Nancy Grace Roman Space Telescope からの H$\alpha$ 輝線銀河のパワー スペクトル モデル
| Title |
Power_spectrum_models_for_H$\alpha$_emission_line_galaxies_from_the_Nancy_Grace_Roman_Space_Telescope |
| Authors |
Kevin_McCarthy,_Zhongxu_Zhai,_and_Yun_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.08699 |
高緯度分光調査(HLSS)は、NASAのナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡のリファレンスベースライン分光調査であり、$2000$deg$^2$フットプリントで$\sim10$MH$\alpha$輝線銀河の赤方偏移を測定します。z=1-2$.この作業では、現実的なローマ銀河のモックカタログを使用して、測定されたパワースペクトルの最適なモデリングを調査します。赤方偏移空間の歪みをモデル化するための2つの方法を検討します(1つは正規のカイザースカッシング項$M_A$を使用し、もう1つは$\beta$のウィンドウ関数を使用して、コヒーレントな半径方向の対流速度$M_B$を選択します)、2つのモデルBAO信号を汚すバリオンの非線形影響(垂直$k_*^\perp$と平行$k_*^\parallel$のスミアリングスケール間の比率が固定されたものと、これらのスミアリングスケールが自由パラメータ、P$_{dw}(k|k_*)$およびP$_{dw}(k|\Sigma_\perp,\Sigma_\parallel)$)、および2つの解析的非線形成長補正(1つはハローを使用)モデル$F_{HM}$と、半解析モデル$F_{SAM}$のシミュレートされた銀河クラスタリングから定式化された別のモデル)。最良のモデルはP$_{dw}(k|\Sigma_\perp,\Sigma_\parallel)*M_B$であることがわかりました。これは宇宙パラメータの偏りのない測定につながります。私たちが開発したツールは、正確かつ堅牢な方法でローマンを使用して暗黒エネルギーを調査し、重力をテストするのに役立つと期待しています。
宇宙重力探査機: 最近の理論的発展を今後の観測に結び付ける
| Title |
Cosmological_gravity_probes:_connecting_recent_theoretical_developments_to_forthcoming_observations |
| Authors |
Shun_Arai,_Katsuki_Aoki,_Yuji_Chinone,_Rampei_Kimura,_Tsutomu_Kobayashi,_Hironao_Miyatake,_Daisuke_Yamauchi,_Shuichiro_Yokoyama,_Kazuyuki_Akitsu,_Takashi_Hiramatsu,_Shin'ichi_Hirano,_Ryotaro_Kase,_Taishi_Katsuragawa,_Yosuke_Kobayashi,_Toshiya_Namikawa,_Takahiro_Nishimichi,_Teppei_Okumura,_Maresuke_Shiraishi,_Masato_Shirasaki,_Tomomi_Sunayama,_Kazufumi_Takahashi,_Atsushi_Taruya,_and_Junsei_Tokuda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09094 |
現在の宇宙の加速膨張が発見されて以来、修正重力の分野で重要な理論的発展がなされてきました。その間、宇宙観測はより高品質のデータを提供しており、宇宙スケールで重力を調査することができます。最近の理論的発展と観測を橋渡しするために、宇宙マイクロ波背景放射と大規模構造における重力と宇宙観測量のさまざまな修正理論の概要を提示し、宇宙論的摂動と洗練された数値研究。HorndeskiおよびDHOSTファミリーのスカラーテンソル理論、大規模な重力/重重力、ベクトルテンソル理論、計量アフィン重力、およびcuscuton/最小限に変更された重力を具体的に検討し、それらの理論の現在の状況を物理的な理論に重点を置いて議論します。動機、有効性、魅力的な機能、成熟度、および計算可能性。ホルンデスク理論は修正重力理論の中で最もよく発達した理論の1つであると結論付けていますが、今後の観察のためにいくつかの問題が残されています。この論文は、進行中および今後の宇宙観測で重力をテストするための戦略の開発を支援することを目的としています。
CMB レンズによる初期のダーク エネルギー モデルの精査
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Scrutinizing_Early_Dark_Energy_models_through_CMB_lensing |
| Authors |
Balakrishna_S._Haridasu,_Hasti_Khoraminezhad,_Matteo_Viel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09136 |
2つの異なる宇宙マイクロ波背景放射(CMB)データセット(完全なプランクデータセットと、主にSPTPolとプランク温度($l<1000$)に基づく2つ目のデータセット)を考慮することにより、レンズ異常のコンテキストで初期のダークエネルギーモデルを調査します。現象論的レンズ効果の振幅($\Al$)を1とは異なるものにすることの効果を対比します。初期のダークエネルギーの一部は、レンズ異常の影響をすぐには受けませんが、パラメーター$H_0$および$S_8$との相関関係を通じて、軽度の逸脱を引き起こす可能性があることがわかりました。{振幅の再スケーリングとスケール依存性を考慮して、ニュートンレンズの可能性を無視し、$\gtrsim1\sigma$偏差を見つけることによっても分析を拡張します。理論レンズ効果の再スケーリングとCMBスペクトルの音響平滑化をモデル化すると、レンズ効果信号自体を変更することによって異常に対処できるのは中程度のレベルまでであり、追加の$\Al\sim1.1$at$\sim2\sigma$の重要性は、再結合前の物理学で対処する必要があります。最後に、非フラット($\Omega_{\rmk}\neq0$)シナリオでのレンズ異常についてもコメントし、宇宙の後期のフラットネスはロバストであり、CMBスペクトル。
| Title |
Modeling_photometric_reverberation_mapping_data_for_the_next_generation_of_big_data_surveys._Quasar_accretion_disks_sizes_with_the_LSST |
| Authors |
F._Pozo_Nu\~nez,_C._Bruckmann,_S._Desamutara,_B._Czerny,_S._Panda,_A.P._Lobban,_G._Pietrzy\'nski,_K._L._Polsterer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09161 |
測光残響マッピングでは、異なる連続体バンドで観測される光曲線間の時間遅延を測定することにより、活動銀河核の降着円盤(AD)の半径方向の範囲を検出できます。遅延測定の効率と精度に関する制約を定量化することは、ADサイズと光度の関係を回復し、クエーサーを標準キャンドルとして使用する可能性があるために重要です。次世代のビッグデータ調査を使用して、クエーサーのADサイズを決定する可能性を探りました。我々はヴェラ・C・ルービン天文台のレガシー・サーベイ・オブ・スペース・アンド・タイム（LSST）に焦点を当てています。これは、ディープ・ドリリング・フィールドで数千のクエーサーを観測し、10-年運用寿命。LSSTサーベイの特性とクエーサーの固有の特性を考慮した広範なシミュレーションを開発しました。シミュレーションは、さまざまなアルゴリズムを使用してADサイズが決定される光曲線を特徴付けるために使用されます。2日間と5日間の時間サンプリングで、それぞれ5と15%の光度曲線の精度で時間遅延を回復できることがわかります。結果は、ソースの赤方偏移とバンドパスに対する輝線の相対的な寄与に大きく依存します。光学的に厚く、幾何学的に薄いADを想定すると、回復された時間遅延スペクトルは、30%の不確実性で導出されたブラックホールの質量と一致します。
| Title |
The_catalog-to-cosmology_framework_for_weak_lensing_and_galaxy_clustering_for_LSST |
| Authors |
J._Prat,_J._Zuntz,_Y._Omori,_C._Chang,_T._Tr\"oster,_E._Pedersen,_C._Garc\'ia-Garc\'ia,_E._Phillips-Longley,_J._Sanchez,_D._Alonso,_E._Gawiser,_K._Heitmann,_M._Ishak,_M._Jarvis,_E._Kovacs,_P._Larsen,_Y.-Y._Mao,_L._Medina_Varela,_Z._Zhang_and_The_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09345 |
宇宙論解析でデータベクトルを生成するためのモジュール式で自動化された再現可能なパイプラインであるTXPipeを紹介します。このパイプラインは、RubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTime(LSST)DarkEnergyScienceCollaboration(DESC)内で開発され、LSSTデータを使用した宇宙論分析用に設計されています。この論文では、いわゆる3$\times$2pt分析のパイプラインを提示します。これは、銀河の密度と形状の間の自己相関および相互相関を測定する3つの2点関数の組み合わせです。TXPipeおよびその他のLSST-DESCツールを使用して、実空間と調和空間の両方で分析を実行します。ガウスシミュレーションを使用してパイプラインを検証し、パイプラインがデータベクトルを正確に測定し、LSSTデータの最初の年に必要な精度レベルまで入力宇宙論を回復することを示します。また、このパイプラインは、CosmoDC2シミュレーションスイートであるKorytovらから抽出された現実的な模擬銀河サンプルにも適用されます。（2019）。TXPipeは、LSST調査の進行に合わせて構築できるベースラインフレームワークを確立します。さらに、パイプラインは、3$\times$2pt分析を超えて、科学プローブに簡単に拡張できるように設計されています。
ソリトン形成とコア-ハロー質量関係: 固有状態の視点
| Title |
Soliton_Formation_and_the_Core-Halo_Mass_Relation:_An_Eigenstate_Perspective |
| Authors |
J._Luna_Zagorac,_Emily_Kendall,_Nikhil_Padmanabhan,_and_Richard_Easther |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09349 |
UltraLightDarkMatter(ULDM)は、粒子質量が非常に小さいアクシオンのような暗黒物質の候補です。ULDMハローは、球対称のソリトニックコアとNFWのようなスカートで構成されます。ソリトンの合併によるハローの作成をシミュレートし、これらの結果を使用してコアとハローの質量関係を調査します。マージされたハローの固有状態を計算し、これらを使用してソリトンコアを分離し、ハロー質量への相対的な寄与を計算します。このアプローチをフィッティング関数を使用してコアを分離し、最大30%の質量の違いを見つけることと比較します。シミュレーションの3つのファミリを分析します:等質量合併、不等質量合併、および2段階の合併履歴を持つハロー。シミュレーションでハロー質量を初期質量に設定しても、一貫したコアとハローの関係が得られません。衝突によって「放出」された物質を除外すると、コアとハローの関係が得られ、同時合体の場合は1/3の勾配、2段階の合体の場合は約0.4になります。私たちの調査結果は、ULDMには普遍的なコアとハローの質量関係がないことを示唆しており、以前に文献で報告されたコアとハローの関係の異なる結果に光を当てています。
DEMNUni: 空隙サイズ関数を使用して大質量ニュートリノから暗黒エネルギーを解きほぐす
| Title |
DEMNUni:_disentangling_dark_energy_from_massive_neutrinos_with_the_void_size_function |
| Authors |
Giovanni_Verza,_Carmelita_Carbone,_Alice_Pisani,_Alessandro_Renzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09740 |
宇宙の低密度領域である宇宙ボイドは、暗黒エネルギーと大量のニュートリノの影響を受けます。この作業では、宇宙論シミュレーションのDEMNUniスイートに依存して、動的暗黒エネルギーと大質量ニュートリノの両方を含む宇宙論における空隙サイズ関数を調査します。暗黒物質トレーサーのさまざまな選択がボイドサイズ関数に与える影響を調査し、暗黒エネルギーの状態方程式とニュートリノ質量の合計を修正することの共同効果に対するその感度を研究します。暗黒エネルギーと大質量ニュートリノがボイドサイズ関数に分離可能な影響を与えることを示します。したがって、この統計により、暗黒エネルギーの状態方程式と全ニュートリノ質量の幅広い組み合わせを区別することができ、今後の大規模な銀河調査でのその利用は、これらの宇宙論的パラメーター間の縮退を打破するのに非常に役立ちます。
ディープ ニューラル ネットワーク モデルを使用したウィンドウ関数畳み込み
| Title |
Window_function_convolution_with_deep_neural_network_models |
| Authors |
Davit_Alkhanishvili,_Cristiano_Porciani,_Emiliano_Sefusatti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09742 |
銀河のパワースペクトルとバイスペクトルの従来の推定量は、調査ジオメトリに敏感です。それらは、調査のウィンドウ関数で畳み込まれているため、実際の基になる信号とは異なるスペクトルを生成します。現在および将来の世代の実験では、このバイアスは大規模で統計的に有意です。したがって、銀河分布の要約統計に対するウィンドウ関数の影響を正確にモデル化することが不可欠です。さらに、この操作は、宇宙パラメータのベイジアン推定を実行しながら事後確率をサンプリングできるように、計算効率が高くなければなりません。これらの要件を満たすために、ウィンドウ関数で畳み込みをエミュレートするディープニューラルネットワークモデルを構築し、高速で正確な予測を提供することを示しました。冷たい暗黒物質のシナリオ内で2000(200)の宇宙モデルのスイートを使用してネットワークをトレーニング(テスト)し、そのパフォーマンスが宇宙パラメーターの正確な値にとらわれないことを実証しました。いずれの場合も、ディープニューラルネットワークは、10$\mu$sのタイムスケールで0.1%を超える精度のパワースペクトルとバイスペクトルのモデルを提供します。
衛星寿命の大規模モニタリング: 落とし穴とベンチマーク データセット
| Title |
Wide-scale_Monitoring_of_Satellite_Lifetimes:_Pitfalls_and_a_Benchmark_Dataset |
| Authors |
David_P._Shorten,_Yang_Yang,_John_Maclean,_Matthew_Roughan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.08662 |
SpaceSituationalAwareness(SSA)のより広い目標の中で重要なタスクは、データが長い時間スケール(数十年)にわたって数千のオブジェクトにまたがる衛星の軌道の変化を観察することです。NorthAmericanAerospaceDefenseCommandが提供するTwo-LineElement(TLE)データは、衛星の軌道をカタログ化した最も包括的で広く利用可能なデータセットです。これにより、この観察を実行するための非常に魅力的なデータソースになります。ただし、TLEデータから衛星の挙動の変化を推測しようとすると、いくつかの潜在的な落とし穴があります。これらは主に、データソースまたはそれらを操作するための一般的なソフトウェアパッケージで明確に文書化されていないTLEデータの特定の機能に関連しています。これらの癖は、隣接する分野(異常検出や機械学習など)の研究者にとって特に危険なデータタイプを生成します。将来の研究者が閉じ込められるのを防ぐために、TLEデータのこれらの機能とその結果の落とし穴を強調します。別の重要な問題は、TLEデータからの操縦検出への既存の貢献が異なる衛星でアルゴリズムを評価し、これらの方法間の比較を困難にしていることです。さらに、これらのデータセットのグラウンドトゥルースは品質が低く、主観的な人間の評価に基づいている場合もあります。そのため、15基の衛星のTLEデータと高品質のグラウンドトゥルースマニューバタイムスタンプを含む、オープンで精選されたベンチマークデータセットをリリースし、詳細に説明します。
CO同位体線放出による原始惑星系円盤垂直構造のマッピング
| Title |
Mapping_Protoplanetary_Disk_Vertical_Structure_with_CO_Isotopologue_Line_Emission |
| Authors |
Charles_J._Law,_Richard_Teague,_Karin_I._\"Oberg,_Evan_A._Rich,_Sean_M._Andrews,_Jaehan_Bae,_Myriam_Benisty,_Stefano_Facchini,_Kevin_Flaherty,_Andrea_Isella,_Sheng_Jin,_Jun_Hashimoto,_Jane_Huang,_Ryan_A._Loomis,_Feng_Long,_Carlos_E._Mu\~noz-Romero,_Teresa_Paneque-Carre\~no,_Laura_M._P\'erez,_Chunhua_Qi,_Kamber_R._Schwarz,_Jochen_Stadler,_Takashi_Tsukagoshi,_David_J._Wilner,_Gerrit_van_der_Plas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.08667 |
