宇宙ウェブとの銀河内部スピン整列の進化のための密度パリティモデル
| Title |
The_Density_Parity_Model_for_the_Evolution_of_the_Galaxy_Inner_Spin_Alignments_with_the_Cosmic_Web |
| Authors |
Jun-Sung_Moon,_Jounghun_Lee_(Seoul_National_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00679 |
我々は、銀河の内部スピンの半径依存遷移が宇宙ウェブに関して、および銀河質量($M_{\rmvir}$)、平滑化スケール($r_{f}$)、および赤方偏移($z$)は首尾一貫して説明できます。このモデルの重要な原則は、内部質量の圧力効果と局所的な潮汐場の圧縮効果との間の競合が、内部スピンが整列する潮汐場の主方向を決定するということです。前者が優勢な場合、潮汐トルクのみがオンになり、潮汐場の中間主軸と内部スピンが整列します。そうでなければ、銀河のスピンは、潮汐場の主要な主方向にある、銀河の形状の最短軸と整列する傾向を獲得します。2乗平均密度の観点から2つの効果を定量化して、$r_{\rmth}(M_{\rmvir},z,r_{f})$について純粋に分析的な予測を行います。$11.8\le\logM_{\rmvir}/(h^{-1}M_{\odot})\le12.6$$r_{f}/(h^{-1}{\rmMpc})=0.5$と$1$の2つの異なるケースでは、モデル予測の優れた一致が見られます数値結果で。また、このモデルは、現在の銀河の内部スピンと、原始銀河の位置における高$z$潮汐場の主な方向との間の整列を自然に予測することも示されています。
ユークリッドの準備。 XXX。 Three Hundred Project の流体力学シミュレーションを使用した弱いレンズ クラスターの質量バイアスの評価
| Title |
Euclid_preparation._XXX._Evaluating_the_weak_lensing_cluster_mass_biases_using_the_Three_Hundred_Project_hydrodynamical_simulations |
| Authors |
Euclid_Collaboration:_C._Giocoli_(1_and_2),_M._Meneghetti_(1_and_2),_E._Rasia_(3_and_4),_S._Borgani_(3_and_5_and_6_and_4),_G._Despali_(7),_G._F._Lesci_(8_and_1),_F._Marulli_(8_and_1_and_2),_L._Moscardini_(8_and_1_and_2),_M._Sereno_(1_and_2),_W._Cui_(9_and_10_and_11),_A._Knebe_(9_and_10_and_12),_G._Yepes_(9_and_10),_T._Castro_(3_and_6_and_4),_P.-S._Corasaniti_(13),_S._Pires_(14),_G._Castignani_(8_and_1),_L._Ingoglia_(8),_T._Schrabback_(15_and_16),_G._W._Pratt_(17),_A._M._C._Le_Brun_(13),_N._Aghanim_(18),_L._Amendola_(19),_N._Auricchio_(1),_M._Baldi_(8_and_1_and_2),_C._Bodendorf_(20),_D._Bonino_(21),_E._Branchini_(22_and_23),_M._Brescia_(24),_J._Brinchmann_(25),_S._Camera_(26_and_27_and_21),_V._Capobianco_(21),_C._Carbone_(28),_J._Carretero_(29_and_30),_F._J._Castander_(31_and_32),_M._Castellano_(33),_et_al._(180_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00687 |
ESAEuclidデータから抽出された銀河団のフォトメトリックカタログは、宇宙論研究において非常に競争力があると予想されます。最先端の流体力学的シミュレーションを使用して、さまざまな動的状態および広範囲の赤方偏移でクラスターから予想される弱いレンズ効果プロファイルをシミュレートする体系的な分析を提示します。クラスターの質量を導出するために、ユークリッドコンソーシアム内の専用処理機能の実装と一致するモデルを使用し、質量とNavarro-Frenk-Whiteハロープロファイルの濃度パラメーターを共同でモデル化すると、弱いレンズ質量平均して、真の質量に対して低く偏る傾向があります。濃度に固定値を使用すると、質量バイアスは相対的な不確実性とともに減少します。慣性テンソル楕円体のモーメントの軸の方向に沿って投影することによって弱いレンズ信号をシミュレートすると、方向が重要であることがわかります。クラスターが長軸に沿って配置されると、レンズ信号がブーストされ、回復した弱いレンズ質量がそれに応じて過大評価されます。.通常、個々のクラスターの弱いレンズ質量バイアスは、弱いレンズ信号対雑音比によって変調され、負の質量バイアスは、より高い赤方偏移に向かって大きくなる傾向があります。ただし、濃度パラメーターの固定値を使用すると、赤方偏移の進化傾向が減少します。これらの結果は、ユークリッドとルービンからの将来の星団調査の宇宙論的応用に必要な弱レンズ質量較正の確固たる基礎を提供します。
構造成長張力の解決策としての非標準 Halo 質量関数、KiDS-1000 および DES-y3 への適用
| Title |
A_non-standard_Halo_Mass_Function_as_a_solution_to_the_structure-growth_tension,_application_to_KiDS-1000_and_DES-y3 |
| Authors |
Shiming_Gu,_Marc-Antoine_Dor,_Ludovic_van_Waerbeke,_Marika_Asgari,_Alexander_Mead,_Tilman_Tr\"oster,_Ziang_Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00780 |
物質パワースペクトルの半解析的計算は、多くの場合、重要な要素としてハロー質量関数(HMF)に依存しています。この論文では、HMFの特定の変動が物質パワースペクトルのモデリングにどのように影響するかを調べ、構造成長パラメーター$S_8=\sigma_8\sqrt{\Omega_\mathrm{m}/0.3}$への影響を定量化します。KiDS-1000とDES-y3の両方からの弱い重力レンズ作用の2点相関関数を使用して、暗黒物質の特性、構造形成、およびバリオンフィードバックに敏感なHMFパラメーターを制約します。プランクバックグラウンド宇宙論を仮定すると、正準HMFパラメータはKiDSとDESの両方で$2\sigma$以上で除外されることがわかります。これらの事後から再構成されたHMFでは、KiDS-1000では$47.0\%^{+8.6\%}_{-9.8\%}$低く、$29.5\%^{+8.3\%}_{-8.2標準的なHMFモデルと比較した場合、$M_\mathrm{Halo}>10^{14}M_\odot$よりも大きい総ハロー質量に関して、DES-y3の\%}$が低くなります。さらに、正規のハロー質量関数と比較して、大規模なハローの存在量が$20\%$以上低い場合は、より高いプランクのような$S_8$も優先されます。これらの代替HMFの1つの下で、再スケーリングされた$S_8\sim0.826_{-0.019}^{+0.021}$がKiDS-1000で、$0.851_{-0.021}^{+0.020}$がDES-y3であることがわかりました。私たちの研究は、$S_8$張力に対する可能な解決策を探る際に、ハローの存在量を変化させることが、物質のパワースペクトルを変化させる代わりになることを示唆しています。このハローの存在量の違いは、暗黒物質の粒子物理学または天体物理学的プロセスの両方に起因する可能性があります。たとえば、ハローの合体率の低下や活発な銀河核フィードバックの強化などです。2つの異なるサーベイ間で宇宙論的パラメーターとHMFパラメーターの両方の事後分布を比較することにより、粒子および/または天体物理学的解釈に対応するレベルでの宇宙論的解釈の自己整合性もテストしています。
現在の宇宙観測は、光速の変動性を暗示していますか?
