ボイドは、宇宙論の緊張の高まりに私たちを埋めます
BOSSDR12データのボイドサイズ関数の観点から、宇宙論の現在の標準モデル内の主な緊張を調査します。この目的のために、スタンドアロンプローブとしてボイドから得られたパラメーター$S_8\equiv\sigma_8\sqrt{\Omega_{\rmm}/0.3}$および$H_0$に対する最初の宇宙論的制約を提示します。幾何学的および動的な歪みを含む、データのアプリケーションに合わせて調整された、ボイドサイズ関数の一般的な体積保存モデルの拡張に依存しています。このモデルの2つの迷惑パラメーターを公式のBOSSコラボレーションモックカタログで調整し、BOSSボイド数カウントの統計分析を通じて不確実性を伝播します。$\Omega_{\rmm}$--$\sigma_8$および$\Omega_{\rmm}$--$H_0$パラメータプレーンに分析の焦点を当て、取り残された制約$S_8=0.78^{+を導き出します。0.16}_{-0.14}$および$H_0=65.2^{+4.5}_{-3.6}$$\mathrm{km}\\mathrm{s}^{-1}\\mathrm{Mpc}^{-1}$.$S_8$の推定値は、文献からの制約と完全に互換性がありますが、$H_0$の値は、Ia型超新星の最近のローカル距離はしご測定値と$1\sigma$以上わずかに一致しません。私たちの結果は、宇宙論的緊張の高まりに関する新しい視野を開き、独立したプローブと共同で分析すると、精度が著しく向上すると予想されます。
R < 50 AU New Horizo ns-LORRIデータからの宇宙光学背景と拡散銀河光スケーリングの測定
| Title |
A_Measurement_of_the_Cosmic_Optical_Background_and_Diffuse_Galactic_Light_Scaling_from_the_R_ |
| Authors |
Teresa_Symons,_Michael_Zemcov,_Asantha_Cooray,_Carey_Lisse,_and_Andrew_R._Poppe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07449 |
宇宙光学的背景(COB)の直接測光測定は、他の測定方法と宇宙構造形成のモデルの両方と比較する重要なポイントを提供し、追加の拡散放射源を明らかにする可能性がある宇宙一貫性テストを可能にします。COBを地球から測定することは、太陽系の惑星間塵から散乱される拡散光からCOBを分離することが難しいため、困難でした。47AUまで取得したすべてのデータを考慮して、NASAのニューホライズンズミッションで長距離偵察イメージャー(LORRI)によって取得されたデータを使用して、COBの測定値を提示します。私たちは、分析の選択肢が完全なデータセットのサブセットに対して開発され、その後ブラインドが解除されるブラインド手法を採用しています。多数の散乱光源を含む、暗電流およびその他の機器の体系が説明されます。明るい星、未解決のかすかな光源からの統合された星の光、拡散する銀河の光など、構造化された拡散した天体物理学的前景を完全に特徴付けて除去します。完全なデータセットでは、COBの表面の明るさは$\lambdaI_{\lambda}^{\mathrm{COB}}$$=$21.98$\pm$1.23(stat.)$\pm$であることがわかります。1.36(cal.)nWm$^{-2}$sr$^{-1}$.この結果は、銀河からの統合された光から予想されるよりも2${-}$3$\times$倍多くの光を検出し、光学および近赤外線。
21 cm強度マッピング実験による暗黒エネルギー測定の展望：共同調査戦略
| Title |
Prospects_for_measuring_dark_energy_with_21_cm_intensity_mapping_experiments:_A_joint_survey_strategy |
| Authors |
Peng-Ju_Wu,_Yichao_Li,_Jing-Fei_Zhang,_Xin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07681 |
21cm強度マッピング(IM)技術は、宇宙の大規模構造(LSS)を観察する効率的な方法を提供してくれます。LSSデータから、バリオン音響振動と赤方偏移空間歪みを使用して、宇宙の膨張と成長の歴史を追跡し、暗黒エネルギーのパラメーターを測定できます。この論文では、3つの21cmIM実験の相乗効果により、宇宙パラメータ推定の予測を行います。具体的には、暗黒エネルギーを測定するために、FAST($0<z<0.35$)+SKA1-MID($0.35<z<0.8$)+HIRAX($0.8<z<2.5$)という新しい共同調査戦略を採用しています。優れた前景除去の仮定の下で、21cmIM観測をシミュレートします。3つの実験の相乗効果により、宇宙論的パラメーターに非常に厳しい制約を課すことができることがわかりました。たとえば、$\sigma(\Omega_{\rmm})=0.0039$および$\sigma(H_0)=0.27\\rmkm\s^{-1}\Mpc^{-1}$を$\Lambda$CDMモデル。特に、相乗効果は、動的ダークエネルギーモデルを制約するときに宇宙パラメーターの縮退を破る可能性があります。具体的には、共同観測により、$w$CDMモデルでは$\sigma(w)=0.019$、$w_0w_a$CDMモデルでは$\sigma(w_0)=0.085$および$\sigma(w_a)=0.32$が得られます。.これらの結果は、CMB+BAO+SNで得られた結果と同等かそれ以上です。さらに、前景除去効率が比較的低い場合でも、この戦略はうまく機能します。したがって、21cmIM共同調査戦略は有望であり、追求する価値があります。
Ho\v{r}ava Gravity におけるダイナミック ダーク エネルギー モデルと宇宙張力の新しいテスト
| Title |
A_New_Test_of_Dynamical_Dark_Energy_Models_and_Cosmic_Tensions_in_Ho\v{r}ava_Gravity |
| Authors |
Eleonora_Di_Valentino,_Nils_A._Nilsson,_and_Mu-In_Park |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07683 |
Horava重力は、ゴースト問題のない、くりこみ可能で高次導関数のローレンツ違反量子重力モデルとして提案されています。動的ダークエネルギーのHorava重力ベースのダークエネルギー(HDE)モデルも以前に提案されており、ローレンツ違反項からのすべての余分な(重力)寄与をアインシュタイン方程式の有効なエネルギー運動量テンソルとして特定しています。バックグラウンドの完全なHDE流体に対する一般的な摂動を考慮することにより、HDEモデルの完全なCMB、BAO、およびSNeIaデータテストを検討します。BAOを除いて、他のすべてのデータセットの組み合わせに対して非フラットユニバースの優先度を取得します。ハッブル定数H0と宇宙せん断S8の間の宇宙張力について正の結果が得られます。これは、H0の張力を解決するのに十分ではありませんが、より高い値に向かってH0がシフトしているためですが、S8の値は変更されていません。これは、フラットでないLCDMでH0がかなり減少し、S8が増加するのとは対照的です。Omega_mやOmega_Lambdaなどの他のすべてのパラメータについては、すべてのデータセット、特にBAOのLCDMの結果とかなり匹敵する結果が得られるため、標準の非フラットLCDMとは対照的に、データセット間の宇宙的一致に近い結果が得られます。.また、いくつかの望ましくない機能も得られますが、分析を一般化することにより、改善のためのいくつかの有望な方法を提案します。
CatWISE クエーサーによる宇宙原理のテスト: 数カウント双極子のベイジアン解析
| Title |
Testing_the_Cosmological_Principle_with_CatWISE_Quasars:_A_Bayesian_Analysis_of_the_Number-Count_Dipole |
| Authors |
Lawrence_Dam,_Geraint_F._Lewis,_Brendon_J._Brewer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07733 |
宇宙は十分に大きなスケールで均一で等方性であるという宇宙論的原理は、宇宙論の標準モデルを支えています。しかし、赤外線で選択された136万個のクエーサーの最近の分析では、CMBから導出されたものと比較して、数カウントの双極子の振幅に大きな張力が存在することが確認されており、宇宙論的原理に挑戦しています。ここでは、同じクエーサーサンプルのベイジアン分析を提示し、ベイジアンの証拠を使用してさまざまな仮説を検証します。CMBで特定された双極子と一致する方向を持つクエーサーの分布に双極子が存在するという明確な証拠を見つけました。ただし、双極子の振幅は、CMB双極子の従来の運動学的説明から予想される値よりも2.7倍大きく、統計的有意性が$5.7\sigma$であることがわかります。これらの結果を理論上の期待値と比較するために、多数の観測的および理論的な体系を考慮して、振幅の確率分布の$\Lambda$CDM予測を鋭くします。特に、銀河平面マスクの存在により、より高い多極子への電力の漏れにより双極子信号が大幅に失われ、振幅の不一致が悪化することを示しています。対照的に、クエーサーのソース進化が不一致を改善するという確率論的議論を使用して推定しますが、それはわずかです。これらの結果は、使用された統計的方法論とは関係なく、異常に大きなクエーサー双極子の最初の発見を支持しています。
Cosmic Web & Caustic Skeleton: 非線形の制約付き実現 - 2D ケーススタディ
| Title |
Cosmic_Web_&_Caustic_Skeleton:_non-linear_Constrained_Realizations_-_2D_case_studies |
| Authors |
Job_Feldbrugge_and_Rien_van_de_Weygaert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07840 |
宇宙ウェブは、ガウスゆらぎの重力崩壊下で形成されたボイド、壁、フィラメント、およびクラスターの複雑な構成で構成されています。これらの異なる構造が単純な初期条件からどのような条件で出現するか、および異なる宇宙モデルがそれらの進化にどのように影響するかを理解することは、大規模構造の研究の中心です。ここでは、特殊なN体シミュレーションの非線形制約を満たす初期ランダム密度および速度フィールドを設定するための一般的な形式を提示します。これらにより、コースティックスケルトン理論で指定されているように、変形テンソルの固有値フィールドと固有ベクトルフィールドの非線形条件を現在のコズミックウェブに関連付けることができます。制約付きガウス確率場理論と対応するホフマンリバックアルゴリズムを非線形制約に拡張することにより、宇宙ウェブの壁、フィラメント、およびクラスターの前駆体の統計的特性を調べます。宇宙論的N体シミュレーションに適用された提案された手法は、現在の壁、フィラメント、銀河団、および埋め込まれた銀河の祖先の進化の体系的な調査への道を開き、コースティックスケルトンの骨に肉を付けます。.開発された非線形制約ランダム場理論は、一般的な宇宙条件に対して有効です。視覚化を容易にするために、ここで紹介するケーススタディでは2次元のコースティックスケルトンを調べます。
EFT尤度によるフィールドレベル推論の一貫性テスト
| Title |
Consistency_tests_of_field_level_inference_with_the_EFT_likelihood |
| Authors |
Andrija_Kosti\'c,_Nhat-Minh_Nguyen,_Fabian_Schmidt,_Martin_Reinecke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07875 |
原則としてフィールドレベルで銀河のクラスターを分析することは、利用可能なすべての宇宙論的情報へのアクセスを約束します。このインセンティブを考慮して、この論文では、大規模構造(LSS)の有効場理論(EFT)フレームワークを使用して、銀河クラスタリングに対するフィールドベースのフォワードモデリングアプローチのパフォーマンスを調査します。これは、この形式を合成データセットの一連の一貫性および収束テストに適用することによって行います。初期条件のフィールドのハミルトニアンモンテカルロサンプリングと、宇宙論およびモデルパラメーターのスライスサンプリングを組み合わせることにより、LSS初期条件の高次元結合事後を探索します。[1]から2次までのラグランジュ摂動理論の順方向モデルを、バイアストレーサーの順方向モデルに採用します。具体的には、EFTフレームワーク内の合成データセットにモデルの仕様ミスを含めます。これは、推論で使用されるカットオフ$\Lambda$よりも高いカットオフスケール$\Lambda_0$で合成データを生成することによって達成されます。これは、どのフーリエモードがEFT尤度評価に入るかを制御します。モデルの仕様ミスが存在する場合でも、EFTフレームワークは、a)宇宙論的パラメーター-具体的には、初期条件のスケーリング振幅-b)初期条件自体、およびc)バイアスおよびノイズパラメータ。さらに、後面が分析的に扱いやすい純粋な線形の場合、サンプラーが後面を完全に探索することを示します。また、非線形フォワードモデルの場合の収束も示します。私たちの調査結果は、[2-7]で開発されたEFTフィールドベースのフォワードモデルフレームワークの確認として、また実際の銀河調査のフィールドレベルの宇宙論的分析に向けたもう1つのステップとして役立ちます。
Pantheon+ データセットの分散分析: 共分散行列の体系化?
