| Title |
Gravitational_lensing_modification_of_the_high_redshift_galaxy_luminosity_function |
| Authors |
Giovanni_Ferrami_and_J._Stuart_B._Wyithe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00950 |
高赤方偏移銀河の静止系UV光度関数(UVLF)の明るい端は、重力レンズ倍率バイアスによって修正されます。JWSTによる超高z銀河の最近の発見に動機付けられて、$6<z<14$でのソースの有限サイズに対する倍率バイアスの依存性を研究します。倍率確率分布を計算し、これらを使用して、赤方偏移$6<z<14$の銀河の静止フレームSchechterUVLFを想定して倍率バイアスを計算します。明るい高赤方偏移銀河の有限サイズとレンズの楕円率が倍率バイアスを大幅に抑制し、観測された明るい端を生成し、点光源の仮定から生じるべき法則よりも急激に減少することがわかりました。ソース集団の光度とサイズの関係を仮定し、Harikane+(2022)から観測された$z=6$銀河の光度関数と比較することにより、UVLFを使用して銀河の固有サイズに穏やかな制約を設定できることを示します。基準光度とサイズの関係と比較した銀河。将来的には、ユークリッドとローマ宇宙望遠鏡を使用した広範な調査により、より強い制約が課されることになります。また、光源サイズとレンズの楕円率の関数として可能な最大倍率も表にしています。
| Title |
Scalar-Induced_Gravitational_Waves_in_a_$\Lambda$CDM_Cosmology |
| Authors |
Marvin_Sipp_(1,_2)_and_Bjoern_Malte_Schaefer_(2)_((1)_ITP_Heidelberg,_(2)_ZAH_Heidelberg) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01190 |
空間的に平坦なFriedmann-Lema\^itre-Robertson-Walker時空におけるスカラー摂動によって引き起こされる重力波スペクトルを再考し、物質および$\Lambda$が優勢な時代に焦点を当てる。物質支配の間、サブホライズンモードは自由ではなく、テンソル摂動の導関数に一般的に適用される近似には欠陥があります。これがエネルギー密度スペクトルの大幅な過大評価につながることを分析的に示します。さらに、ゲージ依存の非振動テンソル摂動が宇宙定数の存在下で現れることを示します。解析計算を補完するために、プランクのような$\Lambda$CDM宇宙論について、現在のスペクトルを数値的に計算し、コンフォーマルニュートンゲージにおける物質と$\Lambda$優勢の間の遷移中に非振動成長モードが現れることを発見しました。
初期宇宙宇宙論のさまざまなシナリオにより、幅広い質量スペクトルを持つ原始ブラックホール(PBH)の集団が発生します。この論文では、このようなシナリオでのPBHの蒸発が、宇宙を拡張した「スタシス」期間に置く可能性があることを示しています。この期間中、物質と放射線の存在量は、宇宙論的膨張にもかかわらず完全に一定のままです。この驚くべき現象は、初期宇宙のダイナミクスに新たな可能性をもたらし、そのようなPBHの蒸発の特徴的な特徴につながる可能性があります。
最初の星間流星 CNEOS からの予想されるフラグメント分布 2014-01-08
| Title |
Expected_Fragment_Distribution_from_the_First_Interstellar_Meteor_CNEOS_2014-01-08 |
| Authors |
Amory_Tillinghast-Raby,_Abraham_Loeb,_and_Amir_Siraj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00839 |
最初の星間流星、CNEOS2014-01-08(IM1)(Siraj&Loeb2019)の火球が、パプアニューギニアの北海岸沖で検出されました。最近発表された海洋探査では、マヌス島の北約300kmにある海底の10kmx10kmの領域を磁気そりで牽引して、現存する破片を回収します(Siraj、Loeb、およびGallaudet2022)。フラグメント化イベントの直後の流星フラグメントの確率的質量分布、フラグメントのアブレーション、およびバルクフラグメントクラウドの地上トラック軌道に沿ったアブレーション後のフラグメントの地理的分布の両方を含むモデルを定式化します。このモデルをIM1に適用して、モンテカルロシミュレーションによって構築されたインパクターのアブレーション後のフラグメント質量分布のヒューリスティックな推定値を提供します。IM1フラグメントの~14%から~36%の間で、質量$\geq$.001gのアブレーションを生き残ると予想され、アブレーション後のフラグメントの地理的分布の推定も提供します。
HD 163296 と DoAr 44 付近の原始惑星系円盤のダスト リングと空洞
| Title |
Dust_Rings_and_Cavities_in_the_Protoplanetary_Disks_around_HD_163296_and_DoAr_44 |
| Authors |
Harrison_Leiendecker,_Hannah_Jang-Condell,_Neal_J._Turner,_Adam_D._Myers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00853 |
惑星が形成される条件をよりよく理解するために、DoAr44とHD163296の周りの原始惑星系円盤の下部構造をモデル化します。アーカイブのミリ波熱放射を、星明かりの加熱との放射バランスと垂直静水圧平衡にあるディスク構造のモデルと照合し、ディスクのアーカイブ偏光散乱近赤外線画像と比較します。ミリ波放射は内部で発生し、散乱された近赤外線放射は円盤の外層を調べます。HD163296ディスクの最良のモデルには、68auの内側リングに$81\pm13$$M_\oplus$、外側リングに$82^{+26}_{-16}$$M_\oplus$のダスト質量があります。102auで、どちらも以前の研究からの推定値の範囲内に収まっています。DoAr44モデルの総ダスト質量は$84^{+7.0}_{-3.5}$$M_\oplus$です。HD163296とは異なり、DoAr44にはまだ惑星が検出されていません。DoAr44ディスクの中央空洞が惑星によって引き起こされた場合、惑星の質量は少なくとも0.5$M_J$である必要があり、1.6$M_J$を超える可能性は低いです。DoAr44円盤の構造は、より暗いスカート内にオフセットされた明るいリングを持ち、ガスのもっともらしい分布を漂流するダスト粒子によって形成される可能性があることを示しています。
潮汐固定天体の動的再配向：冥王星への応用
| Title |
Dynamic_reorientation_of_tidally_locked_bodies:_application_to_Pluto |
| Authors |
Vojt\v{e}ch_Pato\v{c}ka,_and_Martin_Kihoulou,_and_Ond\v{r}ej_\v{C}adek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00880 |
惑星と月は、さまざまな種類の内部および外部プロセスに関連する質量の再分配により、宇宙で再配置されます。潮汐ロックされた天体の平衡方向は十分に理解されていますが、再方向付けプロセスのダイナミクス(または、ここで回転または潮汐極のいずれかの運動に使用される真の極移動、TPW)についてはあまり調査されていません。これは、TPWによって引き起こされる表面破壊のパターンを予測し、平衡配向に到達するのに十分な時間が経過したかどうかを評価するための重要性にもかかわらずです。潮汐固定された物体の再配向ダイナミクスを正確に評価するための唯一の既存の比較的複雑な数値的方法は、Huらによる一連の論文で説明されています。(2017a、b、2019)。ここで、同じ解がow||mMIAとして示される単純なアプローチで得られることを示します。なぜなら、以前の主張とは反対に、TPWの間、潮汐軸と自転軸はそれぞれ合計の短軸と長軸に密接に従うからです。時間発展する慣性テンソル。冥王星の推定再配向に動機付けられたow||mMIAメソッドの使用は、いくつかのテスト例で説明されています。特に、荷重符号とホストボディの質量が変化したときに、再配向パスが曲線であるか直線であるかを分析します。潮汐力が比較的小さい場合、負の異常(例えば、盆地)の自転極への経路は非常に湾曲しているが、正の負荷はサブホストまたはアンチホストポイントに直接到達する可能性がある.私たちの結果は、スプートニク平原盆地が現在負の異常である可能性はなく、冥王星の残りの姿が再配向の前に形成されたに違いないことを示唆しています。最後に、提示された方法は、数値解をテストするために使用できるエネルギー収支で補完されます。
ソースシンク軌道デブリモデルの安定性に対する発射速度分布の影響の動的システム解析
| Title |
A_Dynamical_Systems_Analysis_of_the_Effects_of_the_Launch_Rate_Distribution_on_the_Stability_of_a_Source-Sink_Orbital_Debris_Model |
| Authors |
Celina_Pasiecznik,_Andrea_D'Ambrosio,_Daniel_Jang,_and_Richard_Linares |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01000 |
将来の打ち上げは、アクティブな衛星の数と地球低軌道(LEO)での総衝突リスクの両方を大幅に増加させると予測されています。この論文では、動的システム理論アプローチを使用して、LEO環境の安定性に対する発射速度分布の影響を分析します。MITOrbitalCapacityAssessmentTool3SpeciesのMOCAT-3と呼ばれる、LEO環境のマルチシェル3種ソースシンクモデルを使用して、種個体群の進化を研究します。モデルに含まれる3つの種は、アクティブな衛星、遺棄された衛星、およびデブリです。モデルの係数は、大気抵抗、衝突率、衛星の平均寿命、ミッション後の廃棄確率、アクティブなデブリ除去率を表します。微分方程式系の解が計算され、多数の発射速度分布について平衡点の安定性の分析が行われます。平衡点の安定性は、不安定性しきい値で発生するケスラー症候群として知られる暴走破片の成長に対する環境の感度をテストするために使用されます。打ち上げ速度と破片人口の摂動に対する環境の反応の分析が行われます。システムが安定した構成のままである平衡状態からの破片集団の最大摂動が計算されます。平衡点に関する位相空間のプロットが生成されます。この結果は、LEOの軌道容量と宇宙環境の安定性をよりよく理解するのに役立ち、LEOの有害な混雑を回避するための将来の打ち上げ計画に関する改善されたガイドラインを提供します。
さまざまな乱流強度を持つ（重力）粘性原始惑星系円盤における小石の形成
| Title |
Formation_of_pebbles_in_(gravito-)viscous_protoplanetary_disks_with_various_turbulent_strengths |
| Authors |
Eduard_I._Vorobyov_(1,2),_Vardan_G._Elbakyan_(3,2),_Anders_Johansen_(4,5),_Michiel_Lambrechts_(4,5),_Aleksandr_M._Skliarevskii_(2),_O._P._Stoyanovskaya_(6,7)_((1)_University_of_Vienna,_Department_of_Astrophysics,_1180,_Vienna,_Austria,_(2)_Research_Institute_of_Physics,_Southern_Federal_University,_Rostov-on-Don_344090,_Russia,_(3)_School_of_Physics,_University_of_Leicester,_Leicester,_LE1_7RH,_UK,_(4)_Centre_for_Star_and_Planet_Formation,_Globe_Institute,_University_of_Copenhagen,_Oster_Voldgade_5-7,_1350_Copenhagen,_Denmark,_(5)_Lund_Observatory,_Department_of_Astronomy_and_Theoretical_Physics,_Lund_University,_Box_43,_22100_Lund,_Sweden,_(6)_Lavrentyev_Institute_of_Hydrodynamics_SB_RAS,_15_Lavrentyev_Ave.,_630090_Novosibirsk,_Russia,_(7)_Mechanics_and_Mathematics_Department,_Novosibirsk_State_University,_2_Pirogov_str.,_630090_Novosibirsk,_Russia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01023 |
