Abell 2244 銀河団周辺の平坦なエントロピー プロファイル
エントロピーは、銀河団の銀河団内プラズマの熱力学的歴史を研究するための有利な診断法です。低バックグラウンドのSwiftXRT望遠鏡からのX線データのみを使用し、Planckyデータも使用して得られた、Abell2244銀河団のエントロピープロファイルを提示します。X線のみを使用したエントロピープロファイルの導出は、クラスターの明るさが低エネルギーでのX線バックグラウンドと比較して大きく、エネルギーkTでのクラスターX線光子の欠如によって温度が強く制限されるため、少なくともビリアル半径に対してロバストです。>3keV、XRTバックグラウンドは低く、安定しており、理解されています。観測された立体角(約1象限)では、主にクラスター温度の急激な低下により、エントロピー半径プロファイルがビリアル半径でべき乗則から逸脱しています。このエントロピープロファイルの曲がりは、X線スペクトル情報をコンプトンマップに置き換えると確認されます。クランピングと非熱圧力のサポートは、べき法則のエントロピープロファイルを復元するには不十分です。なぜなら、それらは次の理由により小さくなるからです:a)異なるトレーサー(ガスと銀河)からの質量推定値間の一致、b)に基づくエントロピープロファイル決定間の一致c)方位角散乱とガス分率を使用して推定される凝集の低い値。数値シミュレーションに基づくと、イオンと電子の平衡化も線形エントロピープロファイルを復元するには不十分です。したがって、エントロピープロファイルの曲がりは確実に導出されるようであり、理論的に予測されたビリアル境界を介した流入の減少を示しています。
ペンシルビーム銀河調査と線強度マップの相互相関: ジェームズ ウェッブ宇宙望遠鏡の応用
| Title |
Cross_Correlation_of_Pencil-Beam_Galaxy_Surveys_and_Line-Intensity_Maps:_An_Application_of_the_James_Webb_Space_Telescope |
| Authors |
Eli_Visbal,_Matthew_McQuinn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05096 |
線強度マッピング(IM)実験では、21cm、CO、Lyman-$\alpha$(Ly$\alpha$)などのスペクトル線を使用して大規模構造の統計的測定を実行しようとします。これらの観測における課題は、21cm測定における銀河シンクロトロン放射などの天体物理学的前景を適切に除去することです。前景の汚染を減らす可能性のある方法の1つは、IMボリュームと重なる銀河調査と相互相関することです。ただし、高赤方偏移銀河に敏感な望遠鏡は、通常、IM調査と比較して視野(FOV)が小さくなります。したがって、相互相関のための銀河サーベイは、必然的にIMボリュームをまばらに満たすペンシルビームで構成されます。この論文では、IM実験とペンシルビーム銀河調査の間の相互相関の感度を予測するための形式を開発します。ペンシルビームのランダムな分布は、IMサーベイ全体に配置された格子と非常によく似た全体的な感度につながることがわかり、フィッシャーの行列形式に一致するランダムな構成の簡単な式を導き出します。高赤方偏移ジェームスウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)の観測を、SPHERExのようなLy$\alpha$IM調査と再イオン化アレイ(HERA)の水素エポックに基づく21cm実験の両方と組み合わせた例を調べます。JWST-SPHERExケースは有望であり、合計100時間のJWST($z=7$)の後、${\sim}7$の合計信号対雑音比につながることがわかります。HERAは、ドリフトスキャン戦略のためにこのアプローチには適していませんが、1つのフィールドに統合できる同様の実験が適している可能性があります。
宇宙論と $\delta$N 形式における断熱モードの更新
この論文では、Weinbergの手順を一般化して、共動曲率摂動$\calR$を非アトラクターインフレーションレジームに決定します。$\calR$の両方のモードが、ニュートンゲージの摂動方程式の対称性に関連していることを示します。副産物として、断熱性は通常、$k\rightarrow0$の制限においても、$\calR$の不変性を意味しないことを明確にします。この知識を個別の宇宙アプローチに適用すると、$\deltaN${\itdo}の相関子は一般的に、線形レベルでも共動曲率摂動相関子に対応するが、むしろ均一な密度での曲率摂動の相関子に対応することがわかります。少なくとも線形レベルで。したがって、$\deltaN$形式は、$\calR$の減衰(スローロールの場合)モードまたは成長(スローロールを超える)モードに関する情報をキャプチャしません。後者は、原始ブラックホールの形成に関連するインフレーションのモデルの唯一の興味深いモードです。
熱平衡における標準モデルの自由度と結合したAxion様粒子(ALP)の非平衡ダイナミクスを研究します。(ALP)縮小密度行列の量子マスター方程式(QME)は、(ALP)のサーマルバスへの結合の主要次数に導き出されますが、熱浴への結合の\emph{all}次数内の自由度に導かれます。(ALP)以外のスタンダードモデル以上。(QME)は、初期位置ずれ(ALP)凝縮体の減衰振動ダイナミクス、バスによる熱化、デコヒーレンス、および統一フレームワーク内のエントロピー生成を記述します。(ALP)エネルギー密度$\mathcal{E}(t)$は2つの成分を特徴とします:整列していない凝縮体からの「冷たい」成分と、バスによる熱化からの「熱い」成分です。E}(t)=\mathcal{E}_{c}\,e^{-\gamma(T)\,t}+\mathcal{E}_{h}(1-e^{-\gamma(T)\,t})$したがって、「混合暗黒物質」シナリオを提供します。(ALP)凝縮体の緩和、熱化、デコヒーレンス、およびエントロピー生成は、同様の時間スケールで発生します。(ALP)-光子結合、有効なポスト再結合を使用した明示的な例では、緩和率$\gamma(T)$が得られ、熱放出と吸収が大幅に強化されます。整列していない凝縮体は、少なくとも再結合以降崩壊しており、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)と同じ時間スケールで熱化しています。(CMB)と(ALP)の複屈折が超相対論的種の有効数と銀河形成に及ぼす可能性のある結果について議論します。
銀河団と銀河団の弱いレンズ質量推定に対するスプラッシュバックの影響
| Title |
The_Effect_of_Splashback_on_Weak_Lensing_Mass_Estimates_of_Galaxy_Clusters_and_Groups |
| Authors |
Yuanyuan_Zhang,_Susmita_Adhikari,_Matteo_Costanzi,_Josh_Frieman,_Jim_Annis,_Chihway_Chang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05406 |
暗黒物質のハローのスプラッシュバック半径は、落下する物質と下部構造が到達する最初のアポセンター半径に対応し、弱いレンズ測定を含む多数の観測方法を使用して銀河団の周りで検出されています。この原稿では、ハロー密度プロファイルのスプラッシュバック機能が、説明されていない場合に、弱いレンズ測定によって導出された銀河団の質量にどのように影響するかを示します。スプラッシュバック半径は、$M_{200m}\sim10^{13.5}\mathrm{M_\odot}$に向かってグループサイズのハローにますます大きな影響を与えることがわかりました。モデルと使用される放射状スケールによっては、クラスター/グループの質量が0.1dexを超えて低くバイアスされる可能性があります。このバイアスは、クラスター宇宙論分析に伝播されると、$\Omega_m$の値がわずかに低くなります。グループサイズのダークマターハローによるスプラッシュバック効果は、光学的広視野調査から生じる宇宙論的制約がますます厳しくなっていることを考えると、考慮することが重要になる可能性があります。
GWTC-3からの小スケールでの原始曲率摂動のパワースペクトルの信頼できる再構成に向けて
| Title |
Towards_a_reliable_reconstruction_of_the_power_spectrum_of_primordial_curvature_perturbation_on_small_scales_from_GWTC-3 |
| Authors |
Li-Ming_Zheng,_Zhengxiang_Li,_Zu-Cheng_Chen,_Huan_Zhou,_Zong-Hong_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05516 |
始原ブラックホール(PBH)は、LIGO-Virgo-KAGRA共同研究によって検出された暗黒物質の候補と連星ブラックホール(BBH)の前駆体の両方である可能性があります。PBHは、原始密度摂動の重力崩壊を通じて非常に初期の宇宙で形成される可能性があるため、重力波によって検出されたBBHの集団は、原始曲率摂動に関する多くの情報をエンコードします。この作業では、測定の不確実性と選択効果を説明することにより、階層的なベイジアン推論フレームワークの下で、GWTC-3から原始曲率摂動のパワースペクトルを再構築するための信頼できる体系的なアプローチを採用します。単一のPBH個体群モデルを考慮するだけでなく、複数個体群モデル、つまり混合PBHと天体物理学的ブラックホール連星モデルを考慮した結果も報告します。原曲率摂動の再構築されたパワースペクトルの最大振幅は、$\mathcal{O}(10^{5})~\rmMpc^{で$\sim2.5\times10^{-2}$になることがわかります。-1}$スケールであり、小規模なインフレからのPBH形成シナリオと一致しています。
初期宇宙からの重力波
これらのレクチャーノートは、第27回W.E.ValerieDomckeによるHeraeus"Saalburg"SummerSchool2021。進行中および将来の共同研究では、重力波スペクトルのさまざまな周波数範囲を調査し、初期宇宙のさまざまな段階と標準モデルを超えた物理学の調査を可能にします。関連する非常に高いエネルギーのために、加速器はそれらを調べることができません。したがって、新しい物理学に関する現在の知識は限られており、これらのエネルギースケールに関するCMB観測と理論的仮定からの限界に依存しています。一部のモデルはCMBデータと緊張関係にありますが、他のモデルはより短い波長スケールで制約を受けていません。それにもかかわらず、これらのモデルのそれぞれには、データと比較できる重力波密度スペクトルがあります。これらのレクチャーノートでは、一般相対性理論における重力波の形式を概説し、確率的重力波、原始発生源、および検出の取り組みを紹介します。
SPT-3G 2018 TT/TE/EE データ セットからの CMB 温度パワー スペクトルと宇宙論の制約の測定
| Title |
A_Measurement_of_the_CMB_Temperature_Power_Spectrum_and_Constraints_on_Cosmology_from_the_SPT-3G_2018_TT/TE/EE_Data_Set |
| Authors |
L._Balkenhol,_D._Dutcher,_A._Spurio_Mancini,_A._Doussot,_K._Benabed,_S._Galli,_P._A._R._Ade,_A._J._Anderson,_B._Ansarinejad,_M._Archipley,_A._N._Bender,_B._A._Benson,_F._Bianchini,_L._E._Bleem,_F._R._Bouchet,_L._Bryant,_E._Camphuis,_J._E._Carlstrom,_T._W._Cecil,_C._L._Chang,_P._Chaubal,_P._M._Chichura,_T.-L._Chou,_A._Coerver,_T._M._Crawford,_A._Cukierman,_C._Daley,_T._de_Haan,_K._R._Dibert,_M._A._Dobbs,_W._Everett,_C._Feng,_K._R._Ferguson,_A._Foster,_A._E._Gambrel,_R._W._Gardner,_N._Goeckner-Wald,_R._Gualtieri,_F._Guidi,_S._Guns,_N._W._Halverson,_E._Hivon,_G._P._Holder,_W._L._Holzapfel,_J._C._Hood,_N._Huang,_L._Knox,_M._Korman,_C.-L._Kuo,_A._T._Lee,_A._E._Lowitz,_C._Lu,_M._Millea,_J._Montgomery,_Y._Nakato,_T._Natoli,_G._I._Noble,_V._Novosad,_Y._Omori,_S._Padin,_Z._Pan,_P._Paschos,_K._Prabhu,_et_al._(24_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05642 |
我々は$\sim\!1500\,\mathrm{deg}^2$フィールドは2018年にSPT-3Gによって作成されました。95、150、および220GHzでの多周波パワースペクトル測定値を報告し、角度多重極範囲$750\leq\ell<3000$をカバーします。この$TT$測定値を2018年の観測シーズンから公開された偏光パワースペクトル測定値と組み合わせ、関連する共分散行列を更新して、SPT-3G2018$TT/TE/EE$データセットを完成させます。これは、SPT$TT$、$TE$、および$EE$パワースペクトル測定からの宇宙論的制約をまとめて提示する最初の分析です。宇宙論的な結果をブラインドし、データセットをパワースペクトルとパラメーターレベルで一連の整合性テストにかけます。周波数とスペクトルタイプの間には優れた一致が見られ、その結果は天体物理学の前景のモデリングに対してロバストです。$\Lambda$CDMと一連の拡張機能の結果を報告します。次のパラメーターを使用します:一次パワースペクトルに対する重力レンズ効果の振幅$A_\mathrm{L}$、ニュートリノ種の有効数$N_{\mathrm{eff}}$、原始ヘリウム存在量$Y_{\mathrm{P}}$、および原始磁場によるバリオンの凝集係数$b$。SPT-3G2018$T/TE/EE$データは、$15\%$を超える確率で$\Lambda$CDMに適合することがわかりました。$\Lambda$CDMについては、今日の拡張率を$H_0=68.3\pm1.5\,\mathrm{km\,s^{-1}\,Mpc^{-1}}$に制限し、構造の成長を組み合わせたパラメータを$S_8=0.797\pm0.042$に設定します。SPTベースの結果は実質的にPlanckから独立しており、どちらのデータセットからの宇宙パラメータの制約も互いに$<1\,\sigma$以内にあります。(要約)
| Title |
Calibrating_the_Amati_relation_for_Gamma_Ray_Bursts_using_measurements_from_Cosmic_Chronometers |
| Authors |
Darshan_Kumar,_Nisha_Rani,_Deepak_Jain,_Shobhit_Mahajan,_and_Amitabha_Mukherjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05731 |
ガンマ線バースト(GRB)は、高赤方偏移で宇宙を調べるためのツールとして使用できます。この点で、等方性等価放射エネルギー$(E_{iso})$とGRBレストフレーム$(E_p)$のスペクトルピークエネルギーを関連付けるAmatiの関係により、GRBを距離指標として使用できます。ただし、低赤方偏移でのGRBの欠如によって発生する循環性の問題により、何人かの著者は、この関係を調査するモデルに依存しないアプローチを考案するようになりました。これと同じ目的で、銀河の年齢差から得られたハッブルパラメータ測定値を使用して、円形性の問題を回避します。この作業では、$E_{iso}$の計算に必要な光度距離を決定するために、観測ハッブルデータにノンパラメトリックアプローチ、つまりガウス過程を適用します(宇宙モデルやパラメーターを想定せずに)。アマティ関係パラメーターの最適な値は、以前の作品と一致していることがわかります。
大規模構造の球面フーリエ解析のための高速理論予測
| Title |
Fast_Theoretical_Predictions_for_Spherical_Fourier_Analysis_of_Large-Scale_Structures |
| Authors |
Brandon_Khek,_Henry_S._Grasshorn_Gebhardt,_Olivier_Dor\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05760 |
DESI、SPHEREx、Euclid、またはナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡の高緯度分光調査など、現在進行中または近日中に行われる宇宙論的大規模構造調査は、大規模な銀河のクラスター化の前例のない測定を約束します。デカルトフーリエ基底で定量化する場合、これらの大規模なスケールの測定には、いわゆる広角補正を導入する必要があります。対照的に、球形のフーリエベッセル(SFB)ベースでのパワースペクトルの測定では、そのような補正は必要なく、自然に球形の測量ジオメトリが考慮されます。ここでは、SFBパワースペクトルを構築するための高速コードを開発および実装し、見通し線の影響、非ガウス性などの物理学、およびさまざまな調査ジオメトリがSFBパワースペクトルの推定にどのように影響するかを調査します。次に、プログラムを活用して、フィッシャー行列形式を使用して、現実的な調査仕様から宇宙成長の制約の厳しさを予測します。
左右対称の破れと重力波 : 二相転移の物語
左右対称性の破れを最小限に抑えた理論で、重力波(GW)が発生する可能性のある方法を研究します。一般に、一次相転移は気泡の衝突によって発生する重力波につながりますが、二次相転移(SOPT)は発生しません。初期宇宙における光円錐の制限と組み合わされた離散パリティの破れにより、相転移の標準的な分類に関する興味深い変種が発生します。ローカル有効ポテンシャルがSOPTまたはクロスオーバーを示す場合、因果ホライズンの有限性と併せて離散パリティを破ると\textsl{因果ホライズン限定}2次相転移が起こり、ドメイン壁が左と右を分離する結果となります。ドメインなど。一方、通常の1次相転移(FOPT)の場合、自発的に作成された気泡から通常の信号を取得しますが、2つのタイプの真空を分離する長引く時間ドメイン壁構造からも主張します。したがって、FOPTと推定されるSOPTの両方が、GWのスペクトルに明確な特徴をもたらします。署名は、IPTA、DECIGO、LISAなどの実験によってテストできます。最後に、ゲージ対称性の破れからパリティの破れを分離する左右対称モデルのバージョンもドメイン壁の形成を受けやすく、GW観測に適していることを指摘します。
コズミック ウェブに対するバリオン フィードバックの影響
私たちは、ハロー、フィラメント、壁、空隙など、宇宙網に対するバリオンの影響を研究しています。そのために、宇宙ウェブの形態学的解析アルゴリズムであるNEXUSの修正版をIllustrisTNGシミュレーションに適用します。ハローは、バリオンによってその質量が$10\%$以上失われることがわかりました。大部分はフィラメントで、一部は壁と空隙です。ただし、物質移動は構造の境界を大幅にシフトしないため、宇宙構造の体積分率はほとんど影響を受けません。個々の宇宙構造の密度場のパワースペクトルと確率密度関数(PDF)に対するバリオンフィードバックの影響を定量化します。パワースペクトルについては、フィードバックによるほとんどの抑制は、他の宇宙構造を考慮せずに、$M\ge10^{12}~M_\odot/h$ハローを含めることで説明できます。しかし、密度場のPDFを調べると、最も空っぽの領域では$100\%$近くの抑制が見られ、フィラメント、壁、空隙の残りの領域では$10\%$レベルの効果(ブーストまたは抑制)が見られます。私たちの結果は、2点統計またはフィールドベースの推論を超えた宇宙論的分析のために、ハローだけでなく、宇宙ウェブ全体におけるバリオンの効果をモデル化することの重要性を示しています。
DM ハローのバリオン痕跡: CAMELS シミュレーションにおける濃度と質量の関係
| Title |
Baryonic_Imprints_on_DM_Halos:_The_concentration-mass_relation_in_the_CAMELS_simulations |
| Authors |
Mufan_Shao,_Dhayaa_Anbajagane,_Chihway_Chang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05964 |
ハロー内のバリオンの物理学と、その後の全物質相空間への影響は、豊富な現象学を持ち、宇宙論と天体物理学の両方で膨大な一連の疑問を追求するために十分に理解されなければなりません.CAMELSシミュレーションスイートを使用して、濃度と質量の関係$c_{\rmvir}-M_{\rmvir}$に対する4つの異なる銀河形成パラメーター/プロセス(および2つの宇宙パラメーター)の影響を定量化します。ハロー質量、赤方偏移、および6つの宇宙論的/天体物理学的パラメーターの関数として濃度のシミュレーションに基づく非線形モデルを構築します。これは、IllustrisTNGとSIMBAの2つの銀河形成モデルに対して、それぞれ1000回のシミュレーションを使用して行われます。質量$M_{\rmvir}\in[10^{11},10^{14.5}]M_{\rm\odot}/h$および赤方偏移$zの広い範囲にわたって銀河形成の痕跡を抽出します。\in[0,6]$質量および赤方偏移に依存する多くの強い特徴を発見。IllustrisTNGとSIMBAの結果を比較すると、天体物理モデルの選択によって、これらのバリオンインプリントの質量と赤方偏移の依存性に大きな違いが生じることがわかります。最後に、$c_{\rmvir}-M_{\rmvir}$の既存の観測測定値を使用して、4つの天体物理パラメータの概算値を提供します。私たちの非線形モデルは公開されており、ハローモデルベースの分析にCAMELSベースのバリオンインプリントを含めるために使用できます。
| Title |
Constraining_the_bispectrum_from_bouncing_cosmologies_with_Planck |
| Authors |
Bartjan_van_Tent,_Paola_C._M._Delgado,_Ruth_Durrer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05977 |
宇宙論の跳ね返るモデル。ループ量子宇宙論では、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)で観測されるように、スケールに近い不変のゆらぎスペクトルを生成できます。ただし、通常はガウス分布ではなく、バイスペクトルも生成します。これらのモデルは、サブホライゾンスケールで指数関数的に減衰する非常に大規模な非ガウス性を考慮することにより、CMBの大規模な異常を軽減するのに役立つことが提案されました。したがって、この非ガウス性は観測では見えず、サブホライゾンスケールのみを調べることができると考えられていました。この手紙では、CMBの大規模な異常を緩和できるようなパラメータを持つバウンスモデルは、特定のモデルに応じて、6.4ドルまたは14ドルの標準偏差の高い有意性を持つプランクデータによって除外されることを示します。
銀河シンクロトロン温度と偏光マップの統計的性質 -- 多周波数比較
| Title |
Statistical_properties_of_Galactic_synchrotron_temperature_and_polarization_maps_--_a_multi-frequency_comparison |