| Title |
An_Analysis_of_Variance_of_the_Pantheon+_Dataset:_Systematics_in_the_Covariance_Matrix? |
| Authors |
Ryan_Keeley_and_Arman_Shafieloo_and_Benjamin_L'Huillier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07917 |
利用可能なPantheon+データセットの統計を調査します。実際のデータに最も適合する$\Lambda$CDMモデルの$\chi^2$値が小さいことに気付き、最適なモデルの$\chi^2$値の分布を計算することによって、その小ささがどれほど重要かを定量化します。-fit$\Lambda$CDMモデルは、提供された共分散行列を使用して、Pantheon+のようなデータセットをモックに適合させます。最適な$\Lambda$CDMモデルに関して、Pantheon+データセットの残差の分布をさらに調査し、分散が共分散行列から予想されるよりも小さいことに気付きますが、有意な量の尖度は見つかりません。これらの結果は、Pantheon+共分散行列が過大評価されているという結論を示しています。これらの結果の単純な解釈の1つは、Pantheon+データのSN距離の誤差が$\sim$5\%過大評価されていることです。共分散行列の対角項から固有の散乱項を差し引いて共分散行列を減らすと、$\Lambda$CDMモデルの最適適合$\chi^2$は1580の正常値を達成し、$からの偏差はありません。\Lambda$CDMが検出されました。さらに、反復平滑化法などのモデルに依存しない再構成手法を使用して、減算された共分散行列を使用して、変更されたデータに対して$\Lambda$CDMモデルがどの程度一貫しているかを定量化し、標準モデルがデータと一致することを確認します。
原始ゲージ フィールドのスケーリング
コーシーデータの特定のセットが、等角的に平坦な宇宙背景のゲージフィールドの予想外の成長につながる可能性があると推測されています。（超）磁場がゲージ結合の初期の変動から量子力学的に生成されるモデルのクラスを導入した後、ハッブル半径よりも大きい波長の標準進化が異常なスケーリングを完全に説明することを示します。磁気パワースペクトルを増加させます。この動的進化は、初期条件の特異な選択とは何の関係もありませんが、インフレーション中のゲージ結合の変動率とは関係ありません。モード関数の適切に正規化された解と伝導率の後期支配から正しいスケーリングが行われますが、磁気パワースペクトルのさらなる増幅は、インフレ後の膨張率が放射よりも遅く、再び無関係である場合にのみ発生する可能性があります。インフレ期に設定された可能性のある初期データに。
始原ブラック ホールの CMB 境界の緩和: 電離面の役割
| Title |
Relaxing_CMB_bounds_on_Primordial_Black_Holes:_the_role_of_ionization_fronts |
| Authors |
Ga\'etan_Facchinetti,_Matteo_Lucca_and_S\'ebastien_Clesse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07969 |
暗黒時代の始原ブラックホール(PBH)への物質の降着と、その後の媒体へのエネルギー注入は、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の異方性に痕跡を残したはずです。最近の研究では、PBHの存在量に対するCMBの厳しい制限が主張されており、バイナリBH合体の重力波観測のPBHの解釈とほとんど互換性がありません。流体力学的シミュレーションと排出効率の保守的な仮定に基づくより現実的な降着モデルを使用することにより、PBH存在量のCMB制限は、以前に推定された$10$から$10^4$M$よりも最大2桁小さいことを示しています。_\odot$.これは、暗黒物質、LIGO-Virgo-KAGRAバイナリBH合併の一部、および超大質量BHの存在を、PBHが同時に(少なくともその一部)説明する可能性を再び開くものです。より一般的には、PBHの降着は、評価が難しい速度依存性を伴うかなり複雑な物理プロセスである可能性があることを強調します。これにより、PBHの存在量に対する降着に基づく制限に大きな不確実性が生じます。
宇宙（前）正午におけるヘリウム再電離の高赤方偏移宇宙論的プローブ
高赤方偏移でのCMBと大規模構造の共同解析は、初期の構造形成の未踏の時代への新しいユニークな窓を提供します。ここでは、宇宙赤外線背景と高赤方偏移銀河をCMBと一緒に分析して、運動学的SunyaevZel'dovichトモグラフィーを使用して、光円錐でのヘリウム再イオン化($2<z<4$)の時代を調べる方法を示します。この時代を特徴づけることは、銀河形成、クエーサー活動、超大質量ブラックホールの形成などの天体物理学を理解する上で大きな潜在的意義を持っています。今後数年間で、CCAT-prime、VeraRubinObservatory、およびCMB-S4からのデータの組み合わせから、$8-10\sigma$での検出が期待できることがわかります。
銀河の前景と機器の系統的効果の存在下での宇宙複屈折の特徴付け
| Title |
Characterising_cosmic_birefringence_in_the_presence_of_galactic_foregrounds_and_instrumental_systematic_effects |
| Authors |
Baptiste_Jost,_Josquin_Errard,_Radek_Stompor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.08007 |
銀河前景角度パワースペクトルに関する仮定、特にEB相関に依存することなく、宇宙マイクロ波背景偏波データを使用して、等方性宇宙複屈折を制約する可能性を研究します。一般化されたパラメトリック成分分離アプローチに基づいて、等方性宇宙複屈折を測定することを目的とした新しい分析フレームワークを提案します。これは、銀河の前景、関連する機器効果、および外部事前分布の存在を同時に説明します。今後のマルチ周波数CMB機器のコンテキストでは、ラボ内キャリブレーションの優先順位を仮定すると、各周波数帯域の機器偏光角度を制約し、それに応じて観測されたスカイコンポーネントマップを修正できることがわかります.次に、機器の効果を補正し、前景をきれいにしたCMBマップを作成します。これを使用して、等方性複屈折角とテンソルとスカラーの比率を推定し、手順全体で発生する統計的および体系的な不確実性を考慮します。特に、サイモンズ天文台のような3つの小口径望遠鏡の場合、複屈折角の不確実性$\sigma(\beta_{b})=0.07^\circ$を導出します。$\sigma_{\alpha_i}=0.1^\circ$の精度と標準宇宙論のチャネル。これは、私たちの方法を使用し、電流に期待されるキャリブレーション精度が与えられた場合、近い将来の地上ベースの多周波実験で、最近検出された$\beta_b=0.35^\circ$の値を確認または反証できることを意味します。$5\シグマ$。【要約版】
ライン強度マッピングライトコーンへのマルチトレーサーの経験に基づくアプローチ
| Title |
A_multi-tracer_empirically-driven_approach_to_line-intensity_mapping_lightcones |
| Authors |
Gabriela_Sato-Polito,_Nickolas_Kokron,_Jos\'e_Luis_Bernal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.08056 |
線強度マッピング(LIM)は、宇宙の大規模構造を調べる新しい手法です。特定のスペクトル線の統合された強度をターゲットにすることにより、すべてのソースからの放出をキャプチャし、銀河の進化を促進する天体物理学的プロセスに敏感です。これらのプロセスを物質の根底にある分布に関連付けると、観測上の汚染や非常に非ガウス的な場など、観測上および理論上の課題が生じ、シミュレーションを使用して信号をより適切に特徴付けるようになります。この作業では、観測機能と前景汚染を含む現実的な模擬LIM観測を生成するための計算フレームワークであるSkyLineと、さまざまな自己矛盾のないトレーサーカタログを紹介します。フレームワークを適用して、UniverseMachine銀河形成モデルに結合されたMultiDarkPlanck2シミュレーションからLIMマップの実現を生成します。21cm、CO、CII、Lyman-$\alpha$などの輝線のボクセル強度分布とパワースペクトル、それらの相互相互相関、および銀河クラスタリングとの相互相関を調査することにより、このスキームの可能性を紹介します。.さらに、LIMと、宇宙赤外背景放射や熱Sunyaev-Zel'dovich効果などの大規模構造のサブミリの銀河外トレーサーとの間の相互相関を提示し、銀河前景、ラインインターローパー、および機器ノイズの影響を定量化します。LIM観測について。これらのシミュレートされた製品は、今後10年間のLIM調査の真の情報内容と相互相関を定量化し、汚染物質の影響を克服してLIM実験からの科学的利益を最大化するための戦略を開発する上で非常に重要です。
通過深度の変化により、TOI-216 b がスーパーパフであることが判明
TOI-216系の惑星は、大きなトランジットタイミング変動(TTV)を示すことが以前に観察されており、トランジットする両方の惑星の正確な質量特性評価を可能にしました。TESS観測の最初の年に、TOI-216bは放牧トランジットを示し、その半径の測定を排除しました。新しい観測では、惑星の軌道が歳差運動し、現在は完全にトランジットしていることを示しているため、半径を正確に測定できます。TOI-216bはふくらんでいる海王星質量の惑星であり、半径がはるかに大きく、現在は$7.28^{+0.14}_{-0.13}$$R_{\oplus}$に制限されており、密度は$0.253^{+です。0.017}_{-0.016}$gcm$^{-3}$.TESS観測全体でシステムを数値的に統合して、両方の惑星の質量と軌道を更新および改良し、質量の不確実性が恒星パラメーターの不確実性によって支配されていることを発見しました。TOI-216bは、軌道共鳴にあるスーパーパフ惑星の成長クラスを表し、ほぼ円軌道にある伴星とともに、これらの惑星の初期の進化がスムーズなディスク移動によって駆動されることを示唆しています。
ケプラーサンプルにおける超偏心木星の減少の統計分析
| Title |
Statistical_Analysis_of_the_Dearth_of_Super-eccentric_Jupiters_in_the_Kepler_Sample |
| Authors |
Jonathan_M._Jackson,_Rebekah_I._Dawson,_Billy_Quarles,_Jiayin_Dong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07546 |
ホットジュピターは、その場で形成された可能性があります。または、ディスクマイグレーションまたは高離心率マイグレーションの2つのカテゴリの移動メカニズムのいずれかを介して、観測された短い期間に運ばれた可能性があります。ホット・ジュピターが高偏心移動によってもたらされた場合、移動の過程でいくつかの「超偏心」木星が観察されると予想されます。すべてのホットジュピターが高偏心移動を介して移動した場合にケプラーサンプルで観測されると予想される超偏心木星の数の予測を更新し、ケプラーによって観測された真の数を推定します。観測結果は、94.3%の信頼度で高離心率の移動からの予測と一致しないことがわかり、高離心率の移動は、ケプラーによって発見されたホットジュピターの最大62%を占める可能性があることを示しています。
アスカリアン効果による高エネルギー宇宙線を使用した空気のない物体の地下のパッシブバイスタティックレーダープローブ
| Title |
Passive_bistatic_radar_probes_of_the_subsurface_on_airless_bodies_using_high_energy_cosmic_rays_via_the_Askaryan_effect |
| Authors |
R._L._Prechelt,_E._Costello,_R._Ghent,_P._W._Gorham,_P._Lucey,_A._Romero-Wolf,_G._S._Varner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07689 |
エアレス惑星体でパッシブバイスタティック地下レーダープローブを実行する新しい手法を提示します。この技術は、高エネルギーの宇宙線が体の表面に衝突したときに生成される、自然に発生する電波インパルスを使用します。従来のレーダーサウンディングと同様に、個々の宇宙線の衝突による下向きビームの電波放射は、地表下の誘電体コントラストで反射し、地表まで伝搬して検出されます。この電波放射を生成する基本的な物理プロセスであるアスカリ効果にちなんで、この技術をアスカリレーダーと呼びます。この技術は、周回衛星または地表着陸船から実行できますが、電波放射は地表下で生成されるため、アスカリアンレーダーは、地表透過レーダーに通常関連する地表クラッターと後方散乱の影響を完全に回避できます。アスカリアン地下レーダーの背景理論を提示し、有限差分時間領域(FDTD)とモンテカルロシミュレーションの両方の結果を示して、この技術が有望な惑星レーダー測深法であり、現実的な惑星科学アプリケーションで検出可能な信号を生成することを確認します。
連星系における惑星形成円盤のダストダイナミクス
| Title |
Dust_dynamics_in_planet-forming_discs_in_binary_systems |
| Authors |
Francesco_Zagaria,_Giovanni_P._Rosotti,_Richard_D._Alexander,_Cathie_J._Clarke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07711 |
複数の恒星系では、伴星とその円盤間の相互作用が惑星形成に影響を与えます。星周の場合、潮汐切断により、原始惑星系円盤は孤立して進化する円盤よりも小さく、暗くなり、寿命が短くなるため、惑星の胚を組み立てるために利用できる物質(ガスと塵)の量が減少します。逆に、周連星の場合、降着の減少は円盤の寿命を延ばし、惑星形成に有益な効果をもたらします。この章では、複数の星系の円盤に関する主な観測結果をレビューし、主にダストのダイナミクスと円盤の進化を扱う最近の数値シミュレーションに焦点を当てて、それらの可能な説明について説明します。最後に、いくつかの未解決の問題と将来の研究の方向性について検討します。
TrExoLiSTS: Transiting Exoplanets 宇宙望遠鏡分光法のリスト
| Title |
TrExoLiSTS:_Transiting_Exoplanets_List_of_Space_Telescope_Spectroscopy |
| Authors |
Nikolay_K._Nikolov,_Aiden_Kovacs_and_Catherine_Martlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07966 |
STScIWFC3プロジェクトのWebページ、TransitingExoplanetsListofSpaceTelescopeSpectroscopy,TrExoLiSTSを公開します。これは、凝視または空間スキャンモードを使用してHSTWFC3で作成されたMASTアーカイブで利用可能な、太陽系外惑星の大気の通過に関する既存の観測結果を表にまとめたものです。スペクトル時系列観測(TSO)モードを使用してJWSTに搭載されているすべての機器について、並列ページを利用できます。Webページには、一次トランジット、二次食、および位相曲線の間に得られた観測が含まれています。TREXOLISTSは、ターゲット、波長範囲の点で既存のプログラムを高度に補完するプログラムの提案準備を容易にし、重複や余分な労力を削減します。1.5年以上前に取得されたHSTWFC3訪問の品質の参照は、直接画像、白色光曲線、および検出器全体のスペクトル時系列のドリフトの図を含めることで利用可能になります。ウェブページの今後の改善には次のようなものがあります。プログラムクエリを他のHST手段に拡張し、JWST訪問の品質を参照します。
層流降着流による円盤内の木星質量惑星へのガス降着
| Title |
Gas_accretion_onto_Jupiter_mass_planets_in_discs_with_laminar_accretion_flows |
| Authors |
R._P._Nelson,_E._Lega_and_A._Morbidelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.08012 |
(要約)研究によると、粘性原始惑星系円盤(PPD)に埋め込まれた木星質量惑星は、ギャップを介してガスを効率的に降着させ、その質量を$\sim0.1$Myrで2倍にすることが示されています。惑星はまた、$\sim0.1$Myrのタイムスケールで内側に移動します。これらのタイムスケールは、PPDの寿命に比べて短く、冷たい巨大な太陽系外惑星の起源について疑問を投げかけています。ただし、PPDは地球規模で乱流になる可能性は低く、代わりに円盤の表面近くの狭い層に位置する層流降着流で星への降着が発生するように、磁化された風を発生させる可能性があります。この研究の目的は、層状のPPDに埋め込まれた木星質量惑星にガスが降着する速度を調べることです。PPDに埋め込まれた惑星の3D流体力学的シミュレーションを使用します。このシミュレーションでは、星に向かって一定の半径方向質量フラックスが${\dotm}=10^{-8}$M$_{\odot}$yr$^{-1}$は維持されます。古典的な粘性アルファモデルと、磁化された風の影響を模倣するために狭い表面層に外部トルクが適用されるモデルも検討します。降着層は柱密度$\Sigma_{\rmA}$によってパラメータ化され、0.1から10gcm$^{-2}$の範囲の値を考慮します。粘性モデルは、以前の研究と一致する結果をもたらします。層状モデルにおける惑星への降着速度は、風によって引き起こされる質量流をブロックする惑星の能力に決定的に依存することがわかりました。$\Sigma_{\rmA}=10$gcm$^{-2}$の場合、惑星のトルクは円盤を通る質量の流れをブロックすることができ、惑星への降着は遅く、10Myrの質量倍増時間は得られた。$\Sigma_{\rmA}=0.1$gcm$^{-2}$の場合、降着は速く、質量倍加時間は0.2Myrです。層状円板モデルを通る半径方向の質量流量は常に$10^{-8}$M$_{\odot}$yr$^{-1}$ですが、異なる値の$\Sigma_{\rmA}$を採用すると、ガス巨大惑星への非常に異なるガス降着率に。
