交差数を使用したボイド検出体系
ボイド発見アルゴリズムが宇宙のボイド領域をどれだけうまく識別できるか、そして発見したボイドを基礎となる物質分布からの動的情報と比較することで、それらのバイアスを定量的および定性的に説明できるかどうかを研究します。ORIGAMIアルゴリズムを使用して、AbacusSummitシミュレーションスイートの$N$-bodyシミュレーションで暗黒物質粒子が殻を通過した次元数(交差数)を決定し、殻を通過していない暗黒物質粒子を所属として識別します。ボイドに。次に、VoidFinderとZOBOVベースのアルゴリズムであるV$^2$という2つの異なるボイド検出アルゴリズムを使用して、対応するハロー分布のボイドを検出します。得られたボイドカタログを暗黒物質粒子の分布と比較して、交差数がボイドの近接性にどのように依存するかを調べます。両方のアルゴリズムのボイドは、その中心付近で同様の交差数の分布を持っていますが、有効なボイド半径の0.25倍を超えると、VoidFinderによって検出されたボイドは、V$^2$によって検出されたものよりも低い交差数を持つ粒子をより強く好むことがわかりました。.アルゴリズム間の有効性のこの違いを軽減する2つの可能な方法を調べます。中心性の尺度としてボイドエッジからの距離を使用することにより、V$^2$の非効率性を部分的に緩和することができますが、VoidFinderは、低いクロッシング数の動的に異なる領域をより確実に識別すると結論付けています。
単一フィールド インフレーションの EFT での PBH 形成の失敗
単一フィールドインフレーションの有効フィールド理論(EFT)フレームワークを使用して、スローロール(SR)からウルトラスローロール(USR)への遷移における原始ブラックホール(PBH)の形成の可能性を調査します。パワースペクトルに対する1つのループ補正により、PBHの質量範囲$M_{\rmPBH}>10^{2}{\rmgm}$で因果関係が破られている($c_s>1$)ことを示します。上記の移行中に作成されました。$c_s<1$の非標準機能は、単一フィールドインフレーションの標準フレームワークの予測を悪化させることがわかりました。
ハッブル張力: 新しい物理学の証拠
$\Lambda$CDMモデルは、ほとんどの天文観測にうまく適合しますが、現象学と無知の大きな領域を抱えています。観測の精度と数の向上に伴い、このモデルの主要な宇宙論的パラメーター間の不一致が明らかになりました。その中で、最も注目すべき緊張は、ローカル距離はしごによって測定されたハッブル定数($H_{0}$)推定値と宇宙マイクロ波背景放射(CMB)測定値との間の4$\sigma$から6$\sigma$の偏差です。このレビューでは、最新の研究に基づいて$H_{0}$張力を再検討し、$\Lambda$CDMモデルを超えた新しい物理学を示唆する可能性のあるこの張力の解決策から証拠を整理します。証拠は、後期の宇宙を修正する方向に傾いています。
ハイブリッド インフレーション モデルのインフレーション後の重力波生成
| Title |
Gravitational_wave_production_after_inflation_for_a_hybrid_inflationary_model |
| Authors |
Rinsy_Thomas,_Jobil_Thomas,_Supin_P_Surendran,_Aiswarya_A,_Minu_Joy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05769 |
立方体ポテンシャルを持つハイブリッドインフレーションモデルによるテンソル摂動を源とする重力波の確率的背景を持つ宇宙論的シナリオについて説明します。現在の混成インフレモデルのテンソルとスカラーの比率は$r\approx0.0006$として得られます。この確率的背景の重力波スペクトル、大規模CMBモード、$10^{-4}Mpc^{-1}$から$1Mpc^{-1}$を調べます。現在の重力波$\Omega_0^{gw}(f)$のエネルギースペクトルは、テンソルパワースペクトルとrに敏感に関連しており、これは初期宇宙の未知の物理学に依存しています。この不確実性は、原始テンソルスペクトルインデックスに対する$\hat{n_t(f)}$対数平均と、有効な状態方程式パラメーターに対する$\hat{w(f)}$対数平均の2つのパラメーターによって特徴付けられます。したがって、$\hat{w(f)}$、$\hat{n_t(f)}$平面の正確な制約は、rと$\Omega_0^{gw}(f)$.CMBスケールによってプローブされたモード周辺で$\hat{w}(10^{-15}Hz)$<$0.33$の極限を取得します。
非最小支援インフレ: 一般的な分析
| Title |
Nonminimally_Assisted_Inflation:_A_General_Analysis |
| Authors |
Sang_Chul_Hyun,_Jinsu_Kim,_Tatsuki_Kodama,_Seong_Chan_Park,_Tomo_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05866 |
「補助場」として知られるスカラー場の影響が、重力と非最小に結合し、単一場のインフレーションモデルに及ぼす影響が研究されています。この分析では、スペクトルインデックス($n_s$)、テンソルとスカラーの比率($r$)、ローカル型の非線形性パラメーター($f_{\rmNL}^{(\rmlocal)}$)。アシスタントフィールドの存在により、元の予測と比較して、ほとんどのパラメーター空間で$n_s$と$r$が低下します。場合によっては、アシスタントフィールドによって$n_s$が増加することがあります。これにより、除外された単一フィールドモデルとPlanck-BICEP/Keckによる最新の観測との間の互換性が復活します。結果は、ループインフレーション、べき乗インフレーション、およびハイブリッドインフレーションの3つのモデル例を使用して示されます。
インフレーション中の原始ブラック ホール生成のためのスカラー摂動のフィッティング パワー スペクトル
| Title |
Fitting_power_spectrum_of_scalar_perturbations_for_primordial_black_hole_production_during_inflation |
| Authors |
Daniel_Frolovsky_and_Sergei_V._Ketov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06153 |
単一フィールドモデルの枠組みで、初期宇宙におけるインフレトンのゆっくりした回転と原始ブラックホールの形成を説明するために、インフレーション中のスカラー（曲率）摂動のパワースペクトルの単純な分析的適合を提案します。私たちの適合は、プランク/BICEP/ケック測定と一致する宇宙マイクロ波背景放射の実行可能な説明に必要なスローロール近似のパワースペクトルの合計と、原始ブラックホールの効率的な生成に必要なパワースペクトル増強(ピーク)。スローロールインフレーションを説明するために、Tタイプの$\alpha$アトラクタモデルを使用します。(現在の)暗黒物質全体を原始ブラックホールで構成することを可能にする小惑星サイズのウィンドウで原始ブラックホールの質量を生成するために、ピークの位置と高さを要求すると、残りのパラメーターの制限が見つかります。最も顕著なのは、ピークの幅です。
熱 SZ マップのスタックを使用したクラスター圧力プロファイルの質量と赤方偏移の依存性の調査
| Title |
Exploring_the_mass_and_redshift_dependence_of_the_cluster_pressure_profile_with_stacks_on_thermal_SZ_maps |
| Authors |
Denis_Tramonte,_Yin-Zhe_Ma,_Ziang_Yan,_Matteo_Maturi,_Gianluca_Castignani,_Mauro_Sereno,_Sandro_Bardelli,_Carlo_Giocoli,_Federico_Marulli,_Lauro_Moscardini,_Emanuella_Puddu,_Mario_Radovich,_Ludovic_Van_Waerbeke,_Angus_H._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06266 |
銀河団内の普遍的な圧力プロファイル(UPP)を定義するパラメーターに新しい制約を提供し、Sunyaev-Zel'dovichCompton-$y$プロファイルの測定から、銀河団の質量と赤方偏移への依存性を調べます。$\textit{Planck}$2015MILCAとACT-DR4$y$マップの両方を共通の$\sim2,100\,\text{deg}^2$フットプリント上で採用しています。質量範囲$10^{14.0}\,\text{M}_{\odot}<M_{500}<10^{15.1}\,\text{M}_{\odot}$と赤方偏移範囲$0.02<z<0.98$.クラスターを質量と赤方偏移の3つの独立したビンに分割します。組み合わせごとに、積み重ねられたSZクラスター信号を検出し、平均$y$角度プロファイルを抽出します。後者は理論的にはハローモデルフレームワークを採用して予測され、MCMCを使用してUPPパラメーター、静水圧質量バイアス$b_{\rmh}$およびクラスターのミスセンタリング効果の可能性を推定します。$[P_0,c_{500},\alpha,\beta]$を$\textit{Planck}$で$[5.9,2.0,1.8,4.9]$に、$[3.8,1.3,1.0,4.4]に制限します。$以前の調査結果と一致して、完全なクラスターサンプルを使用したACT。残留質量または赤方偏移の依存性に関する説得力のある証拠は見つからないため、はるかに大きな$M_{500}$および$z$の範囲にわたってクラスター圧力プロファイルの妥当性を拡大します。このような大規模な(完全で代表的な)クラスターサンプルでモデルがテストされたのはこれが初めてです。最後に、0.2から0.3の範囲の静水質量バイアスに対する緩やかな制約を取得します。これは、以前の研究と広く一致しています。
Palatini $F(R,\phi)$ 重力における宇宙論的インフレーションについて
単一フィールドインフレーションモデルは、インフレトンフィールド$\phi$と重力の間の$f(\phi)R$形式の非最小結合と共に$R+\alphaR^2$で表されるPalatini二次重力内で調査されます。処理はアインシュタインフレームで実行され、コンフォーマル変換によって重力への最小結合が回復されます。制限$\alpha\dot{\phi}^2\ll(1+f(\phi))$,constant-rollk-$\alpha\ll1$のインフレ、および$\alpha\gg1$のスローロールKインフレ。余弦ポテンシャルと指数ポテンシャルは、上記の制限と、重力へのさまざまな動機付けされた非極小結合で調べられます。テンソルとスカラーの$r$比とスペクトルインデックス$n_s$で例示される理論上の結果を、Planck2018$\&$BICEP/Keckの最近の観測結果と比較します。さらに、CMB(SimonsObservatory、CMB-S4、およびLiteBIRD)を含む、現在想定されている観測によって$n_s$と$r$を制約できる新しい研究予測精度の結果を含めます。
Galaxy Zoo SDSS渦巻銀河のスピン方向分布の再解析
スローンデジタルスカイサーベイにおける渦巻銀河のスピン方向の分布は、過去20年間の議論のトピックであり、同じデータが使用された場合でも相反する結論が報告されています。ここでは、SpArcFiReアルゴリズムを適用して、GalaxyZoo1の元のデータセットのスピン方向に注釈を付けることにより、以前の実験の1つに従います。銀河のスピン方向の注釈は、3つの異なる方法で渦巻銀河を選択する最初のステップの後に行われます。銀河動物園の分類による分析、モデル駆動型コンピューター分析による分析、および渦巻銀河の選択なし。この結果は、GalaxyZooのボランティアが渦巻銀河を選択した場合、SpArcFiReによって決定された渦巻銀河のスピン方向の分布がランダムではないことを示しており、これは以前の報告と一致しています。モデル駆動型コンピューター解析を使用して渦巻銀河を選択する場合、または渦巻銀河をまったく選択しない場合、分布もランダムではありません。単純な二項分布分析では、パリティ違反が偶然に発生する確率は0.01よりも低いことが示されています。地球から観測されたスピン方向をコサイン依存性に当てはめると、2.33$\sigma$から3.97$\sigma$の統計的強度を持つ双極子軸が示されます。これらの実験は、選択メカニズムと分析方法に関係なく、すべての実験が同様の結論を示していることを示しています。これらの結果は、他の方法や望遠鏡を使用した以前の報告と一致しており、地球から観測された渦巻銀河のスピン方向は、それらのスピン方向によって形成された双極子軸を示すことを示唆しています。考えられる説明は、宇宙の大規模構造、または銀河の内部構造に関連している可能性があります。この研究の一環として生成された注釈付き銀河のカタログが利用可能です。
アルマ望遠鏡 SY Cha 周辺の遷移円盤のバンド 6 高解像度観測
| Title |
ALMA_Band_6_high-resolution_observations_of_the_transitional_disk_around_SY_Cha |
| Authors |
Ryuta_Orihara,_Munetake_Momose,_Takayuki_Muto,_Jun_Hashimoto,_Hauyu_Baobab_Liu,_Takashi_Tsukagoshi,_Tomoyuki_Kudo,_Sanemichi_Takahashi,_Yi_Yang,_Yasuhiro_Hasegawa,_Ruobing_Dong,_Mihoko_Konishi,_Eiji_Akiyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05659 |
この研究では、高解像度(0.14秒角)AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray(ALMA)による225GHzダスト連続体とSYCha周辺の遷移円盤からのCO分子輝線の観測結果を報告しました。私たちの高解像度観測により、内部空洞と中心点源が初めて明らかになりました。リングの放射状のプロファイルは、より暗い広いリングの上に重ねられた明るい狭いリングによって近似できます。さらに、ダスト連続体放出には弱い方位角非対称性があることがわかりました。ガス排出量については、$\rm{}^{12}CO$(2$-$1)、$\rm{}^{13}CO$(2$-$1)、および$\rm{}C^{18}O$(2$-$1)、ここから円盤の総ガス質量は$2.2\times10^{-4}M_\odot$と推定され、CO/H$_2$の比率が$10^{-4}$.観測は、ガスがダストキャビティ内に存在することを示しました。$\rm{}^{12}CO$(2$-$1)輝線の速度構造を解析したところ、ダスト内部円盤の位置で速度が歪んでいることが明らかになりました。ダストディスクの空洞内のディスクまたは放射状のガス流。SYChaの高解像度観測は、この系が輪と歪んだ内部円盤から構成されていることを示した。
TOI-2525 b と c: TESS によって明らかにされたトランジット タイミングの変動が激しい大規模な暖かい巨大惑星のペア
| Title |
TOI-2525_b_and_c:_A_pair_of_massive_warm_giant_planets_with_a_strong_transit_timing_variations_revealed_by_TESS |
| Authors |
Trifon_Trifonov,_Rafael_Brahm,_Andres_Jordan,_Christian_Hartogh,_Thomas_Henning,_Melissa_J._Hobson,_Martin_Schlecker,_Saburo_Howard,_Finja_Reichardt,_Nestor_Espinoza,_Man_Hoi_Lee,_David_Nesvorny,_Felipe_I._Rojas,_Khalid_Barkaoui,_Diana_Kossakowski,_Gavin_Boyle,_Stefan_Dreizler,_Martin_Kuerster,_Rene_Heller,_Tristan_Guillot,_Amaury_H.M.J._Triaud,_Lyu_Abe,_Abdelkrim_Agabi,_Philippe_Bendjoya,_Nicolas_Crouzet,_Georgina_Dransfield,_Thomas_Gasparetto,_Maximilian_N._Guenther,_Wenceslas_Marie-Sainte,_Djamel_Mekarnia,_Olga_Suarez,_Johanna_Teske,_R._Paul_Butler,_Jeffrey_D._Crane,_Stephen_Shectman,_George_R._Ricker,_Avi_Shporer,_Roland_Vanderspek,_Jon_M._Jenkins,_Bill_Wohler,_Karen_A._Collins,_Kevin_I._Collins,_David_R._Ciardi,_Thomas_Barclay,_Ismael_Mireles,_Sara_Seager,_and_Joshua_N._Winn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05694 |
