Rhapsody-C シミュレーション -- 異方性熱伝導、ブラック ホール物理学、大規模銀河団スケーリング関係のロバスト性
| Title |
Rhapsody-C_simulations_--_Anisotropic_thermal_conduction,_black_hole_physics,_and_the_robustness_of_massive_galaxy_cluster_scaling_relations |
| Authors |
Alisson_Pellissier,_Oliver_Hahn_and_Chiara_Ferrari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02684 |
Rhapsody-Gスイートの大規模銀河団を$M_{\rmvir}\sim10^{15}\thinspace{\rmM}_{\odot}$スケールで宇宙論的マグネトを使用して拡張するRhapsody-Cシミュレーションを提示します。-異方性熱伝導、修正された超大質量ブラックホール(SMBH)フィードバック、新しいSMBHシードおよびSMBH軌道崩壊モデルを含む流体力学的ズームインシミュレーション。これらのモデリングの改善は、原始銀河団におけるSMBHの成長、星の形成、およびガスの枯渇に劇的な影響を与えます。モデルのパラメーター空間を調査し、X線およびSZ観測で観測された星形成とクラスター内媒質(ICM)の熱力学の両方に対するモデルの影響を報告します。原始星団の星形成は、SMBHシードの選択とSMBHの軌道崩壊によって強く影響を受けることを報告します。AGNからのフィードバックは、SMBH減衰によって大幅に増加し、その時間発展と影響範囲は、使用されるAGNエネルギー注入スキームによって著しく異なります。エネルギーが中央のSMBHの近くに閉じ込められたままである質量加重注入と比較して、体積加重熱エネルギー堆積は、ICMを大きな半径まで加熱することを可能にし、原始クラスターでの星形成を大幅に抑制します。ICMの温度勾配を平坦化することにより、異方的な熱伝導により星の形成が早い段階で減少しますが、AGNの活動は弱まり、遅延します。私たちのハローの恒星とガスの含有量に見られる相違にもかかわらず、私たちが報告するクラスターのスケーリング関係は、使用されるサブ解像度モデルに驚くほど鈍感であり、最近の観測および数値研究とよく一致しています。
Bisous モデルによる銀河フィラメントの検出を改善するための測光赤方偏移データの使用
フィラメントファインダーは、とりわけ、豊富な分光赤方偏移データによって制限されます。分光データよりも測光赤方偏移データの方が比例して多いため、測光データを使用して、宇宙の大規模構造を検出できる領域を改善および拡大することを目指しています。Bisousフィラメントファインダーが測光赤方偏移データを使用して、検出されたフィラメントネットワークを改善できることを示す概念実証を提示します。MultiDark-Galaxiesカタログからモックデータを作成しました。分光学的な赤方偏移を持つ銀河は、シミュレーションから正確な位置を与えられました。測光赤方偏移を持つ銀河には、1つの座標に沿って不確実性が与えられました。エラーは、サンプルごとに異なるガウス分布で生成されました。サンプルには、分光のみ、測光のみ、および測光赤方偏移と分光赤方偏移を含む銀河の混合サンプルの3種類があります。測光のみのサンプルでは、測光赤方偏移の不確実性が大きいほど、検出されるフィラメントが少なくなり、フィラメントは視線に沿って強く整列します。混合サンプルを使用すると、検出されるフィラメントの数が向上し、それらのフィラメントのアライメントバイアスが減少します。結果は、完全な分光サンプルと比較されます。測光のみのサンプルの再現率は、不確実性のサイズに大きく依存し、20%近く低下しました。混合サンプルの場合、再現率は40%から80%の間でした。この作業でテストされたすべてのサンプルで、誤検出率は5%未満にとどまりました。混合サンプルは、混合サンプル内のすべての不確実性サイズと分光銀河の数について、対応する測光のみまたは分光のみのサンプルよりも優れた結果を示しました。測光赤方偏移と分光赤方偏移を持つ銀河の混合サンプルは、分光サンプルのみで可能な以上に大規模構造を改善および拡張するのに役立ちます。
SDSS DR17: コズミック スライムの付加価値カタログ
| Title |
SDSS_DR17:_The_Cosmic_Slime_Value_Added_Catalog |
| Authors |
Matthew_C._Wilde,_Oskar_Elek,_Joseph_N._Burchett,_Daisuke_Nagai,_J._Xavier_Prochaska,_Jessica_Werk,_Sarah_Tuttle,_Angus_G._Forbes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02719 |
冷たい暗黒物質宇宙のフィラメント状の大規模構造である「宇宙ウェブ」は、分光調査の銀河トレーサーを介して容易に明らかになります。しかし、根底にある暗黒物質の構造はまだ観測できておらず、それを透過する拡散ガスのマッピングは実用的な観測能力を超えています。Physarumpolycephalumの「粘菌」の成長と動きに触発された最近開発された技術は、SDSS分光銀河カタログの低赤方偏移サブサンプルの宇宙ウェブをマッピングするために使用されました。このモデル、MonteCarloPhysarumMachine(MCPM)は、宇宙網を有望に再構築することが示されました。ここでは、MCPMのキャリブレーションに使用される形式を改善して、ボリショイプランク宇宙論的シミュレーションの密度分布をより適切に再現し、スローンデジタルスカイサーベイ(SDSS、$z<0.1$)を使用した以前の研究よりもはるかに大きな宇宙論的ボリュームにそれらを適用します。ExtendedBaryonOscillationSpectroscopicSurvey(eBOSS)LuminousRedGalaxy(LRG,$z\lesssim0.5$)分光カタログ。上記のSDSSサーベイによって分光学的に探査された銀河のサンプルの宇宙過密度の見積もりを提供する「CosmicSlimeValueAddedCatalog」を提示します。さらに、これらのボリュームの完全に再構築された3D密度キューブを提供します。これらのデータプロダクトは、SloanDigitalSkySurveyDataRelease17の一部としてリリースされ、公開されています。これらのデータ製品を構築するための入力カタログと方法論を提示します。また、銀河の進化、宇宙論、銀河間および銀河周辺の媒質、および過渡現象の局在化への刺激的な潜在的なアプリケーションにも注目します。
拡散暗黒流体宇宙論の観測制約
この作業では、暗黒物質と暗黒エネルギーの間のエネルギー交換が拡散によって発生する、相互作用する暗黒流体宇宙論モデルを検討します。後期宇宙のバックグラウンド膨張の歴史を解明した後、モデルのシミュレートされた値を超新星タイプ1Aデータと比較することにより、宇宙論的パラメーターの制約を試みます。4つの異なるケースを検討し、それらを「真のモデル」としてのLCDMモデルと比較します。私たちの結果は、暗黒エネルギーが暗黒物質に流れる拡散モデルが、LCDMモデルに代わる可能性が最も高いことを示しています。このモデルは、プランクの2018年の観測結果と一致するだけでなく、いわゆるハッブル張力に潜在的な説明を与えることができます。
修正された重力におけるエミュレータベースのハローモデル -- I. ハローの濃度と質量の関係と密度プロファイル
| Title |
An_emulator-based_halo_model_in_modified_gravity_--_I._The_halo_concentration-mass_relation_and_density_profile |
| Authors |
Cheng-Zong_Ruan,_Carolina_Cuesta-Lazaro,_Alexander_Eggemeier,_Baojiu_Li,_Carlton_M._Baugh,_Christian_Arnold,_Sownak_Bose,_C\'esar_Hern\'andez-Aguayo,_Pauline_Zarrouk_and_Christopher_T._Davies |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02970 |
この一連の論文では、修正重力宇宙論における銀河の非線形クラスタリングのためのエミュレーターベースのハローモデルを提示します。最初の論文では、次のハロー特性のエミュレーターを提示します。ハロー質量関数、濃度-質量関係、およびハロー物質相互相関関数です。エミュレーターは、2つの修正重力(MG)理論:$f(R)$重力とDGPモデルのそれぞれについて、$N$体シミュレーションの\textsc{FORGE}および\textsc{BRIDGE}スイートから抽出されたデータでトレーニングされます。、3つの標準宇宙パラメータ$\Omega_{\mathrm{m0}}、H_0、\sigma_8$、および1つのMGパラメータ($\bar{f}_{R0}$または$r_{\mathrm{c}}のいずれか)を変化させます$.当社のハロープロパティエミュレーターは、独立したテストデータセットで$\lesssim1\%$の精度を達成します。エミュレーターを銀河-ハロー接続処方と組み合わせて、ハローモデルフレームワークを使用して銀河-銀河および銀河-物質相関関数を正確に予測できることを示します。
Forklens: ディープ ラーニングを使用した、非常にノイズの多い画像での正確なウィーク レンズ シアー測定
| Title |
Forklens:_Accurate_weak_lensing_shear_measurement_on_extremely_noisy_images_with_deep_learning |
| Authors |
Zekang_Zhang,_Huanyuan_Shan,_Nan_Li,_Chengliang_Wei,_Ji_Yao_and_Ran_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02986 |
弱い重力レンズ効果は、暗黒物質と暗黒エネルギーの性質の最も重要なプローブの1つです。次世代の弱レンズサーベイ(Euclid、Roman、LSST、CSSTなど)から宇宙論的情報を可能な限り抽出するためには、弱レンズシアーを正確に測定する必要があります。この作業では、弱いレンズシアーを正確に測定するための完全なディープラーニングベースのアプローチを紹介します。私たちのアプローチは2つのモジュールで構成されています。最初のものには、銀河の画像とPSFを同時に取得するための2つの分岐を持つCNNが含まれており、このモジュールの出力には、銀河のマグニチュード、サイズ、および形状が含まれます。2番目のモジュールには、弱いレンズシアー測定を調整するための多層ニューラルネットワークが含まれています。プログラムにForklensという名前を付け、オンラインで公開します。ForklensをCSSTのようなモックイメージに適用することで、高い信号対雑音比(S/N)を持つソースで、従来のアプローチ(モーメントベースの測定やフォワードモデルフィッティングなど)で一貫した精度を実現します。貧弱なS/Nを持つソースの場合、フォークレンズは強力な潜在的なノイズ除去能力を発揮し、銀河の形状に関する正確な予測を提供します。Forklensを使用した最終的なせん断測定では、乗法バイアス$m=-0.4\pm3.0\times10^{-3}$と加法バイアス$c=-0.5\pm1.9\times10^{-4}$が得られます。CSSTのようなシミュレーションを使用した当社のテストでは、ForklensがMetacalibrationなどの他のせん断測定アルゴリズムと競合する一方で、ForklensはS/N限界を引き下げる可能性があることが示されています。さらに、フォークレンズの全手順は自動化されており、銀河あたり約0.6ミリ秒のコストがかかります。これは、今後の弱いレンズ調査の空の範囲と深さを十分に活用するのに適しています。
距離双対関係の改善されたテストに照らして、最近の観察は何を教えてくれますか?
| Title |
What_are_recent_observations_telling_us_in_light_of_improved_tests_of_distance_duality_relation? |
| Authors |
Liu_Tonghua,_Cao_Shuo,_Ma_Shuai,_Liu_Yuting,_Zheng_Chenfa_and_Wang_Jieci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02997 |
イーサリントンの相反定理、宇宙距離双対関係(CDDR)で要求される正確な結果として、$\eta(z)=D_L(z)(1+z)^{-2}/D_A(z)=1$が再生されます。現代宇宙論の重要な部分。この論文では、電波クエーサー(QSO)の超コンパクト構造の測定値とIa型超新星(SNIa)CDDRをテストします。SNIaとQSOから直接観測値を取得することで、標準キャンドル($M_B$)の絶対等級と標準定規($l_m$)の線形サイズのキャリブレーションによって生じる不確実性を完全に排除できます。現在利用可能な他の方法に含まれる厄介なパラメーターがないことから利益を得て、私たちの分析は、$z=2.3$までのCDDRの偏差と赤方偏移の進化の証拠を示していません。私たちの方法論と人工ニューラルネットワーク(ANN)の機械学習を組み合わせることで、高い赤方偏移での違反パラメーターに対して$10^{-3}$レベルの制約が生成されます。私たちの結果は、観測と予測が完全に一致していることを示しており、イーサリントンの相反定理が依然として私たちの宇宙の最良の説明である可能性があるという根強い主張を支持しています。
SKA を使用して $\Lambda$CDM を超えて宇宙論を調査する
| Title |
Probing_Cosmology_beyond_$\Lambda$CDM_using_the_SKA |
| Authors |
Shamik_Ghosh,_Pankaj_Jain,_Rahul_Kothari,_Mohit_Panwar,_Gurmeet_Singh,_Prabhakar_Tiwari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03065 |
宇宙論の原理は、宇宙が統計的に均一で、大きな距離スケールで等方性であると述べています。現在、この原則からの逸脱を示す多くの観察結果が存在します。これらの観測の多くは、スーパーホライズンの宇宙論的摂動を呼び出すことで説明でき、ビッグバンのパラダイムと一致する可能性があることが示されています。驚くべきことに、これらのモードは観測されたハッブル張力、つまりハッブルパラメーターの直接測定と間接測定の間の不一致を同時に説明します。SKAを使用した宇宙原理のいくつかのテストを提案します。特に、電波銀河の分布における双極子異方性の信号を確実に抽出することができます。スーパーホライゾンの摂動は、双極子信号の有意な赤方偏移依存性も予測します。これは、SKAを使用した再電離と暗黒時代の信号の研究によって適切にテストできます。また、数MpcからGpcの範囲の距離スケールで、電波銀河軸の位置合わせとそれらの統合された偏光ベクトルを研究することも提案します。データからこれらの信号を確実に抽出できるデータ分析手法について説明します。
低周波電波天文データによる最初の銀河の物理に関する共同解析制約
| Title |
Joint_analysis_constraints_on_the_physics_of_the_first_galaxies_with_low_frequency_radio_astronomy_data |
| Authors |
Harry_T._J._Bevins,_Stefan_Heimersheim,_Irene_Abril-Cabezas,_Anastasia_Fialkov,_Eloy_de_Lera_Acedo,_William_Handley,_Saurabh_Singh,_Rennan_Barkana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03298 |
宇宙の歴史の最初の10億年の観測は現在のところ限られています。中性水素からの空平均21cm信号の観測と、対応する空間ゆらぎの干渉測定との相乗効果を示します。SARAS3(赤方偏移$z\approx15-25$)からのデータとHERAからの極限($z\approx8$および$10$)のデータを共同で分析することにより、ビッグバンから2億年後の銀河の天体物理学に関して、これまでで最も厳しい制約を生成します。.我々は、$z=25$でパワースペクトルが$\geq126$mK$^{2}$であり、天空平均信号が$\leq-277$mKである$95\%$信頼シナリオを好まない。
MeerKAT による新しい高解像度観測のための暗黒物質の電波放出のシミュレーション
最近の研究では、MeerKAT(そして最終的にはSKA)による拡散電波放出の検索が、暗黒物質の消滅に対してこれまでで最も強力な制約のいくつかを提供するのに適していることが示されています。これらの施設による観測を最大限に活用するには、これらの天体で予想される暗黒物質の量と拡散メカニズムの正確なシミュレーションが必要です。しかし、計算コストがかかるため、実行可能な方法で計算を実行するために、さまざまな数学的および数値的手法が開発されてきました。ここでは、文献で一般的に使用されている方法間の最初の定量的比較を提供し、さまざまなシミュレーションシナリオにおけるそれぞれの適用可能性の概要を示します。これらの考慮事項は、暗黒物質の探索が精密電波観測の新しい時代に向けて継続するにつれて、ますます重要になっています。
高速無線バースト分散の共分散行列
高速電波バースト(FRB)の分散は、大規模な電子分布の尺度です。これにより、宇宙パラメータ、特に膨張率と宇宙バリオン分率の測定が可能になります。イベントの数は、今後数年間で劇的に増加すると予想されており、特に興味深いのは、特定されたホスト銀河と赤方偏移情報を伴うバーストです。この論文では、空の同様の方向からのバーストが電子分布の長波長モードによって相関されるため、大規模構造によって引き起こされるFRBの分散測定（DM）の共分散行列を調べます。共分散行列の分析式を導出し、FRB分散測定-赤方偏移関係からパラメーター推定への影響を調べます。共分散には、イベントを個別に分析すると見逃される追加情報も含まれます。全天にわたってホストを識別できる$\sim300$を超えるFRBを含む将来のサンプルでは、偏りのない推論のために共分散を考慮する必要があり、空の小さなパッチでは効果が劇的に増加します。
振動しない初期のダーク エネルギーとアルファ アトラクターからのクインテッセンス
| Title |
Non-oscillating_Early_Dark_Energy_and_Quintessence_from_Alpha-Attractors |
| Authors |
Lucy_Brissenden,_Konstantinos_Dimopoulos_and_Samuel_S\'anchez_L\'opez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03572 |
初期暗黒エネルギー(EDE)は、ハッブル張力を解決するための最も有望な可能性の1つです。ハッブル定数の初期宇宙測定値と後期宇宙測定値の不一致です。この論文では、追加の微調整なしで結合された方法でEDEと後期ダークエネルギー（DE）の両方を説明できるスカラー場のモデルを提案します。このフィールドは、アルファアトラクタと同様にキネティックポールを備えています。私たちのモデルは、物質と放射線がほぼ等しくなるEDEの注入を提供し、自由落下を介してすぐに赤方偏移し、その後再凍結して現在の後期DEになります。文献からのEDEの現在の制約の合理的な見積もりを使用すると、パラメーター空間は狭いが実行可能であることがわかります。そのため、私たちのモデルは容易に反証可能です。EDEの他の作業とは対照的に、私たちのモデルは非振動性であり、その減衰は通常の振動性EDEの減衰よりも速くなり、それによって観測とのより良い一致が達成されます。
DESI レガシー イメージング サーベイにおけるレンズ効果の強い超新星のレトロスペクティブ検索
| Title |
Retrospective_Search_for_Strongly_Lensed_Supernovae_in_the_DESI_Legacy_Imaging_Surveys |
| Authors |
William_Sheu,_Xiaosheng_Huang,_Aleksandar_Cikota,_Nao_Suzuki,_David_Schlegel,_Christopher_Storfer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03578 |
近年の深部広視野調査の導入と機械学習技術の採用により、$\mathcal{O}(10^4)$強力な重力レンズシステムとその候補が発見されました。ただし、多重レンズのトランジェントの発見はまれなままです。レンズ効果のあるトランジェント、特にレンズ効果のある超新星は、レンズモデリングとその時間遅延の測定によって宇宙論的パラメーターを制約できるため、宇宙論にとって非常に貴重なツールです。このホワイトペーパーでは、ターゲットを絞ったレンズ付きトランジェント検索を実行するパイプラインを開発します。このパイプラインを、DESILegacyImagingSurveysDataRelease9(DR9)フットプリントで、文献で特定された5807の強力なレンズと候補に適用します。各システムについて、観測されたすべてのバンド(DECam$g$、$r$、および$z$)のすべての露出を分析します。当社のパイプラインは、時間的および空間的に十分に近接している検出を見つけ、グループ化し、ランク付けします。最初の検査の後、有望な候補システムについて、新しく利用可能なDR10データをさらに調べます(追加の$i$および$\textrm{Y}$バンドを使用)。ここでは、ターゲットを絞ったレンズ付き超新星検索パイプラインと、アインシュタイン半径$\sim1.5''$を持つシステムで非常に可能性の高いレンズ付き超新星$-$おそらくタイプIa$-$を含む7つの新しいレンズ付き超新星候補を提示します。
測光赤方偏移からの大規模構造の高次統計
| Title |
Higher-order_statistics_of_the_large-scale_structure_from_photometric_redshifts |
| Authors |
Eleni_Tsaprazi,_Jens_Jasche,_Guilhem_Lavaux_and_Florent_Leclercq |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03581 |
大規模な構造は、宇宙論の主要な情報源です。しかし、次世代のフォトメトリック銀河サーベイは、大きな赤方偏移の不確実性のために、宇宙構造の歪んだビューしか提供しません。測光の不確実性が存在する場合の大規模構造の正確な再構成の必要性に対処するために、銀河のクラスタリングからの情報を利用して、銀河の測光赤方偏移確率密度関数(PDF)と組み合わせて3次元暗黒物質密度を制約するフレームワークを提示します。私たちのフォワードモデルは、データから共同で推測された、原始および現在の暗黒物質密度のマルコフ連鎖モンテカルロ実現を提供します。私たちの方法は、フィールドレベルの推論による2点統計を超えています。これは、すべての観測の不確実性と調査ジオメトリを説明します。${\sim}300$Mpcに相当する、最悪の場合の赤方偏移の不確実性を持つ次世代調査をエミュレートするモックカタログを使用して、私たちの方法を紹介します。$150$Mpcのスケールで、測光銀河の位置とグラウンドトゥルースとの相互相関を$28\%$から$86\%$に改善します。$13$Mpcまで大幅な改善が見られます。$150$Mpcのスケールでは、暗黒物質密度、動径固有速度、潮汐剪断力、重力ポテンシャルのグラウンドトゥルースと$80-90\%$の相互相関が得られます。
