EMU と POSSUM の調査によって発見された Abell 3718 の中心にある 600 kpc の複雑な電波源
| Title |
A_600_kpc_complex_radio_source_at_the_center_of_Abell_3718_discovered_by_the_EMU_and_POSSUM_surveys |
| Authors |
F._Loi,_M._Brienza,_C._J._Riseley,_L._Rudnick,_W._Boschin,_L._Lovisari,_E._Carretti,_B._Koribalski,_C._Stuardi,_S._P._O'Sullivan,_A._Bonafede,_M._D._Filipovi\'c,_and_A._Hopkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03709 |
銀河団の多周波研究は、銀河団の動的状態と物理学を推測するために重要です。さらに、これらの研究により、クラスター自体の物理的および動的条件によって進化が影響を受ける、クラスターに埋め込まれたソースを調査することができます。これまでのところ、これらの種類の研究は、そこにある地上ベースの電波干渉計の高忠実度イメージング機能のために、北半球から見えるクラスターで優先的に行われてきました。この論文では、あまり知られていない銀河団Abell3718の多周波研究を実施しました。宇宙の進化地図からの画像で検出された、943MHzで$\sim$612kpcの長さを持つ拡張電波源の未知の起源を調査しました。(EMU)および分極スカイサーベイオブザユニバースマグネティズム(POSSUM)サーベイ。光学データとX線データを分析して、クラスターの動的状態、特に合併活動を推測しました。943MHzから9GHzまでの無線スペクトルインデックス調査を実施しました。また、最も明るいクラスターに埋め込まれたソースの偏光特性を評価して、それらがより大きなスケールで観測された電波放射に関連しているかどうかを理解しました。【arxivの制限でアブストラクト切り捨て！PDF版をご覧ください】
ポテンシャルの特異導関数によるインフレ $\alpha$ アトラクタ モデル
| Title |
Inflationary_$\alpha$-Attractor_Models_with_Singular_Derivative_of_Potential |
| Authors |
Kei-ichiro_Kubota,_Hiroki_Matsui,_Takahiro_Terada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03955 |
インフレ$\alpha$アトラクタモデルの一般化が最近KalloshとLindeによって提案されました。このモデルでは、ポテンシャルはインフレトンの対数関数を含むため、ポテンシャル自体ではなく、ポテンシャルの導関数が特異点を持ちます。モデルは、キネティック項に極がなくても実行可能なインフレ観測につながることがわかります。また、極次数が2以外の一般化によって、ポテンシャルの関数形式が大きく変わることはありません。これにより、このクラスのモデルの予測を体系的に分析できます。モデルは通常、0.97前後のスカラースペクトルインデックス$n_s$と、LiteBIRDによって観測可能なテンソルとスカラーの比率$r$の値を予測します。比較的大きな$n_s$を利用して、$n_s$をPlanck/BICEP/Keckデータ。
ビッグバン後の宇宙論的低エントロピーについて: 普遍的な拡張と元素合成
ビッグバン元素合成(BBN)後の宇宙の核エントロピーが、バリオンと光子の比率と宇宙膨張の時間的進化の両方の変動に対する感度を調査します。具体的には、反事実宇宙論を構築して、BBN中に核融合の程度、したがって核エントロピーの大幅な変化を観察する前に、これら2つのパラメーターが宇宙のパラメーターからどの程度変化する必要があるかを定量化します。BBN後の核エントロピーは確かにバリオン形成と宇宙の膨張の歴史に関連しているが、残りの軽元素の要件はこれら2つの宇宙過程の特性に強い制約を課していないことがわかった。
Halo Cores を使用したクラスター内の銀河分布のモデル化
| Title |
Modeling_the_Galaxy_Distribution_in_Clusters_using_Halo_Cores |
| Authors |
Danila_Korytov,_Esteban_Rangel,_Lindsey_Bleem,_Nicholas_Frontiere,_Salman_Habib,_Katrin_Heitmann,_Joseph_Hollowed,_Adrian_Pope |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04194 |
暗黒物質が優勢なハローの銀河分布は、その下にある暗黒物質の下部構造の詳細をほぼ追跡すると予想されます。この論文では、宇宙論的シミュレーションで小規模な下部構造を効率的に追跡する方法としてハロー「コア追跡」を紹介し、観測されたクラスターの銀河分布をモデル化する手法を適用します。この方法は、ハローが特定の閾値質量に達した後、ハローの中心密度コアに属すると識別された粒子のセットを明示的に追跡することに依存しています。その後、ハローコアは、シミュレーションの進化全体を通じて追跡されます。コア追跡の目的は、サブハローの使用を避けることで部分構造解析タスクを簡素化すると同時に、潮汐のためにかなりの暗黒質量を失った、いわゆる「孤児」銀河をより簡単に説明することです。ストリッピング。ハローコアに基づく単純なモデルが、SloanDigitalSkySurveyで光学的に選択されたクラスターで見つかった銀河の数と空間分布を再現できることを示します。また、銀河とハローの接続を研究する際のコア追跡方法論の将来のアプリケーションについても説明します。
コメット 108P/シフレオ: ブロブ
短周期彗星108P/Ciffreoは、その特異な二重形態で知られています。この形態では、核は、一緒に移動する分離した拡散した「ブロブ」を伴います。ハッブル宇宙望遠鏡とノルディック光学望遠鏡で撮影された108P/Ciffreoの新しい観測結果を報告し、それらを使用してこの異常な形態の原因を特定します。いくつかの軌道にまたがる分離とブロブの寿命は、一次核の近くに単一のゆっくりと移動する二次天体の可能性を排除します。太陽の重力と放射圧の作用下でのコマ粒子動力学のモデルを使用して、ブロブが太陽に向かって放出され、太陽光によって反発された粒子の方向転換のアーティファクトであることを示します。数値実験は、形態を再現できる方向の範囲を制限し、共同移動ブロブの出現がまれである理由を説明します。
若い星形成領域における原始惑星系円盤の放射線遮蔽
| Title |
Radiation_shielding_of_protoplanetary_discs_in_young_star-forming_regions |
| Authors |
Martijn_J._C._Wilhelm,_Simon_Portegies_Zwart,_Claude_Cournoyer-Cloutier,_Sean_C._Lewis,_Brooke_Polak,_Aaron_Tran,_Mordecai-Mark_Mac_Low |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03721 |
原始惑星系円盤は、星形成領域の密な環境で一生を過ごします。そこにいる間、それらは外部の光蒸発と動的切断によって近くの星の影響を受ける可能性があります.AMUSEフレームワークを使用して、分子雲からの星団形成のTorchモデルと、これら2つの環境プロセス下での原始惑星系円盤の進化のモデルを結合するシミュレーションを提示します。光蒸発駆動放射の消滅がある場合とない場合のシミュレーションを比較します。私たちのシミュレーションでは、最初の大質量星の形成後、少なくとも0.5Myrの間、円盤の大部分が光蒸発駆動放射線からかなり遮蔽されていることがわかりました。放射線遮蔽は円盤の寿命を桁違いに延ばし、惑星形成のために円盤がより多くの固体物質を保持できるようにします。外部光蒸発の減少により、ディスクはより大きくなり、動的に切断されやすくなりますが、外部光蒸発が支配的な質量損失プロセスのままです。最後に、円盤の質量と近くの最も質量の大きい星までの投影距離(外部光蒸発の兆候として解釈されることが多い)との間の相関関係は、局所的な放射場を支配する質量の小さい星の存在によって消去される可能性があることを発見しました。全体として、大質量星を含む埋め込まれたクラスター内のガスの存在とダイナミクスは、原始惑星系円盤の進化にとって重要であることがわかりました。
IM Lupディスクにおける広軌道巨大惑星形成の潜在的なサイト
| Title |
A_potential_site_for_wide-orbit_giant_planet_formation_in_the_IM_Lup_disk |
| Authors |
Arthur_Bosman,_Johan_Appelgren,_Edwin_A._Bergin,_Michiel_Lambrechts,_Anders_Johansen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03726 |
ダストの半径方向の輸送、つまりドリフトは、巨大惑星の形成理論において重要な役割を果たしてきました。しかし、観測が困難な内側の円盤にダストドリフトパイルアップを特定することは困難でした。IMLupディスクは、ダストドリフトのエピソードによって形成されたという証拠を示していることがわかりました。放射伝達とダストの動的モデリングを使用して、放射状および垂直方向のダスト分布を調べます。110M_earth/Myrを超える高いダストドリフト率が、ダストとCO観測の両方を説明するために必要であることがわかります。さらに、内側の20auに存在する大きなダストの大部分は垂直方向に拡張する必要があり、これはalpha_z>10^{-3}の高い乱流と小さな粒子(0.2-1mm)を意味します。この粒子攪拌のレベルの増加は、垂直方向のせん断不安定性によって引き起こされる乱流を受けている内側のダストに富んだ円盤と一致していることを示唆しています。IMLupディスクの条件は、小石の降着による巨大惑星の形成が20auの外側でのみ有効であることを意味します。このような初期の乱流の多い内部領域が、高いダストドリフト率の自然な結果である場合、これは、木星や土星を含む巨大惑星の形成領域を理解する上で大きな意味を持ちます。
テルル吸収補正後の動径速度測定精度の向上
| Title |
Improved_precision_of_radial_velocity_measurements_after_correction_for_telluric_absorption |
| Authors |
A._Ivanova,_R._Lallement,_J._L._Bertaux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03897 |
星の動径速度(RV)変動の測定による他の星の周りの惑星の検出は、1ms$^{-1}$またはそれ以上の精度を達成することを可能にする、専用のスペクトログラフの改善の恩恵を受けます。恒星線が地表線によって汚染されているスペクトル間隔は、古典的にRV処理から除外されます。テルル吸収除去の潜在的な改善と、その後の動径速度測定の精度に関する有用なスペクトル領域の拡張を推定することを目的としています。オンラインWebサービスTAPASに基づく補正方法を開発し、観測の時間と場所の合成大気透過スペクトルを決定できるようにしました。この方法は、ESOアーカイブで利用可能なK2.5V星HD40307の一連の200ESPRESSO連続露出からのテルリックH$_{2}$OおよびO$_2$吸収除去に適用されました。標準の相互相関関数(CCF)法とCCFのガウスフィットを使用して視線速度を計算し、補正されていないスペクトルとESPRESSO標準恒星バイナリマスクを一方で使用し、テルリック補正されたスペクトルと696を追加した拡張バイナリマスクを使用しました。一方、ライン。2番目のケースでは、動径速度測定の精度が向上し、平均形式誤差が1.04ms$^{-1}$から0.78ms$^{-1}$に減少することがわかりました。エスプレッソのデータと赤腕のこの星型。完全なCCFに適用されるフォトンノイズ制限に基づく最小誤差の推定量を使用すると、誤差は0.89ms$^{-1}$から0.78ms$^{-1}$に減少します。これは、赤い部分で同じ精度に到達するために観測時間が約35\%大幅に減少したことに相当します。
EDEN サーベイ: 15 pc 以内の後期 M 型矮星の出現率に関する小さなトランジット惑星の検出限界と制約
| Title |
EDEN_Survey:_Small_Transiting_Planet_Detection_Limits_and_Constraints_on_the_Occurrence_Rates_for_Late_M_Dwarfs_within_15_pc |
| Authors |
Jeremy_Dietrich,_D\'aniel_Apai,_Martin_Schlecker,_Kevin_K._Hardegree-Ullman,_Benjamin_V._Rackham,_Nicolas_Kurtovic,_Karan_Molaverdikhani,_Paul_Gabor,_Thomas_Henning,_Wen-Ping_Chen,_Luigi_Mancini,_Alex_Bixel,_Aidan_Gibbs,_Richard_P._Boyle,_Samantha_Brown-Sevilla,_Remo_Burn,_Timmy_N._Delage,_Lizxandra_Flores-Rivera,_Riccardo_Franceschi,_Gabriele_Pichierri,_Sofia_Savvidou,_Jonas_Syed,_Ivan_Bruni,_Wing-Huen_Ip,_Chow-Choong_Ngeow,_An-Li_Tsai,_Chia-Lung_Lin,_Wei-Jie_Hou,_Hsiang-Yao_Hsiao,_Chi-Sheng_Lin,_Hung-Chin_Lin,_Ritvik_Basant |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04138 |
近くを通過する地球サイズの太陽系外惑星、後期スペクトル型の赤色矮星は、今後10年間の大気特性評価の主要なターゲットとなるでしょう。ただし、そのようなシステムは、KeplerやTESSなどの広域トランジット調査では見つけるのが困難です。その結果、そのようなトランジット惑星の存在は未調査であり、後期M矮星周辺の短周期の地球サイズの惑星の発生率は、ほとんど制約されていないままです。ここでは、7つの1～2メートルクラスの望遠鏡で500を超える夜のデータを使用して、近くにある22の後期M型矮星の最も深い測光モニタリングキャンペーンを紹介します。私たちの調査には、15pc以内の知られているすべての単一の静止状態にある北部の後期M型矮星が含まれています。トランジット注入・回復テストを使用して、調査の完全性を定量化し、ほとんどの($>80\%$)トランジットする短周期(0.5-1d)スーパーアース($R>1.9R_\oplus$)であり、トランジットする地球サイズの惑星($1.0-1.2R_\oplus$)に敏感です($\sim50\%$)。トランジットに対する感度が高く、偽陽性率がほぼゼロであることは、効率的な調査戦略を示しています。私たちの調査では、トランジット惑星の検出は得られませんが、ターゲット星を周回するトランジット惑星の最も敏感な上限を提供します.最後に、後期M型矮星周辺の短周期惑星(地球サイズの惑星から巨大惑星まで)の発生率に関する複数の仮説を調査します。たとえば、短い周期($<1$日)の巨大惑星は、ターゲット星の周りでは珍しいことを示しています。私たちのデータセットは、TRAPPIST-1のような星の周りの短周期惑星の発生率に関するいくつかの洞察を提供し、私たちの結果は惑星形成とシステム進化モデルをテストするのに役立ち、近くの後期M矮星の将来の観測を導くことができます。
CO2-N2-Ar 結合同位体進化モデルによる古代火星大気のサイズと組成の制約
| Title |
Constraints_on_the_Size_and_Composition_of_the_Ancient_Martian_Atmosphere_from_Coupled_CO2-N2-Ar_Isotopic_Evolution_Models |
| Authors |
Trent_B._Thomas,_Renyu_Hu,_and_Daniel_Y._Lo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04241 |