| Title |
Do_current_cosmological_observations_hint_at_the_speed_of_light_variability? |
| Authors |
Purba_Mukherjee,_Gabriel_Rodrigues,_Carlos_Bengaly |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00867 |
自然界の基本定数は、物理現象の理解において重要な役割を果たします。したがって、宇宙論の標準モデルと基礎物理学をテストする手段として、それらを非常に正確に測定し、宇宙時間にわたって変動性があるかどうかを調べることが最も重要です。我々は、最新の宇宙観測、すなわちIa型超新星光度距離（SN）のパンテオン編集、微分銀河時代からの宇宙クロノメーター（CC)、およびバリオン音響振動のラジアルモードと横モードの両方の測定($r$-BAOと$a$-BAO)をそれぞれ行います。このようなテストには、宇宙の曲率に関する仮定から独立しているという利点があります。これは、光モデルの可変速度モデルや暗黒エネルギーモデルで縮退することができます。$0<z<2$赤方偏移範囲で宇宙距離と年齢を再構築するために、よく知られたガウス過程を展開します。さらに、ハッブル定数、超新星の絶対等級、健全な地平線スケールなど、宇宙論的事前分布が分析に与える影響を調べます。$z>1$での$\sim2\sigma$信頼レベルでの、ほとんどの選択の事前分布とデータセットの組み合わせについて、光速度変動仮説の証拠はありません。a$-BAOデータは、一部の事前分布および再構成カーネルのケースに含まれています。それでも、このような高い赤方偏移でのこのデータセットの不完全性について、この結果に統計的有意性はないと考えています。
宇宙の夜明け 21 cm 信号の多周波角度パワー スペクトルの研究
| Title |
Studying_the_Multi-frequency_Angular_Power_Spectrum_of_the_Cosmic_Dawn_21-cm_Signal |
| Authors |
Abinash_Kumar_Shaw,_Raghunath_Ghara,_Saleem_Zaroubi,_Rajesh_Mondal,_Garrelt_Mellema,_Florent_Mertens,_L\'eon_V._E._Koopmans,_Beno\^it_Semelin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01127 |
光円錐(LC)異方性は、観測ボリュームの視線(LoS)軸に沿った宇宙の夜明け21cm信号の宇宙進化により発生します。LC効果により、信号はLoS軸に沿って統計的に非エルゴードになります。多周波数角度パワースペクトル(MAPS)は、信号ボリュームのすべての方向に沿って統計的なエルゴード性を想定していないため、一般的な3Dパワースペクトルに偏りのない代替手段を提供します。3Dパワースペクトルとは異なり、MAPSは銀河間媒体の宇宙論的進化を捉えます。ここでは、さまざまなシナリオとモデルのシミュレーションを使用して、宇宙の夜明けの21cmMAPSの動作に対するさまざまな基礎となる物理プロセスの影響を最初に研究します。また、HERA、NenuFAR、SKA-Lowの模擬観測のシステムノイズと宇宙分散のみを考慮して、21cmMAPS測定の誤差予測を行います。$100~{\rmh}$のHERA観測により、$0.1\,{\rmMHz}$チャネルで$\ell\lesssim1000$に対して$\geq3\sigma$で21cmMAPSを測定できることがわかります。-幅。SKA-Lowの優れた感度により、最大$\ell\lesssim3000$までこの感度に到達できます。NenuFARを考慮すると、$\geq2\sigma$の測定は、$0.2\,{\rmMHz}$チャネル幅の$\ell\lesssim600$と$t_{\rmobsの10倍長い観測時間に対してのみ可能です。}=1000~{\rmh}$.ただし、範囲$300\lesssim\ell\lesssim600$および$t_{\rmobs}=1000~{\rmh}$の場合、連続する周波数チャネルを1つの範囲内で結合する場合、NenuFARでは$3\sigma$を超える測定が可能です。$5~{\rmMHz}$帯域。
一致宇宙論モデルにおける構造成長の抑制の証拠
暗黒エネルギーが支配的な時代に大規模構造の成長率が抑制されたことの証拠を提示します。「成長指数」$\gamma$で摂動の成長率をモデル化すると、現在の宇宙論的データは、平坦な$\Lambdaで一般相対性理論によって予測される値$\gamma=0.55$よりも高い成長指数を強く好むことがわかります。$CDM宇宙論。プランクからの宇宙マイクロ波背景データと、弱いレンズ効果、銀河のクラスター化、および宇宙速度からの大規模構造データの両方が、成長抑制を別々に支持しています。組み合わせると、$\gamma=0.633^{+0.025}_{-0.024}$が得られますが、3.7$\sigma$の統計的有意性で$\gamma=0.55$を除きます。$f\sigma_8$とPlanckの測定値の組み合わせは、$\gamma=0.639^{+0.024}_{-0.025}$のさらに高い成長指数を好みます。これは、一致モデルでの4.2$\sigma$張力に対応します。プランクデータでは、抑制された成長率がゼロ以外の曲率の優先度を相殺し、後者のモデルと同様にデータに適合します。$\gamma$が高いほど、銀河のクラスタリングと弱いレンズ効果の測定から推測される物質変動振幅$S_8$が高くなり、プランクデータから$S_8$が低くなり、$S_8$の張力が効果的に解決されます。
22 pc で M5 矮星の周りの地球サイズの惑星
| Title |
An_Earth-sized_Planet_around_an_M5_Dwarf_Star_at_22_pc |
| Authors |
Teruyuki_Hirano,_Fei_Dai,_John_H._Livingston,_Yui_Kasagi,_Norio_Narita,_Hiroyuki_Tako_Ishikawa,_Sascha_Grziwa,_Kristine_W._F._Lam,_Kohei_Miyakawa,_Luisa_M._Serrano,_Yuji_Matsumoto,_Eiichiro_Kokubo,_Tadahiro_Kimura,_Masahiro_Ikoma,_Joshua_N._Winn,_John_P._Wisniewski,_Hiroki_Harakawa,_Huan-Yu_Teng,_William_D._Cochran,_Akihiko_Fukui,_Davide_Gandolfi,_Eike_W._Guenther,_Yasunori_Hori,_Kai_Ikuta,_Kiyoe_Kawauchi,_Emil_Knudstrup,_Judith_Korth,_Takayuki_Kotani,_Vigneshwaran_Krishnamurthy,_Tomoyuki_Kudo,_Takashi_Kurokawa,_Masayuki_Kuzuhara,_Rafael_Luque,_Mayuko_Mori,_Jun_Nishikawa,_Masashi_Omiya,_Jaume_Orell-Miquel,_Enric_Palle,_Carina_M._Persson,_Seth_Redfield,_Eugene_Serabyn,_Alexis_M._S._Smith,_Aoi_Takahashi,_Takuya_Takarada,_Akitoshi_Ueda,_Vincent_Van_Eylen,_Sebastien_Vievard,_Motohide_Tamura,_Bun'ei_Sato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00699 |
地球サイズのトランジット惑星($R_p=1.015\pm0.051\,R_\oplus$)の発見について報告する22個惑星候補は、K2ミッションによる光度曲線データを分析することによって最初に特定され、TESSからの最新のデータに存在することがここに示されています。光度曲線を、高解像度イメージングやIRDを使用した近赤外分光法などのフォローアップ観測によって確保されたデータと組み合わせて、偽陽性シナリオを除外し、$2\times10^{-4}$という低い偽陽性確率を発見しました。.K2-415のIRDの視線速度(3年間にわたってまばらに取得されたもの)に基づいて、惑星の質量$3.0\pm2.7\,M_\oplus$($M_p<7.5\,M_\oplus$at$95\,\%$信頼度)K2-415bの場合。K2-415は、地球サイズのトランジット惑星をホストすることが知られている最小質量の星($\approx0.16\,M_\odot$)の1つであり、追加の視線速度監視やトランジット分光法。
IM Lup周辺の若い惑星形成円盤におけるサブミクロンサイズの粒子のフラクタル集合体
| Title |
Fractal_aggregates_of_sub-micron-sized_grains_in_the_young_planet-forming_disk_around_IM_Lup |
| Authors |
Ryo_Tazaki,_Christian_Ginski,_Carsten_Dominik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01119 |
円盤の観測が急速に増加しているにもかかわらず、原始的なダストの集合体がどのように見えるか、そしてそれらを構成する粒子(モノマー)の物理的および化学的特性が若い惑星形成円盤でどのようなものであるかは謎のままです。このミステリーに答えるための観測によるモデルの対立は、悪名高いタスクでした。なぜなら、一般的に使用されている仮定、完全に球状の粒子を放棄し、複雑な形態を持つ粒子を考慮に入れる必要があるためです。この手紙では、IMLupの周りの若い惑星形成円盤の近赤外散乱光と複雑な形状のダスト粒子の光散乱特性との間の最初の完全な比較を提示します。複数の波長とかなりの範囲の散乱角度での散乱観測が利用できるため、惑星形成円盤内のモノマーサイズ、フラクタル次元、およびダスト凝集体のサイズを最初に決定できます。フラクタル次元が1.5で、特性半径が$\sim2~\mu$mより大きいフラクタル集合体によって観測が最もよく説明されることを示します。また、モノマーの半径を$\sim200$nmと決定し、このサイズよりもはるかに小さいモノマーは、フラクタル次元が2未満であるという前提で除外できます。さらに、非晶質炭素を含むダスト組成はかすかな散乱光とフレアディスクの形態を同時に説明するのに有利です。私たちの結果は、惑星形成がサブミクロンサイズの粒子のフラクタル凝固から始まることを支持しています。この研究で計算された複雑なダスト粒子のすべての光学特性は、公開されています。
NEOROCKS プロジェクト: 地球に近い小さな小惑星の表面特性
| Title |
NEOROCKS_project:_surface_properties_of_small_near-Earth_asteroids |
| Authors |
T._Hromakina,_M._Birlan,_M._A._Barucci,_M._Fulchignoni,_F._Colas,_S._Fornasier,_F._Merlin,_A._Sonka,_S._Anghel,_G._Poggiali,_I._Belskaya,_D._Perna,_E._Dotto_and_the_NEOROCKS_team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01165 |
