宇宙論的弱レンズ解析における点広がり関数加法体系を除去するための一般的なフレームワーク
| Title |
A_General_Framework_for_Removing_Point_Spread_Function_Additive_Systematics_in_Cosmological_Weak_Lensing_Analysis |
| Authors |
Tianqing_Zhang,_Xiangchong_Li,_Roohi_Dalal,_Rachel_Mandelbaum,_Michael_A._Strauss,_Arun_Kannawadi,_Hironao_Miyatake,_Andrina_Nicola,_Andr\'es_A._Plazas_Malag\'on,_Masato_Shirasaki,_Sunao_Sugiyama,_Masahiro_Takada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03257 |
宇宙論的な弱いレンズ作用の測定は、シアー2点相関関数(2PCF)の正確な測定と、それに影響を与える体系の深い理解に依存しています。この作業では、宇宙シアー2PCFに対するPSF体系の影響を説明し、宇宙論的解析への影響を軽減するための一般的なフレームワークを示します。私たちのフレームワークは、2番目のモーメントだけでなく、PSFの2番目以上のモーメントによって寄与されるすべてのスピン2量からの漏れとモデリングエラーを説明できます。この形式でHSCYear3(Y3)カタログを使用してヌルテストを解釈し、PSFの4番目のモーメントのスピン2の組み合わせからの漏れが、付加的なせん断系統への主な貢献者であることを発見しました。PSFの2番目の瞬間だけで貢献したよりも。我々はHSCY3の模擬宇宙せん断解析を実施し、修正されていない場合、PSFシステマティックスが宇宙パラメータ$\Omega_m$と$S_8$を$\sim$0.3$\sigma$偏らせる可能性があることを発見しました。従来の2番目のモーメントに基づくモデルでは、0.1$\sigma$のバイアスしか補正できず、汚染はほとんど補正されません。HSCY3宇宙せん断解析では、PSFの2次および4次モーメント汚染の両方をモデル化する必要があると結論付けています。また、更新された体系モデルを使用してHSCY1宇宙せん断解析を再解析し、元の解析からのより制限された2次モーメントモデルを使用すると、$\Omega_m$に0.07$\sigma$の偏りがあることを特定します。実空間とフーリエ空間の両方でこの方法を首尾一貫して使用し、断層撮影ビンでせん断体系を評価し、PSFモデルのオーバーフィッティングをテストする方法を示します。
低赤方偏移での経験に基づく多波長 K 補正
| Title |
Empirically-Driven_Multiwavelength_K-corrections_At_Low_Redshift |
| Authors |
Catherine_E._Fielder,_Brett_H._Andrews,_Jeffrey_A._Newman,_Samir_Salim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03263 |
観測されたバンドのフラックスを静止フレームバンドのフラックスに変換するK補正は、さまざまな赤方偏移の銀河を比較するのに重要です。これらの補正は、多くの場合、銀河の経験的または理論的なスペクトルエネルギー分布(SED)テンプレートへの適合に依存しています。ただし、テンプレートは、信頼できるK補正をSEDモデルが堅牢な体制に制限します。たとえば、一部のバンド(WISEW4など)ではテンプレートが適切に制約されていないため、これらのバンドのK補正が適切に決定されません。SEDテンプレートへの依存を軽減する手段として、K補正に対する経験に基づくアプローチを開発することにより、この欠点に対処します。我々は、銀河のSEDが低赤方偏移(0.01<z<0.09)の1つのパラメーターファミリー。SEDテンプレートによって十分に制約されたバンドの場合、経験に基づいたK補正は、GSWLC-M2カタログ（更新された中程度の深さのGALEX-SDSS-WISEレガシーカタログ）で採用されているKcorrectおよびSEDテンプレートフィッティングのSEDフィッティング方法に匹敵します。.ただし、私たちの方法は、WISEW4で利用可能なSEDフィッティングK補正よりも劇的に優れています。私たちの方法はまた、誤ったテンプレートの仮定を軽減し、z=0でK補正を強制的に0にします。K補正された測光とコードは公開されています。
分散関係を修正したインフレーションモデルからの始原ブラックホールの生成
| Title |
Generation_of_Primordial_Black_Holes_from_inflation_model_with_modified_dispersion_relation |
| Authors |
Taotao_Qiu,_Wenyi_Wang_Ruifeng_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03403 |
始原ブラックホール(PBH)は、暗黒物質や超大質量の天体物理学のオブジェクトを説明する能力があるため、人々にとって興味深いものです。通常のインフレーションシナリオでは、PBHの生成には通常、インフレーション期の終わりにスカラー摂動の強化されたパワースペクトルが必要になります。これは、インフレーションフィールドの分散関係が修正されるときに予想されます。この作業では、"{\itDBIにインスパイアされた非最小運動結合"(DINKIC)}モデルと呼ばれる一種のインフレーションモデルを研究します。このモデルでは、分散関係はラグランジュ体に存在する平方根によって変更されます。変更された分散関係によるスカラーパワースペクトルの強化と、Press-Schechter崩壊メカニズムによって生成される豊富なPBHについて説明します。また、線形スカラー摂動によるスカラー誘起重力波(SIGW)の形成についても説明します。
非最小スペクテーター フィールドによって生成された原始ブラック ホール
| Title |
Primordial_black_holes_generated_by_the_non-minimal_spectator_field |
| Authors |
De-Shuang_Meng,_Chen_Yuan,_and_Qing-Guo_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03577 |
この論文では、スペクテーターフィールドが非最小にインフレトンフィールドに結合し、小さなスケールでのスペクテーターフィールドの摂動のパワースペクトルが、非最小結合の形のシャープな特徴によって劇的に強化されるモデルを提案します。.インフレーションの終了時または終了後に、スペクテーターフィールドの摂動は曲率摂動に変換され、原始ブラックホール(PBH)の形成につながります。さらに、たとえば、質量関数が$\sim10^{-12}M_\odot$でピークに達し、宇宙のすべての冷たい暗黒物質を表すPBHを生成するための3つの現象論的モデルを検討し、スカラーによって生成された重力波が誘起されることを発見します。曲率摂動は、Taiji、TianQin、LISAなどの将来の衛星搭載重力波検出器によって検出できます。
さまざまな光速モデルの断熱膨張
最近、さまざまな後期宇宙論的問題を解決するために、可変光速(VSL)モデルを提案しました\cite{Lee:2020zts}。このモデルには、スケール係数$c=c_0a^{b/4}$の関数として光速度の時間変化を特徴付ける1つの自由パラメーター$b$があります。特殊相対性理論、熱力学、電磁力など、既知のすべてのローカル物理法則を満たすために、さまざまな物理定数と物理量の時間変化は、$b$の関数としてスケールファクターのさまざまな累乗を持ちます。このモデルは、Robertson-Walker計量に基づいており、宇宙原理で必要とされる等方性で均一な3空間を満たします。断熱性は、優先的なエネルギーの流れの方向がある場合、正味のエネルギー束が等方性を偽造するため、均一性と等方性を維持するために必要な条件です。また、外向き(内向き)フラックスが等方性である場合、均一性を構築することもできます。したがって、どのVSLモデルも、実行可能なモデルになるために断熱膨張条件を維持する必要があります。また、物理定数を制約するための追加条件も提供します。
銀河間レンズ現象における小規模からの非局所的な寄与: 緩和スキームの比較
| Title |
Non-local_contribution_from_small_scales_in_galaxy-galaxy_lensing:_Comparison_of_mitigation_schemes |
| Authors |
J._Prat,_G._Zacharegkas,_Y._Park,_N._MacCrann,_E._R._Switzer,_S._Pandey,_C._Chang,_J._Blazek,_R._Miquel,_A._Alarcon,_O._Alves,_A._Amon,_F._Andrade-Oliveira,_K._Bechtol,_M._R._Becker,_G._M._Bernstein,_R._Chen,_A._Choi,_H._Camacho,_A._Campos,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_R._Cawthon,_J._Cordero,_M._Crocce,_C._Davis,_J._DeRose,_H._T._Diehl,_S._Dodelson,_C._Doux,_A._Drlica-Wagner,_K._Eckert,_T._F._Eifler,_J._Elvin-Poole,_S._Everett,_X._Fang,_A._Fert\'e,_P._Fosalba,_O._Friedrich,_M._Gatti,_G._Giannini,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_I._Harrison,_W._G._Hartley,_K._Herner,_H._Huang,_E._M._Huff,_M._Jarvis,_E._Krause,_N._Kuropatkin,_P.-F._Leget,_J._McCullough,_J._Myles,_A._Navarro-Alsina,_A._Porredon,_M._Raveri,_R._P._Rollins,_A._Roodman,_R._Rosenfeld,_A._J._Ross,_E._S._Rykoff,_C._S\'anchez,_J._Sanchez,_et_al._(51_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03734 |
通常3$\times$2ptと呼ばれる、大規模な構造と弱いレンズ効果の測定値を使用した最近の宇宙論的解析では、非線形性とバリオンを正確にモデル化することができないため、小さなスケールからの多くのシグナル対ノイズを破棄する必要がありました。効果。銀河-銀河レンズ効果、またはレンズとソース銀河間の位置-せん断相関は、そのような分析に含まれる3つの2点相関関数の1つで、通常は平均接線方向せん断で推定されます。ただし、特定の角度スケール$\theta$または物理スケール$R$での接線せん断測定値は、それより下のすべてのスケールからの情報を運ぶため、実際のデータに適用されるスケールカットは、理論上の不確実性が問題になるスケールよりも大幅に大きくなります。最近、銀河間レンズ信号の非局所性を軽減することを目的としたいくつかの独立した取り組みが行われています。ここでは、Parketal.で説明されているY変換を含む、さまざまな方法の比較を行います。（2021）、MacCrannetal。(2020)およびBaldaufetal.で説明されているAnnularDifferentialSurfaceDensity統計。（2010）。ノイズのないシミュレートされた結合された銀河クラスタリングと銀河-銀河レンズ分析で宇宙論的制約レベルで比較を行います。すべての推定器は、ルービン天文台レガシー空間と時間調査(LSST)の1年目のようなセットアップを使用して同等に機能することがわかります。これは、すべての推定量が、銀河間レンズ測定の非局所的な性質の原因となるモードを予測するためです。これは、$1/R^2$として識別されています。最後に、すべての推定量をDESY3データに適用し、すべてが一貫した結果をもたらすことを確認します。
低粘度 2D ディスクのタイプ I レジームにおける軌道偏心減衰のレシピ
ギャップの開きはディスクの粘度に依存することが知られています。ただし、偏心減衰式は、部分的なギャップの開きを無視して、高粘度でのみ導出されています。小さな惑星でさえも部分的に開き始める可能性がある低粘度円盤におけるタイプI体制の$e$減衰をモデル化するための簡単な式を得ることを目指しています。さまざまなアスペクト比と粘度を持つ円盤の固定軌道上でさまざまな質量を持つ惑星の高解像度2D局所等温流体力学シミュレーションを実行します。惑星が感じるトルクとパワーを決定して、移動と離心率の減衰タイムスケールを導き出します。最初に、渦が現れるギャップの深さの下限を見つけます。これは、タイプIレジームとタイプIIレジームの間の移行時に大まかに発生します。安定したままのシミュレーションでは、現在文献で使用されているものと同様であるが、$\alpha=3.16\times10^{-5}$.観測されたギャップの深さと$e$の関数として$e$減衰効率を記録します。惑星が十分に深いギャップを開くと、$e$とは無関係に線形傾向が観察されます。より浅いギャップでは、この線形傾向は低い$e$で保持されますが、$e$がディスクのスケールの高さに匹敵する場合、より効率的な減衰に逸脱します。どちらの傾向も理論的に理解でき、簡単なフィッティング式で再現できます。結合された適合により、高解像度の2D流体シミュレーションと一致する部分的なギャップ開口惑星の$N$ボディにタイプI$e$ダンピングを実装するための簡単なレシピが得られます。フィッティングの典型的な誤差は数パーセントのオーダーであり、文献で広く使用されているタイプIのトルク式の誤差よりも低くなります。これにより、低粘度での集団合成モデルのタイプIレジームの惑星-ディスク相互作用のより一貫した処理が可能になります。