水に富む太陽系外惑星大気中の有機ヘイズの光学特性：JWSTによる観測への影響
| Title |
Optical_Properties_of_Organic_Hazes_in_Water-rich_Exoplanet_Atmospheres:_Implications_for_Observations_with_JWST |
| Authors |
Chao_He,_Michael_Radke,_Sarah_E._Moran,_Sarah_M._Horst,_Nikole_K._Lewis,_Julianne_I._Moses,_Mark_S._Marley,_Natasha_E._Batalha,_Eliza_M.-R._Kempton,_Caroline_V._Morley,_Jeff_A._Valenti,_and_Veronique_Vuitton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02745 |
JWSTは、太陽系外惑星のトランジットの大気特性評価を含む科学的使命を開始しました。JWSTによって観測される最初の太陽系外惑星のいくつかは、1000K未満の平衡温度を持っています。これは、光化学ヘイズが形成されると予想される領域です。光との相互作用を制御するこれらのもやの光学特性は、系外惑星の観測を解釈する上で重要ですが、関連するデータは入手できません。ここでは、水が豊富な系外惑星大気実験で生成された有機ヘイズ類似体の光学特性を測定します。JWST機器の全波長範囲とハッブルの大部分をカバーする現在および将来の観測およびモデリングの取り組みのために、有機ヘイズの光学定数（0.4〜28.6ミクロン）を報告します。これらの光学定数を使用して、かすんでいるモデルの大気スペクトルを生成します。合成スペクトルは、ヘイズの光学定数の違いがスペクトルに検出可能な影響を与え、系外惑星観測の解釈に影響を与えることを示しています。この研究は、異なる系外惑星大気で形成されたもやの光学特性を調査する必要性を強調し、そのような特性を決定するための実用的な手順を確立します。
カッシーニの近接遭遇によって達成された前例のない詳細での土星の磁場
| Title |
Saturn's_Magnetic_Field_at_Unprecedented_Detail_Achieved_by_Cassini's_Close_Encounters |
| Authors |
Hao_Cao,_Michele_K._Dougherty,_Gregory_J._Hunt,_Emma_J._Bunce,_Ulrich_R._Christensen,_Krishan_K._Khurana,_Margaret_G._Kivelson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02756 |
カッシーニミッションの最後の22.5周回で、探査機は土星の1バーの表面から3000km未満に到達しました。これらの近接遭遇は、内部ダイナモ、電離圏、および磁気圏からの寄与を含む、土星の磁場の前例のないビューを提供しました。この章では、カッシーニミッションから得られた土星の磁場の新しい画像に焦点を当てます。これには、持続的ではあるが時変する低緯度の磁場に沿った電流、Dリングの惑星側のアルフベン波、極度の軸対称性、および高度な磁気モーメント。次に、土星の最も内側の磁気圏、赤道電離圏、および土星の内部について提起された意味と新しい問題について説明します。この章の締めくくりとして、土星やその他の巨大惑星の将来の探査の見通しを述べます。
遅れてハビタブルな惑星の豊富さと継続的にハビタブルなゾーンの定義の曖昧さ
| Title |
The_Abundance_of_Belatedly_Habitable_Planets_and_Ambiguities_in_Definitions_of_the_Continuously_Habitable_Zone |
| Authors |
Noah_W._Tuchow_and_Jason_T._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02961 |
惑星の歴史は、居住可能な条件と生命をホストする現在の可能性を決定します。連続ハビタブルゾーン(CHZ)の概念は、長期的に居住可能な惑星をホストする可能性が最も高い星の周りの領域を定義するために使用されています。ただし、CHZの定義は文献によって異なり、互いに矛盾することがよくあります。星の特性の関数としてCHZ内のハビタブルゾーンの惑星の割合を計算すると、長期的なハビタビリティとバイオシグネチャを持つ惑星のホストとしての星の品質は、使用されるCHZの定式化に強く依存することがわかります。たとえば、古いM星は、ハビタブルゾーンで過ごした合計時間を優先するか、揮発性物質の供給から現在の年齢までのハビタブルコンディションの継続性を優先するかによって、CHZ惑星の優れたホストまたは次善のホストのいずれかになります。この研究では、遅ればせながらハビタブルゾーン(BHZ)惑星、つまりホスト星の進化により形成後にハビタブルゾーンに入る惑星に焦点を当てます。ハビタブルゾーン内の惑星の約29～74%が、揮発性物質の供給のタイムスケールに応じて、このクラスのBHZ惑星に属していることがわかります。これらの惑星が揮発性物質を保持し、居住可能な条件をサポートできるかどうかは不明です。BHZ惑星は、将来のミッションでバイオシグネチャーを調査する予定の惑星の大部分を占めるため、それらの居住可能性に関する未解決の問題は、ミッションの設計、調査戦略、および結果の解釈にとって重要な要素です.
WASP-121b の JWST NIRSpec 位相曲線: 昼側の放射は亜星点の東側で最も強く、夜側の条件は雲の形成を助長します
| Title |
A_JWST_NIRSpec_phase_curve_for_WASP-121b:_dayside_emission_strongest_eastward_of_the_substellar_point_and_nightside_conditions_conducive_to_cloud_formation |
| Authors |
Thomas_Mikal-Evans,_David_K._Sing,_Jiayin_Dong,_Daniel_Foreman-Mackey,_Tiffany_Kataria,_Joanna_K._Barstow,_Jayesh_M._Goyal,_Nikole_K._Lewis,_Joshua_D._Lothringer,_Nathan_J._Mayne,_Hannah_R._Wakeford,_Duncan_A._Christie,_Zafar_Rustamkulov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03209 |
JWSTNIRSpec機器で行われた最初の外惑星位相曲線測定を提示し、外惑星気候研究のためにこの新しく委託された観測所の並外れた安定性を強調しています。ターゲットのWASP-121bは、公転周期が30.6時間の超高温木星です。それぞれ2.70から3.72ミクロンおよび3.82から5.15ミクロンの波長範囲をカバーする、NRS1およびNRS2検出器用に生成された2つの広帯域光曲線を分析します。両方の光度曲線は、30ppm/hr(NRS1)および10ppm/hr(NRS2)のベースラインフラックスレベルでほぼ直線的なドリフトを示す最小限の系統を示します。低次の球面調和双極子によって記述される惑星の単純な明るさマップを仮定すると、光度曲線の適合は、位相曲線のピークが軌道位相$3.36\pm0.11$deg(NRS1)および$2.66\pm0.12$deg(NRS2)と一致することを示唆しています。)食半ば前。これは、星下点の東側から発せられる最も強い昼側放射と一致しています。惑星から星への放出比は、昼側半球では$3,924\pm7$ppm(NRS1)および$4,924\pm9$ppm(NRS2)、$136\pm8$ppm(NRS1)および$630\pm10$です。夜側半球のppm(NRS2)。後者の夜側の放出比は、惑星の明るさの温度が$926\pm12$K(NRS1)と$1,122\pm10$K(NRS2)に変換され、エンスタタイトやフォルステライトを含む広範囲の耐火性凝縮物が形成されるのに十分低い。夜間の雲デッキは、大気のより深く、より熱い層からの放出を妨げている可能性があり、雲のない3D大循環モデルのシミュレーションが体系的にWASP-121bの夜間の放出を過大に予測する理由を説明するのに役立つ可能性があります。
高密度遊星環における熱ヒステリシスとフロント伝搬
土星の環は氷の粒子で構成されており、ほとんどがmmからmのサイズの範囲にあり、軌道ごとに数回の衝突を受けています。彼らの集合的な行動は、何桁にもわたる驚くべき一連の構造を生み出しますが、その多くはよく理解されていません。一方、個々のリング粒子の衝突特性とパラメーターはあまり制約されていません。通常、N体シミュレーションと動力学理論では、反発係数$\epsilon$が一定または衝突速度の減少関数である硬球モデルを使用します。ただし、表面レゴリスの塑性変形により、$\epsilon$はより複雑になり、少なくとも非単調関数になる可能性があります。非単調な$\epsilon$法則を使用してREBOUNDコードを使用してN体シミュレーションを実行し、もろいがくっつかない表面を近似します。私たちのシミュレーションは、そのようなリングモデルが、同じ(動的)光学的深さに対して2つの熱的に安定した定常状態、つまり冷たい状態と暖かい状態をサポートできることを明らかにしています。リングがいずれかの状態の放射状のバンドに分裂すると、コヒーレントな進行前線を介して、より暖かい状態がより冷たい状態に移動する傾向があることがわかります。また、異なる光学的深さの状態を接続する静止した「粘性」フロントも見つかりますが、角運動量フラックスは同じです。これらの予備的な結果を議論し、土星のB環とC環の構造形成、特にカッシーニ画像には現れるが掩蔽には現れない構造に関して、それらの意味を推測します。
極端な破片円盤の特徴を分離する - 巨大な衝突によって形成された偏心した極端な破片円盤の探査
| Title |
Isolating_the_extreme_debris_disc_signature_--_explorations_of_eccentric_extreme_debris_discs_formed_by_giant_impacts |
| Authors |
Thomas_Lewis,_Lewis_Watt,_Zo\"e_M_Leinhardt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03307 |
この作業では、N体シミュレーションと放射伝達パッケージを使用して、惑星胚間の巨大な衝突によって生成される偏心デブリディスクの進化をモデル化しました。これには、これらのディスクの形態と赤外線放射が、胚の離心率と衝突の真の異常によってどのように変化するかが含まれていました。偏心円板は、衝突する2つの胚の重心軌道の偏心特性を継承することがわかりました。ただし、この軌道に対する衝突の向きは、円盤の材料が重心軌道にどれだけ似ているかを決定する上で重要な役割を果たします。さらに、偏心の増加が、衝突位置に応じたディスク放出の特定の短期変動の形成を抑制するように作用することを発見しました。これらの短期間の変動は、極端な破片円盤と呼ばれる観測現象に関連付けられています。短期的な変動性は、巨大な影響の潜在的な兆候として示唆されています。
選択された地球共軌道小惑星の物理的および動的特性
選択した地球共軌道小惑星の物理的および動的特性の調査を提示します。4つの地球共軌道小惑星、すなわち(138175)2000EE104(P=13.9476+/-0.0051hrs)、(418849)2008WM64(P=2.4077)のサンプルの測光光学的光度曲線、自転周期および極解。+/-0.0001時間)、2016CA138(P=5.3137+/-0.0016時間)、および2017SL16(P=0.3188+/-0.0053時間)が決定または改善され、この作業で提示されます。この調査のために、2mRCC望遠鏡に取り付けられたForeRo2機器を使用して、ブルガリア国立天文台-Rozhenで実施された観測と、AstDys2データベースからのスパースデータを組み合わせます。回転特性と並行して、これらのオブジェクトの軌道安定性を調査し、それらの回転特性との関係があるかどうかを調べるために、数値動的シミュレーションを行いました。私たちの結果は、軌道の安定性が軌道自体と、主に軌道の離心率と傾斜角の影響を受けていることを示しています。軌道安定性と小惑星の自転状態との関係について決定的な結論を下すことはできないため、それを証明または反証するには、さらなる調査と観測が必要です。
岩石系外惑星分類法と地表圧力・地表温度計算への応用
現在5,000を超える太陽系外惑星が検出されているため、バイオシグネチャ観測の候補に優先順位を付けるための一次分類方法が必要です。ここでは、観測された星と惑星の特徴、質量、および半径の利用可能なデータを使用して、最も近い太陽系の類似物に基づいて岩石系外惑星を分類する分類方法を開発し、非熱大気逃避、熱大気逃避、および星の放射境界をモデル化します。この分類方法をサンプル内の720個の岩石系外惑星に適用すると、惑星の質量、半径、星の温度、およびモンテカルロモデルを介して伝播される流束に不確実性があるため、22%$\pm$8%が水星類似体、39%$\pmであることが示されます。$4%は火星の類似物、11%$\pm$1%は金星の類似物、2%$\pm$1%は地球の類似物、26%$\pm$12%は私たちの太陽系に既知の惑星の対応物がありません.LHS3844bとGJ1252bの条件に外挿すると、分類方法は現在の観測と合理的に一致する結果を示します。続いて、この分類方法の機能を実証するために、カタログ化された太陽系外惑星のサンプルを調整された表面圧力対温度相図にプロットし、潜在的な表面相(気体、液体、または氷)のより現実的な推定値を示します。私たちの新しい分類方法は、将来の太陽系外惑星の特性評価ミッションのターゲット選択に役立つ可能性があります。
何世紀もの間、人類は宇宙に私たちのような世界が他にあるのではないかと考えていました。他の星の周りに惑星系が存在することは約四半世紀前から知られており、これまでに3800以上の系外惑星系が発見されています。ただし、太陽系外惑星の大部分は、通常、星への影響からその存在を推測するため、目に見えないままです。この章では、星のホストとその特性に専念し、発見方法による説明と、ホスト星とその惑星の特性間のリンクを強調しています。星と惑星のつながりは、私たち自身を含む惑星系の形成と進化に関する理論を制約するために不可欠です。
停滞惑星の長期居住性に及ぼす酸化還元状態と内部構造制御
| Title |
Redox_state_and_interior_structure_control_on_the_long-term_habitability_of_stagnant-lid_planets |
| Authors |
Philipp_Baumeister,_Nicola_Tosi,_Caroline_Brachmann,_John_Lee_Grenfell,_and_Lena_Noack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03466 |
地球外生命体の探索における主な目標は、太陽系外惑星の表面で液体の水を検出することです。地球型惑星では、火山のガス放出が大気および地表水の重要な供給源であり、大気の長期的な進化に大きく貢献しています。火山活動の速度は、内部の進化と、大気と内部の間の多数のフィードバックプロセスに依存し、大気の組成、圧力、温度を継続的に形成します。これら2つの貯留層の間の中心的なフィードバックプロセスを組み合わせた、岩石系外惑星の内部と大気の結合進化の包括的な1Dモデルの結果を提示します。岩石惑星での地表水の出現、蓄積、保存を確実に評価するために、マントルの酸化還元状態と揮発性成分、惑星の質量、内部構造、軌道距離の広い範囲で280,000回以上のシミュレーションを実行しました。どのタイプの惑星がガスを放出し、表面で水を維持できるかについて保守的なベースラインを確立するために、ここでは停滞蓋惑星に焦点を当てています。我々は、鉄-w\"-ウスタイト緩衝層の周りの狭い範囲のマントルの酸化還元状態だけが、長期の居住可能な条件につながる大気の形成を可能にすることを発見した。強力なCO$_2$アウトガスにより、金星に似た暴走温室効果に陥る.より還元的な条件では、ガス放出された温室効果ガスの量が少なすぎて、地表水が凍結するのを防ぐことができない.さらに、大きな金属コアを持つ水星のような惑星.火山活動が低下した結果、軌道距離の範囲が拡大し、居住可能な状態を維持できるようになりました。
2022 年春にスペインのファイヤーボール ネットワークによって画像化された明るい「散発的な」火球の集団の中から隕石の落下者を特定する
| Title |
Identifying_meteorite_droppers_among_the_population_of_bright_'sporadic'_bolides_imaged_by_the_Spanish_Fireball_Network_during_the_spring_of_2022 |
| Authors |
Eloy_Pe\~na-Asensio,_Josep_M._Trigo-Rodr\'iguez,_Albert_Rimola,_Marc_Corretg\'e-Gilart,_and_Detlef_Koschny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03515 |
2022年2月から3月にかけて発生したスペインの異常気象を利用して、スペイン流星ネットワーク(SPMN)の監視ステーションで記録された最も明るい火球を分析しました。15の大きな流星体の大気中の飛行を研究して、それらが落下したばかりの地球外物質を探すキャンペーンを準備するための隕石落下イベントであるかどうかを判断します。太陽系におけるそれらの起源と、親天体および流星の流れとの動的な関連性を調査します。Pythonパイプライン3D-FireTOCを使用して、地上でのマルチステーション観測を利用して大気軌道を再構築し、太陽中心軌道を計算します。さらに、アブレーションモデルを適用して、各イベントの初期質量と最終質量を推定しました。非類似性基準を使用し、時間をさかのぼって伝播することで、これらの流星体と既知の複合体および地球近傍天体との関係を確認します。また、軌道が最近の隕石放出と互換性があるかどうかも計算します。これらの火球の約27%は、マイナーな隕石の流れに動的に関連付けられており、地球に近い小惑星に関連付けられているものと同様に、彗星体の物理的性質を示していることがわかりました。2つの隕石生成イベントを識別します。しかし、現場での検索は失敗しました。これらの火球の大部分は、はるかに大きな流星体の断片化生成物である可能性のあるcmサイズの岩石によって生成されることを考慮することにより、私たちの調査結果は、地球に近い物体の集団が、既存の大きな地球の近くの衝突災害の原因であるという考えを強調しています。-既知の複合体で衝突する隕石。
UNCOVER サーベイ: アーベル 2744 付近とその先にある 50,000 個の銀河のファーストルック HST+JWST カタログ
| Title |
The_UNCOVER_Survey:_A_first-look_HST+JWST_catalog_of_50,000_galaxies_near_Abell_2744_and_beyond |
| Authors |
John_R._Weaver,_Sam_E._Cutler,_Richard_Pan,_Katherine_E._Whitaker,_Ivo_Labbe,_Sedona_H._Price,_Rachel_Bezanson,_Gabriel_Brammer,_Danilo_Marchesini,_Joel_Leja,_Bingjie_Wang,_Lukas_J._Furtak,_Adi_Zitrin,_Hakim_Atek,_Dan_Coe,_Pratika_Dayal,_Pieter_van_Dokkum,_Robert_Feldmann,_Natascha_Forster_Schreiber,_Marijn_Franx,_Seiji_Fujimoto,_Yoshinobu_Fudamoto,_Karl_Glazebrook,_Anna_de_Graaff,_Jenny_E._Greene,_Stephanie_Juneau,_Susan_Kassin,_Mariska_Kriek,_Gourav_Khullar,_Michael_Maseda,_Lamiya_A._Mowla,_Adam_Muzzin,_Themiya_Nanayakkara,_Erica_J._Nelson,_Pascal_A._Oesch,_Camilla_Pacifici,_Casey_Papovich,_David_Setton,_Alice_E._Shapley,_Renske_Smit,_Mauro_Stefanon,_Edward_N._Taylor,_Andrea_Weibel,_Christina_C._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02671 |
2022年11月、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)は、遠く離れた初期の銀河を拡大できる強力なレンズクラスターであるAbell~2744の遠赤外線画像を返しました。既存のハッブル宇宙望遠鏡(HST)の画像とともに、この公開されているデータセットは、宇宙時間にわたる銀河の形成と進化の残りの謎を理解するための根本的に新しい発見空間を開きます。この作業では、45arcmin$^2$JWSTフットプリント全体で、$5\,\sigma$極限等級$\sim$29.9\,magまで0.32インチのアパーチャで約50,000個の天体を検出および測定します。測光は円形を使用して実行されます。最も赤いNIRCamバンド、F444Wの点像分布関数に一致する画像の開口部、および明るい銀河団と関連する銀河団内の光の除去.測光性能の印象を与えるために、測光赤方偏移を測定し、$\sigma_を達成します。{\rmNMAD}\approx0.03$は、既知の比較的小さい分光サンプルに基づいています。この論文では、明るく拡張された光源(0.7インチの開口部)とコンパクトで基本的な測光赤方偏移、静止フレームの色、および個々の倍率の推定とともに、かすかな光源(0.32インチの開口部)。これらのカタログは、2023年夏にJWSTが選択した最初のサンプルの効率的で詳細な分光学的フォローアップの舞台を設定します。
z=2 クエーサーでの CIV および HeII 輝線人口統計を使用した AGN 流出および降着モデルのテスト
| Title |
Testing_AGN_outflow_and_accretion_models_with_CIV_and_HeII_emission_line_demographics_in_z=2_quasars |
| Authors |