DESI LOW-Z セカンダリ ターゲット プログラムのターゲットの選択とサンプルの特徴付け
| Title |
Target_Selection_and_Sample_Characterization_for_the_DESI_LOW-Z_Secondary_Target_Program |
| Authors |
Elise_Darragh-Ford,_John_F._Wu,_Yao-Yuan_Mao,_Risa_H._Wechsler,_Marla_Geha,_Jaime_E._Forero-Romero,_ChangHoon_Hahn,_Nitya_Kallivayalil,_John_Moustakas,_Ethan_O._Nadler,_Marta_Nowotka,_J._E._G._Peek,_Erik_J._Tollerud,_Benjamin_Weiner,_J._Aguilar,_S._Ahlen,_D._Brooks,_A._P._Cooper,_A._de_la_Macorra,_A._Dey,_K._Fanning,_A._Font-Ribera,_S._Gontcho_A_Gontcho,_K._Honscheid,_T._Kisner,_Anthony_Kremin,_M._Landriau,_Michael_E._Levi,_P._Martini,_Aaron_M._Meisner,_R._Miquel,_Adam_D._Myers,_Jundan_Nie,_N._Palanque-Delabrouille,_W._J._Percival,_F._Prada,_D._Schlegel,_M._Schubnell,_Gregory_Tarl\'e,_M._Vargas-Maga\~na,_Zhimin_Zhou,_H._Zou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07433 |
ダークエネルギー分光装置(DESI)の広域機能と効率的な低赤方偏移ターゲット選択方法を組み合わせたDESILOW-Zセカンダリターゲットサーベイを紹介します。私たちの選択は、19<r<21の間の低赤方偏移矮小銀河(z<0.03)を最適にターゲットにするために、最新の機械学習手法と組み合わせた色と表面の明るさのカットのセットで構成されています。畳み込みニューラルネットワーク(CNN)を使用して優先度の高いターゲットを選択します。私たちのデータ検証は、CNNがz<0.03で90%の完全性を達成し、従来の測光法を使用した場合の効率が~1%であるのと比較して、低赤方偏移の銀河を選択する際に20%の効率を達成できることを示しています。LOW-Zサーベイでは、すでに22,000を超える矮小銀河の赤方偏移($M_*$<$10^9$$M_\odot$)が得られており、これはSDSSとGAMAで発見された矮小銀河の数に匹敵します。スペアファイバーの調査として、LOW-Zは現在、ターゲットのわずか30%にファイバーを割り当てています。ただし、19<r<21の間のz<0.03でのターゲット選択では、フォトメトリックカットが>95%完了していると見積もっています。完全な5年間のDESIプログラムは、LOW-Zサンプルを拡張し、低赤方偏移の宇宙を密にマッピングし、効果的かつ効率的な低赤方偏移調査を行う方法に関する重要な情報を提供します。
天の川の降着の歴史。 I. 球状星団と矮小銀河を形成する仕組み
| Title |
The_accretion_history_of_the_Milky_Way._I._How_it_shapes_globular_clusters_and_dwarf_galaxies |
| Authors |
Francois_Hammer,_Hefan_Li,_Gary_A._Mamon,_Marcel_S._Pawlowski,_Piercarlo_Bonifacio,_Yongjun_Jiao,_Haifeng_Wang,_Jianling_Wang,_Yanbin_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07441 |
ハローの住人は、個々の星、恒星の流れ、星団と球状星団、矮小銀河です。ここでは、自己動的平衡システムとして研究されることが多い、同様の恒星質量の天体を含む最後の2つのカテゴリを比較します。球状星団の半光半径は軌道近心と全エネルギーに依存し、天の川(MW)の潮汐が観測された相関関係を説明する可能性があることを発見しました。また、MWハロー内の恒星系の降着時期は総軌道エネルギーによって調整でき、そのような関係はMWの質量成長と多数の軌道を持つほとんどの衛星に影響を与える動的摩擦の両方によるものであることも示唆しています。このキャリブレーションはバルジから始まり、クラーケン、ガイアソーセージエンケラドゥス、射手座恒星系、そして最後に、広大な極構造にリンクされているかどうかにかかわらず、新たに出現する矮星に至るまでです。最も風変わりな球状星団と矮星は、結合エネルギーの逆数としてスケーリングされる半光半径を持ち、これは20年以上にわたって行われます。これは、MWの潮汐効果により、早く到着した衛星ほど小さいことを意味します。したがって、ほとんどのハローの住民は、MWの潮汐と、最近到着した矮小銀河のラム圧によって形成された構造パラメーターを持っているようです。この研究で見つかった相関関係は、球状星団と矮星の起源、および銀河の組み立ての歴史をさらに調査するためのツールとして使用できます。
ミルグロム重力における星形成主系列銀河のシミュレーション
| Title |
Simulations_of_star_forming_main_sequence_galaxies_in_Milgromian_gravity |
| Authors |
Srikanth_T._Nagesh,_Pavel_Kroupa,_Indranil_Banik,_Benoit_Famaey,_Neda_Ghafourian,_Mahmood_Roshan,_Ingo_Thies,_Hongsheng_Zhao,_and_Nils_Wittenburg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07447 |
星の質量範囲$M_{\star}/M_\odot=10^7-10^{11}$にわたる孤立した円盤銀河の流体力学的MONDシミュレーションを、適応メッシュリファインメントコード\textsc{phantomoframses}(\textsc{por})は、\textsc{ramses}コードをMilgromian重力ソルバーに適応させたものです。スケール長とガス分率は観測された銀河に基づいており、シミュレーションは5~Gyrに対して実行されます。主な目的は、星形成と星のフィードバックに関する既存のサブグリッド物理処方箋が観測された主系列を再現し、局所的および全球的な星形成率が他の特性とどのように関連しているかを捉えるケニカット-シュミットの関係と合理的に一致するかどうかを確認することです。モデルのスター形成は、初期化後すぐに始まり、モデルが進化するにつれて継続します。初期化された銀河は、観測された主系列にある状態に実際に進化し、ケニカット-シュミットの関係に合理的に一致します。したがって、サブグリッド物理学の利用可能な定式化は適切であり、ミルグロム重力を使用する場合、観測された銀河のように大きく振る舞い、半径が大きくなり、フラットな回転曲線$-$を持つ銀河につながります。さらに、バーの長さは星の質量と強く相関するのに対し、バーの強度は銀河の星の質量と逆相関する傾向があります。質量に関係なく、バーパターンの速度は時間とともに一定に保たれます。これは、動摩擦がバーのダイナミクスに影響を与えないことを示しています。モデルは、実際の銀河と同じように、大きな半径でのレンゾの法則と形状構造を示しています。したがって、この枠組みでは、バリオン物理学は十分に理解されており、全球銀河の特性のモデル化に大きな不確実性をもたらすことはありません。
システムへの衝撃: 局所銀河群のシミュレーションにおける低質量銀河への衝突圧力
| Title |
A_jolt_to_the_system:_ram_pressure_on_low-mass_galaxies_in_simulations_of_the_Local_Group |
| Authors |
Jenna_Samuel,_Bhavya_Pardasani,_Andrew_Wetzel,_Isaiah_Santistevan,_Michael_Boylan-Kolchin,_Jorge_Moreno,_Claude-Andre_Faucher-Giguere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07518 |
低質量銀河は、星の形成を効率的に抑制する環境の影響を非常に受けやすい。天の川(MW)の2Mpc以内の低質量銀河($M_{*}\sim10^{5-9}\,\rm{M}_{\odot}$)を消滅させる際のラム圧の役割を調べます。FIRE-2シミュレーションを使用したホスト。ラム圧力は、個々のMWハロー内、および個々の低質量銀河で、時間の経過とともにさまざまな環境で大きく変動します。ラム圧の衝動性(消光前の積分ラム圧にスケーリングされた最大ラム圧)は、銀河が静止しているか星を形成しているかと相関します。最大ラム圧力とクエンチングの間の時間スケールは衝動性と逆相関しており、高い衝動性はクエンチング時間スケール$<1$Gyrに対応します。MWハローの外側の低質量グループ($M_\mathrm{*,host}\sim10^{7-9}\,\rm{M}_{\odot}$)の銀河は、典型的なラム圧がグループ前処理による効果的なクエンチングの説明に役立ちます。中波衛星のラム圧力は、ホストまでの距離が短くなるにつれて急激に上昇し、固定された物理的距離では、より最近の中心付近の通過は通常、遅い時間に内部ホストハローのガス密度が高くなるため、より高いラム圧力に関連付けられます。さらに、ローカルグループのようなペアホストハローの内部ガス密度は、孤立したホストと比較して、ホスト銀河ディスクから離れた小さな角度($\lesssim30^\circ$)で大きくなります。これらの低緯度地域内の衛星のラム圧力と静止画分は、対応して上昇し、対になったホストの周りのラム圧力を介した異方性クエンチングを示しています。
LEGUS 矮小銀河の星団内の星の割合
| Title |
Fraction_of_Stars_in_Clusters_for_the_LEGUS_Dwarf_Galaxies |
| Authors |
D._O._Cook_(1),_J._C._Lee_(2_and_3),_A._Adamo_(4),_D._Calzetti_(5),_R._Chandar_(6),_B._C._Whitmore_(7),_A._Aloisi_(7),_M._Cignoni_(8_and_9_and_10),_D._A._Dale_(11),_B._G._Elmegreen_(12),_M._Fumagalli_(13_and_10),_K._Grasha_(14),_K._E._Johnson_(15),_R._C._Kennicutt_(16_and_17),_H._Kim_(18),_S._T._Linden_(5_and_15),_M._Messa_(4_and_19),_G._\"Ostlin_(4),_J._E._Ryon_(7),_E._Sacchi_(10_and_20_and_7),_D._A._Thilker_(21),_M._Tosi_(10),_A._Wofford_(22)_((1)_Caltech/IPAC,_Pasadena,_CA,_USA,_(2)_Dept._of_Astronomy,_University_of_Arizona,_Tucson,_AZ,_USA,_(3)_Gemini_Observatory/NOIRLab,_Tucson,_AZ,_USA,_(4)_Dept._of_Astronomy,_The_Oskar_Klein_Centre,_Stockholm_University,_Stockholm,_Sweden,_(5)_Dept._of_Astronomy,_University_of_Massachusetts_Amherst,_Amherst,_MA,_USA,_(6)_Dept._of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Toledo,_Toledo,_OH,_USA,_(7)_Space_Telescope_Science_Institute,_Baltimore,_MD,_USA,_(8)_Department_of_Physics,_University_of_Pisa,_Pisa,_Italy,_(9)_INFN,_Pisa,_Italy,_(10)_INAF_-_OAS_Osservatorio_di_Astrofisica_e_Scienza_dello_Spazio,_Bologna,_Italy,_(11)_Dept._of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Wyoming,_Laramie,_WY,_USA,_(12)_IBM_Research_Division,_T.J._Watson_Research_Center,_Yorktown_Hts.,_NY,_USA,_(13)_Dipartimento_di_Fisica_G._Occhialini,_Universit\`a_degli_Studi_di_Milano_Bicocca,_Milano,_Italy,_(14)_Research_School_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Australian_National_University,_Canberra,_Australia,_(15)_Dept._of_Astronomy,_University_of_Virginia,_Charlottesville,_VA,_USA,_(16)_Steward_Observatory,_University_of_Arizona,_Tucson,_AZ,_USA,_(17)_George_P._and_Cynthia_W._Mitchell_Institute_for_Fundamental_Physics_and_Astronomy,_Texas_A\&M_University,_College_Station,_TX,_USA,_(18)_Gemini_Observatory,_La_Serena,_Chile,_(19)_Observatoire_de_Gen\`eve,_University_of_Geneva,_Geneva,_Switzerland,_(20)_Dept._of_Physics_and_Astronomy,_Bologna_University,_Bologna,_Italy,_(21)_Dept._of_Physics_and_Astronomy,_The_Johns_Hopkins_University,_Baltimore,_MD,_USA,_(22)_Instituto_de_Astronomia,_Universidad_Nacional_Autonoma_de_Mexico,_Unidad_Acad\'emica_en_Ensenada,_Ensenada,_Mexico) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07519 |
HSTLegacyExtraGalacticUltravioletSurvey(LEGUS)によって観測された23の矮小銀河と不規則銀河の若い星団集団を研究し、クラスター集団の集団特性とそれらのホスト銀河の集団特性との関係を調べます:星形成率(SFR)密度($\Sigma_{\rmSFR}$)。この分析の強みは、いくつかのタイムスケール(1-10、1-100、および10-100~Myr)でクラスターとホスト銀河の特性を一致させる手段を提供する、時間的に分解された星形成履歴から測定されたSFRの可用性です。それにもかかわらず、この種の研究は、各システム内のクラスターの数が少ないため、矮小銀河にとっては困難です。これらの問題は、似たような$\Sigma_{\rmSFR}$プロパティを持つさまざまな銀河のクラスターを組み合わせることで軽減されます。確立された関係($M_{V}^{brightest}$-SFR)との良好な一致が見られますが、$\Sigma_{\rmSFR}$とクラスター光度関数の勾配、質量機能、年齢分布。また、異なる年齢範囲($\Gamma_{1-10}$、$\Gamma_{10-100}$、および$\Gamma_{1-100}$)でバインドされたクラスター内の星の割合の間に有意な傾向は見られません。)とホスト銀河の$\Sigma_{\rmSFR}$。私たちのデータは、$\Gamma$が経時的に(1-10から10-100~Myrに)減少することを示していますが、これは初期のクラスターの溶解を示唆していますが、最も若い時間ビンに結合していないクラスターが存在するため、溶解の程度を定量化することは困難です。私たちのデータは$\Sigma_{\rmSFR}$とアンサンブルクラスタープロパティの間に強い相関関係を示していませんが、数の統計が少なく、$\Sigma_{\rmSFR}$の範囲が調査されました。
断熱的に圧縮された波暗黒物質ハローと中間質量比インスパイラル
| Title |
Adiabatically_compressed_wave_dark_matter_halo_and_intermediate-mass_ratio_inspirals |
| Authors |
Hyungjin_Kim,_Alessandro_Lenoci,_Isak_Stomberg,_Xiao_Xue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07528 |
中央の大質量ブラックホールの断熱成長は、周囲の暗黒物質のハローを圧縮し、暗黒物質のハローのプロファイルをより急勾配にする可能性があります。この現象を断熱圧縮といいます。数eV未満の質量を持つ軽いボソンの暗黒物質の候補である、波状の暗黒物質の断熱圧縮を調べます。断熱定理を使用して、断熱圧縮が半古典極限の粒子暗黒物質ハローに似たはるかに密度の高い波暗黒物質ハローにつながることを示します。圧縮波のハローは、半古典的近似が崩れる中心付近の粒子のハローとは異なり、中心のプロファイルは暗黒物質と中央のブラックホールの質量に依存し、ソリトンモードと低角運動量モードがブラックホールに吸収されることなく天体物理学的な時間スケール。このような圧縮されたプロファイルには、いくつかの天体物理学的な意味があります。一例として、中央の中間質量ブラックホールと波状暗黒物質ハロー内のコンパクトな太陽質量天体との間の渦巻きからの重力波を調べます。質量密度の増加により、圧縮波の暗黒物質のハローは、軌道を回る物体により強い力学的摩擦を及ぼし、重力波の位相のずれを引き起こします。ディフェージングのパターンは、密度プロファイルの違いと、ダークマターの波動性に由来する動的摩擦力が比較的抑制されているため、粒子ダークマターハローのインスパイラルのパターンとは異なります。レーザー干渉計宇宙アンテナなどの将来の重力波検出器の見通しを調査し、重力波観測から波暗黒物質ハローを再構築できる物理シナリオを特定します。
