シミュレーションにおける中心銀河配列のトレーサーとしての異方性相関関数
| Title |
Anisotropic_correlation_functions_as_tracers_of_central_galaxy_alignments_in_simulations |
| Authors |
Facundo_Rodriguez,_Manuel_Merch\'an,_M._Celeste_Artale_and_Moira_Andrews |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09781 |
観測結果に動機付けられて、流体力学的数値シミュレーションを使用して、グループ内の中心銀河と周囲の構造との整列を研究します。このアプローチにより、観測では得られない銀河とグループの特性を分析することができます。この分析を実行するために、2点相互相関関数の修正版と、中央銀河の長半径軸とより大きな構造との間の角度の尺度を使用します。全体として、中央の赤い銀河が支配する大規模な異方性が見られるため、結果は観測結果を再現しています。さらに、後者は青色のグループよりも明らかにグループと一致しています。観測結果とは対照的に、我々は質量のある中心銀河への異方性の強い依存性を発見し、おそらくそれらを決定するための観測方法の無力に関連しています。この結果により、整列をハローアセンブリのプロセスと、質量に対するハローの異方性のよく知られた依存性に関連付けることができます。分析に暗黒物質粒子を含めると、観測とシミュレーションの両方で検出された配列は、おそらく中心銀河から大規模構造に至る一連の配列の結果であると結論付けることができます。さまざまな物理的プロセスの組み合わせ。
21cmfish: 宇宙の 21cm 信号からの高速パラメーター予測のためのフィッシャー マトリックス フレームワーク
| Title |
21cmfish:_Fisher-matrix_framework_for_fast_parameter_forecasts_from_the_cosmic_21-cm_signal |
| Authors |
Charlotte_A._Mason,_Julian_B._Mu\~noz,_Bradley_Greig,_Andrei_Mesinger,_Jaehong_Park |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09797 |
初期宇宙の中性水素からの21cmの信号は、最初の星と銀河に関する前例のない情報を提供します。ただし、この情報を抽出するには、多くの未知の天体物理学的プロセスを説明する必要があります。半数値シミュレーションは、前述のプロセスの広大なパラメーター空間を調査するための鍵です。これらのシミュレーションでは、エクスカーションセットや摂動理論などの近似手法を使用して、流体力学的および/または放射伝達シミュレーションの数分の1の計算コストで、銀河間媒体の3D進化をモデル化します。しかし、最初の銀河の膨大なパラメーター空間を探索するには、依然として計算コストがかかる可能性があります。ここでは、半数値シミュレーション21cmFASTのフィッシャー行列ラッパーである21cmfishを紹介します。21cmfishは、効率的なパラメーター予測を容易にし、多変量ガウス事後分布を想定して、MCMCアプローチよりも大幅に高い次元にスケーリングします。私たちの方法は、以前のMCMC分析に匹敵するパラメーターの不確実性予測を生成しますが、必要なシミュレーションは~10$^4$x少なくて済みます。これにより、新しい物理および/または追加のパラメーターを追加して、解析のプロトタイプを迅速に作成できます。現在までで最大の天体物理パラメータ空間を使用して、10個の自由パラメータを使用し、人口IIとIIIの両方の星形成にまたがるHERAの予測を実行します。最初の銀河のX線パラメータはサブパーセントの精度で測定できることを発見し、それらは非常に縮退していますが、集団IIおよびIIIの銀河の星とハローの質量関係と電離光子脱出率は次のように制限できます。~10%の精度(対数)。主成分分析を使用して、HERAが電離逃避分率と人口II銀河の恒星からハローへの質量分率の積に最も敏感であることを発見しました。
セル内の宇宙数の 1 点確率分布関数のくりこみ
| Title |
Renormalizing_one-point_probability_distribution_function_for_cosmological_counts_in_cells |
| Authors |
Anton_Chudaykin,_Mikhail_M._Ivanov_and_Sergey_Sibiryakov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09799 |
球状セルで平均化された物質密度の1点確率分布関数(PDF)を調べます。PDFの先頭部分は、球面崩壊のダイナミクスによって定義されますが、次の先頭部分は、鞍点解の周りの変動の統合から得られます。後者の計算は、非物理的なショートモードからかなりの影響を受けるため、再正規化する必要があります。短い摂動の有効な応力エネルギーテンソルをモデル化することにより、くりこみへの新しいアプローチを提案します。このモデルには、1ループ物質のパワースペクトルとバイスペクトルの反項に関連する3つの自由なパラメーターと、それらの赤方偏移依存性が含まれています。この関係を使用して、モデルをPDFデータに適合させる際に事前確率を課すことができます。モデルを高解像度N体シミュレーションの結果と対峙させ、$z=0$までのすべての赤方偏移でセル半径$r_*\geq10\,{\rmMpc}/h$の優れた一致を見つけました。$r_*\leq10\,{\rmMpc}/h$の低赤方偏移で数パーセントレベルの不一致が検出され、モデルの2ループ補正に関連付けられています。
非標準的な健全な地平線を持つ宇宙論モデルにおける宇宙膨張の歴史による空間曲率の制約
| Title |
Constraining_the_spatial_curvature_with_cosmic_expansion_history_in_a_cosmological_model_with_a_non-standard_sound_horizon |
| Authors |
Jordan_Stevens,_Hasti_Khoraminezhad,_and_Shun_Saito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09804 |
空間曲率は、宇宙の現在のコンコーダンスフラット$\Lambda$CDMモデルにおける最も基本的なパラメーターの1つです。この作業の目的は、空間曲率の制約が健全な地平線スケールの仮定によってどのように影響を受けるかを調査することです。健全な地平線は、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)およびバリオン音響振動(BAO)からの標準定規を使用するために不可欠な量です。例として、プランク、南極望遠鏡(SPT)、およびアタカマ宇宙望遠鏡(ACT)からの最近の宇宙論的データセットに照らして、アクシオンのような初期暗黒エネルギー(EDE)モデルの曲率制約を研究します。SloanDigitalSkySurveyDataRelease16でコンパイルされたBAOデータ。曲率。また、CMBとBAOを組み合わせると、EDEモデルでサウンドホライズンスケールを縮小しても曲率パラメーターを制約するのに非常に強力であり、ACT+BAOの場合は$\Omega_K=-0.0056\pm0.0031$になることも示しています。EDEモデルのパラメータを過小評価した後。この制約は、Planck+BAOが$\Lambda$CDMモデル$\Omega_{K}=-0.0001\pm0.0018$になるのと同じくらい競争力があります。
マルチフィールド インフレーションにおけるモデル特性としてのオブザーバブルのスケーリング動作
| Title |
Scaling_behavior_of_observables_as_a_model_characteristic_in_multifield_inflation |
| Authors |
Monika_Lynker_and_Rolf_Schimmrigk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09830 |
インフレーションにおける基本的な問題の1つは、場の理論的状況におけるさまざまなタイプのモデルの構造を特徴付ける方法です。この方向の提案には、ポテンシャルの複雑さの尺度を考慮することにより、理論の形式的構造を直接特徴付けようとする試みが含まれます。別の本質的なアプローチは、異なるモデルから生じるオブザーバブルの動作に注目し、それらの動作がモデル間で異なるかどうかを尋ねることです。このタイプの分析は、モデルの複雑さの自然な尺度が明らかではなく、観測量の分析的評価がしばしば不可能な、重要な多分野理論にも適用できます。そのような場合でも、これらのオブザーバブルを数値的に計算し、その動作を調査することができます。興味深いケースの1つは、オブザーバブルがスケーリング動作を示す場合です。この場合、スケーリングの振幅と指数によって理論を特徴付けることができます。一般に、モデルには重要なパラメーター空間があり、これらのパラメーターの関数である指数につながります。このような場合、指数関数がスケーリング動作につながるかどうかを判断するための反復手順を検討します。モジュラーインフレーションモデルは、単純なスケーリング則のファミリーによって特徴付けることができ、このようにして発生するスケーリング指数は、これらのさまざまなエネルギースケールに依存するスケーリング則を示すことを示します。
銀河団の X 線中心と光学中心のオフセット: eROSITA データとシミュレーションの接続
| Title |
Offset_between_X-ray_and_optical_centers_in_clusters_of_galaxies:_connecting_eROSITA_data_and_simulations |
| Authors |
R._Seppi,_J._Comparat,_K._Nandra,_K._Dolag,_V._Biffi,_E._Bulbul,_A._Liu,_V._Ghirardini,_J._Ider-Chitham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10107 |
クラスターの動的状態の特徴付けは、クラスターの進化と選択を研究し、それらを宇宙論的プローブとして使用するための鍵です。中心の異なる定義間のオフセットは、クラスターの乱れを推定するために使用されています。私たちの目標は、銀河団のX線中心と光学中心の間のずれの分布を調べることです。eROSITAクラスターのオフセットを調べます。観測を流体力学シミュレーションやN体モデルに結び付けることを目指しています。変位に影響を与える天体物理学的影響を評価します。eFEDSとeRASS1で観測されたクラスターのオフセットを測定します。低赤方偏移の87の大規模なeFEDSクラスターのサブサンプルに焦点を当てます。流体力学シミュレーションをブリッジとして使用して、観測結果をN体シミュレーションのダークマターハローで測定されたオフセットパラメーターXoffにリンクします。eFEDSクラスターは、eRASS1に比べて小さいオフセットを示します。これは、eRASS1に大規模で乱れた構造がより多く含まれているためです。87個のeFEDSクラスターのサブサンプルで76.3+30.1-27.1kpcの平均オフセットを測定します。これは、TNGとMagneticumからの予測、およびDMOシミュレーションからのXoffの分布と一致しています。分布の裾は異なります。オフセットを使用してリラックスしたクラスターと乱れたクラスターを分類すると、eFEDSサブサンプルで31%のリラックスした割合が測定されます。最後に、流体力学的シミュレーションのオフセットと親DMOの実行で測定されたXoffとの間の相関関係を見つけ、それらの間の関係を調整します。eROSITAのデータとシミュレーションはよく一致しています。バリオンは、Xoff分布と比較して、低(高)オフセット領域で減少(増加)を引き起こします。オフセットとXoffの関係は、MagneticumとTNGの真のXoff分布の正確な予測を提供します。これにより、宇宙論にオフセットを導入し、動的選択効果を軽視することができます。
パンテオンの双極子 + SH0ES データ
この論文では、Pantheon+データの双極子を決定します。その振幅は、宇宙の静止座標系に対する太陽系の運動に起因する宇宙マイクロ波背景放射に見られる双極子とほぼ一致しますが、方向は非常に高い意味で異なることがわかります。振幅は赤方偏移カットオフの下限に依存しますが、方向は非常に安定しています。次数$z_{\rmcut}\simeq0.05$以上の赤方偏移カットの場合、双極子はもはや検出されず、高い統計的有意性があります。特異な速度の赤方偏移補正が重要な役割を果たしているようです。
弱いレンズ情報を蓄積するための新規オブザーバブルとしてのキュムラント生成関数
| Title |
The_cumulant_generating_function_as_a_novel_observable_to_cumulate_weak_lensing_information |
| Authors |
Aoife_Boyle,_Alexandre_Barthelemy,_Sandrine_Codis,_Cora_Uhlemann_and_Oliver_Friedrich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10351 |
宇宙論的フィールドの主要な非ガウス特性は、パワースペクトルまたは相関関数からの2点統計測定を補完する1点統計によって取得できます。大偏差理論は、第一原理からの穏やかな非線形スケールでの宇宙密度場の1点統計をロバストに予測できます。このようなフィールドのキュムラント生成関数(CGF)の直接予測を提供し、そこから、より一般的に使用される確率密度関数(PDF)の予測が逆ラプラス変換によって抽出されます。複数のフィールドの結合1点統計の場合、逆ラプラス変換は急速に扱いにくく、計算コストが高くなります。この作業では、CGF自体が、PDFと同量の宇宙論的情報を捉える観測量として使用できることを初めて実証しました。例として弱レンズ収束場を使用しますが、実際には、この結果は弱レンズ効果と銀河クラスタリングのマルチスケール断層解析に一般的に適用できるはずです。
クエーサーの UV/X 線関係の光度距離は、残響で測定された半径 - 光度関係の光度距離よりも短い
| Title |
Quasar_UV/X-ray_relation_luminosity_distances_are_shorter_than_reverberation-measured_radius-luminosity_relation_luminosity_distances |
| Authors |
Narayan_Khadka,_Michal_Zaja\v{c}ek,_Raj_Prince,_Swayamtrupta_Panda,_Bo\.zena_Czerny,_Mary_Loli_Mart\'inez-Aldama,_Vikram_Kumar_Jaiswal,_Bharat_Ratra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10483 |
赤方偏移範囲$0.0041\leqz\leq1.686$にわたる59/58クエーサー(QSO)の測定値を使用して、半径-光度($R-L$)とX線$-$UV光度の比較研究を行います。($L_X-L_{UV}$)関係と、これらの関係が宇宙論的パラメーター推定に与える影響。6つの異なる宇宙モデルで$R-L$または$L_X-L_{UV}$関係パラメーターと宇宙パラメーターを同時に決定することにより、$R-L$と$L_X-L_{UV}$関係の両方が標準化可能であるが、弱い宇宙論しか提供しないことがわかります。$L_X-L_{UV}$関係データは、$R-L$関係データおよび他のほとんどの利用可能なデータよりも、現在の非相対論的物質密度パラメーター$\Omega_{m0}$値を優先します。$L_X-L_{UV}$と$R-L$の光度距離を6つの宇宙論モデルのそれぞれの光源から導出し、$L_X-L_{UV}$関係の光度距離が$R-L$関係の光度距離よりも短いことを発見しました。標準的なフラットな$\Lambda$CDMモデルの光度距離。これは、なぜ$L_X-L_{UV}$関係QSOデータが、$R-L$関係QSOデータや他のほとんどの宇宙測定値よりも大きな$\Omega_{m0}$値を好むのかを説明しています。私たちのサンプルサイズは小さく、小さな$z$範囲にしか及んでいませんが、これらの結果は、$L_X-L_{UV}$関係が宇宙論的プローブとして使用できるかどうかを判断するには、より多くの作業が必要であることを示しています.