TOI-2525は、推定質量M=0.849$_{-0.033}^{+0.024}$M$_\odot$、半径R=0.785$_{-0.007}^{+のK型星です。0.007}$R$_\odot$は、TESSミッションによって22セクター(セクター1と39内)で観測されました。TESSの光度曲線は、2つのコンパニオンの重要なトランジットイベントを示しており、$\sim$6時間の半振幅の強いトランジットタイミング変動(TTV)を示しています。FEROSとPFSからの動径速度(RV)測定値と組み合わせて、TESSデータのTTV動的および光動的光曲線分析を実行し、これらの伴星の惑星的性質を確認しました。TOI-2525システムは、$m_{\rmb}$=0.088$_{-0.004}^{+0.005}$M$_{\rmJup.}$、$m_{\rmc}$=0.709$_{-0.033}^{+0.034}$M$_{\rmJup.}$、$r_b$の半径=0.88$_{-0.02}^{+0.02}$R$_{\rmJup.}$および$r_c$=0.98$_{-0.02}^{+0.02}$R$_{\rmJup.}$、および軌道付き$P_{\rmb}$=23.288$_{-0.002}^{+0.001}$日および$P_{\rmc}$=49.260$_{-0.001}^{+0.001}$日それぞれ内惑星と外惑星。周期比は2:1周期可換性に近いですが、システムの動的シミュレーションは、それが平均運動共鳴(MMR)動的構成の外側にあることを示唆しています。TOI-2525bは、これまでに知られている海王星質量惑星の中で最も密度が低く、密度の推定中央値は$\rho_{\rmb}$=0.174$_{-0.015}^{+0.016}$g\,cmです。$^{-3}$.TOI-2525系は、TESSによって発見された他のK矮星系、TOI-2202およびTOI-216と非常によく似ており、これらはほぼ同一のK矮星主惑星と2:1MMR付近の2つの暖かい巨大惑星で構成されています。
金星と系外惑星観測の相乗効果
| Title |
Synergies_between_Venus_&_Exoplanetary_Observations |
| Authors |
M.J._Way,_Colby_Ostberg,_Bradford_J._Foley,_Cedric_Gillmann,_Dennis_H\"oning,_Helmut_Lammer,_Joseph_O'Rourke,_Moa_Persson,_Ana-Catalina_Plesa,_Arnaud_Salvador,_Manuel_Scherf,_Matthew_Weller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05718 |
この章では、現在の金星に関する私たちの知識がどのように地球外惑星科学に情報を提供できるか、また、太陽系外惑星科学が金星の研究にどのように情報を提供できるかを検討します。表面的には、知識の対比がはっきりと見えます。私たちは何千年もの間、金星を観察し、何世紀にもわたって望遠鏡で観察してきました。探査機による観測は、1962年のマリナー2号で始まり、金星がSFで描かれた熱帯の楽園ではなく、温室惑星であることが確認されました。金星の探査と理解のレベルが火星のレベルをはるかに下回っている限り、主要な疑問は持ちこたえます。一方、1995年にペガサス51bが発見されて以来、系外惑星科学は飛躍的な進歩を遂げてきました。金星探査ミッションの黄金時代が1994年のマゼランミッションで終わりを迎えた直後のことです。数百万ドルから数十億ドル/JWSTなどのユーロ系外惑星に焦点を当てた宇宙船ミッションとその後継機は、今後数十年で飛行する予定です。同時に、インド、ロシア、日本、欧州宇宙機関、米国航空宇宙局による、今後数十年間の多数の確認および提案されたミッションにより、金星探査への期待が再び高まりつつあります。この章では、金星とその系外惑星のいとこに関する補完的な研究で、知られていることと、明日発見されるかもしれないことを概説します。
微惑星衝突によるスーパーアースの原始大気の喪失について
| Title |
About_the_loss_of_a_primordial_atmosphere_of_super-Earths_by_planetesimal_impacts |
| Authors |
Michael_Lozovsky,_Dina_Prialnik,_Morris_Podolak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05921 |
中心星から遠く離れた水の氷と岩石からなる惑星を考えます。継続的な降着による惑星の成長を計算した以前の研究では、氷の大部分が降着時に蒸発し、水蒸気の大気を作り出すことがわかりました。ここでは、降着を微惑星の衝突の離散的な系列($10^8$のオーダー)と見なし、同時に時間依存の降着率で、降着する微惑星との相互作用の結果としての蒸気の運命を調査します。蒸気の大部分が逃げることがわかります。残りの部分は、表面の降着と冷却が終了した後、氷の外層を形成する可能性があります。脱出した水塊は、惑星の氷と岩石の比率を大きく変える可能性があります。氷と岩の比率、微惑星のサイズ分布、衝突速度などのさまざまなパラメーターの選択の影響を調査します。微惑星のサイズ分布の影響は無視できることがわかり、その理由を説明します。対照的に、氷と岩の比率と衝突速度は、保持される水塊の割合に大きく影響します。
AF Lep b: 天体観測データと直接画像データを組み合わせて検出された最小質量の惑星
| Title |
AF_Lep_b:_the_lowest_mass_planet_detected_coupling_astrometric_and_direct_imaging_data |
| Authors |
D._Mesa,_R._Gratton,_P._Kervella,_M._Bonavita,_S._Desidera,_V._D'Orazi,_S._Marino,_A._Zurlo,_E._Rigliaco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06213 |
ねらい。直接画像化技術を使用して、ヒッパルコスとガイアeDR3カタログの比較から得られた有意な固有運動異常(PMa)信号を示す星AFLepの周りの低質量伴星を検索しました。メソッド。YからKスペクトルバンド(0.95から2.3{\μ}mの間)の範囲の波長をカバーする近赤外線(NIR)のサブシステムIFSおよびIRDISを使用して、VLT/SPHEREでAFLepを2つのエポックで観測しました。次に、高コントラスト画像技術である角度微分画像(ADI)とスペクトル微分画像(SDI)を使用してデータを縮小し、星の低質量コンパニオンからの信号を取得できるようにしました。結果。かすかなコンパニオンは、星から約0.335インチの距離で、最初のエポックでは位置角度が約70.5度、第2エポックでは同様の位置で取得されました。抽出された光度測定により、コンパニオンの質量を2～5MJupと見積もることができました.この質量は、天文測定法を使用して推定されたコンパニオンの動的質量(5.2-5.5MJup)に期待されるものとよく一致しています.これは最初のコンパニオンです.重水素燃焼限界をはるかに下回る質量で、直接イメージングとPMa測定の結合が発見されました.orvaraツールを使用して行われた軌道フィッティングにより、コンパニオン質量をさらに確認し、その主要な軌道パラメーターを定義することができました.
Gaia eDR3 を使用したデブリ ディスク システムでのフライバイ
デブリ円盤の形成と進化におけるフライバイの影響を観測的かつ統計的に制限することを目指しています。主に文献から系のバイナリおよび惑星の仲間を引き出して、関連の一部であるか、孤立している、2Myrから8Gyrの年齢の254個の破片円盤のサンプルを編集しました。GaiaeDR3の天文データとサンプルの放射速度、および空の特定の領域にあるすべてのソースを使用して、過去5Myrの相対直線運動を再構築し、次の2Myrの予測を行いました。各デブリディスクシステムのヒル半径と2つのソースが到達する最も近い距離を関連付けて、位置と時間の観点からフライバイイベントを定義しました。最後の5マイルから次の2マイルまでの期間に、分析されたシステムの90%が少なくとも近距離でのフライバイを経験し、そのうちの7%が0.5RHillを超える距離でフライバイを経験したことがわかりました。特に、75%が過去に1回以上の接近遭遇を経験しており、36%が複数回の接近遭遇を経験しています。分解されたデブリディスクのサブサンプル(94個中41個)から、分析されたシステムの80%が、少なくとも0.8pc以内の遭遇を経験します。惑星を含む10個のデブリディスクのサブサンプルから、これらのシステムの半分は、ディスクと惑星の間のずれ、攪拌、または非対称性を示しています。惑星の軌道と円盤の間にずれがある星系では、実際に少なくとも1回のフライバイイベントが発生します。特に、HD38529の場合のように、惑星の軌道に約20度以上の円盤傾斜角の差がある場合、理論的に予測されたように、過去5Myrで複数回の近接遭遇が発生したことがわかります。過去5Myrにシステムが経験した遭遇、特に近接遭遇の発生率が高いことは、デブリディスクの進化に対するフライバイの根本的な影響を示唆しています。
若い太陽のような星AF Leporisの周りの超木星の直接画像の発見
| Title |
Direct_imaging_discovery_of_a_super-Jovian_around_the_young_Sun-like_star_AF_Leporis |
| Authors |
Robert_J._De_Rosa,_Eric_L._Nielsen,_Zahed_Wahhaj,_Jean-Baptise_Ruffio,_Paul_G._Kalas,_Anne_E._Peck,_Lea_A._Hirsch,_William_Roberson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06332 |
(要約)直接画像化された伴星のサンプルを近くの若い星に拡大することは、詳細な天文および分光学的研究に適しているため、それらの進化と大気プロセスの理論の継続的な開発と検証にとって重要です。{\itGaia}アストロメトリックカタログの最近のリリースにより、周回するコンパニオンによって引き起こされるアストロメトリック反射運動を示す星をターゲットにすることで、これらの捉えどころのないコンパニオンを効率的に検索できます。近く(27pc)の若い(24Myr)星AFLeporis(AFLep)は、その天体加速度のために標的にされました。これは、高コントラスト画像で検出可能な広い軌道の惑星の伴星と一致しています。我々はVLTのSPHERE装置を使用して、AFLepのすぐ近くにあるかすかな準恒星の伴星を探しました。残差点広がり関数を効率的に減算するために、AFLepの観測とインターリーブされた近くの星の観測を使用しました。これにより、星から1秒角($\sim$30au)以内にあるかすかな惑星質量の伴星に対する感度が得られました。我々は、伴星AFLepbを、その未解決の破片円盤の内縁内で、339mas(9au)の距離で検出した。測定された$K$バンドコントラストと星の年齢から、モデルに依存する4--6$M_{\rmJup}$の質量が得られ、$4.3_{-1.2}の軌道適合から導出された質量と一致します。^{+2.9}$$M_{\rmJup}$.惑星の近赤外線SEDは、L-T遷移の天体と一致していますが、場の重力天体に関しては光度が低くなっています。AFLepbは、若い$\beta$Pic移動グループの星の周りに画像化された、ますます多くのサブステラコンパニオンに加わります。3--7$M_{\rmJup}$の質量を持ち、PZ~Tel~Bや$\beta$~Pic~bなどのより熱く、より巨大なコンパニオン間のこの等時系列のギャップを占めます。光球内でメタンを形成するのに十分なほど冷却されたクーラー51_Eri_b。
我々は、球形のマイクロメートルサイズの粒子からなる惑星周回環が、太陽系外ガス巨星の正味の散乱光分極に及ぼす影響を調べた。3次元モンテカルロ放射伝達コードPOLARISを使用して、リングを定義する巨視的パラメーター(半径や傾斜など)の影響、および正味の散乱偏光に対するリング粒子の化学組成を調べました。球状リング粒子については、ミー散乱理論を適用しました。惑星の位相角と光学から近赤外線までの波長の関数として、散乱した恒星放射のフラックスと偏光を研究しました。選択された粒度分布では、リング内のダスト粒子は、考慮された波長で強い前方散乱を示します。したがって、惑星の反射フラックスは、小さな位相角で反射フラックスと偏光フラックスの合計を支配します。しかし、リングの散乱フラックスと偏光フラックスは大きな位相角で増加し、全反射惑星フラックスを超えます。ケイ酸塩粒子を含む大きなリングの場合、全反射フラックスは、すべての位相角でリング内のダストによって散乱された放射によって支配されます。その結果、偏光の方向は、小さな位相角で散乱面に平行になります。対照的に、水の氷の粒子を含むリングの場合、偏光の方向は大きな位相角で散乱面に平行です。リングの傾きと方向に応じて、全反射フラックスと偏光フラックスも特定の分布を示します。大きな粒子は、小さな粒子と比較して大きな位相角で強い偏光を示します。メタンとエアロゾルを含む木星のような大気の場合、環状惑星のスペクトルにはメタン吸収機能がありません。
INSPIRE: RElics III の恒星人口の調査。 2 番目のデータ公開 (DR2): 星の速度分散に関する体系のテスト
| Title |
INSPIRE:_INvestigating_Stellar_Population_In_RElics_III._Second_data_release_(DR2):_testing_the_systematics_on_the_stellar_velocity_dispersion |
| Authors |
G._D'Ago,_C._Spiniello,_L._Coccato,_C._Tortora,_F._La_Barbera,_M._Arnaboldi,_D._Bevacqua,_A._Ferr\'e-Mateu,_A._Gallazzi,_J._Hartke,_L._K._Hunt,_I._Mart\'in-Navarro,_N.R._Napolitano,_C._Pulsoni,_M._Radovich,_P._Saracco,_D._Scognamiglio,_S._Zibetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05453 |
これは、INvestigatingStellarPopulationInRElics(INSPIRE)プロジェクトの2番目のデータリリース(DR2)であり、2022年3月までに観測が完了した21の新しいシステムで構成されています。各システムについて、4つの1次元(1D)スペクトルをESOScienceアーカイブ、X-Shooterスペクトログラフの各アームに1つのスペクトル。この論文では、視線速度分布に焦点を当て、スペクトルから統合された星の速度分散を測定し、それらのロバスト性と関連する不確実性を評価します。21の新しいシステムのそれぞれについて、星の速度分散($\sigma$)測定値に対する完全なスペクトルフィッティングのパラメーターと設定の影響を体系的に調査しました。特に、フィッティングのいくつかのパラメーター、および入力スペクトルの解像度とスペクトル範囲が変化したときに$\sigma$がどのように変化するかをテストしました。$\sigma$で最大の系統的不確実性を引き起こす効果は、特に信号対雑音比が低いスペクトル(S/N$\leq$30)の場合、適合に使用される波長範囲であることがわかりました。青色の波長(UVBアーム)を使用する場合、一般に速度分散を過小評価します($\sim$15km/s)。近赤外(NIR)アームから得られた値は、スペクトルの品質が低いため、より大きな散乱を示します。最後に、結果を文献の結果と比較したところ、全体的に非常に良い一致が得られました。DR1で得られた結果とここで提示された結果を結合すると、INSPIREには40個の超小型大質量銀河が含まれており、調査全体の75%に相当します。これらのシステムを恒星の質量速度分散図にプロットすることにより、新しいシステムの中から信頼性の高い遺物候補を少なくとも4つ特定しました。それらの速度分散は、同様の恒星質量を持つ通常サイズの銀河よりも大きい。
ギャラクシー ズー: 強い遮蔽銀河と弱い遮蔽銀河の運動学
| Title |
Galaxy_Zoo:_Kinematics_of_strongly_and_weakly_barred_galaxies |
| Authors |
Tobias_G\'eron,_Rebecca_J._Smethurst,_Chris_Lintott,_Sandor_Kruk,_Karen_L._Masters,_Brooke_Simmons,_Kameswara_Bharadwaj_Mantha,_Mike_Walmsley,_L._Garma-Oehmichen,_Niv_Drory,_Richard_R._Lane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05464 |
MaNGAからのIFUデータとTremaine-Weinberg法を使用して、225個の棒銀河の棒パターン速度と共回転半径を調べます。ギャラクシーズーによって特定された強い禁止銀河と弱い禁止銀河に分けられた私たちのサンプルは、この方法が適用された最大のものです。弱い遮蔽銀河よりも強い遮蔽銀河のパターン速度が遅いことがわかります。シミュレーションは、バーがそのホストと角運動量を交換するにつれてパターン速度が低下することを示しているため、これらの結果は、強いバーが弱いバーよりも進化していることを示唆しています.興味深いことに、棒の長さに比例しているにもかかわらず、共回転半径は弱い棒銀河と強い棒銀河の間で違いはありません。また、消滅銀河と星形成銀河では共回転半径が大きく異なることもわかりました。さらに、両方の分布が大きく重なっているにもかかわらず、強い遮蔽銀河は、弱い遮蔽銀河よりもR(共回転半径と棒半径の比率)の値が大幅に小さいことがわかりました。この比率は、バーを超高速バー(R<1.0;サンプルの11%)、高速バー(1.0<R<1.4;27%)、低速バー(R>1.4;62%)に分類します。シミュレーションは、Rがバー形成メカニズムと相関していることを示しているため、強いバーは弱いバーよりも異なるメカニズムによって形成される可能性が高いことを示唆しています。最後に、超高速バーの割合が他のほとんどの研究よりも低いことがわかりました。これにより、{\Lambda}CDMで最近主張されている張力が減少します。ただし、Rの中央値は、シミュレーションで予測された値よりもまだ低いです。
高速電波バースト主銀河の人口統計、星の個体数、星形成の歴史: 前駆体への影響
| Title |
The_Demographics,_Stellar_Populations,_and_Star_Formation_Histories_of_Fast_Radio_Burst_Host_Galaxies:_Implications_for_the_Progenitors |
| Authors |
