な段階を表しています。これまで、この非常に不明瞭な段階(大質量の星が形成されているが、発光は検出されていない)を特徴付けるために必要な高解像度の赤外線観測は、最も近くにある少数の銀河についてしか得られませんでした。主なハードルの1つは、スピッツァー宇宙望遠鏡の角度分解能が限られていることです。JWSTの画期的な機能により、銀河環境の関数として、星形成の初期段階における物質循環を調査することが可能になりました。このレターでは、星形成の埋め込まれたフェーズの持続時間と、9.8Mpcの距離にある銀河NGC628で分子雲が不活性のままであるという暗示された時間を測定することにより、これを実証します。スピッツァーと比較して$>100$倍に増加しています。$\sim20\%$を表す$5.1_{-1.4}^{+2.7}$Myr($2.3_{-1.4}^{+2.7}$Myr)には、若い大質量星が埋め込まれたままであることを示しています。クラウドの総寿命。これらの値は、近くにある5つの($D<3.5$Mpc)銀河での以前の測定値とほぼ一致しており、PHANGS-JWSTサーベイによる近くの銀河集団全体の星形成の初期段階の体系的な特性評価の概念実証を構成しています。
完全にサンプリングされた初期星質量関数を使用した低金属量銀河のシミュレーションにおける星団の形成と大質量星による濃縮
| Title |
Formation_of_star_clusters_and_enrichment_by_massive_stars_in_simulations_of_low-metallicity_galaxies_with_a_fully_sampled_initial_stellar_mass_function |
| Authors |
Natalia_Lah\'en,_Thorsten_Naab,_Guinevere_Kauffmann,_Dorottya_Sz\'ecsi,_Jessica_May_Hislop,_Antti_Rantala,_Alexandra_Kozyreva,_Stefanie_Walch_and_Chia-Yu_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.15705 |
個々の大質量星の放射、超新星、星風フィードバックを含む、低金属量($Z=0.00021$)矮小銀河における銀河星団集団の形成をモデル化する、新しいGRIFFINプロジェクトの流体力学的シミュレーションを提示します。シミュレーションでは、星は星の初期質量関数(IMF)から0.08M$_\odot$の水素燃焼限界までサンプリングされます。大質量星の形成には、半径1pcの範囲内で質量保存が適用されます。大質量星は星団内で優先的に発見され、観測結果と一致して、誕生時に設定された最高の初期星質量と星団質量の間の相関関係に従うことがわかりました。完全にサンプリングされたIMFを使用すると、近くの銀河で観測された質量損失率に従って、銀河の潮汐場で星団の質量が失われます。放出された星のフィードバックのうち、超新星物質の60\%と風の物質の最大35\%は、熱い星間物質(ISM)またはガス状の金属に富んだ流出物に存在します。最初の大質量星が形成された直後に恒星風(瞬時)と超新星(遅延)がISMの濃縮を開始しますが、超新星濃縮星の形成は、恒星によって濃縮された星の形成と比較して大幅に遅れます($>50$Myr)。風。したがって、最初に形成される星団は、星風物質によってのみ強化されます。全体として、超新星噴出物は質量による濃縮を支配しますが、濃縮された星の数は継続的な恒星風によって決まります。これらの結果は、球状星団における複数の集団を連想させる、結合した星団における化学的に異なる星集団の形成の概念を提示します。
Orion IRc2 に向けた中赤外分子インベントリ
| Title |
The_mid-infrared_molecular_inventory_towards_Orion_IRc2 |
| Authors |
Sarah_Nickerson,_Naseem_Rangwala,_Sean_W._J._Colgan,_Curtis_DeWitt,_Jose_S._Monzon,_Xinchuan_Huang,_Kinsuk_Acharyya,_Maria_N._Drozdovskaya,_Ryan_C._Fortenberry,_Eric_Herbst,_and_Timothy_J._Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.15707 |
7.2から28.3ミクロンをカバーする、オリオンBN/KL領域での最初の高スペクトル分解能の中赤外線サーベイを提示します。SOFIA/EXESでは、謎めいたソースOrionIRc2をターゲットにしています。これは最も多量に研究された大規模な星形成領域にあるが、より長い波長と分子輝線が以前のスペクトル調査を支配していた.この作品の中赤外観測は、前例のない詳細でさまざまなコンポーネントと分子種にアクセスします。複数の分子吸収線を持つ化学的に豊富な2つの新しい運動学的コンポーネントを明確に識別します。「青い塊」はvLSR=-7.1\pm0.7km/sで、「赤い塊」は1.4\pm0.5km/sです。青と赤の塊の温度と線幅は似ていますが、青の塊の分子種はカラム密度が高くなっています。それらは両方とも、この調査でもカバーされている純粋な回転水素放出に関連している可能性があります。この作業は、青と赤の塊がオリオンBN/KL領域の古典的な構成要素とは無関係の別個の構成要素であるというシナリオの証拠を提供します。この地域の他の赤外線ターゲットに対する分光調査との比較は、青い塊が明らかに広がっていることを示しています。C2H2、13CCH2、CH4、CS、H2O、HCN、H13CN、HNC、NH3、およびSO2吸収線と、青色および赤色の塊に関連するH2放出線の物理的条件に関する詳細な調査結果を分析、比較、提示します。また、オリオンIRc2へのH2OおよびSiO分子発光線と、原子禁制遷移[FeII]、[SI]、[SIII]、および[NeII]の限定分析も提供します。
星雲とオーロラ輝線に基づく矮小銀河 NGC 4163 の化学組成
我々は、MaNGA調査によって得られた公的に入手可能な分光法に基づいて、異常に低励起の矮小不規則銀河NGC4163の酸素存在量マップとN/O比マップを作成しました。オーロラ輝線[OII]$\lambda\lambda$7320,7330を検出し、直接T$_e$法で化学物質の存在量を測定することができました。ストロングライン法による酸素存在量のばらつきが大きいことがわかりました。ストロングライン法によって導き出された酸素存在量12+log(O/H)は、平均値が7.55で、7.3から7.8まで変化します。O$^+$オーロララインの測定値を使用して、直接T$_e$法によって2秒角の2つの開口部で得られた酸素量は、約7.8dexです。約-1.5の窒素対酸素比log(N/O)は、低金属銀河の典型的な値であり、近くの銀河のHII領域のN/O値に対して、より高いN/O比にわずかにシフトする可能性があります。.log(N/O)と酸素量の間に異常な負の傾向が検出されました。NGC4163はガスの少ない銀河で、中性原子ガスの質量分率は約0.25です。銀河内の酸素存在量は、そのようなガス質量分率を持つ銀河で潜在的に達成可能な酸素存在量の約0.1にすぎません。低いガス質量分率と組み合わされた低い金属量は、銀河の星間物質の金属量が、最近の時代の初期のガスの降下によって減少したか、この銀河の進化が強い銀河風を伴ったことを意味します。
XQR-30 メタル アブソーバー カタログ: 2 < z < 6.5 にわたる 778 吸収システム
| Title |
The_XQR-30_Metal_Absorber_Catalog:_778_Absorption_Systems_Spanning_2_ |
| Authors |
Rebecca_L._Davies,_Emma_Ryan-Weber,_Valentina_D'Odorico,_Sarah_E._I._Bosman,_Romain_A._Meyer,_George_D._Becker,_Manuela_Bischetti,_Alma_M._Sebastian,_Anna-Christina_Eilers,_Emanuele_Paola_Farina,_Feige_Wang,_Jinyi_Yang,_and_Yongda_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.15816 |
z>6クエーサーのスペクトルに介在する金属吸収線は、再電離時代の終わり近くの銀河周辺ガスと銀河間ガスのイオン化状態と化学組成の基本的なプローブです。典型的な吸収体の特性を確実に測定し、初期宇宙における金属の合成、輸送、およびイオン化のモデルを改良するには、大きな吸収体サンプルが必要です。「z~5.8-6.6でのクエーサーの究極のXSHOOTERレガシー調査」(XQR-30)は、30個の明るいクエーサーの高いS/N比スペクトルを取得しました。これは、12個の高品質z~6クエーサースペクトルの既存のサンプルのほぼ4倍です。この前例のないサンプルを使用して、MgII(360システム)、FeII(184)、CII(46)、CIV(479)、SiIV(127)、およびNV(13)の1つまたは複数で吸収を示す778システムのカタログを作成します。これは2<z<6.5にまたがります。このカタログは、z>5吸収体の既存のサンプルを大幅に拡張します。特に、高赤方偏移での電離光子バックグラウンドの重要なプローブであるCIVおよびSiIVについてです。サンプルは、静止フレーム相当幅W>0.03AA(0.09AA)で50%(90%)完了しています。アブソーバーカタログを完全性統計とPythonスクリプトと共に公開し、さまざまなイオンと赤方偏移範囲の吸収検索パスを計算します。このデータセットは、銀河集合の時代から宇宙の正午までの濃縮ガスの研究にとって重要なレガシーリソースであり、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡と30mクラスの望遠鏡によるさらに高い赤方偏移研究への道を開きます。
衛星銀河の固有運動を用いた巨大なアンドロメダ銀河の証拠
既存の固有運動、距離、および視線速度から導き出された4つの衛星銀河(M33、NGC185、NGC147、IC10)の軌道角運動量を使用して、アンドロメダ(M31)の新しい質量推定値を提示します。M31の2つの質量を推測します:$M_{\rmvir}=2.81^{+1.48}_{-0.75}\times10^{12}\,M_{\odot}$HST-で得られた衛星銀河の位相空間情報を使用してベースのM31固有運動と$M_{\rmvir}=2.99^{+1.32}_{-0.68}\times10^{12}\,M_{\odot}$HST+の加重平均で導出された位相空間情報を使用GaiaベースのM31固有モーション。私たちの新しいM31質量推定値の精度(23-53%)は、衛星銀河を1つだけ使用した同様の方法論を使用した以前の質量推定値と比較して2倍改善され、最近の文献で最も精度の高いM31推定値の中に私たちの結果が含まれています。さらに、私たちの結果は、ローカルグループ(LG)の総質量の最近修正された推定値、星の質量とハロー質量の関係、およびM31とその衛星の全人口の観測された運動学的データと一致しています。M31の質量$>2.5\times10^{12}\,M_{\odot}$は、LGダイナミクスの理解、M31の合体と降着の歴史、および宇宙論的文脈におけるLG銀河の理解に大きな影響を与える可能性があります。
銀河と質量集合 (GAMA): 低赤方偏移銀河における表面の明るさに対する星形成の依存性
| Title |
Galaxy_And_Mass_Assembly_(GAMA):_The_Dependence_of_Star_Formation_on_Surface_Brightness_in_Low_Redshift_Galaxies |
| Authors |
S._Phillipps,_S._Bellstedt,_M.N._Bremer,_R._De_Propris,_P.A._James,_S._Casura,_J._Liske,_B.W.Holwerda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.15998 |
銀河の星形成率は、星の質量(「星形成主系列」)と相関することがよく知られています。ここでは、これをさらに拡張して、星の質量表面密度の代理である銀河表面の明るさへの追加の依存性を調査します。我々は、GAMAサーベイからの低赤方偏移($z\leq0.08$)銀河の大規模なサンプルを使用します。これらの銀河は、SEDから導き出された星形成率と測光バルジディスク分解の両方を持ち、後者はディスク表面の明るさとディスク質量の尺度を提供します。S\'{e}rsicindexが2未満の単一成分によって適合された銀河の1つと、2成分適合による円盤の1つである2つのサンプルを使用して、星形成率の全体的な質量依存性が説明されると、どちらのサンプルにも、星の表面密度にさらに依存するという証拠はありません。
L1517Bスターレスコアの複雑な有機分子含有量
| Title |
The_complex_organic_molecular_content_in_the_L1517B_starless_core |
| Authors |
Andr\'es_Meg\'ias,_Izaskun_Jim\'enez-Serra,_Jes\'us_Mart\'in-Pintado,_Anton_I._Vasyunin,_Silvia_Spezzano,_Paola_Caselli,_Giuliana_Cosentino,_Serena_Viti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16119 |