ケプラーの最初の惑星系の潮汐崩壊の可能性
| Title |
The_Possible_Tidal_Demise_of_Kepler's_First_Planetary_System |
| Authors |
Shreyas_Vissapragada,_Ashley_Chontos,_Michael_Greklek-McKeon,_Heather_A._Knutson,_Fei_Dai,_Jorge_P\'erez_Gonz\'alez,_Sam_Grunblatt,_Daniel_Huber,_Nicholas_Saunders |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09752 |
進化した惑星を周回する巨大な惑星(1.1$R_\mathrm{J}$,5.9$M_\mathrm{J}$)からなるKepler-1658(KOI-4)システムにおける潮汐駆動のインスパイラルの証拠を提示します。ホストスター(2.9$R_\odot$、1.5$M_\odot$)。ケプラー、パロマー/WIRC、およびTESSからのトランジットタイミング測定を使用して、ケプラー1658bの軌道周期が$\dot{P}=131_{-22}^{+20}$~の割合で減少しているように見えることを示します。ms~yr$^{-1}$、降下時間スケール$P/\dot{P}\approx2.5$~Myrに対応。視線の加速や軌道の歳差運動を含むデータの他の説明を検討しますが、それらは信じられないことがわかります。観測された周期導関数は、潮汐の質係数$Q_\star'=2.50_{-0.62}^{+0.85}\times10^4$を意味し、準巨星における慣性波散逸の理論的予測とよく一致しています。さらに、おそらく全体の吸気率を説明することはできませんが、少量の惑星散逸は、強化された熱放射を介して惑星で観測された深い光食を自然に説明できます。ケプラー1658は、インスパイラルが検出された最初の進化したシステムとして、惑星のライフサイクルの終わりに潮汐物理学を理解するための新しいベンチマークです。
火星周辺の地球規模構造の研究に使用される電荷交換放出による X 線形態
| Title |
X-ray_morphology_due_to_charge-exchange_emissions_used_to_study_the_global_structure_around_Mars |
| Authors |
G._Y._Liang,_T._R.Sun,_H._Y._Lu,_X._L._Zhu,_Y._Wu,_S._B._Li,_H._G._Wei,_D._W._Yuan,_W._Cui,_X._W._Ma,_G._Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09909 |
太陽系内の中性物質と衝突する太陽風のイオンによって引き起こされる軟X線放出は、惑星の周りで検出されており、火星の外気圏との太陽風相互作用の遠隔プローブとして提案されました。多流体三次元磁気流体力学モデルを採用して、太陽風粒子の全球分布を導出します。球面対称な外圏H、H$_2$、He、O、およびCO$_2$密度プロファイルと、電荷交換およびプロトン/中性励起プロセスを含む高度なハイブリッドモデルを使用して、低三重項線比$G=\を研究します。frac{i+f}{r}$(0.77$\pm$0.58)のOVIIと火星周辺の全X線光度。さらに、広いイオン存在量と速度範囲にわたって、さまざまなニュートラルで放出係数$\alpha$値を計算します。私たちの結果は、以前のレポートの結果とよく一致しています。太陽風イオンの電荷段階の進化は、電荷交換による逐次再結合が相互作用領域で無視できることを示しています。これは高度400~km以下でのみ表示されます。匿名の低円盤$G$比は、10$^{11}$cm$^{-3}$よりも高い中性密度での衝突消光効果によって簡単に説明できます。しかし、火星の外気圏では消光の寄与は小さく、400~km以下にしか現れません。H$_2$とN$_2$との電荷交換は、依然としてこの低い$G$比率の最も可能性の高い理由です。異なる中性粒子との衝突におけるX線放射率マップは互いに異なります。すべての中立体との衝突における明確な船首衝撃は、以前の報告と一致しています。結果として得られた6.55~MWの全X線光度は、以前の予測よりも12.8$\pm$1.4~MWというXMM-Newtonの観測結果とよく一致していることを示しています。
J2 摂動下の解析的凍結軌道およびその他の低偏心軌道
この研究では、主天体の偏角によって生成される摂動効果の下での凍結軌道のダイナミクスを定義および研究するための分析摂動法を提示します。これは、接触要素のみに基づく摂動法を使用して行われます。これにより、閉形式の凍結軌道の既存の3つのファミリを特徴付け、定義し、調査することができます。臨界傾斜角に近い凍結軌道の2つのファミリと、離心率の低い値で現れる凍結軌道のファミリです。そのために、この作業には、提案された摂動法の1次および2次の近似解が含まれています。これには、凍結軌道、地上追跡軌道の繰り返し、および太陽同期軌道を定義するためのアプリケーションが含まれます。提案されたアプローチの予想されるエラーパフォーマンスを示すために、アプリケーションの例も提示されます。
主銀河における超新星とCO (2-1) 放出の位置の比較
| Title |
Comparing_the_Locations_of_Supernovae_to_CO_(2-1)_Emission_in_their_Host_Galaxies |
| Authors |
Ness_Mayker_Chen,_Adam_K._Leroy,_Laura_A._Lopez,_Samantha_Benincasa,_M\'elanie_Chevance,_Simon_C._O._Glover,_Annie_Hughes,_Kathryn_Kreckel,_Sumit_Sarbadhicary,_Jiayi_Sun,_Todd_A._Thompson,_Dyas_Utomo,_Frank_Bigiel,_Guillermo_A._Blanc,_Daniel_A._Dale,_Kathryn_Grasha,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Hsi-An_Pan,_Miguel_Querejeta,_Eva_Schinnerer,_Elizabeth_J._Watkins,_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09766 |
近くのPHANGS-ALMAサーベイからの$\sim1''$または$\leq150$pc解像度CO(2-1)マップを使用して、最近の($<100$年古い)超新星(SNe)付近の分子ガス環境を測定します。星形成銀河。これはおそらく、個々の大質量分子雲($M_{\rmmol}\gtrsim10^{5.3}$M$_{\odot}$)のスケールにアプローチする最初の研究です。OpenSupernovaCatalog(OSC)を使用して、PHANGS-ALMAフットプリント内で63SNeを特定しました。$\sim35\%$のマップピクセルのCO(2-1)放出と比較して、サンプルの$\sim60\%$付近でCO(2-1)放出を検出し、最大$\sim95\CO(2-1)放出のマップピクセルの$\sim80\%$と比較した1kpc解像度でのSNeの%$。GMCが将来これらの雲と相互作用する可能性が高いため、同じ150pcビーム内のSNeの$\sim60\%$を期待しています。強力なCO(2-1)検出のないSNeのsim40\%$は、そのエネルギーを拡散星間物質(ISM)に蓄積し、おそらく大規模な乱気流または銀河の流出を促進するのに役立ちます。タイプ別に分類すると、9つのストリップドエンベロープSNe(SESNe)の$\sim85\%$のサイト、34のタイプIISNeの$\sim40\%$、および$\sim35\%$13のタイプIaSNeのSESNeが、サンプル内で最も明るいCO(2-1)放出領域と最も密接に関連していることを示しています。私たちの結果は、SN爆発が最も密度の高いガスだけに限定されず、代わりに幅広い分子ガス密度にわたってフィードバックを及ぼすことを確認しています。
JWST の PEARLS: TN J1338$-$1942 -- I. $z=4.11$ の明るい電波銀河で極端なジェットが星形成を引き起こした
| Title |
JWST's_PEARLS:_TN_J1338$-$1942_--_I._Extreme_jet_triggered_star-formation_in_a_$z=4.11$_luminous_radio_galaxy |
| Authors |
Kenneth_J._Duncan,_Rogier_A._Windhorst,_Anton_M._Koekemoer,_Huub_J._A._R\"ottgering,_Seth_H._Cohen,_Rolf_A._Jansen,_Jake_Summers,_Scott_Tompkins,_Christopher_J._Conselice,_Simon_P._Driver,_Haojing_Yan,_Nathan_J._Adams,_Cheng_Cheng,_Dan_Coe,_Jose_M._Diego,_Herv\'e_Dole,_Brenda_Frye,_Hansung_B._Gim,_Norman_A._Grogin,_Benne_W._Holwerda,_Jeremy_Lim,_Madeline_A._Marshall,_Mario_Nonino,_Nor_Pirzkal,_Aaron_Robotham,_Russell_E._Ryan,_Jr.,_and_Christopher_N._A._Willmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09769 |
「再電離とレンズ科学のためのプライム銀河系外領域」(PEARLS)プロジェクトの一環として得られた、$z=4.11$の明るい電波銀河TNJ1338$-$1942の最初のJWST観測を提示します。この赤方偏移における主要な静止系の光学的連続体と輝線の特徴を調べるように設計されたNIRCam観測は、さまざまな恒星の個体群の仮定と放射衝撃モデルの両方を組み込んだ、解決されたスペクトルエネルギー分布モデリングを可能にします。$\log_{10}(M/\text{M}_{\odot})\sim10.9$の推定星質量を持つTNJ1338$-$1942は、この時代に知られている最も重い銀河の1つであることが確認されています。.私たちの観測はまた、広範囲の最近の星形成に囲まれた放射衝撃と一致する明るいAGNジェットと一致する非常に高い等価幅の星雲放出を明らかにしています。総星形成率(SFR)は、$\sim1800\,\text{M}_{\odot}\,\text{yr}^{-1}$に達する可能性があると推定されます。$\gtrsim500\,\text{M}_{\odot}\,\text{yr}^{-1}$.星形成の質量で重み付けされた年齢$t_{\text{mass}}<4$Myrは、トリガーされた活動の原因であるジェットの可能性のある年齢と一致しており、星のコアで測定された年齢よりもかなり若い。ホスト銀河。ジェットによって引き起こされる可能性のある星形成活動の極端な規模は、大規模な銀河形成の初期段階における正のAGNフィードバックの潜在的な重要性を示しており、私たちの観測は、JWSTによる高赤方偏移銀河の詳細な研究に対する驚くべき見通しも示しています。
PHANGS-JWST の最初の結果: JWST 時代の始まりにおける銀河からの中間赤外線および CO ライン放射のグローバルで中程度に解決されたビュー
| Title |
PHANGS-JWST_First_Results:_A_Global_and_Moderately_Resolved_View_of_Mid-Infrared_and_CO_Line_Emission_from_Galaxies_at_the_Start_of_the_JWST_Era |
| Authors |
Adam_K._Leroy,_Alberto_D._Bolatto,_Karin_Sandstrom,_Erik_Rosolowsky,_Ashley._T._Barnes,_F._Bigiel,_M\'ed\'eric_Boquien,_Jakob_S._den_Brok,_Yixian_Cao,_J\'er\'emy_Chastenet,_M\'elanie_Chevance,_I-Da_Chiang,_Ryan_Chown,_Dario_Colombo,_Sara_L._Ellison,_Eric_Emsellem,_Kathryn_Grasha,_Jonathan_D._Henshaw,_Annie_Hughes,_Ralf_S._Klessen,_Eric_W._Koch,_Jaeyeon_Kim,_Kathryn_Kreckel,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Kirsten_L._Larson,_Janice_C._Lee,_Rebecca_C._Levy,_Lihwai_Lin,_Daizhong_Liu,_Sharon_E._Meidt,_J\'er\^ome_Pety,_Miguel_Querejeta,_M\'onica._Rubio,_Toshiki_Saito,_Samir_Salim,_Eva_Schinnerer,_Mattia_C._Sormani_Jiayi_Sun,_David_A._Thilker,_Antonio_Usero,_Stuart_N._Vogel_Elizabeth_J._Watkins,_Cory_M._Whitcomb,_Thomas_G._Williams,_Christine_D._Wilson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09774 |
大質量星形成銀河からの中赤外(中赤外)とCO回転線放出の関係を調べます。これは、局所宇宙で最も厳密なスケーリングの1つです。CO(1-0)およびCO(2-1)強度、$I_{\rmCO}$、および中赤外強度の未解決および適度に($\sim1$kpc)空間的に解決された測定値の大規模なセットを組み立てます。、$I_{\rmMIR}$、8、12、22、および24$\mu$mで。$I_{\rmCO}$対$I_{\rmMIR}$の関係は、勾配$0.7{-}1.2$と正規化$I_{\rmCO}\sim1$Kkmのべき法則によって合理的に記述されます。s$^{-1}$at$I_{\rmMIR}\sim1$MJysr$^{-1}$.勾配と切片はどちらも、ラインとバンドの選択によって体系的に変化します。CO~(1-0)とCO(2-1)で測定された関係を比較すると、$R_{21}\proptoI_{\rmMIR}^{0.2}$と推測できます。仕事。$8\mu$mおよび$12\mu$mバンドは、強力なPAH機能を備えており、CO対中間IR勾配が$22\mu$mおよび$24\mu$mよりも急峻であることを示しています。COブライトガスだけでなく、原子またはCOダークガスからも。COと中赤外線の比率は、全球銀河の星の質量($M_\star$)と相関し、SFR/$M_\star$と反相関します。$\sim1$kpcの解像度で、最初の4つのPHANGS-JWSTターゲットは、JWSTPAHの急なCOから中間IRへの勾配を示すなど、より大きな文献サンプルと定量的に類似したCOから中間IRへの関係を示しています。ただし、これらの初期データのサンプルサイズは小さく、限られた範囲の強度に及ぶことに注意してください。
極限領域における銀河の軌道の再構築 (ROGER) III: 巨大な X 線クラスターの周りの投影された位相空間における銀河の進化パターン
| Title |
Reconstructing_Orbits_of_Galaxies_in_Extreme_Regions_(ROGER)_III:_galaxy_evolution_patterns_in_projected_phase_space_around_massive_X-ray_clusters |
| Authors |
Hector_J._Martinez,_Valeria_Coenda,_Hernan_Muriel,_Martin_de_los_Rios_and_Andres_N._Ruiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09780 |
delosRiosらによるROGERコードを使用します。X線クラスターのサンプルの周りの銀河を、投影された位相空間図での位置に従って、クラスター銀河、バックスプラッシュ銀河、最近の落下銀河、落下銀河、侵入銀河の5つのクラスに分類します。銀河の進化に対するクラスター環境の影響を理解するために、星の質量、特定の星形成率、サイズ、および形態の5つのクラスを比較します。Coendaらのガイドラインに従って、赤色銀河と青色銀河について個別の分析が行われます。赤い銀河の場合、クラスター銀河は他のクラスとは異なり、特定の星形成率が抑制され、サイズが小さく、楕円形に分類される可能性が高くなります。他のクラス間の違いは小さいですが、バックスプラッシュ銀河は、初期または最近の銀河よりも特定の星形成率が大幅に低くなっています。青い銀河の場合、最近の落下銀河は落下銀河や侵入銀河よりも小さく、後者の2つはサイズが同等であるという証拠が見つかりました。私たちの結果は、1回通過した後、クラスター環境が銀河の星形成を減少させ、その形態を変更し、サイズを小さくすることもできるという証拠を提供します青い銀河.すべてのクラスでらせんから楕円形への形態変換よりも急冷が速く発生するという証拠が見つかりました。銀河が銀河団に入るとすぐに消光が明らかに強化されますが、銀河は、より長い時間スケールで銀河団の物理的メカニズムの作用を経験する必要があります。
V-LoTSS: 円偏光 LOFAR 2 メートル スカイ サーベイ
| Title |
V-LoTSS:_The_Circularly-Polarised_LOFAR_Two-metre_Sky_Survey |
| Authors |