Alexa_C._Gordon_(Northwestern/CIERA),_Wen-fai_Fong,_Charles_D._Kilpatrick,_Tarraneh_Eftekhari,_Joel_Leja,_J._Xavier_Prochaska,_Anya_E._Nugent,_Shivani_Bhandari,_Peter_K._Blanchard,_Manisha_Caleb,_Cherie_K._Day,_Adam_T._Deller,_Yuxin_Dong,_Marcin_Glowacki,_Kelly_Gourdji,_Alexandra_G._Mannings,_Elizabeth_K._Mahoney,_Lachlan_Marnoch,_Adam_A._Miller,_Kerry_Paterson,_Jillian_C._Rastinejad,_Stuart_D._Ryder,_Elaine_M._Sadler,_Danica_R._Scott,_Huei_Sears,_Ryan_M._Shannon,_Sunil_Simha,_Benjamin_W._Stappers,_Nicolas_Tejos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05465 |
高速電波バースト(FRB)の23の高度に安全なホスト銀河の観測と恒星集団特性の包括的なカタログを提示します。私たちのサンプルは、6つの繰り返しFRBと17の明らかな非リピーターで構成されています。これらのホストの82の新しい測光と8つの新しい分光観測を提示します。恒星集団合成モデリングを使用し、ノンパラメトリックな星形成履歴(SFH)を採用すると、FRBホストの恒星質量の中央値は$\approx10^{9.8}\,M_{\odot}$、質量加重年齢は$\approx5.2$Gyr、現在進行中の星形成率$\approx1.3\,M_{\odot}$yr$^{-1}$ですが、すべての特性で広い範囲にまたがっています。宿主を星形成の程度で分類すると、91\%(21/23の宿主)が星形成中で、1つは遷移中で、1つは休止中であることがわかります。大部分は、銀河の星形成主系列をたどっていますが、少なくとも2つのFRBは活動の少ない環境で発生しており、どちらも明らかな非リピーターです。モデル化されたすべてのプロパティにわたって、リピーターのホストと非リピーターのホストの間に統計的に有意な違いは見つかりません。しかし、反復するFRBのホストは通常、より低い恒星質量にまで広がり、非反復性のホストはより光学的に明るい銀河で発生します。さらに、SFHの上昇が最も明確で長期にわたる4つの銀河はすべて、繰り返しFRBをホストしており、最後の$\lesssim100$Myrで星形成活動が高まったことを示しています。私たちの結果は、ほとんどのFRBの若いマグネターモデルを支持しており、FRBの前駆体はコア崩壊超新星によって形成されましたが、活動の少ない環境にいくつかのFRBが存在することは、より遅れたチャネルを介してフラクションが形成されることを示唆しています。
次世代ディープ エクストラ ギャラクティック エクスプロラトリー パブリック (NGDEEP) サーベイ
| Title |
The_Next_Generation_Deep_Extragalactic_Exploratory_Public_(NGDEEP)_Survey |
| Authors |
Micaela_B._Bagley,_Nor_Pirzkal,_Steven_L._Finkelstein,_Casey_Papovich,_Danielle_A._Berg,_Jennifer_M._Lotz,_Gene_C._K._Leung,_Henry_C._Ferguson,_Anton_M._Koekemoer,_Mark_Dickinson,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Dale_D._Kocevski,_Rachel_S._Somerville,_L._Y._Aaron_Yung,_Bren_E._Backhaus,_Caitlin_M._Casey,_Marco_Castellano,_\'Oscar_A._Ch\'avez_Ortiz,_Katherine_Chworowsky,_Isabella_G._Cox,_Romeel_Dav\'e,_Kelcey_Davis,_Vicente_Estrada-Carpenter,_Adriano_Fontana,_Seiji_Fujimoto,_Jonathan_P._Gardner,_Mauro_Giavalisco,_Andrea_Grazian,_Norman_A._Grogin,_Nimish_P._Hathi,_Taylor_A._Hutchison,_Anne_E._Jaskot,_Intae_Jung,_Lisa_J._Kewley,_Allison_Kirkpatrick,_Rebecca_L._Larson,_Jasleen_Matharu,_Priyamvada_Natarajan,_Laura_Pentericci,_Pablo_G._P\'erez-Gonz\'alez,_Swara_Ravindranath,_Barry_Rothberg,_Russell_Ryan,_Lu_Shen,_Raymond_C._Simons,_Gregory_F._Snyder,_Jonathan_R._Trump,_and_Stephen_M._Wilkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05466 |
宇宙時間全体で低質量銀河のフィードバックメカニズムを制約するように設計された、ディープスリットレス分光およびイメージングサイクル1JWSTトレジャリーサーベイである、次世代深部銀河外探索公開（NGDEEP）サーベイを紹介します。NGDEEPは、NIRISSスリットレス分光法(f~1.2e-18erg/s/cm^2、5sigma)を備えたハッブル超深宇宙(HUDF)をターゲットにして、ピークを通る低質量銀河の金属量と星形成率(SFR)を測定します。宇宙SFR密度の(0.5<z<4)。並行して、NGDEEPはNIRCam(m=30.6-30.9,5sigma)でHUDF-Par2平行磁場をターゲットにして、残りの紫外光度関数のかすかな端の勾配を制限して、z>12までの銀河を発見します。NGDEEPは、HUDFのF435W(m=29.6)、およびHUDF-Par2のF814W(m=30)である、空で最も深いHSTACS光学イメージングと重なり、最高のHST+JWSTディープフィールドになります。財務調査として、NGDEEPデータはすぐに公開されます。以前のディープフィールドイニシアチブの精神で、データ製品とカタログを迅速にリリースします。このホワイトペーパーでは、NGDEEP調査の設計を提示し、科学的目標を要約し、NGDEEP削減データプロダクトを公開するための詳細な計画を示します。
宇宙時間の最初の 10 億年に見られる銀河内の炭素質ダスト粒子
| Title |
Carbonaceous_dust_grains_within_galaxies_seen_in_the_first_billion_years_of_cosmic_time |
| Authors |
Joris_Witstok,_Irene_Shivaei,_Renske_Smit,_Roberto_Maiolino,_Stefano_Carniani,_Emma_Curtis-Lake,_Pierre_Ferruit,_Santiago_Arribas,_Andrew_J._Bunker,_Alex_J._Cameron,_Stephane_Charlot,_Jacopo_Chevallard,_Mirko_Curti,_Anna_de_Graaff,_Francesco_D'Eugenio,_Giovanna_Giardino,_Tobias_J._Looser,_Tim_Rawle,_Bruno_Rodr\'iguez_del_Pino,_Chris_Willott,_Stacey_Alberts,_William_M._Baker,_Kristan_Boyett,_Eiichi_Egami,_Daniel_J._Eisenstein,_Ryan_Endsley,_Kevin_N._Hainline,_Zhiyuan_Ji,_Benjamin_D._Johnson,_Nimisha_Kumari,_Jianwei_Lyu,_Erica_Nelson,_Michele_Perna,_Marcia_Rieke,_Brant_E._Robertson,_Lester_Sandles,_Aayush_Saxena,_Jan_Scholtz,_Fengwu_Sun,_Sandro_Tacchella,_Christina_C._Williams_and_Christopher_N._A._Willmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05468 |
星間塵は、固体状態のヘリウムよりも重い元素のかなりの部分を捕捉しており、銀河進化の理論と観測の両方において不可欠な要素です。塵の放出は、一般に星間物質(ISM)の一次冷却材であり、星が形成されるガス雲の重力崩壊と断片化を促進する一方で、銀河の放出スペクトルを紫外(UV)から遠赤外の波長に変化させます。スターライト。しかし、さまざまなタイプのダスト粒子の天体物理学的起源は、特に初期の宇宙では未解決のままです。ここでは、宇宙時間の最初の10億年までの銀河の深部近赤外スペクトルにおける$2175付近の広いUV吸収機能の検出から、炭素質粒子の存在の直接的な証拠を報告します。$\sim7$の赤方偏移($z$)で。このダスト減衰機能は、これまで、赤方偏移$z<3$でより古く、より進化した銀河でのみ分光学的に観察されていました。この特徴を生み出す炭素質粒子は、漸近巨星分枝(AGB)星によって数億年の時間スケールで生成されるとしばしば考えられています。私たちの結果は、超新星(SN)噴出物での可能性が高い、より急速な生産シナリオを示唆しています。
大規模な銀河調査のための正確な分光学的年齢推定への変分エンコーダーデコーダーアプローチ
| Title |
A_variational_encoder-decoder_approach_to_precise_spectroscopic_age_estimation_for_large_Galactic_surveys |
| Authors |
Henry_W._Leung,_Jo_Bovy,_J._Ted_Mackereth,_Andrea_Miglio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05479 |
天の川銀河の形成と進化に対する制約には、星の大集団の運動学、存在量、および年齢の多次元測定が必要です。遠くまで見ることができる明るい巨星の年齢は、天の川の研究に不可欠な要素ですが、大規模なデータセットに対して正確に推定することは伝統的に非常に困難であり、多くの場合、星ごとに注意深く分析する必要があります。宇宙地震学で。スペクトルは大規模なサンプルの取得が容易であるため、スペクトルから正確な年齢を決定できるため、大規模な年齢サンプルを構築できますが、分光年代はしばしば不正確であり、存在量の相関関係によって汚染されています。ここでは、これらの問題を解決するために、クロスドメインの天文データに変分エンコーダ/デコーダを適用する方法を紹介します。このモデルは、APOGEEとKeplerによって観測された星のペアでトレーニングされ、潜在空間内のAPOGEEスペクトルの次元を削減しながら存在量情報を削除します。次に、これらのスペクトルの低次元潜在表現をトレーニングして、わずか$\sim$1,000の正確な地震年代で年齢を予測できます。このモデルが以前のデータ駆動型分光年代よりも正確な分光年代(全体で$\sim$22%、赤い塊の星では$\sim$11%)を生成し、存在量情報による汚染が少ないことを実証します(特に、年齢は[$\alpha$/M]に依存しません)。APOGEEDR17データセットの公開年齢カタログを作成し、それを使用して、銀河円盤の半径範囲全体の年齢分布と年齢-[Fe/H]-[$\alpha$/M]分布をマッピングします。
| Title |
Dynamics_of_intermediate_mass_black_holes_in_globular_cluster._Wander_radius_and_anisotropy_profiles |
| Authors |
Pierfrancesco_Di_Cintio,_Mario_Pasquato,_Luca_Barbieri,_Alessandro_A._Trani,_Ugo_N._Di_Carlo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05542 |
私たちは最近、プラズマ物理学で以前に適用された多粒子衝突(MPC)スキームに基づいて、$N$を使用したほぼ線形の時間スケーリングで衝突重力N体システムをシミュレートする新しい方法を導入しました。標準的なワークステーションで現実的な数の星粒子(少なくとも$10^6$の数倍まで)で球状星団をシミュレートします。中間質量ブラックホール(IMBH)をホストするクラスターをシミュレートし、直接N体コードに影響を与える計算上の制約によって制限されない、広範囲のBHクラスターとBH平均星の質量比を調べます。単一質量モデルまたはSalpeter質量関数を持つモデルのいずれかを使用し、最初はIMBHを中心に置きます。IMBHによって、およびIMBHに加えられる力は、直接スキームで評価されます。ラグランジュ半径の進化とコア密度と速度分散を経時的に測定します。さらに、速度異方性プロファイルの進化を研究します。IMBHを持つモデルは、早期にコア崩壊を受け、IMBH質量が大きいほど浅く、コア崩壊時の中心密度はほぼ一定であることがわかります。IMBHの存在は、中心速度分散を低下させる傾向があります。これらの結果は、質量関数とは無関係に成り立ちます。SalpeterMFを使用したモデルでは、運動エネルギーの等配分が決して達成されないことがわかります。大きな半径での軌道異方性は、放射状軌道上のエネルギッシュなエスケーパーによって駆動されているように見えます。ワンダー半径を測定します。私たちが得た結果の中で、直接的なN体シミュレーションにアクセス可能なパラメーターの範囲にわたって確立された以前に知られている傾向をほとんど確認または拡張し、IMBHワンダー半径分布のレプトクルティックな性質がIMBHをオフとして提示する可能性があることを強調します-観察的IMBH検出に影響を与える、予想よりも頻繁に中心。
VVV 近赤外銀河カタログの AGN 候補
| Title |
AGN_candidates_in_the_VVV_near-IR_galaxy_catalogue |
| Authors |
Laura_D._Baravalle,_Eduardo_O._Schmidt,_M._Victoria_Alonso,_Ana_Pichel,_Dante_Minniti,_Adriana_R._Rodr\'iguez-Kamenetzky,_Nicola_Masetti,_Carolina_Villalon,_Leigh_C._Smith,_Philip_W._Lucas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05595 |
この研究の目標は、銀河円盤内の活動銀河核(AGN)を|b|で非常に低緯度で検索することです。$<$2$^\circ$.このために、VVV近赤外線銀河カタログから5つのソースを調べました。これらのソースには、WISE対応物もあり、VIracVariableClassificationEnsemble(VIVACE)カタログに変動性があります。近赤外線の色-色の図では、これらのオブジェクトは一般に、フィールド内の他のソースと比較してより赤い色をしています。中間赤外線のものでは、それらはAGN領域に位置していますが、最も高い星間絶滅と異なる中間赤外線色を示すソースがあり、若い星のオブジェクト(YSO)です。また、2つの異なる統計手法を使用してソースの変動性を調査しました。分数変動振幅$\sigma_{rms}$の範囲は12.6から33.8で、タイプ1AGNで見つかった以前の結果と一致しています。光度曲線の傾きは(2.6$-$4.7)$\times10^{-4}$mag/dayの範囲にあり、クエーサーの変動性について報告された結果とも一致しています。これらすべての結果の組み合わせは、4つの銀河がタイプ1のAGN候補であるのに対し、5番目の銀河はYSO候補である可能性が高いことを示唆しています。
天の川のような銀河系における衛星の異方性分布
| Title |
The_anisotropic_distribution_of_the_satellites_in_Milky-Way-like_galaxy_systems |
| Authors |
Xinghai_Zhao,_Grant_J._Mathews,_Lara_Arielle_Phillips,_Guobao_Tang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05774 |
標的。天の川のような銀河の衛星系は、宇宙論的な文脈で銀河形成過程を研究するための有用な手段を提供します。そのような銀河系で現在観測されている衛星の異方性分布は、観測された衛星が暗黒物質(DM)サブハローのランダムサンプルである場合、銀河スケールで一致する$\LambdaCDM$宇宙論モデルと一致しないことが示唆されています。中心銀河の周りにほぼ等方的に分布しています。ここでは、ローカルグループのシミュレーションのコンテキストでそのようなシステムを調べます。メソッド。天の川のような銀河系の形成と進化の高解像度流体力学シミュレーションを使用して、中心銀河の周りの明るいサテライトとDMサブハローの空間分布を調査します。結果。サテライトとDMサブハローは、実際には、ローカルDMフィラメントにほぼ沿った方向で異方的に分布していることがわかります。これらの系で観測された衛星の配列は、銀河形成過程で局所的なDMフィラメントに沿った好ましい降着の結果である可能性が高い。衛星の動的特性については、衛星システム全体の角運動量ベクトルの方向が、取り付けられた「衛星のディスク」(DOS)の法線方向および速度分散の法線方向とは異なることがわかります。システム。したがって、取り付けられたDOSは落下しているように見え、この研究では回転的にサポートされていません。
Hyper Suprime-Cam すばる戦略計画分野における X 線発光クラスターのスケーリング関係
