マルチフィールド超軽量暗黒物質
| Title |
Multifield_Ultralight_Dark_Matter |
| Authors |
Mateja_Gosenca,_Andrew_Eberhardt,_Yourong_Wang,_Benedikt_Eggemeier,_Emily_Kendall,_J._Luna_Zagorac,_and_Richard_Easther |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07114 |
超軽量暗黒物質(ULDM)は、通常、単一のスカラーフィールドであると見なされます。ここでは、ULDMが重力相互作用のみを持つ$N$光スカラー場で構成される可能性を探ります。この構成は、単一の超軽量フィールドよりも、これらのシナリオの根底にある素粒子物理学の動機と一致しています。ULDMハローは、星の速度分散を増加させる特徴的な粒状構造を持ち、ULDMモデルの観測制約として使用できます。マルチフィールドシミュレーションでは、ハロー内では総密度変動の振幅が$1/\sqrt{N}$として減少し、フィールドが宇宙の時間スケールにわたって有意に相関しないことがわかります。より滑らかなハローは星の軌道をあまり効率的に加熱せず、単一フィールドの場合と比較して速度分散を減らし、フィールド質量に対する観測上の制約を弱めます。分析的に、質量が$m$の$N$の等質量場の場合、星の速度分散へのULDMの寄与は$1/(Nm^3)$としてスケールされることを示します。より軽いフィールドが最も効率的に加熱され、最小質量$m_L$が他のフィールド質量よりも大幅に低い場合、分散は$1/(N^2m_L^3)$としてスケーリングされます。
| Title |
Eddington_accreting_Black_Holes_in_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
Fabio_Fontanot_(1,2),_Stefano_Cristiani_(1,2,3),_Andrea_Grazian_(4),_Francesco_Haardt_(5,6),_Valentina_D'Odorico_(1,2,7),_Konstantina_Boutsia_(8),_Giorgio_Calderone_(1),_Guido_Cupani_(1),_Francesco_Guarneri_(9,1),_Chiara_Fiorin_(10),_Giulia_Rodighiero_(10,4)_((1)_INAF_-_Astronomical_Observatory_of_Trieste,_Italy_(2)_IFPU_-_Institute_for_Fundamental_Physics_of_the_Universe,_Trieste,_Italy_(3)_INFN_-_National_Institute_for_Nuclear_Physics,_Trieste,_Italy_(4)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Padova,_Italy_(5)_DiSAT,_Universit\`a_dell'Insubria,_Como,_Italy_(5)_INFN,_Sezione_di_Milano-Bicocca,_Milano,_Italy_(6)_Scuola_Normale_Superiore,_Pisa,_Italy_(7)_Las_Campanas_Observatory,_Carnegie_Observatories,_La_Serena,_Chile_(8)_Dipartimento_di_Fisica,_Sezione_di_Astronomia,_Universit\`a_di_Trieste,_Trieste,_Italy_(10)_Dipartimento_di_Fisica_e_Astronomia,_Universit\`a_di_Padova,_Padova,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07129 |
$z\gtrsim5$における活動銀河核(AGN)の光度関数(LF)の進化は、宇宙の最後の相転移、つまりエポックを引き起こすために必要な電離光子収支への寄与を理解するための重要な制約を表しています。再イオン化の。明るい高zAGNの最近の検索は、$z>4$でのこの集団の空間密度を上方修正する必要があることを示唆しており、それらの進化経路に関する新しい疑問を引き起こしています。ガス降着は、光源の分布と中央の超大質量ブラックホール(SMBH)の成長の両方を理解するための重要な物理的メカニズムです。この作業では、高z発光AGNがエディントン限界で輝くと仮定して、高zAGN-LFをモデル化します。期待される進化を「デューティサイクル」($f_{\rmdc}$)、つまり、特定のSMBHがエディントン率で増加するのに費やす寿命の割合。私たちの結果は、中間値($f_{\rmdc}\simeq0.1$)が電離バックグラウンドと光イオン化率との最良の一致を予測することを示していますが、観測された水素中性フラクションの進化を説明するのに十分な電離光子を提供していません。AGNが初期宇宙における水素の再電離に関与する優勢な集団であるためには、より小さい値($f_{\rmdc}\lesssim0.05$)が必要です。次に、この低$f_{\rmdc}$の進化は、ヘリウムの再イオン化に関する現在の制約と調和できることを示しますが、これは$z\gtrsim5$で比較的多数の非アクティブなSMBHがあり、SMBH成長モデルとの緊張関係にあることを意味します。重い播種に基づいています。
原始ガウス物質分布における潮汐および変形固有値場の統計: 2 次元の場合
| Title |
Statistics_of_tidal_and_deformation_eigenvalue_fields_in_the_primordial_Gaussian_matter_distribution:_the_two-dimensional_case |
| Authors |
Job_Feldbrugge,_Yihan_Yan,_and_Rien_van_de_Weygaert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07200 |
ランダムなガウス宇宙密度場の原始潮汐および変形テンソルの固有値の統計的特性を研究します。潮汐テンソルと変形テンソル、重力ポテンシャルと速度ポテンシャルのヘッセ行列がガウスであるため、対応する固有値フィールドは明らかに非ガウスです。結合された固有値の分布に対するDoroshkevich式を2次元フィールドに拡張した後、固有値フィールドの2点および3点相関関数を評価します。さらに、固有値フィールドの特異点の数密度を評価し、対応する2点および3点相関関数を見つけます。潮汐力の役割と、その結果生じる質量要素の変形が、宇宙網の顕著な異方性の壁状および繊維状の構成要素を形作ることは、Zel'dovich近似に基づいて長い間認識されてきました。あまり知られていないのは、対応するガウス密度とポテンシャル場が単に空間的に一貫性のない構造化されていないランダム場として表示されているにもかかわらず、ウェブ状の空間パターンが原初の潮汐および変形固有値場ですでに認識可能であることです。さらに、宇宙における構造形成の完全な位相空間評価の背景に対して、コースティックスケルトン理論は、宇宙ウェブの非線形進化の完全に分析的な枠組みを必要とします。変形固有値と固有ベクトルによって完全に指定された、暗黒物質シートの折り畳みと出現するコースティック特異点について説明します。最後に、潮汐テンソル固有値は非常に重要であり、その分布を理解することは、結果として生じる回転と向きを予測する上で重要です。現在の研究は、2次元ガウス確率場に適用され、今後の研究で3次元解析に一般化される予定です。
インフレーション中に核形成された球状ドメイン壁からの曲率摂動の強化
| Title |
Enhanced_curvature_perturbations_from_spherical_domain_walls_nucleated_during_inflation |
| Authors |
Zhen-Min_Zeng,_Jing_Liu,_Zong-Kuan_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07230 |
マルチフィールドインフレーションモデルにおける量子トンネリングを介して核形成された球状ドメインウォール（DW）と、これらのDWの不均一な分布によって引き起こされる曲率摂動を調査します。インフレーション中にDWのユークリッド作用$S_{E}$が時間とともに変化し、$S_{E}$が最小値に達したときにほとんどのDWが核生成し、DWの半径がほぼ同じである場合を考えます。インフレーション後にハッブル地平線スケールがDW半径を超えると、DWは消滅し始め、そのエネルギーを背景放射に放出します。核生成プロセスのランダムな性質のため、DWの統計はポアソン型であり、曲率摂動のパワースペクトルには特徴的な勾配があります${\calP}_{\calR}(k)\proptok^{3}$。${\calP}_{\calR}(k)$の振幅は消滅時のDWの張力と存在量に依存し、ピークモードはDWの平均分離に依存します。また、マルチバンド重力波検出器で観測されると予想される曲率摂動の予測から、スカラー誘起重力波のエネルギースペクトルを数値的に取得します。
Modified Gravity における銀河の 3 点相関関数について
次世代の銀河調査は、宇宙の大規模構造の非常に正確な測定を提供し、宇宙規模での重力のより厳密なテストを可能にします。高次統計は、物質分野の非ガウス性を研究し、修正された重力と他の物理的または厄介なパラメーターとの間の縮退を打破するための貴重なツールです。ただし、これらの相関関係の動作を第一原理から理解することは、一般相対性理論(GR)からの逸脱と、この作業の目的を特徴付けるために不可欠です。この作業は、偏ったトレーサーに関する標準摂動理論の現代的なアイデアを使用して、スケール依存の重力強度を持つ修正重力モデルのツリーレベルで3点相関関数(3PCF)を特徴付け、その理論を2つの特定のモデル($f(R)$およびDGP)は、カメレオンおよびヴァインシュタインのスクリーニングメカニズムの代表です。さらに、多重極分解を使用します。これは、データから信号を抽出するアルゴリズムを高速化するだけでなく、GR偏差の視覚化と特徴付けにも役立ちます。
検出可能性の限界を押し広げる: 強い重力レンズからの混合暗黒物質
| Title |
Pushing_the_Limits_of_Detectability:_Mixed_Dark_Matter_from_Strong_Gravitational_Lenses |
| Authors |
Ryan_E._Keeley_and_Anna_M._Nierenberg_and_Daniel_Gilman_and_Simon_Birrer_and_Andrew_Benson_and_Tommaso_Treu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07265 |
ダークマターについて知られていることを前進させるためのフロンティアの1つは、強力な重力レンズを使用して、最小のダークマターハローの集団を特徴付けることにあります。強い重力レンズ画像には大量の情報があります。私たちが答えようとしている問題は、この情報をどこまで絞り込めるかということです。この目的のために、強力な重力レンズ画像からの異常フラックス比法を使用して、暖かい暗黒物質と冷たい暗黒物質の混合シナリオの検出可能性を予測します。混合暗黒物質シナリオのハロー質量関数は、冷たい暗黒物質に比べて抑制されていますが、それでもなお、暖かい暗黒物質に比べて多数の低質量の暗黒物質のハローを予測しています。強力なレンズ信号は暗黒物質のハロー質量の範囲にわたる畳み込みであるため、信号は暗黒物質のハローの特定の構成に敏感であるため、ハロー質量関数だけでなく、ハロー質量関数のさまざまな形式の抑制間の縮退、冷たい暗黒物質に比べて、発生する可能性があります。主偏向器の構成が異なり、したがってハロー質量関数のさまざまな質量範囲に対する感度が異なる一連のレンズを使用すると、暖かいダークマターモデルと混合ダークマターの間でハロー質量関数のさまざまな形式の抑制が見られます。物質モデルは、ベイジアンオッズが29.4:1の40ドルのレンズで区別できます。
宇宙論データベースを記述するための半モデル非依存のアプローチ
データベースをモデル化するためのモデルに依存しない、またはノンパラメトリックなアプローチは、宇宙論で広く使用されています。これらのシナリオでは、データは基になる機能を再構築するために直接使用されています。この作業では、タスクを実行するための新しい半モデル非依存の方法を紹介します。新しいアプローチは、以前の方法のいくつかの欠点を取り除くだけでなく、いくつかの顕著な利点もあります。よく知られているガウス線形モデルをニューラルネットワークと組み合わせて、任意の関数を再構成する手順を紹介します。このシナリオでは、ニューラルネットワークはいくつかの任意の基底関数を生成し、その後ガウス線形モデルに供給されます。自由パラメーターの事前分布が与えられた場合、ガウス線形モデルは、事後分布とベイズ証拠の近似形式を提供します。さらに、他の方法とは異なり、不確実性を計算するのは簡単です。
LOFAR 2 メートル スカイ サーベイのファラデー回転測定グリッド: データ リリース 2
| Title |
The_Faraday_Rotation_Measure_Grid_of_the_LOFAR_Two-metre_Sky_Survey:_Data_Release_2 |
| Authors |
S._P._O'Sullivan,_T._W._Shimwell,_M._J._Hardcastle,_C._Tasse,_G._Heald,_E._Carretti,_M._Br\"uggen,_V._Vacca,_C._Sobey,_C._L._Van_Eck,_C._Horellou,_R._Beck,_M._Bilicki,_S._Bourke,_A._Botteon,_J._H._Croston,_A._Drabent,_K._Duncan,_V._Heesen,_S._Ideguchi,_M._Kirwan,_L._Lawlor,_B._Mingo,_B._Nikiel-Wroczy\'nski,_J._Piotrowska,_A._M._M._Scaife,_R._J._van_Weeren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07697 |
ファラデー回転測定(RM)カタログ、またはRMグリッドは、宇宙磁気の研究にとって貴重なリソースです。LOFAR2メートルスカイサーベイ(LoTSS)からの2番目のデータリリース(DR2)を使用して、5720deg$^{2}$の空(偏波源に対応)にわたる2461の銀河外高精度RM値のカタログを作成しました。$\sim$0.43deg$^{-2}$の面数密度)。直線偏光とRM特性は、チャネル帯域幅97.6kHzで120～168MHzの周波数範囲にわたって20インチの角度分解能でStokes$Q$および$U$チャネル画像からRM合成を使用して導出されました。全強度光源($>1$mJybeam$^{-1}$)のうち偏光されていることが判明した割合は、$\sim$0.2%でした。検出閾値の中央値は0.6mJybeam$^{-1}$($8\sigma_{QU}$)で、RMの不確実性の中央値は0.06radm$^{-2}$でした(ただし、系統的な不確実性は最大0.3radm$^{-2}$は、電離層RM補正後に可能です)。検出された光源の偏光度の中央値は1.8%で、範囲は0.05%から31%です。cm波長のRMとの比較は、LoTSS検出におけるファラデーの複雑さが最小限であることを示しており、RMグリッド研究の理想的な情報源となっています。ソースの88%でホスト銀河の同定が得られ、79%で赤方偏移(測光と分光の両方)が得られ、赤方偏移の中央値は0.6でした。現在のカタログは、完全性よりも信頼性に重点が置かれており、LoTSSRMGridの将来のバージョンでは、面数密度が高くなると予想されます。さらに、25のパルサーが特定されましたが、これは主に高度の直線偏光によって確認されました。
ノコギリ結合による膨張ヘリカル磁場
強い結合や大きな反作用の影響を受けないモデルを考慮することにより、インフレーション中のヘリカル磁場の生成を研究します。ゲージ不変量$F_{\mu\nu}F^{\mu\nu}$と$F_{\mu\nu}{\tilde{F}}^{\mu\nu}$を時間依存関数$I$に変換し、インフレ時に急激に遷移します。磁気パワースペクトルは、遷移まではスケール不変であり、その後は非常にブルーシフトします。ヘリカル磁場のその後の進化は、磁気流体力学的プロセスにさらされ、断熱崩壊後に発生するコヒーレンス長よりもはるかに大きなコヒーレンス長になります。スケール不変の二次重力は、モデルをテストするための適切なフレームワークであり、自然な物理的解釈を提供します。ブレーザー観測から得られた銀河間媒体の磁場の下限と一致する値で、完全にらせん状の磁場が生成されることを示します。このモデルは、以前の研究で発見されたものとは対照的に、インフレーションの大規模/中規模のエネルギースケールでも成り立ちます。
系外惑星集団の質量と半径の関係を再検討する: 機械学習の洞察
| Title |
Revisiting_mass-radius_relationships_for_exoplanet_populations:_a_machine_learning_insight |
| Authors |
Mahdiyar_Mousavi-Sadr,_Davood_M._Jassur,_Ghassem_Gozaliasl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07143 |
系外惑星の発見数の増加と機械学習技術の進歩により、太陽系を超えたこれらの新しい世界の特徴を見つけ、探索し、理解することができます。762の確認された太陽系外惑星と8つの太陽系惑星のデータセットを、効率的な機械学習アプローチを使用して分析し、それらの基本的な量を特徴付けます。異なる教師なしクラスタリングアルゴリズムを採用することにより、データは2つの主要なクラスに分割されます。$をクラス1として、$\logR_{p}>0.91R_{\oplus}$および$\logM_{p}>1.72M_{\oplus}$をクラス2として使用します。さまざまな回帰モデルを使用して、相関関係を明らかにします。物理パラメータ間のパフォーマンスを評価します。惑星の質量、軌道周期、および星の質量が、系外惑星の半径を予測する上で重要な役割を果たすことがわかりました。検証指標(RMSE、MAE、および$R^{2}$)は、サポートベクター回帰が他のモデルよりも概して優れたパフォーマンスを持ち、惑星半径を取得するための有望なモデルであることを示唆しています。対数空間での予測精度を向上させるだけでなく、M5Pおよびマルコフ連鎖モンテカルロ法を使用してパラメトリック方程式を導出します。クラス1の惑星は、正の線形質量半径関係と一致することが示されていますが、クラス2の惑星では、惑星半径はホスト星の質量との強い相関関係を表しています。
一般的な惑星モデルの粘弾性ラブ数の計算について: \texttt{ALMA${}^3$} コード
| Title |
On_computing_viscoelastic_Love_numbers_for_general_planetary_models:_the_\texttt{ALMA${}^3$}_code |
| Authors |
Daniele_Melini,_Christelle_Saliby,_Giorgio_Spada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07351 |
球対称自己重力粘弾性地球のラブ数の計算は、グローバル地球力学の古典的な問題です。ここでは、非圧縮性惑星体の静的限界における負荷と潮汐ラブ数の数値評価の問題を再検討し、{従来の粘弾性法線モード法に代わるものとして、ポストウィダーの公式に基づくラプラス逆変換スキームを採用します。また、同じフレームワーク内で、惑星の潮汐変形の研究で最も重要な、周期的な強制力への応答を記述する複素数値で周波数依存のラブ数も考慮します。さらに、表面荷重の変動に応じて測地信号をモデル化するのに適したラブ数の時間微分を数値的に取得します。現実的なレオロジープロファイルを採用している地球と惑星について、時間と周波数に依存するラブナンバーが評価される多くの例が示されています。数値解法スキームは、ALMA${}^3$(plAnetaryLovenuMberscAlculator、バージョン3)に実装されています。これは、さまざまなレオロジーを持つ放射状に層状になった惑星体のLove数を計算する、アップグレードされたオープンソースのFortran90プログラムです。AndradeやBurgersのような一時的な法律を含みます.
