出現した非粒子の暗黒エネルギーは、宇宙論的一致を回復することができます
ハッブルパラメーター$H_0$といわゆる$S_8$パラメーターの後期と初期の測定値の間の不一致に対処することは、精密宇宙論における課題でした。これらの緊張に対処するためのモデルがいくつか存在しますが、同時にそれを行うことができるモデルはほとんどありません。過去に、私たちはバンクス-ザクス/非粒子を新たなダークエネルギーモデルとして提案し、それがハッブルの緊張を改善できると主張しました。この作業では、この主張をテストし、モデルの尤度分析を実行し、そのパラメーターに現在のデータを与えて、それを$\Lambda$CDMと比較します。このモデルは、ハッブル張力の可能な解像度を提供し、スカラー場を使用したり重力セクターを変更したりすることなく、大規模構造(LSS)の張力を緩和します。私たちの分析は、データセットのさまざまな組み合わせに対して、$H_0\sim70-73$km/sec/Mpcの値が高く、$S_8$の値がわずかに低いことを示しています。パンテオンサンプルとSH0ES事前確率を組み合わせたPlanckCMBデータを考慮すると、$H_0$と$S_8$の張力がそれぞれ$0.96\sigma$と$0.94\sigma$に低下し、最適な$\Delta\chi^2\approx-10$となります。宇宙論的一致を回復する。可能性の大幅な改善は、データセットの他の組み合わせでも持続します。モデルの証拠は、そのパラメーターの1つが$x_0\simeq-4.36$であると推測することによって得られます。
ダークボソンによって結ばれた矮小銀河
局部銀河群の低質量銀河は暗黒物質に支配されており、よく研究されている「矮小球体」(dSph)クラスを構成しており、典型的な質量は$10^{9-10}M_\odot$であり、同様に多数の「超銀河」も含まれています。最近発見された微光矮星(UFD)は、明らかに小さくて密度が高く、質量はわずか$10^{7-8}M_\odot$です。低質量銀河間のこの二峰性は、重粒子の標準的なコールドダークマター(CDM)モデルのように、重力下で形成された銀河に期待されるスケールフリーの連続性とは対照的です。各ドワーフクラス内で、コア半径$R_c$が速度分散$\sigma$に反比例することがわかります。これは標準的な予想とは正反対ですが、不確定性原理が$R_cを必要とするボースアインシュタイン状態の暗黒物質を示しています\時間\sigma$はPlanks定数$h$によって固定されます。対応するボソン質量$m_b=h/R_c\sigma$は、UDFクラスとdSphクラスの間で1桁異なり、それぞれ$10^{-21.4}$eVと$10^{-20.3}$eVです。2つのボソン種は、それぞれUDFとdSph矮星の中心密度と半径の間に見られる平行関係によって強化され、それぞれが基底状態のソリトンコアの急勾配の予測$\rho_c\proptoR_c^{-4}$に一致します。さらに、ソリトンコアは、シミュレーションで予測されているように、UDFおよびdSph矮星の星のプロファイルに正確に適合します。複数のボソンは、ダークマターのひも理論の解釈を指している可能性があります。アクシオンの離散質量スペクトルは、質量が何十年にも及ぶと一般的に予測されており、暗黒物質が優勢な矮小銀河の観測された「多様性」に対する統一的な「アキシバース」解釈を提供します。
21 cm 再電離観測における銀河シンクロトロンのキャリブレーション バイアスを軽減するための時間フィルタリングの使用について
| Title |
On_the_use_of_temporal_filtering_for_mitigating_galactic_synchrotron_calibration_bias_in_21_cm_reionization_observations |
| Authors |
Ntsikelelo_Charles,_Nicholas_Kern,_Gianni_Bernardi,_Landman_Bester,_Oleg_Smirnov,_Nicolas_Fagnoni,_Eloy_de_Lera_Acedo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00269 |
21cmの宇宙電波サーベイでは、前景汚染の影響を軽減するために精密なアンテナキャリブレーションが必要です。広く研究されているエラーの原因の1つは、キャリブレーションスカイモデルでの点光源の欠落の影響です。ただし、よく理解されていない拡散銀河放射は、21cm信号からの前景の明確な分離を複雑にする可能性のあるキャリブレーションバイアスも作成します。この作業では、ドリフトスキャンモードで観測された無線干渉可視性の一時的なフィルタリングを使用して、このバイアスを抑制する手法を提示します。再イオン化アレイ(HERA)実験の水素エポックの模擬シミュレーションでこの手法を示します。復元されたキャリブレーションソリューションを調べると、この手法によってスプリアスエラーが1桁以上減少することがわかります。この改善された精度は、HERAで21cm信号の基準検出を行うために必要な精度に近づきますが、ここで説明する多くの外的要因に依存しています。また、さまざまなタイプの時間フィルタリング手法についても調査し、それらの相対的なパフォーマンスとトレードオフについて説明します。
DE の質量変化ニュートリノ モデルでパラメータの微調整を回避するには?
| Title |
Avoiding_parameter_fine-tuning_in_mass_varying_neutrino_models_of_DE? |
| Authors |
Michael_Maziashvili_and_Vakhtang_Tsintsabadze |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00380 |
典型的な結合モデルは、通常、パラメーターの微調整の問題を回避または軽減するために導入されます。同時に、結合モデルは、クインテッセンスモデルが行うように、初期条件に関連する微調整の問題を回避する必要があります。結合モデルのもう1つの魅力的な特徴は、DEと物質のエネルギー密度の一致が発生する時間スケールの説明と、この後にDEが引き継ぐ理由の理解です。そして最後に、これらすべての優れた機能は、ポテンシャルの量子補正の影響を受けないようにする必要があります。これらの意見を念頭に置いて、逆べき乗則ポテンシャルを持つDEの質量変化ニュートリノモデルに議論を集中し、それがどのように自然に機能するかを確認します。
球状星団の年齢からの共変結合定数の制約
星の進化を支配する方程式には、複数の結合定数が含まれます。したがって、主系列星として過ごす時間は、そのような定数が星の進化の時間スケールで変化するかどうかに依存すると予想できます。星が球状星団に属している場合、星の年齢は球状星団の年齢を超えることはできず、後者は宇宙の年齢を超えることはできません。この事実は、結合定数、つまり光速c、重力定数G、プランク定数h、ボルツマン定数kの変化を制約または検証するために使用できます。主系列星の年齢は、結合定数が固定および変動するシナリオの下で、すべての水素がヘリウムに合成されるのにかかる時間から分析的に推定されています。4つの定数($G\thicksimc^{3}\thicksimh^{3}\thicksimk^{3/2}$)の相互に関連する変動を許容し、宇宙エネルギーと局所エネルギー保存則を区別すると、以前の研究で確立された定数の変動、つまり$(\dot{G}/G)_{0}=3(\dot{c}/c)_{0}=(\dot{h}/h)_{0}=1.5(\dot{k}/k)_{0}=5.4H_{0}=3.90(\pm0.04)\times10^{-10}年^{-1}現在の宇宙時間の$は、現在の研究と一致しています。それにもかかわらず、予測された変動を明確に証明または反証することができる、天文または地上の実験を考え出すという課題が残っています.
ケプラー半径の谷の形成において、光蒸発よりもコアによる質量損失が支配的であるという証拠
| Title |
Evidence_that_Core-Powered_Mass-Loss_Dominates_Over_Photoevaporation_in_Shaping_the_Kepler_Radius_Valley |
| Authors |
Travis_A._Berger_and_Joshua_E._Schlieder_and_Daniel_Huber_and_Thomas_Barclay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00009 |
$\mathrm{R_\oplus}$程度のサイズの惑星が少ないことは、$Kepler$ミッションによって発見された主要な人口統計学的特徴です。この谷の潜在的な説明として、光蒸発とコア動力による質量損失の2つの理論が浮上しています。しかし、ロジャーズ等。(2021)は、惑星半径、入射フラックス、恒星質量の3次元パラメーター空間を使用して、2つの理論を区別できることを示しています。この3次元空間で$Kepler$系外惑星の半径ギャップを測定するために、均一に導出された星と惑星のパラメーターを使用します。一定の恒星質量($\alpha$$\equiv$$\left(\partial\logR_{\mathrm{gap}}/\partial\logS\right)_{M_\star}$)と一定の入射フラックス($\beta$$\equiv$$\left(\partial\logR_{\mathrm{gap}}/\partial\logM_\star\right)_{S}$)$\alpha$=0.069$^{+0.019}_{-0.023}$と$\beta$=$-$0.046$^{+0.125}_{-0.117}$.そのロジャーズ等を考えると。(2021)は、光蒸発が$\alpha$$\approx$0.12および$\beta$$\を予測するのに対し、コア駆動の質量損失は$\alpha$$\approx$0.08および$\beta$$\approx$0.00を予測することを示しています。約$--0.17、私たちの測定値は、光蒸発よりもコア動力による質量損失と一致しています。ただし、異なるギャップ決定方法では、$\alpha$と$\beta$の両方で体系的なオフセットが生成される可能性があることに注意してください。したがって、惑星半径の精度と精度、およびギャップのその後の測定値の両方を改善するために、離心率と平均星密度に関する最新の更新された事前分布を使用して$Kepler$光度曲線の包括的な再分析を行うように動機付けます。
白色矮星の大気汚染と微惑星の崩壊の観測が増えていることから、主系列星後の星の周りの系外小惑星の運命に関する研究が増えています。カイパーベルトのような主系列の激しい進化を生き残る可能性が最も高い太陽系の微惑星集団は、質量がほぼ等しい成分の傾向を持つ大きなバイナリフラクションを示し、これまで未踏の微惑星集団を提供します。白色矮星の周りに存在する可能性があります。ここでは、1GyrのN体積分器REBOUNDを使用して、白色矮星の周りの等質量連星小惑星系の動的進化をシミュレートします。巨大惑星は偏心軌道上で連星小惑星系を分離して放出するのに効率的であり、地球質量の惑星は惑星系に微惑星を維持するのに優れていることを確認しています。連星系は、Myrタイムスケール全体で解離して系から排出され、星間天体を生成することがわかっています。放出されたすべての微惑星は互いに重力的に束縛されていないため、自由に浮遊する連星小惑星系の集団が存在するとは考えていません。さらに、白色矮星汚染プロセスに対する小惑星の二値性の影響について議論し、天体が星にどれだけ近づくことができるかについては、ほとんどまたはまったく影響がないことを発見しました。しかし、連星小惑星の軌道進化により、白色矮星惑星系で利用可能な微惑星の分布が変化し、白色矮星汚染軌道にさらに分散されます。
凝集性の摩擦のない球体からなる多孔質ダスト凝集体の衝突成長の限界速度
| Title |
Threshold_velocity_for_collisional_growth_of_porous_dust_aggregates_consisting_of_cohesive_frictionless_spheres |
| Authors |
Sota_Arakawa,_Hidekazu_Tanaka,_Eiichiro_Kokubo,_Daisuke_Nishiura,_Mikito_Furuichi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00280 |
ダスト集合体の衝突結果と構成粒子の材料特性への依存を理解することは、惑星形成を理解する上で非常に重要です。最近の数値シミュレーションにより、粒子間の接線摩擦が、多孔質ダスト凝集体間の衝突中のエネルギー散逸に重要な役割を果たすことが明らかになりました。ただし、ダスト凝集体の衝突成長に対する摩擦の重要性はよくわかっていません。ここでは、ダスト凝集体の衝突成長に対する粒子間の接線摩擦の影響を示します。凝集性で摩擦のない球体で構成される等質量の多孔質ダスト凝集体間の衝突の数値シミュレーションを実行しました。衝突速度と衝突角度を体系的に変更し、衝突速度の関数として衝突成長効率を計算しました。衝突成長の閾値速度は、ダスト集合体が摩擦球と比較して摩擦のない球でできている場合に減少することがわかりました。私たちの結果は、ダスト凝集体の衝突挙動に対する接線相互作用の重要性を強調し、閾値速度の予測式を再構築する必要があることを示しています。
気象庁統合モデルにおける現代の火星の気候: ドライ シミュレーション
| Title |
A_modern-day_Mars_climate_in_the_Met_Office_Unified_Model:_dry_simulations |
| Authors |
Danny_McCulloch,_Denis_E._Sergeev,_Nathan_Mayne,_Matthew_Bate,_James_Manners,_Ian_Boutle,_Benjamin_Drummond_and_Kristzian_Kohary |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00359 |
乾燥した火星の気候をシミュレートするように適合された、世界をリードする気候および気象モデルであるMetOfficeUnifiedModel(UM)の結果を提示します。基本的なパラメーター化の適応について詳しく説明し、2つのシミュレーションの結果を分析します。これらのシミュレーションは、ほこりの多い季節に、ほこりの放射効果がどのように作用して風を加速し、中高度の等温層を作成するかを示しています。私たちは、確立された火星モデルであるLaboratoiredeM\'et\'eorologieDynamique惑星気候モデル（PCM）と比較してモデルを検証し、季節風と気温のプロファイルで良好な一致を見つけましたが、予測されたダスト質量混合比には不一致がありましたそして極の状態。この研究は、火星の大気に対するUMの使用を検証し、地球大循環モデル(GCM)の適応が既存の火星GCMにどのように有益であるかを強調し、新しい火星気候モデルの開発における次のステップへの洞察を提供します。
GJ 463 b の動的質量: 近くにある M 型矮星の雪線を越えた巨大な超木星の伴星
| Title |
A_dynamical_mass_for_GJ_463_b:_A_massive_super-Jupiter_companion_beyond_the_snow_line_of_a_nearby_M_dwarf |
| Authors |
A._Sozzetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00413 |
最近ドップラーで検出された長周期巨大惑星GJ463bの完全な軌道構造と真の質量を、HIPPARCOS-Gaiaの固有運動異常と利用可能な動径速度、分光軌道パラメーターの知識からの制約を組み合わせて決定しました。GaiaDataRelease3アストロメトリーの感度分析からの補足情報。軌道傾斜角$i_b=152^{+2}_{-3}$deg(順行軌道の場合)と質量比$q=0.0070\pm0.0007$を決定しました。これは、コンパニオンの真の質量$に対応します。M_b=3.6\pm0.4$M$_\mathrm{Jup}$.低質量星($M_\star\leq0.5$M$_\odot$)の周りのスノーラインを越えた中間軌道分離における超木星伴星の真の質量決定はまれな出来事です。その存在は、惑星形成の円盤不安定モデルの文脈で説明される可能性があります。
ガイアアストロメトリーで検出された長周期トランジット惑星候補の追跡調査について
| Title |
On_the_follow-up_efforts_of_long-period_transiting_planet_candidates_detected_with_Gaia_astrometry |
| Authors |
A._Sozzetti,_P._Giacobbe,_M.G._Lattanzi,_M.Pinamonti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00420 |
$\gtrsim0.5-1.0$auを周回するトランジットコールドジュピターのクラスは、現在のところ人口が少ない。太陽系の巨大惑星と直接比較できるため、大気組成と物理的特性を調べることは特に価値があります。ガイアアストロメトリーと、そのようなコンパニオンの検出と特徴付けのための他の地上ベースおよび宇宙搭載プログラムとの間の相乗効果のいくつかの側面を調査します。プロキシとして近くの低質量星のサンプルの周りの木星の惑星を使用して、1つの低温遷移ガス巨星を含むシステムのガイア観測の数値シミュレーションを実行します。最先端の軌道フィッティングツールを使用して、コンパニオンが実際にトランジットしていることを確認するためのフォローアップ観測を目的として、トランジットセンター$T_c$の時間を予測するガイアアストロメトリーの可能性を評価します。$T_c$の典型的な不確実性は、数か月のオーダーであり、高い天文信号対雑音比と$\sim3$年よりも短い期間では数週間に短縮されます。代表的な地上ベースのキャンペーンからのガイアの天体観測と視線速度データを組み合わせて分析するためのフレームワークを開発し、組み合わせた軌道適合により、検索するトランジットウィンドウを約$\pm2$週間まで大幅に削減できることを示します($2-\sigma$レベル)、最も有利なケースで。これらの結果は、観測時間(候補ごとに$\sim0.5$泊、トップ100の候補については$\sim50$夜)の適度な投資で達成可能であり、トランジットする可能性のある冷たい巨大惑星のGaia天体観測による検出が、DataRelease4は、さまざまな手法との相乗的なフォローアップに値する貴重なサンプルを構成します。
円制限問題における周回軌道理論への力学系アプローチ
| Title |
A_Dynamical_Systems_Approach_to_the_Theory_of_Circumbinary_Orbits_in_the_Circular_Restricted_Problem |
| Authors |
Andrew_Langford_and_Lauren_M._Weiss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00580 |
近い連星、つまり周連星(CBP)の周りの太陽系外惑星の軌道ダイナミクスをよりよく理解するために、動的システム理論の手法を円形制限三体問題(CR3BP)の物理的に動機付けられた一連の解に適用しました。Floquet理論を適用して、線形動的挙動(静的、振動、または指数関数的)を特徴付ける平面周連周期軌道(リミットサイクル)を囲みます。順行と逆行のリミットサイクルを計算し、それらの形状、安定性分岐、および動的構造を分析しました。軌道と安定性の計算は、CR3BPでの正確な計算であり、オープンソースのPythonパッケージpyraaで再現できます。周期的な軌道は、微惑星の成長を助長する一連の交差しない動的に冷たい周連軌道を生成します。質量比$\mu\in[0.01,0.50]$については、順行性ファミリーに繰り返し特徴があることがわかりました。これらの機能には次のものが含まれます:(1)ソリューションが共振ジオメトリを有する最も内側のほぼ円形の軌道、(2)最も内側の安定した軌道($a_{cr}\approx1.61-1.85\,a_\textrm{bin}$)が特徴接線分岐リミットサイクル、および(3)動的不安定領域($a\approx2.1\a_\textrm{bin};\Deltaa\approx0.1\a_\textrm{bin}$)、除外ゾーン、臨界的に安定した1対の軌道(分岐するリミットサイクル)に囲まれています。除外ゾーンの外側の境界は、循環連星の周りの$a_{cr}$の以前の決定と一致しています。N体シミュレーションで分析結果を検証し、冥王星カロン系に適用します。順行性除外ゾーンと$a_{cr}$の間の内側の安定領域でCBPが検出されないことは、除外ゾーンがCBPの内側への移動を阻害する可能性があることを示唆しています。
グランドタックモデルにおける木星の形成と移動の段階における地球惑星領域への初期の水の供給
| Title |
