ダーク エネルギー調査 3 年目と eBOSS: 光度と色空間全体で銀河固有の配列を制限する
| Title |
The_Dark_Energy_Survey_Year_3_and_eBOSS:_constraining_galaxy_intrinsic_alignments_across_luminosity_and_colour_space |
| Authors |
S._Samuroff,_R._Mandelbaum,_J._Blazek,_A._Campos,_N._MacCrann,_G._Zacharegkas,_A._Amon,_J._Prat,_S._Singh,_J._Elvin-Poole,_A._J._Ross,_A._Alarcon,_E._Baxter,_K._Bechtol,_M._R._Becker,_G._M._Bernstein,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_R._Cawthon,_C._Chang,_R._Chen,_A._Choi,_M._Crocce,_C._Davis,_J._DeRose,_S._Dodelson,_C._Doux,_A._Drlica-Wagner,_K._Eckert,_S._Everett,_A._Fert\'e,_M._Gatti,_G._Giannini,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_I._Harrison,_K._Herner,_E._M._Huff,_M._Jarvis,_N._Kuropatkin,_P.-F._Leget,_P._Lemos,_J._McCullough,_J._Myles,_A._Navarro-Alsina,_S._Pandey,_A._Porredon,_M._Raveri,_M._Rodriguez-Monroy,_R._P._Rollins,_A._Roodman,_G._Rossi,_E._S._Rykoff,_C._S\'anchez,_L._F._Secco,_I._Sevilla-Noarbe,_E._Sheldon,_T._Shin,_M._A._Troxel,_I._Tutusaus,_N._Weaverdyck,_B._Yanny,_B._Yin,_Y._Zhang,_et_al._(43_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11319 |
DarkEnergySurveyYear3(DESY3)、ExtendedBaryonOscillationSpectroscopicSurvey(eBOSS)、およびその前身であるBaryonOscillationSpectroscopicSurvey(BOSS)を使用して、銀河固有の配列に対する直接的な制約を提示します。私たちの測定値には、中央値赤方偏移$z\sim0.2-1.0$を持つDESからのフォトメトリック赤系列(redMaGiC)銀河、$z\sim0.8$でのeBOSSからの発光赤色銀河(LRG)、およびSDSS-IIIBOSSCMASSも組み込まれています。$z\sim0.5$のサンプル。レンズ効果、倍率、測光赤方偏移誤差を含むモデルを使用して適合する、2点固有アライメント相関を測定します。$6<r_{\rmp}<70$Mpc$/h$のスケールでフィッティングし、$5\sigma-22\sigma$で各サンプルの固有のアラインメントを検出します(IAの単純な1パラメータモデルを想定).これらの赤いサンプルを使用して、IA-光度関係を測定します。私たちの結果は、以前の結果と統計的に一致していますが、特に低光度で、抑制力が大幅に改善されています。この改善された精度により、広く定義された赤のサンプル間で検出可能な色への依存が見られます。将来的には、IA信号の色と光度の依存性を一緒に考慮する赤/青のバイナリ分割よりも洗練されたアプローチが必要になる可能性があります。また、各サンプルのパラメーター空間の最適な点でさまざまな信号成分を比較し、倍率とレンズ効果が信号全体の$\sim2-18\%$に寄与していることを確認します。精度が向上し続けるにつれて、将来の直接IA測定でこれらの影響を考慮することが確かに必要になります.最後に、$z\sim0.8$でeBOSSからの輝線銀河(ELG)のサンプルに対して同等の測定を行います。IA振幅(非線形アライメントモデルを仮定)を$A_1=0.07^{+0.32}_{-0.42}$($95\%$CLで$|A_1|<0.78$)に制約するヌル検出を報告します。
拡張スタロビンスキーモデルにおける振動する宇宙進化とビッグバン元素合成の制約
| Title |
Oscillating_cosmic_evolution_and_constraints_on_big_bang_nucleosynthesis_in_the_extended_Starobinsky_model |
| Authors |
Jubin_Park,_Chae-min_Yun,_Myung-Ki_Cheoun,_Dukjae_Jang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11487 |
スタロビンスキーモデルにRabRab項を1つ追加することによって得られる拡張スタロビンスキーモデル(eSM)で宇宙進化を調べます。放射線支配時代(RDE)に特に焦点を当てて、さまざまな形態の宇宙進化の可能性について説明します。単純な仮定を使用して、eSMのさまざまな宇宙の進化を記述する2次の非線形微分方程式が導入されます。この非線形方程式を数値的に解くことにより、標準的な宇宙進化($a\proptot^{1/2}$)や独自の振動宇宙進化など、さまざまな形態の宇宙進化が可能であることを示します。アインシュタインの重力を超えて導入された高次項の効果。さらに、eSMの自由パラメータを制約するために、RDEで最も重要な観測結果であるビッグバン元素合成(BBN)を考慮します。宇宙進化による$^4$He、D、$^3$He、$^7$Li、$^6$Liなどの軽元素の原始存在量を最新の観測データと比較します。非標準的な宇宙進化のほとんどの場合、これらのBBN制約を簡単に満たすことができないことが判明しましたが、振動する宇宙進化を伴う実行可能なモデルの自由パラメーターには、制約による上限があることが示されています。特に、freeパラメーターは重水素と$^4$Heの存在量に最も敏感であり、他の元素の中でも正確に測定されていることがわかりました。したがって、近い将来のより正確な測定により、eSMを標準モデルや他のモデルと区別できるようになる可能性があります。
QCDアクシオン質量の新しいモデル周辺化宇宙論的境界
| Title |
A_novel_model-marginalized_cosmological_bound_on_the_QCD_axion_mass |
| Authors |
Eleonora_Di_Valentino,_Stefano_Gariazzo,_William_Giar\`e,_Alessandro_Melchiorri,_Olga_Mena,_Fabrizio_Renzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11926 |
熱ニュートリノと熱QCDアクシオンの両方を考慮した、混合ホットダークマターシナリオに関する強力なモデル周辺化限界を提示します。私たちの分析の新しい側面は、プランク衛星とバリオン音響振動(BAO）データ。十分に動機づけられた多数の非極小バックグラウンド宇宙論を疎外した後、$\summ_\nu$と$m_{\rma}$の両方について、取得した最も厳しい$95\%$CL上限は$0.21$eVでした。ACT、プランク、BAO測定の組み合わせから。分析を標準の$\Lambda$CDM画像に限定すると、$\summ_\nu<0.16$eVと$m_{\rma}<0.18$eVが見つかり、どちらも$95\%$CLです。興味深いことに、分析で利用されたデータセットに関係なく、最小の$\Lambda$CDMとホットレリック内で最適な背景宇宙論が見つかることはありません。PlanckとBAO、SPT、またはACTのいずれかとの組み合わせは、強力な証拠を備えた原始パワースペクトルでゼロ以外の値を持つ宇宙を好みます。小規模なCMBプローブは、単独でもBAOと組み合わせても、実質的な証拠があれば、非平坦な宇宙(SPTの場合のように)または時間変化する暗エネルギー成分を持つモデル(ACTの場合のように)のいずれかを好みます。.
| Title |
A_Model_for_the_Squeezed_Bispectrum_in_the_Non-Linear_Regime |
| Authors |
Matteo_Biagetti,_Juan_Calles,_Lina_Castiblanco,_Katherine_Gonz\'alez,_Jorge_Nore\~na |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11940 |
短いモードが非線形レジームの深部にあるスクイーズされた暗黒物質バイスペクトルのモデルを提示します。応答関数アプローチと組み合わせた大規模構造の一貫性関係を利用して、短いモードのいくつかの未知の関数に関してスクイーズされたバイスペクトルを記述します。これらの応答関数のフィッティング関数のansatzを提供し、結果のモデルが1ループのスクイーズドバイスペクトルと比較して信頼できることを確認します。次に、赤方偏移$z=0$で$k\sim0.1\,h/$Mpcと$k\sim0.7\,h/$Mpcの間の範囲の短いモードの数値シミュレーションから測定されたバイスペクトルに対してモデルをテストします。モデルの適合度を評価するために、非ガウス共分散を実装し、シミュレートされたデータの$1$-$\sigma$標準偏差内で一致を見つけます。
ハロー特性と暗黒物質のプローブとしての重力波レンズ効果
| Title |
Gravitational_wave_lensing_as_a_probe_of_halo_properties_and_dark_matter |
| Authors |
Giovanni_Tambalo,_Miguel_Zumalac\'arregui,_Liang_Dai,_Mark_Ho-Yeuk_Cheung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11960 |
光と同じように、重力波(GW)は、宇宙を伝播する際に重力場によって偏向され、拡大されます。ただし、それらの低周波数、位相コヒーレンス、および物質への微弱な結合により、回折や中心像などの明確なレンズ現象が可能になり、電磁源を通して観察することが困難になります。ここでは、これらの現象を使用して重力レンズの機能を調べる方法を探ります。1)物質密度の可変勾配と2)中心核を持つ特異な等温球の2つの変形に焦点を当てます。中央の画像を検出する可能性を含め、波動および幾何光学領域におけるこれらの機能の痕跡について説明します。LISAと高度なLIGOの能力を予測して、強くレンズ化された信号を研究し、投影されたレンズの質量、衝撃パラメーター、および勾配またはコアのサイズを測定します。広範なレンズ質量により、大きな縮退にもかかわらず、すべてのパラメーターを最大$\sim1/{\rmSNR}$の精度で測定できます。波動光学補正により、中心像が形成されていない場合でも、すべてのパラメータを測定できます。GWは投影量に敏感ですが、与えられた宇宙論からレンズ赤方偏移、ビリアル質量、および投影スケールの確率分布を計算します。アプリケーションとして、自己相互作用と超軽量暗黒物質を制約する可能性を検討し、強くレンズ化されたGWにアクセス可能なパラメーター空間の領域を示します。明確なGWシグネチャは、暗黒物質の特性や銀河ハローの中心領域を含む、基礎物理学と天体物理学の新しいプローブを可能にします。
地球に似た惑星からの帯状高調波摂動下での解析的凍結軌道
この作業は、地球に似た惑星のゾーン高調波の影響下で凍結軌道を定義するために、閉じた形式の分析式を提供することに焦点を当てています。特に、用語J2、J3、J4、J5、J6、およびJ7からの摂動効果は、この作業で考慮されます。これは、システムに近似解を提供するだけでなく、凍結軌道を生成する初期接触条件を定義する分析式を決定することを可能にする小さなパラメーターのべき級数展開を使用して行われます。その結果、提案された方法論は、純粋に分析的な方法で臨界傾斜角に近い凍結軌道の分岐を研究することを可能にします。さらに、軌道要素の経年変化の導出、および接触要素から平均要素への変換は、この作業で提案された2次解析ソリューションに基づいて提供されます。このドキュメントに含まれる結果の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供されます。
地球系外惑星 GJ 486b の高分解能透過分光法
| Title |
High-Resolution_Transmission_Spectroscopy_of_the_Terrestrial_Exoplanet_GJ_486b |
| Authors |
Andrew_Ridden-Harper,_Stevanus_Nugroho,_Laura_Flagg,_Ray_Jayawardhana,_Jake_D._Turner,_Ernst_de_Mooij,_Ryan_MacDonald,_Emily_Deibert,_Motohide_Tamura,_Takayuki_Kotani,_Teruyuki_Hirano,_Masayuki_Kuzuhara,_Masashi_Omiya,_Nobuhiko_Kusakabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11816 |