ヒルダ群軌道要素近似の追加結果
軌道要素の摂動の振幅と周期の定量的特徴付けは、特に共鳴付近での運動の場合に、マイナーボディのダイナミクスを理解するのに役立ちます。この研究の主な目的は、数値積分の結果による軌道要素近似の新しい方法を提示することです。組み合わせ周波数の摂動による小体の軌道要素の近似を開発します。近似では、標準誤差の最小値の基準を使用します。その結果、木星との3:2平均運動共鳴におけるヒルダ群の選択されたメンバーの軌道要素の近似値が得られます。
HD 172555 の CHEOPS ライトカーブにおけるエキソ彗星トランジットのヒント
| Title |
Hint_of_an_exocomet_transit_in_the_CHEOPS_lightcurve_of_HD_172555 |
| Authors |
F._Kiefer,_V._Van_Grootel,_A._Lecavelier_des_Etangs,_Gy._M._Szab\'o,_A._Brandeker,_C._Broeg,_A._Collier_Cameron,_A._Deline,_G._Olofsson,_T._G._Wilson,_S._G._Sousa,_D._Gandolfi,_G._H\'ebrard,_Y._Alibert,_R._Alonso,_G._Anglada,_T._B\'arczy,_D._Barrado,_S._C._C._Barros,_W._Baumjohann,_M._Beck,_T._Beck,_W._Benz,_N._Billot,_X._Bonfils,_J._Cabrera,_S._Charnoz,_Sz._Csizmadia,_M._B._Davies,_M._Deleuil,_L._Delrez,_O._D._S._Demangeon,_B.-O._Demory,_D._Ehrenreich,_A._Erikson,_A._Fortier,_L._Fossati,_M._Fridlund,_M._Gillon,_M._G\"udel,_K._Heng,_S._Hoyer,_K._G._Isaak,_L._L._Kiss,_J._Laskar,_M._Lendl,_C._Lovis,_D._Magrin,_P._F._L._Maxted,_M._Munari,_V._Nascimbeni,_R._Ottensamer,_I._Pagano,_E._Pall\'e,_G._Peter,_D._Piazza,_G._Piotto,_D._Pollacco,_D._Queloz,_R._Ragazzoni,_N._Rando,_F._Ratti,_H._Rauer,_C._Reimers,_I._Ribas,_N._C._Santos,_G._Scandariato,_D._S\'egransan,_A._E._Simon,_A._M._S._Smith,_M._Steller,_N._Thomas,_S._Udry,_I._Walter,_N._A._Walton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07418 |
HD$\,$172555は若い($\sim$20$\,$Myr)A7V星で、10$\,$au幅の破片円盤に囲まれています。大きな微惑星間の衝突によって部分的に補充されたと考えられています。小さな蒸発通過天体であるエキソコメッツも、分光法によってこの星系で検出されています。$\beta\,$Pictorisの後、これはおそらく微惑星の激しい爆撃の段階を目の当たりにしているシステムの別の例です。そのようなシステムでは、小さな体がダイナミックな進化プロセスをたどります。トランジットフォトメトリーを使用して、ダスト含有量を制限することを目指しています。数時間の典型的な予想持続時間でエキソコメッツの浅いトランジットを検出するために、CHEOPS宇宙望遠鏡でHD$\,$172555の2日間にわたる測光モニタリングを実行しました。ライトカーブの大きな振動は、HD$\,$172555が$\delta\,$Scuti脈動星であることを示しています。これらの支配的な振動を取り除くと、一時的な吸収のヒントが見つかります。外彗星トランジットモデルを当てはめた場合、これは、半径$6.8\pm1.4\,$R$_\star$(または$0.05\pm0.01\,$au)の距離で星の近くを通過する蒸発体に対応します。2.5キロ。これらの特性は、分光法を使用してこの星系で既に発見されているエキソコメッツや、$\beta\,$Pic星系で発見されているものに匹敵します。太陽系の木星系彗星の核は、半径が2-6$\,$kmで、サイズも同等です。これは、HD$\,$172555の若い星系における太陽系外彗星測光トランジット検出の最初の証拠です。
結晶化する地球マグマオーシャンの酸化還元進化と大気ガス放出への影響
| Title |
Redox_evolution_of_the_crystallizing_terrestrial_magma_ocean_and_its_influence_on_atmosphere_outgassing |
| Authors |
Maxime_Maurice,_Rajdeep_Dasgupta_and_Pedram_Hassanzadeh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07505 |
マグマの海は、地球型惑星のマントルの大規模な融解のエピソードです。月を形成する衝突によってもたらされたエネルギーは、若い地球に深いマグマの海を引き起こしました。これは、コアとマントルの平衡の最後のエピソードに対応しています。このマグマの海の結晶化は、地球のマントルに最初に存在した揮発性物質のガス放出を引き起こし、その結果、二次大気が形成されました。ガス放出の間、マグマの海は、ケイ酸塩溶融物中の第一鉄と第二鉄の酸化物の間の平衡によって設定される酸素フガシティーを介して、大気の化学バッファーとして機能します。マグマオーシャン凝固中の酸素フガシティーの進化を追跡することにより、C-O-H大気の進化する組成をモデル化します。大気組成を使用して、その熱構造と放射束を計算します。これにより、地球のマグマオーシャンの寿命を計算することができます。結晶化すると、マグマオーシャンは穏やかな還元状態から高度に酸化された酸化還元状態に進化し、それによってCOとH2が優勢な大気からCO2とH2Oが優勢な大気に移行することがわかります。マグマオーシャンの結晶化の全体的な期間は、主にマントルのバルクH含有量に依存し、最大9地球の水海のHの価値に対して150万年未満のままであることを発見しました。私たちのモデルはまた、還元された大気がより低く放出することを示唆しています。還元された種の温室効果が低いにもかかわらず、酸化されたものよりも赤外線放射が大きく、前者の場合はマグマオーシャンの寿命が長くなります。地球の深部マグマ海用に開発されましたが、このフレームワークは、不安定な予算に応じて、すべての地球型惑星と太陽系外惑星のマグマ海に適用されます。
軌道整列制約を使用した、ケンタウルス座 A の矮小銀河の衛星面メンバーシップの分類
| Title |
Classifying_the_satellite_plane_membership_of_Centaurus_A's_dwarf_galaxies_using_orbital_alignment_constraints |
| Authors |
Kosuke_Jamie_Kanehisa,_Marcel_S._Pawlowski,_Oliver_M\"uller,_Sangmo_Tony_Sohn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07113 |
ケンタウルス座Aの周りの衛星銀河の平坦化された、おそらく共回転面は、偶然の整列以上のものであるとすれば、よく研究された天の川とM31面と、構造形成の$\Lambda$CDMモデルとの間の既存の緊張に追加されます。.ケンタウルスA衛星飛行機(CASP)が回転可能にサポートされている可能性があることが最近報告されましたが、システムの運動学をさらに理解することは、完全な3次元速度がなければとらえどころのないものです。ケンタウルスA平面を回転安定させる27の衛星の横速度を制約し、衛星の可能な軌道がCASPと一致するかどうかによって分類します。5つの衛星が飛行機に参加する可能性が低いと特定されており、そのうち2つは明らかに非メンバーです.以前に報告された共通の共回転運動を示唆する視線速度傾向にもかかわらず、22の潜在的なCASPメンバーのうち17は、可能な運動学の全範囲内で、および軌道を範囲内のものに制限する場合の両方で、いずれかの軌道方向と一致しています。飛行機。一方、CASPメンバーシップと矛盾することが判明した5つのオフプレーン衛星を無視すると、CASPの視線速度傾向の重要性が5倍になります。私たちの結果は、ケンタウルスAハローのさまざまな質量推定値と、球形または三軸のNFWポテンシャルのいずれかの採用で堅牢です。
暗黒の偶然: 屈折重力と MOND による小規模ソリューション
一般相対性理論とそのニュートンの弱磁場極限は、大規模構造の形成から銀河のダイナミクスまで、バリオン物質のみが存在する宇宙で観測された現象論を説明するには不十分です。最も研究されている宇宙論モデルである$\Lambda$CDMは、宇宙の質量エネルギー収支の$\sim$95%に相当する2つの暗黒成分、暗黒エネルギーと暗黒物質を導入することで観測の大部分を説明しています。それにもかかわらず、$\Lambda$CDMモデルは、銀河の規模で重要な課題に直面しています。たとえば、円盤銀河の暗黒物質とバリオン物質の性質の間には非常に密接な関係があります。たとえば、バリオンタリーフィッシャー関係(BTFR)、質量不一致-加速度関係(MDAR)、および動径加速度関係(RAR)などです。加速スケール$a_0\simeq1.2\times10^{-10}$ms$^{-2}$の出現を見るが、CDMパラダイムでは直感的に説明できず、宇宙構造は確率的合体プロセスを通じて形成されます。さらに顕著な一致は、銀河のダイナミクスから現れる加速度スケール$a_0$も宇宙定数$\Lambda$に関連しているように見えるという事実によるものです。別の課題は、矮小銀河によって提供されます。これらの銀河は、最も内側の領域で予想されるものよりも暗いです。これらの証拠は、暗い流体を導入しない修正された重力理論によって、より自然に説明され、時には予測されることさえあります。$a_0$より小さい加速度に対してニュートン重力から逸脱する修正重力理論MONDと、2016年に導入された新しい古典的な重力理論である屈折重力を使用して、これらの問題の可能な解決策を示します。代わりに、重力は密度スケールによって規制されます。
Arkenstone I: 宇宙論的シミュレーションで高比エネルギー流出をロバストに捕捉するための新しい方法
| Title |
Arkenstone_I:_A_Novel_Method_for_Robustly_Capturing_High_Specific_Energy_Outflows_In_Cosmological_Simulations |
| Authors |
Matthew_C._Smith,_Drummond_B._Fielding,_Greg_L._Bryan,_Chang-Goo_Kim,_Eve_C._Ostriker,_Rachel_S._Somerville,_Jonathan_Stern,_Kung-Yi_Su,_Rainer_Weinberger,_Chia-Yu_Hu,_John_C._Forbes,_Lars_Hernquist,_Blakesley_Burkhart_and_Yuan_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07116 |
Arkenstoneは、粗い解像度の宇宙論的シミュレーションに含めるために設計された、多相の恒星フィードバック駆動銀河風の新しいモデルです。このシリーズの最初の論文では、Arkenstoneが高比エネルギーの風成分を適切に処理できるようにする機能について説明し、Arepoコードを使用して現実的なCGMを持つ銀河の理想化された非宇宙論的シミュレーションを使用してそれらを実証します。質量負荷の低い高温で高速の気相が、多相流出のエネルギー量を支配すると予測されています。現実的な計算コストで宇宙論的銀河の形成に関与する空間スケールの巨大なダイナミックレンジを処理するために、宇宙論的ボリュームシミュレーションでは、通常、ラグランジュコードを使用するか、準ラグランジュリファインメント戦略による適応メッシュリファインメントを使用します。ただし、人工的なバースト性を招くことなく、ラグランジュスキームに高比エネルギーの風を注入することは困難です。さらに、このタイプの流れに固有の密度が低いため、空間分解能が低下します。Arkenstoneは、エネルギーをISM/CGM遷移領域に結合するための新しいスキームでこれらの問題に対処し、風の基部で必要なレベルの改良も提供します。私たちの改善がない場合、高温で高速な流出の音点付近の空間分解能が低いと、風が伝播するにつれてガスの加速が過小評価されることがわかります。低比エネルギー風と高比エネルギー風が銀河のSFRを調節するさまざまなメカニズムを調べます。今後の作業では、Arkenstoneモデルの他の側面を示します。
銀河形成の経験的モデルを用いた矮小領域における星とハローの質量関係の予測 EMERGE
| Title |
Predictions_on_the_stellar-to-halo_mass_relation_in_the_dwarf_regime_using_the_empirical_model_for_galaxy_formation_EMERGE |
| Authors |
Joseph_A._O'Leary,_Ulrich_P._Steinwandel,_Benjamin_P._Moster,_Nicolas_Martin,_Thorsten_Naab |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07122 |
銀河の形成を研究する際の主な目標の1つは、宇宙の発光成分である銀河が、暗黒物質ハローの重力崩壊によって支配される構造の成長にどのように関係しているかを理解することです。恒星とハローの質量関係は、銀河が暗黒物質のハローをどのように占めているか、またそれが星形成の歴史に何をもたらすかを調べます。星とハローの質量関係に制約を課して、星の質量を対数にできる最初の自己矛盾のない経験的モデルを提供します$\log_{10}(m^*/\mathrm{M}_{\odot})\leq5.0$モデルをLocalGroupdwarfデータに直接当てはめます。これは、再電離の効果を模倣することにより、後期形成の低質量ハローの銀河成長にペナルティを課すことによって達成されます。このプロセスは、恒星の固定質量でのハローピーク質量$M^{\mathrm{peak}}_{h}$の散乱を変えることで、銀河の数密度を調節するのに役立ちます。$z$消光メカニズム。私たちの結果は、以前に確立された二重べき法則の恒星とハローの質量関係を拡張して、$\log_{10}(M^{\mathrm{peak}}_{\mathrm{h}}/\mathrm{M}_{\odot})\gtrsim10.0$.さらに、$\log_{10}(M^{\mathrm{peak}}_{\mathrm{h}}/\mathrm{M}_{\odot})\lesssim9.3$by$zでハローを示します。=4$が$\log_{10}(m^*/\mathrm{M}_{\odot})>5.0$の銀河をホストする可能性は低い.
GLASS-JWST の初期結果。 XXI: C/O 存在量から明らかになった z=6.23 での銀河の急速な集合
| Title |
Early_Results_from_GLASS-JWST._XXI:_Rapid_assembly_of_a_galaxy_at_z=6.23_revealed_by_its_C/O_abundance |
| Authors |
Tucker_Jones,_Ryan_Sanders,_Yuguang_Chen,_Xin_Wang,_Takahiro_Morishita,_Guido_Roberts-Borsani,_Tommaso_Treu,_Alan_Dressler,_Emiliano_Merlin,_Diego_Paris,_Paola_Santini,_Pietro_Bergamini,_Erin_Huntzinger,_Themiya_Nanayakkara,_Kristan_Boyett,_Marusa_Bradac,_Gabriel_Brammer,_Antonello_Calabro,_Karl_Glazebrook,_Kathryn_Grasha,_Sara_Mascia,_Laura_Pentericci,_Michele_Trenti,_Benedetta_Vulcani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07126 |
酸素に対する炭素の存在量(C/O)は、初期宇宙における星形成の歴史の有望なプローブであり、これらの元素は異なる時間スケールで生成されます。一部として観測された$z=6.23$銀河の$\log{\mathrm{(C/O)}}=-1.01\pm0.12$(stat)$\pm0.10$(sys)の測定値を提示しますGLASS-JWSTEarlyReleaseScienceProgramの特に、JWST/NIRSpecによって提供される静止フレーム紫外OIII]、CIII]、およびCIV輝線の検出のおかげで、優れた精度を実現しています。C/O存在量は、太陽の値よりも$\sim$0.8dex低く、コア崩壊超新星からの予想収量と一致しており、中質量星からの炭素濃縮は無視できることを示しています。これは、ビッグバンから$\sim$9億年後に見られる銀河で、年齢が$\lesssim$100Myrの若い恒星集団が急速に増加していることを意味します。私たちの化学量分析は、JWST/NIRCam測光データのスペクトルエネルギー分布モデリングと一致しており、現在の星の質量$\log\,\mathrm{M}_*/\mathrm{Msun}=8.4^{+0.4}_を示しています。{-0.2}$と特定の星形成率sSFR$\simeq20$Gyr$^{-1}$.これらの結果は、特に銀河集合の初期段階を研究するための化学的存在量とC/Oの価値を示しています。
EAGLE、Illustris、および IllustrisTNG からのシミュレートされた銀河の内部金属量分布 (ガンマ線バースト
ホストによってプローブされた z=1.8-4)
| Title |
The_internal_metallicity_distributions_of_simulated_galaxies_from_EAGLE,_Illustris,_and_IllustrisTNG_at_z=1.8-4_as_probed_by_Gamma_Ray_Burst_hosts |
| Authors |
Benjamin_Metha,_Michele_Trenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07131 |
大質量星はロングガンマレイバースト(GRB)の前駆体であると考えられており、金属量の少ない前駆体を好む傾向がある可能性が最も高いです。銀河は全体を通して一定の金属量を持っていないため、GRB残光分光法から推定された視線吸収金属量と、輝線診断から得られたホスト銀河全体の金属量の組み合わせは、GRB前駆体のバイアス関数の両方を調べる強力な方法を表しています。星形成領域全体の化学的不均一性。この研究では、Illustris、EAGLE、およびIllustrisTNGの3つの異なる流体力学的宇宙論シミュレーションを使用して、ZabsとZemの関係を予測します。放出と吸収の金属量を関連付ける曲線の定性的形状は同じままですが、これら2つの観測量間の予測される関係は、シミュレーション間で大きく異なることがわかります。ZabsとZemの両方が測定されたGRB121024Aのホスト銀河のデータを使用して、宇宙の正午に星形成銀河内で最も現実的な内部金属量分布を生成するというIllustrisシミュレーションの限界的なサポートを見つけます。全体として、すべてのシミュレーションは、GRBホスト銀河集団の大部分について同様の特性を予測しますが、観測の十分に大きなサンプルが利用可能な場合(つまり、平均でN>11)。近い将来、実質的な進歩が期待されており、残光スペクトルからの吸収金属性が存在する10個のGRBホスト銀河のJWST/NIRspec観測が近づいています。
| Title |
A_Framework_for_Modeling_Polycyclic_Aromatic_Hydrocarbon_Emission_in_Galaxy_Evolution_Simulations |
| Authors |
Desika_Narayanan,_J.D._Smith,_Brandon_Hensley,_Qi_Li,_Chia-Yu_Hu,_Karin_Sandstrom,_Paul_Torrey,_Mark_Vogelsberger,_Federico_Marinacci_and_Laura_Sales |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07136 |
銀河進化シミュレーションにおける多環芳香族炭化水素(PAH)からの中赤外放射をシミュレートするための新しい方法論を提示します。これを行うために、PAH放出機能の理論モデルを、さまざまな星間放射場、粒子サイズ分布、およびイオン化状態に応答する際に、流体力学的銀河シミュレーションにおけるダスト進化の新しいオンザフライモデルと組み合わせます。これらのモデルを密輸物理フレームワーク内の3つの理想化されたアレポ銀河の進化シミュレーションに適用します。これらのシミュレーションを使用して、天の川銀河、矮小銀河、およびスターバーストディスクの理想化された類似体における銀河のPAH質量と光度の蓄積を調査する数値実験を開発します。主な結果は次のとおりです。高い特定の星形成率を持つ銀河は、単位質量あたりのフィードバックエネルギーが増加し、塵の粒子を効率的に粉砕して、極小粒子の割合を高めることができます。同時に、私たちのモデルでは、単位ガス密度あたりの大きな放射場が脂肪族粒子を芳香族化合物に変換します。PAH(q_PAH)の形のダスト粒子の割合は、これらのプロセスの結果として理解することができます。私たちのモデルでは、PAHは主に、小さな粒子の成長ではなく、大きな粒子の星間プロセス(粉砕)から形成されます。銀河のPAHバンドの光度を駆動するプロセスの複雑な相互作用を完全に調査するには、宇宙論的シミュレーションが必要ですが、放射場の硬度が、総統合PAH光度の設定において、粒子サイズ分布の変動よりも大きな役割を果たすことがわかりました。最後に、機能PAH強度のバリエーションを強調し、一定の機能強度比を持つ放出テンプレートの使用に対して警告します。
ローカル コンプトン シン AGN のサンプルにおける水素カラム密度の変動
| Title |
Hydrogen_Column_Density_Variability_in_a_Sample_of_Local_Compton-Thin_AGN |
| Authors |
N._Torres-Alb\`a,_S._Marchesi,_X._Zhao,_I._Cox,_A._Pizzetti,_M._Ajello_and_R._Silver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07138 |
100ヶ月のBATカタログから選択された12個の変数、コンプトン薄、局所(z<0.1)活動銀河核(AGN)のセットのマルチエポック観測の分析を提示します。\chandra、\xmm、および\nustarから入手可能なすべてのX線データを分析し、合計53個の個別の観測結果を追加します。これは、ソースごとに3～7回の観測に相当し、数日から$\sim20$~yrの間の変動のタイムスケールを調べます。すべてのソースには、少なくとも1つの\n星観測があり、高エネルギーのカバレッジが保証されています。これにより、X線スペクトルの視線成分と反射成分を解きほぐすことができます。ソースごとに、物理トーラスモデル\myt、\bor、および\uxcを使用して、利用可能なすべてのスペクトルを同時にモデル化します。同時フィッティングと高エネルギーカバレッジにより、トーラスカバーファクター、傾斜角、平均カラム密度などのトーラスパラメーターに厳しい制約を課すことができます。また、個々の観測値ごとに視線列密度($N_{\rmH}$)を推定します。12のソースの中で、明確な見通し線$N_{\rmH}$変動性を5つ、非変動性を5つ検出し、そのうちの2つは固有光度と$N_{\rmH}$変動。見通し線$N_{\rmH}$(またはオブスキュラーの$N_{\rmH}$)の平均値とトーラスの平均$N_{\rmH}$の間に大きな違いが見られます(またはリフレクタの$N_{\rmH}$)、各ソースに対して、$\sim2$から$>100$の間の係数で。吸収体と反射体の間の物理的な切断を示唆するこの動作は、$N_{\rmH}$変動性を示すソースではより極端です。$N_{\rmH}$-variableAGNは、非変数の対応物よりも大きなオブスキュレーションとより広い雲分布を示す傾向があります。オブスキュレーションの大きな変化は長い時間スケールでのみ発生することを観察し、これを使用してトーラスの雲のサイズに暫定的な下限を設定します。
活動銀河核の $N_H$ 変動を予測する簡単な方法
| Title |
A_Simple_Method_for_Predicting_$N_H$_Variability_in_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Isaiah_Cox_(1),_Nuria_Torres-Alba_(1),_Stefano_Marchesi_(1_and_2),_Xiurui_Zhao_(3),_Marco_Ajello_(1),_Andrealuna_Pizzetti_(1)_and_Ross_Silver_(1)_((1)_Clemson_University,_(2)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Bologna,_(3)_Center_for_Astrophysics,_Harvard-Smithsonian) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07142 |
活動銀河核(AGN)の統一モデルには、タイプIとタイプIIのAGNの違いを傾斜角の効果として説明するためのトロイダル覆い隠し構造が含まれています。このトロイダル構造は、視線方向の列密度$N_{H}$が多くの情報源で時間とともに変化することが観察されているため、「塊状」であると考えられています。硬度比の変動を使用して、AGNがさまざまな観測で$N_H$変動を経験するかどうかを予測する新しい方法を提示します。$N_H$の変化によって最も影響を受けるエネルギーに敏感になるように選択されたハードバンドとソフトバンドの2つのセットを定義します。複数の観測値を持つ12のソースのサンプルでチャンドラとXMM-Newton観測値のこれらの比率を計算し、この方法の予測をスペクトルフィッティングから得られた$N_H$値と比較します。この作業で提案された方法は、変動性研究のソースを事前に選択するのに効果的であることがわかりました。
運動学的に整列していないガスを含む銀河でのブラック ホール活動の増加
| Title |
An_increase_in_black_hole_activity_in_galaxies_with_kinematically_misaligned_gas |
| Authors |
Sandra_I._Raimundo,_Matthew_Malkan_and_Marianne_Vestergaard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07155 |
銀河の合体や銀河のすぐ近くの環境からのガスの降着などの外部降着イベントは、ガスと星の運動学の間に大きなずれを引き起こす可能性があります。数値シミュレーションは、不整列な構造が銀河の核へのガスの流入と、中心の超大質量ブラックホールによるガスの降着を促進する可能性があることを示唆しています。電離ガスと星の運動学的角度の間に強いずれがある銀河は、ガスと星の回転が整列している銀河よりも活動的なブラックホールの観測割合が高いことを初めて示しました。ブラックホールの活動の増加は、不整列構造の形成および/または存在のプロセスが、活動中の超大質量ブラックホールの燃料供給と関連していることを示唆しています。
Arp 220: 核円盤の外側にほとんど星が形成されていないスターバースト後の銀河
| Title |
Arp_220:_A_Post-Starburst_Galaxy_With_Little_Star_Formation_Outside_of_It's_Nuclear_Disks |
| Authors |
R._Chandar,_M._Caputo,_S._Linden,_A._Mok,_B._C._Whitmore,_D._Calzetti,_D._M._Elmegreen,_J._C._Lee,_L._Ubeda,_R._White,_and_D._O._Cook |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07180 |
超高輝度赤外線銀河Arp220は、周辺にあるいくつかの潮汐構造と、極端な星形成の証拠を示し、少なくとも1つのAGNをホストする2つの非常にコンパクトでほこりの多い核との後期合体です。ハッブル宇宙望遠鏡によって撮影された新しいアーカイブの高解像度画像は、Arp220の構造、塵、星団の最先端のビューを提供します。Halpha放射の約90%が衝撃から発生することがわかります。核円盤がPbeta放出を支配している間、西側核のAGNから発生する電離気泡。4つの非常に若い(~3-6Myr)しかし質量が小さい(<10^4Msun)クラスターが、原子核から数秒以内のHalphaで検出されますが、線放射の1%未満しか生成しません。Arp220のどこにでも1億年よりも若い大規模な星団が存在するという証拠はほとんど見られません。~3-12Msun/年。約1億年前、核円盤を除くあらゆる場所で、星の形成が突然停止しました。ごく最近の弱い星形成のちらつきにより、4つの若い低質量星団が生成されましたが、銀河の残りの部分はスターバースト後の状態のままであったようです。銀河団の年齢は、銀河の西側の潮汐構造が東側のものよりも古いことを示していますが、すべてが星形成の停止よりも前のものであるように見えます。Arp220は、ほとんどのシステムが過去1億年前からスターバースト後の状態にあり、検出されたHalpha放射は光ではなく衝撃から生じているため、「ショックを受けたスターバースト後の銀河」またはSPOGに期待される多くの特徴を持っています。イオン化ガス。
ABYSS I: SDSS-V における APOGEE & BOSS ヤングスター調査のターゲティング戦略
| Title |
ABYSS_I:_Targeting_strategy_for_APOGEE_&_BOSS_young_star_survey_in_SDSS-V |
| Authors |
Marina_Kounkel,_Eleonora_Zari,_Kevin_Covey,_Andrew_Tkachenko,_Carlos_Rom\'an_Z\'u\~niga,_Keivan_Stassun,_Amelia_M._Stutz,_Guy_Stringfellow,_Alexandre_Roman-Lopes,_Jes\'us_Hern\'andez,_Karla_Pe\~na_Ram\'irez,_Amelia_Bayo,_Jinyoung_Serena_Kim,_Lyra_Cao,_Scott_J._Wolk,_Juna_Kollmeier,_Ricardo_L\'opez-Valdivia,_B\'arbara_Rojas-Ayala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07186 |
スローンデジタルスカイサーベイ(SDSS-V)の5回目の反復は、天の川全体のすべての年齢と質量の$\sim$500万ドルの星の光学および近赤外線スペクトルを取得するように設定されています。これらの取り組みの一環として、APOGEE&BOSSYoungStarSurvey(ABYSS)は、年齢が$<$30Myrの$\sim10^5$星を観測します。これらの星は、さまざまな若さのトレーサーを利用する一組の同種選択関数を使用して選択されています。.この論文で説明するABYSSターゲット戦略は、これまでで最大の若い星の分光センサスを提供することを目的としています。これは、HRダイアグラム上の位置、赤外線過剰、変動性、および位相空間での位置を考慮した8種類の選択基準で構成されています。結果として得られた$\sim$200,000のソースのカタログ(そのうちの半分が観測されると予想されます)は、若い銀河の代表的な範囲を提供します。これには、近くの拡散した連合と、より遠くの巨大な複合体の両方が含まれ、内側の銀河と銀河の中心に向かって到達します。.