現在の火星は寒くて乾燥していますが、鉱物学的および形態学的証拠は、古代の火星の表面に液体の水が存在したことを示しています。この証拠を説明し、太古の火星の居住可能性を評価するには、太古の大気のサイズと組成を理解する必要があります。ここでは、38億年前(Ga)から現在までの火星の大気CO2、N2、およびArの結合された自己矛盾のない進化をモデル化することにより、太古の火星の大気に制約を課します。私たちのモデルは、これらの種の存在量と同位体組成の進化を、大気の脱出、火山のガス放出、および地殻の相互作用によって追跡します。マルコフ連鎖モンテカルロ法を使用して妥当な範囲のパラメーターを探索し、現代の火星の大気を再現する数十万のモデルソリューションを見つけます。これらの解は、火星の大気が3.8Gaで0.3-1.5barのCO2と0.1-0.5barのN2を含んでいたことを示しています。沈着した炭酸塩の地球規模の体積は、古代の大気組成を決定的に決定します。たとえば、0.2～0.4バールのN2を含む~1バールのCO2古代大気には、主にオープンウォーターシステムの炭酸塩に堆積した~0.9バーのCO2が必要です。C、N、およびAr同位体の共同分析により、アウトガスとスパッタリングの相対的な強度に関する制約を絞り込み、アウトガスの発生源である初期マントルの減少を示しています。私たちの結果は、古代火星の潜在的なH2成分を含むCO2-N2大気が火星の地球化学的進化と一致しており、過去の温暖で湿潤な気候の証拠を説明する可能性があることを示しています。
TESSセクター1-42からの中期から後期のM型矮星の近くを周回する地球型惑星の発生率
| Title |
The_Occurrence_Rate_of_Terrestrial_Planets_Orbiting_Nearby_Mid-to-late_M_Dwarfs_from_TESS_Sectors_1-42 |
| Authors |
Kristo_Ment_(1),_David_Charbonneau_(1)_((1)_Center_for_Astrophysics,_Harvard_&_Smithsonian,_Cambridge,_MA,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04242 |
我々は、観測セクター1から42内でTESSによって観測された0.1から0.3M$_\odot$の質量を持つ、太陽の15パーセル内にある363個の中期から後期M型矮星の体積完全なサンプルの分析を提示する。このサンプルの星の数は0.17M$_\odot$です。修正されたBox-LeastSquares(BLS)アルゴリズムを使用して、公転周期が7日未満の惑星を通過するTESSの2分間のケイデンスライトカーブを検索し、サンプル内の6つの既知の惑星すべてと、LHS475を周回する可能性のある惑星候補を回復します(TESS対象オブジェクト910.01)。これらの惑星のそれぞれは地球の組成と一致しており、惑星の半径は0.91R$_\oplus$から1.31R$_\oplus$の範囲です。さらに、トランジット検出感度を惑星半径、日射量、および軌道周期の関数として特徴付けるために、363個の星のそれぞれについてトランジット注入および回復分析を実行します。半径が0.5R$_\oplus$を超え、軌道周期が0.4～7日であるM矮星あたりの地球型惑星の累積発生率は$0.61^{+0.24}_{-0.19}$です。同等の日射量の場合、R$_\oplus$が1.5を超える惑星(海王星と水の世界)は、初期型の星と比較して中期から後期のM型矮星の周りで著しく少ないことがわかります。惑星は、より大規模なM型矮星に匹敵します。全体として、陸生生物は中期から後期のM型矮星の周りで14対1の比率で亜海王星を上回っていると推定されます。0.5-7日の公転周期範囲内で、中期から後期のM型矮星あたり1.5R$_\oplus$より大きい0.07個の惑星の$1\sigma$上限を設定します。惑星の半径が0.9R$_\oplus$未満の場合、発生率が低下しているという証拠が見つかりました。これは、地球サイズ以上の地球型生物が中期から後期のM型矮星の周りでより一般的である可能性があることを示唆しています。
PHANGS 銀河の分子スーパーバブルのエネルギー論の定量化
| Title |
Quantifying_the_energetics_of_molecular_superbubbles_in_PHANGS_galaxies |
| Authors |
E._J._Watkins,_K._Kreckel,_B._Groves,_S._C._O._Glover,_B._C._Whitmore,_A._K._Leroy,_E._Schinnerer,_S._E._Meidt,_O._V._Egorov,_A._T._Barnes,_J._C._Lee,_M._Boquien,_R._Chandar,_M._Chevance,_D._A._Dale,_K._Grasha,_R._S._Klessen,_J._M._D._Kruijssen,_K._L._Larson,_J._Li,_J._E._M\'endez-Delgado,_I._Pessa,_T._Saito,_P._Sanchez-Blazquez,_S._K._Sarbadhicary,_F._Scheuermann,_D._A._Thilker,_T._G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03699 |
星の形成と星のフィードバックは、銀河全体にエネルギーと物質を再分配する相互に関連したプロセスです。若い大質量星が空間的にクラスター化された環境で形成されると、それらはスーパーバブルと呼ばれる膨張するガスのポケットを作ります。これらのプロセスは、銀河円盤の形成とバリオンサイクルの調節に重要な役割を果たしているため、スーパーバブルの特性を測定することは、銀河の進化モデルに重要な情報を提供します。PHANGS-ALMA$^{12}$CO(2-1)サーベイの広い範囲と高い角度分解能($\sim$50-150pc)により、分子ガスを含むスーパーバブルの統計的に代表的な数を分解して特定できるようになりました近くの銀河で。CO内の殻とPHANGS-HSTで特定された恒星集団との間の空間的対応を必要とすることによってスーパーバブルを特定し、恒星集団の特性をCOと組み合わせて、フィードバックモデルを制約し、それらのエネルギーを定量化します。18個のPHANGS-ALMA銀河にまたがる325個の空洞を視覚的に識別し、そのうち88個には明確なスーパーバブルの特徴(壊れていない殻、中央の星団、膨張の運動学的特徴)があります。COを使用してそれらの半径と膨張速度を測定し、それらの年齢と泡を駆動する機械力を動的に導出します。これを使用して、泡を駆動する親星集団の予想される特性を計算します。5～12%の結合効率でエネルギーを注入する超新星(SN)モデルを使用すると、予測および導出された星の年齢と星の集団の質量の間に一貫性が見られますが、風モデルでは測定した星の年齢を説明できません。これは、分子ガスがスーパーバブルの特性を正確に追跡していることを確認するだけでなく、スーパーバブルモデルの重要な観察上の制約も提供します。また、泡が膨張するにつれてガスを一掃しているという証拠も見つかり、これらのサイトが新世代の星をホストする可能性があると推測しています。
暖かい星間物質からの宇宙線駆動の銀河風
理想化された球面対称の時間依存シミュレーションを使用して、暖かい星間物質からの宇宙線(CR)駆動の銀河風の特性を研究します。モデルの重要な要素は、放射冷却とCRストリーミングを介したガスの加熱です。冷却とCR加熱は風の基部近くで均衡しますが、この均衡は熱的に不安定であり、密度と温度が大きく変動する多相風になります。ほとんどのシミュレーションでは、最終的に加熱が冷却を上回り、温度が急激に上昇し、熱によって駆動される風が発生します。これに対する例外は、ポテンシャルが最も浅い銀河であり、CR圧力によってほぼ等温の$T\approx10^4\,$Kの風が発生する。ここで見つかった時間平均風解の多くは、2つの臨界点を持つ注目すべき臨界点構造を持っています。実際の銀河にスケーリングすると、質量流出率$\dotM$は、観測された低質量銀河での星形成率よりもいくらか大きく、ほぼ「エネルギーのような」スケーリング$\dotM\proptov_{\rmesc}^{-2}$.風はゆっくりと加速し、わずか$\sim0.4v_{\rmesc}$の漸近風速に達します。総風力は超新星からの電力の$\sim1\%$であり、ここでモデル化された物理的条件に対する非効率的な予防CRフィードバックを示唆しています。我々は、$10^4-10^{5.5}\,$Kのガスから、かなり空間的に拡張された輝線と吸収線を予測している。これは、星形成銀河で見られる面外拡散電離ガスに対応している可能性があります。
天の川の外側ハロー衛星の分光分析: Aquarius II と Bootes II
| Title |
Spectroscopic_analysis_of_Milky_Way_outer_halo_satellites:_Aquarius_II_and_Bootes_II |
| Authors |
Jordan_Bruce,_Ting_S._Li,_Andrew_B._Pace,_Mairead_Heiger,_Ying-Yi_Song,_and_Joshua_D._Simon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03708 |
この論文では、マゼラン/IMACS分光法.Boo~II(12)のメンバー星の最大のサンプルと、Aqu~II(8)の金属量測定値を持つ赤色巨星枝メンバーの最大のサンプルを提示します.両方のUFDで、$Gaia$の固有運動に基づいて選択されたターゲットは、分光メンバーであることが判明しました.星の運動学的測定の精度を最大化するために、識別された連星とRRLyrae変数を削除します.Aqu~IIについては、$-のシステム速度を測定します65.3\pm1.8$kms$^{-1}$および[Fe/H]の金属量=$-2.57^{+0.17}_{-0.17}$.以前の測定値と比較すると、これらの値は$\sim6$kms$^{-1}$半径速度の差と金属量の0.27dexの減少.同様に、Boo~IIについては、$-130.4^{+1.4}_{-1.1の全身速度を測定します}$kms$^{-1}$、10km以上s$^{-1}$文献とは異なり、金属量は[Fe/H]=$-2.71^{+0.11}_{-0.10}$でほぼ1dex小さく、速度分散は$\sigma_{v_{\rmで3倍小さいヘル}}=2.9^{+1.6}_{-1.2}$kms$^{-1}$.さらに、全身固有運動パラメータを導出し、両方のUFDの軌道をモデル化します。最後に、Aqu~IIの非常に暗黒物質が優勢な性質を強調し、両方の銀河のJファクターを計算して、暗黒物質消滅の探索を支援します。Boo-IIはサイズが小さく近接しているにもかかわらず、拡散速度が遅く、暗黒物質の密度が低いため、暗黒物質の消滅を間接的に検出するための中間的な標的となっています。
高赤方偏移の大質量星形成銀河における分子ガスの VLA レガシー調査
| Title |
VLA_Legacy_Survey_of_Molecular_Gas_in_Massive_Star-forming_Galaxies_at_High_Redshift |
| Authors |
Marta_Frias_Castillo,_Jacqueline_Hodge,_Matus_Rybak,_Paul_van_der_Werf,_Ian_Smail,_Jack_Birkin,_Chian-Chou_Chen,_Scott_Chapman,_Ryley_Hill,_Claudia_del_P._Lagos,_Cheng-Lin_Liao,_Elisabete_da_Cunha,_Gabriela_Calistro_Rivera,_Jianhang_Chen,_Eric_Jimenez_Andrade,_Eric_Murphy,_Douglas_Scott,_Mark_Swinbank,_Fabian_Walter,_Rob_Ivison,_Helmut_Dannerbauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03713 |
$z=$2にある30個のサブミリ単位で選択されたダストの多い星形成銀河のサンプルにおけるCO($J$=1-0)遷移を対象としたKarlG.JanskyVeryLargeArrayによる進行中の調査の初期結果を提示します。-5はALMAとNOEMAからの$J$半ばのCO検出で、そのうち17は完全に観測されています。11のターゲットでCO(1-0)排出を検出し、3つの暫定的な($\sim$1.5-2$\sigma$)検出も検出しました。3つの銀河が検出されていません。私たちの結果は、6-23$\times$10$^{10}$($\alpha_\mathrm{CO}$/1)M$_\odot$の総分子ガス質量をもたらし、ガスの質量分率は$f_\mathrmです。{gas}$=$M_\mathrm{mol}$/($M_*$+$M_\mathrm{mol}$)、0.1～0.8、中央値の枯渇時間は(140$\pm$70)Myr.$r_{31}$=0.75$\pm$0.39および$r_{41}$=0.63$\pm$0.44のCO励起率の中央値が見つかり、大きなばらつきがあります。励起比と、赤方偏移、CO(1-0)線幅、または$\Sigma_\mathrm{SFR}$などの多くの重要なパラメーターとの間に有意な相関関係は見つかりません。$r_{41}$と星形成効率の間に暫定的な正の相関が見られるだけですが、サンプルサイズが小さいため制限があります。最後に、結果をSHARK半分析モデルからの予測と比較し、分子ガス質量、枯渇時間、およびソースと対応するSHARKのガス分率の間に良好な一致を見つけます。私たちの結果は、高赤方偏移の最も大規模な星形成銀河の不均一な性質と、全分子ガス含有量とISM特性を確実に制約するためのCO(1--0)観測の重要性を強調しています。
天の川の自転曲線と射手座A*の質量
本研究では、球対称性を持つ物体の質量密度の解析式を導き出し、その対応するポテンシャルにより、観測された銀河の回転曲線と一致するその周りの円速度を得ることができます。私たちの銀河の回転曲線が分析され、中心天体の特性、その半径、および得られた値が文献で報告されているものに非常に近い質量が決定されます。
最も近いキロパーセク内の星間絶滅の三次元解析モデル
| Title |
A_Three-Dimensional_Analytical_Model_of_the_Interstellar_Extinction_within_the_Nearest_Kiloparsec |
| Authors |
G._A._Gontcharov,_A._V._Mosenkov,_S._S._Savchenko,_V._B._Il'in,_A._A._Marchuk,_A._A._Smirnov,_P._A._Usachev,_D._M._Polyakov,_N._Hebdon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03871 |
最も近いキロパーセク以内の空間的な星間絶滅変動の分析モデルの新しいバージョンを提示します。このモデルでは、3Dの塵の分布を3つの重なり合う層の重ね合わせとして扱います。(1)銀河中心面に沿った層、(2)グールドベルトの層、(3)ケフェウスとカメレオンの塵雲複合体を通過する層です。.各層では、ダスト密度は、層の中立面からの距離が大きくなるにつれて指数関数的に減少します。さらに、各層の中立面に沿って正弦波の縦方向消光の変動があります。4つのデータセットを使用して、モデルの29のパラメーターの最も可能性の高い値を見つけました。（2019）、およびGreenetal。（2019）およびアンダースらによって推測された絶滅。(2022)GaiaEDR3からの993291の巨人。すべてのデータは、モデルパラメーターの同様の推定値を示します。星または空間内の点の絶滅は、モデルによって、銀河系の高緯度と低緯度でそれぞれ$\sigma(A_\mathrm{V})=0.07$から0.37までの精度で予測されます。これらの値では、粉塵媒体の自然な変動が支配的です。媒体の変動を無視すると、拡張されたオブジェクト(銀河、星団、塵雲)または空間の小さな領域の平均絶滅は、$\sigma(A_\mathrm{V})=0.04$から0.15まで、銀河の高緯度と低緯度でそれぞれ。グリーン等。（2019）およびアンダースら。(2022)一斉に、中程度の$\sigmaの自然な変動を伴う、太陽の上または下の銀河の塵の半層全体にわたる高緯度での絶滅について、$A_\mathrm{V}=0.12^m$の推定値を与えます。(A_\mathrm{V})=0.06^m$.私たちのモデルは、かなりの量の塵がどのようにして銀河のミッドプレーンから遠く離れたのかを説明するための一歩です.