惑星防衛のための地球近傍天体(NEO)の物理的特性に関する知識を向上させることを目的としたNEOROCKSプロジェクトの一部である観測プログラムの新しい結果を提示します。フォトメトリック観測は、2021年6月から2022年4月までの間に、ジョンソンカズンズ測光システムのBVRIフィルターで、オートプロヴァンス天文台(フランス)の1.2m望遠鏡を使用して実行されました。42個のNEOの新しい表面色を取得しました。測定した色に基づいて、20個のオブジェクトをS型、9個をC型、9個をX型、2個をD型、1個をV型、1個を未分類のまま分類しました。観測されたすべての天体について、絶対等級と直径を推定しました。これらの新しい観測結果を、NEOROCKSプロジェクト内で以前に取得したデータと組み合わせることで、データセットを93個のオブジェクトに拡張しました。データセット内の直径D<500mの天体の大部分はケイ酸塩体のグループに属しており、これは観測バイアスに関連している可能性があります。MOIDと$\Delta$Vの値に基づいて、宇宙船がアクセスできる14個のオブジェクトを選択しました。特に、D型小惑星(163014)2001UA5とA型小惑星2017SE19は、可能な宇宙ミッションのターゲットとして特に興味深いことがわかります。
OGLE-2016-BLG-1195Lb: Keck AO によって確認された M-dwarf のスノー ラインを超えた亜海王星
| Title |
OGLE-2016-BLG-1195Lb:_A_Sub-Neptune_Beyond_the_Snow_Line_of_an_M-dwarf_Confirmed_by_Keck_AO |
| Authors |
Aikaterini_Vandorou,_Lisa_Dang,_David_P._Bennett,_Naoki_Koshimoto,_Sean_K._Terry,_Jean-Phillipe_Beaulieu,_Christophe_Alard,_Aparna_Bhattacharya,_Joshua_W._Blackman,_Tarik_Bouchoutrouch-Ku,_Andrew_A._Cole,_Nicolas_B._Cowan,_Jean-Baptiste_Marquette,_Cl\'ement_Ranc,_Natalia_Rektsini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01168 |
イベントのピークから4年後のOGLE-2016-BLG-1195の高解像度追跡観測の分析をKeckを使用して提示します。レンズ系は$D_L=6.87\pm0.65$kpcにあり、M型矮星$M_{\rmL}=0.57\pm0.06\M_{\odot}$、スノーラインを超えて、$r_\perp=2.62\pm0.28$AUの距離が予測されます。私たちの結果は、有限ソース効果からの単一の質量距離制約に基づいて1シグマの不確実性を持つ値を報告する発見論文と一致しています。しかし、発見論文と私たちのフォローアップ結果の両方が、惑星信号の検出を提示する別のグループの分析と一致していません。後者は、スピッツァー測光を利用して視差信号を測定します。有限源効果と組み合わせて、彼らは系の質量と距離をはるかに正確に測定すると主張しており、超低温矮星を周回する地球質量の惑星で構成されていることを示唆しています。ただし、それらの視差信号は、ディスクの回転に垂直に移動するディスク内のレンズスターを示唆しているため、ありそうもありません.さらに、視差は、測光における系統誤差の影響を受けることが知られています。したがって、このイベントのスピッツァー測光を再分析し、視差信号は機器のノイズよりも大幅に大きくはなく、測光データの系統誤差の影響を受けている可能性が高いと結論付けました。この論文の結果は、信号対雑音比の低いスピッツァー測光データに大きく依存する分析の結論が誤解を招く可能性があるという警告の物語として機能します。
海王星横断領域の動的調査 I.: 海王星との平均運動共鳴
| Title |
A_dynamical_survey_of_the_trans-Neptunian_region_I.:_Mean-motion_resonances_with_Neptune |
| Authors |
E._Forg\'acs-Dajka,_E._K\H{o}v\'ari,_T._Kov\'acs,_Cs._Kiss,_Zs._S\'andor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01221 |
この論文では、平均運動共鳴（MMR）に特に注意を払って、海王星横断領域の大規模な動的調査を提示します。4121個の海王星横断天体(TNO)のセットを研究します。これは、以前の研究よりもはるかに大きなサンプルです。個々のTNOの全体的なダイナミクスを調べ、すべてのMMRを特定できるようにする直接的な長期数値統合を実行します。後者の目的のために、非常に高次のMMRの半自動識別を可能にする独自開発のFAIRメソッドを適用します。以前の研究が集中していたより頻繁な偏心型共鳴の検索とは別に、傾斜型MMRも識別できるように方法を設定しました。さらに、統合期間全体($10^8$\,years)にわたって特定のMMRに固定されているTNOと、共鳴で一時的に捕捉されるだけのTNOを区別します。海王星横断空間のより詳細な動的解析のために、テスト粒子を使用して動的マップも構築します。$34-80$~AU領域の微細構造を観察すると、MMRの安定化の役割が強調され、通常の領域は実際のTNOの位置と一致します。
太陽系通知アラート処理システム (SNAPS): 設計、アーキテクチャ、および最初のデータ リリース (SNAPShot1)
| Title |
The_Solar_System_Notification_Alert_Processing_System_(SNAPS):_Design,_Architecture,_and_First_Data_Release_(SNAPShot1) |
| Authors |
David_E._Trilling,_Michael_Gowanlock,_Daniel_Kramer,_Andrew_McNeill,_Brian_Donnelly,_Nat_Butler,_John_Kececioglu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01239 |
ここでは、SolarSystemNotificationAlertProcessingSystem(SNAPS)の設計、アーキテクチャ、および最初のデータリリースを紹介します。SNAPSは、全天調査からアラートデータを取り込む太陽系ブローカーです。現時点では、ZwickyTransientFacility(ZTF)の公開調査からデータを取り込みます。オンラインになると、今後予定されているLegacySurveyofSpaceandTime(LSST)からデータを取り込む予定です。SNAPSは公式のLSSTダウンストリームブローカーです。このホワイトペーパーでは、SNAPSの設計目標と要件を示します。小惑星の物性値を導出する自動パイプライン処理の詳細について説明します。最初のデータリリースであるSNAPShot1を提示します。これには、2018年7月から2020年5月までにZTFによって観測された31,693個の小惑星の5,458,459個の観測が含まれています。自動処理は信頼性が高いです。私たちは、SNAPSカタログによって可能になる多くの科学的結果の短いリストを提示します。0.3～20kmは無力です。(2)木星のトロヤ群小惑星の周期分布に違いは見られず、L4とL5の雲の形状分布が異なることを意味します。（3）関心のあるいくつかの個々の小惑星を強調表示します。最後に、SNAPSの今後の作業と、LSST規模での運用能力について説明します。
QLP データ リリース ノート 003: GPU ベースの交通機関検索
| Title |
QLP_Data_Release_Notes_003:_GPU-based_Transit_Search |
| Authors |
Michelle_Kunimoto,_Evan_Tey,_Willie_Fong,_Katharine_Hesse,_Glen_Petitpas,_Avi_Shporer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01293 |
Quick-LookPipeline(QLP;Huangetal.2020、Kunimotoetal.2021およびその中の参考文献)は、27.4日セクターごとにTESSによって観測された数十万個の星のマルチセクター光度曲線でトランジットシグナルを検索します。惑星探索の計算コストは、特にTESS観測ベースラインが2番目の拡張ミッションで増加し続けているため、時間の経過とともに大幅に増加しました。セクター59以降、QLPは、わずか1日でセクター全体を検索できる、非常に高速なGPUベースのトランジット検索に切り替えました。その実装とパフォーマンスについて説明します。
WISE が選択した隠蔽されたクェーサーと隠されなかったクェーサーのホスト ダーク マター ハロー: 進化の証拠
| Title |
Host_Dark_Matter_Halos_of_WISE-selected_Obscured_&_Unobscured_Quasars:_Evidence_for_Evolution |
| Authors |
Grayson_C._Petter,_Ryan_C._Hickox,_David_M._Alexander,_Adam_D._Myers,_James_E._Geach,_Kelly_E._Whalen,_Carolina_P._Andonie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00690 |
クエーサーの暗黒化は、ほこりの多いトーラスに沿った急な視野角から生じるか、代わりに超大質量ブラックホールの成長の明確な段階を表している可能性があります。これらのシナリオをテストするために、角度クラスタリング測定とクエーサー位置の相互相関測定を使用して、$\langlez\rangle=1.4$で$\sim140万ドルのWISE選択された不明瞭なクエーサーと不明瞭でないクエーサーのホストダークマターハロー環境を調べます。宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の重力レンズ作用によるものです。これらの信号をハロー占有分布(HOD)フレームワーク内で解釈して、隠されているシステムは、隠されていない対応するシステムよりも、より大規模な効果的なハロー($\sim10^{12.9}h^{-1}M_{\odot}$)に存在すると結論付けます。($\sim10^{12.6}h^{-1}M_{\odot}$)ですが、サテライト部分の違いは検出されません。クラスタリング分析とレンズ分析の間に優れた一致が見られ、これは、観察された差が、隠されたクエーサーの赤方偏移分布の不確実性に対してロバストであることを示しており、角度クラスタリングと弱いレンズ測定を組み合わせることの力を強調しています。この発見は、オブスキュレーションをもっぱら視線に沿った塵の多いトーラスの方向に帰するモデルと緊張関係にあるように見え、代わりに、いくつかの隠されたクエーサーが進化段階の間に銀河規模または核周囲の物質によって減衰されるという考えと一致するかもしれません.