ガイアで検出可能な天の川銀河のブラックホール連星の空間および連星パラメータ分布
| Title |
Spatial_and_Binary_Parameter_Distributions_of_Black_Hole_Binaries_in_the_Milky_Way_Detectable_with_Gaia |
| Authors |
Minori_Shikauchi,_Daichi_Tsuna,_Ataru_Tanikawa,_Norita_Kawanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07207 |
2022年6月のガイアデータリリース(DR)3の直後に、切り離されたブラックホール(BH)-ルミナスコンパニオン(LC)連星のいくつかの候補(および確認された1つ)が報告されました。天文BH-LC連星の既存および将来の検出は、これらのシステムの空間分布に光を当て、BHの出生キックと根底にある形成メカニズムの理解を深めることができます。BSEから得られたBH-LC連星の銀河軌道を追跡することにより、BHの質量と銀河面からの高さの分布|z|が得られます。超新星モデルに制約を与えるのに役立ちます。また、(i)軌道周期と離心率、および(ii)BH質量と|z|の相関関係も示します。ネイタルキックの強さの手がかりになるかもしれません。また、GaiaDR3およびGaiaBH1で報告されたBHバイナリ候補のようなBH-LCバイナリを形成する可能性についても説明し、候補と確認されたバイナリが分離されたバイナリに由来する場合、低質量BHを生成するモデルを好むことを発見しました。ユニティを超える高い共通エンベロープ効率を備えています。
ペルセウス分子雲 IC 348 星団のガス中の豊富な分子化学
ペルセウス分子雲の星形成領域IC348の内部領域における拡散ガスのスピッツァー10-34{\μm分光観測を提示します。H\textsubscript{2}、OH、H\textsubscript{2}O、CO\textsubscript{2}、NH\textsubscript{3}などの一般的な分子、およびいくつかの炭素質分子の最強の中赤外バンドの証拠を見つけました。より複雑な炭化水素の生成に重要な役割を果たす可能性があります:HCN、C\textsubscript{2}H\textsubscript{2}、C\textsubscript{4}H\textsubscript{2}、HC\textsubscript{3}N、HC\textsubscript{5}N、C\textsubscript{2}H\textsubscript{6}、C\textsubscript{6}H\textsubscript{2}、C\textsubscript{6}H\textsubscript{6}.H\textsubscript{2}の励起図は、観測された場所に暖かいガス(270±30K)が存在することを示しています。この温度を仮定すると、H\textsubscript{2}に対するCO\textsubscript{2}とNH\textsubscript{3}の導出された存在量は、それぞれ10\textsuperscript{-8}と10\textsuperscript{-7}です。ウォーターラインからは、10\textsuperscript{-6}オーダー以上の豊富なガス温度が得られます。HCNとC\textsubscript{2}H\textsubscript{2}(プレバイオティックビルディングブロックの開発における重要な分子)の存在量は、それぞれ10\textsuperscript{-7}と10\textsuperscript{-9}のオーダーです。PAHやフラーレンC\textsubscript{60}やC\textsubscript{70}などのより複雑な分子も存在します。IC348は、分子含有量が非常に豊富で多様であるように思われます。JWSTの分光機能は、これらすべての分子の空間分布に関する詳細を提供し、現在の検索をより複雑な炭化水素に拡張する可能性があります。
ALMA-IMF。 Ⅵ． W43雲複合体の前星と原始星のコア集団
| Title |
ALMA-IMF._VI._Prestellar_and_protostellar_core_populations_in_the_W43_cloud_complex |
| Authors |
T._Nony,_R._Galvan-Madrid,_F._Motte,_Y._Pouteau,_N._Cunningham,_F._Louvet,_A._M._Stutz,_B._Lefloch,_S._Bontemps,_N._Brouillet,_A._Ginsburg,_I._Joncour,_F._Herpin,_P._Sanhueza,_T._Csengeri,_A._P._M._Towner,_M._Bonfand,_M._Fern\'andez-L\'opez,_T._Baug,_L._Bronfman,_G._Busquet,_J._Di_Francesco,_A._Gusdorf,_X._Lu,_F._Olguin,_M._Valeille-Manet,_A._P._Whitworth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07238 |
恒星の初期質量関数(IMF)の起源とコア質量関数(CMF)との関係は、天体物理学において重要な意味を持つ活発に議論されている問題です。トップヘビーCMFのW43分子複合体における最近の観察は、標準的な質量分布と比較して過剰な高質量コアを持ち、星形成プロセスとそれらの空間と時間における進化の理解について疑問を投げかけています。ALMA-IMFLargeProgramで画像化された3つの領域で、原始星と前星のコアの集団を比較することを目的としています。W43-MM1での新しいコア抽出と、以前の作業で提示されたW43-MM2&MM3のカタログを組み合わせて、W43で均質なコアカタログを作成しました。原始星の流出を詳細に調査した結果、W43-MM1では127個のコアから23から30個の原始星のコアを、W43-MM2とMM3では205個のコアから42から51個の原始星のコアを特定することができました。アウトフローもホットコアの放出もないコアは、プレステラー候補として分類されます。2つの領域で約35%の原始星型コアの同様の割合が見つかりました。この割合は、低質量で15～20%、0.8～3$M_{\odot}$から16$M_{\odot}$を超える約80%まで、質量が大きく異なります。原始星の核は、平均して、前星の核よりも質量が大きく、サイズが小さいことがわかっています。私たちの分析では、W43のプレステラーCMFの高質量勾配$\alpha=-1.46_{-0.19}^{+0.12}$がサルピーターの勾配と一致することも明らかになりました。グローバルCMFの場合、$\alpha=-0.96$は、原始星のコア人口によるものです。私たちの結果は、特に原始星の段階で、環境からの流入を通じてコアが大量に成長するクランプ供給モデルによって説明できます。さらに、前星と原始星のCMFの勾配の違いは、質量の大きいコアが質量の小さいコアよりも大きく成長することを意味します。
JWST/NIRSpec による z~1-3 でのダスト減衰と星形成に関するパッシェンライン制約
| Title |
Paschen-line_Constraints_on_Dust_Attenuation_and_Star_Formation_at_z~1-3_with_JWST/NIRSpec |
| Authors |
Naveen_A._Reddy,_Michael_W._Topping,_Ryan_L._Sanders,_Alice_E._Shapley,_and_Gabriel_Brammer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07249 |
CosmicEvolutionEarlyReleaseScience(CEERS)Surveyの中解像度JWST/NIRSpec観測を使用して、赤方偏移z=1.0-3.1の63個の銀河のかなり大きなサンプルのパッシェン線に基づいて、塵の減衰と星形成に最初の制約を設定します。私たちの分析は、バルマーの減少、Ha/Hb、およびパッシェン線を含むライン比(つまり、Paa/Hb、Pab/Hb、およびパッシェンの減少、Paa/Pab)との間に強い相関関係があることを示しており、前者がに敏感であることを示唆しています。高赤方偏移銀河のHII領域に向かう全体的な塵の覆い。線の比率は、星雲の赤化、E(B-V)neb、および星形成率(SFR)を導き出すために使用されます。パッシェン線から推定されたSFRは、バルマー線のみから得られたものを最大25%上回る可能性があるという限界的な証拠があり、バルマー線では光学的に厚い星形成の存在が示唆されますが、この結果を確認するにはより深い観測が必要です。ボロメータSFRのパッシェンライン制約を使用して、ダストの遮蔽とUVスペクトル勾配の関係を再評価し、平均してSMC吸光曲線に従うUV連続体の赤化を見つけます。この分析は、高赤方偏移銀河の星雲ダスト減衰とボロメータSFR、およびUV連続体の赤化との関係を評価するために、より代表的なサンプルのより深い分光法の必要性を強調しています。
アミノ酸はタンパク質の構成要素であり、すべての生物の基本構成要素であり、地球上の生命に不可欠です。それらは炭素質コンドライト隕石や彗星に存在しますが、その起源はまだわかっていません。ペルセウス分子雲の星形成領域IC348におけるスピッツァー分光観測を提示し、3つの芳香族アミノ酸、チロシン、フェニルアラニン、トリプトファン、および脂肪族アミノ酸の最も強い実験バンドと一致する中赤外輝線の検出の可能性を示しています。アミノ酸イソロイシンとグリシン。これらの暫定的な同定に基づいて、カラム密度の予備推定値は、一部の隕石のように芳香族アミノ酸よりもイソロイシンとグリシンの値が10～100倍高い値を示します。各アミノ酸の最強の実験室バンドの潜在的な対応物は、多様な無関係な星形成領域で得られた32の星間位置の結合スペクトルにも見られます。
硫黄を含む分子による電波銀河 NGC 1052 におけるジェットとトーラスの相互作用の調査
| Title |
Probing_Jet-Torus_Interaction_in_the_Radio_Galaxy_NGC_1052_by_Sulfur-Bearing_Molecules |
| Authors |
Seiji_Kameno,_Satoko_Sawada-Satoh,_C._M._Violette_Impellizzeri,_Kotaro_Kohno,_Sergio_Mart\'in,_Daniel_Espada,_Naomasa_Nakai,_Hajime_Sugai,_Yuichi_Terashima,_Minju_M._Lee,_and_Nozomu_Kawakatu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07273 |
電波銀河NGC1052は、硫黄を含む分子、H$_2$S、SO、SO$_2$、およびCSの吸収特性を、コアとジェットからの電波連続体放射に向けてキャストします。ALMAを使用して、複数の遷移におけるSO吸収特徴の等価幅を測定し、サブミリ波とミリ波でそれぞれ$344\pm43$Kと$26\pm4$Kの温度を決定しました。サブmmおよびmm連続体はコアとジェットを表すため、吸収体の高温と低温は、分子トーラス内の暖かい環境とより冷たい下流の流れを意味します。トーラスの高温は、22GHzH$_2$Oメーザー放射、振動励起されたHCNおよびHCO$^+$吸収線、およびダストから放出された気相中の硫黄含有分子の存在と一致しています。硫黄含有ガスの起源は、噴流とトーラスの相互作用による氷塵成分の蒸発に起因すると考えられています。衝撃加熱は、トーラス内のガスとダストのこのような高温を維持するための唯一のもっともらしいメカニズムです。ジェットとトーラスの相互作用の意味は、トーラスのガス圧による準相対論的ジェットのコリメーションもサポートします。
J2102+6015: 初期宇宙における興味をそそる電波ノイズの多い活動銀河核
| Title |
J2102+6015:_an_Intriguing_Radio-loud_Active_Galactic_Nucleus_in_the_Early_Universe |
| Authors |
S._Frey,_T._An,_K._Gab\'anyi,_L._Gurvits,_M._Krezinger,_A._Melnikov,_P._Mohan,_Z._Paragi,_K._Perger,_F._Shu,_O._Titov,_P._de_Vicente,_Y._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07355 |
強力な高赤方偏移クエーサーJ2102+6015(z=4.575)は、初期宇宙における超大質量ブラックホールの成長、銀河の進化、およびフィードバックを研究するための有用な情報を提供する可能性があります。ソースはこれまでのところ、2/8GHz(S/X)バンドのみで非常に長いベースライン干渉法(VLBI)で画像化されており、複雑でコンパクトな構造を示しています。その総無線スペクトルは、残りのフレームで最大6GHzに達します。ドップラーブーストジェット放出の兆候はなく、東西方向の構造における2つの主要な特徴の分離は、約10ミリ秒角にまたがり、10年以上のタイムスケールで大きく変化していません。しかし、VLBIアストロメトリックモニタリング観測は、その絶対位置に準周期的(~3年)の変動があることを示唆しています。J2102+6015はおそらく若い電波源であり、ジェットは視線に対してずれています。ここでは、2021年6月に欧州VLBIネットワーク(EVN)で5GHzと22GHzの周波数で行われた新しい高解像度イメージング観測について簡単に報告し、この特異な遠方に噴出する活動銀河核について現在知られていることの概要を示します。
マンモス・スバルⅢ。 Ly$\alpha$ ハローは $\sim200$ kpc まで拡張 $\sim 3300$ Ly$\alpha$
エミッターを $z=2.2-2.3$ に積み重ねることで識別
| Title |
MAMMOTH-Subaru_III._Ly$\alpha$_Halo_Extended_to_$\sim200$_kpc_Identified_by_Stacking_$\sim_3300$_Ly$\alpha$_Emitters_at_$z=2.2-2.3$ |
| Authors |
Haibin_Zhang,_Zheng_Cai,_Yongming_Liang,_Ke_Ma,_Nobunari_Kashikawa,_Mingyu_Li,_Yunjing_Wu,_Qiong_Li,_Sean_D._Johnson,_Masami_Ouchi,_and_Xiaohui_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07358 |
この論文では、$z=2.2-2.3$で$\sim3300$Ly$\alpha$エミッターを積み重ねることによって識別される$\sim200$kpcまで拡張されたLy$\alpha$ハローを提示します。すばる/HyperSuprime-Cam(HSC)による画像観測とデータ整理を行っています。私たちの総調査範囲は$\sim12$deg$^2$で、画像深度は$25.5-27.0$magです。画像データを使用して、$z=2.2$と2.3でそれぞれ1,240と2,101のLAE候補を選択します。LAE候補の分光観測とMagellan/IMACSによるデータ整理を行い、LAE候補の汚染率を推定します。サンプルの汚染率は低い(8%)ことがわかりました。$z=2$でLy$\alpha$ハローを識別するために、LAE候補をメジアン積み上げ法で積み上げます。我々は、Ly$\alpha$ハローが$\sim200$kpcまで拡張されていることを示している。^{-2}$。以前の研究と比較して、Ly$\alpha$ハローは$\sim25-100$kpcの半径でより拡張されています。これは、サンプルの汚染ではなく、異なる赤方偏移とフィールドによって引き起こされる可能性があります。中心銀河が周囲のLAHにどのように影響するかを調べるために、Ly$\alpha$光度($L_{\rmLy\alpha}$)、静止フレームLy$\alpha$相当幅(EW$)に基づいて、LAEをサブサンプルに分割します。_0$)、およびUV強度(M$_{\rmuv}$)。サブサンプルを積み重ねると、$L_{\rmLy\alpha}$が高く、EW$_0$が低く、M$_{\rmuv}$が明るいほど、ハローがより拡張されることがわかります。私たちの結果は、より大規模なLAEは、一般に、より拡張されたLy$\alpha$ハローを持っていることを示唆しています。
マンモス・スバルⅣ。 $z=2.2-2.3$ における Ly$\alpha$ エミッターと Ly$\alpha$ Blob の大規模構造とクラスタリング解析
| Title |
MAMMOTH-Subaru_IV._Large_Scale_Structure_and_Clustering_Analysis_of_Ly$\alpha$_Emitters_and_Ly$\alpha$_Blobs_at_$z=2.2-2.3$ |
| Authors |
Haibin_Zhang,_Zheng_Cai,_Mingyu_Li,_Yongming_Liang,_Nobunari_Kashikawa,_Ke_Ma,_Yunjing_Wu,_Qiong_Li,_Sean_D._Johnson,_Satoshi_Kikuta,_Masami_Ouchi,_and_Xiaohui_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07359 |
$z=2.2-2.3$でのLy$\alpha$エミッター(LAE)とLy$\alpha$ブロブ(LAB)の大規模な構造とクラスタリング分析を報告します。$z=2.2-で3,341個のLAE、117個のLAB、および58個の明るい(Ly$\alpha$光度$L_{\rmLy\alpha}>10^{43.4}$ergs$^{-1}$)LABを使用Subaru/HyperSuprime-Cam(HSC)で選択された2.3$で、LAE過密度を計算して、$z=2$の大規模構造を調べます。74%のLABと78%の明るいLABが過密領域にあることを示しています。これは、LABが一般に過密領域にあるという以前の研究で見つかった傾向と一致しています。J1349と名付けられた8つのフィールドの1つに、$39/117\approx33\%$のLABと$22/58\approx38\%$の明るいLABが含まれていることがわかります。J1349のユニークで高密度の$24'\times12'$($\approx40\times20$comovingMpc$^2$)領域には12個のLAB(8個の明るいLAB)があります。以前の研究で見つかった最も高密度のLAB領域の1つであるSSA22と比較することにより、J1349の高密度領域には、SSA22の高密度領域よりも$\geq2$倍の明るいLABが含まれていることがわかります。固有のJ1349フィールドでLAEとLABの角度相関関数(ACF)を計算し、ACFをべき乗関数に適合させて勾配を測定します。LAEとLABの勾配は似ていますが、明るいLABは$\approx2$倍の勾配を示しており、明るいLABは暗いLABやLAEよりもクラスター化されていることを示唆しています。LABのACFの振幅はLAEよりも高いことを示しており、これはLABがLAEより$\約10$倍大きな銀河バイアスとフィールド間の分散を持っていることを示唆しています。フィールドごとの強い差異は、8つのフィールドにおけるLAB数の大きな違いと一致しています。
MAMMOTH-Subaru V. $z=2.2-2.3$ での Ly$\alpha$ 光度関数に対する宇宙分散の影響
| Title |
MAMMOTH-Subaru_V._Effects_of_Cosmic_Variance_on_Ly$\alpha$_Luminosity_Functions_at_$z=2.2-2.3$ |
| Authors |
Ke_Ma,_Haibin_Zhang,_Zheng_Cai,_Yongming_Liang,_Nobunari_Kashikawa,_Mingyu_Li,_Yunjing_Wu,_Qiong_Li,_Xiaohui_Fan,_Sean_D._Johnson,_and_Masami_Ouchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07360 |
宇宙分散は、小さな体積で高z宇宙を調査するときに、銀河数密度特性に重大な不確実性をもたらします。そのような不確実性は、観測天文学における銀河数$\sigma_{g}$のフィールド間の分散を生み出します。この不確実性は、Lyaエミッター(LAE)の光度関数(LF)測定に大きく影響します。以前のほとんどのLyaLF研究では、$\sigma_{g}$は宇宙論的シミュレーションによる予測から採用されることが多いが、観測によってほとんど確認されていない.宇宙分散の測定には、ほとんどの天文機器の能力を超える、大量の膨大なサンプルが必要です。この研究では、$z\approx2.2$LyaLFの宇宙分散寄与を測定するための観測アプローチを示します。LAE候補は、8つの独立したフィールドを持つSubaru/HyperSuprime-Cam(HSC)の狭帯域および広帯域を使用して観測され、総調査領域は$\simeq11.62$deg$^2$になり、共移動量は$\simeq8になります。.71\times10^6$Mpc$^3$.この8つのフィールドは、MAMMOTHのプロジェクトを使用して選択されます。パラメーター$\alpha=-1.75$(固定)、$L_{Ly\alpha}^{*}=5.18_{-0.40}^{+0.43}\times10^{42の最適なシェクター関数を報告します。}$ergs$^{-1}$と$\phi_{Lya}^{*}=4.87_{-0.55}^{+0.54}\times10^{-4}$Mpc$^{-3}$全体的なLyaLFの場合。宇宙分散測定値にバイアスをかける可能性のある領域を切り取った後、フィールド画像に割り当てられた複数のポインティング内でLAEをサンプリングすることにより、$\sigma_{g}$を計算します。$\sigma_{g}$とサーベイボリューム$V$の関係を調査し、次の単純なべき乗則を当てはめます:$\sigma_g=k\times(\frac{V_{\rmeff}}{10^5{\rmMpc}^3})^{\beta}$.$\beta$の場合は$-1.209_{-0.106}^{+0.106}$、kの場合は$0.986_{-0.100}^{+0.108}$という最適な値を見つけます。私たちの測定値をシミュレーションからの予測と比較すると、LAEの宇宙分散は、一般的な星形成銀河の宇宙分散よりも大きい可能性があることがわかります。
アルマ望遠鏡はプロトクラスターの真のコア質量関数を明らかにしますか?