JWST は $z\sim5$ 超低質量銀河の集合体を捉える
| Title |
JWST_catches_the_assembly_of_a_$z\sim5$_ultra-low-mass_galaxy |
| Authors |
Yoshihisa_Asada,_Marcin_Sawicki,_Guillaume_Desprez,_Roberto_Abraham,_Maru\v{s}a_Brada\v{c},_Gabriel_Brammer,_Anishya_Harshan,_Kartheik_Iyer,_Nicholas_S._Martis,_Lamiya_Mowla,_Adam_Muzzin,_Ga\"el_Noirot,_Swara_Ravindranath,_Ghassan_T._Sarrouh,_Victoria_Strait,_Chris_J._Willott,_Johannes_Zabl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07540 |
CANUCSイメージングを使用して、2つの$z\sim5$超低質量銀河(それぞれ$M_\star\sim10^{7}M_\odot$)の明らかな主要な合体を発見しました。これらは二重にイメージされ、拡大されています$\sim$12-レンズ銀河団MACS0417による15$\times$.両方の銀河は、若い($\sim$100Myr)同期した星形成バーストを$\log({\rmsSFR/Gyr^{-1}})\simで経験している$1.3-1.4ですが、SFRはわずか$\sim0.2M_\odot\{\rmyr}^{-1}$です。それらは太陽以下($Z\sim0.2Z_\odot$)の気相金属性を持ち、さらに金属が乏しい星形成ブリッジによって接続されています。合体から形成される銀河は、少なくとも$M_\star\sim2\times10^7M_\odot$の質量を持ち、その少なくとも半分は、相互作用によって引き起こされるスターバースト中に形成されます。システムによって生成される電離光子の半分以上(合併前および合併中)は、バースト中に生成されます。このシステムは、宇宙の再電離に関与していると考えられているタイプの2つの高$z$超低質量銀河が関与する合体を初めて詳細に調べたものです。このような銀河は、大規模な合体、合体によって引き起こされたスターバースト、長期的なその場での星形成によって得られた質量の組み合わせによって成長する可能性があることを示唆しています。このような高$z$の合体が一般的である場合、合体によって引き起こされるスターバーストは、宇宙の電離光子収支に大きく貢献する可能性があります。
ダストと化学進化のリンク: おうし座とペルセウス - HCN、HNC、およびそれらの C、N、および H 同位体種の新しい衝突速度
| Title |
Linking_the_dust_and_chemical_evolution:_Taurus_and_Perseus_-_New_collisional_rates_for_HCN,_HNC,_and_their_C,_N,_and_H_isotopologues |
| Authors |
D._Navarro-Almaida,_C._T._Bop,_F._Lique,_G._Esplugues,_M._Rodr\'iguez-Baras,_C._Kramer,_C._E._Romero,_A._Fuente,_P._Caselli,_P._Rivi\'ere-Marichalar,_J._M._Kirk,_A._Chac\'on-Tanarro,_E._Roueff,_T._Mroczkowski,_T._Bhandarkar,_M._Devlin,_S._Dicker,_I._Lowe,_B._Mason,_C._L._Sarazin,_J._Sievers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07675 |
HCN、HNC、およびそれらのアイソトポログは、星形成領域を特徴付けるための化学温度計および進化トレーサーとして機能できるユビキタス分子です。星形成領域の化学と進化の研究に不可欠な情報を運ぶ上で重要であるにもかかわらず、これらの分子のいくつかの衝突率は、過去の厳密な研究では利用できませんでした。HCN、HNC、およびそれらのアイソトポローグの新しい衝突率を使用して、2つの異なる星形成領域、TMC1-CおよびNGC1333-C7の最新のガスおよびダストの化学特性評価を実行します。環境と星のフィードバックが化学と進化に及ぼす可能性のある影響を調査しました。ミリメートルの観察により、それらのカラム密度、CおよびN同位体画分、異性体比、および重水素分画を導き出しました。3mmと850$\mu$mでの連続体データにより、放射率スペクトルインデックスを計算し、進化トレーサーとして粒子の成長を探すことができました。H$^{13}$CN/HN$^{13}$C比は、HCNの重水素分率と逆相関するため、温度の代用として容易に使用できます。スペクトルインデックス$(\beta\sim1.34-2.09)$は、H$^{13}$CN/HN$^{13}$C比との暫定的な反相関を示しており、進化した、より熱く、より少ない粒子の成長を示唆しています。重水素化ソース。TMC1-Cとは異なり、NGC1333-C7で観測された塵の温度とスペクトル指数の南から北への勾配は、主要なNGC1333雲からのフィードバックを示唆しています。この2つの星形成領域の最新の特徴付けにより、化学的性質と物理的性質が密接に関連していることがわかりました。塵の温度、重水素の割合、およびスペクトルインデックスは、補完的な進化のトレーサーです。大規模な環境要因が、クラスター化された星形成領域の化学と進化を支配している可能性があります。
星形成の極端な条件を探る: しし座の分子ガスを深く探索する
| Title |
Exploring_extreme_conditions_for_star_formation:_a_deep_search_for_molecular_gas_in_the_Leo_ring |
| Authors |
Edvige_Corbelli,_David_Thilker,_Filippo_Mannucci_and_Giovanni_Cresci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07803 |
しし座の巨大な銀河系外HIリングのCOJ=1-0線とJ=2-1線を高感度探索し、ガスの金属量が太陽に近く、物理的条件が異なる環境での星形成過程を調べます。明るい銀河円盤の典型。私たちの目的は、既知のスケーリング関係の妥当性の範囲を確認することです。IRAM-30m望遠鏡を使用して、HIガスピークに近い11の領域、またはまばらな若い大質量星が発見された場所を観察します。すべての指摘された観測について、2~km/sのスペクトル分解能で観測された少なくとも1つの周波数について、1から5~mKの間のスペクトルノイズに達しました。しし座リングの星形成領域Clump~1に2本のCOJ=1-0線がわずかに検出されました。これらの線の動径速度はHalpha線の速度と一致していますが、線幅は同じ質量のビリアル化分子雲で観測されたものよりもはるかに小さいです。銀河。信号対雑音比が低く、線幅が小さく、数密度が非常に低いことは、まだ検出されていない分子雲のより標準的な集団が存在する可能性があることを示唆しています。CO線の上限を使用すると、最も感度の高い尖った観測結果は、分子ガスの質量表面密度が、銀河の円盤で確立された分子ケニカット-シュミット関係の外挿から予想されるよりも低いことを示しています。おそらく超散漫な矮小銀河を形成しているリング内のまばらな星の集団は、この極端な環境での短い分子ガス枯渇時間の結果である可能性があります.}
畳み込みニューラル ネットワークによる AGN ホスト銀河の特定
活動銀河核(AGN)は、いくつかの銀河に見られる明るい降着円盤を持つ超大質量ブラックホールであり、銀河の進化に重要な役割を果たしていると考えられています。ただし、AGNを識別するための従来の光学分光法では、時間のかかる観測が必要です。畳み込みニューラルネットワーク(CNN)をトレーニングして、210,000個のSloanDigitalSkySurvey銀河のサンプルを使用して、AGNホスト銀河と活動していない銀河を区別します。スペクトル的に複合として分類される33,000の銀河でCNNを評価し、銀河の外観とそのCNN分類との相関関係を見つけます。これは、銀河の形態とAGN活動の両方に影響を与える進化プロセスを示唆しています。ヴェラC.ルービン天文台、ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡、およびその他の広視野イメージング望遠鏡の出現により、ディープラーニング手法は、将来の分析のためにAGNサンプルを迅速かつ確実に絞り込むのに役立ちます。
AGN 降着円盤の外縁の最初の検出: GTC/HiPERCAM と LT/IO:O を使用した NGC 4395 の非常に高速なマルチバンド光学変動
| Title |
First_detection_of_the_outer_edge_of_an_AGN_accretion_disc:_Very_fast_multiband_optical_variability_of_NGC_4395_with_GTC/HiPERCAM_and_LT/IO:O |
| Authors |
I._M._McHardy_(1),_M._Beard_(1),_E._Breedt_(2),_J._H._Knapen_(3_and_4),_F._M._Vincentelli_(1,_3_and_4),_M._Veresvarska_(1_and_5),_V._S._Dhillon_(3_and_6),_T._R._Marsh_(7),_S._P._Littlefair_(6),_K._Horne_(8),_R._Glew_(1),_M._R._Goad_(9),_E._Kammoun_(10_and_11)_and_D._Emmanoulopoulos_(1)_((1)_University_of_Southampton,_(2)_Institute_of_Astronomy,_Cambridge,_(3)_Instituto_de_Astrofisica_de_Canarias,_(4)_Universidad_de_La_Laguna,_(5)_University_of_Durham,_(6)_University_of_Sheffield,_(7)_University_of_Warwick,_(8)_University_of_St_Andrews,_(9)_University_of_Leicester,_(10)_Universite_de_Toulouse,_(11)_Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.08015 |
リバプール望遠鏡を使用した低質量AGNNGC4395の高速(〜200秒サンプリング)ugriz測光に続いて、10.4mGTCでHiPERCAMを使用した非常に高速(3秒サンプリング)のus、gs、rs、is、およびzsの同時モニタリングを提示します。これらの観測は、史上最速のAGNマルチバンド測光と非常に正確なラグ測定を提供します。他のすべてのAGNとは異なり、gsは大幅に遅れており、ディスクの再処理と一致していますが、BroadLineRegion(BLR)での再処理とは一致していません。長い波長では波長によるラグの増加はほとんどなく、リプロセッサーへの外縁(Rout)を示しています。切り捨てられたディスクの再処理モデルを、HiPERCAMと以前のX線/UVラグを組み合わせたものと比較しました。通常認められている3.6E5ソーラーの質量では、ゼロスピン、Rout～1700Rg、DONEの物理的に動機付けられた温度依存のディスクカラー補正係数(fcol)との合理的な一致が得られます。より小さな質量の4E4ソーラーは、fcol=2.4の場合にのみ収容できますが、これはおそらく非現実的な高さです。ディスクの自己重力は、この低質量のAGNではおそらく重要ではありませんが、覆い隠す風が優位に立つ可能性があります。質量が小さい場合、粉塵の昇華半径はRoutに似ているため、風が粉塵になる可能性があります。ただし、より大きな質量の可能性が高い場合、昇華半径はさらに外側にあるため、ライン駆動のガス風のベースは光学的に厚い可能性が高くなります。どちらの場合も、BLRの内側の端はRoutの近くにあります。これらの観察は、切り捨てられたAGNディスクの最初の良い証拠を提供し、切り捨てを残響ラグモデリングに含める必要があることを警告します。
降着中性子星の熱山からの重力放射: 温度の非軸対称性の源
| Title |
Gravitational_radiation_from_thermal_mountains_on_accreting_neutron_stars:_sources_of_temperature_non-axisymmetry |
| Authors |
T._J._Hutchins,_D._I._Jones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07452 |
低質量X線連星(LMXB)システムで降着する中性子星のスピン分布は、ケプラー分裂限界をはるかに下回るパルサーの濃度を示しています。星の内部温度プロファイルに大規模な非対称性が存在するため、それらのスピン周波数は重力波の放出によって制限される可能性があることが示唆されています。これらの温度非対称性は、スピン周波数の2倍の重力波を生成する非軸対称質量分布、または「山」につながることが実証されています。降着する中性子星の内部にトロイダル磁場が存在すると、磁場に直交する熱の流れが制限され、星内に非軸対称の温度分布が確立されることにより、星の熱伝導率にそのような異方性が導入されることが示されています。このメカニズムを再検討し、計算領域を地殻(のみ)から星全体に拡張し、より現実的な微物理学を組み込み、外部境界条件のさまざまな選択肢を探ります。中性子星のコアに磁場を浸透させることにより、内部地殻の温度非対称性のレベル($\rho\sim10^{13}$gcm$^{-3}$)が、以前の見積もりよりも最大で3桁大きくなり、1日連続重力放射が検出される可能性が高まります。また、地殻磁場が$\sim10^{12}$Gに達することができる場合、重力波放出にとって興味深いほど十分に大きな温度非対称性が、強く降着する中性子星で生成される可能性があることも示しています。
| Title |
The_Extragalactic_Serendipitous_Swift_Survey_(ExSeSS)_--_I._Survey_definition_and_measurements_of_the_X-ray_number_counts |
| Authors |
Jack_N._Delaney,_James_Aird,_Phil_A._Evans,_Cassandra_Barlow-Hall,_Julian_P._Osborne_and_Michael_G._Watson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07464 |
スウィフトX線望遠鏡を使用して実行された観測から構築された新しい明確なサンプルを提供する、銀河外セレンディピタススウィフトサーベイ(ExSeSS)を提示します。ExSeSSサンプルは、中(1～2keV)、ハード(2～10keV)、または全(0.3～10keV)エネルギーバンドで検出された79,342のソースで構成され、フラックス全体で2086.6deg$^{2}$の空をカバーしています。$f_\mathrm{0.3-10keV}\sim10^{-15}-10^{-10}$ergs$^{-1}$cm$^{-2}$の範囲。新しいExSeSSサンプルを使用して、X線源の微分数カウントの測定値を2～10keVフラックスの関数として提示します。これは、これまで未調査の領域における活動銀河核(AGN)の集団を追跡します。視線吸収カラム密度を考慮に入れると、微分数カウント測定に影響があり、以前の結果との一致を得るために不可欠であることがわかります。ハードバンドでは、ExSeSSサンプルのさまざまなカラム密度とそれぞれのX線スペクトルパラメーターを考慮に入れると、ExSeSS測定値とNuSTARおよびSwift/BATからの以前の高エネルギーデータとの間に良好な一致が得られます。比較しているサンプル。また、ExSeSS測定値とAGN母集団合成モデルとの間に不一致が見られます。これは、これらのエネルギーでの現在のモデルでは完全には説明されていない、このフラックス範囲でのAGN母集団の特性の変化を示しており、低エネルギーでのより大きく、適度に不明瞭な母集団を示唆しています。モデルが現在考慮していない赤方偏移($z\lesssim0.2$)。
回転している恒星コアの崩壊における停滞した降着ショックの不安定性
| Title |
Stalled_Accretion_Shock_Instability_in_the_Collapse_of_a_Rotating_Stellar_Core |
| Authors |
Laurie_Walk,_Thierry_Foglizzo,_Irene_Tamborra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07467 |
スタンディング降着衝撃不安定性(SASI)などの流体力学的不安定性は、コア崩壊型超新星のダイナミクスにおいて重要な役割を果たし、ニュートリノ信号と重力波信号に観測可能な痕跡が見られます。しかし、星の自転がSASIの発達に与える影響については、あまり研究されていません。摂動解析による回転の存在下でSASIの成長を支持する条件を調査します。SASIの特性は、主に衝撃から原始中性子星表面への移流時間スケールが異なる、円筒形と球形の赤道の2つの定常構成で比較されます。回転がなければ、モード$m=1$(片腕スパイラルSASI変形に対応)は、球面赤道配置で著しく不安定になる可能性があります。実際、球状赤道幾何学では移流時間が短いため、原始中性子星の表面近くの断熱圧縮領域からのエントロピー音響結合の寄与が大きくなります。崩壊するコアの角運動量は、両方のジオメトリで順行スパイラルモード$m=1$および$m=2$の成長に有利に働きます。らせん不安定性の成長速度は、球形のジオメトリの方が体系的に速いですが、その振動周波数はジオメトリの影響を非常に受けません。回転しない流れとのこのような対比は、スパイラルSASIのメカニズムにおける移流の役割をより深く理解することを必要とします。私たちの調査結果は、音波の共回転半径との共鳴結合が、回転に伴うコアの崩壊の不安定性メカニズムにおいて主要な役割を果たしている可能性があることを示唆しています。この物理メカニズムを解明することは、将来のマルチメッセンジャー超新星観測からの信号を解釈するために不可欠です。
| Title |
