ダブル ソース レンズによる宇宙論のテスト
二重ソースレンズ効果は、距離比の無次元比、つまり観測者を超えた重力レンズに対する距離を介した宇宙論の「リモートビューイング」を提供します。これを使用して、特に空間曲率と距離双対関係に関して、宇宙論的枠組みをテストします。一定の空間曲率の一貫性のある方程式を導き出し、平面対曲線だけでなく、Friedmann-Lema\^itre-Robertson-Walkerフレームワーク自体の調査も可能にします。距離双対性については、主張されている距離双対性違反よりも$\gtrsim5$倍厳密な分数精度にレンズ質量プロファイル勾配の進化を制御する必要があることを示します。EuclidおよびLSSTサーベイにおける二重ソースレンズシステムのLENSPOP予測を使用して、ダークエネルギー状態方程式パラメーターおよびレンズ質量プロファイル勾配の進化に関する制約も調べます。
原始ブラックホールの降着による CMB 温度トライスペクトル
原始ブラックホール(PBH)は、再結合プラズマへのエネルギーの降着によるエネルギー注入により、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)異方性パワースペクトルに痕跡を残すことが知られています。ここでは、PBHの増加に由来する定性的に新しいCMB観測量、つまり温度トライスペクトルまたは接続された4点関数を調べます。この非ガウス署名は、PBHと降着したバリオンの間の大規模な超音速相対速度による、PBH降着光度の強い空間変調、したがって電離摂動によるものです。最初に、PBHの降着によって引き起こされる自由電子分率の不均一性に対する因数分解可能な二次伝達関数を導出します。次に、再結合の一般的な修正によるCMB温度異方性への摂動を計算し、結果をPBHの降着に適用します。PBHの降着によって引き起こされるイオン化摂動の空間変動による温度パワースペクトルへの新しい寄与を計算し、その均一部分のみを説明した過去の研究を超えています。これらの寄与は正式には同等ですが、摂動温度場と標準のCMB異方性との相関が低いため、新しい部分が劣っていることがわかります。初めて、PBHの降着による温度トライスペクトルを計算します。このトライスペクトルは、ローカルタイプの原始非ガウス性トライスペクトルと弱く相関しているため、後者に対する制約は、PBHの降着に関する競争上の境界にはつながりません。また、PBHの降着に由来する温度トライスペクトルに対するプランクの感度も予測します。興味深いことに、現在の温度のみのパワースペクトル制約よりも$\sim10^3M_{\odot}$の下でPBHに敏感であることがわかりました。この結果は、この研究を不均一に降着するPBHによって引き起こされる温度と分極三スペクトルに拡張する将来の研究の動機となります。
初期宇宙における高温QCD遷移の特徴
標準モデルを超えたQCDの拡張により、クォークとグルオンの閉じ込めが$\sim$GeVの温度をはるかに超えて発生する可能性があります。これらのモデルは、QCD相転移の順序を変更することもできます。したがって、QCD遷移での相対論的自由度の変化に伴う可能性のある原始ブラックホール（PBH）の生成の強化は、標準モデルQCDホライズンスケールよりも小さい質量スケールを持つPBHの生成に有利に働く可能性があります。その結果、標準的なGeVスケールのQCD遷移に関連するPBHとは異なり、そのようなPBHは、制約のない小惑星質量ウィンドウ内のすべての暗黒物質存在量を説明できます。これは、未知の温度領域($\sim10-10^3$TeV)の広い範囲にわたるQCD物理学の標準モデル修正を超えて、PBHを検索するマイクロレンズ調査とリンクします。さらに、重力波実験に対するこれらのモデルの意味についても説明します。$\sim7$TeVでの一次QCD相転移は、スバルハイパーシュプリームカムの候補イベントと一致し、主張されているNANOGrav重力波信号も説明できることを示します。
ハッブル定数の減少傾向の証拠
ローカル距離ラダーと宇宙マイクロ波背景放射から導き出されたハッブル定数$H_0$の間の現在の不一致は、宇宙論における最も重要な問題の1つです。ここでは、ハッブル定数を赤方偏移の関数として推定するための新しいノンパラメトリック法を紹介します。共分散行列を対角化することにより、ハッブル定数の進化の独立した推定値を確立します。Ia型超新星と観測されたハッブルパラメータのデータから、5.1$\sigma$信頼水準の有意性を持つハッブル定数の減少傾向が見られます。低赤方偏移では、その値はローカル距離ラダーから測定された値と劇的に一致し、高赤方偏移では宇宙マイクロ波背景放射から測定された値まで低下します。私たちの結果は、ハッブルの緊張を緩和し、特に新しい物理学の遅い時間の解決策を好む可能性があります。
Pantheon および eBOSS DR16 クエーサー サンプルとの宇宙距離双対関係のモデルに依存しないテスト
| Title |
Model-independent_test_for_the_cosmic_distance_duality_relation_with_Pantheon_and_eBOSS_DR16_quasar_sample |
| Authors |
Bing_Xu,_Zhenzhen_Wang,_Kaituo_Zhang,_Qihong_Huang,_and_Jianjian_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00269 |
この論文では、最新の5つのバリオン音響振動（BAO）測定とパンテオンタイプIa超新星（SNIa）サンプルを組み合わせることにより、宇宙距離双対関係〜（CDDR）の新しいモデルに依存しない宇宙論的テストを実行します。特に、BaryonOscillationSpectroscopicSurvey~(eBOSS)datarelease~(DR)16quasarsampleateffectiveredshift$z=1.48$からのBAO測定が使用され、2つの方法、すなわち圧縮形式のパンテオンサンプルと人工ニューラルビニングSNIaメソッドと組み合わせたNetwork~(ANN)を適用して、赤方偏移マッチングの問題を克服します。私たちの結果は、CDDRが観察結果と互換性があり、高赤方偏移のBAOおよびSNIaデータがCDDRの違反パラメーターに対する制約を効果的に強化し、信頼区間が20%以上減少することを示唆しています。さらに、観測データの圧縮形式は、CDDRに対してより厳密な制約を提供できるため、CDDRのテストでサンプルサイズが制限されている他の実際の観測データのアプリケーションに一般化できることがわかりました。
インフレーション後の構造形成による確率的重力波
| Title |
Stochastic_Gravitational_Waves_from_Post-inflationary_Structure_Formation |
| Authors |
Benedikt_Eggemeier,_Jens_C._Niemeyer,_Karsten_Jedamzik,_Richard_Easther |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00425 |
インフレーションに続いて、宇宙は振動するインフレトン凝縮体に支えられた初期の物質優勢の段階を通過する可能性があります。凝縮体の最初の小さなゆらぎは、サブホライゾンスケールで重力的に成長し、崩壊して非線形の「インフレトンハロー」を形成することができます。それらの形成とその後の潮汐相互作用は重力波を発生させ、現在の宇宙に確率的背景をもたらします。崩壊した構造の成長と相互作用をモデル化するN体シミュレーションを拡張して、結果として生じる重力波放出を計算します。この放射のスペクトルは、インフレトンハローの崩壊とその潮汐進化に基づく半分析的推定とよく一致しています。この半解析的な形式を使用して、初期の物質支配相が$100\,\mathrm{MeV}$という低い温度で熱化された宇宙に取って代わられるシナリオのスペクトルを推測し、これによって作成される可能性のある実験的機会について議論しますインフレーションが完了してからずっと後に熱化が起こるインフレーションモデルのシグナル。
SARAS3 が宇宙の夜明けの空で平均化された 21 cm 信号を検出しないことによる天体物理学的制約
| Title |
Astrophysical_Constraints_from_the_SARAS3_non-detection_of_the_Cosmic_Dawn_Sky-Averaged_21-cm_Signal |
| Authors |
H._T._J._Bevins,_A._Fialkov,_E._de_Lera_Acedo,_W._J._Handley,_S._Singh,_R._Subrahmanyan,_R._Barkana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00464 |
原子状水素の赤方偏移した21cm線の観測により、21cmパワースペクトルにいくつかの上限が生じ、$z\sim17$で天空平均信号が暫定的に検出されました。EDGESローバンドアンテナを使用して作成されたこの主張は、最近、SARAS3実験によって反論されました。SARAS3実験では、非検出が報告されており、宇宙の夜明けの天体物理学を制約するのに十分強力な唯一の利用可能な上限です。これらのデータを使用して、ビッグバンから$\sim2億年後($z\approx20$)の電波発光銀河の集団を制限します。ベイジアンデータ解析を使用して、データが(68%の信頼度で)$4.4\times10^{5}$M$_\odot\lesssimM\lesssim1.1\times10の質量を持つダークマターハロー内の放射性発光銀河を嫌うことを発見しました。^{7}$M$_\odot$(ここで、$M_\odot$は太陽の質量)$z=20$で、ガスの$>5$%が星に変換される銀河。データは星形成率$L_\mathrm{r}/\mathrm{SFR}\gtrsim1.549\times10^{25}$WHz$^{-1}$M$_\odotの電波光度を持つ銀河を不利にします150MHzで^{-1}$年、今日よりも1000倍明るく、1.42GHzでCMBを$\gtrsim6%$超えるシンクロトロン電波バックグラウンド。
タイタンの生命は、宇宙の初期の生命を示す可能性があります
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の温度は、最初の銀河が形成された後、赤方偏移z=33.5で土星の衛星タイタンの表面温度94Kに等しかった。タイタンのような天体は、星からの距離に関係なく、この表面温度を数十Myr維持していたでしょう。タイタンは、その地下水の海でおなじみの生命の化学的性質を持っているだけでなく、表面の液体メタンとエタンの川、湖、海で新しい形の生命を生み出す可能性を秘めています。タイタンでの生命の将来の発見の可能性は、ビッグバンからわずか1億マイル後に、宇宙で最も初期の銀河の金属が豊富な環境で最初の生命体が出現した可能性を開くでしょう.
CSST 銀河サーベイと重力波観測の相乗効果: 暗黒標準サイレンからハッブル定数を推定する
| Title |
Synergy_between_CSST_galaxy_survey_and_gravitational-wave_observation:_Inferring_the_Hubble_constant_from_dark_standard_sirens |
| Authors |
Ji-Yu_Song,_Ling-Feng_Wang,_Yichao_Li,_Ze-Wei_Zhao,_Jing-Fei_Zhang,_Wen_Zhao,_Xin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00531 |
コンパクトな連星合体からの重力波(GW)は、GWソースの絶対光度距離をエンコードします。GWソースの赤方偏移がわかると、距離と赤方偏移の関係を使用して、宇宙論的パラメーターを制約することができます。赤方偏移を取得する1つの方法は、GW観測によってGWソースを特定し、銀河カタログを使用して、潜在的なホスト銀河の赤方偏移情報の統計分析から赤方偏移を決定することです。このようなGWデータは一般にダークサイレンと呼ばれます。第3世代(3G)GW検出器は2030年代に動作する予定で、多数のコンパクトな連星合体を観測します。これらのGWイベントを暗いサイレンとして使用するには、将来の天空調査プロジェクトから高品質の銀河カタログが必要です.中国宇宙ステーション望遠鏡(CSST)は2024年に打ち上げられ、17500deg$^2$の調査範囲内で最大$z\sim4$までの数十億の銀河を観測し、測光および分光銀河カタログを提供します。この作業では、CSST銀河カタログと5年間のGWデータをシミュレートし、それらを組み合わせてハッブル定数($H_0$)を推測します。私たちの結果は、$H_0$の測定精度が$0.005\%$を超える可能性があることを示しています。これは、ハッブル定数測定の驚くべき精度です。3GGW検出器とCSSTの間の相乗効果は、ダークサイレン宇宙論において非常に重要であると結論付けています。
WINGS クラスターの構造および動的モデリング。 III.疑似位相空間密度プロファイル
| Title |
Structural_and_dynamical_modeling_of_WINGS_clusters._III._The_pseudo_phase-space_density_profile |
| Authors |
A._Biviano_(1_and_2)_and_G._A._Mamon_(3)_*1 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00600 |
数値シミュレーションは、宇宙のハローが疑似位相空間密度(PPSD)、Q=rho/sigma^3(rhoは質量密度およびシグマ速度分散)のべき法則半径方向プロファイルを表示することを示しています。WINGSデータセットからの54個の近くの銀河の規則的なクラスターの速度分散ベースのスタック(sigmav)の観測された運動学に対してMAMPOSStコードで実行されたマルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)分析から得られたパラメーターを使用して、これらの予測をテストします。PPSDの定義では、密度は銀河の3つの形態学的クラス(楕円銀河、レンチキュラー銀河、渦巻銀河)の総質量rho(Q_rho)または銀河数密度nu(Q_nu)のいずれかであり、速度分散(Jeans方程式)は、合計(Q_rhoおよびQ_nu)またはその半径成分(Q_r,rhoおよびQ_r,nu)のいずれかです。PPSDプロファイルは、ほぼすべてのMCMCパラメーターのべき乗関係であることがわかります。観測された楕円と渦巻きのQ_rho(r)とQ_r,rho(r)の対数勾配は、シミュレーションでの粒子の予測とよく一致していますが、S0ではわずかに浅くなっています。Q_nu(r)とQ_r,nu(r)の場合、楕円形のみがシミュレーションの粒子の勾配と一致するPPSD勾配を持ちますが、渦巻きの勾配はサブハローの勾配と同様に非常に浅くなります。しかし、リッチネスまたはガス温度に基づくクラスタースタックの場合、S0を除いて、べき乗PPSDの割合は低く(特にQ_nu)、Q_rho勾配は浅くなります。nuではなくrhoを使用して定義された観測されたPPSDプロファイルは、銀河団の基本的な特性のようです。それらは、暗黒物質と楕円体の激しい緩和の初期段階で刻印され、その後、クラスターの重力ポテンシャルの動的平衡に向かって移動するときにらせんの場合に刻印されますが、S0は中間(リッチネスと温度ベースのスタック)または混合クラスのいずれかです。(sigmavスタック)。
最初の光: 時の夜明けに星のスイッチを入れる
最初の星の時代は、探査のための最後の未知のフロンティアの1つです。私たちは現在、宇宙の失われた数十億年の歴史を最終的に埋めるためのいくつかの方法を開発しました。恒星の考古学、21cmの宇宙放出を使用した原始水素の検出、最近ではジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡を使用した初期の銀河の観測です。このレビューでは、最初の星や銀河がユニークで観測に値する理由と、それらを検出することを目的とした画期的な望遠鏡で採用されている方法をまとめます。
回転する PBH の支配と蒸発の明確な特徴: 二重ピークの重力波、暗い遺物、および CMB の相補性
| Title |
Distinct_signatures_of_spinning_PBH_domination_and_evaporation:_doubly_peaked_gravitational_waves,_dark_relics_and_CMB_complementarity |
| Authors |
Nilanjandev_Bhaumik,_Anish_Ghoshal,_Rajeev_Kumar_Jain_and_Marek_Lewicki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00775 |
宇宙のエネルギー密度を一時的に支配するが、ビッグバン元素合成(BBN)の前に完全に蒸発する超低質量原始ブラックホール(PBH)は、興味深い観測可能な特徴につながる可能性があります。以前の研究では、そのようなシナリオの誘導確率的重力波背景(ISGWB)の二重ピークスペクトルの生成を研究し、PBH蒸発からの大量の不安定粒子の放出と、それらのその後の崩壊は、物質と反物質の非対称性に寄与します。この作業では、回転するPBHを含めることで以前の作業の範囲を拡張し、ダーク放射(DR)に寄与する光の相対論的ダークセクター粒子の放出と、それによって暗黒物質を説明する大量の安定したダークセクター粒子を考慮します(DM)ユニバースのコンポーネント。ISGWBを使用して、実験室での検索ではアクセスできないこれらの重いDM粒子の非熱生成を調べることができます。DRの場合、これらの放出された粒子からの$\DeltaN_{\rmeff}$の測定値とPBH支配からのISGWBの間に新しい相補性が見つかります。私たちの結果は、ISGWBが初期PBHスピンに弱い依存性を持っていることを示しています。ただし、DR粒子としてのグラビトンの場合、初期PBHスピンが重要な役割を果たし、初期PBH質量のみに依存する初期スピンパラメータ$a_*$の臨界値を超える場合にのみ、グラビトン放出をプローブで調べることができます。CMB-HD実験。したがって、CMB-HDやCMB-Bharatなどの今後のCMB実験は、LISAやETなどの将来のGW検出器とともに、PBHのパラメーター空間を制約し、宇宙の終わりの間の膨張の歴史についてより深い洞察を提供するエキサイティングな可能性を開きます。インフレとBBNの。
ngEHT による地平線規模の超大質量ブラックホール人口研究への期待
| Title |
Expectations_for_Horizon-Scale_Supermassive_Black_Hole_Population_Studies_with_the_ngEHT |
| Authors |
Dominic_W._Pesce,_Daniel_C._M._Palumbo,_Angelo_Ricarte,_Avery_E._Broderick,_Michael_D._Johnson,_Neil_M._Nagar,_Priyamvada_Natarajan,_Jose_L._Gomez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00779 |
