Pantheon+ サンプルにおける SnIa 絶対等級の均一性について
Cepheidホストおよびハッブル流におけるタイプIa超新星(SnIa)の固有の絶対光度$M=m_{Bi}-\mu_i$に関して、Pantheon+サンプルの均一性をテストします。ここで、$m_{Bi}$は補正/標準化されたSnIaの見かけの等級であり、$\mu_i$は、Cepheids(CepheidホストのSnIaの場合)またはパラメーター化されたハッブル展開から得られた$i^{th}$SnIa距離係数です。レート$H(z)$(SnIaの残りの部分)。平坦な\lcdm宇宙背景$H(z)$のコンテキストで$M$が単一の値を取ることが許可されている場合、期待される最適な値$M=-19.25\pm0.03$,$\Omega_{0m}が見つかります。=0.33\pm0.02$,$H_0=(73.4\pm1)$~km~s$^{-1}$~Mpc$^{-1}$Broutらの元の分析と一致。アル。$M$が2つの値を取ることができる新しい自由度を導入すると、近くのSnIa(距離$d_i<d_{crit}$,$\mu_i<5\;log_{10}(d_{crit}/Mpc)+25$)と1つ($M_>$)がより遠いSnIaの場合、$M_>=-19.215\pm0.03の2つの最適な値の間に$2-3\sigma$の張力があることがわかります。$および$M_<=-19.362\pm0.05$は$d_{crit}\simeq20Mpc$です。ただし、純粋なSH0ESデータとは対照的に、この自由度は、$d_{crit}の任意の値に対して、Pantheon+から取得した宇宙パラメータ$H_0$および$\Omega_{0m}$の最適な値に大きく影響しません。$、共分散行列の支配的な効果による。$M$がCepheidホストの各SnIaに対して個別の値$M_i$を取ることが許可されている場合、KSテストを使用して、近くのSnIa($d_i<20Mpc$)の$M_i$が2.5\%未満の確率であることがわかります。より遠いSnIa($d>20Mpc$)の$M_i$と同じ確率分布から引き出されました。これらの結果は、Pantheon+サンプルの不均一性のヒントを構成します。これは、大きな統計的変動、説明されていない系統的効果、または新しい物理学が原因である可能性があります。
その境界における太陽系外惑星の亜木星砂漠: 主系列に沿ったパラメータ依存性
| Title |
Sub-Jovian_desert_of_exoplanets_at_its_boundaries:_Parameter_dependence_along_the_main_sequence |
| Authors |
Gyula_Szab\'o_M,_Szil\'ard_K\'alm\'an,_Luca_Borsato,_Viola_Heged\H{u}s,_Szabolcs_M\'esz\'aros,_R\'obert_Szab\'o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01065 |
コンテクスト。$P_{\rmorb}<3$日の軌道上に木星以下の惑星が存在しないことは、その起源が現在解明されていない系外惑星の分布に関して、銀河形成の不可解な側面です。ねらい。亜木星または海王星の砂漠の形成の背後にある可能性のある説明には、境界の位置と星のパラメーターとの間のさまざまな依存関係を予測して、境界のさまざまな形状につながる可能性のあるいくつかのシナリオが含まれます。メソッド。さまざまな2Dおよび3D投影で太陽系外惑星の分布を調査し、$P_{\rmorb}-M_{P}$および$P_{\rmorb}-R_{P}$パラメータ平面の星に依存する下部構造を明らかにしました。.結果。上限には、2つのパラメーター平面のそれぞれに、膨張したホットジュピターと通常のホットジュピターの範囲の惑星が含まれることを示します。境界がいくつかの恒星パラメータに依存していることを確認し、ファジークラスタリング分析に基づいて、より小さな惑星とより大きな惑星のグループにおける依存関係の定量的な式を提供します。全体的な周期-半径分布は化学的部分構造も示しており、境界は揮発性物質とアルファ元素に依存しており、難治性元素に見られるわずかな(まったくない)依存性もあります。結論。これらの調査結果は、砂漠の形成について複数のもっともらしい原因を確認しており、特に、惑星の分布を形成する主なプロセスとして、適度な質量の惑星の大気の照射による損失に関連するシナリオを好んでいます。
光化学ヘイズは系外惑星大気の C/O 比を追跡できる
| Title |
Photochemical_hazes_can_trace_the_C/O_ratio_in_exoplanet_atmospheres |
| Authors |
Lia_Corrales,_Lisseth_Gavilan,_D._J._Teal,_Eliza_M.-R._Kempton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01093 |
光化学ヘイズは、大気温度が800K未満の太陽系外惑星の透過スペクトルでの検出から、水などの分子の特徴を覆い隠している疑いがあります。(1984)は、太陽系外惑星大気のもやをモデル化するための標準となっています。ただし、これらのソリンは、C/Oが約0.5である系外惑星の一般的な仮定とは非常に異なる、無酸素のタイタンのような環境で成長しました。この研究は、酸素存在量が異なる環境で成長したソリンの実験室透過測定から得られた0.13～10ミクロンの複素屈折率を示しています。酸素の取り込みが増加すると、波長範囲全体で吸収が増加し、C=Oストレッチ共鳴により、6ミクロン付近の散乱特性が短波長側にシフトし、5.8ミクロン付近でよりピークになります。テストケースとしてGJ1214bを使用して、C/O比が太陽、1、および1000の海王星亜惑星の透過スペクトルを調べて、私たちの不透明度とKhareの不透明度の間の効果的な違いを評価します。太陽の水素とヘリウムが存在する大気では、200～1500ppmの差が見られますが、高金属(Z=1000)環境では、差は20ppmに過ぎない可能性があります。GJ1214bの1～2ミクロンの透過率データは、タイタンのようなヘイズモデルを除外し、C/O=1およびC/O=太陽ヘイズモデルとより一致しています。この研究は、分子の特徴が不明瞭な場合でも、大気中のC/O比を適切に制約する自己矛盾のないモデルを構築するために、バルク大気組成に関する基本的な仮定とより一致するヘイズ不透明度を使用することが重要であることを示しています。
視線速度、相対アストロメトリー、および絶対アストロメトリーを組み合わせることにより、長周期単一コンパニオンの更新された特性評価
| Title |
Updated_characterization_of_long-period_single_companion_by_combining_radial_velocity,_relative_astrometry,_and_absolute_astrometry |
| Authors |
F._Philipot,_A.-M._Lagrange,_P._Rubini,_F._Kiefer,_and_A._Chomez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01263 |
コンテクスト。20年以上の監視のおかげで、視線速度(RV)法は、数十個の星の周りに長周期の伴星(P>10yr)を検出しました。しかし、伴軌道面の傾きに関する不確実性のため、これらの伴星の真の性質は不明なままです。ねらい。私たちは、軌道傾斜角と長周期の単一伴星の真の質量を制限したいと考えています。メソッド。マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)フィッティングアルゴリズムを使用して、RV測定値を絶対的天体観測データと組み合わせ、利用可能な場合は相対的な天体観測データを組み合わせました。結果。私たちは、7つの7つの長期的な仲間のsin(i)不確定を解除しました。イプシロンインディA、HD13931、HD115954、およびHD222155系で検出された候補惑星の惑星質量範囲内に真の質量が見つかりました。HD219077bの質量は、重水素燃焼限界とその性質に近いです。主星の質量が不正確なため、不確かです。追加のRV測定を使用して、HIP70849bの軌道パラメーターを改良し、惑星範囲内の質量を見つけます。RVデータを絶対および相対アストロメトリーと組み合わせることで、HD211847Bの特徴付けを大幅に改善し、その質量を適切に決定します。これは低質量星の範囲にあるようです。この作品は、ガイアとヒッパルコスがどのように長周期RVコンパニオンの軌道特性と質量をさらに制約できるようにするかを示しています。
極周三重惑星と円盤は三重星の近くでしか形成できない
連星系と三重星系の周りの原始惑星系円盤の観測は、星の軌道面と円盤の間のずれが一般的であることを示唆しています。極周三重円盤の最近の観測に動機付けられて、我々は極周三重円盤の可能性を探り、そのような円盤で形成される可能性のある極周三重惑星を探ります。n体シミュレーションと分析手法により、3番目の星を含めることと、関連するアプシダル歳差運動により、極軌道の半径範囲が大幅に縮小されるため、三重極円盤と惑星は星系の近くでのみ見つけることができます。臨界半径の外では、バイナリパラメータに応じて通常、外側の連星間隔の3～10倍の範囲にあり、軌道は円形軌道連星の周りで行うのと同じように動作します。より短い周期の内部連星を持ついくつかの観測されたシステムでは、臨界半径はかなり大きくなります。極周三重惑星が形成される可能性がある場合、それらは壊れやすい円盤で形成される可能性が高いことを示唆しています。
Gaia DR4 でのダーク コンパクト オブジェクトの検出: 一時的なアストロ メトリック レンズ検索のためのデータ分析パイプライン
| Title |
Detecting_Dark_Compact_Objects_in_Gaia_DR4:_A_Data_Analysis_Pipeline_for_Transient_Astrometric_Lensing_Searches |
| Authors |
I-Kai_Chen,_Marius_Kongsore,_Ken_Van_Tilburg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00822 |
ガイア衛星は、天の川にある前例のない数の星の天文特性を並外れた精度でカタログ化しています。これは、暗いコンパクトなオブジェクトによって引き起こされる一時的な天文レンズ効果イベントの広範な調査を実施するためのゲートウェイを提供します。この作業では、次のGaiaデータリリース4(DR4)でそのようなイベントを検索できるデータ分析パイプラインを確立します。ガイア初期データリリース3(EDR3)と現在の暗黒物質および天体物理学的ブラックホールの人口モデルを使用して、レンズ作用によって摂動された星の軌道を含む模擬DR4カタログを作成します。これらの模擬カタログの分析は、GaiaDR4が5シグマの有意水準で天体物理ブラックホールからの約4つの天体レンズイベントを含むと予想されることを示唆しています。さらに、GaiaDR4に適用されたデータ分析パイプラインは、質量範囲$1$-$10^3~M_\odot$から約1%の暗黒物質の割合まで、コンパクトな暗黒物質に主要な制約をもたらすと予測しています。