氷床の基底融解による冷たいエキソ地球上の液体の水
液体の水は居住性の重要な要素です。しかし、ハビタブルゾーンの外にあり、適切な温室効果が得られない惑星では、表面の液体水の生成と安定性が困難になる可能性があります。このような寒くて氷の多い地球外では、地熱による地域的、全球的な氷床の基底融解が、液体の水を形成する代替手段を提供します。ここでは、氷床の熱物理学的進化をモデル化して、液体の水を生成し、地球外の水氷の圧力制御凝固点を超える温度で維持できる地球物理学的条件を確認します。月のような控えめな地熱の熱流があっても、地球外の氷床の底部および氷床内に氷床下の液体の海が形成される可能性があることを示しています。さらに、氷河下の海洋は、地熱の原因となる熱生成要素の10億年の半減期のために、地球外に長期間存続する可能性があります。これらの氷河下の海は、しばしば惑星の地殻と接触し、厚い氷の層によって親星の高エネルギー放射から保護されており、長期にわたって居住可能な条件を提供する可能性があります。
木星の電波放射に対する磁気圏圧縮の影響：ジュノデータを使用したその場でのケーススタディ
| Title |
Effect_of_a_magnetosphere_compression_on_Jovian_radio_emissions:_in_situ_case_study_using_Juno_data |
| Authors |
C._K._Louis,_C._M._Jackman,_G._Hospodarsky,_A._O'Kane_Hackett,_E._Devon-Hurley,_P._Zarka,_W._S._Kurth,_R._W._Ebert,_D._M._Weigt,_A._R._Fogg,_J._E._Waters,_S._Mc_Entee,_J._E._P._Connerney,_P._Louarn,_S._Levin,_S._J._Bolton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03740 |
木星を周回する53日間の極軌道の間に、ジュノはしばしば木星磁気圏の境界を横切ります(つまり、磁気圏界面とバウショック)。境界位置から、上流の太陽風の動圧を推測できます。これは、システムの圧縮または緩和の状態を示します。この研究の目的は、太陽風と木星の電波放射との関係を決定するために、磁気圏圧縮中の木星の電波放射を調べることです。この論文では、船首衝撃と磁気圏界面交差(2016年6月から2022年8月まで)の完全なリストを、いくつかの追加情報(例えば、太陽風の動圧と、Joyetal.(2002)から推測されたスタンドオフ距離の位置)とともに示します。）。次に、連続して発生する2つの圧縮イベント(磁気圏界面交差から推測)を選択し、木星電波放射の応答のケーススタディを提示します。磁気圏の圧縮が新しい電波源の活性化につながることを実証します。新たに活性化された広帯域キロメートル放射は、磁気圏の圧縮とほぼ同時に観測され、発生源は経度の広い範囲をカバーしています。デカメトリック放射源は、特定の経度と夕暮れの現地時間でのみ、1回転以上後に活性化されることが見られます。最後に、狭帯域キロメートル放射の活性化は、圧縮段階では観察されませんが、磁気圏が膨張段階にあるときに観察されます。
広い褐色矮星を持つ星の周りの惑星を探す
| Title |
Search_for_planets_around_stars_with_wide_brown_dwarfs |
| Authors |
J._\v{S}ubjak,_N._Lodieu,_P._Kab\'ath,_H._M._J._Boffin,_G._Nowak,_F._Grundahl,_V._J._S._B\'ejar,_M._R._Zapatero_Osorio,_V._Antoci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03757 |
ねらい。このプロジェクトは、惑星系における広い褐色矮星の仲間の役割をよりよく理解することを目的としています。メソッド。SONG、CARMENES、STELLAの高解像度スペクトログラフを使用して、6つの明るい星の高解像度スペクトルを取得しました。これらのスペクトルを使用して、恒星の物理パラメータの完全なセットとともに動径速度を導き出しました。次に、視線速度信号を調査し、そのようなシステム内の惑星の割合について説明しました。また、広い褐色矮星の仲間の物理的パラメーターを導き出すために使用された、ターゲットの年齢を再分析しました。最後に、文献から既知の惑星を含むシステムの編集を、サンプルとともに考慮して、パラメーター分布の可能な特異性を検索します。結果。観測された6つの星系から導き出された年齢に基づいて、広い伴星の質量を再計算し、それらの準恒星の性質を確認しました。HD3651系とHIP70849系に惑星を確認し、HD46588系に新たな惑星候補を発見しました。私たちの調査では、主に海王星質量の惑星に数日の短い周期で、土星質量の惑星に数百日の長い周期で敏感です。不確実性が含まれています。サンプルのパラメーター分布を単一の星と比較すると、広い星の伴星を持つシステムで6日未満の短い周期を持つ惑星の強化が観察されます。最後に、ワイドBDコンパニオンを持つシステム内の惑星は、最大$\sim0.65$の独自の離心率分布に従い、周期が40日を超え、質量が$0.1\,M_J$を超え、離心率が0.4を超えます。
高温木星と超高温木星の大気循環に対する内部熱流束の影響
| Title |
The_effect_of_interior_heat_flux_on_the_atmospheric_circulation_of_hot_and_ultra-hot_Jupiters |
| Authors |
Thaddeus_D._Komacek,_Peter_Gao,_Daniel_P._Thorngren,_Erin_M._May,_Xianyu_Tan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03833 |
多くの高温および超高温の木星は半径を膨張させており、その内部が形成からのかなりのエントロピーを保持していることを意味しています。これらの高温の内部は、下から大気に衝突する強化された内部熱流束につながります。この作業では、高温および超高温の木星の大気循環と熱構造に対するこの高温の内部の影響を研究します。そのために、ホットおよびウルトラホット木星の進化モデルからの人口レベルの予測を、長半径と表面重力が変化する大気循環の一連の大循環モデル(GCM)の入力として組み込みます。高温の内部がある場合とない場合のシミュレーションを実行し、観測可能な大気全体で最大数百ケルビンの温度と数百ms$^{-1}$以上の風速に大きな局所的な違いがあることを発見しました。これらの違いは、調査したパラメーター体制全体で持続し、光球圧力への影響を通じて表面重力に依存しています。これらの結果は、高温および超高温の木星の内部進化と大気の熱構造およびダイナミクスが結合していることを示唆しています。その結果、進化モデルとGCMの両方を含む共同アプローチが、高温および超高温の木星の大気循環を確実に予測するために必要になる可能性があります。
小惑星連星系におけるスピン軌道結合の位相空間でのサーフィン
小惑星の間で一般的な形状である不規則な形状を持つ衛星の場合、分離されたモデルはシステムのダイナミクスを正確に捉えないため、よく知られているスピン軌道共鳴問題をスピン軌道結合問題に変更できます。この論文では、近接連星小惑星系の定義を提供した後、連星系におけるスピン軌道結合の古典的なハミルトニアンモデルにおける位相空間の構造を調べます。共鳴の地理を分析的にマッピングし、共鳴の地図を数値的にマッピングするために、ストークス係数を介して、ポアンカレ変数で4次の重力ポテンシャル関数を再定式化します。ほぼ円形の軌道を持つ連星系の場合、各共鳴の近くでハミルトニアンを分離すると、振り子モデルが得られます。結果の分析は、共鳴の位置と幅を含む地理的情報が、スピン軌道結合モデルにおける長半径の顕著な役割のために変更されているが、構造的に変更されていないことを示しています。ただし、これにより、大規模なカオスの開始を予測する修正されたChirikov基準が得られました。任意の閉軌道を持つバイナリシステムの場合、高速リアプノフインジケーター(FLI)マップによって作成された共鳴の地図作成を介して、位相空間で徹底的にサーフします。数値研究は、分析結果を確認し、スピン軌道結合への洞察を提供し、材料移動により発生する可能性のある二次共鳴の分岐を示しています。また、(65803)ディディモス連星小惑星を例として、解析結果と数値結果を示します。
非晶質水氷体に対する初期衝突進化の影響
| Title |
The_Effects_of_Early_Collisional_Evolution_on_Amorphous_Water_Ice_Bodies |
| Authors |
Jordan_K._Steckloff,_Gal_Sarid,_and_Brandon_C._Johnson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03852 |
太陽系形成中の外側原始惑星系円盤の条件は、水氷のガラス状相である非晶質水氷(AWI)の形成に有利であると考えられていました。ただし、その後の衝突処理により、AWIが存在する場合はショックが結晶化する可能性があります。ここでは、iSALE衝撃物理ハイドロコードを使用して、これらの衝突環境に関連する衝突速度で大きな氷体間の衝突をシミュレートし、これらの結果をカスタムビルドのAWI結晶化スクリプトに入力して、これらの衝突イベントでAWIがどれだけ結晶化/存続するかを計算します。惑星移動後の氷体間の衝突速度(つまり、海王星横断天体またはTNO間)は遅すぎて、AWIの意味のある部分を結晶化できないことがわかりました。ただし、惑星の移動中に結晶化するAWIの量は非常に確率論的です。より低い衝突速度(約2km/s未満)では比較的少量のAWIが結晶化しますが、ほとんどのAWIは天体(同じサイズの場合)または衝突体と衝突に存在します。サイト(サイズが異なる場合)は、より高い衝突速度(~4km/sを超える)で結晶化します。惑星移動中の疑わしい衝突速度が約2～4km/sであったことを考えると、原始AWIが惑星移動を生き残る能力は非常に確率論的であることを示唆しています。ただし、プロトEKBオブジェクトとそのフラグメントが複数の衝突イベントを経験した場合、ほぼすべての原始AWIが結晶化した可能性があります。惑星の移動中のこのような高度に衝突するプロトEKBは、氷体でのAWIの明確な直接検出の欠如と一致しています。最終的に、原始AWIの今日までの生存は、プロトEKBのサイズ-頻度分布に敏感に依存しますが、これは現在十分に理解されていません。
| Title |
Direct_measurements_of_carbon_and_sulfur_isotope_ratios_in_the_Milky_Way |
| Authors |
Y._T._Yan,_C._Henkel,_C._Kobayashi,_K._M._Menten,_Y._Gong,_J._S._Zhang,_H._Z._Yu,_K._Yang,_J._J._Xie,_and_Y._X._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03252 |
IRAM30m望遠鏡では、CS、C$^{33}$S、C$^{34}$S、C$^{36}$Sの$J$=2-1遷移の観測を行いました。、$^{13}$CS、$^{13}$C$^{33}$S、$^{13}$C$^{34}$S、および$J$=3-2C$^{33}$S、C$^{34}$S、C$^{36}$S、および$^{13}$CSの110個のHMSFRの大きなサンプルへの遷移。$^{12}$C/$^{13}$C、$^{32}$S/$^{34}$S、$^{32}$S/$^{33}$Sを測定しました、$^{32}$S/$^{36}$S、$^{34}$S/$^{33}$S、$^{34}$S/$^{36}$S、および$^{33}$S/$^{36}$Sの豊富な比率と、CSのまれな同位体種との比率。これにより、重大な飽和効果が回避されます。視差データから得られた正確な距離を使用して、銀河中心距離の関数として、以前に特定された$^{12}$C/$^{13}$Cおよび$^{32}$S/$^{34}$S勾配を確認しました（RGC）。CMZでは、$^{12}$C/$^{13}$Cの比率は、RGCの関数としてのディスク値への線形適合によって示唆されるよりも高くなっています。$^{32}$S/$^{34}$Sの比率は銀河の中心近くと内側の円盤で類似していますが、これは$^{12}$C/$^{13}$Cには当てはまりません。、中央の値と5kpcのRGC付近の値を比較した場合。すでに知られているように、$^{34}$S/$^{33}$Sの勾配はありませんが、$J$=2-1の遷移線から導き出された平均比4.35~$\pm$~0.44はありません。C$^{34}$SおよびC$^{33}$Sの値は、以前に報告された値を大幅に下回っています。太陽と局所星間$^{32}$S/$^{34}$Sおよび$^{34}$S/$^{33}$S比の比較は、太陽系がガスから形成された可能性があることを示唆しています$^{34}$Sの存在量が特に高い。初めて、$^{32}$S/$^{33}$S、$^{34}$S/$^{36}$S、$^{33}$S/の正の勾配を報告します。私たちの銀河系の$^{36}$Sと$^{32}{\rmS}/^{36}{\rmS}$。最新のGCEモデルから予測された$^{12}$C/$^{13}$C比率は、結果とよく一致していますが、$^{32}$S/$^{34}$Sと$^{32}$S/$^{36}$S比率は、RGCが大きいほど大きな差を示します。$^{32}$S/$^{33}$S比率は、天の川銀河の内側12kpc全体にわたるオフセットを示します。.
