後期宇宙論から独立した初期宇宙に対するCMBの制約
CMBは初期宇宙物理学の強力なプローブですが、大規模な構造を通過した後にのみ観測され、モデルに依存する重要な方法で観測されたスペクトルを変化させます。これは、標準の$\Lambda$CDMモデルが想定されている場合に、低赤方偏移データセットとの重大な不一致が最近主張されていることを考えると、特に懸念されます。CMBレンズ再構成の経験的測定を使用し、レンズスペクトルの滑らかさ、前景、および追加の統合されたSachs-Wolfe効果の形状に関する弱い事前分布と組み合わせることにより、初期宇宙パラメーターがCMB観測からほとんど制約される方法を示します後期進化とは関係ありません。これにより、初期宇宙物理学の新しいモデルをテストし、後期宇宙論とは無関係に初期宇宙パラメーターを測定する方法が提供されます。レンズ効果の経験的測定を使用すると、後期モデルの不確実性の影響の大きさを制御下に保つことができ、完全な進化モデルを仮定する場合と比較して、ほとんどの初期宇宙パラメーターのエラーバーのわずかな増加のみにつながります。最新のプランクPR4データを使用して初期の$\Lambda$CDMモデルパラメーターに堅牢な制約を提供し、スペクトル形状が一致する場合にのみ、単一のレンズ振幅パラメーターを無視する将来のデータで、後期宇宙論モデルへの感度を削除するのに十分であることを示します。予測。
赤方偏移空間で自発的に $\tau_{\rm T}-f$ 縮退を破る
「光学的深さ線形成長率」($\tau_{\rmT}-f$)縮退は、運動論的なSunyaevZel'dovich(kSZ)宇宙論における長年の問題です。それは赤方偏移空間で自発的に壊れる可能性があり、速度場は銀河の赤方偏移空間位置に独自の痕跡を残し、線形成長率の貴重な情報を提供します。このアイデアは、この作業でフィッシャー行列とモンテカルロマルコフ連鎖手法を使用して検証され、密度と速度場の非線形進化により、この縮退破壊のレベルが非線形スケールでさらに強化されることがわかりました。この結果は、kSZ効果の赤方偏移空間解析の重要性と、特に非線形スケールでの強力な宇宙論的プローブとしての可能性を強調しています。副産物として、赤方偏移空間密度加重ペアワイズkSZパワースペクトルの非線形モデルを開発します。このモデルから適合された$f$と$\tau_{\rmT}$の値は、DESI+CMB-S4サーベイを模倣した模擬銀河に直面したときに、基準値の$1-2\sigma$範囲内で正確であることが示されています。$k\sim0.5h/{\rmMpc}$の小さなスケールでも、組み合わせ。
宇宙マイクロ波背景レンズのための小相関対大推定量 (SCALE)
| Title |
Small_Correlated_Against_Large_Estimator_(SCALE)_for_Cosmic_Microwave_Background_Lensing |
| Authors |
Victor_C._Chan,_Ren\'ee_Hlo\v{z}ek,_Joel_Meyers,_Alexander_van_Engelen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13350 |
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の弱い重力レンズ作用は、再結合の赤方偏移よりもはるかに低い赤方偏移で動作する物理学の痕跡を運び、宇宙構造形成、暗黒物質物理学、およびニュートリノの質量の重要なプローブとして機能します。二次推定器を使用したCMBレンズ偏向フィールドの再構成は、既存のデータで成功することが証明されていますが、ノイズレベルが低い実験では、小さな角度スケール($\ell>3000$)では最適ではないことが知られています。将来の実験では、この体制でより良い観測が提供されるでしょうが、これらの手法は、近似によって統計的に制限されたままになります。$\ell<2000$をソースとするCMBの大規模な温度勾配パワーの変動と、局所的な小規模な温度パワーの変動との間の相関関係から、実空間ピクセルでも顕著なレンズ効果信号が明らかになることを示します。CMB温度マップ全体の統計。このレジームで他の再構成技術と並んで有望な補完分析を提供するCMBレンズスペクトルの新しい推定器であるSmallCorrelatedAgainstLargeEstimator(SCALE)の開発を紹介します。SCALEメソッドは、ハーモニックスペース内の大規模/小規模な温度勾配パワー間の相関を計算し、マップレベルの再構築を必要とせずに、CMBレンズ場の偏りのない統計を定量的に回復することができます。SCALEは、CMBレンズパワースペクトル$C_{6000<L<8000}^{\phi\phi}$の現在および今後の実験で、二次推定器の信号対雑音比よりも最大1.5倍優れています。
機械学習による CMB 偏波信号の回復
始原Bモード検出は、現在および将来のCMB実験の主な目標の1つです。しかし、弱いBモード信号は、熱ダスト放射やシンクロトロン放射など、いくつかの銀河偏波放射によって影が薄くなります。CMB観測から前景成分を差し引くことは、原始Bモード信号の検索における重要な課題の1つです。ここでは、CMBFSCNN(CosmicMicrowaveBackgroundForegroundSubtractionwithCNN)と呼ばれるディープ畳み込みニューラルネットワーク(CNN)モデルを構築します。これは、シミュレートされたCMB観測マップから、CMB-S4実験の感度でさまざまな前景コンポーネントをきれいに削除できます。ノイズの多いCMBQ(またはU)マップは、$0.018\pm0.023\\mu$K(または$0.021\pm0.028\\mu$K)の平均絶対差で復元されます。NeedletInternalLinearCombination法に着想を得て、フォアグラウンドでクリーニングされたマップの残留機器ノイズを除去するために、データ全体を、同じ空の信号を共有するが相関のないノイズを持つ2つの「半分に分割されたマップ」に分割し、次の処理を実行します。相互相関技術を使用して、パワースペクトルレベルで機器ノイズの影響を低減します。CMBEEおよびBBパワースペクトルは、ノイズの影響を大幅に低減して正確に復元できることがわかりました。最後に、このパイプラインを現在のプランク観測に適用します。予想通り、プランク観測マップではさまざまな前景がきれいに除去されており、復元されたEEおよびBBパワースペクトルは、プランクの公式結果とよく一致しています。
振り返り時間で $H_0$ の緊張感を問う
| Title |
Questioning_the_$H_0$_tension_via_the_look-back_time |
| Authors |
Salvatore_Capozziello,_Giuseppe_Sarracino,_and_Alessandro_D.A.M._Spallicci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13671 |
ハッブル張力は、宇宙論的なルックバック時間を考慮して調査されます。具体的には、標準的な宇宙論で広く使用されている単一の方程式を考慮すると、SHOESとPlanckの共同研究によって報告されたハッブル定数$H_0$の両方の値を復元することが可能です。)と宇宙マイクロ波背景放射の測定による後者。また、文献で得られた他の値も同じアプローチで達成されます。ルックバック時間が測定が実行される赤方偏移を正しく参照する場合、ハッブル張力を除去できると結論付けます。
宇宙はインフレに向かって跳ね返る
インフレーションのパラダイムは観測と一致していますが、それでも特異点の問題に悩まされています。一方、古典的なバウンスのシナリオでは、この問題はありませんが、観測には準拠していません。ここでは、バウンシングフェーズがスムーズにインフレフェーズに移行し、ピボットスケールが後の時代にハッブルの地平線を離れ、それによって観測との一貫性が維持されるシナリオを探ります。インフレトンによって増強されたEinstein-Hilbert重力の範囲内にとどまり、ヌルエネルギー条件の必要な違反を設計するのに役立つ2番目のスカラーフィールドを導入することによって、跳ね返りを実現します。潜在的なゴースト不安定性は、2つのスカラーフィールド間に重要なカップリングを呼び出すことで軽減できます。
DESI 固有速度調査のターゲット選択
| Title |
Target_Selection_for_the_DESI_Peculiar_Velocity_Survey |
| Authors |
Christoph_Saulder,_Cullan_Howlett,_Kelly_A._Douglass,_Khaled_Said,_Segev_BenZvi,_Steven_Ahlen,_Greg_Aldering,_Stephen_Bailey,_David_Brooks,_Tamara_Davis,_Axel_de_la_Macorra,_Arjun_Dey,_Andreu_Font-Ribera,_Jaime_E._Forero-Romero,_Satya_Gontcho_A_Gontcho,_Klaus_Honscheid,_Alex_G._Kim,_Theodore_Kisner,_Anthony_Kremin,_Martin_Landriau,_Michael_E._Levi,_John_Lucey,_Aaron_M._Meisner,_Ramon_Miquel,_John_Moustakas,_Adam_D._Myers,_Nathalie_Palanque-Delabrouille,_Will_Percival,_Claire_Poppett,_Francisco_Prada,_Fei_Qin,_Michael_Schubnell,_Gregory_Tarl\'e,_Mariana_Vargas_Maga\~na,_Benjamin_Alan_Weaver,_Rongpu_Zhou,_Zhimin_Zhou,_Hu_Zou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13760 |
銀河の基本平面(FP)と現在までに計画されているタリー-フィッシャー(TF)関係の両方を使用した固有速度(PV)の最大の調査である、DESI特異速度調査のターゲットの選択と特徴について説明します。DESILegacyImagingSurveyDR9によって提供された測光データを使用して、FP関係に適した初期型銀河とTF関係に適した後期型銀河を特定する方法を詳しく説明します。その後、DESIの5年間のフットプリント内で、373,533個の初期型銀河と118,637個の後期型銀河のターゲットを提供します。既存の形態学的分類を使用して、これらの測光選択を検証します。さらに、調査検証データを使用して、DESIが分光学的特性を十分な精度で測定して、ターゲットのPVを取得できることを示します。現実的なDESIファイバー割り当てシミュレーションと分光成功率に基づいて、最終的なDESI固有速度調査では、14,000$\mathrmの領域でFPベース$\sim$133000およびTFベース$\sim$53000のPV測定値が得られると予測しています。{deg^{2}}$。これらの各コンポーネントは、他の最近のサンプルよりも4～5倍大きくなります。これらのデータを使用して、DESIPVと明るい銀河サーベイ(BGS)を組み合わせて銀河の位置と固有の速度のクラスタリングを測定する能力を予測します。これにより、低赤方偏移での宇宙分散のキャンセルが可能になります。これらの予測により、$z<0.15$での構造の成長率の統計的測定値は$4\%$になると予想されます。これは、BGSのみからの赤方偏移で達成できるよりも2倍以上優れています。DESIPVとBrightGalaxyの調査を組み合わせることで、$z<0.15$での大規模構造の成長の時間と規模の依存性について、これまでで最も正確なテストが可能になります。
時間遅延銀河レンズとガンマ線バーストを使用した $H_0$ と $\Omega_{K,0}$ のモデルに依存しない決定
| Title |
Model-Independent_Determination_of_$H_0$_and_$\Omega_{K,0}$_using_Time-Delay_Galaxy_Lenses_and_Gamma-Ray_Bursts |
| Authors |
Shen-Shi_Du,_Jun-Jie_Wei,_Zhi-Qiang_You,_Zu-Cheng_Chen,_Zong-Hong_Zhu,_En-Wei_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13887 |
銀河レンズからの「時間遅延距離」($D_{\Deltat}$)測定値と他の距離指標を組み合わせることで、ハッブル定数($H_0$)と空間曲率($\Omega_{K,0}$)、Friedmann-Lema\^itre-Robertson-Walker(FLRW)計量および幾何光学の妥当性のみに基づいています。$H_0$を制約する際に$D_{\Deltat}$測定値を組み合わせることの利点を最大限に活用するために、ガンマ線バースト(GRB)距離を使用して、レンズ系の赤方偏移範囲をタイプIa超新星(SNe)よりもはるかに高く拡張します。Ia)クェーサーよりも高く、曲率成分を含む一般的な宇宙論がGRB距離パラメーター化に実装されています。Lensing+GRBを組み合わせると、$H_0=71.5^{+4.4}_{-3.0}$~kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$と$\Omega_{K,0}=-0.07が得られます^{+0.13}_{-0.06}$(1$\sigma$)。フラットユニバースプライアでは、わずかに改善された$H_0=70.9^{+4.2}_{-2.9}$~kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$が得られます。Lensing+GRB+SNIaを組み合わせると、エラーバー$\DeltaH_0$は25\%減少しますが、SNIaの絶対等級$M_B$の間の縮退により、$\Omega_{K,0}$は改善されません。および$H_0$と、$z\gtrsim1.4$でのSNIaとGRBハッブル図の間の不一致。GRB観測の今後の増分は、SNIa距離の$M_B-H_0$縮退を適度に排除し、Lensing+SNIa+GRBを組み合わせたときに$\Omega_{K,0}$とともに宇宙パラメータの制限を改善するのに役立ちます。我々は、フラットな（加速する）宇宙からの有意な逸脱の証拠はなく、$H_0$は現在3\%の精度で決定されていると結論付けています。測定値は、ローカル距離ラダーと宇宙マイクロ波背景測定値の間の$H_0$張力を調整し、FLRWメトリックの関連する一貫性テストを提供する大きな可能性を示しています。
超低温矮星周辺の太陽系外放射帯の解像画像
| Title |
Resolved_imaging_of_an_extrasolar_radiation_belt_around_an_ultracool_dwarf |
| Authors |
Melodie_M._Kao,_Amy_J._Mioduszewski,_Jackie_Villadsen_and_Evgenya_L._Shkolnik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12841 |
放射線帯は、地球、木星、土星、天王星、海王星のすべての大規模な太陽系惑星磁気圏に存在します。数十MeVまでの高エネルギー粒子が閉じ込められたこれらの永続的な赤道帯は、明るい電波放射を生成し、近接衛星の表面化学に影響を与える可能性があります。最近の観測では、非常に質量の小さい星や褐色矮星の大規模な磁気圏電流システムからのオーロラなどの惑星のような電波放射が確認されています。まとめて超低温矮星として知られるこれらの天体は、恒星のコロナフレア活動または太陽系外放射帯の類似物を追跡すると仮定される静止電波放射も示します。ここでは、超低温矮星LSRJ1835+3259の高解像度画像を提示し、この電波放射が空間的に分解され、形態が木星放射線帯に類似した長寿命で二重葉状の軸対称構造をたどることを示しています。最大18個の超低温矮星半径が2つのローブを分離します。この構造は、1年以上にわたる3回の観測で安定して存在します。LSRJ1835+3259の磁気双極子によって閉じ込められたプラズマの帯状分布を推測し、木星放射線帯で測定されたものと一致する約15MeVの電子エネルギーを推定します。より正確な制約にはより高い頻度での観測が必要ですが、超低温矮星の電波放射が惑星のような磁気圏現象から現れるという統一された図が現れました。
エウロパの氷殻と内部のスピン軌道結合
エウロパは氷の海の世界であり、浮遊する氷の殻と固体の内部に分かれており、地球規模の海で隔てられています。古典的なスピン軌道結合問題では、衛星は単一の剛体と見なされますが、エウロパの場合、海面下の海の存在により、氷殻と固体内部の独立した運動が可能になります。この論文では、力学的観点からエウロパのスピン軌道結合問題を調査し、分析的および数値的な結果を明らかにします。エウロパのスピン挙動は、古典的な単一剛体のスピン軌道連成解析では捉えられないプロセスの影響を受けていると判断します。エウロパの潮汐固定プロセスは、氷殻と固体内部との間の重力勾配カップリングの強さによって支配されており、この効果の規模に応じて質的に異なる挙動を示します。この結合された剛体モデルでは、シェルは固体内部から大きな角変位を受ける可能性があり、結合は、シェルの非剛性の散逸効果を組み込まなくても、月の動的進化において非常に大きな役割を果たします。この作業は、古典的なスピン軌道結合解析を氷の海の世界に拡張し、エウロパや太陽系外縁部の他の同様に分化した天体の回転の歴史を動的に調査するための新しい視点を提供します。
太陽系のC貯留層における時間的に分布した母体の降着
| Title |
Temporally_distributed_parent_body_accretion_in_the_C_reservoir_of_the_solar_system |
| Authors |
Wladimir_Neumann,_Ning_Ma,_Audrey_Bouvier,_Mario_Trieloff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13303 |
原始惑星系円盤の降着プロセスは、太陽系全体の複数の再編成イベントと、惑星の初期および後期の降着の両方で重要な役割を果たした多様な小さな天体を生成します。隕石へのサーモクロノメーターの適用は、鉱物成分の形成年代の正確な年代測定を提供します。NC隕石とC隕石の間の二分法を示す元素合成異常と正確な母体(PB)年代学を熱進化モデルと組み合わせて、初期太陽系における降着のタイムスケールと動的プロセスを制約することができます。エーコンドライトPBは早期に主にNC領域で降着したと考えられますが、C領域での後期降着は、CAI後4Maまでに形成されたCRコンドライトPBなど、ほとんど未分化のPBを生成しました。ただし、より進化したCR関連の隕石の存在は、降着のタイミングが早かったことも示唆しています。C貯留層に由来し、水性変化したコンドライトから部分的に分化した原始エーコンドライトまでの範囲のCR関連隕石グループの母体の時間的に分散した降着のモデリング証拠を提示します。PB形成時間は、太陽系形成後の1Ma未満から4Maまでの範囲であり、CR、Flensburg、NWA6704、およびNWAについては、3.7Ma、1.5～2.75Ma、0.6Ma、および0.7Ma未満です。011.これは、C貯留層での降着プロセスがNC貯留層と同じくらい早く始まり、未分化のCコンドライトPBに加えて、炭素質組成の分化したPBを生成したことを意味します。降着時間は、隕石の変質、変成作用、または分化の程度と逆相関します。CI/CM、リュウグウ、およびタファサイトのPBの降着時間は、それぞれ約3.75Ma、約1～3Ma、および1.1Maであり、隕石によって示唆される熱条件および変質条件と一致して、この相関関係によく適合します。
