ニューラル ネットワークによる大規模な密度および速度場の再構成
| Title |
Large-scale_density_and_velocity_field_reconstructions_with_neural_networks |
| Authors |
Punyakoti_Ganeshaiah_Veena,_Robert_Lilow_and_Adi_Nusser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06439 |
離散的で不完全な銀河分布(入力)から3D宇宙密度および速度場(ターゲット)を再構築するためのニューラルネットワーク(NN)メソッドを評価します。2次ラグランジュ摂動理論を使用して大規模な模擬データのアンサンブルを生成し、平均二乗誤差(MSE)損失関数を使用してオートエンコーダー(AE)アーキテクチャをトレーニングします。AEは、重力ダイナミクス{および}銀河分布の離散性から生じる非線形の特徴をうまく捉えています。比較すると、従来のウィーナーフィルター(WF)再構成は、小さいスケールでより強力な電力の抑制を示し、非物理的な負の密度の領域を含んでいます。密度再構成では、WFに対するAEMSEの減少は$\sim15\%$ですが、速度再構成では最大2倍の相対的な減少を達成できます。AEは、密度分布と速度分布の尾部に向かってWFよりも特に優れています。実際、MSE損失でトレーニングすると、任意のNN推定値は、入力が与えられた場合の基になるターゲットの偏りのない平均値に近づきます。これは、NNで再構成されたフィールドのtrueの線形回帰における単一性の勾配を意味します。ガウスフィールドの特殊なケースでのみ、NNとWFの推定値は同等です。それにもかかわらず、非ガウスフィールドを持つWFの1の線形回帰勾配も回復します。
JWST による宇宙モデルのテスト
最近運用を開始したジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)は、記録破りの赤方偏移$z\gtrsim15$で天体を検出することができます。これらの赤方偏移では、代替宇宙論モデル間の違いが最も明白な形で現れるため、これは観測宇宙論にとって重要な進歩です。近年、標準宇宙論モデルを修正する必要がある可能性があることを示すいくつかの観測的ヒントが明らかになりました。これらのヒントの1つは、赤方偏移が非常に若い宇宙(ビッグバンから10億年以内)に対応するが、近くの銀河に似ている遠方の銀河の発見に関連しています。問題は、宇宙初期の銀河が宇宙後期の銀河に似たものに進化するのに十分な時間がないことです。高赤方偏移天体のJWST観測は、この問題の起源に光を当てることが期待されています。ここでは、最初のJWST観測データに対して「角直径--赤方偏移」宇宙論的テストを実行した結果を提供します。この結果を、標準の$\Lambda$CDM宇宙論モデルと、Zwickyの「tired-light」モデルを含むいくつかの静的宇宙論モデルの予測と比較します。後者は現在、観測によって除外されると想定されています。我々はこの仮定に異議を唱え、静的モデルがよく発達した銀河のパズルを解く自然で簡単な方法を提供し、JWSTの「角度直径--赤方偏移」テストの結果とより良い一致を提供できることを示す。$\Lambda$CDMフレームワーク内の修正進化モデル。膨張する宇宙パラダイムを修正する可能性に関するさらなる研究にとって重要となるいくつかの宇宙論的テストについて説明します。
天体物理学的前景の存在下で原始GW背景を用いた精密宇宙論
| Title |
Precision_cosmology_with_primordial_GW_backgrounds_in_presence_of_astrophysical_foregrounds |
| Authors |
Davide_Racco_and_Davide_Poletti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06602 |
重力波(GW)天文学の時代は、連星ブラックホールの未解決の合体からの天体物理学的GWバックグラウンドの検出と、原始GWバックグラウンドの存在を調査する見込みを与えるでしょう。特に、因果的に生成された原始信号(相転移など)のGWスペクトルの低周波テールは、宇宙の状態方程式としての宇宙論的パラメーターを明確に測定する絶好の機会を提供します。組み換え前。このプログラムが、原始背景と共存する天体物理学的GW前景の不確実性によって危険にさらされているかどうかを議論します。天体物理学的前景の形状が既知であり、正規化においてのみ不確実であると仮定できる動機付けられた仮定について詳しく説明します。この場合、原始信号に対する感度は、単純で数値的に機敏な手順で計算できます。この手順では、最適なフィルター関数が、スペクトル形状が信号に近い天体物理学的前景の成分を減算します。天体物理学的な前景が存在する場合の信号に対する感度の低下は、数分の1に制限されており、信号が前景に近い周波数付近でのみであることを示しています。私たちの結果は、原始GW背景で精密宇宙論を実行する見通しを統合するために、GW背景への偏心または中間質量ブラックホール連星の寄与をモデル化することの重要性を強調しています。
DECIGO および B-DECIGO ソースのレンズ効果によるブラック ホールの起源の識別の可能性
| Title |
Possible_discrimination_of_black_hole_origins_from_the_lensing_rate_of_DECIGO_and_B-DECIGO_sources |
| Authors |
Bin_Liu,_Zhengxiang_Li,_Shaoxin_Zhao,_Huan_Zhou,_and_He_Gao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06622 |
この論文では、DECiのコンテキストで、原始ブラックホール（PBH）の3つの異なる質量分布と天体物理ブラックホール（ABH）の2つの恒星形成モデルから、重力レンズ重力波（GW）の予想される検出率と赤方偏移分布を予測します。ヘルツ干渉計重力波天文台（DECIGO）とその縮小版B-DECIGO。これは、DECIGOが毎年このような連星ブラックホール(BBH)から$10^4-10^5$GW信号を検出できることを示唆しており、PBHのイベント率分布は、ABHのイベント率分布とは、赤方偏移します。多数のイベントレートにより、5～100ドルのレンズ付きGW信号の検出が可能になります。重力レンズ効果を考慮した後、PBHとABHの検出率と分布の違いはより重要になります。したがって、これはPBHとABHを区別するための補完的な方法として役立ちます。
最初の JWST/NIRCam フィールドからの z>8 での UV 光度密度の結果: 初期のデータ セットの制限と分光法の必要性
| Title |
UV_Luminosity_Density_Results_at_z>8_from_the_First_JWST/NIRCam_Fields:_Limitations_of_Early_Data_Sets_and_the_Need_for_Spectroscopy |
| Authors |
Rychard_Bouwens,_Garth_Illingworth,_Pascal_Oesch,_Mauro_Stefanon,_Rohan_Naidu,_Ivana_van_Leeuwen,_Dan_Magee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06683 |
最も研究されている3つのJWST/NIRCamデータセット、SMACS0723、GLASSParallel、およびCEERSフィールドを使用して、光度関数を導出し、z~17からz~8までのUV光度とSFR密度に制約を設定しました。最初に、最新のキャリブレーションを使用して、これらのデータセットの2つの独立した削減に独自の選択を使用しました。18個のz~8、12個のz~10、5個のz~13、および1個のz~17の候補銀河が、一次縮小ではこれらのフィールドで識別され、二次縮小では同様の数の候補が識別されます。次に、これらの2つの削減を使用し、定量的識別器を適用して、文献からこれらのフィールドで報告されたz>~8の候補の完全なセットを、「ロバスト」、「ソリッド」、および「」の3つの異なるサンプルに分離します。「可能」。これらすべてのサンプルを使用して、$z\geq8$でのUVLFと光度密度の結果を導き出し、実質的な違いを見つけました。たとえば、文献から「固体」および「可能」なz>~12の候補の完全なセットを含めると、「ロバスト」に依存するよりも~7倍および~20倍高いUV光度密度が見つかります。候補者は一人。これらの結果は、z>~8でのUVLFおよび光度密度の進化がまだ非常に不確実であることを示しており、信頼できる結果を得るには分光法とより深いNIRCam+光学イメージングの必要性が強調されています。それにもかかわらず、選択に対する非常に保守的な「堅牢な」アプローチを使用しても、私たち自身と他の研究の両方から、明るい(M(UV)<-19)銀河からの光度密度は、実際よりも~2倍大きいことがわかります。他の初期のJWSTの結果が示唆したものと同様に、一定の星形成効率モデルを使用して簡単に達成できます。
| Title |
A_new_approach_to_constrain_the_Hubble_expansion_rate_at_high_redshifts_by_gravitational_waves |
| Authors |
Mohammadtaher_Safarzadeh,_Karan_Jani,_Nianyi_Chen,_Tiziana_DiMatteo,_Abraham_Loeb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06707 |
高赤方偏移での大規模な連星ブラックホール(BBH)の合体の検出は、LISA宇宙ミッションのターゲットです。BBH合体の個々の質量は赤方偏移していますが、BBH合体の質量比は赤方偏移とは無関係です。したがって、質量比と赤方偏移の間に独立した相関関係がある場合、そのような関係を使用して、i)結合連星の赤方偏移を推測し、光度距離測定($D_L$)とともに、高赤方偏移$H(z)$の宇宙、およびii)宇宙における超大質量ブラックホールシード形成のモデルを、固定された宇宙論を仮定して制約します。大質量BBHの質量比とその赤方偏移との間に予想される関係がある理由を議論し、BBH合体の宇宙論的流体力学的シミュレーションを分析することにより、この関係の手がかりを示します。このアプローチは、赤方偏移$z\approx2$での膨張率をLISAで初めて直接測定する可能性を開きます。さらに、シードの質量と大規模なBBHの質量比の間の傾向を発見しました。これは、それ自体が超大規模なBHシードの形成シナリオを制約するために利用できる主要な結果です。
3x2pt レンズ サンプルのトモグラフィ ビニングの改善: ニューラル ネットワーク分類子と最適なビン割り当て
| Title |
Improved_Tomographic_Binning_of_3x2pt_Lens_Samples:_Neural_Network_Classifiers_and_Optimal_Bin_Assignments |
| Authors |
Irene_Moskowitz,_Eric_Gawiser,_Abby_Bault,_Adam_Broussard,_Jeffrey_A._Newman,_Joe_Zuntz,_The_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06754 |
LSSTなどの大規模な画像調査では、銀河のクラスタリングと弱いレンズ作用を組み合わせた3x2pt解析のために、測光赤方偏移と断層撮影ビニングに依存しています。この論文では、銀河のレンズサンプルの断層ビニングの選択を最適化する方法を提案します。CosmoDC2とBuzzardでシミュレートされた銀河カタログをトレーニングセットとアプリケーションセットに分割します。トレーニングセットは現実的な方法で代表的ではなく、アプリケーションセットの測光赤方偏移を推定します。銀河は、等間隔の赤方偏移または共移動距離をカバーする赤方偏移ビンに分類されるか、各ビン内の銀河の数が同じであり、これらのアプローチの一般化された拡張を検討します。各ビンに同数の銀河を配置すると、最初のビニングの選択の中で最高の信号対ノイズ比が得られることがわかりましたが、ビンのエッジの選択はさらに最適化できることがわかりました。次に、ニューラルネットワーク分類器をトレーニングして、正確な測光赤方偏移推定値を持つ可能性が高いか、正しい赤方偏移ビンに分類される可能性が高い銀河を識別します。ニューラルネットワーク分類器を使用して、サンプルから不十分な赤方偏移の推定値を削除し、結果を、サンプルをまったく削除しない場合と比較します。ビンエッジの選択は、NNCを使用したサンプル選択よりも大きな影響を与えることがわかりましたが、NNCは、非代表的なトレーニングサンプルを使用した場合に発生する信号対ノイズの損失の約70%を回復できます。
光円錐上の宇宙構造の相対論的物質バイスペクトル
| Title |
Relativistic_matter_bispectrum_of_cosmic_structures_on_the_light_cone |
| Authors |
Thomas_Montandon,_Julian_Adamek,_Oliver_Hahn,_Jorge_Nore\~na,_Cornelius_Rampf,_Cl\'ement_Stahl,_Bartjan_van_Tent |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06799 |
宇宙構造の今後の調査では、宇宙論的地平に近いスケールが調査され、宇宙論的一致モデルを高精度でテストする新しい機会が開かれます。特に、圧縮されたバイスペクトルの制約により、インフレ中の単一フィールド仮説が除外される可能性があります。ただし、スクイーズされたバイスペクトルは、一般相対性理論の動的効果や、物質と初期宇宙からの残留放射線との相互作用にも敏感です。この論文では、これらの相対論的効果を一貫して含む相対論的シミュレーションパイプラインを提示します。光円錐を生成し、$z=0.55$-$2.25$の間の5つの赤方偏移ビンについて観測された冷たい暗黒物質の数を計算します。角度パワーとバイスペクトルによって、相対論的結果を参照ニュートンシミュレーションと比較します。動的相対論的効果は、総パワーの$0.5\%$から$5\%$の振幅で、角度パワースペクトルの多重極子にほぼ反比例することがわかります。ビニングされたバイスペクトルに適用される平滑化方法を使用することにより、非常に重要なニュートンバイスペクトルが検出されます。相対論的バイスペクトルからニュートンバイスペクトルを差し引いて得られる物質バイスペクトルの純粋に相対論的な部分は、$\sim3\,\sigma$の有意性で検出され、ほとんどが宇宙分散によって制限されます。超大規模をモデリングするための相対論的パイプラインは、過去のライトコーンで観測量を一貫して計算するため、ゲージに依存しない結果をもたらしますが、ニュートン処理では、残留ゲージ依存性を残す近似を使用します。超大規模な宇宙構造の今後の探査機で期待される精度レベルを満たすためには、ゲージ不変のアプローチが必要です。
ターミネーターの居住可能性: M-dwarf 惑星での限られた水の利用可能性の事例
| Title |
Terminator_Habitability:_the_Case_for_Limited_Water_Availability_on_M-dwarf_Planets |
| Authors |
Ana_H._Lobo,_Aomawa_L._Shields,_Igor_Z._Palubski,_Eric_Wolf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06185 |
M型矮星を周回する岩石惑星は、居住可能な気候を検出するための最も有望で豊富な天文学的ターゲットの1つです。M型矮星のハビタブルゾーンにある惑星は同期的に回転している可能性が高く、昼夜の温度差が大きく、部分的なハビタビリティが制限される可能性があると予想されます。これまでの研究では、部分的な居住可能性が星下または「目」領域に限定されているシナリオに焦点を当てていましたが、この論文では、灼熱の昼側と太陽の間の遷移における居住可能帯の存在によって定義されるターミネーターの居住可能性を持つ惑星の可能性を探ります。氷河の夜。地球規模の気候モデルを使用して、水の限られた惑星の場合、大気エネルギー輸送の減少により、ターミネーター領域の温暖な気候を維持しながら、「目」に灼熱の温度と夜側に氷点下の温度を持つことが可能であることを示します.一方、水が豊富な惑星では、恒星フラックスの増加は大気エネルギー輸送の増加と昼夜の温度差の減少につながり、日中の温度が暴走または湿った温室限界に近づくと、ターミネーターは居住可能のままではありません.また、水が豊富なシミュレーションでは居住性の割合が大きくなる可能性がありますが、夜側の表面でのコールドトラッピングや大気中の水蒸気の逃散による水分の損失に対して脆弱であることも示しており、惑星が豊富な水で形成されたとしても、その気候水が制限され、ターミネーターの居住性に影響を受ける可能性があります。
近紫外系外惑星トランジット測定に対するMgII星間物質吸収の影響
| Title |
Impact_of_MgII_interstellar_medium_absorption_on_near-ultraviolet_exoplanet_transit_measurements |
| Authors |
A._G._Sreejith,_L._Fossati,_P._E._Cubillos,_S._Ambily,_K._France |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06192 |