次世代イベントホライズンテレスコープ(ngEHT)がブラックホールの「影」を識別できる超大質量ブラックホール(SMBH)の数の推定値と、ngEHTが検出できるブラックホールの質量とスピンの数の推定値を提示します。地平線分解放出構造の測定を使用して制約することを期待しています。EventHorizonTelescope（EHT）コラボレーションによって実行されたSMBH降着フローと分析の以前の理論的研究に基づいて、ブラックホール周辺の偏光放出構造の単純な幾何学的モデルを構築し、このモデルのパラメーターを3つの物理興味のある量。想定されるさまざまなソースサイズとフラックス密度にわたって多数の現実的な合成ngEHTデータセットを生成し、これらのデータセットから物理パラメーターの定義されたプロキシを測定できる精度を推定します。4月の気象条件で230~GHzの観測周波数を使用すると、「フェーズ1」のngEHTが$\sim$50ブラックホールの質量、$\sim$30のブラックホールのスピン、および$\sim$7のブラックホールを測定できる可能性があると予測されます。空全体に穴の影。
既存の測定におけるさまざまなアルファ、ブラインド、およびバイアス
| Title |
Varying_alpha,_blinding,_and_bias_in_existing_measurements |
| Authors |
Chung-Chi_Lee,_John_K._Webb,_Robert_F._Carswell,_Vladimir_A._Dzuba,_Victor_V._Flambaum,_and_Dinko_Milakovi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00791 |
VLTの高解像度スペクトログラフESPRESSOは、前例のない精度で基本定数を測定できるため、いくつかの理論で予測された時空変動のテストが可能になります。最近の一連の論文で、以前のクエーサー吸収システム測定における主観性と偏りを明らかにし、排除する最適な分析手順を開発しました。この論文では、クエーサーHE0515-4414に向かうz_{abs}=1.15での吸収系のESPRESSOスペクトルを分析します。ここでの目標は、このシステムで微細構造定数アルファの新しい偏りのない測定値を提供することではありません(これは個別に行われます)。むしろ、Murphy(2022)による同じデータの最近の分析と、それ以前のいくつかの他の分析で適用された盲検化手順の影響を注意深く調べることです。これを行うために、スーパーコンピューターのモンテカルロAI計算を使用して、多数の独立して構築された吸収複合体のモデルを生成します。各モデルはAI-VPFITを使用して取得され、「最終」モデルが取得されるまでアルファは固定されます。この時点で、アルファは1つの最終的な最適化のための無料パラメーターとしてリリースされます。結果は、アルファの「測定された」値が最初に固定された値に向かって体系的に偏っていることを示しています。つまり、このプロセスは無意味な測定値を生成します。つまり、偏りを避けるために、将来のすべての測定値には、モデリングプロセスの最初から自由パラメーターとしてアルファを含める必要があります。
加速する恒星を周回する超木星型惑星の直接撮像と天体観測による発見
| Title |
Direct_Imaging_and_Astrometric_Discovery_of_a_Superjovian_Planet_Orbiting_an_Accelerating_Star |
| Authors |
Thayne_Currie,_G._Mirek_Brandt,_Timothy_D._Brandt,_Brianna_Lacy,_Adam_Burrows,_Olivier_Guyon,_Motohide_Tamura,_Ranger_Y._Liu,_Sabina_Sagynbayeva,_Taylor_Tobin,_Jeffrey_Chilcote,_Tyler_Groff,_Christian_Marois,_William_Thompson,_Simon_Murphy,_Masayuki_Kuzuhara,_Kellen_Lawson,_Julien_Lozi,_Vincent_Deo,_Sebastien_Vievard,_Nour_Skaf,_Taichi_Uyama,_Nemanja_Jovanovic,_Frantz_Martinache,_N._Jeremy_Kasdin,_Tomoyuki_Kudo,_Michael_McElwain,_Markus_Janson,_John_Wisniewski,_Klaus_Hodapp,_Jun_Nishikawa,_Krzysztof_Helminiak,_Jungmi_Kwon,_Masa_Hayashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00034 |
我々は、ガイア衛星とヒッパルコス衛星からの精密アストロメトリと、すばるコロナグラフィック・エクストリーム・アダプティブ・オプティクス・プロジェクトを使った直接撮像を使って、ちりの多いA星HIP99770の周りに超木星系太陽系外惑星を検出した。HIP99770bは、直接撮像と天体観測によって共同で発見された最初の系外惑星であり、$\mu$秒角の精度のガイア天体観測を利用した最初の発見です。HIP99770bは、主星からの低離心軌道$\sim$16.9auにあり、太陽からの木星とほぼ同じ量の光を受け取っています。惑星は主星に天体加速度を引き起こします。その直接測定された伴星と主星の質量比は、多くの視線速度が検出された惑星や、HR8799cdeを含む最初に画像化された太陽系外惑星のいくつかと同様です。惑星のスペクトルは、これらの最初のイメージング発見のわずかに曇りが少なく、おそらく古い類似物に似ている大気を明らかにしており、ガス巨大惑星が時間とともにどのように進化するかについての新しい重要な調査を可能にします。HIP99770bの発見は、画像化可能な惑星を見つけるための根本的に新しい戦略の直接的な概念実証であり、盲目的な検索を行う代わりに、天体観測などの間接的な方法から動的な証拠に基づいてターゲットを選択します。この組み合わせたアプローチは、いつの日か太陽系外の地球に似た惑星を直接検出して特徴付けることができるキャンペーンを予見します。
水星の近日点のバルカンと異常な変位
この論文では、水星の近日点の異常な進行の可能性のある説明の問題を、ルベリエによって提案された仮説上の惑星バルカンの存在によって説明できるかどうかの問題を再検討します。バルカンの軌道は水星の軌道の内側にあります。私の計算は、水星の近日点の異常な進行を正確に説明するために、バルカンの軌道パラメーターの最適化に焦点を当てています。この目標を達成するために、水星内帯の観測に関する最近の実験結果を使用しました。私の計算では、水星の近日点の異常な進行とバルカンの質量および水星までの距離との直接的な関係が確立されています。
隕石の統計的クロノメトリー。 Ⅱ．短寿命放射性核種の初期存在量と均一性
| Title |
Statistical_Chronometry_of_Meteorites._II._Initial_Abundances_and_Homogeneity_of_Short-lived_Radionuclides |
| Authors |
Steven_J._Desch,_Daniel_R._Dunlap,_Curtis_D._Williams,_Prajkta_Mane_and_Emilie_T._Dunham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00145 |
惑星形成の天体物理モデルでは、短寿命(Al-Mg、Mn-Cr、Hf-W)および長寿命(U-Pb)クロノメーターによる隕石成分の正確な放射年代測定が必要です。Caに富み、Alに富む内包物(CAI)、コンドリュール、微惑星などの形成としての星雲。CAIは主に、短寿命の放射性核種26Al(t1/2=0.72Myr)が存在する時間(「t=0」)付近に形成されました。(26Al/27Al)SS=5.23x10^-5として定義される既知のレベルで存在し、おそらく均一に分布していました。別の天体のt=0以降の形成時間は、その最初の(26Al/27Al)0比を決定し、それを(26Al/27Al)SSと比較することによって見つけることができます。Mn-CrまたはHf-W系を使用した隕石の年代測定は、t=0での(53Mn/55Mn)SSおよび(182Hf/180Hf)SSの存在量が正確にわかっていないため、妨げられています。これらの量を制限するために、文献のAl-Mg、Mn-Cr、Hf-W、およびPb-Pbデータを13のエーコンドライトについて編集し、新しい統計手法を使用して、これらのシステム全体での形成時間の不一致を最小限に抑えます。(53Mn/55Mn)SS=(7.80+/-0.36)x10^-6、(182Hf/180Hf)SS=(10.41+/-0.12)x10^-5、tSS=4568.65+/-0.10Myr、および53Mnの半減期が3.98+/-0.22Myrであるため、これら4つの自由パラメーターにより、6つの既知の火山性堆積岩すべて(D'Orbigny、SAH99555、NWA1670、飛鳥881394)の異なるシステムによって記録された18の形成時間が一致します。、イビティラ、NWA7325)。これらのパラメーターは、衝撃で同時に形成されたCB/CHエーコンドライトから派生したコンドリュールの年代も一致させます。他の7つのエーコンドライトは完全には一致していませんが、同位体系の同時閉鎖が予想されない深成アングライトまたは「炭素質エーコンドライト」です。私たちの調査結果は、太陽系星雲における26Al、53Mn、および182Hfの均質性を非常に強力にサポートしており、私たちのアプローチは、より正確なクロノメトリーへの道を提供しています。
隕石の統計的クロノメトリー。 I. 太陽系の Pb-Pb 年代 t=0
| Title |
Statistical_Chronometry_of_Meteorites._I._The_Pb-Pb_age_of_the_Solar_System's_t=0 |
| Authors |
Steven_J._Desch,_Daniel_R._Dunlap,_Emilie_T._Dunham,_Curtis_D._Williams_and_Prajkta_Mane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00390 |
惑星形成の天体物理モデルは、時間t=0を基準とした隕石成分の正確な放射年代測定に依存しており、通常はCaに富み、Alに富む内包物(CAI)が形成された頃と考えられています。ほとんどのCAIはほぼ同じ(26Al/27Al)0比で形成されるため、26Alが太陽系星雲内で均質であると仮定し、t=0を26Al/27Al=(26Al/27Al)SS=5.23x10^-5。他のサンプルで(26Al/27Al)0を測定すると、t=0に対するそれらの形成時間、デルタtが得られます。サンプルのPb-Pb年代tPbも、この相対時間をDeltat=tSStPbとして提供できます。CAIの放射年代を測定するこれまでの試みでは、tSSの推定値は4567.3～4568.0Myrであり、この範囲全体でAl-Mg系とPb-Pb系はほとんどのサンプルで一致していません。結果として、26Alの不均一性が推測されました。ここでは、$t_{\rmSS}$の値を見つけるための統計的手法を開発し、Nyquistらによる同様の方法論に基づいています。（2009）およびサンボーンら。（2019）。7つのエーコンドライトと4つのコンドリュールのAl-Mg年代とPb-Pb年代の組み合わせに基づいて、t=0で形成されたオブジェクトのPb-Pb年代は4568.7+/-0.2Myrであることを示します。CAIのこのPb-Pb年代を採用することで、Al-MgクロノメーターとPb-Pbクロノメーターが一致し、ほとんどの場合、26Alの不均一性の証拠がすべて取り除かれます。このtSSの値は、CAIの直接測定に基づく以前の推定値よりも約1Myr古くなっていますが、CAIやコンドリュールを溶かしたような一時的な加熱イベントが、Al-Mgシステムを乱すことなくPb-Pbクロノメーターをリセットした可能性があることを示しています。CAIで。個々のアンカーを使用するのではなく、多くのサンプルの統計的平均を使用してクロノメトリーを提唱し、絶対年齢ではなくt=0に関連する日付を報告します。
(65)Cybeleの平衡形状：原初か大衝撃の遺物か？
| Title |
The_equilibrium_shape_of_(65)_Cybele:_primordial_or_relic_of_a_large_impact? |
| Authors |
M._Marsset,_M._Bro\v{z},_J._Vermersch,_N._Rambaux,_M._Ferrais,_M._Viikinkoski,_J._Hanu\v{s},_E._Jehin,_E._Podlewska-Gaca,_P._Bartczak,_G._Dudzinski,_B._Carry,_P._Vernazza,_R._Szak\'ats,_R._Duffard,_A._Jones,_D._Molina,_T._Santana-Ros,_Z._Benkhaldoun,_M._Birlan,_C._Dumas,_R._F\'etick,_T._Fusco,_L._Jorda,_F._Marchis,_F._Vachier_and_B._Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00680 |
Cybele小惑星は、太陽系外縁部に遺伝的に関連する原始物質の魅力的な貯留層を構成しており、最大のメンバーの物理的特性は、大型望遠鏡で容易にアクセスできます。2021年7月と8月に(65)Cybeleの明るい出現を利用して、高角度解像度の画像と小惑星の光学的光度曲線を取得し、その形状とバルク特性を分析することを目指しました。VLT/SPHEREで取得された7つの一連の画像は、ADAM、MPCD、およびSAGEアルゴリズムを使用して小惑星の形状を再構築するために光学的光度曲線と組み合わされました。形状の起源は、N体シミュレーションによって調査されました。Cybeleの体積相当直径は263+/-3km、嵩密度は1.55+/-0.19g.cm-3です。特に、その形状と回転状態は、マクローリン平衡図のものと密接に互換性があります。Cybeleに関連する衝突族の欠如と、他の大きなP型小惑星に比べてその本体のかさ密度が高いことは、それが大きな破壊的な衝突とそれに続く急速な再蓄積を経験したことがないことを示唆しています。これは、現在の形状が元の形状を表していることを意味します。しかし、仮想的な家族の長期的な動的進化の数値積分は、それが重力摂動と進化のGyrsにわたるカオス拡散によって分散していることを示しています。Cybeleと平衡図の間の非常に近い一致は、外側の太陽系からのD>260kmの小さな天体がすべて平衡状態で形成された可能性を開きます。しかし、平衡形状の起源として古い衝突を除外することはできません。Cybele自体は動的に不安定であることがわかっており、最近(<1Ga)に、Cybele領域の比較的安定した軌道からのゆっくりとした拡散によって、または可能性は低いですが、惑星の不安定なJFC軌道から、現在の軌道に置かれたことを意味します。-交差領域。
ケプラー系では、多数の天体が中心質量を周回しています。降着円盤、原始惑星系円盤、小惑星帯、惑星環などがその例です。これらのシステムのシミュレーションには、計算効率の高いアルゴリズムが必要です。シミュレーションに衝突を含めることは困難ですが、重要です。軌道要素の関数として、交差するケプラー軌道での2つの天体の衝突時間を計算する予定です。目的は、ある衝突イベントから次の衝突イベントにジャンプする解析プロパゲーター($N$-bodyシミュレーション)でソリューションを使用することです。時系列に並べられた可能な衝突ペアのリストを維持するアルゴリズムの概要を説明します。各ステップ(リストの最も早いイベント)で、衝突で作成されたパーティクルのみが新しい衝突の可能性を引き起こします。イベントでの衝突率、リストの長さ、およびこの長さの平均変化を推定し、使用される方法の効率を調べます。衝突時間の問題は、原点に最も近い2つの平行線の間のグリッドポイントを見つけることと同じであることがわかります。解決策は、軌道周期の比率の連続分数に基づいています。$N<10^8$の太陽系などの特定のシステムでは、時間の大幅なジャンプにより、アルゴリズムはツリーコード(octreeおよび$k$-dツリーコードは効率的に衝突を検出できます)を打ち負かすことができます。ただし、粒子間の重力相互作用は、時間ステップを短縮するか、精度を犠牲にして、重力散乱または永年摂動としてのみ扱うことができます。忠実度の高いプロパゲーターを使用したこのサイズのシミュレーションは、すでに膨大な時間スケールにまたがることができますが、衝突検出の効率が高いため、1つの初期状態または大きなサンプルセットから多くの実行が可能であるため、統計を調べることができます。
銀河中心の星周円盤の進化：G 雲への応用
| Title |
The_evolution_of_circumstellar_discs_in_the_Galactic_Centre:_an_application_to_the_G-clouds |
| Authors |
James_E._Owen_and_Douglas_N._C._Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00029 |
銀河中心は、数マイル前に最近の星形成エピソードを経験したことが知られており、星周円盤をホストする多くのおうし座T星を生成した可能性があります。これらの円盤は、「G雲」として識別されるコンパクトでほこりの多い電離源である可能性が示唆されています。銀河中心部の敵対的な環境を考慮して、これらの円盤が経験する可能性のある進化経路を研究します。銀河中心の円盤に適用可能な新しい外部光蒸発モデルを計算します。これは、亜音速の風の発射と塵によるUV光子の吸収を説明します。進化的円盤計算を使用して、光蒸発による円盤の急速な切断により、円盤が中心星に急速に降着することがわかりました。最終的に、降着する星周円盤の寿命は$\lesssim1~$Myrであり、G雲を説明するのに十分な長さではありません。ただし、銀河中心部の星周円盤の新しい進化経路を特定しています。光蒸発による円盤材料の除去は、若い星が磁気ブレーキによってスピンダウンするのを防ぎ、最終的に急速に回転する若い星が円盤を「減衰円盤」状態にトルクさせ、降着を防ぎます。同時に、円盤内の惑星の仲間は、その軌道の外にダストを閉じ込め、光蒸発をシャットダウンします.ディスクは、この状態で最大$\sim$10Myr存続できます。他の星との遭遇は、Myrタイムスケールで惑星を取り除く可能性が高く、光蒸発を再開させ、G雲の特徴を生じさせます。$\sim10\%$の巨大な惑星の割合で、観測されたG雲の数を説明できます。
1.4 < z < 2.8 における CARLA 銀河団と原始銀河団の銀河の質量とサイズの関係: より大きな銀河団の銀河サイズ
| Title |
The_galaxy_mass-size_relation_in_CARLA_clusters_and_proto-clusters_at_1.4_ |
| Authors |