サーキヌス IV の活動銀河核の解剖。 MUSE NFM の観測により、音叉イオン化ガスの形態が明らかになりました
| Title |
Dissecting_the_active_galactic_nucleus_in_Circinus_IV._MUSE_NFM_observations_unveil_a_tuning-fork_ionised_gas_morphology |
| Authors |
D._Kakkad,_M._Stalevski,_M._Kishimoto,_S._Kne\v{z}evi\'c,_D._Asmus,_F._P._A._Vogt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00825 |
超大型望遠鏡(VLT)に搭載されたMUSE機器の狭視野モード(NFM)を使用して、サーキヌス銀河の電離ガス流出形態を提示します。NFM観測は、$\sim$0.1"の空間分解能を提供します。これは、物理スケール$\sim$2pcに相当します。これは、光波長での地上ベースのAO支援観測を使用して達成可能な最高の空間分解能の1つです。MUSE観測は、次のことを明らかにします。AGN位置の近くから始まり、北西方向に最大1.5インチ($\sim$30pc)まで伸びるコリメートされた塊状の流出プロファイル。次に、コリメートされた構造が2つのフィラメントに断片化され、流出するガス全体が「音叉」形態になります。これらの構造は、空間解像度が低いMUSE広視野モードデータでは検出されないままです。この音叉構造の起源は、流出が外側に伝播する際の星間物質(ISM)内の密集塊との相互作用によるものであると説明します。コリメートされた構造自体の起源は、小さなスケールでのジェットとISMの相互作用によるものである可能性があります。これらの観測は、キルキヌス銀河で以前に観測された電離ガスフィラメントの起源を示す証拠でもあります。10$^{-2}$M$_{\odot}$yr$^{-1}$および10$^{-4}$M$_{\odotの瞬間および時間平均の質量流出率が見つかりました}$yr$^{-1}$、それぞれ。文献で報告されているサーキヌス銀河の星形成率に基づくと、観測されたイオン化された流出は、NFMデータによって調査された$\sim$100pcスケール内の星形成を調節するとは予想されません。
暗黒物質のハローから星形成前のコアまで: 宇宙論的ライマン・ウェルナー シミュレーションの高解像度フォローアップ
| Title |
From_dark_matter_halos_to_pre-stellar_cores:_High_resolution_follow-up_of_cosmological_Lyman-Werner_simulations |
| Authors |
Lewis_R._Prole,_Anna_T._P._Schauer,_Paul_C._Clark,_Simon_C._O._Glover,_Felix_D._Priestley,_Ralf_S._Klessen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00828 |
水素分子は、原始ガスの冷却を可能にし、原始ハロー内の集団III星への崩壊を促進します。これらの星からのライマン-ウェルナー(LW)放射は、ハローから逃れ、他のハローのH$_2$を破壊することによって、さらなる星形成を遅らせることができます。宇宙論的シミュレーションは、背景のLW場の強度を増加させると、星形成に必要な平均ハロー質量が増加することを示しているため、選択したハローの追跡シミュレーションを実行して、これが集団IIIIMFに与えるノックオン効果を調査します。$J_{21}$=0、0.01、および0.1LW磁場強度のそれぞれについて5つのハローをたどり、$10^{-6}$gcm$^{-3}$(10$^{18}$cm$^{-3}$)シンク粒子を挿入する前に、さらに数百年にわたってフラグメンテーション動作をたどります。シミュレーションの終わりまでにシンクに降着した質量は、$\sim10^{-2}$pc分子コア内の質量に比例し、ハローの初期質量とは相関していないことがわかりました。そのため、IMFはLW強度にほとんど依存していません。ここでテストされた背景のLW磁場強度の範囲は、文献から最も可能性の高い値をカバーしているため、いわゆるPopIII.2星のIMFは、PopIII.1星の初期集団と有意に異なるとは言えません。したがって、原始的なIMFは、次世代の種族II星が形成されるまで変化しない可能性があります。
$z \sim 1.4$ でのクラスター内の AGN 制御冷却の証拠: SPT-CL J0607-4448 の多波長ビュー
| Title |
Evidence_for_AGN-Regulated_Cooling_in_Clusters_at_$z_\sim_1.4$:_A_Multi-Wavelength_View_of_SPT-CL_J0607-4448 |
| Authors |
Megan_Masterson,_Michael_McDonald,_Behzad_Ansarinejad,_Matthew_Bayliss,_Bradford_A._Benson,_Lindsey_E._Bleem,_Michael_S._Calzadilla,_Alastair_C._Edge,_Benjamin_Floyd,_Keunho_J._Kim,_Gourav_Khullar,_and_Taweewat_Somboonpanyakul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00830 |
$z=1.4010\pm0.0028$で南極望遠鏡(SPT)によって発見された最も遠い銀河団の1つである銀河団SPT-CLJ0607-4448(SPT0607)の多波長解析を提示します。高赤方偏移銀河団は、最も明るい銀河団銀河(BCG)内の活動銀河核(AGN)からの適切に調整されたフィードバックにより、緩和されている明確な兆候を示しています。チャンドラX線データを使用して、熱力学的プロファイルを作成し、クラスター内媒体の特性を決定します。クラスターのクールコアの性質は、中心にピークがある密度プロファイルと低い中心エントロピー($K_0=18_{-9}^{+11}$keVcm$^2$)によってサポートされています。クラスターまでの距離が与えられた場合、スペクトル情報が制限されるためです。X線データから推定された密度プロファイルとガス冷却時間を使用して、質量冷却率$\dot{M}_\mathrm{cool}=100_{-60}^{+90}~M_\odotを見つけます。$年$^{-1}$。[OII]輝線付近の光学分光と測光から、BCGの星形成率はSFR$_\mathrm{[O~II]}=1.7_{-0.6}^{+1.0}~M_\と推定されます。odot$yr$^{-1}$であり、予測された質量冷却率よりもおよそ2桁低い。さらに、2.1GHzのATCA無線データを使用して、$P_\mathrm{cav}=3.2_{-1.3}^{+2.1}\times10^{44}$ergs$^{-の無線ジェット出力を測定します。1}$、これはX線冷却光度($L_\mathrm{cool}=1.9_{-0.5}^{+0.2}\times10^{44}$ergs$^{-1}$$r_\mathrm{cool}=43$kpc以内)。これらの調査結果は、SPT0607が、クラスター形成直後のエポックでAGN制御冷却を備えた、緩和された冷却コアクラスターであることを示唆しており、冷却とフィードバックの間のバランスにすぐに到達できることを示唆しています。銀河団におけるAGNフィードバックの進化に関するこれらの調査結果の意味について説明します。
PHANGS-JWST の最初の結果: 近くの銀河の 3.3 ミクロンの多環式芳香族炭化水素振動バンドを NIRCam 中間バンドでマッピング
| Title |
PHANGS-JWST_First_Results:_Mapping_the_3.3_micron_Polycyclic_Aromatic_Hydrocarbon_Vibrational_Band_in_Nearby_Galaxies_with_NIRCam_Medium_Bands |
| Authors |
Karin_Sandstrom,_J\'er\'emy_Chastenet,_Jessica_Sutter,_Adam_K._Leroy,_Oleg_V._Egorov,_Thomas_G._Williams,_Alberto_D._Bolatto,_M\'ed\'eric_Boquien,_Yixian_Cao,_Daniel_A._Dale,_Janice_C._Lee,_Erik_Rosolowsky,_Eva_Schinnerer,_Ashley._T._Barnes,_Francesco_Belfiore,_F._Bigiel,_M\'elanie_Chevance,_Kathryn_Grasha,_Brent_Groves,_Hamid_Hassani,_Annie_Hughes,_Ralf_S._Klessen,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Kirsten_L._Larson,_Daizhong_Liu,_Laura_A._Lopez,_Sharon_E._Meidt,_Eric_J._Murphy,_Mattia_C._Sormani,_David_A._Thilker,_Elizabeth_J._Watkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00854 |
NGC628、NGC1365、およびNGC7496の3.3ミクロンの多環芳香族炭化水素(PAH)放出機能のマップを、PHANGS-JWSTサイクル1財務プロジェクトからJWSTの近赤外線カメラ(NIRCam)イメージャーで観測したものとして提示します。星明かりの連続体を除去するために、F300MフィルターとF360Mフィルターの組み合わせを使用して、F335Mフィルター(F335M$_{\rmPAH}$)の3.3ミクロンPAH機能を分離するマップを作成します。この連続体の除去は、PAH放射によるF360Mの汚染と、3.0から3.6ミクロンの間の恒星のスペクトルエネルギー分布勾配の変動によって複雑になります。Laiらの経験的処方箋を修正します。(2020)は、星明かりとPAHが優勢な視線の範囲を持つ高度に分解された銀河の星明かりの連続体を削除します。F335M$_{\rmPAH}$放射の放射状にビニングされたプロファイルを分析すると、F335M強度の5～65%が、ターゲットの内側0.5$r_{25}$内の3.3ミクロンの特徴に由来することがわかります。このパーセンテージは銀河ごとに体系的に異なり、各銀河の星の質量、星間物質、および星形成の分布に関連する銀河内の放射状の傾向を示しています。3.3ミクロンの放射は、予想どおり、MIRIF1130Wフィルターでトレースされた11.3ミクロンのPAHフィーチャとよく相関しています。これは、両方のフィーチャがC-H振動モードから生じるためです。平均F335M$_{\rmPAH}$/F1130W比は、Draineらによる最近のモデルの予測と一致しています。（2021）サイズと電荷の分布が通常またはより高いイオン化を伴うより大きな粒子に向かってシフトしたPAHについて。