紫外(UV)透過分光法は、惑星大気の進化に大きな影響を与える大気流出を調査します。説明されていない場合、特定のUV線の位置での星間媒質吸収(ISM)が通過深さの測定値を偏らせ、透過スペクトルの特徴の(非)検出に影響を与える可能性があります。最終的に、これはいわゆる「解像度連動バイアス」(RLB)効果に関連しています。近紫外スペクトル範囲のMgIIh&k共鳴線(つまり、それぞれ2802.705{\AA}および2795.528{\AA})の位置での通過深さ測定における未解決または考慮されていないISM吸収の影響を定量化するパラメトリック研究を提示します。さまざまなスペクトルタイプの主系列星を考慮し、彩層放射、ISM吸収、および惑星吸収の形状と量、およびそれらの相対速度を変化させます。また、統合ビンとスペクトル分解能が果たす役割も評価します。通過深さ測定における未解決または考慮されていないMgIIISM吸収の影響を定量化できるオープンソースツールを提示します。さらに、このツールをいくつかのすでに観測されている、または間もなく観測されるシステムに適用します。平均して、ISM吸収を無視すると、これまでに発表された観測から得られた不確実性に匹敵するMgII通過深さ測定値に偏りが生じることがわかりました。ただし、UVをカバーする次世代宇宙望遠鏡(LUVOIR、HABEXなど)で得られた観測結果を分析する際には、ISM吸収によって引き起こされるバイアスを考慮する必要があるかもしれません。HST)。
NEID は、若い暖かい海王星 TOI-2076 b が低い傾斜角を持っていることを明らかにします
| Title |
NEID_Reveals_that_The_Young_Warm_Neptune_TOI-2076_b_Has_a_Low_Obliquity |
| Authors |
Robert_C._Frazier,_Gudmundur_Stefansson,_Suvrath_Mahadevan,_Samuel_W._Yee,_Caleb_I._Canas,_Josh_Winn,_Jacob_Luhn,_Fei_Dai,_Lauren_Doyle,_Heather_Cegla,_Shubham_Kanodia,_Paul_Robertson,_John_Wisniewski,_Chad_Bender,_Jiayin_Dong,_Arvind_F._Gupta,_Samuel_Halverson,_Suzanne_Hawley,_Leslie_Hebb,_Rae_Holcomb,_Adam_Kowalski,_Jessica_Libby-Roberts,_Andrea_Lin,_Michael_McElwain,_Joe_Ninan,_Cristobal_Petrovich,_Arpita_Roy,_Christian_Schwab,_Ryan_Terrien,_Jason_Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06266 |
TOI-2076bは、若い($204\pm50\mathrm{MYr}$)明るい($V=9.2$)トランジットする3つの惑星系をホストするK-dwarf。WIYN3.5mTelescopeのNEIDスペクトログラフによる分光観測を使用して、TOI-2076bのロシター・マクラフリン効果をモデル化し、天空投影傾斜角$\lambda=-3_{-15}^{+16\を導出します。:\circ}$.星のサイズ($R=0.775\pm0.015\mathrm{R_\odot}$)と星の自転周期($P_{\mathrm{rot}}=7.27\pm0.23$日)を使用すると、$\psi=18_{-9}^{+10\:\circ}$(95%の信頼度で$\psi<34^\circ$)の真の傾斜を推定し、TOI-2076bが上にあることを示します。よく整った軌道。アパッチポイント天文台の3.5m望遠鏡からの同時ディフューザーによる測光では、通過中のフレアが除外されます。TOI-2076bは、軌道がよく整列したコンパクトな多惑星系の若い惑星の小さいながらも成長しているサンプルに加わり、傾斜度測定を備えた多トランジット系で$\lesssim300$Myrの年齢を持つ4番目の惑星です。TOI-2076bの低傾斜度と系内のトランジットタイミングの変動の存在は、TOI-2076系が最初に適切に整列されたディスクでの収束ディスク移動によって形成された可能性が高いことを示唆しています。
太陽放射圧の半永年共鳴の解析的および数値的推定
この研究の目的は、地球の偏平性による効果と中等度の制御されていない物体に対する太陽放射圧(SRP)効果の結合の結果として生じる共鳴に関連するダイナミクスに関する新しい洞察を提供することです。高い面積対質量比に。結果として得られる共鳴平衡点の位置の解析的推定値が、オブジェクトの初期条件とその面積対質量比の関数として、離心率の対応する変動の最大振幅を計算する式とともに提供されます。このような共振による離心率と傾斜角の変化の周期は、古典的な式を使用して推定されます。SRP共鳴の強さに基づく分類が提供されます。この論文に示されている推定値は、FastLyapunovIndicatorsを使用して位相図と分岐図を描くなど、数値ツールを使用して検証されています。SRP共鳴の位置と重なりを示す多くのFLIマップが提示されています。この論文の結果は、[1]によるExtendedFundamentalModelまたは[2]によるSecondFundamentalModelのコンテキストでSRP共鳴をモデル化できることを示唆しています。[1]S.ブライター。共鳴の拡張基本モデル。CelestialMechanicsandDynamicalAstronomy、85:209-218、03(2003)。doi:10.1023/A:1022569419866[2]J.HenrardおよびA.Lemaitre。共鳴の第2の基本モデル。CelestialMechanics、30:197-218、(1983)。ドイ:10.1007/BF01234306
ケンタウロスから木星系彗星への入り口：熱進化と力学進化
| Title |
The_gateway_from_Centaurs_to_Jupiter-family_Comets:_thermal_and_dynamical_evolution |
| Authors |
Aur\'elie_Guilbert-Lepoutre,_Anastasios_Gkotsinas,_Sean_N._Raymond_and_David_Nesvorny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06637 |
最近、ケンタウロスが木星系彗星(JFC)に移行する軌道パラメータ空間に「ゲートウェイ」が存在することが提案されました。さらなる研究により、最終的にJFCに進化するオブジェクトの大部分は、このゲートウェイを介してケンタウロスの人口を離れるべきであることが示唆されています。これは、ゲートウェイケンタウロスがJFCの元の祖先であると素朴に解釈される可能性があります。これが、この作品で取り上げたいポイントです。ゲートウェイケンタウルスは、平均して、木星の軌道を横切るケンタウロスの残りの個体群よりも熱的に処理されています。以前の研究によると、動的に検証されたJFC母集団を使用すると、JFCになる前にゲートウェイを通過するのは$\sim20\%$のケンタウロスのみであることがわかります。初めてゲートウェイに入るJFC動的クローンの半分以上がすでにJFCであることを示しています。それらは、内部太陽系への最初のパスでゲートウェイを単に回避しました。熱進化モデルをJFC動的クローンの軌道進化に結び付けることで、ゲートウェイオブジェクトの観測された活動に現在寄与している層が、以前に持続した熱プロセスにより物理的および化学的に変化した可能性が50\%を超える可能性があることがわかりました。29P/Schwassmann-Wachmann1、P/2019LD2(ATLAS)、およびP/2008CL94(Lemon)の現在の軌道に一致する動的クローンを調べることによって、この効果をさらに説明します。
偏心軌道の平均化について：彗星の長期的な熱進化への影響
| Title |
On_averaging_eccentric_orbits:_Implications_for_the_long-term_thermal_evolution_of_comets |
| Authors |
Anastasios_Gkotsinas,_Aur\'elie_Guilbert-Lepoutre_and_Sean_N._Raymond |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06638 |
小天体の長期進化研究における一般的な近似の1つは、実際の偏心軌道を平均化する円軌道の使用であり、軌道変化や熱処理など、非常に異なる時間スケールのプロセスの結合を容易にします。ここでは、楕円軌道の加熱パターンと表面および表面下の温度分布を最もよく再現するものを特定することを目的として、彗星の長期進化のコンテキストで楕円軌道の多くの平均化スキームをテストします。内部太陽系に関連する軌道パラメーター空間の範囲で、楕円軌道と同等の平均円軌道の両方でシミュレートされた彗星に適用される単純化された熱進化モデルを使用します。時間平均方式は、空間平均方式よりも適切であることがわかります。平衡温度の時間平均によって作成された円軌道は、軌道パラメーター空間の広い領域で楕円軌道の地下温度分布を効率的に近似し、楕円軌道を平均化するための強力なツールになります。
オールト雲中のデシメートルサイズの岩石物質の直接測定
| Title |
Direct_measurement_of_decimeter-sized_rocky_material_in_the_Oort_cloud |
| Authors |
Denis_Vida,_Peter_G._Brown,_Hadrien_A._R._Devillepoix,_Paul_Wiegert,_Danielle_E._Moser,_Pavol_Matlovi\v{c},_Christopher_D._K._Herd,_Patrick_J._A._Hill,_Eleanor_K._Sansom,_Martin_C._Towner,_Juraj_T\'oth,_William_J._Cooke,_Donald_W._Hladiuk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06812 |
オールトの雲は、氷のような微惑星の貯留層であり、巨大惑星の形成時に太陽系外縁部から注入された長周期彗星(LPC)の源であると考えられています。岩石のない氷のない天体の豊富さは、太陽系形成モデルの重要な診断であり、「大規模な」原始小惑星帯のシナリオと「枯渇した」原始小惑星帯のシナリオを区別し、競合する惑星形成モデルを解きほぐすことができるからです。ここでは、逆行LPC軌道($e\approx1.0$,i=$121^{\circ}$)上のデシメートルサイズ($\sim2$kg)の岩石流星体の直接観測を報告します。飛行中、通常のコンドライト隕石を落とす火の玉と同様の動的圧力で断片化されました。数値アブレーションモデルフィットは、小惑星流星体とも一致するかさ密度とアブレーション特性を生成します。オールトの雲から地球に衝突する岩石の物体のフラックスは、10gの質量制限に対して$1.08^{+2.81}_{-0.95}\mathrm{meteoroids/10^6km^2/yr}$であると推定されます。これは、オールトの雲で発生し、これらの質量に地球に衝突するすべてのオブジェクトの$\sim6^{+13}_{-5}$\%の豊富な岩石流星体に対応します。私たちの結果は、太陽系の形成の移動ベースの動的モデルをサポートします。このモデルは、重要な岩石物質がオールトの雲に埋め込まれていることを予測しています。これは、従来の太陽系形成モデルでは説明されない結果です。
ビリアル質量はクラスター内の光を駆動しますか? ICL と VEGAS の M$_{vir}$ の関係
| Title |
Does_the_virial_mass_drive_the_intra-cluster_light?_The_relationship_between_the_ICL_and_M$_{vir}$_from_VEGAS |
| Authors |
Rossella_Ragusa,_Enrichetta_Iodice,_Marilena_Spavone,_Mireia_Montes,_Duncan_A._Forbes,_Sarah_Brough,_Marco_Mirabile,_Michele_Cantiello,_Maurizio_Paolillo_and_Pietro_Schipani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06164 |
このレターでは、銀河団内光(ICL)の割合と、ビリアル質量およびホストハロー内の初期型銀河の割合との関係を再検討します。これは、VSTEarly-typeGAlaxySurvey(VEGAS)で得られた、ローカルユニバース($z\leq0.05$)の22のグループと銀河団の統計的に有意で均一なサンプルに基づいています。VEGAS画像の長い積分時間と広い領域を利用して、銀河の周辺とICLを$\mu_g$$\geq$29-30mag/arcsec$^2$まで、そして数百までマッピングすることができます。kpc。このデータセットを使用して、ICL測定値のサンプルを拡張し、z$\leq$0.05の文献から入手できる以前の測定値を2倍にしました。この作業の主な結果は、ホスト環境のICLの割合とビリアル質量の間に有意な傾向が見られず、広範囲のビリアル質量をカバーすることです($\sim$$10^{12.5}\leqM_{vir}\leq10^{15.5}M_{\odot}$)、いくつかの理論的研究と一致しています。新しいデータポイントはすべて同じ方法論と同じ観測設定から導出され、すべて同等の深度を持っているため、観測された大きな散乱はICLフラクションの固有の変動を示しています。ICLの割合とホストハロー内の初期型銀河の割合。ICLのより大きな割合は、初期の形態学的タイプによって支配された銀河のグループとクラスターに見られ、ICLとホストシステムの動的状態との間の接続を示します。
再電離エポックの終わりの新しいラジオラウド QSO
| Title |
New_Radio-Loud_QSOs_at_the_end_of_the_Re-ionisation_Epoch |
| Authors |
L._Ighina,_A._Caccianiga,_A._Moretti,_S._Belladitta,_J._W._Broderick,_G._Drouart,_J._K._Leung,_N._Seymour |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06168 |
高赤方偏移($z\gtrsim5.7$)ラジオラウド(RL)準恒星オブジェクト(QSO)候補の選択を、ラジオラピッドASKAPコンティニュアムサーベイ(RACS;at888MHz)と光/近赤外線ダークエネルギー調査(DES)。特に、$S_{\rm888MHz}>1$mJybeam$^{-1}$および${\rmmag}(z_\mathrm{{DES}})<21.3$よりも明るい候補を6つ選択しました。ドロップアウトテクニック($i$バンド)。このサンプルから、2つのソースの高$z$の性質($z\sim6.1$)を確認することができました。現在、これらは現在知られている最高の赤方偏移RLQSOの1つです。Gemini-South/GMOS観測に基づくと、どちらの天体も顕著なLy$\alpha$輝線を示していません。これは、両方のソースが電波ジェットをホストする弱い輝線QSOである可能性が高いことを示唆しており、したがって、最近文献で見つかった弱い輝線QSOの割合の潜在的な増加をさらに強化するでしょう。ただし、これらのQSOとその相対論的ジェットの特性を制限するには、さらに多波長観測が必要です。これら2つのソースの発見から、赤方偏移範囲$5.9<z<6.4$のRLQSOの空間密度を0.13$^{+0.18}_{-0.09}$と推定し、期待と一致することがわかりました。$z\sim5$までのブレーザー人口に関する現在の知識に基づいています。
三軸軌道モデルの精度と精度 I: SMBH 質量、恒星質量、ダークマター ハロー
| Title |
Accuracy_and_precision_of_triaxial_orbit_models_I:_SMBH_mass,_stellar_mass_and_dark-matter_halo |
| Authors |
B._Neureiter,_S._de_Nicola,_J._Thomas,_R._Saglia,_R._Bender,_A._Rantala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06173 |
超大質量ブラックホール(SMBH)と大規模な初期型銀河に似た現実的なN体合体シミュレーションの2次元模擬観測をフィッティングすることにより、3軸動的軌道モデルの精度と精度を調査します。3軸N体合体残骸の正確なブラックホール質量、恒星の質量対光比、および封入された全質量(半光半径内)を、前例のない5～10の精度で、いくつかの異なるテスト方向に対して再現できることを示します。%。当社の動的モデルは、制約としてパラメトリックLOSVDまたは速度モーメントではなく、ノンパラメトリック視線速度分布(LOSVD)全体を使用します。私たちの結果は、最先端の積分フィールド投影された運動学的データには、質量と異方性の回復に関してわずかな縮退しか含まれていないことを強く示唆しています。さらに、これはシュヴァルツシルト法全般の強みでもあります。いくつかの進歩を組み合わせることにより、新しく開発されたモデリング機械で実証済みの高い回復精度と精度を達成します。(ii)私たちの新しい軌道モデリングコードSMARTは、5次元の軌道開始空間を使用して、特に銀河中心部のケプラーに近い軌道を代表的にサンプリングします。(iii)一般化された情報基準AICpを使用して平滑化を最適化し、異なる質量モデルを比較して、モデルの柔軟性が異なる$\chi^2$ベースのモデルで発生するバイアスを回避します。
最も明るい銀河団銀河における球状星団系の測光調査
ハッブル宇宙望遠鏡による26の巨大な初期型銀河のイメージング(すべてMASTアーカイブから抽出)を使用して、周囲の球状星団(GC)システムの測光を実行します。これらのターゲットのほとんどは最も明るい銀河団(BCG)であり、それらの距離は24から210Mpcの範囲です。DOLPHOTで完成した測光のカタログが公開されています。GCカラーインデックスは、12GyrSSP(SingleStellarPopulation)モデルと基準カラーインデックス(F475W-F850LP)の直接分光キャリブレーションを組み合わせて[Fe/H]に変換されます。得られたすべての金属量分布関数(MDF)は、バイモーダルガウス関数によって正確に一致させることができます。すべての銀河のGCシステムは、平均$Z\simR_{gc}^{-0.3}$の射影された銀河中心距離で浅い金属量勾配も示します。平均、分散、および青/赤の分数を含むMDFのいくつかのパラメーターがまとめられています。おそらく最も興味深い新しい結果は、銀河の質量に伴う青/赤のGCの割合の傾向であり、これは、大きな銀河の階層的なアセンブリ内でのGC形成の最近のシミュレーションからの予測と関連しています。観測された傾向は、2つの主要な遷移段階を明らかにします。低質量銀河の場合、金属に富む(赤)GCの割合$f(red)$は銀河の質量とともに着実に増加し、ハロー質量$M_h\simeq3\times10^{12}M_{\odot}$.この点を超えると、金属の少ない(青)GCの半分以上が降着衛星に由来し、$f(red)$は減少し始めます。しかし、$M_h\simeq10^{14}M_{\odot}$付近のさらに高い遷移点より上では、金属に富むGCも降着物によって支配されるため、$f(red)$が再び増加し始める可能性があることをデータは示唆しています。システム。