Anton_V._Afanasiev,_Simona_Mei,_Hao_Fu,_Francesco_Shankar,_Stefania_Amodeo,_Daniel_Stern,_Elizabeth_A._Cooke,_Anthony_H._Gonzalez,_Ga\"el_Noirot,_Alessandro_Rettura,_Dominika_Wylezalek,_Carlos_De_Breuck,_Nina_A._Hatch,_Spencer_A._Stanford,_Jo\"el_Vernet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00031 |
(要約)我々は、星の総質量$11.3<\mathrm{log}(M^c_*/M_{\odot})<にまたがる、$1.4<z<2.8$に位置するCARLA分光学的に確認された星団における銀河の質量と大きさの関係を調べた。12.6$(ハロー質量$13.5\lesssim\mathrm{log}(M^c_h/M_{\odot})\lesssim14.5$)。私たちの主な発見は、${\rmlog}(M/M_{\odot})>10.5$の$z\gtrsim1.5$でのクラスターパッシブETGが、体系的に$\gtrsim0.2-0.3~{\rmdex}$大きいことです。フィールドETGよりも。フィールドと比較した場合、パッシブETG平均サイズの進化は$1<z<2$で遅くなります。これは、異なる質量のハロー内の銀河の形成と初期進化の違いによって説明できます。フィールド銀河の強い圧縮とガス散逸、それに続く一連の合体も、フィールドETGの進化に重要な役割を果たした可能性がありますが、クラスター銀河の進化には影響しませんでした。私たちの受動的なETGの質量とサイズの関係は、平均サイズが$\mathrm{log}(R_e/\mathrm{kpc})=0.05\pm0.22$.これは、質量とサイズの関係の下限にある銀河は$z\sim2$から現在まであまり進化せず、それらのサイズがクラスター内およびフィールド内で同様の方法で進化することを意味します。BCGは衛星と同じ質量とサイズの関係にあり、赤方偏移z$\gtrsim$2でサイズの進化に違いがないことを示唆しています。銀河の質量とサイズの関係、残りの半分はフィールド活動銀河の質量とサイズの関係に従います。これらの銀河は、最近の合体または近隣の銀河の相互作用を経験した可能性が高く、おそらく後のエポックで消滅し、クラスター内のパッシブETGの割合を増加させるでしょう。これらの赤方偏移のフィールドで観察されるように、コンパクトな銀河の大規模な集団は観察されません。
PHANGS-JWST の最初の結果: 星形成に拍車をかける: JWST は、NGC 628 のスパイラル アーム
スパーにおける局所的な星形成を明らかにします
| Title |
PHANGS-JWST_First_Results:_Spurring_on_Star_Formation:_JWST_Reveals_Localised_Star_Formation_in_a_Spiral_Arm_Spur_of_NGC_628 |
| Authors |
Thomas_G._Williams,_Jiayi_Sun,_Ashley_T._Barnes,_Eva_Schinnerer,_Jonathan_D._Henshaw,_Sharon_E._Meidt,_Miguel_Querejeta,_Elizabeth_J._Watkins,_Frank_Bigiel,_Guillermo_A._Blanc,_M\'ed\'eric_Boquien,_Yixian_Cao,_M\'elanie_Chevance,_Oleg_V._Egorov,_Eric_Emsellem,_Simon_C._O._Glover,_Kathryn_Grasha,_Hamid_Hassani,_Sarah_Jeffreson,_Mar\'ia_J._Jim\'enez-Donaire,_Jaeyeon_Kim,_Ralf_S._Klessen,_Kathryn_Kreckel,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Kirsten_L._Larson,_Adam_K._Leroy,_Daizhong_Liu,_Ismael_Pessa,_J\'er\^ome_Pety,_Francesca_Pinna,_Erik_Rosolowsky,_Karin_M._Sandstrom,_Rowan_Smith,_Sophia_Stuber,_David_A._Thilker,_Bradley_C._Whitmore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00032 |
JWST観測をALMACOおよびVLT-MUSEH$\alpha$データと組み合わせて、正面向きの壮大なデザインの渦巻銀河NGC628における非渦巻腕星の形成を調べます。半径3～4kpcで、2つのスパーを調べます。1つはCOに富み、もう1つはCOに乏しく、MIRI21$\mu$mとMUSEH$\alpha$の最大方位オフセットは約40$^\circ$(CO-rich)と55$^\circ$(CO-poor)をスパイラルアームから。星形成率は、らせん腕に近い拍車の領域で高くなりますが、星形成効率は比較的一定に見えます。この銀河の渦巻きパターンの速度と回転曲線を考慮し、アームから出る物質が純粋な円運動を行うと仮定すると、これらのオフセットは100～150Myrで到達し、21$\mu$mおよびH$\alpha$スターよりも大幅に長くなります。形成のタイムスケール（両方とも<10Myr）。拍車対渦巻き腕における星形成効率の不変性は、大規模な星形成が渦巻き腕で引き起こされるだけでなく、腕で単純に発生してから波パターンから離れてドリフトすることはできないことを示しています。これらの初期のJWSTの結果は、その場での星形成が拍車で発生する可能性が高いこと、および観測された若い星が単なる渦巻腕での星の誕生の「残り物」ではないことを示しています。JWSTが近くの銀河で達成できる優れた物理的解像度と感度は、個々の星形成領域をうまく解決し、星形成の初期段階をよりよく理解するのに役立ちます.
66,000 個のミラ変光星を使用した天の川の立体地図
| Title |
A_three-dimensional_map_of_the_Milky_Way_using_66,000_Mira_variable_stars |
| Authors |
Patryk_Iwanek,_Rados{\l}aw_Poleski,_Szymon_Koz{\l}owski,_Igor_Soszy\'nski,_Pawe{\l}_Pietrukowicz,_Makiko_Ban,_Jan_Skowron,_Przemys{\l}aw_Mr\'oz_and_Marcin_Wrona |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00035 |
光学重力レンズ実験(OGLE)サーベイによって発見された65,981個のミラ変光星を使用して、天の川の3次元構造を調べます。ミラ星の空間分布は、銀河中心(GC)のX型の箱型成分と軸対称円盤を含む3つの棒状成分を含むモデルで解析されます。ベイズ階層推論法を実装することにより、距離の不確実性を考慮に入れます。GCまでの距離は$R_0=7.66\pm0.01\mathrm{(stat.)}\pm0.39\mathrm{(sys.)}$kpcであり、Sun-GCに対するバルジの長軸の傾きは視線は$\theta=20.2^\circ\pm0.6^\circ\mathrm{(stat.)}\pm0.7^\circ\mathrm{(sys.)}$.私たちは初めて、若い星と中間年齢の恒星集団で構成される天の川の詳細な3次元マップを提示します。私たちの分析は、X字型のバルジコンポーネントとフレアディスク(もっともらしくゆがんでいる)の両方の独立した証拠を提供します。この作業で計算に使用されたミラのプロパティの完全なデータセットを提供します。この表には、9つの測光バンド(0.5～12$\mu$mの波長範囲をカバー)の平均輝度と振幅、測光化学タイプ、推定吸光度、および各Mira変数の不確実性を含む計算距離が含まれています。ミラ星までの中央距離精度は$6.6\%$のレベルです。
ALPINE-ALMA [CII] サーベイ: $z\sim5.5$ の銀河の二重恒星数と AGN 活動
| Title |
The_ALPINE-ALMA_[CII]_survey:_double_stellar_population_and_AGN_activity_in_a_galaxy_at_$z\sim5.5$ |
| Authors |
L._Barchiesi,_M._Dessauges-Zavadsky,_C._Vignali,_F._Pozzi,_R._Marques-Chaves,_A._Feltre,_A._Faisst,_M._B\'ethermin,_P._Cassata,_S._Charlot,_Y._Fudamoto,_M._Ginolfi,_E._Ibar,_G._C._Jones,_M._Romano,_D._Schaerer,_L._Vallini,_E._Vanzella,_L._Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00038 |
GDSJ033218.92-275302.7(ここではGS-14)は、ALPINEサーベイの一部として[CII]で検出された$z\sim5.5$銀河で、異常なUVスペクトルの特徴を持ち、二重星集団のいずれかの特徴として解釈されています。または活動銀河核(AGN)の。GS-14の多波長範囲を利用して、特性とその発光の起源を調査しました。単一/二重星の人口および/またはAGNコンポーネントを使用して、UVからNIRへのSEDフィッティングを実行しました。高度にイオン化された輝線(Ovi、Nv、Niv)を示すVIMOSスペクトルを分析しました。線の特性は、銀河やAGNで観測されたものと比較され、星形成銀河、AGN、およびショックの放射伝達モデルからの予測と比較されました。SEDフィッティングは、星の総質量$M_*=(4\pm1)\times10^{10}M_\odot$、主な星の人口の年齢$\sim670Myr$、および最近の短い(8Myr)$\sim90M_\odotyr^{-1}$の星形成(SF)のバースト。Nvラインは特徴的なP-Cygniプロファイルを持っており、これは$\sim5\times10^{7}M_\odot$の質量を持つ$\sim3Myr$古い星の集団を示唆しています。Nvプロファイルは、星雲放出の追加成分の証拠も示しています。ライン比を理論モデルと比較すると、放出をSFまたはAGNと関連付けることができますが、Oviをイオン化するために必要な強い放射場は、より一般的にAGN活動に関連しています。我々は$z\sim5.5$で古くてすでに進化した恒星集団の証拠を発見し、銀河がSFの2回目の短いバーストを経験していることを示しています。さらに、GS-14は不明瞭なAGN活動の痕跡を持っています。AGNは、この銀河の短い枯渇時間の原因である可能性があり、したがって、GS-14は、活動中の核のヒントと将来のフォローアップの興味深いターゲットを備えた2つのALPINEソースの1つになります。
DS+: クラスター下部構造の同定方法
| Title |
DS+:_a_method_for_the_identification_of_cluster_substructures |
| Authors |
Jose_A._Benavides,_Andrea_Biviano_and_Mario_G._Abadi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00040 |
銀河団の下部構造の研究は、銀河団の動的状態、集合の歴史、および銀河団の進化の決定にとって重要であり、暗黒物質の性質と宇宙パラメータに関する制約を設定することができます。クラスター内のグループサイズのサブ構造の識別と特性評価のための新しい方法であるDS+を提示してテストします。私たちの新しい方法は、銀河団の投影位置と視線速度に基づいており、Dressler&Shectman(1988)の従来の方法を改良および拡張したものです。IllustrisTNGシミュレーションから抽出されたクラスターサイズの宇宙ハローでテストします。ビリアル質量は$\rm{14\lesssim\log(M_{200}/M_{\odot})\lesssim14.6}$で、平均して$\sim190$銀河。また、実際のデータセットであるBulletクラスターにこの方法を適用する方法も示します。DS+は$\sim80\%$の実群銀河を部分構造のメンバーとして識別でき、部分構造に割り当てられた銀河の少なくとも60\%は実群に属します。実際のグループの物理的特性は、対応する検出された部分構造の物理的特性と有意に相関していますが、かなりの分散があり、平均して過大評価されています。BulletクラスターにDS+メソッドを適用すると、高速衝突の存在と主な特性が確認され、クラスターの主軸に沿った他の下部構造が特定されます。DS+は、クラスター内の部分構造を識別するための信頼できる方法であることが証明されています。このメソッドは、コミュニティがPythonコードとして自由に利用できるようになっています。
核星円盤の視線構造を初めて垣間見る
核星盤(NSD)は、銀河の中心にある密集した星の構造です。その近接性を考えると、他の銀河核を理解するためのユニークな実験室を構成しています。それにもかかわらず、密集度の高さと絶滅がその研究を妨げており、その形態や運動学でさえまだ完全には明らかではありません。この作業では、固有の特性がよく知られているNSD赤い塊星を使用して、NSDの運動学を追跡し、NSDの端に向かう距離と絶滅を計算します。公開されているNSDの固有運動カタログと測光カタログを使用して、色等級図を使用して赤い塊の星を区別しました。次に、ガウス混合モデルを適用して適切な運動分布を取得し、異なる運動学で星までの距離と消滅を計算しました。以前の研究と一致して、適切な運動分布には、東西に回転するNSD星に加えて、銀河バルジ/バー星からの汚染が含まれていることがわかりました。東向きと西向きに移動する星の距離と絶滅を計算し、後者は$\sim300$pcを超えていると結論付けました。さらに、NSD内の絶滅は比較的低く、NSDの最も遠い端に属する星の全絶滅の10%未満であることがわかりました。
Hyper Suprime-Cam ワイドサーベイにおける 800 万個の銀河の形態学的パラメーターと関連する不確実性
| Title |
Morphological_Parameters_and_Associated_Uncertainties_for_8_Million_Galaxies_in_the_Hyper_Suprime-Cam_Wide_Survey |
| Authors |
Aritra_Ghosh,_C._Megan_Urry,_Aayush_Mishra,_Laurence_Perreault-Levasseur,_Priyamvada_Natarajan,_David_B._Sanders,_Daisuke_Nagai,_Chuan_Tian,_Nico_Cappelluti,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Meredith_C._Powell,_Amrit_Rau,_Ezequiel_Treister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00051 |
GalaxyMorphologyPostteriorEstimationNetwork(GaMPEN)を使用して、HyperSuprime-Cam(HSC)ワイドサーベイで$z\leq0.75$と$m\leq23を使用して、$\sim8$百万の銀河の形態学的パラメーターと関連する不確実性を推定します。$.GaMPENは、銀河のふくらみと総光量の比率($L_B/L_T$)、有効半径($R_e$)、フラックス($F$)のベイズ事後分布を推定する機械学習フレームワークです。最初に銀河のシミュレーションでトレーニングし、次に実際のデータを使用して転移学習を適用することで、$<1\%$のデータセットでGaMPENをトレーニングしました。この2段階のプロセスは、機械学習アルゴリズムを将来の大規模な画像調査(ルービンレガシースペースアンドタイムサーベイ(LSST)、ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡(NGRST)、ユークリッドなど)に適用するために重要です。私たちの結果をライトプロファイルフィッティングを使用して得られた結果と比較することにより、GaMPENの予測された事後分布が適切に調整され($\lesssim5\%$偏差)、正確であることを示します。これは、不確実性を$\sim60\%$ほど過小評価するライトプロファイルフィッティングアルゴリズムよりも大幅に改善されたことを表しています。重複するサブサンプルについては、派生した形態学的パラメーターを2つの外部カタログの値と比較し、結果がGaMPENによって予測された不確実性の範囲内で一致することを確認します。このステップでは、S\'ersicインデックスと$L_B/L_T$の間の経験的な関係を定義することもできます。これは、これら2つのパラメーター間の変換に使用できます。ここに示されているカタログは、サイズ($\sim10\times$)、深さ($\sim4$マグニチュード)、および以前の最先端のバルジ+ディスク分解カタログに対する不確実性の定量化において大幅な改善を表しています。この作業に伴い、他のデータセットに適用できるGaMPENのソースコードとトレーニング済みモデルもリリースします。
ガイアの時代の太陽の隣人
| Title |
The_Solar_Neighborhood_in_the_Age_of_Gaia |
| Authors |
Catherine_Zucker,_Jo\~ao_Alves,_Alyssa_Goodman,_Stefan_Meingast,_Phillip_Galli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00067 |
星の形成について私たちが知っていることのほとんど、そして惑星の形成について私たちが知っていることのほとんどは、太陽から2kpc以内にある私たちの太陽系周辺の観測から得られています。2018年以前は、2Dスカイを星の分布とそれらを形成する星間物質の忠実な3D物理画像に変換するために必要な正確な距離測定はほとんどありませんでした。ここでは、2018年以降、ガイアミッションからのデータが、以前には見られず、しばしば予期しない、太陽系近傍のガス、塵、および若い星の3D分布を明らかにしている方法の全体的なレビューを提供します。新しい絶滅ベースの技術が3Dダストマップを生成する方法と、マップされた密度構造がガイアとVLBIからの若い星の3D位置を測定するための重要なコンテキストを提供する方法を要約します.測定された視線速度と適切な運動を備えたガイアの若い星のサブセットを使用して、3D雲の運動を回復し、個々の星形成領域の内部ダイナミクスを特徴付ける方法について説明します。新しく同定された星団と若い星の流れと、それらが進化する分子星間媒体との関係を概説します。ガスと星の3D分布と3D運動のこれらの測定値の組み合わせは、シミュレーションと比較するための前例のないデータを提供し、より大きな銀河の文脈における局所的な星形成の理解を再構築します。ガイア時代の私たちの太陽系周辺のこの新しい3Dビューは、かつて孤立していると考えられていた星形成領域がしばしばキロパーセックスケールでつながっていることを示しています。