Dynamics_and_Equation_of_State_Dependencies_of_Relevance_for_Nucleosynthesis_in_Supernovae_and_Neutron_Star_Mergers |
| Authors |
H.-Thomas_Janka_(1)_and_Andreas_Bauswein_(2)_((1)_MPI_for_Astrophysics,_Garching,_(2)_GSI,_Darmstadt) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07498 |
中性子星(NS)とブラックホール(BH)は、星の核が最終的に崩壊し、約9Msunを超える質量の星の寿命が尽きたときに生まれます。これにより、56Niや56Coなどの放射性同位体の崩壊によって極端な光度が励起されるコア崩壊型超新星(CCSN)で、星の物質の大部分が強力に放出される可能性があります。近接連星系で進化するとき、そのような地獄の大惨事のコンパクトな遺物は、重力波放出によって徐々に崩壊する軌道上で互いに螺旋状になります.最終的に、2つの成分の激しい衝突により、大量の物質の放出を伴う、より大規模で急速に回転する残骸が形成されます。これらの合体イベントは、残光を伴うガンマ線の高エネルギーバーストと、新たに組み立てられた高速中性子捕獲要素の放射性崩壊で放出されるエネルギーを放射するキロノバと呼ばれる電磁過渡現象によって観測できます。それらの質量放出と放出物で起こる核とニュートリノの反応により、CCSNeとコンパクトオブジェクト合体（COM）の両方が重元素元素合成の顕著な場所であり、物質の宇宙サイクルと化学濃縮において中心的な役割を果たします。銀河の歴史。NS物質の核状態方程式(EoS)は、中性子が豊富な状態から陽子が優勢な状態まで、温度が約0～100MeVの範囲であり、これらの天体物理現象の重要な要素です。それは、それらの動的プロセス、NSかBHかを決定するレベルでさえ、それらの残留特性、およびニュートリノの関連する放出の特性を決定します。ニュートリノの相互作用は、熱力学的条件と、核合成反応の中性子対陽子比を最も内側で支配します。エジェクタ。この章では、CCSNeおよびCOMにおける関連性の対応するEoS依存効果について説明します。(少し省略)
| Title |
Measuring_neutron-star_distances_and_properties_with_gravitational-wave_parallax |
| Authors |
Magdalena_Sieniawska,_David_Ian_Jones,_Andrew_Lawrence_Miller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07506 |
重力波天文学により、電磁波には見えない物体や事象を研究することができます。これまでのところ、合体バイナリによってトリガーされるシグナルのみが検出されています。ただし、干渉計の感度が時間の経過とともに向上するにつれて、将来的にはより弱い信号が観測されると予想されます。回転する孤立した中性子星からの連続的な重力波の放出。視差はよく知られた方法で、電磁天文観測でソースまでの距離を推定するために広く使用されています。この作業では、視差法の重力波検索への適用を検討し、考えられる距離推定エラーを調査します。スピンダウンソースからの信号の視差の検出は、中性子星の慣性モーメントを制限できることを示します。たとえば、慣性モーメント推定の相対誤差は、300pcより近いすべてのソース、700Hzの想定発生周波数、およびアインシュタイン望遠鏡による2年間の観測で$10\%$より小さいことがわかりました。
H-poor 超高輝度超新星 SN 2021bnw および SN 2021fpl の偏光とスペクトル特性
| Title |
Optical_polarization_and_spectral_properties_of_the_H-poor_superluminous_supernovae_SN_2021bnw_and_SN_2021fpl |
| Authors |
F._Poidevin,_C._M._B._Omand,_R\'eka_K\"onyves-T\'oth,_I._P\'erez-Fournon,_R._Clavero,_S._Geier,_C._Jimenez_Angel,_R._Marques-Chaves,_R._Shirley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07628 |
新しい光学測光、分光、イメージング偏光測定データは、公開されているデータと組み合わされて、2つのH-poorsuperluminoussupernovae(SLSN)SN2021bnwとSN2021fplの物理的特性の一部が研究されています。各SLSNについて、\texttt{MOSFiT}を使用してマグネターモデルから取得された最適なパラメーターは、文献で説明されている他のSLSNeで取得されたパラメーターの範囲から逸脱しません。\texttt{SYN++}によるスペクトル分析は、SN2021bnwがWタイプの高速進化型であるのに対して、SN2021fplは15bnタイプの低速進化型であることを示しています。4つのエポック(+1.8、+20.6、+34.1、および+43.0日、静止フレーム)でSN2021fplで得られた偏光測定データの分析は、範囲0.8--1$\%で$>3\sigma$の偏光検出を示しています。$.分光データの比較は、SN2021fplがSN2015bnよりも少し早くスペクトル遷移を起こしたことを示唆しており、その間に同様に偏光遷移を起こした可能性があります。SN2021bnwで得られたポラリメトリーデータの分析では、経験的な拡散時間スケール2ドル(+81.1日)で光球の対称性からの逸脱は見られません。この結果は、その技術を用いて経験的拡散タイムスケール$\le$1で観測されたWタイプSLSNのサンプルの結果と一致していますが、オブジェクトごとに異なる限られたスペクトルウィンドウの影響は明らかではありません。SN2017egmの文献で議論されているように、対称性からの逸脱を確認するには、より高い経験的拡散タイムスケールでの測定が必要になる場合があります。
GRB 210104A の測光および分光観測: 明るいリバース ショック放出と高密度サーカンバースト環境
| Title |
Photometric_and_Spectroscopic_Observations_of_GRB_210104A:_Bright_Reverse_shock_Emission_and_Dense_Circumburst_Environment |
| Authors |
Lu-Lu_Zhang_and_Li-Ping_Xin_and_Jing_Wang_and_Xu-Hui_Han_and_Dong_Xu_and_Zi-Pei_Zhu_and_Chao_Wu_and_Jian-Yan_Wei_and_En-Wei_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07772 |
ガンマ線バースト(GRB)の初期の残光観測は、そのジェットと周囲の媒体の特性を調査するのに役立ちます。GRB210104Aの測光および分光観測を報告し、そのジェット特性を多波長データで議論します。私たちの分光観測は、いくつかの吸収の特徴を明らかにし、0.46の暫定的な赤方偏移が識別されます。$112\pm7$~sに$R=13$magのピーク輝度を持つ明るい光フレアが、GRBトリガーから$67\sim165$秒後に$R$バンドで観測されました。$R$バンド残光のフラックスは、$t>650$~sで$\alpha_{\rmO}={-0.91\pm0.03}$の勾配で減衰します。初期のX線残光の光度曲線は滑らかな隆起であり、後期エポックでは$\alpha_{\rmX}=-1.18\pm0.01$の勾配で減衰します。$(1.1-1.3)\times10^{4}$~sの間の光X線残光への共同スペクトルフィットは、光子指数$\Gamma_{\rmO,X}=-1.82\pm0.04$を生成します。.派生したホスト銀河の絶滅は$A_{R}=0.87$です。初期の光フレアは逆衝撃(RS)放出に起因し、後期の光X線放出は前方衝撃放出に起因する;$t<3\times10^4$~sでの光学およびX線の光度曲線は、マルコフ連鎖モンテカルロアルゴリズムを採用することでうまく適合する可能性があります。GRB210104Aの特性を明るいRS放射を検出する他のGRBと比較すると、そのジェットは穏やかに磁化されており($R_{\rmB}=28$)、高い放射効率($77\%$)を持っていることがわかります。準エネルギー的($E_{\rmk,iso}=4.5\times10^{51}$erg)で、密度媒体($n_{0}\sim417\;{\rmcm}^{-3}$)。これは、典型的なGRBと同様に、$L_{\gamma,\rmiso}-E_{\rmp,z}-\Gamma_{0}$の関係に従います。
国際宇宙ステーションのカロリメトリック電子望遠鏡で 8.4 GeV$/n$ から 3.8 TeV$/n$ の宇宙線ホウ素フラックスを測定
| Title |
Cosmic-ray_Boron_Flux_Measured_from_8.4_GeV$/n$_to_3.8_TeV$/n$_with_the_Calorimetric_Electron_Telescope_on_the_International_Space_Station |
| Authors |
O._Adriani,_Y._Akaike,_K._Asano,_Y._Asaoka,_E._Berti,_G._Bigongiari,_W._R._Binns,_M._Bongi,_P._Brogi,_A._Bruno,_J._H._Buckley,_N._Cannady,_G._Castellini,_C._Checchia,_M._L._Cherry,_G._Collazuol,_G._A._de_Nolfo,_K._Ebisawa,_A.W._Ficklin,_H._Fuke,_S._Gonzi,_T._G._Guzik,_T._Hams,_K._Hibino,_M._Ichimura,_K._Ioka,_W._Ishizaki,_M._H._Israel,_K._Kasahara,_J._Kataoka,_R._Kataoka,_Y._Katayose,_C._Kato,_N._Kawanaka,_Y._Kawakubo,_K._Kobayashi,_K._Kohri,_H._S._Krawczynski,_J._F._Krizmanic,_P._Maestro,_P._S._Marrocchesi,_A._M._Messineo,_J.W._Mitchell,_S._Miyake,_A._A._Moiseev,_M._Mori,_N._Mori,_H._M._Motz,_K._Munakata,_S._Nakahira,_J._Nishimura,_S._Okuno,_J._F._Ormes,_S._Ozawa,_L._Pacini,_P._Papini,_B.F._Rauch,_S._B._Ricciarini,_K._Sakai,_T._Sakamoto,_M._Sasaki,_Y._Shimizu,_A._Shiomi,_P._Spillantini,_F._Stolzi,_et_al._(15_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07873 |
宇宙線中のホウ素フラックスのエネルギー依存性の測定値と、炭素フラックス\textcolor{black}{8.4GeV$/n$から3.8TeV$/n$}に基づくエネルギー間隔におけるその比率を提示します。国際宇宙ステーションで$\sim6.4$年間運用されている間にCALorimetric電子望遠鏡(CALET)によって収集されたデータ。炭素のエネルギースペクトルの更新も提示され、以前の測定よりも統計が増加しています。観測されたホウ素フラックスは、Cスペクトルの同じ遷移エネルギー$E_0\sim200$GeV$/n$でスペクトル硬化を示していますが、BフラックスとCフラックスは異なるエネルギー依存性を持っています。Bスペクトルのスペクトルインデックスは、区間$25<E<200$GeV$/n$で$\gamma=-3.047\pm0.024$であることがわかります。Bスペクトルは$\Delta\gamma_B=0.25\pm0.12$だけ硬化しますが、Cのスペクトル変動の最適値は$\Delta\gamma_C=0.19\pm0.03$です。B/Cフラックス比は、$0.09\pm0.05$の硬化と互換性がありますが、現在の統計上の不確実性を考えると、単一のべき法則エネルギー依存性を除外することはできません。B/C比のエネルギー依存性の中断は、二次宇宙線が一次宇宙線よりも強い硬化を示すという最近のAMS-02観測を裏付けるものです。また、平均脱出経路の長さ$\lambda$の残余値$\lambda_0$を高エネルギー。私たちのB/Cデータは$\lambda_0$のゼロ以外の値と互換性があることがわかりました。これは、加速領域内で宇宙線が横切る物質の柱密度として解釈できます。
| Title |
Probing_Gamma-Ray_Burst_afterglows_with_the_Cherenkov_Telescope_Array |
| Authors |
Tanima_Mondal,_Suman_Pramanick,_Lekshmi_Resmi_and_Debanjan_Bose |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07874 |
MAGICとHESSによるガンマ線バースト(GRB)からの遅延サブTeV光子の検出は、次世代ガンマ線天文台であるチェレンコフ望遠鏡アレイ(CTA)を使用したGRB残光研究の有望な未来を証明しました。CTAの前例のない感度により、残光の検出率が劇的に向上すると予想されます。この論文では、CTAによるサブTeV光子の検出可能性を確認するために、多次元残光パラメータ空間を調査します。1ゾーン電子シンクロトロンおよびシンクロトロン自己コンプトンモデルを使用して、スペクトルエネルギー分布を取得します。均一な密度の媒体でバーストが発生すると考えます。爆風は放射効率が悪く、断熱的に進化すると考えられています。加速タイムスケールが放射冷却タイムスケールを超える場合、電子加速は効率的ではないことを考慮すると、サブTeV放出は常に自己コンプトンプロセスによるものであることがわかります。高い運動エネルギーまたは大きなローレンツ係数を持つジェットが高密度の周囲媒体に減速することで、CTAの検出が向上することがわかりました。下流の磁場の値が比較的低い場合、電子はゆっくりと冷却され、放出される放射線は磁場と正の相関があります。より大きな磁場の場合、電子集団は、放射磁束が磁場に反比例する高速冷却段階に入ります。近年検出された明るいTeV残光のコンテキストで結果を適用します。私たちの結果は、ジェットが観測者に向かって発射された場合、宇宙論的な短いGRBはCTAによる検出の可能性が中程度しかないのに対し、ローカルの中性子星の合併対応物は検出できることを示しています。
標準火球およびエネルギー注入モデルの枠組みにおける電波残光の解釈
| Title |
Interpretation_of_Radio_Afterglows_in_the_framework_of_the_Standard_Fireball_and_Energy_Injection_models |
| Authors |
Delina_Levine,_Maria_Dainotti,_Nissim_Fraija,_Donald_Warren,_Poonam_Chandra,_Nicole_Lloyd-Ronning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07971 |
ガンマ線バースト(GRB)は、パンクロマティックで非常にエネルギーの高いトランジェントであり、そのエネルギー放出メカニズムはまだ議論されています。考えられる説明の1つは、閉鎖関係(CR)、またはGRBの時間インデックスとスペクトルインデックスの間の関係でテストできる標準の火の玉モデルです。これらをテストするために、1997年から2020年までの電波残光曲線(LC)の広範なサンプルをコンパイルします。これは、これまでの電波観測によるGRBの最も包括的な分析です。82個の異なるGRBから202個のLCをべき乗則が破られた状態で当てはめ、明確な破れを示す26個のサンプルと、無線プラトーを示す14個のGRBのサブサンプルを取得します。これらのサンプルを、一定密度の星間媒体(ISM)または恒星風媒体に対応するCRに対して、急速冷却と低速冷却の両方の領域でテストし、さらに3つの追加の密度プロファイル$k=1,1.5,2.5,$をテストします。$n\proptor^{-k}$に従い、エネルギー注入ありとなしの両方のCRのセットを検討します。26個のGRBのうち12個(46%)があり、そのうちの7/12がラジオプラトーを示し、テストしたセットで少なくとも1つのCRを満たすことがわかりました。達成されたCRのうち、最も好ましい環境は、エネルギー注入のないISM、SC、$\nu_m<\nu<\nu_c$です。私たちの結果は、ラジオのCRを介して標準的な火の玉モデルをテストした以前の研究と一致しています。
情報場理論による高速ケイデンス ハイコントラスト イメージング
| Title |
Fast-Cadence_High-Contrast_Imaging_with_Information_Field_Theory |
| Authors |
Jakob_Roth,_Gianluca_Li_Causi,_Vincenzo_Testa,_Philipp_Arras,_Torsten_A._En{\ss}lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07714 |
ここ数年、多くの太陽系外惑星が間接的に検出されてきましたが、地上の望遠鏡でそれらを直接撮像することは依然として困難です。大気の変動が存在する中で、星とその潜在的なパートナーとの間の小さな角度分離での高輝度コントラストを解決することは野心的です。望遠鏡画像の後処理は、解像可能なコントラスト比を改善するための不可欠なツールになりました。この論文は、一連の望遠鏡画像をデコンボリューションする高速ケイデンスイメージングのための後処理アルゴリズムに貢献しています。このアルゴリズムは、天体のベイジアン推定と、その空間的および時間的構造を含む大気光路長を推測します。このために、物理学に着想を得たモデルを天体、大気、望遠鏡に利用しています。このアルゴリズムは計算コストが高くなりますが、観察時間が短く、フィールドの回転がないにもかかわらず、高いコントラスト比を解決できます。LBT望遠鏡でSHARK-VISパスファインダー機器で取得した実際のデータセットに合成的に注入された点のようなコンパニオンを使用して、アルゴリズムのパフォーマンスをテストします。星に対して$6\cdot10^{-4}$までの明るさの比を持つソースは、$0.6\,\text{s}$の短い観測時間で$185$の質量分離で検出されます。
プナ砂漠とアタカマ砂漠地域における惑星科学研究の動向: 地元の科学機関の過小評価?