中傾斜角(${\approx}$30-75{\deg})における原始惑星系円盤のCO同位体線放出の高空間分解能観測により、半径方向および垂直方向の下部構造、放出面の高さ、およびソース特性とディスク温度プロファイルへの依存性。一連のCO同位体種の観測結果を組み合わせることで、2D(r,z)円盤構造を、COによって追跡される円盤上層大気から、あまり豊富でない同位体種によって調査される中立面近くまでマッピングすることができます。ここでは、CO、$^{13}$CO、DMTau、Sz91、LkCa15、およびHD34282周辺の遷移円盤のJ=2-1およびJ=3-2線のいずれかまたは両方にあるC$^{18}$O。すべてのディスクの場合は$^{13}$CO、DMTauおよびLkCa15ディスクの場合は$CO。これらの観察により、どの円盤でもC$^{18}$Oの垂直構造は解決されず、代わりにミッドプレーンから発生するC$^{18}$O放出と一致します。J=2-1とJ=3-2の両方の線は同様の高さを示しています。導出された放出面を使用して、DMTauおよびLkCa15ディスクの経験的温度モデルを含む、各ディスクの半径方向および垂直方向のガス温度分布を計算しました。私たちのサンプルを文献ソースと組み合わせた後、$^{13}$CO線放出高は、恒星ホストの質量、ガス温度、円盤サイズなどのソース特性と暫定的に関連しており、CO放出で見られるよりも急峻な傾向を示していることがわかりました。表面。
ケプラー 80 再訪: 新たに発見された惑星の共鳴連鎖への関与の評価
| Title |
Kepler-80_Revisited:_Assessing_the_Participation_of_a_Newly_Discovered_Planet_in_the_Resonant_Chain |
| Authors |
Drew_Weisserman,_Juliette_Becker,_Andrew_Vanderburg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.08695 |
この論文では、Kepler-80システムの共鳴連鎖を考察し、Shallue&Vanderburg(2018)によって発見された共鳴連鎖の追加メンバーがシステムのダイナミクスと物理パラメーターに与える影響を評価します。通過タイミング変動(TTV)への適合によって回復しました。最終的に、ケプラー80gの質量は、すべての惑星の離心率がゼロであると仮定すると$0.8\pm0.3M_\oplus$と計算され、その仮定を緩和すると$1.0\pm0.3\M_{\oplus}$と計算されます。外側の5つの惑星が、連続した3体平均運動共鳴(MMR)にあることを示します。システム内の2体MMRの現在の状態を評価し、惑星が2体MMRにあるようには見えないことを発見しました。共鳴チェーンの追加メンバーの存在は、ケプラー803体MMRの特性を大幅に変更することはありませんが、TTVから導出される物理パラメーターを変更する可能性があることを発見しました。潜在的に不完全なシステムのTTV。また、結果をMacDonaldらの結果と比較します。（2021）、同じシステムで別の方法で同様の分析を実行します。この作業とマクドナルドらの結果ですが。(2021)は、異なる適合方法論と基礎となる仮定が異なる測定軌道パラメーターをもたらす可能性があることを示しています。最も確実な結論は、分析のすべてのラインにわたって当てはまることです。二体MMR。
J2摂動下での接触要素から平均要素への解析的変換
この作品は、主要な天体の重力ポテンシャルから項$J_2$を受ける周回物体のダイナミクスを研究するための分析的摂動法を提示します。これは、システムのすべての変数の摂動定数$J_2$のべき級数展開と、軌道の緯度の引数に基づく時間の正則化を使用して行われます。これにより、システムの摂動周波数を制御する必要なく、解析ソリューションを生成できます。結果として得られるアプローチにより、任意の離心率での軌道の接触要素でシステムのダイナミクスを近似し、これらの軌道の接触要素から平均要素への近似分析変換を取得できます。これには、ほぼ円、楕円、放物線、および双曲軌道があらゆる傾斜角で含まれます。摂動アプローチとそれに関連する変換の精度を示すために、いくつかの適用例が提示されています。
HST/STIS によるイオの表面の分光マッピング: SO$_2$ 霜、硫黄同素体、および大規模な組成パターン
| Title |
Spectroscopic_mapping_of_Io's_surface_with_HST/STIS:_SO$_2$_frost,_sulfur_allotropes,_and_large-scale_compositional_patterns |
| Authors |
Samantha_K._Trumbo,_M._Ryleigh_Davis,_Benjamin_Cassese,_Michael_E._Brown |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.08783 |
イオの激しい火山活動により、太陽系で最もカラフルな表面の1つが生まれました。イオの紫外および可視波長観測は、その火山色の背後にある化学を明らかにするために重要です。ここでは、ハッブル宇宙望遠鏡(HST)の宇宙望遠鏡イメージング分光器からのイオの空間分解されたグローバルな紫外可視スペクトルを提示します。これは、以前の高解像度画像とディスク統合分光法の間のギャップを埋め、空間的およびスペクトルの詳細。この包括的なデータセットを使用して、スペクトルのエンドメンバーを調査し、SO$_2$の霜やその他の硫黄種に関連する観測されたスペクトルの特徴をマッピングし、イオ表面プロセスのコンテキストで可能な組成を調査します。過去の観測結果と一致して、私たちの結果は、数十年のタイムスケールにわたって安定している広大な赤道のSO$_2$霜堆積物、SO$_2$堆積物を取り囲む広範な硫黄に富む平野、およびペレの火砕リングの濃縮と一致しています。準安定短鎖硫黄同素体の高緯度領域。
巨大衝突によって形成された惑星系の軌道構造：星の質量依存性
最近の太陽系外惑星の調査では、太陽型星の場合、近くにあるスーパーアースがいたるところにあり、それらの多くが多惑星系にあることが明らかになりました。これらのシステムは、太陽系の地球型惑星よりもコンパクトです。しかし、質量の小さい星の周りにそのような惑星が形成される理論的研究はほとんどありませんでした。標準モデルでは、地球型惑星形成の最終段階は巨大衝突期であり、原始惑星同士が重力で飛散・衝突し、安定した惑星系へと進化します。巨大な衝突によって形成された惑星系の構造に対する星の質量の影響を調査します。太陽質量の0.1～2倍の質量を持つ星の周りで{\itN}体シミュレーションを実行します。原始惑星の孤立質量を用いて、最初の原始惑星を中心星から0.05～0.15天文単位に分布させ、最も内側の原始惑星の2億軌道周期の進化をたどります。特定の原始惑星系では、恒星の質量が減少すると惑星の質量が増加し、惑星の数が減少することがわかりました。軌道の離心率と傾き、および隣接する惑星の軌道間隔は、星の質量が減少するにつれて増加します。これは、星の質量が減少するにつれて、惑星散乱の相対的な強度がより効果的になるためです。また、最小質量太陽系外星雲モデルを使用して、ハビタブルゾーンで形成された惑星の特性についても説明します。
凝縮 CO2 への硫黄イオン注入: エウロパへの影響
| Title |
Sulfur_Ion_Implantations_Into_Condensed_CO2:_Implications_for_Europa |
| Authors |
D._V._Mifsud,_Z._Ka\v{n}uchov\'a,_P._Herczku,_Z._Juh\'asz,_S._T._S._Kov\'acs,_G._Lakatos,_K._K._Rahul,_R._R\'acz,_B._Sulik,_S._Biri,_I._Rajta,_I._Vajda,_S._Ioppolo,_R._W._McCullough,_N._J._Mason |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.08947 |
木星磁気圏内の硫黄イオンの遍在性は、これらのイオンがエウロパの表面に注入されるとSO2が形成される可能性があるという示唆につながっています。しかし、硫黄イオンのH2O氷(ユーロパン表面の主要な種)への注入に関する以前の研究では、SO2の形成を検出できませんでした。エウロパにも存在することが知られているCO2氷への同様の注入に関する他の研究では、一見矛盾する結果が示されています。このレターでは、20Kおよび70Kでの凝縮CO2への290keVS+イオンの注入に関する研究の結果について説明します。このプロセスはエウロパでのSO2形成の合理的なメカニズムではない可能性が高く、代わりに他のメカニズムを調査する必要があると結論付けています。
トランジット系外惑星の TESS およびケプラー光度曲線からの四肢暗化測定
不正確なリムダークニングモデルは、太陽系外惑星の通過と連星系の食の光度曲線の分析における重大なエラーの原因となる可能性があります。公開されたリムダークニングモデルの精度をテストするために、恒星大気モデルによって予測されたリムダークニングプロファイルと、ケプラーによって観測された太陽系外惑星系を通過する43個のFGK型星の高品質の光度曲線から測定されたリムダークニングプロファイルを比較しました。そしてTESSミッション。比較は、パラメーター$h^{\prime}_1=I_{\lambda}(\frac{2}{3})$および$h^{\prime}_2=h^{\prime}_1-を使用して行われます。I_{\lambda}(\frac{1}{3})$、ここで$I_{\lambda}(\mu)$は方向$\mu$に放射される特定の強度、線間の角度の余弦視界と表面法線ベクトル。これらのパラメーターは解釈が簡単で、計算方法の詳細には影響されません。四肢の黒化データのほとんどの(すべてではない)表は、観測された$h^{\prime}_1$および$h^{\prime}_2$の値とよく一致することがわかりました。$\Deltah^{\prime}_1\approx0.006$観測された値と比較して、小さいが重要なオフセットがあります。これは、平均垂直磁場強度$\approx100$\,Gこれらの非アクティブな太陽型星の光球で予想されますが、それは典型的な恒星モデルの大気では説明されません。PLATOミッションによって測定された惑星半径の精度に対するこれらの結果の意味を簡単に説明します。
DESTINY$^{+}$ ターゲット小惑星 (3200) ファエトンの同時多色測光
| Title |
Simultaneous_Multicolor_Photometry_of_the_DESTINY$^{+}$_target_asteroid_(3200)_Phaethon |
| Authors |
Jin_Beniyama,_Tomohiko_Sekiguchi,_Daisuke_Kuroda,_Tomoko_Arai,_Ko_Ishibashi,_Masateru_Ishiguro,_Fumi_Yoshida,_Hiroaki_Senshu,_Takafumi_Ootsubo,_Shigeyuki_Sako,_Ryou_Ohsawa,_Satoshi_Takita,_Jooyeon_Geem,_Yoonsoo_P._Bach |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09323 |
DESTINY$^{+}$ミッションの搭載カメラの計画には、(3200)フェートンの低位相角までの正確な明るさの推定が不可欠です。2021年10月と11月に、晴明3.8m望遠鏡のTriCCSカメラを使用して、光学波長($g$、$r$、$i$)でファエトンの集中的な観測を行いました。絶対等級$H_を導き出しました。$H_\mathrm{V}=14.23\pm0.02$および$G=0.040\pm0.008$としてのファエトンの\mathrm{V}$および勾配パラメーター$G$は、$\sim$9$^{\circ}$と$H$-$G$モデル。$H_\mathrm{V}$値と、以前の偏波研究で得られたフェートンの幾何学的アルベドを使用して、フェートンの直径が5.22～6.74kmの範囲内にあると推定しました。これは、レーダーおよび掩蔽観測と一致しています。線形モデルを使用して、$H_\mathrm{V}=14.65\pm0.02$を導出しました。これは、直径の範囲4.30～5.56kmに対応します。ファエトンの同時三色光度曲線は、2021年の出現時に、g-rおよびr-i色で0.018および0.020等を超える回転スペクトル変化が見られないことを示しています。
高度なエネルギー伝達によるシミュレートされた惑星ジェットの直接駆動
| Title |
Direct_driving_of_simulated_planetary_jets_by_upscale_energy_transfer |
| Authors |
Vincent_G._A._B\"oning,_Paula_Wulff,_Wieland_Dietrich,_Johannes_Wicht,_Ulrich_R._Christensen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09401 |
巨大惑星でジェットや大規模な渦が形成される正確なメカニズムはわかっていません。逆カスケードが提案されています。あるいは、小規模な対流によってエネルギーを直接注入することもできます。私たちの目的は、逆カスケードが急速に回転する深い地衡球殻対流のシステムで帯状ジェットと大規模な渦を供給するかどうかを明らかにすることです。このようなシミュレーションにおける運動エネルギーの非線形スケール間伝達を方位角波数mの関数として解析します。ジェットの主な駆動は、小さな対流スケールからジェットへの直接の高級移動に関連していることがわかります。この転送は、スペクトル空間では非常に非局所的であり、大規模な構造をバイパスします。したがって、ジェット形成は逆カスケードによって駆動されません。代わりに、小規模な対流からのレイノルズ応力による直接駆動によるものです。初期の相関関係は、流れに対する一様な背景の回転とシェルジオメトリの影響によって引き起こされます。ジェットの成長は対流を抑制しますが、対流の相関を高め、粘性散逸によってバランスがとれるまでジェットの成長をさらに増幅します。はるかに小さい範囲で、エネルギーは対流スケールから直接大規模な渦にアップスケールで転送され、ほとんどが接線円柱の外側にあります。そこでは、大規模な渦も逆カスケードによって駆動されません。接線円柱の内部では、大規模な渦への伝達は弱くなりますが、スペクトル空間ではより局所的であり、大規模な渦のドライバーとして逆カスケードの可能性が残されています。さらに、大規模な渦は、前方伝達を介してジェットから運動エネルギーを受け取ります。したがって、大規模渦の代替形成メカニズムとしてジェット不安定性を提案します。最後に、ゾノストロフィー領域と同じように、ジェットの運動エネルギーが$\ell^{-5}$としてスケーリングされることがわかります。
近地球小惑星の軌道上サンプル収集ミッションのターゲット選択
| Title |
Target_selection_for_Near-Earth_Asteroids_in-orbit_sample_collection_missions |
| Authors |
Mirko_Trisolini_and_Camilla_Colombo_and_Yuichi_Tsuda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09497 |
この作業は、近地球小惑星に向けたサンプリングおよび探査ミッションのための軌道内粒子収集のミッションコンセプトを提示します。噴出物は小さな運動インパクタによって生成され、2つの可能な収集戦略が調査されます:反太陽方向に沿って粒子を収集する、L$_2$ラグランジュ点の動的特徴を利用する、または宇宙船が小惑星を周回している間にそれらを収集する小惑星表面に再衝突。太陽放射圧によって摂動された円形制限三体問題における粒子のダイナミクスを噴出物生成のモデルと組み合わせて、粒子収集の可能性を評価することにより、物理的特性の関数として可能なターゲット小惑星を特定します。
地球型惑星のハッブル WFC3 分光法 L~98-59~c \& d: 明確な水素優勢の一次大気の証拠なし
| Title |
Hubble_WFC3_Spectroscopy_of_the_Terrestrial_Planets_L~98-59~c_\&_d:_No_Evidence_for_a_Clear_Hydrogen_Dominated_Primary_Atmosphere |
| Authors |
Li_Zhou,_Bo_Ma,_Yonghao_Wang,_Yinan_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09526 |
近くの明るいM型矮星L~98-59には、地球サイズの惑星が3つあります。そのような惑星の周りの大気を特徴付ける際に残っている1つの課題は、それらが何らかの大気を持っているかどうかがアプリオリに知られていないことです.ここでは、HST/WFC3のG141グリズムからの近赤外スペクトルデータを使用したL~98-59~cおよびL~98-59~dの大気の研究を報告します。水素とヘリウムに支配された透明な大気の仮説は、両方の惑星の$\sim$3~sigmaの信頼レベルで棄却できます。したがって、それらは不透明な雲層を伴う一次水素優勢の大気を持っているか、一次水素優勢の大気を失い、二次的な薄い大気を再確立したか、大気がまったくない可能性があります。現在のHSTデータを使用して、2つの惑星のこれらのシナリオを区別することはできません。JWSTによる今後の観測により、L~98-59~cおよびd付近の大気の存在が確認され、その組成が決定される可能性があります。
IRAS、AKARI、WISE/NEOWISE、すばるの中赤外線観測による大型氷小惑星 (704) Interamnia:
レゴリスの特性と水氷分画の新しい視点
| Title |
Mid-IR_Observations_of_IRAS,_AKARI,_WISE/NEOWISE_and_Subaru_for_Large_Icy_Asteroid_(704)_Interamnia:_a_New_Perspective_of_Regolith_Properties_and_Water_Ice_Fraction |
| Authors |
Haoxuan_Jiang,_Jianghui_Ji,_Liangliang_Yu,_Bin_Yang,_Shoucun_Hu,_Yuhui_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09534 |
(704)Interamniaは、メインベルトの外側に位置する最大の小惑星の1つであり、その表面の下に大量の水の氷が含まれている可能性があります。この小惑星を口径8.2mのすばる望遠鏡を使用して中赤外線の波長帯で観測し、現実的な表層の熱物理モデル(RSTPM)を使用して、すばるからの中赤外線データをIRAS、AKARI、WISE/NEOWISEのデータとともに解析します。WISE等級を温度依存の色補正を使用して熱赤外線フラックスに変換する方法を最適化します。これにより、表面温度が低く、日心距離が大きく、メインベルト小惑星の重要な基準を提供できます。Interamniaの最適な熱パラメータを導き出します。平均レゴリス粒径は$190_{-180}^{+460}~\rm\mum$、粗さは$0.30_{-0.17}^{+0.35}です。$および$27_{-9}^{+13}$度のRMS勾配により、9～$92~\rmJm^{-2}s^{-1/2}K^{-1の範囲の熱慣性が生成されます。}$季節的な気温の変動によるものです。幾何学的アルベドと有効直径は、それぞれ$0.0472_{-0.0031}^{+0.0033}$と$339_{-11}^{+12}~\rmkm$と評価され、かさ密度が$1.86であることを示しています。\pm0.63~\rmg/cm^3$.低い熱慣性は、$D\geq100$kmの典型的なB/Cタイプの小惑星と一致しています。小さなレゴリスの粒子サイズは、Interamniaの表面に微細なレゴリスが存在することを示唆しています。さらに、季節的および日中の温度分布は、南半球と北半球の間の熱的特徴が非常に異なるように見えることを示しています。最後に、公開されている炭素質コンドライトの粒子密度と空隙率から$9\%\sim66\%$の水氷の体積分率の推定値を提示します。
惑星Xの重力効果は、既知の惑星の現在の時代の追跡で検出できますか?