M83の超新星残骸の高解像度スペクトル
| Title |
High-Resolution_Spectra_of_Supernova_Remnants_in_M83 |
| Authors |
P._Frank_Winkler,_Knox_S._Long,_William_P._Blair,_and_Sean_D._Points |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00097 |
M83(NGC5236)の豊富な超新星残骸(SNR)集団をよりよく特徴付けるために、Gemini/GMOSを使用したM83の119のSNRおよびSNR候補の高解像度(約85km/s)スペクトルを取得しました。若いSNRB12-174aとSN1957Dの新しいスペクトル。SNRとSNR候補のほとんどは、[SII]:H{\alpha}比が0.4を超えています。これらの結果を、MUSEで実行した以前の研究と組み合わせて、GMOSでより低い分光分解能で行った結果、[SII]:H{\alpha}比に基づいて合計238個の発光星雲がSNRであることを確認しました。その半分には、100km/sを超える速度の広がりを示す輝線があり、それらがHII領域ではなくSNRであることを運動学的に確認しています。サンプル全体を見ると、速度幅と[OI]{\lambda}6300:H{\alpha}、[NII]{\lambda}6584:H{\alpha}および[SII]{\lambda}{\lambda}6716,6731:H{\alpha}.密度に敏感な[SII]{\lambda}6716:{\lambda}6731ライン比は、SNR直径と強く相関していますが、速度幅とは相関していません。以前に公開されたショックモデルのコンテキストでこれらの結果について説明します。
PHANGS-JWST の最初の結果: 近くの銀河の PAH に対する星団の影響
| Title |
PHANGS-JWST_First_Results:_The_Influence_of_Stellar_Clusters_on_PAHs_in_Nearby_Galaxies |
| Authors |
Daniel_A._Dale,_M\'ed\'eric_Boquien,_Ashley_T._Barnes,_Francesco_Belfiore,_F._Bigiel,_Yixian_Cao,_Rupali_Chandar,_J\'er\'emy_Chastenet,_M\'elanie_Chevance,_Sinan_Deger,_Oleg_V._Egorov,_Kathryn_Grasha,_Brent_Groves,_Hamid_Hassani,_Kiana_F._Henny,_Ralf_S._Klessen,_Kathryn_Kreckel,_J.M._Diederik_Kruijssen,_Kirsten_L._Larson,_Janice_C._Lee,_Adam_K._Leroy,_Daizhong_Liu,_Eric_J._Murphy,_Erik_Rosolowsky,_Karin_Sandstrom,_Eva_Schinnerer,_Jessica_Sutter,_David_A._Thilker,_Elizabeth_J._Watkins,_Bradley_C._Whitmore,_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00130 |
NGC628、NGC1365、およびNGC7496の3つの近くの銀河におけるダスト連続体および多環芳香族炭化水素(PAH)放出の理論的予測と、新しいJWST観測との比較を提示します。分析は、合計1063個のコンパクトな星団と2654個に焦点を当てています。3つの銀河のHSTによって以前に特徴付けられた恒星の関連付け。観測されたPAHに焦点を当てた赤外色の分布と傾向は、一般に理論上の予想と一致し、観測の大部分は、より大きなイオン化されたPAHのモデルとより一致していることがわかります。これらのJWSTデータは、星間塵を調査し、星団や星団の近くの強い放射線場がPAHの物理的特性を形作る上でどのように役割を果たすかを研究する新しい時代の到来を告げます。
z$\sim$2 の 2 つの銀河群へのコールド モード ガスの降着
| Title |
Cold_Mode_Gas_Accretion_on_Two_Galaxy_Groups_at_z$\sim$2 |
| Authors |
Andrey_Vayner,_Nadia_L._Zakamska,_Sanchit_Sabhlok,_Shelley_A._Wright,_Lee_Armus,_Norman_Murray,_Gregory_Walth,_Yuzo_Ishikawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00152 |
KeckCosmicWebImager(KCWI)積分場分光法(IFS)による静止系UV輝線$\rmLy\alpha$、CIV$\lambda\lambda$1548\AA、1550\AA、およびHeII1640の観測結果を提示します。\AAは、2つの$z=2$ラジオラウドクエーサーホスト銀河の銀河周媒質(CGM)で観測されました。CIVの両方のシステムで、$\rmLy\alpha$で80-90kpcスケールの拡張放出を検出し、HeII放出も30-50kpcまで検出されました。すべての輝線は、大規模な暗黒物質のハローで見られる速度と一致し、流体力学シミュレーションで見られる流入ガスの運動学的パターンに類似した、青と赤方偏移の勾配パターンを持つ運動学を示しています。解決された$\rmLy\alpha$放出と吸収の両方の運動学を使用して、両方の運動学的構造が降着に関連していることを確認できます。KCWIデータをAtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray(ALMA)による分子ガス観測とKeckOSIRISによる電離ガスの高空間分解能と組み合わせて、両方のクエーサーホスト銀河が$z=2$の原始群環境に存在することを発見しました。銀河群に降着している可能性が高いクエーサーから30-50kpc以内に$1-6\times10^{10}$M$_\odot$の温電離ガスがあると推定されます。これらのシステムの流出率のオーダー内で、60-200M$_\odot$yr$^{-1}$の流入率を見積もっています。4C09.17システムでは、衛星銀河に関連する狭いガス流を検出します。これは、局所的な銀河群や銀河団で見られるラム圧ストリッピングを連想させる可能性があります。クエーサーホスト銀河は動的に複雑な環境に存在し、進行中の合体、ガスの降着、ISM剥離、および流出が、宇宙の正午に巨大な銀河の集合と進化を形成する上で重要な役割を果たしている可能性が高いことがわかりました。
中赤外・遠赤外発光による星形成と分子ガス診断
| Title |
Star_Formation_and_Molecular_Gas_Diagnostics_with_Mid-_&_Far-Infrared_Emission |
| Authors |
C._M._Whitcomb,_K._Sandstrom,_A._Leroy,_J.-D._T._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00180 |
JWST観測の開始により、多環芳香族炭化水素(PAH)からの中赤外(MIR)放射の特徴、H$_2$回転線、イオンからの微細構造線、およびダスト連続体が、ガスおよび星形成の広く利用可能なトレーサーとなるでしょう。さまざまな赤方偏移での銀河の速度(SFR)。これらのトレーサーの多くは、大質量星からのUV光子によって照らされた塵やガスに由来するため、通常、SFRとガスの両方をさまざまな程度で追跡します。5から35$\mu$mまでのMIRスペクトルの特徴と3.4から250$\mu$mまでの測光が、電離ネオン(15.6$\mu$m[NeIII]および12.8$\mu$m)によってトレースされたSFRとどのように相関するかを調べます。m[NeII])および一酸化炭素(CO)によって追跡される分子ガス。一般に、MIR発光の特徴(つまり、PAHとH$_2$回転線)は、COとSFRが互いにトレースするよりも、COとSFRの両方をトレースすることがわかります。H$_2$線とPAHの特徴はCOと最もよく相関します。イオンからの微細構造線はSFRと最もよく相関します。特に、18.7および33.5$\mu$mの[SIII]線は、SFRと非常に密接な相関関係にあり、金属量依存性が無視できるSFRの新しい単一パラメータMIRトレーサーを較正するために使用します。17$\mu$m/7.7$\mu$mPAH特徴量比はCO放出の関数として増加します。これは、PAHの成長または分子ガス中の中和の証拠である可能性があります。ダストの連続体放出がSFRまたはCOを追跡する程度は、波長の関数として変化し、20から70$\mu$mの間の連続体はSFRをよりよく追跡し、波長が長いほどCOを追跡する.
$z \sim 0.6-1.2$ における銀河の UV 光度関数の明るい端
| Title |
On_the_bright-end_of_the_UV_luminosity_functions_of_galaxies_at_$z_\sim_0.6-1.2$ |
| Authors |
M._Sharma,_M._J._Page,_I._Ferreras,_A._A._Breeveld |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00215 |
赤方偏移範囲$z=0.6-1.2$に入る星形成銀河の紫外(UV)光度関数(LF)を、静止系の遠紫外(1500{\AA})波長で導出します。この作業では、この赤方偏移範囲のUVLFの明るい端に特に関心があります。\textit{XMM-Newton}光学モニター(XMM-OM)からのデータ、COSMOSフィールドの1.5度\textsuperscript{2}を超える近紫外(1600-4000{\AA})観測は、この目的のために使用されます。COSMOSフィールドの広域UVW1画像から、$UVW1_\mathrm{AB}$が$\sim21$magまで拡張された879のソースのソースリストをコンパイルします。$0.6\leqz\leq0.8$と$0.8\leqz\leq1.2$の2つのビン。最尤法を使用して、シェヒター関数をビニングされていないデータに当てはめ、シェヒター関数のパラメーター(フェイントエンドの勾配、特性の大きさ、および正規化)を推定します。LFの形状はSchechterモデルと一致しており、パラメーターは1500{\AA}フラックスの直接測定を使用して実施された他の研究とかなり一致していることがわかりました。低い赤方偏移(0.7)から高い赤方偏移(1.0)に移動すると、特徴的な等級が明るくなります。光度密度の測定値は、過去の研究の誤差範囲内です。AGNの寄与について、サンプル内の最も明るい光源を調べます。これらの光源は、スペクトルエネルギー分布(SED)、統合された赤外線光度、および形態によって特徴付けられます。また、同様の赤方偏移範囲で最も明るい赤外線銀河との重なりも調べます。
4 つの反銀河中心の古い散開星団の測光: チェルニク 30、バークレー 34、バークレー 75、およびバークレー 76
| Title |
Photometry_of_the_Four_Anti-Galactocentric_Old_Open_Clusters:_Czernik_30,_Berkeley_34,_Berkeley_75,_and_Berkeley_76 |
| Authors |
Hyobin_Im,_Sang_Chul_Kim,_Jaemann_Kyeong,_Hong_Soo_Park,_Joon_Hyeop_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00286 |
チリのCTIOにあるSMARTS1.0m望遠鏡で得られた観測データを使用して、天の川銀河、チェルニク30、バークレー34、バークレー75、およびバークレー76の4つの古い散開星団(OC)のBVI測光研究を提示します。これらの4つのOCは、反ガラクトセントリック方向と銀河面に位置しています。4つのOCの中心とサイズを見つけた後、レッドクランプ法とPARSEC等時線フィッティング法を使用して、年齢、金属量、距離係数、色過剰など、4つのOCの基本的な物理パラメータを決定します。これらの4つの古いOCは2～3Gyr古いもので、太陽から6～8kpc離れています。4つのOCの金属量([Fe/H])値は、-0.6～0.0dexです。これら4つのOCのデータを5つの文献からの古いOCのデータと組み合わせて、銀河の放射状金属量分布を調査するための236個の天体を得ました。このガラクトセントリック[Fe/H]分布の単一線形近似の勾配は、-0.052+/-0.004dex/kpcです。この半径方向の金属量分布に不連続性があると仮定すると、ガラクトセントリック半径<12kpcでの勾配は-0.070+/-0.006dex/kpcであるのに対し、外側部分での勾配は-0.016+/-0.010であり、内側の部分です。外側の部分には多くのサンプルクラスターはありませんが、壊れた線形フィットは観測データによりよく従っているようです。
銀河フィラメントの教師あり機械学習 銀河系星間物質のフィラメント構造の解明
| Title |
Supervised_machine_learning_on_Galactic_filaments_Revealing_the_filamentary_structure_of_the_Galactic_interstellar_medium |
| Authors |
A._Zavagno,_F.-X._Dup\'e,_S._Bensaid,_E._Schisano,_G._Li_Causi,_M._Gray,_S._Molinari,_D._Elia,_J.-C._Lambert,_M._Brescia,_D._Arzoumanian,_D._Russeil,_G._Riccio,_and_S._Cavuoti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00463 |
環境。フィラメントは銀河のいたるところにあり、星形成のホストとなっています。したがって、信頼できる方法でそれらを検出することは、星形成プロセスを理解するための鍵となります。ねらい。教師あり機械学習が銀河面全体のフィラメント構造を特定できるかどうかを調べます。メソッド。画像セグメンテーションには2つのバージョンのUNetベースのネットワークを使用しました。HerschelHi-GALデータで取得した銀河面のH2列密度画像を入力データとして使用しました。これらの画像から抽出されたフィラメントのスケルトン(背骨と枝)を使用して、UNetベースのネットワークをトレーニングし、作成した背景マスクと欠損データマスクを使用しました。ピクセルをフィラメントとして分類するという天体物理学的目的に最適なシナリオを決定するために、8つのトレーニングシナリオをテストしました。結果。UNetsのトレーニングにより、フィラメント構造に属するピクセルを識別するセグメンテーションによって、銀河面の新しい画像を作成することができます。この新しい方法では、入力として使用した棘と枝の構造よりも多くのピクセル(使用する分類しきい値に応じて、2倍から7倍)をフィラメントに属するものとして分類します。主に以前は検出されなかったコントラストの低いフィラメントである新しい構造が明らかになりました。標準的な測定基準を使用して、さまざまなトレーニングシナリオのパフォーマンスを評価します。これにより、メソッドの堅牢性を実証し、入力ラベル付きピクセル分類の回復を最大化する最適なしきい値を決定できます。結論。この概念実証研究は、教師あり機械学習が銀河面全体に存在するフィラメント構造を明らかにできることを示しています。これまでに見られなかった低密度および低コントラスト構造を含むこれらの構造の検出は、これらのフィラメントの研究に重要な展望を提供します。
VLBI Absolute Astrometry による ICRF3 フレームでの射手座 A* の位置と固有運動
射手座A*(SgrA*)は強力でコンパクトな電波源で、銀河中心にある超大質量ブラックホールによって電力が供給されていると考えられています。銀河面での塵やガスによる消滅により、光学的に観測することはできませんが、その位置と適切な運動は以前に電波干渉法を使用して推定されていました。国際天体基準座標系ICRF3の3番目の実現の座標系で、その正確な位置と適切な運動の新しいVLBI絶対天体測定を提示します。使用された観測は、2006年6月から2022年8月までの間、Kバンド(24GHz)のVLBAで52エポックで行われました。赤緯で-5.584$\pm$0.075mas/yr、または209.26$\pm$0.51度の位置角度で6.400$\pm$0.073mas/yr。また、2015.0固有運動エポックでのJ2000ICRF3座標は17$^h$45$^m$40.034047$^s$$\pm$0.000018$^s$,-29$^o$00'28.21601''$\であることがわかります。pm$0.00044インチ。銀河座標では、SgrA*は銀河経度で-6.396$\pm$0.071mas/yr、銀河緯度で-0.239$\pm$0.045mas/yrの固有運動を示し、248.0$\pm$2.8kmの太陽運動を示します。銀河面では毎秒9.3$\pm$北銀河極に向かって1.9km/秒です。
MKN 110 の長期的な広範な応答性
| Title |
The_long-term_broad-line_responsivity_in_MKN_110 |
| Authors |
D._Homan,_A._Lawrence,_M._Ward,_A._Bruce,_H._Landt,_C._MacLeod,_M._Elvis,_B._Wilkes,_J._P._Huchra,_and_B._M._Peterson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00684 |
極度に変動の激しい活動銀河核(AGN)MKN110の光スペクトルの長期的な歴史を調べます。さまざまなアーカイブデータと新しいデータを組み合わせることで、これまでにない$\sim$30年間(1987年-2019年)の期間をカバーします。.HeII$\lambda4686$輝線は40倍変化し、光連続体よりも強く変化することがわかりました。フェルランドらに続いて。(2020)、FUV連続体の代用としてHeII$\lambda4686$を採用し、それに対して他のいくつかの線種のフラックスを比較します。この比較は明確なパターンを示しており、線は低いFUVフラックスではほぼ線形に応答し、高いFUVフラックスでは飽和します。応答の飽和レベルは、線種の励起エネルギーに依存するようです。このグローバルなパターンに加えて、観測エポック間の変化に注目し、ブロードライン領域(BLR)の構造進化を示しています。スペクトルの線プロファイルは、HeII$\lambda4686$とH$\beta$線の狭い成分と広い成分の間のオフセットを示しています。このオフセットは、FUVフラックスとの有意な負の相関と、ライン速度幅との正の相関を示しています。私たちの分析は、変化する連続体に対する複雑なBLR応答を明らかにしています。広い線の非応答コンポーネントの明確な存在は、線放出への複数の寄与の存在を示しています。データと一致するBLRとAGNの内部領域の運動学的モデルがいくつかあることがわかりました。
