スーパーサンプル共分散とは何ですか?二次せん断統計の新たな視点
| Title |
What_is_the_super-sample_covariance?_A_fresh_perspective_for_second-order_shear_statistics |
| Authors |
Laila_Linke,_Pierre_A._Burger,_Sven_Heydenreich,_Lucas_Porth,_Peter_Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12277 |
二次弱レンズ統計の宇宙論的分析には、正確で正確な共分散推定が必要です。共分散の1つの重要な、しかし時々誤解されているコンポーネントは、いわゆるスーパーサンプル共分散(SSC)です。SSCは、調査地域外のモードのすべての影響を捉える共分散部分として定期的に定義されます。ただし、この直感は実空間の統計では正しくないことをここで示します。第一原理から二次せん断統計量の共分散を導出します。このために、パワースペクトルの推定器に依存せずに、実空間で推定器を使用します。SSCだけでなく、共分散のすべての部分は、サーベイよりも大きいモードを含むすべてのモードでのパワーとトライスペクトルに依存します。SSCの決定的な特徴は、「超調査モード」への依存ではなく、「大規模な近似」、つまり、非常に大きな調査エリアの限定的なケースでの動作です。共分散の非SSC部分は、この制限内で逆調査領域とスケーリングされますが、SSCは完全に消失します。また、パワースペクトル共分散の推定値を実空間統計の共分散に変換することは一般に不可能であることも示します。このような変換は、「大フィールド近似」の限定的なケースでのみ可能です。さらに、実空間統計の総共分散は、調査エリア内でのみ測定された相関関数を使用して完全に推定できることがわかりました。したがって、実空間統計の共分散を推定する場合、原則として調査境界外の情報は必要ありません。
DES Y1 redMaPPer 銀河団における赤色銀河の固有配列
| Title |
The_Intrinsic_Alignment_of_Red_Galaxies_in_DES_Y1_redMaPPer_Galaxy_Clusters |
| Authors |
C._Zhou,_A._Tong,_M._A._Troxel,_J._Blazek,_C._Lin,_D._Bacon,_L._Bleem,_A._Carnero_Rosell,_C._Chang,_M._Costanzi,_J._DeRose,_J._P._Dietrich,_A._Drlica-Wagner,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_B._Hoyle,_M._Jarvis,_N._MacCrann,_B._Mawdsley,_T._McClintock,_P._Melchior,_J._Prat,_A._Pujol,_E._Rozo,_E._S._Rykoff,_S._Samuroff,_C._S\'anchez,_I._Sevilla-Noarbe,_E._Sheldon,_T._Shin,_D._L._Tucker,_T._N._Varga,_B._Yanny,_Y._Zhang,_J._Zuntz,_O._Alves,_A._Amon,_E._Bertin,_D._Brooks,_D._L._Burke,_M._Carrasco_Kind,_L._N._da_Costa,_T._M._Davis,_J._De_Vicente,_S._Desai,_H._T._Diehl,_P._Doel,_S._Everett,_I._Ferrero,_B._Flaugher,_J._Frieman,_D._W._Gerdes,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_T._Jeltema,_K._Kuehn,_O._Lahav,_M._Lima,_J._L._Marshall,_J._Mena-Fern\'andez,_F._Menanteau,_R._Miquel,_et_al._(17_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12325 |
銀河団は、宇宙密度場のほとんどの非線形ピークに敏感です。銀河団による背景銀河の弱い重力レンズ作用により、それらの質量を推測することができます。しかし、銀河団の局所的な環境に関連する銀河は、局所的な潮汐勾配のために本質的に整列することもあり、レンズ信号から導出された宇宙論を汚染します。この本質的なアライメントは、ダークエネルギー調査(DES)の1年目のredMaPPerクラスターで測定されます。赤方偏移が0.1から0.7の間の銀河団内の銀河の非ゼロ平均放射状配列の証拠を発見しました。銀河団衛星銀河の測定された楕円率に、中心銀河フラックスやその他の銀河団内光に起因する有意な系統性があることを発見しました。この信号を修正し、固有アライメント振幅($A_{\textrm{IA}}$)の単純なモデルを測定値に適合させ、$A_{\textrm{IA}}=0.15\pm0.04$を見つけようとします。クラスターの端に近いデータを除外します。赤方偏移が低く、中心銀河の絶対等級が高く、中心銀河の絶対等級が高い(星団質量の代理)場合、中心銀河とクラスター暗黒物質ハローとの有意に強い整列が見られます。これは、DESのような大規模な測光データセットが、銀河団内の銀河の固有の配列に直接制約を与える能力を示す重要な例です。これらの測定値は、銀河の固有配列の小規模モデリングとシミュレーションの改善を通知し、弱いレンズ研究における固有配列信号の分離を改善するのに役立ちます。
| Title |
Galaxy_Clustering_in_the_Mira-Titan_Universe_I:_Emulators_for_the_redshift_space_galaxy_correlation_function_and_galaxy-galaxy_lensing |
| Authors |
Juliana_Kwan,_Shun_Saito,_Alexie_Leauthaud,_Katrin_Heitmann,_Salman_Habib,_Nicholas_Frontiere,_Hong_Guo,_Song_Huang,_Adrian_Pope,_Sergio_Rodr\'iguez-Torres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12379 |
HaloOccupationDistribution(HOD)モデリングに基づいて、射影および赤方偏移宇宙銀河相関関数と、銀河間レンズによって測定される過剰表面密度の正確なエミュレーターを構築します。111個の$N$体シミュレーションの完全なMira-Titanスイートを使用して、当社のエミュレーターは8つの宇宙パラメータを変化させ、ニュートリノ質量と動的暗黒エネルギーの効果を含みます。当社のエミュレーターは、0.5<r<50Mpc/hの範囲でBOSSDR12CMASS銀河サンプルを分析するのに十分正確であることを示しています。さらに、エミュレーターが同じ範囲で現実的なモックカタログから偏りのない宇宙論的制約を回復できることを示します。私たちのモックカタログテストは、小規模な銀河-銀河レンズと赤方偏移空間クラスタリングを組み合わせることの有効性を示しており、私たちがカバーする測定値のみを使用して、CMASSのようなサンプルの成長率と\sigma_8をそれぞれ7%と4.5%に制限できることを示しています。エミュレータ。H_0の前にCMBを含めると、これは成長率の2%の測定値に減少します。
球状星団 NGC 3201 からのブラック ホールの宇宙結合に関する制約
球状星団は、天の川銀河で最も古い恒星集団の1つです。その結果、それらはまた、既知の最古の恒星質量ブラックホールのいくつかをホストし、初期($z\gtrsim2$)宇宙におけるブラックホールの形成と進化に関する洞察を提供します。楕円銀河における超大質量ブラックホールの最近の観測は、天体物理学的ブラックホールと周囲の膨張する宇宙との間の宇宙論的結合の可能性を示唆するために引き合いに出され、宇宙時間にわたってブラックホールが成長するメカニズムを提供し、暗黒エネルギーの起源を説明する可能性がある.この論文では、NGC3201の2つの動径速度ブラックホール候補の質量関数が、ブラックホールの宇宙論的に結合した成長に強い制約を課していることを示します。特に、暗黒エネルギーの起源を説明するために必要なカップリングの量は、両方のNGC3201ブラックホールがほぼ向かい合っていること(確率が最大$10^{-4}$の構成)を必要とするか、BHの1つが最も重い中性子星($2.2M_{\odot}$)よりも低い質量で形成された必要があります。これは、これらおよび他の切り離されたブラックホール星連星連星が、コンパクトオブジェクトおよび連星天体物理学の実験室として機能するだけでなく、天体物理ブラックホールの長期的な進化に対する制約としても機能することを強調しています。
| Title |
Non-parametric_analysis_of_the_Hubble_Diagram_with_Neural_Networks |
| Authors |
Lorenzo_Giambagli,_Duccio_Fanelli,_Guido_Risaliti,_Matilde_Signorini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12582 |
最近、超新星とクエーサーのハッブル図が1よりはるかに高い赤方偏移に拡張されたことで、宇宙論モデルをテストし、宇宙の膨張率を測定するためのノンパラメトリック手法への関心が復活しました。特に、ダークエネルギー成分の進化の可能性について、モデルに依存しない制約を推測することは非常に興味深いことです。ここでは、完全にノンパラメトリックでモデルに依存しない方法でハッブル線図を分析する、ニューラルネットワーク回帰に基づく新しい方法を紹介します。最初に、実際のものと同じ赤方偏移分布を持つシミュレートされたサンプルを通じて方法を検証し、距離と赤方偏移の関係の「反転問題」に関連する制限について説明します。次に、この新しい手法を超新星とクエーサーのハッブル図の分析に適用します。$z\sim1-1.5$までのデータは、${\Omega}_M\sim0.3$のフラットな${\Lambda}CDM$モデルと一致し、$\sim5$-sigma偏差はより高い赤方偏移で現れます。フラットな${\Lambda}CDM$モデルは、${\Omega}_M>0.4$のデータと互換性があります。暗黒エネルギー成分の一般的な進化を考慮して、相互作用する暗黒セクターモデルによって予測されるように、赤方偏移で${\Omega}_M$の値が増加することを示唆する解を見つけます。
非標準的なインフレーション後のエポックにおける原始ブラックホールの形成
初期宇宙で大きな過密度が重力崩壊すると、原始ブラックホール(PBH)が発生します。宇宙マイクロ波背景放射(CMB)調査で調査されたスケールよりもはるかに小さいスケールで必要な大きな摂動につながるインフレーションの正確なモデルに応じて、質量$\lesssim$$10^3M_{\odot}$のPBHは、インフレーションと元素合成の終わり。ただし、この期間の宇宙の正確な膨張履歴を直接調べる方法がないため、PBH形成プロセスに不確実性が生じます。インフレーション後のある期間の代替宇宙進化の存在は、(i)PBH質量と崩壊する過密度のスケールとの関係に影響を与えます。(ii)PBHの存在量と過密度の振幅。このレビューでは、PBH生産の違いに関連する非標準的な宇宙時代が動機付けられ、議論されています。非標準時代におけるPBH形成の枠組みを開発することの重要性は、現象学的観点から議論され、特に重力波(GW)現象学の進歩に重点が置かれています。一般的な非標準時代におけるPBHの形成についても、数学的形式を含めて概説します。運動エネルギーが優勢な時代と初期の物質が優勢な時代におけるPBH形成などの特定の例が、標準的な放射線優勢での生成と比較して、より高いPBH存在量を示す図とともに説明されています。
銀河のバイスペクトルにおける広角効果
原始非ガウス性(PNG)は、大規模構造のバイスペクトルに固有の特徴を残します。PNG制約を少なくとも1桁改善するように設定された今後の銀河調査では、潜在的な汚染を考慮することが重要です。私たちの研究では、3次元で観測された銀河のバイスペクトルに広角効果を含める方法を示します。モノポールに対する主要な広角補正を計算し、それらが$f_{\rmNL}=\mathcal{O}\left(0.1\right)$の振幅でローカルPNGを模倣できることを発見しました。また、広角効果によって引き起こされる双極子も計算します。その振幅は、フラットスカイモノポールの数パーセントです。私たちの形式は、現実的な調査ジオメトリに容易に適応でき、相対論的効果を含めることができます。これは、高い赤方偏移で関連する可能性があります。
近赤外円偏光で原始惑星系円盤表面の磁場構造を解明
| Title |
Revealing_magnetic_field_structure_at_the_surfaces_of_protoplanetary_disks_via_near-infrared_circular_polarization |
| Authors |
Ilse_de_Langen_and_Ryo_Tazaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12340 |
コンテクスト。磁場は、原始惑星系円盤の動的進化において、特に磁気的に誘導された円盤風を介して基本的な役割を果たします。ディスク表面の磁場構造は、ディスクの風を駆動するために重要です。ただし、観察的にはまだよくわかっていません。ねらい。近赤外(NIR)円偏光を使用して、ディスク表面の磁場構造を調べる新しい方法を探ります。近赤外円偏光は、偏光されていない星の光が円盤表面で磁気的に整列した粒子によって散乱されるときに発生します。本研究では、観測された円偏波パターンが磁場構造の診断にどの程度使用できるかを明らかにすることを目指しています。メソッド。最初に、整列したスフェロイドの光散乱特性を計算し、その結果を使用して、NIR波長での円偏光度の予想される観察画像を作成しました。結果。磁気的に整列した粒子は、特に磁場構成が純粋なトロイダル磁場から逸脱している場合に、円偏光を生成できます。磁場構造が遠心力によってディスク風を駆動するのに適している場合、円偏光度のディスク方位角依存性は二重ピークプロファイルを示す傾向があることがわかりました。また、ディスクが空間的に解像されていない場合でも、正味の円偏光がゼロではない可能性があることもわかりました。また、円偏光の振幅が粒子組成と軸比に強く依存することも示しています。結論。私たちの結果は、円偏光観測がディスク表面での磁場構造とダストの特性を研究するのに役立つことを示唆しています。