X シューター スペクトル ライブラリ (XSL) の化学特性: [Mg/Fe] および [Ca/Fe] 存在量
| Title |
Chemical_characterisation_of_the_X-shooter_Spectral_Library_(XSL):_[Mg/Fe]_and_[Ca/Fe]_abundances |
| Authors |
Pablo_Santos-Peral,_Patricia_S\'anchez-Bl\'azquez,_Alexandre_Vazdekis,_and_Pedro_A._Palicio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03979 |
X-shooterSpectralLibrary(XSL)は、星の人口モデルを開発するためのベンチマークとして使用される大規模な経験的星ライブラリです。$\alpha$要素の存在量を含めることは、恒星系の化学進化を解きほぐす上で非常に重要です。この論文の目的は、ヘルツスプルング-ラッセル(HR)ダイアグラムによく分布するさまざまな星から、高精度で正確なマグネシウムとカルシウムの存在量のカタログを提供することです。XSLDataRelease2から611個の星の中解像度スペクトルについて、派生したMgおよびCa存在量の分析を最初に実行しました。(VIS)スペクトル。GaiaDR3とAMBREプロジェクトのデータセットを使用して、大気パラメータと化学物質存在量の一貫性をテストしました。最終的に、192個の星と217個の星の正確な[Mg/Fe]と[Ca/Fe]の存在量を取得し、そのうち174個の星で両方の元素が測定されました。星は有効温度4000<T$_{\rmeff}$<6500K、表面重力0.3<log(g)<4.8~cms$^{\rm-2}$、および金属量-2.5の広い範囲をカバーしています。<[Fe/H]<+0.4dex.AMBRE:HARPSおよびGaia/RVS分析からの存在量推定値との優れた一致が見つかりました。さらに、結果として得られる存在量は、銀河の化学進化モデルによって予測されるように、金属の少ない領域でプラトーを再現し、その後、スーパーソーラーの金属量でも減少傾向が続きます。このカタログは、経験に基づいた$\alpha$拡張機能を備えた進化的恒星個体群モデルのモデル化を改善するのに適しています。これは、近い将来、外部銀河の存在量の分析に大きく貢献する可能性があります。
クエーサー中心部における分子ガスのダイナミクス I$\,$Zwicky$\,$1
| Title |
Dynamics_of_Molecular_Gas_in_the_Central_Region_of_the_Quasar_I$\,$Zwicky$\,$1 |
| Authors |
Qinyue_Fei,_Ran_Wang,_Juan_Molina,_Jinyi_Shangguan,_Luis_C._Ho,_Franz_E._Bauer,_Ezequiel_Treister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04003 |
以下のコレクションを使用して、$z\approx0.061$クエーサーI$\,$Zwicky$\,$1の包核領域(半径$\lesssim2\,$kpc)における分子ガス分布と運動学の研究を提示します。一酸化炭素(CO)放出のAtacamaLargeMillimeter/SubmillimeterArray(ALMA)観測が利用可能です。$\sim0.36''$($\sim\,400\,\rmpc$に対応)の角度分解能を持つホスト銀河のサブ構造には、核分子ガスディスク、スパイラルアーム、およびコンパクトバーが含まれます。のようなコンポーネントが解決されます。COイメージキューブに基づいてガスの運動学を分析し、回転曲線と速度分散の動径分布を得ました。速度分散は、外側のCOディスク領域で約$30\,\rmkm\,s^{-1}$で、半径で$\gtrsim100\,\rmkm\,s^{-1}$まで上昇します$\lesssim1\,$kpc、ディスクの中央領域が動的に高温であることを示唆しています。COから$\rmH_2$への変換係数$\alpha_{\rmCO}$を、低温ガスディスクのダイナミクスをモデル化することによって制約します。恒星と暗黒物質の成分についての事前知識により、このクエーサーホスト銀河の核周辺領域の$\alpha_{\rmCO}$値は$1.55_{-0.49}^{+0.47}\,M_であることがわかります。\odot\,\left(\rmK\,km\,s^{-1}\,pc^2\right)^{-1}$。これは、超高輝度赤外線銀河で報告されている値と、天の川。このクエーサーホスト銀河の中央の1$\,$kpc領域には、核スターバーストとして識別できる重要な星形成活動があります。中央領域での高速分散をさらに調査します。ガス速度の分散から得られるISM乱流圧力は、ISMの重量と平衡にあることがわかります。これは、冷たい分子ガスの運動学に大きく影響するAGNフィードバックからの余分な電力に反対するものです。
Gaia DR3 データと VLBI 測定からの光フレームと無線フレーム間のリンク
公開されたデータに基づいて、VLBIによって測定され、GaiaDR3カタログ(実際にはGaiaEDR3)で利用可能な、三角視差と固有運動を備えた126の電波星のサンプルを集めました。固体相互回転のモデルに基づく84個の電波星のGaia-VLBI固有運動の違いの分析により、ゼロと有意に異なる回転成分がないことが明らかになりました。0.08,-0.10)\pm(0.06,0.07,0.08)$masyr$^{-1}.$90個の星の三角視差に基づいて、光学星と電波星の間の系統的なオフセットの新しい推定値を取得しました。フレーム、$\Delta\pi=-0.022\pm0.017$~mas、および視差スケール係数が1に近いことを示しました($b=1.001\pm0.002$)。
アルマ望遠鏡 電波銀河 NGC 1052 での 321 GHz の水メーザー放射の検出
| Title |
ALMA_Detection_of_321_GHz_water_maser_emission_in_the_radio_galaxy_NGC_1052 |
| Authors |
Seiji_Kameno,_Yuichi_Harikane,_Satoko_Sawada-Satoh,_Tsuyoshi_Sawada,_Toshiki_Saito,_Kouichiro_Nakanishi,_and_Elizabeth_Humphreys |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04211 |
AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray(ALMA)は、NGC1052の321GHzでH$_2$O$J_{Ka,Kc}=10_{2,9}-9_{3,6}$放射を偶然検出しました。1090$L_{\odot}$の等方性光度を持つ、これまで知られている中で最も明るい321GHzH$_2$Oメーザーである。ラインプロファイルは、全身速度をまたぐFWHM$=208\pm12$kms$^{-1}$の広い速度成分と、FWHM$=44\pm3$kms$^{-の狭い成分で構成されます。160kms$^{-1}$だけ青方偏移した1}$。このプロファイルは、既知の22GHz$6_{1,6}-5_{2,3}$メーザー(193kms$^{-1}$だけ赤方偏移した広いプロファイルを示す)とは大きく異なります。サブミリ波メーザーは$0^{\prime\prime}.68\times0^{\prime\prime}.56$の合成ビームで空間的に解像されず、12pc以内の連続体コア位置と一致します。これらの結果は、高温($>1000$K)および高密度($n({\rmH}_2{\rmO})>10^4$cm$^{-3}$)による連続体放出の増幅を示しています。)コアの前の分子ガス
銀河-ハロー配列の質量依存性と進化のロバストな測定
| Title |
Robust_Measurement_of_Mass_Dependence_and_Evolution_of_Galaxy-Halo_Alignment |
| Authors |
Kun_Xu_(SJTU),_Y.P._Jing_(SJTU)_and_Hongyu_Gao_(SJTU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04230 |
スローガンデジタルスカイサーベイDR12LOWZおよびCMASSサンプルの銀河楕円率(GI)相関を、DESIレガシーイメージングサーベイからの形状測定値で測定します。我々は、N体シミュレーションでGI相関をモデル化し、最近の正確な恒星とハローの質量関係を、PhotometricobjectAroundCosmicwebs(PAC)メソッドから取得しました。大規模なデータセットと私たちの正確なモデリングにより、中心銀河とそのホストハローとの間の整列角度の正確な測定値が判明しました。中心楕円銀河とそのホストハローの位置合わせは、銀河の星の質量またはホストハローの質量とともに単調に増加することがわかりました。また、中心の楕円銀河は、より低い赤方偏移に進化すると、そのホストハローとより整列することもわかりました。対照的に、中央円盤銀河は、ホストハローとの整列がGI相関で約10倍弱くなります。これらの結果は、弱いレンズ研究、IA宇宙論、大質量銀河形成の理論における固有アライメント(IA)補正に重要な意味を持ちます。
実験室条件下での CH$_3$OH 氷 UV 光分解のシミュレーション
| Title |
Simulation_of_CH$_3$OH_ice_UV_photolysis_under_laboratory_conditions |
| Authors |
W._R._M._Rocha,_P._Woitke,_S._Pilling,_W._-F._Thi,_J._K._J{\o}rgensen,_L._E._Kristensen,_G._Perotti,_and_I._Kamp |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04239 |
メタノールは、星間氷で確実に同定された最も複雑な分子であり、天体物理環境における化学的複雑性を理解するための重要な化学種です。メタノール氷の光化学の重要な側面は、さまざまな温度や照射フラックスでの分岐比や光解離断面積など、まだ不明です。この作業は、CH3OH氷UV光分解の室内実験とアストロケミカルモデリングとの間の定量的な一致を目指しています。この作業により、実験室での実験で存在するメタノール氷の光化学を支配するプロセスをよりよく理解することもできます。ProDiMoを使用して、実験室での測定条件をシミュレートします。シミュレーションは、実験チャンバー内の残留ガスを模倣するために、メタノール氷とヘリウムのみで構成される単純な化学から始まります。光解離反応によって拡大された表面化学ネットワークは、氷内の化学反応を研究するために使用されます。さらに、実験結果を再現するものをチェックするために、さまざまな表面化学パラメーター(表面競合、トンネリング、熱拡散、および反応性脱着)が採用されています。ProDiMoを使用した化学モデルは、実験で観察された20、30、50、および70Kの温度でのUV光解離によるメタノール氷の破壊を再現できます。結果は、光分解後のさまざまな分岐比と反応性脱離のメカニズムに敏感であることに注意してください。20Kでの分子雲のシミュレーションでは、メタノールガス存在量が1桁増加し、固相存在量が同様に減少することが観察されました。包括的な天体化学モデルは、氷内の反応を支配するプロセスの定量的理解として、研究室の実験に新しい洞察を提供します。最終的に、これらの洞察は、天文観測をより適切に解釈するのに役立ちます。
L$^*$ 銀河の周囲銀河媒質における銀河の失われたバリオンの X 線検出
| Title |
X-Ray_Detection_of_the_Galaxy's_Missing_Baryons_in_the_Circum-Galactic_Medium_of_L$^*$_Galaxies |
| Authors |
Fabrizio_Nicastro_(1_and_2),_Yair_Krongold_(3),_Taotao_Fang_(2),_Filippo_Fraternali_(4),_Smita_Mathur_(5_and_6),_Stefano_Bianchi_(7),_Alessandra_De_Rosa_(8),_Enrico_Piconcelli_(1),_Luca_Zappacosta_(1),_Manuela_Bischetti_(9),_Chiara_Feruglio_(9_and_10),_Anjali_Gupta_(5_and_11)_((1)_INAF_Osservatorio_Astronomico_di_Roma,_Rome,_Italy,_(2)_Department_of_Astronomy,_Xiamen_University,_Xiamen,_China,_(3)_Instituto_de_Astronomia_-_Universidad_Nacional_Autonoma_de_Mexico,_Mexico_City,_Mexico,_(4)_Kapteyn_Astronomical_Institute,_University_of_Gronigen,_Gronigen,_The_Netherlands,_(5)_Astronomy_Department,_The_Ohio_State_University,_Columbus,_OH,_USA,_(6)_Center_for_Cosmology_and_Astro-Particle_Physics,_The_Ohio_State_University,_Columbus,_OH,_USA,_(7)_Dipartimento_di_Matematica_e_Fisica,_Universit\'a_degli_Studi_Roma_Tre,_Roma,_Italy,_(8)_INAF_-_Istituto_di_Astrofisica_e_Planetologia_Spaziali,_Roma,_Italy,_(9)_Istituto_Nazionale_di_Astrofisica_(INAF)_-_Osservatorio_Astronomico_di_Trieste,_Trieste,_Italy,_(10)_Dipartimento_di_Fisica,_Sezione_di_Astronomia,_Universit\'a_di_Trieste,_Trieste,_Italy,_(11)_Columbus_State_Community_College,_Columbus,_OH,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04247 |