形態学的に現実的な宇宙塵粒子の包括的なモデル: 星間彗星 2I/ボリソフの異常な偏光特性を模倣するアプリケーション
| Title |
A_comprehensive_model_of_morphologically_realistic_Cosmic_Dust_particles:_an_application_to_mimic_the_unusual_Polarization_properties_of_the_interstellar_Comet_2I/Borisov |
| Authors |
Prithish_Halder_and_Sujan_Sengupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13370 |
宇宙で見つかった宇宙塵粒子は、主に小さな粒子の多孔質集合体です。理論的には、これらの集合体は、球体のクラスターを想定して、フラクタルジオメトリを使用して複製されます。宇宙ダスト集合体の光散乱応答は、過去数十年で球状粒子のクラスターを使用して徹底的に研究されてきましたが、集合体全体の各粒子の表面の不規則性の影響はほとんど無視されてきました。星間彗星2I/ボリソフの場合に観測される異常な偏光位相曲線を再現するために、粗いフラクタル集合体(RFA)と凝集したデブリ(固体)の混合物を組み込んだ、視覚的にリアルな宇宙塵モデルを初めて導入します。複数の波長。RFA構造の信頼性は、グラナダアムステルダム光散乱データベースからの星周ダスト類似体の光散乱結果を複製することによって検証されています。RFA構造からの光散乱応答が実験値と非常によく似ていることを示しています。最後に、RFAと固体粒子の混合物を使用して、観測された星間彗星2I/Borisovの偏光位相曲線をモデル化します。最適なデータは、彗星が小さくて非常に多孔性の元の宇宙ダスト粒子をより高い割合で運ぶという事実により、80%の高い割合の多孔性RFA構造の存在を示しています。さらに、モデルは、比較的新しい彗星における異常に急な偏光勾配と高いダスト対ガス比は、主に高い多孔質対コンパクト比によるものであることを示しています。
体系的な KMTNet 惑星異常検索。 VIII. 2019 年のサブプライム フィールド惑星の完全なサンプル
| Title |
Systematic_KMTNet_Planetary_Anomaly_Search._VIII._Complete_Sample_of_2019_Subprime_Field_Planets |
| Authors |
Youn_Kil_Jung,_Weicheng_Zang,_Hanyue_Wang,_Cheongho_Han,_Andrew_Gould,_Andrzej_Udalski,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Kyu-Ha_Hwang,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Hongjing_Yang,_Jennifer_C._Yee,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Przemek_Mr\'oz,_Micha{\l}_K._Szyma\'nski,_Jan_Skowron,_Radek_Poleski,_Igor_Soszy\'nski,_Pawe{\l}_Pietrukowicz,_Szymon_Koz{\l}owski,_Krzysztof_Ulaczyk,_Krzysztof_A._Rybicki,_Patryk_Iwanek,_Marcin_Wrona,_Grant_Christie,_Jonathan_Green,_Steve_Hennerley,_Andrew_Marmont,_Shude_Mao,_Dan_Maoz,_Jennie_McCormick,_Tim_Natusch,_Matthew_T._Penny,_Ian_Porritt,_Wei_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13544 |
2019年の観測シーズン中に21のKMTサブプライムフィールドでKMTAnomalyFinderシステムの均一なアプローチによって特定された、すべてのマイクロレンズ効果のある惑星(および「可能性のある惑星」)、すなわちKMT-2019-BLG-0298、KMT-の公開を完了しました。2019-BLG-1216、KMT-2019-BLG-2783、OGLE-2019-BLG-0249、OGLE-2019-BLG-0679(惑星)、OGLE-2019-BLG-0344、KMT-2019-BLG-0304(可能な惑星)。5つの惑星の平均対数質量比測定値は$(-2.6,-3.6,-2.5,-2.2,-2.3)$、中央質量推定値は$(1.81,0.094,1.16,7.12,3.34)\、M_{\rmJup}$、および中央距離の推定値はそれぞれ$(6.7,2.7,5.9,6.4,5.6)\,{\rmkpc}$です。これらの惑星の主な科学的関心は、2019年のAnomalyFinderサンプルを完成させることです。これには、統計サンプルに入る可能性のある合計25の惑星があります。5つのテストのアンサンブルによると、2018年のAnomalyFinder分析から以前に公開された33の惑星との統計的一貫性が見つかりました。2018年から2019年にかけての58個の惑星のうち、23個がAnomalyFinderによって新たに発見されました。統計精度の範囲内で、すべての惑星の半分はコースティッククロッシングを持ち、残りの半分はそうではありません(Zhuetal.2014の予測による)。numberは、KMTプライムフィールドとサブプライムフィールドから取得されます。
可能なツングースカの散らばったフィールドの計算
1908年6月30日0時14分5秒(UTC)頃、ツングースカイベント(TE)として今日知られている事象が発生しました。これは、直径約50～60メートルの小さな岩石小惑星がツングースカ川流域に落下したことが原因である可能性が最も高いと考えられます。（中央シベリア）。残念ながら、最初の遠征はイベントの19年後にKulikによって行われ、巨視的な隕石は震源地で発見されたことはありません。ガイドとしてチェリャビンスクイベントを考慮した後、TEの原因となる小惑星の可能性のある巨視的な破片の散らばったフィールドを推定しました。震源地から約15～20km北西に位置する散らばったフィールドは、$3\sigma$レベルで$25\times20$から$40\times30$kmの軸を持つ楕円を形成し、検索の対象と見なされます。たとえ泥や植生が痕跡を消し去ったとしても。一部の著者が衝突クレーターと見なしているチェコ湖は、これらの領域の外約3km($\sim4\sigma$)に落ちており、私たちの結果に基づくと、実際の衝突クレーターである可能性は低いです。宇宙体の軌道は約$160^\circ-170^\circ$の方位角を持ち、散らばったフィールド領域にありますが、最も可能性の高い軌道とは一致していません。
超高温木星の理論的な高解像度透過スペクトルにおける磁気効果と 3D 構造: WASP-76b の場合
| Title |
Magnetic_Effects_and_3D_Structure_in_Theoretical_High-Resolution_Transmission_Spectra_of_Ultrahot_Jupiters:_the_Case_of_WASP-76b |
| Authors |
Hayley_Beltz,_Emily_Rauscher,_Eliza_Kempton,_Isaac_Malsky,_Arjun_Savel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13969 |
高分解能分光法により、特に超高温木星(UHJ)として知られる最も高温のガス巨大太陽系外惑星について、前例のないレベルの大気特性評価が可能になりました。高解像度スペクトルは3D効果の影響を受けやすいため、複雑な3D大気モデルがデータの解釈に重要になります。さらに、これらの惑星は、結果として生じる大気循環パターンを形成する磁場をホストすると予想されますが、これらの影響を調査するためのモデリング作業はほとんど行われていません。この論文では、循環に対する磁力の影響を理解するために、3つの異なる磁気処理を使用して、正規のUHJWASP-76bの一般循環モデルから高解像度透過スペクトルを生成します。一般に、すべてのモデルのスペクトルは、トランジットが進むにつれて正味のドップラーシフトがますます青方偏移しますが、これらのモデルの上層大気の温度と風場の違いにより、測定可能な違いが生じることがわかりました。磁気効果が、この惑星の送信で以前に見られた異常な傾向に寄与している可能性があることがわかりました。特に、$B=3$ガウスアクティブドラッグモデルは、単純なモデルや磁気効果のないモデルには見られない独特の傾向を示しています。正味のドップラーシフトは、考慮される各波長範囲の支配的な不透明度源によってさらに影響を受けます。これは、各種が大気のさまざまな領域を調査し、循環の空間的な違いに敏感であるためです。この作業は、高解像度の透過スペクトルを解釈する際に、この温度領域における惑星のモデルが3D効果と磁気効果の両方を考慮する必要性を強調しています。
異方性質量分離: 二成分平均場モデル
宇宙で最も密度の高い星の環境である銀河核は、複雑な幾何学的構造を示します。中心の超大質量ブラックホールを周回する星は、中心からの半径距離と軌道面の傾斜角の両方で質量分離分布に従います。後者の分布は、ベクトル共鳴緩和(VRR)の平衡状態を表している可能性があります。この論文では、数値シミュレーションで以前に発見された平衡分布を理解するための単純なモデルを構築します。全エントロピーと四重極平均場近似を最大化する方法を使用して、2つの異なる質量、半長軸、および離心率を持つ軸対称2成分重力システムの平衡分布を決定します。また、構成要素の1つが全エネルギーと角運動量を支配し、おおよそ熱浴として機能する場合の制限ケースも調べます。これは、銀河からの潮汐摂動、大規模な摂動、ガストーラスなどの周囲の天体物理環境を表している可能性があります。、または近くの恒星系。驚くべきことに、サブドミナントコンポーネントのクリティカルマスを超える天体は、遍在する方法で円盤に凝縮します。遷移がスムーズなシステムパラメーターと不連続なシステムパラメーターを特定します。後者の場合は、これらの長距離相互作用システムの標準アンサンブルとマイクロカノニカルアンサンブルの両方で、秩序だった円盤状の状態と無秩序なほぼ球形の分布の間の相転移を示します。
z=2.84 の環境全体の Ly$\alpha$ エミッターの UV および Ly$\alpha$ ハロー
| Title |
UV_&_Ly$\alpha$_halos_of_Ly$\alpha$_emitters_across_environments_at_z=2.84 |
| Authors |
Satoshi_Kikuta,_Yuichi_Matsuda,_Shigeki_Inoue,_Charles_C._Steidel,_Renyue_Cen,_Zheng_Zheng,_Hidenobu_Yajima,_Rieko_Momose,_Masatoshi_Imanishi,_Yutaka_Komiyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12848 |
すばる望遠鏡のHyperSuprime-Cam(HSC)で検出された$z=2.84$でのLy$\alpha$放射体(LAE)のUVおよびLy$\alpha$放射表面輝度(SB)プロファイルを提示します。私たちのデータの深さと原始銀河団を含む広いフィールドカバレッジにより、Ly$\alpha$ハロー(LAH)がMpcスケールの環境を含むさまざまな銀河の特性に依存することを調べることができます。3490LAEのUVおよびLy$\alpha$画像が抽出され、画像を積み重ねると$\sim1\times10^{-20}\mathrm{~erg~s^{-1}~cm^{-2のSB感度が得られます}~arcsec^{-2}}$inLy$\alpha$で、$z\sim3$でUVバックグラウンドによって照らされた光学的に厚いガスの予想レベルに達します。2成分指数関数のフィッティングにより、$1.56\pm0.01$および$10.4\pm0.3$pkpcのスケール長が得られます。サンプルを測光特性に従って分割すると、プロトクラスターコアの外側の環境に対するハロースケール長の依存性は明確ではありませんが、プロトクラスターの中央領域のLAEには、結合によって引き起こされる可能性のある非常に大きなLAHがあるように見えることがわかりますソースの重なりと、活発なメンバーによって照射された、形成中の原始銀河団コアを透過する冷たい銀河間ガスからの拡散Ly$\alpha$放射の影響。明るいLAEの周りに「UVハロー」を初めて特定しましたが、これはおそらくいくつかの低質量衛星銀河によるものです。最近の数値シミュレーションとの比較を通じて、ホスト銀河からの散乱したLy$\alpha$光子が優勢である一方で、衛星での星形成が明らかにLAHに寄与し、蛍光性Ly$\alpha$放出が原始銀河団コア内で増強される可能性があると結論付けています。宇宙の正午および/または明るいQSOの近く。
セイファート銀河の化学物質存在量 X. 硫黄存在量の推定
| Title |
Chemical_abundances_in_Seyfert_galaxies_X._Sulphur_abundance_estimates |
| Authors |
O._L._Dors,_M._Valerdi,_R._A._Riffel,_R._Riffel,_M._V._Cardaci,_G._F._H\"agele,_M._Armah,_M._Revalski,_S._R._Flury,_P._Freitas-Lemes,_E._B._Am\^ores,_A._C._Krabbe,_L._Binette,_A._Feltre,_T._Storchi-Bergmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12876 |
初めて、セイファート2原子核(Sy2s)のサンプルの細線領域における水素に対する硫黄存在量(S/H)が、電子温度の直接推定によって導き出されました。SDSSDR17[波長範囲3000<$\lambda$<9100内]からの狭い輝線強度と、近くの45個のサンプル($z$<0.08)のSy2の文献からの輝線強度が考慮されました。私たちの直接的な推定では、Sy2は、ほとんどのS+イオンが位置するガス領域で、星形成領域(SF)の温度と比較して同様の温度を持っていることが示されています。ただし、Sy2sは、ほとんどのS++イオンがSFsのそれと比較して位置する領域で、より高い温度値($\sim$10000K)を示します。6.2<12+log(S/H)<7.5の範囲で総硫黄存在量を導き出し、これは太陽値の0.1～1.8倍に相当します。これらの硫黄存在量の値は、同様の金属量を持つSFで得られた値よりも$\sim$0.4dex低く、これらのオブジェクトクラスのISMの明確な化学的濃縮を示しています。Sy2サンプルのS/O値は、金属量が高い領域[12+log(O/H)>8.7)]のO/Hの増加に伴い、急激な($\sim$0.5dex)の減少を示します。SF。しかし、Sy2の推定値を星形成領域の大規模なサンプルからの推定値と組み合わせると、S/OとO/Hの間に依存性は見られませんでした。
渦巻銀河
私たちの銀河に対する見方は、スローンのような大規模な銀河調査の時代から大きく変化しました。これにより、数百万の銀河に関する広範な統計が得られました。第1章で説明したハッブル系列の分類は、今でも非常に広く使用されていますが、最近の星の形成を示す色に基づいた広範なカテゴリで充実しています:古い星だけで構成される受動銀河の赤い系列と、銀河の青い雲です。活発な星形成を伴う。第3章では、主な回転楕円体を持つ銀河に焦点を当てました。これらは通常、赤いシーケンスで見られます。銀河の進化に関する未解決の重要な問題の1つは、銀河があるカテゴリーから別のカテゴリーに突然移行する仕組みを理解することです。これは大学院生レベルの講義であり、レビュー記事ではありません。
銀河のバルジとブラック ホールの共進化、AGN の摂食とフィードバック
1990年代以降、すべての銀河に超大質量ブラックホールが存在し、その質量がバルジの質量に比例することがわかってきました。これらのブラックホールが銀河と共生してどのように形成されたかをよりよく理解するために、それらの人口統計、ブラックホールとホスト銀河の特性間のスケーリング関係、およびハッブル時間におけるそれらの進化を見ていきます。高角度分解能での観測により、ブラックホールの影響圏に入り、AGN統一パラダイムで引き起こされる分子トーラスを確認し、ブラックホールの摂食プロセスを理解できるようになりました。これらは、銀河の形成を緩和するフィードバックプロセスを伴うことがよくあります。これは大学院生レベルの講義であり、レビュー記事ではありません。
高赤方偏移電波源の天体観測の見かけの動き
| Title |
Astrometric_Apparent_Motion_of_High-redshift_Radio_Sources |
| Authors |
Oleg_Titov,_Sandor_Frey,_Alexei_Melnikov,_Fengchun_Shu,_Bo_Xia,_Javier_Gonzalez,_Belen_Tercero,_Leonid_Gurvits,_Aletha_de_Witt,_Jamie_McCallum,_Mikhail_Kharinov,_Vladimir_Zimovsky_and_Mate_Krezinger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12957 |
高赤方偏移(z>4)の電波強度の高いクエーサーは、宇宙ではまれな天体であり、VeryLongBaselineInterferometry(VLBI)で観測されることはめったにありません。しかし、それらのいくつかは見かけの位置を監視するのに十分高い磁束密度を持っています。天文位置の不安定性は、宇宙初期の活動銀河核の噴出における天体物理学的プロセスに関連している可能性があります。高赤方偏移クエーサーの定期的な観測は、数年にわたるそれらの見かけの固有運動を推定するために使用されます。私たちは、40mのYebes(スペイン)、25mのSheshan(中国)、25mのSheshan(中国)、クエーサーVLBIネットワーク(ロシア)の3つの32m望遠鏡-Svetloe、Zelenchukskaya、およびBadary。追加の施設が時折このネットワークに参加しました。発生源は、2018年から2019年にかけてのEuropeanVLBINetwork(EVN)との3つのセッションと、2018年に行われた1つのLongBaselineArray(LBA)実験でも観測されています。2017年から2018年は、時間サンプリングと統計を改善するために使用されました。2017年から2021年までの37回の天体観測VLBI実験に基づいて、4つのクエーサー(0901+697、1428+422、1508+572、および2101+600)の見かけの固有運動を推定しました。
