ハッブルからスナップ パラメータへ: ガウス過程の再構築
| Title |
From_Hubble_to_Snap_Parameters:_A_Gaussian_Process_Reconstruction |
| Authors |
J._F._Jesus,_D._Benndorf,_S._H._Pereira,_A._A._Escobal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.12346 |
最近の$H(z)$およびSNeIaデータを使用して、運動学的パラメーター$H(z)$、$q(z)$、ジャークおよびスナップの進化を、モデルに依存しないノンパラメトリック法を使用して再構築します。つまり、ガウス過程です。現在の分析を通して、プランク18[1]の制約に基づいて、事前に空間曲率を考慮しました。SNeIaの場合、関数の4次導関数の再構成を取得するためにPythonパッケージ(GaPP)[2]を変更します。これにより、共移動距離からスナップを取得できます。さらに、重要度サンプリングの方法を使用して、運動学的パラメーターのジョイント制約を見つけるために、$H(z)$とSNeIa再構成を組み合わせます。パラメータの現在の値は次のとおりです。_{-0.65}$,$s_0=-0.57^{+0.52}_{-0.31}$at1$\sigma$c.l.これらの再構成は、少なくとも2$\sigma$の信頼区間で、フラットな$\Lambda$CDMモデルからの予測と互換性があることがわかりました。
しきい値 10 eV の CRESST-III シリコン検出器によるサブ GeV 暗黒物質の結果
| Title |
Results_on_sub-GeV_Dark_Matter_from_a_10_eV_Threshold_CRESST-III_Silicon_Detector |
| Authors |
CRESST_Collaboration:_G._Angloher,_S._Banik,_G._Benato,_A._Bento,_A._Bertolini,_R._Breier,_C._Bucci,_J._Burkhart,_L._Canonica,_A._D'Addabbo,_S._Di_Lorenzo,_L._Einfalt,_A._Erb,_F._v._Feilitzsch,_N._Ferreiro_Iachellini,_S._Fichtinger,_D._Fuchs,_A._Fuss,_A._Garai,_V.M._Ghete,_S._Gerster,_P._Gorla,_P.V._Guillaumon,_S._Gupta,_D._Hauff,_M._Je\v{s}kovsk\'y,_J._Jochum,_M._Kaznacheeva,_A._Kinast,_H._Kluck,_H._Kraus,_A._Langenk\"amper,_M._Mancuso,_L._Marini,_L._Meyer,_V._Mokina,_A._Nilima,_M._Olmi,_T._Ortmann,_C._Pagliarone,_L._Pattavina,_F._Petricca,_W._Potzel,_P._Povinec,_F._Pr\"obst,_F._Pucci,_F._Reindl,_J._Rothe,_K._Sch\"affner,_J._Schieck,_D._Schmiedmayer,_S._Sch\"onert,_C._Schwertner,_M._Stahlberg,_L._Stodolsky,_C._Strandhagen,_R._Strauss,_I._Usherov,_F._Wagner,_M._Willers,_V._Zema |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.12513 |
CRESST-III実験で操作された0.35gのターゲット質量を備えた極低温熱量計で取得されたデータから得られた、シリコン核との暗黒物質粒子のスピンに依存しない相互作用断面積の制限を提示します。$(1.36\pm0.05)$eV$_{\text{nr}}$のベースライン核反跳エネルギー分解能、現在巨視的な粒子検出器について報告されている最低値、および$(10.0\pm0.2)$の対応するエネルギー閾値eV$_{\text{nr}}$が達成され、質量が160MeV/c$^2$未満の明るい暗黒物質粒子に対する感度が、以前の結果と比較して最大20倍向上しました。観測された低エネルギー過剰を特徴付け、支配的な寄与としてノイズトリガーと結晶表面の放射性汚染を除外します。
Deorbit Nano 衛星 StudSat II の化学推進剤スラスタの設計
| Title |
Design_of_Chemical_Propellant_Thruster_to_Deorbit_Nano_satellite:_StudSat_II |
| Authors |
Prabin_Sherpaili,_Roshan_Sah,_Sandesh_Hegde,_Bir_Bahadur_Chaudhary |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11992 |
衛星アプリケーションの増加により、特に地球低軌道(LEO)で衛星の数が急増しています。今日の大きな懸念は、これらの人工衛星が寿命を迎えた後にデブリとなり、宇宙環境に悪影響を与えることです。欧州宇宙機関の国際ガイドラインによると、衛星の寿命が尽きてから25年以内に衛星を軌道から外すことが義務付けられています。この論文は、スタッドサットIIを元の軌道からより低い軌道に脱軌道するための固体化学推進剤スラスタを設計することを目的としています。StudSatIIは、2010年7月12日に成功裏に打ち上げられたStudSatIの遺産を受け継いでおり、7つの工学大学の学部生によるインド初のピコ衛星です。この論文では、他の能動的および受動的な軌道離脱方法と比較して、固体単推進剤スラスターを使用して、寿命が終わった後に衛星を軌道離脱させる方法を説明しています。軌道離脱メカニズムは、固体推進剤、収束発散ノズル、点火システム、および電子アクチュエータで構成されています。スラスターのコンポーネントはCATIAV5で設計され、燃焼研究と流れ解析はANSYSで行われました。ホーマントランスファーの概念は衛星の軌道離脱に使用され、STKはそれをシミュレートするために使用されました。
オリオン星雲星団円盤の化学モデリング: ISM に似たガス対ダスト比を持つ大規模でコンパクトなガス円盤の証拠
| Title |
Chemical_modeling_of_Orion_Nebula_Cluster_disks:_evidence_for_massive,_compact_gas_disks_with_ISM-like_gas-to-dust_ratios |
| Authors |
Ryan_D._Boyden,_Josh_A._Eisner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.12325 |
星団環境は、星周円盤の進化において中心的な役割を果たすことが期待されています。熱化学モデリングを使用して、オリオン星雲クラスター(ONC)の20個のクラスIIディスクのダストとガスの質量、ディスクサイズ、UVおよびX線放射場、表示ジオメトリ、中心星質量を制約します。ディスクモデルの大きなグリッドを、各ターゲットの$350$GHz連続体、CO$J=3-2$、およびHCO$^+$$J=4-3$ALMA観測に適合させ、干渉法をモデル化するための手順を紹介します。明るい分子雲の背景に対する吸収で検出されたガス円盤の観測。ONCディスクは大規模でコンパクトであり、典型的な半径$<100$AU、ガス質量$\geq10^{-3}$$M_{\odot}$、ガス対ダスト比$\geq100$であることがわかります。.私たちのモデリングから導き出されたISMのようなガス対ダスト比は、ONCのコンパクトで外部照射されたディスクが、近くの低質量で一般的に見られる大規模で拡張されたガスディスクよりも気相CO枯渇しにくいことを示唆しています星形成領域。大規模なガス円盤の存在は、外部の光蒸発がONCで最近機能し始めたばかりである可能性があることを示していますが、他のクラスターメンバーがサンプルのものよりも古く、より蒸発しているかどうかは不明のままです。最後に、動的に導出された星の質量を進化モデルから予測された星の質量と比較し、優れた一致を見つけました。私たちの研究により、質量範囲$\leq0.5$$M_{\odot}$での動的質量測定の数が大幅に増加し、ONCが低質量M-に対する動的質量測定の大きなサンプルを取得するための理想的な領域であることを示しています。小人。
Koronisファミリーのスピンベクトル: IV. 35年間の研究を経て最大メンバーのサンプルを完成
| Title |
Spin_vectors_in_the_Koronis_family:_IV._Completing_the_sample_of_its_largest_members_after_35_years_of_study |
| Authors |