M型矮星を周回する地球外惑星は、既存または近い将来の装置による透過分光法の有望なターゲットです。このような岩石惑星の大気組成は未解決の問題であり、特に、大気の脱出を促進するホストM型矮星からの高いX線と紫外線フラックスを考えると、なおさらです。M3.5星を周回する1.3R$_\oplus$太陽系外惑星GJ486b($T_{\rm{eq}}\sim$700K)は、既知の地球系外惑星の中で最も強い透過分光信号の1つを持っていると予想されます。.我々は、すばるのIRD、ジェミニサウスのIGRINS、カナダ・フランス・ハワイ望遠鏡のSPIRouという3つの異なる高解像度スペクトログラフを使用して、GJ486bの3つのトランジットを観測しました。相互相関法を使用して、さまざまな分子種からの大気吸収を検索しましたが、堅牢な大気信号は検出されませんでした。それにもかかわらず、私たちの観測は十分に敏感であり、注入および回復テストによっていくつかの明確な大気シナリオを除外し、比較系外惑星学を地球領域に拡張します。私たちの結果は、GJ486bが明確なH$_2$/He優勢の大気も、明確な100%水蒸気大気も持たないことを示唆しています。他の平均分子量の高い二次大気またはH$_2$/Heが優勢な雲のある大気が存在する可能性は残ります。私たちの調査結果は、M型矮星を周回する地球型惑星が重大な大気損失を経験する可能性があることを示唆するさらなる証拠を提供します。
太陽系の時代にわたる8つの名目上の架空の天王星トロイの木馬軌道の安定性が測定されました。初期傾斜i0は、0度、5度、15度、および30度でした。黄道面に対して。初期偏心は、i0=0度、5度で0から0.1、i0=15度、30度で0から0.2の範囲でした。軌道の半分はL4スウォームにあり、半分はL5スウォームにありました。L4swarmの軌道の平均経度は8.8度でした。公称L4ラグランジュポイントから、L5群れの軌道は平均経度18.2度でした。公称L5ポイントから。4.5Gyrの6体問題(太陽、テスト粒子、4つの巨大惑星)で公称軌道あたり10,000個の質量のないクローンを統合し、各軌道の半減期を計算しました。統合時間全体で、合計1291個のテスト粒子が生き残りました。これらの生存者の99%は、i0=0度の公称軌道に関連付けられていました。L4スウォームで。これらの生き残ったテスト粒子は、範囲e0<0.07の初期離心率を持っていました。L4軌道に関連する半減期は、i0=0度、5度、15度、および30度の公称軌道に対して、それぞれ1258Myr、286Myr、56Myr、および237Myrでした。L5軌道に関連する半減期は、それぞれ103Myr、281Myr、25Myr、および46Myrでした。全体的な結果は、黄道面が原始天王星トロヤ群を探すのに適した場所の1つであることを示しました。
SOHO データベース内の Kreutz Sungrazer システムの個体群
193の選択されたSOHOクロイツサングレーザー(Sekanina2021)のセットにおける9つの個体群の発見は、SOHOのC2によって排他的に画像化された220の選択されたサングレーザーの改訂されたセットに対して構築された、昇交点の真の経度のヒストグラムを介して初めて確認されました。コロナグラフ。マースデンの軌道は、面外の非重力の影響に対してほぼ補正されています。個体群Iは、ヒストグラムに2つのピークを示しています。1つはおそらく個体群Peと同様の側枝に属していますが、関連する肉眼のサングレーザーは知られていません。オブジェクトの群れ/クラスターは一般的であり、軌道全体でカスケード断片化が進行している証拠を提供します。母集団IとPeに対する意図的な偏りを取り除くことを目的とした、すべてのC2のみのSOHOクロイツ彗星の増強により、母集団IとPeの翼が膨らんでいるため、母集団IaとPre-Iの外観がヒストグラムの勾配に沿った膨らみに減少します。それぞれ。個体群IIからIVはほとんど変化しないか、まったく変化しません。人口I対IIの存在量比が14:1と高いのは、フラグメントの放出における一時的な制限の産物である可能性があります。特に集団IIからIVへのノード経度分布の終わりに向かってフラグメントの数が減少することは、接触バイナリモデルと一致しています。
JWST/NIRISS イメージングによる Abell 2744 の超拡散銀河の近赤外特性評価
| Title |
Near-infrared_characterization_of_ultra-diffuse_galaxies_in_Abell_2744_by_JWST/NIRISS_imaging |
| Authors |
Ryota_Ikeda,_Takahiro_Morishita,_Takafumi_Tsukui,_Benedetta_Vulcani,_Michele_Trenti,_Benjamin_Metha,_Ana_Acebron,_Pietro_Bergamini,_Claudio_Grillo,_Daisuke_Iono,_Amata_Mercurio,_Piero_Rosati,_Eros_Vanzella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11298 |
$z=0.308$にあるFrontierFieldsクラスターAbell2744内の超拡散銀河(UDG)の検索と特徴付けを提示します。GLASS-JWSTEarlyReleaseScienceProgramの一環として取得したJWST/NIRISSF200W観測を使用して、クラスターUDGとその拡散星成分の形態を特徴付けます。$\sim10^{7}M_{\odot}$の恒星質量まで、形態学的パラメーターを使用した選択基準によって、合計22個のUDGが識別されます。選択されたUDGは、HST/ACSF814W画像よりもF200Wの有効半径が体系的に大きくなっています。これは、残りのフレームの光波長で選択された場合、それらの一部がUDGとして識別されなかったことを意味します。実際、UDGの約3分の1は、F814Wデータに基づいてこれまで特定されていませんでした。我々は、恒星の質量サイズの面でUDGの平坦な分布を観察します。これは、同程度の質量の静止銀河団で見られるものと似ています。また、これまで見過ごされていたが、ローカルUDGの前駆体として重要な集団である、形態が乱れた10の潜在的な候補を見つけました。新しいJWSTF200Wフィルターを使用したパイロット研究では、HSTを使用した以前の深層観測キャンペーンの露出時間の1/30で、宇宙距離でUDGを検索する効率が示されています。個々のソースの空間的に分解された特性に焦点を当てたJWSTによるさらなる研究は、それらの起源への洞察を提供します。
大質量ブラックホール周辺のガス円盤への星の捕獲：整列、円形化、成長
大質量ブラックホール(MBH)の大部分は、生涯にわたってガスディスクをホストしていた可能性があります。これらは、長寿命の活動銀河核(AGN)円盤であるか、または私たち自身の銀河中心の場合のように、特異なガスの降下イベントの後に形成された短命の円盤である可能性があります。したがって、そのような環境の星やコンパクトなオブジェクトは、ガス円盤を通過するときにガス円盤と相互作用し、整列してその中に完全に埋め込まれる可能性があると予想されます。埋め込まれた星とガスとの相互作用は、ガスの降着による成長、円盤内の移動、星の捕獲、他の星との合体など、星に影響を与える多くの物理的プロセスを引き起こす可能性があります。このようなプロセスの影響は、最終的に円盤と整列してその中に埋め込まれる星の数に大きく依存します。ここでは、解析ツールを使用して配置プロセスを分析し、幾何学的抗力と気体の動的摩擦の両方を説明します。最大$\sim$10%の星と星の質量のブラックホールが、銀河中心部のAGNディスクと整列できることがわかりました。整列した星の軌道は通常円状であり、AGNディスクに対して順行しています。さらに、整列と降着は密接に関連しており、AGNディスクによる星の捕捉は、星形成イベントを必要としない場合でも、銀河中心の若い星のディスクの起源をトップヘビー質量関数で説明できる可能性があります。.
HC3N + CN ポテンシャルエネルギー面における長距離複合体: 第一原理計算と分子間ポテンシャル
| Title |
Long-Range_Complex_in_the_HC3N_+_CN_Potential_Energy_Surface:_Ab_Initio_Calculations_and_Intermolecular_Potential |
| Authors |
Em\'ilia_Valen\c{c}a_Ferreira_de_Arag\~ao,_Luca_Mancini,_Noelia_Faginas-Lago,_Marzio_Rosi,_Nadia_Balucani,_Fernando_Pirani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11312 |
この作業では、シアノアセチレンHC3Nとシアノラジカル間の反応のポテンシャルエネルギー面における初期ファンデルワールス付加物を特徴付けます。CN-HC3N付加体の形状は、第一原理法を用いた計算によって最適化されています。結果は、付加物のエネルギーが反応物の下にあることを示しています。さらに、付加物をPESの重要な中間体に接続する鞍点がローカライズされており、エネルギーは反応物の下にあります。分子間ポテンシャルの計算が行われ、その結果、ファンデルワールス付加体のエネルギーは、第一原理法で見積もられたものよりも高いことが示されました。
Abell 1795 における電波ジェットと ISM の相互作用と正の電波機械フィードバック
| Title |
Radio_jet-ISM_interaction_and_positive_radio-mechanical_feedback_in_Abell_1795 |
| Authors |
Prathamesh_D._Tamhane,_Brian_R._McNamara,_Helen_R._Russell,_Francoise_Combes,_Yu_Qiu,_Alastair_C._Edge,_Roberto_Maiolino,_Andrew_C._Fabian,_Paul_E.J._Nulsen,_R._Johnstone_and_Stefano_Carniani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11313 |
XSHOOTER観測を以前のALMA、MUSE、および$HST$観測とともに提示して、電波ジェットによって引き起こされる星形成の性質と、電波ジェットと星間媒体との相互作用を、Abell1795クラスター内の最も明るいクラスター銀河(BCG)で調べます。$HST$UVデータを使用して、進行中の星形成率を9.3M$_\odot$yr$^{-1}$と決定しました。星形成は全地球的なケニカット・シュミットの法則に従いますが、近くの銀河の核周辺スターバーストに比べて効率は低く、平均枯渇時間は$\sim$1Gyrです。星形成と分子ガスは$\sim1$kpcだけ相殺され、星がガスから切り離されたことを示しています。電子密度が$\sim$4の係数で上昇しているイオン化ガス内に高線幅のアークを検出しました。これは、ラジオジェットまたはBCGの特異な運動によって引き起こされた衝撃波面を示唆しています。星雲輝線フラックス比の分析は、ガスが主に星形成によってイオン化され、衝撃からの寄与が小さいことを示唆しています。また、速度マップを使用してイオン化ガスと分子ガスの速度構造関数(VSF)を計算し、ガスの乱流運動を特徴付けました。イオン化ガスVSFは、電波ジェットがガス内で超音速乱流を引き起こしていることを示唆しています。したがって、電波ジェットは大気を大規模に加熱するだけでなく、数百万年という短い時間スケールで正のフィードバックで星形成を引き起こしながら、より長い時間スケールで星の形成を抑制する可能性があります。
銀河中心方向の巨大な若い星の近赤外分光法: XCN と芳香族 C-D の特徴
| Title |
Near-infrared_spectroscopy_of_a_massive_young_stellar_object_in_the_direction_toward_the_Galactic_Center:_XCN_and_aromatic_C-D_features |
| Authors |
Takashi_Onaka,_Itsuki_Sakon,_and_Takashi_Shimonishi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11424 |
「あかり」衛星に搭載された赤外線カメラを使用して、銀河中心に向かう方向の若い恒星天体の近赤外線(2.5～5ミクロン)ロングスリット(～30秒角)分光法を報告します。現在のターゲットは、その非常に赤い色と近い位置に基づいて、AFGL2006であると示唆されています。スペクトルは、H$_2$OとCO$_2$氷の強い吸収特性、およびHIBrα再結合線と3.3ミクロンバンドの発光を示しています。後者は、多環芳香族炭化水素(PAH)またはPAHを含む物質に由来します。スペクトルは、4.65ミクロンで広く複雑な吸収特性を示しています。これは、CO氷、COガス、およびXCNの吸収特性と、HIPfベータ放出の組み合わせによって十分に説明されます。スペクトルは、4.4ミクロンでの過剰な放出も示しています。スペクトルの特徴は、この天体が巨大な若い恒星天体であることを示唆しています。XCNの特徴はBrα放出と良好な相関関係を示しており、紫外線光子による光分解がXCNキャリアの形成に重要な役割を果たしており、その一部はOCN$^-$に起因することを示唆しています。4.4ミクロンの発光は3.3ミクロンのPAH発光と良好な相関関係を示しており、芳香族C-D伸縮振動に由来するという裏付けとなる証拠を提供しています。OCN$^-$の形成は、星間物質(ISM)でのプレバイオティック物質の形成プロセスにとって重要であり、芳香族C-D放出の検出は、ISMでのPAHの重水素化プロセスに関する貴重な情報と、隠蔽への影響を提供します。ISMで欠落している重水素のサイト。
PHANGS-HST近傍銀河の星形成階層全体にわたるマルチスケールの星の関連性：方法論と特性
| Title |