$z \approx 1$ における星形成銀河の原子ガス スケーリング関係
| Title |
Atomic_Gas_Scaling_Relations_of_Star-forming_Galaxies_at_$z_\approx_1$ |
| Authors |
Aditya_Chowdhury,_Nissim_Kanekar,_Jayaram_Chengalur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06176 |
最初の測定値を報告するために、GiantMetrewaveRadioTelescope(GMRT)Cold-HIAT$z\approx1$(CAT$z1$)サーベイ、つまり$z=0.74-1.45$にある銀河の510時間HI21cm放射サーベイを使用します。$z\approx1$での水素原子(HI)のスケーリング関係。$z\approx1$にある11,419個の青い星形成銀河のサンプルを3つの恒星質量($M_*$)サブサンプルに分割し、積み重ねられたHI21cm発光信号の検出を($\geq4\sigma$有意性で)取得します。3つのサブサンプルすべての銀河。3つの恒星質量サブサンプルの平均HI質量($M_{HI}$)の測定値にべき乗関係を当てはめ、$z\approx1$は$z\approx0$と一致しています。ただし、$M_{HI}-M_{*}$の関係が$z\approx1$から$z\approx0$に$3.54\pm0.48$の係数で下方にシフトしたことがわかります。さらに、3つの恒星質量サブサンプルの銀河のHI枯渇時間スケール($t_{dep,HI}$)は、$z\approx0$の場合よりも体系的に$\approx2-4$倍低いことがわかります。サンプル銀河を3つの特定の星形成率（sSFR）サブサンプルに分割し、3つのサブサンプルすべてで積み重ねられたHI21cm放出信号の$\geq4\sigma$検出を再度取得します。HI質量と恒星質量の比とsSFRの関係は、$z\approx1$と$z\approx0$の間で展開することがわかりました。赤方偏移で大きく進化しない分子ガスから星への変換効率とは異なり、HIが星に変換される効率は、$z\approx1$での星形成銀河の方が$zでの銀河よりもはるかに高いことがわかります。\約0$。
星形成銀河による再電離：Low-z Lyman Continuum Survey からの洞察
| Title |
Reionization_with_star-forming_galaxies:_insights_from_the_Low-z_Lyman_Continuum_Survey |
| Authors |
Maxime_Trebitsch,_Pratika_Dayal,_John_Chisholm,_Steven_L._Finkelstein,_Anne_Jaskot,_Sophia_Flury,_Daniel_Schaerer,_Hakim_Atek,_Sanchayeeta_Borthakur,_Harry_Ferguson,_Fabio_Fontanot,_Mauro_Giavalisco,_Andrea_Grazian,_Matthew_Hayes,_Floriane_Leclercq,_G\"oran_\"Ostlin,_Alberto_Saldana-Lopez,_Trinh_X._Thuan,_Bingjie_Wang,_G\'abor_Worseck,_Xinfeng_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06177 |
銀河から逃げる電離光子の割合$f_{esc}$は、再電離をモデル化する上で重要なパラメータであると同時に、特に赤方偏移が高い場合にはあまり知られていない量です。最近の観測では、低z星形成銀河の$f_{esc}$の値が制限され始めていますが、この比較の妥当性はまだ検証されていません。$f_{esc}$とLow-zLymanContinuumSurveyから得られたUV勾配の傾向との間の経験的関係を高zに適用し、DELPHI半分析銀河形成モデルを使用して、高zの地球規模の電離放射率を推定します。結果の再電離履歴を計算するために使用します。グローバルな電離放射率と再電離履歴の両方が観測上の制約と一致することがわかりました。再電離の時代に低z相関が維持されると仮定すると、$-16\lesssimM_{UV}\lesssim-13.5$を持つ銀河が再電離の主な要因であることがわかります。z=4.5,6,8で人口平均$\langlef_{esc}\rangle\simeq8\%,10\%,20\%$を導出します。
弱い輝線クエーサーのスペクトルエネルギー分布に基づくトーラスとブロードライン領域の未発達の証拠
| Title |
Evidence_of_under-developed_torus_and_broad-line_region_of_weak_emission_line_quasars_based_on_their_spectral_energy_distribution |
| Authors |
Ritish_Kumar,_Hum_Chand,_Ravi_Joshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06179 |
光学的に選択された電波静かな「弱い輝線クエーサー」(WLQ)のサブセットにおける弱い輝線の支配的な原因を解明するために、未発達の広い線領域(BLR)の可能性を調査しました。このために、SDSSとWISEからそれぞれ光学および赤外線(IR)測光観測を使用して、61個のWLQのスペクトルエネルギー分布(SED)をモデル化しました。SEDフィットは、ダストトーラス($L_{tor}$)からの光度を含む、さまざまな発光コンポーネントで構成されます。通常のクエーサーとの比較のために、発光赤方偏移とSDSSrバンドが一致する各WLQに対して55QSOのコントロールサンプルを使用しました。$L_{tor}$の測定値に基づいて、通常のQSOのコントロールサンプルに対して、WLQのIR光度が$42\pm2$\%減少することがわかりました。$L_{tor}$/$L_{bol}$をトーラスカバーファクター($CF_{tor}$)の尺度として使用すると、WLQのカバーファクターに同様の減少が見られ、$CF_{tor}$分布が有意に大きくなっています。違うw.r.t.KS-test$P_{null}$が$4.27\times10^{-14}$の通常のQSO。ダスティトーラスとBLRカバーファクターはAGNで同様の順序であると予想されるため、WLQのBLRは未発達であり、輝線の弱さの主な原因である可能性があることを示唆しています。その結果、私たちの分析は、AGNの初期段階にある進化シナリオに基づくWLQのモデルをサポートします。
散乱変換を使用した HI 発光形態による低温中性媒体の調査
| Title |
Probing_the_cold_neutral_medium_through_HI_emission_morphology_with_the_scattering_transform |
| Authors |
Minjie_Lei,_S._E._Clark |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06182 |
中性水素(HI)放出は、星間物質(ISM)の物理に関する豊富な情報をエンコードする複雑な形態を示します。散乱変換(ST)を適用して、一連のコンパクトで解釈可能な係数を介してHI放出構造を特徴付け、HI放出形態とHI低温中性媒体(CNM)相の含有量との関係を見つけます。HI吸収測定が利用できない場合、HI相構造は通常、スペクトル線分解による発光から推定されます。ここでは、HI放出空間情報のみから得られた手段を使用して、CNMコンテンツの最初のプローブを提示します。高銀河緯度(|b|>30度)のGALFA-HIデータに散乱変換を適用し、結果の係数をアーカイブHI発光および吸収スペクトルから得られたCNMフラクション測定値と比較します。ST係数と測定されたCNM分数(fCNM)との間の相関を定量化し、HI発光形態が実質的なfCNM相関情報をエンコードすること、および小規模な線形性に関するSTベースのメトリックが特にfCNMを予測することを発見しました。これは、$I_{857}/N_{HI}$比の強化によって、小規模な直線性のより大きいST測定値によってさらに裏付けられます。これらの結果は、CNM含有量が高い領域ほど、小規模なフィラメント状HI構造が多く存在するという図と一致しています。私たちの研究は、HIの形態と相の内容との間の物理的なつながりを示しており、HIのスペクトル情報と空間情報の両方を利用することで、将来の相分解方法を改善できることを示唆しています。
ディスク銀河のアクションベースの動的モデリングに対するバーの影響の定量化
星を力学トレーサーとして使用するアクションベースの力学モデリングは、天の川銀河の根底にある軸対称物質分布を推定するための優れた診断法です。しかし、天の川のバーは恒星円盤に非軸対称共鳴の特徴を引き起こします。Roadmapping(重力ポテンシャルと恒星分布関数を推定するためのアクションベースの動的モデリングフレームワーク)を使用して、バーの存在下でのアクションベースのモデリングの堅牢性を体系的に定量化します。棒銀河(さまざまな棒の特性を持つ)の一連のテスト粒子シミュレーションを構築し、これらの棒を持つモデルから引き出されたさまざまな調査ボリューム(さまざまな方位角の位置、サイズを持つ)にロードマッピングを適用します。現実的なバーパラメーターの場合、グローバルポテンシャルパラメーターは${\sim\!1\!-\!20}$パーセント。ただし、棒の強度が増すにつれて、パラメーターの最適な値は、実際の値から徐々に逸脱します。これは、当社の棒モデルにおける放射状加熱、放射状移動、および共鳴重複現象の組み合わせにより発生します。さらに、方位角の位置と調査ボリュームのサイズは、パラメーターの正常な回復に重要な役割を果たします。バーの長軸に沿った調査ボリュームは、最適なパラメーター値でより大きな(相対的な)エラーを生成します。さらに、潜在的なパラメーターは、より大きな空間範囲を持つ調査ボリュームでより適切に回復されます。太陽は${\sim\!28\!-\!バーの長軸から33}$度遅れて、この研究によって提供される、バーによって引き起こされる系統的バイアスの推定値は、したがって、天の川の将来のモデル化の試みにとって重要です。
ALFALFAが選んだ矮小銀河を用いた超金属希薄銀河の探索
| Title |
Searches_for_Extremely_Metal_Poor_Galaxies_using_ALFALFA-selected_Dwarf_Galaxies |
| Authors |
John_H._Miller_Jr,_John_J._Salzer,_Steven_Janowiecki,_Martha_P._Haynes,_Alec_S._Hirschauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06203 |
ALFALFAブラインドHI調査から選択された近くの矮小銀河の研究を提示します。このプロジェクトの主な目標は、これまで認識されていなかった極端に金属が少ない(XMP)銀河を検出することを期待して、非標準の選択方法を利用することでした。この研究は、2つのXMP銀河$-$しし座$-$とLeoncino$-$が最近発見されたことに動機付けられました。これらは両方ともALFALFAサーベイによって最初に発見されました。私たちは、42の矮星系の狭帯域H$\alpha$画像を取得しました。その多くは、うお座-ペルセウス超銀河団の前の局所空間に位置しています。11の最良の候補のスペクトルにより、10のシステムの金属存在量が決定されました。1つのシステム(AGC123350)はlog(O/H)+12=7.46、または$\sim$6\%ソーラーの酸素存在量を持っていることが判明しましたが、極度に金属が少ないと判明したものはありませんでした。私たちのサンプルの銀河の1つは、その光度に対して高い酸素存在量を示しており、潮汐起源である可能性を示唆しています。
深層学習を用いた銀河面第1象限の分子雲距離決定 : I. 方法と結果
| Title |
Distance_determination_of_molecular_clouds_in_the_1st_quadrant_of_the_Galactic_plane_using_deep_learning_:_I._Method_and_Results |
| Authors |
Shinji_Fujita,_A._M._Ito,_Yusuke_Miyamoto,_Yasutomo_Kawanishi,_Kazufumi_Torii,_Yoshito_Shimajiri,_Atsushi_Nishimura,_Kazuki_Tokuda,_Toshikazu_Ohnishi,_Hiroyuki_Kaneko,_Tsuyoshi_Inoue,_Shunya_Takekawa,_Mikito_Kohno,_Shota_Ueda,_Shimpei_Nishimoto,_Ryuki_Yoneda,_Kaoru_Nishikawa_and_Daisuke_Yoshida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06238 |
機械学習はさまざまな分野でうまく適用されてきましたが、それが銀河の分子雲までの距離を決定するための実行可能なツールであるかどうかは未解決の問題です。銀河では、分子雲までの距離として運動距離が一般的に用いられます。しかし、内側の銀河については、「近い」解と「遠い」解という2つの異なる解が同時に導出できるという問題があります。空間的特徴を一般的に捉えることができる深層学習の形式である畳み込みニューラルネットワーク(CNN)を使用して、2クラス(「近」または「遠」)推論モデルの構築を試みました。この研究では、野辺山45m電波望遠鏡(l=62-10度、|b|<1度)で取得した銀河面の第1象限方向のCOデータセットを使用しました。このモデルでは、主な入力として12CO(J=1-0)排出量の3次元分布(位置-位置-速度)を適用しました。モデルをトレーニングするために、赤外線天文衛星WISEのHII領域カタログから、「近」または「遠」の注釈が付いたデータセットが作成されました。その結果、トレーニングデータセットに対して76%の精度でCNNモデルを構築できました。このモデルを使用して、CLUMPFINDアルゴリズムによって特定された分子雲までの距離を決定しました。12COデータで特定された<8.15kpcの距離を持つ分子雲の質量は、M>10^3Msunの質量範囲で約-2.3の指数を持つべき乗分布に従うことがわかりました。また、銀河の北極から見た銀河の分子ガスの詳細な分布が決定されました。
MaNGAサーベイを使用したバルジとディスクの星の人口の比較
| Title |
Comparison_of_the_Stellar_Populations_of_Bulges_and_Discs_using_the_MaNGA_Survey |
| Authors |
Philip_Lah,_Nicholas_Scott,_Tania_M._Barone,_A._S._G._Robotham,_Francesco_D'Eugenio,_Matthew_Colless,_and_Sarah_Casura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06284 |
低赤方偏移銀河のMaNGAインテグラルフィールド分光調査を使用して、銀河のさまざまなサンプルについて、セルシックプロファイルから特定されたバルジとディスクコンポーネントの恒星集団を比較します。バルジが優勢な地域は、関連するディスクが優勢な地域よりも金属が豊富で、星の年齢がわずかに古い傾向があります。金属量の違いは、円盤に比べてバルジの重力ポテンシャルが深いことと一致しており、バルジは星によって生成された金属をより多く保持することができます。年齢の違いは、バルジに比べて円盤内でより長く持続する星形成によるものです。星の質量が小さい銀河と比較して、星の質量が大きい銀河は、円盤が支配する領域よりも金属が豊富で(軽量測定で)古いバルジが支配する領域を持つ傾向があります。これは、質量の大きい銀河が内側から外側に向かって消光するのに対し、質量の小さい銀河は銀河全体で同時に消光することを示唆しています。初期型の銀河は、バルジが優勢な領域と円盤が優勢な領域と同じ年齢のバルジが優勢な領域を持つ傾向がありますが、後期型の銀河は、バルジが優勢な領域よりもかなり若い円盤型の領域を持つ傾向があります。中心銀河は、バルジが支配する領域と円盤が支配する領域の間で、同様の星質量の衛星銀河よりも大きな金属量の差を持つ傾向があります。この違いは、中心銀河が合体したり、ガスの降着が拡大したりして、新しい低金属ガスを円盤にもたらし、それによって星の平均金属量と年齢が低下することで説明できるかもしれません。衛星ディスクのクエンチングも役割を果たしている可能性があります。
降着円盤におけるその場星形成とブラックホール質量とAGNにおける金属量の相関関係の説明
| Title |
In-situ_star_formation_in_accretion_disk_and_explanation_for_correlation_between_black_hole_mass_and_metallicity_in_AGNs |
| Authors |
Xiao_Fan_and_Qingwen_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06363 |