| Title |
Will_ALMA_Reveal_the_True_Core_Mass_Function_of_Protoclusters? |
| Authors |
Paolo_Padoan,_Veli-Matti_Pelkonen,_Mika_Juvela,_Troels_Haugb{\o}lle,_{\AA}ke_Nordlund |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07398 |
星形成領域における前星核の特徴を明らかにすることは、星形成の理論モデルの検証に向けた重要なステップです。サブアーク秒の解像度のおかげで、アルマ望遠鏡の観測は、大規模な星形成の領域を標的とすることができる、最大数kpcの距離までの前星コアのサンプルを提供できる可能性があります。ただし、乱流星形成雲のダスト連続体観測からの実際のコアの抽出は、複雑な投影効果の影響を受けます。この作業では、列密度マップの理想化されたケースと、合成1.3mmアルマ観測のより現実的なケースの両方でコア抽出の問題を研究します。分析は、250pcシミュレーションからの高カラム密度の12領域で実行されます。導出されたコア質量は非常に信頼性が低く、合成アルマ地図で選択されたコアの質量と対応する3次元コアの質量との間には弱い相関しかないことがわかりました。合成マップで検出された実際の3次元コアの割合は、質量とともに単調に増加し、常に50%未満のままです。1M$_{\odot}$を超えると、円柱密度マップから導出されたコアの質量関数は非常に急勾配になりますが、合成ALMAマップから得られるコアの質量関数は、実際の3次元コアの勾配に近い浅い勾配を持っています。.質量の不確実性が非常に大きいため、kpcの距離にあるプロトクラスターのALMA観測を使用して星形成モデルをテストする場合は、現実的なシミュレーションからの適切なガイダンスが不可欠です。
ネオンギャップ: z~1 の矮小銀河のイオン化を探る
| Title |
The_Neon_Gap:_Probing_Ionization_with_Dwarf_Galaxies_at_z~1 |
| Authors |
John_Pharo,_Yicheng_Guo,_David_C._Koo,_John_C._Forbes,_and_Puragra_Guhathakurta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07444 |
Keck/DEIMOS分光サーベイHALO7DおよびDEEPWindsから取得したz~1の低質量銀河における[NeIII]{\lambda}3869放射の測定値を提示します。log(M_{\star}/M_{\odot})<9.5、0.3<z<1.4の112個の「矮小」銀河を含む、重要な[NeIII]輝線を持つ167個の個々の銀河を特定しました。また、この範囲のすべての[OII]{\lambda}{\lambda}3727,3729線エミッターから派生した複合スペクトルからの[NeIII]放出も測定します。これにより、z=0および2<z<3でよく研究されたエミッター間のギャップに[NeIII]エミッターのユニークなサンプルが提供されます。]{\lambda}3869/[OII]{\lambda}{\lambda}3727,3729)比(Ne3O2)を星の質量と対数([OIII]{\lambda}{\lambda}4959)の関数として,5007/[OII]{\lambda}{\lambda}3727,3729)比(O32)。この赤方偏移での典型的な星形成矮小銀河は、合成スペクトルから測定すると、局所銀河とNe3O2-M_{\star}関係を共有するが、特定のNe3O2でより高いO32を持つことがわかります。この発見は、z~1矮星集団のイオン化と金属量特性がz~1からz=0まで実質的に進化しないことを意味し、z~2からのこれらのパラメータの既知の進化がz~1までに主に起こったことを示唆している。個々の[NeIII]が検出された銀河は、局所銀河とz~2銀河の間に位置する放射特性を持ち、Ne3O2とO32放射の上昇は、星と星雲の金属量の変化によって説明される可能性があります。また、私たちの矮星サンプルを、JWSTEarlyReleaseObservationsで特定された同様の低質量z>7の銀河と比較し、同様のサイズ、金属量、および星形成特性を持つ4つのHALO7D矮星を見つけました。
星間物質における逐次酸塩基 (SAB) メカニズム: 暗黒分子雲におけるシスギ酸の出現
| Title |
A_sequential_acid-base_(SAB)_mechanism_in_the_interstellar_medium:_The_emergence_of_cis_formic_acid_in_dark_molecular_clouds |
| Authors |
Juan_Garc\'ia_de_la_Concepci\'on,_Izaskun_Jim\'enez-Serra,_Jos\'e_Carlos_Corchado,_Germ\'an_Molpeceres,_Antonio_Mart\'inez-Henares,_Victor_M._Rivilla,_Laura_Colzi,_Jes\'us_Mart\'in-Pintado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07450 |
ISMで観測されたCOMの異性体間の存在比は、ガスの化学と物理学、そして最終的には分子雲の歴史に関する貴重な情報を提供します。これに関連して、コールドコアの異性体c-HCOOH存在量のわずか6%のc-HCOOH酸の存在量の起源は不明のままです。ここでは、HCOOHとHCO+やNH3などの非常に豊富な分子が関与する循環プロセスでのc-HCOOHとt-HCOOHの破壊と逆形成を通じて、暗い分子雲にc-HCOOHが存在することを説明します。高レベルのabinitioメソッドを使用して、c-HCOOHおよびt-HCOOHの循環的な破壊/生成ルートのポテンシャルエネルギープロファイルを計算します。全体的な速度定数と分岐比は、ISMの典型的な条件下での遷移状態理論とマスター方程式形式に基づいて計算されました。気相でのHCO+との反応によるHCOOHの分解により、陽イオンHC(OH)2+の3つの異性体が生成されます。最も豊富な陽イオンは、第2段階でNH3のようなISMの他の豊富な分子と反応して、c-HCOOHとt-HCOOHを形成することができます。このメカニズムは、暗い分子雲でのc-HCOOHの形成を説明しています。このメカニズムを考慮すると、t-HCOOHに対するc-HCOOHの割合は25.7%です。観測によって報告された6%を説明するために、HCOOHの陽イオンのさらなる破壊メカニズムを考慮に入れる必要があることを提案します。この作業で提案されたシーケンシャル酸塩基(SAB)メカニズムには、ISM内の非常に豊富な分子による高速プロセスが含まれます。したがって、HCOOHは、暗い分子雲の状態で提案された変換を受ける可能性が非常に高いです。これは、ISMで検出された有機分子の異性体間の比率を説明しようとする可能性がある、ISMにおける有機分子の異性の枠組みにおける新しいアプローチです。
セイファート銀河の狭線領域における酸素存在量と金属量と光度の関係
| Title |
Oxygen_abundances_in_the_narrow_line_regions_of_Seyfert_galaxies_and_the_metallicity-luminosity_relation |
| Authors |
Mark_Armah,_Rog\'erio_Riffel,_O._L._Dors,_Kyuseok_Oh,_Michael_J._Koss,_Claudio_Ricci,_Benny_Trakhtenbrot,_Mabel_Valerdi,_Rogemar_A._Riffel_and_Angela_C._Krabbe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07596 |
セイフェルツ1(Sy1s)およびセイファーツ2(Sy2s)活動銀河核(AGN)の狭線領域(NLR)気相における、水素に対する酸素存在量(O/H)を提示します。局所宇宙($z\lesssim0.31$)の561個のセイファート原子核の光の狭い輝線強度[$3\,500<\lambda($\AA$)<7\,000$]のフラックスを使用しました。\textit{Swift}-BAT硬X線($\gtrsim10$keV)で検出されたAGNに焦点を当てたBATAGN分光調査の2番目のカタログおよびデータリリース(DR2)。ストロングライン法を使用して、輝線の相対強度からO/Hを導き出しました。AGNO/Hの存在量は、それらのホスト星の質量に関連しており、赤方偏移の下方への進化に従うことがわかります。導出されたO/Hと硬X線光度($L_{\rmX}$)を使用して、X線光度-金属性($L_{\rmX}$-$Z_{\rmNLR)を調べました。}$)セイファート銀河で初めての関係。大まかに焦点を当てた($L_{\rmX}$-$Z_{\rmBLR}$)研究とは対照的に、$L_{\rmX}$-$Z_{\rmNLR}$エディントン比($\lambda_{\rmEdd}$)との有意な逆相関を示し、これらの相関は赤方偏移によって異なります。この結果は、低光度のAGNが、より光度の高いX線源と比較して、星形成を通じて星間媒体(ISM)濃縮をより積極的に受けていることを示しています。私たちの結果は、AGNが何らかの形で銀河の化学的濃縮を促進していることを示唆しています。これは、金属に富んだガスを希釈している元のガスの流入の結果として、核周辺の星形成が最近停止したことと一緒です。
ペルセウス分子雲の完全な HCN 調査
密度の高い分子ガスのトレーサーとして広く使用されているHCNのJ$=$1$\rightarrow$0遷移におけるペルセウス分子雲の調査を提示します。調査はCfA1.2m望遠鏡で実施されました。この望遠鏡は、89GHzでビーム幅が11フィート、スペクトル分解能が0.85kms$^{-1}$です。合計8.1deg$^2$が、チャンネルあたり14mKの感度で均一な10'グリッドで調査されました。この調査は、HCNラインを高密度ガストレーサーとして研究および調整するために、COおよびダストの同様の調査と比較されました。HCNの放出が雲のかなりの部分に広がっていることがわかります。HCN強度はH$_2$カラム密度と線形のままであり、COラインが飽和する領域まで良好であることを示しています。放射伝達モデリングを使用して、これがH$_2$の柱密度と体積密度が正の相関関係にある雲内のHCNの亜熱励起に起因する可能性が高いことを示します。私たちのHCNの観察結果と一致させるために、このモデルでは、粒子へのHCNの枯渇と一致して、絶滅の増加に伴ってHCNの存在量が指数関数的に減少する必要があります。モデリングはまた、HCN放出領域におけるH$_2$の平均体積密度が$\sim$10$^4$cm$^{-3}$であり、HCN臨界密度よりもかなり低いことも明らかにしています。初めて、近くの分子雲全体のHCN光度に対する高密度ガス質量の比率の直接測定値を取得します:$\alpha$(HCN)$=$92M$_\odot$/(Kkms$^{-1}$pc$^2$)。
スローン デジタル スカイ サーベイの第 18 回データ リリース: ターゲティングと SDSS-V からの最初のスペクトル
| Title |
The_Eighteenth_Data_Release_of_the_Sloan_Digital_Sky_Surveys:_Targeting_and_First_Spectra_from_SDSS-V |
| Authors |
Andr\'es_Almeida,_Scott_F._Anderson,_Maria_Argudo-Fern\'andez,_Carles_Badenes,_Kat_Barger,_Jorge_K._Barrera-Ballesteros,_Chad_F._Bender,_Erika_Benitez,_Felipe_Besser,_Dmitry_Bizyaev,_Michael_R._Blanton,_John_Bochanski,_Jo_Bovy,_William_Nielsen_Brandt,_Joel_R._Brownstein,_Johannes_Buchner,_Esra_Bulbul,_Joseph_N._Burchett,_Mariana_Cano_D\'iaz,_Joleen_K._Carlberg,_Andrew_R._Casey,_Vedant_Chandra,_Brian_Cherinka,_Cristina_Chiappini,_Abigail_A._Coker,_Johan_Comparat,_Charlie_Conroy,_Gabriella_Contardo,_Arlin_Cortes,_Kevin_Covey,_Jeffrey_D._Crane,_Katia_Cunha,_Collin_Dabbieri,_James_W._Davidson_Jr.,_Megan_C._Davis,_Nathan_De_Lee,_Jos\'e_Eduardo_M\'endez_Delgado,_Sebastian_Demasi,_Francesco_Di_Mille,_John_Donor,_Peter_Dow,_Tom_Dwelly,_Mike_Eracleous,_Jamey_Eriksen,_Xiaohui_Fan,_Emily_Farr,_Sara_Frederick,_et_al._(106_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07688 |
スローンデジタルスカイサーベイ(SDSS)の18番目のデータリリースは、サーベイの第5世代であるSDSS-Vの最初のものです。SDSS-Vは、天の川マッパー(MWM)、ブラックホールマッパー(BHM)、ローカルボリュームマッパー(LVM)の3つの主要な科学プログラム、つまり「マッパー」で構成されています。このデータリリースには、2つの多天体分光プログラム(MWMとBHM)の広範なターゲティング情報が含まれており、多数の科学的目的のための入力カタログと選択関数が含まれています。ターゲティングデータベースとそのキャリブレーションおよび科学的に焦点を当てたコンポーネントの作成について説明します。DR18には、約25,000の新しいSDSSスペクトルと、eROSITAがeFEDSフィールドで特定したX線源に関する補足情報も含まれています。一部のSDSSソフトウェアパイプラインの更新と、DR19で予想される変更のプレビューを紹介します。また、DR17以降に公開されたSDSS-IVデータに基づく3つの付加価値カタログ(VAC)と、eFEDSフィールドのSDSS-Vデータに基づく1つのVACについても説明します。
天の川に似た銀河のアルファ元素存在量パターンにおけるバースト星形成の痕跡
| Title |
The_imprint_of_bursty_star_formation_on_alpha-element_abundance_patterns_in_Milky_Way-like_galaxies |
| Authors |
Hanna_Parul,_Jeremy_Bailin,_Andrew_Wetzel,_Alexander_B._Gurvich,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere,_Zachary_Hafen,_Jonathan_Stern,_Owain_Snaith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07692 |
FIRE-2シミュレーションの天の川質量銀河は、星形成の2つの主なモードを示しています。赤方偏移が高い場合、星形成は一連の短く激しいバーストで発生しますが、赤方偏移が低い場合、星形成は一定の速度で進行し、さまざまな銀河で3から7Gyrの範囲の時間で、あるモードから別のモードに遷移します。星形成のモードが鉄とアルファ元素の存在量にどのように影響するかを分析します。初期のバースト体制は、[Fe/H]-[O/Fe]平面上の「横向きのシェブロン」形状の形で星の元素存在量に測定可能なパターンを刻印し、[O/Fe]での散乱を見つけます。与えられた星の年齢は、銀河が定常状態にあるときよりも高いです。これは、年齢に伴う[O/Fe]散乱の進化が、バースト期の終わりの推定値を提供することを示唆しています。シミュレートされた星の調査に模擬観測エラーを追加することにより、この効果の観測の実現可能性を調査し、観測の不確実性が大きいほど遷移が浅くなるものの、バーストフェーズと定常フェーズの間の遷移が天の川で検出可能であることを発見しました。この方法を第2APOKASCカタログからの天の川の観測に適用し、シミュレーションで測定された遷移時間よりも早く、天の川で安定した星形成への遷移が7～8Gyr前に起こったと推定します。
星団ダイナミクスの新しいパラメータ: 原始連星と暗黒残骸の効果
| Title |
New_parameters_for_star_cluster_dynamics:_the_effect_of_primordial_binaries_and_dark_remnants |
| Authors |
Bhavana_Bhat,_Barbara_Lanzoni,_Francesco_R._Ferraro,_Enrico_Vesperini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07706 |
モンテカルロでシミュレートされた球状星団の中心領域にある星の正規化された累積動径分布(nCRD)を研究することにより、最近、システムが到達した内部の動的進化の段階を特定できる3つのパラメーターを定義しました:$A_5$(つまり、、半質量半径$r_h$の5$\%$内のnCRDによって範囲が定められた領域、$P_5$(5$\%$$r_h$でのnCRDの値)、および$S_{2.5}$(2.5$\%$$r_h$でのnCRDの勾配)。ここでは、分析を拡張し、原始連星と恒星質量ブラックホール(BH)のさまざまな分数(0$\%$、10$\%$、および20$\%$)が、システム。予想通り、星団の漸進的な収縮は緩やかになり、コアの崩壊はより浅くなり、連星の割合が増加します。それにもかかわらず、クラスターの動的進化は、3つのパラメーターによって適切に追跡されます。恒星質量BHの初期保持が大きいモデルの場合、進化はその後の動的放出のタイムスケールに依存します。BHの初期の動的放出は、初期BH保持のないシステムで見られるものと同様の3つのパラメーターの長期的な進化をもたらします。逆に、長時間にわたって多数のBHを保持するモデル(BHの動的排出が遅い)では、システムの特徴は、構造の集中度が低く、3つのパラメーターの重要な時間的進化がないことです。この場合に見つかった3つのパラメーターの小さい方の値は、クラスター内にBHが存在する可能性を間接的に推測するために使用される可能性があります。
| Title |
Observable_signature_of_merging_stellar-mass_black_holes_in_active_galactic_nuclei |
| Authors |
Hiromichi_Tagawa,_Shigeo_S._Kimura,_Zolt\'an_Haiman,_Rosalba_Perna,_Imre_Bartos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07111 |
重力波によって発見された星と質量のブラックホールの合体の起源については、広く議論されています。活動銀河核(AGN)の円盤における合体は、起源の有望なソースを表しており、重力波データに観測の手がかりがある可能性があります。重力波を超えて、AGNに支援された合体のユニークな特徴は、降着するブラックホールからの電磁放射です。ここでは、AGNディスクで合体するブラックホールの降着によって発射されたジェットが、赤外線、光学、およびX線観測所によって特異な過渡現象として検出できることを示します。さらに、この放出メカニズムが、重力波イベントと光学的過渡的なZTF19abanrhrと提案されたガンマ線対応物GW150914-GBMおよびLVT151012-GBM。これらの関連付けが本物の場合、これらのイベントの環境のプロパティを再構築するためにどのように使用できるかを示します。光学観測によってホスト銀河の位置が特定されると、将来、同様の電磁過渡現象に対応する赤外線およびX線の対応物を検索することで、合体のAGN起源の決定的な証拠が得られる可能性があります。
HiPERCAM マルチバンド光度曲線モデリングによるブラック ウィドウ個体群の分析
| Title |
A_black_widow_population_dissection_through_HiPERCAM_multi-band_light_curve_modelling |
| Authors |
D._Mata_S\'anchez_(1,2,3),_M._R._Kennedy_(1,4),_C._J._Clark_(1,5,6),_R._P._Breton_(1),_V._S._Dhillon_(2,7),_G._Voisin_(8,1),_F._Camilo_(9),_S._Littlefair_(7),_T._R._Marsh_(10),_J._Stringer_(1)_((1)_Jodrell_Bank_Centre_for_Astrophysics,_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Manchester,_Manchester,_UK,_(2)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(3)_Departamento_de_astrof\'isica,_Univ._de_La_Laguna,_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(4)_Department_of_Physics,_University_College_Cork,_Cork,_Ireland,_(5)_Max_Planck_Institute_for_Gravitational_Physics,_Albert_Einstein_Institute,_Hannover,_Germany,_(6)_Leibniz_Universit\"at_Hannover,_Hannover,_Germany,_(7)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Sheffield,_Sheffield,_UK,_(8)_LUTH,_Observatoire_de_Paris,_PSL_Research_University,_CNRS,_Meudon,_France,_(9)_South_African_Radio_Astronomy_Observatory,_South_Africa,_(10)_Department_of_Physics,_University_of_Warwick,_Coventry,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07132 |
黒い未亡人は極端なミリ秒のパルサー連星であり、パルサー風が低質量の伴星を蒸発させます。それらの光学的光度曲線は、コンパニオンの高い照射と潮汐歪みのために周期的に変化します。これにより、バイナリパラメーターを推測できます。これらのシステムのうち6つについて、10.4mGTC望遠鏡でHIPERCAM装置を使用して得られた同時マルチバンド観測を提示します。この5バンド高速光度計と世界最大の光学望遠鏡を組み合わせることで、極小付近の光度曲線範囲を調べることができます。PSRJ1641+8049の最初の光度曲線を提示し、残りの5つのターゲットの以前の出版物と比較して、S/N比とケイデンスの大幅な増加を達成しました:PSRJ0023+0923、PSRJ0251+2606、PSRJ0636+5129、PSRJ0952-0607およびPSRJ1544+4937。イカルスコードを使用した6つの星系すべての光度曲線モデリングの結果について報告します。導出されたパラメーターを、光学モデリングが利用可能な限定的ではあるが着実に成長している黒い未亡人の人口と比較します。伴星の平均密度と系の軌道周期との間の相関関係など、いくつかの予想される相関関係が見つかりましたが、軌道傾斜角と伴星の照射温度との間に不可解な正の相関関係も見つかりました。スピン軸に直交する磁気軸を持つパルサーが仲間をより高度に照射できる場合、そのような相関関係が生じることを提案します。
赤外線の一致について: GX 339-4 の X 線のべき法則に対するジェットの寄与は?