Stephen_M._Slivan_(Massachusetts_Institute_of_Technology),_Matthew_Hosek_Jr._(Univ._of_California_at_Los_Angeles),_Max_Kurzner_(Univ._of_Victoria),_Alyssa_Sokol_(Univ._of_Mass._at_Amherst),_Sarah_Maynard_(Wellesley_College),_Anna_V._Payne_(Univ._of_Hawaii),_Arden_Radford_(Boston_Univ.),_Alessondra_Springmann_(Southwest_Research_Institute),_Richard_P._Binzel_(Massachusetts_Institute_of_Technology),_Francis_P._Wilkin_(Union_College),_Emily_A._Mailhot_(Univ._of_Arizona),_Alan_H._Midkiff_(Star_View_Hill_Education_Center),_April_Russell_(John_Wiley_&_Sons,_Inc._and_Concordia_Univ.),_Robert_D._Stephens_(Santana_Observatory),_Vincent_Gardiner_(Boambee_Observatory),_Daniel_E._Reichart_(University_of_North_Carolina),_Joshua_Haislip_(University_of_North_Carolina),_Aaron_LaCluyze_(Central_Michigan_Univ.),_et_al._(2_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.12355 |
Koronisファミリーのメンバーのスピン特性の観察研究は、2つの主な目的で行われました.メンバーの既知のスピンベクトルのサンプルにおけるオブジェクトの回転周期とライトカーブ振幅の選択バイアスを減らすこと、およびスピン特性の進化の将来のモデリングをより適切に制限することです.ここでは、19のコロニスファミリーメンバーの回転ライトカーブを報告し、コロニスファミリーで決定されたスピンベクトルのサンプルを増やして、最大の36ファミリーメンバーのうち34を含み、$H\approx11.3$($D\sim最大の32メンバーの場合は16$km)。プログラムの観測は、2005年から2021年の間に合計72回の出現中に行われ、いくつかの以前の未発表の光度曲線と共にここに報告されています。報告されたすべてのデータは、以前に公開されたライトカーブと一緒に分析され、オブジェクトの恒星回転周期、スピンベクトルの向き、および凸モデル形状の解が決定されました。導出された逆行回転速度と極の傾きの分布は、熱YORPトルクによる修正の結果と定性的に一致しているようです。順行回転子のスピン率の分布は、逆行回転子のそれよりも狭いままです。特に、周期が約20時間より長い順行性回転子が存在しないことは事実ですが、逆行性回転子の中には、約65時間までのより長い周期を持つ天体がいくつかあります。サンプルに新たに追加された順行天体はどれも、最大の順行天体のほとんどに特徴的な$s_6$スピン軌道共鳴に閉じ込められているようには見えません。これらの小さなオブジェクトは、以前にトラップされてすでに進化したか、共鳴を含まないスピン進化トラックを経験した可能性があります。
Gaia DR3 のフェーズ スパイラル
GaiaDR3からのデータを使用してフェーズスパイラルを分析しました。エッジ検出アルゴリズムを使用して位相スパイラルの境界を見つけ、さまざまな位置でその形状を確実に定量化できるようにしました。位相スパイラルのさまざまなターンを決定し、MWの標準ポテンシャルモデルからの垂直周波数を使用して、位相混合の開始時間を計算しました。位相らせんは、平面(薄いディスクの約3から5スケールの高さ)の下の高さで-1.2kpcまで、$V_Z$で$\pm50$km/sを超えて伸びていることがわかります。方位角速度で色付けすると、ローカル位相スパイラルの主に正の垂直速度で、またカウント投影で異なる角運動量で、2次ブランチが表示されます。また、角運動量と方位角による位相らせんの複雑な変化も見られます。これらはすべて、複数の摂動（異なる時間または異なる摂動者から）および/またはディスクが複雑な位相混合プロセスの影響を受けていることの証拠を提供する可能性があります。6～11kpcの位相スパイラルを検出し、この範囲を1～2kpc超えた垂直方向の非対称性の特徴を見つけます。小さいながらも明確な変化を方位角で測定します。異なる角運動量で位相スパイラルから位相混合時間を決定し、異なるスパイラルターン(異なる$Z$で)を使用すると、体系的な差異($|L_Z|$と$|Z|で増加する時間)で一貫性のない時間が得られます。$)。私たちの決定は、ほとんどが[0.3-0.9]Gyrの範囲にあり、平均は0.5Gyrです。この不一致は、MWの異なるポテンシャルモデル、異なる運動温度の異なる恒星距離と周波数を使用しても変わりません。それらは、潜在的なモデルと真のMWとの不一致、および単純すぎるモデリング、特に自己重力を無視し、複数の摂動や他のプロセスとの干渉を考慮していないことに起因する可能性があります。
Gaia DR3固有運動からの新しい恒星速度下部構造
| Title |
New_stellar_velocity_substructures_from_Gaia_DR3_proper_motions |
| Authors |
Daniel_Mikkola,_Paul_J._McMillan,_David_Hobbs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11989 |
局所的な恒星運動は、銀河系の過去の力学的進化の痕跡を含むと予想され、示されています。これらは典型的には、渦巻きの腕とバーの動的な効果を示す円盤と、過去の合体の残骸と考えられる構造を持つ恒星のハローに分けられます。GaiaDataRelease3を使用して、これらの母集団の大規模なサンプルを、動径速度を持つソースに限定することなく選択します。ペナルティ付き最尤法をこれらのサンプルに適用して、デカルト$(U,V,W)$または球面$(v_r,v_\phi,v_\theta)$座標で完全な3D速度分布を決定します。ディスク集団は4つの移動グループによって支配されていることがわかり、$(U,V)=(-10,-15)$kms$^{-1}$で新しい移動グループを検出し、これをMMH-0と呼びます.恒星のハローについては、横方向の速度と色等級図をカットして、降着した成分を分離します。このコンポーネントでは、過去の合併によって引き起こされたと考えられるいくつかの既知の構造が見つかりました。特に、$(v_r,v_\phi,v_\theta)=(-150,-300,-100)$kms$^{-1付近に1つあります。}$は、以前に主張されたものよりも目立つように見えます。さらに、$(v_r,v_\phi,v_\theta)=(225,25,325)$kms$^{-1}$と$(0,150,-125)$kmの近くに2つの新しい構造を特定します。s$^{-1}$をそれぞれMMH-1およびMMH-2と呼びます。これらの結果は、局所的な星の動きに新たな洞察を与え、測定された視線速度を持つ星に限定されないサンプルを使用する可能性を示しています。これは、将来の研究に必要な星の大きなサンプルを提供するための鍵です.
ガイアカタツムリは、銀河の中央平面に垂直な位置と速度で、太陽近傍の星の分布における渦巻き状の特徴です。カタツムリはおそらく、遠い過去に円盤を摂動させた重力擾乱の位相混合から発生します。最も一般的な仮説は、射手座矮小銀河が太陽系近傍を通過した結果、最も強い擾乱が起こったというものです。この論文では、カタツムリは1つの大きな擾乱ではなく、多くの小さな擾乱、つまり重力ポテンシャルのガウスノイズによって作成されるという対立仮説を調査します。おそらく、このノイズのほとんどは暗黒物質ハローの下部構造によるものです。この仮説がカタツムリの特性のほとんどを自然に再現することを示します。特に、カタツムリの見かけの年齢が$\sim0.5$Gyrになることは、自由パラメーターなしで正しく予測されます。このモデルの重要な要素は、太陽近傍のカタツムリのような特徴は、その原因が何であれ、時間スケール$\lesssim1$Gyrの巨大分子雲またはその他の小規模構造からの散乱によって消去されるということです。
銀河円盤の垂直運動: カタツムリの巻き戻し
| Title |
Vertical_motion_in_the_Galactic_disc:_unwinding_the_Snail |
| Authors |
Neige_Frankel,_Jo_Bovy,_Scott_Tremaine,_David_W._Hogg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11991 |
天の川の円盤内の星の分布は、銀河の中央面に垂直な速度と位置の空間に渦巻き構造(カタツムリ)を示しています。Snailは、垂直周波数(サンプル選択による影響が取り除かれると垂直位相面)で直線として表示されます。それらの勾配は逆時間の次元を持ち、最も単純な解釈はカタツムリの逆年齢です。ここでは、らせんが定常状態からの偏った摂動として始まり、現在の形態に巻き込まれる単純なモデルを考案して適合させます。垂直方向の動作に伴って垂直周波数が低下するため、ワインディングが発生します。GaiaEDR3の星からのデータを使用します。これは、単純な距離と測光選択関数によって刈り込まれた、視線速度を測定したものです。データを動的不変量(動径、角運動量)のボクセルに分割します。私たちのモデルは、多くのボクセルでデータにうまく適合しています。モデルパラメータには物理的な解釈があります。1つの$A$は摂動の振幅であり、もう1つの$t$は、カタツムリを引き起こしたイベントからの時間として最も単純なモデルで解釈できます。強度と年齢を角運動量に関連付ける傾向が見られます:(i)振幅$A$は低角運動量で小さい($<1\,600\mathrm{\,kpc\,km\,s}^{-1)}$またはガイド中心半径$<7.3\,$kpc)であり、外側のディスクでは3倍以上大きく、強い変動があります。(ii)$t$が0.2から0.6Gyrの間で変化する、単一の明確に定義された摂動時間はありません。データとモデルの間の残差は系統的な傾向を示しており、データがより複雑なモデルを必要としていることを示唆しています。