Early_water_delivery_to_terrestrial_planet_regions_during_the_stages_of_Jupiter's_formation_and_migration_in_the_Grand_Tack_model |
| Authors |
Masahiro_Ogihara,_Hidenori_Genda,_Yasuhito_Sekine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00649 |
巨大ガス惑星の形成とその後の移動は、太陽系における物質の混合に大きな影響を与える可能性があります。この研究では、N体シミュレーションを使用して、GrandTackモデルにおける木星の成長および移動フェーズ中に地球型惑星形成の領域にどれだけの水が輸送されるかを調査します。木星の成長には大量の物質輸送が伴い、かなりの量の水(最小質量太陽星雲に基づく初期の微惑星分布では地球の海洋質量の約10倍)が地球型惑星領域に輸送されたことがわかりました。配送される総量は、木星の移動フェーズ中にさらに増加し(合計で地球の海洋質量の約10～40倍)、シミュレーションパラメータへの依存度は低くなりました。さらに、これらの段階では、地球型惑星は完全には成長していませんでした。したがって、これらの初期段階で供給された水は、原始惑星の核形成および/または地球の成長中に金属鉄と相互作用する可能性があります。水分子中の水素はそのコアに溶解することができるので、これは現在の地球コアで観測された密度不足を説明することができます.特に、木星は、非炭素質(NC)隕石と炭素質(CC)隕石の間の同位体組成の二分法を説明する「障壁」として重要な役割を果たすことができます。この研究の結果は、木星の成長にはNCとCCの物質の混合が必要であることを示しています。
隠れた小さなモンスター: CEERS を使用した $z>5$ での低質量ブロードライン AGN の分光学的同定
| Title |
Hidden_Little_Monsters:_Spectroscopic_Identification_of_Low-Mass,_Broad-Line_AGN_at_$z>5$_with_CEERS |
| Authors |
Dale_D._Kocevski,_Masafusa_Onoue,_Kohei_Inayoshi,_Jonathan_R._Trump,_Pablo_Arrabal_Haro,_Andrea_Grazian,_Mark_Dickinson,_Steven_L._Finkelstein,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Michaela_Hirschmann,_Seiji_Fujimoto,_Stephanie_Juneau,_Ricardo_O._Amorin,_Micaela_B._Bagley,_Guillermo_Barro,_Eric_F._Bell,_Laura_Bisigello,_Antonello_Calabro,_Nikko_J._Cleri,_M._C._Cooper,_Xuheng_Ding,_Norman_A._Grogin,_Luis_C._Ho,_Akio_K._Inoue,_Linhua_Jiang,_Brenda_Jones,_Anton_M._Koekemoer,_Wenxiu_Li,_Zhengrong_Li,_Elizabeth_J._McGrath,_Juan_Molina,_Casey_Papovich,_Pablo_G._Perez-Gonzalez,_Nor_Pirzkal,_Stephen_M._Wilkins,_Guang_Yang,_L._Y._Aaron_Yung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00012 |
CEERS調査からのJWSTNIRSpec分光法を使用して識別された$z>5$での2つの低光度のブロードラインAGNの発見について報告します。FWHMが$2038\pm286$および$1807\pm207$kms$^{-1}$である両方のソースからの幅広いH$\alpha$放射を検出し、ブラックホール(BH)の質量が1～2dex低くなります。$z>5$で発光クエーサーの既存のサンプルのそれ。最初のソースである$z=5.242$のCEERS1670は、同様の赤方偏移で既知のクエーサーよりも2～3dex暗く、静止フレームの光学SEDに基づいて低光度AGNの候補として以前に特定されていました。$M_{\rmBH}=1.3\pm0.4\times10^{7}~M_{\odot}$のBH質量を測定し、このAGNが宇宙で知られている最小質量のBHによって駆動されていることを確認します宇宙の再電離の終わりに。2番目のソースである$z=5.624$のCEERS3210は、ダストで覆われたスターバーストと隠されていないクエーサーとの間の遷移段階にある、重度に隠蔽されたブロードラインのAGNであると推測されます。想定される塵の遮蔽のレベルに応じて、そのBH質量は$M_{\rmBH}\simeq0.9-4.7\times10^{7}~M_{\odot}$と推定されます。ホスト星の質量$M_\star$を導き出し、初期宇宙でまだ調査されている最小の質量範囲でBHと銀河の質量関係に制約を課すことができます。特に、CEERS1670の$M_{\rmBH}/M_\star$比は、$z=0$の大質量銀河で見られる経験的関係と一致するか、それよりも高い。両方のソースの輝線比を調べ、BPTおよびOHNOダイアグラム上の位置が$Z/Z_\odot\simeq0.2-0.4$の低金属性AGNのモデル予測と一致することを発見しました。$M_{\rmBH}\simeq10^{7}~M_{\odot}$を使用した$z>5$での低光度ブロードラインAGNの分光学的同定は、BH質量を近づけるJWSTの能力を示しています。これは、BHシード集団について予測された範囲に達し、BH銀河集合の初期段階を研究するためのユニークな機会を提供します。
MUSE 銀河周辺ガス分析 (MAGG) -- V: CIV および SiIV 吸収体によって追跡された電離ガスを、$z\approx
3.0-4.5$ にある Ly${\alpha}$ 放出銀河に結び付ける
| Title |
MUSE_Analysis_of_Gas_around_Galaxies_(MAGG)_--_V:_Linking_ionized_gas_traced_by_CIV_and_SiIV_absorbers_to_Ly${\alpha}$_emitting_galaxies_at_$z\approx_3.0-4.5$ |
| Authors |
Marta_Galbiati,_Michele_Fumagalli,_Matteo_Fossati,_Emma_K._Lofthouse,_Rajeshwari_Dutta,_J._Xavier_Prochaska,_Michael_T._Murphy,_Sebastiano_Cantalupo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00021 |
我々は、Ly${\alpha}$エミッター(LAE)とCIVによって追跡された金属富化イオン化ガスとの関係を研究するために、MUSEAnalysisofGasAroundGalaxiesサーベイからの高解像度(HIRESおよびUVES)分光法を備えた28のクエーサーフィールドを使用します。赤方偏移$z\approx3-4$での吸収。220のCIV吸収体のサンプルでは、検出率に等しい見通し距離${\rm\pm500\,km\,s^{-1}}$内でCIVガスに接続された143のLAEを識別します同じCIVアブソーバーに接続された複数のLAEを考慮すると、$36\pm5$パーセント。CIV吸収体に関連するLAEの光度関数は、フィールドと比較して約2.4ドル高い正規化係数を示しています。等価幅と速度幅が大きいCIVは、より明るいLAEまたは複数の銀河に関連付けられていますが、より弱いシステムはLAEの近くで特定されることはあまりありません。グループ内のカバー率は、孤立した銀河の最大$\approx3$倍です。光学的に厚いHI吸収体とLAEの間の相関関係と比較して、CIVシステムはLAEの近く、特に低い等価幅で見つかる可能性が2倍低くなります。イオン化ガスのトレーサーとしてSiIVを使用しても、同様の結果が得られます。LAEのガス環境をモデル化するための3つのコンポーネントを提案します。ii)銀河を接続する高密度のガスフィラメントは、ビリアル半径の数倍の過剰なLAEを駆動し、強力な吸収体の光度と相互相関関数を変調します。iii)銀河から遠く離れた弱いCIV吸収体を説明する、濃縮されたより拡散した媒体。
高解像度銀河シミュレーションに向けたディープラーニングを使用した超新星殻の膨張の 3D 時空間予測
| Title |
3D-Spatiotemporal_Forecasting_the_Expansion_of_Supernova_Shells_Using_Deep_Learning_toward_High-Resolution_Galaxy_Simulations |
| Authors |
Keiya_Hirashima,_Kana_Moriwaki,_Michiko_S._Fujii,_Yutaka_Hirai,_Takayuki_R._Saitoh,_Junichiro_Makino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00026 |
ごく一部の短時間スケール領域の小さな統合タイムステップは、超並列コンピューティングを使用した高解像度銀河シミュレーションのボトルネックです。これは、将来のより高解像度の銀河シミュレーションのために解決する必要がある緊急の問題です。考えられる解決策の1つは、(近似)ハミルトニアン分割法を使用することです。この方法では、小さな時間ステップを必要とする領域のみを小さな時間ステップで統合し、銀河全体から分離します。特に、超新星(SN)爆発の影響を受けるガスは、多くの場合、このようなシミュレーションで最小の時間ステップを必要とします。平滑化粒子流体力学シミュレーションでSNeの影響を受ける粒子にハミルトニアン分裂法を適用するには、そのようなSNの影響を受ける粒子が後続のグローバルステップ(銀河全体の積分時間ステップ)中に存在する領域を事前に特定する必要があります。この論文では、SN爆発後のシェル拡張を予測するディープラーニングモデルと、予測された領域でSNの影響を受ける粒子を識別する画像処理アルゴリズムを開発しました。私たちの方法ではターゲット粒子の95%以上を識別できることがわかりました。これは、Sedov-Taylorソリューションを使用した分析アプローチを使用するよりも優れた識別率です。ハミルトニアン分裂法と組み合わせることで、深層学習を使用した粒子選択法により、非常に高い解像度で銀河シミュレーションのパフォーマンスが向上します。
宇宙正午の主系列銀河の冷たいガス円盤: 低乱流、平坦な回転曲線、および円盤ハロー縮退
| Title |
Cold_gas_disks_in_main-sequence_galaxies_at_cosmic_noon:_Low_turbulence,_flat_rotation_curves,_and_disk-halo_degeneracy |
| Authors |
Federico_Lelli,_Zhi-Yu_Zhang,_Thomas_G._Bisbas,_Lingrui_Lin,_Padelis_Papadopoulos,_James_M._Schombert,_Enrico_Di_Teodoro,_Antonino_Marasco,_Stacy_S._McGaugh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00030 |
新しい高解像度アルマ望遠鏡の観測を使用して、宇宙正午の2つの主系列銀河($z\simeq1.47$のzC-488879と$z\simeq2.24$のzC-400569)における冷たい分子ガスのダイナミクスを研究します。複数の$^{12}$CO遷移。zC-400569については、SINS/zC-SINF調査からの高品質のH$\alpha$データも再分析します。(1)両方の銀河には定期的に回転するCOディスクがあり、回転速度$V_{\rmrot}$の外側の減少を示す以前の結果とは対照的に、それらの回転曲線は$\sim$8kpcまで平坦です。(2)固有速度分散が低い(COの場合$\sigma_{\rmCO}\lesssim15$km/s、H$\alpha$の場合$\sigma_{\rmH\alpha}\lesssim37$km/s)$V_{\rmrot}/\sigma_{\rmCO}\gtrsim17-22$を意味し、有意な圧力サポートは得られません。(3)HST画像を使用した質量モデルは、深刻なディスクハロー縮退を示します。内部バリオン優勢のモデルと「尖った」暗黒物質ハローのモデルは、恒星とガス質量の不確実性により、回転曲線に等しくよく適合します。(4)ミルグロミアンダイナミクス(MOND)は、$z\simeq0$で測定された同じ加速度スケール$a_0$で回転曲線をうまく適合させることができます。高$z$銀河の暗黒物質の量と分布の問題は、利用可能な運動学的データの空間範囲が限られているため、未解決のままです。高い$z$で延長された自転曲線をトレースするためのさまざまな輝線の適合性について説明します。それにもかかわらず、これら2つの高$z$銀河の特性(高い$V_{\rmrot}/\sigma_{\rmV}$比、内部回転曲線の形状、バルジ対総質量比)は、非常に類似しています。$z\simeq0$の大規模な渦巻きのそれらは、宇宙の寿命の10Gyr以上にわたる弱い動的進化を示唆しています。
ハローの奥深くに隠されている: 減少した固有運動ハロー カタログの選択と、速度空間での逆行ストリームのマイニング
| Title |
Hidden_deep_in_the_halo:_Selection_of_a_reduced_proper_motion_halo_catalogue_and_mining_retrograde_streams_in_the_velocity_space |
| Authors |
Akshara_Viswanathan,_Else_Starkenburg,_Helmer_H._Koppelman,_Amina_Helmi,_Eduardo_Balbinot,_Anna_F._Esselink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00053 |
天の川の暈は、分解された恒星集団による銀河の形成について独自の洞察を提供する数少ない銀河の暈の1つです。ここでは、GaiaDR3の固有運動と減らされた固有運動による測光の組み合わせを使用して、視差と視線速度に関係なく選択された$\sim$4700万のハロー星のカタログを提示します。高速接線速度(ハロー)の主系列星を選択し、それらの単純な色-絶対等級の関係を使用して距離を当てはめます。このサンプルは、中央値$6.6$kpcの距離で$\sim$21kpcに到達し、信頼できるガイア視差を使用して可能になるよりもはるかに遠くまでプローブします。距離の典型的な不確実性は$0.57_{-0.26}^{+0.56}$kpcです。主系列がより狭い色範囲$0.45<(G_0-G_\mathrm{RP,0})<0.715$を使用すると、距離が$0.39_{-0.12}^{+0.18}$kpcまでさらに精度が向上します。.この色の範囲内の星の中央速度の不確実性は15.5km/sです。空におけるこれらの発生源の分布は、それらの接線成分の速度とともに、逆行性下部構造を研究するのに非常に適しています。GD-1とJhelumという2つの複雑な逆行ストリームの選択を調べます。これらのストリームでは、文献で報告されているギャップ、ウィグル、密度の変化をより明確に解決します。また、ガイアの走査法則による、高い固有運動星への運動学的選択バイアスの影響と、遠距離での不完全性についても説明します。これらの例は、ここで利用できるようになった完全なRPMカタログが、天の川のハローの構築のより詳細な図を描くのにどのように役立つかを示しています。
遠方銀河におけるガスの化学的多様性: 吸収銀河内の金属と塵の濃縮と変動
| Title |
Chemical_diversity_of_gas_in_distant_galaxies:_The_metal_and_dust_enrichment_and_variations_within_absorbing_galaxies |
| Authors |
T._Ramburuth-Hurt,_A._De_Cia,_J.-K._Krogager,_C._Ledoux,_P._Petitjean,_C._P\'eroux,_M._Dessauges-Zavadsky,_J._Fynbo,_M._Wendt,_N._F._Bouch\'e,_C._Konstantopoulou,_I._Jermann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00131 |
銀河中のガスの化学組成は、吸収分光法から詳細に測定することができます。このように銀河中のガスを調べることで、宇宙で最も数の多い小さくて暗い銀河を調べることができます。特に、吸収系におけるガスの化学的分布は、銀河内および銀河周辺のガスの循環についての洞察を与えてくれます。ここでは、$1.7<z<4.2$の間の64の減衰ライマンアルファ吸収(DLA)システム内の化学濃縮を研究します。VLT/UVESからの高解像度スペクトルを使用して、いくつかの金属の相対的存在量からダストの枯渇を推測します。DLA内でコンポーネントごとの分析を実行し、それらの化学的濃縮の変化を特徴付けます。水素とは異なり、金属カラムは個々のコンポーネントの特性を評価できます。それらを使用して、化学濃縮の指標として、ダストの枯渇([Zn/Fe]フィット)を導き出します。一部のDLAはそれ自体で化学的に多様であり、[Zn/Fe]フィットは単一システム内で最大0.62dexの範囲であることがわかります。これは、これらの銀河内の吸収ガスが化学的に多様であることを示唆しています。赤方偏移によってダストの枯渇が減少する明確な傾向は見られませんが、最も化学的に濃縮されたシステムは赤方偏移が低いことがわかります。また、すべての赤方偏移で塵の少ない成分の証拠を観察します。これは、元のガスが銀河に降着したためである可能性があります。個々のガス成分の化学的および運動学的特性を組み合わせて、$\sim$100km/s未満の速度での低消耗と、$\sim$600km/sの高消耗および速度での流出を伴う、落下するガスの潜在的な特徴を観察します。.アルファ要素の過剰($\sim$0.3dexの強化)といくつかのコンポーネントでのMnの不足が見つかりました。これらの影響は、主に低レベルの化学濃縮で観察されます。
ダスト質量と星形成活動に関するKpcスケールのダスト温度特性
| Title |
Kpc-scale_properties_of_dust_temperature_in_terms_of_dust_mass_and_star_formation_activity |
| Authors |
I-Da_Chiang,_Hiroyuki_Hirashita,_Jeremy_Chastenet,_Eric_W._Koch,_Adam_K._Leroy,_Erik_Rosolowsky,_Karin_M._Sandstrom,_Amy_Sardone,_Jiayi_Sun,_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00262 |
ダスト温度が局所的な環境量、特にダスト表面密度($\Sigma_\mathrm{dust}$)、ダスト対ガス比(D/G)、および星間放射場によってどのように影響を受けるかを調査します。我々は、近くにある46の銀河の多波長観測をまとめ、$2~$kpcの一般的な物理分解能で一様に処理しました。WISEとHerschelで観測された赤外線ダスト放出スペクトルエネルギー分布(SED)をフィッティングするために、物理ダストモデルが使用されます。星形成率(SFR)は、WISE赤外線によって補正されたGALEX紫外線データで追跡されます。ダストの温度は、若い星からの放射を追跡するSFR表面密度($\Sigma_{\rmSFR}$)とよく相関することがわかりました。$\Sigma_\mathrm{SFR}$が$\sim2\よりも高い場合、高D/Gでより強力なダストシールドから予想されるように、固定$\Sigma_{\rmSFR}$でD/Gが増加するとダスト温度が低下します。回10^{-3}~\rmM_\odot~yr^{-1}~kpc^{-2}$.これらの測定値は、提案された解析モデルによって予測されたダスト温度とよく一致しています。$\Sigma_\mathrm{SFR}$のこの範囲より下では、観測されたダストの温度はモデルの予測よりも高く、D/Gにわずかに依存するだけです。過去$10^{10}~$yr以内のSFR。全体として、分析モデルによって予測された$\Sigma_\mathrm{SFR}$および$\Sigma_\mathrm{dust}$の関数としてのダスト温度は、観測と一致しています。また、ガスの表面密度が固定されている場合、$\Sigma_{\rmSFR}$はD/Gとともに増加する傾向があることにも気付きます。つまり、D/Gに依存するようにケニカット-シュミットの法則を経験的に修正して、観測をより適切に一致させることができます。
