BOSS DR12ボイドサイズ関数からの宇宙論的制約
| Title |
Cosmological_constraints_from_the_BOSS_DR12_void_size_function |
| Authors |
Sofia_Contarini,_Alice_Pisani,_Nico_Hamaus,_Federico_Marulli,_Lauro_Moscardini,_Marco_Baldi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03873 |
ボイドサイズ関数の解析から得られた最初の宇宙論的制約を提示します。この作業は、最終的なBOSSDR12データセット、つまり大規模な分光銀河カタログに依存しており、宇宙空隙の識別に理想的です。銀河の分布からボイドのサンプルを抽出し、高レベルの純度と完全性を達成することを目的としたクリーニング手順を適用します。2つの追加の迷惑パラメーターに基づいて、一般的な体積保存モデルを拡張することにより、空隙サイズ関数をモデル化します。BOSSDR12銀河サンプルを再現するために特別に設計されたモックカタログに依存して、拡張サイズ関数モデルのパラメーターを調整し、方法論を検証します。次に、ベイジアン解析を適用して$\Lambda$CDMモデルとその最も単純な拡張の1つを制約し、一定の暗エネルギー状態パラメーター$w$を特徴とします。保守的なアプローチに従って、総物質密度パラメーターと密度変動の振幅に制約を課し、$\Omega_{\rmm}=0.29^{+0.07}_{-0.06}$および$\sigma_8=0.80^を見つけました。{+0.09}_{-0.08}$。別のシナリオをテストして、$\Lambda$CDMモデルと一致して、$w=-1.1\pm0.3$を導出します。これらの結果は、標準的な宇宙論的プローブから得られたものとは独立しており、補完的であり、現在の宇宙論的パラダイムにおける潜在的な緊張の起源を特定する新しい方法を切り開いています。
ビーム係数を使用して補正された分光計データの色度をモデル化するためのベイジアン アプローチ -- I. 数学的形式
| Title |
A_Bayesian_approach_to_modelling_spectrometer_data_chromaticity_corrected_using_beam_factors_--_I._Mathematical_formalism |
| Authors |
Peter_H._Sims,_Judd_D._Bowman,_Nivedita_Mahesh,_Steven_G._Murray,_John_P._Barrett,_Rigel_Cappallo,_Raul_A._Monsalve,_Alan_E._E._Rogers,_Titu_Samson,_and_Akshatha_K._Vydula |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03875 |
21cm信号の検出に関連するスケールで機器の色度によって引き起こされる分光計データのスペクトル構造を正確に説明することは、グローバルな21cm信号解析における最も重要な課題の1つです。公開されているEDGESローバンドデータセット(Bowmanetal.2018)では、この複雑な構造は、ビーム係数ベースの色度補正(BFCC)を使用して抑制されています。計器ビームのスペクトル構造。このデータのいくつかの分析では、この補正が完了したという仮定から始まるモデルが採用されています。ただし、BFCCはデータに対する機器の色度の影響を軽減しますが、前景のスペクトル構造に関する現実的な仮定を考えると、補正は部分的なものにすぎず、固有の空モデルを使用したデータへの適合の解釈が複雑になります。このホワイトペーパーでは、BFCCの分析処理からBFCCデータモデルを導出し、シミュレートされた観測を使用して、BFCCデータモデルがビームファクター色度補正データからシミュレートされたグローバル21cm信号のバイアスのない回復を可能にすることを示します。
宇宙論的手法に対する f(T) 宇宙論: 模擬データと観測データを使用した新しい研究
| Title |
f(T)_cosmology_against_the_cosmographic_method:_A_new_study_using_mock_and_observational_data |
| Authors |
M._Sabiee,_M._Malekjani_and_D._Mohammad_Zadeh_Jassur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.04113 |
この論文では、Ia型超新星(SNIa)、クエーサー(QSO)、ガンマ線バースト(GRB)のハッブル図とバリオン音響振動(BAO)からの測定値を使用してべき乗則$f(T)$モデルを研究します。宇宙論的方法の枠組み。べき乗則$f(T)$モデルに基づいて生成されたSNIa、QSO、およびGRBのモックデータを使用して、距離係数の再構築にさまざまな宇宙論的手法が適しているかどうかを示します。特に、4次および5次のテイラー級数に加えて、有理PADE多項式$(3,2)$および$(2,2)$を調べます。PADE$(3,2)$は、低赤方偏移と高赤方偏移の両方で距離弾性率を再構築するためにコスモグラフィ法で使用できる最良の近似であることを示しています。PADE$(3,2)$コスモグラフィー法のコンテキストでは、べき法則$f(T)$モデルが、SNIa、QSO、およびGRBのハッブル図からの実際の観測データとよく一致することを示します。さらに、SNIaのハッブル図とBAO観測を組み合わせることで、モデルに依存しない宇宙論的手法とべき乗則$f(T)$モデルの間の一貫性が向上することがわかりました。最後に、べき法則$f(T)$モデルで記述されるDEの有効な状態方程式のパラメーターに対する観測上の制約は、特にBAO観測が分析に含まれている場合に、ファントムのような動作を示します。
観測による宇宙インフレの抑制: 2030 年の展望
| Title |
Constraining_Cosmic_Inflation_with_Observations:_Prospects_for_2030 |
| Authors |
Benedict_Bahr-Kalus,_David_Parkinson,_Richard_Easther |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.04115 |
宇宙インフレーションの理論をテストし、制約する能力は、今後10年間で大幅に進歩するでしょう。主要なデータソースには、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の測定と、光学、近赤外線、および21cm強度調査による低赤方偏移での物質の分布の観測が含まれます。原始的な確率的重力波背景(SGWB)と一致するCMBBモードの肯定的な検出は、インフレーションフェーズの喫煙銃として広く見られています。それでも、結果がゼロであってもインフレは除外されません。しかし、インフレシナリオの重要なクラスでは、低SGWB振幅は、最も単純なインフレポテンシャルで見られるよりも、原始密度摂動におけるより重要なランニング$\alpha_s$と相関しています。この動機により、CMB(SimonsObservatory,CMB-S4および\textit{LiteBIRD})、光学/近赤外線(DESIおよびSPHEREx)、および21cm強度マッピング(TianlaiおよびCHIME)測量。実行を制限するためのデータセットの最適な組み合わせを特定し、SGWBが検出されないままである場合、それらが全体的なインフレパラメータ空間に追加の有益な制限をもたらす可能性があることを示します。
| Title |
Can_high-redshift_Hubble_diagrams_rule_out_the_standard_model_of_cosmology_in_the_context_of_cosmographic_method? |
| Authors |
S._Pourojaghi,_N._F._Zabihi_and_M._Malekjani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.04118 |
宇宙論の標準モデルに基づいて生成されたIa型超新星(SNIa)とクエーサー(QSO)のハッブル図のモックデータを使用し、マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)アルゴリズムに基づく最小二乗法を使用して、我々はまず、テイラー$4^{th}$および$5^{th}$次数展開とPade(2,2)および(3,2)ハッブルパラメーターの多項式。次に、宇宙論的方法の枠組みで距離係数を再構築し、宇宙論的方法の距離係数と標準モデルの距離係数との差のパーセンテージを計算します。Pade近似を使用すると、パーセンテージの差が最小化されます。これは、Padeコスモグラフィ法が、高赤方偏移であっても距離係数を再構成するのに十分適していることを意味します。次のステップでは、SNIa、QSO、ガンマ線バースト(GRB)のハッブル図、および低赤方偏移の組み合わせ(SNIa+QSO)の2つのセットにおけるバリオン音響振動(BAO)からの観測の実際の観測データを使用します。+GRBs+BAO)$0.01<z<2.26$の赤方偏移範囲と、$0.01<z<5.5$の赤方偏移範囲をカバーする高赤方偏移の組み合わせ(SNIa+QSOs+GRBs)を包含し、宇宙パラメータに観測上の制約を課します。パデ・コスモグラフィーのスタンダードモデル。私たちの分析は、パデ宇宙論的アプローチが標準モデルと観測データの間の宇宙論的緊張を明らかにしないことを示しています。また、統計的AIC基準を使用して、この結果を確認します。最後に、コスモグラフィー法をredshift-binデータに入れ、$s_0$パラメータから抽出された$\Omega_{m0}$の値が、$q_0$パラメータおよびPlanck-$\Lambda$CDM値の値よりも大きいことを見つけます。.
N5K チャレンジ: LSST Cosmology の非柔軟な統合
| Title |
The_N5K_Challenge:_Non-Limber_Integration_for_LSST_Cosmology |
| Authors |
C._D._Leonard,_T._Ferreira,_X._Fang,_R._Reischke,_N._Schoeneberg,_T._Tr\"oster,_D._Alonso,_J._E._Campagne,_F._Lanusse,_A._Slosar,_M._Ishak_and_the_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.04291 |
宇宙論的画像調査の統計的能力が急速に高まっているため、関連する理論的予測の計算を加速するさまざまな近似の妥当性の体制を再評価する必要があります。この論文では、「N5K非Limber統合チャレンジ」の結果を提示します。その目標は、銀河数カウントと宇宙シアーデータの角度パワースペクトルを計算するためのさまざまなアプローチのパフォーマンスを定量化することでした。これは、ルービン天文台のレガシースペースアンドタイムサーベイ(LSST)のコンテキストでは、「リンバー近似」と呼ばれます。Limber以外の3つの実装:${\ttFKEM(CosmoLike)}$、${\ttLevin}$、および${\ttmatter}$の精度と速度の観点から、パフォーマンスを定量化します。さまざまな統合スキームと近似。チャレンジの基準となる3x2ptLSST10年目のシナリオでは、${\ttFKEM(CosmoLike)}$が必要な精度の範囲内で最速の実行時間をかなりのマージンで生成し、ベイジアンパラメーターの推論での使用に有利な位置にあることがわかりました。ただし、この方法では、特定の分析シナリオ、特に規模に依存する成長率を含む分析シナリオにその使用を拡張するために、さらなる開発とテストが必要です。このこと、およびここで説明するその他の理由により、パラメーター空間を完全に探索するには、${\ttmatter}$や${\ttLevin}$などの代替アプローチが必要になる場合があります。また、$\ell=200-1000$のLSSTYear103x2pt分析では、通常の一次リンバー近似では精度が不十分であることがわかりますが、これらのスケールで二次リンバー近似を呼び出します(完全な非リンバー法を使用)より小さい$\ell$)で十分です。
大規模密度摂動と小規模密度摂動の間の重力結合は、局所的な小規模物質のゆらぎに異方性歪みをもたらします。このような局所的な異方性歪みは、潮汐再構成として知られる大規模な物質分布を再構成するために使用できます。この論文では、赤方偏移空間でシミュレートされた銀河に潮汐再構成法を適用します。赤方偏移空間の歪みが異方性再構成結果につながることがわかりました。再構築されたラジアルモードは、主に小規模な速度分散のためにノイズが多くなりますが、横モードは依然として高忠実度で再構築され、元の大規模密度モードと十分に相関しています。大縮尺で再構成されたフィールドのバイアスは、線形赤方偏移空間歪みに似た形で説明できる単純な角度依存性を示しています。ノイズパワースペクトルはほぼ等方性であり、大きなスケールではスケールに依存しません。これにより、再構築された潮汐フィールドは、宇宙分散のキャンセルとマルチトレーサー分析の理想的なトレーサーになり、将来の21cm強度マッピング調査に大きな影響を与えます。
人工知能を使用した WMAP および Planck からの CMB 温度異方性マップにおける双極子変調の検出
| Title |
Detection_of_Dipole_Modulation_in_CMB_temperature_anisotropy_maps_from_WMAP_and_Planck_using_Artificial_Intelligence |
| Authors |
Md_Ishaque_Khan_and_Rajib_Saha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.04438 |
原始パワースペクトルの回転不変性の崩壊は、観測された宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の統計的異方性に現れます。CMBの半球パワーの非対称性は、双極子変調が原因である可能性があり、優先方向の存在を示しています。CMB温度異方性データの適切に再スケーリングされたローカル分散マップは、この双極子パターンを効果的にカプセル化します。この種のものとしては初めての方法として、統計的に等方性のCMBマップを双極子変調マップから区別するために、入力フィーチャなどのローカル分散を使用して人工ニューラルネットワーク(ANN)をトレーニングします。トレーニング済みのANNは、変調されたマップと変調されていないマップの混合セットの優先方向の単位ベクトルを掛けた振幅の成分を予測できます。適合度($R^2$)スコアは全天で$>97\%$$>96\%$は部分的な空をカバーしています。観察されたすべてのフォアグラウンドクリーンCMBマップで、ANNは双極子変調信号を検出し、振幅と方向の値が全体的に一貫しています。この検出は$97.21\%-99.38\%$C.L.で重要です。すべての全天地図で$98.34\%-100\%$C.L.すべての部分的な天空図。信号の堅牢性は、完全な空と部分的な空、さまざまな前景のクリーニング方法、修復アルゴリズム、機器、およびプランク衛星とWMAP衛星のさまざまな観測期間にわたって保持されます。振幅と方向の値の一貫性に加えて、信号の重要で堅牢な検出は、既存の方法とは無関係に見られるように、他の場所の効果の批判と優先双極子方向の事後推論をさらに軽減しますCMB。
CMB Bモード成分分離のためのマルチクラスタリングNeedlet-ILC
| Title |
Multi-Clustering_Needlet-ILC_for_CMB_B-modes_component_separation |
| Authors |
Alessandro_Carones,_Marina_Migliaccio,_Giuseppe_Puglisi,_Carlo_Baccigalupi,_Domenico_Marinucci,_Nicola_Vittorio,_Davide_Poletti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.04456 |
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の原始Bモード信号は、空のどの領域でも偏光銀河放射(前景)よりもはるかに低いと予測されており、洗練された成分分離方法の必要性を示しています。その中で、ブラインドニードルILC(NILC)は、Bモードの前景に関する現在の知識が乏しいことを考えると、非常に関連性があります。しかし、前景スペクトル特性の空間変動の予想されるレベルは、銀河汚染のNILC減算を複雑にします。したがって、将来のCMB実験の野心的な目標に到達するために、NILCアプローチの新しい拡張であるマルチクラスタリングNILC（MC-NILC）を提案します。これは、適切に選択された空の個別の領域（クラスター）でNILC分散最小化を実行しますBモードの前景放射の同様のスペクトル特性を持つようにします。クラスタは、Bモードでの銀河放射のスペクトルインデックスの空間分布のトレーサーとして使用される2つの別々の周波数でのBモードマップの比率をしきい値処理して識別されます。シミュレートされた前景のみのBモード(理想的なケース)または現実的なシミュレーションから得られた銀河放出のクリーンなテンプレートのいずれかの比率を考慮します。この作業では、MC-NILCを将来のLiteBIRD衛星に適用する方法を提示します。これは、原始Bモード角度パワースペクトルの再イオン化ピークと再結合ピークの両方を観測し、テンソルとスカラーの比に総誤差を加えることを目的としています$\デルタr<0.001$。MC-NILCは、NILCに関して大幅に削減され、理想的なケースのすべての角度スケールと現実的な比率の再イオン化ピークでLiteBIRDがターゲットとする原始信号よりも低い残留前景とノイズ汚染を備えたCMBソリューションを提供することを示します。.したがって、MC-NILCは、将来のCMB偏光実験でBモードの前景を緩和する強力な方法となります。
三次せん断統計を用いた宇宙論的パラメータ解析へのロードマップ II: 解析的共分散推定
| Title |
A_roadmap_to_cosmological_parameter_analysis_with_third-order_shear_statistics_II:_Analytic_covariance_estimate |
| Authors |
Laila_Linke,_Sven_Heydenreich,_Pierre_A._Burger,_Peter_Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.04485 |