Multi-Scale_Stellar_Associations_across_the_Star_Formation_Hierarchy_in_PHANGS-HST_Nearby_Galaxies:_Methodology_and_Properties |
| Authors |
Kirsten_L._Larson,_Janice_C._Lee,_David_A._Thilker,_Bradley_C._Whitmore,_Sinan_Deger,_James_Lilly,_Rupali_Chandar,_Daniel_A._Dale,_Frank_Bigiel,_Kathryn_Grasha,_Brent_Groves,_Ralf_S._Klessen,_Kathryn_Kreckel,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Adam_K._Leroy,_Hsi-An_Pan,_Erik_Rosolowsky,_Eva_Schinnerer,_Andreas_Schruba,_Elizabeth_J._Watkins,_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11425 |
ハッブル宇宙望遠鏡(HST)のPHANGS-HSTサーベイからの近くの銀河のNUV-U-B-V-Iイメージングを使用して、恒星群の物理的性質を識別および決定する方法を開発します。8から64pcまでの複数の物理スケールにガウス平滑化されたポイントソースカタログから構築された密度マップに流域アルゴリズムを適用します。PHANGS-HSTサンプルの距離範囲にまたがる2つの銀河(NGC3351(10Mpc)、NGC1566(18Mpc))でこの方法を開発します。ポイントソースカタログ(NUVまたはV)の検出バンドの選択、ソース密度画像のフィルタリング方法、絶対等級限界など、さまざまなパラメーターを使用してアルゴリズムをテストします。サイズ、トレーサー星の数、関連付けの数、測光、年齢、質量、スペクトルエネルギー分布フィッティングからの赤みなど、結果として得られるマルチスケール関連付けの特性を特徴付けます。私たちの方法は、以前に公開されたクラスターと関連のカタログと一致するUBVIカラーカラーダイアグラムの遺伝子座を占める構造をうまく識別します。両方の銀河の空間スケールが8pcから64pcに増加するにつれて、関連付けの中央年齢はlog(age/yr)=6.6からlog(age/yr)=6.9に増加します。年齢が3Myr未満の最も若い恒星の関連付けは、実際にH$\alpha$イメージングでHii領域を厳密にトレースしており、古い関連付けはH$\alpha$放出とますます反相関していることがわかります。私たちの新しい方法のおかげで、PHANGS-HSTマルチスケールアソシエーションは、以前のクラスターおよびコンパクトアソシエーションカタログで見つかったよりも、最近の星形成活動のはるかに完全な国勢調査を提供します。ここで紹介する方法は、38個のPHANGS-HST銀河の完全なサンプルに適用されます。
NGC 7314 核領域の詳細: セイファート核とその周辺の多波長分析
| Title |
A_closer_look_at_NGC_7314_nuclear_region:_a_multiwavelength_analysis_of_the_Seyfert_nucleus_and_its_surroundings |
| Authors |
Patr\'icia_da_Silva,_R._B._Menezes,_Y._D\'iaz,_A._Rodr\'iguez-Ardila,_E._L\'opez-Navas,_P._Ar\'evalo_and_L._Hern\'andez-Garc\'ia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11434 |
活動銀河核(AGN)を持つ銀河の中心領域は非常に複雑であり、特に活発な活動では、変動性に加えて、さまざまな現象が関連しています。イオン化/励起メカニズムに。これらのオブジェクトをよりよく理解するには、詳細な調査が必要です。そのため、近くのセイファート銀河NGC7314の核領域の多波長分析を、ハッブル宇宙望遠鏡の画像、X線と共に、ジェミニ多天体分光器の積分フィールドユニットで取得した光学データキューブを使用して実行しました。XMM-NewtonおよびNuclearSpectroscopicTelescopeArrayからのデータと、AtacamaLargeMillimeter/SubmillimeterArrayからの電波データ。目標は、核および核周辺の放出、AGNの放出、およびガスの運動学を研究することでした。光スペクトルは、セイファート核の発光を示しており、H$\alpha$およびH$\beta$輝線に幅広い成分があり、コロナ輝線が豊富なスペクトルを持つタイプ1AGNを特徴付けています。[OIII]$\lambda$5007の空間形態は、核の西側に電離円錐が存在することを示唆しているが、東側の円錐は塵によって覆い隠されているように見える。延長された[FeVII]$\lambda$6087放出も検出されました。これは、光イオン化+衝撃メカニズムを含むシナリオによって説明できる可能性があります。X線分析は、フラックスに変動があることを示しました。ただし、視線に沿った列密度の変化は検出されませんでした。その変動性は、AGN降着率の変化の結果である可能性があります。
JWST NIRSpec Spectroscopy によって明らかにされた、3 < z < 4 のかすかな古い巨大な静止銀河の集団
| Title |
A_population_of_faint,_old,_and_massive_quiescent_galaxies_at_3_ |
| Authors |
Themiya_Nanayakkara,_Karl_Glazebrook,_Colin_Jacobs,_Corentin_Schreiber,_Gabriel_Brammer,_James_Esdaile,_Glenn_G._Kacprzak,_Ivo_Labbe,_Claudia_Lagos,_Danilo_Marchesini,_Z._Cemile_Marsan,_Hasti_Nateghi,_Pascal_A._Oesch,_Casey_Papovich,_Rhea-Silvia_Remus_and_Kim-Vy_H._Tran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11638 |
ビッグバンからわずか1-2Gyr後の時代に非常に大質量の静止銀河が存在することの確認[1-8]は、宇宙論と銀河形成のモデルに挑戦している[9]。これらを十分な数生成するには、大量の暗黒物質のハローが集まっている必要があり、星の形成が非常に速く進行し、その後同じ速さで停止するのに十分な時間が必要です。地上の分光法では、赤方偏移$3<z<4$で200～300Myr[3]の年代が示唆されています。しかし、これらの天体の真の数と年代は、地上のスペクトルがそれらの中で最も明るいものに限定されているため、非常に不確実でした[e.g.3,5]、波長~2$\mu$mで、若い天体に向けてかなりの潜在的なバイアスを導入します[7]。ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)の打ち上げにより、非常に低い空の背景、鮮明な画質、および2{\μ}mを超える波長へのアクセスにより、劇的に高感度で制約のある分光観測が可能になります。ここでは、JWSTNIRSpec[10](0.6-5.3$\mu$m)の5つの新しい静止銀河候補の観測結果を報告します。これは、以前の地上ベースの分光法の限界を超えていました。連続体を持つ銀河の高信号:ノイズスペクトルは、以前の確認よりもかなり暗いことを示しており、それらが赤方偏移3<z<4にあり、大質量銀河に匹敵する~0.5-1.2x1011M$\odot$のかなりの星質量を持っていることを示しています。近くの宇宙で。銀河の1つは、10億年以上にわたって消滅しており、これまでに地上での分光法によって明らかにされたものよりもかなり古くて暗い銀河が存在することを示しています。これは、大質量銀河のいくつかが非常に初期の形成時代(再イオン化の時代、z>~6)を持っていることを示唆しており、初期宇宙の最初の大質量銀河ハローでは、バリオンから星への高い変換率が必要であることを示しています[11,12]。
クラス0原始星コアにおけるダスト粒子配列の物理的条件
| Title |
Physical_conditions_for_dust_grain_alignment_in_Class_0_protostellar_cores |
| Authors |
Valentin_J._M._Le_Gouellec,_Ana\"elle_J._Maury,_Charles_L._H._Hull |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11899 |
クラス0原始星の高角度分解能観測により、これらの若い埋め込まれた天体のエンベロープ内の偏光ダスト放出の詳細なマップが作成されました。興味深いことに、ALMAによってもたらされた感度の向上により、特定の場所に驚くほど大量の偏光ダスト放射が含まれる、偏光フラクションの広いダイナミックレンジが明らかになりました。私たちの目的は、クラス0原始星の内部エンベロープ(~1000au)で観測された偏光ダスト放出の原因となる粒子配列条件とダスト特性を特徴付けることです。アルマ望遠鏡で得られた偏光ダスト放出マップを分析し、特定の分子トレーサー、主にCCHの分子線放出マップと比較しました。これにより、ダスト粒子配列理論の重要な要素の1つである照射野を調べることができました。CCHが流出キャビティ壁に向かってピークに達することを示します。ここでは、分極ダスト放出も強化されます。私たちの分析は、偏光強度の形態とCCH放出との間の暫定的な相関関係を提供し、キャビティ壁に衝突する放射場がこれらの領域の粒子配列と暖かい炭素鎖化学の両方に有利であることを示唆しています。流出空洞の壁に沿って発生する衝撃は、ダスト粒子の整列に寄与する追加の光子源を表す可能性があることを提案します。ただし、赤道面などのコアの一部は、たとえば放射トルクが理論的に十分に効率的でない場合など、放射による化学反応は観察されませんが、強化された偏光フラックスを示します。これは、ソースの形状やダスト粒子の進化などの追加の物理的条件が、粒子の整列に役割を果たす可能性があることを示唆しています。
初期の余韻をストライプジェットモデルでプロンプトGRBと中央エンジンに接続
ガンマ線バースト(GRB)残光を説明するための一般的に受け入れられているフレームワークにもかかわらず、中央エンジンのコンパクトなオブジェクトの性質と即時放出の背後にあるメカニズムについては議論が続いています。ストライプジェットモデルは、距離の関数としてのジェットバルク加速、磁化、および散逸プロファイルの関係を確実に予測できるため、さまざまなGRBステージを接続するための有望な場所です。ここでは、バーストの大きなサンプルでジェットが周囲ガスと相互作用を開始する大規模でのジェット流の磁化とバルクローレンツの制約を使用して、(i)GRB流のストライプジェットモデルをテストし、(ii)即時放出の予測と中央エンジンの性質に関する制約を研究する。モデルによって予測された放出の光球成分のピークは、サンプルのバーストの大部分で観測された即発放出スペクトルと一致し、放射効率は約10％であることがわかりました。さらに、バーストのピークエネルギーを中央エンジンのタイプと相関させるために2つの異なるアプローチを採用し、ブラックホールのものと比較して中性子星の中央エンジンと互換性のあるバーストが多いことを発見しました。最後に、モデルはストライプの長さスケールのより広い分布を支持し、ジェットストライプが単一の長さスケールによって特徴付けられる場合と比較して、より緩やかな散逸プロファイルをもたらすと結論付けます。
Fermi-LAT によるパルサー風星雲 HESS J1356-645 からの GeV ガンマ線放出
| Title |
GeV_gamma-ray_emission_from_pulsar_wind_nebula_HESS_J1356-645_with_Fermi-LAT |
| Authors |
Xi_Liu,_Xiaolei_Guo,_Yuliang_Xin,_Fengrong_Zhu,_Siming_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11426 |
HESSJ1356-645は、パルサーPSRJ1357-6429に関連するパルサー風星雲(PWN)であると考えられています。13年以上のFermiLargeAreaTelescope(LAT)データを使用して、HESSJ1356-645方向のGeVガンマ線放射を再解析します。5GeVを超える拡張ガンマ線放出は、HESSJ1356-645と空間的に一致することがわかっています。1GeV-1TeVのエネルギー範囲のスペクトルは、指数$\Gamma=1.51\pm0.10$のべき乗則で記述できます。HESSJ1356-645の広帯域スペクトルは、べき乗則電子スペクトルが壊れているレプトンモデルによって再現できます。さらに、HESSJ1356-645からのGeV放射の形態がエネルギーによって変化するという証拠を発見しました。これは、PWNVela-Xと同様の挙動です。より広帯域の観測は、HESSJ1356-645のエネルギー依存特性を研究するのに役立ちます。
新しいレッドバック ミリ秒パルサー 4FGL J1910.7-5320 の多波長観測
| Title |
Multi-Wavelength_Observations_Of_A_New_Redback_Millisecond_Pulsar_4FGL_J1910.7-5320 |
| Authors |
