$z\approx 0.32$ および $z\approx 0.44$ での Mpc スケールでの中性水素強度マッピングの最初の検出
| Title |
A_first_detection_of_neutral_hydrogen_intensity_mapping_on_Mpc_scales_at_$z\approx_0.32$_and_$z\approx_0.44$ |
| Authors |
Sourabh_Paul,_Mario_G._Santos,_Zhaoting_Chen,_Laura_Wolz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11943 |
新しいMeerKAT電波望遠鏡のLバンド受信機による干渉観測から得られた、中性水素(HI)の21cm放射からの強度信号を使用した宇宙パワースペクトルの最初の直接検出を報告します。強度マッピングは、無線周波数で宇宙の3次元物質分布をマッピングし、基礎となる宇宙論を調査するための有望な手法です。これまでのところ、検出は銀河調査との相互相関によってのみ達成されています。ここでは、赤方偏移$0.32$および$0.44$でのHIパワースペクトルの独立した測定値を、前景回避法を使用して高い統計的有意性で提示します(それぞれ$8.0\sigma$および$11.5\sigma$)。HI分布の変動のrmsを$\sigma_{\rmHI}=(0.44\pm0.04)\,{\rmmK}$および$\sigma_{\rmHI}=(0.63\pm0.03)\,{\rmmK}$それぞれ1.0Mpcのスケールで。パワースペクトル測定に含まれる情報により、HI質量関数とHIハローモデルのパラメーターを調べることができます。これらの結果は、新世代の電波望遠鏡を使用したHI強度マッピングによる精密宇宙論への重要な一歩です。
宇宙せん断解析における測光赤方偏移の不確実性に関する解析的周縁化
| Title |
Analytical_marginalisation_over_photometric_redshift_uncertainties_in_cosmic_shear_analyses |
| Authors |
Jaime_Ruiz-Zapatero,_Boryana_Hadzhiyska,_David_Alonso,_Pedro_G._Ferreira,_Carlos_Garc\'ia-Garc\'ia_and_Arrykrishna_Mootoovaloo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11978 |
画像調査の統計力が高まるにつれて、すべての体系的な不確実性を説明することが重要です。これは通常、これらの不確実性のモデルを構築し、追加のモデルパラメータを無視することによって行われます。その結果、パラメーター空間全体の次元が高くなるため、従来のモンテカルロサンプリング法を使用して宇宙論的パラメーターを推測するコストが大幅に高くなります。特に関連する例は、ソースサンプルの赤方偏移分布$p(z)$です。これを完全に記述するには、数十のパラメーターが必要になる場合があります。ただし、通常、関連する系統のキャリブレーションを通じて、これらのパラメーターに比較的タイトな事前確率を設定できます。この論文では、これらの較正可能な体系的パラメーターに関する理論的予測の線形化により、これらの余分なパラメーターを分析的に過小評価できることを定量的に示し、パラメーターの推定に必要な時間の$\sim30$倍の削減につながります。160個の$p(z)$パラメータを完全に数値的に周縁化することで得られる宇宙パラメータの同じ事後分布を正確に復元します。これは、現在のデータと現在達成可能なキャリブレーションの事前確率だけでなく、将来のステージIVデータセットでも実現可能であることを示しています。
修正重力宇宙論における非線形パワー スペクトルの解析モデリングの改善
| Title |
Improved_analytical_modeling_of_the_non-linear_power_spectrum_in_modified_gravity_cosmologies |
| Authors |
Suhani_Gupta,_Wojciech_A._Hellwing,_and_Maciej_Bilicki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12016 |
物質摂動の非線形パワースペクトル(PS)の信頼性の高い分析モデリングは、最大の天体調査からの宇宙論的分析の主な前提条件の1つです。これは、5番目の力を追加することによって標準的な一般相対性理論のパラダイムを拡張するモデルに特に当てはまります。数値シミュレーションは非常に高価になる可能性があります。ここでは、Hu-Sawicki$f(R)$とDvali-Gabadadze-Porrati(nDGP)の通常のブランチの2つの修正重力(MG)バリアントの正確なPSモデルを構築する方法を紹介します。特定のMG拡張機能を備えたHMコンポーネントを使用して、ベースラインLambda-Cold-Dark-Matter($\Lambda$CDM)シナリオに関して標準的なハローモデル(HM)を変更することから始めます。私たちの$P(k)_{\text{HM}}$は、わずかに非線形のスケール($k\lesssim0.3$$h/\,\mbox{Mpc}$)までしか5%の精度を保持しないことがわかります。数値シミュレーションのPSと比較。同時に、私たちのHM処方箋は、比率$\Upsilon(k)=P(k)_{\text{MG}}/P(k)_{\Lambda\text{CDM}}$upをより正確に捉えています。非線形スケールに。HMから派生した$\Upsilon(k)$を実行可能な非線形$\Lambda$CDM$P(k)$処方箋(HALOFITなど)と一緒に使用すると、はるかに優れた、より正確なPS予測をレンダリングすることが示されます。MG。新しいアプローチにより、パフォーマンスが大幅に向上し、モデル化された$P(k)_{\text{MG}}$の精度が$k\lesssim2.5-3$$hの非線形スケールまで5%以内になりました。/\,\mbox{Mpc}$.これらのMGモデルによって促進されるGRからの偏差の大きさは、通常、これらのレジームでは$\mathcal{O}(10\%)$です。したがって、現代の宇宙論的観測量に対する制約を予測するには、5%のPSモデリングに到達するだけで十分です。
グループ内光の潮流のおかげで、新たに特定された銀河グループ
| Title |
A_newly_identified_galaxy_group_thanks_to_tidal_streams_of_intragroup_light |
| Authors |
M._Girardi,_S._Zarattini,_W._Boschin,_M._Nonino,_I._Bartalucci,_A._Mercurio,_N._Nocerino,_P._Rosati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12173 |
降着駆動の成長シナリオでは、クラスター内光の一部がグループ環境で形成されます。z=0.45で知られている銀河団MACSJ0329-0211の前景に拡散光の徴候を示す銀河群の偶然の発見を報告します。私たちの調査は、銀河団MACSJ0329-0211のSuprime-Cam画像の南東領域にある明るい銀河のペアの周りの拡散光ストリームの検出から始まりました。私たちの分析は、拡張されたCLASH-VLT赤方偏移カタログと、イタリアのTelescopioNazionaleGalileoでアドホックに取得された新しい分光データに基づいています。密度再構成法を使用して、銀河ペア周辺領域の銀河の赤方偏移分布を分析します。また、利用可能な測光データとX線データを使用して、グループの特性をより適切に特徴付けます。この領域で収集された大量の赤方偏移データのおかげで、ここではGrGJ0330-0218と呼ばれる銀河のグループの存在を発見することができました。これは、銀河のペアに関連付けられています。これらは、2つの最も明るいグループの銀河(BGG1とBGG2)です。赤方偏移カタログから41のグループメンバーを抽出し、平均赤方偏移z=0.1537および視線速度分散sigmav=370km/sを推定しました。位相空間図では、GrGJ0330-0218の銀河の分布は、銀河団の脱出速度に関連する特徴的なトランペット型のパターンに従っており、このグループがビリアル化構造であることを示唆しています。この仮定の下では、グループの質量はM200約6E13Msunです。また、130Msun/Lsunの質量対光比と、0.5R200内で約20%の拡散光の光度分率を測定しました。おそらく潮汐の相互作用により、拡散光に囲まれた銀河のペアは、グループの道しるべとして機能すると推測されます。
干渉計アレイによる宇宙の夜明けの21cm全球スペクトルの測定について
| Title |
On_measuring_the_21_cm_global_spectrum_of_cosmic_dawn_with_interferometer_array |
| Authors |
Xin_Zhang,_Bin_Yue,_Yuan_Shi,_Fengquan_Wu,_Xuelei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12223 |
干渉計アレイによって測定された可視性(相互相関のみ)からのグローバルスペクトル(モノポール)の回復と、宇宙の夜明けの21cm信号を抽出する可能性を理論的に調査します。私たちのアプローチでは、最大数千のベースラインで測定された可視性からモノポールと高次成分を同時に解くことによって、グローバルスペクトルが取得されます。このアルゴリズムを使用すると、前景信号と21cm信号の両方のモノポールを幅広い条件で正しく復元できます。3Dベースライン分布は、特に短いベースラインがない場合に、2D(平面)ベースライン分布よりもはるかに優れたパフォーマンスを発揮できることがわかりました。地上ベースの2Dおよび3Dアレイ構成、および軌道歳差運動によって3Dベースラインを形成できる太陽地球L2ポイントに配置された十字形の空間アレイをシミュレートします。すべてのシミュレーションで、良好な復元されたグローバルスペクトルが得られ、適切な数のアンテナと観測時間で、そこから21cm信号を正常に抽出できます。
| Title |
J2102+6015:_a_potential_high-redshift_multimessenger |
| Authors |
Leonid_I._Gurvits,_S\'andor_Frey,_M\'at\'e_Krezinger,_Oleg_Titov,_Tao_An,_Yingkang_Zhang,_Alexander_G._Polnarev,_Krisztina_\'E._Gab\'anyi,_Krisztina_Perger,_Alexey_Melnikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12283 |
暫定的に定義された赤方偏移z=4:575を持つソースJ2102+6015のいくつかの研究の結果を提示し、簡単に説明します。その特性は、既知の電磁および予測可能な重力波放出の高赤方偏移源のこれまでのところまれな例と見なすことができる超大質量ブラックホール連星の兆候と見なすことができます。
ビッグバン元素合成
初期の宇宙が膨張して冷えるにつれて、ニュートリノを物質と熱平衡に保つ弱い相互作用の速度と、中性子と陽子を相互変換する反応の関連速度が減少します。最終的に、これらの率は膨張率を下回り、凍結します。同様に、核を形成したり壊したりする強力で電磁気的な核反応の速度は、早い段階で平衡を維持するのに十分な速さですが、遅くなり、最終的には凍結につながります。これらのフリーズアウトプロセスが合わさって、ビッグバン元素合成(BBN)の時代が構成されます。この初期の時代から出現した遺物には、ヘリウムや重水素などの軽元素の存在量と、分離されたニュートリノの背景、「C$\nu$B」が含まれます。これは、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)にほぼ類似しています。これらの化石遺物は、初期宇宙で働いていた物理学の歴史をコード化しています。その結果、BBNは、新しい標準モデル(BSM)を超える物理を制約するための重要なツールとして登場しました。BBNは、大型の光学望遠鏡とステージ4CMB実験の出現によって提供される重水素とヘリウムの原始存在量の測定で予想されるより高い精度を考えると、BSM物理学のさらに細かいプローブになる可能性があります。後者の実験は、光子分離エポックにおける相対論的エネルギー密度の尺度であり、したがってC$\nu$Bの重要なプローブである$N_{\rmeff}$のより高い精度の決定も提供します。
重力によって偏向する宇宙背景ニュートリノ: DEMNUni シミュレーション解析
| Title |
Cosmic_Background_Neutrinos_Deflected_by_Gravity:_DEMNUni_Simulation_Analysis |
| Authors |
Beatriz_Hern\'andez-Molinero,_Carmelita_Carbone,_Raul_Jimenez,_Carlos_Pe\~na_Garay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12430 |
局所的なスーパークラスターは、宇宙背景ニュートリノの重力偏向源として機能します。重力によるこの偏向は、ニュートリノのヘリシティを変化させるため、ニュートリノがディラックかマヨラナかを決定することを目的とした地上でのトリチウム捕獲実験に重要な結果をもたらします。ここでは、より高解像度のDEMNUniシミュレーションスイートを使用してローカルスーパークラスターの偏向効果を調査し、以前の結果を再確認します。最も軽いニュートリノは超相対論的であり、重力によるたわみをほとんど受けないと同時に、ディラックとマヨラナのケースで同じ捕捉率を達成できるほど相対論的ではないことを示しています。これは、プトレマイオスのような実験での捕獲率がニュートリノの性質に敏感であり、重力のたわみがマヨラナ率とディラック率の差を拡大することを意味します。さらに、ニュートリノ凍結フェルミディラック分布の質量と運動量の関係を使用して、シミュレーションから得られた同じニュートリノのセットから異なるニュートリノ質量の偏向角を計算することができます。そうすることで、宇宙論がニュートリノの絶対質量を検出するときに、ニュートリノの性質を決定することを目的とした地球上のトリチウム地上ベースの検出器について正確な予測を行うことができるように、あらゆるニュートリノ質量の偏向角を計算する式を提供します。
タリー・フィッシャー固有速度からの宇宙成長速度測定
特異な速度は、宇宙の構造の成長速度を測る重要なプローブであり、最大スケールでの重力の影響を直接測定し、それによって重力理論のテストを提供します。完全な固有速度データセットは、銀河の赤方偏移と赤方偏移に依存しない距離測定値の両方で構成され、Tully-Fisher関係などの方法によって推定されます。伝統的に、Tully-Fisher関係は最初に銀河の小さなサンプルのCepheid変数などの距離指標を使用して較正されます。較正された関係は、固有の速度を決定するために使用されます。この分析では、Tully-Fisher関係と固有の速度場のパラメーターを同時に決定するために、ワンステップベイジアン法を使用します。また、明るい端で曲率を考慮して、Tully-Fisher関係を一般化しました。Cosmicflows-4(CF4)固有の速度データセットをエミュレートするための模擬調査を設計します。次に、この方法をCF4データに適用して、構造パラメータの成長率($\beta=0.40\pm0.07$)、残留バルクフロー($\mathbf{V}_{\textrm{ext)の新しい制約を取得します。}}=$[69$\pm$15,$-$158$\pm$9,14$\pm$7]\,km$~s^{-1}$スーパーギャラクティック座標)、およびタリーフィッシャーのパラメータ曲率との関係。成長率と質量変動振幅$f\sigma_{8}=0.40\pm0.07$の積の推定値を取得します。この$f\sigma_{8}$の測定値を他の銀河赤方偏移調査の測定値と組み合わせて、成長指数$\gamma$を当てはめます。最新のPlanckCMBの結果から宇宙論的パラメーターを仮定すると、$\gamma>6/11$が有利であることがわかります。この改良された方法を使用して、WALLABYなどの調査からのタリーフィッシャーデータの大規模な新しいサンプルで固有の速度を回復し、低赤方偏移でより正確な成長率を測定する予定です。
ハッブルの緊張に対処する上での eLISA の見通しに関する徹底的な調査: フィッシャー予測、MCMC、および機械学習
| Title |
A_thorough_investigation_of_the_prospects_of_eLISA_in_addressing_the_Hubble_tension:_Fisher_Forecast,_MCMC_and_Machine_Learning |
| Authors |
Rahul_Shah,_Arko_Bhaumik,_Purba_Mukherjee,_Supratik_Pal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12708 |
中間赤方偏移($3<z<8$)での観測に主な焦点を当てて、ハッブル張力に対処する際の今後の宇宙ベースの重力波ミッションeLISAの機能の詳細な分析を実行します。直接測定データを使用して最新の張力を見つけるために、CMB+BAO+SNIaの最新のデータセットを使用して制約する、さまざまなクラスの宇宙論モデルを表す6つの異なるパラメーター化を検討します。その後、これらの制約は、eLISAのモックカタログを構築するために使用されます。次に、シミュレートされたカタログでフィッシャー分析、マルコフ連鎖モンテカルロ、およびガウス過程を使用した機械学習を含む3つのアプローチを採用して、各モデルの将来のパフォーマンスを予測します。私たちの分析に基づいて、予測ツールとしての3つの方法と、各方法で予測されたさまざまなモデルを徹底的に比較します。私たちの分析は、eLISAが$H_0$をサブパーセントレベルで制約することを確認しています。MCMCとGPの結果は、現在$H_0$の直接測定値と調整するのが難しいモデルの張力の低下を予測していますが、後者の張力の低いモデルでは有意な変化は発生しません。この機能は、この方向でさらに調査する必要があります。
| Title |
Negative_Dark_Energy_Density_from_High_Redshift_Pantheon+_Supernovae |
| Authors |
Mohammad_Malekjani,_Ruair\'i_Mc_Conville,_Eoin_\'O_Colg\'ain,_Saeed_Pourojaghi,_M._M._Sheikh-Jabbari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12725 |
宇宙の(有効な)状態方程式(EoS)に関する\textit{modelbuilding}仮定を考えると、ハッブル定数$H_0$は、フリードマン方程式を解くときに積分定数として発生します。したがって、$H_0$は\textit{数学的に}定数ですが、\textit{観測的に}定数である必要はありません。EoSまたはモデルが宇宙を正確に記述している場合を除きます。以前の結果に基づいて、フラットな$\Lambda$CDM宇宙論的パラメーター$(H_0,\Omega_{m})$の赤方偏移進化が、最新のPantheon+サンプルで持続することを示します。特に、有効な赤方偏移を伴う$\Omega_m$の増加($H_0$の減少)傾向は、$z=1$を超える負のダークエネルギー(DE)密度に対応する$\Omega_m>1$のベストフィットにつながります。Pantheon+サンプルの赤方偏移範囲は$0<z\lesssim2.26$として示されていますが、これはサンプル全体でフラットな$\Lambda$CDMフィッティングパラメーターの赤方偏移の進化を覆い隠しています。
Euclid 準備 XXIX: 10 の異なる高次の弱いレンズ統計の予測
| Title |
Euclid_Preparation_XXIX:_Forecasts_for_10_different_higher-order_weak_lensing_statistics |
| Authors |
Euclid_Collaboration:_V._Ajani_(1_and_2),_M._Baldi_(3_and_4_and_5),_A._Barthelemy_(6),_A._Boyle_(7),_P._Burger_(8),_V._F._Cardone_(9_and_10),_S._Cheng_(11),_S._Codis_(7),_C._Giocoli_(4_and_5),_J._Harnois-D\'eraps_(12),_S._Heydenreich_(8),_V._Kansal_(7),_M._Kilbinger_(1),_L._Linke_(8),_C._Llinares_(13_and_14),_N._Martinet_(15),_C._Parroni_(10),_A._Peel_(16),_S._Pires_(7),_L._Porth_(8),_I._Tereno_(13_and_14),_C._Uhlemann_(12),_M._Vicinanza_(10),_S._Vinciguerra_(17),_N._Aghanim_(18),_N._Auricchio_(4),_D._Bonino_(19),_E._Branchini_(20_and_21),_M._Brescia_(22),_J._Brinchmann_(23),_S._Camera_(24_and_25_and_19),_V._Capobianco_(19),_C._Carbone_(26),_J._Carretero_(27_and_28),_F._J._Castander_(29_and_30),_M._Castellano_(10),_S._Cavuoti_(31_and_32),_A._Cimatti_(33),_R._Cledassou_(34_and_35),_G._Congedo_(36),_et_al._(173_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12890 |
最近の宇宙せん断研究では、独立したチームによって開発された高次統計(HOS)が、大規模構造の非ガウス特徴に対する感度のおかげで、統計精度の点で標準的な2点推定量よりも優れていることが示されています。Higher-OrderWeakLensingStatistics(HOWLS)プロジェクトの目的は、N体シミュレーションから派生した$Euclid$のようなモックの共通セットで$10$の異なるHOSの制約力を評価、比較、および結合することです。HOWLSシリーズの最初の論文では、非断層($\Omega_{\rmm}$,$\sigma_8$)フィッシャー情報を1点確率分布関数、ピークカウント、ミンコフスキー汎関数、ベティ数、持続相同性ベティ数とヒートマップ、および散乱変換係数を調べ、それらを体系的なバイアスがない場合のせん断および収束の2点相関関数と比較します。高次モーメントの3つの実装の予測も含まれていますが、これらの統計ではガウス尤度の仮定が崩れるため、これらを確実に解釈することはできません。個別に見ると、各HOSは、統計と宇宙パラメータ全体でいくつかの変動がある予測の精度において、2点統計よりも約$2$優れていることがわかります。すべてのHOSを組み合わせると、これは$4.5$倍の改善に増加し、$Euclid$を使用したコズミックシアー宇宙論的解析に対するHOSの計り知れない可能性が強調されます。この分析で使用されたデータは、論文とともに公開されています。