最近の観測によると、活動銀河核(AGN)の広い線領域($Z_{\rmBLR}$)の金属量は太陽から超太陽であり、超大質量ブラックホール($M_{\rmBH}$)であり、$z\sim7$まで赤方偏移で進化しません。$M_{\rmBH}\sim10^{6-8}M_{\odot}$を使用して、より多くのAGNとの$M_{\rmBH}-Z_{\rmBLR}$相関を再検討し、正の相関は低質量範囲でフラットになります。降着円盤の外側の部分は重力的に不安定で、星に分裂することが知られています。外側のAGNディスクでの星形成と超新星(SNe)を考慮して、金属の濃縮度を計算し、星の質量分布が観測されたBLRのサイズはAGNディスクの自己重力半径とほぼ同じであり、BLRが基礎となる降着プロセスと密接に相関している可能性があることを示唆しています。
X線弱い二重活動銀河核における環核分子ガスのNOEMA検出：重い掩蔽の証拠なし
| Title |
NOEMA_Detection_of_Circumnuclear_Molecular_Gas_in_X-ray_Weak_Dual_Active_Galactic_Nuclei:_No_Evidence_for_Heavy_Obscuration |
| Authors |
Meicun_Hou,_Zhiyuan_Li,_Xin_Liu,_Zongnan_Li,_Ruancun_Li,_Ran_Wang,_Jing_Wang,_and_Luis_C._Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06399 |
二重活動銀河核(AGN)は、2つの活発に降着する2つの超大質量ブラックホール(SMBH)が合体する1組の銀河によってホストされた形であり、銀河の進化の不可欠な段階におけるSMBHの供給とフィードバックの物理学を研究するためのユニークな実験室です。.この作業では、低赤方偏移の光学的に分類されたAGNペアの最近のチャンドラ調査から引き出された7つのkpcスケールのデュアルAGN候補のNOEMACO(2-1)観測を提示します。これらの星系が選択されたのは、それらの小さな物理的分離に対して予想外に低い2～10keVのX線光度を示し、合体の中期から後期の段階を示しているためです。CO(2-1)放出によって追跡される環状分子ガスは、7対のうち6対、14対の原子核のうち10対で有意に検出され、推定質量は$(0.2-21)\times10^9\rm~M_{\odot}$.一次核、つまり恒星速度の分散が大きい核は、二次核よりも分子ガス質量が大きい傾向があります。ほとんどのCO検出核はコンパクトな形態を示し、速度場はkpcスケールの回転構造と一致します。推定される水素柱密度は$5\times10^{21}-2\times10^{23}\rm~cm^{-2}$の範囲ですが、ほとんどの場合$10^{22}\rm~cm^{の数倍です。-2}$、X線スペクトル分析から導き出されたものと大まかに一致しています。比較的弱い中赤外線放射とともに、中程度の列密度は、これらの7つのシステムで非常に不明瞭で本質的に発光するAGNの普及に反論しますが、最近の銀河ペアの近心円通過によってトリガーされたAGN活動が可能になるというフィードバックシナリオを支持します。核周囲のガスを追い出し、さらなるSMBHの降着を抑制します。
PHANGS--JWST の最初の結果: JWST と ALMA によって観測された 4 つの円盤銀河の乱流ジーンズ スケールでの ISM 構造
| Title |
PHANGS--JWST_First_Results:_ISM_structure_on_the_turbulent_Jeans_scale_in_four_disk_galaxies_observed_by_JWST_and_ALMA |
| Authors |
Sharon_E._Meidt,_Erik_Rosolowsky,_Jiayi_Sun,_Eric_W._Koch,_Ralf_S._Klessen,_Adam_K._Leroy,_Eva_Schinnerer,_Ashley._T._Barnes,_Simon_C._O._Glover,_Janice_C._Lee,_Arjen_van_der_Wel,_Elizabeth_J._Watkins,_Thomas_G._Williams,_Frank_Bigiel,_M\'ed\'eric_Boquien,_Guillermo_A._Blanc,_Yixian_Cao,_M\'elanie_Chevance,_Daniel_A._Dale,_Oleg_V._Egorov,_Eric_Emsellem,_Kathryn_Grasha,_Jonathan_D._Henshaw,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Kirsten_L._Larson,_Daizhong_Liu,_Eric_J._Murphy,_J\'er\^ome_Pety,_Miguel_Querejeta,_Toshiki_Saito,_Karin_M._Sandstrom,_Rowan_J._Smith,_Mattia_C._Sormani,_David_A._Thilker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06434 |
PHANGSからの近くの銀河IC5332、NGC628、NGC1365、およびNGC7496のJWST/MIRIイメージングは、それぞれの場合に相互接続されたフィラメント、殻、空隙の準規則的なネットワークを形成する豊富なガス構造を明らかにします。このマルチスケール構造のネットワークが、重力不安定性によるガス円盤の断片化と一致するかどうかを調べます。FilFinderを使用して、各銀河のフィラメント状の特徴のウェブを検出し、それらの特徴的な半径方向および方位角の間隔を決定します。これらの間隔は、分子ガスのPHANGS-ALMA観測を使用して再構築された、最もトゥームレ不安定な長さ(数kpc)、乱流ジーンズの長さ(数百pc)、および円盤スケールの高さ(数十pc)の推定値と比較されます。動的トレーサーとして。この研究で対象とした4つの銀河の分析は、ジーンズスケールの構造が普及していることを示しています。ガス円盤で観察される構造が、星形成の速度と位置だけでなく、星のフィードバックが周囲の多相ガス貯留層とどのように正または負に相互作用するかにどのように影響するかを判断するには、今後の作業が不可欠です。
原始銀河生態系におけるフィードバックエージェントとしての宇宙線
高赤方偏移の原始銀河が最近発見され、進化した恒星集団と複雑な星形成の歴史が、ビッグバン後の250Myrにまでさかのぼります。それらの激しい星形成バーストには、持続的な強い消光期間が散在しているように見えますが、この進化的行動の根底にあるプロセスは不明のままです。後の時代とは異なり、初期の宇宙の銀河は、クラスターのような大規模な関連付けに位置していません。代わりに、それらは比較的孤立した生態系として、開発中の銀河系のハローと共進化します。したがって、星形成の崩壊をもたらす可能性のあるメカニズムはおそらく固有のものであり、激しいスターバーストエピソードに関連するフィードバックプロセスが重要な役割を果たしている可能性があります.宇宙線は、このフィードバックを提供する実行可能なエージェントであり、これらのシステムで推測される星形成の歴史を説明できます。銀河への宇宙線の影響は、新しい施設や今後の施設の艦隊で間もなく取得される豊富な多波長データを使用して調査される可能性があります。電磁スペクトル全体でそれらの動作を調べるための補完的なアプローチは、宇宙線フィードバックシグネチャの距離のはしごに配置できます。原始系における宇宙線活動を追跡する方法を明確に理解することで、このはしごを高赤方偏移に拡張し、宇宙時間にわたる銀河の進化を形成する際に宇宙線が果たす役割をマッピングすることが可能になります。
ローカル バブルのようなキャビティ内に配置された観測者の 353 GHz での合成ダスト偏光放出マップ
| Title |
Synthetic_dust_polarization_emission_maps_at_353_GHz_for_an_observer_placed_inside_a_Local_Bubble-like_cavity |
| Authors |
E._Maconi_(1_and_2),_J._D._Soler_(3),_S._Reissl_(2),_P._Girichidis_(2),_R._S._Klessen_(2_and_4),_P._Hennebelle_(5),_S._Molinari_(3),_R._J._Smith_(6),_M._C._Sormani_(2),_J._W._Teh_(2),_L._Testi_(5),_A._Traficante_(3)._((1)_Universit\`a_degli_Studi_di_Milano-Bicocca,_Milan,_Italy._(2)_Universit\"at_Heidelberg,_Zentrum_f\"ur_Astronomie,_Institut_f\"ur_Theoretische_Astrophysik,_Heidelberg,_Germany._(3)_Istituto_di_Astrofisica_e_Planetologia_Spaziale,_INAF,_Roma,_Italy._(4)_Universit\"at_Heidelberg,_Interdisziplin\"ares_Zentrum_f\"ur_Wissenschaftliches_Rechnen,_Heidelberg,_Germany._(5)_AIM,_CEA,_CNRS,_Universit\'e_Paris-Saclay,_Universit\'e_Paris_Diderot,_Sorbonne_Paris_Cit\'e,_France._(6)_Jodrell_Bank_Centre_for_Astrophysics,_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Manchester,_Manchester,_UK.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06598 |
空洞内の観測者から見た353GHzでの偏光ダスト放出の合成観測の研究を提示します。空洞の物理的特性は、太陽系が埋め込まれているローカルバブルに匹敵します。局所密度増強と空洞の壁のコヒーレント磁場の組み合わせにより、局所バブルがそのドメインを超えて来る放射に対する半透明の偏光フィルターになることがわかりました。これは、ローカルバブルを詳細に研究することの重要性を強調しています。なぜなら、それは銀河天文学と宇宙論の前景スクリーンだからです。合成ダスト偏光データから推定された磁力線は、低緯度および中緯度(|b|<60度)で、プランク衛星による353GHzでの偏光放射の全天マップと定性的に一致することがわかりました。これは、局所気泡壁の磁場構造の現在のモデルと一致しています。ただし、選択されたキャビティからの偏光信号は、プランクによって極銀河キャップに向かって観測された規則的な偏光配向パターンを説明するには不十分であることもわかりました。これは、候補バブルの進化の段階が進んでいることと、シミュレーション領域が限られていることが原因である可能性があります。最後に、合成偏光マップから、推測された磁場形態のみを使用して開いた銀河キャップと閉じた銀河キャップを区別することは困難であることを示します。
A2744 領域の $z\approx10$ にある高密度の明るい銀河
| Title |
A_High_Density_of_Bright_Galaxies_at_$z\approx10$_in_the_A2744_region |
| Authors |
Marco_Castellano,_Adriano_Fontana,_Tommaso_Treu,_Emiliano_Merlin,_Paola_Santini,_Pietro_Bergamini,_Claudio_Grillo,_Piero_Rosati,_Ana_Acebron,_Nicha_Leethochawalit,_Diego_Paris,_Andrea_Bonchi,_Davide_Belfiori,_Antonello_Calabr\`o,_Mario_Nonino,_Gianluca_Polenta,_Michele_Trenti,_Kristan_Boyett,_Tom_Broadhurst,_Wenlei_Chen,_Alexei_V._Filippenko,_Karl_Glazebrook,_Sara_Mascia,_Charlotte_A._Mason,_Massimo_Meneghetti,_Amata_Mercurio,_Benjamin_Metha,_Takahiro_Morishita,_Themiya_Nanayakkara,_Laura_Pentericci,_Guido_Roberts-Borsani,_Namrata_Roy,_Eros_Vanzella,_Benedetta_Vulcani,_Lilan_Yang,_Xin_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06666 |
GLASS-JWST、UNCOVER、およびDDT-2756の3つのプログラムによって、JWSTに搭載されたNIRCamで最近取得された画像データから選択された、前景クラスターAbell2744の背後にある高密度の赤方偏移$z\approx10$銀河の検出を報告します。レンズ倍率$\mu$のロバストな推定を確実にするために、NIRCam画像の最初のエポックと新たに取得したMUSEスペクトルを利用する改良版のモデルを使用し、$\mu>5$の不確実性が存在する可能性のある領域を回避します。より高い。$\sim37$sq.arcminの領域で、縮小された静止フレーム$-22\lesssimM_{\rmUV}\lesssim-19$magを持つ7つの明るい$z\approx10$銀河を検出します。測光の不完全性と、光度と宇宙体積に対するレンズ作用の影響を考慮すると、フィールド内の$z\approx10$銀河の密度は、$での平均よりも約$10\times$($3\times$)大きいことがわかります。M_{UV}\approx-21(-20)$magが報告されています。GLASS-JWSTデータのみを考慮すると、密度はさらに高くなります。これは、倍率と不完全性の影響が最も小さく、影響が最も少ないです。GLASS-JWSTフィールドには、7つの銀河のうち5つが含まれており、投影された長さが2Mpcの見かけのフィラメント状構造に沿って分布しており、$M_{\rmUV}<-20$magで投影された距離がわずか16kpc。これらの調査結果は、フィールドに$z\approx10$の過密度が存在することを示唆しています。効率的な分光追跡観測のための優れたターゲットを提供することに加えて、私たちの研究は、初期のJWST観測で観測された明るい銀河の高密度を確認しますが、それらの平均密度の偏りのない推定値とそれらのクラスタリングの最初の推定。
ノーマの最も明るい星団銀河に関連する HI 吸収
| Title |
HI_absorption_associated_with_Norma's_brightest_cluster_galaxy |
| Authors |
Manasvee_Saraf,_O._Ivy_Wong,_Luca_Cortese,_B\"arbel_S._Koribalski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06680 |
ESO137-G006は、クールコアで動的に若いノルマ銀河団の中で最も明るいクラスター銀河(BCG)です。オーストラリア望遠鏡コンパクトアレイを使用して、このBCGに関連する原子状水素（HI）吸収線を発見しました。スピン温度$T_{で$\approx(1.3\pm0.2)\times10^{20}\,T_{\rm{spin}}$原子cm$^{-2}$のガス柱密度を推定します。\rm{spin}}\leq194$Kであり、他の初期型銀河やクールコアクラスターBCGのHI特性と一致しています。冷たいガスの存在とクラスターの冷却流との関係は不明です。私たちの結果は、ESO137-G006がクラスターセンターに最近到着したものであり、元のBCGではない可能性があるというシナリオを支持しています。このシナリオは、BCGの広角テールラジオローブとNormaのX線サブクラスターの観測された空間的位置合わせ、およびNormaの平均速度とBCGの平均速度との間の有意な視線速度オフセットと一致しています。
機械学習による極端な質量比の刺激に対する LISA 感度の迅速な決定
| Title |
Rapid_determination_of_LISA_sensitivity_to_extreme_mass_ratio_inspirals_with_machine_learning |
| Authors |
Christian_E._A._Chapman-Bird,_Christopher_P._L._Berry,_Graham_Woan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06166 |
恒星質量コンパクト天体から大質量ブラックホール(MBH)への渦巻き、極端な質量比渦巻き(EMRI)の重力波観測により、MBHの質量やスピンなどのパラメーターの正確な測定が可能になります。レーザー干渉計宇宙アンテナは、根底にあるソース集団を調査するのに十分なEMRIを検出し、MBHとその環境の形成と進化の理論をテストすることが期待されています。人口研究は、EMRIパラメーター空間全体で変化する選択効果の影響を受けやすく、これを考慮しないと推論結果にバイアスがかかります。この偏りは修正できますが、多くのEMRI信号の検出可能性を評価するには計算コストがかかります。このコストを軽減するには、(i)パラメータからEMRIの信号対雑音比を予測できる迅速かつ正確なニューラルネットワークインターポレータを構築し、(ii)選択関数を学習するニューラルネットワークを使用して検出可能性の推定をさらに加速します。、データ生成のための最初のニューラルネットワークを活用します。結果として得られるフレームワークは、選択関数を迅速に推定し、母集団推論分析におけるEMRI検出可能性の完全な処理を可能にします。この方法を天体物理学的に動機付けられたEMRI人口モデルに適用し、潜在的な選択バイアスを示し、その後それらを修正します。選択効果を考慮すると、LISAはMBH質量関数の勾配を8.8%の精度で測定し、CO質量関数の勾配を4.6%の精度で測定し、MBHスピンの大きさ分布の幅を10%の精度で測定し、z=6未満の赤方偏移でのEMRIを使用した12％の精度までのイベント率。
超大質量ブラック ホールへの超エディントン降着の体系的な広帯域 X 線研究。 I. X線連続体
| Title |
Systematic_Broad-band_X-ray_Study_of_super-Eddington_Accretion_onto_Supermassive_Black_Holes._I._X-ray_Continuum |