Matthew_J._Temple,_James_H._Matthews,_Paul_C._Hewett,_Amy_L._Rankine,_Gordon_T._Richards,_Manda_Banerji,_Gary_J._Ferland,_Christian_Knigge_and_Matthew_Stepney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02675 |
SloanDigitalSkySurveyの第17回データリリースからの190,000スペクトルを使用して、z=2クエーサーの紫外輝線特性を調査します。具体的には、CIV1549Aの形状とHeII1640Aの等価幅(EW)が、MgII2800Aから推定されるブラックホールの質量とエディントン比にどのように依存するかを定量化します。L/L_Edd>0.2を超えると、CIV青方偏移とHeIIEWの両方に強い質量依存性があります。大きなCIV青方偏移は、質量と降着率の両方が高い領域でのみ観測されます。5,300個のオブジェクトのサブサンプルのX線測定を含め、AGNの降着と流出メカニズムのコンテキストで観察を解釈します。HeIIと2keVの強度で観測された傾向は、低スピンブラックホールのAGNスペクトルエネルギー分布(SED)の理論的なQSOSEDモデルとほぼ一致しており、電離SEDは降着円盤の温度とソフトエクセスの強度に依存します。高スピンモデルは観測結果と一致しておらず、z=2のSDSSクエーサーは一般に低スピンである可能性があることを示唆しています。L/L_Edd<0.2で動作に劇的な変化が見られます。紫外発光特性ははるかに弱い傾向を示し、QSOSED予測とはもはや一致せず、ブロードライン領域の構造の変化を示唆しています。全体として、観測された輝線の傾向は、クエーサーの流出がSEDによって支配される放射線線駆動の予測と概ね一致しています。SED自体は降着流に起因するため、SMBHの質量と降着率の両方に依存します。
再電離時代のアナログ銀河における銀河合体によって可能になった電離放射線の脱出
| Title |
Ionizing_radiation_escape_enabled_by_galaxy_merger_in_reionization-era_analog_galaxy |
| Authors |
Alexandra_Le_Reste,_John_M._Cannon,_Matthew_J._Hayes,_John_L._Inoue,_Amanda_A._Kepley,_Jens_Melinder,_Veronica_Menacho,_Angela_Adamo,_Arjan_Bik,_Timmy_Ejdetj\"arn,_Gyula_I._G._J\'ozsa,_G\"oran_\"Ostlin,_Sarah_H._Taft |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02676 |
ビッグバンから約4億年後、星形成銀河からの紫外線放射(ライマン連続体、LyC)が宇宙の再電離を引き起こしました。この放射がどのようにして銀河の冷たい中性ガス(HI)から逃れ、銀河間物質を再電離するのに十分なほど吸収されないのかはよくわかっていません。HIは、確認されたLyCエミッターでマッピングされたことはなく、LyC光子がどのように銀河から脱出し、銀河間物質をイオン化するかについて大きな不確実性が残されています。近くの再電離時代のアナログ銀河ハロ11の21cmHI放射を画像化し、電離放射線が中性の星間媒体からどのように逃げるかを特定しました。合体によって引き起こされた相互作用によって、銀河内の紫外放射生成サイトから中性ガスの最大82%が潮汐によって移動し、電離放射線が銀河間媒体に逃れることがわかった。宇宙論モデルによって予測された初期宇宙における銀河相互作用の増加は、宇宙の再電離に大きく寄与する可能性があります。
CGM$^2$ $+$ CASBaH: H~I Ly$\alpha$-Galaxy Clustering の質量依存性と CGM の範囲
| Title |
CGM$^2$_$+$_CASBaH:_The_Mass_Dependence_of_H~I_Ly$\alpha$-Galaxy_Clustering_and_the_Extent_of_the_CGM |
| Authors |
Matthew_C._Wilde,_Kirill_Tchernyshyov,_Jessica_K._Werk,_Todd_M._Tripp,_Joseph_N._Burchett,_J._Xavier_Prochaska,_Nicolas_Tejos,_Nicolas_Lehner,_Rongmon_Bordoloi,_John_M._O'Meara,_Jason_Tumlinson,_J._Christopher_Howk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02718 |
CGM$^{2}$とCASBaHサーベイからのデータセットを組み合わせて、銀河周辺メディアと銀河間メディア(それぞれCGMとIGM)の間の遷移点$R_{\rmcross}$をモデル化します。合計で、我々のデータは正確に測定された分光学的赤方偏移を持つz<0.5の7244個の銀河で構成され、すべてHILy$\alpha$をカバーする高解像度UVスペクトルを備えた28のQSO視線から0.01～20Mpcの影響パラメーターを持ちます。私たちの最適なモデルは、3D吸収体と銀河の相互相関関数を内側半径で単純なガウスプロファイルと組み合わせてCGMを表す排他的な2成分モデルです。設計上、このモデルは、CGMとIGMの間の境界として解釈できる、銀河の恒星質量の関数として$R_{\rmcross}$の決定を生じさせます。$10^8\leqM_{\star}/M_{\odot}\leq10^{10.5}$の銀河では、$R_{\rmcross}(M_{\star})\approx2\pm0.6R_{\rmvir}$.さらに、$R_{\rmcross}(M_{\star})$と、この質量範囲の銀河の理論的に決定されたスプラッシュバック半径との間に優れた一致が見られます。全体として、我々の結果は、ビリアル半径を超えた距離に$T\approx10^{4}$Kガスを分布させるz<0.5での銀河進化のモデルを支持しています。
ライマンα星雲付近のより明るく、より巨大な銀河
銀河の特性は、それらが存在する大規模な環境に基づいて異なることが、局所宇宙で十分に確立されています。明るいライマンアルファ星雲がz~2-3の過密環境を追跡することが示されているため、ライマンアルファ星雲系内の銀河の特性をフィールド内の銀河の特性と比較することで、銀河の特性間の局所的な傾向がどのように、いつ観察されるかについての洞察を得ることができます。と環境が現れました。3D-HST分光サーベイでもカバーされている領域であるGOODS-S銀河外フィールドのブラインド検索で、z〜2.3に6つのライマンアルファ星雲が発見されました。3D-HSTデータを利用して、これらの星雲の近くにある86個の銀河を特定し、統計テストを使用して、それらの物理的特性をフィールド内の他の場所の銀河と比較しました。ライマンアルファ星雲の320固有kpc内にある銀河は、視野内の銀河よりもおよそ半分の等級で明るく、星の質量が大きく、星形成率が高く、有効半径が大きくなっています。サンプルの不完全さの影響を考慮した場合でも、私たちの研究は、ライマンアルファ星雲によって追跡されたz〜2.3の過密度の銀河がそれらの環境によって影響を受けていることを示唆しています.さらに、ライマンアルファ星雲関連銀河は、フィールド銀河と同じ星形成の主系列に位置していますが、銀河の進化が豊かな環境で加速されるという考えと一致して、大質量銀河の割合が大きくなっています。他の深い銀河系外領域におけるライマンアルファ星雲の拡張調査と、JWSTによる銀河分光追跡調査により、ライマンアルファ星雲に関連する銀河の人口統計がより適切に制約されるでしょう。
JCMT SCUBA-2 ジェイムズ ウェッブ宇宙望遠鏡の北黄道極時間領域フィールドのサーベイ
| Title |
The_JCMT_SCUBA-2_Survey_of_the_James_Webb_Space_Telescope_North_Ecliptic_Pole_Time-Domain_Field |
| Authors |
Minhee_Hyun,_Myungshin_Im,_Ian_R._Smail,_William_D._Cotton,_Jack_E._Birkin,_Satoshi_Kikuta,_Hyunjin_Shim,_Christopher_N._A._Willmer,_James_J._Condon,_Rogier_A._Windhorst,_Seth_H._Cohen,_Rolf_A._Jansen,_Chun_Ly,_Yuichi_Matsuda,_Giovanni_G._Fazio,_A._M._Swinbank,_and_Haojing_Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02786 |
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡の時間領域フィールド(JWST-TDF)は、JWST保証時間観測プログラムの1つによって目標とされる北黄極近くの$\sim$14$'$直径フィールドです。ここでは、JamesClerkMaxwellTelescopeSCUBA-2850$\mu$mによるJWST-TDFのイメージングについて説明し、サブミリ波源のカタログとプロパティを提示します。また、KarlJ.JanskyVeryLargeArray3GHzフィールドの観測からの電波源のカタログも提示します。これらの観測は、高赤方偏移での宇宙星形成に大きく寄与する塵に覆われた銀河に関するJWSTの研究を支援するために取得されました。私たちのディープ850$\mu$mマップは、ノイズレベル$\sigma_{850}$=1.0mJybeam$^{-1}$でJWSTTDFをカバーし、メイン/補助信号の83/31ソースを検出します。-ノイズ比(S/N$>$4/S/N=3.5-4)サンプル。3GHzの観測は、0$.\!\!^{\prime\primeで1$\mu$Jybeam$^{-1}$の1$\sigma$ノイズで24$'$の直径フィールドをカバーします。}$7FWHM。我々は、66の850$\mu$mソースに対応する85の3GHz対応物を特定し、これらを光学から中赤外波長帯までの多波長データと照合しました。61個のサブミリ波銀河(SMG)のスペクトルエネルギー分布フィッティングを光学/近赤外線データと一致させて実行し、S/N$>$4のSMGの中央値が$z_{photo}=$2.22$\pm$であることを発見しました。0.12、星形成率300$\pm$40M$_{\odot}\,{\rmyr^{-1}}$(Chabrier初期質量関数)、典型的な冷たい塵の質量5.9$\pm$0.7$\times$10$^{8}$M$_{\odot}$、他の調査からの明るいSMGと一致しています。大きな冷たい塵の塊は、それに対応する大きな冷たいガスの塊を示しており、これが、この集団で見られる高い星形成率を駆動するために必要な重要な要因であると示唆しています
宇宙再電離の源に迫る：GLASS-JWSTプログラムからの最初の結果
| Title |
Closing_in_on_the_sources_of_cosmic_reionization:_first_results_from_the_GLASS-JWST_program |
| Authors |
S._Mascia,_L._Pentericci,_A._Calabro',_T._Treu,_P._Santini,_L._Yang,_L._Napolitano,_G._Roberts-Borsani,_P._Bergamini,_C._Grillo,_P._Rosati,_B._Vulcani,_M._Castellano,_K._Boyett,_A._Fontana,_K._Glazebrook,_A._Henry,_C._Mason,_E._Merlin,_T._Morishita,_T._Nanayakkara,_D._Paris,_N._Roy,_H._Williams,_X._Wang,_G._Brammer,_M._Bradac,_W._Chen,_P._L._Kelly,_A._M._Koekemoer,_M._Trenti,_R._A._Windhorst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02816 |
ライマン連続体(LyC)光子($f_{esc}$)の脱出率は、$z\geq6$での宇宙再電離の源を決定するための重要なパラメーターです。これらの赤方偏移では、銀河間媒質の不透明度のために、LyC放射を直接測定することはできません。ただし、再イオン化の時代のLyCリーカーは、低および中程度の赤方偏移で広くテストされている間接的な指標を使用して特定できます。これらには、高い[OIII]/[OII]フラックス比、高い星形成表面密度、およびコンパクトなサイズが含まれます。この研究では、Abell2744クラスターフィールド内の29個の$4.5\leqz\leq8$重力レンズ銀河の観測結果を提示します。JWST-NIRSpecとNIRCamのデータを組み合わせて解析することで、それらの物理的特性と分光学的特性を正確に導き出すことができます:私たちの銀河は質量が小さく、$(\log(M_\star)\sim8.5)$、青色UVスペクトル勾配($\beta\sim-2.1$)、コンパクトなサイズ($r_e\sim0.3-0.5$kpc)、および高い[OIII]/[OII]フラックス比。このような特性は、低赤方偏移のLyCリーカーの特性に似ています。逃げる電離光子の割合を間接的に推測すると、銀河の80\%以上が0.05より大きい$f_{esc}$を予測したことがわかりました。私たちのサンプルの$f_{esc}$の平均予測値は0.12で、$z\geq6$にある同様の銀河が宇宙の再電離にかなりの貢献をしたことを示唆しています。
$z$ = 5.2 電波銀河 TN J0924$-$2201 の VLA CO(1-0) 観測によって発見された大量の分子ガスの伴星
| Title |
Massive_molecular_gas_companions_uncovered_by_VLA_CO(1-0)_observations_of_the_$z$_=_5.2_radio_galaxy_TN_J0924$-$2201 |
| Authors |
Kianhong_Lee,_Kotaro_Kohno,_Bunyo_Hatsukade,_Fumi_Egusa,_Takuji_Yamashita,_Malte_Schramm,_Kohei_Ichikawa,_Masatoshi_Imanishi,_Takuma_Izumi,_Tohru_Nagao,_Yoshiki_Toba,_Hideki_Umehata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02822 |
$z=5.2$での電波銀河TNJ0924$-$2201に向かう赤方偏移CO(1-0)線放出のKarlG.JanskyVeryLargeArray(VLA)Kバンド(19GHz)観測を提示します。COで検出された最も遠い電波銀河。$\sim2''$の角度分解能では、CO(1-0)線放出は、その赤方偏移に対して$\pm500$km\,s$^{-1}$以内の3つの塊に分解されます。Ly$\alpha$によって決定されます。私たちは、それらが中心から外れており、ホスト銀河の中心から12～33kpc離れていることを発見しました。ホスト銀河には、対応する$HST$$i$バンド、$Spitzer$/IRAC、およびALMABand-6(230GHz;1.3んん）。ALMA検出により、ホスト銀河の$L_{\rmIR}$とSFRは$(9.3\pm1.7)\times10^{11}L_{\odot}$と$110\pm20$$M_と推定されます{\odot}\,\rmyr^{-1}$、それぞれ。ホスト銀河での$M_{\rmH_{2}}<1.3\times10^{10}$$M_{\odot}$の$3\sigma$上限も導出します。検出された3つのクランプのCO(1-0)線の光度$L'_{\rmCO(1-0)}$=(3.2-4.7)$\times10^{10}$$\rm\,K\,km\,s^{-1}pc^{2}$,$M_{\rmH_{2}}$=(2.5-3.7)$\times10^{10}$$M_{\odot}$、COからH$_{2}$への変換係数$\alpha_{\rmCO}=0.8$$M_{\rm\odot}\rm\,(K\,km\,s^{-1}pc^{2})^{-1}$、アルマ1.3mm連続体(SFR$<$40$M_\odot$年$^{-1}$)。ホスト銀河からは、クランプAとしてラベル付けされた最も近い分子ガスクランプが明らかに電波ジェット軸と整列しており、電波-CO配列を示しています。TNJ0924$-$2201付近のこれら3つの塊の起源の可能性は、合併、ジェットによる金属の濃縮および流出と解釈できます。
ダークマターとMOND: コインの裏表？
最近、畳み込みニューラルネットワーク技術を適用して局所宇宙の暗黒物質分布を推測したところ、予想された結果を示すのではなく、局所宇宙の銀河の$D\approx2$階層分布に従う方法が明らかになったことが報告されました。IGM全体の均一性。額面どおりに解釈すると、これは、観測された階層構造の奥深くにあるスケールで従うことが観測されたハッブルの法則が、もはや普遍的な膨張から生じると想定できないことを意味します。それで、普遍的な拡張ではない場合、何ですか？可能性として、$D\approx2$階層宇宙の下限カットオフスケールが典型的な銀河のスケールと同一視される場合、重力赤方偏移は自動的にハッブルの法則に従い$H_g\approx70\,km/sec/Mpc$.とりわけ、これは$D\approx2$階層IGMにおける銀河形成のモデルを示唆しており、球$R_0$内のすべての物質$M_0$が一意の中心の周りで合体し、階層的な対称性がスケール$(M_0,R_0)$.これらのことをまとめると、ヒエラルキー宇宙では、暗黒物質仮説とミルグロムのMOND仮説は同じコインの裏表であるという結論に明確につながります。
JWST と ALMA によるステファンのクインテットのショック IGM におけるサブアーク秒スケールでの多相ガス相互作用
| Title |
Multi-phase_gas_interactions_on_subarcsec_scales_in_the_shocked_IGM_of_Stephan's_Quintet_with_JWST_and_ALMA |
| Authors |
P._N._Appleton,_P._Guillard,_B._Emonts,_F._Boulanger,_A._Togi,_W._T._Reach,_K._Alatalo,_M._Cluver,_T._Diaz_Santos,_P-A._Duc,_S._Gallagher,_P._Ogle,_E._O'Sullivan,_K._Voggel_and_C._K._Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02928 |
JWSTおよびHSTイメージングをALMA~CO(2-1)分光法と組み合わせて、25～150pcスケールでステファンのクインテットの乱流多相銀河間媒質(IGM)を研究します。以前のスピッツァー観測では、侵入銀河NGC~7318bとの衝突に続いて、巨大な衝撃波によって作成された、長さ45kpcのフィラメントを横切る発光H$_2$線の冷却が明らかになりました。MIRI/F1000W/F770Wフィルターが0-0~S(3)~H$_2$およびPAHと0-0~S(5)~H$_2$発光の組み合わせによって支配されることを示します。それらは、巨大な雲がIGMのさまざまな段階で衝突、相互作用、およびおそらく破壊/再循環を経験するときの運動エネルギーの散逸を明らかにします。1kpcスケールの構造では、暖かいH$_2$が、冷たいH$_2$の狭いシェルの後ろに、圧縮されて剥ぎ取られたガスの三角形の頭と尾を形成しました。別の領域では、非常に異なる速度を持つ2つの冷たい分子の塊が、おそらく衝撃を受けたH$_2$の矢印の形をした暖かい流れでつながっており、雲と雲の衝突が起こっていることを示唆しています。両方の地域で、高温から低温の分子ガスの割合が高いことは、冷たい雲が分裂して暖かいガスに変換されていることを示しています。また、明らかに形成されている矮小銀河に関連するガスのマッピングも行っています。ステファンのクインテット全体で強力な中赤外H$_2$線を励起する主なメカニズムは、より高密度の冷たい分子雲の粉砕と、ショック後のガスの混合/再利用によって生成された暖かいガスの霧によるものであると示唆しています。分光法がなければ、JWSTは衝撃を受けた暖かいガスの運動学と励起の全体像を提供することはできませんが、ステファンのクインテットで異なるガス相が互いに相互作用するさまざまな方法を明らかにしています。
Noise-Net: 観測の不確実性を反映した HII 領域の物理的特性の決定
| Title |
Noise-Net:_Determining_physical_properties_of_HII_regions_reflecting_observational_uncertainties |
| Authors |
Da_Eun_Kang,_Ralf_S._Klessen,_Victor_F._Ksoll,_Lynton_Ardizzone,_Ullrich_Koethe_and_Simon_C._O._Glover |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03014 |
若い星とその誕生場所との間のエネルギー的な相互作用である恒星フィードバックは、宇宙の星形成の歴史と星間物質(ISM)の進化において重要な役割を果たしています。星形成領域の観測を正しく解釈することは、星のフィードバックを理解するために不可欠ですが、フィードバックプロセスの複雑さと観測の縮退のために、それは重要な作業です。私たちの最近の論文では、縮退観測を分析するための新しい方法として、12本の光輝線の光度から星形成領域の7つの物理的特性を予測する条件付き可逆ニューラルネットワーク(cINN)を紹介しました。WARPFIELD-Emission予測子(WARPFIELD-EMP)によって生成された合成星形成領域モデルでトレーニングされたネットワークが、物理的特性を正確かつ正確に予測できることを実証しました。このホワイトペーパーでは、ネットワークトレーニング中の観測の不確実性を考慮したcINNの新しい更新バージョンを紹介します。Noise-Netという名前の新しいネットワークは、ネットワークの必要な入力情報として輝線の光度と対応する不確実性の両方を使用することにより、パラメーター予測に対する不確実性の影響を反映します。不確実性の関数としてNoise-Netのパフォーマンスを調べ、トレーニング中に不確実性を学習しない以前のバージョンのcINNと比較します。Noise-Netは、典型的な観測の不確実性範囲で以前のネットワークよりも優れており、大きな不確実性がある場合でも高い精度を維持することを確認しています。
MUSEデータと電離機構を用いた車輪の星形成環におけるHe++イオンの検出
| Title |
Detection_of_He++_ion_in_the_star-forming_ring_of_the_Cartwheel_using_MUSE_data_and_ionizing_mechanisms |
| Authors |