ブラックホールX線連星のハード状態で顕著な硬X線べき乗則は、一般にコロナの熱的コンプトン化によるものです。コンパクトジェットからの光学的に薄いシンクロトロン放射は、通常、硬い状態の赤外線波長で見られます。このスペクトルがより高いエネルギーに及ぶ範囲は不明のままです。ここでは、GX339-4の多波長研究を紹介します。IRからX線へのスペクトルインデックスが測定され、個別に適合されたX線スペクトルインデックスと比較されます。ジェットがIR放射を支配するいくつかの日付では、X線の累乗則とIRからX線の累乗則へのスペクトルインデックスは、両方ともalpha=-0.7+/-0.2(F_nu~nu^alpha)の範囲にあります。、つまり、フォトンインデックス、ガンマ=1.7+/-0.2。これは、それらが同じ起源を持つ同じべき法則である可能性があること、またはこれが偶然であることを示唆しています。ハード状態の他の日付では、alpha_{IR-X}<alpha_{X}であり、共通の起源を除外しています。予想どおり、ほとんどの日付でコンプトン化が優勢である可能性があります。ただし、X線のべき乗則は、IRからX線に外挿されたジェットのべき乗則よりも微弱に見えることはありません。これは、ジェットの寄与がX線フラックスに下限を課すことを意味します。確認された場合、これはシンクロトロンスペクトルの冷却の中断がおそらくX線またはそれ以上のエネルギーに存在することを意味します。X線スペクトルフィッティングには、ブレークを伴う余分なべき乗則を含める必要があることが示唆されています(理想的にはIRにも適合します)。
超大質量ブラック ホール バイナリ検出とパラメーター推定 II へのマルチメッセンジャー アプローチ: パルサー タイミング アレイの最適戦略
| Title |
Multimessenger_Approaches_to_Supermassive_Black_Hole_Binary_Detection_and_Parameter_Estimation_II:_Optimal_Strategies_for_a_Pulsar_Timing_Array |
| Authors |
Tingting_Liu,_Tyler_Cohen,_Casey_McGrath,_Paul_Demorest,_Sarah_Vigeland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07135 |
パルサータイミングアレイ(PTA)は、天空に分布する正確なタイミングのパルサーで構成される銀河規模の重力波(GW)検出器です。10年以内に、PTAは近接分離超大質量ブラックホール連星(SMBHB)から放出されるナノヘルツのGWを検出し、それによってGWスペクトルの低周波端を科学に開放することが期待されています。活動銀河核に電力を供給する個々のSMBHBも、マルチメッセンジャーのソースとして有望です。それらは、理論的に予測された電磁気(EM)シグネチャを介して識別され、GW観測のPTAによって追跡される可能性があります。この作業では、EMが選択したSMBHBを対象とするPTAの検出とパラメーター推定の見通しを調べます。シミュレートされた銀河のミリ秒パルサー集団を採用して、異なる空の位置で3つの模擬ソースを観測する3つの異なるパルサータイミングキャンペーンを想定しています。最高のパルサーの時間を計測する全天PTAは、EMで選択されたSMBHBを観測し、それらのソースパラメータを高精度(つまり、従来のEM測定と同等またはそれ以上)で測定するための最適かつ実行可能なアプローチであることがわかります。計画されているDeepSynopticArray-2000を使用した将来のPTA実験と、よく知られているバイナリ候補OJ287などのSMBHBのマルチメッセンジャー研究のコンテキストで、調査結果の意味を説明します。
Radio Loud Type 2 Quasar 3C 223 における複合 X 線掩蔽環境
| Title |
The_Complex_X-ray_Obscuration_Environment_in_the_Radio_Loud_Type_2_Quasar_3C_223 |
| Authors |
Stephanie_M._LaMassa,_Tahir_Yaqoob,_Panayiotis_Tzanavaris,_Poshak_Gandhi,_Timothy_Heckman,_George_Lansbury,_Aneta_Siemiginowska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07193 |
3C223は、$z=0.1365$にあるラジオラウドなタイプ2クエーサーであり、興味深いXMM-ニュートンスペクトルを持ち、珍しいコンプトン層($N_{\rmH}\gtrsim1.25\times10^{24}$cm$^{-2}$)活動銀河核(AGN)。広帯域X線スペクトルを物理的に動機付けられたMYTorusおよびborus02モデルに適合させるために、同時XMM-NewtonおよびNuSTARスペクトルを取得しました。我々は、覆い隠しているガスが斑状であり、(コンプトンの厚さではない)高いレベルの覆い($N_{\rmH}>10^{23}$cm$^{-2}$)とガス雲の両方を伴うという以前の結果を確認します。カラム密度は最大で1桁低くなります。スペクトルフィッティングの結果は、MYTorusとborus02のスペクトルグリッドでモデル化されたものを超える追加の物理プロセスが出現スペクトルに影響を与えることを示しています。コンプトン散乱領域は推定トーラスを超えて拡張される可能性があります。重いコンプトンの厚さの材料のリングが、視線に沿ったほとんどのX線放射をブロックします。または、電波ジェットが放射され、視線に沿って観測されるものと比較して、地球規模の媒体でのFeK$\alpha$線光子の生成が増加します。ラジオラウドコンプトンシックAGNがまだ存在することが決定的に示されていないという最近の主張を再検討し、コンプトンシックであるグローバル平均(ただし見通し線ではない)列密度を持つラジオラウドAGNの3つの報告されたケースを見つけます。見通し線とグローバルな列密度を別々に決定できるようになったので、隠蔽媒体の不均一性は、スペクトルを解釈してAGNを「コンプトン厚」として分類する方法に影響を与えます。
重力レンズ効果のあるキロノバの光度曲線と偏光
キロノバは一般に、連星中性子星(NS)の噴出物、またはブラックホールとNSの合体に由来すると考えられています。遊離中性子は、放出物の最外層に保持され、$\beta$崩壊によって前駆体を生成する可能性があります。観測者へのキロノバの伝播中に、それらのわずかな割合が前景のオブジェクトによって重力レンズされる可能性があります。この論文では、3つのレンズモデル、すなわち、質量点モデル、特異等温球(SIS)モデル、Chang-Refsdalモデルを考慮して、重力レンズ効果のあるキロノバの光度曲線と偏光を調べました。2つの画像間の時間遅延が、SISモデルのレンズ質量$\sim10^{10}~M_\odot$の噴出物加熱タイムスケールを超えると、光曲線に小さな隆起のような信号が生成されることがわかりました。、そして総光度はすべての場合に拡大されます。ほとんどの場合、レンズ付きキロノバの偏光は大幅に強化されます。レンズ付きキロノバの将来の検出は、噴出物の形態に制約を課し、コンパクトなオブジェクトの合体の性質の決定と強力な重力レンズの検索に役立ちます。
Insight-HXMTに基づくSGR J1935+2154のバースト位相分布
| Title |
Burst_phase_distribution_of_SGR_J1935+2154_based_on_Insight-HXMT |
| Authors |
Xuefeng_Lu,_Liming_Song,_Mingyu_Ge,_Youli_Tuo,_Shuang-Nan_Zhang,_Jinlu_Qu,_Ce_Cai,_Shenglun_Xie,_Congzhan_Liu,_Chengkui_Li,_Yucong_Fu,_Yingchen_Xu,_Tianming_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07333 |
2020年4月27日、ソフトガンマ線リピーターSGRJ1935+2154が再び強烈なバーストを起こしました。Insight-HXMTは、約1か月間のソースの観測を行いました。Insight-HXMTによって、このアクティビティエピソード中に合計75のバーストが検出され、持続的な放出データも蓄積されました。Insight-HXMT高エネルギー検出器とフェルミガンマ線バーストモニター(GBM)のスピン周期探索結果と、バースト開始時間とバースト光子到着時間の位相分布について報告します。バースト開始時間の分布は、Insight-HXMTとFermi-GBMの両方の観測でスピン位相内で均一であるのに対し、バースト光子の位相分布はバーストのエネルギースペクトルのタイプに関連していることがわかりました。同じスペクトルを持つバーストは、マグネターSGRJ1935+2154の活動の初期エピソードと崩壊エピソードで異なる分布特性を持っています。
タイプ IIL 超新星 2018ivc の復活: 水素に富む前駆細胞と水素に乏しい前駆細胞をつなぐバイナリ進化シーケンスへの影響
| Title |
Resurrection_of_type_IIL_supernova_2018ivc:_Implications_for_a_binary_evolution_sequence_connecting_hydrogen-rich_and_-poor_progenitors |
| Authors |
Keiichi_Maeda,_Tomonari_Michiyama,_Poonam_Chandra,_Stuart_Ryder,_Hanindyo_Kuncarayakti,_Daichi_Hiramatsu,_Masatoshi_Imanishi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07357 |
超新星(SNe)からのシンクロトロン放射の長期観測は、爆発後1年以上をカバーし、質量損失の変化を介して、人生の最後の千年紀における大質量星のあまり理解されていない進化を研究するユニークな機会を提供します。割合。ここでは、アタカマ大型ミリ波サブミリ波アレイ(ALMA)を使用して、特異なタイプのIILSN2018ivcを長期にわたって監視した結果を紹介します。最初の崩壊に続いて、爆発から約1年後に前例のない再明るくなった。これは、シンクロトロン放射でこのような再輝を示すまれな例の1つであり、ミリ波での最初のケースです。光学的に厚いセンチメートルの発光とは異なり、光学的に薄い領域にあることがわかります。そのため、星周物質(CSM)の分布を確実に再構築することができ、最終的な約1,000年間の質量損失の歴史を再構築することができます。SN2018ivcの祖先は、爆発の約1,500年前に10^{-3}Msun/yrを超える非常に高い質量損失率を経験し、その後適度に高い質量損失率(>~10^{-4}Msun/年)爆発まで。この振る舞いから、SN2018ivcはSNeIIbに向かうバイナリ進化の極端なバージョンを表していることが示唆されます。巨大な封筒）。
HESS J1809$-$193 の再訪 -- 魅力的な環境にある非常に高エネルギーのガンマ線源
| Title |
Revisiting_HESS_J1809$-$193_--_a_very-high-energy_gamma-ray_source_in_a_fascinating_environment |
| Authors |
Lars_Mohrmann,_Vikas_Joshi,_Jim_Hinton,_Stefan_Funk_(for_the_H.E.S.S._Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07366 |
HESSJ1809$-$193は、H.E.S.S.にある未確認の超高エネルギーガンマ線源の1つです。銀河平面サーベイ(HGPS)。それは豊かな環境にあり、エネルギーの高いパルサーと関連するX線パルサー風星雲、いくつかの超新星残骸、および近くの分子雲があります。さらに、HESSJ1809$-$193は最近、HAWCで56TeVを超えるエネルギーで検出されたため、PeVatron候補、つまり宇宙線をPeVエネルギーまで加速できる線源となります。改善された分析技術に基づいて、H.E.S.S.を使用したHESSJ1809$-$193のTeVガンマ線放射の新しい分析を提示します。発光は、異なる形態とエネルギースペクトルを持つ2つの成分によって最もよく説明されることがわかりました。この研究を、同じ地域のFermi-LATデータの分析で補完します。最後に、さらに多波長データを考慮して、ハドロンとレプトンの両方のフレームワークで結果を解釈します。
Parkesデータアーカイブによるパルサーフラックス密度とその変動性の研究
| Title |
Study_of_pulsar_flux_density_and_its_variability_with_Parkes_data_archive |
| Authors |
Ziyang_Wang,_Jingbo_Wang,_Na_Wang,_Shi_Dai,_Jintao_Xie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07367 |
Parkes'Murriyang'電波望遠鏡を使用した1.4GHzでの151個の電波パルサーの平均磁束密度測定値を提示します。私たちの結果は、ATNFパルサーカタログの次のバージョンに含まれることをお勧めします。パルサーの大規模なサンプルとその広い分散測定(DM)範囲により、このデータセットは、磁束密度、パルサースペクトル、および星間物質(ISM)の変動性を研究するのに役立ちます。それぞれ95個と54個のパルサーの磁束密度時系列から変調指数と構造関数を導き出します。変調指数も次のバージョンのパルサーカタログに含めて、パルサー磁束密度の変動性を明らかにすることを提案します。流動密度の変調指数とDMは負の相関があります。屈折シンチレーション(RISS)タイムスケールまたは15個のパルサーのセットの下限が導出されます。それらは理論上の予想とは大きく異なり、さまざまな視線に沿ったISMの複雑な特性を暗示しています。他のパルサーの構造機能はフラットです。これらのパルサーのいくつかのRISSパラメータは、将来的に異なる観測戦略で導き出される可能性があります。
重力波またはX線対応物?選択する必要はありません
連星ブラックホールは、合体に向かって渦を巻くときに重力波を放出します。これらの重力波に対応する電磁波の検索は、両方の信号を生成する共通のソースを探すことに依存しています。この論文では、異なるアプローチをとります。一般的な相対論的流体力学シミュレーションを使用して、恒星質量の周りの周連星盤への遅延効果や重力波伝播、回転するブラックホールへの重力波伝播など、放射ゾーン効果の影響を調査します。次に、一般相対論的光線追跡コードを使用して、そのX線スペクトルと光度曲線を抽出しました。これにより、放射ゾーン効果がディスクに痕跡を残し、X線の光度曲線に準周期的なパターンが生じることを示すことができました。変調の振幅は弱い(<1%)ですが、時間とともに増加し、傾斜角に大きく依存します。
3 EeV を超える宇宙線の平均質量の増加に関するモデルに依存しない証拠
1EeVを超える最大シャワー深度の伸び率の測定値をレビューします。15年以上前にピエールオージェ共同研究によって最初に発見されたように、3EeVを超える伸び率の減少について、3つの異なる技術を使用して2つの半球で行われた、この率の4つの独立した推定からの証拠があります。このエネルギーを超えるハドロン物理学に劇的な変化がない限り、一次宇宙線の平均質量は、10EeVをはるかに超える10年間、エネルギーの関数として増加しなければなりません。質量を推定するには、ハドロンモデルの使用が必要ですが、その精度は不明なままです。しかし、ハドロン物理学の劇的な変化の可能性はありそうになく、3から10EeVの範囲の質量組成、および8EeVを超える到着方向の異方性に関するオージェ共同研究のデータと矛盾するでしょう。これらの結論はどちらも、シャワーモデルの不確実性の影響を受けません。最高エネルギーの宇宙線は主に陽子であるという信念について、いくつかの発言がなされています。
X線偏光測定により、ティコの超新星残骸のサブパーセクスケールでの磁場トポロジーが明らかになる
| Title |
X-ray_polarimetry_reveals_the_magnetic_field_topology_on_sub-parsec_scales_in_Tycho's_supernova_remnant |
| Authors |
Riccardo_Ferrazzoli,_Patrick_Slane,_Dmitry_Prokhorov,_Ping_Zhou,_Jacco_Vink,_Niccol\`o_Bucciantini,_Enrico_Costa,_Niccol\`o_Di_Lalla,_Alessandro_Di_Marco,_Paolo_Soffitta,_Martin_C._Weisskopf,_Kazunori_Asakura,_Luca_Baldini,_Jeremy_Heyl,_Philip_E._Kaaret,_Fr\'ed\'eric_Marin,_Tsunefumi_Mizuno,_C.-Y._Ng,_Melissa_Pesce-Rollins,_Stefano_Silvestri,_Carmelo_Sgr\`o,_Douglas_A._Swartz,_Toru_Tamagawa,_Yi-Jung_Yang,_Iv\'an_Agudo,_Lucio_A._Antonelli,_Matteo_Bachetti,_Wayne_H._Baumgartner,_Ronaldo_Bellazzini,_Stefano_Bianchi,_Stephen_D._Bongiorno,_Raffaella_Bonino,_Alessandro_Brez,_Fiamma_Capitanio,_Simone_Castellano,_Elisabetta_Cavazzuti,_Chien-Ting_Chen,_Stefano_Ciprini,_Alessandra_De_Rosa,_Ettore_Del_Monte,_Laura_Di_Gesu,_Immacolata_Donnarumma,_Victor_Doroshenko,_Michal_Dov\v{c}iak,_Steven_R._Ehlert,_et_al._(55_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07397 |
超新星残骸は、拡散衝撃加速によって銀河宇宙線のほとんどを生成すると一般に考えられています。ただし、粒子加速サイトに近い磁場の形態など、衝撃波面での物理的条件に関する多くの疑問は未解決のままです。ここでは、ImagingX-rayPolarimetryExplorerによって作成された、ティコの超新星残骸のいくつかのシンクロトロンX線放出領域からの局在偏光信号の検出を報告します。X線シンクロトロン放射の派生偏光度は、残骸全体で平均9+/-2%、縁で12+/-2%であり、電波帯域で観測された7-8%の偏光値よりも高い。西部地域では、偏光度は23+/-4%です。ティコのX線偏光度はカシオペアAよりも高く、より規則的な磁場またはより大きな最大乱流スケールを示唆しています。測定された接線分極方向は放射状磁場に対応し、無線帯域で観測されたものと一致しています。これらの結果は、衝撃近くの放射状磁場の異方性カスケードによって生成される乱流の予想と互換性があり、3.4+/-0.3の磁場増幅係数を導き出します。この値が加速モデルから予想される値よりも大幅に小さいという事実は、高度に異方性の磁場乱流を示しているか、放出電子が乱流の低い領域を好むか、磁場配向が優先的に半径方向に配向されている場所の近くに蓄積することを示しています。流体力学的不安定性による。
階層的なクラス定義による Fermi-LAT ソースのマルチクラス分類
| Title |
Multi-class_classification_of_Fermi-LAT_sources_with_hierarchical_class_definition |
| Authors |
Dmitry_Malyshev,_Aakash_Bhat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07412 |
この論文では、クラスの階層的決定を伴う機械学習を使用して、Fermi-LATガンマ線源のマルチクラス分類を開発しています。Fermi-LATソースのマルチクラス分類における主な課題の1つは、一部のクラスのサイズが比較的小さいことです。たとえば、1つのクラスに属する関連するソースが10未満の場合などです。この論文では、クラスを決定するための階層構造を提案しています。これにより、クラスのサイズを制御し、さまざまな数のクラスの分類のパフォーマンスを比較できます。特に、2クラスの場合のクラス確率は、2クラス分類によって直接計算するか、複数クラス分類で子クラスの確率を合計することによって計算できます。大きなクラスがほとんどない分類は、小さなクラスがたくさんある分類と同等のパフォーマンスを持っていることがわかります。したがって、一方では、より多くのクラスで分類の確率を合計することにより、少数クラスの分類を回復できますが、他方では、多くのクラスでの分類は、ソースの物理的性質に関するより詳細な情報を提供します。この作業の結果として、3つの確率的カタログを構築します。2つのカタログは、クラスのグループを決定するためのガウス混合モデルに基づいています。には、グループ内のソースの最小数が15を超えるという要件があり、物理クラスのグループは9つになります。3番目のカタログは、クラスのグループのランダムフォレスト決定に基づいており、グループ内のソースの最小数が100を超えるという要件があるため、クラスのグループは6つになります。(要約)
X線から物理パラメータまで：熱潮汐破壊イベントX線スペクトルの包括的な分析
| Title |
From_X-rays_to_physical_parameters:_a_comprehensive_analysis_of_thermal_tidal_disruption_event_X-ray_spectra |
| Authors |
Andrew_Mummery,_Thomas_Wevers,_Richard_Saxton_and_Dheeraj_Pasham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07419 |
19のX線明るい潮汐破壊イベント(TDE)の母集団の包括的な分析を実行し、それらのX線スペクトルを新しい、物理的に自己一貫性のある相対論的降着円盤モデルに適合させます。すべてのTDEがモデルが有効なパラメーター空間の領域に存在するわけではなく、詳細な分析に十分なデータがあり、11のTDEのサブサンプルの物理的に解釈可能なパラメーターが決定されているわけではありません。これらのソースには、熱(べき乗法則のない)X線スペクトルがあります。これらのスペクトルから測定された半径サイズは、$M_{\rmBH}-\sigma$関係によって与えられる質量を持つブラックホールの最も内側の安定した円軌道と一致する値にあり、$の独立した測定値として使用できます。M_{\rmBH}$.ボロメータディスクの光度は、X線データからも推測できます。すべてのTDEの光度はサブエディントン($L_{\rmbol,disk}\lesssimL_{\rmedd}$)であり、X線バイナリディスクの典型的な硬状態遷移光度($L_{\rmbol,disc}\gtrsim0.01L_{\rmedd}$)。{\itpeak}放射光度は、$M_{\rmBH}-\sigma$質量と直線的に相関することがわかっています。TDEのX線からボロメータへの補正は、最大$\sim100$の値に達することができ、後半になると指数関数的に増加し、失われたエネルギーの問題を解決します。一部のTDEのピークディスク光度は、観測された光学的光度よりも小さいことを示しています。私たちの結果は、熱X線で明るいTDEがX線連星の「ソフトな」降着状態に類似した降着状態にあり、ブラックホールの降着プロセスがスケール(質量)不変であるという仮説を支持しています。
ピエール・オジェ天文台における超高エネルギー宇宙線による空気シャワーの配列
| Title |
Alignment_of_air_showers_produced_by_ultra-high_energy_cosmic_rays_at_the_Pierre_Auger_Observatory |
| Authors |
Carlos_Navia,_Marcel_de_Oliveira,_Andre_Nepomuceno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07518 |
ピエールオージェ天文台(PAO)で超高エネルギー(UHE)宇宙線によって生成された広範な空気シャワー(EAS)のエネルギー重み付けされた角度(天頂、方位角)分布が、惑星間に対してほぼ横方向の推力軸を持っていることを示します。磁場(IMF)、推力値$Tp\geq0.64$(1.0は完全な整列と0.5等方性を意味します)。この動作は、荷電シャワー粒子に対するIMFの効果を強く示唆しており、追加の横方向散乱が生成されます。IMFが優勢になり、アライメントを強化する磁気嵐(観測時間の30\%)中の地球の磁場の弱体化について説明します。
Atacama Cosmology Telescope: 銀河系外トランジェントのターゲット検索によるフラックスの上限
| Title |
The_Atacama_Cosmology_Telescope:_Flux_Upper_Limits_from_a_Targeted_Search_for_Extragalactic_Transients |
| Authors |
Carlos_Herv\'ias-Caimapo,_Sigurd_Naess,_Adam_D._Hincks,_Erminia_Calabrese,_Mark_J._Devlin,_Jo_Dunkley,_Rolando_D\"unner,_Patricio_A._Gallardo,_Matt_Hilton,_Kevin_M._Huffenberger,_Mathew_S._Madhavacheril,_Michael_D._Niemack,_John_Orlowski-Scherer,_Lyman_A._Page,_Bruce_Partridge,_Roberto_Puddu,_Maria_Salatino,_Crist\'obal_Sif\'on,_Suzanne_T._Staggs,_Cristian_Vargas,_Eve_M._Vavagiakis,_Edward_J._Wollack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07651 |