| Authors |
Alessia_Tortosa,_Claudio_Ricci,_Luis_C._Ho,_Francesco_Tombesi,_Pu_Du,_Kohei_Inayoshi,_Jian-Min_Wang,_Jinyi_Shangguan,_Ruancun_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06183 |
我々は、スーパーエディントンのSMBHへの降着に関する最初の体系的な広帯域X線研究を、8個のスーパーエディントンのサンプルの{\itNuSTAR}および{\itXMM-Newton}または{\itSwift}/XRT観測と同時に提示します。エディントンは、エディントン比$1<\lambda_{\rmEdd}<426$でAGNを増加させます。SEAMBHは、主に相対論的反射が支配する超エディントン領域で降着するソースに予想されるように、急な一次連続体の勾配を示していることがわかります。サンプルのソースの鉄K$\alpha$輝線は、相対論的な広がりを示しています。さらに、鉄のK$\alpha$線の狭い成分の等価幅は、'岩沢-谷口'効果としても知られる'X線ボールドウィン'効果に従います。過去の研究と一致して、一次べき乗則の光子指数とエディントン比の間に統計的に有意な相関関係があることを発見しました。さらに、スーパーエディントンソースで予想されるように、分析したソースの反射率の中央値は、BASSサンプルのタイプ\,1AGNの反射率の中央値より$\sim2$高い係数です。サンプルの3つのソースのコロナ温度を推定できます。04416+1215($kT_e=3$\,keV).コンパクトネス-温度ダイアグラムでサンプルのSEAMBHソースの位置を見ると、スーパーエディントンAGNでは、エディントン比が低いAGNと同様に、X線コロナが対の生成と消滅によって制御されているようです。
SN 2021fxy: 中紫外線フラックスの抑制は Ia 型超新星の共通の特徴である
| Title |
SN_2021fxy:_Mid-Ultraviolet_Flux_Suppression_is_a_Common_Feature_of_Type_Ia_Supernovae |
| Authors |
J._M._DerKacy,_S._Paugh,_E._Baron,_P._J._Brown,_C._Ashall,_C._R._Burns,_E._Y._Hsiao,_S._Kumar,_J._Lu,_N._Morrell,_M._M._Phillips,_M._Shahbandeh,_B._J._Shappee,_M._D._Stritzinger,_M._A._Tucker,_Z._Yarbrough,_K._Boutsia,_P._Hoeflich,_L._Wang,_L._Galbany,_E._Karamehmetoglu,_K._Krisciunas,_P._Mazzali,_A._L._Piro,_N._B._Suntzeff,_A._Fiore,_C._P._Guti\'errez,_P._Lundqvist,_A._Reguitti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06195 |
近くにあるIa型超新星SN2021fxyの紫外(UV)から近赤外(NIR)までの観測と分析を紹介します。私たちの観測には、Swift/UVOTからのUV測光、HST/STISからのUV分光法、およびSwope1m望遠鏡を使用した高ケイデンス光学測光が含まれており、初期の光度曲線中の夜間の上昇を捉えています。初期の$B-V$の色は、SN2021fxyが赤から青への進化をたどる最初の「浅いシリコン」(SS)SNIaであることを示しており、初期の観測で青色を示した他のSS天体と比較されています。HSTUVスペクトルを持つ他の分光学的に正常なSNeIaとの比較により、SN2021fxyは中紫外でフラックスが抑制されたいくつかのSNeIaの1つであることが明らかになりました。これらのSNeは、青方偏移の中紫外スペクトル特徴と強力な高速CaII特徴も示しています。この中間UV抑制の考えられる原因の1つは、高速材料からのラインブランケットの増加によるUVの実効不透明度の増加ですが、爆発メカニズムの違いを排除することはできません。中紫外抑制を持つSNeIaの中で、SNe2021fxyと2017erpは、異なる分岐サブグループに属しているにもかかわらず、光学特性に実質的な類似性を示し、SNe2011feと2011byの間で見られるものと同じオーダーのUVフラックスの違いを示します。合成SNIaUVスペクトルの複数のセットとの差分比較により、このUVフラックスの違いは、SNe2021fxyと2017erpの間の光度の違いに起因する可能性が高く、SNe2011byと2011feで示唆されているような前駆体の金属性の違いではないことが明らかになりました。これらの比較は、UVスペクトル形成の複雑な性質と、SNeIaUV多様性の物理的ソースを決定するためにより多くのUVスペクトルが必要であることを示しています。
AGN クールなフィードバックと X 線連星との類似性: 放射線圧から宇宙線による流出まで
現在、銀河では冷たい流出が一般的に観察されていますが、その物理的な起源と駆動メカニズムは不明のままです。活動銀河核(AGN)フィードバックは、宇宙線(CR)とダストへの放射圧を介して、低温銀河の流出を加速する可能性があります。ここでは、AGNにおけるCRと放射フィードバックの相対的な重要性を調査し、ブラックホールの降着流モードの関数として、流出発射の物理的条件を分析します。AGNジェット起源のCRを想定し、銀河のX線連星との類推を検討します。これにより、ジェットは降着率が低い場合(ハード状態)に顕著になり、降着率が高い場合(ソフト状態)に消滅します。CR駆動のアウトフローは、降着率が低く、半径が大きい場合に電力を供給できるのに対し、放射圧によるアウトフローは、降着率が高く、半径が小さい場合に支配的であることを示しています。このように、2つのAGNフィードバックメカニズム(CRと塵に対する放射圧)は、銀河規模での低温流出を促進する上で補完的な役割を果たしている可能性があります。より高い降着率での放射圧駆動の流出からより低い降着率でのCR駆動の流出への移行は、宇宙空間上の基礎となる降着流モードの移行(放射効率の高い降着円盤から放射効率の低いジェット支配流へ)に対応する可能性があります。時間。
回転するブラック ホールの画像に見られるジェットとリング
| Title |
Jets_and_Rings_in_Images_of_Spinning_Black_Holes |
| Authors |
Evan_Papoutsis,_Michi_Baub\"ock,_Dominic_Chang,_Charles_F._Gammie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06281 |
回転するブラックホールの近くでミリ波の波長を放出する「デュアルコーン」モデルを開発します。このモデルは、スピン軸を中心とする光学的に薄い発光円錐で構成されており、ジェット壁を表すことを意図しています。結果として得られる画像は、薄いリングが支配的です。最初にブラックホールのスピンが画像に及ぼす影響を考察し、支配的な効果は、空へのスピン軸の投影に対して垂直にリングを$2a_*\sini+\mathcal{O}(a_*^3)$.この効果は、フォトンリング自体の形状とサイズの変化よりも$a_*$単位で低次ですが、位置参照がないと検出できません。次に、ジェットの中心線が適切な基準を提供できることを示します。観測者が円錐の外側にいる場合、ジェットの位置はスピンとはまったく無関係であり、観測者が円錐の内側にある場合、スピンとはほとんど無関係です。天体物理学的な不確実性を制御できれば、スピン変位は将来の宇宙VLBIミッションで検出できるほど大きくなります。最後に、デュアルコーンモデルのリング下部構造を検討し、総強度の特徴が普遍的ではなく、コーンの開口角度に依存することを示します。
新たに発見された GeV ガンマ線源 Fermi~J1242.5+3236 の起源の可能性
| Title |
Possible_Origin_of_a_Newly_Discovered_GeV_Gamma-ray_Source_Fermi~J1242.5+3236 |
| Authors |
Xiu-Rong_Mo,_Ming-Hong_Luo,_Hong-bin_Tan,_Qing-Wen_Tang,_Ruo-Yu_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06305 |
300MeVから500GeVのエネルギー範囲における最初の13.4年間のFermi科学データに基づいて、$\sim$5.64$\sigma$検出の明るいGeVガンマ線源を発見し、Fermi~J1242.5+3236と名付けました。、近くの星形成銀河NGC4631から約$0.0996^{\circ}$のオフセットがあります。12年間のデータを使用すると、Fermi~J1242.5+3236の検出有意性は約4.72$\sigma$です。.Fermi~J1242.5+3236は、大きな時間的変動のない安定した点源であり、約$-$1.60$\pm0.24$の硬ガンマ線光子指数を持っています。空間オフセットと硬ガンマ線スペクトルは、この銀河からの拡散ガンマ線放出として、この源を好まない。この新しいソースは、ハードガンマ線光子指数の高シンクロトロンピークブレーザー(HSP)である可能性が高い、未確認の背景ブレーザーの起源である可能性があります。フォローアップの光学観測は、Fermi~J1242.5+3236の起源を識別するのに役立ちます。
MSPSR$\pi$ カタログ: 18 ミリ秒パルサーの VLBA アストロメトリー
| Title |
The_MSPSR$\pi$_catalogue:_VLBA_astrometry_of_18_millisecond_pulsars |
| Authors |
H._Ding,_A._T._Deller,_B._W._Stappers,_T._J._W._Lazio,_D._Kaplan,_S._Chatterjee,_W._Brisken,_J._Cordes,_P._C._C._Freire,_E._Fonseca,_I._Stairs,_L._Guillemot,_A._Lyne,_I._Cognard,_D._J._Reardon,_G._Theureau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06351 |
比類のない回転安定性を備えたミリ秒パルサー(MSP)は、多数の天体物理学研究の理想的な実験室として機能します。その多くは、MSPの距離および/または速度に関する正確な知識を必要とします。ここでは、「MSPSR$\pi$」プロジェクトの18のMSPの天文結果を提示します。これには、以前に公開された3つのソースの再分析が含まれています。標準化されたデータ削減プロトコルに加えて、天文精度をさらに向上させるために、可能な場合はより複雑な戦略(つまり、法線および逆参照1D補間)が採用されました。必要に応じて、パルサーのタイミングに基づいて事前情報を組み込むことができる新しいベイジアンアストロメトリー推論パッケージであるsterneを使用して、アストロメトリックパラメーターを導出しました。PSRJ1518+4904の$0.81\pm0.02\,$kpcを含む、15のMSPについて有意な($>3\,\sigma$)視差ベースの距離を測定しました。中性子星系。十分に制約された距離を持つ各MSPについて、その横空間速度と半径方向加速度を推定しました。推定された動径加速度の中で、PSRJ1012+5307とPSRJ1738+0333の更新されたものは、双極子重力放射とニュートンの重力定数の時間導関数に新しい制約を課します。さらに、PSRJ1643-1224で大幅な角度の広がりが検出されました。これは、HII領域Sh2-27とPSRJ1643-1224の主な散乱スクリーンとの間の仮定された関連付けの独立したチェックを提供します。最後に、$\gamma$線を放出するパルサーの死線の上限は、これまでで最もエネルギーの低い$\gamma$線パルサーPSRJ1730-2304の新しい動径方向の加速度で洗練されました。
54MHzのLOFARで観測されたM 51における宇宙線電子の拡散
| Title |
Diffusion_of_cosmic-ray_electrons_in_M_51_observed_with_LOFAR_at_54_MHz |
| Authors |
V._Heesen,_F._de_Gasperin,_S._Schulz,_A._Basu,_R._Beck,_M._Br\"uggen,_R.-J._Dettmar,_M._Stein,_L._Gajovi\'c,_F._S._Tabatabaei,_and_P._Reichherzer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06585 |
環境。宇宙線輸送の詳細は、銀河の進化に強い影響を与えます。宇宙線エネルギー分布のピークは、電子を代用として電波連続体で観測できます。ねらい。宇宙線電子(CRE)が、近くの銀河M51で寿命中に輸送される長さを、宇宙線エネルギー(約1-10GeV)で1桁にわたって測定します。この目的のために、54MHzのLOWFrequencyARay(LOFAR)からの新しい超低周波観測と、144～8350MHzの補助データを使用します。メソッド。CREは超新星残骸に由来するため、電波マップは星形成の分布と比較して平滑化されています。星形成率(SFR)の表面密度のマップをガウスカーネルで畳み込むことにより、電波とSFRの関係を線形化できます。最適な畳み込みカーネルは、CREトランスポート長の推定値です。結果。CREの寿命が長いため、予想どおり、CREの輸送長は低周波数で増加することがわかりました。CREの輸送長は$l_{\rmCRE}=\sqrt{4Dt_{\rmsyn}}$で、$D$は等方性拡散係数、$t_{\rmsyn}$はCREの寿命です。シンクロトロン損失と逆コンプトン損失。$D=(2.14\pm0.13)\times10^{28}~\rmcm^2\,s^{-1}$の場合、データは拡散によってうまく適合することがわかります。$D\proptoE^{0.001\pm0.185}$を使用すると、拡散係数は考慮される範囲のCREエネルギー$E$に依存しません。結論。私たちの結果は、銀河の星形成円盤におけるGeV宇宙線電子の輸送が、エネルギーに依存しない拡散によって支配されていることを示唆しています。
4 番目の Fermi-LAT カタログにおける不確実なタイプのブレーザーの勾配ブースティング決定木分類
| Title |
Gradient_boosting_decision_trees_classification_of_blazars_of_uncertain_type_in_the_fourth_Fermi-LAT_catalog |
| Authors |
N._Sahakyan,_V._Vardanyan_and_M._Khachatryan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06614 |
$\gamma$線バンドで利用可能な最も深い全天サーベイ-12年間に蓄積されたデータに基づくFermi-LATカタログ(4FGL-DR3)の最後のリリースであり、6600以上のソースが含まれています。ソースの中で最大の母集団はブレーザーサブクラス-3743で、そのうち$60.1\%$はBLLacertaeオブジェクト(BLLacs)またはフラットスペクトル電波クエーサー(FSRQ)として分類され、残りは不確実なタイプのブレーザー候補(BCU)としてリストされています。)彼らの確固たる光学的分類が欠けているからです。この研究の目標は、既に分類されたBLLacsおよびFSRQのスペクトルおよび時間特性でトレーニングされたさまざまな機械学習アルゴリズムを使用してBCUを分類することです。人工ニューラルネットワーク、\textit{XGBoost}、およびLightGBMアルゴリズムを使用して、BCU分類の予測モデルを構築します。2219BLLacsとFSRQの18個の入力パラメーターを使用して、これらのアルゴリズムをトレーニング(サンプルの80\%)およびテスト(20\%)し、LightGBMモデル、勾配ブースティングの決定に基づく最先端の分類アルゴリズムを見つけます。木、最高のパフォーマンスを提供します。私たちの最良のモデルに基づいて、825BCUをBLLac候補として分類し、405をFSRQ候補として分類しますが、190は明確な予測なしで残りますが、4FGLのBCUの割合は5.1\%に減少します。大きなサンプルの$\gamma$線光子指数、シンクロトロンピーク周波数、および高エネルギーピーク周波数を使用して、FSRQとBLLacs(LBL、IBL、およびHBL)の関係を調べます。
大質量X線連星と星間物質との星風による相互作用。 GX301-2の場合
| Title |
Interaction_of_a_high-mass_X-ray_binary_with_the_interstellar_medium_through_stellar_wind._The_case_of_GX_301-2 |
| Authors |
J._Marchioro,_S._Chaty,_A._Coleiro,_F._Fortin,_and_A._Simaz_Bunzel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06623 |
GX301-2は、強力な恒星流出を伴う大質量X線連星(HMXB)です。これらの連星の進化は、強い風の相互作用による星間環境と密接に関連している可能性があります。HAWK-IとHerschelのデータを使用して、恒星風を介してGX301-2によって恒星間物質に注入されるエネルギーを制限しようとしています。HAWK-I画像を4つの異なるフィルター(Br$\gamma$、H$_2$、J、およびKs)で分析し、環境に対するGX301-2の影響の特徴を取得しようとしました。Herschelデータを使用して星間物質の概要を説明し、GaiaDR3カタログを使用してGX301-2の適切な運動を推測しました。最後に、HMXBの最初の超新星イベント以降に星間物質に注入されたエネルギーを推定しました。HAWK-IとHerschelの両方の画像を使用して、GX~301-2から星間物質に注入された総質量の概算$M_{\rminj}=3.05^{+0.05}_{-0.03}10^を推測します。{-2}M_{\odot}$.