ねらい。ダストは、原始惑星系円盤の進化において重要な役割を果たしています。さまざまな強さの乱流粘性を持つ自己重力の若い原始惑星系円盤における、最初は$\mum$未満のダスト粒子のダイナミクスと成長を研究します。円盤の自己重力と乱流粘性が同時に働く場合に、小石の形成と空間分布を決定する物理的条件を理解することを目指しています。メソッド。FEOSADコードを使用して、0.5Myrの初期期間にわたって、自己重力原始惑星系ディスクの薄いディスクの流体力学シミュレーションを実行します。乱流の粘性は、空間的および時間的に一定の$\alpha$パラメーターによってパラメーター化されますが、ダストの成長に対する重力不安定性の影響は、有効パラメーター$\alpha_{\rmGI}$を計算することによって説明されます。ガスとの運動量交換、ダストの自己重力、およびダスト成長の単純化されたモデルを含むダスト成分の進化を検討します。結果。乱流粘性のレベルが、ディスク内の小石の空間分布と総質量に強く影響することがわかりました。$\alpha=10^{-2}$モデルは粘性が支配的で、小石は完全に存在せず、塵とガスの質量比は参照値1:100から逸脱しており、円盤の範囲全体で30\%以内です。.逆に、$\alpha=10^{-3}$モデル、特に$\alpha=10^{-4}$モデルは重力不安定性に支配されています。有効パラメータ$\alpha+\alpha_{\rmGI}$は、半径距離の大きく変化する関数になりました。その結果、ディスクの最も内側の領域でボトルネック効果が発生し、ガスとダストがリング状に蓄積します。要約。
IM Lupの乱流とダストディスクの抑制：微惑星形成の開始
| Title |
Constraining_the_turbulence_and_the_dust_disk_in_IM_Lup:_onset_of_planetesimal_formation |
| Authors |
Riccardo_Franceschi,_Tilman_Birnstiel,_Thomas_Henning,_Anirudh_Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01291 |
原始惑星系円盤の観測は、惑星の形成と惑星系の多様性の理由に関する情報を提供します。惑星形成を理解する鍵は、小さな粒子から小石への塵の進化の研究です。より小さな粒子はガス力学とよく結合しており、その分布はディスクのミッドプレーンの上に大幅に拡張されています。大きな粒子ははるかに速く沈降し、ミッドプレーンでのみ効率的に形成されます。近赤外偏光とミリ波観測を組み合わせることで、小さな粒子と大きな粒子の両方の空間分布を拘束することができます。観測データに基づいて、原始惑星系円盤のダスト粒子のサイズ分布と垂直/放射状構造の詳細なモデルを構築することを目指しています。特に、IMLup原始惑星系円盤のダスト分布の回復に関心があります。原始惑星系円盤のダスト分布の物理モデルを作成し、ミリ波連続体と近赤外線偏光放射の放射伝達をシミュレートします。マルコフ連鎖モンテカルロ法を使用して、導出された画像をIMLupディスクで利用可能な観測と比較して、IMLupの最適な物理モデルを制約し、垂直粒子サイズ分布を回復します。ミリ波と近赤外線の放射は、モデルのダストの質量と粒子サイズの分布を厳密に制約します。ディスクのミッドプレーンにミリメートルサイズの粒子があり、ダスト分布にサイズ分離が見られます。これらの粒子は、モデルによって予測された短い沈降時間スケールと一致して、おそらく沈降による凝固によってディスク内に効率的に形成されます。これはまた、中央平面の小さな半径で高いダスト対ガス比が示唆され、おそらく内部ディスクでのストリーミングの不安定性と微惑星形成を引き起こします。
天の川の最後の大規模な合体の遠いエコー
| Title |
Distant_Echoes_of_the_Milky_Way's_Last_Major_Merger |
| Authors |
Vedant_Chandra,_Rohan_P._Naidu,_Charlie_Conroy,_Alexander_P._Ji,_Hans-Walter_Rix,_Ana_Bonaca,_Phillip_Cargile,_Jiwon_Jesse_Han,_Benjamin_D._Johnson,_Yuan-Sen_Ting,_Turner_Woody,_and_Dennis_Zaritsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00806 |
天の川の恒星暈の大部分は、私たちの銀河系の最後の主要な合体であるガイア-ソーセージ-エンケラドス(GSE)からの破片で構成されています。過去数年間、GSEからの星は、私たちの銀河系の内部$30$kpcで運動学的および化学的に研究されてきました。ただし、シミュレーションでは、降着したデブリがより遠くにある可能性があり、外側のハローに下部構造を形成する可能性があると予測されています。ここでは、明るい赤色巨星の全天サンプルのGaiaDR3XPスペクトルを使用して金属量と距離を導出し、運動学と金属量を使用して外側のハローを$100$kpcにマッピングします。以前に特定された外側乙女座過密度を含む2つの強い過密度の星の追跡スペクトルを取得し、それらが比較的金属に富み、主に逆行軌道にあることを発見し、GSE合体のシミュレーションからの予測と一致しました。我々は、これらはGSEデブリのアポセントリックシェルであり、内側の星のハローを支配することが知られている$15-20$kpcシェルに対応する$60-90$kpcを形成していると主張します。文献の視線速度を使って空を横切って検索を拡張すると、射手座ストリームと同じ平面内であるが反対方向に移動する、$50-100$kpcで天の川を取り囲む逆行星のコヒーレントなストリームの証拠が見つかります。これらは、GSE合併からの遠く離れた構造化された痕跡の最初の発見であり、私たちの銀河系の恒星のハローを構築した傾斜した逆行衝突の図を固めています。
ガスアシスト捕獲による連星形成と恒星、惑星、コンパクト天体の進化への影響
| Title |
Binary_formation_through_gas-assisted_capture_and_the_implications_for_stellar,_planetary_and_compact-object_evolution |
| Authors |
Mor_Rozner,_Aleksey_Generozov_and_Hagai_B._Perets |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00807 |
バイナリシステムはいたるところにあり、その形成には2体の相互作用と散逸が必要です。気体媒体では、2つの最初にバインドされていないオブジェクト間の相互作用は、周囲の気体媒体への運動エネルギーの損失によって引き起こされる、気体アシストのバイナリ形成をもたらす可能性があります。ここでは、分析ツールを使用して、ガスの動的摩擦散逸によるガスアシストバイナリキャプチャの基準を導き出します。少数天体シミュレーションでそれらを検証し、星形成領域(SFR)にガスが埋め込まれた星、ガスが豊富な球状星団、AGNディスク、ガス原始惑星系ディスクなど、さまざまなガスが豊富な環境でこのプロセスを調査します。ガスアシストによる連星捕獲は、SFRで非常に効率的であり、恒星連星形成の主要なチャネルを提供する可能性があることがわかりました。また、ガスが豊富な球状星団の特定の条件下で動作する可能性もあります。AGNディスクはまた、ガス支援による連星の捕獲、特にブラックホールやその他のコンパクトな天体連星の形成、および重力波(GW)やその他の高エネルギー過渡現象の生成のための肥沃な土壌を提供する可能性があります。薄いAGNディスク。大規模なガス状円盤は厚すぎて、ガス支援による連星捕獲を行うことができない可能性があり、GW源の生成に関する以前の見積もりは大幅に過大評価される可能性があり、いずれにせよ、円盤の特定の状態と構造に敏感です。ただし、原始惑星系円盤では、ガスアシスト連星捕獲によって連星KBOが生成される可能性がありますが、小さな微惑星による動的摩擦の方が効率的である可能性があります。全体として、ガスアシストバイナリ形成は堅牢であり、多くの環境でバイナリ形成率に大きく貢献できることを示しています。実際、ガスアシストバイナリ捕獲率は十分に高いため、複数の捕獲が行われ、より高い多重度のシステムが形成されます。
超微光矮小銀河網状体 II の r プロセス濃縮のタイミング
| Title |
Timing_the_r-Process_Enrichment_of_the_Ultra-Faint_Dwarf_Galaxy_Reticulum_II |
| Authors |
Joshua_D._Simon,_Thomas_M._Brown,_Bur\c{c}in_Mutlu-Pakdil,_Alexander_P._Ji,_Alex_Drlica-Wagner,_Roberto_J._Avila,_Clara_E._Mart\'inez-V\'azquez,_Ting_S._Li,_Eduardo_Balbinot,_Keith_Bechtol,_Anna_Frebel,_Marla_Geha,_Terese_T._Hansen,_David_J._James,_Andrew_B._Pace,_M._Aguena,_O._Alves,_F._Andrade-Oliveira,_J._Annis,_D._Bacon,_E._Bertin,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_J._De_Vicente,_S._Desai,_P._Doel,_S._Everett,_I._Ferrero,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_M._Gatti,_D._W._Gerdes,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_J._L._Marshall,_J._Mena-Fern\'andez,_R._Miquel,_A._Palmese,_F._Paz-Chinch\'on,_M._E._S._Pereira,_A._Pieres,_A._A._Plazas_Malag\'on,_et_al._(14_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00810 |
超微光矮小銀河網状銀河RetII(RetII)は独特の化学進化の歴史を示しており、その星の72+10/-12%がrプロセス要素で強く強化されています。ハッブル宇宙望遠鏡によるRetIIの深部測光を行い、その星形成の歴史を分析します。他の超微光矮星と同様に、色等級図は、星形成の2つのバーストからなるモデルに最もよく適合します。バーストが瞬間的であると仮定すると、古いバーストは再電離の時期に発生し、銀河内の星の約80%を形成しましたが、残りの星は約3Gyr後に形成されました。バーストがゼロ以外の持続時間を持つことが許可されている場合、わずかにより良い適合が得られます。この場合の最適なモデルは、再電離前に始まる2つのバーストから構成され、約半分の星が短い(100Myr)バーストで形成され、残りの半分は2.6Gyr続くより長い期間で形成されます。実行可能な星形成の歴史モデルの完全なセットを考慮すると、星形成の開始から500+/-200Myr以内に星の28%が形成されたことがわかります。星形成の歴史とr過程で強化された星の普及率の組み合わせは、RetIIのr過程要素が初期の星形成段階の早い段階で合成されたに違いないことを示しています。したがって、RetIIでの最初の星の形成とrプロセスの元素合成の間の遅延時間を500Myr未満に制限します。この測定は、GW170817のような数Gyr以上の遅延時間を持つrプロセスソースを除外します。
PHANGS-JWST の最初の結果: NGC628 の気泡進化に関する統計的見解
| Title |
PHANGS-JWST_First_Results:_A_statistical_view_on_bubble_evolution_in_NGC628 |
| Authors |
Elizabeth_J._Watkins,_Ashley_Barnes,_Kiana_F._Henny,_Hwihyun_Kim,_Kathryn_Kreckel,_Sharon_E._Meidt,_Ralf_S._Klessen,_Simon_C._O._Glover,_Thomas_G._Williams,_B._W._Keller,_Adam_K._Leroy,_Erik_W._Rosolowsky,_Mederic_Boquien,_Gagandeep_S._Anand,_Francesco_Belfiore,_Frank_Bigiel,_Guillermo_Blanc,_Yixian_Cao,_Rupali_Chandar,_Ness_Mayker_Chen,_M\'elanie_Chevance,_Enrico_Congiu,_Daniel_A._Dale,_Sinan_Deger,_Oleg_Egorov,_Eric_Emsellem,_Christopher_M._Faesi,_Kathryn_Grasha,_Brent_Groves,_Hamid_Hassani,_Jonathan_Henshaw,_Cinthya_N._Herrera,_Annie_Hughes,_Sarah_Jeffreson,_Maria_Jesus_Jimenez-Donaire,_Eric_W._Koch,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Kirsten_L._Larson,_Daizhong_Liu,_Laura_A._Lopez,_Ismael_Pessa,_Jerome_Pety,_Miguel_Querejeta,_Toshiki_Saito,_Karin_M._Sandstrom,_Fabian_Scheuermann,_Eva_Schinnerer,_et_al._(5_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00811 |