星の前のコアL1544と若い星のないコアL1498の最近の観測により、複雑な有機分子(COM)がガス相で外側および中間密度のシェルに向かって強化されていることが明らかになりました。私たちの目標は、L1498よりも若い星のないコアL1517Bに向けた化学的複雑さのレベルを決定し、以前に研究された他の2つのコアと比較して、コア内に化学進化があるかどうかを確認することです。L1517B星のないコアの2つの位置、つまりコアの中心とメタノール放出がピークになる位置（コアの中心から$\sim$5000auの距離）に対して3mmの高感度観測を実行しました。私たちの観察は、L1498およびL1544に関してL1517Bで検出されるCOMおよびCOM前駆体の数が少ないことを明らかにし、存在量も少ないことを示しています。メタノールの他に、H$_2$CCO、CH$_3$CHO、CH$_3$CN、CH$_3$NC、HCCCN、およびHCCNCのみが検出されました。それらの測定された存在量は、コアの中心に向かってよりもメタノールのピークに向かって$\sim$3倍大きく、より進化したコアL1544およびL1498に向かって見られる挙動を模倣しています。研究された3つの星のないコアの間で観察された化学的複雑さの違いは、それらの進化の結果であり、L1517Bが進化の少ないものであり、L1498とL1544がそれに続くことを提案します。これらのコアの化学的複雑さは、時間の経過とともに増加するようであり、COの壊滅的な枯渇の結果として、N含有分子が最初に形成され、O含有COMが後の段階で形成されます。
連続照射による非晶質固体水中のエネルギー移動と再構築
| Title |
Energy_transfer_and_restructuring_in_amorphous_solid_water_upon_consecutive_irradiation |
| Authors |
Herma_M._Cuppen,_Jennifer_A._Noble,_Stephane_Coussan,_Britta_Redlich,_and_Sergio_Ioppolo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16217 |
星間氷と彗星氷は、若い星の周りの惑星系の形成に重要な役割を果たしています。その主成分はアモルファス固体水(ASW)です。ASWは広く研究されていますが、振動エネルギーの散逸と振動励起による構造変化はあまりよく理解されていません。水素結合ネットワークは、おそらくこれにおいて重要な要素です。ここでは、ナイメーヘンのラドバウド大学のHFML-FELIX施設で、FELIX-2ビームラインの強力なほぼ単色の中赤外自由電子レーザー(FEL)放射によって引き起こされるASWの水素結合の変化に関する実験結果を提示します。オランダ。ASWの構造変化は、反射吸収赤外分光法によって監視され、氷の照射履歴に依存します。実験は、FEL照射がエネルギー移動による励起分子の局所近傍の変化を引き起こす可能性があることを示しています。分子動力学シミュレーションは、この図を確認します。振動励起された分子は、既存の水素結合を壊すことなく、より最適な四面体の周囲に向けて再配向できます。振動エネルギーは、水素結合ネットワークを介して、同じ振動周波数を持つ水分子に伝達できます。したがって、振動周波数の不均一性と、エネルギー伝達を妨げる可能性のある特定の水素結合欠陥サイトの存在により、結晶性材料に対するアモルファス材料のエネルギー散逸の減少が予想されます。
アイガーⅢ。超高輝度高赤方偏移クエーサー J0100+2802 の JWST/NIRCam 観測
| Title |
EIGER_III._JWST/NIRCam_observations_of_the_ultra-luminous_high-redshift_quasar_J0100+2802 |
| Authors |
Anna-Christina_Eilers,_Robert_A._Simcoe,_Minghao_Yue,_Ruari_Mackenzie,_Jorryt_Matthee,_Dominika_Durovcikova,_Daichi_Kashino,_Rongmon_Bordoloi,_Simon_J._Lilly |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16261 |
ワイドフィールドスリットレス(WFSS)モードでJWST/NIRCamで観測された高赤方偏移クエーサーの最初のレストフレーム光スペクトルを提示します。観測されたクエーサーJ0100+2802は$z>6$で知られている最も明るいクエーサーです。静止系光学H$\beta$輝線によって中心の超大質量ブラックホール(SMBH)の質量を測定し、$M_\bullet\approx10^{10}\のクエーサーのSMBHの一貫した質量測定値を見つけます。,M_\odot$は、地上の観測所からアクセスできる静止フレームUV輝線CIVおよびMgIIの特性に基づく推定値と比較した場合。この目的のために、X-Shooter/VLTとFIRE/Magellanで合計16.8時間観測されたクエーサーの新しく縮小された静止フレームUVスペクトルも提示します。この超高輝度クエーサーが、3つの異なる広帯域フィルター(F115W、F200W、F356W)で回折限界NIRCam画像を利用する強力な重力レンズ作用によって影響を受ける可能性があるかどうかという問題に再度取り組みます。これにより、以前に撮影された画像と比較して空間解像度が向上しますハッブル宇宙望遠鏡の2倍です。前景の偏向銀河の証拠も、クエーサーの複数の画像の証拠も見つけられず、$\Delta\theta\lesssim0.05''$の回折限界未満の画像分離で、強い重力レンズ効果による拡大の確率を決定します$\lesssim2.2\times10^{-3}$になります。したがって、私たちの観測は、このクエーサーがビッグバン後に$1$Gyr未満の100億の太陽質量ブラックホールをホストしていることを確認します。これは、現在のブラックホール形成モデルで説明するのが困難です。
M31のバルジの複雑な構造
M31のバルジは、銀河のバルジの性質と、その構造がバルジの形成メカニズムとその後の進化にどのように関係しているかという文脈で興味深いものです。AstroSatのUVIT機器を使用して、5つの遠紫外(FUV)および近紫外(NUV)フィルターで1インチの空間分解能でM31のバルジを観測しました。バルジの光度分布のモデルは、UVITデータと銀河画像フィッティングアルゴリズムGALFIT.核領域のないバルジをSersic関数で5つの画像に当てはめ、以前の研究と同様のSersicインデックス($\simeq2.1$から2.5)を見つけますが、$R_e$値は小さくなります($\simeq0.5$から0.6kpc).画像に核領域が含まれる場合,多成分モデルを使用して最適な適合を見つけます.感度が最も高いFUV148nm画像には8成分適合を使用します.他の画像(169～279nm)は4成分モデルに適合します.バルジ領域のダストレーンは、多成分モデルを使用して明るいバルジ光を差し引いた後の残差画像で復元されます.ダストレーンは、M31の核スパイラルが吸収で見えることを示しています.NUVおよびFUV波長で。バルジ画像は、GALFITを使用したフィッティングによって確認される、5つのUVIT波長帯すべてで箱型の輪郭を示しています。$\sim$2.1-2.5のSersicインデックスは、古典的なバルジと疑似バルジの期待値の中間です。ふくらみの箱型は、M31のふくらみが古典的なふくらみと疑似バルジからの寄与を持っているというさらなる証拠を提供します。
FIRE-2天の川質量銀河におけるDMハローの方向
| Title |
Orientations_of_DM_Halos_in_FIRE-2_Milky_Way-mass_Galaxies |
| Authors |
Jay_Baptista,_Robyn_Sanderson,_Dan_Huber,_Andrew_Wetzel,_Omid_Sameie,_Michael_Boylan-Kolchin,_Jeremy_Bailin,_Philip_F._Hopkins,_Claude-Andre_Faucher-Giguere,_Sukanya_Chakrabarti,_Drona_Vargya,_Nondh_Panithanpaisal,_Arpit_Arora,_and_Emily_Cunningham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16382 |
暗黒物質(DM)ハローの形状と方向は、DM粒子の微視的物理学に敏感ですが、多くの質量モデルでは、天の川のDMハローの対称軸は、多くの場合、天の川の対称軸と整列していると想定されています。恒星円盤。これは、内側のDMハローには十分に動機付けられていますが、外側のハローには動機がありません。FIRE-2天の川質量銀河のLatteスイートからズームされた宇宙論的バリオンシミュレーションを使用して、大マゼラン雲(LMC)アナログとの主要な合併の有無にかかわらず、DMハローの方向の半径と時間の進化を調査します。DMモデルを変更する場合。我々が調べた4つのCDMハローのうちの3つで、ハロー短軸の方向は、約30ガラクトセントリックkpcを超えて20度以上恒星円盤ベクトルから発散し、個々のハローの形成履歴に応じて最大30～90度に達する。.$\sigma=1\,\mathrm{cm}^2\,\mathrm{g}^{-1}$で自己相互作用するDMのモデルを使用した同じシミュレーションでは、ハローは恒星円盤と整列したままで、$\sim$200--400kpc.大規模な衛星との相互作用($M\gtrsim4\times10^{10}\,\rm{M_\odot}$周辺;$M\gtrsim3.3\times10^{10}\,\rm{M_\odot}$atinfall)は、ハローの方向に大きく影響し、ハローの長軸を円盤からビリアル半径までの衛星銀河に合わせます。大規模な衛星の影響を説明できる場合、30kpcを超えるハローとディスクの相対的な向きは、SIDMの潜在的な診断となります。
パラメータ化された非対称中性水素ディスク統合スペクトル特性評価 (PANDISC) I: 物理的に動機付けられた H I モデルの紹介
| Title |
Parametrized_Asymmetric_Neutral_hydrogen_Disk_Integrated_Spectrum_Characterization_(PANDISC)_I:_Introduction_to_A_Physically_Motivated_H_I_Model |
| Authors |
Bo_Peng,_Martha_P._Haynes,_Catie_J._Ball,_Michael_G._Jones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16455 |
銀河の統合HIスペクトルをモデル化することは、その形状が多様であるため困難な作業でしたが、より動的な情報がHiラインプロファイルで探索されるのを待っています。単純な仮定に基づいて、統合されたHiスペクトルの物理的に動機付けられたモデルを構築します。パラメーター化された非対称中性水素ディスク統合スペクトル特性評価(PANDISC)。このモデルは、多様なHiプロファイルを再現する上で優れた柔軟性を示しています。モデルをグローバルHIプロファイルに適合させるためにモンテカルロマルコフ連鎖(MCMC)を使用し、統計的に堅牢な定量的結果を生成します。文献で入手可能なHIデータのいくつかのサンプルと比較すると、モデルを適合させた結果はカタログ化された速度幅(W50など)と最小のS/Nまで一致することがわかります。このモデルは、バリオンタリーフィッシャー関係(BTFR)やプロファイルベースのサンプルコントロールなどのアプリケーションにも役立つことが示されています。v_rをv_flatと比較することにより、回転曲線の構造がHI幅にどのように影響するかを明らかにし、BTFR勾配の違いと一致する傾向に従います。また、異常なガス力学を持つ銀河の集団を示唆する広い翼のような特徴を持つスペクトルのサンプルを選択します。PANDISCモデルには、HIラインを超えた潜在的な使用に対する約束と制限の両方があります。ALFALFAサンプル全体にさらに適用することで、近くの銀河のHI特性とダイナミクスの大規模なアンサンブル研究を実行できるようになります。
超相対論的近似を使用しない異方性光子および電子散乱
| Title |
Anisotropic_Photon_and_Electron_Scattering_without_Ultrarelativistic_Approximation |
| Authors |
Anderson_C._M._Lai,_Kenny_C._Y._Ng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.15691 |
光子と電子の間の相互作用は、天体物理学のいたるところにあります。光子は、電子の移動によって下方散乱(コンプトン散乱)または上方散乱(逆コンプトン散乱)することができます。特に、逆コンプトン散乱は、天体物理学のガンマ線の生成に不可欠なプロセスです。逆コンプトン放出の計算では、通常、計算を簡素化するために等方性または超相対論的仮定が採用されます。これにより、ソース粒子の位相空間全体に式をブロードキャストすることができなくなります。これを考慮して、超相対論的近似をとらずに異方性光子と電子の間の相互作用を計算する数値スキームを開発します。超相対論的限界と比較して、我々の正確な結果は、ターゲット光子が下方散乱した場合、またはソース電子に匹敵するエネルギーを持っている場合に大きな偏差を示しています。また、超相対論的極限での結果を検証するために、高エネルギー逆コンプトン放出の2つのテストケースを検討します。一般に、私たちの形式は、さまざまなエネルギー領域での異方性電子光子散乱の場合、および散乱光子の偏光を計算するために適用できます。
