自己相互作用暗黒物質宇宙論における大質量銀河の性質と観測物
| Title |
Properties_and_observables_of_massive_galaxies_in_self-interacting_dark_matter_cosmologies |
| Authors |
Claudio_Mastromarino_(1_and_2),_Giulia_Despali_(3),_Lauro_Moscardini_(2_and_4_and_5),_Andrew_Robertson_(6),_Massimo_Meneghetti_(4_and_5),_Matteo_Maturi_(3)_((1)_INFN-Sezione_di_Roma_'Tor_Vergata',_(2)_Dipartimento_di_Fisica_e_Astronomia_"A._Righi",_Alma_Mater_Studiorum_Universita_di_Bologna,_(3)_Institut_f\"ur_Theoretische_Astrophysik,_Zentrum_f\"ur_Astronomie,_(4)_INAF-Osservatorio_di_Astrofisica_e_Scienza_dello_Spazio_di_Bologna,_(5)_INFN-Sezione_di_Bologna,_(6)_Jet_Propulsion_Laboratory,_California_Institute_of_Technology) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01403 |
大質量銀河の質量範囲($10^{12}M_{\odot}h^{-1}<M<10^{13.5}M_{\odot}h^{-1}$)。2つのSIDMモデルを検討します。1つは一定の断面積$\sigma/m_{\chi}=1\mathrm{cm^2g^{-1}}$のモデルで、もう1つは断面積が速度に依存するモデルです。ハロー密度プロファイルと濃度を分析し、すべてのシナリオで暗黒物質のみのシミュレーションと流体力学的シミュレーションの予測を比較します。最適なEinastoプロファイルを計算し、結果のパラメーターを以前の研究と比較して、最適な濃度-質量関係を定義します。バリオンを含めると、DMのみの場合と比較して、異なる暗黒物質モデル間の違いが減少することがわかりました。SIDM水力発電では、CDM密度プロファイルからの偏差は質量にわずかに依存します。最も質量の大きいシステム($M>10^{13}M_{\odot}h^{-1}$)はコアプロファイルを示しますが、最も質量の少ないシステムは1つ($M<10^{12.5}M_{\odot}h^{-1}$)は鋭いプロファイルを持っています。最後に、暗黒物質の割合と強いレンズアインシュタイン半径の分布を調べて、シミュレーションの予測を観測結果と比較します。SIDMでは、CDMよりも星の質量が増加するにつれてDMの割合がより急速に減少し、SIDMの特徴的な特徴である$M_{*}>10^{11}M_{\odot}$で割合が低くなることがわかりました。同時に、CDMとSIDMの両方のハイドロランから得られたアインシュタイン半径の分布は、観測された$M>10^{13}M_{\odot}h^{-1}$の強いレンズのサンプルに匹敵します。自己相互作用とバリオンの間の相互作用は、この質量スケールでのCDMモデルとSIDMモデルの間の予想される差異を大幅に減らすことができ、銀河の内部領域の暗い質量と明るい質量を分離できる技術が自己を制約するために必要であると結論付けています。相互作用。
Extended Delta-map: CMB 偏光観測のためのマップベースの前景除去方法
| Title |
Extended_Delta-map:_a_map-based_foreground_removal_method_for_CMB_polarization_observations |
| Authors |
Yuto_Minami,_Kiyotomo_Ichiki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01773 |
宇宙マイクロ波偏波異方性の$B$モードパターンを使用してインフレーション重力波に関する情報を抽出するには、天の川銀河から前景放射を除去する必要があります。これまでの前景除去のデルタマップ法では、観測バンド数が想定する前景モデルのパラメータ数に制限されており、観測バンド数を増やして感度を向上させることは困難でした。ここでは、前の方法を拡張して、任意の数の観測バンドに適応できるようにします。パラメトリック尤度と現実的な前景およびCMBシミュレーションを使用して、我々の方法が大きなバイアスを引き起こすことなく、テンソルとスカラーの比率$r$に対する感度を高めることができることを示します。
ランダムに配置された平らな回転楕円体を通る視線。クエーサー吸収雲のサイズ
ランダムに配向された平らな回転楕円体は、広範囲の天体物理現象を記述するために使用されてきました。ここでは、この幾何学的アプローチを使用して、クエーサー吸収雲を通る視線を表す方程式を導き出し、雲のサイズを制限します。
2018 CMB Planck データに照らした暗黒エネルギーの指数状態方程式
| Title |
An_exponential_equation_of_state_of_dark_energy_in_the_light_of_2018_CMB_Planck_data |
| Authors |
M\'onica_N._Castillo-Santos,_A._Hern\'andez-Almada,_Miguel_A._Garc\'ia-Aspeitia,_Juan_Maga\~na |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01974 |
宇宙のダイナミクスは、Gong-Zhangパラメータ化として知られるダークエネルギーの状態方程式の指数関数を使用して分析されます。モデルで提示される自由パラメーターの位相空間は、宇宙マイクロ波背景放射、宇宙クロノメーター、水素II銀河からのモジュラス距離、タイプIa超新星、およびバリオン音響振動からの測定値を使用して、ジョイント解析からのより強い境界と共に制約されます。宇宙論モデルは$\Lambda$CDMに直面しており、データが分離されている場合は指数モデルが優先されますが、ジョイント分析で$\Lambda$CDMの強力な証拠があることを観察しています。結合解析に基づいて、$\omega_0=-1.202^{+0.027}_{-0.026}$の値が、状態方程式で表される特性パラメーターに対して検出されます。さらに、現時点での宇宙パラメータが報告され、$q_0=-0.789^{+0.034}_{-0.036}$、$j_0=1.779^{+0.130}_{-0.119}$、および遷移減速-加速赤方偏移$z_T=0.644^{+0.011}_{-0.012}$.さらに、宇宙の年齢は$t_U=13.788^{+0.019}_{-0.019}$Gyrsと推定されます。最後に、$\mathbf{\mathbb{H}}0(z)$の診断の下で、このモデルが$H_0$の緊張を緩和できることについて説明します。
相互作用するダーク エネルギー モデルをハロー濃度と質量関係で制約する
| Title |
Constraining_interacting_dark_energy_models_with_the_halo_concentration_-_mass_relation |
| Authors |
Yu_Zhao,_Yun_Liu,_Shihong_Liao,_Jiajun_Zhang,_Xiangkun_Liu,_Wei_Du |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02050 |
相互作用する暗黒エネルギー(IDE)モデルは、暗黒物質と暗黒エネルギーの間の相互作用を考慮することにより、微調整と同時発生の問題を解決する可能性を秘めた有望な代替宇宙論モデルです。以前の研究では、このモデルのダークセクター間のエネルギー交換が暗黒物質のハロー特性に大きな影響を与える可能性があることが示されています。この研究では、宇宙論的な$N$体シミュレーションの大規模なセットを利用して、IDEモデルにおけるハロー濃度-質量($c$-$M$)関係の赤方偏移の進化を分析し、$c$が-$M$関係は、相互作用強度パラメータ$\xi_2$の敏感なプロキシであり、特に赤方偏移が低くなります。さらに、$z=0$から$0.6$の範囲の赤方偏移における$c$-$M$関係の$\xi_2$への依存を定量化するために、パラメータ化された式を構築します。パラメータ化された数式は、$\xi_2$を観察的な$c$-$M$関係で制約するのに便利なツールを提供します。最初の試みとして、X線、重力レンズ効果、および銀河の回転曲線観測からのデータを使用し、$\xi_2$の厳密な制約、つまり$\xi_2=0.071\pm0.034$を取得します。私たちの作業は、ハローアセンブリ履歴を反映するハロー$c$-$M$関係が、IDEモデルを制約するための強力なプローブであることを示しています。
自然選択によるハッブル定数：ハッブル張力の進化チップ
| Title |
Hubble_constant_by_natural_selection:_Evolution_chips_in_the_Hubble_tension |
| Authors |
Reginald_Christian_Bernardo_and_You-Ru_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02203 |
近似ベイジアン計算(ABC)アルゴリズムは、生物学における自然選択を統計モデルの選択とパラメーター推定の指針と見なしています。このABCアプローチを宇宙論に取り入れ、それを使用して、ハッブル定数事前分布の選択に固定されたどのモデルがデータによって優先されるかを推測します。すべての実行で、プランクハッブル定数($H_0=67.4\pm0.5$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$)が常にSH$0上のABCによって自然に選択されることがわかりました。$ES推定($H_0=73.30\pm1.04$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$)。この結果は、超新星、宇宙クロノメーター、バリオン音響振動、成長データなどのデータセットをどのように混合しても保持されます。従来のMCMCと比較して、ABCは常により狭い宇宙論的制約をもたらしますが、対応するMCMC事後分布内で一貫性を保つことがわかります。
CONCERTO: 117 $\rm deg^2$ フィールドでの銀河の CO、[CII]、および [CI]
線放出のシミュレーションと、フィールド間の分散の影響
| Title |
CONCERTO:_Simulating_the_CO,_[CII],_and_[CI]_line_emission_of_galaxies_in_a_117_$\rm_deg^2$_field_and_the_impact_of_field-to-field_variance |
| Authors |
A._Gkogkou,_M._B\'ethermin,_G._Lagache,_M._Van_Cuyck,_E._Jullo,_M._Aravena,_A._Beelen,_A._Benoit,_J._Bounmy,_M._Calvo,_A._Catalano,_S._Cora,_D._Croton,_S._de_la_Torre,_A._Fasano,_A._Ferrara,_J._Goupy,_C._Hoarau,_W._Hu,_T._Ishiyama,_K._K._Knudsen,_J.-C._Lambert,_J._F._Mac\'ias-P\'erez,_J._Marpaud,_G._Mellema,_A._Monfardini,_A._Pallottini,_N._Ponthieu,_F._Prada,_Y._Roehlly,_L._Vallini,_F._Walter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02235 |
サブミリ領域では、スペクトルラインスキャンとライン強度マッピング(LIM)は、宇宙時間にわたる銀河の低温ガス含有量と星形成率の新しい有望なプローブです。ただし、これらの2つの測定値は両方とも、フィールド間の差異に悩まされます。CONCERTOなどの将来のLIM実験から予測されるCOおよび[CII]パワースペクトルに対するフィールド間の分散の影響、および現在使用されている線光度関数(LF)および宇宙分子ガス質量密度に対する影響を研究します。スペクトルラインスキャンから得られます。宇宙論的シミュレーションからの117$\rmdeg^2$ダークマターライトコーンと、シミュレートされた赤外線ダスト銀河系外空(SIDES)アプローチを組み合わせました。COLFの不確実性を20%未満に抑えるには、少なくとも0.1$\rmdeg^2$の調査サイズが必要であることがわかりました。さらに、ポアソン分散のみを使用してフィールド間の分散を考慮すると、分散全体を最大80%過小評価する可能性があります。光度が低く、調査規模が大きいほど、過小評価のレベルが高くなります。$z$<3では、宇宙分子ガス密度に対するフィールド間の分散の影響は、4.6arcmin$^2$フィールドでは40%にもなりますが、0.2度より大きい領域では10%未満になります。$^2$。ただし、$z>3$では、調査サイズに応じて分散はよりゆっくりと減少し、たとえば1deg$^2$フィールドでは10%未満に低下します。最後に、COおよび[CII]LIMパワースペクトルは、$\rm1deg^2$フィールドで最大50%変化する可能性があることがわかりました。これにより、最初の1deg$^2$サーベイによって提供される制約の精度が制限されます。ショットノイズパワーのレベルは、検出しきい値のすぐ下にあるソースによって常に支配されます。現在または将来のLIM実験のフィールド間の分散を推定するための分析式を提供します。コードと完全なSIDES-Uchuu製品(カタログ、キューブ、マップ)は公開されています。
| Title |
A_test_of_linearity_of_the_ratio_of_dark_matter_to_baryonic_matter_in_galaxy_clusters |
| Authors |
Varenya_Upadhyaya,_Shantanu_Desai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02326 |
私たちは、銀河団の半径の関数として暗黒物質とバリオン物質の比率の線形性を探します。これは、Lovas(arXiv:2206.11431)による最近の結果に動機付けられたものです。SPARCサンプル。この分析では、HIFLUGCSサンプルからの54個の非クールコアクラスターのサンプルを使用しました。個々のクラスターの半径の関数として、前述の比率の線形傾向の証拠は見つかりません。次に、積み重ねたサンプルに対してこの分析を繰り返しますが、これもこの直線性を示していません。したがって、Lovasによって発見された線形スケーリングは、すべてのスケールで暗黒物質ハローの普遍的な特性ではありません。
| Title |
Methods_for_quasar_absorption_system_measurements_of_the_fine_structure_constant_in_the_2020s_and_beyond |
| Authors |
Dinko_Milakovi\'c,_Chung-Chi_Lee,_Paolo_Molaro,_John_K._Webb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02458 |
この記事では、高解像度クエーサー分光法から得られる基本定数の宇宙論的測定を大幅に改善した2つの主要な最近の開発について概説します。1つ目は、高解像度スペクトログラフへの天文学的レーザー周波数コムの展開であり、2つ目は、人工知能手法に基づくスペクトル分析ツールの開発です。前者は、これまで支配的だった機器の不確実性の原因をほとんど排除しましたが、後者は、クエーサー吸収系の微細構造定数($\alpha$)を測定するための最適な方法を確立しました。これらの方法は、新しいESPRESSOスペクトログラフと超大型望遠鏡の将来のANDESスペクトログラフによって収集されたデータに使用して、前例のない精度で偏りのない$\Delta\alpha/\alpha$測定値を生成できます。
3D 光化学気候モデルからの大酸化イベントのダイナミクス
| Title |
Dynamics_of_the_Great_Oxidation_Event_from_a_3D_photochemical-climate_model |
| Authors |
Adam_Yassin_Jaziri,_Benjamin_Charnay,_Franck_Selsis,_Jeremy_Leconte,_Franck_Lefevre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01389 |
始生代から原生代にかけて、地球の大気は、大酸化イベント(GOE)として知られる約2.4から2.1Gyrにかけて、無酸素状態から有酸素状態へと大きく変化しました。この急速な移行は、オゾン層の形成によって引き起こされる大気の不安定性に関連している可能性があります。以前の作品はすべて1D光化学モデルに基づいていました。ここでは、3D光化学気候モデルを使用してGOEを再検討し、大気循環の影響の可能性と、気候と酸化のダイナミクスとの結合を調査します。日周変動、季節変動、および輸送変動が、1Dモデルと比較して大きな変化をもたらさないことを示します。それにもかかわらず、大気の光化学損失の温度依存性を強調しています。始生代後期の冷却は、酸素化の引き金となった可能性があります。さらに、GOE中に発生したヒューロン氷河期が酸素レベルの進化に変動をもたらした可能性があることを示します。最後に、GOEの直後に発生すると予想される酸素のオーバーシュートは、メタンのオーバーシュートを伴っている可能性が高いことを示します。このような高いメタン濃度は、気候に影響を与え、ヒューロン氷河のダイナミクスに役割を果たした可能性があります。
火星の残りの季節的な水氷パッチの融解の可能性
火星では、季節的な極地の氷冠が後退した後、火星の表面と大気の熱伝導率が低いために日陰に残された小さな氷のパッチが、夏の間直射日光に遭遇する可能性があります.これらのパッチは大幅に温まる可能性があり、HiRISE画像を調査して、これらの場所で液相がどのように出現するかを以下で分析しました。利用可能な1400枚の画像のうち、場所と季節の選択基準に適合する110枚の画像を分析し、37枚の画像に小さな氷のパッチが含まれていることを特定しました。雲や地層や岩石の明るい色合いなど、他の明るい部分との分離は、それらの青みがかった色と、局所的な地形の陰影との強いつながりによって可能になりました。これらの領域は、-40{\deg}から-60{\deg}の緯度帯の140{\deg}から200{\deg}太陽経度の範囲にあります。氷塊の直径は1.5～300メートルの範囲であり、季節的な極冠がこの地域を通過した後でも、19～133火星日の期間にわたって地表にとどまります。火星気候データベース(MCD)の助けを借りて、表面温度をシミュレートし、22の分析地域でのCO2とH2Oの氷被覆を予測しました。モデルから判断すると、正午の平均気温は水の融点である273Kに達していないため、巨視的なスケールで液体の水が発生する可能性は非常に低いですが、氷の界面での事前融解(a数ナノメートルの厚さの水層)が、層状の氷と水の氷の間に形成される可能性があります。
軌道振幅に基づく分離と混沌とした海の検出
最大離心率法(MEM)は、惑星系とその安定性を分析するための標準的なツールです。この方法は、初期条件のサンプリングされた領域にわたって軌道の最大ストレッチを推定することになります。本稿では、MEMを活用して、分離と混沌とした海の鋭い検出器を紹介します。ほぼ可積分な作用角ハミルトニアン、つまり直径のMEMアナログを導入した後、多共振モードとジャンクションを備えた低次元の動的システムを使用して、カオス運動をサポートし、直径メトリックのドライバーを認識します。これが評価されたら、このアプリケーションの規則性を測定する二次微分ベースのインデックスを提示します。この量は、分離、共鳴ウェブ、混沌とした海を検出するための高感度で堅牢な指標になります。平均運動共鳴の影響を受ける惑星の場合の$N$体シミュレーションのコンテキストで、このフレームワークの実用的なアプリケーションについて説明し、そうでなければ元のMEMでは検出されない、位相空間の微細な構造を区別するインデックスの能力を実証します。.