拡散雲における宇宙線電離率のプローブとしての OH/CO および HCO+/CO の存在比
| Title |
Abundance_ratios_of_OH/CO_and_HCO+/CO_as_probes_of_the_cosmic_ray_ionization_rate_in_diffuse_clouds |
| Authors |
Gan_Luo,_Zhiyu_Zhang,_Thomas_G._Bisbas,_Di_Li,_Ping_Zhou,_Ningyu_Tang,_Junzhi_Wang,_Pei_Zuo,_Nannan_Yue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12970 |
宇宙線イオン化率(CRIR、$\zeta_2$)は、分子雲におけるさまざまな分子の形成と破壊を制御する重要なパラメーターの1つです。しかし、H$_3^+$、OH$^+$、H$_2$O$^+$などの現在最も一般的に使用されているCRIRトレーサーは検出が難しく、吸収のためにバックグラウンドの大質量星の存在が必要です。測定。この作業では、OH/COとHCO$^+$/COの存在比を使用して拡散雲のCRIRを推測する別の方法を提案します。CO、OH、およびHCO$^+$の化学存在量が拡散雲の星間物質のさまざまな環境パラメータに及ぼす応答を分析し、それらの存在量が$\zeta_2$に比例することを発見しました。私たちの分析式は、$\zeta_2$$\leq$10$^{-15}$s$^{-1}$のOHの存在量の優れた計算を提供します。これは、流体力学シミュレーションで化学をモデル化するのに役立つ可能性があります。OHとHCO$^+$の存在量は、密度の増加とともに単調に減少することがわかりましたが、COの存在量は反対の傾向を示しています。ALMAからのCO(1--0)線と(2--1)線の両方の高感度吸収遷移により、4線方向のH$_2$数密度($n_{\rmH_2}$)を導出しました。オブサイト（LOS）;$T_{\rmk}=50\,{\rmK}$の運動温度を仮定すると、(0.14$\pm$0.03--1.2$\pm$0.1)$\times$10$^2$の範囲が見つかりますcm$^{-3}$}。観測されたHCO$^+$/CO比とモデル化されたHCO$^+$/CO比を比較すると、拡散ガスサンプルの$\zeta_2$が{$1.0_{-1.0}^{+14.8}$$\times$10$の範囲にあることがわかります。^{-16}-2.5_{-2.4}^{+1.4}$$\times$10$^{-15}$s$^{-1}$.これは、より高い吸光度で測定された平均値より$\sim$2倍高く、理論モデルが示唆するCRの減衰を裏付けています。
近接分子クエーサー吸収体: 中性ガスの化学的濃縮と運動学
| Title |
Proximate_molecular_quasar_absorbers:_Chemical_enrichment_and_kinematics_of_the_neutral_gas |
| Authors |
P._Noterdaeme,_S._Balashev,_R._Cuellar,_J.-K._Krogager,_F._Combes,_A._De_Cia,_N._Gupta,_C._Ledoux,_S._L\'opez_and_R._Srianand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13108 |
近接分子クエーサー吸収体(PH2)は、背景のクエーサーからの小さな速度分離での強力なH2吸収によって最近発見された吸収系の興味深い集団です。VLT/X-Shooterを使用して、13のそのようなシステムの多波長分光フォローアップを実行しました。ここでは、観察結果を提示し、HI、H2、および金属線から測定された全体的な化学濃縮を調べます。これを、クエーサーホストに関する中性ガスの運動学の調査と組み合わせます。ソーラー値の2%から40%の範囲、つまりHIで選択された近接減衰ライマンアルファシステムの上半分の範囲に気相の金属量が見られますが、介在するH2を含むシステムで見られるものと同様です。これは、吸収におけるほとんどの金属および分子が豊富なシステムの検出に反する同様の選択効果によって引き起こされる可能性があります。ただし、介在するシステムと比較すると、([Zn/Fe]からの)ダストの量とその枯渇パターンに違いが見られ、AGNの近くで異なるダストの生成または破壊が示される可能性があります。また、近接したシステムでNVによって追跡される高イオン化相がほぼ遍在していることにも注意してください。クエーサーからのハードUVフィールドにもかかわらず、少なくとも介在するDLAと比較した場合、中性アルゴンの強い全体的な不足は見つかりませんでした。これは、H2相でアルゴンがほぼ中性であることが原因である可能性が高く、これは実際には金属の総量の大部分を占めています。イオン化ガスとCO(3-2)放出の両方からの輝線を介してクエーサー全身赤方偏移を測定し、後者は、補完的なNOEMA観測から3mmデータを取得した6つのケースすべてで検出されました。初めて、全身赤方偏移に関する視線速度と吸収ガスの金属量との間の傾向を観察します。[切り捨て]
恒星力学モデリング -- 保存量の数え方
銀河の星の軌道が適合する保存量を知ることは、銀河内の星の分布と構造を理解するのに役立ちます。運動と共振の分離積分は特に重要ですが、非分離積分はそれほど重要ではありません。保存量の数を数える2つの方法の動作と結果を比較します。1つは相関積分アプローチに基づく方法で、もう1つは機械学習を使用した最近の方法です。どちらの方法も、位相空間での恒星軌道軌道を唯一の入力として使用し、理論上の球面、軸対称、および三軸モデル銀河からそのような軌道を作成します。軌道には、既知の分離積分と共鳴があります。どちらの方法も、これらの量の数を回復するのにも、非分離積分の数を決定するのにも完全に効果的ではないことがわかりました。コンピューターのパフォーマンスの観点からは、相関積分アプローチの方が高速であることがわかります。軌跡から(複数の)保存量の代数式を決定することは、適切な記号回帰機能がないために不可能でした。私たちが指摘した欠点にもかかわらず、これらの方法は軌道分析ツールキットの一部として使用できる可能性があります。
星間干渉法とパルサー磁気圏の空間分解に関する技術的制約
| Title |
Technical_constraints_on_interstellar_interferometry_and_spatially_resolving_the_pulsar_magnetosphere |
| Authors |
M._V._Popov,_N._Bartel,_A._S._Andrianov,_M._S._Burgin,_E._N._Fadeev,_A._G._Rudnitskiy,_T._V._Smirnova,_V._A._Soglasnov,_V._A._Zuga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13326 |
星間物質によって引き起こされるパルサー電波信号のシンチレーションは、原則として星間干渉計に使用できます。パルサー経度の関数としての動的スペクトルの変化は、過去にパルサー磁気圏を空間分解したと解釈されていました。この見通しに導かれて、324MHzでアレシボとグリーンバンクの電波望遠鏡でPSRB1237+25のVLBI観測を使用し、パルスプロファイルの別々の経度でそのようなシンチレーションを分析しました。可視性関数のフリンジ位相特性は、経度の関数として準正弦波的に変化することがわかりました。また、各望遠鏡からの動的スペクトルは、経度の関数として周波数がシフトしました。PSRB1133+16についても同様の効果が見られました。しかし、これらの効果はパルサー磁気圏が解像されたというサインではないことを示しています。代わりに、変更はパルサー信号の低レベルのデジタル化の効果に関連している可能性があります。これらの影響を補正した後、周波数シフトはほとんどなくなりました。残留効果の一部は、フィード分極不純物によるものである可能性があります。私たちの分析を考慮して、パルサー磁気圏を空間的に分解することを目的とした観測は、星間干渉法に関するこれらの制約に関して批判的に評価する必要があると考えています。
COSMOS/HSC フィールドでの DESI サーベイ検証データ: 宇宙正午のクール ガス トレース主系列星形成銀河
| Title |
DESI_survey_validation_data_in_the_COSMOS/HSC_field:_Cool_gas_trace_main_sequence_star-forming_galaxies_at_the_cosmic_noon |
| Authors |
Siwei_Zou,_Linhua_Jiang,_Zheng_Cai,_John_Moustakas,_Zechang_Sun,_Zhiwei_Pan,_Jiani_Ding,_Jaime_E_Forero-Romero,_Hu_Zou,_Yuan-sen_Ting,_Matthew_Pieri,_Steven_Ahlen,_David_Alexander,_David_Brooks,_Arjun_Dey,_Andreu_Font-Ribera,_Satya_Gontcho_A_Gontcho,_Klaus_Honscheid,_Martin_Landriau,_Axel_de_la_Macorra,_Mariana_Vargas_Magana,_Aaron_Meisner,_Ramon_Miquel,_Michael_Schubnell,_Gregory_Tarle,_Zhimin_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13357 |
宇宙進化サーベイ(COSMOS)およびハイパーシュプリームカム(HSC)フィールドでのダークエネルギー分光器(DESI)サーベイ検証データを使用して、ガス状のハローと銀河の相関関係を調査した最初の結果を提示します。115個のクエーサースペクトル(S/N>3)を使用して、銀河系周辺媒質(CGM)の多相ガスハロー特性を取得します。赤方偏移0.6<z<2.5でのMgII吸収、1.6<z<3.6でのCIV吸収、およびMgIIとCIVに関連するHI吸収を検出します。CGMは、検出可能なMgIIとCIVの高密度相と、CIVのみの低密度相によって混合されます。COSMOS2020カタログをクロスマッチングすることにより、10個のクエーサーフィールドで0.9<z<3.1にあるMgIIとCIVのホスト銀河を特定しました。250kpcの衝突パラメーター内で、強力なMgII等価幅とホスト銀河の星形成速度との間に密接な相関関係が見られることがわかりました。特定の銀河集団における吸収銀河の比率である、強いMgII選択銀河の被覆率fcは、0.9<z<2.2で250kpc以内の主系列銀河で有意な進化を示し、すべての銀河集団で限界進化を示します。主系列銀河におけるfcの増加は、強いMgII吸収ガスと宇宙正午における主系列銀河の共進化を示唆している可能性が高い。さらに、いくつかのMgIIおよびCIV吸収ガスが銀河ビリアル半径の外で検出され、星形成および/または環境効果によって生成されたフィードバックを暫定的に示しています。
Lynds 1340 の赤外偏光研究: RNO 8 の事例
この論文では、$\ell=$130$^の銀河座標に対応するリンズ雲、LDN1340、$\alpha$=2h32m&$\delta$=$73^{\circ}00^\prime$の偏光研究について説明します。{\circ}$.07$b=$11$^{\circ}$.6、RNO8エリアに重点を置いています。この雲は、阿武山赤外線天文台の1.2m望遠鏡を使用して、近赤外線カメラ、分光器、偏波計(NICSPol)装置を使用して赤外線波長帯域で観測されています。偏光観測は、地域の周りの磁場の形状をマッピングするために使用されました。測定値を2MASSおよびWISE調査のアーカイブデータと組み合わせました。同じ地域のGaiaEDR3&DR3データは、距離、固有運動、およびその他の天体物理情報に使用されました。データの分析により、RNO8の領域で秩序だった分極ベクトルを持つ領域が明らかになりました。位置角の測定により、銀河磁場と一致する二色性消光による分極が明らかになりました。Chandrashekhar-Fermi法を使用してRNO8領域の磁場強度が計算され、推定値は$\sim$42$\mu$Gです。
矮小銀河のスケーリング関係における潮汐摂動の影響の可能性のある兆候
| Title |
A_possible_signature_of_the_influence_of_tidal_perturbations_in_dwarf_galaxy_scaling_relations |
| Authors |
A._E._Watkins,_H._Salo,_S._Kaviraj,_C._A._Collins,_J._H._Knapen,_A._Venhola,_J._Rom\'an |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13733 |
矮小銀河は優れた宇宙探査機です。その浅いポテンシャル井戸により、バリオンフィードバック、潮汐相互作用、ラム圧ストリッピングなど、銀河の進化を促進する重要なプロセスに非常に敏感になるからです。ただし、これらのプロセスの影響を追跡するのに役立つ矮小銀河の重要なパラメーターのいくつかは、サイズと質量の関係など、まだ議論されています。FornaxDeepSurveyDwarfgalaxyCatalogueを使用して、等質量半径-恒星質量関係(IRSMR)の観点からFornaxCluster矮星集団を再調査します。{\odot}$~pc$^{-2}$基準関係を定義する等密度半径。この関係は、異常な構造を持つ矮星を識別するための強力な診断ツールです。矮小銀河の光プロファイル形状の顕著な単調性は、星の質量の関数として、関係の散乱を大幅に減少させます。さまざまな矮星の特性(色、10番目に隣接する距離など)が基準関係からの距離とどのように相関するかを調べることにより、比較的低い中心質量面密度と大きな半光半径を持つ構造的な外れ値の重要な母集団を見つけます。赤い色は似ていますが、クラスター内の局所的に密度の高い領域に存在します。これらのかすかな、拡張された外れ値は、潮汐擾乱によって形成された可能性が高く、矮星をより拡散させますが、質量損失はほとんどありません。これらの外れ値を超拡散銀河(UDG)と比較すると、UDGという用語には識別力がないことがわかります。FornaxClusterのUDGは、小さな半径で定義されたIRSMRのオンとオフの両方にありますが、質量が$\sim10^{7.5}\mathcal{M}_{\odot}$未満のIRSMR外れ値は、次の理由によりUDG分類から除外されます。有効半径が小さい。
ティーカップ内のジェット誘起分子ガス励起と乱流
| Title |
Jet-induced_molecular_gas_excitation_and_turbulence_in_the_Teacup |
| Authors |
A._Audibert,_C._Ramos_Almeida,_S._Garc\'ia-Burillo,_F._Combes,_M._Bischetti,_M._Meenakshi,_D._Mukherjee,_G._Bicknell,_and_A._Y._Wagner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13884 |
活動銀河核(AGN)をホストする銀河の星間物質(ISM)に対する電波ジェットの影響を調査するために、サブアーク秒解像度のAtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray(ALMA)CO(2-1)およびCO(3-2)ティーカップ銀河の観測。これは近くにある($D_{\rmL}$=388Mpc)電波の静かなタイプ2クエーサー(QSO2)で、コンパクトな電波ジェット($P_{\rmjet}\approx$10$^{43}$erg)があります。s$^{-1}$)分子ガスディスクから小さな角度を定めます。イオン化ガスの近くのいくつかのAGNについて、ジェットの向きに垂直な輝線幅の拡大が報告されています。ティーカップ内の分子ガスについては、速度分散のこの増強が見られるだけでなく、銀河円盤で見られる比率と比較して、電波ジェットに垂直なより高い輝度温度比率(T32/T21)も見られます。私たちの結果とシミュレーションとの比較は、ラジオジェットが分子ガスを圧縮および加速し、速度分散の強化とガス励起の増加を示す横方向の流出を促進していることを示唆しています。これらの結果は、電波の静かな銀河の場合でも、ジェットとISMの間の結合がAGNフィードバックに関連しているというさらなる証拠を提供します。
低速衝撃における二光子生成
銀河系の星間物質には、速度が約70km/s未満の低速度の衝撃波がたくさんあります。より高速の衝撃波の子孫であるものもあれば、低速で始まるものもあります(例:恒星の船首衝撃波、中間速度の雲、らせん状の密度の波)。低速衝撃は、主にLy-α、2光子連続体、光再結合線(H-αなど)、自由結合放出、自由-自由放出、および金属の禁制線を介して冷却されます。暗い遠紫外(FUV)の空は、2光子連続体が1400オングストロームでピークに達するという事実に支えられて、FUVバンドを低速衝撃の理想的なトレーサーにしています。最近のGALEXFUV画像は、この期待を再確認し、古い超新星残骸と空を横切って伸びる細い弧の中でかすかで大きな星間構造を発見しています。星間バウショックは、太陽から15pc以内の局所的な星間媒質内の多数のガス雲を通過する銀河円盤からの速い星から発生すると予想されます。これまでに入手可能な最良の原子データを使用して、10^4Kから10^5の温度範囲における純水素プラズマのLy$\alpha$、2光子連続体、およびH$\alpha$の収量の便利なフィッティング式を提示します。K.ここに示した式は、時間依存の冷却モデルや衝突電離平衡モデルに容易に組み込むことができます。
超大質量ブラックホール連星候補 AT2019cuk/Tick Tock/SDSS J1430+2303 の監視
| Title |
Unusual_Hard_X-ray_Flares_Caught_in_NICER_Monitoring_of_the_Binary_Supermassive_Black_Hole_Candidate_AT2019cuk/Tick_Tock/SDSS_J1430+2303 |
| Authors |
Megan_Masterson,_Erin_Kara,_Dheeraj_R._Pasham,_Daniel_J._D'Orazio,_Dominic_J._Walton,_Andrew_C._Fabian,_Matteo_Lucchini,_Ronald_A._Remillard,_Zaven_Arzoumanian,_Otabek_Burkhonov,_Hyeonho_Choi,_Shuhrat_A._Ehgamberdiev,_Elizabeth_C._Ferrara,_Muryel_Guolo,_Myungshin_Im,_Yonggi_Kim,_Davron_Mirzaqulov,_Gregory_S._H._Paek,_Hyun-il_Sung,_and_Joh-Na_Yoon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12847 |