98、150、および229GHzの9つの季節(2013年から2021年)のAtacamaCosmologyTelescope(ACT)観測を使用して、ミリ波の波長で既知の銀河系外の一時的なイベントのターゲットを絞った検索を実行しました。ほとんどのデータボリュームの空。私たちは、88回のガンマ線バースト（GRB）、12回の潮汐破壊イベント（TDE）、および超新星（SNe）を含む203回のその他のトランジェントを少なくとも1回観測しています。ACT観測を積み重ねて、マップの信号対雑音比を高めます。1つを除くすべてのケースで、ACTデータでこれらのトランジェントは検出されません。私たちのデータで${\sim}5\sigma$の重要度で見られる単一の候補検出(イベントAT2019ppm)は、一時的なアラートと一致するホスト銀河のアクティブな銀河核(AGN)活動によるものと思われます。検索のソースごとに、フラックスの上限を提供します。たとえば、98GHzの95%信頼区間の上限の中央値は、GRB、SNe、およびTDEについてそれぞれ$28$、$15$、および$16$mJyです。将来の広域宇宙マイクロ波背景放射(CMB)調査の感度は、この論文で説明されている方法を使用してこれらのイベントの多くを検出するのに十分なはずです。
| Title |
Mineral_Detection_of_Neutrinos_and_Dark_Matter._A_Whitepaper |
| Authors |
Sebastian_Baum,_Patrick_Stengel,_Natsue_Abe,_Javier_F._Acevedo,_Gabriela_R._Araujo,_Yoshihiro_Asahara,_Frank_Avignone,_Levente_Balogh,_Laura_Baudis,_Yilda_Boukhtouchen,_Joseph_Bramante,_Pieter_Alexander_Breur,_Lorenzo_Caccianiga,_Francesco_Capozzi,_Juan_I._Collar,_Reza_Ebadi,_Thomas_Edwards,_Klaus_Eitel,_Alexey_Elykov,_Rodney_C._Ewing,_Katherine_Freese,_Audrey_Fung,_Claudio_Galelli,_Ulrich_A._Glasmacher,_Arianna_Gleason,_Noriko_Hasebe,_Shigenobu_Hirose,_Shunsaku_Horiuchi,_Yasushi_Hoshino,_Patrick_Huber,_Yuki_Ido,_Yohei_Igami,_Yoshitaka_Itow,_Takenori_Kato,_Bradley_J._Kavanagh,_Yoji_Kawamura,_Shingo_Kazama,_Christopher_J._Kenney,_Ben_Kilminster,_Yui_Kouketsu,_Yukiko_Kozaka,_Noah_A._Kurinsky,_Matthew_Leybourne,_Thalles_Lucas,_William_F._McDonough,_Mason_C._Marshall,_Jose_Maria_Mateos,_Anubhav_Mathur,_et_al._(19_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07118 |
鉱物は、固体の核飛跡検出器です。鉱物の核反動は、結晶構造に潜在的な損傷を残します。鉱物とその温度に応じて、損傷の特徴は数分(数百度Cの塩などの低融点物質)から太陽系の4.5Gyr年代よりもはるかに長い時間スケールまで(室温で耐火物中）。$^{238}$Uやその他の重い不安定同位体の自発核分裂によって残された$O(50)$MeV核分裂片の損傷特徴は、地質サンプルの核分裂飛跡年代測定に長い間使用されてきました。実験室での研究では、$O(1)$keVという小さなエネルギーの核反動によって引き起こされた欠陥の読み出しが実証されています。このホワイトペーパーでは、$E_R\gtrsimO(1)$keV核反動の検出器としての鉱物の幅広い応用例について説明します。天然鉱物を使用すると、$O(10)$Myr$-O(1)$Gyr(太陽、超新星、または大気と相互作用する宇宙線からの)天体物理学ニュートリノフラックスを測定し、暗黒物質を検索します。実験室で製造された鉱物に数か月から数年のタイムスケールで蓄積された信号を使用して、原子炉ニュートリノを測定したり、潜在的に方向感度を備えたダークマター検出器として使用したりできます。ヨーロッパ、アジア、アメリカの研究グループは、$O(0.1)-O(100)$keVkeV核反動によって結晶に残された$O(1)-O(100)$nm損傷特徴を読み取る顕微鏡技術の開発を開始しました。.これらのプログラムの状況と計画について報告します。このような検出器の実現に向けた研究プログラムは非常に学際的であり、地球科学、材料科学、応用および基礎物理学を量子情報および人工知能の技術と組み合わせています。
系外惑星系の直接観測のための JWST 早期リリース科学プログラム: サイクル 2 以降のデータ収集のベスト プラクティス
| Title |
The_JWST_Early_Release_Science_Program_for_Direct_Observations_of_Exoplanetary_Systems:_Best_Practices_for_Data_Collection_in_Cycle_2_and_Beyond |
| Authors |
Sasha_Hinkley_(Exeter),_Beth_Biller_(Edinburgh),_Andrew_Skemer_(UCSC),_Aarynn_L._Carter_(UCSC),_Julien_Girard_(STScI),_Dean_Hines_(STScI),_Jens_Kammerer_(STScI),_Jarron_Leisenring_(Steward),_William_Balmer_(JHU),_Elodie_Choquet_(LAM),_Maxwell_A._Millar-Blanchaer_(UCSB),_Marshall_Perrin_(STScI),_Laurent_Pueyo_(STScI),_Jason_Wang_(Northwestern),_Kimberly_Ward-Duong_(Smith_College),_Anthony_Boccaletti_(LESIA),_Brittany_Miles_(Arizona),_Polychronis_Patapis_(ETH),_Isabel_Rebollido_(STScI),_Emily_Rickman_(STScI/ESA),_B._Sargent_(STScI),_Kadin_Worthen_(JHU),_Kielan_Hoch_(STScI),_Christine_Chen_(STScI),_Stephanie_Sallum_(UCI),_Shrishmoy_Ray_(Exeter),_Karl_Stapelfeldt_(JPL),_Yifan_Zhou_(UT_Austin),_Michael_Meyer_(Michigan),_Mickael_Bonnefoy_(Grenoble),_Camilla_Danielski_(Instituto_de_Astrofisica_de_Andalucia),_Elisabeth_C._Matthews_(MPIA),_Anand_Sivaramakrishnan_(STScI),_Jordan_Stone_(NRL),_Malavika_Vasist_(Liege) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07199 |
系外惑星系の直接イメージングと分光法に焦点を当てたコミュニティのメンバー向けに、JWSTデータ収集の推奨される一連のベストプラクティスを紹介します。これらの調査結果と推奨事項は、JWSTEarlyReleaseScienceProgram1386「JWSTによる系外惑星と系外惑星系のハイコントラストイメージング」の初期分析に基づいています。私たちの目標は、この情報が、サイクル2以降のJWST提案を準備するオブザーバーに役立つことです。当社のERSプログラムから一連のベストプラクティスをコンパイルすることに加えて、いくつかのケースでは、機器のコミッショニングプログラムで得た専門知識を利用し、いくつかのデータ処理のベストプラクティスを含めます。このドキュメントは定期的に更新され、arXiv.orgに再提出され、データ収集のベストプラクティスに関する知識を可能な限り広く効率的に配布することを期待しています。
JWST による恒星集団の早期解放科学プログラム III: NIRCam のための測光星銀河分離
| Title |
The_JWST_Resolved_Stellar_Populations_Early_Release_Science_Program_III:_Photometric_Star-Galaxy_Separations_for_NIRCam |
| Authors |
Jack_T._Warfield,_Hannah_Richstein,_Nitya_Kallivayalil,_Roger_E._Cohen,_Alessandro_Savino,_Martha_L._Boyer,_Christopher_T._Garling,_Mario_Gennaro,_Kristen_B._W._McQuinn,_Max_J._B._Newman,_Jay_Anderson,_Andrew_A._Cole,_Matteo_Correnti,_Andrew_E._Dolphin,_Marla_C._Geha,_Karin_M._Sandstrom,_Daniel_R._Weisz,_Benjamin_F._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07218 |
JWSTの近赤外線カメラ(NIRCam)でDracoII、WLM、およびM92を撮影した画像から、点像分布関数(PSF)フィッティング測光ソフトウェアDOLPHOTで生成された測光カタログで星と未解決の背景銀河を個別に分類するための基準を示します。1つまたは2つのフィルターでのDOLPHOTからの測光品質メトリックは、星の純粋なサンプルを復元できます。逆に、短波長(SW)フィルターと長波長(LW)フィルターの間で形成される色は、銀河の純粋なサンプルを効果的に識別するために使用できます。私たちの結果は、既存のDOLPHOT出力パラメーターを使用して、外部ツールやより複雑なヒューリスティックに頼ることなく、NIRCamデータ内の星を確実に分類できることを強調しています。
HLC2: ヘテロジニアス コンピューティング環境での大規模な天文カタログのための非常に効率的なクロス マッチング フレームワーク
| Title |
HLC2:_a_highly_efficient_cross-matching_framework_for_large_astronomical_catalogues_on_heterogeneous_computing_environments |
| Authors |
Yajie_Zhang,_Ce_Yu,_Chao_Sun,_Jian_Xiao,_Kun_Li,_Yifei_Mu,_and_Chenzhou_Cui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07331 |
天文データの解析や研究には、複数のカタログから同じ天体や地域に対応するデータを探すクロスマッチング作業が不可欠です。進行中および次世代の大規模な天体調査によって大量の天文カタログが生成されるため、クロスマッチングの時間の複雑さが劇的に増加しています。異種コンピューティング環境は、クロスマッチングを加速する理論的な可能性を提供しますが、異種コンピューティングリソースのパフォーマンス上の利点は十分に活用されていません。大幅に増加する天文観測データのクロスマッチングの課題に対応するために、この論文では、ヘテロジニアスコンピューティング対応のラージカタログクロスマッチャー(HLC2)を提案します。GPU異種コンピューティングプラットフォーム。スケーラブルで柔軟なクロスマッチングをサポートし、調査ミッションや天文データセンターからの大規模な天文カタログの融合に直接適用できます。パフォーマンスのボトルネックを特定し、最適化を導くために、パフォーマンス推定モデルが提案されています。スループットを向上させるために、天体の位置に応じて最適化されたデータ配置を生成するように、2レベルのパーティショニング戦略が設計されています。HLC2をより適応性の高いソリューションにするために、アーキテクチャを意識したタスク分割、スレッド並列化、および同時スケジューリング戦略が設計され、統合されています。さらに、パフォーマンスと完全性の効果的なバランスをとるために、境界問題に対して新しいクワッド方向戦略が提案されています。公開されているカタログデータを使用してHLC2を実験的に評価しました。実験では、HLC2がさまざまなサイズのカタログで適切にスケーリングされ、クロスマッチングの速度が最先端のクロスマッチャーと比較して大幅に改善されることが実証されています。
uGMRT のリアルタイム RFI フィルタリング: リリースされたシステムの概要と SKA との関連性
| Title |
Real-time_RFI_Filtering_for_uGMRT:_Overview_of_the_Released_System_and_Relevance_to_the_SKA |
| Authors |
Kaushal_D._Buch_(1),_Ruta_Kale_(1),_Mekhala_Muley_(1),_Sanjay_Kudale_(1),_Ajithkumar_B._(1)_((1)_Digital_Backend_Group,_Giant_Metrewave_Radio_Telescope,_NCRA-TIFR,_Pune,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07402 |
衝撃的な性質の無線周波数干渉(RFI)は、ギャップやコロナ放電による高出力送電線での火花や自動車の火花などの発生源によって発生し、低周波電波望遠鏡の観測周波数帯域全体に影響を与えます。このようなRFIは、アップグレードされた巨大メトロウェーブ電波望遠鏡(uGMRT)における重大な問題です。天体観測への影響を軽減するために、リアルタイムのRFIフィルタリングスキームが開発され、実装されています。このスキームは、各アンテナからの事前相関データに対してリアルタイムで機能し、中央絶対偏差統計に基づくRFIの検出を可能にします。サンプルは、ユーザー定義のしきい値に基づいてRFIとして識別され、デジタルノイズ、定数またはゼロに置き換えられます。uGMRTでのこのシステムのテストと実装を確認します。連続体、スペクトル線、および時間領域データのフィルタリングの有効性を示します。リアルタイムフィルタは、250～1450MHzの帯域での定期的な観測のためにリリースされており、最近の観測サイクルでは使用が増加しています。さらに、リリースされたシステムと平方キロメートルアレイ(SKA)受信機チェーンとの関連性と、計算要件を満たすための可能な実装方法について説明します。
シャワー サイズの代用としてのシャワー コアからの最適な距離での信号の使用
| Title |
The_Use_of_the_Signal_at_an_Optimal_Distance_from_the_Shower_Core_as_a_Surrogate_for_Shower_Size |
| Authors |
Q._Luce,_D._Schmidt,_O._Deligny,_I._Lhenry-Yvon,_M._Roth,_A.A._Watson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07410 |
エアシャワーアレイからのデータを分析する場合、シャワーのサイズの代用として、シャワー軸($r_\text{opt}$)からかなりの距離にある信号を使用することが一般的になっています。この信号$S(r_\text{opt}$)は、さまざまな方法で一次エネルギーに関連付けることができます。$r_\text{opt}$の導入の背後にある理由を1969年にHillasが発表した重要な論文で概説した後、$r_\text{opt}$が次の場合により効果的なツールであることが示されます。検出器は、検出器が正方形のグリッドに配置されている場合よりも、三角形のグリッドに配置されています。この結果は、10\,EeVを超えるオージェと望遠鏡の共同研究によって観測されたフラックスの違いを説明するのに影響を与える可能性があり、新しいシャワーアレイを設計する際に留意する必要があります。
拡張太陽重力レンズによる微光源のイメージング
太陽を拡張重力体として扱いながら、太陽重力レンズ(SGL)を使用して微弱な光源を分解して画像化することを検討します。内部質量分布を特徴付ける一連の多極子モーメントによって表される、拡張された物体の静的重力場によって球状電磁波がどのように変更されるかを記述する新しい回折積分を使用します。太陽の四極子モーメントによって支配される球面対称性からのこれらの偏差は、特に太陽の赤道緯度で、太陽によってその焦点領域に投影される画像を著しく乱します。四重極SGLの光学特性を調べるために、このような拡張レンズの点像分布関数の近似解を開発します。また、拡張されたターゲットから信号レベルを推定するための半分析式を導き出します。これらのツールを使用して、SGLを使用したイメージングに対する太陽扁平率の影響を調べます。太陽の四重極モーメントの値が小さい場合、拡張ターゲットから到達する信号光子の大部分は、単極レンズによって投影される画像領域内に表示されます。ただし、これらの光子はスクランブルされているため、画像回復プロセス(つまり、デコンボリューション)中に達成可能な信号対雑音比が低下します。また、拡張SGLを使用した系外惑星の高解像度リモートセンシングのスペクトル感度も評価します。画質への影響を評価し、四重極モーメントの悪影響にもかかわらず、SGLは微弱で小さく遠くのターゲット、特に30～100パーセク以内の地球系外惑星の高解像度イメージングと分光法を独自に提供できることを示しています。私たちから。
LIGO-India：その範囲、関連性、進歩、および将来に関する10年評価
LIGO-USAと協力してインドで高度なLIGO(aLIGO)重力波(GW)検出器を構築および運用するLIGO-Indiaプロジェクトは、インドの国家メガサイエンスプロジェクトとして検討され、2011年に開始されました。その後、aLIGO検出器による重力波の最初の直接検出の直後に、2016年にインドの国家プロジェクトの暫定的な承認が得られました。日本のKAGRAGW検出器がGW検出器ネットワークの一部となるように調整されているため、LIGO-Indiaプロジェクトの進捗状況を評価し、重力波科学と天文学に対するその関連性と範囲を評価する機会になりました。プロジェクトの実施における人材、管理、資金、スケジュールなどのさまざまな重要な要素が、地球規模のGW検出器感度の進化を背景に再評価されます。私が現実的な見積もりとして考えていることでは、予測された設計感度のほんの一部であっても、検出器を試運転するには、2032年を超えて10年以上かかるでしょう。導入予算は約2倍以上、約Rsになると見積もっています。350億(>4億3000万ドル)。私の個人的な観点から、プロジェクトの有害な結果が議論されています。ただし、緊急性と適切なリーダーシップを備えた改訂された行動計画により、LIGO-Indiaは、運用中のaLIGO検出器と設計が類似しているため、2032年以降の数年間、マルチメッセンジャー天文学にとって遅れていますが重要な成功を収めることができます。これを達成するには、LIGO-USA検出器と同様に、LIGO-India検出器を再計画し、O5後のアップグレードされたA#バージョンで打ち上げることが不可欠です。
マイクロ波運動インダクタンス検出器の開発のための高均一 TiN/Ti/TiN 多層膜
| Title |
High-uniformity_TiN/Ti/TiN_multilayers_for_the_development_of_Microwave_Kinetic_Inductance_Detector |
| Authors |
Mario_De_Luciab,_E._Baldwin,_G._Ulbricht,_J._D._Piercy,_O._Creaner,_C._Bracken,_T._P._Ray |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07579 |
マイクロ波運動インダクタンス検出器(MKID)は、エネルギー分解能、時間分解能、および空間分解能を同時に示す超伝導極低温検出器のクラスです。MKIDアレイのピクセル歩留まりは、通常、MKIDアレイの特性評価における重要な性能指数です。現在、光学および近赤外光子の検出を目的としたMKIDの場合、最高のアレイのみが75～80%もの高いピクセル歩留まりを示します。MKIDアレイの製造に使用される超伝導膜の均一性は、アレイのピクセル歩留まりの主な制限要因と見なされることがよくあります。この論文では、TyndallNationalInstituteで堆積されたTiN/Ti/TiN多層膜の均一性に関するデータを提示し、これらの結果を、不均一性がアレイのピクセル歩留まりにどのように影響するかを評価する統計モデルと比較します。
大気光乱流の最初の 24 時間連続垂直モニタリングのデモンストレーション
| Title |
Demonstrating_the_first_24-hour_continuous_vertical_monitoring_of_the_atmospheric_optical_turbulence |
| Authors |
Ryan_Griffiths,_James_Osborn,_Ollie_Farley,_Tim_Butterley,_Matthew_J._Townson_and_Richard_Wilson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07612 |
大気光乱流の完全に連続した24時間の垂直監視の最初の例であると考えられているものを報告します。これは、新しい計測器である24時間Shack-HartmannImageMotionMonitor(24hSHIMM)を使用して実現されます。光乱流は、達成可能な帯域幅を制限する自由空間光通信や、観測精度を制限する地上ベースの光天文学などのアプリケーションの基本的な制限です。乱気流に関する知識により、最適な場所を選択し、光学機器を設計し、地上の光学システムの運用を最適化することができます。24hSHIMMは、気象予報から取得した4層の垂直乱流プロファイルと風速プロファイルの測定値から、垂直光乱流コヒーレンスの長さ、時間、角度、およびRytov分散を推定します。私たちの進歩を説明するために、機器の35時間連続デモンストレーション中に記録されたこれらのパラメータの値を示します。24hSHIMMは、その携帯性とより強い乱気流の中で機能する能力により、都市の場所でも動作し、最も要求の厳しいアプリケーションを除いて、真に連続的で用途の広い乱気流モニターをフィールドに提供します。
ソラリス: 最優先の太陽物理学科学を今達成するための焦点を絞った太陽極発見クラスのミッション
| Title |
Solaris:_A_Focused_Solar_Polar_Discovery-class_Mission_to_achieve_the_Highest_Priority_Heliophysics_Science_Now |
| Authors |
Donald_M._Hassler,_Sarah_E_Gibson,_Jeffrey_S_Newmark,_Nicholas_A._Featherstone,_Lisa_Upton,_Nicholeen_M_Viall,_J_Todd_Hoeksema,_Frederic_Auchere,_Aaron_Birch,_Doug_Braun,_Paul_Charbonneau,_Robin_Colannino,_Craig_DeForest,_Mausumi_Dikpati,_Cooper_Downs,_Nicole_Duncan,_Heather_Alison_Elliott,_Yuhong_Fan,_Silvano_Fineschi,_Laurent_Gizon,_Sanjay_Gosain,_Louise_Harra,_Brad_Hindman,_David_Berghmans,_Susan_T_Lepri,_Jon_Linker,_Mark_B._Moldwin,_Andres_Munoz-Jaramillo,_Dibyendu_Nandy,_Yeimy_Rivera,_Jesper_Schou,_Justyna_Sokol,_Barbara_Thompson,_Marco_Velli,_Thomas_N._Woods,_Junwei_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07647 |
ソラリスは、極地の見晴らしからしか答えられない重要な未解決の問題に対処するための変革的なソーラーポーラーディスカバリークラスのミッションコンセプトです。ソラリスは、緯度75度までの太陽の極を撮影し、宇宙天気と宇宙気候を理解するための基礎となる太陽ダイナモと太陽周期の仕組みについて新たな洞察を提供します。また、Solarisは、宇宙天気の研究、モデリング、予測を改善するための観測を可能にし、上空からのコロナ、コロナのダイナミクス、およびCME噴火のユニークで新しいビューを明らかにします。
ゆがんだ天体物理ディスクのパラメトリック不安定性：成長、飽和、フィードバック
歪んだ天体物理ディスクのダイナミクスを理解しようとする試みは、観測された歪んだシステムのカタログが増えていることに主に動機付けられて、大きな注目を集めています。以前の研究では、ワープの進化は、起伏のあるジオメトリによって確立された内部の流れ場によって決定的に規制されていることが示されています。これらは通常、ほぼ軌道振動数で前後に振動する層流の水平せん断流としてモデル化されます。ただし、このせん断運動は、慣性波の流体力学的パラメトリック不安定性の影響を受けやすく、歪んだダイナミクスを変更する可能性があることが知られています。線形成長フェーズはよく理解されていますが、ワープへの一貫したフィードバックと組み合わされたその後の非線形飽和は研究されていません。この作業では、ラグランジュコードGIZMO内で、FairbairnとOgilvieの最近のリングモデルフレームワークを使用して、新しい数値設定を実装します。不安定性の3モード結合解析によって予測されるように、シミュレーションでいくつかの局所的に成長するモードを正式に特定し、理論上の成長率との適切な一致を見つけます。飽和メカニズムは、最初に短波長のパラメトリック結合の成長を抑制し、最長モードが最終的な準定常波状乱流を支配できるようにする波の破壊プロセスとして理解しています。ワープから小さなスケールにエネルギーを輸送するレイノルズ応力は、ワープの振幅と位相の変化を綿密に捉える時間依存の異方性粘性アルファモデルを使用して効果的にモデル化できます。その結果、このモデルは、ありふれたものであるが、通常はパラメトリックな不安定性を解決しない将来の世界的な研究を知らせるのに役立つかもしれません.