低赤方偏移星形成銀河の冷たい周囲銀河の媒体: I -- 経験的モデルと平均特性
| Title |
The_cool_circumgalactic_medium_of_low-redshift_star-forming_galaxies:_I_--_Empirical_model_and_mean_properties |
| Authors |
Yakov_Faerman_and_Jessica_K._Werk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00692 |
我々は、冷たい$T\approx10^4$Kの銀河周媒質(CGM)の解析モデルを提示し、ガス分布、熱および電離状態を記述します。私たちのモデルは、周囲の暖かい/熱いCGM、メタ銀河放射場による光イオン化との（合計）圧力平衡を仮定し、熱圧力の比によってパラメータ化された非熱圧力サポートを考慮します$\eta=P_{\rmhot,th}/P_{\rmcool,th}$.このモデルをCOS-Halosデータセットに適用すると、$\eta=3$、$r\approx0.6R_{\rmvir}$までのガス分布、および$M_{\rmcool}の公称モデルが見つかります。=3\times10^9~{\rmM_{\odot}}$、$f_{\rmV,cool}\approx1\%$の体積充填分率に対応し、HIの平均測定カラム密度を再現します低/中金属イオン(CII、CIII、SiIII、SiIII、MgII)。非熱圧力またはガス質量の$\pm0.5$dexの変動は、オブジェクト間の散乱の$\sim2/3$を含みます。私たちの公称モデルは、測定されたCIVおよびSiIV列を過小評価しており、(i)$M_{\rmcool}\approx10^{10}~{\rmM_{\odot}}を使用した冷却フェーズでこれらを再現できることを示しています。$および$\eta\approx5$、または(ii)$M\approx1.5\times10^{10}~{\rmM_{\odot}}を使用して、冷却または混合ガスの中間温度での追加コンポーネント$であり、総CGMボリュームの$\sim1/2$を占めています。$f_{\rmV,cool}\approx1\%$の冷たいガスの場合、雲のサイズの上限は$R_{\rmcl}\lesssim0.5$kpcです。私たちの結果は、平均的な銀河CGMでは、低温期の質量と非熱サポートが以前の研究で推定されたものよりも低く、銀河フィードバックと非熱サポートの極端なシナリオは必要ない可能性があることを示唆しています。冷たいガスの枯渇と補充の速度を推定し、銀河への降着は、凝縮、流出、およびIGMの降着によって完全に相殺され、長い時間スケールで$\dot{M}_{\rmcool}\sim0$が可能になることを発見しました。
| Title |
High-redshift_supermassive_black_hole_mergers_in_simulations_with_dynamical_friction_modelling |
| Authors |
Colin_DeGraf,_Nianyi_Chen,_Yueying_Ni,_Tiziana_Di_Matteo,_Simeon_Bird,_Michael_Tremmel,_Rupert_Croft |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00702 |
近い将来、LISAやパルサータイミングアレイなどのプロジェクトで、超大質量ブラックホール間の合体による重力波を検出することが期待されています。この新しいデータから学べることを最大化するために、基礎となる合体集団を今すぐ正確にモデル化することが重要です。ここでは、非常に大容量のアストリッド宇宙論的シミュレーションを使用して、予想される高赤方偏移(z>2)のブラックホールの合体を特徴付けます。ブラックホールを銀河の中心に運ぶ力学的プロセスで、連星の形成と合体が起こります。アストリッドのブラックホールの個体群には、10$^{4.5}$M$_\odot$までのブラックホールが含まれており、スケール>10$^6$M$_\odot$(シードTNGで使用される質量）。低質量のブラックホールを分解することで、全体的な合体率はTNGの約5倍になります。ただし、動的摩擦を組み込むと、再センタリング方式と比較して合併が遅れ、高Z合併率の質量一致合併が約2分の1に減少します。また、予想されるLISA信号対雑音比の値を計算し、分布が高いSNR(>100)でピークに達することを示し、LISAのピーク感度(10$^6$M$_\odot$)を使用して、LISAのGW検出の大部分を解決します。
電波ジェットは、超高輝度赤外線銀河 IRAS 10565+2448 の大規模な多相流出を引き起こしているのでしょうか?
| Title |
Does_a_radio_jet_drive_the_massive_multi-phase_outflow_in_the_ultra-luminous_infrared_galaxy_IRAS_10565+2448? |
| Authors |
Renzhi_Su,_Elizabeth_K._Mahony,_Minfeng_Gu,_Elaine_M._Sadler,_S._J._Curran,_James_R._Allison,_Hyein_Yoon,_J._N._H._S._Aditya,_Yogesh_Chandola,_Yongjun_Chen,_Vanessa_A._Moss,_Zhongzu_Wu,_Xi_Shao,_Xiang_Liu,_Marcin_Glowacki,_Matthew_T._Whiting_and_Simon_Weng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00943 |
超高輝度赤外線銀河IRAS10565+2448の新しいアップグレードされたジャイアントメトレウェーブ電波望遠鏡(uGMRT)HI21cm観測を提示します。これは、流出を示す青方偏移した、広く、浅いHI吸収を示すことが以前に報告されています。私たちのより高い空間解像度の観測により、このブルーシフトした流出が局在化されました。これは、電波中心の南西$\sim$1.36kpcにあり、ブルーシフトした速度は$\sim148\,\rmkm\,s^{-1}$で、$\sim581\,\rmkm\,s^{-1}$の半値全幅(FWHM)。HI流出の空間的広がりと運動学的特性は、IRAS10565+2448で以前に検出された低温分子流出と一致しており、同じ駆動メカニズムを持ち、同じ流出を追跡している可能性が高いことを示唆しています。多相ガスの観測結果を組み合わせることで、少なくとも$140\,\rmM_\odot\,yr^{-1}$の総流出質量速度と、少なくとも$8.9\times10^{の総エネルギー損失率を推定します。42}\,\rmerg\,s^{-1}$、イオン化された流出からの寄与は無視できる程度であり、流出の影響を定量化する際に冷たい中性ガスと分子ガスの両方を含めることの重要性を強調しています。ラジオジェットの存在の証拠を提示し、これが観測された流出を促進する役割を果たしている可能性があると主張します。IRAS10565+2448のジェットの適度な電波光度$L_{\rm1.4GHz}$$\sim1.3\times10^{23}\,{\rmW\,Hz^{-1}}$は、低電波光度のAGNでは、流出を促進するジェットの寄与を無視すべきではありません。
磁化された原始星コア IRAS15398-3359 の運動学
| Title |
The_Kinematics_of_the_Magnetised_Protostellar_core_IRAS15398-3359 |
| Authors |
Farideh._S._Tabatabaei,_Elena_Redaelli,_Paola_Caselli,_Felipe_O._Alves |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00987 |
原始星エンベロープの観測は、星や惑星の形成に向けた重力崩壊のプロセスをよりよく理解するために不可欠です。理論的な観点から、磁場は星形成の初期段階、特に主要な降着段階で重要な要素と考えられています。我々は、アタカマパスファインダー実験(APEX)の角度分解能28インチのシングルディッシュアンテナからのデータを使用して、星形成プロセスのごく初期の段階における運動学と磁場の関係を研究することを目指しています。2つの分子線C18Oを観測しました。(2-1)およびDCO+(3-2),クラス0の若い星のオブジェクトIRAS15398-3359に向けて.運動学を研究するために、分子データに多成分ガウスフィッティングを実装します.また、これについて以前の偏光観測を使用しますコアへの磁場の影響を予測するための情報源.中心物体に沿った速度勾配は進行中の流出運動として説明できる.フィラメントから中心物体に向かって物質が流れ、2つの速度成分が合体したことを報告する.原始星位置周辺のC18O(2-1)放出では、おそらくフィラメント雲の合体が原因である.私たちの分析は、以前に観測された大規模な磁力線が優先的にアリであることを示しています.コアの回転軸に合わせます。
楕円断面を持つ均質なトーラスの外部重力ポテンシャル: I. 2 つの巨大な円による表現
| Title |
Outer_gravitational_potential_of_a_homogeneous_torus_with_an_elliptical_cross-section:_I._Representation_by_two_massive_circles |
| Authors |
Elena_Yu._Bannikova,_Sergey_V._Skolota |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01219 |