THESAN-HR: 再電離は初期の銀河の進化にどのように影響しますか?
| Title |
THESAN-HR:_How_does_reionization_impact_early_galaxy_evolution? |
| Authors |
Josh_Borrow,_Rahul_Kannan,_Enrico_Garaldi,_Aaron_Smith,_Mark_Vogelsberger,_R\"udiger_Pakmor,_Volker_Springel,_and_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03255 |
初期の銀河は再電離の放射線源であり、再電離プロセスからの光加熱フィードバックにより、低質量ハローでの星形成効率が低下すると予想されていました。したがって、再電離と銀河形成を完全に理解するには、それらが互いに与える影響を研究する必要があります。THESANプロジェクトはこれまで、再電離に対する銀河形成物理学の影響を研究することを目的としてきましたが、ここでは、50倍高い解像度で新しいTHESANシミュレーションを提示します($m_{\rmb}\approx10^4$~M$_\odot$)は、銀河における再電離の逆反応を首尾一貫して研究することを目的としています。ビリアル温度$T_{\rmvir}<10^4$~Kでハローを分解することにより、単純で空間的に一様な再イオン化モデルが初期の銀河の進化を研究するには不十分であることを示すことができます。自己無撞着THESANモデル(完全に結合された放射流体力学を採用)を均一なUVバックグラウンドと比較すると、THESAN内の銀河は物理的範囲が大きく(係数$\sim2$)、金属が少ないと予測されることを示すことができます。($\sim0.2$~dexで)豊富で、$z=5$で($M_{\rm1500}~=~-10$で$\sim10$倍)豊富ではありません。星形成と濃縮パターンの違いにより、低質量ハローでの星形成、低金属量の星形成、さらにはハローの占有率の予測が大きく異なることを示しています。初期の銀河形成$z\gtrsim3$を研究することを目的とした宇宙論的銀河形成シミュレーションでは、銀河の特性を正確に再現するために、空間的に不均一なUVバックグラウンドを使用する必要があると仮定します。
$\mathbf{z\sim2.3}$ 周辺に広がる冷たい分子ガスとダスト ハローの証拠
| Title |
Evidence_of_extended_cold_molecular_gas_and_dust_halos_around_$\mathbf{z\sim2.3}$_Extremely_Red_Quasars_with_ALMA |
| Authors |
J._Scholtz,_R._Maiolino,_G._C._Jones,_S._Carniani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03270 |
大規模なアウトフローは、銀河の進化における重要なメカニズムであると考えられています。これらの流出の影響は、現在の銀河の流出とその銀河への影響を研究するか、過去の流出が銀河を取り囲むガスに及ぼす影響を研究することで判断できます。この作業では、CO(7-6),[CI]\,($^{3}\rmP_{1}\rightarrow{\rm^3P}_{0}$),H$_2$O2$_{11}$--2$_{02}$とALMAを使用したz$\sim$2.3での15個の極赤色クエーサー(ERQ)のダスト連続体放出。個々のソースと積み重ねられた放出の両方の半径方向の表面輝度プロファイルを調査することにより、CO(7-6)、[CI](2-1)で$\sim$14kpcのスケールで拡張された冷たいガスとダストの放出を検出します。そしてダスト連続体。[CI]拡張放射を使用して、クエーサーホスト銀河の周りの大規模な銀河周中規模で大量の分子ガスの存在が検出されたのはこれが初めてです。これらのハローのダストと分子ガスの質量は10$^{7.6}$と10$^{10.6}$M$_\odot$であると推定され、これらの極端なクエーサーの周りに重要なダストと分子ガスの貯留層があることを示しています。このガスが分子ガスの流出(7-32Myr)によってこれらの距離に達することができるタイムスケールを推定することにより、これらのハローは、極端なクエーサー活動の現在のエピソードの影響ではなく、過去のAGNまたはスターバースト活動の遺物であると結論付けます。.
IllustrisTNG での星形成銀河の気相金属量破断半径
| Title |
Gas-phase_metallicity_break_radii_of_star-forming_galaxies_in_IllustrisTNG |
| Authors |
Alex_M._Garcia_(1),_Paul_Torrey_(1),_Z.S._Hemler_(2),_Lars_Hernquist_(3),_Lisa_J._Kewley_(3,_4,_5),_Erica_J._Nelson_(6),_Kathryn_Grasha_(4,_5),_Henry_R.M._Zovaro_(4),_Qian-Hui_Chen_(4,5)_((1)_Department_of_Astronomy,_University_of_Florida,_(2)_Department_of_Astrophysical_Sciences,_Princeton_University,_(3)_Institute_for_Theory_and_Computation,_Harvard-Smithsoian_Center_for_Astrophysics,_(4)_Research_School_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Australian_National_University,_(5)_ARC_Centre_of_Excellence_for_All_Sky_Astrophysics_in_3_Dimensions_(ASTRO3D),_(6)_Department_for_Astrophysical_and_Planetary_Science,_University_of_Colorado,_Boulder) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03326 |
TNG50-1星形成銀河集団からの赤方偏移$z=0-3$での放射状気相金属量プロファイル、勾配、およびブレーク半径を提示します。これらの金属度プロファイルは、急な内側勾配と平坦な外側勾配の識別に重点が置かれていることが特徴です。これから、ブレーク半径$r_{\rmBreak}$は、遷移が発生する領域として定義されます。赤方偏移で弱まる質量の正の傾向を持つブレーク半径を観察します。星の半質量半径で正規化すると、ブレーク半径は質量と赤方偏移の両方との関係が弱くなります。結果がTNG50-1の解像度または採用された物理学に依存しているかどうかをテストするために、TNG50-2とIllustris-1で同じ分析が実行されます。各シミュレーション間の定性的な傾向は一般的に一致しています。ただし、TNGとIllustrisの間で採用されている物理学は異なるため、銀河のサイズで正規化されたブレークは$\sim$2の係数で逸脱します。休憩がどこから来るのかを理解するために、2つの関連する時間スケールを定義します:濃縮時間スケールと放射状ガス混合時間スケールです。$r_{\rmBreak}$は、ガス混合時間スケールが3回のシミュレーション実行すべてで濃縮時間スケールの$\sim$10倍の長さの場合に発生し、質量と赤方偏移の依存性が弱いことがわかります。これは、銀河円盤が2つの部分で考えられることを意味します:急勾配の星形成内側円盤と平坦な勾配の混合支配外側円盤であり、ブレーク半径はそれらの間の遷移領域を示します。
局所宇宙の初期型矮小銀河。生息域外での成長の証拠
まれな初期型矮小銀河(dE)、SDSSJ125651.47+163024.2(以下dE1256)の発見を報告します。これは、さらに小さな矮小銀河の降着によって構築された可能性が高い潮汐機能を持っています。dE1256は、おとめ座クラスターの郊外にある、ほぼ隔離された環境にあります。詳細な形態学的検査により、降着した星の集団は、潮汐尾が最も目立つdE1256の外側部分に主に堆積していることが明らかになりました。dE1256の内部は、インデックスn=0.63と半光半径R$_{h}$=0.6kpcの単純なS\'ersic関数で完全にモデル化されていますが、対照的に、銀河全体のサイズはR$です。_{h}$=1.2kpc。ホストと推定降着矮小銀河の質量比は5:1と計算され、観測された2つの成分、内側のS\'ersicと外側の潮汐尾残余がそれぞれホストと降着した銀河の恒星集団を表していると仮定します。降着は星の人口全体の20%にしか寄与していませんが、dE1256のサイズは降着イベントによって2倍に成長したことが示唆されます。私たちの結果は、dEが大質量銀河の一般的な現象である2段階の成長を遂げているという強力な観測証拠を初めて提供します。
いないいないばあ: 非常に金属の少ない矮小銀河 HIPASS J1131-31
| Title |
Peekaboo:_the_extremely_metal_poor_dwarf_galaxy_HIPASS_J1131-31 |
| Authors |
I._D._Karachentsev,_L.N._Makarova,_B.S._Koribalski,_G.S._Anand,_R.B._Tully,_A.Y.Kniazev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03478 |
矮小不規則銀河HIPASSJ1131-31は、我々がピーカブーと呼んでいる明るい星に非常に近接しており、低赤方偏移のHI放射源として発見されました。銀河は、ハッブル宇宙望遠鏡の画像で星に分解され、距離の推定値は6.8+-0.7Mpcになります。南アフリカの大型望遠鏡によるスペクトル光学観測により、HIPASSJ1131-31は、ガス相の酸素量が12+log(O/H)=6.99+-0.16dexであることが知られている最も極端に金属の少ない銀河の1つであることが明らかになりました。[OIII]4363線法と2つの強い線の経験的方法からの6.87+-0.07dex。この系の赤色巨星分枝は、色等級図における若い集団の特徴の卓越性に比べて希薄であり、銀河での星形成は最後の数Gyrに始まっただけであるという憶測を招きます。
Inverse MultiView II: 南半球 6.7~GHz メタノールメーザーのマイクロアーク秒三角視差
G232.62+00.99 および G323.74$-$00.26
| Title |
Inverse_MultiView_II:_Microarcsecond_Trigonometric_Parallaxes_for_Southern_Hemisphere_6.7~GHz_Methanol_Masers_G232.62+00.99_and_G323.74$-$00.26 |
| Authors |
Lucas_J._Hyland,_Mark_J._Reid,_Gabor_Orosz,_Simon_P._Ellingsen,_Stuart_D._Weston,_Jayendar_Kumar,_Richard_Dodson,_Maria_J._Rioja,_Warren_J._Hankey,_Patrick_M._Yates-Jones,_Tim_Natusch,_Sergei_Gulyaev,_Karl_M._Menten,_Andreas_Brunthalar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03555 |
南半球の視差干渉電波天体測量レガシーサーベイ(\spirals)からの最初の結果を提示します。逆MultiViewキャリブレーション法を使用して得られた2つの南半球6.7GHzメタノールメーザーの$10\mu$の正確な視差と固有運動。オーストラリアとニュージーランドの一連の電波望遠鏡を使用して、$\pi=0.610\pm0.011$~mas,$\mu_x=-2.266\pm0.021$~mas/yrおよび$\mu_y=2.249\pm0.049$~mas/yrであり、距離が$d=1.637\pm0.029$~kpcであることを意味します。これらの測定値は、この領域に関連する12GHzメタノールメーザーの非常に長いベースラインアレイ観測を通じて得られた以前の測定値よりも3倍以上精度が向上していることを表しています。また、G323.74--00.26の三角視差と固有運動を$\pi=0.364\pm0.009$~mas、$\mu_x=-3.239\pm0.025$~mas/yrおよび$\mu_y=として測定します。-3.976\pm0.039$~mas/yr、これは$d=2.747\pm0.068$~kpcの距離を意味します。これらは、これまでに6.7~GHzクラスIIメタノールメーザーで得られた三角視差の最も正確な測定値です。G232.62+00.99がLocalアームにあることを確認し、G323.74--00.26がScutum-Centaurusアームにあることを確認します。また、G323.74--00.26の構造と内部ダイナミクスも調査します。
近赤外拡散星間バンドの高解像度研究、小規模構造、時間変動性、星の特徴の検索
| Title |
A_high_resolution_study_of_near-IR_diffuse_interstellar_bands,_search_for_small_scale_structure,_time_variability_and_stellar_features |
| Authors |
J._V._Smoker,_A._M\"uller,_A._Monreal_Ibero,_M._Elyajouri,_C._J._Evans,_F._Najarro,_A._Farhang,_N._L._J._Cox,_J._Minniti,_K._T._Smith,_J._Pritchard,_R._Lallement,_A._Smette,_H._M._J._Boffin,_M._Cordiner,_J._Cami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03563 |
拡散星間バンドは、ISMの何百もの吸収特性を構成します。ほとんどのDIBは光学で観測されますが、一部はIRで観測されます。CRIRESを用いてR=50,000、数百のS/N比で76個の初期型星を観測した。1318、1527、1561、1565、1567、1574、および/または1624nm付近のDIBを測定します。合計6つのDIB機能と、CMFGENモデルによって支援された17の可能性のある恒星機能を検出します。また、Xシューターを使用して10Cephに向けて1318nmと1527nmでDIBを測定しました。水蒸気の低い値で3.2<E(B-V)<6.5および4つの星を持つ変数。相関係数。0.73-0.96のNIRDIBeqを比較して見つかりました。NIRと光学DIB5705、5780、6203、6283、および6269Aを比較した場合、幅とE(B-V)の関係はr>0.8です。9632Åでの「C60+」DIBは、1318nmDIBと十分に相関していません。共変量としてE(B-V)を使用した偏相関係数も決定されました。B2より前の星の場合、1318nmDIBは青い翼にある輝線の影響を受けており、本来は恒星である可能性があります。1318nmDIBには赤い翼があり、2つのガウス分布によって適度に適合しています。成分比も分離も、5780/5797またはE(B-V)とは相関しません。EW(1318nm)はHIと相関し、EW(1318nm)/E(B-V)はf(H2)とともに減少します。午前1時以内の星の5つのペアは、同様の1318nmDIBプロファイルを示しています。1318nmの変動は、HD145501/145502およびHD168607/168625ペアで見られます。6～14か月間隔で分離された17の星のCRIRESデータと、9.9歳間隔で分離された2つのX-shooterサイトラインが分析されました。5780、5797A、1318nm、または1527nmDIBでは、時間変動は検出されません。C60+DIBでは、HD183143に向かって9577および9632Aで一時的な時間変動が観察されますが、ノイズレベルに非常に近く、確認が必要です。