| Title |
Trends_in_Planetary_Science_research_in_the_Puna_and_Atacama_desert_regions:_under-representation_of_local_scientific_institutions? |
| Authors |
Adrien_Tavernier,_Gabriel_Pinto,_Millarca_Valenzuela,_Ayon_Garcia,_Christopher_Ulloa,_Romulo_Oses,_Bernard_Foing |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07863 |
2019年、プナ・デ・アタカマ地域を自然の実験室として開発することを目的とした学際的な研究プロジェクトを立ち上げながら、アタカマ大学（チリ）の研究者は、以前に研究された地域の地理的ポイントと惑星科学および惑星科学にとって潜在的な関心のある点を特定する文献検索を実施しました宇宙生物学の研究。この予備的な作業は、外国の出版物に地元の機関の関与が考慮されていないことを強調しました。これに照らして、WebofScienceとScopusの2つの書誌データベースでの検索を比較することにより、これらの第一印象を確認または反論するための追跡調査が実施されました。その結果、プナ、アルティプラノ、またはアタカマ砂漠からのデータに直接基づいた、惑星科学または宇宙生物学に関連する目的を持つ出版物のほぼ60%に、現地の機関パートナー(アルゼンチン、ボリビア、チリ、ペルー)が含まれていないことがわかりました。実際、国際協力の倫理的問題を超えて、ラテンアメリカの惑星科学は、研究、開発、革新を強化するだけでなく、地球上の極端な環境ニッチをサンプリングする例外的な自然遺産。南米で惑星科学を発展させるために、チリの隕石、地球類似体、宇宙探査、メキシコの宇宙生物学などの成功した国際協力の例が、例として示され、従うべき方向性が示されています。
次世代宇宙論のための25,000台の光ファイバー位置決めロボット
| Title |
25,000_optical_fiber_positioning_robots_for_next-generation_cosmology |
| Authors |
Joseph_H._Silber,_David_J._Schlegel,_Ricardo_Araujo,_Charles_Baltay,_Robert_W._Besuner,_Emily_Farr,_Julien_Guy,_Jean-Paul_Kneib,_Claire_Poppett,_Travis_A._Mandeville,_Michael_Schubnell,_Markus_Thurneysen,_Sarah_Tuttle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07908 |
超並列多天体スペクトログラフは、宇宙論計測器の最先端にあります。たとえば、2021年5月に調査作業を開始した大成功を収めた暗黒エネルギー分光装置(DESI)には、5,000本のロボット駆動のマルチモードファイバーがあり、数千の個々の銀河やクエーサーからの光を、オフの高解像度分光器の配列に同時に配信します。望遠鏡。赤方偏移は個別に測定されるため、これまでになく詳細な宇宙の3Dマップが提供され、暗黒エネルギーの膨張やその他の重要な宇宙パラメータの正確な測定が可能になります。ここでは、次世代のファイバー位置決めロボットの設計とプロトタイピングにおける新しい研究を紹介します。6.2mmの中心間ピッチ、1～2umの位置決め精度、およびスケーラブルなフォームファクターで、これらのデバイスは次世代の宇宙論計測器を可能にし、10,000～25,000のファイバーロボットを備えた計測器にスケールアップします。
マイクロ波運動インダクタンス検出器用の RF-SoC ベースの読み出しシステムのモデリング結果とベースライン設計
| Title |
Modeling_Results_and_Baseline_Design_for_an_RF-SoC-Based_Readout_System_for_Microwave_Kinetic_Inductance_Detectors |
| Authors |
Colm_Bracken,_Eoin_Baldwin,_Gerhard_Ulbricht,_Mario_de_Lucia_and_Tom_Ray |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07938 |
このホワイトペーパーでは、既存の信号処理技術とオープンソースソフトウェアに基づいて、低温検出器に基づく空間スペクトル焦点面計測器のRFシステムオンチップ周波数分割多重読み出しのベースライン設計を示します。マイクロ波運動インダクタンス検出器(MKID)のより大きなアレイを読み取るための最適な次世代ソリューションを見つけるために、さまざまなFPGAキャリアボードのトレードオフ分析が提示されます。ザイリンクスのZCU111RFSoCFPGAボードが選択され、この統合システムが(ボードごとに)読み出せるピクセル数を増やし、ピクセルあたりの読み出しコスト、質量、体積を削減できることが示されました。、および消費電力。これらはすべて、MKID機器を地上ベースおよび宇宙ベースの天体物理学の両方でより実現可能にする上で重要です。オンチップロジック容量は、この新しいシステムで読み取り、チャネル化、および処理できるMKIDの数に対する主要な制約を形成することが示されています。そのため、信号対雑音比を損なうことなくロジック要件を削減するために、デジタルダウンコンバート(DDC)補正されたサブ最大間引きサンプリングを含む、新しい信号処理技術が分析されます。また、ZCU111ボードをセカンダリFPGAボードと組み合わせると、8個のADCと8個のDACをすべて使用できるようになり、ボードセットごとに最大8,000MKIDを読み取るのに十分な帯域幅が提供されることも示されています。10万画素配列を追求する上で重要です。最後に、MKIDの動作周波数範囲を5～10GHz領域(またはそれ以上)に拡張する可能性が調査され、その利点と結果が示されます。
PLUTO コードでの相対論的粒子動力学のガイディング センターの実装
天体物理学プラズマダイナミクスのPLUTOコードで荷電テスト粒子の相対論的運動を説明するガイド中心近似の数値実装を提示します。ガイディング中心近似(GCA)は、完全な軌道ではなく粒子の運動中心をたどることによって、磁力線の周りの粒子の回転による時間ステップの制約を取り除きます。電磁界が粒子の回転半径と周期に比べて十分にゆっくりと変化する場合、回転はガイド中心の動きから切り離すことができます。私たちの実装では、従来のワンステップルンゲクッタスキームと比較して、より効率的な、可変ステップサイズの線形マルチステップメソッドを採用しています。実装の有効性を評価するために、多数の数値ベンチマークが提示されています。
生まれ変わった天体 FG Sge の星周環境の空間分解中間赤外線観測
| Title |
Spatially_resolved_mid-infrared_observations_of_the_circumstellar_environment_of_the_born-again_object_FG_Sge |
| Authors |
K._Ohnaka,_B._A._Jara_Bravo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07448 |
FGSgeは、若い惑星状星雲Hen1-5のホットな中心星から、過去100年でG-K超巨星に進化しました。これは、現在までに確認されている3つの生まれ変わった天体の1つであり、漸近後の巨大枝の進化において熱パルスを受けたと考えられています。FGSgeは、8から13ミクロンの間の43から46mの基線で超大型望遠鏡干渉計でMIDIを使用して観測されました。FGSgeの星周ダスト環境は空間的に分解され、観測された可視性にガウス近似すると、半値全幅が約10.5masになります。観測された中赤外可視性とスペクトルエネルギー分布は、内半径Rinが約30Rstar(ダスト温度1100+/-100K）。ダストシェルは、内側半径Rinから(5-10)xRinまでr^{-3.5+/-0.5}に比例する急勾配の密度プロファイルを特徴とし、それを超えるとr^{-2}に変化します。塵の質量は太陽質量の~7x10^{-7}と推定されており、2008年時点での平均総質量損失率は~9x10^{-6}太陽質量/年に相当します。対ダスト比200を採用。さらに、200masの視野でMIDIを使用して取得した8～13ミクロンのスペクトルには、多環式芳香族炭化水素(PAH)放出の特徴が見られません。これは、スピッツァー宇宙望遠鏡6で取得したスペクトルとは著しく対照的です。3.6--10秒角の広いスリット幅のMIDI観測の20か月前。これは、PAH放射が、光学的に厚いダストエンベロープの拡張領域、つまり中心星がH欠乏になる前に放出された物質から発生していることを意味します。
CO5BOLD による太陽光球シリコン存在量: 線の広がり、磁場、およびモデル効果の調査
| Title |
The_solar_photospheric_silicon_abundance_according_to_CO5BOLD:_Investigating_line_broadening,_magnetic_fields,_and_model_effects |
| Authors |
S._A._Deshmukh,_H._-G._Ludwig,_A._Ku\v{c}inskas,_M._Steffen,_P._S._Barklem,_E._Caffau,_V._Dobrovolskas,_and_P._Bonifacio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07485 |
この作業では、CO5BOLDモデルの大気とLINFOR3Dスペクトル合成コードを使用して導出された光球状の太陽シリコン存在量を提示します。以前の研究では、スペクトル線サンプルとモデル大気の選択、および観測資料の扱いが異なり、近年、太陽シリコンの存在量が下方修正されています。さらに、選択した線サンプル、速度場による広がり、衝突による広がり、モデルの空間分解能、および磁場の影響を示します。太陽のCO5BOLDモデル大気をLINFOR3Dスペクトル合成コードと組み合わせて使用してモデルスペクトルを生成し、ハンブルグ太陽アトラスでの観測に適合させました。これらのラインの大部分について新たに決定されたオシレーター強度によって可能になった、光学および赤外線の(最初に選択した39ラインから)11の慎重に選択されたラインのサンプルを提示します。最終的なサンプルには、7つの光SiIライン、3つの赤外線SiIライン、および1つの光SiIIラインが含まれます。$\log\epsilon_\mathrm{Si}=7.57\pm0.04$の光球太陽シリコン存在量を導出しました。これには、非局所熱力学的平衡(NLTE)効果による$-0.01$dex補正が含まれます。これを隕石の存在量と以前に決定された光球の存在量と組み合わせると、金属質量分率Z/X=$0.0220\pm0.0020$が得られます。過度に広い合成系統を取得する傾向があることがわかりました。私たちは、広がりをなくす手順を考案することで、この影響を軽減しました。合成系統の過度の広がりは、最終的に決定される存在量に実質的に影響しません。最終的な適合量に影響を与えるのは、主にラインの選択です。
マーチソン ワイドフィールド アレイを使用したバンド分割タイプ II 太陽電波バーストのイメージング分光法
| Title |
Imaging-spectroscopy_of_a_band-split_type_II_solar_radio_burst_with_the_Murchison_Widefield_Array |
| Authors |
Shilpi_Bhunia,_Eoin_P._Carley,_Divya_Oberoi_and_Peter_T._Gallagher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07698 |
タイプII太陽電波バーストは、コロナ質量放出(CME)などの太陽噴火イベントによって引き起こされる磁気流体力学(MHD)ショックによって引き起こされます。多くの場合、タイプIIバーストの基本帯域と高調波帯域の両方がサブ帯域に分割され、一般にショックの上流と下流の領域から発生すると考えられています。ただし、この説明は未確認のままです。ここでは、2014年にマーチソンワイドフィールドアレイ(MWA)によって観測されたタイプII電波バーストバンド分割およびその他の微細構造の画像解析と、太陽動力学観測所(SDO)/大気イメージングアセンブリ(AIA)からの極紫外線観測の結果を組み合わせて提示します。-9月28日。MWAは、0.5秒の時間分解能と40kHzの周波数分解能で80～300MHzの範囲のイメージング分光法を提供します。私たちの分析では、バーストは、ドライバーの速度が$\sim$112kms$^{-1}$、衝撃速度が$\sim$580kms$^{-1}$のピストン駆動の衝撃によって引き起こされたことが示されています。バンド分割がショックの複数の部分からの放出によって引き起こされるというまれな証拠を提供します（上流/下流仮説とは対照的に）。また、MWA画像におけるタイプII微細構造電波源の小規模な動きも調べます。この小規模な動きは、衝撃の場所の物理的な動きではなく、コロナ乱流からの電波伝搬効果によって発生する可能性があることを示唆しています。イメージング分光法を使用して乱流密度摂動の有効な長さスケールを直接決定する新しい手法を提案します。これは1～2Mmであることがわかります。したがって、微細構造の体系的かつ小規模な運動の研究は、ショックとコロナのさまざまな領域での乱流の尺度を提供する可能性があります。
ハッブル宇宙望遠鏡によるマゼラン雲星団の調査。 113個の星団の測光と天体観測と初期結果
| Title |
Hubble_Space_Telescope_survey_of_Magellanic_Cloud_star_clusters._Photometry_and_astrometry_of_113_clusters_and_early_results |
| Authors |
A._P._Milone,_G._Cordoni,_A._F._Marino,_F._D'Antona,_A._Bellini,_M._Di_Criscienzo,_E._Dondoglio,_E._P._Lagioia,_N._Langer,_M._V._Legnardi,_M._Libralato,_H._Baumgardt,_M._Bettinelli,_Y._Cavecchi,_R._de_Grijs,_L._Deng,_B._Hastings,_C._Li,_A._Mohandasan,_A._Renzini,_E._Vesperini,_C._Wang,_T._Ziliotto,_M._Carlos,_G._Costa,_F._Dell'Agli,_S._Di_Stefano,_S._Jang,_M._Martorano,_M._Simioni,_M._Tailo,_P._Ventura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07978 |
過去数年間、私たちはHSTデータに基づいてLMCおよびSMC星団の広範な調査を行ってきました。WFC/ACS、UVIS/WFC3、およびNIR/WFC3カメラで観測された101フィールドの星の測光とアストロメトリを紹介します。これらのフィールドは、113個の星団で構成されています。微分赤化マップを提供し、測光カタログの初期検査から生じるさまざまな科学的成果を示します。特に、拡張主系列ターンオフ(eMSTO)現象に関する新しい洞察を提供します。この発見は、eMSTOが2Gyr未満の若い星団の間で広く見られる現象であるという結論を裏付けるものです。ii)19個のLMC星団の均質な色等級図(CMD)は、eMSTOに沿った星の分布が星団の年齢に依存することを明らかにしています。iii)NGC1783のeMSTOに沿って新しい特徴を発見しました。これは、紫外線フィルターで構成されたCMDのeMSTOの赤い側にある星の明確なグループで構成されています。さらに、マルチエポック画像を使用して、星団の視野内の星の固有運動を導出しました。適切な運動により、大部分の明視野星をクラスターメンバーから分離し、さまざまなLMCおよびSMCフィールドにおける星集団の内部運動学を調査することができました。一例として、NGC346周辺のフィールドを分析して、NGC364とBS90、NGC346に関連する星形成領域の若い星とMS前の星、およびSMCの若いフィールド星と古いフィールド星の集団を含む星集団の動きを解きほぐします。.これらの結果と5つの追加のクラスター周辺のフィールドに基づいて、若いSMC星は、LMCを指す細長い固有運動分布を示し、LMCとSMCの間の運動学的接続の新しい証拠をもたらすことがわかりました。
Gaia と Pan-STARRS の足跡におけるクールな白色矮星の分光測光分析
| Title |