| Title |
Can_the_gravitational_effect_of_Planet_X_be_detected_in_current-era_tracking_of_the_known_planets? |
| Authors |
Daniel_C._H._Gomes,_Zachary_Murray,_Rafael_C._H._Gomes,_Matthew_J._Holman_and_Gary_M._Bernstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09594 |
フィッシャー情報行列を使用して、既知の惑星に対する潮汐重力場の作用を介して、太陽中心距離$d_X$にある「惑星X」の測定値の不確実性$\sigma_M$を予測します。ジュノ、カッシーニ、および火星を周回する宇宙船からの範囲を含む、現在手元にある惑星の測定値を使用して、$\sigma_M=0.22M_\oplus(d_x/400\,\textrm{AU})^3.$$d_X=400$AUでの$5M_\oplus$惑星Xの決定的な$(5\sigma)$検出は全天で可能ですが、天空の5%でのみ可能です。$d_X=800$オーストラリア。発見されていない地球または火星質量の物体の重力は、それぞれ260または120AUの距離まで空の90%にわたって検出可能である必要があります。今後の火星測距では、これらの制限がわずかに改善されます。また、2023年から2035年にかけて行われる予定のLegacySurveyofSpaceandTime(LSST)から、$\approx8000$木星トロイの木馬の高精度アストロメトリの力を調査します。光学トロイの木馬アストロメトリー(光心運動、非重力力、微分色屈折)の支配的な系統誤差は、情報の損失を最小限に抑えて内部的に解決できることがわかりました。トロイの木馬データは、Juno/Cassini/Mars測距との有用なクロスチェックを可能にしますが、LSSTから予想されるよりも$\gtrsim10\times$正確になるまで、達成可能な最高の$\sigma_M$値を大幅に改善しません。惑星Xの潮汐場の検索における究極の制限要因は、メンバーが周回するときのカイパーベルトの変動する四重極モーメントによって作成される潮汐場との混乱です。しかし、この背景は、データが今日よりも大幅に改善されるまで、惑星Xの不確実性の支配的な原因にはなりません。
ライマンアルファ放射における宇宙網
個々のライマンアルファエミッター(LAE)のスケールから、ライマンアルファハロー(LAH)、ライマンアルファブロブ(LAB)、ライマンアルファフィラメント(LAF)まで、ライマンアルファ放射の包括的な理論モデルを開発します。拡散した宇宙網そのもの。そのために、モンテカルロ放射伝達法を使用して高解像度TNG50宇宙論的磁気流体力学シミュレーションを後処理し、ライマンアルファ光子の共鳴散乱プロセスを捉えます。近くのAGNからの放射効果や恒星集団による放出を含む、拡散ガスの再結合と衝突を組み込んだ放出モデルを構築します。私たちの治療には、物理的に動機付けられたダストモデルが含まれており、観測されたLAE光度関数に対して経験的に調整されています。次に、$z=2$ライマンアルファ宇宙ウェブの可観測性と物理的起源に焦点を当て、支配的な放出メカニズムと空間的起源を研究します。実際、拡散したライマンアルファフィラメントは、銀河間媒体自体からではなく、銀河とそのガス状ハロー内から発生する光子によって照らされていることがわかります。私たちのモデルでは、この放出は主に中間質量ハロー($10^{10}-10^{11}\,$M$_{\odot}$)によって供給されており、主に銀河系周辺媒体の衝突励起と中央の若い恒星集団。観測的に、フィラメント内の存在量、面積、線形サイズ、および埋め込まれたハロー/エミッター集団について予測を行います。$10^{-20}\,$erg$\,$s$^{-1}\,$cm$^{-2}\,$arcsec$^{-2}$の等光面輝度閾値を採用${\sim}10^{-3}$cMpc$^{-3}\,$の長さで$400\,$pkpcを超えるライマンアルファフィラメントの体積存在量を予測します。調査のフットプリントが十分に大きい場合、ライマンアルファ宇宙ウェブの検出は、MUSE、VIRUS、およびKCWIを含む最新の統合フィールドスペクトログラフの範囲内です。
スピン依存放射フィードバックの存在下での大質量ブラックホールペアの動的進化
| Title |
Dynamical_evolution_of_massive_black_hole_pairs_in_the_presence_of_spin-dependent_radiative_feedback |
| Authors |
Francesco_Bollati,_Alessandro_Lupi,_Massimo_Dotti,_Francesco_Haardt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.08669 |
銀河の中心に大質量ブラックホール(MBH)が遍在していると推定されていること、および宇宙の歴史に沿った構造形成の階層的な進歩は、必然的に、宇宙のMBH連星の大規模な集団の存在を意味します。このようなシステムは、次のレーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)によって調査されるmHz周波数の重力波の最も大きな発生源であると理解されています。MBHが対になり、結合してバイナリを形成する速度は、MBHが周囲の気体環境に及ぼすフィードバックに大きく依存することが提案されています。公開されているコードGIZMOを使用して、100pcスケールで気体ディスクに埋め込まれたMBHペアのダイナミクスを研究することを目的とした一連のシミュレーションを実行します。専用モジュールを使用して、さまざまなスピン依存の放射フィードバックモデルの存在下でMBHのダイナミクスを追跡し、フィードバックがまったくないベンチマークケースと結果を比較します。私たちの主な発見は、フィードバックが存在しないモデルと比較した場合、フィードバックがセカンダリMBHの軌道をゆっくりとしたペースで縮小させることです。さらに、フィードバックが円形化プロセスを妨げるという正味の効果があるため、このようなより遅い吸気は偏心軌道で発生します。多くの側面で理想化されていますが、私たちの研究は、MBHペアの流体力学的シミュレーションにスピン依存のフィードバックレシピを含めることの重要性を強調し、定量化し、最終的には重力波による検出を考慮してそのようなシステムの宇宙論的合体率を評価します。
SMACS0723 JWST ERO フィールドにおける高赤方偏移銀河の空間分解特性
| Title |
Spatially_Resolved_Properties_of_High_Redshift_Galaxies_in_the_SMACS0723_JWST_ERO_Field |
| Authors |
Clara_Gim\'enez-Arteaga,_Pascal_A._Oesch,_Gabriel_B._Brammer,_Francesco_Valentino,_Charlotte_A._Mason,_Andrea_Weibel,_Laia_Barrufet,_Seiji_Fujimoto,_Kasper_E._Heintz,_Erica_J._Nelson,_Victoria_B._Strait,_Katherine_A._Suess,_Justus_Gibson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.08670 |
JWSTEROSMACS0723フィールドでの銀河特性の最初の空間分解測定を提示します。NIRSpec観測からの分光赤方偏移を使用して、5つの$5<z<9$銀河の包括的な分析を実行します。波長範囲$0.8-5\mu$mにわたる6バンドのNIRCamイメージングを使用して、BAGPIPESで空間分解SEDフィッティングを実行します。高赤方偏移銀河の研究における新しいアプローチを使用して、推測された物理的特性のマップを作成します。この方法により、第一世代の銀河の内部構造と集合を研究することができます。経験的なカラーマップと、推定された物理パラメーターのほとんどの両方で、明確なグラデーションが見つかりました。私たちは、銀河全体でかなり異なる特定の星形成率の領域を見つけました。これは、銀河全体ではなく、小規模で非常にバースト的な星形成が起こっていることを示しています。統合された光は、これらのバースト領域によって支配され、NIRSpecによって検出され、広帯域NIRCam画像からも推測される強い線放射を示し、[OIII]+H$\beta$の等価幅は最大$\sim3000-に達します。これらの地域では4000$\AAレストフレーム。統合されたアプローチでこれらの銀河を研究すると、星の人口の非常に若い推定年齢($<$10Myr)が得られ、空間的に分解されたマップでのみ区別できる古い星の人口よりも優れています。これは、解決された分析と比較した場合、開口測光法を使用して$\sim0.5-1$dexより低い星質量を推測することにつながります。このような体系化は、特にサンプルが最も明るい候補の少数に限定されている間、これらの初期の星の質量関数の形状と進化に強い影響を与えるでしょう.さらに、この研究で明らかになった進化した星の個体群は、最近形成された星の光の後ろに隠されている可能性のある初期の銀河形成の拡張プロセスを示唆しています。
DDO68 C: 大型双眼鏡での補償光学による幽霊衛星矮星の実際の出現
| Title |
DDO68_C:_the_actual_appearance_of_a_ghost_satellite_dwarf_through_adaptive_optics_at_the_Large_Binocular_Telescope |
| Authors |
Francesca_Annibali_(1),_Enrico_Pinna_(2),_Leslie_K._Hunt_(2),_Diego_Paris_(3),_Felice_Cusano_(1),_Michele_Bellazzini_(1),_John_M._Cannon_(4),_Raffaele_Pascale_(1),_Monica_Tosi_(1),_Fabio_Rossi_(2)._(1)_INAF-OAS_Bologna,_(2)_INAF-OA_Arcetri,_(3)_INAF-OA_Roma,_(4)_Macalester_College |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.08679 |
大型双眼鏡でSOUL+LUCI機器を使用した適応光学(AO)イメージングにより、初めて、ガスが豊富な銀河DDO68C内の個々の星を解決することができました。このシステムは、非常に金属に乏しい矮星DDO68ですが、その性質は、その視線の近くに明るい前景の星が存在するため、これまでとらえどころのないままであり、その星の数と距離の詳細な研究を妨げています.私たちの研究では、この侵入星を、AO補正のガイド星として使用して、DDO68Cについてより深い洞察を得る機会に変えました。新しいデータは、赤色巨星分岐先端法による直接的な距離測定を可能にしないが、分解された星の色等級図、アーカイブのGALEXFUVおよびNUVフォトメトリー、およびH$\alpha$データの複合分析により、DDO68Cがその候補のコンパニオンDDO68と同じ$\sim$13Mpcの距離にある自己矛盾のない図。これらの結果は、DDO68が、マゼラン雲よりも質量の少ない低質量矮星のユニークなケースであることを示しており、3つの衛星(DDO68Cおよび以前に確認された2つの降着システム)と相互作用し、宇宙論モデルに対する有用な制約とその異常性の潜在的な説明を提供します。非常に低い金属性。
RCW 120 の衝撃を受けた分子層
| Title |
The_shocked_molecular_layer_in_RCW_120 |
| Authors |
M._S._Kirsanova,_Ya._N._Pavlyuchenkov,_A._O._H._Olofsson,_D._A._Semenov,_A._F._Punanova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.08702 |
風によって吹き飛ばされた気泡またはHII領域の拡大は、星間物質に衝撃を形成し、周囲のガスを圧縮して高密度の層にします。RCW~120PDRと近くの分子ガスをCO(6-5)線と13CO(6-5)線で空間的および速度分解観測し、明るいCO放出層を識別しました。HII領域の拡大により電離星から遠ざかるガス。ガスの密度と温度、およびPDRからのいくつかのCOとC+輝線の輝度をシミュレートしたところ、観測値と妥当な一致が見られました。ガスの運動学を分析すると、大規模な衝撃を受けたPDRと、埋め込まれた原始星と流出のいくつかの密な環境も明らかになりました。YSOの周囲のガスが流出によって分散されると、CO(6-5)マップと速度空間で衝撃を受けた層が最も規則的な構造として観察されます。
ストライプ 82 フィールドにおける二重活動銀河核の電波選択法のテスト
| Title |
Testing_the_Radio-Selection_Method_of_Dual_Active_Galactic_Nuclei_in_the_Stripe_82_Field |
| Authors |
Arran_C._Gross,_Hai_Fu,_Adam_D._Myers,_Stanislav_G._Djorgovski,_Joshua_L._Steffen,_Joan_M._Wrobel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.08708 |
SDSSストライプ82フィールドからの35の電波銀河ペアのサンプルを使用して、合体によって引き起こされる二重活動銀河核(dAGN)パラダイムをテストします。Keck光学分光法を使用して、21ペアが一貫した赤方偏移を持ち、キネマティックペアを構成していることを確認します。残りの14ペアは見通し線投影です。輝線比、等価幅、および星形成予測出力を超える電波出力の超過によって、光スペクトルシグネチャを分類します。6つの銀河がLINERとして分類され、7つの銀河がAGN/スターバースト複合体であることがわかりました。LINERのほとんどは引退した銀河ですが、複合銀河にはAGNの寄与がある可能性があります。すべてのキネマティックペアは、単なる星形成から予想されるレベルよりも10$\times$以上高い電波出力を示しており、電波AGNの寄与を示唆しています。また、17のキネマティックペアについて、NSFのKarlG.JanskyVeryLargeArrayからの6GHzでの高解像度(0.3インチ)イメージングを分析します。dAGNsとしてのステータス.残りの11ペアには単一のAGNsが含まれており、ほとんどの顕著なジェット/ローブがそのコンパニオンに重なっています.最終的な国勢調査では、dAGNのデューティサイクルが、純粋に確率論的な燃料供給の予測よりもわずかに高いことを示していますが、より大きなサンプル(VLASSから抽出された可能性があります)Stripe82フィールドのdAGNはまれですが、合併プロセスはそれらのトリガーに何らかの役割を果たし、低レベルから中レベルの降着を促進すると結論付けています.
ジェネラリストで自動化された ALFALFA Baryonic Tully-Fisher 関係
| Title |
A_Generalist,_Automated_ALFALFA_Baryonic_Tully-Fisher_Relation |
| Authors |
Catie_J._Ball,_Martha_P._Haynes,_Michael_G._Jones,_Bo_Peng,_Adriana_Durbala,_Rebecca_A._Koopmann,_Joseph_Ribaudo,_Aileen_O'Donoghue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.08728 |
BaryonicTully-FisherRelation(BTFR)は、銀河とハローの接続のテストベッドとして銀河の進化に、赤方偏移に依存しない二次距離指標として観測宇宙論に適用されます。31,000以上の銀河ALFALFAサンプル(局所宇宙の多数のガスを含む銀河の赤方偏移、速度幅、およびHIコンテンツを提供します)を使用して、広範な局所宇宙BTFRを適合させてテストします。このBTFRは、可能な限りALFALFAと同等のサンプルを含むように設計されています。自動化された方法で測定された速度幅と、調査データから抽出された$M_{b}$プロキシは、他のサンプルに対しても均一かつ効率的に測定できるため、この分析は幅広い適用性があります。また、最適な関係を決定する際のサンプル人口統計の役割も調査します。サンプルの質量範囲と、質量サンプリング、ガス分率、異なる星の質量と速度幅の測定値への変更によって、最適な関係が大幅に変更されることがわかりました。完全なサンプルを反映する人口統計を備えたALFALFAのサブセットを使用して、$3.30\pm0.06$の堅牢なBTFR勾配を測定します。この関係を適用してソース距離を推定し、流れモデルの距離との一般的な一致と、完全なALFALFAサンプルの$\sim0.17$dexの平均距離の不確実性を見つけます。これらの距離推定値を乙女座付近のソースのサンプルに適用することで、これらの距離推定値の有用性を実証し、以前の研究と一致する降雨の兆候を回復します。
EAGLE シミュレーションにおける銀河の形態と密度の関係
| Title |
The_galaxy_morphology-density_relation_in_the_EAGLE_simulation |
| Authors |
Joel_Pfeffer,_Mitchell_K._Cavanagh,_Kenji_Bekki,_Warrick_J._Couch,_Michael_J._Drinkwater,_Duncan_A._Forbes,_B\"arbel_S._Koribalski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.08748 |
銀河の光学的形態は銀河環境と強く関連しており、初期型銀河の割合は局所的な銀河密度とともに増加します。この作業では、宇宙流体力学シミュレーションにおける銀河の形態と密度の関係の最初の分析を提示します。観測された銀河で訓練された畳み込みニューラルネットワークを使用して、恒星質量$M_\ast>10^{10}\,\mathrm{M}_\odot$をEAGLEシミュレーションで楕円形に視覚的に分類します。レンチキュラーおよび後期型(スパイラル/不規則)クラス。EAGLEは、銀河の形態と密度の関係と形態と質量の関係の両方を再現していることがわかりました。シミュレーションを使用して、観測された形態と密度の関係をもたらす3つの重要なプロセスを見つけます。低密度環境での合体誘起ブラックホールフィードバックによるレンズ状銀河の形成、および（iii）銀河密度が高くなると、楕円銀河であることが多い大質量銀河の割合が増加します。
1 回の EAGLE シミュレーションでのバリオンと暗黒物質のハローの形状、配列、および質量分布
| Title |
Shape,_alignment,_and_mass_distribution_of_baryonic_and_dark-matter_halos_in_one_EAGLE_simulation |
| Authors |
Q._Petit,_C._Ducourant,_E._Slezak,_D._Sluse,_L._Delchambre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.08880 |
ハローの形態とその進化に関する正確な知識は、銀河形成モデルの重要な制約であり、強いレンズ現象の決定要因でもあります。宇宙流体力学シミュレーション、銀河とその環境の進化と集合(EAGLE)を使用して、赤方偏移$zでのスナップショットに焦点を当てて、銀河ハローの形態の進化とその質量分布の包括的な分析を提供することを目指しています。=0.5$。主成分分析(PCA)を含む反復戦略を開発して、EAGLEハローの特性とさまざまなコンポーネント間のアライメントの違いを調査しました。暗黒物質(DM)、ガス、およびスターハローの質量分布は、半質量半径、濃度パラメーター、および(投影された)軸比によって特徴付けられます。EAGLERefL0025N0376シミュレーションからの336\,540ハローの形状パラメーターの統計を提示し、赤方偏移$z=15$から$z=0$への進化を説明します。DM、ガス、星の成分、およびすべての粒子の3次元および2次元の投影形状パラメーターを測定しました。$z=0.5$では、ガスの短軸は大質量ハローのDMの短軸と一致します($M>10^{12}$M$_\odot$)。DMハローの軸比$b/a$と$c/a$の中央値は、それぞれ$0.82\pm0.11$と$0.64\pm0.12$です。星のないハローと星のないハローのガスの球状度は、全質量と負の相関があるように見えますが、DMの球状度はそれに影響されません。$z=0.5$で測定されたスターハローの投影軸比$b_p/a_p$の中央値は$0.80\pm0.07$で、これは地上および宇宙ベースの測定値と1$\以内でよく一致しています。シグマ$。DMハローの場合、$0.85\pm0.06$の値を測定します。
S0銀河の外輪における星形成。 V. UGC 4599 -- おそらくフィラメントから降着したガスを伴う S0
| Title |
Star_Formation_in_Outer_Rings_of_S0_galaxies._V._UGC_4599_--_an_S0_with_gas_probably_accreted_from_a_filament |
| Authors |
O._Sil'chenko_(1),_A._Moiseev_(1_and_2),_D._Oparin_(2),_J._E._Beckman_(3_and_4),_J._Font_(3,_4,_and_5)_((1)_Sternberg_Astronomical_Institute_MSU,_(2)_Special_Astrophysical_Observatory_SAO_RAS,_(3)_Instituto_de_Astrofisica_de_Canarias,_(4)_Departamento_de_Astrofisica_de_Universidad_de_La_Laguna,_(5)_Observatorio_Gemini_Sur) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.08951 |
通常、S0銀河は「赤くて死んでいる」と考えられていますが、リング構造で組織化され、外側の円盤に位置する弱い星形成を示すことがよくあります。この現象の正体と、渦巻銀河における星形成との違いを明らかにすることを目指しています。S0銀河近くの中程度の光度の銀河、UGC4599がここで研究されています。ロシアの6m望遠鏡でロングスリット分光法を適用することにより、銀河の本体の星の運動学とリング内の強い輝線フラックス比を測定しました。線比図を使用してリング内のガス励起を検査し、それが若い星によってイオン化されていることを示した後、従来のストロングラインキャリブレーション方法を使用してガス酸素の存在量を決定しました。ウィリアムハーシェル望遠鏡で得られたファブリペロー干渉計のデータを使用して、リング内のガス運動を調べました。最も明るい星形成領域のパターンと特性は、スターンバーグ天文研究所(CMOSAIMSU)の白人山岳天文台の2.5m望遠鏡で調整可能なフィルターMaNGaLを使用して研究されています。リング内のガスの金属量は確かにサブソーラーであり、[O/H]$=-0.4\pm0.1$~dexであり、これは私たちが研究したS0の外側の星形成リングの大部分とは異なります。中心部で古い銀河の全星構成要素は、拡張されたガス状円盤よりも質量が小さい。おそらく、UGC~4599の環と外側の円盤は、宇宙フィラメントからのガスの降着の結果であると結論付けています。
天の川のような銀河は天の川のようですか? SDSS-IV/MaNGAからの眺め
| Title |
Are_Milky-Way-like_galaxies_like_the_Milky_Way?_A_view_from_SDSS-IV/MaNGA |
| Authors |
Shuang_Zhou,_Alfonso_Arag\'on-Salamanca,_Michael_Merrifield,_Brett_H._Andrews,_Niv_Drory,_Richard_R._Lane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09127 |
この論文では、天の川銀河(MW)を、星形成と化学進化の歴史という観点から、見た目が似ている銀河の文脈に置きます。SDSS-IV/MaNGA調査から138の天の川類似体(MWA)のサンプルを、それらの質量、ハッブルタイプ、バルジと合計の比率に基づいて選択します。それらの化学的性質をMWで利用可能な詳細な空間分解情報と比較するために、半分析スペクトルフィッティングアプローチを使用します。恒星風で失われた物質の一部が内側に落ちたと仮定して、銀河の内側と外側の領域をモデル化します。また、タイプIIおよびIa超新星からの化学濃縮を組み込んで、さまざまな金属量と場所でのアルファ元素の存在量を追跡します。星の特性が、MWの小さな半径と大きな半径の両方で、年齢、金属量、およびアルファ増強の分布を厳密に再現しているいくつかのMWAを見つけます。これらの星系では、外側部分での星形成の時間スケールが長くなり、中心部分への濃縮物質の流入によって一致が促進されます。ただし、他のMWAの歴史は大きく異なります。これらは2つのカテゴリに分類されます。内側と外側の部分が同じように進化する自己相似銀河です。外側の領域から降着した物質によって駆動された後期の中心星形成の証拠がほとんどない中心でクエンチされた銀河。比較できるように選択されていますが、これらの異なるクラスの銀河の間には微妙な形態上の違いがあり、中央で消光された銀河は体系的に早く星を形成したことがわかりました。
PHANGS-JWST 最初の結果: JWST および MUSE によってプローブされた HII 領域の PAH 分子の破壊
| Title |
PHANGS-JWST_First_Results:_Destruction_of_the_PAH_molecules_in_HII_regions_probed_by_JWST_and_MUSE |
| Authors |
Oleg_V._Egorov,_Kathryn_Kreckel,_Karin_M._Sandstrom,_Adam_K._Leroy,_Simon_C._O._Glover,_Brent_Groves,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Ashley._T._Barnes,_Francesco_Belfiore,_F._Bigiel,_Guillermo_A._Blanc,_M\'ed\'eric_Boquien,_Yixian_Cao,_J\'er\'emy_Chastenet,_M\'elanie_Chevance,_Enrico_Congiu,_Daniel_A._Dale,_Eric_Emsellem,_Kathryn_Grasha,_Ralf_S._Klessen,_Kirsten_L._Larson,_Daizhong_Liu,_Eric_J._Murphy,_Hsi-An_Pan,_Ismael_Pessa,_J\'er\^ome_Pety,_Erik_Rosolowsky,_Fabian_Scheuermann,_Eva_Schinnerer,_Jessica_Sutter,_David_A._Thilker,_Elizabeth_J._Watkins,_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09159 |
多環芳香族炭化水素(PAH)は、恒星放射の再処理、および星間物質(ISM)での加熱と冷却のプロセスのバランスをとる上で重要な役割を果たしますが、HII領域では破壊されるようです。しかし、それらの破壊を促進するメカニズムはまだ完全には理解されていません。PHANGS-JWSTとPHANGS-MUSEの観測を使用して、近くの4つの星形成銀河(NGC628、NGC1365、NGC7496、IC5332)の約1500のHII領域でPAHの割合がどのように変化するかを調べます。PAHフラクションとHII領域のイオン化パラメーター(電離光子フラックスと水素密度の比率)の間に強い反相関関係があることがわかりました。この関係は、より明るいHII領域ほど急になります。HII領域の金属性は、銀河サンプルのこれらの結果にわずかな影響しか与えません。PAHの割合はH$\alpha$相当幅(HII領域の年齢の代理)と共に減少することがわかりますが、この傾向はイオン化パラメーターを使用して特定されたものよりもはるかに弱いです。私たちの結果は、水素イオン化紫外線が星形成領域でのPAH破壊の主な原因であるというシナリオと一致しています。