居住性の多元宇宙予測: 惑星の特性
| Title |
Multiverse_Predictions_for_Habitability:_Planetary_Characteristics |
| Authors |
McCullen_Sandora,_Vladimir_Airapetian,_Luke_Barnes,_Geraint_F._Lewis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12376 |
太陽のような恒星の周りに生命が存在する可能性のある太陽系外惑星が最近発見されたことから、利用可能な方法を問わず、生命を維持できる物理的条件のさらなる調査が求められています。これらの条件への洞察は、多元宇宙仮説を検討することによって得ることができます。マルチバース設定では、私たちの宇宙に住む確率は、居住可能性に影響を与える要因について行われた仮定に依存します.さまざまな提案された居住性基準を体系的に検討して、多元宇宙との互換性に基づいてそれぞれを評価し、生命の発生に対する期待を導き、多元宇宙仮説を検証できる予測を生成します。ここでは、惑星の居住可能性のいくつかの側面を評価し、多元宇宙が実際にそれらの間で強い選好を誘発することを示しています。パラメータ空間の大部分では安定した傾斜角を維持するために月は必要ないため、多元宇宙のシナリオでは居住性のために大きな月が必要であるという考えは受け入れられないことがわかりました。さらに、初期地球への水供給のさまざまな提案されたメカニズムを検討します。これには、巨大惑星の形成とグランドタックの両方での小惑星からの供給、彗星からの供給、マグマオーシャンによる一次大気の酸化が含まれます。居住性が含水量にどのように依存するかについての仮定に応じて、これらの提案されたメカニズムのいくつかは、最大数百のベイズ係数によって多元宇宙シナリオで不利になることがわかりました。
光化学モデルによって計算された火星大気中の CO$_{2}$ の光分解によって引き起こされる CO 中の $^{13}$C の強い枯渇
| Title |
Strong_depletion_of_$^{13}$C_in_CO_induced_by_photolysis_of_CO$_{2}$_in_the_Martian_atmosphere_calculated_by_a_photochemical_model |
| Authors |
Tatsuya_Yoshida,_Shohei_Aoki,_Yuichiro_Ueno,_Naoki_Terada,_Yuki_Nakamura,_Kimie_Shiobara,_Nao_Yoshida,_Hiromu_Nakagawa,_Shotaro_Sakai,_Shungo_Koyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12457 |
大気中の炭素の同位体の特徴は、火星の大気の歴史と火星の有機物の起源についてのユニークなトレーサーを提供します。CO$_{2}$の光分解は、CO$_{2}$とCOの間で炭素の強力な同位体分別を引き起こすことが知られています。ここでは、CO$_{2}$の光分解による同位体分別を考慮した1次元光化学モデルを開発し、火星大気中のCOおよびCO$_{2}$の炭素同位体組成の垂直プロファイルを推定します。CO$_{2}$光分解による分画により、各高度でCO$_{2}$と比較して$^{13}$CでCOが枯渇していることがわかります:$\delta^{13の最小値}COの$Cは、標準の渦拡散設定で1ミルあたり約$-170$です。この結果は、CuriosityRoverによって検出された火星の堆積物中の$^{13}$Cが枯渇した有機炭素の生成は、COの有機物質への変換とその表面への堆積を通じて、分別された大気中のCOが原因であるという仮説を支持しています。我々がここで報告するCOの光分解と輸送誘起の分別は、現在の大気の分別と宇宙への炭素放出に関する以前の研究と組み合わせると、推測される大気損失量の$\sim15$%の減少につながる。火星大気中のCOの分別された同位体組成は、ExoMarsTraceGasOrbiter(TGO)と地上の望遠鏡によって観測される可能性があり、分別された炭素含有種によって生成される脱出イオン種は、火星の衛星探査(MMX)によって検出される可能性があります。未来。
始生代の 3D 気候シミュレーションにより、メタンが高濃度で強力な冷却効果を持つことが判明
| Title |
3D_climate_simulations_of_the_Archean_find_that_methane_has_a_strong_cooling_effect_at_high_concentrations |
| Authors |
Jake_K._Eager-Nash,_Nathan_J._Mayne,_Arwen_E._Nicholson,_Janke_E._Prins,_Oakley_C._F._Young,_Stuart_J._Daines,_Denis_E._Sergeev,_F._Hugo_Lambert,_James_Manners,_Ian_A._Boutle,_Eric_T._Wolf,_Inga_E._E._Kamp,_Krisztian_Kohary_and_Tim_M._Lenton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12518 |
メタンは太古の時代に重要な温室効果ガスであったと考えられているが、その潜在的な温暖化は短波吸収が高いために高濃度で制限されることがわかっている.大循環モデルであるMetOfficeUnifiedModelを使用して、さまざまな始生代のメタン濃度の気候への影響をさらに調査します。地表の温暖化は、圧力比CH$_4$:CO$_2$が約0.1のときにピークに達し、最大7Kに達した後、この比率を超えると大幅に冷却されます。赤道と極の温度差も最大pCH$_4$$\leq$300Paまで増加する傾向があり、これはメタンによる赤道と両極での放射強制力の差と、ハドレー循環の緯度範囲の縮小によって引き起こされます。.これらの循環の影響により、メタンの冷却効果を完全に捉えるには3Dモデルが重要です。
フォボス形成のリサイクルモデルを探る：ラブルパイルサテライト
| Title |
Exploring_the_recycling_model_of_Phobos_formation:_rubble-pile_satellites |
| Authors |
Gustavo_Madeira,_Sebastien_Charnoz,_Yun_Zhang,_Ryuki_Hyodo,_Patrick_Michel,_Hidenori_Genda,_Silvia_Giuliatti_Winter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12556 |
フォボスは、JAXAによるリターンサンプルミッション火星衛星探査のターゲットであり、衛星の物理的および組成的特性を軌道から、表面から、および地上の実験室で詳細に分析し、その形成についての手がかりを与えます。いくつかのモデルは、フォボスとダイモスが巨大な衝突の後に形成され、デブリ円盤が拡張したことを示唆しています。Hesselbrock&Milton(2017)は、フォボスがこの円盤内のいくつかの親天体の分裂と再付着のカスケードから形成され、それらはすべて低い物質的結合によって特徴付けられると仮定して、組み立て中にリサイクルプロセスが発生する可能性があることを示しました。これにより、フォボスの両親はロッシュ内部リングに破壊され、数回再結合します。現在の論文では、リサイクルモデルを詳細に調査し、円盤と衛星の相互作用の1Dモデルを使用して、円盤の特性に特に注意を払います。以前の研究と一致して、フォボスの親天体が重力集合体(瓦礫の山)である場合、リサイクルプロセスが発生することが確認されています。ただし、フォボスには今日、ロッシュのインテリアリングが付属している必要があります。さらに、リングの特徴は、火星の周りのリングの存在に厳しい制約を課している今日の火星環境の観察と調和するものではありません。リサイクルメカニズムは、古い月の人口のロシュ限界で発生した場合と発生しなかった場合があります。しかし、今日私たちが見ているフォボスは、そのようなリサイクルプロセスの結果ではありません.
IAU流星データセンターのシャワーデータベースの修正
| Title |
Modification_of_the_Shower_Database_of_the_IAU_Meteor_Data_Center |
| Authors |
M._Hajdukova,_R._Rudawska,_T._J._Jopek,_M._Koseki,_G._Kokhirova,_L._Neslusan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12607 |
MeteorDataCenter(MDC)のシャワーデータベース(SD)は15年間運用されており、流星天文学者のコミュニティ全体によって使用されています。ステータスに基づいて個々のリストに分類された流星群が含まれています。SDの開始以来、個々のリスト間でシャワーを移動するための客観的な規則は確立されていません。SDの内容は、そこに含まれる流星データの正確性についてまだチェックされていません。私たちの目的は、(1)確立されたステータスの流星群を指定するための基準を策定すること、(2)流星群を除去するためのルールを改善すること、(3)SDの内容を検証および強化すること、および(4)流星群を改善することです。MDCSDのユーザー領域。にわか雨を作業リストから確立または削除されたにわか雨のリストに移動するための基準は、登録されたにわか雨への影響の経験的評価を使用して生成されました。SDに含まれる各ストリームのパラメーターの正確性は、ソースの出版物に記載されている値と比較することによって確認されました。私たちは、確立されるシャワーを指名するための一連の基準を開発しました。作業リストから流星群を一時的および永久的に削除するためのルールを具体化しました。私たちが提案した新しい手順は両方とも、2022年7月にIAUの委員会F1の投票によって承認されました。MDCSDの$1350$以上のデータレコードを検証し、$\sim$1700の修正を導入しました。シャワーのキャラクタリゼーション用の新しいパラメータが含まれています。検証手続きの結果、117件のシャワーが削除されたシャワーのリストに移動されました。2022年10月現在、SDには923のシャワーが含まれており、そのうち110が確立されたシャワーのリストにあり、813がワーキングリストにあります。また、SDのユーザー領域を改善し、新しいシャワーとデータベース内のシャワーの類似性をすばやくチェックできるシンプルなツールを追加しました。
新しいアクティブな小惑星 2015 VA108: 市民科学の発見
| Title |
New_Active_Asteroid_2015_VA108:_A_Citizen_Science_Discovery |
| Authors |
Colin_Orion_Chandler,_William_J._Oldroyd,_Chadwick_A._Trujillo,_William_A._Burris,_Henry_H._Hsieh,_Jay_K._Kueny,_Michele_T._Mazzucato,_Milton_K._D._Bosch,_Tiffany_Shaw-Diaz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12722 |
私たちは、メインベルトの小惑星2015VA108から出現する、明確な彗星の尾の形をした活動の発見を発表します。活動は、CitizenScienceプロジェクトActiveAsteroids(NASAパートナー)のボランティアによって最初に確認されました。私たちは、同じ観測の実行から1つの追加の画像を発見しました。これは、2015VA108の尾が反太陽ベクトルと反運動ベクトルの間にあることを明確に示しています。公開されている両方のアーカイブ画像は、2015年10月11日にUT2015年10月11日に、ダークエネルギーカメラレガシー調査の一環として、セロトロロインターアメリカン天文台(チリ)のブランコ4m望遠鏡のダークエネルギーカメラ(DECam)で取得されました。活動は近日点近くで発生し、主要な小惑星帯にその居住地があることと相まって、2015VA108は主な小惑星帯の候補彗星であり、揮発性の昇華で知られる活動的な小惑星のサブセットです。
Erg Chech 002 親天体の熱履歴：小さな小惑星の初期降着と初期分化
| Title |
Thermal_history_of_the_Erg_Chech_002_parent_body:_Early_accretion_and_early_differentiation_of_a_small_asteroid |
| Authors |
Wladimir_Neumann,_Robert_Luther,_Mario_Trieloff,_Philip_M._Reger,_Audrey_Bouvier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12753 |
微惑星における降着と分化過程の歴史は、隕石のさまざまなグループによって提供されます。さまざまな母体層をサンプリングすると、金属ケイ酸塩の分離の状況と原始惑星の内部構造が明らかになります。グループ化されていないエイコンドライトErgChech002(EC002)が、原始火成地殻からの一連のサンプルに追加されました。ここでは、EC002の熱年代データを利用し、その母体の降着時間とサイズをこれらのデータに当てはめたモデルを提示します。使用されたU補正されたPb-Pb、Al-Mg、およびAr-Ar年代は、CAIの後に0.1Maで形成された、半径20～30kmの最適な微惑星を暗示しています。その内部は早期に融解し、0.5Maだけ分化し、一時的な下部マントルマグマオーシャンを伴うコアとマントルの形成を可能にし、隕石層の深さで25%未満の融解率を示しました。EC002は、未分化の地殻で覆われた部分的に分化した領域の深さ0.8kmで、この融解から形成されました。異なるサイズと速度のインパクターとの衝突をシミュレートすることにより、元の母体からのEC002の最小放出条件と衝突サイトの表面組成を分析しました。EC002の積層深度とは異なるマグマ海域は、EC002の発生に関与していなかったことを意味します。私たちのモデルは、Al-Mg年代の閉鎖温度を1060Kから1200Kと見積もっています。素早い母体冷却は、後期Ar-Ar年代を別の後期衝突による局所的な再加熱に帰します。