この論文では、楕円形の断面を持つ均質なトーラスの重力ポテンシャルを扱います。トーラスを一連の巨大な円(無限に薄いリング)でモデル化することによって得られる、空間の任意の点で有効な重力ポテンシャルの新しい表現を提示します。トーラス質量の半分の質量を持つ2つの巨大な円のポテンシャルによって、外部ポテンシャルを正確に表すことができることがわかりました。これらの大規模な円は、長軸に沿って反対方向にあり、断面の焦点までの距離の半分にある2つの点で楕円形の断面を横切ります。どちらの場合でも同じ公式が機能します:オブラートとプロラートの断面。トーラスの扁長断面の場合、大円までの距離は虚数および共役ですが、この場合のトーラスポテンシャルの値は実数です。得られた近似は、エラーマップが示すようにロバストです。
非軸対称の影響: 棒状銀河における半径と角度に依存する傾向
| Title |
The_Non-Axisymmetric_Influence:_Radius_and_Angle-Dependent_Trends_in_a_Barred_Galaxy |
| Authors |
Carrie_Filion,_Rachel_L._McClure,_Martin_D._Weinberg,_Elena_D'Onghia,_Kathryne_J._Daniel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01307 |
多くの円盤銀河は、星の軌道を変えることができる時間依存の非軸対称力を及ぼす銀河バーをホストします。バーによる星の半径方向の再配置(「半径方向の混合」)には、角度と半径の両方の依存性があるはずです。ここでは、これらの要因の共同影響の分析を通じて、新しい結果と傾向を示します。N体シミュレーションを使用して、バー形成後のさまざまな時点での一連の環の軌道半径の変化を定量化することにより、バー形成後のディスク内の星の粒子の半径方向の位置の変化を調査します。バーは、星が特定の環に入るために移動した距離の中央値に、方位角と半径に依存する傾向の両方を誘発することがわかりました。角度に依存する傾向は、考慮したすべての半径に存在し、半径に依存する傾向は、ディスクを大まかに3つの「ゾーン」に分割します。内側のゾーンでは、星は一般に大きな半径で発生し、その軌道は内側に進化しました。外側のゾーンにある星は、より小さな半径で発生した可能性が高く、その軌道は外側に進化しました。中間ゾーンでは、正味の内向きまたは外向きの軌道の進化はありません。単純な半径依存の初期金属量勾配を採用し、このおもちゃモデルのコンテキストで、天の川の角度依存の星の金属量変化に関する最近の観察証拠について説明します。観測された角度依存の金属量の傾向を使用して、ディスクで発生した初期の金属量の勾配と放射状の再配置について簡単に説明します。
クエーサーとマイクロクエーサーの違いは、スケールだけではありません。超大質量ブラックホールを含むクエーサーは、それに比例してエネルギー電子の効率的な加速器です。クエーサーでは、電波光度は通常、放射光度の1～30\%です。マイクロクエーサーでは、分数は${\calO}(10^{-5})$以下です。このマイクロペーパーでは、これが降着円盤スケーリングの法則によってどのように説明されるかを考察します。
MAXI J1820+070 における低周波準周期振動: 明確なコンプトンと反射の寄与を明らかにする
| Title |
Low_Frequency_Quasi-periodic_Oscillation_in_MAXI_J1820+070:_Revealing_distinct_Compton_and_Reflection_Contributions |
| Authors |
Chenxu_Gao,_Zhen_Yan_and_Wenfei_Yu_(Shanghai_Astronomical_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00915 |
ブラックホールX線連星のX線低周波準周期振動(LFQPO)、特にタイプCLFQPOは、ブラックホールの低/ハード状態および中間状態の代表的なタイミング信号であり、降着流のLense-Thirring歳差運動へ。ここでは、3つの機器すべてで強力なタイプCLFQPOが検出された、そのハードスペクトル状態のフラックスピーク付近で取得されたブラックホールトランジェントMAXIJ1820$+$070の\emph{Insight}-HXMT観測の1つの分析を報告します。150keVを超える光子エネルギーまで。コンプトン化とディスク反射成分で構成されるスペクトルモデルを使用して、観測されたLFQPO波形の高強度フェーズと低強度フェーズに対応する短時間スケールのX線スペクトルを取得して分析しました。スペクトルモデルの正規化は、低強度フェーズと高強度フェーズの間で変化する主要なパラメーターであることがわかりました。硬X線バンド(>100keV)でのLFQPOフラックスの変動は、コンプトン成分のみによるものですが、低エネルギー(<30keV)でのLFQPOフラックスのエネルギー依存変動は、主に反射成分によって引き起こされます。入射コンプトン成分に応答して大きな反射率を持ちます。したがって、観測されたX線LFQPOは、ハードコンプトンコンポーネントに元のタイミング信号またはビートが現れると理解する必要があります。
エネルギー範囲20-120keVのINTEGRAL/IBISデータに基づいて、へびつかい座銀河団からのX線放出に関する研究の結果を提示します。私たちの目標は、クラスターから非熱放射成分を探すことです。2003年から2009年の観測期間にわたるINTEGRALデータを使用して、スペクトル情報を抽出し、20から120~keVまでのさまざまなエネルギーバンドでへびつかい座銀河団の画像を作成しました。硬X線エネルギーバンドでは、ソースが角度サイズ4.9+/-0.1分角の拡張されたものであることを示します。クラスター内のガス温度が8.5keVに固定されていると仮定すると、可能性のある非熱X線放出のべき乗成分は5.5シグマの有意水準で観測され、そのフラックスは以前の研究と一致しています。ただし、20keVを超えるエネルギーでのX線スペクトルの熱放出成分を制限する際の不確実性を考慮すると、クラスターの非熱放出が有意に検出されたとは断言できません。70keVまでのクラスターの確実な検出の事実に基づいて、60keVを超えるエネルギーでの非熱過剰の存在の可能性についてのみ結論を導き出すことができます。
| Title |
Proto-Neutron_Star_Convection_and_the_Neutrino-Driven_Wind:_Implications_for_the_r-Process |
| Authors |
Brian_Nevins,_Luke_F._Roberts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01249 |
原始中性子星からのニュートリノ駆動の風は、r過程元素合成の場所として提案されていますが、これまでのほとんどの研究では、ニュートリノによってのみ加熱された風は3番目のr過程ピークを生成できないことがわかっています。ただし、いくつかのグループは、風に二次加熱源を導入すると、強力なrプロセスが進行するのに十分なほど流体力学的条件が変化する可能性があることに注目しています。考えられる二次加熱源の1つは、原始中性子星内部の対流によって生成される重力音響波です。これらの波が風に伝播すると、風と衝撃の両方を加速し、風にエネルギーを蓄積します。さらに、これらの波による風の加速は、ニュートリノ捕獲の総数を減らし、それによって風の最終的な電子の割合を減らすことができます。中性子が豊富な条件では、これらすべての効果により、条件がrプロセス元素合成にとってより有利になる可能性があります。ここでは、潜在的な元素合成に対する風内のこれらの対流生成重力音響波の影響の体系的な調査を提示します。波のエネルギーフラックスが全ニュートリノエネルギーフラックスより$10^{-4}$小さく、風がわずかに中性子が豊富。それにもかかわらず、これは波が非線形になり、衝撃を形成する半径に大きく依存します。また、衝撃波形成後のエントロピー生成と、衝撃波形成前の波によって生成された応力による風の加速の両方が、これらの波の構造と元素合成に影響を与えることもわかりました。
新星爆発 -- 魅力的なガンマ線を放出する回帰新星 RS へびつかい座
| Title |
Nova_explosions_--_The_fascinating_gamma-ray_emitting_recurrent_nova_RS_Ophiuchi |
| Authors |
Vincent_Tatischeff_and_Margarita_Hernanz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01276 |
古典的および反復的な新星爆発は、白色矮星の上で発生し、近接連星系で伴主系列または赤色巨星からHに富む物質を降着します。近年、2008年にNASAがフェルミガンマ線衛星を打ち上げて以来、Fermi/LAT(LAT:LargeAreaTelescope)によって、高エネルギー(HE)ガンマ線よりも大きなエネルギーを持ついくつかの新星が検出されています。100MeV。この放出は、熱核新星爆発の直後に発生する内部および/または外部衝撃における粒子の加速に関連していることが知られています。しかし、新星爆発の結果生成される100GeVを超えるエネルギーを持つ超高エネルギー(VHE)ガンマ線は、ごく最近、2021年8月に爆発した再発新星RSOphでしか発見されていません。これらは、電子だけでなく、陽子の加速を必要とします。これは実際には、2006年のRSOphの前回の噴火で、他の波長での観測に基づいて理論的に予測されていましたが、現在まで観測によって確認されていません。新星におけるさまざまなタイプのガンマ線放出の起源を概説し、主に質量放出と関連する粒子（電子と陽子）の分野で、新星理論に対する最近のVHEガンマ線放出の発見の関連性を強調します。加速プロセス。