PHANGS-JWST 最初の結果: NGC 628 のダスト フィラメント ネットワークと星形成活動との関係
| Title |
PHANGS-JWST_First_Results:_The_Dust_Filament_Network_of_NGC_628_and_its_Relation_to_Star_Formation_Activity |
| Authors |
David_A._Thilker,_Janice_C._Lee,_Sinan_Deger,_Ashley_T._Barnes,_Frank_Bigiel,_M\'ed\'eric_Boquien,_Yixian_Cao,_M\'elanie_Chevance,_Daniel_A._Dale,_Oleg_V._Egorov,_Simon_C._O._Glover,_Kathryn_Grasha,_Jonathan_D._Henshaw,_Ralf_S._Klessen,_Eric_Koch,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Adam_K._Leroy,_Ryan_A._Lessing,_Sharon_E._Meidt,_Francesca_Pinna,_Miguel_Querejeta,_Erik_Rosolowsky,_Karin_M._Sandstrom,_Eva_Schinnerer,_Rowan_J._Smith,_Elizabeth_J._Watkins,_Thomas_G._Williams,_Gagandeep_S._Anand,_Francesco_Belfiore,_Guillermo_A._Blanc,_Rupali_Chandar,_Enrico_Congiu,_Eric_Emsellem,_Brent_Groves,_Kathryn_Kreckel,_Kirsten_L._Larson,_Daizhong_Liu,_Ismael_Pessa,_Bradley_C._Whitmore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00881 |
PHANGS-JWSTの中赤外線(MIR)による近くの渦巻銀河のイメージングにより、いたるところに散在するダスト放出のフィラメントが複雑な詳細で明らかになりました。NGC628の25～400pcの間の複数の縮尺でダストフィラメントネットワーク(DFN)を体系的にマッピングするためのパイロット研究を提示します。NGC628の7.7、10、11.3、および21$\mu$mでのMIRI画像を使用してマップを生成します。PHANGS-HSTBバンドイメージングは、ダスト減衰機能のマップを生成します。MIR熱連続体/多環芳香族炭化水素（PAH）の放出によって追跡されたフィラメントと、可視光の吸光/散乱によって検出されたフィラメントとの対応を定量化します。DFNに含まれるMIRフラックスの割合。DFN内のHII領域、若い星団、および関連の割合。これらの量の依存性を、DFNが抽出される物理的スケールで調べます。当社の最高解像度DFNマップ(25pcフィラメント幅)では、放射と減衰のフィラメントが視線の40%で共空間的であり、多くの場合、詳細な形態学的一致を示していることがわかります。MIRフラックスの約30%がDFNに関連付けられていること。また、HII領域の75～80%と5Myr未満の星団の60%がDFN内に含まれています。ただし、このスケールでのDFNは、PHANGS-HST近紫外イメージングを使用して特定された5Myr未満の星のより緩やかな関連付けと逆相関しています。星形成とISMの研究に対するこれらの発見の影響と、DFNのマルチスケールマップで可能になった幅広い新しい調査について説明します。
Spitzer-HETDEX Exploratory Large Area Survey。 IV.モデルベースの多波長測光カタログ
| Title |
The_Spitzer-HETDEX_Exploratory_Large_Area_Survey._IV._Model-Based_Multi-wavelength_Photometric_Catalog |
| Authors |
Gene_C._K._Leung,_Steven_Finkelstein,_John_Weaver,_Casey_Papovich,_Rebecca_Larson,_Katherine_Chworowsky,_Robin_Ciardullo,_Eric_Gawiser,_Caryl_Gronwall,_Shardha_Jogee,_Lalitwadee_Kawinwanichakij,_Rachel_Somerville,_Isak_Wold,_and_L._Y._Aaron_Yung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00908 |
Spitzer/HETDEXExploratoryLarge-Area(SHELA)測量のための0.3--4.5$\mu$m16バンド測光カタログを提示します。SHELAは、Hobby-EberlyTelescopeDarkEnergyExperiment(HETDEX)のフットプリント内の$\sim27$deg$^2$フィールドをカバーしています。ここでは、新しいDECamイメージングと、完全なモデルベースのアプローチを使用して抽出された400万のソースの$rizK_s$バンド選択カタログを紹介します。モデルベースのDECamLegacySurveyと比較することで測光を検証します。以前のSHELAカタログと比較することにより、モデルベースの測光とアパーチャ測光の違いを分析し、モデルベースの測光が点光源を測定してフラックスを弱め、分解された光源の完全な放射をより適切にキャプチャできることを発見しました。カタログは、$riz\sim24.7$($25.1$)ABmagで$80\%$($50\%$)完全であり、光学測光は、$\sim25.5$ABmagの$5\sigma$深度に達します。測光赤方偏移を測定し、$0\lez\le1$で利用可能な分光赤方偏移で0.04の$\Deltaz/(1+z)$の$1\sigma$散乱を達成します。この大面積の多波長フォトメトリックカタログは、HETDEXからの分光情報と組み合わされて、幅広い銀河系外科学調査を可能にします。
FEASTS: NGC 4631 周辺の拡散 HI フェーズを介した潮汐相互作用によって引き起こされる IGM 冷却
| Title |
FEASTS:_IGM_cooling_triggered_by_tidal_interactions_through_the_diffuse_HI_phase_around_NGC_4631 |
| Authors |
Jing_Wang,_Dong_Yang,_Se-Heon_Oh,_Lister_Staveley-Smith,_Jie_Wang,_Q._Daniel_Wang,_Kelley_M._Hess,_Luis_C._Ho,_Ligang_Hou,_Yingjie_Jing,_Peter_Kamphuis,_Fujia_Li,_Xuchen_Lin,_Ziming_Liu,_Li_Shao,_Shun_Wang,_Ming_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00937 |
単一皿電波望遠鏡FASTを使用して、潮汐相互作用するNGC4631グループのHIを3.24$'$(7kpc)の解像度でマッピングし、5-$\sigma$の列密度限界$10^{17.9}に達します。$cm$^{-2}$線幅を20kms$^{-1}$と仮定します。WSRTのHALOGASプロジェクトからの既存の干渉HI画像を参照として使用すると、グループ内の大規模、低密度、および拡散HIの大幅な過剰を識別して特徴付けることができます。この拡散HIは120kpc以上に広がり、銀河NGC4631内およびその周辺でFASTによって検出された総HIの4分の1以上を占めています。$10^{19.5}$cm$^{-2}$であり、50kms$^{-1}$付近の速度分散を持つ非常に乱流です。それは密なHIで列密度が増加し、密なHIの運動学的に「より熱い」部分に関連付けられる傾向があります。単純なモデリングを通じて、テール領域の拡散HIの大部分は、蒸発または放射イオン化されるのではなく、高温のIGMの冷却を誘発する可能性が高いことがわかりました。異なる相のガスのこれらの関係を考えると、拡散HIはIGMの凝縮相を表している可能性があります。進行中および過去の活発な潮汐相互作用は、広範囲に広がるHI分布を生成し、拡散HIの段階を経てNGC4631へのガスの降着を引き起こした可能性があります。
可変ピークスペクトル光源のミリアーク秒構造
| Title |
Milliarcsecond_Structures_of_Variable_Peaked-Spectrum_Sources |
| Authors |
K._Ross,_C._Reynolds,_N._Seymour,_J._R._Callingham,_N._Hurley-Walker,_H._Bignall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00977 |
スペクトル変動は、シンチレーションから小規模な構造を識別し、ピークスペクトル(PS)電波源の吸収メカニズムを決定するための新しい手法を提供します。この論文では、2つのPSソース、MRC0225-065およびPMNJ0322-4820のロングベースラインアレイ(LBA)を使用した非常に長いベースライン干渉法(VLBI)イメージングを提示します。これらは、マーチソンワイドフィールドアレイ(MWA)による観測からスペクトル的に可変であると識別されます。検出されたスペクトル変動に基づいて予想されるミリ秒単位の構造を直接LBAイメージングと比較します。MRC0225-065は、明るいコアと2つのより暗いローブの3つの成分に分解され、およそ430pcの投影分離が見られます。磁場、ホスト銀河の特性、およびスペクトル分析の包括的な分析は、MRC0225-065が過去10^2から10^3年の最近のジェット活動を伴う若い電波源であることを示唆しています。PMNJ0322-4820はミリ秒単位で未解決であることがわかります。PMNJ0322-4820は、MWAで2014年に検出されたフレア活動を伴うブレーザーであると結論付けています。スペクトル変動を使用して形態を予測し、これらの予測がLBA画像によって明らかにされた構造と一致していることを確認します。
ディープ シノプティック アレイの科学: 50 Mpc の高速電波バーストが天の川銀河周縁媒体の質量を制約する
| Title |