自転する惑星の周りの周惑星円盤の境界層 I. ロスビー波の効果
巨大ガス惑星は、惑星周円盤(CPD)から降着すると考えられています。CPDは通常、惑星の近くの境界層(BL)を通過する降着を伴います。これまでの研究は、自転していない惑星のBLに集中していました。BL内の波の挙動に対する惑星のスピンの影響を調査します。このようなBLの回転プロファイルは、剛体回転からケプラー回転への急激な移行を示します。線形摂動解析の観点から、これらのBLの角運動量輸送を調べます。回転する惑星に関連するグローバルな慣性音響モードが、角運動量の流入とガスの降着を引き起こすことを発見しました。この作業では、新しい種類のグローバルモード、つまりロスビーモードを識別します。ロスビーモードは、角運動量の流出と回転する惑星からのガスの減少につながる可能性があります。ロスビーモードは、惑星のスピンと質量を調整する負のフィードバックを提供します。BLの幅、マッハ数、惑星の自転速度の関数として、2つのモードの成長速度を比較します。私たちの結果は、巨大惑星の末端スピンと漸近質量の根底にある流体力学的メカニズムを明らかにしています。
衝突によって引き起こされる火星の二分法の実現可能性の調査
| Title |
Investigating_the_Feasibility_of_an_Impact-Induced_Martian_Dichotomy |
| Authors |
Harry_A._Ballantyne,_Martin_Jutzi,_Gregor_J._Golabek,_Lokesh_Mishra,_Kar_Wai_Cheng,_Antoine_B._Rozel,_Paul_Tackley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02466 |
巨大な衝突は、「火星の二分法」として知られる火星の2つの半球の間の高度と地殻の厚さの劇的なコントラストを説明すると一般に考えられています。当初、このシナリオは、巨大な衝突盆地（「ボレアリス盆地」と呼ばれる）につながる北半球での衝突に言及していましたが、最近の研究では、衝突によって誘発された地殻生成を通じて二分法を生み出すハイブリッド起源が示唆されました.しかし、これらの研究の大部分は、そのような大規模では不正確な衝撃スケーリング則に依存しており、現実的な衝撃モデルを含むものは、過度に単純化された地球物理学的モデルを利用し、材料の強度を無視しています.ここでは、地殻生成と原始地殻のより洗練された地球物理学的スキームと組み合わせた、強度を含む平滑化粒子流体力学（SPH）衝突シミュレーションの大規模なスイートを使用して、火星のいずれかの半球への巨大な衝突の実現可能性を同時に調査します。二分地殻分布、および球面調和解析を利用して、最適なケースを特定します。過剰な地殻の生成と、今日の火星の南半球では見られない強力な対蹠効果の両方がなければ、標準的なボレアリス形成の衝突は不可能であることがわかります。代わりに、私たちの結果は、結晶化時に北半球よりも厚い地殻をもたらす南半球の衝突とそれに続く局所的なマグマ海を支持します。具体的には、二分法形成イベントの原因となった発射体が半径500～750kmであり、衝突角度15～30{\deg}で1.2～1.4倍の速度で火星に衝突したことを、私たちの最も適切なケースは示唆しています。相互脱出速度($\sim$6-7km/s)。
NASA の惑星データ システムにおける巨大惑星の観測
| Title |
Giant_Planet_Observations_in_NASA's_Planetary_Data_System |
| Authors |
Nancy_J._Chanover,_James_M._Bauer,_John_J._Blalock,_Mitchell_K._Gordon,_Lyle_F._Huber,_Mia_J._T._Mace,_Lynn_D._V._Neakrase,_Matthew_S._Tiscareno_and_Raymond_J._Walker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02492 |
太陽系外縁部へのミッションは、太陽系内縁部よりもはるかに少ないが、巨大惑星に向けられた宇宙船は幅広い基本的な調査を実施し、これらの複雑なシステムの理解を再形成し続けるデータを返してきた。データが取得されました。これらのデータは保存されており、国内および国際的な惑星科学アーカイブからアクセスできます。NASAのすべての惑星ミッションと機器のデータは、NASA惑星データシステム(PDS)の科学分野ノードから入手できます。今後、PDSは、いくつかの今後のミッションおよび派生データセットからの巨大惑星データの主要なリポジトリとなり、PDSに既にアーカイブされているリモートセンシング巨大惑星データの解釈を支援するために実施される研究をサポートします。
MUSE-ALMA Haloes VIII: 銀河系周中ガスの統計的研究
| Title |
MUSE-ALMA_Haloes_VIII:_Statistical_Study_of_Circumgalactic_Medium_Gas |
| Authors |
Simon_Weng,_C\'eline_P\'eroux,_Arjun_Karki,_Ramona_Augustin,_Varsha_P._Kulkarni,_Roland_Szakacs,_Martin_A._Zwaan,_Anne_Klitsch,_Aleksandra_Hamanowicz,_Elaine_M._Sadler,_Andrew_Biggs,_Alejandra_Y._Fresco,_Mattjew_Hayes,_J._Christopher_Howk,_Glenn_G._Kacprzak,_Harald_Kuntschner,_Dylan_Nelson,_Max_Pettini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01395 |
銀河系周辺媒質(CGM)内のガスと金属の分布は、銀河の進化に重要な役割を果たします。MUSE-ALMAHalosサーベイは、MUSE、ALMA、およびHST観測を組み合わせて、CGM内の多相ガスの特性と、吸収でプローブされたガスに関連する銀河を制約します。この論文では、赤方偏移$0.2\lesssimz\lesssim1.4$の32個の強力な\ion{H}{i}Ly-$\alpha$吸収体に関連する銀河の特性を分析します。19のMUSEフィールドで、吸収体の$\pm500$\kms\!以内に79の銀河を検出しました。これらの関連する銀河は5.7kpcからの物理的距離で発見され、星形成率は$0.1$\Moyrに達します。関連付けられた銀河のかなりの数により、$\Deltav$および$b$平面上で物理分布をマッピングすることができます。以前の研究に基づいて、これらの関連銀河の物理的および星雲特性を調べ、次のことを発見しました。吸収体のイオン{H}{i}列密度は、シミュレーションから予想されるように、最も近い銀河の衝突パラメーター（ビリアル半径でスケーリング）と逆相関しています。iii）関連する銀河の金属量は通常、減少する吸収体の金属量よりも大きくなります。より大きな影響パラメータで。強力な\ion{H}{i}吸収体は通常、複数の銀河に関連付けられていますが、それらを使用してCGM内のガスと金属の分布を統計的にマッピングできることが明らかになりました。
分子雲母集団の構築: 雲の合併の役割
| Title |
Building_the_molecular_cloud_population:_the_role_of_cloud_mergers |
| Authors |
Maya_S._Skarbinski,_Sarah_M._R._Jeffreson,_Alyssa_A._Goodman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01396 |
移動メッシュコードArepo内の天の川のような銀河のシミュレーション内で分子雲の合体の物理的要因を研究し、これらの合体が銀河雲集団の質量分布と星形成効率に及ぼす影響を判断します。これらの合体の83%は5km/s未満の相対速度で発生し、大規模な原子ガスの流れに関連していることがわかります。これは主に、(1)超新星爆発によって引き起こされた高温の電離ガスの気泡の拡大と(2)銀河の回転。これらの合体の主な効果は、分子量をより高い質量の雲に集約することです。合体は、質量M>2x10^6Msunの雲に含まれる分子量の50%以上を占めます。これらの高質量の雲は、結合していない低質量の前駆体よりも高い密度、内部速度分散、瞬間的な星形成効率を持っています。そのため、シミュレートされた銀河での瞬間的な星形成効率の平均は、1Myrあたりの雲の合体率がわずか1%であり、合体を含まない同様の雲の集団よりも25%高くなります。
| Title |
The_Star_Formation_History_of_the_Milky_Way's_Nuclear_Star_Cluster |
| Authors |
Zhuo_Chen_(1),_Tuan_Do_(1),_Andrea_M._Ghez_(1),_Matthew_Hosek_Jr._(1),_Anja_Feldmeier-Krause_(2),_Devin_Chu_(1),_Rory_Bentley_(1),_Jessica_R._Lu_(3),_Mark_R._Morris_(1)_((1)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_California,_Los_Angeles,_USA,_(2)_Max_Planck_Institute_for_Astronomy,_Germany,_(3)_Department_of_Astronomy,_University_of_California,_Berkeley,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01397 |
天の川の核星団(NSC)の最初の星形成史研究を報告します。これには、星の金属量測定の大規模なサンプルからの観測制約が含まれます。これらの金属量の測定値は、中央の1.5pc内にある770個の後期型星のふたご座およびVLTからの最近の調査から得られました。これらの金属量の測定値は、測光および分光学的に導出された温度とともに、ベイジアン推論アプローチを使用してフォワードモデル化されます。以前は拘束が困難であった低温赤色巨星が考慮されるようになったため、金属量の測定値を含めることで全体的な適合の質が向上し、最適な適合は2成分モデルを支持します。主成分は質量の93%$\pm$3%を含み、金属が豊富($\overline{[M/H]}\sim$0.45)で、年齢は5$^{+3}_{-2}$Gyr固定(太陽)金属量での以前の研究よりも$\sim$3Gyr若かった。この若い年齢は、NSCと超大質量ブラックホールが初期に同時に形成された共進化モデルに挑戦します。マイナー人口成分は金属量が低く($\overline{[M/H]}\sim$-1.1)、恒星質量の$\sim$7%を含んでいます。マイナーコンポーネントの年齢は不明です(0.1-5Gyr歳)。推定されたパラメータを使用して、次のNSC恒星残骸集団を推測します($\sim$18%の不確実性):1.5$\times$10$^5$中性子星、2.5$\times$10$^5$恒星質量ブラックホール(BHs)および2.2$\times$10$^4$BH-BHバイナリ。これらの予測は、太陽の金属量を仮定した以前の予測と比較して、中性子星の数が2から4分の1になるという結果をもたらし、いわゆる「失われたパルサーの問題」を理解する可能性のある新しい道をもたらします。最後に、BH-BH合併率(0.01-3Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$)の最新の予測を提示します。
EAGLEシミュレーションとSDSS銀河の金属量-星質量-SFR関係からの銀河流出に関する制約
| Title |
Constraints_on_galactic_outflows_from_the_metallicity-stellar_mass-SFR_relation_of_EAGLE_simulation_and_SDSS_galaxies |
| Authors |
Yuanye_Lin_(1),_Ying_Zu_(1)_((1)_SJTU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01402 |
星のフィードバック駆動型の流出は、星の形成と銀河の化学的濃縮を調節しますが、銀河の特性に対する質量流出速度の根本的な依存性はほとんど知られていません。$z{=}0でSDSSによって観測された金属量-恒星質量-SFR関係を使用して、流出の質量負荷係数$\eta$を制約するために、シンプルでありながら包括的な非平衡化学進化モデル~(NE-CEM)を開発します。$.私たちのNE-CEMは、星形成と質量負荷の両方の履歴を明示的に追跡することにより、化学的濃縮を予測します。EAGLEシミュレーションを調査した結果、銀河の平均的な星形成の歴史を正確に説明する、コンパクトで柔軟なモデルを発見しました。$\eta$を化学的に測定する新しい方法をEAGLEに適用すると、$\eta$は星の質量と特定のSFRへの依存性によって、$\log\eta\proptoM_*^{\alpha}s{\としてパラメーター化できることがわかりましたmathrm{SFR}}^{\beta}$、EAGLEでは$\alpha{=}{-}0.12$および$\beta{=}0.32$。私たちの化学的に推定された$\eta$は、ミッチェルらによる運動学的測定と非常によく一致しています。EAGLEで広範なテストを行った後、SDSSデータにNE-CEMベイジアン分析を適用し、$\log(\eta/1.585)=0.731{\pm}0.002\times(M_*/10^{9.5)という厳しい制約を導き出しました。}M_{\odot})^{-0.222\pm0.004}(s{\mathrm{SFR}}/10^{-9.5}年^{-1})^{0.078\pm0.003}$,inダウンザバレル測定値とよく一致しています。私たちの最適なNE-CEMは、$z{=}0$での金属量と星の質量とSFRの関係を正確に説明するだけでなく、より高い赤方偏移でのいわゆる「基本的な金属量の関係」をうまく再現しています。さまざまな銀河が星を形成し、そのガスを非平衡状態で濃縮しますが、宇宙の時間全体で驚くほど一貫した方法をとっています。
オリオン座の 3D ビュー: I. バーナードのループ
| Title |
A_3D_View_of_Orion:_I._Barnard's_Loop |
| Authors |
Michael_M._Foley,_Alyssa_Goodman,_Catherine_Zucker,_John_C._Forbes,_Ralf_Konietzka,_Cameren_Swiggum,_Jo\~ao_Alves,_John_Bally,_Juan_D._Soler,_Josefa_E._Gro{\ss}schedl,_Shmuel_Bialy,_Michael_Y._Grudi\'c,_Reimar_Leike,_and_Torsten_Ensslin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01405 |
バーナードループは、オリオン星形成領域に位置するH$\alpha$放射の有名な弧です。ここでは、バーナードループの形成メカニズムの可能性の証拠を提供し、結果を最近の研究と比較して、約6Myr前にこの地域で主要なフィードバックイベントが発生したことを示唆しています。大規模なオリオン領域の3Dモデルを提示します。これは、大きなダストキャビティの中央にあるOBP-Near/Brice\~{n}o-1(OBP-B1)クラスターのコヒーレントで放射状の3D拡張を示しています。この領域の大規模なガスは、元々オリオンXであると提案されていた中心点から膨張しているようにも見えます。OBP-B1は別の中心として機能しているように見えます。拡大の原因になります。どちらのクラスターも単一の拡張センターとして機能したのではなく、両方からのフィードバックの組み合わせが拡張を推進した可能性が高いことがわかりました.最近の3Dダストマップは、地域全体の3Dトポロジーを特徴付けるために使用されます。これは、バーナードループとOPB-B1クラスターの周りの大きなダストキャビティとの対応を示しています。オリオンA、オリオンB、オリオン$\lambda$の分子雲は、この空洞の殻に存在します。星とガスの両方からの重力効果の単純な推定は、この非対称空洞の膨張がOBP-B1の運動学に異方性を引き起こした可能性が高いことを示しています。OBP-B1からのフィードバックが、オリオンA、オリオンB、およびオリオン$\lambda$分子雲の構造に影響を与え、バーナードループの形成に大きな役割を果たした可能性があると結論付けています。
初期の大質量星は星形成と階層的星団形成を抑制する
| Title |
Early_Forming_Massive_Stars_Suppress_Star_Formation_and_Hierarchical_Cluster_Assembly |
| Authors |
Sean_C._Lewis,_Stephen_L._W._McMillan,_Mordecai-Mark_Mac_Low,_Claude_Cournoyer-Cloutier,_Brooke_Polak,_Martijn_J._C._Wilhelm,_Aaron_Tran,_Alison_Sills,_Simon_Portegies_Zwart,_Ralf_S._Klessen,_Joshua_E._Wall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01465 |
大質量星からのフィードバックは、星団の形成に重要な役割を果たします。非常に大質量の星が星団形成のタイムラインの早い段階で生まれるか遅い段階で生まれるかは、星団の形成と組み立てのプロセスに大きな影響を与えます。星団の形成に対する初期形成の大質量星の影響を特徴付けるために、制御された実験を実行します。星形成ソフトウェアスイート$\texttt{Torch}$を使用し、自己重力磁気流体力学、レイトレーシング放射伝達、$N$-ボディダイナミクス、恒星フィードバックを組み合わせて、最初は同一の4つの$10^4$M$_\をモデル化します$521.5\mbox{cm}^{-3}$でピークに達するガウス密度プロファイルを持つodot$巨大分子雲。$\texttt{AMUSE}$フレームワークを通じて$\texttt{Torch}$ソフトウェアスイートを使用して、3つのモデルを修正し、形成される最初の星が非常に大きくなるようにします(50、70、100M$_\odot$)。）。初期の大質量星の形成は、出生ガスの構造を乱し、星形成領域からのガスの急速な排出をもたらします。星形成率が抑制され、形成される星の総質量が減少します。初期の大質量星を含まない私たちの基準制御モデルは、他のモデルと比較して最大3倍の星形成率と効率を持っています。初期に形成された大質量星は、空間的に分離され、重力的に束縛されていないサブクラスターの構築を促進しますが、制御モデルは単一の大質量クラスターを形成します。
PHANGS-JWST の最初の結果: 21 $\mu$m のコンパクト ソース母集団
| Title |
PHANGS-JWST_First_Results:_The_21_$\mu$m_Compact_Source_Population |
| Authors |