| Authors |
Fazlu_Rahman_and_Pravabati_Chingangbam_and_Tuhin_Ghosh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06076 |
私たちの銀河系からのシンクロトロン放出の統計的性質を理解することは、宇宙起源の信号を対象とする観測の観点から、また私たちの銀河系の物理プロセスを理解するために重要です。この作業では、~\cite{Rahman:2021azv}の分析を次のように拡張します。(a)WMAP、Planck、およびStockert-Villaによって提供される異なる周波数での全天観測マップ、(b)WMAPによって提供されるコンポーネント分離シンクロトロンマップ、PlanckおよびBeyondPlanck、および(c)WMAPおよびPlanckによって提供される成分分離偏光マップ。私たちの主な目標は、周波数による形態学的特性の変化を理解し、さまざまな成分分離パイプライン間の一致をテストし、非ガウス性とシンクロトロン変動の統計的等方性の性質をより小さなスケールで理解することです。使用するツールはミンコフスキー汎関数とテンソルです。周波数マップは、さまざまなスケールでマップを平滑化した後も持続する形態学的特徴の大きな変動を示すことがわかります。これらの違いは、シンクロトロン以外のさまざまな前景コンポーネントの存在による可能性が最も高いです。コンポーネント分離されたシンクロトロン温度マップについては、小さなスケールに向かって、BeyondPlanckおよびWMAP\texttt{MCMC-e}マップがHaslamマップと比較的良好な一致を示すことがわかります。また、すべてのマップが尖度型の非ガウス性を示し、ハスラムマップと一致していることもわかります。ただし、同等のWMAP\texttt{MCMC-e}とBeyondPlanckを除いて、偏差のレベルははるかに高くなっています。また、PlanckマップとWMAP\texttt{MCMC-c}および\texttt{g}マップを除いて、成分分離マップはより小さい縮尺で等方性に向かう傾向があることもわかります。WMAPとPlanckからの$E$と$B$モード偏光マップのより小さなスケールの非ガウス偏差は、尖度タイプの非ガウス性とよく一致することがわかります。
時間遅延レンズを使用したモデル選択
ダークエネルギー調査、VSTATLAS調査、LargeSynopticSurveyTelescopeなどの専用キャンペーンが高赤方偏移源の調査を完了するにつれて、宇宙の幾何学を研究するのに適した時間遅延重力レンズのサンプルが増え続けています。.このカタログには現在、何百もの強力なレンズシステムが含まれており、そのうちの少なくとも31はかなり正確な時間遅延測定値を持っています。この論文では、それらを使用して、競合する2つのフリードマン-ルメートル-ロバートソン-ウォーカーモデルの予測を比較します:2つの調整可能なパラメーター(H_0とOmega_m)によって特徴付けられるフラットLCDM、およびR_h=ctユニバース(単一のフリーとしてH_0を使用)変数）。過去10年間、後者は標準モデルよりもデータをよく説明しており、ごく最近では、宇宙の夜明けにJWSTによって発見された整形式の銀河の出現です。ここでは、時間遅延レンズの現在のサンプルがR_h=ctを支持し、標準モデルの約16%に対して約84%の可能性があることを示します。このレベルの精度は、現在進行中の調査により、今後数年間で何千もの追加のレンズシステムが明らかになるため、大幅に改善されるでしょう。
シンメトロンの磁壁が存在する場合、宇宙空隙はより空っぽになる
シンメトロン場は、環境(密度)に依存する挙動を示します。これは、スクリーニングメカニズムを備えたモデルの共通の特徴であり、豊かな現象学をもたらします。このモデルは、密度の異なる領域間にドメイン壁を生成できます。この側面を考慮し、(密度不足の)空隙と(密度過剰の)ハロー構造の間の磁壁の物理を研究します。(球状の)ドメイン壁は、壁の外側のテスト質量に反発力を及ぼしますが、壁の内側のテスト質量には力がありません。これにより、ボイドの外側の構造がさらに大きな半径になります。事実上、これは、宇宙論の標準モデルと比較して、このシナリオではボイドが大きくなっていることを意味します。興味深いことに、これによりボイドがより空になり、ピーブルズのボイド現象が明らかになる可能性があります。
深部加熱を伴う太陽系外惑星の高温大気における循環循環の繰り返し
太陽系外惑星の高温大気における深部加熱(～10^5Paレベル、および～10^3レベルの浅い領域で堆積された星の照射)の効果を研究します。浅い加熱（のみ）とは異なり、深い加熱を伴う大気は単一の平衡状態を示し、発生点から西に移動する巨大なサイクロン渦が繰り返し発生することを特徴としています。この生成には乱気流活動の活発化が伴い、惑星の自転3回分の時間スケールで小規模な構造が生成され、大規模な温度混合が行われます。
12 回のケプラー惑星通過中の 1.1 ～ 1.9 GHz の狭帯域テクノシグネチャーのグリーンバンク望遠鏡の検索
| Title |
A_Green_Bank_Telescope_search_for_narrowband_technosignatures_between_1.1-1.9_GHz_during_12_Kepler_planetary_transits |
| Authors |
Sofia_Z._Sheikh,_Shubham_Kanodia,_Emily_Lubar,_William_P._Bowman,_Caleb_I._Ca\~nas,_Christian_Gilbertson,_Mariah_G._MacDonald,_Jason_Wright,_David_MacMahon,_Steve_Croft,_Danny_Price,_Andrew_Siemion,_Jamie_Drew,_S._Pete_Worden,_Elizabeth_Trenholm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05137 |
地球を超えた生命の蔓延を決定する手段として、地球外の知性体/エージェントからの「テクノシグネチャー」を検索する方法が増えています。技術的特徴は、星間空間全体で目に見えるようにかなりのエネルギーを必要とするため、意図的な信号が周波数、時間、または空間に集中し、相互に明白な場所で見つかる可能性があります。したがって、地球上の観測者と遠く離れた送信機に相互に導出可能なパラメーター空間の部分で技術署名を検索することは有利である可能性があります。この作業では、RobertC.ByrdGreenBankTelescope(GBT)のLバンド(1.1-1.9GHz)受信機を使用して、12のケプラーシステムをカバーする、系外惑星トランジットと事前に同期された最初のテクノシグネチャー検索を実行しました。BreakthroughListenturboSETIパイプラインを使用して、$\pm$614.4Hz/sの最大ドリフトレートと5の信号対雑音しきい値を使用して、ナローバンドヒット($\sim$3Hz)にフラグを立てました。パイプラインは$\sim3.4\を返しました。倍の10^5$明らかにローカライズされた機能。市民科学者のチームによる目視検査では、それらの99.6%が除外されました。さらなる分析により、フォローアップを保証する2つの関心信号が見つかりましたが、技術的な特徴はありませんでした。将来の作業で対象の信号が再検出されない場合、探索中の12のターゲットが、以前のアレシボの60倍以上の送信電力を持つ1.1～1.9GHzのトランジットアライン信号を生成していないことを意味します。レーダー。この検索は、一連の革新的なテクノシグネチャー技術をデビューさせます:潜在的な関心信号の市民科学審査、非常に高いドリフト率に対する感度認識検索、オン/オフケイデンスを分析するより柔軟な方法、および非常に低い信号-ノイズ閾値。
2021 年 8 月 22 日のエウロパとガニメデの間の準同時の相互食と食の測光観測
| Title |
The_photometric_observation_of_the_quasi-simultaneous_mutual_eclipse_and_occultation_between_Europa_and_Ganymede_on_22_August_2021 |
| Authors |
Chu_Wing_So_and_Godfrey_Ho_Ching_Luk_and_Giann_On_Ching_Chung_and_Po_Kin_Leung_and_Kenneith_Ho_Keung_Hui_and_Jack_Lap_Chung_Cheung_and_Ka_Wo_Chan_and_Edwin_Lok_Hei_Yuen_and_Lawrence_Wai_Kwan_Lee_and_Patrick_Kai_Ip_Lau_and_Gloria_Wing_Shan_Cheung_and_Prince_Chun_Lam_Chan_and_Jason_Chun_Shing_Pun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05215 |
相互イベント(MEs)は、惑星の自然衛星間の食と掩蔽です。ほとんどの場合、食と掩蔽は別々に発生します。ただし、同じ衛星ペアが、特定の軌道構成の下で食と掩蔽をほぼ同時に示します。この種のまれなイベントは、準同時相互イベント(QSME)と呼ばれます。木星衛星の相互イベントの2021キャンペーン中に、エウロパとガニメデの間でQSMEを観測しました。本研究は、この出来事を詳細に記述し、研究することを目的としています。香港宇宙博物館西貢i天文台の300mm望遠鏡にCCDカメラを取り付けてQSMEを観測しました。開口測光からエウロパとガニメデの合成光束を得た。観測された光度曲線を説明するために、幾何学的モデルが開発されました。私たちの結果は、理論的予測(OC)と比較されます。私たちの単純な幾何学的モデルはQSMEをかなり正確に説明でき、QSME光度曲線は日食と掩蔽の光度曲線の重ね合わせであることがわかりました。特に、観測された流束の低下は、理論上の予測の2.6%以内です。イベント中心時間O-Csのサイズは、-14.4から43.2秒の範囲です。フラックスドロップとタイミングの両方のO-Cは、より複雑なモデルを採用した他の研究に匹敵します。イベントの希少性、モデルの単純さ、正確さを考えると、太陽系天体暦を改善するために、QSMEでより多くの観測と分析を行うことをお勧めします。
私たちは45億年前のおいしい水を飲んでいます
水は、地球上の生命の出現と進化に不可欠です。私たち自身の惑星系に似た初期形成惑星系の水分含有量に関する最近の研究は、水が豊富で遍在する分子であり、最初は凍結した酸素の水素化によって小さな星間塵粒子の表面で合成されたことを示しています。水はその後、惑星系形成の一連の段階、つまりホットコリノと原始惑星系円盤を通じて昇華/凍結のサイクルに入り、最終的に惑星、小惑星、彗星に組み込まれます。地球上および形成初期の惑星系で測定された重水の量は、地球の水のかなりの部分が太陽系形成のまさに最初の段階から継承され、45億年前のものであることを示唆しています。
後期惑星形成の道しるべとしてのUV駆動化学
| Title |
UV-driven_Chemistry_as_a_Signpost_for_Late-stage_Planet_Formation |
| Authors |
Jenny_K._Calahan,_Edwin_A._Bergin,_Arthur_D._Bosman,_Evan_Rich,_Sean_M._Andrews,_Jennifer_B._Bergner,_L._Ilsedore_Cleeves,_Viviana_V._Guzman,_Jane_Huang,_John_D._Ilee,_Charles_J._Law,_Romane_Le_Gal,_Karin_I._Oberg,_Richard_Teague,_Catherine_Walsh,_David_J._Wilner,_Ke_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05539 |
原始惑星系円盤内の化学貯留層は、惑星の組成と生命の可能性に直接影響を与えます。低温(<=50K)での炭素と窒素に富む化学物質が、低温で進化した惑星形成円盤内で長寿命であることが観察されています。これは、そうでなければ1Myr以内の粒子に凍結する1～10Myrの古いシステムの小さな有機ラジカルからの明るい発光によって証明されます。惑星を形成する円盤の化学が、宇宙線/X線が支配する体制から紫外線が支配する化学平衡にどのように進化するかを説明します。これは、次に、惑星が降着する化学貯留層に一時的な移行をもたらします。この光化学が支配する気相化学は、ダストが成長、沈降、漂流によって進化し、小さな粒子集団が円盤大気から枯渇するにつれて発展します。ガス対ダストの質量比が高いほど、紫外光子のより深い浸透が可能になり、炭素を豊富に含むガス(C/O>1)と結合して、炭素を含むラジカルとイオンが形成されます。これはさらに有機分子の気相形成をもたらし、進化した円盤に存在する活発に形成されている惑星によって降着します。
局部銀河団のまだ発見されていない超拡散銀河
| Title |
The_undiscovered_ultra-diffuse_galaxies_of_the_Local_Group |
| Authors |
Oliver_Newton_(1,2),_Arianna_Di_Cintio_(3,4),_Salvador_Cardona-Barrero_(3,4),_Noam_I._Libeskind_(5,1),_Yehuda_Hoffman_(6),_Alexander_Knebe_(7,8,9),_Jenny_Sorce_(10,11,5),_Matthias_Steinmetz_(5),_and_Elmo_Tempel_(12,13)_((1)_IP2I_Universit\'e_Claude_Bernard_Lyon_1,_France,_(2)_Center_for_Theoretical_Physics,_Polish_Academy_of_Sciences,_Warsaw,_Poland,_(3)_Universidad_de_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(4)_Instituto_de_Astrofisica_de_Canarias,_Tenerife,_Spain,_(5)_Leibniz-Institut_f\"ur_Astrophysik,_Potsdam,_Germany,_(6)_Racah_Institute_of_Physics,_Hebrew_University,_Jerusalem,_Israel,_(7)_Departamento_de_F\'isica_Te\'orica,_Universidad_Aut\'onoma_de_Madrid,_Spain,_(8)_Centro_de_Investigaci\'on_Avanzada_en_F\'isica_Fundamental,_Universidad_Aut\'onoma_de_Madrid,_Spain,_(9)_International_Centre_for_Radio_Astronomy_Research,_University_of_Western_Australia,_(10)_CRIStAL,_Universit\'e_Lille,_France,_(11)_Institut_d'Astrophysique_Spatiale,_Universit\'e_Paris-Saclay,_Orsay,_France,_(12)_Tartu_Observatory,_University_of_Tartu,_T\~oravere,_Estonia,_(13)_Estonian_Academy_of_Sciences,_Tallinn,_Estonia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05066 |
超拡散銀河(UDG)は、宇宙論モデルを調査し、低質量での銀河形成の理論をテストするための魅力的な候補です。ただし、表面の輝度が低いため、検出が困難です。ローカルグループ(LG)では、これまでにいくつかのUDGが発見されており、そのほとんどは天の川銀河とM31の衛星であり、孤立した銀河は2つだけです。非常に少数のUDGが予想されるかどうかは不明です。HESTIAスイートからのLGの流体力学的制約付きシミュレーションで形成されたUDGの母集団を研究することにより、これに対処します。質量が$M_{\rmLG}\!\left(<2.5\,{\rmMpc}\right)=8\times10^{12}{\rmM_\odot}$のLGの場合、$10^6\leqM_\ast\,/\,{\rmM_\odot}<10^9$,および有効半径$R_{\rmeを持つ$12\pm3$UDG(信頼度68%)}\geq1.5\,{\rmkpc}$、LGのフィールドで、そのうち$2^{+2}_{-1}$(信頼度68%)がスローンデジタルスカイの足跡で検出可能調査(SDSS)。調査の不完全性を説明すると、LGフィールドのすべてのUDGの最大82、90、および100%が、SDSS、ダークエネルギー調査、またはそれぞれ、空間と時間のレガシー調査。私たちの結果は、LGに発見を待っているUDGの集団があることを示唆しています。
DESI サーベイ検証スペクトルは、$z\sim1$ で最近消滅した銀河の割合が増加していることを明らかにします
| Title |
DESI_Survey_Validation_Spectra_Reveal_an_Increasing_Fraction_of_Recently_Quenched_Galaxies_at_$z\sim1$ |
| Authors |
David_J._Setton,_Biprateep_Dey,_Gourav_Khullar,_Rachel_Bezanson,_Jeffrey_A._Newman,_Jessica_N._Aguilar,_Steven_Ahlen,_Brett_H._Andrews,_David_Brooks,_Axel_de_la_Macorra,_Arjun_Dey,_Sarah_Eftekharzadeh,_Andreu_Font-Ribera,_Satya_Gontcho_A_Gontcho,_Anthony_Kremin,_Stephanie_Juneau,_Martin_Landriau,_Aaron_Meisner,_Ramon_Miquel,_John_Moustakas,_Alan_Pearl,_Francisco_Prada,_Gregory_Tarle,_Malgorzata_Siudek,_Benjamin_Alan_Weaver,_Zhimin_Zhou,_Hu_Zou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05070 |
我々は、新しいダークエネルギー分光計調査検証分光サンプルから$\sim17000$明るい明るい赤色銀河(LRG)を利用し、その深い($\sim2.5$時間/銀河露出時間)スペクトルを活用して、最近消滅した銀河の寄与を特徴付けます。$0.4<z<1.3$の大規模な銀河の人口に。Prospectorを使用して、ノンパラメトリックな星形成の歴史を推測し、過去の$\sim1$Gyr内で静止集団に加わったポストスターバースト銀河のかなりの集団を特定します。最近消光した銀河のサンプルの最大の赤方偏移サブセット($z>1$で277)は、その時代のスターバースト後の銀河の最大の分光学的サンプルを表しています。$0.4<z<0.8$では、静止したLRGの数密度を測定し、ルックバック時間の増加に伴い、最近消滅した銀河が大規模な銀河集団の割合を増やしていることを発見しました。最後に、観測前にGyrで形成された各銀河の星質量の割合を測定することにより、大規模な($\mathrm{log}(M_\star/M_\odot)>11.2$)LRGの中でこの集団の重要性を定量化します$f_{\mathrm{1Gyr}}$.$f_{\mathrm{1Gyr}}>0.1$の銀河は$z\sim0.4$(人口の$\lesssim0.5\%$)ではまれですが、$z\sim0.8$までに$を構成します\sim3\%$の大質量銀河。このしきい値を緩和すると、$f_\mathrm{1Gyr}>5\%$の銀河が、$z\sim0.8$にある巨大な銀河の人口の$\sim10\%$を構成することがわかります。また、$f_{\mathrm{1Gyr}}>50\%$で形成された$z=1.1-1.3$の銀河の小さいながらも重要なサンプルを特定しました。同様のタイムスケールで形成されました。この前例のないサンプルの将来の分析は、宇宙の正午以降の大質量銀河の消滅を引き起こす物理的メカニズムを明らかにすることを約束します。
再電離時代の強力な [O III] エミッターの推測された星形成史におけるあいまいさの解決
| Title |
Resolving_Ambiguities_in_the_Inferred_Star_Formation_Histories_of_Intense_[O_III]_Emitters_in_the_Reionisation_Era |
| Authors |
N._Laporte,_R._S._Ellis,_C._E._C._Witten,_and_G._Roberts-Borsani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05072 |
初期のJWST分光キャンペーンでは、赤方偏移区間$7<z<9$に強い[OIII]線を放出する銀河の存在が確認されました。スピッツァー測光から若い恒星集団を示すものとして以前に推定されたが、一部の研究では、[OIII]放出に起因する関連する測光過剰は、部分的には、古い星から生じるバルマーブレークによるものである可能性があることが示唆された。ハッブル超深宇宙で中帯域近赤外JWST測光を利用することにより、これが当てはまる可能性が高いことを示します。赤方偏移が8.2$<z<$8.6の6つの銀河のサンプルを特定し、関連する中帯域フィルターを使用して[OIII]放射とバルマーブレークの寄与を分離し、それによって以前の解釈の縮退を破ることができます。この手法は、精度$\Delta\,z\simeq\,\pm0.08$がJWSTで現在進行中の分光キャンペーンの精度に近づく測光赤方偏移を提供するため、特に価値があります。いくつかのソースは若いですが、私たちのサンプルの3分の1は、$\geq$150Myrの星の年齢と一致する顕著なバルマーブレークを持っています。私たちの結果は、強力な[OIII]エミッターでさえ、以前の星形成のエピソードを$z\sim$10以降に経験したことを示しています。
JWSTによる9.1 Gyrの遡及時間での球状星団システムの起源の再構築
JWSTからの早期リリースデータを使用して、Mowla等。とClaeyssensら。最近、1.378の赤方偏移(9.1Gyrのルックバック時間)で「スパークラー」銀河の周りの重力レンズ効果のあるコンパクトなソース(「スパークル」)のさまざまな特性を測定しました。ここでは、モーラらに焦点を当てます。彼らは年齢と金属性の縮退を破り、各ソースの独立した年齢、金属性、および絶滅を導き出すことができたからです。彼らは、金属が豊富な古いGC候補を5つ特定しました(地層年齢は$\sim$13Gyrまで)。GC候補と他のSparklerコンパクトソースの年齢-金属量の関係(AMR)を調べます。現在推定される恒星質量が10$^9$M$_{\odot}$であるスパークラー銀河は、大マゼラン雲(LMC)、分裂矮小銀河ガイア-エンケラドゥスと天の川(MW）。線香花火銀河は、形成後最初の数百マイルで非常に急速な化学的濃縮を受けたようであり、そのGC候補はMWの金属に富む部分集団のものと似ています。また、SparklerをE-MOSAICSシミュレーションからの理論上のAMRおよび形成年代と比較し、そのGCの初期の形成年代が、これらのMWのような銀河の予測と緊張関係にあることを発見しました。線香花火の星形成領域の金属量は、恒星質量$\ge$10$^{10.5}$M$_{\odot}$の銀河に似ています。つまり、9.1Gyrを超えると予想される質量増加の上限にあります。宇宙時間の。スパークラー銀河は、衛星銀河の進行中の降着を含めて、MWのような銀河の前駆体である可能性があると結論付けています。
大質量星からの超新星前風は、高い赤方偏移で星間物質を窒素で豊かにすることができますか?