銀河の円盤にホストされているバリオンの量は、暗黒物質のハローの質量と、宇宙の全物質に対するバリオンの割合に基づいて予想されるよりも低く、いわゆる銀河欠落バリオン問題を引き起こします。銀河の円盤のサイズの少なくとも10倍の距離まで銀河のハローに重力的に結合している銀河周辺の冷たい物質の存在は、問題を軽減しますが、その解決には十分ではありません。代わりに、バリオンを失った銀河は、おそらくハロービリアル温度に近く、冷たい相と共存している、銀河周辺媒体のはるかに高温のガス相に隠れている可能性があることが示唆されています。ここでは、L$^*$銀河の既知の周囲銀河吸収体の利用可能な最良のX線スペクトルを利用して、関連するOVIIおよびNVI吸収の最初の直接的な高い統計的有意性($5.3-6.8\sigma$)の検出を報告します。3つのクエーサーの積み重ねられたXMM-NewtonおよびChandraスペクトル。これらの吸収体は、logT(ink)$\simeq5.88-6.1$K(ハロービリアル温度T$_{vir}=10^6$K）。X線ハローの質量M$_{hot-CGM}\simeq(1.4-1.6)\times10^{11}$M$_{\odot}$を推定すると、これらのシステムでは、銀河欠落バリオン分数$\xi=M_{hot-CGM}/M_{missing}\simeq0.99-1.13$となり、典型的なL$^*$銀河の銀河バリオンセンサスを閉じます。私たちの測定は、長年にわたる銀河の失われたバリオンの問題の解決と、宇宙の寿命全体にわたる銀河の内外のバリオンの継続的なサイクルの理解に大きく貢献しています。
NGDEEP からの最初の洞察: 最も深い公共の NIRCam 画像にある暗い $8< z < 16$ 銀河の大集団
| Title |
First_insights_from_NGDEEP:_A_large_population_of_faint_$8 |
| Authors |
D._Austin,_N._J._Adams,_C._J._Conselice,_T._Harvey,_K._Ormerod,_J._Trussler,_Q._Li,_L._Ferreira,_P._Dayal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04270 |
これまでで最も深い\emph{JWST}イメージングを使用して、高赤方偏移銀河を検索するための初期の分析を提示します。NGDEEPフィールド。このデータは、HubbleUltraDeepField-Par2での6バンドNIRCamイメージングで構成され、総面積6.8arcmin$^{2}$をカバーしています。この調査の前半の最初の削減に基づいて、$1-5$~\textmumの間でmag=29.5--29.9までの5$\sigma$の深度に達します。このような深さは、\emph{JWST}で初期の宇宙を探索する前例のない機会を提供します。そのため、これらのシステムのスペクトルエネルギー分布を調べることにより、この領域で高赤方偏移銀河を見つけ、2つの異なる測光赤方偏移コード\lephare\と\eazy\を使用して特定された18の新しい$z>8$システムを提示し、他の重要な銀河と組み合わせます。基準。私たちのサンプルで最も高い赤方偏移天体は$z=15.57^{+0.39}_{-0.38}$にあり、これは$\beta=-3.25^{+0.41}_{-0.46}$の青いベータ勾配を持ち、非常に低い推定星質量M$_{*}=10^{7.39}$~\solm\,.また、$z\sim9$でM$_{*}<10^{8.5}$~\solmの一連のかすかな低質量矮小銀河を発見し、青色とUV勾配を持っています。これらの銀河の構造は、すべて非常に平坦な表面の明るさのプロファイルと$<1\mathrm{kpc}$の小さなサイズを持つようなものです。また、結果を理論と比較し、一部のCDMベースのモデルとの重大な不一致は見つかりませんでした。これらの天体の発見は、そのほとんどが光度が低く、恒星の質量と推定されるものであり、宇宙の深部を継続的に調査する力を示しています。これらの観測は、さらに深いまたは同様の深部であるがより広い領域の調査の将来の観測への道を示し、初期宇宙のこの側面を探索するための\emph{JWST}深層場の重要な必要性を示します。
ESO 511-G030 のさまざまな時代にわたるスペクトル特性の追跡
| Title |
Tracking_the_spectral_properties_across_the_different_epochs_in_ESO_511-G030 |
| Authors |
R._Middei,_P.-O._Petrucci,_S._Bianchi,_F._Ursini,_G._A._Matzeu,_F._Vagnetti,_A._Tortosa,_A._Marinucci,_G._Matt,_E._Piconcelli,_A._De_Rosa,_B._De_Marco,_J._Reeves,_M._Perri,_M._Guainazzi,_M._Cappi,_C._Done |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03705 |
タイプI活動銀河核(AGN)ESO511-G030は、以前は明るくソフトエクセスが優勢だったソースであり、多波長モニタリングキャンペーンのコンテキストで2019年に観測されました。しかし、これらの新しい露出では、ソースは$\sim$10倍低いフラックス状態で発見され、ソフトエクセスの痕跡はありませんでした。興味深いことに、X線の弱体化は、UVの同等の退色に対応しており、これらの成分間の強い関連性を示唆しています。ESO511-G030のUV/X線スペクトルエネルギー分布(SED)は、顕著な変動を示します。この非常に低いフラックス状態でのESO511-G030の全体的な発光スペクトルは、べき法則のような連続体($\Gamma\sim$1.7)と2つの反射の重ね合わせであることを発見したデータについて、現象論的および物理的に動機付けられたモデルの両方をテストしました。熱い物質と冷たい物質から出てくる成分。has一次連続体と相対論的反射の両方が内部領域で生成されます。ESO511-G030の顕著な変動性とソフトエクセスの欠如は、2007年の2\%のL/L$_{\rmEdd}$から低下した観測された降着率の劇的な変化によって説明できます。2019年には0.2\%になりました。X線光子指数も、2019年の低フラックスの観測中に、おそらく光子不足のX線コロナの結果として、より硬くなりました。
自転する磁化中性子星からの連続重力波の検出可能性
過去数十年で、質量$M>2M_\odot$を持ついくつかの中性子星(NS)、特にパルサーが観測されました。一方、Ia型超新星のピーク光度から、チャンドラセカールの質量限界を超えていても質量の大きな白色矮星(WD)の存在が推測されました。したがって、大規模なコンパクトオブジェクトの起源についての一般的な問題があります。ここでは、一般相対性理論で軸対称静止恒星平衡を解くことにより、柔らかくて急な状態方程式（EoS）を持つ大規模で磁化された回転するNSの存在を調査します。この目的のために、恒星構造XNSコードのアインシュタイン方程式ソルバーを検討します。磁場と回転軸がずれているため、傾斜角がゼロではないこのような回転するNSは、アインシュタイン望遠鏡などの今後の検出器で検出できる連続重力波（GW）を放出できます。磁場の減衰について説明しますGW放出に関連するタイムスケールを決定するGWおよび双極子放射による角運動量抽出による、時間に伴う角速度および傾斜角度。さらに、Alfv\'enタイムスケールでは、磁気ブレーキと粘性により、差動的に回転する大規模な原始NSが、均一に回転する大規模でないNSに急速に落ち着きます。これらの調査は、大規模なNSの検出が困難であり、検出のタイムスケールを設定することを示唆しています。GW放射の信号対雑音比を計算します。これにより、検出器はすぐに検出できないが、アインシュタイン望遠鏡、CosmicExplorerによって数か月の統合時間で検出可能であり、NSの直接検出につながることが確認されます。
| Title |
Lack_of_Bright_Supernova_Emission_in_the_Brightest_Gamma-ray_Burst,_GRB~221009A |
| Authors |
Manisha_Shrestha,_David_J._Sand,_Kate_D._Alexander,_K._Azalee_Bostroem,_Griffin_Hosseinzadeh,_Jeniveve_Pearson,_Mojgan_Aghakhanloo,_J\'ozsef_Vink\'o,_Jennifer_E._Andrews,_Jacob_E._Jencson,_M._J._Lundquist,_Samuel_Wyatt,_D._Andrew_Howell,_Curtis_McCully,_Estefania_Padilla_Gonzalez,_Craig_Pellegrino,_Giacomo_Terreran,_Daichi_Hiramatsu,_Megan_Newsome,_Joseph_Farah,_Saurabh_W._Jha,_Nathan_Smith,_J._Craig_Wheeler,_Clara_Mart\'inez-V\'azquez,_Julio_A._Carballo-Bello,_Alex_Drlica-Wagner,_David_J._James,_Bur\c{c}in_Mutlu-Pakdil,_Guy_S._Stringfellow,_Joanna_D._Sakowska,_Noelia_E._D._No\"el,_Cl\'ecio_R._Bom,_Kyler_Kuehn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03829 |
関連する超新星を求めて、異常ガンマ線バースト(GRB)221009Aの測光および分光観測を提示します。過去のGRBの中には、超新星スペクトルの特徴の出現と一致する光学的光度曲線の隆起を示したものがありますが、GRB~221009Aでは重要な光度曲線の特徴は検出されず、超新星スペクトルの特徴の明確な兆候も検出されません。GRB~221009Aと同様の赤方偏移で、よく研究された2つのGRB関連超新星(SN~2013dx、$M_{r,max}=-19.54$;SN~2016jca、$M_{r,max}=-19.04$)を使用($z=0.151$)、超新星の出現が光度曲線にどのように影響するかをモデル化しました。GRB残光がX線データと同じ速度で減衰すると仮定すると、残光と超新星成分の組み合わせは、観測されたGRBの明るさよりも暗いです。GRB残光成分として光学データに最適な累乗法則を仮定した場合、天の川からの絶滅のみを想定すると、超新星の寄与により光度曲線に明確なバンプが作成されたはずです。$E(B-V)$=$1.74$magというより高い絶滅を仮定すると(他の場所で示唆されているように)、超新星の寄与を検出するのは困難であり、関連する超新星は$M_{r,max}に制限されます。\約19.54ドル。予想される最大光の頃に撮影されたスペクトルには、明確な超新星の特徴は観察されません。GRB~221009Aに関連する明るい超新星がないことは、爆発からのエネルギーがほとんどジェットに集中していることを示している可能性があり、超新星に利用できるエネルギー収支はより低いままになっています。
タイプ B 準周期振動による MAXI J1535-571 のジェットのようなコロナのより良い観察
| Title |
A_NICER_look_at_the_jet-like_corona_of_MAXI_J1535-571_through_type-B_quasi-periodic_oscillation |
| Authors |
Yuexin_Zhang,_Mariano_M\'endez,_Federico_Garc\'ia,_Diego_Altamirano,_Tomaso_M._Belloni,_Kevin_Alabarta,_Liang_Zhang,_Candela_Bellavita,_Divya_Rawat,_and_Ruican_Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04007 |
MAXIJ1535-571は、2017年に非常に明るいアウトバーストを示したブラックホールX線連星で、2～20keV帯域で最大5Crabのピークフラックスに達しました。フラックスが高いことを考えると、いくつかのX線宇宙天文台は、バーストの重要な部分について前例のない高い信号対雑音比のデータを取得しました。以前の論文では、Insight-HXMTを使用して、硬中間状態(HIMS)のMAXIJ1535-571のコロナを調査しました。この論文では、タイプB準周期振動(QPO)の26個のNICER検出のスペクトルタイミング解析を通じて、ソフト中間状態(SIMS)のコロナの研究に焦点を当てています。これらのQPOのエネルギー、rms、ラグスペクトルを時間依存のComptonizationモデルに同時に適合させると、SIMSではコロナサイズが~6500kmで、垂直方向に伸びていることがわかります。エネルギースペクトルに細い鉄の線が検出されました。これは、この大きなコロナによる降着円盤の外側部分の照明によるものと解釈されます。HIMS-SIMS遷移中のコロナと電波ジェットの進化をたどると、コロナが最大の垂直サイズに伸びた後、ジェットフラックスがピークに達することがわかります。コロナがブラックホールに向かって垂直に収縮した後、ジェットフラックスは減衰し始めます。この挙動は、X線コロナと電波ジェットの間の関連性を示しており、他の情報源で見られるものと同様です。
| Title |
The_appearance_of_a_merging_binary_black_hole_very_close_to_a_spinning_supermassive_black_hole |
| Authors |
Xiaoyue_Zhang,_Xian_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04015 |