連星中性子星合体の進化的起源: 共通エンベロープ効率と金属性の影響
| Title |
Evolutionary_Origins_of_Binary_Neutron_Star_Mergers:_Effects_of_Common_Envelope_Efficiency_and_Metallicity |
| Authors |
Monica_Gallegos-Garcia,_Christopher_P_L_Berry,_Vicky_Kalogera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.15693 |
コンパクトな連星合体、特に恒星質量の連星とブラックホールの合体の形成史は、最近、精査と修正が強化されています。この論文では、優勢な形成チャネルと中性子星連星合体形成の効率の問題を再検討します。恒星とバイナリの進化コードMESAを使用し、共通エンベロープと物質移動の最新かつ詳細な方法を実装します。1.4から2.0太陽質量の中性子星コンパニオンを持つ8-20太陽質量の間のドナー質量のシミュレーションを、2つの金属量で、さまざまな共通エンベロープ効率と、電子捕獲型超新星の2つの処方箋を使用して実行します。連星とブラックホールの合体の場合とは対照的に、太陽質量が1.4の中性子星の伴星では、すべての連星中性子星の合体は共通のエンベロープフェーズに従って形成されますが、太陽質量が2.0の中性子星の場合は小さなサブセットを識別します。中性子星が大きな出生キックを受けた場合、安定した物質移動のみに続く合体の数。中性子星伴星の質量に関係なく、連星中性子星の合体形成には大きな超新星出生キックが有利であり、太陽よりも太陽系下の金属量でより多くの合体が見られることがわかりました。
Zwicky Transient Facility の光度曲線から進化中のコア崩壊型超新星の前駆体と爆発の特性を推測する
| Title |
Inferencing_Progenitor_and_Explosion_Properties_of_Evolving_Core-collapse_Supernovae_from_Zwicky_Transient_Facility_Light_Curves |
| Authors |
Bhagya_M._Subrayan,_Danny_Milisavljevic,_Takashi_J._Moriya,_Kathryn_E._Weil,_Geoffrey_Lentner,_Mark_Linvill,_John_Banovetz,_Braden_Garretson,_Jack_Reynolds,_Niharika_Sravan,_Ryan_Chornock_and_Rafaella_Margutti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.15702 |
流体力学的モデルのグリッドを使用して、ZwickyTransientFacility(ZTF)公開調査からの45のタイプII超新星のサンプルを分析し、理論に基づいた予測が、全天調査アラートストリームをサポートするフォローアップ観測をインテリジェントに導くことができるかどうかを評価します。ゼロ年齢主系列(ZAMS)質量、質量損失率、運動エネルギー、56Ni質量合成、ホスト絶滅、および爆発の時間を含む、いくつかの前駆物質特性と爆発物理パラメータを推定します。完全な光度曲線を使用して、サンプル内の34のイベントの信頼できる特徴付けを取得します。残りの11のイベントの推論は、データの制約が不十分であるか、モデルグリッドの境界によって制限されています。また、モデルグリッドをさまざまな段階の不完全な光度曲線(tが25日未満、tが50日未満、すべてのデータ)と比較することで、アラートストリームデータのリアルタイムの特徴付けをシミュレートし、いくつかのパラメーターがより信頼性の高い指標であることを発見しました。他のエポックよりも初期のエポックでの真の値。具体的には、ZAMSの質量、爆発時間、勾配パラメーターベータ、および宿主絶滅は、不完全な光度曲線データで合理的に制約されますが、質量損失率、運動エネルギー、および56Niの質量推定には、通常、100日を超える完全な光度曲線が必要です。通過帯域を調査するために調整されたマルチバンド合成光曲線によってサポートされるトランジェントのリアルタイムモデリングは、フォローアップ観測の重要なエポックを特定するための強力なツールとして使用できると結論付けています。私たちの調査結果は、VeraC.RubinObservatoryによって発見されたトランジェントの効率的なフォローアップを特定し、優先順位を付け、調整することに関連しています。
天の川パルサーからの宇宙線陽電子と電子のスペクトル特徴の信号を観測する
| Title |
Observing_Signals_of_Spectral_Features_in_the_Cosmic-Ray_Positrons_and_Electrons_from_Milky_Way_Pulsars |
| Authors |
Ilias_Cholis_and_Thressay_Hoover |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.15709 |
アルファ磁気分光計(AMS-02)は、電子および陽電子の宇宙線フラックスと陽電子フラクションスペクトルの前例のない精度の測定を提供しました。より高いエネルギーでは、エネルギーの高いローカルパルサーなどのソースが、両方の宇宙線種に寄与している可能性があります。ソース集団の離散性は、陽電子フラクション測定とそれぞれの電子および陽電子スペクトルの両方に特徴をもたらす可能性があります。後者の場合、それらはエネルギーが一致し、粒子暗黒物質からの滑らかなスペクトルの予測とは対照的です。この作業では、天の川の局所的な部分のパルサー人口モデルのライブラリを使用して、宇宙線陽電子フラクションのパワースペクトル解析を実行します。また、電子フラックスと陽電子フラックスを相互相関させる手法も開発しています。このような解析の両方を使用して、宇宙線データのスペクトルウィグルの存在を統計的に検索できることを示します。私たちのパルサーシミュレーションのかなりの部分について、これらの技術は、通常のノイズを上回るこれらの特徴の存在の信号を与えるのに十分な感度をすでに備えており、今後の観測によりさらに感度が高くなります。最後に、AMS-02の電子スペクトルと陽電子スペクトルを相互相関させることにより、ローカルパルサーの集団によって期待される種類の、それらの間の正の相関に関する興味深い最初のヒントを見つけます。
中性子星は、現代物理学の複数の分野の豊富な実験室です。これらには、重力物理学、核および素粒子物理学、(量子)電気力学、およびプラズマ天体物理学が含まれます。この章では、先駆的な理論的研究と、中性子星の理解の基礎となっている極めて重要な歴史的観測を紹介します。次に、中性子星を物理学の基礎理論のプローブとして使用する方法について説明します。
NuSTARによる水素欠乏型超高輝度超新星SN 2018htiの硬X線観測
| Title |
Hard_X-ray_Observations_of_the_Hydrogen-poor_Superluminous_Supernova_SN_2018hti_with_NuSTAR |
| Authors |
Igor_Andreoni,_Wenbin_Lu,_Brian_Grefenstette,_Mansi_Kasliwal,_Lin_Yan,_Jeremy_Hare |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.15749 |
水素が少ない超光度の超新星の中には、マグネターの中央エンジンを動力源としている可能性が高いため、通常の超新星よりも光度が大きくなっています。かなりの量のX線フラックスがマグネターのスピンダウンから予想されますが、直接的な観測証拠はまだ発見されておらず、「失われたエネルギー」の問題を引き起こしています。ここでは、その光学的ピークの後の近くのSN2018hti2.4y(静止フレーム)のNuSTAR観測を提示します。この時までに、エジェクタは約15keVよりもエネルギーの高い光子に対して光学的に薄くなると予想されます。$F_{\rm{10-30keV}}=9.0\times10^{-14}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}まで、超新星の位置ではフラックスは検出されない$、または271Mpcの距離で$7.9\times10^{41}$ergs$^{-1}$の上限。これは、推定スピンダウンマグネターからのボロメータ光度の割合を、控えめなケースで$f_{\rmX}\lesssim36$%、10-30keV範囲で$f_{\rmX}\lesssim11$%に制限します。楽観的な場合。
重力波源の形成における星の膨張の役割
| Title |
The_role_of_stellar_expansion_on_the_formation_of_gravitational_wave_sources |
| Authors |
A._Romagnolo,_K._Belczynski,_J._Klencki,_P._Agrawal,_T._Shenar,_D._Sz\'ecsi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.15800 |
大質量星はブラックホールと中性子星の前駆体であり、それらの合体は重力波(GW)で検出できます。大質量星の膨張は、近接連星系の進化に影響を与える重要な要因の1つですが、星の天体物理学では依然として大きな不確実性にさらされています。集団の研究と重力波源の予測のために、恒星の膨張は、Hurleyらの解析式でシミュレートされることがよくあります。（2000）。これらの式は、太陽質量が50を超える星については外挿する必要があり、時代遅れと見なされることがよくあります。この作業では、大質量星の最大膨張を制限するために、1D恒星モデルから開発された5つの異なる処方箋を提示します。これらの処方箋を採用して、星の膨張が物質移動相互作用にどのように影響し、次にGWソースの形成にどのように影響するかを調査します。ハーレーらの使用と比較した場合、更新された1D恒星モデルで半径方向の拡大を制限することを示します。(2000)半径方向の膨張式は、重力波源の特性(速度と質量)に大きな影響を与えません。これは、ドナー星が最大膨張に達する前に、GWソースにつながるほとんどの物質移動イベントが初期化されるためです。半径方向の膨張が最も不確かなハンフリーズ・ダビッドソン限界を超えて進化する可能性のある星から形成された、大規模な連星ブラックホール合体(総質量>50太陽質量)の質量分布についてのみ、有意な違いが見つかりました。大質量星の膨張とHumphrey-Davidson限界の起源を理解することは、重力波源の研究にとって重要な要素であると結論付けています。
ngEHT を使用した SMBH 周辺の SANE スーパー エディントン降着流によって発射されたジェットの再構成画像のモデル化
| Title |
Modeling_Reconstructed_Images_of_Jets_Launched_by_SANE_Super-Eddington_Accretion_Flows_Around_SMBHs_with_the_ngEHT |
| Authors |
Brandon_Curd,_Razieh_Emami,_Freek_Roelofs,_Richard_Anantua |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.15906 |
超大質量ブラックホール(SMBH)周辺の潮汐破壊イベント(TDE)は、超エディントン降着円盤を研究するための潜在的な実験室であり、電波やサブミリ波帯で輝く可能性のある強力なジェットや流出をもたらすことがあります。この作業では、BH降着円盤/ジェットシステムの一般相対論的放射磁気流体力学(GRRMHD)シミュレーションからのジェットの熱シンクロトロン放射をモデル化します。エディントン降着率の-25$倍。次世代イベントホライズンテレスコープ(ngEHT)を使用した合成観測と画像再構成分析を通じて、この作業で調査したモデルのコンテキスト内で、TDEジェットが説得力のあるターゲットを提供する可能性があることを示します。特に、スピン$a_*=0.9$の周りにSANEスーパーエディントンディスクによって発射されたジェットは、長距離(この作業では最大100Mpc)でngEHT検出しきい値に達することがわかります。$a_*=0,\,\mathcalの場合を制限するために10Mpcでの検出を実証するため、ジェット内の2温度プラズマまたはスピン$a_*=0$モデルなどのより弱いジェットでは、はるかに近い距離が必要です。{R}=1$または$a_*=0.9,\,\mathcal{R}=20$.また、BHが急速に回転し、ジェットがほぼ正面から見られる場合、TDEジェットが超光速源として現れる可能性があることも示します。
SN 2018gk 再訪: フォトスフィア、中央エンジン、および推定上のダスト
| Title |
SN_2018gk_Revisited:_the_Photosphere,_the_Central_Engine,_And_the_Putative_Dust |
| Authors |