| Title |
Can_pre-supernova_winds_from_massive_stars_enrich_the_interstellar_medium_with_nitrogen_at_high_redshift? |
| Authors |
Arpita_Roy,_Mark_R._Krumholz,_Michael_A._Dopita,_Ralph_S._Sutherland,_Lisa_J._Kewley,_Alexander_Heger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05103 |
ほとんどの観測による金属量(O/H)推定値はN/〇比。高赤方偏移で観測されたN/Oは、分散が大きいにもかかわらず、O/Hと全体的に一定であることを示しています。これらのこれまで説明されていなかった機能は、回転する大質量星からの超新星前の風力によって説明できることを示します(M$\gtrsim10\,\mathrm{M}_\odot$,$v/v_{\rm{crit}}\gtrsim0.4$)。私たちのモデルは、観測されたN/Oプラトーと、低O/Hでの散乱を自然に生成します。散乱は星形成効率の変化から生じることがわかりました。ただし、超新星が支配的な収量を持つモデルは、低いO/Hで観測されたN/Oにうまく適合しません。低いO/Hでのこの特異な存在量パターンは、矮小銀河がSNe収量を欠いている可能性が最も高く、主に超新星前の風の存在量によって濃縮されていることを示唆しています。
サーフィン効果の説明と応用
| Title |
Description_and_Application_of_the_Surfing_Effect |
| Authors |
Michele_Maiorano,_Francesco_De_Paolis_and_Achille_A._Nucita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05279 |
超低周波重力波検出の標準的な手法は、主に、タイミングモデルに関して、ミリ秒パルサーによって放出された電波パルスの到着時間の変動における特定の空間相関を検索することに基づいています。重力波背景の場合、ヘリングス関数とダウンズ関数によって記述される形式を持たなければならないこの空間相関は、まだ観測されていません。したがって、多くのミリ秒パルサーのタイミング残差における一般的なレッドノイズの多くのヒントが、重力波背景に予想されるものと互換性があるにもかかわらず、その検出はまだ達成されていません。現在のところ、その理由は完全には明らかではなく、最近のいくつかの研究から、おそらく標準的な検出技術を補完する新しい検出技術を採用する緊急性が明らかになりつつあります。もちろん、この要求は、宇宙に存在する超大質量ブラックホール連星から放出される連続重力波の検出にも当てはまります。後者の場合、重要な情報は、原則として、連続GWの単一パルサー検索で個別に考慮されたミリ秒パルサーから現れる可能性があります。このコンテキストでは、サーフィン効果を利用して、そのような分析を実行するのに最適なパルサーを選択するのに役立ちます。この論文は、サーフィン効果がいつ発生するかを明らかにし、それを網羅的に説明することを目的としています。超大質量ブラックホール連星候補PKS2131-021とミリ秒パルサーJ2145-0750の場合への適用の可能性も分析されます。
近くのクエーサーホストの中央領域における強化された星形成効率
| Title |
Enhanced_Star_Formation_Efficiency_in_the_Central_Regions_of_Nearby_Quasars_Hosts |
| Authors |
Juan_Molina,_Luis_C._Ho,_Ran_Wang,_Jinyi_Shangguan,_Franz_E._Bauer,_and_Ezequiel_Treister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05295 |
AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArrayとMultiUnitSpectroscopicExplorerの観測を組み合わせて、6つの低赤方偏移($z\lesssim0.06$)パロマーグリーンクエーサーホスト銀河の分子ガス、ミリ波連続体、電離ガスの放出を追跡し、進行中の星を調査します。$\sim$kpcスケールの解像度で形成されます。冷たい塵の放出と光の輝線フラックスへのAGNの寄与は、星形成率(SFR)の空間分布を導出するために慎重に除去され、分子ガスデータで補完され、枯渇時間($t_{\rmdep}$)。クエーサーホスト銀河内の遍在する星形成活動を報告します。進行中の星形成の大部分は銀河の中心で発生しています。星形成率の表面密度($\Sigma_{\rmSFR}$)の核への上昇は、冷たい分子ガスの表面密度で観察されたものよりも急峻で、最大$\Sigma_{\rmSFR}\approxの値に達します。0.15-0.80\,M_\odot\,$yr$^{-1}\,$kpc$^{-2}$.核領域のガスは短い枯渇時間($t_{\rmdep}\approx0.2-2.0\,$Gyr)で星に変換され、これらのゾーンがスターバーストと見なすことができることを示唆しています。大きなガラクトセントリック半径では、進行中の星形成が渦巻腕またはH$\,$II領域複合体内で行われており、近くの活動していない渦巻について報告されている効率に匹敵することがわかります($t_{\rmdep}\approx1.8\,$Gyr)。PGクエーサーホスト銀河で星形成活動が停止したという証拠は見つかりませんでした。それどころか、これらの観測は、活発に降着する超大質量ブラックホールをホストする銀河の中心環境がどのように星の質量を構築するかを明らかにします。
最も近いセイファート II 銀河サーキヌスの球状星団系
| Title |
The_globular_cluster_system_of_the_nearest_Seyfert_II_galaxy_Circinus |
| Authors |
C._Obasi,_M._G\'omez,_D._Minniti,_J._Alonso-Garc\'ia,_M._Hempel,_J._B._Pullen,_M._D._Gregg,_L._D._Baravalle,_M.V._Alonso,_B.I._Okere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05482 |
環境。サーキヌス銀河の球状星団(GC)システムは、星間絶滅、星の密集、および銀河前景の汚染に深刻な影響を受ける-3.8$^\circ$銀河緯度にある銀河の位置のために、以前は調査されていませんでした。しかし、ViaL\'acteaExtendedSurvey(VVVX)のVISTA変数による遠赤外線(NIR)フォトメトリーと、GaiaEDR3の正確なアストロメトリーを組み合わせることで、この地域のGCをマッピングすることができます。ねらい。私たちの長期的な目標は、最も近いセイファートII銀河であるCircinus銀河のGCと超小型矮星の分布を研究し、特徴付けることです。ここで、この銀河でGCの最初のパイロット検索を行います。メソッド。NIRVVVX測光をGaiaEDR3アストロメトリー機能(アストロメトリックエクセスノイズやBP/RPエクセスファクターなど)と組み合わせて使用し、Circinus銀河のGCの最初の均質なカタログを構築します。選択基準の堅牢な組み合わせにより、サンプルから侵入者を効果的に排除できます。結果。この銀河で$\sim$70のGC候補が3$\sigma$の信頼水準で検出されたことを報告します。それらは、(G-Ks)$_0$=0.985$\pm$0.127magの青いピークと0.211$\pm$0.091magの分散を持つ2つのモードの色分布を示し、(G-Ks)$_0$=の赤いピークを示しています。1.625$\pm$0.177等、分散は0.482$\pm$0.114等。1.3$\pm$0.2のGC固有の頻度(S$_N$)が銀河系に対して導き出され、120$\pm$40のGCの総数を推定しました。予測された動径分布に基づいて、CircinusにはMWやM31とは異なるGC候補の分布があるようです。結論。サーキヌス銀河がかなりの数のクラスター候補をホストしていることを示しています。この結果は、この銀河の古い星団の進化を理解するための最初の飛躍です。
スコアベースの生成モデルによる SO(3) 多様体上のハローと中心銀河の方向のモデリング
| Title |
Modeling_halo_and_central_galaxy_orientations_on_the_SO(3)_manifold_with_score-based_generative_models |
| Authors |
Yesukhei_Jagvaral,_Rachel_Mandelbaum,_Francois_Lanusse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05592 |
今後の宇宙論的弱レンズ調査は、前例のない精度で宇宙論的パラメーターを制約することが期待されています。これらの調査の準備として、分析パイプラインをテストおよび検証するために、現実的な銀河集団を使用した大規模なシミュレーションが必要です。しかし、これらのシミュレーションは計算コストが非常に高く、今後の宇宙探査で要求される量と解像度では、計算上実行不可能です。ここでは、合成カタログで現実的な3D銀河の向きをエミュレートするという特定の問題に対処するために、ディープジェネレーティブモデリングアプローチを提案します。この目的のために、SO(3)マニホールド専用の新しいスコアベースの拡散モデルを開発します。このモデルは、銀河と暗黒物質のハローの相関する向きを正確に学習し、再現します。これは、参照用の高解像度流体力学シミュレーションのものと統計的に一致しています。
グラフ ニューラル ネットワーク上の銀河: 深い生成モデルを備えた堅牢な合成銀河カタログに向けて
| Title |
Galaxies_on_graph_neural_networks:_towards_robust_synthetic_galaxy_catalogs_with_deep_generative_models |
| Authors |
Yesukhei_Jagvaral,_Francois_Lanusse,_Sukhdeep_Singh,_Rachel_Mandelbaum,_Siamak_Ravanbakhsh,_Duncan_Campbell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05596 |
将来の天文画像調査は、暗黒エネルギーなどの宇宙論的パラメーターに正確な制約を与えるように設定されています。ただし、分析方法をテストおよび検証するためのこれらの調査用の合成データの作成には、非常に高い計算コストがかかります。特に、十分に大きなボリュームと高解像度で模擬銀河カタログを生成することは、すぐに計算上到達不可能になります。この論文では、ディープジェネレーティブモデルを使用してこの問題に対処し、将来の弱いレンズ調査の分析パイプラインをテストおよび開発するために使用できる堅牢な模擬銀河カタログを作成します。各銀河をグラフノードに配置し、各重力束縛システム内のグラフを接続することにより、カスタム構築されたグラフ畳み込みネットワーク上にモデルを構築します。銀河の2Dおよび3D方向をキャプチャするために、現実的な銀河集団を使用した宇宙論的シミュレーションでモデルをトレーニングします。モデルのサンプルは、シミュレーションのサンプルと同等の統計的特性を示します。私たちの知る限り、これは天体物理学/宇宙論の文脈におけるグラフの生成モデルの最初の例です。
Local Volume dwarf KK242: 視線速度、SF 領域、および金属量
| Title |
Local_Volume_dwarf_KK242:_radial_velocity,_SF_region,_and_metallicity |
| Authors |
S.A._Pustilnik_(1),_A.L._Tepliakova_(1),_Y.A._Perepelitsyna_(1),_A.Y.Kniazev_(2,3,4,1),_L.N._Makarova_(1),_A.N._Burenkov_(1),_S.S._Kotov_(1),_E.A._Malygin_(1)_((1)_Special_Astrophysical_Observatory_RAS,_(2)_South_African_Astronomical_Observatory,_(3)_SALT_Foundation,_(4)_SAI_MSU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05624 |
KK242はボイド環境に生息する遷移型のLV矮星です。幸田ら。Scd銀河NGC6503との接続を明確に示しています。これは、KK242までの距離が~6.3Mpcであり、そのM_B=-10.5magであることを意味します。しかし、エフェルスベルク電波望遠鏡\HI\の観測から知られるその視線速度は、NGC6503のそれとの差、dV~400km/sを明らかにしています。もし本当なら、この事実はその起源に対する実質的な制約を意味します。KK242の視線速度の問題を解決するために、そのかすかな星形成(SF)複合体のSAO6m望遠鏡スペクトルを取得しました。H-アルファとH-ベータの放出は、南と北の2つの隣接するコンパクトな領域で検出され、約2インチ(約60pc)離れています。それらの平均半径速度はV_hel=-66km/s、約100km/sです。HSTレガシーアーカイブの画像と、KK242で利用可能な銀河外距離データベースからの個々の星の測光を使用して、SF複合体で刺激的なホットスター、推定されるBHeBおよびRHeBスター、および超新星残骸を特定します。そのガス金属量の可能な範囲に基づいて、KK242の可能性のある進化経路に対処します.パッケージCloudyと励起B0V星のパラメータを使用して、観測された[Sii]ダブレットとH-アルファのフラックス比は、12+log(O/H)~7.35+/-0.18dexの値は、剥ぎ取られたボイドdIrr銀河に期待されます。
電離した回転円盤内での大質量星のクラスター形成
| Title |
Clustered_Formation_of_Massive_Stars_within_an_Ionized_Rotating_Disk |
| Authors |
Roberto_Galv\'an-Madrid,_Qizhou_Zhang,_Andr\'es_Izquierdo,_Charles_J._Law,_Thomas_Peters,_Eric_Keto,_Hauyu_Baobab_Liu,_Paul_T._P._Ho,_Adam_Ginsburg,_Carlos_Carrasco-Gonz\'alez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05633 |
明るい超コンパクト(UC)の中心で形成されているコンパクト星団の周りの電離降着流の内側部分($r\approx6000$au)の800天文単位の解像度と放射伝達モデルによるALMA観測を提示します。HII領域G10.6-0.4。外側部分に放射状の動きがある場合とない場合のイオン化されたケプラー円盤、または外部のウルリッヒエンベロープを使用して流れをモデル化しました。MCMCは、星の全質量$M_\star$が120から$200~M_\odot$まで、さらに小さい電離ガス質量$M_\mathrm{ion-gas}=0.2$から$0.25~M_\odotまでのデータを当てはめます。$.星の質量は、電離ガスが束縛されている重力半径$R_g\approx1000$から1500auの範囲内に分布しています。正面からの視角は$i=49$から$56~\deg$です。半径$r>R_g$での半径方向の運動は$v_{r,0}\approx8.7$km/s、つまり電離ガスの音速に収束します。これは、このガスがほとんど束縛されていないことを示しています。この領域の電離光子率と遠赤外線光度に関する追加の制約から、星団は$M_\mathrm{star}=32$から$60~M_\odot$のいくつかの大質量星で構成されていると結論付けます。この範囲の質量の1つの星と、より低質量の星の集団を伴います。大質量（原始）星への電離ガスの活発な降着は残留物です。推測される星団の密度は非常に大きく、銀河中心部で同様の縮尺で報告されている密度に匹敵します。恒星の相互作用は、次のMyr内で発生する可能性があります。
近くのボイドとその銀河: 最近の進歩と展望
| Title |
Nearby_voids_and_their_galaxies:_recent_progress_and_prospects |
| Authors |
S._Pustilnik_(1),_Y._Perepelitsyna_(1),_A._Tepliakova_(1),_A.Kniazev_(1,2),_E.Egorova_(1,2),_J._Chengalur_(3),_S.Kurapati_(3)_((1)_SAO_RAS,_(2)_SAI_MSU,_(3)_NCRA,_Pune) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05640 |
空隙は宇宙の体積の約3/4を占め、その質量の約15%を含んでいます。さまざまな観測選択効果により、これらの構造要素とボイドに住む銀河は、非常に調査されていません。これは特に、主要なボイド集団を構成する最も質量の低い銀河に関係しています。近くのボイドを研究することで、最もとらえどころのないボイドオブジェクトの理解を深めることができます。現在の状況の簡単な概要と、最も近いボイドとその銀河の研究の見通しを提示します。最初に、近くのオオヤマネコ-がんボイドに存在する100個の銀河に関する先駆的な研究を要約します。これは、ボイド銀河の進化が遅いことを明確に証明し、異常な非常に金属が少なく、ガスが豊富な矮星も発見しています。次に、最近定義されたR=25Mpcの球内の近くの空隙のサンプルと、これらの空隙に存在する1350個の銀河のサンプル(この体積内のすべての銀河の約20%)について説明します。このサンプルの研究のいくつかの方向について得られた現在の結果について説明します。それらには、非常に若い銀河の探索、HI特性の研究、ボイド銀河のクラスタリングとボイド下部構造との関係、局所体積(R<11Mpc)内の260個のボイド銀河の偏りのない研究が含まれます。全体として、これは、空虚な銀河の形成と進化の示唆された特異性に対処するための展望的な方法を開きます.最後に、今後の新しい施設に関連するボイド銀河研究で予想される進歩について簡単に概説します。
空間的に統合された SED フィッティングを使用して、銀河のジオメトリ パラメータを制限できますか?