最初に、HyperSupri%surveyのMCXCクラスターカタログから選択された低から中赤方偏移($<0.4$)の19のX線発光銀河団の{\itXMM-Newton}X線解析を提示します。私たちのシリーズの論文で働きます。静水圧平衡質量を導出し、i)サンプル全体、ii)緩和クラスターのみ、iii)乱れたクラスターのみを使用してスケーリング関係を調べます。サンプル全体を考慮すると、$Y_{\rmX}$-$M_{\rmtot}$と$M_{\rmgas}$-$M_{\rmtot}$の関係は自己相似性に一致します。形態的には、緩和されたクラスターは$L_{\rmX,ce}$-$M_{\rmtot}$,$L_{\rmX,bol}$-$M_{\rmtot}でより平坦な関係を示します$,$L_{\rmX,ce}$-$T$,$L_{\rmbol,ce}$-$T$,$M_{\rmガス}$-$M_{\rmtot}$および$Y_{\rmX}$-$M_{\rmtot}$.$L_{\rmbol,ce}$-$M_{\rmtot}$,$L_{\rmX,ce}$-$M_{\rmtot}$$L_{\rmbol,ce}$-$T$と$L_{\rmX,ce}$-$T$の関係は、傾きが$\sim$3$\sigma$急になることを示しています。$M_{\rmgas}$-$M_{\rmtot}$および$T$-$M_{\rmtot}$関係の残差と$M_{\rmgas}$と$の間の固有共分散T$は正の相関のヒントを示しており、$Y_{\rmX}$パラメーターが真に低散乱質量プロキシであるかどうかに疑問を投げかけています。$M_{\rmgas}$-$M_{\rmtot}$および$T$-$M_{\rmtot}$プロットは、$L_{\rmX,ce}$のオフセットで色分けされています-$M_{\rmtot}$関係は、これら2つの関係が輝度に依存することを示していますが、$L_{\rmX,ce}$-$T$関係ではなく、$M_{\rmtot}$を含む関係が偏っていることを示唆しています光度に基づいてサンプルを選択したためです。\citet{2017A&A...606A..24A}に従い、我々の結果を文献調査と組み合わせると、質量プロキシを使用せずに導出された$M_{\rmtot}$が$L_{\rmX}$$\proptoから逸脱することがわかります$$M_{\rmgas}^{2}M_{\rmtot}^{-1}$および静水圧平衡に基づく$M_{\rmtot}$は、コースティック質量を使用した関係で予想されるものよりも質量が大きい.これは、関係のスケーリングにおいて質量バイアスが重要な役割を果たしていることを示しています。
星間分子種の異性化エンタルピーに関するベンチマーク研究
異性体の相対的な安定性とそれらの星間存在量との間の確立された相関関係と、星間分子種の間の異性体種の普及とを組み合わせることで、異性化は星間媒体における異性体のもっともらしい形成経路であり続けます。現在の研究では、3から12の範囲の原子を持つGaussian-4理論複合法を使用して、65の異性体グループからの246の分子種の異性化エネルギーの広範な調査を報告しています。星間物質のエネルギー源は、67.4kcal/molもの高い障壁であっても、異性化プロセスを促進します。具体的には、シアン化物とそれに対応するイソシアニドのペアは、このプロセスを介して効果的に合成されるようです。次の潜在的な星間分子。CNC、NCCN、c-C5H、メチレンケテン、メチルケテン、CH3SCH3、C5O、1,1-エタンジオール、プロパン酸、プロパン-2-オール、およびプロパノールが特定され、説明されています。この研究はさらに、大規模な星間形成プロセスにおける熱力学の重要性を再確認し、既知の異性体種を説明しています。すべての異性体グループにおいて、異性化は、おそらくより豊富な最も安定した異性体から、より不安定な異性体(おそらくより豊富ではない)を形成するための効果的な経路であるように思われます。
すばるHyper Suprime-Camデータによる六分儀矮小球状銀河の構造パラメータと固有運動の研究
| Title |
Study_of_structural_parameters_and_systemic_proper_motion_of_Sextans_dwarf_spheroidal_galaxy_with_Subaru_Hyper_Suprime-Cam_data |
| Authors |
Akira_Tokiwa,_Masahiro_Takada,_Tian_Qiu,_Naoki_Yasuda,_Yutaka_Komiyama,_Masashi_Chiba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06071 |
我々はすばるハイパー・シュプリーム・カム(HSC)のデータを使って、暗黒物質の性質と銀河の研究にとって最も重要なターゲットの1つである日心距離86kpcにある六分儀矮小球状銀河の構造パラメータと全身固有運動を研究します。形成物理。六分儀星団フィールドの優れた画質と広い範囲をカバーするおかげで、HSCデータは色等級カットに基づいて構成星候補を安全に選択することを可能にし、$i\sim24$までの等級で約10,000の構成星候補を生成します。星の二次元分布の尤度分析を使用して、天の川の前景のハロー星の混入を考慮して六分儀の構造パラメーターを推定し、メンバー星の分布が楕円キングプロファイルによく適合することを発見しました楕円率$\epsilon\simeq0.25$と、それぞれ$R_c=(368.2\pm8.7)$pcと$R_t=(2.54\pm0.045)$kpcの中心半径と潮汐半径を持つ。次に、平均で2.66年のタイムベースラインの2つのHSCデータセットを使用すると、六分儀の全身固有運動が$(\mu_\alpha,\mu_\delta)=(-0.508^{+0.071}_{-0.071}であることがわかります。,0.083^{+0.071}_{-0.072})$$\mathrm{mas}\\mathrm{yr}^{-1}$、これは比較的セクスタンズの明るいメンバースター。したがって、我々の結果は、空の広い立体角をカバーし、今後のLSSTデータなどの長い時間ベースラインを持つ地上ベースの大口径望遠鏡データを使用して、矮小銀河。
中間質量ブラック ホール: 矮小銀河における一時的な大規模かつ強力なジェット活動の発見
| Title |
Intermediate-mass_black_holes:_finding_of_episodic,_large-scale_and_powerful_jet_activity_in_a_dwarf_galaxy |
| Authors |
Jun_Yang_(1),_Zsolt_Paragi_(2),_S\'andor_Frey_(3),_Leonid_I._Gurvits_(2),_Mai_Liao_(4),_Xiang_Liu_(5),_Lang_Cui_(5),_Xiaolong_Yang_(6),_Wen_Chen_(7),_Eskil_Varenius_(1),_John_E._Conway_(1),_Rurong_Chen_(8),_Ning_Chang_(5)_((1)_Chalmers_University_of_Technology,_Onsala_Space_Observatory,_Sweden,_(2)_Joint_Institute_for_VLBI_ERIC,_The_Netherlands,_(3)_Konkoly_Observatory,_Research_Centre_for_Astronomy_and_Earth_Sciences,_Hungary,_(4)_CAS_Key_Laboratory_for_Research_in_Galaxies_and_Cosmology,_University_of_Science_and_Technology_of_China,_(5)_Xinjiang_Astronomical_Observatory,_China,_(6)_Shanghai_Astronomical_Observatory,_China,_(7)_Yunnan_Observatories,_CAS,_China,_(8)_National_Astronomical_Observatories,_China) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06214 |
矮小銀河は、光度が非常に低く、質量が小さいという特徴があります。大質量ブラックホールの重要な降着と放出活動のために、一部の矮小銀河も低光度の活動銀河核(AGN)をホストします。いくつかの矮星AGNでは、非常に長いベースラインの干渉法(VLBI)観測により、かすかな非熱電波放射が発見されました。SDSSJ090613.77+561015.2は、質量が$M_{BH}=3.6^{+5.9}_{-2.3}\times10^5M_{sun}の中間質量ブラックホール(IMBH)を持つ矮星AGNです。$そして、その電波核にめったに見られない2成分の電波構造を示しています。それらの性質、つまりIMBHジェットの活動をさらに調べるために、1.66GHzと4.99GHzで欧州VLBIネットワーク(EVN)を使用して追加の詳細な観測を行いました。より拡散した発光領域と構造の詳細を見つけます。これらの新しいEVNイメージング結果により、サイズが最大約150mas(投影長$\sim$140pc)で、電波光度が約$3\times10^{38}$ergs$^の両側ジェットの形態を明らかにすることができます。{-1}$.ピークの特徴は、光学的に薄い電波スペクトルを持っているため、ジェットベースではなく比較的若い噴出物を表している可能性が高くなります。SDSSJ090613.77+561015.2に関するEVN研究は、矮星AGNにおけるエピソード的で比較的大規模で強力なIMBHジェット活動の存在を示しています。さらに、VLBIで検出されたドワーフAGNの小さなサンプルを収集し、通常のAGNとの関係を調査しました。ドワーフAGNのこれらの電波源は、スペクトルが急峻で線形サイズが小さい傾向があり、縮小された一時的なジェット活動からの放出物を表している可能性があることに気付きました。
INSPIRE: RElics IV の恒星人口の調査。遺物の初期質量関数勾配
| Title |
INSPIRE:_INvestigating_Stellar_Population_In_RElics_IV._The_Initial_Mass_Function_slope_in_relics |
| Authors |
I._Martin-Navarro,_C._Spiniello,_C._Tortora,_L._Coccato,_G._D'Ago,_A._Ferre-Mateu,_C._Pulsoni,_J._Hartke,_M._Arnaboldi,_L._Hunt,_N._R._Napolitano,_D._Scognamiglio_and_M._Spavone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06533 |
過去10年間で、天の川銀河(下部に重いIMF)に比べて矮星の数が多く、大質量銀河の非普遍的な星の初期質量関数(IMF)を支持する証拠が増えてきました。ただし、IMFの変動を引き起こすメカニズムについては、まだ合意に達していません。最近、星形成バーストを介して宇宙時間の初期に形成された星は、底部が重いIMFによって特徴付けられる可能性があることが示唆されています。これを確認する有望な方法は、遺物、つまりこれらの「元の」星でほぼ完全に構成された超小型大質量銀河を使用することです。INSPIREプロジェクトは、宇宙の最初の1～3Gyrにおける星形成の条件を調査するための実験室として機能する、確認された遺物の大量のサンプルを集めることを目的としています。この3番目のINSPIRE論文では、サイズ、質量、運動学的特性が類似しているが、より長い星形成の歴史(非遺物)を特徴とする5つの遺物と5つの銀河の1つから高い信号対雑音スペクトルを構築します。私たちの詳細な星の人口分析は、非遺物よりも遺物の方が体系的に底が重いIMF勾配を示唆しており、さまざまな赤方偏移でのIMFの非普遍性に関する新しい観測証拠を追加し、上記の提案された物理的シナリオをさらにサポートします。
超拡散銀河を検出するためのポアソン クラスター プロセス モデル
| Title |
Poisson_Cluster_Process_Models_for_Detecting_Ultra-Diffuse_Galaxies |
| Authors |
Dayi_Li,_Alex_Stringer,_Patrick_E._Brown,_Gwendolyn_M._Eadie,_Roberto_G._Abraham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06567 |
超拡散銀河(UDG)を検出するためのポアソンクラスタープロセスモデルの新しいセットを提案します。UDGは、検出が難しく、現代の天体物理学で大きな関心を集めている最近発見された銀河のクラスです。改良された空間出生死移動MCMCアルゴリズムを構築して、そうでなければ観測できない銀河の位置を推測します。私たちの新しいモデルは、Log-GaussianCoxProcessに基づく既存のアプローチよりも大幅に優れています。私たちが提案する新しいマークポイントプロセスは、ノイズの多い環境でのUDGの検出パフォーマンスも向上させることができます。これまでの方法では検出されなかった潜在的な新しい「暗黒銀河」の証拠が見つかりました。
銀河電波超新星残骸の統計解析
390の銀河電波超新星残骸(SNR)とその基本パラメータの改訂表を提示します。統計分析は、SNR直径、年齢、スペクトルインデックス、銀河の高さ、および球面対称性について実行されます。さらに、$\Sigma$-D関係を使用して推定された距離の精度が調べられます。銀河系のSNR直径の算術平均は$30.5$pcで、標準誤差は$1.7$pc、標準偏差は$25.4$pcです。銀河SNR直径の幾何平均と幾何標準偏差係数は、それぞれpcで21.9ドルと2.4ドルです。SNRの年齢を97歳と推定し、超新星(SN)の出生率は現在受け入れられているSNの出生率の値よりも2\sigma$以内であることがわかりました。殻型SNRの平均スペクトルインデックスは$-0.51\pm0.01$であり、スペクトルインデックスと分子雲(MC)関連のSNRパラメータ、SNタイプ、直径、銀河の高さ、および表面の明るさとの間に相関関係は見られません。SNRの銀河高度分布は、スケール高$48\pm4$pcの指数分布によって最もよく説明されます。無線SNRの楕円率によって測定される球面対称性は、ここで考慮される他のSNRパラメータや爆発タイプとは相関しません。
円盤銀河における渦巻不安定性の飽和
らせん密度波は、基礎となる星の分布関数の線形不安定性として銀河円盤で発生する可能性があります。このような不安定性は、非線形に飽和する前に、一定の成長率$\beta$で振幅が指数関数的に増加します。ただし、非線形飽和の背後にあるメカニズムと、結果として生じる飽和スパイラル振幅は、あまり注目されていません。ここで、最も重要な非線形飽和メカニズムは、渦巻きの共回転共鳴の近くでの星のトラップである可能性が高いと主張します。これらの状況下で、我々は分析的に、共鳴的にトラップされた軌道の振動周波数が$\omega_\mathrm{lib}\sim3\,m^{1/2}\beta$に達すると、$m$アームドスパイラルが飽和することを示します。平らな回転曲線を持つ銀河の場合、これは最大相対渦巻面密度$\vert\delta\Sigma/\Sigma_0\vert\sim\mathrm{a\,\,few}\times(\beta/\Omega_\mathrm{p})^2\cot\alpha$、ここで$\Omega_\mathrm{p}$はスパイラルパターンの速度、$\alpha$はそのピッチ角です。この結果は、孤立した恒星円盤の最近のN体シミュレーションとよく一致しており、分光調査から観測された傾向と一致しています。
IceCube ニュートリノ天文台を使用した、MeV から PeV への GRB 221009A からのニュートリノ放出の制限
| Title |
Limits_on_Neutrino_Emission_from_GRB_221009A_from_MeV_to_PeV_using_the_IceCube_Neutrino_Observatory |
| Authors |
R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_S._Agarwalla,_N._Aggarwal,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_J.M._Alameddine,_N._M._Amin,_K._Andeen,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_Y._Ashida,_S._Athanasiadou,_S._N._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_M._Baricevic,_S._W._Barwick,_V._Basu,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_J._Beise,_C._Bellenghi,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_E._Blaufuss,_S._Blot,_F._Bontempo,_J._Y._Book,_J._Borowka,_C._Boscolo_Meneguolo,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_J._Braun,_B._Brinson,_J._Brostean-Kaiser,_R._T._Burley,_R._S._Busse,_M._A._Campana,_K._Carloni,_E._G._Carnie-Bronca,_C._Chen,_Z._Chen,_D._Chirkin,_S._Choi,_B._A._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_A._Connolly,_J._M._Conrad,_P._Coppin,_P._Correa,_S._Countryman,_et_al._(324_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05459 |
ガンマ線バースト(GRB)は、高エネルギーニュートリノの発生源の可能性があると長い間考えられてきました。高エネルギーニュートリノとGRBの間に相関関係はまだ検出されていませんが、最近のGRB221009Aの観測-これまでにFermi-GBMによって観測された中で最も明るいGRBであり、10TeVのエネルギー以上で観測された最初のもの-は、またとない機会を提供します。ハドロン放出をテストします。この論文では、IceCubeニュートリノ天文台の広いエネルギー範囲を活用して、GRB221009Aからのニュートリノを検索します。MeVからPeVのエネルギー範囲のイベントサンプル全体でバックグラウンドの予想からの有意な逸脱は見られず、このソースからのニュートリノ放出に厳しい上限が設定されています。
中央コンパクト天体は炭素大気を持っていますか?