Tao_Wang,_Shan-Qin_Wang,_Wen-Pei_Gan,_Long_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.15966 |
この論文では、明るいタイプIIb超新星(SN)であるSN2018gkの物理的性質の包括的な研究を行います。初期の光球速度は、光球が温度の下限に達する前に、大きな値から小さな値に変化することがわかりました。光球係数を一般化し、SN2018gkのマルチバンド光度曲線(LC)に適合させます。$^{56}$Ni質量モデルでは、導出された噴出物質量($\sim$0.58M$_\odot)よりも大きい$^{56}$Niの$\sim$1.1M$_\odot$が必要であることがわかります。$)だけでなく、文献で導出された$^{56}$Ni質量($\sim$0.4M$_\odot$)。あるいは、マグネタープラス$^{56}$Niモデルとフォールバックプラス$^{56}$Niモデルを使用してSN2018gkのLCに適合させ、2つのモデルがLCに適合できることを発見しました。パラメータが十分に制約されており、かなり妥当であるため、マグネターと$^{56}$Niを優先します($M_{\rmej}=$2.80M$_\odot$,$M_{\rmNi}=0.16$M$_\odot$$^{56}$Ni質量の値の上限よりも小さい$_\odot$は、ニュートリノを利用したコア崩壊SNeによって合成できます。$B=8.47\times10^{14}$Gは、文献で研究されているルミナスおよびスーパールミナスSNeの値に匹敵し、$P_0=$10.83msはルミナスSNeの値に匹敵します)。したがって、SN2018gkは、主に中央エンジンを搭載したSNeIIbであると考えられます。最後に、いくつかのエポックでSN2018gkのSEDのNIR過剰を確認し、黒体とダスト放出モデルを使用して推定ダストの物理的特性を制約します。
ピエール・オージェ天文台の運用フェーズ I で記録された最高エネルギー宇宙線のカタログ
| Title |
A_Catalog_of_the_Highest-Energy_Cosmic_Rays_Recorded_During_Phase_I_of_Operation_of_the_Pierre_Auger_Observatory |
| Authors |
The_Pierre_Auger_Collaboration:_A._Abdul_Halim,_P._Abreu,_M._Aglietta,_I._Allekotte,_P._Allison,_K._Almeida_Cheminant,_A._Almela,_J._Alvarez-Mu\~niz,_J._Ammerman_Yebra,_G.A._Anastasi,_L._Anchordoqui,_B._Andrada,_S._Andringa,_C._Aramo,_P.R._Ara\'ujo_Ferreira,_E._Arnone,_J._C._Arteaga_Vel\'azquez,_H._Asorey,_P._Assis,_M._Ave,_G._Avila,_E._Avocone,_A.M._Badescu,_A._Bakalova,_A._Balaceanu,_F._Barbato,_J._Beatty,_J.A._Bellido,_C._Berat,_M.E._Bertaina,_X._Bertou,_G._Bhatta,_P.L._Biermann,_P._Billoir,_V._Binet,_K._Bismark,_T._Bister,_J._Biteau,_J._Blazek,_C._Bleve,_J._Bl\"umer,_M._Boh\'a\v{c}ov\'a,_D._Boncioli,_C._Bonifazi,_L._Bonneau_Arbeletche,_N._Borodai,_J._Brack,_T._Bretz,_P.G._Brichetto_Orchera,_F.L._Briechle,_P._Buchholz,_A._Bueno,_S._Buitink,_M._Buscemi,_M._B\"usken,_A._Bwembya,_K.S._Caballero-Mora,_et_al._(321_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16020 |
ピエールオジェ天文台で大規模な空気シャワーの検出を通じて記録された最高エネルギー宇宙線の詳細を含むカタログが、データを詳細な調査に開放する目的で提示されます。2004年1月1日から2020年12月31日までに記録された最高エネルギー粒子によって生成された100のシャワーの説明は、78EeVから166EeVの範囲のエネルギーを持つ宇宙線に対して与えられています。各原色のエネルギーを決定するために採用されたキャリブレーション手順で使用された、さらに9つの非常にエネルギーの高いイベントの詳細も示されています。最もエネルギーの高い粒子の到着方向のスカイプロットが表示されます。データの解釈は提供されません。
CORSIKA 8 エア シャワー シミュレーション フレームワークの現状と展望
CORSIKAエアシャワーシミュレーションコードのFortranバージョンは、過去30年間、多くの宇宙素粒子物理学実験のシミュレーションの中心にありました。何十年にもわたって、ますます複雑なソフトウェアに成長したCORSIKAの保守性はますます難しくなっていますが、そのパフォーマンスは依然として優れています。したがって、2018年には、CORSIKAの完全な書き直しが最新のモジュラーC++で開始されました。今日、CORSIKA8は、ハドロンカスケードと電磁カスケードの両方の本格的な実装、エアシャワーからの電波とチェレンコフ光の放出をシミュレートする機能、およびシミュレーションメディアとそのジオメトリを構成する前例のない柔軟性により、重要なマイルストーンに到達しました。このプレゼンテーションでは、CORSIKA8の現在の状況について説明し、すでに利用可能な新しい可能性と、この新しいエアシャワーシミュレーションフレームワークの将来の展望を強調します。
スーパーエディントン加速器への適用による BeXRB パルサーのトルクモデリングのためのベイジアンアプローチ
| Title |
A_Bayesian_approach_for_torque_modelling_of_BeXRB_pulsars_with_application_to_super-Eddington_accretors |
| Authors |
A._S._Karaferias,_G._Vasilopoulos,_M._Petropoulou,_P._A._Jenke,_C._A._Wilson-Hodge,_C._Malacaria |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16079 |
この研究では、ベイジアンパラメーター推定のネストされたサンプリングアルゴリズムを使用して、標準降着トルクモデルパラメーターの事後分布とX線連星の連星軌道パラメーターを推定する方法を提示します。マゼラン雲の2つのBeX線連星系、RXJ0520.5-6932およびRXJ0209-7427のスピンの進化を、エディントン限界を超えた大規模なアウトバースト中に調べます。さらに、最近発見されたSwiftJ0243.6+6124にこの方法を適用します。唯一知られている銀河の脈動する超高輝度X線源。これは、超エディントン降着速度でのディスクの進化を研究するための優れた候補です。その光度は、アウトバースト中に数桁の大きさに広がり、最大$L_{\rmX}$はエディントン限界を$倍超えました\sim10$.この方法をRXJ0520.5-6932およびRXJ0209-7427に適用すると、NSおよび軌道パラメーターの意味のある範囲を生成しながら、各システムのより好ましいトルクモデルを特定できます。SwiftJ0243.6+6124の分析では、標準的なトルクモデルの予測とは対照的に、エディントン限界を超えると、磁気圏半径とアルフエン半径は互いに比例しないことが示されます。この発生源の報告された距離の推定値は、5～7kpcです。より短い距離では、非典型的な中性子星の特性(つまり、質量と半径)が必要になり、降着柱の放射効率が低下する可能性があります。
X線静止連星におけるブラックホールのナタルキック速度に対する直接統計的制約
| Title |
Direct_Statistical_Constraints_on_the_Natal_Kick_velocity_of_a_Black_Hole_in_an_X-ray_Quiet_Binary |
| Authors |
Sharan_Banagiri,_Zoheyr_Doctor,_Vicky_Kalogera_and_Chase_Kimball |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16361 |
近年、光のないコンパクトな天体をもつ「暗い」連星がいくつか発見されている.明るい伴星の天体観測と視線速度の測定により、そのような連星の超新星後の軌道要素を測定することができる.この論文では,我々は、そのような測定値を使用して、超新星前の軌道要素と超新星によって与えられる出生キック(SN)を推測するための統計的形式を開発します.この形式を、最近発見されたブラックホールを持つX線静かな連星に適用します.、VFTS243、大マゼラン雲.出生キックの等方性マクスウェル分布を仮定し、広い不可知質量事前分布を使用すると、キック速度を$V_k<56$km/s未満に制限できることがわかります。90\%の信頼度で$\sigma_k<66$km/sまでのキック分布.出生キックがあったと仮定すると、90\%の信頼度で少なくとも約$0.6M_{\odot}$が超新星の間に失われたことがわかります.プレSN軌道分離はロバスであることが判明$0.43$AU前後に制限されています。
| Title |
Identifying_the_physical_origin_of_gamma-ray_bursts_with_supervised_machine_learning |
| Authors |
Jia-Wei_Luo,_Fei-Fei_Wang,_Jia-Ming_Zhu-Ge,_Ye_Li,_Yuan-Chuan_Zou_and_Bing_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16451 |
ガンマ線バースト(GRB)の持続時間に基づく長いGRBと短いGRBへの経験的分類は、すでにしっかりと確立されています。この経験的分類は一般に、コンパクトな連星合体に由来するGRBと大規模な星の崩壊に由来するGRB、またはタイプIとIIのGRBの物理的分類にリンクされており、短いGRBの大部分はタイプIに属し、長いGRBの大部分はタイプⅡ。ただし、長いGRBと短いGRBのデュレーション分布にはかなりの重複があります。さらに、いくつかの混合GRB、つまり、短期タイプIIおよび長期タイプIGRBが報告されています。GRBのマルチ波長、マルチパラメータ分類スキームが明らかに必要です。この論文では、主にXGBoostなどの教師あり機械学習手法を使用して、このような分類スキームを構築しようとしています。GRBBigTableとGreinerのGRBカタログを利用し、入力フィーチャを3つのサブグループ(即時放出、残光、ホスト銀河)に分けます。タイプIとIIのGRBを区別するには、即時放出サブグループが最も優れていることがわかります。また、即時放出における最も重要な際立った特徴は、$T_{90}$、硬度比、およびフルエンスであることがわかります。機械学習モデルを構築した後、それを現在分類されていないGRBに適用して、それらがいずれかのGRBクラスである確率を予測し、各GRBの最も可能性の高いクラスを可能な物理クラスとして割り当てます。
Planetary Exploration Horizon 2061 レポート、第 4 章: 惑星探査の目標から技術要件まで
| Title |
Planetary_Exploration_Horizon_2061_Report,_Chapter_4:_From_planetary_exploration_goals_to_technology_requirements |
| Authors |
J\'er\'emie_Lasue,_Pierre_Bousquet,_Michel_Blanc,_Nicolas_Andr\'e,_Pierre_Beck,_Gilles_Berger,_Scott_Bolton,_Emma_Bunce,_Baptiste_Chide,_Bernard_Foing,_Heidi_Hammel,_Emmanuel_Lellouch,_Lea_Griton,_Ralph_Mcnutt,_Sylvestre_Maurice,_Olivier_Mousis,_Merav_Opher,_Christophe_Sotin,_Dave_Senske,_Linda_Spilker,_Pierre_Vernazza,_Qiugang_Zong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.15665 |
この章では、太陽系の各州と目的地について、惑星系の多様性、起源、働き、および居住可能性に関する6つの重要な科学的問題に対処するために、2061年までに設計および実施する必要がある代表的な宇宙ミッションを概説します(第1章で説明)。）および第3章と第2章で説明されている重要な観測を実行すること。これは、将来の代表的なミッションのセットに由来し、そのうちのいくつかは2041年から2061年の間に飛行する必要があります。これらの挑戦的なミッションを飛ばすために必要とされ、したがって、それぞれ第5章と第6章で与えられる将来の惑星探査のための技術とインフラストラクチャの説明の基礎を築く.