J._R._Callingham,_T._W._Shimwell,_H._K._Vedantham,_C._G._Bassa,_S._P._O'Sullivan,_T._W._H._Yiu,_S._Bloot,_P._N._Best,_M._J._Hardcastle,_M._Haverkorn,_R._D._Kavanagh,_L._Lamy,_B._J._S._Pope,_H._J._A._R\"ottgering,_D._J._Schwarz,_C._Tasse,_R._J._van_Weeren,_G._J._White,_P._Zarka,_D._J._Bomans,_A._Bonafede,_M._Bonato,_A._Botteon,_M._Bruggen,_K._T._Chy\.zy,_A._Drabent,_K._L._Emig,_A._J._Gloudemans,_G._G\"urkan,_M._Hajduk,_D._N._Hoang,_M._Hoeft,_M._Iacobelli,_M._Kadler,_M._Kunert-Bajraszewska,_B._Mingo,_L._K._Morabito,_D._G._Nair,_M._P\'erez-Torres,_T._P._Ray,_C._J._Riseley,_A._Rowlinson,_A._Shulevski,_F._Sweijen,_R._Timmerman,_M._Vaccari,_J._Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09815 |
これまでに実施された円偏波で最も感度の高い電波調査から68のソースの検出を提示します。144MHzLOFAR2メートルスカイサーベイの2番目のデータリリースを使用して、中央値140$\mu$Jyビーム$^{-1}$ノイズと$\に対して20$''$の解像度を持つ円偏波マップを作成します。北天の約$27%(5634deg$^{2}$)。円偏光への総強度の漏れは$\approx$0.06%と測定され、私たちの調査は磁束密度$\geq1$mJyで完了しています。円偏光分率が1%を超える場合、検出は信頼できると見なされます。円偏光源の集団は、恒星系、パルサー、活動銀河核、および文献で特定されていない源の4つの異なるクラスで構成されていることがわかります。恒星系はさらに、彩層活動星、M型矮星、褐色矮星に分けることができます。円偏光部分と光学的対応物の欠如に基づいて、未確認のソースがおそらく未知のパルサーまたは褐色矮星であるかどうかを推測できることを示します。この北天の調査が完了するまでに、300$\pm$100の円偏光源が検出されると予想されます。
新しい $z > 7$ EGS のライマン アルファ エミッター: $z \sim 7.7$ で拡張されたイオン化構造の証拠
| Title |
New_$z_>_7$_Lyman-alpha_Emitters_in_EGS:_Evidence_of_an_Extended_Ionized_Structure_at_$z_\sim_7.7$ |
| Authors |
Intae_Jung_(1),_Steven_L._Finkelstein_(2),_Rebecca_L._Larson_(2),_Taylor_A._Hutchison_(3),_Amber_N._Straughn_(3),_Micaela_B._Bagley_(2),_Marco_Castellano_(4),_Nikko_J._Cleri_(5),_M._C._Cooper_(6),_Mark_Dickinson_(7),_Henry_C._Ferguson_(1),_Benne_W._Holwerda_(8),_Jeyhan_S._Kartaltepe_(9),_Seonwoo_Kim_(10),_Anton_M._Koekemoer_(1),_Casey_Papovich_(5),_Hyunbae_Park_(11),_Laura_Pentericci_(4),_Pablo_G._Perez-Gonzalez_(12),_Mimi_Song_(13),_Sandro_Tacchella_(14),_Benjamin_J._Weiner_(15),_Christopher_N._A._Willmer_(16),_Jorge_A._Zavala_(17)_((1)_STScI,_(2)_UT_Austin,_(3)_NASA_GSFC,_(4)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Roma,_(5)_Texas_A&M_Univ.,_(6)_UC_Irvine,_(7)_NSF's_NOIARL,_(8)_Univ._of_Louisville,_(9)_RIT,_(10)_Univ._of_Illinois,_(11)_LBNL/UC_Berkeley,_(12)_CAB_CSIC-INTA,_(13)_Univ._of_Massachusetts,_(14)_Univ._of_Cambridge,_(15)_MMT/Steward_Observatory,_(16)_Steward_Observatory,_(17)_NAOJ) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09850 |
Keck/MOSFIREスペクトログラフを使用して、61の銀河からの$7.0<z<8.2$でのLy$\alpha$放出をターゲットにして、銀河間物質(IGM)のイオン化状態を追跡する地上ベースの近赤外線分光調査を実行します。CosmicAssemblyNear-infraredDeepExtragalacticLegacySurveyのExtendedGrothStripフィールドでは、有効な空域の合計$\sim10^\prime\times10^\prime$をカバーしています。私たちの観測から、既知の$z\sim7.7$Ly$\alpha$の追加のメンバーを含む8つの$z>7$銀河で$>$4$\sigma$レベルでLy$\alpha$放射を検出します。-emitter(LAE)クラスター(Tilvietal.2020)。これらの新たに発見された$z\sim7.7$LAEの追加により、これは現在$z>7$で測定された最大のLAEクラスターです。このフィールドの$z\sim7.7$での異常に高いLy$\alpha$検出率は、クラスター化されたLAEからのLy$\alpha$放出が、残りのターゲットからの放出よりも著しく強いことを示唆しています。これらのLAEの周りの電離気泡のサイズを推定し、銀河からのLy$\alpha$の脱出を容易にする電離気泡の重なりによって作成された拡張電離構造内にLAEがクラスター化されていると結論付けました。クラスター内の最も明るい天体は、Ly$\alpha$線の測定赤方偏移が最も低く、視線方向で他のLAEの前に配置されていることは注目に値します。これは、電離領域の裏側にある銀河からのLy$\alpha$の強化されたIGM透過を目の当たりにしていることを示唆しています。これは、Ly$\alpha$放射伝達の結果である可能性があります。中心速度に近いLy$\alpha$はIGMによって実質的に散乱されますが、裏側の銀河からのLy$\alpha$は、明確な道。
機械学習を使用して、Hyper Suprime-Cam ワイド サーベイで $z<1$ AGN ホスト銀河の形態を決定
| Title |
Using_Machine_Learning_to_Determine_Morphologies_of_$z<1$_AGN_Host_Galaxies_in_the_Hyper_Suprime-Cam_Wide_Survey |
| Authors |
Chuan_Tian,_C._Megan_Urry,_Aritra_Ghosh,_Ryan_Ofman,_Tonima_Tasnim_Ananna,_Connor_Auge,_Nico_Cappelluti,_Meredith_C._Powell,_David_B._Sanders,_Kevin_Schawinski,_Dominic_Stark,_Grant_R._Tremblay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09984 |
$z<1$内の活動銀河核(AGN)ホスト銀河の形態を正確に特徴付けるための機械学習フレームワークを提示します。最初にPSFGANを使用してホスト銀河の光を中心点源から切り離し、次にGalaxyMorphologyNetwork(GaMorNet)を呼び出して、ホスト銀河がディスク優勢、バルジ優勢、または不確定であるかどうかを推定します。HSCWideSurveyの5つのバンドからの光学画像を使用して、3つの赤方偏移ビン(低$(0<z<0.25)$、中$(0.25<z<0.5)$、および高$(0.5<z))でモデルを個別に構築します。<1.0)$.最初に多数のシミュレートされた銀河で訓練し、次にはるかに少数の分類された実際の銀河を使用して微調整することにより、私たちのフレームワークはテストセットから$\sim$$60\%-70\%$ホスト銀河の実際の形態を予測します。赤方偏移ビンに応じて、$\sim$$80\%-95\%$の精度。具体的には、私たちのモデルは、不確定分数に対応するしきい値で、$96\%/82\%/79\%$のディスク精度と$90\%/90\%/80\%$のバルジ精度(3つの赤方偏移ビンの場合)を達成します。$30\%/43\%/42\%$の。モデルの分類精度は、主銀河の半径と等級に大きく依存します。コントラスト比への強い依存性は見られません。実際のAGNの分類を比較すると、モデルはGALFITの従来の2Dフィッティングとよく一致します。PSFGAN+GaMorNetフレームワークは、フィッティング関数や銀河関連の入力パラメーターの選択に依存せず、GALFITよりも桁違いに速く実行され、転移学習によって簡単に一般化できるため、今後のAGNホスト銀河の形態を研究するための理想的なツールになります。大規模な画像調査。
ディープ JWST NIRCam 中帯域イメージングを使用した HUDF 内の豊富な $z \gtrsim 10$ 銀河候補
| Title |
The_abundance_of_$z_\gtrsim_10$_galaxy_candidates_in_the_HUDF_using_deep_JWST_NIRCam_medium-band_imaging |
| Authors |
C._T._Donnan,_D._J._McLeod,_R._J._McLure,_J._S._Dunlop,_A._C._Carnall,_F._Cullen,_D._Magee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10126 |
JWSTNIRCam中帯域イメージングを利用して、ハッブルウルトラディープフィールド（HUDF）で極端な赤方偏移（$z\geq9.5$）銀河候補を検索し、2番目のNIRCamモジュールによって提供されるGOODS-Southフィールド内の追加のポインティングを検索します。私たちの検索では、6つの強力な候補が明らかになり、そのうち3つが最近分光学的に確認されました。これら3つのうちの1つは、以前に物議を醸した$z\simeq12$銀河候補UDF-22980であり、現在、5つのJWSTNIRCam中帯域フィルター(F182M、F210M、F430M、F460M、およびF480M)で検出され、代替の低赤方偏移ソリューションを効率的に除外しています。$z=11.6\pm0.2$の安全な測光赤方偏移を報告できるようになりました。また、$z=12.6\pm0.6$で2番目のNIRCamモジュール(HUDFの南西)によって提供された画像で、新しく検出された候補を含む$z\geq12.5$で2つの銀河を検出しました。14バンドの測光をバグパイプでフィッティングすることにより、6つの銀河の物理的性質を決定します。$\log(M_{\star}/{\rm{M_{\odot}}})\simeq7.5-8.7$の星の質量と$\log(\rm{SFR}/M_{\odot}^{-1}\rm{年}^{-1})\simeq0.3-5.0$.HUDF自体と2番目のNIRCamモジュールイメージングによってカバーされた比較的小さな宇宙体積にもかかわらず、これらの銀河の存在は、$z\でのUV光度関数と宇宙星形成速度密度の両方の最新の測定値と完全に一致することがわかりました。simeq11$は、宇宙の星形成率密度が少なくとも$z\simeq15$まで徐々に着実に低下することを裏付けています。
XMM$-$LSS 深層場における残存電波銀河の探索と特徴付け
| Title |
Search_and_characterization_of_remnant_radio_galaxies_in_the_XMM$-$LSS_deep_field |
| Authors |
Sushant_Dutta,_Veeresh_Singh,_C._H._Ishwara_Chandra,_Yogesh_Wadadekar,_Abhijit_Kayal,_and_Ian_Heywood |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10133 |
電波銀河の残骸期は、電波ローブにプラズマを供給するジェットの停止をもたらすAGN活動の停止によって特徴付けられます。この論文では、{\emXMM$-$Newton}Large$-$ScaleStructure(XMM$-$LSS)フィールドの12.5deg$^{2}$で、深いGiantMetrewaveRadioTelescope(GMRT)から325MHz、低周波ARray(LOFAR)から150MHz、JanskyVeryLargeArray(JVLA)から1.4GHz、VLASkySurvey(VLASS)。形態学的基準{\viz}検出されていない無線コアとスペクトル基準{\viz}高いスペクトル曲率、および超$-$急勾配スペクトルの両方を使用することにより、ほとんどが非$-$クラスターに存在することがわかっている21のレムナント候補を特定します環境、および形態、スペクトル指数($\alpha_{\rm150}^{\rm1400}$の範囲で$-1.71$から$-0.75$の範囲で多様な特性を示し、中央値は$-1.10$)、および線形無線サイズ(242kpcから1.3Mpcの範囲で、中央値は469kpc)。私たちの研究では、325MHzで6.0mJyの磁束密度限界まで残留候補を特定しようと試みており、残留部分($f_{\rmrem}$)の上限は約5$\%$になります。観測された$f_{\rmrem}$は、アクティブフェーズの持続時間とジェット運動パワーの指数分布が$-0.8$から$-1.2$であると仮定した進化モデルの予測と一致しているようです。
衛星銀河が追跡したハロー濃度と質量関係
| Title |
The_halo_concentration_and_mass_relation_traced_by_satellite_galaxies |
| Authors |
Qing_Gu,_Qi_Guo,_Tianchi_Zhang,_Wenting_Wang,_Quan_Guo,_Liang_Gao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10232 |
スローンデジタルスカイサーベイ(SDSSDR7およびDR8)銀河カタログの第7および第8データリリースを使用して、ハロー濃度と質量の関係(c-M関係)を調べます。衛星銀河が暗黒物質の分布に従うと仮定すると、衛星の放射状プロファイルをナラロフランクアンドホワイト(NFW)形式でフィッティングすることにより、ハローの濃度を導き出します。導出されたc-M関係は、$10^{11.6}$から$10^{14.1}\rm\M_\odot$までの広いハロー質量範囲をカバーしています。宇宙論的シミュレーションで予測されたように、ハローの質量と濃度の間の反相関を確認します。私たちの結果は、$10^{11.6}-10^{12.9}\rm\M_\odot$のハローに対して銀河力学と重力レンズを使用して導出された結果とよく一致していますが、$10^{12.9}のハローではわずかに低くなります。-10^{14.1}\rm\M_\odot$.これは、特に内側の領域では、青い衛星銀河があまり集中していないためです。すべての衛星銀河を使用する代わりに、赤い衛星は、銀河群の根底にある暗黒物質分布のより良いトレーサーになる可能性があります.
明るい赤色巨星分枝星を用いた天の川銀河の 5 ～ 25 kpc の円速度曲線
| Title |
The_Circular_Velocity_Curve_of_the_Milky_Way_from_5_to_25_kpc_using_luminous_red_giant_branch_star |
| Authors |
Yuan_Zhou,_Xinyi_Li,_Yang_Huang,_Huawei_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10393 |
APOGEEおよびLAMOSTサーベイから選択された254,882個の明るい赤色巨星分枝(LRGB)星のサンプルを提示します。2MASSおよびGaiaサーベイからの測光情報と天文情報を組み合わせることにより、サンプル星の正確な距離は、教師あり機械学習アルゴリズム(勾配ブースト決定木)によって決定されます。導出された距離の精度をテストするために、球状星団(GC)と散開星団(OC)のメンバー星が使用されます。クラスターメンバー星によるテストでは、サンプル星の導出された距離に対して、無視できるゼロ点オフセットで約10%の精度が示されています。最終サンプルは、大量の銀河円盤と、$0<R<30$kpcおよび$|Z|\leqslant15$kpcのハローをカバーしています。$5\lesssimR\lesssim25$kpcの半径を横切る天の川の回転曲線(RC)は、LRGBサンプルから選択された薄い円盤集団の$\sim$54,000の星で正確に測定されています。導出されたRCは、$R$に沿って$-1.83\pm0.02$$({\rmstat.})\pm0.07$$({\rmsys.})$kms$^の勾配で弱い下降を示しています{-1}$kpc$^{-1}$、以前の研究で測定された結果とよく一致しています。RCによって得られた太陽位置での円速度は$234.04\pm0.08$$({\rmstat.})\pm1.36$$({\rmsys.})$kms$^{-1}$も、他の独立した決定と非常に一致しています。新しく構築されたRCと他のデータからの制約から、銀河系の質量モデルを構築し、$M_{\rm{200}}$=($8.05\pm1.15$)$\times$10$^{11}\rm{M_\odot}$対応する半径$R_{\rm{200}}$=$192.37\pm9.24$kpcおよび局所暗黒物質密度$0.39\pm0.03$GeVcm$^{-3}$.