超新星残骸(SNR)の12の中心コンパクト天体(CCO)のうち、不均一な表面温度(ホットスポット)による熱X線脈動を示すのは3つだけです。いくつかのパルス化されていないCCOからのX線の脈動がないことは、適切な中性子星(NS)の表面積でそれらのスペクトルに適切に適合する均一温度の炭素大気(UTCA)を持っているという提案を動機付けました。これは、同様に適合する2温度の黒体または水素大気とは対照的です。ここでは、UTCAのCCOへの適用可能性を調査します。次のことを示します。(i)3つのパルスCCOの位相平均スペクトルも、適切なNS領域のUTCAに適合させることができますが、パルスCCOは明らかに不均一な表面温度を持っています。したがって、優れたスペクトルフィットは、非パルスCCOのUTCAモデルを強力にサポートするものではありません。(ii)以前にUTCAで分析された1つの非パルスCCOの改善されたスペクトルは、許容可能な適合を許可しません。(iii)2つの非パルスCCOの場合、UTCAはSNR距離と互換性のある距離を許可しません。これらの結果は、一般に、CCOはNS表面に局所的に高温の領域を持たなければならないことを意味します。非パルスCCOの新しいX線パルス変調上限を導出し、ホットスポットのサイズと位置を制限します。パルスCCOと非パルスCCOの両方を説明する代替モデルを開発します。ホットスポットと回転軸の間の角度の範囲は、スケールファクター$\lambda\sim20^{\circ}$の指数分布と一致します。このような小さな角度と小さなホットスポットを生成できる物理的メカニズムについて説明します。
GRB 160625B からの長いガンマ線バーストの 3 段階崩壊 迅速な多波長観測
| Title |
Three-stage_Collapse_of_the_Long_Gamma-Ray_Burst_from_GRB_160625B_Prompt_Multiwavelength_Observations |
| Authors |
V._M._Lipunov,_V._A._Sadovnichy,_M._I._Panasyuk,_I._V._Yashin,_S._I._Svertilov,_S._G._Simakov,_D._Svinkin,_E._Gorbovskoy,_G._V._Lipunova,_V._G._Kornilov,_D._Frederiks,_V._Topolev,_R._Rebolo,_M._Serra,_N._Tiurina,_E._Minkina,_V._V._Bogomolov,_A._V._Bogomolov,_A._F._Iyudin,_A._Chasovnikov,_A._Gabovich,_A._Tsvetkova,_N._M._Budnev,_O._A._Gress,_G._Antipov,_I._Gorbunov,_D._Vlasenko,_P._Balanutsa,_R._Podesta,_K._Zhirkov,_A._Kuznetsov,_V._Vladimirov,_F._Podesta,_C._Francile,_Yu._Sergienko,_A._Tlatov,_O._Ershova,_D._Cheryasov,_V._Yurkov,_A._V._Krylov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05920 |
この記事では、最も明るいガンマ線バースト(GRB)の1つであるGRB160625Bの同期多波長観測の初期の結果を、MASTERによって取得されたその光学対応物の詳細な連続高速光学測光と、硬X線およびガンマ線放出を使用して提示します。LomonosovとKonus-Wind宇宙船によって取得されました。詳細な測光により、固有発光の準周期的発光成分を検出することができました。同期多波長観測の分析の結果として、この長くて明るいGRBの3段階の崩壊シナリオを提案します。準周期的変動は、強力な磁場によって進化が決定される自己重力急速回転超高密度体(スピナー)の強制的な歳差運動に関連している可能性があることを示唆しています。スピナーの質量は、進化の終わりにブラックホールに崩壊することを可能にします。
SOSS 放出の残光としての孤立した光フレア、時間内のローカライゼーション
| Title |
Orphan_optical_flare_as_SOSS_emission_afterglow,_localization_in_time |
| Authors |
V._Lipunov,_V._Kornilov,_K._Zhirkov,_N._Tyurina,_E._Gorbovskoy,_D._Vlasenko,_S._Simakov,_V._Topolev,_C._Francile,_R._Podesta,_F._Podesta,_D._Svinkin,_N._Budnev,_O._Gress,_P._Balanutsa,_A._Kuznetsov,_A._Chasovnikov,_M._Serra-Ricart,_A._Gabovich,_E._Minkina,_G._Antipov,_S._Svertilov,_A._Tlatov,_V._Senik,_Yu._Tselik,_Ya._Kechin,_V._Yurkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05924 |
残光のような光学およびX線トランジェントAT2021lfa/ZTF21aayokphのMASTER光学観測について報告します。7{\sigma}信頼レベルでトランジェントの初期の安定した明るさを検出しました。これにより、GRBモデルの滑らかな光学的自己相似放射を使用して、爆発時間を14分よりも長く制限し、その初期ローレンツ係数{\Gamma}0=20+/-10を推定することができました。{\Gamma}0でガンマ線が検出されない場合、このトランジェントを最初に失敗したGRB残光として分類します。
| Title |
Maximum_mass_and_stability_of_differentially_rotating_neutrons_stars |
| Authors |
Pawe{\l}_Szewczyk,_Dorota_Gondek-Rosi\'nska,_Pablo_Cerd\'a-Dur\'an |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06007 |
$\Gamma=2$のポリトロープ状態方程式によって記述される微分回転する軸対称中性子星の安定性に関する研究を紹介します。微分回転$\widetildeA=1$の程度の準トロイダルソリューションに焦点を当てます。私たちの結果は、超大質量の準トロイダル中性子星が広範囲のパラメーターに対して、準放射状の摂動に対して動的に安定していることを示しています。
OJ~287: セカンダリの新しい BH 質量推定値
| Title |
OJ~287:_a_new_BH_mass_estimate_of_the_secondary |
| Authors |
Lev_Titarchuk_(University_of_Ferrara,_Italy),_Elena_Seifina_(GAISH,_MGU,_Russia)_and_Chris_Shrader_(GSFC/NASA,_USRA,_Greenbelt,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06068 |
我々は、NeilGehrelsSwiftObservatoryに搭載されたX線望遠鏡(XRT)で広範囲に観測されたBLLacertaeソースOJ~287のアウトバースト活動の研究を発表しました。Swift/XRTデータを使用したX線フレア活動の分析結果により、OJ~287セカンダリの重要な特性(その性質と質量)を絞り込むことができることを実証しました。XSPECBulkMotionComptonization(BMC)モデルを使用して、すべてのスペクトル状態のエネルギースペクトルを適合できることを発見しました。その結果、BMCモデルのX線フォトンインデックスGammaが質量降着速度dotと相関することがわかりました。ガンマは、低ハード状態のガンマ~1.5から高ソフト状態のガンマ~2.8まで単調に増加し、最終的に飽和することを確立しました。インデックスの動作は、多くのブラックホール(BH)候補の場合と同様であり、その飽和がBHの存在の観測的証拠であることを示しました。この相関関係に基づいて、スケーリング法を適用し、よく研究されたX線BH連星XTE~1550--564、H~1743--322、4U~1630--47、GRS~1915+105、および銀河系外BHESO~243--49およびM101~ULX--1を参考資料として。また、パワースペクトル解析を使用して、X線スペクトルが形成されたコンプトン雲のサイズL_{CC}~10^{13}cmを推測しました。このL_{CC}の値を使用して、OJ~287の二次星のBH質量が、質量に関して指数ガンマ相関(スケーリング法)を使用して導き出したように、10^8太陽質量のオーダーであることを確認しました。降着率。
GRB 190114C: ファイアボールのエネルギー収支と放射効率の再検討
ガンマ線バースト(GRB)のジェット組成と、ジェットがエネルギーを放射線に変換する効率は、GRB物理学における長年の問題です。ここでは、TeVを放出する明るいGRB190114Cの包括的な時間分析とスペクトル分析を報告しました。その高いフルエンス($\sim$4.436$\times$10$^{-4}$ergcm$^{-2}$)により、時間分解スペクトル分析を非常に詳細に実施し、それらの変動を高い有意性を維持しながら、非常に短い時間スケール($\sim$0.1秒)。その即時放出は、十分に分離された3つのパルスで構成されます。最初の2つのメインパルス($P_1$と$P_2$)は独立して強い熱成分を示し、3番目のパルス($P_3$)から開始してアフターグロー全体に及ぶスペクトルはすべて非熱的であり、シンクロトロンとコンプトンが含まれます。上方散乱モデルは観察結果をうまく解釈します。熱($P_1$と$P_2$)と非熱($P_3$)の観測を2つの異なるシナリオ(グローバルおよびパルス特性)に基づいて組み合わせ、\cite{Zhang2021}で説明されている方法に従って、このGRBの不確実性がほとんどない、火の玉のパラメータとGRBの放射効率。グローバル特性とパルス特性の両方に基づいて、適切に高いGRB放射効率が得られます。これは、GRBが火の玉によって駆動される場合、効率が高くなる場合があることを示唆しています。さらに興味深いことに、観測されたパラメーターは個々に異なりますが(たとえば、質量負荷$M$の量)、$P_1$($\eta_\gamma=36.0\pm6.5\%$)と$P_2から得られる放射効率は$($\eta_\gamma=41.1\pm1.9\%$)はほぼ同じです。これは、同じGRBの中央エンジンにいくつかの共通のプロパティがあることを意味します。
平滑化データに基づく高速電波バースト構造の計算と不確実性
| Title |
Calculation_and_Uncertainty_of_Fast_Radio_Burst_Structure_Based_on_Smoothed_Data |
| Authors |
Adrian_T._Sutinjo,_Danica_R._Scott,_Clancy_W._James,_Marcin_Glowacki,_Keith_W._Bannister,_Hyerin_Cho,_Cherie_K._Day,_Adam_T._Deller,_Timothy_P._Perrett,_and_Ryan_M._Shannon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06220 |
高速無線バースト(FRB)の時間領域構造の研究では、固有のバースト形状を回復するために、FRB分散測定の正確な推定が必要です。さらに、繰り返されるFRBからの複数のバーストが伝播する媒体の時間発展を研究する場合、正確なDM自体が重要です。分散測定値を取得するために一般的に使用されるアプローチは、時間領域でFRB構造を最大化する値を取ることです。ただし、さまざまな作成者がさまざまな方法を使用してこの構造パラメーターを取得しており、使用した平滑化方法については文書化していません。さらに、FRBの文献には、この手順のエラーの定量的な推定値はありません。このレターでは、離散コサイン変換に基づく平滑化フィルターを提示し、導関数の2乗を合計して平方根をとることによって構造パラメーターを計算すると、構造パラメーターの不確実性の計算にすぐに役立つことを示します。これは、オーストラリアの平方キロメートルアレイパスファインダーによって検出されたFRB181112およびFRB210117データで説明されており、高時間分解能データが利用可能です。
GRB 221009A の GRANDMA および HXMT 観測 -- 超高輝度ガンマ線バーストの標準光度残光
| Title |
GRANDMA_and_HXMT_Observations_of_GRB_221009A_--_the_Standard-Luminosity_Afterglow_of_a_Hyper-Luminous_Gamma-Ray_Burst |
| Authors |
D._A._Kann,_S._Agayeva,_V._Aivazyan,_S._Alishov,_C._M._Andrade,_S._Antier,_A._Baransky,_P._Bendjoya,_Z._Benkhaldoun,_S._Beradze,_D._Berezin,_M._Bo\"er,_E._Broens,_S._Brunier,_M._Bulla,_O._Burkhonov,_E._Burns,_Y._Chen,_Y._P._Chen,_M._Conti,_M._W._Coughlin,_W._W._Cui,_F._Daigne,_B._Delaveau,_H._A._R._Devillepoix,_T._Dietrich,_D._Dornic,_F._Dubois,_J.-G._Ducoin,_E._Durand,_P.-A._Duverne,_H.-B._Eggenstein,_S._Ehgamberdiev,_A._Fouad,_M._Freeberg,_D._Froebrich,_M._Y._Ge,_S._Gervasoni,_V._Godunova,_P._Gokuldass,_E._Gurbanov,_D._W._Han,_E._Hasanov,_P._Hello,_T._Hussenot-Desenonges,_R._Inasaridze,_A._Iskandar,_N._Ismailov,_A._Janati,_T._Jegou_du_Laz,_S.M._Jia,_S._Karpov,_A._Kaeouach,_R._W._Kiendrebeogo,_A._Klotz,_R._Kneip,_N._Kochiashvili,_N._Kunert,_A._Lekic,_S._Leonini,_C._K._Li,_W._Li,_X._B._Li,_et_al._(53_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06225 |
GRB221009Aは、50年以上の研究で検出された最も明るいガンマ線バーストです。ここでは、GRANDMAコラボレーション(30人以上のプロおよびアマチュアからの観測を含む)によって取得されたGRBの20日後までの即発放出(全天カメラによる光学カバレッジ)からX線および光学ドメインの観測を提示します。望遠鏡)と、X線望遠鏡HXMT-LEを運用する\textit{Insight}-HXMTコラボレーション。経験的なフィッティング手順と数値モデリングの両方を使用して、光の残光を研究します。大きな塵の柱によって消されたGRBの残光は、ホスト銀河内の適度な低金属量の塵と組み合わされた大きな天の川の塵の柱の組み合わせの背後にある可能性が最も高いことがわかりました。一定密度媒体を伝搬する相対論的トップハットジェットの前方衝撃におけるシンクロトロン放射を記述する数値モデルには、観測データに適合する極端なパラメーターが必要であることがわかります。これらの観察に基づいて、等方性残光エネルギー$E_{0}\sim3.7\times10^{54}$erg、周囲媒体の密度$n_{\mathrm{ism}}\gtrsim1~\mathrmを制約します。{cm}^{-3}$、ジェットコアの開き角を$\gtrsim10.7^\circ$とする。ジェット構造、潜在的なジェットブレイク、およびSNの有無の証拠（賛成または反対）は見つかりません。GRBの光学的残光のグローバルコンテキストに配置すると、GRB221009Aの残光は明るいが、異常にそうではないことがわかり、このGRBのいくつかの側面は、極端なエネルギー論と独特の残光の進化にもかかわらず、既知のサンプルから逸脱していないことが強調されます。
ジャイアンツ評議会からのUHECRエコー
エネルギー$\gtrsim$40EeVでのUHECRデータの最近の異方性研究では、それらの角度分布と銀河外の局所構造、特に局所スターバースト銀河またはAGNとの相関関係が明らかになりました。光分解プロセスを考慮したモンテカルロシミュレーションを使用して、これらのUHECRが最近の強力な爆発でケンタウルスAによって加速された後、局所的な巨人評議会の銀河系外構造に関連する磁場によって散乱されたフレームワークをさらに調査します。観測された中間スケールの異方性は、ケンタウルスAの位置にある単一のソースからのUHECRの最初の爆発に応答関数を課す巨人会議の構造によって説明できることがわかりました。これらの局所構造の存在は、最初のインパルスの後にUHECRの「エコー」と集束効果を生み出します。最強のエコー波は$\sim$20Myrの遅れがあり、巨大なケンタウルスAローブのシンクロトロン放出電子の時代に匹敵します。直接波成分とエコー波成分の両方の構成を考慮すると、空全体の光(1$<\lnA<$1.5)成分の分布は、オージェなどの将来の施設を使用してエコーモデルをテストするためのエキサイティングな見通しを提供することがわかります。プライム。私たちの結果は、UHECR核が「組成時計」として、ローカルソースからの伝播シナリオを調査するために提供する可能性を示しています。
PSR J0250+5854のX線不検出
長周期の電波を放出する中性子星とそれらの高エネルギーを放出する中性子星の間の関係をよりよく理解するために、23.5秒の電波パルサーPSRJ0250+5854でXMM$\unicode{x2013}$Newton観測キャンペーンを実施しました。カウンターパート。X線放射が検出されなかった結果、PSRJ0250+5854の放射光度の上限は$<$10$^{31}$ergs$^{-1}$となり、温度が85eVの黒体と仮定されました、X線薄暗い孤立した中性子星(XDINS)の典型です。PSRJ0250+5854の放射光度の上限をXDINSの既知の個体群と比較したところ、上限は1つを除くすべてのXDINSの放射光度よりも低いことがわかりました。また、PSRJ0250+5854を双極子磁場強度の低いマグネターであるSGR0418+5729と比較しました。上限は、PSRJ0250+5854にSGR0418+5729のような熱ホットスポットがある場合、黒体温度があることを示唆しています。マグネターの320eVと比較して、$<$200eVです。
マルチメッセンジャー天文学時代のバーストオブザーバーと光過渡探査システム
| Title |
The_Burst_Observer_and_Optical_Transient_Exploring_System_in_the_multi-messenger_astronomy_era |
| Authors |