最初に発見された太陽系外の世界-短周期軌道上の巨大な「ホット・ジュピター」惑星-は、惑星形成の太陽系中心のモデルに驚きをもたらし、惑星系の進化に関する新しい理論の開発を促した。ホット・ジュピターの観測された近くの惑星の仲間がほとんど存在しないことは、高離心率の潮汐移動を支持する証拠として広く引用されてきた.近くにいる惑星の仲間のシステムを剥ぎ取ります。この作業では、4年間のケプラーデータセット全体にわたるトランジットタイミングの変動の検索から得られた新しい結果を提示し、少なくとも$12\pm6\%$の熱い木星が近くに惑星の伴星を持っていることを示しています。ホットジュピターのこのサブセットは、システムが近くの仲間を保持できるように、静止した動的履歴を持つことが期待されています。また、暖かい木星には近くの惑星仲間が遍在していることも示しています($\geq70\pm{16}\%$)。我々の結果を既存の観測上の制約と組み合わせて、コンパクトな多惑星系における円盤後の力学的彫刻による短周期巨大惑星の形成のための「偏心移動」フレームワークを提案することによって結論付けます。私たちのフレームワークは、ホットジュピターが、ディスクフェーズの最終的な軌道構成から、またはポストディスクの離心率励起から、十分に小さい近点に到達する軌道で、広範囲の離心率にまたがる巨大惑星の自然な最終段階を構成することを示唆していますフェーズ--効率的な潮汐循環をトリガーします。
詳細な深層学習ベースの形態を使用して、z=0 での SFR-質量関係を再検討する
| Title |
Revisiting_the_SFR-Mass_relation_at_z=0_with_detailed_deep_learning_based_morphologies |
| Authors |
Helena_Dom\'inguez_S\'anchez,_Mariangela_Bernardi_and_Marc_Huertas-Company |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12265 |
銀河の形態は、銀河の進化研究における重要なパラメーターです。現在および将来の調査で観察される膨大な数の銀河は、形態学的分類のための自動化された方法の需要があります。教師あり学習技術は、SloanDigitalSkySurvey(SDSS)、ApachePointObservatoryによる銀河のマッピング(MaNGA)、またはDarkEnergySurvey(DES)など、さまざまなデータセットからの銀河の形態学的分類にうまく使用されています。これらの手順により、人間ベースの分類カタログからの形態学的ラベルを使用してSDSSRGB画像でトレーニングされたディープラーニングモデルに基づいて、670,000個のSDSS銀河のサンプルの形態学的カタログをリリースします。リリースされたカタログには、バイナリ分類(初期型対後期型、楕円型対レンズ型、エッジオン銀河と棒状銀河の識別)に加えて、Tタイプが含まれています。分類には、k倍ベースの不確実性も含まれます。これは、今日現在、Tタイプの分類を含む最大のカタログです。この分類の科学的可能性の例として、星形成における銀河の位置-星の質量面(SFR-M$^{*}$)がどのように形態に依存するかを示します。SFR-M$^{*}$関係が、これほど大きな銀河サンプルのTタイプ情報と組み合わされたのはこれが初めてです。
近くにある 80 の銀河における星形成の法則と効率
| Title |
Star_Formation_Laws_and_Efficiencies_across_80_Nearby_Galaxies |
| Authors |
Jiayi_Sun,_Adam_K._Leroy,_Eve_C._Ostriker,_Sharon_Meidt,_Erik_Rosolowsky,_Eva_Schinnerer,_Christine_D._Wilson,_Dyas_Utomo,_Francesco_Belfiore,_Guillermo_A._Blanc,_Eric_Emsellem,_Christopher_Faesi,_Brent_Groves,_Annie_Hughes,_Eric_W._Koch,_Kathryn_Kreckel,_Daizhong_Liu,_Hsi-An_Pan,_Jerome_Pety,_Miguel_Querejeta,_Alessandro_Razza,_Toshiki_Saito,_Amy_Sardone,_Antonio_Usero,_Thomas_G._Williams,_Frank_Bigiel,_Alberto_D._Bolatto,_Melanie_Chevance,_Daniel_A._Dale,_Jindra_Gensior,_Simon_C._O._Glover,_Kathryn_Grasha,_Jonathan_D._Henshaw,_Maria_J._Jimenez-Donaire,_Ralf_S._Klessen,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Eric_J._Murphy,_Lukas_Neumann,_Yu-Hsuan_Teng,_and_David_A._Thilker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12267 |
局所的な星形成率(SFR)と星形成分子ガスの特性との間の経験的関係を、近くの80の銀河にわたって1.5kpcスケールで測定します。一般に「星形成法則」と呼ばれるこれらの関係は、分子ガスの表面密度、銀河軌道時間、分子雲の自由落下時間、および星間媒体の動的平衡圧力のさまざまな組み合わせから、局所的なSFR表面密度を予測することを目的としています。PHANGSサーベイ用に構築された多波長データベースを活用して、これらの量をすべての銀河にわたって一貫して測定し、SFRキャリブレーションの選択とCOからH$_2$への変換係数に起因する体系的な不確実性を定量化します。私たちが調べる星形成法則は、固有散乱の0.3-0.4dexを示し、その中で分子ケニカット-シュミット関係は、他の3つより$\sim$10%大きい散乱を示します。この関係の傾きは$\beta\approx0.9{-}1.2$の範囲であり、分子ガスの枯渇時間はサンプルで調べた環境全体でほぼ一定のままであることを意味します。他の関係式は傾きが浅く($\beta\approx0.6{-}1.0$)、軌道時間あたりの星形成効率(SFE)、自由落下時間あたりのSFE、および圧力からSFRへの表面が密度比(つまり、フィードバック収率)は、局所的な分子ガスとSFR表面密度によって体系的に変化する可能性があります。最後になりましたが、星形成法則の形状は、方法論の選択に大きく依存します。SFRキャリブレーションのさまざまな選択により、星形成法則の勾配に少なくとも10～15%の系統的不確実性が導入され、正規化に0.15～0.25dexが導入される可能性があります。勾配は25%、正規化は0.10～0.20dexです。
SDSS-IV MaNGA: 恒星質量とハロー質量が付随銀河の集合史に与える影響
| Title |
SDSS-IV_MaNGA:_The_effect_of_stellar_mass_and_halo_mass_on_the_assembly_histories_of_satellite_galaxies |
| Authors |
Grecco_A._Oyarzun,_Kevin_Bundy,_Kyle_B._Westfall,_Ivan_Lacerna,_Renbin_Yan,_J._R._Brownstein,_Niv_Drory,_and_Richard_R._Lane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12268 |
星の質量範囲10^{9}-10^{12}Msunにある3,000以上の受動銀河の前例のないMaNGAサンプルと、TinkerによるSloanDigitalSkySurveyグループカタログを組み合わせて、放射状プロファイルによって定量化された中心および衛星の形成方法を定量化します。星の年齢、[Fe/H]、および[Mg/Fe]は、銀河の星の質量(M*)とホストハローの質量(Mh)に依存します。M*とMhを制御した後、有効半径(r_e)を超える中心と衛星の積み重ねられたスペクトルは、1%レベルで複数のスペクトル機能に小さいながらも有意な違いを示します。コードalfを使用したスペクトルフィッティングによると、これらの違いの主な原因は[Mg/Fe]の変動であると考えられ、衛星の外側にある恒星の個体群が、中央の外側の個体群よりも急速に形成されたことを示唆しています。この信号の原因となる可能性のある物理的メカニズムを調べるために、衛星の恒星集団がMhにどのように依存するかを調べました。高Mhハローの衛星は、特にM*=10^{9.5}-10^の場合、低Mhハローの衛星と比較して、より古い星齢、より低い[Fe/H]、およびより高い[Mg/Fe]を示すことがわかります。{10.5}ムスン。これらの信号は、衛星銀河を消滅させる環境主導のプロセスをサポートしますが、中央銀河と衛星銀河の合併の歴史の変化も実行可能な説明として現れます。
深く掘り下げる：JWSTによって観測された非常にほこりの多い矮星の集団
| Title |
Delving_deep:_a_population_of_extremely_dusty_dwarfs_observed_by_JWST |
| Authors |
L._Bisigello,_G._Gandolfi,_A._Grazian,_G._Rodighiero,_L._Costantin,_A._R._Cooray,_A._Feltre,_C._Gruppioni,_N._P._Hathi,_B._W._Holwerda,_A._M._Koekemoer,_R._A._Lucas,_J._A._Newman,_P._G._P\'erez-Gonz\'alez,_L._Y._A._Yung,_A._de_la_Vega,_P._A._Haro,_M._B._Bagley,_M._Dickinson,_S._L._Finkelstein,_J._S._Kartaltepe,_C._Papovich,_N._Pirzkal,_and_S._Wilkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12270 |
宇宙進化早期放出科学調査(CEERS)の一部として利用可能なNIRCam測光観測を利用して、非常にほこりの多い星形成銀河を発見するために、非常に赤い源を特定および分析します。4.4$\mu$mでS/N>3、$\lambda\leq2\mu$mですべてのJWSTおよびHSTフィルターでS/N<2を持つオブジェクトとして赤い銀河を選択します。これは[F200W]に対応します。-[F444W]>CEERS深度を考慮して1.2。この選択は、星の質量が$10^6$から$10^{10}\、\rmM_{\odot}$でz<5、zでより大規模なダスト銀河を持つ、非常にダストの多い(Av>1mag)銀河を識別するのに理想的です。=5-18およびz>18の銀河は、ダストの消滅とは無関係に、ライマン吸収によるものです。F200Wドロップアウトのサンプルには、z>6.5に有力な候補が含まれていません。代わりに、ほぼ完全に(~82%)z<2の低質量銀河で構成されており、恒星質量の中央値は$10^{7.3}\rmM_{\です。odot}$.これらの銀河は、中央値Av=4.9magという例外的なダスト消滅を示しています。これは、星の質量が小さいことを考えるとまったく予想外のことです。z<6.5にある残りの銀河は、同様に大きな塵の消滅(Av>1)を示しますが、一般に、より重い$>10^{7.5}\rmM_{\odot}$です。
光学および中赤外アンサンブル構造関数による AGN トーラス サイズの制約
光学および中赤外(MIR)集合構造関数(SF)を使用して、ブロードライン活動銀河核(AGN)のダストトーラスのサイズを制約する新しい方法を提案します。トーラスの幾何学的希釈のため、光学的連続体の変動に対する中赤外応答は、トーラスの形状(サイズ、向き、開口角度など)に依存する光学的変動を抑制しています。より拡張されたトーラスは、光学SFに対してより急勾配のMIRSFを持ちます。シミュレートされたAGN光曲線と幾何学的トーラスモデルを使用して、このSFアプローチの実現可能性を示します。モデルの縮退とこれらのパラメーターに対するSFの鈍感さにより、SFを使用してトーラスの向きと開き角度を制約することは困難ですが、トーラスのサイズはこの方法を使用して適切に決定できます。この方法を、587個のSDSSクエーサーに対して測定されたアンサンブルSFに、光学的およびMIRの両方の光曲線を使用して適用すると、${\rmlog}\,R_{\rmeff}\,{(\rmpc)}=0.49_{-0.03}^{+0.04}\times{\rmlog}\,(L_{\rmbol}/10^{46}\,\rmerg\,s^{-1})-0.40_{-0.01}^{+0.01}$、これはAGNのダスト反響マッピング測定とよく一致しています。ダスト残響マッピング技術と比較して、SF法はデータ品質の要求がはるかに少なく、変動プロセスとトーラス構造が静止している限り、遅延測定が不可能な光学+MIR光曲線に適用できます。.このSFメソッドは、光曲線(つまり、伝達関数)に含まれるすべての情報を抽出して利用するわけではありませんが、光学SFと比較して、AGNMIRSFの観察された傾向を直感的に解釈できます。
eROSITA Final Equatorial-Depth Survey (eFEDS): Subaru Hyper
Suprime-Cam による X 線 AGN のホスト銀河人口統計
| Title |
The_eROSITA_Final_Equatorial-Depth_Survey_(eFEDS):_Host-galaxy_Demographics_of_X-ray_AGNs_with_Subaru_Hyper_Suprime-Cam |
| Authors |
Junyao_Li,_John_D._Silverman,_Andrea_Merloni,_Mara_Salvato,_Johannes_Buchner,_Andy_Goulding,_Teng_Liu,_Riccardo_Arcodia,_Johan_Comparat,_Xuheng_Ding,_Kohei_Ichikawa,_Masatoshi_Imanishi,_Toshihiro_Kawaguchi,_Lalitwadee_Kawinwanichakij,_Yoshiki_Toba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12438 |