原子状酸素O(3P)とアクリロニトリルとの反応の計算解析
| Title |
A_computational_analysis_of_the_reaction_of_atomic_oxygen_O(3P)_with_acrylonitrile |
| Authors |
Luca_Mancini,_Em\'ilia_Valen\c{c}a_Ferreira_de_Arag\~ao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10396 |
この研究は、原子状酸素(基底状態のO(3P))とアクリロニトリルCH2CHCN(シアン化ビニルまたはシアノエチレンとしても知られる)との間の反応における長距離相互作用複合体の特徴付けに焦点を当てており、電子構造計算によるものです。どの汎関数が長距離相互作用のより良い説明を提供するかを理解するために、さまざまなabinitio法が使用されてきました。この作業の結果は、B2PLYPD3が長距離相互作用の最良の説明を提供する一方で、CAM-B3LYPが化学的精度と計算コストの間の最良の妥協点を表すことを示唆しています。
PHANGS-JWST 最初の結果: 多相 ISM 全体での PAH 特性の測定
| Title |
PHANGS-JWST_First_Results:_Measuring_PAH_Properties_across_the_multiphase_ISM |
| Authors |
J\'er\'emy_Chastenet,_Jessica_Sutter,_Karin_Sandstrom,_Francesco_Belfiore,_Oleg_V._Egorov,_Kirsten_L._Larson,_Adam_K._Leroy,_Daizhong_Liu,_Erik_Rosolowsky,_David_A._Thilker,_Elizabeth_J._Watkins,_Thomas_G._Williams,_Ashley_T._Barnes,_Frank_Bigiel,_M\'ed\'eric_Boquien,_M\'elanie_Chevance,_Daniel_A._Dale,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Eric_Emsellem,_Kathryn_Grasha,_Brent_Groves,_Hamid_Hassani,_Annie_Hughes,_Kathryn_Kreckel,_Sharon_E._Meidt,_Hsi-An_Pan,_Miguel_Querejeta,_Eva_Schinnerer,_Cory_M._Whitcomb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10512 |
多環芳香族炭化水素(PAH)振動バンドの比率は、PAH集団の特性と星形成への影響を測定するための有望なツールです。JWSTのMIRIおよびNIRCam機器の測光バンドは、前例のない解像度と感度で、銀河円盤全体のPAH放出機能を測定する機会を提供します。ここでは、近くにある3つの銀河(NGC628、NGC1365、およびNGC7496)のサンプルにおけるこの分析の最初の結果を示します。さまざまな銀河環境にわたる平均PAHサイズとイオン化状態。F335M$_{\rmPAH}$/F1130Wの高い値とF1130W/F770Wの低い値は、3つの銀河すべてのHII領域で測定されています。これは、これらの領域が高温のPAHによって占められていること、および/またはPAHのイオン化率が大きいことを示唆しています。分子ガス含有量が高い領域での加熱および/またはPAHサイズの変化の追加の証拠と、H$\alpha$強度が高い領域でのイオン化の増加が見られます。
レッドガイザー銀河のHIコンテンツ
| Title |
The_HI_Content_of_Red_Geyser_Galaxies |
| Authors |
Emily_Frank,_David_V._Stark,_Karen_Masters,_Namrata_Roy,_Rog\'erio_Riffel,_Ivan_Lacerna,_Rogemar_A._Riffel,_Dmitry_Bizyaev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10517 |
赤い間欠泉は特定のタイプの静止銀河であり、銀河の中心から出ているツインジェットによって示されます。これらの非対称ジェットは、周囲の物質にエネルギーと熱を注入する可能性があり、冷たいガスを安定させることで星形成を効果的に抑制します。これらのジェットの存在と進化の結果を確認するために、この論文では、HI-MaNGA調査から得られた21cmHIフラックスデータのスケーリング、スタッキング、およびHIガス対星質量(G/S)への変換について説明します。スペクトル。私たちのサンプルは、検出されない、または弱いHI信号を持つ銀河によって支配され、その結果、HI上限によって支配されていました。スタッキングテクニックは、レッドガイザーG/SスペクトルとコントロールサンプルG/Sスペクトルの両方で正常に解決された放出機能について説明しました。これらの積み重ねられたスペクトルから、平均して、赤い間欠泉銀河のG/Sは0.086$\pm$0.011(ランダム)+0.029(体系的)であるのに対し、同様の恒星質量の非赤間欠泉銀河はG/S比を持つことがわかります。0.039$\pm$の0.018(ランダム)+0.013(系統的)。したがって、赤い間欠泉のHI含有量が一般的な静止人口と異なるという統計的に有意な証拠は見つかりません。
JWST UNCOVER: $z_{\mathrm{phot}}\simeq7.7$ にある 3 重に画像化されたかすかなクエーサー候補
| Title |
JWST_UNCOVER:_A_triply_imaged_faint_quasar_candidate_at_$z_{\mathrm{phot}}\simeq7.7$ |
| Authors |
Lukas_J._Furtak_(1),_Adi_Zitrin_(1),_Ad\`ele_Plat_(2),_Seiji_Fujimoto_(3),_Bingjie_Wang_(4),_Erica_J._Nelson_(5),_John_R._Weaver_(6),_Gabriel_B._Brammer_(7),_Rachel_Bezanson_(8),_Ivo_Labb\'e_(9),_Joel_Leja_(4),_Sedona_H._Price_(8),_Katherine_E._Whitaker_(6_and_7),_Renske_Smit_(10),_Ryan_Endsley_(3),_Daniel_P._Stark_(2),_Alba_Vidal-Garc\'ia_(11_and_12),_Emma_Curtis-Lake_(13),_Hakim_Atek_(14),_Jacopo_Chevallard_(15),_Pratika_Dayal_(16),_Karl_Glazebrook_(9),_Jenny_E._Greene_(17),_Danilo_Marchesini_(18),_Richard_Pan_(18),_Katherine_A._Suess_(19_and_20),_Christina_C._Williams_(21_and_2)_((1)_Ben-Gurion_University_of_the_Negev,_(2)_Steward_Observatory,_(3)_University_of_Texas_at_Austin,_(4)_The_Pennsylvania_State_University,_(5)_University_of_Colorado,_(6)_University_of_Massachusetts,_(7)_The_Cosmic_Dawn_Center,_(8)_University_of_Pittsburgh,_(9)_Swinburne_University_of_Technology,_(10)_Liverpool_John_Moores_University,_(11)_Observatorio_Astron\`omico_Nacional,_(12)_\'Ecole_Normal_Superieure,_(13)_University_of_Hertfordshire,_(14)_Institut_d'Astrophysique_de_Paris,_(15)_University_of_Oxford,_(16)_Kapteyn_Astronomical_Institute,_(17)_Princeton_University,_(18)_Tufts_University,_(19)_University_of_California_Santa_Cruz,_(20)_Stanford_University,_(21)_National_Optical-Infrared_Astronomy_Research_Laboratory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10531 |
超深度UNCOVERプログラムのために撮影された最近のJWST/NIRcam画像は、非常に赤い、3重に画像化されたコンパクトなドロップアウト天体を$z_{\mathrm{photo}}\simeq7.66$で明らかにし、銀河団Abell2744によって顕著にレンズされています（$z_{\mathrm{d}}=0.308$)。3つの画像はすべて非常にコンパクトです。3つの画像の観測されたF444W等級は$m\sim25-26$ABであり、その絶対UV等級は、倍率を補正した後、$M_{\mathrm{UV},1450}=-21.38\pm0.09$です。コンパクトで点のような外観、色と色、$M_{\mathrm{UV}}$サイズの図での位置、およびスペクトルエネルギー分布(SED)分析に基づいて、このオブジェクトはおそらくかすかなクエーサー、または活動銀河核(AGN)によって星雲の放射が増強される極端な輝線天体。また、これが他のエキゾチックなコンパクトオブジェクトに由来する可能性があるかどうかについても簡単に説明します。集団IIIまたは超大質量星のクラスター。同様の測光赤方偏移の赤い銀河の集団がJWSTで検出されていますが、この天体は、その高い赤方偏移の性質がレンズ効果によって幾何学的に裏付けられていること、拡大されているにもかかわらず未解決であること、したがって本質的によりコンパクトであるという点で独特です。$M_{\mathrm{UV}}$-sizeとcolor-color空間の両方で、著しく明確で占有されていない領域を占めています。計画されているUNCOVERJWST/NIRSpec観測により、このオブジェクトのより詳細な分析が可能になります。
サブナノヘルツの重力波を検出するためのパルサー パラメータ ドリフトの使用
周波数が1nHz未満の重力波は、検出が難しいことで知られています。現在の実験寿命を超える期間では、周期的な相関関係ではなく、観測量にゆっくりとしたドリフトが誘発されます。よく知られている固有の寄与を伴う観測量は、この体制を調査する手段を提供します。この作業では、観測されたパルサータイミングパラメーターを使用して、そのような「超低」周波数重力波を発見することの実行可能性を示し、超低周波重力波によって引き起こされる体系的なシフトを抽出できる2つの補完的な観測量を提示します。これらのパラメーターの既存のデータを使用して、連続波信号の超低周波領域を検索し、超大質量ブラックホールの合体から予想される予測に近い感度を見つけます。データに超過は見られず、1nHzで$7.1\times10^{-14}$のひずみに制限を設定し、感度は10pHzまで周波数でほぼ二次関数的に低下します。私たちの検索方法は、重力波検出の新しい周波数範囲を開き、天体物理学、宇宙論、素粒子物理学に深い意味を持ちます。
12個のコア崩壊超新星の後期光学的進化：通常の恒星風の検出
| Title |
The_Late_Time_Optical_Evolution_of_Twelve_Core-Collapse_Supernovae:_Detection_of_Normal_Stellar_Winds |
| Authors |
M._Rizzo_Smith,_C._S._Kochanek,_J._M._M._Neustadt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09763 |
大型双眼鏡からのUBVR光学データを使用して、過去${\sim}$41年間に発生した12個の超新星(SNe)の後期進化を分析します。LBT)と差分イメージング。11種類のII型SNeのうち9種類(IIP/L型が8種類、IIb型が1種類)から後期(5年から42年)の放出が見られます。放射性崩壊、星周媒質(CSM)相互作用、パルサー/エンジンによる放出、ダストエコー、およびショック擾乱を伴う連星伴星が放出源の可能性があると考えています。観測された放出は、質量損失率が$-7.9\lesssim\log_{10}(M_\odot\text{yr}{}^{-1})\lesssim-4.8$.また、タイプIb/cSN2012fhの衝撃加熱された連星コンパニオンの存在に制約を課し、タイプIIbSN2011dhの前駆測光法を提供します。これは、SNが減衰した爆発前のLBT観測を持つ6つのSNeのうちの1つだけです。測定できるように十分に注意してください。結果は、爆発前のハッブル宇宙望遠鏡(HST)画像からの測定値と一致しています。
暗黒光子超放射: 電気力学とマルチメッセンジャー信号
| Title |
Dark_photon_superradiance:_Electrodynamics_and_multimessenger_signals |
| Authors |
Nils_Siemonsen,_Cristina_Mondino,_Daniel_Egana-Ugrinovic,_Junwu_Huang,_Masha_Baryakhtar,_William_E._East |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09772 |
回転するブラックホールの周囲の超放射によって形成される動的に混合された暗光子雲の電気力学を研究し、結果として生じるマルチメッセンジャーシグナルを検索するための戦略を設計します。暗光子の超放射雲は回転する暗電磁場を発生させ、動的混合によって回転する可視電磁場を誘導します。この磁場に入る標準モデルの荷電粒子は、粒子生成の過渡期を開始し、雲の内部にプラズマを生成し、パルサー磁気圏と定性的な特徴を共有するシステムにつながります。パルサー磁気圏のシミュレーションからの技術を適応させて、高度に磁化されたプラズマに適用可能な抵抗磁気流体力学法を用いて、暗光子雲の電気力学を研究します。散逸と電磁放射の主な原因として乱流磁場再結合を特定し、太陽質量ブラックホールの周囲の雲からのピーク光度を、開いた暗光子パラメーター空間で$10^{43}$エルグ/秒と計算しました。放出はかなりのX線成分を持つと予想され、潜在的に周期的であり、周期は暗光子質量によって設定されます。光度は宇宙で最も明るいX線源に匹敵し、既存の望遠鏡で数百Mpcまでの距離での検索が可能です。太陽質量ブラックホール合体のターゲットを絞った電磁追跡や、異常なパルサーのターゲットを絞った連続重力波検索など、観測戦略について説明します。
SAX J1808.4$-$3658 の 2022 年の爆発のタイミング分析: 軌道縮小のヒント
| Title |
Timing_analysis_of_the_2022_outburst_of_SAX_J1808.4$-$3658:_hints_of_an_orbital_shrinking |
| Authors |
Giulia_Illiano,_Alessandro_Papitto,_Andrea_Sanna,_Peter_Bult,_Filippo_Ambrosino,_Arianna_Miraval_Zanon,_Francesco_Coti_Zelati,_Luigi_Stella,_Diego_Altamirano,_Maria_Cristina_Baglio,_Enrico_Bozzo,_Luciano_Burderi,_Domitilla_de_Martino,_Alessandro_Di_Marco,_Tiziana_di_Salvo,_Carlo_Ferrigno,_Vladislav_Loktev,_Alessio_Marino,_Mason_Ng,_Maura_Pilia,_Juri_Poutanen,_Tuomo_Salmi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09778 |
2022年8月19日に始まったアウトバースト中の、降着中のミリ秒X線パルサーSAXJ1808.4$-$3658のNICER観測のパルスタイミング解析を提示します。以前のアウトバーストと同様に、$\simeq1のピーク光度から崩壊した後\times10^{36}\,\mathrm{erg\,s^{-1}}$約1週間で、パルサーは$\sim1$の月間のリフレア段階に入りました。アウトバースト中のパルサーの平均スピン周波数と以前に測定されたものとの比較により、長期スピン導関数$\dot{\nu}_{\textrm{SD}}=-(1.15\pm0.06)\times10^が確認されました。{-15}\,\mathrm{Hz\,s^{-1}}$,$\approx10^{26}\,\mathrm{G\,cm^3}のスピンダウントルクに対応$回転磁気双極子。過去20年間で初めて、軌道相の進化は軌道周期の減少の証拠を示しています。軌道の長期的な挙動は、$\sim21\,\mathrm{yr}$期間と一致する軌道位相エポックの$\sim11\,\mathrm{s}$変調によって支配されます。観測された進化を、伴星の質量四重極の軌道と変動の間の結合の観点から議論します。
混成コンパクト星における 2 つの一次相転移: 高次多重項星、反応モード、中間変換速度
| Title |
Two_first-order_phase_transitions_in_hybrid_compact_stars:_higher-order_multiplet_stars,_reaction_modes_and_intermediate_conversion_speeds |
| Authors |
Peter_B._Rau_and_Armen_Sedrakian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09828 |
核の外側領域と、それぞれが強い一次相転移によって低密度相から分離された2つの入れ子になったクォーク相で構成されるハイブリッド状態方程式を使用して、コンパクトな星を調べます。これらのモデルの安定性は、隣接する相間の変換率が異なるラジアル振動モードを計算することによって決定されます。したがって、それらの間の相分離界面でのモードの接合条件。遷移のタイムスケールが振動の期間よりも速い場合、安定ブランチで$\partialM/\partial\rho_c>0$を意味する従来の安定基準を回復します。ここで、$M$は質量と$\rho_c$は中心密度です。遅い変換の反対の極限では、通常の基準で安定している星と、$\partialM/\partial\rho_c<0の遅い変換($s$で示される)混成星からなるトリプレットを超えた安定な星の多重項を見つけます。$は、変換速度が遅いことを反映した界面での流体変位場の代替ジャンクション条件により安定化されます。我々はまた、反応モードの特性、つまり急速な($r$と略される)相転移を持つ星にのみ存在する放射状モードの特性を、2つの急速な相転移または急速な相転移と遅い相転移を交互に繰り返す星で初めて調べました。代替の接合条件の影響も調べられ、これらの条件は一般に、遅い変換速度の場合と同様の安定性特性を提供することがわかっています。
X線連星中の恒星質量ブラックホールのピーク光度と軌道周期の関係
22の恒星質量ブラックホール候補のサンプルについて、両方の量の良好な測定値で、ピークの光学的光度を軌道周期と比較します。アウトバーストのピーク絶対マグニチュードは、$M_{V,peak}=3.48(\pm0.85)-3.89(\pm0.91){\rmlog}P_{orb}$の線形関係に従うことがわかります。$L_V\proptoP_{orb}^{1.56\pm0.36}$べき法則関係。非常に不確実な距離を持つBWCirとV821Araに加えて、強力な外れ値であり、標準的なディスク不安定性モデルによって生成される爆発が発生する可能性が低いV4641Sgrを除外します。19のソースの新しい相関は、$M_{V,peak}=3.01\;(\pm0.93)-3.21\;(\pm1.04){\rmlog}P_{orb}$であることがわかります。$L_V\proptoP_{orb}^{1.28\pm0.42}$.これは、激変変数で見つかった軌道周期とピーク光度の間の「ワーナーの関係」に類似した関係です。これらの結果が、他の銀河や私たち自身の銀河でブラックホールX線連星を発見する際の意味について、LargeSynopticSurveyTelescopeやその他の将来の大規模な時間領域調査で議論します。
CosmoDRAGon シミュレーション -- I. 宇宙環境における電波ジェットのダイナミクスと観測可能な特徴
| Title |
CosmoDRAGoN_simulations_--_I._Dynamics_and_observable_signatures_of_radio_jets_in_cosmological_environments |
| Authors |
Patrick_M._Yates-Jones,_Stanislav_S._Shabala,_Chris_Power,_Martin_G._H._Krause,_Martin_J._Hardcastle,_Elena_A._N._Mohd_Noh_Velast\'in |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10059 |
CosmologicalDoubleRadioActiveGalacticNuclei(CosmoDRAGoN)プロジェクトを提示します。これは、宇宙環境におけるシミュレートされたAGNジェットの大規模なスイートです。これらの環境は、宇宙論的平滑粒子流体力学(SPH)シミュレーションで形成される銀河団の銀河団内媒体をサンプリングし、それを電波ジェットのグリッドベースの流体力学シミュレーションの入力として使用します。最初に円錐形のジェットに、さまざまなジェット出力、速度(相対論的および非相対論的の両方)、および開口角度を注入します。数十から数百キロパーセクのスケールでそれらの視準と伝播を追跡し、後処理で空間的に分解された合成電波スペクトルを計算します。このホワイトペーパーでは、プロジェクトの技術的な概要と、コア(ファナロフライリータイプI)とエッジブライト(ファナロフライリータイプII)の両方の電波形態を持つ電波源を生成する6つの代表的なシミュレーションから得られた主要な初期の科学的結果を紹介します。.私たちのシミュレーションは、電波形態、電波スペクトル、およびジェットが周囲に提供するフィードバックについて、ジェットと環境の両方を正確に表現することの重要性を強調しています。
2019 年のバースト中のミリ秒 X 線パルサー SAX J1808.4-3658 の降着の AstroSat 観測
| Title |
The_AstroSat_observation_of_accreting_millisecond_X-ray_pulsar_SAX_J1808.4-3658_during_its_2019_outburst |
| Authors |
Rahul_Sharma,_Andrea_Sanna,_Aru_Beri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10088 |
2019年のバースト中に取得された、降着するミリ秒X線パルサーSAXJ1808.4-3658のAstroSatデータセットの分析について報告します。$\sim401$Hzでのコヒーレントな脈動と、以前の研究と一致する軌道解が見つかりました。3～20keVのパルスプロファイルは、基本波に対して$\sim3.5\%$、$\sim1.2\%$、および$\sim0.37\%$のバックグラウンド補正された分数振幅を持つ3つの調和的に関連する正弦波成分にうまく適合できます。それぞれ第2高調波と第3高調波。私たちのエネルギー分解パルスプロファイル進化研究は、強いエネルギー依存性を示しています。また、基本波のソフトラグと高調波のハードラグも観測されました。SAXJ1808.4-3658の広帯域スペクトルは、熱放射成分と$kT\sim1$keV、高温コロナからの熱的コンプトン化($\Gamma\sim1.67$)および幅広い輝線の組み合わせでうまく説明できます。Feのせい。
X 線の明るい z = 5.5 クエーサー SRGE J170245.3+130104 はブレーザーですか?