中間赤方偏移非 BAL クエーサーによって膨張した、空間的および運動学的に分解された 55~kpc スケールのスーパーバブルの発見
| Title |
Discovery_of_a_spatially_and_kinematically_resolved_55~kpc-scale_superbubble_inflated_by_an_intermediate_redshift_non-BAL_quasar |
| Authors |
Qinyuan_Zhao,_Junfeng_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00300 |
クエーサーHE0238$-$1904のVLT/MUSE光学積分場分光観測に基づいて、中間赤方偏移で空間的および運動学的に分解された銀河スケールのアウトフローのまれなケースの発見について報告します。$z=0.631$にあるこの古典的な非広域吸収線(非BAL)クエーサーは、UV吸収線についてはよく研究されていますが、発光線については未調査のままです。HE0238$-$1904によって駆動されるスーパーバブルを、輝線の形態、線比の診断、および運動学から特定し、核から$R\sim55$kpcの予測距離に達する片側流出を示します。特徴的な質量$M\sim10^{8}~\rmM_{\odot}$を持つ電離ガスの大部分は、クエーサー全身速度に。吸収線と輝線を使用して検出された流出は、イオン化相流出の異なる空間スケールと速度の成層成分である可能性があります。HE0238$-$1904でのフィードバックはkpcスケールで行われていますが、55kpc($\ll0.1\%L_{bol}$)での流出の運動力は、宿主の進化を効果的に調節するには不十分であることを意味します。この大規模な銀河。
CzSL: シチズン サイエンスによる天体画像分類のための新しい学習パラダイム
| Title |
CzSL:_A_new_learning_paradigm_for_astronomical_image_classification_with_citizen_science |
| Authors |
Manuel_Jimenez,_Emilio_J._Alfaro,_Mercedes_Torres_Torres_and_Isaac_Triguero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00366 |
市民科学は、大規模な天体画像のコレクションに一般の人々がラベルを付けるための貴重なツールとして人気を集めています。これは、多くの場合、アマチュアの参加者による低品質の分類という犠牲を払って達成されます。これは通常、プロの天文学者によってラベル付けされた小さなデータセットを使用することによって検証されます。その成功にもかかわらず、シチズンサイエンスだけでは、現在および今後の調査の分類を処理することはできません。この問題を軽減するために、より堅牢な自動分類を追求するために、市民科学プロジェクトが機械学習技術と組み合わされてきました。しかし、既存のアプローチは、アマチュアによってラベル付けされたデータとは別に、統合された学習フレームワーク内でまだ活用されていない膨大な量のラベル付けされていないデータとともに、問題に関する(限られた)専門家の知識も利用できるという事実を無視してきました。この論文では、専門家とアマチュアのラベル付きデータ、およびラベルなしデータを活用できる市民科学のための革新的な学習パラダイムを紹介します。提案された方法論は、最初に畳み込みオートエンコーダーを使用してラベルのないデータから学習し、次に畳み込みニューラルネットワークの事前トレーニングと微調整を介して、それぞれアマチュアとエキスパートのラベルを活用します。GalaxyZooプロジェクトからの銀河画像の分類に焦点を当て、そこからバイナリ、マルチクラス、および不均衡な分類シナリオをテストします。結果は、私たちのソリューションが一連のベースラインアプローチと比較して分類パフォーマンスを向上させ、データラベル付けのさまざまな信頼レベルから学習するための有望な方法論を展開できることを示しています。
2-プロパニミンのミリ波スペクトル
| Title |
Millimeter-wave_spectrum_of_2-propanimine |
| Authors |
Luyao_Zou,_Jean-Claude_Guillemin,_Arnaud_Belloche,_Jes_K._J{\o}rgensen,_Laurent_Margul\`es,_Roman_A._Motiyenko_and_Peter_Groner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00372 |
現在までに、星間物質で検出されたイミンは6つだけです。3-炭素イミン、2-プロパニミン((CH$_3$)$_2$C=NH)は、C$_3$H$_7$Nグループの中で最もエネルギーが低い構造異性体であると予測され、天文検索の有力な候補となります。意外なことに、2-プロパニミンのマイクロ波またはミリ波スペクトルは利用できません。この作業では、2-プロパニミンの最初の高解像度ミリ波スペクトルとその分析を提供します。この実験室測定のガイドを使用して、AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray(ALMA)からの観測を使用して、分子が豊富な2つのソースSgrB2(N)とIRAS16293-2422で2-プロパニミンを検索することを目指します。合成されたサンプルから始めて、50から500GHzまでの2-プロパニミンのスペクトルを測定し、理論計算の助けを借りてXIAMおよびERHAMプログラムを使用して、基底状態線を正常に割り当てて適合させました。2つのCH$_3$トップの内部回転に対する障壁は、531.956(64)cm$^{-1}$および465.013(26)cm$^{-1}$と決定されます。これらのデータは、天文学的な検索のための遷移周波数の信頼できる予測を提供できます。いくつかのラインマッチが存在しますが、ホット分子コアSgrB2（N1S）とクラス0原始星IRAS16293Bでは、2-プロパニミンの確認された検出は見つかりませんでした.そのカラム密度の上限が導出されており、2-プロパンミンはSgrB2(N1S)のメタンミンより少なくとも18倍量が少なく、IRAS16293Bのメタンアミンの最大で50～83%であることを示しています。
Sh2-138 の構造と運動学 -- 銀河系外面の遠方のハブ フィラメント システム
| Title |
Structure_and_Kinematics_of_Sh2-138_--_A_distant_hub-filament_system_in_the_outer_Galactic_plane |
| Authors |
Kshitiz_Mallick,_Lokesh_Dewangan,_Devendra_Ojha,_Tapas_Baug,_Igor_Zinchenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00445 |
その構造と運動学を調査する目的で、Sh2-138(IRAS22308+5812)ハブフィラメントシステムの分子線研究を提示します。より広い領域(50arcminx50arcmin)およびJamesClerkMaxwellTelescope(CO(3-2)、13CO(3-2)、および中央部分（5arcminx5arcmin）にはC18O(3-2))が使用されています。それぞれ列密度マップとgetsfツールを使用したハブとフィラメントの識別と組み合わせた拡張領域のCO(1-0)スペクトルの分析により、複数の速度成分を表示する中心位置のスペクトル抽出による複雑な構造が明らかになります。Herschelの70ミクロンの暖かい塵の放出に基づいて、拡張領域のフィラメントの1つが活発な星形成に関連していると推測され、1606MsunのBolocam1.1mmの塊をホストしています。位置-位置-速度空間で5シグマ以上で検出された塊から構築された13CO(3-2)放出の統合強度マップは、中央部分の3つのフィラメント構造(W-f、SW-f、およびSE-fとラベル付け)を明らかにします。13CO(3-2)位置-速度スライスで観測された速度勾配は、フィラメントに沿って中央領域への縦方向のガス流を示しています。フィラメントW-f、SW-f、およびSE-fは、それぞれ32、33.5、および50Msun/pcの観測線質量を有すると計算されました。この雲は、マッハ数が高く(>3)、熱圧と非熱圧の比が低い(0.01-0.1)という超音速および非熱運動によって支配されていることがわかった。
近くの星形成銀河における HCN と HCO+ J=3-2 のサブキロパーセックの経験的関係と励起条件
| Title |
Sub-kiloparsec_empirical_relations_and_excitation_conditions_of_HCN_and_HCO+_J=3-2_in_nearby_star-forming_galaxies |
| Authors |
Axel_Garcia-Rodriguez,_Antonio_Usero,_Adam_K._Leroy,_Frank_Bigiel,_Maria_Jesus_Jimenez-Donaire,_Daizhong_Liu,_Miguel_Querejeta,_Toshiki_Saito,_Eva_Schinnerer,_Ashley_Barnes,_Francesco_Belfiore,_Ivana_Beslic,_Yixian_Cao,_Melanie_Chevance,_Daniel_A._Dale,_Jakob_S._den_Brok,_Cosima_Eibensteiner,_Santiago_Garcia-Burillo,_Simon_C._O._Glover,_Ralf_S._Klessen,_Jerome_Pety,_Johannes_Puschnig,_Erik_Rosolowsky,_Karin_Sandstrom,_Mattia_C._Sormani,_Yu-Hsuan_Teng,_and_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00450 |
近くの星形成銀河(SFG)NGC3351、NGC3627、およびNGC4321の新しいHCNおよびHCO$^+$($J$=3-2)画像を提示します。森田アルマコンパクトアレイで取得された観測、$\sim$290-440pcの空間解像度を持ち、ターゲットの内部$R_\textrm{gal}\lesssim$0.6-1kpcと、NGC3627のバー南端を解決します。このデータを補完します。HCN、HCO$^+$、およびCOの低励起ラインの公的に入手可能な画像で設定し、ライン比の代表的なセットの動作を分析します:HCN(3-2)/HCN(1-0)、HCN(3-2)/HCO$^+$(3-2)、HCN(1-0)/CO(2-1)、HCN(3-2)/CO(2-1)。これらの比率のほとんどは、銀河の中心でピークに達し、外側に向かって減少します。HCNとHCO$^+$の観測結果を、1相の非局所熱力学的平衡(非LTE)放射伝達モデルのグリッドと比較し、サブサーマルで励起され光学的に太い線を予測するモデルと互換性があることを発見しました。星の表面密度($\Sigma_\textrm{star}$)、強度加重CO(2-1)($\langleI_\text{CO}\rangle$)、および星形成率表面密度($\Sigma_\text{SFR}$)。$\Sigma_\text{SFR}$との明らかな相関関係は見られませんが、他の2つのパラメーターとの正の相関関係が見られます。これは、$\langleI_\text{CO}\rangle$の場合により強力です。HCN/CO-$\langleI_\text{CO}\rangle$の関係は、HCN(3-2)/CO(2-1)-$\langleI_で$\lesssim$0.3dex銀河間オフセットを示します。\text{CO}\rangle$はHCN(1-0)/CO(2-1)より$\sim$2倍急勾配です。対照的に、HCN(3-2)/HCN(1-0)-$\langleI_\text{CO}\rangle$関係は、銀河間のより緊密な整列を示します。ライン比の全体的な挙動は、単一の励起パラメータ（密度や温度など）の変動に起因するものではないと結論付けています。
銀河間強重力レンズの高解像度観測における表面輝度異常のパワースペクトルを用いた亜銀河質量構造の探査。 I. パワースペクトル測定と実現可能性調査
| Title |
Probing_sub-galactic_mass_structure_with_the_power_spectrum_of_surface-brightness_anomalies_in_high-resolution_observations_of_galaxy-galaxy_strong_gravitational_lenses._I._Power-spectrum_measurement_and_feasibility_study |
| Authors |
D._Bayer,_L._V._E._Koopmans,_J._P._McKean,_S._Vegetti,_T._Treu,_C._D._Fassnacht_and_K._Glazebrook |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00480 |
暗黒物質粒子の直接検出は依然として非常に困難なままですが、暗黒物質の性質は、観察された小規模な銀河系下の質量構造の存在量と特性を、現象論的な暗黒物質モデルからの予測と比較することによって、おそらく制約を受ける可能性があります。冷たい、暖かい、または熱い暗黒物質として。銀河-銀河の強い重力レンズ効果は、前景レンズ銀河の小規模な質量構造の可能性によって引き起こされる、拡張されたレンズ画像(つまり、アインシュタインリングまたは重力アーク)内の小さな表面明るさの異常を検索するユニークな機会を提供します。シリーズの最初の論文であるこの論文では、高解像度のハッブル宇宙望遠鏡(HST)イメージングから、このような表面輝度異常のパワースペクトルを測定する方法論を紹介し、テストします。特に、最適な観測戦略とサンプル選択、モデリング手法の選択、ノイズ補正など、この統計的アプローチの観測面に焦点を当てています。パワースペクトル測定の実現可能性を、SloanLensACSSurveyからの銀河-銀河の強力な重力レンズシステムのサンプルに適用することによってテストします。残りのフレームの紫外で観測されました。付随論文では、測定されたパワースペクトルをレンズ銀河の基礎となる小規模な質量構造の統計的特性に関連付ける方法論を提示し、大規模な楕円形のサブ銀河物質パワースペクトルに対する最初の観測上の制約を推測します(レンズ）銀河。
COSMOS で X 線で選択された AGN のホスト銀河の年齢の比較: 隠されている AGN は古い銀河に関連付けられています
| Title |
Comparing_the_host_galaxy_ages_of_X-ray_selected_AGN_in_COSMOS:_Obscured_AGN_are_associated_with_older_galaxies |
| Authors |
I._Georgantopoulos_(IAASARS,_NOA),_E._Pouliasis_(IAASARS,_NOA),_G._Mountrichas_(IFCA),_A._Van_der_Wel_(Ghent_Univ.,_MPE),_S._Marchesi_(INAF/OAS,_Clemson_Univ.),_G._Lanzuisi_(INAF/OAS) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00530 |
ChandraLegacyサンプルとLEGA-CサーベイVLT光学スペクトルを使用して、COSMOSフィールドでX線選択AGNのホスト銀河の特性を調査します。私たちの主な目標は、カルシウムブレークDn(4000)とHdeltaBalmerラインを使用して、隠れているAGNと隠れていないAGNのホスト銀河の相対的な年齢を比較することです。ホスト銀河の年齢は、銀河の星の質量、星形成率、AGNエディントン比などの他の特性と併せて調べられます。私たちのサンプルは、赤方偏移範囲z=0.6-1の50の非明瞭またはやや非明瞭(logN_H(cm-2)<23)と23の重度の非明瞭AGN(logN_H(cm-2)>23)で構成されています。隠されているAGNと隠されていないAGNの正確な光度と赤方偏移の分布を一致させるために、コントロールサンプルを作成することに特に注意を払います。隠蔽されていないAGNの大部分は、若い銀河と古い銀河の集団の間に位置する銀河に存在するように見える隠蔽されたAGNとは対照的に、若い銀河に住んでいるように見えます。この発見は、AGNが重度の不明瞭化段階で生命を開始すると仮定する進化的AGN統合モデルとは対照的である可能性があります。隠蔽されたAGNのホスト銀河は、特定の星形成のレベルが大幅に低くなります。同時に、不明瞭なAGNはより低いエディントン比を持ち、星の形成とブラックホールの降着の間のリンクを示しています。隠れたAGNのホスト銀河の星の質量の分布は、以前の発見と一致して、より高い星の質量に向かって歪んでいることがわかります。隠蔽されたAGNの相対的な年齢に関する我々の結果は、ホスト銀河の恒星質量に従って隠蔽されたAGNサンプルと隠されていなかったAGNサンプルを一致させた場合に有効です。より低い列密度(logN_H(cm-2)=21.5または22)を使用して、不明瞭なAGN集団と不明瞭でないAGN集団を分離すると、上記の結果はすべて目立たなくなります。
超高輝度 X 線源: 極端な降着とフィードバック
超高輝度X線源(ULX)は、X線バイナリ母集団の最も極端なメンバーであり、10^39erg/sのしきい値を(桁違いで)超えるX線光度を示します。それらは主に外部銀河で見られ、より低い金属量の星形成銀河で最も優先的に見られます。現在、これらのシステムの大部分は、恒星質量のコンパクトな天体(ブラックホールや中性子星)への物質の超エディントン降着によって駆動されていることが理解されています。これは、ULX集団のメンバーにおけるコヒーレントな脈動、サイクロトロンライン、および強力な風の発見によって推進されています。後者は、XMM-Newtonに搭載されているような高解像度X線分光計のおかげで可能になりました。ULX風は、その相対論的速度(0.1～0.3c)のために膨大な電力を運び、多くのULXの周囲で観察される~100pcのスーパーバブルの原因である可能性があります。風はまた、中央の付加体に到達できる物質の量を調節します。したがって、彼らの研究は、コンパクトなオブジェクトがどれだけ速く成長し、周囲の媒体へのフィードバックがどれほど強力であるかを理解するために不可欠です。これは、特に初期宇宙における超大質量ブラックホールの成長を理解するのにも関係があるかもしれません.ここでは、ULX現象学の概要を説明し、いくつかの最近のエキサイティングな結果を強調し、XRISMやATHENAなどの将来のミッションがこの分野でさらに重要な進歩をどのように推進するかを示します。
マルチメッセンジャープローブとしての恒星の過渡衝突：非熱、重力波放射と宇宙のはしご引数
| Title |
Transient_stellar_collisions_as_multimessenger_probes:_Non-thermal-,_gravitational_wave_emission_and_the_cosmic_ladder_argument |
| Authors |
Pau_Amaro_Seoane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00014 |
銀河核や球状星団のような高密度の星団では、星の密度が非常に高いため、星同士が物理的に衝突する可能性があります。銀河核では、エネルギーとパワーの出力は、超新星イベントのエネルギーと出力に近いか、それを超えることさえあります。主系列星(MS)と赤色巨星(RG)の衝突のイベントレートと電磁特性に対処します。また、コアが連星を形成し、重力波を放出する場合についても調査します。RGの場合、コアが縮退しているため、これは特に興味深いことです。MSのイベント発生率は年間数十に上ることがあり、RGの発生率は1桁大きいことがわかります。衝突は、超新星または潮汐破壊イベントを模倣するのに十分強力です。説明した機能を示すと思われるZwickyTransientFacilityの観測データを見つけました。ガス状の破片に埋め込まれたコアは、重力波のチャープ質量に影響を与える摩擦力を経験します。結果として、2つの小さなコアは、原則として2つの超大質量ブラックホールの合体を模倣します。ただし、前の電磁バーストと背後の残光に伴う周波数の進化は、詐欺師を明らかにするための効率的なツールです。RGの特定のケースでは、縮退したHeコアとそのH燃焼シェルの特性を導き出し、連星の形成を分析します。この合併は、SNIaイベントと誤分類される可能性があるようなものです。コアの質量と密度は、進化の段階に応じて値が非常に異なるため、標準的なキャンドルと宇宙のはしごに関する議論は再評価されるべきです.