Ka-Yui_Au,_Jay_Strader,_Samuel_J._Swihart,_Lupin_C._C._Lin,_Albert_K._H._Kong,_Jumpei_Takata,_Chung-Yue_Hui,_Teresa_Panurach,_Isabella_Molina,_Elias_Aydi,_Kirill_Sokolovsky,_and_Kwan-Lok_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11618 |
未確認のフェルミ大面積望遠鏡(LAT)源、4FGLJ1910.7-5320、新しいレッドバックミリ秒パルサー連星の多波長観測の研究を提示します。4FGLJ1910.7-5320の4FGL95%エラー領域では、SOAR望遠鏡を使用した光学分光法によって確認されたCatalinaReal-TimeTransientSurvey(CRTS)から、軌道周期が8.36時間の連星の可能性が見つかりました。この光源は最近、TRAPUMプロジェクトによってレッドバックパルサーとして独自に発見され、私たちの予測を裏付けました。4FGLJ1910.7-5320の光スペクトルエネルギー分布を黒体モデルに当てはめ、コンパニオンがR=0.7R_sunの半径でロッシュローブを満たしていると仮定して、最大距離4.1kpcを推測します。12.6ksチャンドラX線観測を使用して、4FGLJ1910.7-5320のX線対応物を特定しました。このスペクトルは、光子指数1.0+/-0.4の吸収べき乗法によって記述できます。スペクトル硬X線の放出は、軌道変動の暫定的な証拠を示しています。12年以上のFermi-LATデータを使用して、{\gamma}線源の位置を改良しましたが、光学候補は依然として68%の位置誤差円内にあります。4FGLJ1910.7-5320に加えて、別の未確認のフェルミ源である4FGLJ2029.5-4237の4FGLカタログ95%エラー領域内に4.28時間の周期信号を持つ可変光源が見つかりました。ただし、{\gamma}線源は11.7ksのチャンドラ観測で有意なX線対応物を持たず、3-{\sigma}束の上限は2.4*10^-14ergcm^-2sです。^-1(0.3-7keV)。さらに、光源は最新のFermi-LAT95%エラーサークルの外にあります。これらの観察事実はすべて、この新しいレッドバックミリ秒パルサーが{\gamma}線源4FGLJ1910.7-5320に電力を供給している一方で、4FGLJ2029.5-4237が4.28時間変光星に相当する{\gamma}線ではないことを示唆しています。
強磁化中性子星の熱進化と放射特性
| Title |
Thermal_Evolution_and_Emission_Properties_of_Strongly_Magnetized_Neutron_Star |
| Authors |
Shubham_Yadav,_M._Mishra,_Tapomoy_Guha_Sarkar_and_Captain_R._Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11652 |
中性子星などのコンパクトな天体物理学的オブジェクトの放出特性は、重要な天文観測量に関連付けられていることがわかっています。現在の作業では、強力な放射状分布磁場の存在下で、修正されたトルマンオッペンハイマーフォルコフ(TOV)方程式系を使用して、非回転中性子星の質量、圧力、およびバリオン数密度プロファイルを取得します。上記のプロファイルを使用して、NSCoolコードを使用して、磁場を含む場合と含まない場合の時間の関数として、球対称中性子星の冷却速度を決定しました。プロファイルを取得するために、修正されたTOV方程式で特定の距離依存磁場を使用しました。中性子星のコアがハドロン物質で構成されていると仮定して、TOV方程式を解くために3つの異なる状態方程式を使用します。上記のプロファイルを使用して、NSCoolコードを使用して中性子星の冷却速度を取得します。さらに、冷却速度に基づいて、中性子星から放射されるニュートリノ、アクシオン、および光子の光度を、異なるアクシオン質量と3つの状態方程式の磁場の存在下と非存在下で決定します。私たちの比較研究は、磁場の影響により、アクシオン、光子、ニュートリノの収集率と光度が大幅に変化することを示しています。
宇宙線の化学組成の決定：未解決の問題と展望
宇宙線は、宇宙から地球にやってくる相対論的粒子です。実験的研究と理論的研究の両方で多大な努力が払われたにもかかわらず、それらの起源はまだ不明です.それらの性質を理解するための主な鍵の1つは、一次エネルギーの関数としての化学組成の決定です。この論文では、$10^{15}$eV以上の質量組成の測定値をレビューします。最初に、組成分析に関連するエアシャワー物理学の主な側面を要約します。光学、無線、および表面検出器を使用して行われた組成測定と、実験データの解釈に使用される現在の高エネルギーハドロン相互作用モデルによって課される制限について説明します。また、さまざまな実験で行われた光子とニュートリノの検索を確認します。これは、宇宙線の性質を理解するために重要であることに加えて、最高エネルギーでのフラックス内の重元素または軽元素の豊富さに関連する関連情報を提供できます。最後に、現在計画中または開発中の将来の組成測定についてまとめます。
高速雲複合体 M の超新星起源の電波とガンマ線の証拠
| Title |
Radio_and_Gamma-ray_Evidence_for_the_Supernova_Origin_of_High_Velocity_Cloud_Complex_M |
| Authors |
Joan_T._Schmelz_and_Gerrit_L._Verschuur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11823 |
BekhtiらのHI4PIサーベイからの$\lambda$-21-cm銀河の中性水素原子データを使用します。(2016)とImagingComptonTelescopeからの0.75-30MeV$\gamma$線放出を基に、高速雲複合体Mを加速した起源イベントを検索しました。$l-b$、$l-v$、および$b-vの電波プロット$($l$,$b$)$\sim$(150$^{\circ}$,50.$^{\circ}$)を中心とし、約$\pm$33$^{\円}$。キャビティが最もよく見えるのは、-25kms$^{-1}$の速度であり、背面(後退)面に円形の断面が示されています。複合体Mは、-85kms$^{-1}$で、前面(接近中)にあります。$\gamma$線放出はいくつかの極小値を明らかにし、最大のものは($l$,$b$)$\sim$(150$^{\circ}$,50.$^{\circ}$)を中心とし、無線データで見られる空洞の位置と範囲と一致します。複合体Mまでの既知の距離を使用し、キャビティが球形であると仮定すると、キャビティの元の爆発源までの距離(D=307pc)をブートストラップし、キャビティの半径(R=166pc)を計算して、キャビティの膨張速度V$_E$$\approx$40km$s^{-1}$。膨張する空洞の総エネルギーは3.0$\pm$1.0${\times}$10$^{50}$エルグであり、十分に単一の超新星の範囲内です。これらの結果は、この爆発が約400万年前に起こったことを示しています。この超新星からの爆風が外側に伝播するにつれて、それは星間ガスを一掃し始め、ローカルチムニー(ローカルバブルの低密度の延長)を切り開き、銀河のハローに到達しました。
ANTARESによる銀河海嶺からのTeVニュートリノ放出のヒント
| Title |
Hint_for_a_TeV_neutrino_emission_from_the_Galactic_Ridge_with_ANTARES |
| Authors |
A._Albert_(1_and_2),_S._Alves_(3),_M._Andr\'e_(4),_M._Ardid_(5),_S._Ardid_(5),_J.-J._Aubert_(6),_J._Aublin_(7),_B._Baret_(7),_S._Basa_(8),_Y._Becherini_(7),_B._Belhorma_(9),_M._Bendahman_(7_and_10),_F._Benfenati_(11_and_12),_V._Bertin_(6),_S._Biagi_(13),_M._Bissinger_(14),_J._Boumaaza_(10),_M._Bouta_(15),_M.C._Bouwhuis_(16),_H._Br\^anza\c{s}_(17),_R._Bruijn_(16_and_18),_J._Brunner_(6),_J._Busto_(6),_B._Caiffi_(19),_D._Calvo_(3),_S._Campion_(20_and_21),_A._Capone_(20_and_21),_L._Caramete_(17),_F._Carenini_(11_and_12),_J._Carr_(6),_V._Carretero_(3),_S._Celli_(20_and_21),_L._Cerisy_(6),_M._Chabab_(22),_T._N._Chau_(7),_R._Cherkaoui_El_Moursli_(10),_T._Chiarusi_(11),_M._Circella_(23),_J.A.B._Coelho_(7),_A._Coleiro_(7),_R._Coniglione_(13),_P._Coyle_(6),_A._Creusot_(7),_A._F._D\'iaz_(24),_B._De_Martino_(6),_et_al._(109_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11876 |
天の川銀河の内部にある星間物質中の宇宙線陽子、原子核、電子の相互作用により、銀河海嶺から$\gamma$線フラックスが生成されます。$\gamma$線放出が陽子と原子核の相互作用によって支配されている場合、$\gamma$線フラックスに匹敵するニュートリノフラックスが同じ空の領域から予想されます。ANTARESニュートリノ望遠鏡によって収集されたデータは、銀河海嶺からのニュートリノフラックスを1～100TeVのエネルギー範囲に制限するために使用されます。トラックとシャワーの両方として再構築されたニュートリノイベントが分析で考慮され、選択は領域$|l|の超過の検索用に最適化されます。<30\deg$、$|b|<2\度$。検索領域で予想される背景は、同様の空の範囲を持つオフ領域を使用して推定されます。勾配が$\Gamma_\nu=1$から$4$のべき乗則スペクトルから発生するニュートリノ信号が、両方のチャネルでシミュレートされます。観測されたエネルギー分布は、リッジからのニュートリノ放出を制限するように適合されています。信号領域のエネルギー分布は、$\sim96\%$信頼レベルでバックグラウンドの期待値と一致しません。バックグラウンドでの軽度の超過は、勾配$2.45^{+0.22}_{-0.34}$のべき乗法則とフラックスの正規化$dN_\nu/dE_\nu=4.0^{+2.7}を持つニュートリノフラックスと一致しています。_{-2.0}\times10^{-16}\text{GeV}^{-1}\text{cm}^{-2}\text{s}^{-1}\text{sr}^{-1}$40TeV基準エネルギーで。観測された銀河海嶺からの$\gamma$線フラックスの大部分が、PeVエネルギー範囲に十分に広がるべき乗則スペクトルを持つ宇宙線陽子と原子核の相互作用に由来する場合、そのようなフラックスは予想されるニュートリノ信号と一致します。
CHIME/FRB によって検出された 13 の反復する高速電波バーストのサブアーク分ローカリゼーション
| Title |
Sub-arcminute_localization_of_13_repeating_fast_radio_bursts_detected_by_CHIME/FRB |
| Authors |
Daniele_Michilli,_Mohit_Bhardwaj,_Charanjot_Brar,_Chitrang_Patel,_B.M._Gaensler,_Victoria_M._Kaspi,_Aida_Kirichenko,_Kiyoshi_W._Masui,_Ketan_R._Sand,_Paul_Scholz,_Kaitlyn_Shin,_Ingrid_Stairs,_Tomas_Cassanelli,_Amanda_M._Cook,_Matt_Dobbs,_Fengqiu_Adam_Dong,_Emmanuel_Fonseca,_Adaeze_Ibik,_Jane_Kaczmarek,_Calvin_Leung,_Aaron_B._Pearlman,_Emily_Petroff,_Ziggy_Pleunis,_Masoud_Rafiei-Ravandi,_Pranav_Sanghavi,_Shriharsh_P._Tendulkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11941 |
望遠鏡からのチャネル化された電圧に対する干渉技術を使用して、CHIME/FRBによって発見された13の反復する高速電波バースト(FRB)の改善された空の局在化について報告します。これらのいわゆる「ベースバンドローカリゼーション」は、過去の研究で示されたローカリゼーションの不確実性領域を3桁以上改善します。改善されたローカリゼーション領域は、フォローアップ研究を可能にするために、FRBの完全なサンプルに対して提供されます。ローカリゼーションの不確実性と、それらの分散測定(DM)からのソース距離の制限により、2つのFRBソースの可能性のあるホスト銀河を特定することができます。FRB20180814Aは、z~0.068の巨大な受動的な赤い渦巻きの中にあり、星形成の兆候はほとんどありません。一方、FRB20190303Aは、z~0.064の渦巻銀河の合体ペアにあり、かなりの星形成を受けています。これらの銀河は非常に異なる特徴を示しており、繰り返されるサブクラスの間でさえも、さまざまな環境でFRB前駆銀河の存在をさらに確認しています。
ngEHT 分析の課題
| Title |