Deep_Synoptic_Array_science:_a_50_Mpc_fast_radio_burst_constrains_the_mass_of_the_Milky_Way_circumgalactic_medium |
| Authors |
Vikram_Ravi,_Morgan_Catha,_Ge_Chen,_Liam_Connor,_James_M._Cordes,_Jakob_T._Faber,_James_W._Lamb,_Gregg_Hallinan,_Charlie_Harnach,_Greg_Hellbourg,_Rick_Hobbs,_David_Hodge,_Mark_Hodges,_Casey_Law,_Paul_Rasmussen,_Kritti_Sharma,_Myles_B._Sherman,_Jun_Shi,_Dana_Simard,_Jean_J._Somalwar,_Reynier_Squillace,_Sander_Weinreb,_David_P._Woody,_Nitika_Yadlapalli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01000 |
ディープシノプティックアレイ(DSA-110)の発見と、これまで繰り返されなかったFRB20220319Dの干渉による局在化を紹介します。FRBは、若くて急速に星を形成する棒状渦巻銀河IRAS02044$+$7048で発生し、わずか50Mpcです。FRB20220319DのDMへの銀河系星間物質(ISM)の寄与に関するNE2001およびYMW16モデルは、観測された合計DMを超えていますが、これらのモデルの不確実性は、バーストの銀河系外の起源に対応していることを示しています。我々は、天の川銀河の銀河周媒質(CGM)によって寄与されるDMの保守的な上限を導出します:制限は、条件に応じて28.7pccm$^{-3}$または47.3pccm$^{-3}$のいずれかです。空でFRB20220319Dに近い2つのパルサーのどれがISMDMを推定するために使用されます.これらの制限は両方とも、銀河のCGMの総質量が$<10^{11}M_{\odot}$であること、および天の川のバリオン質量が与えられたハローの総質量が与えられた宇宙平均の$\lesssim60\%$であることを意味します。.遠方の球状星団M53内のパルサーのDMがさらに考慮される場合、保守的ではありませんが、より厳しい制約が可能です。私たちの制約は、CGMで考えられる異方性と、想定される半径密度プロファイルの形式に敏感ですが、CGMの化学的および熱的特性の不確実性の影響を受けません。私たちの結果は、フィードバックプロセスが天の川のような銀河のハローからバリオン物質を追い出す銀河形成シミュレーションによって一般的に予測されるシナリオを強く支持します。
CCSN レムナントでの水の形成をサポートする最小ハロー質量の制約
宇宙論的ミニハローにおける低質量集団III超新星の残骸における水の形成を調査するシミュレーションを提示し、十分に短い時間スケールで再崩壊し、高密度で金属を効率的に混合できるホストミニハローの暫定的な質量下限を提供します。宇宙論的な初期条件から開始し、中心密度が壊滅的な再崩壊を起こしたときにシミュレーションを終了します。これにより、水の存在量が報告されます。種族IIIの星の寿命の間に、ミニハロー(M$=5\times10^5$M$_{\odot}$)が吹き飛ばされ、その結果、かすかな超新星爆発(E$_{\mathrm{SN}}=5\times10^{50}$ergs)は、ミニハローのビリアル半径に完全に制限されていません。シミュレーションの終了時には、残骸のどこにも有意な水の形成はなく、中央の再崩壊領域は最初の金属をそれ自体に組み込むのに非効率的であり、低い金属量のままです。大部分の金属は、バイポーラ流出によってコアから空隙に放出され、非常に低いところで$\mathrm{Z}\sim10^{-6}\\mathrm{Z}_{\odot}$のピーク金属量に達します。密度。ミニハローの質量は十分に小さいため、再崩壊のタイムスケールは、この構成が初期宇宙における水の形成の主要な経路であるとは考えにくい.また、通常のCCSN(E$_{\mathrm{SN}}=10^{51}$ergs)との比較も提供し、同じ効果を見つけますが、増幅されます。そのため、閉じ込められた爆発に必要な最小ミニハロー質量、したがって水の形成の可能性は少なくとも$10^{6}$M$_{\odot}$であり、超新星の化学熱進化であると示唆できます。レムナントは、その中に存在する種族III星の質量よりもホストミニハローの質量に敏感です。
コールドコア LDN 429-C におけるメタノールの非熱脱着に関する制約
| Title |
Constraints_on_the_non-thermal_desorption_of_methanol_in_the_cold_core_LDN_429-C |
| Authors |
A._Taillard,_V._WakelaM,_P._Gratier,_E._Dartois,_M._Chabot,_J._A._Noble,_J._V._Keane,_A._C._A._Boogert,_D._Harsono |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01288 |
コールドコアは星形成の初期段階であり、密度>10$^4$cm$^{-3}$、低温(<15K)、非常に低い外部UV放射を特徴とする。私たちは、ダスト粒子表面での反応を介して主に形成される分子の起源を追跡するために、物理化学的プロセスを調査します。COやCH$_3$OHなどの重要な種の気相存在量を取得するために、NOEMA干渉計とIRAM30m単一皿望遠鏡を使用してコールドコアLDN429-Cを観測しました。観察されたメタノールの気相を、スピッツァーで以前に観察されたその固相と比較することで、この種の非熱脱着の効率に定量的な制約を加えることができます。利用可能なHerschelデータから決定された物理パラメーターを使用して、非局所熱平衡放射伝達モデルを使用して、検出された11の分子の存在量マップを計算しました。これらの観察により、密度と視覚的吸光度の関数として分子存在量を調べることができ、温度の変動は12～18Kに抑制されました。次に、観測された存在量をNautilusの天化学モデルの予測と比較しました。メタノールを除いて、すべての分子が高密度で存在量が低く、低密度領域に関して視覚的な吸光度が低いことがわかります。これらの観察結果を、局所的な物理的条件に基づく化学モデルのグリッドと比較すると、これらの観察結果を再現することができ、パラメーターの時間のみを変化させることができました。観測されたメタノールの気相存在量をメタノール氷の以前の測定値と比較すると、非熱脱着効率は0.002%から0.09%の間であり、密度とともに増加します。氷の組成が密度の関数として変化するために宇宙線スパッタリングの収率が変化しない限り、脱着効率の明らかな増加は、我々のモデルでは再現できない。
BATSE、Swift、および Fermi ガンマ線バーストの即発放出のみによる分類
| Title |
Classification_of_BATSE,_Swift,_and_Fermi_Gamma-Ray_Bursts_from_Prompt_Emission_Alone |
| Authors |
Charles_L._Steinhardt,_William_J._Mann,_Vadim_Rusakov,_Christian_K._Jespersen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00820 |
一般に、ガンマ線バースト(GRB)には典型的な持続時間が異なる2つの優勢なクラスがあると想定されていますが、持続時間、スペクトルの硬さ、スペクトルの遅れなどの要約特性から、GRBを短いものと長いものに明確に分類することは困難でした。最近の研究では、次元削減のための機械学習アルゴリズムであるt分布確率近傍埋め込み(t-SNE)を使用して、すべてのSwiftガンマ線バーストを短いか長いかに分類しました。ここでは、t-SNEとUMAPの2つのアルゴリズムを使用してメソッドを拡張し、1911BATSEバースト、1321Swiftバースト、および2294Fermiバーストの分類を提供するために使用される埋め込みを生成します。スペクトルとメタデータの両方が利用可能です。埋め込みによって、各カタログが短いバーストと長いバーストに明確に分離されるように見えますが、バーストのごく一部を確実に分類できないことを示すために、リサンプリングベースのアプローチが使用されています。さらに、SwiftとFermiの両方によって観測された304バーストのうち3つは、堅牢ではあるが競合する分類を持っています。考えられる解釈は、GRBの2つの優勢なクラスに加えて、より典型的な短いGRBと長いGRBから分離するために多波長観測を必要とする追加の珍しいタイプのバーストがあるというものです。
夜に衝突する可能性のあるもの: 連星ブラック ホールの質量スペクトルの構造を評価する
| Title |
Things_that_might_go_bump_in_the_night:_Assessing_structure_in_the_binary_black_hole_mass_spectrum |
| Authors |
Amanda_M._Farah,_Bruce_Edelman,_Michael_Zevin,_Maya_Fishbach,_Jose_Mar\'ia_Ezquiaga,_Ben_Farr,_Daniel_E._Holz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00834 |
第3重力波トランジェントカタログ(GWTC-3)のデータを使用して、合体する連星ブラックホール(BBH)の質量スペクトルのいくつかの特徴が特定されました。これらの特徴は、BBH形成の不確実なメカニズムをコードしている可能性があるため、特に興味深いものです。識別された特徴が統計的に有意であるか、有限数の観測によるポアソンノイズの結果であるかを判断します。基になる分布に目的の機能がないBBHの現実的なカタログをシミュレートし、以前にGWTC-3で実行された分析を適用し、そのような機能が誤って検出される頻度を決定します。$\sim10\,M_{\odot}$と$\sim35\,M_{\odot}$のピークであるGWTC-3に見られる2つの特徴は、ポアソンノイズだけでは説明できないことがわかりました。特徴のない母集団から生成されたカタログの$<0.33\%$で有意に発生します。したがって、これらの特徴は天体物理学に由来する可能性があります。ただし、$\sim14\,M_{\odot}$でのディップとされるものなど、べき法則を超えた追加の構造は、ポアソンノイズによって説明できます。ユーザーが指定した基本的な分布と検出器の感度に従って、現実的な測定の不確実性と選択効果を備えたBBHイベントのシミュレートされたカタログを作成する、公開パッケージGWMockCatを提供します。
GRB 200829A: 非常に初期の即時放出の外部衝撃の起源?