連星ブラックホール(BBH)の質量と距離は、重力波(GW)天文学で測定する基本的なパラメーターです。測定値が宇宙の赤方偏移の影響を受けることはよく知られており、最近の研究では、BBHが超大質量ブラックホール(SMBH)の近くで合体する場合、ドップラーと重力の赤方偏移が結果にさらに影響を与える可能性があることも示されました。ここでは、測定時に近くのSMBHによって引き起こされる追加のレンズ効果を検討します。カーSMBHの$10$重力半径内で発生するヌル測地線を計算して、BBHによって放出されるGWの赤方偏移と倍率を決定します。赤方偏移と縮小の間に正の相関が見られ、その結果、検出器フレーム内のBBHの質量と距離の間に正の相関が生じます。さらに重要なことは、信号が青方偏移して拡大されるのではなく、赤方偏移して縮小されて遠くの観察者に見える可能性が高いことです。これらの結果に基づいて、$z_{\rmcos}=(10^{-2}-10^{-1})$の宇宙論的赤方偏移のバイナリであり、$(10-20)のBHで構成されていることを示します。M_\odot$は、$z_{\rmcos}\sim1$の赤方偏移でBBHになりすまし、$(44-110)M_\odot$の大きさのBHを含む可能性があります。極端な縮小の場合、同じBBHが$z_{\rmcos}>10$にあるように見え、太陽以下の質量のBHを含むこともわかります。このような効果が考慮されていない場合、GWを介して検出されたBHの起源に関する理解に偏りが生じる可能性があります。
重力波信号に伴う高エネルギーニュートリノ放出：繭光子の影響と後期放出の制約
短いガンマ線バースト(sGRB)の長時間のジェットで生成される高エネルギーニュートリノの検出の見通しを調査します。sGRBのX線ライトカーブは、100～1000秒持続する拡張放出成分を示しています。これは、長時間のエンジン活動によって生成されると考えられています。長時間のエンジン活動によるジェットは、中性子星合体の噴出物内のジェット伝播によって形成された繭内の光子と相互作用するはずです。繭から供給される光子とジェット内で加速された宇宙線との相互作用を考慮して、長期のエンジン活動によるジェットからのニュートリノ放出を計算します。第2世代の重力波検出器を備えた将来のニュートリノ望遠鏡であるIceCube-Gen2は、そのローレンツ因子の仮定値に関係なく、約10年の運用で重力波に関連するニュートリノ信号を観測できる可能性が高いことがわかりました。ジェット。ニュートリノの観測により、ジェットの散逸領域を制限できる可能性があります。このモデルをGRB211211Aに適用します。これは特異な長いGRBであり、その起源は連星中性子星の合体である可能性があります。私たちのモデルは、IceCubeが関連するニュートリノを検出する可能性は低いと予測していますが、いくつかの同様のイベントは、長期にわたるエンジン活動の物理量に意味のある制約を課すことができます。
密度の高い物質の状態方程式の決定に対する O4 未来検出の影響
| Title |
Impact_of_O4_future_detection_on_the_determination_of_the_dense_matter_equations_of_state |
| Authors |
J.-F._Coupechoux,_R._Chierici,_H._Hansen,_J._Margueron,_R._Somasundaram,_V._Sordini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04147 |
次のLIGO-Virgo-KAGRA観測期間O4(2023年春に開始)を考慮して、干渉計ネットワークがさまざまな中性子星の状態方程式を観測で可能だったよりもうまく識別できるかという問題に取り組みます。連星中性子星合体GW170817。O4中のGW170817に類似したイベントの観測により、O2で得られたものよりも7倍優れた不確実性内で無次元有効潮汐変形能$\tilde{\Lambda}$を解決できることを示します。感度の予想される増加のおかげで、100Mpcの距離内のGW170817のような単一イベントは、中性子星の状態方程式の制約が大幅に改善されることを意味することを示します。また、信号の分析におけるノイズの重要な影響を示し、大きな信号対ノイズ比の効果的な潮汐変形確率密度関数にどのように影響するかを示します。
天文学における科学用 CMOS センサー: QHY600 および QHY411
| Title |
Scientific_CMOS_sensors_in_Astronomy:_QHY600_and_QHY411 |
| Authors |
Miguel_R._Alarcon,_Javier_Licandro,_Miquel_Serra-Ricart,_Enrique_Joven,_Vicens_Gaitan_and_Rebeca_de_Sousa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03700 |
科学的相補型金属酸化膜半導体(CMOS)検出器は、低コスト、高可用性、および高フレームレートや一般的に低い読み出しノイズなどのCCDに対するいくつかの利点により、近年急速に発展しています。最初の背面照射型モデルの開発により、これらのセンサーは天文学で使用されるようになったため、それらの特性、長所と短所を研究する価値があります。このホワイトペーパーでは、QHY600およびQHY411カメラにそれぞれ統合されたIMX455MおよびIMX411Mセンサーの実験室での特性評価の結果を示します。これらは大型(36$\times$24および54$\times$40mm)のネイティブ16ビットセンサーで、光学範囲で3.76$\mu$mピクセルの感度があります。それらの量子効率は、475nmで80%、700nmで40%、900nmで10%でピークに達することがわかっています。それらの直線性と光子伝達性能、および暗所での挙動が評価されています。それらは低い暗電流を示しましたが、QHY600では約0.024%、QHY411では0.005%のウォームピクセルの存在も示しました。これは安定しており、露光時間に比例することが証明されました。塩とコショウのノイズとも呼ばれるランダムな電信ノイズの影響を詳細に分析しました。これは、各露出のピクセルの約2%に影響するため、これら2つのセンサーで対処する最も重要な問題の1つです。空のテストも提示され、天体画像に対するこのノイズの影響が議論されます。
大規模構造物に沿った群知能ベースの抽出と多様体のクロール
| Title |
Swarm_Intelligence-based_Extraction_and_Manifold_Crawling_Along_the_Large-Scale_Structure |
| Authors |
Petra_Awad,_Reynier_Peletier,_Marco_Canducci,_Rory_Smith,_Abolfazl_Taghribi,_Mohammad_Mohammadi,_Jihye_Shin,_Peter_Tino,_Kerstin_Bunte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03779 |
宇宙のメガパーセクスケールでの銀河と銀河団の分布は、大規模構造または宇宙網として知られる複雑なパターンに従っています。このネットワークの環境を研究するために、その特性と銀河群の特性を環境の関数として記述できるいくつかの手法が開発されました。この作業では、以前に導入されたフレームワークを分析します:宇宙網のN体宇宙論的シミュレーションデータに関する多様体の1次元回復、抽出、および分析(1-DREAM)。1-DREAMツールボックスは5つの機械学習手法で構成されており、その目的は、天文学的なビッグデータ設定における1次元構造の抽出とモデリングです。1-DREAMを使用して、CosmicWeb内のさまざまな密度範囲の構造を抽出し、それらの確率モデルを作成できることを示します。デモンストレーションのために、抽出されたフィラメントの確率モデルを構築し、構造を移動して、局所密度や速度などの特性を測定します。また、ツールボックスを、CosmicWebをトレースする一連の方法論と比較します。1-DREAMがネットワークをさまざまな環境に分割し、最先端の方法論に匹敵する結果が得られることを示します。次に、公開コードDisPerSEとの詳細な比較が行われます。このコードでは、1-DREAMがサンプルサイズの変化に対して堅牢であり、まばらな観測データの分析や、低密度領域でのかすかな多様体と拡散多様体の発見に適していることがわかります。
ラージ フォーマット MKID アレイのダーク カウント率の特性評価
| Title |
Characterizing_the_Dark_Count_Rate_of_a_Large-Format_MKID_Array |
| Authors |
Noah_Swimmer,_W._Hawkins_Clay,_Nicholas_Zobrist,_Benjamin_A._Mazin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03794 |
マウナケアのすばるなどの天文台で現在使用されているものと同一の大判MKIDアレイで見られる暗計数率の経験的測定値を提示します。この研究は、暗黒物質の直接検出など、低計数率で静かな環境を必要とする将来の実験での有用性について説得力のある証拠を提供します。0.946-1.534eV(1310-808nm)のバンドパス全体で、$(1.847\pm0.003)\times10^{-3}$photons/pixel/sの平均カウント率が測定されます。このバンドパスを検出器の分解能に基づいて5つの等エネルギービンに分割すると、MKIDで見られる平均ダークカウント率は$(6.26\pm0.04)\times10^{-4}$photons/pixel/sであることがわかります。0.946-1.063eVおよび$(2.73\pm0.02)\times10^{-4}$photons/pixel/sで1.416-1.534eV。低ノイズの読み出し電子機器を使用して単一のMKIDピクセルを読み出すことで、検出器が照らされていない間に測定されたイベントの大部分が、実際の光子、宇宙線によって引き起こされる可能性のある蛍光、およびアレイ基板内のフォノンイベントの組み合わせであるように見えることを実証します。また、単一のMKIDピクセルで低ノイズの読み出し電子機器を使用すると、同じバンドパス(0.946-1.534eV)単一ピクセルの読み出しを使用して、検出器が照射されていない場合のイベントも特徴付け、MKIDのこれらの応答が、宇宙線励起に由来する可能性が高いレーザーなどの既知の光源からの光子とは異なることを示します。
STARFIRE: 地球周回軌道における無線周波数干渉を推定するためのアルゴリズム
| Title |
STARFIRE:_An_algorithm_for_estimating_radio_frequency_interference_in_orbits_around_Earth |
| Authors |
Sonia_Ghosh,_Mayuri_Sathyanarayana_Rao,_Saurabh_Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03799 |
宇宙の夜明け(CD)と再電離の時代(EoR)の期間からの地球規模の信号を対象とする地上ベースの21cm実験は、i)電離層ii)近くの物体によって誘導されるアンテナの色度iii)によってもたらされる悪影響の影響を受けやすい地上無線周波数干渉(RFI)。地上のRFIは、88～108MHzにわたるFMラジオ帯域が完全にCD/EoR実験の周波数範囲($\sim40～200$MHz)内にあるため、特に困難です。月の裏側の電波の静かなゾーンで動作する複数の宇宙ベースの実験が提案されています。コストと複雑さの中間のオプションは、地球を周回する軌道の宇宙で動作する実験であり、最初の2つの課題を容易に軽減します。ただし、グローバル信号の検出に対する地球の軌道でのRFIの影響は、定量的に評価する必要があります。STARFIRE--地球周辺の軌道における地上無線周波数干渉のシミュレーション--地球上のさまざまな高度でのFMシードRFIの期待値を提供するアルゴリズムを紹介します。ユーザーコミュニティによって拡張できる、公開されているFM送信機データベースの限られたセットを使用して、STARFIREフレームワークを使用して、地球軌道で測定されるRFIの3次元空間スペクトルキューブを生成する方法を示します。STARFIREのアプリケーションには、地球周辺の最小RFI軌道の特定、特定の場所でのRFIスペクトルの生成、高度範囲の特定の周波数でのRFIヒートマップの生成が含まれます。STARFIREは、さまざまな周波数、高度、アンテナ特性、RFIデータベースに簡単に適応でき、天体物理学の空モデルと組み合わせることができます。これは、地球軌道からの地球規模の21cm信号の検出に対するRFIの影響を推定するために使用できるため、地球を周回するCD/EoR検出実験の感度推定と実験設計に使用できます。
Insight-HXMTに搭載されたHEの最初の5年間の軌道上性能
| Title |
In-orbit_performance_of_HE_onboard_Insight-HXMT_in_the_first_5_years |
| Authors |
Xu-Fang_Li,_Cong-Zhan_Liu,_Yi-Fei_Zhang,_Xiao-Bo_Li,_Zheng-Wei_Li,_Xue-Feng_Lu,_Zhi_Chang,_Ming-Yu_Ge,_Juan_Zhang,_Yu-Peng_Xu,_Fang-Jun_Lu,_Li-Ming_Song,_Shuang-Nan_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03859 |