三次弱レンズ統計は、宇宙の大規模構造の非ガウス性における宇宙論的情報を抽出するため、宇宙論的分析の有望なツールです。ただし、このような分析には、共分散の正確で正確なモデルが必要です。3次の弱いレンズ統計に関するシリーズの2番目の論文では、3次の開口統計$\langleM_\mathrm{ap}^3\rangle$の共分散の分析モデルを導き出し、検証します。$\langleM_\mathrm{ap}^3\rangle$の実空間推定量から共分散モデルを導出します。シミュレートされたガウス確率場(GRF)および2セットのN体シミュレーションからの推定値と比較することにより、モデルを検証します。最後に、モデル共分散とシミュレーション推定値を使用して模擬宇宙論分析を実行し、結果のパラメーター制約を比較します。GRFと$N$体のシミュレーションの両方で、モデルとシミュレーションの間に良好な一致が見られます。共分散モデルからの$S_8$-$\Omega_\mathrm{m}$平面の性能指数は、シミュレートされた共分散から得られたものの3\%以内です。また、収束マップを使用した推定量に基づくモデルを使用して、3点せん断相関関数に基づく推定量の共分散の上限と下限を取得できることも示します。この2番目の推定量は、現実的な調査データに必要です。私たちの導出では、$\langleM_\mathrm{ap}^3\rangle$共分散はバイスペクトル共分散からは取得できず、逆調査領域に比例しないいくつかの「有限フィールド項」が含まれていることがわかります。.私たちの共分散モデルは、ステージIIIの調査を分析するのに十分正確です。フーリエ空間の統計の共分散は、実空間の統計の共分散に常に直接変換できるとは限りません。モデリングコードはhttps://github.com/sheydenreich/threepoint/releases/で入手できます。
宇宙再結合の修正を通じてハッブル張力を解決するために必要なこと
| Title |
What_it_takes_to_solve_the_Hubble_tension_through_modifications_of_cosmological_recombination |
| Authors |
Nanoom_Lee,_Yacine_Ali-Ha\"imoud,_Nils_Sch\"oneberg,_Vivian_Poulin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.04494 |
基準$\Lambda$CDM宇宙論の周りの摂動的な修正を考慮して、宇宙マイクロ波背景放射データへの適合性を低下させることなく、後期観測量と一致するハッブル定数の値を取得できるようにする新しい一般的な形式を開発します。原理の証明として、時変電子質量と微細構造定数の場合を取り上げて、変更された再結合がハッブル張力を解決し、$S_8$を下げて弱いレンズ効果の測定値に一致させることができることを示します。ただし、バリオン音響振動と較正されていない超新星データが含まれると、再結合に対する摂動的な修正で緊張を完全に解決することはできません。
系外惑星大気解析へのベイズリーブワンアウト交差検証の適用について
| Title |
On_the_Application_of_Bayesian_Leave-One-Out_Cross-Validation_to_Exoplanet_Atmospheric_Analysis |
| Authors |
Luis_Welbanks,_Peter_McGill,_Michael_Line,_Nikku_Madhusudhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03872 |
過去10年間、太陽系外惑星の透過スペクトルにより、太陽系外の惑星の物理的および化学的性質について前例のない理解が得られました。物理的および化学的知識は、主に、いくつかの適合度メトリックに基づいて、競合するモデルを分光データに適合させることによって抽出されます。ただし、現在採用されている指標では、特定のモデルが個々のデータポイントレベルでどの程度正確に失敗しているか、どこを改善できるかについてほとんど光を当てていません。データの品質とモデルの複雑さが増すにつれて、どの観測がモデルの解釈を促進しているかをよりよく理解することが緊急に必要になっています。ここでは、系外惑星の大気モデルのパフォーマンスを評価し、予想される対数点ごとの予測密度(elpd$_\text{LOO}$)を計算するための、ベイズリーブワンアウト交差検証の適用を示します。elpd$_\text{LOO}$は、解釈可能なモデルの批判を提供するデータポイントの解像度で、大気モデルのサンプル外の予測精度を推定します。ホットジュピターの合成HST透過スペクトルでこの方法を紹介し、実証します。elpd$_\text{LOO}$を適用して、HAT-P-41bの現在の観測結果を解釈し、その大気中のH$^-$の最近の推定の信頼性を評価します。H$^{-}$の以前の検出は、単一のデータポイントのみに依存していることがわかります。太陽系外惑星探査のこの新しい測定基準は、モデルとデータの限界をよりよく理解するためのツールのレパートリーを補完および拡張します。elpd$_\text{LOO}$は、単一のデータポイントレベルでモデルを調査する手段を提供します。これは、JWSTから得られる差し迫った豊富な分光情報を確実に解釈するための前提条件です。
岩石惑星の質量、半径、表面重力、およびかさ密度の公称範囲
| Title |
The_Nominal_Range_of_Rocky_Planet_Masses,_Radii,_Surface_Gravities_and_Bulk_Densities |
| Authors |
Cayman_T._Unterborn,_Steven_J._Desch,_Jonas_Haldemann,_Alejandro_Lorenzo,_Joseph_G._Schulze,_Natalie_R._Hinkel_and_Wendy_R._Panero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03934 |
系外惑星の観測可能な2つの主要な量である質量と半径だけでは、岩石系外惑星の内部組成と鉱物学を調べるには不十分です。これを克服するために、惑星を構成する主な元素(Mg、Si、Fe)の主星の存在量が、通常、惑星のバルク組成の代用として使用されます。しかし、小さな太陽系外惑星のホストの大部分は、利用可能な豊富なデータを持っていません.ここでは、オープンソースのExoPlex質量半径組成ソルバーを紹介します。以前のオープンソースの質量半径ソルバーとは異なり、ExoPlexは、マントルFeO含有量、コア軽元素、地表水/氷の影響を含む、バルク組成のコア化学と平衡マントル鉱物学を計算します。ExoPlexを利用して、これらの地球化学全体で最大2R$_\oplus$の10$^6$モデル惑星の惑星半径、表面重力、およびバルク密度を計算し、FGK恒星存在量の分布を採用して、バルク系外惑星の範囲を推定します。組成物。惑星を「名目上の岩石」と定義する半径、表面重力、およびかさ密度の$99.7\%$分布の概要を説明します。この範囲外の惑星は、星の存在量データから予想されるもの以外の組成を必要とし、おそらく鉄が豊富な超水星か、揮発性が豊富なミニ海王星のいずれかになります。私たちの分類スキームを、利用可能なホスト星の存在量のない85のよく分解された太陽系外惑星のサンプルに適用します。$>70\%$の信頼度で「名目上の岩石惑星帯」内にある惑星は9つだけと推定されますが、このサンプルの$\sim20\%$と$\sim30\%$は超水星または揮発性として合理的に分類できます。-リッチ、それぞれ。私たちの結果は、質量と半径の測定値のみを使用して、惑星を岩石、水星のような、または揮発性物質に富む可能性が高いものとして広く分類するための一貫した方法をオブザーバーに提供します。
超短周期スーパーアース 55 Cancri e の測定されたスピン軌道配列
| Title |
Measured_Spin-Orbit_Alignment_of_Ultra-Short_Period_Super-Earth_55_Cancri_e |
| Authors |
Lily_L._Zhao,_Vedad_Kunovac,_John_M._Brewer,_Joe_Llama,_Sarah_C._Millholland,_Christina_Hedges,_Andrew_E._Szymkowiak,_Rachael_M._Roettenbacher,_Samuel_H._C._Cabot,_Sam_A._Weiss,_Debra_A._Fischer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03953 |
惑星の軌道配列は、惑星がどのように形成され、その結果として進化したかについて重要な制約を課します。超短周期惑星($P<1$day)の優勢な形成経路は、そのような惑星がさらに外側で形成される可能性が最も高いため、特に神秘的であり、現在の位置への移動を内側に駆り立てた理由はよくわかっていません。より小さなスーパーアース/サブネプチューンの惑星では、軌道の位置合わせを測定することは困難であり、より小さな振幅の信号を発生させます。ここでは、エクストリームプレシジョンスペクトログラフ(EXPRES)で観測された、超短周期のスーパーアースである、かに座55番星の2回のトランジットにおける視線速度を示します。古典的なロシター・マクラフリン(RM)法を使用して、55Cnceの空から投影された恒星のスピン軌道アライメント(つまり、惑星の軌道軸と主星のスピン軸の間の投影角度)を測定すると、$\lambda=10\となります。サブスタック{+17
大質量微惑星円盤における原始木星による重元素の降着、再考
| Title |
Heavy-element_Accretion_by_Proto-Jupiter_in_a_Massive_Planetesimal_Disk,_Revisited |
| Authors |
Sho_Shibata,_Ravit_Helled_and_Hiroshi_Kobayashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.04236 |
微惑星の降着は、巨大惑星における重元素濃縮の重要な源です。木星のエンリッチメントエンベロープは、大規模な微惑星円盤で形成されたと仮定すると、成長中の微惑星の降着の結果であることが示唆されています。この研究では、このシナリオでの木星の形成をシミュレートします。その場での形成を仮定し、N体シミュレーションを実行して、固体の降着率を推測します。急速なガスの降着段階では、地球の数十倍の質量の微惑星が原木星によって捕捉されることがわかりました。しかし、巨大な微惑星円盤の場合に予想される結果である木星のコアの近くでいくつかの胚が形成される場合、胚からの散乱により微惑星の離心率と傾斜が増加し、したがって降着効率が大幅に低下します。また、結果を公開された半解析モデルと比較し、特に微惑星円盤の離心率と傾斜が大きい場合、これらのモデルはN体シミュレーションを再現できないことを示します。微惑星の動的進化を注意深くモデル化すると、捕捉された微惑星の総質量$M_\mathrm{cap,tot}$は$2M_\oplus\lesssimM_\mathrm{cap,tot}\lesssim18M_\oplusであることを示します。$.木星のエンベロープの金属性は、微惑星の離心率と傾斜度が高いために降着効率が低いにもかかわらず、大質量円盤モデルの微惑星の降着によって説明できます。私たちの研究は、惑星の成長中の微惑星降着の詳細なモデリングの重要性と、ガス惑星の重元素質量への影響を示しています。
ケプラー光曲線の光子束摂動
この研究では、ケプラー(K2)光度曲線を使用して太陽系外衛星を検出する新しいアプローチを提案することにより、太陽系外惑星研究の議論を広げます。この調査は、NASAExoplanetArchive、RadioGalaxyZooExoplanetExplorers、ExoplanetFollowUpObservingProgramでカタログ化されている約5000個の主系列星の通過光曲線データを比較することで形成されました。.K2光度曲線を調べることにより、トランジットに関連するさまざまな特性がモデル化され、確認された太陽系外惑星、日食連星などの変光星、データのノイズまたはギャップと比較されました。説明のために、2MASSJ08251369+1425306(Rs~0.346)の2つの別々の通過のタイミングの摂動は、光子フラックスの2つの特徴的な減少とそれに続く2つの増加を引き起こし、太陽系外惑星(Rp~0.0129)とその仲間の存在を推測します。太陽系外衛星(Rm~0.0048)。私たちの仮説を検証するために、さまざまな競合する仮定を精査して、デュオ光子フラックスの原因、つまりロシターマクラフリン効果、四肢の暗化、多惑星系、または星の表面に1つまたは複数の黒点を隠している惑星を解決しました。ただし、競合する仮説に適合し、提案された太陽系外伴星を説明するために、K2で類似の光度曲線を発見しませんでした。
太陽系を作る
太陽系における惑星形成の初期段階をモデル化します。これには、継続的な微惑星形成、および円盤風によって駆動される進化する円盤内の惑星胚への微惑星と小石の降着が含まれます。その目的は、太陽系の主要な特性を一致させることによって、大きな不確実性を持つ惑星形成の側面を制限することです。このモデルは、狭い範囲のパラメーター空間でこれらの特性にうまく適合します。アイスラインを超えた惑星の成長は、小石の降着によって支配されています。氷線内では微惑星の降着がより重要です。氷線の内側の小石の降着は、高温、微惑星形成による流入する小石の部分的な除去、および円盤のさらに外側の小石の降着、およびガスの移流による半径方向の速度の増加によって遅くなります。氷線が地球型惑星領域に入る前に、氷線を越えた胚が小石の隔離塊に到達するため、地球型惑星は多くの水の氷を降着することができません。小石の付着のみが考慮される場合、胚は通常、初期質量の近くに留まるか、小石分離質量に成長します。微惑星の降着を追加すると、火星サイズの物体が氷線の内側に形成され、巨大惑星のコアが氷線を超えたより広い領域に形成されるようになります。水星が占める領域では、小石のストークス数は小さいです。これは胚の形成を遅らせ、その成長を妨げ、低質量の惑星だけがここで形成できるようにします。
TOI-1260dの発見と多惑星系の特徴
| Title |
Discovery_of_TOI-1260d_and_the_characterisation_of_the_multi-planet_system |
| Authors |
Kristine_W._F._Lam,_J._Cabrera,_M._J._Hooton,_Y._Alibert,_A._Bonfanti,_M._Beck,_A._Deline,_H.-G._Flor\'en,_A._E._Simon,_L._Fossati,_C._M._Persson,_M._Fridlund,_S._Salmon,_S._Hoyer,_H._P._Osborn,_T_.G._Wilson,_I._Y._Georgieva,_Gr._Nowak,_R._Luque,_J._A._Egger,_V._Adibekyan_R._Alonso,_G._Anglada_Escud\'e,_T._B\'arczy,_D._Barrado,_S._C._C._Barros,_W._Baumjohann,_T._Beck,_A._Bekkelien,_W._Benz,_N._Billot,_X._Bonfils,_A._Brandeker,_C._Broeg,_S._Charnoz,_A._Collier_Cameron,_Sz._Csizmadia,_M._B._Davies,_M._Deleuil,_L._Delrez,_O._D._S._Demangeon,_B.-O._Demory,_D._Ehrenreich,_A._Erikson,_A._Fortier,_D._Futyan,_D._Gandolfi,_M._Gillon,_M._Guedel,_P._Guterman,_J._Laskar,_D._W._Latham,_A._Lecavelier_des_Etangs,_M._Lendl,_C._Lovis,_K._Heng,_K._G._Isaak,_L._Kiss,_D._Magrin,_P._F._L._Maxted,_V._Nascimbeni,_G._Olofsson,_R._Ottensamer,_I._Pagano,_E._Pall\'e,_G._Peter,_G._Piotto,_D._Pollacco,_D._Queloz,_I._Ribas,_R._Ragazzoni,_N._Rando,_H._Rauer,_N._C._Santos,_G._Scandariato,_S._Seager,_D._S\'egransan,_L._M._Serrano,_A._M._S._Smith,_S._G._Sousa,_M._Steller,_Gy._M._Szab\'o,_N._Thomas,_S._Udry,_V._Van_Grootel,_N._A._Walton,_J._N._Winn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.04307 |
それぞれ3.127日と7.493日の公転周期を持つ2つのトランジット亜海王星惑星をホストすることが以前に知られていた星TOI-1260をトランジットする3番目の惑星の発見を報告します。軌道を16.6日で通過する3番目のトランジット惑星の性質は、時系列測光、高角度解像度画像、分光法、およびアーカイブ画像を含む、地上ベースのフォローアップ観測によってサポートされています。CHEOPSを使用した正確な測光モニタリングにより、システムのパラメーターに対する制約が改善され、システムの構成に関する知識が向上します。TOI-1260b、TOI-1260cの改善された半径は、それぞれ$2.36\pm0.06\rmR_{\oplus}$、$2.82\pm0.08\rmR_{\oplus}$ですが、新たに発見された3番目の惑星の半径は$3.09です。\pm0.09\rmR_{\oplus}$.半径の不確実性は3\%の範囲にあり、3つの惑星の内部構造を正確に解釈することができます。私たちの惑星内部組成モデルは、TOI-1260系の3つの惑星すべてがガスの一部を含んでいることを示唆しています。最も内側の惑星TOI-1260bは、原始的な水素支配のエンベロープをすべて失った可能性が最も高い。惑星cとdも、惑星bに比べてより少ない程度であるが、脱出によってかなりの量の大気の損失を経験した可能性が高い。
はやぶさ 2 ミッション衝突実験の数値シミュレーションによる小惑星 (162173) リュウグウの表面特性の制約
| Title |
Constraining_surface_properties_of_asteroid_(162173)_Ryugu_from_numerical_simulations_of_Hayabusa2_mission_impact_experiment |