The_ngEHT_Analysis_Challenges |
| Authors |
Freek_Roelofs,_Lindy_Blackburn,_Greg_Lindahl,_Sheperd_S._Doeleman,_Michael_D._Johnson,_Philipp_Arras,_Koushik_Chatterjee,_Razieh_Emami,_Christian_Fromm,_Antonio_Fuentes,_Jakob_Knollmueller,_Nikita_Kosogorov,_Hendrik_Mueller,_Nimesh_Patel,_Alexander_Raymond,_Paul_Tiede,_Thalia_Traianou,_Justin_Vega |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11355 |
次世代のイベントホライズンテレスコープ(ngEHT)は、イベントホライズンテレスコープ(EHT)アレイを大幅に強化したもので、$\sim10$の新しいアンテナと既存のアンテナの機器のアップグレードを備えています。増加した$uv$カバレッジ、感度、および周波数カバレッジにより、幅広い新しい科学の機会を探索することができます。ngEHT分析チャレンジは、ngEHTアレイ設計、科学目的、および分析経路の開発を知らせるために開始されました。チャレンジごとに、合成EHTおよびngEHTデータセットが理論的なソースモデルから生成され、チャレンジ参加者に公開されます。参加者は、画像再構成やその他の方法を使用してデータセットを分析します。提出された分析結果は、定量的な指標で評価されます。この作業では、最初の2つのngEHT分析の課題について報告します。これらは、M87*とSgrA*の静的モデルと動的モデルに焦点を当てており、M87*の拡張ジェット構造とSgrA*の水平線に近い時間スケール変動の高品質の動画を参照ngEHTアレイによって再構築できることを示しています。現在の分析アルゴリズムを使用して、現実的な観察条件で。これらのアルゴリズムと分析戦略の改善の余地がまだある領域を特定します。その他のサイエンスケースと配列は、今後の課題で検討されます。
BANZAI を使用した自動分光データ削減
| Title |
Automatic_Spectroscopic_Data_Reduction_using_BANZAI |
| Authors |
Curtis_McCully_and_Matthew_Daily_and_G._Mirek_Brandt_and_Marshall_C._Johnson_and_Mark_Bowman_and_Daniel-Rolf_Harbeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11381 |
時間領域の天文学は、近年、データ量を増加させ、データ削減の緊急性を高めています。スペクトルは、天体物理現象に対する重要な洞察を提供しますが、複雑な削減が必要です。ラスクンブレス天文台には6台の分光器があります。2台の低分散FLOYDS装置と4台のNRES高解像度エシェル分光器です。人間の介入なしでスペクトルを自動的に処理するために、データ削減フレームワークの拡張であるBANZAIを提示します。また、人間の検査と分光学的削減の改善のために開発したインタラクティブなツールも紹介します。ここで紹介したようなツールは、現在および将来の時間領域天文学からの科学的成果を最大化するために不可欠です。
| Title |
CubeSats_for_Gamma-Ray_Astronomy |
| Authors |
Peter_F._Bloser_(Los_Alamos_National_Laboratory),_David_Murphy_(Centre_for_Space_Research_and_School_of_Physics,_University_College_Dublin),_Fabrizio_Fiore_(INAF,_Osservatorio_Astronomico_di_Trieste),_and_Jeremy_Perkins_(NASA_Goddard_Space_Flight_Center) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11413 |
主に教育目的で宇宙を何年も飛行した後、CubeSats(「1U」ユニット、または各辺が10cmの立方体の配置に対応するフォームファクターを備えた小型衛星)は、技術の進歩と進歩のための貴重なプラットフォームとして独自のものになりました。科学的調査。CubeSatsは、学生や初期のキャリア研究者からの多大な貢献により、比較的小規模なチームによって構築、テスト、および運用されるペイロード用のスペースへの比較的迅速かつ低コストのアクセスを提供します。コンパクトで低電力の検出器、読み出し電子機器、およびフライトコンピューターの継続的な進歩により、CubeSatミッションの制約内に収まるX線およびガンマ線センシングペイロードが可能になり、新しい技術と革新的な高精度の軌道上デモンストレーションが可能になりました。エネルギー天文学観測。ガンマ線を感知するCubeSatは、ガンマ線バースト、太陽フレア、地球のガンマ線フラッシュなどの明るい過渡現象を検出して位置を特定することにより、マルチメッセンジャーの時間領域天文学の新時代に重要な貢献をすることは確実です。ただし、ガンマ線偏光測定、核線の研究、拡散バックグラウンドの測定など、低バックグラウンド環境での長時間の観測を必要とする他の天体物理科学分野も同様に恩恵を受ける可能性があります。高エネルギー天文学のためのキューブサットの主な利点を提示し、現在または間もなく研究される科学分野を強調し、現在運用中、開発中、または提案されているミッションを確認します。ガンマ線天文学用のCubeSatの豊富なポートフォリオがすでに存在しており、近い将来、創造的で科学的に生産的な幅広いミッションの可能性が非常に高いです。
PACMAN: Hubble Wide Field Camera 3 IR Grism データを削減および分析するためのパイプライン
ここでは、HST/WFC3データを削減および分析するために開発されたエンドツーエンドのパイプラインであるPACMANを紹介します。パイプラインには、スペクトル抽出とライトカーブフィッティングの両方が含まれます。PACMANの基盤はすでに多数の出版物で使用されており(Kreidbergetal.,2014;Kreidbergetal.,2018など)、これらの論文はすでに数百回の引用を蓄積しています。ハッブル宇宙望遠鏡(HST)は、太陽系外惑星の特性評価のための卓越した主力施設となっています。HSTは現在、広いスペクトル範囲で太陽系外惑星を特徴付けるための最も強力な宇宙ベースのツールを2つ持っています。UVのSpaceTelescopeImagingSpectrograph(STIS)と近赤外線のWideFieldCamera3(WFC3)です。露光中に星が分散方向に対して垂直に移動するWFC3での空間スキャンモードの導入により、オーバーヘッド時間の削減と飽和のない長時間の露光の可能性により、WFC3の観測は非常に効率的になりました。系外惑星の特性評価では、WFC3を使用して、トランジットと二次食の分光法、および位相曲線の観測を行います。この装置には2つの異なるグリズムがあります。スペクトル範囲が800nmから最大1150nmまでのG102と、1075nmから約1700nmまでをカバーするG141です。WFC3/G141のスペクトル範囲は、主に約1.4ミクロンの水からの分子吸収に敏感です。これにより、10を超える系外惑星の大気中の水の検出に成功しました。WFC3の青い部分であるG102グリズムも水に敏感であり、最も注目すべきは、ヘリウム外気圏の最初の検出につながりました。
一次対物グレーティング望遠鏡: 光学特性とアプリケーションの実現可能性
| Title |
Primary_Objective_Grating_Telescopy:_Optical_Properties_and_Feasibility_of_Applications |
| Authors |
Leaf_Swordy,_Heidi_Jo_Newberg,_and_Thomas_Ditto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11443 |
一次対物グレーティング(POG)望遠鏡の理論的基礎を開発します。近年、大きなグレーティング上で光を収集し、グレージングエクソダスに配置された二次受光光学系で焦点を合わせる幅広い望遠鏡設計がThomasD.Dittoによって提案されており、Dittoscopesと呼ばれることもあります。アプリケーションには、太陽系外惑星の発見と特徴付け、地球に近い小惑星の発見、空の分光調査が含まれます。これらの望遠鏡は空中質量が小さいため、大型望遠鏡を宇宙に打ち上げるための経路を提供します。この一連の望遠鏡の設計は、従来の望遠鏡の設計とは異なるため、どのアプリケーションがこの設計に最も有利であるかを評価することは困難でした。ここでは、POGの光子収集能力を特徴付ける新しい性能指数、「変更されたエタンデュ」を定義します。観察のための回折限界は格子の長さによって決定されることが実証されています。地上ベースのアプリケーションの大気シーイングの効果と、2番目の分散要素を使用して焦点面での位置対波長の曖昧さの解消を評価します。最後に、POGの光学特性の利点を十分に享受するための戦略について説明します。
Gaia AVU-GSR 並列ソルバー: エクサスケール システムの観点から見た LSQR ベースのアプリケーションの予備研究
| Title |
The_Gaia_AVU-GSR_parallel_solver:_preliminary_studies_of_a_LSQR-based_application_in_perspective_of_exascale_systems |
| Authors |
Valentina_Cesare,_Ugo_Becciani,_Alberto_Vecchiato,_Mario_Gilberto_Lattanzi,_Fabio_Pitari,_Mario_Raciti,_Giuseppe_Tudisco,_Marco_Aldinucci_and_Beatrice_Bucciarelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11675 |
GaiaAstrometricVerificationUnit-GlobalSphereReconstruction(AVU-GSR)ParallelSolverは、天の川銀河の$\sim$10$^8$星の天文パラメータ、ガイア衛星の姿勢と機器の仕様、およびポストニュートン形式のグローバルパラメータ$\gamma$。このコードは、係数行列$\mathbf{A}$が大きい($\sim$$10^{11}\times10^8$要素)でスパース。この連立方程式を解くために、コードは反復PC-LSQRアルゴリズムのハイブリッド実装を利用します。ここでは、係数行列のさまざまな水平部分に関連する計算が個別のMPIプロセスに割り当てられます。元のコードでは、行列の各部分がさらにOpenMPスレッドで並列化されています。コードのパフォーマンスをさらに向上させるために、アプリケーションをGPUに移植し、OpenMP並列化言語をOpenACCに置き換えました。このポートでは、データの$\sim$95%が反復サイクル全体の開始時にホストからデバイスにコピーされ、コードは$data$$-$$transfer$ではなく$compute$$bound$になります。$bound$。OpenACCコードは、OpenMPバージョンよりも$\sim$1.5高速化されていますが、さらなる最適化が進行中で、より高いゲインが得られます。コードは複数のGPUで実行され、2022年にCINECAにインストールされるプレエクサスケールシステムLeonardoへの移植を見越して、CINECAスーパーコンピューターMarconi100でテストされました。
Gaia Data Release 3: Gaia スキャン角度依存信号とスプリアス期間
| Title |
Gaia_Data_Release_3:_Gaia_scan-angle_dependent_signals_and_spurious_periods |
| Authors |
B._Holl,_C._Fabricius,_J._Portell,_L._Lindegren,_P._Panuzzo,_M._Bernet,_J._Casta\~neda,_G._Jevardat_de_Fombelle,_M._Audard,_C._Ducourant,_D.L._Harrison,_D.W._Evans,_G._Busso,_A._Sozzetti,_E._Gosset,_F._Arenou,_F._De_Angeli,_M._Riello,_L._Eyer,_L._Rimoldini,_P._Gavras,_N._Mowlavi,_K._Nienartowicz,_I._Lecoeur-Ta\"ibi,_P._Garc\'ia-Lario,_D._Pourbaix |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11971 |