Gaia EDR3 からの 152 個の球状星団の軌道の新しいカタログ
この論文は、軌道とそのパラメータの新しいカタログを提供し、現在知られている銀河球状星団(GC)の事実上完全なリストを提供します。これは、Vasiliev(2019)によって、それらの速度と位置の最も正確な最新の測定値に基づいて編集されました。GaiaEDR3カタログ(VasilievandBaumgardt,2021)と新しい平均距離(BaumgardtandVasiliev,2021)から得られた新しい平均固有運動を使用して、5Gyr後方の152個の球状星団の軌道の統合が軸対称3-球状バルジ、ディスク成分、および球状ダークナバロ-フランク-ホワイトハローを含むコンポーネントポテンシャル(BajkovaandBobylev,2016)。新しい軌道パラメータは、GaiaDR2カタログ(Vasiliev、2019)から得られた適切な運動を使用し、Harrisカタログ(2010)からの距離を使用して、同じ重力ポテンシャルで以前に構築された軌道パラメータ(BajkovaandBobylev、2021)と比較されます。）。
SDSS-IV MaNGA における AGN フィードバック: AGN は中心星形成率を抑制した
| Title |
AGN_Feedback_in_SDSS-IV_MaNGA:_AGNs_Have_Suppressed_Central_Star-Formation_Rates |
| Authors |
Caleb_Lammers,_Kartheik_G._Iyer,_Hector_Ibarra-Medel,_Camilla_Pacifici,_Sebasti\'an_F._S\'anchez,_Sandro_Tacchella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00762 |
銀河進化のモデルにおける活動銀河核(AGN)からのフィードバックの重要性にもかかわらず、星形成に対するAGNフィードバックの影響に関する観測上の制約は依然として弱いままです。この目的のために、SDSS-IVMaNGAサーベイからの積分フィールドユニット分光法を使用して、279の低赤方偏移AGN銀河の星形成傾向を558の非活動制御銀河と比較しました。ガウスプロセスベースの方法論を使用して、各銀河の表面を覆う空間的に分解されたスパクセルで、ノンパラメトリックな星形成の歴史を再構築します。銀河全体の星形成率(SFR)だけに基づくと、AGNフィードバックの明らかな兆候は見つかりません。しかし、AGN銀河は中央(kpcスケール)のSFRを大幅に抑制しており、対照銀河のSFRより$2$も低く、星形成を抑制するAGNフィードバックの直接的な観測証拠を提供している。AGN銀河の中央SFRの抑制は、中央領域で$\sim6$Gyr(赤方偏移$z\sim0.7$)前に始まり、数Gyrにわたって起こった。AGN銀河の小さなサブセットは、観測される直前(最後の$500$Myr)に急速に静止状態に追い込まれ、AGN駆動のフィードバックのインスタンスを潜在的に示しています。しかし、より頻繁に、星形成はAGN銀河で継続し、主に中央領域で抑制されます。これは、統合された(Gyrタイムスケール)AGNフィードバックが中心の星の形成に大きな影響を与える可能性があるが、低赤方偏移銀河で銀河全体の消光を促進するには非効率的であり、代わりにそれらを緑の谷に残すという図を示唆しています。
太陽圏、非常に局所的な星間媒体、および局所的な空洞は、銀河の重力と圧力が釣り合っていますか
| Title |
Are_the_heliosphere,_very_local_interstellar_medium,_and_local_cavity_in_pressure_balance_with_Galactic_gravity |
| Authors |
Jeffrey_L._Linsky_and_Eberhard_Moebius |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00777 |
ボイジャー探査機は、ヘリオポーズを超えた外側太陽圏の物理的特性の最初の現場測定を提供しています。これらのデータは、IBEXおよびHST宇宙船からのデータ、およびこれらのデータと一致する物理モデルとともに、太陽圏および周囲の星間物質の圧力の重要な測定値を提供します。これらのデータを使用して、ヘリオポーズの内外、太陽圏を取り囲む星間ガス、および周囲のローカルキャビティ内の全圧の最初の包括的な調査をまとめて、各領域の全圧が互いにバランスしているかどうかを判断し、銀河系の重力による圧力。熱、非熱、プラズマ、ラム、および磁気圧力成分を含む各領域の全圧を相互比較します。重要な結果は、動的(ラム)圧力の役割です。ヘリオポーズでの全圧バランスは、内部からの動圧の実質的な寄与によってのみ維持できます。また、外側の太陽圏と元の非常に局所的なISM(VLISM)の間、および元のVLISMとローカルキャビティの間の全圧バランスには、大きな動圧の寄与が必要です。
GX 339-4 のタイプ B 準周期振動のデュアル コロナ補正モデル
| Title |
Dual-Corona_Comptonization_model_for_the_Type-B_Quasi-Periodic_Oscillations_in_GX_339-4 |
| Authors |
Valentina_Peirano,_Mariano_M\'endez,_Federico_Garc\'ia_and_Tomaso_Belloni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00062 |
ブラックホール低質量X線連星(BHXB)の高速変動を特徴付けると、これらのソースの最も内側の領域の幾何学的および物理的性質を理解するのに役立ちます。特に、アウトバーストのソフト中間状態(SIMS)中にBHXBで観測されるタイプB準周期振動(QPO)は、相対論的ジェットの噴出に関連していると考えられています。SIMS内のソースのX線スペクトルは、降着円盤に関連する優勢なソフトな黒体のような成分と、コンプトン化領域またはコロナに関連するハードな成分によって特徴付けられます。強いタイプBのQPOは、2021年のバースト中にGX339$-$4でNICERとAstroSatによって観測されました。QPOの分数rmsスペクトルは、$\sim$1.8keV未満のエネルギーでは$\sim$1パーセントで一定のままであり、20$-$30keVで$\sim$17パーセントまでエネルギーの増加とともに増加することがわかります。また、ラグスペクトルは"U字型"であり、0.7keVで$\sim$1.2radから$\sim$3.5keVで0radに減少し、20$で$\sim$0.6radまでエネルギーが高くなると再び増加します。-$30keV。最近開発された時間依存のコンプトン化モデルを使用して、QPOの部分実効値スペクトルとラグスペクトル、およびGX339$-$4の時間平均エネルギースペクトルを同時に適合させて、観察する変動性の原因となる領域の物理パラメータを制約します。GX339$-$4で観測されたタイプBQPOの放射特性は、X線光子のフィードバックループを介して降着円盤と相互作用する2つの物理的に接続されたComptonizing領域によって説明できることを示唆しています。
ガンマ線から電波まで: 暗黒物質はスペクトル全体を検索します
この論文では、間接暗黒物質検出の文脈でマルチメッセンジャー天文学によって提供される可能性を調べました。宇宙のさまざまなスケール(銀河系、銀河系外、宇宙網フィラメント)で生成される電磁スペクトル(ガンマ線、X線、電波)にわたるさまざまな信号を研究することにより、多波長戦略を適用しました。パートIでは、銀河系外ガンマ線フラックスと暗黒物質ハローの水素原子が放出する21cm線との間の相互相関信号の史上初の予測を得ました。中性水素分布は、特に次世代の電波望遠鏡スクエアキロメートルアレイを考慮して、暗黒物質探索の競争力の高いプローブであることを示しました。パートIIでは、INTEGRALによって測定されたX線フラックスを、質量が1MeVから5GeVの間の粒子の場合に予想される理論上の信号と比較することによって、暗黒物質粒子の消滅断面積の限界を得ました。我々は、質量が150MeVから1.5GeVの間の粒子について、文献の中で最も厳しい制約を導出しました。この研究の独創性は、暗黒物質粒子によって生成された、電子と陽電子を伴う天の川の低エネルギー光子間の散乱からの寄与を含めることにあります。パートIIIでは、GLEAMサーベイから出現したエキゾチックな無線信号に焦点を当てました。これは、宇宙のウェブのフィラメントと互換性があり、宇宙の構造形成に関する理解の柱の1つに直接的な証拠を提供します。この電波放出は、質量が5～10GeVの範囲の暗黒物質候補が電子と陽電子のペアに崩壊することによって説明できます。この論文は、さまざまな種類の信号、複数のターゲット、およびさまざまな質量スケールを考慮したため、さまざまなレベルの粒子ダークマターの幅広い研究に貢献しています。
超新星 2020wnt: 隠れた中央エンジンを備えた非典型的な超高輝度超新星
| Title |
Supernova_2020wnt:_An_Atypical_Superluminous_Supernova_with_a_Hidden_Central_Engine |
| Authors |
Samaporn_Tinyanont,_Stan_E._Woosley,_Kirsty_Taggart,_Ryan_J._Foley,_Lin_Yan,_Ragnhild_Lunnan,_Kyle_W._Davis,_Charles_D._Kilpatrick,_Matthew_R._Siebert,_Steve_Schulze,_Chris_Ashall,_Ting-Wan_Chen,_Kishalay_De,_Georgios_Dimitriadis,_Dillon_Z._Dong,_Christoffer_Fremling,_Alexander_Gagliano,_Saurabh_W._Jha,_David_O._Jones,_Mansi_M._Kasliwal,_Hao-Yu_Miao,_Yen-Chen_Pan,_Daniel_A._Perley,_Vikram_Ravi,_C\'esar_Rojas-Bravo,_Itai_Sfaradi,_Jesper_Sollerman,_Vanessa_Alarcon,_Rodrigo_Angulo,_Karoli_E.Clever,_Payton_Crawford,_Cirilla_Couch,_Srujan_Dandu,_Atirath_Dhara,_Jessica_Johnson,_Zhisen_Lai,_Carli_Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00177 |
主に光学および近赤外線(近赤外線)での、特異な水素とヘリウムの少ない剥ぎ取られたエンベロープ(SE)超新星(SN)2020wntの観測結果を提示します。-20.9magのピーク絶対ボロメトリー等級と69日間の上昇時間は、スピンダウンしたマグネターによって動力を与えられた可能性のある、水素の少ない超高輝度SNe(SLSNe~I)を連想させます。主なピークの前に、爆発後10日以内に続く短いピークがあり、おそらくSN爆発の~年前に放出された星周媒体(CSM)との相互作用によって引き起こされます。ピーク付近の光スペクトルには、中央エンジンからの加熱の兆候である高温連続体とOII吸収がありません。それらは、放射能を利用したH/Heが少ないタイプIcSESNeのものと定量的に似ています。ピークから約1年後、星雲スペクトルはマグネター加熱に関連する青色の疑似連続体と狭いOI再結合線を明らかにします。電波観測は、ピーク後の+266日で支配的なエネルギー源として強いCSM相互作用を排除します。+200～300日での近赤外観測では、一酸化炭素と塵の形成が明らかになり、光学的光度曲線が劇的に低下します。対不安定性爆発モデルは、観測と両立しない遅い光度曲線とスペクトルの特徴を予測します。SN2020wntは、SNより前の28Msun星のマグネター駆動のコア崩壊爆発として最もよく説明されています。爆発の運動エネルギーは、ピーク時のマグネターエネルギーよりもかなり大きく、マグネターで加熱された内部噴出物をピーク後まで効果的に隠します。SN2020wntは、通常のSNeIcとSLSNeIの間の連続体に分類され、ピーク時の光スペクトルだけでは中央エンジンの存在を除外できないことを示しています。
6つの超新星前駆体の消失
| Title |
The_disappearances_of_six_supernova_progenitors |
| Authors |
Schuyler_D._Van_Dyk,_Asia_de_Graw,_Raphael_Baer-Way,_WeiKang_Zheng,_Alexei_V._Filippenko,_Ori_D._Fox,_Nathan_Smith,_Thomas_G._Brink,_Thomas_de_Jaeger,_Patrick_L._Kelly,_Sergiy_S._Vasylyev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00179 |
大規模な完成したハッブル宇宙望遠鏡(HST)スナップショットプログラムの一環として、近くにある6つのコア崩壊超新星(SNe)のサイトを高い空間分解能で観測しました:SN2012A、SN2013ej、SN2016gkg、SN2017eaw、SN2018zd、およびSN2018aoq.これらの観測はすべて、各SNの進化の十分に遅い時期に実施され、爆発前の画像データで各ケースで特定された大質量星の前駆体候補が実際に消滅したため、実際の前駆体である可能性が最も高いことを示しました。しかし、SN2016gkgについては、前駆体候補が2つの天体の混合物である可能性が最も高いと判断しました。前駆体自体は消滅した可能性が高く、もう1つの近接した星です。したがって、その前駆星の特性の修正された推定値を提供します。有効温度〜6300〜7900K、ボロメトリック光度〜10^{4.65}L_sun、半径〜118〜154R_sunの爆発時に水素が剥ぎ取られた主星を持つ連星系、および初期質量9.5--11M_sun。スナップショットとほぼ同時期の後期の追加のアーカイブHSTデータを利用して、SN2017eawに明るい紫外線過剰があったことも示しました。これは、SNショックと既存の星周物質との進行中の相互作用の結果として最もよく説明されます。特にSN2013ejの場合は、SNの塵による隠蔽が我々の結論を危うくしている可能性があることを警告します。このサンプルは、確認された、または可能性のあるコア崩壊SN前駆細胞のリストに追加されます。
39 太陽質量の前駆星の 3 次元磁気回転コア崩壊超新星爆発
| Title |
Three_dimensional_magnetorotational_core-collapse_supernova_explosions_of_a_39_solar_mass_progenitor_star |
| Authors |
Jade_Powell,_Bernhard_Mueller,_David_R._Aguilera-Dena,_Norbert_Langer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00200 |
コアに$10^{10}$Gと$10^{12}$Gの2つの異なる初期磁場強度を持つ$39\,M_{\odot}$前駆星を使用して、磁気回転超新星の3次元シミュレーションを実行します。両方のモデルは急速に衝撃の復活を受け、その爆発エネルギーは、エンベロープの結合エネルギーを保守的に補正した後、数百ミリ秒以内に$\gtrsim2\times10^{51}$ergの値に漸近します。磁気的にコリメートされた非相対論的ジェットが両方のモデルで形成されますが、ジェットは非軸対称不安定性の影響を受けます。噴流は、衝撃がすでにかなり拡大した後にのみ出現するため、爆発を引き起こすのに重要ではないようです。私たちのシミュレーションでは、約$150\,\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}$の中程度の中性子星キック、スピンキックの整列なし、急速な早期スピンダウンが予測され、約20ドル、\mathrm{ms}$では、エネルギーの高いガンマ線バーストジェットに電力を供給するには遅すぎます。$0.2\,M_\odot$以上の鉄族物質が放出されますが、放出される$^{56}\mathrm{Ni}$の質量は、この物質の大部分が中性子に富むため、かなり小さくなると推定されます.爆発的な燃焼は、かなりの量の$^{56}\mathrm{Ni}$に寄与しません。これは、燃焼した物質がわずかに中性子が豊富なシリコンシェルに由来するためです。鉄グループの噴出物も、シミュレーションの終わりまでに顕著なバイポーラ形状を示していません。したがって、モデルは観測された超新星の特性にすぐには適合しませんが、適度に高い爆発エネルギーを持つ他の過渡現象を代表する可能性があります。重力波放出は、最大2000Hzの高周波に達し、振幅は100cmを超えます。重力波放出は、計画されているCosmicExplorer検出器で$\sim4$Mpcの距離まで検出可能です。
高速電波バーストと中性子星連星合体の関連性の評価
| Title |
An_assessment_of_the_Association_Between_a_Fast_Radio_Burst_and_Binary_Neutron_Star_Merger |
| Authors |
Alexandra_Moroianu,_Linqing_Wen,_Clancy_W._James,_Shunke_Ai,_Manoj_Kovalam,_Fiona_Panther,_Bing_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00201 |
高速電波バースト(FRB)は、宇宙論的な距離で発生する謎の明るいミリ秒単位の電波バーストです。若いマグネターが主要な発生源候補として提唱されていますが、最近の観察では、複数のFRB前駆体クラスが存在する可能性があることが示唆されています。FRBはコンパクトな天体の合体から放出される可能性があると長い間理論化されてきました。これは、地上のレーザー干渉計重力波天文台(LIGO)によって重力波(GW)で検出できる連星中性子星(BNS)合体などの激変イベントです。おとめ座。ここでは、LIGO-Virgoの3回目のサイエンスランの最初の6か月間に検出された21のGWソースのうち唯一のBNS合併イベントGW190425と、公共のGWを使用した検索からの明るい非反復FRBイベントFRB20190425Aとの間の潜在的な一致を報告します。およびCHIMEFRBデータ。FRBはGWの空位置推定エリア内にあり、GWイベントの2.5時間後に発生し、GWパラメーター推定から推測される距離と一致する分散測定値を持っています。データベース内の無関係なFRBイベントとGWイベントが一致する確率は、0.0052($2.8\sigma$)と推定されます。CHIMEがそのようなイベントを検出する可能性は、ビーム中心検出の0.4%から、遠くのサイドローブで明るいバーストが検出できる場合の68%までの範囲であると推定されます。この潜在的な関連性は、BNS合体が超大質量で高度に磁化されたコンパクトな天体を残し、スピンダウンによって角運動量を失った後に崩壊してブラックホールを形成し、磁気圏を放出してFRBを形成するという理論と一致しています。このような物理的な関連付けが確立されている場合、合体後のコンパクト天体の状態方程式は硬直性が高く、トールマン-オッペンハイマー-フォルコフの非自転最大質量$M_{TOV}>2.63_{-0.23}^{+中性子星残骸の場合は0.39}M_\odot$、クォーク星残骸の場合は$M_{TOV}>2.31_{-0.08}^{+0.24}M_\odot$。
