JWSTの高赤方偏移銀河観測は、標準宇宙論よりも高い星形成効率を予測しており、$\Lambda$CDMに新たな緊張をもたらしています。状況は予想よりも悪いことがわかりました。本当の状況は、プランクCMB測定がJWST高赤方偏移銀河観測と強い緊張関係にあるということです。具体的には、暗黒物質とバリオンの相互作用、$f(R)$重力、動的暗黒エネルギーなどの代替宇宙モデルを考慮することで、この緊張を緩和する試みを行います。Planck-2018CMBデータからの現在の宇宙論的制約内では、これらのモデルはすべて、そのような大きな緊張を説明できないことがわかります。宇宙論的制約から逃れる可能性のあるシナリオは、拡張されたPress-Schechter形式であり、大質量銀河の初期形成に対する局所環境の影響を考慮します。興味深いことに、高赤方偏移ハローの非線形環境過密度の適切な値がこの緊張をうまく説明できることがわかりました。
すばる/HSC による測光 IGM トモグラフィー: $z\sim5$ の COSMOS フィールドにおける Ly$\alpha$
エミッターの大規模構造と IGM 透過
| Title |
Photometric_IGM_tomography_with_Subaru/HSC:_the_large-scale_structure_of_Ly$\alpha$_emitters_and_IGM_transmission_in_the_COSMOS_field_at_$z\sim5$ |
| Authors |
Koki_Kakiichi,_Joseph_F._Hennawi,_Yoshiaki_Ono,_Akio_K._Inoue,_Masami_Ouchi,_Richard_S._Ellis,_Romain_A._Meyer,_Sarah_I._Bosman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00373 |
我々は、COSMOSフィールドの$z\simeq4.9$にある銀河間媒質(IGM)をマッピングするための「測光IGMトモグラフィー」と呼ばれる新しい手法を提示します。それは深部狭帯域(NB)イメージングを利用して、すばる/ハイパー・シュプリーム・カム(HSC)の$1.8\rm\,sq.\,deg$フィールドを横切る背景銀河のかすかなLy$\alpha$森林透過を測光的に検出します。同じ宇宙体積内のLy$\alpha$エミッター(LAE)を表示して見つけます。超深度HSC画像とベイジアンスペクトルエネルギー分布フィッティングを使用して、4.98ドルのDEIMOS10k分光カタログから選択された多数(140ドル)の背景銀河に沿って、$z\simeq4.9$でLy$\alpha$森林透過を測定します。<z<5.89$および$z\simeq5.7$のSILVERRUSHLAE。Ly$\alpha$森林透過率の平均値を測光的に測定し、クエーサースペクトルに基づく以前の測定値と一致する結果を達成しました。また、角度LAE-Ly$\alpha$フォレスト相互相関関数とLy$\alpha$フォレスト自己相関関数を測定し、$z\simeq4.9でLAE周辺のIGMの大規模な変動に観測上の制約を課します。$.最後に、再構成されたIGMの2D断層撮影マップを、LAEの大規模構造と共空間的に、$11\,h^{-1}\rmcMpc$で$140\,h^{$z\simeq4.9$のCOSMOSフィールドの-1}\rmcMpc$。$z\sim3-6$における再電離の源、クエーサーの放射履歴、および銀河とIGMの相関関係を理解するためのこの新しい手法の観測要件と潜在的なアプリケーションについて説明します。私たちの結果は、測光IGMトモグラフィーの最初の概念実証を表しており、再電離の時代から宇宙の正午までの大規模な宇宙網の文脈で初期の銀河の進化を調べるための新しいルートを提供します。
$H_0$ 超大質量ブラック ホールの影データの光に対する緊張
現在の宇宙論的緊張は、宇宙論的パラメーターを制約する新しいプローブを研究するための広い扉を開きました。具体的には、ハッブル定数$H_0$の値を独立した手法で決定します。$H_0$を測定/推測するための2つの標準的な方法は、(i)距離はしごのアンカーされた観測量、および(ii)再結合の時代に$H_0$とサウンドホライズンの角度サイズとの関係を確立することに依存しています。標準的な宇宙定数コールドダークマター($\Lambda$CDM)宇宙論。ただし、前者は近くの距離で観測可能なものを使用したキャリブレーションが必要ですが、後者は直接測定ではなく、モデルに依存します。これらの側面の背後にある物理学は、体系的な影響を最小限に抑えるのに役立つキャリブレーション方法を選択したり、固定された宇宙モデルの背景を考慮したりする可能性を制限します.最近検出されたブラックホールの影など、近くにある新しい観測対象の物理を深く調査する可能性を予想して、この論文では、これらの観測対象に関連する研究を拡張するための標準ルールを提案します。超大質量ブラックホールの影は、影の角度サイズとブラックホールの質量という2つのパラメーターによって特徴付けることができます。これらのパラメーター間の縮退は、特定の条件をより高い(er)赤方偏移で予測して修正することで解消できることがわかりました。約4\%$の精度で、近い将来の実験で達成できる可能性があります。
単一フィールド インフレーションからの原始ブラック ホールの形成は除外されない
| Title |
The_Primordial_Black_Hole_Formation_from_Single-Field_Inflation_is_Not_Ruled_Out |
| Authors |
Antonio_Riotto_(University_of_Geneva) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00599 |
初期宇宙で原始ブラックホールを形成するための標準的なシナリオは、CMBプラトーと比較して短スケールモードの振幅が増大する単一フィールドインフレーションの超スローロールフェーズに基づいています。一般的な議論に基づいて、ショートモードからの大規模な線形パワースペクトルへのループ補正が小さいことを示し、シナリオが除外されていないと結論付けます。
最小限の仮定を用いたステージ IV サーベイからの成長と膨張の歴史の共同再構成 II: 修正された重力と大量のニュートリノ
| Title |
Joint_reconstructions_of_growth_and_expansion_histories_from_stage-IV_surveys_with_minimal_assumptions_II:_Modified_gravity_and_massive_neutrinos |
| Authors |
Rodrigo_Calder\'on,_Benjamin_L'Huillier,_David_Polarski,_Arman_Shafieloo,_Alexei_A._Starobinsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00640 |
以前の研究で導入された形式に基づいて、モデルに依存しない方法で一般相対性理論(GR)からの偏差を記述する現象論的関数$G_{\rmeff}(z)$を再構築します。この代替アプローチでは、$\mu\equivG_\mathrm{eff}/G$をガウス過程としてモデル化し、ステージIV調査から予測された成長率測定値を使用して、2つの異なるおもちゃモデルの形状を再構築します。2段階の手順に従います。(i)まず、超新星(SNe)とバリオン音響振動(BAO)の測定値からバックグラウンド膨張履歴を再構築します。(ii)次に、それを使用して成長履歴$f\sigma_8$を取得し、それを赤方偏移空間歪み(RSD)測定値に当てはめて$G_\mathrm{eff}$を再構築します。ダークエネルギーの挙動が正確に決定されていれば、ダークエネルギー分光装置(DESI)などの今後の調査で、GRからの逸脱を検出できる可能性があることがわかります。一部の特定のモデルでは、$G\からG_\mathrm{eff}$への遷移赤方偏移を制限することさえできるかもしれません。$G_\mathrm{eff}$(または$\mu$)の再構成に対する大量のニュートリノの影響を、膨張履歴が与えられ、ニュートリノの質量だけが自由に変化すると仮定して、さらに評価します。ニュートリノの質量に対する厳しい制約と、この研究で検討したプロファイルについて考えると、そのような大規模なニュートリノの影響が結論を変えないことが数値的に回復します。最後に、$\Lambda$CDMの拡張履歴を誤って仮定すると、$\mu$の再構築の劣化や($\Omega_\mathrm{m0}$,$\sigma_{8,0}$)-平面。
限界重力不安定円盤における原始惑星の軌道移動。 Ⅱ．移行、マージ、および排出
コアの降着またはディスクの不安定性によって限界重力不安定(MGU)ディスク内に形成された原始惑星は、大規模なスパイラルアームとの動的な相互作用の影響を受け、その結果、内向きまたは外向きの軌道移動、相互の合体、または原始惑星からの完全な放出さえ発生する可能性があります。システム。後者のプロセスは、束縛されていないガス巨大惑星(自由浮遊惑星、FFP)の予想外に高い頻度の可能な形成シナリオとして仮説が立てられています。EDTONS固定グリッド3次元(3D)流体力学コードを使用した以前の計算では、質量が0.01$M_\oplus$から3$M_{Jup}$の原始惑星が、MGUディスク内で$\sim$1000年間、無秩序な軌道進化を起こす可能性があることがわかりました。単調な内向きまたは外向きの移動を受けています。ここでは、Enzo2.5アダプティブメッシュリファインメント(AMR)3D流体力学コードを使用して、MGUディスク内の原始惑星の形成と軌道進化を最大2000年間追跡します。Enzoの結果は、EDTONSコードの基本的なディスク断片化の結果と、単調な内向きまたは外向きの軌道移動がないことを確認しています。さらに、エンツォでは、EDTONSとは異なり、原始惑星の合体が可能になるため、エンツォモデルでは1000年から2000年間生き残る原始惑星の数が大幅に減少します。これらのモデルはまた、巨大ガス惑星が多数の原始惑星に分裂するMGUディスクで頻繁に放出されるべきであることを示唆しており、観測されたFFPの発生源メカニズムとして放出を支持している。
Tianwen-1 のマーズ オービター磁力計: 飛行中の性能と最初の科学的結果
| Title |