Y.-D._Hu_(1),_E._Fern\'andez-Garc\'ia_(1),_M._D._Caballero-Garc\'ia_(1),_I._P\'erez-Garc\'ia_(1),_I._M._Carrasco-Garc\'ia_(2),_A._Castell\'on_(2),_C._P\'erez_del_Pulgar_(2),_A._J._Reina_Terol_(2),_and_A._J._Castro-Tirado_(1_and_2)_(on_behalf_of_a_larger_collaboration)_((1)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Andaluc\'ia_(IAA-CSIC),_Granada,_Spain,_(2)_Unidad_Asociada_al_CSIC_Departamento_de_Ingenier\'ia_de_Sistemas_y_Autom\'atica,_Universidad_de_M\'alaga,_M\'alaga,_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06565 |
バーストオブザーバーと光学的過渡探査システム(BOOTES)は、1998年に配備され始めた自律型望遠鏡の資産として最初に設計され、地球の周りで完全に開発されるまでに24年かかりました。現在、BOOTESは、2022年時点ですべての大陸に存在する最初のロボット望遠鏡のグローバルネットワークになりました。ここでは、ネットワークの詳細を提示し、高エネルギーの追跡観測に関する過去20年間の成果を確認します。一過性のイベント。さらに、ニュートリノおよび重力波検出器の最近の運用を考慮して、多波長天体物理学の枠組みの中で、ロボット天文学に関連するいくつかの話題の期待が議論されています。
惑星コミュニティにおける原子・分子データベースについて -- 研究所天体物理学データ WG IAU 2022 GA セッションへの貢献
| Title |
About_the_atomic_and_molecular_databases_in_the_planetary_community_--_A_contribution_in_the_Laboratory_Astrophysics_Data_WG_IAU_2022_GA_session |
| Authors |
M._Rengel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05452 |
この論文は、IAU委員会間委員会B2-B5ワーキンググループ(WG)によって組織されたセッション5Aへの招待された口頭寄稿に対応しています。IAU2022年総会(GA)。このWGは、天文学と天体物理学における実験室の原子分子(A&M)データの検索可能性、アクセシビリティ、相互運用性、再利用(FAIR)の使用法について議論するためのプラットフォームを提供します。A&Mデータは、惑星科学や学際的研究、特に惑星の大気や惑星探査などを含む、いくつかの研究トピックにおけるプロセスの物理学と化学の理解において重要な役割を果たします。データベース、分光パラメータの編集、および施設ツールは、分光観測を解釈し、それらをシミュレートするためにコンピュータコードによって使用されます。この講演では、アクセス、組織、インフラストラクチャ、制限、問題などに焦点を当てた、惑星コミュニティに関心のある既存のA&Mデータベースを紹介しました。
高速でスケーラブルで忠実度の高いマルチフレーム天体画像デコンボリューションのための柔軟な期待値最大化フレームワーク
| Title |
A_flexible_Expectation-Maximization_framework_for_fast,_scalable_and_high-fidelity_multi-frame_astronomical_image_deconvolution |
| Authors |
Yashil_Sukurdeep,_Fausto_Navarro,_Tamas_Budavari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05804 |
マルチフレーム画像のデコンボリューションと超解像のための計算効率の高い期待値最大化フレームワークを提示します。私たちの方法は、現代の天文調査からの大規模な画像データの処理に適しています。当社のTensorflow実装は柔軟で、高度なアルゴリズムソリューションの恩恵を受け、ユーザーがグラフィックプロセッシングユニット(GPU)アクセラレーションをシームレスに活用できるため、最新の天文ソフトウェアパイプラインでの使用が可能になります。私たちの方法のテストベッドは、$4$Kの$4KHyperSuprime-Cam露出のセットであり、品質の点で次のルービン天文台からの画像データに最も近いものです。予備的な結果は非常に有望です。私たちの方法は、夜空の高忠実度のノンパラメトリック再構成を生成します。そこから、銀河の渦巻腕の形状などの前例のない詳細を復元し、星を本質的に単一に完全にデコンボリューションすることもできます。ピクセル。
アストロフォトニクス: 天文計測器用の光集積回路
| Title |
Astrophotonics:_photonic_integrated_circuits_for_astronomical_instrumentation |
| Authors |
Martin_M._Roth,_Kalaga_Madhav,_Andreas_Stoll,_Daniel_Bodenmueller,_Aline_Dinkelaker,_Aashia_Rahman,_Eloy_Hernandez,_Alan_Guenther,_Stella_Vjesnica |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06393 |
光集積回路(PIC)は、電気通信分野で重要な役割を果たしていることで最もよく知られています。データセンターの高速通信デバイス。ただし、PICは、ライフサイエンス、医療、センシング、自動車などの分野でもイノベーションの可能性を秘めています。過去20年間、PICを利用して天体望遠鏡の計測器の性能を向上させる取り組みが見られました。ESO超大型望遠鏡の干渉計GRAVITY用の光学ビームコンバイナ。この装置により、前例のない角度分解能で天の川の中心にある超大質量ブラックホールの観測が可能になり、最終的に2020年のノーベル物理学賞につながりました。世界中のいくつかのグループが天体フォトニクス研究の新しい分野に積極的に取り組んでいますドイツのポツダムにあるinnoFSPECセンター。innoFSPECで開発された多くのアプリケーションの結果を提示します。特に、アレイ導波路グレーティングとPAWSデモンストレーター(PotsdamArrayedWaveguideSpectrograph)に基づいた統合フォトニックスペクトログラフ用のPIC、精密な波長キャリブレーション用の天文周波数コム内のPICベースのリング共振器、大型天文干渉計用のディスクリートビームコンバイナ(DBC)、複雑な天文フィルタ用の非周期ファイバブラッググレーティング、およびPICでの可能な導関数。
地球外文明の探索: 科学的、技術的、政治的、社会的、文化的な冒険
| Title |
The_Search_for_Extraterrestrial_Civilizations:_A_Scientific,_Technical,_Political,_Social,_and_Cultural_Adventure |
| Authors |
K._I._Kellermann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06446 |
地球外知的生命体探査(SETI)の科学的および技術的歴史を概観し、政治的関与の影響について議論し、成功した検出の性質とその潜在的な社会的および文化的影響について推測します。米国におけるSETIの発展と、旧ソ連における補完的な進展に重点が置かれています。
天文学のための機械学習の紹介（ハンズオンワークショップ）
| Title |
Introduction_of_Machine_Learning_for_Astronomy_(Hands-on_Workshop) |
| Authors |
Yu_Wang,_Rahim_Moradi,_Mohammad_H._Zhoolideh_Haghighi,_and_Fatemeh_Rastegarnia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06475 |
この記事は、ICRANet-ISFAHAN天文学会議のハンズオンワークショップで行ったチュートリアルに基づいています。最初に機械学習の基本理論を紹介し、ニューラルネットワークをトレーニングするプロセス全体を整理します。次に、SDSSスペクトルから赤方偏移を推測する例を使用して、このプロセスを示します。天文学の機械学習は簡単に始められることを強調するために、最も基本的なCNNネットワークを使用して高精度を得ることができることを示します。また、簡単な変更を加えることで、ネットワークを分類問題や重力の処理に変換できることも示します。波のデータ。
RR Lyrae変数の近赤外周期-光度関係の金属量依存性の正確な経験的決定
| Title |
Precise_Empirical_Determination_of_Metallicity_Dependence_of_Near-infrared_Period-Luminosity_Relations_for_RR_Lyrae_Variables |
| Authors |
Anupam_Bhardwaj,_Marcella_Marconi,_Marina_Rejkuba,_Richard_de_Grijs,_Harinder_P._Singh,_Vittorio_F._Braga,_Shashi_Kanbur,_Chow-Choong_Ngeow,_Vincenzo_Ripepi,_Giuseppe_Bono,_Giulia_De_Somma,_and_Massimo_Dall'Ora |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05455 |
RRLyrae変数は、赤外線波長で明確に定義された周期-光度関係(PLR)のおかげで、優れた母集団II距離指標です。近赤外線(NIR)による銀河球状星団のモニタリングの結果を提示し、RRLyrae変数に対するNIRPLRの金属量依存性を経験的に定量化します。私たちのサンプルには、広い金属量範囲($\Delta\textrm{[Fe/H]}\sim2$~dex)をカバーする11の球状星団の964のRRLyrae変数の均一で正確かつ正確な測光データが含まれています。$JHK_s$バンドの周期-光度-金属性(PLZ)および周期-Wesenheit-金属性(PWZ)の関係を導出し、{\itGaia}視差を持つ346個の天の川フィールドRRLyrae星を使用して固定し、球状星団までの独立した距離を同時に解決しました。.採用された金属量スケールとは無関係に、RRLyrae星の$JHK_s$バンドPLZおよびPWZ関係において、$\sim0.2$~mag/dexの重要な金属量依存性を発見しました。実験的なPLZとPWZの関係の金属量係数とゼロ点は、水平分岐進化モデルと脈動モデルからの予測とよく一致しています。さらに、球状星団のサンプルへのRRLyraeベースの距離も、文献の他の独立した測定値と統計的に一致しています。私たちが推奨する経験的な$JHK_s$バンドPLZ関係も、RRLyraeベースの距離測定用に提供されています。
磁化回転等温風
回転する磁気星からのパーカー型非相対論的等温風に関する一般的な問題を考察します。磁気流体力学(MHD)コードathena++を使用して、星の回転速度$\Omega_\ast$と等温音速$c_T$で一連のシミュレーションを構築し、このパラメーター全体で質量、角運動量、およびエネルギー損失率を計算します。空。また、磁気軸と回転軸がずれている3次元の場合も簡単に検討します。通常の星、高度に照射された太陽系外惑星のスピンダウン、および大規模な星のコアの崩壊で生まれた発生期の高磁気で急速に回転する中性子星への結果の適用について説明します。
太陽および宇宙天気の低周波電波観測における RFI フラグ
| Title |
RFI_Flagging_in_Solar_and_Space_Weather_Low_Frequency_Radio_Observations |
| Authors |
Peijin_Zhang,_Andr\'e_R._Offringa,_Pietro_Zucca,_Kamen_Kozarev,_Mattia_Mancini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05523 |
電波分光法は、太陽および宇宙天気の研究に独自の検査の視点を提供し、太陽コロナと太陽圏内のプラズマとエネルギー電子の情報を明らかにすることができます。しかし、人間の活動による電波干渉(RFI)は、敏感な電波望遠鏡に影響を与え、観測の質に大きな影響を与えます。したがって、高品質で科学に即したデータを取得するには、観察に対するRFIの検出と軽減が必要です。太陽電波バーストはRFIよりも明るくなる可能性があり、同様の時間的挙動を示す可能性があるため、RFIのフラグ設定は、低頻度での太陽および宇宙天気観測では特に困難です。この作業では、AOFlaggerの戦略を含む、太陽および宇宙天気観測のためのRFIフラグ付け方法と、形態畳み込みを利用する新しい方法を調査します。これらのアルゴリズムは、ソーラー電波バーストを維持しながら、効果的にRFIにフラグを立てることができます。
KMT-2021-BLG-1122L: 最初のマイクロレンズ三重星系
| Title |
KMT-2021-BLG-1122L:_The_first_microlensing_triple_stellar_system |
| Authors |
Cheongho_Han,_Youn_Kil_Jung,_Andrew_Gould,_Doeon_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Kyu-Ha_Hwang,_Hyoun-Woo_Kim,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Hongjing_Yang,_Jennifer_C._Yee,_Weicheng_Zang,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05613 |
通常のバイナリレンズまたはバイナリソースの解釈ではレンズ効果の光度曲線の異常を説明できない異常なレンズ効果イベントを見つけるために、以前のシーズン中にKMTNetサーベイによって取得されたマイクロレンズ効果データを体系的に検査します。調査の結果、3つのレンズイベントOGLE-2018-BLG-0584、KMT-2018-BLG-2119、およびKMT-2021-BLG-1122を解釈するには、4つのボディ(レンズ+ソース)モデルが必要であることがわかりました。レンズとソースの両方がバイナリ(2L2Sイベント)であるか、レンズがトリプルシステム(3L1Sイベント)です。\citet{Han2023}で提示された2L2Sイベントの分析に続いて、ここではKMT-2021-BLG-1122の3L1S分析を提示します。イベントKMT-2021-BLG-1122のレンズは3つの質量で構成されており、射影された分離(角アインシュタイン半径に正規化)と、レンズのコンパニオンとプライマリ間の質量比は$(s_2,q_2)\sim(1.4,0.53)$と$(s_3,q_3)\sim(1.6,0.24)$.ベイジアン分析を行うことにより、個々のレンズコンポーネントの質量は$(M_1,M_2,M_3)\sim(0.47\,M_\odot,0.24\,M_\odot,0.11\,M_\odot)$であると推定されます。.コンパニオンは、$(a_{\perp,2},a_{\perp,3})\sim(3.5,4.0)$~AUによってプライマリからの射影で分離されます。KMT-2018-BLG-2119のレンズは、マイクロレンズによって検出された最初の三重星系です。
TESS 測光法により、Vulpecula で検出された楕円体成分を持つ三重星系の候補
| Title |
Candidate_triple-star_system_with_ellipsoidal_components_detected_in_Vulpecula_through_TESS_photometry |
| Authors |
G.Conzo,_M.Moriconi,_I.Peretto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05778 |
MaGiV-1は、座標RA(J2000)19:52:19.13DEC(J2000)+23:29:59.7にあるVulpeculaの三連楕円体星系の候補で、AAVSOVSXデータベースでELL+ELLとして分類され、番号2344411です。TESS宇宙望遠鏡からの測光により、フーリエ変換を使用して、コンポーネントの軌道時間を表す2つの重要な期間が特定されました。分析により、P(A-BC)=4.269dA-BCペアの軌道周期、別のペアによって記述される二次コンポーネントを含むプライマリコンポーネント、およびB-Cペアの軌道周期P(BC)=0.610dが決定されました。内部楕円体システム。しかし、より短い周期が2つの成分のうちの1つの脈動によって説明できることを完全に排除することはできません(例えば、GDORタイプによる)。
TESS測光に基づく矮新星HS 2325+8205におけるQPOの最初の発見
| Title |
First_discovery_of_QPOs_in_the_dwarf_nova_HS_2325+8205_based_on_TESS_photometry |
| Authors |
Qi-Bin_Sun,_Sheng-Bang_Qian,_Li-Ying_Zhu,_Ai-Jun_Dong,_Qi-Jun_Zhi,_Wen-Ping_Liao,_Er-Gang_Zhao,_Zhong-Tao_Han,_Wei_Liu,_Lei_Zang,_Fu-Xing_Li_and_Xiang-Dong_Shi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05887 |
HS2325+8205は長周期食矮新星で、公転周期が周期ギャップより上(Porb>3h)であり、Zカム型矮新星であると報告されています。TransitingExoplanetSurveySatellite(TESS)の測光に基づいて、HS2325+8205の光の変化と準周期振動(QPO)が研究されています。連続ウェーブレット変換(CWT)、Lomb-Scargleピリオドグラム(LSP)、およびサインフィッティング法を使用して、HS2325+8205の長いアウトバーストトップライトカーブに~2160秒のQPOがあることを初めて発見しました。さらに、HS2325+8205のQPOの振動強度は軌道位相に関連しており、軌道位相0.5～0.9の強度は軌道位相0.1～0.5よりも強いことがわかります。したがって、QPOの振動強度と軌道位相との関係は、QPOの起源の研究ウィンドウになる可能性があります。さらに、LSPを使用してHS2325+8205の軌道周期を0.19433475(6)dに修正します。
星形成領域IC 5070におけるH{\alpha}輝線星の調査
| Title |
Survey_of_H{\alpha}_emission-line_stars_in_the_star-forming_region_IC_5070 |
| Authors |
Neelam_Panwar,_Jessy_Jose,_Rishi_C |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06115 |