目的:\textit{Insight}-HXMTミッションの3つの主なペイロードの1つである高エネルギーX線望遠鏡(HE)は、18のNaI(Tl)/CsI(Na)ホスウィッチ検出器で構成されています。Tl)は20～250\,keVをカバーする一次検出器として機能し、CsI(Na)はアクティブシールド検出器として使用され、NaI(Tl)のバックグラウンドを抑制し、全天ガンマ線バーストモニターとしても機能します。0.2--3\,MeVをカバーします。この論文では、\textit{Insight}-HXMTが2017年6月15日に打ち上げられてから最初の5年間のHEの軌道上での性能をレビューします。Tl)およびCsI(Na)検出器、パルス形状弁別器(PSD)の性能、およびシステムのデッドタイム。この研究では、これらの性能を、主に空の空の観測データと望遠鏡による地球食のデータを使用して調査します。結果:HE/NaI(Tl)の全体的なパフォーマンスは最初の5年間非常に安定していますが、HE/CsI(Na)のゲインは継続的に増加傾向を示しており、定期的に校正する必要があります。結論:一般に、HEは5年間の手術後も健康状態は良好であり、十分に調整された状態にあります。HEの軌道上での性能は、予想から大きく外れることはありません。HEは、さらに数年間の延長されたミッションライフの間、健康に運用されることが期待されています。
連続ウェーブレット変換の高速アルゴリズムと宇宙論への応用の比較: 1 次元の場合
| Title |
Comparisons_between_fast_algorithms_for_the_continuous_wavelet_transform_and_applications_in_cosmology:_the_one-dimensional_case |
| Authors |
Yun_Wang_and_Ping_He |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03909 |
連続ウェーブレット変換(CWT)は、天体物理学や宇宙論において複雑で不規則な構造を持つ信号を処理するのに非常に役立ちます。CWTの正確で高速なアルゴリズムを提案することが重要です。この作業では、FFTCWT、V97CWT、M02CWT、A19CWTなど、1D信号用の4つの異なる高速CWTアルゴリズムを確認して比較します。FFTCWTアルゴリズムは、スケールごとに$\mathcal{O}(N\log_2N)$の計算量で高速フーリエ変換(FFT)を使用してCWTを実装します。残りのアルゴリズムは、CWTをいくつかの小さな畳み込みに単純化することで、スケールごとに$\mathcal{O}(N)$の複雑さを達成します。パラメータとその境界条件を設定する方法を明示的に示します。これらのアルゴリズムの実際のパフォーマンスを調べるために、それらを使用して、異なるウェーブレットで信号のCWTを実行します。精度の観点からは、FFTCWTが最も正確なアルゴリズムであることがわかりますが、境界がゼロの非周期信号を処理する場合、その精度は大幅に低下します。$\mathcal{O}(N)$アルゴリズムの精度は、境界が異なる信号に対してロバストであり、M02CWTはV97CWTおよびA19CWTよりも正確です。速度の観点から、$\mathcal{O}(N)$アルゴリズムは、サンプリング数$N\lesssim10^6$でFFTCWTよりも全体的な速度の優位性を示しません。これは、主要な定数が大きいためです。実際のウェーブレットを使用したV97CWTの速度のみが、FFTCWTの速度に匹敵します。ただし、FFTCWTとV97CWTは両方とも、ゼロパディングのために非周期信号の処理効率が大幅に低下します。最後に、1D密度フィールドのウェーブレット解析を行い、CWTに基づく手法の利便性と能力を実証します。CWTコードをコミュニティのリソースとして公開しています。
ポアソン カウント データの最尤回帰における系統誤差: 過分散カイ 2 乗分布の導入
| Title |
Systematic_errors_in_the_maximum_likelihood_regression_of_Poisson_count_data:_introducing_the_overdispersed_chi-square_distribution |
| Authors |
M._Bonamente |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04011 |
この論文は、計数データの最尤回帰における系統誤差を推定する新しい方法を提示します。この方法は、特に、ポアソン対数尤度またはキャッシュ適合度統計量が、データの過分散に起因する不十分な適合を示す状況でのX線スペクトルに適用できます。ポアソンデータの過分散は、最尤Cmin統計を使用して、最適なモデルから推定できる固有のモデル分散として扱われます。この論文では、デルタC尤度比統計に対するこのような系統誤差の影響についても研究しています。これは、ポアソンカウントデータの回帰における入れ子になったモデルコンポーネントの存在をテストするために使用できます。この論文では、通常のデルタC統計をモデル化するカイ2乗分布と、データの過分散をモデル化するゼロ平均ガウス分布の畳み込みから生じる過分散カイ2乗分布を紹介します。これは、系統誤差が存在する場合のデルタC統計の最適な分布として提案されています。この論文で提示された方法は、クエーサー1ES1553+113のXMM-Newtonデータに適用され、介在する暖熱銀河間媒質(WHIM)からの吸収線を検出するために使用されました。このケーススタディでは、デルタC統計を使用して、データから系統誤差を推定する方法と、吸収線などのネストされたコンポーネントの検出への影響を示します。
BayesEoR を使用したベイジアン 21 cm パワー スペクトル推定のすべてのスカイ モデリング要件
| Title |
All_Sky_Modelling_Requirements_for_Bayesian_21_cm_Power_Spectrum_Estimation_with_BayesEoR |
| Authors |
Jacob_Burba,_Peter_H._Sims,_Jonathan_C._Pober |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04058 |
フォアグラウンドパラメーターを分析的に疎外する場合の21cmパワースペクトル回復のためのBayesEoRコードの包括的なシミュレーションベースの研究を提示します。21cm信号と汚染前景放射との間の共分散を説明するために、BayesEoRはベイジアンフレームワーク内で両方の信号のモデルを共同で構築します。計算上の制約により、前方モデルは、画像ドメインで制限された視野(FoV)を使用して構築されます。EoR汚染物質がノイズと前景のみの場合、この前方モデル化された領域の外側の空放射の成分が、前景と前景の間のダイナミックレンジのレベルでビームによってダウンウェイトされると、BayesEoRが21cmパワースペクトルを正確に回復できることを実証します。21cm信号。ただし、全天前景放射が、このしきい値を超えて地平線まで伸びるサイドローブを持つ現実的な機器の一次ビームとともに含まれている場合、復元されたパワースペクトルは、制限されたFoVモデルの外側のモデル化されていない空の放射によって汚染されます。宇宙モデルと前景モデルを組み合わせて全天をカバーするように拡張することは、計算上非常に困難です。これに対処するために、全天前景モデルを可能にするBayesEoRの修正版を提示しますが、モデル化された21cm信号は望遠鏡の主視野内にのみ残ります。この変更により、大規模なコンピューティングクラスターで全天BayesEoR分析を実行できるようになります。また、全天前景をモデル化する必要性をさらに減らすためのいくつかの将来の方向性についても説明します。これには、広視野前景減算、テーパリング機能を利用した画像ドメインの可能性、および機器の一次ビーム設計が含まれます。
モバイル デバイスからガンマ線科学分析を実行する AGILEScience アプリ
| Title |
The_AGILEScience_App_to_execute_gamma-ray_scientific_analyses_from_mobile_devices |
| Authors |
Andrea_Bulgarelli,_Nicol\`o_Parmiggiani,_Valentina_Fioretti,_Leonardo_Baroncelli,_Antonio_Addis,_Ambra_Di_Piano,_Carlotta_Pittori,_Marco_Tavani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04103 |
AGILEは、2007年に打ち上げられた、高エネルギー天体物理学に特化した宇宙ミッションです。AGILEチームは、マルチメッセンジャーキャンペーンに参加して、一時的なイベントに関する科学アラートを可能な限り短時間で送受信します。このため、AGILEチームは、データを分析し、外部科学アラートをフォローアップするために、いくつかのリアルタイム分析パイプラインを開発しました。ただし、これらのパイプラインによって得られた結果は暫定的なものであり、ワークフローのボトルネックとなっている手動分析で検証する必要があります。科学者が実行する科学的分析を高速化するために、AGILEチームはAGILEScienceモバイルアプリケーション(iOSおよびAndroidデバイス用)を開発しました。このアプリケーションは、自動化されたパイプラインの結果を視覚化するために使用される、パスワードで保護されたセクションをAGILEチームに提供します。この寄稿では、AGILEチームがモバイルデバイスを使用して完全な科学的分析を実行できるようにすることを目的とした、AGILEScienceアプリケーションの改善された機能を紹介します。分析が完了すると、システムは電子メールを送信して、アプリケーションを介して結果(プロット、表、HTMLページなど)を視覚化できることをユーザーに通知します。モバイルデバイスから科学分析を実行できるため、AGILEの研究者はリモートで高速の科学分析を実行し、自動化されたパイプラインで得られた予備的な結果を検証できます。このワークフローにより、一時的な現象のフォローアップに対するAGILEチームの全体的な反応時間が短縮されます。
恒星質量降着の予測: 時系列モデリングにおける最適化されたエコー状態ネットワーク アプローチ
| Title |
Predicting_Stellar_Mass_Accretion:_An_Optimized_Echo-State_Network_Approach_in_Time_Series_Modeling |
| Authors |
Gianfranco_Bino,_Shantanu_Basu,_Ramit_Dey,_Sayantan_Auddy,_Lyle_Muller,_Eduard_I._Vorobyov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03742 |
原始星円盤の形成と進化のダイナミクス、および星の質量降着の歴史のモデル化には、通常、結合された微分方程式の複雑なシステムの数値解法が含まれます。結果として生じる原始星の質量降着の歴史は、繰り返される不安定性のために非常にエピソード的であることが知られており、短い時間スケールのちらつきも示します。ニューラルネットワークの強力な予測能力を活用することにより、不安定な期間を含む大量降着中に経験した重要な時間的ダイナミクスの一部を抽出します。特に、固有の非線形性を持つデータを効率的に処理することが示されているEcho-StateNeuralNetwork(ESN)の新しい形式を利用します。原始星円盤の進化における質量降着率のモデルに依存しない時系列予測を行うために、Optimized-ESN(Opt-ESN)の使用を紹介します。Opt-ESNモデルの予測可能性を実証するために、ネットワークを異なる初期条件で複数の流体力学シミュレーションに適用し、さまざまな時間力学を示します。このモデルは、$\sim1-2$Myrのシミュレーションデータでトレーニングされ、正規化された平均二乗誤差($\sim10^{-5}$から$10^{-3}$)の低い予測を達成します。100年から3800年の間。この結果は、時間領域天文学への機械学習ベースのモデルの適用の可能性を示しています。
VLT/NaCo を使用した超低質量連星の調査
| Title |
Investigation_of_very_low_mass_binaries_using_VLT/NaCo |
| Authors |
Subhajeet_Karmakar,_Arvind_Singh_Rajpurohit_and_Derek_Homeier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03746 |
コンテキスト:銀河系の恒星集団のほとんどの恒星は低質量の恒星です。超低質量(VLM)星は、通常、0.6M_sunから約0.075M_sunの水素燃焼限界までの範囲の星の質量に関して定義される低質量星のサブセットです。目的:VLMバイナリの観察研究は、VLM形成シナリオをテストするための効果的な診断を提供できます。VLMはサイズが小さいため、ハビタブルゾーン内の惑星を検出するのに適した候補となります。方法:この作業では、VeryLargeTelescopeに設置されたNaCo装置からの高解像度近赤外線適応光学イメージングを使用して、M-dwarfLP1033-31の新しい連星伴星の発見を報告し、LP877-72の2値。両方の恒星系を特徴付け、個々の構成要素の特性を推定しました。結果と結論:M4.5+M4.5のスペクトルタイプを持つLP1033-31ABは、6.7+/-1.3AUの予測分離を持っていることがわかりました。一方、M1+M4のスペクトルタイプでは、LP877-72ABの予測分離は45.8+/-0.3AUと推定されます。さらに、検出された成分の質量、表面重力、半径、有効温度を調査しました。LP1033-31系とLP877-72系の軌道周期は、それぞれ約28年と約349年と推定されています。私たちの分析は、LP877-72Bの周りに最大2つの系外惑星を見つける可能性があることを示唆しています。対照的に、LP877-72A、LP1033-31A、およびLP1033-31の周りに系外惑星をホストする可能性は最大です。Bはわずか50%程度と推定されています。
活動地域と静かな太陽地域の ICME の組成比較
| Title |
Composition_Comparison_between_ICMEs_from_Active_Regions_and_Quiet-Sun_Regions |
| Authors |
Jinrong_Li,_Hongqiang_Song,_Qi_Lv,_Hui_Fu,_Leping_Li,_Ruisheng_Zheng,_and_Yao_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03804 |