Hamid_Hassani_(1),_Erik_Rosolowsky_(1),_Adam_K._Leroy_(2),_Mederic_Boquien_(3),_Janice_C._Lee_(4_and_5),_Ashley._T._Barnes_(6),_Francesco_Belfiore_(7),_Frank_Bigiel_(8),_Yixian_Cao_(9),_Melanie_Chevance_(10_and_11),_Daniel_A._Dale_(12),_Oleg_V._Egorov_(13),_Eric_Emsellem_(14,_15),_Christopher_M._Faesi_(16),_Kathryn_Grasha_(17_and_18),_Jaeyeon_Kim_(10),_Ralf_S._Klessen_(10_and_19),_Kathryn_Kreckel_(20),_J._M._Diederik_Kruijssen_(11),_Kirsten_L._Larson_(21),_Sharon_E._Meidt_(22),_Karin_M._Sandstrom_(23),_Eva_Schinnerer_(24),_David_A._Thilker_(25),_Elizabeth_J._Watkins_(20)Bradley_C._Whitmore_(26),_Thomas_G._Williams_(24_and_27)_((1)_Department_of_Physics,_University_of_Alberta,_Edmonton,_Alberta,_(2)_Department_of_Astronomy,_The_Ohio_State_University,_USA,_(3)_Centro_de_Astronomia_(CITEVA),_Universidad_de_Antofagasta,_Antofagasta,_Chile,_(4)_Gemini_Observatory/NSFs_NOIRLab,_Tucson,_AZ,_USA,_(5)_Steward_Observatory,_University_of_Arizona,_Tucson,_AZ,_USA,_(6)_Argelander-Institut_for_Astronomie,_University_of_Bonn,_Bonn,_Germany,_(7)_Arcetri_Astrophysical_Observatory_(INF),_Florence,_Italy,_(8)_Argelander-Institut_for_Astronomie,_University_of_Bonn,_Bonn,_Germany,_(9)_Max-Planck-Institut_for_Extraterrestrische_Physik_(MPE),_Garching,_Germany,_(10)_University_of_Heidelberg,_Zentrum_for_Astronomie,_Institut_for_Theoretische_Astrophysik,_Heidelberg,_Germany,_(11)_Cosmic_Origins_Of_Life_(COOL)_Research_DAO,_(12)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Wyoming,_Laramie,_USA,_(13)_Astronomisches_Rechen-Institut,_Zentrum_for_Astronomie_der_University_of_Heidelberg,_Heidelberg,_Germany,_(14)_European_Southern_Observatory,_Garching,_Germany,_(15)_Univ_Lyon,_Univ_Lyon,_ENS_de_Lyon,_CNRS,_France,_(16)_University_of_Connecticut,_Department_of_Physics,_Storrs,_CT,_USA,_(17)_Research_School_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Australian_National_University,_Canberra,_ACT,_Australia,_(18)_ARC_Centre_of_Excellence_for_All_Sky_Astrophysics_in_3_Dimensions_(ASTRO_3D),_Australia,_(19)_University_of_Heidelberg,_Interdisziplinaren_Zentrum_for_Wissenschaftliches_Rechnen,_Heidelberg,_Germany,_(20)_Astronomisches_Rechen-Institut,_Zentrum_for_Astronomie_der_University_of_Heidelberg,_Heidelberg,_Germany,_(21)_AURA_for_the_European_Space_Agency,_Space_Telescope_Science_Institute,_Baltimore,_MD,_USA,_(22)_Sterrenkundig_Observatorium,_Universiteit_Gent,_Gent,_Belgium,_(23)_Department_of_Physics,_University_of_California,_San_Diego,_San_Diego,_CA,_USA,_(24)_Max-Planck-Institut_for_Astronomie,_Heidelberg,_Germany,_(25)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_The_Johns_Hopkins_University,_Baltimore,_USA,_(26)_Space_Telescope_Science_Institute,_Baltimore,_MD,_USA,_(27)_Sub-department_of_Astrophysics,_Department_of_Physics,_University_of_Oxford,_Oxford,_UK_) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01526 |
PHANGS-JWSTデータを使用して、MIRIF2100Wデータを使用して、近くの4つの銀河にある1271個のコンパクトな21$\mu$mソースを識別および分類します。樹状図ベースのアルゴリズムを使用してソースを特定し、2$\mu$mから21$\mu$mまでのJWSTバンドのバックグラウンドを差し引いたフラックス密度を測定します。JWSTおよびHSTバンドのSEDに加えて、ALMAおよびMUSE/VLT観測を使用して、ソースを目で分類します。次に、この分類を使用して色空間の領域を定義し、ソースを分類するための定量的フレームワークを確立します。ターゲット銀河のISMに属するものとして1085のソースを特定し、残りは塵の多い星または背景の銀河です。これらの21$\mu$mのソースは、HII領域(ソースの$>92\%$)と空間的に強く関連していますが、ソースの74$\%$は、HSTデータで定義された恒星の関連付けと一致しています。SEDフィッティングを使用すると、21個の$\mu$mソースの恒星質量が10$^{2}$から10$^{4}~M_\odot$の範囲にまたがり、質量加重年齢が2まで下がっていることがわかりますミル。$L_{\nu,\mathrm{F2100W}}>10^{19}~\mathrm{W~Hz}^の場合、減衰補正されたH$\alpha$と21$\mu$m光度の間には密接な相関関係があります。{-1}$.21$\mu$mで選択された若い埋め込みソース候補は、このしきい値より下で見つかり、$M_\star<10^{3}~M_\odot$を持っています。
高 z OH メガメーザー銀河の電波連続体と OH 線放射
| Title |
Radio_continuum_and_OH_line_emission_of_high-z_OH_megamaser_galaxies |
| Authors |
Zhongzu_Wu,_Yu._V._Sotnikova,_Bo_Zhang,_T._Mufakharov,_Ming_Zhu,_Peng_Jiang,_Yongjun_Chen,_Zhiqiang_Shen,_Chun_Sun,_Hao_Peng,_Hong_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01547 |
$z\geq$0.15の既知のOHメガメーザー銀河のサンプルのアーク秒スケールの電波連続体とOH線放出の研究を、アーカイブの超大型配列(VLA)データを使用して提示します。また、これらの12個のOHM銀河のパイロット500メートル口径の球状電波望遠鏡(FAST)観測の結果も示しています。アーク秒スケールの解像度の画像は、OH放出が1つのコンパクトな構造に分布し、空間的に無線連続体放出に関連付けられていることを示しています。さらに、ほぼすべてのフィッティングコンポーネントはビームサイズ($\sim$1.4")よりも小さい可能性が高く、これは、これらのソースの広いOHラインプロファイルが1つのマッシング領域に由来するか、またはより多くのコンポーネントがサブアーク秒スケールで分布していることを示しています。.明るさ温度、スペクトル指数、q-指数などの電波パラメータは、OH線の光度が著しく低い低赤方偏移OHM銀河との有意差を示さない.これらのパラメータは中央のパワーソース(AGN,スターバースト、またはその両方)、私たちの結果は、核内のラジオAGNの存在がOH放出の形成に必須ではない可能性があることを示しています.このサンプルのOHMの1/3(6/17)は、おそらく角度サイズが小さいため、星間シンチレーション.これらのソースは、このサンプルの最高のOH線フラックス密度に関連付けられているため、この値を過小評価する可能性があります.変動性を研究するための彼女の感度観察。これらの結果は、OHメーザー放出のコンパクトな性質と、選択したサンプルのOHMのスターバーストの起源をサポートしています。
強力だが孤独: 3C 297 は高赤方偏移の化石グループか?
| Title |
Powerful_yet_lonely:_Is_3C_297_a_high-redshift_fossil_group? |
| Authors |
Valentina_Missaglia,_Juan_P._Madrid,_Mischa_Schirmer,_Francesco_Massaro,_Alberto_Rodriguez-Ardila,_Carlos_J._Donzelli,_Martell_Valencia,_Alessandro_Paggi,_Ralph_P._Kraft,_Chiara_Stuardi,_Belinda_J._Wilkes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01707 |
高赤方偏移(z=1.408)で、強力な電波の強い銀河3C297の環境には、銀河団の特徴的な特徴がいくつかあります。その中には、チャンドラのX線観測によって明らかにされた高温ガスの特徴的なハローがあります。さらに、VeryLargeArray(VLA)で得られた電波地図は、3C297から発生するAGNジェットとその環境との相互作用によって作成された、北西方向の明るいホットスポットを示しています。X線画像では、北西の電波ローブと空間的に一致する放射が検出され、電波ホットスポットの位置でピークに達します。私たちの新しいチャンドラデータで観測された拡張された複雑なX線放出は、その電波構造とはほとんど関係がありません。銀河団の属性を持っているにもかかわらず、ジェミニ多天体分光器で得られた3C297の近隣のターゲットの39の新しいスペクトルから、伴銀河は特定されていません。赤方偏移が決定された19の銀河のどれも、3C297と同じ距離にありません。3C297の新しいふたご座スペクトルの光学スペクトル分析は、孤立したタイプII電波ノイズの大きいAGNを明らかにします。また、[OII](3728)では、FWHMが約1700km/sで、最大500～600km/sのラインシフトの可能性があるラインの広がりも検出されました。3C297のホスト銀河は化石グループであり、星の質量のほとんどが単一の天体に融合し、X線ハローを残したと仮定します。
このレビューは、Alvesらによって最近発見されたラドクリフ波に当てられています。分子雲の分析から。これらの著者は、分子雲の狭い鎖を選び出し、ほとんど一直線に伸びており、銀河軸yに対して約30度の傾きに位置している。ラドクリフ波自体は、約160pcの最大振動振幅と約2.5kpcの固有波長を持つ分子雲の減衰垂直振動を表しています。現在までに、ラドクリフ波の存在は、a)星間塵、b)分子雲と密接に関連する非常に若い星および原始星であるメーザー放射線および電波星の源、c)低質量の垂直分布で確認されています。Tタウ型の星、d)大質量のOB星、e)若い散開星団。ラドクリフ波は、若い星の垂直速度にも見られます。さまざまな若い星の垂直速度の分析結果のほとんどは、ラドクリフ波内の星の垂直位置と垂直速度の振動が同期して発生することを示しています。ラドクリフ波の性質は完全に不明です。大多数の研究者は、その発生を、天の川の矮小衛星銀河などのストライカーの銀河円盤に対する外部重力の影響の仮定と関連付けています。
SPARCS-North 広視野 VLBI サーベイ: EVN+e-MERLIN を使用した解決された MicroJy 銀河外電波源集団の調査
| Title |
SPARCS-North_Wide-field_VLBI_Survey:_Exploring_the_resolved_MicroJy_extra-galactic_radio_source_population_with_EVN+e-MERLIN |
| Authors |
Ann_Njeri_(1_and_2),_Robert_J._Beswick_(1),_Jack_F._Radcliffe_(1,_3_and_4),_A._P._Thomson_(1),_N._Wrigley_(5),_T._W._B._Muxlow_(1),_M._A._Garrett_(1),_Roger._P._Deane_(2_and_6),_Javier_Moldon_(7),_Ray_P._Norris_(8_and_9),_Roland_Kothes_(10)_((1)_Jodrell_Bank_Centre_for_Astrophysics,_University_of_Manchester,_Oxford_Road,_Manchester_M13_9PL,_UK,_(2)_School_of_Mathematics,_Statistics_and_Physics,_Newcastle_University,_Newcastle_upon_Tyne_NE1_7RU,_UK,_(3)_Department_of_Physics,_University_of_Pretoria,_Lynnwood_Road,_Hatfield,_Pretoria_0083,_South_Africa,_(4)_National_Institute_for_Theoretical_and_Computational_Sciences_(NITheCS),_1_Jan_Smuts_Ave,_Braamfontein,_Johannesburg,_2000,_South_Africa,_(5)_Jodrell_Bank_Observatory,_Lower_Withington,_Bomish_Ln,_Macclesfield_SK11_9DW,_UK,_(6)_Wits_Centre_for_Astrophysics,_School_of_Physics,_University_of_the_Witwatersrand,_Private_Bag_3,_2050,_Johannesburg,_South_Africa,_(7)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Andaluc\'ia_(IAA,_CSIC),_Glorieta_de_las_Astronom\'ia,_s/n,_E-18008_Granada,_Spain,_(8)_Western_Sydney_University,_Locked_Bag_1797,_Penrith_South_DC,_NSW_2751,_Australia,_(9)_CSIRO_Space_and_Astronomy,_Australia_Telescope_National_Facility,_PO_Box_76,_Epping,_NSW_1710,_Australia,_(10)_Dominion_Radio_Astrophysical_Observatory,_1_Observatory_Crescent,_Ottawa,_ON_K1A_0C6,_Canada) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01874 |
SKAPAthfinderRadioContinuumSurveys(SPARCS)は、一連の参照調査を通じて、かすかな(サブmJy)銀河系外の電波源集団の深部画像を提供しています。SPARCSの重要な科学的目標の1つは、これらのかすかな電波源集団における星形成(SF)からのAGNに関連する電波放出の相対的な寄与を特徴付けることです。スケール(arcsecからmas)。AGNの寄与をSFから分離するために、純粋なAGNをSFから分離する輝度温度カットオフポイントが存在すると仮定します。北部SPARCS(SLOAN)参照フィールドの中心の深い広視野EVN+e-MERLIN、多相中心調査を通じて、コンパクトAGNと拡散SFの間の遷移の多重解像度(10-100mas)ビューを提示します。1.6GHzで。これは、このフィールドの最初の(そして唯一の)VLBI(+e-MERLIN)ミリ秒角分解能観測であり、より広いSPARCS参照フィールドプログラムの観測です。これらの高空間解像度(z~1.25で9pc-0.3kpc)のデータを使用して、e-MERLINでの以前の観測からの52の既知の電波源のターゲットサンプルから11ミリアーク秒スケールの音源が検出され、〜のVLBI検出率が得られます。21%。~9pcの空間スケールでは、これらのソースはジェット構造をほとんどまたはまったく示さず、~0.3kpcでは片側および両側の電波ジェットが同じソースに出現し始め、純粋なAGN放射からAGNおよび星への移行の可能性を示しています。-形成システム。
銀河の物理パラメータを測定する技術: スペクトル エネルギー分布フィッティング技術の重要な評価
| Title |
The_Art_of_Measuring_Physical_Parameters_in_Galaxies:_A_Critical_Assessment_of_Spectral_Energy_Distribution_Fitting_Techniques |
| Authors |
Camilla_Pacifici,_Kartheik_G._Iyer,_Bahram_Mobasher,_Elisabete_da_Cunha,_Viviana_Acquaviva,_Denis_Burgarella,_Gabriela_Calistro_Rivera,_Adam_C._Carnall,_Yu-Yen_Chang,_Nima_Chartab,_Kevin_C._Cooke,_Ciaran_Fairhurst,_Jeyhan_Kartaltepe,_Joel_Leja,_Katarzyna_Malek,_Brett_Salmon,_Marianna_Torelli,_Alba_Vidal-Garcia,_Mederic_Boquien,_Gabriel_G._Brammer,_Michael_J._I._Brown,_Peter_L._Capak,_Jacopo_Chevallard,_Chiara_Circosta,_Darren_Croton,_Iary_Davidzon,_Mark_Dickinson,_Kenneth_J._Duncan,_Sandra_M._Faber,_Harry_C._Ferguson,_Adriano_Fontana,_Yicheng_Guo,_Boris_Haeussler,_Shoubaneh_Hemmati,_Marziye_Jafariyazani,_Susan_A._Kassin,_Rebecca_L._Larson,_Bomee_Lee,_Kameswara_Bharadwaj_Mantha,_Francesca_Marchi,_Hooshang_Nayyeri,_Jeffrey_A._Newman,_Viraj_Pandya,_Janine_Pforr,_Naveen_Reddy,_Ryan_Sanders,_Ekta_Shah,_et_al._(8_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01915 |
銀河の進化の研究は、多波長の銀河観測を物理的特性の観点から解釈する私たちの能力にかかっています。これを行うために、分光測光データから物理パラメーターを推測できるスペクトルエネルギー分布(SED)モデルに依存しています。近年、広くて深い多波長帯の銀河調査のおかげで、高品質のデータ量が大幅に増加しています。データの増加に加えて、SEDフィッティングを実行するアルゴリズムが改善されました。これには、モデリング処方の改善、新しいテンプレート、波長空間でのより広範なサンプリングが含まれます。モデリングの仮定によって引き起こされる不確実性を測定することを目的として、方法と出力を含むさまざまなSEDフィッティングコードの包括的な分析を提示します。z~1とz~3のCANDELS測光カタログのサンプルに、最も一般的に使用される14のSEDフィッティングコードを適用します。星の質量については一致が見られますが、星形成率(SFR)とダスト減衰の結果にはいくつかの不一致が見られます。コード間の違いと偏りを調査するために、コードに設定されているさまざまなモデリングの仮定(星形成の歴史、星雲、塵、AGNモデルなど)が、導出された恒星質量、SFR、およびA_V値。次に、SFRと恒星の質量関係に関するコード間の違いを評価し、恒星の質量(~0.1dex)、SFR(~0.3dex)、およびダスト減衰(~0.3mag)。最後に、SEDフィッティングのベストプラクティスをまとめたリソースをいくつか紹介します。
近くの銀河の kpc スケールでのダスト減衰と 2175 {\AA} 隆起のマッピング
| Title |
Mapping_dust_attenuation_and_the_2175_{\AA}_bump_at_kpc_scales_in_nearby_galaxies |
| Authors |
Shuang_Zhou,_Cheng_Li,_Niu_Li,_Houjun_Mo,_Renbin_Yan_and_the_SwiM_team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01918 |