| Title |
GRB_200829A:_External_Shock_Origin_of_the_Very_Early_Prompt_Emission? |
| Authors |
Jing_Li,_Da-Bin_Lin,_Rui-Jing_Lu,_Lu-Yao_Jiang,_Wen-Qiang_Liang,_Zhi-Lin_Chen,_Xiao-Yan_Li,_Xiang-Gao_Wang,_and_En-Wei_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00925 |
長時間のGRB~200829Aは、Fermi-GBMとSwift-BAT/XRTによって検出され、その後、他の地上望遠鏡によって急速に観測されました。非常に初期の段階で弱い$\gamma$線放出があり、続いて明るいとがった$\gamma$線放出パルスが続く。非常に初期の放出の放射スペクトルは、インデックス$\sim-1.7$のべき乗関数によって最適に適合されます。しかし、明るいとがった$\gamma$線パルス、特にピーク付近の時間は、明確な2成分放射スペクトル、つまり、黒体放射スペクトルと組み合わされたバンド関数を示します。光球の特性を推測し、流出の初期サイズを$r_0=10^9$~cmとして採用することにより、光球の位置での媒体の磁化を明らかにします。これは、このパルスのバンド成分が磁場の散逸中に形成される可能性があることを意味します。非常に初期の即発放出で見られるべき法則放射スペクトルは、このフェーズの外部衝撃の起源を暗示している可能性があります。次に、このバーストの光曲線に対してマルコフ連鎖モンテカルロ法フィッティングを実行します。ここでは、$20$~s付近の$\gamma$線パルスに対応するジェットを使用して外部衝撃をリフレッシュします。非常に初期の位相の光曲線と$40$~s後のX線残光は、約$100$~sでのX線隆起を含み、外部衝撃のシナリオでうまくモデル化できることが示されています。得られた初期流出について、このジェットの光球放出が非常に初期の段階で見逃されているという事実に基づいて、ジェットの最小磁化係数を推定します。
ガンマ線、X線、光学観測によるTeVブレーザー1ES 1218+304の多波長研究
| Title |
Multi-wavelength_study_of_TeV_blazar_1ES_1218+304_using_gamma-ray,_X-ray_and_optical_observations |
| Authors |
Rishank_Diwan,_Raj_Prince,_Aditi_Agarwal,_Debanjan_Bose,_Pratik_Majumdar,_Aykut_\"Ozd\"onmez,_Sunil_Chandra,_Rukaiya_Khatoon,_Erg\"un_Ege |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00991 |
2018年1月1日から2021年5月31日までの期間(MJD58119-59365)を含むさまざまな機器から得られたほぼ同時のデータを使用して、高シンクロトロンピークBLLac1ES1218+304の多波長研究を報告します。Fermi-LAT、Swift-XRT、AstroSat、およびトルコのSwift-UVOT$\&$TUBITAK天文台からの光学。この線源は、2019年にTeV$\gamma$線でフレアしていることが報告されていますが、Fermi-LATの有意な変動は観察されていません。SXT光曲線には分単位の変動性が見られ、その変動性がコンパクトな発光領域であることを示唆しています。ただし、$\gamma$線の光度曲線では時間スケールの変動が見られます。$\gamma$線では「明るくなると柔らかくなる」傾向が見られ、X線では逆の傾向が見られ、HBL線源から予想されるように、両方の放射が2つの異なるプロセスを介して生成されることを示唆しています。2019年1月に2つのエポックを選択して、それらの物理的パラメーターを調査および比較しました。SXTとLAXPCのジョイントフィットは、おおよそ$\sim$2.68$\times$10$^{17}$Hzと推定されるシンクロトロンピークに大きな制約を与えます。10$^{17-18}$から10$^{20}$Hzへのシンクロトロンピークの明確なシフトが観察され、その極端な性質またはEHBLタイプのソースのように振る舞うことを示しています。光学観測では、「明るくなると青くなる」というカラーインデックスの変化が示されます。ブロードバンドSEDにはシングルゾーンSSCモデルが装備されており、それらのパラメーターは、TeVブレーザーとブロードバンド放射の背後にある可能なメカニズムのコンテキストで説明されています。
ガウス プロセス モデリング Blazar 多波長変動: ジェット構造の間接的な解決
| Title |
Gaussian_Process_Modeling_Blazar_Multiwavelength_Variability:_Indirectly_Resolving_Jet_Structure |
| Authors |
Haiyun_Zhang_(YNU),_Dahai_Yan_(YNU),_and_Li_Zhang_(YNU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01025 |
ブレーザージェット構造は、多波長変動を解析することで間接的に解決できます。この作業では、ガウス過程(GP)法を使用して、電波、光、およびX線エネルギーにおけるブレーザーの長期変動を分析します。多波長変動性は、減衰ランダムウォーク(DRW)モデルによってうまく特徴付けることができます。38ブレーザーの非熱光学特性タイムスケールは、22ブレーザーの$\gamma$線特性タイムスケールと統計的に一致しています。3人の個人(3C273、PKS1510-089、およびBLLac)については、非熱光学、X線、および$\gamma$線の特徴的なタイムスケールも、測定された95$\%$誤差内で一致していますが、電波3C273のタイムスケールは大きすぎて、10年間の光度曲線によって制約されることはありません。シンクロトロン放出と逆コンプトン放出のパワースペクトル密度は同じであり、ジェットの長期変動が放出メカニズムと無関係であることを示唆しています。静止フレームのタイムスケールとブラックホールの質量のプロットでは、ジェット変動の光学$\gamma$線のタイムスケールは、通常のクエーサーからの降着円盤放出のタイムスケールとほぼ同じ空間を占めています。ジェットと降着円盤の周期変動は、同じ物理過程によって引き起こされます。非熱的な光X線と$\gamma$線の放射は同じ領域で生成され、非常に長いベースライン干渉法で解像できる電波コアは、天体からはるかに離れた領域にあることが示唆されています。ブラックホール。私たちの研究は、標準的なGP法を使用して達成される、熱放出と非熱放出を比較するための新しい方法論を提案しています。
Insight-HXMT と Swift による GRB 最小変動時間スケール: 前駆体モデル、散逸物理学、および GRB 分類への影響
| Title |
GRB_minimum_variability_timescale_with_Insight-HXMT_and_Swift:_implications_for_progenitor_models,_dissipation_physics_and_GRB_classifications |
| Authors |
A.E._Camisasca,_C._Guidorzi,_L._Amati,_F._Frontera,_X.Y._Song,_S._Xiao,_S.L._Xiong,_S.N._Zhang,_R._Margutti,_S._Kobayashi,_C.G._Mundell,_M.Y._Ge,_A._Gomboc,_S.M._Jia,_N._Jordana-Mitjans,_C.K._Li,_X.B._Li,_R._Maccary,_M._Shrestha,_W.C._Xue,_S._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01176 |
GRBの即時放出の消散プロセスはまだ不明です。時間変動の研究は、内部エンジン活動の痕跡をジオメトリおよび伝搬関連の影響から区別する独自の方法を提供する可能性があります。GRBのサンプルの光度曲線を形成する個々のパルスの最短持続時間として最小変動タイムスケール(MVT)を定義し、ピーク光度、ローレンツ係数、およびジェット開口角との相関関係をテストします。これらの相関関係を、相対論的に構造化されたジェット(おそらくウォブリングするジェット)の最近の数値シミュレーションからの予測と比較し、即発放出物理学のプローブとしてのMTVの値を評価します。ピーク検出アルゴリズムmepsaを使用して、GRB時間履歴内の最短パルスを識別し、その半値全幅(FWHM)を推定しました。このフレームワークを、Swift(2005年から2022年7月まで)とInsight-HXMT(2017年6月から2021年7月まで、221009Aを含む)の2セットのGRBに適用しました。次に、測定されたzを持つ401個のGRBを選択して、相関関係をテストしました。平均して、短いGRBは長いGRBよりも大幅に短いMVTを持っています。060614や211211Aなどの拡張エミッションを持つ短いGRBのMVT分布は、短いGRBの分布とのみ互換性があります。これは、祖先の性質に関する新しい手がかりを提供します。長いGRBのMVTは、ピーク光度と逆相関します。ローレンツ因子との反相関を確認し、パルス数との逆相関とともに、残光から推定されるジェット開口角度との相関を見つけます。MVTは、コンパクトなバイナリマージによって生成されることが示唆されている長いGRBの新たな推定上の新しいクラスを識別できます。それ以外の典型的な長いGRBの場合、MVTとピーク光度、ローレンツ係数、ジェット開口角、およびパルス数の間のさまざまな相関関係は、構造化された、おそらくウォブリングする、弱く磁化された相対論的ジェットのコンテキスト内で説明できます。（要約）
天体物理観測による無衝突衝撃波におけるプラズマ加熱と粒子加速
星の爆発の産物である超新星残骸(SNR)は強力な天体物理学の実験室であり、それらの明るい電磁放射のおかげで衝突のない衝撃の物理学を研究することができます。超新星(SNe)によって生成された爆風衝撃は、強力な非熱プロセスと共に、高いマッハ(およびアルフヴェニックマッハ)数によって特徴付けられる極端な条件を研究するための観測ウィンドウを提供します。衝突のない衝撃では、衝撃波面で異なる種間の温度平衡に達しない場合があります。このフレームワークでは、SNRのショック後の媒体内で、異なる粒子種が(その質量に応じて)異なる温度で加熱される可能性があります。SNRは、レプトンとハドロンの非熱集団の結果として、衝撃波面で生じる広帯域の非熱放出によっても特徴付けられます。宇宙線として知られるこれらの粒子は、拡散衝撃加速によって超相対論的エネルギーまで加速されます。宇宙線を加速するためにSNRがそのラムエネルギーのかなりの部分を失う場合、ショックダイナミクスは断熱ケースに関して変更する必要があります。この衝撃の修正により、ランキン・ユゴニオの値4に対して合計の衝撃圧縮比が増加するはずです。衝撃後の密度の詳細な診断)は、衝突のない衝撃における加熱メカニズムと粒子加速の両方を研究するために活用できます。SN1987Aの残骸のさまざまなイオン種について測定された温度の新しい結果について報告します。また、SN1006aの残骸で最近得られた衝撃波の変化の証拠についても説明します。ここで、衝撃速度と周囲の磁場との間の角度が小さくなると、衝撃圧縮率が大幅に増加します。