近くの銀河の最初のJWST観測では、バブルの生成に関与する星のフィードバックメカニズムをたどる豊富な集団が明らかになりました。したがって、これらの泡を研究することで、星のフィードバックと星間物質の間の相互作用、および星形成プロセスを地球規模で調節するために必要なより大きな銀河の流れを図表化することができます。MIRIF770WPHANGS-JWST観測を使用して視覚的に識別されたNGC628の気泡の最初のカタログを提示し、それらを使用して気泡の特性を統計的に評価します。1694個の構造を、半径が6～552pcのバブルとして分類します。これらのうち31%には、その端に少なくとも1つの小さな気泡が含まれており、これは、以前の世代の星形成が、新しい星が形成される場所に局所的な影響を与えていることを示しています。大規模なスケールでは、ほとんどの気泡はらせん状の腕の近くにあり、それらの半径は上流に比べて下流で大きくなります。さらに、気泡は渦巻きの腕稜線と同様の方向に伸びます。これらの方位角の傾向は、星の形成が渦巻き腕の通路と密接に関連していることを示しています。最後に、バブルのサイズ分布はインデックス$p=-2.2\pm0.1$のべき法則に従います。これは、バブルの合併を含まない理論値より1-3.5$\sigma$だけわずかに浅くなっています。大きな気泡のシェル内で識別される気泡の割合は、気泡の合体が一般的なプロセスであることを示唆しています。したがって、私たちの分析により、以前の世代の影響を受けた星形成領域の数と、フィードバックプロセスが地球規模の星形成率を設定する役割を定量化することができます。完全なPHANGS-JWSTサンプルを使用すると、より多くの銀河に対してこれを行うことができます。
PHANGS-JWST の最初の結果: NGC 628 全体のフィードバック駆動バブル (ファントム ボイド) の多波長ビュー
| Title |
PHANGS-JWST_First_Results:_Multi-wavelength_view_of_feedback-driven_bubbles_(The_Phantom_Voids)_across_NGC_628 |
| Authors |
Ashley_T._Barnes,_Elizabeth_J._Watkins,_Sharon_E._Meidt,_Kathryn_Kreckel,_Mattia_C._Sormani,_Robin_G._Tress,_Simon_C._O._Glover,_Frank_Bigiel,_Rupali_Chandar,_Eric_Emsellem,_Janice_C._Lee,_Adam_K._Leroy,_Karin_M._Sandstrom,_Eva_Schinnerer,_Erik_W._Rosolowsky,_Francesco_Belfiore,_Guillermo_Blanc,_Mederic_Boquien,_Jakob_S._den_Brok,_Yixian_Cao,_M\'elanie_Chevance,_Daniel_A._Dale,_Oleg_Egorov,_Cosima_Eibensteiner,_Kathryn_Grasha,_Brent_Groves,_Hamid_Hassani,_Jonathan_Henshaw,_Sarah_Jeffreson,_Maria_Jesus_Jimenez-Donaire,_Benjamin_W._Keller,_Ralf_S._Klessen,_Eric_W._Koch,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Kirsten_L._Larson,_Jing_Li,_Daizhong_Liu,_Laura_A._Lopez,_Eric_J._Murphy,_Lukas_Neumann,_Jerome_Pety,_Francesca_Pinna,_Miguel_Querejeta,_Florent_Renaud,_Toshiki_Saito,_Sumit_Sarbadhicary,_Amy_Sardone,_et_al._(7_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00812 |
幻の銀河(NGC628)内の気泡の高解像度ビューを提示します。近く(~10Mpc)、星形成(~2Msun/yr)、正面(i~9deg)の壮大なデザインの渦巻銀河。PHANGS-JWST財務プログラムの一環として得られた新しいデータを使用して、関心のある2つの領域の詳細なケーススタディを実行します。そのうちの1つは、銀河で最大かつ最も顕著な泡(ファントムボイド;直径1kpc以上)を含みます。、もう1つは、このような大きなバブルの前兆となる小さな領域です(ThePrecursorPhantomVoid)。ハッブル宇宙望遠鏡(HST)からの一致した解像度のHalpha観測と比較すると、イオン化されたガスが両方の泡の殻で最も明るく、最も若い(~1Myr)および最も重い(~100,000Msun)恒星と一致することがわかります。協会。また、古い世代(~20Myr)の恒星関連がファントムボイドのバブル内に存在することもわかりました。ファントム・ボイド全体のHI、H2（CO）、およびHIIガスの運動学的分析から、約15〜50km/sの高速膨張速度を推測します。ThePhantomVoidのサイズが大きく、膨張速度が速いことは、駆動メカニズムが複数のメカニズムによる持続的な恒星フィードバックであることを示唆しています。そこでは初期のフィードバックが最初にバブルをクリアし(現在、ThePrecursorPhantomVoidで観察されているように)、それ以来SNeは空洞内で爆発し、砲弾を加速させました。最後に、シミュレーションとの比較は、JWSTの観測結果と非常によく似ていることを示しており、このような大規模な恒星のフィードバック駆動型バブルが他の銀河内で一般的であることを示唆しています。
銀河の中心分子帯: 高密度ガストレーサー HCN、HNC、および HCO+ の多遷移調査
| Title |
Central_molecular_zones_in_galaxies:_multitransition_survey_of_dense_gas_tracers_HCN,_HNC,_and_HCO+ |
| Authors |
F.P._Israel_(Sterrewacht_Leiden,_the_Netherlands) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00814 |
HCNとHCO+(130銀河)とHNC(94銀河)をカバーする多遷移データベースには、J=4-3までの遷移にある46の通常銀河の新しいHCN、HNC、およびHCO+測定値が含まれています。線形に近い光度関係は距離効果に支配されており、銀河の物理的性質を反映していません。個々の銀河は、光度と線の比率の両方で大きな分散を示します。線の比率は、光度や他の線の比率とはうまく相関しません。HCNとHCO+の正規化されたJ遷移ラダーとJ=1-012CO/13CO同位体比のみが、COと遠赤外線(FIR)光度と正の相関があります。HCNとHCO+分子は非常に類似した強度を持ち、同じガスをトレースします。活動核が優勢な銀河では、HCO+の強度はHCNの強度に比べて低くなります。CO排出量のごく一部のみが、HCNおよびHCOのガス排出に直接関連していますが、そのガスのかなりの部分が半透明の分子ガスであるように見えます。観測された銀河の中心では、HCN/CO線の強度比は高密度のガス分率の代用にはなりません。同様に、FIR/HCN比とFIR/CO比は、星形成効率の代用にはなりません。観測された分子線放出は、大幅な機械的加熱によって後押しされたUV光子加熱と完全に一致しています。HCNとHCO+によってサンプリングされた分子ガスは、運動温度T(kin)=10-50Kが低く、密度n(H)=10^4-10^5cm^(-3)が低く、地中の光学的深さが低い。-州の行。COによってサンプリングされたガスのほとんどは、密度が1～2桁低くなります。0.5の機械的加熱率の場合、わずかG=300Goの適度なエネルギー入力が必要です。星形成を正しく理解するには、個々のHCNやCO遷移の強度によって提供されるよりも、ガス質量をより適切に決定する必要があります。
高解像度アルマ望遠鏡の観測を使用して、カリーナ星雲の光解離領域(PDR)の境界の乱流ダイナミクスのさまざまな分析を提示します。主成分分析を使用して、この分子雲の乱流が大規模に駆動されていることを示唆しています。重心速度構造関数の分析は、乱流がエネルギーの局所的な(k空間における)輸送ではなく、衝撃によって支配されることを示しています。さらに、この雲のダイナミクスでは0.02～0.03pcの範囲の長さスケールが重要であることがわかり、この発見は支配的な放出構造の長さスケールの分析によってサポートされます。これらの長さスケールは観測データによって十分に解決されており、この範囲のスケールの明らかな重要性は物理的な起源にあると結論付けています。また、両極性拡散の影響を強く受ける範囲内にあることを考えると、主に乱気流のみの結果ではなく、重力と乱気流の相互作用の結果である可能性が高いと結論付けています。最後に、これらの結果を嘆きの壁からのH2放出の以前の観測と比較することにより、PDRの観測を使用して、分子雲の乱されていない部分の内部構造を調べることができることを示します。
VST-GAME: VST を使用した質量と環境の関数としての Galaxy Assembly。 MACSJ0416 の測光評価と密度場
| Title |
VST-GAME:_Galaxy_Assembly_as_a_function_of_Mass_and_Environment_with_VST._Photometric_assessment_and_density_field_of_MACSJ0416 |
| Authors |
Nicolas_Estrada,_Amata_Mercurio,_Benedetta_Vulcani,_Giulia_Rodighiero,_Mario_Nonino,_Marianna_Annunziatella,_Piero_Rosati,_Claudio_Grillo,_Gabriel_Bartosch_Caminha,_Giuseppe_Angora,_Andrea_Biviano,_Massimo_Brescia,_Gabriella_De_Lucia,_Ricardo_Demarco,_Marisa_Girardi,_Raphael_Gobat,_Brian_C._Lemaux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00841 |
観測研究は、銀河の物理的性質が周囲の環境に強く影響されることを広く実証しています。一方では、ガスの流入が銀河に星形成のための新しい燃料を提供します。一方で、媒質の高温と密度が星形成の消光を誘発すると予想されます。大きな構造、特に星団周辺(r>2r$_{200}$)のフィラメントの観測は、現在、低赤方偏移の宇宙に限定されています。クラスターMACSJ0416.1-2403(z=0.397)のマルチバンドデータセットを提示します。これは、VST(VST-GAME)サーベイを使用した質量と環境の関数として銀河アセンブリのコンテキストで観察されます。このプロジェクトは、0.2<z<0.6にある6つの大質量銀河団の光学波長での深部($r$<24.4)および広角(20x20Mpc$^2$)観測を収集し、近赤外線データで補完することを目的としています。この作業では、銀河団の測光分析について説明し、密度場を定義し、銀河団周辺の銀河の特性を調べます。微弱なものを復元することに特に注意してソースを抽出します。マルチバンドカタログ内のすべての抽出を組み合わせて、測光赤方偏移を計算します。次に、クラスターコアから5r$_{200}$までのクラスターメンバーシップを定義し、密度場を測定して、さまざまな環境での銀河の特性を比較します。$g-r$の色はすべての環境で二峰性の挙動を示しますが、赤い銀河の分布のピークは密度の増加とともにより赤い色にシフトし、青い雲内の銀河の割合は密度の減少とともに増加することがわかりました。また、r$\sim$5r$_{200}$でクラスターの周辺に3つの高密度領域が見つかりました。銀河の色は、進化した銀河集団の存在を示唆しており、これらの下部構造に対する前処理現象の洞察です。マルチバンドカタログを、完全性限界$r$<24.4magまで下げて公開します。
ファースト トラック: 恒星のストリーム パスの迅速な構築
恒星の流れは、銀河の可能性の敏感なプローブです。ストリームデータが与えられたストリームモデルの可能性は、多くの場合、シミュレーションを使用して評価されます。ただし、ストリームパスでさえ定量化が困難な場合、シミュレーションとの比較は困難です。ここでは、自己組織化マップと1次カルマンフィルターを使用してストリームのパスを再構築し、測定エラーとデータスパース性をストリームパスの不確実性に伝播する新しいアプリケーションを紹介します。この手法は銀河モデルに依存せず、ノンパラメトリックであり、フェーズラップストリームで機能します。この手法により、データをシミュレーションと一律に解析・比較できるため、シミュレーション手法の比較と多数の恒星流の軌跡とのアンサンブル解析の両方が可能になります。このメソッドは、https://github.com/nstarman/trackstreamで入手できるパブリックPythonパッケージTrackStreamに実装されています。
1970年代以降、タリー-フィッシャーの関係など、暗黒物質とバリオンをつなぐいくつかの関係が発見されました。しかし、銀河に見られる関係の多くは、銀河団に見られるものとはかなり異なります。ここでは、銀河と銀河団の両方で暗黒物質とバリオンをつなぐ2つの新しい神秘的な普遍的な関係を報告します。最初の関係は、銀河または銀河団の総動的質量$M_{500}$が、「ビリアル領域」内の総バリオン質量$M_b$とべき乗関係にあることを示しています:$M_{500}\proptoM_b^a$で、$a\approx3/4$です。2番目の関係は、閉じ込められた動的質量$M_d$が、中央のバリオン領域内の銀河および銀河団のバリオン質量にほぼ正比例することを示しています:$M_d\proptoM_b$。銀河と銀河団の両方における暗黒物質とバリオンの密接な関係は、暗黒物質とバリオンの間に重力以外の未知の相互作用または相互作用が存在する可能性があることを示唆しています。
おうし座 B18 雲における新しい分子バブル流出構造の発見
| Title |
Discovery_of_a_New_Molecular_Bubble-Outflow_Structure_in_the_Taurus_B18_Cloud |
| Authors |
Yan_Duan,_Di_Li,_Paul_F._Goldsmith,_Laurent_Pagani,_Tao-Chung_Ching,_Jinjin_Xie,_Chen_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01126 |