M1 閉包下での相対論的放射磁気流体力学に対するヤコビアン フリー リーマン ソルバーの適用について
| Title |
On_the_application_of_Jacobian-free_Riemann_solvers_for_relativistic_radiation_magnetohydrodynamics_under_M1_closure |
| Authors |
Jose_L\'opez-Miralles,_Jose_Mar\'ia_Mart\'i_and_Manel_Perucho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00370 |
放射伝達は、高エネルギー天体物理学において主要な役割を果たします。複数のシナリオと幅広いエネルギースケールで、理論、観測、数値シミュレーションの間の相互作用を理解するには、物質と放射線の結合が不可欠です。この論文では、並列コードL\'ostrego内で放射相対論的磁気流体力学の方程式を解くための新しいスキームを提示します。これらの方程式は、ボルツマン放射伝達方程式の連続するモーメントを使用して定式化され、IMEX時間積分スキームを使用して、グレイボディ近似とM1クロージャの下で解かれます。私たちのスキームの主な目新しさは、放射磁気流体力学の文脈で、多項式粘度行列の内部近似に基づくヤコビアンフリーリーマンソルバーのファミリーを初めて導入したことです。これは、非放射に対して堅牢で正確であることが実証されました。アプリケーション。新しいアルゴリズムのロバスト性と制限は、フリーストリーミングと拡散放射輸送限界の両方で、1次元および多次元のテスト問題のコレクションを解くことによってテストされます。その安定した性能により、この論文で提示されたスキームの高エネルギー天体物理学における実際の天体物理シナリオへの適用性は有望です。将来のシミュレーションでは、マイクロクエーサーやAGNからガンマ線バーストまで、相対論的ジェットや降着円盤のコンテキストで、光子と物質の相互作用の動的な関連性を調査できると期待しています。
Neil Gehrels Swift Observatory が観測した新星の紫外線と X 線の光度曲線
| Title |
Ultraviolet_and_X-ray_light-curves_of_novae_observed_by_the_Neil_Gehrels_Swift_Observatory |
| Authors |
K.L._Page_(1),_N.P.M._Kuin_(2)_and_J.P._Osborne_(1)_((1)_University_of_Leicester,_(2)_Mullard_Space_Science_Laboratory,_University_College_London) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00409 |
迅速な対応能力と、観測スケジュールの毎日の計画により、NeilGehrelsSwiftObservatoryは、一時的および可変的なソースを監視するのに理想的です。ここでは、Swiftによる最も詳細な紫外(UV)追跡調査(このようなUV光曲線の最初の均一な分析)を使用して、12個の新星のサンプルを提示します。これらの特定の光度曲線のフェージングは、べき乗減衰(対数時間に対する大きさのプロット)としてモデル化できます。これは、同じ物理プロセスが、個々のオブジェクトの長い時間間隔でUV放射を支配していることを示しています。核燃焼期間の終了後、X線の放出は大幅に低下し、約10～100分の1に減衰します。ただし、UVの変化は振幅が小さく、同じ期間に1～2等減少しています。通常、UV光曲線は、X線光曲線が最大値(~0.7～1.3T_SSSend)から着実に減少し始める頃に、平坦から急勾配への変化を示します。古典的な回帰新星と主系列星または巨大な伴星を持つそれらの集団を考慮すると、長周期の回帰新星は大部分よりも明るいですが、UV光曲線またはそれらの進化に大きな違いは見られません。古典新星。
| Title |
Gravitational_wave_signatures_of_phase_transition_from_hadronic_to_quark_matter_in_isolated_neutron_stars_and_binaries |
| Authors |
Ritam_Mallick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00462 |
高温および高密度での物質の基本的な構成要素は、かなり長い間物理学者の興味をそそってきました。重イオンコライダーからの最近の結果は、高温と低バリオン密度での量子色力学相図を豊かにしました。ただし、低温での相と有限（ほとんどが中間）のバリオン密度は未調査のままです。理論的な量子色力学計算は、このような密度でのハドロン物質からクォーク物質への相転移を予測します。現在、そのような密度を調べるのに利用できる最良の実験室は、中性子星の中心にあります。孤立した中性子星と連星中の中性子星の両方で重力波を使用して、そのような相転移の特徴をどのように調べることができるかについての最近の結果。孤立した中性子星は非常に低温の状態を調べ、連星の中の中性子星は中間温度の状態で有限のバリオン密度を調べます。また、そのような相転移の重力波シグネチャが一意であるかどうか、およびそのような信号を検出するために必要な検出器の仕様についても説明します。
超新星前の星周磁場の構造と SN1987A の電波放射を偏光電波放射が明らかにする
| Title |
Polarized_radio_emission_unveils_the_structure_of_the_pre-supernova_circumstellar_magnetic_field_and_the_radio_emission_in_SN1987A |
| Authors |
O._Petruk,_V._Beshley,_S._Orlando,_F._Bocchino,_M._Miceli,_S._Nagataki,_M._Ono,_S._Loru,_A._Pellizzoni,_E._Egron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00656 |
SN1987Aの残骸から検出された偏波電波放射は、星周媒質における超新星前の磁場の構造を明らかにする可能性を開きます。直接測定から導き出された特性は、原始星とその磁場を理解する上で重要です。この目標への第一歩として、SN1987Aの精巧な3次元(3-D)数値モデルから流体力学的データを採用しました。超新星残骸内部の3次元磁場構造を「流体力学的背景」上に近似的に「復元」する手法を開発しました。この方法では、前駆体の周囲の磁場の分布を初期条件として使用します。このような3D磁気流体力学モデルを使用して、多数のSN1987Aモデルの偏光マップを合成し、観測結果と比較しました。このようにして、SN987Aのシンクロトロン放射の構造だけでなく、磁場のさまざまな初期構成をテストしました。観測された偏光パターンを回復し、現在のSN1987Aの半径の長さスケールでは、周囲の超新星前磁場の半径方向成分が支配的であることを発見しました。そのようなフィールドの物理的な理由について説明します。
IceCube での天体物理源による疑似ディラック ニュートリノの探査
| Title |
Probing_Pseudo-Dirac_Neutrinos_with_Astrophysical_Sources_at_IceCube |
| Authors |
Kiara_Carloni,_Ivan_Martinez-Soler,_Carlos_A._Arguelles,_K._S._Babu,_P._S._Bhupal_Dev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00737 |
IceCubeニュートリノ天文台によるNGC1068の最近の観測は、天体物理学のベースラインを持つニュートリノ物理学への新しい窓を開きました。このレターでは、これらの観測を使用してニュートリノ質量の性質を調べる新しい方法を提案します。特に、我々の方法は、質量二乗差が$\deltam^2\gtrsim10^{-21}~\text{eV}^2$に達する疑似ディラックニュートリノのシグネチャを検索することを可能にし、リーチを改善します。10億回以上の地上実験の数。最後に、ニュートリノ源の星座の発見が感度をさらに高め、$\deltam^2$値のより広い範囲をカバーする方法について説明します。
高エネルギー GRB の多重衝突内部衝撃レプトハドロン モデル
| Title |
Multi-collision_internal_shock_lepto-hadronic_models_for_energetic_GRBs |
| Authors |
Annika_Rudolph,_Maria_Petropoulou,_\v{Z}eljka_Bo\v{s}njak,_Walter_Winter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00765 |
エネルギーの高いガンマ線バースト(GRB)の部分母集団の場合、超高エネルギー宇宙線(UHECR)に電力を供給するには適度なバリオン負荷で十分かもしれません。これに動機付けられて、エネルギーGRBのプロンプト段階における宇宙線陽子の放射シグネチャを研究します。私たちのフレームワークは、相対論的噴出物(ジェットに沿って異なる放出領域を持つ)の多重衝突記述と、光子およびニュートリノスペクトルの時間依存計算を伴う内部衝撃モデルです。私たちのGRBプロトタイプは{\emFermi}-LATで検出されたGRB(GRB~221009Aを含む)に動機付けられており、さらにエネルギー流束が大きいため、単一イベントのニュートリノ非観測はバリオン負荷に強い制限をもたらす可能性があります。シンクロトロンおよび逆コンプトンが支配するシナリオでの電磁スペクトルに対する陽子のフィードバックを研究して、多波長シグネチャを特定し、最大許容バリオン負荷を制限し、ハドロンシグネチャと逆コンプトンシグネチャの違いを指摘します。ハドロンシグネチャは、シンクロトロンシナリオでは光学UVから軟X線およびGeVからTeVガンマ線の範囲で相関フラックスが増加するときに現れることがわかりますが、逆コンプトンが支配するシナリオでは特定が困難です。UHECRのエネルギー要件を満たす約10のバリオン負荷は、{\emFermi}-GBM範囲で予測された光子スペクトルを歪めず、衝突半径が十分に大きい場合(つまり、時間変動性が短すぎない)。したがって、大きな散逸半径の条件下では、エネルギーの高いGRBの集団がUHECRの起源となり得ると考えられます。
GRB 221009Aからの即時放出用マルチメッセンジャーモデル
| Title |
Multi-messenger_model_for_the_prompt_emission_from_GRB_221009A |
| Authors |
Annika_Rudolph,_Maria_Petropoulou,_Walter_Winter,_\v{Z}eljka_Bo\v{s}njak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00766 |
内部ショックシナリオ内でのGRB221009Aからの即時放出のマルチメッセンジャーモデルを提示します。複数の衝突から観測された光曲線への影響を伴う流出の時間依存の進化、およびシンクロトロンおよび逆コンプトンが支配するシナリオにおける電磁スペクトルの自己矛盾のない生成を検討します。私たちのレプトハドロンモデルには、流出で加速される可能性のあるUHE陽子と、スペクトルエネルギー分布とニュートリノ放出に関するフィードバックが含まれます。超相対論的物質の放出速度が変化するエンジンで、観測された光度曲線を大まかに再現できることがわかりました。これは、約200秒の中間静止期間と$\sim1$~sの変動時間スケールを持ちます。最高エネルギーのLHAASO光子が銀河系外背景光とのUHECR相互作用から生じる可能性があるという仮説、およびエネルギーGRBがUHECRフラックスに電力を供給する可能性があるというパラダイムと互換性のある3および30のバリオン負荷を検討します。これらの値と考慮された高い散逸半径については、ニュートリノが観測されていないことと一致し、電磁スペクトルに重要な兆候は見られません。即時放出からの逆コンプトン優勢のシナリオは、HE範囲で約1桁高いフラックスをもたらすことが実証されています。この強化は、Fermi-GBMおよびLAT範囲でのスペクトルへの影響によってテスト可能です。
密度推定を使用して柔軟な事前確率と暗黙的尤度を使用して強い重力レンズ効果パラメーターの正確な事後確率を取得するためのフレームワーク
| Title |
A_Framework_for_Obtaining_Accurate_Posteriors_of_Strong_Gravitational_Lensing_Parameters_with_Flexible_Priors_and_Implicit_Likelihoods_using_Density_Estimation |
| Authors |
Ronan_Legin,_Yashar_Hezaveh,_Laurence_Perreault-Levasseur_and_Benjamin_Wandelt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00044 |
ニューラルネットワークを備えた強力なレンズシステムのマクロパラメーターの予測への暗黙的尤度推定の適用を報告します。これにより、明確に定義されたベイジアン統計フレームワーク内でレンズシステムのディープラーニング分析を実行して、レンズ変数に望ましい事前確率を明示的に課し、正確な事後変数を取得し、完全なパフォーマンスの限界で最適な事後変数への収束を保証することができます。ニューラルネットワークをトレーニングして回帰タスクを実行し、レンズパラメータの点推定値を生成します。次に、これらの推定値を推論セットアップで圧縮された統計として解釈し、混合密度ネットワークを使用してそれらの尤度関数をモデル化します。結果を近似ベイジアンニューラルネットワークの結果と比較し、その重要性について議論し、将来の方向性を示します。100,000回の強力なレンズシミュレーションのテストセットに基づいて、当社の償却モデルは任意の信頼区間に対して正確な事後分布を生成し、追加のキャリブレーション手順を必要とせずに、$21.8\%$の信頼レベルで$1.4\%$の最大パーセンテージ偏差を生成します。合計で、1つのGPUで100,000の異なる事後分布を推論するのに1日かかります。
lstMCpipe ライブラリ
チェレンコフ望遠鏡アレイ(CTA)は、現世代の機器の感度を1桁向上させる次世代の地上ガンマ線天文台です。LST-1は、ラパルマ島のカナリア島に設置された最初の望遠鏡のプロトタイプであり、すでに数年間データを取得しています。すべてのイメージング大気チェレンコフ望遠鏡(IACT)と同様に、LST-1は、高エネルギー粒子が大気に入るときにチェレンコフプロセスによって生成される光を捉えることによって機能します。カメラの記録されたスナップショットの分析により、ガンマ光子とハドロンを区別し、選択した光子の物理パラメーターを再構築できます。識別と再構築のためのモデルを構築し、望遠鏡の応答を推定するには(大気シャワーと望遠鏡の光学系と電子機器をシミュレートすることによって)、広範なモンテカルロシミュレーションを実行する必要があります。これらのトレーニング済みモデルは、後で実際の観測からのデータを分析するために使用されます。lstMCpipeは、コンピューティング施設でのMCファイルの分析のさまざまな段階を調整するために開発されたオープンソースのPythonパッケージです。現在、ライブラリは本番環境にあり、SLURMクラスターで完全なパイプラインをスケジュールしています。抽象化のレベルを追加することで分析ワークフローを大幅に簡素化し、ユーザーが単純な構成ファイルを使用してパイプライン全体を開始できるようにします。さらに、LSTコラボレーションのメンバーは、プロジェクトリポジトリのプルリクエストを通じて、調整されたパラメーターを使用して新しい分析を生成するように要求できます。これにより、他のコラボレーターによる慎重なレビューとプロダクションの集中管理が可能になり、人為的エラーが減少し、最適化されます。コンピューティングリソースの使用。
見かけの複雑さの尺度を使用して、大規模な調査で複雑なソースを検出する
大面積の天文調査には、これまでに見たことのないタイプの新しい天体がほぼ確実に含まれます。アルゴリズムによる「未知の未知」の検出は、解決するのが難しい問題です。異常なことは、多くの場合、機械よりも人間のほうが見つけやすいからです。以前にマルチコンポーネント無線ソースを検出するために適用された見かけの複雑さの概念を使用して、完全に自動化された盲目的な方法で複雑で興味深いオブジェクトの電波連続体EvolutionaryMapoftheUniverse(EMU)パイロット調査データをスキャンします。ここでは、複雑さをどのように定義して測定するか、それをパイロット調査データにどのように適用するか、クラウドソースの「動物園」を使用してこれらの興味深いオブジェクトの完全性と純度をどのように調整したかについて説明します。また、結果は、EMUパイロット調査で既に検出された、人間の検査によって発見された奇数無線サークルを含む、予想外で異常なソースとも比較されます。
白色矮星表面の微細構造定数の測定;連続配置の変動による不確実性
| Title |
Measuring_the_fine_structure_constant_on_white_dwarf_surfaces;_uncertainties_from_continuum_placement_variations |
| Authors |
Chung-Chi_Lee,_John_K._Webb,_Darren_Dougan,_Vladimir_A._Dzuba,_Victor_V._Flambaum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00434 |