PHANGS-JWST 最初の結果: NGC1365 の中央分子ガス環における星形成の急速な進化
| Title |
PHANGS-JWST_First_Results:_Rapid_Evolution_of_Star_Formation_in_the_Central_Molecular_Gas_Ring_of_NGC1365 |
| Authors |
Eva_Schinnerer,_Eric_Emsellem,_Jonathan_D._Henshaw,_Daizhong_Liu,_Sharon_E._Meidt,_Miguel_Querejeta,_Florent_Renaud,_Mattia_C._Sormani,_Jiayi_Sun,_Oleg_V._Egorov,_Kirsten_L._Larson,_Adam_K._Leroy,_Erik_Rosolowsky,_Karin_M._Sandstrom,_T.G._Williams,_Ashley_T._Barnes,_F._Bigiel,_Melanie_Chevance,_Yixian_Cao,_Rupali_Chandar,_Daniel_A._Dale,_Cosima_Eibensteiner,_Simon_C.O._Glover,_Kathryn_Grasha,_Stephen_Hannon,_Hamid_Hassani,_Jaeyeon_Kim,_Ralf_S._Klessen,_J.M._Diederik_Kruijssen,_Eric_J._Murphy,_Justus_Neumann,_Hsi-An_Pan,_Jerome_Pety,_Toshiki_Saito,_Sophia_K._Stuber,_Robin_G._Tress,_Antonio_Usero,_Elizabeth_J._Watkins,_Bradley_C._Whitmore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09168 |
大規模なバーは分子ガスで銀河の中心に燃料を供給することができ、多くの場合、激しい星形成が発生する高密度のリング状構造の発達につながり、銀河円盤とは非常に異なる環境を形成します。この極端な星形成の原因となる物理的メカニズムを調査するために、近くの棒状渦巻銀河NGC1365の中心部の約5kpcのアーカイブALMACO(2-1)マッピングと、約0.3インチ(30pc)解像度の新しいJWST/MIRI画像を組み合わせます。分子ガスの形態は、初期型銀河の非星形成円盤を彷彿とさせる滑らかで動的に冷たいガス円盤(R_gal~475pc)を取り囲む2つのよく知られた明るいバーレーンに分解されます。レーン.レーンは、JWSTによって識別された多数の若い大規模な星団をホストしています.リングに沿った一時的な星形成の進化の証拠をいくつか見つけました.ガスレーンの複雑な運動学は、強いストリーミング運動を明らかにしており、ガス流線の収束と一致している可能性があります.実際、極端な線幅は、ガスピーク間の「雲間」運動の結果であることがわかっています;ScousePy分解は、<sigma_CO,scの線幅を持つ複数の成分を明らかにしますouse>~19km/sおよび<Sigma_H2,scouse>の表面密度~800M_sun/pc^2、中心分子ガス構造の残りの部分で観察される特性と同様。調整された流体力学シミュレーションは、観察された特性の多くを示し、観察された構造が過渡的で非常に時間変動的であることを意味します。NGC1365の研究から、CMZで星形成を設定しているのは主にバーによって引き起こされる高いガス流入であると結論付けています。
銀河中心付近の星団の潮汐破壊とその残骸の空間分布
| Title |
Tidal_disruption_of_stellar_clusters_and_their_remnants'_spatial_distribution_near_the_galactic_center |
| Authors |
Long_Wang_and_D.N.C._Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09215 |
動的摩擦による大規模な星団の降着は、核星団(NSC)の構築の可能性が高いシナリオであることが以前に確立されていました。残りの問題は、強力な外部潮汐擾乱が、ホスト銀河の中心に深く沈むかなり前に、ゆるく結合された銀河団の深刻な崩壊につながるかどうかです.一連の$N$ボディシミュレーションを実行し、初期の理想化された分析モデルを検証します。ホスト銀河の密度プロファイルがインデックス$\alpha<1$のべき法則分布で記述できる場合、クラスターは外部銀河潮汐場によって半径方向に圧縮されることを示します。対照的に、銀河の潮汐摂動は、急激な$\alpha>1$の密度低下を伴う領域、または重力が超大質量ブラックホール(SMBH)の点質量ポテンシャルによって支配されるまさに中心部で破壊的です。.この十分な基準は、衛星星系の保存対崩壊を決定する際に、従来の必要なRoche-lobe-filling条件を補足します。銀河の中心に向かって、ほぼ円形、中程度または高度に偏心した軌道を冒険する星団の破壊を、さまざまな背景密度プロファイルとSMBHでシミュレートします。星団残骸の空間分布を得る。これらの結果を、銀河中心のSMBHSgrA$^\ast$から数パーセク以内のNSCに適用します。最近の観測は、明確に異なる年齢と金属量を持つ星の2つの集団が共存していることを示しています。亜太陽金属質集団が、破壊された星団の破片である可能性があることを確認します。
ALMA-IMF VII -- 恒星質量の起源の調査: W43-MM2&MM3 ミニ スターバーストにおける CMF の進化
| Title |
ALMA-IMF_VII_--_Investigating_the_origin_of_stellar_masses:_CMF_evolution_in_the_W43-MM2&MM3_mini-starburst |
| Authors |
Y._Pouteau,_F._Motte,_T._Nony,_M._Gonzalez,_I._Joncour,_J.-F._Robitaille,_G._Busquet,_R._Galvan-Madrid,_A._Gusdorf,_P._Hennebelle,_A._Ginsburg,_T._Csengeri,_P._Sanhueza,_P._Dell'Ova,_A._M._Stutz,_A._P._M._Towner,_N._Cunningham,_F._Louvet,_A._Men'shchikov,_M._Fernandez-Lopez,_N._Schneider,_M._Armante,_J._Bally,_T._Baug,_M._Bonfand,_S._Bontemps,_L._Bronfman,_N._Brouillet,_D._Diaz-Gonzalez,_F._Herpin,_B._Lefloch,_H.-L._Liu,_X._Lu,_F._Nakamura,_Q._Nguyen_Luong,_F._Olguin,_K._Tatematsu,_M._Valeille-Manet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09307 |
星の初期質量関数(IMF)に関する最も中心的な未解決の問題は、中心質量関数(CMF)の形状に対する環境の影響であり、ひいてはIMFに対する潜在的な影響です。ALMA-IMFLargeProgramは、形成過程と進化の診断観測量として、雲の特性を持つコア分布の変化を調査することを目的としています。現在の研究はW43-MM2&MM3ミニスターバーストに焦点を当てています。W43-MM2&MM3は、以前に論文IIIで特徴付けられた、統計的に有意な数のコアを含む豊富なクラスターを含んでいるため、環境研究に役立つテストケースです。ALMA1.3mmおよび3mm連続体画像にマルチスケール分解技術を適用して、6つのサブ領域を定義しました。各サブ領域について、1.3mmの画像を使用して、雲ガスの高柱密度確率分布関数n-PDFの形状を特徴付けます。コアカタログを使用して、CMF、n-PDF、およびコア質量分離の間の相関関係を調査します。サブ領域を、コアの表面数密度、流出数、およびUCHiiの存在に基づいて、静止からバースト、ポストバーストまで、進化のさまざまな段階に分類します。サブリージョンCMFの高質量端は、Salpeter斜面に近い(静止)ものからトップヘビー(バーストおよびポストバースト)までさまざまです。さらに、n-PDFの2番目の尾部は、高質量の星形成雲で観測されたように、急峻なものから平坦なものまで変化します。平坦な2番目のn-PDFテールを持つサブ領域は、トップヘビーCMFを表示することがわかりました。CMFは、静止期からバースト期までの星形成プロセスを通じて、サルピーターからトップヘビーに進化する可能性があります。このシナリオは、雲が星形成段階の終わりに近づくにつれて、CMFが再びサルピーターに戻る可能性があるかどうかという問題を提起します。これはまだテストされていない仮説です。
HyGAL: 水素化物やその他の小分子の観測による銀河 ISM の特徴付け II. IRAM 30m望遠鏡による吸収線調査
| Title |
HyGAL:_Characterizing_the_Galactic_ISM_with_observations_of_hydrides_and_other_small_molecules_II._The_absorption_line_survey_with_the_IRAM_30_m_telescope |
| Authors |
W.-J._Kim,_P._Schilke,_D._A._Neufeld,_A._M._Jacob,_\'A._S\'anchez-Monge,_D._Seifried,_B._Godard,_K._M._Menten,_S._Walch,_E._Falgarone,_V.S._Veena,_S._Bialy,_T._M\"oller,_and_F._Wyrowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09334 |
赤外線天文学レガシープログラムのHyGAL成層圏天文台を補完するものとして、拡散および半透明の銀河雲における単純な分子の地上ベースの吸収線調査の結果を報告します。InstitutdeRadioastronomieMillim\'etrique(IRAM)の30m望遠鏡を使用して、15mm連続線源に向かう2mmおよび3mm波長範囲の分子線を調査しました。これらのソースはすべて、主に天の川の第1象限と第2象限に位置する大規模な星形成領域であり、IRAM30m望遠鏡で観測できるHyGALサンプルのサブセットを形成します。14の視線に向かってHCO$^+$の吸収線を検出し、それに向かって78の前景の雲成分を特定しました。HCN、HNC、C$_2$H、およびc-C$_3$H$_2$からほとんどの視線に向かって線を検出しました。さらに、CSとH$_2$Sの吸収線が、連続体源の少なくとも半分に向かって見られます。紫外優位の化学を考慮した静的ムードン光解離領域(PDR)等圧モデルでは、H$_2$Sを除いて、7つの分子種すべてのカラム密度をわずか数分の1で再現することができませんでした。乱流散逸によって引き起こされる他の形成経路を含めることで、拡散雲でこれらの種の観測された高い柱密度が説明される可能性があります。H$_2$に比べてH$_2$SとCSの存在量が拡散雲($X$(H$_2$S)と$X$(CS)$\sim10^{-8}-10^{-7}$)半透明の雲($X$(H$_2$S)および$X$(CS)$\sim10^{-9}-10^{-8}$)小さなサンプルに向けて;ただし、この傾向を確認するには、より大きなサンプルが必要です。導出されたH$_2$Sカラム密度は、等圧PDRモデルから予測された値よりも高く、硫黄を含む氷マントルからのH$_2$Sの化学的脱着がH$_2$S存在量の増加に役割を果たす可能性があることを示唆しています.
SDSS-IV MaNGA 銀河のガス金属量分布: 何が勾配と局所的な傾向を駆動するのか?
| Title |
Gas_metallicity_distributions_in_SDSS-IV_MaNGA_galaxies:_what_drives_gradients_and_local_trends? |
| Authors |
Nicholas_Fraser_Boardman,_Vivienne_Wild,_Tim_Heckman,_Sebasti\'an_F._S\'anchez,_Rog\'erio_Riffel,_Rogemar_A._Riffel,_Gail_Zasowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09344 |
個々の銀河と銀河サンプル全体のガス金属量分布は、銀河がどのように進化したかについて多くのことを教えてくれます。大規模な銀河は通常、負の金属量勾配を持ち、質量と金属量は広範囲の銀河質量にわたる局所スケールで密接に相関しています。ただし、そのような傾向の正確な起源はとらえどころのないままです。ここでは、SDSS-IVMaNGAからのデータを使用して、ガス金属量が局所的な星の質量密度と個々の銀河内の銀河中心半径にどのように依存するかを調べます。また、これらの依存関係の強さが銀河の質量サイズ平面全体でどのように変化するかについても検討します。拡張された低質量の銀河では、半径は星の質量密度よりも局所的な金属量をより予測しやすいことがわかりましたが、質量が大きくコンパクトな銀河では、密度と半径がほぼ同等に予測できることがわかりました。以前の研究と一致して、金属量の勾配と大規模な環境との間に穏やかな関係があることがわかりました。ただし、これは、質量サイズ平面全体でのガスの金属量挙動の変動を説明するには不十分です。私たちの結果は、拡張された銀河が滑らかなガス降着の歴史を経験し、時間の経過とともに負の金属量勾配を生成したというシナリオと一致していると主張します。さらに、よりコンパクトで大規模なシステムでは、このプロセスを混乱させる合体活動が増加し、個々の銀河内の金属量勾配がより平坦になり、密度と金属量の相関関係がより支配的になっていると主張しています。
JWSTで捉えたz~5での大質量銀河形成活動
| Title |
Massive_galaxy_formation_caught_in_action_at_z~5_with_JWST |
| Authors |
Shuowen_Jin,_Nikolaj_B._Sillassen,_Georgios_E._Magdis,_Aswin_P._Vijayan,_Gabriel_B._Brammer,_Vasily_Kokorev,_John_R._Weaver,_Raphael_Gobat,_Clara_Gim\'enez-Arteaga,_Francesco_Valentino,_Malte_Brinch,_Carlos_G\'omez-Guijarro,_Marko_Shuntov,_Sune_Toft,_Thomas_R._Greve,_and_David_Blanquez_Sese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09372 |
JWST/CEERSサーベイでカバーされているEGSフィールドのz~5.2にコンパクトな銀河群CGG-z5が発見されたことを報告します。CGG-z5は、最近のJWSTの公開調査でz>2の銀河の最大の過密度として選択され、1.5インチx3インチ(10x20kpc$^2$)の投影領域内にある6つの候補メンバーで構成されています。すべてのグループメンバーはHST/F435WおよびHST/F606Wドロップアウトであり、JWST/NIRCamバンドで確実に検出され、狭い範囲のロバストな測光赤方偏移5.0<z<5.3が得られます。グループ内で最も重い銀河は恒星質量log$(M_{*}/M_{\odot})\approx9.8$を持ち、残りは低質量の衛星(log$(M_{*}/M_{\odot})\約8.4-9.2$)。いくつかのグループメンバーがHSTおよびIRACバンドですでに検出されていましたが、星の質量が低く、構造がコンパクトであるため、その識別にはJWSTの感度と解像度が必要でした。CGG-z5の性質と進化経路を評価するために、EAGLEシミュレーションで同様のコンパクト構造を検索し、それらの進化を経時的に追跡しました。同定されたすべての構造がz=3までに1つの銀河に合体し、z~1で巨大な銀河(log$(M_{*}/M_{\odot})>11$)を形成することがわかりました。これは、CGG-z5が大質量銀河形成の短命期に捉えられた「原始大質量銀河」である可能性があることを意味します。
最近のマゼラン雲の星形成史をのぞく
ここでは、OGLE~IVサーベイのデータを使用して、位置と年齢の関数として、マゼラン雲の基本モードセファイドの分布を調べます。セファイドの年齢は、よく知られているLMCとSMCセファイドの期間-年齢関係によって決定されます。これは、マゼラン雲の星形成シナリオを理解するために使用されます。LMCとSMCのセファイドの年齢分布は、それぞれ$155^{+45}_{-35}$Myrと$224^{+51}_{-42}$Myr付近にピークを示します。これは、約200\,Myr前にマゼラン雲で主要な星形成イベントが発生したことを示しています。このイベントは、マゼラン雲の2つの構成要素間の接近した衝突によって、またはマゼラン雲と天の川銀河の間の可能性のある潮汐相互作用が原因で、天の川を周回する周心軌道の1つの間に引き起こされた可能性があると考えられています。Cepheidsは、LMCとSMCの両方で非対称に分布することがわかっています。高密度の塊状構造が、それぞれの銀河中心からLMCの東側とSMCの南西方向に向かって位置していることがわかりました。
散開星団と周囲の星間物質から銀河円盤の形態を理解する
| Title |
Understanding_Galactic_disk_morphology_through_open_star_clusters_and_surrounding_interstellar_material |
| Authors |
Yogesh_C._Joshi,_Sagar_Malhotra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09384 |
散開星団は銀河円盤の構造の詳細を調べるための優れた情報源であるため、銀河円盤の形態を理解するために、年齢、距離、赤み、運動学的情報など、6000を超える散開星団で利用可能な物理パラメーターを使用しました。銀河の渦巻き構造をマッピングしたところ、銀河団のほとんどが約10～20Myr後に渦巻き腕を離れ、年をとるにつれて腕間領域を埋めることがわかりました。ギャラクシーオメガのらせんパターンの自転速度を26.5+/-1.5km/s/kpcと決定し、これは過去80Myr内で一定であることが判明し、共回転半径Rcを太陽半径1.08と決定しました。700Myrよりも若い星団の分布に基づいて、太陽オフセットが-17.0+/-0.9pcであることを発見し、スケールの高さを銀河面から91.7+/-1.9pc、赤くなっている面から89.6+/-2.6と推定しました。.恒星間絶滅は、それぞれ59+/-10度と239+/-10度の経度方向で発生する銀河経度と最大および最小銀河吸収で、正弦波状に変化することがわかっています。この研究により、銀河円盤、渦巻き腕、および赤くなっている分布の特性を調査することができ、正式な銀河平面に対して傾斜している銀河経度に沿って厚さが変化する星間物質の層を明らかにすることができました。
CALSAGOS: 高密度システムの銀河に適用されるクラスタリング アルゴリズム
| Title |
CALSAGOS:_Clustering_ALgorithmS_Applied_to_Galaxies_in_Overdense_Systems |
| Authors |
D._E._Olave-Rojas,_P._Cerulo,_P._Araya-Araya,_D._A._Olave-Rojas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09451 |
この論文では、CALSAGOS:ClusteringALgorithmSAppliedtoGalaxiesinOverdenseSystemsを紹介します。これは、クラスターメンバーを選択し、部分構造を検索、検出、識別するために開発されたPYTHONパッケージです。CALSAGOSはクラスタリングアルゴリズムに基づいており、分光および測光サンプルで使用するために開発されました。CALSAGOSのパフォーマンスをテストするために、S-PLUSのモックカタログを使用し、使用する関数に応じてメンバー選択で1\%-6\%のエラーを発見しました。さらに、CALSAGOSは、銀河団の外側領域($r>r_{200}$)の下部構造の識別において、0.8の$F_1$スコア、85\%の精度、100\%の完全性を持っています。CALSAGOSの$F_1$スコア、精度、および完全性は、部分構造を検索、検出、および識別する機能が2Dで機能するため、すべての部分構造の識別(内部および外部)を考慮すると、0.5、75\%、および40\%に低下します。他の部分に投影された部分構造を解決できません。
前恒星コアに向けたCHD$_{2}$OHの最初の検出
星と惑星の形成プロセス全体での物質の継承は、重水素の分別によって追跡されます。ここでは、星の前のコアに向かって二重に重水素化されたメタノールが最初に検出されたことを報告します。2つの星のないコアと2つの星形成前のコアに向けた、メタノールCH$_{3}$OHの重水素分別を調べます。恒星以前のコアH-MM1とL694-2のCH$_{2}$DOHで0.8-1.9$\%$のD/H比を導き出し、より進化したクラス0/I天体と彗星での測定値と一致する67P/Churyumov-Gerasimenkoは、星形成前の段階で発生した直接的な化学的リンクを示唆しています。さらに、CHD$_{2}$OH/CH$_{2}$DOHの列密度比は$\sim$50-80$\%$であり、クラス0/Iオブジェクトに向けて一貫して高く、効率的なおそらくD$_{2}$COへのH原子の付加によるCHD$_{2}$OHの形成メカニズム。CH$_{2}$DOH/CH$_{3}$OHとCHD$_{2}$OH/CH$_{3}$OHの円柱密度比は、星の前の2つのコアでそれより大きい2つのスターレスコアB68およびL1521Eでは、初期段階のコアにおけるメタノール重水素化の進化傾向を表しています。
100 Mpc の距離内の局所宇宙の銀河群および銀河団における拡散光群内および銀河団内光の運動学
| Title |
Kinematics_of_the_diffuse_intragroup_and_intracluster_light_in_groups_and_clusters_of_galaxies_in_the_Local_Universe_within_100_Mpc_distance |
| Authors |
Magda_Arnaboldi,_Ortwin_E._Gerhard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09569 |
ほぼすべての銀河団内(IGL)と銀河団内光(ICL)は、単一の銀河に束縛されていないが、銀河で形成され、後にそれらから解放された星から発生します。このレビューでは、100Mpcの距離内にあるローカルユニバースのグループとクラスターのICLおよびIGLコンポーネントの物理的特性(相空間特性、金属量、年齢分布)に焦点を当てます。これらの非常に低い表面輝度構造に関する運動学的情報は、主に惑星状星雲や球状星団などの個別のトレーサーから得られ、非常に緩和されていない速度分布を示しています。宇宙論的流体力学シミュレーションは、IGLとICLの動的状態の重要な予測を提供し、ほとんどのIC星が銀河から溶解し、その後中央銀河と合体することを発見しました。明るい銀河の外側のハローで測定された半径による速度分散の増加は、IGLおよびICL成分の識別を可能にする物理的特徴です。ローカルグループとクラスターでは、IGLとICLはこれらの構造の密な領域にあります。特定のグループまたはクラスター内の衛星銀河の全光度に対するそれらの光の割合は、数パーセントから10パーセントの間であり、より進化した、より遠いクラスターの平均値よりも大幅に低くなります。しし座IとM49グループのIGLとICL、およびM87付近の乙女座星団のコアは、ほとんどが古い(>~10Gyr)金属が少ない([Fe/H]<-1.0)星から発生することがわかっています。質量前駆銀河。LSST、Euclid、空の「大きな目」などの新しい画像処理施設-ELTおよびJWSTとその高度な機器は、IGLおよびICL星の祖先、それらの年齢、金属含有量、質量に関する知識を大幅に増加させることを約束しますそして進化、それによってこの謎めいた要素の理解を深めます。
共通エンベロープ ジェット超新星 r プロセス シナリオに対する超微光矮小銀河網状体 II の意味
| Title |
The_implications_of_Ultra-Faint_Dwarf_Galaxy_Reticulum_II_on_the_common_envelope_jets_supernova_r-process_scenario |
| Authors |
Aldana_Grichener,_Noam_Soker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09628 |
共通エンベロープジェット超新星(CEJSN)のrプロセスシナリオは、rプロセス要素で強く強化された超微光矮小(UFD)銀河網状体II内のごく最近の観測によって決定された星の特性と互換性があることを示します。これらの新しい結果は、ReticulumII銀河におけるrプロセス要素の効率的な混合のように、UFD銀河のCEJSNrプロセスシナリオにいくつかの意味を持ちます。特に、エネルギージェットは、共通エンベロープイジェクタと効率的に混合し、次に網状体IIの星間物質全体と効率的に混合します。シナリオと新しい観察結果との間に見られる互換性は、CEJSNr-プロセスシナリオがr-プロセス要素の無視できない割合を提供することを示唆しています。
Ly{\alpha} 星雲における放射伝達: I. 中心線源を持つ連続的または塊状の球状ハローのモデル化
| Title |
Radiative_Transfer_in_Ly{\alpha}_Nebulae:_I._Modeling_a_Continuous_or_Clumpy_Spherical_Halo_with_a_Central_Source |
| Authors |
Seok-Jun_Chang,_Yujin_Yang,_Kwang-Il_Seon,_Ann_Zabludoff,_Hee-Won_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09630 |
$z$の高いLy${\alpha}$星雲の背後にあるメカニズムを理解するために、中心のLy${\alphaの周りの$\rmH\,I$ハローでのLy${\alpha}$の散乱をシミュレートします。}$ソース。初めて、ハローガスの滑らかな分布と塊状の分布の両方、および流出速度の範囲、合計$\rmH\,I$列密度、$\rmH\,I$空間濃度、および中央源銀河(例えば、AGNや星形成銀河に典型的な線幅に対応するLy${\alpha}$線幅)。原子状水素によって散乱されたLy${\alpha}$光子の空間周波数拡散と偏光を計算します。私たちの散乱のみのモデルは、合計の列密度$N_{\rmHI}\geq10^{20}\rmcm^で、Ly${\alpha}$星雲の典型的なサイズ($\sim100\,$kpc)を再現します。{-2}$であり、正、平坦、および負の分極半径方向勾配の範囲を予測します。また、Ly${\alpha}$星雲の形態には、明るい核を持つものと持たないものの2つの一般的なクラスも見つかります。$N_{\rmHI}$が低い場合、つまり中心の光源が直接見える場合にコアが見られ、偏光ジャンプ、つまりハロー中心のすぐ外側で偏光半径プロファイルが急激に増加する場合にコアが見られます。スムーズまたは塊状の中間モデルでテストされたすべてのパラメーターの中で、$N_{\rmHI}$がトレンドを支配しています。被覆因子$f_c\gtrsim5$を持つ塊状モデルのLy${\alpha}$表面輝度、スペクトル線形状、および偏光の放射状挙動は、同じ$N_{\rmHI}での滑らかなモデルの挙動に近づきます。$.$N_{\rmHI}$が高く$f_c\lesssim2$が低い塊状の媒体は、滑らかなモデルではできない散乱によってLy${\alpha}$の特徴を生成します:明るいコア、対称的なラインプロファイル、偏光ジャンプ。
PHANGS-JWST 最初の結果: NGC 1365 のスターバースト リングにおける分子ガスの恒星フィードバック駆動励起と解離?