| Authors |
Martin_Jutzi,_Sabina_D._Raducan,_Yun_Zhang,_Patrick_Michel,_Masahiko_Arakawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.04390 |
小惑星リュウグウへの「はやぶさ２」ミッションの衝突実験では、予想外に大きなクレーターができました。関連する低重力、低強度のクレーター形成は、地球上の実験室での実験ではこれらの衝突条件を再現できないため、これまでほとんど調査されていませんでした。ここでは、ターゲットの凝集力が非常に低く、おそらく強度と重力の間の移行クレーター領域で衝突が発生したことを示しています。このような状況では、私たちの数値シミュレーションは、もともと衝突点の近くにあった岩の影響を含め、リュウグウへの衝突の結果を再現することができます.リュウグウとベンヌの最新の分析と一致して、私たちの結果から導き出されたクレーターのスケーリング則は、小さな小惑星の表面が非常に若いに違いないことを示唆しています。しかし、私たちの結果は、クレーター効率が非常に少量の凝集の存在によって強く影響を受ける可能性があることも示しています。したがって、リュウグウのさまざまな地表単位の年代の違いは、凝集の影響による可能性があります。
Gaia DR3 RVS スペクトルの 8621 \r{A} 拡散星間バンドの測定: 星型の周辺化によるクリーンなカタログの取得
| Title |
Measuring_the_8621_\r{A}_Diffuse_Interstellar_Band_in_Gaia_DR3_RVS_Spectra:_Obtaining_a_Clean_Catalog_by_Marginalizing_over_Stellar_Types |
| Authors |
Andrew_K._Saydjari,_Catherine_Zucker,_J._E._G._Peek,_Douglas_P._Finkbeiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03879 |
拡散星間バンド(DIB)は、星間ダストに関連する幅広い吸収特性であり、化学的および運動学的トレーサーとして機能します。恒星スペクトルにおけるDIBの従来の測定は、観測と最適な恒星モデルとの間の残差によって複雑になります。これを克服するために、スペクトルを恒星、ダスト、および残留成分の組み合わせとして同時にモデル化し、成分の同時分布の完全な事後分布を使用します。この分解は、データ空間(観測されたスペクトル)の高次元ガウス分布からのドローとして各コンポーネントをモデル化することによって得られます。これは、「コンポーネント分離のための周辺分析データ空間ガウス推論」(MADGICS)と呼ばれる方法です。恒星コンポーネントにはデータ駆動型の事前確率を使用します。これにより、合成ラインリストに含まれていない恒星の特徴の欠落が回避されます。この手法は、統計的に厳密な不確実性と検出しきい値を提供します。これは、ほこりの多い視線で一般的な低い信号対雑音領域で機能するために必要です。公開されているすべてのGaiaDR3RVSスペクトルを再処理し、検出可能な恒星線の汚染がない、改良された8621\r{A}DIBカタログを提示します。静止フレームの波長を$8623.14\pm0.087$\r{A}(真空)に制限すると、$1/6^{\rm{th}}$のRVSスペクトルから、ローカルバブル内にDIBの重要な証拠が見つかりません。公開されており、銀河のCOマップの運動学的下部構造と前例のない相関関係を示しています。合成注入テストを使用して、カタログ、報告された不確実性、およびバイアスを検証します。MADGICSは、複雑なスペクトル汚染が存在する場合でも、大規模なスペクトル線測定に向けた実行可能な道筋を提供すると考えています。
ESO 137-001 のラム圧力除去尾部全体の運動学の追跡
| Title |
Tracing_the_kinematics_of_the_whole_ram_pressure_stripped_tails_in_ESO_137-001 |
| Authors |
Rongxin_Luo,_Ming_Sun,_Pavel_J\'achym,_Will_Waldron,_Matteo_Fossati,_Michele_Fumagalli,_Alessandro_Boselli,_Francoise_Combes,_Jeffrey_D._P._Kenney,_Yuan_Li,_Max_Gronke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03891 |
ラム圧力ストリッピング(RPS)は、銀河団とその周辺環境の進化に影響を与える重要なプロセスです。ESO137-001とその剥ぎ取られた尾の大きなMUSEモザイクを提示し、電離ガスと星の詳細な分布と運動学を研究しました。温かく電離したガスは、銀河から少なくとも87kpcまで検出され、3つの尾に分かれています。ストリッピング方向にほぼ垂直な明確な速度勾配があり、テールに沿って減少し、下流の$\sim45$kpcを超えると消失します。電離ガスの速度分散は、下流の$\sim20$kpcで$\sim80$kms$^{-1}$まで増加し、それ以降は一定のままです。銀河円盤内の星は規則的な回転運動を示しますが、電離ガスはすでにラム圧によって乱されています。観測された速度勾配に基づいて、尾部の残留銀河回転の速度モデルを構築し、距離に伴うその衰退の起源と意味について議論します。理論的研究と比較することにより、速度分散の増加は、銀河の後流のガス流によって引き起こされた振動の結果であると解釈しました。また、ALMAからの電離ガスと分子ガスの運動学的特性を比較します。これは、それらが尾部で一緒に移動し、運動学的に混合されていることを示しています。私たちの研究は、ストリッピングされたガスの詳細な運動学的特性を調査する際の空間分解分光法の大きな可能性を示しており、RPSの将来のシミュレーションに重要な情報を提供できます。
大マゼラン雲質量模擬銀河における多相銀河風の構造と組成
| Title |
The_structure_and_composition_of_multiphase_galactic_winds_in_a_Large_Magellanic_Cloud_mass_simulated_galaxy |
| Authors |
Ulrich_P._Steinwandel,_Chang-Goo_Kim,_Greg_L._Bryan,_Eve_C._Ostriker,_Rachel_S._Somerville,_Drummond_B._Fielding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03898 |
$\sim10^{11}$M$_{\odot}$(大マゼラン雲に類似)のハロー質量を持つ孤立した銀河の銀河風駆動に焦点を当てた高解像度シミュレーションの最初の結果を提示します。)と$\sim6\times10^{8}$M$_{\odot}$の総ガス質量、$\sim4$M$_で$\sim10^{8}$のガスセルになります。{\odot}$質量分解能。我々は、流体力学のための二次メッシュレス有限質量（MFM）法に結合された超新星（SNe）と同様に、光電加熱と光電離放射線を含む非平衡冷却と加熱を伴う解決された恒星フィードバックモデルを採用しています。これらの機能により、これはこれまでに実行された最大の解決済みISM銀河モデルとなっています。$0.05$M$_{\odot}$yr$^{-1}$付近の平均星形成率を見つけ、質量の典型的な時間平均負荷係数を評価します($\eta_\mathrm{M}$$\sim$1.0,最近の観測とよく一致しています)とエネルギー($\eta_\mathrm{E}$$\sim$0.01)。風の質量の大部分は温暖($T<5\times10^5$K)段階で運ばれますが、暖期と高温期($T>5\回10^5$K)。風の平均開口角度は30度であり、中立面の高度が高くなるにつれて減少します。風質量負荷は星形成表面速度密度$\Sigma_{\rmSFR}$の関数として暖かい(熱い)段階で減少(フラット)しますが、エネルギー負荷は$\Sigma_{\rmで逆の傾向を示しますSFR}$は、勾配が非常に浅いにもかかわらず、暖風では減少し、熱風では増加します。これらのスケーリングは、多相ISMで解決された風力駆動の以前のシミュレーションとよく一致しています。
銀河の運動学的形態の分類のための次元削減とクラスタリングアルゴリズムの適用について
| Title |
On_the_application_of_dimensionality_reduction_and_clustering_algorithms_for_the_classification_of_kinematic_morphologies_of_galaxies |
| Authors |
M._S._Rosito,_L._A._Bignone,_P._B._Tissera,_S._E._Pedrosa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03999 |
銀河の形態学的分類は関連する問題と考えられており、さまざまな観点から取り組むことができます。天文データセットのサイズと精度がますます増大しているため、これらの分類を実行するための自動方法の使用が必要になっています。この作業の目的は、意味のあるクラスタリングを生成し、銀河の基本的な特性の変化を捉える、銀河の運動学的形態の教師なし自動分類の方法を提案し、評価することです。積分フィールド分光法(IFS)画像を模倣するEAGLEプロジェクトの最大のシミュレーションから、2064個の銀河のサンプルのキネマティックマップを取得します。これらのマップは、次元削減アルゴリズムとそれに続くクラスタリングアルゴリズムの入力です。この手順をさまざまな入力に適用して得られたクラスター間の物理的および観測的パラメーターの変動を分析します。この論文で研究されている入力は、(a)固定された傾斜角で観測された銀河のサンプル全体の視線速度マップ、(b)銀河のサンプル全体の視線速度、分散、フラックスマップです。一定の傾斜角で観測されたもの、(c)同様の回転量を持つエッジオン銀河の2つの別々のサブサンプルの視線速度、分散、フラックスマップ、および(d)視線速度、分散、およびさまざまな観測角度からの銀河のフラックスマップが混在しています。この方法を視線速度マップのみに適用すると、低速回転子(SR)と高速回転子(FR)が明確に区別され、回転方向を区別できます。入力で分散とフラックスの情報を追加することにより、低回転のエッジオン銀河がその形状に従って分離されます。要約。
超大質量ブラックホールシードの前駆物質への直接的な崩壊：放射線フィードバック生成アウトフロー
| Title |
Direct_Collapse_to_Precursors_of_Supermassive_Black_Hole_Seeds:Radiation_Feedback-Generated_Outflows |
| Authors |
Yang_Luo_(1),_Isaac_Shlosman_(2,3)_and_Kentaro_Nagamine_(3,4,5)_((1)_Yunnan_University,_(2)_University_of_Kentucky,_(3)_Osaka_University,_(4)_University_of_Nevada,_(5)_Kavli_IPMU,_University_of_Tokyo) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.04015 |
高解像度のズームイン宇宙論的シミュレーションを使用して、暗黒物質(DM)ハロー内での直接崩壊中の中央質量蓄積の周りの放射および熱ドライバーによって引き起こされる流出をモデル化します。最大解像度は$8\times10^{-5}$pcで、流入/流出のジオメトリに制限はありません。中心質量は、$z\sim15.9$の赤方偏移で超大質量ブラックホールの種が形成される{\it前}と考えられ、$\sim10^5\,M_\の超大質量星(SMS)を構成する可能性があります。成長する降着円盤または自己重力円盤に囲まれたodot$。放射線伝達は、光線追跡アルゴリズムを使用してモデル化されます。DMハローによって決定される$\sim1\,M_\odot\,{\rmyr^{-1}}$の高い降着率により、降着は超臨界であり、流入速度に影響を与える超臨界光度をもたらします。$\sim0.9$のデューティサイクル。極漏斗に急速に拡張し、高密度の殻を拡大するホットキャビティの急速な発達を観察します。じょうご内では、高速の風$\sim10^3\,{\rmkm\,s^{-1}}$が降着ガスによって大量に負荷されます。砲弾の速度が実質的に$\sim5$倍、脱出速度よりも高いままである場合、拡大する砲弾を$\sim1$pcまで追跡します。中央のUV/X線フラックスによって形成される電離円錐は、ハロービリアル半径$R_{\rmh}$まで伸びます。流出特性を外挿すると、シェルの外側のハローマテリアルがそれを止めるのが難しいことがわかります。したがって、拡大する風駆動シェルが中央パーセクから抜け出し、$\simR_{\rmh}$に達すると結論付けます。最後に、サブパーセクスケールでの異方的な降着の流れは、H$_2$に対する軟X線効果を弱めます。したがって、漏斗の形成と、SMSなどの強力な流出は、興味深い観察結果をもたらす可能性があり、他の場所で対処する必要があります。
JWST UNCOVER Treasury 調査: 再電離のエポック前の Ultradeep NIRSpec および NIRCam ObserVations
| Title |
The_JWST_UNCOVER_Treasury_survey:_Ultradeep_NIRSpec_and_NIRCam_ObserVations_before_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
Rachel_Bezanson,_Ivo_Labbe,_Katherine_E._Whitaker,_Joel_Leja,_Sedona_H._Price,_Marijn_Franx,_Gabe_Brammer,_Danilo_Marchesini,_Adi_Zitrin,_Bingjie_Wang,_John_R._Weaver,_Lukas_J._Furtak,_Hakim_Atek,_Dan_Coe,_Sam_E._Cutler,_Pratika_Dayal,_Pieter_van_Dokkum,_Robert_Feldmann,_Natascha_Forster_Schreiber,_Seiji_Fujimoto,_Marla_Geha,_Karl_Glazebrook,_Anna_de_Graaff,_Stephanie_Juneau,_Susan_Kassin,_Mariska_Kriek,_Gourav_Khullar,_Jenny_E._Greene,_Michael_Maseda,_Pascal_A._Oesch,_Renske_Smit,_Mauro_Stefanon,_Edward_N._Taylor,_and_Christina_C._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.04026 |
このホワイトペーパーでは、2022年11月に初期のイメージングコンポーネントを実行した、再イオン化のエポック(UNCOVER)サイクル1JWSTTreasuryプログラムの前のUltradeepNIRSpecおよびNIRCamObserVationsの調査設計について説明します。\mathrm{AB}$)$z=0.308$にあるよく研究されたAbell2744銀河団とその周辺の$\sim$45arcmin$^2$の画像。2023年の夏に、NIRSpec/PRISMを使用した深部低解像度分光法。科学の目標、調査の設計、ターゲットの選択、計画されたデータのリリースについて説明します。また、最初のNIRCamイメージングモザイクの深さを提示して特徴付け、フィールド内の既知のオブジェクトのこれまで比類のない解像および超深度2～4ミクロンイメージングを強調します。UNCOVERプライマリNIRCamモザイクは、7つのフィルター(F115W、F150W、F200W、F277W、F356W、F410M、F444W)で28.8arcmin$^2$、NIRISSパラレル(F115W、F150W、F200W、F356W、およびF444W)。Treasuryのデータセットを早期にコミュニティで最大限に活用するために、ハッブルフロンティアを含むAbell2744クラスターとその周辺の45arcmin$^2$NIRCamおよび17arcmin$^2$NIRISSモザイクを含む、公開JWST画像の完全縮小モザイクを公開します。フィールドプライマリおよびパラレルフットプリント。
非反復FRB 180924Bのホスト銀河における分子ガスの運動学
| Title |
The_molecular_gas_kinematics_in_the_host_galaxy_of_non-repeating_FRB_180924B |
| Authors |
Tzu-Yin_Hsu,_Tetsuya_Hashimoto,_Bunyo_Hatsukade,_Tomotsugu_Goto,_Po-Ya_Wang,_Chih_Teng_Ling,_Simon_C.-C._Ho,_and_Yuri_Uno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.04027 |
高速無線バースト(FRB)は、ミリ秒単位のトランジェントであり、大きな分散が測定されます。FRBの起源はまだ謎に包まれています。FRBの起源を理解する方法の1つは、FRBホスト銀河の物理的環境を調べることです。FRBホスト銀河の分子ガス運動学のマッピングは、FRB前駆銀河の誕生に関連している可能性が高い星の形成につながるため、非常に重要です。しかし、FRBのホスト銀河に関するこれまでの研究のほとんどは、その恒星成分に焦点を当てていました。したがって、我々は初めて、$z=0.3216$で非反復FRB180924Bのホスト銀河における分子ガスの運動学を報告します。CO(3-2)輝線の2つの速度成分が、AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray(ALMA)を使用してホスト銀河で検出されました:1つの成分のピーク($-155.40$kms$^{-1}$)はホスト銀河の中心近くにあり、もう1つの($-7.76$kms$^{-1}$)はFRB位置の近くにあります。CO(3-2)スペクトルは、A$_{\rmpeak}$$=2.03\pm0.39$の非対称プロファイルを示しています。ここで、A$_{\rmpeak}$は2つの速度成分間のピーク磁束密度比です。.CO(3-2)速度マップは、$-180$kms$^{-1}$から8kms$^{-1}$までの非対称速度勾配も示しています。これらの結果は、ホスト銀河における分子ガスの運動構造の乱れを示しています。このような乱れた運動構造は、以前の研究でHI輝線を使用して繰り返されるFRBホスト銀河について報告されています。私たちの調査結果は、非反復および反復FRBが通常、乱れた運動環境に現れる可能性があることを示しており、ガスの運動学とFRB前駆細胞との間のリンクの可能性を示唆しています。