重力波探索のための精密天体暦 -- IV: Scorpius X-1 の補正および改良された天体暦
| Title |
Precision_Ephemerides_for_Gravitational-wave_Searches_--_IV:_Corrected_and_refined_ephemeris_for_Scorpius_X-1 |
| Authors |
T._L._Killestein,_M._Mould,_D._Steeghs,_J._Casares,_D._K._Galloway |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00018 |
低質量X線連星は、連続重力波放射の潜在的な発生源として長い間理論化されてきましたが、最近のLIGO/Virgo観測の実行からの観測証拠はありません。理論的に「最も大きな」ソースであるScoX-1でさえ、重力波ひずみの上限はこれまでになく低くなりました。このような検索では、十分な感度と計算上の実現可能性を得るために、ソースプロパティの正確な測定が必要です。システムの20年以上にわたる高品質の分光観測を照合し、視線速度測定を通じてScoX-1の正確で包括的なエフェメリスを提示し、関連するすべてのデータセットの完全な均一再分析を実行し、以前の分析を修正します。当社のベイジアンアプローチは、観測体系を考慮し、精度だけでなく不確実性推定の忠実度も最大化します。私たちの広範なデータセットと分析により、これまでで最高の信号対雑音比、最高解像度の低質量X線バイナリの位相平均スペクトルを構築することもできます。ドップラー断層撮影法は、降着円盤に存在する興味深い一時的な構造と、降着速度の変調によって駆動される流れを明らかにするため、高い時間分解能とスペクトル分解能でシステムをさらに特徴付ける必要があります。私たちのエフェメリスは、以前のエフェメリスを修正して置き換え、検索空間内のテンプレートの数を3分の1に減らし、今後のLIGO/Virgo/KAGRAO4観測の実行と、下。
ウルトラストリップ超新星から降りてきた大質量X線連星
| Title |
A_high-mass_X-ray_binary_descended_from_an_ultra-stripped_supernova |
| Authors |
Noel_D._Richardson,_Clarissa_Pavao,_Jan_J._Eldridge,_Herbert_Pablo,_Andr\'e-Nicolas_Chen\'e,_Peter_Wysocki,_Douglas_R._Gies,_George_Younes,_Jeremy_Hare |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00027 |
ウルトラストリップ型超新星は、実際の超新星イベントからの噴出物がほとんどまたはまったくないため、大質量星の他の終末爆発とは異なります。それらは、爆発する星がその仲間との相互作用によってその表面を失った後、大規模な連星系で発生すると考えられています。このような超新星はキックをほとんどまたはまったく発生させず、連星伴星を失うことなく中性子星の形成につながり、それ自体が別の中性子星に進化する可能性もあります。ここでは、最近発見された大質量X線連星CPD-292176(CD-295159;SGR0755-2933)が、超新星超新星の間に形成された中性子星成分を示す進化の歴史を持っていることを示します。この連星は、既知の軌道周期と離心率を持つ14のBeX線連星の1つと、周期と離心率の両方で類似した軌道要素を持っています。それらの進化経路が連星中性子星系の形成につながるため、超剥離超新星の前駆星系の同定が必要です。電磁エネルギーと重力エネルギーの両方で観測されたキロノバGW170817を生成した系などの中性子連星は、大量の重元素を生成することが知られています。
氷中深部電波検出器におけるニュートリノの到来方向の再構築
| Title |
Reconstructing_the_arrival_direction_of_neutrinos_in_deep_in-ice_radio_detectors |
| Authors |
Ilse_Plaisier,_Sjoerd_Bouma_and_Anna_Nelles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00054 |
氷中電波検出器は、EeVニュートリノを発見するための有望なツールです。天体物理学にとって、このような発見の意味は、ニュートリノの到来方向の再構築に依存します。この論文では、RNO-Gなどのディープアンテナを使用する検出器、またはIceCube-Gen2のようにそれらを使用する予定の検出器の完全なニュートリノ到着方向の再構築について説明します。氷中の電波放射を使用したニュートリノ方向再構成の課題を教訓的に紹介し、使用されたアルゴリズムの詳細を詳しく説明し、シミュレーション研究に基づいて得られるパフォーマンスを説明し、天体物理学への影響について説明します。
Insight-HXMT観測によるFRB 200428に関連するX線バーストの再解析
| Title |
Reanalysis_of_the_X-ray_burst_associated_FRB_200428_with_Insight-HXMT_observations |
| Authors |
M._Y._Ge,_C._Z._Liu,_S._N._Zhang,_F._J._Lu,_Z._Zhang,_Z._Chang,_Y._L._Tuo,_X._B._Li,_C._K._Li,_S._L._Xiong,_C._Cai,_X._F._Li,_R._Zhang,_Z._G._Dai,_J._L._Qu,_L._M._Song,_S._Zhang,_and_L._J._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00176 |
銀河マグネターSGRJ1935+2154からの二重ピークX線バーストが、28.97+-0.02ms離れたFRB200428の2つの電波パルスに関連して発見されました。X線バーストのタイミングとスペクトル特性の正確な測定は、高速電波バースト(FRB)の物理的な起源を理解するのに役立ちます。この論文では、Insight-HXMTミッションに搭載された高エネルギーX線望遠鏡（HE）がこの非常に明るいバーストによって飽和したために失われた硬X線イベントに関するいくつかの情報を再構築し、その情報を使用してX線バーストの時間分析とスペクトル分析を改善します。新しいInsight-HXMT/HEライトカーブをマルチガウスプロファイルでフィッティングすることによる2つのX線ピークの到着時間は、FRB200428の最初のピークからそれぞれ2.77+-0.45msおよび34.30+-0.56msですが、これら2つフィッティングプロファイルが高速上昇および指数関数的減衰関数の場合、パラメータは2.57+-0.52msおよび32.5+-1.4msです。2つのX線ピークのスペクトルは、カットオフエネルギーが約60keV、光子指数が約1.4のカットオフべき乗則によって記述できます。後者は、2つのX・光線ピークが出現。
パルサーからの非熱X線放射とそのタイミング特性および熱放射との観測的関連性
| Title |
Observational_connection_of_non-thermal_X-ray_emission_from_pulsars_with_their_timing_properties_and_thermal_emission |
| Authors |
Hsiang-Kuang_Chang,_Jr-Yue_Hsiang,_Che-Yen_Chu,_Yun-Hsin_Chung,_Tze-Hsiang_Su,_Tzu-Hsuan_Lin_and_Chien-You_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00204 |
パルサーからの高エネルギー放射の起源と放射メカニズムは、発見以来謎のままでした。ここでは、68のパルサーのサンプルに基づいて、パルサーからの非熱X線放出とそのタイミング特性および熱放出との観測上の関連性を報告します。これは、理論モデリングにいくつかの制約を与える可能性があります。スピンダウンパワー$\dot{E}$とライトシリンダー$B_{\rmlc}$での磁場強度との強い相関に加えて、0.5-8keVの非熱X線光度$L_{\rmp}$は、スペクトルモデルのべき乗成分で表され、パルサーの極ギャップ$E_{\rmpc}$で可能な最大電場強度と強く相関することがわかっています。そのべき法則成分のスペクトルパワーインデックス$\Gamma_{\rmp}$も、文献で初めて$\dot{E}$,$B_{\rmlc}と強く相関することがわかりました。大きなサンプルのおかげで、$と$E_{\rmpc}$。さらに、$L_{\rmp}$は$L_{\rmp}\proptoT^{5.96\pm0.64}R^{2.24\pm0.18}$でうまく記述できることがわかりました。$R$は表面温度と表面熱放射の放射領域半径で、スペクトルモデルの黒体成分で表されます。一方、$\Gamma_{\rmp}$は、タイミング変数が含まれている場合にのみ適切に記述でき、関係は$\Gamma_{\rmp}=\log(T^{-5.8\pm1.93}R^{-2.29\pm0.85}P^{-1.19\pm0.88}\dot{P}^{0.94\pm0.44})$プラス定数。これらの関係は、パルサー磁気圏における表面熱放出と電子-陽電子対生成の間の関係の存在を強く示唆しています。
機会観測の対象 WFSTによるKilonovaの検出可能性
| Title |
Target_of_Opportunity_Observations_Detectability_of_Kilonova_with_WFST |
| Authors |
Zheng-Yan_Liu_and_Zhe-Yu_Lin_and_Ji-Ming_Yu_and_Hui-Yu_Wang_and_Gibran-Marc_Mourani_and_Wen_Zhao_and_Zi-Gao_Dai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00246 |
キロノバ星は、連星中性子星(BNS)とNS-ブラックホール連星の合体によって生成される、おおよその熱過渡現象です。重力波イベントGW170817の光学的対応物として、AT2017gfoは発煙銃の証拠で検出された最初のキロノバです。その観測は、ハッブル定数、銀河$r$プロセス濃縮の源、および中性子星の状態方程式を制約するための重要な情報を提供します。2.5メートルの広視野測量望遠鏡(WFST)は、320～925nmの6つの帯域(u、g、r、i、z、w)で動作します。2023年前半に完成予定で、視野径3度で、近い将来キロノバの検出を目指します。この記事では、ホスト銀河と空の明るさの影響を考慮して、AT2017gfoのようなキロノバを検出するWFSTの能力を調査するためにシミュレートされた画像を生成します。ホスト銀河は、そのスペクトルにより、より長い波長でのキロノバ検出に大きな影響を与える可能性があります。キロノバが光度のピークにあるとき、WFSTはgバンドとrバンドでよりよく機能し、30秒の露出で248Mpc(338Mpc)の光度距離で90\%(50\%)のキロノバを検出できることがわかりました。さらに、機会目標観測の下での実際の効率を反映するために、さまざまなローカリゼーション領域と距離の下での追跡の合計時間を計算します。O4中に検出されたほとんどのBNSイベントの局在領域が数百平方度である場合、WFSTは、O4期間中の毎年最初の2晩でおよそ30\%のキロノバを検出すると予想されます。
Parkes Multibeam Pulsar Survey のアーカイブ データの GPU 加速再処理による 37 の新しいパルサーの発見
| Title |
Discovery_of_37_new_pulsars_through_GPU-accelerated_reprocessing_of_archival_data_of_the_Parkes_Multibeam_Pulsar_Survey |
| Authors |
R._Sengar,_M._Bailes,_V._Balakrishnan,_M._C._i_Bernadich,_M._Burgay,_E._D._Barr,_C._M._L._Flynn,_R._Shannon,_S._Stevenson,_J._Wongphechauxsorn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00255 |
狭いデューティサイクルのパルサーを発見するために最適化された新しいFFTベースの検索パイプラインを使用して、パークスマルチビームパルサーサーベイの$\sim$20年前のアーカイブデータから37のパルサーの発見を提示します。パルサー検索パイプラインを開発する際に、折り畳まれて最適化されたパルサーの信号対雑音比が、特に狭いデューティサイクルのものでは、スペクトルドメインで達成された値を2倍以上超えることが多いことに気付きました。シミュレーションに基づいて、これが高調波を非干渉的に合計する検索コードの特徴であることを検証し、S/N$\sim$5--6の高調波フォールド(最大32倍音)がフォールドされます。これらの候補のうち、37が新しいパルサーとして確認され、さらに37は、最初の分析時に私たちの検索戦略が使用されていれば、新しい発見であったでしょう。これらの新しく発見されたパルサーのうち19個は、最近のパルサー調査でも独自に発見されていますが、18個はパークスマルチビームパルサー調査データのみに限定されています。注目すべき発見には次のようなものがあります。PSRJ1655$-$40およびJ1843$-$08は、パルサーの無効化/間欠クラスに属します。PSRJ1636$-$51は、$\sim$0.75d軌道にある興味深い連星系であり、日食の兆候を示しています。パルサーの340ミリ秒の自転周期を考えると異常です。私たちの結果は、アーカイブパルサー調査を再処理し、洗練された検索手法を使用して通常のパルサー人口を増やすことの重要性を強調しています。
SMC X-1のエクスカーション観測(MOOSE)-II：スピンアップ加速を伴う新たなエクスカーション
| Title |
Monitoring_observations_of_SMC_X-1's_excursions_(MOOSE)-II:_A_new_excursion_accompanies_spin-up_acceleration |
| Authors |
Chin-Ping_Hu,_Kristen_C._Dage,_William_I._Clarkson,_McKinley_Brumback,_Philip_A._Charles,_Daryl_Haggard,_Ryan_C._Hickox,_Tatehiro_Mihara,_Arash_Bahramian,_Rawan_Karam,_Wasundara_Athukoralalage,_Diego_Altamirano,_Joey_Neilsen,_Jamie_Kennea |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00260 |
SMCX-1は、不安定な周期を持つ超軌道変調を示す大質量X線連星です。以前のモニタリングでは、1996年から1998年、2005年から2007年、2014年から2016年に3つのエクスカーションイベントが発生しました。超軌道周期は60日を超えるものから40日未満へとドリフトし、遠足中に進化して元に戻ります。ここでは、2020年から2021年にかけてのSMCX-1の新しいエクスカーションイベントを報告します。これは、超軌道変調が予測不可能で混沌とした性質を持っていることを示しています.スピン周期の進化をたどると、スピンアップ率がこの新しいエクスカーションの開始の1年前に加速したことがわかりました。これは、スピンアップ加速と超軌道エクスカーションをつなぐ裏返しのプロセスの可能性を示唆しています。この結果、1996年から1998年にかけての最初のエクスカーションの挙動と同様に、スピン周期の残差がずれます。パルスプロファイルの進化をさらに分析すると、パルスの割合が長期的な進化を示し、超軌道エクスカーションに関連している可能性があることがわかります。これらの発見は、歪んだディスクモデルだけでは解釈できないため、SMCX-1の謎を深めます。今後の鋭い観測と理論的研究により、発生している詳細な降着メカニズムの理解が深まる可能性があります。
JWSTによるSN 2022acko前駆体の特定
| Title |
Identifying_the_SN_2022acko_progenitor_with_JWST |
| Authors |
Schuyler_D._Van_Dyk,_K._Azalee_Bostroem,_Jennifer_E._Andrews,_Yize_Dong,_Alexei_V._Filippenko,_Ori_D._Fox,_Emily_Hoang,_Griffin_Hosseinzadeh,_Daryl_Janzen,_Jacob_E._Jencson,_Michael_J._Lundquist,_Nicolas_Meza,_Dan_Milisavljevic,_Jeniveve_Pearson,_David_J._Sand,_Manisha_Shrestha,_Stefano_Valenti,_D._Andrew_Howell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00274 |
ジェームスウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)を使用して、近くの棒状渦巻銀河NGC1300にあるタイプIIプラトー型超新星SN2022ackoの前駆星の候補を特定したことを報告します。爆発前のアーカイブハッブル宇宙望遠鏡(HST)画像で前駆システムを特定するために使用されます。2023年1月のJWSTNIRCam画像(SNが偶然にキャプチャされたもの)を、2017年と2004年のプレSNHSTF160WおよびF814W画像に天文的に登録しました。HSTから測定された星の位置とJWSTから変換されたSN位置の間には~2.9シグマの差が存在しますが、SN位置に正確に対応する星は妥当な信頼度で分離されています。その星はスペクトルエネルギー分布と全体的な光度を持ち、単一星モデルと一致する初期質量が標準的な8Msunのコア崩壊の理論的しきい値よりもいくらか小さいが、星の初期質量は超漸近的な巨大ブランチの質量とは一致しない。電子捕獲SNの先駆けとなる可能性がある星。祖先の特性だけでも、SN2022ackoが比較的正常なSNII-Pであることを示唆していますが、光度が低い可能性が最も高いです。前駆細胞候補は、SNが十分に衰退した遅い時間にフォローアップHSTイメージングで確認する必要があります。このJWSTの使用の可能性は、高い空間分解能でSN前駆細胞候補を特定する新しい時代を開きます。