銀河のダスト減衰特性を測定するための新しいアプローチを開発します。これには、光学とNUVの両方でのダストの不透明度と減衰曲線の形状、および2175{\AA}吸収機能の強度が含まれます。この方法では、観測されたスペクトルから、モデルに依存しないアプローチを使用して相対減衰曲線を導き出します。次に、絶対振幅をNIR測光で校正します。ダスト補正スペクトルは、恒星集団モデルに適合して、NUVからNIRまでの全波長範囲をカバーするダストフリーモデルスペクトルを導出し、観測されたSED/スペクトルと比較してダスト減衰特性を決定します。この方法を適用して、134個の銀河のサンプルをMaNGAの積分場分光法、2MASSのNIRイメージング、およびSwift/UVOTのNUVイメージングで使用して、kpcスケールでダスト減衰を調査します。kpcスケールの領域の減衰曲線は、光学とUVの両方で広範囲の勾配にまたがっていることがわかります。勾配は、光学的不透明度が高いほど浅くなります。この傾向は、サンプルが特定の星形成率(sSFR)、短軸と長軸の比率(b/a)、および個々の銀河内の位置の狭い範囲に限定されている場合でも保持されます。.kpcスケールでの減衰曲線の2175{\AA}バンプは、広範囲の強度を示しています。強度はsSFRと強い負の相関を示しますが、光学的不透明度$b/a$および個々の銀河内の位置との相関はすべて弱いです。これらすべての傾向は、銀河の星の質量とは無関係であるように見えます。これは、ダストの減衰が銀河の全体的な特性ではなく、局所的なプロセスによって規制されていることを意味します。私たちの結果は、2175{\AA}隆起の変動が主に、星形成領域での紫外線による小さなダスト粒子の破壊など、星形成に関連するプロセスによって引き起こされるというシナリオを支持しています。
暗黒物質のソリトンコアを横切る：逆軌道歳差運動の可能性
超軽量暗黒物質(ULDM)モデルは、最近人気のある暗黒物質シナリオになりました。ULDM粒子の質量は非常に小さいため、中央の暗黒物質ハロー領域で波動特性を示すことができます。数値シミュレーションは、ほぼ一定の質量密度を持つソリトンコアがULDMハロー内に形成されることを示しています。私たちの銀河中心に暗黒物質のソリトンコアがあるとすれば、超大質量ブラックホール(SgrA*)の周りを周回する星の一部は、ソリトンコアの境界を横切っていることになります。この記事では、いて座A*近くのダークマターソリトンコアが周囲の星の軌道歳差運動にどのように影響するかについての最初の理論的研究を報告します。特定の恒星軌道の歳差運動が、一般相対性理論によって予測される順行方向とは反対の方向に逆行する可能性があることを示します。恒星S2、S12、およびS4716の将来の軌道データは、$m\sim10^{-19}-10^{-17}$eVのULDMモデルの重要なテストを提供できると予想しています。
JCMT BISTRO-2 サーベイ: 巨大な DR21 フィラメントの磁場
| Title |
The_JCMT_BISTRO-2_Survey:_Magnetic_Fields_of_the_Massive_DR21_Filament |
| Authors |
Tao-Chung_Ching,_Keping_Qiu,_Di_Li,_Zhiyuan_Ren,_Shih-Ping_Lai,_David_Berry,_Kate_Pattle,_Ray_Furuya,_Derek_Ward-Thompson,_Doug_Johnstone,_Patrick_M._Koch,_Chang_Won_Lee,_Thiem_Hoang,_Tetsuo_Hasegawa,_Woojin_Kwon,_Pierre_Bastien,_Chakali_Eswaraiah,_Jia-Wei_Wang,_Kyoung_Hee_Kim,_Jihye_Hwang,_Archana_Soam,_A-Ran_Lyo,_Junhao_Liu,_Valentin_J._M._Le_Gouellec,_Doris_Arzoumanian,_Anthony_Whitworth,_James_Di_Francesco,_Frederick_Poidevin,_Tie_Liu,_Simon_Coude,_Mehrnoosh_Tahani,_Hong-Li_Liu,_Takashi_Onaka,_Dalei_Li,_Motohide_Tamura,_Zhiwei_Chen,_Xindi_Tang,_Florian_Kirchschlager,_Tyler_L._Bourke,_Do-Young_Byun,_Mike_Chen,_Huei-Ru_Vivien_Chen,_Wen_Ping_Chen,_Jungyeon_Cho,_Yunhee_Choi,_Youngwoo_Choi,_Minho_Choi,_Antonio_Chrysostomou,_Eun_Jung_Chung,_Y._Sophia_Dai,_Pham_Ngoc_Diep,_Yasuo_Doi,_Yan_Duan,_et_al._(104_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01981 |
JamesClerkMaxwellTelescopeのPOL-2偏光計とSCUBA-2カメラを使用して、B-fieldsInStar-formingRegionObservations(BISTRO)サーベイからの大規模なDR21フィラメントの850$\mu$mダスト分極観測を提示します。.DR21メインフィラメントのパーセクスケールの尾根に垂直な秩序磁場を検出します。サブフィラメントでは、磁場は主にフィラメント構造に平行であり、メインフィラメントの磁場にスムーズに接続します。POL-2とプランクダスト偏光観測を比較して、DR21フィラメントの磁場構造を0.1～10pcスケールで調べます。プランクデータで明らかにされた磁場は、POL-2データの磁場とよく一致しており、大きなスケールから小さなスケールまでの磁場の滑らかな変化を示しています。ダスト分極の角分散関数から導き出される平面磁場強度は、DR21フィラメントで0.6--1.0mG、周囲のガスで$\sim$0.1mGです。質量対磁束比は、フィラメントでは磁気的に超臨界であり、周囲ガスではわずかに亜臨界からほぼ臨界であることがわかります。列密度構造と磁場の間のアライメントは、プランクによってプローブされた低密度周囲ガスのランダムなアライメントから、JCMTによってプローブされた高密度メインフィラメント内でほぼ垂直に変化します。DR21フィラメントの磁場構造は、強く磁化された媒体のMHDシミュレーションと一致しており、磁場がDR21のメインフィラメントとサブフィラメントの形成に重要な役割を果たすことを示唆しています。
$^{12}$CO分子雲内の$^{13}$CO構造の空間分布について
| Title |
On_the_Spatial_Distribution_of_$^{13}$CO_Structures_within_$^{12}$CO_Molecular_Clouds |
| Authors |
Lixia_Yuan,_Ji_Yang,_Fujun_Du,_Xunchuan_Liu,_Yang_Su,_Qing-Zeng_Yan,_Xuepeng_Chen,_Yan_Sun,_Shaobo_Zhang,_Xin_Zhou,_and_Yuehui_Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02066 |
$^{13}$CO構造を持つ2851個の$^{12}$CO分子雲を調べて、それらの内部$^{13}$CO構造間の投影された角度分離と動径速度分離の分布を明らかにします。投影された角度分離は、最小スパニングツリーアルゴリズムを使用して決定されます。$\sim$50$\%$の角度間隔が$\sim$3～7角度の狭い範囲にあり、中央値が$\sim$5角度の範囲にあり、対応する動径方向の速度間隔は主に$\sim$0.3kms$^{-1}$から2.5kms$^{-1}$まで。$^{12}$CO雲内の内部$^{13}$CO構造の角度分離の平均および標準偏差は、$^{12}$CO雲の角度領域とカウントに関係なく、普遍的であるように見えます内部$^{13}$CO構造の。また、$^{12}$CO雲の角度領域とそこに含まれる$^{13}$CO構造数の間のスケーリング関係も明らかにします。これらの結果は、距離効果を考慮して、これらの$^{12}$CO雲の$^{13}$CO構造間に好ましい角度分離があることを示唆しています。それに従って、私たちは分子雲の集合と破壊の代替図を提案します。分子雲の内部構造には根本的な分離があり、分子雲の構築と破壊はこの基本単位の下で進行します。
フィラメントの断片化から形成される分子雲コアの角運動量の進化
| Title |
Evolution_of_the_Angular_Momentum_of_Molecular_Cloud_Cores_Formed_from_Filament_Fragmentation |
| Authors |
Yoshiaki_Misugi,_Shu-ichiro_Inutsuka,_and_Doris_Arzoumanian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02070 |
分子雲コアの角運動量は、星形成プロセスにおいて重要な役割を果たします。ただし、分子雲コアの角運動量の時間発展はまだ不明です。この論文では、3次元シミュレーションを実行して、フィラメントの断片化によって形成された分子雲コアの角運動量の時間発展を調査します。その結果、ほとんどのコアがフィラメント軸に対して垂直に回転することがわかりました。コアの平均角運動量は、形成プロセスの初期段階で約30%しか変化せず、その後はほぼ一定のままです。さらに、コアの内部角運動量構造を分析します。コアは、親フィラメントの初期乱流速度変動からさまざまな方向の角運動量を獲得しますが、各コアの角運動量プロファイルは自己相似解に収束します。また、コアの角運動量構造の複雑度が時間とともにわずかに減少することも示しています。さらに、合成観測を実行し、合成平均速度マップから測定された角運動量プロファイルが、フィラメントの傾きを考慮した場合の観測と互換性があることを示します。現在の研究は、コアの角運動量構造がフィラメントに沿った速度変動によって決定され、両方とも観測と互換性がある、フィラメント断片化からのコア形成の理論を示唆しています。この理論は、観察的にテストできるコアプロパティに関する新しい洞察も提供します。
CGM風の証拠としての非対称eROSITAバブル
| Title |
Asymmetric_eROSITA_Bubbles_as_the_Evidence_of_a_CGM_Wind |
| Authors |
Guobin_Mou,_Dongze_Sun,_Taotao_Fang,_Wei_Wang,_Ruiyu_Zhang,_Feng_Yuan,_Yoshiaki_Sofue,_Tinggui_Wang_and_Zhicheng_He |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02270 |
最近明らかになったeROSITAバブル(eRBs)は、銀河中心部での過去の活動を示唆しています。北側のeRBは、西/右への歪みや東端の強調など、顕著な非対称の特徴を示していますが、南側のeRBはかなり暗いです。無線帯域にも存在する非対称性に特に注意を払いながら、eRBの形成に関する流体力学的シミュレーションを実行しました。私たちの結果は、非対称eRBが動的な銀河周中媒体（CGM）風モデルを支持するが、非軸対称ハローガスや傾斜した核流出などの他のメカニズムを支持しないことを示唆しています。銀河座標の東/左から北の方向からのCGM風は、北のハローを横切って約200kms-1の速度で吹き、風の一部は南のハローに入ります。この相互作用はハローを強く乱し、動的なハロー媒体を作成し、密度と金属量の両方を再分配します。これは当然のことながら、形態と表面の明るさの両方に見られる非対称の気泡を説明しています。私たちの結果は、私たちの銀河系が流出フィードバックを提供しながら、一方の側から少量のCGMを増加させていることを示唆しています。
種子の起源の変動性からのドワーフ AGN (DAVOS): ツヴィッキー過渡施設からのブロードライン ドワーフ AGN の光学的変動
| Title |
Dwarf_AGNs_from_Variability_for_the_Origins_of_Seeds_(DAVOS):_Optical_Variability_of_Broad-line_Dwarf_AGNs_from_the_Zwicky_Transient_Facility |
| Authors |
Z._Franklin_Wang,_Colin_J._Burke,_Xin_Liu,_Yue_Shen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02321 |
ZwickyTransientFacilityのgバンド光度曲線を使用して、候補となる低質量(dwarfangSeyfert)活動銀河核(AGN)のサンプルの光学的変動を調べます。私たちのサンプルは、範囲$M_{\rm{BH}}\sim10^{4}$--$10の単一エポックビリアルブラックホール(BH)質量を持つ文献で報告されている矮小銀河のブロードラインAGNからコンパイルされています。^{8}\M_{\odot}$。高品質の光を使用した79の候補低質量AGNの最終サンプルの、光学的変動$\tau_{\rm{DRW}}$の特徴的な「減衰」タイムスケールを測定します。これを超えると、パワースペクトル密度が平坦になります。曲線。私たちの結果は、バークらの$M_{\rm{BH}}-\tau_{\rm{DRW}}$関係のさらなる確認を提供します。2022年の$1\sigma$契約内で、78の新しい低質量AGNが関係に追加されます。この合意は、これらのAGNのビリアルBH質量推定値が一般的に妥当であることを示唆しています。降着する中間質量ブラックホール(IMBH)の光学的光度曲線は、数十時間の$\sim$時間の静止系減衰時間スケールで変化すると予想されます。VeraC.RubinObservatoryのような十分なケイデンスを備えたフィールドタイムドメインイメージングサーベイ。
Gaia-IGRINS 相乗効果: 新たに同定された天の川星団の軌道
| Title |
Gaia-IGRINS_synergy:_Orbits_of_Newly_Identified_Milky_Way_Star_Clusters |
| Authors |
Elisa_R._Garro,_Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado,_Dante_Minniti,_Wisthon_H._Moya,_Tali_Palma,_Timothy_C._Beers,_Vinicius_M._Placco,_Beatriz_Barbuy,_Chris_Sneden,_Alan_Alves-Brito,_Bruno_Dias,_Melike_Af\c{s}ar,_Heinz_Frelijj,_Richard_R._Lane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02337 |
最近の精巧なガイアの天文、測光、および視線速度(RV)測定により、最古の天の川球状星団(MWGC)を含む古い星団の軌道の決定が大幅に進歩しました。この論文の主な目的は、GaiaDR3とVVVXの測定値を使用して、十分に研究されていない、または以前に調査されていない12近くの新しい銀河GC候補の軌道を取得することです。GaiaDR3およびVVVXデータベースを使用して、GalacticGC候補の正真正銘のメンバー(VVV-CL160、Patchick122、Patchick125、Patchick126、Kronberger99、Kronberger119、Kronberger143、ESO92-18、ESO93-08、Gaia2、およびFerrero54)を特定します。関連する平均クラスターの物理パラメーターが導出されます(距離、銀河座標、固有運動、RV)。GCVVV-CL160およびPatchick126の正確な平均RVを、IGRINS高解像度スペクトログラフを使用してGemini-South望遠鏡で取得した観測を使用して測定します。各クラスターの軌道は、典型的な銀河バーパターンの速度を想定して、GravPot16モデルを使用して計算されます。これらのクラスターの軌道を初めて再構築します。これらには、銀河バルジと円盤の両方で、逆行および順行軌道運動を伴う星団が含まれます。銀河周辺および遠銀河距離の平均時間変化、離心率、銀河面からの垂直偏位、および角運動量のZ成分などの軌道特性が得られます。私たちの主な結論は、軌道パラメータに基づいて、Patchick125とPatchick126は本物のMWバルジ/ハローGCであるということです。Ferrero54、Gaia2、Patchick122はMWディスクGCです。Kronberger99、Kronberger119、Kronberger143、ESO92-18、およびESO93-08の軌道は、古いMWディスク散開星団とより一致しています。VVV-CL160は銀河の中心に非常に近い位置にありますが、太陽をはるかに超えて到達するため、その起源はまだ不明です。
3 つのクラゲ銀河の紫外線画像観測: 中心部での星形成の抑制と剥ぎ取られた尾部での継続的な星形成
| Title |
Ultraviolet_imaging_observations_of_three_jellyfish_galaxies:_Star_formation_suppression_in_the_centre_and_ongoing_star_formation_in_stripped_tails |
| Authors |
Koshy_George,_B._M._Poggianti,_Neven_Tomi\v{c}i\'c,_J._Postma,_P._C\^ot\'e,_J._Fritz,_S._K._Ghosh,_M._Gullieuszik,_J._B._Hutchings,_A._Moretti,_A._Omizzolo,_M._Radovich,_P._Sreekumar,_A._Subramaniam,_S._N._Tandon,_B._Vulcani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02423 |
渦巻銀河は、銀河団ポテンシャルに陥ると強いラム圧効果を受ける。その結果、それらのガスが剥ぎ取られ、星形成が起こる可能性のある延長された尾を形成し、典型的なクラゲの外観を与えます.クラゲ銀河の紫外線画像観測は、はぎ取られた尾部で進行中の星形成を理解する機会を提供します。クラゲ銀河JW39、JO60、JO194の紫外線観測を報告し、光学的連続体および$\mathrm{H}{\alpha}$での観測と比較します。銀河の円盤と尾部で星形成の結び目を検出し、それらのUVフラックスとH$\alpha$フラックスがよく相関していることを発見しました。これらの銀河の光輝線比マップは、星形成、LINER、または2つの現象の混合のいずれかによる、すべての領域の放出メカニズムを特定するために使用されます。輝線マップの星形成領域は、UVフラックスが大きい領域と非常によく一致しています。2つの銀河(JW39、JO194)の中央領域は、輝線マップの複合領域またはライナー領域と一致するUVフラックスの減少を示しています。ここで研究されている銀河は、剥ぎ取られた尾部で顕著な星形成を示し、中央領域で星形成が抑制されており、クラゲ銀河で加速された消光が起こっている可能性を示しています。
Stellar Dynamical Modeling による NGC 5273 のブラック ホールの質量
| Title |
The_Mass_of_the_Black_Hole_in_NGC_5273_from_Stellar_Dynamical_Modeling |
| Authors |
Katie_A._Merrell,_Eugene_Vasiliev,_Misty_C._Bentz,_Monica_Valluri,_and_Christopher_A._Onken |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02484 |
活動中のS0銀河NGC5273のブラックホールの質量に関する新しい制約を提示します。銀河が$16.6\pm2.1$Mpcに近接しているため、中心近くの星のバルク運動を分解して抽出することができました。GeminiNIFSによるAO支援観測を使用したブラックホールの再縮小アーカイブSAURON分光法を使用した大規模な運動学の制約。高解像度HSTイメージングにより、表面輝度分解を生成し、バルジとディスクのおおよその質量対光比を決定し、ディスク傾斜の推定値を得ることができました。シュバルツシルトの軌道重ね合わせコードFORSTANDを使用して動的モデルの広範なライブラリを構築し、さまざまなディスクとバルジの形状、ハローの質量などを調査しました。ブラックホールの質量$M_{\bullet}=[0.5-2]を決定しました。\times10^{7}$$M_{\odot}$、ここで範囲の低い側は$M_{\bullet}=[4.7\pm1.6]\times10^{6}$$M_{\odot}$.NGC5273は、ブロードラインのAGNをホストする数少ない近くの銀河の1つであり、さまざまな質量測定技術から導き出されたブラックホール質量の重要な比較を可能にします。
赤方偏移 $z\approx8$ から局所宇宙までの質量-金属量関係の進化
| Title |