7年間のIceCubeカスケードイベントによる高速電波バーストからの同時ニュートリノ放出の探索
| Title |
A_Search_for_Coincident_Neutrino_Emission_from_Fast_Radio_Bursts_with_Seven_Years_of_IceCube_Cascade_Events |
| Authors |
R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_N._Aggarwal,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_J.M._Alameddine,_A._A._Alves_Jr.,_N._M._Amin,_K._Andeen,_T._Anderson,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_Y._Ashida,_S._Athanasiadou,_S._N._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_M._Baricevic,_S._W._Barwick,_V._Basu,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_J._Beise,_C._Bellenghi,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_E._Blaufuss,_S._Blot,_F._Bontempo,_J._Y._Book,_J._Borowka,_C._Boscolo_Meneguolo,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_J._Braun,_B._Brinson,_J._Brostean-Kaiser,_R._T._Burley,_R._S._Busse,_M._A._Campana,_E._G._Carnie-Bronca,_C._Chen,_Z._Chen,_D._Chirkin,_S._Choi,_B._A._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_A._Connolly,_J._M._Conrad,_P._Coppin,_P._Correa,_S._Countryman,_et_al._(324_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06702 |
この論文は、空間的および時間的に22の固有の非反復高速電波バースト(FRB)および1つの反復FRB(FRB121102)と一致するニュートリノの探索結果を示しています。FRBは、高エネルギーニュートリノの潜在的な発生源と考えられている銀河系および銀河系外の天体物理オブジェクトの急速に成長しているクラスです。IceCubeニュートリノ天文台のこれまでのFRB分析では、トラックイベントのみが使用されていました。この検索では、トラックイベントとは統計的に独立している7年間のIceCubeのカスケードイベントを利用しています。このイベント選択により、バックグラウンドレートが低いため、より長い範囲の拡張タイムスケールをプローブできます。統計的に有意なニュートリノのクラスタリングは観測されませんでした。FRBから放出される時間積分ニュートリノフラックスには、一定範囲の延長された時間枠で上限が設定されています。
SCATTER: 新しい共通封筒形式主義
| Title |
SCATTER:_A_New_Common_Envelope_Formalism |
| Authors |
Rosanne_Di_Stefano,_Matthias_U._Kruckow,_Yan_Gao,_Patrick_G._Neunteufel,_and_Chiaki_Kobayashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06770 |
最も神秘的な天体物理学的状態の1つは、連星進化の共通エンベロープ(CE)段階です。星とエンベロープの間の相互作用により、軌道が縮小します。CEは、合併または相互作用の次のフェーズにつながる可能性があります。合併には、2つのコンパクトなオブジェクトおよび/または星の任意の組み合わせが含まれる場合があります。白色矮星が関与するものはIa型超新星を生成する可能性があり、中性子星の合体はガンマ線バーストを生成し、あらゆる種類のコンパクト天体の合体は重力放射を生成する可能性があります。CEはさまざまな初期条件から発生する可能性があり、関連するプロセスが複雑であるため、CEの最終状態を予測することは困難です。人口合成計算のように、多くのシステムが考慮されている場合、一般に保存原理が採用されます。ここでは、新しい方法で角運動量を使用して、最終的な軌道分離の簡単な式を導き出します。この方法は、バイナリの研究に利点を提供し、特に高次の倍数に適しています。現在、潜在的な合併の発生において重要であると考えられています。ここでは、バイナリのCEに焦点を当て、フォローアップペーパーでは、CEが発生する複数の星系に形式を拡張します。
IceCube-DeepCore による新星からのサブ TeV ニュートリノ放出の探索
| Title |
Search_for_sub-TeV_Neutrino_Emission_from_Novae_with_IceCube-DeepCore |
| Authors |
R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_N._Aggarwal,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_J.M._Alameddine,_A._A._Alves_Jr.,_N._M._Amin,_K._Andeen,_T._Anderson,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_Y._Ashida,_S._Athanasiadou,_S._N._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_M._Baricevic,_S._W._Barwick,_V._Basu,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_J._Beise,_C._Bellenghi,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_E._Blaufuss,_S._Blot,_F._Bontempo,_J._Y._Book,_J._Borowka,_C._Boscolo_Meneguolo,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_J._Braun,_B._Brinson,_J._Brostean-Kaiser,_R._T._Burley,_R._S._Busse,_M._A._Campana,_E._G._Carnie-Bronca,_C._Chen,_Z._Chen,_D._Chirkin,_S._Choi,_B._A._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_A._Connolly,_J._M._Conrad,_P._Coppin,_P._Correa,_S._Countryman,_et_al._(325_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06810 |
連星系の白色矮星の表面における熱核爆発である新星の理解は、最近、大きなパラダイムシフトを経験しました。新星のボロメータ光度は、暴走した核燃焼のみに起因すると長い間考えられていましたが、最近のGeVガンマ線観測は、光度のかなりの部分が放射衝撃によるものである可能性があるという考えを支持しています。最近では、新星の観測により、これらの衝撃が少なくともいくつかのタイプの新星のハドロンの加速サイトであるという証拠が得られました。このシナリオでは、観測されたガンマ線にニュートリノの流れが伴う可能性があります。ほとんどの新星からのガンマ線は数GeVまでしか観測されていないため、これまで新星はTeV以上のエネルギーで最も感度の高いニュートリノ望遠鏡のターゲットとは見なされていませんでした。ここでは、IceCube-DeepCoreを使用して、数GeVから10TeVの間のエネルギーを持つ新星からのニュートリノの最初の検索を提示します。ガンマ線とニュートリノ放出の間の相関関係と、新星からの光とニュートリノ放出の間の相関関係の両方を検索します。この分析で考慮された新星からのニュートリノ放出の証拠は見つからず、ガンマ線で検出されたすべての新星の上限を設定しました。
| Title |
Common_envelope_evolution_and_triple_dynamics_as_potential_pathways_to_form_the_inner_white_dwarf_+_brown_dwarf_binary_of_the_triple_star_system_Gaia_0007-1605 |
| Authors |
F._Lagos,_M._Zorotovic,_M._R._Schreiber,_B._T._G\"ansicke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06161 |
最近発見された星系ガイア0007-1605は、近くに褐色矮星の伴星を持つ白色矮星と、遠くにある白色矮星第三系からなる星系であり、これまでに発見された白色矮星の周りの最初のトランジット惑星候補であるWD1856+534を含むトリプルシステムに非常によく似ています。以前、WD1856+534の内部連星は、共通のエンベロープ進化によって形成された可能性が最も高いと主張しましたが、三重星のダイナミクスは別のシナリオを表しています。ここでは、ガイア0007-1605のさまざまな形成シナリオを分析します。システムの潜在的な共通エンベロープ進化を再構築し、エネルギー収支の標準パラメーターを仮定することが合理的な解決策を提供することを発見しました。他の近い白色矮星と褐色矮星の連星と一致しており、WD1856+534とは対照的に、システムの現在の構成を理解するために、共通エンベロープ進化中の軌道エネルギー以外のエネルギー源は必要ありません。さらに、トリプルダイナミクスの分析的処方箋を使用して、フォンツァイペル-リドフ-コザイ振動が、高い離心率の侵入により潮汐移動を引き起こした可能性があることを示しています（e\gtrsim0.997）。Gaia0007-1605の内部バイナリは、その兄弟であるWD1856+534として、共通のエンベロープ進化、トリプルダイナミクス、または両方のメカニズムの組み合わせによって形成されたと結論付けています。
IRIS 観測による太陽フレア ループ モデルの調査 2: プラズマの特性、エネルギー輸送、および将来の方向性
| Title |
Interrogating_Solar_Flare_Loop_Models_with_IRIS_Observations_2:_Plasma_Properties,_Energy_Transport,_and_Future_Directions |
| Authors |
Graham_S._Kerr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06261 |
太陽フレアの間、膨大な量の磁気エネルギーが放出され、太陽の大気を通って太陽圏に運ばれます。1世紀以上の研究にもかかわらず、太陽フレアを取り巻く多くの未解決の問題がまだ存在しています。その中には、太陽プラズマがフレアエネルギーの蓄積にどのように反応するか、コロナの放出部位から遷移領域と彩層を介してそのエネルギーを輸送する重要な物理プロセスは何か?これらの問題に取り組むには、高度な数値シミュレーションと、空間、時間、およびスペクトル分解能の高い観測を組み合わせて行う必要があります。フレアは3D現象ですが、NLTEフレアリング彩層を3Dでシミュレートし、3Dモデルのパラメーター調査を実行することは、現在の計算能力を大幅に超えています。代わりに、最先端の1Dフィールドアラインシミュレーションに依存して、フレアを支配する物理的プロセスを研究しています。過去10年間、界面領域画像分光器(IRIS)からのデータは、これらのフレアループモデルの予測を批判的に調べることができる重要な観察結果を提供してきました。ここでは、IRISとフレアループモデルの2部構成のレビューのペーパー2で、フォワードモデリングフレアがIRISからの観察結果を理解するのにどのように役立つか、また、IRISがモデルがうまく機能する場所と重要なプロセスを見逃している可能性がある場所を明らかにする方法について説明します。、特にプラズマ特性、エネルギー輸送メカニズム、およびフレアモデリングの将来の方向性に焦点を当てています。
ペルセウス I の宇宙 DANCE: メンバーシップ、位相空間構造、質量、およびエネルギー分布
| Title |
The_cosmic_DANCe_of_Perseus_I:_Membership,_phase-space_structure,_mass,_and_energy_distributions |
| Authors |
J._Olivares,_H._Bouy,_N._Miret-Roig,_P.A.B._Galli,_L.M._Sarro,_E._Moraux,_A._Berihuete |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06291 |
環境。星形成領域は、星形成と星の進化の理論をテストおよび検証するための優れたベンチマークです。ペルセウス座の星形成領域は、最も若く(<10Myr)、最も近く(280-320pc)、文献で最も研究されている領域の1つであり、基本的なベンチマークです。ねらい。公開カタログ(Gaia、APOGEE、2MASS、PanSTARRS)を使用して、ペルセウス星形成領域のメンバーシップ、位相空間構造、質量、およびエネルギー(運動およびポテンシャル)分布を研究することを目的としています。メソッド。絶滅を説明するベイジアン手法を使用して、相空間でペルセウスの物理グループを特定し、それらの候補メンバーを取得し、それらのプロパティ(年齢、質量、3D位置、3D速度、およびエネルギー)を導出し、それらの起源の再構築を試みます。結果。年齢が3～10Myrで、動的なスーパービリアル状態で、エネルギー的に束縛されていない星の大部分を含む7つの物理グループ(そのうちの1つが新しいグループ)で1052の候補メンバーを特定します。それらの質量分布は、0.1$M_\odot$を超える質量のシャブリエの質量分布と広く互換性があり、IC348に関してNGC1333の低質量星の過剰のヒントを示していません。これらのグループの年齢、空間構造、および運動学は、少なくとも3世代の星と互換性があります。最年少の形成が最年長によって引き起こされたかどうかを明らかにするには、今後の作業が必要です.結論。公開アーカイブで補完され、包括的なベイジアン手法でマイニングされた精巧なGaiaデータにより、以前の研究よりも31%多いメンバーを識別し、新しい物理グループ(ゴルゴフォン:7Myr、191メンバー、および145$M_\odot$)を発見することができます。そして、これらのグループの空間的、運動学的、およびエネルギー分布が、階層的な星形成シナリオをサポートしていることを確認します。
より高い金属の存在量は太陽の問題を解決しません
| Title |
Higher_metal_abundances_do_not_solve_the_solar_problem |
| Authors |
G._Buldgen,_P._Eggenberger,_A._Noels,_R._Scuflaire,_A._M._Amarsi,_N._Grevesse,_and_S._Salmon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06473 |
環境。太陽は、恒星物理学の基礎として機能します。分光観測、日震観測、ニュートリノフラックス観測のおかげで、極限状態での基礎物理学の実験室として太陽を使用できます。私たちが導き出した結論は、宇宙の他のすべての星の進化モデルに情報を提供し、調整するために使用されます。ただし、太陽モデルは、日震の制約と緊張状態にあります。「太陽の問題」に関する議論は、これまで、太陽のモデルと存在量に関する潜在的な問題を議論する多くの出版物につながってきました.ねらい。最近提案された太陽の高金属存在量を使用して、標準的な太陽モデル、および太陽表面のリチウム存在量を再現する巨視的な輸送モデルであるかどうかを調査し、日震およびニュートリノフラックス観測の観点からそれらの特性を分析します。メソッド。太陽の進化モデルを計算し、分光学的制約と日震制約、ニュートリノフラックスを組み合わせて、これらの測定値に対する巨視的輸送の影響を調査します。結果。測定された太陽電池のリチウム枯渇を再現するために高金属太陽電池モデルを校正すると、日震学とニュートリノフラックスに関して緊張が生じます。これは、太陽の問題が化学組成だけではなく、太陽の進化モデルの物理的処方箋にも関連していることを示しています。結論。恒星の構造と進化の理解を深めるためには、太陽モデルの物理的構成要素の改訂が必要です。軽元素の枯渇を考慮すれば、太陽の問題は光球の存在量に限定されません。さらに、太陽のベリリウム存在量に対するより厳しい制約は、太陽モデルの改善において重要な役割を果たすでしょう。