二次組合せ代数時間遅延干渉法について
| Title |
On_second-order_combinatorial_algebraic_time-delay_interferometry |
| Authors |
Wei-Liang_Qian_and_Pan-Pan_Wang_and_Zhang-Qi_Wu_and_Cheng-Gang_Shao_and_Bin_Wang_and_Rui-Hong_Yue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00814 |
Dhurandharらによって提案された組み合わせ代数的アプローチに着想を得て、2つの新しいクラスの第2世代時間遅延干渉法(TDI)ソリューションと、それらのさらなる一般化を提案します。アルゴリズムの主な戦略は、時間変位演算子の積の2次整流子に関連する特定のタイプの残留レーザー周波数ノイズを列挙することです。導出は、アーム長の時間導関数を順番に展開したときの遅延時間残差の分析に基づいています。このようなスキームによって得られたソリューションは、主に幾何学的TDIアプローチによってキャプチャされ、したがって直感的な解釈を持っていることが観察されます。それにもかかわらず、完全に対称なサニャックとサニャックにヒントを得た組み合わせは、元の代数的アプローチからプロパティを継承し、その後、幾何学的TDIの範囲外になります。さらに、最も低い次数では、ソリューションはかなりコンパクトな形の整流子によって提供されます。元のMichelsonタイプのソリューションに加えて、モニター、ビーコン、リレー、サニャック、完全対称サニャック、およびサニャックに着想を得たものなど、他のタイプのソリューションについて詳しく説明します。得られた解について、平均応答関数、残留ノイズパワースペクトル密度、および感度曲線が評価されます。また，本方式と他の既存アルゴリズムとの関係についても議論する．
太陽物理学データ解析のための科学プラットフォーム
| Title |
Science_Platforms_for_Heliophysics_Data_Analysis |
| Authors |
Monica_G._Bobra,_Will_T._Barnes,_Thomas_Y._Chen,_Mark_C._M._Cheung,_Laura_A._Hayes,_Jack_Ireland,_Miho_Janvier,_Michael_S._F._Kirk,_James_P._Mason,_Stuart_J._Mumford,_Paul_J._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00878 |
NASAは、宇宙ベースの機器から収集されたデータの科学的利益を最大化するために、インタラクティブでスケーラブルなデータ分析を可能にする科学プラットフォームを維持し、資金を提供することをお勧めします。
銀河面からの一時的な単色光の探索
銀河面では、1秒未満のパルスを検出するために、光学波長および近赤外波長の過渡的な単色光が検索されました。対物プリズムシュミット望遠鏡とCMOSカメラを使用して、幅2.1度のストリップ内で銀河面に沿って973平方度を観測しました。銀河面からのレーザーパルスの未検出は、5000以上の星からの未検出に追加されます。地球外のビーコンが存在しないことは、光および電波の波長でSETI砂漠の詳細を明らかにします。
ハイコントラスト イメージングにおけるスペックル時空間共分散
| Title |
Speckle_Space-Time_Covariance_in_High-Contrast_Imaging |
| Authors |
Briley_L._Lewis,_Michael_P._Fitzgerald,_Rupert_H._Dodkins,_Kristina_K._Davis,_Jonathan_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01291 |
サンプリングタイムスケールがスペックル進化タイムスケールよりも高速であるハイコントラストイメージングデータのスペックルノイズの時空間変動に基づく点広がり関数(PSF)減算の新しいフレームワークを紹介します。時空共分散が瞳孔で発生する1つの方法は、大気層が望遠鏡の開口部を横切って移動し、入射波面の位相に小さな時間変化摂動を作成することです。この場の焦点面への伝播は、その時空間共分散の一部を保持します。この共分散を利用するために、私たちの新しいアプローチは、カルフネン-ローイブ画像処理(KLIP)の以前のアプリケーションのように単一の参照画像のセットとは対照的に、画像シーケンスでカルフネン-ローイブ変換を使用します。コントラストイメージング。マイクロ波運動インダクタンス検出器(MKID)などの光子計数検出器の最近の開発により、この手法は後処理ステップとして使用するとコントラストを改善する可能性があります。シミュレートされたデータでの予備テストでは、この手法によって元の画像から少なくとも10～20%コントラストが向上し、さらに改善される可能性が高いことが示されています。パラメータの特定の選択では、このアルゴリズムは、空間のみのKLIPよりも大きなコントラストゲインを提供する場合があります。
太陽風中の陽子と電子の温度と太陽風速度との相関
| Title |
Proton_and_electron_temperatures_in_the_solar_wind_and_their_correlations_with_the_solar_wind_speed |
| Authors |
Chen_Shi,_Marco_Velli,_Roberto_Lionello,_Nikos_Sioulas,_Zesen_Huang,_Jasper_S._Halekas,_Anna_Tenerani,_Victor_R\'eville,_Jean-Baptiste_Dakeyo,_Milan_Maksimovi\'c,_Stuart_D._Bale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00852 |
太陽風の加熱と加速は、太陽物理学における根本的な未解決の問題の1つです。通常、陽子温度$T_i$は太陽風速度$V_{SW}$と高い相関を示しますが、電子温度$T_e$は太陽風速度と反相関または明確な相関を示しません。ここでは、ParkerSolarProbe(PSP)とWINDデータの両方を検査し、観測結果をシミュレーション結果と比較します。太陽半径30未満のPSP観測では、陽子温度と風速の間には正の相関があり、電子温度と風速の間には負の相関があることが明確に示されています。1年(2019年)のWINDデータは、プロトン温度が太陽風速度と正の相関があることを確認していますが、電子温度は、低速風では太陽風速度とともに上昇し、高速風では太陽風速度とともに低下します。陽子と電子の温度が異なる1次元アルフエン波駆動太陽風モデルを使用して、散逸したアルフエン波エネルギーのほとんどが電子ではなくイオンを加熱する場合、正の$T_i-V_{SW}$相関と負の$T_e-V_{SW}$相関が自然に発生します。電子が散逸した波動エネルギーのわずかではあるが有限の部分を獲得する場合、$T_e-V_{SW}$相関は、負の相関が徐々に正に変わるように、太陽までの半径方向の距離とともに進化します。モデルの結果は、太陽風で観測された陽子と電子の温度の変化を説明できるのはアルフエン波であることを示しています。
太陽風のドライバーとしての磁気リコネクション
| Title |
Magnetic_Reconnection_as_the_Driver_of_the_Solar_Wind |
| Authors |
Nour_E._Raouafi,_G._Stenborg,_D._B._Seaton,_H._Wang,_J._Wang,_C._E._DeForest,_S._D._Bale,_J._F._Drake,_V._M._Uritsky,_J._T._Karpen,_C._R._DeVore,_A._C._Sterling,_T._S._Horbury,_L._K._Harra,_S._Bourouaine,_J._C._Kasper,_P._Kumar,_T._D._Phan,_M._Velli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00903 |
太陽コロナの基部での小規模な磁気再結合によって引き起こされる遍在するジェッティング活動の証拠を示すEUV太陽観測を提示します。私たちは、太陽風をその源で加熱して駆動する物理的メカニズムは、小規模なジェッティング活動(つまり、ジェットレット)の形をした遍在する磁気再結合であると主張します。このジェッティング活動は、太陽風やコロナプラズマの加熱と同様に、太陽周期の段階に関係なくどこにでもあります。各イベントは、反対極性の磁場の小規模な再接続から発生し、高温プラズマの短命ジェットとコロナへのアルフエン波を生成します。これらの噴流イベントの離散的な性質は、コロナからの断続的な流出につながり、太陽から離れて伝播し、太陽風を形成するにつれて均質化します。この発見は、コロナ加熱や太陽風加速などの遍在する現象を理解する上で、太陽と星の大気における小規模な磁気リコネクションの重要性を確立しています。スイッチバックを磁気ネットワークに関連付ける以前の分析に基づいて、これらの新しい観測結果が、コロナのベースでの磁気活動とスイッチバック太陽風現象との間のリンクを提供する可能性があることも主張します。これらの新しい観測結果は、磁気リコネクションの役割と、太陽大気中の多様な形態のジェッティングの全体像を捉える必要があります。
2022 年の PY Per は非常に低い状態
VSNET、VSOLJ、ASAS-SN、ATLASの観測を使用して、ZCam星PYPerが、少なくとも2022年の6月から11月にかけて、19.1等に達する長く暗い低状態を過ごしたことを発見しました。この間、矮新星の爆発は記録されていません。この低い状態でのTESSデータは、1つの軌道サイクルで2つの最大値を示し、セカンダリから生じる楕円体変調として解釈できます。これらの観察結果は、物質移動がこの低い状態の間にほぼ停止したことを示唆しており、PYPerがVYScl星であるという識別を強化しています。PYPerは半年も経たないうちにSUUMa型のスーパーアウトバーストに似た異常なアウトバーストを示しており(Kato2022,arXiv:2204.12056)、これらの現象は物理的に関連していた可能性があります。