星形成活動、円盤とバルジの性質、銀河の大きさ、eFEDSフィールドで$0.2<z<0.8$で選択された3796個のX線AGNの掩蔽などの物理的特性を調査します。SRG/eROSITAで検出されたAGNの$grizy$バンドのSubaruHyperSuprime-Camイメージングデータを使用して、2DAGNホスト画像分解を実行することにより、AGNホスト銀河の構造パラメーターを測定します。次に、スペクトルエネルギー分布フィッティングを実行して、AGNホストの星の質量と静止フレームの色を導き出します。(1)AGNは、${\rmlog}\,L_{\rmX}\sim42.5\\rmerg\,s^{-1}$までの総光量に大きく寄与することがわかり、したがって、AGNコンポーネントは、構造測定に大きな偏りを与える可能性があります。(2)AGNホストは主に${\rmlog}\,\mathcal{M}_\star\lesssim11.3\M_\odot$にある星形成銀河です。(3)AGNの大部分(64%)は重要な恒星円盤を持つ銀河に存在し、ホスト銀河は${\rmlog}\,\mathcal{M}_\star\gtrsim11.0\でますますバルジが支配的になり、静止状態になります。M_\odot$;(4)AGNホストのサイズと星の質量の関係は、活動のない星形成銀河と静止銀河の関係との間にある傾向があり、中央の星の密度を構築する物理的メカニズムが、ブラックホールの成長にも効率的に燃料を供給していることを示唆しています。(5)X線で遮られていないAGNのホストは、正面向きのシステムに偏っており、平均$E(B-V)/N_{\rmH}$は銀河の塵とガスの比率に似ています。核の不明瞭さは、銀河規模のガスと塵に由来する可能性があり、これは、最も大規模なAGNのホスト銀河としての星形成円盤の不足の一部(最大30%)を説明する可能性があります。これらの結果は、ローカルスケーリング関係を確立するために必要なように、ブラックホールと銀河が構造と星形成活動を変換しながら大量に成長するというシナリオと一致しています。
クエーサーペアを含む銀河周媒質の研究
| Title |
The_Study_of_Circumgalactic_Medium_with_Quasar_Pairs |
| Authors |
Zhi-Fu_Chen,_Huan-Chang_Qin,_Jin-Ting_Cai,_Yu-Tao_Zhou,_Zhe-Geng_Chen,_Ting-Ting_Pang,_Zhi-Wen_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12492 |
SDSSDR16Qの大規模なクエーサーカタログから、投影距離$d_p<500$kpcを持つ10025の前景-背景クエーサーペアを収集しました。LOS(前景クエーサーの視線)と横(TRA、LOSに垂直)吸収の両方を含む、前景クエーサーの周りの$W_r>0.15$\AA\のMgII吸収線の特性を調べます。等価幅(相関係数$\rho=-0.915$および無相関の確率$P<10^{-4}$)と発生率($\rho=-0.964$および$P<10^{-6}$)のTRA\Mgii\吸収線は、投影距離と明らかに反相関しています。TRA\Mgii\吸収線の入射率は、投影距離$d_p<200$kpcでのLOS\Mgii\吸収線の入射率よりも明らかに($>4\sigma$)大きく、TRAとLOS\Mgii\はどちらもスケール$d_p>200$kpcで同様の($<3\sigma$)発生率。クエーサーからの異方性放射は、クエーサー周辺の異方性吸収の最も可能性のある解釈です。これは、クエーサー放射がスケール$d_p>200$kpcでクエーサーのガスハローに明らかに影響を与えていないことを示している可能性もあります。
AGN の紫外輝線からのモデルベースの炭素および酸素存在量導出の評価
| Title |
Assessing_model-based_carbon_and_oxygen_abundance_derivation_from_ultraviolet_emission_lines_in_AGNs |
| Authors |
Enrique_P\'erez-Montero,_Ricardo_Amor\'in,_Borja_P\'erez-D\'iaz,_Jos\'e_M._V\'ilchez,_Rub\'en_Garc\'ia-Benito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12560 |
コードHII-CHI-Mistry-UV(P\'erez-Montero&Amor\'in2017)の適応バージョンを提示し、紫外線の輝線から化学的存在量を導き出し、活動銀河核(AGN)。さまざまな紫外線輝線比を評価し、ダスト粒子の存在、入射スペクトルエネルギー分布の形状、中心線源の周囲のガスエンベロープの厚さなど、モデルに関するさまざまな仮定が最終的な推定値にどのように影響するかを評価します。使用される一連の輝線の関数。同じ輝線を使用して存在量を導出するための他の公開されたレシピと結果を比較し、CIII]$\lambda$1909\r{A}およびOIII]$\lambda$1665\を使用して炭素対酸素存在量比を導出することを示します。r{A}輝線は、星形成領域の場合と同様に、モデルの仮定からほとんど独立したAGNの金属含有量の強力な指標です。さらに、O/HとC/Oの間の任意の関係を仮定するのではなく、C/Oを事前に決定することで、カーボンUVラインを使用して総酸素存在量をより正確に決定できることを示します。-無視できる差異。
FR0電波銀河のジェット
ローカルのラジオラウドAGN人口は、FR0と呼ばれるコンパクトなソースによって支配されています。これらのソースは、ホストの種類、超大質量ブラックホール(SMBH)の質量、マルチバンドの核特性など、FRI電波銀河と同様の特徴を示しています。ただし、無線帯域では、FR0とFRIは同じ核特性を共有していますが、FRIで支配的なキロパーセクスケールの拡散成分はFR0にはありません。このプロジェクトでは、FRIソースの構造と比較して、FR0のパーセクスケールの構造を研究したいと考えています。この目的のために、1.5GHzと5GHzのVLBAおよび/または1.7GHzのEVNを使用して18個のFR0銀河を観測し、ジェットとコアの構造を研究するために核放出のミリアーク秒解像度で詳細な画像を生成しました。1つを除いてすべてのソースが検出されました。これらの高解像度画像でも、4つのソースが未解決です。ジェットは他のすべてのソースで検出されました。FR0のジェット対カウンタージェット比の分布を導き出し、それがFRIの分布とは大きく異なることを発見しました。これは、異なるジェットバルク速度速度を示唆しています。現在のデータをVLBI観測によるFR0の公表されたデータと組み合わせると、FR0銀河の電波構造は、FR0源のパーセクスケールのジェットが0.5c以下のオーダーのバルク速度で穏やかに相対論的であるという強力な証拠を示していることがわかります。低速シースに囲まれた薄い内部相対論的スパインを持つジェット構造は、SMBHおよびジェット発射領域の特性と一致する可能性があります。
核星団をホストする近くの初期型銀河の中心光分布の研究
| Title |
Study_of_central_light_distribution_in_nearby_early-type_galaxies_hosting_nuclear_star_clusters |
| Authors |
K._Sruthi_and_C._D._Ravikumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12687 |
近赤外線(3.6$\mu$m)から決定された最近発見されたパラメーター中心強度比(CIR$_I$)を使用して、核星団をホストする63の近傍($<$44Mpc)の初期型銀河の分析を提示します。\emph{Spitzer}宇宙望遠鏡の赤外線カメラによる観測。CIR$_I$をホスト銀河の年齢と$B-K$カラーを含むフィルターと組み合わせると、核星団をホストする銀河の2つの異なるクラスを識別するのに役立ちます。これは、ガウス混合モデルを使用して個別に検証されています。CIRは、サンプル内の微光、低質量、および青色の銀河で正の傾向を示しますが、明るい、高質量、および赤色の銀河では、大きな散乱がありますが、逆の傾向が当てはまります。ホスト銀河の中心速度分散、絶対Bバンド等級、動的質量、および恒星質量によるCIR$_I$の変動は、核星団の質量がホスト銀河の質量とともに増加することを示唆しています。サンプル中の銀河。一方、明るい大質量の古い赤い銀河では、核星団の進化は複雑に見え、明らかな傾向は見られません。この分析では、より赤い銀河($B-K>3.76$)ほど進化する可能性が高いことも明らかになりました。サンプル内のより青い銀河($B-K<3.76$)の場合、状況はまったく逆です。
NGC628のJWST「ファントム」画像に見られるキロパーセクサイズのスーパーバブルの原因となる恒星集団
| Title |
The_stellar_population_responsible_for_a_kiloparsec_size_superbubble_seen_in_the_JWST_"phantom"_images_of_NGC628 |
| Authors |
Y._D._Mayya_(1),_J._A._Alzate_(1),_L._Lomel\'i-N\'u\~nez_(2,3),_J._Zaragoza-Cardiel_(1,4),_V._M._A._G\'omez-Gonz\'alez_(5),_S._Silich_(1),_D._Fern\'andez-Arenas_(2,6),_O._Vega_(1),_P.A._Ovando_(1),_L._H._Rodr\'iguez_(1),_D._Rosa-Gonz\'alez_(1),_A._Luna_(1),_M._Zamora-Avil\'es_(1,4),_F._Rosales-Ortega_(1)_((1)_INAOE,_Puebla,_Mexico,_(2)_IRyA-UNAM,_Morelia,_Mexico,_(3)_UFRJ,_Rio_de_Janeiro,_Brazil,_(4)_CONACyT,_Mexico,_IPAUP,_(5)_Potsdam,_Germany,_(6)_CFHT,_Hawaii,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12704 |
ここでは、後期型渦巻銀河NGC628内のキロパーセクサイズのスーパーバブルのマルチバンド特性を調べます。スーパーバブルは、多環芳香族炭化水素(PAH)の放出を追跡するJWST/MIRIフィルターを使用して、初期リリースの画像に見られる多くの穴の中で最大のものです。スーパーバブルは、銀河の中心から南東方向に約3kpc離れた腕間領域にあります。スーパーバブルを取り囲むシェルは、HI、CO、およびHalphaで12km/sの膨張速度で検出され、ほとんどが分子の形であるガス中に2x10^7Msunもの質量を含んでいます。HST/ACS画像の周囲の円盤と比較して、泡の内側に青色の明るい星が明らかに過剰に見られます。これらの余分な青色の明るい星は、ベイジアン手法を使用した色等級図の分析から決定されるように、さまざまな星形成エピソードで過去50Myrにわたって形成された10^5Msun質量の星集団の一部です。これらの集団の大質量星によって注入された機械力は、シェルガスの膨張に必要なエネルギーを提供するのに十分です.キロパーセックスケール以上の殻構造が維持されている理由は、激しいエネルギー注入ではなく、ゆっくりとした着実なエネルギー注入によるものと思われます。JWST21ミクロン(F2100Wフィルター)とHalpha画像から推測されるように、膨張するシェルは現在、トリガーされた星形成の場所です。
TNG50における降着、銀河の小型化、ボックス/ピーナッツバルジの形成の間の相互作用
| Title |
The_interplay_between_accretion,_galaxy_downsizing_and_the_formation_of_box/peanut_bulges_in_TNG50 |
| Authors |
Stuart_Robert_Anderson,_Steven_Gough-Kelly,_Victor_P._Debattista,_Min_Du,_Peter_Erwin,_Virginia_Cuomo,_Joseph_Caruana,_Lars_Hernquist_and_Mark_Vogelsberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12788 |
TNG50宇宙論的シミュレーションから、$z=0$で恒星質量$\logMstar>10$を持つ191個のよく解像された棒状銀河のサンプルを作成しました。このサンプルでボックス/ピーナッツバルジ(BP)を検索すると、55\%のケースで見つかります。$\Mstar$の関数として棒銀河のBP確率$\fbp$を計算すると、近くの銀河の観測で見られるように、これがプラトーに達することがわかります。$\fbp$がプラトー値の半分に達する遷移質量は$\logMstar=10.14$であり、測定誤差内の観測値と一致しています。この$\fbp$の遷移は、銀河の小型化の結果である低$\Mstar$でのバーの若さに起因する可能性があることを示しています。若いバーは、一般的に短くて弱いため、まだBPを形成する時間がありません。高質量では、プラトーが見つかりますが、値は$\sim60\%$ですが、観測値は$100\%$で飽和します。この違いは、TNG50の過剰な加熱、合併活動および数値分解効果によるものと考えられます。TNG50のBPは、より静止した合体の歴史を持つ銀河で発生する傾向があります。その結果、バーがTNG50でBPをホストするかどうかの主な要因は、銀河の質量ではなく、バーの長さと強度です。BPサンプルを目に見えて座屈したものとそうでないものに分けると、過度の加熱とTNG50の垂直解像度の制限にもかかわらず、BP銀河の完全に半分が座屈の明確な兆候を示していることがわかります。
JADES: $z=7.3$ の電離泡内のかすかな銀河からの非常に高い相当幅のライマン アルファ放射の発見
| Title |
JADES:_Discovery_of_extremely_high_equivalent_width_Lyman-alpha_emission_from_a_faint_galaxy_within_an_ionized_bubble_at_$z=7.3$ |
| Authors |