星の形成は、星のフィードバックの結果として、泡と流出を生み出す可能性があります。流出と気泡は周囲の星間物質に運動量とエネルギーを注入するため、分子雲の全体的なエネルギーバランスに関連しています。分子の泡は、高解像度の電波望遠鏡で分解して、分子雲に対する星形成の影響を定量化できます。ここでは、流出を伴う新しい分子バブルの同定と、バブルの中心にあるHerbigHaroオブジェクトHH319を報告します。多波長データは、その空間構造、エネルギー注入、および動的時間スケールを研究するために利用されています。この泡は、おうし座の泡の最小半径0.077pc内で$\rm5.8\times10^{43}$ergの運動エネルギーを持っています。バブルは$\sim$70,000年前に形成されました。$Gaia$EDR3からの原始星の固有運動速度によると、泡の南西端にあるTおうし座連星(FYTauとFZTau)は、流出泡構造を生成した可能性があります。これは、低質量および中質量の星形成領域で発見された珍しい新しい構造です。V380Oriによって駆動されたOrionAの泡だけが同様の構造を持っています。気泡流出構造は、おうし座T星からの恒星風の理論に追加の観測証拠を提供します。これにより、星のフィードバックが分子雲にどのように作用するかについての理解が深まります。
$\sim$15 kpc アウトフロー コーンが青いコンパクトな金属の少ない銀河 SBS0335-052 の暈を貫く
| Title |
A_$\sim$15_kpc_Outflow_Cone_Piercing_Through_The_Halo_Of_The_Blue_Compact_Metal-poor_Galaxy_SBS0335-052 |
| Authors |
E.C._Herenz,_J._Inoue,_H._Salas,_B._Koenigs,_C._Moya-Sierralta,_J._M._Cannon,_M._Hayes,_P._Papaderos,_G._\"Ostlin,_A._Bik,_A._Le_Reste,_H._Kusakabe,_A._Monreal-Ibero,_J._Puschnig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01239 |
背景:低質量の星形成銀河からのアウトフローは、銀河の進化と宇宙論のモデルの基本的な要素です。目的:金属に乏しい小型矮星SBS0335-052Eのハローにおけるkpcスケールの電離フィラメントの開始は、これまで流出とは関連がありませんでした。ここでは、これらのフィラメントが流出の証拠を提供するかどうかを調査します。方法:銀河の新しいVLT/MUSEWFMと深いNRAO/VLAB配置21cmデータを取得しました。MUSEデータは、低表面輝度の形態、運動学、輝線比H$\beta$/H$\alpha$および[\ion{O}{iii}]$\lambda5007$/H$\alpha$を提供します。VLAデータは、システム内およびシステム周辺の中性ガスの形態と運動学を提供します。両方のデータセットは、イオン化フェーズと中性フェーズの比較に合わせて使用されます。結果:$\mathrm{SB}_\mathrm{H\alpha}=1.5\times10^{-18}$ergs$^{-1}$cm$^{-2}$arcsec$^{-2}$.フィラメントは、異常に低いH$\alpha$/H$\beta\approx2.4$と低い[\ion{O}{iii}]/H$\alpha\sim0.4-0.6$典型的な拡散電離ガスを示します。それらはスペクトル的に狭く($\sim20$kms$^{-1}$)、速度部分構造を示さない。フィラメントは、細長い\ion{H}{I}ハローの外側に伸びています。小規模では、$N_\mathrm{HI}$のピークは主要な星形成サイトからずれています。\ion{H}{I}と\ion{H}{II}の形態と運動学は、星形成駆動のフィードバックが電離相と中性相とどのように異なる相互作用をするかを明らかにします。結論:フィラメントは、星形成によって引き起こされたフィードバックの大規模な発現、つまり、このガスに富んだシステムのハローから突き出た巨大な流出円錐の縁が明るくなったものであると推論します。このような円錐構造の単純なおもちゃのモデルは、観察結果と一致することがわかりました。
コンパクトスターバーストからの核PAH放出の不在：タイプ2クエーサーMrk 477の場合
| Title |
Absence_of_nuclear_PAH_emission_from_a_compact_starburst:_the_case_of_the_type-2_quasar_Mrk_477 |
| Authors |
C._Ramos_Almeida,_D._Esparza-Arredondo,_O._Gonzalez-Martin,_I._Garcia-Bernete,_M._Pereira-Santaella,_A._Alonso-Herrero,_J._A._Acosta-Pulido,_P._S._Bessiere,_N._A._Levenson,_C._N._Tadhunter,_D._Rigopoulou,_M._Martinez-Paredes,_S._Cazzoli,_and_B._Garcia-Lorenzo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01258 |
Mrk477は最も近いタイプ2クエーサー(QSO2)で、距離は163Mpcです。これにより、核活動と星形成の間の相互作用を詳細かつ信号対雑音比で研究するための理想的な実験室になります。このレターでは、GranTelescopioCanarias(GTC)装置CanariCamで得られた角度分解能0.4秒角(~300pc)の新しい中赤外(中赤外)イメージングおよび分光データを提示します。銀河の中心部の約400pcのNバンド(8～13ミクロン)スペクトルは、[SIV]10.51ミクロンの放射を示していますが、最近の星形成のトレーサーとして一般的に使用されている8.6または11.3ミクロンのPAHの特徴は見られません。これは、紫外線HST観測から制約されるように、年齢が約6Myrでサイズが約300pcの核スターバーストの存在とはまったく対照的です。これを考慮すると、logN_H=23.5cm^の比較的大きなX線カラム密度にもかかわらず、主に11.3ミクロンのPAHバンドを生成するより弾力性のある中性分子でさえ、活性核の近くで破壊されている可能性が最も高いと主張します。-2、適度なX線光度、1.5x10^43erg/s。これは、活動銀河核(AGN)フィードバックの影響を評価するために、銀河の中心領域で星形成トレーサーとしてPAH機能を使用する際に注意することの重要性を強調しています。
低 z での星雲連続体放出を考慮した星形成主系列の調査
| Title |
An_investigation_of_the_star-forming_main_sequence_considering_the_nebular_continuum_emission_at_low-z |
| Authors |
Henrique_Miranda,_Ciro_Pappalardo,_Polychronis_Papaderos,_Jos\'e_Afonso,_Israel_Matute,_Catarina_Lobo,_Ana_Paulino-Afonso,_Rodrigo_Carvajal,_Silvio_Lorenzoni,_Duarte_Santos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01293 |
コードFADOは、イオン化されたガスから観測された放出への寄与を首尾一貫して扱う、最初に公開された母集団スペクトル合成ツールです。星形成率(SFR)、星の質量、および低赤方偏移での星形成主系列(SFMS)への結果的な影響の決定に対する星雲の寄与の影響を研究します。SDSSのスペクトルデータベースにFADOを適用し、銀河の物理的性質を導き出しました。比較として、星雲の寄与なしで導出されたSDSS銀河の特性を含むMPA-JHUカタログのデータを使用しました。H$\alpha$およびH$\beta$フラックス測定値を使用してSF銀河のサンプルを選択し、バルマー減分によって星雲消滅のフラックスを補正しました。次に、H$\alpha$光度を計算してSFRを推定しました。次に、FADOとMPA-JHUからの星の質量とSFRの推定値を組み合わせることにより、SFMSが取得されました。H$\alpha$フラックスの推定値は、FADOとMPA-JHUの間で類似しています。H$\alpha$フラックスがSFRのトレーサとして使用されたため、FADOとMPA-JHUはSFRで一致しています。星の質量推定値は、平均してMPA-JHUよりもFADOの方がわずかに高くなっています。ただし、不確実性を考慮すると、違いはごくわずかです。同様のSFRと恒星の質量推定により、導出されたSFMSもFADOとMPA-JHUの間で類似しています。私たちの結果は、SDSS通常のSF銀河の場合、星雲寄与の追加モデリングは取得されたフラックスに影響を与えず、結果として、吸光補正されたH$\alpha$光度に基づくSFR推定量にも影響を与えないことを示しています。星の質量についても、結果は同じ結論を示しています。これらの結果は、SDSS内の通常のSF銀河の大部分が星雲の寄与が少ないという事実の結果です。
球状星団 NGC 2808 における複数の星集団の化学組成
| Title |
The_chemical_compositions_of_multiple_stellar_populations_in_the_globular_cluster_NGC_2808 |
| Authors |
M._Carlos,_A._F._Marino,_A._P._Milone,_E._Dondoglio,_S._Jang,_M._V._Legnardi,_A._Mohandasan,_G._Cordoni,_E._P._Lagioia,_A._M._Amarsi,_and_H._Jerjen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01319 |
疑似二色図または染色体マップ(ChM)は、NGC2808が5つの異なる恒星集団をホストしていることを示しています。既存のChMは、ハッブル宇宙望遠鏡の測光によって導き出されたもので、星団の中心の周りの小さな視野にある星々で構成されています。これらの制限を克服するために、より広い視野でNGC2808の複数の恒星集団を解きほぐす地上施設からのU、B、I測光を備えたChMを構築しました。文献と組み合わせて、C、N、O、Al、Fe、Niの存在量を推測するために、70個の赤色巨星分枝(RGB)星と7つの漸近巨星分枝(AGB)星のサンプルでGIRAFFE@VLTによって収集されたスペクトルを使用しました。他の元素(Li、Na、Mg、Si、Ca、Sc、Ti、Cr、Mn)のデータと、従来のChMと新しい地上ChMの両方を組み合わせることで、NGCの恒星集団の最も完全な化学特性を提供します。現在までに2808が利用可能です。球状星団における複数集団現象の典型として、軽元素は星の集団ごとに異なります。一方、鉄のピーク元素は、異なる集団間でごくわずかな変動を示します($\lesssim0.10$~dexのレベルで)。私たちのAGB星は、複数の個体群の存在に関連する化学的変化によっても特徴付けられており、星の進化のこの段階もこの現象の影響を受けていることが確認されています。興味深いことに、極度にOに乏しいAGB星(Heの存在量が高いことと一致)を1つ検出し、Heが豊富な星はAGBフェーズを回避してAGB-manqu\'e星として進化する必要があることを示唆する星の進化モデルに挑戦しました。
AGN 連続体ラグを説明するための縁付きおよび波状の降着円盤モデル
| Title |
Rimmed_and_Rippled_Accretion_Disc_Models_to_Explain_AGN_Continuum_Lags |
| Authors |
D._A._Starkey_(1_and_2),_Jiamu_Huang_(3_and_4),_Keith_Horne_(1),_Douglas_N._C._Lin_(3_and_5)_(University_of_St_Andrews_(1),_University_of_Illinois_Urbana-Champaign_(2),_UC_Santa_Cruz_(3),_UC_Santa_Barbara_(4),_Tsinghua_University_(5)) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01379 |
活動銀河核の降着円盤のサイズが、理論で予測されたよりも残響マッピングで測定すると大きくなるという問題の解決策を提案します。厚さプロファイル$H(r)$を持つディスクでの黒体再処理を考慮すると、私たちのソリューションは、中央の街灯柱によって照射された急な縁または波状の構造を呼び出します。最もよく研究されているケースNGC5548(ブラックホールの質量$M=7\times10^{7}M_\odot$、ディスクの傾斜$i=45^\circ$)。街灯柱がオフの場合、観測された円盤SEDは、低い降着率($\dot{M}\sim0.0014M_\odot$/yr)と高い順行ブラックホールスピン($a\sim0.93$)を必要とします。薄い円盤で再処理すると、時間の遅れが波長とともに増加しますが、観察された時間の3分の1になります。$r=5$光日付近で急な$H(r)$リム、または複数の頂上を導入すると、急な中心に面した斜面で再処理すると、温度が$\sim1500$Kから$\sim6000$Kに上昇し、これにより光学的強度が増加します。ラグデータと一致するようにラグ。ディスク表面の大部分は、SEDに一致するより低い$T\proptor^{-3/4}$温度プロファイルを維持します。明るい街灯柱は、ブラックホールのスピンを利用する磁気リンクによって電力を供給されている可能性があります。急な縁は、ブロードライン雲の「失敗したディスク風モデル」のように、ディスク内のダストの昇華半径の近くで発生します。ディスクとブラックホールのスピンを整列させるレンズサーリングトルクも、ワープと関連する波を発生させる可能性があります。両方のシナリオで、$H(r)$の推定値によって暗示される小さな密度スケールの高さは、ディスク内の限界重力不安定性の可能性を示唆しています。