活発に降着している若い恒星天体のスペクトルには、H$\alpha$輝線が見られます。星形成領域IC~5070にあるH$\alpha$輝線星を2mヒマラヤ{\itチャンドラ}望遠鏡で撮影した調査結果を示します。H$\alpha$スリットレス分光データに基づいて、IC~5070領域の$\sim$0.29平方度の領域に131個の輝線星を特定しました。GaiaEarlyDataRelease3を使用して、輝線星の平均固有運動と視差を推定しました。また、それぞれ$\sim$833pcと$\sim$2magの輝線星を使用して、この領域に向かっての平均距離と赤みを推定しました。GaiaとPanSTARRS1のデータを使用して作成された色等級図でこれらの星の位置を調べることにより、H$\alpha$エミッターの大部分が若い低質量($<$1.5$M\odot$)星であることがわかりました。.また、輝線星のカタログを入手可能な若い星のカタログと比較したところ、それらのほとんどが、KからMまでの範囲のスペクトルタイプを持つClass~{II}/フラットスペクトルソースであることがわかりました。適切な運動/視差値に基づく色等級図上の位置と、約20個の輝線星が非メンバーとしてフラグ付けされています。電離源に対する輝線星の相対的固有運動は、残骸雲における「ロケット効果」シナリオの可能性を示唆している(BRC~31)。
ねじれたアルフエン波束に対する分散効果と運動効果: 流体モデルとハイブリッド モデルの比較研究
| Title |
Dispersive_and_kinetic_effects_on_kinked_Alfv\'en_wave_packets:_a_comparative_study_with_fluid_and_hybrid_models |
| Authors |
Anna_Tenerani,_Carlos_Gonz\'alez,_Nikos_Sioulas,_Chen_Shi,_Marco_Velli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06150 |
低$\beta$プラズマのMHD、Hall-MHD、およびハイブリッドシミュレーションの結果を比較することにより、2次元のねじれたAlfv\'en波束の進化に対する分散効果と動力学的効果を調べます。ホール項は、流体モデルとハイブリッドモデルの両方で、特徴的な時間$\tau^*=\tau_a\ell/d_i$にわたる波束の全体的な進化を決定することがわかります。波束の分散は、波エネルギーの内部プラズマエネルギーへの変換につながります。運動陽子を考慮すると、陽子の内部エネルギーの増加には、プラズマ圧縮と相空間混合の両方が寄与します。後者は、波束によって強制された圧縮モードで陽子がアルフエン速度で共鳴するため、誘導平均磁場に平行な方向に発生します。スイッチバック観測と太陽風エネルギー論に対する私たちの結果の意味が議論されています。
AGB星IK Tau周辺のNaClの異常な3D分布
NaClは双極子モーメントが大きい二原子分子であり、比較的少量でも検出できます。それはいくつかの進化した星に向かって検出されており、その中にはAGB星IKTauがあり、星から中心を外れたいくつかの塊に分布しています。AGB星IKTauの周りのNaClの3次元分布を研究し、各塊のH$_2$に対するNaClの存在量を取得することを目的としています。最初に、最大膨張速度の新しい値が決定されます。次に、観測されたALMAチャンネルマップを逆投影して、NaClの分布の3次元モデルを作成します。このモデルは、放射伝達モデリングコードmagritteの入力として使用されます。このコードは、観察結果をマグリットシミュレーションの結果と比較することにより、各クランプのNaCl存在量を取得するために使用されます。さらに、塊の回転温度は、人口図を使用して決定されます。IKTau$\upsilon_\mathrm{exp}$=28.4km/sの最大膨張速度の更新値を導き出します。らせん状の形状は、NaClの3次元分布モデルで識別できます。この渦巻きは、多かれ少なかれ空の平面にあります。分布は、空の平面よりも視線方向でよりフラットです。H$_2$に対して$9\times10^{-9}$から$5\times10^{-8}$の間の塊の存在量が見つかりました。相対存在量は通常、星に近い塊ほど低くなります。初めて、デプロジェクションを使用してAGB星の3次元環境を理解し、星の周囲の塊に含まれるNaClの比率を計算しました。
LAMOST、2MASS、Gaia サーベイに基づくおうし座、オリオン、ペルセウス、カリフォルニア分子雲の絶滅 I: 3 次元の絶滅と構造
| Title |
Extinction_of_Taurus,_Orion,_Perseus_and_California_Molecular_Clouds_Based_on_the_LAMOST,_2MASS_and_Gaia_surveys_I:_Three-dimensional_Extinction_and_Structure |
| Authors |
Zhetai_Cao,_Biwei_Jiang,_He_Zhao_and_Mingxu_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06306 |
LAMOST分光法に基づいて、おうし座、オリオン、ペルセウス、カリフォルニアの分子雲の3次元吸光と構造が研究されています。恒星のカラーエクセスは、LAMOSTDR8カタログの大気パラメーターから導出された固有カラーインデックスと、GaiaEDR3および2MASSPSCで観測されたカラーインデックスを使用して計算されます。ガイアEDR3視差からの距離と組み合わせて、3次元ダスト消滅マップは、色の超過$E_{\rm{G_{BP},G_{RP}}}$および$E_{\rm{Jで取得されます。,K_{S}}}$で、それぞれ$\sim$0.03magと$\sim$0.07magの不確実性があります。絶滅マップは、空の領域で重なっている雲をうまく分離し、個々の雲の構造を明らかにします。一方、弓のような構造が175pcから250pcの距離範囲で見つかりました。その半分はPer-Tauシェルの一部で、座標と距離が似ていますが、残りの半分はそうではありません。さらに3つの低絶滅リングが発見され、簡単に議論されています。
NIRwave: PSP観測によって制約された波動乱流駆動の太陽風モデル
| Title |
NIRwave:_A_wave-turbulence-driven_solar_wind_model_constrained_by_PSP_observations |
| Authors |
Simon_Schleich,_Sudeshna_Boro_Saikia,_Udo_Ziegler,_Manuel_G\"udel_and_Michael_Bartel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06493 |
明示的な波動乱流駆動の加熱メカニズムに基づいて太陽風のモデル記述を生成し、観測データでモデルを制約します。太陽風の特性をシミュレートするために、一般的な3D磁気流体力学コードNIRVANAに明示的なコロナ熱源項を含めました。適応加熱メカニズムは、乱流加熱率Q_pを説明する、太陽コロナ内の反対方向に伝搬するAlfv\'en波の相互作用とその後の散逸に基づいています。太陽磁場は、磁場強度が1Gの軸対称双極子であると想定されます。モデルの結果は、パーカー太陽探査機(PSP)によって取得された観測データに対して検証されます。私たちのNIRwave太陽風モデルは、低速と高速の風速がそれぞれ410km/sと650km/sの太陽風のバイモーダル構造を再構築します。私たちの太陽風モデルの地球全体の質量損失率は、年間2.6e-14太陽質量です。太陽磁場を表す単純化された条件を実装しているにもかかわらず、定常状態のソリューションを特徴付ける太陽風パラメーターは、以前に確立された結果と経験的制約と合理的に一致しています。私たちの風解からの数密度は、導出された経験的制約とよく一致しており、半径方向の速度と温度の偏差が大きくなっています。NIRVANAで生成されたポリトロピック風モデルと比較すると、NIRwaveモデルは、導出した観測上の制約とよりよく一致していることがわかります。
グローバルなコロナおよび太陽圏モデリングのための異なる太陽光球フラックス輸送モデルの意味
| Title |
Implications_of_Different_Solar_Photospheric_Flux-Transport_Models_for_Global_Coronal_and_Heliospheric_Modeling |
| Authors |
Graham_Barnes,_Marc_L._DeRosa,_Shaela_I._Jones,_Charles_N._Arge,_Carl_J._Henney,_and_Mark_C._M._Cheung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06496 |
表面フラックス輸送(SFT)の概念は、大規模な太陽表面磁場の進化モデルで一般的に使用されます。これらの光球モデルは、その上にあるコロナ磁場の大規模構造を決定し、太陽風を構成する場と流れについて予測するために使用されます。2012年から2020年までの偶数年の4月に焦点を当て、太陽活動サイクルのさまざまな段階で、太陽風、開放磁場フットポイント、およびコロナ磁気ゼロポイントの存在に関する2つのSFTモデルからの予測を比較します。包括的。考慮された各測定基準には太陽周期依存性があることがわかりましたが、すべての測定基準がモデル間の良好な一致を示すサイクルの単一フェーズはありません。メトリックは、新しいアクティブな領域が同化ウィンドウに回転しているときに、モデル間の大きな一時的な違いも明らかにします。表面フラックスの進化は、大規模な流れと対流に伴う比較的小規模な運動の組み合わせによって支配されます。後者の流れは急速に進化するため、表面フラックスへの影響を統計的な意味でしか特徴付けることができない間隔があります。したがって、それらの影響は、典型的な表面フラックスの進化を再現するランダムな進化を導入することによってモデル化されます。予測されたプロパティ間の違いは、ランダム進化の特定の実現の選択ではなく、モデルの仮定と実装の違いによって支配されることがわかります。
Herbig Be star HD 190073 の内部天文単位の画像化
| Title |
Imaging_the_inner_astronomical_unit_of_Herbig_Be_star_HD_190073 |
| Authors |
Nour_Ibrahim,_John_D._Monnier,_Stefan_Kraus,_Jean-Baptiste_Le_Bouquin,_Narsireddy_Anugu,_Fabien_Baron,_Theo_Ten_Brummelaar,_Claire_L._Davies,_Jacob_Ennis,_Tyler_Gardner,_Aaron_Labdon,_Cyprien_Lanthermann,_Antoine_M\'erand,_Evan_Rich,_Gail_H._Schaefer,_Benjamin_R._Setterholm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06500 |
原始惑星系円盤の内部領域では、星と円盤の相互作用、磁場、惑星形成、新しい惑星の移動など、多くの複雑な物理プロセスが行われています。この領域を直接研究するには、世界最大の光学望遠鏡の回折限界を超え、ミリ波干渉計ALMAには小さすぎるミリ秒角分解能が必要です。ただし、赤外線干渉計を使用して、内側の天文単位を画像化できます。ここでは、若くて明るいHerbigBe星HD190073のCHARAおよびVLTIアレイからの新しい結果を提示します。ダスト破壊フロントとして解釈するリング状構造に囲まれたサブAUキャビティを検出します。3つの対称および3つの非対称の6つの放射状プロファイルで形状をモデル化し、モデルフリーの画像再構成を提示します。すべてのモデルは、傾きが$\lesssim20^\circ$の近面円盤と一致しており、リングの平均半径は1.4$\pm0.2$mas(1.14AU)と測定されています。総フラックスの約$48\%$がディスクから発生し、その放出の~$15\%$が内側のリムの内側から出ているように見えます。放出の原因はまだ不明ですが、おそらくダスト粒子の組成の違いやガスの放出によるものと思われます。歪んだモデルと画像は、おそらく二値性のために、中心から外れた星を指しています。私たちの画像はサブAU構造を示しています。これは、ケプラー運動と矛盾して2つのエポック間を移動しているように見えます。この明らかな変化の可能な説明について説明します。
天体物理学および実験室プラズマのためのハイブリッド運動論的およびジャイロ運動学的ハミルトニアン場理論の幾何学的定式化
| Title |
Geometrical_Formulation_of_Hybrid_Kinetic_and_Gyrokinetic_Hamiltonian_Field_Theory_for_Astrophysical_and_Laboratory_Plasmas |
| Authors |
Felipe_Nathan_deOliveira-Lopes,_Daniel_Told,_Karen_Pommois,_Ken_Hagiwara,_Aleksandr_Mustonen,_and_Rainer_Grauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05473 |
現在の作業では、太陽風電磁乱流の運動イオンとジャイロ運動電子を完全にカプセル化する一貫性のあるラグランジュモデルが定式化されます。電子と陽子の両方が同じ数学的形式で処理される一貫した方法を使用して、高周波と運動電子の効果が計算コスト効率の高い方法で記述されるモデルを導き出し、実装します。その目的のために、ガイド中心運動のハミルトニアン定式化に適用される高次リー変換摂動法を使用して、粒子と場のダイナミクスを記述します。さらに、ハミルトニアンの定式化を使用すると、システムを閉じるためのアーベルおよびゲージ不変の電磁界理論を導入できます。
micro-VLBIとの正確なVLBI/GNSS連携
| Title |
Precise_VLBI/GNSS_ties_with_micro-VLBI |
| Authors |
Leonid_Petrov,_Johnathan_York,_Joe_Skeens,_Richard_Ji-Cathriner,_David_Munton,_Kyle_Herrity |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05555 |
ここでは、GNSS受信機をVLBIネットワークの要素に効果的に変換するマイクロ波技術を使用して、配置されたGNSSステーションとVLBIステーション間のローカル接続を測定する概念を示します。これは、同軸ケーブルを介してGNSSアンテナの電圧をデジタイザに転送できるようにするシグナルチェーンを変更することによって実現されます。この手法のローカルタイ測定への応用について説明します。GNSSアンテナとFD-VLBA電波望遠鏡で観測を行い、電波銀河とGNSS衛星の両方から強い干渉信号を検出しました。
マグネトハイドロダイナミック アンサンブル モデリング、Heliospheric Imager
データ、および機械学習を使用したコロナ質量放出の到着時間推定の改善
| Title |
Improving_the_Arrival_Time_Estimates_of_Coronal_Mass_Ejections_by_Using_Magnetohydrodynamic_Ensemble_Modeling,_Heliospheric_Imager_data,_and_Machine_Learning |
| Authors |
Talwinder_Singh,_Bernard_Benson,_Syed_A._Z._Raza,_Tae_K._Kim,_Nikolai_V._Pogorelov,_William_P._Smith,_Charles_N._Arge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05588 |
コロナ質量放出(CME)の到着時間予測は、活発に研究されている分野です。CMEの到着を予測するために、さまざまなレベルの複雑さを持つ多くの方法が開発されています。ただし、メソッドの複雑さが増しても、予測の平均絶対誤差(MAE)は12時間以上のままです。この作業では、データ駆動型の太陽風バックグラウンドで導入される、データ制約フラックスロープベースのCMEを含む磁気流体力学シミュレーションを使用するCME到着時間予測の新しい方法を開発します。この作業で調査した6つのCMEの場合、到着時間のMAEは約8時間であることがわかりました。アンサンブルモデリングを使用し、アンサンブルソリューションをSTEREO-A&B太陽球イメージャーデータと比較することで、到着時間の予測をさらに改善しました。これは、シミュレーションを使用して合成Jマップを作成することによって行われました。この比較には、投げ縄回帰と呼ばれる機械学習(ML)手法が使用されました。このアプローチを使用すると、MAEを最大4時間に短縮できました。ニューラルネットワーク(NN)に基づく別のMLメソッドにより、STEREO-AとBの両方からのHIデータが利用可能な場合、MAEを最大5時間に短縮することができました。NNは、STEREO-Aデータのみを使用する場合、同様のMAEを提供できます。私たちの方法はまた、到着時間の標準偏差(精度)の非常に有望な値をもたらしました。このホワイトペーパーで説明する方法は、CMEの到着時間の予測を大幅に改善することを示しています。私たちの研究は、機械学習技術をデータ制約付き磁気流体力学モデリングと組み合わせて使用し、宇宙天気予報を改善することの重要性を強調しています。
コンプトンエッジプロービングによる非比例シンチレーションモデルのエミュレーターベースのベイジアン推論
| Title |
Emulator-based_Bayesian_Inference_on_Non-Proportional_Scintillation_Models_by_Compton-Edge_Probing |
| Authors |
David_Breitenmoser,_Francesco_Cerutti,_Gernot_Butterweck,_Malgorzata_Magdalena_Kasprzak,_Sabine_Mayer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05641 |
シンチレータ検出器応答モデリングは、素粒子物理学、原子核物理学、天文学、地球物理学などのさまざまな研究分野で不可欠なツールになっています。しかし、システムの複雑さと正確な電子応答測定の要件により、モデルの推論とキャリブレーションは依然として課題です。ここでは、無機シンチレータの非比例シンチレーションモデル(NPSM)推論を実行するためのコンプトンエッジプロービングを提案します。NaI(Tl)シンチレータを使用した実験室ベースのガンマ線放射測定を使用して、NPSMでベイジアン推論を実行します。さらに、機械学習を適用して、モンテカルロシミュレーションによって得られた検出器の応答をエミュレートします。提案された方法論がNPSMを正常に制約し、これにより固有の解像度を定量化することを示します。さらに、トレーニング済みのエミュレーターを使用して、パラメーター化されたシンチレーションメカニズムの関数としてスペクトルコンプトンエッジダイナミクスを予測できます。提示されたフレームワークは、追加の電子応答測定を必要とせずに、任意の無機シンチレータのNPSMを推測する新しい方法を提供します。
バンブルビー重力モデルと呼ばれるベクトルテンソル重力理論における新しい静的球状ブラックホールソリューションの存在を報告します。このモデルは、ベクトルがリッチ曲率テンソルに非最小に結合できるようにすることでアインシュタインマクスウェル理論を拡張します。イベントホライズンテレスコープコラボレーションによる銀河M87と天の川の超大質量ブラックホールの影の最近の観測を使用して、強磁場領域での解のテストが初めて実行されます。パラメーター空間はほとんど除外されていないことがわかり、理論を完全に拘束するにはさらに実験が必要です。
非線形構造からの宇宙異方性の出現のモデル化