超新星の長期重力波星震学：コア崩壊からバウンス後20秒まで
| Title |
Long-term_gravitational_wave_asteroseismology_of_supernova:_from_core_collapse_to_20_seconds_postbounce |
| Authors |
Masamitsu_Mori,_Yudai_Suwa_and_Tomoya_Takiwaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00292 |
我々は星震学法を用いて、質量9.6$M_\odot$の長期コア崩壊超新星シミュレーションにおける重力波の周波数を計算した。一般相対性理論におけるニュートリノ輸送を含むシミュレーションは、原始中性子星(PNS)のコア崩壊、バウンス、爆発、およびバウンス後20秒までの冷却から一貫して実行されます。流体力学の背景に基づいて、流体とメトリックの摂動解析を通じてPNS振動の固有モードを計算します。ノード数でモードを分類すると、いくつかの固有モードがあることがわかります。1秒前の初期段階では、0.5kHz付近の低周波gモード、1kHz付近の中周波fモード、およびそれらを超える高周波pモードがあります。1秒を超えると、gモードの周波数が低くなりすぎ、pモードの周波数が高くなりすぎて、地上の干渉計で検出できなくなります。ただし、fモードは1kHzで持続します。ポストバウンス時間をフィッティングパラメーターとして使用して、gモードとfモードの混合で構成されるランプアップモードの新しいフィッティング式を提示します。私たちのアプローチは、以前の二次式と比較して、長期シミュレーションの結果を改善します。また、PNSの重力質量と半径の組み合わせを使用して周波数を適合させます。コンパクトさ、表面重力、平均密度の3種類のフィッティング変数をテストします。各モードの時間発展と、式ごとに0.2から1、4、および20秒までの3つの異なる範囲のフィッティングの結果を提示します。式の固有モードからの偏差を比較して、どの式が最適かを判断します。結論として、どの変数も固有モードに同程度によく適合します。3つの変数を詳細に比較すると、コンパクトなフィッティングがわずかに優れています。また、1秒未満のシミュレーションデータを使用したフィッティングは、長期周波数予測に外挿できないこともわかりました。
NGC 1365 の多波長研究: 隠された活動核と核外のコンパクト X 線源
| Title |
Multi-wavelength_study_of_NGC_1365:_The_obscured_active_nucleus_and_off-nuclear_compact_X-ray_sources |
| Authors |
Subhashree_Swain,_Gulab_Chand_Dewangan,_P._Shalima,_Prakash_Tripathi,_K_.V._P._Latha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00315 |
近くの渦巻銀河NGC1365の活動核と核外X線源の多波長研究を、AstroSatによる2か月間にわたる3つの同時UV/X線観測と、2か月にわたるアーカイブIR観測を使用して提示します。スピッツァーとハーシェル。AstroSatに搭載された軟X線望遠鏡(SXT)からのデータを利用して、主にX線列密度の変動によって引き起こされるスペクトル変動を見つけます(N$_H$$\sim$10$^{22}$-10$^{23}$cm$^{-2}$)。AstroSatに搭載されたUVITの正確な空間分解能を使用して、固有のAGNフラックスをホスト銀河の発光から分離し、銀河系と内部の赤みを補正します。観測期間中、NUV放射に大きな変化は検出されません。FUVバンドのAGNは、重度の固有吸光のために検出できません。さらに、多波長IR/UV/X線AGNSEDは、AGNが降着率$\sim$0.01L$_{Edd}$の低光度フェーズにあることを明らかにします。安定したUV放射と強いX線吸収の変動性は、覆い隠す雲がコンパクトである可能性が高く、コンパクトなX線源のみに影響を与え、拡張されたUV放射領域をカバーしない可能性があることを示唆しています。さらに、UVITは南西(SW)方向の中心核から半径7インチ($\sim$6.3Kpc)の2つの輝点を分解することができます。銀河全体のUVIT画像では、チャンドラが特定した4つの明るいX線源に対応するUVを特定する.よく知られている1つの超高輝度X線源(ULX)NGC1365X2は、北東(NE)の核から86インチのUV対応物と特定される活動核からの方向。
相対論的な星の潮汐破壊イベントにおける破片の質量フォールバック率
非常にエネルギーの高い星の潮汐破壊イベント(TDE)は、ブラックホールの特性とその環境を研究する方法を提供します。超大質量ブラックホールの重力の一般相対論的ニュートン記述でPHANTOMコードを使用してTDEをシミュレートします。異なるパラメーター$\beta$で放物線軌道に置かれた星は、星の進化コードMESAで構築されているため、現実的な星の密度プロファイルを持っています。デブリ$\dot{M}$の質量フォールバック率と、その$\beta$、星の質量と年齢、ブラックホールのスピン、重力の説明の選択への依存性を調べます。ピーク値$\dot{M}_\mathrm{peak}$、ピークまでの時間$t_\mathrm{peak}$、スーパーエディントンフェーズの持続時間$t_\mathrm{Edd}$、時間$t_を計算します{>0.5\dot{M}_\mathrm{peak}}$の間、$\dot{M}>0.5\dot{M}_\mathrm{peak}$、早い立ち上がり時間$\tau_\mathrm{rise}$と後期勾配$n_\infty$.$\dot{M}_\mathrm{peak}$、$t_\mathrm{peak}$、$\tau_\mathrm{rise}$、$n_\infty$のトレンドを$\beta$,stellarで回復以前の研究で得られた質量と年齢。$t_\mathrm{Edd}$は固定$\beta$で、主に星の質量に比例し、一方$t_{>0.5\dot{M}_\mathrm{peak}}$はコンパクトネスに比例することがわかります星の。SMBHの自転の影響は、最初の軌道での恒星運動の方向に対する自転軸の向きに依存します。順行軌道での遭遇では、$\dot{M}$曲線が狭くなり、$\dot{M}_\mathrm{peak}$が高くなりますが、逆行軌道では逆になります。同じ近心距離での混乱は、ニュートンよりも相対論的潮汐場の方が強いことがわかります。したがって、相対論的な$\dot{M}$曲線は、$\dot{M}_\mathrm{peak}$が高くなり、$t_\mathrm{peak}$と$t_\mathrm{Edd}$が短くなります。
SonoUno web: ユーザー中心の革新的な Web インターフェイス
| Title |
SonoUno_web:_an_innovative_user_centred_web_interface |
| Authors |
Gonzalo_De_La_Vega,_Leonardo_Martin_Exequiel_Dominguez,_Johanna_Casado_and_Beatriz_Garc\'ia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00081 |
ビジュアライゼーションを補完するソニフィケーションは、データ展開の新しい方法として何十年にもわたって研究されてきました。ICADカンファレンスでは、さまざまな分野の専門家が集まり、ソニフィケーションについて話し合います。sonoUno、starSound、およびWebSandboxなどのさまざまなツールは、天文データセットを開き、可視化と組み合わせて音響化するためのツールに到達しようとしています。この寄稿では、sonoUnoWebバージョンが提示されます。このバージョンでは、ユーザーはインストールなしでデータセットを探索できます。データをアップロードするか、事前にロードされたファイルを開くことができ、ソニフィケーションとプロットの視覚的特性を同じウィンドウでカスタマイズできます。プロット、サウンド、マークを保存できます。Webインターフェイスは、主に使用されているスクリーンリーダーでテストされ、優れたパフォーマンスを確認しました。
天体物理データのソニフィケーションへの新しいアプローチ: SonoUno のユーザー中心の設計
| Title |
A_New_Approach_to_Sonification_of_Astrophysical_Data:_The_User_Centred_Design_of_SonoUno |
| Authors |
Johanna_Casado,_Beatriz_Garc\'ia,_Poshak_Gandhi_and_Wanda_D\'iaz-Merced |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00085 |
実際のテクノロジーが包摂性を高める可能性を示し、国連がデジタル情報へのアクセスを人権として確立したときでさえ、障害を持つ人々は職業上の障壁に直面し続けました。多くの場合、科学では、アクセシブルでユーザー中心のツールが不足しているため、障害のある研究者は置き去りにされ、それぞれの強みを生かして最前線の研究を行うことが容易になりません。この寄稿では、データ分析に新しいテクノロジーを使用することに関連するいくつかのハードルとソリューションについて説明し、最終ユーザーが見つけた障壁を分析します。SloanDigitalSkySurveyからダウンロードした1つの線形関数と天文データセットを備えたツールsonoUnoを使用して、視覚障害のある人とない9人のフォーカスグループセッションが実施されました。ソニフィケーションを使用したデータ分析を組み込んだフォーカスグループ研究の結果として、機能的に多様な人々は自律的なツールを必要とし、それによって作業の正確性、確実性、有効性、効率が向上し、公平性が高まると結論付けました。これは、ソフトウェア開発に不可欠なユーザー中心の設計アプローチを追求し、研究目的に応じてリソースを適応させることによって達成できます。多感覚技術を使用してデータにアクセスするだけでなく、現在の包括性の欠如に対処する幅広い能力を持つ人々を支援するツールの開発が切実に必要とされています。
| Title |
AstroPix:_CMOS_pixels_in_space |
| Authors |
Amanda_L._Steinhebel,_Regina_Caputo,_Henrike_Fleischhack,_Nicolas_Striebig,_Manoj_Jadhav,_Yusuke_Suda,_Ricardo_Luz,_Daniel_Violette,_Carolyn_Kierans,_Hiroyasu_Tajima,_Yasushi_Fukazawa,_Richard_Leys,_Ivan_Peric,_Jessica_Metcalfe,_Michela_Negro,_Jeremy_S._Perkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00101 |
フェルミ大面積望遠鏡などの宇宙ベースのガンマ線望遠鏡は、入射ガンマ線によって生成される荷電粒子の位置を高分解能で測定するために、片面シリコンストリップ検出器を使用しています。コンプトン領域以下のエネルギーでは、単一の検出器内の2次元位置情報が必要です。両面シリコンストリップ検出器は1つのオプションです。ただし、この技術は製造が難しく、大きなアレイはノイズの影響を受けやすくなります。この作業では、将来のガンマ線望遠鏡で使用するモノリシックCMOSアクティブピクセルシリコンセンサー、AstroPixの開発と実装について概説します。カールスルーエ工科大学でHVCMOSプロセスを使用して設計された検出器に基づいて、AstroPixは、中エネルギーガンマ線望遠鏡に必要な高エネルギーと角度分解能を維持する可能性を秘めています。CMOSチップ。AstroPixの開発とテストの状況、および将来の望遠鏡への適用の見通しが示されています。
マランビオ南極基地の水チェレンコフ検出器で観測された宇宙線フラックスの周期性と異方性の最初の測定
| Title |
First_measurements_of_periodicities_and_anisotropies_of_cosmic_ray_flux_observed_with_a_water-Cherenkov_detector_at_the_Marambio_Antarctic_base |
| Authors |
Santos_Noelia,_Dasso_Sergio,_Gulisano_Adriana_Mar\'ia,_Areso_Omar,_Pereira_Mat\'ias,_Asorey_Hern\'an,_Rubinstein_Lucas_(for_the_LAGO_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00322 |
アルゼンチンのマランビオ南極基地(64.24S-56.62W)に設置された新しい水-チェレンコフ放射線検出器は、2019年以来、銀河宇宙線(GCR)フラックスの変動を監視しています。主な目的の1つは、必要な実験データを提供することです。異なる空間/時間スケールでの一時的なイベント中のGCRの惑星間輸送を研究する。この論文では、検出器を提示し、1年間に行われた観測を分析します。大気条件(圧力と温度)によるGCRフラックス変動の解析と補正の後、太陽圏現象による変調を解析するために周期性の研究が行われます。2つの期間を観察できます。(a)GCRフラックスの空間的異方性と組み合わせた地球の自転に関連する1日(b)太陽の自転と組み合わされた安定した太陽構造の太陽の影響による$\sim$30日。重畳エポック分析から、地磁気効果を考慮すると、平均日周振幅は$\sim$0.08%であり、最大フラックスは惑星間空間の$\sim$15時ローカル時間(LT)方向で観測されます。このようにして、地球に到達するGCRフラックスの異方性やその他の惑星間変調を観測するニューラスの能力を決定します。
非接触アクチュエータとピラミッド型波面センサー、スペース アクティブ オプティクスの SPLATT コンセプト: プロジェクトの概要と最新の実験結果
| Title |
Contactless_actuators_and_pyramid_wavefront_sensor,_the_SPLATT_concept_for_space_active_optics:_an_overview_of_the_project_and_the_last_laboratory_results |
| Authors |
Runa_Briguglio,_Marco_Xompero,_Marcello_Scalera,_Marco_Riva,_Ciro_Del_Vecchio,_Luca_Carbonaro,_Carmelo_Arcidiacono,_Guido_Agapito,_Enrico_Pinna,_Alessandro_Terreri,_Fernando_Pedichini,_Riccardo_Muradore,_Matteo_Tintori,_Daniele_Gallieni_Roberto_Biasi,_Christian_Patauner,_Alessandro_Zuccaro_Marchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00335 |
ここ数年で、公差、リスク、およびコストを大幅に削減して厳しい要件を満たすために、アクティブ宇宙望遠鏡の概念が大幅に開発されました。これは、LATTプロジェクト(ESATRP)とそのフォローアップSPLATT(INAFが資金を提供するR&Dプロジェクト)の枠組みです。SPLATTの活動の中で、新しいアプローチの概要を説明し、シミュレーションと光学実験室の両方で、非接触アクチュエータを備えたアクティブセグメントプライマリと補正チェーンを駆動するピラミッド波面センサー(PWFS)の2つの主要要素を調査します。重要なポイントは、それらの間の相乗効果です。PWFSの感度と、非接触で作動するミラーセグメントの固有の安定性です。ボイスコイルの非接触アクチュエータは、実際にはペイロードと光学面の間の自然な分離層であり、ラボで検証したように高周波振動を抑制することができます。19個のアクチュエータを備えた直径40cmのプロトタイプに、外部から注入された振動スペクトルを適用しました。次に、光学面がアクチュエータによって制御されて浮いているときの振動の減少を光学的に測定し、設計の最初の段階でコンセプトを検証しました。地上の望遠鏡で広く採用されているPWFSは、瞳共役センサーであり、さまざまなユースケースに対応するために、ユーザーが選択可能なサンプリングおよびキャプチャ範囲を提供します。また、特に中低域の空間スケールでは、Shack-Hartmannセンサーよりも感度が高くなります。JWSTのような主鏡のミスアライメントと位相ステップを測定するPWFSを使用して一連の数値シミュレーションを実行します。光子と検出器のノイズが存在するサブナノメートル領域でのPWFS感度を調査し、ガイド星の大きさを範囲は8から14です。この論文では、プロジェクトの成果について説明し、さらなる開発のための可能なロードマップを提示します。
ガスピクセル検出器のトラック再構成のエラーによる偏光漏れ
| Title |
Polarisation_Leakage_due_to_Errors_in_Track_Reconstruction_in_Gas_Pixel_Detectors |
| Authors |
N._Bucciantini_(1),_N._Di_Lalla_(2),_R.W.R._Romani_(2),_S._Silvestri_(3),_M._Negro_(4),_L._Baldini_(3),_A._F._Tennant_(5),_and_A._Manfreda_(3)_((1)_INAF_Arcetri,_(2)_Stanford_University,_(3)_INFN_Pisa,_(4)_University_of_Maryland,_(5)_NASA_Marshall) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00346 |