超高密度暗黒物質ハローのレンズ制約
宇宙論的観測は、宇宙の密度の原始変動をメガパーセク以上のスケールで正確に測定しますが、はるかに小さなスケールは制約が不十分なままです。しかし、小さなスケールでの十分に大きな初期摂動は、放射線時代に形成され、後期宇宙に生き残る大量の超高密度暗黒物質ミニハローにつながる可能性があります。初期の形成により、これらの天体は十分にコンパクトになり、検出可能なマイクロレンズシグネチャを生成できます。EROS、OGLE、およびHSCサーベイが、有限のソースサイズと拡張レンズ効果を完全に説明することによって、これらのハローをプローブできるかどうかを調査します。現在のデータは、パラメーター空間の新しい領域で原始曲率摂動の振幅をすでに制約している可能性があることを発見しましたが、この結論は、これらの超高密度ハローの内部構造に関するまだ未定の詳細に非常に敏感です。楽観的な仮定の下では、現在および将来のHSCデータは、スケール$k\sim10^7/{\rmMpc}$での増強と$\mathcal{P}_\zetaという低い振幅を特徴とするパワースペクトルを制約します。\simeq10^{-4}$にアクセスできる可能性があります。これは、LIGO/Virgo/Kagra質量範囲の一部での原始ブラックホール形成と、パルサータイミングアレイによって到達可能なナノヘルツ周波数範囲でのスカラー誘起重力波の生成に関連しているため、特に興味深い領域です。
21 cm 信号のライマン-$\alpha$ カップリングの正確なモデル化、NenuFAR および SKA による可観測性
| Title |
Accurate_modelling_of_the_Lyman-$\alpha$_coupling_for_the_21-cm_signal,_observability_with_NenuFAR_and_SKA |
| Authors |
Benoit_Semelin,_Romain_M\'eriot,_Florent_Mertens,_L\'eon_V._E._Koopmans,_Dominique_Aubert,_Rennan_Barkana,_Anastasia_Fialkov,_Satyapan_Munshi_and_Pierre_Ocvirk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13178 |
CosmicDawnからの$21$cm信号の測定は、NenuFARやSKAなどのいくつかの既存および今後の電波干渉計の主要な目標です。再電離時代が始まる前のこの時代には、前景が明るいために信号を観察するのがより困難ですが、水素のスピン温度の空間的ゆらぎにエンコードされた基礎となる天体物理学的プロセスに関する追加情報が明らかになります。将来の測定値を解釈するには、Lyman-$\alpha$フラックスモデリングの精度レベルを制御することが必須です。この作業では、コストのかかる完全な放射伝達シミュレーションの結果と比較して、主要な高速モデリングアプローチに存在するさまざまな近似の影響を評価します。この作業で提示された高速SPINTERコードは、不均一な放射率フィールドの翼散乱の効果を含むライマン$\alpha$フラックスを計算しますが、それ以外は均一な膨張宇宙を想定しています。LICORICEコードは、実質的な近似なしで、ライマン-$\alpha$線で完全な放射伝達を計算します。均一ガスと不均一ガスの密度と温度の差は、計算された流束に対して非常に小さいことがわかります。逆に、ガス速度の影響を無視すると、計算された流束に大きな変化が生じます。原因(主に速度勾配によるドップラーシフト)を特定し、理想化されたセットアップと現実的な宇宙論的状況の両方で効果の大きさを定量化します。いくつかのスケール（他のモデルパラメーターと赤方偏移の両方に依存）での$21$cm信号パワースペクトルの$\sim2$の係数までの効果の振幅は、SKAで簡単に識別できることがわかりました-調査のようなものであり、進行中のNenuFARCosmicDawnKeyScienceProgramによって、特にエキゾチックな信号についてはすでにアプローチされています。
スピン 2 CMB 分極場の $SO(3)$ のミンコフスキー汎関数
| Title |
Minkowski_Functionals_in_$SO(3)$_for_the_spin-2_CMB_polarisation_field |
| Authors |
Javier_Carr\'on_Duque,_Alessandro_Carones,_Domenico_Marinucci,_Marina_Migliaccio,_Nicola_Vittorio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13191 |
強度と偏光の両方における宇宙マイクロ波背景放射(CMB)異方性の角度パワースペクトルの研究は、宇宙論的パラメーターに対する最も厳しい制約につながっています。ただし、この統計量は、CMBデータのガウス性および統計的等方性からの偏差の影響を受けません。ミンコフスキー汎関数(MF)は、関心のある分野のトポロジーとジオメトリを特徴付けることができるため、このような偏差を研究するための最も強力な統計ツールの1つとして採用されています。この論文では、スピン$2$分極場を高次元多様体のスカラー関数に持ち上げる新しい形式を導入することにより、CMB分極データへのMFの適用を拡張します:球の回転のグループ、$SO(3)$.そのような関数は$f=Q\cos(2\psi)-U\sin(2\psi)$として定義されます。ガウス等方性偏光マップの場合、$f$のMFの期待値を解析的に取得します。さらに、入力HEALPix偏光マップからこれらのMFを推定する新しいパイプラインを提示します。理論的な結果と方法論を検証するために、CMBシミュレーションに適用します。パイプラインは、公開されているPythonパッケージ$\texttt{Pynkowski}$(https://github.com/javicarron/pynkowskiで入手可能)に含まれています。
時間表: 系外惑星の主星の自転と年齢
| Title |
The_TIME_Table:_Rotation_and_Ages_of_Cool_Exoplanet_Host_Stars |
| Authors |
Eric_Gaidos,_Zachary_Claytor,_Ryan_Dungee,_Aleezah_Ali,_Gregory_A._Feiden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12109 |
年齢は、決定するのが難しい基本的なパラメータです。中年期のM型矮星は、接近して検出可能な太陽系外惑星の最も多産なホストであり、ジャイロクロノロジーは年齢を割り当てる最も有望な方法ですが、既知の年齢のクラスター内の回転温度シーケンス(ジャイロクロン)によるキャリブレーションが必要です。自転周期が確立された249個の後期K型およびM型(($T_{eff}$=3200-4200K)系外惑星ホスト星のカタログをキュレートし、関連する公開されたジャイロクロンに基づいて経験的で温度依存の自転年齢関係を適用しました。,4Gyr歳の散開星団M67の観測から得られたものを含む.これらの星のうち227個の星の年齢を推定し、他の8個の上限を推定しました。若い星団の自転周期の観測されたばらつき、ジャイロクロンの誤差、温度と非太陽金属量の不確実性に基づいて不確実性を推定しました.測定された金属量を持つ星については、偏差の影響の補正を提供しますが、組み込みません私たちのサンプルの年齢分布は、銀河円盤の年齢である10Gyrでほぼゼロに減少し、大きな不確実性によって説明できる外れ値がいくつかあります。時間空間と温度空間のジャイロクロノロジーをより完全に較正するためのクラスター回転シーケンスの追加または拡張、回転周期のより正確で堅牢な測定、およびより正確な恒星パラメーター測定により、これらの重要な太陽系外惑星ホスト星の年齢推定の継続的な改善が可能になります。
ホット巨大太陽系外惑星は非常にエキゾチックな天体であり、太陽系にはこれに匹敵するものはなく、極端な条件下での大気の挙動を研究することができます。極端な風の力学に関連する熱的および化学的な昼夜の二分法により、それらは本質的に3Dオブジェクトになります。したがって、より冷たい大気の研究に関連する一般的な1D仮定は、高温および超高温の大気とその進化を一貫した方法で説明できるようにするために、その限界に達しています。このレビューでは、これらの3D考慮事項の重要性と、それらがトランジット、食、位相曲線の観測にどのように影響するかを強調します。また、モデルが自己一貫性を維持し、観察と一致し、バイアスやエラーを回避するのに十分な精度を維持するために、モデルがどのように適応する必要があるかを分析します。現在運用中または近い将来運用される新世代の機器からのデータを使用して大気の特性評価を実行できるようにするために、モデルと観測の間の相乗効果を特に主張します。
物理観測量を使用して動径速度を修正するための機械学習アプローチ
| Title |
A_Machine_Learning_approach_for_correcting_radial_velocities_using_physical_observables |
| Authors |
M._Perger,_G._Anglada-Escud\'e,_D._Baroch,_M._Lafarga,_I._Ribas,_J._C._Morales,_E._Herrero,_P._J._Amado,_J._R._Barnes,_J._A._Caballero,_S.V._Jeffers,_A._Quirrenbach,_and_A._Reiners |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12872 |
正確な視線速度(RV)測定は、太陽系外惑星を検出して特徴付けるための重要なツールであり続けています。機器の精度は向上し続けていますが、恒星の活動は依然として1～2m/sの精度を下回る信頼できる測定値を取得するための障壁となっています。シミュレーションと実際のデータを使用して、星の活動のないドップラー測定値を生成するディープニューラルネットワークアプローチの機能を調査します。ケーススタディとして、既知の2つの星(EpsEridaniとAUMicroscopii)の観測を使用します。どちらも、RV変動による活動の明確なシグナルを示しています。starsimコードを使用した合成データは、オブザーバブル(入力)と結果のRV信号(ラベル)に対して生成され、ディープニューラルネットワークアルゴリズムのトレーニングに使用されます。タスクに適した畳み込み層と完全に接続された層で構成されるアーキテクチャを特定します。調査した指標は、平均ラインプロファイルパラメーター(幅、二等分線、コントラスト)とマルチバンド測光です。RVに依存しないアプローチにより、スポット、回転、対流青方偏移などの既知の物理的効果によるスプリアスドップラー変動を大幅に削減できることを示しています。予測力が最も高い活動指標の組み合わせを特定します。実際の観測に適用すると、観測された変動性と補正がうまく一致することがわかりますが、おそらくシミュレートされた物理学の詳細が不足しているため、ノイズ削減はシミュレーションほど良くないこともわかります。モデル駆動型の機械学習アプローチは、よく知られている物理的効果の活動誘発変動からドップラー信号をきれいにするのに十分であることを示しています。追加の指標の使用、より完全なモデル、および最適化されたサンプリング戦略によるより多くの観察が、トレンド除去機能の大幅な改善につながる可能性があることを示しています。
原始惑星系円盤のキュリー線と水星型惑星の形成
| Title |
The_Curie_line_in_protoplanetary_disks_and_the_formation_of_Mercury-like_planets |
| Authors |
T._Bogdan,_C._Pillich,_J._Landers,_H._Wende,_G._Wurm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12910 |
室内実験では、コンドライト材料を水素雰囲気で1400Kまで加熱しました。メスバウアー分光法と磁力測定により、高温ではケイ酸塩から金属鉄が形成されることが明らかになりました。1時間の焼き戻し後の転移温度は約1200Kであり、より長い焼き戻しでは約1000Kまで低下する可能性があります。これは、原始惑星系円盤内の高温領域では、内側に漂う固体が一般に金属鉄の貯留層になることを意味します。次に、鉄に富む物質の磁気凝集が円盤の磁場内で発生します。ただし、鉄のキュリー温度である1041Kは、ディスクを強磁性粒子の強い磁気相互作用の領域と弱い常磁性特性の領域に分けるかなり鋭い弁別器です。ディスク内のこの位置をキュリー線と呼びます。ここで磁気凝集のオンとオフを切り替えます。キュリー線の外側の強磁性側では、鉄に富む粒子の大きなクラスターが成長し、ストリーミングが不安定になりやすい可能性があります。キュリー線の内側まで、これらのクラスターは溶解しますが、重力不安定による微惑星形成にも有益な多数の密度が生成されます。いずれにせよ、キュリー線は、鉄に富む物体の形成に好ましい領域を定義する可能性があります。
HD 189733b のハッブル/STIS 近紫外透過スペクトル
| Title |
The_Hubble/STIS_Near-ultraviolet_Transmission_Spectrum_of_HD_189733b |
| Authors |
Patricio_E._Cubillos,_Luca_Fossati,_Tommi_Koskinen,_Chenliang_Huang,_A._G._Sreejith,_Kevin_France,_P._Wilson_Cauley,_and_Carole_A._Haswell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13025 |
ベンチマークホットジュピターHD189733bは、巨大な太陽系外惑星の比較惑星学の基礎を築くための重要なターゲットでした。そのため、HD189733bは電磁スペクトル全体で広く研究されてきました。ここでは、{\ハッブル}/STISを使用して近紫外で取得したHD189733bの3つの通過光曲線の観測と分析を報告します。これは、この惑星の現在の機器で探査される最後の未踏のスペクトルウィンドウです。NUVは、強力な共鳴線と大きな光球フラックスにより、大気の質量損失研究のためのユニークなウィンドウです。全体として、低解像度の分析($R=50$)から、惑星の近紫外スペクトルは、光赤外線透過率と一致する比較的平坦なベースラインと、$\sim$2350の2つの領域と、$\sim$2600{\AA}であり、連続体の上で広く大幅な過剰吸収を示します。より高い解像度($R=4700$)での分析から、マグネシウム共鳴線のコアでの通過深さが周囲の連続体と一致することがわかりました。$\sim$2--4$\sigma$の信頼水準で、上層大気での\ion{Mg}{ii}吸収の存在を破棄しましたが、\ion{Mg}{i}には有意な制約を課すことができませんでした。吸収。これらの広い吸収特性は、\ion{Fe}{ii}バンドの予想される位置と一致します。ただし、上層大気の太陽豊富な流体力学モデルでは、鉄吸収によるこれらの特徴の振幅を再現できません。このようなシナリオでは、低気圧での鉄の凝縮がほとんどまたはまったくないこと、超太陽金属量、および吸収機能を強化するメカニズム(帯状の風の広がりなど)の組み合わせが必要になります。この機能の真の性質はまだ確認されていません。
2029年地球接近時の(99942)アポフィスの潮汐再浮上モデル
| Title |
Tidal_resurfacing_model_for_(99942)_Apophis_during_the_2029_close_approach_with_Earth |
| Authors |
Y._Kim,_J._V._DeMartini,_D._C._Richardson,_M._Hirabayashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13063 |
2029年4月13日に地球半径5.96の近地点距離内で地球に接近する際に、アポフィスで潮汐によって引き起こされた表面更新を数値的に調査します。6時間にわたる最接近遭遇中に各表面パッチによって感じられた加速度と表面傾斜プロファイル、および局所的なパッチ内の表面粒子の動きを追跡するためのDEMモデリング。表面の傾斜プロファイルと測定された粒子の動きを組み合わせて、再表面化領域の「予想される」パーセンテージを統計的に推定します。潮汐再浮上モデルを使用して、3つの代表的な遭遇方向が与えられた場合に、Apophisで予想される総再浮上を示す表面マップを提示します。私たちのシミュレーション結果は、特定の局所的な地域に限定された潮汐の再浮上が、近地点の30分前に、アポフィスの全表面積の1％の規模で発生する可能性が高いことを示しています。私たちのモデルは、潮汐の再浮上を検出する可能性が最も高い場所は、アポフィスの遭遇方向に関係なく、最初は急勾配の地域(>30度)と、大きな正の勾配の変化を経験する中勾配の地域(15-30度)であることを示しています。(>0.5度)、主に出会いの向きによって制御されます。2029年のフライバイの地上観測から期待されるデータは、潮汐の再浮上を経験する可能性が高い対象の場所をより適切に制限するのに役立ちます。したがって、遭遇後の表面画像または予想される再浮上領域でのアルベドの変化をさらに分析することにより、潮汐の再浮上を裏付ける証拠を見つけることが期待されます。
TNG50 銀河の内側 500 パーセクにある星の起源
| Title |
The_Origin_of_Stars_in_the_Inner_500_Parsecs_in_TNG50_Galaxies |
| Authors |
Alina_Boecker,_Nadine_Neumayer,_Annalisa_Pillepich,_Neige_Frankel,_Rahul_Ramesh,_Ryan_Leaman,_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11942 |
私たちは、$5\times10^{8-12}\,\mathrm{M}_{\odot}$の恒星質量にまたがる銀河の最も内側の$500\,\mathrm{pc}$の星の起源を$\mathrmで調査します。{z=0}$宇宙磁気流体力学TNG50シミュレーションを使用。星の3つの異なる起源が銀河系の中心を構成しています:1)その場(中心で誕生)、2)移動(銀河の他の場所で生まれ、最終的には中心に移動)、3)銀河外(他の銀河から降着)。原位置星と移動星は、平均してそれぞれ73%と23%の中心星質量収支を支配しています。銀河$\gtrsim10^{11}\,\mathrm{M}_{\odot}$では、ex-situの割合が1%を超えています。しかし、すべての銀河の9%だけがその中心にその場外の星を示さず、その場外の質量の分散が顕著です($4-6\,\mathrm{dex}$)。移動した星は主に中心($1-2\,\mathrm{kpc}$)から近く発生しますが、それらが塊になって一緒に移動すると、距離は$\sim10\,\mathrm{kpc}$に達します。中心銀河と衛星銀河は、中心星の数と起源が似ています。星形成銀河($\gtrsim10^{10}\,\mathrm{M}_{\odot}$)の中心には、消滅した銀河よりも平均してより多くの質量があります。すぐに観測できる星の数と力学特性を予測します。1)移動した星は明らかに若く($\sim2\,\mathrm{Gyr}$)、特に天の川質量銀河の場合、回転によって支えられている、2)その場の星はほとんどが金属である-豊富で、移動した星よりも古い、3)元の位置の星は、ランダムな運動が支配する軌道上にあり、通常、最も古く、最も金属が少なく、$\alpha$強化された集団です。他の銀河との相互作用の歴史が、$\Lambda$CDM宇宙で銀河中心を構築する多様な経路につながることを実証します。私たちの研究は、中心銀河構成要素の形成シナリオにおける宇宙論的文脈の必要性と、銀河集合体全体のトレーサーとして銀河中心を使用する可能性を強調しています。
フィードバックのグローバルインベントリ
超大質量ブラックホールと大質量星の両方からのフィードバックは、銀河と銀河間媒体の進化において基本的な役割を果たします。この論文では、大質量星と超新星、超大質量ブラックホールによって駆動される放射圧と風、および超大質量ブラックホールによって駆動される電波ジェット。ジェットからの運動エネルギーと運動量の注入はz~1でピークに達しますが、他の2つのソースはz~2でピークになります。大質量星は、運動量注入の支配的な世界的な源です。超大質量ブラックホールの場合、ジェットからの運動エネルギーの量は、風からの運動エネルギーよりも約1桁大きいことがわかっています。また、大質量星によって生成される運動エネルギーの量は、ジェットによって運ばれるエネルギーの約2.5イプシロン倍であることもわかりました(ここで、イプシロンは、注入されたエネルギーのうち、放射冷却によって失われなかった割合です)。これらの結果が銀河の進化とIGMに与える影響について議論します。銀河の質量に対するブラックホールの質量の比率は、急激に増加する質量の関数であるため、星のフィードバックに対するブラックホールのフィードバックの相対的な重要性は、同様に質量とともに増加することを示しています。現在の宇宙には傾向があることを示しています。これは、最も単純な図では、ブラックホールフィードバックによって支配されてきた銀河が一般的に消光しているのに対し、恒星フィードバックによって支配されてきた銀河は星を形成していることと一致しています。また、ジェットと風によって運ばれる運動エネルギーの量は、大規模なハロー(>10^13太陽質量)内の高温ガスの特性を説明するのに十分であるように思われることにも注意してください。
近くの矮小銀河の銀河周媒質中の金属の包括的な調査
| Title |
A_Comprehensive_Investigation_of_Metals_in_the_Circumgalactic_Medium_of_Nearby_Dwarf_Galaxies |
| Authors |
Yong_Zheng,_Yakov_Faerman,_Benjamin_D._Oppenheimer,_Mary_E._Putman,_Kristen_B._W._McQuinn,_Evan_N._Kirby,_Joseph_N._Burchett,_O._Grace_Telford,_Jessica_K._Werk,_Doyeon_A._Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12233 |