街灯から近距離での人工的な夜空の明るさのモデル化
| Title |
Modelling_the_artificial_night_sky_brightness_at_short_distances_from_streetlights |
| Authors |
Salvador_Bar\'a,_Carmen_Bao-Varela,_Miroslav_Kocifaj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00715 |
直感的に広く信じられていることとは反対に、人間の目やその他の物理的な検出器によって知覚される夜空の明るさは、(排他的に)空の高いところから来るものではありません。検出された明るさは、目の角膜または測定器の入口開口部から最初のミリメートルから始まる、視線に沿ったすべての基本大気ボリュームによって寄与される散乱放射輝度から構築されます。人工的に照らされた環境では、近くの光源が、知覚される空の放射輝度全体の大部分を占めている可能性があります。この論文では、原点に特異点がない、屋外光源の近くの空の放射輝度の定量的分析モデルを提示します。これは、正しい設計または都市の暗い空の場所に役立つ洞察を提供します。短い距離(ソースの典型的な寸法から数百メートルまで)で地上レベルの観測者によって検出された小さな地上レベルのソースによって生成される人工的な天頂空の明るさは、その天頂までの距離の逆数で減衰することがわかります。ソース。これは、距離がlog10単位増加するごとに空の明るさが2.5mag/arcsec2減少することになります。障害物による遮蔽の効果についても論じた。
高分解能 X 線スペクトルにおける高バックグラウンド下での線放出を検出するための新しいアプローチ
| Title |
A_novel_approach_to_detect_line_emission_under_high_background_in_high-resolution_X-ray_spectra |
| Authors |
Xiangyu_Zhang,_Sara_Algeri,_Vinay_Kashyap,_Margarita_Karovska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00718 |
高いバックグラウンドの存在下で、発光の特徴を特定したり、高解像度スペクトルの上限を設定したりするための新しい統計的アプローチを開発します。この方法は、スムーズテストを使用してバックグラウンドとの違いを検出し、従来の尤度比テストを使用して輝線などの既知の形状を特徴付けることに依存しています。多重比較の問題を考慮しながら、信号検出を実行するか、ラインフラックスに上限を設定します。共生星RTCruのChandraLETGS+HRC-S観測にこの方法を適用することで、この方法を説明します。これにより、6～7keV範囲のFe線放出や、ミラーコーティングによるイリジウムエッジなど、以前から知られている特徴の検出に成功しました。チャンドラ。NeX、FeXVII、OVIII、OVIIからの熱輝線を探しますが、それらは検出されず、$\approx$1keVプラズマと一致する強度に上限を設定します。16.93$\unicode{x212B}$で、光イオン化または反射成分に起因する線を偶然検出しました。
ノイズの中で失われた天文データへのLEOオブジェクトの増殖と意味合いの集約効果
| Title |
Aggregate_Effects_of_Proliferating_LEO_Objects_and_Implications_for_Astronomical_Data_Lost_in_the_Noise |
| Authors |
John_C._Barentine,_Aparna_Venkatesan,_Jessica_Heim,_James_Lowenthal,_Miroslav_Kocifaj,_Salvador_Bar\'a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00769 |
低高度軌道での人工衛星と関連する破片の増加する人口は、夜空の全体的な明るさを増加させ、地上ベースの天文学だけでなく、暗い空に依存する多様な利害関係者と生態系を脅かしています.専門的な天文学がどのように影響を受ける可能性があるかの定性的および定量的評価を含む、宇宙オブジェクトからの世界的な空の明るさの潜在的に大きな上昇の計算を提示します。デブリの拡散は特別な懸念事項です。デブリのサイズが対数十年になると、ほぼ同じ量の夜空の輝きに寄与するため、デブリが生成されるイベントは、センチメートルからの衛星の重大な衝突リスクとともに、夜空の明るさの急速な上昇につながると予想されます。サイズのオブジェクト。これは、天文データの損失につながり、かすかな天体物理信号がノイズの中でますます失われるようになるため、地上での発見の機会が減少します。最後に、さまざまな空の構成員に対するより明るい空の影響、地球と宇宙に基づく科学の公平性/包含とアクセシビリティ、および文化的な空の伝統について説明します。宇宙と暗い空は無形遺産であり、将来の世代のために意図的に保存し保護する必要があります。
重力波に対するシェンベルク球状共振アンテナの設計ひずみ感度
| Title |
The_Design_Strain_Sensitivity_of_the_Schenberg_Spherical_Resonant_Antenna_for_Gravitational_Waves |
| Authors |
V._Liccardo,_C._H._Lenzi,_R._M._Marinho_Jr.,_O._D._Aguiar,_C._Frajuca,_F._S._Bortoli_and_C._A._Costa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01232 |
この研究の主な目的は、シェンベルグ共鳴アンテナの伝達関数を見直し、重力波に対するアンテナ設計のひずみ感度を再計算することです。半十二面体構成の6つのトランスデューサを備えた球状アンテナを検討します。アンテナに結合すると、トランスデューサ球システムは3つの質量を持つ質量ばねシステムとして機能します。最初のものは各四重極モードのアンテナの有効質量、2番目はトランスデューサの機械構造の最初の機械モードの質量、3番目はトランスデューサのマイクロ波キャビティ壁の1つを構成するトランスデューサ膜の有効質量です。.すべての計算は、縮退(すべての球体四重極モード周波数が等しい)および非縮退球体の場合に対して行われます。高度なバージョンのシェンベルグアンテナ(aSchenberg)の「究極の」感度は、標準の量子限界付近であるという結論に達しました(ただし、使用されるパラメトリックトランスデューサは、原理的にはこの限界を超える可能性があります)。ただし、Schenbergが動作する周波数範囲でのこの感度は、O3実行の2つのaLIGOによってすでに達成されているため、Schenbergアンテナを再取り付けして、標準的な量子限界の感度に配置しようとする唯一の正当な理由があります。レーザー干渉計とは別の物理原理で重力波を検出することです。このもう1つの物理的原理は、シェンバーグのような共鳴質量による重力波エネルギーの吸収です。
| Title |
Post-dynamical_inspiral_phase_of_common_envelope_evolution:_Binary_orbit_evolution_and_angular_momentum_transport |
| Authors |
Damien_Gagnier,_Ond\v{r}ej_Pejcha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00691 |
コンパニオンがプライマリのエンベロープを動的に突き抜けた後、2つのコアは共通のエンベロープに囲まれたままになり、軌道周期$P_\text{orb}$の減少が失速します。その後の進化は、多次元シミュレーションで体系的に調査されたことはありません。ここでは、適応的に洗練された球面グリッドを使用して、中央連星の影響下で進化するエンベロープの3D流体力学的シミュレーションを実行します。移流、重力トルク、乱流、および粘性による角運動量の輸送を特徴付けるために、中央連星の何百もの軌道にわたる進化をたどります。平均流からの局所的な移流トルクと乱流に関連するレイノルズ応力が角運動量輸送を支配することがわかりました。これは、軌道面の周りの円盤状構造で外側に、極軸に沿って内側に発生します。乱流輸送はあまり効率的ではありませんが、正味の角運動量の半径方向輸送を局所的に大幅に減衰または強化し、その方向を逆転させることさえあります。エンベロープの短期変動は、塊のような過密度の形成と破壊を含め、周連星円盤と非常に似ています。連星への降着が許容される場合、軌道崩壊のタイムスケールはほぼ一定の値$\tau_\text{b}\sim10^3$から$10^4\,P_\text{orb}$に落ち着きますが、降着は防止されます。シミュレーションの終わりに$\tau_\text{b}\sim10^5\,P_\text{orb}$がゆっくりと増加します。私たちの結果は、バイナリがガスに囲まれている間、動的軌道収縮とエンベロープ放出がゆっくりと継続し、$\tau_\text{b}$がエンベロープの熱タイムスケールよりもはるかに短いことが多いことを示唆しています。
ルービン天文台 LSST による若い恒星天体、降着円盤、およびそれらの変動性