ガスピクセル検出器(GPD)に基づくX線偏光測定法は、イメージングX線偏光計エクスプローラー(IXPE)によって高度な成熟度に達し、史上初の空間分解偏光測定法につながりました。しかし、これは新しい技術であるため、飛行中の操作中にいくつかの予期しない効果が現れました。特に、オンボードの非偏光キャリブレーションソースが放射状に偏光したハローを示していることがほとんどすぐにわかりました。この特徴の起源は、X線光子の吸収点を再構成する際の誤差とその電場ベクトルの方向との間の相関関係に認められました。ここでは、この効果を提示して詳細に説明し、それを処理するためのシンプルで堅牢な数学的形式を提供できることを示します。さらに、最近のIXPE測定、および一般的なGPDベースの手法の使用に対するその役割と関連性を示し、拡張ソースの研究でそれをモデル化する方法を示します。
FLYEYEファミリーツリー、スマート高速カメラからMezzoCieloまで
| Title |
FLYEYE_family_tree,_from_smart_fast_cameras_to_MezzoCielo |
| Authors |
Roberto_Ragazzoni,_Silvio_Di_Rosa,_Carmelo_Arcidiacono,_Marco_Dima,_Demetrio_Magrin,_Alain_J._Corso,_Jacopo_Farinato,_Maria_Pelizzo,_Giovanni_L._Santi,_Matteo_Simioni,_Simone_Zaggia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00367 |
対象となる視野が3桁に及ぶ、メートルクラスの超広視野望遠鏡の画期的なコンセプトを開発しました。複数のカメラとモノセントリックシステム:スマートファストカメラ(準モノセントリックアパーチャ)からFlyEyeを経て、MezzoCieloコンセプト(どちらも真にモノセントリックアパーチャ)まで。MezzoCielo(または「空の半分」)は、新しいクラスの望遠鏡の最後に開発されたコンセプトです。このような概念は、低屈折率で満たされた完全な球形の光学面と、複数の同一のカメラに囲まれた高透明度の液体に基づいています。MezzoCieloは、1万平方度から2万平方度の範囲の視野に到達できます。
薄いガラス シェルの横方向の制約: セグメント化されたアクティブ ミラーの要件と概念設計の分析
| Title |
Lateral_constraint_for_thin_glass_shell:_analysis_of_the_requirements_and_conceptual_design_for_a_segmented_active_mirror |
| Authors |
Marcello_Agostino_Scalera,_Runa_Briguglio,_Ciro_Del_Vecchio,_Marco_Xompero,_Marco_Riva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00428 |
深宇宙観測用の最新の高性能望遠鏡は、モノリシックベリリウム六角形セグメントを使用するJWSTのように、より小さなセグメントで構成される非常に大きな主鏡を使用します。これらのシステムの非常に有望な開発段階は、それらをアクティブにし、反射面を操作して形状を変更し、収差を補正し、非常に正確な位置合わせを実行することです。これは、ボイスコイルアクチュエータが使用されているSPLATTプロジェクトのように、シェルの形状を変更するためのアクチュエータを格納する基準体を採用することで可能になります。ただし、本体とシェルの場所の間の物理的な接触の欠如、および2つの本体の物理的な分離に関連する多くの利点、システムに影響を与える可能性のあるすべての加速条件下でのシェルの保持に関するいくつかの懸念があります。ミッション寿命。この論文は、その寿命の間に宇宙船に影響を与える加速環境を研究し、それをシェルの保持システムの運用要件のベースラインとして使用することを目的としています。このホワイトペーパーでは、制約システムの開発に完全な自由を与えるために任意のソリューションが選択されていますが、一部のみが定性的に議論されています。
低質量星の絶対 Ca II H & K および H-α フラックス測定: $R'_\mathrm{HK}$ を M 矮星に拡張
| Title |
Absolute_Ca_II_H_&_K_and_H-alpha_flux_measurements_of_low-mass_stars:_Extending_$R'_\mathrm{HK}$_to_M_dwarfs |
| Authors |
C._J._Marvin,_A._Reiners,_G._Anglada-Escud\'e,_S._V._Jeffers,_S._Boro_Saikia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00056 |
コンテキスト:M矮星の周りの地球質量惑星の検出に焦点を当てた最近の惑星調査の急増により、M矮星の彩層活動を理解することがより重要になっています。星の彩層カルシウム放出は、通常、Noyesらの$R'_\mathrm{HK}$キャリブレーションを使用して測定されます。(1984)、これは$0.44\leB-V\le0.82$に対してのみ有効です。より低温の矮星$B-V\ge0.82$のカルシウム放出の測定は、可視スペクトルの青色端に固有の暗さがあるため困難です。目的:110個のHARPSM矮星のサンプルの絶対CaIIHKおよびH$\alpha$フラックスを測定し、PHOENIX恒星大気モデルを使用して$R'_\mathrm{HK}$のキャリブレーションをM矮星領域に拡張します。.方法:同じ星の複数のスペクトルをPHOENIX恒星大気モデルに加算して得られた高いS/N比を持つテンプレートスペクトルを正規化し、彩層CaIIHKおよびH$\alpha$フラックスを物理単位で測定しました。.3つの異なる$T_\mathrm{eff}$キャリブレーションを使用し、CaIIHKおよびH$\alpha$活性測定値に対するそれらの影響を調査しました。2300K$\leT_\mathrm{eff}\le$7200Kの範囲の有効温度の関数として、マウントウィルソンSインデックスを$R'_\mathrm{HK}$に変換しました。最後に、計算しました。$-1.0\le\mathrm{Fe/H}\le+1.0$に対するWest&Hawley(2008)と同様に、CaIIHKおよびH$\alpha$の$\chi$値を$刻みで計算\Delta\mathrm{Fe/H}=0.5$.結果:さまざまな$T_\mathrm{eff}$キャリブレーションを比較し、$\DeltaT_\mathrm{eff}\sim$中期から後期M矮星の数100Kを見つけました。これらの異なる$T_\mathrm{eff}$キャリブレーションを使用して、$\logR'_\mathrm{HK}$と$\mathcal{F}'_\mathrm{H\alpha}/\mathcal{のカタログを確立します。F}_\mathrm{bol}$110HARPSM矮星の測定。【要約】
連続する 2 つのメトリック タイプ II 電波バーストの発生源領域における太陽コロナ密度乱流と磁場強度
| Title |
Solar_coronal_density_turbulence_and_magnetic_field_strength_at_the_source_regions_of_two_successive_metric_type_II_radio_bursts |
| Authors |
R._Ramesh,_C._Kathiravan_and_Anshu_Kumari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00071 |
2020年5月29日に時間間隔${\approx}$2\,min内に発生した2つの弱い低周波数(${\approx}$85-60\,MHz)の太陽コロナII型電波バーストのスペクトルおよび偏光計観測結果を報告します。.バーストは微細な構造をしており、高調波プラズマ放射によるものでした。私たちの分析は、1番目と2番目のタイプIIバーストの原因である磁気流体力学(MHD)衝撃が、極紫外線(EUV)フラックスロープ/コロナ質量放出(CME)のリーディングエッジ(LE)とその側面の相互作用によって生成されたことを示しています。それぞれ隣接する冠状構造を持つ。CMEは、近太陽コロナでの伝播中に半径方向から${\approx}25^{\arcdeg}$偏向しました。日心距離$r{\approx}1.35R_{\odot}$での最初のバーストの位置付近の推定パワースペクトル密度(PSD)と磁場強度($B$)は$\rm{\approx}2{\times}10^{-3}\,W^{2}m$と${\approx}$1.8\,Gです。同じ$r$での2番目のバーストの対応する値は、$\rm{\approx}10^{-3}\,W^{2}m$と${\approx}$0.9\,Gです。2つのタイプIIバーストの位置でのコロナ乱流の有意な空間スケールは、${\approx}$62\,-\,1\,Mmです。現在の研究からの結論は、CMELE近くのコロナ領域の乱流と磁場強度は、その側面に近い対応する値と比較して高いということです。導出された2つのパラメーターの推定値は、CMELEとその側面の両方で同じ$r$に対応し、後者では${\approx}$2\,minの遅延があります。
太陽大気における小規模二流体ジェットの進化における磁場トポロジーの影響
| Title |
Influence_of_the_magnetic_field_topology_in_the_evolution_of_small-scale_two-fluid_jets_in_the_solar_atmosphere |
| Authors |
E._E._D\'iaz-Figueroa,_G._Ares_de_Parga_and_J._J._Gonz\'alez-Avil\'es |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00147 |
2つの流体(イオン+電子および中性粒子)の磁気流体力学を考慮して、JOANNAコードを使用して小規模な2流体ジェットを再現する一連の数値シミュレーションを実行します。最初に、$y=0$Mmでの光球の底を考慮して、$y_{0}=$1.3、1.5、および1.8Mmに位置する速度パルス摂動を使用して、均一な磁場でジェットを励起します。次に、磁束管を模倣した磁場でジェットの励起を繰り返します。主に、上部彩層で励起されたジェット($y\sim1.8$Mm)は、下部彩層で励起されたジェット($y\sim1.3$Mm)よりも低い高度に到達します。これは、プラズマドラッグの量が少ないため、最初の垂直位置が高くなるためです。どちらのシナリオでも、中性粒子とイオンのダイナミクスは同様の挙動を示します。ただし、速度ドリフトの違いを特定することはできます。シミュレーションでは、ジェットが最大高度に達した時点で、ジェットの先端で$10^{-3}$kms$^{-1}$のオーダーです。.また、イオンと中性粒子間の摩擦による発熱($Q^{in}_{i,n}$)を推定します。これは$0.002-0.06$Wm$^{-3}$のオーダーです。;しかし、太陽コロナ周辺の加熱に寄与することは少ない.2つの磁気環境でのジェットは、特に均一な磁場のシナリオで、到達する最大高さがわずかに異なることを除けば、実質的な違いは見られません。最後に、3つの異なるジェットが到達する最大の高さは、マクロスピキュール、タイプIスピキュール、およびタイプIIスピキュールに対応するいくつかの形態学的パラメーターの範囲内にあります。
金属不足の中質量星の動的時間スケール物質移動の基準
| Title |
Criteria_for_Dynamical_Timescale_Mass_Transfer_of_Metal-poor_Intermediate-mass_Stars |
| Authors |
Hongwei_Ge,_Christopher_A._Tout,_Xuefei_Chen,_Arnab_Sarkar,_Dominic_J._Walton,_Zhanwen_Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00183 |
急速な物質移動と共通エンベロープ進化の安定性基準は、連星進化の基本です。それらは、X線連星、Ia型超新星、合体重力波源など、多くの重要なシステムの質量、質量比、および軌道分布を決定します。断熱質量損失モデルを使用して、中間質量星の動的時間スケールの質量移動のしきい値を体系的に調査します。星の応答と臨界質量比に対する金属量の影響が調査されています。中間質量星の臨界質量比の表($Z=0.001$)とフィッティング式($Z=0.001$と$Z=0.02$)の両方が提供されています。中間質量X線連星(IMXBs)への我々の結果の適用について説明します。軌道周期の関数としての質量比の予測上限は、熱または核の時間スケールの物質移動を受ける観察されたIMXBと一致することがわかります。観測されたピークX線光度$L_\mathrm{X}$に従って、IMXBの$L_\mathrm{X}$の範囲をドナー質量と物質移動時間スケールの関数として予測します。
TMTS を使用した LAMOST フィールドのミニッツ ケイデンス観測: III.最初の 2 年間のフレア星の統計的研究
| Title |
Minute-cadence_Observations_of_the_LAMOST_Fields_with_the_TMTS:_III._Statistic_Study_of_the_Flare_Stars_from_the_First_Two_Years |
| Authors |
Qichun_Liu,_Jie_Lin,_Xiaofeng_Wang,_Shenghong_Gu,_Jianrong_Shi,_Liyun_Zhang,_Gaobo_Xi,_Jun_Mo,_Yongzhi_Cai,_Liyang_Chen,_Zhihao_Chen,_Fangzhou_Guo,_Xiaojun_Jiang,_Gaici_Li,_Wenxiong_Li,_Han_Lin,_Weili_Lin,_Jialian_Liu,_Cheng_Miao,_Xiaoran_Ma,_Haowei_Peng,_Danfeng_Xiang,_Shengyu_Yan,_Jicheng_Zhang,_Xinhan_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00197 |
TsinghuaUniversity-MaHuatengTelescopesforSurvey(TMTS)は、宇宙で急速に進化するトランジェントを検出することを目的としています。これにより、2020年以降、何千もの短周期変光星と日食連星が発見されました。この論文では、観測された特性を紹介します。最初の2年以内にTMTSによって特定された125個のフレア星のうち、噴火物理学を制限する試み。予想どおり、これらのフレアのほとんどは、G_BP-G_RP>2.0等の後期型の赤い星で記録されましたが、青い星に関連付けられたフレアは、平均してよりエネルギーが高く、より広いプロファイルを持つ傾向があります。フレアのピークフラックス(F_peak)は、エネルギー放出の等価持続時間(ED)、つまりF_peak\proptoED^{0.72\pm0.04}に強く依存することがわかっています。これは、ケプラーおよびエブリスコープのサンプル。この関係は磁気ループ放出に関連している可能性がありますが、より一般的な非熱電子加熱モデルの場合、この関係を生成するには特定の時間発展が必要になる場合があります。より熱い星によって生成されたフレアは、より冷たい星からのものと比較して、よりフラットなF_peak\proptoED関係を持っていることに気付きました。これは、異なる色のフレアイベントのライトカーブ形状の統計的な不一致に関連しています。LAMOSTからのスペクトルでは、特に低温端で、フレア星が活動していない星よりも明らかに強いHα放射を持っていることがわかり、彩層活動がフレアの生成に重要な役割を果たしていることが示唆されます。一方、フレアが頻繁に発生するサブクラスは、単一のフレアで記録されたものと同様の強度のHアルファ放射をスペクトルで示すことがわかっていますが、有効温度は同様であり、彩層活動が噴火の唯一の引き金ではない可能性があることを示唆しています。
2013 年 5 月 13 日の噴火プロミネンスの急速な回転とそれに伴うコロナ質量放出
| Title |
Rapid_Rotation_of_an_Erupting_Prominence_and_the_Associated_Coronal_Mass_Ejection_on_13_May_2013 |
| Authors |
Yuhao_Zhou,_Haisheng_Ji,_Qingmin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00212 |
この論文では、2013年5月13日に噴火プロミネンスと関連するCMEの多波長観測を報告します。イベントは、SDO/AIAの視野の西端の後ろで発生します。プロミネンスは、大きくねじれた磁気フラックスロープによって支えられており、上昇運動中に反時計回りの方向に急速に回転します。プロミネンスの回転は$\sim$47分間続きます。平均周期、角速度、および線形速度は、それぞれ$\sim$806s、$\sim$0.46radmin$^{-1}$、および$\sim$355kms$^{-1}$です。ねじれ角の合計は$\sim$7$\pi$に達し、キンクの不安定性のしきい値よりもかなり大きくなります。17:42$-$17:46UTの間の身もだえ運動は、見かけの高さ$\sim$405\,Mmに達した後、174{\AA}のSWAPと304{\AA}の後ろのSTEREO宇宙船に搭載されたEUVIによってはっきりと観察されます。.したがって、プロミネンス噴火はキンク不安定性によって引き起こされる可能性が最も高いです。共役フレアリボンとポストフレアループのペアが作成され、STA/EUVIによって観測されます。身もだえ運動の開始時間は、関連するフレアの衝動的な段階の開始と一致しています。関連するCMEの3D形態と位置は、卒業円筒シェル(GCS)モデリングを使用して導出されます。再構築されたCMEの速度論的進化は、低速上昇段階($\sim$330kms$^{-1}$)と高速上昇段階($\sim$1005kms$^{-1}$)に分けられます。)身もだえ運動によって。CMEの横向きの角度幅は一定(60$^{\circ}$)ですが、正面向きの角度幅は96$^{\circ}$から114$^{\circ}$に増加します。横方向の拡大を示します。CMEソース領域の緯度は、$\sim$18$^{\circ}$から$\sim$13$^{\circ}$にわずかに減少します。これは、伝播中に赤道方向に偏向することを意味します。