NGC 3201、M68、およびパロマー 5 の恒星ストリームからの天の川暗黒物質ハローの扁平度
| Title |
The_oblateness_of_the_Milky_Way_dark_matter_halo_from_the_stellar_streams_of_NGC_3201,_M68,_and_Palomar_5 |
| Authors |
Carles_G._Palau_and_Jordi_Miralda-Escud\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03587 |
球状星団NGC3201、M68(NGC4590)、およびパロマー5によって生成された3つの星の流れへの適合から推測される、天の川のダークマターハローの偏平性に対する制約を調べます。星の分布、回転からの重力ポテンシャルに対する観測上の制約曲線、垂直速度分散、遠方の天の川衛星が含まれています。ダークハロー密度プロファイルを、軸比$q_\rho^{\rmh}$と半径方向プロファイルの4つの追加自由パラメーターを持つ軸対称2べき乗モデルとしてモデル化します。NGC3201の流れだけでは、ハロー軸の比率はほとんど制約されません。Palomar5ストリームは、ハローが$q_\rho^{\rmh}=1.01\pm0.09$で球形に近くなるように制約します。M68のストリームも球状のハローと一致していますが、$q_\rho^{\rmh}=1.14^{+0.21}_{-0.14}$のプロレート構成を支持しています。3つのストリームは共に、ハロー軸比$q_\rho^{\rmh}=1.06\pm0.06$およびコア半径$\sim$20kpcによく適合しています。ハロー偏平性の推定値は、他の観測データを使用した以前の研究と一致しており、ほとんどの渦巻銀河がディスクに垂直な短軸を持つ偏平なダークマターハローを持っていると予測する宇宙論的シミュレーションと矛盾しています。マゼラン雲の潮汐擾乱の影響について議論しますが、これは小さすぎて、調査する半径での軸比の結論を変えることはできません。ディスクポテンシャルの存在下での球状ハローの動的平衡は、水平方向よりも垂直方向の分散が大きい異方性暗黒物質速度分散テンソルを意味することに注意してください。これは、天の川の組み立ての歴史に関連するはずです。
銀河バルジを掘り下げる: よく研究されていない星団 NGC 6316 の星の数と構造
| Title |
Digging_into_the_Galactic_Bulge:_stellar_population_and_structure_of_the_poorly_studied_cluster_NGC_6316 |
| Authors |
Dan_Deras,_Mario_Cadelano,_Francesco_Ferraro,_Barbara_Lanzoni,_Cristina_Pallanca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03649 |
高解像度のハッブル宇宙望遠鏡の光学観測は、恒星の個体群とあまり調査されていないバルジ球状星団NGC6316の構造を分析するために使用されてきました。微分赤化の影響については、カラーマグニチュードダイアグラム(CMD)のシーケンス。NGC6316と47TucanaeのCMDを比較すると、2つの星系は基本的に同じターンオフ、亜巨星分枝、水平分枝の形態を共有しており、同程度の年齢を示しており、驚くほど類似した恒星集団を明らかにしました。NGC6316の赤色巨星の枝は、47Tucanaeよりもわずかに青く見え、金属含有量が少ないことを示唆しています。これは、観測されたCMDの等時線フィッティングによって確認されており、クラスターの年齢、距離、平均色過剰、および金属量の更新された値を提供してくれました。絶対年齢は13.1$\pm$0.5Gyrと推定され、Tucanae47歳と一致し、平均色過剰E(B-V)=0.64$\pm$0.01、真の距離係数(m-M)0=15.27$でした。\pm$0.03は、太陽から11.3kpcのクラスター距離を設定します。さらに、クラスターの金属量の測光推定値は[Fe/H]$\approx$-0.9を示唆しており、これは47Tucanaeよりも$\sim$0.2dex小さい。また、分解された星からシステムの重心と密度プロファイルを決定しました。後者はキングモデルでよく再現されています。私たちの結果は、NGC6316が銀河の組み立ての歴史のもう1つの非常に古い遺物であることを確認しています。
SDSS Stripe 82 の低赤方偏移クエーサー -- III MOS 観測
| Title |
Low-redshift_quasars_in_the_SDSS_Stripe_82_--_III_MOS_observations |
| Authors |
D._Bettoni_(1),_R._Falomo_(1),_S._Paiano_(2),_J.K._Kotilainen_(3,4)_and_M.B._Stone_(3,4)((1)_INAF-OAPadova,(2),_INAF-IASF_Palermo_(3)_Finnish_Centre_for_Astronomy_with_ESO_(FINCA),_University_of_Turku,_(4)_Tuorla_Observatory,_Department_of_Physics_and_Astronomy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03666 |
12の低赤方偏移(z<0.5)クエーサーと、クエーサーホスト銀河の特性に一致するように選択された11の不活発な大質量銀河の環境における銀河の多目的光学分光法を提示し、物理的な関連性と最近の星形成の可能性のあるイベントを調べます。.クエーサーは、ホスト銀河と大規模環境の両方が以前に調査されたSDSSStripe82領域のQSOのサンプルから選択されます。新しい観測は、近くのクエーサーの近くの伴銀河に関する以前の研究で報告されたものを補完します。データセット全体で、観測されたQSOの約半分(44回中19回)で、少なくとも1つの関連する伴銀河があることがわかります。新しい分光観測に加えて、SDSSデータベースからデータを追加して、天体の完全なサンプルを取得します。QSOのフィールドでの伴銀河の発生率(17%)は、赤方偏移と質量のクエーサーホストに類似した非活動銀河の発生率(19%)と有意な差がないことがわかりました。それにもかかわらず、クエーサーの伴星は活動していない銀河の伴星よりも頻繁に輝線を示しており、核活動とそれらの環境における最近の星形成との間に中程度の関連性があることを示唆しています。
星形成を制御する $\Sigma_\star$ 、 $\Sigma_{\rm SFR}$ および $\Sigma_{\rm mol}$
の間のローカルおよびグローバルな関係
| Title |
The_local_and_global_relations_between_$\Sigma_\star$_,_$\Sigma_{\rm_SFR}$_and_$\Sigma_{\rm_mol}$_that_regulate_star-formation |
| Authors |
Sebasti\'an_F._S\'anchez_and_Daysi_C._G\'omez_Medina_and_J.K._Barrera-Ballesteros_and_L._Galbany_and_A._Bolatto_and_T._Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03738 |
星形成は、銀河を形成する主要なプロセスの1つであり、その星の数と金属量の生成と濃縮を定義します。このプロセスは、分子ガスの質量、星の質量、星形成速度自体の3つのパラメーターを結び付ける一連の関係によって支配されることが今日知られています。これらの関係は、銀河全体からkpcスケールまで、銀河の広い範囲のスケールで満たされます。それらがどのスケールで壊れているか、どの程度普遍的であるか(つまり、異なるスケールまたは異なる銀河の種類で変化する場合)は未解決の問題です。ここでは、EDGE-CALIFA調査とAMUSSING++編集からの積分フィールド分光法データとCO観測データを使用して行われた新しい分析をプロキシとして使用して、これらの関係がさまざまなスケールでどのように比較されるかを調べます。
気相 分子雲中の元素存在量 (GEMS) VII.硫黄元素の存在量
| Title |
Gas_phase_Elemental_abundances_in_Molecular_cloudS_(GEMS)_VII._Sulfur_elemental_abundance |
| Authors |
A._Fuente,_P._Rivi\`ere-Marichalar,_L._Beitia-Antero,_P._Caselli,_V._Wakelam,_G._Esplugues,_M._Rodr\'iguez-Baras,_D._Navarro-Almaida,_M._Gerin,_C._Kramer,_R._Bachiller,_J._R._Goicoechea,_I._Jim\'enez-Serra,_J._C._Loison,_A._Ivlev,_R._Mart\'in-Dom\'enech,_S._Spezzano,_O._Roncero,_G._Mu\~noz-Caro,_S._Cazaux,_N._Marcelino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03742 |
分子雲中の気相元素存在量(GEMS)は、選択された原型星のセットにおける炭素(C)、酸素(O)、窒素(N)、および硫黄(S)の元素存在量を決定することを目的としたIRAM30mの大規模プログラムです。-形成フィラメント。特に、Sの元素存在量は数桁も不確実なままであり、その決定はこのプログラムの最も困難な目標の1つです。CO、HCO$^+$、HCN、HNC、CS、SO、H$_2$S、OCS、およびHCS$^+$の部分存在量の広範な化学モデリングを実行して、GEMSデータベースの244の位置。これらの位置は、A$_V$$\sim$3magから$>$50magまでの可視減光をサンプリングし、水素分子密度は数10$^3$~cm$^{-3}$から3$\times$10$の範囲です。^6$~cm$^{-3}$、およびT$_k$$\sim$10$-$35K.おうし座とペルセウス座の位置のほとんどは、初期の化学反応、t=0.1Myr、$\zeta_{H_2}$$\sim$(0.5$-$1)$\times$10$^{-16}$s$^{-1}$、[S/H]$\sim$1.5$\times$10$^{-6}$。反対に、オリオン座のほとんどの位置はt=1~Myrと$\zeta_{H_2}$$\sim$10$^{-17}$s$^{-1}$に適合しています。さらに、オリオン座の位置の$\sim$40%は、枯渇していない硫黄の存在量[S/H]$\sim$1.5$\times$10$^{-5}$を仮定すると最もよく適合します。私たちの結果は、硫黄の枯渇が環境に依存することを示唆しています。硫黄を含む種の豊富さは、オリオン座の枯渇していない硫黄と一致しているが、おうし座とペルセウス座で観測されたものを説明するには$\sim$20の枯渇係数が必要である。調査した雲のエンベロープ内の粒子電荷分布の違いが、これらの変動を説明する可能性があることを提案します。過去および進行中の星形成に関連する衝撃も、オリオンの[S/H]を強化するのに寄与する可能性があります。
B335 プロトスターの回転インフォールのモデル
| Title |
Models_of_Rotating_Infall_for_the_B335_Protostar |
| Authors |
Neal_J._Evans_II,_Yao-Lun_Yang,_Joel_D._Green,_Bo_Zhao,_James_Di_Francesco,_Jeong-Eun_Lee,_Jes_K._J{\o}rgensen,_Minho_Choi,_Philip_C._Myers,_Diego_Mardones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03746 |
原始星の源であるB335のモデルは、1次元モデルで見つかった競合を解決するために、軸対称の3次元モデルを使用して開発されています。モデルは、ALMA、ハーシェル、スピッツァーのデータを含む多数の観測によって制約されます。ALMAによる原始星の源B335の観測は、HCO$^+$およびHCN$J=4\rightarrow3$遷移の下降を示す中央の連続体源に対する赤方偏移吸収を示しています。データは、距離の新しい推定値と組み合わされて、回転、落下エンベロープ、流出キャビティ、および非常に小さなディスクを含む3次元放射伝達モデルに強い制約を提供します。モデルは、連続体と線の両方について、$3\times10^4$から$4\times10^4$yrの間の崩壊の開始以降の年代を優先し、1次元モデルで見られる競合を解決します。このモデルは、アルマ望遠鏡が観測した連続体放射を過小に予測しており、疑似円盤などの追加の構成要素を示唆しています。最適適合モデルは、近年の4.5$\mum$フラックスの変動を、過去8年間の光度の5～7倍の変動のモデルに変換するために使用されます。
高速雲複合体Mまでの距離
21cmHI4PIサーベイデータは、高速雲複合体Mに関連する異常速度の水素ガスを研究するために使用されます。これらの高感度、高解像度、高ダイナミックレンジのデータは、MIを含む個々の特徴の多くが、MIIa、およびMIIbは、約(l,b)=(105{\deg},53{\deg})から(l,b)=(196{\deg},55{\deg})。さまざまな速度でのマップ、ガウス分析の結果、および関連する高エネルギー放出の観測により、MI雲とアーチ型フィラメントが物理的に相互作用しているという説得力のある事例が作成されます。この場合、Schmelz&Verschuur(2022)によって報告されたMIまでの距離150pcを使用して、複合体Mまでの距離を設定できます。複合体Mの推定質量は、約120太陽質量であり、エネルギーは暗示されます。観測された視線速度-85km/sを使用すると、8.4x10^48エルグになります。4{\pi}ステラジアン以上を積分すると、球対称爆発の総エネルギーは1.9x10^50エルグと推定され、典型的な超新星のエネルギー予算内に収まります。
GRB170817A の中央エンジン: マルチメッセンジャー熱量測定とイベント タイミングに基づく中性子星対カー ブラック ホール
| Title |
Central_engine_of_GRB170817A:_Neutron_star_versus_Kerr_black_hole_based_on_multimessenger_calorimetry_and_event_timing |
| Authors |
Maurice_H.P.M._van_Putten_and_Massimo_Della_Valle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03295 |