The_Mars_Orbiter_Magnetometer_of_Tianwen-1:_In-flight_Performance_and_First_Science_Results |
| Authors |
Yuming_Wang_and_Tielong_Zhang_and_Guoqiang_Wang_and_Sudong_Xiao_and_Zhuxuan_Zou_and_Long_Cheng_and_Zonghao_Pan_and_Kai_Liu_and_Xinjun_Hao_and_Yiren_Li_and_Manming_Chen_and_Zhoubin_Zhang_and_Wei_Yan_and_Zhenpeng_Su_and_Zhiyong_Wu_and_Chenglong_Shen_and_Yutian_Chi_and_Mengjiao_Xu_and_Jingnan_Guo_and_Yang_Du |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00677 |
マーズオービターマグネメーター(MOMAG)は、中国初の火星ミッションであるTianwen-1のオービターに搭載された科学機器です。2021年11月13日から、太陽風から火星周辺の磁気パイルアップ領域までの磁場を定期的に測定し始めました。ここでは、最初の1か月半のデータに基づく飛行中のパフォーマンスと最初の科学的結果を紹介します。火星の大気と揮発性進化(MAVEN)からの太陽風の磁場データと比較すると、MOMAGによる磁場は同じレベルのマグニチュードであり、3つの成分で同様の変動を持つ同じ磁気構造を見つけることができました。MOMAGデータで。最初の1か月半で、MOMAGデータから158の明確なバウショック(BS)交差を認識し、その位置はモデル化された平均BSと統計的によく一致します。また、Tianwen-1のオービターとMAVENの5組の同時BSクロッシングを識別します。これらのBSクロッシングは、モデル化されたBSの全体的な形状と、火星のBSの南北非対称性を確認します。この論文で提示された2つのケースは、BSが機首付近よりも側面でおそらくより動的であることを示唆しています。これまでのところ、MOMAGは良好に機能し、正確な磁場ベクトルを提供します。MOMAGは、火星を取り巻く磁場を継続的にスキャンしています。MAVENからの観測によって補完されたこれらの測定は、間違いなく火星のプラズマ環境に関する理解を深めるでしょう。
キエフ彗星ステーションで得られた選択された太陽系外惑星トランジットの観測と、軌道望遠鏡 TESS およびケプラーのデータベースとの比較分析
| Title |
Comparative_analysis_of_observations_of_the_selected_exoplanet_transits_obtained_at_the_Kyiv_Comet_station_with_the_database_of_the_orbital_telescopes_TESS_and_Kepler |
| Authors |
M._Lobodenko_(KNU),_Ya._Pavlenko_(MAO),_I._Kulyk_(MAO),_A._Nahurna_(KNU),_M._Solomakha_(KNU),_O._Baransky_(KCSL) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00689 |
キエフ彗星ステーションで得られた選択された太陽系外惑星トランジットの観測の比較分析を、TESS（トランシティング系外惑星調査衛星）およびケプラー宇宙望遠鏡のデータベースと比較分析します。TESSおよびケプラー軌道望遠鏡によって得られた光度曲線は、MUSTアーカイブ(宇宙望遠鏡のバーバラA.ミクルスキーアーカイブ)で自由に利用できるPythonパッケージLightkurve2.3vに基づくプログラムを使用して処理されました。地上観測は、70cm望遠鏡AZT-8(Lisnyky)で行われました。地上観測の測光処理は、Muniwinプログラムを用いて行った。観測されたトランジットの光度曲線とパラメーター、および地上観測から得られた系外惑星軌道パラメーターは、ETD(ExoplanetTransitDatabase)で公開されました。決定された通過パラメータは、MUSTアーカイブに保存されているTESSコマンドの結果と比較されました。ここでは、トランジット現象のパラメーター(周期、深さ、トランジット時間)の比較を提示し、いくつかの軌道パラメーターは、異なる時代に行われた地上と軌道の2つの独立した観測セットから得られました。
初期形成された安山岩質小惑星地殻のガイア探索
| Title |
Gaia_search_for_early-formed_andesitic_asteroidal_crusts |
| Authors |
Marjorie_Galinier,_Marco_Delbo,_Chrysa_Avdellidou,_Laurent_Galluccio,_and_Yves_Marrocchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00699 |
コンテクスト。安山岩質隕石は、これまでに知られている最も古いエーコンドライトの1つです。彼らは、約4.565マイル前に発生した原始微惑星の火山活動と地殻形成エピソードを記録しています。しかし、これらの隕石の類似物は現在までに小惑星集団で発見されていません。ねらい。GaiaDR3スペクトルデータセットを使用して、小惑星集団で安山岩隕石ErgChech002の分光学的類似物を検索しました。メソッド。ErgChech002に最も類似したスペクトルを持つ小惑星を特定するために、最初にGaiaDR3小惑星のスペクトルパラメーター(スペクトル勾配とバンドIの深さ)を決定し、それらを隕石のさまざまなサンプルのスペクトルパラメーターと比較しました。さらに、ErgChech002とGaiaDR3の小惑星データの間でスペクトル曲線マッチングを実行し、両方の方法の結果を比較しました。結果。51個のメインベルトの小惑星がErgChech002のものと同様の可視スペクトルを持ち、91個が隕石の宇宙風化スペクトルに類似したスペクトルを持っていることを発見しました。それぞれスペクトルを持つ小惑星。隕石の実験室サンプルに最もよく一致する小惑星は、主に内側のメインベルトに位置していますが、宇宙風化した隕石モデルに一致するオブジェクトは、ベルト全体でわずかに多く散乱していることを示しています。結論。ErgChech002と一致する可能性のある小惑星が見つかったという事実にもかかわらず、これらの小惑星は非常にまれです。さらに、可視スペクトルだけでは、ErgChech002様の組成物を完全に診断することはできません。近赤外線スペクトルは、ErgChech002と候補小惑星集団の間のスペクトルの一致を確認(または除外)するために重要です。
ホットダストで覆われた銀河の光学スペクトルにおける幅広い輝線は、JWST/NIRCam測光に大きく貢献する可能性があります
| Title |
Broad_emission_lines_in_optical_spectra_of_hot_dust-obscured_galaxies_can_contribute_significantly_to_JWST/NIRCam_photometry |
| Authors |
Jed_McKinney_(1),_Luke_Finnerty_(2),_Caitlin_Casey_(1),_Maximilien_Franco_(1),_Arianna_Long_(1),_Seiji_Fujimoto_(1_and_3_and_4),_Jorge_Zavala_(5),_Olivia_Cooper_(1),_Hollis_Akins_(1),_Alexandra_Pope_(6),_Lee_Armus_(7),_B._T._Soifer_(8),_Kirsten_Larson_(9),_Keith_Matthews_(8),_Jason_Melbourne_(8),_Michael_Cushing_(10)_((1)_UT_Austin,_(2)_UCLA,_(3)_DAWN,_(4)_Niels_Bohr_Institute,_(5)_NAOJ,_(6)_UMass,_(7)_IPAC,_(8)_Caltech,_(9)_STScI,_(10)_UToledo) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00017 |
JWSTサーベイからz>7-10にある最初の銀河を選択することは、縮退測光によるz<6汚染物質によって複雑になります。たとえば、z<6の強い光星雲輝線は、z>7-10ライマンブレークギャラクシー(LBG)のJWST/NIRCam測光を模倣する可能性があります。特に塵に覆われた3<z<6銀河は潜在的に重要な汚染物質であり、それらのかすかな静止光スペクトルは歴史的に観測が困難でした。3<z<6の塵の多い銀河の光輝線と連続体測定の欠如により、NIRCamドロップアウトを伴う縮退解に対して期待されるJWST/NIRCam測光をテストすることが困難になっています。この目的に向けて、高温で塵に覆われた大質量の21のKeckII/NIRESスペクトルを積み重ねることにより、物理的に動機付けられた方法でNIRCam測光への強い輝線による寄与を定量化します($\log\mathrm{M_*/M_\odot}\gtrsim10-11$)と赤外線(IR)で発光する銀河(z~1-4)。平均スペクトルを導出し、強い狭い(広い)[OIII]5007およびH$\alpha$フィーチャを、同等の幅$130\pm20$A($150\pm50$A)および$220\pm30$A($540\pm80$)で測定します。A)それぞれ。これらの機能により、広帯域NIRCamフラックスを1.2～1.7倍(0.2～0.6等級)増加させることができます。大幅なダスト減衰($A_V\sim6$)により、H$\alpha$+[NII]は[OIII]+H$\beta$よりもかなり明るいことがわかり、したがって、輝線が支配的な汚染物質であることがわかります。高Z銀河探索では、$\beta>-1.5$およびz>4の$S_\lambda\propto\lambda^\beta$の適度に青く知覚されるUV連続体のみを再現できます。$\lambda_{rest}\sim0.3-0.8\,\mu$mの間のz>10LBGのフォトメトリで、スタックがより縮退している赤方偏移(z~3.75)がいくつかありますが、$\を超える赤のフィルター範囲lambda_{obs}>3.5\,\mu$mおよび遠赤外線/サブmmのフォローアップは、縮退を打破し、2つのかなり制約のない集団、z~3-の塵に覆われた銀河を決定的に分離するのに役立つ可能性があります。z>10で6およびLBG。