新しく設置されたCALLISTO分光計は、基礎応用科学研究所宇宙環境部が主催し、2021年8月14日に運用を開始しました。このシステムには、太陽電波過渡を監視する高感度のクロスダイポール長波長アレイアンテナが含まれています。.そのアンテナは戦略的に配置され、分光計のCALLISTOネットワークの中心にあるように見えました。さらに、アフリカ北部では、エジプト-アレクサンドリアのCALLISTO局とALGERIA-CRAAG局のみが運用されています。西アフリカ地域にはステーションがありませんが、アフリカ東部のステーションは機能していません。したがって、エジプト-アレクサンドリア駅は、e-CALLISTOネットワーク内の他の駅の基準として機能します。低い太陽活動にもかかわらず、装置は、タイプII、タイプIII、およびタイプVに限定されないいくつかの太陽電波バーストを検出しました。地理的に異なる場所にある他の太陽ラジオ局は、分光計によって検出されたすべての電波バーストを記録しました。ケーススタディには、2021年10月9日06:30から07:00UTの間に観測されたタイプII電波バーストが、NOAA-AR12882内のN18E08に位置するM1.6太陽フレアとCMEに関連していることを示す簡単な分析が含まれていました。~978km/sのショックフロントスピードで。ただし、タイプIIIの電波バーストは、CMEにも太陽フレアにも関連していません。これらの分析では、アフリカ大陸で直面しているデータギャップの課題を軽減するために、リアルタイムの太陽電波過渡データを1日24時間提供する機器の能力を調べます。したがって、この機器は、地域や地球の他の地域の宇宙天気の監視と予測に不可欠な要素となっています。
4 つの短周期 W UMa 連星の光度曲線モデリング
広範なモデルグリッドを使用して、期間カットオフ付近で部分的に食している4つのWUMa接触連星のグローバルパラメーターを推定します。4つのすべてのシステムは、Kタイプの主系列プライマリとMタイプのセカンダリで構成されており、共通のエンベロープを介したエネルギー伝達のために、その質量に対してサイズが小さく、光度が低いように見えます。4つの恒星のうち3つは、光度曲線の非対称性を示します。これは、磁気活動によって説明され、ダークスポットでモデル化されています。測光質量比の信頼性と、皆既食または部分食のコンテキストで導出された絶対パラメーターについて説明し、それらを文献からの皆既日食の短周期WUMaシステムのサンプルと比較します。
TESS分野で新たに発見された6つの日食連星系
TESSフィールドでの6つの食連星系の最初の詳細な調査を提示します。ターゲットのTESS光曲線は、SEDフィットを介して初期有効温度を決定することによって分析されます。絶対パラメータが導出され、システムが同じタイプの既知のバイナリと比較されます。結果は、CD-58~791、CD-62~1257、およびTYC~9356-355-1が切り離されたバイナリシステムであることを示しています。CD-54~942とUCAC4~136-007295は接触バイナリであり、TYC~8508-1413-1はセミデタッチドシステムです。
遠方太陽双生児調査 (SDST) -- III.新しい太陽双生星と太陽類似星の同定
| Title |
Survey_for_Distant_Solar_Twins_(SDST)_--_III._Identification_of_new_solar_twin_and_solar_analogue_stars |
| Authors |
Christian_Lehmann,_Michael_T._Murphy,_Fan_Liu,_Chris_Flynn,_Daniel_Smith_and_Daniel_A._Berke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00399 |
遠方太陽双晶調査(SDST)は、現在知られている太陽双晶や類似星よりも数倍離れた、1～4kpcの距離にある太陽に非常によく似た星を見つけることを目的としています。目標は、銀河の暗黒物質密度によって微細構造定数アルファが変化するかどうかをテストするのに最適な星を特定することです。ここでは、行ごとの微分手法であるEPICを使用して、877太陽双晶の中程度の分解能(R<32,000)のスペクトルから、恒星パラメーター(有効温度Teff、表面重力対数g、金属量[Fe/H])を測定します。Anglo-AustralianTelescopeのHERMESスペクトログラフで観測された類似候補(1～4kpcで547)。これらは、測光法からのTeffとloggの予測、およびBesancon恒星集団モデルからの[Fe/H]の予測と一致しています。EPICは、299の新しいソーラーアナログ(>90％信頼度）、および20個の太陽双子（>50％信頼度）、そのうち206個と12個は1〜4kpcにあります。EPICを拡張してHERMESスペクトルから線の広がりとリチウム存在量を測定し、等時線から導き出された年齢を恒星パラメーターに適合させることにより、1～4kpcで174の太陽類似体を特定しました。二元性。これらは、アルファを測定するためのフォローアップ分光法に適したターゲットです。
おうし座 TAP 星 TAP 4 と TAP 40 の 2 つの弱線 T 星の磁気トポロジー
| Title |
Magnetic_topologies_of_two_weak-line_T_Tauri_stars_TAP_4_and_TAP_40 |
| Authors |
Yue_Xiang,_Shenghong_Gu,_J.-F._Donati,_G._A._J._Hussain,_A._Collier_Cameron,_the_MaTYSSE_collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00426 |
2013年11月にカナダ-フランス-ハワイ望遠鏡で行われたESPaDOnSによる高解像度分光偏光観測に基づいて、MaTYSSEの枠組みで、2つの弱線Tおうし座星TAP4およびTAP40のゼーマンドップラーイメージング研究を提示します。大規模なプログラム。ストークスIプロファイルとストークスVプロファイルに2つのゼーマンドップラーイメージングコードを適用して、明るさと大規模な磁場画像を再構築します。2つの画像コードによって得られた結果は、互いによく一致しています。TAP4は、その表面に大きな極冷点と中緯度のいくつかの暖点を示していますが、TAP40はストークスIプロファイルで非常に弱い変動を示しており、ほとんど斑点のない光球を示唆しています。両方の星のストークスVプロファイルでゼーマンサインを検出します。再構成された磁気マップは、TAP4とTAP40の両方の総磁気エネルギーの約60%を取り囲むトロイダル磁場が支配的であることを示しています。断層撮影モデリングから、TAP4の太陽のような表面微分回転を導き出します。TAP4の明るさの画像は、その活動によって引き起こされる動径方向の速度ジッターを予測するために使用されます。アクティビティのジッターをフィルター処理した後、そのRVのRMSは1.7kms$^{-1}$から0.2kms$^{-1}$に減少しますが、フィルター処理されたRVの周期信号は検出されません。TAP4は、0.1天文単位で$\sim$3.5M$_{\rmJup}$よりも大きな系外惑星を近くにホストする可能性が低いことを意味します。
プラズマスラブのキンク振動に対するマイクロ波応答
定在線形キンク高速磁気音響波によるプラズマスラブからのマイクロ波放射強度の変調を考察した。スラブは、まっすぐな磁場に沿って引き伸ばされ、たとえば、太陽のコロナのフレア活動領域の電流シート、またはストリーマまたは疑似ストリーマストークを表すことができます。プラズマ密度は垂直方向に不均一であり、対称的なエプスタインプロファイルによって記述されます。プラズマパラメーター$\beta$はゼロと見なされます。これは、太陽のコロナ活動領域の適切な近似値です。マイクロ波放射は、振動するスラブ内の層を占有し、ジャイロシンクロトロン(GS)メカニズムを介して放射する、穏やかな相対論的電子によって引き起こされます。マイクロ波放射の光曲線は、GSスペクトルの光学的に薄い部分でシミュレートされ、それらの典型的なフーリエスペクトルが分析されました。線形キンク磁気流体力学波に対するマイクロ波応答は非線形であることが示されています。ノードでのマイクロ波光曲線は摂動キンクモードの周波数と同じ周波数で振動するが、腹でのマイクロ波振動の周波数はキンク振動周波数より2倍高いことが分かった。ノードからアンチノードにスライドすると、あるタイプの光曲線から別のタイプの光曲線への段階的な変換が発生します。この結果は、振動するスラブ内のGS発光層の幅には依存しません。この発見は、太陽と星のフレアにおけるマイクロ波の準周期的な脈動の解釈において考慮されるべきです。
巨大惑星伴星が周回する太陽型星における r モードの潮汐励起と軌道進化への影響 I: 整列ケース
| Title |
The_tidal_excitation_of_r_modes_in_a_solar_type_star_orbited_by_a_giant_planet_companion_and_the_effect_on_orbital_evolution_I:_The_aligned_case |
| Authors |
J._C._B._Papaloizou_and_G.J._Savonije |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00473 |
潮汐相互作用は、近接軌道を回る巨大惑星の軌道構成を形成するために重要であることが示唆されています。軌道進化の時間スケールを推定するには、伝搬波と通常モード(動的潮流)の励起が重要になります。太陽型原始軌道を周回する木星質量惑星の潮汐相互作用を考察します。潮汐と自転の頻度は同等であると仮定され、自転の効果が重要になります。遠心歪みは無視されますが、コリオリ力は完全に考慮されます。次数3および5の球面調和関数に関連する$r$モードの潜在的な共鳴励起に詳細に焦点を当てます。これらは主に放射コアに位置していますが、散逸が発生する対流エンベロープに大きな反応があります。共鳴から離れて、システムの寿命全体にわたる重要な軌道進化はありそうにありません。ただし、潮汐相互作用は共鳴近くで強化され、軌道の進化は共鳴が通過するにつれて加速されます。共振に近い状態を維持できる場合、この速度アップは維持される可能性があります。プライマリが十分に急速に回転する近接軌道の場合、これは角運動量の損失と星風による星のスピンダウンが原因で発生し、システムの寿命にわたって重要な軌道進化をもたらす可能性があります。
ソーラー・オービターに搭載されたX線分光計/イメージャーSTIXのデータセンター
| Title |
The_data_center_for_the_X-ray_spectrometer/imager_STIX_onboard_Solar_Orbiter |
| Authors |
Hualin_Xiao,_Shane_Maloney,_S\"am_Krucker,_Ewan_Dickson,_Paolo_Massa,_Erica_Lastufka,_Andrea_Francesco_Battaglia,_Laszlo_Etesi,_Nicky_Hochmuth,_Frederic_Schuller,_Daniel_F._Ryan,_Olivier_Limousin,_Hannah_Collier,_Alexander_Warmuth,_and_Michele_Piana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00497 |
ソーラーオービターに搭載されたイメージングX線用分光計/望遠鏡(STIX)は、4～150keVの範囲の太陽X線放射を観測し、広範囲のフレアマグニチュードにわたる太陽フレアのスペクトルと画像を生成します。公称動作中、STIXは継続的にデータを生成します。一定のデータフローには、完全に自動化されたデータ処理パイプラインを処理および分析する必要があり、データプラットフォームを使用してデータ製品を管理、視覚化し、科学コミュニティに配布する必要があります。STIXデータセンターは、これらのニーズを満たすために構築されました。このホワイトペーパーでは、コミュニティが提供するツールとデータをよりよく理解できるように、その主なコンポーネントの概要を説明します。メソッド。STIXデータセンターは、スイス北西部応用科学芸術大学(FHNW)で運営されており、自動処理パイプラインとデータプラットフォームで構成されています。パイプラインは、STIXテレメトリデータを処理し、一般的な分析タスクを実行し、さまざまな処理レベルでデータ製品を生成します。それらは、人間の介入を最小限に抑えて完全に自動で動作するように設計されています。データプラットフォームは、STIXデータ製品を検索およびダウンロードするためのWebベースのユーザーインターフェイスとアプリケーションプログラム可能なインターフェイスを提供します。STIXデータセンターは、2年以上にわたって正常に運用されています。このプラットフォームは、機器の操作を容易にし、STIXデータユーザーに重要なサポートを提供します。
白色光再構成技術を使用した合成データから得られた 3D CME パラメータの誤差の定量化
| Title |
Quantifying_errors_in_3D_CME_parameters_derived_from_synthetic_data_using_white-light_reconstruction_techniques |
| Authors |
Christine_Verbekea,_M._Leila_Mays,_Christina_Kay,_Pete_Riley,_Erika_Palmerio,_Mateja_Dumbovi\'c,_Marilena_Mierla,_Camilla_Scolini,_Manuela_Temmer,_Evangelos_Paouris,_Laura_A._Balmaceda,_Hebe_Cremades,_J\"urgen_Hinterreiter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00531 |
(短縮版)CMEの宇宙天気予報における現在の取り組みは、CMEの到着時間と磁気構造の予測に重点が置かれています。予測を行うために、真のCMEの速度、サイズ、位置などを導き出す方法が開発されています。CME予測の入力パラメーターを決定する際の困難は、コロナ磁場の直接測定の欠如と、CME3Dの幾何学的および運動学的パラメーターの推定における不確実性から生じます。白色光コロナグラフ画像は、通常、さまざまなCME再構成技術で使用されます。主観性がGCS再構成技術から得られる3DCMEパラメーターにどのように影響するかを調べます。このような不確実性を初めて定量化するために、「真の」幾何学的パラメーターが既知である2つの異なる合成シナリオを設計しました。これを次のように調べます。1)GCSモデルソフトウェアのレイトレーシングオプションの使用、および2)MASコードの3DMHDシミュレーションデータの使用。私たちの実験には、単一および複数の視点を使用したさまざまな表示構成が含まれています。単一の視点を使用したCME再構成では、合成GCSとシミュレートされたMHD白色光データの両方で最大の誤差と誤差範囲がありました。視点の数を2つに増やすと、誤差は緯度で約4$^\circ$、経度で22$^\circ$、傾きで14$^\circ$、半角で10$^\circ$減少しました。角度、少なくとも2つの視点の必要性を指摘します。白色光再構成からのCMEパラメーターの最小誤差を定量化するための出発点として、次のCMEパラメーターエラーバーを見つけました:$\Delta\theta$(latitude)=${6^\circ}$,$\Delta\phi$(経度)=${11^\circ}$、$\Delta\gamma$(傾き)=${25^\circ}$、$\Delta\alpha$(半角)=${10^\circ}$、$\Deltah$(高さ)=$0.6$\、$R_{\odot}$、および$\Delta\kappa$(比率)=$0.1$。
Scalar Co-SIMP 暗黒物質: モデルと感度
| Title |
Scalar_Co-SIMP_Dark_Matter:_Models_and_Sensitivities |
| Authors |
Aditya_Parikh,_Juri_Smirnov,_Weishuang_Linda_Xu,_and_Bei_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00008 |
この作業では、最近提案された数を変更するCo-SIMPフリーズアウトメカニズムのUV完成を提示します。完全にダークセクターで発生する標準的な共食いタイプの暗黒物質の図とは対照的に、この場合のレリックの存在量を設定する$3\to2$プロセスには、初期状態と最終状態で1つの標準モデル粒子が必要です。これにより、ダークセクターの過熱が防止され、豊富な実験的シグネチャが得られます。核子または電子のいずれかに結合するメディエーターを使用して、2つのスカラーで構成されるダークセクターとのCo-SIMP相互作用を生成します。どちらの場合でも、\textit{暗黒物質の候補は自然に軽い}:求核相互作用はサブGeV質量範囲に有利であり、レプトフィル相互作用はサブMeV質量範囲に有利です。低しきい値検出器技術の新たな開発がパラメータ空間のこの領域の調査を開始するため、これらのより軽い質量領域で実行可能な熱モデルは、現時点で研究することに特に興味をそそられます。サブMeV領域の粒子は、軽元素形成とCMBデカップリングに影響を与える可能性がありますが、後期相転移がパラメーター空間の大部分を開くことを示しています。これらの熱光暗黒物質モデルは、代わりに専用の実験でテストできます。さまざまな実験プローブの現在の感度と予測される将来の範囲に照らして、各シナリオで実行可能なパラメーター空間について説明します。
構造形成パラダイムとAxion Quark Nugget暗黒物質モデル
私たちは、標準モデルのクォークとグルオンでできたナゲットの形をした「非バリオン」暗黒物質(ウィッテンのストレンジレットの古い考えと同様)が、構造形成において重要な役割を果たしている可能性があるという考えを提唱しています。これはアクシオンクォークナゲット(AQN)と呼ばれ、{\itカメレオン}のように振る舞います:それらは希薄な環境では周囲の物質と相互作用しませんが、十分に密な環境では強く相互作用するオブジェクトになります.AQNモデルは、観察された類似性を説明する単一の動機$\Omega_{\rmDM}\sim\Omega_{\rmvisible}$可視コンポーネントとDMコンポーネントの間.この関係は、このフレームワークの非常に一般的な機能を表しており、構築のパラメータには影響されません。強力な可視-DM相互作用は、従来の構造形成パターンを小規模で劇的に変更して、相互に関連するさまざまな問題の解決に貢献する可能性があると主張しています（Core-Cusp問題など）は、近年活発な研究と議論が行われている問題です。また、小規模での同じ可視-DM相互作用には、常に広帯域の拡散放射が伴うと主張します。最近観測された高い赤方偏移でのJWSTによる過剰なUV放射と、私たち自身の銀河のGALEXによる過剰なUV放射は、このAQN誘導放射の直接的な現れである可能性があると推測しています。また、同じエネルギー注入源が、多くの周波数帯域(UVから光学、IR光、電波放射まで)で既知の不一致を伴う、銀河外背景光(EBL)に関連する別の長年の問題の解決に貢献する可能性があると推測しています。