A_Spectro-photometric_Analysis_of_Cool_White_Dwarfs_in_the_Gaia_and_Pan-STARRS_Footprint |
| Authors |
Alexandre_Caron,_Pierre_Bergeron,_Simon_Blouin,_Sandy_K._Leggett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.08014 |
太陽の100pc以内にあり、Teff=10,000Kよりも温度が低い2880個の低温白色矮星の分光測光分析を提示します。また、利用可能な場合は、近赤外JHKフォトメトリでデータセットを補足します。これは、サンプル内の最も低温の白色矮星を解釈するために不可欠であることが示されています。DA、DC、DQ、DZ、HeリッチDA、いわゆるIR微光白色矮星など、各スペクトルタイプに適した最先端のモデル大気を使用して、個々のオブジェクトの詳細な分析を実行します。各サブサンプルの温度と質量の分布について説明し、冷白色矮星のスペクトル進化を再検討します。Teff=10,000Kと6500Kの間の対流混合のプロセスを通じてDA星のかなりの部分がHe大気の白色矮星に変換されたという証拠は、私たちのサンプルではほとんど見つかりませんが、Teff=6500の範囲では状況が劇的に変化します。He大気の白色矮星の割合が45%に達する5500K。ただし、さらに低温(Teff<5200K)では、ほとんどのDC白色矮星がH大気を持っているという強力な証拠も提供しています。結晶化の開始と磁性の発生を含む、HeからH大気への白色矮星へのこの突然の変換を説明する可能なメカニズムについて説明します。最後に、DQ、DZ、およびDCの白色矮星は、これまで考えられていたよりも均一な個体群を形成している可能性があるとも主張しています。
赤色巨星分枝隆起(RGBB)は、星団の赤色巨星光度関数で最も注目すべき特徴の1つです。これは、対流エンベロープによる最も深い浸透の点に残された組成の不連続を水素燃焼シェルが通過することによって引き起こされます。不連続点を越えると、光度が増加する通常の傾向は、再び増加する前に短時間反転し、進化の軌跡にジグザグを引き起こします。見た目は単純ですが、光度の減少の背後にある実際の物理的理由はよく理解されておらず、いくつかの異なる説明が提供されています.ここでは、最近提案された低質量赤色巨星の構造の単純なおもちゃモデルを以前の結果とともに使用して、RGBBでの光度の変化が、燃えている殻の上の層。そして、これらの変化は核のタイムスケールで起こります。燃焼シェルが不連続点に近づくにつれて、有効平均分子量の変化により、燃焼シェルの温度が低下し、燃焼シェルのすぐ下の層のフィードバック収縮によって減衰されます。私たちの研究は、コアの構造に関するフィードバックとコアの質量の増加を含めて、正しく適用された場合、殻とソースの相同性関係が、完全な進化モデルの特性を説明する上で素晴らしい定量的な仕事をすることを示していますRGBB。
マインド。 JWST-MIRI による $^{13}$CO$_{2}$ の検出は、原始惑星系円盤に豊富な CO$_{2}$ を示しています
| Title |
MINDS._The_detection_of_$^{13}$CO$_{2}$_with_JWST-MIRI_indicates_abundant_CO$_{2}$_in_a_protoplanetary_disk |
| Authors |
Sierra_L._Grant,_Ewine_F._van_Dishoeck,_Beno\^it_Tabone,_Danny_Gasman,_Thomas_Henning,_Inga_Kamp,_Manuel_G\"udel,_Pierre-Olivier_Lagage,_Giulio_Bettoni,_Giulia_Perotti,_Valentin_Christiaens,_Matthias_Samland,_Aditya_M._Arabhavi,_Ioannis_Argyriou,_Alain_Abergel,_Olivier_Absil,_David_Barrado,_Anthony_Boccaletti,_Jeroen_Bouwman,_Alessio_Caratti_o_Garatti,_Vincent_Geers,_Adrian_M._Glauser,_Rodrigo_Guadarrama,_Hyerin_Jang,_Jayatee_Kanwar,_Fred_Lahuis,_Maria_Morales-Calder\'on,_Michael_Mueller,_Cyrine_Nehm\'e,_G\"oran_Olofsson,_Eric_Pantin,_Nicole_Pawellek,_Tom_P._Ray,_Donna_Rodgers-Lee,_Silvia_Scheithauer,_J\"urgen_Schreiber,_Kamber_Schwarz,_Milou_Temmink,_Bart_Vandenbussche,_Marissa_Vlasblom,_L._B._F._M._Waters,_Gillian_Wright,_Luis_Colina,_Thomas_R._Greve,_Kay_Justannont,_and_G\"oran_\"Ostlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.08047 |
MIRImid-INfraredDiskSurvey(MINDS)GTOプログラムから、低質量Tおうし星GWLupの周りの原始惑星系円盤のJWST-MIRIMRSスペクトルを提示します。$^{12}$CO$_{2}$、$^{13}$CO$_{2}$、H$_{2}$O、HCN、およびC$_{2}$Hからの排出量$_{2}$はこの円盤で特定され、$^{13}$CO$_{2}$は原始惑星系円盤で初めて検出されました。これらの分子をプローブとして使用して、GWLupディスクの内側の数auの化学的および物理的条件を特徴付けます。これらの種を識別し、カラム密度と温度を決定するには、JWST-MIRIMRSのスペクトル分解能とS/N比の高いデータが不可欠です。ホットバンドのものを含むこれらの分子の$Q$分岐は、温度とカラム密度に特に敏感です。GWLupディスクの$^{12}$CO$_{2}$放出は非常に強く、温度$\sim$500Kでの光学的に厚い放出から来ていることがわかりました。$^{13}$CO$_{2}$は光学的に薄く、$^{12}$CO$_{2}$よりも大きな発光領域を追跡し、$\sim$200Kという低い温度に基づいて円盤の奥深くまで追跡します。N_{\rm{CO_{2}}}$/$N_{\rm{H_{2}O}}$比率0.25は、\textit{Spitzer}-IRSデータから決定された他のターゲットと比較して比較的高い値です。この存在比率は、H$_{2}$OとCO$_{2}$スノーラインの間の半径を持つガスとダストの内部空洞、および/または水を保持するこの場所のダストトラップによる可能性があります。水のスノーラインを通過することによる豊富な氷の粒子。この論文は、JWSTがこれまでに見られなかった弱い分子の特徴を介して内部ディスクの構造と化学を調査する独自の能力を示しています。
14 年間のフェルミ データによる銀河中心の暗黒物質線の探索
| Title |
A_Search_for_Dark_Matter_Lines_at_the_Galactic_Center_with_14_Years_of_Fermi_Data |
| Authors |
Joshua_W._Foster,_Yujin_Park,_Benjamin_R._Safdi,_Yotam_Soreq,_Weishuang_Linda_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07435 |
天の川銀河の暗黒物質(DM)は、消滅または崩壊して光子になり、単色のガンマ線を生成する可能性があります。$10\,\mathrm{GeV}$と$2\の間で、フェルミガンマ線宇宙望遠鏡($\textit{Fermi}$-LAT)に搭載された大面積望遠鏡からの14年間のデータを使用して、DM誘起スペクトル線を検索します。,\mathrm{TeV}$は、予想される信号の空間形態とスペクトル形態の両方を利用して、天の川銀河内にあります。$\langle\sigmav\rangle\lesssim6\times10^{-30}\,\mathrm{cm}^3/\mathrm{s}$のように強い新しい制約を2対2の消滅に対して提示します。および$\tau\gtrsim10^{30}\,\mathrm{s}$は1から2の減衰を表し、$10\,\mathrm{GeV}$と$\sim$$500\,\mathrmの間の主要な感度を表します{GeV}$.銀河中心超過(GCE)に対する線制約の影響を検討します。これは、以前に観測された連続体$\sim$GeVガンマ線の超過であり、DM消滅によって説明される可能性があります。GCEの起源の可能性として広く議論されてきたヒッグスポータルとニュートラリーノのようなDMシナリオは、2つの光子への1ループ減衰が観測されていないため、私たちの研究によって制約されています。より一般的には、nullの結果を、ニュートラリーノ、グラビチノ、グルーボールなどのさまざまな消滅および崩壊するDMモデルで解釈し、多くの場合、連続体の消滅がツリーレベルにあるにもかかわらず、ラインサーチが連続体よりも強力であることを示します。.
暗黒物質のスピンの直接検出に向けて
| Title |
Towards_A_Direct_Detection_of_the_Spin_of_Dark_Matter |
| Authors |
Leah_Jenks,_Konstantinos_Koutrolikos,_Evan_McDonough,_Stephon_Alexander,_and_S._James_Gates_Jr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07442 |
暗黒物質を探索する直接検出実験の信号における高スピン粒子の寄与を調査します。ダークU(1)メディエーターを介して標準モデルと相互作用するボソンまたはフェルミオン高スピン暗黒物質(HSDM)候補を検討します。相互作用の特定のサブクラスでは、スピン偏極ターゲットをスピン決定に使用できます。散乱の角度依存性により、整数(spin-$s$)と半整数(spin-$s+1/2$)を区別できます。一方、信号の反動エネルギー依存性によって$s$が決まります。超対称高スピンダークセクターの信号も検討します。
低抵抗率プラズマにおける磁場の進化と再結合
磁場の駆動進化には、磁力線トポロジー、磁気エネルギー、磁気ヘリシティの3つの側面があります。最小限のエネルギー入力での理想的な進化は、磁力線のカオスを生み出す可能性があります。これにより、磁力線トポロジーの保存は、進化のタイムスケールでの非理想的な影響に対して指数関数的に敏感になりますが、エネルギーやヘリシティの散逸には直接的な影響はありません。電力入力の抵抗損失には、高度に局所化された電流密度$j\approxvB/\eta$が必要です。ここで、$v$は進化ドライブによって与えられる速度であり、$\eta$はプラズマ抵抗率です。磁気レイノルズ数が1に比べて大きい場合、磁気ヘリシティ入力の散逸のバランスを取ることはできません。電流密度$j\approxvB/\eta$は、ドライサー電子暴走効果による遷移領域の観測された高さで太陽コロナを生成するために必要な密度と一致しています。
弦と渦の消去
欠陥の相互作用により、消去現象が発生する可能性があります。この過程で、低次元のオブジェクトが高次元のオブジェクトに吸収され、溶解されます。この現象は非常に一般的であり、宇宙論的および基本的な意味合いの広い範囲を持っています.特に、宇宙弦、QCDフラックスチューブ、または基本弦などのすべてのタイプの弦は、ソリトニックまたはフラックスを制限解除する$D$ブレーンのいずれかの欠陥に遭遇すると消去されます。これは、重力放射と電磁放射を伴う宇宙ひも分解の新しいメカニズムにつながります。コヒーレンスの損失とエントロピーカウントに基づく議論は、消去確率が1に非常に近く、文字列が非閉じ込め層を通過することは決してないことを示唆しています。システムの数値シミュレーションによってこれを確認します。これは、現象の本質を効果的に捉えています:$U(1)$ヒッグスモデルのニールセン-オルセン渦とドメイン壁の間の相互作用の$2+1$次元の問題。その中で$U(1)$ゲージグループはunHiggsedであり、磁束は制限されていません。エントロピーの議論に従って、シミュレーションでは、渦が壁を横切ることはありません。
宇宙相転移の超低温の機微
電弱スケールでの過冷却宇宙一次相転移のめったに調査されていない詳細を調査します。これにより、強力な重力波信号が発生したり、宇宙バリオンの非対称性が説明されたりする可能性があります。核形成温度は、相転移解析でよく使用され、核形成条件によって定義されます。平均して、ハッブル体積あたり1つの気泡が核形成されます。核形成温度は、相転移解析における基本的な量でも不可欠な量でもないと主張します。核生成条件を満たさずに遷移が完了するシナリオと、逆に、核生成条件は満たされているが遷移が完了しないシナリオを示します。また、核生成温度を概算するように定義された単純な核生成ヒューリスティックが、強い過冷却では破綻することもわかりました。したがって、核形成温度$\unicode{x2014}$に依存する研究または$\unicode{x2014}$近似または別の方法では、遷移の完了を誤分類する可能性があります。さらに、核生成温度が強い過冷却の遷移の進行から切り離されることもわかりました。パーコレーション温度は遷移の進行と気泡の衝突に直接関係しているため、重力波生成の基準温度としてパーコレーション温度を使用することをお勧めします。最後に、バウンスアクションカーブの知識のみに基づいて遷移が完了するかどうかを予測できる、モデルに依存しないバブル壁速度の境界を提供します。私たちの方法を適用して、遷移中に疑似真空の物理的体積が減少する気泡壁速度の経験的な境界を見つけます。標準モデルの高温膨張と実際のスカラーシングレットモデルからのベンチマークを使用して、予測の精度を検証します。
| Title |
Spontaneous_Scalarization_of_Black_Holes_in_Gauss-Bonnet_Teleparallel_Gravity |
| Authors |
Sebastian_Bahamonde,_Daniela_D._Doneva,_Ludovic_Ducobu,_Christian_Pfeifer,_Stoytcho_S._Yazadjiev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07653 |
この論文では、スカラー場をテレパラレル重力のガウスボンネット不変量と結合することにより、新しいスカラー化されたブラックホールを見つけます。この理論のテレパラレル定式化では、曲率の代わりにねじれを使用して重力相互作用を記述します。この言語では、通常の4次元のガウスボネット項がテレパラレルガウスボネット不変量という2つの異なる境界項で減衰することがわかります。両方を個別に、または任意の組み合わせでスカラー場に結合して、一般相対性理論のテレパラレル等価物のテレパラレルガウスボネット拡張を取得できます。私たちが研究している理論には、おなじみのリーマンのアインシュタイン-ガウス-ボンネット重力理論が特定の極限として含まれており、ねじれと新しい興味深い現象学によってスカラー化が引き起こされる自然な拡張が提供されます。漸近的にフラットなスカラー化されたブラックホールソリューションの存在を数値的に示し、境界項の結合の選択に応じて、通常のアインシュタイン-ガウス-ボネットのケースで知られているものとは異なる動作をすることができることを示します。より具体的には、メトリック関数とスカラー場の非単調性が存在する可能性があります。これは、静的なスカラー化されたブラックホールソリューションではこれまで観察されなかった特徴です。
四次自己相互作用を持つ非常にコンパクトなプロカ星について
プロカ星として知られる複素ベクトル場の自己重力束縛状態を、複素スカラー場または実数ベクトル場の場合には存在しない新しいタイプの4次自己相互作用で研究します。結合定数の符号に応じて、この四次自己相互作用は、以前に調査されたベクトル場の自己相互作用とは異なるプロカ星の特徴を生み出すことができます。自己重力ソリューションは、光子球が形成されるほどコンパクトになる可能性があることがわかりました。しかし、光子球の形成に近いコンパクトさを持つ星では、自己相互作用がゴースト不安定性を引き起こし、光子球の形成を無効にする可能性があることも示しています。
全球温室効果ガス監視用の小型宇宙船
| Title |
Small_Spacecraft_for_Global_Greenhouse_Gas_Monitoring |
| Authors |
Victoria_Mayorova,_Andrey_Morozov,_Iliya_Golyak,_Nikita_Lazarev,_Valeriia_Melnikova,_Dmitry_Rachkin,_Victor_Svirin,_Stepan_Tenenbaum,_Igor_Fufurin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07680 |