CEERS キー ペーパー IV: $4 < z < 9$ の銀河は見た目よりも青い -- 静止フレーム $\sim 1$ ミクロン
イメージングからの銀河恒星集団の特徴付け
| Title |
CEERS_Key_Paper_IV:_Galaxies_at_$4_ |
| Authors |
Casey_Papovich_(Texas_A&M_University),_Justin_Cole,_Guang_Yang,_Steven_L._Finkelstein,_Guillermo_Barro,_V\'eronique_Buat,_Denis_Burgarella,_Pablo_G._P\'erez-Gonz\'alez,_Paola_Santini,_Lise-Marie_Seill\'e,_Lu_Shen,_Pablo_Arrabal_Haro,_Micaela_B._Bagley,_Eric_F._Bell,_Laura_Bisigello,_Antonello_Calabr\`o,_Caitlin_M._Casey,_Marco_Castellano,_Katherine_Chworowsky,_Nikko_J._Cleri,_M._C._Cooper,_Luca_Costantin,_Mark_Dickinson,_Henry_C._Ferguson,_Adriano_Fontana,_Mauro_Giavalisco,_Andrea_Grazian,_Norman_A._Grogin,_Nimish_P._Hathi,_Benne_W._Holwerda,_Taylor_A._Hutchison,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Lisa_J._Kewley,_Allison_Kirkpatrick,_Dale_D._Kocevski,_Anton_M._Koekemoer,_Rebecca_L._Larson,_Arianna_S._Long,_Ray_A._Lucas,_Laura_Pentericci,_Nor_Pirzkal,_Swara_Ravindranath,_Rachel_S._Somerville,_Jonathan_R._Trump,_et_al._(5_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00027 |
JamesWebbSpaceTelescope(JWST)Mid-InfraredInstrument(MIRI)を組み合わせた画像データを使用して、赤方偏移$4<z<9$を持つ28の銀河の星の人口パラメーターに関するCosmicEvolutionEarlyReleaseSurvey(CEERS)の結果を提示します。ハッブル宇宙望遠鏡とスピッツァー宇宙望遠鏡のデータを使用。JWST/MIRI5.6および7.7$\mu$mデータは、この赤方偏移範囲の銀河の静止フレームスペクトルエネルギー分布(SED)の範囲をほぼ1ミクロンまで拡張します。銀河のSEDをモデル化することにより、MIRIデータは、銀河が平均して静止フレームUV(1600\r{A})$-$$I$バンドの色を持ち、MIRIを欠く測光法を使用した場合よりも0.4等級青色であることを示しています。.したがって、銀河の(星の)質量と光の比は低くなります。MIRIデータは星の質量を$4<z<6$で$\langle\Delta\logM_\ast\rangle=0.25$dex(係数1.8)、$6<z<9$で0.37dex(係数)減らします。2.3の）。これはまた、星形成率(SFR)を$4<z<6$で$\langle\Delta\log\mathrm{SFR}\rangle=0.14$dex、$6<z<9$で0.27dex減少させます。また、MIRIデータは、初期の星形成で形成される星の許容質量に対する制約を改善します。$z_f=100$での「バースト」とゆっくりと変化する("delayed-$\tau$")モデルの両方を含む星形成履歴を使用して、これをモデル化します。MIRIデータは、星の許容質量を$4<z<6$で0.6dex減少させ、$6<z<9$で$\approx$1dex減少させます。これらの結果をグローバルに適用すると、宇宙初期の宇宙の星の質量密度が1桁減少します($z\approx9$)。したがって、静止フレーム$\gtrsim$1$\mu$mの観測は、非常に高い赤方偏移の銀河での星の質量の蓄積を制限するために最も重要です。
渦巻銀河の進化に対するAGNとトーラス特性の影響
| Title |
the_impact_of_the_AGN_and_the_torus_properties_on_the_evolution_of_spiral_galaxies |
| Authors |
M._A._Abdulrahman,_K._A._K._Gadallah,_A._Ahmed,_M._S._Elnawawy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00043 |
渦巻銀河の場合、活動銀河核(AGN)と、渦巻腕の半径や密度などのホスト銀河に関係するいくつかの物理的パラメーターが、これらの銀河の形態進化において重要な役割を果たすことができます。中央のブラックホールの重力効果を供給メカニズムとして考慮すると、ガスは渦巻腕から降着円盤に流れます。したがって、私たちはアプローチを構築し、ブラックホールの質量やスパイラルアーム密度などのパラメーターに依存するAGN光度の式を導き出しました。銀河のサンプルは、SDSS-DR7のタイプ1AGNのカタログから取得されました。私たちのモデルでは、上記の物理パラメータに応じて、AGNの光度とブラックホールの質量の関係を示します。また、銀河サンプルのブラックホール質量と星形成率の関係も調査しました。渦巻きの腕の半径、密度、トーラスの長さ、ガスの質量、星形成率などのトーラスの物理的性質は、AGN光度の変化の観点から説明されました。これらの特性は、渦巻銀河の進化シナリオでより効果的です。AGNの光度の変化に対して、進化の軌跡は星形成率に基づいて量的に異なります。星形成率の変化は、AGN光度と正の相関があります。
Gaia DR3 カタログによる銀河の恒星系の頂点座標
| Title |
The_vertex_coordinates_of_the_Galaxy's_stellar_systems_according_to_the_Gaia_DR3_catalogue |
| Authors |
A._M._Dmytrenko,_P._N._Fedorov,_V._S._Akhmetov,_A._B._Velichko_and_S._I._Denyshchenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00203 |
さまざまな恒星系の頂点の座標を決定した結果を提示します。その重心は銀河面にあります。これを行うために、GaiaDR3カタログに含まれる赤色巨星と亜巨星の位置、視差、固有運動、動径速度が使用されています。ローカル座標系で変形速度テンソルの成分を決定する際に、研究中の星系の頂点の座標を見つけました。銀河中心の円筒座標(R,\theta)と銀河の直角座標(X,Y)では、頂点偏差lxyに複雑な依存関係があることが判明しました。この論文で提案されたアプローチに基づいて、頂点までの日心距離が初めて決定されました。得られた結果は、銀河中心の球面座標と恒星系の頂点が一致しないという事実に加えて、それらの太陽中心距離も一致しないことを示しています。これは、軸対称性に顕著な影響を与える構造が銀河系に存在することを示しています。
AGN の X 線光度関数を決定する新しい方法と、赤方偏移によるその進化
今日の大質量銀河のほとんどすべてが、その中心に超大質量ブラックホール(SMBH)を含んでいると理解されています。SMBHは周囲から物質を降着させて成長し、その際にX線を放出しました。活動銀河核(AGN)のX線光度関数(XLF)は、AGN集団の宇宙論的特性と進化を理解するために広く研究されてきました。宇宙時間にわたるAGNXLF進化のより正確な研究を達成するために、新しい固定レストフレーム法を提示します。通常、XLFは固定されたオブザーバーフレームエネルギーバンドで構築されますが、異なる赤方偏移で異なるレストフレームエネルギーをプローブするため、問題になる可能性があります。新しい方法では、観測されたエネルギーバンドを赤方偏移で変化させることにより、代わりに固定のレストフレームバンドでXLFを構築します。XMM-NewtonとHEAO1X線データを使用して、静止フレーム2$-$8keVバンドをターゲットにし、$0<z<3$の赤方偏移で変化する7つの観測フレームエネルギーバンドを使用します。2つの手法を使用してXLFを生成します。1つはビニングされたXLFを作成するためのもので、もう1つはビニングされていない完全なソースサンプルを利用する最大尤度(ML)適合を使用するものです。両方の方法のMLベストフィット純粋光度進化(PLE)の結果は互いに一致していることがわかり、高光度AGNに限定された高赤方偏移データを使用してXLF進化研究を実行することは、固定された観測者フレームまたは静止フレームのエネルギーバンド。XLF進化の測定における新しい方法の実行可能性を実証しました。
回転するブラックホールの事象の地平線による潮汐破壊率の抑制
最も大質量のブラックホール(BH)による観測可能な潮汐破壊イベント(TDE)の割合は、イベントホライズンによる星の直接捕捉により抑制されます。この抑制効果は地平線の形状に依存し、銀河の中心にある休眠状態のBHのスピン分布を調べる可能性があります。ニュートン限界で一般的に使用される凍結近似を拡張することにより、与えられた内部構造の星の潮汐破壊の一般的な相対論的基準を提案します。次に、さまざまなBH質量、スピン、および現実的な恒星集団について、レート抑制係数が計算されます。高いBHスピン(>0.5)または若い恒星集団(<1Gyr)のいずれかにより、10^8太陽質量よりもはるかに質量の大きいBHからTDEを観測できることがわかりました。これをスピンエイジ縮退（SAD）と呼びます。これにより、BHスピン分布を制約するためのTDE率の有用性が制限されます.TDE放射または銀河核付近の星のスペクトルエネルギー分布をモデル化することによって、星の人口の年齢または破壊された星の質量に関する追加の制約が得られない限り、.