洗練されたスペクトルエネルギー分布(SED)モデルは、ジオメトリパラメーターを使用してダストの減衰と放出を記述します。ダストの影響は銀河の根底にあるスターダストの幾何学によって引き起こされるため、この処理は自然です。例として、銀河を恒星円盤、恒星バルジ、および塵円盤に分割するスターダスターSEDモデルがあります。この作業では、StardusterSEDモデルを利用して、空間的に統合されたSEDフィッティングを使用してジオメトリパラメーターを推測することの有効性を研究します。私たちの方法は、半分析モデルを同じSEDモデルと組み合わせることによって生成された測光を模擬するためにSEDモデルを当てはめます。私たちのフィッティング結果は、UVからFIRまでの21個のフィルターが使用されていても、傾斜角度、ダストディスクと恒星ディスクの半径の比率、バルジ半径、および固有のバルジと全光度の比率が制約されていない一方で、ディスクの半径を制限できることを意味します。また、S/Nの影響も調査し、S/Nの増加(最大80)が結果に限定的な改善をもたらすことを発見しました。これらの調査結果を説明するために詳細な議論を提供し、より一般的なジオメトリを持つモデルへの影響を指摘します。
光度の低い活動銀河核の小さな PAH 分子がショックによって破壊される証拠
| Title |
Evidence_that_Shocks_Destroy_Small_PAH_Molecules_in_Low-luminosity_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Lulu_Zhang_(1_and_2),_Luis_C._Ho_(1_and_2),_Aigen_Li_(3)_((1)_Kavli_Institute_for_Astronomy_and_Astrophysics,_Peking_University,_(2)_Department_of_Astronomy,_School_of_Physics,_Peking_University,_(3)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Missouri) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05686 |
マッピングモードの中赤外スピッツァースペクトルを補完的な赤外イメージングと組み合わせて、星形成系と低光度の活発な銀河にほぼ均等に分割された66個の近くの銀河の中心領域からの多環芳香族炭化水素(PAH)放出の空間分解研究を実行しました。銀河核(AGN)。クエーサーで利用可能な同様の測定と組み合わせて、ホスト銀河に対するAGNの影響を調べるために使用できる観測診断を特定することを目標に、広範囲のブラックホール降着力にわたってPAHの物理的特性を理解することを目指しています。PAH発光は、星形成領域の遠紫外光度と密接に相関していますが、AGNの空間分解領域ではPAHが欠損している傾向があります。さらに、AGN領域は、平均してより小さいPAH6.2{\μ}m/7.7{\μ}mとより大きいPAH11.3{\μ}m/7.7{\μ}mバンド比を示します。現在のデータは非常に限定的ですが、これらの異常なPAH帯域比は、AGN放射場の影響だけでは説明できないことを示唆しています。代わりに、彼らは、放射プロセスと衝撃の複合効果によって小さな粒子が破壊される可能性があることを示唆しています。これは、高度にサブエディントンで放射効率の低いAGNに優先的に関連するジェットと流出にもっともらしく関連しています。クエーサーもPAH不足と異常なPAHバンド比を示しますが、それらの特性は、より弱く降着するAGNで観察されるものと比較して詳細に異なり、エネルギーフィードバックのモードの根本的な違いを示す可能性があります。
PAH 放射から銀河内の分子ガス含有量を推定する
| Title |
Estimating_Molecular_Gas_Content_in_Galaxies_from_PAH_Emission |
| Authors |
Lulu_Zhang_(1_and_2),_Luis_C._Ho_(1_and_2)_((1)_Kavli_Institute_for_Astronomy_and_Astrophysics,_Peking_University,_(2)_Department_of_Astronomy,_School_of_Physics,_Peking_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05687 |
銀河における星形成活動の一般的に使用される指標である多環芳香族炭化水素(PAH)からの放出も、分子ガスの効果的な経験的トレーサーとして機能する可能性があります。空間的に分解された中赤外スピッツァー分光法、多波長光学および中赤外イメージング、およびミリ波干渉CO(1-0)マップを使用して、19の近くの銀河のサンプルを使用して、PAH放出を経験的プロキシとして使用することの実現可能性を調査します。分子ガス質量を推定します。PAH放出は、星形成銀河と低光度の活動銀河核のサンプルによって調査された多様な環境で、サブkpcスケールのCO放出と強く相関しています。PAHによる拡散星間ガスの光電子加熱の結果である可能性が高い観測された密接な相関関係により、合計散乱がわずか{\sim}0.2のPAH発光の光度から分子ガス質量を推定するための経験的キャリブレーションを導き出すことができます。-0.25デックス。PAH放射に敏感な中赤外帯域(Spitzer/IRAC4およびWISE/W3フィルターなど)も、この目的の非常に効果的な代替手段として使用できます。
進化した星のPAH加熱への寄与と星形成率の推定への影響
| Title |
The_Contribution_of_Evolved_Stars_to_PAH_Heating_and_Implications_for_Estimating_Star_Formation_Rates |
| Authors |
Lulu_Zhang_(1_and_2),_Luis_C._Ho_(1_and_2)_((1)_Kavli_Institute_for_Astronomy_and_Astrophysics,_Peking_University,_(2)_Department_of_Astronomy,_School_of_Physics,_Peking_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05688 |
多環芳香族炭化水素(PAH)からの放出は、銀河の星形成率(SFR)を推定するための有望なツールですが、若い星だけでなくおそらく古い星も含むその励起源の起源は不明のままです。進化した星のPAH放出への寄与を研究するために、近くの33の銀河の核および核外領域のスピッツァー中赤外マッピングモード分光観測を分析します。紫外線、H{\alpha}、および赤外線画像から得られた測光測定と組み合わせて、空間的に分解されたスペクトル分解により、サブkpcスケールでサンプル銀河のPAH放射、SFR、および星の質量を特徴付けることができます。PAHの光度とSFRの間の伝統的な経験的相関関係は、特定のSFR、または同等に星の質量に二次的に依存することを実証します。特定のSFRが低く、したがって進化した星の割合が高い紫外光が弱い領域は、固定SFRで紫外光が明るい領域よりも強いPAH放射を放出します。PAH励起への進化した星の寄与を説明するために、2番目のパラメーターとして星の質量を明示的に導入することにより、PAHベースのSFR推定量を再定式化します。進化した星の影響は、PAH放出とSFRの間の準線形相関を説明することができ、矮小銀河と低金属環境におけるPAH欠損の一部を説明することができます。
放出線と吸収線の間の速度オフセットは、デュアル コア システムの有効な指標である可能性があります。
| Title |
Velocity_offset_between_emission_and_absorption_lines_might_be_an_effective_indicator_of_dual_core_system |
| Authors |
Qi_Zheng_(NNU),_Shuang_Liu_(PMO),_Xueguang_Zhang_(NNU),_Qirong_Yuan_(NNU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05753 |
この論文では、SDSS~J155708.82+273518.74(=SDSS~J1557)でデュアルコアシステムの放出線と吸収線の間の有意な速度オフセットの検出について説明します。SDSS~J1557の測光画像は、GALFITによって決定された$\sim$2.2秒角(4.9kpc)の投影された分離を持つ明確な2つのコアを示しています。636の理論的なSSPテンプレートを使用した一般的に受け入れられているpPXFコードの適用に基づいて、ホスト銀河の寄与を十分に判断できます。次に、SDSS~J1557の輝線の特徴は、ホストの星の光を差し引いた後によく測定できます。吸収線に対する輝線の速度オフセットは$458\pm13$km/sに達することがわかります。Baldwin-Phillips-Terlevich(BPT)図によると、SDSSJ1557は複合銀河です。さらに、SDSSJ1557はバルジの$M_{\rmBH}-\sigma_{\ast}$関係によく適合し、銀河の合併によってこの関係が変わることはありません。この速度オフセットを説明するために、2つの合理的なモデル(たとえば、AGN駆動のアウトフローとデュアルコアシステム)が議論されています。AGN駆動型流出のモデルは、SDSS~J1557のさまざまな輝線の体系的な赤方偏移と同様の速度オフセットを解釈できません。放出線と吸収線の間の大きな速度オフセットは、デュアルコアシステムの効果的な指標である可能性があります。
Gross-Pitaevskii 理論における粒子散乱とダークマター ハローへの影響について
スカラー場暗黒物質(SFDM)とも呼ばれるボースアインシュタイン凝縮暗黒物質(BEC-DM)は、解決する可能性が長年にわたって保持されているため、標準の無衝突冷暗黒物質(CDM)モデルに代わる人気のあるモデルになっています。CDMの小規模な危機。BEC-DMで作られたハローは、ポアソン方程式に結合されたGross-Pitaevskii(GP)方程式を使用してモデル化されています。いわゆるGPP運動方程式。これらの方程式は、DMガスの希釈度と散乱モデルの性質に関連して、最初に方程式が有効になるために満たす必要がある基本的な微物理条件に基づいています。これらの条件を使用して、BEC-DM粒子パラメーター、特に自己相互作用結合強度$g$への影響を導き出します。ハローの中心コアのビリアル平衡の仮定から生じる制約と境界を比較し、BEC-DMパラメーター$g$と粒子質量$m$を接続する関係を導出します。そのようなモデルが、最も強い制約であることが判明したビリアル条件にも従う場合、対象のBEC-DM粒子質量について、GPP条件が大幅に満たされることがわかります。また、GPPの散乱モデルに基づいて、BEC-DMハローの弾性散乱断面積（粒子質量あたり）の意味を導き出し、自己相互作用の強さに応じて、可能な値の膨大な範囲を見つけます。サブkpcコアサイズを予測する最近の文献のコンテキストに結果を置きます。
光学的に選択されたデュアル AGN の X 線ビュー
| Title |
The_X-ray_view_of_optically_selected_dual_AGN |
| Authors |
Alessandra_De_Rosa,_Cristian_Vignali,_Paola_Severgnini,_Stefano_Bianchi,_Tamara_Bogdanovi\'c,_Maria_Charisi,_Matteo_Guainazzi,_Zoltan_Haiman,_S._Komossa,_Zsolt_Paragi,_Miguel_Perez-Torres,_Enrico_Piconcelli,_Lorenzo_Ducci,_Manali_Parvatikar,_Roberto_Serafinelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05837 |
光学的に選択されたデュアルAGNの研究を提示し、予測される分離は3～97~kpcです。多波長(MWL)情報(光学、X線、中赤外)を使用して、このサンプルの本質的な核特性を特徴付け、それらを分離されたシステムのものと比較しました。124のX線検出AGN候補のうち、52はペアで表示され、72は単一のX線源として表示されます。MWL分析により、ペアで検出されたターゲットの80\%を超える割合(52に対して42)にAGNが存在することが確認されました。X線スペクトル分析は、分離が減少するにつれてAGNの光度が増加する傾向を確認しており、合併がより明るいAGNのトリガーに寄与した可能性があることを示唆しています。X/mid-IR比$vs$X線色から、コンプトン薄AGNの割合を推定しました(10$^{22}$cm$^{-2}$$<$N$_{\rmH}<$10$^{24}$cm$^{-2}$)の約80\%、約16\%はコンプトン厚(CT、N$_{\rmH}>$10$^{24}$cm$^{-2}$)ソース。隠蔽されたソースのこれらの割合は、分離されたAGNのサンプルで見られるものよりも大きく、AGNのペアがより高い隠蔽を示すことを確認します。この傾向は、赤みが除去された[O\III]放射を観測されたX線光度と比較することによってさらに確認されます。ただし、マージの初期段階でのこのサンプルのコンプトン厚ソースの派生部分は、デュアルAGNサンプルのマージ後半で報告されたものよりも低くなります。X線からのN$_{\rmH}$を、狭い線の領域からのE(B-V)から得られたものと比較すると、吸収物質がトーラスまたは広い線の領域に関連付けられている可能性が高いことがわかります。また、デュアルAGN候補のX線検出効率を調査し、適切に観察された場合(軸上の位置で長時間露光で)、X線データがデュアルAGNシステムを確認および調査するための強力な方法であることを発見しました。
z=7.46 での新しい高赤方偏移クエーサー ULAS J0816+2134 の高密度窒素富化核周囲領域
| Title |
Dense_nitrogen-enriched_circumnuclear_region_of_the_new_high-redshift_quasar_ULAS_J0816+2134_at_z=7.46 |
| Authors |
Ekaterina_Koptelova_and_Chorng-Yuan_Hwang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05862 |
GeminiNorthのGNIRSスペクトログラフと4mの近赤外線広視野カメラを使用して取得した新しい高赤方偏移クエーサーULASJ081621.47+213442.6の0.85～2.5ミクロンの発見スペクトルとマルチエポック測光を提示します。UKIRT望遠鏡。MgII2799輝線から測定されたULASJ081621.47+213442.6の赤方偏移はz=7.461です。クエーサーの絶対等級はM1450=-25.33です。MgII2799線とエディントンの降着率を使用して推定されたブラックホールの質量は、~5x10^8Msunと~0.7です。ULASJ081621.47+213442.6のスペクトルは、約12.5Aの静止フレーム等価幅の強いNIII]1750輝線を示します。窒素の存在量が多いことは、ULASJ081621.47+213442.6が窒素濃縮のピークにある可能性があることを示唆しています。漸近巨星分枝星による核周囲領域の変化は、星形成の大部分の後に約0.25Gyrと予想される。ULASJ081621.47+213442.6のスターバーストの年代は、高い窒素存在量によって暗示され、クエーサーのブラックホール成長の活発な段階が0.25Gyrしか続かなかった可能性があり、巨大な初期ブラックホールシードを支持していた可能性があることを示しています。ULASJ081621.47+213442.6のUV連続体のフラックス変動も、約47dの静止フレームタイムスケールでの視線吸収カラム密度の変動によって引き起こされることを観測しました。この変動の原因となるガス雲の推定水素柱密度はN~10^{23.5}cm^{-2}であり、クエーサーのブロードライン領域のほぼ中性で重力束縛された雲の典型的な柱密度と一致しています。
J-PLUS DR3: Galaxy-Star-Quasar分類
| Title |
J-PLUS_DR3:_Galaxy-Star-Quasar_classification |
| Authors |
R._von_Marttens,_V._Marra,_M._Quartin,_L._Casarini,_P.O._Baqui,_A._Alvarez-Candal,_F._J._Galindo-Guil,_J.A._Fern\'andez-Ontiveros,_Andr\'es_del_Pino,_L.A._D\'iaz-Garc\'ia,_C._L\'opez-Sanjuan,_J._Alcaniz,_R._Angulo,_A._J._Cenarro,_D._Crist\'obal-Hornillos,_R._Dupke,_A._Ederoclite,_C._Hern\'andez-Monteagudo,_A._Mar\'in-Franch,_M._Moles,_L._Sodr\'e,_J._Varela,_H._V\'azquez_Rami\'o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05868 |
Javalambreフォトメトリックローカルユニバースサーベイ(J-PLUS)は、83cmJAST望遠鏡を使用した12バンドのフォトメトリックサーベイです。DataRelease3には、3192deg$^2$(マスキング後は2881deg$^2$)の4740万のソース($r\le21$で2980万)が含まれています。J-PLUSDR3は、クエーサーが他のソースから識別されないように、星銀河の分類のみを提供します。データセットのサイズを考えると、機械学習手法は有効な代替分類とクエーサー分類の解決策を提供できます。私たちの目的は、J-PLUSDR3ソースを銀河、星、およびクエーサーに分類し、各クラスで利用可能な分類器よりも優れた性能を発揮することです。{\ttTPOT}と呼ばれる自動機械学習ツールを使用して、分類を実行するための最適化されたパイプラインを見つけます。教師あり機械学習アルゴリズムは、SDSSDR12、LAMOSTDR7、\textit{Gaia}DR3とのクロスマッチでトレーニングされています。約57万個の銀河、100万個の星、および22万個のクエーサーのトレーニングセットが代表的であり、ある程度純粋であることを確認しました。我々は37の特徴を考慮した:エラーを含む12のフォトメトリックバンド、6つの色、4つの形態学的パラメーター、そのエラーを含む銀河系の絶滅、および対応するポインティングに関連するPSF。TPOT遺伝的アルゴリズムを使用して多数のパイプラインの可能性を調査した結果、XGBoostが最高のパフォーマンスを提供することがわかりました。銀河、星、およびクエーサーのAUCは0.99を超え、平均精度は銀河と星で0.99、クエーサーで0.94を超えています。XGBoostは、J-PLUSDR3で既に提供されている星銀河分類器よりも優れており、クエーサーも効率的に分類します。また、測光がクエーサーの分類に非常に重要であることもわかり、狭帯域測光の関連性が示されました。
エッジオンスパイラルIC4329A内の幅広の活動銀河核(AGN)の新しい残響マッピングキャンペーンの結果を提示します。$V-$バンド測光による光連続体のモニタリングと、中程度の解像度の分光法による幅広い輝線フラックス変動により、H$\beta$、H$\gamma$、およびHeII$\の輝線光度曲線を測定することができました。ラムダ4686$。H$\beta$では$16.3^{+2.6}_{-2.3}$日の時間遅延があり、H$\gamma$では$16.0^{+4.8}_{-2.6}$日です。、およびHeIIの$-0.6^{+3.9}_{-3.9}$日の未解決の時間遅延。H$\beta$の時間遅延は、5100Aでの固有吸光の$\sim2.4$magを補正した後、AGN光度とブロードライン領域半径の関係から予測された値と一致しています。H$\beta$の測定された時間遅延と広い輝線幅および採用された$\langlef\rangle=4.8$の値を組み合わせると、中央の超大質量ブラックホールの質量が$M_{\rmBH}=6.8であることがわかります。^{+1.2}_{-1.1}\times10^7M_{\rm\odot}$.速度分解時間遅延は広いH$\beta$輝線プロファイル全体で測定され、「M」のような形状と一致している可能性があります。H$\beta$の完全な残響応答のモデル化は、いくつかのパラメーターに対して適度な制約しか提供できませんでしたが、ブラックホールの質量と平均時間遅延との一致を示しています。モデルはまた、AGN構造が銀河円盤の真横から大きくずれていることを示唆している。これは、AGNの統一モデルからの予測と一致しており、このモデルでは、比較的正面を向いた傾斜角で見たAGNについてのみ、広い輝線が見えると予想されます。
2.0
| Title |
The_Dependence_of_Galaxy_Properties_on_the_Underlying_3D_Matter_Density_Field_at_2.0 |
| Authors |
Rieko_Momose,_Khee-Gan_Lee,_Benjamin_Horowitz,_Metin_Ata,_Jeyhan_S._Kartaltepe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05984 |
$z=2-2.5$で初めて、基礎となる3次元の暗黒物質密度の関数として銀河進化の環境効果を研究します。動的フォワードモデリング手法。これらのマップを利用して、星形成活動と銀河の種類(合体、サブミリ波銀河、活動銀河核、静止銀河)の物質過密度$\Delta$と星質量への依存性を調査します。初めて、過密度に加えて低密度領域($\Delta<1$)を調べることができます。大質量銀河($M_*\geq10^{10.5}$M$_\odot$)を除いて、星形成活動は通常、物質密度ではなく星の質量に依存することがわかりました。$\Delta\geq4-6$の高密度領域に存在する場合、$30$以上の係数で。また、(1)高密度領域では合体とサブミリ銀河が存在しないが、それ以外の低密度領域では傾向がないこと、(2)物質密度の関数としての活動銀河核と静止銀河の割合の増加、および(3)星の質量に伴う前述のすべてのカテゴリーの増加。これらの結果は、質量が銀河進化の主な原動力であることを示しています。それにもかかわらず、特に高密度環境の高質量銀河では、環境クエンチングの証拠も見つかっています。再構築された暗黒物質密度マップを直接使用する私たちの新しいアプローチは、より高い赤方偏移での銀河進化における環境影響研究の新しい能力を示しています。
星間偏光サーベイ II: 一般的な星間媒体
| Title |
Interstellar_Polarization_Survey_II:_General_Interstellar_Medium |
| Authors |
M._J._F._Versteeg,_A._M._Magalh\~aes,_M._Haverkorn,_Y._Angarita,_C._V._Rodrigues,_R._Santos-Lima,_Koji_S._Kawabata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05985 |
磁場は銀河全体に浸透しており、たとえば、星形成プロセスのいくつかの段階の調節や宇宙線輸送に不可欠です。強度やトポロジーなどのその特性を解明することは、異なる補完的な技術を組み合わせることを必要とする観察上の課題です。磁場に整列した非球形のダスト粒子による吸収による星の光の偏光は、光学バンドの星間磁場に関するユニークな情報源を提供します。この作業は、拡散星間媒質(ISM)における直線偏光スターライトの光学観測の新しいカタログ、星間偏光サーベイ、一般ISM(IPS-GI)の最初の分析を紹介します。IPS-GIからのデータを使用し、拡散媒体内の視線をサンプリングする38フィールドに焦点を当てました。フィールドのサイズは約0.3$^{\circ}$x0.3$^{\circ}$で、各フィールドには平均で$\sim1000$星が含まれています。IPS-GIカタログには、40000個を超える星の偏光測定値があり、そのうち18000個以上が${P}/\sigma_{P}>5$です。補助カタログからこれらの36000以上の星に距離やその他のパラメータを追加しました。10516個の星の高品質サブサンプル（つまり、フィールドあたり$\sim275$星）のパラメーター分布とパラメーター間の相関を分析しました。予想通り、偏光の程度は絶滅とともに増加する傾向があり、距離が遠くなるほど、または銀河の絶対緯度が低いほど、偏光の値が高くなります。さらに、大規模な秩序ある銀河磁場の証拠を発見しました。
Orion-KL ソース I のイオン化された流出?