Y._D._Mayya_(1),_A._Plat_(2),_V._M._A._G\'omez-Gonz\'alez_(3),_J._Zaragoza-Cardiel_(1,4),_S._Charlot_(5)_and_G._Bruzual_(6)_((1)_INAOE,_Mexico,_(2)_Steward_Observatory,_USA,_(3)_IPA-Potsdam,_Germany,_(4)_CONACyT,_Mexico,_(5)_IAP-Paris,_France,_(6)_IRyA-UNAM,_Mexico) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03073 |
ここでは、Multi-UnitSpectroscopicExplorer(MUSE)データセットを使用して、金属の少ない衝突環銀河Cartwheelの32のHII領域で星雲HeII4686ラインを検出したことを報告します。測定されたI(HeII4686)/I(Hbeta)比は0.004から0.07まで変化し、平均値は0.010+/-0.003です。これら32のHII領域のうち10は、超高輝度X線(ULX)源の位置と一致しています。重要な診断ラインのフラックス比と、単純恒星集団(SSP)による光イオン化の結果を使用して、He+のイオン化の原因と思われる物理的メカニズムを調査しました。領域の大部分(27)は、最初のイオン化パラメーターが-3.5<logU<-2.0のウォルフライエ(WR)相における星団による光イオン化と一致することがわかりました。ただし、WR星の特徴であるブルーバンプ(BB)は、どのスペクトルにも検出されません。この非検出は、観測されたI(HeII4686)/I(Hbeta)比を再現するのに十分な数のWR星を含んでいるにもかかわらず、金属の少ないSSPではBBの等価幅(EW)が比較的小さいためであることを示しています。Z=0.004の車輪の金属量で1.5%のULX線源と一致するWRフェーズのHII領域は、X線源によるイオン化に特徴的な線比を示しません。ただし、ULXソースは、WRフェーズにない5つの領域のうち2つ(#99、144)でHe+のイオン化に役割を果たす可能性があります。電離光子の選択的漏出のためのチャネルの存在に伴う放射衝撃による電離は、観測されたI(HeII4686)/I(Hbeta)比が最も高い2つの領域である#17と#148でありそうなシナリオです。
光学的に選択されたクラゲ銀河における分子ガス運動の 3D モデリング
| Title |
3D_modeling_of_the_molecular_gas_kinematics_in_optically-selected_jellyfish_galaxies |
| Authors |
C._Bacchini,_M._Mingozzi,_B._M._Poggianti,_A._Moretti,_M._Gullieuszik,_A._Marasco,_B._Cervantes_Sodi,_O._S\'anchez-Garc\'ia,_B._Vulcani,_A._Werle,_R._Paladino,_M._Radovich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03090 |
銀河団銀河は、銀河団内媒質によって加えられるラム圧の影響を受けます。この圧力は、星々を摂動させずに、ガスを摂動させたり、剥ぎ取ったりすることができます。4つの後期型クラスター銀河(JO201、JO204、JO206、およびJW100)の星と分子ガスの分布と運動学をモデル化します。これらの銀河は、進行中のラム圧ストリッピングを示す原子ガスと電離ガスの尾を示しています。MUSE@VLTデータとALMAからのCOデータを分析して、放射状のガス流、ラム圧ストリッピング、およびその他の摂動の特徴を探します。JW100を除いて、すべての銀河が恒星バーをホストしていることがわかります。ラム圧の痕跡はJO201とJO206に見られ、分子円盤の周辺でストリッピングが進行中であることを明確に示しています。ストリッピングは、JW100の分子ガスディスク全体に影響を与えます。JO204の分子ガスの運動学は、代わりにラム圧ではなく回転によって支配されます。また、フィールド銀河と比較して、分子ガスの乱流が強化されていることを示す兆候も見られます。分子ガスの大規模な放射状の流れは、JO204とJW100に存在しますが、JO201とJO206ではより不確実です。私たちの銀河サンプルが分子ガスの質量とサイズの関係に従っていることを示し、最も極端なストリッピングの場合でも、本質的に環境から独立していることを確認しました。私たちの調査結果は、分子ガスが異なるタイムスケールでラム圧の影響を受け、原子および電離ガス相よりも深刻ではないことと一致しています。
サブアーク秒分離を備えた新しい複数の AGN システム: 新しい GMP 法によって選択された候補の確認
| Title |
New_multiple_AGN_systems_with_sub-arcsec_separation:_confirmation_of_candidates_selected_via_the_novel_GMP_method |
| Authors |
A._Ciurlo,_F._Mannucci,_S._Yeh,_A._Amiri,_S._Carniani,_C._Cicone,_G._Cresci,_R._Khatun,_E._Lusso,_A._Marasco,_C._Marconcini,_A._Marconi,_E._Nardini,_E._Pancino,_P._Rosati,_P._Severgnini,_M._Scialpi,_G._Tozzi,_G._Venturi,_C._Vignali,_and_M._Volonteri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03091 |
空に投影された小さな距離に複数の活動銀河核(AGN)が存在するのは、複数のスパイラル内SMBHの存在、または単一のAGNの重力レンズ作用によるものです。どちらの現象も、重要な天体物理学および宇宙論の問題に対処することを可能にします。しかし、現在知られているkpc分離多重AGNはほとんどありません。最近、新しく開発されたガイアマルチピーク(GMP)メソッドは、これらの集団の多数の新しい候補メンバーを提供しました。4つのGMP選択された複数のAGNs候補のサンプルの空間的に解決された積分フィールド分光法を提示します。これらのすべてのシステムで、サブアーク秒の間隔で2つ以上のコンポーネントが検出されます。システムのうちの2つはデュアルAGNであり、1つは本質的なトリプルまたはレンズ付きデュアルAGNであり、最後のシステムはチャンスAGN/スターアライメントであることがわかります。私たちの観測では、z>0.5で7kpc未満の推定分離で確認された複数のAGNの数が2倍になり、z>0.5で単一の銀河で可能性のあるトリプルAGNの最初の検出が示され、発見するための新しい手法としてGMP法をテストすることに成功しました。以前は知られていない複数のAGN。
PKS 1830-211 に向かう z=0.89 での水素電波再結合線の発見
| Title |
Discovery_of_Hydrogen_Radio_Recombination_Lines_at_z=0.89_towards_PKS_1830-211 |
| Authors |
Kimberly_L._Emig,_Neeraj_Gupta,_Pedro_Salas,_Sebastien_Muller,_Sergei_A._Balashev,_Francoise_Combes,_Emmanuel_Momjian,_Yiqing_Song,_Preshanth_Jagannathan,_Partha_P._Deka,_Gyula_I._G._Jozsa,_Hans-Rainer_Klockner,_Abhisek_Mohapatra,_Pasquier_Noterdaeme,_Patrick_Petitjean,_Raghunathan_Srianand,_and_Jonah_D._Wagenveld |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03115 |
MeerKATAbsorptionLineSurvey(MALS)からの580～1670MHz観測を使用して、$z=0.89$銀河内の電離ガスからの誘導水素再結合線(RRL)放射の検出を報告します。RRL放射は、電波ブザーPKS1830-211($z=2.5$)を傍受し、強力にレンズ化する銀河で発生します。これは、局所宇宙以外でのRRLの2番目の検出であり、水素と明確に関連付けられた最初の検出です。21$\sigma$(14$\sigma$)の有意性を持つ17(27)RRLを積み重ねることにより、観測周波数1156(798)MHzで有効なH144$\alpha$(およびH163$\alpha$)遷移を検出します。RRL放出には2つの主な速度成分が含まれており、速度はHI21cmおよびOH18cmの吸収と一致しています。RRLスペクトル線エネルギー分布とベイジアン解析を使用して、イオン化ガスの密度($n_e$)と体積平均光路長($\ell$)を制約します。$\log(n_e)=2.0_{-0.7}^{+1.0}$cm$^{-3}$と$\log(\ell)=-0.7_{-1.1}^{+1.1}を決定します$pc北東(NE)レンズ画像、おそらく薄い円盤内のイオン化されたISMの拡散熱相をトレースします。南西(SW)レンズ画像に向かって、$\log(n_e)=3.2_{-1.0}^{+0.4}$cm$^{-3}$と$\log(\ell)=-2.7を決定します。_{-0.2}^{+1.8}$pc、HII領域をより連想させるトレースガス。$\Sigma_{\mathrm{SFR}}\sim0.6$M$_{\odot}$yr$^{-1}$kpc$^{-2}$またはSFR$\sim50$M$_{\odot}$yr$^{-1}$,$M_{\star}\sim10^{11}$M$_の星形成主系列銀河と一致{\odot}$.ここで提示された発見は、現在および将来の(SKAやngVLAなどの)無線施設からのRRL観測を使用して、高赤方偏移でイオン化されたガスを研究する可能性を開きます。
ハブフィラメント系雲におけるマルチスケール質量降着による大質量星形成の証拠
| Title |
Evidence_of_high-mass_star_formation_through_multi-scale_mass_accretion_in_hub-filament-system_clouds |
| Authors |
Hong-Li_Liu,_Anandmayee_Tej,_Tie_Liu,_Patricio_Sanhueza,_Shengli_Qin,_Jinhua_He,_Paul_F._Goldsmith,_Guido_Garay,_Sirong_Pan,_Kaho_Morii,_Shanghuo_Li,_Amelia_Stutz,_Ken\'ichi_Tatematsu,_Feng-Wei_Xu,_Leonardo_Bronfman,_Anindya_Saha,_Namitha_Issac,_Tapas_Baug,_L._Viktor_Toth,_Lokesh_Dewangan,_Ke_Wang,_Jianwen_Zhou,_Chang_Won_Lee,_Dongting_Yang,_Anxu_Luo,_Xianjin_Shen,_Yong_Zhang,_Yue-Fang_Wu,_Zhiyuan_Ren,_Xun-Chuan_Liu,_Archana_Soam,_Siju_Zhang,_and_Qiu-Yi_Luo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03144 |
高角度解像度($\sim$1-2秒角)のALMA1.3mmおよび3mm連続体データを使用して、大質量星形成の17のハブフィラメントシステム(HFS)雲のサンプルの統計的研究を提示します。サンプルには、8つの赤外線(IR)ダークタイプと9つのIR明るいタイプが含まれています。これらは、IRダークからIR明るい段階への進化シーケンスに対応しています。中央の大規模な塊とそれに関連する最も大規模なコアは、IR暗段階からIR明期への進化に伴い、質量($M$)と質量表面密度($\Sigma$)が増加する傾向に従うことが観察されています。さらに、質量分離された若い恒星天体(YSO)のクラスターが、IRダークHFSとIR明るいHFSの両方で明らかになり、ハブに位置する巨大なYSOと、より広い領域に分布する低質量YSOの集団を持ちます。さらに、すべてのHFSにおけるアウトフローフィードバックは、フィラメント間拡散空洞を通って優先的に逃げることがわかっており、アウトフローがHFSの破壊と進行中の大質量星形成に限定的な影響を与えることを示唆しています。上記の観察結果から、HFSにおける大質量星の形成は、ハブを構成するフィラメントから塊を経てコアに至るマルチスケールの質量降着/移動シナリオによって説明できることを示唆しています。星の群れ。
JWST/NIRSpec による星形成とダスト減衰のバルマーライン測定 (z~3-6)
| Title |
JWST/NIRSpec_Balmer-line_Measurements_of_Star_Formation_and_Dust_Attenuation_at_z~3-6 |
| Authors |
Alice_E._Shapley,_Ryan_L._Sanders,_Naveen_A._Reddy,_Michael_W._Topping,_Gabriel_B._Brammer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03241 |
CosmicEvolutionEarlyReleaseScience(CEERS)Surveyから得られた$2.7\leqz<6.5$での星形成銀河の星形成率(SFR)とダスト減衰特性の分析を提示します。私たちの分析は、{\itJWST}/NIRSpecMicro-ShutterAssembly(MSA)$R\sim1000$分光観測に基づいており、およそ$1-5$$\mu$mをカバーしています。私たちの主要な静止フレーム光学分光測定値は、H$\alpha$/H$\beta$バルマー減分であり、これを星雲ダスト減衰の指標として使用しています。次に、Balmerデクリメントを使用して、ダスト補正されたH$\alpha$ベースのSFR(つまり、SFR(H$\alpha$))を取得します。赤方偏移の3つのビン($2.7\leqz<4.0$、$4.0\leqz<5.0$、および$5.0\leqz<これは、SFRの代用としてバルマー発光の直接分光測定を使用して、星形成主系列がこれらの赤方偏移で初めて追跡されたことを表しています。SFR(H$\alpha$)と$M_*$の関係をそのような初期($z>3$)までさかのぼって追跡するには、H$\alpha$とSFRの間の変換係数を使用することが不可欠です。遠方の銀河の間で広く見られる亜太陽金属量。また、測定されたバルマー減衰量を使用して、塵の減衰と$z\sim6$までの星の質量との関係を調査します。$z\sim2.3$に減少するバルマーを使用して以前に確認された固定恒星質量での減衰における有意な赤方偏移の進化の欠如は、$z\sim6.5$に持ちこたえているようです。固定質量での星形成銀河の急速に進化するガス、ダスト、および金属含有量を考えると、この減衰における有意な進化の欠如は、説明するための進行中の課題を提供します。
プランクデータによる銀河ハローの回転について
銀河のハローは直接目に見えるものではないため、その組成と回転速度に関して多くのあいまいさがあります。暗黒物質のほとんどは非バリオンですが、{\一部は}、ハローの回転を追跡するために使用できます。M31に向かうCMBの非対称性はプランクデータで見られ、M31ハローの回転ドップラーシフトに起因していました。その後、ローカルグループに属する他の5つの銀河、すなわちM33、M81、M82、NGC5128、およびNGC4594の方向に同じ方法が使用されました。「ビリアル雲」と呼ばれていた2.7KでのCMBとの平衡。この論文では、このシナリオを採用して、雲の中のダスト粒子とガス分子の割合を制限する試みが行われています。
束縛されていない星々が若い星団の歴史の鍵を握る
ねらい。GAIAは、前例のない精度で星の位置と速度を提供します。したがって、星団については、特定の星が特定のグループのメンバーであるかどうかについて、はるかに高い信頼性が存在します。ただし、若い星団のメンバーシップの決定は依然として困難です。2～10Myrの年齢で、ガスが排出され、クラスターの拡大につながりますが、多くの元メンバーは解放されます。バインドされたクラスターメンバーとバインドされていないクラスターメンバーを区別するために使用される方法の精度を評価することを目的としています。最も適切な手法を特定した後、2つの母集団のどちらがクラスターの初期構成と動的履歴についてより多くの洞察を提供するかを理解したいと考えています。メソッド。ここでは、そのような若い星団のダイナミクスのN体シミュレーションを実行します。クラスターのダイナミクスと観測制限がクラスターに関する回復された情報にどのように影響するかを理論的な観点から調査します。結果。メンバーシップの決定によく使用される距離と速度のカットオフの方法は、多くの場合、偽陰性と偽陽性につながることがわかりました。多くの場合、観測研究は星が結合したままであることに焦点を当てています。ただし、他のクラスターメンバーとの相互作用により、ガス排出前の段階の記憶をすぐに失います。私たちの研究は、束縛されていない星が星団の動的な歴史を図表化する鍵を握っていることを示しています。束縛されていない星をバックトラックすると、元のクラスターサイズが得られ、ガス放出の時間が決定されます。この情報は、バインドされた集団で失われます。さらに、元のメンバーは、多くの場合、ディスクの寿命または最初のバイナリ部分のより良い指標です。さそり座上部とNGC6530のクラスターにバックトラッキング分析を適用し、さまざまな成功を収めています。さそり座上部などの高度にサブ構造化されたクラスターの場合、個々のサブクラスター中心へのバックトラッキングは、将来的により良い結果を提供します（要約）。
NGC 300 における MUSE 密集フィールド 3D 分光法 : IV.惑星状星雲の光度関数
| Title |
MUSE_crowded_field_3D_spectroscopy_in_NGC_300_:_IV._Planetary_nebula_luminosity_function |
| Authors |
Azlizan_A._Soemitro,_Martin_M._Roth,_Peter_M._Weilbacher,_Robin_Ciardullo,_George_H._Jacoby,_Ana_Monreal-Ibero,_Norberto_Castro,_Genoveva_Micheva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03437 |
渦巻銀河NGC300の惑星状星雲(PNe)の深部調査を行い、惑星状星雲の光度関数(PNLF)を構築します。PNLFを使用して距離を導出し、最も明るいPNeの特性を調べることを目指しています。$\sim11$kpc$^2$の合計領域をカバーする、VLTでMUSEで観測された44のフィールドを分析します。[OIII]5007ソースを微分輝線フィルター(DELF)技術を使用して見つけます。BPTダイアグラムを使用したスペクトル分類により、PNeを識別します。PNLF距離は、最尤推定法を使用して導出されます。より明るいPNeについては、バルマー減衰を使用してそれらの消光も測定します。励起クラスの推定と光学的に厚い星雲の仮定に基づいて、明るいPNeの中心星の光度と実効温度を推定します。107PNeを特定し、最も可能性の高い距離係数$(m-M)_0=26.48^{+0.11}_{-0.26}$($d=1.98^{+0.10}_{-0.23}$Mpc)を導き出します。PNLFカットオフでのPNeは比較的低い絶滅を示し、局所的なダストレーンによって引き起こされるいくつかの高い絶滅のケースがあることがわかります。より明るいPNeのいくつかについて、中心星の下限光度と有効温度を提示します。また、前駆細胞の質量$>2.5\、M_\odot$を持つ若い集団に由来するいくつかのI型PNeを特定しますが、PNLFカットオフを設定しません。MUSEの空間分解能とスペクトル情報により、正確なPN分類と測光が可能になります。これらの機能により、拡散ガスや粉塵による汚染の可能性を解決することもでき、NGC300までのPNLF距離の精度が向上します。
星形成領域における位相空間密度の進化
| Title |
The_evolution_of_phase_space_densities_in_star-forming_regions |
| Authors |
George_A._Blaylock-Squibbs_(1)_and_Richard_J._Parker_(1)_(1._University_of_Sheffield,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03472 |
星形成領域の多次元位相空間密度(位置と速度の両方)は、星と惑星の形成の初期条件に関する情報をエンコードする可能性があります。最近、マハラノビス距離に基づく新しい測定基準を使用して、ホットジュピターが高い6D相空間密度の太陽系外惑星の主星の周りに見られる可能性が高いことが示されており、これらの惑星のより動的な形成環境が示唆されています。しかし、その後の研究で、この最初の結果は、ホット・ジュピターの年齢とホスト星の運動学の偏りによるものである可能性があることが示されました。マハラノビスの距離と密度が、部分構造または滑らかで中心に集中している静的領域に適用することにより、異なる形態の星形成領域をより一般的に区別する能力をテストします。マハラノビス距離は異なる形態を区別できず、マハラノビス距離または密度のみを使用してN体シミュレーションの初期条件を制約できないことがわかりました。さらに、位相空間の次元が多いほど、異なる初期条件を区別する際のマハラノビス密度の効果が低下することがわかります。平均三次元(x,y,z)マハラノビス密度と領域のQパラメーターの組み合わせが、その初期ビリアル状態を制約できることを示します。ただし、これはQパラメーターの識別力によるものであり、マハラノビス密度に刻印された追加情報によるものではありません。したがって、単一の多次元メトリックに頼るのではなく、星形成領域の初期条件を決定するために複数の診断を継続して使用することをお勧めします。
小さな加速度での弱いレンズ データに直面するエーテル スカラー テンソル理論
最近提案されたAetherScalarTensor(AeST)モデルは、宇宙スケールでの粒子暗黒物質の成功と、銀河スケールでの修正ニュートン動力学(MOND)の成功の両方を再現します。しかし、AeSTモデルは、特定の最大ガラクトセントリック半径までしかMONDを再現しません。MONDはこれらのスケールでの観測に非常によく適合することが知られているため、AeSTモデルがデータと緊張するかどうかという疑問が生じます。弱い重力レンズ効果のデータの最近の分析を使用して、AeSTモデルが観測と矛盾しているかどうかをテストします。AeSTモデルの運動方程式を解き、解の挙動を分析し、結果を観測データと比較します。AeSTモデルは、弱い重力レンズ効果によってプローブされた半径でMONDからのいくつかの偏差を示しています。これにより、データに緊張が生じます。ただし、モデルを完全に除外するには、より高度なデータ分析と理論的理解の向上が必要です。
FRB から DM が届きました: CHIME/FRB からの高速電波バースト分散測定による天の川ハローの電子列の抑制
| Title |