Evolution_of_the_Mass-Metallicity_Relation_from_Redshift_$z\approx8$_to_the_Local_Universe |
| Authors |
Danial_Langeroodi,_Jens_Hjorth,_Wenlei_Chen,_Patrick_L._Kelly,_Hayley_Williams,_Yu-Heng_Lin,_Claudia_Scarlata,_Adi_Zitrin,_Tom_Broadhurst,_Jose_M._Diego,_Xiaosheng_Huang,_Alexei_V._Filippenko,_Ryan_J._Foley,_Saurabh_Jha,_Anton_M._Koekemoer,_Masamune_Oguri,_Ismael_Perez-Fournon,_Justin_Pierel,_Frederick_Poidevin,_Lou_Strolger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02491 |
星の質量と銀河のガス相の金属量との間には、赤方偏移が小さいときに強い正の相関関係が観測されており、金属量の分散はわずか$\sim0.1$dexです。この相関関係の形状と正規化は、銀河進化の理論に強い制約を設定する可能性があります。特に、その赤方偏移の進化は、星と活動銀河核のフィードバック駆動の流出、星の初期質量関数または星の収量の赤方偏移の進化、および広く銀河の星形成史によって決定されると考えられています。\jwst\の出現により、これまでアクセスできなかった赤方偏移での質量-金属性の関係を調べることが可能になりました。ここでは、赤方偏移$z=8.15$と$z=8.16$での2つの輝線銀河の発見を、銀河団RX\,J2129.4$+$0009によって重力レンズ化された銀河の\jwst\NIRCamイメージングとNIRSpec分光法で報告します。ストロングライン法を使用してそれらの金属量を測定し、ノンパラメトリックな星形成履歴を使用したスペクトルエネルギー分布フィッティングにより星の質量を測定します。これらを$7.2<z<9.5$にある同様に再分析された9つの銀河と組み合わせて、$z\approx8$にある11個の銀河のサンプルをコンパイルします(6個は\jwst\金属性、5個はALMA金属性)。このサンプルに基づいて、$z\approx8$(中央値$z=8.15$)での質量と金属量の関係の最初の定量的統計的推論を報告します。$\sim1.0$dex赤方偏移の進化を、$z\approx8$から局所宇宙までの質量-金属量関係の正規化で測定します。恒星の質量が固定されている場合、銀河は$z\およそ8$で現在の(要約)と比較して10分の1の金属しか濃縮されていません。
Time Evolving Photo Ionisation Device (TEPID): 非平衡ガスイオン化の新しいコード
| Title |
Time_Evolving_Photo_Ionisation_Device_(TEPID):_a_novel_code_for_out-of-equilibrium_gas_ionisation |
| Authors |
Alfredo_Luminari,_Fabrizio_Nicastro,_Yair_Krongold,_Luigi_Piro,_Aishwarya_Linesh_Thakur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01399 |
光イオン化は、明るい天体物理源のガス環境で機能する主なメカニズムの1つです。ガスの物理学、化学、運動学、および電離源自体に関する多くの情報は、光学からX線までの分光法によって収集できます。公開されているいくつかの平衡光イオン化コードはすぐに利用でき、平衡状態での平均ガス特性を推測するために使用できますが、時間発展型光イオン化モデルが利用できるようになったのはごく最近のことです。これらは、イオン化ソースが一般的なガス平衡タイムスケールよりも速く変化する場合に必要です。実際、平衡モデルを使用して非平衡ガスのスペクトルを分析すると、結果が不正確になり、ガスの密度、物理学、形状の確実な評価が妨げられる可能性があります。時間発展型光イオン化方程式(熱およびイオン化バランス)を首尾一貫して解き、イオン化源の変化に対するガスの応答に従う、新しい時間発展型光イオン化デバイス(TEPID)を紹介します。このコードは、さまざまな天体物理シナリオに適用でき、データに適合する時間分解ガス吸収スペクトルを生成します。TEPIDの主な特徴を説明するために、これを2つの劇的に異なる天体物理学的シナリオに適用します。活動銀河核のX線スペクトルで観測される典型的な電離吸収体(例:温暖吸収体やUFO)と、ガンマ線バーストの周回バースト環境です。.どちらの場合も、ガスのエネルギーとイオン化のバランスは、時間、ガス密度、およびイオン化源からの距離の関数として変化します。時間発展イオン化は、ガスが平衡状態にない場合、定常コードでは再現できない独自のイオン化パターンをもたらします。これは、XRISMやAthenaなどのミッションに搭載される今後の高解像度X線分光計を考慮して、TEPIDなどのコードの必要性を示しています。
Advanced LIGO と Advanced Virgo の 3 回目の観測実行の第 2 部で、太陽以下の質量のブラック ホール連星を検索します。
| Title |
Search_for_subsolar-mass_black_hole_binaries_in_the_second_part_of_Advanced_LIGO's_and_Advanced_Virgo's_third_observing_run |
| Authors |
The_LIGO_Scientific_Collaboration,_the_Virgo_Collaboration,_the_KAGRA_Collaboration:_R._Abbott,_H._Abe,_F._Acernese,_K._Ackley,_S._Adhicary,_N._Adhikari,_R._X._Adhikari,_V._K._Adkins,_V._B._Adya,_C._Affeldt,_D._Agarwal,_M._Agathos,_O._D._Aguiar,_L._Aiello,_A._Ain,_P._Ajith,_T._Akutsu,_S._Albanesi,_R._A._Alfaidi,_C._All\'en\'e,_A._Allocca,_P._A._Altin,_A._Amato,_S._Anand,_A._Ananyeva,_S._B._Anderson,_W._G._Anderson,_M._Ando,_T._Andrade,_N._Andres,_M._Andr\'es-Carcasona,_T._Andri\'c,_S._Ansoldi,_J._M._Antelis,_S._Antier,_T._Apostolatos,_E._Z._Appavuravther,_S._Appert,_S._K._Apple,_K._Arai,_A._Araya,_M._C._Araya,_J._S._Areeda,_M._Ar\`ene,_N._Aritomi,_N._Arnaud,_M._Arogeti,_S._M._Aronson,_K._G._Arun,_H._Asada,_G._Ashton,_Y._Aso,_M._Assiduo,_S._Assis_de_Souza_Melo,_S._M._Aston,_P._Astone,_F._Aubin,_et_al._(1645_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01477 |
質量が0.2$M_\odot$--$1.0M_\odot$で質量比$q\geq0.1$の成分を少なくとも1つ持つコンパクトな連星からの重力波の検索について説明します。2019年15:00UTCおよび2020年3月27日17:00UTC。信号は検出されませんでした。最も重要な候補の誤警報率は0.2$\mathrm{yr}^{-1}$です。AdvancedLIGOとAdvancedVirgoの3回目の観測実行全体にわたる検索の感度を推定し、連星ブラックホールと少なくとも1つのサブ太陽質量成分との結合率について、これまでで最も厳しい制限を提示します。上限を使用して、太陽以下の質量のブラックホールを生成する可能性のある2つの基準シナリオ、原始ブラックホール(PBH)と散逸暗黒物質のモデルを制約します。PBHモデルは、PBHバイナリの初期の混乱を効果的に説明する率抑制係数を含む、PBHバイナリの合併率に関する最近の規定を使用します。PBHが単色に分布している場合、プローブされたサブソーラー質量範囲のPBH$f_\mathrm{PBH}\gtrsim0.6$(信頼度90%)の暗黒物質の一部を除外できます。しかし、広範なPBH質量分布を考慮すると、$f_\mathrm{PBH}=1$を除外することはできません。暗黒物質が冷却してブラックホールに崩壊することを可能にする化学的性質を持つ散逸モデルの場合、上限$f_{\mathrm{DBH}}<10^{-5}$原子暗黒物質が崩壊してブラックホールになった。
乱流銀河間磁場で伝搬した後の UHECR フラックスのコースティック様構造
| Title |
Caustic-like_Structures_in_UHECR_Flux_after_Propagation_in_Turbulent_Intergalactic_Magnetic_Fields |
| Authors |
K._Dolgikh,_A._Korochkin,_G.Rubtsov,_D._Semikoz,_I._Tkachev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01494 |
小角散乱領域の乱流銀河間磁場におけるUHECR伝搬は、フィールドコヒーレンススケールよりもはるかに長い伝搬距離についてよく理解されています。拡散理論は機能せず、コヒーレンススケールが数から10～20までの短い距離での伝搬では、予期しない効果が現れる可能性があります。このレジームでのUHECRの伝播を研究します。これは、中間質量UHECR核と、1Mpcのコヒーレンススケールを持つnGスケールの銀河間磁場に関連している可能性があります。軌跡は、等方性から大きく逸脱した自明でないコースティックのようなパターンを形成することがわかりました。したがって、特定の距離にある光源からのフラックスの測定値は、観測者の位置に依存します。
超高エネルギー宇宙線 -- 概要
超高エネルギー宇宙線に関する主な実験的証拠と、暗黒物質と宇宙論に関連して、これらの非常にエネルギーの高い粒子の物理学におけるそれらの意味を確認します。観測を説明することを目的とした理論モデルの基礎について議論し、この魅力的な研究分野で最も関連性の高い未解決の問題を強調します。
ngEHT モデル ライブラリのブラック ホールの数値シミュレーションにおける降着流の形態の比較: 放射線物理学の影響
| Title |
Comparing_accretion_flow_morphology_in_numerical_simulations_of_black_holes_from_the_ngEHT_Model_Library:_the_impact_of_radiation_physics |
| Authors |
Koushik_Chatterjee,_Andrew_Chael,_Paul_Tiede,_Yosuke_Mizuno,_Razieh_Emami,_Christian_Fromm,_Angelo_Ricarte,_Lindy_Blackburn,_Freek_Roelofs,_Michael_D._Johnson,_Sheperd_S._Doeleman,_Philipp_Arras,_Antonio_Fuentes,_Jakob_Knollm\"uller,_Nikita_Kosogorov,_Greg_Lindahl,_Hendrik_M\"uller,_Nimesh_Patel,_Alexander_Raymond,_Thalia_Traiano_and_Justin_Vega |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01804 |
ここ数年、イベントホライズンテレスコープ(EHT)は、史上初の超大質量ブラックホール(BH)M87*といて座A*(SgrA*)のイベントホライズンスケールの画像を提供してきました。次世代のEHTプロジェクトは、EHTアレイの拡張であり、降着流とジェットを接続する可能性のある、中央のリング状構造の周りの薄暗い拡張フラックスに対して、より大きな角度分解能とより高い感度を約束します。ngEHT分析チャレンジは、ngEHTアレイの設計と分析アルゴリズムの開発に情報を提供するために、合成画像や動画からの科学的抽出可能性を理解することを目的としています。この作業では、現在M87*とSgrA*をターゲットにしているチャレンジセットのソースモデルを構築するために使用される数値流体シミュレーションを見ていきます。定常状態の放射効率の低い降着流、時間依存のせん断ホットスポット、放射および非放射の一般相対論的磁気流体力学シミュレーションを含むモデルの豊富なセットがあり、電子の加熱と冷却が組み込まれています。放射損失がBHとジェットシースの近くの電子を実質的に冷却するため、モデルは電子温度を除いて、非常に類似した時間的および空間的特性を示すことがわかります。標準的なトーラスの降着フローに限定し、別の降着モデルの大規模な調査は将来の作業に任せます。
G298.6$-$0.0 の多波長研究: 分子雲と相互作用する古い GeV 超新星残骸
| Title |
Multiwavelength_studies_of_G298.6$-$0.0:_An_old_GeV_supernova_remnant_interacting_with_molecular_clouds |
| Authors |
Paul_K._H._Yeung,_Aya_Bamba_and_Hidetoshi_Sano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01851 |
超新星残骸(SNR)に関連するハドロン$\gamma$線源は、時間とともに最高エネルギー粒子から最低エネルギー粒子へと徐々に発達するSNRからの宇宙線の脱出のストップウォッチとして機能します。この作業では、13.7~yr\emph{Fermi}-LATデータを分析して、SNRG298.6$-$0.0領域内/周辺の$\gamma$線の特徴を調べます。$\gamma$線の空間解析では、3つの点のような成分が検出されます。その中で、Src-NEはSNRシェルの東側にあり、Src-NWはこのSNRの西端に隣接しています。Src-NEとSrc-NWは、約1.8~GeV以下のエネルギーでスペクトルの切れ目を示しており、$>$10~kyrの古いSNR年代を示唆している。また、Chandra-ACISデータを使用して、G298.6$-$0.0領域からのX線放出も調べます。電波殻の中心部が満たされた構造を持つ拡張keV源を検出しました。X線スペクトルは、熱プラズマの衝突イオン化平衡を仮定するモデルによく適合し、古いSNR時代をさらにサポートします。NANTENCO-およびATCA-ParkesHI-lineデータの分析に基づいて、私たちからG298.6$-$0.0までの運動学的距離を$\sim$10.1~kpcと決定しました。この距離は、$\sim$15.5~pcというSNRの大きな物理半径を伴います。これは、$>$10~kyrの老齢の追加の証拠です。さらに、COデータキューブにより、SNRG298.6$-$0.0と相互作用している可能性のある分子雲(MC)を3次元で見つけることができ、Src-NEまたはSrcで検出されたハドロン$\gamma$線を説明できる可能性があります。-北西。さらに、多波長観測特性は、SNR-MC相互作用が主に北東方向で発生することを満場一致で示唆しています。
多くのガンマ線バースト(GRB)のX線残光は、通常のべき法則減衰段階の前にプラトー段階を示します。これは、中央エンジンの継続的な活動に関連している可能性があります。唐ら。2019年には174個のGRBが収集され、いわゆる$L-T-E$相関が確認されました.プラトー相の$T_{a}$と対応するX線光度$L_{X}$。この研究では、$L-T-E$相関が確認され、$L_{X}\proptoT_{a}^{-0.99}E_{\gamma,\rmiso}^{0.86}$として更新されます。既知の赤方偏移を持つ210のプラトーGRB。次に、赤方偏移が直接測定されていない他の130のプラトーGRBの疑似赤方偏移を導出するために、厳密な相関関係が適用されます。この擬似赤方偏移サンプルに対して統計分析も実行されます。
X 線ジェットの X 線成分と電波成分の間のオフセット: AtlasX
環境への影響に重要な意味を持つ、強力な銀河系外ジェットのX線放出メカニズムはよくわかっていません。ジェットの個々の特徴におけるX線/無線位置オフセットは、重要な手がかりを提供します。Reddyらの以前の作業を拡張します。2021年に、LowCountImageReconstructionandAnalysis(LIRA)ツールを使用してデコンボリューションされたX線マップと、チャンドラが検出した77のX線ジェットからの164成分の電波マップとの詳細な比較を提示します。94のオフセット(57%)が検出され、58の新しい検出が含まれています。FRIIタイプのジェットノットでは、X線は、1ゾーンモデルの予測と一致せず、約半分のケースで無線の前にピークと減衰を示します。同様の数のノットには統計的に有意なオフセットがありませんが、投影と距離の影響により、検出レベルを下回るオフセットが生じると主張しています。同様の逆投影オフセットは、ほとんどの結び目でX線が電波よりもコンパクトになる可能性があることを示唆しており、この発見を「動く結び目」モデルで定性的に再現します。このモデルの下でノットに対して導出されたバルクローレンツ係数は、以前の電波ベースの推定値と一致しており、kpcスケールのジェットがわずかに相対論的であることを示唆しています。X線/電波フラックス比分布の分析は、宇宙マイクロ波背景放射の逆コンプトン散乱からのX線生成の一般的に呼び出されるメカニズムをサポートしていませんが、X線からの距離の関数としてフラックス比が減少するわずかに重要な傾向を示しています。芯。私たちの結果は、強力なジェットからのX線放射を説明するマルチゾーンモデルの必要性を示唆しています。X線ジェットサンプルのインタラクティブなリストをhttp://astro.umbc.edu/Atlas-Xで提供しています。
チェレンコフ望遠鏡アレイ用大型望遠鏡による銀河ペバトロン候補LHAASO J2108+5157の観測
| Title |
Observation_of_the_galactic_PeVatron_candidate_LHAASO_J2108+5157_with_the_Large-Sized_Telescope_for_Cherenkov_Telescope_Array |
| Authors |
Jakub_Jury\v{s}ek,_Matteo_Balbo,_Dominique_Eckert,_Andrea_Tramacere,_Giorgio_Pirola,_Roland_Walter_(for_the_CTA-LST_project) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02123 |
チェレンコフ望遠鏡アレイ(CTA)天文台は、20GeVから300TeVまでの感度を持つ、次世代の地上ベースの超高エネルギーガンマ線天文台になります。現在試運転段階にある大型望遠鏡のプロトタイプ(LST-1)は、2018年10月にスペインのラパルマ島で打ち上げられました。これは、ラ・パルマに建設されるCTA用の4つのLST望遠鏡の最初のものです。2021年、LST-1は、LHAASO共同研究によって最近発見された、銀河系のPeVatron候補の1つであるLHAASOJ2108+5157の観測を行いました。LST-1データの分析結果を提示し、マルチTeVバンドでのソースの放出に強い制約を課します。また、12年間のFermi-LATデータとXMM-NewtonによるTargetofOpportunity観測を使用した多波長モデリングの結果も示します。高エネルギー放出を生成する親粒子のさまざまなシナリオをテストし、それらのスペクトルに制約を設定します。
ガンマ線放射効率が 16% の宇宙の火球
| Title |
A_Cosmological_Fireball_with_Sixteen-Percent_Gamma-Ray_Radiative_Efficiency |
| Authors |
Liang_Li,_Yu_Wang,_Felix_Ryde,_Asaf_Pe'er,_Bing_Zhang,_Sylvain_Guiriec,_Alberto_J._Castro-Tirado,_D._Alexander_Kann,_Magnus_Axelsson,_Kim_Page,_Peter_Veres,_P._N._Bhat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02141 |