NGC2071-Northで明らかになった二重中心を持つ低質量ハブフィラメント
| Title |
A_low-mass_hub-filament_with_double_centre_revealed_in_NGC2071-North |
| Authors |
Vera_K\"onyves,_Derek_Ward-Thompson,_Yoshito_Shimajiri,_Pedro_Palmeirim,_Philippe_Andr\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00481 |
NGC2071-Northの最初の分析を、二重中心を特徴とする解決されたハブフィラメントとして提示します。この$\sim1.5\times1.5$パーセクスケールのフィラメントハブには、$\sim$500$M_\odot$が含まれています。プランクから見ると、磁力線がこの孤立した場所での物質の収集を促進した可能性があります。落下するガスの特徴によって裏付けられたエネルギー収支分析は、これらのフィラメントが現在星を形成していることを明らかにしています。Herschel100$\mu$m放射はハブのIRAS05451+0037とLkH$\alpha$316に集中し、拡散ローブとそれらの周りのループを示します。フィラメント対の収束位置が2.3$'$(0.27pc)オフセットされているため、このような二重中心が形成される可能性があることを示唆しています。この距離は、HCO$^+$(1$-$0)やHCN(1$-$0)などのカラム密度や分子トレーサーに見られるハブリングの直径とも一致し、遷移と接続を示している可能性があります。ハブと放射フィラメントの間。我々は、発光星LkH$\alpha$316の3つの構成要素のすべてが物理的に関連していると主張している。IRAS05451+0037に接続された$\sim$0.06pcサイズのガスループが、Pan-STARRS-iからHerschel-100$\mu$mまでの波長で見られることがわかりました。これらの観察結果は、二重ハブの中心にある両方の原始星が雲の物質と相互作用していることを示唆しています。私たちの$^{13}$COデータでは、80年代に確認されたこの地域の流出は、はるかに低い解像度では見られないようです。
PHANGS-JWST の最初の結果: ISM 相と金属性の関数としての PAH 画分の変化
| Title |
PHANGS-JWST_First_Results:_Variations_in_PAH_Fraction_as_a_Function_of_ISM_Phase_and_Metallicity |
| 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,_I-Da_Chiang,_Daniel_A._Dale,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Eric_Emsellem,_Kathryn_Grasha,_Brent_Groves,_Hamid_Hassani,_Annie_Hughes,_Kathryn_Kreckel,_Sharon_E._Meidt,_Ryan_J._Rickards_Vaught,_Amy_Sardone,_Eva_Schinnerer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00578 |
JWST/MIRI観測からのIC5332、NGC628、NGC1365、およびNGC7496の多環芳香族炭化水素(PAH)の形のダストの割合を追跡するマップを提示します。F770W($7.7~\mu$m)フィルターとF1130W($11.3~\mu$m)フィルターを組み合わせて、それぞれイオン化および中性PAH放出を追跡し、PAH放出をF2100Wと比較することでPAHフラクションを追跡します。ほこりの粒。IC5332、NGC628、NGC1365、およびNGC7496で、それぞれ3.3、4.7、5.1、および3.6の平均$R{\rm_{PAH}=(F770W+F1130W)/F2100W}$値を見つけます。MUSEH$\alpha$によってトレースされたHII領域は、体系的に低いPAH割合を示していることがわかります。PAHの割合は、他の銀河環境全体で比較的一定のままであり、わずかな変動があります。CO+HI+H$\alpha$を使用して星間ガス相を追跡すると、PAHの割合がI$_{H\alpha}/\Sigma_{H~I+H_2}$$\simの値を超えて減少することがわかります~10^{37.5}$ergs$^{-1}$kpc$^{-2}$(M$_\odot$pc$^{-2}$)$^{-1}$,全体で4つの銀河。半径方向のプロファイルは、PAHフラクションへの強い金属量依存性を示す以前の結果と一致して、半径の増加に伴ってPAHフラクションが減少することも示しています。私たちの結果は、イオン化ガス中のPAH破壊のプロセスが4つのターゲット間で同様に機能することを示唆しています。
Herbig-Haro 7 における準結合 H2 線放出の最初の赤外スペクトルの分析
| Title |
Analysis_of_the_first_infrared_spectrum_of_quasi-bound_H2_line_emission_in_Herbig-Haro_7 |
| Authors |
Evelyne_Roueff,_Michael_G._Burton,_Thomas_R._Geballe_and_Herv\'e_Abgrall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00741 |
コンテクスト。高度に励起された水素分子H2は、衝撃を受けた分子ガスの多くの領域で観測されています。最近公開されたHerbig-Haro7(HH7)の$K$バンドスペクトルには、他の場所では検出されていない、非常に励起されたエネルギーレベルからのH2の振動回転線がいくつか含まれています。$v$=2$J$=29レベルから、H2の解離限界を超えています。このスペクトルの2.104$\mu$mの1つの輝線は未確認でした。ねらい。最近計算された以前に欠落していた分子データを含めることにより、HH7のスペクトルの分析を完了することを目指しています。メソッド。$K$バンドスペクトルを再分析し、$K$バンドで赤外線輝線を生成できる準束縛上準位の物理学を強調しました。結果。2.1785$\mu$mでの$2-1$$S$(27)ラインの識別を確認し、2.1042$\mu$mでのラインを1-0$S$(29)遷移によるものとして識別します。H2、その上準位エネルギーも解離限界よりも高い。この後者の同定、その柱密度、およびその上位準位のエネルギーは、HH7環境における5000Kでの高温熱成分の存在をさらに実証します。}結論.新たに同定された$1-0$$S$(29)線の存在は、その準束縛上準位($v$=1,$J$=31)が有意な自然解離確率を持っていることから、H2の解離が発生しています。20,000Kから53,000Kのエネルギーを持つH2準位のほぼすべてが$\sim$5,000Kの単一温度で局所熱力学的平衡に維持されるメカニズムは、まだ理解されていません。
大質量原始星からの円盤風フィードバック。 Ⅱ．進化の順序
| Title |
Disk_Wind_Feedback_from_High-mass_Protostars._II._The_Evolutionary_Sequence |
| Authors |
Jan_E._Staff_(Chalmers/UVI),_Kei_E._I._Tanaka_(UC_Boulder/NAOJ),_Jon_P._Ramsey_(UVa),_Yichen_Zhang_(UVa),_Jonathan_C._Tan_(Chalmers/UVa) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00749 |
星の形成は、降着エンベロープを介してバイポーラキャビティを切り開く降着を動力源とする流出の放出と遍在的に関連付けられています。このフィードバックは、出生前星核からの星形成の効率を調節するために重要であると予想されます。これらの低絶滅流出空洞は、より短い波長の光子の脱出を可能にすることにより、原始星の外観に大きな影響を与えます。アウトフローからのドップラーシフトCOライン放出は、多くの場合、深く埋め込まれた初期段階の星形成の最も顕著な兆候でもあります。ここでは、大規模な星形成領域に典型的な高圧環境に埋め込まれた初期の$60\:M_\odot$コアから形成される原始星からの円盤風流出の3D磁気流体力学シミュレーションを提示します。$\sim$100,000年の期間にわたる$m_*=1\:M_\odot$から$26\:M_\odot$までの原始星の成長をシミュレートします。アウトフローは、中心部を通り$\sim10^\circ$の半開き角を持つ空洞を急速に掘削します。この角度は、星が$4\:M_\odot$に達するまで比較的一定のままです。その後、時間とともに着実に成長し、シミュレーションの終わりまでに$\sim50^\circ$の値に達します。星形成効率(SFE)の下限は0.43と推定されます。しかし、大規模な円盤からの継続的な降着と残りの降雨エンベロープを考慮すると、最終的なSFEは$\sim0.7$となる可能性があると推定されます。アウトフローの観測可能な特性、特にキャビティ開口角の進化、総質量と運動量フラックス、流出ガスの速度分布を調べ、観測された大質量原始星G35.20-0.74NおよびG339.88-1.26と比較します。アルマ望遠鏡によって、それらの固有の特性に制約が生じます。
クジラの泡: NGC 4631 の超高輝度 X 線源の光学的対応物と拡張星雲の特定
| Title |
Bubble_in_the_Whale:_Identifying_the_Optical_Counterparts_and_Extended_Nebula_for_the_Ultraluminous_X-ray_Sources_in_NGC_4631 |
| Authors |
Jing_Guo,_Jianfeng_Wu,_Hua_Feng,_Zheng_Cai,_Ping_Zhou,_Changxing_Zhou,_Shiwu_Zhang,_Junfeng_Wang,_Mouyuan_Sun,_Wei-Min_Gu,_Shan-Shan_Weng,_Jifeng_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00022 |
CFHT/MegaCamを使用したスターバースト銀河NGC4631のディープオプティカルイメージングキャンペーンを紹介します。HST/ACSおよびChandra/ACISのアーカイブデータを補足することにより、この銀河で最も明るい5つのX線源の光学的対応候補を検索します。そのうちの4つは超高輝度X線源(ULX)として識別されます。X線源の恒星環境は、吸光補正された色等級図と等時線モデルを使用して分析されます。H$\alpha$画像と[OIII]画像で異なる形態を示す、X4の周りに高度に非対称なバブル星雲を発見しました。[OIII]/H$\alpha$比マップは、H$\alpha$-明るいバブルが主に片側ジェット/流出による衝撃電離によって形成される可能性があることを示していますが、よりコンパクトな[OIII]構造はULXによって光イオン化されます。MAPPINGSVコードを使用して気泡の膨張速度と星間物質の密度を制約し、気泡に注入される機械力を$P_w\sim5\times10^{40}$ergs$^{-1}$と推定します。$\sim7\times10^{5}$yrの対応するバブル時代。$\sim10^{-7}\M_{\odot}\\rmyr^{-1}$の質量損失率でそのようなレベルの機械的パワーを提供するには、相対論的ジェットが必要です。降着に加えて、ブラックホールのスピンは、スーパーエディントンジェットパワーの追加のエネルギー源である可能性があります。
高エネルギー宇宙ニュートリノの拡散フラックスにおけるバンプハンティング
TeV--PeVエネルギーを持つ、IceCubeによって見られる高エネルギー天体物理ニュートリノの大部分の起源は不明です。それらが光ハドロン、すなわち天体物理源における陽子-光子相互作用で作られている場合、これは、特徴的なエネルギーを中心とした拡散フラックスのこぶのような特徴として現れる可能性があります。IceCubeニュートリノ望遠鏡によって収集された7.5年間の高エネルギー開始イベント（HESE）で、形状とサイズの多様性を考慮して、この特徴の証拠を探し、今後のニュートリノ望遠鏡からのより大きなデータサンプルを使用して予測を行います。現在のデータは、こぶのような特徴の証拠を明らかにしていません。これにより、フォトハドロンニュートリノ源の候補集団を制限することができます。近い将来の予測では、厳しい制約や隆起のような特徴の決定的な発見の有望な可能性が示されています。私たちの結果は、高エネルギーの天体物理学ニュートリノの起源に関する新しい洞察を提供し、点源検索からのものを補完します。