PHANGS-JWST の最初の結果: 大規模な若い星団と NGC 1365 の JWST 観測からの新しい洞察
| Title |
PHANGS-JWST_First_Results:_Massive_Young_Star_Clusters_and_New_Insights_from_JWST_Observations_of_NGC_1365 |
| Authors |
Bradley_C._Whitmore,_Rupali_Chandar,_M._Jimena_Rodr\'iguez,_Janice_C._Lee,_Eric_Emsellem,_Matthew_Floyd,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Angus_Mok,_Mattia_C._Sormani,_M\'ed\'eric_Bodquien,_Daniel_A._Dale,_Christopher_M._Faesi,_Kiana_F._Henny,_Stephen_Hannon,_David_A._Thilker,_Richad_L._White,_Ashley_T._Barnes,_F._Bigiel,_M\'elanie_Chevance,_Jonathan_D._Henshaw,_Ralf_S._Klessen,_Adam_K._Leroy,_Sharon_E._Meidt,_Erik_Rosolowsky,_Eva_Schinnerer,_Elizabeth_J._Watkins,_and_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.12039 |
JWSTの主な新機能は、星形成銀河のダストに浸透して、ダストやガスに埋め込まれたままの若い星団の特性を特定および研究する機能です。この論文では、JWSTで撮影した新しい赤外線画像を、星バースト棒(Seyfert2)渦巻銀河NGC1365の光学HST画像と組み合わせます。この銀河には、30Mpc以内の既知の銀河の中で最も豊富な若い大規模な銀河団があることがわかります。10$^6$Msolarよりも大きく、10Myrよりも若い$\sim$30の星団を含む。これらのクラスターのうち16個は、JWSTの観測から新たに発見されました。光学画像を調べると、30個中4個($\sim$13$\%$)が非常に深く埋め込まれているため、Iバンド(AV$\gt$10mag)では見えず、30個中11個($\sim$37$\%$)はHSTBバンドで欠落しているため、光学測定のみからの年齢と質量の推定は困難です。これらの数字は、NGC1365の大規模な星団が、$\sim$1.3$\pm$0.7Myrの間は見えず、$\sim$3.7$\pm$1.1Myrの間は完全にまたは部分的に隠れていることを示唆しています。また、JWSTの観測を使用して、ガスやダストのストリーマーがバー内のガスやダストと衝突することによる星団形成のトリガーに関する新しい洞察を得ることができます。JWST画像は、これまで知られていなかった構造(例えば、バーに形成される星からのブリッジやオーバーシュート領域)を明らかにし、棒状銀河と関連する星形成リングの軌道ダイナミクスをよりよく理解するのに役立ちます。最後に、NIRCAMF200Wフィルターの優れた空間分解能により、個々の星からかろうじて解像されたコンパクトなクラスターをサイズに基づいて分離するためのより良い方法が提供されることに注意してください。
衛星銀河の進化の追跡: 質量剥離と暗黒物質欠損銀河
| Title |
Tracking_the_evolution_of_satellite_galaxies:_mass_stripping_and_dark-matter_deficient_galaxies |
| Authors |
Antonio_D._Montero-Dorta,_Facundo_Rodriguez,_M._Celeste_Artale,_Rory_Smith,_Jonas_Chaves-Montero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.12090 |
衛星銀河は、グループやクラスターによって降着するときにさまざまな物理プロセスを経て、多くの場合、バリオン質量と暗黒物質(DM)質量が失われます。この作業では、衛星の物質含有量の進化に関するIllustrisTNG流体力学シミュレーションからの予測を評価し、$z>1$で増加し、$z=0$まで衛星としてのアイデンティティを保持する集団に焦点を当てます。固定ホストハロー質量では、取り除かれるDMと恒星質量の量は、ホストハロービリアル半径で正規化された近心距離$d_{\rmperi}$に大きく依存します。最も近い遭遇では、サブハローがその$z=1$質量の20から数パーセントを保持して、DMが大幅に失われます。固定$d_{\rmperi}$では、DM質量剥離は低質量ハローでより深刻に見える.逆に、より高い質量のハローの平均的な衛星は、星の質量の成長がより早く停止し、$z=0$によって星の質量のより高い部分が失われます。また、大量ストリッピングが急冷画分に強い影響を与えることも示しています。IllustrisTNGのボックスは、これらの予測において定性的に一貫しており、定量的な違いは、ほとんどの場合、ボックスがカバーする異なるサブハローの質量範囲に起因しています。最後に、すべてのTNGボックスでDM欠損システムを特定しました。これらの天体は、大規模な銀河団($M_{\rmhost}\gtrsim10^{13}$M$_\odot$)で優先的に発見され、中心銀河($d_{\rmperi}\simeq0)と非常に接近して遭遇しました。.05\、R_{\rmvir}$)、高赤方偏移($z_{\rminfall}\gtrsim1.4$)で降着し、潮汐剥離がDMの顕著な欠如の原因であるという考えを強化しました。
星形成銀河における分子ガスの環境依存性に関する EAGLE の見解
| Title |
EAGLE's_view_on_the_environmental_dependence_of_molecular_gas_in_star-forming_galaxies |
| Authors |
Aditya_Manuwal_(1)_and_Adam_R._H._Stevens_(1)_((1)_International_Centre_for_Radio_Astronomy_Research,_The_University_of_Western_Australia,_35_Stirling_Highway,_Crawley,_WA_6009,_Australia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.12187 |
${\rmH}_2$の検出は通常、星形成銀河に偏っています。クラスター内の数の統計が少ないため、環境が${\rmH}_2$の内容に与える影響に関する文献では矛盾した結果になっています。赤方偏移。この作業では、EAGLEシミュレーションを使用して、星形成銀河の${\rmH}_2$コンテンツと、$0\leqz\leq1$にわたる赤方偏移の環境との関係を調査します。そのために、サンプルをクラスターにバインドされているものとバインドされていないものに分割します。任意の赤方偏移において、銀河団内の銀河は一般に、同じ恒星質量($\lesssim0.5$dexのオフセットに対応)を持つ非銀河団よりも${\rmH}_2$含有量が少ないことがわかります。しかし、このオフセットは$M_\star\lesssim10^{9.3}~{\rmM}_\odot$には事実上ありません。銀河をさかのぼって追跡すると、銀河団以外の銀河と比較した銀河団の${\rmH}_2$の不足は、それらの恒星または活動銀河核フィードバックの本質的な違いによるものではなく、むしろ鋭いホストハローに落ちた後、クラスター銀河の${\rmH}_2$コンテンツにドロップします。下落からの時間が長いほど、赤字は大きくなります。私たちの銀河に関連する粒子の歴史に基づいて、この減少は、補充の不足、星形成による枯渇、およびクラスター環境で銀河から逃げるガスに起因すると考えられています。これらの結果は、クラスター銀河の${\rmH}_2$含有量の不足を示す既存の分子ガス観測のサポートと理論的洞察を提供し、将来の調査の予測を提供します。
プロトクラスターにおける星形成と化学濃縮
宇宙論的ズームイン流体力学シミュレーションを使用して、プロトクラスター(PC)の星形成と化学濃縮を調べます。すべてのPC($>10^{14.4}\,h^{-1}$~M$_\odot$)の総星形成率(SFR)が$>10^4\,\mathrm{M}_\odot\mathrm{yr}^{-1}$\、$z=3$で、観測されたPCに相当します。コア領域のSFRは、$z\gtrsim1$にあるPCの全星形成の約$30\%$を占めており、銀河団の進化を明らかにするために外側領域が重要であることを示唆しています。PCの全SFRは、$10^{10}\,\le\,(\mathrm{M}_\star/M_\odot)\,\le\,10^{11}$の銀河に支配されていることがわかります。、より大規模な銀河がコアのSFRを支配しています。化学的存在量の進化については、密度の高い領域ほど金属量が高く、進化が速いことがわかります。[O/Fe]対[Fe/H]の関係は、Ia型超新星によるFeの濃縮により$z=3.4$で中心核で低下することを示す。銀河の質量と金属量の関係(MZR)または$\log$(N/O)対$12+\log$(O/H)に対する環境の影響は見られません。銀河団の化学的濃縮は、高赤方偏移宇宙($z>1$)でより速く進行することがわかりました。私たちの研究は将来のトモグラフィー観測、特に宇宙の高密度領域における構造形成と進化の加速のユニークなプローブとしてPCを使用するのに役立ちます。