矮小銀河では、フィードバックプロセスによってほとんどの金属が失われていることがわかっています。ただし、銀河系周辺媒体(CGM)中の金属の保持率に関する一貫した評価はまだありません。ここでは$M_*=10^{6.5-9.5}~M_\odot$($M_{\rm200m}=10^{10.0-11.5}~M_\odot$)HST/COS分光法を使用。HI(Ly$\alpha$)はCGM内で遍在的に検出されます($89\%$)が、CII、CIV、SiIII、SiIII、およびSiIVでは主に検出率が低い($\approx5-21\%$)ことがわかります。文献値と一致しています。これらのイオンが光イオン化平衡を伴う低温($T\approx10^4$K)CGMで形成されると仮定すると、観測されたHIおよび金属カラム密度プロファイルは、ガス密度が低く、体積充填率が高い経験的モデルによって最もよく説明できます。$M_{\rm200m}=10^{10.9}~M_\odot$(サンプルの中央値)を持つ典型的な銀河の場合、モデルは$M_{\rmCGM,cool}\sim10^の低温ガス質量を予測します{8.4}~M_\odot$、銀河のバリオン収支の$\sim2\%$に対応。$0.3Z_\odot$の金属量を仮定すると、矮小銀河の冷たいCGMには、これまでに生成された金属の$\sim10\%$のみが含まれており、残りはまだ検出されていないより暖かい段階にあるか、銀河間媒体に輸送されていると推定されます。.EAGLEシミュレーションをさらに調べて、HIと低イオンは密度の高い冷たい媒体から発生し、CIVは拡散した暖かい媒体から発生する可能性があることを示します。私たちの仕事は、矮小銀河のCGMに関する統一データセットをコミュニティに提供します。これは、最近の観測、追加のアーカイブデータ、および文献の編集を組み合わせたもので、矮小銀河のさまざまな理論モデルをテストするために使用できます。
気相および氷マントルにおけるシアン化プロピル生成の理論的研究
| Title |
Theoretical_investigations_of_propyl-cyanide_formation_in_gas_phase_and_on_ice_mantles |
| Authors |
Boutheina_Kerkeni,_Victoria_Gamez,_Ghofrane_Ouerfelli,_Maria_Luisa_Senent_and_Nicole_Feautrier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12297 |
シアン化プロピル(PrCN)(C3H7CN)は直鎖異性体と分枝異性体の両方を持ち、星間空間に遍在しており、これまでに星間物質で見つかった最も複雑な分子の1つであるため、宇宙化学にとって重要です。さらに、生命の構成要素の一部であるアミノ酸の分岐した原子骨格を共有することが観察された唯一の種です。ラジカル-ラジカル化学反応は、密度汎関数理論、2次M{\phi}llerPlesset摂動理論、結合クラスター法、エネルギー分解マスター方程式形式を使用して詳細に調べられ、一般的な低圧極限での速度定数が計算されます。主義。量子化学研究は、気相会合と34水モデル氷クラスター上のラジカルの表面反応からのプロピルシアン化物(n-PrCN)とその分枝異性体(iso-PrCN)の形成について報告されています。iso-PrCNとn-PrCNの形成には、それぞれ2つと3つの経路を特定します。反応メカニズムには、イソ-PrCN形成のためのCH3CHCH3+CN、CH3+CH3CHCN、およびn-PrCN形成につながるCH3CH2+CH2CN、CH3+CH2CH2CN、CN+CH3CH2CH2というラジカルの会合が含まれます。M062X/6-311++G(d,p)DFT汎関数とMP2/aug-cc-pVTZをそれぞれ氷モデル上の反応に使用し、気相を使用して構造を最適化し、最小エネルギーパスとゼロ点を計算します。すべての反応メカニズムの振動エネルギー。気相では、5つの反応のエネルギー論も、明示的に相関したクラスターabinitioメソッド(CCSD(T)-F12)を使用して計算されます。すべての反応経路は、気相および氷モデルで発熱性およびバリアレスであり、この論文で採用された水氷モデルでiso-PrCNおよびn-PrCNの形成が効率的であることを示唆しています。しかしながら、イソ－ＰｒＣＮおよびｎ－ＰｒＣＮの気相形成は、分子を安定させるために光子の第３の体または自然放出を必要とする。
星団風が抑制された若い星団の分子ガス特性
| Title |
Molecular_gas_properties_in_young_stellar_clusters_with_a_suppressed_star_cluster_wind |
| Authors |
Sergiy_Silich,_Jean_Turner,_Jonathan_Mackey_and_Sergio_Martinez-Gonzalez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12300 |
コンパクトで高密度の星形成雲では、地球規模の星団風が抑制される可能性があります。この場合、星のフィードバックは星団から残ったガスを追い出すことができません。若い大質量星は、高密度の残留ガスに埋め込まれたままであり、システムの重力井戸内を移動してかき混ぜます。ここでは、そのような若くて覆われた星団における分子ガス分布の自己矛盾のないモデルを提示します。乱流の圧力と重力の間、および乱流のエネルギー散逸と再生率の間のバランスが確立されると、雲の崩壊が終了し、星の形成が停止すると想定されます。これらの条件は、残留ガスの密度分布を決定する式をもたらし、これにより、残りのガスの他の特性と星形成効率を決定することができます。モデルの予測は、近くの矮小球状銀河NGC5253とその埋め込まれたクラスターの雲D1の観測によって決定されたいくつかの特性とよく一致していることが示されています。
星形成領域 W51 IRS2 における磁場の GTC/CanariCam Mid-IR ポラリメトリー
| Title |
GTC/CanariCam_Mid-IR_Polarimetry_of_Magnetic_Fields_in_Star-Forming_Region_W51_IRS2 |
| Authors |
Charles_M._Telesco,_Han_Zhang,_Frank_Varosi,_Pae_Swanson,_Sergio_Jose_Fernandez_Acosta,_Christopher_M._Wright,_and_Christopher_Packham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12359 |
W51IRS2の中央領域のグランテレスコピオカナリアスでCanariCamを使用して取得した、8.7、10.3、および12.5ミクロンでの0.4秒角解像度のイメージング偏光測定を提示します。分極は14%もの高さで、星間磁場によって配列されたケイ酸塩粒子から生じます。各視線の偏光を放出成分と吸収成分に分離または展開し、そこから、放出領域と前景吸収領域をつなぐ対応する投影磁場の形態を推測します。前景物質に投影された磁場は、より大規模な周囲磁場の一部であると結論付けています。彗星のHII領域W51IRS2Wにまたがる中赤外放射領域の投影磁場の形態は、吸収領域のそれと似ています。他の場所では、2つの磁場は大きく異なり、明確な関係はありません。W51IRS2W彗星コアを横切る磁場は、コアで発生し、そこでのエネルギー論を支配するガスのシャンパン流出の不可欠な部分であるように見えます。SMA1/N1またはその近くで発生しているように見えるバイポーラ流出、W51northジェットは、より低い分極の明確に境界付けられた南北スワスとほぼ正確に一致します。憶測ではありますが、2つの異なるスケールでのmid-IR偏光とsubmm偏光測定の比較は、SMA1/N1がW51IRS2の磁場構造で主要な役割を果たしている図をサポートする可能性があります。
銀河円盤におけるリチウム進化の追跡における放射状移動の役割
計算されたガイド中心半径$R_{guiding}$と誕生半径$R_{birth}$を使用して、A(Li)の上部エンベロープに基づいて、銀河円盤におけるリチウム進化の記述に対する放射状移動の役割を調査します。対[Fe/H]ダイアグラム。移動距離を使用すると、太陽近傍の星は銀河円盤のさまざまな場所で生まれ、太陽近傍の化学進化のモデルではすべてを説明できないことがわかります。A(Li)vs.[Fe/H]ダイアグラムの上部エンベロープは$R_{birth}$によって大きく変化することがわかりました。これは超金属リッチ(SMR)星のLiの減少を説明しています。内側の円盤で生まれた若くない星。Li-$R_{birth}$平面の上部エンベロープは、$R_{birth}=7-12$kpcの化学進化モデルに非常によく適合します。このモデルの外では、若い星は通常、太陽近傍に移動するのに十分な時間がありません。太陽近傍で生まれた星の場合、若い散開星団と、年齢$<$3Gyrのフィールドスターの上部エンベロープは、理論的な予測によく適合します。枯渇していないLiの上部エンベロープを取得するには、年齢が3Gyr未満の星を使用した計算が必要であり、化学進化モデルに基づいて、太陽年齢(約4.5Gyr)の星は元の値から約0.3dexが枯渇していることがわかります。
ディープイメージングを用いた今後の研究の展望：個々の銀河巻雲フィラメントの解析
| Title |
Prospects_for_future_studies_using_deep_imaging:_Analysis_of_individual_Galactic_cirrus_filaments |
| Authors |
Anton_A._Smirnov,_Sergey_S.Savchenko,_Denis_M._Poliakov,_Alexander_A._Marchuk,_Aleksandr_V._Mosenkov,_Vladimir_B._Ilin,_George_A.Gontcharov,_Javier_Roman,_and_Jonah_Seguine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12410 |
銀河巻雲の存在は、私たちの銀河系の微光天体と表面輝度の低い銀河系外構造の両方を研究する上で障害となります。SDSSStripe82データの個々の巻毛フィラメントを研究する目的で、機械学習とニューラルネットワークに基づいた技術を開発し、Stripe82全体の前景および背景ソースからフィラメントを人間と同様の精度で分離できるようにします。エキスパート。個々のフィラメントの測光研究では、SDSS$r$バンドで26magarcsec$^{-2}$よりも明るいものだけが、光学バンドの特徴的な色によってSDSSStripe~82データで識別される可能性が高いことを示しています。また、データ処理(フラットフィールディング、明るい星のマスキング、空の減算など)が色推定に大きな影響を与えることも示しています。模擬シミュレーションの助けを借りてフィラメントの色の分布を分析すると、ほとんどのフィラメントが次の範囲の色を持っていると結論付けます:$0.55\leqg-r\leq0.73$および$0.01\leqr-i\leq0.33$。私たちの仕事は、既存および将来の深部光学調査におけるすべてのタイプの低表面輝度機能(巻雲、潮汐尾、恒星ストリームなど)の分析に役立つフレームワークを提供します。実用的な目的のために、ダストフィラメントのカタログを提供しています。
近くに孤立した矮星: ESO 006-001 の星形成と構造
| Title |
A_nearby_isolated_dwarf:_star_formation_and_structure_of_ESO_006-001 |
| Authors |
Lidia_N._Makarova,_R._Brent_Tully,_Gagandeep_S._Anand,_Trystan_S._Lambert,_Margarita_E._Sharina,_B\"arbel_S._Koribalski,_and_Ren\'ee_C._Kraan-Korteweg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12789 |
ハッブル宇宙望遠鏡での観測により、矮小銀河ESO006-001が2.70±0.11Mpcの距離にあるローカルグループの近くにあることが予想外に明らかになりました。銀河内の星の集団は、MI～-0.5等の限界まで、個々の星によく分解されています。優勢な個体群は12Gyrよりも古いですが、かなりの幅を持つ赤色巨星の枝によって証明されるように、-2<[Fe/H]<-1のかなりの範囲の金属量を示しています。優勢な集団に重ね合わされているのは、年齢が100Myr未満の主系列の星と、年齢が数百Myrのヘリウム燃焼ブルーループ星です。ESO006-001は遷移ドワーフの一例です。古い星に支配された銀河ですが、中心近くのスワスで限られた最近の星形成を経験した銀河です。若い星の証拠にもかかわらず、光学銀河の位置ではHiガスは検出されません。興味深いことに、同様の赤方偏移を持つHi雲が投影で9kpc離れて検出されます。それ以外の場合、ESO006-001は孤立した銀河であり、既知の最も近いIC3104自体は500kpcの距離にある矮星です。
シミュレーションを使用したユークリッド スリットレス分光法における銀河形状効果の特徴付け
Euclidなどの次世代の広域分光サーベイでは、近赤外線で空をスキャンして、測光と分光法の両方を取得します。この目的のために、ユークリッド望遠鏡は、分光チャネルがスリットレス構成で動作するように設計された近赤外分光光度計(NISP)機器に依存します。この強力で操作が簡単な構成により、視野全体をカバーしながら、対象となる銀河を事前に選択する必要がなくなります。観測された銀河のフラックスを超えて、検出器の能力は銀河の形状に強く依存し、銀河のスペクトルと畳み込まれます。ユークリッドスリットレススペクトルの品質に対する銀河の形状の影響をテストするために、潜在的に影響力のある形態学的パラメーターをテストするシミュレーションを実行しました。次に、ユークリッドスリットレススペクトルの品質に対するディスクの半光半径の影響を特徴付けました。
TMC-1 および IRC+10216 における C7N- アニオンの発見
| Title |
Discovery_of_the_C7N-_anion_in_TMC-1_and_IRC+10216 |
| Authors |
J._Cernicharo,_J._R._Pardo,_C._Cabezas,_M._Agundez,_B._Tercero,_N._Marcelino,_R._Fuentetaja,_M._Guelin,_and_P._de_Vicente |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12819 |
星のないコアTMC-1および炭素が豊富な進化した星IRC+10216に向かうC7N-陰イオンの発見について報告します。TMC-1に向けてQUIJOTEライン調査のデータを使用したところ、J=27-26からJ=32-31までの6つのラインが完全高調波周波数関係にあることがわかりました。ラインの周波数は、それぞれB=582.68490+/-0.00024MHzおよびD=4.01+/-0.13Hzの回転定数と歪み定数で再現できます。適合の標準偏差は4kHzです。IRC+10216に向かって、J=27-26からJ=43-42までの17ラインが特定され、その周波数もB=582.6827+/-0.00085MHzおよびD=3.31+/-0.31Hzを提供する高調波関係にあります。両方のソースの回転定数と歪み定数がほぼ正確に一致していることは、共通の分子キャリアを明確に示しています。両方のソースの化学的特性を考慮すると、キャリアはラジカルまたはアニオンである可能性があります。観察された線はシングレット種に属しているため、ラジカルは破棄できます。したがって、最も可能性のあるキャリアは陰イオンです。高レベルのabinitio計算は、B=582.0MHzの回転定数と7.5Dの双極子モーメントが計算されたC7N-が、両方のソースの線のキャリアであることを示しています。中性C7Nは、基底電子状態2Piと約1Dの双極子モーメントを持つと予測されています.両方のソース。
0.3 <= z <= 2.5 における星形成銀河のスペクトル ライブラリの構築
0.3<=z<=2.5の銀河のスペクトルエネルギー分布(SED)モデルは、ユークリッド近赤外分光計および光度計(NISP)の機能を調査するために、ユークリッド分光チャネルシミュレータによって処理されるように構築されました。信頼できる輝線フラックスと幅を含む、星形成銀河の現実的で代表的な合成SEDライブラリを構築するための確かな方法論を開発しました。SEDの構築は、Bruzual&Charlot(2003)モデルを使用して連続体を計算し、公開されている多波長カタログで利用可能なSEDフィッティングパラメータを呼び出します。経験的および理論的な関係を使用して、輝線が追加されました。
自己無撞着フラックスキャリブレーションと適切な金属量キャリブレータを使用した z=4-10 での質量-金属量星形成関係の JWST センサス
| Title |
JWST_Census_for_the_Mass-Metallicity_Star-Formation_Relations_at_z=4-10_with_Self-Consistent_Flux_Calibration_and_the_Proper_Metallicity_Calibrators |
| Authors |
Kimihiko_Nakajima,_Masami_Ouchi,_Yuki_Isobe,_Yuichi_Harikane,_Yechi_Zhang,_Yoshiaki_Ono,_Hiroya_Umeda,_Masamune_Oguri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12825 |
ERO、GLASS、およびCEERSの3つの主要な公共分光プログラムから取得したJWST/NIRSpecデータで特定された111の銀河で得られた、z=4-10での質量金属量(MZ)関係の進化を提示します。初期のERO研究によって報告されたフラックス測定値の間には多くの不一致があるため、初期のERO研究の徹底的な比較を通じて、信頼できる輝線フラックス測定値とエラーを統計的張力なしでバルマー減衰をうまく説明するためのNIRSpecデータ削減手順を最初に確立します。111個の銀河に縮小手順を適用して、物性測定用の輝線フラックスを取得します。[OIII]4363ラインを持つ111個の銀河のうち9個の電子温度が(1.1-2.2)*10^4Kであることを確認しました。出演者。9つの銀河の金属量を直接法で導出し、残りの銀河の金属量を中島らの金属量キャリブレーションで強い線で導出しました。(2022)これらの低質量の金属の少ない銀河に適用でき、金属量を直接法測定で固定します。このようにして、z=4-10にわたるMZ関係と星形成率(SFR)-MZ関係が得られます。z~2-3からz=4-10へのMZ関係の小さな進化があることがわかりますが、興味深いことに、SFR-MZ関係はz~8まで進化を示さず、z>8を超えると大幅な減少を示します。エラー。z>8でのこのSFR-MZ関係の減少は、星の形成、流入、流出による金属量の平衡状態の崩壊を示唆している可能性がありますが、結論を出すにはさらなる統計的研究が必要です。
M87 ラジオ ジェットの CLEAN イメージング システマティックス
| Title |
CLEAN_imaging_systematics_of_M87_radio_jet |
| Authors |
I._N._Pashchenko_(1_and_2),_E._V._Kravchenko_(2_and_1),_E._E._Nokhrina_(2),_A._S._Nikonov_(3_and_1)_((1)_Lebedev_Physical_Institute,_Moscow,_Russia,_(2)_Moscow_Institute_of_Physics_and_Technology,_Moscow_region,_Russia,_(3)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Radioastronomie,_Bonn,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12861 |
近くの電波銀河M87内のジェットのスペクトルインデックスイメージは、2～43GHzの非常に長いベースライン干渉計アレイで以前に示されています。それらは、内側（中央）スパインの位置と外側の尾根に向かってスペクトルの平坦化を示します。これは、光学的深度効果、エネルギーカットオフの低下、または放出粒子エネルギー分布の成層化を意味する可能性があります。この論文では、さまざまなモデル輝度分布を持つM87電波ジェットの多周波VLBI観測のシミュレーションを採用しています。CLEANデコンボリューションエラーは、観察された画像に重要な特徴をもたらします。強度画像の場合、本質的にエッジが明るくなったジェットモデルの内側の稜線が現れます。スペクトルインデックスイメージの場合、ジェットに沿った一連のストライプでスペクトルを平坦化します。シミュレーションで発生した別のバイアスは、表面輝度の低いジェット領域でのスペクトルの急峻化です。これらのタイプのイメージングアーティファクトは、考慮されるモデルに依存しません。観測されたデータのみを使用して系統を補正する方法を提案します。
ab-initio運動学計算による多孔質ダスト凝集体の回転破壊
| Title |
The_rotational_disruption_of_porous_dust_aggregates_from_ab-initio_kinematic_calculations |
| Authors |
Stefan_Reissl_and_Philipp_Nguyen_and_Lucas_M._Jordan_and_Ralf_S._Klessen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12889 |
背景:星間物質中の塵のサイズは、ほとんどの塵の塊がより小さな粒子にある分布に従います。しかし、特に回転破壊による大きな粒子から小さなサイズへの再分布はよくわかっていません。目的:加速配給下での多孔性粒子集合体のダイナミクスを研究することを目的としています。特に、粒子の変形と、遠心力による回転破壊イベントまでの最大角速度を決定します。方法:星間塵に類似した弾道凝集の平均を、その後の数値シミュレーションの入力として事前に計算します。詳細には、放射トルクのスピンアッププロセスを模倣した3次元のN体シミュレーションを実行し、粒子の凝集体が回転的に乱れるようになります。結果:我々のシミュレーション結果は、特徴的な角速度$\omega_{\mathrm{disr}}$を${10^8-10^9\\mathrm{rad\s^{-1}}}$、粒子が回転的に乱れる場所。理論的予測とは対照的に、大きな多孔質凝集体($<300\\mathrm{nm}$)の場合、$\omega_{\mathrm{disr}}$がより低い漸近値に達することを示します。したがって、遠心力による質量の変位とその後の機械的変形が骨材内の新しい接続の構築をサポートするため、そのような粒子は最大10倍の加速された配給に耐えることができます。さらに、グレインの急速な回転により、最初はそれぞれ50:50の扁長形状と扁平形状のアンサンブルが優先的に扁平形状に変形することが報告されています。最後に、内部粒子構造、モノマーの総数、および適用される材料特性に依存する多孔質ダスト凝集体のアンサンブルの平均回転破壊を予測するための最適な式を提示します。
[OIII] 5007A 輝線幅は、タイプ 1 の AGN における星の分散の代わりになるか?