コア崩壊超新星元素合成のためのトレーサー粒子: 後退の利点
| Title |
Tracer_particles_for_core-collapse_supernova_nucleosynthesis:_The_advantages_of_moving_backward |
| Authors |
Andre_Sieverding,_Preston_G._Waldrop,_J._Austin_Harris,_W._Raphael_Hix,_Eric_J._Lentz,_Stephen_W._Bruenn,_O.E._Bronson_Messer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06507 |
数十年後、コア崩壊超新星爆発の理論的研究は、パラメータ化された球対称モデルから、ますます現実的な多次元シミュレーションに移行しています。ただし、このような多次元コア崩壊超新星(CCSN)シミュレーションに基づいて元素合成収量を取得することは簡単ではなく、トレーサー粒子が頻繁に使用されます。トレーサー粒子は、シミュレーション中にその場で追跡される場合がありますが、多くの場合、流体力学シミュレーション中に保存された情報に基づいて後処理ステップで再構築されます。再構成はさまざまな方法で行うことができます。ここでは、運動方程式の後方および前方積分のアプローチを、インライン粒子軌道に基づく結果と比較します。どちらの方法も、多数の粒子が寄与する同位体のインライン結果とかなりよく一致することがわかります。ただし、少数の粒子軌道によってのみ生成される希少な同位体の場合、偏差が大きくなる可能性があります。私たちの設定では、核統計平衡の確立により初期の詳細な軌道の必要性がなくなるため、後方積分が核統計平衡からの凍結後の条件をより正確に再現することにより、インライン粒子とのより良い一致につながることがわかりました。私たちの結果に基づいて、インライントレーサーが利用できない場合は、核合成の後処理のために最大1ミリ秒のシミュレーションスナップショット間の間隔で、核の統計的平衡が最後に適用された時点まで、後方再構成をお勧めします。
Gaia14aae と ZTFJ1637+49 の説明による AM CVn システムのヘリウム星形成チャネルへの新しい洞察
| Title |
New_insights_into_the_helium_star_formation_channel_of_AM_CVn_systems_with_explanations_of_Gaia14aae_and_ZTFJ1637+49 |
| Authors |
Arnab_Sarkar,_Hongwei_Ge,_Christopher_A._Tout |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06513 |
Gaia14aaeの観測された特性を説明することを目的として、太陽の金属量($X=0.7,\:Z=0.02$)を持つヘリウムに富む星をモデル化して、ヘリウム星形成チャネルを介してAMCanumVenaticorumシステムを形成するように進化します。ZTFJ1637+49.準縮退、H枯渇($X\leq10^{-5}$)、Heリッチ($Y\approx0.98$)ドナーは、共通エンベロープ進化(CEE)フェーズの後に形成できることを示します。追加のエネルギー源を使用して共通エンベロープを排出するか、CEEの異なる形式を実装します。ケンブリッジ恒星進化コードを使用して、CEEフェーズ後のそのような連星系の進化をたどり、それらがHe星と白色矮星の降着体で構成される場合、ドナーの質量、半径、および物質移動率を報告します。システムの軌道周期、およびGaia14aaeとZTFJ1637+49のスペクトルにおける水素の欠如は、モデル化された軌跡とよく一致します。CEEフェーズの後、Rocheローブオーバーフローは、角運動量損失（AML）だけでなく重力波放射($\mathrm{AML_{GR}}$)だけでなく、ドナーの$\alpha-\Omega$ダイナモによる追加のAML。この追加のAMLは、ドナー星の磁気ブレーキのダブルダイナモ(DD)モデルでモデル化されています。この追加のAMLは、DDモデルを標準的な激変変数ドナーから進化したドナーに拡張した結果にすぎないと説明します。システムが$\mathrm{AML_{GR}}$のみでモデル化されている場合、モデル化された軌跡のいずれもGaia14aaeまたはZTFJ1637+49と一致しないことを示します。
金属に乏しい恒星大気中のメチリジンラジカル (CH) 分子線の NLTE 分析
| Title |
NLTE_analysis_of_the_methylidyne_radical_(CH)_molecular_lines_in_metal-poor_stellar_atmospheres |
| Authors |
S._A._Popa,_R._Hoppe,_M._Bergemann,_C._J._Hansen,_B._Plez,_T.C._Beers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06517 |
赤色巨星(logg=2.0、Teff=4500K)および太陽に典型的な低温恒星大気の物理的条件について、非局所熱力学的平衡(NLTE)におけるCH分子の分析が実行されます。現在の研究の目的は、CH分子のGバンド(炭素強化金属不足(CEMP)星の存在量診断で一般的に使用されている)がNLTE効果に敏感であるかどうかを調査することです。LTEおよびNLTEの理論スペクトルは、MULTIコードで計算されます。[Fe/H]=-4.0から[Fe/H]=0.0の範囲の金属量と炭素対鉄比[C/Fe]=0.0、+0.7、+1.5、および+3.0。CH分子モデルは、1981のエネルギー準位、18377の放射束縛遷移、および932の光解離反応によって表されます。自由電子と水素原子との衝突によって引き起こされる遷移による速度は、古典的なレシピを使用して計算されます。私たちの計算は、CH分子の統計的平衡におけるNLTE効果が重要であり、C存在量の精密分光分析では無視できないことを示唆しています。GバンドでのNLTE効果は、金属量が減少するにつれて増加します。LTEが想定される場合、C存在量は常に過小評価されることを示します。CH特徴から推測されるC存在量に対するNLTE補正は、太陽の+0.04dexから、金属量[Fe/H]=-4.0の赤色巨星の+0.21dexまでの範囲です。CH分子におけるLTE仮定からの逸脱は無視できず、CH線に基づく診断分光法ではNLTE効果を考慮する必要があります。ここでは、光CH線におけるNLTE効果が太陽と赤色巨星では無視できないことを示していますが、恒星パラメーターの他のレジームでの効果を調査するには、さらなる計算が必要です。
IRIS 観測による太陽フレア ループ モデルの調査 1: モデルの概要と質量流量
| Title |
Interrogating_Solar_Flare_Loop_Models_with_IRIS_Observations_1:_Overview_of_the_Models,_and_Mass_flows |
| Authors |
Graham_S._Kerr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06647 |
太陽フレアは、太陽の大気における一時的ではあるが劇的なイベントであり、その間に膨大な量の磁気エネルギーが解放されます。このエネルギーはその後、太陽大気または太陽圏に運ばれ、コロナ質量放出フレアとともに、宇宙天気の基本的な要素を構成します。したがって、フレアでの物理的プロセスを理解することは非常に重要です。その理解には、太陽大気の流体力学的および放射応答を予測するために、フォワードモデリングの使用が必要になることがよくあります。これらの予測は、観察によって批判され、モデルに欠落している成分がどこにあるかを示す必要があります。フレアはもちろん3D現象ですが、3Dで必要な空間スケールを備えた正確な彩層を含むフレア大気をシミュレートすることは、現在の計算能力を大幅に超えており、確かにエネルギー輸送メカニズムのパラメーター研究を実行することは、3Dではまだ扱いにくいものです。したがって、関連するスケールを解決できるフィールドアラインされた1Dループモデルは、フレアに関する知識を深める上で重要な役割を果たします。近年、InterfaceRegionImagingSpectrograph(IRIS)からの壮大な観測によって、フレアループモデルによって、フレアの多くの興味深い特徴が明らかになりました。このレビューでは、高品質の観測と最先端のフレアループモデルを組み合わせて太陽フレアの問題に対処することの有用性を示すいくつかの重要な結果を強調します。IRISからの観測、(2)それらの観測がモデルから物理学が欠けている場所をどのように示しているか、(3)太陽観測の質が向上し続けていることでモデルの改善がどのように促進されているか。この2部構成のレビューの論文1では、最新のフレアループモデルと、太陽フレア中の電子ビーム駆動の質量流量の概要を説明します。
アコースティック エミッション マップにおける自動日震検出のための機械学習強化アプローチ
| Title |
A_Machine_Learning_Enhanced_Approach_for_Automated_Sunquake_Detection_in_Acoustic_Emission_Maps |
| Authors |
Vanessa_Mercea,_Alin_Razvan_Paraschiv,_Daniela_Adriana_Lacatus,_Anca_Marginean,_Diana_Besliu-Ionescu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06717 |
日震は、太陽フレアに関連して、太陽表面で目に見える地震放射です。1998年に発見されましたが、より一般的に検出される現象になったのはつい最近のことです。いくつかの手動検出ガイドラインが利用可能であるにもかかわらず、私たちの知る限り、日震のために生成された天体物理学データは、機械学習の分野にとって新しいものです。日震を検出することは、人間のオペレーターにとって困難な作業であり、この作業は、その検出を容易にし、可能であれば検出を改善することを目的としています。したがって、ホログラフィー法を使用して、太陽周期23および24で取得された太陽活動領域の音響出力マップから構築されたデータセットを紹介します。次に、AutoEncoders、ContrastiveLearning、ObjectDetection、および反復技術を使用した日射し検出のための機械学習表現方法の適用への教育的アプローチを提示します。これは、いくつかのカスタムドメイン固有のデータ拡張変換を導入することによって強化されます。自動化された日震検出タスクの主な課題、つまり、活動領域の影の内外で非常に高いノイズパターンと、日震の痕跡を示す限られた数のフレームによって与えられる極端なクラスの不均衡に対処します。訓練されたモデルを使用して、特異な音響放射の時間的および空間的な場所を見つけ、それらを噴火および高エネルギー放射に定性的に関連付けます。これらのモデルはまだプロトタイプの段階にあり、測定基準とバイアスレベルには改善の余地がたくさんあることに注意しながら、ユースケースの例に関する両者の合意により、弱い太陽音響現象の検出が可能になる可能性があると仮定しています。
OGLE Magellanic Cloud Collection の最初の Overtone Cepheids -- ラジアル モードを超えて
| Title |
First_Overtone_Cepheids_of_the_OGLE_Magellanic_Cloud_Collection_--_beyond_radial_modes |
| Authors |
R._Smolec,_O._Zi\'o{\l}kowska,_M._Ochalik,_M._\'Sniegowska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06732 |
ラジアルモードを超える追加の周期性を求めて、大小マゼラン雲の最初の倍音の古典的なセファイドの光重力レンズ実験測光を分析しました。場合によっては、標準的な連続プレホワイトニング技術を使用した後、時間依存のプレホワイトニングを行いました。ダブルモード放射状脈動の新しい候補を報告します。ただし、検出した信号の大部分は、ラジアルモードの観点から解釈できません。周期比$P_{\rmx}/P_{\rm1O}$が0.60～0.65の516個の二重周期星を報告します。このクラスの特性と、これらの周期性を説明するモデルへの影響を研究します。また、追加の変動性がラジアル基本モードよりも長い周期であり、周期比の中央値$P_{\rm1O}/P_{\rmx}$が0.684である28の星も報告しています。このクラスは、RRLyrae星で知られているクラスの類似物です。ラジアルモードまたは上記のクラスに起因することができない他の何百もの信号が検出されました。これらの信号の統計的特性が分析されます。これらの信号の大部分は、非ラジアルモードに対応することをお勧めします。特に、かなりの割合が中程度の非放射状モードに起因する可能性があり、周期比が0.60～0.65のクラスに密接に関連しています。ラジアルモード周波数に近い数十の星では、比較的振幅が大きく、コヒーレントな信号が観測されており、これはさらに別のクラスを表している可能性があります。27個の星で脈動の周期的な変調が検出されました。2つのクラウド間の追加の周波数コンテンツの違いについて説明します。
若い中間大質量星の X-Shooter 調査 -- I. 星の特徴付けと円盤の進化
| Title |
X-Shooter_Survey_of_Young_Intermediate_Mass_Stars_--_I._Stellar_Characterization_and_Disc_Evolution |
| Authors |
Daniela_P._Iglesias,_Olja_Pani\'c,_Mario_van_den_Ancker,_Monika_G._Petr-Gotzens,_Lionel_Siess,_Miguel_Vioque,_Ilaria_Pascucci,_Ren\'e_Oudmaijer,_James_Miley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06791 |
中間質量星(IMS)は、低質量星と高質量星の間のリンクを表し、巨大惑星形成の重要な質量範囲をカバーしています。この論文では、IR過剰の241人の若いIMS候補者の分光学的調査を提示します。VLT/X-ShooterスペクトルをBVR測光観測およびGaiaDR3距離と組み合わせて、Teff、質量、半径、年齢、光度などの基本的な恒星パラメーターを推定しました。さらに、中間質量範囲1.5<=Mstar/Msun<=3.5内の星を選択し、古い汚染物質を破棄しました。2MASSとWISEフォトメトリーを使用して、サンプルのIR過剰を調査し、IR過剰の92個の未確認の星を見つけました。このサンプルを、観測された12ミクロンでの分数超過に基づいて「原始惑星系」、「ハイブリッド候補」、および「デブリ」ディスクに分類し、17のハイブリッドディスク候補の新しい集団を見つけました。{\lambda}<10{\μ}mの内部円盤分散時間スケールを調べたところ、IMSと低質量星(LMS)では非常に異なる傾向が見られました。IMSは、波長に関係なく、最初の6Myrsで超過分が急速に減少することを示しますが、LMSは、最短波長では一貫して低い超過分の割合を示し、より長い波長ではますます高い割合を示し、分散速度は遅くなります。結論として、この研究は、IMSがLMSとは非常に異なる方法で内側の円盤を散逸させることを経験的に示しており、IMSの周りに短周期の惑星がないことの可能な説明を提供しています。
平面、円筒、および球形状のパッシェン曲線に対する一般化されたタウンゼントの理論
| Title |
A_generalized_Townsend's_theory_for_Paschen_curves_in_planar,_cylindrical,_and_spherical_geometries |
| Authors |
Jeremy_A._Riousset,_Joshua_M\'endez_Harper,_Josef_Dufek,_Jacob_A._Engle,_Jared_P._Nelson,_and_Annelisa_B._Esparza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06147 |