銀河の回転速度と観測された物理的性質との間の緊張の可能性
| Title |
A_possible_tension_between_galaxy_rotational_velocity_and_observed_physical_properties |
| Authors |
Lior_Shamir,_Darius_McAdam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.04044 |
銀河の質量と回転速度の不一致は、最も不可解な科学現象の1つです。1世紀以上の研究にもかかわらず、この現象は完全には理解されていません。一般的な説明には、暗黒物質やMONDなどの理論が含まれます。ここでは、銀河の回転の物理学とその回転速度の間の緊張関係を示す別の観測について報告します。銀河の明るさを比較すると、天の川銀河と同じ方向に自転している銀河と、反対方向に自転している銀河とでは明るさが異なることがわかります。このような明るさの違いはドップラーシフトによるものと予想されますが、わずかであると予想されます。結果は、明るさの違いが地球にある望遠鏡で検出できるほど大きいことを示しています。その観測された違いは、天の川の回転速度よりもはるかに大きな回転速度を持つ銀河の物理的特性に対応しています。この違いは、銀河の北極と銀河の南極の両方で一貫しており、銀河の極に垂直な空の部分では観察されません。違いは、DECam、SDSS、Pan-STARRS、HSTなどのいくつかの異なる機器によって観察されます。観測は、さまざまなコンピューターベースの方法、手動の注釈、またはGalaxyZooを介したクラウドソーシングの注釈など、注釈の方法全体でも一貫しており、すべて同様の結果を示しています。この観測結果に対するもう1つの考えられる説明は、大規模構造でのパリティ違反であり、パリティ違反の規模は以前の宇宙でより強かった。また、Ho張力などの他の異常にリンクすることもできます。Ia超新星を使用したHoの解析では、ホスト銀河のスピン方向が一致している場合、Ho張力が小さいことが示されていますが、これらの結果は少数の超新星に基づいており、統計的に有意ではない可能性があります。
局所体積銀河で新たに発見された核星団の測光パラメータと構造パラメータ
| Title |
Photometric_and_Structural_Parameters_of_Newly_Discovered_Nuclear_Star_Clusters_in_Local_Volume_Galaxies |
| Authors |
Nils_Hoyer,_Nadine_Neumayer,_Anil_C._Seth,_Iskren_Y._Georgiev,_Jenny_E._Greene |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.04151 |
ローカルボリューム($\lesssim11$Mpc)内の矮小銀河の高解像度ハッブル宇宙望遠鏡画像データを使用して、19個の新しく発見された核星団(NSC)をパラメーター化します。ほとんどの星団は$M_{\star}^{nsc}\lesssim10^6$M$_{\odot}$の星の質量を持ち、楕円率、有効半径、星の質量、および表面密度。クラスターはS\'ersicプロファイルでモデル化されており、有効半径で評価された表面の明るさは、ホスト銀河の恒星質量との強い正の相関関係を明らかにしています。私たちのデータはまた、質量の増加に伴い密度プロファイルの勾配が増加することを示しており、おそらく、より大規模なホストでのその場での星形成の役割が増加していることを示しています。銀河団とそれらのホスト銀河の恒星質量の間のスケーリング関係を評価して、環境依存性を見つけます。フィールド銀河のNSCの場合、関係の勾配は$\alpha=0.82^{+0.08}_{-0.08}$ですが、$\alpha=0.55^{+0.06}_{-0.05}$乙女座星団のコアにある矮星。クラスタの適合を$M_{\star}^{gal}\geq10^{6.5}$M$_{\odot}$に制限すると、$\alpha=0.70^{+0.08}_{-0.07}$が得られます。、$1\sigma$間隔内のフィールド環境と一致しています。環境への依存は、最小質量の有核銀河によるものであり、これは前駆球状星団が合体してNSCになる数の増加によるものか、密度の高い環境でより大規模な球状星団が形成されるためであると推測されます。球状星団の初期質量関数。私たちの結果は、矮小銀河のNSCと球状星団の間に密接な関係が存在するという最近の結果を明確に裏付けています。
Pan-STARRS1 $\mathbf{z>5.6}$ クエーサー調査: III. $\mathbf{z\approx6}$ クエーサー光度関数
| Title |
The_Pan-STARRS1_$\mathbf{z>5.6}$_Quasar_Survey:_III._The_$\mathbf{z\approx6}$_Quasar_Luminosity_Function |
| Authors |
Jan-Torge_Schindler,_Eduardo_Ba\~nados,_Thomas_Connor,_Roberto_Decarli,_Xiaohui_Fan,_Emanuele_Paolo_Farina,_Chiara_Mazzucchelli,_Riccardo_Nanni,_Hans-Walter_Rix,_Daniel_Stern,_Bram_P._Venemans,_Fabian_Walter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.04179 |
Pan-STARRS1(PS1)クエーサー調査に基づく$z\!\approx\!6$タイプ1クエーサー光度関数(QLF)を提示します。PS1サンプルには、$-28\lesssimM_{1450}\lesssim-25$で$z\approx5.7-6.2$に125個のクエーサーが含まれています。SHELLQsサーベイからの48個のより暗いクエーサーによって補完され、$-28\lesssimM_{1450}\lesssim-22$で$z\approx6$QLFを評価します。クエーサー密度の指数関数的進化($\Phi(z)\propto10^{k(z-6)}$;$k=-0.7$)を伴う二重べき法則を採用し、最尤法を使用してモデル化しますデータ。$M^*=-26.38_{-0.60}^{+0.79}\,\text{mag}$、$\alpha=-1.70_{-0.19}^{+0.29}$、および$\beta=-3.84_{-1.21}^{+0.63}$の急な明るい端の勾配。%新しいQLFモデルに基づいて、$z\!\approx\!6$でのクエーサー共動空間密度を$n(M_{1450}<-26)=1.16_{-0.12}^{+0.13}と決定します\,\text{cGpc}^{-3}$.文献と比較すると、クエーサー密度は$z\approx7$から$z\approx4$まで$k\approx-0.7$の定数値で進化することがわかります。%さらに、$\epsilon_{912}(z=6)=7.23_{-1.02}^{+1.65}\times10^{22}\,\text{erg}\,\textの電離放射率を導出します。{s}^{-1}\text{Hz}^{-1}\text{cMpc}^{-3}$QLF測定に基づく。標準的な仮定とBeckerらの平均自由行程の最近の測定が与えられます。(2021)$z\approx6$で$\Gamma_{\text{HI}}(z{=}6)\approx6\times10^{-16}\,\text{s}のHI光イオン化率を計算します^{-1}$、水素の再電離におけるクエーサーの支配的な役割を強く嫌っています。
フェシュバッハ共鳴を利用したアクシオン様暗黒物質における二量体の形成
| Title |
Formation_of_Dimers_in_Axion-Like_Dark_Matter_Using_the_Feshbach_Resonance |
| Authors |
A._M._Gavrilik_and_A._V._Nazarenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.04336 |
自己重力ボーズ-アインシュタイン凝縮(BEC)暗黒物質(DM)のモデル内では、超軽量ボソンのアクシオンのような自己相互作用が希薄相と高密度相の存在を提供すると主張されています。多項式のような自己相互作用を持つモデルの。BECDMの非常に短い散乱長を少数のDM粒子の優勢な参加複合体と関連付けて、アクシオンのコサインのようなポテンシャルの滑らかな$\mu$変形を使用して、量子力学的レベルで2つの粒子の二量体を形成しようとします。フィールドに依存する引数を粒子間の距離に置き換えます。得られた結果の一部は、$\mu$変形相互作用による潜在的な2粒子散乱に関するものであり、変形パラメータ$\mu=1$と結合定数の一意の値を持つ特別なオプションに焦点を当てることができます。この無限の散乱長を持つポテンシャルの場合、基底状態の二量体のかなり単純な解が得られます。空間での二量体の形成を説明するために、2チャネル散乱とFeshbach共鳴を使用します。相互作用のパラメーターを指定すると、粒子のペアが近いエネルギー値で開いた散乱チャネルと閉じた散乱チャネルの間をジャンプするときに発生する長寿命の共鳴が明らかになります。これは、銀河のBECDMハローの形成にそのような二量体が関与している可能性を示しています。
最も深いJWSTイメージングによるAbell 2744の拡張された強力なレンズ構造の発見
| Title |
UNCOVERing_the_extended_strong_lensing_structures_of_Abell_2744_with_the_deepest_JWST_imaging |
| Authors |
Lukas_J._Furtak_(1),_Adi_Zitrin_(1),_John_R._Weaver_(2),_Hakim_Atek_(3),_Rachel_Bezanson_(4),_Ivo_Labbe_(5),_Katherine_E._Whitaker_(2),_Joel_Leja_(6),_Sedona_H._Price_(4),_Gabe_Brammer_(7),_Bingjie_Wang_(6),_Pratika_Dayal_(8),_Pieter_van_Dokkum_(9),_Robert_Feldmann_(10),_Marijn_Franx_(11),_Erica_J._Nelson_(12)_and_Lamiya_A._Mowla_(13)_((1)_Ben-Gurion_University_of_the_Negev,_(2)_University_of_Massachusetts,_(3)_Institut_d'Astrophysique_de_Paris,_(4)_University_of_Pittsburgh,_(5)_Swinburne_University_of_Technology,_(6)_The_Pennsylvania_State_University,_(7)_Cosmic_Dawn_Center,_(8)_Kapteyn_Astronomical_Institute,_(9)_Yale_University,_(10)_University_of_Zurich,_(11)_Leiden_Observatory,_(12)_University_of_Colorado,_(13)_Dunlap_Institute_for_Astronomy_and_Astrophysics) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.04381 |
UNCOVERプログラムの枠組みで撮影された新しい超深度ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)画像に基づいて、大規模な銀河団Abell2744の新しいパラメトリックレンズモデルを提示します。これらの観測は、レンズ効果クラスターのこれまでで最も深いJWST画像を構成し、このフィールドで撮影された最近のJWSTERSおよびDDTデータに追加されます。UNCOVER($\sim45$arcmin$^2$)の広い視野は、クラスターのよく研究された中心核を超えて広がっており、北と北にある2つの大規模なクラスターのサブ構造の周りに、目を見張るような豊富な顕著なレンズ機能を明らかにしています。-west、以前は複数の画像が知られていませんでした。新たに発見された75の複数の画像と16のソースの候補により、強いレンズ(SL)を使用して、これらの拡張されたクラスター構造の周りのレンズ特性と総質量分布を初めて制約することができます。私たちのモデルは、メインクラスターコア($z_{\mathrm{s}}=2$の場合)の有効なアインシュタイン半径$\theta_{E,\mathrm{main}}\simeq23''$を生成します。$M(\theta<\theta_{E,\mathrm{main}})\simeq7.7\times10^{13}$M$_{\odot}$、および$\theta_{E,\mathrm{NW}}\simeq13''$$M(\theta<\theta_{E,\mathrm{NW}})\simeq2.2\times10^{13}$M$_{\odot}$.$\theta_{E,\mathrm{N}}\simeq7''$が$M(\theta<\theta_{E,\mathrm{N}})\simeq8\times10^{12}$M$_{\odot}$.Abell2744の北側の部分構造は、弱いレンズ作用(WL)からの発見と広く一致し、これらの以前の研究で発見されたフィラメント構造と一致することがわかりました。特に私たちのモデルは、さまざまなクラスター構造の間の高倍率の広い領域を明らかにしており、これはUNCOVERフィールドでのレンズ付き銀河の研究にとって最も重要です。このモデルは、最初のUNCOVERデータのリリースに伴って公開されます。
強く磁化された巨大分子雲のシミュレーションにおけるバイモーダル星形成
| Title |
Bimodal_Star_Formation_in_Simulations_of_Strongly_Magnetized_Giant_Molecular_Clouds |
| Authors |
Ronan_Hix,_Chong-Chong_He,_Massimo_Ricotti_(University_of_Maryland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.04411 |
局所巨大分子雲(GMC）。磁場の強度を増加させると、星形成は単峰性(星形成とサルピーターIMFの単一バーストを伴うベースラインケース、$\mu=5$)から双峰性に移行することがわかります。この効果は、最も強く磁化されたGMC($\mu=1$)で最も明確です:ベースラインの場合に匹敵する持続時間、強度、およびIMFを持つ星形成の最初のバーストに続いて、2番目の星形成エピソードが続きます。質量星が形成されます。全体として、星形成の第2バーストにより、強い磁化の場合は、星形成期間が長くなり、星形成の効率が高くなります。2番目のバーストは、放射フィードバックによって放出されず、代わりに大規模なBフィールドによってGMCに閉じ込められたままのガスによって生成され、磁力線に沿ってガスのほぼ1次元の流れを生成します。閉じ込められたガスは、最初のフェーズとは異なる乱流および磁気トポロジーを持ち、原始星コアへのガスの降着を強く抑制し、その質量を減らします。この星形成の二峰性は、大規模な球状星団で観測される複数の星の集団の起源を理解するための重要な要素である可能性があると推測しています。
Pan-STARRS1 z>5.6 クエーサー調査 II: 5.6
| Title |
The_Pan-STARRS1_z>5.6_quasar_survey_II:_Discovery_of_55_Quasars_at_5.6 |
| Authors |
Eduardo_Banados,_Jan-Torge_Schindler,_Bram_P._Venemans,_Thomas_Connor,_Roberto_Decarli,_Emanuele_Paolo_Farina,_Chiara_Mazzucchelli,_Romain_A._Meyer,_Daniel_Stern,_Fabian_Walter,_Xiaohui_Fan,_Joseph_F._Hennawi,_Yana_Khusanova,_Nidia_Morrell,_Riccardo_Nanni,_Gael_Noirot,_Antonio_Pensabene,_Hans-Walter_Rix,_Joseph_Simon,_Gijs_A._Verdoes_Kleijn,_Zhang-Liang_Xie,_Da-Ming_Yang,_Andrew_Connor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.04452 |
z>6での明るいクエーサーの同定により、ビッグバンから最初の10億年以内の超大質量ブラックホール、大質量銀河、構造形成、および銀河間物質の状態の詳細な研究が可能になります。赤方偏移5.6<z<6.5およびUV等級-24.5<M1450<-28.5での55個のクエーサーの分光学的確認を提示し、光学Pan-STARRS1および近赤外線VIKING調査で特定されました(それぞれ48および7)。これらのクエーサーのうち5つは、他の研究で個別に発見されています。クエーサーのサンプルは、弱い輝線を持つ17個の天体、10個の広い吸収線を持つクエーサー、および強い電波放射を持つ5個の天体(ラジオラウドクエーサー)を含む、広範な物理的特性を示しています。サンプルには、z=6.23のブレーザー候補、z=6.41の重力レンズの可能性が高いクエーサー、近くの(D~3Mpc)渦巻銀河M81の郊外にあるz=5.84クエーサーなど、いくつかの注目すべきソースもあります。.ブレーザー候補は、[CII]とその基礎となる放出のNOEMA観測では検出されないままであり、星形成率が30～70Msun/年未満であることを示しています。ここで提示されたクエーサーのかなりの部分は、Pan-STARRS1からのz~6クエーサー光度関数の最初の測定の基礎にあります(関連論文で紹介されています)。ここに提示されたクエーサーは、現在および将来の施設を備えた高赤方偏移クエーサー集団のさらなる研究を可能にします。
強力な He II $\lambda$1640 エミッターが $z=8.16$ で極端に青い UV スペクトル勾配を持つ: Pop III 星の存在?