| Title |
An_ionized_outflow_in_Orion-KL_source_I? |
| Authors |
Melvyn_Wright,_Tomoya_Hirota,_Jan_Forbrich,_Richard_Plambeck,_John_Bally,_Ciriaco_Goddi,_Adam_Ginsburg,_and_Brett_A._McGuire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06005 |
Orion-KLのSourceIの6GHzおよび14GHzでの画像を提示します。43から340GHzのより高い周波数では、このソースの画像は、直径100AUの星周円盤のダストからの熱放射によって支配されますが、6および14GHzでは、放射は円盤の短軸に沿って引き伸ばされ、中心天体からのSiOバイポーラ流出。6、14、43、および99GHzの画像へのガウスフィッティングは、イオン化された流出からの自由自由放出と一致する周波数でフラックスと長さが変化するディスクの短軸に沿った成分を見つけます。データは、狭い電離ジェットよりも円盤風からの幅広い流出を支持しています。ソースIは、2021年に得られた高解像度5GHze-MERLIN観測では検出されませんでした。SrcIの5～6GHz構造は、e-MERLIN合成ビームの高サイドローブ構造によって解決されるか、時間変数である可能性があります。
パンクロマチック銀河の発光へのダストの寄与
| Title |
Dust_contribution_to_the_panchromatic_galaxy_emission |
| Authors |
Dian_P._Triani,_Darren_J._Croton,_Manodeep_Sinha,_Edward_N._Taylor,_Camilla_Pacifici,_Eli_Dwek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06033 |
私たちは、\dustysage半解析的銀河形成モデル(SAM)から銀河の遠紫外から遠赤外のスペクトルエネルギー分布(SED)を生成する\mentariと呼ばれるパイプラインを開発しました。\dustysageは、ガスの降下、冷却、星の形成、フィードバック、合体などの銀河形成の基本的な要素の上に、ダスト関連のプロセスを直接組み込みます。\dustysageで計算されたダストプロパティから物理的に動機付けられた減衰モデルを導出するため、各銀河は、銀河のアセンブリ履歴全体で発生した複雑なダスト物理学に基づいて、一貫した一連の減衰パラメーターを持ちます。次に、いくつかのダスト放出テンプレートを調べて、赤外線スペクトルを生成します。私たちの結果は、物理的に動機付けられた減衰モデルは、一定の減衰を使用する場合と比較して、銀河の形成と進化の一貫した多波長の記述を取得するのに適していることを示しています。私たちの予測を観測の編集と比較し、基準モデルが以下と合理的に一致していることを発見します:(i)観測された$z=0$光度関数は、遠紫外から遠赤外まで同時に機能し、したがって(ii)同じ範囲のローカル宇宙SED、(iii)$0<z<3$にわたる静止フレームKバンド光度関数、および(iv)$0<z<1$にわたる静止フレーム遠紫外光度関数。私たちのモデルは$z=2$と$z=3$での遠紫外放射を過少生成しますが、これは\dustysageのAGNフィードバックとダストプロセスを変更することで改善できます。ただし、この組み合わせは$z=0$での一致を悪化させます。これは、そのようなプロセスのより詳細な処理が必要であることを示唆しています。
人口に依存する垂直運動と長寿命の非定常偏在天の川ワープの証拠
| Title |
Evidence_for_Populations-dependent_vertical_motions_and_the_Long-lived_Non-Steady_Lopsided_Milky_Way_Warp |
| Authors |
Xiang_Li,_Hai-Feng_Wang,_Yang-Ping_Luo,_Mart\'in_L\'opez-Corredoira,_Yuan-Sen_Ting,_\v{Z}ofia_Chrob\'akov\'a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06051 |
LAMOSTDR5およびGaiaDR3と一致するさまざまな平均年齢集団を交差させたOBタイプ星(OB)、RedClump星(RC)、およびMain-Sequence-Turn-Off星(MSTO)を使用した銀河円盤垂直速度分析を提示します。3つの集団の鉛直速度は、銀河中心距離($R$)によって明確に変化し、若い星集団は一般的に増加傾向が強いことを明らかにしました。垂直方向の動きによって示される曲げモードと呼吸モードは、人口に依存し、空間位置によって異なります。これらの垂直方向の動きは、銀河のゆがみ、小さな合体、または円盤の非平衡が原因である可能性があります。ワープが支配的な成分であると仮定すると、OB(より若い人口)のワープ振幅($\gamma$,$Z_\omega$)はRC(中程度の人口)よりも大きく、後のものもより大きくなることがわかります。星の密度分布の他の独立した分析と一致し、ワープをサポートするMSTO（より古い人口）のそれは、長寿命の非定常構造であり、時間発展を持っています。この結論は、節点の線$\phi_w$が固定されているかどうか、または自由なパラメーターとして($\phi_w$が最適として約3$-$8.5$^{\circ}$である場合)かどうかにかかわらず、ロバストです。さらに、ワープは方位角($\phi$)に沿って非対称で偏っていることがわかります。
AGNディスクにおけるブラックホール連星形成：孤立から合体まで
| Title |
Black_Hole_Binary_Formation_in_AGN_Discs:_From_Isolation_to_Merger |
| Authors |
Connar_Rowan,_Tjarda_Boekholt,_Bence_Kocsis,_Zolt\'an_Haiman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06133 |
LIGO-VIRGO-KAGRAによる合体ブラックホール(BH)の重力波検出数の増加に動機付けられて、活動銀河核(AGN)の円盤におけるBH連星合体が合体チャネルの可能性として調査されています。この経路では、大きなガスディスク内のBHが互いに遭遇し、ディスク内のガスとの相互作用を介してBHバイナリシステムとして相互に結合し、その後、融合するまで局所ガスによって誘発される重力トルクを介して刺激されると予想されます。この合併経路の実現可能性をより正確に判断するために、3つの異なるAGNディスク質量と5つの異なる初期半径方向分離を持つ星質量BH連星AGNディスクの形成と進化の両方の最初の3Dグローバル流体力学シミュレーションを提示します。これらの15の異なるシミュレーションは、標準的な放射効率の高いアルファディスクの密度よりもはるかに低い場合を含め、さまざまな局所ガス密度でバイナリキャプチャが成功する可能性があることを示しており、これらのキャプチャされたバイナリの大半がその後周囲のガスによって硬化されることを特定しています。順行バイナリと逆行バイナリの両方がシミュレーションで形成され、ガスによってゆっくりと硬化する傾向があります。離心率の進化は、連星の軌道回転に強く依存することがわかっています。ここで、順行性連星は周連ミニディスクからの重力トルクによって支配され、離心率は時間の経過とともに減衰しますが、逆行性連星の場合、離心率は降着によって>0.9に励起されます。トルク。2つのケースでは、逆行連星は最終的に近接近点通過を経て、わずか数千回の連星軌道の後、重力波を介して合体します。したがって、逆行連星の合併タイムスケールは、AGNディスクの寿命よりもはるかに短い可能性があります。これらのシミュレーションは、AGN合併経路がBHの合併に非常に効率的である可能性があるというケースをサポートしています。
TDE の連続分極レベルのモデリング
| Title |
Modeling_continuum_polarization_levels_of_TDEs |
| Authors |
Panos_Charalampopoulos,_Mattia_Bulla,_Clement_Bonnerot,_Giorgos_Leloudas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05079 |
TDEは10年以上にわたって光学およびUVで観測されてきましたが、根本的な発光メカニズムは依然として謎のままです。視野角の効果が、それらの大きな測光的および分光学的多様性を説明できる可能性があることが示唆されています。偏光は実際に視野角に敏感であり、TDEの最初の偏光測定研究が現在利用可能であり、理論的解釈が求められています。この研究では、放射伝達コードPOSSISと衝突誘起流出(CIO)TDE放出シナリオを使用して、TDEの連続分極レベルをモデル化します。このシナリオでは、ブラックホールからオフセットされたデブリストリームの交点から発生する束縛されていない衝撃ガスが再処理されます。降着流からの放出は、UVおよび光学バンドに流れます。次の幾何学的パラメーターを変化させながら、ピーク質量フォールバック率M'p(~3および~0.3Msol/yr)の2つの異なるケースを調査します:ブラックホール(BH)から交点までの距離R_int、光球の半径光子が生成される表面上のBHR_phの周り、および開口角デルタ(異方性放射)。質量フォールバック率が高い場合、10/12シミュレーションでは、すべての視野角の偏光レベルが1未満(P<1%)およびP<0.5%であることがわかります。偏光の絶対値は、赤道視野角で最大(P_max)に達します。質量フォールバック率が低い場合、予測される最大値はP~8.8%であり、中間の視野角でP_maxに達します。偏光は、i)異なるM'p値によって設定される中央領域の光学的深さ、およびii)視野角に強く依存することがわかります。最後に、モデル予測をいくつかのTDEの偏光観測と比較することにより、観測された視野角を制限しようと試み、マルチエポックの偏光観測がTDEの視野角を制限する重要な要因になる可能性があることを示します。
超巨大高速 X 線トランジェント II の 100 か月の Swift カタログ。アウトバースト特性からの SFXT 診断
| Title |
The_100-month_Swift_catalogue_of_supergiant_fast_X-ray_transients_II._SFXT_diagnostics_from_outburst_properties |
| Authors |
Romano_P.(1),_Evans_P.A.(2),_Bozzo_E.(3,4),_Mangano_V.(1),_Vercellone_S.(1),_Guidorzi_C.(5,6,7),_Ducci_L.(8,3),_Kennea_J.A.(PSU),_Barthelmy_S.D.(10),_Palmer_D.M.(11),_Krimm_H.A.(12),_Cenko_B.(10)_((1)_INAF/OAB,_(2)_Univ._Leicester,_(3)_Univ._Geneve,_(4)_INAF/OAR,_(5)_Univ._Ferrara,_(6)_INFN_Ferrara,_(7)_INAF/OAS,_(8)_IAAT,_Univ._Tuebingen,_(9)_PSU,_(10)_NASA/GSFC,_(11)_LANL,_(12)_NSF) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05083 |
超巨大高速X線トランジェント(SFXT)は、10$^{38}$erg/sのピーク光度に達するX線バーストを示す高質量X線連星であり、寿命のほとんどを、光度が10$^{32}$-10$^{33}$エルグ/秒。SFXTSwiftトリガーの包括的かつ統一的な分析の主な目的は、対応する既知のX線がないトランジェントがSFXT候補であるかどうかを予測するツールを提供することです。これらのツールは、大型のFoV機器を介して可変X線の空を探索する将来のミッションの開発に利用できます。2005年8月30日から2014年12月31日の間に収集されたSwift/BATをトリガーしたSFXTの爆発に関する入手可能なすべてのデータ、特にSwift/XRTを含む広帯域データも入手可能なデータを調べました。すべてのBATおよびXRTデータをSwiftBurstAnalyzerで均一に処理して、各アウトバーストのスペクトル進化に依存するフラックス光曲線を作成しました。BATデータにより、一般的なGRB集団とは別にSFXTトリガーを設定するための有用な診断を推測することができました。これは、SFXTが画像トリガーを独自に発生させ、同時に非常に長く、かすかで、「柔らかい」硬X線トランジェントであることを示しています。BATデータだけでも、異常なX線パルサーやソフトガンマリピータなどの他の高速トランジェントからSFXTを非常にうまく区別できます。ただし、SFXTを、たとえば降着するミリ秒X線パルサーや潮汐破壊イベントと区別するには、BATトリガーの前後に収集されたXRTデータが重要です。35/52SFXTBATトリガーのXRT観測は、軟X線エネルギーバンドで、SFXTが1日以内に少なくとも3桁のバーストのピークからのフラックスの減衰を示し、大きな再増光を受けることはめったにないことを示しています。ほとんどの場合、3～5日以内(最大)で静止レベルまで急速に減衰します。【要約】
GRB 191221B 残光の電波と光の同時偏波測定
| Title |
Simultaneous_Radio_and_Optical_Polarimetry_of_GRB_191221B_Afterglow |
| Authors |
Yuji_Urata,_Kenji_Toma,_Stefano_Covino,_Klaas_Wiersema,_Kuiyun_Huang,_Jiro_Shimoda,_Asuka_Kuwata,_Sota_Nagao,_Keiichi_Asada,_Hiroshi_Nagai,_Satoko_Takahashi,_Chao-En_Chung,_Glen_Petitpas,_Kazutaka_Yamaoka,_Luca_Izzo,_Johan_Fynbo,_Antonio_de_Ugarte_Postigo,_Maryam_Arabsalmani,_and_Makoto_Tashiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05085 |
ガンマ線バースト(GRB)は、宇宙で最も明るい過渡現象であり、初期の星、重力波対応物、および無衝突衝撃物理学のプローブとして利用されています。即時放出と残光の興味深い特性を特徴付ける個々の波長でのGRBの偏光測定に関する研究にもかかわらず、調整された多波長測定はまだ実行されていません。ここでは、典型的な長いGRB191221Bに関連する残光について、光学バンドと無線バンドでの最初の協調同時偏光測定を報告します。今回の観測では、シンクロトロンの自己吸収の影響を受けない電波放射を捉えることに成功し、放射光が光学帯域に比べて電波帯域で偏光解消されていることを示しました。私たちの同時偏光角度測定と時間偏光モニタリングは、このGRB残光のジェット運動エネルギーの推定値を$>$4倍に増加させる冷却電子の存在を示しています。さらに調整された多波長偏光キャンペーンは、さまざまなタイプのGRBの放出領域における総ジェットエネルギーと磁場構成の理解を向上させます。これは、それらの前駆システムの質量スケールと無衝突衝撃の物理を理解するために必要です。
Fermi Unassociated Sources の結合された Radio Multi-Survey カタログ
| Title |
A_Combined_Radio_Multi-Survey_Catalog_of_Fermi_Unassociated_Sources |
| Authors |
S._Bruzewski,_F._K._Schinzel,_G._B._Taylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05115 |
$\textit{FermiGamma-RaySpaceTelescope}$によって特定された既存の$\gamma$線源の約3分の1は関連がないと考えられており、他の周波数/波長の既知の対応物はありません。これらのソースは、天文台のミッションの存続期間中、精査と観測努力の対象となってきました。ここでは、費用がかかり複雑になる可能性のある特定の専用の観測を必要とせずに、既存の電波カタログを活用してこれらのソースを調べる方法を紹介します。多くの敏感な低周波カタログを含めることにより、パルサーなどの急勾配のスペクトル源を特にターゲットにしています。この研究により、591個の$\textit{Fermi}$の非関連領域内に含まれる急峻なスペクトルの電波源が発見されました。そのうちの少なくとも21個は、パルサーのような$\gamma$線の特性を持つことでも注目に値します。また、さまざまな電波と$\gamma$線の選択に基づいて、他の多くの関心分野を特定しています。
パークス電波望遠鏡の超広帯域受信機を使用した拡散漂流船 PSR J1401$-6357 からの個々のパルス放射
| Title |
Individual_pulse_emission_from_the_diffuse_drifter_PSR_J1401$-$6357_using_the_ultrawideband_receiver_on_the_Parkes_radio_telescope |
| Authors |
J._L._Chen,_Z._G._Wen,_X._F._Duan,_D._L._He,_N._Wang,_H._G._Wang,_R._Yuen,_J._P._Yuan,_W._M._Yan,_Z._Wang,_C._B._Lv,_H._Wang,_S._R._Cui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05193 |
この研究では、パルサーJ1401$-$6357(B1358$-$63)からの電波放射の詳細な単一パルス解析について報告します。これは、パークス電波望遠鏡の超広帯域低周波受信機で観測されたデータに基づいています。弱い主成分に加えて、統合されたパルスプロファイルは、わずかに非対称なシングルハンプ構造を特徴としています。パルスプロファイルの周波数変化が研究されています。明確に定義されたヌルは、2\%を超える推定ヌル部分を持ち、周波数帯域全体に存在します。すべてのヌルパルスにわたって統合された平均パルスプロファイルで3$\sigma$を超える有意性を持つ放出は検出されません。ゆらぎスペクトル解析を使用して、このパルサーにドリフトする時間依存サブパルスの存在を初めて明らかにしました。明確な二重ピークの特徴が、周波数帯域全体にわたって正確にエイリアス境界に存在します。これは、観測中に見かけのドリフトセンスが変化することを示唆しています。私たちの観測は、パルスヌリングとサブパルスドリフトの現象が観測周波数とは無関係であることをさらに確認し、地球規模の磁気圏スケールで変化を引き起こすことを示唆しています。
最初の CHIME/FRB Fast Radio Burst カタログからのべき乗分布とスケール不変構造
| Title |
Power-law_distribution_and_scale-invariant_structure_from_the_first_CHIME/FRB_Fast_Radio_Burst_catalog |
| Authors |
Zi-Han_Wang,_Yu_Sang,_Xue_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05229 |
最初のCHIME/FRBカタログで選択された190の1回限りのFRBのサンプルに基づいて、高速無線バースト(FRB)の統計的特性を調べます。分析では3つのべき乗則モデルが使用され、エネルギーの累積分布関数は、曲がったべき乗則モデルとしきい値付きべき乗則モデルによって適切に適合できることがわかります。また、エネルギーのゆらぎの分布関数はTsallis$q$-Gauss分布によく従います。Tsallis$q$-ガウス分布の$q$値は一定であり、さまざまな時間スケール間隔で小さな変動があり、バーストのスケール不変構造を示しています。地震とソフトガンマリピーターは同様の特性を示しており、自己組織化臨界システムの予測と一致しています。
繰り返される高速電波バーストに関する総合的な分析
現在までに約900の高速無線バースト(FRB)ソースが検出されており、そのうち29のFRBが繰り返しバーストすることがわかっています。少なくともいくつかのFRBとマグネターの間の確固たる関係は確立されていますが、これらの謎の現象のトリガーメカニズムと放射プロセスは依然として非常に物議を醸しています。この調査では、FRB20121102A、20180916B、20190520B、および20201124Aの最もアクティブな4つのリピーターを含む、少なくとも5つのバーストが検出された16の繰り返しFRBのサンプルを構築します。トリガー時間、パルス幅、分散測定（DM）、ファラデー回転測定（RM）、帯域幅、待機時間、ピークフラックス、フルエンスなど、バーストのさまざまな重要なパラメーターが文献から収集されます。これらのパラメータの分布と時間発展が調査されます。さまざまなパラメーターのペア間の潜在的な相関関係も広く調査されています。次に、異なるリピータの動作が比較されます。FRB20121102AのDMは、長い時間スケールで連続的に増加しているように見えることがわかります。ほとんどのリピーターの$DM$は$\pm3$cm$^{-3}$pcの狭い範囲で変動しますが、FRB20190520Bは$\pm12$cm$^{-の大きな変動範囲を持つことがわかります。3}$PC。$DM$と星形成率の間には線形相関が確立されています。$RM$は、さまざまなリピーターで、より混沌とした動作で時間とともに進化します。一般に、待ち時間は各ソースで二峰性分布を示します。基礎となる物理学に対するこれらの機能の意味が議論されています。
NuSTAR StrayCats を搭載した Clocked Burster、GS 1826-238 のスペクトル状態遷移を明らかにする
| Title |
Revealing_the_spectral_state_transition_of_the_Clocked_Burster,_GS_1826-238_with_NuSTAR_StrayCats |
| Authors |
S.B.Yun,_B.W.Grefenstette,_R.M.Ludlam,_M.C.Brumback,_D.J.K.Buisson,_G.Mastroserio,_S.N.Pike |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05243 |
NuSTARStrayCatsからのデータを使用して、GS1826-238、「ClockedBurster」として知られる中性子星X線連星の長期分析を提示します。NuSTAR迷光データのカタログであるStrayCatsには、NuSTAR光学系によって集束されていない明るい軸外X線源からのデータが含まれています。2014年から2021年にかけて発生源の迷光観測を取得し、nustar-gen-utilsPythonツールを使用してデータを縮小および分析し、「島」環礁状態から「バナナ」ブランチへの発生源の移行を示しました。また、ClockedBursterからのタイプIX線バーストのライトカーブ解析を提示し、バナナ/ソフト状態からのバーストは、アイランド/ハード状態からのバーストより持続時間が系統的に短く、バーストフルエンスが高いことを示します。私たちの分析から、ソースの質量降着率の増加と、遷移に伴うバースト頻度の減少に注目します。
銀河の X 線連星 MAXI J1631-479 の再考: 高傾斜角と巨大なブラック ホールの意味
| Title |
Revisiting_the_galactic_X-ray_binary_MAXI_J1631-479:_Implications_for_high_inclination_and_a_massive_black_hole |
| Authors |