| Title |
PHANGS-JWST_First_Results:_Stellar_Feedback-Driven_Excitation_and_Dissociation_of_Molecular_Gas_in_the_Starburst_Ring_of_NGC_1365? |
| Authors |
Daizhong_Liu,_Eva_Schinnerer,_Yixian_Cao,_Adam_Leroy,_Antonio_Usero,_Erik_Rosolowsky,_Eric_Emsellem,_J._M._Diederik_Kruijssen,_M\'elanie_Chevance,_Simon_C._O._Glover,_Mattia_C._Sormani,_Alberto_D._Bolatto,_Jiayi_Sun,_Sophia_K._Stuber,_Yu-Hsuan_Teng,_Frank_Bigiel,_Ivana_Be\v{s}li\'c,_Kathryn_Grasha,_Jonathan_D._Henshaw,_Ashley._T._Barnes,_Jakob_S._den_Brok,_Toshiki_Saito,_Daniel_A._Dale,_Elizabeth_J._Watkins,_Hsi-An_Pan,_Ralf_S._Klessen,_Gagandeep_S._Anand,_Sinan_Deger,_Oleg_V._Egorov,_Christopher_M._Faesi,_Hamid_Hassani,_Kirsten_L._Larson,_Janice_C._Lee,_Laura_A._Lopez,_J\'er\^ome_Pety,_Karin_Sandstrom,_David_A._Thilker,_Bradley_C._Whitmore,_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09652 |
埋め込まれた若い大質量星団(YMC)を、NGC1365のスターバーストリング内の分子ガスの励起と解離を追跡する(サブ)ミリ線観測と比較します。MPC。ここでは、近/中赤外PHANGS-JWSTイメージングを新しいALMAmulti-JCO(1-0、2-1、4-3)および[CI](1-0)マッピングと組み合わせて、COの追跡に使用します。R42=I_CO(4-3)/I_CO(2-1)およびR21=I_CO(2-1)/I_CO(1-0)による励起およびRCICO=I_[CI](1-0)/I_CO(2-1)330pcの解像度で。北東から南西へスターバーストリングに流れ込むガスは、恒星フィードバックの影響を強く受けているように見え、下流領域での励起の減少(R42の低下)と解離の兆候の増加(RCICOの上昇)を示しています。そこでは、放射伝達モデリングは、分子ガス密度が減少し、温度と[CI/CO]存在比が増加することを示唆しています。R42とRCICOを地域全体の局所条件と比較すると、どちらもYMCを追跡する近赤外線2um放射と相関し、PAH(11.3um)とダスト連続体(21um)放射の両方と相関することがわかります。一般に、RCICOはR42よりも約0.1dex厳密な相関を示し、CIはCOよりもNGC1365スターバーストにおける物理的条件の変化のより敏感なトレーサーであることを示唆しています(4-3)。私たちの結果は、ガスがバーに沿って2つのアーム領域に流れ込み、凝縮/衝撃を受けてYMCを形成し、次にこれらのYMCがガスを加熱して解離するというシナリオと一致しています。
近くの渦巻銀河の CI と CO -- I. ~ 200 pc スケールでの線比と存在量の変化
| Title |
CI_and_CO_in_Nearby_Spiral_Galaxies_--_I._Line_Ratio_and_Abundance_Variations_at_~_200_pc_Scales |
| Authors |
Daizhong_Liu,_Eva_Schinnerer,_Toshiki_Saito,_Erik_Rosolowsky,_Adam_Leroy,_Antonio_Usero,_Karin_Sandstrom,_Ralf_S._Klessen,_Simon_C._O._Glover,_Yiping_Ao,_Ivana_Be\v{s}li\'c,_Frank_Bigiel,_Yixian_Cao,_J\'er\'emy_Chastenet,_M\'elanie_Chevance,_Daniel_A._Dale,_Yu_Gao,_Annie_Hughes,_Kathryn_Kreckel,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Hsi-An_Pan,_J\'er\^ome_Pety,_Dragan_Salak,_Francesco_Santoro,_Andreas_Schruba,_Jiayi_Sun,_Yu-Hsuan_Teng,_and_Thomas_Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09661 |
ALMAAtacamaを使用して、それぞれ190pcと270pcの空間分解能で、NGC3627とNGC4321のディスクの内部~7kpcと~4kpc内の新しい中性原子炭素[CI](3P1-3P0)マッピング観測を提示します。コンパクトアレイ(ACA)。これらを、PHANGS-ALMAからのCO(2-1)データ、文献[CI]および他の2つのスターバーストおよび/または活動銀河核(AGN)銀河(NGC1808、NGC7469)のCOデータと組み合わせて、次の研究を行います。CIおよびCO排出量の空間分布。b)様々な銀河の特性の関数として観測されたライン比RCICO=I_[CI](1-0)/I_CO(2-1);c)[CI/CO]の存在比。NGC3627とNGC4321の星形成円盤の大部分で、CIとCOの放出とほぼ均一なRCICO~0.1の間の優れた空間的対応が見られます。ただし、RCICOは、NGC4321の中心での~0.05から、NGC1808のスターバースト中心およびNGC7469の中心でのX線AGNによる>0.2-0.5まで大きく異なります。一方、RCICOは、PDRモデルの予測と同様に、$U$によって明らかに変化しません。また、文献と一致して、金属量が0.7〜0.85の太陽金属量を超えて増加するRCICOが緩やかに減少していることもわかります。GMC、活発な星形成領域、強力な星形成環境を表すさまざまな典型的なISM条件を想定して、LTE放射伝達を計算し、NGC3627とNGC4321の円盤全体で[CI/CO]存在比を推定します。-銀河研究における大規模な発見。ただし、宇宙線優勢領域(CRDR)とX線優勢領域(XDR)化学。最後に、私たちが調査したディスク領域では、一般的にCOが暗く、CIが明るいガスの確固たる証拠は見つかりません。(略称)
星形成によって駆動される z > 6 QSO ホストの分子流出
| Title |
Molecular_Outflows_in_z_>_6_QSO_Hosts_Driven_by_Star_Formation |
| Authors |
Kirsty_M._Butler,_Paul_P._van_der_Werf,_Theodoros_Topkaras,_Matus_Rybak,_Bram_P._Venemans,_Fabian_Walter_and_Roberto_Decarli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09675 |
クエーサー相に関連する銀河のフィードバックとアウトフローは、最も重い銀河を消滅させる上で極めて重要であると予想されています。ただし、質量と運動量の両方を支配し、星形成のための直接の燃料を取り除く分子流出フェーズを対象とした観測は、高zQSOホストでは制限されています。z~4で見つかった大規模な静止銀河は、z~5までに星形成をすでに停止させ、z>6で最も激しい成長を遂げていると予測されています。OH119ミクロンダブレット、3つのz>6赤外線発光QSOホストのサンプル:J2310+1855およびP183+05。OH119ミクロンは、P183+05の発光でも検出され、暫定的に3番目のソース:P036+03で検出されます。高zダスト星形成銀河の流出と同様の仮定を使用すると、我々のQSOは同等の質量流出率で分子流出を引き起こし、J2310+1855の著しく低い流出エネルギー束を除いて、比較的エネルギーが高いことがわかります。J2310+1855の分子流出を促進するための証拠は見つからず、中央のAGNからの追加の入力も必要としませんが、L_FIRへの重要なAGNの寄与が想定される場合、および/または流出がカバー率は高く(>53%)、文献からの証拠は、これらの情報源ではありそうにないことを示唆しています。青方偏移した吸収スペクトル特性で観測された違いは、代わりに、QSOホストのよりコンパクトなダスト連続体によって引き起こされ、観測をより低い高度と流出のより中央の領域に制限している可能性があります。
衝突する流れにおける粒子の加速: 連星風およびその他の二重衝撃構造
周囲の磁場に対して垂直に伝播する衝撃波は、平行伝播領域よりもかなり速く粒子を加速します。しかし、垂直方向の加速度は、衝撃が粒子の円形軌道を超えると停止します。同時に、一対の垂直な衝撃によって束縛された超音速で衝突するプラズマから生じる流れが続く可能性があります。我々が詳細に検討しているダブルショック加速メカニズムは、熱粒子には有利ではありませんが、事前にエネルギーを与えられた粒子は、加速の早期終了を回避する可能性があります。それらのジャイロ半径が衝撃間の優勢な乱流スケールを超える場合、これらの粒子は、衝撃を受けたプラズマによって運び去られる前に、衝撃間空間を繰り返し通過する可能性があると主張します。さらに、同様の速度$u_{1}\approxu_{2}\approxc$の衝撃の間の空間に入ると、そのような粒子は固定角度$\approx35.3^{\circ}$で衝撃の間で跳ね返り始めます。衝撃面。衝撃波面に沿った彼らのドリフトは、$V_{d}\sim\left|u_{2}-u_{1}\right|\llc$と遅いので、$N\simLc/\left|かかります。u_{2}-u_{1}\right|d\gg1$は、アクセルから逃れる前にバウンドします(ここで、$L$はショックのサイズで、$d$はそれらの間のギャップです)。これらの粒子は、1サイクル(2回連続して跳ね返る)ごとにエネルギーが10倍以上になるため、加速を制限する可能性のある他の損失を引き起こします。これには、リップルショック、上流磁場の非平行な相互配向、および放射損失によるドリフトが含まれます。
TXS 1433+205: 最も遠いガンマ線を放出する FR II 電波銀河
観測者の視線に対するジェット軸の向きは、ブレーザーや電波銀河から観測される現象を説明する上で重要な役割を果たします。ガンマ線帯では、ほんの一握りの電波銀河しか確認されておらず、すべて近くの宇宙(z<0.5)に位置しています。ここでは、TXS1433+205に関連付けられた4FGLJ1435.5+2021を、z=0.748のかなり高い赤方偏移にあるファナロフ-ライリーII型(FRII)電波銀河として同定したことを報告します。-現在知られている電波銀河を検出した。3GHzでのベリーラージアレイスカイサーベイデータは、光源の形態を明るいコア、ジェット、および2つのホットスポットに分解し、ローブの先端間の合計の端から端までの投影長は~170kpcです。この謎めいた天体の光学的および電波的性質は、それが高励起のFRII電波銀河であることを示唆しています。TXS1433+205の多波長挙動は、他のガンマ線検出FRII光源に似ていることがわかっていますが、高光度の端にあります。進行中および今後の高解像度電波調査により、ガンマ線空にさらに多くの高赤方偏移電波銀河が特定され、不整列の相対論的ジェットの包括的な研究が可能になることを示唆しています。
ガンマ線バーストの X 線フレアにおけるスケール不変性
X線フレアは、一般に中央エンジンの再活性化によって生成されると考えられており、ガンマ線バースト(GRB)の即時放出と同じエネルギー散逸メカニズムを持っている可能性があります。したがって、X線フレアは、GRBの中央エンジンの性質を理解するための重要な手がかりを提供できます。この作業では、既知の赤方偏移を持つGRBのX線フレアの差分サイズとリターン分布の間の物理的な接続を初めて研究します。持続時間、エネルギー、および待機時間の微分分布は、べき乗関数によって適切に適合できることがわかりました。特に、異なる時間での持続時間、エネルギー、および待機時間の差の分布(つまり、リターン分布)は、$q$-ガウス形式によく従います。$q$-ガウス分布の$q$値は、さまざまな時間間隔スケールでほぼ安定しており、GRBX線フレアのスケール不変構造を示唆しています。さらに、$q$パラメーターが、$q=(\alpha+2)/\alpha$として特徴付けられる微分サイズ分布のべき乗指数$\alpha$に関連していることを確認します。これらの統計的特徴は、自己組織化臨界システムの物理的枠組みの中でうまく説明できます。
銀河中性子星の正確な天体観測を行う物理実験室としての利用を促進する
中性子星の存在は、1960年代後半に電波波長でパルサーが発見されるまで確認されませんでした。それ以来、これらの非常にコンパクトで磁化された物体は、電磁スペクトル全体で観測され、広く研究されてきました。ただし、中性子星に関連する多くの研究では、それらの距離と適切な運動を正確に決定する必要があります。この論文は、超長基線アレイ(VLBA)とガイア宇宙望遠鏡からのデータを使用して、それぞれ電波周波数と光周波数で動作する中性子星の高精度アストロメトリーに焦点を当てています。論文で研究されている中性子星には、非常に磁化されたマグネター、高速自転ミリ秒パルサー、重力波を放出する二重中性子星、中性子星X線連星が含まれます。主な成果として、この論文は、ミリ秒パルサーの最大の天体観測であるMSPSRpiプロジェクトの新しい分析と結果を提示し、天体観測結果の豊富な意味を指摘します。さらに、天体観測結果のリリースは、超低周波重力波背景の検出を促進することになります。方法論的には、この論文は、最初の2つの重要なマグネター視差につながる元のデータ削減パイプラインpsrvlbireduceを使用して、高度なVLBI技術をパルサーアストロメトリーに適用し、マグネター形成チャネルとその速度分布を研究する道を開きます。博士課程で開発されたアストロメトリーベイジアン推論パッケージsterneは、アストロメトリーパラメーターを推論するための汎用性の高い強力なツールとして機能します。
TESS による Blazar S4 0954+658 の準周期振動の検出
ブラザーS40954+658の発光で、0.6～2.5日前後のいくつかの準周期性が検出されたことを報告します。ソースはトランシティング系外惑星調査衛星(TESS)によって6つのセクターで観測され、そのうちの1つを除くすべてでこれらの特徴を示し、そのうちの4つの部分で明らかに1.52日のQPOが見られました。一般化されたLomb-Scargleピリオドグラム法を使用して重要な信号を検索し、時間-周波数領域解析用の重み付きウェーブレット変換を使用してそれらを確認しました。これらの急速な準周期的変動についていくつかの可能な説明を議論し、降着円盤の最も内側の部分が起源である可能性が最も高いことを示唆しています。このフレームワーク内で、このブレーザーの中心にあるブラックホールの質量の推定値を提供します。
2019年のTeV Blazar PG 1553 + 113のマルチバンド光学変動
| Title |
Multi-band_Optical_Variability_of_the_TeV_Blazar_PG_1553+113_in_2019 |
| Authors |
Vinit_Dhiman,_Alok_C._Gupta,_Sofia_O._Kurtanidze,_I._Eglitis,_A._Strigachev,_G._Damljanovic,_Paul_J._Wiita,_Minfeng_Gu,_Haritma_Gaur,_Oliver_Vince,_R._Bachev,_D._P._Bisen,_S._Ibryamov,_R._Z._Ivanidze,_Miljana_D._Jovanovic,_Omar_M._Kurtanidze,_M._G._Nikolashvili,_E._Semkov,_B._Spassov,_M._Stojanovic,_Beatriz_Villarroel,_Haiguang_Xu,_Zhongli_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09016 |
2019年2月28日から11月8日までの91晩にわたって収集されたBVRIデータを使用して、夜間(IDV)でのPG1553+113のフラックスとスペクトル変動を、10台の光学望遠鏡(ブルガリアに3台、ブルガリアに2台)を使用して報告します。インドとセルビア、ギリシャ、グルジア、ラトビアにそれぞれ1つずつ。VバンドとRバンドで16晩、Vバンド、Rバンド、Iバンドで8晩、準同時にブレーザーを監視し、2つの強力なテストを使用して日中フラックスと色の変化の光度曲線(LC)を調べました。-強化されたF検定とネストされたANOVA検定。ソースは、Rバンドで27泊中4泊、Vバンドで16泊中1泊、Iバンドで6泊中1泊で有意に(>99%)変動することが判明しました。IDVタイムスケールでは、色の時間的変動は観察されませんでした。これらの観測の過程で、Rバンドの全変動は0.89等でした。また、B、V、R、およびIバンドデータを使用してスペクトルエネルギー分布(SED)を調査しました。PG1553+113のこれらのSEDにべき法則を当てはめることにより、0.878+-0.029から1.106+-0.065の範囲の光スペクトルインデックスを見つけました。ソースは、IDVタイムスケールで、明るいときは青い傾向にあることがわかりました。観測されたスペクトル変動の考えられる物理的原因について説明します。
部分的な潮汐破壊の非対称性が引き起こす恒星軌道のずれ
| Title |
Deviation_in_stellar_trajectory_induced_by_asymmetry_in_partial_tidal_disruption |
| Authors |
Pritam_Banerjee,_Debojyoti_Garain,_Shaswata_Chowdhury,_Dhananjay_Singh,_Rohan_Joshi,_Tapobrata_Sarkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09122 |
部分的な潮汐破壊を研究し、残りの自己結合コアの軌道ダイナミクスの定量分析を提示します。平滑化粒子の流体力学的シミュレーションを実行して、ブラックホールの潮汐場による星の部分的な破壊が、コアの特定の軌道エネルギーと角運動量のジャンプにつながることを示します。これは、コアの速度を上げることは別として、コアの軌道の偏差に直接つながります。私たちの分析は、中心距離が小さいほど、特定の軌道エネルギーと角運動量の変動が大きくなることを示しています。2つの潮汐尾の質量の非対称性が高いほど、軌道偏差の大きさが大きくなると結論付けています。私たちの研究は、中間質量ブラックホールの範囲を示す質量比$q\lesssim10^3$の場合にのみ、観測可能な偏差が可能であることを明らかにしています。
非常にエネルギーの高いバースト GRB 221009A の多波長残光放出の 2 成分ジェット モデル
最近、ガンマ線バースト(GRB)が大気チェレンコフ望遠鏡の画像化によって超高エネルギー(VHE)ガンマ線で検出され、多波長データを説明するために2成分ジェットモデルがしばしば呼び出されました。この研究では、非常に明るいガンマ線バーストGRB221009Aからの多波長残光放射が調べられています。このイベントの等方性等価ガンマ線エネルギーは最大のものの1つであり、これは、以前のVHEGRBと同様に、ジェットの開口角度が非常に小さいため、コリメーション補正されたガンマ線エネルギーが公称値であることを示唆しています。このような狭いジェットからの残光放出は、特にジェットが均一なサーバルバースト物質に伝播する場合、減衰が速すぎます。2成分ジェットモデルでは、ローレンツ因子が小さい別の広いジェット成分が後期残光放出を支配し、GRB221009Aの多波長データは、採用されたものと同様の開口角を持つ狭いジェットと広いジェットによって説明できることを示しています他のVHEGRBの場合。また、モデルの縮退を観測とどのように解きほぐすかについても説明します。
CONGRuENTS (宇宙線、ニュートリノ、ガンマ線、電波非熱スペクトル)。 I. 銀河の非熱放射の予測モデル
| Title |
CONGRuENTS_(COsmic-ray,_Neutrino,_Gamma-ray_and_Radio_Non-Thermal_Spectra)._I._A_predictive_model_for_galactic_non-thermal_emission |