新しい T 型矮星連星からの偏波電波パルス
| Title |
Polarised_radio_pulsations_from_a_new_T_dwarf_binary |
| Authors |
H._K._Vedantham,_Trent_J._Dupuy,_E._L._Evans,_A._Sanghi,_J._R._Callingham,_T._W._Shimwell,_W._M._J._Best,_M._C._Liu_and_P._Zarka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01003 |
褐色矮星は、磁気圏H$\alpha$放射やコヒーレント電波放射など、木星のようなオーロラ現象を示します。コヒーレント電波放射は、磁気圏加速メカニズムのプローブであり、エミッターの場所での磁場強度の直接測定を提供します。どちらも他の手段ではアクセスが困難です。最も低温の褐色矮星(スペクトルタイプTおよびY)の観測は、その磁気圏現象が巨大ガス系外惑星の現象と非常に似ている可能性があるため、特に興味深いものです。ここでは、LOFAR望遠鏡とケック望遠鏡をそれぞれ使用して作成された褐色矮星WISEPJ101905.63+652954.2の144MHz電波および赤外線適応光学観測を紹介します。電波データは、$0.32\pm0.03$hr$^{-1}$の回転速度をもたらすパルス状の高度に円偏波された放射を示しています。赤外線画像は、スペクトルタイプT5.$5\pm0.5$とT7.$0\pm0.5$の成分間の予測分離が$423.0\pm1.6$masである連星であることを明らかにします。単純な「おもちゃのモデル」を使って、電波放射は原則として、木星の値の少なくとも25ドル倍の質量損失率を持つ2つの矮星間の相互作用によって駆動されることを示します。WISEPJ101905.63+652954.2は、低周波探索で検出された最初のパルスメタン矮星であるため、興味深いものです。キロガウスの磁場を持つ天体にのみ反応する以前のギガヘルツ周波数の探査とは異なり、私たちの低周波探査は$\約50$ガウス以上の表面磁場に敏感であり、惑星の質量に至るまでの最も冷たい電波の大きな天体を明らかにする可能性があります。スケール。
TESS Full Frame Images III における変光亜矮星 B 星の探索。両方の黄道半球における可変ターゲットの更新 --
汚染分析と新しい sdB パルセータ
| Title |
A_search_for_variable_subdwarf_B_stars_in_TESS_Full_Frame_Images_III._An_update_on_variable_targets_in_both_ecliptic_hemispheres_--_contamination_analysis_and_new_sdB_pulsators |
| Authors |
S._K._Sahoo_(1_and_2),_A._S._Baran_(2,_3_and_4),_H.L._Worters_(5),_P._N\'emeth_(2,_6_and_7)_and_D._Kilkenny_(8)_((1)_Nicolaus_Copernicus_Astronomical_Centre_of_the_Polish_Academy_of_Sciences_Poland,_(2)_ARDASTELLA_Research_Group_Poland,_(3)_Astronomical_Observatory_of_University_of_Warsaw_Poland,_(4)_Missouri_State_University_USA,_(5)_South_African_Astronomical_Observatory_South_Africa,_(6)_Astronomical_Institute_of_the_Czech_Academy_of_Sciences_Czech_Republic,_(7)_Astroserver.org_Hungary,_(8)_University_of_the_Western_Cape_South_Africa) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01082 |
このシリーズの最初の2つの論文で報告されたTESS30分フルフレーム画像(FFI)データに対して実行された変光星調査の最新情報を提示します。このアップデートには、ミッションの3年目と4年目に収集された誤検出とTESS10分間FFIデータの分析を識別するための汚染分析が含まれています。1403個の変光星を識別する2995個のターゲットの変動状態を明らかにします。さらに、10分間のFFIデータでサンプリングされた24の事前フィルター処理されたターゲットを分光学的に分類し、11の新しいsdBパルセータを発見します。ここで報告された変数の宇宙および/または地上ベースのデータを将来フォローアップして、それらの変動性の性質を特定し、星の分光パラメータを明らかにすると、この作業が補完されます。
Herbig Stars: 進歩の四半世紀
| Title |
Herbig_Stars:_A_Quarter_Century_of_Progress |
| Authors |
Sean_D._Brittain,_Inga_Kamp,_Gwendolyn_Meeus,_Ren\'e_D._Oudmaijer,_and_L._B._F._M._Waters |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01165 |
HerbigAe/Be星は、主系列に向かう途中のHRダイアグラムの放射軌道上にある若い収縮星です。これらの星は、大質量星と低質量星の間の貴重なリンクを提供します。ここでは、1998年に発表されたこのトピックに関する最後の主要なレビュー以降、これらの魅力的な天体とその円盤に関する理解においてなされた進歩を概説します。まず、これらの星とその特性の一般的な概要から始めます。次に、これらの星への星周物質の降着について説明します。次に、これらの円盤での惑星形成の証拠を調査する前に、星周円盤のダストとガスの特性について説明します。最後に、これらのソースの理解を深めるための将来の見通しについて簡単に説明し、HerbigAe/Be星の新しい実用的な定義を提案します。
DK Tau の外円盤の位置ずれと、分光偏光計を使用した磁場の初見
| Title |
Misalignment_of_the_outer_disk_of_DK_Tau_and_a_first_look_at_its_magnetic_field_using_spectropolarimetry |
| Authors |
M._Nelissen,_P._McGinnis,_C._P._Folsom,_T._Ray,_A._A._Vidotto,_E._Alecian,_J._Bouvier,_J._Morin,_J.-F._Donati,_R._Devaraj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01175 |
恒星形成の標準的な理論では予測されていませんが、形成中の恒星の自転軸とその外側の円盤軸との間のミスアライメントは、いくつかの古典的なおうし座T星(cTTs)で観察されています。低質量cTTsDKTauは、その中に含まれている疑いがあります。また、星の磁場と星周円盤から降着する物質との間の相互作用を調査するための優れた主題でもあります。これは、降着の明確な痕跡を示すためです。この論文の目的は、分光偏光観測を使用して、降着に関連する光球の吸収線と輝線の両方におけるDKタウの平均視線方向磁場(Blos)を調べることと、その回転軸に関する不一致を調べることです。ESPaDOnSとNARVAL分光偏光計で収集されたデータを使用して、2つの異なる時代(2010年と2012年)を調査しました。最初に、有効温度やvsiniなどの恒星パラメータを決定しました。次に、スペクトルからベールの影響を取り除き、Blosを決定する前に、吸収線の最小二乗デコンボリューションプロファイルを取得しました。また、降着衝撃に存在する磁場のトレーサーとして、輝線、587.6nmHeI線、およびCaII赤外線トリプレットも調査しました。DKタウは、自転軸の極から約30度の角度で磁極上に降着し、降着漏斗の基部に正の磁場があることがわかりました。2010年には最大1.77kG、2012年には最大1.99kGの磁場が見つかりました。さらに、得られた周期、vsini、星の半径の値を使用して、星の自転軸の傾きの値が58度(+18)(-11)であることがわかります。これは、外側の円盤軸の傾きとは大きく異なります。文献で与えられた21度。DKタウの外側のディスク軸は、回転軸と比較して37度ずれている可能性が高いことがわかりました。
OリッチAGB星風の三成分モデリング I. フォルステライトを用いたドリフトの影響
| Title |
Three-component_modelling_of_O-rich_AGB_star_winds_I._Effects_of_drift_using_forsterite |
| Authors |
C._Sandin_(1),_L._Mattsson_(2),_K._L._Chubb_(3),_M._Ergon_(4_and_1),_P._M._Weilbacher_(5)_*1 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01180 |
冷たい脈動する漸近巨星分枝(AGB)星の恒星風は、大量の処理された元素とさまざまな種類の塵で星間物質を豊かにします。フォルステライト粒子への放射圧によって駆動されるM型星の恒星風のabinitioシミュレーションに対するガスからダストへのドリフトの影響に関する最初の研究を提示します。私たちの研究は、放射流体力学モデルコードT-800に基づいています。これには、周波数依存の放射伝達、ミー散乱に基づくダスト消滅、粒子の成長とアブレーション、1つの平均粒径を使用したガスからダストへのドリフト、恒星をシミュレートするピストンが含まれます。脈動、および正確で高空間分解能の数値スキーム。この研究を可能にするために、\textsc{exomol}データベースに基づいて新しいガスの不透明度を計算し、モデルコードを拡張して、M型星で形成される可能性のある鉱物の形成を処理しました。ドリフトモデルを、新しい既存の非ドリフトモデルと比較することで、ドリフトの影響を識別します。Cに富む恒星風の最近の結果と比較すると、酸素に富んだ化学に基づく2つの新しいドリフトモデルは、約10倍速いドリフト速度、つまり310～360$\text{km}\,\を示しています。text{s}^{-1}$.私たちの新しいドリフトモデルの質量損失率は、独自の非ドリフトモデルの8～20分の1ですが、同じ恒星パラメーターを使用する既存のモデルと比較すると、質量損失率は10～420倍低くなります。一方、膨張速度や粒径などの他の特性を比較すると、同様の値を示します。私たちの結果は、フォルステライトなどの透明な粒子によって駆動される恒星風モデルでは、ガスからドリフトへの包含が基本的に重要であることを示しています。ドリフト速度が重要でないと仮定すると、質量損失率などの特性は、より現実的な値から100倍以上ずれている可能性があります。