連星ブラック ホールの外側の円盤への影響
降着する超大質量連星ブラックホール(SMBBH)は、環境が電磁波(EM)を放出する一方で重力波(GW)を放出するため、マルチメッセンジャー天文学の潜在的なターゲットです。共同GW-EM検出を最大限に活用するには、まずBBHに明確にリンクされた理論的に予測されたEM信号を取得する必要があります。その点で、これは合併前のBBHとそれに関連するEM観測量の増加に特化した一連の論文の最初のものです。ここでは、激しい降着システムの数値観測所であるe-NOVAを任意の時空に拡張します。ほぼ独占的に内部領域に焦点を当てた以前の研究とは異なり、e-NOVAでBBHを鼓舞する回転のおおよその分析時空を実装した後、放射（または波）ゾーンにある外側の円盤へのBBHの影響を調査しました.放射ゾーンメトリックの遅延効果から生じるディスク密度の弱いらせん構造の形成に従います。シミュレーションデータは、SMBBHソースを想定して、同じBBH時空を組み込んだ一般相対論的光線追跡コードで後処理されます。密度スパイラルは、半軌道周期で光度曲線の小さい(<1%)が明確な変調を作成します。この信号は、弱いものの、単一のBHの周りの軸対称ディスクの信号とは根本的に異なり、外側のディスクに対するBBHの影響の下限を提供します。この潜在的な違いが見つかったら、任意のバイナリ質量比(0.1から1)の高いソース傾斜である最適なケースを見つけるために、バイナリパラメータがこの変調にどのように影響するかを調べます。
Si II の相対等価幅が異なる Ia 型超新星の環境は、それらのスペクトルに特徴がある
| Title |
The_environments_of_Type_Ia_supernovae_with_different_relative_equivalent_width_of_Si_II_feature_in_their_spectra |
| Authors |
Xiang-Cun_Meng,_Ju-Jia_Zhang,_Xu-Lin_Zhao,_Li-Ping_Li,_Xiao-Feng_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.12093 |
Ia型超新星は多くの天体物理学分野で非常に重要ですが、宇宙論では、それらの爆発メカニズムと祖先システムはまだ不明です。物理学では、SiII635.5nm吸収特性の相対等価幅(REW)は、超新星噴出物内のシリコンの速度間隔を反映し、SNeIaの爆発メカニズムに制約を与える可能性があります。この論文では、最大光付近のSiII635.5nm吸収線のREWに基づいて、SNeIaをブロードライン(BL)サブサンプルとノーマルライン(NL)サブサンプルに分割し、BLSNeIaがより暗い平均輝度を有することを発見しました。NLのものは、異なる金属性に起因する可能性があります。ただし、2つのサブサンプルの環境に関するピクセル統計研究に基づいて、BLとNLSNeIaの間の環境に有意な潜在的な違いは見られません。これは、SNeIaの爆発メカニズムがそれらの前駆細胞集団とは無関係であることを意味します。
錨を落とす: スピンの向きがランダムで整列している連星ブラック ホールの集団を理解する
| Title |
Dropping_Anchor:_Understanding_the_Populations_of_Binary_Black_Holes_with_Random_and_Aligned_Spin_Orientations |
| Authors |
Vishal_Baibhav,_Zoheyr_Doctor_and_Vicky_Kalogera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.12113 |
連星内のブラックホール(BH)の相対的なスピンの向きは、それらの進化の歴史をエンコードします。動的に組み立てられたBHは、等方的に分散されたスピンを持つ必要があります。この記事では、スピンの向きをアンカーとして使用してこれら2つの進化チャネルを解きほぐす、これらの動的バイナリとフィールドバイナリの単純な個体群モデルを紹介します。次に、第3重力波過渡カタログ(GWTC-3)のバイナリBH合併を分析し、等方性スピン集団からのBHが、優先的に整列したスピン集団からの質量比、スピンの大きさ、または赤方偏移の異なる分布を持っているかどうかを尋ねます。GWTC-3のバイナリBHがスピン配列に応じて異なるソースプロパティ分布を持つという説得力のある証拠は見つかりませんが、動的チャネルとフィールドチャネルの両方が、等しい質量を強く支持する質量比分布を持つことはできないことがわかります。これを使用して、これらのBHをマージするさまざまなプロセスへの洞察を提供する方法の例を示します。また、等方性および整列したスピン集団のスピンの大きさまたは赤方偏移分布の違いを抽出するには、現在の検出が不十分であることもわかります。
フラックスの変動に伴うスペクトルの変動は、ブレーザーで一般的に観察される現象です。ブレーザーの光スペクトルの特徴をさらに調査するために、27ブレーザー(14BLLacsと13FSRQ)の長期光学VおよびRバンドデータを収集し、それらの光スペクトルインデックスを計算しました。結果は、これらすべてのブレザーの明るさに関してスペクトルインデックスが異なることを示しています。一般に、明るさが増すと、光スペクトルは次第に平坦(または急峻)になります。ただし、スペクトルは安定する傾向にあるまで、ますますゆっくりと変化します。言い換えると、光源はより青く(またはより赤く)なり、明るくなると徐々に安定します。これは、それぞれ、明るくなるとより青く安定する(BSWB)動作と、より明るくなると赤く安定する(RSWB)動作と呼ばれます。AO0235+164を除いて、14のBLLacsのうち13がBSWBの動作を示します。逆に、ほとんどのFSRQ(13のうち10)がRSWB傾向を示しています。ブレーザーは、BSWBとRSWBという2つの普遍的な光スペクトル挙動に従うことが確認されています。2つの定数スペクトルインデックスコンポーネントのモデルは、光スペクトルの特徴を定性的および定量的に説明できます。結果は、発光が主に2つの安定した色成分、すなわち、変動の少ない熱放射と変動の大きいシンクロトロン放射で構成されていることを示しています。また、ほとんどの場合、FSRQの熱成分はシンクロトロン放射の熱成分よりも赤くなりますが、BLLacsはその逆です。
SRGe2149+6736 -- 「スペクトル - レントゲン - ガンマ」軌道天文台の eROSITA 望遠鏡によって発見された
AM~Her タイプ変数の新しい候補
| Title |
SRGe2149+6736_--_the_new_candidate_to_AM~Her_type_variables_discovered_by_eROSITA_telescope_on_"Spectrum--Roentgen--Gamma"_orbital_observatory |
| Authors |
I._F._Bikmaev,_A._I._Kolbin,_V._V._Shimansky,_I._M._Khamitov,_E._N._Irtuganov,_E._A._Nikolaeva,_N._A._Sakhibullin,_R._I._Gumerov,_R._A._Burenin,_M._R._Gilfanov,_I._A._Zaznobin,_R._A._Krivonos,_P._S._Medvedev,_A._V._Mescheryakov,_S._Yu._Sazonov,_R._A._Sunyaev,_G._A._Khorunzhev,_A._V._Moiseev,_E._A._Malygin,_E._S._Shablovinskaya,_S._G._Zheltoukhov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.12425 |
SRG全天X線サーベイ中にeROSITA望遠鏡によって検出されたX線トランジェントSRGe2149+6736の光学的識別、分類、および測光およびスペクトル観測の分析の結果を提示します。SRGe2149+6736の光学コンパニオンの測光観測は、モスクワ州立大学の6m望遠鏡BTASAORAS、1.5mロシア-トルコ望遠鏡RTT-150および2.5m望遠鏡CMOで行われました。ZTFデータとともに、彼らは、ソースが軌道周期$P=85\pm0.4$~minの激変変数であることを示しました。これは、$23.5$~mag(低い状態)から$20$~mag(ハイ状態）。高状態の光度曲線は、磁気白色矮星の降着のモデルと一致しており、SRGe2149+6736がAM~Herタイプ変数に属していることを示唆しています。低い状態で得られた光スペクトルは、温度が約24000Kの白色矮星のスペクトルエネルギー分布と一致しています。
日食中の極地BS Triでの降着について
| Title |
On_accretion_in_the_eclipsing_polar_BS_Tri |
| Authors |
A._I._Kolbin,_N._V._Borisov,_N._A._Serebriakova,_V._V._Shimansky,_N._A._Katysheva,_M._M._Gabdeev,_S._Yu._Shugarov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.12464 |