GW170817への合併後のGRB170817Aの中央エンジンは、GW熱量測定とイベントタイミングによって調べられ、合併後の下降チャープに適用されます。カー計量による後者の角運動量$E_J$のエネルギー貯留層。この分析は、時間対称バタフライマッチドフィルタリングによって生成された昇順チャープと降順チャープに対する感度が等しい、モデルに依存しないスペクトログラムから派生します。感度は、ソフトウェア注入実験によって生成された応答曲線によって較正されました。GRB170817Aの中央エンジンからの候補放出の統計的有意性は、イベントタイミング分析から導き出された誤警報(PFA;タイプIエラー)の確率によって表されます。PDFは、利用可能なスペクトログラムの高解像度画像分析によって特定された、開始時間$t_s$に対して導出されました。LIGO検出器のマージされた(H1,L1)-スペクトログラムの場合、GW170817-GRB17081Aを指定すると、PFA$p_1$が$t_s$の因果関係から派生します。統計的に独立した確認は、個々のH1およびL1分析で提示され、$t_s$のそれぞれの観察における一貫性のある2番目のPFA$p_2$で示されます。組み合わせたPFAは、タイミングの平均と(それぞれ)差が統計的に独立しているため、それらの積から導き出されます。GW170817-GRB170817Aに適用され、$t_s$のイベントタイミングのPFAは、マージ後の出力${\calE}_{GW}\simeq3.5\%M_\odotc^2$($p_1p_2=4.1\times10^{-8}$、$Z$-スコア5.48に相当)。${\calE}_{GW}$は、GW170817の直後の超大質量中性子星の$E_J$を超えていますが、カーブラックホールへの遅延重力崩壊で若返った$E_J$と一致しています。同様の放出は、ブラックホールを生成する精力的なコア崩壊型超新星からも期待される可能性があります。(略称)
水素に富む超新星前駆体周辺の星周物質の存在と影響
| Title |
The_prevalence_and_influence_of_circumstellar_material_around_hydrogen-rich_supernova_progenitors |
| Authors |
Rachel_J._Bruch,_Avishay_Gal-Yam,_Ofer_Yaron,_Ping_Chen,_Nora_L._Strotjohann,_Ido_Irani,_Erez_Zimmerman,_Steve_Schulze,_Yi_Yang,_Young-Lo_Kim,_Mattia_Bulla,_Jesper_Sollerman,_Mickael_Rigault,_Eran_Ofek,_Maayane_Soumagnac,_Frank_J._Masci,_Christoffer_Fremling,_Daniel_Perley,_Jakob_Nordin,_S._Bradley_Cenko,_Anna_Y._Q._Ho,_S._Adams,_Igor_Adreoni,_Eric_C._Bellm,_Nadia_Blagorodnova,_Kevin_Burdge,_Kishalay_De,_Richard_G._Dekany,_Suhail_Dhawan,_Andrew_J._Drake,_Dmitry_A._Duev,_Matthew_Graham,_Melissa_L._Graham,_Jacob_Jencson,_Emir_Karamehmetoglu,_Mansi_M._Kasliwal_Shrinivas_Kulkarni,_A._A._Miller,_James_D._Neill,_Thomas_A._Prince,_Reed_Riddle,_Benjamin_Rusholme,_Y._Sharma,_Roger_Smith,_Niharika_Sravan,_Kirsty_Taggart,_Richard_Walters,_and_Lin_Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03313 |
過渡的な狭い輝線(フラッシュイオン化機能)の分光検出は、コア崩壊超新星として爆発する大質量星の周りの星周物質(CSM)の存在を追跡します。SN爆発の直後に消える一時的な輝線は、この物質の空間的範囲がコンパクトであることを示唆しています。したがって、前駆星は爆発の直前に質量損失の増加を経験したことを意味します。タイプII超新星(SNeII)の初期の光度曲線は、最初は衝撃冷却放出によって動力を与えられていると想定されています。CSMが存在する場合、CSMとの衝撃を介した相互作用から追加の光度が発生する可能性があります。ZwickyTransientFacility(ZTF)調査の第1段階で、爆発から2日以内に発見されたSNeIIの体系的な調査を実施しました。30のSNeIIの初期の光度曲線とスペクトルを収集しました。CSMの輝線の証拠を示すイベントの測定された割合(95%の信頼水準で>30%)は、質量損失の増加が大質量星で発生する一般的なプロセスであることを示しています。また、各イベントの立ち上がり時間とピークの大きさも測定します。初期のCSM相互作用の分光学的証拠を示すSNeIIは、そうでないものよりも著しく明るくも、青くも、ゆっくりと上昇することもありません。これは、これらのイベントのCSMが光学的に薄い可能性が高いことを意味し、したがって、CSM相互作用が初期の連続体放出に大きく寄与していないことを意味します。また、フラッシュイオン化機能の出現のタイムスケールの測定を初めて紹介します。ほとんどのSNショーフラッシュ機能は5日間です。タイムスケールが10日を超えるまれなイベントの集団は、より明るく、より長く上昇しているように見えるため、通常のSNeIIと強く相互作用するSNeIInの間の橋渡し集団となる可能性があります。
イブン型超新星 2019kbj -- イブン型超新星前駆体の多様性の兆候
| Title |
The_Type_Ibn_Supernova_2019kbj_--_Indications_for_Diversity_in_Type_Ibn_Supernova_Progenitors |
| Authors |
Tom_Ben-Ami,_Iair_Arcavi,_Megan_Newsome,_Joseph_Farah,_Craig_Pellegrino,_Giacomo_Terreran,_Jamison_Burke,_Griffin_Hosseinzadeh,_Curtis_McCully,_Daichi_Hiramatsu,_Estefania_Padilla_Gonzalez,_and_D._Andrew_Howell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03407 |
タイプIbn超新星(SNe)は、その前駆システムがまだ十分に決定されていない珍しいクラスの恒星爆発です。タイプIbnSN2019kbjの観測結果を提示および分析し、その光度曲線をモデル化して、その前駆体と爆発のパラメーターを制約します。SN2019kbjは、ピーク後の最初の1か月間はほぼ一定の温度を示しており、連続体放出を~15000Kに保つ電源(CSM相互作用の可能性が高い)を示しています。実際、Ni56の放射性崩壊はボロメータ光度曲線の唯一の動力源として好まれていないことがわかりました。一方、放射性崩壊+星周物質(CSM)相互作用モデルは、ボロメータ放出をよく再現します。フィットは、他のタイプIbnSNeで見られるものと同様に、安定した質量損失風により、CSMよりも均一密度のCSMシェルを好みます。均一密度のCSMシェルモデルでは、光度曲線を再現するために、Ni56の~0.1太陽質量と全噴出物の~1太陽質量が必要です。SN2019kbjはこの点で、派生した物理パラメータを持つ別のIbn型SNSN2019uoとは異なります。これは、SNIbn前駆体システムと爆発の多様性の可能性を示しています。
$p\gamma$ 相互作用損失による高エネルギー宇宙線の発生源に関する一般的な制約
高エネルギー宇宙線の発生源は現在不明ですが、さまざまな方法で制約を受ける可能性があります。これらの制約の一部は、いわゆるヒラスダイアグラムでグラフィカルに表示できます。この図の以前のバージョンでは、幾何学的基準と放射線損失を考慮して、潜在的な天体物理加速器の幾何学的サイズと磁場の範囲を決定していました。この作業では、陽子のヒラス図を更新し、$p\gamma$相互作用に関連する損失を考慮して、許可された領域をソース電磁光度に関連付けます。活動銀河核の中心領域などの明るくコンパクトなソースに対して、最も強い制約が得られます。
テンプレートバンク検索によるサブ太陽質量中性子星の検出可能性
| Title |
Detectability_of_Sub-Solar_Mass_Neutron_Stars_Through_a_Template_Bank_Search |
| Authors |
Ananya_Bandopadhyay,_Brendan_Reed,_Surendra_Padamata,_Erick_Leon,_C.J._Horowitz,_Duncan_A._Brown,_David_Radice,_F._J._Fattoyev_and_J._Piekarewicz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03855 |
現世代の地上重力波検出器による太陽系以下の質量連星中性子星系からの重力波信号の検出可能性を研究します。中性子星の大きな潮汐変形能と低い合体周波数による有限サイズ効果が、これらのソースに対する検出器の感度に大きな影響を与える可能性があることがわかりました。物理的に動機付けられた状態方程式から導出された潮汐変形能を持つ注入されたバイナリ中性子星信号を使用して、マッチドフィルターベースの検索をシミュレートすることにより、検出器の感度の低下を計算します。バイナリブラックホールテンプレートを使用して行われた検索で、チャープ質量$0.17\、\textrm{M}_{\odot}$の等質量バイナリシステムの場合、センシティブボリュームの損失は$78.4\%$にもなる可能性があると結論付けています。銀行。最初の3回の観測実行中にLIGO-Virgo天文台によって収集されたデータに対して実行されたサブ太陽質量連星の検索結果と組み合わせて、機密ボリュームのこの損失を使用して、太陽以下の質量の連星中性子星。低質量中性子星の発見は、中性子星の形成メカニズムに関する新しい洞察を提供し、高密度の核物質の状態方程式をさらに制約するため、私たちの結果は、太陽以下の質量の連星中性子星信号の専用の検索に値します。
#Change: ソーシャル メディアがどのように STEM インクルージョンを加速しているか
| Title |
#Change:_How_Social_Media_is_Accelerating_STEM_Inclusion |
| Authors |
Jennifer_D._Adams,_Carlotta_A._Berry,_Ruth_Cohen,_Alonso_Delgado,_Jacqueline_K._Faherty,_Eileen_Gonzales,_Mand\"e_Holford,_Ariangela_J_Kozik,_Lydia_Jennings,_Alfred_Mays,_Louis_J._Muglia,_Nikea_Pittman,_Patricia_Silveyra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03245 |
2030STEMのビジョンは、科学、技術、工学、数学(STEM)への完全なインクルージョンを達成するために必要な制度的構造と資金調達メカニズムの体系的な障壁に対処し、STEMセクター全体で少数派の人々にリーダーシップの機会を提供することです。2030STEMは、システムレベルのアプローチを採用して、STEMにおける多様な文化的アイデンティティを肯定する実践コミュニティを作成します。これは、2030STEMサロン(STEMエコシステムに正義、公平性、多様性、包括性を吹き込むための革新的な方法について考えるために、STEMの先見の明のある利害関係者を集めたディスカッション)に基づく一連のホワイトペーパーの最初のものです。私たちのサロンは、STEMの体系的な障壁によって最も影響を受けている人々から得られる解決策を特定します。私たちの最初のサロンでは、STEMにおけるインクルージョンとダイバーシティの取り組みを促進するソーシャルメディアの力に焦点を当てました。#XinSTEMイニシアチブなどのソーシャルメディアキャンペーンは、STEMの少数派コミュニティによる包摂とリーダーシップに向けた変化を加速するための強力な新しい戦略です。このホワイトペーパーでは、#XinSTEMキャンペーンがどのようにコミュニティを再定義しているかを強調し、科学機関や資金提供機関が#XinSTEM運動をサポートすることでSTEMエコシステムを改善する方法について推奨事項を提供します。
太陽の地上総観研究
| Title |
Ground-based_Synoptic_Studies_of_the_Sun |
| Authors |
Sanjay_Gosain,_V._Martinez_Pillet,_A._Pevtsov,_H._Gilbert,_S._Gibson,_A._G._de_Wijn,_J._Burkepile,_A._Asai,_H._M._Bain,_C._J._Henney,_Y._Katsukawa,_H._Lin,_W._Manchester,_J._McAteer,_K._Muglach,_M._Rast,_M._Roth,_J._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03247 |
地上での総観太陽観測は、太陽圏の大規模な状態をモデル化するために使用される重要なコンテキストデータを提供します。次の10年間は、地上の望遠鏡と宇宙ミッションが組み合わされて、太陽の大気の微視的プロセスを前例のないほど詳細に研究することになるでしょう。このホワイトペーパーでは、太陽圏と太陽の間の磁気結合につながる基礎となる物理学に関するこの新しい知識を十分に活用するために必要な、地上ベースのネットワークからの状況に応じた観測について説明します。小規模なプロセスのより良い理解と適切なグローバルコンテキストのこの組み合わせにより、地球の天気予報に匹敵する宇宙天気への物理学に基づくアプローチが可能になります。
JWSTによる測光とアストロメトリ -- II. NIRCam 幾何歪み補正
独自に計画したジェームズウェッブ宇宙望遠鏡の調査を最大限に活用する準備として、公開されているキャリブレーションと初期の科学観測を利用して、NIRCam検出器の幾何学的歪みの解決策を独自に導き出し、テストしています。私たちのソリューションは、歪みを~0.2mas未満に修正することができます。現在のデータは、調査したフィルター、時間範囲、さらには利用可能なフィルターの組み合わせにわたって、解が安定して一定であることを示しています。JWSTおよびアーカイブHSTカタログと一致する幾何学的歪みソリューションのテストに成功しました。3つの異なるアプリケーションを検討しました。(i)球状星団M92内の星のクラスターフィールド分離。(ii)M92の星の内部固有運動の測定。(iii)大マゼラン星雲系の星の内部固有運動の測定。22日間にわたって幾何学的歪みソリューションの大幅な変動を検出することはできませんでしたが、機器をよりよく理解し、より高いレベルの精度でソリューションを特徴付けるには、さらに多くのデータが必要であることは明らかです。私たちの知る限り、ここで導出されたNIRCamの幾何学的歪みソリューションは、利用可能な最良のものであり、他の多くの調査が潜在的に恩恵を受ける可能性があるため、公開しています。幾何学的歪みソリューションに加えて、各検出器の生ピクセル座標を歪みのない位置に変換し、NIRCamの10個の検出器すべてを共通の参照システムに配置するPythonツールもリリースしています。
併置された VLBI 集約ステーションと GNSS 受信機の重要性: 2018 年ハワイ地震時のマウナケア VLBI および GNSS
ステーションの事例研究
| Title |
The_Importance_of_Co-located_VLBI_Intensive_Stations_and_GNSS_Receivers:_A_case_study_of_the_Maunakea_VLBI_and_GNSS_stations_during_the_2018_Hawai`i_earthquake |