核トランジェントAT2019cuk/TickTock/SDSSJ1430+2303は、合体近くに超大質量ブラックホール(SMBH)連星が存在することが示唆されています。2022年1月から8月までの1日に複数回の訪問によるハイケイデンスのNICERX線モニタリングと、同じ期間中の継続的な光学モニタリングの結果を報告します。X線、UV、または光バンドで周期的/準周期的変調の証拠は見つかりませんが、典型的なAGNでは珍しいエキゾチックな硬X線変動が観察されます.NICER光度曲線の最も顕著な特徴は、反復的なハード(2～4keV)X線フレアであり、フレアのないデータと比較して明らかにハードなX線スペクトルが得られます。フレアのない状態では、AT2019cukは比較的標準的なAGNのように見えますが、変化する外観のAGNで1日続く硬X線フレアの最初のケースを示しています。これらの硬X線フレアの駆動メカニズムについて、(1)磁気活動の増加によるコロナ/ジェット変動、(2)可変オブスキュレーション、(3)ポテンシャル二次からの自己レンズ効果など、いくつかの異なるモデルを検討します。SMBH。オブスキュレーションモデルはかなり不自然な時間スケールを必要とし、セルフレンズモデルはフレアの明確な周期性の欠如と調整するのが難しいため、可変コロナモデルを好みます。これらの調査結果は、X線コロナの急速な変動性を理解する上で高ケイデンスX線モニタリングがいかに重要であるかを示しており、コロナジェットを調べるためにAT2019cukのような変化する外観のAGNのさらなる高ケイデンス、多波長モニタリングが必要です繋がり。
構造化された GRB とキロノバ残光の合成電波画像
この論文では、ガンマ線バーストとキロノバ残光の合成電波画像を計算して解析します。前者をモデル化するために、GRB170817Aにヒントを得た一連のパラメーターを検討しますが、後者については、数値相対論シミュレーションからの噴出物プロファイルを使用します。キロノバ残光の天体図は、早い段階ではドーナツ状の構造をしており、遅い段階ではリング状になっていることがわかります。これは、マクスウェル分布関数に従う電子からのシンクロトロン放出が初期のビーム放出を支配し、べき乗分布に従う電子からの放出が後期に重要であるという事実によって引き起こされます。軸上の観察者の場合、イメージフラックス重心は、最初は観察者から遠ざかる像平面上を移動します。磁束重心変位画像サイズは、ソフト状態方程式を使用した等質量合併シミュレーションで最大です。キロノバの残光の存在は、ガンマ線バーストの残光が全フラックス密度を支配している場合でも、ソーススカイマップから推測される特性に影響を与えます。主な効果は、ソースの平均見かけ速度の減少と、ソースサイズの増加です。したがって、キロノバ残光の存在を無視すると、スカイマップ観測からガンマ線バースト特性を推測する際に系統誤差が生じる可能性があります。特に、GRB170817Aについて推測された観測角度では、キロノバ残光の存在は、非常に遅い時間$t\gtrsim1500\,$daysでのみ天球図の特性に影響を与えます。
| Title |
The_Pioneer_Venus_Orbiter_Catalog_of_Gamma-Ray_Bursts |
| Authors |
E._E._Fenimore,_A._Crider,_J._J._M._int_Zand,_R._W._Klebesadel,_J._G._Laros,_and_M._Meier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12859 |
パイオニアビーナスオービター(PVO)のガンマ線バースト実験では、1978年から1992年までの約14年間に318回のガンマ線バーストが検出され、その範囲は$4\pi$近くでした。このデータセットは、最も明るいガンマ線バーストの特性を決定することにより、BATSEを補完します。PVOは、LogN-LogP分布の明るい端の勾配に制約を課します。勾配は-1.52$\pm0.15$です。
AGN ストーム 2. III. Mrk 817 の可変 X 線オブスキュラーの NICER ビュー
| Title |
AGN_STORM_2._III._A_NICER_view_of_the_variable_X-ray_obscurer_in_Mrk_817 |
| Authors |
Ethan_R._Partington,_Edward_M._Cackett,_Erin_Kara,_Gerard_A._Kriss,_Aaron_J._Barth,_Gisella_De_Rosa,_Y._Homayouni,_Keith_Horne,_Hermine_Landt,_Abderahmen_Zoghbi,_Rick_Edelson,_Nahum_Arav,_Benjamin_D._Boizelle,_Misty_C._Bentz,_Michael_S._Brotherton,_Doyee_Byun,_Elena_Dalla_Bonta,_Maryam_Dehghanian,_Pu_Du,_Carina_Fian,_Alexei_V._Filippenko,_Jonathan_Gelbord,_Michael_R._Goad,_Diego_H._Gonzalez_Buitrago,_Catherine_J._Grier,_Patrick_B._Hall,_Chen_Hu,_Dragana_Ilic,_Michael_D._Joner,_Shai_Kaspi_Christopher_S._Kochanek,_Kirk_T._Korista,_Andjelka_B._Kovacevic,_Daniel_Kynoch,_Jacob_N._McLane,_Missagh_Mehdipour,_Jake_A._Miller_Christos_Panagiotou,_Rachel_Plesha,_Luka_C._Popovic,_Daniel_Proga,_Daniele_Rogantini,_Thaisa_Storchi-Bergmann,_David_Sanmartim,_Matthew_R._Siebert,_Marianne_Vestergaard,_Martin_J._Ward,_Tim_Waters,_and_Fatima_Zaidouni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12896 |
AGNSTORM2コラボレーションは、HST、Swift、XMM-Newton、NICER、および地上観測所を含む、1年にわたる多波長の調整された残響マッピングキャンペーンのためにセイファート1銀河Mrk817をターゲットにしました。NICERとXMMによる初期の観測では、過去の観測よりも10倍も暗いX線状態が明らかになりました。次のNICERスペクトルの分析では、観測されたX線フラックスの変動性が、少なくとも1桁のオブスキュラーの両方のカラム密度の変化に起因すると考えています($N_\mathrm{H}$の範囲は$2.85\substack{+0.48から
| Title |
Neutron_Star_Mergers_and_the_Quark_Matter_Equation_of_State |
| Authors |
Grant_J._Mathews,_Atul_Kedia,_Hee_Il_Kim,_and_In-Saeng_Suh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12897 |
中性子星が合体すると、非常に高い核密度に近づく可能性があります。ここでは、クォーク物質へのクロスオーバー遷移の有無にかかわらず、さまざまな核状態方程式を使用して、中性子星連星合体からの進化と重力波放出に関する最近の結果をまとめました。中性子星連星合体からの後期重力波放出が、クォーク物質へのクロスオーバー遷移の存在をどのように明らかにする可能性があるかについて議論します。
キロノバ AT2017gfo のヘリウムおよびストロンチウム線の非 LTE 解析
| Title |
Non-LTE_analysis_for_Helium_and_Strontium_lines_in_the_kilonova_AT2017gfo |
| Authors |
Yuta_Tarumi,_Kenta_Hotokezaka,_Nanae_Domoto,_and_Masaomi_Tanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13061 |
キロノバスペクトルは、中性子星の合体で合成された元素に関する貴重な情報を刻み込んでいます。GW170817に関連するキロノバであるAT2017gfoでは、8000オングストローム付近を中心とする分光学的特徴は、単一イオン化ストロンチウムから生じるP-Cygniプロファイルとして解釈されています。最近、Perego等。(2022)は、ヘリウム10833ラインがこの機能の別の説明になり得ることを示唆しました。ここでは、非局所熱力学的平衡下での線の特徴を調べます。放射性崩壊生成物の停止による噴出物の電離は、ライン形成領域の周りの電離状態を大幅に高めることができることがわかりました。球対称性とライン形成領域の均一な元素分率の仮定の下で、キロノバスペクトルを計算します。噴出物中の0.2\%(質量)のヘリウムが、1.43ドルから4.40ドルの観測スペクトルでP-Cygniの特徴を再現できることを発見しました。質量分率が$1\%$のストロンチウムも、$\sim1.5\,$daysで吸収特性を示すことができますが、放射性崩壊生成物によるイオン化により、時間とともに弱くなります。Heラインシグネチャの強度は、最初の2つのエポックのUV強度に敏感に依存します。$r$プロセス要素によるUVラインブランケットのさらなるモデリングと、軽い$r$プロセス要素の光学特性は、ヘリウムとストロンチウムの特徴を区別するために重要です。Heの質量分率は、質量放出メカニズムを調べることができる噴出物エントロピーの優れた指標です。
孤立したパルサーの制動「指標」のモデル化
| Title |
Modelling_the_braking_"index''_of_isolated_pulsars |
| Authors |
E._C._A._Araujo,_V._A._De_Lorenci,_P._Peter,_and_L._S._Ruiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13322 |
孤立したパルサーは、一般にその回転軸と有限の角度をなす高い磁気双極子モーメントを持つ回転中性子星です。結果として、磁気双極子放射(MDR)の放出は、その回転エネルギーを継続的に奪います。このプロセスは、星の角速度を時間的に減少させます。これは、通常、その制動指数の観点から定量化されます。この単純なメカニズムが孤立したパルサーのスピン進化の主な理由ですが、この効果の唯一の原因ではないかもしれません。若い孤立したパルサーのほとんどは、MDRモデルによって与えられる値より一貫して低いブレーキングインデックス値を示します。弱磁場(ニュートン)極限で作業することで、MDR放射によって生成される反作用効果として、星の形状が楕円体構成の周りでぐらつくことを可能にすることにより、このようなシステムの進化を説明する上で、現在の作業を一歩進めます。振動の内部減衰が発生し、システムに別の形態のエネルギー損失が導入されると想定されます。この現象は、純粋なMDRモデル予測からの制動指数の偏差に関連している可能性があります。数値計算は、典型的な孤立したパルサーの平均制動指数がこのように簡単に説明できることを示唆しています。
パルサーとトランジェントの GMRT 高解像度南天サーベイ -- V: 2 つのミリ秒パルサーの局在化
| Title |
The_GMRT_High_Resolution_Southern_Sky_Survey_for_pulsars_and_transients_--_V:_Localisation_of_two_millisecond_pulsars |
| Authors |
Shyam_Sunder,_Jayanta_Roy,_Sanjay_Kudale,_Bhaswati_Bhattacharyya,_Arpit_K._Behera,_and_Shubham_Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13363 |
新たに発見されたミリ秒パルサー(MSP)のタイミングの追跡は、発見に関連するより大きな位置の不確実性(数十分角)によって妨げられています。この論文では、GMRTHighResolutionSouthernSky(GHRSS)サーベイによって発見された2つのMSPのローカライゼーションを、33MHzのオフラインコヒーレント分散ゲート相関器を使用して最大アーク秒の精度で提示します。このゲート相関器は、以前の16~MHz設計のアップグレードバージョンです。観測帯域幅が2倍に強化されたこの新しい開発により、画像ドメインでの感度が向上し、より正確な位置特定が可能になります。正確な位置を利用して、300から1460MHzにアップグレードされたGMRTの高感度フェーズドアレイ(PA)ビームでこれら2つのMSPを追跡しました。これら2つのMSPのPAモードでのより感度の高い観測により、正確な($\sim$sub-$\mus$)到着時間が得られ、DMの不確実性は$10^{-4}-10^{-5}$$pc\,cm^{-3}$.また、300～1460MHzでの2つのMSPのプロファイルの進化についても報告します。最後に、低周波重力波の検出を目的としたパルサータイミングアレイ実験に対するこれらのMSPの適合性について説明します。
Konus-\textit{WIND} および \textit{SRG}/ART-XC 観測による非常にエネルギーの高い GRB~221009A の特性
| Title |
Properties_of_the_extremely_energetic_GRB~221009A_from_Konus-\textit{WIND}_and_\textit{SRG}/ART-XC_observations |
| Authors |
D._Frederiks,_D._Svinkin,_A._L._Lysenko,_S._Molkov,_A._Tsvetkova,_M._Ulanov,_A._Ridnaia,_A._A._Lutovinov,_I._Lapshov,_A._Tkachenko,_V._Levin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13383 |
我々は、Konus-Wind(KW)とMikhailPavlinskyART-XC望遠鏡の観測と近くのGRB221009Aの分析について報告する。バースト放出のパルスプロンプトフェーズは$\sim600$~s続き、20~ks以上持続する安定したべき法則減衰が続きます。KWおよびART-XC光度曲線とKWスペクトルデータの分析から、バーストの時間平均スペクトルピークエネルギー$E_p\approx2.6$~MeV、$E_p$を、最も明るい発光ピーク$E_p\approx3.0で導出します。$~MeV、合計20~keV--10~MeVのエネルギーフルエンスは$\approx0.21$~erg~cm$^{-2}$、同じバンド内のピークエネルギーフラックスは$\approx0.03$~erg~cm$^{-2}$~s$^{-1}$.観測された莫大なフルエンスとピークフラックスは、赤方偏移$z=0.151$で、等方性エネルギー放出$E_{\mathrm{iso}}\approx1.2\times10^{55}$~erg(または$\gtrsim6.5$~太陽静止質量)および等方性ピーク光度$L_{\mathrm{iso}}\approx3.4\times10^{54}$~erg~s$^{-1}$(64ミリ秒スケール)、GRB~221009Aは、1997年のGRB宇宙時代の開始以来観測された最もエネルギーが高く、最も明るいバーストの1つです。バーストの等方性エネルギー論は、$>$300~KWの「アマティ」と「ヨネトク」の両方の硬度-強度相関にうまく適合します。これは、GRB~221009Aが「通常の」長いGRBの非常にハードで超エネルギッシュなバージョンである可能性が高いことを意味します。
磁気リコネクションにおける熱粒子と非熱粒子のエネルギー分配
磁気リコネクションは、磁場エネルギーをプラズマ運動エネルギーに迅速に変換する最も重要なメカニズムであることが長い間知られていました。また、リコネクションによるエネルギー散逸は、プラズマの加熱機構としてだけでなく、非熱粒子を加速するプラズマ機構としても注目されています。しかし、磁気リコネクション中の熱プラズマと非熱プラズマのエネルギー分配は理解されていません。ここでは、エネルギー分配をプラズマシート温度とガイド磁場の関数として調べました。反平行磁場または弱いガイド磁場による相対論的リコネクションでは、非熱エネルギー密度が全運動プラズマエネルギー密度の$90\%$以上を占める可能性があるが、ガイド磁場を強化すると効率が抑制されることがわかった。非熱粒子加速。反平行磁場の非相対論的リコネクションでは、消散された磁場エネルギーのほとんどが熱プラズマ加熱に変換されます。ただし、適度な値の弱いガイド磁場では、非熱粒子加速効率が向上しますが、適度な値を超えてガイド磁場を強化すると、効率が抑制されます。
ハード状態の低質量ブラック ホール X 線連星のサンプルにおける X 線スペクトル相関
べき法則の放出と反射成分は、ブラックホールの周りの降着プロセスに関する貴重な洞察を提供します。この作業では、\emph{theNuclearSpectroscopicTelescopeArray}の広帯域スペクトルカバレッジのおかげで、低質量ブラックホールX線連星(BHXRB)のサンプルのスペクトル特性を調べます。以前の研究と一致して、光子指数$\Gamma$と反射率$R$(ディスクを照らすコロナ強度と観測者に到達するコロナ強度の比)の間には正の相関関係があることがわかりましたが、MAXIJ1820+070を除く。この線源が、光子指数$\Gamma$とX線光度log$L_{\rmX}$の間のよく知られた「V」字型の相関関係から逸脱していることは、非常に興味深いことです。より具体的には、$\simから狭い範囲で光度が3分の1に減少するため、$\Gamma$とlog$L_{\rmX}$の間に$\Lambda$型の相関が観察されます。10^{38}$から$10^{37.5}$$\rmerg~s^{-1}$.さらに、$R$とハード状態のBHXRBのX線光度との間に強い正の相関があることを発見しました。、ディスクとコロナのカップリングと進化に制約を課します。
| Title |
Analyzing_the_speed_of_sound_in_neutron_star_with_machine_learning |
| Authors |
Sagnik_Chatterjee,_Harsha_Sudhakaran_and_Ritam_Mallick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13648 |
この作業では、ニューラルネットワークを使用して中性子星内部の音速の変化と痕跡異常を解析しました。中性子星の最近の観測から、熱力学的安定性、制約に束縛された音速を維持することにより、不可知論的状態方程式の族を構築します。質量と半径のデータはニューラルネットワークの入力となり、出力として音速が得られます。音速は非単調な動作を示し、トレーニングされたデータはよりソフトな状態方程式を予測します。ニューラルネットワークは、中間質量星の中心で硬い状態方程式を予測し、大質量星はそれらの中心で比較的柔らかい状態方程式を持っています。ただし、トレースの異常は、データをトレーニングすると、トレーニングされていないデータに対して非単調な動作を示します。ニューラルネットワークでは、トレース異常は単調な動作を示し、$\Delta\ge0$の状態が維持されます。
HESS J1809$-$193: パルサー風星雲の周りに放出された電子のハロー?