非銀河系拡散成分からの非弾性暗黒物質の直接検出の可能性の向上
| Title |
Enhanced_prospects_for_direct_detection_of_inelastic_dark_matter_from_a_non-galactic_diffuse_component |
| Authors |
Gonzalo_Herrera,_Alejandro_Ibarra,_Satoshi_Shirai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.00870 |
いくつかのシナリオでは、暗黒物質粒子は主にターゲットと非弾性的に散乱し、最終状態でより重い中性粒子を生成します.このクラスのシナリオでは、直接検出実験のパラメーター空間での到達範囲は、通常、天の川からの脱出速度と見なされる暗黒物質粒子の速度によって制限されます。一方、太陽系の暗黒物質粒子の一部は、ローカルグループまたはおとめ座スーパークラスターのエンベロープにバインドされている可能性があり、私たちの銀河にはバインドされていない可能性があると主張されています。天の川からの脱出速度。この論文では、非銀河拡散成分による核子または電子による非弾性暗黒物質散乱に対する現在の直接検出実験の感度の向上を推定し、いくつかの十分に動機付けられたモデルへの影響について議論します。
電子フォアショック II の前加速: 斜めウィスラー波
熱電子は、衝撃の有限幅よりも何桁も小さいジャイロ半径を持っているため、衝撃を横切って拡散衝撃加速によって加速される前に、事前に加速する必要があります。事前加速が発生する可能性のある領域の1つは、内側の前震であり、上流の電子は潜在的な下流の交差点の前に通過する必要があります。この論文では、超新星残骸から動機付けられたパラメータで単一の衝撃を生成する大規模な粒子内細胞シミュレーションを実行します。前震内では、反射された電子が斜めのウィスラー不安定性を励起し、電磁ウィスラー波を生成します。これは上流の流れと共運動し、非線形構造として最終的に最大5イオンジャイロ半径の半径に達します。ホイッスラーの内部電磁構成が、上流の値の約4倍の強力な磁場によって拘束される複雑な非線形構造に進化することを示します。これらの非線形構造は、一般に、同空間の上流電子とは相互作用しませんが、衝撃で反射された電子と共鳴します。我々は、それらが反射した電子を散乱させたり、閉じ込めたりすることができ、上流の全電子集団の約$0.8\%$をショックに近い領域に閉じ込めることができることを示しています。この加速プロセスは、確率的衝撃ドリフト加速に似ていますが、約3倍効率的です。
イベントホライズンテレスコープが撮影したM87と私たちの銀河系の超大質量ブラックホールの画像は、地平線スケールでブラックホールの物理学を研究するための新しい窓を開く可能性があります。画像を使用して、放出モデルとブラックホールの形状に関する物理的情報を抽出することには十分な動機があります。シュバルツシルト背景における衝撃波の存在の結果としての光子リング上の強度ゆらぎの二点相関を調べた。重力波検出器の分野で使用されているアプローチに従って、衝撃波を検出するためのEHTの応答関数を導入し、オーバーラップ削減関数の形状を調べます。得られた相関の形状は、確率的放出源に起因するものとは異なることがわかりました。これは、強度相関を使用して、確率的レジームにおける放出モデルとブラックホールの形状を区別できることを示唆しています。
外部コミュニケーションの領域における典型的な暗黒エネルギーのブラックホールの影
典型的な暗黒エネルギーで回転するブラックホールは、内側、外側、典型的な地平線の3つの地平線に対応しています。外側のコミュニケーションの領域は、外側の地平線と典型的な地平線の間の領域です。ここで、この作業では、観測者が外部通信のドメインに静的にとどまっている場合の、典型的な暗黒エネルギーブラックホールの光子領域と影を調べます。典型的なダークエネルギーブラックホールの影は、その質量$(M)$、スピンパラメーター$(a)$、典型的なダークエネルギーパラメーター$(\omega_q)$、および正規化係数$(\gamma)$によって特徴付けられます。暗黒エネルギーパラメータ$\omega_q$は、$-1.1<\omega_q<-1/3$の間の値を取ることができ、状態方程式$\omega_q$=pressure$(p)$/エネルギー密度($\rho_q)に従います。$.この状態パラメーターは、ブラックホールの影の形状とサイズに大きく影響します。$\omega_q$のすべての測地線運動方程式を一般化し、外部通信のドメイン内の任意の距離で静的観測者によってブラックホールの影を視覚化する関係を取得します。ブラックホールの影の観測量を解析的に推定します:半径$R_s$、歪みパラメーター$\delta_s$、および影の領域$A$。影の半径$R_s$と面積$A$の数値を使用して、ブラックホールの影の角度直径を取得します。M87とSgrA$^*$ブラックホールの角度サイズは、イベントホライズンテレスコープ(EHT)によって観測されるように、それぞれ$\42\pm3\muas$と$48.7\pm7\muas$です。この場合、ブラックホールの影の角度直径は、クインテッセンスパラメーター$\omega_q$で増加し、パラメーター$-0.66\leq\omega_q\leqで値$\theta_d\approx20\pm3{^o}$を取ります。外部通信のドメイン内の$r_o=5M$での静的オブザーバーの-0.62$。
Korteweg-de Vries 積分からのブラック ホールの灰色体因子: 計算
| Title |
Black_Hole_Greybody_Factors_from_Korteweg-de_Vries_Integrals:_Computation |
| Authors |
Michele_Lenzi_and_Carlos_F._Sopuerta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01096 |
摂動された非回転ブラックホール(BH)のダイナミクスには、Korteweg-deVries(KdV)方程式の流れによって生成される無限の数の対称性が認められることが最近示されました。これらの対称性は、BH摂動、KdV積分を記述するゲージ不変のマスター方程式に現れるポテンシャルの微分多項式の積分として取得できる無限の数の保存量につながります。これらの保存された量は、すべての可能なポテンシャルで同じです。つまり、Darboux変換の下では不変であり、モーメント問題を介してBHの透過振幅またはグレイボディファクターを完全に決定します。この論文では、KdV積分のみを使用してモーメント問題を解くことにより、BH散乱プロセスに関連するグレイボディ因子を取得するための新しい半分析的方法を紹介します。この方法は、Pad\'e近似の使用に基づいており、最初にP\"oschl-Tellerポテンシャルの場合の結果と比較することで確認します。これには、グレイボディ因子の解析式があります。次に、適用します。それをSchwarzschildBHの場合と比較し、Wentzel-Kramers-Brillouin(WKB)近似に基づく計算の結果と比較します.新しい方法は、すべての周波数のBHグレイボディ因子の正確な結果を提供することがわかります.この方法はまた、計算上非常に効率的です。
惑星天体暦による太陽系スケールでの無質量膨張理論の制約 INPOP
| Title |
Constraining_massless_dilaton_theory_at_Solar_system_scales_with_the_planetary_ephemeris_INPOP |
| Authors |
L._Bernus,_O._Minazzoli,_A._Fienga,_A._Hees,_M._Gastineau,_J._Laskar,_P._Deram,_A._Di_Ruscio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01186 |
ディラトンを表すスカラー場と物質の間の非普遍的な二次結合について、太陽系における質量のないディラトン理論の現象論を明らかにします。$N$体系の修正されたポストニュートン運動方程式と光の時間旅行は、理論の作用から導き出されます。太陽系の主要な惑星の物理的特性を使用して、線形結合の場合にテストするパラメーターの数を3つに減らします。線形の場合、普遍的な結合定数$\alpha_0$と、テルル体と気体体にそれぞれ関連する2つの結合定数$\alpha_T$と$\alpha_G$があります。次に、これらの定数を制約するために、惑星暦INPOP19aを使用します。線形結合シナリオの制約に成功し、制約は$\alpha_0=(1.01\pm23.7)\times10^{-5}$,$\alpha_T=(0.00\pm24.5)\times10^{-6}$,$\alpha_G=(-1.46\pm12.0)\times10^{-5}$,99.5\%C.L.
エネルギー束の観点から見た電磁流体乱流とダイナモにおける乱流抵抗の低減
| Title |
Turbulent_Drag_Reduction_in_Magnetohydrodynamic_Turbulence_and_Dynamo_from_Energy_Flux_Perspectives |
| Authors |
Mahendra_K._Verma,_Manohar_K._Sharma,_and_Soumyadeep_Chatterjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01281 |
このレビューでは、エネルギー流束の普遍的なフレームワークを使用して、さまざまな流れにおける乱流抗力の削減について説明します。希薄なポリマーと磁場を伴う乱流では、大きなスケールで注入された運動エネルギーは、中間スケールの速度場だけでなく、すべてのスケールのポリマーと磁場にカスケードします。その結果、運動エネルギー束$\Pi_u(k)$は、純粋な流体力学的乱流と比較して抑制されます。$\Pi_u(k)$の抑制は、慣性力$\langle{\bfu\cdot\nablau}\rangle$と\textit{乱流抗力}の減少における重要な要因であると主張します。乱流抗力低減のこの特徴は、高分子、磁気流体力学、準静的磁気流体力学、および安定成層乱流、およびダイナモで観察されます。さらに、熱対流における乱流抗力の減少は、滑らかなサーマルプレートによるものであることが示されています。これらすべての流れにおいて、乱流抗力の減少は、多くの場合、流れに強力で大規模な速度をもたらします。