コンテキスト:GaiaDR3時系列データには、時間依存のスキャン角度に関連する偽信号が含まれる場合があります。目的:スキャン角度に依存する信号の起源と、それらがどのようにスプリアス周期につながるかを説明し、データ内でそれらを識別するための統計を提供し、GaiaDR3データおよび将来のリリースでそれらを処理する方法を提案することを目指しています。方法:実際のGaiaデータを、数値モデルと分析モデルとともに使用して、データで観察された特徴を視覚化し、説明します。結果:Gaiaデータを使用して、ソース構造(多重度または拡張度)または近くの明るい天体からの汚染が、フォトメトリック、アストロメトリック、および(間接的に)視線速度の時系列が導出される画像パラメーターの決定にバイアスを引き起こす可能性があることを示しました。これらのバイアスは、機器の時間依存のスキャン方向の関数であるため、スキャン角度に依存する信号が導入される可能性があり、その結果、特定のスプリアス周期信号が発生する可能性があります。数値シミュレーションは、スプリアス周期で観測される一般的な構造と、測光と天文の空間分布を定性的に再現します。さまざまな統計により、影響を受けるソースを特定できます。結論:走査角度に依存する信号とそれに続くスプリアス期間の起源はよく理解されており、大部分は、分離が<0.5"の固定方向光学ペア(その中でP>>5yのバイナリ)と(コア)によって引き起こされます。影響を受けた派生パラメータを持つソースの大部分はGaiaアーカイブから除外されていますが、注意して扱う必要があるGaiaDR3データが残っています(例えば、gaia_sourceはそのままでした).影響を受けるソースを特定してフィルタリングするためにのみ使用されますが、代わりに、特にサブアーク秒スケールのバイナリーに関して、他の手段では入手できないそれらに関する新しい情報を明らかにします。
GlobULes-IV。 UVIT/AstroSat による NGC 362 の青色はぐれ星に伴われる極低質量白色矮星の検出
| Title |
GlobULeS-IV._UVIT/AstroSat_detection_of_extremely_low_mass_white_dwarf_companions_to_blue_straggler_stars_in_NGC_362 |
| Authors |
Arvind_K._Dattatrey,_R.K.S._Yadav,_Sharmila_Rani,_Annapurni_Subramaniam,_Gaurav_Singh,_Snehalata_Sahu,_Ravi_S._Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11302 |
AstroSatsUltraVioletImagingTelescope(UVIT)からの画像を使用して、銀河球状星団NGC362内の青色はぐれ星(BSS)の伴星として極低質量白色矮星(ELMWD)を発見したことを報告します。26FUVブライトメンバーBSSのスペクトルエネルギー分布(SED)は、UVIT、UVOT、GaiaEDR3、および2.2mESO/MPI望遠鏡からのデータを使用して作成されます。単一のSEDは14のBSSに適合しますが、二重SEDの適合により、調査した26のBSSのうち12でバイナリコンパニオンとしてELMWDが明らかになりました。12個のELMWDの有効温度、半径、光度、および質量には範囲があることがわかっています(Teff=9750～18000K、R=0.1～0.4Rsun、L=0.4～3.3Lsun、およびM=0.16～0.20Msun)。.これらは、12のBSSがケースA/Bの物質移動経路を通じて形成された物質移動後のシステムであることを示唆しています。私たちの知る限り、これは球状星団のBSSの仲間としてのELMWDの最初の発見です。このクラスターはバイナリBSSシーケンスを持つことが知られており、12個のバイナリBSSと14個の単一BSS(SEDで分類)は、色等級図でBSSの物質移動と衝突シーケンスに従います。9つのELMWDの冷却年代は5億年未満であることがわかっています。バイナリBSSはコアの崩壊時(約2億年)またはクラスターの動的進化の一部として形成された可能性がありますが、このクラスターのダイナミクスに関する新しい洞察を提供します。
噴出フィラメントのアンカーポイントからの太陽フレア硬X線
| Title |
Solar_flare_hard_X-rays_from_the_anchor_points_of_an_eruptive_filament |
| Authors |
Muriel_Zo\"e_Stiefel,_Andrea_Francesco_Battaglia,_Krzysztof_Barczynski,_Hannah_Collier,_Anna_Volpara,_Paolo_Massa,_Conrad_Schwanitz,_Sofia_Tynelius,_Louise_Harra,_S\"am_Krucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11327 |
コンテクスト。GOESM1.8フレアの分析を提示し、UV、EUV、およびX線の優れた観測範囲を備えています。これには、IRIS、AIAを備えたSDO、Hinode/EIS、Hinode/XRT、および分光計を備えたソーラーオービターからの観測が含まれます。/イメージングX線用望遠鏡（STIX）。硬X線の放出は、フレアループの足元で観測されることが多く、コロナでもときどき観測されます。このフレアでは、4つの非熱硬X線源が見られます。標的。私たちの目的は、このフレアで4つの個別の非熱源を観測できる理由と、これら4つの源の物理的特性をどのように特徴付けることができるかを理解することです。メソッド。多波長アプローチを使用してフレアを分析し、4つのソースを特徴付けました。これを行うために、異なる波長でのイメージングと、EUVおよびX線範囲での分光フィッティングを組み合わせました。結果。フレアは関連するコロナ質量放出を伴う噴火であり、EUVとX線で見られる加熱されたフレアループの古典的なフレア画像と、ループの端にある2つの非熱硬X線フットポイントを示しています。主なフレア源に加えて、主なフレアループから東西に離れた場所に、UV、EUV、および非熱X線範囲の2つの外部源が観測されました。2つの外部ソースは時間的に明らかに相関しており、合計約4分間続く衝動的フェーズの最初の2分間にのみ見られます。結論。分析に基づいて、外側のソースが噴出するフィラメントのアンカーポイントであると判断しました。硬X線の放出は、フレアによって加速された電子がフィラメントに上向きに注入され、フィラメントに沿って彩層に向かって沈殿し、制動放射を生成すると解釈されます。このような情報源は存在すると推測されてきましたが、これが検出された最初の報告です。
赤色巨星の内核における構造不連続の証拠
| Title |
Evidence_of_structural_discontinuities_in_the_inner_core_of_red-giant_stars |
| Authors |
Mathieu_Vrard,_Margarida_S._Cunha,_Diego_Bossini,_Pedro_P._Avelino,_Enrico_Corsaro_and_Benoit_Mosser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11393 |
赤色巨星は、星の進化の後期段階にある星です。コアで水素の供給を使い果たしたため、周囲のシェルで水素を燃焼させます。中心部のヘリウムが融合を開始すると、星はクランプ段階に入ります。これは、色等級図で顕著な特徴として識別されます。塊星は同様の観測特性を共有しているため、天体物理学の研究で、距離、銀河の絶滅、銀河の密度、星の化学進化のプローブとして頻繁に使用されています。この作業では、ケプラーの星震データを使用して、塊星の最も深い層の詳細な観測特性を実行します。私たちのサンプルの約6.7%の星に大きなコア構造の不連続性の証拠が見つかりました。これは、対流コア境界を超えた混合領域に放射熱成層があることを意味します。それ以外の点では、これらの星はサンプルの残りの星と似ており、不連続性の構築が断続的な現象であることを示している可能性があります。
回転差構築のための角運動量輸送の空間スケール依存性の研究
| Title |
Investigation_of_the_dependence_of_angular_momentum_transport_on_spatial_scales_for_construction_of_differential_rotation |
| Authors |
K._Mori_and_H._Hotta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11502 |
太陽のような星の数値シミュレーションを使用して、角運動量輸送(AMT)の空間スケールへの依存性を調べます。乱流は、太陽の回転差(DR)を構築する上で重要な役割を果たしていると考えられています。DRの構成メカニズムを分析するために広く使用されている方法では、流れは「平均流」と「乱流」の2つのコンポーネントに分割されます。「乱流」には幅広い空間スケールのスペクトルが含まれます。AMTの機能は、スケールによって異なると予想されます。この研究では、角運動量フラックス(AMF)を分解して、AMFの空間スケールへの依存性を調査します。結果を反太陽型(高速極)および太陽型(高速赤道)のDRと比較します。結論は次のように要約されます。1.半径方向外側のAMTは、回転が制約されたシステムで大規模(60Mm<L<120Mm)に見られます。2.スケール統合されたAMFが負の場合でも、特定のスケールで正のAMFが観測されることがあります。3.小規模な乱流は、角運動量を半径方向内側に輸送する傾向があり、反太陽DRを引き起こします。これは、高解像度シミュレーションが太陽のようなDRの負の要因であることを示しています。AMFを分解する私たちの方法は、DRの角運動量と構築メカニズムの深い理解を提供します。
2.5m広視野サーベイ望遠鏡によるIa型超新星探索の展望
| Title |
Prospects_of_Searching_for_Type_Ia_Supernovae_with_2.5-m_Wide_Field_Survey_Telescope |
| Authors |
Maokai_Hu,_Lei_Hu,_Ji-an_Jiang,_Lin_Xiao,_Lulu_Fan,_Junjie_Wei,_Xuefeng_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11535 |
タイプIa超新星(SNeIa)は、炭素-酸素白色矮星(WD)の熱核爆発であり、距離の指標としてよく知られています。しかし、チャンドラセカール限界近くでWDがどのように質量を増加させ、熱核の暴走がどのように起こるかはまだ不明です。爆発から数時間から数日以内の測光データなど、これらの未解決の問題に関連する観察の手がかりはほとんどありません。したがって、重要な方法は、最適な調査を使用して特定のエポックでSNeIaを発見することです。2.5mの広視野測量望遠鏡(WFST)は、中国西部に配備される予定の測量施設です。この論文では、WFSTの模擬観測でSNeIaの検出可能性を評価します。体積率に続いて、データベースのモデルに基づいてSNeIaのスペクトル系列を生成し、視線減衰を導入して観測者からの明るさを計算します。観測条件の影響を受けるWFSTの検出限界と比較することで、模擬WFST観測で発見されたSNeIaの数を数えることができます。WFSTは1年以内に$3.0\times10^{4}$以上の事前最大SNeIaを見つけることができると予想しています。特に、WFSTは約45の明るいSNeIa、99の初期段階のSNeIa、または$1.1\times10^{4}$$1.1\times10^{4}$の十分に観測されたSNeIaを、仮説のワイド、ディープ、またはミディアムモードでそれぞれ発見でき、WFSTが時間領域天文学の有力な施設。
高速太陽風のバックマッピングにおける不確実性の推定
| Title |
Estimating_uncertainties_in_the_back-mapping_of_the_fast_solar_wind |
| Authors |
Alexandros_Koukras,_Laurent_Dolla,_Rony_Keppens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11553 |
太陽風バックマッピングは、弾道マッピングと磁気マッピングを組み合わせたものです。派生したバックマップ位置に影響を与える可能性のあるさまざまなモデル要素を調べることで、ソース位置のより正確な推定とマッピング手順の信頼度を提供することを目指しています。これは、リモートセンシングとその場測定との接続を改善するために使用できます。弾道マッピングのために、カスタムの速度プロファイルを作成しました。これらのプロファイルは、太陽に近い高速太陽風の観測によって制約され、マッピングの不確実性を調べるために使用されます。太陽表面からソース表面までのコロナ磁場トポロジーは、PFSS外挿法でモデル化されています。外挿されたフィールドの感度は、入力マグネトグラムにノイズを追加し、モンテカルロシミュレーションを実行することによって調べられます。複数のノイズを実現するために、太陽風のソース位置を計算します。次に、ソースサーフェスの高さのような自由パラメータの効果が調べられ、統計的推定値が導き出されます。ガウス混合クラスタリングを使用して、さまざまな不確実性の原因により、バックマップされたポイントをグループ化し、太陽風の発生源の場所の信頼領域を提供しました。さらに、バックマッピングの結果を評価するためにいくつかのメトリクスを計算し、3つの高速ストリームイベントを調べることでそれらの統計的有意性を評価しました。最後に、太陽に近い太陽風のソース領域に対する共回転の影響を調査しました。私たちの結果は、ソース表面の高さが高速太陽風のソース領域で最大の不確実性を生み出し、その後に速度プロファイルの選択と入力マグネトグラムのノイズが続くことを示しています。さらに、その場で測定された高速太陽風の潜在的な発生源領域を表す太陽表面の信頼領域を導出する機能を示します。
pyUPMASK とランダム フォレスト ハイブリッド法を使用して、Gaia EDR3 で 46 の新しい散開星団候補を特定
| Title |
Identify_46_New_Open_Clusters_Candidates_In_Gaia_EDR3_Using_pyUPMASK_and_Random_Forest_Hybrid_Method |
| Authors |