| Title |
HESS_J1809$-$193:_a_halo_of_escaped_electrons_around_a_pulsar_wind_nebula? |
| Authors |
H.E.S.S._Collaboration:_F._Aharonian,_F._Ait_Benkhali,_J._Aschersleben,_H._Ashkar,_M._Backes,_V._Barbosa_Martins,_R._Batzofin,_Y._Becherini,_D._Berge,_M._B\"ottcher,_C._Boisson,_J._Bolmont,_J._Borowska,_M._Bouyahiaoui,_F._Bradascio,_M._Breuhaus,_R._Brose,_F._Brun,_B._Bruno,_T._Bulik,_C._Burger-Scheidlin,_T._Bylund,_S._Caroff,_S._Casanova,_J._Celic,_M._Cerruti,_P._Chambery,_T._Chand,_A._Chen,_J._Chibueze,_O._Chibueze,_J._Damascene_Mbarubucyeye,_A._Djannati-Ata\"i,_A._Dmytriiev,_S._Einecke,_J.-P._Ernenwein,_K._Feijen,_M._Filipovic,_G._Fontaine,_M._F\"u{\ss}ling,_S._Funk,_S._Gabici,_Y.A._Gallant,_S._Ghafourizadeh,_G._Giavitto,_L._Giunti,_D._Glawion,_P._Goswami,_G._Grolleron,_M.-H._Grondin,_L._Haerer,_J.A._Hinton,_W._Hofmann,_T._L._Holch,_M._Holler,_D._Horns,_Zhiqiu_Huang,_M._Jamrozy,_F._Jankowsky,_et_al._(94_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13663 |
コンテクスト。HESSJ1809$-$193は、銀河面に位置する非関連の超高エネルギー$\gamma$線源です。それはエネルギーの高いパルサーPSRJ1809$-$1917の星雲に接続されていますが、近くに存在する超新星残骸と分子雲も関連している可能性があります。最近、HAWC天文台で$\sim$100TeVのエネルギーまでの$\gamma$線放出が検出されたことで、HESSJ1809$-$193への関心が再燃しました。ねらい。我々は、HESSJ1809$-$193の$\gamma$線放射の起源を理解することを目指しています。メソッド。HESSJ1809$-$193で0.27TeV以上で取得した93.2時間のデータを、高エネルギー立体視システム(H.E.S.S.)を使用して、多成分の3次元尤度分析を使用して分析しました。さらに、HESSJ1809$-$193の領域内で1GeV以上のFermi-LATデータの12.5年分の新しい分析を提供します。得られた結果は、時間依存のモデリングフレームワークで解釈されます。結果。初めて、H.E.S.S.で検出された放出を解決することができました。$\sim$13TeVでスペクトルカットオフを示す拡張コンポーネントと、PSRJ1809$-$1917の近くに位置し、明確なスペクトルカットオフを示さないコンパクトコンポーネントです。Fermi-LAT解析では、拡張されたH.E.S.Sと同様のスケールで、拡張された$\gamma$線放出も明らかになりました。成分。結論。私たちのモデリングは、そのスペクトルと空間範囲に基づいて、拡張されたH.E.S.S.成分は、パルサー風星雲の周りにハローを形成する古い電子からの逆コンプトン放出によって引き起こされる可能性があります。コンパクトな構成要素は、パルサー風星雲または超新星残骸と分子雲のいずれかに接続される可能性があります。スペクトルが比較的急勾配であるため、Fermi-LAT発光をH.E.S.S.とともにモデル化します。コンポーネントは簡単ではありません。(要約)
ディープ ロックマン ホール調査を例として使用した SRG/eROSITA X 線源の光学的クロスマッチ
| Title |
Optical_Cross-Match_of_SRG/eROSITA_X-ray_Sources_Using_the_Deep_Lockman_Hole_Survey_as_an_Example |
| Authors |
S._D._Bykov,_M.I._Belvedersky,_M.R._Gilfanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13689 |
広視野X線天空調査で検出されたソースの光学的識別のための方法を提示します。X線源と光学フィールドオブジェクトの光学対応物の母集団の測光属性を特徴付けるために、ニューラルネットワークモデルを構築およびトレーニングしました。測光情報処理の結果は、X線源と光学的DESIレガシー画像測量線源との確率論的クロスマッチに使用されます。この方法の効率は、SRG/eROSITAのロックマンホール調査を使用して説明されています。メソッドの精度を推定するために、X線源のChandraおよびXMM-Newtonカタログに基づいて検証サンプルを作成しました。私たちの方法でのクロスマッチ精度は、X線カタログ全体で94%に達し、フラックス$F_{\rmx,0.5-2}>10^{-14}$erg/s/cmの線源では97%に達します。$^2$。光学識別モデルのさらなる開発と、SRG/eROSITA全天調査データへの適用に必要な手順について説明します。
超新星残骸(SNR)からの熱X線スペクトルは、さまざまな元素からの多数の線放出によって支配されます。個々の線を解決することは、高温および低密度の非平衡プラズマの診断、電荷交換や共鳴線散乱などのスペクトル特性の特定、SN噴出物および星周の運動学および元素存在量の解明など、さまざまな科学的トピックにとって非常に重要です。非常に明るいSNRのX線スペクトルに見られる絶滅の特徴から、星間物質や惑星の大気を研究しています。この章では、これまでに得られたSNRの高分解能X線分光法について概説します。ほとんどの結果は、アインシュタイン、チャンドラ、およびXMM-ニュートン衛星に搭載された分散分光計で得られました。これらの分散型分光計はスリットレスであったため、高解像度の分光法を成功させるには、角度サイズが数分未満の小さなオブジェクトを選択する必要があります。この制限にもかかわらず、3つの衛星は、過去数十年間に実りある科学的成果をもたらしました。低温マイクロ熱量計のアレイは、SNRの高解像度X線分光法に優れた機会を提供します。これは、大幅に拡張されたソースと点状のソースに対して機能する非分散分光計であるためです。ひとみ衛星に搭載されたマイクロカロリメータは、その短い寿命の間にすでに先駆的な結果をもたらしました。ヒトミの回収ミッションである今後のX線イメージングおよび分光ミッションは、SNRの高解像度X線分光法への新しい発見の窓を真に開きます。
1E 1547.0-5408 の電波遮断、グリッチ、X 線バーストは、磁気再構成によって解釈されました
2022年4月に、電波の強いマグネター1E1547.0--5408から短いX線バーストが観測されました。しかし、異常なことに、ソースはバーストの$\gtrsim3\,$weeks\emph{prior}で電波脈動を示しなくなりました。回収後、無線計時により、オブジェクトにも軽度の不具合が発生していたことが明らかになりました。全体的なイベントのモデルが構築され、最初の穏やかな摂動が極冠近くの磁気ジオメトリを調整し、浅いフラクチャにつながります。ペアプラズマ火球から漏れる地殻噴出物または粒子は、磁気圏のギャップを汚染し、パルサーメカニズムを遮断しますが、エネルギー放出は、X線フラックスを著しく増強するほど大きくはありません。この摂動は徐々に増加し、最終的にバーストを促進する大規模なエネルギー再分配を引き起こします。星の質量四重極モーメントが連動して変化し、グリッチが発生します。一連の流体磁気平衡によって流体が進化する準静的モデルに基づいて、この解釈に基づく磁気再構成の定量的推定が提供されます。
AMXP SAX J1808.4-3658 の 2019 年の急増と、MAXI J0911-655 および XTE J1701-462 の無線フォローアップ
| Title |
The_2019_outburst_of_AMXP_SAX_J1808.4-3658_and_radio_follow_up_of_MAXI_J0911-655_and_XTE_J1701-462 |
| Authors |
K.V.S._Gasealahwe,_I.M._Monageng,_R.P._Fender,_P.A._Woudt,_S.E._Motta,_J._van_den_Eijnden,_D.R.A._Williams,_I._Heywood,_S._Bloemen,_P.J._Groot,_P._Vreeswijk,_V._McBride,_M._Klein-Wolt,_E._K\"ording,_R._Le_Poole,_D._Pieterse_and_S._de_Wet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13899 |
MeerKATで取得した、降着中のミリ秒X線パルサーSAXJ1808.4-3658の2019年の爆発の無線カバレッジを提示します。このシステムでの降着とジェット形成の間の結合を調査するために、これらのデータを同時のX線および光学測定値と比較しますが、光学ライトカーブはアウトバーストのより詳細な情報を提供します。主なアウトバーストのピークに続く再フレア活動は、電波の再ブライトニングと関連しており、アウトバーストのこの段階でジェットが強化されたことを示しています。我々は準同時の電波とX線の測定値を地球規模の電波:X線連星のX線平面に配置し、それらが以前のアウトバースト測定値と同じ光度空間の領域に存在することを示しますが、このソースの相関関係を大幅に改善します。.また、降着中のミリ秒X線パルサーMAXIJ0911-655と遷移Z/環礁型遷移XTEJ1701-462からの電波放出の上限も示します。後者のソースでは、ソースの以前の電波観測で報告された近くの大規模な構造が〜15年間持続していることも確認しており、ほぼ確実に背景の電波銀河であり、X線トランジェントとは関連していません。
Swift/UVOT: 18 年にわたる GRB の発見と進歩
NeilGehrelsSwiftObservatory(Swift)は18年間運用されています。Swiftに搭載されている紫外線/光学望遠鏡(UVOT)は、ガンマ線バースト(GRB)からの最も初期の光学/UV放射をキャプチャするように設計されており、ガンマ線放射の最初の数分から数日にわたるものです。この記事では、Swift/UVOTによって観測された長いGRB(プロンプトガンマ線持続時間が2秒を超える)の概要を説明し、過去18年間にSwift/UVOTによって達成された主要な発見を概説します。光/UV放射、特に初期の光/UV残光に関する知識と理解のどこが改善されたかを説明します。
IC 10 X-1 で Wolf-Rayet 星の恒星風を探る
| Title |
Probing_the_Stellar_Wind_of_the_Wolf-Rayet_Star_in_IC_10_X-1 |
| Authors |
Sayantan_Bhattacharya,_Silas_G._T._Laycock,_Andre-Nicolas_Chene,_Breanna_A._Binder,_Dimitris_M._Christodoulou,_Ankur_Roy,_Nicholas_M._Sorabella,_and_Rigel_C._Cappallo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13984 |
IC10X-1は、恒星質量ブラックホール(BH)とP=34.9時間の公転周期を持つウォルフライエ(WR)供与星を含む食中の高質量X線連星(HMXB)です。この連星は、重力波源の前駆体となる可能性のあるシステムのグループに属しているため、IC10X-1などのシステムのダイナミクスを理解することが最も重要です。顕著なHeII4686輝線(以前はBHの質量推定に使用されていた)は、X線食と位相がずれており、この線がWR星の電離風または降着円盤のどこかで発生していることを示唆しています。2001年から2019年の間に観測されたGEMINI/GMOSアーカイブから52個のスペクトルを取得しました。スペクトルを個別に分析し、信号対雑音比を改善するために軌道位相でビニングした後にスペクトルを分析しました。積み上げられたデータのRV曲線は過去の結果と似ており、バイナリの全体的なパラメーターが一定のままであることを示しています。ただし、HeIIラインプロファイルは、X線硬度比の値との相関関係を示しています。また、ラインプロファイルの顕著な歪みを報告しており、歪みは軌道位相によって異なります。これらの結果は、HeII線が、BHの電離放射線と降着流との相互作用によって生成される恒星風の構造を追跡するというパラダイムをサポートしています。文献で提案されている2つの代替仮説の観察可能な特徴を比較します。そして、ラインプロファイルのバリエーションがこれらの各モデルにどのように適合するかを調べます。
電波ジェットに複数のホットスポットを形成する新しいメカニズム
| Title |
New_mechanisms_for_forming_multiple_hotspots_in_radio_jets |
| Authors |
Maya_A._Horton,_Martin_G._H._Krause,_Martin_J._Hardcastle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14023 |
電波銀河のホットスポットは、衝撃による粒子加速の領域です。複数のホットスポットは、ジェット運動または歳差運動の潜在的な指標として長い間特定されてきました。よくある2つの説明では、二次的なホットスポットは、前の噴流の終点の位置、または偏向した逆流による衝撃のいずれかであると説明されています。いわゆる歯科医のドリルおよびスプラッタースポットモデルです。さまざまなパラメーターを使用して、歳差運動ジェットの高解像度シミュレーションを作成しました。既存のメカニズムに加えて、我々の結果は、複数のホットスポット形成のための3つの追加メカニズムを示しています。（1）大きな端末ホットスポットのパッシブコンポーネントとアクティブコンポーネントへの分割。(2)ジェット気流の分裂により、2つのアクティブなホットスポットが生じます。(3)乱流の繭でのジェットの終了の結果として形成される動的な複数のホットスポット複合体は、ここでは急速な歳差運動に関連しています。これらの異なるタイプの複数のホットスポットは、合成電波マップ、特にジェット自体と間違えやすいホットスポット複合体で区別するのが難しいことを示しています。ジェット歳差運動が形態の重要な要素であるという仮説のバイナリ超大質量ブラックホールシステムへの影響について説明し、LOFARTwo-MetreSkySurveyDataRelease2(LoTSSDR2)を使用して見つかった潜在的な歳差運動候補の選択を示します。
GRB 221009A、ボート
| Title |
GRB_221009A,_The_BOAT |
| Authors |
Eric_Burns,_Dmitry_Svinkin,_Edward_Fenimore,_Jos\'e_Feliciano_Ag\"u\'i_Fern\'andez,_Dmitry_Frederiks,_D._Alexander_Kann,_Rachel_Hamburg,_Stephen_Lesage,_Yuri_Temiraev,_Anastasia_Tsvetkova,_Elisabetta_Bissaldi,_Michael_S._Briggs,_Cori_Fletcher,_Adam_Goldstein,_C._Michelle_Hui,_Boyan_A._Hristov,_Daniel_Kocevski,_Alexandra_L._Lysenko,_Bagrat_Mailyan,_Judith_Racusin,_Anna_Ridnaia,_Oliver_J._Roberts,_Mikhail_Ulanov,_Peter_Veres,_Colleen_A._Wilson-Hodge,_and_Joshua_Wood |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14037 |
GRB221009Aは、史上最も明るい(ボート)と呼ばれています。我々は、半世紀にわたる即時ガンマ線バースト観測と比較することにより、この声明の信憑性を調査します。このバーストは、ピークフラックスとフルエンスの測定によってこれまでに検出された中で最も明るいものです。予想外に、GRB221009Aはこれまでに同定された中で最大の等方性等価総エネルギーを持ち、ピーク光度は既知の分布の$\sim99$パーセンタイルにあります。このようなバーストにどのように電力を供給することができるかを探り、超長距離で高赤方偏移のガンマ線バーストの潜在的な影響について議論します。総フルエンスとピークフラックス分布の幾何学的外挿により、GRB221009Aは10,000年に1回のイベントのように見えます。このように、宇宙の歴史全体でボートではないことはほぼ確実ですが、人類の文明が始まって以来、最も明るいガンマ線バーストである可能性があります。
電波銀河の超高エネルギー宇宙線によって引き起こされる核および電磁カスケード：ケンタウルス A への影響
| Title |
Nuclear_and_electromagnetic_cascades_induced_by_ultrahigh-energy_cosmic_rays_in_radio_galaxies:_implications_for_Centaurus_A |
| Authors |