惑星間コロナ質量放出(ICME)内のイオン電荷状態と重元素の元素存在量を含む組成は、それらのソース領域と噴火プロセスと密接な相関関係があります。これは、CMEの噴火メカニズムとプラズマの起源を分析し、エネルギッシュな太陽活動の理解を深めるのに役立ちます。活動領域と静かな太陽領域は異なる物理的特性を持っているため、統計的な観点からは、2種類の領域に由来するICMEは異なる組成特性を示すはずです。違いを包括的に実証するために、5つの元素(Mg、Fe、Si、C、およびO)のイオン荷電状態と6つの元素(Mg/O、Fe/O、Si/O、C/O、Ne/O、およびHe/O)は、1998年2月から2011年8月までのICME内で、高度な組成エクスプローラーのデータを介して検出されました。結果は、活動領域からのICMEが、静かな太陽領域からのICMEよりも高いイオン電荷状態と相対存在量を持っていることを示しています。活性領域のICMEについて、それらの組成とフレアクラスの間の関係をさらに分析し、それらの間の正の関係、つまり、関連するフレアのより高いクラス、イオン電荷状態のより大きな平均、および相対存在量を見つけます(C/O)ICME内。ICMEのより多くの(より少ない)割合が太陽極大(極小)付近の活動領域に由来し、活動領域のICMEは通常、より高いクラスのフレアに関連しているため、1au付近で測定されたICME組成が太陽周期依存性を示す理由が、私たちの研究によって解明される可能性があります。
Arches クラスターの再訪: IV.大質量星の連星特性に対する観測上の制約
| Title |
The_Arches_cluster_revisited:_IV._Observational_constraints_on_the_binary_properties_of_very_massive_stars |
| Authors |
J._S._Clark,_M._E._Lohr,_F._Najarro,_L._R._Patrick,_and_B._W._Ritchie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04008 |
電磁および重力波トランジェントの前駆体として機能する大質量星は、近年、新たな関心を集めています。ただし、特にバイナリ相互作用のコンテキストでは、その誕生と進化の多くの側面は不透明なままです。私たちの銀河系の中心には、この地域の生態系で重要な役割を果たしているように見える、非常に大質量の星の豊富なコホートがあります。この論文では、多数の非常に大質量の星をホストすると考えられているArchesクラスターの連星特性を調査します。マルチエポック近赤外分光法と測光の組み合わせは、バイナリを識別するために利用されました。36個のクラスターメンバーのうち13個が、RV変数として分類される基準を満たしています。分光学的データをアーカイブの電波およびX線観測と組み合わせて(衝突する風系を検出するために)、2進分数の下限を~43%にします。O型超巨星とWNLhaでは50%以上に増加します。動的質量と進化質量は、一様に質量が大きい(>50M$_{\odot}$)ことを示しています。利用可能な場合、軌道分析により、相互作用前のシステムであると思われる、短期間で非常に風変わりな連星が多数明らかになります。そのような系はX線で発光し、$(L_{\rmx}/L_{\rmbol})\sim10^{-7}$の経験的限界を80%超えており、それらの軌道配置は、aを介した形成と進化を示唆しています。シングルスターチャンネル;ただし、サブセットのバイナリ形成チャネルを除外することはできません。低質量のOB型星の調査との定性的な比較により、極度の連星割合(>60%)への傾向が、局所宇宙で現在形成されている最も大質量の星にまで及ぶことが確認されています。
| Title |
Newtonian_pulsations_of_relativistic_ONe-core_ultra-massive_DA_white_dwarfs |
| Authors |
Alejandro_H._C\'orsico,_Leandro_G._Althaus,_and_Mar\'ia_E._Camisassa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04100 |
超大質量Hリッチ(DAスペクトル型)白色矮星($M_{\star}>1.05M_{\odot}$)は、ZZセティ不安定帯($T_{\rmeff}\sim12\,000$K)。結晶化は、超大質量WDのコアで$^{16}$Oと$^{20}$Ne(または$^{12}$Cと$^{16}$O)の分離につながります。脈動特性に影響します。この範囲の質量でWDの進化と脈動をモデル化する際に考慮すべき追加の要因は、相対論的効果であり、有効温度と表面重力から導出される冷却時間と恒星質量の変化を引き起こします。{\itKepler}/{\itK2}や{\itTESS}などの宇宙ミッションからの大量の測光データが到着したことを考えると、超高エネルギーの脈動との関連で一般相対性理論の影響を評価することが重要です。大規模なZZセティ星。この作業では、一般相対性理論の枠組みで計算された進化的超大質量WDモデルにおけるニュートン重力($g$)モード脈動計算の結果を提示します。
太陽彩層における（音響）波動加熱推定の体系の制約
| Title |
Constraining_the_systematics_of_(acoustic)_wave_heating_estimates_in_the_solar_chromosphere |
| Authors |
Momchil_E._Molnar,_Kevin_P._Reardon,_Steven_R._Cranmer,_Adam_F._Kowalski,_Ivan_Milic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04253 |
音響波加熱は、太陽彩層を観測された状態に維持するために必要なエネルギー入力の欠落に大きく寄与すると考えられています。光球上部の音響カットオフを超える波の彩層への伝播を、紫外および光学スペクトル観測を用いて研究し、三次元放射磁気流体力学（rMHD）\emph{Bifrost}モデルとの比較を通じて解釈し、太陽の大気。InterfaceRegionImagingSpectrograph(IRIS)で撮影された座って見つめる観察と、InterferometricBIdimensionalSpectrograph(IBIS)からのデータを使用して、この作業の観察の基礎を提供しました。観測結果を、ビフロスト太陽大気モデルから導出された合成観測量と比較しました。\emph{Bifrost}シミュレーションの分析は、インターネットワークと拡張ネットワーク領域が、正確な波フラックス推定にとって重要な、著しく異なる波伝搬特性を示すことを示しています。我々の観測に基づいて推定された波動エネルギーフラックスは、太陽彩層を維持するのに十分ではありません。文献のモデル化アプローチの体系化は、同じ観察に基づいて、このタイプの研究の結論を決定する可能性のある違いにつながることを指摘します。
静かな太陽の磁気集中の彩層における縦磁場の推定
| Title |
Estimating_the_longitudinal_magnetic_field_in_the_chromosphere_of_quiet-Sun_magnetic_concentrations |
| Authors |
S._Esteban_Pozuelo,_A._Asensio_Ramos,_J._de_la_Cruz_Rodr\'iguez,_J._Trujillo_Bueno,_and_M._J._Mart\'inez_Gonz\'alez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04258 |
静かな太陽彩層の磁場の詳細は、太陽大気の本質的な側面を理解するための鍵です。静かな太陽領域の縦磁場成分(B_lon)をサイズに応じて決定することを目的としています。スウェーデンの1m太陽望遠鏡で撮影された高空間解像度CaII854.2nmデータに弱視野近似(WFA)を適用することにより、B_lonを推定しました。具体的には、元のケイデンスのデータと時間的に統合された信号を使用して、さまざまなスペクトル範囲について推測された推定値を分析しました。考慮される各プラズマ構造の縦磁場は、そのサイズと相関します。ラインコアに制限されたスペクトル範囲を使用すると、彩層の縦方向フィールドは、構造の端で50Gから中心で150～500Gまで変化します。これらの値は、光球の寄与によりスペクトル範囲が広がるにつれて増加します。ただし、この寄与と彩層の寄与との差は、すべての構造で一様ではありません。小規模および中規模の濃度は、彩層値と比較してB_lonの高さ勾配が急であるため、より広い範囲の推定値は信頼性が低くなります。B_lonの高さの勾配は時間と一致するため、信号を追加してもこの状況は緩和されません。最後に、デコンボリューションプロセスによって増幅されたノイズレベルが発生する可能性がありますが、デストレッチング手法で復元されたデータは、スミアリングの影響を受けますが、同様の結果を示します。大きな濃度と広いスペクトル範囲を除いて、以前に見つかったものと同様のB_lon推定値が得られました。さらに、彩層推定値と比較したB_lonの高さの変動と濃度サイズの間の相関関係を報告します。この相関関係は、光球と彩層の磁束値の差と、より広いスペクトル範囲の推定値の信頼性に影響を与えます。
中性子星連星合体による重力信号の合体前後の整合性試験
| Title |
Pre/post-merger_consistency_test_for_gravitational_signals_from_binary_neutron_star_mergers |
| Authors |
Matteo_Breschi,_Gregorio_Carullo,_Sebastiano_Bernuzzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09672 |
連星中性子星(BNS)の合体による重力波は、中性子星の状態方程式(EOS)を予測する核物質モデルを制約する可能性があります。渦巻き合体信号に対する物質の影響は、多極潮汐分極率パラメーターにエンコードされます。その主要な順序の組み合わせは、合体波形の重要な特徴(たとえば、合体周波数)を高精度でキャプチャするのに十分です。同様のEOSに依存しない関係は、合併後の信号にも存在し、残骸からの放出をモデル化するために使用できます。いくつかの研究は、高密度の合体後の物質における新しい自由度または相転移の出現は、これらのEOSに影響されない関係の違反を観察することによって推測できることを示唆しています。ここでは、合併までの情報または合併後の信号からの情報を使用して、潮汐分極率パラメータ（または他の同等のパラメータ）と支配的な合併後の周波数との間のこのようなEOSに依存しない関係をテストするためのベイズ法を示します。技術的には、この方法は、インスパイラル-マージ-リングダウンの一貫性を検証する連星ブラックホールを使用した一般相対性理論のテストに似ています。ただし、後者とは異なり、BNSの合併前/後の一貫性テストは概念的に情報が少なく、想定されるEOSに依存しない関係の一貫性(または破れ)のみに対処します。具体的には、そのようなテストが、そのような関係を尊重しないEOSと、高密度物質における新しい自由度（または相転移）の出現とを最終的に区別できない方法について説明します。
カーが深淵に完全に飛び込む: カーのプランジング測地線に対する分析ソリューション
Boyer-Lindquist座標を使用して、拡張カー時空で測地線を突っ込むための閉じた形式のソリューションを提示します。私たちのソリューションは、一般的なタイムライクプランジのダイナミクスを直接解決します。また、歳差運動の最内安定円軌道(ISSO)からテスト粒子がプランジするケースにも特化しています。これらの解は、ミノ時間によってパラメーター化された基本およびヤコビ楕円関数の形式で見つかります。特に、ISSOの場合の解は、ブラックホールのスピンパラメータとISSOの半径のみに依存して、初等関数の観点からほぼ完全に決定できることを示しています。これは、最も内側の安定した円軌道からの赤道急落の場合に関する最近の研究を拡張します。さらに、傾きを考慮して、ISSOから地平線への半径方向の流入を特徴付ける新しい方程式を導入します。簡単に適用できるように、結果はBlackHolePerturbationToolkitのKerrGeodesicsパッケージに実装されています。
2 つの宇宙定数を持つ非線形ダーク エネルギーからバウンスする宇宙論
暗黒物質、放射、暗黒エネルギーで構成されるFLRW宇宙論のダイナミクスを、二次状態方程式で調べます。標準的な宇宙論的特異点は、暗黒エネルギーによって侵害されるエネルギー条件によって発生します。したがって、非特異的なバウンスと周期的な宇宙論に分析を集中させ、特に閉じたモデルが初期条件に対して常にバウンスを持つ可能性に焦点を当てます。システムによって許容される動的挙動の範囲を分析し、非特異的なバウンスを許容する閉じたモデルのクラスを見つけ、早期および後期の加速膨張が減速フェーズによって接続されます。いずれの場合も、バウンスモデルは暗黒物質と放射線が特定のエネルギースケールで現れる場合にのみ関係があるため、再加熱などの期間が必要であることがわかります。次に、エネルギー密度が無限にならないように、暗黒物質と放射線に上限を課すことを調査します。バウンスは常に一般的な閉じたモデルであり、減速フェーズによって接続された早期および後期の加速を伴うモデルのクラスが存在することがわかります。$\Lambda$の観測値と場の量子論から期待される実効宇宙定数への寄与の理論的推定値との不一致が説明されるように、ダークエネルギー成分のパラメーター値も考慮します。しかし、残されているモデルのクラスでは、大規模な構造が形成される可能性のある減速期間によって接続された、早期および後期の加速膨張が許可されていないことがわかります。それにもかかわらず、私たちの定性分析は、現実的な定量的動作を備えたより現実的なモデルを構築するための基礎として機能します。
模倣インフレーションと自己複製
インフレーションがプランクスケールで始まったとしても、インフレーションの世界では自己再生を簡単に回避できることが示されています。これは、インフレトンポテンシャルと模倣場との単純な結合によって達成されます。この場合、初期条件の微調整の問題は発生しませんが、永遠のインフレーションと、広く議論されているすべての問題を伴う多元宇宙は回避されます。