TeV Sun Rises: HAWC による静止太陽からのガンマ線の発見
| Title |
The_TeV_Sun_Rises:_Discovery_of_Gamma_rays_from_the_Quiescent_Sun_with_HAWC |
| Authors |
R._Alfaro,_C._Alvarez,_J.C._Arteaga-Velazquez,_D._Avila_Rojas,_H.A._Ayala_Solares,_R._Babu,_T._Capistran,_A._Carraminana,_S._Casanova,_U._Cotti,_J._Cotzomi,_S._Coutino_de_Leon,_R._Diaz_Hernandez,_M.A._DuVernois,_M._Durocher,_J.C._Diaz-Velez,_R.W._Ellsworth,_C._Espinoza,_K.L._Fan,_M._Fernandez_Alonso,_H._Fleischhack,_N._Fraija,_J.A._Garcia-Gonzalez,_M.M._Gonzalez,_J.A._Goodman,_J.P._Harding,_S._Hernandez,_D._Huang,_P._Huntemeyer,_V._Joshi,_S._Kaufmann,_J._Lee,_J.T._Linnemann,_A.L._Longinotti,_G._Luis-Raya,_K._Malone,_O._Martinez,_J._Martinez-Castro,_J.A._Matthews,_P._Miranda-Romagnoli,_J.A._Morales-Soto,_E._Moreno,_M._Mostafa,_A._Nayerhoda,_L._Nellen,_M.U._Nisa,_R._Noriega-Papaqui,_L._Olivera-Nieto,_N._Omodei,_E.G._Perez-Perez,_C.D._Rho,_D._Rosa-Gonzalez,_E._Ruiz-Velasco,_H._Salazar,_D._Salazar-Gallegos,_A._Sandoval,_M._Schneider,_J._Serna-Franco,_A.J._Smith,_Y._Son,_R.W._Springer,_O._Tibolla,_K._Tollefson,_I._Torres,_R._Torres-Escobedo,_R._Turner,_F._Urena-Mena,_X._Wang,_I.J._Watson,_and_E._Willox,_J._F._Beacom,_T._Linden,_K._C._Y._Ng,_A._H._G._Peter,_and_B._Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00815 |
高高度水チェレンコフ(HAWC)天文台からの6.1年間のデータに基づいて、太陽円盤(6.3$\sigma$)からのTeVガンマ線フラックスの最初の検出を報告します。0.5--2.6TeVスペクトルはべき乗則dN/dE=$A(E/1\text{TeV})^{-\gamma}$でよく適合し、$A=(1.6\pm0.3)\倍10^{-12}$TeV$^{-1}$cm$^{-2}$s$^{-1}$および$\gamma=-3.62\pm0.14$.フラックスは、太陽活動との反相関を強く示しています。これらの結果は、Fermi-LATで観測された円盤からの明るくハードなGeV放射を拡張しています。これは、太陽大気中の原子核にシャワーを浴びているハドロン銀河宇宙線によるものと思われます。しかし、現在の理論モデルでは、太陽磁場がこれらの相互作用をどのように形成するかの詳細を説明できません。したがって、HAWCのTeV検出は、太陽円盤放射の謎を深めます。
ガンマ線は、太陽光球で粒子と相互作用する宇宙線(CR)陽子と、太陽光子の逆コンプトン散乱による宇宙線電子および陽電子(CRes)によって生成されます。前者は太陽系の円盤から発生し、後者は太陽系外に広がっています。これらの放射の評価には、太陽付近のCRのフラックスとスペクトルが必要ですが、ほとんどの観測では、太陽から約1天文単位の地球付近のフラックスとスペクトルが提供されます。静かな太陽のガンマ線放射の過去の推定では、現象論的変調手順を使用して太陽付近のスペクトルを推定しています(OrlandoandStrong2021によるレビューとその中の参考文献を参照してください)。内太陽圏でのCRe輸送には速度論的アプローチが必要であることを示し、(1)大規模な磁場の構造、(2)の効果を含む1AUから太陽までのCReフラックスとスペクトルの変動を決定するために、新しい近似を使用します。特に、この情報を0.1AUに拡張するParkerSolarProbeによるいくつかのその場測定からの太陽風の小規模な乱流、および(3)最も重要なのは、シンクロトロンおよび逆コンプトン過程によるエネルギー損失です。いくつかの輸送モデルについて、1天文単位から太陽までのCResのフラックスとスペクトルの変動に関する結果を提示します。今後の論文では、これらの結果を使用して、静かな太陽の逆コンプトンガンマ線スペクトルをより正確に推定し、シンクロトロン放射によって生成される極端紫外から硬X線の光子のスペクトルを初めて使用します。これらは、Fermiによる静かな太陽のガンマ線観測(例えば~Fermi-LATCollaboration、2011年を参照)およびRHESSIによって設定されたX線上限(Hannahetal.,2010)と比較することができます。
CHIME FRB 190425A の最も可能性の高いホストであり、中性子星連星合体 GW190425 に関連し、後期過渡探索
| Title |
The_most_probable_host_of_CHIME_FRB_190425A,_associated_with_binary_neutron_star_merger_GW190425,_and_a_late-time_transient_search |
| Authors |
Fiona_H._Panther,_Gemma_E._Anderson,_Shivani_Bhandari,_Adelle_J._Goodwin,_Natasha_Hurley-Walker,_Clancy_W._James,_Adela_Kawka,_Shunke_Ai,_Manoj_Kovalam,_Alexandra_Moroianu,_Linqing_Wen_and_Bing_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00954 |
ホスト銀河への高速電波バーストの識別と局在化により、コヒーレントな電波放射のこれらの神秘的なミリ秒の長さのバーストの前駆体に関する重要な詳細が明らかになりました。この作業では、明らかに非反復のCHIME/FRBイベントFRB20190425Aの最も可能性の高いホスト銀河を研究します。これは、Moroianuらによって実証された、特に高光度で低分散測定イベントです。2022年は、LIGO-Virgo-KAGRA連星中性子星合体GW190425と時間的および空間的に一致し、天体物理学的な関連性を示唆しています(p値0.0052)。この論文では、この結果にとらわれず、UGC10667がFRB20190425Aの最も可能性の高いホスト銀河であることを確認し、低分散測定のホスト銀河、1回限りのCHIMEFRBがもっともらしく識別できることを示しています。次に、多波長観測を実行して銀河を特徴付け、FRBとその推定GW対応物に関連する残光放出を検索します。$2.5\,\mathrm{yr}$ポストバーストの観測では、電波または光の過渡放射は検出されませんでした。UGC10667は$z\sim0.03$にある渦巻銀河で、古い恒星群が支配しています。若い星の大規模な集団の証拠は見つからず、星雲の放出は$1-2\,\mathrm{M_\odot\,yr^{-1}}$の割合で星形成によって支配されています。若いマグネターがFRB20190425Aの起源である可能性を排除することはできませんが、私たちの観測結果は、Moroianuらによって提唱された遅延時間の長い中性子星連星合体の起源と一致しています。2022年。
共生X線連星の有望な形成経路：IGR J17329-2731と4U 1700+24の事例
最近の観測では、共生するX線連星(SyXB)IGRJ17329-2731には高度に磁化された中性子星(NS)が含まれており、この中性子星(NS)は巨大な星の伴星から風を通して物質を降着させていることが示されています。磁化NS。酸素-ネオン-マグネシウム白色矮星(ONeMgWD)+赤色巨星(RG)連星からの降着誘起崩壊(AIC)は、これらのSyXBを形成するための有望なチャネルの1つですが、他の長年の形成チャネルではこれらのSyXBを生成するのが困難です。非磁性および磁性のONeMgWDを考慮することにより、非磁性または磁化されたNSを持つSyXBを生成するためのMESA恒星進化コードを使用して、ONeMgWD+RG連星の進化を調査します。磁気閉じ込めを伴うAIC以前の進化では、降着WDの質量蓄積効率は、非磁性の場合と比較して低い物質移動速度で増加します。高度に磁化されたWDのAICを介して形成された新生児のNSは、磁束の保存を通じて大きな磁場を受け継ぐことができ、系は赤色巨星の仲間と互換性のある長い年齢を持つ可能性があります。これらの若く高度に磁化されたNSは、巨大なコンパニオンの恒星風から、観測されたSyXBのように輝く物質を降着させることができ、この間、それらの高い磁場を維持することができます。MESA計算結果は、磁気閉じ込めのあるAICが高度に磁化されたNSを持つSyXBを形成するための初期パラメーター（初期RG質量と軌道周期）空間が、磁気閉じ込めのない場合と比較して低く、狭くなることを示しています。
ブロードバンド mHz QPO と AstroSat を使用した LMC X$-$4 のスペクトル研究
| Title |
Broadband_mHz_QPOs_and_spectral_study_of_LMC_X$-$4_with_AstroSat |
| Authors |
Rahul_Sharma,_Chetana_Jain,_Ketan_Rikame,_Biswajit_Paul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01003 |
高質量X線バイナリLMCX$-$4のAstroSat観測からのデータの広帯域タイミングとスペクトル解析の結果を報告します。AstroSatに搭載された大面積X線比例計数管(LAXPC)および軟X線望遠鏡(SXT)機器は、2016年8月にソースを観測しました。完全なX線食は、LAXPCで検出されました。3$-$40keVの電力密度スペクトルは、$\sim26$mHzの準周期振動の特徴と共に、コヒーレントな脈動の存在を示しました。LMCX$-$4のスペクトル特性は、SXTとLAXPCスペクトルデータの共同分析から導き出されました。0.5$-$25keVの持続スペクトルは、光子指数$\Gamma\sim$0.8および$\sim$16keVでのカットオフ、kT$_{BB}\simFeK$_\alpha$、Ne\textsc{ix}、およびNe\textsc{x}輝線に対応する$0.14keVおよびガウス成分。光源距離を50kpcと仮定すると、0.5～25keVの光度は$\sim2\times10^{38}$ergs$^{-1}$と決定されました。
Carpet-2観測からの宇宙PeV光子の等方性拡散フラックスの上限
| Title |
Upper_limits_on_the_isotropic_diffuse_flux_of_cosmic_PeV_photons_from_Carpet-2_observations |
| Authors |
D._D._Dzhappuev,_Yu._Z._Afashokov,_I._M._Dzaparova,_T._A._Dzhatdoev,_E._A._Gorbacheva,_I._S._Karpikov,_M._M._Khadzhiev,_N._F._Klimenko,_A._U._Kudzhaev,_A._N._Kurenya,_A._S._Lidvansky,_O._I._Mikhailova,_V._B._Petkov,_E._I._Podlesnyi,_N._A._Pozdnukhov,_V._S._Romanenko,_G._I._Rubtsov,_S._V._Troitsky,_I._B._Unatlokov,_I._A._Vaiman,_A._F._Yanin,_K._V._Zhuravleva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01088 |
PeVエネルギーバンド内の等方性拡散ガンマ線フラックスは、高エネルギー天体物理ニュートリノの起源モデルのマルチメッセンジャーテストや新物理探索のための重要なツールです。これまでのところ、このフラックスはまだ観測されていません。Carpet-2は、0.1PeVを超えるエネルギーを持つ天体物理学のガンマ線を検出できる空気シャワー実験です。ここでは、1999年から2011年および2018年から2022年に取得されたCarpet-2データからの等方性ガンマ線フラックスの上限を報告します。これらの結果は、ミュオン数分布の形状に基づく新しい統計手法で得られたもので、アップグレードされた設備であるCarpet-3が運用を開始する際のCarpet-2の観測をまとめたものです。
合体の重力波データと電磁気データの共同解析: GW170817 および将来の事象における残光モデルの縮退の打破
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Joint_analysis_of_gravitational-wave_and_electromagnetic_data_of_mergers:_breaking_an_afterglow_model_degeneracy_in_GW170817_and_in_future_events |
| Authors |