Huanbin_Chi,_Shoulin_Wei,_Feng_Wang,_Zhongmu_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11569 |
散開星団(OCs)は、星の進化理論を理解し、星のモデルを検証するためのトレーサーと見なされます。この研究では、OCを特定するための堅牢なアプローチを提示しました。pyUPMASKとRFのハイブリッドメソッドを最初に使用して、フィールドスターを削除し、より信頼性の高いメンバーを決定します。次に、GaiaDR2およびEDR3からの3714個のOCサンプルに基づいて構築されたRFアルゴリズムに基づく識別モデルを適用して、OC候補を識別します。OC候補は、等時線フィッティング、高度な恒星人口合成(ASPS)モデルのフィッティング、および目視検査の後に取得されます。提案されたアプローチを使用して、868の候補を再検討し、GaiaEDR3の友人の友人アルゴリズムによってそれらを予備的にクラスター化しました。すでに報告されている散開星団を除いて、残りの300個の未知の候補に注目しました。フィッティング品質の高いものから低いものまで、これらの未公開の候補は、それぞれクラスA(59)、クラスB(21)、およびクラスC(220)にさらに分類されました。その結果、クラスAとクラスBの間で46個の新しい信頼できる散開星団候補が目視検査後に特定されました。
Gaia DR3 GSP-Spec カタログで非常に金属の少ない星を回収する
| Title |
Recovering_the_very_metal-poor_stars_in_the_Gaia_DR3_GSP-Spec_catalog |
| Authors |
Tadafumi_Matsuno,_Else_Starkenburg,_Eduardo_Balbinot,_Amina_Helmi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11639 |
コンテキスト:最新のGaiaデータリリース(DR3)では、GSP-Specモジュールは、RVSスペクトルのみから測定された恒星パラメーターと化学存在量を提供しました。しかし、非常に金属の少ない星(VMP星;$[\mathrm{Fe/H}]<-2$)は、スペクトルの情報が不足しているため、パラメーターの縮退に悩まされ、信頼できる星のパラメーターと金属量を取得することが困難になります。それらの多くのために。目的:GSP-Specモジュールで解析されたVMP星の金属量の推定を改善することを目指しています。方法:GSP-Spec恒星パラメーターの公開セットからCaトリプレット相当幅を計算します。次に、Gaiaおよび2MASSカタログに基づいて導出した測光温度と表面重力を採用して、これらの取得した等価幅を金属量に変換します。結果:高解像度の研究と比較すると、VMP星の推定金属量が大きくずれているケースが、私たちのアプローチによって劇的に減少することがわかります。現在、VMP星の$23\%$だけが、高解像度の値から$0.5\,\mathrm{dex}$以上異なる金属量を持っていますが、この割合は、GSP-Specによる元の金属量推定では$76\%$です。モジュール。信頼できる金属量を持つ星をできるだけ多く残しながら、金属量の推定値が低い星を取り除く方法を探ります。改善された金属量推定と新しい品質カットにより、明るい($G\lesssim13$)金属の少ない星のカタログが作成され、$[\mathrm{Fe/H}]<-3$にある57個の星と2202個のVMP星が含まれます。.これらの数は、金属に富んだ汚染物質のレベルを低く抑えることができれば、174と2794に増加します。結論:測光情報を含めることは、パラメーターの縮退を破ることに大きく貢献し、GaiaRVSスペクトルからVMP星の正確な金属量推定を可能にします。高解像度のフォローアップに適した、明るい金属の少ない星の公開カタログを作成します。
偏心高質量X線連星の進化。 GX301-2の場合
中性子星の形成は、超新星などの強力な天体物理的過渡現象に関連しています。多くの場合、超新星爆発の非対称性が、観測された中性子星の大きな速度の原因であると考えられています。我々は、中性子星GX301-2を含む特定の偏心大質量X線連星の完全な進化の歴史を研究し、中性子星形成時のネイタルキックを特徴づけることを目指しています。公開されている恒星進化コードMESAを使用して、バイナリを初期段階からコア崩壊シナリオまで進化させました。観測に基づいて出生キック分布を組み込み、X線バイナリフェーズ中の進化を継続し、GX301-2の現在の観測に一致する候補を検索しました。初期質量の範囲は、初期質量比に応じて約$30$M$_\odot$未満に制限されることがわかります。これは、初期質量が高いとブラックホールが生成される可能性が高いためです。研究中の完全に保守的な物質移動シナリオでは、GX301-2の前駆体を生成できる、いわゆる物質移動のケースAである、ドナーがまだコアで水素を燃焼している場合の星間の相互作用のみです。ネイタルキックの研究では、さまざまな強さのキックが好まれています。これにより、軌道角運動量と中性子星のスピンの間の傾斜角が増加します。GX301-2のようなバイナリを生成できるのは、初期の前駆体パラメータ空間が狭い場合のみであると結論付けています。さらに、出生キックの強さは幅広い値に及ぶ可能性がありますが、バイナリの全身速度に関する新しいデータを考慮すると、制約を受ける可能性があります。最後に、銀河系のGX301-2などの連星の予想数の割合を$\sim6\times10^{-5}$と導出します。これは、GX301に似た連星が見つかる可能性が非常に低いことを意味します。-2.
2019 年皆既日食中のコロナの密度、温度、存在量: コロナ プラズマの特性評価における多波長観測の役割
| Title |
Coronal_Densities,_Temperatures_and_Abundances_During_the_2019_Total_Solar_Eclipse:_The_Role_of_Multi-Wavelength_Observations_in_Coronal_Plasma_Characterization |
| Authors |
G._Del_Zanna,_J._Samra,_A._Monaghan,_C._Madsen,_P._Bryans,_E._DeLuca,_H._Mason,_B._Berkey,_A._de_Wijn,_Y._Rivera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11889 |
AirborneInfraredSpectrometer(AIR-Spec)は、近赤外(NIR)波長範囲を探索する前例のない機会を提供します。2017年と2019年の2回の皆既日食で飛行しました。2回目の飛行(2019年7月2日)の大幅に改善された装置の波長範囲は、SXIからの2つの密度に敏感な線をカバーするようにシフトされました。この論文では、東端と西端の上のAIR-Specスリット位置からの結果を、Hinode/EIS、PolarCam検出器、およびSDO/AIAからの結果と比較することにより、温度、電子密度、および元素存在量の詳細な診断を研究します。EISEUVライン比から得られた電子密度、NIRSXI比から得られた電子密度、および偏光輝度PolarCam測定から得られた電子密度は、非常によく一致しています。電子密度は、肢の近くでLogNe[cm$^{-3}]$=8.4から、$R_0=1.3$で7.2まで低下しました。EISスペクトルは、西端の上の温度分布が約1.3MKで等温に近いことを示していますが、東端にはさらに高いT成分が含まれています。SiXおよびSXIのAIR-Spec放射輝度と、171、193、および211オングストロームバンドのAIAデータは、EISの結果と一致しています。EISとAIR-Specのデータは、硫黄の存在量(シリコンと比較して)が両方の地域で光球状であることを示しており、2017年の食の以前の結果を確認しています。AIAデータは、鉄の絶対量が光球状であることも示しています。私たちの分析は、NIR波長範囲の診断可能性の重要性、およびこの重要な波長範囲を信頼性が高く独立して使用して、コロナプラズマパラメータを決定できることを確認しています。
宇宙論的二重コピー関係
(A)dS$_{d+1}$で、グルオンとグラビトンの3点関数間の微分二重コピー関係を提示します。平面空間での散乱振幅のオンシェル運動学を自然に一般化する(A)dSの一連の微分演算子を導入します。これにより、振幅の運動学的変数を対応する微分演算子に置き換え、それらを適切に順序付けることによって、(A)dS相関器を構築する方法が提供されます。構成により、結果として得られる相関器は、正しいフラットスペース制限で明らかに等角的に不変であり、差分二重コピー構造を示します。
可視領域長寿命粒子からのダークマターとバリア形成
弱いスケールの質量を持つ長寿命フェルミオンと${\calO}({\rmGeV})$フェルミオン暗黒物質候補を含む標準モデルの最小限の拡張を提示します。これらはどちらもクォークと結合しています。放射線優勢相におけるTeVスケールの有色スカラーの崩壊は、暗黒物質も生成する一方で、前者を熱存在量にもたらします。その後、長寿命のフェルミオンが宇宙のエネルギー密度を支配し、初期の物質支配の期間を駆動します。それは、主にバリオンの非対称性を生成するバリオン数違反の相互作用を通じて崩壊し、暗黒物質への小さな分岐部分を伴い、宇宙を再加熱します。モデルの許容パラメーター空間を見つけ、提案された長寿命粒子検索と次世代の中性子-反中性子振動実験によってそれを調べることができることを示します。このモデルは、宇宙が$T\gtrsim{\calO}({\rmTeV})$で放射線優勢の段階にある限り、暗黒物質とバリオン形成の確固たる説明を提供します。
重い準安定粒子によって引き起こされた早期物質優勢時代(EMDE)を利用して、バリオンの非対称性と暗黒物質(DM)を説明するための斬新でシンプルなシナリオを提案します。EMDE内では、圧力が不足すると、原始ブラックホール(PBH)の形成が促進され、DMの遺物の豊富さに寄与する可能性があります。バリオン数と$CP$違反相互作用を持つ重い準安定粒子の最終的な崩壊は、宇宙を再加熱し、バリオンの非対称性を引き起こします。このセットアップでは、PBHがDM候補として機能するため、素粒子物理モデルは新しい安定した自由度を必要としない可能性があり、モデル構築側の自由度が高まります。例として、崩壊前の宇宙のエネルギー密度を支配する係数場が、最小超対称標準モデル(MSSM)の文脈で宇宙のDMとバリオンの両方の非対称性を説明できることを示します。不安定であり、バリオジェネシスに必要なRパリティ違反の相互作用により、DM候補になることはできません。
Sentinel-3 を使用したメタン漏れの毎日の検出と定量化: Sentinel-2 と Sentinel-5p を使用した段階的な衛星観測アプローチ
| Title |
Daily_detection_and_quantification_of_methane_leaks_using_Sentinel-3:_a_tiered_satellite_observation_approach_with_Sentinel-2_and_Sentinel-5p |
| Authors |
Sudhanshu_Pandey,_Maarten_van_Nistelrooij,_Joannes_D._Maasakkers,_Pratik_Sutar,_Sander_Houweling,_Daniel_J._Varon,_Paul_Tol,_David_Gains,_John_Worden,_Ilse_Aben |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11318 |
ツインSentinel-3衛星にはマルチバンド放射計が搭載されており、メタンに敏感な短波赤外線バンドで観測し、毎日のグローバルカバレッジと500mの地上ピクセル解像度を備えています。Sentinel-3のメタン観測能力と、そのカバレッジと解像度の組み合わせがSentinel-5pとSentinel-2の間でどのように適合するかを調査します。Sentinel-3の短波赤外線バンドからメタンプルームの増強を取得できることを示します。Sentinel-3による9t/hの最低排出量検出は、風速が低く、表面アルベドが高いという好ましい検出条件下で報告されています。2つのケーススタディを使用して、Sentinel-3ベースのメタン漏れの識別と監視を示します。モスクワ近郊のSentinel-3は、30km離れた2つの主要な短期間の漏出がガスパイプラインで同時に発生し、Sentinel-5pデータでは単一のメタンプルームとして現れることを示しています。アルジェリアのHassiMessaoud油/ガス田付近での大規模なSentinel-5p漏洩検出では、Sentinel-3が6日間連続して放出している漏洩施設を特定し、Sentinel-2が石油/ガス井の漏洩源を特定します。Sentinel-2とSentinel-3はまた、6日間の漏出に続いて、漏出ガスの燃焼が4か月続いたことを示しており、漏出の原因がガス井戸の爆発であることを示唆しています。Sentinel-3とSentinel-2によるこれらのリークのプルーム検出から同様のソースレートの定量化が見つかり、排出量の定量化に対するSentinel-3の有用性が実証されました。これらのケーススタディは、Sentinel-3とSentinel-2を相乗的に拡大することで、Sentinel-5pのグローバルスキャンで観察されたメタン異常に対応する発生源の正確な識別と定量化、および監視が可能になることを示しています。
$\alpha'$ 補正されたフリードマン方程式の非線形安定性
| Title |
Non-linear_stability_of_$\alpha'$-corrected_Friedmann_equations |
| Authors |