B._Theodore_Zhang_and_Kohta_Murase |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14048 |
超高エネルギー(VHE)$\gamma$線($\gtrsim0.1\rm~TeV$)とニュートリノは、超高エネルギー宇宙線(UHECR)の加速器を特定するために重要ですが、これは特にUHECR原子核では困難です。.この作業では、電波銀河などの安定したUHECR加速器を考慮して、核カスケードと電磁気カスケードの両方が首尾一貫して考慮されるUHECRとその二次の輸送方程式を解くための数値コードを開発します。特に、ローカルユニバースで最も有望なUHECRソースの1つとして提案されているケンタウルスAに焦点を当てます。H.E.S.S.によるキロパーセックスケールのジェットからの拡張VHE$\gamma$線放射の観測に動機付けられました。望遠鏡では、大規模ジェットで加速されたUHECRと、ブレーザーのようなビームコア放射を含むさまざまなターゲット光子場との間の相互作用を研究し、光崩壊とベーテを含むUHECR核のVHE$\gamma$線シグネチャに関する定量的研究を提示します●ハイトラーペアの制作過程。UHECRの主な組成が中質量(酸素など)の原子核で構成されていることを考えると、UHECR原子核からのVHE$\gamma$線は、地上の$\gamma$線望遠鏡で検出できることを示しています。
球状ダストによる光偏光のモデルをテストするための典型的な例
| Title |
Paradigmatic_examples_for_testing_models_of_optical_light_polarization_by_spheroidal_dust |
| Authors |
C._Peest,_R._Siebenmorgen,_F._Heymann,_T._Vannieuwenhuyse,_M._Baes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13306 |
整列した球状ダスト粒子の散乱、二色性消光、および複屈折による放射の偏光を実装し、3Dモンテカルロ放射伝達(MCRT)コードでテストする方法に関する一般的なフレームワークを提示します。ダストに覆われた物体のストークスパラメータの変化を支配する放射伝達方程式を解くための方法論を導き出します。我々はマラー行列を利用し、回転楕円体粒子と電子の吸光、散乱、線形、円偏光断面積を利用します。確立されたMCRTコードが使用され、その機能はストークス形式を含むように拡張されています。変化を計算します。球状粒子の散乱、二色性消光、および複屈折による光の偏光状態で.光学的深さとアルベドの偏光への依存性が扱われます.ランダムウォークステップと同様に、両方の球状粒子による散乱の実装オブジェクトの観測可能な放射の偏光は、モデル空間を離れる光子パッケージの角度ビニング法と、画像生成のための逆光線追跡ルーチンによって決定されます。球状ダスト粒子による光偏光の解析解を導き出すパラダイム的な例.これらのテストはスイートですdは、MCpolやその他のコードのベンチマーク検証に使用され、到達した数値精度を定量化できます。分析ソリューションと比較した場合、MCpolがストークスパラメーターの0.1%以内で非常によく一致していることを示します。
ガンマ線リアルタイム解析ソフトウェア開発のための RTApipe フレームワーク
| Title |
The_RTApipe_framework_for_the_gamma-ray_real-time_analysis_software_development |
| Authors |
N._Parmiggiani,_A._Bulgarelli,_D._Beneventano,_V._Fioretti,_A._Di_Piano,_L._Baroncelli,_A._Addis,_M._Tavani,_C._Pittori_and_I._Oya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13419 |
マルチメッセンジャー時代では、ガンマ線バーストなどの過渡現象を研究するために、天文施設間の観測の調整が必須であり、ガンマ線座標ネットワークなどのネットワークを通じて科学コミュニティと情報を共有することによって達成されます。施設は通常、リアルタイムの科学分析パイプラインを開発して、一時的なイベントを検出し、天体物理学コミュニティに警告し、他の天文台から受信した科学警告の反応時間を短縮します。この作業では、現在および将来のガンマ線観測所向けのリアルタイム科学分析パイプラインの開発を促進するように設計されたRTApipeフレームワークを提示します。このフレームワークは、パイプラインアーキテクチャと自動化を提供し、研究者が科学的側面に集中し、さまざまなテクノロジで開発された既存の科学ツールを統合できるようにします。パイプラインは、データ取得中に構成されたすべての分析を自動的に実行します。このフレームワークは、科学警報ネットワークと連携して、他の施設で共有される一時的なイベントの追跡分析を実行できます。分析は並行して実行され、優先順位を付けることができます。ワークロードは、マシンのクラスター上で非常にスケーラブルです。このフレームワークは、コンテナ化テクノロジを使用して必要なサービスを提供し、展開を容易にします。AGILE宇宙ミッション用に開発されたRTAパイプラインと、地上ベースの将来のチェレンコフ望遠鏡アレイ観測所用のSAGシステムのプロトタイプを提示し、RTApipeフレームワークを使用して、宇宙と宇宙の両方のガンマ線観測所用のパイプラインを正常に開発できることを確認します。地上ベース。
ASTRI ミニアレイ プロジェクトのオンライン観測品質システム ソフトウェア アーキテクチャ
| Title |
The_Online_Observation_Quality_System_Software_Architecture_for_the_ASTRI_Mini-Array_Project |
| Authors |
N._Parmiggiani,_A._Bulgarelli,_L._Baroncelli,_A._Addis,_V._Fioretti,_A._Di_Piano,_M._Capalbi,_O._Catalano,_V._Conforti,_M._Fiori,_F._Gianotti,_S._Iovenitti,_F._Lucarelli,_M._C._Maccarone,_T._Mineo,_S._Lombardi,_V._Pastore,_F._Russo,_P._Sangiorgi,_S._Scuderi,_G._Tosti,_M._Trifoglio,_L._Zampieri_and_the_ASTRI_Project |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13603 |
ASTRIMini-Arrayは、イタリア国立天体物理学研究所が主導する国際共同研究です。このプロジェクトは、非常に高いエネルギー(TeV)でガンマ線源を研究し、星の強度干渉観測を行うために、9台の画像大気チェレンコフ望遠鏡のアレイを構築および運用することを目的としています。ASTRIミニアレイプロジェクトのオンライン観測品質システム(OOQS)を実装するために使用されるソフトウェアアーキテクチャとテクノロジについて説明します。OOQSは、チェレンコフカメラと強度干渉計測機器によってリアルタイムで取得されたデータのデータ品質チェックを実行することを目的としており、検出された異常状態について中央制御システムとオペレーターの両方にフィードバックを提供します。OOQSは、他のサブシステムに通知し、異常を迅速に修正するための反応をトリガーできます。データ品質分析の結果(カメラプロット、ヒストグラム、テーブルなど)は、さらなる調査のために品質アーカイブに保存され、オペレーターが利用できるレポートに要約されます。OOQSの結果が保存されると、オペレーターはヒューマンマシンインターフェースを使用して結果を視覚化できます。OOQSは、機器によって生成され、Kafkaサービスを介してアレイデータ取得システムから受信される高速データレート(最大4.5GB/秒)を管理するように設計されています。データは、Avroフレームワークを使用して送信中にシリアライズおよびデシリアライズされます。Slurmワークロードスケジューラは、並列分析やスケーラビリティなどの主要な機能を利用して分析を実行します。
MAGIC データ レガシーの確立: 標準化されたデータ形式とオープンソース分析ツールの採用
| Title |
Establishing_the_MAGIC_data_legacy:_adopting_standardised_data_formats_and_open-source_analysis_tools |
| Authors |
Cosimo_Nigro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13615 |
ガンマ線天文データの標準化は、次世代のガンマ線天文台の必要性として近年浮上しています。それにもかかわらず、ガンマ線機器に共通のフォーマットを採用することは、現在の世代のガンマ線機器にすでに利益をもたらす可能性があります。運用の終わりが近づくと、データレガシーの生成に自然なソリューションが提供されます。さらに、マルチ機器分析のデータ結合が容易になるため、これまでに収集された豊富なデータを使用して科学的発見の可能性が高まります。この寄稿では、MAGIC望遠鏡のデータをガンマ線天文学イニシアチブのデータ形式によって提案された標準化された形式に適合させる取り組みを初めて紹介します。標準化されたデータをオープンソースソフトウェアGammapyで分析し、得られた結果をMAGIC専用ソフトウェアMARSで生成された結果と比較することにより、データ変換を検証します。選択された両方のサンプル(カニ星雲とMrk421観測)について、抽出されたすべての科学的成果(スペクトルと光度曲線)について、2つのソフトウェアの結果の間に良好な一致が見られます。
STEM で過小評価されているグループをサポートするインフラストラクチャを構築するためのメンタリング戦略を加速および拡大する
| Title |
Accelerating_and_scaling_mentoring_strategies_to_build_infrastructure_that_supports_underrepresented_groups_in_STEM |
| Authors |
2030STEM_Collaboration_(1),_Jennifer_D._Adams_(2),_David_Asai_(3),_Ruth_Cohen_(1),_Alonso_Delgado_(4),_Stephanie_Danette_Preston_(5),_Jacqueline_K._Faherty_(1,6),_Mand\"e,_Holford_(1,6,7),_Erich_Jarvis_(8),_Marisela_Martinez-Cola_(9),_Alfred,_Mays_(10),_Louis_J._Muglia_(10,11,12),_Veeshan_Narinesingh_(13),_Caprice_Phillips_(4),_Christine,_Pfund_(14),_Patricia,_Silveyra_(15)_((1)_2030STEM_Inc,_New_York,_New_York,_USA_(2)_University_of_Calgary,_Calgary,_Alberta,_CAN_(3)_Center_for_the_Advancement_of_Science_Leadership_and_Culture,_Howard_Hughes_Medical_Institute,_Chevy_Chase,_Maryland,_USA_(4)_The_Ohio_State_University,_Columbus,_Ohio,_USA_(5)_The_Pennsylvania_State_University,_State_College,_Pennsylvania,_USA_(6)_American_Museum_of_Natural_History_New_York,_NY,_USA_(7)_Hunter_College_New_York,_NY,_USA_(8)_The_Rockefeller_University,_New_York,_New_York,_USA_(9)_Morehouse_College,_Atlanta,_Georgia,_USA_(10)_Burroughs_Wellcome_Fund,_Apex,_North_Carolina,_USA_(11)_Department_of_Pediatrics_University_of_Cincinnati_College_of_Medicine,_Cincinnati,_Ohio,_USA_(12)_Division_of_Human_Genetics,_Cincinnati_Children's_Hospital_Medical_Center,_Cincinnati,_Ohio,_USA_(13)_NOAA_Geophysical_Fluid_Dynamics_Laboratory,_Program_in_Atmospheric_and_Oceanic_Sciences,_Princeton_University,_Princeton,_New_Jersey,_USA_(14)_Wisconsin_Center_for_Education_Research,_University_of_Wisconsin_Madison,_Madison,_Wisconsin,_USA_(15)_Department_of_Environmental_and_Occupational_Health,_Indiana_University_Bloomington_School_of_Public_Health,_Bloomington,_Indiana,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13691 |
2030STEMのビジョンは、科学、技術、工学、数学(STEM)への完全なインクルージョンを達成するために必要な制度的構造と資金調達メカニズムの体系的な障壁に対処し、STEMセクター全体で過小評価されている集団の個人のリーダーシップの道筋を加速することです。2030STEMは、システムレベルのアプローチを採用して、STEMにおける多様な文化的アイデンティティを肯定する実践コミュニティを作成します。STEM労働力の同等性と代表性を実現するには、体系的な変化を加速する必要があります。メンターシップは、才能を保持することに影響を与えるため、STEMで過小評価されている人々が所属し、成功できると感じさせるために不可欠です。STEMで過小評価されている人々の研究とキャリアをサポートするために、異文化間のメンタリングに加えて、メンターシップの分野の両方について適切なトレーニングを受けたメンターへのアクセスを増やし、証拠に基づくメンターシップツールを使用してメンターの成果を改善する必要があります。メンティー関係を築き、組織レベルと個人レベルでメンターシップの永続的な文化を作ります。このホワイトペーパーでは、少数グループのSTEMの経験を向上させるために取り組んできた、研究に基づいたメンターシッププラクティスの概要を説明します。これは、2030STEMSalonsに基づく一連のホワイトペーパーの2番目であり、すべての人にとってより良いSTEMの世界を創造するために投資された革新的な思想家を集めています。私たちの最初のサロンでは、#XinSTEMイニシアチブなどのソーシャルメディアキャンペーンの力に焦点を当て、STEMの過小評価されたコミュニティによるインクルージョンとリーダーシップへの変化を加速させました。詳細については、#Change:HowSocialMediaisAcceleratingSTEMInclusionというタイトルの最初のホワイトペーパーをお読みください。
高精度の宇宙搭載計測システムのコンテキストにおける連続キャリアおよびコード追跡受信機の性能分析
| Title |
Performance_analysis_of_sequential_carrier-_and_code-tracking_receivers_in_the_context_of_high-precision_space-borne_metrology_systems |
| Authors |
Philipp_Euringer,_Gerald_Hechenblaikner,_Francis_Soualle,_Walter_Fichter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13819 |
将来の宇宙観測所は、キャリア位相の干渉測定によって重力波の検出を達成し、疑似ランダムノイズチップシーケンスの送信に基づく絶対距離測定と組み合わせて、相対距離の変化を決定できます。さらに、直接拡散スペクトル変調を使用することで、データ伝送が可能になります。以下では、計画された受信機アーキテクチャの性能評価の結果について報告し、位相と距離の読み取りを順次実行します。解析モデルは、測定帯域幅内の周波数でのチップ変調のパワースペクトル密度を位相ノイズの主な原因として特定するために提示されます。数値シミュレーションによって検証されたこのモデルは、位相読み出しでピコメートルのノイズレベルを必要とするミッションのバイナリ位相シフトキーイング変調を除外しますが、ほとんどの電力が測定帯域幅の外にシフトされたバイナリオフセットキャリア変調は、優れた位相を示します測定性能。遅延ロックループの測距解析により、測距バイアス変動を導入する前の位相追跡によるパルス形状の強い歪みが明らかになります。ただし、数値シミュレーションは、データ遷移に起因するこれらの変動が遅延追跡ループによって補償されるため、変調タイプに関係なく重要とは見なされないことを示しています。
Athena++ アダプティブ メッシュ リファインメント フレームワーク: 自己重力用のマルチグリッド ソルバー
| Title |