界面領域イメージングスペクトログラフ（IRIS）で観測された太陽の縁の近くと外側の静かな太陽での爆発イベント
| Title |
Explosive_Events_in_the_Quiet_Sun_Near_and_Beyond_the_Solar_Limb_Observed_with_the_Interface_Region_Imaging_Spectrograph_(IRIS) |
| Authors |
C._E._Alissandrakis_and_J._-C._Vial |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07190 |
2つのスリット位置、スリットジョー(SJ)観測と大気イメージングアセンブリ(AIA)画像。イベントは、SiIVスペクトルで最もよく見えました。それらはSJでは弱く、1600Aおよび304AAIA画像では時々見え、高温のAIA画像では見えませんでした。SiIVラインの遠くの翼の位置-時間画像からEEを特定し、四肢からの距離を測定しました。高さ分布のガウスモデルは、EEが2832.0Aの連続体リムの3.2インチ上を中心とする狭い(0.9インチ)高さ範囲で発生することを示しました。ディスク上では、EEがネットワーク境界で発生することがわかりました。さらに、四肢の上の2つの明るいEEとディスク上の1つの明るいEEのラインプロファイルを調べました。広帯域放射として現れるものは、実際には、十分に分離されたラインプロファイルを持つ2～3の狭帯域ガウス成分の重ね合わせであり、物質が時間内の個別のエピソードで観測者に向かって、および/または観測者から離れて放出されることを示しています。そして宇宙で。放出されたプラズマは急速に加速し、最大90km/sの見通し(LOS)速度に達します。全体として、上空での速度が小さかったため、動きは実質的にLOSに沿っていました。場合によっては、最大30km/sの回転運動に関して解釈できる傾斜したスペクトルが観察されました。SiIVラインの翼には強い吸収特性は見られませんでしたが、非常に弱い吸収特性が検出されたケースが1つあります。SJまたはAIA画像では、ジェットを示す動きは検出されませんでした。小さなループの中央または上部近くでの非対称磁場ジオメトリでのリコネクションは、それらの観測特性のもっともらしい説明です。
太陽の全球アルベン共鳴の最初の完全な回復: N-S 分離された高速太陽風の 10
年規模のダイナミクスの最小二乗スペクトルにより、太陽型星が回転磁場オルタネーターとして機能することが明らかになった
| Title |
First_total_recovery_of_Sun_global_Alfven_resonance:_least-squares_spectra_of_decade-scale_dynamics_of_N-S-separated_fast_solar_wind_reveal_solar-type_stars_act_as_revolving-field_magnetoalternators |
| Authors |
Mensur_Omerbashich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07219 |
太陽は、極({\phi}Sun>|70{\deg}|)高速(>700kms^-1)の太陽風の10年規模のダイナミクスの385.8-2.439-nHz帯域で、全球的に完全に振動するものとして現れます。、ことわざのエンジンではなく、回転磁場オルタネーター。このように、1994年から2008年にかけてのユリシーズ<10nTの南北分離は、~1.610^7-2.510^9エルグ基底エネルギーにまたがる風の極サンプリングで、完全に>99%有意な太陽由来のグローバルシャープのガウス-バニチェクスペクトルシグネチャを明らかにします。アルベン共鳴(AR)、Pi=PS/i、風に次数n=100+で刻印され、PS=~11-yrSchwabeグローバルモード北側、赤道方向の~10-yr縮退、および~9年間の退化の南側。太陽は、連続的なスペクトルと解像度(<81.3nHz(S)、<55.6nHz(N))最低周波数(ほとんどのモードで<2{\mu}Hz)で。ARには鋭い対称反共鳴P(-)も伴い、その両方のN/Sテーリング高調波P(-17)は、よく知られているPR=~154日のリーガー周期であり、惑星力学と宇宙天気を支配しています。ケーシングを分離することを抑制された共振モーターとは異なり、自由に共振する太陽は、太陽で生成された高度にコヒーレントな離散波モードで、L1を超えた軸方向のシェイクオフで風を排出するため、太陽型の星を理解するには、地球規模の10年スケールのみが重要です。結果は遠隔データと実験に対して検証されたので、ダイナモを即座にオルタネータに置き換え、標準恒星モデルを前進させ、数十億の太陽型恒星の基本的な理解を向上させます。Gauss-Vanicekスペクトル解析は、非線形グローバルダイナミクスを直接計算する(球面近似を時代遅れにする)ことにより、単一の宇宙船と物理学から複数の宇宙船またはフリートフォーメーションを厳密にシミュレートすることにより、惑星科学と宇宙科学に革命をもたらします。
プロキシとして Ca-K 画像を使用した 1 世紀にわたる小規模な磁場の変化
| Title |
Variation_of_small_scale_magnetic_fields_over_a_century_using_Ca-K_images_as_proxy |
| Authors |
Jagdev_Singh,_Muthu_Priyal,_B._Ravindra,_Luca_Bertello,_Alexei_Pevtsov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07350 |
コダイカナル天文台(KO)、ウィルソン山天文台(MWO)、およびマウナロア太陽天文台(MLSO)からのCa-K画像の均一な長時間シリーズを組み合わせて、Ca-Kの小規模な特徴を特定および研究するために使用されました。世紀にわたる太陽周期の変化。小規模な機能は、拡張ネットワーク(EN)、アクティブネットワーク(AN)、およびクワイエットネットワーク(QN)の3つのカテゴリに分類されます。これらすべての特徴は、それらの面積が11年の太陽周期に従って変化することを示しています。Ca-Kネットワークの変動の相対的な振幅は、黒点周期の変動と一致します。これらの小規模な特徴の総面積は、太陽周期の最小段階の約5%から最大段階の約20%まで変化します。面積変動の平均強度と振幅を考慮すると、太陽の放射照度変動に対するEN、AN、およびQNの合計寄与は約3%であることがわかります。
角度幅の異なるコロナ質量放出の準周期的変動
| Title |
Quasi-periodic_Variations_of_Coronal_Mass_Ejections_with_Different_Angular_Widths |
| Authors |
Xia_Li,_Hui_Deng,_Feng_Wang,_Linhua_Deng,_Ying_Mei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07379 |
コロナ質量放出(CME)は、太陽からの組織化された磁気的特徴のエネルギー的な放出です。CME準周期性の研究は、CME、太陽フレア、および地磁気擾乱の間の可能な関係を確立するのに役立ちます。この研究では、CMEを分類する基準として、CMEの角度幅を使用しました。25年間の観測データに基づいて、頻度および時間-頻度分析手法を使用して、北半球と南半球のさまざまな角度幅のCME発生率に対応する準周期的変動を体系的に分析しました。角度幅の異なるCMEにはさまざまな期間があります。9か月、1.7年、3.3～4.3年です。CMEの発生率に基づく以前の研究と比較すると、1.2(+-0.01)か月、3.1(+-0.04)か月、~6.1(+-0.4)か月、1.2(+-0.1)年の同じ期間が得られました。、および2.4(+-0.4)年です。また、1つの半球または特定の太陽周期中にのみ表示されるすべてのCMEの追加の期間も見つかりました。たとえば、北半球では7.1(+-0.2)か月と4.1(+-0.2)年、1(+-0.004)か月、5.9(+-0.2)か月、1(+-0.1)年、1.4(+-0.1)年、南半球で2.4(+-0.4)年、太陽周期23(SC23)で6.1(+-0.4)月、6.1(+-0.4)月で1.2(+-0.1)年、太陽周期24(SC24)で3.7(±0.2)年。この分析は、CMEの準周期的な変動が、コロナの磁気活動、太陽フレアの噴火、および惑星間空間の振動の間のリンクであることを示しています。
クラスI後期型星の同定
ねらい。光度クラスIの既知のK型およびM型星のGaiaDR3GSP-PhotおよびGSP-Specパラメータを調べ、文献から収集したパラメータと比較して、未知の本質的に明るい晩期星の星分類の精度と可能性を評価します。タイプ。GaiaDR3GSP-PhotおよびGSP-Specパラメータは、AstrophysicalParametersInferenceSoftware(Apsis)によって生成されました。メソッド。GaiaDR3カタログには、既知の赤色超巨星、RSG、優れた視差、赤外線2MASSおよびWISEデータと同様のApsisパラメータを持つ約40,000のエントリがあります。視差距離、赤外線測光法、および変動情報を使用することにより、既知のRSGと同様の光度と温度、および0.5等より小さいGバンド振幅を持つ203個の新しいエントリのみが見つかりました。それらの低解像度BP/RPスペクトルは、既知の明るい後期型星(Cリッチ、S型、Oリッチ漸近巨星分枝星(AGB)、およびRSG)の経験的に作成されたBP/RPスペクトルのスペクトルライブラリと比較されます。)スペクトルタイプを取得します。結果。その中で、15個のS型星は、BP/RPスペクトルに見られるZrOとLaOによる特異な吸収特性によって識別され、1個のS/C星、および9個のCリッチな星は、強いCN吸収バンドによって識別されます。K型とM型は2つのサブタイプの精度で再現できます。20newRSGsareconfirmed,ofwhichsixhavebolometricmagnitudesbrighterthanthoseoftheAGBlimit:2MASSJ21015501+4517205,2MASSJ16291280-4956384,2MASSJ10192621-5818105,2MASSJ20230860+3651450,2MASSJ17084131-4026595,and2MASSJ16490055-4217328.GaiaDR3LPVパイプラインのCが豊富な星のフラグは、一部のRSGでは誤って真であり、BP/RPスペクトルの目視検査が必須です。
星の赤道ベータ平面上のロスビー波：一様に回転する放射星
ロスビー波は、回転流体における全渦度の保存により発生し、恒星内部の大規模ダイナミクスを支配している可能性があります。最近の宇宙ミッションは、多くの星の光度曲線と活動に関する膨大な情報を収集し、星の表面と内部でのロスビー波の観測を引き起こしました。亜断熱的な鉛直温度勾配を持つ一様に回転する放射星の層状内部におけるロスビー波の理論的性質を研究することを目的としています。赤道ベータ平面近似と温度の線形垂直勾配を使用して、赤道に閉じ込められたロスビーと放射星の内部の慣性重力波の線形ダイナミクスを研究します。支配方程式は、鉛直方向と緯度方向の変数分離法によって解かれます。波の垂直解と緯度解は、それぞれベッセル関数とエルミート多項式によって支配されることがわかります。星の表面と極における適切な境界条件は、ロスビー波、ロスビー重力波、慣性重力波の解析的な分散関係を定義します。波は30-50$H_0$($H_0$は表面密度スケールの高さ)の表層に閉じ込められ、$\pm60^0$の緯度の間に閉じ込められています。$m=1$($m=2$)($m$はトロイダル波数)のロスビー波の観測可能な周波数(星の自転の角周波数で正規化)は、0.65-1(1.4-2)恒星の自転、半径、表面温度に依存します。ロスビー型波動は、ケプラー星やTESS星の光度曲線を用いて体系的に観測することができます。観測と理論は、星の内部の観測に使用できます。
若い星からの双極アウトフローの統一モデル: ジェット、風、および周囲のトロイドとの磁気相互作用の運動学的特徴
| Title |
A_Unified_Model_for_Bipolar_Outflows_from_Young_Stars:_Kinematic_Signatures_of_Jets,_Winds,_and_Their_Magnetic_Interplay_with_the_Ambient_Toroids |
| Authors |
Hsien_Shang,_Chun-Fan_Liu,_Ruben_Krasnopolsky,_and_Liang-Yao_Wang_(Institute_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Academia_Sinica) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07447 |
Shangetal.\(2020)で開発されたバイポーラアウトフローの統一モデルで生じるジェット、風、マルチキャビティ、エピソードシェルの運動学的特徴等温トロイドは、位置-速度図の形で抽出されます。磁化された風と環境との相互作用によって駆動される細長い流出ローブは、従来の薄いシェルモデルを超えた混合層を持つ拡張バブル構造によって支配されています。軸方向の円筒状に成層化された密度ジェットは、広角風の投影速度を横切ってベース近くで幅広いプロファイルを持ち、コリメートされた流れで軸に沿って狭くなります。リバースショックは磁化された自由風を包み込み、最も内側の空洞を形成し、フローパターンをそらします。せん断、ケルビン-ヘルムホルツ不安定性、および疑似パルスは、ジェット-シェルコンポーネントと変動するジェット速度の間に微細で独特な特徴を追加します。幅の広い水かきのある速度機能は、マルチキャビティ全体で非常に高速な速度と低速な速度を結び付け、ネストされた流出する低速のコンポーネントを模倣します。垂直カットのリングと楕円は、さまざまな高さでマルチキャビティをトレースし、圧縮された周囲ギャップ領域は、突き出たスパイクで低速機能を強化します。私たちのキネマティックシグネチャは、クラス0からIIジェット-分子および原子ラインの流出システムまでの高速、中速、および低速成分の観察された体系を捉えます。HH212、HH30、およびDGタウBで観察された入れ子になった殻は、当然説明されます。泡としての流出はどこにでもあり、風と周囲のメディア間の相互作用の必然的な統合結果を形成します。
「時計」による太陽周期の同期の証拠はない
太陽活動周期の長さは大きく変動します。対応するサイクルフェーズの時間的進化、つまり、厳密な周期性からの活動の最小または最大のエポックの偏差は、周期的な磁気活動の根底にある物理的メカニズムに関する関連情報を提供します。根底にある厳密に周期的なプロセス(完全な「時計」に似ています)は、観測者が完全な時計と小さなランダムな位相摂動の重ね合わせを見ることで、観測における長期的な位相安定性につながります。このような挙動は、周回する惑星によって引き起こされた潮汐によって、または太陽放射内部の仮想的なねじれ振動によってサイクルが同期された場合に予想されます。あるいは、そのような同期がない場合、位相変動が蓄積し、位相のランダムウォークが発生します。これは、ランダムに摂動されたダイナモモデルの典型的な特性です。太陽黒点の記録と宇宙起源のC14からの太陽周期の再構成に基づいて、位相同期またはランダムウォークが存在するかどうかを解読するために、厳密な統計テストを実行しました。同期は、95%(黒点データからの28サイクル)と99%(C14から再構成された84サイクル)の間の有意水準で拒否されますが、フェーズ内のランダムウォークの存在はすべてのデータセットと一致しています。この結果は、ランダムな摂動を強くサポートします。サイクル間メモリがほとんどないdynamoモデル。
観測から導き出された太陽活動と太陽放射の周期性と地球環境との関連
| Title |
Periodicities_of_solar_activity_and_solar_radiation_derived_from_observations_and_their_links_with_the_terrestrial_environment |
| Authors |
Valentina_V._Zharkova,_Irina_Vasilieva,_Simon_Shepherd_and_Elena_Popova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07480 |
太陽磁気活動は、さまざまな時間スケールで変化する黒点と活動領域の変化によって表されます。最も受け入れられているのは、電磁気的な太陽ダイナモ機構によって引き起こされたとされる11年の周期です。検出されたより短いまたはより長い時間スケールもいくつかあります:隔年周期(2～2.7年)、グライスベルク周期(80～100年)、およびハルシュタット周期(2100～2300年)。最近、観測された太陽背景磁場(SBMF)の主成分分析(PCA)を使用して、330～380年の別の期間、または大太陽周期(GSC)が、SBMFの2つの固有ベクトルの要約曲線から導き出されました。この論文では、平均化された黒点数、太陽放射照度、およびSBMFの固有ベクトルの要約曲線のスペクトル解析が、Morletウェーブレットおよびフーリエ変換を使用して実行されました。黒点と固有ベクトルのモジュラスサマリーカーブから10.7年周期を検出し、固有ベクトルのサマリーカーブから22年周期と342～350年の大太陽周期を検出しました。Gleissbergの100周年周期は、400年間の平均黒点数の完全なセットで、または固有ベクトルの要約曲線に4倍成分を追加することによってのみ検出されます。2200年から2300年の別の期間は、$^{14}$C同位体の豊富さから測定された太陽放射照度の完新世データで検出されます。この期間は、大きな惑星の重力によって引き起こされる太陽慣性運動(SIM)によって引き起こされると思われる要約曲線のベースラインから導き出された2100年の期間でも確認されました。地球の大気に対する太陽活動と太陽の慣性運動の複合効果によって引き起こされる、地球の北半球と南半球への太陽放射の異なる堆積に対するこれらの発見の意味も議論されています。
太陽四極子モーメント J2 の時間変化の探索
最近、RozelotとErenは、最初の太陽重力モーメント(J2)が一時的な変動を示す可能性があることを指摘しました。示唆されている説明は、緯度による太陽の自転の時間的変化によるものです。この問題は、太陽活動に関する太陽微分回転の長期変動に関する正確な知識により、より深く発展しています。ここでは、太陽周期12～24を分析し、太陽の回転差の長期的な時間的変動を調査します。J2は、約(89.6±0.1)年の13回の調査サイクルにわたって正味の変調を示し、2.07x10-7の参照値に対して約0.1x10-7のピーク間振幅を示すことが示されています)。.さらに、J2は、太陽活動が最小の期間(黒点数が40前後まで)に正の線形傾向を示し、最大の期間(黒点数が50を超える)に顕著な減少傾向を示します。絶対値では、J2の平均値は、最大の期間よりも最小の期間の方が重要です。これらの調査結果は、エラーがないわけではない観測結果に基づいており、たとえばねじり振動を考慮することでさらに洗練することができます。彼らは、天体暦から推定されるか、通常使用される黄道座標系の代わりに太陽赤道座標系で計算される惑星軌道の近日点歳差運動の分析を通じて証明されるJ2項の周期的変動を特定することによって慰められます。
TESS と Kepler によって検出された恒星フレアの頻度分布の修正
| Title |
Correcting_Stellar_Flare_Frequency_Distributions_Detected_by_TESS_and_Kepler |
| Authors |
Dong-Yang_Gao,_Hui-Gen_Liu,_Ming_Yang,_and_Ji-Lin_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07552 |
惑星の居住可能性は、主にフレアの頻度とフレアエネルギーの分布など、星の活動と密接に関係しています。ケプラーとTESSは、正確な時間領域測光データを介して多くのフレア星が検出されていることを発見し、さまざまな種類の星での星フレアの頻度とエネルギー分布が統計的に研究されています。ただし、さまざまなミッション(ケプラーやTESSなど)から検出されたフレアイベントの完全性と観測バイアスは大きく異なります。ケプラーとTESSの光度曲線に基づいて、フレアイベントの統一されたデータ処理と検出方法を使用します。次に、フレアイベントごとに各星の元の光度曲線で注入および回復テストを実行し、フレアの完全性とエネルギーを修正します。ケプラーとTESSからフレア星の3つのサンプルが選択され、回転周期は1日から$\sim$5日です。ホットブラックボディの仮定を採用すると、我々の結果は、ケプラーバンドとTESSバンドの同じ星の累積フレア周波数分布（FFD）が補正後に一貫する傾向があり、より自然なフレア周波数とエネルギー分布を明らかにすることを示しています。私たちの結果はまた、さまざまな種類の星で、累積FFDフィッティングの低エネルギー限界を$10^{31.5-33}$ergに拡張します。太陽型星の場合、累積FFD($\alpha_{\rmcum}$)の平均べき乗指数は$-0.84$であり、これは低エネルギーフレアが全フレアエネルギーにあまり寄与しないことを示しています。$\alpha_{\rmcum}$と$T_{\rmeff}$の間の区分的な相関により、$\alpha_{\rmcum}$は最初に$T_{\rmeff}$でM2からK1星まで上昇し、その後、K1より高温の星ではわずかに減少します。
見かけの運動パラメータ法によって得られた過去 40 年間の可視連星と複数星の軌道
| Title |
The_orbits_of_visual_binary_and_multiple_stars_obtained_by_the_Apparent_Motion_Parameters_method_during_the_last_40_years |
| Authors |
L.G._Romanenko_(1),_O.V._Kiyaeva_(1),_I.S._Izmailov_(1),_N.A._Shakht_(1),_and_D.L._Gorshanov_(1)_((1)_The_Central_Astronomical_Observatory_of_the_Russian_Academy_of_Sciences_at_Pulkovo) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07602 |