An_FRB_Sent_Me_a_DM:_Constraining_the_Electron_Column_of_the_Milky_Way_Halo_with_Fast_Radio_Burst_Dispersion_Measures_from_CHIME/FRB |
| Authors |
Amanda_M._Cook_(1_and_2),_Mohit_Bhardwaj_(3,_4_and_5),_B._M._Gaensler_(2_and_1),_Paul_Scholz_(2),_Gwendolyn_M._Eadie_(1_and_6),_Alex_S._Hill_(7_and_8),_Victoria_M._Kaspi_(3_and_4),_Kiyoshi_W._Masui_(9_and_10),_Alice_P._Curtin_(3_and_4),_Fengqiu_Adam_Dong_(8),_Emmanuel_Fonseca_(11_and_12),_Antonio_Herrera-Martin_(1_and_6),_Jane_Kaczmarek_(7),_Adam_E._Lanman_(4_and_3),_Mattias_Lazda_(4),_Bradley_W._Meyers_(8_and_13),_Daniele_Michilli_(9_and_10),_Ayush_Pandhi_(1_and_2),_Aaron_B._Pearlman_(4_and_3),_Ziggy_Pleunis_(2),_Scott_Ransom_(14),_Mubdi_Rahman_(15),_Ketan_R._Sand_(4_and_3),_Kaitlyn_Shin_(9_and_10),_Kendrick_Smith_(16),_Ingrid_Stairs_(8),_David_C._Stenning_(17)_((1)_David_A._Dunlap_Institute_Department_of_Astronomy_&_Astrophysics,_University_of_Toronto,_(2)_Dunlap_Institute_for_Astronomy_&_Astrophysics,_University_of_Toronto,_(3)_McGill_Space_Institute,_McGill_University,_(4)_Department_of_Physics,_McGill_University,_(5)_Department_of_Physics,_Carnegie_Mellon_University,_(6)_Department_of_Statistical_Science,_University_of_Toronto,_(7)_Dominion_Radio_Astrophysical_Observatory,_(8)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_British_Columbia,_(9)_MIT_Kavli_Institute_for_Astrophysics_and_Space_Research,_(10)_Department_of_Physics,_Massachusetts_Institute_of_Technology,_(11)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_West_Virginia_University,_(12)_Center_for_Gravitational_Waves_and_Cosmology,_West_Virginia_University,_(13)_International_Centre_for_Radio_Astronomy_Research_(ICRAR),_Curtin_University,_(14)_National_Radio_Astronomy_Observatory,_(15)_Sidrat_Research,_(16)_Perimeter_Institute_for_Theoretical_Physics,_(17)_Department_of_Statistics_&_Actuarial_Science,_Simon_Fraser_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03502 |
CHIME/FRBプロジェクトは、何百もの高速電波バースト(FRB)を検出しており、FRBが照射するフォアグラウンドメディアを統計的に調査するための比類のない集団を提供しています。そのような前景媒体の1つは、天の川(MW)のイオン化されたハローです。イオン化されたMWハローの球面対称性を仮定するものや密度の緯度変動を暗示するものを含む4つの異なる推定量を使用して、銀河緯度の関数としてFRB分散測定(DM)から全銀河電子柱密度を推定します。$|b|\geq30^\circ$に対する銀河のDMの総寄与の観測に基づく制約は、銀河の緯度と選択したモデルに応じて、87.8～141pccm^-3の範囲になります。この制約は、52～111pccm^-3を超える範囲のMWハローDM寄与の上限を意味します。銀河系外ソースのDMへのハローの寄与を推定するために使用されてきたMWハローのさまざまなガス密度プロファイルの実行可能性について説明します。いくつかのモデルはDMの寄与を過大評価しており、特にハローガスの質量が大きい(~3.5x10^12太陽質量)と仮定した場合に顕著です。一部のハローモデルは、フィードバックの効果が銀河形成におけるフィードバックプロセスの影響を強調しない限り、観測によってサポートされるよりも高いMWハローDMの寄与を予測します。
特殊相対論的乱流の動力学モデルによる微視的プラズマ関係
| Title |
Microphysical_plasma_relations_from_kinetic_modelling_of_special-relativistic_turbulence |
| Authors |
Claudio_Meringolo,_Alejandro_Cruz-Osorio,_Luciano_Rezzolla,_and_Sergio_Servidio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02669 |
降着するコンパクト天体近くの天体物理学プラズマの微物理的、運動学的特性は、まだよくわかっていません。たとえば、現代の一般相対論的磁気流体力学シミュレーションでは、電子の温度$T_{e}$と陽子の温度$T_{p}$の関係は、電子の温度が陽子の温度に関連している単純化された現象論モデルの観点から規定されています。ガス圧と磁気圧の比、または$\beta$パラメータの観点から。ここでは、トランス相対論的領域におけるプラズマの微視的物理特性を体系的に調査するために、特殊相対論的乱流の{2次元}動力学的粒子内粒子(PIC)シミュレーションの非常に包括的なキャンペーンを紹介します。電子と陽子の間の現実的な質量比を使用して、電子エネルギー分布のインデックス$\kappa$、非熱粒子生成の効率$\mathcal{E}$、および温度比$\mathcal{T}を分析します。=T_{e}/T_{p}$は、$\beta$と$\sigma$の広い範囲の値で変化します。これらの量のそれぞれについて、パラメータの関連空間での挙動を説明する2次元フィッティング関数を提供し、プラズマの微物理的特性$\kappa$、$\mathcal{E}$、および$\mathcalを接続します。{T}$、巨視的な$\beta$と$\sigma$を使用。このように、私たちの結果は、M87*やSgrA*などの超大質量ブラックホールへの降着やジェット放出など、幅広い天体物理シナリオに応用できます。
超大質量ブラックホール(SMBH)の降着円盤から放出された風の形をした電離プラズマの層は、活動銀河核(AGN)で頻繁に観測されます。しばしば$0.1c$を超える速度の風は、超高速アウトフロー(UFO)と呼ばれ、その高いパワーのおかげで、SMBHとホスト銀河の間の共進化において重要な役割を果たすことができます。これらの風の特性の適切なモデルを構築するためには、非常に速い速度による特別な相対論的補正を考慮する必要があります。ポインティング・ロバートソン効果(P-R効果)の導出を提示し、それをUFOのダイナミクスの記述に適用します。P-R効果は、運動方向に放射線を注ぎ込む移動粒子によって放出される放射線の等方性を破る特殊な相対論的補正です。4つの運動量が保存される結果、放出粒子は抗力を受けて減速します。一般的なローレンツ変換から始まり、ガス参照フレームでの等方性放出を仮定して、P-R効果によって引き起こされる抗力の導出を提供します。次に、将来のシミュレーションでこの抗力を簡単に実装するための方程式を導出します。最後に、それらをおもちゃのモデルに適用します。このモデルでは、ガス粒子が重力、放射圧、およびP-R効果による抗力の影響を受けて放射状に移動します。P-R効果は、風の速度プロファイルを決定する上で重要な役割を果たします。$r_0=10r_s$($r_S$はシュヴァルツシルト半径を表す)から発せられた風の場合、風が到達する漸近速度は、効果を無視した場合よりも$10$%から$24$%小さくなります。.これは、一般に高速の光イオン化流出のダイナミクスを研究する際に、PR効果を考慮に入れる必要があることを示しています。
宇宙線は、いつ、どこで、どのようにして超高エネルギーに到達するのでしょうか?
$10^{20}~{\rmeV}$を超えるエネルギーに達する超高エネルギー宇宙線(UHECR)の起源を理解することは、粒子加速物理学をその限界まで拡張します。このレビューでは、封筒の裏に記載されていることが多い一般的な議論を使用して、そのようなエネルギーに到達する方法について説明します。衝撃加速に特に注意を払いながら、考えられる粒子加速メカニズムを調査します。導き出された議論に基づいて、UHECRがどこから来たのか、そしてどのクラスの強力な天体物理オブジェクトがUHECRソースになる可能性があるのかについて議論します。一般に、私たちは電波銀河、GRB残光、およびその他のコンパクトすぎないソースを好み、大規模で膨大な量のエネルギーを散逸させ、CRが制限的な損失を受けることなく大きな積$\betaBR$を生成できるようにします。最後に、ソースの変動性の重要性を強調することでUHECRがいつ加速されるかについて議論し、UHECRの到着方向の一部が局所宇宙の磁気構造からの「エコー」の結果であるという興味深い可能性を探ります。
Einstein-Maxwell-Dilation-Axion重力におけるKerr-Senブラックホールへのチョーク降着
Einstein-Maxwell-dilation-axion理論における軸対称Kerr-Senブラックホールへの超相対論的流体のチョーク降着過程を研究します。Petrich、Shapiro、およびTeukolskyによって言及された解法に基づいて、静止した非回転流体の速度ポテンシャル{\Phi}を記述する解をさらに計算します。これは、スティッフな状態方程式を満たします。次に、ZAMOフレームワークを使用して、四極流解の流線図を描き、パラメータが解の係数とよどみ点にどのように影響するかを調べます。注入率、排出率、および臨界角については、記事の最後で詳しく説明します。
中性子星の急速なスピンアップ エピソード中の HMXB GX 301-2 の周りの周連星の分布の変化
| Title |
Changes_in_the_distribution_of_circum-binary_material_around_the_HMXB_GX_301-2_during_a_rapid_spin-up_episode_of_the_neutron_star |
| Authors |
Hemanth_Manikantan,_Biswajit_Paul,_Kinjal_Roy_and_Vikram_Rana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02815 |
超巨大な伴星を伴う、降着によって動力を与えられたX線パルサーの中には、時折、数週間から数か月続く急速なスピンアップエピソードを経験するものがあります。パルサーGX301-2の降着環境の変化を、2019年の最新の80日間のスピンアップエピソードで調査します。パルサーのスピン周波数は連星の2つの軌道で約2%増加しました。ソースのMAXI/GSCスペクトルを使用して時間分解分光法を実行することにより、スピンアップエピソード中の等価水素柱密度と鉄蛍光線の等価幅を推定し、それらをによって推定された長期平均値と比較しました。軌道位相分解分光法。スピンアップエピソード中に測定された吸収柱密度は、平均軌道の約2倍ですが、鉄線の等価幅は平均軌道の半分未満です。スピンアップのエピソードは、プレペリアストロンフレアの直後に始まり、連星の2つの連続した軌道の間続きましたが、関連する光度の増加は、プレペリアストロンフレアの数日後に始まり、最初の軌道の間だけ続きました。強化は、2番目の軌道のプレペリアスロン通過中に再び見られました。吸収柱の密度と鉄線の等価幅は、スピンアップエピソード全体で変化し、平均的な軌道とは異なります。これらの観察結果は、スピンアップエピソード中のGX301-2の降着および再処理環境の大幅な変化を示しており、このソースおよび超巨大な伴星を伴う他のいくつかのソースにおける現象の重要な手がかりを保持している可能性があります。
| Title |
Kilohertz_quasiperiodic_oscillations_in_short_gamma-ray_bursts |
| Authors |
Cecilia_Chirenti,_Simone_Dichiara,_Amy_Lien,_M._Coleman_Miller_and_Robert_Preece |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02864 |
短いガンマ線バーストは、重力波とマルチバンド電磁スペクトルの両方で観測されているマルチメッセンジャーの天文イベントである中性子星連星合体に関連しています。連星内の星の質量と、ほとんど知られていない状態方程式の詳細に応じて、合体後に動的に進化する短寿命の中性子星が形成され、ブラックホールに崩壊する前に約10～300ミリ秒存在する可能性があります。.さまざまなグループにわたる数値相対性理論シミュレーションは、現在の重力波検出器ではアクセスできないが、将来の第3世代の地上ベースの検出器では見ることができる、合併後の重力波信号の1～5kHz範囲の幅広いパワースペクトルの特徴を一貫して示しています。次の10年。これは、ブラックホールへの最終的な崩壊の直前に中性子星が形成されるイベントのサブセットで、放出されたガンマ線の準周期的な変調の可能性を意味します。ここでは、アーカイブBATSEデータからの短いバーストGRB910711およびGRB931101Bで識別された2つのそのような信号を提示します。これらは、数値相対論からの予測と互換性があります。
チャンドラが観測した高赤方偏移のラジオ ラウド クエーサーとラジオ クワイエット クエーサーの X 線特性
| Title |
X-ray_properties_of_high-redshift_Radio_Loud_and_Radio_Quiet_Quasars_observed_by_Chandra |
| Authors |
F._Shaban,_A._Siemiginowska,_R.M._Suleiman,_M._El-Nawawy,_A._Ali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02866 |
高赤方偏移($z>2$)クエーサーの研究を行い、X線帯域におけるRadioLoudQuasar(RLQ)とRadioQuietQuasar(RQQ)の主な違いを探しました。472個のRQQと81個のRLQのサンプルは、SDSSDR7クエーサーカタログとチャンドラソースカタログをクロスマッチングすることによって選択されました。2つのサンプルのX線光度を計算し、RLQのX線光度がRQQを上回っていることを確認しました。吸収電力則モデルを仮定してX線スペクトルを当てはめ、サンプル内のすべてのソースの光子指数($\Gamma$)値を取得しました。カウント数が少なく($<10$)、最適な光子インデックスの不確実性が大きい($\Gamma_{err}>1$)クエーサーを除外し、$\Gamma_{RLQ}=の平均値を取得しました。1.70\hspace{0.5mm}_{-0.33}^{+0.36}$および$\Gamma_{RQQ}=2.19\hspace{0.5mm}_{-0.44}^{+0.46}$RLQおよびRQQサンプル、それぞれ、RLQがRQQよりも平坦な(硬い)X線スペクトルを持っていることを示しています。カイパー2テストは、RLQとRQQの光子指数分布($D_{k}=0.37$およびP値$=10^{-6}$)の間の有意差でこの結果を確認します。また、硬度比の分布を評価し、RLQのスペクトルがRQQのスペクトルよりも平坦であることを確認しました。RLQの硬対軟比の分布は硬X線帯域に向かって偏っており、RQQは軟X線帯域に向かっています。ハードとミディアム、ミディアムとソフトの比率に違いはありません。
$f(\mathbb{T},\CMcal{T})$ 重力の文脈における中性子星
| Title |
Neutron_stars_in_the_context_of_$f(\mathbb{T},\CMcal{T})$_gravity |
| Authors |
Cl\'esio_E._Mota,_Luis_C._N._Santos,_Franciele_M._da_Silva,_Cesar_V._Flores,_Iarley_P._Lobo_and_Valdir_B._Bezerra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03067 |
この作業では、$f(\mathbb{T},\CMcal{T})$重力の枠組みで中性子星(NS)の存在を調べます。ここで、$\mathbb{T}$はねじりテンソルで、$\CMcal{T}$はエネルギー運動量テンソルのトレースです。ただし、静水圧平衡方程式は、有効量$\Bar{p}$および$\Bar{\rho}$によって渡される$p$および$\rho$の量で得られます。相対論的平均場モデルから導き出された核物質の状態方程式(EoS)を、Tolman-Oppenheimer-Volkoff(TOV)方程式によって計算されたものと比較しました。NSの質量半径プロファイルの実質的な変化は、この修正された理論の自由パラメーターの小さな変化に対しても得られます。結果は、NSの研究で$f(\mathbb{T},\CMcal{T})$重力を使用すると、いくつかの重要な天体物理オブジェクトの質量と半径に良い結果が得られることを示しています。質量X線バイナリ(LMXB)NGC6397とミリ秒PSRJ0740+6620のパルサー。さらに、LeadRadiusEXperiment(PREX-2)から推測された半径の結果も、特定のパラメーター値について説明できます。
タイプIIn超新星は、今後の施設で発見されると予測される重力レンズ超新星の大部分を構成する可能性があります。ただし、これらの推定にはローカルレートが使用されており、ホスト銀河の質量などの特性とは無関係であると想定されています。いくつかの研究は、ホスト銀河の質量バイアスがIIn超新星に存在する可能性があることを示唆しています。この論文は、PalomarTransientFactory(PTF)およびZwickyTransientFacility(ZTF)BrightTransientSurvey(BTS)からのデータに基づいて、更新されたローカルIIn超新星対コア崩壊比を提供することを目的としています。さらに、目標は、ホスト銀河質量に対するIIn超新星のピークの大きさの依存性と、タイプIIn超新星の体積速度に対する可能なホスト銀河の質量選択の結果を調査することです。ローカルIIn超新星対コア崩壊比を決定するために、ほぼ体積制限されたサブサンプルを構築しました。タイプIInおよび超光度IIまたはIIn超新星のサブサンプルの絶対ピークマグニチュードを調査し、これがホスト銀河のiバンドマグニチュードとどのように関連するかを調べました(恒星質量の代用として)。UniverseMachineアルゴリズムを利用して、低質量のホスト銀河に対する潜在的な優先度の影響を定量化する方法を提示しました。PTFおよびBTSのIIn超新星対コア崩壊比は、それぞれ0.046±0.013および0.048±0.011であり、結果として0.047±0.009の比となり、現在推定に使用されている0.05の比と一致しています。重力レンズ効果を持つIIn超新星の数。タイプIInのホスト銀河の絶対等級の中央値は、-20.5等より明るく、3シグマの有意性があることを報告しています。IInの超新星とコア崩壊の比率がべき法則モデル$IIn/CC=0.15\cdot\log(M/M_{\odot})^{-0.05}$で記述されている場合、わずかに高いことが予想されます。3.2を超える赤方偏移の体積率。
深層学習を用いた中性子星連星合体による重力波の合体前天体位置推定
| Title |
Pre-merger_sky_localization_of_gravitational_waves_from_binary_neutron_star_mergers_using_deep_learning |
| Authors |
Chayan_Chatterjee_and_Linqing_Wen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03558 |
重力波(GW)と2つの中性子星の合体による即発電磁波の同時観測は、最終的な突入中および直後の極端な物質と重力の特性を明らかにするのに役立ちます。これらのソースの迅速な空の位置特定は、そのようなマルチメッセンジャー観測を容易にするために重要です。連星中性子星(BNS)の合体からのGWは、設計感度の検出器の周波数帯域で最大10～15分を費やすことができるため、最近研究。この作業では、標準のマルコフ連鎖モンテカルロ法よりも桁違いに速い速度でGWソースの空の位置事後分布を推測できるディープラーニングモデルであるCBC-SkyNetを使用して、合併前のBNSスカイローカリゼーションの結果を提示します。Sachdevらのシミュレートされた注射のカタログでモデルのパフォーマンスをテストします。(2020)、合併の0～60秒前に回復し、高速ローカリゼーションツールBAYESTARに匹敵する空のローカリゼーションエリアを取得します。これらの結果は、合体前の迅速な天体位置特定のための我々のモデルの実現可能性と、BNS合体からの前駆放出の追跡観測の可能性を示しています。
銀河核からの PQE における角運動量移動
銀河核からの準周期的噴火(QPE)の提案されたモデルは、中央の巨大なブラックホールの周りの偏心軌道にある白色矮星を呼び出します。質量比が極端に大きいため、降着円盤に強いリンドブラッド共鳴が存在する可能性があることを指摘します。これらは物質移動の安定性にとって重要であり、角運動量を降着円盤(それ自体が偏心している可能性が高い)から近心で周回するWDコンパニオンに急速に移動させることによって、噴火自体を引き起こす可能性があります。中心ブラックホールの周りのより遠い軌道上の摂動因子によって引き起こされるフォンツァイペル-リドフ-コーザイ(ZLK)サイクルの効果を考察します。ASASSN-14koで見られるように、ZLKサイクルが物質移動時間よりもはるかに短い時間スケールでQPE系の軌道周期を変化させ、最近観測されたように、それらの物質移動速度と軌道周期の相関する短期変動を生成できることを示します。GSN~069で。これらのソースをさらに監視すると、摂動するコンパニオンのパラメーターが制限されるはずです。これにより、QPEシステムを作成するイベントの性質が制限され、低質量銀河の中心ブラックホールがどのように成長できるかについての主要な洞察が得られる可能性があります。