Aayush_Saxena,_Brant_E._Robertson,_Andrew_J._Bunker,_Ryan_Endsley,_Alex_J._Cameron,_Stephane_Charlot,_Charlotte_Simmonds,_Sandro_Tacchella,_Joris_Witstok,_Chris_Willott,_Stefano_Carniani,_Emma_Curtis-Lake,_Pierre_Ferruit,_Peter_Jakobsen,_Santiago_Arribas,_Jacopo_Chevallard,_Mirko_Curti,_Francesco_D'Eugenio,_Anna_De_Graaff,_Gareth_C._Jones,_Tobias_J._Looser,_Michael_V._Maseda,_Tim_Rawle,_Hans-Walter_Rix,_Bruno_Rodr\'{iguez_Del_Pino,_Renske_Smit,_Hannah_\"Ubler,_Daniel_J._Eisenstein,_Kevin_Hainline,_Ryan_Hausen,_Benjamin_D._Johnson,_Marcia_Rieke,_Christina_C._Williams,_Christopher_N._A._Willmer,_William_M._Baker,_Rachana_Bhatawdekar,_Rebecca_Bowler,_Kristan_Boyett,_Zuyi_Chen,_Eiichi_Egami,_Zhiyuan_Ji,_Erica_Nelson,_Michele_Perna,_Lester_Sandles,_Jan_Scholtz,_Irene_Shivaei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12805 |
我々は、$z=7.278$、JADES-GS+53.16746-27.7720(JADES-GS-z7-LAと略す)でEW$_0$(Ly$\alpha$)$\approx400\pm90$AとUVマグニチュード$-16.7$。分光赤方偏移は、JWST/NIRSpecMicro-ShutterAssembly(MSA)スペクトルの静止フレーム光学線[OII]、H$\beta$および[OIII]によって確認されます。Ly$\alpha$ラインは、低解像度($R\sim100$)PRISMと中解像度($R\sim1000$)G140Mグレーティングスペクトルの両方で検出されます。グレーティングのLy$\alpha$FWHMは$\approx360$kms$^{-1}$であり、線は全身赤方偏移の$120$kms$^{-1}$以内でピークに達し、ニュートラルがほとんどないことを示しています銀河内のガスやちり。Ly$\alpha$エスケープ率は$\sim100\%$と推定されます。JADES-GS-z7-LAの[OIII]/[OII]比率(O32)は$8.8\pm1.1$および([OIII]+[OII])/H$\beta$比率(R23)です。$9.6\pm2.2$であり、金属量が低く、イオン化パラメーターが高いことと一致しています。DeepNIRCamイメージングは、[OIII]+Hと一致するF410MNIRCam画像の測光過剰で、JADES-GS-z7-LAと同様の測光を示す、密接なコンパニオンソース($0.23''$で区切られている)も明らかにしました。同じ赤方偏移での$\beta$放出。JADES-GS-z7-LAのスペクトルエネルギー分布は、星の質量が$10^{7.15}$M$_\odot$と低く、「バースト」した星形成の歴史を示しています。JADES-GS-z7-LAで見られる高いEWLy$\alpha$放出の唯一の説明は、それが半径$\gtrsim3$pMpcのイオン化された気泡に存在する場合です。JADES-GS-z7-LAのかすかな性質のため、十分な大きさの気泡を単独でイオン化することはできないことを示しています。したがって、JADES-GS-z7-LA(およびおそらくコンパニオンソース)はより大きな過密度の一部である可能性があり、$z>7$でイオン化バブルが重なっている直接的な証拠を示しており、再イオン化のプロセスを研究することができます。小規模から大規模まで。
EDGE: 最も暗い銀河のダークマター ハローの形状
| Title |
EDGE:_The_shape_of_dark_matter_haloes_in_the_faintest_galaxies |
| Authors |
Matthew_D._A._Orkney,_Ethan_Taylor,_Justin_I._Read,_Martin_P._Rey,_Andrew_Pontzen,_Oscar_Agertz,_Stacy_Y._Kim,_Maxime_Delorme |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12818 |
純粋に衝突のない暗黒物質のみ(DMO)の構造形成シミュレーションでは、暗黒物質(DM)ハローは通常、その中心が広がり、周辺に向かって回転楕円体であることが予測されます。ガス冷却を追加すると、中央のDM形状がより丸みを帯びた扁平型に変わります。しかし、このような形状変化が、バリオンの割合が極端に低い「超微光」矮星で起こるかどうかは明らかではありません。$f_{\rmgas}(r<R_{\rmhalf})<0.06$のガス質量分率を持つ超微光矮小銀河の形状と速度の異方性に関する最初の研究を提示します。これらの矮星は、高解像度シミュレーション(それぞれ3pcと$120$M$_\odot$の空間解像度と質量解像度)を使用して、GalaxyFormation'sEdge(EDGE)プロジェクトのEngineeringDwarfsから描画されます。光半径の半分($\sim100$pc)。ガスの少ない超微光($M_{\rm200c}\leqslant1.5\times10^9$M$_\odot$;$f_{\rmgas}<10^{-5}$)がガス、星の形成、およびフィードバックが含まれている場合でも、原始的なプロレートDMハロー形状。これは、DMモデルの新しい堅牢なテストを提供する可能性があります。対照的に、ガスに富む超微光($M_{\rm200c}>3\times10^9$M$_\odot$;$f_{\rmgas}>10^{-4}$)はより丸くなり、$\sim10$半分の光半径内でより偏平になります。最後に、シミュレートされたドワーフのほとんどが、$R\gtrsim3R_{\rmhalf}$で$\tilde{\beta}>0.5$に上昇する有意な動径方向速度異方性を持っていることがわかりました。1つの例外は、平面的な大規模な合体により、回転するガス/恒星円盤を形成する矮星です。このような強い異方性は、ガスの少ない超微弱物質の質量モデルを構築する際に考慮に入れる必要があります。
相対論的磁気リコネクションにおけるべき法則スペクトルの起源
| Title |
The_origin_of_power-law_spectra_in_relativistic_magnetic_reconnection |
| Authors |
Hao_Zhang,_Lorenzo_Sironi,_Dimitrios_Giannios,_Maria_Petropoulou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12269 |
磁気リコネクションは、高エネルギー粒子の発生源としてしばしば引き合いに出され、相対論的天体物理システムでは、高速で明るいフレアを発生させる主要な候補と見なされています。相対論的再接続におけるべき乗則エネルギースペクトルの生成を支配する物理学を解明する、大規模な3次元粒子内粒子シミュレーションでサポートおよびベンチマークされた新しい分析モデルを提示します。ローレンツ係数$\gamma\gtrsim3\sigma$(ここで、$\sigma$は磁化)を持つ粒子は、リコネクション層の両側の間を蛇行しながら、流入領域でほとんどのエネルギーを獲得します。それらの加速時間は$t_{\rmacc}\sim\gamma\,\eta_{\rmrec}^{-1}\omega_{\rmc}^{-1}\simeq20\,\gamma\,\omega_{\rmc}^{-1}$、ここで$\eta_{\rmrec}\simeq0.06$は光速単位の流入速度、$\omega_{\rmc}=eB_0/mc$は上流磁場のジャイロ周波数です。それらは$t_{\rmesc}$後に再接続されたプラズマの流出フラックスロープの1つに捕捉されると、アクティブな通電領域を離れます。シミュレーションで$t_{\rmesc}$を直接測定し、$\sigma\gtrsim{\rmfew}$に対して$t_{\rmesc}\simt_{\rmacc}$を見つけます。これにより、アクティブな加速を受ける粒子の普遍的な(つまり、$\sigma$に依存しない)べき乗スペクトル$dN_{\rmfree}/d\gamma\propto\gamma^{-1}$が得られ、$dN/d\gamma\propto\gamma^{-2}$粒子集団全体。私たちの結果は、天体物理学の非熱源におけるべき法則粒子と光子スペクトルの遍在する存在に光を当てるのに役立ちます。
超コンパクト連星系における強磁性降着
| Title |
Strongly_magnetized_accretion_in_ultracompact_binary_systems |
| Authors |
Thomas_J._Maccarone,_Thomas_Kupfer,_Edgar_Najera_Casarrubias_(Texas_Tech),_Liliana_Rivera_Sandoval_(University_of_Texas_Rio_Grande_Valley),_Aarran_Shaw_(University_of_Nevada_Reno),_Chris_Britt_(Space_Telescope_Science_Institute),_Jan_van_Roestel_(Amsterdam),_Dave_Zurek_(American_Museum_of_Natural_History) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12318 |
AMCVnシステムは、公転周期が70分未満の連星系であり、伴星から白色矮星が物質を降着します。伴星は、剥ぎ取られたヘリウム燃焼星か、降着星よりも質量の小さい白色矮星である必要があります。ここでは、より軽い白色矮星またはヘリウム星から強く磁化されたより重い白色矮星への質量移動があるこれらのシステムのうちの2つの発見を紹介します。これらは、超コンパクト連星における磁化降着の最初の明確な例です。これらのシステムは、わずかに広く離れており、まだ質量移動を開始していない同様のシステムとともに、宇宙ベースの重力波観測所によって検出される重力波の主要な発生源になると予想されます。強力な磁場の存在は、連星の進化と重力波自体の特定の波形の両方に大きな影響を与える可能性があり、これらの磁気効果を理解することは、レーザー干渉計宇宙アンテナから何を期待できるかを理解するために不可欠です。
エンベロープを持つ Ia 型超新星の初期フラッシュとスペクトル形成: 超高輝度 SNe Ia への応用
| Title |
Initial_Flash_and_Spectral_Formation_of_Type_Ia_Supernovae_with_An_Envelope:_Applications_to_Over-luminous_SNe_Ia |
| Authors |
Keiichi_Maeda,_Ji-an_Jiang,_Mamoru_Doi,_Miho_Kawabata,_Toshikazu_Shigeyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12387 |
超高輝度Ia型超新星(SNeIa)は独特の観測的特徴を示しており、古典的なチャンドラセカール制限質量を超える超大質量白色矮星(WD)の爆発が示唆されています。カーブの進化。しかし、それらの観測機能は多様で、起源が明らかにされていない非常に特異な機能がいくつかあります。強く持続するCII線、後期加速光度低下と赤色スペクトル、およびこれまでのところ少なくとも3つの過光SNeIaについて明確に識別されたサブデイタイムスケールの初期閃光。現在の作業では、流体力学的および放射線伝達シミュレーションと分析的考察を通じて、これらの特性に対する統一されたソリューションを提供するシナリオを提案します。爆発するWDに取り付けられたC+Oリッチエンベロープ（〜0.01-0.1Msun）。ショックを受けたエンベロープ内に強いCIIラインが作成されます。ダスト形成は後期段階で可能であり、その後十分な光学的深さを提供します。ここで考慮されるエンベロープ質量の範囲は、時間スケール~0.5～3日の初期フラッシュを予測します。したがって、このシナリオでは、さまざまな量のエンベロープによって主要な多様な観測特性のいくつかを説明できますが、追加の要因も必要です。エンベロープはディスクのような構造で分布しており、WDの質量などの噴出物の特性も重要な役割を果たすと主張しています。仮定された超チャンドラセカール質量WDシナリオのコンテキスト内で、スピンアップ降着フェーズとそれに続くスピンダウン質量放出フェーズを含む前駆WD進化を推測的に提案します。
SN 2020faa のピークに動力を与える隠された衝撃
| Title |
A_hidden_shock_powering_the_peak_of_SN_2020faa |
| Authors |
I._Salmaso,_E._Cappellaro,_L._Tartaglia,_S._Benetti,_M._T._Botticella,_N._Elias-Rosa,_A._Pastorello,_F._Patat,_A._Reguitti,_L._Tomasella,_G._Valerin,_S._Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12527 |
ほとんどの大質量星の運命と結果として生じる超新星(SN)爆発との関連性は、光度曲線の駆動機構が曖昧であるため、いまだに議論されています。それらがSNeとして爆発するとき、光度曲線の光度は通常、中央のエンジン(放射性崩壊、マグネタースピンダウン、またはフォールバック降着)によって維持されます。ただし、大質量星は進化の過程で大量の物質を放出するため、以前に放出された星周媒質(CSM)との相互作用が大きく寄与している可能性があります。爆発時の前駆体構成を再構築するには、関連するトランジェントの長期的な測光および分光学的進化の詳細な分析が必要です。この論文では、SN2020faaのフォローアップキャンペーンの結果を提示します。SN2020faaは、高い光度と独特の遅い光度曲線のために、大規模な前駆体を持つ候補です。分光測光データセットを提示し、観察された異常な特性を説明するためにさまざまなオプションを調査します。超新星の放射光度と、その温度、半径、および膨張速度の進化を計算します。また、観測された光度曲線を多成分モデルに適合させて、前駆体と爆発メカニズムに関する情報を推測します。エネルギーEp=1.5(+0.5,-0.2)x10^50ergのマグネターとスピンダウン時間t(spin)=15+/-1d、シェル質量M(shell)=2.4(+0.5,-0.4)Msunと運動エネルギーEkin(shell)=0.9(+0.5,-0.3)x10^51erg、M(core)=21.5(+1.4,-0.7)のコアMsunとEkin(コア)=3.9(+0.1,-0.4)x10^51erg.さらに、2番目のピークの光度に電力を供給する追加のソースが必要です。CSMディスクまたは遅延チョークジェットとの隠れた相互作用が、必要なエネルギーを供給する実行可能なメカニズムであることを発見しました。