この作業は、温室効果ガス排出の分野における地球リモートセンシングの有望な問題を解決するために、CubeSat技術を使用して開発されたコンステレーションと小型宇宙船の機能分析に専念しています。この論文では、そのようなタスクの科学的必要性を提示し、続いて、小型衛星プラットフォーム設計とペイロード設計の両方におけるマイクロテクノロジーのアプリケーションの説明と議論を行います。類推宇宙船の概観を行う。太陽光の反射に照らされたときの探査機の視線に沿った気柱中の酸素と二酸化炭素の濃度を決定するための新しい探査機の設計が紹介されています。デバイスのモックアップは、温室効果ガスのリモートセンシング用に作成され、フーリエ変換赤外線(FTIR)分光放射計が小さな宇宙船の設計に配置されています。開発されたフーリエ分光計のモックアップを使用した温室効果ガス濃度の長期測定の結果が提示されます。
エクサスケール スーパーコンピュータ センターにおけるエラー予測と回復技術のための高エネルギー中性子束の計算
| Title |
Calculation_of_the_High-Energy_Neutron_Flux_for_Anticipating_Errors_and_Recovery_Techniques_in_Exascale_Supercomputer_Centres |
| Authors |
Hern\'an_Asorey_and_Rafael_Mayo-Garc\'ia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07770 |
エクサスケールコンピューティングの時代が到来し、中性子やその他の大気放射線に関連するリスクは、コンピューティング能力が向上するにつれてますます重要になっています。したがって、予想される平均故障間隔は、この放射線のために短縮されます。この作業では、50MeVを超えるエネルギーの中性子束の新しい詳細な計算が提示されます。これは、最先端のモンテカルロ宇宙粒子技術を使用し、次の23のエクサスケールスーパーコンピューティング施設のそれぞれで実際の大気プロファイルを含めることによって行われました。フラックスの大気への影響と季節変動が観測され、特徴付けられ、各サイトでの高エネルギー中性子の気圧係数が得られました。これらの係数を使用すると、エネルギー中性子束の増加に関連するエラーの潜在的なリスク(シングルイベントアップセットやトランジェントの発生など)、および対応する時間内故障率を、前に大気圧を使用するだけで予測できます。各エクサスケール施設での重要なタスクへのリソースの割り当て。より明確にするために、失敗率が宇宙線によってどのように影響を受けるかについての例が含まれているため、管理者は、エラーを克服するために多かれ少なかれ制限的なアクションを実行できるかをより適切に予測できます。
$f(R,\,T)$ 重力内の等方性 Buchdahl の相対論的流体球
この研究の目的は、$f(R,\,T)$重力理論の文脈で、等方性コンパクト星の新しい解を調べることです。Buchdahl[H.A.Buchdahl、Phys。Rev.{\bf116}(1959)1027]$f(R,\,T)$フレームワークで場の方程式を扱うための入力として計量ポテンシャル。カップリングパラメーター$\chi$のさまざまな値について、モデルパラメーターのグラフ表示が示され、分析結果がより明確に表示されます。興味深いことに、$\chi=0$の場合、標準の一般相対性理論(GR)の結果を復元できることが証明されました。得られた解とGRの結果との比較についても説明します。結合パラメータ$\chi$の効果を調べるために、結合パラメータ$\chi=0,\,0.25,\,0.5,\,0.75,1の値について、さまざまな物理変数の数値を表にしました。,\,1.25$.我々は質量$=(1.04\pm0.09)M_{\odot}$;を持つコンパクト星候補LMCX-4を使用しました。半径$=8.301_{-0.2}^{+0.2}$km.それぞれ、グラフィカル分析用。モデルの物理的許容性を判断するために、エネルギー条件、因果関係、静水圧平衡、圧力密度比などの必要な物理的特性を調べたところ、システムがこれらの基準をすべて満たしていることがわかりました。これは、モデルが物理的であることを示しています。適正。
KSVZ および DFSZ モデルにおけるアクシオン スケールの宇宙論的限界の除去
目に見えないアクシオンスケールの宇宙論的境界は、強いQCDの初期段階によって回避できることがしばらくの間知られています。ほとんどのアプローチは、強力な結合定数がスカラー場の期待値によって決定される理論に依存していますが、このメカニズムは、強力なQCDの初期段階が次の変更によって出現するときに、ベンチマークのKSVZおよびDFSZモデルにも実装できることを示しています。膨張中のランニングカップリング。両方のモデルで、QCDを強くする原因となる物理学はアクシオンの最小値をあまり置き換えないため、緩和の効率は理論のパラメーターとインフレのeフォールドの数によって制御されます。特に、アクシオンの存在量がインフレーション量子およびインフレーション後の熱ゆらぎによって支配される非常に効率的な緩和の場合を検討します。この状況の中で、すべての宇宙論的制約と互換性のあるパラメーター空間を特定し、すべての暗黒物質を構成するアクシオンをもたらすインフレーション中の再加熱温度とQCDスケールの条件を導き出します。Peccei-Quinnスケール以下の双対性と、ランニングに対するKSVZおよびDFSZフィールドのわずかな影響により、我々の調査結果はアクシオンの最小限の2形式の実装にも適用されます。
二重ベータ崩壊に関して不安定な原子核は、新しい暗黒物質(DM)直接検出アプローチのために、この作業で調査されています。特に、ニュートリノのない二重ベータ崩壊の原因となる図は、二重ベータ不安定核上で非弾性的に散乱し、その崩壊を刺激するマヨラナDMフェルミオンの可能な検出技術と見なされます。刺激された二重ベータ崩壊の発熱性により、従来の弾性散乱技術では調査が困難または不可能なクラスのDM候補である軽いDMフェルミオンも直接検出できます。異なるDM質量の予想信号分布と核散乱断面積の上限が示され、$^{136}$Xe核の場合の既存のデータと比較されます。
大気中および高エネルギーコライダーでのチャームからの即発ニュートリノの前方生成
| Title |
Forward_production_of_prompt_neutrinos_from_charm_in_the_atmosphere_and_at_high_energy_colliders |
| Authors |
Weidong_Bai,_Milind_Diwan,_Maria_Vittoria_Garzelli,_Yu_Seon_Jeong,_Karan_Kumar,_Mary_Hall_Reno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07865 |
高エネルギーの大気ニュートリノ流束は、宇宙線と空気核との相互作用によって順方向に生成されたチャームドハドロンの崩壊からのニュートリノによって支配されます。ハドロン衝突の重心エネルギー$\sqrt{s}$と生成されたチャームハドロンの重心ラピディティ$y$の関数として、プロンプト大気ニュートリノフラックスへのチャームの寄与を評価します。.パートン分布関数に関連する不確実性も$y$の関数として評価されます。LHCでの現在および将来の前方ニュートリノ実験の角度範囲によって補完された、前方へのヘビーフレーバー生成に対するLHCbの$y$範囲は、プロンプト大気ニュートリノフラックスの最も興味深い$y$領域を囲んでいることがわかります。$\sqrt{s}=14$TeVで予見されるHL-LHC相では、空気中の核子衝突が$E_\nu\sim10^7$GeVよりも著しく低い即発ニュートリノフラックスに寄与します。$\sqrt{s}=100$TeVまでのハドロン衝突で生成されるフォワードチャームおよび/またはフォワードニュートリノの測定は、FCCで可能になる可能性があり、$E_\nu=10までのプロンプト大気ニュートリノフラックスに関連しています。^8$GeV以上。
パークス パルサー タイミング アレイによるドメイン ウォール ネットワークの探索
| Title |
Searching_for_Domain_Wall_Network_by_Parkes_Pulsar_Timing_Array |
| Authors |
Ligong_Bian,_Shuailiang_Ge,_Changhong_Li,_Jing_Shu,_Junchao_Zong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07871 |
ParkesPulsarTimingArrayのDataRelease-2でドメインウォールネットワークによって生成された確率的重力波背景を検索し、観測された強い共通べき乗則プロセスが壁張力$\sigma_{\のドメインウォールネットワークによって説明できることを発見しました。rm{DW}}\sim(29-414~\rm{TeV})^3$と壁崩壊温度$T_d\sim26-363~\rm{MeV}$.興味深いことに、ドメインウォールネットワークから生成された自由粒子がさらに崩壊して暗放射になると、同じパラメーター領域でハッブル張力を大幅に緩和できます。さらに、優先パラメーター空間は、QCDアクシオンのアクシオン質量範囲$m_a\sim10^{-13}-10^{-8}\{\rmeV}$に対応します。一方、一般的なべき乗則プロセスが磁壁ネットワークによるものではないと仮定すると、QCD相転移のエネルギースケール付近の壁張力と崩壊温度に厳しい制約を課すことができます。
単純な湯川カップリングを介して相互作用するスカラー場とフェルミオン場から成り、スカラー場の指数関数的自己相互作用ポテンシャルを含む、質量変動暗黒物質(MVDM)モデルを提案します。膨張する宇宙におけるこの結合されたスカラーフェルミオン系の進化を分析すると、最初は放射線のように振る舞うが、その後相転移を経て、圧力のない暗黒物質のように振る舞うことがわかります。このモデルの2つの自由パラメーターは、相転移が発生する温度と暗黒物質の現在の遺物密度です。フェルミオンの質量によって与えられる暗黒物質粒子の質量は、これから導き出されます。10MeVから$10^7$GeVの相転移温度では、1GeVから$10^9$GeVの範囲のフェルミオン質量で現在の暗黒物質遺物密度が達成される。この暗黒物質モデルでは、スカラーは、構造形成の振幅を最大数パーセント低下させることができる、暗黒物質のサブドミナント非クラスター化コンポーネントになります。もう1つの特徴は、質量変化するフェルミオン成分が、LCDMを想定した初期および後期のプローブから推定される現在の暗黒物質密度の約10%の不一致の測定値につながる可能性があることです。
適応的に埋め込まれたセル内粒子モデルによる磁気流体力学を使用した磁気島合体の数値研究
| Title |
Numerical_Study_of_Magnetic_Island_Coalescence_Using_Magnetohydrodynamics_With_Adaptively_Embedded_Particle-In-Cell_Model |
| Authors |
Dion_Li,_Yuxi_Chen,_Chuanfei_Dong,_Liang_Wang,_Gabor_Toth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07980 |
衝突のない磁気リコネクションは、通常、流体ベースのモデルと比較して計算コストが高くなる運動学的処理を必要とします。この研究では、適応的に埋め込まれたセル内粒子(MHD-AEPIC)モデルを使用した磁気流体力学を使用して、2つの磁束ロープの相互作用を研究します。この革新的なモデルは、1つ以上の適応PIC領域をグローバルMHDシミュレーションドメインに組み込み、運動物理学が顕著な領域でのみ運動処理が適用されるようにします。1)PIC領域を適応的に埋め込んだMHD、2)PIC領域を静的に(または固定して)埋め込んだMHD、3)完全なPICシミュレーションの3つのケースでシミュレーション結果を比較します。この比較は、イオン圧力テンソル要素とイオンアジロトロピーと同様に、それらのリコネクション率と磁気島分離を分析するときによく一致します。3つのケース間で良好な合意に達するためには、MHDドメイン内に大規模な適応PIC領域が必要です。これは、マクロスケールのMHDとマイクロスケールの動力学の間の結合が、磁気島合体の問題が本質的に高度に動力学的であることを示しています。物理は重要です。
| Title |
Disentangling_Sub-GeV_Dark_Matter_from_the_Diffuse_Supernova_Neutrino_Background_using_Hyper-Kamiokande |
| Authors |
Sandra_Robles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07989 |
今後のハイパーカミオカンデ(HyperK)実験では、拡散型超新星ニュートリノ背景放射(DSNB)が検出されることが期待されています。これには、考えられる背景のすべてのソースを熟考する必要があります。ニュートリノに消滅するSub-GeV暗黒物質(DM)は、これまで考えられていなかった潜在的な背景です。DSNBとDM信号、およびHyperK検出器のバックグラウンドをシミュレートします。DM誘起ニュートリノは、DSNB物理学の対象パラメータの正しい値の抽出を実際に変更する可能性があることがわかりました。DSNBは等方性信号であり、DMは主に銀河中心から発生するため、この効果はオンオフ分析で緩和できることを示しています。
重力レゲ振幅の有限エネルギー和則
超プランク物理学に悩まされることなく、有限紫外スケールでの重力レゲ振幅を赤外線物理学と直接接続する有限エネルギー和則（FESR）に基づいて、重力レゲ振幅の一貫性制約を導出するためのフレームワークを開発します。説明のために、重力と結合した同一の質量のないスカラーの4点散乱を考えます。まず、$s\text{-}t\text{-}u$順列不変性に依存せずに複数のFESRを導出します。次に、FESR、交差対称性、およびユニタリティなどの他の原則を利用して、Reggeパラメーターの範囲を導き出します。境界は、4つの時空次元で赤外線有限重力正の境界になります。
対称テレパラレル ホーンデスク
| Title |
Symmetric_Teleparallel_Horndeski |
| Authors |
Sebastian_Bahamonde,_Georg_Trenkler,_Leonardo_G._Trombetta,_Masahide_Yamaguchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.08005 |
Horndeski重力は、最も一般的なスカラーテンソル理論であり、1つのスカラーフィールドが計量フィールドとスカラーフィールドの2次Euler-Lagrangeフィールド方程式につながり、リーマン幾何学に基づいています。この論文では、曲率（一般）とねじれの両方がゼロであり、重力が非計量性にのみ関連していると仮定する、対称テレパラレルジオメトリでのホーンデスク重力のアナログバージョンを定式化します。私たちの設定では、計量場とスカラー場だけでなく接続のオイラー・ラグランジュ方程式が最大でも2次である必要があります。この理論は、リーマンのHorndeski理論と純粋にテレパラレルな新しい項の和として常に再構築できることがわかります。非計量性の性質により、二次重力理論を構築する方法は他にもたくさんあります。この点に関して、いくつかの仮定までは、SymmetricTeleparallelHorndeskiの最も一般的な$k$エッセンス拡張を見つけます。また、2次条件を尊重しながら、非計量性に作用する高次導関数を含む新しい理論を定式化します。これは、KineticGravityBraidingの拡張として書き直すことができます。モデルのFLRW宇宙方程式を提示して研究を終了します。
不等質量ボソン星連星：初期データと合体ダイナミクス
| Title |
Unequal-mass_boson-star_binaries:_Initial_data_and_merger_dynamics |
| Authors |
Tamara_Evstafyeva,_Ulrich_Sperhake,_Thomas_Helfer,_Robin_Croft,_Miren_Radia,_Bo-Xuan_Ge,_Eugene_A._Lim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.08023 |
参考文献[1,2]の等質量コンパクト連星から導き出された修復可能な初期データ構造を、任意の質量比に一般化したものを提示します。これらの改善された初期データが、等質量の場合に制限されたより単純な方法で以前に達成されたのと同じ方法で、不等質量のボソン星連星の衝突ダイナミクスにおける実質的な偽のアーティファクトをどのように回避するかを示します。改善された初期データを使用して、等質量および不等質量のボソン星連星の合体における位相オフセットの影響を詳細に調査します。