天文機器としてのヘイスタック望遠鏡
| Title |
The_Haystack_Telescope_as_an_Astronomical_Instrument |
| Authors |
Jens_Kauffmann_(1),_Ganesh_Rajagopalan_(1),_Kazunori_Akiyama_(1),_Vincent_Fish_(1),_Colin_Lonsdale_(1),_Lynn_D._Matthews_(1),_Thushara_G.S._Pillai_(1)_((1)_Haystack_Observatory,_Massachusetts_Institute_of_Technology,_99_Millstone_Road,_Westford,_MA_01886,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02713 |
HaystackTelescopeは、直径37~m、高さ依存面精度$\le{}100~\mu{}\rm{}m$のミリ波観測が可能なアンテナです。レドームで囲まれた機器は、宇宙の状況認識のためのレーダーセンサーとして機能し、その時間の約3分の1をMITヘイスタック天文台による研究に利用できます。Kバンド(18-26~GHz)とWバンド受信機(現在85-93~GHz)を使用した進行中のテストでは、イベントホライズンテレスコープ(EHT)アレイへの望遠鏡の組み込みと、シングルバンドとしての使用を準備しています。ディッシュリサーチ望遠鏡。その地理的な位置を考えると、HaystackTelescopeをEHTアレイの現在および将来のバージョンに追加すると、画質が大幅に向上します。
SKAおよび前駆体の電波源分析サービス
| Title |
Radio_source_analysis_services_for_the_SKA_and_precursors |
| Authors |
Simone_Riggi,_Cristobal_Bordiu,_Daniel_Magro,_Renato_Sortino,_Carmelo_Pino,_Eva_Sciacca,_Filomena_Bufano,_Thomas_Cecconello,_Giuseppe_Vizzari,_Fabio_Vitello,_Giuseppe_Tudisco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02804 |
スクエアキロメートルアレイ(SKA)とその前身で計画されている今後の電波天文調査に備えて、データ処理と視覚化の新しい開発が行われています。主な目標は、ほとんど自動化された方法でデータから科学情報を抽出できるようにすることであり、最新のコンピューティングインフラストラクチャとテクノロジによって提供される機能を活用する可能性があります。これに関連して、ソース分析アルゴリズムをデータ視覚化ツールに統合することで、広域調査の目録化プロセスが大幅に改善およびスピードアップされることが期待されます。この目的のために、CIRASA(RadioAstronomicalSourceAnalysisの共同統合プラットフォーム)プロジェクトが最近開始され、ViaLacteaビジュアル分析プラットフォームとナレッジベースアーカイブへのソース抽出、分類、および分析のための一連のサービスを開発および統合しました。この寄稿では、H2020NEANIASプロジェクトによって提供されるプロトタイプのEuropeanOpenScienceCloud(EOSC)インフラストラクチャでこれまでに開発、インターフェース、および展開されたプロジェクトの目的とツールを紹介します。
Taiji の銀河連星からの混乱ノイズ
天の川銀河の何千万ものコンパクト連星からの重力波(GW)は、宇宙ベースの検出のミリヘルツ帯域に入ります。それらの大部分は個別に解決できないため、レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)のフォアグラウンド混乱ノイズが発生します。TaijiミッションのコンセプトはLISAのものと似ていますが、感度がわずかに優れています。つまり、銀河系のGW信号もTaijiでの検出に影響を与えることになります。ここでは、太地の2980万の銀河連星からGW信号を生成し、「分解可能な」ソースを差し引きます。混乱ノイズは推定され、6か月、1年、2年、4年の観測時間で分析形式に適合されます。$\leq0.8$mHzおよび約2~mHzの周波数で、完全な感度曲線はLISAよりもTaijiの方がわずかに低いことがわかります。4年間の有効期間で、29,000を超えるソースがTaijiで解決可能です。LISAと比較して、Taijiは$\sim20\%$多くのソースを差し引くことができ、天の川でのそれらの分布は、LISAで分解可能なソースの分布と一致しています。
広視野測量望遠鏡 (WFST) の極限等級
| Title |
Limiting_Magnitudes_of_the_Wide_Field_Survey_Telescope_(WFST) |
| Authors |
Lei_Lei_(USTC&PMO),_Qing-Feng_Zhu_(USTC),_Xu_Kong_(USTC),_Ting-Gui_Wang_(USTC),_Xian-Zhong_Zheng_(USTC&PMO),_Dong-Dong_Shi_(PMO),_Lu-Lu_Fan_(USTC)_and_Wei_Liu_(PMO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03068 |
北半球で最高の調査倍率の望遠鏡になることが期待されている広視野調査望遠鏡(WFST)は、2023年から北天の定期観測を開始します。WFSTは、時間領域の研究をサポートするために多くの科学的データを生成します。天文学、小惑星と太陽系、銀河の形成と宇宙論など。30秒露出のWFSTの5つの$\sigma$極限等級は、$u=22.31$mag、$g=23.42$mag、$r=22.95$mag、$i=22.43$mag、$z=21.50であると推定しました。$mag,$w=23.61$mag.上記の値は、$airmass=1.2$、Seeing=0.75arcsec、降水水蒸気量(PWV)=2.5mm、および月と天体の距離=$45^{\circ}$の条件で、最も暗い新月の夜に計算されています。Lenghuサイト(V=22.30等、月齢$\theta=0^{\circ}$)。異なる月相条件での極限等級も計算されます。計算は、WFST光学系の経験的な透過率データ、ベンダー提供のCCD量子効率、大気モデルの透過率、およびサイトのスペクトルに基づいています。空の透過率やスペクトルなどの測定データがない場合は、モデルデータを使用します。
系外惑星イメージングのためのリオコロナグラフによるゼルニケセンサーを使用した低次波面制御: II.ストローク最小化による同時運転
| Title |
Low-order_wavefront_control_using_a_Zernike_sensor_through_Lyot_coronagraphs_for_exoplanet_imaging:_II._Concurrent_operation_with_stroke_minimization |
| Authors |
R._Pourcelot,_E._H._Por,_M._N'Diaye,_H._Benard,_G._Brady,_L._Canas,_M._Carbillet,_K._Dohlen,_I._Laginja,_J._Lugten,_J._Noss,_M._D._Perrin,_P._Petrone,_L._Pueyo,_S._F._Redmond,_A._Sahoo,_A._Vigan,_S._D._Will,_R._Soummer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03242 |
波面センシングと制御(WFSC)は、観測所の構造に対する熱機械的制約を緩和しながら、将来の大規模なセグメント化された宇宙望遠鏡の安定性を改善する上で重要な役割を果たします。WFSCは、観測された明るい星の光を排除するコロナグラフと組み合わせて、星の画像にダークホール(DH)の生成と安定化を可能にし、惑星観測を実行します。WFSCは従来、単一の波面センサー(WFS)入力に依存して波面エラーを測定していましたが、次世代の機器では、空間的および時間的な周波数コンテンツの異なるセットで収差に対処するために複数のWFSが必要になります。このような方法で生成された複数の測定値を組み合わせて、変形可能ミラー(DM)のコマンドに変換し、後で波面を変更する必要があります。DHを掘る高次モードを制御するループと、ゼルニケ波面センサーを備えたリオコロナグラフによって拒否された光を使用して低次収差を安定させる制御ループを非同期で操作します。セグメント化された望遠鏡の開口部を備えたHiCATテストベッドを使用して、同時操作を実装し、2つのコントローラー間の予想されるクロストークを定量化します。次に、高次制御ループと低次制御ループを交互に切り替えて、それぞれの寄与を特定および推定する実験を提示します。高次と低次の制御ループの効率的な組み合わせを示し、30分間の実験でDHコントラストを5x10-8よりも良好に保ち、安定性を1.5倍向上させます。特に、低次コントローラーの寄与のおかげで、DH内側作動角に近い分離で1.5のコントラストゲインを示します。同時にDHを掘り、Lyotコロナグラフによって拒否された光を使用して波面を安定させることは、将来の大宇宙天文台による太陽系外惑星のイメージングと分光法への有望な道です。
Hyper Suprime-Cam の CCD の明るく太い効果の修正
明るく太い効果は、すべてのCCDセンサーにさまざまな程度の影響を与えます。深く枯渇した厚いセンサーは深刻な影響を受け、宇宙シアー測定のための銀河の形状の測定には、科学画像の影響を正確に補正する必要があります。すばる望遠鏡のHyperSuprime-CamイメージャーのCCDに実装した補正チェーン全体について説明します。フラットフィールド画像の新しいシーケンスから非線形補正を導き出し、それらの統計、つまり2ピクセル関数を測定します。科学画像を修正するために使用するフラットフィールド統計から静電モデルを制約します。観測された分散の一部と共分散の一部が、ポアソン統計と静電気の組み合わせによるものではないという証拠が見つかりました。その原因は、とらえどころのないままです。次に、静電モデルを導出するときに、いくつかの測定値を無視する必要があります。幅広い画像品質とイメージャーの5バンドで、修正された科学画像の星はサイズの変動を示し、フラックスは十分小さく、暗い天体の点像分布関数を$10^{-3}$よりも高い精度で予測できます。2次モーメントのトレース--楕円率と4次半径モーメントについてはさらに優れています。この性能は、Rubin/LSSTなどの今後の大規模宇宙せん断調査には十分です。
トポロジカル クラスタリング アルゴリズムである MulGuisin とその宇宙構造ファインダーとしての性能
| Title |
MulGuisin,_a_Topological_Clustering_Algorithm,_and_Its_Performance_as_a_Cosmic_Structure_Finder |
| Authors |
Young_Ju,_Inkyu_Park,_Cristiano_G._Sabiu_and_Sungwook_E._Hong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03278 |
銀河分布からの位相情報を使用して銀河団を見つけることができる新しいクラスタリングアルゴリズム、MulGuisin(MGS)を紹介します。このアルゴリズムは、近接して凝集する粒子を探すJetFinderソフトウェアとしてLHC実験で最初に導入されました。このアルゴリズムは、エネルギーの高い粒子を優先的に考慮し、粒子が特定の距離より近くにある場合にのみそれらをマージしてジェットを作成します。MGSはクラスタリングとグラフベースのトポロジ情報の両方を提供するため、最小スパニングツリー(MST)といくつかの類似点を共有しています。また、ノイズを含むアプリケーションの密度ベースの空間クラスタリング(DBSCAN)と同様に、MGSは各粒子のランキングまたは局所密度を使用してクラスタリングを構築します。この論文では、いくつかの制御されたデータといくつかの現実的なシミュレーションデータ、およびSDSS観測データを使用して、クラスタリングアルゴリズムのパフォーマンスを比較し、新しいアルゴリズムが最も効率的にクラスターを見つけ、最も密接に銀河クラスターを定義することを示します。人間の視覚に似ています。
Extreme Adaptive Optics における逆問題アプローチ: フィッティング エラーの解析モデルとエイリアシングの低下
| Title |
Inverse_problem_approach_in_Extreme_Adaptive_Optics:_analytical_model_of_the_fitting_error_and_lowering_of_the_aliasing |
| Authors |
Anthony_Berdeu_(NARIT),_Michel_Tallon_(CRAL),_\'Eric_Thi\'ebaut_(CRAL),_Mary_Angelie_Alagao_(NARIT),_Sitthichat_Sukpholtham_(NARIT),_Maud_Langlois_(CRAL),_Adithep_Kawinkij_(NARIT),_Puttiwat_Kongkaew_(NARIT) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03478 |
ExtremeAdaptiveOptics(XAO)システム制御ループのエンドツーエンドシミュレーターで得られた結果を提示します。これは、空での性能を予測し、AOループアルゴリズムを最適化するために使用されます。これは、変形可能ミラー(DM)の形状による制限であるフィッティングエラーの新しい解析モデルを検証するために最初に使用されました。標準的な解析モデルは、DMカットオフ周波数の下で急激な補正を想定しており、AO補正ドメインと乱気流支配ドメインの間の移行を無視しています。私たちのモデルは、このスムーズな移行における影響関数の形を説明しています。次に、シャックハルトマン波面センサー(SH-WFS)の空間帯域幅が限られていることはよく知られており、波面の高周波は低周波として見られます。このエイリアシングエラーは、逆問題アプローチのフレームワークで乱流統計に事前分布を追加することにより、(ストレール比とコントラストの両方の点で)部分的に補償できることを示します。これは、XAOシステムで使用される標準の追加光学フィルターの代替品です。この数値計算作業と並行して、AOシステムと、DM192ALPAOデフォーマブルミラーと15x15SH-WFSを含むこれらの新しいアルゴリズムを実験的にテストするために、ベンチが調整されました。エンドツーエンドのシミュレーションに基づいて、AOループの予測パフォーマンスを提示します。
干渉画像における空間相関ノイズの適切な評価
| Title |
Proper_evaluation_of_spatially_correlated_noise_in_interferometric_images |
| Authors |
Takafumi_Tsukui,_Satoru_Iguchi,_Ikki_Mitsuhashi,_Kenichi_Tadaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03579 |
干渉計(ALMAやNOEMAなど)を使用すると、天体の光源の詳細な輝度分布を3次元(赤経、赤緯、周波数)で取得できます。ただし、ノイズの空間相関により、測定量の統計的不確実性と得られた結果の統計的有意性を評価することが困難になります。干渉画像のノイズ相関特性は完全に特徴付けられており、ノイズ自己相関関数(ACF)によって簡単に測定できます。(1)空間的に統合されたフラックスとスペクトルの相関ノイズによる統計的不確実性を直接推定する方法、(2)相関ノイズをシミュレートして画像解析でモンテカルロシミュレーションを実行する方法、および(3)共分散を構築する方法を提示します。測定されたノイズACFに基づいて、空間的に相関するノイズを含む画像にモデルを適合させるときに使用される行列およびカイ二乗$\chi^2$分布。ノイズ相関を無視すると、結果の統計的不確実性と誤った検出/解釈を大幅に過小評価する可能性があることを示す科学データへの適用例を示します。
DRタウの原始惑星系円盤、エンベロープ、アウトフロー、大規模スパイラルアームの分子マッピング
| Title |
Molecular_Mapping_of_DR_Tau's_Protoplanetary_Disk,_Envelope,_Outflow,_and_Large-Scale_Spiral_Arm |
| Authors |
Jane_Huang,_Edwin_A._Bergin,_Jaehan_Bae,_Myriam_Benisty,_and_Sean_M._Andrews |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02674 |
DRTauは、他のTTauri星と比較して異常に高い変動性で知られています。最も広く研究されている前主系列星の1つであるにもかかわらず、ミリ波干渉法による観測はこれまでのところ比較的限られています。$^{12}$CO、$^{13}$CO、C$^{18}$O、SO、DCO$^+$、H$_2$COのNOEMA画像をDRTauに解像度で提示します。$\sim0.5''$($\sim100$au)の原始惑星系円盤に加えて、CO放出はエンベロープ、かすかな非対称流出、および塊を伴う渦巻き腕を明らかにします。COアームの$\sim1200$au範囲は、以前に散乱光で検出されたスパイラルアームの範囲をはるかに超えています。C$^{18}$O、SO、DCO$^+$、およびH$_2$COの運動学とコンパクトな放出分布は、それらが主にケプラー星周円盤内に由来することを示しています。ただし、SO放出は、落下する物質または未解決の下部構造との相互作用が原因である可能性がある非対称性も示します。DRタウの複雑な環境は、爆発するFUorソースといくつかのEXorソースの環境を連想させます。これは、DRタウの極端な星の活動が、大規模な落下によって促進された円盤の不安定性と同様に関連している可能性があることを示唆しています。
エスプレッソが明らかにした SMSS 1605$-$1443 の自然のままの性質
| Title |
The_pristine_nature_of_SMSS_1605$-$1443_revealed_by_ESPRESSO |
| Authors |
D._S._Aguado_(UNIFI),_E._Caffau_(GEPI),_P._Molaro_(INAF),_C._Allende_Prieto_(IAC-ULL),_P._Bonifacio_(GEPI),_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez_(IAC-ULL),_R._Rebolo_(IAC-ULL),_S._Salvadori_(UNIFI),_M._R._Zapatero_Osorio_(CSIC-INTA),_S._Cristiani_(INAF),_F._Pepe_(Gen\`eve),_C._Santos_(CAUP),_G._Cupani_(INAF),_P._Di_Marcantonio_(INAF),_V._D'Odorico_(INAF),_C._Lovis_(Gen\`eve),_N._J._Nunes_(Lisboa),_C._J._A._P._Martins_(CAUP),_D._Milakovic_(INAF),_J._Rodrigues_(CAUP),_T._M._Schmidt_(INAF),_A._Sozzetti_(INAF),_A._Suarez_Mascare\~no_(IAC-ULL) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02678 |
SMSSJ160540.18$-$144323.1は、これまでに測定された最小の鉄存在量[Fe/H]=-6.2を持つ炭素強化金属希薄(CEMP)星であり、SkyMapper望遠鏡で最初に報告されました。炭素存在量は、低CバンドでA(C)~6.1であり、この金属量範囲の星の大部分と同様です。しかし、炭素などの重要な種の同位体比を制限することで、これらのとらえどころのない星の特性と起源に光が当てられます。SMSS1605$-$1443の高解像度観測をESPRESSOスペクトログラフで実行し、視線速度($v_{rad}$)の時間変化を調べました。これらのデータは、時間ベースラインを拡大するために、古いMIKEおよびUVESアーカイブ観測と組み合わされています。$^{12}$C/$^{13}$C同位体比も研究され、連星からの物質移動の可能性を探ります。自然のテンプレートに対する相互相関関数を適用して$v_{rad}$の変動性を検出し、スペクトル合成技術を使用して恒星大気中の$^{12}$C/$^{13}$Cを導出しました。SMSS1605$-$1443の二値性の以前の兆候を確認し、下限$^{12}$C/$^{13}$C$>60$を3$\sigma$信頼レベル以上で測定し、これを証明しました。システムは化学的に混合されておらず、目に見えないコンパニオンからの物質移動は今のところ発生していません.したがって、SMSS1605$-$1443のCEMPなしの性質を確認し、それが形成された元の雲の元の化学組成が現在、汚染されていない星の大気に刻印されていることを示します。
弱い太陽ネットワークにおける水素-アルファ線幅とアルマ望遠鏡 3 mm 輝度温度の時空間比較
| Title |
Spatio-Temporal_Comparisons_of_the_Hydrogen-Alpha_Line_Width_and_ALMA_3_mm_Brightness_Temperature_in_the_Weak_Solar_Network |
| Authors |
Lucas_A._Tarr_and_Adam_R._Kobelski_and_Sarah_A._Jaeggli_and_Momchil_Molnar_and_Gianna_Cauzzi_and_Kevin_P._Reardon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02725 |
アルマ望遠鏡の3mm放射と他の太陽観測との間の既知の最強の対応関係は、Hアルファ線幅と3mmの輝度温度の間であり、多くの彩層診断で見られる典型的な3～5分のpモード振動は、アルマバンド3および6には欠けていることがよくあります。観察。IBISH-alphaおよびALMA3mmデータシリーズを含む、時刻SOL2017-03-17T15:42-16:45のディスク中心近くの弱いネットワークフラックスの公開データセットを使用して、これらの問題を調査します。H-alphaの線幅と3mmの温度との相関関係を確認しましたが、高温領域と低温領域の2つの診断の間に異なる勾配が見られ、どちらも以前のレポートよりも急勾配です。2つの傾斜の起源は不明ですが、観測期間中は維持されます。IBISデータの空間的に平均化されたパワースペクトルはpモード振動を示しますが、ALMAデータは示しません。ただし、ALMAキャリブレーションウィンドウに対応する時間にIBISデータを削除すると、2つのデータシリーズの平均パワースペクトルがほぼ同じになります。pモード周波数帯域にわたって統合されたパワーの空間マップは、2つのデータシリーズ間でよく一致し、多くの彩層診断で見られる磁気の影とハローの典型的なパターンを示しています。したがって、ALMAデータで観測されたpモードの欠如は、主にキャリブレーション観測のタイミングと期間によって引き起こされるスペクトルウィンドウが原因である可能性があると主張します。