| Title |
Is_the_X-ray_bright_z_=_5.5_quasar_SRGE_J170245.3+130104_a_blazar? |
| Authors |
Tao_An,_Ailing_Wang,_Yuanqi_Liu,_Yulia_Sotnikova,_Yingkang_Zhang,_J.N.H.S._Aditya,_Sumit_Jaiswal,_George_Khorunzhev,_Baoqiang_Lao,_Ruqiu_Lin,_Alexander_Mikhailov,_Marat_Mingaliev,_Timur_Mufakharov,_Sergey_Sazonov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10113 |
ジェットは初期宇宙における種ブラックホールの成長の促進に寄与した可能性があるため、電波強度の高い高赤方偏移クエーサーの観測は、初期の超大質量ブラックホールの成長と進化を理解する上で非常に重要です。ここでは、X線で明るい$z=5.5$クエーサー、SRGEJ170245.3+130104(J1702+1301)の電波特性を報告します。私たちの高解像度電波画像は、J1702+1301の光学的位置に対応する電波を明らかにし、南西の$\sim$23.5\arcsec\にも別の電波成分が検出されています。私たちの分析は、この南西成分が$z\approx0.677$にある前景の銀河に関連していることを示唆しています。これは、低周波低解像度電波画像でJ1702+1301と混合されています。このフォアグラウンドソースからの汚染を除去した後、J1702+1301のラジオラウドネスを再計算して、ブラザーのラウドネスと一致する$R>$1100にしました。J1702+1301は、0.15から5GHzの間で平坦な電波スペクトル($\alpha=-0.17\pm0.05$,$S\propto\nu^\alpha$)を示します。5GHzを超えると、上昇するスペクトル形状を示し、スペクトルインデックス$\alpha^{8.2}_{4.7}$は磁束密度の変化と相関しているように見えます:バースト状態では、$\alpha^{8.2}_{4.7}$が大きくなります。J1702+1301は、ソースの静止フレームで数週間から数年の時間スケールで明確な電波変動を示します。高い無線ラウドネス、上昇するスペクトル、急速な変動性などのこれらの無線特性は、爆発としてそれをサポートする傾向があります.
WR-WRシステムApepの非発熱について
衝突風連星(CWB)は、巨大な恒星系の強力で密集した風によって動力を与えられる、新しいクラスのガンマ線源を構成します。それらの中で最も強力なのは、Wolf-Rayet(WR)星をホストする連星です。Apepの最近の発見-最も近いことが知られている銀河のWR-WR連星-に続いて、フェルミ大域望遠鏡(Fermi-LAT)による推定される高エネルギー放出の非検出についてここで議論します。GeV体制で報告された制限を使用して、衝撃風衝突領域(WCR)内の磁場圧力密度の下限を設定し、Apepを明るいガンマ線放出連星として除外することができます。このWR-WRシステムが、これまで電波波長で識別された最も明るいCWBであることを考えると、この結果は、非熱シンクロトロン放出が、このクラスの粒子加速器のガンマ線エミッターのサブセットの適切な識別子ではないことを明確に証明しています。むしろ、Apepは、衝撃を受けた恒星風における磁場増幅の興味深い研究例になる可能性があります。
バイナリミリ秒パルサーの特性に対する原始白色矮星からの非対称質量放出の影響
| Title |
Impact_of_Asymmetrical_Mass_Ejection_from_Proto-White_Dwarfs_on_the_Properties_of_Binary_Millisecond_Pulsars |
| Authors |
Wen-Shi_Tang,_Shi-Jie_Gao,_Xiang-Dong_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10178 |
バイナリミリ秒パルサー(BMSP)の標準形成理論は、前の物質移動フェーズ中の潮汐相互作用による効率的な軌道円化を予測しています。したがって、BMSPは円軌道を持っていると予想されます。ただし、白色矮星(WD)の仲間を持ついくつかの風変わりなBMSP(eBMSP)の発見は、この図に挑戦しています。特に、最近の観測では、eBMSPJ0955$-$6150のスピン角運動量が軌道角運動量から$>4.8^{\rm\degree}$の角度で傾いていることが明らかになりました。eBMSPの傾斜角が推定されたのはこれが初めてであり、形成メカニズムの重要な手がかりを提供します。軌道離心率と傾斜角の両方は、プロトWDからの熱核フラッシュ中の非対称質量放出によって定性的に説明できますが（いわゆる熱核ロケットモデル）、詳細な研究はまだ不足しています。この論文では、BMSPの特性に対する非対称質量放出によって引き起こされるキックの影響をシミュレートします。熱核ロケットモデルは、合理的な入力パラメーターの下で、eBMSPと通常のBMSPの両方の観測特性を説明できる可能性があることがわかりました。さらに、我々の結果は、将来の観測によってテストできるeBMSPの軌道周期の広い範囲（1日未満から数百日以上）を予測しています。
活動銀河核とブラックホールのX線連星からのX線信号は、さまざまな時間スケールで非常に変動します。この変動性を利用して、ブラックホールに近い関心領域をマッピングすることができます。これは小さすぎて、宇宙の2つを除くすべてのブラックホールを直接画像化することはできません。スペクトルタイミング技術は、タイミングとスペクトル情報を組み合わせることによって、因果関係の情報を提供します。X線残響マッピングと低周波準周期振動(LFQPO)の位相分解分光法の2つの例に焦点を当てて、このような手法の簡単なレビューを行います。前者は、降着ジオメトリを診断し、ブラックホールの質量などのパラメーターを測定する手段を提供し、後者は、謎めいたLFQPOメカニズムに関して現在持っているおそらく最良の制約を提供します。
極端な降着イベント: TDE と変化する外観の AGN
X線恒星潮汐破壊イベント(TDEs)と変化する外観の活動銀河核(AGN)のトピックのレビューを提示します。超大質量ブラックホール(SMBH)に接近する星は、潮汐によって分裂し、降着する可能性があります。TDEはX線領域で最初に発見され、不活発な銀河からの明るい巨大振幅フレアとして現れます。ROSATを使用した初期のX線観測では、50～100eVのオーダーの温度でこれらのイベントの極端なX線スペクトルソフトネスも確立されました。これは、最近確認されたイベントの大部分で引き続き見られます。X線TDEの大部分は{\it非活動}銀河から確認されており、一部は銀河コアから記録された変動性の最大の振幅(1000～6000倍を超える振幅)を示しましたが、{\it活動}のごく一部です。銀河核(AGN)も非常に変化しやすいことがわかっています。AGNでは、このいわゆる変化する外観現象は、光学的な広い輝線の強い変化を伴うことが多く、クラス1とクラス2の間でセイファート型の変化をもたらします。静止銀河を発見し、極端な条件下での降着物理学を理解するための新しい窓を開きました。最後に、観測された電離連続体の強い/劇的な変化にもかかわらず一定の線放出を示す系を表すために、「凍結した外観のAGN」という用語を導入します。これらのシステムは、視線に沿った吸収の強い変化によって最もよく説明されます。
ピエールオージェ天文台のデータと超重粒子の初期宇宙生成に基づく大規模なクラスの暗黒物質モデルとの関係、暗黒物質問題の解決におけるそれらの役割について簡単に説明し、オージェ観測の顕著な制約能力を強調します。.
長周期パルサー PSR J0901-4046 の進化
フォールバックディスクモデルは、今年最初の2つの長周期パルサー(LPP)が発見される前に、異常X線パルサー(AXP)とソフトガンマリピーター(SGR)が孤立した長周期パルサーに進化すると予測しました。通常の電波パルサーとは異なり、LPPは、AXP/SGRを放射する少数の電波の電波挙動と同様に、異常で可変的なパルス形状を伴う一時的なパルス電波エポックを示します。最近発見された2番目のLPP、PSRJ0901-4046($P\simeq76$s)の現在の特性は、最初に発見されたLPPについて既に示したように、フォールバックディスクとの相互作用における進化の結果として得られることを示します。LPP、GLEAM-XJ162759.5-523504.3($P\simeq1091$s).GLEAM-XJ162759.5-523504.3の周期導関数$\dot{P}$には上限しかありませんが、PSRJ0901-4046の$\dot{P}$はすでに測定されており、進化モデルのより良い制約。モデルは、双極子モーメント$\mu\simeq10^{30}$Gcm$^3$でソースプロパティを生成できます。結果は、初期のパルサー周期には影響されません。私たちの結果は、PSRJ0901-4046が数$10^4$年の年齢でAXP/SGRエポックを通過し、現在$\sim(6-8)\times10^5$歳であることを示しています。
軸方向 wI モードを持つコンパクト星の質量、半径、および潮汐変形性の制約: 低速安定混成星を含む新しい普遍的関係
| Title |
Constraining_mass,_radius_and_tidal_deformability_of_compact_stars_with_axial_wI_modes:_new_universal_relations_including_slow_stable_hybrid_stars |
| Authors |
Ignacio_F._Ranea-Sandoval,_Mauro_Mariani,_Germ\'an_Lugones,_Octavio_M._Guilera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10514 |
四重極wIモードで星震学を再検討し、その基本的および最初の倍音の普遍的な関係を提示します。文献で提案されている関係とは対照的に、私たちの普遍的な関係は、ゆっくりとした鋭いハドロン-クォーク相転移を考慮したときに現れる、ゆっくりとした安定した混成星を含めることができます。特定の脈動物体の基本モードの周波数と減衰時間を測定すると、その質量、半径、および無次元潮汐変形能を推測できることを示します。さらに、そのような推定の誤差は、質量と半径に対して数パーセント未満であることを示しています。無次元潮汐変形能の場合、エラーは--$M\gtrsim1.4\,M_\odot$のコンパクトな天体の場合--一般に~100%未満です。以前の普遍的な関係との比較は、この作業で提案されたものが、完全に安定したコンパクトなオブジェクトの質量と半径のより良い推定値を生成することを示しています。
暗黒物質消滅から100TeVまでの銀河中心に向かうガンマ線スペクトル線をMAGICで探索
| Title |
Search_for_Gamma-ray_Spectral_Lines_from_Dark_Matter_Annihilation_up_to_100_TeV_towards_the_Galactic_Center_with_MAGIC |
| Authors |
MAGIC_Collaboration:_H._Abe,_S._Abe,_V._A._Acciari,_T._Aniello,_S._Ansoldi,_L._A._Antonelli,_A._Arbet_Engels,_C._Arcaro,_M._Artero,_K._Asano,_D._Baack,_A._Babi\'c,_A._Baquero,_U._Barres_de_Almeida,_J._A._Barrio,_I._Batkovi\'c,_J._Baxter,_J._Becerra_Gonz\'alez,_W._Bednarek,_E._Bernardini,_M._Bernardos,_A._Berti,_J._Besenrieder,_W._Bhattacharyya,_C._Bigongiari,_A._Biland,_O._Blanch,_G._Bonnoli,_\v{Z}._Bo\v{s}njak,_I._Burelli,_G._Busetto,_R._Carosi,_M._Carretero-Castrillo,_G._Ceribella,_Y._Chai,_A._Chilingarian,_S._Cikota,_E._Colombo,_J._L._Contreras,_J._Cortina,_S._Covino,_G._D'Amico,_V._D'Elia,_P._Da_Vela,_F._Dazzi,_A._De_Angelis,_B._De_Lotto,_A._Del_Popolo,_M._Delfino,_J._Delgado,_C._Delgado_Mendez,_D._Depaoli,_F._Di_Pierro,_L._Di_Venere,_E._Do_Souto_Espi\~neira,_D._Dominis_Prester,_A._Donini,_et_al._(155_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10527 |
TeV$\gamma$線の線状の特徴は、TeVスケールの粒子暗黒物質と新しい物理学の「発砲銃」を構成します。銀河中心部を地上のチェレンコフ望遠鏡で探査することで、衛星の$\gamma$線検出器の到達範囲を超える感度で、高密度の暗黒物質貯留層と直接関連するTeVスペクトルの特徴を検索し、直接検出とコライダー実験を行うことができます。最大100TeVの$\gamma$線エネルギーに達するMAGIC立体望遠鏡システムによる銀河中心領域の223時間の観測について報告します。大天頂角観測と、エネルギードメインの最尤分析内での新しいバックグラウンドモデリング手法を使用して、高エネルギーでのスペクトル線に対する感度を改善しました。分析では、線のようなスペクトルの特徴は見つかりません。したがって、暗黒物質消滅の2つの光子への断面積を$\langle\sigmav\rangle\lesssim5\times10^{-28}\,\mathrm{cm^3\,s^{-1}に制約します。}$at1TeVと$\langle\sigmav\rangle\lesssim1\times10^{-25}\,\mathrm{cm^3\,s^{-1}}$at100TeV、20TeVを超える暗黒物質の質量と、銀河の中心で尖った暗黒物質のプロファイルの現在までの限界。最後に、尖った暗黒物質プロファイルと有核暗黒物質プロファイルの両方に導出された制限を使用して、超対称のwinoモデルを制約します。
SVOMミッションに搭載されたマイクロチャネルX線望遠鏡のスペクトル性能
| Title |
Spectral_performance_of_the_Microchannel_X-ray_Telescope_on_board_the_SVOM_mission |
| Authors |
B._Schneider,_N._Renault-Tinacci,_D._G\"otz,_A._Meuris,_P._Ferrando,_V._Burwitz,_E._Doumayrou,_T._Lavanant,_N._Meidinger_and_K._Mercier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09863 |
マイクロチャネルX線望遠鏡(MXT)は、ガンマ線バーストなどの過渡現象の研究に特化したSVOM天文ミッションに搭載された革新的なコンパクトX線装置です。3週間の間に、MXTが飛行中に受ける公称温度および真空条件下で、パンターX線テスト施設でMXTフライトモデルをテストしました。点広がり関数(PSF)の中心が検出器の視野(FOV)の内側と外側にある複数のソース位置について、0.28keVから最大9keVまでのMXTエネルギー範囲全体を調査する一連の特徴的なエネルギーでデータを収集しました。FOVの外側のPSFで位置のデータを積み重ねて、均一に照らされたマトリックスを取得し、専用のパイプラインを使用してすべてのデータセットを削減しました。最適化されたデータ処理を使用して、MXTの最高のスペクトル性能を決定しました。特に、エネルギーキャリブレーションと、ピクセルの低エネルギーしきい値によって引き起こされる電荷共有効果についてです。私たちの結果は、MXTがエネルギー分解能(1.5keVで<80eV)、低エネルギーしきい値と高エネルギーしきい値、およびエネルギー校正の精度($\pm$20eV)に関する機器要件に準拠していることを示しています。また、検出器の電荷移動の非効率性(~$10^{-5}$)を決定し、MXTが軌道上での寿命中に受ける照射前のエネルギーでその進化をモデル化しました。最後に、エネルギー分解能の関係を光子エネルギーの関数として測定しました。以前の研究と一致して、MXT検出チェーンの4.9$\pm$0.2e-rmsの等価ノイズ電荷と、208Kでのシリコンのファノ係数0.131$\pm$0.003を決定しました。このキャンペーンは、ミッションの存続期間中にMXTが提供できる有望な科学的性能を確認しました。