| Authors |
Matt_A._Roth_and_Mark_R._Krumholz_and_Roland_M._Crocker_and_Todd_A._Thompson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09428 |
宇宙線によって生成される非熱放射の全光度とスペクトル形状は、星間環境に依存します。この依存性は、銀河のバルク特性(星形成率、星の質量など)と非熱放射の間の相関関係を生じさせます。-熱スペクトル。宇宙線の輸送、損失、放出の物理的メカニズムを理解することは、これらの相関関係を理解するための鍵です。ここでは、シリーズの最初の論文で、星形成銀河の非熱スペクトルを計算する新しい方法を提示し、オープンソースソフトウェアパッケージ(COsmic-ray、Neutrino、Gamma-ray、RadioNon)について説明します。-ThermalSpectra(CONGRuENTS)--それを実装します。重要な革新として、私たちの方法は、銀河の有効半径、星形成率、星の質量、および赤方偏移のみを入力として必要とします。これらのすべての量は、銀河の大規模なサンプルですぐに利用でき、高価で空間的に分解されたガス測定を必要としません。これらの入力から、宇宙線が伝搬する背景ガスと放射場の個々の銀河ごとのモデルを導き出し、そこから銀河円盤とハローの両方でハドロン粒子とレプトン粒子の定常状態宇宙線スペクトルを計算します。完全な運動方程式。宇宙線輸送の最新モデルを呼び出し、すべての重要な放出および損失メカニズムを含めます。この論文では、モデルについて説明し、星形成率が4桁に及ぶ近くの星形成銀河で測定された非熱放射に対して検証します。
次世代重力波検出器による双子星拘束の展望
| Title |
Prospects_for_constraining_twin_stars_with_next-generation_gravitational-wave_detectors |
| Authors |
Philippe_Landry,_Kabir_Chakravarti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09733 |
強い相転移を伴う中性子星の状態方程式は、質量が同じで潮汐変形能力が異なる双子星、混成星、およびハドロン星をサポートする可能性があります。合体する中性子星の集団に双子星が存在すると、連星の潮汐変形能とチャープ質量の同時分布に特徴的なギャップが生じます。次世代(XG)地上重力波検出器のネットワークで復元された連星中性子星合体のシミュレートされた集団を分析して、双子星の存在を推測または除外するために必要な観測数を決定します。単純なパラメトリック双星モデルに基づく階層的推論フレームワークを使用して、1週間のXG観測で、双生児間の数百の潮汐変形性の差を検出し、双生児が発生する質量スケールを数秒以内で測定するのに十分であることがわかりました。パーセント。あまり目立たない双生児の場合、XG観測は潮汐変形能の差に厳しい上限を設定します。
ラジカルへの D 原子の直接取り込み: 見過ごされている重水素分別経路
| Title |
Direct_D-atom_incorporation_in_radicals:_An_overlooked_pathway_for_deuterium_fractionation |
| Authors |
Nureshan_Dias,_Ranil_M._Gurusinghe,_Bernadette_M._Broderick,_Tom_J_Millar,_and_Arthur_G._Suits |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.08680 |
ラジカルの直接D-H交換は、チャープパルスmm波分光法を用いた準一様流で調査されます。以前の研究で報告されたC3H2のH原子触媒による異性化に着想を得て、プロパルギル(C3H3)ラジカルとのD原子反応とその光生成物を調査しました。40K以下で発生するC3H2異性体へのD付加/H脱離の類似のプロセスを通じて、光生成物で非常に効率的なD原子濃縮が観察されました。環状C3HDは、観察された唯一の重水素化異性体であり、予想される付加/脱離が最低のエネルギー積をもたらすことと一致しています。もう1つの予想される付加/脱離生成物である重水素化プロパルギルは直接検出されませんが、その存在はフローの後半での観察によって推測されます。そこでは、流れの高密度領域で、H+C3H2DまたはD+C3H3付加物の安定化に起因する、単独で重水素化されたプロピンの両方のアイソトポマーが観察されました。宇宙化学環境における炭化水素ラジカルの重水素分画に対するこれらの観測結果の意味は、一重水素化化学動力学モデルのサポートとともに議論されています。
| Title |
Eliminating_polarization_leakage_effect_for_neutral_hydrogen_intensity_mapping_with_deep_learning |
| Authors |
Li-Yang_Gao,_Yichao_Li,_Shulei_Ni,_Xin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.08773 |
中性水素(HI)強度マッピング(IM)調査は、宇宙の大規模構造(LSS)研究の有望なアプローチと見なされています。HIIM調査の主要な問題は、明るい前景の汚染を取り除くことです。明るい前景をうまく取り除くための鍵は、機器の影響をうまく制御または排除することです。この作業では、分極漏れの機器効果を考慮し、深層学習ベースの前景除去手法であるU-Netアプローチを使用して、分極漏れ効果を排除します。この方法では、主成分分析(PCA)前景減算はU-Netフォアグラウンド減算の前処理ステップとして使用されます。私たちの結果は、追加のU-Net処理が保守的なPCA減算の後に前景の残差を除去するか、積極的なPCA前処理によって引き起こされる信号損失を補償できることを示しています。最後に、U-Netフォアグラウンド減算手法の堅牢性をテストし、HI変動振幅に制約エラーが存在する場合でも信頼できることを示します。
ngEHT観測のためのソース周波数位相参照技術の応用
| Title |
Applications_of_the_source-frequency_phase-referencing_technique_for_ngEHT_observations |
| Authors |
Wu_Jiang,_Guang-Yao_Zhao,_Zhi-Qiang_Shen,_Mar\'ia_Rioja,_Richard_Dodson,_Ilje_Cho,_Shan-Shan_Zhao,_Marshall_Eubanks,_and_Ru-Sen_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.08994 |
ソース周波数位相参照(SFPR)技術は、mm-VLBI観測に大きな利点があることが実証されています。次世代イベントホライズンテレスコープ(ngEHT)アンテナに同時多周波数受信システムを実装することで、周波数位相転送(FPT)を実行できます。これにより、非分散伝搬エラーを調整し、位相コヒーレンスを大幅に向上させることができます。可視性データ。このような増加は、弱いソースまたは構造の検出のための効率的なアプローチを提供します。SFPRは、SgrA*やM87*などのサブmm波長までのコアシフト測定を含む、高精度の天体観測も可能にします。また、ngEHTを使用した将来のSFPR観測に関する技術的およびスケジュール上の考慮事項についても簡単に説明します。
目の中のスカイグロー: 眼内散乱と夜空の人工的な明るさ
| Title |
Skyglow_inside_your_eyes:_intraocular_scattering_and_artificial_brightness_of_the_night_sky |
| Authors |
Salvador_Bar\'a_and_Carmen_Bao-Varela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09103 |
世界の多くの場所での自然な夜空の視覚認識は、人為起源の光によって大きく妨げられています。この人工光の一部は大気中に散乱し、観察者に向かって伝播し、自然の明るさに加えて、光で汚染された空を作り出します.ただし、視覚的なスカイグローの増加に寄与するメカニズムは大気散乱だけではありません。人間の目を形成する豊富で多様な生物学的媒体も非常に効率的に光を散乱させ、場合によっては、網膜の光受容体によって検出される空の明るさに大きく貢献します。この論文では、この効果を定量化し、目の瞳孔が視野内の光源によって照らされたときの関連性を評価します。私たちの結果は、眼内散乱が、街灯から近距離で知覚される空の明るさの重要な部分を構成することを示しています。これらの結果は、瞳孔に到達するランプからの直接光を遮断することによって、裸眼星限界等級の大幅な向上が達成できるという日常の経験を定量的に裏付けています。
天文スペクトルデータのデータマイニング技術。 II : 分類分析
| Title |
Data_mining_techniques_on_astronomical_spectra_data._II_:_Classification_Analysis |
| Authors |
Haifeng_Yang,_Lichan_Zhou,_Jianghui_Cai,_Chenhui_Shi,_Yuqing_Yang,_Xujun_Zhao,_Juncheng_Duan,_Xiaona_Yin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09286 |
分類は、スペクトル分析、特にデータ駆動型のマイニングで価値があり、必要です。スペクトル調査の急速な発展に伴い、さまざまな分類技術が天文データ処理にうまく適用されてきました。ただし、アルゴリズムの考え方やデータの特性が異なるため、実際のシナリオで適切な分類方法を選択することは困難です。ここでは、データマイニングシリーズの2番目の作業である、スペクトル分類手法のレビューを紹介します。この作業は、現在の文献の体系的な概要、一般的に使用されている分類アルゴリズムの実験的分析、およびこの論文で使用されているソースコードの3つの部分で構成されています。まず、天文学文献の現在の分類方法を注意深く調査し、アルゴリズムのアイデアに基づいてこれらの方法を10のタイプに整理します。アルゴリズムの種類ごとに、次の3つの観点から分析を整理します。(1)スペクトル分類におけるそれらの現在のアプリケーションと使用頻度が要約されています。(2)基本的な考え方を紹介し、事前に分析します。(3)各タイプのアルゴリズムの利点と注意点について説明します。次に、統合されたデータセットに対するさまざまなアルゴリズムの分類性能が分析されます。実験データは、LAMOST調査とSDSS調査から選択されています。スペクトルデータセットの6つのグループは、これらのアルゴリズムのパフォーマンスを調べるために、データの特性、データの品質、およびデータの量から設計されています。次に、9つの基本的なアルゴリズムのスコアが表示され、実験的分析で説明されます。最後に、Pythonで書かれた9つの基本的なアルゴリズムのソースコードと、使用法と改善のためのマニュアルが提供されています。
SiPMベースのカメラによる17~m級チェレンコフ望遠鏡の性能向上に関する研究
| Title |
A_study_on_Performance_Boost_of_a_17~m_class_Cherenkov_telescope_with_a_SiPM-based_camera |
| Authors |
Cornelia_Arcaro,_Michele_Doro,_Julian_Sitarek,_Dominik_Baack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09456 |
現在の世代のイメージング大気チェレンコフ望遠鏡(IACT)は、MAGIC望遠鏡、H.E.S.S.およびVERITASは、そのような楽器の3$^{\mathrm{rd}}$世代として分類されます。これらの望遠鏡は、何千もの光電子増倍管(PMT)で構成されるマルチピクセルカメラを使用します。このような機器の総光スループットは、PMT光子検出効率(PDE)に加えて、ミラーディッシュの反射率とカメラウィンドウによる光吸収に依存します。現在、PMTの優位性は、高いPDE、低い動作電圧、および設置の柔軟性のおかげで、有効な代替手段になりつつあるシリコン光電子増倍管(SiPM)の人気が急速に広まっているフォトンセンサーによって挑戦されています。このレポートでは、既存の3$^{\mathrm{rd}}$世代のIACTアレイ(MAGICを例にとる)のパフォーマンスを調査します。PMTは、ハードウェアの介入を最小限に抑えてSiPMに置き換えられます。これは、光の収集に関与する望遠鏡の他のシステム、特に光学系は同じままで、異なる光検出器を操作する電子のみが変更されることを意味します。200~GeV未満のエネルギーで最大2倍の感度の増加が見られます。興味深いことに、IACTのバックグラウンドのソースであるスペクトルの赤い部分でのSiPMのより強い感度が、この結論に影響を与えないこともわかりました。
広くて深い近赤外線イメージング ESO 公開調査 SHARKS による宇宙の探索
| Title |
Exploring_the_Universe_via_the_Wide,_Deep_Near-infrared_Imaging_ESO_Public_Survey_SHARKS |
| Authors |
Helmut_Dannerbauer_(1_and_2),_Aurelio_Carnero_(1_and_2),_Nicholas_Cross_(3)_and_Carlos_M._Gutierrez_(1_and_2)_((1)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_Tenerife,_Spain,_(2)_Department_of_Astrophysics,_University_of_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(3)_Institute_for_Astronomy,_University_of_Edinburgh,_Royal_Observatory_Edinburgh,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09471 |
ESOPublicSurveySouthernH-ATLASRegionsKs-bandSurvey(SHARKS)は、2.2ミクロン(Ksバンド)での300平方度のディープイメージングで構成され、4メートルの可視および赤外線サーベイ望遠鏡でVISTAInfraRedCAMera(VIRCAM)を使用します。天文学(VISTA)。データの5%を構成する調査の最初のデータリリースは、2022年1月31日にESOデータベースを介して公開されました。最初のデータリリースの戦略とステータスを説明し、データ製品を提示します。SHARKSデータで調査されているさまざまな科学分野について簡単に説明し、計画されているデータリリースの概要をまとめます。
Fastcc: ブロードバンド電波望遠鏡データの高速色補正
| Title |
Fastcc:_fast_colour_corrections_for_broadband_radio_telescope_data |
| Authors |
Mike_W._Peel,_Ricardo_Genova-Santos,_C._Dickinson,_J._P._Leahy,_Carlos_L\'opez-Caraballo,_M._Fern\'andez-Torreiro,_J._A._Rubi\~no-Mart\'in,_Locke_D._Spencer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09488 |
ブロードバンドレシーバーデータには、広い帯域幅で異なるソーススペクトルを補正するために適用される色補正が必要です。レシーババンドパスでの完全な統合は、何度も繰り返すと、計算コストが高くなり、冗長になる場合があります。ただし、代わりに完全積分に基づく単純な2次近似を使用して、色補正を適用できます。ここでは、さまざまなべき乗則スペクトルインデックスの色補正係数と、さまざまな宇宙マイクロ波背景放射に関連する実験の修正された黒体をそれぞれ返すfastccとinterpcc、クイックPythonおよびIDLコードについて説明します。コードは公開されており、追加の望遠鏡をサポートするように簡単に拡張できます。
セレノセントリック軌道からの超低周波電波天文観測: 龍江 2 実験の最初の結果
| Title |
Ultra-Low-Frequency_Radio_Astronomy_Observations_from_a_Selenocentric_Orbit:_first_results_of_the_Longjiang-2_experiment |
| Authors |
Jingye_Yan,_Ji_Wu,_Leonid_I._Gurvits,_Lin_Wu,_Li_Deng,_Fei_Zhao,_Li_Zhou,_Ailan_Lan,_Wenjie_Fan,_Min_Yi,_Yang_Yang,_Zhen_Yang,_Mingchuan_Wei,_Jinsheng_Guo,_Shi_Qiu,_Fan_Wu,_Chaoran_Hu,_Xuelei_Chen,_Hanna_Rothkaehl,_Marek_Morawski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09590 |
この論文では、超長波長(ULW)--低周波干渉計および分光計(LFIS)が太陽中心衛星龍江2号に搭載された最初の観測結果を紹介します。衛星について簡単に説明し、LFISペイロードに焦点を当てます。軌道上での試運転により、計測器の信頼できる運用状態が確認されました。また、いくつかの新しい側面に関するユニークな測定を提供する遷移観測の結果も提示します。地球から月までの距離でこのような電波天文計測器に必要なRFI抑制は、80dBのオーダーであると見積もっています。地球と衛星からの無線周波数干渉(RFI)を分離する方法を分析します。数MHzより低い周波数でのRFIレベルは、受信機のノイズフロアよりも小さいことがわかります。
少数体系の統合のための可逆時間ステップ適応
| Title |
Reversible_time-step_adaptation_for_the_integration_of_few-body_systems |
| Authors |
Tjarda_C._N._Boekholt,_Timothee_Vaillant_and_Alexandre_C._M._Correia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09745 |
タイムステップ基準は、直接N体コードで重要な役割を果たします。慎重に選択しないと、エネルギー誤差に経年変化が生じます。共有された適応時間ステップ基準は、通常、時間ステップの時間発展の不連続性に悩まされる最小のペアワイズ時間ステップを採用します。これは、時間ステップ対称化アルゴリズムの機能に大きな影響を与えます。N体システムのすべてのペアワイズ時間ステップにわたる滑らかで加重平均がエネルギー保存のレベルを改善するという以前の調査結果の新しいデモンストレーションを提供します。さらに、時間ステップを重み付けする3つの方法と9つの対称化方法を検討することにより、27の異なる時間ステップ基準のパフォーマンスを比較します。不安定なトリプル、共鳴チェーン内の巨大な惑星、および現在の太陽系を含む、非常にカオスな少数体系のパフォーマンステストを提示します。対称化された時間ステップが時間ステップ関数に近いままであるという意味で、高調波対称化法(この表記法では方法A3およびB3)が最もロバストであることがわかります。さらに、太陽系の実験に基づいて、直接ペアワイズ平均に基づく新しい重み付け方法(表記法ではW2)が、他の方法よりもわずかに好ましいことがわかりました。
GALEXおよびケプラーフレア星の多波長研究からのNUVおよび光学における恒星フレアエネルギー比の制約
| Title |
Constraints_on_Stellar_Flare_Energy_Ratios_in_the_NUV_and_Optical_From_a_Multiwavelength_Study_of_GALEX_and_Kepler_Flare_Stars |
| Authors |