パーカー太陽探査機: 太陽周期最小期における 4 年間の発見
| Title |
Parker_Solar_Probe:_Four_Years_of_Discoveries_at_Solar_Cycle_Minimum |
| Authors |
N._E._Raouafi,_L._Matteini,_J._Squire,_S._T._Badman,_M._Velli,_K._G._Klein,_C._H._K._Chen,_W._H._Matthaeus,_A._Szabo,_M._Linton,_R._C._Allen,_J._R._Szalay,_R._Bruno,_R._B._Decker,_M._Akhavan-Tafti,_O._V._Agapitov,_S._D._Bale,_R._Bandyopadhyay,_K._Battams,_L._Ber\v{c}i\v{c},_S._Bourouaine,_T._Bowen,_C._Cattell,_B._D._G._Chandran,_R._Chhiber,_C._M._S._Cohen,_R._D'Amicis,_J._Giacalone,_P._Hess,_R._A._Howard,_T._S._Horbury,_V._K._Jagarlamudi,_C._J._Joyce,_J._C._Kasper,_J._Kinnison,_R._Laker,_P._Liewer,_D._M._Malaspina,_I._Mann,_D._J._McComas,_T._Niembro-Hernandez,_O._Panasenco,_P._Pokorn\'y,_A._Pusack,_M._Pulupa,_J._C._Perez,_P._Riley,_A._P._Rouillard,_C._Shi,_G._Stenborg,_A._Tenerani,_J._L._Verniero,_N._Viall,_A._Vourlidas,_B._E._Wood,_L._D._Woodham,_T._Woolley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02727 |
2018年8月12日に打ち上げられたNASAのパーカー太陽探査機は、2022年11月までに予定されていた24回の太陽周回軌道のうち13回を完了しました。コロナと風は加熱されて加速され、どのプロセスがエネルギー粒子を加速するかを決定します。ParkerSolarProbeは、品質、重要性、および量の期待をはるかに超える科学データの宝庫を返し、700近くの査読付き出版物で報告されたかなりの数の発見につながりました。7年間のプライマリミッション期間の最初の4年間は、ほとんどが太陽活動極小期であり、主要な太陽イベントはほとんどありません。第8軌道(つまり、2021年4月28日)から開始して、パーカーは、ミッションの主な目的の1つである磁気的に優勢なコロナ、つまりサブアルフエニック太陽風の中を飛行しました。この論文では、主にパーカー太陽探査機ミッションの最初の4年間に行われた科学的進歩の概要を示します。太陽コロナと太陽風。(2)太陽風の発生源におけるプラズマと磁場の構造とダイナミクスを決定する。(3)エネルギー粒子を加速および輸送するメカニズムを探ります。
JWSTが観測した複数の星系の乱雑な死とその結果の惑星状星雲
| Title |
The_messy_death_of_a_multiple_star_system_and_the_resulting_planetary_nebula_as_observed_by_JWST |
| Authors |
Orsola_De_Marco,_Muhammad_Akashi,_Stavros_Akras,_Javier_Alcolea,_Isabel_Aleman,_Philippe_Amram,_Bruce_Balick,_Elvire_De_Beck,_Eric_G._Blackman,_Henri_M._J._Boffin,_Panos_Boumis,_Jesse_Bublitz,_Beatrice_Bucciarelli,_Valentin_Bujarrabal,_Jan_Cami,_Nicholas_Chornay,_You-Hua_Chu,_Romano_L.M._Corradi,_Adam_Frank,_Guillermo_Garcia-Segura,_D._A._Garcia-Hernandez,_Jorge_Garcia-Rojas,_Veronica_Gomez-Llanos,_Denise_R._Goncalves,_Martin_A._Guerrero,_David_Jones,_Amanda_I._Karakas,_Joel_H._Kastner,_Sun_Kwok,_Foteini_Lykou,_Arturo_Manchado,_Mikako_Matsuura,_Iain_McDonald,_Ana_Monreal-Ibero,_Hektor_Monteiro,_Paula_Moraga_Baez,_Christophe_Morisset,_Brent_Miszalski,_Shazrene_S._Mohamed,_Rodolfo_Montez_Jr.,_Jason_Nordhaus,_Claudia_Mendes_de_Oliveira,_Zara_Osborn,_Masaaki_Otsuka,_Quentin_A._Parker,_Els_Peeters,_et_al._(23_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02775 |
惑星状星雲(PNe)は、赤色巨星の放出されたエンベロープであり、最初は太陽よりも質量が大きかった星の90%が最後に質量を失っていく段階の歴史を教えてくれます。ここでは、PNNGC3132のJamesWebbSpaceTelescope(JWST)EarlyReleaseObservation(ERO)画像を分析します。イオン化された中央の泡を取り囲む構造化された拡張されたH2ハローは、40-60AUで中央の星を周回する低質量の伴星によって形成された可能性が高い渦巻き構造で刻印されています。画像はまた、中央の星での中間赤外線過剰を明らかにし、塵の円盤として解釈され、別のより近い伴星との相互作用を示しています。以前に知られているAタイプのビジュアルコンパニオンを含めて、NGC3132PNの祖先は、少なくとも恒星のカルテットであったに違いありません。JWST画像により、分子ハローの照明、イオン化、および流体力学のモデルを生成でき、複雑な星の流出を調査するJWSTの力を実証できます。さらに、A型視覚伴星の新しい測定値により、現在までの中心星の前駆星の質量の値を優れた精度で導き出すことができます:2.86+/-0.06Mo。これらの結果は、将来のJWST観測のパスファインダーとして役立ちます。超新星や重力波システムへの影響とともに、風の衝突や連星相互作用などの基本的な天体物理学的プロセスへのユニークな洞察を提供するPNeの研究。
強力な太陽フレアで加速された高エネルギー電子は、日震の優先ドライバーとして利用される
| Title |
Highly_Energetic_Electrons_Accelerated_in_Strong_Solar_Flares_as_a_Preferred_Driver_of_Sunquakes |
| Authors |
H._Wu,_Y._Dai,_M._D._Ding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02865 |
サンクエイクは、いくつかのエネルギッシュな太陽フレアで励起された増強された地震波です。これまで、彼らの起源はまだ物議を醸しています。このレターでは、太陽周期24の20の強いフレアを選択して調査します。そのインパルスフェーズは、\emph{ReuvenRamatyHighEnergySolarSpectroscopicImager}(\emph{RHESSI})によって完全にキャプチャされます。私たちのサンプルの12の太陽震活動フレアのうち11について、硬X線(HXR)放出は、白色光(WL)増強および太陽震との良好な時間的および空間的相関を示しています。スペクトル分析は、数百keVに及ぶより硬い光子スペクトルも明らかにしており、高エネルギーでフレア加速された非熱電子のかなりの集団を示唆しています。量的には、太陽震が活発なフレアにおける300keVを超える電子の総エネルギーは、太陽震が静かなフレアの場合とは系統的に異なりますが、50keVを超える電子ではその差はごくわずかです。これらすべての事実は、太陽地震の好ましい駆動源として高エネルギーの電子を支持しています。このような電子駆動のシナリオは、最近提案された日震発生の選択規則の枠組みに合理的に対応できます。残りの1つのイベントでは、太陽震の震源地は、磁気痕跡、つまり光球上の磁場の永久的な変化と共空間的です。定量的な計算は、フレアによって引き起こされた下向きのローレンツ力が、この特定のイベントの実行可能な日震ドライバーとして機能して、日震に動力を与えるのに十分な仕事をすることができることを示しています。
若い星の周りの星雲の反射: クラス II 円盤への物質の後期落下の系統的探索
| Title |
Reflections_on_nebulae_around_young_stars:_A_systematic_search_for_late-stage_infall_of_material_onto_Class_II_disks |
| Authors |
Aashish_Gupta,_Anna_Miotello,_Carlo_F._Manara,_Jonathan_P._Williams,_Stefano_Facchini,_Giacomo_Beccari,_Til_Birnstiel,_Christian_Ginski,_Alvaro_Hacar,_Michael_K\"uffmeier,_Leonardo_Testi,_Lukasz_Tychoniec_and_Hsi-Wei_Yen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02994 |
環境。一般に、クラスIIの発生源は環境から隔離された状態で大部分が進化すると想定されていますが、多くは依然として分子雲の近くにあり、分子雲と相互作用し続ける可能性があります。これにより、円盤への物質の降着が遅くなり、円盤のプロセスと惑星の形成に大きな影響を与える可能性があります。ねらい。円盤へのガスの後半の落下を体系的に研究するために、このプロセスを経ている可能性のある反射星雲(RN)の近くに候補のクラスIIソースを特定します。メソッド。最初に、既知のキロオーススケールのガス構造を持つクラスIIのソースをターゲットにしました。これは、おそらく物質の後半の落下によるものであり、光学および近赤外線画像でその近くのRNeを検索しました。次に、RNeに関連するクラスIIのソースのカタログを作成し、アルマ望遠鏡のアーカイブデータで大規模なCO構造を探しました。原始星とRNeのカタログを使用して、クラスIIのソースが周囲の物質と相互作用する確率も推定しました。結果。大規模なガス構造を持つすべてのソースも、その近くにいくつかの反射星雲を示します。同様に、顕著なRNeに関連付けられていて、十分なアルマ望遠鏡の観測が利用可能な少なくとも5つのクラスII天体は、晩期の落下によるものである可能性がある渦巻きまたは流れのような構造を持っていることがわかりました。SCrA周辺のこれらの構造の最初の検出を報告します。結論。私たちの結果は、近くの星形成領域にあるクラスIIディスクの無視できない部分がRNeと関連している可能性があり、したがってガスの後期降着を受けている可能性があることを示唆しています。クラスII発生源周辺のRNeおよびキロauスケールのガス構造の調査により、晩期降下現象の頻度と影響をよりよく理解できるようになります。
太陽遷移領域を通過する横波の遮断
| Title |
Cut-off_of_transverse_waves_through_the_solar_transition_region |
| Authors |
Gabriel_Pelouze,_Tom_Van_Doorsselaere,_Konstantinos_Karampelas,_Julia_M._Riedl,_Timothy_Duckenfield |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03100 |
環境。横方向の振動は、コロナループと開放磁束管の両方で、太陽コロナで遍在的に観察されます。数値シミュレーションは、それらの散逸がコロナループを加熱し、放射損失を相殺する可能性があることを示唆しています。これらのモデルは、ループの足元にある連続ドライバーに依存しています。ただし、分析作業は、横波が遷移領域でカットオフを受けることを予測しています。したがって、それらがコロナに到達し、実際にコロナループを加熱できるかどうかは不明です.ねらい。私たちの目的は、キンク波のカットオフがコロナへの伝播にどのように影響するかを判断し、高度によるカットオフ周波数の変化を特徴付けることです。メソッド。3D磁気流体力学シミュレーションを使用して、熱伝導のある現実的な大気に埋め込まれた磁束チューブ内のキンク波の伝播をモデル化しました。これは、彩層で始まり、コロナにまで及びます。キンク波を4つの異なる周波数で駆動し、カットオフが発生したかどうかを判断しました。次に、波が遮断される高度を計算し、それをいくつかの解析モデルの予測と比較しました。結果。キンク波が実際に遷移領域でカットオフを経験することを示し、最良の予測を与える解析モデルを特定しました。さらに、周期が約500秒よりも短い波でも、遷移領域をトンネリングすることで、振幅の減衰がほとんどまたはまったくない状態でコロナに到達できることを示しています。これは、このような波がループの足元から伝播し、コロナの加熱を引き起こす可能性があることを意味します。
プラズモイド変調リコネクション理論と太陽フレア観測との関連づけ
| Title |
Connecting_theory_of_plasmoid-modulated_reconnection_to_observations_of_solar_flares |
| Authors |
Andrew_Hillier_and_Shinsuke_Takasao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03239 |
太陽フレアの再接続プロセスの短いタイムスケールは、長い間パズルであることが証明されてきました。最近の研究では、現在のシートの幅と長さの縦横比をLundquist数の$\alpha$の負の累乗、つまり$S^{-\alpha}$は、プラズモイド形成の開始を理解する鍵となります。この論文では、このアスペクト比の理論的スケーリングを観測されたフレアに初めて適用して、プラズモイド形成が観測とどのように関連するかを評価します。プラズモイドを示す3つの異なるフレアについて、$\alpha=0.27$から$0.31$の$\alpha$値の範囲があることがわかりました。この小さな範囲の値は、理論的に予測された臨界アスペクト比($\alpha=1/3$)に達する前にプラズモイドが形成されている可能性があることを意味し、理論モデルに課題を提示する可能性があります。
NLTEインバージョンから推測される彩層振動に対する不透明効果の影響
彩層推論は、非局所熱力学平衡(NLTE)条件下で形成されるスペクトル線の解釈に依存しています。振動が存在する場合、不透明度の変化はスペクトル線の応答の高さに影響を与え、変動の実際の特性の決定を妨げます。NLTE反転コードによって推定される彩層振動と、速度と温度の波の固有の変動との関係を調査することを目的としています。アンブラ内の波動伝搬の数値シミュレーションは、MANCHAコードで計算されています。NLTE合成および反転コードNICOLEを使用して、シミュレーションから得られたモデルの分光偏光CaII8542\AA\ラインプロファイルを計算しました。合成プロファイルは反転されており、反転からの推論は、既知のシミュレートされた大気と比較されています。CaII8542\AA\線のNLTE反転は、6mHz付近の彩層振動のメインバンドを含む低周波振動を捉えます。対照的に、周波数が9mHzを超える波は特徴付けが不十分です。これらのより高い周波数での速度振動は、不透明度の変動を明確に示しています。速度変動に対する線の主な応答は低い彩層高度に由来しますが、温度に対する応答は高い光球と低い彩層の間の突然のジャンプを示します。ラインが温度に敏感な高さのこの強い変動は、推測された変動の強い振動パワーとして明らかになります。私たちの結果は、NLTEインバージョンを使用して、9mHz未満の周波数の彩層振動を研究することを検証しています。より高い周波数の振動と温度振動の力の解釈は、不透明な振動の特徴を示すため、注意して対処する必要があります。
FUor 型星における分子流出の APEX 研究
| Title |
An_APEX_study_of_molecular_outflows_in_FUor-type_stars |
| Authors |
Fernando_Cruz-S\'aenz_de_Miera,_\'Agnes_K\'osp\'al,_P\'eter_\'Abrah\'am,_Timea_Csengeri,_Orsolya_F\'eher,_Rolf_G\"usten,_Thomas_Henning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03387 |
FUオリオン型天体(FUor)は、質量降着率が増加する(10^-8から10^-4M_sunyr^-1)。これらの噴火した若い星は、星の進化の初期段階にあるため、星周円盤に物質を供給し、星に降着する巨大なエンベロープにまだ深く埋め込まれています。一部のFUorは、分子の流出、つまり低速で広角の磁気流体力学的風を引き起こし、エネルギーと運動量を周囲のエンベロープに注入し、若い星の周囲の物質を一掃するのに役立ちます。ここでは、APEXで観測された20のFUor型噴火若い星の12CO(3--2)、13CO(3--2)、および12CO(4--3)サーベイを提示します。13CO(3--2)観測を使用して、各FUorを囲むエンベロープの質量を測定し、10umケイ酸塩の特徴から見られるFUorの進化傾向との一致を見つけます。11のFUorでアウトフローを見つけ、それらの質量とその他の運動学的特性を計算し、これらを文献から収集した静止している若い星のオブジェクトの周りで見つかったアウトフローと比較します。この比較は、FUorでの流出が静止源での流出よりも大きいこと、およびFUor流出が静止サンプルよりもエンベロープに対する流出質量の比率が高いことを示しており、噴火中の若い星は星形成効率が低いことを示しています。最後に、FUorの流出力は静止している若い恒星天体の流出力に似ていることを発見しました。これは、それらの降着履歴が類似していること、またはFUorの流出がより遅い速度であることを示しています。
恒星フレアにおける高密度電子ビームコロナ輸送と深部彩層加熱の橋渡し
| Title |
Bridging_High-Density,_Electron_Beam_Coronal_Transport_and_Deep_Chromospheric_Heating_in_Stellar_Flares |
| Authors |
Adam_F._Kowalski_(1,2,3)_((1)_National_Solar_Observatory,_(2)_University_of_Colorado,_(3)_Laboratory_for_Atmospheric_and_Space_Physics) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03477 |
M型矮星フレアにおける光学的および近紫外(NUV)連続体放射は、コロナ高度での磁気エネルギー放出と電子加速に対する下部星大気の衝撃的な応答であると考えられています。この放射は、$T\approx10^4$Kの熱光球スペクトルの証拠として解釈されることがあります。しかし、計算によると、標準的な太陽フレアコロナ電子ビームは、上層および中層彩層のガスの厚いターゲットでエネルギーを失います(log$_{10}$列質量/[gcm$^{-2}$]$\lesssim-3$)。より大きなビーム注入フラックスでは、電場と不安定性により、低高度への伝播がさらに阻害されると予想されます。べき乗電子と背景コロナプラズマ(ラングミュアおよびイオン音響)波を支配する時間依存方程式の最近の数値解は、Kontarらから得られたものです。標準的な太陽フレア電子ビームべき乗則分布により、深層彩層で発生するよりも桁違いに大きい加熱率を生成します。この理論では、$E\gtrsim100$keVを超えるビームエネルギーの再分布により、大きな低エネルギーカットオフとハードパワー法則指数を備えた放射流体力学モデルと同様の局所加熱最大値が得られることを示します。この半経験的フォワードモデリングアプローチを使用して、ガス温度$T\gtrsim12,000$Kでlog$_{10}$列質量/[gcm$^{-2}$]の$-1.2$から$-2.3$まで。これらのモデルは、高ケイデンスM矮星フレア観測における色温度とバルマージャンプ強度を説明し、恒星フレアにおける大気、放射、光学色温度の関係を明らかにします。
Chandrayaan-2 XSM 観測からの高温活動領域コアにおける元素存在量の進化
| Title |
Evolution_of_elemental_abundances_in_hot_active_region_cores_from_Chandrayaan-2_XSM_observations |
| Authors |
Biswajit_Mondal,_Santosh_V._Vadawale,_Giulio_Del_Zanna,_N._P._S._Mithun,_Aveek_Sarkar,_Helen_E._Mason,_P._Janardhan,_and_Anil_Bhardwaj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03519 |
第一イオン化ポテンシャル(FIP)バイアスは、さまざまなコロナ構造における低FIP元素の元素存在量がそれらの光球の値から変化し、時間とともに変化する可能性もあり、広く研究されてきました。時間的変動を研究し、FIPバイアスを引き起こす物理的メカニズムを理解するために、太陽X線モニター（XSM）を使用したディスク統合軟X線分光観測を使用して、3つのARのホットコアを調査しました。Chandrayaan-2に搭載。ARが全X線強度の主要な寄与因子であることを確認するために、太陽面に1つのARのみが存在する期間の観測が使用されました。温度とEMの平均値は、それぞれ~3MKと3.0E46/cm3でした。ARの年代や活動に関係なく、低FIP元素であるAl、Mg、Siの元素存在量は、それらの光球の値より一貫して高かった。MgとSiの平均FIPバイアスは~3でしたが、中間FIP要素SのFIPバイアスは~1.5でした。ただし、最低FIP要素であるAlのFIPバイアスは3よりも高いことが観察されました。これは、実際の場合、低FIP要素のFIPバイアスがFIP値に依存していることを示唆しています。私たちの分析のもう1つの主要な結果は、これらの要素のFIPバイアスがARの出現から約10時間以内に確立され、その後はその寿命を通じてほぼ一定のままであることです.