| Title |
[OIII]_5007A_Emission_Line_Width_as_a_Surrogate_for_stellar_dispersion_in_Type_1_AGNs? |
| Authors |
Huynh_Anh_N._Le,_Yongquan_Xue,_Xiaozhi_Lin,_Yijun_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12918 |
[OIII]5007A輝線幅(sigma_{[OIII]})と星の速度分散(sigma_{*})の関係について、740個のタイプ1活動銀河核(AGN)のサンプルを利用して研究を行いました。-赤方偏移z<1.0での高品質スペクトル。低赤方偏移(z<0.1)サンプルでは、[OIII]輝線幅のコア成分(sigma_{[OIII,core]})とsigma_{*}の間に広い相関関係があり、0.11~dexの分散が見られます。赤方偏移(0.3<z<1.0)AGNの場合、散乱は大きく、0.16~dexです。また、エディントン比(L_{bol}/L_{Edd})がsigma_{[OIII,core]}とsigma_{*}の間の不一致で重要な役割を果たす可能性があることもわかります。L_{bol}/L_{Edd}が増加するにつれて、sigma_{[OIII,core]}はsigma_{*}よりも大きくなる傾向があります。さまざまな短軸と長軸の比率でローカルサンプルを分類することにより、これらのエッジオンの渦巻銀河では、sigma_{*}がsigma_{[OIII,core]}よりも大きいことがわかります。さらに、最大流出速度(V_{max})や[OIII]輝線幅とラインシフトのより広い成分(sigma_{[OIII,out]}およびV_{[OIII,out]})は、sigma_{[OIII,core]}とsigma_{*}の間の不一致で主要な役割を果たす可能性があります。sigma_{[OIII,core]}とsigma_{*}の不一致は、V_{max}、V_{[OIII,out]}、sigma_{[OIII,out]}が増加すると大きくなります。私たちの結果は、流出の強さが、AGNの狭線領域ガスと星の運動学の違いに大きな影響を与える可能性があることを示しています。sigma_{*}の代理としてsigma_{[OIII,core]}を使用する場合は注意が必要です。さらに、sigma_{*}の代わりにsigma_{[OIII,core]}を使用できるのは、低光度のAGNのみです。
z=2-4 にある明るい塵の多い星形成銀河における CO(1-0) 放出とガスの性質の解明
| Title |
Resolved_CO(1-0)_emission_and_gas_properties_in_luminous_dusty_star_forming_galaxies_at_z=2-4 |
| Authors |
F._Stanley_(IRAM-Grenoble),_B.M._Jones._D._A._Riechers,_C._Yang,_S._Berta,_P._Cox,_T._J._L._C._Bakx,_A._Cooray,_H._Dannerbauer,_S._Dye,_D._H._Hughes,_R._J._Ivison,_S._Jin,_M._Lehnert,_R._Neri,_A._Omont,_P._van_der_Werf,_A._Weiss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12976 |
NSFのKarlG.JanskyVeryLargeArrayを使用して、2<z<4で14の赤外線発光ダストスター形成銀河(DSFG)におけるCO(1-0)放出の調査結果を提示します。すべてのソースはCO(1-0)で検出され、角度分解能は~1arcsecです。7つのソースは、拡張された複雑な構造を示しています。$({\mu})L'_{CO(1-0)}=0.4-2.9x10^{11}$Kkms$^{-1}$pc$^2$のCO光度を測定し、(${\mu}$)M$_{H2}$=1.3-8.6x10$^{11}$Moの分子ガス質量、ここで({\mu})は倍率です。得られた分子ガスの枯渇時間t$_{\rmdep}$=40-460Myrは、通常の星形成銀河とスターバーストの両方で予想される範囲をカバーしています。同じソースで以前に観測されたより高いJCO遷移と比較すると、CO温度の輝度比がr$_{32/10}$=0.4-1.4、r$_{43/10}$=0.4-1.7であることがわかります。r$_{54/10}$=0.3-1.3.クローバーリーフとAPM08279+5255に最も匹敵する3つのソースを除いて、他の高zDSFGと一致する広範囲のCOスペクトル線エネルギー分布(SLED)を見つけます。COSLEDの放射伝達モデリングに基づいて、n$_{H2}$=0.3-8.5x10$^3$cm$^{-3}$の密度とT$_K$=100-200Kの温度を決定します。.最後に、連続体で4つのソースが検出され、3つのソースは、赤外線から派生した星形成率と一致する電波放射を持っていますが、HerBS-70Eは、活動銀河核からの追加のシンクロトロン放射成分を必要とします。全体として、サンプルは赤外線で同様に発光しますが、CO(1-0)放出を追跡することにより、銀河と励起特性の多様性が明らかになり、CO(1-0)観測を組み合わせて使用することの重要性が示されます。高J遷移。
First Light And Reionisation Epoch Simulations (FLARES) XI: [OIII]
$5
| Title |
First_Light_And_Reionisation_Epoch_Simulations_(FLARES)_XI:_[OIII]_emitting_galaxies_at_$5 |
| Authors |
Stephen_M._Wilkins,_Christopher_C._Lovell,_Aswin_P._Vijayan,_Dimitrios_Irodotou,_Nathan_J._Adams,_William_J._Roper,_Joseph_Caruana,_Jorryt_Matthee,_Louise_T._C._Seeyave,_Christopher_J._Conselice,_Pablo_G._P\'erez-Gonz\'alez,_Jack_C._Turner,_James_M._S._Donnellan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13038 |
JWSTは現在、z~9まで、そして潜在的にはそれを超えて広がる高赤方偏移銀河の静止系光学線放射を調べることを可能にしました。これらの新たな制約の解釈を支援するために、この作業では、FirstLightandReionisationEpochSimulations(FLARES)を使用して、高赤方偏移銀河における[OIII]放出の予測を調べます。[OIII]光度関数、UV光度との相関、および等価幅(EW)の分布の予測を生成します。また、[OIII]EWが特定の星形成率、金属量、ダスト減衰などの物理的特性とどのように相関するかについても調べます。私たちの予測は、光度関数、平均等価幅、および線比に関する最近の観測上の制約とほぼ一致しています。ただし、観測された高EWソースのテールと極端なラインエミッターの数密度を再現することはできません。これらの不一致を説明する可能性には、イオン化光子の追加のソースおよび/またはモデルの星形成におけるより大きな確率論、または観測における測光散乱および/またはバイアスが含まれます。JWSTは現在、より大きなサンプルとより広い範囲の輝線を急速に構築しているため、この残りの不一致に対する答えはすぐに利用できるはずです.
ボソン暗黒物質の安定渦構造が誘起する動的銀河効果
暗黒物質(DM)の性質は、現代物理学の未解決の謎の1つです。興味深い可能性は、DMがボースアインシュタイン凝縮(BEC)状態の超軽量ボソン粒子からなると仮定することです。天の川銀河を説明するために選択されたパラメーターを使用した実効温度効果を含む、Gross-Pitaevskii方程式とPoisson方程式のシステムを使用して、静止したDM構造を研究します。BECコアと等温エンベロープを備えたDM構造を調査しました。球対称コアと渦コアの状態を比較します。これにより、ハロー密度、速度分布、およびその重力場に対するコア渦度の影響を分析できます。重力場の計算は、重力電磁気学のアプローチで行われ、重力磁場を誘発するコアの回転の影響を含めます。その結果、渦コアを持つハローは、非回転ハローに比べて銀河円盤領域での軌道速度が小さいという特徴があります。コアの渦度が天体ダイナミクスの重力磁気摂動を生成し、それが円形の軌道を修正することがわかりました。
M84 での AGN フィーディングとフィードバック: キロパーセック スケールからボンダイ半径まで
| Title |
AGN_Feeding_and_Feedback_in_M84:_From_Kiloparsec_Scales_to_the_Bondi_Radius |
| Authors |
C._J._Bambic,_H._R._Russell,_C.S._Reynolds,_A._C._Fabian,_B._R._McNamara,_and_P._E._J._Nulsen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11937 |
おとめ座銀河団の銀河M84のこれまでで最も深いチャンドラ観測を提示します。これは、従来の観測と最近の730キロ秒のキャンペーンによって提供された840キロ秒を超えるデータです。信号対雑音比の増加により、X線ハローのキロパーセクスケールからボンダイ半径$R_{\rmB}$まで、M84の中心にある超大質量ブラックホールに供給される降着流の起源を調べることができます。.温度、金属量、およびデプロジェクションされた密度プロファイルは、M84のAGNの周りの4つのセクターで得られ、ボンダイ半径にまで広がっています。降着の流れは、ブラックホールのポテンシャルに左右されるのではなく、AGNのバイポーララジオジェットの影響を強く受けます。ジェット軸に沿って、密度プロファイルは$n_e\proptor^{-1}$と一致します。ただし、プロファイルはジェットに対して垂直に平らになります。ラジオジェットは流れに重大な非対称性を生じさせ、ボンダイ降着の重要な仮定に違反します。キロパーセク内の温度はほぼ一定で、$R_{\rmB}$に近づくと0.6から0.7keVへのわずかな上昇だけで、ブラックホールによる温度上昇の証拠はありません。ボンダイの降着速度$\dot{M}_{\rmB}$は、AGN光度とジェット出力から推定される速度を4桁以上上回っています。ジェットに垂直なセクターでは、$\dot{M}_{\rmB}$の測定値が一致します。ただし、降着率はジェットに沿った北側セクターで$>4\sigma$低く、おそらくX線ガスの空洞が原因です。私たちの測定は、銀河団の無線モードフィードバックを担うAGNの燃料供給に関する独自の洞察を提供します。
| Title |
Fast_Neutrino_Flavor_Conversion_in_Core-Collapse_Supernovae:_A_Parametric_Study_in_1D_Models |
| Authors |
Jakob_Ehring_(1,2,3),_Sajad_Abbar_(1),_Hans-Thomas_Janka_(2),_Georg_Raffelt_(1)_((1)_MPI_Physik,_(2)_MPI_Astrophysik,_(3)_TUM_Garching) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11938 |
ニュートリノの小規模なフレーバー変換、いわゆる高速フレーバー変換(FFC)が、コア崩壊超新星(CCSNe)の力学進化とニュートリノ放出に及ぼす影響を研究します。そのために、FFCが体系的に変化するしきい値よりも低い密度で発生し、レプトン数の保存と一致する自発的なフレーバー平衡につながると仮定して、20太陽質量前駆体モデルの1DCCSNシミュレーションにFFCをパラメトリックに実装します。電子ニュートリノと反ニュートリノのスペクトルを硬化させ、ショック後の加熱を強化することで衝撃の拡大を促進することに加えて、FFCは、重レプトンニュートリノの光度を増加させることで、SN環境におけるエネルギー輸送の重要で自明ではない変化をもたらす可能性があることを発見しました。私たちの非爆発モデルでは、これによりニュートリノスフィアの周りの層が余分に冷却され、原始中性子星の収縮が速くなり、1DモデルではCCSN爆発が妨げられます。私たちの研究はシミュレーションの1Dの性質によって制限されていますが、最も深いCCSN領域でのニュートリノフレーバー変換がニュートリノの放出と対応する恒星媒体の応答にどのように影響するかについて貴重な洞察を提供します。
AT 2022cmc のシンクロトロン残光モデル: ジェット潮汐破壊イベントまたはエンジン駆動の超新星?