Giulia_Gianfagna,_Luigi_Piro,_Francesco_Pannarale,_Hendrik_Van_Eerten,_Fulvio_Ricci,_Geoffrey_Ryan_and_Eleonora_Troja |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01104 |
2017年8月17日、AdvancedLIGOとVirgoは、中性子星連星合体からの最初の重力波(GW)信号であるGW170817を観測しました。これに続いて、短期間のガンマ線バーストGRB170817Aと非熱残光放出が発生しました。この作業では、EMデータを個別に処理するための事前分布としてGWスタンドアロン解析の事後分布を使用し、EMとGWをフィッティングする両方で、電磁(EM、具体的には残光)ドメインとGWドメインの結合同時適合が実装されます。同時にドメイン。これらのアプローチは、近似ではなくGW分析の実際の事後がEM分析の前に使用される限り、数学的に一致します。視野角$\theta_v$を2つのドメインにまたがる共有パラメーターとして扱います。残光モデリングでは、このパラメーターとジェットコア角度$\theta_c$は相関しており、その値に大きな不確実性が生じます。共同EM+GW分析は、この縮退を緩和し、EMのみの適合と比較して不確実性を減らします。また、$\sim$140Mpcで実行される次のGW観測で発生する架空のGW170817のようなイベントにもこの手法を適用し、残光フラックスが1桁弱くなり、光曲線のピークのみが見えるようにします。EMのみの適合では、$\theta_v$も$\theta_c$も制約できませんが、GWデータを分析に組み込むと、$\theta_v$の制約が厳しくなります。残光の上昇段階のデータが不足しているため、ジェットのジオメトリは制約されていませんが、全体として、ジェットの合計幅は$\theta_v$よりも小さくなります(軸外の場合)。
Cyg X-1 の流出と硬い状態の街灯
ブラックホールが降着するハードな状態で観測される相対論的反射は、多くの場合、主なコンプトン化成分に比べて弱い振幅を示します。リフレクターから離れる動きによる。ここでは、X線源がカーブラックホールの対称軸上にあると仮定して、後者のケースを調べます。反射された放射の適切な計算に関連する効果について説明し、それらをデータ分析用のモデルreflkerrVに実装します。これをすざくとNuSTARによるハード状態のCygX-1の同時観測に適用すると、0.36cで離れて移動するソースによって照射される切り捨てられていないディスクに適していることがわかります。ただし、内側の熱流によって照射される切頭円盤を厳密に近似するジオメトリで、わずかに優れたソリューションを見つけます。この解決策では、まだ準相対論的な流出が必要であるか、観測者の反対側のソースが直接観測された放射に寄与している必要があります。また、reflkerrVとrelxilllpCpのアウトフロー効果の実装の違いについても説明します。
拡散星間物質における低エネルギー宇宙線伝搬への半経験的アプローチ
| Title |
A_semiempirical_approach_to_low-energy_cosmic_ray_propagation_in_the_diffuse_interstellar_medium |
| Authors |
Riccardo_Franceschi,_Steven_Neil_Shore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01281 |
モンテカルロ法を使用してさまよう磁場に沿った宇宙線の伝搬をモデル化することにより、宇宙線による拡散星間媒体のイオン化を調べます。低エネルギー宇宙線が乱流で半透明の分子雲の中でどのように伝播するか、またそれらがどのようにイオン化を調節し、媒質からエネルギーを失ったり獲得したりするかを研究しています。テストケースとして、よく研究された高緯度の半透明雲MBM3の高空間解像度(0.03pc)のCOマップを使用して、乱流をモデル化します。伝播の問題は、トラッピング、通電、およびイオン化損失を含む修正されたモンテカルロ手順で解決されます。均一な媒体では、トラッピングと再活性化は大きな効果を生み出しません。不均一な媒体では、粒子が雲の中に長時間閉じ込められる可能性があります。これは、最高エネルギー(約100MeV)での確率的加速により、宇宙線分布を変更します。より低いエネルギーでは、再活性化が弱すぎて、目に見える効果を生み出すことができません。エネルギー分布の変化はイオン化損失に大きな影響を与えないため、イオン化の変化はトラップ効果によるものです。
パルサーからのガンマ線放射のエネルギー要件: Fermi-LAT 12 年カタログのデータのノンパラメトリック解析
| Title |
Energetic_requirements_of_the_gamma-ray_emission_from_pulsars:_A_nonparametric_analysis_of_the_data_in_the_Fermi-LAT_12-Year_Catalog |
| Authors |
Houshang_Ardavan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01305 |
電波強度の高いガンマ線パルサーは、その電波ルミノシティを数桁超えるガンマ線ルミノシティを持っているという一般的な見解は、ガンマ線フラックスの距離に伴う減衰が逆二乗法則に従うという仮定に基づいています。彼らの電波フラックスのそれを行います。Efron-Petrosian統計を使用してガンマ線パルサーの光度と距離の独立性の仮説を検証した結果は、ここに示されていますが、この仮定を支持していません。カタログは、距離$D$に対するガンマ線パルサーの磁束密度$S$の依存性$S\proptoD^{-3/2}$と一致しており、依存性がある場合よりも大幅に高いレベルの有意性があります。$S\proptoD^{-2}$.Ardavan(2021,MNRAS,507,4530)で理論的に予測されたこれらの結果は、エネルギー保存の要件と相容れないものではありません。ゆっくりと減衰するガンマ線パルスを生成することが示されているが、本質的に一時的なものです。星を中心とする任意の2つの球体を横切る力の流れの差は、それらの球体によって囲まれたシェル内に含まれるエネルギーの時間変化によってバランスが取れています。それらの値の過大評価が修正されると、ガンマ線パルサーの光度は、電波パルサーの光度と同じ範囲の値を持つことが判明します。この結論は、ガンマ線パルサーの第2フェルミLATカタログのより小さいデータセットに基づいて以前に到達した結論と一致しています。
はくちょう座 X における拡散 $\gamma$ 線放出: Yan と Pavaskar へのコメント
arXiv:2211.17057で指摘されているように、最近の(公開された)論文は、計算に使用された拡散係数$D(E)$の評価が正しくないため、修正される可能性があります。残念ながら、どこに誤りがあるかについての指摘はありません。ここでは、コミュニティに$D(E)$の計算に関係する方程式の完全な説明を提供することで、より具体的にする機会を提供します。これは{\ttarXiv}ノートにはありません。これに関連して、\textit{adhoc}パラメータ化は私たちの論文では使用されていません。さらに、注入メカニズムに関する仮定は、入力要因として論文に明示的に記述されており、明らかにモデル化手順の一部であるため、最終的な結果はそれに左右されます。最後に、この拡散係数の計算において重要なメッセージが何であると考えるかについて、より広い文脈で議論します。
静かな太陽からの新しい成分: 銀河宇宙線電子からのシンクロトロン放射
| Title |
A_New_Component_from_the_Quiet_Sun:_Synchrotron_Radiation_from_Galactic_Cosmic-Ray_Electrons |
| Authors |
Elena_Orlando,_Vahe'_Petrosian_and_Andrew_Strong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01364 |
静かな太陽、つまり、フレアが発生していない状態またはフレアが発生していない領域では、電波から紫外線までの熱放射が放出されます。静かな太陽は、銀河宇宙線(GCR)と太陽ガスおよび光子との相互作用により、ガンマ線で観測される非熱放射も生成します。太陽磁場におけるGCR電子によるシンクロトロン放出という新しい要素について報告します。私たちの知る限りでは、この放出が理論的に主張され、モデル化されたのはこれが初めてです。数十GeVから数TeVのエネルギーを持つ測定されたGCR電子は、X線でシンクロトロン放射を生成します。これは、RHESSIとFOXSIによって設定された静かな太陽の現在の上限よりも数桁低いものです。放射状に減少する太陽磁場の場合、期待されるシンクロトロン強度は太陽円盤内でほぼ一定であり、太陽のすぐ近くでピークに達し、太陽から急速に離れることがわかります。また、電波からガンマ線へのシンクロトロン放射を推定し、現在の観測結果、特にLOFARと比較します。太陽熱放射と比較して、電波から紫外線までは無視できる程度ですが、この放射は、NuSTARおよび将来のより有望なFOXSI観測により高エネルギーで観測される可能性があります。これにより、太陽でのCR密度と磁場強度を制限できる可能性があります。この研究は、より完全な説明を提供し、完全な太陽とその環境を理解するための新しい方法を提供します.
アイス ジャイアント探査の哲学: シンプルで手頃な価格
氷の巨大惑星の探査の鍵は、最先端のテクノロジーを避けることです。複雑さは、遅延と財務上の障害を生み出します。2030年代初頭には、木星からの重力アシストを活用するために、単純なロボットスカウトを打ち上げることができます。火星のサンプルリターンなどの大規模なミッションからのNASAの予算に対する要求は、短期的には天王星と海王星への旗艦ミッションを許可しません.アイスジャイアント探査の科学的目標は、一連の高速、シンプル、手頃な価格(FSA)のクラフトによって達成できます。コスト上限のあるオービターとプローブの別々のラインは、軌道と資金によって決定されるリズムで打ち上げられるでしょう。請負業者は、競争力のある商談発表(AO)を使用して選択されます。宇宙船技術の進歩の行進は、希望と前進の道を提供します。重要なのは、小さく始めて手頃な価格にすることです。
Astro-COLIBRI 2 -- リアルタイムのマルチメッセンジャー発見のための高度なプラットフォーム
| Title |
Astro-COLIBRI_2_--_an_advanced_platform_for_real-time_multi-messenger_discoveries |
| Authors |
P._Reichherzer,_F._Sch\"ussler,_V._Lefranc,_J._Becker_Tjus,_J._Mourier,_A._K._Alkan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00805 |
マルチメッセンジャーアプローチにおけるフレア天体物理イベントの研究には、補完的な観測データを通じてこれらのイベントの性質をよりよく理解するために、瞬時のフォローアップ観測が必要です。Astro-COLIBRIは、リアルタイムのマルチメッセンジャーエコシステムにおけるさまざまな特定のツールのパッチワークのメタプラットフォームとして提示します。Astro-COLIBRIプラットフォームは、さまざまなチャネルからのトランジェントに関するアラートをバンドルして評価します。わかりやすいグラフィカルユーザーインターフェイスを介して詳細な情報を提供およびリンクすることにより、フォローアップ観察の調整をさらに自動化します。2021年8月に公開されて以来、コミュニティを通じてAstro-COLIBRIを使用した文書化された例を使用して、機能を紹介します。プロおよびアマチュアの天文学者によるフォローアップ観測を計画するためのAstro-COLIBRIのユースケースに焦点を当てます。理論モデル。
ドリフト スキャン観測からのパワー スペクトルの Tracking Tapered Gridded Estimator (TTGE)
| Title |
The_Tracking_Tapered_Gridded_Estimator_(TTGE)_for_the_power_spectrum_from_drift_scan_observations |
| Authors |
Suman_Chatterjee,_Somnath_Bharadwaj,_Samir_Choudhuri,_Shiv_Sethi_and_Akash_Kumar_Patwa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01251 |
赤方偏移した21cm線による強度マッピングは、宇宙論の新たなツールです。ドリフトスキャン観測では、アンテナが地面に固定され、望遠鏡の指向中心(PC)が地球の自転により上空で連続的に変化し、21cmの強度マッピングに必要な広い空範囲と持続的な機器の安定性を提供します。ここでは、トラッキングテーパードグリッドエスティメータ(TTGE)を提示して、ドリフトスキャン無線干渉観測で測定された可視性から直接推定されたスカイ信号のパワースペクトルを定量化します。TTGEは、別のPCからのデータを使用して、固定追跡中心(TC)の周りにある小さな角度領域からの信号のパワースペクトルを推定します。この角度領域のサイズは、適切に選択されたテーパーウィンドウ関数によって決まります。このウィンドウ関数は、TCから大きな角度で配置された明るい光源からの前景の汚染を減らすのに役立ちます。複数のTCを使用してドリフトスキャン観測の角度フットプリントをカバーし、推定されたパワースペクトルを組み合わせて信号対雑音比を高めることができます。ここでは、$154\,{\rmMHz}$MWAドリフトスキャン観測のシミュレーションを使用してTTGEを検証しました。TTGEが$\ell$の範囲$40<\ell<700$にわたって$20\%$の精度で入力モデル角度パワースペクトル$C_{\ell}$を復元できることを示します。
天文学における影響力の大きい科学をリードしているのはどの国ですか?