| Title |
Hot_white_dwarfs_and_pre-white_dwarfs_discovered_with_SALT |
| Authors |
C._S._Jeffery,_K._Werner,_D._Kilkenny,_B._Miszalski,_I._Monageng_and_E._J._Snowdon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03550 |
南アフリカ大型望遠鏡(SALT)によるヘリウムに富む高温準矮星の調査は、高度に進化した星のグループ間の進化経路を調査することを目的としています。選択基準は、いくつかの熱い白色矮星と関連天体も含まれていることを意味します。この論文では、有効温度が100,000Kを超える8つの新しい非常に高温の白色矮星と前白色矮星の発見と分析について報告します。これらには、2つのPG1159星、1つのDO白色矮星、3つのO(He)および2つのO(H)星が含まれます。.O(H)星の1つは、新しく発見された惑星状星雲の中心星であり、もう1つは、最も高温の「裸の」O(H)星です。PG1159星は両方ともGWVir変数であり、1つは測定された最も熱いGWVir星であり、脈動安定モデルの重要なテストです。DO白色矮星はまた、そのクラスで最もホットです。
TAP 方程式: バイオコスモロジーにおけるコンビナトリアル イノベーションの評価
| Title |
The_TAP_equation:_evaluating_combinatorial_innovation_in_Biocosmology |
| Authors |
Marina_Cort\^es,_Stuart_A._Kauffman,_Andrew_R._Liddle,_and_Lee_Smolin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.14115 |
隣接可能性の理論の現象論的実装であるTAP方程式の解を調査します。TAPのいくつかの実装が研究されており、経済学、社会科学、環境変化、進化的生物学的システム、物理法則の性質など、さまざまなトピックで潜在的なアプリケーションが研究されています。一般的な動作は、拡張されたプラトーとそれに続く急激な爆発的な発散です。数値シミュレーションに対して検証するブローアップ時間の正確な分析的近似値を見つけ、イノベーションと絶滅の間の平衡点付近での方程式の特性を調べます。特定のバリアントである2スケールTAPモデルは、初期のプラトーを指数関数的成長のフェーズに置き換えます。これは、TAP方程式の現象論を拡張して、より広い範囲のコンテキストで適用できるようにする可能性があります。
重力波は、他の周期信号の見かけの周波数を変調します。この効果を使用して、十分に分解された重力波信号の大規模なセットで相関周波数変調を検索することにより、低周波重力波を検出することを提案します。提案した方法を、計画されている宇宙ベースの重力波検出器LISAで検出されると予想される銀河連星白色矮星からの多数の重力波信号に適用します。これらのソースの数と特性、および機器の感度に関する現在の予測が与えられた場合、この方法により、たとえば$A\simeq10^{-10}$のバックグラウンド重力波ひずみ振幅の検出が可能になることを示します周波数$F\simeq10^{-8}\,\rmHz$.DECIGOのような提案された検出器で観測されると予想される連星中性子星からの信号を使用する場合、現在のパルサータイミングアレイの感度と競合する重力波に対する感度が期待されます。これにより、たとえばチャープ質量$M_c\gtrsim10^9\,\rmM_\odot$の距離$D\simeq10\,\rmMpc$を持つ超大質量ブラックホール連星からの重力波の検出が可能になります。私たちの結果は、重力波検出器が、同じインフラストラクチャを使用して、設計された帯域幅外の周波数で敏感になる可能性があることを示しています。これにより、重力波スペクトルの未踏の部分やアクセスできない部分が開かれる可能性があります。
重力波検出器用の基板転写 GaAs/AlGaAs 結晶コーティング: 最新技術のレビュー
| Title |
Substrate-transferred_GaAs/AlGaAs_crystalline_coatings_for_gravitational-wave_detectors:_A_review_of_the_state_of_the_art |
| Authors |
G._D._Cole,_S._Ballmer,_G._Billingsley,_S._B._Cata\~no-Lopez,_M._Fejer,_P._Fritschel,_A._M._Gretarsson,_G._M._Harry,_D._Kedar,_T._Legero,_C._Makarem,_S._D._Penn,_D._Reitze,_J._Steinlechner,_U._Sterr,_S._Tanioka,_G.-W._Truong,_J._Ye,_J._Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02687 |
この展望では、干渉重力波(GW)検出器用の大面積で低ノイズの基板転写GaAs/AlGaAs(AlGaAs)結晶コーティングの技術開発の状況を要約する。これらのトピックはもともと、レーザー干渉計重力波天文台(LIGO)、Virgo、およびKAGRAのコラボレーションからのGWコミュニティのメンバー、精密光学計測コミュニティの科学者、および業界パートナーを集めたワークショップで提示されました。{\dag}上記コーティングの製造における広範な専門知識を備えています。AlGaAsベースの結晶コーティングは、イオンビームスパッタミラーを使用する現在のシステムよりも大幅に広い範囲を持つGW観測所の可能性を提示します。室温でのAlGaAsの熱ノイズが低いことを考えると、GW検出器はこれらの大幅な感度向上を実現でき、極低温動作を回避できる可能性があります。ただし、大面積のAlGaAsコーティングの開発には、独自の課題があります。ここでは、結晶コーティングに関連する最近の研究開発の取り組みについて説明し、新しいノイズプロセスに関する特性評価の取り組みや、大面積(直径10cmまで)のミラーの光学計測について説明します。さらに、最大コーティング直径を20cm以上に拡大するオプションを検討し、将来のGW検出器のアップグレードに適した低ノイズAlGaAsミラーを製造する道を切り開くと同時に、これらの新規材料に対する独自の要件と有望な実験テストベッドに注目します。
de Sitter 空間の静的パッチの TCC 境界
最近、Pei-MingHoとHikaruKawaiは、粒子を波束として扱うと、ブラックホールの地平線近くで遅い時間にホーキング放射が停止する可能性があると主張しました。このシャットダウンは、ブラックホールの地平線近くの場の量子論を有効な場の理論と見なし、適切なUVカットオフを課すことから生じます。この効果は、deSitter空間の静的なパッチにも存在し、deSitter地平線近くのGibbons-Hawking放射のシャットダウンにつながることを示しています。この効果が有効場の理論の破綻によるものであると仮定すると、有効場の理論の有効性の時間スケールで、$t\lesssimH^{-1}\ln(H^{-1}M_P)$という境界が得られます。プランク横断検閲予想の予測と一致するdeSitter空間。
ニエヤン修正テレパラレル重力における不規則宇宙
Nieh-Yan修正テレパラレル重力は、Nieh-Yan密度とアクシオンのような場との結合によって、一般相対性理論に相当するテレパラレル重力を修正したモデルです。このモデルは、アクシオンのような場に自明でない背景がある場合、重力波のパリティ違反を予測します。さらに重要なことに、ゴーストがなく、他のパリティ違反重力モデルで提示される病理を回避します。Nieh-Yan修正テレパラレル重力の宇宙ダイナミクスと摂動は詳細に調査されていますが、これらの以前の調査はすべて、バックグラウンド宇宙では計量接続とアフィン接続の両方が均一で等方的であるという対称要件に依存しています。この論文では、接続の対称制約を緩和し、最初は任意のままにします。結局のところ、宇宙原理は、対称要件を満たすためにバックグラウンド時空のメトリックのみを必要とするからです。バックグラウンドダイナミクス自体は変更されていませんが、その周りの摂動は、スカラー摂動とテンソル摂動が線形レベルで結合されているという新しい特徴を示します。インフレーションからの原始摂動におけるこの特異な特徴の含意も議論されています。
Sharjah-Sat-1ペイロードの期待される性能に関するシミュレーション研究は、軌道背景放射におけるX線検出器（iXRD）を改善しました
| Title |
A_Simulation_Study_for_the_Expected_Performance_of_Sharjah-Sat-1_payload_improved_X-Ray_Detector_(iXRD)_in_the_Orbital_Background_Radiation |
| Authors |
Ali_M._Altingun,_Emrah_Kalemci,_Efe_Oztaban |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02880 |
Sharjah-Sat-1は、銀河の明るいX線源を監視することを主な目的とする科学的ペイロードとして、iXRD(改良型X線検出器)と呼ばれるCdZnTeベースの硬X線検出器を備えた3Uキューブサットです。Geant4シミュレーションに基づいて、iXRDに対する軌道内背景放射の影響を調査しました。シミュレーションには、宇宙拡散ガンマ線、銀河宇宙線(陽子とアルファ粒子)、閉じ込められた陽子と電子、大気の上層から発生するアルベド放射など、いくつかの背景成分が含まれていました。最も支配的な成分はアルベド光子放射で、機器のエネルギー範囲20keV～200keVの低エネルギーと高エネルギーで同様に寄与します。一方、宇宙拡散ガンマ線の寄与は、天体物理学のソースフラックスのほとんどが予想される20keVから60keVの間で最も強くなります。3番目の有効成分は、銀河宇宙の陽子です。捕捉された粒子、アルベド中性子、および宇宙アルファ粒子による放射は、極地域と南大西洋異常地域が分析で除外されている場合、無視できます。合計バックグラウンドカウントレートは、20～60keVおよび20～200keVのエネルギーバンドでそれぞれ~0.36および~0.85カウント/秒です。電荷輸送シミュレーションを実行してiXRDのスペクトル応答を決定し、それを感度計算にも使用しました。シミュレーションフレームワークは、実験的研究で検証されました。20keV～100keVのエネルギーバンドの間で180mCrabの推定感度は、iXRDがその科学的目標を達成できることを示しています。
| Title |
Neutrino_Physics_and_Astrophysics_Overview |
| Authors |
Floyd_W._Stecker_(NASA_Goddard_Space_Flight_Center_and_University_of_California,_Los_Angeles) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02935 |
この本の章では、ニュートリノ物理学と天体物理学における歴史的な実験的および理論的発展の概要と、ニュートリノの物理的性質、およびニュートリノが関与する物理的プロセスについて説明します。また、天体物理学と宇宙論におけるニュートリノの役割についても説明します。
Relegation-free 閉形式摂動論と制限付き 3 体問題における永年運動の領域
| Title |
Relegation-free_closed-form_perturbation_theory_and_the_domain_of_secular_motions_in_the_Restricted_3-Body_Problem |
| Authors |
Mattia_Rossi,_Christos_Efthymiopoulos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03070 |
質量のない粒子が一次摂動体の軌道の外側の軌道にあるときの制限付き三体問題(R3BP)における摂動理論の計算のための閉形式(つまり、軌道離心率の拡張なし)スキームを提案します。重心(Jacobi-reduced)ハミルトニアンの多極子展開から始めて、Lie級数によるDelaunay変数の一連の正規化を実行し、降格を使用しない永年ハミルトニアンモデルに導きます。この目的のために、CavallariとEfthymiopoulos(2022)で提案されたものに類似した簿記を導入します。これは、一次摂動因子の内部のテスト粒子軌道ですが、ここでは代わりに、外部軌道の場合に適応しています。太陽木星系に関連するパラメータについて、平面円形および空間楕円制限三体問題の両方における方法の性能の数値例を示します。特に、平均運動共鳴から遠く離れた軌道要素の変動の再現性の観点から、この方法の精度を示します。この方法の基本的な結果として、シリーズの残りのサイズを基準として使用して、永年ハミルトニアンモデルが到達した境界（軌道要素の空間内）の正確な半分析的推定値を取得する方法を示します粒子の高速自由度を除去した後のatは、真のダイナミクスの有効な近似を提供します。
粒子振動概念に対する新しい基本相互作用の仮説
電子ニュートリノと核子を含む新しい相互作用が存在するという仮説に基づく太陽ニュートリノ問題の論理的に単純な解決策の出現は、振動概念の優位性を弱めませんでした。したがって、現在の研究の重要な部分は、この概念の基本要素が古典論理の原則に対応しないか、エネルギー運動量保存則に違反するか、コヒーレンスの量子力学的基礎に矛盾するかのいずれかを証明することに専念しています。原始的な虚偽を表します。私たちの分析は、その着想から太陽電子ニュートリノのミューオンニュートリノへの変換に関する主張まで、概念の形成のすべての段階に連続的に関係しています。新しい基本的な相互作用を議論するとき、ニュートリノ(反ニュートリノ)の実または仮想の質量のない擬似スカラーボソンとの相互作用の各行為での利き手を変えるプロセスの結果における決定的な役割に注目します。太陽から出ると、左巻き電子ニュートリノと右巻き電子ニュートリノのフラックスはほぼ等しくなります。新しい相互作用のおかげで、原子核のベータ崩壊は、質量のない擬スカラーボソンの放出を伴うモードを持ち、そこで反ニュートリノはその利き手を変化させて観測できなくなります。これが原子炉の反ニュートリノ異常の本質です。ガリウム異常の性質も同様です。
沼地再訪
ひも理論の超越的な期待は、基本的な力、粒子スペクトル、および質量の性質が、結合定数とともに、非経験的に、つまり純粋な理由によって、数学的および論理的一貫性によって一意に決定されるということです。しかし多元主義は、多元宇宙の爆発的な出現によって勝利を収めました。ひも理論家は、長年の夢(独自の最終理論)を風景や幸せなカパルナウムに拡張しました。ひも理論の支持者は、宇宙論者が望遠鏡に引きこもる一方で、沼地予想によって彼らの議論を限定しようとします。ひも理論の沼地の現状を概説します。
| Title |
Quasi-equilibrium_configurations_of_binary_systems_of_dark_matter_admixed_neutron_stars |
| Authors |
Hannes_R._R\"uter,_Violetta_Sagun,_Wolfgang_Tichy,_Tim_Dietrich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03568 |
SGRIDコードの適応バージョンを使用して、それぞれが暗黒物質と混合されている2つの中性子星からなる連星系の一貫した準平衡構成を初めて構築します。星は、重力に最小限に結合された、相互作用しない2つの流体のシステムとしてモデル化されています。バリオン物質を表す流体にはSLy状態方程式が使用されますが、暗黒物質に対応する2番目の流体は縮退フェルミガスの状態方程式を使用して記述されます。暗黒物質の分布について2つの異なるシナリオを検討します。最初のシナリオでは、暗黒物質は星の核に閉じ込められていますが、2番目のシナリオでは、暗黒物質はバリオン物質の表面を超えて広がり、バリオン星の周りにハローを形成しています。暗黒物質の存在は、伴星の潮汐力に対する星の反応を変化させます。これは、座標変形と質量放出パラメーターの観点から調査されています。構築された準平衡配置は、暗黒物質混合中性子星連星の一貫した数値相対性シミュレーションへの第一歩を示しています。