近年、電磁チャネルを介したブラックホールの観測に関して前例のない進歩が達成されました。EventHorizonTelescope（EHT）コラボレーションによって公開された超大質量ブラックホールM87$^{*}$とSgrA$^{*}$の画像は、それらの存在の直接的な視覚的証拠を提供しました。コンパクトな天体。さらに、これらの画像に保存された情報は、ブラックホールの近くで発生した適切な物理プロセスを理解し、重力の代替理論をテストし、基礎物理学への洞察を提供する新しい方法を提供します。このレビューでは、このトピックに関する最近の展開を簡単に要約します。特に、ブラックホールの影の特徴と形成メカニズム、周囲の薄い降着円盤によって照らされたブラックホール画像の特性、および対応する偏光パターンについて詳しく説明します。関連する研究の潜在的なアプリケーションについても説明します。
半解析的アプローチによって得られた赤色超巨星のニュートリノ駆動爆発からの IIP 型超新星の光度曲線
| Title |
Light_Curves_of_Type_IIP_Supernovae_from_Neutrino-driven_Explosions_of_Red_Supergiants_Obtained_by_a_Semi-analytic_Approach |
| Authors |
Shuai_Zha,_Bernhard_M\"uller,_Amy_Weir_and_Alexander_Heger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00359 |
タイプIIP超新星(SNeIIP)は、赤色超巨星(RSG)の爆発的な死を示し、拡張された水素エンベロープを持つ大質量星を進化させました。それらは最も一般的な超新星タイプであり、個々のモデルやイベントを比較するのではなく、観測された人口特性と統計的に比較することにより、超新星爆発モデルのベンチマークを可能にします。放射流体力学コード\texttt{SNEC}を使用して、SNeIIP光度曲線(LC)の大規模な合成セットを構築し、2つの異なる恒星前駆体モデルの効率的な半解析モデルから得られた爆発エネルギーとニッケル質量を構築します。直接比較することにより、半分析モデルが、1次元シミュレーションに基づく代替の現象論的爆発モデルと非常によく似た予測をもたらすことを実証します。星の半径が異なるため、2つの祖先セット間のプラトー光度に$\mathord{\sim}2$倍の体系的な違いが見られます。これは、SNeIIPのLCを解釈する際の主要な不確実性としてRSGエンベロープ構造の重要性を強調しています.観測されたSNeIIPの体積限定サンプルとの比較は、少なくとも1つの合成LCセットのプラトー光度、プラトー期間、およびニッケル質量において適切な一致を示しています。ただし、モデルは非常に小さなニッケル質量$M_\mathrm{Ni}<0.01\,M_\odot$では十分なイベントを生成せず、観測されたサンプルには存在しないプラトー光度とプラトー期間の間の反相関を予測します。さらなる研究を保証する結果。私たちの結果は、RSG星の構造をよりよく理解することは、爆発物理学と同様に、SNeIIPの光度曲線を確実に説明するために重要であることを示唆しています。
光学的に明るい相対論的潮汐破壊イベント AT 2022cmc の線形偏光および円偏光測定
| Title |
Linear_and_circular_polarimetry_of_the_optically_bright_relativistic_Tidal_Disruption_Event_AT_2022cmc |
| Authors |
Aleksandar_Cikota,_Giorgos_Leloudas,_Mattia_Bulla,_Lixin_Dai,_Justyn_Maund,_Igor_Andreoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00499 |
潮汐破壊イベント(TDE)は、巨大なブラックホールを周回する星が、ブラックホールによって引き裂かれるほど十分に接近したときに発生します。AT2022cmcは、光学的に明るく高速なトランジェントとして観測(および発見)された最初の相対論的TDEであり、地球に向けられたジェットによって引き起こされた非熱放射の痕跡を示しています。この作業では、$R$バンド(静止フレームのスペクトルの青/UV部分に対応する)のVLT/FORS2で観測された、光学的直線および円偏光測定値を提示します。$\sim$7.2および$\最初の検出からsim$12.2の静止フレーム日後、トランジェントの光度曲線が明るい青色のプラトーに落ち着きました。直線偏波と円偏波の両方がゼロと一致しており、$p_{lin}$=0.14$\pm$0.73%および$p_{cir}$=$-$0.30$\pm$0.53%です。これは、相対論的TDEで得られた最高のS/N直線偏光測定値であり、そのような過渡現象の最初の円偏光測定です。直線偏波と円偏波が検出されないことは、AT2022cmcがTDEであるというシナリオと一致しており、熱成分(ディスク+流出)は軸対称のジオメトリを想定してポールオンで表示されます。しかしながら、噴流および／または外部衝撃の存在および影響を解きほぐすことは困難である。
この作業では、暗黒物質(DM)を混合したストレンジクォーク星を研究し、DMの性質に関するさまざまな可能性と、最大質量、半径、無次元の潮汐パラメーターなど、ストレンジ星の巨視的特性への影響を調査します。.DMは、星内のDMの質量、種類、割合に依存する巨視的特性に大きく影響することがわかります。
GRB の時間平均偏光およびスペクトル特性
ガンマ線バースト(GRB)物理学における最も基本的で未解決の問題の1つは、そのジェット組成の性質を理解することです。GRBのジェット組成と放射メカニズムを調べるには、偏光特性とスペクトル特性を組み合わせて調査することが不可欠です。ジェット特性のいくつかの異なるカテゴリ--「運動エネルギー優勢」(KED)、「ポインティングフラックス優勢」(PFD)、「ハイブリッド優勢」(HD)ジェット--が観測されています。観測されたGRBスペクトル、および異なるジェット特性によって支配される放出は、異なるレベルの偏光を持つと予想されます($\pi_{\rmKED}\lesssim\pi_{\rmHD}\lesssim\pi_{\rmPED}$)本論文では、NASA{\itFermi}ガンマ線宇宙望遠鏡に搭載されたガンマ線バーストモニター(GBM)によって検出されたすべてのバーストのGRBサンプルを収集しました。文献と即発放出の時代は、GRBの分極とジェット特性の間の関係を確立し、この相関関係の妥当性を確認することを目的として、彼らの分極観測と重なっています($\pi_{\rmKED}\lesssim\pi_{\rmHD}\lesssim\pi_{\rmPED}$)観測から.詳細なスペクトル分析により、すべてのバーストが分類されていることがわかりましたつまり、「ハイブリッド」ジェット型であり、光球放出が高レベルの分極に動力を与える可能性のあるメカニズムである可能性も排除できないことを意味します。最後に、サンプルの即発放出の偏光測定を解釈するために、対応するハイブリッドジェットの特性を備えた、秩序のあるランダムな磁場構成の存在下で異なる偏光モデルを提示します。
太陽極を探る: 太陽の最後の大フロンティア
| Title |
Exploring_the_Solar_Poles:_The_Last_Great_Frontier_of_the_Sun |
| Authors |
Dibyendu_Nandy,_Dipankar_Banerjee,_Prantika_Bhowmik,_Allan_Sacha_Brun,_Robert_H._Cameron,_S._E._Gibson,_Shravan_Hanasoge,_Louise_Harra,_Donald_M._Hassler,_Rekha_Jain,_Jie_Jiang,_Laur\`ene_Jouve,_Duncan_H._Mackay,_Sushant_S._Mahajan,_Cristina_H._Mandrini,_Mathew_Owens,_Shaonwita_Pal,_Rui_F._Pinto,_Chitradeep_Saha,_Xudong_Sun,_Durgesh_Tripathi,_Ilya_G._Usoskin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00010 |
グローバルコミュニティによる複数の宇宙および地上ベースの太陽観測所への投資にもかかわらず、太陽の極域は未知の領域のままであり、太陽観測の最後の偉大なフロンティアです。このフロンティアを突破することは、宇宙天気と宇宙気候を含む短期から長期の太陽活動の究極の原動力である太陽周期を理解するための基本です。磁気流体力学ダイナモモデルと経験的に観察された関係は、極域が将来の太陽周期振幅の主要な決定要因であることを立証しました。傾斜した活動領域の太陽表面進化のモデルは、中緯度から高緯度の磁束サージがダイナミクスを支配し、極場の反転と構築につながることを示しています。太陽黒点周期の重要な構成要素であるこの高緯度の磁場ダイナミクスとプラズマの流れの理論的理解と数値モデルには、正確な観測上の制約がありません。この制限により、謎めいたキロガウスの極フラックスパッチを観察し、高緯度での極場分布を制限する能力が損なわれます。これらの観測の欠如は、高緯度の磁場が、太陽圏の境界まで伸び、太陽系内の太陽開放フラックスと宇宙線フラックスを変調する極ジェット、プルーム、および高速太陽風にどのように電力を供給するかについての理解を妨げます。したがって、太陽の極域を正確に観測することは、太陽物理学が直面する最も重要な課題です。この論文は、既存または将来の複数の見晴らしの良い点太陽圏観測所と併せて、太陽の極域の黄道外観測の新しい科学的事例を論じています。このようなミッションコンセプトは、太陽内部から太陽圏に至るまでの空間領域を超える関連性により、他のミッションコンセプトにないような太陽物理学の分野に革命を起こすことができます。
XMM Newton によって観測された星と AGN を識別するためのベイジアン ニューラル ネットワーク アプローチ
今日の時代では、膨大な量のデータがさまざまな観測所によって生成されており、データを手動で分類することは事実上不可能です。したがって、オブジェクトを分類および分類するために、複数の機械およびディープラーニング技術が使用されます。ただし、これらの予測は自信過剰であり、データが実際にトレーニング済みのクラスに属しているかどうかを識別できません。過信のこの主要な問題を解決するために、この研究では、頻度論的アプローチで考慮される固定重みベクトルとは対照的に、分布から重みをランダムにサンプリングする新しいベイジアンニューラルネットワークを提案します。この研究には、XMMNewtonによって観測された星とAGNの分類が含まれます。ただし、テスト目的で、CV、パルサー、ULX、およびLMXをスターおよびAGNとともに検討します。これらのオブジェクトがスターまたはAGNとして予測される頻度論的アプローチとは対照的に、アルゴリズムはより高い精度で予測することを拒否します。提案されたアルゴリズムは、観測天文学でベイジアンニューラルネットワークが使用された最初の例の1つです。さらに、XMM-NewtonDR11カタログ全体で星とAGNを識別するアルゴリズムも作成します。このアルゴリズムは、ほぼ62807個のデータポイントをAGNとして識別し、88107個のデータポイントをスターとして十分な信頼度で識別します。それ以外の場合、アルゴリズムは不確実性が高いために予測を拒否するため、エラー率が低下します。
重力波検出器における熱雑音と量子雑音の統合
| Title |
Unification_of_thermal_and_quantum_noise_in_gravitational-wave_detectors |
| Authors |
Chris_Whittle,_Lee_McCuller,_Vivishek_Sudhir,_Matthew_Evans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00338 |