| Title |
A_strong_He_II_$\lambda$1640_emitter_with_extremely_blue_UV_spectral_slope_at_$z=8.16$:_presence_of_Pop_III_stars? |
| Authors |
Xin_Wang,_Cheng_Cheng,_Junqiang_Ge,_Xiao-Lei_Meng,_Emanuele_Daddi,_Haojing_Yan,_Tucker_Jones,_Matthew_A._Malkan,_Pablo_Arrabal_Haro,_Gabriel_Brammer,_Masamune_Oguri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.04476 |
宇宙水素の再電離と宇宙での最初の金属の生成は、ビッグバン後の最初の10億年の間に起こる宇宙の主要な相転移ですが、観測による調査はまだ不十分です。JWSTNIRSpecプリズム分光法を使用して、$z_{\rmspec}=8.1623_{-0.0008}^{+0.0007}$でRXJ2129-z8HeIIと呼ばれるサブ$L_{\ast}$銀河の発見を報告します。一連の強い静止フレームUV/光学星雲輝線と明確なライマンブレークの検出を介して。強力なHeII$\lambda$1640放射が存在し、現在知られている最も高い赤方偏移HeII線です。その高い静止フレーム等価幅(EW$=19.4\pm3.2$オングストローム)と、UV金属線およびバルマー線に関する極端なフラックス比は、RXJ2129-z8HeIIの恒星集団の一部がPopIIIのようなものである可能性を高めます。RXJ2129-z8HeIIはまた、$\beta=-2.50\pm0.08$の非常に急な(すなわち青色の)スペクトル勾配を持つ顕著なUV連続体を示しています。イオン化フラックスの重大な漏れにつながる可能性のある非常にハードなイオン化スペクトル。したがって、RXJ2129-z8HeIIは、宇宙の再電離を推進する重要な銀河集団の代表です。現在までのところ、これは微量のポップIII星がより多くの金属に富む星と共存している可能性がある最も説得力のあるケースでもあります。
距離が確認された最古の銀河の発見と性質
| Title |
Discovery_and_properties_of_the_earliest_galaxies_with_confirmed_distances |
| Authors |
B._E._Robertson_(1),_S._Tacchella_(2,_3),_B._D._Johnson_(4),_K._Hainline_(5),_L._Whitler_(5),_D._J._Eisenstein_(4),_R._Endsley_(6),_M._Rieke_(5),_D._P._Stark_(5),_S._Alberts_(5),_A._Dressler_(7),_E._Egami_(5),_R._Hausen_(8),_G._Rieke_(5),_I._Shivaei_(5),_C._C._Williams_(9),_C._N._A._Willmer_(5),_S._Arribas_(10),_N._Bonaventura_(11,_12),_A._Bunker_(13),_A._J._Cameron_(13),_S._Carniani_(14),_S._Charlot_(15),_J._Chevallard_(13),_M._Curti_(2,_3),_E._Curtis-Lake_(16),_F._D'Eugenio_(2,_3),_P._Jakobsen_(11,_12),_T._J._Looser_(2,_3),_N._L\"utzgendorf_(17),_R._Maiolino_(2,_3,_18),_M._V._Maseda_(19),_T._Rawle_(7),_H.-W._Rix_(20),_R._Smit_(21),_H._\"Ubler_(2,_3),_C._Willott_(22),_J._Witstok_(2,_3),_S._Baum_(23),_R._Bhatawdekar_(24),_K._Boyett_(25,_26),_Z._Chen_(5),_A._de_Graaff_(20),_M._Florian_(5),_et_al._(12_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.04480 |
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)による調査では、宇宙時間の最初の4億マイルで銀河の候補が発見されました。これらの遠い銀河の特性は、初期の銀河の形成と宇宙の再電離を理解するための初期条件を提供します。予備的な兆候は、これらの候補銀河が以前に考えられていたよりも巨大で豊富である可能性があることを示唆しています.ただし、それらの固有の明るさを制限するための距離の分光学的確認がなければ、それらの推定される特性は不確実なままです。ここでは、JWSTAdvancedDeepExtragalacticSurvey(JADES)Near-InfraredCamera(NIRCam)イメージングに位置する4つの銀河について報告します。測光赤方偏移$z\sim10-13$は、JADESJWSTNear-InfraredSpectrograph(NIRSpec)観測によって確認されました。これらの銀河には、JWSTによって発見され分光学的に確認された最初の赤方偏移$z>12$系が含まれています。恒星個体群モデリングを使用すると、銀河には通常、1億年未満の恒星個体群で、星に1億の太陽質量が含まれていることがわかります。中程度の星形成速度とコンパクトなサイズは、星形成経路の重要な指標である星形成速度の表面密度の上昇を示唆しています。まとめると、これらの測定結果は、宇宙の再電離に寄与する最初の銀河が急速に形成され、強い内部放射場を伴っていたことを示しています。
グリーン バンク ノース 天蓋調査。 VII. 12の新しいパルサータイミングソリューション
| Title |
The_Green_Bank_North_Celestial_Cap_Survey._VII._12_New_Pulsar_Timing_Solutions |
| Authors |
Joseph_K._Swiggum,_Ziggy_Pleunis,_Emilie_Parent,_David_L._Kaplan,_Maura_A._McLaughlin,_Ingrid_H._Stairs,_Ren\'ee_Spiewak,_Gabriella_Y._Agazie,_Pragya_Chawla,_Megan_E._DeCesar,_Timothy_Dolch,_William_Fiore,_Emmanuel_Fonseca,_Alina_G._Istrate,_Victoria_M._Kaspi,_Vlad_I._Kondratiev,_Joeri_van_Leeuwen,_Lina_Levin,_Evan_F._Lewis,_Ryan_S._Lynch,_Alex_E._McEwen,_Hind_Al_Noori,_Scott_M._Ransom,_Xavier_Siemens,_Mayuresh_Surnis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03926 |
GreenBankNorthCelestialCap(GBNCC)の350MHzパルサー調査で発見された12個のパルサーのタイミングソリューションを提示します。これには、6つのミリ秒パルサー(MSP)、二重中性子星(DNS)システム、および巨大な白色矮星の仲間を周回するパルサーが含まれます。ここで紹介するタイミングソリューションには、最初の確認からフォローアップまでの350MHzおよび820MHzのグリーンバンク望遠鏡のデータと、1年間にわたる専用のタイミングキャンペーンが含まれます。PSRJ1122$-$3546は孤立したMSP、PSRJ1221$-$0633およびJ1317$-$0157はブラックウィドウシステムのMSPであり、定期的に日食を示します。PSRJ2022+2534およびJ2039$-$3616は、高精度で時間を計ることができるMSPです。低周波重力波を検出しようとするパルサータイミングアレイ実験に含まれています。PSRJ1221$-$0633とJ2039$-$3616は、フェルミ大面積望遠鏡の$\gamma$線対応物を持ち、顕著な$\gamma$線脈動も示している。このサンプルの3つのMSPの固有運動を測定し、それらの空間速度を推定します。これは、他のMSPと比較して典型的です。PSRJ1018$-$1523のペリアストロンの進行を検出したため、二重中性子星系の総質量$m_{\rmtot}=2.3\pm0.3$M$_{\odot}$を測定します。1年以上にわたるデータによる長期的なパルサーのタイミングは、リサイクルされたパルサーの分類、詳細な天体観測の研究の実施、および発見後のこれらのシステムの豊富な情報に光を当てるために重要です。
PSR J1101-6101 と灯台パルサー風星雲の不整列流出の NuSTAR とチャンドラの調査
| Title |
A_NuSTAR_and_Chandra_Investigation_of_the_Misaligned_Outflow_of_PSR_J1101-6101_and_the_Lighthouse_Pulsar_Wind_Nebula |
| Authors |
Noel_Klingler,_Jeremy_Hare,_Oleg_Kargaltsev,_George_G._Pavlov,_John_Tomsick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03952 |
PSRJ1101-6101は、注目に値する灯台パルサー風星雲(PWN)に動力を与えるエネルギッシュな若いパルサーです。パルサーは、硬X線で明るく、電波やガンマ線が静かな珍しいタイプのパルサーに属しています。さらに、LighthousePWNは、ずれている流出(PWNのニックネームの原因となった)で注目に値します。「パルサーフィラメント」としても知られるこれらのコリメートされたパーセクスケールのX線構造は、一握りの高速で移動するパルサーの近くで最近発見されており、パルサーの尾部を閉じ込めるラム圧の影響を受けていないように見えます。我々は、PSRJ1101-6101のNuSTARによる観測と、その整列していない流出について報告する。25keVまでの流出を検出し、パルサーからの距離に応じたスペクトル展開を空間的に分解し、パルサーからの距離に伴うスペクトル冷却の明確な証拠を見つけ、流出中の粒子と磁場の物理的特性を推測します。また、チャンドラのアーカイブデータを再分析し、流出の小規模な構造について説明します。PSRJ1101-6101から20keVまでの脈動を検出し、X線パルスプロファイルを提示し、その周期導関数を確認し、位相分解分光法を実行します。最後に、X線源2CXOJ110158.4-605649=2XMMJ110158.5--605651(偶然に観測されたブレーザー)について説明し、それがGeV源4FGLJ1102.0--6054のX線対応物である可能性があることを示唆します。.
回転する大質量星の崩壊がブラック ホールの形成と高エネルギーの超新星につながる
| Title |
Collapse_of_rotating_massive_stars_leading_to_black_hole_formation_and_energetic_supernovae |
| Authors |
Sho_Fujibayashi,_Yuichiro_Sekiguchi,_Masaru_Shibata,_Shinya_Wanajo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03958 |
数値相対論で放射-粘性-流体力学シミュレーションを実行することにより、回転する大質量星のコアが崩壊してブラックホールを残す結果としての爆発のシナリオの可能性を探ります。初期条件として、星の進化計算で導出された、適度かつ急速に回転するコンパクトな崩壊前の星モデルを使用します。中心のブラックホールの周りに形成された円盤内の粘性加熱が流出に力を与えていることが分かります。急速に回転するモデルの場合、爆発エネルギーは$\gtrsim3\times10^{51}$ergであり、これは典型的なエンベロープを剥ぎ取られた超新星のエネルギーに匹敵するか、それよりも大きく、このような超新星の一部が黒の力を動力源とする爆発である可能性があることを示しています。-ホール降着円盤。爆発エネルギーは、シミュレーションの最後でも$>10^{50}$erg/sの割合で増加しているため、$\sim10^{52}$ergに達する可能性があります。元素合成計算によると、$^{56}$Niの質量は$\gtrsim0.1M_\odot$に達し、これは高い爆発エネルギーと相まって、ブロードライン型Ic超新星に必要な量を満たしています。適度に回転するモデルは、$0.1M_\odot$オーダーの小さな噴出物質量と$\lesssim10^{51}$ergの爆発エネルギーを予測します。噴出物の質量が小さいため、これらのモデルは、上昇時間が3ドルから5ドルの短い時間スケールのトランジェントを予測する可能性があります。それは、高密度で大規模な星周媒体の存在下で、超光度の超新星のような明るい($\sim10^{44}$erg/s)トランジェントを引き起こす可能性があります。モデルに関係なく、エジェクタの電子分率の最低値は$\gtrsim0.4$であり、重い$r$プロセス要素の合成は計算では見つかりませんでした。
高速電波バーストの物理
高速電波バースト(FRB)は、電波の空に広がっているミリ秒単位のバーストであり、宇宙における最新の大きな謎であり、近年、観測と理論に関する熱心な調査の対象となっています。観測データの急速な蓄積により、FRBの物理的起源について次のようなスケッチが描かれました。FRBは主に宇宙距離に由来するため、その発生源は宇宙で最も極端なコヒーレントな電波放射を生成します。少なくとも一部、おそらく大部分のFRBは、激変を引き起こさない繰り返し発生源です。少なくともいくつかのFRBは、宇宙で最も強い磁場を持つ中性子星であるマグネターによって生成されます。FRBの物理的起源とメカニズムに関する多くの未解決の問題が残っています。この記事では、FRBの現象論と潜在的な基礎物理学について概説します。トピックには、観測データの要約、基本的なプラズマ物理学、データからのFRBモデルに対する一般的な制約、放射メカニズム、ソースおよび環境モデル、伝搬効果、および宇宙探査機としてのFRBが含まれます。現在の差し迫った問題と将来の展望についても議論されています。
MeerKAT XI の Thousand-Pulsar-Array プログラム: 回転ベクトル モデルの適用
| Title |
The_Thousand-Pulsar-Array_programme_on_MeerKAT_XI:_Application_of_the_rotating_vector_model |
| Authors |
Simon_Johnston,_Michael_Kramer,_Aris_Karastergiou,_Mike_Keith,_Lucy_Oswald,_Aditya_Parthasarathy,_Patrick_Weltevrede |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03988 |
電波パルサーの偏波特性の豊富な現象論にもかかわらず、50年前に作成された回転ベクトルモデル(RVM)は、パルサーのビーム形状を決定するための最良の方法であり続けています。MeerKAT望遠鏡で観測された854個の電波パルサーのサンプルにRVMを適用して、パルサーの集団全体について結論を導き出します。主な結果は、(i)トラバース位置角の幾何学的解釈は大部分の集団で有効である、(ii)RVMが失敗するパルサーは、直線偏光と比較して円偏光の割合が高い傾向がある、(iii)幾何学的方法と相対論的方法の両方で得られた放出高は、大多数のパルサーがスピン周期とは無関係に1000km未満の放出高を持たなければならないことを示しています。人口。これらの結果はすべて、パルサーのスピンダウンエネルギーに弱く依存しています。
$\gamma$ 線を放射する NLS1 銀河 SDSS J095909.51+460014.3 を多波長フレアで同定
| Title |
A_$\gamma$-ray_emitting_NLS1_galaxy_SDSS_J095909.51+460014.3_identified_by_multiwavelength_flares |
| Authors |
Yang-Ji_Li,_Neng-Hui_Liao,_Zhen-feng_Sheng,_Sina_Chen,_Yi-Bo_Wang,_Ting-Gui_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.04036 |
新しい$\gamma$線放出狭線セイファート1銀河($\gamma$-NLS1)、SDSSJ095909.51+460014.3(以下、J0959+4600、$z$=0.399)の同定について報告する。$\gamma$線源4FGL0959.6+4606との関連を確立しましたが、その低エネルギーの対応物は電波銀河2MASXJ09591976+4603515(以降J0959+4603)であることが示唆されました。\emph{WISE}これら2つの光源の長期的な光度曲線は、多様な赤外線変動パターンを明らかにします。J0959+4600の激しい赤外線変動が最大1桁の振幅で検出されましたが、他の変動は穏やかです。さらに重要なことに、J0959+4603の赤外線フレアのピーク時刻は、4FGL0959.6+4606の増光時刻と一致しています。同時に、J0959+4603の磁束レベルは静止状態を維持します。$\gamma$線フラックスの高い状態を狙った15か月のFermi-LATデータの特定の分析により、重要なソース(TS=41)が得られます。対応するローカリゼーション分析は、J0959+4600のみが不確実領域に該当することを示唆しており、更新された関連関係をさらに裏付けています。J0959+4600の広帯域スペクトルエネルギー分布は、古典的な単一ゾーンの均一レプトンジェットモデルによって描かれ、よく説明されています。J0959+4600のジェット特性が調査され、他の$\gamma$-NLS1と同等であることがわかりました。
LHAASO J1908+0621 の放射特性の調査
LHAASOJ1908+0621は最近、100TeVを超えるエネルギーの$\gamma$線を放出している源として検出されており、マルチバンド観測では、$\gamma$線スペクトルに1TeV付近でブレークが現れることが示されています。FermiLargeAreaTelescope(Fermi-LAT)によって記録された14年間のデータを使用して、100TeV源のGeV$\gamma$線の特性を再分析しました。エネルギー範囲30-500GeVのスペクトルは1.50$\pm$0.26のインデックスを持ち、これはTeV$\gamma$線で検出されたものよりもはるかに小さい。さらに、このソースの放射特性は、1ゾーンの時間依存モデルに基づいて調査されます。このモデルでは、LHAASOJ1908+0621は、パルサーPSRJ1907$+$0602によって駆動されるパルサー風星雲(PWN)と関連付けられています。電子と陽電子からなる高エネルギー粒子が星雲に注入されます。マルチバンドの非熱放射は、シンクロトロン放射と逆コンプトン散乱(ICS)によって生成されます。放射エネルギー損失と断熱冷却の影響を考慮に入れると、モデルからのスペクトルエネルギー分布は、注入された粒子の分布の指数法則が壊れているため、$\gamma$線バンドで検出されたフラックスを説明できます。この結果は、LHAASOJ1908+0621がPSRJ1907$+$0602を動力源とするPWNから発生し、100TeVを超えるエネルギーを持つ$\gamma$線がICSを介して星雲内の電子/陽電子によって生成されることを支持しています。
MeerKAT 望遠鏡を使用して、7 つのバイナリ パルサーのシャピロ遅延を検索します。
| Title |
Searches_for_Shapiro_delay_in_seven_binary_pulsars_using_the_MeerKAT_telescope |
| Authors |