| Authors |
Christopher_Dieck,_Megan_C._Johnson_and_Daniel_S._MacMillan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03453 |
地球の自転位相UT1$-$UTCの頻繁な低レイテンシー測定は、この非常に変動しやすい地球方位パラメーター(EOP)の現在の推定値と短期予測を決定的にサポートしています。VeryLongBaselineInterferometry(VLBI)集中セッションでは、必要なデータが提供されます。ただし、IntensiveUT1$-$UTCの測定精度は、VLBIステーションの位置を含む多数のモデルの精度に依存します。VLBA(VeryLongBaselineArray)のマウナケア(Mk)ステーションとパイタウン(Pt)ステーションで観測された集中地震動は、地質学的イベント(つまり、2018年5月4日の$M_w$6.9ハワイ地震)がどのように地震を引き起こすかを示しています。そのベースラインによって測定されたUT1$-$UTCの値のステーションの変位と関連するオフセットは、修正されるまでシリーズからのデータを役に立たなくします。ノンパラメトリックNadaraya-Watson推定量を使用して、地震の前後に測定されたUT1$-$UTC値を平滑化すると、測定値のオフセットが75.7$\pm$4.6$\mu$sと計算されます。Mk-PtベースラインのUT1$-$UTC測定値の測点位置の変化に対する感度の分析は、測定されたオフセットが12.4$\pm$に基づく67.2$\pm$5.9$\mu$s予想オフセットと一致することを示しています。共同配置された全地球航法衛星システム(GNSS)ステーションの変位から決定された、マウナケアVLBAステーションの0.6mmの総地震変位。GNSSステーションの位置情報は、数十時間程度の遅延で既知であるため、重要なEOPUT1の正確な測定値を提供し続けることができるように、同じ場所にあるVLBIステーションの先験的な位置モデルを修正するために使用できます。集中セッションの一部としての$-$UTC。VLBIステーションの位置モデルは、数か月間更新されない可能性があります。この対比は、単一ベースラインインテンシブを使用したUT1$-$UTCの監視をサポートする、GNSSステーションとVLBIステーションを同じ場所に配置する利点を強調しています。要約。
MAGIC立体観測のための新しいエネルギー再構成法
2つのイメージング大気チェレンコフ望遠鏡のシステムであるMAGIC望遠鏡のデータ解析に一般的に使用される、ランダムフォレストに基づく新しいガンマ線エネルギー再構成法を提示します。新しいエネルギー再構成によるエネルギー分解能は、LUT法で得られたものと比較して向上します。標準的な観測、つまり、点のようなソースのポインティング天頂(Zd)が35度未満の暗い条件では、エネルギー分解能は100GeVで$\sim20\%$から数TeVで$\sim10\%$になります。.さらに、新しい方法は、エネルギー誤差分布の外れ値の母集団を抑制します。これは、ガウス分布によってより適切に記述されます。新しいエネルギー再構成法は、特に高エネルギーおよび/またはより高いZdポインティングでの観測において、急峻なスペクトルを持つソースの信頼性を高めます。さまざまな方法で新しい方法を検証し、シミュレートされた観測データを使用したスペクトル分析におけるその顕著な利点のいくつかのケースを示します。
JWST MIRI/MRS 飛行中の絶対光束キャリブレーションと、未解決のソースに対する調整されたフリンジ補正
| Title |
JWST_MIRI/MRS_in-flight_absolute_flux_calibration_and_tailored_fringe_correction_for_unresolved_sources |
| Authors |
D._Gasman,_I._Argyriou,_G._C._Sloan,_B._Aringer,_J._\'Alvarez-M\'arquez,_O._Fox,_A._Glasse,_A._Glauser,_O._C._Jones,_K._Justtanont,_P._J._Kavanagh,_P._Klaassen,_A._Labiano,_K._Larson,_D._R._Law,_M._Mueller,_O._Nayak,_A._Noriega-Crespo,_P._Patapis,_P._Royer,_B._Vandenbussche |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03596 |
MRSは、JWST/MIRIの4つの観測モードの1つです。未解決(点)ソースのJWST飛行中データを使用して、生データから開始してMRS絶対スペクトル応答関数(ASRF)を導き出すことができます。スペクトルフリンジは、MRSASRFの導出と解釈において重要な役割を果たします。このホワイトペーパーでは、データを調整する別の方法を紹介します。まず、MIRI瞳孔照明と点像分布関数の検出器ピクセルサンプリングに対するフリンジプロパティの依存性を説明するフリンジ補正を導き出すことを目的としています。次に、MRSの5～28$\mu$m波長範囲全体で観測された絶対フラックスキャリブレータを使用して、MRSASRFを導き出すことを目指しています。第三に、新しいASRFをGドワーフのスペクトルに適用し、JWST/MIRIのデフォルトのデータ削減パイプラインの出力と比較することを目指しています。最後に、G矮星とK巨人の分子特徴の検出可能性に対するさまざまなフリンジ補正の影響を調べます。絶対フラックスキャリブレータHD163466(A-star)を使用して、MRSのデフォルトの各ディザ位置で調整された点光源フリンジフラットを導き出します。HD163466のフリンジ補正点源積分スペクトルを使用して、恒星連続体の理論モデルを使用してMRSASRFを導出します。相互相関を実行して、さまざまなフリンジ補正について、KジャイアントのCO、SiO、およびOHとG矮星のCOの検出に関する不確実性を定量化します。ポイントソースに合わせたフリンジ補正とASRFは、現在の補正と同じレベルで実行され、実際の分子機能の変更を軽減しながら、フリンジコントラストをサブパーセントレベルに打ち負かします。同じように調整されたソリューションを、他のMRSの未解決のターゲットに適用できます。MRSのポインティングの再現性の問題により、調整されたフリンジフラットの有効性が短波長で制限されます。
アリエル ミッション用望遠鏡の光学的および光学機械的解析と設計
AtmosphericRemote-sensingInfraredExoplanetLarge-survey(Ariel)は、トランジットする何千もの系外惑星の化学組成と熱構造の測定に特化した最初の宇宙ミッションです。アリエルは2020年にESAの「コズミックビジョン」プログラムのM4ミッションとして採用され、2029年に打ち上げが予定されています。このミッションは、太陽と地球のラグランジュポイントL2から運用されます。科学ペイロードは、2つの機器で構成されています。1.95～7.8ミクロンの波長帯の高解像度分光計と、ファインガイダンスシステム/可視光度計/低解像度近赤外線分光計です。機器には、遮るもののない、軸外のカセグレン望遠鏡からコリメートされたビームが供給されます。機器と望遠鏡は50K未満の温度で動作します。望遠鏡のミラーと支持構造は、航空宇宙グレードのアルミニウムで実現されます。主鏡の大口径(0.6m$^2$)を考えると、慎重な光学設計と光学機械設計、およびミラー基板の熱安定化、光学表面研磨、および光学コーティング。この論文は、望遠鏡とミラーの設計と製造を担当するチームのメンバーとして、アリエル望遠鏡の光学的および光学機械的要件と設計上の選択の体系的なレビューから始めて、これらの分野で著者が行った作業を示しています。以前の開発作業の背景と科学的目標およびミッションの要件。次に、光学機械設計、構造および熱設計の観点から最も重要な選択を検討し、望遠鏡ミラーの光学面の変形と剛体運動に関するそれらの位置合わせの統計分析を行います。次に、熱安定化、研磨、およびコーティングに関する認定作業の詳細について説明します。
蛍光望遠鏡データでトラックのようなイベントを選択するためのニューラル ネットワーク アプローチ
| Title |
A_Neural_Network_Approach_for_Selecting_Track-like_Events_in_Fluorescence_Telescope_Data |
| Authors |
Mikhail_Zotov,_Denis_Sokolinskii |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03787 |
2016年から2017年にかけて、地球の夜の大気中の蛍光放射によって超高エネルギー宇宙線（UHECR）を記録する可能性をテストする世界初の実験であるTUSが実施されました。2019年以来、ロシアとイタリアの蛍光望遠鏡(FT)Mini-EUSO(「UVAtmosphere」)がISSで運用されています。UHECRを登録するためにFTを使用する成層圏実験EUSO-SPB2は、2023年に計画されています。単純な畳み込みニューラルネットワークを効果的に使用して、そのような機器で得られたさまざまなデータからトラックのようなイベントを見つける方法を示します。
年間黒点数のSchwabe(~11年)値は、10.7cmの電波フラックス、銀河宇宙線の流入、太陽フレアの頻度、地球の天候、および宇宙気候の構成要素であり、結果として情報が失われるリスクがあります。支配(バブコック)仮説とその導関数は、太陽黒点周期を差分太陽自転によって媒介されるダイナモプロセスに結び付けますが、60年間の観測と分析にもかかわらず、約11年の周期性をモデル化することは依然として困難です。惑星力学の貢献の可能性が復活しています。真に~11年周期を示すさまざまな太陽系の系列は、統計的な親族関係を超えたその周期性の理解から恩恵を受ける立場にあります。この結果は皮肉なことに、太陽風フラックスやその同位体の特徴など、太陽周期の他の可能性のある指標を支持して、太陽黒点の支配的な歴史的役割からの降格を促進する可能性があります。
ピリオドバウンサー BW Sculptoris における褐色矮星ドナーの検出
最高の周期バウンサー候補の1つであると考えられているBWSclのマルチエポック分光および測光観測の分析を提示します。ドナー星からの複数の照射誘起輝線を検出し、視線速度の変動を高精度で測定することができました。また、降着白色矮星(WD)の光球に由来するMgii4481吸収線を使用して、WDの視線速度半振幅とその重力赤方偏移を測定しました。WDの質量は0.92$\pm$0.04M$_\odot$であるのに対し、ドナーは質量が0.054$\pm$0.008M$_\odot$の低質量天体であり、水素よりもはるかに低いことがわかります。・燃焼限界。NIRデータを使用して、ドナーの有効温度の上限を$\leq$1600Kに設定しました。これは、Tスペクトル型の褐色矮星に相当します。BWSclの光学的に薄い降着円盤は非常に低い光度$\lesssim$4$\times10^{30}$ergs$^{-1}$を持ち、これは非常に低い質量降着率$\lesssim$6$に相当します。\times10^{-13}$M$_\odot$年$^{-1}$.ディスクの外側の部分は密度が低く、ストリームがディスクの内側の領域に流れ落ちるようになっています。ホットスポットの最も明るい部分は、ディスクの円形化半径の近くにあります。ホットスポットは光学的に厚く、複雑で細長い構造をしています。WDの比較的高い温度(14750～15000K)にもかかわらず、BWSclはすでに最小期間を過ぎており、現在はより長い期間に向かって進化していることを示唆しています。したがって、BWSclはピリオドバウンサーです。
TESS Hunt for Young and Maturing Exoplanets (THYME) IX: トランジットする 2
つの惑星系をもつ下部ケンタウルス核の 27 Myr の拡張人口
| Title |
TESS_Hunt_for_Young_and_Maturing_Exoplanets_(THYME)_IX:_a_27_Myr_extended_population_of_Lower-Centaurus_Crux_with_a_transiting_two-planet_system |
| Authors |
Mackenna_L._Wood,_Andrew_W._Mann,_Madyson_G._Barber,_Jonathan_L._Bush,_Adam_L._Kraus,_Benjamin_M._Tofflemire,_Andrew_Vanderburg,_Elisabeth_R._Newton,_Gregory_A._Feiden,_George_Zhou,_Luke_G._Bouma,_Samuel_N._Quinn,_David_J._Armstrong,_Ares_Osborn,_Vardan_Adibekyan,_Elisa_Delgado_Mena,_Sergio_G._Sousa,_Jonathan_Gagn\'e,_Matthew_J._Fields,_Reilly_P._Milburn,_Pa_Chia_Thao,_Stephen_P._Schmidt,_Crystal_L._Gnilka,_Steve_B._Howell,_Nicholas_M._Law,_Carl_Ziegler,_C\'esar_Brice\~no,_George_R._Ricker,_Roland_Vanderspek,_David_W._Latham,_Sara_Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Joshua_E._Schlieder,_Hugh_P._Osborn,_Joseph_D._Twicken,_David_R._Ciardi,_and_Chelsea_X._Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03266 |
候補と一緒に移動する星を検索することによって最初に特定された、近くの(~85pc)、より古い(27+/-3Myr)、下部ケンタウルス-クルス(LCC)の近くに分布する星集団の発見と特徴付けを報告します。TESSからのトランジット惑星（HD109833;TOI1097）。ガイアの運動学、色の大きさの情報、候補メンバーのローテーション期間を使用して、協会のメンバーシップを決定します。等時線、ジャイロクロノロジー、Li枯渇を使用して年齢を測定します。この関連付けは既知のLCC集団に近いものですが、以前に発見されたLCCサブグループ(10～16Myr)よりも古く、位置と速度の両方が異なることがわかりました。HD109833の周りの候補惑星に加えて、協会には3つの恒星の周りに直接画像化された4つの惑星質量伴星、YSES-1、YSES-2、およびHD95086が含まれており、これらはすべて以前に若いLCCのメンバーシップに割り当てられていました。Notchパイプラインを使用して、HD109833の周りにトランジットする第2候補の惑星を特定します。一連の地上ベースのフォローアップ観測を使用して、2つのトランジット信号が本質的に惑星であることを検証します。HD109833bとcは、TESSからの<100Myrトランジット惑星の小さいながらも増加している人口に加わります。HD109833は若い年齢(<100Myr)を示すローテーション期間とLiの豊富さを持っていますが、位置と速度は新しい集団の郊外にあり、同様のメンバーよりもLiレベルが低く、CMD位置は27Myrのモデル予測を下回っています。.したがって、HD109833が若いフィールドスターであり、偶然近くにいるという可能性を否定することはできません。
マクロスピキュールとその低層大気における磁気リコネクションへの接続