この作業では、高い電位差を持つ2つの電極間で生成されるプラズマ放電に焦点を当て、その結果、ガス状媒体内の電流をサポートする中性粒子がイオン化されます。低電流と低温では、このプロセスによって発光が発生する可能性があります。いわゆるグロー放電とコロナ放電です。Townsend(1900)の理論で使用されている平行平板の幾何学により、実験的なパッシェン曲線を効果的に再現する臨界電圧の明示的な解を使用して、理論的な形式を開発できます。ただし、ほとんどの放電プロセスは、多相流における粒子または氷粒子間の放電など、非平行なプレート形状で発生します。ここでは、地球、火星、タイタン、および金星の大気における同心球状および同軸円筒形状への古典的な平行平板構成の一般化を提案します。球形の場合、小さな半径は事実上鋭い先端のロッドを表し、大きなセンチメートルスケールの半径は丸みを帯びた、または鈍い先端を表します。同様に、円筒形の場合、小さな半径は細いワイヤに対応します。ギャップの連続方程式を解き、中性ガスのイオン化とグロー放電の形成を可能にする臨界半径と最小破壊電圧を推定します。火星の低圧で$CO_2$に富む大気では、地球の高圧大気よりもグローコロナが形成されやすいことを示しています。さらに、タイタンと金星の内訳基準を提示します。さらに、調査した3つのジオメトリすべてで臨界電圧最小値が0.5cm$\cdot$Torrで発生することを示しています。これは、ほこりや水の雲の中のミリメートルサイズの粒子の周りで簡単に開始できることを示唆しており、慣性粒子を含む他の多相流を調べるために容易に拡張できることを示しています。
宇宙ベースの干渉計のコンスタレーションによる異方性確率重力波背景の探索
| Title |
Searching_for_anisotropic_stochastic_gravitational-wave_backgrounds_with_constellations_of_space-based_interferometers |
| Authors |
Giulia_Capurri,_Andrea_Lapi,_Lumen_Boco_and_Carlo_Baccigalupi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06162 |
最近の多くの研究では、地上の検出器の角度分解能が低すぎて、確率的重力波背景(SGWB)の異方性を特徴付けることができないことが示されています。このため、宇宙ベースの機器のコンステレーションがより適しているかどうかを自問しました。レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)、複数のLISAのようなクラスターの星座、およびデシヘルツ干渉計重力波天文台(DECIGO)を検討します。具体的には、これらの検出器コンスタレーションがSGWBの異方性をプローブできるかどうかをテストします。この範囲では、2つの天体物理学的ソースによって生成されたSGWBを検討しました。コンパクト連星のマージと、恒星残骸の複数回のマージによる大規模なブラックホールシード形成の最近提案されたシナリオです。SGWB異方性の角度パワースペクトルを測定することはほとんど達成できないことがわかります。ただし、CMBの変動との相互相関を通じてSGWBの異方性を調べることができる可能性があることがわかりました。特に、2つのLISAのような検出器とCMB-S4のコンスタレーションは、CMBレンズ収束とブラックホールシード形成プロセスによって生成されるSGWBとの間の相互相関をわずかに制限できることがわかりました。さらに、DECIGOは、コンパクトなバイナリをマージすることで、CMBレンズ効果とSGWBの間の相互相関を調べることができることがわかりました。
| Title |
Parametric_Resonances_in_Axionic_Cosmic_Strings |
| Authors |
Jose_J._Blanco-Pillado,_Daniel_Jim\'enez-Aguilar,_Jose_M._Queiruga,_Jon_Urrestilla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06194 |
この手紙では、アクシオン宇宙弦の新しいパラメトリック共鳴を明らかにします。このプロセスは、ストリングの横方向変位の振幅を共鳴的に増幅する内部モード励起のストリング上に存在することによって引き起こされます。$(3+1)$次元の格子場理論におけるこの現象の存在を実証する数値シミュレーションを実行することにより、このプロセスを研究し、結果を、これらのモードの振幅とそれらの相互作用の実効ラグランジュに対する解析的期待と比較します。最後に、これらの励起されたストリングによって生成される質量のない放射と大量の放射も分析し、アクシオンコミックストリングネットワークの現在の数値シミュレーションの結果の解釈との関連性についてコメントします。
尤度再重み付けによるパルサータイミングアレイによる確率的重力波背景の正確な特徴付け
| Title |
Accurate_characterization_of_the_stochastic_gravitational-wave_background_with_pulsar_timing_arrays_by_likelihood_reweighting |
| Authors |
Sophie_Hourihane,_Patrick_Meyers,_Aaron_Johnson,_Katerina_Chatziioannou,_and_Michele_Vallisneri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06276 |
ナノヘルツ重力波の等方性確率的バックグラウンドは、パルサータイミングアレイデータセットに過剰な残留電力を生成し、特徴的なパルサー間相関はHellings-Downs関数によって記述されます。これらの相関は、ノイズ共分散行列の非対角項として現れ、パルサータイミングアレイの可能性を得るために反転する必要があります。したがって、多くの尤度評価を必要とする確率的背景の検索は、計算コストが非常に高くなります。より効率的な方法を提案します。最初に相互相関を無視して近似事後分布を計算し、重要度サンプリングによってそれらを正確な事後分布に再重み付けします。近似事後確率と正確な事後確率は類似しており、再重み付けが特に正確になるため、この手法によって正確な事後確率と周辺尤度比が得られることを示します。検出統計として一般的に使用される、正確なモデルと近似モデルの周辺尤度間のベイズ比も、少なくとも$10^6$の比率まで、この方法によって確実に推定されます。
フェムト秒核寿命を測定するための新しい方法によってサポートされる新星中の 22Na の探索
| Title |
Search_for_22Na_in_novae_supported_by_a_novel_method_for_measuring_femtosecond_nuclear_lifetimes |
| Authors |
C._Foug\`eres,_F._de_Oliveira_Santos,_J._Jos\'e,_C._Michelagnoli,_E._Cl\'ement,_Y.H._Kim,_A._Lemasson,_V._Guimaraes,_D._Barrientos,_D._Bemmerer,_G._Benzoni,_A.J._Boston,_R._Bottger,_F._Boulay,_A._Bracco,_I._Celikovic,_B._Cederwall,_M._Ciemala,_C._Delafosse,_C._Domingo-Pardo,_J._Dudouet,_J._Eberth,_Z._Fulop,_V._Gonzalez,_J._Goupil,_H._Hess,_A._Jungclaus,_A._Kaskas,_A._Korichi,_S.M._Lenzi,_S._Leoni,_H._Li,_J._Ljungvall,_A._Lopez-Martens,_R._Menegazzo,_D._Mengoni,_B._Million,_J._Mrazek,_D.R._Napoli,_A._Navin,_J._Nyberg,_Zs._Podolyak,_A._Pullia,_B._Quintana,_D._Ralet,_N._Redon,_P._Reiter,_K._Rezynkina,_F._Saillant,_M.D._Salsac,_A.M._Sanchez-Benitez,_E._Sanchis,_M._Senyigit,_M._Siciliano,_N.A._Smirnova,_D._Sohler,_M._Stanoiu,_Ch._Theisen,_J.J._Valiente-Dobon,_P._Ujic_and_M._Zielinska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06302 |
古典新星は恒星連星系における熱核爆発であり、26Alと22Naの重要な供給源です。以前の放射性同位元素の崩壊によるガンマ線は銀河全体で観測されていますが、22Naは追跡できません。22Naの半減期(2.6年)により、宇宙線源からの1.275MeVのガンマ線を観測することができます。ただし、そのような観測の予測には、この核の生成と破壊に関与する核反応についての十分な知識が必要です。22Na(p,gamma)23Mg反応は、放出される22Naの量に関する大きな不確実性の唯一の原因です。その速度は、23Mgで7785.0(7)keVの短命状態の単一共鳴によって支配されます。本研究では、フェムト秒の核寿命を測定するために、粒子間相関と速度差プロファイルを組み合わせた分析が提案されています。この新しい方法を23Mg状態の研究に適用し、磁気と高度にセグメント化された追跡ガンマ線分光計を組み合わせることで、新星で生成される22Naの量に強い制限が加えられ、ガンマ線(flux<2.5x10^(-4)~ph/(cm^2.s))であり、将来の宇宙観測所での検出可能性を制限します。
MITおよびNJLモデルと組み合わせたSigma-Omega-Rhoモデルのフレームワーク内のハイブリッド星
この論文では、ハドロン(中性子、陽子、シグマ、ラムダ)、レプトン(電子、ミューオン)、およびクォーク(アップ、ダウン、ストレンジ)で構成される混成星の構造を調べます。相対論的平均場(RMF)モデル、つまりハドロン相にはSigma-omega-rhoモデル、クォーク相にはMITバッグモデル、NJLモデルを使用します。さらに、マクスウェル条件とギブス条件を使用して、ハドロン-クォーク相転移を調査します。最後に、質量と半径の関係を取得することにより、$M(M_{sun})\leqslant2.07$がこのような混成星について予測されます。
インフレのもつれ
インフレーション中の粒子作成における幾何学的補正によるエンタングルメントを調査します。そうするために、時空のスカラー曲率に非最小に結合された単一フィールドのインフレシナリオを提案します。粒子生成は純粋に幾何学的である必要があり、ボゴルボフ係数をゼロに設定し、インフレトンの変動に遡る時空摂動に関連する$S$行列を計算します。対応する粒子密度は、非ゼロエンタングルメントエントロピーにつながり、その影響は宇宙進化の原始時に調査されます。暗黒物質の観点から粒子候補をモデル化する可能性が議論されています。均一な動的バックグラウンドの自由度に対する不均一性の古典的な逆反応も研究され、スローロール体制で定量化されます。
超伝導ストリングのピンチング不安定性
超伝導宇宙ひもは、パラメータ空間の一部の領域で縦方向のピンチング不安定性を示すことがあります。細いストリング近似(TSA)を使用してこの不安定性の開始について予測し、TSAが崩壊する小さな波長の摂動に引き続き適用できる改良された分析を開発します。摂動ストリングのシミュレーションを使用して、TSAの精度を評価し、新しい分析の予測をテストし、文献の以前の方法よりも改善されていることを示します。特に、不安定性は通常、以前に予想されていたよりも広い範囲の磁気ストリングに存在するようであり、電気ストリングでも発生するピンチング不安定性の例を示しています。ただし、シミュレーションと予測の両方で、キラル極限に近い文字列にはピンチング不安定性がないことが一致しており、特に結果は、vortonが十分に大きい場合、すべての古典的摂動に対して安定であるという以前に発表された主張を支持しています。
宇宙応用のための人工知能の選択された傾向
| Title |
Selected_Trends_in_Artificial_Intelligence_for_Space_Applications |
| Authors |
Dario_Izzo,_Gabriele_Meoni,_Pablo_G\'omez,_Domink_Dold,_Alexander_Zoechbauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06662 |
宇宙アプリケーションにおける人工知能(AI)技術の開発と採用は、導入された潜在的な利点についてのコンセンサスが高まるにつれて、急速に成長しています。ますます多くの航空宇宙エンジニアがAIの新しいトレンドに気付くようになっているため、新しいAIテクノロジのアプリケーションを検討するために従来のアプローチが再検討されています。これを書いている時点ですでに、学界、航空宇宙産業、宇宙機関にわたるAI関連の活動の範囲は非常に広いため、詳細なレビューはこれらのページには収まりません。この章では、代わりに、この分野で最も関連性が高くエキサイティングな活動を捉えていると思われる2つの主要な新しいトレンド、つまり微分可能なインテリジェンスとオンボードの機械学習に焦点を当てます。微分可能知能とは、一言で言えば、自動微分フレームワークを多用して、機械学習または関連モデルのパラメーターを学習する作業を指します。オンボード機械学習では、オンボードでの学習だけでなく、移動推論の問題も考慮されます。これらの分野の中で、欧州宇宙機関(ESA)のAdvancedConceptsTeam(ACT)に由来するいくつかの選択されたプロジェクトについて説明し、確立されたAI技術と実践の宇宙領域への転置を超えた高度なトピックを優先します。
定常時空における強化項のない時間伝達関数 -- 孤立軸対称回転体への応用
| Title |
Time_transfer_functions_without_enhanced_terms_in_stationary_spacetime_--_Application_to_an_isolated,_axisymmetric_spinning_body |
| Authors |
P._Teyssandier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06671 |
定常時空における時間伝達関数のクラスを決定するための新しい摂動法を開発しました。摂動項は、バックグラウンドメトリックのヌル測地線パスに沿った線積分として表されます。これまでに提案された他の手順で起こることとは異なり、この方法で得られた時間伝達関数は完全に無制限の項がなく、光の移動時間の増強を生成しません。バックグラウンドメトリックが線形化されたシュヴァルツシルトのようなメトリックである場合、この手順は非常に効率的であることが証明されています。対称軸を中心にゆっくりと回転する孤立した物体への適用は、任意の記号コンピュータプログラムで計算できる積分につながります。質量の双極子モーメントと四重極モーメント、および物体のスピンによって誘起される主要な重力磁気項の明示的な式が得られます。2002年のCassini実験に関する簡単な数値的議論が行われています。
非最小結合および $R^{2}$ パラティーニ重力におけるインフレーションと宇宙論の側面
この論文は、インフレーションモデルのコンテキストでインフレーションと宇宙論の側面を調査する研究を提示します。インフレーションモデルでは、インフレトンがリッチスカラーに非最小結合されているか、リッチスカラーの二次項と組み合わせて考慮されます。$R^{2}$重力における$\phi^{2}$パラティーニインフレーションモデルを考察し、このモデルが元の$\phi^{2}$カオスインフレーションモデルの問題のいくつかを克服できるかどうかを調べます。プランク抑制ポテンシャル補正と再加熱により生じるモデルパラメータの制約を調べることにより、量子重力のインフレーションの効果的な理論として扱われる場合、このモデルと観測されたCMBとの互換性を調査します。さらに、2つの可能な再加熱チャネルを検討し、$R^{2}$項へのカップリングのサイズに関する制約に関連して、それらの実行可能性を評価します。アフレック-ダイン場として複雑なインフレトンを使用して、二次$B$違反の潜在的な項が非対称性を生成する、アフレック-ダイン機構のアプリケーションを提示します。インフレトン凝縮体で生成される$B$非対称性を解析的および数値的に導出します。現在の非対称性を使用して、$B$に違反する質量項のサイズを制約し、インフレトン質量の上限を導き出して、アフレックダインダイナミクスがメトリックの非最小結合インフレと互換性を持つようにします。パラティーニ形式。Qボール方程式の解析的導出と解の存在の数値確認を通じて、非最小結合パラティーニインフレーションモデルにおける新しいクラスのインフレータニックQボールの存在を実証し、インフレトン質量の範囲を導出します。モデルが膨張してQボールを生成できる2乗。これらのQボールの特性の解析的推定値を導き出し、曲率の影響を調査し、モデルの観測シグネチャについて説明します。