周期変光星の新しい周期決定法
| Title |
A_New_Period_Determination_Method_for_Periodic_Variable_Stars |
| Authors |
Xiao-Hui_Xu,_Qing-Feng_Zhu,_Xu-Zhi_Li,_Bin_Li,_Hang_Zheng,_Jin-Sheng_Qiu,_and_Hai-Bin_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10037 |
変光星は、天の川と宇宙を理解する上で重要な役割を果たします。天文学的なビッグデータの時代は、興味深く重要な変光星を迅速に特定するための新たな課題を提示します。周期を正確に推定することは、さまざまな種類の変光星を区別するための最も重要なステップです。ここでは、変動期間を決定する新しい方法を提案します。光度曲線の統計パラメータ、変数の色、ウィンドウ関数、およびGLSアルゴリズムを組み合わせることにより、非周期変数が除外され、周期変数が日食連星とNEB変数(星以外の周期変光星の他のタイプ)に分割されます。バイナリーを食う)、変数の2つの主要なタイプの期間が導出されます。変数のASAS-SNおよびOGLEデータセットからの241,154個の周期変数に基づいて、ランダムフォレスト分類器を構築します。ランダムフォレスト分類器は17の特徴でトレーニングされ、そのうち11はライトカーブから抽出され、6はGaiaEarlyDR3、ALLWISE、および2MASSカタログから抽出されます。変数は7つのスーパークラスと17のサブクラスに分類されます。ASAS-SNおよびOGLEカタログと比較すると、分類精度は一般に約82%を超え、期間精度は70%～99%です。新しい方法と分類器の信頼性をさらにテストするために、我々の結果をChenらの結果と比較します。(2020)ZTFDR2用。分類精度は一般的に70%を超えています。EW変数とSR変数の周期精度は、それぞれ50%と53%です。また、他のタイプの変数の期間精度は65%～98%です。
加重サンプリングとラベル スムージングによる階層型データ学習を使用した銀河画像の分類
| Title |
Galaxy_Image_Classification_using_Hierarchical_Data_Learning_with_Weighted_Sampling_and_Label_Smoothing |
| Authors |
Xiaohua_Ma,_Xiangru_Li,_Ali_Luo,_Jinqu_Zhang,_Hui_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10081 |
近年の一連の銀河空サーベイの発展に伴い、観測が急速に増加し、銀河画像認識のための機械学習手法の研究がホットな話題になっています。利用可能な自動銀河画像認識研究は、カテゴリ間の類似性の大きな違い、異なるクラス間のデータの不均衡、および銀河クラスの離散表現と、ある形態学的クラスから隣接するクラスへの本質的に緩やかな変化との間の不一致に悩まされています(DDRGC）。これらの制限により、何人かの天文学者や機械学習の専門家が、銀河の画像認識機能を改善したプロジェクトを設計するようになりました。したがって、この論文では、「重み付きサンプリングとラベル平滑化を使用した階層的不均衡データ学習」(HIWL)という新しい学習方法を提案します。HIWLは、上記の3つの問題をそれぞれ処理する3つの主要な手法で構成されています。効率的なバックボーンネットワークに基づく銀河分類モデル;(2)不均衡の問題に対処するために加重サンプリングスキームを利用;(3)DDRGC問題を軽減するためにラベルスムージング技術を採用.この方法をGalaxyからの銀河測光画像に適用しました。Zoo-TheGalaxyChallenge,スムース、葉巻型、エッジオン、スパイラルの中間にある、完全に丸いスムースの認識を探ります.全体的な分類精度は96.32\%であり、再現率、精度に基づいてHIWLのいくつかの優位性が示されています、およびいくつかの関連研究と比較したF1-Score.さらに、銀河画像の特徴の視覚化とモデルの注意を調べて、tの基礎を理解しました。彼は計画を提案した。
E-TEST プロトタイプ設計レポート
| Title |
E-TEST_prototype_design_report |
| Authors |
A._Sider,_L._Amez-Droz,_A._Amorosi,_F._Badaracco,_P._Baer,_G._Bruno,_A._Bertolini,_C._Collette,_P._Cebeci,_C._Di_Fronzo,_J._Ebert,_B._Erben,_R._Esteves,_E._Ferreira,_A._Gatti,_M._Giesberts,_T._Hebbeker,_J.S._Hennig,_M._Hennig,_S._Hild,_M._Hoefer,_H.D._Hoffmann,_L._Jacques,_R._Jamshidi,_R._Joppe,_T._Kuhlbusch,_C._Lenaert,_M._H._Lakkis,_B._L._Le_Van,_J._Loicq,_J.P._Locquet,_P._Loosen,_M._Nesladek,_M._Reiter,_A._Stahl,_J._Steinlechner,_S._Steinlechner,_M._Teloi,_J._Villaboa_Perez,_J._van_Heijningen,_M._Zeoli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10083 |
E-TEST(EinsteinTelescopeEuregio-Meuse-RhinSiteandTechnology)は、ヨーロッパのプログラムIneterregEuregioMeuse-Rhineによって最近資金提供されたプロジェクトです。このプログラムは、ベルギー、オランダ、ドイツ間の革新的な国境を越えた活動に専念しています。15MCの総予算と3か国からの11のパートナーのコンソーシアムにより、プロジェクトの目的は2つあります。第一に、地質条件の環境に優しく非侵襲的なイメージングを開発するとともに、EMR地域の地下観測所を開発することです。第二に、第三世代重力波検出器に必要な技術を開発すること。特に、低周波での地震振動から隔離された大型の吊り下げられた極低温シリコンミラーのプロトタイプを開発することが提案されています。プロジェクトの総予算は、2つの活動に均等に配分されます。このレポートでは、最初のアクティビティについてはまったく説明しません。E-TESTプロトタイプには、いくつかの重要な独自機能があります。100kgのシリコンミラー、放射冷却戦略(非接触)、低周波ハイブリッド分離ステージ、極低温センサーと電子機器、2ミクロンのレーザーと光学系、低熱雑音コーティング。
ウェーブレット最適化ホワイトニングによる画像強調
| Title |
Image_enhancement_with_wavelet-optimized_whitening |
| Authors |
Fr\'ed\'eric_Auch\`ere,_Elie_Soubri\'e,_Gabriel_Pelouze,_\'Eric_Buchlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10134 |
その物理的性質により、太陽コロナは強度の大きな空間的変動を示し、すべてのレベルとスケールで存在する特徴を同時に視覚化することを困難にします。コロナル画像を強調するために、多くの汎用および特殊なフィルターが提案されています。ただし、それらのほとんどは、主観的に良い結果を得るために、パラメータをアドホックに調整する必要があります。私たちの目的は、客観的な基準に基づいて、同等に良い結果を生み出す汎用的な画像強調技術を開発することでした。この方法の基本原理は、すべてのスケールと位置での入力画像の{\it\`atrous}ウェーブレットスペクトルのパワーの等化またはホワイトニングです。{\it\`atrous}変換のエッジ回避修正は、ウェーブレット平面の局所分散による両側重み付けを使用して、データの不連続によって生成される望ましくないハローを抑制するために使用されます。太陽コロナのさまざまな極紫外線(EUV)および白色光画像の結果が表示されます。提案されたフィルターは、パラメーターの手動調整を必要とせずに、シャープでコントラストのある出力を生成します。さらに、ビルトインのノイズ除去スキームは、統計的に有意な小規模な特徴を平滑化することなく、他の強調方法に典型的な高周波ノイズの爆発を防ぎます。このアルゴリズムの標準バージョンは、広く使用されているマルチスケールガウス正規化(MGN)よりも約2倍高速です。両側バージョンは速度が遅くなりますが、スパイクやエッジが存在する場合にはるかに優れた結果が得られます。他の方法との比較は、自由なパラメータを調整するとき、ホワイトニングの原則がほとんどのユーザーの主観的な基準に対応している可能性があることを示唆しています。
VLBI 探査電波天体観測 (VERA) を使用した超広帯域偏光測定のデモンストレーション
| Title |
Demonstration_of_Ultrawideband_Polarimetry_Using_VLBI_Exploration_of_Radio_Astrometry_(VERA) |
| Authors |
Yoshiaki_Hagiwara,_Kazuhiro_Hada,_Mieko_Takamura,_Tomoaki_Oyama,_Aya_Yamauchi,_and_Syunsaku_Suzuki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10144 |
日本の超長基線干渉法(VLBI)プロジェクト、VLBI電波天体観測(VERA)の4つの20m電波望遠鏡のフロントエンドとバックエンドにおける最近の技術開発について報告します。22および43GHz帯域で動作する4つの望遠鏡のそれぞれに設置された二重円偏波受信および超広帯域(16ギガビットs$^{-1}$)記録システムの概要を簡単に説明します。より広帯域の機能により、連続体放射に対するVLBI観測の感度が向上し、二重偏波機能により、活動銀河核内の超大質量ブラックホールから放出された相対論的ジェットの磁場の研究、星形成の場所、および進化した星の周りの研究が可能になります。最新のテスト観測から得られた22GHzおよび43GHzでの銀河系外光源の直線偏光強度マップを提示し、VERA偏光観測の最新技術を示します。この記事の最後で、VERAを使用したVLBI偏光測定の実現を考慮して、科学的目的とさらなる技術開発の将来の展望について説明します。
チェレンコフ望遠鏡を使用したガンマ線天文学では、検出された光を生成した粒子の種類と、そのエネルギーと方向を推測する機械学習モデルが必要です。この作業の焦点は、単一のASTRI望遠鏡のモンテカルロデータによって生成された未処理の画像を入力として使用して、バイナリ分類(猫と犬の分類問題である可能性があるため)に適した単純な畳み込みニューラルネットワークをトレーニングする分類タスクです。結果は、従来のランダムフォレスト法に比べて判別力が強化されていることを示しています。
太陽の下層大気の波：次世代太陽望遠鏡の夜明け
| Title |
Waves_in_the_lower_solar_atmosphere:_the_dawn_of_next-generation_solar_telescopes |
| Authors |
David_B._Jess,_Shahin_Jafarzadeh,_Peter_H._Keys,_Marco_Stangalini,_Gary_Verth,_Samuel_D._T._Grant |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09788 |
波と振動は、半世紀以上にわたって太陽の大気で観測されてきました。このような現象は、電波源からガンマ線源まで、電磁スペクトル全体で容易に観察されていますが、太陽のコロナの最外端へのエネルギー供給における波の根本的な役割はまだ明らかにされていません。特に興味深いのは、光球と彩層を含む太陽の下層大気です。これらの領域には、太陽表面から上向きに振動運動を導くことができる強力な磁束束の足跡があるためです。その結果、現在および次世代の地上および宇宙観測施設の多くは、可能な限り最高の空間的および時間的スケールで研究しようとして、太陽の下層大気のこれらの希薄な層に注意を向けています。エネルギー波動現象の生成、伝播、および最終的な消散に関与するメカニズム。ここでは、太陽物理学コミュニティが現在自由に使用できる波動解析技術の両方を概観し、過去10年間に行われた科学的進歩を強調するように設計された2つのレビューを提示します。重要なことは、多くの画期的な研究が太陽物理学の主要な問題に対処し、答えを出す一方で、それらの調査の最先端の性質が、その後のフォローアップ作業を必要とするさらに顕著な観察的および/または理論的問題を自然に提起することです.これは予想されるだけでなく、私たちが現在直面している急速な発見の時代を思い起こさせるものとして受け入れる必要があります。これらの未解決の問題に焦点を当て、太陽物理学のコミュニティが何年も何十年もかけてこれらの問題に対処できる方法を提案します。来ます。
白色矮星を追い詰める -- 多波長観測による主系列連星
| Title |
Hunting_Down_White_Dwarf--Main_Sequence_Binaries_Using_Multi-Wavelength_Observations |
| Authors |
Prasanta_K._Nayak,_Anindya_Ganguly_and_Sourav_Chatterjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09800 |
主系列(MS)コンパニオンを持つ白色矮星(WD)の同定とそれらの特性の特徴付けは、連星進化の理解に重要な制約を課し、例えばLSSTに関連する幅広い興味深い一時的なイベントの理論的予測を導くことができます。、ZTF、およびリサ。この研究では、紫外線(UV)と光学色等級図(CMD)を組み合わせて、未解決のWD-MSバイナリを識別します。特に、\gaia\-EDR3からの光学データとGALEXGR6/7からのUVデータの高精度アストロメトリックおよび測光データを組み合わせて、100pc内で92のWD-MS候補を識別します。これらのうち、77件が新たに特定されました。仮想天文台SEDアナライザー(VOSA)を使用して、すべての候補のスペクトルエネルギー分布(SED)を当てはめ、両方のコンパニオンの有効温度、放射光度、半径などの恒星パラメーターを導き出します。私たちの識別方法は、過去の調査で識別されたWDと比較して、よりホットで小さいWDコンパニオン($\geq$10,000Kおよび$\leq$0.02$R_\odot$の大多数)を識別するのに役立つことがわかりました。これらのWDは比較的大きい($>0.3M_\odot$)と推測されます。バイナリ内のMSコンパニオンのほとんどは、$K$および$M$スペクトルタイプであることがわかりました。
[S II] 惑星状星雲 NGC 7009 のスペクトル画像: II。主軸
KeckHIRES[SII]6716/6731\Aのダブレットスペクトル画像を使用して、楕円惑星状星雲NGC7009の長軸(PA=77$^{\circ}$)に沿った位置速度密度分布図を導き出しました。[SII]6716/673\Aから導出されたNGC7009の主殻と節の平均密度、視線上で統合されたフラックスは、$N_{\rme}$=$10^{3.4}の密度範囲を示します$から10$^{3.9}$$cm^{-3}$まで、視線に沿った動径速度で分解された体積分率からの局所密度は、約10$^{2.8}$のかなり広い範囲を示します--10$^{4.7}$$cm^{-3}$。メインシェルの長軸の派生投影角度は、約$\psi\sim$18.3($\pm$2)$^{\circ}$です。主殻が$a\simeq$16$''$と$b\simeq6''$の楕円体殻であると仮定すると、膨張速度、半径、緯度の範囲は4ノットとホットバブルであることがわかりました。対称位置にある点での4つのノットは、緯度の拡張の同じ軸にほぼ一致しています$\phi\sim\pm34.5(\pm0.6)^{\circ}$:1つのペアは約35$kms^{-1}$は主な楕円体シェルに近く、もう一方は$r\sim16''$の距離で約60$kms^{-1}$で急速に拡大します。緯度範囲$\phi=$65--75$^{\circ}$では、比較的大きな構造の高温の泡が130--150$kms^{-1}$の速度で急速に膨張します。メインシェルよりも速く膨張する4つの結び目とホットバブルポイントは、最初の構造形成とは異なる時期に2回から3回の噴火によって形成されたようです.