活動銀河核(AGN)は、電磁スペクトル全体にわたって放出する注目すべき天文学的な源であり、異なるバンドが、異なるサブ構造とそれらに関連する物理学に関する独自のウィンドウを提供します。AGNには、固有の違いに部分的にのみ関連する多数のタイプがあります。ここでは、最も重要なAGNクラス、つまり、噴射されたものと噴射されていないもの、放射効率の高いものと非効率的なもの、正面向きと正面向き、最も重要な選択効果とバイアスと一緒にさまざまなバンドによって選択されたソースタイプ、およびその根底にあるものを強調します。ガンマ線バンドを強調する放出プロセス。最後に、AGN研究におけるいくつかの未解決の問題と、それらに取り組むための新しいデータを提供する主要な新しい天文施設について見ていきます。
X線連星における風の別の見方：降着円盤コロナ源2S 0921-630
降着円盤コロナ(ADC)源は、非常に高い傾斜の中性子星またはブラックホール連星であり、外側の降着流が中心のX線源の直接の視界を完全に遮っています。代わりに、観測された弱いX線は、線源を取り囲む高度にイオン化されたガス(ADC)からの散乱、線および再結合放出によって生成されます。この散乱物質の起源はまだ議論中です。ADCソース2S0921-630(V395Car)を使用して、外側のディスクを照らす中央のX線ソースによって生成される熱放射風と一致するかどうかをテストします。この風は、傾斜がそれほど大きくないシステムの青方偏移した吸収線ではっきりと見えます。ここでは、ソースがこの物質を通して直接見られます。現象論的光イオン化プラズマモデルを使用して、XMM-NewtonおよびChandraデータで2S0921で観測された輝線を作成するパラメーターを最初に特徴付けます。次に、モンテカルロス放射伝達シミュレーションを実行して、前の作業から得られた密度と速度構造を使用して、風で散乱/再処理された放出を取得します。私たちのモデルは、L>0.2LEddの固有光源光度について、チャンドラの高エネルギーおよび中エネルギーグレーティングスペクトルのすべての風輝線と一致します。この結果は、ADCの起源として熱放射風を強く支持します。また、マイクロカロリメーターを介した高解像度スペクトルが、青方偏移した吸収線を検出することにより、決定的なテストをどのように提供できるかを示します。
アイルランドの LOFAR ステーションによる 150 MHz での回転無線トランジェントのセンサス
| Title |
A_Census_of_Rotating_Radio_Transients_at_150_MHz_with_the_Irish_LOFAR_Station |
| Authors |
D._J._McKenna,_E._F._Keane,_P._T._Gallagher_and_J._McCauley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12661 |
回転電波トランジェント(RRAT)は、検出可能な電波バーストを散発的に放出する中性子星です。それらは、多くの観測可能な特性において中性子星集団の異常値ですが、その性質上、詳細に研究することは実際には困難です。この論文では、150MHzでアイルランド低周波アレイ(LOFAR)ステーションを使用したRRAT候補の1408時間の観測結果を提示します。2022年10月の時点で、この国勢調査には113の情報源の観察が含まれ、29の検出につながり、その後体系的に追跡されました。25のソースから単一パルス放射が検出され、14のソースから周期的な放射が検出されました。18のソースが、LOFAR機器を使用した以前の研究では議論されていない放出挙動を持っていることがわかりました。1.507～3.921秒の範囲の4つの新規または修正されたソース周期が決定され、検出されたバーストを使用して8つの新しいまたは更新された位相コヒーレントパルサータイミング天体暦が生成されました。この研究の一環として、明らかに銀河系の分散を測る予期せぬ単一パルスが1つ検出されましたが、その後の観測では再検出されていません。観測されたソースの数を拡大し、検出されたソースの天体暦をさらに特徴付けて改善するための観測が進行中です。この国勢調査は、国際的なLOFARステーションが、これらの固有の発生源のかなりの部分を検出、監視、および特徴付ける能力を実証しました。
超新星残骸 G51.26+0.11 への GeV ガンマ線放出とその分子環境の研究
| Title |
A_Study_of_GeV_Gamma-ray_Emission_toward_Supernova_Remnant_G51.26+0.11_and_Its_Molecular_Environment |
| Authors |
Wen-Juan_Zhong,_Xiao_Zhang,_Yang_Chen,_Qian-Qian_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12679 |
超新星残骸(SNR)G51.26+0.11の領域におけるFermi-LATGeV$\gamma$線放出を再解析し、COラインデータを使用してその星間分子環境を調べます。13.2年間のFermi-LATデータに基づくGeVエネルギーでは、この領域で観測された拡張$\gamma$線放出は、19.5$\sigma$の有意性を持つ一様円盤源('SrcA')に分解されます。0.2$-$500GeVで4.2$\sigma$の重要性を持つ点源(4FGLJ1924.3+1628)。$\sim$0.17$^{\deg}$の角度半径で、「SrcA」はSNRG51.26+0.11と視線方向で大きく重なります。一方、SNRと$\sim$+54kms$^{-1}$分子雲(MC)の間の形態学的な一致は、非対称またはブロードな$^{12}$COラインプロファイルと共に、SNR境界は、非常に可能性の高いSNR-MC相互作用の証拠を提供します。SNR-MC相互作用とHI吸収機能は、SNRG51.26+0.11が6.2$\pm$0.5kpcの運動学的距離にあることを示しています。多波長解析の結果と組み合わせると、SNRの$\gamma$線放射('SrcA')は、インデックス$\sim$のソフトべき乗則陽子スペクトルを持つハドロンモデルによって自然に説明できます。2.25。
相対論的磁気リコネクションにおける非熱粒子加速のモデル
| Title |
A_Model_for_Nonthermal_Particle_Acceleration_in_Relativistic_Magnetic_Reconnection |
| Authors |
Xiaocan_Li,_Fan_Guo,_Yi-Hsin_Liu,_Hui_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12737 |
過去10年間で、第一原理動力学シミュレーションの一般的な結果として、べき乗則エネルギー分布の明確な特徴とともに、磁気支配系における磁気リコネクションにおける非熱粒子加速の顕著な発展が見られました。ここでは、リコネクションにおける非熱粒子加速を体系的に調査するための半解析モデルを提案します。粒子のエネルギー分布が、粒子の注入、加速、および脱出プロセスによって適切に決定されることを示します。一連の運動シミュレーションを使用して、エネルギーと時間に依存するモデル係数を正確に評価します。得られたスペクトル特性(スペクトルインデックス、べき乗分布の下限と上限など)は、シミュレーション結果とよく一致します。最後に、このモデルを適用して、べき乗指数を予測し、天体物理リコネクションシステムのエネルギーを破壊します。
特に低いバックグラウンドの液体ヘリウム TPC を使用して、ER および/または NR のような暗黒物質シグナルを検索する
| Title |
Searching_for_ER_and/or_NR-like_dark_matter_signals_with_the_especially_low_background_liquid_helium_TPCs |
| Authors |
Junhui_Liao,_Yuanning_Gao,_Zhuo_Liang,_Zebang_Ouyang,_Zhaohua_Peng,_Xiuliang_Zhao,_Lei_Zhang,_Lifeng_Zhang,_Jian_Zheng,_Jiangfeng_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12406 |
何十年もの間、暗黒物質(DM)の直接検出コミュニティでは、説得力のある信号が存在しないことが「新しい標準」になりました。他の可能性の中でも、「ニューノーマル」は、従来のNR(核反動)イベントに加えて、ER(電子反動)もまた、歴史的に背景として考えられてきたDM相互作用から生じる可能性があることを示している可能性があります。さらに、ERとNRのようなDM信号が検出器の同じデータセットに共存する可能性があると主張します。したがって、合計すると、DM候補信号を検索できる3つのシナリオがあります。(i)NR超過のみ、(ii)ER超過のみ、(iii)ERとNR超過の両方。3つのシナリオで考えられるDM信号を効果的に識別するには、DM検出器は、(a)最小のERおよびNRバックグラウンドを持ち、(b)ERイベントとNRイベントを区別できる必要があります。したがって、低質量($\sim$100sMeV/c$^2$-10GeV/c$^2$)DM.おそらく、LHeTPC技術は最小限の固有のバックグラウンドと強力なER/NR識別を備えているため、DMによって誘発された過剰が存在する場合、それを特定することができます。
CubeSat からの M 型矮星の UV と光学フレアの観測と、太陽系外惑星の居住可能性への影響
| Title |
Observing_M_Dwarfs_UV_and_optical_flares_from_a_CubeSat_and_their_implications_for_exoplanets_habitability |
| Authors |
Julien_Poyatos,_Octavi_Fors,_Jos\'e_Maria_G\'omez_Cama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12566 |
M型矮星は、ハビタブルゾーン内のいくつかの例では、すべてのスペクトルタイプの中で最も高い岩石惑星の出現を示しています.それらの一部は非常に活発な星であるため、頻繁に強力なフレアが発生することが多く、系外惑星の居住可能性に関して諸刃の剣となる可能性があります。一方では、フレアイベント中のフラックスの増加は、プレバイオティックケミストリーの基礎を構築するために必要な化学反応を引き起こす可能性があります。一方、十分に強いフレアは、太陽系外惑星の大気を侵食し、UV保護を低下させる可能性があります。フレアの最近の観測では、フレアフラックスが、光学的よりもUVで100倍強くなる可能性があることが示されています。UVは、前生物の生物発生と大気侵食の両方をより正確に制約するためにも望ましいです。これらの理由から、私たちは、光学で動作している現在のフレア調査を補完するために、CubeSatペイロードの概念を開発しています。このCubeSatは、UVと光学の両方で、波長とフレア状態が進むにつれて異なる有効温度をよりよく理解するために、全天スキャンの法則に従い、多数のフレアM型矮星を観測します。これは、現在の地上ベース、高ケイデンス、広視野の調査から取得された明るい光フレアデータを補完します。もう1つの科学的に計画された目標は、提案されたCubeSatに搭載された宇宙でのUVフレアの検出によってトリガーされる、フレア後の数分間の追跡光学地上ベース時間分解分光法を実施することです。最後に、UVバンドでのM型矮星の恒星活動の研究は、PLATO、ARIEL、HabEx、LUVOIRなどの太陽系外惑星を調査する今後の大規模なミッションに役立つデータを提供します。
GEAR-RT: タスクベースの並列処理と SWIFT
による動的サブサイクリングを使用した、宇宙論的シミュレーションのためのエクサスケールのモーメントベースの放射伝達に向けて
| Title |
GEAR-RT:_Towards_Exa-Scale_Moment_Based_Radiative_Transfer_For_Cosmological_Simulations_Using_Task-Based_Parallelism_And_Dynamic_Sub-Cycling_with_SWIFT |
| Authors |
Mladen_Ivkovic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12727 |
オープンソースコードSWIFTでM1クロージャを使用する放射伝達ソルバーであるGEAR-RTの開発と実装が提示され、放射伝達の標準テストを使用して検証されます。GEAR-RTはRAMSES-RT(Rosdahletal.2013)をモデルにしていますが、いくつかの重要な違いがあります。まず、RAMSES-RTは有限体積法とアダプティブメッシュリファインメント(AMR)戦略を使用しますが、GEAR-RTは離散化要素として粒子を使用し、有限体積粒子法(FVPM)を使用して方程式を解きます。次に、GEAR-RTはSWIFTのタスクベースの並列化戦略を利用します。これにより、負荷分散の最適化、キャッシュ効率の向上、非同期通信、およびデータではなく作業に基づくドメイン分割が可能になります。GEAR-RTは、放射伝達ステップw.r.tのサブサイクルを実行できます。単一の流体力学ステップ。放射は、流体力学よりもはるかに小さい時間ステップサイズを必要とし、サブサイクルにより、厳密にはスキップする必要のない計算が許可されます。実際、重力、流体力学、および放射伝達を伴うテストケースでは、サブサイクルによってシミュレーションの実行時間を90%以上削減できます。関係する物理の一部のみをサブサイクルできるようにすることは、タスクベースの並列処理が関係する場合に不自然なことであり、SWIFTのまったく新しい機能です。GEAR-RTはFVPMを使用するため、有限体積法と有限体積粒子法について詳しく紹介します。天体物理学の文献では、2つのFVPMメソッドについて書かれています。Hopkins(2015)はGIZMOコードで1つを実装しましたが、Ivanovaetal.で言及されたものです。(2013)現在まで使用されていません。この作業では、Ivanovaらの実装をテストします。(2013)バージョンであり、現在の形式では、流体と一緒に移動する粒子での使用には適していないと結論付けています。これは、宇宙論的シミュレーションに不可欠な機能です。