複雑性因子の形式化されたエキゾチックな物質でできた異方性星
| Title |
Anisotropic_stars_made_of_exotic_matter_within_the_complexity_factor_formalism |
| Authors |
\'A._Rinc\'on,_G._Panotopoulos,_I._Lopes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00125 |
アインシュタインの一般相対性理論では、拡張チャプリギンガス状態方程式を仮定して、ダークエネルギーでできたエキゾチックな星を研究します。異方性の存在を考慮して、構造方程式を数値的に解くために複雑性係数に基づく形式を採用し、静水圧平衡を記述する内部解を取得します。十分に確立された基準を使用して、解決策が適切に機能し、現実的であることを示します。別のより従来のアプローチとの比較も同様に行われます。
N I のエネルギー準位と遷移データの拡張 MCDHF 計算
| Title |
Extended_MCDHF_calculations_of_energy_levels_and_transition_data_for_N_I |
| Authors |
Meichun_Li,_Wenxian_Li,_P._J\"onsson,_Anish_M._Amarsi,_and_Jon_Grumer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00228 |
恒星大気やその他の天体の分光分析には、正確で広範な原子データが不可欠です。宇宙で6番目に豊富な元素である中性窒素のエネルギーレベル、寿命、遷移確率を提示します。計算は、完全に相対論的な多配置のDirac-Hartree-Fockおよび相対論的な配置の相互作用法を採用し、2s$^2$2p$^2$5sまでの103の最低状態にまたがります。私たちの理論上のエネルギーは実験データとよく一致しており、平均相対差は0.07%です。さらに、遷移確率は、利用可能な実験データおよび理論データとよく一致しています。さらに、バブシュキンゲージとクーロンゲージの結果が2%または0.01dexと一致する太陽窒素存在量の再分析により、データと実験結果との一致を検証します。バブシュキンゲージとクーロンゲージの遷移率の差の統計分析に基づいて、計算された遷移データの不確実性を推定しました。この作業で計算された1701の電気双極子遷移のうち、83(536)は5%(10%)未満の不確実性に関連付けられています。
NANOGrav 12.5 年データセットにおける巨大重力からの確率的重力波背景の探索
| Title |
Search_for_Stochastic_Gravitational-Wave_Background_from_Massive_Gravity_in_the_NANOGrav_12.5-Year_Data_Set |
| Authors |
Yu-Mei_Wu,_Zu-Cheng_Chen,_Qing-Guo_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00229 |
重力波は、媒介粒子であるグラビトンの質量がゼロでないかどうかを調べるなど、重力の性質を調べるための新しいウィンドウを提供します。パルサータイミングアレイは、$\sim1-100$~ナノヘルツで確率的重力波背景(SGWB)を測定します。最近、北米重力波ナノヘルツ天文台(NANOGrav)の共同研究は、12.5年のデータセットで無相関の共通スペクトルプロセスを報告しましたが、そのプロセスが一般相対性理論によって予測されたSGWBに由来するという実質的な証拠はありません。この作業では、データセット内の巨大な重力からSGWBの可能性を探り、ベイズ係数が比較的大きいため、質量のない重力子が優先されることを発見しました。大規模な重力によって予測される分散関連の相関関係の統計的に有意な証拠がないため、$A_{\rm{MG}}<3.21として$10^{-23}$~eVより小さい重力子質量のSGWBの振幅に上限を設定します。\times10^{-15}$信頼水準$95\%$で。
| Title |
Self-supervised_learning_for_gravitational_wave_signal_identification |
| Authors |
Yu-Tong_Wang,_Hao-Yang_Liu,_Yun-Song_Piao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00295 |
低レイテンシで重力波(GW)信号を検索するための計算コストは、常に懸念事項でした。GW検出に適用可能な自己教師あり学習モデルを提示します。宇宙ベースのGW検出器TaijiとLISAの感度を表す合成ガウスノイズでシミュレートされた大規模なブラックホールバイナリ信号に基づいて、それらの対応するデータセットを対照学習法でのGWツインと見なして、自己教師あり学習が可能性があることを示します。GW信号識別のための非常に計算効率の高い方法。
宇宙天気アプリケーション用の水素化アモルファスシリコン検出器
| Title |
A_Hydrogenated_amorphous_silicon_detector_for_Space_Weather_Applications |
| Authors |
Catia_Grimani,_Michele_Fabi,_Federico_Sabbatini,_Mattia_Villani,_Lucio_Calcagnile,_Anna_Paola_Caricato,_Roberto_Catalano,_Giuseppe_Antonio_Pablo_Cirrone,_Tommaso_Croci,_Giacomo_Cuttone,_Sylvain_Dunand,_Luca_Frontini,_Maria_Ionica,_Keida_Kanxheri,_Matthew_Large,_Valentino_Liberali,_Maurizio_Martino,_Giuseppe_Maruccio,_Giovanni_Mazza,_Mauro_Menichelli,_Anna_Grazia_Monteduro,_Arianna_Morozzi,_Francesco_Moscatelli,_Stefania_Pallotta,_Daniele_Passeri,_Maddalena_Pedio,_Marco_Petasecca,_Giada_Petringa,_Francesca_Peverini,_Lorenzo_Piccolo,_Pisana_Placidi,_Gianluca_Quarta,_Silvia_Rizzato,_Alberto_Stabile,_Cinzia_Talamonti,_Richard_James_Wheadon,_Nicolas_Wyrsch,_Leonello_Servoli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00339 |
ここでは、水素化アモルファスシリコン(a-Si:H)検出器の特性を、宇宙での太陽フレアと数百MeVまでの大きなエネルギー陽子イベントの発生を監視するために提示します。a-Si:Hは優れた放射線耐性を示し、医療目的、粒子ビームの特性評価、宇宙天気科学およびアプリケーションでの過酷な放射線環境での用途が見出されます。太陽X線、ソフトガンマ線、電子、陽子の臨界フラックス検出閾値が詳細に議論されています。
原始宇宙論的摂動の最小限の説明
宇宙論における原始密度摂動の新しい説明を概説します。ゼロ次元場は、素粒子物理学の標準モデルへの最小限の追加です。ヒッグスダブレットが出現した場合、新しい粒子を導入することなく、真空エネルギーと両方のワイル異常をキャンセルします。さらに、RHニュートリノを含む3世代の素粒子が存在する理由も、相殺によって説明できます。ゼロ次元場の量子ゼロ点変動が、ほぼスケール不変のガウス型断熱密度摂動をシードする方法を示します。標準モデル結合に関して原始摂動の振幅を計算し、大規模な観測と一致する結果を見つけます。2つの重要な理論的仮定に従うと、計算した振幅と傾斜の両方が観測値と一致し、自由パラメーターはありません。
宇宙観測可能な統計における相対論的効果の赤外 (in) 感度
| Title |
Infrared_(in)sensitivity_of_relativistic_effects_in_cosmological_observable_statistics |
| Authors |
Ermis_Mitsou_and_Jaiyul_Yoo_and_Matteo_Magi_(Z\"urich) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00427 |
宇宙論的観測量の相対論的効果には、大規模な初期条件と重力に関する重要な情報が含まれています。物質密度のゆらぎと比較すると、これらの相対論的寄与の一部は共動波数の負の累乗に比例し、赤外線モードに対する感度が高まっていることを意味します。ただし、これは等価原理と矛盾する可能性があり、観測可能な$N$ポイント統計に赤外線発散が生じる可能性もあります。最近の摂動計算は、文献の大部分で見落とされてきた宇宙論的観測量の微妙なキャンセルのために、この赤外線感度が実際に誤っていることを示しています。ここでは、微分同相同相不変性と大規模な断熱変動を仮定して、宇宙論的観測可能な統計が一般的かつ完全に非線形な方法で赤外線に影響されないことを示します。
カイラルフェルミオンによってバランスが取れたヘリシティを持つ磁気乱流の崩壊法則
| Title |
Decay_law_of_magnetic_turbulence_with_helicity_balanced_by_chiral_fermions |
| Authors |
Axel_Brandenburg,_Kohei_Kamada,_Jennifer_Schober |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00512 |
十分に高温の相対論的プラズマでは、フェルミオンのキラリティーは、量子キラル異常によって全体のキラリティーを維持しながら、磁気ヘリシティと交換できます。ここでは、高解像度の数値シミュレーションを使用して、磁気ヘリシティ密度がゼロに適切にスケーリングされたキラル化学ポテンシャルと釣り合う全キラリティがゼロの場合、磁気エネルギー密度が減衰し、相関長が時間とともに増加することを示しますカイラル化学ポテンシャルが消失する非らせん乱流中。しかしここでは、磁気ヘリシティ密度はほぼ最大であり、時間$t$が$t^{-2/3}$に比例する新しいスケーリングを示しています。これは、完全なヘリカル磁気乱流における磁気{\itエネルギー}の$t^{-2/3}$減衰とは無関係です。カイラル化学ポテンシャルのモジュラスも同じように減衰します。これらの崩壊法則は、カイラル化学ポテンシャルの効果を含めるようにここで適応されたホスキング積分として知られているものの保存から決定できます。適応したホスキング積分を計算し、それが実際にほぼ保存されていることを確認します。
乱流磁気シースの緩和
| Title |
Relaxation_of_the_turbulent_magnetosheath |
| Authors |
Francesco_Pecora,_Yan_Yang,_Alexandros_Chasapis,_Sergio_Servidio,_Manuel_Cuesta,_Sohom_Roy,_Rohit_Chhiber,_Riddhi_Bandyopadhyay,_D._J._Gershman,_B._L._Giles,_J._L._Burch,_and_William_H._Matthaeus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00634 |
乱流では、非線形項が、いわゆるエネルギーカスケードを通じて、大規模な渦から小規模な渦へのエネルギー移動を促進します。乱流はエネルギーを最小化する状態に向かって緩和することがよくあります。通常、これらの状態はグローバルに考慮されます。ただし、乱流は局所的な準平衡状態に向かって緩和することもあり、非線形性の大きさが減少し、エネルギーカスケードが損なわれるパッチまたはセルを作成します。我々は、乱流のこの「細胞化」が、地球の磁気シースのような強い乱流の自然環境における局所的な緩和によって起こり得るという説得力のある観測的証拠を初めて示した.
原始相関器の宇宙の流れ
原始密度ゆらぎの相関関数は、宇宙の最も初期の瞬間を支配する物理学の刺激的なプローブを提供します。ただし、それらを計算する標準的なアプローチは技術的に困難です。したがって、理論的予測は、限られたクラスの理論でのみ利用できます。このレターでは、ツリーレベルのインフレ相関係数を体系的に計算するための完全な方法を紹介します。この方法は、等時間相関器の時間発展に従うことに基づいており、あらゆる理論のすべての物理的効果を正確に捉えます。これらの理論は、インフレ変動のレベルで便利に定式化されており、あらゆるタイプの時間依存相互作用を通じて結合された、任意の分散関係と質量を備えた任意の数の自由度を特徴とすることができます。強力な混合と機能の存在下での理論で、新しい高エネルギー物理学の発見チャネルである宇宙コライダー信号の特性を調査することにより、このアプローチの力を実証します。この作業は、インフレーション物理学の理論的理解を支援し、今後の宇宙観測の公平な解釈のための理論的データを生成するための普遍的なプログラムの基礎を築きます。
機械学習による偏心重力波インスピレーションの迅速な識別と分類
| Title |
Rapid_Identification_and_Classification_of_Eccentric_Gravitational_Wave_Inspirals_with_Machine_Learning |
| Authors |
Adhrit_Ravichandran,_Aditya_Vijaykumar,_Shasvath_J._Kapadia,_Prayush_Kumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00666 |
コンパクトな連星合体(CBC)から発生する重力波(GW)の現在のテンプレート化された検索では、連星がLIGO-Virgo-KAGRA(LVK)ネットワークの感度帯域に入るまでに円環化したと想定しています。ただし、特定の形成チャネルは、将来の観測実行(O4以降)で、検出可能な連星の一部が測定可能な離心率$e$で感度帯域に入る可能性があると予測しています。ベイジアンパラメーター推定法を使用して各GWイベントの$e$を制約すると、計算コストと時間がかかります。これにより、機械学習ベースの識別および分類スキームの必要性が高まります。これにより、GWイベントの大部分が非偏心として除外され、偏心GWの候補のセットが大幅に削減される可能性があります。原理の証明として、O4代表PSDによって特徴付けられるガウスノイズに合成GWのスペクトログラムを追加して、分離可能な畳み込みニューラルネットワーク(SCNN)をトレーニングします。訓練されたネットワークを使用して、(i)候補を偏心または非偏心として分離し(以降、検出問題と呼びます)、(ii)イベントを非偏心$(e=0)$、適度に偏心$(e\(0,0.2])$で、非常に風変わりな$(e\in(0.2,0.5])$.検出問題では、最高のパフォーマンスを発揮するネットワークは、$0.986$の精度と$0.984$の真陽性率と偽陽性率で偏心性を検出し、それぞれ$1.6\times10^{-3}$.分類問題では、最高のパフォーマンスを発揮するネットワークは$0.962$の精度で信号を分類します.また、トレーニング済みの分類器が、検討するデータに対して理想的な動作に近い動作を示すこともわかります。
Curvaton として Axion のような粒子を一般化: 原始密度摂動と非ガウス性をソース
| Title |
Generalising_Axion-like_particle_as_the_curvaton:_sourcing_primordial_density_perturbation_and_non-Gaussianities |
| Authors |
Anish_Ghoshal_and_Abhishek_Naskar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00668 |
非摂動的に生成されたアクシオン様粒子(ALP)ポテンシャルを調査します。これには、ALPがスペクテーターフィールドである初期の宇宙論的インフレーション段階で、ALPに結合するダークセクターのフェルミオンが含まれます。ここでのポテンシャルは、ALPに結合する2つのフェルミオン質量$m_u$と$m_d$の存在により、標準的な余弦の性質から逸脱します。ALPはインフレーションの間はスペクテーターフィールドですが、インフレーションが終了すると振動し始め、宇宙のエネルギー密度を支配するため、等曲率の摂動が発生しますが、インフレトンからの標準的な曲率の変動はサブドミナントであると想定されます。その後、等曲率摂動を断熱摂動に変換してALPが減衰し、それによって原始密度摂動の起源として機能します。アクシオン減衰定数$f_a$、閉じ込めのスケール$\Lambda$、ALP質量$m$およびフェルミオンの質量$m_u$と$m_d$を含むパラメーター空間を特定し、ここでそれは曲線子として十分に動作し、観測された原始密度摂動をソースします。また、比率$m_u/m_d$の関数として、バイスペクトルおよびトライスペクトル$f_{NL}$および$g_{NL}$のローカル非ガウス性信号を予測します。これは、最新のプランク観測であり、将来の観測で検出可能です。特に、$f_{NL}$と$g_{NL}$の値は、$m_u$と$m_d$の比率に依存することがわかりました:$f_{NL}$は、$を除くすべてのシナリオで多かれ少なかれ正です。m_u=m_d$および$g_{NL}$は、$m_u$と$m_d$の比率に関係なく、常に正です。極限$m_u=m_d$での分析結果はバニラのカーバトンシナリオに似ていますが、極限$m_u\ggm_d$は純粋なアクシオンコサインポテンシャルに似ています。