現代の重力波検出器は、テスト質量の機械的要素の散逸による熱ノイズと、テスト質量の位置を調べるために使用される光学場の真空変動による量子ノイズによって基本的に制限されています。他の2つの基本的なノイズも、原則として感度を制限する可能性があります。機械モードのゼロ点変動によるテスト質量量子化ノイズと、光場の熱励起です。量子ゆらぎ散逸定理を使用して、4つのノイズすべてを統合します。この統一された図は、テスト質量量子化ノイズと光熱ノイズが無視できる場合を正確に示しています。
James-Webb宇宙望遠鏡のデータ処理のためのPCAベースのデータ削減および信号分離技術
| Title |
PCA-based_Data_Reduction_and_Signal_Separation_Techniques_for_James-Webb_Space_Telescope_Data_Processing |
| Authors |
G\"uray_Hatipo\u{g}lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00415 |
主成分分析(PCA)ベースの手法は、データをさまざまな無相関成分に分離し、前処理ステップとして統計分析を容易にすることができます。独立成分分析(ICA)は、ノンパラメトリックの反復アルゴリズムにより、統計的に独立した信号源を分離できます。非負行列因数分解は、物理的に解釈可能なグループに次元を分類するためのもう1つのPCA類似のアプローチです。特異スペクトル分析(SSA)は、時系列関連のPCAに似たアルゴリズムです。近赤外線カメラ(NIRCam)と中赤外線装置(MIRI)からのJWSTデータの処理に関する紹介と文献レビューの後、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡の画像データ削減パイプラインに介入する可能性のある部分について説明します。
中央放射源による銀河間水素とヘリウムの再電離を計算するための数値的手法の比較
| Title |
A_comparison_of_numerical_methods_for_computing_the_reionization_of_intergalacitc_hydrogen_and_helium_by_a_central_radiating_source |
| Authors |
Ka-Hou_Leong,_Avery_Meiksin,_Althea_Lai,_K._H._To |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00450 |
中央放射源による銀河間ガス水素とヘリウムの光イオン化のコンテキストで放射伝達方程式を解くための数値的方法を比較します。時間依存の放射伝達方程式の解と無限光速近似の両方で、放射伝達方程式と光子パケットを使用した解の直接積分を調べます。光子パケット方式は、直接積分方式よりも一般的に計算効率が高いことがわかっています。すべてのコードが水素とヘリウムのイオン化ゾーンの成長速度を正確に記述している一方で、イオン化フロントが一定の速度で拡大するときにソースの近くのゾーンでガス温度とイオン化構造を捉えるには、完全に時間依存の方法が必要であることが示されています。光速に近い。再電離の時代(EoR)の準恒星天体に適用すると、$5\times10^4$Kもの温度差は、無限大の解と比較して、時間依存の放射伝達方程式の解に近い領域になります。光速近似。水素がすでにイオン化され、ヘリウムが単独でイオン化されたガス中のヘリウムのほぼ完全な光イオン化に続いて、より小さい温度差が見られます。ガスが主に中性であるソースから遠く離れた温度とイオン化構造で見つかった変動は、21cmEoR実験の予測に影響を与える可能性があります。
Keck II の近赤外線ピラミッド センサーのエンドツーエンド シミュレーション
| Title |
End-to-end_simulations_of_a_near-infrared_pyramid_sensor_on_Keck_II |
| Authors |
C\'edric_Plantet_and_Guido_Agapito_and_Christophe_Giordano_and_Simone_Esposito_and_Peter_Wizinozich_and_Charlotte_Bond |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00590 |
KeckII望遠鏡の補償光学システムの将来のアップグレードには、近赤外線(JおよびHバンド)で動作するピラミッド波面センサーが含まれます。最近開発されたアバランシェフォトダイオードアレイ、特に低ノイズ(高フレームレートで$<$1e-)を提供するSAPHIRA(Selex)アレイの恩恵を受けるでしょう。このシステムは、単一共役補償光学システムの自然ガイド星(NGS)またはレーザーガイド星(LGS)モードのいずれかで動作します。この場合、ピラミッドは下位センサーとしてのみ使用されます。Keckの特定のケースに適用された、エンドツーエンドのシミュレーションによるピラミッドセンサーのパフォーマンスの研究について報告します。NGSモードでは最適化された構成で予想されるストレール比を提示し、LGSモードでは低次数で予想される残差を提示します。後者の場合、ピラミッドを焦点面センサーであるLIFTと比較し、低次センシングに約2等級のゲインを提供するLIFTの能力を示します。
とらえどころのない二次運動の検出の可能性を伴う 3 つのペリストラ上のイータ カリーナの軌道運動学
| Title |
The_orbital_kinematics_of_eta_Carinae_over_three_periastra_with_a_possible_detection_of_the_elusive_secondary's_motion |
| Authors |
Emily_Strawn,_Noel_D._Richardson,_Anthony_F._J._Moffat,_Nour_Ibrahim,_Alexis_Lane,_Connor_Pickett,_Andr\'e-Nicolas_Chen\'e,_Michael_F._Corcoran,_Augusto_Damineli,_Theodore_R._Gull,_D._John_Hillier,_Patrick_Morris,_Herbert_Pablo,_Joshua_D._Thomas,_Ian_R._Stevens,_Mairan_Teodoro,_Gerd_Weigelt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00064 |
りゅうこつ座連星イータ星は、19世紀半ばの大噴火の際に合体して形成された可能性がある、非常に重い星の最も近い例です。2008年から2020年の期間にCTIO1.5m望遠鏡で取得した分光データセットを使用して運動学を確認し、改善することを目的とし、非常に偏心した軌道の3つのペリアストロン通過をカバーしました。主星の動径速度と軌道運動学は、二等分法を使用してHベータ輝線から測定されました。ペリアストロンから離れた段階で、主星の反対側を移動するHeII4686放射を観測しました。これは、ウォルフライエ伴星の可能性と一致していますが、輝線は一見狭いように見えます。これは、コンパニオンからの放出の最初の検出を表す可能性があります。
光球速度場によって駆動される活動領域 11429 からの太陽噴火の MHD シミュレーション
| Title |
MHD_simulation_of_Solar_Eruption_from_Active_Region_11429_Driven_by_Photospheric_Velocity_Field |
| Authors |
Xinyi_Wang,_Chaowei_Jiang,_Xueshang_Feng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00144 |
データ駆動型シミュレーションは、太陽活動領域の構成と進化を現実的に特徴付け、太陽噴火イベントの開始メカニズムを明らかにし、できれば正確な宇宙天気予報の目標を達成するための重要なアプローチになりつつあります。これは、既存の理論モデリングの範囲を超えています。.ここでは、データ駆動型アプローチを使用して完全な3DMHDシミュレーションを実行し、太陽活動領域NOAA11429の準静的段階から噴火までの進化プロセス全体を追跡しました。MHDシステムは、光球速度場によって下部境界で駆動されました。は、観測されたベクトルマグネトグラムからDAVE4VMメソッドによって導出されます。シミュレーションは、磁気フラックスロープがフレアの開始前に永続的な光球流によって生成され、その後、トーラスの不安定性によって噴出するようになったことを示しています。私たちのシミュレーションは、噴火前の磁気構造、準静的段階の時間スケール、フレアリボンのパターン、および磁気エネルギー注入と総符号なし磁束の時間発展における観測との高度な一貫性を示しています。さらに、光球流の水平成分のみによって駆動されるように、シミュレーションでも噴火が開始される可能性があることを発見しましたが、異なるシミュレーションを比較すると、これらの観察された特徴をより現実的に再現するには、底部境界での垂直流が必要であることが示されます。このARの開発中のフラックス出現の重要性を強調しています。
SN 1987Aの赤道環の近赤外線進化
| Title |
Near-infrared_evolution_of_the_equatorial_ring_of_SN_1987A |
| Authors |
T._Kangas,_A._Ahola,_C._Fransson,_J._Larsson,_P._Lundqvist,_S._Mattila,_B._Leibundgut |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00172 |
我々は、\emph{ハッブル宇宙望遠鏡}からの画像とともに、適応光学イメージングと超大型望遠鏡からの統合フィールド分光法を使用して、SN~1987Aの赤道リング(ER)の近赤外線(NIR)進化を研究します。.システムの\emph{JamesWebbSpaceTelescope}観測の基礎を築くために、NIRラインと連続体フラックスと形態を経時的に研究します。また、基礎となる物理プロセスを制約するために、相互作用するリング構造と光、NIR、およびその他の波長の間、および線と連続体の放出の間のフラックスの違いを研究します。ほとんどの進化は、NIRと光学で類似しています。ERの形態は、2010年頃から西側に偏っています(NIR放射の約2/3が西側から発生しています)。今回も。NIRでのERホットスポットの拡大速度は、光と完全に一致しています。ただし、連続体放射はNIR光度の約70%を形成し、ERのホットスポットで定義された範囲の外側では、2012年から2013年までの光放射またはNIRライン放射よりも比較的強く、より高速に拡大する連続体成分を示唆しています。この外側のNIR放射は、シンクロトロンに大きく寄与する可能性があることがわかりました。ホット($\sim$2000~K)ダストからの放出がER内で支配的であったとしても、このダストの質量は、比較すると無視できるほど小さいはずです(数$\times10^{-12}$~M$_\odot$)。観測された$HKs$フラックスを説明するために、ER内の総ダスト質量($\gtrsim10^{-5}$~M$_\odot$)に。ただし、NIR連続体放出の位置は、MIRで支配的な180-Kダストの位置とは異なり、同じ高温ダスト成分が$J$バンド放出を説明することはできません。
$V$ および $I$ バンドの光度曲線の形状からの MW、SMC、および LMC 古典的セファイドの金属量の推定
| Title |
Metallicity_estimation_of_MW,_SMC_and_LMC_classical_Cepheids_from_the_shape_of_the_$V$-_and_$I$-band_light_curves |
| Authors |
V._Hocd\'e,_R._Smolec,_P._Moskalik,_O._Zi\'o{\l}kowska,_R._Singh_Rathour |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00229 |