我々は、日食する極BSTriの分光観測と測光観測を分析します。極の光度曲線の形状の変化は、システムの積分放射への降着ストリームの寄与を変更することによって解釈できます。セカンダリの照射部分の半径方向速度曲線に基づいて、システムコンポーネントの質量$M_1=0.60\pm0.04M_{\odot}$、$M_2\approx0.12M_{\odot}$、および軌道傾斜角$i=85\pm0.5^{\circ}$.極域のスペクトルは、磁場強度$B=22.7\pm0.4$MGおよび平均温度$T\sim10$keVの降着スポットで形成されるサイクロトロン高調波を明らかにします。サイクロトロン高調波に加えて、BSTriスペクトルにはH$\alpha$線のゼーマン成分が含まれており、降着地点近くのクールハローで形成されたと考えられます。磁気双極子の向きと降着スポットの座標は、極の光度曲線をモデル化することによって推定されます。BS~Tri光度曲線を満足に説明するには、視線に沿ったスポットの光学的深さの変動性を考慮に入れる必要があることを示します。BSTriのドップラーマップは、ラグランジュ点L$_1$付近で弾道に近い軌道を持つ降着ストリームの一部と、磁力線に沿って移動するストリームの別の部分を示しています。ドップラー断層写真から得られたよどみ領域の推定値は、降着点の位置の測光推定値と一致しています。
高ソフト状態の弱磁化中性子星X線連星GS 1826-238の分極特性
| Title |
Polarization_properties_of_the_weakly_magnetized_neutron_star_X-ray_binary_GS_1826-238_in_the_high_soft_state |
| Authors |
Fiamma_Capitanio,_Sergio_Fabiani,_Andrea_Gnarini,_Francesco_Ursini,_Carlo_Ferrigno,_Giorgio_Matt,_Juri_Poutanen,_Massimo_Cocchi,_Romana_Mikusincova,_Ruben_Farinelli,_Stefano_Bianchi,_Jari_J._E._Kajava,_Fabio_Muleri,_Celia_Sanchez-Fernandez,_Paolo_Soffitta,_Kinwah_Wu,_Ivan_Agudo,_Lucio_A._Antonelli,_Matteo_Bachetti,_Luca_Baldini,_Wayne_H._Baumgartner,_Ronaldo_Bellazzini,_Stephen_D._Bongiorno,_Raffaella_Bonino,_Alessandro_Brez,_Niccol\'o_Bucciantini,_Simone_Castellano,_Elisabetta_Cavazzuti,_Stefano_Ciprini,_Enrico_Costa,_Alessandra_De_Rosa,_Ettore_Del_Monte,_Laura_Di_Gesu,_Niccolo_Di_Lalla,_Alessandro_Di_Marco,_Immacolata_Donnarumma,_Victor_Doroshenko,_Michal_Dovciak,_Steven_R._Ehlert,_Teruaki_Enoto,_Yuri_Evangelista,_Riccardo_Ferrazzoli,_Javier_A._Garcia,_Shuichi_Gunji,_Kiyoshi_Hayashida,_Jeremy_Heyl,_et_al._(51_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.12472 |
2021年12月9日のImagingX-rayPolarimetryExplorer(IXPE)の打ち上げは、X線天文学に新しい窓を開きました。ここでは、2022年3月29～31日に発生した弱磁化中性子星GS1826-238の最初のIXPE観測の結果を報告します。直線偏光度の上限(99.73%信頼水準)1.3%がIXPE2～8keVエネルギー範囲で得られます。調整されたINTEGRALおよびNICER観測は、IXPEと同時に実行されました。広帯域スペクトルへの適合から得られたスペクトルパラメーターは、X線放出領域のさまざまな可能なジオメトリを考慮したモンテカルロシミュレーションの入力として使用されました。IXPEの上限をこれらのシミュレーションと比較すると、GS1826-238の形状と傾斜角に制約を加えることができます。
NGC 628 における X 線連星とコンパクト星団の間の接続の調査
| Title |
Investigation_of_the_Connection_Between_X-ray_Binaries_and_Compact_Star_Clusters_in_NGC_628 |
| Authors |
Senay_Avdan,_Aysun_Akyuz,_Seda_Acar,_Inci_Akkaya_Oralhan,_Sinan_Allak,_Nazim_Aksaker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.12485 |
我々は、X線連星(XRB)のタイプと近くの銀河NGC628のコンパクト星団の特性との間の可能な関係を調査しました。観測視野内で発生源が検出されました。超高輝度X線源(ULX)を含む合計69個のXRBが、3$\times10^{36}\leqL_{X}$$\leq$2$の光度範囲にあることがわかった\times10^{39}$ergs$^{-1}$.改良されたアストロメトリにより、{\itHST}視野と一致する42のXRBのうち15の光学的対応物を特定しました。光学対応物の存在に基づいて、そのうちの15個をHMXBとして分類しました。光学的対応物がない残りのソースは、LMXBとして分類されました。また、{\itHST}アーカイブから抽出されたマルチバンド光学画像を使用して、この銀河のコンパクトな星団を検索します。864個のコンパクトな星団が特定され、それらの年齢と質量は、最適なSSP(SimpleStellarPopulation)モデルをそれらのカラー-カラーダイアグラムに適用することによって決定されました。NGC628では、HMXBは若い星団に関連付けられ、LMXBは古い星団に関連付けられていることがわかりました。私たちの調査結果は、他の銀河に存在することがすでに知られている、さまざまなタイプのXRBとクラスター年齢の間の関係をサポートしています。
Micro-XマイクロカロリメーターX線観測ロケットの初飛行性能
| Title |
First_Flight_Performance_of_the_Micro-X_Microcalorimeter_X-Ray_Sounding_Rocket |
| Authors |
Joseph_S._Adams,_Robert_Baker,_Simon_R._Bandler,_Noemie_Bastidon,_Daniel_Castro,_Meredith_E._Danowksi,_William_B._Doriese,_Megan_E._Eckart,_Enectali_Figueroa-Feliciano,_Joshua_Fuhrman,_David_C._Goldfinger,_Sarah_N.T._Heine,_Gene_Hilton,_Antonia_J.F._Hubbard,_Daniel_Jardin,_Richard_L._Kelley,_Caroline_A._Kilbourne,_Steven_W._Leman,_Renee_E._Manzagol-Harwood,_Dan_McCammon,_Philip_H.H._Oakley,_Takashi_Okajima,_Frederick_Scott_Porter,_Carl_D._Reintsema,_John_Rutherford,_Tarek_Saab,_Kosuke_Sato,_Peter_Serlemitsos,_Stephen_J._Smith,_Yang_Soong,_Patrick_Wikus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.12064 |
2018年7月22日のMicro-X観測ロケットの飛行は、宇宙での遷移エッジセンサーとそのSQUID読み出しの最初の運用を示しました。この装置は、マイクロカロリメータアレイとイメージングミラーを組み合わせて、拡張X線源から高解像度スペクトルを取得します。最初の飛行目標はカシオペア～超新星残骸。ロケットの指向性に不具合があり、目標を達成できませんでしたが、飛行からのデータを使用して機器の性能を評価し、ペイロードの飛行可能性を実証しました。装置は安定した極低温環境を達成し、すべての飛行操作を実行し、搭載された校正線源からのX線を観測しました。飛行環境は、地上運用と比較して検出器の性能に大きな影響を与えませんでした。この飛行は、外部磁場の影響と検出器の性能に対する機器構成の非常に貴重なテストを提供しました。この飛行は、将来のX線天文台のために選択されたこれらの検出器と読み出し技術の飛行準備におけるマイルストーンを提供します。
JWST In Flight での NIRCam のパフォーマンス
| Title |
NIRCam_Performance_on_JWST_In_Flight |
| Authors |