The_Athena++_Adaptive_Mesh_Refinement_Framework:_Multigrid_Solvers_for_Self-Gravity |
| Authors |
Kengo_Tomida_and_James_M._Stone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13903 |
Athena++アダプティブメッシュリファインメント(AMR)フレームワークでのマルチグリッドソルバーの実装と、自己重力のポアソン方程式の解への適用について説明します。新しいソルバーは、効率的な並列化のためにAMR階層とAthena++のTaskListフレームワークの上に構築されています。レベル境界での人為的な加速度を回避するラプラシアン演算子の保守的な定式化を採用しています。周期的、固定、ゼロ勾配の境界条件、および多重極展開に基づく開放境界条件が実装されています。MPIとOpenMPの両方を使用したハイブリッド並列化が採用されており、メソッドの精度とスケーリングを実証するテストの結果を提示します。均一なグリッドでは、マルチグリッドがFFTに基づく方法よりも大幅に優れており、Athena++の(高度に最適化された)磁気流体力学ソルバーが必要とする計算時間のごく一部しか必要としないことを示しています。メソッドの機能のデモンストレーションとして、適応メッシュでの磁化された原始星崩壊のテスト計算の結果を提示します。
強い 3.2 $\mu$m 輝線を含む Ca IV の衝突および光励起
CaIVの電子衝撃励起(EIE)の特徴の詳細な研究を、相対論的Breit-PauliR-Matrix法を使用して、n=2に属する54の微細構造レベルの大きな密結合波動関数展開で初めて報告します。3,4複合体。私たちの研究は、IRに3.2$\mu$mの強い輝線が存在することを予測しています。EIE衝突強度($\Omega$)は、バックグラウンドが強化された広範な共鳴を示し、その結果、約10,000Kで2.2の実効衝突強度($\gamma$)になり、約300,000Kで9.66に増加します。現在の結果には、すべての衝突強度が含まれています。54レベル中の1431の励起と、対象となる限られた数の遷移に対する有効な衝突強度。低エネルギー領域での広範な共鳴、共鳴の収束、および54レベルの波動関数を持つ部分波を発見しました。より高いエネルギーでは、衝突強度は禁制遷移の共鳴領域を超えて減少し、振動子強度が低い双極子許容遷移ではほぼ一定またはゆっくりと減少し、遷移のほぼプラトーまでln(E)のベテクーロン挙動とともに上昇します。F値が高い。
Araucaria プロジェクト: 高精度の軌道視差と連星の質量。 I. 10 個の二重線分光連星の VLTI/GRAVITY 観測
| Title |
The_Araucaria_project:_High-precision_orbital_parallaxes_and_masses_of_binary_stars._I._VLTI/GRAVITY_observations_of_ten_double-lined_spectroscopic_binaries |
| Authors |
A._Gallenne,_A._M\'erand,_P._Kervella,_D._Graczyk,_G._Pietrzy\'nski,_W._Gieren_and_B._Pilecki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12960 |
私たちは、切り離された連星の非常に正確でモデルに依存しない質量と距離を測定することを目指しています。$<1$%レベルの正確な質量は、恒星の内部および進化モデルをテストおよび調整するために必要ですが、正確で独立した軌道視差は、次のGaiaデータリリースをチェックするために不可欠です。RV測定と干渉観測を組み合わせて、10の二重線分光システムの軌道および物理パラメーターを決定しました。VLTI/GRAVITYからの新しい相対アストロメトリーを報告し、一部のシステムでは、各コンポーネントの動径速度を決定するための新しいVLT/UVESスペクトルを報告します。10個の連星系の距離とその構成要素の質量を0.03%（平均レベル0.2%）という高い精度で測定しました。それらは他の恒星パラメーター(有効温度、半径、フラックス比など)と組み合わされて、恒星の等時線に適合し、進化の段階と年齢を決定します。また、軌道視差をガイアと比較し、星の半分が軌道視差で$1\sigma$を超えていることを示しました。ただし、それらのRUWEは、信頼できるGaiaアストロメトリーで頻繁に使用されるカットオフ1.4を下回っています。GRAVITYスペクトルのテルル機能をフィッティングすることにより、高および中スペクトル分解能モードで波長キャリブレーションの精度を$\sim0.02$%と推定しました。連星の分光観測と干渉観測を組み合わせることで、非常に正確で正確な動的質量と軌道視差が得られることを実証します。それらは切り離された連星であるため、星の進化モデルを調整し、ガイア視差をテストするためのベンチマーク星として使用できます。
H$\alpha$ Stokes~$V$ プロファイルは、彩層磁場を調べますか?観察の視点
| Title |
Does_H$\alpha$_Stokes~$V$_profiles_probe_the_chromospheric_magnetic_field?_An_observational_perspective |
| Authors |
Harsh_Mathur,_K._Nagaraju,_Jayant_Joshi,_Jaime_de_la_Cruz_Rodr\'iguez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13118 |
H$\alpha$ラインのストークス$V$プロファイルの診断の可能性を調査し、$CaII8542{\AA}、SiI8536{\AA}およびFeI8538{STiC反転コードを使用した\AA}行。この研究では、2008年12月4日にDunnSolarTelescopeのSPINORから得られたCaII8542{\AA}およびH$\alpha$スペクトル線の細孔の同時分光偏光観測が使用されています。WFAは、H$\alpha$ラインのストークス$I$および$V$プロファイルに3つの波長範囲にわたって適用されました。つまり、ラインコア($\Delta\lambda=\pm0.35${\AA})ラインウィング($\Delta\lambda=[-1.5,-0.6]$and$[+0.6,+1.5]${\AA})とラインの全スペクトル範囲($\Delta\lambda=\pm1.5)${\AA})を使用して$B_{\mathrm{LOS}}$を導き出します。$\log\tau_{\mathrm{500}}$=$-$1および$で$\sim+800$および$\sim+600$Gの最大$B_{\mathrm{LOS}}$強度を見つけました-毛穴にそれぞれ$4.5。H$\alpha$ラインコアから推測される$B_{\mathrm{LOS}}$の形態学的マップは、$\log\tau_{\mathrm{の$B_{\mathrm{LOS}}$マップに似ています。500}}$=複数行の反転から推測される$-$4.5。H$\alpha$ラインウィングから推測された$B_{\mathrm{LOS}}$マップとフルスペクトル範囲は、$\log\で推測された$B_{\mathrm{LOS}}$マップと同様の形態学的構造を持っています。タウ_{\mathrm{500}}$=$-$1.WFAを使用してH$\alpha$から推定された$B_{\mathrm{LOS}}$は、マルチラインインバージョンから推定されたものよりも$\approx0.53$の係数で弱いです。
小規模な爆発的な太陽の特徴を解明するための将来の高解像度および高ケイデンス観測
| Title |
Future_High-Resolution_and_High-Cadence_Observations_for_Unraveling_Small-Scale_Explosive_Solar_Features |
| Authors |
Alphonse_C._Sterling,_Ronald_L._Moore,_Navdeep_K._Panesar,_Tanmoy_Samanta,_Sanjiv_K._Tiwari,_and_Sabrina_L._Savage |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13179 |
太陽コロナジェットは、超粒子に匹敵するサイズスケールの太陽上の磁気的に混合された極性の場所から発生する、太陽プラズマのコリメートされた放出であることが頻繁に発生します。ほとんどではないにしても、多くのコロナジェットは、小規模なフィラメントまたはミニフィラメントの噴出によって生成され、その磁場は、それ自体と周囲のコロナフィールドの両方と再結合します。ミニフィラメント噴火は、太陽フレアとコロナ質量放出(CME)を生成する典型的なフィラメント噴火の縮小版であるという証拠があります。さらに、多くの場合、フラックスの相殺であるミニフィラメントの噴火を引き起こし、それを引き起こす磁気プロセスは、同様に蓄積し、より大きなフィラメントの噴出を引き起こす可能性があります。したがって、コロナジェットの詳細な研究は、より大きな噴火を引き起こし、引き起こし、推進する物理学を教えてくれます。さらに、そのような研究は、コロナルジェットと同じように機能する可能性のある、ジェットレットやおそらくいくつかのスピキュールなど、より小規模なコロナルジェットのような機能を私たちに知らせる可能性があります.我々は、今後数十年間、高解像度(~0.1ピクセル)、高ケイデンス(~5秒)のEUVソーラーイメージングミッションを提案します。同様の物理学によって生成された太陽の特徴をスケーリングします。このようなミッションは、重大な宇宙天気の擾乱を引き起こすCMEなどのより大きな機能の運用に関する貴重な洞察を提供する可能性があり、コロナ加熱、太陽風加速、および磁気スイッチバックなどの太陽圏機能にとって重要な小規模機能も提供する可能性があります。太陽風でよく観測される。
磁気激変変数SRGEの偶然の発見 J075818-612027
| Title |
Serendipitous_discovery_of_the_magnetic_cataclysmic_variable_SRGE_J075818-612027 |
| Authors |
Samet_Ok,_Georg_Lamer,_Axel_Schwope,_David_A._H._Buckley,_Jaco_Brink,_Jan_Kurpas,_Dus\'an_Tub\'in,_and_Iris_Traulsen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13315 |
SRGEJ075818-612027の発見を報告します。SRG/eROSITACalPVによる散開星団NGC~2516の観測で、関係のないX線源として偶発的に発見された、深いストリームを食する磁気激変変数です。eROSITAデータのX線タイミングとスペクトル分析が提示され、TESS測光とSALT分光法の分析によって補足されます。X線測光では、$106.144(1)$分の周期で繰り返される2つの顕著な低下が明らかになりました。14か月のTESSデータは、同じ固有の期間を示しています。SALTで得られた低解像度識別スペクトルは、かなり青い連続体に水素バルマー輝線を表示します。測光信号のスペクトルと安定性により、この新しい天体は極型の大変動変数として分類されました。この図では、X線光度曲線のくぼみは、介在する降着流の吸収と主な降着領域の自食によって説明されます。この天体は、光学波長とX線波長の両方で長い(数か月)時間スケールで大きな等級差を示し、高い状態と低い状態として解釈されるため、極としての識別をサポートします。明相X線スペクトルは、9.7keVの単一温度熱放射とボロメトリックX線光度$L_{\rmX}\simeq8\times10^{32}$ergs$^{-1}で反射できます。$約2.7kpcの距離。ROSATで発見された極地で顕著に見られる顕著な軟X線放射成分が欠けています。
すばる/IRD 戦略プログラムからの M 星中期から後期にかけてのコンパニオンの直接イメージング探査
| Title |
Direct_Imaging_Explorations_for_Companions_around_Mid-Late_M_Stars_from_the_Subaru/IRD_Strategic_Program |
| Authors |
Taichi_Uyama,_Charles_Beichman,_Masayuki_Kuzuhara,_Markus_Janson,_Takayuki_Kotani,_Dimitri_Mawet,_Bun'ei_Sato,_Motohide_Tamura,_Hiroyuki_Tako_Ishikawa,_Bryson_Cale,_Thayne_Currie,_Hiroki_Harakawa,_Thomas_Henning,_Teruyuki_Hirano,_Klaus_Hodapp,_Yasunori_Hori,_Masato_Ishizuka,_Shane_Jacobson,_Yui_Kasagi,_Eiichiro_Kokubo,_Mihoko_Konishi,_Tomoyuki_Kudo,_Takashi_Kurokawa,_Nobuhiko_Kusakabe,_Jungmi_Kwon,_Masahiro_Machida,_Takao_Nakagawa,_Norio_Narita,_Jun_Nishikawa,_Masahiro_Ogihara,_Masashi_Omiya,_Takuma_Serizawa,_Akitoshi_Ueda,_Sebastien_Vievard,_Ji_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13354 |
すばる望遠鏡は現在、高精度近赤外線(NIR)分光計IRDを使用して、視線速度(RV)モニタリングを介して近くの中期/後期M~dwarfs周辺の太陽系外惑星を探索する戦略計画(SSP)を実行しています。系外惑星調査の観測戦略の一環として、RVトレンドなどの大質量伴星の特徴を使用して、それらの星の優先順位を下げます。しかし、このRV情報は、近隣のM~dwarfの星の多重度を研究するのに依然として有用です。このような「優先度の低い」M~dwarfの周りの伴星を探すために、Keck/NIRC2観測を使用して、NIR波長でのピラミッド波面センシングを使用して14のIRD-SSPターゲットを観測し、数秒角以内に準星質量の伴星に高い感度をもたらしました。2つの新しいコンパニオン(LSPM~J1002+1459~BおよびLSPM~J2204+1505~B)と2つの新しいコンパニオン候補(LSPM~J0825+6902~BおよびLSPM~J1645+0444~B)および既知の1つコンパニオン.IRDファイバー注入モジュールカメラによって解決された2つの既知のコンパニオンを含めて、合計で$\sim2-20$~auの間の予測された分離で7つ(4つの新しい)コンパニオンが検出されました.スペクトルライブラリとの色の比較は、LSPMが~J2204+1505~BおよびLSPM~J0825+6902~Bは後期Mスペクトルタイプと初期Lスペクトルタイプの間の境界に位置しています.明るい伴星が解決されていないターゲットの深い高コントラストイメージングでは、追加の伴星は明らかになりませんでしたNIRC2の検出限界は、潜在能力を制限する可能性があります。l10~au以上の準星質量伴星($\sim10-75\M_{\rmJup}$)。重要なRV傾向を持つIRD-SSP星の周りのKeck/NIRC2の失敗により、これらの天体は、さらなるRVモニタリングまたはJWSTを使用したより深いイメージングの有望なターゲットになり、NIRC2検出限界以下のより小さな質量の伴星を検索します。
短い開始時間と長い開始時間を持つ太陽エネルギー粒子イベント
| Title |
Solar_Energetic_Particle_Events_with_Short_and_Long_Onset_Times |
| Authors |
Kosuke_Kihara,_Ayumi_Asai,_Seiji_Yashiro,_Nariaki_V._Nitta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13541 |
通常、コロナ質量放出(CME)によって駆動される衝撃波に起因する漸進的な太陽エネルギー粒子(SEP)イベントは、さまざまな時間的挙動を示します。たとえば、CMEの打ち上げに関して10MeVを超える陽子開始時間であるTOは、ソース領域がいわゆる適切に接続された経度から遠くない場合でも、少なくとも1桁の分布を持っています。特に宇宙天気予報のコンテキストでは、TOを制御するものを理解することが重要です。ここでは、ソース領域のCME速度と経度が類似しているにもかかわらず、GeostationaryOperationsEnvironmentalSatelliteからの10MeVを超える陽子データに基づいて、TOが異なる西半球からの2つのSEPイベントを調べます。私たちは、CMEの高さと時間のプロファイルを電波力学と組み合わせることにより、CMEによって駆動される衝撃がどのように発生し、衝撃波のアルフエンマッハ数がどのように閾値に達するかについて、異なるTO(陽子放出時間)の理由を見つけようとしています。スペクトル。また、CME-CMEの相互作用と活性領域の特性がプロトン放出時間にどのように影響するかについても説明します。
HMIオフディスクフレア観測の概要
| Title |
An_overview_of_HMI_off-disk_flare_observations |
| Authors |
Dennis_Fremstad,_Juan_Camilo_Guevara_G\'omez,_Hugh_Hudson,_Juan_Carlos_Mart\'inez_Oliveros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13632 |