最近のニュース報道によると、中国は科学の生産性と科学的影響において、米国および他のすべての国を追い抜いています。天文学の影響力の大きい論文を直接分析すると、これが私たちの分野には当てはまらないことが明らかになります。実際、米国は、影響力の大きい論文をリードする著者を大差でホストし続けています。さらに、この分析は、天文学の影響力の大きいすべての論文の90%が、北米とヨーロッパを拠点とする著者によって主導されていることを示しています。つまり、「天文学の最大のヒット」を発表する天文学者をホストしている国は、世界の約10%にすぎません。
PIPER 用の低ノイズ バックショート アンダー グリッド キロピクセル トランジション エッジ センサー アレイの特性評価
| Title |
Characterization_of_Low-noise_Backshort-Under-Grid_Kilopixel_Transition_Edge_Sensor_Arrays_for_PIPER |
| Authors |
Rahul_Datta,_Sumit_Dahal,_Eric_R._Switzer,_Regis_P._Brekosky,_Thomas_Essinger-Hileman,_Dale_J._Fixsen,_Christine_A._Jhabvala,_Alan_J._Kogut,_Timothy_M._Miller,_Paul_Mirel,_and_Edward_J._Wollack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01370 |
原始膨張分極ExplorerR(PIPER)気球搭載機器用に開発されたキロピクセルの充填バックショートアンダーグリッド(BUG)トランジションエッジセンサー(TES)アレイの実験室特性評価を提示します。PIPERは、200～600GHzの範囲の4つの周波数帯域で空の大部分を観測することにより、CMBの偏波を最大の角度スケールでマッピングし、ダストの前景を特徴付けるように設計されています。BUGTESアレイは、一致するフォームファクターの平面SQUIDベースの時分割マルチプレクサチップ(2dMUX)によって読み取られ、インジウムバンプボンディングを介して検出器アレイと直接ハイブリッド化されます。ここでは、2dMUXの性能について説明し、TES遷移温度、熱コンダクタンス、飽和電力、予備ノイズ性能の測定結果を示します。検出器は、1pW未満の飽和電力と、数aW/rtHz程度のフォノンノイズ等価電力(NEP)を達成します。検出器の性能は、気球の浮遊条件をシミュレートする環境で実行される、統合されたPIPER受信機での飛行前テストを通じてさらに検証されます。
Ba星とCEMP-s星の分光研究：AGB前駆星の質量分布
| Title |
Spectroscopic_study_of_Ba_and_CEMP-s_stars:_Mass_distribution_of_AGB_progenitors |
| Authors |
Partha_Pratim_Goswami_and_Aruna_Goswami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00834 |
我々は、7つの金属の少ない星(BD+75348、BD+093019、HD238020、HE0319-0215、HE0507-1653、HE0930-0018、HE1023-1504)の詳細な高解像度分光分析を実行し、それらの大気パラメーターTを導出しました。$_{eff}$、log$g$、[Fe/H]、微乱流速度($\xi$)。金属量の範囲は-2.57$<$[Fe/H]$<$-0.42です。17の軽元素と12の重元素の元素存在量が推定されます。BD+75348とBD+093019を強いBa星、HD238020を穏やかなBa星、残りの4つの天体をCEMP-s星に分類しました。Hertzsprung-Russel(HR)ダイアグラムから星の質量を推定し、文献から205Ba星のデータを編集して、Ba星の質量分布を推定しました。また、FRUITYモデルを使用したパラメトリックモデルベースの分析の助けを借りて、プログラムスターのコンパニオンAGBの初期質量と、159Baおよび36CEMP-sスターのコンパニオンAGBの質量を文献から推定しました。.マイルドなBa星の一次質量分布は3.7M$_{\odot}$でピークに達しますが、強いBa星では2.5M$_{\odot}$でピークが現れます。したがって、前駆AGBの初期質量が、穏やかで強いBa星の形成を支配的に制御していることを提案します。しかし、1.3-4.0M$_{\odot}$の範囲の明確な重複は、Ba星の両方のサブクラスの前駆質量の間に見られ、金属量や軌道周期などの他の要因も含まれている可能性があることを示している可能性があります。重要な貢献があります。CEMP-s星の前駆AGBの質量分布は、2.03M$_{\odot}$でピークに達することがわかっています。
ティコ・ブラーエの超新星の性質について
観測から450周年を迎えた、ティコブラーエにちなんで名付けられた超新星SN1572は、タイプ超新星(SNeIa)を特徴付けるために現在使用されている用語で説明できます。1572年から1574年にかけて行われた観測の記録を集め、その不確かさを評価することで、この超新星の光度曲線と色の進化を復元することができます。SNeIaファミリー内では、イベントは通常の減少率のSNIaであったはずであることがわかります。SNeIaの色の進化に関して、最近回収された記録は、それが通常のSNIaであるという以前の発見を再確認します。2004年以来、このSNIaの前駆体の探査は、爆発への2つの経路が単一の縮退経路であったことを暫定的に示唆しています。ただし、これは現時点では決定的ではありません。残骸全体のX線分光法による存在量の研究は、質量白色矮星であるチャンドラセカールの遅延爆発のような核燃焼を示しています。これは天文学者によって研究された最初の超新星であり、今でも非常に活発な研究の対象となっています。
太陽周期のバタフライ ダイアグラムの潜在的な新しいメカニズム: 緯度依存の放射状フラックス輸送
| Title |
A_Potential_New_Mechanism_for_the_Butterfly_Diagram_of_the_Solar_Cycle:_Latitude-dependent_Radial_Flux_Transport |
| Authors |
Zebin_Zhang,_Jie_Jiang_and_Haowei_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.00948 |
太陽周期のバタフライダイアグラムは、太陽周期の進化に伴う黒点の出現緯度の赤道方向への移動です。バタフライダイアグラムのメカニズムを明らかにすることは、太陽と恒星のダイナモを理解するために不可欠です。対流帯(CZ)の底部での赤道方向の子午線の流れが、バタフライダイアグラムの原因であると考えられていました。しかし、日震学的研究は、物議を醸す流れの形態を示しており、CZの基部に極方向の流れさえ存在し、広く受け入れられているメカニズムに大きな挑戦をもたらします。これは、この研究で新しいメカニズムを提案する動機になります。データ駆動型のバブコックレイトン型ダイナモモデルを使用して数値シミュレーションを実行し、緯度に依存する半径方向フラックス輸送が、さまざまな子午面フロープロファイルの下で、トロイダルフィールドの緯度移動にどのように影響するかを調べます。結果は、高緯度でのポロイダル場の半径方向輸送が十分に速い場合、高緯度での新しいサイクルのトロイダル場が低緯度でのトロイダル場よりも早く生成されることを示しています。したがって、バタフライ図は、ポロイダルフラックスの緯度依存の半径方向輸送による、トロイダル場の時間および緯度依存の再生に対応することが示唆されています。
スーパーフレア G 型星で観測されたレート変動
太陽でのフレアの発生は変動性が高く、活動領域の出現と進化による短期的な変動と、太陽周期による長期的な変動の両方を示します。太陽に似た星では、はるかに大きな恒星フレア(スーパーフレア)が観測されており、観測されたスーパーフレアの発生率が太陽フレアと同様の変動性を示すかどうかを判断することは興味深いことです。TransitingExoplanetSurveySatellite(TESS)からのデータを使用して274個のGタイプの星を分析し、ベイジアンブロックアルゴリズム(Scargleetal.2012;arXiv:1207.5578)。これらの星の特性とフレア率を調査し、検出可能なレート変動を持つ星の数が少ない理由について説明します。
コロナルループへのMHD高速波伝播に対する背景周期流の影響
不均一な定常流れ領域を通る円筒形の冠状ループへのMHD高速波の伝播を調べます。バックグラウンドフローは、一定の速度に加えて、小さな空間的な周期構造を持つと想定されます。一定の流れの場合と比較して、Alfv\'{e}n共鳴における波動エネルギーの吸収に焦点を当てます。新しい流れ(吸収)レジームは、遷移層と流れのプロファイルに応じて、軸方向波動ベクトルに関して逆平行流れの吸収と平行流れの逆吸収(過反射)を強化する周期的な流れ構造によって誘導されます。いくつかのフロー構成では、巨大な過剰反射と異常な吸収挙動が発生します。他のフロー体制では、吸収に対するその影響は弱いことが示されています。
太陽周期の物理学に基づく予測モデルの比較 25
物理学に基づく太陽周期予測は、太陽周期に関する理解を検証する効果的な方法を提供します。サイクル25の開始前に、いくつかの物理学に基づく太陽周期予測が開発されました。これらの予測では、磁束輸送ダイナモ(FTD)モデル、表面磁束輸送(SFT)モデル、または2種類のモデルの組み合わせを使用します。これらの予測の背後にある一般的な物理学は、サイクルの最小値付近の表面ポロイダルフィールドがその後のサイクル強度を支配することです。レビューでは、最初にSFTモデルとFTDモデルを簡単に紹介します。次に、予測子とは何か、予測子を取得する方法、予測子を使用する方法、および何を予測するかの4つの側面から、7つの物理ベースの予測モデルを比較します。最後に、2つのSFT数値テストによる予測に対する同化マグネトグラムの大きな効果を示します。初期のマグネトグラムと黒点の出現の両方の不確実性は、結果に大きな影響を与えるため、そのような物理学に基づく予測に含める必要があることをお勧めします。また、レビューでは、予測結果の評価ではなく、さまざまな予測から何を学ぶことができるかに重点を置いています。
惑星間コロナ質量放出内の複雑さとコヒーレンスの特徴的なスケール: グローバルな太陽圏シミュレーションにおける宇宙船の群れからの洞察
| Title |
Characteristic_Scales_of_Complexity_and_Coherence_within_Interplanetary_Coronal_Mass_Ejections:_Insights_from_Spacecraft_Swarms_in_Global_Heliospheric_Simulations |
| Authors |
Camilla_Scolini,_Reka_M._Winslow,_No\'e_Lugaz,_Stefaan_Poedts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01308 |
3次元(3-D)構造と惑星間コロナ質量放出(ICMEs)の進化の多くの側面は説明されていないままです。ここでは、(1)ICME内の磁場のコヒーレンススケール、および(2)ICME磁気複雑性の動的性質という2つの主なトピックを調査します。EUHFORIAモデルに組み込まれた線形フォースフリースフェロマックモデルを使用して、さまざまな太陽風と相互作用するICMEをシミュレートします。3次元シミュレーションドメインに~20000の宇宙船の群れを配置し、シミュレートされた時系列に基づいて各宇宙船でのICME磁気の複雑さとコヒーレンスを特徴付けます。私たちのシミュレーションは、ICMEが磁気軸に沿ってより低い複雑さとより高いコヒーレンスを保持することを示唆していますが、それらの全体的な複雑さの特徴付けには、軸方向と垂直方向の両方に沿った交差が必要です。他の大規模な太陽風構造と相互作用しない初期半角幅$45^\circ$のICMEの場合、地球規模の複雑さは、$25^\circ$離れたわずか7～12個の宇宙船によって特徴付けることができますが、相互作用が発生した場合、宇宙船の最小数は50～65($10^\circ$で区切られている)に増加します。相互作用がなければ、ICMEコヒーレンスは$45^\circ$、$20^\circ$-$30^\circ$、$15^\circ$-$30^\circ$、$0^\circ$-$10^\circ$で拡張されます。それぞれ$B$、$B_\phi$、$B_\theta$、および$B_r$。コヒーレンスは、パーカーのらせん効果により、東側の側面に比べてICMEの西側の側面でも低くなります。さらに、コヒーレンスは、太陽風構造との相互作用によって3～6分の1に低下します。私たちの調査結果は、ICMEの進化を制御し、将来の専用の複数宇宙船ミッションの計画に役立つ重要なスケールのいくつかを制限するのに役立ちます.