Marcia_J._Rieke_(1),_Douglas_M._Kelly_(1),_Karl_Misselt_(1),_John_Stansberry_(2),_Martha_Boyer_(2),_Thomas_Beatty_(3),_Eiichi_Egami_(1),_Michael_Florian_(1),_Thomas_P._Greene_(4),_Kevin_Hainline_(1,_Jarron_Leisenring_(1),_Thomas_Roellig_(4),_Everett_Schlawin_(1),_Fengwu_Sun_(1),_Lee_Tinnin_(1),_Christina_C._Williams_(5),_Christopher_N._A._Willmer_(1),_Debra_Wilson_(1),_Charles_R._Clark_(6),_Scott_Rohrbach_(6),_Brian_Brooks_(2),_Alicia_Canipe_(2),_Matteo_Correnti_(7),_Audrey_DiFelice_(2),_Mario_Gennaro_(2),_Julian_Girard_(2),_George_Hartig_(2),_Bryan_Hilbert_(2),_Anton_M._Koekemoer_(2),_Nikolay_K._Nikolov_(2),_Norbert_Pirzkal_(2),_Armin_Rest_(2),_Massimo_Robberto_(2),_Ben_Sunnquist_(2),_Randal_Telfer_(2),_Chi_Rai_Wu_(2),_Malcolm_Ferry_(8),_Dan_Lewis_(8),_Stefi_Baum_(9),_Charles_Beichman_(10),_Ren\'e_Doyon_(11),_Alan_Dressler_(12),_Daniel_J._Eisenstein_(13),_Laura_Ferrarese_(14),_Klaus_Hodapp_(15),_Scott_Horner,_Daniel_T._Jaffe_(16),_Doug_Johnstone_(14),_John_Krist_(17),_Peter_Martin_(18),_Donald_W._McCarthy_(1),_Michael_Meyer_(19),_George_H._Rieke_(1),_John_Trauger_(17),_Erick_T._Young_(20)_(1)_Steward_Observatory,_(2)_Space_Telescope_Science_Institute,_(3)_University_of_Wisconsin,_(4)_NASA_Ames_Research_Center,_(5)_National_Optical-Infrared_Research_Laboratory,_(6)_Goddard_Space_Flight_Center,_(7)_INAF_Osservatorio_Astronomico_di_Roma,_(8)_Lockheed_Martin_Advanced_Technology_Center,_(9)_University_of_Manitoba,_(10)_NASA_Exoplanet_Science_Institute/IPAC,_(11)_Universit\'e_de_Montr\'eal,_(12)_The_Observatories,_The_Carnegie_Institution_for_Science,_(13)_Center_for_Astrophysics,_Harvard_and_Smithsonian,_(14)_National_Research_Council_Canada,_Herzberg_Astronomy_and_Astrophysics,_(15)_University_of_Hawaii,_(16)_The_University_of_Texas_at_Austin,_(17)_Jet_Propulsion_Laboratory,_(18)_Canadian_Institute_for_Theoretical_Astrophysics,_(19)_University_of_Michigan,_(20)_USRA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.12069 |
ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡の近赤外線カメラは、1990年代にJWSTが提案されて以来、天文学者が望んでいた画像を提供しています。打ち上げ直後から2022年7月初旬までの試運転期間において、NIRCamは多くの性能試験と動作チェックを受けました。カメラは事実上すべての領域で発売前の期待を上回っており、飛行中に発見された驚きはほとんどありません.NIRCamは、波面センシングチームが望遠鏡のミラーセグメントの位置合わせに使用するために必要な画像も提供しました(\citealt{Acton_etal2022}、\citealt{McElwain_etal2022})。
| Title |
Detecting_neutrinos_in_IceCube_with_Cherenkov_light_in_the_South_Pole_ice |
| Authors |
Tianlu_Yuan_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.12142 |
IceCubeニュートリノ天文台は、ニュートリノと南極の氷との相互作用による二次荷電粒子によって生成されるチェレンコフ光を介して、GeV-to-PeV+ニュートリノを検出します。検出器は、5000を超える球状のデジタル光学モジュール(DOM)で構成され、それぞれが1つの下向きの光電子増倍管(PMT)で展開され、立方キロメートルにわたって86ストリングにわたって配列されています。IceCubeは、天体物理学のニュートリノ束を測定し、その起源を検索し、ニュートリノ振動パラメーターと断面積を制限しました。これらは、時間の経過とともに洗練された氷河氷の詳細な特徴付けと、チェレンコフ収量期待値の高速近似を利用した再構築の新しいアプローチによって可能になりました。ほぼ継続的なIceCubeの運用が10年以上続いた後、南極にある次世代のニュートリノ望遠鏡が形になりつつあります。IceCubeUpgradeは、高密度のインフィル構成に7つのストリングを追加します。マルチPMTOMは、改善されたキャリブレーションデバイスと新しいセンサープロトタイプとともに、各ストリングに取り付けられます。その密度の高いOMとストリングの間隔は感度を拡張してニュートリノエネルギーを低下させ、ニュートリノ振動パラメータをさらに抑制します。アップグレードのキャリブレーション目標は、IceCubeGen2の設計と構築を導くのに役立ちます。これにより、実効体積がほぼ1桁増加します。
用のスケジューラおよび追跡ソフトウェア
| Title |
J-PLUS_Tracking_Tool:_Scheduler_and_Tracking_software_for_the_Observatorio_Astrof\'isico_de_Javalambre_(OAJ) |
| Authors |
Tamara_Civera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.12270 |
JavalambrePhotometricLocalUniverseSurvey(J-PLUS)は、ObservatorioAstrof\'isicodeJavalambre(OAJ)にある専用のJAST80望遠鏡から北半球の数千平方度を観測する、進行中の12バンドの測光光学調査です。この大規模な調査では、観察戦略が重要なポイントです。最適な観測を計画するには、オブジェクトの可視性、ポインティングの優先度、ステータス、および月の位置とフェーズに応じてポインティングを選択する必要があります。これに関連して、WebアプリケーションであるJ-PLUSTrackingToolが実装されました。これには、最適な観測を計画するためのツールと、望遠鏡のコマンドファイルを作成するためのツールが含まれています。観測を追跡する。調査の状況を知ることができます。この環境では、堅牢性が重要なポイントです。それを取得するために、フィードバックソフトウェアシステムが実装されています。このソフトウェアは、どの観察結果が有効か、またはどれを繰り返す必要があるかを自動的に判断してマークします。ポインティングとフィルターステータスの複雑なシステムを使用して、データ管理パイプラインデータベースから取得したデータに基づいて決定します。このコントリビューションは、J-PLUSTrackingToolとすべてのフィードバックソフトウェアシステムを示しています。
次世代のイメージング大気チェレンコフ望遠鏡の故障タイプの検出と予知保全
| Title |
Failure_type_detection_and_predictive_maintenance_for_the_next_generation_of_imaging_atmospheric_Cherenkov_telescopes |
| Authors |
Federico_Incardona,_Alessandro_Costa,_Kevin_Munari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.12381 |
次世代のイメージング大気チェレンコフ望遠鏡は、高エネルギー宇宙のいくつかの基本的な物理学を解明しようとする数百の望遠鏡で構成されます。科学データに加えて、気象観測所、機器センサー、ログファイルなどからの大量のハウスキーピングおよび補助データも収集されます。教師あり強化学習アルゴリズムによって駆動されるこのようなデータは、これらの天体物理施設に予知保全と障害タイプ検出を適用するために活用できます。このホワイトペーパーでは、今後発生するコンポーネントの障害をその種類と重大度とともにジャストインタイムで予測できるモデルの開発を開始することを目的としたプロジェクトを紹介します。
単星および LMXB 領域における MESA 進化モデルによる磁気ブレーキ
| Title |
Magnetic_braking_with_MESA_evolutionary_models_in_the_single_star_and_LMXB_regimes |
| Authors |
Seth_Gossage,_Vicky_Kalogera,_Meng_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.12037 |