Mohsen_Shamohammadi,_Matthew_Bailes,_Paulo_C._C._Freire,_Aditya_Parthasarathy,_Daniel_J._Reardon,_Ryan_M._Shannon,_Vivek_Venkatraman_Krishnan,_Miquel_C._i._Bernadich,_Andrew_D._Cameron,_David_J._Champion,_Alessandro_Corongiu,_Christopher_Flynn,_Marisa_Geyer,_Michael_Kramer,_Matthew_T._Miles,_Andrea_Possenti,_Renee_Spiewak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.04051 |
連星系におけるミリ秒パルサーの正確なタイミングにより、観測者は時空の曲率によって引き起こされる相対論的なシャピロ遅延を検出できます。適切に位置合わせすると、コンポーネントの質量とシステムの方向に拘束を配置できます。ここでは、シャピロ遅延の証拠を示す64アンテナMeerKAT電波望遠鏡で観測された7つのバイナリミリ秒パルサーのタイミングキャンペーンの結果を示します。、J1614$-$2230、J1732$-$5049、J1909$-$3744。シャピロ遅延の証拠はすべてのシステムで見つかり、3つの方向とデータ品質により、軌道傾斜角と構成要素の質量に対する強い制約が可能になりました。PSR~J1125$-$6014、J1614$-$2230、およびJ1909$-$3744について、パルサーの質量を$M_{\rmp}=1.68\pm0.17\,{\rmM_{\odot}}$,$1.94と決定しました。\pm0.03\,{\rmM_{\odot}}$および$1.45\pm0.03\,{\rmM_{\odot}}$で、コンパニオン質量は$M_{\rmc}=0.33\pm0.02\,{\rmM_{\odot}}$,$0.495\pm0.005\,{\rmM_{\odot}}$および$0.205\pm0.003\,{\rmM_{\odot}}$。これは、PSR~J1614$-$2230の質量の最初の独立した確認を提供します。PSR~J0101$-$6422、J1101$-$6424、J1514$-$4946、およびJ1732$-$5049について測定されたShapiro遅延は弱く、興味深いコンポーネント質量制限を提供できませんでした。多数のミリ秒パルサーが定期的に計時されているにもかかわらず、シャピロ遅延を介して正確な質量を持つものは比較的少数です。シミュレーションを使用して、これが予想されることを示し、観測者がパルサーの質量をどれだけ正確に決定できるかを評価するための式を提供します。また、パルサーのコンパニオン質量とスピン周期の間に観察された相関、およびリサイクルされたパルサーの質量とそれらのコンパニオン質量の間の反相関についても説明します。
重力波検出器による中間質量ブラック ホールの宇宙合体の歴史の制約
中質量ブラックホール(IMBH)は、力学または降着のいずれの特徴からも、合理的な疑いを超えて検出されていません。重力波(GW)は、空を調査し、IMBHの合体を検出する比類のない機会を表しており、宇宙時間全体でIMBHの形成、成長、および合体の歴史を制約することを初めて可能にします。現在のネットワークLIGO-Virgo-KAGRAは、IMBH連星の合体の検出が大幅に制限されていますが、次世代の地上観測所と宇宙ベースのミッションは、年に数回のイベントの検出を通じてIMBH集団に光を当てることを約束しています。ここでは、次世代のGW観測所の最適なネットワークを決定して、宇宙時間全体のIMBH合併履歴を再構築することにより、この可能性を評価します。ボイジャー、アインシュタイン望遠鏡、およびコズミックエクスプローラーが、合体するIMBHの一次質量の分布を$\sim10^3\M_\odot$まで、質量比$\gtrsim0.1$で制限できることを示します。LISAは、より高い質量とより小さな質量比で補完します。したがって、次世代の地上および宇宙ベースの観測所のネットワークは、IMBHの合併の歴史を再構築する可能性があります。さらに、質量$\lesssim5\times10^3\M_\odot$を持つIMBHは、$z\approx4$の赤方偏移までのマルチバンドで観測でき、新しい時代のGW天文学の先駆けとなった。
異常な電磁スペクトルを持つクエーサーのグローバル パラメータ
論文は、活動銀河核の分析に関するものです。これらは活発なコアを持つ銀河です。最も明るいタイプの活動銀河核はクエーサーです。その中心には超大質量ブラックホールが含まれています。クエーサーの最も知られていないサブタイプの1つは、弱い輝線クエーサーです。それらの認識可能な特徴は、弱い輝線です。博士論文の主な目標は、ブラックホールの質量、降着速度、ブラックホールのスピン、弱い輝線クェーサーの傾斜などのグローバルパラメーターを連続フィット法に基づいて評価することです。文献のブラックホールの質量推定方法とは別に、この方法は、観測された輝線の半値全幅に依存しません。これは、これらのクエーサーの輝線の弱さまたは欠如のためにバイアスされる可能性があります。クエーサーのスペクトルエネルギー分布を使用して、Novikov\&Thorne方程式で記述された幾何学的に薄く、光学的に厚い降着円盤モデルを当てはめました。10個の弱い輝線クエーサーの降着円盤の連続体のモデルを取得しました。2番目のプロジェクトは、SDSSJ110511.15+530806.5クエーサーの異常で深い吸収の記述に関するものでした。降着円盤の上/周囲のコロナと暖かい皮膚の概念がこの現象を説明するという論文の正しさを確認しました。
超相対論的ジェットのシミュレーション研究 -- III. FR-II ジェットでの粒子加速
| Title |
A_Simulation_Study_of_Ultra-relativistic_Jets_--_III._Particle_Acceleration_at_FR-II_Jets |
| Authors |
Jeongbhin_Seo_(1),_Dongsu_Ryu_(1),_and_Hyesung_Kang_(2)_((1)_Department_of_Physics,_College_of_Natural_Sciences,_UNIST,_Korea,_(2)_Department_of_Earth_Sciences,_Pusan_National_University,_Korea) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.04159 |
FR-II電波銀河での超高エネルギー宇宙線(UHECR)の加速を、時間発展するジェット流に注入されたCR粒子の輸送、散乱、およびエネルギー変化についてモンテカルロシミュレーションを実行することによって研究します。相対論的流体力学(RHD)シミュレーションを通じて。そのために、物理的に動機付けられたモデルを磁場と粒子散乱に採用しています。拡散衝撃加速度(DSA)、乱流せん断加速度(TSA)、および相対論的せん断加速度(RSA)の間で一次加速プロセスを特定することにより、$E\lesssim1$EeVのCRが主にジェットスパインのDSAを介してエネルギーを獲得することがわかります。多くの衝撃と乱流を含む流れと逆流。$E\gtrsim$数EeVに達した後、CRは主にジェット逆流界面でRSAを介してエネルギーを与えられ、$10^{20}$eVをはるかに超えるエネルギーに達します。TSAの貢献は比較的小さいものです。逃げる粒子の時間漸近エネルギースペクトルは、主にジェットパワーによって支配され、より強力なジェットではより高いエネルギーにシフトします。UHECRスペクトルは、2乗則形式によく適合し、そのブレークエネルギー$E_{\rmbreak}$は、サイズ制限された最大エネルギーに対応します。$d\mathcal{N}/dE\proptoE^{-0.5}$に近く、$E_{\rmbreak}$を下回っていますが、$d\mathcal{N}/dE\proptoE^{-に従います。$E_{\rmbreak}$を2.6}$上回っており、指数関数よりも緩やかに減少しています。高エネルギー端のべき法則勾配は、ジェット逆流界面を横切る非漸進的なせん断加速と細長い繭による閉じ込めを介したエネルギーブーストによって決定されます。巨大な電波銀河は、観測されたUHECRの主な原因である可能性があると結論付けています。
はくちょう座 X-3 の高分解能 Fe K スペクトル
大質量X線連星シグナスX-3のFeKスペクトルの特徴を分析します。スペクトルは、ChandraHighEnergyTransmissionGratingSpectrometerを使用して3次回折で取得しました。3次のエネルギー分解能の向上により、FeXVHe$\alpha$複合体、FeXVILy$\alpha$線、および放射再結合連続体の特徴を完全に解決することができます。輝線スペクトルは、伴星の密な恒星風で励起された、光イオン化平衡の予想される特徴を示しています。より低いイオン化状態での複数の未解決の遷移による可能性が高い吸収に加えて、内殻遷移からの個別の放出を検出します。FeXV$n=1-2$禁制線および相互結合線によって占められるスペクトルの範囲で観察される輝線強度比は、LiおよびBe様のイオン化状態からの共鳴散乱内殻放射からの実質的な寄与があることを示唆しています。.FeXV禁制線と相互結合線は、コンパクトオブジェクトに最も近いイオン化ゾーンで発生します。それらは放射伝達効果の影響を受けないため、原則としてそれらを使用して、コンパクトオブジェクトの半径方向速度振幅を制限できます。この結果は、ウォルフ・ライエ伴星の質量のオーダーのコンパクトな物体質量を示していると推測しますが、Li様イオンからの共鳴散乱放射の存在が、He様発光スペクトルの解釈を複雑にする可能性があることに注意してください。.
2020 年の歴史的な高バースト時の BL ヤスリガニの光束とスペクトル変動
| Title |
Optical_flux_and_spectral_variability_of_BL_Lacertae_during_its_historical_high_outburst_in_2020 |
| Authors |
Nibedita_Kalita,_Yuhai_Yuan,_Minfeng_Gu,_Junhui_Fan,_Yosuke_Mizuno,_Peng_Jiang,_Alok_C._Gupta,_Hongyan_Zhou,_Xiang_Pan,_Anton_A._Strigachev,_Rumen_S._Bachev,_Lang_Cui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.04181 |
げっ歯類BLは、2020年8月から1年にわたって、光学からVHE$\gamma$線まで、一連の歴史的な高フラックス活動を経験していました。この論文では、中国のXinglong天文台にある1.26m望遠鏡を使用して、g、r、およびiバンドで10月から11月に発生した最初の歴史的最大アウトバーストイベントの光束とスペクトル変動について報告します。振幅が$\sim30$%まで上昇する大きな夜間変動を検出しました。最速の変動時間スケールは数十分であることがわかり、$10^{-3}$pcオーダーの発光領域サイズが得られました。中心ブラックホールの$\sim100$シュヴァルツシルト半径に相当し、おそらくいくつかのジェットのミニ構造に由来します。夜間のタイムスケールとは異なり、フラックス変動の対称的なタイムスケール($\sim$11d)とともに明確な周波数依存パターンが長いタイムスケールで検出されます。スペクトルの進化は、輝度の増加に伴うスペクトルの平坦化によって支配されました。つまり、96%のケースで、明るくなると青くなる傾向が見られました。爆発のピークの前の夜、カラーインデックスは色の2つの異なるブランチにクラスター化されました。時間分解から抽出されたハード-ソフト-ハードスペクトル進化トレンドに関連する$\sim$6時間の期間内のマグニチュードダイアグラムです。スペクトル。このような傾向は、私たちの知る限り、BLLacや他のブレーザーでは見られませんでした。この研究で得られた結果は、乱流プロセスが夜間のタイムスケールでの非対称フラックス変動をもたらした可能性が最も高い、ジェット内の衝撃誘起粒子加速または磁気再接続のコンテキストで説明できます。
円盤のダイナミクスにおけるガス冷却の役割について
連星と周連星系円盤(CBD)の間の流体力学的相互作用は、若い恒星連星から超大質量ブラックホール連星まで、さまざまな天体物理システムで重要な役割を果たしています。CBDの以前のシミュレーションでは、主に局所的な等温状態方程式が使用されてきました。等質量の円形連星の周りでCBDの2次元粘性流体力学シミュレーションを実行し、気体の熱力学を平衡温度への熱緩和によって処理します(定数-$\beta$冷却仮説、ここで$\beta$は冷却時間です)。ローカルケプラー時間の単位)。最初の研究として、極グリッド上でグリッドベースのコードAthena++を使用し、連星共軌道領域外の拡張ディスクをカバーします。冷却時間が長くなると、降着の変動性が徐々に抑制され、CBDの形態がより対称になることがわかります。ディスクは、初期条件に応じたヒステリシス動作の証拠も示しています。ガス冷却は、連星とCBDの間の角運動量の移動速度にも影響を与えます。ここで、採用したディスクの厚さと粘度($H/r\sim0.1$と$\alpha\sim0.1$)を考えると、連星軌道は、中間の$\beta$値の狭い範囲を除いて、0から4.0の間のほとんどの$\beta$値の増加。中心領域を切除するポーラーグリッドを使用することの有効性についても議論されています。
ピエール・オージェ天文台のデータにおける超重暗黒物質のインスタントン誘起崩壊の探索
| Title |
A_search_for_instanton-induced_decay_of_super-heavy_dark_matter_in_the_Pierre_Auger_Observatory_data |
| Authors |
Olivier_Deligny_(for_the_Pierre_Auger_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.04215 |
ピエールオージェ天文台で収集されたデータを使用して、銀河のハローで崩壊する超重粒子の証拠を提供するインスタントン誘起プロセスの痕跡を検索します。そのような粒子は、現在推測されている暗黒物質の遺物量と一致するほど、インフレ後の時代に十分に生成された可能性があります。これらのシグネチャが観察されないことにより、インスタントンの強度を調べて、インスタントンを介したプロセスから得られた最高の範囲を導き出すことができます。、$10^{9}\lesssimM_X/{\rmGeV}<10^{19}$の場合。
磁場中荷電粒子輸送の拡散テンソル係数の理論的導出
磁場が透過するさまざまな天体物理環境における荷電粒子の輸送は、一般にモンテカルロシミュレーションから推定される拡散テンソルパラメーターに依存する拡散プロセスの観点から説明されます。連続する2つの時間の間に荷電粒子が受ける磁場の2点相関関数をモデル化するレッドノイズ近似に基づいて、純粋な乱流の場合の拡散テンソル係数が以前に導出されました。このECRS2022への貢献では、乱流の上の平均場の場合に導出が拡張されています。結果は、粒子のラーモア半径が乱流波長のパワースペクトルと共鳴する領域(ジャイロ共鳴領域)、またはラーモア半径が最大乱流波長よりも大きい領域(高い-剛性体制）。
北極スパーと弱い衝撃の加速効率を説明する宇宙線電子
| Title |
Cosmic_Ray_Electrons_Accounting_for_the_North_Polar_Spur_and_the_Acceleration_Efficiency_of_Weak_Shocks |
| Authors |
Guobin_Mou,_Jianhao_Wu_and_Yoshiaki_Sofue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.04306 |
宇宙線電子(CRe)のパラメーターと磁場の強さは、衝撃の粒子加速を研究するために重要です。eROSITAバブルの最近の発見は、よく知られているNPS/ループIが、太陽の近くの小さな局所構造ではなく、銀河ハロー内の10kpcサイズの遺物であることを示唆しています。CReのエネルギー密度とNPSを説明する磁場強度を導出することにより、ハロー媒体内の弱い衝撃の粒子加速に対する前例のない正確なパラメーター制約を提供できます。CReと磁場のパラメーターは、それぞれ逆コンプトン散乱とシンクロトロン放射を介してNPSのガンマ線と電波データをモデル化することにより、独立して導き出すことができます。主な結果は次のとおりです:(1)、CReのエネルギー密度は$(2-5)\times10^{-14}$ergcm-3であり、スペクトルインデックスは$p\simeq2.0\pm0.1$以下です。$\sim4$GeVの冷却破壊エネルギー。(2)、磁場強度は4$\mu$Gです。(3)、CReの衝撃加速効率は1%に近いです。マッハ数が1.5の場合、CReの高い加速効率と平坦なスペクトルは、既存の相対論的電子の再加速がNPSに存在するはずであることを示唆しています。さらに、$\sim$4GeVの冷却の中断は、eROSITAバブルの年代と一致して、冷却のタイムスケールが$10^7$年であることを示唆しています。
短いGRBの磁気プロペラモデルに対するデータ処理方法の影響の分析
| Title |
An_analysis_of_the_effect_of_data_processing_methods_on_magnetic_propeller_models_in_short_GRBs |
| Authors |
Tomos_R._L._Meredith,_Graham_A._Wynn,_Philip_A._Evans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.04428 |
Swiftの計数率からフラックスへの変換係数からのエラー伝搬がフラックス測定。この伝搬を0.3～10keVおよび15～50keVでBurstAnalyzerによって提示されたデータに適用し、異なる帯域の光曲線の形態における明確な違いを識別します。0.3-10keV、15-50keV、および両方のバンドの組み合わせで提示されたデータを使用してこの分析を実行する際に、光曲線に対するネイティブバンドパスからデータを外挿することの影響を強調します。次に、これらのデータをSGRBEEのマグネター駆動モデルに適合させることでテストし、モデルが両方のバンドのデータと一致している一方で、モデルの導出された物理パラメーターは、この誤差伝搬が含まれている場合、一般に非常に緩やかに制約されることを示します。2つのバンド間で一貫性がありません。このようにして、SGRBEEに適合する物理モデルの詳細に対するSwiftデータ処理方法論の重要性を強調します。
Fermi-LAT パルサー候補 4FGL J1015.5-6030 の XMM-Newton および Chandra 観測
| Title |
XMM-Newton_and_Chandra_observations_of_the_candidate_Fermi-LAT_pulsar_4FGL_J1015.5-6030 |
| Authors |
Jeremy_Hare,_Oleg_Kargaltsev,_George_Younes,_George_G._Pavlov,_Igor_Volkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.04455 |
4FGLJ1015.5-6030は未確認のFermi-LAT源であり、そのX線スペクトルは若いパルサーのものと一致しているが、まだ脈動は発見されていない明るく拡張されたX線源をホストしている。ここでは、4FGLJ1015.5-6030のX線版のXMM-Newtonタイミングとチャンドライメージング観測について報告します。ソースから有意な周期性を見つけられず、34$\%$のパルス部分に3$\sigma$の上限を設定します。チャンドラ観測は、拡張放射から点源を解決します。点源のスペクトルは、温度$kT=0.205\pm0.009$keVの黒体モデルと弱いべき乗則成分によく適合することがわかりました。これは、磁気圏成分を持つ熱放出中性子星と一致しています。拡張された放射は、点源から約30$''$までの数秒角の角度スケールにまたがり、そのスペクトルは、光子指数$\Gamma=1.70\pm0.05$のべき法則モデルによく適合します。4$\times10^{32}$ergs$^{-1}$(妥当な距離2kpcで)の拡張放射のスペクトルと0.5-10keVの光度は、パルサー風星雲の光度と一致しています。他のGeVおよびX線パルサーとの比較に基づいて、この推定パルサーはおそらく中年(つまり、$\tau\sim0.1$--1Myr)の電波静かなパルサーであり、$\dot{E}\sim10^{34}-10^{35}$ergs$^{-1}$.