ケプラー日食連星の SDSS-HET 調査。 4 つのベンチマーク バイナリのサンプル
| Title |
The_SDSS-HET_Survey_of_Kepler_Eclipsing_Binaries._A_Sample_of_Four_Benchmark_Binaries |
| Authors |
Kelly_Hambleton,_Andrej_Prsa,_Scott_W._Fleming,_Suvrath_Mahadevan_and_Chad_F._Bender |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01352 |
この作業の目的は、正確にモデル化されたベンチマークグレードの食連星のサンプルを、正確に決定された質量と半径で拡張することです。SloanDigitalSkySurveysIIIおよびIVの一部である遠地点機器と、Hobby-Eberly高解像度スペクトログラフ。4つのシステムすべてについて、不確実性が2.5%以下の質量と半径が得られます。これらの星系のうち3つは軌道周期が9日を超えているため、非常によく特徴付けられた切り離された日食連星のために、パラメーター空間のサンプルが不足している領域を占めています。得られた質量と半径をMESAMIST等時線と比較して、システムの年齢を決定します。すべてのシステムがcoevalであることがわかり、結果がMESAMISTとPHOEBEで一貫していることを示しています。
大マゼラン雲の C II 輝線星の調査。 Ⅱ． [WC] スペクトルの最終結果と C II 放出の起源
| Title |
A_Survey_for_C_II_Emission-Line_Stars_in_the_Large_Magellanic_Cloud._II._Final_Results_and_the_Origin_of_C_II_Emission_in_[WC]_Spectra |
| Authors |
Bruce_Margon,_Nidia_Morrell,_Philip_Massey,_Kathryn_F._Neugent,_and_Robert_Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01380 |
CII7231、7236輝線を持つ大マゼラン雲(LMC)内の星のイメージングと分光検索の最終結果を提示します。目標は、[WC11]星、低質量のWolf-Rayetシーケンスの中で最もクールな星、およびCIIラインが特に目立つことが知られている惑星状星雲の中心星のサブセットを特定して研究することです。LMCの最近の偶然の発見[WC11]は、これらのオブジェクトを特定することは困難ですが、実際には以前に信じられていたよりも一般的である可能性を提起しました。この珍しいクラスのいくつかの新しいメンバーが、この調査で見つかりました。しかし、これらの星のかなりの数が一般的な[WC]人口の中に隠れていないことは明らかです。私たちのスペクトルで観測されたCIIダブレット強度比は、天体を2つの異なるグループにきちんと分けていることが証明されており、CII放射は星風または周囲の星雲のいずれかから発生している可能性が高いことを指摘します。CII放出メカニズムの物理学は、この分岐を正しく説明しています。スペクトルサブタイプは、ほとんどのオブジェクトに対して提案されています。これらの天体について現在利用可能な多数の分光手がかりは、将来の詳細なモデリングを容易にするはずです。
対流駆動ダイナモのエネルギー収支に基づく特性評価
直接数値シミュレーションを使用して、レイリー-ベナール対流によって駆動される回転平面層ダイナモの速度と磁場の間のエネルギー経路を調べます。運動エネルギーと磁気エネルギーは、大規模および小規模ダイナモに関連する生成、輸送、および散逸を研究するために、平均成分と乱流成分に分割されます。このエネルギー収支に基づく特徴付けにより、速度場の性質と境界に課せられた条件に応じて、ダイナモにおける大規模および小規模の磁場生成の明確なメカニズムが明らかになります。
一般修正重力理論の太陽系テスト
過去数十年の間に、暗黒物質の影響を模倣するために、修正された重力理論のさまざまなバージョンが提案されました。従来のニュートン力学または相対論的力学と比較して、これらの理論には、暗黒物質の役割を置き換えるために力学方程式に余分な見かけの力の項が含まれています。一般的に言えば、余分な見かけの力の項は通常、半径に比例するため、銀河や銀河団で失われた質量を説明するために、その効果は大規模なスケールでのみ重要になります。それにもかかわらず、太陽系のような小さな構造では、明らかな影響がまだ観察できる可能性があります。この記事では、一般的な修正重力理論による太陽系の惑星の歳差運動角度の寄与を表す解析的一般式を導出します。この式では、余分な見かけの力の項を半径$rのべき法則で表すことができます。$または$r$の指数関数。修正ニュートン力学(MOND)、創発重力(EG)、修正重力(MOG)の3つの一般的な修正重力理論をテストしました。特に、太陽系のデータに基づいて、MONDで使用される一般的な2つの一般的な補間関数に関連するパラメーターを制約しました。私たちの結果は、MONDの修正された慣性バージョンと修正された重力バージョンの両方に一般的に適用できます。
空間強度干渉法による広域スペクトル光学合成開口イメージング
| Title |
Wide-spectrum_optical_synthetic_aperture_imaging_via_spatial_intensity_interferometry |
| Authors |
Chunyan_Chu,_Zhentao_Liu,_Mingliang_Chen,_Xuehui_Shao,_Yuejin_Zhao_and_Shensheng_Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01036 |
高解像度イメージングは、ますます大きな開口部と連続的に短い波長を使用して達成されます。光学開口合成は、天文学で使用される重要な高解像度イメージング技術です。従来の長基線振幅干渉計は、制御不能な位相変動の影響を受けやすく、波長が短くなるにつれて技術的困難が急速に増大します。HBT実験に触発された強度干渉法は、本質的に位相変動の影響を受けませんが、スペクトル帯域幅が狭く、検出感度が不足します。この研究では、空間強度干渉法に基づく光学合成開口イメージングを提案します。これにより、シングルショットで回折限界の光学開口合成を実現するだけでなく、広いスペクトル帯域幅でのイメージングが可能になります。また、この方法は、サブアパーチャ間の光路差の影響を受けません。シミュレーションと実験は、サブアパーチャ間の最大光路差が$69.36\lambda$に達する、可視光の100$nm$スペクトル幅での空間強度干渉法による光学開口合成回折限界イメージングを提示します。この技術は、光波長でキロメートル長のベースラインにわたる光学開口合成のソリューションを提供することが期待されています。
ホットビッグバンモデルは、\emph{宇宙ニュートリノ背景}の存在を予測します。このニュートリノの原初の槽内の粒子と反粒子の数は異なる可能性があります。これは、非常に初期の時代に起こったプロセスの記憶です。ニュートリノに質量がない場合、ニュートリノが凍結すると、この非対称性は変化しません。ただし、大規模な粒子の場合、非対称性は保存則によって保護されず、物質の不均一性からのヘリシティ反転散乱によって消去される可能性があります。このヘリシティ反転率を評価し、レリックレプトンの非対称性がかつて存在した場合、ニュートリノ質量の現実的な値に対して、地球の近隣に大部分が無傷のままであることを示します。
ヤン・ミルズ理論における一次相転移の状態密度法
| Title |
The_density_of_state_method_for_first-order_phase_transitions_in_Yang-Mills_theories |
| Authors |
David_Mason,_Biagio_Lucini,_Maurizio_Piai,_Enrico_Rinaldi,_Davide_Vadacchino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01074 |
格子場理論を使用して、現象学的に興味深い新しい強結合ゲージ理論における有限温度の一次相転移を研究できます。相転移の近くで発生する準安定ダイナミクスは、標準的な方法で分析すると、制御されていない大きな数値エラーにつながる可能性があります。この寄稿では、標準モデルの強いヤンミルズセクターにおける1次非閉じ込め遷移が、新しい格子法である対数線形緩和アルゴリズムを使用して分析される、プロトタイプの格子計算について説明します。この方法では、指数関数的な誤差を抑制してシステムの状態密度を決定できます。熱力学的観測量は、制御されたエラーで再構築でき、正確な数値予測の有望な方向性を提供します。
赤外線歪みのない宇宙時空の正則化
Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker(FLRW)時空におけるスカラー場の2点関数の正則化を再検討します。断熱正則化は、運動量空間で一連の減算項を提供し、一致点での紫外発散を正常に除去しますが、特にライトフィールドの場合、赤外スケールでパワースペクトルを大幅に歪める可能性があります。この作業では、くりこみプログラムの固有のあいまいさを使用して、スケール$k\lesssimM$の歪みを最小化する新しい減算項のセットを提案します。$M$は任意の質量スケールです。私たちの方法は、局所共分散と一致しており、曲がった時空の一般的な正則化方法と同等です。結果をdeSitter空間のパワースペクトルの正則化に適用します。断熱スキームでは、質量のない場に対して正確に$\Delta_{\phi}^{\rm(reg)}=0$が得られますが、提案された処方箋は、標準的なスケール不変の結果$\Delta_{\phi}^{\rm(reg)}\simeqH^2/(4\pi^2)$超水平スケールで。
コンパクト星の重いバリオン
コンパクト星の高密度物質におけるハイペロンと$\Delta$共鳴の物理を概説します。平均場HartreeおよびHartree-Fock近似における高密度核物質の状態方程式と組成に対する共変密度汎関数アプローチが提示され、ニュートリノの有無にかかわらず、冷たい$\beta$平衡物質、高温および高密度物質をカバーするレジームが示されます。超新星と連星中性子星合体の記述に関連するだけでなく、衝突実験で膨張する核物質を希釈します。コンパクト星の質量、半径、および潮汐変形能に対するコンパクト星のマルチメッセンジャー天体物理学によって近年課された制約に照らして、ハイペロン$\Delta$共鳴を伴うコンパクト星の静的特性について説明します。ハイパー核星の組成に対するＫ中間子凝縮と強い磁場の効果についても論じた。急速に回転するコンパクトなハイパー核星の特性が議論され、重力波イベントで見つかった2.5～2.8太陽質量のコンパクトな天体の観測に直面します。さらに、ハイパー核星の冷却、ニュートリノ放出メカニズムのハイパーニックペアリング、およびハイペロンの開始により生じる冷却曲線の質量階層についても説明します。ハイペロンと$\Delta$共鳴が高温核物質の状態方程式に与える影響を、一過性の天体物理現象に関連する高密度領域とコライダー物理に関連する希薄領域で議論する。このレビューは、ホットハイパー核星とコールドハイパー核星の積分パラメータ間の普遍的な関係と、連星中性子星の合体イベントの分析に対するそれらの意味についての議論で締めくくられます。
バウンスから $R^2$ インフレへの移行
特異でないバウンス宇宙論は、初期宇宙の動機付けされたモデルです。最近の観測データは、正の空間曲率と一致しており、非常に初期の宇宙における自然な崩壊と跳ね返りの段階を可能にします。さらに、バウンス宇宙論は、特異点問題など、インフレーション理論で特定された概念上の欠点を修正する可能性があります。この論文では、アクションに$R^2$項を含む、修正された重力のコンテキストでの古典的な跳ね返りモデルを提示します。バウンスの後、宇宙は$R^2$--termによって駆動されるインフレーションの期間に自然に入ることがわかります。モデルの安定性を分析し、スカラロンがモデルの安定性を支援することを発見しました。
大きなストレンジ クォーク コアを持つ混成星
| Title |
Hybrid_stars_with_large_strange_quark_cores |
| Authors |
M\'arcio_Ferreira,_Renan_C\^amara_Pereira,_Constan\c{c}a_Provid\^encia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01132 |
ハイブリッド星の存在の可能性は、いくつかのマルチクォーク相互作用チャネルを使用して研究されています。ハドロン相は、現在受け入れられている核物質の性質を持つ状態方程式(EoS)で構成され、クォークモデルはいくつかの軽い中間子の真空特性によって制約されます。異なるクォーク相互作用に対するいくつかのNS特性の依存性が分析されます。中性子星観測からの現在の制約により、大きなストレンジネスコンテンツと大きなクォークコアを持つハイブリッド星の存在が可能になることを示しています。
$\Delta(1232)$ 共鳴による超新星アクシオン放射率重バリオンキラル摂動理論
| Title |
Supernova_Axion_Emissivity_with_$\Delta(1232)$_Resonance_in_Heavy_Baryon_Chiral_Perturbation_Theory |
| Authors |
Shu-Yu_Ho,_Jongkuk_Kim,_Pyungwon_Ko,_Jae-hyeon_Park |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01155 |
この論文では、重バリオンカイラル摂動理論における$\Delta(1232)$共鳴を伴うアクシオン放出過程$\pi^-+p\ton+a$によって引き起こされる超新星のエネルギー損失率を評価する。初めて。アクシオン-核子-$\Delta$相互作用を考えると、以前に無視された$\Delta$媒介グラフを$\pi^-+p\ton+a$プロセスに含めます。特に、パイ中間子と陽子の重心エネルギーが$\Delta(1232)$質量に近づくと、$\Delta^0$媒介ダイアグラムは超新星アクシオン放出速度に共鳴寄与を与えることができる。これらの新しい貢献により、典型的な超新星温度では、以前の研究と比較して、超新星アクシオン放出率がKSVZモデルで$\sim$4倍、最大$\sim倍に向上することがわかりました。$\tan\beta$値が小さいDFSZモデルの$5。驚くべきことに、$\Delta(1232)$共鳴が、超新星高温での超新星アクシオン放射率に破壊的な寄与を与えることに気付きました。これは、この研究では重要な結果です。
| Title |
Impact_of_generalized_holonomy_corrections_on_the_cosmological_primordial_power_spectra |
| Authors |
Maxime_De_Sousa,_Killian_Martineau,_Cyril_Renevey,_Aur\'elien_Barrau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01182 |
摂動の伝播は、一般化されたホロノミー補正を使用して完全に一貫した方法で研究され、制約の変形代数が閉じたままであることを保証します。原始宇宙論的パワースペクトルを計算した。補正の詳細な形式が観測量に影響を与えることは避けられませんが、ループ量子宇宙論の主な既知の結果は、この点でロバストであることが示されています。
科学のための月極での活動の管理
| Title |
Managing_Activities_at_the_Lunar_Poles_for_Science |
| Authors |
Ian_A._Crawford,_Parvathy_Prem,_Carle_Peters_and_Mahesh_Anand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01363 |
月の極は、科学的にも、ますます商業的にも興味をそそるユニークな環境です。したがって、次の2つの目的の間には緊張が存在します。(b)月の極域に対する環境への影響を最小限に抑え、将来の科学的調査のためにそれらを保存する。これらの同等に価値のある目的の間の最善の妥協点は、科学的および商業的活動を月の南極に制限することであり、南極での人間の活動の完全な結果が完全に理解され、緩和プロトコルが確立されました。月探査の進行ペースによっては、南極周辺地域での探査や商業活動の影響を適切に評価するために、そのようなモラトリアムが数十年続く可能性があります。長期的な可能性としては、月の北極地域を(おそらく一時的な)惑星公園として指定することを検討することが考えられます。他のユニークな月の環境、ひいては太陽系の他の場所にある他の科学的に重要な場所についても、同様の保護された状態が望ましいかもしれません。