AT2022cmcは、減衰する非熱X線(ピーク持続時間$t_{\rmX}\lesssim$日と等方性エネルギー$E_{\rmX,iso}\gtrsim10^{53}$erg)と長寿命のラジオ/mmシンクロトロン残光。中断イベント(TDE)。等分配分析と詳細な残光モデルの両方により、電波/mm放射プラズマが相対論的に緩やかに膨張していることが明らかになりました(ローレンツ係数$\Gamma\gtrsim\,few$)。開口角$\theta_{\rmj}\simeq0.1$と大まかに固定されたエネルギー$E_{\rmj,iso}\gtrsimfew\times10^{53}$ergを$k\simeq1.5で密度プロファイル$n\proptoR^{-k}$の外部媒体に変換-2$、最初に噴射されたTDE候補のSwiftJ1644+57のものとほぼ同様であり、$\sim10^{-3}\dot{M}_{\rmEdd}$の速度で$10^爆発前の{6}M_{\odot}$ブラックホール。最初の数日間の急速に減衰する発光フェーズは、電波/mm放射と同じ前方衝撃からの高速冷却シンクロトロン放射と一致していますが、より青色のゆっくりと減衰するフェーズは、別の熱放射成分を表している可能性があります。逆衝撃からの放出は最初の数日間でピークに達した可能性がありますが、光学的光度曲線で検出されないため、衝撃を受けていないジェットのローレンツ係数に上限$\Gamma_{\rmj}\lesssim100$が設定されます。AT2022cmcのTDE起源は確かにいくつかの観測によって支持されていますが、数か月にわたる熱発光と比較した$t_{\rmX}\lesssim$日という短命のジェット活動の大きな違いも、このシナリオに挑戦しています。恒星コア崩壊イベントは、ピーク持続時間が$\sim1$日のマグネターまたはブラックホールエンジンを生み出します。このエンジンは、成功した相対論的ジェットを生成し、明るい光学的超新星に動力を供給します。これは、代替モデルを提供します。
X線から無線周波数までのGRB 210731Aのトリプルピーク残光
| Title |
The_triple-peaked_afterglow_of_GRB_210731A_from_X-ray_to_radio_frequencies |
| Authors |
S._de_Wet,_T._Laskar,_P.J._Groot,_F._Cavallaro,_A._Nicuesa_Guelbenzu,_S._Chastain,_L._Izzo,_A._Levan,_D.B._Malesani,_I.M._Monageng,_A.J._van_der_Horst,_W._Zheng,_S._Bloemen,_A.V._Filippenko,_D.A._Kann,_S._Klose,_D.L.A._Pieterse,_A._Rau,_P.M._Vreeswijk,_P._Woudt,_Z.-P._Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11985 |
GRB210731Aは、ニールゲーレルズスウィフト天文台に搭載されたバーストアラート望遠鏡(BAT)によって発見された長時間ガンマ線バーストでした。Swiftは、Sutherlandで広視野のロボットMeerLICHT光学望遠鏡を起動しました。Swiftトリガーの286秒後にBATエラーサークルの観測を開始し、最初の60秒のqバンド露出でGRB210731Aの光学残光を発見しました。MeerLICHTによる残光の多色観察により、最初の4時間以内に同様の明るさの3つのピークを示す光度曲線が明らかになりました。フォローアップキャンペーンの結果を提示し、シンクロトロン前方衝撃モデルの枠組みで観察を解釈します。時間的およびスペクトル適合を実行して、スペクトル領域と外部媒体密度プロファイルを決定し、0.2日の最後の光ピークに続く残光の詳細な多波長理論モデリングを実行して、固有の爆風パラメーターを決定しました。大質量星の起源と一致する星の風密度プロファイルが優先されることがわかりましたが、理論的モデリングでは、かなり典型的な衝撃微物理パラメータが得られました。ガンマ線で放出されたエネルギーと爆風での運動エネルギーに基づいて、放射効率が~0.02と低いことがわかります。光学的光度曲線の最初のピークは、おそらく残光の始まりです。前方衝撃へのエネルギー注入は、その後の光度曲線の進化の最も簡単な説明を提供し、最初のピークから最後のピークまで〜1000倍に増加する爆風運動エネルギーは、実質的なエネルギー注入を示していることがわかります。私たちの最も可能性の高い理論モデルは、1.4GHzフラックスを上限に対して約3倍過大に予測しており、おそらく衝撃を受けた領域内に熱電子の集団があることを示唆しています。
| Title |
General_relativistic_hydrodynamic_simulations_of_perturbed_transonic_accretion |
| Authors |
Hector_R._Olivares_S.,_Monika_A._Moscibrodzka_and_Oliver_Porth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12020 |
いて座A*とM87*の地平線スケールの観測結果と数値シミュレーションとの比較は、それらの解釈にかなりの洞察をもたらしました。これらのシミュレーションのほとんどは、ポロイダル磁場がシードされた回転をサポートするトーラスで構成される同じ物理シナリオのバリエーションです。このセットアップには、いくつかのよく知られた制限があります。最も顕著なのは、大規模な降着のシミュレーションで観察されたものとは重要な点で異なります。より一般的なシナリオで地平線スケールで発生するフローパターンを研究することを目的としています。これは、大規模なフローとのより明確な接続を持ち、同時にパラメーターの削減されたセットによって制御されます。この方向への最初のステップとして、中心物体から1000重力半径離れた位置にある球面境界から注入された速度摂動を伴う回転遷音速流の3次元一般相対論的流体力学シミュレーションを実行します。角運動量と摂動振幅を変化させて、これらの流れの一般的な特性を調べます。降着パターンには、滑らかなボンダイのような流れ、乱流のトーラスのような構造、衝撃、フィラメント、複雑な音の構造など、豊かな現象論が見られます。摂動と角運動量が十分に大きい場合、動径プロファイルは、初期化に使用される一定のエントロピーと角運動量のプロファイルから逸脱し、移流が優勢な降着流のプロファイルに似ており、磁場によって媒介されないエントロピー生成と角運動量の再分布の証拠を示しています。変動は増幅され、注入されたホワイトノイズスペクトルよりもさらに周波数が拡張され、合成制動放射光曲線のレッドノイズスペクトルが生成されます。将来、磁場と放射冷却を含めることで、このタイプのシミュレーションは、一般的な低光度の活動銀河核の数値モデリングの実行可能な代替手段になる可能性があります。
高精度パルサー タイミングにおける散乱遅延の軽減: 周期分光法
| Title |
Scattering_Delay_Mitigation_in_High_Accuracy_Pulsar_Timing:_Cyclic_Spectroscopy_Techniques |
| Authors |
Jacob_E._Turner,_Daniel_R._Stinebring,_Maura_A._McLaughlin,_Anne_M._Archibald,_Timothy_Dolch,_and_Ryan_S._Lynch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12089 |
星間物質からの散乱遅延をシミュレートして、パルサータイミングデータのこれらの遅延を回復する際の3つの推定量の有効性を調べます。これらの推定器のうちの2つは、自己相関関数をパルサーダイナミックスペクトルに適合させる従来のプロセスを使用して、シンチレーション帯域幅を抽出します。3番目の推定器は、ベースバンドパルサーデータの巡回分光法という新しい手法を使用して、星間物質のインパルス応答関数を復元します。ローレンツ分布またはガウス分布を自己相関関数に適合させるか、周期スペクトルからインパルス応答関数を回復することは、散乱遅延の回復において平均して正確であることがわかりますが、自己相関関数推定量は高いS/Nであっても大きな分散を持ちます。.十分なS/Nが与えられた場合、特定のエポックで散乱遅延を回復するために、周期分光法はガウスおよびローレンツフィッティングの両方よりも正確であることがわかり、周期分光法が高品質データの散乱推定のための優れた方法であることを示唆しています。
天体ペアプラズマにおける相対論的磁気リコネクション率の第一原理理論
| Title |
First-Principles_Theory_of_the_Relativistic_Magnetic_Reconnection_Rate_in_Astrophysical_Pair_Plasmas |
| Authors |
Matthew_Goodbred_and_Yi-Hsin_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12111 |
強磁化対プラズマにおける相対論的磁気リコネクション率の第一原理モデルを開発した。x線付近のエネルギー収支と必要な電流密度を考慮することにより、磁気的に支配された相対論的領域では、x線の熱圧は上流の磁気圧よりも大幅に低くなることが分析的に示されます。動的シミュレーションと一致する電流密度。これにより、上流の磁力線が崩壊し、迅速な再接続を可能にする開いた流出ジオメトリが生成されます。この結果は、広範囲の極端な天体物理環境を理解する上で重要であり、そこでは急速なリコネクションが引き起こされ、一時的なフレアや非熱粒子の特徴などの観測が説明されています。
磁気圏における動的変動バンチによるコヒーレント曲率放射スペクトル
| Title |
Coherent_Curvature_Radiation_Spectrum_by_Dynamically_Fluctuating_Bunches_in_Magnetospheres |
| Authors |
Yuan-Pei_Yang_and_Bing_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12125 |
荷電バンチによるコヒーレント曲率放射は、電波パルサーや高速電波バーストの放射メカニズムとして議論されてきました。この放射メカニズムの重要な問題には、パルサーまたはマグネターの磁気圏でバンチがどのように形成および分散されるかが含まれます。より可能性が高いのは、束が形成され、連続的に分散し、これらの変動する束のスペクトルの特徴が何であるかは不明のままです。この作業では、磁気圏のバンチの形成速度が$\lambda_B$、寿命が$\tau_B$、典型的なローレンツ係数が$\gamma$であると考え、コヒーレント曲率放射のスペクトル特性を分析します。これらの変動する束によって。単一の変動バンチによる発光スペクトルは、単一の永続的なバンチの場合と比較して$\sim(\lambda_B\tau_B)^2$の係数で抑制され、より広い帯域に準ホワイトノイズがあることがわかります。周波数ドメインで。スペクトルの高周波カットオフは$\sim\max(\omega_c,2\gamma^2/\tau_B)$で、$\omega_c$は曲率放射の典型的な周波数です。観測されたスペクトルがホワイトノイズに似ていない場合、$2\gamma^2\lambda_B\gtrsim\min(\omega_c,2\gamma^2/\tau_B)$の条件が必要になります。一方、バンチはランダムに変動するため、磁力線に沿って変動する複数のバンチによる放射は、単一のバンチによる放射の非干渉和となり、スペクトル形状は単一のバンチと同じになります。さらに、バンチ構造の影響と、バンチの形成と分散のいくつかの可能なメカニズムについて説明します。
ヤクーツクアレイによって測定された大規模な空気シャワー中のミュー粒子の含有量
ヤクーツク配列に登録された広範囲の空気シャワーにおけるミューオンの横方向分布が調査されました。分析は、2018年以前と、1GeV閾値のミュオン検出器の改訂が完了した2020年以降の2つの観測期間を対象としています。ミュー粒子密度の測定値は、2つのハドロン相互作用モデルの枠組み内で得られた計算結果と比較されます。$10^{18}$eVを超えるエネルギー領域内では、陽子組成の一次宇宙線について最良の一致が観察されます。
ジャムスのパルサー観測 IV. PSR B0329+54のコアウィークパターン
| Title |
Jiamusi_pulsar_observations:_IV._The_core-weak_pattern_of_PSR_B0329+54 |
| Authors |
Tao_Wang,_J._L._Han,_C._Wang,_P._F._Wang,_D._J._Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12342 |
明るいパルサーPSRB0329+54には、2つの放出モードがあることが長年知られていました。個々のパルスの高感度な観測により、コア成分と呼ばれるパルスプロファイルの中心成分が、ある期間、時折非常に弱まり、その後回復することがわかっています。これが、新たに特定されたコア弱モードです。Jiamusi66-m望遠鏡による2250MHzでのPSRB0329+54の長期観測に基づいて、ここでは、コアと先頭および末尾のピークのこれらを含む個々のパルスのプロファイル成分が、いくつかの期間にわたって関連して変化していることを報告します。コア弱モードの前後でも、周期が折り畳まれた一連のパルスの位相対時間プロットで規則的なパターンを形成します。このパターンは、時間スケールが3～14周期のコア弱モードと同様の構造を持っています。それは、コア成分のトレーリングフェーズで強度が明るくなることから始まり、その後、コア成分が1つまたは2つの期間内に通常の放射ウィンドウから漂流しているかのように、コア強度が非常に低いレベルに低下します。その後、後続成分の強度が強調され、先行成分が進んだ段階で現れます。このようなコアが弱いモードは、数期間続きます。最後に、コア弱モードは、あたかもコアが徐々に戻ってきて、以前のようにプロファイル中心のフェーズにとどまるかのように、コアコンポーネントのリーディングフェーズで強化された強度で終了します。
相対論的ジェットにおける高エネルギー陽子のサーファトロン加速
この論文は、らせん構造が励起される相対論的ジェットの不安定領域で生じるジェットのフレーム内の静電波によって捕捉された高エネルギー陽子の加速について説明しています。この波は$\exp(ik_\parallelz+im_\phi\phi)$という空間的に不均一な構造を持っています。陽子はらせん波によって作られたポテンシャル井戸に捕獲され、サーファトロン加速と呼ばれるメカニズムで加速されます。最大エネルギー($E_p\simeq10^{19}eV$)の式と、ジェットパラメータからのエネルギースペクトルが得られます。
| Title |
Low-frequency_gravitational_wave_memory_from_gamma-ray_burst_afterglows_with_energy_injection |
| Authors |
Bao-Quan_Huang,_Tong_Liu,_Li_Xue,_and_Yan-Qing_Qi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12590 |
超相対論的ガンマ線バースト(GRB)ジェットは、記憶型信号を伴う強力な重力波(GW)源です。エネルギー注入によって引き起こされるプラトー(または浅い崩壊)フェーズは、GRBの初期のX線残光に現れる可能性があります。この論文では、エネルギー注入を伴うGRBジェットの枠組みでGW信号とX線残光放出を調査し、短期および長期の両方のGRBを考慮します。いずれの場合も、アンチビーム効果と時間遅延効果により、エネルギー注入によりGW信号の波形に現れる立ち上がり勾配は、エネルギー放出よりもはるかに遅れており、特徴的な振幅の典型的な周波数は$\sim10^{-4}-10^{-6}\,{\rmHz}$の低周波領域;また、エネルギー注入のあるGRBジェットによってトリガーされたGWメモリは以前は認識されておらず、強力なエネルギー注入のある近くのGRBが確率的GWバックグラウンドの測定を妨げる可能性があると考えています。このようなGWメモリ検出は、GRBジェットのシナリオにおけるエネルギー注入のモデルの直接テストを提供します。
異方性中性子星の表面曲率の抑制
圧力の異方性は、中性子星(NS)内で起こるさまざまな複雑な現象によって生じます。この研究では、スカラー圧力異方性モデルを使用して、NS内の異方性の程度を計算します。質量、半径、コンパクトさ、赤方偏移、潮汐変形能、慣性モーメント、表面曲率(SC)などの巨視的特性は、相対論的ケースから非相対論的ケースに及ぶ状態方程式を使用して、異方性NSに対して計算されます。上記の量の関数としてのSCの変化は、異方性の程度を変更することによって計算されます。圧力の異方性は、SCの大きさに大きな影響を与えます。標準的なSC$-\Lambda$とSC$-\bar{I}$の間の普遍的な関係が研究されています。GW170817から、SCの潮汐変形性データの制約は、SC$_{1.4}(10^{14})=3.44_{-1.0}^{+0.4}、2.85_{-1.20}^{+0.62}であることがわかります。、\{\rmand}\2.52_{-1.02}^{+0.61}$for$\lambda_{\rmBL}=0.0、1.0$、および$2.0$です。
亜臨界および近臨界降着速度での恒星質量ブラック ホールへの降着の全球三次元放射磁気流体力学シミュレーション
| Title |
Global_Three-Dimensional_Radiation_Magnetohydrodynamic_Simulations_of_Accretion_onto_a_Stellar_Mass_Black_Hole_at_Sub-_and_Near-critical_Accretion_Rates |
| Authors |
Jiahui_Huang,_Yan-Fei_Jiang,_Hua_Feng,_Shane_W._Davis,_James_M._Stone,_Matthew_J._Middleton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12679 |
準定常状態の降着率が臨界降着率の0.016から0.9倍に達する6.62太陽質量のブラックホールへの降着の全球3D放射線磁気流体力学シミュレーションを提示します。さまざまな実行での効率。シミュレーションは、10$r_{\rmg}$で数百の熱タイムスケールにわたって熱不安定性の兆候を示していません。エネルギーの散逸は、臨界に近い実行では中立面近くで発生し、降着率が低い実行では円盤表面近くで発生します。$\sim$20$r_{\rmg}$内の総放射光度はエディントン限界の約1%から30%であり、亜臨界および近臨界での放射効率はそれぞれ約6%および3%です。降着体制。どちらの場合も、磁気回転不安定性(MRI)によって生成された自己無撞着乱流が角運動量の移動を引き起こし、円盤は磁気圧力によって支えられています。最終速度$\sim$0.1$c$の中央の低密度漏斗からの流出は、ほぼ臨界的な実行でのみ見られます。これらの磁気圧力が支配する円盤は熱的に安定しており、$\alpha$円盤よりも厚く、有効温度プロファイルは$\alpha$円盤よりもはるかに平坦であると結論付けています。これらの円盤の磁圧は、以前の解析的な磁圧支配の円盤モデルと1桁以内で匹敵します。
NGC~6341 における PSR~J1717+4308A のガンマ線脈動の検出の可能性と、球状星団におけるガンマ線ミリ秒パルサーの意味
| Title |
Likely_detection_of_gamma-ray_pulsations_of_PSR~J1717+4308A_in_NGC~6341_and_implication_of_the_gamma-ray_millisecond_pulsars_in_globular_clusters |
| Authors |
P._Zhang_(1),_Y._Xing_(2),_Z._Wang_(1,2),_W._Wu_(1),_Z._Chen_(1)_(1._Yunnan_University,_2._Shanghai_Astronomical_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12697 |
球状星団(GC)NGC~6341(M92)の解析結果を報告します。ミリ秒パルサー(MSP)J1717$+$4308Aが最近、このGCで発見されたと報告されています。使用されたデータは、{\itフェルミガンマ線宇宙望遠鏡(フェルミ)}に搭載された大面積望遠鏡からのものです。MSPの$\gamma$線の脈動を$4.4\sigma$の信頼レベルで検出します(対応する重み付きHテスト値は$\sim$28.4です)。このMSPはGCで見つかった4番目の$\gamma$線パルサーであり、顕著なオフパルス放出はなく、$\gamma$線の光度と効率は$1.3\times10^{34}$\,erg\,sです。$^{-1}$と1.7\%です。既知のGC$\gamma$線MSPの特性を明確に把握するために、他の3つのものについて\fermi\LATデータを再分析します。これらの4つのMSPは、高い$\dot{E}$($\sim10^{36}$\,erg\,s$^{-1}$)を持つか、限られた既知のMSPの数。さらに、PSR~J1823$-$3021AとB1821$-$24は、それぞれNGC~6624とNGC~6626で検出可能なオフパルス$\gamma$線放出と、NGCでPSRJ1835$-$3259Bを持っていることがわかります。~6652ではありません。得られたオフパルススペクトルまたはスペクトル上限を使用して、4つのGC内の他のMSPの数を制限します。この結果は、報告されている電波パルサーの数と一致しています。少なくともNGC~6624とNGC~6626では、観測された$\gamma$線放出に対する他のMSPの寄与を無視することはできません。GCは$\gamma$線で検出できるかどうか。