| Title |
Macrospicules_and_Their_Connection_to_Magnetic_Reconnection_in_the_Lower_Atmosphere |
| Authors |
Yadan_Duan,_Yuandeng_Shen,_Hechao_Chen,_Zehao_Tang,_Chenrui_Zhou,_Xinping_Zhou,_and_Song_Tan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03425 |
太陽マクロスピキュールは、スピキュールとコロナジェットの間のサイズのビーム状の低温プラズマ放出であり、さまざまなスケールでのプラズマジェッティング活動間の潜在的な関係を解明できます。{\emNewVacuumSolarTelescope}とSolarDynamicObservatoryからの高解像度観測により、5つのグループの反復活動領域マクロスピキュールの起源を調査します。各マクロスピキュールの発射前に、新たに出現した双極子が接触するベースでコンパクトな明るいパッチ(BP)を検出し、既存の周囲フィールドと相殺します。BPの1つで{\emInterfaceRegionImagingSpectrograph}からのスペクトル診断を行うと、下層大気での再結合の兆候が明らかになります。これらのBPの多波長イメージングは、それらが主にフラックス出現の上昇段階で発生し、下部から上部の彩層にゆっくりと上昇することを示しています。BPが表示され、AIA304A画像からそれぞれ減衰すると、顕著なマクロスピキュールが発生し、フェードアウトします。これらのマクロスピキュールと関連するBPは、共通の再接続プロセスで形成されることをお勧めします。このプロセスでは、出現する双極子と周囲フィールドの間の再接続の高さが増加すると、BPからマクロスピキュールへの変動が観察されます。興味深いことに、ほとんどのマクロスピキュールは、大規模なコロナジェットや小規模なスピキュールと同様の特徴を示します。つまり、回転運動、噴火前のミニフィラメントとBPの存在、および磁束の発生とキャンセルです。マクロスピキュールの形成メカニズムは、スピキュールおよびコロナジェットと同じである必要があると結論付けています。つまり、異なるスケールでのソーラージェッティング現象は、磁気リコネクションに関連する同じ物理メカニズムを共有しています。
CARMENES は、M 型矮星の周りの系外惑星を探します。彩層指標に見られる長い時間スケールでの変動性
| Title |
The_CARMENES_search_for_exoplanets_around_M_dwarfs._Variability_on_long_timescales_as_seen_in_chromospheric_indicators |
| Authors |
B._Fuhrmeister,_S._Czesla,_V._Perdelwitz,_E._Nagel,_J.H.M.M._Schmitt,_S.V._Jeffers,_J._A._Caballero,_M._Zechmeister,_D._Montes,_A._Reiners,_\'A._L\'opez-Gallifa,_I._Ribas,_A._Quirrenbach,_P._J._Amado,_D._Galad\'i-Enr\'iquez,_V._J._S._B\'ejar,_C._Danielski,_A._P._Hatzes,_A._Kaminski,_M._K\"urster,_J._C._Morales,_M._R._Zapatero_Osorio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03514 |
太陽には、その内部磁場によって引き起こされる11年周期があることが明確に確立されています。このサイクルは、M矮星のサンプルでも観察されます。系外惑星の検出または系外惑星の大気特性評価の枠組みでは、主星の活動状態が重要な役割を果たし、そのような研究には非活動状態が望ましい。つまり、これらの星の活動周期を知ることが重要です。カラルアルト天文台の高解像度光学および近赤外分光器であるCARMENESで観測された211M矮星のサンプルの系統的な長期変動を調べます。さまざまな活動指標の時系列を使用した自動検索で、線形または二次の傾向を持つ、または潜在的に周期的な動作を持つ26の星を特定しました。さらに、時間ベースラインが通常はるかに長いさまざまな機器から収集されたアーカイブR$^{\prime}_{\rmHK}$データで独立した検索を実行しました。これらのデータは、186個のサンプル星のサブセットで利用できます。検索により、データ内に22のサイクル候補が明らかになりました。長期変動を示す星の割合は、最新のM型矮星まで劇的に低下することがわかりました。さらに、H$\alpha$とCaii赤外線トリプレットの疑似等価幅(pEW)は、TiOインデックス、微分線幅、クロマティックインデックス、または動径速度よりも長期変動の自動検出をトリガーすることが多いことがわかりました。.これは、さまざまな指標の相対振幅の中央値の比較と一致しています。自動検出をトリガーする星の場合、これはR$^{\prime}_{\rmHK}$で最大の振幅変動につながり、pEW(H$\alpha$)、pEW(CaiiIRT)、およびTiOインデックス。
渦度勾配の変化と黒点の形成
回転乱流熱対流モデルに基づいて、回転等価温度仮定と新しい対流基準を使用して、この論文では、熱輸送に対する渦度勾配の抑制を分析し、太陽黒点の形成が渦度勾配の変動に起因することを説明しました。太陽対流圏。
AGB星IIにおけるsプロセス元素合成のトレーサーとしてのバリウム星。 169個の星に機械学習技術を使用
| Title |
Barium_stars_as_tracers_of_s-process_nucleosynthesis_in_AGB_stars_II._Using_machine_learning_techniques_on_169_stars |
| Authors |
J._W._den_Hartogh,_A._Yag\"ue_L\'opez,_B._Cseh,_M._Pignatari,_B._Vil\'agos,_M._P._Roriz,_C._B._Pereira,_N._A._Drake,_S._Junqueira,_M._Lugaro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03593 |
私たちは、機械学習技術と、FruityおよびMonash恒星モデルによって予測されたAGBの最終的な表面存在量を使用して、169個のバリウム(Ba)星の存在量パターンを分析することを目指しています。Ba星の存在量パターンを入力として使用し、恒星モデル予測を使用して伴星の初期質量と金属量を分類する機械学習アルゴリズムを開発しました。2つのアルゴリズムを使用します。1つ目はニューラルネットワークを利用してパターンを認識し、2つ目は最近傍アルゴリズムで、観測されたBaスター値に最も近い最終的な表面存在量を予測するAGBモデルを見つけることに焦点を当てています。2番目のアルゴリズムでは、誤差範囲と観測上の不確実性を含めて、最適なモデルを見つけます。分類プロセスは、Fe、Rb、Sr、Zr、Ru、Nd、Ce、Sm、およびEuの存在量に基づいています。AGBモデルの存在量分布からsプロセス要素を体系的に削除し、その削除が分類に最大のプラスの影響を与える要素を特定することにより、これらの要素を選択しました。Nb、Y、Mo、およびLaを除外しました。最終的な分類では、両方のアルゴリズムの出力を組み合わせて、各Baスターコンパニオンの初期質量と金属量の範囲を特定します。私たちの分析ツールを使用して、星のサンプルに含まれる169個のBa星のうち166個の主な特性を特定しました。AGBの最終存在量の両方の恒星セットに基づく分類は同様の分布を示し、平均初期質量はそれぞれM=2.23MSunおよび2.34MSun、平均[Fe/H]=-0.21および-0.11です。Nb、Y、Mo、およびLaの除去が分類を改善する理由を調査し、除外が最大の効果をもたらした43個の星を特定しました。これらの星は、サンプル内の他のBa星と比較して、これらの元素の存在量が統計的に有意に異なることを示しています。豊富なパターンのこれらの違いの考えられる理由について説明します。
大規模な天文調査から採掘された 3 つの超短周期接触食連星系
| Title |
Three_Ultra-short_Period_Contact_Eclipsing_Binary_Systems_Mined_from_Massive_Astronomical_Surveys |
| Authors |
A._Papageorgiou,_P.-E._Christopoulou,_C.E._Ferreira_Lopes,_E._Lalounta,_M._Catelan,_A.J._Drake |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03838 |
大規模な天文調査から採掘された、接触構成の3つの超短期皆既日食連星、CRTS_J172718.0+431624、OGLE-BLG-ECL-000104、およびOGLE-BLG-ECL-000012の測光分析を提示します。ViaLactea(VVV)、OpticalGravitationalLensingExperiment(OGLE)、ZwickyTransientFacility(ZTF)、CatalinaSkySurvey(CSS)のVistaVariablesから利用可能なアーカイブ光度曲線(LC)を異なるパスバンドと新しいマルチバンド測光で使用ヘルモス天文台の2.3mアリスタルコス望遠鏡による観測から、それらの相対的な物理パラメータが導き出されました。PIKAIA遺伝的アルゴリズムオプティマイザーを使用してパラメーター空間を探索しました。グローバル最適のMCMCサンプリングにより、各システムに最適な測光ソリューションとエラーバジェット推定が採用されました。経験的な質量と光度の関係を採用して、各接触系についておおよその絶対パラメータを導き出した。3つのシステムすべての質量比は0.5未満です。2016年から2022年にかけてのCRTS_J172718.0+431624のプライマリ深度とセカンダリ深度の間の交換は、スポットアクティビティが原因である可能性があります。さらに、これまでに知られている皆既日食を含む、よく特徴付けられた最初の最短周期接触日食連星の詳細な分析を提示します(OGLE-BLG-ECL-000104)。VVVとOGLELCのおかげで、実験的な周期と光度の関係を使用して、OGLE-BLG-ECL-000104とOGLE-BLG-ECL-000012の新しい距離が導き出されました。3つすべての超短周期接触連星の起源と進化の状態は、分離連星形成経路の文脈で徹底的に議論されています。
真空場の現実に基づく量子予測と互換性のあるもつれ光子実験の局所モデル
| Title |
Local_model_of_entangled_photon_experiments_compatible_with_quantum_predictions_based_on_the_reality_of_the_vacuum_fields |
| Authors |
Emilio_Santos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/1905.08238 |
量子真空場の現実性についての議論が提供されます。自発的なパラメトリックダウンコンバージョンによって作成された2つの最大エンタングル光子による偏光相関実験は、量子予測を再現するWeyl-Wigner形式で研究されています。量子真空場が実在すると仮定した確率過程の観点から解釈を提案した。これは、ローカルリアリズムがベルの不等式の違反と両立することを証明し、実験によって反証されたという主張に反駁します。エンタングルメントは、信号場と真空場のゆらぎの相関関係として現れます。キーワード;ローカルリアリズム、ベル不等式、絡み合った光子、ワイル・ウィグナー、抜け穴、真空場
極低温でのフォトセンサー試験用大型施設
| Title |
A_large_facility_for_photosensors_test_at_cryogenic_temperature |
| Authors |
Z._Balmforth,_A._Basco,_A._Boiano,_N._Canci,_R._de_Asmundis,_F._Di_Capua,_G._Fiorillo,_G._Grauso,_G._Matteucci,_A._Pandalone,_E._Sandford,_Y._Suvorov,_G._Tortone,_A._Vanzanella_(on_behalf_of_the_DarkSide_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02296 |
暗黒物質の直接探索とニュートリノ物理学のために液相の希ガスを使用する現在の世代の検出器には、大面積の光センサーが必要です。シリコンベースの光検出器は、革新的な集光デバイスであり、これらの研究分野で成功を収めている技術です。液化希ガスに基づく直接暗黒物質探索検出器の%。DarkSideコラボレーションは、特定のニーズに合わせてSiPM技術の専用開発とカスタマイズを開始し、その結果、DarkSide-20k用の写真検出ユニットと名付けられた20$\times$20cm$^{2}$の大型表面モジュールの設計、製造、および組み立てが行われました。実験。DarkSide-20k検出器内の約20m$^{2}$のアクティブな表面をカバーするために必要な、このようなデバイスの大量生産には、堅牢なテストと検証プロセスが必要です。この要件を満たすために、光センサーテスト専用のテスト施設が設計され、INFNナポリ研究所で委託されました。最初のコミッショニングテストは2021年に成功裏に実行されました。それ以来、多くのテストキャンペーンが実行されました。施設の詳細な説明といくつかのテストの結果が報告されています。
超相対論的プラズマ電流フィラメント形成不安定性における電子分極
| Title |
Electron_polarization_in_ultrarelativistic_plasma_current_filamentation_instabilities |
| Authors |
Zheng_Gong,_Karen_Z._Hatsagortsyan,_Christoph_H._Keitel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03303 |
高密度プラズマに衝突する超相対論的電子ビームのプラズマ電流フィラメント形成を、放射線誘起電子分極に重点を置いて調査します。粒子内細胞シミュレーションは、現在のフィラメントの3つの異なるレジーム、つまり、正常なフィラメント、異常なフィラメント、クエンチングレジームの分類と詳細な分析を提供します。電子放射分極が、不安定性の間に運動量空間の方位角方向に沿って現れることを示します。これは、レジーム全体で大きく異なります。電子分極ダイナミクスの起源を追跡するために、直感的なハミルトニアンモデルを提唱しました。特に、プラズマフィラメントの非線形横運動の役割を識別します。これは、放射スピンフリップの非対称性を誘発し、電子分極の蓄積をもたらします。私たちの結果は、準対称場は放射スピン偏極ビームを生成するのに非効率的であるという従来の認識を打ち破り、実験室および天体物理学のプラズマ不安定性に関する新しい情報源としての電子偏極の可能性を示唆しています。
愛が消えるとき: 環境ブラックホール合体のための周波数依存の潮汐変形性のモデル化
| Title |
When_Love_fades_away:_Modelling_frequency-dependent_tidal_deformability_for_environmental_black-hole_mergers |
| Authors |