Heliudson_Bernardo,_Jan_Chojnacki,_Vincent_Comeau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11392 |
物質摂動の有無にかかわらず、O$(d,d)$不変宇宙論からの$\alpha'$-exact方程式に対する不動点解の非線形安定性を調べます。文献における以前の非線形解析が再検討され、既知の線形摂動結果との互換性が示されています。双対不変宇宙論における宇宙論的摂動のいくつかの形式的側面が議論され、摂動に対する時間再パラメータ化不変変数の存在が示される。
TianQin 時間遅延干渉法におけるドップラー効果
宇宙ベースの重力波検出器の現在の設計では、衛星間の科学測定にヘテロダインレーザー干渉法が利用されています。ヘテロダインビートノートの周波数変動は、主に視線に沿った相対的な衛星の動きによるドップラー効果によって引き起こされます。ドップラー効果は、一般に測定帯域外と考えられているため、時間遅延干渉法(TDI)の数値シミュレーションに関する文献ではほとんど見過ごされてきたようです。ただし、TDIの有効性に対する潜在的な影響を評価する必要があります。この問題は、$<1\times10^{-4}$Hzでの地球-月系からの強い重力擾乱のため、地心軌道を特徴とするTianQinに特に関連しています。この論文では、詳細な重力場モデリングから得られた高精度の軌道データに基づいて、TianQinのビートノート位相信号の生成にドップラーシフトを組み込みます。$<1\times10^{-4}$Hzでの大規模なドップラー位相ドリフトを除去するために、高性能ハイパスフィルターを開発し、2つの可能な処理シーケンスを検討します。つまり、TDIの前または後にフィルターを適用します。組み合わせ。私たちのシミュレーション結果は前者を支持し、10mの疑似測距の不確実性を仮定して、TDIパフォーマンスを低下させることなくTianQinの低周波重力擾乱をうまく除去することを示しています。フィルタリングスキームは、TianQinの初期ノイズ削減パイプラインの開発に使用できます。
天琴の航続距離加速ノイズに対する太陽の自由振動の影響
TianQinは、地球の高軌道で展開および運用される宇宙ベースの重力波検出ミッションとして提案されています。[Zhangらの続編として。物理。Rev.D103,062001(2021)]、太陽系の自由振動に関連する重力摂動によって引き起こされる、TianQinの範囲加速における「軌道ノイズ」のタイプを調査します。このような振動の周波数は通常、TianQinの測定帯域0.1mHz～1Hz内にあり、妨害レベルを慎重に評価する必要があります。高精度の軌道伝播を使用し、太陽の時変オブレートネス$J_2$を詳細な重力場モデルに追加することにより、周波数領域での効果を調べ、太陽の自由振動ノイズが2桁小さくなると予想されることを示します。単一リンクのノイズ要件よりも高く、ミッションへの影響はほとんどありません。
宇宙天気: 太陽の起源から時間とともに進化するリスクとハザードまで
| Title |
Space_Weather:_From_Solar_Origins_to_Risks_and_Hazards_Evolving_in_Time |
| Authors |
Natalia_Buzulukova_(1_and_2),_Bruce_Tsurutani_(3)_((1)_NASA_GSFC,_Heliophysics_Division,_Geospace_Physics_Laboratory,_Greenbelt,_MD,_USA,_(2)_University_of_Maryland,_Department_of_Astronomy,_College_Park,_MD,_USA,_(3)_Heliospheric_Physics_and_Astrophysics_Section,_Jet_Propulsion_Laboratory,_California_Institute_of_Technology,_Pasadena,_CA,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11504 |
宇宙天気は、人類に直接影響を与える宇宙物理学の一部です。宇宙天気は宇宙物理学の古い分野であり、1808年に偉大な自然主義者アレクサンダーフォンフンボルト(vonHumboldt,1808)が論文を発表したことから始まりました。宇宙天気は現在、爆発的な成長を遂げており、人類の技術への影響はますます多様化しています。宇宙天気は、惑星間、磁気圏、電離圏、大気、および地上レベルの影響を引き起こす太陽プロセスの変動性によるものです。宇宙天気は、技術システムや人間の健康に大きな影響を与えることがあります。脅威とリスクは仮説的なものではなく、極端な宇宙天気イベントが発生した場合、その結果は人類にとって非常に深刻になる可能性があります.このレビューの目的は、宇宙天気のリスクとハザードの原因となる一連の物理的プロセスの全体像を簡単に概観し、太陽起源から惑星間空間、地球の磁気圏と電離圏、および地上での影響と影響まで追跡することです。.この論文は、宇宙天気に関連するリスクが時間の経過とともに一定ではないことを示しています。私たちの社会がますます技術的に進歩するにつれて、それらは進化してきました。この論文は、キャリントン事件の簡単な紹介から始まります。次に、最も強力な知られている宇宙天気プロセスの説明が見直されます。地磁気嵐とサブストームの概念を簡単に紹介します。停電を引き起こすと考えられている地磁気誘導電流(GIC)を含む、宇宙天気の主な効果/影響も考慮されます。アビオニクスと人間の健康への放射線の影響、電離層の影響と影響、熱圏の影響と衛星抵抗についても説明します。最後に、宇宙天気予報の現在の課題について説明し、最悪のシナリオのいくつかを検討します。
Light Dark Photon Dark Matter のピーキー生成
ダークフォトンフィールドとスペクテータースカラーフィールドの間のカップリングを通じて、ライトダークフォトンダークマターを生成するメカニズムを調査します。スペクテーターフィールドの動きは、物質放射が等しくなる前に非相対論的になる大きな波長を持つ暗い光子を効率的に生成します。等曲率摂動による制約を回避できるように、波長のスペクトルは尖っています。$10^{-13}\\\text{eV}$までの暗光子質量の広い範囲で正しいレリック存在量が得られます。私たちのメカニズムは、将来の観察でテストできる大規模なインフレモデルを支持します。さらに、インフレーション中の暗光子場の変動は、将来の宇宙ベースの干渉計および/またはパルサータイミングアレイ実験で検出可能な重力波を生成します。
修正重力理論におけるゆっくり回転するポリトロープの平衡
| Title |
Equilibrium_of_slowly_rotating_polytropes_in_modified_theories_of_gravity |
| Authors |
Shaswata_Chowdhury,_Pritam_Banerjee,_Aneta_Wojnar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11620 |
修正重力下でゆっくりと回転する星の物体の密度プロファイルを見つけるための一般的な形式が提示されます。一般的なLane-Emden方程式と、幅広いクラスの修正重力理論に対するその解析解を導き出します。
S$^+$($^4$S) + SiH$_{2}$($^1$A$_1$) 反応: 星間 SiS の合成に向けて
| Title |
The_S$^+$($^4$S)_+_SiH$_{2}$($^1$A$_1$)_Reaction:_Toward_the_Synthesis_of_Interstellar_SiS |
| Authors |
Luca_Mancini,_Marco_Trinari,_Em\'ilia_Valen\c{c}a_Ferreira_de_Arag\~ao,_Marzio_Rosi,_Nadia_Balucani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11754 |
S$^+$($^4$S)+SiH$_{2}$($^1$A$_1$)反応、HSiS$^+の可能な形成経路の理論的調査を行った。$およびSiSH$^+$カチオンは、星間硫化ケイ素SiSの前駆体であるとされています。電子構造計算により、システムの主な反応経路を特定することができました。この反応には、水素原子と結合して形成される異性体種$^3$HSiS$^{+}$および$^3$SiSH$^{+}$につながる2つの発熱チャネルがあります。反応は入口障壁によって特徴付けられないため、星間雲の極低温条件下でも高速であると考えられています。２つのイオンは、ポテンシャルエネルギー表面全体のスピン多重度のために、最初の電子的に励起された状態で形成される。さらに、プロトン化カチオンのアンモニアへのプロトン移動によって中性種が形成されるという提案に従って、反応$^3$HSiS$^{+}$/$^3$SiSH$^{+}$+NH$_{3}$($^{1}$A$_1$)。
核パスタ相における異方性電子輸送
| Title |
Anisotropic_electron_transport_in_the_nuclear_pasta_phase |
| Authors |
M._R._Pelicer,_M._Antonelli,_D._P._Menezes,_F._Gulminelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11817 |
核パスタの存在は、中性子星のマントルにおける輸送特性を変更すると予想されます。パスタ核クラスターの非球状の形状は、衝突周波数に異方性をもたらし、熱伝導率と電気伝導率に影響を与えます。緩和時間近似でボルツマン方程式を使用して、異方性衝突周波数の解析式を導出します。平行、垂直、およびホールの平均電気伝導率は、地殻融解を超える高温領域で計算され、非コヒーレントな弾性電子パスタ散乱とランダムに配向されたパスタ構造が考慮されます。数値は、非線形WaleckaモデルのIUFSUパラメータ化を使用して地殻構造を決定することにより、さまざまな密度と温度で取得されます。衝突周波数の異方性は、パスタ構造の長さとともに大きくなり、磁場とは無関係に、ロッド相とスラブ相の存在によって導電率が1桁以上減少することがわかりました。私たちの数値結果は、パスタ構造が地殻の融点を超えて存続する可能性があるとしても、非常に高い磁場が存在する場合でも、この温度領域では伝導特性に強い異方性が予想されないことを示しています。
パラティーニ二次重力のインフレ (およびそれ以降)
パラティーニの二次$F(R)$重力に埋め込まれた単一フィールドのスローロールインフレーションを研究します。この場合、アインシュタイン-ヒルベルト項が間違った符号を持ち、明らかに反発重力につながります。これは、$F'(R)$と$F''(R)$が正である限り回避できます。驚くべきことに、理論の一貫性を保つためには、ジョーダンフレームのインフレータブルポテンシャルが下から無限にある必要があります。さらに驚くべきことに、これはアインシュタインフレームインフレトンポテンシャルが下から有界で正定値であることに対応しています。このような2次重力はすべてのPalatini$F(R)$のアトラクタ構成であり、曲率が無限の場合、$R^2$よりも速く発散することを証明します。
原始ブラックホール(PBH)は、ホーキング温度が粒子の質量を超えると、PBHのホーキング放射が軽粒子を含むため、宇宙におけるアクシオンおよびアクシオン様粒子(ALP)の重要な発生源になる可能性があります。生成されると、アクシオンは主に光子に崩壊するため、感度の高い検出器を使用して強化された光子スペクトルを検出できます。粒子が飛行し、宇宙規模で時間の経過とともに崩壊するための時変崩壊プロセスを定義することにより、新しい方法論を導入します。この論文では、PBHに関するいくつかの単純化された仮定、1)単色質量スペクトル、および2)宇宙スケールでの等方性分布の下で、推定された光子スペクトルとフラックスを提供します。e-ASTROGAMなどの将来の検出器は、信号を検出する大きな可能性を秘めています。
| Title |
Detecting_Axion-Like_Particles_with_Primordial_Black_Holes |
| Authors |
Kaustubh_Agashe,_Jae_Hyeok_Chang,_Steven_J._Clark,_Bhaskar_Dutta,_Yuhsin_Tsai,_and_Tao_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11980 |
e-ASTROGAMやAMEGO望遠鏡などの将来のガンマ線実験では、原始ブラックホール(PBH)からの光子のホーキング放射が暗黒物質の一部またはすべてを構成している場合に検出できます。同様に、PBHはホーキングが新しい粒子を放射することもできます。これは、これらの粒子が標準モデル(SM)セクターからほとんど隔離されている場合に特に興味深いことです。このタイプのよく動機付けられた例は、光子への小さなカップリングを持つアクシオン様粒子(ALP)です。PBHによって生成されたALPは、地球に到達するかなり前に光子に崩壊するため、これらはPBHによって直接放射される光子を増加させると想定しています。驚くべきことに、PBHから生成されたALPのエネルギー分布のピークは、スピン依存のグレイボディ因子により、ホーキング放射光子の対応するピークとは異なることがわかりました。したがって、このプロセスが実際には、SM予測に対してPBHのガンマ線スペクトルを明確に変更することを示します。単色の小惑星質量PBHを例として使用して、e-ASTROGAMがPBH生成のALPガンマ線信号(最大60MeVまでの質量)を観測し、ALPのないホーキング放射とさらに区別できることを示します。ガンマ線信号を測定することにより、e-ASTROGAMは、ALPの質量と光子結合におけるまだ調査されていないパラメーターを調べることができます。