古典的なセファイドの金属量を推定することは、星の進化、銀河の化学進化に対する金属量の影響、そして最終的には銀河系外距離スケールで使用される周期と光度の関係への影響を研究するために最も重要です。$V$バンドの光度曲線からのフーリエパラメーターに基づいて、短周期および長周期の古典的なセファイドの鉄含有量を推定するための新しい経験的関係を確立することを目的としています。フーリエパラメータの新しい相互関係を調整して、$V$バンドの経験的関係を$I$バンドに変換します。次に、$V$バンドと$I$バンドのこれらの関係を、文献で入手可能な天の川(MW)、小マゼラン雲(SMCおよびLMC)からのセファイドに適用します。最後に、銀河考古学への応用の可能性を調査するために、これらの銀河の金属量分布をマッピングします。$V$および$I$バンドでのこれらの経験的関係は、1$\sigma$内の文献値と一致して、MW、SMC、およびLMCセファイドのサンプルの平均金属量を導き出すことができます。また、これらの関係は、OGLEデータからMW内の半径方向の金属量勾配を再構築するのに十分正確であることも示しています。この論文で短周期および長周期のセファイドに対して較正された$V$および$I$バンドの経験的関係は、分光法ではアクセスできないセファイドの金属性を推定するための新しい有用なツールを提供します。較正は、金属に乏しいセファイドのさらなる高解像度分光観測と、$V$および$I$バンドでの均一な測光によって改善できます。
Stellar Karaoke: Velocity Whitening による Stellar スペクトルからの地上大気効果のディープ ブラインド分離
| Title |
Stellar_Karaoke:_Deep_Blind_Separation_of_Terrestrial_Atmospheric_Effects_out_of_Stellar_Spectra_by_Velocity_Whitening |
| Authors |
Nima_Sedaghat,_J._Bryce_Kalmbach,_Brianna_M._Smart_and_Erin_L._Howard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00313 |
完全に教師なしのデータ駆動型アプローチを使用して、観測された信号から後者を除去するために、星のスペクトルにおける星の特徴と大気の敵対効果の統計的独立性を利用します。具体的には、最初に、観測されたスペクトルにランダムな仮想動径速度を課すことにより、テルル吸収線の観測間エントロピーを増加させます。この斬新な「トリック」により、スペクトルの大気成分に非標準的な形式の「ホワイトニング」が生じ、複数の観測にわたってそれらの相関が解除されます。次に、深い畳み込み自動エンコーダーを使用して、恒星と大気という2つの情報の"ソース"が簡単に分離できる特徴空間を学習し、後者の除去につながります。2つの異なるデータコレクションからのスペクトルにプロセスを適用します:~250,000HARPSスペクトルとSDSSから~660,000。データセット全体および既存のツールと比較して結果を分析し、導入された方法を将来的に高速で信頼性の高いツールとして利用するための方向性について説明します。
太陽黒点光橋上の彩層と遷移領域の持続加熱
| Title |
Sustained_heating_of_the_chromosphere_and_transition_region_over_a_sunspot_light_bridge |
| Authors |
Rohan_E._Louis,_Shibu_K._Mathew,_A._Raja_Bayanna,_Christian_Beck,_Debi_P._Choudhary |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00608 |
太陽黒点光橋(LB)は、彩層と遷移領域で広範囲の短寿命現象を示します。対照的に、ここでは、マルチアプリケーション太陽望遠鏡(MAST)、界面領域イメージング分光器(IRIS)、ひので、大気イメージングアセンブリ(AIA)、および日震・磁気イメージャ(HMI)からのデータを使用して、持続的な観測を分析します。通常の黒点のLBで何日にもわたって加熱されます。彩層温度は、非局所熱力学的平衡インバージョンによって、MASTCaIIおよびIRISMgIIラインから取得されました。線幅、ドップラーシフト、および強度は、ガウスフィットを使用してIRIS線から導出されました。コロナ温度は差分放射測定によって推定され、コロナ磁場はHMIベクトル場の外挿から得られました。光球では、LBは約400Gの電界強度と有意な電流のない粒状の形態を示します。黒点は断片化せず、LBは数日間安定したままです。彩層温度、IRIS線の強度と幅、およびAIA171\AAと211\AAの強度はすべて、温度が8000Kから2.5MKのLBで強化されています。光球プラズマの動きは小さいままですが、彩層と遷移領域は主に5～20km/sの赤方偏移を示し、時折100km/sを超える超音速のダウンフローが発生します。LB上の過剰熱エネルギーは約3.2x10^26ergであり、放射損失と一致します。これは、太陽黒点の磁束損失(7.5x10^27erg)、LB幅の増加による運動エネルギー(4x10^28erg)、またはコロナルループに沿った質量の自由落下(6.3x10^26erg)によって供給される可能性があります。）。
LAMOST データ リリース 5 からの赤外線過剰の白色矮星
| Title |
White_Dwarfs_with_Infrared_Excess_from_LAMOST_Data_Release_5 |
| Authors |
Lin_Wang_and_Xiaoxia_Zhang_and_Junfeng_Wang_and_Zhi-Xiang_Zhang_and_Taotao_Fang_and_Wei-Min_Gu_and_Jincheng_Guo_and_Xiaochuan_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00705 |
赤外線過剰は、白色矮星(WD)の周りの準恒星伴星および/または破片円盤の重要なプローブです。そのようなシステムは、その形成と長期的な進化の詳細な理解にはまだまれです。ラージスカイエリアマルチオブジェクトファイバー分光望遠鏡(LAMOST)によって実施された最大の分光調査の1つは、最近、3000ドル以上のWDをリリースしました。ここでは、LAMOSTDR5WDカタログとPan-STARRS、SDSS、UKIDSS、2MASS、および{\itWISE}との相互相関を示します。$WISE$検出で846のWDに対してSED(スペクトルエネルギー分布)フィッティングを実行することにより、7つの候補WD+M矮星連星、31の候補WD+褐色矮星(BD)連星、および12の候補WD+を含む50の赤外線過剰の候補を識別します。ダストディスクシステム。8つのダストディスクシステムは、私たちの新しい識別です。スペクトルフィッティングから得られた正確な恒星パラメーターを使用した体系的な調査を利用することで、私たちの研究は、SDSSと{\itGaia}WDsからの赤外線過剰の以前の検索に重要な追加となり、現在の候補のBDコンパニオンとダストディスクを含むWDのデータベース。WD+BDバイナリとWD+dustディスクシステムの頻度は、それぞれ$\lesssim3.7\%$と$\sim1.4\%$に制限されます。候補となるダストディスクシステムの特性について議論します。{\itWISE}の空間解像度が限られているため、すべての候補は確認のためにフォローアップ観測が必要です。
大質量偏心連星系における潮汐励起振動発生の理論的研究
| Title |
Theoretical_investigation_of_the_occurrence_of_tidally_excited_oscillations_in_massive_eccentric_binary_systems |
| Authors |
Piotr_A._Ko{\l}aczek-Szyma\'nski_and_Tomasz_R\'o\.za\'nski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00733 |
大質量星と中質量星は、低質量星よりもはるかに頻繁に連星系に存在します。大規模な主系列(MS)コンポーネントを含む連星は、多くの場合、偏心軌道によって特徴付けられ、偏心楕円体変数(EEV)として観察できます。EEVのコンポーネントに作用する軌道位相依存の潮汐ポテンシャルは、潮汐励起振動(TEO)を誘発する可能性があります。EEVコンポーネントの固有モードスペクトルと潮汐強制周波数間の共鳴の履歴が、システムの初期パラメーターにどのように依存するかを調査します。MS全体でEEVの20,000の進化モデルを合成しました。後で、各モデルの固有周波数を計算しました。$l=2$、$m=0、+2$モードのみに注目しました。シミュレートされたEEVの軌道パラメータの時間変化と、両方のコンポーネントの固有周波数スペクトルの変化を知ることで、いわゆる「共鳴曲線」を決定することができました。これは、共鳴が発生する全体的な可能性を表しています。共鳴曲線の基本的な統計を構築し、一様多様体近似および投影ツールを含む機械学習法を使用して形態を分析することにより、共鳴曲線を分析しました。私たちのサンプルからのEEV共鳴曲線は、非常に長い共鳴の発生や長い進化時間の共鳴の欠如など、顕著な多様性によって特徴付けられます。両方のコンポーネントは、TAMSに近づくにつれて共鳴率が増加する可能性があります。平均して、中質量のものよりも大質量の成分を含むEEVでTEOをより頻繁に観察する必要があります。TEOは、コンポーネントがTAMSに近いEEVで特に顕著です。共鳴の総数とその速度を考えると、TEOは大質量および中質量星(主にTAMS付近)内で角運動量の輸送に重要な役割を果たす可能性があります。
GX Simulator を使用したデータ制約付きソーラー モデリング
| Title |
Data-Constrained_Solar_Modeling_with_GX_Simulator |
| Authors |
Gelu_M._Nita,_Gregory_D._Fleishman,_Alexey_A._Kuznetsov,_Sergey_A._Anfinogentov,_Alexey_G._Stupishin,_Eduard_P._Kontar,_Samuel_J._Schonfeld,_James_A._Klimchuk,_Dale_E._Gary |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00795 |
太陽活動領域とフレアループの研究を容易にするために、3D磁気およびプラズマ構造を彩層、遷移領域、およびコロナの熱および非熱モデルと組み合わせた、自由に配布されるGXSimulatorIDLパッケージであるモデリングフレームワークを作成しました。.このパッケージには、モデルデータキューブを視覚化し、それらから多波長放射マップを計算し、結果のマップを観測結果と定量的に比較するためのツールが統合されています。そのオブジェクトベースのモジュラーアーキテクチャは、Windows、Mac、およびUnix/Linuxプラットフォームで実行され、3D密度および温度分布モデルをインポートする機能、または数値的に定義されたコロナまたは彩層温度および密度を割り当てる機能を含む機能を提供します。個々のボクセルへの分布。このアプリケーションは、IDLで開発された軟X線、硬X線、およびEUVコードとともに、無線放射(自由自由放射、ジャイロ共鳴放射、およびジャイロシンクロトロン放射)を高速に計算するためのFORTRANおよびC++ライブラリを統合します。モデルの作成を容易にするために、必要なSDO/HMIベクトル磁場データと(オプションで)コンテキストSDO/AIA画像をダウンロードし、潜在的または非線形の無力磁場外挿を実行し、磁気定常状態または衝撃的なプラズマ加熱のいずれかを仮定するパラメーター化された加熱プラズマコロナモデルを備えたフィールドスケルトンを使用し、光球測定によって制約される彩層の非LTE密度および温度分布モデルを生成します。このパイプラインによって作成された標準化されたモデルは、グラフィカルユーザーインターフェイスによって提供される一連の対話型ツールを使用して、さらにカスタマイズできます。ここでは、GXSimulatorのフレームワークとそのアプリケーションについて説明します。
Ultimate Black Hole Recoil: 最大の高エネルギー衝突キックとは?