ガンマ線バースト(GRB)は、宇宙で最も強力な爆発です。標準モデルは、明るい光球放出成分を持つ相対論的火球を引き起こします。ジェットがそのエネルギーを放射線に変換する効率は長年の問題であり、制約が不十分です。GRB放射成分の決定的な診断とGRB放射効率の測定には、時間とエネルギーの高解像度で広帯域をカバーする迅速な放出と残光データが必要です。ここでは、TeVを放出する明るいGRB190114Cの包括的な時間分析とスペクトル分析を報告します。そのフルエンスは、これまでに検出されたすべてのGRBの中で最も高いものの1つであり、これにより、即発放出スペクトル特性とその時間的進化の高解像度研究を約0.1秒のタイムスケールまで行うことができます。初期パルスのそれぞれに、全エネルギーの$\sim20\%$に寄与する熱成分があり、対応する温度と光球の推定ローレンツ因子がべき乗則の破れた形に従って進化することが観察されます。非熱スペクトルと光度曲線の観測から、火球の減速に対応する残光の開始は$\sim6$~sであると考えられます。光球とシンクロトロンの放射メカニズムと同様に、熱観測と非熱観測を組み込むことで、仮想パラメータにほとんど依存せずに火球のエネルギー収支を直接導き出し、$\sim16\%$放射効率を測定することができます。このGRB。火の玉のエネルギー収支が導き出されるので、残光の微物理パラメータもデータから直接制約することができます。
| Title |
Revisiting_Tests_of_Lorentz_Invariance_with_Gamma-ray_Bursts:_Effects_of_Intrinsic_Lags |
| Authors |
Valeri_Vardanyan,_Volodymyr_Takhistov,_Metin_Ata,_Kohta_Murase |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02436 |
それらの宇宙論的距離のために、高エネルギー天体物理源は基礎物理学の前例のないテストを可能にします。ガンマ線バースト(GRB)は、到着する光子のスペクトルタイムラグを利用することにより、ローレンツ不変性(LIV)の中心的な物理原理の違反を調査するための最も敏感な研究所の1つです。GRBスペクトルラグは本質的にその光度と関連していると考えられており、まだ十分に理解されていない固有の光源の寄与がLIVの結果に大きな影響を与える可能性があります。Swift望遠鏡で観測された49の長いGRBと短いGRBを組み合わせたサンプルを使用して、LIV効果の積み重ねられたスペクトルラグ検索を実行します。二次効果の制限を含むLIVに新しい制限を設定し、固有のGRBラグと光度の関係の影響を初めて体系的に調査します。ソースの貢献は、結果のLIVテストに大きな影響を与え、制限を数倍まで変更できることがわかりました。GRB221009Aからの制約について説明します。
インソース ファラデー回転による偏光メーザー放出
ゼーマン分裂がドップラープロファイルと比較して小さい場合に特に重点を置いて、天体物理メーザーの分極の研究について説明します。分子応答の半古典的理論が導き出され、1ビームおよび2ビーム線形メーザーの放射伝達ソリューションに結合され、分子密度マトリックスの要素に対する一連の非線形代数方程式が得られます。新しいコードPRISMは、これらの解を計算するための数値的手法を実装しています。PRISMを使用して、このケースとより広い分割のケースとの間のスムーズな移行を示します。J=1-0システムの場合、SiOの$v=1、J=1-0$遷移に基づくパラメーターを使用して、直線偏光と円偏光の挙動を伝播軸と磁場、およびモデルの光学的深さ、または飽和状態。さまざまな豊富な自由電子によって生成されるファラデー回転の存在によってソリューションがどのように変更されるか、および強いファラデー回転が、ストークス-Qが符号を変更する追加の角度につながることを示します。1973年にGoldreich、Keeley、およびKwanによって導き出された分析限界から、W.Watsonおよび共著者による計算結果、2019年のLankhaarおよびVlemmingsによる最近の研究まで、私たちの結果を多くの以前のモデルと比較します。アプローチの違いと行われた近似値を考えると、私たちの結果は一般的に他の著者の結果と一致していること。
$\theta-\theta$ 変換による高解像度 VLBI アストロメトリー
| Title |
High_Resolution_VLBI_Astrometry_with_the_$\theta-\theta$_Transform |
| Authors |
Daniel_Baker,_Walter_Brisken,_Marten_H._van_Kerkwijk,_Rik_van_Lieshout,_Ue-Li_Pen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01417 |
パルサーシンチロメトリーにおける$\theta-\theta$技術の最近の開発により、散乱媒体の新しい高解像度イメージング技術への扉が開かれました。位相回復問題を解き、パルサーダイナミックスペクトルから波動場を回復することにより、個々の画像のドップラーシフト、時間遅延、および位相オフセットを決定できます。ただし、単一の皿からの位相回復の結果は、一定の位相回転までしかわからないため、VeryLongBaselineInterferometryを使用したアストロメトリーに使用できません。複数のステーション間の干渉可視性を使用して波面を較正する、以前の$\theta-\theta$メソッドの拡張を提示します。PSRB0834+06の既存のデータに適用すると、有効なスクリーン距離とレンズの向きを以前の研究の5倍の精度で測定できます。
panco2: Sunyaev-Zeldovich 観測からクラスター内の中圧プロファイルを測定するための Python ライブラリ
| Title |
panco2:_a_Python_library_to_measure_intracluster_medium_pressure_profiles_from_Sunyaev-Zeldovich_observations |
| Authors |
F._K\'eruzor\'e,_F._Mayet,_E._Artis,_J.-F._Mac\'ias-P\'erez,_M._Mu\~noz-Echeverr\'ia,_L._Perotto,_F._Ruppin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01439 |
熱Sunyaev-Zeldovich効果のマップから銀河団の圧力プロファイルを抽出するように設計されたオープンソースのPythonライブラリであるpanco2を紹介します。抽出は、観測された信号全体のフォワードモデリングに基づいており、ビームスミア、データ処理フィルタリング、点源汚染など、ミリ波観測の通常の機能を考慮に入れることができます。panco2は、処理できる入力と分析オプションに大きな柔軟性を提供し、洗練された分析と体系的な効果の研究を可能にします。コードの機能、圧力プロファイル測定値を推測するために使用されるアルゴリズム、および典型的なデータ製品について詳しく説明します。実行中のシーケンスの例と、シミュレートされた入力の検証を示します。このコードは、https://github.com/fkeruzore/panco2のGitHubで入手できます。また、https://panco2.readthedocs.ioでこのホワイトペーパーを補完する広範な技術ドキュメントが付属しています。
教員検索における大学院生の入力を収集するための標準化されたフレームワーク
| Title |
A_Standardized_Framework_for_Collecting_Graduate_Student_Input_in_Faculty_Searches |
| Authors |
Yasmeen_Asali,_Konstantin_Gerbig,_Aritra_Ghosh,_Christopher_Lindsay,_Zili_Shen,_and_Marla_Geha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01456 |
学生の声を増幅することを目的として、教員検索中に受け取った入力を標準化するように設計された手順を提示します。このフレームワークはもともと大学院生からのフィードバックを収集するために使用されていましたが、学部生、教職員、その他の利害関係者からフィードバックを収集するために簡単に適応させることができます。このフレームワークを実装するには、教員候補の訪問を開始する前に、参加当事者と最小限の組織全体で合意が必要です。
天文学における AI の応用
| Title |
Applications_of_AI_in_Astronomy |
| Authors |
S._G._Djorgovski,_A._A._Mahabal,_M._J._Graham,_K._Polsterer,_and_A._Krone-Martins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01493 |
天文学、天体物理学、宇宙論における機械学習(ML)やその他のAI手法の使用について、簡潔で、必然的に不完全な概要を提供します。天文学は、1990年代初頭の最初のデジタルスカイサーベイとその結果として得られたテラスケールデータセットによってビッグデータ時代に入りました。これには、多くのデータ処理および分析タスクの自動化が必要でした。寸法。指数関数的なデータの増加は続き、総観天体調査と時間領域天文学の台頭により、結果としてペタスケールのデータストリームが生まれ、リアルタイムの処理、分類、および意思決定が必要になりました。これらのタスクには多種多様な分類およびクラスタリング手法が適用されており、これは依然として非常に活発な研究分野です。過去10年間で、ますます複雑さと洗練度を増しているさまざまなML/AIアプリケーションを含む天文学文献が指数関数的に増加するのを見てきました。MLとAIは現在、天文ツールキットの標準的な部分です。データの複雑さが増し続ける中、人間とAIの共同発見につながるさらなる進歩が期待されます。
天体物理学的ブラックホールを周回する降着円盤に対する放射線とその影響を調べます。これらのディスクは放熱性があり、幾何学的および光学的に薄くても厚くてもかまいません。このシリーズの最初の論文では、この研究に必要な物理学と定式化について説明します。その後、相対論的放射伝達方程式を構築して解くか、それが不可能な場合に適切な解を見つけます。この作業のために考慮した降着円盤のいくつかを提示することによって続けます。次に、強い重力下で粒子の軌道を研究し、円盤材料にかかる放射力を計算し、無限遠のブラックホールシステムの観測画像を生成するために開発されたコードのファミリーについて説明します。さらに、私たちは仕事の真実性と正確性も調べます。最後に、これらの放射力を受けるブラックホールのスピンとディスク材料の運動を推定するために、結果をさらに使用する方法を調査します。
電子の教師なし機械学習法--DAMPE 実験のプロトン弁別
| Title |
An_Unsupervised_Machine_Learning_Method_for_Electron--Proton_Discrimination_of_the_DAMPE_Experiment |
| Authors |
Zhihui_Xu,_Xiang_Li,_Mingyang_Cui,_Chuan_Yue,_Wei_Jiang,_Wenhao_Li_and_Qiang_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01843 |
銀河宇宙線は主にエネルギー核で構成されており、電子(および陽電子)は$1\%$未満です。電子および陽電子成分の正確な測定には、原子核のバックグラウンド、主に陽子を除去するための非常に効率的な方法が必要です。この作業では、暗黒物質粒子探査機(DAMPE)実験のために宇宙線陽子から電子と陽電子を識別する教師なし機械学習法を開発します。DAMPE実験で使用された教師あり学習法と比較して、この教師なし学習法は、バックグラウンド推定プロセスを除いて、実際のデータのみに依存しています。その結果、シミュレーションからの不確実性を効果的に減らすことができます。電子と陽電子の3つのエネルギー範囲、80～128GeV、350～700GeV、および2～5TeVの場合、電子サンプルの残留バックグラウンド部分は約(0.45$\pm$0.02)$であることがわかります。\%$、(0.52$\pm$0.04)$\%$、および(10.55$\pm$1.80)$\%$であり、背景除去能は約(6.21$\pm$0.03)$\times$$10^4$、(9.03$\pm$0.05)$\times$$10^4$、(3.06$\pm$0.32)$\times$$10^4$。この方法は、従来の形態学的パラメーター化方法よりもすべてのエネルギー範囲でより高いバックグラウンド除去力を提供し、教師あり機械学習方法と比較して同等のバックグラウンド除去性能に達します。
解析的自動微分可能な $\Lambda$CDM 宇宙論
標準の$\Lambda$CDM宇宙論における距離計算(共移動距離、時間座標、および吸収距離)の一般的な解析式を提示し、放射の存在とゼロ以外の曲率を考慮します。ソリューションは、楕円積分の対称カールソン基底を利用します。これは、追加の特別な関数を必要とせずに、GPUでの自明な並列化と自動微分を可能にする高速数値アルゴリズムで評価できます。phytorch.cosmologyパッケージでPyTorchベースの実装を紹介し、数値積分やその他の既知の式(特殊な場合)と比較して、その精度と速度を簡単に調べます。最後に、変分推論を使用して、最大$10^6$のモックタイプIa超新星から宇宙論的パラメーターの事後分布を効率的に導出するために、距離計算による自動微分を利用する高次元ベイジアン解析への適用を示します。
LAMOST-LRS恒星パラメータの測定誤差の補正係数
| Title |
Correction_factors_of_the_measurement_errors_of_the_LAMOST-LRS_stellar_parameters |
| Authors |
Shuhui_Zhang,_Guozhen_Hu,_Rongrong_Liu,_Cuiyun_Pan,_Lu_Li_and_Zhengyi_Shao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02018 |
LAMOST低解像度分光法(LRS)サーベイの公式データリリースの恒星パラメータエラーの妥当性を調査することを目的としています。最新のデータリリースバージョンの視線速度(RV)、大気パラメーター([Fe/H]、Teff、logg)および{\alpha}増強([{\alpha}/M])のエラーを診断します。DR7には、4,546,803個の星の6,079,235個の有効スペクトルが含まれています。重複した観測サンプルに基づいて、複数の測定値の偏差をそれらの誤差と比較すると、一般に、[{\alpha}/M]の誤差は大幅に過小評価されており、視線速度の誤差はわずかに過大評価されていることがわかります。これらの誤った推定を定量化し、エラーを修正して適切な内部不確実性として表現するために、修正係数kを定義します。この自己較正手法を使用して、Kファクターが恒星のスペクトルの種類とスペクトルの信号対雑音比(SNR)によって大きく異なることがわかりました。特に、5つの恒星パラメーターすべてについて、kファクターと誤差自体の間に奇妙ではあるが明らかな傾向があることを明らかにしました。誤差が大きいほど、k係数の値が小さくなる傾向があります。つまり、過大評価されます。修正後、5つのパラメーターすべてについて、SNRとエラーの間の密接な相関関係を再作成して定量化しますが、これらの相関関係はスペクトルタイプに依存します。また、各スペクトルのパラメータエラーを個別に修正する必要があることも示唆しています。最後に、LAMOST-LRSDR7全体の各スペクトルの各導出パラメータの誤差補正係数を提供します。
重力波信号で知的生命体を探す パート I: 現在の可能性と将来の展望
| Title |
Searching_for_Intelligent_Life_in_Gravitational_Wave_Signals_Part_I:_Present_Capabilities_and_Future_Horizons |
| Authors |
Luke_Sellers,_Alexey_Bobrick,_Gianni_Martire,_Michael_Andrews,_and_Manfred_Paulini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02065 |
レーザー干渉計重力波天文台(LIGO)が、地球外知的生命体探索(SETI)における強力な手段であることを示します。連星ブラックホールなどの加速する天体物理源からの重力波(GW)を検出するLIGOの能力は、高速および/または大規模加速宇宙船(RAMAcraft)などの地球外のメガテクノロジーを検出する可能性も提供します。LIGOは$1$木星質量のRAMAcraftが光速の何分の1(例:$10\%$)まで加速し、最大約$100\,{\rmkpc}$に敏感であることを示しています。既存のSETI検索は、ヒューマンスケールの技術(電波など)で数千から数万個の星を調べますが、LIGOはRAMAcraftで天の川のすべての$10^{11}$星を調べることができます。さらに、これらのソースによって生成されるGW信号の$f^{-1}$スケーリングのおかげで、これらのオブジェクトに対する私たちの感度は、低周波の宇宙ベースの検出器が開発および改善されるにつれて増加します。特に、DECIGOとビッグバンオブザーバー(BBO)はLIGOよりも約100倍感度が高く、検索ボリュームが10$^{6}$増加することがわかりました。この論文では、LIGO、Virgo、またはKAGRA検索に適した形式でRAMAcraftを線形に加速するための波形を計算し、さまざまな可能な質量と加速度の範囲を提供します。現在および今後のGW検出器が、既存のSETIの取り組みをすぐに補完する優れたものになることを期待しています。
Mini-EUSO 検出器を使用した国際宇宙ステーションからの近紫外域における地球の夜間放射の観測
| Title |
Observation_of_night-time_emissions_of_the_Earth_in_the_near_UV_range_from_the_International_Space_Station_with_the_Mini-EUSO_detector |
| Authors |
M._Casolino,_D._Barghini,_M._Battisti,_C._Blaksley,_A._Belov,_M._Bertaina,_M._Bianciotto,_F._Bisconti,_S._Blin,_K._Bolmgren,_G._Cambi\`e,_F._Capel,_I._Churilo,_M._Crisconio,_C._De_La_Taille,_T._Ebisuzaki,_J._Eser,_F._Fenu,_M._A._Franceschi,_C._Fuglesang,_A._Golzio,_P._Gorodetzky,_H._Kasuga,_F._Kajino,_P._Klimov,_V._Kuznetsov,_M._Manfrin,_L._Marcelli,_G._Mascetti,_W._Marsza,_H._Miyamoto,_A._Murashov,_T._Napolitano,_H._Ohmori,_A._Olinto,_E._Parizot,_P._Picozza,_L._W._Piotrowski,_Z._Plebaniak,_G._Pr\'ev\^ot,_E._Reali,_G._Romoli,_M._Ricci,_N._Sakaki,_K._Shinozaki,_J._Szabelski,_Y._Takizawa,_G._Valentini,_M._Vrabel_and_L._Wiencke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02353 |
Mini-EUSO（MultiwavelengthImagingNewInstrumentfortheExtremeUniverseSpaceObservatory）は、2019年から国際宇宙ステーションから地球を観測している望遠鏡です。この装置は、フレネルレンズ光学系と36個のマルチアノード光電子増倍管で構成される焦点面を採用しています。、それぞれ64チャンネル、合計2304チャンネルで単一光子計数感度を備えています。Mini-EUSOには、近赤外および可視範囲での測定を補完する2つの補助カメラも含まれています。ミッションの科学的目的は、10$^{21}$eVを超えるエネルギーを持つ超高エネルギー宇宙線(UHECR)によって生成される大規模な空気シャワーの探索から、核物質およびストレンジクォークマター(SQM)の探索にまで及びます。トランジェント発光イベント(TLE)、流星、流星体などの大気現象の研究に。Mini-EUSOは、約6.3km(全視野44{\deg})の空間解像度と2.5$の最大時間解像度で、近UV範囲(290～430nm)の夜間の地球をマッピングできます$\mu$s、ロシアのズベズダモジュールの天底に面したUV透過ウィンドウを通して、私たちの惑星を観察しています。検出器は、トリガーされた過渡現象を2.5$\mu$sおよび320$\mu$sのサンプリングレートで保存し、40.96msスケールで連続取得します。このホワイトペーパーでは、検出器の応答とフラットフィールディングとキャリブレーション手順について説明します。40.96ミリ秒のデータを使用して、UVバンドで解像度$\simeq$6.3kmの夜間地球マップを提示し、人為起源および自然起源のさまざまな排出量について報告します。雲、月明かり、および人工(町、ボート)の光の影響を調べて、海と地上の暗い月のない夜の電離圏大気放射を測定します。自然光と人工光の長期変動の研究への道を開くことに加えて、将来のUHECR検出器の観測寿命も推定します。