磁気ブレーキは、近接低質量連星系の進化を促進する上で重要な役割を果たし、対流エンベロープを持つ低質量F型以降の星の回転速度に大きな影響を与えます。1D恒星進化モデルのコンテキストで磁気ブレーキを説明するいくつかの可能な処方箋が現在存在します。天の川銀河からの低質量X線連星軌道周期と、散開星団で観測される単一の星の自転周期の両方に対して、4つの磁気制動処方箋をテストします。データは、高速から低速の回転速度への急速な移行に従い、臨界ロスビー数未満で飽和した(非効率的な)磁気制動を示し、超小型X線連星系を再現するのに十分強力な磁気制動処方を支持することがわかりました。テストされた4つの処方箋のうち、これらの条件は、角運動量損失に対する高次磁場トポロジーの効果を組み込んだ制動処方箋によって満たされます。テストされたブレーキ処方のいずれも、質量が$\lesssim$0.8$\rmM_{\odot}$の700～1000Myr程度の年齢の散開星団で観測された失速したスピンダウンを再現することはできません。
| Title |
TESS_observations_of_the_Pleiades_cluster:_a_nursery_for_delta_Scuti_stars |
| Authors |
Timothy_R._Bedding,_Simon_J._Murphy,_Courtney_Crawford,_Daniel_R._Hey,_Daniel_Huber,_Hans_Kjeldsen,_Yaguang_Li,_Andrew_W._Mann,_Guillermo_Torres,_Timothy_R._White_and_George_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.12087 |
プレアデス散開星団の89個のA型とF型のメンバーを調査しました。49個の恒星の投影自転速度（vsini）を測定し、恒星の自転が色等級図の主系列の広がりを引き起こすことを確認しました。NASAのTESSミッション(およびケプラー/K2によって観測された1つの星)からの時系列測光を使用して、36の星でデルタScuti脈動を検出しました。脈動する不安定帯の中央にあるプレアデス星の割合は異常に高く(80%以上)、有効温度の範囲は理論モデルとよく一致しています。一方、脈動スペクトルの特性は変化しており、星の温度とは相関していないため、少なくとも若い星については、デルタScutisの有用なnu_max関係の存在に疑問が投げかけられています。ケプラー場で観測されたデルタScuti星を含めることにより、星間赤化によって不安定帯が距離の増加とともに赤にシフトすることを示します。全体として、この作業は、散開星団内の脈動星を研究するために、GaiaおよびTESSと観測を組み合わせることの威力を示しています。
クラスタリング アプローチを採用したコダイカナル太陽観測所アーカイブのサンチャートを使用した太陽フィラメントの検出
| Title |
Detection_of_Solar_Filaments_using_Suncharts_from_Kodaikanal_Solar_Observatory_Archive_Employing_a_Clustering_Approach |
| Authors |
Aditya_Priyadarshi,_Manjunath_Hegde,_Bibhuti_Kumar_Jha,_Subhamoy_Chatterjee,_Sudip_Mandal,_Mayukh_Chowdhury_and_Dipankar_Banerjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.12176 |
100年以上の太陽観測により、コダイカナル太陽天文台(KoSO)は、世界でも類を見ない太陽データのリポジトリです。その多くのデータカタログの中で、KoSOの「サンチャート」は特に興味深いものです。これらのサンチャート(1904-2020)は、太陽黒点、プラージュ、フィラメント、プロミネンスなど、さまざまな太陽の特徴をカラーで描いたもので、紙にストーニーハーストの緯度経度グリッドがエッチングされています。この論文では、まず業界標準のスキャナーを使用して各サンチャートをデジタル化し、それらのデジタル画像を高解像度の「.tif」形式で保存することにより、この固有のデータを分析します。次に、フィラメントを検出する目的で、Cycle~19とCycle~20のデータ(前世紀で最も強力な2つのサイクル)を調べます。この目的のために、「k-meansクラスタリング」法を採用し、位置、傾斜角、長さ、面積などのさまざまなフィラメントパラメーターを取得しました。私たちの結果は、フィラメントの長さ（および面積）が緯度とともに増加し、極方向の移動が特定の傾斜符号によって明らかに支配されることを示しています。最後に、重複する期間のKoSOデジタル写真乾板データベースの結果と調査結果を相互検証し、それらの間で良好な一致を得ました。概念実証として機能するこの作業は、手描きの一連の多機能フルディスク太陽データを効果的に使用し、研究者が次のような新しい科学を抽出できるようにするための新しい取り組みを開始します。過去100年間の擬似マグネトグラムの生成。
35-40 GHz で動作する新しい太陽マイクロ波分光計による最初のフレア観測
| Title |
The_first_flare_observation_with_a_new_solar_microwave_spectrometer_working_in_35-40_GHz |
| Authors |
F._Yan,_Z._Wu,_Z._Shang,_B._Wang,_L._Zhang,_Y._Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.12314 |
マイクロ波スペクトルには、太陽フレアに関する貴重な情報が含まれています。しかし、現在のスペクトルカバレッジは完全にはほど遠いものであり、20GHzを超える広いデータギャップが存在します。ここでは、35～40GHzで動作する新しく構築されたチャシャンブロードバンドソーラーミリ波分光計(CBS)の最初のフレア(2022年4月20日のX2.2フレア)観測を報告します。新月のCBSデータを使用して校正し、35GHzでの同時NoRPデータを使用して相互校正します。インパルス段階には3つのローカルピークがあり、中央のピークが最も強く、最大磁束密度は35～40GHzで9300SFUに達します。主要なピークのCBSデータ(alpha_C)のスペクトルインデックスはほとんどが正であり、ジャイロシンクロトロンのターンオーバー周波数(nu_t)が35～40GHzを超えていることを示しています。周波数nu_tは小さいですが、NoRP-CBSデータを使用したスペクトルフィッティングによると、他の2つのピークのほとんどの時間で20GHzよりも大きくなっています。CBSインデックスは、nu_t<35GHzのフィッティングされた光学的に薄いスペクトルインデックス(alpha_tn)と一致して、各ピークの一般的な急速な硬化とその後の軟化の傾向を示し、減衰段階で徐々に硬化します。さらに、衝動的な段階全体で得られたターンオーバー頻度は、相関係数が0.82のべき法則依存性(It~nu_t^4.8)に従って、対応する強度(I_t)とよく相関します。低いターンオーバー頻度(<17GHz)でありながら、高いターンオーバー頻度(>20GHz)のイベントが初めて報告されました。
合体が近づいている連星からの質量損失
一部の連星は、角運動量、質量、および軌道エネルギーの劇的な損失を伴う共通のエンベロープ進化を経験し、少なくとも1つの白色矮星、中性子星、またはブラックホールを伴うことが多い近い連星を残します。共通エンベロープの最もよく研究されているフェーズは、元の軌道周期がほとんどない動的なインスパイラルです。V1309ScoとAT2018bwoの観測結果の理論的解釈を示し、連星系は数個の太陽質量に達する力学的事象の前にかなり長期にわたる質量損失を受けることを明らかにします。この質量損失は、流出または周連円盤の形で軌道面に集中します。このゆっくりとした質量損失とそれに続くより速い動的放出との間の衝突が、明るい赤色のトランジェントに力を与えます。結果として生じる放射衝撃は、爆発の残骸を形成するのに役立ち、粉塵と分子が形成される場所を提供します。
相対論的ジェットと降着円盤における乱流粘性について
乱流粘度のメカニズムは、乱流の調査における中心的な問題です。これは、乱流が降着円盤内の角運動量の外向き輸送の原因であると考えられている降着円盤理論の場合にも当てはまります。乱流では、渦はその長さスケールにわたって運動量を輸送し、質量エントレインメントによって制御される粘性のメカニズムを提供します。以前に、電波銀河3C31の相対論的ジェットの特定のケースのエントレインメントモデルを提案しました。このホワイトペーパーでは、モデルパラメーターをさらに制約します。モデル(非相対論的部分)は、自由混合層のレイノルズ応力に関する実験およびシミュレーションデータに対して正常にテストされ、実験範囲と一致するSmagorinsky定数$C_\mathrm{S}\approx0.11$を予測します。せん断流の場合$C_\mathrm{S}\approx0.1-0.12$.降着円盤の場合、エントレインメントモデルを使用すると、乱流の動粘度$\nu_\mathrm{t}$と粘度パラメーター$\displaystyle\alpha=-\frac{8}{3}\betas_\mathrm{T}\frac{\mathrm{v_t}^2}{c_\mathrm{s}^の形式で派生した$\alpha$2}$は、円盤半径に沿った温度勾配の累乗$s_\mathrm{T}$$T\proptor^{s_\mathrm{T}}$に依存し、乱流速度$\mathrm{v_t}$.