パルサーグリッチからの中性子星内部の物理学への洞察
中性子星の内部に超流動相が存在すると、中性子星のダイナミクスに影響を与えます。これは、中性子が星の非超流動(通常の)成分に対してほとんどまたはまったく粘性なしで流れることができるためです。超流動性の研究は、電波パルサーの観測された回転周期の突然のジャンプであるパルサーグリッチからもたらされます。グリッチのほとんどのモデルは、星の超流動成分が通常の成分のスピンダウンから分離され、その突然の再結合がグリッチにつながるという考えに基づいています。流体力学的結合の強度のこの遷移は、量子渦(顕微鏡スケールで中性子超流動に自然に存在する長寿命の渦)の観点から説明されます。いくつかの基本的なアイデアを紹介した後、(教育的演習として)多くのグリッチ研究で共有されている正式なスキームを導き出します。次に、これらの概念を適用して最近の進歩をいくつか紹介し、観測が中性子星の内部物理を間接的に調べるのにどのように役立つかについて説明します。
潮汐破壊イベント AT2022cmc の電波光曲線における日単位の変動性: 高度に相対論的な流出の確認
| Title |
Day-timescale_variability_in_the_radio_light_curve_of_the_Tidal_Disruption_Event_AT2022cmc:_confirmation_of_a_highly_relativistic_outflow |
| Authors |
L._Rhodes,_J._S._Bright,_R._Fender,_I._Sfaradi,_D._A._Green,_A._Horesh,_K._Mooley,_D._Pasham,_S._Smartt,_D._J._Titterington,_A._J._van_der_Horst_and_D._R._A._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12770 |
潮汐破壊イベント(TDEs)は、超大質量ブラックホールによって星が引き裂かれる一時的な多波長イベントです。観察によると、TDEのごく一部で、寿命の短いシンクロトロン放射ジェットが生成されます。新たに発見されたTDEAT2022cmcは、発見後最初の100日間にわたって多数の無線設備で観測されました。AMI-LA電波干渉計からの光度曲線は、シンチレーションとは対照的に、高輝度温度発光領域に起因すると考えられる日単位の変動性を示しています。放射光としては非物理的な2×10^15Kの輝度温度を測定しました。測定された高輝度温度は、視線に沿って光速に近い速度で発射されたジェットによって引き起こされた相対論的ビームの結果であると示唆しています。AT2022cmcに関連付けられているジェットが少なくとも16の相対論的ドップラー係数を持っていることを日単位の変動から推測します。これは、ジェットを軸上で直接観察している場合、少なくとも8のバルクローレンツ係数に対応します。このような推論は、流出モデルに依存していないため、一部のTDEから観測された電波放射が相対論的ジェットからのものであることを示す最初の決定的な証拠です。また、AT2022cmcの電波進化の最初の100日間を、以前の明るい相対論的TDEであるSwiftJ1644の電波進化と比較し、それらの進化に顕著な類似性があることを発見しました。
銀河団の高スペクトル分解能観測は、これらの巨大な天体で起こっている物理的プロセスを理解するための強力なツールです。これらの系のほとんどのバリオンを含む、高温の数百万度のX線を放出するクラスター大気は、太陽の金属量の約1/3に濃縮されています。したがって、クラスタースペクトルはさまざまなスペクトル線をホストします。特に、通常はより低温のシステムから放出される1keV付近のFe-L複合体と、より大規模なクラスターから見られる6.7keVのFe-Kが含まれます。線の比率と連続体はガスの温度分布の敏感なプローブであり、連続体と比較した線の強度は金属量を測定します。十分なスペクトル分解能があれば、線幅と位置のずれから速度構造を取得できます。詳細なモデリングを使用することで、活動中の銀河核からのフィードバック、合体、濃縮など、クラスター内で起こっているより良いプロセスを理解することができます。
若い人から年配の人へ: パルサー風星雲の進化経路
パルサー風星雲は魅力的な系であり、高エネルギー天体物理学全般の典型的な源です。それらの近接性、明るさ、多波長で輝くという事実、特にガンマ線での長寿命の放出のために、それらの特性をモデル化することは、目に見える銀河を正しく解釈するために特に重要です.この点で複雑なのは、異なる年齢で示すさまざまな特性と形態です。ここでは、パルサー風星雲の進化段階の違い、それらが過去にどのようにモデル化されてきたか、および最近行われた進歩について説明します。私たちは、現象論的、理論的(特に数値的)および観測的観点から議論に取り組み、特に最新の結果と、そのような興味深い情報源の物理学に関する未解決の問題に注意を払います。
マグネターからの強い X 線偏光信号 1RXS J170849.0-400910
| Title |
A_strong_X-ray_polarization_signal_from_the_magnetar_1RXS_J170849.0-400910 |
| Authors |
Silvia_Zane,_Roberto_Taverna,_Denis_Gonzalez_Caniulef,_Fabio_Muleri,_Roberto_Turolla,_Jeremy_Heyl,_Keisuke_Uchiyama,_Mason_Ng,_Toru_Tamagawa,_Ilaria_Caiazzo,_Niccolo'_Di_Lalla,_Herman_L._Marshall,_Matteo_Bachetti,_Fabio_La_Monaca,_Ephraim_Gau,_Alessandro_Di_Marco,_Luca_Baldini,_Michela_Negro,_Nicola_Omodei,_John_Rankin,_Giorgio_Matt,_George_G._Pavlov,_Takao_Kitaguchi,_Henric_Krawczynski,_Fabian_Kislat,_Ruth_Kelly,_Ivan_Agudo,_Lucio_A._Antonelli,_Wayne_H._Baumgartner,_Ronaldo_Bellazzini,_Stefano_Bianchi,_Stephen_D._Bongiorno,_Raffaella_Bonino,_Alessandro_Brez,_Niccolo'_Bucciantini,_Fiamma_Capitanio,_Simone_Castellano,_Elisabetta_Cavazzuti,_Chieng_Ting_Chen,_Stefano_Ciprini,_Enrico_Costa,_Alessandra_De_Rosa,_Ettore_Del_Monte,_Laura_Di_Gesu,_Immacolata_Donnarumma,_Victor_Doroshenko,_Michal_Dovciak,_et_al._(55_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12919 |
マグネターは、最も強く磁化された中性子星であり、X線偏光測定の最も有望なターゲットの1つです。ここでは、マグネター1RXSJ170849.0-400910の最初のImagingX-rayPolarimetryExplorer(IXPE)観測を提示し、新しいSwift観測およびアーカイブNICERデータと共同で分析しました。2～8keVのエネルギー範囲での合計(エネルギーと位相の統合)放射は、～35%のレベルで直線偏光しています。位相平均偏光信号は、2～3keVで約20%から6～8keVで約80%の範囲で、エネルギーとともに顕著な増加を示しますが、偏光角は一定のままです。これは、放射がほとんど一方向に偏光していることを示しています。スペクトルは、2つの熱(黒体)コンポーネントまたは黒体とべき乗則の組み合わせによって適切に再現されます。偏光度と角度の両方もスピン位相によって変化し、前者は2～8keVおよび2～4keVバンドのソース数とほぼ反相関しています。ソースのスペクトル、偏光、および脈動特性の共同分析に基づいて、考えられる意味と解釈について説明します。表面温度が均一ではなく、より高温のキャップがガス状の雰囲気で覆われ、より高温の領域が凝縮状態にあるシナリオでは、位相およびエネルギーに依存する分光偏光データの両方を満足のいくように説明できます。観測された脈動を説明するために必要な2つの発光領域のサイズが(比較的)小さいため、真空複屈折効果の存在について確固たる結論に達することはできません。
ミドルコロナの電波研究：現状と今後10年の新たな展望
| Title |
Radio_Studies_of_the_Middle_Corona:_Current_State_and_New_Prospects_in_the_Next_Decade |
| Authors |
Bin_Chen_(1),_Jason_E._Kooi_(2),_David_B._Wexler_(3),_Dale_E._Gary_(1),_Sijie_Yu_(1),_Surajit_Mondal_(1),_Adam_R._Kobelski_(4),_Daniel_B._Seaton_(5),_Matthew_J._West_(5),_Stephen_M._White_(6),_Gregory_D._Fleishman_(1),_Pascal_Saint-Hilaire_(7),_Peijin_Zhang_(8),_Chris_R._Gilly_(9),_James_P._Mason_(10),_Hamish_Reid_(11)_((1)_New_Jersey_Institute_of_Technology,_(2)_Naval_Research_Laboratory,_(3)_University_of_Massachusetts,_Lowell,_(4)_NASA_Marshall_Space_Flight_Center,_(5)_Southwest_Research_Institute,_(6)_Air_Force_Research_Laboratory,_(7)_University_of_California,_Berkeley,_(8)_Bulgaria_Academy_of_Sciences,_Bulgaria,_(9)_Laboratory_for_Atmospheric_and_Space_Physics,_(10)_Johns_Hopkins_University_Applied_Physics_Laboratory,_(11)_University_College_London) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12183 |
Westらによって定義された「中間コロナ」。（2022）〜1.5〜6太陽半径の間の領域として、磁場が主に放射状になる高度に構造化された下部コロナを外側コロナに接続する重要な遷移領域です。電波波長では、中央コロナのリモートセンシングは、電波放出メカニズムの臨界遷移が発生するメートルからデカメートルの波長範囲に収まります。さらに、中央コロナのプラズマ特性は、ラジオシンチレーションやファラデー回転技術などのトランスコロナル電波伝搬法によって調べることができます。これらを組み合わせることで、中間コロナの豊富な診断ツールを提供し、他の波長で現在および計画されているミッションを補完します。これらの診断には、コロナ質量放出に関連する磁場と高エネルギー電子を検出および測定し、コロナショックと電子ビーム軌道をマッピングし、プラズマ密度、磁場、および「若い」太陽風の乱流を制限するための独自の手段が含まれます。関連する放射線診断方法の簡単な概要に続いて、このホワイトペーパーでは、中部コロナに関する放射線研究の現状、より包括的な全体像を得るための課題について説明し、次の10年間の見通しを推奨します。電波の観点から中期コロナ科学を進めるための具体的な推奨事項は次のとおりです。(2)マルチパースペクティブ、マルチラインオブサイトのトランスコロナル無線ファラデー回転測定を実行するための設備と技術の開発。
CMEおよびCME前駆体のラジオイメージング分光偏光測定
| Title |
Radio_Imaging_Spectropolarimetry_of_CMEs_and_CME_Progenitors |
| Authors |
Bin_Chen_(1),_Timothy_S._Bastian_(2),_Sarah_Gibson_(3),_Yuhong_Fan_(3),_Stephen_M._White_(4),_Dale_E._Gary_(1),_Angelos_Vourlidas_(5),_Sijie_Yu_(1),_Surajit_Mondal_(1),_Gregory_D._Fleishman_(1),_Pascal_Saint-Hilaire_(6)_((1)_New_Jersey_Institute_of_Technology,_(2)_National_Radio_Astronomy_Observatory,_(3)_High_Altitude_Observatory,_(4)_Air_Force_Research_Laboratory,_(5)_JHU_Applied_Physics_Laboratory,_(6)_University_of_California,_Berkeley) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12188 |
コロナ質量放出(CME)は、宇宙天気の最も重要な要因です。ほとんどのCMEの中心は、磁束ロープとして知られる高度にねじれた磁力線の束の噴出であると考えられています。したがって、CMEとその影響を包括的に理解するには、磁気フラックスロープの形成、不安定化、および最終的な噴出につながる物理パラメータの詳細な観察が必要です。コロナ空洞、フィラメントチャネル、シグモイド、EUV「ホットチャネル」、白色光CMEのリモートセンシング観測、および磁気雲のその場観測における最近の進歩は、CMEの理解が大きく前進する可能性を示しています。このホワイトペーパーでは、CMEおよびCME前駆細胞の放射線診断の可能性について簡単に説明し、磁場と高エネルギー電子数を制限するための独自の手段に特に焦点を当てています。現実的な3DMHDモデルに基づく合成観測を使用して、高い画像ダイナミックレンジと高い画像忠実度を備えた広帯域ラジオイメージング分光偏光測定法を使用して、このような診断を進歩させることの変革の可能性も示します。この目標を達成するために、このような機能を備えた太陽光専用の無線設備を今後10年間で実装することが推奨されています。
太陽フレアと太陽噴火イベントにおけるエネルギー放出の定量化: 次世代太陽電波施設による新境地
| Title |
Quantifying_Energy_Release_in_Solar_Flares_and_Solar_Eruptive_Events:_New_Frontiers_with_a_Next-Generation_Solar_Radio_Facility |
| Authors |
Bin_Chen_(1),_Dale_E._Gary_(1),_Sijie_Yu_(1),_Surajit_Mondal_(1),_Gregory_D._Fleishman_(1),_Xiaocan_Li_(2),_Chengcai_Shen_(3),_Fan_Guo_(4),_Stephen_M._White_(5),_Timothy_S._Bastian_(6),_Pascal_Saint-Hilaire_(7),_James_F._Drake_(8),_Joel_Dahlin_(9),_Lindsay_Glesener_(10),_Hantao_Ji_(11),_Astrid_Veronig_(12),_Mitsuo_Oka_(7),_Katharine_K._Reeves_(3),_Judith_Karpen_(9)_((1)_New_Jersey_Institute_of_Technology,_(2)_Dartmouth_College,_(3)_Harvard-Smithsonian_Center_for_Astrophysics,_(4)_Los_Alamos_National_Laboratory,_(5)_Air_Force_Research_Laboratory,_(6)_National_Radio_Astronomy_Observatory,_(7)_University_of_California,_Berkeley,_(8)_University_of_Maryland,_(9)_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_(10)_University_of_Minnesota,_(11)_Princeton_University,_(12)_University_of_Graz) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12192 |
太陽フレアと関連することが多い太陽の噴火イベントは、実験室での再現が困難なプラズマ条件下での磁気リコネクションと関連するエネルギー放出および変換プロセスを研究するための優れた実験室として機能し、宇宙の他の場所では不可能なかなりの時空間的詳細を備えています。過去10年間で、多波長イメージング分光法の進歩、および理論と数値モデリングの発展のおかげで、太陽フレア/噴火エネルギー放出の理解を深める上で大きな進歩がありました。特に、ExpandedOwensValleySolarArray(EOVSA)によって提供されるマイクロ波波長での広帯域イメージング分光法は、フレア再結合領域またはその近くで時間発展するコロナ磁場を測定する革新的な機能を可能にしました。ただし、EOVSAの限られたダイナミックレンジ、イメージングの忠実度、角度分解能のため、このような測定は、S/N比が十分に大きい最も明るい光源の周囲の領域でのみ行うことができます。このホワイトペーパーでは、太陽フレアや噴火における磁気エネルギーの放出に関連する未解決の問題と課題を簡単に紹介した後、多くの(~100～200)アンテナ要素を備えた次世代無線設備がどのように次世代をもたらすことができるかを示します。サブ秒の時間分解能とアーク秒レベルの角度分解能とともに、高ダイナミックレンジ、高忠実度のブロードバンドイメージング分光偏光測定を可能にすることで革命を起こします。この10年以内に、このような地上ベースの機器の実装を優先することをお勧めします。また、太陽フレアや太陽噴火の「システム科学」を包括的に理解するために、多波長・マルチメッセンジャー観測や高度な数値モデリングの促進も求めます。
GONG 改修のためのカメラの更新: 開発と検証
| Title |
Camera_update_for_GONG_refurbishment:_Development_and_validation |
| Authors |
Anna_L.H._Hughes,_Timothy_J._Purdy,_Thomas_M._Wentzel,_Niles_Oien,_Luca_Bertello,_Sushant_Tripathy,_Shukur_Kholikov,_Kiran_Jain,_Gordon_Petrie,_Detrick_D._Branston,_Sanjay_Gosain,_Alexei_A._Pevtsov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12387 |
このレポートは、NSOIntegratedSynopticProgram(NISP)が運営するNSFのGlobalOscillationsNetworkGroup(GONG)施設用に選択された新しいカメラの特性の簡単な要約を提供します。これらのカメラの交換は、およそ2030年度までGONGの運用を延長することを目的としたGONG改修プロジェクトの一部です。テストにより、新しいカメラの適合性が確認され、現在のデータ製品はほとんど変更されないことが確認されました。GONGマグネトグラムは、古いデータとほぼ1対1のスケーリングを示しており、日震学データ(l-nuダイアグラム)は、識別可能なアーティファクトなしでほぼ同一です。GONG処理パイプラインに対しても多数のテストが実施され、変更されたNISPデータセンターパイプラインが、新しいカメラで撮影された観測の処理にスムーズに移行できることが実証されました。
MSG: 事前に計算されたグリッドで星のスペクトルを補間するためのソフトウェア パッケージ
星から放出される光のスペクトルは、星の大気の各層を通る放射の流れをシミュレートすることで計算できますが、このプロセスには計算コストがかかります。したがって、多くの場合、光球パラメーターのグリッドでスペクトルを事前に計算し、このグリッド内で補間する方がはるかに効率的です。MSG(多次元スペクトルグリッドの略)は、この補間機能を実装するソフトウェアパッケージです。
Fast Correlation Function Calculator -- 高性能ペア カウント ツールキット
環境。FastCorrelationFunctionCalculator(FCFC)と呼ばれる新しい高性能の正確なペアカウントツールキットが提示され、https://github.com/cheng-zhao/FCFCで公開されています。ねらい。現代の宇宙論的データセットの急速な成長に伴い、観測およびシミュレーションカタログとの相関関数の評価が課題になっています。したがって、高効率のペア計数コードは大きな需要があります。メソッド。ペアカウンティングの問題に使用できるさまざまなデータ構造とアルゴリズムを紹介し、包括的なベンチマークを実行して、現実世界の宇宙論的アプリケーションに最も効率的なものを特定します。次に、FCFCで使用される3つのレベルの並列処理(SIMD、OpenMP、およびMPIを含む)について説明し、広範なテストを実行してスケーラビリティを調査します。最後に、FCFCの効率を代替ペアカウントコードと比較します。結果。FCFCに実装されたデータ構造とヒストグラム更新アルゴリズムは、代替方法よりも優れていることが示されています。ヒストグラム更新アルゴリズムのボトルネックは主にキャッシュレイテンシであるため、FCFCはSIMDの恩恵をあまり受けません。それにもかかわらず、FCFCの効率はOpenMPスレッドとMPIプロセスの数に比例しますが、スレッド数が合計で数千を超えるとスピードアップが低下する可能性があります。FCFCは、現代の宇宙論的対計数アプリケーションの他の公開対計数コードのほとんど(すべてではないにしても)よりも高速であることがわかっています。