| Title |
Young_stellar_objects,_accretion_disks,_and_their_variability_with_Rubin_Observatory_LSST |
| Authors |
R._Bonito,_L._Venuti,_S._Ustamujic,_P._Yoachim,_R._A._Street,_L._Prisinzano,_P._Hartigan,_M._G._Guarcello,_K._G._Stassun,_T._Giannini,_E._D._Feigelson,_A._Caratti_o_Garatti,_S._Orlando,_W._I._Clarkson,_P._McGehee,_E._C._Bellm_and_J._E._Gizis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00897 |
ヴェラC.ルービン天文台は、レガシーサーベイオブスペースアンドタイム(LSST)を通じて、関連するすべてのタイムスケールにわたって、若い恒星天体(YSO)の変動性のパンクロマティックビューを導き出すことができます。実際、主に円盤をホストするYSOの降着プロセスのダイナミクスによって引き起こされる短期的な変動性(数時間から数日のタイムスケール)と長期的な変動性(数か月から数年)の両方を、マルチRubinLSSTで利用可能なバンドフィルターオプション、特に、光球の星の特性と降着の特徴を区別できるようにする$u,g,r,i$フィルター。LSSTで達成される空域の均一性と深さは、ターゲットを絞ることにより、年齢とさまざまな環境条件(例:フィールドの混雑度、大規模な隣人、金属量)の関数としての円盤降着の時間発展を特徴付けるユニークな機会を提供します。星形成地域が違う。ルービンLSST調査戦略の焦点問題へのこの寄稿では、YSOの短期的な変動性を調査するために密な観測リズムを実装することが、空を調査するために使用されるワイド-ファースト-ディープ観測モードを補完する重要な取り組みを表す方法について説明します。メイン調査の全期間($\approx$10年)。これら2つのモードの組み合わせは、内部ディスクのダイナミクスと、EXor天体で観察されるような長期的な噴火変動挙動との間の関係を調査するために不可欠です。
HD 76920のTESS天体地震解析：極端に偏心した太陽系外惑星をホストする巨大な星
| Title |
TESS_Asteroseismic_Analysis_of_HD_76920:_The_Giant_Star_Hosting_An_Extremely_Eccentric_Exoplanet |
| Authors |
Chen_Jiang,_Tao_Wu,_Adina_D._Feinstein,_Keivan_G._Stassun,_Timothy_R._Bedding,_Dimitri_Veras,_Enrico_Corsaro,_Derek_L._Buzasi,_Dennis_Stello,_Yaguang_Li,_Savita_Mathur,_Rafael_A._Garcia,_Sylvain_N._Breton,_Mia_S._Lundkvist,_Przemyslaw_J._Mikolajczyk,_Charlotte_Gehan_Tiago_L._Campante,_Diego_Bossini,_Stephen_R._Kane,_Jia_Mian_Joel_Ong,_Mutlu_Yildiz,_Cenk_Kayhan,_Zeynep_Celik_Orhan,_Sibel_Ortel,_Xinyi_Zhang,_Margarida_S._Cunha,_Bruno_Lustosa_de_Moura,_Jie_Yu,_Daniel_Huber,_Jian-wen_Ou,_Robert_A._Wittenmyer,_Laurent_Gizon,_and_William_J._Chaplin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01102 |
TransitingExoplanetSurveySatellite(TESS)ミッションは、新しい系外惑星を探します。TESSの観測戦略により、空を横切る何百万もの星の高精度測光が可能になり、個々の星系の詳細な天体地震学的研究が可能になります。この作業では、約140日をカバーするTESS光度曲線の5つのセクターを使用して、軌道周期が415日の非常に偏心した巨大惑星($e=0.878$)をホストする巨星HD76920の詳細な星震解析を提示します。データ。HD76920の太陽のような振動が、TESSによって$52\,\mu$Hz付近で初めて検出されました。古典的な観測パラメータと恒星の振動周波数を制約条件とする星震モデルを利用することにより、恒星の質量($1.22\pm0.11\,M_\odot$)、半径($8.68\pm0.34\,R_\odot$)の測定値の改善を決定します。、および年齢($5.2\pm1.4\,$Gyr)。主星の更新されたパラメータを使用して、惑星の長半径と質量を$a=1.165\pm0.035$auおよび$M_{\rmp}\sin{i}=3.57\pm0.22\として更新します。,M_{\rmJup}$.$0.142\pm0.005$auの軌道近心で、惑星は現在星から十分に離れており、星のエンベロープに飲み込まれるまで無視できるほどの潮汐減衰を経験することが確認されています。また、使用する星のモデルにもよりますが、このイベントが約100\,Myr以内に発生することも確認されています。
ポスト漸近巨星分岐星 OH 17.7-2.0 の星周エンベロープにおける分子線の分極
| Title |
Polarisation_of_molecular_lines_in_the_circumstellar_envelope_of_the_post-Asymptotic_Giant_Branch_star_OH_17.7-2.0 |
| Authors |
W._H._T._Vlemmings,_D._Tafoya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01112 |
(要約)惑星状星雲(PNe)の形成における磁場の役割は、連星相互作用によって強化された後、直接的または間接的に、長い間議論されてきました。プレPNe周辺の大規模な磁場は、メーザーの分極観測から推測されています。ただし、メーザーは非常に特定の領域をプローブするため、メーザーの結果が星周エンベロープ(CSE)の固有磁場を表しているかどうかはまだ不明です。分子線分極は、磁場に関する重要な情報を提供できます。メーザー観測から決定されたフィールドの形態と、より拡散したCOガスで観測されたフィールドの形態を比較すると、2つのトレーサーが同じ磁場を調べているかどうかが明らかになります。我々は、アルマ望遠鏡で得られたポスト漸近ジャイアントブランチ/プレPNeスターOH~17.7-2.0周辺の分子線分極の観測を、1612~MHzOHメーザー領域における分極の以前の観測と比較します。$\sim4\%$のレベルでCO~$J=2-1$分子線分極を検出し、規則的な直線分極構造を示します。OH-maser直線偏光ベクトルのファラデー回転を補正すると、OHおよびCO直線偏光放射が同じ大規模な磁場をトレースすることがわかります。CO直線分極の構造関数解析により、以前のOHZeeman観測と一致して、CO領域で$B_\perp\sim1$~mGの空平面磁場強度が明らかになりました。ALMACO分子線分極とメーザー観測との一貫性は、CSEの磁場を決定するために両方を使用できることを示しています。OH17.7-2.0付近に強い秩序ある磁場が存在することは、磁場がこのバイポーラ前PNeの形成に関与している可能性が高いことを示しています。
| Title |
Automated_classification_of_eclipsing_binary_systems_in_the_VVV_Survey |
| Authors |
I._V._Daza-Perilla,_L._V._Gramajo,_M._Lares,_T._Palma,_C._E._Ferreira_Lopes,_D._Minniti,_J._J._Clari\'a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01200 |
空の大規模な測光調査の出現により、現代科学は、自動処理と発見が最も重要なビッグデータ天文学の夜明けを目の当たりにしています。この文脈では、分類タスクは、信頼できるデータセットをコンパイルし、詳細な処理と人間の介入によって達成することが不可能な効率レベルでデータ処理を達成するために、データ削減パイプラインが持つ必要がある主要な機能の1つです。銀河系円盤の南部にあるV\'iaL\'acteaSurveyのVISTA変数は、日食連星系(EB)を含む変光天体の潜在的な発見に必要なマルチエポック測光データで構成されています。この研究では、VVVのタイルd040に属する接触、分離または半分離クラスに従って理論モデルを微調整することによって分類された、最近公開された100個のEBのカタログを使用します。教師あり機械学習モデルを取得するために実装された方法について説明します。このモデルは、タイルd078の位相空間内の変数オブジェクト候補のライトカーブから抽出された情報を使用してEBを分類できます。また、モデルの効率、機能の相対的な重要性、およびVVV調査でEBの広範なデータベースを構築するための将来の展望についても説明します。
若い太陽風の磁気くぼみの中で生成されたウィスラー波：パーカーソーラープローブに搭載されたサーチコイル磁力計の観測
| Title |