プルコヴォでの長年の研究を総括して、見かけの運動パラメータ(AMP)法によって得られた67個の幅の広い二重星と複星(64個の星系に含まれる)の軌道が提示されています。このショートアーク軌道決定方法は、ある時点に対応する最も信頼性の高い天文および天体物理学データに基づいています。世界に蓄積された残りの観測は、軌道の品質を制御し、いくつかのパラメーターを改良するのに役立ちます。初期に決定されたすべてのAMP軌道が新しい観測と比較され、それらのいくつかは再計算され、新しい観測が追加されました。26インチの屈折器を使用したプルコボ観測プログラムの星については、GaiaDR2データが分析されました。これらのデータに基づいて、16個の星の軌道が計算されました。67から20のケースで、2015.5の瞬間のGaiaDR2データによる準瞬間的な動きは、全世界の観測による動きと矛盾します。考えられる理由は、内部サブシステムの存在です。銀河座標系で得られた軌道の向きも与えられます。
低質量褐色矮星KELT-1 bのトランジットタイミング変動解析
| Title |
Transit_timing_variation_analysis_of_the_low-mass_brown_dwarf_KELT-1_b |
| Authors |
\"O._Ba\c{s}t\"urk,_J._Southworth,_S._Yal\c{c}{\i}nkaya,_L._Mancini,_E._M._Esmer,_F._Tezcan,_D._F._Evans,_C._T._Tezcan,_I._Bruni,_C._Ye\c{s}ilyaprak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07619 |
軌道崩壊を観察するための最良の候補の1つである短周期褐色矮星質量KELT-1\,bの軌道周期に変動があるかどうかを調べます。6つの異なる望遠鏡を使用して、ターゲットの19の高精度トランジットライトカーブを取得します。オープンデータベースと文献からのすべての正確で完全なトランジットライトカーブ、およびセクター17と57からの利用可能なTESS観測を追加して、10年以上の観測にまたがるトランジットタイミング変動（TTV）図を形成します。ただし、TTVダイアグラムの分析は、システムが同期した可能性があることを示唆しており、経年変化または周期的変化に関して決定的ではありません。トランジットエフェメリスを更新し、Q$_{\star}^{\prime}>(8.5\pm3.9)\times10^{6}$と仮定して、その主星の減少した潮汐の質のパラメーターの有益な下限を決定します。恒星の自転がまだ同期していないこと。新しい測光観測、公開された光度曲線、TESSデータ、アーカイブの動径速度、および広帯域の大きさを使用して、システムの測定パラメーターも更新します。私たちの結果は、以前の分析で見つかった結果とよく一致しています。
MURaM コードを使用したデータ駆動型放射磁気流体力学シミュレーション
| Title |
Data-Driven_Radiative_Magnetohydrodynamics_Simulations_with_the_MURaM_code |
| Authors |
Feng_Chen,_Mark_C._M._Cheung,_Matthias_Rempel,_Georgios_Chintzoglou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07621 |
MURaM放射磁気流体力学(MHD)コードを使用して、太陽活動領域とフラックス発生のデータ駆動型シミュレーションを実施する方法を提示します。全速度ベクトルと磁気ベクトルから導出される水平電場は、誘導方程式を駆動するために光球(下部)境界で実装されます。エネルギー方程式は、磁場に沿った熱伝導、光学的に薄い放射損失、および粘性散逸と抵抗散逸によるコロナプラズマの加熱を説明します。太陽活動領域と噴火。この方法を検証するために、太陽噴火の包括的な放射MHDシミュレーション(グラウンドトゥルース)からの光球データを使用して、一連の数値実験を実行します。データ駆動型シミュレーションは、3\%の誤差で、グラウンドトゥルースでの磁束発生の過程での自由磁気エネルギーの蓄積を再現します。開始時刻は、グラウンドトゥルースと比較して約8\,min遅れています。ただし、前駆体のような署名は、正しい開始時間で識別できます。データ駆動型シミュレーションは、$\log_{10}T{=}4.5$から$\log_{10}T{>}8までの広い温度範囲で、噴火に関連する重要な放出の特徴とグラウンドトゥルースフレアのプラズマダイナミクスを捉えます。$.合成極端紫外線画像に見られるフレアとコロナ質量放出の進化も、忠実に再現されています。この方法は、より現実的なコロナ環境における磁場の進化を理解し、磁気構造を観測可能な診断に結び付けるのに役立ちます。
コズミックスクリーニングアプローチにおける逆反応
| Title |
Backreaction_in_cosmic_screening_approach |
| Authors |
Maxim_Eingorn,_Brianna_O'Briant,_Adjaratou_Diouf_and_Alexander_Zhuk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06886 |
宇宙スクリーニングアプローチ内で宇宙のグローバルな進化の非線形摂動の逆反応を調査します。この目的のために、2次スカラー摂動を考慮しました。これらの摂動とその後の数値評価の分析的研究は、第一に、対応する平均値がフリードマン方程式に及ぼす逆反応の影響を無視できること、第二に、重力ポテンシャルに対する二次補正が一次補正よりもはるかに小さいことを示しています。量。その結果、宇宙スクリーニングアプローチにおける摂動の小さいオーダーへの展開は正しい。
60 年間の非検出からテクノシグネチャーの割合を推測する
過去約60年間、地球外知的生命体の探索は、地球外でリモートで検出可能な技術生命体の証拠を求めて空を監視してきましたが、今日まで肯定的な結果はありません。検出の欠如は、検索空間の非常に不完全なサンプリングに起因する可能性がありますが、技術的な放出は実際には十分にまれであり、地球を横断する人がいない時代に生きている可能性があります.この可能性は過去に考慮されていましたが、銀河のテクノエミッションの集団に対するその結果を定量的に評価することはありませんでした。ここでは、信号の放出速度の上限を推測するために、少なくとも60年間信号が地球を横切らない可能性を導き出します。天の川銀河から生成される排出量は1世紀あたり約1～5未満であることがわかりました(95%の信頼できるレベル)。これは、50%の確率で60～1,800年以上の次の交差イベントまでの楽観的な待ち時間を意味します。指向性の高い信号のかなりの部分は、放出率の上限を増加させますが、待機時間を体系的に変更することはありません。私たちの結果は、検出の欠如を評価するためのベンチマークを提供し、地球外知性の検索のための最適な戦略を形成するための基礎として役立つ可能性があります.
Georges Lema\^itre の 1964 年の VRT ビデオ インタビューが再登場
| Title |
Resurfaced_1964_VRT_video_interview_of_Georges_Lema\^itre |
| Authors |
Satya_Gontcho_A_Gontcho,_Jean-Baptiste_Kikwaya_Eluo_and_Paul_Gabor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07198 |
2022年12月31日、ベルギーのフランダース共同体の全国公共放送局であるVlaamseRadio-enTelevisieomroeporganisatie(VRT)は、1964年のジョルジュ・レマのインタビューのビデオ録画を回収しました。これまで、その映像は失われたと考えられていました。この映像は、しばしば「ビッグバンの父」と呼ばれる物理学者の見解へのユニークな洞察を表しています。インタビューはフランス語で行われ、フラマン語の字幕付きでオンラインで入手できます。この宝物を広く利用できるようにするために、この論文では、インタビューの英訳と参照用のフランス語のトランスクリプトをいくつか簡単に説明します.
数値相対性理論に基づく摂動理論からの残留ブラック ホールの特性と波形モデリングへの影響
| Title |
Remnant_black_hole_properties_from_numerical-relativity-informed_perturbation_theory_and_implications_for_waveform_modelling |
| Authors |
Tousif_Islam,_Scott_E._Field,_Gaurav_Khanna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07215 |
連星とブラックホール(BBH)の合体中、エネルギーと運動量は連星系から重力放射として運び去られます。放射エネルギーと運動量にアクセスすることで、残骸ブラックホールの特性を正確に予測することができます。レムナントの質量、レムナントのスピン、ピーク光度、およびレムナントのブラックホールに与えられた最後のキックを重力放射から直接効率的に抽出するためのPythonパッケージgw_remnantを開発しました。次に、BHPTNRSur1dq1e4から生成された波形を使用して、質量比がq=2.5からq=1000の範囲の非回転BBH合体の場合の最終的なブラックホールの残存特性を計算します。摂動理論の枠組み。数値相対性理論(NR)サロゲートモデルから比較可能な質量比体制で推定された残余特性に対して、またq=[15,32,64]で最近利用可能な高質量比RITNRシミュレーションに対して結果を検証します。残りのプロパティの推定値は、両方の体制でそれぞれNRサロゲートモデルおよびNRデータから得られた推定値と非常によく一致することがわかります。次に、ガウス過程回帰フィッティング法を使用して、q=2.5からq=1000のBBH合併におけるレムナントブラックホールの特性の代理モデルであるBHPTNR_Remnantを提示します。最後に、重力波形モデリングにおける残余情報の潜在的な意味についてコメントします。gw_remnantとBHPTNR_Remnantの両方のパッケージを公開しています。
重バリオンカイラル摂動論を用いて中性子過剰物質中の荷電パイ中間子の挙動を調べる。この研究は、コア崩壊超新星や中性子星合体で遭遇する中性子に富む物質に、パイ中間子、またはパイ中間子のような励起が関連している可能性があるという見通しに動機付けられています。以前に予想されたように、$\pi^-$質量は密度とともに増加し、s波凝縮を排除し、$\pi^+$モードの質量は密度の増加とともに減少することがわかりました。核対称エネルギーに関連する中性子が豊富な物質の中の中性子と陽子の間のエネルギー差は、パワーカウントを変更します。これは、パイ中間子の自己エネルギーへの高次の寄与を高めます。以前は重要ではなかったが魅力的なダイアグラムが強化されました。これの正味の効果は、$\pi^+$の量子数を持つ新しい集団モードの出現と、$\pi^+$質量の顕著な減少です。
歳差運動するコンパクト連星合体の信号から、マイクロレンズ重力波信号を識別することはできますか?
| Title |
Can_we_discern_microlensed_gravitational-wave_signals_from_the_signal_of_precessing_compact_binary_mergers? |
| Authors |
Kyungmin_Kim,_Anna_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07253 |
マイクロレンズ重力波(GW)は、複数のレンズ信号間の$\sim\!\mathcal{O}(10\textrm{--}100)~\textrm{ms}$時間遅延によって引き起こされる干渉の特徴を認識することで観測可能です.ただし、予想されるマイクロレンズ化されたGW信号の形状は、歳差運動のコンパクトなバイナリマージからのGWの波形に現れる変調と混同される可能性があります。それらの形態学的類似性は、観測されたGWの起源を正確に特定するためのテンプレートベースの検索の障害となる可能性があり、\emph{歳差運動するコンパクト連星合体の信号からマイクロレンズGW信号を識別できるか?}ノイズの有無にかかわらずシミュレートされたGW信号を調べることにより、これらのGWを区別する可能性。特定のターゲット信号のさまざまな仮説のテンプレートを使用して計算された信号対雑音比(SNR)を比較すると、確かに可能であることがわかります。レンズ付きGWの適切なパラメーター推定により、SNRベースのテストよりもターゲット信号の半分の数の仮定に焦点を当てることで、対象のターゲットを識別できることを示します。
粘性ガス星の安定性転換点原理
Navier-Stokes-Poissonシステムでモデル化された非回転粘性ガス星の安定性を考察します。状態方程式の一般的な仮定の下で、線形化されたナビエ・ストークス・ポアソン系の不安定モードの数は、非粘性ガス星をモデル化する線形化されたオイラー・ポアソン系の不安定モードの数に等しいことが証明されました。特に、転換点の原理は、粘性があるかどうかに関係なく、回転していない星に当てはまります。つまり、安定性の遷移は総質量の極値でのみ発生し、不安定なモードの数は質量半径曲線によって決定されます。証明のために、散逸のある線形二次偏微分方程式のクラスに対して、無限次元のケルビン・テイト・チェタエフ定理を確立します。さらに、線形安定性は非線形漸近安定性を意味し、線形不安定性はナビエ・ストークス・ポアソン系の非線形不安定性を意味することを証明します。
インフレーションと原始摂動に対する島の意味
通常、インフレーションのefolds数は、そのdeSitterエントロピーによって制限されなければならないと考えられています。さもなければ、情報のパラドックスが発生します。ただし、エンタングルメントエントロピーを計算するための島のルールに照らして、そのような境界が存在しない可能性があることを示しますが、インフレーション後にオブザーバーが検出できる原始摂動モードの情報フラックスはページ曲線に従います。対応する永遠に膨張する時空では、膨張するパッチには隣接して崩壊したパッチ(最終的にはブラックホールに発展する)が伴う必要があるように思われるため、そのホーキング放射は原初の摂動にすぎない可能性があります。したがって、私たちが観察した摂動スペクトルは、大規模な「ページのような」抑制を示します。
時空振動によるアーベルおよび非アーベルゲージ場のパラメトリック共鳴
| Title |
Parametric_resonance_in_abelian_and_non-abelian_gauge_fields_via_space-time_oscillations |
| Authors |
Shreyansh_S._Dave,_Sanatan_Digal,_Vinod_Mamale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07456 |
時空振動の存在下で、非アーベルゲージ場と同様にアーベル電磁場の進化を研究します。非アーベルの場合、線形近似を考慮して、場のモードの時間発展を分析します。アーベルと非アーベルの両方で、モード方程式は、同じパラメトリック共振空間モードの存在を示しています。共鳴モードの大きな成長は、$CP-$対称性を破るものを含む、物理的な観測量の大きな変動を引き起こします。また、$2+1$次元の数値シミュレーションを使用して、フィールドの小さなランダムな変動を進化させます。これらのシミュレーションは、非アーベルの場合のゲージ結合に対する非線形効果の研究に役立ちます。私たちの結果は、遅い時間にカップリングに伴うエネルギー密度の増加があることを示しています。これらの結果は、重力波が電磁場よりも効率的に非アーベルゲージ場を励起する可能性があることを示唆しています。また、初期宇宙の重力波や、中性子星、ブラックホールなどの合体による重力波は、$CP-$violationを強化し、キラル電荷分布、磁場などに不均衡を生じさせる可能性があります。
標準モデル物質でキラルフォノンを生成することにより、明るい暗黒物質粒子を検出する方法を提案します。そのような検出器の候補材料として有機金属フレームワーク(MOF)を提案します。その構造の柔軟性により、高感度の磁力計を使用して検出するのに十分な大きさの磁気モーメントを持つ低エネルギーのキラルフォノンが得られ、その異方性が方向感度につながり、バックグラウンドが緩和されるためです。汚染。私たちの提案を実証するために、MOFInF$_3$($4,4'$-bipyridine)のフォノニック構造を計算し、高度にキラルな音響フォノンを持つことを示しました。磁気モーメントを介してそのようなキラルフォノンを検出すると、励起エネルギーのしきい値が単一のフォノンのエネルギーまで劇的に低下します。MOFでの単一フォノン検出により、検出器の範囲が現在の限界よりも10桁以上大きくなり、まだ調査されていない多数の暗黒物質候補の調査が可能になることを示しています。
奇妙な矮星と奇妙な惑星の安定性を再考する
| Title |
Revisiting_the_stability_of_strange-dwarf_stars_and_strange_planets |
| Authors |
Victor_P._Goncalves,_Jose_C._Jimenez,_Lucas_Lazzari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07654 |
ストレンジクォーク物質コアと希薄核物質クラストで構成されたストレンジドワーフ混成星とストレンジ惑星の動的安定性は、低速の重要な境界条件で動径振動方程式の基本モード固有振動数を分析することによって再検討されます。そして、密度不連続界面に由来する明確な微視的スケールを特徴付ける高速変換。私たちの計算は、急速な変換の場合、いわゆる{\it反応モード}がこれらの非コンパクトオブジェクトで基本的な役割を果たし、自然界での存在を可能にすることを示しています.興味深いことに、遅い変換は、Glendenning-Kettner-Weberの独創的な研究と同じ安定期間を示します。私たちの調査結果の堅牢性は、さまざまな遷移密度に対して、また超高密度コアの摂動QCDからの状態方程式を使用して実証されています。
断続的な重力波背景の確率的探索
| Title |
A_stochastic_search_for_intermittent_gravitational-wave_backgrounds |
| Authors |
Jessica_Lawrence,_Kevin_Turbang,_Andrew_Matas,_Arianna_I._Renzini,_Nick_van_Remortel,_Joseph_D._Romano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07675 |
AdvancedLIGO、Virgo、およびKAGRA検出器の周波数帯域における重力波背景(GWB)の可能性が高いソースは、宇宙全体の解決不可能な恒星質量連星ブラックホール(BBH)合体の集団からの信号の重ね合わせです。.バンド($\sim\!1~{\rms}$)内のBBH合併の持続時間は、隣接する合併間の予想される分離($\sim\!10^3~{\rms}$)よりもはるかに短いためです。)、観測された信号は「ポップコーンのような」または$10^{-3}$のデューティサイクルで断続的になります。ただし、LIGO-Virgo-KAGRAコラボレーションによって現在実行されている確率的GWBの標準的な相互相関検索は、バックグラウンドの断続的な性質を考慮していない連続ガウス信号モデルに基づいています。後者は、間欠性の程度を定量化するデューティサイクルパラメータを含むガウス混合モデルによってよりよく説明されます。DrascoとFlanaganによる以前の論文に基づいて、断続的なGWBの確率信号ベースの検索を提案します。このような信号の場合、この検索は標準の連続相互相関検索よりも優れたパフォーマンスを発揮します。いくつかの単純なモデルのシミュレートされたデータに適用された断続的なGWBに対する確率信号ベースのアプローチの結果を提示し、検出と信号特性の両方の観点から、そのパフォーマンスを他の検索方法と比較します。この方法を実際の重力波データに自信を持って適用する前に、より現実的なシミュレートされたデータセット(たとえば、天体物理学的に動機付けられた、ノイズトランジェントを含む色付きの検出器ノイズに注入されたBBH合併信号で構成される)での追加のテストが必要になります。
| Title |
SFQEDtoolkit:_a_high-performance_library_for_the_accurate_modeling_of_strong-field_QED_processes_in_PIC_and_Monte_Carlo_codes |
| Authors |
Samuele_Montefiori_and_Matteo_Tamburini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07684 |
ストロングフィールドQED(SFQED)プロセスは、コンパクトな天体物理オブジェクトの近くに存在するものや超高強度レーザーで生成されるものなど、極端な電磁場における粒子とプラズマのダイナミクスを決定する際の中心となります。SFQEDtoolkitは、ユーザーが既存の粒子内粒子(PIC)およびモンテカルロコードでSFQEDプロセスを簡単に実装できるように設計されたオープンソースライブラリです。高度な関数近似手法により、高エネルギー光子放出および電子陽電子対生成確率率とエネルギー分布が、局所的定場近似(LCFA)およびより高度なモデルで計算されます[Phys.Rev.A99,022125(2019)]。SFQEDtoolkitは、ユーザーに高性能と高精度を提供するように設計されており、その使用法を示すきちんとした例が提供されています。近い将来、SFQEDtoolkitは、生成された粒子の角度分布をモデル化するように強化されます。つまり、一般的に使用される共線放出近似を超えて、スピンと偏光に依存するSFQEDプロセスをモデル化します。特に、提示された関数近似アプローチの一般性と柔軟性により、物理学、化学、コンピューターサイエンスの他の分野での採用に適しています。