近くにある 820 個の星のテクノシグネチャーの深層学習検索
| Title |
A_deep-learning_search_for_technosignatures_of_820_nearby_stars |
| Authors |
Peter_Xiangyuan_Ma,_Cherry_Ng,_Leandro_Rizk,_Steve_Croft,_Andrew_P._V._Siemion,_Bryan_Brzycki,_Daniel_Czech,_Jamie_Drew,_Vishal_Gajjar,_John_Hoang,_Howard_Isaacson,_Matt_Lebofsky,_David_MacMahon,_Imke_de_Pater,_Danny_C._Price,_Sofia_Z._Sheikh,_S._Pete_Worden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12670 |
地球外知的生命体探索(SETI)の目標は、「技術的特徴」を介して、地球外の技術生命体の普及を定量化することです。理論化された技術的特徴の1つは、狭帯域ドップラードリフト無線信号です。無線ドメインでSETIを実施する際の主な課題は、人間の無線周波数干渉(RFI)を排除するための一般化された手法を開発することです。ここでは、これまでで最も包括的な深層学習ベースのテクノシグネチャー検索を提示し、BreakthroughListenイニシアチブの一環として、再観察のために関心のある8つの有望なETIシグナルを返します。検索は、RobertC.ByrdGreenBankTelescopeで観測された820の固有のターゲットで構成され、合計480時間以上のオンスカイデータが含まれます。新しいベータ畳み込み変分オートエンコーダーを実装して、偽陽性率を管理可能なほど低く保ちながら、半教師なしの方法でテクノシグネチャ候補を識別します。この新しいアプローチは、データ駆動型天文学の時代へのSETIやその他の一時的な研究を加速するための主要なソリューションとしての地位を確立しています。
LOFAR LBA スカイ サーベイ II。最初のデータ公開
| Title |
The_LOFAR_LBA_Sky_Survey_II._First_data_release |
| Authors |
F._de_Gasperin,_H._W._Edler,_W._L._Williams,_J._R._Callingham,_B._Asabere,_M._Bruggen,_G._Brunetti,_T._J._Dijkema,_M._J._Hardcastle,_M._Iacobelli,_A._Offringa,_M._J._Norden,_H._J._A._Rottgering,_T._Shimwell,_R._J._van_Weeren,_C._Tasse,_D._J._Bomans,_A._Bonafede,_A._Botteon,_R._Cassano,_K._T._Chyzy,_V._Cuciti,_K._L._Emig,_M._Kadler,_G._Miley,_B._Mingo,_M._S._S._L._Oei,_I._Prandoni,_D._J._Schwarz,_P._Zarka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12724 |
低周波アレイ(LOFAR)は、超低周波(<100MHz)で高解像度(<15")および高感度(<1mJy/ビーム)で観測できる唯一の現存する無線干渉計です。これらの機能を活用するには、LOFARSurveysKeyScienceProjectは、LOFARLowBandAntenna(LBA)を使用して、LOFARLBASkySurvey(LoLSS)と名付けられた41-66MHzで高感度の広域調査を実施しています.LoLSSは赤緯24上の北の空全体をカバーしています.赤緯、フィールドの特性、および観察条件に応じて、15インチの解像度と1～2mJy/ビーム(1シグマ)の感度を備えたdeg。ここでは、最初のデータリリースを紹介します。自動化されたパイプラインを使用して、このデータリリースに含まれる95フィールドを削減しました。このプロジェクト用に開発されたデータ削減手順は、一般的な用途があり、現在、LOFARLBA干渉観測を処理するために使用されています。暫定リリースと比較して、方向依存のエラーは、キャリブレーションプロセス中に修正されています。これにより、15インチの目標解像度で1.55mJy/ビームの典型的な感度が得られます。LOFARLBAスカイサーベイの最初のデータリリースは、HETDEXスプリングフィールドの650平方度をカバーしています。コミュニティにリリースされた結果のデータプロダクトには、モザイク画像が含まれます(IおよびVStokes)、および検出された42463のソースのカタログと、ソースの形態を記述するために使用される関連するガウス成分.6つの帯域内周波数の個別のカタログもリリースされています.LoLSSの最初のデータリリースは、電離層の影響を考慮して、LOFARは42～66MHzの周波数ウィンドウで前例のない高い感度と解像度で大規模な調査を行うことができます.データを使用して、数千のソースの低周波スペクトル特性に関する独自の情報を導き出すことができます.銀河外および銀河天文学における幅広いアプリケーション。
Euclid NISP 装置の打ち上げ前の光学的検証とシミュレーション画像との比較
| Title |
Pre-launch_optical_verification_of_the_Euclid_NISP_instrument_and_comparison_with_simulated_images |
| Authors |
Louis_Gabarra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12828 |
2023年に予見されるユークリッド望遠鏡の軌道への打ち上げ前に、NISP（近赤外線分光計および光度計）機器の光学機能を特徴付けるために、地上でのテストのデータ分析と、予想されるNISPのパフォーマンスを模倣するモンテカルロシミュレーションが実行されました。打上げ前のテストデータを分析して、EE50(PSF)<=0.003に設定された点広がり関数(PSF)およびピクセルあたり16オングストローム未満のスペクトル分解能で、ミッション仕様の達成を評価しました。また、地上でのテストからの実際の画像とシミュレートされた画像との最初の比較も提供します。NISP機器の高い光学品質を確認し、PSFとスペクトル分散の観点からミッション仕様を満たし、さまざまなテストキャンペーン間で良好な一致を示しています。NISPシミュレーターによって提供されるPSFとスペクトル分散を検証しました。これは、実際の画像とシミュレートされた画像の間の一貫性を検証するための重要な側面です。
DarkSide-20kプロジェクトのための地上宇宙活性化に関する研究
宇宙線への曝露による物質の活性化は、レアイベント現象を調査する実験の重要なバックグラウンドソースになる可能性があります。DarkSide-20kは、39Arが枯渇した49.7トン(活動質量)の地下アルゴン(UAr)で満たされた2相液体アルゴン時間投影チャンバーを使用した、銀河の暗黒物質粒子の直接検出実験です。ここでは、アルゴンとセットアップの他の大規模なコンポーネントで誘導された関連する長寿命の放射性同位体の宇宙線放射能が推定されています。120トンの高純度UArの生産が予見されています。測定または計算された、地上での予想暴露量および生産率が考慮されています。宇宙線同位体による検出器でのシミュレートされた計数率から、銅とステンレス鋼での活性化は問題ではないと結論付けられます。初期の設計では考慮されたが最終的な設計では使用されなかったチタンの活性化について説明します。ベースライン条件での抽出、精製、および表面での輸送中に誘導された39Arの活性は、同じソースからのUArで測定された活性の2.8%であると評価され、したがって許容できると見なされます。37Arや3HなどのUArの他の生成物は、半減期が短く、精製方法が想定されているため、関連性がないことが示されています。
ウェーブレット対応の星の分類: 連星と太陽系外惑星の星を識別するための深層学習アプローチ
| Title |
Wavelet-enabled_Star_Classification:_A_Deep_Learning_Approach_for_Identifying_Binary_and_Exoplanet_Stars |
| Authors |
Aman_Kumar_and_Sarvesh_Gharat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13115 |
深層学習技術を使用して星を連星または太陽系外惑星として分類するための新しいアプローチを提示します。私たちの方法は、特徴抽出、ウェーブレット変換、星の光度曲線のニューラルネットワークを利用して、高精度の結果を達成します。また、複数の宇宙ベースの望遠鏡からの観測を既知の連星と系外惑星の星のカタログとクロスマッチングすることにより、トレーニングと検証のために連星と系外惑星の星のデータセットをコンパイルしました。ライトカーブにウェーブレット変換を適用することで、データポイントの数が減り、トレーニング時間が改善されました。私たちのアルゴリズムは、79.91%のテスト精度で、並外れたパフォーマンスを示しました。この方法は、現在および将来の宇宙ベースの望遠鏡からの大規模なデータセットに適用でき、星を分類する効率的かつ正確な方法を提供します。
新しい U II ラインを持つ $R$ プロセス増強星のウラン存在量と年齢
| Title |
Uranium_Abundances_and_Ages_of_$R$-process_Enhanced_Stars_with_Novel_U_II_Lines |
| Authors |
Shivani_P._Shah,_Rana_Ezzeddine,_Alexander_P._Ji,_Terese_Hansen,_Ian_U._Roederer,_M\'arcio_Catelan,_Zoe_Hackshaw,_Erika_M._Holmbeck,_Timothy_C._Beers,_and_Rebecca_Surman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11945 |
最も古い星の年齢は、宇宙の誕生、化学的濃縮、化学的進化に光を当てます。核宇宙クロノメトリーは、星の進化モデルから独立してこれらの星の年齢を決定する手段を提供します。金属の少ない$r$プロセス増強(RPE)星で決定できるウランの存在量は、既知の最も堅牢なクロノメーターの1つを構成することが知られています。これまでのところ、U存在量の決定は$\lambda3859$\r{A}で$single$UIIラインを使用しました。その結果、5つのRPE星についてのみ、Uの存在量が確実に決定されています。ここでは、正規の$\lambda3859$に加えて、$\lambda4050$\r{A}と$\lambda4090$\r{A}の2つの新しいUIIラインを使用して、4つのRPE星の最初の均一なU存在量分析を提示します。\r{A}行。$\lambda4050$\r{A}と$\lambda4090$\r{A}のUIIラインは信頼性が高く、すべての星について、U存在量が$\lambda3859$U存在量と一致していることがわかります。したがって、複数のUIIラインを使用して、RPE星、2MASSJ09544277+5246414、RAVEJ203843.2-002333、HE1523-0901、およびCS31082-001の修正されたU存在量を決定します。また、新たに導出されたU、Th、およびEuの存在量に基づいて、これらの星の核宇宙年代を提供します。この研究の結果は、非常に多数のRPE星のU存在量を確実かつ均一に決定するための新しい道を開きます。これにより、RPE星の核宇宙クロノメトリーの年齢に対する強力な制約が可能になり、特に$r$プロセス要素の初期宇宙における化学的濃縮と進化を理解するために適用できます。
データ制約およびデータ駆動型 MHD シミュレーションによる太陽活動領域 12371 の比較研究
| Title |
A_Comparative_Study_of_Solar_Active_Region_12371_with_Data-constrained_and_Data-driven_MHD_Simulations |
| Authors |
Satoshi_Inoue,_Keiji_Hayashi,_Takahiro_Miyoshi,_Ju_Jing,_and_Haimin_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12336 |
M6.5フレアを生成した太陽活動領域12371について、データベースに基づく磁気流体力学(MHD)シミュレーションを2回実行しました。最初のシミュレーションは、初期条件が非線形無力場(NLFFF)によって与えられる完全なデータ駆動型シミュレーションです。このNLFFFは、フレアの約1時間前に光球マグネトグラムから外挿されたもので、時間とともに変化する光球磁場が底面に課せられます。2番目のシミュレーションもデータ駆動型シミュレーションですが、フレアが発生する前に下部で駆動を停止し、データ制約付きシミュレーションに切り替えます。通常のコンポーネントは時間とともに固定されます。どちらのシミュレーションも噴火につながり、どちらのシミュレーションも噴火前に非常にねじれた磁力線を生成しますが、これはNLFFFだけでは見られませんでした。噴火後、時変光球磁場に基づく最初のシミュレーションでは、フレア後のループなどの現象を再現することなく、フレア後にせん断磁力線を生成し続けます。2番目のシミュレーションでは、フレアに関連する現象がよく再現されています。ただし、この場合、下部磁場の展開は、観測された磁場の展開と一致しません。このレターでは、将来の研究で考慮する必要がある、データ制約付きおよびデータ駆動型MHDシミュレーションの潜在的な長所と短所を報告します。
J-PLUS: Gaia BP/RP 低解像度スペクトルを使用した均一測光キャリブレーションに向けて
| Title |
J-PLUS:_Towards_an_homogeneous_photometric_calibration_using_Gaia_BP/RP_low-resolution_spectra |
| Authors |
C._L\'opez-Sanjuan,_H._V\'azquez_Rami\'o,_K._Xiao,_H._Yuan,_J._M._Carrasco,_J._Varela,_D._Crist\'obal-Hornillos,_P.-E._Tremblay,_A._Ederoclite,_A._Mar\'in-Franch,_A._J._Cenarro,_P._R._T._Coelho,_S._Daflon,_A._del_Pino,_H._Dom\'inguez_S\'anchez,_J._A._Fern\'andez-Ontiveros,_A._Hern\'an-Caballero,_F._M._Jim\'enez-Esteban,_J._Alcaniz,_R._E._Angulo,_R._A._Dupke,_C._Hern\'andez-Monteagudo,_M._Moles,_and_L._Sodr\'e_Jr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12395 |
Javalambreフォトメトリックローカルユニバースサーベイ(J-PLUS)の3番目のデータリリース(DR3)の12の光パスバンドのフォトメトリックキャリブレーションを提示します。12のJ-PLUS通過帯域で信号対雑音比が10を超え、青と赤の光度計(BP/RP)から利用可能な低解像度(R=20-80)スペクトルを持つ約150万個の主系列星を選択しました。ガイアDR3で。BP/RPスペクトルからの合成測光法をJ-PLUS計器等級と比較し、両方のシステム間で大きさと色の項を補正した後、J-PLUSの均一な測光解を得ました。BP/RPスペクトルの絶対較正における現在の制限を回避するために、星間絶滅が無視できる100pcよりも近い109個の白色矮星の軌跡を使用して、絶対カラースケールが導出されました。最後に、絶対フラックススケールは、パノラマサーベイテレスコープとrバンドの高速応答システム(Pan-STARRS)測光に固定されました。J-PLUS測光キャリブレーションの精度は、隣接するポインティングで観測された重複天体から推定され、分光光度標準星GD153と比較すると、u、J0378、およびJ0395で〜12mmagです。J0410、J0430、g、J0515、r、J0660、i、J0861、およびzで~7mmag。調査地域に沿ったキャリブレーションの推定精度は、すべての通過帯域で1%より優れています。GaiaBP/RPスペクトルは、絶対基準としての現在の制限にもかかわらず、全天にわたる光学範囲で高品質で均一な測光基準を提供します。J-PLUSDR3のキャリブレーション方法は、3284平方度の領域内の12個の光学フィルターで絶対精度と1%の精度に達します。
星が赤色巨星の次元に膨張したり収縮したりする理由 II: 批評家への返信
私たちの1992年の論文では、星の進化の過程を形作る上での不透明度に起因する熱不安定性の役割が十分に説明されていました。これには、「{\itなぜ星が赤色巨星になるのか"}という古典的な問題と、その後のヘリウム燃焼段階での拡張された「Cepheids」{\itblueloops}の形成が含まれます。これらの進化現象に関する私たちの説明は、査読済みまたは査読なしの出版物で、ほんの数語で却下されることがあります。最近のケースでは、私が何年にもわたってこれらの批判に答えなかったという事実は、それらが十分に根拠のあるものであったという証拠として解釈されています.この論文では、これがまったく当てはまらないことを明らかにし、代わりにそのような不安定性の主導的な役割を再確認し、批判が実質的でないことを示しています。
Tenerife Inversion Code によるソーラー プラージュのトモグラフィー
| Title |
Tomography_of_a_solar_plage_with_the_Tenerife_Inversion_Code |
| Authors |
Hao_Li,_T._del_Pino_Alem\'an,_J._Trujillo_Bueno,_R._Ishikawa,_E._Alsina_Ballester,_David_E._McKenzie,_Fr\'ed\'eric_Auch\`ere,_Ken_Kobayashi,_Takenori_J._Okamoto,_Laurel_A._Rachmeler,_and_Donguk_Song |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12792 |
TenerifeInversionCode(TIC)を、ChromosphericLAyerSpectroPolarimeter(CLASP2)によって得られたプラージュ分光偏光観測に適用します。これらの前例のないデータは、200秒角のスリットの約3分の2がプラージュ領域を横切り、残りが強化されたネットワークを横切る、単一のスリット位置のMgIIhおよびk線周辺のスペクトル領域における完全なストークスプロファイルで構成されています。これらのデータの以前の分析により、円偏光プロファイルに弱磁場近似(WFA)を適用することによって磁場の縦成分を推測し、推測された磁場を太陽大気のさまざまな層に割り当てることができました。以前の理論的な放射伝達調査の結果。この作業では、最近開発されたTICを同じデータに適用します。分光器スリットに沿った各位置での強度プロファイルと円偏光プロファイルに適合する成層モデル大気を取得し、磁場の縦成分の結果を以前に取得したWFAの結果と比較し、MgIIhおよびk円偏光プロファイルの外側ローブに適用すると、WFAが過小評価されることが知られているという事実。最後に、逆モデル大気を使用して、プラージュおよびネットワーク領域の彩層に沿って伝播するアルフエン波によって運ばれる可能性のあるエネルギーの大まかな推定を行い、推定されたエネルギー損失を補償するのに十分であることを示します。太陽活動領域の彩層。
AM CVn 星の前駆体として進化した激変変数
磁気ブレーキによるさまざまな角運動量損失メカニズム($\mathrm{AML_{MB}}$)。ダブルダイナモ(DD)モデルの$\mathrm{AML_{MB}}$の時間スケールは、以前に使用された経験式の時間スケールよりも短いことがわかりました。時間スケールが短いため、初期条件のより大きなパラメーター空間が進化して、他のモデルよりもDDモデルでAMCVn星が形成されます。EvolvedCVチャネルを介して形成されるAMCVnスターの予想数の分析を実行し、以前に報告された約$3$倍のAMCVnスターを見つけました。ケンブリッジ恒星進化コード(STARS)を使用してこれらのシステムを詳細に進化させ、進化したCVが軌道周期$P_\mathrm{orb}\geq5.5\,\mathrm{hr}$の領域に存在することを示します。ドナーを軌道周期の最小値を超えて進化させたところ、かなりの数が非常に水素が枯渇したシステムになることがわかりました。これにより、スペクトルにHが存在しないという点で、Heスターおよび白色矮星（WD）チャネルから進化したシステムと区別できなくなります。また、質量、ドナーの物質移動率、および軌道周期を観測値と比較します。ドナーの状態とYZLMiやV396HyaなどのシステムでのHの不在は、モデル化された軌跡と一致することがわかりますが、CRBooやHPLibなどのシステムは、実際のドナー質量が観察された質量範囲の下限。