インタラクティブなデータ視覚化のための新しい JupyterLab ユーザー エクスペリエンス
| Title |
A_Novel_JupyterLab_User_Experience_for_Interactive_Data_Visualization |
| Authors |
Peter_K._G._Williams_(1_and_2),_Jonathan_Carifio_(1),_Henrik_Norman_(3),_A._David_Weigel_(4)_((1)_Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian,_(2)_American_Astronomical_Society,_(3)_Winter_Way_AB,_(4)_US_Space_&_Rocket_Center) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03907 |
Jupyterエコシステムでは、データの視覚化は通常、ノートブックセルの出力として作成された「ウィジェット」を使用して行われます。このメカニズムは状況によってはうまく機能しますが、寿命が長く、対話型で、視覚的に豊かなインターフェイスを提示するのにはあまり適していません。従来のJupyterノートブックシステムとは異なり、新しいJupyterLabアプリケーションは、新しい設計の可能性を高める洗練された拡張インフラストラクチャを提供します。ここでは、ユーザーのノートブック内にバインドされたウィジェットではなく、ユーザーのノートブックと一緒に実行される「アプリ」に基づく、JupyterLabでのインタラクティブなデータ視覚化のための新しいユーザーエクスペリエンス(UX)を紹介します。このUXは、AASWorldWideTelescope(WWT)視覚化ツールに実装されています。JupyterLabのメッセージングAPIを使用すると、アプリは複数の計算カーネルとスムーズにデータを交換できるため、ユーザーはウィジェットフレームワークでは不可能なタスクを実行できます。新しいJupyterサーバー拡張機能により、フロントエンドはHTTP経由で非同期にカーネルからデータを要求できるようになり、WWTでギガピクセルスケールの画像をインタラクティブに探索できるようになります。WWT用にこのUXを開発しましたが、全体的なデザインとサーバーエクステンションは他のアプリケーションに移植可能であり、「サイエンスプラットフォーム」インターフェイスでは現在不可能なさまざまな新しいユーザーアクティビティを解き放つ可能性があります。
GONG 第 3 世代カメラ: 検出器の選択と実現可能性調査
| Title |
GONG_third_generation_camera:_Detector_selection_and_feasibility_study |
| Authors |
Sanjay_Gosain,_Jack_Harvey,_Detrick_Branson,_Steve_Bounds,_Tim_Purdy,_Sang_Nguyen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03963 |
老朽化したGONG第2世代カメラ(SiliconMountainDesign(TM)カメラ)は、10年以上の長い使用期間を経て交換される予定でした。これにより、GONGの科学的要件を満たす潜在的な代替検出器を市場全体で検索するようになりました。このレポートでは、検索プロセスの歴史、CMOS型センサーとCCD型センサーの比較、および最終的な選択に至る潜在的な候補の定量的評価を提供します。さらに、選択したセンサーをGONG光学システムに適合させるための実現可能性調査が行われ、センサーの特性が実験室で独自に検証されました。このテクニカルレポートでは、これらの調査とテストについて説明します。
広視野多重分光観測施設WEAVE：調査設計・概要・模擬実施
| Title |
The_wide-field,_multiplexed,_spectroscopic_facility_WEAVE:_Survey_design,_overview,_and_simulated_implementation |
| Authors |
Shoko_Jin,_Scott_C._Trager,_Gavin_B._Dalton,_J._Alfonso_L._Aguerri,_J._E._Drew,_Jes\'us_Falc\'on-Barroso,_Boris_T._G\"ansicke,_Vanessa_Hill,_Angela_Iovino,_Matthew_M._Pieri,_Bianca_M._Poggianti,_D._J._B._Smith,_Antonella_Vallenari,_Don_Carlos_Abrams,_David_S._Aguado,_Teresa_Antoja,_Alfonso_Arag\'on-Salamanca,_Yago_Ascasibar,_Carine_Babusiaux,_Marc_Balcells,_R._Barrena,_Giuseppina_Battaglia,_Vasily_Belokurov,_Thomas_Bensby,_Piercarlo_Bonifacio,_Angela_Bragaglia,_Esperanza_Carrasco,_Ricardo_Carrera,_Daniel_J._Cornwell,_Lilian_Dom\'inguez-Palmero,_Kenneth_J._Duncan,_Benoit_Famaey,_Cecilia_Fari\~na,_Oscar_A._Gonzalez,_Steve_Guest,_Nina_A._Hatch,_Kelley_M._Hess,_Matthew_J._Hoskin,_Mike_Irwin,_Johan_H._Knapen,_Sergey_E._Koposov,_Ulrike_Kuchner,_Clotilde_Laigle,_Jim_Lewis,_Marcella_Longhett,_Sara_Lucatello,_et_al._(169_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03981 |
ウィリアム・ハーシェル望遠鏡の新しい広視野、大規模に多重化された分光調査施設であるWEAVEは、2022年後半に最初の光を見るでしょう。ファイバーポジショナー、20個の個別展開可能な「ミニ」一体型フィールドユニット(IFU)、および単一の大型IFU。これらのファイバーシステムは、$R\sim5000$で366$-$959\,nmの波長範囲、または$R\sim20\,000$で2つの短い範囲をカバーするデュアルビーム分光器に給電します。WEAVEとそのデータシステムの設計と実装を要約した後、組織、科学の原動力、および8つの個別調査からなる5～7年間のプログラムの設計を提示します。300万ドルの星の極限等級までの金属量と、150万ドルの明るい視野星と散開星団の詳細な存在量を提供します。(ii)$\sim0.4$百万ドルの銀河面OBA星、若い星の天体、近くのガスを調査して、若い星の進化とその環境を理解する。(iii)白色矮星の大規模なスペクトル調査を行う。(iv)$\sim400$の中性水素選択銀河をIFUで調査する。(v)$z<0.5$銀河団銀河の恒星集団と電離ガスの特性と運動学を研究する。(vi)$0.3\lesssimz\lesssim0.7$で$\sim25\,000$フィールド銀河の星の個体数と運動学を調査します。(vii)LOFARが選択した電波源の100万ドル以上のスペクトルを使用して、降着と星形成の宇宙進化を研究する。(viii)$z>2$で銀河間/銀河周ガスを使用したトレース構造。最後に、WEAVEシミュレーターを使用したWEAVE運用リハーサルについて説明します。
XL-Calibur アンチコインシデンス シールドの設計と性能
| Title |
The_design_and_performance_of_the_XL-Calibur_anticoincidence_shield |
| Authors |
N._K._Iyer,_M._Kiss,_M._Pearce,_T._-A._Stana,_H._Awaki,_R._G._Bose,_A._Dasgupta,_G._De_Geronimo,_E._Gau,_T._Hakamata,_M._Ishida,_K._Ishiwata,_W._Kamogawa,_F._Kislat,_T._Kitaguchi,_H._Krawczynski,_L._Lisalda,_Y._Maeda,_H._Matsumoto,_A._Miyamoto,_T._Miyazawa,_T._Mizuno,_B._F._Rauch,_N._Rodriguez_Cavero,_N._Sakamoto,_J._Sato,_S._Spooner,_H._Takahashi,_M._Takeo,_T._Tamagawa,_Y._Uchida,_A._T._West,_K._Wimalasena,_M._Yoshimoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.04139 |
XL-Calibur気球搭載硬X線偏光測定ミッションは、X線ミラーの焦点に配置されたコンプトン散乱偏光計で構成されています。旋光計は、BGOアンチコインシデンスシールド内に収容されています。これは、観測高度40kmで存在するかなりの背景放射を軽減するために必要です。このホワイトペーパーでは、アンチコイシデンスシールドの設計、構造、およびテストについて詳しく説明するとともに、2022年7月にエスレンジ宇宙センターからカナダノースウェスト準州までの1週間にわたる初飛行中に測定された性能についても詳しく説明します。シールドの飛行中の性能は設計に準拠していました。期待、拒否しきい値<100keV、測定されたバックグラウンドレートは~0.5Hz(20～40keV)です。これは、Hzレベルのソースレートに対して%レベルの最小検出可能分極が求められるミッションの科学的目標と互換性があります。
Gaia22eor: 深食で検出された共生星 V2756 Sgr
V2756Sgrは、ガイア衛星による$\sim$1magの食のような減光で最近検出された、古くから知られているS型共生連星です。この動作は、Gaia22eorという名称でGaiaScienceAlertとして報告されました。V2756Sgrは、食共生システムとして報告されていません。この寄稿では、GaiaとASAS-SN調査によって得られたこのターゲットの最近の光度曲線を調査し、ASAS調査とDASCHアーカイブからの測光によってこれらのデータを補足しました。さらに、Gaiaからの低解像度BP/RPスペクトルを調べました。提示された分析に基づいて、観測されたフェージングは実際に、V2756Sgrの高温成分が低温巨星によって食されたものであると結論付けます。このデータにより、軌道周期を725$\pm$3日に絞り込むこともできました。
SST/CRISP と SST/CHROMIS で観測されたスペクトル線と連続体の中心から端までの変化
| Title |
Center-to-limb_variation_of_spectral_lines_and_continua_observed_with_SST/CRISP_and_SST/CHROMIS |
| Authors |
A._G._M._Pietrow,_D._Kiselman,_O._Andriienko,_D._J._M._Petit_dit_de_la_Roche,_C._J._D\'iaz_Baso,_F._Calvo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03991 |
スペクトル線と連続体の中心から縁までの変動(CLV)の観測は、太陽と恒星の大気構造とスペクトル線形成のモデルの正確さに対する良いテストを提供します。それらは元素の存在量を制限するためにも広く使用されており、系外惑星の大気研究においてますます重要になっています。ただし、彩層線については、そのようなデータセットがわずかしか存在しません。スウェーデンの1m太陽望遠鏡(SST)のCRISPおよびCHROMIS機器で作成されたモザイクを使用して一連の標準プロファイルを作成し、この方法を使用して取得したプロファイルの堅牢性を調査することを目指しています。スペクトル線ごとに、中心から四肢までの範囲のモザイクを使用します。これらの各モザイクは、$\mu$スケールで0.02間隔で配置された50個の個々のスペクトルプロファイルまで平均化されます。これらのプロファイルはpモード振動に対して補正され、そのラインパラメーター(等価幅、ラインシフト、半値全幅、およびライン深さ)は、可能な場合は文献値と比較されます。4001から7772\AAまでの5つの連続点と、最も一般的に観測されるスペクトルの10点について、0.02のステップで日心角($\mu$)のコサインに沿って等距離に配置された50の平均プロファイルのセットを提示します。SSTのライン(CaIIH&K,H$\beta$,MgI5173\AA,CI5380\AA,FeI6173\AA,FeI6301\AA,H$\alpha$,OI7772\AA、およびCaII8542\AA)。ラインプロファイルの中心から肢までのバリエーションと連続体は、CDSで機械可読テーブルとして共有されます。星の大気をモデル化することを目的とした理論モデルに定量的な制約を提供します。
太陽コロナ質量放出の三部構造の性質について
| Title |
On_the_Nature_of_the_Three-part_Structure_of_Solar_Coronal_Mass_Ejections |
| Authors |
Hongqiang_Song,_Jie_Zhang,_Leping_Li,_Zihao_Yang,_Lidong_Xia,_Ruisheng_Zheng,_and_Yao_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.04013 |
コロナ質量放出(CME)は、磁気フラックスロープ(MFR)の噴出に起因し、白色光コロナグラフでは、明るい前部、暗い空洞、明るいコアを含む3つの部分からなる構造を持つことができます。従来の見解では、明るい前線はMFR境界に沿ったプラズマのパイルアップによって形成され、空洞はMFRの断面を表し、明るいコアは噴出したプロミネンスに対応しています。しかし、三部構造の性質に関するこの説明は疑問視されています。この論文では、2014年6月14日に発生した興味深いイベントが複数の宇宙および地上ベースの機器によってシームレスに記録されたことを報告しており、CME前線がMFRの上にある磁気アーケードに沿ったプラズマパイルアップから発生していることを明確に示しています。ホットチャンネルMFRに対応。したがって、暗い空洞はMFRではなく、代わりにCMEフロントとトレーリングMFRの間の低密度ゾーンです。これらの観察結果は、CME構造に関する新しい説明と一致しています。新しい説明が正しければ、ほとんどの(すべてではないにしても)CMEは、初期の噴火段階で3つの部分からなる外観を示すはずです。この予測を検証するために、2011年にすべてのCMEの調査研究を行い、高コロナでの出現に関係なく、すべての四肢イベントが低コロナで3つの部分の特徴を持っていることを発見しました。私たちの研究は、3部構造がCMEの本質的な構造であり、CMEを理解する上で基本的に重要であることを示唆しています。
SS シグニにおける 2021 年の異常イベントの光度曲線シミュレーション
原型の矮新星SSCygは、2021年の初めの数ヶ月間、通常の矮新星タイプのバーストが停止したが、小さな振幅の変動のみが発生したという、その光度曲線に異常なイベントを予想外に示しました。このイベントに着想を得て、物質移動速度を変化させ、冷却ディスクの粘度パラメーターを変化させることにより、SSCygの光度曲線の数値シミュレーションを実行しました。また、光度曲線シミュレーションで、円盤の外側の端を越えたガス流のオーバーフローの影響も調べました。強化された物質移動が2021年の異常イベントとその前兆の原因である可能性は低いことを確認しました。ディスク内の粘度の増加は、そのイベントの前兆を再現する可能性がありますが、2021年の異常なイベントを説明するには不十分である可能性があることを発見しましたが、後者の結果は、使用した熱平衡曲線に固有のものである可能性があります。私たちのシミュレーションでは、標準モデルよりもわずかに高い物質移動率を持つガス流オーバーフローのモデルが、2021年の異常事象に似た光度曲線を再現しています。そのイベントを再現するには、ガス流のオーバーフローが必要であることを示唆しています。ガス流のオーバーフローは、SSCygの通常の静止状態での異常に高いX線フラックスにも関与している可能性があります。
顆粒の爆発に伴う磁気発生
| Title |
Magnetic_outbreak_associated_with_exploding_granulations |
| Authors |
Chunlan_Jin,_Guiping_Zhou,_Guiping_Ruan,_T._Baildon,_Wenda_Cao_and_Jingxiu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.04149 |