天文観測は、宇宙が最大スケールで異方性である可能性があることを示唆しています。この状況をモデル化するために、大規模な異方性が非線形構造の成長から現れることを可能にする宇宙論への新しいアプローチを開発します。これは、優先空間のような方向に関してすべての関連フィールドを分解し、空間ドメイン全体で結果のスカラー量を平均化することによって実現されます。私たちのアプローチにより、出現する大規模な異方性のダイナミクスを支配し、（逆反応項まで）局所的に回転対称なビアンキ宇宙論。ダストで満たされたファーンズワース解にアプローチを適用します。これは、異方性膨張と大規模なバルクフローの両方を可能にする正確な宇宙モデルの興味深いセットです。
次世代埋め込みチャネル p-Mosfet SiSeRO によるノイズ性能の向上
| Title |
Improved_noise_performance_from_the_next-generation_buried-channel_p-Mosfet_SiSeROs |
| Authors |
Tanmoy_Chattopadhyay,_Sven_Herrmann,_Matthew_Kaplan,_Peter_Orel,_Kevan_Donlon,_Gregory_Prigozhin,_R._Glenn_Morris,_Michael_Cooper,_Andrew_Malonis,_Steven_W._Allen,_Marshall_W._Bautz,_Chris_Leitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05820 |
単一電子センシティブ読み出し(SiSeRO)は、電荷結合素子(CCD)イメージセンサー用の新しいオンチップ電荷検出器出力ステージです。マサチューセッツ工科大学リンカーン研究所で開発されたこの技術は、トランジスタチャネルの下に空乏化された内部ゲートを持つp-MOSFETトランジスタを使用します。トランジスタのソース-ドレイン電流は、内部ゲートへの電荷の転送によって変調されます。スタンフォード大学では、オンチップトランジスタのドレイン電流に基づいてデバイスの特性を評価する読み出しモジュールを開発しました。以前の研究では、表面層にMOSFETトランジスタチャネルを備えた多くの最初のプロトタイプSiSeROを特徴付けました。約15電子二乗平均平方根(RMS)の等価ノイズ電荷(ENC)が得られました。この作業では、最初の埋め込みチャネルSiSeROを調べます。625kpixel/sの読み出し速度で、約4.5電子二乗平均平方根(RMS)の大幅に改善されたノイズ性能と、5.9keVで132eVの半値全幅(FWHM)エネルギー分解能を達成しました。また、デジタルフィルタリング技術を使用してSiSeROノイズ性能をさらに改善する方法についても説明します。SiSeRO技術をさらに成熟させるには、追加の測定とデバイスシミュレーションが不可欠です。この新しいデバイスクラスは、中程度の分光分解能を備えた、高速で低ノイズ、耐放射線性のメガピクセルイメージャーを必要とする、次世代の天文X線望遠鏡向けのエキサイティングな新技術を提供します。
時計場で測定した長波長宇宙変動の逆反応
| Title |
Back-Reaction_of_Long-Wavelength_Cosmological_Fluctuations_as_Measured_by_a_Clock_Field |
| Authors |
Vincent_Comeau_and_Robert_Brandenberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05873 |
時計場の定数値の空間的超曲面上で平均化された局所膨張率に対する宇宙論的ゆらぎの逆反応を考察する。赤外線限界では、均一な宇宙で得られるものと比較して、クロックフィールドの固定値で測定された平均膨張率が変動によって減少することを示します。私たちは、完全な流体物質に結合されたアインシュタインの重力のコンテキストで作業します。
$^{100}$Mo および $^{\rm nat}$Mo での宇宙反ニュートリノと二重ベータ崩壊の通常のミューオン捕捉率
| Title |
Ordinary_muon_capture_rates_on_$^{100}$Mo_and_$^{\rm_nat}$Mo_for_astro-antineutrinos_and_double_beta_decays |
| Authors |
I._H._Hashim,_H._Ejiri,_N._N._A._M._A._Ghani,_F._Othman,_R._Razali,_Z._W._Ng,_T._Shima,_D._Tomono,_D._Zinatulina,_M._Schirchenko,_S._Kazartsev,_A._Sato,_Y._Kawashima,_K._Ninomiya_and_K._Takahisa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05878 |
\item[背景]二重ベータ崩壊(DBD)に伴う反ニュートリノの原子核応答と、天体-反ニュートリノ相互作用は、通常のミュオン捕捉(OMC)率を測定することによって研究されています。\item[目的]$^{100}$Moと天然のMoの絶対OMC率とその質量数依存性の実験的研究は、現在、宇宙反ニュートリノとDBDに関心を持っています。\item[方法]OMCレートは、トラップされたミュオンの電子への崩壊の時間スペクトルを測定して、トラップされたミュオンの半減期を取得することによって実験的に取得されました。\item[結果]$^{100}$Moの濃縮同位体のOMCレートは$\Lambda$($^{100}$Mo)=(7.07$\pm$0.32)$\times10^{6}$ですs$^{-1}$、自然Moの場合は$\Lambda$($^{\rmnat}$Mo)=(9.66$\pm$0.44)$\times10^{6}$s$^{-1}$、つまり$\Lambda$($^{100}$Mo)は$\Lambda$($^{\rmnat}$Mo)の約27$\%$であり、OMCでの陽子から中性子への変換のための過剰な中性子。現在の実験的観察は、グーラード・プリマコフ(GP)およびプリマコフ(Ps)の経験式を使用した予測と一致しています。\item[結論]$^{100}$Moと$^{\rmnat}$Moの絶対OMCレートが測定されました。$^{100}$Moの大きな中性子過剰により、$^{\rmnat}$Moよりもはるかに低いOMC率が得られます。$^{100}$Moと$^{\rmnat}$Moの両方で、GP値とP値で一貫したOMCレートが観察されます。
多様体上のスレピアン スケール離散ウェーブレット
幾何学的深層学習への最近の関心に触発されて、この作業は最近開発された球面上のスレピアンスケール離散ウェーブレットをリーマン多様体に一般化します。ふるい畳み込みを通じて、並進を定義することができ、したがって、多様体の畳み込みを定義することができます。これは、そうでなければ一般に明確に定義されていません。スレピアンウェーブレットは多様体の領域上に構築されるため、データが特定の領域にのみ存在する問題に適しています。スレピアンウェーブレットが構築されるスレピアン関数は、多様体上のスレピアン空間スペクトル集中問題の基底関数です。母関数が滑らかに減少するスレピアン調和線のタイリングは、スケールで離散化されたウェーブレットを定義します。信号の空間的に局所化されたスケール依存の特徴を調べることができます。多様体をグラフとして離散化することにより、三角形メッシュのスレピアン関数とウェーブレットが提示されます。ウェーブレット変換により、メッシュで定義されたフィールドのウェーブレット係数が検出され、単純なしきい値処理ノイズ除去スキームで使用されます。
大規模な磁場の成長が微小物理輸送にどのように依存するかは、長い間磁気ダイナモ理論の焦点であり、ヘリカルダイナモシミュレーションは、閉鎖系で飽和に達する時間が磁気レイノルズ数Rmに依存することを示しました。これは、多くの高Rm天体物理システムにとっては長すぎるため、ここでは、Rmに依存しない成長がどれだけ早く発生するかという長年の問題に取り組みます。適度なRmの数値シミュレーションから、大規模な場がRmとは無関係に成長するが、Rmとともに減少する大きさになるレジームを特定して説明します。ただし、もっともらしい磁気スペクトルの場合、同じ分析により、この領域での成長はRmに依存しないと予測され、Rm$\to\infty$として磁場強度の実質的な下限が提供されます。結果は、閉じたダイナモの関連性について新たな楽観論を提供し、控えめなRmおよび超拡散シミュレーションがRm$\to\infty$動作の誤解をどのように引き起こす可能性があるかを特定します。
拡張力勾配シンプレクティック法を用いた回転銀河におけるカオスの研究
回転するフレーム内の極座標で回転する銀河の3種類のモデルのダイナミクスを考慮に入れます。非軸対称のポテンシャル摂動により、角運動量は時間とともに変化し、運動エネルギーは運動量と空間座標に依存します。既存の明示的な力勾配シンプレクティック積分器は、このようなハミルトニアン問題には適用できませんが、以前の研究で提案された最近拡張された力勾配シンプレクティック法は適用できます。数値比較は、対称性を持つ拡張力勾配4次シンプレクティック法が標準の4次シンプレクティック法より優れているが、最適化された拡張力勾配4次シンプレクティック法より精度が劣ることを示しています。対称性を備えた最適化された拡張アルゴリズムを使用して、これらの回転銀河モデルの規則的で無秩序な軌道の動的特徴を調査します。重力効果とカオスの程度は、ポテンシャルの級数展開における動径項の数の増加とともに増加します。級数展開、エネルギー、および初期条件の同じ数の動径項について、3種類のモデルに規則軌道とカオス軌道の同様の動的構造があります。
NavICを用いた低緯度電離圏シンチレーションの研究
赤道電離圏の不規則性は過去に研究されており、電離圏の物理学とプロセスに興味深い洞察をもたらしました。ここでは、インド星座(NavIC)によるナビゲーションを使用した赤道電離異常(EIA)付近の電離圏の長期研究の初期結果を提示します。電離層の不規則性を、さまざまな動的周波数でのパワースペクトル密度の観点から特徴付けました。この形式は、電離層のフェーズスクリーンモデリングを使用した以前の研究で示唆されたものと似ています。C/N0(dB-Hz)変動の観測は、EIAの北頂近くに位置するインドール上のNavICのL5(1176.45MHz)信号を利用して行われました。シンチレーション観測の1日(2017年12月4日)からの概念実証研究として、いくつかの初期結果を示します。これは、この地域でNavICを使用した初めての調査です。パワースペクトル密度分析から、NavICはこの地域で長期間にわたってこのような不規則性を検出でき、将来のそのようなイベントの予測に影響を与えることが実証されました。
ブラックホールの影は無毛定理の信頼できるテストですか?
照らされたブラックホールの事象の地平線によって投じられる影の画像をキャプチャすることは、最も基本的なレベルでは、大きく湾曲した時空における極端な光の偏向の実験です。そのため、画像化された影の特性を使用して、天体物理学のブラックホールの一般的な相対論的カーの性質を調べることができます。この見通しの例として、一般に、ブラックホールの質量とスピンの多極子モーメントに対する理論の有名な「無毛定理」の妥当性を影がテストできると主張されています。この論文では、任意の多極構造を持ち、低速回転近似内で時空における影の赤道半径を計算することにより、このステートメントを評価します。四重極よりも高いモーメントを考慮すると、カー多重極モーメントからの偏差の関数として、影が高度な縮退を獲得することがわかります。私たちの分析の結果は、強い非カー多極構造を持つ暗い天体でも、特徴的な準円形の形状を持つカーのような影を生成できることを示唆しています。
インドール上の電離圏 TEC からの太陽および地球物理学的指数の予測における ANN アプローチ
| Title |
An_ANN_Approach_in_Predicting_Solar_and_Geophysical_Indices_from_Ionospheric_TEC_Over_Indore |
| Authors |
Sumanjit_Chakraborty,_Abhirup_Datta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06171 |
この論文では、IITIndoreで開発された人工ニューラルネットワーク(ANN)ベースのモデルからの予備的な結果が提示されています。国際基準電離層(IRI)2016モデルから、1年間の全電子含有量(TEC)データベースが作成されました。初めて、13か月の太陽黒点数、電離圏指数、および1時間ごとのTEC値が変化するときにネットワークにターゲットと呼ばれる1日あたりの太陽電波フラックスの3つの指標を予測するためのトレーニングが実行された逆の問題に対処しました。入力。これらのターゲットの二乗平均平方根誤差(RMSE)は、さまざまな組み合わせのセットを使用したデータセットのトレーニングを数回行った後に比較され、最小化されています。ネットワークに供給された未知のデータは、Rz12、IG12、およびF10.7の電波束に対してそれぞれ0.99%、3.12%、および0.90%の誤差をもたらし、モデルの予測精度が~97%であることを示しています。
インドール上のNavIC信号に対する激しい地磁気嵐の影響
| Title |
Impact_of_Intense_Geomagnetic_Storm_on_NavIC_Signals_Over_Indore |
| Authors |
Deepthi_Ayyagari,_Sumanjit_Chakraborty,_Abhirup_Datta,_Saurabh_Das |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06181 |
激しい地磁気嵐は、全地球航法衛星システム(GNSS)から放出される信号(電離層シンチレーションと呼ばれる)に強い影響を与える可能性があります。この論文は、2017年9月8日0151および1304UTに報告された激しい地磁気嵐イベントの影響による、NavIC信号に対するインドール地域でのシンチレーションの最初の研究を報告しています。2017年9月8日に-124nTの値に低下した惑星指数とDST指数の変動は、2017年9月8日に激しい地磁気嵐が発生したことを示しています。これは赤道異常の頂上にあります。コロケーションされたGNSS受信機のS4指数測定値は、15～18UTの間の乱れた日に0.5以上の値を示しました。提示された分析は、同時にNavICL5信号の搬送波対雑音測定値の低下を明確に示しており、これはパフォーマンスの重要な考慮事項であるNavICの位置精度に影響を与えました。
SIV理論の特異なケースとしてのMOND
スケール不変理論は、一般相対性理論の基本的な物理的性質を維持しながら、重力理論を規定する不変性のグループを拡大します(Dirac1973;Canutoetal.1977)。スケール不変真空(SIV)理論は、ゲージング条件として、次のことを前提としています。ワイルの可積分幾何学と余テンソル計算のいくつかの基本的な性質が、スカラーテンソル理論との関連で調べられます。可能なスケール不変効果は、宇宙レベルと局所レベルの両方で、物質密度によって大幅に減少します。SIVの弱いフィールド限界はMONDになる傾向があり、スケール係数が一定であると見なされると、最後の400Myrで有効な近似値(<1%)になります。a0パラメータのより良い理解が得られます。これは、ニュートンおよびSIV動的加速度の平衡点に対応します。パラメータa0は普遍的な定数ではなく、宇宙の密度と年齢に依存します。MONDが行っているように、SIV理論は暗黒物質への呼び出しを回避し、さらに宇宙論モデルは加速膨張を予測します。
衝突ニュートリノフレーバー不安定性における共鳴に関する系統的研究
| Title |
A_Systematic_Study_on_the_Resonance_in_Collisional_Neutrino_Flavor_Instability |
| Authors |
Jiabao_Liu,_Masamichi_Zaizen,_Shoiichi_Yamada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06263 |
最近報告されたニュートリノの衝突フレーバ不安定性(CFI)における共鳴に関する研究について報告する。前の研究で指摘された等方性維持モードだけでなく、等方性破壊モードでも共鳴が発生し、CFIの成長率が桁違いに増加することを示します。線形解析と非線形数値シミュレーションを2フレーバースキームで使用し、衝突項の緩和近似の下で、共鳴の基準、非線形進化への影響、および均一性の破れの影響について説明します(k\ne0)摂動と共鳴の背景における異方性。また、高速フレーバー変換(FFC)との共鳴の共存についても触れます。
弱等価原理の MICROSCOPE 宇宙テストの異常と未解決の問題
| Title |
Anomalies_and_open_issues_of_the_MICROSCOPE_Space_Test_of_the_Weak_Equivalence_Principle |
| Authors |
Anna_M._Nobili,_Alberto_Anselmi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06400 |
MICROSCOPEの最終結果[1]は、約$10^{-15}$のEotvosパラメーターによって定量化されたPtおよびTiのテスト質量について、弱い等価原理(自由落下の普遍性)に違反していないことを報告しています。最高の地上試験。測定値は、接地線で発生する内部減衰による熱雑音に起因する$1/\sqrt{\nu}$周波数依存性を持つランダムノイズによって制限されます。[2]で提供された情報と内部減衰の物理学から、信号周波数での微分加速度ノイズスペクトル密度を計算し、それが実験セッション間で大きく異なることを示します。このような大きな変動は、品質係数などの物理量に変換すると説明できません。測定セッションに散在するキャリブレーションはそのような変化を引き起こす可能性がありますが、再キャリブレーションなしでは連続セッション間のジャンプを説明できません。潜在的な説明は、測定の初期化エラーに応じてゼロが変動することに関連して推測されます。この実験は、信号周波数とその高調波にかなりの電力を注入する「グリッチ」(地球からの放射線に関連する異常な加速スパイク)に悩まされていました。グリッチを排除し、人工的に再構築されたデータでギャップを埋めるために使用される手順は、実験の結果に影響を与える可能性のある臨界周波数に残差を残すと主張します。センサーの向きの関数としての時間領域データの分析は、感度に影響を与えることなくデータギャップを許容することを提案します。宇宙の可能性を最大限に活用することを目指す将来の実験では、これらの問題を解決し、測定データのみに依存し、より一般的には実験計画を再検討する必要があります。
異方性上流圧力による平行衝突のない衝撃の磁場強度の関数としての密度ジャンプ
| Title |
Density_jump_as_a_function_of_magnetic_field_strength_for_parallel_collisionless_shocks_with_anisotropic_upstream_pressure |
| Authors |
Antoine_Bret |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06521 |
無衝突衝撃の特性は、電磁流体力学(MHD)モデルで頻繁に評価されます。しかし、衝突のないプラズマでは、周囲の磁場が上流または下流で安定した異方性を維持できるため、MHDの予測挙動から逸脱します。上流の量に関して、下流の異方性、したがって衝撃密度のジャンプを導き出すことを可能にするモデルを提示します。簡単にするために、対プラズマにおける平行衝撃の場合を考える。上流が等方性であると仮定された以前の作品とは対照的に、ここでは上流の異方性$A=T_\perp/T_\parallel$は自由なパラメーターです。強いソニックショック体制は、形式的には等方性上流の場合と同じです。しかし、中間の音速マッハ数では、上流の異方性の結果としてさまざまな挙動が現れます。