TESS データの天文精度テスト
| Title |
Astrometric_precision_tests_on_TESS_data |
| Authors |
Mario_Gai,_Alberto_Vecchiato,_Alberto_Riva,_Deborah_Busonero,_Mario_Lattanzi,_Beatrice_Bucciarelli,_Mariateresa_Crosta,_Zhaoxiang_Qi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02357 |
バックグラウンド。イメージング望遠鏡を使用したマイクロアーク秒レベル以下のアストロメトリーでは、十分なフォトンバジェットがあれば、未解決のソースの位置に関する不確実性は、検出器ピクセルの任意の小さな部分である可能性があると想定しています。標的。この論文では、TESSミッションの公的に入手可能な科学データの中から選択された星野画像の大規模なセットによって達成される、CCDピクセル分数の観点からの幾何学的限界精度を調査します。方法。選択された明るい星の間の距離の統計($G\simeq5\,mag$)は、ピクセル単位で、TESS光度曲線ファイルで提供される位置推定を使用して評価されます。結果。座標差の分散は、$0.01$ピクセルのレベルで、長期的な変動とノイズの多い期間の影響を受けるようです。ローパスフィルター処理されたデータ(永年進化を追跡)に関する残差は、実験的な天文ノイズとして解釈され、数ミリピクセル以下のレベルに達し、$1/5,900$ピクセルまで下がります。飽和した画像が存在し、天文精度がCCD列全体でほとんど保持されていることを証明していますが、列方向に沿って優雅に劣化しています。画像セットの累積パフォーマンスは、列全体で数マイクロピクセル、または列全体で数10マイクロピクセルです。結論。十分な信号対雑音比が与えられた場合、CCDピクセルのごく一部までの天文精度のアイデアは、飛行中の科学機器から$10^{-6}$ピクセルレベルまでの実際のデータによって確認されます。将来の高精度アストロメトリーミッションへの影響について簡単に説明します。
| Title |
Using_the_SourceXtractor++_package_for_data_reduction |
| Authors |
M._K\"ummel,_A._\'Alvarez-Ayll\'on,_E._Bertin,_P._Dubath,_R._Gavazzi,_W._Hartley,_M._Schefer_(on_behalf_of_the_Euclid_Consortium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02428 |
Euclid衛星は、2023年9月に打ち上げが予定されているESAミッションです。物体の検出や形態の決定など、データ削減の重要な段階を最適に実行するには、新しい最新のソフトウェアパッケージが必要でした。天体画像のソースを検出および測定するためのオープンソースソフトウェアとしてSourceXtractor++を開発しました。これは、主にC++で書かれた元のSExtractorを完全に再設計したものです。このパッケージはモジュラーアプローチに従っており、異なるピクセルグリッドを持つ多くの画像にまたがる複数の重複ソースの分析を容易にします。SourceXtractor++は、Euclid処理の多くの領域で既に運用されています。ここでは、ダウンロード可能な一連の典型的なユースケースに基づいて、現在のバージョンv0.19の機能を示します。
メッセンジャーミッションによって測定された高エネルギー電子イベントにおける太陽活動の関係
| Title |
Solar_activity_relations_in_energetic_electron_events_measured_by_the_MESSENGER_mission |
| Authors |
L._Rodr\'iguez-Garc\'ia,_L._A._Balmaceda,_R._G\'omez-Herrero,_A._Kouloumvakos,_N._Dresing,_D._Lario,_I._Zouganelis,_A._Fedeli,_F._Espinosa_Lara,_I._Cernuda,_G._C._Ho,_R._F._Wimmer-Schweingruber,_and_J._Rodr\'iguez-Pacheco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01592 |
ねらい。2010年から2015年にかけてメッセンジャーミッションによって測定された太陽エネルギー電子（SEE）イベントの特性と、それぞれの親太陽活動現象のパラメーターとの関係の統計的研究を行い、それらの間の潜在的な相関関係を特定します。分析中、メッセンジャーの太陽中心距離は0.31から0.47天文単位の間で変化しました。結論。(1)このイベントの特定のサンプルでは、大部分のSEEイベントが太陽経度に広がり、相対論的な電子強度の増強を示しているため、衝撃に関連した加速メカニズムは、近相対論的な加速においてフレアに関連したプロセスよりも関連している可能性があります。電子。この結果は主に、フレア強度と比較して、SEEピーク強度と衝撃速度の間に見られるより強力で重要な相関関係に基づいています。そして、SEEイベントがより高いピーク強度と太陽活動とのより高い相関を示す接続角（CA）の範囲の東への非対称性について。これは、衝撃波面への磁場接続の進化に関連している可能性があります。CAは、宇宙船に接続する磁場の足元とソース領域の経度との間の角距離であることに注意してください。(2)SEEイベントのピーク強度と衝撃速度またはフレア強度との間の相関は、1au付近の探査機による測定を使用したこれまでの研究よりも強い。
改善された太陽フレア予測のための極域データの組み込み
| Title |
Incorporating_Polar_Field_Data_for_Improved_Solar_Flare_Prediction |
| Authors |
Mehmet_Aktukmak,_Zeyu_Sun,_Monica_Bobra,_Tamas_Gombosi,_Ward_B._Manchester,_Yang_Chen_and_Alfred_Hero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01730 |
この論文では、機械学習モデルを使用して太陽フレアの予測性能を向上させるために、太陽の北極と南極の磁場強度に関連するデータを組み込むことを検討します。太陽の光球磁場の活動領域からのローカルデータを補足するために使用される場合、極フィールドデータは予測変数にグローバルな情報を提供します。このようなグローバルな特徴は、次の太陽周期の強度を予測するために以前に提案されていましたが、この論文では、それらを使用して個々の太陽フレアを分類することを提案します。極地情報を活用できる4つの異なる機械学習アルゴリズムを採用したHMIデータを使用して実験を行います。さらに、極域データを簡単かつ効果的に組み込み、リカレントニューラルネットワーク(RNN)などの最先端の太陽フレア予測アルゴリズムと同等の予測パフォーマンスを提供できる、専門家モデルの新しい確率論的混合を提案します。私たちの実験結果は、太陽フレア予測のための極域データの有用性を示しており、ハイドケスキルスコア(HSS2)を10.1%も向上させることができます。
ダイナモ モデルを使用した太陽のような星における大極小の発生のモデル化
この作業では、さまざまな回転速度と対流ゾーンの深さを持つ1つの太陽質量星の運動学的ダイナモモデルを使用して、グランドミニマムの変動性と発生頻度を研究しました。対応する流体力学モデルから大規模な流れ(差動回転と子午循環)を指定します。変数の恒星周期を生成するために、ポロイダルフィールドのBabcock-Leightonソースに確率的変動を含めます。急速に回転する星は、強い磁場で非常に不規則なサイクルを生成し、マウンダーのような大極小をほとんど生成しないのに対し、ゆっくりと回転する星(太陽とより長い自転周期)は、弱い強度と時折大極小の滑らかなサイクルを生成することがわかります。一般に、グランドミニマの数は、回転速度が低下すると増加します。これらの結果は、回転周期の増加に伴い、ダイナモの超臨界性が低下し、ダイナモがこの領域で拡張されたグランドミニマムを生成する傾向が高まるという事実によって説明できます。
Asteroseismology: 赤い超巨星アルファオリでアクシオンを探す
この作業では、アクシオン-光子結合定数$g_{a\gammaに上限を設定することを目標に、初めて地震データと表面存在量を使用して超巨星$\alpha$-Oriをモデル化します。}$.一般に、$g_{a\gamma}\in[0.002;2.0]\times10^{-10}{\rmGeV}^{-1}$を持つ恒星モデルは観測データと一致することがわかりましたが、その上限を超えると、観測上の制約と現在の文献に適合する恒星モデルは見つかりませんでした。$g_{a\gamma}=3.5\times10^{-10}{\rmGeV}^{-1}$から、アルゴリズムは適切なモデルを見つけられませんでした。それにもかかわらず、考慮されたすべてのアクシオンモデルは、アクシオンなしで、参照ケースとは異なる内部プロファイルを提示しました。さらに、アクシオンのエネルギー損失がより重要になるにつれて、非常に類似した入力パラメータであっても、恒星モデルの動作はより多様化します。それにもかかわらず、$g_{a\gamma}$の連続的な増分は、アクシオンのエネルギー損失に起因する体系的な傾向を示しています。さらに、次の3つの重要な結論を確立します。(1)光度の増加とニュートリノ生成の増加は測定可能な効果であり、アクシオンのエネルギー損失に関連している可能性があります。(2)アクシオンのエネルギー損失を伴う恒星モデルは、非常に明確な内部構造を示しています。(3)大質量星の低度の非放射状モードを観測する際の将来の星震ミッションの重要性:内部重力波は、アクシオン効果が最も強いコア近くの領域を調査します。したがって、より多くの地震データにより、$g_{a\gamma}$をより適切に制約し、大質量星内のアクシオンエネルギー損失の存在を証明または却下することができます。
超コンパクトHII領域W49N:A2の拡大環
O9星によってイオン化された超コンパクトなHII領域であるW49N:A2に向かう250~GHz連続体とH29alpha線のデータを提示します。~0"05(600au)の分解能でALMAで得られたデータは、~50度(極点では0度)傾斜した半径~700auの電離リングの存在を確認しました。それは~1000の幅を持っています。auであり、スケールの高さが数百au未満で比較的平坦である.傾斜したリング、または見かけの楕円は、短軸に沿って北西と南東の尾根の間に顕著な速度差があり、赤道面で拡大していることを示唆している.速度13.2km/s.リングは2.7km/sで回転のヒントも示しています。これは、半径20M$_sunスターの周りの半径で5.2km/sのケプラー速度よりも大幅に(2.5シグマ)小さいです。.これは、リングガスが元の特定の角運動量を保存することにより、半径170auの半径から輸送されたと解釈することができます.したがって、イオン化されたリングは、O9星に栄養を与えた降着円盤の残骸である可能性があります。放射線または磁気活動が非常に強くなり、円盤の降着が逆転したd星の周りの強い熱圧または磁気流体力学的圧力に起因します。データは、大質量星がその形成の終わりに降着を終了し、超コンパクトなHII領域を超コンパクトなHII領域に変換する稀な例を明らかにしました。
タイプ U 電波バーストの 3 次元再構成: コロナル ループの新しいリモート センシング アプローチ
| Title |
Three-dimensional_reconstruction_of_type_U_radio_bursts:_a_novel_remote_sensing_approach_for_coronal_loops |
| Authors |
S._Mancuso,_D._Barghini,_A._Bemporad,_D._Telloni,_D._Gardiol,_F._Frassati,_I._Bizzarri_and_C._Taricco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02147 |
タイプU電波バーストは、太陽コロナの磁気ループに沿って伝搬する準相対論的電子ビームの存在を示す、太陽によって生成される衝撃的なコヒーレント電波放射です。この作業では、2011年3月22日に3つの異なる周波数(298.7、327.0、および360.8MHz)でNan\c{c}ayRadioheliograph(NRH)によって例外的に画像化されたタイプU無線バーストの分析を提示します。新しいモデリングアプローチを使用して、タイプUラジオバーストの高解像度ラジオヘリオグラフ画像の使用が、コロナルループの3D形態を正確に再構築する(三角測量技術を繰り返さずに)十分であることを初めて示します。物理パラメータを制限します。同時に、加速された電子ビームのダイナミクスに関する独自の情報を得ることができます。これは、電子ビームの加速に関与するプラズマメカニズムに関する重要な手がかりと、タイプUの電波バーストがタイプIIIの電波バーストほど頻繁に観測されない理由に関する重要な手がかりを提供します。.最後に、電波画像から推測されたモデル化されたループと、同じ冠状領域で宇宙から観測された極端紫外(EUV)構造との間の関連性の明らかな欠如に関連する問題のある側面について、もっともらしい説明を提示します。
LOFAR J バースト観測を使用した大きなコロナ磁気ループ パラメータの導出
| Title |
Deriving_Large_Coronal_Magnetic_Loop_Parameters_Using_LOFAR_J_burst_Observations |
| Authors |
Jinge_Zhang,_Hamish_A._S._Reid,_Vratislav_Krupar,_Pietro_Zucca,_Bartosz_Dabrowski,_Andrzej_Krankowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02161 |
高度の1つの太陽半径の周りの大きなコロナループは、太陽風と低太陽コロナの間の重要な接続です。ただし、標準のX線およびUV技術はこれらの低密度環境には適していないため、そのプラズマ特性は明確に定義されていません。10MHzを超える周波数でのタイプJ太陽電波バーストからの診断は、これらのコロナルループを理解するのに理想的です。それにもかかわらず、JバーストはタイプIIIのいとこほど頻繁に研究されていません。その理由の1つは、コロナルループの曲率が標準的なコロナル密度モデルの使用に適していないためです。2019年4月10日に観測された太陽電波ノイズストーム中の27のタイプIIIバーストと27のJバーストを特定するために、低周波数ARray(LOFAR)とParkerSolarProbe(PSP)の太陽電波ダイナミックスペクトルを使用しました。は類似しており、開いた磁気構造と閉じた磁気構造に沿って電子を注入する共通の加速領域を意味します。Jバーストダイナミックスペクトルからコロナルループの密度モデルを推定する新しい手法について説明し、太陽半径1.3付近の典型的なループ頂点高度を見つけます。この高度では、平均スケールの高さは太陽半径0.36、平均温度は約1MK、平均気圧は0.7mdyncm$^{-2}$、平均最小磁場強度は0.13Gでした。これらのパラメーターは、はるかに小さい冠状ループと比較されます。
パーカー渦巻き形状における乱流の解析モデルと関連する磁力線の長さ
| Title |
An_analytical_model_of_turbulence_in_Parker_spiral_geometry_and_associated_magnetic_field_line_lengths |
| Authors |
T._Laitinen_(1),_S._Dalla_(1),_C._O._G._Waterfall_(1),_A._Hutchinson_(1)_((1)_Jeremiah_Horrocks_Institute,_University_of_Central_Lancashire,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02415 |
太陽から惑星間空間への磁気接続を理解することは、その場での粒子観測を粒子の太陽源領域と結び付けるために重要です。大規模なパーカースパイラル磁場に沿った単純な接続は、磁力線の乱流ランダムウォークによって複雑になります。この論文では、乱流の支配的な2D成分がパーカー渦巻きを横切る太陽圏磁場の最初の解析モデルを提示します。2D波動場は、大小の太陽中心距離で漸近的なスラブジオメトリを持つマイナーな波動場コンポーネントで補足されます。我々は、乱流が太陽の小さな発生源領域から1~auで60$^\circ$日経および緯度範囲に磁力線を広げ、磁力線の角度広がりの標準偏差が$14^\circ$であることを示す。小さなソース領域は、太陽のエネルギー粒子強度のドロップアウトと一致して、1~auで経度と緯度の断続的な範囲にマッピングされます。磁力線の長さは、公称パーカースパイラル長の1.17auから1.6auまで大幅に伸びており、西端およびその背後にある磁力線は、太陽円盤の中心に近いものよりもかなり長くなっています。荷電粒子の伝播を理解する上での発見の意味と、太陽に近い乱流特性を理解することの重要性について説明します。
Parker Solar Probe の測定値から得られた動的ブレーク スケール付近の太陽風乱流スペクトルの半径方向の変動
| Title |
The_radial_variation_of_the_solar_wind_turbulence_spectra_near_the_kinetic_break_scale_from_Parker_Solar_Probe_measurements |
| Authors |
S._Lotz,_A.E._Nel,_R.T._Wicks,_O.W._Roberts,_N.E._Engelbrecht,_R.D._Strauss,_G.J.J._Botha,_E.P._Kontar,_A._Pitna,_S.D._Bale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02441 |
この研究では、5番目の太陽からの{\itParkerSolarProbe}データを使用して、慣性範囲指数と散逸範囲指数の半径方向依存性、および惑星間磁場変動の電力密度スペクトルの慣性範囲と散逸範囲を分離するスペクトルブレークを調べます$\sim$0.1と$\sim$0.7auの遭遇。導出されたブレーク波数は、より大きな半径方向距離での以前の推定値とかなりよく比較され、熱陽子によるアルフ線ゆらぎのジャイロ共鳴減衰と一致しています。慣性スケールの乗法指数は、約-1.65から-1.45の間で変動することがわかります。これは、コルモゴロフ(-5/3)またはIroshnikov-Kraichnan(-3/2)のいずれかの値と一致しており、半径方向への依存性が非常に弱く、スペクトルが太陽に近づくにつれて急勾配になる可能性があることを示しています。ただし、散逸範囲べき乗則指数は半径距離(および乱流年齢)に明確に依存しており、0.7天文単位(4日)付近の-3から0.1天文単位(0.75日)近くの-4[$\pm$0.3]に減少します。太陽に。
Gaia と TESS の時代のトランジット褐色矮星集団の半径決定の改善
ガイアミッション(ガイアDR3)からの3回目のデータリリースの前に公開された11個のトランジット褐色矮星(BD)と低質量星のサブスター質量半径図の更新を報告します。物理パラメータが2008年から2019年の間に公開されたこれらのトランジットBDシステムを再分析し、GaiaDR3からの視差測定を使用すると、7つのBDが半径の推定値に有意な差を示すか、半径の不確実性の改善を示すことがわかりました。これは、これらのBDを使用して、質量半径図で亜星の進化モデルをテストする方法に重要な意味を持ちます。残りの4つのBDは、以前のGaiaDR3測定値と一致する質量半径推定値を示しています。元の質量半径測定値からの大幅な逸脱を示す7つのBDは、AD3116b、CoRoT-3b、CoRoT-15b、EPIC201702477b、Kepler-39b、KOI-205b、およびKOI-415bです。これらのうち、AD3116bは、年齢が6億マイルのプレセペ星団の既知のメンバーです。さらに、以前に知られている最小のトランジットBDであるKOI-205bとKOI-415bのいくつかは、かつて考えられていたほど小さくなく、この作業の結果として、最も古いBDの質量半径領域が比較的まばらになっています。