3UCubed: IMAP 学生コラボレーション CubeSat プロジェクト
| Title |
3UCubed:_The_IMAP_Student_Collaboration_CubeSat_Project |
| Authors |
Marcus_Alfred,_Sonya_Smith,_Charles_Kim,_Carissma_McGee,_Ruth_Davis,_Myles_Pope,_Taran_Richardson,_Trinity_Sager,_Avery_Williams,_Matthew_Gales,_Wilson_Jean_Baptiste,_Tyrese_Kierstdet,_Oluwatamilore_Ogunbanjo,_Laura_Peticolas,_Lynn_Cominsky,_Garrett_Jernigan,_Jeffrey_Reedy,_Doug_Clarke,_Sabrina_Blais,_Erik_Castellanos-Vasquez,_Jack_Dawson,_Erika_Diaz_Ramirez,_Walter_Foster,_Cristopher_Gopar_Carreno,_Haley_Joerger,_Onasis_Mora,_Alex_Vasquez,_Sanjeev_Mehta,_No\'e_Lugaz,_Lindsay_Bartolone,_Marc_Lessard_Jenna_Burgett,_Kelly_Bisson,_Luke_Bradley,_Jeffrey_Campbell,_Mathieu_Champagne,_Alex_Chesley,_Jeff_Grant,_Hanyu_Jiang,_Jared_King,_Emily_McLain,_Matthew_Rollend,_Shane_Woods |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.15781 |
3UCubedプロジェクトは、NASAの星間マッピングおよび加速プローブ、IMAP、学生の共同作業の一環として、ニューハンプシャー大学、ソノマ州立大学、およびハワード大学によって共同開発されている3UCubeSatです。このプロジェクトは、3つの大学すべての学部生の学際的なチームで構成されています。3UCubedのミッションの目標は、地球のオーロラ領域の熱圏である地球の上層大気の極が、粒子の降水と太陽風の強制力、および内部磁気圏プロセスにどのように応答するかを理解することです。3UCubedには、科学ミッションを達成するためのロケット遺産を持つ2つの機器が含まれています。それは、紫外線光電子増倍管、UVPMT、および電子遅延電位分析器ERPAです。宇宙船バスは、姿勢決定と制御、コマンドとデータ処理、電力、通信、構造、および熱のサブシステムで構成されています。現在、プロジェクトはPDR後の段階にあり、2023年の重要な設計レビューに先立ち、FlatSatを開発するためのエンジニアリングモデルの構築とテストを開始しています。目標は、予想されるピークに近い科学データを収集するために、少なくとも1つの3UCubeSatを打ち上げることです。私たちのマザーミッションであるIMAPも2025年に打ち上げられる予定です。これにより、メインミッションの科学データを共同で分析し、太陽風の測定値と磁気圏への入力を3UCubedのものと一緒に提供することができます。、これらの入力に対する地球カスプの応答を提供します。
LSST パイプラインの実行にワークフロー管理の柔軟性を追加する
| Title |
Adding_Workflow_Management_Flexibility_to_LSST_Pipelines_Execution |
| Authors |
Michelle_Gower_(1)_and_Mikolaj_Kowalik_(1)_and_Nate_B._Lust_(2)_and_James_F._Bosch_(2)_and_Tim_Jenness_(3)_((1)_NCSA,_(2)_Princeton_University,_(3)_Vera_C._Rubin_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.15795 |
データ処理パイプラインは、小規模な実行から大規模な本番データリリースの実行まで、さまざまな規模で実行する必要があり、結果として何百万ものデータプロダクトが生成されます。ルービン天文台のパイプライン実行システムの一部であるBPSは、HTCondorやPanDAなどのさまざまなワークフロー管理システム(WMS)へのインターフェイスを提供する抽象化レイヤーです。送信プロセス中、パイプライン実行システムはDataButlerとやり取りして、アルゴリズムタスクから科学指向の実行グラフを生成します。BPSはこの実行グラフをワークフローグラフに変換し、WMS固有のプラグインを使用してワークフローを送信および管理します。ここでは、このインターフェイスのアーキテクチャ設計について説明し、DataPreview0.2リリースの最近の制作とパイプライン開発者によるシステムの使用方法について簡単に報告します。
IACTデータ分析のために生成された画像の統計的特性を制御するための条件付き生成的敵対的ネットワークの使用
| Title |
Using_a_Conditional_Generative_Adversarial_Network_to_Control_the_Statistical_Characteristics_of_Generated_Images_for_IACT_Data_Analysis |
| Authors |
Julia_Dubenskaya,_Alexander_Kryukov,_Andrey_Demichev,_Stanislav_Polyakov,_Elizaveta_Gres,_Anna_Vlaskina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.15807 |
敵対的生成ネットワークは、天文学分野での画像生成のための有望なツールです。特に興味深いのは、条件付き敵対的生成ネットワーク(cGAN)です。これにより、画像のあるプロパティの値に従って画像をいくつかのクラスに分割し、新しい画像を生成するときに必要なクラスを指定できます。ImagingAtmosphericCherenkovTelescopes(IACT)からの画像の場合、重要な特性はすべての画像ピクセルの総輝度(画像サイズ)であり、これは一次粒子のエネルギーと直接相関しています。TAIGA-IACT実験で得られたものと同様の画像を生成するためにcGAN技術を使用しました。トレーニングセットとして、TAIGAモンテカルロシミュレーションソフトウェアを使用して生成された一連の2次元画像を使用しました。トレーニングセットを人為的に10個のクラスに分割し、画像をサイズで並べ替え、クラスの境界を定義して、同じ数の画像が各クラスに分類されるようにしました。これらのクラスは、ネットワークのトレーニング中に使用されました。この論文は、各クラスについて、生成された画像のサイズ分布が通常に近く、平均値が対応するクラスのほぼ中央にあることを示しています。また、生成された画像について、すべてのクラスの分布を合計して得られる画像サイズの合計分布が、トレーニングセットの元の分布に近いことも示します。得られた結果は、IACTによって撮影されたものと同様の現実的な合成画像のより正確な生成に役立ちます。
散乱光からの過剰なノイズは、LIGOなどの重力波検出器からのデータの分析において、永続的な課題となっています。これらの「グリッチ」の動作に対する物理的に動機付けられたモデルを、重力波科学で使用される標準的なベイジアン分析パイプラインに統合します。これにより、このモデルの自由なパラメーターを推論し、これらのモデルを差し引いて、データのグリッチのないバージョンを生成できます。この推論は、データの標準的な視覚化ではこれらの機能が識別できない場合でも、これらのグリッチの機能の存在を効果的に判別できることを示しています。
| Title |
Satellite_Constellation_Avoidance_with_the_Rubin_Observatory_Legacy_Survey_of_Space_and_Time |
| Authors |
Jinghan_Alina_Hu,_Meredith_L._Rawls,_Peter_Yoachim,_\v{Z}eljko_Ivezi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.15908 |
VeraC.RubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTime(LSST)に対する地球低軌道の大型商用衛星コンステレーションの影響を軽減するための新しい衛星回避戦略を調査します。現在計画されているStarlinkおよびOneWebコンスタレーション($\sim$40,000衛星)の軌道をシミュレートして、アップグレードされたRubinスケジューラアルゴリズムがそれらをどれだけ効果的に回避できるかをテストし、調査全体がどのように影響を受けるかを評価します。ある程度正確な衛星軌道予測があれば、スケジューラのアルゴリズムを調整して一部の衛星を効果的に回避できることがわかりました。全体として、衛星を回避するためにLSST観測時間の10%を犠牲にすると、ストリークを伴うLSST訪問の割合が2分の1に減少します。このような緩和が必要かどうかは、ストリークが科学に及ぼす全体的な影響に依存しますが、これはまだ十分に定量化されていません。これは、衛星の明るさの分布に関する十分な情報が不足していることに加えて、グリントと低い表面明るさの残差がアラートの純度に影響を与え、宇宙論的パラメーターの推定における系統誤差によるものです。ルービン作戦中の衛星の数またはその明るさの大幅な増加は、この衛星回避戦略を実装する価値があるかもしれません.