太陽風中の陽子温度と密度の反相関関係の解釈について
| Title |
On_the_Probable_Interpretation_of_Anticorrelation_between_the_Proton_Temperature_and_Density_in_the_Solar_Wind |
| Authors |
Yu.V._Dumin,_A.T._Lukashenko,_L.M._Svirskaya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12327 |
陽子の温度と密度の反相関分布は、太陽風のよく知られた特性です。それにもかかわらず、それらがある種の普遍的な物理的メカニズムによって形成されているかどうかは、今のところ不明ですか?残念なことに、一方では温度と密度、他方では圧力の特徴的な緩和時間を単純に比較すると、陽子の自由行程の長さが検討中の構造の空間スケールよりもかなり大きい。この問題を解決するために、通常、いくつかの種類のMHD乱流(有効な自由パスを減らす)が想定されます。本稿では、スピン型ハミルトニアンの数学的形式によって記述される静電(ラングミュア)乱流に基づく代替アプローチを使用します。これは、統計物理学に関する文献で最近活発に議論されています。対応する計算からわかるように、温度と密度の反相関分布の形成は、熱力学的平衡に徐々に近づくとき、スピン型ハミルトニアンによって支配される強非平衡プラズマの普遍的な特性です。つまり、この現象だけが、太陽風で観測された反相関の原因である可能性があります。
モードの混合と回転分割: II.モード結合へのさまざまなアプローチの調整
準巨星と赤色巨星の混合モードアステオ地震学では、モード多重項回転分裂の測定から内部回転の局所的な推定値を導き出すために、pモードとgモードのキャビティ間の結合をよく理解する必要があります。現在、この結合には2つの異なる説明が存在します。1つは漸近量子化条件に基づくもので、もう1つは「音響分子軌道」に関連する結合行列から生じるものです。我々は両方の分析的性質を調べ、以前は数値的に解かなければならなかった期間ストレッチ関数$\tau$のような、さまざまな量の閉じた形式の式を導出します。これらを使用して、最初に両方の定式化を調整し、各定式化の量を他の定式化に変換して解釈できる関係を導き出します。これにより、混合モードの特定の構成が漸近構造のパラメーターを有意に制約するかどうかの情報基準が得られます。これは、観測サンプルの最初に上昇した赤色巨星の大部分によって満たされない可能性があります。この構造は、そのような赤色巨星の回転測定に既に使用されているため、このような制限が既存の測定に影響を与えるかどうか、およびどのように影響するかを、うさぎと猟犬の演習を通じて調べます。コア回転の平均推定値はかなり堅牢に見えますが、漸近的構築を使用したテンプレートマッチングでは、回転分割を個々のマルチプレットに確実に割り当てること、またはそのような推定が最も必要とされる最もp優勢な混合モードの混合分数$\zeta$を推定することが困難です。.最後に、ラジアル差動回転の2ゾーンモデルを拡張することの意味について説明します。これらの方法を使用して、回転反転を介して。
フレア前の太陽コロナ磁場の研究: 磁気エネルギーとヘリシティ
太陽フレアは、コロナ質量放出(CME)に伴う噴火型と、CMEを伴わない限定型の2種類に分類されます。フレアの種類を効果的に決定できる磁気エネルギーとヘリシティの観点からフレア前の状態があるかどうかを調べるために、ここでは、噴火または太陽フレアの主要な太陽フレアの再構築されたフレア前のコロナ磁場の一連の関連パラメータを分析しました。2011年から2017年にかけて、太陽円盤の中心付近に閉じ込められました。調査されたパラメータには、総磁気エネルギー$E_T$、ポテンシャルエネルギー$E_P$、自由エネルギー$E_F$、相対ヘリシティ$H_R$、非ポテンシャルヘリシティ$H_J$などの広範なタイプの量が含まれます。集中型インデックス$E_F/E_P$、$|H_J/H_R|$、$|H_R/\phi^{\prime2}|$、$|H_J/\phi^{\prime2}|$、ここで、$\phi^{\prime}$は全符号なし磁束の半分です。次の重要な発見があります。（1）閉じ込められたイベントは平均的に大きな値を持っていますが、フレア前のコロナ領域の噴火と閉じ込められた可能性を効果的に区別できる広範なパラメータはありません。(2)すべての集中的なパラメータは、限定的なイベントよりも噴火フレアの平均値と中央値が有意に大きく、これは噴火フレアのフィールドが限定的なフレアよりも全体的に高度な非潜在性と複雑さを持っていることを示しています。(3)互いに強く相関するエネルギー比$E_F/E_P$と正規化された非ポテンシャルヘリシティ$|H_J/\phi^{\prime2}|$は、$E_F/E_P\ge0.27$と$|H_J/\phi^{\prime2}|\ge0.009$.
宇宙から観測された近連星のホット亜矮星 II: 光度曲線の解析
| Title |
Hot_subdwarfs_in_close_binaries_observed_from_space_II:_Analysis_of_the_light_curves |
| Authors |
V._Schaffenroth,_B._N._Barlow,_I._Pelisoli,_S._Geier,_and_T._Kupfer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12507 |
M型矮星、褐色矮星、または白色矮星のいずれかの伴星を持つ近い連星のホットサブ矮星は、独特の光の変化を示します。M型矮星または褐色矮星の伴星を持つホット準矮星連星では、いわゆる反射効果を観察でき、近接した白色矮星の伴星を持つホット準矮星では、楕円体変調および/またはドップラービームを観察できます。ねらい。これらの光の変化の分析は、コンパニオンの質量と半径を導き出し、その性質を決定するために使用できます。これにより、最も可能性の高いsdB質量と、スペクトルエネルギー分布とガイア視差の適合によって導出されたsdBの半径を想定します。TransitingExoplanetSurveySatelliteとK2宇宙ミッションからの高い信号対ノイズの宇宙ベースの光曲線では、いくつかの反射効果連星と楕円体変調連星が、地上ベースの観測で可能なものよりもはるかに優れた品質で観測されています。光度曲線の高品質により、lcurveを使用して、M矮星または白色矮星の伴星を持つsdB連星の大規模なサンプルを分析することができました。初めて、2.5時間から19時間の期間をカバーする反射効果系の19の伴星の絶対パラメーターと、水素燃焼限界から初期のM型矮星までの伴星質量を制約することができました。さらに、楕円体変調を示すホット準矮星連星に付随する8つの白色矮星の質量を決定することができ、7時間から19時間までのこれまで未踏の期間をカバーしています。白色矮星の伴星の派生質量は、白色矮星の伴星のうち2つを除くすべてが、ヘリウムコアの白色矮星である可能性が最も高いことを示しています。結果を以前に測定された回転速度と組み合わせることで、短周期バイナリで7sdBの回転周期を導き出すことができました。これらのシステムのうちの4つで、sdBの回転周期は潮汐固定軌道と一致し、他の3つのシステムでは、sdBはかなりゆっくりと回転します。
太陽活動周期 25 の振幅と第 2 極大期の予測、および極磁場の強度と低緯度黒点領域に基づく予測の比較
| Title |
Prediction_for_the_amplitude_and_second_maximum_of_Solar_Cycle_25_and_a_comparison_of_the_predictions_based_on_strength_of_polar_magnetic_field_and_low_latitude_sunspot_area |
| Authors |
J._Javaraiah |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12615 |
太陽周期の最大値には、グネヴィシェフピークとして知られる2つ以上のピークが含まれます。太陽周期のこの特性の研究は、太陽ダイナモのメカニズムをよりよく理解するのに役立つかもしれません。1874年から2017年までの13か月の平滑化された月平均バージョン2国際黒点数(SN)を分析したところ、振幅(主ピークと最高ピークの値)と2番目のピークの値との間に良好な相関関係があることがわかりました。この関係と、以前に予測された太陽周期25の振幅の値86(~92)を使用して、ここでは値~73(~79)を予測します。太陽周期25の2番目の最大値。振幅に対する予測された2番目の最大値の比率は0.85であることがわかり、太陽周期24のそれとほぼ同じです。太陽周期12～24の最大値は、太陽周期25で、太陽周期24と同じように、主な最大値の前に2番目の最大値が発生することを示唆しています。しかし、これらの適合は、2番目の最大値と太陽の振幅に対して~106と~119を示唆しています。それぞれサイクル25。太陽周期20～24の間にウィルコックス天文台で測定された極域データを分析し、太陽周期25の振幅の値~125を得ました。これはわずかに大きく、前述の関係から予測された値~86(~92)です。太陽周期~24の観測された振幅よりわずかに小さいです。この違いについて簡単に説明します。
太陽の角運動量損失率の計算における差動回転の説明
| Title |
Accounting_for_Differential_Rotation_in_Calculations_of_the_Sun's_Angular_Momentum-loss_Rate |
| Authors |
Adam_J._Finley_and_Allan_Sacha_Brun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12700 |
太陽のような星は、磁化された恒星風の存在により角運動量を失います。磁気流体力学モデルは、この「風ブレーキトルク」のさまざまな恒星特性への依存性を調査することに成功していますが、地表微分回転の影響はほとんど調査されていません。風制動トルクは逃げる風の回転速度に依存するため、回転差を含めることで、風源領域の緯度変動に基づいて角運動量損失率を効果的に調整する必要があります。太陽の角運動量損失速度に対する地表面微分回転の影響を定量化するために、コロナ磁場の有効回転速度に対する風ブレーキトルクの依存性を利用します。この量は、ADAPT-GONGマグネトグラムによって駆動されるポテンシャルフィールドソースサーフェス(PFSS)モデルを介して磁力線をトレースすることによって評価されます。次に、開放磁力線の表面回転速度を使用して、開放磁束加重回転速度を構築します。この回転速度から、風ブレーキトルクへの影響を推定できます。太陽極小期では、太陽風の源がゆっくりと回転する極に向かって移動するため、コロナの回転速度は典型的な固体速度(キャリントン回転周期は25.4日)に対して減少します。活動が活発になると、太陽の活発な緯度からより多くの太陽風が発生し、キャリントンのような自転が強制されます。太陽の現在の風ブレーキトルクに対する回転差の影響は小さいことがわかっています。風ブレーキトルクは、太陽活動極小期では、固体の回転を想定した場合よりも約10～15%低く、太陽極大期では数パーセント大きくなります。より急速に回転する太陽のような星では、大規模な磁場の構成に応じて、差動回転がより重要な役割を果たす可能性があります。
Gaia DR3 からのアストロメトリを使用した LISA Galactic バイナリ
| Title |
LISA_Galactic_binaries_with_astrometry_from_Gaia_DR3 |
| Authors |
Thomas_Kupfer,_Valeriya_Korol,_Tyson_B._Littenberg,_Sweta_Shah,_Etienne_Savalle,_Paul_J._Groot,_Thomas_R._Marsh,_Maude_Le_Jeune,_Gijs_Nelemans,_Antoine_Petiteau,_Gavin_Ramsay,_Danny_Steeghs,_Stanislav_Babak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12719 |
軌道周期が数時間未満の銀河コンパクト連星は、検出可能な低周波の重力波を放出します。それらの重力波信号は、将来のレーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)で検出できます。重要なことに、ミッション運用の初期段階で、打ち上げ前の期待と比較してLISAの性能を検証するのに役立つ可能性があります。測定されたプロパティを含む48の候補LISAバイナリの最新リストを提示します。これについては、GaiaDatarelease3アストロメトリーに基づいて距離を導き出します。電磁観測から得られた既知の特性に基づいて、最先端のベイジアン分析手法を使用して、1、3、6、および48か月後のLISA検出可能性を予測します。検証バイナリと検出可能なバイナリは、それぞれ3か月後と48か月後に検出可能であると区別されます。16の検証バイナリと21の検出可能なソースが見つかりました。これは、過去数年間で既知のLISAバイナリの数を3倍にしています。これらには、切り離された二重白色矮星、AMCVn連星、1つの超小型X線連星、および2つのホット亜矮星連星が含まれます。このサンプル全体で、重力波の振幅は平均で$\approx10\%$と測定されると予想され、傾斜は$\approx15^\circ$の精度で決定されると予想されます。検出可能なバイナリの場合、これらの平均誤差はそれぞれ$\approx50\%$および$\approx40^\circ$に増加します。
謎めいた Y ドワーフ WISE 1828+2650 の JWST 観測: I. バイナリ コンパニオンの限界
| Title |
JWST_Observations_of_the_Enigmatic_Y_Dwarf_WISE_1828+2650:_I._Limits_to_a_Binary_Companion |
| Authors |