| Title |
Nambu-Goto_Dynamics_of_Field_Theory_Cosmic_String_Loops |
| Authors |
Jose_J._Blanco-Pillado,_Daniel_Jim\'enez-Aguilar,_Joanes_Lizarraga,_Asier_Lopez-Eiguren,_Ken_D._Olum,_Ander_Urio,_Jon_Urrestilla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03717 |
宇宙論的場の理論シミュレーションで得られた宇宙弦ループのダイナミクスと、南部後藤作用による予想される運動との詳細な比較を行います。これらのループは、大量の放射の形でループからエネルギーが放出される高曲率の領域を除いて、NG有効理論内で予測された軌道に従うことを示しています。このエネルギー損失は、このシミュレーションで調査したすべてのループで継続し、ループが自己交差するか十分に小さくなり、単一の振動が完了する前に消滅して消滅します。宇宙論的場の理論シミュレーションからの結果の解釈、および宇宙論的文脈へのそれらの外挿に対するこの調査の関連性についてコメントします。
非断熱アプローチでの直接トリプル $\alpha$ プロセス
トリプル$\alpha$反応率は、狭い共鳴による逐次プロセスでよく決定されています。しかし、オフレゾナントエネルギーでの直接トリプル$\alpha$プロセスは未解決の問題のままです。現在の報告では、直接的な三重$\alpha$の寄与が非断熱法で推定され、10$^{-15}$--10$^{-3}$pbオーダーであることがわかっています。$0.15<E<0.35$MeVに対する$^{12}$C(2$^+_1\rightarrow$0$^+$)の光崩壊断面積。これは、最近の断熱モデルによって予測された値をはるかに下回っています。大きな違いにもかかわらず、導き出された速度は、ヘリウム燃焼温度でNACREと一致することがわかりました。
Advanced LIGO と Virgo の O1$\sim$O3 データを用いたストリング宇宙論からの確率的重力波背景の探索
| Title |
Search_for_stochastic_gravitational-wave_background_from_string_cosmology_with_Advanced_LIGO_and_Virgo's_O1$\sim$O3_data |
| Authors |
Yang_Jiang,_Xi-Long_Fan_and_Qing-Guo_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03846 |
ひも宇宙論モデルは、初期宇宙における重力波(GW)放射の遺物背景を予測しています。放射電力のGWエネルギースペクトルは周波数とともに急速に増加するため、高周波GW検出器にとって潜在的かつ有意義な観測対象となります。超弦理論のスーパーインフレーションによって生成される確率的背景に注目し、AdvancedLIGOとVirgoO1$\sim$O3の観測データをベイジアンフレームワークで実行して、そのような信号を検索します。信号の存在が見つからないため、GWエネルギー密度に制約を課します。私たちの結果は、$f=100\,\text{Hz}$で、GWバックグラウンドの分数エネルギー密度が$1.7\times10^{-8}$未満であり、膨張が$2.1\times10^{-8}$未満であることを示しています。それぞれストリングとディラトンのみのケースであり、ディラトンが減少せず安定した宇宙背景($\beta$境界)であるため、モデル自体によって制限されるパラメーター空間をさらに除外します。
核の高密度物質の状態方程式(EOS)は、中性子星(NS)に関連する多くの天体物理現象で重要な役割を果たします。流体振動は、その中で最も基本的な特性の1つです。NSは、浮力に関連する重力$g$モードのファミリーをサポートします。疑似ニュートン重力の枠組みで、組成勾配と密度不連続によって引き起こされる重力$g$モードを研究します。モード周波数は詳細に計算され、ニュートンおよび一般相対論的(GR)ソリューションと比較されます。疑似ニュートン処理の1つでの$g$モード周波数は、$1\%$のオーダーの相対誤差で、GRソリューションに非常によく近似できることがわかります。私たちの発見は、はるかに少ない計算コストで、疑似ニュートン重力を利用して、核とクォーク物質の間の一次相転移を伴うEOSから構築されたNSの振動を正確に分析し、優れた近似を提供できることを示唆していますコア崩壊超新星(CCSN)シミュレーションにおけるGR効果。
$^{124}$Sb-$^{9}$Be 光中性子と鉄フィルターに基づくポータブルで高強度の 24 keV 中性子源
| Title |
A_portable_and_high_intensity_24_keV_neutron_source_based_on_$^{124}$Sb-$^{9}$Be_photoneutrons_and_an_iron_filter |
| Authors |
A._Biekert,_C._Chang,_L._Chaplinsky,_C._W._Fink,_W._D._Frey,_M._Garcia-Sciveres,_W._Guo,_S.A._Hertel,_X._Li,_J._Lin,_M._Lisovenko,_R._Mahapatra,_D._N._McKinsey,_S._Mehrotra,_N._Mirabolfathi,_P._K._Patel,_B._Penning,_H._D._Pinckney,_M._Reed,_R._K._Romani,_B._Sadoulet,_R._J._Smith,_P._Sorensen,_B._Suerfu,_A._Suzuki,_V._Velan,_G._Wang,_Y._Wang,_S._L._Watkins,_and_M._R._Williams_(for_the_SPICE/HeRALD_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03869 |
$^{124}$Sb-$^9$Be光中性子反応と鉄フィルターに基づくポータブル単色24keV中性子源が構築され、特徴付けられています。SbBeからの中性子エネルギーと鉄との低い相互作用断面積(最大29cmの平均自由行程)の一致により、純粋な鉄は、中性子を通過させながら$^{124}$Sb崩壊からのガンマ線を遮蔽するのに特に適したものになります。.$^{124}$Sb活動を増加させて中性子束を増加させるために、原子炉内で天然のSb金属ペレットに高束の熱中性子を照射することにより、$>$1GBq$^{124}$Sb源が生成されました。.ソースシールド構造の設計により、輸送と展開が容易になります。水素ガス比例計数管は、線源から放出される中性子を特徴付けるために使用され、NaI検出器は、ガンマ背景の特徴付けに使用されます。中性子ビームの出口開口部では、特性評価により、エネルギー範囲20-25keVの中性子束が5.36$\pm$0.20中性子/cm$^2$/秒、総ガンマ線束が213$\pmであることが決定されました。$6ガンマ/cm$^2$/秒($^{124}$Sbソースの1GBqアクティビティにスケーリングされた数値)。液体シンチレータ検出器は、入射運動エネルギーが8～17keVの中性子に敏感であることが実証されているため、中性子散乱較正実験用のバッキング検出器として線源と組み合わせることができます。この光中性子源は、暗黒物質実験およびコヒーレント弾性ニュートリノ核散乱実験のためのその場での低エネルギー核反跳較正のための優れたツールを提供します。
重力のテストからの単極-双極子ポテンシャルの制約: \it 単一の天体物理観測からの最初の境界
| Title |
Constraints_on_monopole-dipole_potential_from_the_tests_of_gravity:_\it_First_bounds_from_single_astrophysical_observations |
| Authors |
Tanmay_Kumar_Poddar_and_Debashis_Pachhar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03882 |
超軽量アクシオン様粒子(ALP)は、地球が偏極源として扱われる場合、地球と太陽の間の長距離単極双極子巨視的力を仲介できます。地球磁場の存在により、地球には約$10^{42}$個の分極電子が存在します。地球の電子と太陽の核子の間の単極双極子相互作用は、地球の近日点歳差運動、重力による光の曲がり、シャピロ時間遅延に影響を与える可能性があります。モノポール-ダイポールポテンシャルの寄与は、測定の不確かさよりも大きくならないように制限されています。単一の天体物理観測から、単極双極子強度の最初の境界を取得します。地球の近日点歳差運動は、質量$m_a\lesssim1.35\times10^{-18}~\のALPに対して$g_Sg_P\lesssim3.62\times10^{-11}$として、単極子-双極子結合強度に強い境界を課します。rm{eV}$
対称エネルギーパラメータが中性子星の性質に与える影響の系統的解析
| Title |
Systematic_analysis_of_the_impacts_of_symmetry_energy_parameters_on_neutron_star_properties |
| Authors |
N._K._Patra,_Anagh_Venneti,_Sk_Md_Adil_Imam,_Arunava_Mukherjee,_and_B._K._Agrawal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03906 |
中性子星(NS)の特性に対するさまざまな対称エネルギーパラメータの影響が最近調査されており、その結果はPhys.Rev.D106,063005(2022).我々は、飽和密度($\rho_0=0.16\text{fm}^{-3}$)での対称エネルギーの勾配と曲率パラメータと、自転していない中性子星の潮汐変形能および恒星半径との相関関係を体系的に分析しました。$1.2-1.6M_\odot$の質量範囲は、最小限に制約された状態方程式(EoS)の大規模なセットを使用して計算されます。低密度でのEoSは核物質に対応し、有限核データからのいくつかの低次核物質パラメーターとキラル有効場理論からの純粋な中性子物質EoSの経験的範囲によって制約されます。高密度($\rho>1.5-2\rho_0$)でのEoSは、因果関係を満たす音速のパラメトリック形式によって取得されます。文献で通常遭遇するNSプロパティと個々の対称エネルギーパラメーターとの間の相関に影響を与えるいくつかの要因が考慮されます。これらの相関関係は、対称エネルギーパラメーターの分布の選択とそれらの相互依存性に非常に敏感です。しかし、飽和密度の2倍の$\beta-$平衡物質の圧力によるNS特性の変動は、おそらく圧力が対称核物質を次のように記述する複数の核物質パラメーターの組み合わせに依存するという事実のために、非常に堅牢なままです。対称エネルギーの密度依存性と同様に。私たちの結果は、高密度でのEoSの動作にほとんど影響されません。
ヒルトップ スニュートリノ ハイブリッド インフレーション
この作業では、右巻きのスニュートリノ場がインフレトン場の役割を果たす(超対称)スニュートリノハイブリッドインフレーションのヒルトップバージョンを検討します。このモデルは、パラメーターの微調整なしで実験観測に完全に適合するスペクトルインデックス$n_s=0.96$を生成できるタイプIIIの丘の上のインフレーションです。また、インフレーション後の右手系スニュートリノインフレトン場の崩壊による非熱レプトジェネシスについても簡単に考察します。
基礎物理のための量子エレクトロニクス
基礎物理学のための量子センサーとエレクトロニクスの新しい分野が紹介され、薄膜超伝導デバイスの役割が強調されます。次世代の地上および宇宙ベースの実験では、電磁スペクトル全体にわたる高度な技術の開発が必要ですが、この記事では、既存のデバイスでは不十分な無線から遠赤外線までの波長の超低ノイズ技術に焦点を当てます。理論上の限界。受動回路、検出器、および増幅器について、古典的および量子的な観点から説明し、検出器ベースおよび増幅器ベースの機器の感度について説明します。進歩は既存の技術の改良によって達成されますが、革新は不可欠です。必要な開発は、工学を超えて、量子情報理論、量子場理論、古典回路理論、およびデバイス物理学の概念を結び付ける理論的研究に関連しています。この記事は、正式なレビューとしてではなく、大学院レベルの科学者に量子センサー物理学を紹介するために書かれています。
最も初期の DT 核融合の発見
| Title |
The_earliest_DT_nuclear_fusion_discoveries |
| Authors |
M._B._Chadwick,_G._M._Hale,_M._W._Paris,_J._P._Lestone,_C._Bates,_J._B._Wilhelmy,_S._A._Andrews,_W._Tornow_and_S._W._Finch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04206 |
最初に1943年にパデュー大学で、次に1945-6年にロスアラモスで、その後1951-2年に、マンハッタンプロジェクトによって委託されたDT核融合断面積の最も初期の測定について説明します。ロスアラモスでの測定により、DTシステムの3/2$^+$共鳴が、アプリケーションに関連するエネルギーで核融合断面積を100倍増強することがわかりました。これは画期的な発見であり、地球の核融合エネルギーの探求を可能にしました。当時の技術とトリチウムの不足を考えると、最も初期の測定値はかなり正確であり、わずか数パーセントの正確さで断面積データを提供するようにすぐに改善されました.DT核融合は1938年のミシガン大学のルーリッグ大学の実験で最初に報告され、1942年にコノピンスキーに影響を与えて、熱核技術への有用性を示唆した可能性があります。1938年の測定を繰り返すための準備作業と、その実験のシミュレーションについて報告します。また、フェルミの1945年のロスアラモスでの講義からいくつかの研究を紹介し、核天体物理学者によって導入される約10年前にフェルミがSファクターの概念を使用していたことを示しています。