CTLearn による深い畳み込みニューラル ネットワークを使用した MAGIC 望遠鏡の性能
| Title |
The_performance_of_the_MAGIC_telescopes_using_deep_convolutional_neural_networks_with_CTLearn |
| Authors |
T._Miener,_D._Nieto,_R._L\'opez-Coto,_J._L._Contreras,_J._G._Green,_D._Green,_E._Mariotti_on_behalf_of_the_MAGIC_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16009 |
主要大気ガンマイメージングチェレンコフ(MAGIC)望遠鏡システムは、ラパルマ島のカナリア島にあり、非常に高エネルギー(VHE、数十GeV以上)のガンマ線空を検査します。MAGICは、大気によるガンマ線と宇宙線の吸収に起因する空気シャワーの画像を、シャワーで放出されるチェレンコフ光子を検出することによってキャプチャする2つのイメージング大気チェレンコフ望遠鏡(IACT)で構成されています。ガンマ線源に対するIACTの感度は、主に、空気シャワーを生成する一次粒子の特性(種類、エネルギー、および到着方向)を再構築する能力によって決まります。シャワー再構築のための最先端のIACTパイプラインは、幾何学的および立体的な特徴と、ランダムフォレストやブーステッドデシジョンツリーなどの機械学習アルゴリズムを抽出することによるシャワー画像のパラメーター化に基づいています。この寄稿では、IACTフルイベント再構成の有望な方法として、カメラのピクセル化された画像に直接適用される深い畳み込みニューラルネットワークを調査し、CTLearnを使用して観測データに対する方法のパフォーマンスを提示します。ディープラーニング。
PERISTOLE: 重力レンズ効果による時間遅延プロットを生成するパッケージ
| Title |
PERISTOLE:_PackagE_that_geneRates_tIme_delay_plotS_caused_by_graviTatiOnaL_lEnsing |
| Authors |
T.S.Sachin_Venkatesh,_Gaurav_Pundir |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16036 |
PERISTOLEを提示して、パルサーの回転に関連するさまざまな時間遅延と、連星パルサーのその他の一般的な相対論的側面を研究します。これは、二重パルサーシステムのいくつかのパラメーターを入力として取り、重力レンズによって生じる幾何学的遅延およびシャピロ遅延と共に、回転および緯度のレンズ遅延を出力する、オープンソースのpythonパッケージとして利用できます。このパッケージは、同じシステムのバリエーション間の違いを迅速に分析、評価、研究する方法を提供し、異なるパラメーターがシステムに及ぼす影響を定量化することを目的としていました。この研究ノートを通じて、ペリストールの背後にある動機を簡単に説明し、これまでに発見された唯一のダブルパルサーシステム、J0737-3039を使用してその機能を紹介します。
JWSTにおける中赤外装置の分光時系列性能
| Title |
Spectroscopic_time_series_performance_of_the_Mid-Infrared_Instrument_on_the_JWST |
| Authors |
Jeroen_Bouwman_(1),_Sarah_Kendrew_(2),_Thomas_P._Greene_(3),_Taylor_J.Bell_(3),_Pierre-Olivier_Lagage_(4),_Juergen_Schreiber_(1),_Daniel_Dicken_(5),_G.C.Sloan_(2),_Nestor_Espinoza_(2),_Silvia_Scheithauer_(1),_Alain_Coulais_(4),_Ori_D._Fox_(2),_Rene_Gastaud_(4),_Adrian_M._Glauser_(6),_Olivia_C._Jones_(5),_Alvaro_Labiano_(7),_Fred_Lahuis_(8),_Jane_E._Morrison_(9),_Katherine_Murray_(2),_Michael_Mueller_(10),_Omnarayani_Nayak_(2),_Gillian_S._Wright_(5),_Alistair_Glasse_(5),_George_Rieke_(9)_((1)_Max_Planck_Institute_for_Astronomy,_(2)_Space_Telescope_Science_Institute,_(3)_NASA_Ames_Research_Center,_(4)_CEA,_(5)_UK_Astronomy_Technology_Centre,_(6)_ETH,_(7)_Telespazio_UK_for_the_European_Space_Agency,_(8)_SRON,_(9)_University_of_Arizona,_(10)_University_of_Groningen) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16123 |
ここでは、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡の中間赤外線装置(MIRI)を使用した、通過中の太陽系外惑星\object{L168-9b}の史上初の中赤外線分光時系列観測を紹介します。データは、MIRIの試運転活動の一環として取得され、これらの困難な観測に対する低解像度分光法(LRS)モードの性能を特徴付けています。MIRILRSのパフォーマンスを評価するために、データの2つの独立した分析を実行しました。単一のトランジット観測で、R=50で7-8~\micron~の範囲で$\sim$50ppmの分光測光精度に達し、$\sim$25ppmのシステマティックノイズと一致することがわかりました。得られたバンド平均通過深さは、2つの適用された分析方法でそれぞれ524~$\pm$~15~ppmおよび547~$\pm$~13~ppmであり、既知の通過深さを1~$\sigma$以内に回復します。.惑星の透過スペクトルで測定されたノイズは、波長$6.8\lesssim\lambda\lesssim11$$\mu$mでのランダムノイズシミュレーションよりも約15～20\%高くなっています。より短い波長で過剰なノイズが観測されました。その原因について説明します。この性能は限られた飛行中のキャリブレーションデータで達成され、系外惑星大気の特徴付けにおけるMIRIの将来の可能性を示しています。
共分散マップを使用した Gemini Planet Imager の適応光学データからの実効風速の推定
| Title |
Estimating_effective_wind_speed_from_Gemini_Planet_Imager's_adaptive_optics_data_using_covariance_maps |
| Authors |
Daniel_M._Levinstein,_Saavidra_Perera,_Quinn_M._Konopacky,_Alex_Madurowicz,_Bruce_Macintosh,_Lisa_Poyneer,_and_Richard_W._Wilson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16441 |
地上の可視および近赤外線望遠鏡で観測すると、地球の乱れた大気によって天体の画像が斑点状にぼやけます。適応光学(AO)システムは、波面センサー(WFS)と形状可変ミラーを使用して、これらの大気の影響を軽減するために採用されています。一部のAOシステムは、コロナグラフィック画像のコントラスト機能を低下させる、風のバタフライ効果や風によるハローにつながる強く高速の高乱気流層を補正するのに十分な速度ではありません。大気の実効風速を推定することで、大気のコヒーレンス時間を計算できます。これは、サイトの特徴付けを理解するための重要なパラメーターであるだけでなく、後処理で風蝶を除去するのに役立つ可能性があります。ここでは、疑似開ループ(POL)WFSデータから生成された時空間共分散マップから大気の実効風速を推定する方法を提示します。POLWFSデータは、クローズドループでの動作時に完全な波面情報を再構築することを目的として使用されます。共分散マップは、さまざまな大気の乱流層が望遠鏡をどのように通過するかを示しています。私たちの方法は、石鹸のpythonライブラリで生成されたシミュレートされたWFSデータから実効風速を正常に回復しました。シミュレートされた大気乱流プロファイルは、さまざまな強度と速度の2つの乱流層で構成されています。この方法は、GeminiPlanetImager(GPI)AOWFSデータにも適用されています。これにより、実効風速がAO画像の点広がり関数に見られる風によるハローにどのように影響するかについての洞察が得られます。このホワイトペーパーでは、シミュレートされたデータとGPIWFSデータの結果を示します。
| Title |
Revisiting_the_space_weather_environment_of_Proxima_Centauri_b |
| Authors |
Cecilia_Garraffo,_Juli\'an_D._Alvarado-G\'omez,_Ofer_Cohen,_and_Jeremy_J._Drake |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.15697 |
低質量星の周りを周回する近接惑星は、強烈なエネルギーの光子と粒子の放射、および厳しい宇宙天気にさらされています。プロキシマケンタウリb(Garraffoetal.2016b)のこのような条件をモデル化しました。プロキシマケンタウリb(Garraffoetal.2016b)は、地球に最も近い恒星のハビタブルゾーンを周回する岩石惑星であり、地球の太陽風圧よりも3桁高い恒星風圧を発見しました。当時、プロキシマ・センの表面磁場分布のゼーマン・ドップラー観測は利用できず、プロキシマと同様のロスビー数を持つ星からのプロキシがMHDモデルを駆動するために使用されました。最近、ProximaCenの最初のZDI観測が利用可能になりました(Kleinetal.2021)。このマップを使用してプロキシマbの宇宙天気をモデル化し、プロキシマグネトグラムの結果と比較しました。また、最先端のダイナモモデルによって生成されたプロキシマbの高解像度合成マグネトグラムのモデルも計算しました。これら3つのシナリオで得られる宇宙気象条件は類似しており、ZDIで観測されたマグネトグラムとプロキシに基づくモデルの間にはわずかな違いしか見られません。ロスビー数に基づくプロキシマグネトグラムの処方箋は有効であり、直接観測が利用できない場合に星の磁束分布を推定する簡単な方法を提供すると結論付けます。合成マグネトグラムに基づくモデルとの比較は、正確なマグネトグラムの詳細は、惑星の地球規模の宇宙気象条件を予測するのに重要ではないことを示しており、大規模(低次)磁場が支配的であり、小規模磁場が支配的であるという以前の結論を補強しています。周囲の恒星風にはあまり影響を与えません。
NGC 3432 における AT 2000ch (SN 2000ch) のマルチエポック変動 -- 電波連続体と光学研究
| Title |
Multi-epoch_variability_of_AT_2000ch_(SN_2000ch)_in_NGC_3432_--_A_radio_continuum_and_optical_study |
| Authors |
Ancla_M\"uller,_Vanessa_Frohn,_Lukas_Dirks,_Michael_Stein,_Bj\"orn_Adebahr,_Dominik_J._Bomans,_Kerstin_Weis,_and_Ralf-J\"urgen_Dettmar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.15706 |