Matthew_De_Furio,_Ben_W._Lew,_Charles_A._Beichman,_Thomas_Roellig,_Geoffrey_Bryden,_David_R._Ciardi,_Michael_R._Meyer,_Marcia_J._Rieke,_Alexandra_Z._Greenbaum,_Jarron_Leisenring,_Jorge_Llop-Sayson,_Marie_Ygouf,_Lo\"ic_Albert,_Martha_L._Boyer,_Daniel_J._Eisenstein,_Klaus_W._Hodapp,_Scott_Horner,_Doug_Johnstone,_Douglas_M._Kelly,_Karl_A._Misselt,_George_H._Rieke,_John_A._Stansberry,_and_Erick_T._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12723 |
Y型矮星WISE1828+2650は、知られている最も寒い褐色矮星の1つであり、実効温度は$\sim$300Kです。わずか10pcの距離にあり、以前のモデルに基づく推定では、WISE1828+2650の質量は$\sim$5-10Mjであり、巨大ガス惑星の形成、進化、および物理的特性を理解するための貴重な実験室となっています。しかし、以前の測光と分光法では、短波長(0.9～2.0ミクロン)と長波長(3～5ミクロン)の両方のデータを同時に適合させることはほとんど不可能であるという謎が提示されていました。この問題の潜在的な解決策は、WISE1828+2650がバイナリシステムであり、その複合スペクトルがデータによりよく一致する可能性があるという提案です。あるいは、JWST/NIRSpecおよびMIRI分光法に適合するように開発されている新しいモデルは、新しい洞察を提供する可能性があります。この記事では、6つのフィルターでのWISE1828+2650のJWST/NIRCam観測について説明し、二値性の問題に対処し、モデルフィッティングで使用される新しい測光法を提供します。また、Keck10m望遠鏡を使用した適応光学イメージングについても報告します。JWSTまたはKeckのいずれかで、0.5AUを超えるコンパニオンの多重度の証拠は見つかりません。関連記事では、NIRSpecとMIRIの両方で得られたWISE1828+2650の低および高分解能スペクトルを紹介します。
近くの若い星のイメージングによる円盤進化の研究 (DESTINYS): 連星と円盤の相互作用の多様な結果
| Title |
Disk_Evolution_Study_Through_Imaging_of_Nearby_Young_Stars_(DESTINYS):_Diverse_outcomes_of_binary-disk_interactions |
| Authors |
Yapeng_Zhang,_Christian_Ginski,_Jane_Huang,_Alice_Zurlo,_Herv\'e_Beust,_Jaehan_Bae,_Myriam_Benisty,_Antonio_Garufi,_Michiel_R._Hogerheijde,_Rob_G._van_Holstein,_Matthew_Kenworthy,_Maud_Langlois,_Carlo_F._Manara,_Paola_Pinilla,_Christian_Rab,_\'Alvaro_Ribas,_Giovanni_P._Rosotti,_Jonathan_Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12824 |
太陽型星の約半分は連星系または複数系で生まれたため、星周円盤は単独で進化するわけではありません。連星系の円盤を解明することは、恒星の仲間が惑星形成の結果に与える影響を調べる機会を提供します。私たちは、近くの若い星のイメージングによるディスク進化研究（DESTINYS）プログラムの一環として、恒星複数システムのディスクを調査し、近赤外散乱光イメージングと比較することを目指しています。VLTでSPHERE/IRDISを使用した偏光差分イメージングを使用して、CHX22、SCrA、およびHPChaの3つの複数のシステムで星周円盤からの散乱光を検索しました。アーカイブHST、VLT/NACO、およびSPHEREデータを使用して、恒星コンパニオンの天文解析および軌道解析を実行しました。年齢と軌道の制約と組み合わせることで、観察された円盤構造は、進化の歴史と恒星の仲間の影響への洞察を提供します。CHX22の小さな粒子は、近接連星を囲む尾のような構造を形成します。これは、クラウドレットの近接遭遇と捕獲に起因する可能性があります。SCrAは、コンパニオンによる摂動の結果として考えられる、一次円盤内の複雑な構造(一時的な環状およびらせん状の特徴)を示しています。二次円盤は切り捨てられ、ストリーマーを介して一次円盤に接続されており、潮汐相互作用を示唆しています。HPChaでは、プライマリディスクの乱れが少なく、素材がコンパニオンに向かって流れる希薄なストリーマーが特徴です。3つのシステムの比較は、広い範囲のバイナリ分離(50～500au)にまたがり、コンパニオンの距離に伴うディスク構造への影響が減少することを示しています。これは、広い連星では抑圧されない一方で、近い連星系の周りでは惑星形成が妨げられる可能性が高いという、連星における太陽系外惑星人口の統計分析と一致しています。
回転する宇宙ステーションへの小惑星の自律的な再構築
小惑星の再構築では、ロボット工学、自己複製、および機械的オートマトンを使用して、小惑星を自律的に再構築し、回転する大きな宇宙ステーションにします。再構築プロセスは、小惑星酸化物材料から構造を作ります。生産的な自己複製を使用して、レプリケーター、ヘルパー、および製品を作成します。また、多数の人口をサポートする複数フロアのステーションを作成します。シミュレーションの例では、大きな小惑星を宇宙ステーションに自律的に再構築するのに12年かかります。これは、1回のロケット発射で達成されます。単一のペイロードには、基地局、4台のロボット(スパイダー)、およびささやかな補給品のセットが含まれています。私たちのシミュレーションでは、3000個のスパイダーと23,500個を超えるその他の機器が作成されます。ベースステーションとスパイダー(レプリケーター)だけが、高度なマイクロプロセッサとアルゴリズムを備えています。これらは、地球から作成され、運ばれた21世紀の技術を表しています。機器とツールは現場の材料を使用して構築されており、18世紀または19世紀の技術を表しています。機器とツール(ヘルパー)には、反復作業を実行するための単純な機械プログラムがあります。結果として得られるサンプルステーションは、直径約5キロメートルの回転フレームワークになります。完成すれば、70万人以上の人口を支えることができます。多くの研究者は、宇宙ステーションの開発を妨げる主な障害として、打ち上げコストの高さ、過酷な宇宙環境、無重力を特定しています。単一のプローブは、高い打ち上げコストに対処します。自律的な建設は、建設作業員にとって過酷な宇宙環境を排除します。完成した回転ステーションは、最初の作業員と入植者に放射線防護と求心重力を提供します。
宇宙マイクロ波背景回復: グラフベースのベイジアン畳み込みネットワーク アプローチ
| Title |
Cosmic_Microwave_Background_Recovery:_A_Graph-Based_Bayesian_Convolutional_Network_Approach |
| Authors |
Jadie_Adams,_Steven_Lu,_Krzysztof_M._Gorski,_Graca_Rocha,_Kiri_L._Wagstaff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12378 |
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)は、宇宙の起源と進化に関する重要な情報源です。ただし、CMBの観測は前景放射によって汚染されており、CMB信号が不明瞭になり、宇宙論的パラメーターを制約する効果が低下します。多周波数全天マップからのCMBクリーニングへのデータ駆動型アプローチとしてディープラーニングを採用しています。特に、ピクセル単位の不確実性推定でクリーンなCMBを予測するU-Netアーキテクチャに基づいて、グラフベースのベイジアン畳み込みニューラルネットワークを開発します。プランクミッションに基づく現実的なシミュレーションデータで、この手法の可能性を示します。不確実な領域を特定しながら、モデルがクリーンなCMBスカイマップと結果の角度パワースペクトルを正確に回復することを示します。最後に、現在の課題と、実際の観測に基づいてCMB回復のモデルを展開するための道筋について説明します。
異方性確率重力波バックグラウンドの角度パワースペクトル：統計的手法の開発と地上の検出器からのデータの分析
| Title |
Angular_power_spectra_of_anisotropic_stochastic_gravitational_wave_background:_developing_statistical_methods_and_analyzing_data_from_ground-based_detectors |
| Authors |
Deepali_Agarwal,_Jishnu_Suresh,_Sanjit_Mitra,_Anirban_Ain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12516 |
重力波の未解決のソースは、確率的重力波背景(SGWB)を作成する可能性があり、これには固有または外因性の異方性がある可能性があります。角度パワースペクトルは、空の拡散異方性分布を特徴付けるのに適した推定量です。ここでは、AdvancedLIGOおよびAdvancedVirgo検出器の3回目の観測実行(O3)から、20～1726Hzの周波数範囲で最初のモデルに依存しない全天全周波数(ASAF)SGWB角度パワースペクトルを推定します。スペクトルの信号対雑音比(SNR)を検出統計として使用する方法を開発し、データから得られた統計の分布が解析モデルと一致することを示します。データがノイズと一致していることがわかったので、$95\%$信頼度$C_\ell^{1/2}\leq(3.1\times10^{-9}-0.76)\text{sr}^{-1}$.また、広帯域SGWBの推定量を取得するために、狭帯域角度パワースペクトルを結合する方法も紹介します。これらの結果は、SGWB角度パワースペクトルを予測し、対応するパラメーターを推定または制約する理論モデルを直接制約することができます。さらに、この作業で紹介された結果と手法は、たとえば電磁気観測などで相関ベースの検索を実行するのに役立ちます。
重力レンズによる暗い流体と修正された重力の調査
| Title |
Probing_dark_fluids_and_modified_gravity_with_gravitational_lensing |
| Authors |
L._Perivolaropoulos,_I._Antoniou_and_D._Papadopoulos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12524 |
我々は、宇宙定数を超える一般的な球対称流体の場合に、SdS時空におけるレンズ偏向角のRindler-Ishak(2007)の結果を一般化する。このように、形式$ds^2=f(r)dt^{2}-\frac{dr^{2}}{f(r)}-r^{2}(d\theta^2+\sin^2\thetad\phi^2)$with$f(r)=1-2m\frac{r_0}{r}-\sum_{i}b_i\;r_0^{-q_i}\;\left(\frac{r_0}{r}\right)^{q_i}$ここで、$r_0$はレンズ効果パラメータ、$b_i\llr_0^{q_i}$、$m$はレンズの質量、$q_i$は、レンズを取り囲む流体の特性または変更された重力に関連する実数の任意の定数です。これは、単一の流体を含む、よく知られているKiselevブラックホールメトリックの一般化です。偏角のおおよその解析式は、正確な数値導出によって検証され、特別な場合には、以前の研究の結果に還元されます。このメトリックを誘発する球対称流体の密度と圧力は、定数$b_i$に関して導出されます。一般的な球対称の暗黒流体(真空エネルギーなど)によって摂動されるSchwarzschild計量のKiselevの場合を詳細に研究し、RindlerIshakの結果の特殊な場合との整合性を、宇宙定数の背景の場合に見出しました。遠く離れた銀河団からのアインシュタイン半径の観測データは、定数$b_i$に対する観測上の制約につながり、それらを通じて、暗黒流体の密度と圧力、場の理論、またはこのメトリックを誘発する可能性のある修正重力理論につながります。
LISA で未知の形状のノイズから重力波背景を明らかにする
| Title |
Uncovering_gravitational-wave_backgrounds_from_noises_of_unknown_shape_with_LISA |
| Authors |
Quentin_Baghi,_Nikolaos_Karnesis,_Jean-Baptiste_Bayle,_Marc_Besan\c{c}on,_Henri_Inchausp\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12573 |
宇宙起源の確率的背景放射を検出することは、現在および将来の重力波(GW)検出器にとって刺激的な可能性です。ただし、楽器のノイズや天体物理学の背景など、他の確率的プロセスと区別することは困難です。今日の地上ネットワークとは異なり、観測を他の検出器と関連付けることができないため、宇宙ベースのGW天文台LISAにとってはさらにデリケートです。それにもかかわらず、コンスタレーション全体での複数の測定とノイズレベルの高精度により、検出は依然として可能です。これまでの研究では、楽器のノイズには固定された既知のスペクトル形状があると常に想定されていました。この研究では、この重要な仮定に挑戦し、単一リンクの干渉ノイズが任意の未知のスペクトルを持っていると仮定します。時変アームと第2世代の時間遅延干渉計を使用した現実的なLISAデータシミュレーションを使用して、機器とGWの寄与を分離する可能な方法を調査します。一般的なスプラインモデルを干渉計のノイズに当てはめ、べき乗則テンプレートを信号に当てはめることで、固定形状モデルに匹敵するエネルギー密度レベルまでのGW確率的背景を検出できます。また、今日の検出器がアクセスできないGWバックグラウンドパラメーター空間の領域をプローブできることも示しています。