直交多項式を使用した Koopman 演算子によるランベルトの問題の解法
| Title |
A_Lambert's_Problem_Solution_via_the_Koopman_Operator_with_Orthogonal_Polynomials |
| Authors |
Julia_Pasiecznik,_Simone_Servadio,_Richard_Linares |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01390 |
ランバートの問題は、宇宙作戦の文脈で長い間研究されてきました。そのソリューションにより、正確な軌道決定と宇宙船の誘導が可能になります。この作業は、Koopmanオペレーター(KO)を使用して、ランバートの問題に対する分析ソリューションを提供します。文献の以前の方法とは対照的に、KOは、非線形ダイナミクスをグローバルな線形表現に埋め込む変換を求めることにより、非線形システムの分析を提供します。ランバート解を解くための新しい方法論は、位相平面上のシステムの固有値の位置を考慮し、ダイナミクスの計算効率の高い伝播のために正確な状態遷移多項式マップを評価します。使用された方法論と発見された多回転ソリューションは、文献に見られる他の技術と精度とパフォーマンスが比較され、従来の数値的方法論に対する新しく開発された分析アプローチの利点が強調されています。
球測地線グリッド上の放射輸送方程式の角度離散化のための有限要素法
| Title |
A_Finite_Element_Method_for_Angular_Discretization_of_the_Radiation_Transport_Equation_on_Spherical_Geodesic_Grids |
| Authors |
Maitraya_K_Bhattacharyya_and_David_Radice |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01409 |
離散座標($S_N$)およびフィルター処理された球面調和関数($FP_N$)ベースのスキームは、ボルツマン輸送方程式を解く際に堅牢で正確であることが証明されていますが、さまざまな物理シナリオで独自の長所と短所があります。両方の方法の長所を組み合わせ、それらの欠点を軽減する角度の有限要素アプローチに基づく新しい方法を提示します。角度変数は球面測地線グリッドで指定され、球面上の関数は有限要素ベースで表されます。非物理的な値が解に現れるのを防ぐために、正の値を保持する制限戦略が採用されています。次に、結果のメソッドは、4つのテスト問題を使用して$S_N$スキームと$FP_N$スキームの両方と比較され、他のメソッドのいずれかが失敗したときにうまく機能することがわかります。
SuperNest: 天体物理学と宇宙論に適用される加速されたネストされたサンプリング
| Title |
SuperNest:_accelerated_nested_sampling_applied_to_astrophysics_and_cosmology |
| Authors |
Aleksandr_Petrosyan_and_William_James_Handley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01760 |
ネストされたサンプリングのパフォーマンスとその精度を向上させる方法を提示します。Chenらによる以前の研究に基づいて、適切な「提案」分布が提供される場合、ネストされたサンプリングが事前から事後への圧縮に費やす時間を削減するために事後再分割を使用できることを示します。ガウス事後分布を持つ宇宙論の例でこれを紹介し、コードをLGPLライセンスの拡張可能なPythonパッケージhttps://gitlab.com/a-p-petrosyan/ssprとしてリリースします。
超熱衝突エネルギーにおけるO($^3P$) + CO散乱断面積の量子力学的研究
| Title |
A_quantum-mechanical_investigation_of_O($^3P$)_+_CO_scattering_cross_sections_at_superthermal_collision_energies |
| Authors |
Sanchit_Chhabra,_Marko_Gacesa,_Malathe_S._Khalil,_Amal_Al_Ghaferi_and_Nayla_El-Kork |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01799 |
高速原子と熱原子の間の衝突に関連する動力学とエネルギー緩和は、脱出にとって基本的な関心事であり、火星大気の進化にとっても重要です。O($^3P$)原子とCOとの高速衝突の全断面積と微分断面積は、量子力学計算から計算されています。断面積は、惑星科学と天体物理学に関連する質量中心フレームで0.4～5eVの衝突エネルギーで計算されます。O($^3P$)+CO衝突の3つのポテンシャルエネルギー面($^3$A'、$^3$A"、および2つの$^3$A"対称性)がすべて含まれており、原子基底状態に分離されています。断面の計算。エネルギーO($^3P$)原子のCOとの衝突の3つの同位体すべてについて断面積が計算されます。断面積の同位体依存性が比較されます。O原子とCO分子との同位体のエネルギー緩和に関する私たちの新たに計算されたデータは、火星の上層大気における脱出とエネルギー移動プロセスのモデリングを改善するのに非常に役立ちます。
CSNS Back-n 施設での $^{159}$Tb(n, $\gamma$) 断面積の測定
| Title |
Measurement_of_the_$^{159}$Tb(n,_$\gamma$)_cross_section_at_the_CSNS_Back-n_facility |
| Authors |
S._Zhang,_G._Li,_W._Jiang,_D.X._Wang,_J._Ren,_E.T._Li,_M._Huang,_J.Y.Tang,_X.C._Ruan,_H.W._Wang,_Z.H._Li,_Y.S._Chen,_L.X._Liu,_X.X._Li,_Q.W.Fan,_R.R._Fan,_X.R._Hu,_J.C._Wang,_X._Li,1D.D._Niu,_N._Song,_and_M._Gu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.01820 |
A$\approx$160付近の質量数の恒星(n,$\gamma$)断面積データは、熱的にパルス化する漸近巨大分枝で起こる低速中性子捕獲プロセスの主成分における元素合成にとって重要です。(TP--AGB)。$^{159}$Tbの(n,$\gamma$)断面積の新しい測定は、バックストリーミング白色中性子ビームライン(Back-n)でC$_6$D$_6$検出器システムを使用して実行されました。中性子エネルギーが1eVから1MeVの範囲の中国核破砕中性子源(CSNS)。実験的な共鳴捕獲カーネルは、この捕獲測定で最大1.2keVの中性子エネルギーが報告されました。マクスウェル平均断面積(MACS)は、$kT$=5$\sim$100keVで測定された$^{159}$Tb(n,$\gamma$)断面積から導出され、推奨値とよく一致しています。KADoNiS-v0.3とJEFF-3.3のデータ、KADoNiS-v1.0とENDF-VIII.0は現在のMACSをそれぞれ40$\%$と20$\%$まで大幅に過大評価しています。星の進化コードMESAを使用して、sプロセス元素合成の高感度テストも実行されました。ENDF/B-VIII.0と現在の測定率$^{159}$Tb(n,$\gamma$)$^{160}$TbinMESAシミュレーション。
ノイズ トランジェントに対するより優れた識別によるバイナリ ブラック ホール検索の改善
| Title |
Improved_binary_black_hole_searches_through_better_discrimination_against_noise_transients |
| Authors |
Sunil_Choudhary,_Sukanta_Bose,_Prasanna_Joshi,_Sanjeev_Dhurandhar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02026 |
LIGOおよびVirgo検出器の短時間のノイズトランジェントは、特に高質量領域で、コンパクトバイナリ合体(CBC)信号の検索感度に大きく影響します。\cite{Joshi_2021}の著者による以前の研究では、CBCと区別するために$\chi^2$統計が提案されました。この作業は、実際のLIGOデータにおける最適な$\chi^2$統計の改善されたノイズ識別を示す拡張です。最適な$\chi^2$の調整には、CBC信号の位相の考慮と、十分な情報に基づいた正弦ガウス基底ベクトルの選択が含まれており、CBC信号といくつかの最も気になるノイズ過渡現象がどのように異なる方法でそれらに投影されるかを識別します~\cite{sunil_2022}.LIGO-Hanford検出器とLIGO-Livingston検出器の2回目の観測(O2)実行から、実際のブリップグリッチ(短時間のノイズ障害の一種)を取得します。バイナリブラックホール信号は\textsc{IMRPhenomPv2}波形を使用してシミュレートされ、同じ実行から実際のLIGOデータに注入されました。従来の$\chi^2$と比較して、最適な$\chi^2$は低質量ビン($m_1,m_2\in[20,40$10^{-3}$.最適な$\chi^2$も、正弦ガウス$\chi^2$よりも大幅に改善されていることがわかります。
ファン デル ワールスによる影と強い重力レンズ作用 均質プラズマ中のブラック ホール
| Title |
Shadows_and_Strong_Gravitational_Lensing_by_Van_der_Waals_Black_Hole_in_Homogeneous_Plasma |
| Authors |
Niyaz_Uddin_Molla,_Ujjal_Debnath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02104 |
この論文では、最初にVanderWaals(VdW)ブラックホールの地平線構造を分析し、次にプラズマ媒質が存在しない場合と均一なプラズマ媒質が存在する場合のその影を調査します。ファンデルワールスパラメータ$a$と$b$の両方が、ブラックホールの影に大きな影響を与えることがわかりました。また、均一なプラズマ媒体の影の半径が減少する一方で、パラメーター$\sigma=\frac{\omega_p}{\omega_{\infty}}$(プラズマ周波数と光子周波数の比率)が増加し、半径が減少することも観察します。シャドウ不均一プラズマ媒体のは、真空媒体よりも大きくなります。また、均一なプラズマ媒体における強い重力レンズ効果についても説明します。光子球の半径、偏向限界係数、強電界の偏向角は、均一なプラズマ媒体の存在によって大きく影響を受けることがわかります。また、均質なプラズマをもつVanderWaalsブラックホールによる強磁場極限での偏向角は、真空媒体の偏向角よりも大きいこともわかりました。さらに、均質プラズマの影響を伴う強磁場極限における超大質量ブラックホールの例を取り上げて、観測量の角度位置$\theta_{\infty}$、分離$S$および倍率$r_{mag}$について説明します。.ファンデルワールスパラメータ$a$、$b$および均一なプラズマ媒質は、影と強い重力レンズ効果の両方に大きな影響を与えると結論付けられています。
天体核物理学の進歩: まだ多くの未解決の問題がある学際的な分野
| Title |
Progress_in_Nuclear_Astrophysics:_a_multi-disciplinary_field_with_still_many_open_questions |
| Authors |
S._Goriely,_A._Choplin,_W._Ryssens_and_I._Kullmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02156 |
核天体物理学は、核データに対する膨大な需要がある学際的な分野です。そのさまざまな分野の中で、星の進化と元素合成は明らかに核物理学と最も密接に関連しています。天体物理学アプリケーションのための核データの必要性は、実験技術だけでなく、現在の核モデルの堅牢性と予測力にも挑戦しています。過去数年間の目覚ましい進歩にもかかわらず、主要な問題と謎が残っています。現在の寄稿では、いくつかの核天体物理学特有の側面のみが議論されています。これらは、元素合成のいわゆるsプロセスおよびpプロセスに関連する重要な反応の測定、rプロセス元素合成に関心のあるエキゾチックな中性子に富む原子核の核特性を予測するための理論的取り組みに関連するいくつかの実験的進歩に関するものです。また、核天体物理学アプリケーションにおける機械学習技術の最近の導入。
| Title |
Gravitational_lens_system_as_a_potential_tool_to_detect_extremely_low_frequency_primordial_gravitational_wave |
| Authors |
Wenshuai_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02221 |
位置合わせされていないソース-偏向器-オブザーバー構成を備えた重力レンズシステム上の極低周波原始重力波の痕跡は、研究で調査されており（Liu、2022、MNRAS、517、2769）、そこからの摂動による時間遅延が示されています。非常に低い周波数の原始重力波は、一連の選択されたパラメーターを使用して、理論モデルから推定されるものから100%も逸脱する可能性があります。ただし、研究で選択された重力波の周波数(Liu,2022,MNRAS,517,2769)は少し混乱しています。ここで、この作業で選択された適切なパラメーターを使用すると、結果は、非常に低い周波数の原始重力波からの摂動を伴う重力レンズシステム内のソースの異なる画像間の時間遅延が、理論モデルから得られるものから大きく逸脱する可能性があることを示していますこれは、重力レンズシステムからの時間遅延を使用して、非常に低い周波数の原始重力波を検出できることを示しています。
ハイペロン相互作用が混成星の性質と非動径振動モードに及ぼす影響
中性子星の性質は、強い相互作用の複合モデルで研究されています。低から中程度のバリオン密度の領域では、有効なハイペロン-ハイペロン頂点を含む共変ハドロンモデルが採用されます。星のコアにおけるフリークォークの存在は、ベクトル相互作用を追加した南部ジョナラシニオモデルを使用して考慮されます。脱閉じ込めプロセスは、フェーズの継続的な共存によって説明されます。質量半径関係、慣性モーメント、潮汐変形能、および相対論的カウリング近似内の非動径fおよびgモードの伝搬など、中性子星のいくつかの構造パラメータが研究されています。モデルの予測は、最近の観測データとよく一致しています。
超相対論的垂直衝撃波面での粒子加速
| Title |
Particle_acceleration_at_ultrarelativistic,_perpendicular_shock_fronts |
| Authors |
John_G._Kirk,_Brian_Reville,_Zhiqiu_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02349 |
固有関数展開を使用して輸送方程式を解き、モンテカルロシミュレーションで補完することで、超相対論的ショックが下流のプラズマで大きな振幅乱流を生成できない場合でも、効果的な粒子加速器になり得ることを示します。この発見は、衝撃法線に垂直な一様な下流磁場が一次フェルミ過程による加速を阻害するという広く信じられている信念と矛盾しています。超相対論的極限では、これらの衝撃に対して指数s=4.17の定常べき乗則粒子スペクトルが見つかりました。これは、厳密に平行な衝撃に対して予測されたものに近いものです。
| Title |
A_revised_formalism_for_slowly-rotating_superfluid_neutron_stars_in_general_relativity |
| Authors |
Eneko_Aranguren,_Jos\'e_A._Font,_Nicolas_Sanchis-Gual,_Ra\"ul_Vera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02390 |
Hartle-Thorneの定式化における、ゆっくりと回転する一般相対論的超流動中性子星について説明します。星の組成は、超流動中性子と他のすべての構成要素を説明する単純な2流体モデルによって記述されます。2001年にAnderssonとComerによって報告された元の定式化に基づいて、2次摂動理論まで有効な、ゆっくりと回転する超流動中性子星の新しい形式を導出するために、摂動マッチングフレームワークを適用します。エネルギー密度が星の表面でゼロにならない場合、正しい結果が得られないため、Hartle-Thorne形式を修正する必要があることが示された単一流体の場合。境界での非消失エネルギー密度を説明するために、元の2流体形式に適用する必要がある修正について詳しく説明します。その過程で、元の2流体モデルでの恒星表面の変形の計算に必要な修正もすべての場合に見られます(表面のエネルギー密度の値に関係なく)。星の質量の計算、星の変形、およびケプラーの回転限界の比較に焦点を当てて、数値星モデルを構築することにより、2つの形式の間に見られる不一致が説明されます。特に、星の境界でエネルギー密度がゼロにならない玩具モデルの状態方程式を使用して、我々が見つけた形式主義への修正が、ゆっくりと回転する超流動中性子星の構造に大きな影響を与えることを実証します。
減衰する磁気流体乱流のパラメータ研究
| Title |
Parameter_study_of_decaying_magnetohydrodynamic_turbulence |
| Authors |
Andres_Armua,_Arjun_Berera,_Jaime_Calderon_Figueroa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02418 |
ヘリカル磁気流体力学(MHD)乱流は、小さいスケールから大きいスケールへの磁気エネルギーの逆伝達を示すことはよく知られています。これは、磁気ヘリシティのおおよその保存に関連しています。最近、いくつかの数値研究により、非らせんMHD流れにも逆エネルギー移動が存在することがわかりました。完全に解決された一連の直接数値シミュレーションを実行し、逆エネルギー移動とヘリカルおよび非ヘリカルMHDの減衰法則の幅広いパラメーター研究を実行します。数値結果は、プラントル数(Pm)の増加に伴って大きくなるエネルギーのわずかな逆伝達のみを示しています。この後者の特徴は、宇宙磁場の進化に興味深い結果をもたらす可能性があります。さらに、減衰法則$E\simt^{-p}$はスケール分離とは無関係であり、PmとReのみに依存することがわかります。らせんの場合、$p_b\approx0.6+14/Re$の形式の依存関係を測定します。また、結果と以前の文献を比較し、観察された不一致の考えられる理由について説明します。
WIMP パラダイム: テーマとバリエーション
相互作用の弱い大質量粒子であるWIMPは、何十年もの間、暗黒物質粒子の主要な候補であり、実行可能で非常に動機付けられた可能性が残っています。これらの講義では、WIMPの奇跡と、過小評価されているいとこである個別のWIMPの奇跡から始めて、WIMPの基本的な動機について説明します。次に、WIMPの基本的な機能の概要と、それらを見つける方法について説明します。これらの講義は、WIMPテーマのいくつかのバリエーションで締めくくられます。これらは、今ではそれ自体が重要なトピックになり、WIMPパラダイムの豊かさを示しています。
原子暗黒物質(aDM)は、暗黒物質の一部またはすべてを構成する可能性のある、相互作用する暗黒セクターの単純ですが、非常に理論的に動機付けられた可能性です。最小原子暗黒物質の精密宇宙観測量の包括的な研究を行い、暗QEDカップリングと暗電子および陽子質量$(\alpha_{D},m_{e_{D}},m_{p_{D}})$と、SM再結合時のaDM質量分率$f_D$と温度比$\xi$の2つの宇宙論的パラメーター。重要なaDM質量分率では、暗電子質量が$\alpha_{D}$依存の下限に従う必要があることがわかりました。また、aDMが後期測定値からの$(H_0,S_8)$張力に対応できることも示しており、$\Lambda$CDMまたは$\Lambda$CDM+暗放射よりもはるかに優れた適合につながります。さらに、後期測定を含めると、暗黒物質原子のパラメータに対する制約が非常に厳しくなります。ダークQEDカップリングは$\alpha_{D}<0.025$の上限に従わなければならず、ダーク電子はSM電子よりも軽くてはならず、$\DeltaN_D,f_{D}\gtrsim0.1$が優先されます。暗黒陽子の質量は一見拘束されていないように見えます。私たちの結果は、非線形およびより小さなスケールでの原子暗黒物質の将来の精密研究のための重要な新しい出発点として役立ちます。