\textbf{Context:}太陽フレアの白色光連続観測には、古典的な「白色光プロミネンス」(WLP)現象を含むコロナの対応物がよくあります。\textbf{目的:}白色光の連続体で見られるフレアによるコロナ放射は、これまでほとんど報告されていませんでした。最新のデータを使用して、WLPイベントの形態を理解しようとしています。\textbf{方法:}2011年から2017年をカバーする新しいオンラインカタログを使用して、SDO(SolarDynamicsObservatory衛星)に搭載されたHMI(HeliosphericandMagneticImager)実験によって検出されたWLPの14例のセットを特定しました。これらは、RHESSI(ReuvenRamatyHighEnergySpectroscopicImager)からの硬X線画像によって識別されるように、四肢近くのフレアによる下層大気からの白色光フレア(WLF)放出を常に伴いました。HMIは完全なストークス情報を提供し、\cite{2014ApJ...786L..19S}によって開拓された分析に従って、線形偏光(Q~U)を使用してトムソン散乱を低温物質から区別しました。\textbf{結果:}イベントの形態は、放出、ループ、スパイクの3つのカテゴリに大まかに分類されますが、多くのイベントは複数の現象を示します。\textbf{結論:}コロナグラフによる観測と同様にHMIによって観測されたコロナの白色光連続体は、コロナの放出とダイナミクスの多くの例を検出します。ストークス直線偏光を使用して、14イベントのうち11イベントで高温コロナプラズマの質量を推定し、それらが典型的なCME質量に類似していることを発見しましたが、10$^{15}$\,gを超えていません。HMI観測は明るい太陽円盤を覆い隠しておらず、コロナ観測用に設計されていないため、信号対雑音比が比較的低くなることに注意してください。したがって、より最適化された将来のそのような観察は、さらに実り多いものになると信じています。
進化した星からの炭素質ダストの生成を理解するための、天の川銀河の炭素が豊富な AGB 後の星の研究
| Title |
A_study_of_carbon-rich_post-AGB_stars_in_the_Milky_Way_to_understand_the_production_of_carbonaceous_dust_from_evolved_stars |
| Authors |
Tosi_Silvia,_Kamath_Devika,_Dell'Agli_Flavia,_Van_Winckel_Hans,_Ventura_Paolo,_Marchetti_Tommaso,_Marini_Ester,_Tailo_Marco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13677 |
この研究の目的は、過去の質量損失履歴の決定に特に注意を払いながら、炭素が豊富なAGB後の銀河系星のサンプルの最終AGBフェーズ中の進化とダスト形成プロセスを再構築することです。ダスト粒子が静的な風の中で形成および成長し、星の表面から拡大するダスト形成モデルを使用して、単一の星として分類されるソースのIR過剰を調べます。この方法は、異なる質量と金属量を持つ星の最終AGBフェーズのさまざまな進化段階に適用されます。光度とダスト特性の導出を含む調査対象のソースのSEDの詳細な分析は、質量損失、ダスト形成の効率、および風力学に関する情報を推測するために使用されます。調査されたソースのほとんどが、Cスター段階に達した低質量(M<1.5Msun)前駆細胞に由来するという以前の結果を確認します。金属の少ない炭素星は、表面の炭素対酸素過剰が大きいため、同様の光度で金属が豊富な対応する星と比較して、IR過剰が高いという特徴があります。この研究は、ダストシェルを中心天体に近づける進化のタイムスケールが短いため、より高い質量の前駆星から派生したより明るい星は一般により不透明であるという以前の結論を確認します。また、金属が豊富な低質量炭素星のAGB相の先端での質量損失率は、約1-1.5x10^-5Msun/yrであるのに対し、金属が少ない領域ではM~4-5x10^であることもわかりました。-5Msun/年が必要です。これらの結果は、利用可能な文献にある低質量炭素星の理論上の質量損失率を上方修正する必要があることを示しており、その結果、AGB星による炭素ダストの収量を修正する必要があります。
Wolf-Rayet 星のスペクトルに対するさまざまな速度場の影響の調査
| Title |
Exploring_the_influence_of_different_velocity_fields_on_Wolf-Rayet_star_spectra |
| Authors |
Roel_R._Lefever,_Andreas_A._C._Sander,_Tomer_Shenar,_Luka_G._Poniatowski,_Karan_Dsilva,_Helge_Todt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13964 |
強い恒星風を考えると、Wolf-Rayet(WR)星は、拡大する大気層で主に形成される輝線スペクトルを示します。したがって、風速場$v(r)$の記述は、WR星のスペクトル解析における重要な要素であり、星のパラメーターの決定に影響を与える可能性があります。これを考慮して、$0.5\leq\beta\leq20$の$\beta$型の法則を使用して、さまざまな温度と質量損失率の一連のWRスタースペクトルをシミュレートすることにより、体系的な研究を行います。ポツダムWolf-Rayet(PoWR)コードで計算された緊急モデルスペクトルの診断ラインとスペクトル分類を分析することにより、さまざまな$v(r)$の影響を定量化します。さらに、これらのモデルを流体力学的に一貫性のある水力モデル大気とクロスチェックします。私たちの分析は、$\beta$指数の選択がWR星のスペクトルに強い影響を与え、線幅、線の強さ、および線のプロファイルに影響を与えることを確認しています。一部のパラメーター体制では、WRサブタイプの全範囲をカバーできます。観測されたWR星と水力モデルとの比較により、$\beta\gtrsim8$の値が自然界で実現される可能性は低いことが明らかになりましたが、スペクトル解析では$\beta$値の範囲を考慮する必要があります。ここでは、終末速度$v_\infty$の過小評価を避けるためにUV分光法が重要です。水力モデルと比較した場合、単一または二重の$\beta$記述のいずれも、許容できる内部風の近似値を生成しません。代わりに、水力モデルを採用すると、気温が$T_{2/3}$低下することがわかります。さらに、いくつかの初期のWN星に見られる丸みを帯びたプロファイルは、非$\beta$速度法則の影響であるというさらなるヒントがあります。
カーブラックホールの外部におけるブラソフガスの相空間混合
サブ極値カーブラックホール時空の外側で、粒子が未来志向の時間的で空間的に結合された測地線に従う無衝突運動ガスのダイナミクスを研究します。一般化された作用角変数の使用に基づいて、ガスに関連する巨視的な観測量の長時間の漸近挙動を分析します。システムの基本周波数が適切な非縮退条件を満たす限り、これらの巨視的な観測量は、平均化された分布関数から決定された対応する観測量に時間内に収束することを示します。特に、これは、最終状態が、システムの完全な対称群に関して不変である分布関数によって特徴付けられることを意味します。つまり、それは静止し、軸対称であり、カーターに関連する運動の積分でポアソン交換します。絶え間ない。私たちの結果の当然の帰結として、定常状態に属する分布関数は一般化された角度変数から独立した関数でなければならないことを述べて、私たちの設定における強力なジーンズの定理の有効性を示します。定常性の仮定がカーターフローに関する不変性の要件に置き換えられた類似の定理も証明されています。最後に、前述の非縮退条件が成り立つことを証明します。これは、十分に大きな半径を持つ軌道のアクション変数に関して、エネルギーとカーター定数の適切な漸近展開を提供し、運動の積分に対する基本周波数の解析的依存性を活用することによって達成されます。
VECROからの跳ねる宇宙論
私たちは、ブラックホールの時空でVECROが形成されて、崩壊する質量殻の重力効果をキャンセルし、特異点の形成を防ぐのと同じように、収縮する宇宙でVECROのガスが形成されて、収縮を維持し、ビッグクランチ特異点を防ぎ、特異でない宇宙論的バウンスにつながります。
ヨーロッパの海洋大国が北大西洋の沿岸水域を超えて東インド諸島まで遠く離れた土地にその範囲を拡大したため、南半球での海上航行の実用的な手段へのアクセスが不可欠になりました.オランダ東インド会社とその前身が行った最初の数回の航海は、実用的な航行支援として、赤道の南でのみ見える星図と星座を編集することを明確に目的としていました。南方の星座の既知の最古の星図は、1603年にFrederickdeHoutmanによって出版されました。しかし、初期の南方星図はピーター・ダークスゾーン・カイザー、ド・ハウトマン、さらには指導教官のペトルス・プランシウスの作であると同時代の人々がさまざまに考えており、当初からド・ハウトマンの天文学的信任状は論争に悩まされてきた。利用可能な証拠のバランスは、カイザーが最初に天文観測キャンペーンを主導し、ド・ハウトマンによってうまく支援されたことを示唆しています。カイザーの早すぎる死に際し、ドハウトマンは海上航行目的で天文観測を編纂する主要な役割を引き受けましたが、プランシウスはおそらく、すぐに航海意識の一部となった12の新しい南方星座の描写を主導しました。
ブラックホールは暗黒エネルギーの源になることができますか?
BHの質量は、それを含む宇宙の一部の体積と同じ法則に従って時間とともに増加するという仮説が最近提案されました。この仮説が基づいているすべての仮定が真実であると見なされたとしても、それが受け入れられない理由を示します。
薄い気泡壁と厚い気泡壁 I: 真空相転移
これは、球状の気泡や無限に薄い壁の仮定など、通常の近似を超えて気泡壁のダイナミクスを研究する一連の論文の最初のものです。この論文では、真空相転移を考えます。したがって、バブルは、運動方程式が有効ポテンシャルのみに依存するスカラー場の構成として記述されます。薄肉近似により、壁の位置の有効な運動方程式と、壁内の電界プロファイルの単純化された方程式の両方を得ることができます。この近似には、いくつかの異なる仮定が含まれます。それぞれの有効性の条件について説明します。特に、有効ポテンシャルの最小値はほぼ同じエネルギーを持つ必要があり、この近似の正しい実装について説明します。壁プロファイルを見つけるための反復法や壁幅のべき乗での摂動計算など、基本的な薄壁近似に対するさまざまな改善を検討します。先行補正を計算します。さらに、壁の形状についての仮定なしで、壁の運動方程式を導出します。球形から任意に変形した壁を記述する適切な方法を提示します。具体的な例を検討し、近似値を数値解と比較します。後続の論文では、高次の有限幅補正を検討し、流体の存在を考慮に入れます。
ディープ ニューラル ネットワークに基づく逆ラジオ スペクトログラム検索アルゴリズム
| Title |
A_Deep_Neural_Network_Based_Reverse_Radio_Spectrogram_Search_Algorithm |
| Authors |
Peter_Xiangyuan_Ma,_Steve_Croft,_Andrew_P._V._Siemion |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13854 |
私たちは、ラジオスペクトログラムデータで対象となる類似信号を検索するための、高速でモジュール化されたディープラーニングアルゴリズムを開発しました。まず、エネルギー検出アルゴリズムによって返されたフィルター処理されたデータでオートエンコーダーをトレーニングしました。次に、従来のTransformerアーキテクチャの位置埋め込みレイヤーを周波数ベースの埋め込みに適応させました。次に、オートエンコーダーのエンコーダーコンポーネントを使用して、ラジオスペクトログラムの小さな(周波数ビンあたり2.79Hzの解像度で~715Hz)ウィンドウから特徴を抽出しました。アルゴリズムを使用して、一連の信号(検索されたアイテムのエンコードされた特徴)に対して特定のクエリ(エンコードされた関心のある信号)の検索を実行し、同様の特徴を持つ上位の候補を生成しました。元のラジオスペクトログラムデータのみが与えられた場合、アルゴリズムが同様の外観の信号を取得することを実証することに成功しました。
| Title |
Momentum-space_entanglement_entropy_in_de_Sitter |
| Authors |
Suddhasattwa_Brahma,_Jaime_Calder\'on-Figueroa,_Moatasem_Hassan,_and_Xuan_Mi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13894 |
deSitter空間で、立方体$\lambda\phi^3$相互作用を伴う、スペクテータースカラー場のサブハッブルモードとスーパーハッブルモードの間の運動量空間エンタングルメントを調べます。運動量と空間のエンタングルメントには、相互作用する量子場理論のいくつかの普遍的な特性があり、UV/IR分離を定義するための自然な区切り記号としてハッブルスケールを使用して、この特定の湾曲した背景についてそれらを調べます。時間依存の相互作用項と非自明な真空状態があるため、平面空間の結果を一般化すると、いくつかの新しい微妙な点があることを示します。私たちの主な発見は、deSitter空間の運動量空間エンタングルメントエントロピーが非常に急速に成長し、宇宙論的摂動に関する以前の同様の結果[1]を支持し、興味深い新しい問題につながることです。
惑星間プラズマ シンチレーションを研究するための ESA のマーズ エクスプレスのモニタリング キャンペーン (2013-2020)
| Title |
A_monitoring_campaign_(2013-2020)_of_ESA's_Mars_Express_to_study_interplanetary_plasma_scintillation |
| Authors |
P._Kummamuru,_G._Molera_Calv\'es,_G._Cim\`o,_S.V._Pogrebenko,_T.M._Bocanegra-Baham\'on,_D.A._Duev,_M.D._Md_Said,_J._Edwards,_M._Ma,_J._Quick,_A._Neidhardt,_P._de_Vicente,_R._Haas,_J._Kallunki,1_G._Maccaferri,_G._Colucci,_W._J._Yang,_L._F._Hao,_S._Weston,_M._A._Kharinov,_A._G._Mikhailov,_and_T._Jung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13898 |
マーズエクスプレス(MEX)宇宙船によって送信された無線信号は、ヨーロッパの超長基線干渉法(EVN)ネットワークとタスマニア大学の望遠鏡を使用して、Xバンド(8.42GHz)で2013年から2020年の間に定期的に観測されました。無線信号に対するプラズマの影響を定量化することにより、太陽風パラメーターを記述する方法を提示します。そうすることで、無線信号に対するすべての補償されていない影響を特定し、どのコロナプロセスがそれらを引き起こしているかを確認します。技術的な観点から、無線信号に対するプラズマの影響を定量化することは、正確な宇宙船追跡のための位相参照に役立ちます。信号の位相ゆらぎは、太陽の離角が0～180度の火星軌道で決定されました。計算された位相残差により、位相パワースペクトルを決定できます。視線に沿った太陽プラズマの全電子量(TEC)は、機械的および電離圏ノイズの影響を除去することによって計算されます。スペクトル指数は$-2.43\pm0.11$と決定され、これはコロモゴロフの乱流と一致しています。理論モデルは、太陽の離角が低い場合の観測と一致していますが、太陽の離角が高い場合($>$160度)、観測値がより高くなることがわかります。これは、同一のプラズマシートを通過した結果、アップリンク信号とダウンリンク信号が正の相関関係にある場合に発生する可能性があります。
コヒーレントなインスパイラルテンプレートとスピン依存の四重極補正によるボソンスター連星信号のベイジアンパラメータ推定
| Title |
Bayesian_parameter_estimation_on_boson-star_binary_signals_with_a_coherent_inspiral_template_and_spin-dependent_quadrupolar_corrections |
| Authors |
Massimo_Vaglio,_Costantino_Pacilio,_Andrea_Maselli,_Paolo_Pani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.13954 |
コンパクトなボソン星連星は、地上および宇宙重力波検出器の仮説的なソースです。彼らの信号は、新しい基礎分野へのメッセンジャーとなり、暗黒物質に光を当てる可能性があります。この作業では、Physでの分析をさらに発展させます。Rev.D102,083002(2020)は、これらのオブジェクトのプロパティを将来の観察で制約することを目的としています。スカラー場理論の基本的なカップリングの観点から、潮汐変形可能性とスピンに対する四重極モーメントの非線形依存性を含む、大きな四次自己相互作用を持つボソン星連星のインスパイラル段階のコヒーレント波形テンプレートを使用します。ベイジアン分析を実行して、アインシュタイン望遠鏡などの第3世代の重力波検出器がこれらのエキゾチックなソースをブラックホールと区別し、モデルの基本的な結合に対する制約を推測する能力を調査します。