Sandeep_K._Rout_(PRL),_Santosh_Vadawale_(PRL),_Javier_Garcia_(Caltech)_and_Riley_Connors_(Caltech) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05293 |
銀河ブラックホール連星のX線分光法は、システムの全体的な理解を得るための強力なツールとして機能します。降着円盤の性質を詳細に調べることができるだけでなく、ブラックホールの基本的な性質を推測することもできます。これらの目的の追求は、強磁場極限における一般相対性理論の間接的な検証にもつながります。この作業では、NICERおよびNuSTAR天文台からのデータを使用して、銀河X線連星MAXIJ1631-479の包括的なスペクトル解析を実行します。密度、イオン化、Fe存在量などの降着円盤特性の進化を、ソースが円盤優勢のソフト状態からべき法則優勢のハード中間状態に遷移するにつれて追跡します。ブラックホールのスピンと内側の円盤の傾きに強い制約を与えます。また、ソフト状態のNICER観測を使用して、光学観測からの距離推定を使用してブラックホールの質量を制限します。
正規化フローを使用したデータ異常としての中性子星質量半径測定における高密度物質相転移シグネチャの検出
| Title |
Detecting_dense-matter_phase_transition_signatures_in_neutron_star_mass-radius_measurements_as_data_anomalies_using_normalising_flows |
| Authors |
Filip_Morawski_and_Micha{\l}_Bejger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05480 |
中性子星の観測は、非常に密度の高い物質の側面、具体的には非閉じ込めクォークなどのエキゾチックな状態への相転移の可能性を研究するために使用される可能性があります。一連の質量半径測定で高密度物質相転移のシグネチャを検出するための新しいデータ分析方法を提示し、観測誤差のサイズと観測数に関するその感度を研究します。この方法は、正規化フロー手法と組み合わせた機械学習異常検出に基づいています。相転移シグネチャを特徴としない天体物理観測のサンプルでトレーニングされたアルゴリズムは、相転移サンプルを「異常」として解釈します。この研究のために、我々は、質量半径シーケンス（強い相転移）の切り離された分岐につながる高密度物質の状態方程式に焦点を当て、天体物理学に基づいた中性子星の質量関数を使用し、さまざまな大きさの観測誤差とサンプルを使用します。サイズ。この方法は、相転移シグネチャを使用して質量と半径の関係のケースを確実に検出すると同時に、測定エラーの減少と観測数の増加に伴って感度が向上することが示されています。相転移質量が質量関数範囲の端近くに位置する限界のケースについて説明します。電磁および重力波観測の実際の測定値の現在の最先端の選択に基づいて評価されたこの方法は、利用可能なサンプルサイズが小さく、観測誤差が大きく、系統が複雑であるため、決定的な結果が得られないと解釈します。
| Title |
Studying_Postmerger_Outflows_from_Magnetized_Neutrino-cooled_Accretion_Disks |
| Authors |
Fatemeh_Hossein_Nouri,_Agnieszka_Janiuk,_Ma{\l}gorzata_Przerwa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05628 |
コンパクトな連星合体によって生成される、回転するブラックホールの周りのニュートリノ冷却降着流は、ジェット形成と磁気駆動の流出の開始の有望なシナリオです。LIGOおよびVirgo天文台によるGW170817重力波検出に基づいて、このモデルは、短期間のガンマ線バースト(GRB)およびキロノバ放射の中心エンジンを説明できます。オープンソースのGRMHDHARM-COOLコードを使用して、いくつかの2D磁化降着円盤-ブラックホールモデルを進化させ、固定された湾曲した時空背景における現実的な状態方程式を使用しました。粒子トレーサー技術を適用して、流出の特性を測定しました。ディスクとブラックホールの初期パラメーターは、コンパクトオブジェクトのマージのさまざまな可能性のあるマージ後のシナリオを表す方法で選択されます。私たちのシミュレーションは、ブラックホールのスピンと放出された質量との間に強い相関があることを示しています。一般に、大規模なディスクを生成する合併と急速に回転するブラックホールは、より強力な流出を引き起こします。私たちのモデルが適度な速度($v/c\sim0.1-0.2$)の風を生成し、電子フラクションの範囲が広いことを観測しました。これらの結果を使用して、そのようなシステムから放出される可能性のある放射能を動力源とする過渡現象の光度と光度曲線を推定します。光度のピークが$10^{40}-10^{42}$erg/sの範囲内にあることがわかりました。これは、円盤風流出に関する以前の研究と一致しています。
衝突する流体力学的流れにおける衝撃を受けた横方向流出の形態
| Title |
Morphology_of_Shocked_Lateral_Outflows_in_Colliding_Hydrodynamic_Flows |
| Authors |
R.N._Markwick,_A._Frank,_J._Carroll-Nellenback,_E.G._Blackman,_P.M._Hartigan,_S.V._Lebedev,_D.R._Russel,_J.W.D._Halliday,_L.G._Suttle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05631 |
原始星ジェットなどの現象で発生する超音速相互作用の流れは、強い衝撃を引き起こし、いくつかの室内実験で実証されています。このような衝突の流れを研究するために、AstroBEARAMRコードを使用して、3次元で流体力学シミュレーションを実行します。必ずしも対称ではない2つの極超音速流の間の衝突によって形成される船首衝撃の伝播と円錐形を研究するために、衝突する流れの密度、速度、および断面半径%radiusの流れパラメーターの変化を導入します。相互作用領域の動きは、2つの流れの間のラム圧力の不均衡によって駆動されることがわかりますが、船首衝撃の円錐構造は、流れが異なる場合に水平方向から偏向される衝撃横方向流出(SLO)の結果です。断面。
近くの SNR: 宇宙線のスペクトル、比率、および異方性におけるマルチメッセンジャー異常の共通の起源の可能性
| Title |
Nearby_SNR:_a_possible_common_origin_to_multi-messenger_anomalies_in_spectra,_ratios_and_anisotropy_of_cosmic_rays |
| Authors |
Bing-Qiang_Qiao,_Yi-Qing_Guo,_Wei-Liu_and_Xiao-Jun_Bi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05641 |
核、レプトン、$\barp/p$とB/Cの比、および異方性反転のスペクトル硬化または過剰を含むマルチメッセンジャー異常が、過去数年間に観察されました。AMS-02の実験では、284GeVとTeVを超える領域で、陽電子と電子の異なるスペクトルブレークも明らかになりました。これらすべての異常が1つの統一された物理的シナリオに起因するのかどうかを尋ねるのは自然なことです。この作業では、近くのSNRソースを使用した空間依存伝搬(SDP)を採用して、上記の異常を再現します。SNRの周りには密な分子雲(DMC)が存在する可能性があり、二次粒子は加速された一次宇宙線とDMCの間のpp衝突またはフラグメンテーションによって生成される可能性があります。その結果、一次粒子、二次粒子のスペクトル硬化、および$B/C$と$\barp/p$の比率をよく再現できます。330kyrsのソース年齢でのエネルギー損失により、一次電子の特徴的なスペクトルのブレークオフは、測定値から示唆される約1TeVにあります。荷電パイ中間子からの二次陽電子と電子は、母粒子から$5\%$エネルギーを吸収するため、陽電子スペクトルは$\sim$250GeVでカットオフします。したがって、陽電子と電子の異なるスペクトルブレークは、他の異常とともに、この統一された物理シナリオで満たすことができます。さらに興味深いのは、モデルを検証するために使用できる、Li、Be、Bの二次粒子の5TVでのスペクトルブレークオフとして特徴的な構造も得られることです。これらのタグ付けされた構造が、将来的に新世代の衛星搭載実験HERDによって観測されることを願っています。
| Title |
Indirect_Evidence_for_Dark_Matter_Density_Spikes_around_Stellar-Mass_Black_Holes |
| Authors |
Man_Ho_Chan_and_Chak_Man_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05664 |
暗黒物質がブラックホールの周りに密度スパイクを形成することが長い間示唆されてきました。ただし、これまでのところ、この理論的提案を検証する有望な証拠は観察されていません。ここでは、近くにある2つの恒星質量ブラックホール(A0620-00とXTEJ1118+480)のそれぞれの周りに暗黒物質密度スパイクが存在することを報告します。暗黒物質と伴星の間の動的摩擦は、2つの連星における異常に速い軌道崩壊を十分に説明できます。A0620-00とXTEJ1118+480の計算されたスパイクインデックスは、それぞれ$\gamma=1.71^{+0.01}_{-0.02}$と$\gamma=1.85^{+0.04}_{-0.04}$です。星の加熱モデルによって予測された下部領域に近いです。これは、恒星質量ブラックホールの周囲に暗黒物質密度スパイクが存在することの間接的な証拠となる可能性があります。近くのブラックホールのX線連星の観測データを分析することは、暗黒物質の性質を明らかにする新しい方法になると予想されます。
MeV ガンマ線源の銀河内拡散放射への寄与
| Title |
MeV_Gamma-Ray_Source_Contribution_to_the_Inner_Galactic_Diffuse_Emission |
| Authors |
Naomi_Tsuji,_Yoshiyuki_Inoue,_Hiroki_Yoneda,_Reshmi_Mukherjee,_and_Hirokazu_Odaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05713 |
フラックス$\sim10^{-2}~{\rmMeV~cm}^{-2}~{\rms}^{-1}~{\rmsr}^{-1}$は、銀河の内側の領域から1～30MeVのエネルギー範囲にあり、その発見以来、不安定なままです。この論文では、COMPTELによって解決されていない個々のMeVガンマ線源のモデルについて詳しく説明します。これは、硬X線およびGeVガンマ線範囲のエネルギースペクトルを補間することにより、Swift-BATカタログとFermi-LATカタログ間で相互一致するソース、および2つのカタログ間で一致しないソースに対して実行されます。COMPTEL排出量へのソースの寄与は、少なくとも~20%であることがわかります。十分に制約されていない銀河の拡散放射と組み合わせると、COMPTEL放射をおおまかに再現できる場合があります。
ガンマ線バーストにおける正のラグから負のラグへの遷移の原因となるスペクトル進化
| Title |
Spectral_evolution_responsible_for_the_transition_from_positive_lags_to_negative_lags_in_Gamma-ray_Bursts |
| Authors |
Wen-Qiang_Liang,_Rui-Jing_Lu,_Cheng-Feng_Peng,_Wen-Hao_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05718 |
ガンマ線バースト(GRB)のほとんどが正のスペクトルラグによって支配され、GRBのごく一部が負のラグを示すことはよく知られていました。しかし、魏等。最初に、GRB160625Bで正のラグから負のラグへの明確に定義された遷移を特定し、次に、観察に基づいてローレンツ不変性(LIV)の違反の可能性についてロバストな制限を得ました。最近、Gunapatiらによって\thisgrbの3つの異なる発光エピソードでこのような遷移が発見されました。私たちの分析は、LIVモデルが現在の観測と互換性がないことを示していますが、スペクトルの進化によって引き起こされたスペクトルの遅れだけが遷移の原因である可能性があります。したがって、スペクトル進化は、GRB190530Aの正から負へのラグも説明できます。
| Title |
Accretion-modified_stellar-mass_black_hole_distribution_and_milli-Hz_gravitational_wave_backgrounds_from_galaxy_centre |
| Authors |
Mengye_Wang,_Yiqiu_Ma,_Qingwen_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05724 |
埋め込まれた星質量ブラックホール(sBH)または活動銀河核(AGN)の降着円盤内の星のガス降着は、これらのsBHと星の質量分布を変更し、sBHの移動にも影響を与える。出演者。\textbf{質量降着効果の導入により、sBH/星分布のフォッカー・プランク方程式を質量変動シナリオに拡張することにより、sBH/星分布関数の進化を一貫した方法でシミュレートし、質量を探索します。銀河中心の核領域におけるsBHの分布。}我々は、sBHが数十太陽質量まで成長し、より重いsBH連星を形成できることを発見した。現在および将来の地上ベースの重力波検出器\,(例:LIGO/VIRGO、ET、CosmicExplorer)。さらに、大質量ブラックホールを取り囲むsBHの極端な質量比インスパイラル(EMRI)のイベントレートを推定し、EMRIの確率的重力波(GW)バックグラウンドを計算します。AGNディスクに埋め込まれたsBHを考慮した後、バックグラウンドは将来の宇宙搭載GW検出器で検出できることがわかりますが、質量降着はGWバックグラウンドにわずかな影響を与えます。
AGNのX線スペクトル指数に対する光学/UVパラメータの依存性
活動銀河核(AGN)の研究は、主に降着円盤と関連するコロナによって引き起こされる、それぞれの核境界活動を理解するために不可欠です。これらのソースから2-10keV帯域で放出されるスペクトルインデックス$\Gamma$によって特徴付けられる硬X線放出は、ディスク、BLR、NLRなどの近くの物理的特徴をイオン化し、放射構成を提供します。ただし、以前の研究に基づいて、赤方偏移全体で$\Gamma$の進化に縮退があり、進化の系統的傾向を示す研究はほとんどなく、系統的変動を除外する研究もあります。現在の作業では、非常に大きなサンプルの赤方偏移全体の$\Gamma$の進化を研究し、SDSSデータを使用して光学パラメーターで$\Gamma$の変動に関するさらなる研究を行います。H$_{\beta}$\&MgIIとその光度.分析に基づいて、赤方偏移全体で$\Gamma$に変化がなく、光学パラメーターとの相関関係を示さないことがわかりました。これは、$\Gamma$がソフトな過剰および/または反射成分の影響を受けており、赤方偏移全体で同じ強度でディスクとBLR領域に影響を与えていることを強く示唆しています。
銀河中心部での激しい WIMP 消滅からの逆コンプトン放出
| Title |
Inverse_Compton_emission_from_heavy_WIMP_annihilations_in_the_Galactic_Centre |
| Authors |
Julia_I._Djuvsland,_Jim_Hinton,_Brian_Reville |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05785 |
熱遺物のWIMPは、ダークマターの性質、特に重い($\gtrsim$1TeV)WIMPのより制約の少ない場合の主要な候補のままです。WIMP消滅による最高のフラックスは、現在および近い将来のガンマ線観測所を利用してWIMPパラダイムに厳しい制限を課すことができる銀河中心(GC)の領域で予想されます。ガンマ線の消滅フラックスには、「遅延した」逆コンプトン(IC)ガンマ線放出を生成できる荷電二次粒子が付随することが定期的に指摘されていますが、この成分は間接的な暗黒物質探索ではしばしば無視されます。この作業では、逆コンプトン放出が、GCでの重いWIMP消滅の特定の条件について研究されています。領域の磁場および放射場のモデルを使用し、二次粒子の輸送を考慮に入れると、TeVWIMPの場合、生成された粒子が外に伝播するのではなく領域内で冷却されるため、GCでICコンポーネントを無視できないことがわかります。銀河へ。この効果により、予測されるスペクトル形状が大幅に変化するため、重いWIMPの検出の可能性が高まります。
2 つのアクティブな反復高速無線バーストにおける円偏波
| Title |
Circular_Polarization_in_two_Active_Repeating_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
Yi_Feng,_Yong-Kun_Zhang,_Di_Li,_Yuan-Pei_Yang,_Pei_Wang,_Chen-Hui_Niu,_Shi_Dai,_Ju-Mei_Yao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05873 |
高速電波バースト(FRB)は、宇宙距離で発生するミリ秒単位の明るい電波バーストです。FRBのごく一部のみが明らかに繰り返されます。電磁信号の基本的な特性である偏波は、多くの場合、放射プロセス、環境、およびFRBの介在媒体に関する重要な情報を運びます。ここでは、2つのアクティブな繰り返しFRB、すなわちFRB20121102Aと20190520Bの円偏波検出を、500メートル開口球状電波望遠鏡で報告します。両方のアクティブな繰り返しFRBで円偏波を検出し、円偏波を持つ繰り返しFRBの数を3つに増やします。FRB20121102Aのバーストの1つで、64%の円偏光度が検出されました。観察された円偏波は、マルチパス伝搬によって引き起こされる可能性は低いです。私たちの観察は、ファラデー変換またはFRBソースに固有の放射メカニズムによって引き起こされる円偏光を支持します。どちらの場合も、円偏光が発生する条件はまれでなければなりません。
不均一磁化プラズマにおける相対論的無衝突衝撃
| Title |
Relativistic_Collisionless_Shocks_in_Inhomogeneous_Magnetized_Plasmas |
| Authors |
Camilia_Demidem,_Joonas_N\"attil\"a,_Alexandra_Veledina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06053 |
相対論的な衝突のない衝撃は、弱く磁化された均一な媒体に伝播するときの効率的な粒子加速に関連付けられています。磁化が増加すると、粒子の加速が抑制されます。天体物理環境でよくあるように、上流が運動学的スケールの不均一性を運ぶと、これが変化することを示します。完全運動シミュレーションを使用して、上流の密度摂動と相互作用する磁化対プラズマの相対論的垂直衝撃を研究します。上流の変動は衝撃波面を波形にし、下流で大規模な乱流せん断運動を生成し、粒子を加速することができます。これにより、ジェットや降着円盤などの天体物理系の実行可能な励起サイトとして、相対論的磁化ショックが復活する可能性があります。大規模な磁気構造の生成は、ブレーザーからの分極信号にも重要な意味を持ちます。
中性子星合体後の星系における縞模様のジェット
| Title |
Striped_Jets_in_Post_Neutron_Star_Merger_Systems |
| Authors |
Emma_Kaufman,_I.M._Christie,_A._Lalakos,_A._Tchekhovskoy,_D._Giannios |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06058 |
相対論的ジェット内の粒子加速メカニズムとして磁気再結合を呼び出すモデルは、多くの場合、ジェット内の段階的なエネルギー散逸プロファイルを採用します。ただし、そのようなプロファイルは、第一原理シミュレーションではまだ再現されていません。ここでは、最初は純粋にトロイダル磁場を持つポスト中性子星合体ディスクの一連の3D一般相対論的磁気流体力学シミュレーションを実行します。ミクロ物理学(核再結合、ニュートリノ放出など)とシステムパラメーター(円盤質量など)の両方の変化を調べます。すべてのシミュレーションで、磁気ストライプジェットの形成が見られます。縞模様は、降着円盤で生成されたポロイダル磁束の極性が反転した結果です。シミュレーションでは、ストライプの持続時間$\tau$とパワー$\langleP_{\Phi}\rangle$の分布に大きな変動が見られます。より大規模なディスクはより強力なストライプを生成し、その最も強力なものは$\tauで$\langleP_{\Phi}\rangle\sim10^{49}$~erg~s$^{-1}$に達することがわかります\sim20$~ms.ストライプの磁気再接続から生じる出力と変動性は、短時間のガンマ線バーストで推測されるものと一致します。累積エネルギーの散逸プロファイルは、半径距離$z$と$\tau$の両方でおおよそべき乗則であり、勾配は$\sim1.7-3$の範囲であることがわかります。より大規模なディスクは、より大きな勾配を示します。
低周波干渉観測によるカシオペア A の自由-自由吸収パラメータ
| Title |
Free-free_absorption_parameters_of_Cassiopeia_A_from_low-frequency_interferometric_observations |
| Authors |
Lev_A._Stanislavsky,_Igor_N._Bubnov,_Aleksander_A._Konovalenko,_Aleksander_A._Stanislavsky,_and_Serge_N._Yerin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06104 |
環境。カシオペアAは、銀河系で最も広く研究されている超新星残骸(SNR)の1つです。低周波観測の助けを借りたそのスペクトル特徴の分析は、SNR環境と星間媒体を介した観測者へのシンクロトロン放射の伝播による電波源の進化を理解するために重要な役割を果たします。ねらい。この論文では、CasAの統合スペクトルの測定値を提示して、このSNRに対する自由-自由吸収の特性を特徴付けます。また、新しい測定値を追加して、ゆっくりと進化し減少する積分磁束密度を追跡します。メソッド。16～72MHzの周波数範囲内でカシオペアAの連続体スペクトルを測定するために、GiantUkrainianRadioTelescope(GURT)を使用します。2019年5月から10月にかけて、2要素相関干渉計として使用されるGURTの2つのサブアレイを使用して、電波銀河はくちょう座Aの基準源に対するカシオペアAの電波束密度が測定されました。結果。我々は、カシオペアAに向かう内部および外部吸収電離ガスの放出測定値、電子温度、およびイオンの平均電荷数の大きさを決定します。（2018）、一部にはわずかな違いがあります。集塊がない場合、15.3cm^-3の電子密度でM=2.61太陽質量の衝撃を受けていない噴出物は、T=100Kのガス温度を持つことがわかります。集束係数が0.67の場合、0.96太陽の衝撃を受けていない噴出物質量18.7cm^-3の電子密度。結論。GURT干渉計観測で得られたカシオペアAの積分磁束密度スペクトルは、測定誤差内で理論モデルと一致しており、文献の他の最近の結果とも合理的に一致しています。