AT2000chは、2000年に最初に検出されたNGC3432内の非常に変化の大きい大質量星と超新星偽星です。これはSN2009ipと類似しており、しばしば比較されるため、コア崩壊超新星--同様の明るさのSN偽星--を受けると予想されます--近い将来に。1984年までさかのぼるアーカイブデータを使用して、無線および光学体制におけるAT2000chの長期変動性を特徴付けます。AT2000chの質量損失率を制限するために、文献の観測に加えて、これらの新たに削減された観測を使用します。さまざまなアプローチに基づく複数のエポック、および検出された電波の明るさに関する星周星雲の一般的な特性を推測します。PalomarTransientFactoryとZwickyTransientFacilityからのアーカイブデータに対して点広がり関数測光を実行することにより、AT2000chの既知の光学的光度曲線を2022年の初めまで延長します。標準的なキャリブレーションとイメージング方法を使用して、非常に大きなアレイで得られたアーカイブの電波連続体観測を削減し、事前に削減された\changes観測と、WesterborkSynthesisRadioTelescopeとLOWFrequencyARrayで得られた観測でこれらを補完しました。AT2000chの分析では、光の光度曲線と色の進化、さまざまな周波数と時間での電波連続体の明るさ、および対応するスペクトルインデックスを考慮します。電波連続体の明るさとHaフラックスに基づいて、質量損失率と光学深度を推定しました。2000年代に見られたものと同様のAT2000chのバーストを新たに2回検出し、13回の再増光イベントを報告します。そのうち少なくとも4回は、光度曲線のサンプリングが不十分なために最終的に検出されませんでした。すべての爆発と重要な、十分にサンプリングされた再増光イベントの日付は、合計20年間にわたる$\sim201\pm12\,$daysの期間と一致しています。このような動作は、どのSNなりすましでも、特に候補のSN~2009ip類似体では見られませんでした。2010年から2012年および2014年から2018年の間に、わずかな検出しかありませんが、トランジェントの噴出が少ない可能性のあるフェーズについて結論を出すには不十分です。最近の再明るくなったイベントの後に安定した減光が見られ、星周エンベロープに多孔性の可能性のある証拠が見られ、AT~2000chが現在比較的穏やかな状態に移行している可能性があることを示唆しています。$\sim23\,$pc($\sim0.5^{\prime\prime}$)の投影距離で、2番目の無関係なソースを特定しました。過去20年間はおそらく$5\%-10\,\%$レベルでしたが、これは全体的な調査結果には影響せず、再ブライトニング中は無視できます。AT~2000chの質量損失率を数$10^{-6}\,\textrm{M}_{\odot}/\textrm{yr}$から数$10^{-5の範囲に制限することができます。}\,\textrm{M}_{\odot}/\textrm{yr}$.新しい噴出物は、大幅な再増光後、少なくとも最初の$\sim25\,$日以内に電波連続体放射に光学的に厚いように見えます。
現在の時代と比較した赤方偏移 z=5 の星の統計的性質
太陽の値の1、1/10、1/100の金属量を持つ星団形成の3つの放射流体力学的シミュレーションから得られた星と褐色矮星の統計的特性を報告します。星形成雲は、赤方偏移z=5での星形成に適した宇宙マイクロ波背景放射を受けます。3つの計算の結果を相互に比較し、現在(z=0)の星形成に適した背景放射のレベルを持つ同様の以前に公開された計算と比較します。それぞれの計算は、ダストとガスの温度を別々に扱い、拡散星間物質の熱化学モデルを含んでいます。星の質量分布は、現在の星形成の金属量に影響されませんが、z=5では、特徴的な星の質量は金属量の増加に伴って増加し、質量分布には太陽の金属量で褐色矮星と低質量星が不足していることがわかります。銀河の初期質量関数と比較。また、z=5での金属量の増加に伴い、M型矮星の多重度が減少することもわかりました。これらの効果は、高密度でのフラグメンテーションを阻害するより高温の宇宙マイクロ波背景放射のために、z=0と比較してz=5で金属に富むガスが低温に冷却できない結果です。
若い星団の分裂主系列から明らかになったB型星の初期スピン分布
| Title |
The_initial_spin_distribution_of_B-type_stars_revealed_by_the_split_main_sequences_of_young_star_clusters |
| Authors |
Chen_Wang,_Ben_Hastings,_Abel_Schootemeijer,_Norbert_Langer,_Selma_E._de_Mink,_Julia_Bodensteiner,_Antonino_Milone,_Stephen_Justham,_Pablo_Marchant |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.15794 |
若い散開星団内の星の分光観測により、星の自転速度が10～30%の星がゆっくりと回転し、残りの70～90%がかなり急速に回転する二分分布の証拠が明らかになりました。同時に、若い星団の高精度マルチバンド測光では、分裂した主系列バンドが示されており、これもスピンの二分法によるものと解釈されています。最近の論文では、フォトメトリックスプリットを取得するには極端な回転が必要であることが示唆されています。しかし、MESAモデルの新しいグリッドと一般的なSYCLISTモデルは、最初の低速(線形ケプラー回転速度の0～35%)と中間(ケプラー回転速度の50～65%)の回転が測光を説明するのに十分であることを示しています。スプリット。これらの値は、最近の星団とフィールドスターの分光測定と一致しており、上部主系列星の誕生スピン分布を反映している可能性があります。初期の高速回転星の一部は、主系列進化の終わりに臨界回転近くに達し、若い星団のターンオフ領域でBe星を生成できる可能性があります。しかし、クラスターターンオフより2等級までのBe星の存在は、Be星の作成における連星相互作用の重要な役割を提唱していることがわかります。我々は、表面の化学組成の測定が、これら2つのBe星形成チャネルを区別するのに役立つ可能性があると主張しています。最も急速に回転し、したがって窒素が豊富な単一星のみがBe星に進化できますが、質量移動前の回転が遅く、降着が非効率であるため、臨界的に回転している降着によって誘発されたBe星でさえ、濃縮が穏やかであるか、まったくない可能性があります。私たちの結果は、若くて進化したB型主系列星のスピン分布の起源に新たな光を当てます。
成長中の星周円盤におけるダストの運動とダスト成長の可能性
ダスト粒子をラグランジュ粒子として扱い、初期の星形成段階におけるダストの運動を調査するために、三次元抵抗磁気流体力学シミュレーションを使用して星形成雲コアの進化を計算します。$a_{\rmd}=0.01$--$1000\,\mu$mの範囲で6つの異なるサイズのダスト粒子のセットを用意します。ここで、$a_{\rmd}$はダストの粒子サイズです。重力崩壊する雲では、星周円盤が原始星の周りに形成され、原始星の流出を引き起こします。最初に領域$\theta_0\lesssim45^\circ$に分布したほとんどすべての小さなダスト粒子($a_{\rmd}\lesssim10$--$100\,\mu$m)は、ここで、$\theta_0$は回転軸に対する初期天頂角ですが、この領域には少数の大きなダスト粒子($a_{\rmd}\gtrsim100\,\mu$m)しか分布していません排出されます。他のすべての粒子は、流出によって放出されることなく、原始星または円盤に落ちます。ダストの粒子サイズに関係なく、ダスト粒子が星周円盤に沈降した後、ダストの動きの挙動は2つの傾向に分かれます。上部エンベロープから内側のディスク領域に到達するダスト粒子は優先的に原始星に落下しますが、エンベロープから外側のディスク領域またはディスクの外縁に到達するダスト粒子は、内側への半径方向のドリフトなしで生き残ることができます。これらの生き残った粒子は、粉塵の成長を引き起こす可能性があります。したがって、円盤の外側の領域は、惑星形成に適した場所であると予想されます。
$\delta$ Scuti 星の共振モード結合
DeltaScuti($\delta$Sct)変光星は、ヘルツスプルング-ラッセル図の主系列と不安定帯の交点にある中間質量星です。$\delta$Sct星KIC8054146における共鳴的に相互作用するモードトリプレットの特に説得力のある検出を含む、非線形モード相互作用がそれらの振動スペクトルを形成することをさまざまな証拠が示しています。不安定ストリップにまたがる14の$\delta$Sctモデルにおける非線形モード相互作用の強度と普及率を調べます。モデルごとに、モードトリプレットの$\sim10^4$一意の組み合わせの周波数離調と非線形結合強度を計算します。すべてのモデルが、KIC8054146で特定されたトリプレットと一致する離調と結合強度を持つ、少なくとも$\sim100$よく結合したトリプレットを含むことがわかりました。我々の結果は、共鳴モードの相互作用が$\delta$Sct星で重要である可能性があることを示唆しています。そして、多くが振幅と振動周期の急速な変化を示す理由を説明するかもしれません。
噴出する磁気フラックスロープの足跡における噴出前の磁気特性の調査
| Title |
Investigating_pre-eruptive_magnetic_properties_at_the_footprints_of_erupting_magnetic_flux_ropes |
| Authors |
Wensi_Wang,_Jiong_Qiu,_Rui_Liu,_Chunming_Zhu,_Kai_E_Yang,_Qiang_Hu_and_Yuming_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.15909 |
太陽の噴火が、コロナの電流を運ぶ磁場に蓄えられた自由磁気エネルギーによって駆動されることは十分に確立されています。また、磁気フラックスロープ(MFR)が多くのコロナ質量放出(CME)の重要な構成要素であることも一般に認められています。議論の余地があるのは、MFRが噴火のかなり前に存在するかどうかです。私たちの目的は、MFRの前駆物質を特定し、これらの前駆物質に関連する噴火前の磁気特性を調査することです。ここでは、2010年から2015年にかけて円盤の中心から45度以内で噴出した28のMFRを分析します。次に、HelioseismicおよびMagneticImager(HMI)ベクトルマグネトグラムを使用して、噴火前のMFRの足元の磁気特性を計算します。私たちの結果は、8つの噴火MFRのみが重要な中和されていない電流に関連していることを示しており、そのうち4つはフットプリントで噴火前の減光も示しています。ツイストと電流の分布は、これらのMFRの2つの足で非対称です。中和されていない海流に関連する噴火前の減光の存在は、既存のMFRを示唆しています。さらに、フットプリント内の共役調光と電流の進化は、MFRの内部構造とその形成メカニズムに関する手がかりを提供できます。
1世紀にわたる古典的なCepheid SV Vulpeculaeの周期変動(1913-2022)
この研究は、古典的なセファイドSVVulの視覚的、CCD、光電、および写真の最大値の338の新しい時間を分析します。対応する観測は1913年から2022年の間に行われました。この新しい大規模な観測に基づいて、天体物理学的に重要なこの星の周期変動が再検討されます。理論や以前の研究と矛盾することなく、よく選択された明るいセファイドの周期変動の長期的な監視には視覚的観測が重要であることを示しています。この研究では、SVVulの周期変化率が-250s/yrであることが確立されています。その期間は現在45日未満です。
太陽大気における二流体磁気音響波の数値シミュレーション
イオン(陽子)+電子および中性(原子状水素)流体から成り、イオン-中性衝突によって結合された、部分的にイオン化された太陽の下層大気における磁気音響2流体波の波周期の垂直方向の変動を調べます。この研究により、太陽大気における波周期カットオフとその変動を見つけ、波の伝播条件を決定する際にこれらのカットオフの役割を確立することができます。大気は、均一な垂直磁場によって許可されます。太陽光球の底部で動作する、垂直イオンおよび中性速度の高調波ドライバーによって平面波が励起される、1次元(1D)の2流体モデルのフレームワークで数値シミュレーションを実行します。ドライバーによって直接設定された波に加えて、カットオフ波周期を持つ波の励起が観測されます。また、そのドライバーによって放出された波の一部が太陽コロナに到達できることもわかります。非断熱的および非理想的な項の欠如や単純な1D構造などの制限にもかかわらず、開発された太陽大気の2流体モデルは、波の伝播条件を設定する際のカットオフの役割に新たな光を当てます。太陽の大気と、太陽表面からコロナまでエネルギーを運ぶ可能性のある波の周期を見つけます。
NICMOS カーネル位相干渉法 II: 近傍の褐色矮星の人口統計
| Title |
NICMOS_Kernel-Phase_Interferometry_II:_Demographics_of_Nearby_Brown_Dwarfs |
| Authors |
Samuel_M._Factor_and_Adam_L._Kraus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16481 |