基本定数のバリエーションの検索には、正確な測定誤差が必要です。エラーの潜在的な原因はいくつかあり、それぞれを正確に定量化することが不可欠です。この論文では、白色矮星表面の微細構造定数の測定に関連する不確実性の1つの原因について説明します。光球吸収線の詳細なモデリングには、基礎となるスペクトル連続体レベルを知る必要があります。ここでは、慎重に選択されたデータ領域への3次スプラインのフィッティングに基づく、完全に自動化された、客観的で再現可能な連続体推定方法の開発について説明します。白色矮星G191-B2Bのハッブル宇宙望遠鏡スペクトルへの適合例が示されています。2つの連続体モデルを使用して微細構造定数の測定を行います。結果は、連続体配置の変動が、微細構造定数測定に大きな影響を与える狭い光球吸収線の重心の小さな系統的シフトをもたらすことを示しています。したがって、この影響は、将来の測定の全体的なエラーバジェットに含める必要があります。私たちの結果はまた、白色矮星以外の星の微細構造定数の測定、微細構造定数のクエーサー吸収線測定、宇宙論的赤方偏移ドリフトのクエーサー測定など、他の文脈で連続体配置の変動を調査する必要があることを示唆しています。
eOSSR ライブラリ
天文学、天体素粒子、素粒子物理学のコミュニティは、ESCAPE(EuropeanScienceClusterofAstronomyandParticlePhysicsESFRIresearchinfrastructures)プロジェクトを通じて結集され、データ駆動型研究の共通の問題に焦点を当てたクラスターを作成します。ESCAPE作業パッケージの中で、OSSR(ESCAPEOpen-sourceScientificSoftwareandServiceRepository)は、科学者がソフトウェアとサービスを交換し、オープンサイエンスを促進することを可能にする、厳選された長期のオープンアクセスリポジトリです。これは、他のサービスに接続されたZenodoコミュニティの上に開発されました。PythonライブラリであるeOSSRは、Zenodo、サービス、およびOSSRユーザー間の対話を処理するために開発され、OSSRレコードの自動処理を可能にします。この作業では、eOSSR、その主な機能、および研究者による科学ソフトウェア、分析、およびデータセットの公開を容易にするためにESCAPEコンテキストでどのように使用されているかを紹介します。
SIMMER: 星の画像を縮小して分析するためのパイプライン
点源の天体画像用のオープンソースPythonリダクションパイプラインであるSIMMERの最初の公開バージョンを紹介します。現在の機能には、ダーク減算、フラットフィールディング、スカイ減算、画像レジストレーション、FWHM測定、コントラスト曲線計算、およびテーブルとプロットの生成が含まれます。SimMERは、Shane3m望遠鏡のShARCSカメラとHale5.1m望遠鏡のPHAROカメラで撮影された観測をサポートしています。SIMMERのモジュール性により、ユーザーはパイプラインを拡張して、追加の機器に比較的簡単に対応できます。パイプラインのコア機能の1つは画像レジストレーションモジュールです。このモジュールは、飽和した画像や同様の明るさの解決された恒星連星の画像を削減するのに十分な柔軟性を備えています。さらに、SIMMERは縮小画像のコントラスト曲線を計算し、出版準備の整ったプロットを作成できます。このコードは、\url{https://github.com/arjunsavel/SimMER}でオンラインで開発されており、pipとcondaの両方でインストールできます。コードと一緒にチュートリアルとドキュメントを開発し、オンラインでホストします。SIMMERでは、正確で信頼性の高いデータ削減と分析のためのコミュニティリソースを提供することを目指しています。
積分場分光データにおける輝線源検出問題の再検討
| Title |
Revisiting_the_Emission_Line_Source_Detection_Problem_in_Integral_Field_Spectroscopic_Data |
| Authors |
Edmund_Christian_Herenz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00662 |
積分フィールド分光データセットでかすかな輝線源をブラインド検索するための3次元整合フィルタリングアプローチを提示します。フィルターは、地表大気のグロースペクトルに起因するスペクトル的に急速に変化するバックグラウンドノイズを考慮するように設計されています。この一致フィルタリング検索のソフトウェア実装は、LineSourceDetectionCatalogingツール(LSDCat2.0)の更新バージョンに実装されています。MUSE-Wideサーベイの公開データを使用して、$\lambda\gtrsim7000$\,\AA{}の大気[OH]バンドの間に埋もれたかすかな輝線源に対して、新しいフィルター設計がどのように高い検出有意性を提供するかを示します。また、特定のソースパラメータ化に対して、改善されたアルゴリズムの選択関数をデータの分散から分析的に導き出す方法も示します。MUSEeXtremeDeepField(MXDF)の最近リリースされたデータセットでのソース挿入および回復実験に対して、この分析ソリューションを検証します。次に、テンプレートと完全には一致しない3D輝線源プロファイルに対して、選択関数を再スケーリングする必要がある方法を示します。この手順は、計算上面倒なソースの挿入と回復実験の必要性を排除することにより、現実的な選択関数の構築を軽減します。
超新星インポスターSN 2000chの周期的な噴火を繰り返す
| Title |
Repeating_periodic_eruptions_of_the_supernova_impostor_SN_2000ch |
| Authors |
Mojgan_Aghakhanloo,_Nathan_Smith,_Peter_Milne,_Jennifer_E._Andrews,_Alexei_V._Filippenko,_Jacob_E._Jencson,_David_J._Sand,_Schuyler_D._Van_Dyk,_Samuel_Wyatt,_WeiKang_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00113 |
NGC3432の超新星(SN)詐欺師SN2000chの発見以来の測光観測を分析します。このソースは、2000年から2010年にかけて4回の爆発が観測されています。現在の観測では、2004年から2006年にかけて少なくとも2回、2013年から2022年にかけて10回の爆発が追加されていることが明らかになりました。アウトバーストの光度曲線は不規則で複数のピークがあり、さまざまなピークの大きさ、持続時間、および形状を示します。最近の爆発(2010年以降)は$198.4\pm{2}$dの期間で繰り返されますが、2010年以前の期間は数日短いようです。次の爆発は2023年1月頃に発生するはずです。これらの定期的な噴火は、エキセントリックな連星系におけるペリアストロンの頃の激しい相互作用から生じることを提案します。SN2009ipの不安定なプレSN噴火。噴火の不規則性は、明るい青色の変光星(LBV)主星の軌道と変動性との間の相互作用に起因すると考えられます。この場合、連続する各ペリアストロンの通過は、半径と質量損失率の変化により、異なる強度または持続時間を持つ可能性があります。LBVのようなプライマリ。このような爆発は、LBVがペリアストロンで比較的静止している場合は弱いか検出できない場合がありますが、LBVがアクティブな場合ははるかに極端になる可能性があります。観測された軌道周期の変化は、バーストで失われた質量の結果である可能性があります。SN2009ipの祖先との類似性を考えると、SN2000chは恒星の合併またはSNのような爆発に向かっている場合に引き続き注目に値します。
太陽フレアと CME による衝撃からの太陽エネルギー中性原子のモデル化
| Title |
Modelling_Solar_Energetic_Neutral_Atoms_from_Solar_Flares_and_CME-driven_Shocks |
| Authors |
Gang_Li,_Albert_Y._Shih,_Robert_C._Allen,_George_Ho,_Christina_M.S._Cohen,_Mihir_Desai,_Maher_A._Dayeh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00283 |
太陽フレアとCMEによる衝撃におけるエネルギー中性原子(ENAs)の生成と、その後の1auへの伝播を調べます。1天文単位での太陽ENAの時間プロファイルとフルエンススペクトルは、2つのシナリオで計算されます。これら2つのシナリオの時間プロファイルとフルエンススペクトルは大きく異なります。私たちの計算は、太陽ENAを新しいプローブとして使用して、太陽エネルギー粒子（SEP）の根本的な加速プロセスを調べ、2つの加速サイトを区別できることを示しています。太陽フレアの大きなループと、大きなSEPのCME駆動ショックの下流です。イベント。
光球状磁束管の磁気音響モードに対する線形背景回転流の影響
| Title |
The_effect_of_linear_background_rotational_flows_on_magnetoacoustic_modes_of_a_photospheric_magnetic_flux_tube |
| Authors |
Samuel_Skirvin,_Viktor_Fedun,_Suzana_Silva,_Tom_Van_Doorsselaere,_Niels_Claes,_Marcel_Goossens_and_Gary_Verth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00379 |
太陽磁束管の磁気音響波は、背景の回転流の存在によって影響を受ける可能性があります。ここでは、光球環境に埋め込まれた線形背景回転流の存在下での磁束管の$m=0$および$m=\pm1$モードの動作を調べます。バックグラウンドの回転流を含めても、軸対称$m=0$ソーセージモードで得られた固有値解にほとんど影響を与えないことがわかりました。ただし、キンクモードの解決策は、低速周波数によって変更された流れの共振の位置に依存します。バックグラウンドの回転流により、変更された流れの共鳴は、$m=1$の場合の細いチューブ(TT)限界でより速い位相速度を持つようになります。これにより、スローボディモードとスローサーフェスキンクモードの解がこの軌跡をたどり、分散動作が変化します。TT極限の光球フラックスチューブの固有関数を比較すると、低速表面キンクモードと高速表面キンク($m=1$)モードを区別することが難しくなることを示します。2D速度場プロットは、これらの波が背景の回転流の存在下で観測データにどのように現れるかを示しています。スローボディキンクモードでは、全圧の摂動に旋回パターンが見られます。さらに、チューブの境界は、方位角対称性の破れかららせん運動を受けます。ここで、$m=1$および$m=-1$モードは位相がずれ、結果として生じるキンク波が円偏光であることを示唆しています。これらの結果は、太陽磁気渦における磁気流体力学的波の地震学に影響を与える可能性があります。
非常に静かな時間帯の静かな太陽からの電波トランジェントの研究
| Title |
Study_of_radio_transients_from_the_quiet_Sun_during_an_extremely_quiet_time |
| Authors |
Surajit_Mondal,_Divya_Oberoi,_Ayan_Biswas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00503 |
この研究では、最近発見された、弱いインパルシブな狭帯域の静かな太陽の放出\citep[WINQSEs,][]{mondal2020}と呼ばれる、メートル波の太陽過渡現象のクラスを研究します。それらの強さは、静かな太陽の背景の数パーセントであり、静かな太陽の領域で非常に衝動的で狭帯域で遍在するという特徴があります。\citet{mondal2020}は、これらの放出がナノフレアの電波対応物である可能性があり、その潜在的な重要性が詳細な研究を保証するという仮説を立てました.ここでは、非常に静かな時間からのデータの分析と、以前の作業よりも改善された方法論を提示します。以前と同様に、多数のWINQSEを検出し、それらをさらに特徴付けするために使用しました。それらの重要な特性、つまり、衝動的な性質と静かな太陽での遍在する存在は、これらのデータでも観察されます。興味深いことに、観察された特性のいくつかが以前の研究とは大きく異なることもわかりました。このWINQSEの定期的な検出のデモンストレーションにより、WINQSEのより深い理解を構築するために、より大きなコミュニティに関心を持たせたいと考えています。
宇宙時代の磁気嵐：その発生と変動する太陽活動との関係
| Title |
Magnetic_storms_during_the_space_age:_Occurrence_and_relation_to_varying_solar_activity |
| Authors |
Kalevi_Mursula,_Timo_Qvick,_Lauri_Holappa,_Timo_Asikainen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00510 |
DstおよびDxtインデックスを使用して、宇宙時代(1957年から2021年)における磁気嵐の発生を調べます。Dxt/Dstインデックスで2526/2743の磁気嵐が見つかりました。そのうち45%が弱い、40%が中程度、12%が強い、3%が主要な嵐です。宇宙時代における嵐の発生は、太陽黒点活動のゆっくりとした減少とそれに関連する太陽磁気構造の変化に続く。宇宙時代の5サイクルにおける黒点とCME嵐の関係を定量化します。太陽活動の変化が太陽圏電流シート(HCS)の構造をどのように変化させ、これがHSS/CIRストームにどのように影響するかを説明します。宇宙時代は、1957年から1960年にかけて記録的な数の嵐で始まり、1週間におよそ1回の嵐でした。太陽の極域はサイクル22で最大に達し、HCSが非常に薄くなり、1990年代に大規模なHSS/CIR嵐が宇宙時代に記録されました。サイクル23の最小値では、宇宙時代で唯一、CMEストームの発生が黒点の予測を下回りました。サイクル23以降の弱い太陽黒点活動は、太陽極域を弱め、HCSを広げ、大規模および中規模のHSS/CIRストームの発生を減少させました。HCSが広いため、地球はサイクル23以降、その時間の50%を低速の太陽風に費やしてきました。HCSが広いため、最近のサイクルでは、初期の衰退期に大規模かつ中程度のHSS/CIR嵐が発生しました。アクティブサイクル20～22では、後期の衰退期に発生しました。
DG タウ B での CO 流出のモデル化: 掃引シェルと摂動 MHD ディスク風
| Title |
Modeling_the_CO_outflow_in_DG_Tau_B:_Swept-up_shells_versus_perturbed_MHD_disk_wind |
| Authors |
A._de_Valon,_C._Dougados,_S._Cabrit,_F._Louvet,_L._A._Zapata_and_D._Mardones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00514 |
流出の起源と、円盤の進化と惑星形成への正確な影響は、重要な未解決の問題のままです。DGタウBは、回転する円錐形のCO流出と構造化された円盤に関連するクラスI原始星です。したがって、これらの質問を研究するための理想的なターゲットです。DGタウB流出の形態と運動学を特徴付け、その起源とディスクへの潜在的な影響を解明することを目指しています。私たちの分析は、20auの角度分解能でのDGタウBのアタカマ大型ミリ波配列(ALMA)12CO(2-1)観測に基づいています。この流出(アーチ、指、尖頭)の下部構造の3つの異なるタイプを明らかに加速と特徴付けます。ハッブルの法則による風駆動シェルモデルでは、これらの下部構造を説明できません。対照的に、円錐流の形態と運動学の両方は、フットポイント半径r0=0.7-3.4au、小さな磁気レベルアームパラメーターラムダ<1.6）、および準定期的な明るさの向上。これらは、ジェットバウショックの影響、50auで25MJのコンパニオンによって引き起こされるソース軌道運動、または風の発射領域を介して降着するディスク密度の摂動によって引き起こされる可能性があります。大きなCO風質量フラックス(中心星への降着率の4倍)も、MHD円盤風が安定した円盤降着に必要な角運動量のほとんどを除去する場合に説明できます。私たちの結果は、残留降雨を伴うクラスIソースに大規模なMHDディスク風が存在することのこれまでのところ最も強力な証拠を提供しており、惑星形成の初期段階が非常に動的な環境で行われていることを示唆しています。
四次星系 V815 Her の G 矮星初晶の表面活動
| Title |
Surface_activity_of_the_G_dwarf_primary_in_the_quaternary_star_system_V815_Her |
| Authors |
Zsolt_K\H{o}v\'ari,_Klaus_G._Strassmeier,_Tam\'as_Borkovits,_Levente_Kriskovics,_Katalin_Ol\'ah,_B\'alint_Seli,_Kriszti\'an_Vida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00558 |
多重系V815Herculisの主星G矮星の磁気活動を調べます。最近、TESSセクター26のデータにより、V815Herは実際には、長周期軌道にある2つの近接連星からなる4つの星系であることが明らかになりました。長い間知られているが目に見えない「第3の天体」V815Her`B'の予備的な軌道解を与えます。これは、それ自体が2つのM型矮星の近食連星です。G矮星の長期的なスポット活動が、そのスポットされた表面の最初のドップラー画像再構成とともに提示されます。
ループスの原始惑星系円盤のダスト質量をアルマ望遠鏡で測定: 円盤が光学的に 3 mm の厚さにできるという証拠
| Title |
Measuring_the_Dust_Masses_of_Protoplanetary_Disks_in_Lupus_with_ALMA:_Evidence_that_Disks_can_be_Optically_Thick_at_3_mm |
| Authors |
Z._Xin,_C._C._Espaillat,_A._M._Rilinger,_A._Ribas,_and_E._Macias |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00599 |
円盤の進化と惑星形成のタイムスケールを制約するには、正確な円盤質量の測定が必要ですが、そのような測定は困難であり、仮定に大きく依存しています。ここでは、円盤が電波の波長で光学的に薄いという仮定と、この仮定が円盤の塵の質量の測定に及ぼす影響を調べます。若い(~1-3Myr古い)Lupus星形成領域に位置する41の原始惑星系ディスクの光から電波へのスペクトルエネルギー分布(SED)をモデル化します。（サブ）ミリメートルの光学的に薄い放射を仮定して、一般的に採用されているディスクダスト質量方程式を使用した場合よりも約1.5〜6倍高いディスクダスト質量を測定します。この不一致の原因は、ほとんどのディスクがミリメートル波長で光学的に厚く、最大3mmであることであり、ディスクの完全に光学的に薄い放射を追跡するには、より長い波長での観測が必要であることを示しています。