| Title |
Ultimate_Black_Hole_Recoil:_What_the_maximum_high_energy_collisions_kick_is? |
| Authors |
James_Healy_and_Carlos_O._Lousto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00018 |
ブラックホールの高エネルギー衝突の一連の1341の完全な数値シミュレーションを実行して、合体後の最大反動速度を検索しました。正反対のスピンが軌道面に沿って指している等質量バイナリを考慮し、スピンの向き、衝撃パラメーター、および初期線形運動量の検索を実行して、特定のスピンの大きさ$s$の最大反動を見つけます。$s=0.4,0.7,0.8,0.85,0.9$のこのスピンシーケンスは、極端なケース$s=1$に外挿され、$26,677\pm470$km/sの推定最大反動速度が得られます。$9\%$光速。
LIGO/Virgoコラボレーションによって観測された65のバイナリブラックホール合体イベントからの重力波データを組み合わせることにより、ホーキング放射(またはボルツマンエコー)の誘導放出の前例のないテンプレートベースの検索を実行します。注意深いベイジアン推論アプローチにより、3つの重力波トランジェントカタログGWTC-1、GWTC-2、およびGWTC-3のいずれにも、この信号に関する統計的に有意な証拠は見つかりませんでした。しかし、データはまだボルツマンエコーの存在を決定的に除外することはできず、ほとんどのイベントでベイジアンの証拠は0.3～1.6の範囲であり、すべての合併の一般的な(非消失)エコー振幅はわずか2:5のオッズで好ましくありません。.唯一の例外はGW190521で、これまでに観測された中で最も大規模で自信を持って検出されたイベントであり、誘導ホーキング放射の9.2の肯定的な証拠を示しています。事後分布の最適な組み合わせにより、普遍的なエコー振幅の上限が$A<0.42$($90\%$信頼レベル)になりますが、標準モデルでは$A\sim1$が予測されました。LISA、EinsteinTelescope、CosmicExplorerなどの次世代の重力波検出器は、ブラックホールの地平線の量子的性質について決定的な結論を導き出すことができます。
強力なレンズ系でプラズマによって引き起こされる時間遅延
重力レンズが不均一なプラズマに囲まれている場合、真空の重力偏向に加えて、色屈折が発生します。また、信号の伝播速度は真空に比べて遅くなります。この記事では、強力なレンズ系に焦点を当てて、プラズマにおける重力レンズ効果の場合の時間遅延を分析的に調査します。次の寄与を考慮します。重力とプラズマの両方が存在する場合の軌道の曲がりによる幾何学的遅延。レンズの重力場における光線の潜在的な遅延;媒体中の光信号の速度の低下によるプラズマの分散遅延。特異な等温球を重力レンズのモデルとして考え、周囲のプラズマの任意の球対称分布を考えます。このシナリオでは、2つの画像間の時間遅延のプラズマ補正は、推定に便利なコンパクトな分析形式で見つかります。また、強力なレンズ系の時間遅延の観測から決定された、ハッブル定数の値に対するプラズマの影響の可能性についても説明します。
ブレイザーブースト暗黒物質制約モデル依存 $\sigma_{e\chi}$ : エネルギー依存断面積の役割
| Title |
Blazar_boosted_Dark_Matter_constraining_model_dependent_$\sigma_{e\chi}$_:_Role_of_energy_dependent_cross_sections |
| Authors |
Supritha_Bhowmick,_Diptimoy_Ghosh,_and_Divya_Sachdeva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00209 |
ブレーザーのジェットからの相対論的電子との弾性衝突は、その中心で超大質量ブラックホールを囲むDMスパイク内の暗黒物質(DM)粒子を加速できます。これにより、100MeV未満のDM質量のDM電子散乱断面積($\bar{\sigma}_{e\chi}$)に制限を設定することができます。エネルギーに依存しない断面積の宇宙線からの同等の結果(Granellietal.(2022)による)。また、ブレーザーTXS0506+056とBLやし座のジェット内の高エネルギー電子によってブーストされたDM粒子も考慮します。この研究では、電子および求電子フェルミオンDMの散乱のためのベクトルメディエーターとスカラーメディエーターの両方を検討します。頂点の対応するローレンツ構造に対するS行列のその後のエネルギー依存性が、制約を大幅に変更することを強調します。改訂された排除限界は、単純な一定断面積の仮定から導き出された結論よりも少なくとも3桁強いことがわかりました。私たちの制限は、尖ったスパイクが少ない場合にも評価されます。
パルサータイミングアレイのオーバーラップ削減関数の非線形補正
国際的なパルサータイミングアレイからの信号は、nHz帯域周波数における重力の確率的背景のヒントを示しています。さらなる確認は、信号が、Hellings-Downs曲線として知られるオーバーラップ削減関数によって定式化された角度相関曲線に従うかどうかに基づいて行われます。この論文では、重力の自己相互作用が最初に考慮される、非ガウス性の現在におけるオーバーラップ削減関数の非線形補正を調査します。2次メトリック摂動に対する摂動Einstein場方程式、および2次への摂動測地線方程式に基づいて、パルサータイミングのタイミング残差の非線形補正を取得し、パルサータイミングアレイの対応するオーバーラップ削減関数を理論的に研究します。重力波の3点相関からのオーバーラップ削減関数には1次の補正があり、したがって、非線形補正を伴うオーバーラップ削減関数の形状は、ヘリングスダウン曲線とは区別できます。
多体集団ニュートリノ振動: 最近の展開
| Title |
Many-body_collective_neutrino_oscillations:_recent_developments |
| Authors |
Amol_V._Patwardhan,_Michael_J._Cervia,_Ermal_Rrapaj,_Pooja_Siwach,_A._B._Balantekin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00342 |
コア崩壊超新星と連星中性子星合体におけるニュートリノフレーバー変換は、これらの環境におけるダイナミクスと元素合成の理解に不可欠な複雑で未解決の問題を表しています。これらの環境に存在するニュートリノの高密度は、ニュートリノ-ニュートリノコヒーレント散乱によって、または場合によっては衝突(インコヒーレント)相互作用によって駆動される、ニュートリノフレーバー変換におけるさまざまな集合的効果を生み出す可能性があります。それらの間でコヒーレント散乱を受けているニュートリノの集合体は、相互作用する量子多体システムです。そのため、ニュートリノ間で量子もつれが発生する可能性があり、フレーバーの進化の歴史に痕跡を残す可能性があります。ここでは、この現象の理解に向けてなされた最近の進歩を要約しようとします。
| Title |
Gravitational_collapse_and_odd-parity_black_hole_perturbations_in_Minimal_Theory_of_Bigravity |
| Authors |
Masato_Minamitsuji,_Antonio_De_Felice,_Shinji_Mukohyama,_Michele_Oliosi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00498 |
最小重重力理論(MTBG)の自己加速ブランチにおける静的および球対称システムの動的特性を調査します。前の部分では、圧力のない塵の重力崩壊を研究し、特別な解決策を見つけます。ここでは、物理セクターと基準セクターの両方で、外部と内部の時空のジオメトリがシュヴァルツシルト時空とフリードマン-レマ\^イトレによって与えられます-Robertson-Walker宇宙は、特定のタイムスライスを使用して、圧力のないダストによってそれぞれ支配されています。空間的に平坦な場合、初期条件の特定の調整の下で、2つのセクターが独立して進化する物質崩壊の正確な解が見つかります。空間的に閉じたケースでは、物質エネルギー密度とシュヴァルツシルト半径が2つのセクター間で調整されると、GRのOppenheimer-Snyderモデルに対応する正確な解が見つかります。後半では、空間的に平坦な座標で書かれたSchwarzschild-deSitter解の奇パリティ摂動を調べます。より高い多重極モード$\ell\geq2$の場合、一般に、システムは4つの物理モードのシステムに縮小されることがわかります。そのうちの2つが動的モードで、残りの2つがシャドウモードです。つまり、楕円方程式のみを満たします。物理セクターと基準セクターの間の経過関数の比率が理論のパラメーターによって決定される定数に等しい場合、2つの動的モードは互いに分離されますが、シャドーモードの1つによって供給されます。それ以外の場合、2つの動的モードは互いに結合され、2つのシャドウモードによって供給されます。影モードに適切な境界条件を与えて、マスター変数のダイナミクスに強く逆反応/影響を与えないようにすることで、高周波数と短波長の限界で、2つの動的モードがゴーストまたは勾配不安定性に悩まされないことを示します。
組織化された磁場に埋め込まれた天体物理学のブラック ホール: 非ゼロ電荷の場合
| Title |
Astrophysical_black_holes_embedded_in_organized_magnetic_fields:_Case_of_a_nonvanishing_electric_charge |
| Authors |
Vladimir_Karas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00684 |
大規模な磁場が宇宙環境に浸透しており、天体物理学のブラックホールがしばしば埋め込まれ、相互の相互作用によって影響を受けています。この講義では、一般相対性理論内で磁化されたブラックホールを説明するための適切な数学的フレームワークの概要を説明し、これらが天体物理学のコンテキストでどのように使用されるかについていくつかの例を示します。特に、非消失電荷の影響下での電気真空Einstein-Maxwell方程式の正確な解の観点から、磁化されたブラックホールメトリックを調べます。新しい効果が現れます。ブラックホールの地平線からの磁束の追放は、課せられた磁場の強度に依存します。