C._E._Brasseur,_Rachel_A._Osten,_Isaiah_I._Tristan,_Adam_F._Kowalski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.08696 |
近紫外(NUV)領域と光学領域でのオーバーラップタイムドメイン調査を使用して、主にG型星での恒星フレアの多波長研究を提示します。NUV(GALEX)および光学(ケプラー)波長領域は、恒星フレアのエネルギー分割を理解し、惑星大気への関連する入射放射を制限するために重要です。Brasseuretal.で発表されたNUVフレア検出をフォローアップします。2019年、一致するケプラーの長い(1557フレア)と短い(2フレア)ケイデンスライトカーブを使用。これらの時点で光フレアの証拠は見つからず、2つの波長帯間のフレアエネルギー比に制限を設けています。エネルギー比はGALEXバンドエネルギーと相関し、フレアごとに同時にNUVフレアエネルギーに対するケプラーバンドフレアエネルギーの上限の比で約3桁の範囲に及ぶことがわかります。ケプラーの短いケイデンスデータを持つ2つのフレアは、真のケプラーバンドエネルギーが長いケイデンスに基づく上限よりもはるかに低い可能性があることを示しています。同じ星で同時に観測されていないフレアのバルクフレアエネルギー特性についても、同様の傾向が見られます。黒体のみのモデルを改善するために、NUVから連続線や輝線を含む光学系までのフレアスペクトルエネルギー分布を記述する最新のモデルを提供します。観測されたエネルギー比の広がりは、これらのモデルに含まれるよりもはるかに大きく、新しい物理学が働いていることを示唆しています。これらの結果は、NUVフレアの物理学をよりよく理解することを求めており、近接惑星のUV照射を推測するために光学フレア測定のみを使用することについての警告を提供します。
イオン結晶格子で物体をコンパクトにする状態方程式
結晶格子構造は、白色矮星や中性子星の地殻などのコンパクト天体に存在します。これらの構造は、恒星電子プラズマの存在下でのクーロン相互作用によるイオンによって形成される体心立方結晶によって説明できます。電子-電子相互作用は、現在、量子均一プラズマによる電気力学の文脈で説明されています。特に、中程度の状態方程式(EoS)の変化を調査し、文献に示されている結果を改善します。この研究の主な目的は、結晶格子内のイオンとの相互作用を考慮して、星の媒体内の電子の分布を分析することです。結晶格子の存在によって生成される電場は、有限温度場理論のコンテキストで線形応答理論を使用して取得されます。電子のスクリーニングと分布は、任意の数の隣接イオンによって修正されます。これは、文献の新規性であり、EoSに大きな影響を与えます。完全に縮退した電子プラズマと、格子を構成するさまざまな種のイオンの数値結果が示されています。これらのEoSは、前述のコンパクトな星の構造を決定するために適用できます。
活動領域におけるコロナループの短周期無減衰振動の統計的研究
| Title |
A_Statistical_Study_of_Short-period_Decayless_Oscillations_of_Coronal_Loops_in_an_Active_Region |
| Authors |
Dong_Li_and_David_M._Long |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.08804 |
コロナループ振動は、太陽コロナの一般的な現象であり、減衰振動と無減衰振動に分類されることがよくあります。SolarOrbiterに搭載されたExtremeUltravioletImager(EUI)によって測定された高解像度の観測を使用して、活動領域、つまりNOAA12965における短い周期(<200秒)のコロナルループを伴う小規模な横振動を統計的に調査します。合計111の冠状ループがEUI174A画像で識別され、それらはすべて、減衰のない振動と見なして、有意な減衰のない横方向の振動を示しています。振動周期は約11秒から185秒まで測定され、周期の中央値は40秒です。したがって、それらは短周期振動とも呼ばれます。対応するループの長さは約10.5Mmから30.2Mmで測定され、ループの長さに対する振動周期の強い依存性が確立され、短周期の振動が本来キンクモードの波であることを示しています。コロナ地震学に基づいて、キンク速度は約330～1910km/sと測定され、コロナループの磁場強度は約4.1～25.2Gと推定されます。7Wm^(-2)～9220Wm^(-2)。私たちの推定は、短周期の減衰のないキンク振動によって運ばれる波エネルギーが、活動領域でのコロナ加熱をサポートできないことを示唆しています。
太陽のマイクロフレアから巨大な恒星フレアまでの範囲のコールドプラズマ放出とフレアエネルギーの間の統一された関係
| Title |
Unified_Relationship_between_Cold_Plasma_Ejections_and_Flare_Energies_Ranging_from_Solar_Microflares_to_Giant_Stellar_Flares |
| Authors |
Yuji_Kotani,_Kazunari_Shibata,_Takako_T._Ishii,_Daiki_Yamasaki,_Kenichi_Otsuji,_Kiyoshi_Ichimoto,_and_Ayumi_Asai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.08850 |
太陽や星の大気では、広範囲の空間スケールでフレアを伴う彩層コールドプラズマ放出のスペクトルシグネチャがよく見られます。しかし、これまでフレアエネルギーの全範囲について、低温噴出物の物理量（質量、運動エネルギー、速度など）とフレアエネルギーとの関係が統一的に調べられていませんでした。この研究では、小規模なフレアと太陽フレア(エネルギー$10^{25}-10^{29}\,\mathrm{erg}$)に関連する低温プラズマ放出のスペクトルを分析して、より小さなエネルギーサンプルを提供しました。太陽磁気活動研究望遠鏡(SMART/SDDI)のソーラーダイナミクスドップラーイメージャーによるH$\alpha$イメージング分光観測を行いました。H$\alpha$スペクトルに適合する雲モデルにより、噴出物の物理量を決定しました。フレアエネルギーは、小規模フレアについてはソーラーダイナミクスオブザーバトリー(SDO/AIA)に搭載された大気イメージングアセンブリを使用して、大規模フレアについてはボロメータエネルギーを推定することにより、微分放出測定分析によって決定しました。その結果、放出質量$M$と総フレアエネルギー$E_{\mathrm{tot}}$は$M\proptoE_{\mathrm{tot}}^{2/3}の関係に従うことがわかりました。$.単純な物理モデルから導き出されたスケーリング則が、コロナ磁場強度を自由パラメーターとして太陽と恒星の観測を説明することを示します。また、噴出物の運動エネルギーと速度がフレアエネルギーと相関することもわかりました。これらの結果は、太陽と星でフレアを伴う冷たいプラズマ放出を引き起こす磁場によって駆動される一般的なメカニズムを示唆しています。
恒星コロナ質量放出
星のコロナ質量放出(CME)は、特に過去10年間で、成長している研究分野です。CMEは系外惑星の大気に強く影響を与える可能性があるため、これまでに検出された多数の系外惑星は、星のCME活動に対する未解決の問題を提起しています。さらに、CMEは星の質量および角運動量の損失に寄与し、したがって星の進化に関連しているため、この現象をよりよく特徴付ける必要があります。この記事では、恒星CMEの検出を試みるためにこれまでに使用されたさまざまな方法論を確認します。さまざまな方法論の限界について議論し、この研究分野の将来の可能性について結論を出します。
2 つの大変動変数の軌道周期の急激な変化の証拠
我々は、日食のタイミングから、そうでなければ明らかに正常な2つの激変変数が、軌道周期の急激な変化を経験したという証拠を報告します。HS2325+8205の軌道周期は2011年2月1日頃に22.15ミリ秒(軌道周期の1.3x10-6)増加し、EPDraの軌道周期は4.51ミリ秒(軌道周期の7.2x10-7)だけ増加しました。2001年12月7日。どちらの場合も、その後のシステムの動作に明らかな変化はありませんでした。これらの変更は現在のところ説明されていません。
散開星団領域NGC 381における星の変動性の調査
| Title |
Investigating_stellar_variability_in_the_open_cluster_region_NGC_381 |
| Authors |
Jayanand_Maurya,_Yogesh_C._Joshi,_A._Panchal,_and_A._S._Gour |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09386 |
27夜にわたって観測された測光データを使用して、散開星団NGC381のフィールド内の変光星を研究し、合計57個の変光星を特定し、そのうち5個が構成星です。変光星は、周期、振幅、光度曲線の形状、およびH-R図の位置に基づいて分類されます。星団内には多種多様な変光星が見つかりました。合計10個の食連星を特定しました。そのうち2個はAlgolタイプ(EA)で、8個はWUMaタイプ(EW)の連星です。これらの東西連星の推定年代は0.6Gyrよりも大きく、これは短周期食連星の形成時間の制約が0.6Gyrを超えることと一致しています。3つのEWタイプ連星の物理パラメータの推定は、PHOEBEモデルフィッティングソフトウェアを使用して行われます。脈動する変光星には、{\delta}Scutiと{\gamma}Dor変光クラスからそれぞれ1つが含まれます。FAMIASパッケージを利用して、脈動変数の脈動モードを決定しました。log(g)対log(Teff)ダイアグラムに基づいて識別された4つの矮小星を含む15の回転変光星を取得しました。これらの矮星は、通常、残りの回転変数よりも大きな周期を持つことがわかっています。
コロナの輝点とそれに対応するアルマ望遠鏡のコロナホール内外の物理的性質の違い
| Title |
Differences_in_physical_properties_of_coronal_bright_points_and_their_ALMA_counterparts_within_and_outside_coronal_holes |
| Authors |
F._Matkovi\'c,_R._Braj\v{s}a,_M._Temmer,_S._G._Heinemann,_H.-G._Ludwig,_S._H._Saar,_C._L._Selhorst,_I._Skoki\'c,_D._Sudar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09443 |
この研究では、極紫外線(EUV)193$\overset{\circ}{\mathrm{A}}$フィルターグラムは大気イメージングアセンブリ(AIA)によって取得され、地磁気および磁気イメージャー(HMI)によって取得されたマグネトグラムは、両方とも太陽力学観測所(SDO)に搭載されています。.CH境界は、CoronalHoles(CATCH)の分析ツールのコレクションを使用してSDO/AIA画像から抽出され、CBPはSDO/AIA、SDO/HMI、およびALMAデータで特定されました。ALMAとSDO/AIAの両方の画像の明るさと面積の測定は、CH内のCBPとCHの外の静かな太陽領域に対して行われました。測定された物理的特性の統計分析により、CH内のCBPのALMAデータとSDO/AIAデータの両方で平均CBP輝度が低くなりました。CBPのサンプルサイズ、SDO/AIAデータの強度の差、およびALMAデータの輝度温度に応じて、CHの内側と外側のCBP間の差は2$\sigma$から4.5$\sigma$の範囲であり、これら2つのCBPグループ間の統計的に有意な差。CBPエリアの場合、CH境界内のCBPは平均してより小さなエリアを示し、2つのCBPグループ間でSDO/AIAデータの1$\sigma$と2$\sigma$の間、最大3.5$\sigmaの差が観察されました。$ALMAデータの場合、CBPエリアも大幅に異なることを示しています。測定された特性を考えると、CH内のCBPは平均して明るくない傾向があるが、CHの外側のものと比較して小さいと結論付けます。この結論は、CBPの最大達成可能な強度（温度）とサイズを制限するCBP周辺のローカルCH領域の特定の物理的条件と特性を示している可能性があります。
太陽型活動の進化：水素イオンベータ版（G2 IV）における音響および磁気エネルギーの生成と伝播
| Title |
Evolution_of_Solar-Type_Activity:_Acoustic_and_Magnetic_Energy_Generation_and_Propagation_in_Beta_Hydri_(G2_IV) |
| Authors |
Diaa_E._Fawzy_and_Manfred_Cuntz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09487 |
ベータHydri(G2IV)における音響および磁気エネルギーの生成と伝播を調べます。この研究の根底にある動機は、太陽、恒星、および銀河との関連性に基づいています。これは、将来の太陽の主要な例および代理として容易に理解されます。太陽活動の永年衰退。磁気エネルギーの発生に関しては、磁束管縦波を考えます。また、音響波の評価も行っています。音響波エネルギーフラックスについては、水星座ベータ星と太陽で得られた結果の差は、主系列星で通常得られるものよりも大幅に小さく、これは主に音響エネルギー生成の重力依存性によるものです。さらに、異なるフラックスチューブの広がりに対応するさまざまな磁気充填率の高さに依存する磁気エネルギーフラックスの挙動を調べます。最後に、今後の研究の方向性についてコメントします。
広域測光に基づく中間極1RXS J230645.0+550816 (1SWXRT J230642.7+550817)の正確な測光周期の測定
| Title |
Measuring_the_precise_photometric_period_of_the_intermediate_polar_1RXS_J230645.0+550816_(1SWXRT_J230642.7+550817)_based_on_extensive_photometry |
| Authors |
V._P._Kozhevnikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09596 |
最近、ハルパーン等。激変変数1RXSJ230645.0+550816で周期464秒の振動を発見しました。この振動のコヒーレンスを明らかにし、振動周期を高精度に測定するために、この天体の広範囲にわたる測光観測を行いました。観測は、2018年と2019年に22晩にわたって取得されました。観測の合計時間は110時間でした。振動は、観測の長い夜ごとに明らかになり、15か月にわたるすべての観測を通して首尾一貫していました。観測範囲が広いため、振動周期を高精度で決定しました。これは464.45600+\-0.00010秒でした。振動の半振幅は大きく、2018年の41.8+\-1.5mmagから2019年の48.6+\-1.8mmagへの変化を示しました。2018年と2019年。振動周期の精度が高いため、有効期間が70年と長い振動天体暦を導き出すことができました。このエフェメリスは、振動周期の変化の将来の研究に使用できます。1RXSJ230645.0+550816では、短周期のX線振動はまだ検出されていませんが、464秒振動のコヒーレンス度が高いため、この天体が中極の性質を持っている可能性が非常に高くなります。
高質量X線連星の前駆星の非共面軌道に対する潮汐の影響
大規模なバイナリの進化における重要な段階は、システム内のコンパクトなオブジェクトの形成です。場合によっては、生まれたばかりの天体に運動量のキックが与えられ、離心率や軌道周期などの連星の軌道パラメーターが変化し、さらには構成要素間の非同期軌道が獲得されると考えられています。この状況では、潮汐がこれらのバイナリの進化において中心的な役割を果たします。この作業では、非縮退伴星の恒星スピンが軌道角運動量と整列していない場合に、コンパクトオブジェクトの形成後に大質量連星の軌道パラメーターがどのように変化するかを研究することを目的としています。コンパクト天体の形成前と形成直後の軌道面間の傾斜の値が異なる連星を進化できるように修正したMESAを使用しました。MESAコードによって解かれた方程式へのこれらの修正は、非固体物体の回転の場合に拡張されます。異なる初期傾斜を持つことの影響は、傾斜とは無関係な平衡状態への進化にほとんど存在することがわかりました。星がコアで水素を燃焼しているときに相互作用が発生するほど連星分離が十分に小さい場合、この状態は物質移動フェーズの開始前に到達しますが、より広い連星の場合、平衡を特徴付けるすべての条件が満たされるわけではありません。これらの発見は、生まれたばかりのコンパクト天体にキックが与えられた後、潮汐進化の方程式に連星への傾きを含めると、離心率や星のスピン周期などのいくつかのパラメーターの進化が、大きさに応じて変化することを示しています。この傾きです。さらに、これらの結果を使用して、観測されたX線連星の特性を照合し、運動量キックの強度を推定することができます。
原始超大質量星の進化の研究
| Title |
A_Study_of_Primordial_Very_Massive_Star_Evolution |
| Authors |
Guglielmo_Volpato,_Paola_Marigo,_Guglielmo_Costa,_Alessandro_Bressan,_Michele_Trabucchi_and_L\'eo_Girardi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09629 |
我々は、初期質量が$100\,\mathrm{{M}_{\odot}}$から$1000\,\mathrm{{M}_{\odot}}$の範囲である、原初の超大質量星の新しい進化モデルを提示します。主系列から、星の質量と金属量に応じて、コアC、Ne、またはO燃焼中に電子-陽電子対が生成されることによって引き起こされる動的不安定性が始まるまで延長されます。質量損失は、主系列と赤色超巨星期における放射線駆動の風と脈動駆動の質量損失を説明します。進化の特性を調べた後、モデルと関連するコンパクトなレムナントの最終結果に焦点を当てます。ペア不安定超新星チャネルを回避する星は、質量が$\approx40\,\mathrm{{M}_{\odot}}$から$\approx1000\,\mathrm{{M}の範囲の質量を持つブラックホールを生成するはずです。_{\odot}}$.特に、初期質量が約$100\,\mathrm{{M}_{\odot}}$の星は、$\simeq85-90\,\mathrm{{M}_{\odot}}のブラックホールを残す可能性があります。$、GW190521の合体イベントの推定一次ブラックホール質量と一致する値。全体として、これらの結果は、アインシュタイン望遠鏡や宇宙探査機などの次世代重力波検出器からの将来のデータを説明するのに役立つ可能性があります。これらの検出器は、まだ調査されていない約10^2-10^のBH質量範囲にアクセスできます。初期宇宙の4\,\mathrm{{M}_{\odot}}$。
VISCACHA調査 -- VI.マゼラン雲にある82個の星団の構造の次元研究
| Title |
The_VISCACHA_survey_--_VI._Dimensional_study_of_the_structure_of_82_star_clusters_in_the_Magellanic_Clouds |
| Authors |
M._Jimena_Rodr\'iguez,_C._Feinstein,_G._Baume,_B._Dias,_F._S._M._Maia,_J._F._C._Santos_Jr.,_L._Kerber,_D._Minniti,_A._P\'erez-Villegas,_B._De_B\'ortoli,_M._C._Parisi_and_R._A._P._Oliveira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09685 |