太陽の磁束の時空間パターンを診断することは、太陽の磁気と活動の起源を理解するために不可欠です。ここでは、ビッグベア太陽天文台の1.6mグッド太陽望遠鏡(GST)からの0.16秒角の非常に高い空間分解能での観測を使用して、磁束の出現の新しい形態である磁気発生を報告します。磁気発生とは、単極磁束の初期の成長とその後の破片への爆発を指し、プラズマの上昇流と爆発する顆粒に関連しています。個々のフラグメントはそれぞれ10$^{16}$-10$^{17}$Mxのフラックスを持ち、0.5-2.2km/sの速度で離れて移動します。磁気発生は、細孔堀のヘクトガウス領域で発生します。この研究では、約40$\times$40arcsec$^{2}$の視野で6時間の観測中に6つの磁気発生イベントを特定しました。新たに発見された磁気の発生は、長い間予想されていた対流爆発の最初の証拠である可能性があります。
同種の噴火フレア中の磁場の進化とエネルギー放出プロセス
| Title |
Evolution_of_magnetic_fields_and_energy_release_processes_during_homologous_eruptive_flares |
| Authors |
Suraj_Sahu_(USO/PRL),_Bhuwan_Joshi_(USO/PRL),_Avijeet_Prasad_(University_of_Oslo),_Kyung-Suk_Cho_(SSD/KASI) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.04150 |
反復的な磁気エネルギーの蓄積と爆発的放出のプロセスを調査し、磁気フラックスロープの形成とともに、最終的に強度が連続的に増加する3つの同種の噴火フレア（つまり、M2.0、M2.6、およびX1.0）をもたらしました。）。フレアは、2014年3月28～29日にNOAA活動地域12017から発生しました。EUV観測とマグネトグラム測定とコロナ磁場モデリングを組み合わせた結果、フレアは、活動領域のごく一部に密集したループシステムに埋め込まれたフラックスロープの噴出によって引き起こされたことが示唆されています。X線では、1番目と2番目のイベントは、単一のコンパクトなソースで同様の進化を示しますが、3番目のイベントは、HXRピーク時に50～100keVで一連の強力な非熱共役ソースを持つ複数の放出セントロイドを示します。3つのフレアを含む約44時間の間隔にわたる光球磁場は、フレア領域内の極性反転線の近くで重要な変化とともに、重要な発生段階と消去プロセスを経ます。私たちの観察は、噴火のもっともらしいトリガープロセスとして、テザー切断メカニズムを指しています。2番目と3番目のイベントの間に、活動領域コロナの自由磁気エネルギーの蓄積段階と時間的に相関する磁束出現の顕著な段階が観察されます。結論として、私たちの分析は、活動領域で急速に進化する光球磁場とコロナ磁場の間の効率的な結合を明らかにし、それが自由エネルギーの蓄積の継続的な段階をもたらし、その結果、強度が連続的に増加する同種のフレアをもたらしました。
VLBI を使用した最小スケールでのウォーター メーザーのトレース
大質量星形成領域NGC6334I-MM1は、2015年1月にエネルギー降着イベントを経験しました。空間と速度の大規模($10-100$AU)および小規模($\sim1$AU)の変化を報告します。降着バーストの前と最中にVERAで観測された22GHz水メーザーの構造。ノーザンバウショックCM2-W2のメーザーは明るくなり、バースト中のバウ構造をよりよくトレースしました。南部地域では、バーストの前と最中に、関連付けの活性化と消失の両方がありました。各エポックで約20の特徴の振幅、中心速度、およびFWHMを測定しました。CM2-W2の最も明るい特徴の線形スケールは、バースト前の0.6AUからバースト後の1.4AUに増加したことがわかりました。これは、降着バーストの結果として、大量のガスがマッシング作用を維持できたことを示している可能性があります。この機能はまた、長期の単一皿モニタリングで以前に報告されている4倍の急速な(0.2年)明るさの増加を示しました。水メーザーフレアは、原始星の内部コアからの高エネルギー放射(UVまたはX線)の増加によるH$_2$の放射加熱による衝突ポンプ率の増加によって説明できると提案する。また、メーザー固有運動計算のスポット法とスペクトル法についても説明します。高スペクトル分解能の観測では、スペクトル法はスポット法よりも適切な運動を計算するのに堅牢であると主張します。
激変変光星のTESS光度曲線 -- II: 古い新星と新星類似変光星のスーパーハンプ
スーパーハンプは、激変変数(CV)の光度曲線で観測される豊富な変数現象の1つです。それらは、これらの相互作用する連星系の軌道周期よりもそれぞれわずかに長いまたは短い周期によって区別される、正および負のスーパーハンプとして2つのフレーバーがあります。正のスーパーハンプは、SU~UMa型の超爆発的な短周期矮新星ではどこにでも見られますが、新星様変光星やほとんどの古い新星など、恒久的に明るい状態にある降着円盤を持つ長周期系ではあまり一般的ではありません。負のスーパーハンプは、特定のタイプのCVを優先しないようには見えません。ここでは、膨大な数の星に対してTESSが提供する長い高ケイデンスの光度曲線を利用し、TESSの光度曲線が利用可能で、以前の出版物ではまだ分析されていない、過去に報告されたスーパーハンプを持つすべての古い新星および新星に似た変数を選択します。彼らのスーパーハンプ行動を研究するために。文献から得られた情報と組み合わせることで、これまでのところ、これらの星のスーパーハンプの最も完全なセンサスを編集することができます。当然の結果として、天体の現在のサンプルにおける日食システムについて、TESS光度曲線と、場合によってはアーカイブ光度曲線から導出された日食エポックがリストされ、軌道天体暦を更新し、周期の変化を議論するために使用されます。
初期宇宙における原始ブラックホールの蒸発：質量とスピンの分布
| Title |
Evaporation_of_Primordial_Black_Holes_in_the_Early_Universe:_Mass_and_Spin_Distributions |
| Authors |
Andrew_Cheek,_Lucien_Heurtier,_Yuber_F._Perez-Gonzalez,_Jessica_Turner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03878 |
多くの宇宙現象は、初期宇宙における原始ブラックホールの生成につながります。これらの現象は、多くの場合、拡張された質量とスピンの分布を持つブラックホールの集団を作成します。これらのブラックホールはホーキング放射によって蒸発するため、さまざまな宇宙観測量を変更し、暗黒物質の生成につながり、実効相対論的自由度$N_{\rmeff}$の数を変更し、確率的重力波背景を発生させ、バリオジェネシスのダイナミクスを変更します。初期宇宙における非自明な質量とスピン分布を特徴とする原始ブラックホールのホーキング蒸発を考察します。このような分布の形状が、前述の宇宙論的観測量のほとんどに強く影響する可能性があることを示しています。このタスクを実行するために使用する数値機械の概要を説明します。また、宇宙の歴史を通じて任意の質量とスピン分布を持つ始原ブラックホールの蒸発を処理する新しいバージョンのFRISBHEEをリリースします。
トランスモン量子ビットの直接励起を用いた隠れ光子暗黒物質の検出
| Title |
Detection_of_hidden_photon_dark_matter_using_the_direct_excitation_of_transmon_qubits |
| Authors |
Shion_Chen,_Hajime_Fukuda,_Toshiaki_Inada,_Takeo_Moroi,_Tatsumi_Nitta,_Thanaporn_Sichanugrist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03884 |
超伝導トランスモン量子ビットの励起を利用した新しい暗黒物質検出方法を提案します。$O(10)\\mu{\rmeV}$の質量の隠れた光子の暗黒物質を仮定すると、古典的な波動物質振動は、通常の光子との小さな動力学的混合を介して有効な交流電場を誘導します。これは、量子ビットが共鳴しているときに量子ビットのコヒーレントな駆動場として機能し、基底状態から最初の励起状態に向かって進化します。このような進化の速度と測定における観測可能な励起、および隠れた光子暗黒物質に対する検索感度を評価します。選択された質量について、単一の標準トランスモン量子ビットで$\epsilon\sim10^{-12}-10^{-14}$($\epsilon$は隠れた光子の動的混合パラメーター)に達することができます。周波数調整可能なSQUIDベースのトランスモンを単純に拡張することで、質量スキャンが妥当な実行時間内に$4-40\\mu{\rmeV}$($1-10$GHz)範囲全体をカバーできるようになります。量子ビットの数に沿った感度スケーラビリティも、超伝導量子コンピューター技術の急速な進化に合わせて有望なプラットフォームになります。
Extreme Mass-Ratio Inspirals による大規模なスカラー フィールドの検出
| Title |
Detecting_massive_scalar_fields_with_Extreme_Mass-Ratio_Inspirals |
| Authors |
Susanna_Barsanti,_Andrea_Maselli,_Thomas_P._Sotiriou,_Leonardo_Gualtieri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03888 |
我々は極端な質量比の渦巻き-非常に大きな質量非対称性を持つ連星系-からの重力波上の光スカラー場の痕跡を研究しています。最初に、質量比の順で、波形に対するスカラーの影響が2つのパラメーターによって完全にキャプチャされることを示します。スカラーの質量と2次コンパクトオブジェクトのスカラー電荷です。次に、この理論にとらわれないフレームワークを使用して、LISAによる将来の観測で、超軽量スカラーを検出するのに十分な精度でこれらのパラメーターの両方を同時に測定できることを示します。
$10^9$K程度の温度の天体物理環境で生成される重い原子核の顕著な崩壊モードの1つは、$\alpha$($^4$He)崩壊です。熱的に強化された$\alpha$崩壊率は、$\alpha$粒子が娘原子核との相互作用によって形成されたポテンシャル障壁を通過するトンネル崩壊の標準スキーム内で評価されます。娘核が殻の閉鎖にあるときに$\alpha$崩壊の可能性があるいくつかの励起準位が存在するという観察に続いて、中性子数N=126の娘核を生成する崩壊に特に焦点を当てます。$T$=0から2.4GKの範囲の温度に対する半減期$t_{1/2}(T)$は、$の減衰を除いて1～2桁減少する可能性がある^{212}$Poは崩壊して二重の魔法の娘$^{208}$Pbになり、$t_{1/2}(T)$は5桁減少します。これらの熱的に強化された$\alpha$崩壊が$r$過程の元素合成に及ぼす影響は、閉じた中性子殻を持つ待機点核での質量の蓄積を考慮すると重要である可能性があります。
マグノンによる高周波重力波の探査
10kHzを超える周波数の重力波を検出するには、新しいアイデアが必要です。以前の論文では、マグノン重力波検出器を提案し、アクシオン暗黒物質実験の既存のデータを再解釈することにより、GHz重力波に最初の限界を与えました。この論文では、重力波に特異的な検出器を構築することで感度を向上できることを示しています。特に、フェルミ法線座標の展開で項の無限和を使用して、検出器のサイズに匹敵する波長の重力波を調べます。結果として、$h_c\sim10^{-20}$付近の感度が得られます。
ループ量子重力による宇宙光子とニュートリノの速度変化
最近、宇宙光子とニュートリノの飛行時間に関する一連の分析により、真空中の光の速度\emph{invacy}は、エネルギーに依存した形式$v(E)\simeq1-E/E_{\text{LIV}を取ることが示唆されています。}^{\gamma}$with$E_{\text{LIV}}^{\gamma}\approx3.6\times10^{17}~\text{GeV}$であり、ニュートリノの速度は$v(E)\simeq1\pmE/E_{\text{LIV}}^{\nu}$with$E_{\text{LIV}}^{\nu}\approx6.5\times10^{17}~\text{GeV}$および$\pm{}$は、ヘリシティ依存性を表します。この斬新な描写は、すぐに満足のいく理論的説明を提供することを私たちに促します.量子重力から速度変動を予測するすべての試みの中で、ループ量子重力が前述の図を一貫して説明するための優れた候補として役立つことがわかりました。
宇宙論的定数に関する現代哲学的展望
宇宙論への$\Lambda$の(再)導入は、一般相対性理論と素粒子物理学の基礎だけでなく、科学哲学の中心的な問題に触れる議論に拍車をかけました。暗黒エネルギーに関連する精密宇宙論の方法論を導く、しばしば暗黙の哲学的仮定の体系的な評価を提供します。まず、危険で制約のある調査の方向性に関する科学的進歩の最近の説明を簡単に紹介することから始めます。これにより、$\Lambda$が科学の他の理論的実体と関連して異なる側面(直接観察や操作可能性からの遠隔性など)を対比することができます。明らかな加速膨張を説明するための可能な方法の分類を示しますが、これらの概念的に明確な区別は実際には非常に曖昧になる可能性があると結論付けています.最後に、バックグラウンドの仮定、近似手法、コア原則の重要なテストによって宇宙論で果たした重要な役割を検討し、弱い人間原理がこのカテゴリに適合すると主張します。コペルニクスの原理や宇宙論の原理など、核となるいくつかの典型性の仮定は証明可能ではないが必要であり、強力な人間原理や多元宇宙における自然性や確率への訴えなどは同様に正当化できないと主張する.
ダークエネルギーを切り替える効果的な兆候：相互作用する2つの流体のロトカ・ヴォルテラモデル
ハッブルと$\sigma_8$の緊張に対処する最近の試みの1つは、宇宙がdeSitterのような時空としてではなく、反deSitterのような時空として始まったと考えることです。つまり、ユニバースはある時点で「AdSからdSへ」の移行を経験しました。2つの暗黒エネルギー流体が存在する可能性を研究し、そのうちの1つがアンチデシッターのような初期宇宙を生み出しました。相互作用は、集団生物学で一般的に使用されるLotka-Volterra方程式によってモデル化されます。さらに「不正競争」と「公正競争」に分類される「競争」モデルを検討します。前者はファントムと競合する真髄を含み、2つ目は2つのファントム流体を含みます。驚くべきことに、後者のシナリオでも、ダークエネルギー全体がファントムディバイドを超える可能性があります。後者のモデルは、一定の$w$"AdS-to-dS"遷移も可能にするため、そのような暗黒エネルギーは特異な状態方程式を持たなければならないという主張に対する反例として機能します。また、ファントム流体が負のエネルギー密度の真髄に変換されている場合でも、ファントム流体が「AdS-to-dS」遷移を達成する「変換」モデルも検討します。これらのモデルでは、後期有効ダークエネルギーのエネルギー密度は、流体の二次自己相互作用項の係数に関連しています。これは、個体群生物学における資源容量に類似しています。
温暖な自然インフレに対する観測的制約
| Title |
Observational_Constraints_on_Warm_Natural_Inflation |
| Authors |
Gabriele_Montefalcone,_Vikas_Aragam,_Luca_Visinelli_and_Katherine_Freese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.04482 |
元の余弦ポテンシャルの場合について、温暖な自然インフレーションが研究されています。インフレーション中の放射線浴は、インフレトンフィールドの運動方程式に散逸(摩擦)率を誘発します。この散逸が、冷余弦の自然インフレーションの大きな減衰定数$f\gtrsimM_{\mathrm{pl}}$を回避するメカニズムを提供するかどうかを調べます。温度に依存しない散逸は、トランスプランク崩壊定数$f$の必要性を軽減することが以前に示されていましたが、ここでは大幅にサブプランク崩壊定数($f<10^{-1}M_{\mathrm{pl}}$)は、次の温度依存散逸率、$\Gamma\proptoT^c$、$c=\{1,3\}$の場合です。このような散逸率は、文献では物理的に動機付けられた構造を表しています。各モデルについて、その位置を$r$-$n_s$平面にマッピングし、宇宙マイクロ波背景放射データと比較します。$c=1\,(c=3)$の場合、CMBデータとの一致には、散逸が弱い(中程度の)領域にあることが必要であり、ポテンシャルの減衰定数の最小許容値が$f_{\であることがわかります。rmmin}=0.3\,(0.8)\,M_{\mathrm{pl}}$それぞれ.