マーシャル放牧入射X線分光計（MaGIXS）の初飛行
| Title |
The_First_Flight_of_the_Marshall_Grazing_Incidence_X-ray_Spectrometer_(MaGIXS) |
| Authors |
Sabrina_L._Savage,_Amy_R._Winebarger,_Ken_Kobayashi,_P._S._Athiray,_Dyana_Beabout,_Leon_Golub,_Robert_W._Walsh,_Brent_Beabout,_Steven_Bradshaw,_Alexander_R._Bruccoleri,_Patrick_Champey,_Peter_Cheimets,_Edward_DeLuca,_Giulio_Del_Zanna,_Anthony_Guillory,_Harlan_Haight,_Ralf_K._Heilmann,_Edward_Hertz,_William_Hogue,_Jeffery_Kegley,_Jeffery_Kolodziejczak,_Chad_Madsen,_Helen_Mason,_David_E._McKenzie,_Jagan_Ranganathan,_Katharine_K._Reeves,_Bryan_Robertson,_Mark_L._Schattenburg,_Jorg_Scholvin,_Richard_Siler,_Paola_Testa,_Genevieve_D._Vigil,_Harry_P._Warren,_Bejamin_Watkinson,_Ernest_Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00665 |
2021年7月30日にニューメキシコ州のホワイトサンズミサイル発射場から発射されたマーシャルグレージング入射X線分光計(MaGIXS)観測ロケット実験。MaGIXSは、コロナ活動領域の6～24オングストロームの波長範囲でX線スペクトル画像を取得するために開発された、独自の太陽観測望遠鏡です。その斬新な設計は、X線光学システムの製造と最適化に関連する最近の技術的進歩と、重なり合うスペクトル画像からスペクトル的に純粋なマップを作成するために必要な反転方法論のブレークスルーを利用しています。MaGIXSは、広い視野にわたって空間的に分解された軟X線スペクトルを提供するこの種の最初の装置です。このスペクトル領域で利用可能なプラズマ診断により、この機器は太陽のコロナ加熱を調査するための強力なツールになります。この論文では、最初のMaGIXS飛行の詳細、取得された観測、データ処理と反転技術、および最初の科学的結果を紹介します。
地球表面における宇宙ニュートリノ背景放射分布
地表からの遺物ニュートリノの反射は、予想される原始レプトンの非対称性をはるかに超える、局所的な$\nu-\bar{\nu}$非対称性をもたらすと主張します。正味の分数電子ニュートリノ数$\frac{n_{\nu_e}-n_{\bar{\nu}_e}}{n_{\nu_e}}$は$\mathcal{O}(10^5)\sqrt{\frac{m_\nu}{0.1~\text{eV}}}$バリオンの非対称性によって暗示されたものよりも大きい。この増強は、通常の物質からの$\nu_e$の弱い4フェルミ反発によるものであり、地表近くで$\nu_e$を減速させ、地表の下を透過するエバネッセントニュートリノ波によるものです。したがって、この斥力は、地球の表面の周りに$\sim7~\text{meters}\sqrt{\frac{0.1~\text{eV}}{m_\nu}}$の厚さのシェルに正味$\nu_e$の過剰密度を作り出します.同様に、$\bar{\nu}_\mu$または$\bar{\nu}_\tau$と通常の物質の間の反発は、$\bar{\nu}_{\mu,\tau}$の過密度を作成します似たようなサイズ。これらの局所増強は、スピン偏極物質上の$C\nuB$の$\mathcal{O}(G_F)$トルクのサイズを$10^5$のオーダーで増加させます。さらに、それらは正味ニュートリノ密度の勾配を作り出し、$\mathcal{O}(G_F)$力の消滅に関する40年前の「ダメ」定理から自然に抜け出す方法を提供します。このような勾配力から生じるトルクは、以前の提案より$10^8$倍大きくなる可能性があります。これらの効果の規模はまだ現在の範囲にはほど遠いですが、$C\nuB$検出の新しい方向性を示している可能性があります。
| Title |
Gravitational_wave_signatures_of_PBH-generated_baryon-dark_matter_coincidence |
| Authors |
Basabendu_Barman,_Debasish_Borah,_Suruj_Jyoti_Das,_Rishav_Roshan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00052 |
宇宙のバリオン非対称性(BAU)と暗黒物質(DM)の非熱的起源を、PBHの密度ゆらぎによって放出される確率的重力波(GW)を介して蒸発する原始ブラックホール(PBH)から調べる新しい方法を提案します。PBH蒸発から後期エポックで非熱的に生成された、着色されたスカラーの平衡状態から外れた崩壊に違反するCPがBAUの生成につながるバリオジェネシスセットアップを採用しています。同じPBH蒸発は、超重質DMの非熱的起源にも関与しています。必然的にPBH質量を$\sim\mathcal{O}(1)$gに追い詰めるbaryogenesis{\itvialeptogeneis}の場合とは異なり、ここでは$\sim\mathcal{O}(10^7)$gは、スファレロンのデカップリング温度のすぐ下でBAUが生成される可能性があるためです。許容されるPBH質量が大きいため、PBH密度の変動に起因するmHz-kHz周波数の観測可能なGWを使用することもでき、LIGO、BBO、DECIGO、CE、ETなどのような近い将来のGW実験だけでなく、モデルを制約し、検証可能に保ちます。新しい有色粒子とバリオン数違反の存在により、モデルには実験室での実験での補完的な検出の見通しもあります。
グレイ サイレンを使用してハッブル レマ\^{i}トレ テンションを解決する
宇宙マイクロ波背景放射からのハッブル・レマ\^{i}tre定数$(H_0)$の測定値とIA型超新星は互いに矛盾しています。この緊張を解決する1つの方法は、独立した方法で$H_0$を測定することです。これは、重力波(GW)観測を使用して実現できます。以前の研究では、次世代のGW検出器ネットワークの開始により、バイナリブラックホールシステムとも呼ばれる$2\%$(張力を解決するのに十分です)よりも$H_0$をより適切に制約できることが示されました。暗いサイレン。連星中性子星系のような明るいサイレンも、GWと次の電磁対応物の両方が検出された場合、緊張を解消するのに役立ちます。この作業では、中性子星とブラックホール(NSBH)の合体を使用して、暗いサイレンと明るいサイレンの両方として、ハッブル-レマ\^{i}tre定数を測定する可能性を評価し、それらに用語グレーを割り当てます。サイレン。ボイジャーネットワークは、5年間の観測スパンでNSBHの合併を使用して緊張を解決できる可能性があることを発見しましたが、CosmicExplorer検出器とアインシュタイン望遠鏡を含む次世代ネットワークは、$H_0$をサブに測定することができます。-パーセントレベル。
パラメータ化されたポストニュートン形式における三体問題の共線解と三角解
| Title |
Collinear_and_triangular_solutions_to_the_three-body_problem_in_the_parameterized_post-Newtonian_formalism |
| Authors |
Yuya_Nakamura,_Hideki_Asada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00198 |
この論文では、パラメーター化されたポストニュートン(PPN)形式における三体問題を調査します。そのために、エディントンロバートソンパラメーター$\beta$および$\gamma$によって特徴付けられる完全に保守的な理論のクラスにおける共平面のケースに焦点を当てます。.一般相対性理論におけるポストニュートン平衡配置の一般化である、共線平衡配置と三角形の配置が依然として存在する可能性があることが示されています。共線配置は、任意の質量比$\beta$および$\gamma$に対して存在できます。一方、PPN三角配置は非線形パラメータ$\beta$に依存しますが、$\gamma$には依存しません。$\beta$の任意の値に対して、3つの有限質量が等しい場合、または2つのテスト質量が1つの有限質量の周りを周回する場合にのみ、等辺配置が可能です。一般的な質量の場合、PPN三角形は、ポストニュートンの場合のように正三角形ではありません。また、標準ラグランジュ点$L_1$、$L_2$、および$L_3$からのPPN変位は$\beta$および$\gamma$に依存するのに対し、$L_4$および$L_5$へのPPN変位は$のみに依存することも示されています。\ベータ$.
非回転ダストフィールドに結合された重力システムは、古典レベルと量子レベルの両方で研究されています。システムのスカラー制約は、ダスト時間に関する真の物理ハミルトニアンの形式で記述できます。ループ量子重力の枠組みでは、物理ハミルトニアンが対称演算子になるように、スカラー制約は結合システムの適切なヒルベルト空間で明確に定義された演算子に昇格されます。デパラメータ化された形式により、量子スカラー制約に対する解の一般的な表現が得られ、解の空間上の観測量を構築することができます。さらに、ディラック量子化手順は、このシステムによってループ量子重力で完全に実行できます。
$d(\alpha, \gamma)^{6}{\rm Li}$, $^{3}{\rm He}(\alpha, \gamma)^{7}
の天体物理学的 S(0) 係数{\rm Be}$ および $^{3}{\rm H}(\alpha, \gamma)^{7}{\rm Li}$
潜在的なモデルでのプロセスの直接捕捉
| Title |
Astrophysical_S(0)-Factors_For_The_$d(\alpha,_\gamma)^{6}{\rm_Li}$,_$^{3}{\rm_He}(\alpha,_\gamma)^{7}{\rm_Be}$_and_$^{3}{\rm_H}(\alpha,_\gamma)^{7}{\rm_Li}$_Direct_Capture_Processes_In_A_Potential_Model |
| Authors |
S._A.Turakulov,_E._M.Tursunov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00318 |
直接核捕捉反応$d(\alpha,\gamma)^{6}{\rmLi}$,$^{3}{\rmHe}(\alpha,\gamma)^{7}{\rmBe}$および$^{3}{\rmH}(\alpha,\gamma)^{7}{\rmLi}$は、2体ポテンシャルクラスターモデルのフレームワーク内で推定されますD.BayeとE.Brainisの核外捕獲近似に基づいています。S(0)ファクターの値は、各プロセスの2つの異なる潜在的なモデルを使用して計算されています。これらのモデルは、文献からの漸近正規化係数の結合エネルギーと経験値に調整されています。S(0)係数の新しい値が得られました。
インフレダイナミクスの数値シミュレーション: スローロール以降
| Title |
Numerical_simulations_of_inflationary_dynamics:_slow-roll_and_beyond |
| Authors |
Siddharth_S._Bhatt,_Swagat_S._Mishra,_Soumen_Basak,_Surya_N._Sahoo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00529 |
宇宙インフレーションは、非常に初期の宇宙における空間の急速な加速膨張の期間です。インフレーションの間、真空の量子ゆらぎは増幅され、宇宙のマイクロ波背景放射や宇宙の大規模構造のゆらぎの種をまく宇宙スケールに引き伸ばされます。大きな量子ゆらぎは、インフレーション後の宇宙での原始ブラックホール(PBH)の形成につながる可能性があります。インフレーションダイナミクスの数値シミュレーションは、重力に最小限に結合された単一の正準スカラーフィールドに対してここに提示されます。宇宙時間$t$の観点からインフレーションのダイナミクスを支配する基本方程式を詳しく説明し、数値解析に便利な無次元変数のセットを定義します。次に、GitHubで単純な数値Pythonコードへのリンクを提供します。これを使用して、バックグラウンドダイナミクスとインフレ中の線形摂動の進化をシミュレートできます。このコードは、指定されたインフレトンポテンシャル$V(\phi)$のスカラーパワースペクトルとテンソルパワースペクトルの両方を計算します。さまざまな目的、特にPBH形成のコンテキストで強化されたスカラーパワースペクトルを計算するために、コードを使用するための具体的なアルゴリズムについて説明します。近い将来、この原稿の改訂版でのスカラー誘起二次テンソルパワースペクトルの計算を含む、さまざまな量のダイナミクスをシミュレートするためにフレームワークを拡張する予定です。
アクシオンのミニボイドと直接検出への影響
| Title |
Axion_minivoids_and_implications_for_direct_detection |
| Authors |
Benedikt_Eggemeier,_Ciaran_A._J._O'Hare,_Giovanni_Pierobon,_Javier_Redondo,_Yvonne_Y._Y._Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00560 |
インフレーション後にQCDアクシオン暗黒物質が生成されるシナリオでは、宇宙は非常に小さなスケールで大きな不均一性によって占められています。最終的に、これらのゆらぎは重力によって崩壊し、密集したアクシオンミニクラスターを形成し、小惑星の質量の塊内に暗黒物質の最大$\sim$75%を閉じ込めます。しかし、アクシオンのミニクラスターは物理的に小さいので、地球上で直接アクシオンを探すハロスコープ実験は、ミニクラスター間の空間である「ミニボイド」を探る可能性がはるかに高い.このシナリオは、ハロスコープに破滅をもたらすはずのように思えますが、これらのミニボイドは密度が低いかもしれませんが、アクシオンがまったくないわけではありません.Schr\"odinger-PoissonシミュレーションとN体シミュレーションを使用して、現実的な初期磁場構成から発展させ、インフレ後のシナリオで局所的な周囲暗黒物質密度がどの程度抑制されるかを定量化します。アクシオンの密度は、予想される銀河の暗黒物質の密度の約10%にすぎません.私たちの結果は、数年以上続く実験キャンペーンや、一時的なサインに敏感な広帯域ハロースコープにも影響を与えます.\mathcal{O}$(年)の長さの統合時間では、測定された暗黒物質密度は20～30%変動すると予想されます。
パラメトリック ダーク エネルギー モデルの熱力学
過去と未来の両方のエポックにおけるダークエネルギーの進化を研究することによって、一連のパラメトリックダークエネルギーモデルの比較研究が行われます。さらに、宇宙の年齢と遠い未来$(a=1000)$までの時間も推定されています。異なるパラメトリックモデルにおける一般化された熱力学の第2法則の妥当性も確認されます。
非相対論的レジームとトポロジー II: 宇宙論における空間曲率の役割の結果
| Title |
Non-relativistic_regime_and_topology_II:_consequences_for_the_role_of_spatial_curvature_in_cosmology |
| Authors |
Quentin_Vigneron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00675 |
このシリーズの最初の論文で、アインシュタインの方程式が非ユークリッドトポロジー、つまり被覆空間が$\mathbb{E}^3$ではないトポロジーの非相対論的極限と両立しないことを示しました。この制限が可能になるように、その式を修正することを提案し、動機付けました。新しい方程式は、2番目の非動的な参照メトリックに関連する追加の「トポロジー項」を特徴としています。この2番目の論文では、アインシュタインの方程式のこの修正の宇宙論への影響を分析します。まず、展開法則が曲率パラメーターをもはや特徴としないことを示します(つまり、$\Omega=1,\\forall\Omega_K$)。これは、バイメトリック理論の正確な均一で等方的な解、および非相対論的極限における一般的な(不均一な)解に有効です。第2に、弱磁場方程式は$k\Lambda$CDMモデルと同じ数の自由パラメーター、つまり曲率を持つことを示します。違いは、スカラーモード方程式でその曲率との結合項が消失することです。したがって、私たちの宇宙モデルでは、空間曲率がダイナミクスに与える影響は$k\Lambda$CDMモデルよりも小さくなります。効果は本質的に幾何学的なままです。したがって、私たちのモデルと$k\Lambda$CDMモデルの間で予想される主な観察上の違いは、宇宙論的データから推測される無視できない空間曲率です。これは、$\Omega_K$の値に関する議論が高まり、観察上の緊張が高まっている状況において特に興味深いものです。
Semantic Textual Similarity を使用した astroBERT の改善
| Title |
Improving_astroBERT_using_Semantic_Textual_Similarity |
| Authors |
Felix_Grezes,_Thomas_Allen,_Sergi_Blanco-Cuaresma,_Alberto_Accomazzi,_Michael_J._Kurtz,_Golnaz_Shapurian,_Edwin_Henneken,_Carolyn_S._Grant,_Donna_M._Thompson,_Timothy_W._Hostetler,_Matthew_R._Templeton,_Kelly_E._Lockhart,_Shinyi_Chen,_Jennifer_Koch,_Taylor_Jacovich,_and_Pavlos_Protopapas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00744 |
NASAAstrophysicsDataSystem(ADS)は、研究者が天文学や天体物理学の科学文献を調査するために不可欠なツールですが、自然言語処理における最近の進歩をまだ活用していません。ADASS2021では、ADSの天文学論文で使用されるテキストに合わせて調整された機械学習言語モデルであるastroBERTを紹介しました。-astroBERT言語モデルの最初の公開リリースを発表します。-astroBERTが天体物理学固有のタスクで既存の公開言語モデルをどのように改善するかを示します。-また、ADSが科学論文の独自の構造、引用グラフ、引用コンテキストを利用して、astroBERTをさらに改善する方法を詳しく説明します。