ガウス混合モデルとグラフ ニューラル ネットワークを使用した測光データからのホット準矮星の特定
| Title |
Identifying_hot_subdwarf_stars_from_photometric_data_using_Gaussian_mixture_model_and_graph_neural_network |
| Authors |
Wei_Liu,_Yude_Bu,_Xiaoming_Kong,_Zhenping_Yi_and_Meng_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10072 |
ホット亜矮星は、星の進化、星の天体物理学、連星系を理解する上で非常に重要です。そのような星をより多く特定することは、それらの統計的分布、特性、および進化をよりよく理解するのに役立ちます.この論文では、機械学習アルゴリズム、グラフニューラルネットワーク、およびガウス混合モデルを使用して、測光データ(b、y、g、r、i、z)内のホット準矮星を検索する新しい方法を提示します。ガウス混合モデルとマルコフ距離を使用してグラフ構造を構築し、グラフ構造上でグラフニューラルネットワークを使用して、再現率、精度、およびf1スコアが最大になる86084星からホット準矮星を識別します。オリジナル、重み付け、および合成マイノリティオーバーサンプリング手法のデータセット。最後に、21885個の候補の中から、ホット準矮星に最も近い約6000個の星を選択しました。
選択された太陽双生児の活動
大気中のリチウム存在量の顕著な分散を特徴とする23の太陽双生児の磁気活動のさまざまなトレーサーを分析します。利用可能なX線およびUVアーカイブデータから、コロナおよび彩層活動のレベルが研究されています。これは、さまざまな年代の太陽双生児のコロナを太陽の場合と比較する機会を与えてくれます。我々は、X線とボロメータの光度比$L_X/L_{bol}$に数桁の散乱があることを発見しました。これは、これらの星に存在し、Li存在量の大きな広がりとともに存在します。これは、星の表面活動を対流帯の底部での現象と結びつける可能性があります。TESSデータにより、星の黒点に関連する星の明るさの回転変調を明らかにすることができました。サンプルの一部の双子では、軸回転の周期が約6日で検出されました。つまり、これらの星は、現在の太陽よりもほぼ4倍速く自転しています。これは彼らの相対的な若さを示しています。太陽双晶のフレア活動がTESSデータで発見されました。さまざまな種類のフレアの存在を示し、そのうちのいくつかの現在の時間プロファイルを示しました。サンプルの最大のフレアで約$8\times10^{33}$ergのエネルギーを得て、4時間以上持続しました。さらに、これらの星を周回する磁場と太陽系外惑星についても説明します。
Shibayamaらに従って、Q0からQ17までのケプラーのロングケイデンスデータ全体で、A、F、G、K、M型の主系列星のスーパーフレアを検索するために、自動フレア検出Pythonスクリプトを作成して使用しました。2013年方式。したがって、柴山らによる以前の研究を拡張しました。2013年、Q0-Q6の少数の四半期を考慮し、Gタイプの矮星のみを検討しました。これらの新しいデータを使用して、Q0-Q6、Q7-Q17、Q0-Q17の3つの異なるデータセットを使用してスーパーフレアの発生率の統計的特性を調べ、それらの相互比較を提供しました。Q0-Q17のデータセットでは、G型矮星のエネルギー$10^{35}$ergのスーパーフレアが4360年に1回星で発生すると推定しました。1896年のG型矮星で4637個のスーパーフレアを発見。さらに、タイプA、F、K、およびMの136、522、770、および312の矮星で、それぞれ321、1125、4538、および5445のスーパーフレアを発見しました。スーパーフレアの発生率($dN/dE$)対フレアエネルギー$E$は、$dN/dE\proptoE^{-\alpha}$のべき乗分布を示すことがわかりました。ここで、$\F型星からM型星までのすべての異なるスペクトル型に対して、alpha\simeq$2.0から2.1。べき乗指数値の類似性は、フレアが、磁気リコネクションであると考えられている基礎となる物理的メカニズムの類似した条件によって生成されることを意味します。対照的に、A型星で得られた$\alpha\simeq$1.3は、フレアの状態が他のスペクトル型星とは異なることを示唆しています。F型星からM型星へのフレア発生率は全体的に4.79\%-14.04\%増加し、A型からF型星へのフレア発生率は5.13\%-4.79\%とわずかに減少します。これらの結果は、ここで検討されている、必ずしも主系列ではない任意のサイズの星を研究した他の結果と似ています。
Se-ResNet+SVM モデル: LAMOST からホット サブドワーフを探索する有効な方法
| Title |
Se-ResNet+SVM_model:_an_effective_method_of_searching_for_hot_subdwarfs_from_LAMOST |
| Authors |
Cheng_Zhongding,_Kong_xiaoming,_Wu_Tianmin,_Bu_Yude,_Lei_Zhenxin,_Zhang_Yatao,_Yi_Zhenping,_and_Liu_Meng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10372 |
この論文では、特徴統合のアイデアを適用して、Se-ResNetによって抽出された抽象的な特徴を経験特徴と融合させてハイブリッド特徴にし、そのハイブリッド特徴をサポートベクターマシン(SVM)に入力してホットサブドワーフを分類します。この考えに基づいて、バイナリ分類モデルと4クラス分類モデルを含むSe-ResNet+SVMモデルを構築します。4クラス分類モデルは、2項分類モデルによって得られたホットサブドワーフ候補をさらに選別することができます。テストセットの2値分類モデルと4クラス分類モデルによって導出されたF1値は、それぞれ96.17%と95.64%です。次に、二値分類モデルを使用して、LAMOSTDR8の低解像度スペクトルから333,534個の非FGKタイプのスペクトルを分類し、3,266個のホットサブドワーフ候補のカタログを取得し、そのうち1223個が新たに決定されました。その後、4クラス分類モデルは3,266の候補をさらにフィルタリングし、しきい値が0.5と0.9に設定された場合、それぞれ409と296が新たに決定されます。手動検査により、新たに決定された3つの候補のホットサブドワーフの真の数は176、63、および41であり、3つのケースの分類モデルの対応する精度は、それぞれ67.94%、84.88%、および87.60%です。最後に、Teffに対して1212.65K、loggに対して0.32dex、[He/H]に対して0.24のMAE値を使用してSe-ResNet回帰モデルをトレーニングし、これらの176個の熱い準矮星の大気パラメーターを予測します。これにより、将来の高温亜矮星の研究に役立つ一定量のサンプルが提供されます。
大質量星の分光観測量に対する自転の影響
自転は大質量星の間で遍在しています。回転に伴い、表面形状が変形し、表面重力、温度、表面元素のイオン化バランスなど、表面全体のパラメータの分布が変化します。多くの場合、これらの3D効果は、急速に回転する大質量星のスペクトルを分析するときに無視されます。急速な回転に起因する3D変形を無視することが、最終的な分光観測量に影響を与えるかどうか、またそうであればどの程度影響するかを判断することを目的としています。SPAMMSコードを使用して、急速に回転する星の3Dジオメトリを説明する合成スペクトルのグリッドを生成し、それらを球状ジオメトリを想定して生成された合成スペクトルと比較します。等価幅と半値全幅の測定値をプロキシとして使用して、測定された温度、ヘリウム存在量、およびさまざまなイオン化状態の個々の線の予測回転速度が、回転速度と傾斜によってどのように変化するかを判断します。3Dジオメトリが測定パラメータに大きな影響を与える可能性があることがわかりました。温度は回転速度と傾斜角の両方に大きく依存し、同じシステムを異なる傾斜角で見ると、測定温度が10\%も異なる可能性があることを示しています。また、ヘリウム存在量は60%も過小評価される可能性があり、異なるイオン化状態の線は回転速度に測定可能な違いがある可能性があることもわかりました。回転速度のこれらの違いが観測されたデータに見られることを示し、これにより回転速度の傾斜に依存しない測定が可能になることを示します。私たちの結果は、回転の3D効果を無視すると、測定された分光パラメータに大きな偏りが生じる可能性があり、多くの場合、測定値が真の値から3$\sigma$以上離れていることを示しています。
LISA三体系の横ドップラー効果とパラメータ推定
LISAで観測される可能性のあるバイナリブラックホールシステムの一部は、超大質量ブラックホール(SMBH)の周りの軌道にある可能性があります。バイナリの波形に対する相対論的三体効果の痕跡を使用して、トリプルシステムのすべてのパラメーター、特にSMBHの質量を推定できます。SMBHのドップラー効果による波形の位相シフトを速度の2次まで決定します。これにより、SMBHの質量とその傾斜の間の最低次ドップラー効果のよく知られた正確な縮退が破られます。波のこの追加のディフェージングを含むLISA信号のいくつかのパラメーター推定を実行し、3体システムのすべてのパラメーターを正確に決定できることを示します。私たちの結果は、$10^8\,$M$_{\odot}$SMBHの質量を$\sim30\%$(または$\sim15\%$)よりも優れた精度で測定できることを示しています。SMBHの周りの周期が100年未満(または20年)の連星系の波形を監視します。
質量のないダークフォトンの熱生成
暗い光子は、動機付けされたいくつかの標準モデル拡張とUV補完によって予測されます。ここでは、質量のない暗光子と標準モデルのすべての粒子との相互作用を説明する次元6演算子までの最も一般的な有効場理論が考慮されます。これは、十分に低いエネルギーでこのタイプのベクトルボソンを特徴とする一般的なモデルの予測をキャプチャします。このようなフレームワークでは、暗光子の熱生成率は、すべてのSM粒子の寄与を含めて、主要な順序で計算されます。対応する暗黒光子の宇宙収量とニュートリノの有効数への寄与も計算されます。これらの予測は現在の観測限界を満たし、将来の測定によってテストされます。
銀河の中心からダーク フォトン ラジオを聞く
標準モデルの光子と動的に混合する暗黒光子暗黒物質は、その質量$m_{A'}$がプラズマ周波数と一致する環境で共鳴的に変換できます。中性子星や銀河中心に降着する白色矮星におけるこのような変換が、検出可能な電波信号につながる可能性があることを示しています。暗黒物質の空間分布に応じて、将来の電波望遠鏡は、$m_{A'}\in\left(6\times10^{-6}の現在の制約を桁違いに超える動的混合パラメーターの値に敏感になる可能性があります,7\times10^{-4}\right)$eV.
カイラル異常磁気流体力学の系統的定式化
一般的なメディアにおける動的電磁場の効果的な理論を導出する新しい方法を提示します。これを使用して、キラル物質およびアドラー・ベル・ジャッキ(ABJ)異常を含む系を含む、強力な磁場を伴う磁気流体力学(MHD)の体系的な定式化を行うことができます。速度と温度の変動を無視できる体制で作業します。結果として得られるキラル異常MHDは、キラル磁気効果、キラル分離効果、キラル電気分離効果、および最近導出された強磁場MHDをすべて単一のコヒーレントフレームワークに組み込み、一般化します。線形化されたレベルでは、理論はキラル磁気波が強力な動的磁場に耐えることを予測し、波の速度を予測します。また、単純だが解ける非線形モデルを導入して、カイラル不安定性の運命を探ります。
超新星 SN1987A ガンマ線データの時間情報からアクシオン様粒子に関する制約を更新
超新星SN1987Aから放出されるアクシオン様粒子(ALP)のガンマ線限界を、太陽最大ミッションデータに基づいて修正します。ALP減衰から予想されるガンマ線信号の計算を改善および簡素化すると同時に、それを非瞬間的なALP放出に拡張します。関連するALP-光子結合限界を更新するために、初めてデータの時間情報を利用します。ALP崩壊については、SN1987Aに近いガンマ線が吸収されるため、更新された可能性は以前の研究と比較して制限にわずかに影響します。ただし、銀河磁場でのALP変換の場合、時間情報により、ALP-光子結合の限界が1.4倍改善されます。
ツイン ヒッグス モデルにおける一次相転移
ツインヒッグス(TH)モデルの相転移を再検討します。$\mathbb{Z}_2$対称性破れの適切なソースが双子セクターと標準モデル(SM)セクターの間に存在する場合、強い一次相転移(FOPT)が発生する可能性があることを示します。2つのクラスのモデルでFOPTが見つかりました。最初:ハード$\mathbb{Z}_2$を使用してスカラーポテンシャルを壊し、FOPTを可能にします。2つ目:$\mathbb{Z}_2$を双子レプトンの強化された湯川カップリングで破る。また、光スレプトンを使用した2番目のシナリオの超対称UV完成も検討しました。これらの相転移中に生成される重力波の信号は、通常は小さいですが、軽い双晶スレプトンによって誘導されるFOPTの場合、AEDGEとアインシュタイン望遠鏡の到達範囲に近くなる可能性があります。私たちの結果は、THモデルでSMバリオンの非対称性を生成する方法を開きます。
量子重力子の最後の散乱面を垣間見る
宇宙論の設定では、量子重力効果は通常、宇宙の非常に初期の段階、つまりインフレーション前の時代に限定され、その後のインフレーション時代には限られた痕跡が残ると理解されています。これらの特徴は、宇宙が成長し、インフレ時代を去るにつれて、徐々に消えていきます。その後の放射線と物質支配の時代では、量子重力は重要な役割を果たさないと予想されます。スカラー摂動や重力波などの古典化された原始摂動は、それぞれCMBの異方性とその分極に痕跡を残すと予想されますが、量子化された重力波は、目に見える効果をもたらすとは予想されていません。宇宙論とは別に、他の分野でも、重力波の量子特性の痕跡は通常非常に抑制されているため、他のはるかに強力なプロセスからのノイズまたは効果の巨大な山の下に、考えられる兆候が埋もれてしまいます.この作業では、量子重力摂動が、他の古典的プロセスまたは量子プロセスよりも顕著に、最終散乱面（LSS）後の宇宙論的設定で強い観測可能な効果を引き起こすことを示しています。この直感に反する効果は、他の背景場とは異なり、重力波の相関子が{\物質支配の時代に発散的に大きくなる}という事実によって促進され、量子重力子の相関子によって媒介されるプロセスの急激な上昇につながります。宇宙が強い物質支配の時代に存在するとき、LSSで新しく形成された水素原子の球面調和関数状態間の遷移は、そのようなプロセスの例を提供します。さらに、暗黒エネルギーが発生する直前の後期エポックが、そのような量子重力効果を研究するための最もクリーンな手段の1つを提供することを立証します。
カイラル磁気流体力学の効果的な作用に向けて
カイラル磁気流体力学、つまり、動的演算子$F_{\mu\nu}\tilde{Fによって飽和するアドラーベルジャッキー異常により、軸方向の$U(1)$電流が保存されない有限温度系を考えます。}^{\mu\nu}$.この異常を磁束保存に関連する1形式の対称性の観点から表現し、有限温度でのその実現を研究します。ダイナミクスへのユークリッド生成関数および散逸作用アプローチを提示し、キラル分離と磁気効果を含む効果的な理論的観点からキラルMHD現象学のいくつかの側面を再現します。また、非可逆軸対称欠陥演算子の構成についても、形式で説明します。
MeV からマルチ TeV の熱 WIMP はすべて観測上許可されています
弱相互作用質量粒子(WIMP)暗黒物質(DM)が$s$波過程を介してニュートリノを含むすべての可能な標準モデル粒子ペアに消滅することを考慮し、全消滅断面積の分岐比に依存しない上限を導出します。$\langle\sigmav\rangle$は、いくつかの天体物理学および宇宙観測のデータを使用しています。すべての天体物理パラメータを控えめに選択すると、合計$に対して$10^{-23}-10^{-25}\,{\rmcm}^3{\rms}^{-1}$の上限が得られます。\langle\sigmav\rangle$,WIMPの質量範囲$10\,{\rmMeV}-100\,{\rmTeV}$の場合、質量範囲全体が観測された遺物の密度と一致します。
非縮退リッチ型パラティーニ理論の安定性
重力作用がリーマンテンソルの3つの最初のトレース(Ricciテンソル、co-Ricciテンソル、および相似曲率テンソル)に任意の代数依存性を持つ理論の安定性を研究します。それらをまとめてRicci型テンソルと呼びます。任意の結合が問題になることを許可します。接続が制約されていない場合と、ねじれまたは非計量性のいずれかが消失すると想定される場合を考えます。リッチ型テンソルのどの組み合わせが、ミンコフスキー空間とFLRW空間の周りで新しい自由度につながるか、またゴーストが存在する場合を見つけます。ねじれがゼロで作用がRicciテンソルのみに依存する既知のケースを除いて、新しい自由度を持つ理論はどれも健全ではありません。射影不変性は、理論がゴーストフリーになるための十分条件ではないことがわかりました。
ハイペロンを持つ中性子星のgモード振動
| Title |
g-mode_Oscillations_in_Neutron_Stars_with_Hyperons |
| Authors |
Vinh_Tran,_Suprovo_Ghosh,_Nicholas_Lozano,_Debarati_Chatterjee,_and_Prashanth_Jaikumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.09875 |