アタカマ砂漠における次世代大型電波望遠鏡によるミリ波・サブミリ波VLBI
| Title |
Millimeter/submillimeter_VLBI_with_a_Next_Generation_Large_Radio_Telescope_in_the_Atacama_Desert |
| Authors |
Kazunori_Akiyama,_Jens_Kauffmann,_Lynn_D._Matthews,_Kotaro_Moriyama,_Shoko_Koyama_and_Kazuhiro_Hada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05118 |
提案されている次世代のイベントホライズンテレスコープ(ngEHT)のコンセプトは、イベントホライズンテレスコープ(EHT)を拡張することにより、画像のダイナミックレンジが少なくとも2桁改善され、前例のない詳細さでマイクロ秒単位のスケールでさまざまな天体ソースをイメージングすることを想定しています。ngEHTの重要な技術的要素は、大口径望遠鏡を利用してアレイ全体を固定することです。これにより、感度の高いフリンジ検出を介して感度の低いステーションを接続し、地球全体に高密度のネットワークを形成できます。ここでは、チリ北部のアタカマ砂漠にあるチャナントール高原で2030年代に計画されている次世代大型電波望遠鏡、大型サブミリ波望遠鏡(LST)とアタカマ大型口径サブミリ波望遠鏡(AtLAST)の2つのプロジェクトを紹介します。どちらも50メートルの直径を持つように設計されており、86、230、および345\,GHzの計画されたngEHT周波数帯域で動作します。ChajnantorPlateauの優れた観測地にある2つの既存のEHTステーション、AtacamaLargeMillimeter/SubmillimeterArray(ALMA)およびAtacamaPathfinderExperiment(APEX)Telescopeと同じ場所にある50\,mの大口径は、ngEHTの主要な科学ケースに関連する正確なデータキャリブレーションを備えた、高感度、多周波数、時間アジャイルミリ波超長基線干渉法(VLBI)観測のための優れた機能。ngEHTに加えて、チリのユニークな場所は、北米で計画されている次世代の超大型アレイ、または組み合わせた場合の将来のグローバルなミリ波VLBIアレイの角度分解能を大幅に向上させます。LSTとAtLASTは、次世代のミリ波/サブミリ波VLBIアレイを使用して、革新的な科学事例を可能にする重要な要素となります。
青いハロースターを使用したuバンドでの測光キャリブレーション
青い銀河のハロー星の観測された色に基づいて、uバンド測光を較正する方法を開発します。銀河のハロー星は、天の川銀河の古い恒星群に属し、金属量が比較的低い。ハロー集団の「青い先端」-主系列ターンオフ(MSTO)星-は、ゆっくりとした空間的変動のみを持つ、比較的均一な固有のエッジu-gカラーを持つことが知られています。SDSSデータでは、観測された変動は銀河緯度と相関しており、これは金属量の多い円盤星による汚染に起因すると考えられ、経験曲線に適合します。この曲線は、一致する深さのgバンドイメージングが利用可能な場合、uバンドイメージングのキャリブレーションに使用できます。私たちのアプローチは、$|b|での単一フィールド観測に適用できます。>30^\circ$であり、標準的な星の観測や校正済みのuバンドイメージングとの重複が不要になります。私たちの方法には、ATLAS-Refcat2を使用したgバンドデータのキャリブレーションが含まれています。KiDSDR4、ATLASDR4、およびNOIRLabSourceCatalog(NSCDR2)のDECamイメージングの星でアプローチをテストし、キャリブレーションをSDSSと比較します。このプロセスでは、合成等級を使用してこれらのデータセット間の色の方程式を導き出し、ゼロ点の精度を向上させます。すべてのデータセットで改善が見られ、KiDSでは0.016等(元の0.033等)、ATLASでは0.020等(当初は0.027等)、DECamでは0.016等(当初は0.041等)のゼロ点精度に達しています。したがって、この方法だけで、ルービン天文台のレガシー空間と時間調査(LSST)のuバンドで0.02等級の測光精度という目標に到達します。
ロブスターアイ望遠鏡は、X線バンドの広い視野で天体を観察できるため、X線トランジェントを検出するための理想的なモニターです。しかし、ロブスターアイ望遠鏡によって得られた画像は、独自の点像分布関数によって修正されるため、高効率のターゲット検出アルゴリズムを設計することは困難です。この論文では、いくつかの機械学習アルゴリズムを統合して、ロブスターアイ望遠鏡によって取得されたデータのターゲット検出フレームワークを構築します。私たちのフレームワークは、最初に、検出器上の光子の位置に応じて、異なるピクセルスケールを持つ2つの2D画像を生成します。次に、モルフォロジー演算と2つのニューラルネットワークに基づくアルゴリズムを使用して、これらの2D画像からフラックスが異なる天体の候補を検出します。最後に、ランダムフォレストアルゴリズムを使用して、前の手順で取得した候補から最終的な検出結果を取得します。アインシュタインプローブに搭載された広視野X線望遠鏡のシミュレーションデータを使用してテストしたところ、検出フレームワークは3mCrab(9.6*10-11erg/cm2/s)94%を超える純度と、フラックスが低いターゲットの適度な完全性と、許容できる時間コスト。この論文で提案されたフレームワークは、他のロブスターアイX線望遠鏡用に開発されたデータ処理方法の参考として使用できます。
SIPGI: 分光データ削減のためのインタラクティブなパイプライン
| Title |
SIPGI:_an_interactive_pipeline_for_spectroscopic_data_reduction |
| Authors |
Susanna_Bisogni,_Adriana_Gargiulo,_Marco_Fumana,_Paolo_Franzetti,_Letizia_Pasqua_Cassar\`a,_Marco_Scodeggio,_Bianca_Garilli_and_Giustina_Vietri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05580 |
SIPGIは、スリットベースの分光器によって取得された光学/近赤外データのデータ削減のための分光パイプラインです。SIPGIは、完全な分光データ削減環境であり、標準的な「手作業による」削減方法に典型的な高いレベルの柔軟性と精度を維持しながら、大幅に高いレベルの効率性を備えています。これは、次の3つの主要な概念を利用して得られます。1)データを分類するための組み込みのデータオーガナイザーと、グラフィカルインターフェイス。2)機器モデル(主な校正関係の分析的記述);3)リダクションレシピの設計と柔軟性:データリダクションプロセスの主要な段階の精度を検証する可能性を維持しながら、完全なリダクションを実行するために必要なタスクの数を最小限に抑えます。SIPGIの現在のバージョンは、大型双眼鏡(LBT)に取り付けられたMODSおよびLUCI分光器からのデータを管理し、SIPGIを拡張して他の貫通スリット分光器をサポートするという考えを持っています。
Alfven Wave による太陽風モデリング 国立太陽天文台による HMI ベースの準リアルタイム マップによる太陽大気モデル
| Title |
Solar_wind_modeling_with_the_Alfven_Wave_Solar_atmosphere_Model_driven_by_HMI-based_Near-Real-Time_maps_by_the_National_Solar_Observatory |
| Authors |
Nishtha_Sachdeva,_Ward_B_Manchester,_Igor_Sokolov,_Zhenguang_Huang,_Alexander_Pevtsov,_Luca_Bertello,_Alexei_A._Pevtsov,_Gabor_Toth,_Bart_van_der_Holst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05138 |
光球ベクトル磁場の準リアルタイム(NRT)総観マップを使用して、アルヴェン波太陽大気モデル(AWSoM)のモデルパフォーマンスを調査します。これらのマップは、SolarDynamicsObservatory(SDO)に搭載されたHelioseismicMagneticImager(HMI)からのデータを同化することによって作成され、NationalSolarObservatory(NSO)で開発された別の方法を使用して、ほぼ同時期のデータソースを提供し、数値モデルを駆動します。ここでは、これらのNSO-HMI-NRTマップを適用して、3つのキャリントンローテーション(CR)をシミュレートします。2019/07/2日食)で、太陽周期24の活動レベルの広い範囲をカバーしています。シミュレーション結果を示します。これは、低コロナからの極端紫外放射(EUV)を再現し、同時に1でのその場観測と一致しています。これらのマップから総符号なし開放磁束を定量化するだけでなく、.
The IGRINS YSO Survey III: へびつかい座とさそり座上部の前主系列星の恒星パラメータ
| Title |
The_IGRINS_YSO_Survey_III:_Stellar_parameters_of_pre-main_sequence_stars_in_Ophiuchus_and_Upper_Scorpius |
| Authors |
Ricardo_L\'opez-Valdivia,_Gregory_N._Mace,_Eunkyu_Han,_Erica_Sawczynec,_Jes\'us_Hern\'andez,_L._Prato,_Christopher_M._Johns-Krull,_Heeyoung_Oh,_Jae-Joon_Lee,_Adam_Kraus,_Joe_Llama,_Daniel_T._Jaffe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05198 |
へびつかい座とさそり座上部の星形成領域に位置する61個のK型およびM型の若い恒星天体(YSO)の基本的なパラメータを決定するために、浸漬グレーティング赤外線分光計(IGRINS)を使用しました。合成スペクトルとマルコフ連鎖モンテカルロアプローチを採用して、特定のKバンドスペクトル領域に適合させ、光球温度($T_{\rmeff}$)、表面重力($\log$g)、磁場強度(B)、投影された回転速度($v\sini$)、およびKバンドベール($r_{\rmK}$)。サンプルの$\sim$46%についてBを決定しました。恒星パラメータは、このシリーズの論文Iで提示された、おうし座-ぎょしゃ座とTWうみへび座協会(TWA)からの結果と比較されました。IGRINSサーベイのすべてのYSOを、2MASSおよびWISEフォトメトリーからの赤外線スペクトルインデックスで2～24~$\mu$mに分類しました。クラスIIのYSOは通常、クラスIIIのYSOよりも$\log$gと$v\sini$が低く、Bが類似しており、Kバンドのベールが高いことがわかりました。さらに、IGRINSで観測されたKフィールド星とMフィールド星のサンプルの星のパラメータを決定しました。IGRINSYSOサーベイでの恒星パラメータの均一な決定により、さまざまな進化段階での本質的な類似点と相違点を特定しました。$\log$gを年齢の代用として考慮すると、へびつかい座とおうし座のサンプルの年齢が似ていることがわかりました。また、さそり座上部とTWAのYSOは年齢が似ており、へびつかい座/おうし座のYSOよりも進化していることもわかりました。
共生星MWC 560での光のちらつき
| Title |
For_optical_flickering_in_symbiotic_star_MWC_560 |
| Authors |
Dragomir_Marchev,_Kiril_Stoyanov,_Vladislav_Marchev,_Radoslav_Zamanov,_Borislav_Borisov,_Doroteq_Vasileva,_Teodora_Atanasova_and_Nataliya_Pavlova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05604 |
この調査は、過去2つの観測シーズン(2020/2021および2021/2022)におけるMWC560の観測に基づいています。ちらつきを探す以外に、同じ期間の明るさの変動性を追跡することに興味がありました。他のタイプの星とのスペクトルの類似点を探すことも、そのような天体の星の構成を明確にするのに役立つ可能性があるため、私たちにとって非常に興味深いものです。MWC560の最後の2シーズンの観測では、ちらつきがないことが確認されました。XXOphとMWC560の収集スペクトルの類似性から、XXOphの構成要素は赤色巨星と白色矮星であり、これらも共通の殻に囲まれていると推測されます。
食連星における後期型星の基本的性質
| Title |
Fundamental_Properties_of_Late-Type_Stars_in_Eclipsing_Binaries |
| Authors |
J.C._Morales,_I._Ribas,_\'A._Gim\'enez,_D._Baroch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05797 |
食連星系の分析から得られた証拠は、後期型の星がモデルによって予測されたよりも大きく、低温であること、そしてこれはおそらく星の磁気活動によって引き起こされることを明らかにしました。この作業では、過去10年間の進歩を考慮して、この問題を再検討します。32の食連星系または複数の星系のリストを提供および更新しました。これには、質量が$\lesssim0.7$M$_{\odot}$で、質量と半径が3%を超える精度で測定された少なくとも1つの星が含まれます。星の構造と進化の理論モデルとの比較は、半径と有効温度についてそれぞれ約7%と-4%の全体的な不一致を明らかにし、完全な対流境界の下で以前に発見されたものよりも大きい可能性がある.さらに、恒星活動の仮説は、類似の構成要素を持つ異なるシステムを比較することによって強化されます。正確に決定された質量と半径、および推定された活動レベルを備えたさらなる日食連星、および理論モデルでの磁気活動の実装は、系外惑星調査の主要なターゲットである低質量星に関する知識を向上させるのに役立ちます。
太陽フレアのループトップ上領域における乱流と振動の励起に関する数値的研究
| Title |
Numerical_Study_on_Excitation_of_Turbulence_and_Oscillation_in_Above-the-loop-top_Region_of_a_Solar_Flare |
| Authors |
Kengo_Shibata,_Shinsuke_Takasao,_Katharine_K._Reeves |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05802 |
極端紫外イメージング分光観測では、乱気流を示唆する太陽フレアのループトップまたはループトップ上(ALT)領域の周囲で線幅が増加することがよくあります。さらに、最近の分光観測では、ALT領域周辺のドップラー速度の振動が発見されました。乱流の生成と振動運動の励起に特に焦点を当てて、ALT領域のダイナミクスを調査するために、3次元電磁流体力学（MHD）シミュレーションを実行しました。ALT領域の上部(磁気音叉の腕)周辺でMHD不安定性の急速な成長が見られました。不安定性は、再接続電流シートの下の密度界面での磁気レイリー・テイラー型不安定性よりも急速に成長します。最終的に、ALT領域は乱流で満たされます。磁気音叉のアームは、曲率が悪く、遷音速の流れを持っています。したがって、急速に成長する不安定性は、圧力駆動型と遠心力駆動型のレイリー・テイラー型不安定性の組み合わせであると考えられます。乱流の存在にもかかわらず、ALT領域はリコネクションジェットの逆流によって駆動されるコヒーレントな振動を示します。リーブスらで提示された太陽フレアを再分析することにより、数値結果を調べます。2020年。最高の非熱速度は常に、振動が存在するALT領域の最上部にあることがわかりました。この結果は、モデルと一致しています。また、乱流磁場がALT領域の非熱電子の閉じ込めに大きな影響を与えることも主張しています。
水素化物分子の線に基づく太陽類似星の C、N、および O 存在量の分光学的決定
| Title |
Spectroscopic_determination_of_C,_N,_and_O_abundances_of_solar-analog_stars_based_on_the_lines_of_hydride_molecules |
| Authors |
Yoichi_Takeda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05842 |
118個の太陽類似星の光球中のC、N、およびOの存在量は、CH、NH、およびOH分子のラインを含む青色または近紫外領域のスペクトルに合成フィッティング分析を適用することにより決定されました。[Fe/H]と比較したこれらの存在量の挙動。-0.6<[Fe/H]<+0.3の範囲では、[C/Fe]は[Fe/H]が減少し、[Fe/H]~0付近でわずかに上昇する傾向にあることがわかりました。、[N/Fe]は[Fe/H]が低くなるにつれていくらか減少する傾向があり、[O/Fe]は[Fe/H]の減少とともに体系的に増加します(したがって[C/O]は減少します)。これらの結果は、主に原子線に基づく以前の決定と定性的に一致していますが、太陽に近い金属量でのこれらの[C/Fe]、[N/Fe]、および[O/Fe]の分布中心は、数百分の1わずかに負です。dexは、太陽系の惑星形成に関連している可能性がある異常な太陽存在量によるものと解釈されています。ただし、惑星ホスト星の[C,N,O/Fe]比には明確な異常は見られません。非常にBeが不足している星の4つのうち3つが異常な[C/Fe]または[N/Fe]を示すことがわかったが、これは進化した伴星からの物質移動による可能性があるが、Be枯渇メカニズムとの関係はまだ不明である。
恒星風の周期的変動によるアストロポーズの安定化
| Title |
Stabilization_of_the_astropause_by_periodic_fluctuations_of_the_stellar_wind |
| Authors |
S.D._Korolkov_and_V.V._Izmodenov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05846 |
この論文の主な目的は、多くのアストロスフィア(または星周バブル)の観測が、アストロポーズの非常に安定した滑らかな構造を示している理由を探究することです。これは、理論と数値シミュレーションの両方が、接線方向の不連続性がよく知られているケルビン・ヘルムホルツ(K-H)不安定性のために不安定です。磁場がアストロポーズを安定させる可能性があることは以前から認識されていました。この論文では、アストロポーズのK-H不安定性を軽減する別のメカニズムを探ります。このメカニズムは恒星風の動圧の周期的な変化です。恒星風パラメーターの変動はかなり予想されます。たとえば、太陽は地球規模の活動の11年周期を持っていますが、太陽風の変動の周期もより短くなります。パラメトリックな数値研究を行い、K-H不安定性の発達が無次元パラメーター$\chi$に依存することを実証しました。パラメータ$\chi$が大きいほど、K-H不安定性による変動が大きくなります。K-H不安定性は対流的であることが示されており、これは以前の線形解析と一致しています。恒星風リードの周期的変動によるアストロポーズの安定化が実証された。太陽風については、恒星パラメータの変化の周期が約1年から4年であるときに最も効果的な安定化が起こることが示されています。11年の太陽周期では、安定化効果は弱くなります。
日震旅行時間異常と太陽周期中の大きな活動領域の出現との関係を探る 24
| Title |
Exploring_the_Connection_between_Helioseismic_Travel_Time_Anomalies_and_the_Emergence_of_Large_Active_Regions_during_Solar_Cycle_24 |
| Authors |
John_Stefan,_Alexander_Kosovichev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05959 |
HelioseismicandMagneticImager(HMI)によって観測された46の大きな活動領域の出現に先立つ音響波の平均位相移動時間の偏差を調査します。この調査では、相互相関と参照の間の差を最小化することによって平均位相移動時間を取得するための2つの異なる手順と、ガボールウェーブレットフィッティング手順を検討します。平均位相移動時間偏差の時系列を表面磁場と相互相関させ、ピーク相関タイムラグを決定します。また、摂動指数(静かな太陽のしきい値を超える面積積分平均位相移動時間偏差)を計算し、摂動指数のピークの時間を相関タイムラグと比較します。差分最小化手順から導出されたラグタイムは、46のアクティブ領域のうち36のフラックス出現に先行し、このラグタイムは最大フラックスレートと顕著な相関関係があることがわかります。しかし、28の活動領域だけが、フラックス出現の24時間から48時間前の範囲にピーク摂動指数時間を持っています。さらに、出現した活動領域の特性と出現前の日震信号の強度との関係を調べます。
| Title |
On_the_presence_of_metallofullerenes_in_fullerene-rich_circumstellar_envelopes |
| Authors |
R._Barzaga,_D._A._Garcia-Hernandez,_S._Diaz-Tendero,_S._Sadjadi,_A._Manchado,_M._Alcami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05981 |
星周環境に中性C60フラーレンが存在することは、天文学的観測だけでなく、実験室での実験や量子化学計算によっても確固たるものになっています。ただし、C6017.4um/18.9um帯域比で観察された大きな変動は、追加のエミッターが天文学的なIRスペクトルに寄与するか、または熱およびUV励起以外に未知の物理プロセスが存在することを示しています。金属フラーレンやフラーレン付加物などのフラーレンベースの分子は、潜在的な追加のエミッターとして天然の候補種ですが、特定の種は現在まで特定されていません。ここでは、中性および荷電エンド(エキソ)ヘドラル金属フラーレンの量子化学計算とIRスペクトルシミュレーションに基づくモデルを報告し、一般に中性C60に起因する4つの最も強いIRバンドに大きく寄与していることを示します。これらのシミュレーションは、惑星状星雲や化学的に特異なRコロナエボレアリス星の周囲のような非常に異なるフラーレンに富む星周環境で観測された17.4um/18.9umバンド比の広い範囲を説明するかもしれません。我々が提案したモデルはまた、金属フラーレンをシミュレートしたIRスペクトルの17.4um/18.9umバンド比が、主に星周エンベロープの金属存在量、イオン化レベル、エンド/エキソ濃度に依存することを明らかにしています。金属フラーレンは、フラーレンが豊富な星周エンベロープで観測されたIRスペクトルに寄与する潜在的なエミッターであると結論付けています。私たちのシミュレートされたIRスペクトルは、ジェームスウェッブ宇宙望遠鏡が、星周環境における金属フラーレン(または他のフラーレンベースの種でさえ)の存在を確認または反論する可能性があることも示しています。