太陽ジェットとフィラメントの相互作用: 大振幅フィラメント振動のトリガー
| Title |
Interaction_of_solar_jets_with_filaments:_Triggering_of_large-amplitude_filament_oscillations |
| Authors |
Reetika_Joshi,_Manuel_Luna,_Brigitte_Schmieder,_Fernando_Moreno-Insertis,_and_Ramesh_Chandra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13103 |
大振幅振動(LAOs)は、多くの場合、フィラメントで検出されます。多波長観測を使用して、それらの起源を噴火とジェットとの相互作用にさかのぼることができます。フィラメントチャネル内のLAOがソーラージェットによって開始できることを示す2.5DMHD数値実験を裏付ける観測的証拠として、2つの異なるケーススタディを提示します。調査した2つのイベントでは、古典的なヌルポイントを示唆する寄生領域の上部にXポイントを持つ四重極構成を特定できます。この構造からリコネクションフローが発生し、フィラメントチャネルに沿って伝播するジェットにつながります。どちらの場合も、ジェットの静止期と噴出期を特定できます。トリガーされたLAOの周期は約70～80分で、数回振動した後に減衰します。フィラメントの地震学で推測される最小磁場強度は、約30ガウスであることが判明しました。2つのケーススタディは、LAOがジェットによって開始されるLunaandMoreno-Insertis（2021）の最近の数値モデルと一致していると結論付けています。ジェット振動とフィラメント振動の開始の間の関係は、最初のケースでは単純ですが、2番目のケースではそれほどではありません。2番目のイベントでは、いくつかの証拠がありますが、ヌルポイントに関係のない活動やフィラメントの磁気構造の変化など、他の可能性を排除することはできません.両方のジェットは、EUV波を発射しなかった非常に弱いフレアに関連付けられています。したがって、フィラメント振動を引き起こすEUV波の役割は、これら2つのケースでは排除できます。
大質量原始星 IRAS20126+4104 の Herschel 研究
| Title |
A_Herschel_study_of_the_high-mass_protostar_IRAS20126+4104 |
| Authors |
R._Cesaroni,_F._Faustini,_D._Galli,_A._Lorenzani,_S._Molinari,_L._Testi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13135 |
大質量星形成領域IRAS20126+4104からの連続体と線放出のHerschel観測を実行しました。この領域は、バイポーラアウトフローに電力を供給し、ケプラー星周円盤に関連付けられている、よく研究されたB型(原始)星をホストします。6つの波長での連続体画像により、ディスクを覆う分子塊の放射光度と質量の正確な推定値を導き出すことができました。同じ領域が一酸化炭素の12回の回転遷移でマッピングされており、連続体データと相乗的に使用されて、塊内の温度と密度分布を決定し、質量推定を改善しました。2つの微細構造酸素遠IR線のマップを使用して、流出の南ローブの表面で衝撃を受けた領域の体積密度と質量損失率を推定しました。私たちの調査結果は、さまざまな著者によって以前に提案されたシナリオをさらにサポートし、IRAS20126+4104からのボロメータ光度とバイポーラ流出の起源は、ケプラー円盤の中心に位置するB型星であることを確認しています。
内部コロナにおけるコロナ質量放出の熱力学的特性の進化
| Title |
Evolution_of_the_Thermodynamic_Properties_of_a_Coronal_Mass_Ejection_in_the_Inner_Corona |
| Authors |
Jyoti_Sheoran,_Vaibhav_Pant,_Ritesh_Patel,_and_Dipankar_Banerjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13184 |
内部コロナ(<1.5R$_{sun}$)におけるコロナ質量放出(CME)の熱力学的進化は、まだ完全には理解されていません。この作業では、MLSO/K-Cor白色光とMLSO/CoMPFeXIII10747{\AA}線を組み合わせて、2017年7月20日に内側コロナで観測されたCMEコアの熱力学的特性の進化を研究します。分光データ。また、SDO/AIAの6つのEUVチャネルデータに差分放射測定(DEM)インバージョン手法を適用することにより、CMEコアの放射測定加重温度(T$_{EM}$)を推定し、有効温度(T$_{eff}$)は、FeXIII線幅測定を使用して得られました。CMEコアのT$_{eff}$とT$_{EM}$は同様の変動を示し、CMEが~1.05R$_{sun}$から1.35R$_{sun}$に伝播する間、ほぼ一定のままであることがわかります。CMEコアの温度は100万度ケルビンのオーダーであり、プロミネンスに関連付けられていないことを示しています。さらに、K-Cor偏光輝度（pB）データを使用してこのCMEコアの電子密度を推定し、コアが進化するにつれて約3.6倍減少することを発見しました。興味深い発見は、CMEコアの膨張による予想される断熱冷却にもかかわらず、CMEコアの温度がほぼ一定のままであることです。このCMEコアの膨張は、断熱プロセスよりも等温プロセスのように振る舞うと結論付けています。
(i)スカラーテンソルベクトル重力理論と(ii)$G_3$タイプのHorndeski理論を超えた2つの異なる修正重力理論で、白色矮星の内部構造を調べます。白色矮星内部の重力が変化すると、白色矮星の質量と半径が変化します。$\textit{Gaia}$を含むさまざまな天体物理探査機からの観測データを使用して、これら2つのクラスの修正重力理論の妥当性をテストします。一般相対性理論(および弱い場の極限におけるニュートン重力)からの偏差を制御するパラメーターの制約を次のように更新します。$G_3$タイプのHorndeski理論を超えた$。最後に、特にデータポイントの数が多くない場合に、白色矮星の質量と半径の関係を使用して、重力の性質のテストに対する天体物理学データの選択効果を示します。
火星への InSights の発掘: 限られたデータによる教師なしのソース分離
| Title |
Unearthing_InSights_into_Mars:_unsupervised_source_separation_with_limited_data |
| Authors |
Ali_Siahkoohi,_Rudy_Morel,_Maarten_V._de_Hoop,_Erwan_Allys,_Gr\'egory_Sainton,_Taichi_Kawamura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11981 |
ソースの分離には、ミキシングオペレータによって観測されたソース信号のセットを取得するという不適切な問題が伴います。この問題を解決するには事前の知識が必要です。これは通常、ソース信号に規則性条件を課すことによって組み込まれるか、既存のデータから教師ありまたは教師なしの方法で暗黙的に学習されます。データ駆動型の方法は、ソースの分離に大きな期待を寄せていますが、多くの場合、惑星宇宙ミッションではめったに存在しない大量のデータに依存しています。この課題を考慮して、ウェーブレット散乱表現空間$\unicode{x2014}$定常プロセスの解釈可能な低次元表現で最適化問題を解くことを含む、データアクセスが制限されたドメインの教師なしソース分離スキームを提案します。火星でのNASAのInSightミッション中に地震計によって記録されたデータから、グリッチとして知られる一時的な熱誘導マイクロチルトを除去する実際のデータの例を提示します。確率過程の非ガウス特性を捉えるウェーブレット散乱共分散の能力により、わずかなグリッチのないデータスニペットのみを使用してグリッチを分離することができます。
十分に局在化された高速電波バーストからの光子質量に関する制約の改訂
ベイズ推論法を使用して、十分に局在化された高速電波バースト(FRB)からの光子質量を制限します。ホスト銀河と銀河間媒質の分散測度(DM)の確率分布が適切に考慮されています。光子の質量は、赤方偏移範囲$0<z<0.66$の17の十分に局在化されたFRBから厳密に制約されています。ホストDMの赤方偏移進化がないと仮定すると、光子質量の$1\sigma$と$2\sigma$の上限は$m_\gamma<4.8\times10^{-51}$kgと$m_\に制限されます。ガンマ<7.1\times10^{-51}$kg、それぞれ。モンテカルロシミュレーションでは、FRBサンプルを200に拡大し、赤方偏移範囲を$0<z<3$に拡張しても、光子質量の制約能力を大幅に改善できないことが示されています。これは、銀河間媒体のDMの不確実性が大きいためです。
計量に関する物質エネルギー運動量テンソルの最初のバリエーションと、修正重力理論への影響
| Title |
The_first_variation_of_the_matter_energy-momentum_tensor_with_respect_to_the_metric,_and_its_implications_on_modified_gravity_theories |
| Authors |
Zahra_Haghani,_Tiberiu_Harko,_Shahab_Shahidi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12133 |
計量テンソル$g^{\alpha\beta}$に対する物質のエネルギー運動量テンソル$T_{\mu\nu}$の一次変分は、形状と物質の結合を伴う修正重力理論で重要な役割を果たします。特に$f(R,T)$修正重力理論において。基本的な熱力学的変数が粒子数密度、および特定のエントロピーによって、それぞれ。物質のエネルギー-運動量テンソルの最初のバリエーションは、物質のラグランジアンに依存しないことが判明し、圧力、エネルギー-運動量テンソル自体、および物質の流体の4つの速度で表すことができます。得られた結果を$f(R,T)$重力理論の場合に適用します。ここで、$R$はRicciスカラーであり、$T$は物質エネルギー運動量テンソルのトレースであり、したがって一意になります。理論、物質ラグランジュの選択にも依存しません。$T^n$に比例する項を追加してヒルベルト・アインシュタインのラグランジアンを一般化した単純な宇宙論モデルを詳細に検討し、ハッブル宇宙望遠鏡の観測値を非常によく説明できることを示しました。$z\approx2.5$の赤方偏移までのパラメーター。
ブラック ホールの X 線データを使用した $\delta$-Kerr 計量のテスト
| Title |
Testing_the_$\delta$-Kerr_metric_with_black_hole_X-ray_data |
| Authors |
Jiahao_Tao,_Shafqat_Riaz,_Biao_Zhou,_Askar_B._Abdikamalov,_Cosimo_Bambi,_Daniele_Malafarina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12164 |
天体物理学上のブラックホールの周りの時空は、カーの解によって記述されると考えられています。しかし、一般相対論の範囲内でさえ、帯電していない物体の完全な崩壊の最終結果がカーブラックホールでしかないという証拠はまだありません。したがって、天体物理学的ブラックホールの周りの時空がアインシュタイン方程式の他の解によって記述される可能性を推測することができ、そのような仮説を観測でテストすることができます。この作業では、$\delta$-Kerr計量を検討します。これは、真空中の場の方程式の正確な解であり、Kerr計量と静的軸対称解との非線形重ね合わせから取得できます。$\delta$メトリックとして。パラメーター$\delta=1+q$は、カーメトリックからのソースの逸脱を定量化し、$q=0$の場合、カーソリューションを回復します。EXO1846-031の銀河ブラックホールのX線スペクトルの反射特徴の分析から、$-0.1<q<0.7$(90%CL)が見つかりました。これは、周囲の時空という仮説と一致しています。EXO1846-031のコンパクト天体はカーブラックホールですが、$\delta$-カーメトリックを完全に除外するわけではありません。
太陽風とイングランド中部の気温の将来の変化：気候変動の帰属への影響
| Title |
Future_change_in_the_solar_wind_and_Central_England_temperature:_implications_for_climate_change_attribution |
| Authors |
Ian_Edmonds |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12362 |
最近の地球の気温の上昇は、人類学的な地球温暖化(A.G.W)に起因しており、気温の自然な傾向には小さな役割があります。I.P.P.Cは、気候モデルから自然気温(NAT)を推定し、最近記録された気温との差をA.G.W.に帰属させます。温度記録を使用して、温度の傾向がNATまたはA.G.W効果によるものかどうかを評価します。この方法には、362年間のイングランド中部気温(C.E.T)記録のような長い記録が必要です。C.E.Tは、NATのみが重要な262年間の初期部分と、100年間の後期部分に分割されました。初期の部分は15年から257年のスペクトル範囲の8つの成分に分解され、これらの成分は次の100年まで予測されました。予測されたNATは、1950年から1980年にかけて記録された冷却と1980年から2010年にかけての急速な増加を再現しており、C.E.Tの最近の50年間の強い傾向は主にNATであったことを示しています。予測されたNATと記録されたC.E.Tの間のわずかな差に基づいて、小さな役割はA.G.Wに起因し、0.7+/-0.2KのCO2倍加に対する気候感度が推定されました。514年と1028年のコンポーネントは、C.E.Tレコードから導出され、過去の温度のプロキシレコードに対する長期予測の検証手段を提供します。NATとA.G.Wを組み合わせた将来の予測では、A.G.Wが優勢になる前に、現在から2060年までにC.E.Tが0.5C冷却されることが示されました。C.E.Tの差し迫った減少の考えられる原因は、オーストラリアのメルボルン(MET)からの温度データと、太陽風の代理である地磁気a.aインデックスに同じ成分推定方法を適用することによって調査されました。a.a指数とC.E.TおよびMETデータの周期的変動を比較すると、C.E.TとMETの最近の強い増加と複雑な関係があり、太陽風の増加に約15年遅れていることが示されました。
宇宙論的摂動理論を使用して一般相対性理論と単モジュラー重力を区別する
| Title |
Using_cosmological_perturbation_theory_to_distinguish_between_General_Relativity_and_Unimodular_Gravity |
| Authors |
Marcelo_H._Alvarenga,_J\'ulio_C._Fabris_and_Hermano_Velten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.12464 |
ユニモジュラー重力は、一般相対性理論に代わる最も古い幾何学的重力理論の1つです。基本的に、これはEinstein-HilbertLagrangianに基づいており、メトリックの行列式に追加の制約があります。ユニモジュラー重力は、宇宙定数の存在下で一般相対性理論として書き直すことができることを明示的に示すことができます。この事実は、古典レベルと量子レベルでの両方の理論の同等性に関する多くの議論につながりました。ここでは、宇宙論的背景の周りの古典的なスカラー摂動に焦点を当てた分析を提示します。非最小結合スカラー場が導入された場合の議論を拡張します。私たちの結果は、同等性が摂動レベルで完全に検証されていないことを示しています。
因数分解と飽和の深い関係について: EPOS4 フレームワークでの高エネルギー陽子間散乱および原子核間散乱のモデル化に関する新しい洞察
非常に基本的な時間スケールの議論に従って、高エネルギー原子核(AA)衝突における複数の核子-核子散乱または陽子-陽子(pp)衝突における複数の部分散乱が並行して発生する必要があることがわかっています。ただし、平行散乱形式は、ppでの因数分解またはAA散乱でのバイナリスケーリングを示す包括的断面に自動的にはつながりません。新しいアイデア(EPOS4につながる)について報告します。これにより、pp衝突とAA衝突の4つの基本概念(平行散乱、エネルギー保存、因数分解、飽和)の間の深いつながりについて、新しい理解が得られます。1つ欠けると全体像が台無しになります。実用的な観点から、EPOS4フレームワークのパートン分布関数(EPOSPDF)内で計算し、それらを使用して包括的なpp断面を計算できます。したがって、初めて、非常に高い横運動量(p_{t})での包括的なジェット生成(重いフレーバーまたは軽いフレーバーの場合)を計算し、同時に同じ形式で低いp_{t}での流れの効果を高い-多重度ppイベント。EPOS4を本格的な「汎用イベントジェネレータ」にします。このペーパーで説明した飽和の問題によって非常に強く影響を受けるアプリケーション、本質的に多重度の依存関係(粒子比、平均p_{t}、魅力の生成)について説明します。
初期宇宙からの暗黒物質と暗放射の弾性率と PQMSSM の結合
超対称化されたDFSZアクシオンモデルは、1.ゲージ階層問題のSUSY解、2.強いCP問題のPeccei-Quinn(PQ)解、および3.SUSYミューのKim-Nilles解を含むという点で特に説得力があります。問題。離散的なR対称性({\bfZ}_{24}^Rなど)がコンパクト化プロセスから出現する可能性があるストリング設定では、高品質の偶発的なアクシオン(accion)が偶発的な近似残骸から出現する可能性があります。グローバルなU(1)_{PQ}対称性。減衰定数f_aはSUSY破壊スケールにリンクされており、宇宙論的なスイートゾーン内にあります。このセットアップでは、ストリングのレムナントモジュライフィールド\phi_iの存在も予想されます。ここでは、アクシオンとhiggsinoのようなWIMP暗黒物質が混在する、初期宇宙のPQMSSMに結合された単一の光係数\phiの状況を検討します。暗黒物質と暗放射線の生成を9つの結合ボルツマン方程式によって評価し、暗黒物質と暗放射線の生成率と共に宇宙係数問題(CMP)の深刻度を評価します。モジュライによって引き起こされる暗黒物質の過剰生成の問題を回避するには、通常、光モジュラスの質量をm_{\phi}>~10^4TeVにする必要があることがわかりました。モジュラスフィールドの振幅を(人為的に)調整できる場合、全体のCMPを解決するには\phi_0<~10^{-7}m_Pの値が必要であることがわかります。
ヴォルコフ・アクロフ・スタロビンスキー超重力からの原始ブラックホール
Volkov-Akulovgoldstinoを記述する冪零超場と結合したStarobinsky超重力における原始ブラックホール(PBH)の形成を研究します。ノースケールケーラーポテンシャルと多項式超ポテンシャルを使用することで、特定の条件下で、臨界点(ほぼ変曲点)の近くに現れる超低速ロールフェーズを伴う単一フィールドインフレーションをモデルが効果的に記述できることがわかりました。これは、現在の宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の境界とよく一致する膨張スペクトル傾斜とテンソル対スカラー比を維持しながら、暗黒物質の一部(または全体)としてPBHの形成につながる可能性があります。.インフレーション後、超対称性はインフレーションスケールで自然に破れ、宇宙定数は消失します。
FHM の最初の結果 -- フローティング ホール マルチプライヤー
2相液体キセノン検出器-フローティングホールマルチプライヤー(FHM)-でイベントを記録するための新しい概念の原理の証明が提示されます。液体キセノン表面上を自由に浮遊する標準の厚い気体電子増倍管(THGEM)により、液体から気体への電子の抽出が可能になることが示されています。THGEMホールとその上の均一なフィールドで抽出された電子によって誘導される二次シンチレーションが観察されました。FHMの最初の結果は、浮遊電極の概念が大規模な二相検出器、特に暗黒物質の探索に新しい展望をもたらす可能性があることを示しています。
E.B.グライナーのほとんど忘れ去られた宇宙論的概念
E.B.Glinerは1963年に40歳で科学者としてのキャリアを開始しました。1965年、宇宙定数$\lambda$の存在がほとんどの宇宙学者にとって不必要であると思われたとき、彼はdeSitter空間(つまり、$\lambda$の存在下で空間が湾曲します)。その解釈によれば、曲率は宇宙の真空(現在は宇宙のダークエネルギーとして識別されている)によって生成されます。1970年に、グリナーは、宇宙の真空が支配する初期(または後期)進化段階における宇宙の指数関数的膨張(または収縮)の説明を提案しました。1975年、グライナー(I.G.Dyminikovaと共に)は、ビッグバン特異点のない初期宇宙のモデルを提案し、特異でないフリードマン宇宙論のシナリオを開発しました。これらの調査結果の多くは、A.A.Starobinsky(1979)とA.Guth(1981)との間で共有され、後に大幅に増加しました。しかし、これらのインフレシナリオはGlinerとDymnikovaのシナリオとは異なり、Glinerの宇宙論への貢献はほとんど忘れられています。この貢献の歴史と本質、およびインフレ理論との違いについて概説します。