Whistler_waves_generated_inside_magnetic_dips_in_the_young_solar_wind:_observations_of_the_Search-Coil_Magnetometer_on_board_Parker_Solar_Probe |
| Authors |
C._Froment,_O.V._Agapitov,_V._Krasnoselskikh,_S._Karbashewski,_T._Dudok_de_Wit,_A._Larosa,_L._Colomban,_D._Malaspina,_M._Kretzschmar,_V._K._Jagarlamudi,_S._D._Bale,_J._W._Bonnell,_F._S._Mozer,_and_M._Pulupa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01245 |
環境。ウィスラー波は、電子駆動の不安定性によって生成される電磁波であり、波と粒子の相互作用を介して電子分布を再形成する可能性があります。太陽風では、それらは、太陽からの半径方向の距離が増加するにつれて、ストラル電子集団がハローに散乱し、その後太陽風の熱流束を調節することを説明するための主な候補の1つです。しかし、どのタイプの不安定性が太陽風の口笛を支配するかは不明です。ねらい。私たちの目標は、ParkerSolarProbe(PSP)によってサンプリングされた若い太陽風のウィスラー波パラメーターを調べることです。特に、波の法線角度(WNA)は、これらの波の生成メカニズムを区別するための重要なパラメーターです。メソッド。サーチコイル磁力計(SCM)によって測定され、PSPの最初の近日点中にFIELDSスイートのデジタルフィールドボード(DFB)によって処理された磁場変動のクロススペクトルマトリックスを分析します。結果。クロススペクトルで検出された2701個の波束、つまり時間と周波数の個々のビンの中で、ほとんどは背景磁場に対して準平行でしたが、観測された波の大部分(3%)は斜め(>45{\deg})でした。WNA。時系列波形で行われた検証分析により、このパーセンテージが下限であることが明らかになりました。さらに、スペクトルで検出されたウィスラー波の約64%が、少なくとも1つの磁気ディップに関連していることがわかります。結論。磁気ディップはホイッスラー波の発生に有利な条件を提供すると結論付けています。磁気ディップで検出されたホイッスラーは、準平行として熱異方性によって局所的に生成され、伝播中に斜めになる可能性があるという仮説を立てています。最後に、太陽風でのシュトラールの散乱に対する結果の意味について説明します。
DESI 調査からの DAHe 白色矮星
| Title |
DAHe_white_dwarfs_from_the_DESI_survey |
| Authors |
Christopher_J._Manser,_Boris_T._G\"ansicke,_Keith_Inight,_Akshay_Robert,_S._Ahlen,_C._Allende_Prieto,_D._Brooks,_A.P._Cooper,_A._de_la_Macorra,_A._Font-Ribera,_K._Honscheid,_T._Kisner,_M._Landriau,_Aaron_M._Meisner,_R._Miquel,_Jundan_Nie,_C._Poppett,_Gregory_Tarl\'e,_Zhimin_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01335 |
ゼーマン分裂バルマー線を放出するDAHeと呼ばれる白色矮星の新しいクラスが最近出現しました。ただし、これらの輝線の物理的な起源は不明のままです。ここでは、新たに特定された21のDAHeシステムのサンプルを提示し、磁場強度と(サブセットの)期間をそれぞれ~6.5～147MGおよび~0.4～36時間の範囲で決定します。これらの星系のうち4つを除くすべては、観測の最初の年に観測された47000を超える白色矮星候補のダークエネルギー分光装置(DESI)調査サンプルから特定されました。スピン周期が95.3分の新しいDAHeWDJ161634.36+541011.51の詳細な分析を提示します。これは、このクラスのシステムで通常観察される広帯域フラックスとバルマー線強度との間の反相関を示します。すべてのDAHeシステムは、ガイアヘルツスプルングラッセル図上で密集しており、その領域内の白色矮星の約1%を表しています。このグループ化は、比較的遅い冷却時間での説明のつかない出現をさらに固め、現在の形成理論の文脈でこれについて議論します。新しいDAHeシステムの9つは、以前は特徴のないDCタイプのシステムとして分類されていた白色矮星のSDSSスペクトルから識別できます。追加のDAHeシステムを発見するための可能なルートとして、高S/Nで偏りのないDCの観測を提案します。
レーザー粒子衝突における空間量子真空放射
真空分極を考慮すると、強い電界を横切る荷電粒子の光子放出の確率が変更されます。この機能は、マグネターやブラックホールなどの極端な天体物理環境に存在する基本的な量子電気力学プロセスにとって重要であり、荷電粒子と強力なレーザーフィールドとの衝突で調べることができます。現在利用可能な700~GeV(6.5~TeV)の陽子と、次世代のレーザーによって提供される場の場合、発光スペクトルのピークは、真空分極効果により30\%(65\%抑制)増強されることを示しています。真空分極が無視される伝統的に考えられているコンプトンプロセスに。この印象的な現象は、実験室ベースの真空分極の発現への新しい道を提供します。
非相対論的 $\ell$ ボソン星の動径線形安定性について
| Title |
On_the_radial_linear_stability_of_nonrelativistic_$\ell$-boson_stars |
| Authors |
Armando_A._Roque_and_Emmanuel_Ch\'avez_Nambo_and_Olivier_Sarbach |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.00717 |
非相対論的な$\ell$ボソン星の線形安定性を研究し、角運動量$\ell$の同じ値を持つ複数の波動関数を持つSchr\"odinger-Poissonシステムの静的で球対称な配置を記述します。$2\ell+1$波動関数の動径プロファイルの時間依存の摂動に解析を制限し、角度依存性を固定したままにします.解析手法と数値手法の組み合わせに基づいて、各$\ell$について、基底状態は線形安定ですが、$n$番目の励起状態は$2n$の不安定な(時間の経過とともに指数関数的に増加する)モードを持ちます.我々の結果はまた、すべての励起状態が理論の保存エネルギー汎関数の鞍点に対応することを示しています.
非相対論的極限では、2種類のダークマターアクシオンとフェルミ粒子の相互作用が支配的であると考えられています。1つはアクシオン場の空間勾配によって引き起こされ、アクシオン風と呼ばれ、もう1つはアクシオン場の時間微分によって引き起こされます。、軸電効果を生成します。シッフの定理を一般化することにより、この後者の相互作用が実際に強くスクリーニングされることが実証されます。中性フェルミオンの場合、完全に回転して遠ざかることができ、観測できません。荷電フェルミオンの場合、スクリーニングを通して見える唯一の効果は、アクシオン誘起の電気双極子モーメント(EDM)です。これらのEDMは、グルオンへのアクシオン結合とは関係がなく、g=2の磁気モーメントに類似したディラック理論の予測を表しており、少なくともアクシオンが軽すぎない場合には、元のシッフの定理によってさらにスクリーニングされることはありません。2つの主な現象論的結果は、1つ目は、アクシオン誘起中性子EDMがアクシオングルオン結合から予想されるよりも数桁大きくなる可能性があること、2つ目は、電子EDMも利用可能になり、実際には遺物のアクシオンに非常に敏感になることです。.
修正ハイゼンベルグ代数による創発宇宙モデル
初期条件での微調整がカットオフ物理学に置き換えられた創発宇宙の画像を提供します。カットオフ物理学は、宇宙ダイナミクスと呼ばれる場合は半古典レベルで実装され、インフレトン場の量子ゆらぎについては純粋な量子レベルで実装されます。採用されたカットオフ物理学は、高分子量子力学に触発されていますが、小さな格子ステップの限界で拡張されています。準古典的なレベルでは、これにより、一般化不確定性原理代数に似たハミルトニアンユニバースダイナミクスの修正されたポアソンブラケットが得られます。結果として得られる宇宙は、確かに漸近的にアインシュタイン静的であり、遠い過去の有限体積構成から出現し、最も関連する宇宙フェーズと適切に再接続します。次に、フィールドの各フーリエモードの標準ハミルトニアンに対する小さな補正として新しい物理を扱うことによって、原始インフレトンスペクトルの修正の計算が実行されます。この研究のメリットは、非特異創発宇宙に新しいパラダイムを提供することです。これは、マイクロ波背景温度分布の正確なフィンガープリントに関連付けられており、原則として将来の実験で観測できます。
熱核反応に対する量子効果
恒星の核融合反応は、恒星内の高温で高密度のプラズマで発生します。これらの環境の影響を説明するために、オープン量子システムの理論を使用して、幅広い温度と密度での核融合確率に対する熱的および原子的影響の先駆的な研究を実施しています。低層励起状態は星の温度でより多く存在し、核粒子の相互作用率を高める可能性が高いため、不活性な16O発射体と相互作用するターゲットとして188Os核が使用されました。主な結果は、ゼロ温度での計算と比較して、熱効果により、0.1MeVと0.5MeVの温度でそれぞれテスト核の核融合確率が平均15.5%と36.9%増加することを示しました。