レーザー干渉計宇宙アンテナにおけるレーザー相対強度ノイズの影響
| Title |
The_influence_of_laser_relative_intensity_noise_in_the_Laser_Interferometer_Space_Antenna |
| Authors |
Lennart_Wissel,_Olaf_Hartwig,_Jean-Baptiste_Bayle,_Martin_Staab,_Ewan_D._Fitzsimons,_Martin_Hewitson,_Gerhard_Heinzel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.12052 |
LISAは、ピコメートルの精度で自由落下するテスト質量間の分離を干渉計で測定することにより、宇宙の重力波を検出する予定のESAミッションです。望ましい性能を達成するために、LISAはノイズ低減技術の時間遅延干渉法(TDI)を採用します。この手法では、複数の生の干渉計の読み取り値が時間シフトされ、最終的な科学的観測量に結合されます。これらのTDI変数の観点からパフォーマンスを評価するには、さまざまなノイズソースがTDIを介してどのように伝播するかを注意深く追跡する必要があります。このような潜在的に相関するノイズの1つの例は、3つのLISA衛星に搭載された6つのレーザーの相対強度ノイズ(RIN)であり、干渉位相測定に結合します。この記事では、現在のミッションアーキテクチャと想定される緩和戦略に基づいて、予想されるRINレベルを計算します。技術設計の厳格な要件により、宇宙船間干渉計あたり約8.7pm/rtHzの影響が、TDI後の無相関読み出しノイズの典型的な特性を伴う、はるかに低いサブ1pm/rtHzノイズの影響に減少することがわかりました。私たちの調査は、干渉測定の十分にバランスの取れた検出の重要性を強調しています。
スカラーベクトルトーション理論で暗黒エネルギーの宇宙ダイナミクスを研究します。ベクトル場は宇宙トライアドによって記述され、スカラー場は重力との非最小結合を伴う典型型です。重力への結合は、スカラー場とねじれの間の相互作用によって導入されます。ここで、ねじれはテレパラレル重力のコンテキストで定義されます。Friedmann-Lema\^{i}tre-Robertson-Walker時空間背景のフィールド方程式の完全なセットを導出し、関連する自律システムを取得します。臨界点とその安定条件、およびそれらの宇宙論的特性を取得します。このように、宇宙の熱履歴がうまく再現されていることを示しています。さらに、スカラーおよびベクトル場密度が放射線および物質の背景流体と同じ方法でスケーリングされる新しいスケーリングソリューションが見つかりました。最後に、その性質が主にベクトルであり、現在の加速膨張、したがって暗黒エネルギーの支配を説明できる新しいアトラクタ不動点が存在することも示します。
量子重力におけるボルンの法則を超えて
私たちは最近、量子重力における確率の新しい理解を発展させました。このホワイトペーパーでは、この新しいアプローチの概要とその影響について説明します。量子物理学のド・ブロイ・ボーム・パイロット波動定式化を採用して、正規化不可能なホイーラー・デウィット波動汎関数$\Psi$を持つ量子重力の基本レベルにボルン則は存在しないと主張します。代わりに、宇宙は確率密度$P\neq\left\vert\Psi\right\vert^{2}$の量子非平衡の永続的な状態にあります。ボルン規則への動的緩和は、初期宇宙が時間依存で正規化可能な波動汎関数$\psi$を持つ半古典的またはSchr\"{o}dinger近似に現れた後にのみ発生する可能性があります。時空の背景.そのレジームでは、確率密度$\rho$は$\left\vert\psi\right\vert^{2}$に向かって緩和できます(粗視化レベルで).したがって、重力のパイロット波理論はサポートしますボルン則への緩和がビッグバンの直後に起こる原始量子非平衡の仮説.また、シュル\"{o}ディンガー近似に対する量子重力補正が量子非平衡$\rho\neq\left\を可能にすることを示す.vert\psi\right\vert^{2}$は以前の均衡($\rho=\left\vert\psi\right\vert^{2}$)状態から作成されます。このような影響は非常に小さく、実際に観察することは困難です。
反転分布を持つ異方性運動量分布の源としての放射反応冷却
| Title |
Radiation_reaction_cooling_as_a_source_of_anisotropic_momentum_distributions_with_inverted_populations |
| Authors |
Pablo_J._Bilbao_and_Luis_O._Silva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.12271 |
強力な電磁場と放射反応の存在下で、プラズマは反転分布を特徴とする異方性の運動量分布を発達させます。これは、放射線反力を考慮した無衝突プラズマの一般的な性質です。強い磁場中のプラズマの場合を研究し、リングの運動量分布の発達を実証します。リング形成のタイムスケールは、この構成に対して導出されます。リングの特性とリング形成の時間スケールの分析結果は、粒子内細胞シミュレーションで確認されます。結果として生じる運動量分布は動力学的に不安定であり、天体物理学のプラズマや実験室のセットアップでコヒーレントな放射放出を引き起こすことが知られています。
低エネルギー モジュール (LEM): サブ MeV 粒子とガンマ線バースト検出用の CubeSat 分光計の開発
| Title |
The_Low_Energy_Module_(LEM):_development_of_a_CubeSat_spectrometer_for_sub-MeV_particles_and_Gamma_Ray_Burst_detection |
| Authors |
Riccardo_Nicolaidis_(1_and_2),_Francesco_Nozzoli_(1_and_2),_Roberto_Iuppa_(1_and_2),_Francesco_Maria_Follega_(1_and_2),_Veronica_Vilona_(1_and_2),_Giancarlo_Pepponi_(3),_Pierluigi_Bellutti_(3)_and_Evgeny_Demenev_(3)_((1)_Physics_Department,_University_of_Trento,_(2)_INFN-Trento_Institute_of_Fundamental_Physics_and_Application,_(3)_Fondazione_Bruno_Kessler) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.12351 |
磁気圏に閉じ込められた低エネルギー荷電粒子の正確なフラックス測定は、宇宙天気の特徴付けや、リソスフェアと磁気圏の間の結合を研究するために必要であり、地震イベントとヴァンアレンベルトからの粒子降水との相関関係の調査を可能にします。この作品では、CubeSat宇宙分光計、低エネルギーモジュール(LEM)のプロジェクトが示されています。この検出器は、0.1MeVまでの低エネルギー荷電粒子のエネルギー、到着方向、および組成のイベントベースの測定を実行できます。さらに、CdZnTeミニ熱量計のおかげで、LEM分光計はサブMeV範囲での光子検出も可能にし、ガンマ線バーストの性質の調査への探求に加わります。LEMの粒子識別は、薄いシリコン検出器によって実行される$\DeltaE-E$技術に依存しています。この多目的分光計は、10x10x10$\text{cm}^3$CubeSatフレームに収まり、トレント大学、FBK、およびINFN-TIFPA間の共同プロジェクトとして構築されます。サイズと質量の要件を満たすために、アクティブ粒子コリメーションに基づく革新的なアプローチがLEM用に設計されました。この論文では、LEMジオメトリ、その検出コンセプト、および開発されたGEANT4シミュレーションの結果を紹介します。
宇宙論的 2 形式双対性に関する考察
この作業では、宇宙論的応用に特に重点を置いて、自己相互作用する2形式フィールドのさまざまな側面を研究します。二重スカラー場の定式化に頼ることなく、質量のない2形式が宇宙原理とどのように互換性があるかの明示的な構成を提供します。2形式に関して、残差ユークリッド群は、外部空間変換と内部ゲージ変換の組み合わせによって非自明に実現されます。宇宙論的シナリオにおける双対性の一般的な議論を提示した後、いくつかの特異モデルの特定の例を分析し、有効場における双対性の役割と同様に、DBI、cuscuton、およびゴースト凝縮体の双対性の記述について詳細に議論します。宇宙摂動の理論。次に、いくつかの自己相互作用する質量のない2形式を使用したシナリオの分析に進み、それらが固体の二重記述を自然に提供することを示します。次に、二重定式化で適切な制限をとることによって、完全な流体と超流動がどのように得られるかを示します。最後に、大規模な2形式とその双対の場合を検討し、重力波天文学におけるそれらの潜在的な特徴について簡単に説明します。
健全で実行可能なスカラー摂動とテンソル摂動による立方重力の構築
立方体重力が摂動レベルで健全で実行可能である条件を調査します。スカラー摂動とテンソル摂動の詳細な分析を実行します。不安定性が現れないことを示した後、比率がポストニュートンパラメータ$\gamma$である2つのスカラーポテンシャルが、一般相対性理論から最小限だけ逸脱する必要があるという要件を課します。さらに、テンソル摂動に関しては、LIGO-VIRGOおよびフェルミガンマ線バースト観測の満足を課すため、重力波速度が光速に等しい重力波方程式が得られます。一般相対性理論は分散関係に現れます。さらに、立方体重力は、モデルパラメーター、背景の進化、および波数スケールに依存する実効ニュートン定数を示すことを示します。したがって、標準ニュートン定数からの偏差が観測限界内にあることを要求することにより、単一の結合パラメーター$\beta$に対する制約を抽出します。