星形成理論は、連星褐色矮星の個体群の人口統計(頻度、分離、質量比)を再現するのに苦労してきました。カーネル位相干渉法は、従来のイメージングではアクセスできない分離でコンパニオンに敏感であり、水素燃焼限界を下回る新しい物理スケールでの形成のテストを可能にします。フィールド褐色矮星のアーカイブHST/NICMOS調査の以前のカーネルフェーズ分析からの検出と感度限界を分析します。ガイア距離と進化モデルを使用して105後期MからT矮星の物理的性質を推定した後、ベイジアンフレームワークを使用して、これらの結果を対数正規分離とべき乗質量比分布によって定義されたモデルコンパニオンポピュレーションと比較します。マルムキストバイアスを補正すると、$F=0.11^{+0.04}_{-0.03}$のコンパニオン分数と、$\rho=2.2^{+1.2}_{-1.0}$auを中心とする分離分布が見つかります。、以前の研究で見られたよりも小さくてタイトです。また、等質量系を強く支持する質量比べき乗指数も見つかります。野外個体群の推定年齢($0.9-3.1$Gyr)。値の変化は、カーネル位相干渉計の使用に起因すると考えられます。これにより、低質量のコンパニオンに大きな感度で長半径分布のピークを解決できます。質量の減少に伴い連星分数が減少するという以前に見られた傾向と、フィールドエイジ亜星域におけるタイトで等質量のシステムへの強い選好を確認します。システムの$0.9^{+1.1}_{-0.6}$%のみが20auより広く、システムの$<1.0^{+1.4}_{-0.6}$%が質量比$q<0.6$を持っています。これは、乱流の断片化が初期条件を設定し、続いて動的進化の短い期間が続き、誕生クラスターが溶解する前に、最も幅が広く質量が最小の仲間を除去したことに起因すると考えられます。
局所宇宙膨張の4つのヒントとテスト候補
短距離スケールでの宇宙の膨張は、暗黒エネルギーを調査するための新しいフロンティアです。連星パルサーにおける過度の軌道崩壊は、宇宙抗力と呼ばれる局所的な宇宙膨張による加速に関連している可能性があります。2つの独立した連星(PSRB1534+12とPSRB1913+16)の最新の観測は、この解釈を支持し、連星系の膨張率がハッブル定数よりも小さい、粘性の均一性を伴うスケールに依存しない膨張をもたらします。この論文では、追加の証拠バイナリ(PSRJ1012-5307およびPSRJ1906+0746)を示し、宇宙抗力の図式をサポートしています。従来のモデルの総異常値は、以前に報告された2つの証拠バイナリを含めて約$3.6\,\sigma$です。さらに、NS-NS連星とNS-WD連星の両方の典型的なモデルについて、宇宙抗力の観測可能な範囲が計算されました。この領域では、6つのテスト候補が過剰軌道崩壊の予測とともにリストされています。
コア崩壊型超新星の高温で中性子が豊富で密度の高い環境は、負に帯電したパイ中間子の供給源となり、物質の大部分を構成する可能性があります。これらの豊富な熱パイ中間子は、光と隠れた仮想粒子を生成する役割を果たします。超新星パイ中間子が関与する反応によるダークゲージボソンの生成について議論し、その速度はアイソベクトル核子カップリングによって決定されます。2つのおもちゃのモデル、暗光子モデルとゲージ$B-L$モデルを考慮に入れます。これらは、媒質内に典型的な異なるアイソベクトル核子結合構造を持っています。パイ中間子誘起のダークゲージボソンは、超新星に関連するいくつかの観測結果に痕跡を残します。それらのかなりの放射率と特徴的なハードスペクトル分布は、特に2電子質量を超える質量で、ダークゲージボソンモデルに厳しい制約をもたらします。
確率的不整合からの暗黒物質の緩和
緩和機構と名付けられたヒッグス-アクシオン相互作用による電弱スケールの宇宙論的緩和は、ヒッグス質量階層に動的解を提供します。Graham、Kaplan、Rajendranによる最初の提案では、今日の緩和量は小さすぎて宇宙の暗黒物質を説明できません。これは、インフレーション後の位置ずれ角度の抑制が大きいためです。Banerjee、Kim、およびPerezは、再加熱効果が緩和を置き換えることができることを認識しました。ただし、このシナリオは、暴走を避けるためにパラメーター空間の限られた領域で実現されます。インフレ変動が古典的なスローロールよりも支配的な体制では、変動によるフィールドの「確率的ミスアライメント」が大きくなる可能性があることを示しています。潜在的な障壁が収縮し、一時的に局所的最小値を不安定化する高温シナリオを含む、インフレ後の緩和の進化を研究します。緩和が宇宙で観測されたダークマター密度を自然に説明できるパラメーター空間の新しい領域を開き、結合が大きくなり、質量が大きくなり、混合角が大きくなり、崩壊定数が小さくなり、インフレーションのスケールが大きくなります。
光熱自己相互作用暗黒物質の最小限の実現
| Title |
Minimal_realisation_of_light_thermal_self-interacting_dark_matter |
| Authors |
Debasish_Borah,_Satyabrata_Mahapatra,_Narendra_Sahu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.15703 |
天体物理学的観測によって示唆されているように、軽いメディエーターを伴うGeVスケールの自己相互作用暗黒物質(SIDM)は、大規模なスケールでは後者と一致しながら、コールド暗黒物質(CDM)パラダイムの小規模な問題を軽減する有望なシナリオです。.従来、このようなシナリオでは、メディエーター粒子へのSIDMの消滅率が大きいため、SIDM熱遺物が不足することになります。このレターでは、3つのシングレットフェルミオンの1つが、光ニュートリノ質量のシーソー起源に関与し、フリーズアウトを介して正しいSIDMレリック密度の生成を支援する、正しい熱レリックを使用したGeVスケールSIDMの最小限の実現を提案します。一重項フェルミオンは、SIDMに近いがそれよりも大きい質量を持ち、暗黒物質への効率的な消滅率をもたらし、光メディエーターへの消滅による暗黒物質の枯渇を補償します。このような光SIDMの熱遺物生成メカニズムを提供することに加えて、直接探索、宇宙論、および暗光子探索実験で刺激的な発見の見通しが存在します。光ニュートリノ質量の起源への接続は、DMの長寿命の性質による間接的な検出の見通しも開きます。
PBH注入シーソー物質の起源と独特の重力波
| Title |
PBH-infused_seesaw_origin_of_matter_and_unique_gravitational_waves |
| Authors |
Debasish_Borah,_Suruj_Jyoti_Das,_Rome_Samanta_and_Federico_R._Urban |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.15726 |
3つの右手(RH)ニュートリノで拡張された標準モデルは、軽いニュートリノの質量、宇宙のバリオンの非対称性、暗黒物質(DM)を説明できる最も単純なモデルです。一般に、RHニュートリノが軽いモデルは、実験でのテストが容易です。この作業では、RHニュートリノが超重($M_{i=1,2,3}>10^9$GeV)であっても(大統一スケールに近い)、モデルが確率的重力波(GW)バックグラウンドの明確な機能のおかげでテストされました。ホーキング放射を介して超重RHニュートリノDMを生成する超軽量原始ブラックホール（PBH）で満たされた初期宇宙を考えます。もう一方のRHニュートリノのペアは、PBHが蒸発するずっと前に、熱レプトジェネシスによってバリオンの非対称性を生成します。GW干渉計は、PBH密度変動によって誘発されるGWのおかげで、この新しい質量スペクトルをテストできます。$U(1)$ゲージ対称性の破れが動的にシーソースケールを生成する、より洗練されたバージョンでは、PBHは$U(1)$-破る宇宙ストリングからGWに観測可能なスペクトルの歪みも引き起こします。したがって、DM発生に関連し、パルサータイミングアレイで検出可能な低周波GW機能は、干渉計スケールでのbaryogenesisに関連する中周波または高周波GWシグネチャに対応する必要があります。
| Title |
Parametric_amplification_of_electromagnetic_plasma_waves_in_resonance_with_a_dispersive_background_gravitational_wave |
| Authors |
Swadesh_M._Mahajan_and_Felipe_A._Asenjo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.15801 |
分散媒質中のバックグラウンドのサブルミナール重力波と同相で伝播するサブルミナール電磁プラズマ波は、パラメトリック増幅を受けることができることが示されています。この現象が発生するには、2つの波の分散特性が適切に一致している必要があります。2つの波の応答周波数(媒体に依存)は、明確で限定的な範囲内にある必要があります。組み合わされたダイナミクスは、パラメトリック不安定性の典型的なモデルであるWhitaker-Hill方程式によって表されます。電磁波の指数関数的成長は共鳴で表示されます。プラズマ波は、背景の重力波を犠牲にして成長します。現象が発生する可能性があるさまざまな物理的シナリオについて説明します。
地磁気の変動は、ミリ秒単位から数百万年単位まで、幅広い時間スケールで発生します。衛星測定の出現により、短い時間スケールの地球磁場の挙動の詳細な研究が可能になりましたが、古地磁気記録がまばらであるため、長い時間スケールの進化を理解することは依然として困難です。この論文では、確率的流体運動の結果としての磁場生成を研究するための場理論の枠組みを紹介します。確率運動学的ダイナモモデルを構築することにより、古地磁気記録からの観測と比較できる磁場の統計的特性を導き出します。流速は、ガウス統計に従うランダムな力として作用するように取られます。Martin-Siggia-Rose-Janssen-deDominicis(MSRJD)形式を使用して、平均磁場応答関数を計算します。このことから、磁気拡散率への乱流の寄与の推定値を取得し、それが平均場ダイナモ理論の結果と一致することを発見しました。このフレームワークは、確率論的な文脈で地磁気を研究する上で非常に有望です。
二重重力における異方性宇宙からのスピン2暗黒物質
重重力は、一般相対性理論の自然な拡張の1つであり、暗黒物質の有力な候補となる追加の大規模なスピン2フィールドを含んでいます。スピン2暗黒物質の生成を議論するために、Boulware-Deserゴーストのない2つの重重力理論、すなわちHassan-Rosen重重力理論と重重力極小理論で、軸対称BianchiタイプI宇宙の背景方程式の固定点解を調べます。不動点のローカルおよびグローバルな安定性を調査し、それらを分類します。一般的な分析に基づいて、異方性固定点解から等方性固定点解への遷移によってスピン2暗黒物質が生成されるという新しいシナリオを提案します。生成されたスピン2暗黒物質は、暗黒物質のすべてまたは一部を占めることができ、重力波と同じようにレーザー干渉計で直接検出できます。
| Title |
Electroweak_Axion_as_the_Fuzzy_Dark_Matter_--_A_Proposal_for_the_Mixed_Fuzzy_and_Cold_Dark_Matters |
| Authors |
Yu-Cheng_Qiu_and_Tsutomu_T._Yanagida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.15967 |
電弱アクシオンは、質量$m\simeq10^{-20}$--$10^{-19}\,{\rmeV}$のファジー暗黒物質と同一視されます。このモデルは暗黒物質の2つの成分を予測しています。1つは超軽量で、もう1つはWIMPのようなものです。ファジィな暗黒物質と光子の間のチャーン・シモンズ型の相互作用と$B+L$破壊陽子崩壊が予測されています。
有効場理論における原始ブラックホールによる一次電弱相転移の解明
| Title |
Probing_first-order_electroweak_phase_transition_via_primordial_black_holes_in_the_effective_field_theory |
| Authors |
Katsuya_Hashino,_Shinya_Kanemura,_Tomo_Takahashi_and_Masanori_Tanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16225 |
非デカップリング量子効果が適切に記述されているほぼ整列したヒッグス有効場理論の枠組みで、一次電弱相転移からの原始ブラックホールの生成を調査します。このような原始ブラックホールの質量は太陽質量の約$10^{-5}$と評価されているため、すばるHSC、OGLE、PRIME、ローマ宇宙望遠鏡などの現在および将来のマイクロレンズ観測により、電弱相を調べることができる可能性があります。遷移。一次電弱相転移によって原始ブラックホールが生成されるパラメータ領域を研究し、これらの観測での検出可能性を調査します。電弱相転移の性質をテストするために、原始ブラックホール観測、重力波観測、コライダー実験の相補性についても説明します。
ハッブル張力は、量子宇宙論的アプローチの枠組みで分析されます。量子Ｂｏｈｍポテンシャルによって規定される全エネルギー密度の式に新しい被加数が生じることが分かった。この追加のエネルギー密度は、初期宇宙の膨張履歴を変更し、後期宇宙の放射よりも速く崩壊します。初期の暗黒エネルギーを伴う物理モデルと同様に、量子性質のこの物質源を考慮に入れると、原則として、異なるアプローチで得られたハッブル定数推定値間の不一致を解消できます。検討されたモデルは、標準宇宙論を量子セクターに拡張することを可能にします。