VISCACHAサーベイのデータを使用して、大マゼラン雲と小マゼラン雲の外側領域に位置する82個の星団の内部構造の研究を紹介します。特定のクラスター内の星の相対位置を分析する最小スパニングツリーの構築を通じて、内部構造を特徴付け、各クラスターのフラクタル分布またはサブクラスター分布を調べることができました。パラメーターm(面積で正規化された接続セグメントの平均長)、s(クラスター半径単位の平均ポイント分離)、およびQ(これらのコンポーネントの比率)を計算しました。これらのパラメーターは、星の放射状分布、均一分布、部分構造分布を区別するのに役立ちます。年齢や空間分布など、クラスターのさまざまな特性によるこれらのパラメーターの依存性も研究されました。調査したクラスターのほとんどが、均一な星の分布または放射状の集中を伴う分布を示すことがわかりました。私たちの結果はモデルと一致しており、より動的に進化したクラスターはより大きなQ値を持つように見えることを示唆しており、数値シミュレーションからの以前の結果を確認しています。また、銀河団の内部構造と銀河中心距離の間には相関関係があるように思われます。これは、両方の銀河について、より遠い銀河団ほどQ値が大きくなるという意味です。また、非メンバーのフィールドスターによる汚染の影響とその結果に特に注意を払い、フィールドスターの除染がこれらの種類の研究にとって重要であることを発見しました。
NGC 4559 での超新星詐欺師 AT 2016blu の繰り返しの爆発
| Title |
Recurring_outbursts_of_the_supernova_impostor_AT_2016blu_in_NGC_4559 |
| Authors |
Mojgan_Aghakhanloo,_Nathan_Smith,_Peter_Milne,_Jennifer_E._Andrews,_Alexei_V._Filippenko,_Jacob_E._Jencson,_David_J._Sand,_Schuyler_D._Van_Dyk,_Samuel_Wyatt,_WeiKang_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09708 |
NGC4559銀河に位置する超新星(SN)詐欺師AT2016bluの測光観測の最初の分析を提示します。この一時的なソースは、2012年1月にリック天文台の超新星探索によって発見され、それ以来、噴火の変動性を継続しています。AT2016bluの測光では、2012年から2022年にかけて少なくとも19回のバーストが見られます。AT2016bluのバーストは、さまざまな明るさの複数の密集したピークを伴う不規則な変動性を示しています。個々の爆発は不規則な光度曲線を持っていますが、これらのピークの集中はおよそ110-115日の周期で繰り返されるようです。この期間に基づくと、AT2016bluの次のバーストは2023年2月頃に発生するはずです。AT2016bluはNGC3432のSN2000chといくつかの類似点を共有しています。ルミナスブルー変数(LBV)。我々は、AT2016bluの爆発も、偏心系のペリアストロンの頃に強化されるバイナリ相互作用によって駆動されることを提案します。LBVのような一次星の固有の変動性は、各ペリアストロン通過で異なる強度と連星相互作用の持続時間を引き起こす可能性があります。AT2016bluの連星相互作用は、大噴火に至るまでの$\eta$カリーナのペリアストロンとの遭遇や、SN2009ipの不規則なSN前の噴火にも似ています。この類似性は、AT2016bluも大惨事に向かっている可能性があることを示唆しており、非常に興味深いターゲットとなっています。
基礎物理学の宇宙信号に関するTASI講義
宇宙の歴史とそれを形成した力は、宇宙の地図にエンコードされています。これらの地図を理解することで、他の方法ではアクセスできない自然への洞察を得ることができます。残念なことに、基礎物理学と宇宙の観測量との関係は、多くの場合、専門家(および/またはコンピューター)に委ねられており、データからの一般的な教訓が多くの素粒子理論家にとって不明瞭になっています。幸いなことに、局所性や因果関係など、粒子の相互作用を支配するのと同じ基本原則が、宇宙全体の進化とデータにおける新しい物理学の発現も制御します。これらの原則に焦点を当てることで、次世代の宇宙調査が基礎物理学の理解にどのように役立つかをより直感的に理解できます。これらの講義では、光の遺物($N_{\rmeff}$)と宇宙マイクロ波背景放射(CMB)、ニュートリノの質量とCMBの重力レンズ作用、原始非-Gaussianityと銀河の分布。これらの信号の理論的基盤と、測定を行う際の現実世界の障害の両方について説明します。
| Title |
The_Hitchhiker's_guide_to_the_galaxy_catalog_approach_for_gravitational_wave_cosmology |
| Authors |
Jonathan_R._Gair,_Archisman_Ghosh,_Rachel_Gray,_Daniel_E._Holz,_Simone_Mastrogiovanni,_Suvodip_Mukherjee,_Antonella_Palmese,_Nicola_Tamanini,_Tessa_Baker,_Freija_Beirnaert,_Maciej_Bilicki,_Hsin-Yu_Chen,_Gergely_D\'alya,_Jose_Maria_Ezquiaga,_Will_M._Farr,_Maya_Fishbach,_Juan_Garcia-Bellido,_Tathagata_Ghosh,_Hsiang-Yu_Huang,_Christos_Karathanasis,_Konstantin_Leyde,_Ignacio_Maga\~na_Hernandez,_Johannes_Noller,_Gregoire_Pierra,_Peter_Raffai,_Antonio_Enea_Romano,_Monica_Seglar-Arroyo,_Dani\`ele_A._Steer,_Cezary_Turski,_Maria_Paola_Vaccaro,_Sergio_Andr\'es_Vallejo-Pe\~na |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.08694 |
重力波(GW)標準サイレンを使用した宇宙論的推論のための「ダークサイレン」銀河カタログ法を概説し、この方法の実装におけるいくつかの一般的な誤解を明らかにします。GWイベントに対応する過渡電磁気が確実に得られない場合、固有のホスト銀河を特定することは一般に困難です。代わりに、Schutz(1986)によって最初に提案されたように、銀河カタログを調べて、ローカリゼーションボリューム内のすべての潜在的なホスト銀河を組み込んだダークサイレン統計的アプローチを実装することができます。Trott&Hunterer2021は最近、楽観的な仮定が行われたとしても、このアプローチをモックデータに実装すると、ハッブル定数$H_0$の推定値に偏りが生じると主張しました。複数の独立したグループによって以前に示されたように、ダークサイレンの統計的手法がデータに正しく適用された場合、偏りのない事後分布が得られることを明示的に示しています。模擬データの生成と統計フレームワークの実装で発生する可能性のあるエラーの一般的な原因を強調します。これには、選択効果のモデル化の誤りや、誤ったバイアスにつながる可能性のあるベイジアンフレームワークの一貫性のない実装が含まれます。
天体物理学のための Taylor-Couette 流
Taylor-Couette流れに関する天体物理学的に動機付けられた実験的および理論的研究の簡潔なレビューが与えられます。対象の流れは、外側の円柱よりも内側の円柱で差動的に回転しますが、レイリーの非粘性遠心不安定性に対して線形に安定しています。せん断レイノルズ数が10^6の場合、このタイプ(準ケプラー)の流体力学的流れは非線形的に安定しているように見えます。半径方向のせん断自体ではなく、軸方向の境界との相互作用に起因する乱流は見られません。直接的な数値シミュレーションは同意しますが、そのような高いレイノルズ数にはまだ達していません。この結果は、降着円盤の乱流は、少なくともそれが半径方向せん断によって駆動される限り、純粋に流体力学的なものではないことを示しています。ただし、理論では、天体物理ディスクの線形磁気流体力学(MHD)不安定性、特に標準磁気回転不安定性(SMRI)が予測されています。SMRIを目的としたMHDTaylor-Couette実験は、液体金属の低い磁気プラントル数によって挑戦されます。高い流体レイノルズ数と軸境界の注意深い制御が必要です。実験室SMRIの探求は、SMRIのいくつかの興味深い無誘導従兄弟の発見と、軸方向境界を利用することによってSMRI自体を実証することに最近報告された成功によって報われました。特に天体物理学に関連して、いくつかの未解決の問題と近い将来の見通しが議論されています。
高エネルギーニュートリノの強いレンズ効果
高エネルギー(E$\gg$GeV)ニュートリノ(HEN)の観測に対する銀河スケールのディフレクターによる強い重力レンズ効果を考察します。宇宙論的距離にあるHENの場合、複数のイメージングの光学深度は$\sim10^{-3}$であり、これは、現在のサンプルで複数回イメージングされたHENは期待できないが、次世代の実験では最初のサンプルを検出できるはずであることを意味します。そのようなイベント。次に、方向およびエネルギー情報と組み合わせて、そのようなイベントの識別を支援するために、予想される時間遅延の分布を示します。HEN生産メカニズムの評価を支援するために、ソース集団のさまざまな固有の光度関数の観測数カウントにレンズ効果がどのように影響するかを示します。最後に、kpcスケールのジェットを例にとると、宇宙ニュートリノバックグラウンドフラックスの計算に対するレンズ効果は無視できることがわかります。
右巻きニュートリノ(RHN)は、暗黒物質(DM)を収容するダークセクターへの自然なポータルを提供します。この作業では、ダークセクターがRHNのみを介して標準モデルに接続されていると見なし、RHNからどのようにDMを生成できるかを尋ねます。私たちのフレームワークは、RHNを暗い粒子のペアに結合する、かなり単純で一般的な相互作用に集中しています。RHNがダークセクターと比較して軽いか重いかによって、またそれらの一方または両方がフリーズイン/アウトレジームにあるかどうかに応じて、かなり異なる結果をもたらす多くの異なるシナリオがあります。このホワイトペーパーでは、考えられるすべてのシナリオについて、包括的かつ体系的な調査を行います。説明のために、このモデルのDMがフリーズインまたはフリーズアウト体制に入る可能性があるかどうか、およびいつになるかを説明する、ダークセクター拡張を備えたタイプIシーソーモデルに一般的な結果を適用します。このフレームワークにおけるいくつかの観察結果についても説明します。
最高エネルギーにおける陽子間相互作用: グレイディスクモデルとコアコロナモデル
| Title |
Proton-proton_interactions_at_the_Highest_Energies:_the_Grey-Disk_and_the_Core-Corona_models |
| Authors |
Ruben_Concei\c{c}\~ao_and_M\'ario_Pimenta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09142 |
この手紙では、地球の大気中の最高エネルギー粒子の相互作用で観察されるさまざまな予想外の特徴を説明することを目的としたシナリオで、グレイディスクモデルとコアコロナモデルを組み合わせています。特に、観測された$X_{\rmmax}$と$N_\mu$の分布は、超高エネルギー宇宙線スペクトルが異なる注入を持ついくつかの銀河系外のソースによって生成された陽子によって支配されていると仮定して説明されています。スペクトルと最大エネルギーカットオフ。エネルギースペクトルの足の甲領域、$X_{\rmmax}$と地面で検出された信号との間のイベントごとの相関関係、および検出の欠如など、他の関連する観察結果とのこの異端シナリオの適合性、これまでのところ、UHEニュートリノまたは光子についても簡単に説明します。確認された場合、そのようなシナリオは、UHECRの一次組成の現在の理解を劇的に変え、その結果、それらのソースの特性を変えるでしょう。
重力、地平線、オープンEFT
ウィルソンの有効理論は、スケールの階層を利用して、低エネルギー挙動の記述を簡素化し、他の物理学と同様に重力の中心的な役割を果たします。それらは、スケールの階層が重力系で明示的である場合と、より一般的に重力系の量子補正のサイズを制御するものを正確に理解する場合の両方に役立ちます。しかし、効果的な記述は、観測されていない低エネルギーの自由度の「統合」がウィルソンの方法の直接的な適用を複雑にする開放系(統計システムの長距離記述としての流体力学など)にも関連しています。見かけの地平線の片側だけで行われた観測は、重力物理学でも開放系の記述が生じる例を提供します。この章では、重力環境におけるオープン有効理論(つまり、オープンシステムでスケールの階層を活用するための手法)の初期の適応について説明します。新しいタイプの現象(デコヒーレンスなど)の記述を可能にするだけでなく、これらの手法には追加の利点もあります。これらの手法は、摂動展開を後で再開するために使用できる場合があり、それによって摂動予測が一般的に失敗する領域で制御された予測を取得することができます。
強い磁場とパスタ相の再訪
この作業では、マグネターに見られるような強い磁場が存在する中性子星の内部地殻の構造と組成を計算します。地殻の不均一性の形状と特性を決定するために、表面とクーロンの項が変分方程式に含まれる圧縮性液滴モデルを検討し、結果をより近似的な処理に基づく以前の計算と比較します。状態方程式(EoS)については、対称エネルギーの勾配が異なる2つの非線形相対論的平均場モデルを検討し、磁場によるスターコア内の不均一領域の拡張が、磁場に強く依存することを示します。地殻EoSにおける対称エネルギーの振る舞い。最後に、以前の計算で観察された拡張スピノーダル不安定性は、より厚い固体地殻ではなく、マグネター外核における小さな振幅密度変動の存在に関連している可能性があると主張します。圧縮性液滴モデルの形式は、以前の計算と全体的に一致していますが、準安定解の体系的な抑制につながり、地殻-コア遷移密度と圧力のより正確な推定を可能にし、したがって地殻のより良い推定を可能にします半径。
月面レーザー測距でテストされたアクティブおよびパッシブ重力質量の同等性
| Title |
Equivalence_of_Active_and_Passive_Gravitational_Mass_Tested_with_Lunar_Laser_Ranging |
| Authors |
Vishwa_Vijay_Singh_and_J\"urgen_M\"uller_and_Liliane_Biskupek_and_Eva_Hackmann_and_Claus_L\"ammerzahl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09407 |
LLRは、1969年以来、地球上の観測所と月の逆反射器の間の距離を測定します。アルミニウム(Al)と鉄(Fe)、LLRデータを使用。$3.9\cdot10^{-14}$という新しい制限は、長年のLLRデータの利点を反映して、BartlettとVanBuren[1986]の制限よりも約100倍優れています。
非最小結合インフレーションにおける Inflaton 質量項によるレプトジェネシス
非最小結合インフレーションモデルのインフレトンポテンシャルにレプトン数違反の二次質量項を追加することに基づくバリオジェネシスのモデルを検討します。$L$違反の質量項は、質量項アフレック・ダインメカニズムを介して複雑なインフレトン場でレプトンの非対称性を生成します。これは、インフレトンが右手系(RH)ニュートリノに崩壊するときに標準モデル(SM)セクターに転送されます。このモデルは、SMセクター、RHニュートリノ、非最小結合インフレトンセクターのみを必要とするという点で最小です。バリオンの等曲率の変動は、メートル法のインフレーションでは観察できますが、パラティーニのインフレーションでは無視できることがわかります。このモデルは、計量インフレーションによって予測される観測可能な原始重力波で検出可能な再加熱温度と互換性があります。
根本的に量子力学的プロセスによって作成されたにもかかわらず、宇宙構造はまだ真の量子相関の兆候を明らかにしていません。宇宙論における量子シグネチャの直接検出に対する障害の中で、環境によって引き起こされるデコヒーレンスは、間違いなく最も避けられないものの1つです。それでも、断熱摂動がエントロピーセクターに結合するときの量子再コヒーレンスのメカニズムを発見しました。デコヒーレンスの過渡期の後、転換点に達し、再コヒーレンスが進行し、断熱摂動は遅い時間に大量の自己コヒーレンスを示します。この結果は、非マルコフのマスター方程式によっても理解され、ユニタリー極限でウィルソンの有効場理論に還元されます。これにより、宇宙論におけるオープン量子システム手法の妥当性を批判的に評価し、線形相互作用からの再（脱）コヒーレンスにはフラットスペースの類似物がないことを強調することができます。
漸近的に安全な量子重力は、メトリックの標準的な量子場理論を定式化する量子重力へのアプローチです。したがって、ブラックホールのコアの真の構造を決定すると予想される深い量子重力領域でさえ、時空計量によって記述されます。漸近安全性の本質は、量子重力の短距離領域を特徴付ける、理論の新しい対称性、つまり量子スケールの対称性にあります。これは、物理的なスケールがないことを意味します。したがって、スケール、つまりプランク長に対応するニュートン結合は、短距離領域で漸近的に消滅する必要があります。これは、重力相互作用の弱体化を意味し、そこから古典的な時空の特異点の解決が期待できます。実際には、漸近的に安全な量子重力におけるブラックホールの特性は、まだ第一原理から導き出すことはできませんが、くりこみ群の改善として知られるヒューリスティックな手順を使用して構築されます。結果として得られる漸近安全性に着想を得たブラックホールは、スピンパラメータが消失する場合と消失しない場合の両方に対して構築されています。それらは、（i）曲率特異点がないこと、（ii）よりコンパクトなイベントホライズンと光子球、（iii）スピンが消滅する場合でも2番目の（内部）ホライズン、および（iv）可能な最終製品としての冷たい残骸によって特徴付けられます。ホーキング蒸発の。観測は、漸近安全性に着想を得たブラックホールの自由なパラメーターとして扱うことができる量子重力スケールを制約し始める可能性があります。ゆっくりと回転するブラックホールの場合、EHTおよびX線観測からの制約は、プランク長をはるかに超える量子重力スケールのみを制約できます。近臨界スピンの極限では、漸近安全性に着想を得たブラックホールが、プランク長に等しい量子重力スケールの場合でも、ngEHTが敏感な方法で「点灯」する可能性があります。
非線形領域における一般相対性理論のテスト: パラメータ化されたプランジ-マージャー-リングダウン重力波形モデル
| Title |
Tests_of_general_relativity_in_the_nonlinear_regime:_a_parametrized_plunge-merger-ringdown_gravitational_waveform_model |
| Authors |
Elisa_Maggio,_Hector_O._Silva,_Alessandra_Buonanno,_Abhirup_Ghosh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09655 |
天体の速度が光速の大部分に達し、重力波(GW)の光度がピークに達するとき、連星ブラックホール(BBH)合体の突入合体段階は、重力を調べるためのユニークな機会を提供します。動的および非線形体制。一般相対性理論の予測は、連星進化のこの段階での他の重力理論の予測とどの程度異なるのでしょうか?この問題に対処するために、プランジ-合併-リングダウン段階での一般相対性理論からの逸脱を可能にする、有効な一体形式の範囲内で、パラメータ化された波形モデルを開発します。最初のステップとして、非歳差スピン、準円形BBHに注目します。以前の研究と比較して、GWモードごとに、このモデルは、一般相対論的予測に関して、振幅がピークになる瞬間、この瞬間の瞬間周波数、およびピーク振幅の値を変更できます。この波形モデルを使用して、合成データインジェクションと2つのGW信号の両方を考慮したいくつかの質問を調査します。特に、GW150914では、ピークGW振幅と瞬時周波数からの偏差を約20$\%$に抑えることができることがわかりました。驚くべきことに、GW200129_065458が一般相対性理論の強い違反を示していることがわかりました。この結果は、波形体系(スピン歳差運動のモデル化の誤り)によるか、このイベントの解釈に応じたデータ品質の問題による誤った違反と解釈されます。これは、パラメータ化された波形モデルをツールとして使用して、単純な一般相対性理論の系統誤差を調査することを示しています。GW200129_065458を使用した結果は、現在のGW観測による一般相対性理論のテストを解釈する際の波形体系とグリッチ軽減手順の重要性も鮮明に示しています。