Valerio_De_Luca,_Andrea_Maselli,_Paolo_Pani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03343 |
連星系における潮汐相互作用によりブラックホールが環境を失う可能性があるイベントに動機付けられて、潮汐変形能が比較的低い周波数の有限値(ドレスドブラックホール)とゼロ値(ネイキッドブラックホール)の間で補間される波形モデルを開発します。ブラックホール)高周波で。次に、このモデルを超軽量スカラーフィールドをまとったブラックホールの事例に適用し、アインシュタイン望遠鏡で潮汐ラブ数の検出可能性を調査します。潮汐変形モデルのパラメーターを高精度で測定できることを示し、連星系の吸気中に起こる動的環境効果を理解するための有用なツールを提供します。
宇宙QCD遷移 - クォークからストレンジオン、核子へ
| Title |
Cosmic_QCD_transition-from_quark_to_strangeon_and_nucleon |
| Authors |
Xuhao_Wu,_Weibo_He,_Yudong_Luo,_Guo-Yun_Shao,_and_Renxin_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03466 |
安定なストレンジオンナゲットの形成シナリオを含む、初期宇宙におけるクロスオーバーQCD相転移が研究されています。Polyakov-Nambu-Jona-Lasinioモデルを適用して、u、d、sクォークを含むQCD相の熱力学を計算し、相対論的平均場モデルでハドロン物質を記述します。クォークからハドロンへのクロスオーバー相転移は、宇宙温度T~170MeVで発生し、これら2つの相は3ウィンドウモデルで接続されています。クォークの非摂動的結合により、正味のストレンジネス(つまり、ストレンジオン)を持つクォーククラスターとストレンジオンナゲットが遷移プロセス中に形成される可能性があります。ナゲットのバリオン数Aの分布関数を導入して、ナゲットの数密度を記述します。A>A_cのストレンジオンナゲットはすべて安定していると見なされ、臨界数A_cは弱い相互作用と強い相互作用の両方によって決定されます。非相対論的状態方程式を適用して、安定したナゲットの熱力学を計算します。計算は、安定したストレンジオンナゲットの熱力学的寄与(圧力、エントロピーなど)が無視できることを示しています。初期宇宙から生き残ったストレンジオンナゲットの結果として得られる質量密度は暗黒物質に匹敵し、これは、標準モデルを超えてエキゾチックな粒子を導入することなく、冷たい暗黒物質を説明できる可能性を示しています。
GRB221009AからのTeVガンマ線の起源としての目に見えないニュートリノ崩壊
| Title |
Invisible_Neutrino_Decays_as_Origin_of_TeV_Gamma_Rays_from_GRB221009A |
| Authors |
Jihong_Huang,_Yilin_Wang,_Bingrong_Yu,_Shun_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03477 |
最近、LHAASOの共同研究は、ガンマ線バーストGRB221009Aから最大10TeVのエネルギーのガンマ線を観測しました。これは、天文学、素粒子物理学、および天体物理学のコミュニティを刺激して、さまざまな可能な解釈を提案しました。この論文では、ニュートリノがガンマ線バーストでTeV光子とともに生成され、アクシオンのような粒子に徐々に崩壊し、銀河磁場でガンマ線に変換されるという実行可能なシナリオを提案しました。このようなシナリオでは、以前のアクシオンのような粒子の解釈と、関連する結合定数と質量に関する既存の観測上の制約との間の緊張を緩和できます。
| Title |
Scattering_of_neutrinos_by_a_rotating_black_hole_accounting_for_the_electroweak_interaction_with_an_accretion_disk |
| Authors |
Maxim_Dvornikov_(IZMIRAN) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03479 |
有限の厚さを持つ磁化降着円盤を持つ超大質量ブラックホールによるニュートリノ重力散乱におけるスピン効果を調べます。ヌル測地線上の超相対論的ニュートリノの伝播を正確に記述し、各ニュートリノ軌道に沿ってスピン歳差運動方程式を解きます。ニュートリノと磁場との相互作用は、非ゼロの対角磁気モーメントによるものです。さらに、ニュートリノはフェルミ近似内で電弱的に降着円盤のプラズマと相互作用します。これらの相互作用は、粒子を残して入ってくるニュートリノの分極を変化させるために得られます。スピン振動の生存確率に比例する散乱ニュートリノのフラックスを、系のさまざまなパラメータについて導出した。特に、放出されるニュートリノフラックスに対する物質の影響に焦点を当てています。天体物理学ニュートリノの予測された効果を観察する可能性について簡単に議論します。
一般相対性理論における標準銀河バイアス モデルの非互換性
銀河バイアスの標準モデルはニュートンの枠組みで構築されており、これを相対論的枠組みに入れる試みが過去にいくつか行われてきました。ただし、過去の研究の焦点は、同じニュートン定式化を使用することでしたが、ゲージ条件を固定するか、ローカル座標系に変換することにより、相対論的枠組みでその解釈を提供することでした。ここで、これらのリバースエンジニアリングされたアプローチが失敗することを示します。これは、一般相対性理論の微分同相対称性を尊重しないためです。したがって、問題に対して別のアプローチを取り、微分同相に適合する銀河バイアスモデルの共変定式化を開発する必要があります。銀河バイアスの単純なおもちゃモデルを検討し、銀河バイアスの欠陥のある標準モデルを使用して、原始非ガウス性を測定することの意味について説明します。
核反応による球状星団存在量の理解
| Title |
Understanding_globular_cluster_abundances_through_nuclear_reactions |
| Authors |
P_Adsley,_M_Williams,_D_S_Harrouz,_D_P_Carrasco-Rojas,_N_de_S\'er\'eville,_F_Hammache,_R_Longland,_B_Bastin,_B_Davids,_T_Faestermann,_C_Foug\`eres,_U_Greife,_R_Hertenberger,_D_Hutcheon,_M_La_Cognata,_AM_Laird,_L_Lamia,_A_Lennarz,_A_Meyer,_F_d'Oliveira_Santos,_S_Palmerini,_A_Psaltis,_R_G_Pizzone,_S_Romano,_C_Ruiz,_A_Tumino,_H-F_Wirth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03648 |
球状星団には複数の星の集団が含まれており、以前の世代の星が現在の星をより重い元素で汚染しています。球状星団の歴史を理解することは、銀河がどのように融合して進化したかを理解するのに役立ちます。したがって、この歴史的な汚染の場所を制限することが優先事項です。これらの汚染サイトの許容可能な温度と密度の条件は、重要な反応速度によって異なります。この論文では、天体物理学的に重要な反応速度を制限するのに役立つ3つの実験的研究について簡単に説明します。
負に帯電した Ps$^{-}$ イオンにおける結合状態特性と陽電子消滅。私たちの銀河系における消滅 $\gamma$ 量子の熱源について
| Title |
Bound_state_properties_and_positron_annihilation_in_the_negatively_charged_Ps$^{-}$_ion._On_thermal_sources_of_annihilation_$\gamma$-quanta_in_our_Galaxy |
| Authors |
Alexei_M._Frolov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03723 |
Ps$^{-}$イオンの基底(束縛)$1^{1}S$状態の全エネルギーおよびその他の束縛状態特性は、非常に高い精度で決定されています。このイオンの基底状態の最適な変分エネルギーは$E$=-0.262005070232980107770402018838$a.u.$この3体イオンについて、2、3、4、5の割合を(非常に高い精度で)評価しました。光子消滅。また、1光子消滅率$\Gamma_{1\gamma}$の正確な計算に現在存在するいくつかの問題についても説明します。Ps$^{-}$イオンの多数の特異および準特異束縛状態特性の非常に正確な計算も実行され、議論されています。宇宙の消滅$\gamma-$quantaの原因を調査することで、光学における高温極限についての結論に達しました。これは次のように定式化できます:真空の電磁不安定性のため、350-400$keV$を超える温度に加熱された物体を(直接)見ることは不可能です。実際には、そのような物体の代わりに、観測者は$\gamma-$quanta、電子、および陽電子の強い消滅の流れを見るだけです。この現象は、過熱物質の消滅遮蔽と呼ぶことができ、銀河天体物理学において非常に興味深いものです。
宇宙の進化中の $e$ フォールド数のモデルに依存しない境界
インフレーション、再加熱、放射中の$e$フォールドの数、再加熱温度など、宇宙論的に重要な量の普遍的な境界を取得する簡単な手順を提示します。主な仮定は、宇宙の進化のさまざまな時代のそれぞれを、単一の物質が瞬時に次の時代に変化することによるものとして表し、宇宙の進化の新しい時代を説明することです。この仮定は、単純な宇宙モデルのフリードマン方程式の解を得るために一般的に使用されますが、ここでは、関心のある宇宙量のモデルに依存しない境界を見つけるために実装されています。特に、$-\frac{1}{3}<\omega_{re}<\frac{1}{3}$の境界$N_k\approx56$は、インフレーション中の$e$フォールドの数、および$\omega_{re}>\frac{1}{3}$の場合の下限としても使用されます。ここで、$\omega_{re}$は再加熱中の有効な状態方程式パラメーターです。.これらは、インフレーションの単一フィールドモデルが満たすべきモデルに依存しない結果です。例として、基本的な$\alpha$アトラクタモデルを使用して2つのアプローチを説明し、それらが互いにどのように補完するかを示します。
高密度ニュートリノガスにおける衝突フレーバー不安定性
| Title |
Collisional_flavor_instability_in_dense_neutrino_gases |
| Authors |
Zewei_Xiong_(GSI),_Lucas_Johns_(Berkeley),_Meng-Ru_Wu_(Academia_Sinica)_and_Huaiyu_Duan_(UNM) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03750 |
$\nu_e+n\rightleftharpoonsp+e^-$や$\bar\nu_e+p\rightleftharpoonsn+e^+$などの荷電ニュートリノプロセスは、単一ニュートリノの弱い相互作用状態間のフレーバーの一貫性を破壊します。したがって、そのフレーバー振動を減衰させます。しかし、コア崩壊超新星やコンパクト連星合体で形成されたブラックホール降着円盤内のような高密度ニュートリノガスでは、これらの「衝突」プロセスは、強いニュートリノ-ニュートリノ屈折と協力して大きなフレーバー変換を引き起こす可能性があります。我々は、ニュートリノ密度$n_\nu$に対する実周波数の依存性によって識別される、均一で等方性のニュートリノガスに2種類の衝突フレーバー不安定性が存在することを示します。不安定性はあるタイプから別のタイプに遷移し、ニュートリノガスの正味の電子レプトン数が無視できる領域で共鳴のような挙動を示します。遷移領域では、フレーバーの不安定性が$\propton_\nu^{1/2}$の割合で指数関数的に増大します。ブラックホールの降着円盤内のニュートリノガスは、ニュートリノ密度が最も高い場所で、衝突によるフレーバー変換の影響を受けやすいことがわかりました。その結果、大量の重いレプトンフレーバーニュートリノがフレーバー変換によって生成され、その後のレムナントの進化に重要な影響を与える可能性があります。
| Title |
Modified_gravity_and_cosmology_with_nonminimal_(derivative)_coupling_between_matter_and_the_Einstein_tensor |
| Authors |
Petros_Asimakis,_Spyros_Basilakos,_Andreas_Lymperis,_Maria_Petronikolou,_Emmanuel_N._Saridakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03821 |
物質セクターがアインシュタインテンソルと結合する修正理論の新しいクラスを構築します。つまり、後者とエネルギー運動量テンソルおよびそのトレースの導関数との直接結合を考慮します。一般的な場の方程式を抽出し、それらを宇宙論の枠組みに適用して、フリードマン方程式を取得します。その余分な項は、効果的なダークエネルギーセクターを生じさせます。バックグラウンドレベルでは、宇宙の通常の熱履歴を、一連の物質と暗黒エネルギーエポックでうまく説明できることを示していますが、暗黒エネルギーの状態方程式パラメーターはファントム領域にあり、徐々に傾向があります。現在および将来の時点で-1まで。さらに、この理論をコズミッククロノメーターのデータと対峙させ、一致が非常に良好であることを示しています。最後に、スカラー摂動とテンソル摂動の詳細な調査を行い、物質過密度の近似進化方程式を抽出して、予測された動作が観測と一致することを示します。
太陽光発電、バッテリー、グリーン水素を燃料とする、オフグリッドの持続可能な望遠鏡のための再生可能電力システム
| Title |
A_renewable_power_system_for_an_off-grid_sustainable_telescope_fueled_by_solar_power,_batteries_and_green_hydrogen |
| Authors |
Isabelle_Viole,_Guillermo_Valenzuela-Venegas,_Marianne_Zeyringer_and_Sabrina_Sartori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03823 |
天文学の二酸化炭素排出量の大部分は、天文台の電力需要を供給する化石燃料に由来します。ここでは、新しく計画されたアタカマ大口径サブミリ波望遠鏡のさまざまな分離された低炭素電力システムのセットアップを調査し、それらを通常のディーゼル発電システムと比較します。設計されたシステムに含まれる技術は、太陽光発電、集光型太陽光発電、ディーゼル発電機、バッテリー、および水素貯蔵です。電力システム最適化モデルhighRESをこのケーススタディに適用し、望遠鏡の予測されるエネルギー需要、2030年のコスト仮定、およびサイト固有の容量係数を入力します。私たちの結果は、116ドル/MWhのLCOEを持つ最も低コストのシステムは、輸入されたグリーン水素で動作するバッテリーと燃料電池を組み合わせた太陽光発電を主に使用していることを示しています。一部のディーゼル発電機はバックアップ用に稼働しています。このソリューションは、望遠鏡の電源側の二酸化炭素排出量を通常のケースと比較して95%削減します。