白色矮星の結晶化過程における計量アフィン効果
| Title |
Metric-affine_effects_in_crystallization_processes_of_white_dwarfs |
| Authors |
Surajit_Kalita_(UCT),_Lupamudra_Sarmah_(IIA)_and_Aneta_Wojnar_(Universidad_Complutense_de_Madrid) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.04918 |
電子とイオンの比熱、デバイ温度、結晶化プロセス、および白色矮星の冷却メカニズムに対する修正重力の影響を分析します。Lane-Emden-Chandrasekhar方程式を導出し、Palatini$f(R)$重力の冷却プロセス方程式に関連付けます。さらに、文献で初めて、重力モデルが白色矮星の質量とサイズだけでなく、それらの内部特性にも影響を与える重要な役割を果たしていることを示しています。さらに、変更された重力が冷却期間を大幅に短縮できることを示しています。
レプトンフレーバー($L_e$,$L_{\mu}$,$L_{\tau}$)と結合するベクトル暗黒物質(VDM)は、ニュートリノフレーバー固有状態の化学ポテンシャルと同様に作用し、ニュートリノ振動を修正します。VDMは、時間依存性や方向依存性などの独自のシグネチャを付与し、ベースラインが長いほど感度が向上します。スーパーカミオカンデでそのような信号が観測されなかったことを利用して、他の制約を超えて数桁の大きさのパラメーター空間の領域にVDMが存在することを除外し、DUNEなどの将来の実験の予測範囲を示します。
TeV ガンマ線天文台による銀河ハロー内の隔離された暗黒物質の現在と将来の制約
| Title |
Present_and_Future_constraints_on_Secluded_Dark_Matter_in_the_Galactic_Halo_with_TeV_Gamma-ray_Observatories |
| Authors |
Guilherme_Fortes,_Farinaldo_Queiroz,_Clarissa_Siqueira,_Aion_Viana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05075 |
暗黒物質の遺物の密度は、暗黒物質の領域を標準モデルの粒子と結び付ける新しいメディエーターの存在によって支配される可能性があります。暗黒物質粒子の質量がメディエーターの質量よりも大きい場合、メディエーターのペア生成は運動学的に開いています。このセットアップは、文献では人里離れた暗黒物質として知られています。いくつかのモデル構築の取り組みにおける人里離れた暗黒物質の出現に動機付けられて、南半球のTeVガンマ線機器、すなわちH.E.S.S.、CTA、およびSWGOの、銀河ハローで消滅する人里離れた暗黒物質に対する感度を調査します。これらの検出器の相補性の側面を利用して、さまざまな消滅チャネルの消滅断面積の制限的な境界を見つけます。特に、$2$~TeVの暗黒物質粒子質量の場合、H.E.S.S.$\langle\sigmav\rangle\geq4\times10^{-26}\,\,{\rmcm}^3\,{\rms}^{-1}$at95\$4q$および$4\tau$チャネルの%信頼水準、CTAは$\langle\sigmav\rangle\geq7\times10^{-27}\,\,{\rmcm}^に敏感です3\,{\rms}^{-1}$とSWGO$\langle\sigmav\rangle\geq6\times10^{-27}\,\,{\rmcm}^3\,{\$4\tau$チャネルのrms}^{-1}$は、どちらも熱遺物の断面よりもかなり下にあります。実際、CTAとSWGOを組み合わせることで、$4q$チャネルと$4\tau$チャネルの100GeVから100TeVの質量範囲全体で、暗黒物質粒子の熱遺物値を下回る断面積を調べることができます。$4b$チャネルで100GeVから$\sim$40TeVの間。
S2星軌道でHorndeski重力をテストする
| Title |
Testing_Horndeski_gravity_with_S2_star_orbit |
| Authors |
Riccardo_Della_Monica,_Ivan_de_Martino,_Daniele_Vernieri,_Mariafelicia_de_Laurentis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05082 |
Horndeskiの重力理論のパラメーター空間を制限するための、まったく新しい別の方法を検討しました。そのニュートン極限を使用すると、その複雑さと予想される効果の大きさが小さいことを考えると、十分に調査されていない体制で理論をテストすることが可能です。ニュートンレベルでは、S2星軌道データを使用してテストした一般化された湯川のようなニュートンポテンシャルが生じます。私たちのモデルは、一般相対性理論モデルに5つのパラメーターを追加し、分析は、残りのパラメーターの除外領域のみを提供しながら、前例のない精度でそれらのうちの2つをこれらのエネルギースケールに制約します。ホーンデスクの重力開放を制約する弱磁場試験の可能性を示しました。実際のところ、近い将来、さらに深く調査する価値のある新しい道です。
屋外システムのパフォーマンスとアップグレード
| Title |
Outdoor_Systems_Performace_and_Upgrade |
| Authors |
L._Lopes,_S._Andringa,_P._Assis,_A._Blanco,_N._Carolino,_M._A._Cerda,_F._Clem\^encio,_R._Concei\c{c}\~ao,_O._Cunha,_C._Dobrigkeit,_M._Ferreira,_C._Loureiro,_L._Mendes,_J._C._Nogueira,_A._Pereira,_M._Pimenta,_J._Saraiva,_R._Sarmento,_P._Teixeira,_B._Tom\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05131 |
過去20年間で、屋外システムでRPCを使用する可能性が大幅に増加しました。私たちのグループは、いくつかのシステムをインストールしてこの取り組みに参加し、それらの最適化に取り組み続けていると同時に、屋外アプリケーションでRPCを使用できる新しいアプローチを研究および開発しています。特に、2019年にピエール・オージェ天文台のフィールドに配備されたいくつかの検出器は、サポートシステムの試運転を待って非アクティブのままでした.パンデミックの間、検出器は2年以上ガスの流れがなく放置されていましたが、最近、大きな問題もなく再起動されました。LouMuプロジェクトは、ミューオントモグラフィーを使用して大規模な地質構造をマッピングするために、素粒子物理学と地球物理学を組み合わせます。使用されたRPCシステムの開発と、過去2年間のデータが提示されます。最後に、大面積(1m2)のダブルギャップシールRPCにおける最近の進歩について説明します。
LISA 測定と機器シミュレーションの統合モデル
LISAは宇宙ベースのmHz重力波天文台で、2034年の打ち上げが予定されています。この種の最初の検出器となることが期待されており、計装とデータ分析において独自の課題が提示されます。LISAデータの正確な飛行前シミュレーションは、機器と分析方法の両方の開発において重要な部分です。シミュレーションには、計測器の性能と処理アルゴリズムに影響を与える主な特徴を捉えた、完全な測定と分析チェーンの詳細なモデルが含まれている必要があります。ここでは、現実的な軌道を持つ参照フレームの適切な相対論的処理を初めて含む新しいモデルを提案します。オンボードクロックおよびクロック同期測定のモデル。レーザーロッキング、周波数計画、ドップラーシフトを含む、レーザー周波数全体の適切なモデリング。オンボード処理と更新されたノイズモデルのより良い処理。次に、このモデルの2つの実装、LISANodeとLISAInstrumentを紹介します。TDI処理が、はるかに現実的で複雑なシミュレートされたデータから重力波信号を正常に回復することを示しています。LISANodeとLISAInstrumentは、すでにLISAコミュニティで広く使用されており、たとえば現在、LISADataChallengesの模擬データを提供しています。
フリードマン・ロバートソン・ウォーカー時空における自由流動物質の状態方程式に対する量子場補正
| Title |
Quantum_field_corrections_to_the_equation_of_state_of_freely_streaming_matter_in_the_Friedman-Robertson-Walker_space-time |
| Authors |
F._Becattini_and_D._Roselli_(University_of_Florence) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05518 |
量子統計力学の枠組みの中で、空間的に平坦なフリードマン・ロバートソン・ウォーカー時空で、熱浴から切り離された後のスカラー場のエネルギー密度と圧力の期待値を計算します。局所熱力学的平衡の条件によって決定される密度演算子を使用して、デカップリング時の真空期待値を減算することにより、実スカラー場の応力エネルギーテンソルの平均値を決定します。得られたエネルギー密度と圧力の式には、相対論的ボルツマン方程式の古典的なフリーストリーミングソリューションに関する修正が含まれます。
重力の二次ワイル共形幾何学理論におけるブラック ホールの解
| Title |
Black_hole_solutions_in_the_quadratic_Weyl_conformal_geometric_theory_of_gravity |
| Authors |
Jin-Zhao_Yang,_Shahab_Shahidi,_Tiberiu_Harko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05542 |
ワイル正角幾何学におけるブラックホールの数値解と、それに関連する正角不変のワイル二次重力を考察します。このモデルでは、アインシュタイン重力(正の宇宙定数を持つ)は、ワイルゲージ場($\omega_{\mu}$)がシュテッケルベルク機構によって重くなり、分離した後、ワイル重力の自発的に壊れた段階で回復します。調査の最初のステップとして、スカラーの自由度とワイルベクトルを含む等角不変の重力作用を書き留めます。場の方程式は、物質がない場合の変分原理から導き出されます。静的球対称幾何学を採用することにより、重力場、スカラー場、およびワイル場の真空場方程式が得られます。場の方程式を無次元形式で再定式化した後、適切な独立した動径座標を導入することにより、それらの解を数値的に取得します。ブラックホールの形成は、メトリックテンソルコンポーネントのタイムライクなキリングベクトルのキリングホライズンの存在から検出され、メトリックの特異点の存在を示します。ワイルベクトルのさまざまな機能形式に対応するいくつかのモデルが考慮されます。放射状の空間的な成分のみを持つワイルベクトルに対応する正確なブラックホールモデルも得られます。ワイル幾何学的タイプのブラックホールの熱力学的特性(ホライズン温度、比熱、エントロピー、およびホーキング光度による蒸発時間)も詳細に分析されています。
減速する宇宙を宇宙観測と調和させる
現代の宇宙論的観測は、反重力エネルギー源のない一般相対論的宇宙と調和することができますか?通常、宇宙論者によるこの質問への答えは否定的であり、ミルンモデルと比較して超新星の過度の減光が観測されていることは、暗黒エネルギーの証拠であると一般に信じられています。この論文では、このような過度の調光の条件を明確にする定理を開発し、それに基づいて、上記の質問に対する答えは直観に反して「はい」である可能性があると主張します。
エネルギー運動量の決定要因からの重力: 天体物理学的な意味
2階テンソルの行列式は、重力作用の体積要素の場合のように、一般に不変な項を形成するのに役立ちます。ここで、物質場の作用をエネルギー運動量の決定要因の任意の関数$f(D)$と計量$D=|\textbf{det}.T|/|\textbf{によって拡張します。det}.g|$.重力場の方程式を導出し、行列式、具体的にはエネルギー運動量テンソルの逆関数によって誘導される非線形項を調べます。また、これらの拡張には、真空に対して非ゼロの応力エネルギーテンソルが必要であることも示します。スケールフリーモデル$f(D)=\lambdaD^{1/4}$を提案し、それがどのようにエネルギー-運動量テンソルのトレースによって形成されるおなじみの不変項を誘導するかを示します。真空の応力エネルギー。無次元定数$\lambda$の適切な値を提供することにより、中性子星の静水圧平衡方程式を調べます。$\lambda\sim-10^{-2}$では、状態方程式に敏感な質量と半径の関係において、一般相対性理論の予測との違いが顕著であることを示します。また、初期放射線時代にモデルを適用した場合、原始元素合成の予測に影響を与えないことも示しています。この斬新でなじみのないタイプの重力と物質の結合は、重力物理学の豊かな現象学につながる可能性があります。
直接検出とニュートリノ観測から得られた WIMP 核子散乱の非相対論的有効理論のハローに依存しない境界
| Title |
Halo-independent_bounds_on_the_non-relativistic_effective_theory_of_WIMP-nucleon_scattering_from_direct_detection_and_neutrino_observations |
| Authors |
Sunghyun_Kang,_Arpan_Kar_and_Stefano_Scopel_(Sogang_U._and_CQUeST) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05774 |
直接検出検索からの実験的制約と、太陽でのWIMP消滅を探すニュートリノ望遠鏡からの実験的制約を組み合わせて、散乱プロセスを駆動する有効な非相対論的ハミルトニアンの28のWIMP-陽子およびWIMP-中性子結合のそれぞれについて、ハローに依存しない境界を導き出しますスピン1/2のWIMPのオフ核。この方法では、速度分布が1に正規化され、太陽系スケールで均一であり、太陽でのWIMPの捕獲と消滅の間の平衡が保たれていると仮定し、WIMPの消滅チャネルを修正する必要があります($b\bar{bと仮定します)。}$)。一度に単一の非消失結合を検討し、ほとんどの結合について、標準ハローモデルを仮定して得られたものと比較して、ハローに依存しない境界の緩和の程度が、いくつかの例外を除いて、低域と低域で比較的中程度であることを発見しました。10GeVと200GeVの間の中間の質量範囲では、$\sim10^3$ほど大きくなる可能性があります。この一般的なパターンの例外は、束縛緩和の値がより中程度であり、運動量抑制がない、または比較的小さいスピン依存WIMP-陽子結合の場合に観察されます。太陽で最も豊富なターゲットである$^1H$からイベントを散乱させます。このクラスのオペレーター内では、速度依存項のみによって駆動される相互作用の緩和は特に小さく、太陽捕捉信号は直接検出信号と比較して強化されます。より大きな重力加速度に。
地平線の熱力学と宇宙論的方程式: 宇宙論的地平線とバルク内の熱統計量の間のホログラフィックのような関係
| Title |
Horizon_thermodynamics_and_cosmological_equations:_A_holographic-like_connection_between_thermostatistical_quantities_on_a_cosmological_horizon_and_in_the_bulk |
| Authors |
Nobuyoshi_Komatsu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05822 |
地平線の熱力学は、フリードマン-ロバートソン-ウォーカー(FRW)宇宙のフリードマン方程式から計算されたエネルギー密度に基づく有効エネルギーに関連していると予想されます。本研究では、宇宙論的地平線上の有効エネルギーと熱統計量を調べ、それらの間のホログラフィックのような関係を明らかにするために、deSitter宇宙に焦点を当てています。この目的のために、地平線上のヘルムホルツの自由エネルギーは、地平線の熱力学から導き出されます。自由エネルギーは、フリードマンの式から計算される有効エネルギーに等しいことがわかります。この一貫性は、一種のホログラフィックのような接続として解釈されます。この関係を調べるために、時空ダイナミクスの起源に関連するパドマナーバンのホログラフィック等分配法則が、デシッター宇宙に適用されます。法律はホログラフィックのような接続につながるはずであることがわかりました。ホログラフィックのような接続は、地平線上とバルク内の熱統計量の間の架け橋であると考えられています。たとえば、平坦なFRW宇宙の宇宙方程式は、接続を実行可能なシナリオとして受け入れることで、地平線の熱力学から導き出すことができます。さらに、ベーケンシュタイン-ホーキングエントロピーに相当する熱エントロピーは、統計物理学における正準アンサンブルの概念を使用して、フリードマン方程式から得られます。本研究は、地平線の熱力学と宇宙論の方程式の議論に新しい洞察を提供します。
中性子寿命のロバスト推定への MFV アプローチ
| Title |
MFV_approach_to_robust_estimate_of_neutron_lifetime |
| Authors |
Jiang_Zhang,_Sen_Zhang,_Zhen-Rong_Zhang,_Pu_Zhang,_Wen-Bin_Li_and_Yan_Hong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.05890 |
中性子の寿命を評価することを目的として、粒子データグループ(PDG)の2022年のデータセットを含む正確な測定値の最新の編集を分析するための新しい統計手法を導入します。中央統計法とは異なり、情報損失原理の最小化に基づいて、ガウス分布または非ガウス分布に関係なく、最頻値(MFV)手順を適用して中性子寿命を推定します。より堅牢な方法を提供すると、MFVの計算結果は$\tau_n=881.16^{+2.25}_{-2.35}$sであり、統計ブートストラップエラーがありますが、中央統計の結果は$\tau_n=881.5^{+です。二項分布に従って5.5}_{-3}$s。さまざまな中央推定値を使用して、中性子寿命測定値の誤差分布も構築し、非ガウス性を見つけますが、これはまだ意味があります。
スピノルを含むミランコビッチ方程式
準ケプラー系の永年進化を説明するためにスピノールの使用を調査します。それらのポアソンブラケットを評価して、適切に選択されたスピノールの成分が正準変数であることを示します。この形式を扁平体の周りの衛星の動きで説明します。
初期の放射線時代から現在までの修正重力理論における宇宙重力波(GW)バックグラウンドの伝搬を研究します。一般相対性理論(GR)と比較して、実効プランク質量$\alpha_{\rmM}$のランレートやテンソル速度超過$\alpha_{\rmT}$などのHorndeskiパラメータの影響を調べます。現在のGWスペクトルを持っています。分析的な説明を提供しますが、超地平線スケールでは失敗するWKB推定と、WKB近似を超えることを可能にする数値シミュレーションの両方を使用します。$\alpha_{\rmT}$は、特にLIGO-VirgoコラボレーションによるGW観測からの値の制約を考慮して、GRソリューションに比較的重要でない変更を加えることを示しますが、$\alpha_{\rmM}$$\alpha_{\rmM}$の考慮された時間発展に応じて、低周波領域でGWエネルギースペクトルのスペクトル勾配に変更を導入できます。後者の効果は、WKB近似によって予測できるすべてのスケールで等しく発生する減衰または成長に追加されます。パルサータイミングアレイの共同研究や、SKA、LISA、DECIGO、BBO、ETなどの将来の検出器による最近の観察結果に照らして、ほとんどの場合、$\alpha_{\rmM}$と初期GWエネルギー密度$\mathcal{E}_{\rmGW}^*$は別々に計算されますが、2つの効果を組み合わせた場合のみです。
シッター時空と超弦理論について
ひも理論におけるド・シッター時空のさまざまな側面を概説します:有効な場の理論の時空解としてのその状態、ひも理論における真空エネルギー問題との関係、2つの絡み合った非正準共形場に関する(グローバルな)ホログラフィック定義理論、および現実的な宇宙構造を再現するために、観測された可視物質と必要なダークセクターに恵まれた現実的なdeSitter宇宙の実現。特に、ストリング理論における宇宙定数問題に関する新しい洞察に基づいて、2倍、T双対対称、位相空間的、非可換一般幾何学的定式化において、ストリング理論は自然に次の結果を導くことができると主張します。放射的に安定し、技術的に自然な小さくて正の宇宙定数。このような定式化は基本的に量子時空に基づいていますが、ひも理論のこの一般的な定式化の効果的な時空記述では、双対時空の曲率は観測された時空の宇宙定数であり、双対時空のサイズは重力です。同じ観測時空の定数。また、ひも理論の本質的な非可換性に関連する3つのスケール、宇宙定数スケール、プランクスケール、およびヒッグススケールは、さまざまなシーソーのような式を満たすように配置できます。その過程で、弦理論のこれらの新しい機能が、宇宙弦のようなモデルの特定の変形で実装できることを示します。
物理学に基づいたニューラル ネットワークでテウコルスキー方程式を解く
| Title |
Solving_the_Teukolsky_equation_with_physics-informed_neural_networks |
| Authors |
Raimon_Luna,_Juan_Calder\'on_Bustillo,_Juan_Jos\'e_Seoane_Mart\'inez,_Alejandro_Torres-Forn\'e,_Jos\'e_A._Font |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06103 |
物理情報に基づいたニューラルネットワーク(PINN)を使用して、Teukolsky方程式を介してカージオメトリの最初の準正規モードを計算します。この手法により、洗練された数値手法を必要とせずに、\texttt{PyTorch}フレームワークの下でほぼ即時に実装して、方程式の複雑な周波数と分離定数を抽出できます。任意のブラックホールのスピンと質量の振動周波数と減衰時間を、文献で受け入れられている値と比較して通常はパーセントレベルを下回る精度で計算できます。PINNで計算された準正規モードは、信号対雑音比(SNR)が100を超える既存の方法で得られたモードと区別がつかないことがわかり、到着前の中間期の重力波データ解析で前者の信頼性が高くなります。${\calO}(1000)$のSNRが達成される可能性があるLISAやアインシュタイン望遠鏡のような第3世代の検出器。
宇宙のインフレと物質の創造から暗黒物質へ - インフレトンの旅？
宇宙のインフレーションと物質の創造から、今日の暗黒エネルギー/暗黒物質へのインフレトンの進化のシナリオが提示されています。まず、インフレのインフレ段階のモデルについて説明します。インフレトンは、そのダイナミクスの正確な追跡ソリューションに従って、物質の生成とともに単純な2次ヒルトップポテンシャルをロールダウンします。物質の存在によって引きずられて、ゆっくりと転がり落ち、宇宙が物質の存在によって加速を停止すると、自然にインフレーションが終了します。スカラー/テンソルスペクトルインデックスやテンソルとスカラーの比率などの標準メトリックのモデル予測は、現在のCMB制限と完全に一致しています。二次ポテンシャルを拡張して、インフレ後のポテンシャルの丘を完成させることができます。最近議論されたインフレトンの進化は、宇宙のインフレーションから今日の暗黒物質への旅のこの図と一致しています。