中性子星の内部の物質の原子核組成の標準的な仮定に対する一般的な代替案は、奇妙なバリオン、特にハイペロンを含めることです。中性子星コアの組成の変化は、平衡音速と断熱音速の組成依存性を通じて、中性子星のgモード振動に影響を与えます。ハイペロンを含む中性子星のコアgモードを、中性子星の全体的な特性に関する観測上の制約を満たす高密度物質のさまざまな相対論的平均場モデルを使用して研究します。選択したモデルは、ストレンジバリオンの開始時にgモード周波数が急激に上昇することを予測しています。近い将来にgモードが観測されれば、その周波数を使用して、中性子星の中心部にハイパーニック物質が存在するかどうかをテストできます。
計量アフィン二次重力のインフレーション
計量と接続が独立変数である重力の計量アフィン理論の一般的な枠組みでは、Ricciスカラー曲率とHolst不変量(Levi-Civita反対称テンソルによるRiemann曲率の収縮)でアクションを2次と見なします。スカラー場に非最小結合。余分な動的疑似スカラー自由度を特徴とする等価有効メトリック理論のプロファイルを研究し、それが有効な単一フィールドインフレーションモデルに還元されることを示します。インフレ予測を詳細に分析し、それらが幅広いパラメーターの最新の観測範囲内にあることを発見し、テンソルとスカラーの比率の増加を可能にしました。スペクトルインデックスは、パラメーター空間内の位置に応じて減少または増加する可能性があります。
代替重力モデルであるニュートン分数次元重力(NFDG)を、暗黒物質がほとんどまたはまったくない銀河のいくつかの注目すべきケースに適用します。超拡散銀河AGC114905の場合、以前の研究で他の銀河に対して行われたように、可変分数次元$D\left(R\right)$を使用することにより、NFDG法が観測された回転曲線を効果的に再現できることを示します。.AGC114905の場合、$D\approx2.2-3.2$の範囲の可変次元が得られますが、固定$D=3$曲線はすべての実験データをエラーバー内に収めることができます。これは、この銀河のダイナミクスがほぼ完全にバリオン質量分布だけで記述できることを示す他の研究を裏付けるものです。ただし、NFDGモデルは、暗黒物質成分を使用せずに残留不一致を説明します。NGC1052-DF2の場合、球状星団の速度分散に適用されるビリアル定理のNFDG拡張に基づく議論を使用して、一般に、観測された速度分散と予測された速度分散の間の不一致は、全体的なフラクタルに起因する可能性があることを示します。考慮される天体物理構造の次元$D<3$であり、暗黒物質の存在は考慮されません。NGC1052-DF2について、我々は$D\approx2.9$を見積もっており、この銀河がほぼ標準的なニュートン運動に従っていることを確認しています。また、暗黒物質存在の最も強力な証拠の1つであると想定される、弾丸星団の合体(1E0657-56)の場合も検討します。単純化された効果的な衝突のNFDGモデルは、観測されたこの合体の落下速度が、暗黒物質を使用せずに$D\simeq2.4-2.5$の範囲の系の分数次元によって説明できることを示しています。
$f(\phi,{\cal G})$ 重力における宇宙論的安定性
潜在的な$V(\phi)$を持つ正準スカラー場$\phi$がラグランジュ$f(\phi,{\calG})$に基づいて、完全な流体が存在する場合のテンソル摂動とスカラー摂動の宇宙論的安定性を調べます。正のテンソル伝搬速度の2乗で宇宙論的エポックを減速する場合、$f$に${\calG}$の非線形関数が存在すると、GB項に関連する動的スカラー摂動のラプラシアン不安定性が常に誘発されることを示します。これは$f({\calG})$重力の場合にも当てはまり、非線形GB関数$f({\calG})$の存在は、放射線および物質が支配するエポックでは許可されません。$\xi(\phi){\calG}$の形式の$\phi$と線形に結合されたGB項は、スカラーGB結合がバックグラウンドの宇宙論的ダイナミクスより劣っていれば、すべての安定条件と一致する可能性があります。
ブラックホールのエイコナル対応による重力の新しいテスト
| Title |
A_novel_test_of_gravity_via_black_hole_eikonal_correspondence |
| Authors |
Che-Yu_Chen,_Yu-Jui_Chen,_Meng-Yuan_Ho,_Yung-Hsuan_Tseng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10028 |
ブラックホール時空で採用された場合、幾何光学近似は、エイコナル極限におけるブラックホールの準正規モード(QNM)スペクトルとブラックホール画像との間のマッピングを意味します。特に、エイコナルQNM周波数の実部と虚部は、それぞれリングイメージの見かけのサイズと詳細な構造に関連付けられています。この対応は、一般相対性理論を超えると破られる可能性があります。1つはQNMスペクトルから抽出され、もう1つは画像平面上のレンズ化された光子リングから抽出された、非回転ブラックホールからの観測量の2つのセットを比較することにより、エイコナル対応をテストする新しい方法を提案します。具体的には、光子リング観測量は、周囲の放出モデルに関係なく、ブラックホールの時空自体の情報をロバストにキャプチャします。したがって、エイコナル対応の提案されたテストは、非常に幅広いシナリオで検証できます。
非ガウス重力波確率的背景の検出統計の改善
| Title |
Improved_detection_statistics_for_non_Gaussian_gravitational_wave_stochastic_backgrounds |
| Authors |
Matteo_Ballelli_and_Riccardo_Buscicchio_and_Barbara_Patricelli_and_Anirban_Ain_and_Giancarlo_Cella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10038 |
最近の論文で、重力波の非\textendashガウス確率的背景の検出とパラメータ推定への新しいアプローチについて説明しました。信号の実現と重要度のサンプリングを使用して、関連する統計量に現れる積分を重み付けする推論手順を考案しました。特に、関連する検出統計を構築しました。定常ノイズの不確実性に対するロバスト性を提供するために、信号がない場合にゼロ以外の期待値を持つ項を削除する減算手順を提案しました。検出器統計のパフォーマンスを特徴付け、低から中程度の非ガウス性では、確立されたガウス推論スキームよりも優れていることを観察しました。この作業では、より慎重で堅牢な減算手順を提案します。重要度サンプリングスキームを引き続き使用しながら、パフォーマンスペナルティを導入しません。その効率の正式な証明を提供し、以前の論文のアプローチに厳密に従って、同じおもちゃモデルでそのパフォーマンスをベンチマークします。提案されたアプローチは、モデルパラメーター空間のどこでもガウス統計よりも優れたパフォーマンスを発揮するため、私たちのフレームワーク。
中性子星の等角性とパーコレーション閾値
| Title |
Conformality_and_percolation_threshold_in_neutron_stars |
| Authors |
Micha{\l}_Marczenko,_Larry_McLerran,_Krzysztof_Redlich,_Chihiro_Sasaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10165 |
音速は密度の高い物質の状態方程式の情報をコード化するため、マルチメッセンジャー天文学で注目されています。最近、痕跡異常がより有益な量として提案されました。この作業では、音速を統計的に決定し、異常を追跡し、それらが最大質量の中性子星の中心で等角値に駆動されることを示します。音速の局所的なピークは、QCD物質のパーコレーション条件とともに閉じ込め解除に関連付けることができることを示しています。
球状時空による準周期振動の数値解析
中性子星源を採用した3つの理論的に動機付けられた時空のモデルを使用して、準周期振動を数値的にテストします。次に、私たちの調査結果を$F(R)$重力から推定された曲率一定の球対称時空と比較し、一般相対性理論のコンテキストで採用された以前のメトリックと完全に縮退していることを示します。そのために、低質量X線連星系で8つの中性子星を計算し、Reisser-Nordstr\"{o}m解と宇宙定数項の符号が特定されていないdeSitter位相を考えます。特に、3つの階層、\textit{i.e}、真のシュヴァルツシルト時空を扱う最初の階層、符号が固定されていないdeSitterフェーズを含む2番目の階層、最後にReisser-Nordstr\"{o}m時空追加の宇宙定数の寄与があります。Metropolis-Hastingsアルゴリズムに基づいてマルコフ連鎖モンテカルロ分析を実行し、1--$\sigma$および2--$\sigma$エラーバーを推測します。すべてのソースについて、非ゼロの宇宙定数項\textit{i.e.}を持つ球状解と、deSitter解または反deSitter解のいずれかで適切な一致を見つけます。私たちの調査結果から、重力の$F(R)$拡張から示唆される正味電荷へのトポロジー的寄与の存在は、好ましくないと思われることがわかります。最後に、ここに含まれる宇宙定数項の物理に焦点を当て、物理的な結果を調査し、全体的な処理を改善するための可能な拡張を提案します。
ゲージ場が膨張真空から増幅される場合、量子力学的初期データは進行波に対応し、漸近的に定在波に変わり、その位相はゲージ結合の進化にのみ依存します。サハロフ振動のこれらのゲージ類似物は双対対称性によって交換され、最終的に超磁性パワースペクトルの相対的なスケーリングとそれらの最終的な漸近値の両方を制約することを指摘します。相対論的プラズマの密度コントラストの場合とは異なり、対応するモードが膨張後の膨張率と同等になるとすぐに、導電率の有限値によって最終的に過減衰されるため、定常振動は発生しません。磁場の遅い時間の値は、放射優勢では(そして波数の値にもかかわらず)決定されず、波長(Mpcと同等)が次のオーダーになる瞬間に依存することを示します。等しい前のハッブル半径.これは、インフレーション後の膨張率が放射線よりも遅い場合にのみ磁気発生要件が緩和されることを意味しますが、プラズマが放射線よりも速く膨張し、対応するパワースペクトルがさらに抑制されると、逆になります。現在の調査結果をゲージカップリングの進化と組み合わせた後、これらの結果は、ゲージカップリングがインフレ段階で常に摂動的である一方で、デュアルケースでは同じ要件を満たすことができない磁気発生シナリオと一致することを示します。
TelePix -- EUDET 望遠鏡用の高速な関心領域トリガーおよびタイミング レイヤー
| Title |
TelePix_--_A_fast_region_of_interest_trigger_and_timing_layer_for_the_EUDET_Telescopes |
| Authors |
Heiko_Augustin,_Sebastian_Dittmeier,_Jan_Hammerich,_Adrian_Herkert,_Lennart_Huth,_David_Immig,_Ivan_Peri\'c,_Andr\'e_Sch\"oning,_Adriana_Simancas,_Marcel_Stanitzki,_Benjamin_Weinl\"ader |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10248 |
テストビーム施設は、粒子に対する新しい検出器の応答を研究するために不可欠です。DESYIIテストビーム施設では、ユーザーは1～6GeVの運動量の電子ビームで検出器をテストできます。ビーム粒子を追跡するために、EUDETスタイルの望遠鏡が各ビームエリアに用意されています。それらは優れた空間分解能を提供しますが、時間分解能はローリングシャッターアーキテクチャによって約230$\mu$sの精度に制限されます。粒子率に対する需要、つまりトラックの多重度に対する需要が高まっているため、タイミングの重要性が増しています。DESYは、望遠鏡のいくつかのアップグレードを予見しています。TelePixは、5nsより優れた精度のトラックタイムスタンプと、望遠鏡の読み出しをトリガーする構成可能な関心領域を提供するアップグレードプロジェクトです。小規模なプロトタイプは、実験室およびテストビーム測定で特徴付けられています。2300個の電子に相当する注入による実験室でのテストでは、20を超えるS/Nが示されています。テストビームの特性評価では、100mVを超えるしきい値範囲で99%を超える効率と、低ノイズレートでの2.4nsの時間分解能が示されています。
グリーンランドのサミットステーションでの高周波氷誘電測定
| Title |
Radiofrequency_Ice_Dielectric_Measurements_at_Summit_Station,_Greenland |
| Authors |
J._A._Aguilar,_P._Allison,_D._Besson,_A._Bishop,_O._Botner,_S._Bouma,_S._Buitink,_M._Cataldo,_B._A._Clark,_K._Couberly,_Z._Curtis-Ginsberg,_P._Dasgupta,_S._de_Kockere,_K._D._de_Vries,_C._Deaconu,_M._A._DuVernois,_A._Eimer,_C._Glaser,_A._Hallgren,_S._Hallmann,_J._C._Hanson,_B._Hendricks,_J._Henrichs,_N._Heyer,_C._Hornhuber,_K._Hughes,_T._Karg,_A._Karle,_J._L._Kelley,_M._Korntheuer,_M._Kowalski11,_I._Kravchenko,_R._Krebs,_R._Lahmann,_U._Latif,_J._Mammo,_M._J._Marsee,_Z._S._Meyers,_K._Michaels,_K._Mulrey,_M._Muzio,_A._Nelles,_A._Novikov,_A._Nozdrina,_E._Oberla,_B._Oeyen,_I._Plaisier,_N._Punsuebsay,_L._Pyras,_D._Ryckbosch,_O._Scholten,_D._Seckel,_M._F._H._Seikh,_D._Smith,_J._Stoffels,_D._Southall,_K._Terveer,_S._Toscano,_D._Tosi,_D._J._Van_Den_Broeck,_N._van_Eijndhoven,_A._G._Vieregg,_J._Z._Vischer,_C._Welling,_D._R._Williams,_S._Wissel,_R._Young,_A._Zink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10285 |
私たちは最近、2021年の夏に取得された無線周波数岩盤エコー強度のバイスタティックレーダー測定に基づいて、グリーンランドのサミットステーションにおける極寒の極氷の無線周波数減衰長について報告しました。これらのデータには、成層不純物または誘電体に起因するエコーも含まれます。氷床(層)内の不連続性。これにより、a)コヒーレント(離散層など)と非コヒーレント(バルクボリュームなど)の散乱の相対的な寄与の推定、b)内部層の反射係数の大きさ、c)反射の方位非対称性(複屈折)の制限、およびd)~100MHzの帯域幅にわたる氷中の信号分散の制限。i)10000回のエコートリガーを平均した後、サーマルフロア上(約1500mの深さまで)で観測可能な反射信号は、完全にコヒーレントであることと一致し、ii)内部層の反射係数は約-60～-70dBで測定されます。iii)信号が垂直方向に伝搬する場合の複屈折効果は、南極点で実施された同等の研究に比べて1桁小さく、iv)私たちの実験限界内では、氷河の氷はニュートリノ検出実験に関連する周波数帯域で非分散性です。
宇宙重力波異方性の新しい普遍的性質
| Title |
A_new_universal_property_of_cosmological_gravitational_wave_anisotropies |
| Authors |
Ameek_Malhotra,_Ema_Dimastrogiovanni,_Guillem_Dom\`enech,_Matteo_Fasiello,_and_Gianmassimo_Tasinato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10316 |
宇宙論的進化の初期段階で生成される確率論的重力波背景の異方性は、原始宇宙の粒子含有量の重要なプローブとして機能します。宇宙起源の重力波異方性の新しい普遍的な特性を指摘します。断熱初期条件の場合、それらの角度パワースペクトルは、ビッグバン元素合成の前に膨張を駆動する宇宙流体の状態方程式に影響されません。この普遍的な挙動からの逸脱は、原始変動の非断熱的な原因の存在を示しています。このようなシナリオは、CMB実験を完全に補完する周波数範囲で動作する重力波検出器によってテストできます。この作業では、この一般的な結果を証明し、curvatonシナリオに基づく初期条件の代表的な実現に対するその結果を示します。最も単純なカーバトン設定の場合、重力波の異方性とCMB温度変動の間に有意な相互相関も見られます。純粋な断熱シナリオと比較して、4倍の強化があります。よくあることですが、スペクトル形状だけでは決定できない場合に、(宇宙論的)重力波背景の起源を特定するための調査結果の意味について説明します。
