| Title |
Mass_bias_and_cosmological_constraints_from_Planck_cluster_clustering |
| Authors |
G._F._Lesci,_A._Veropalumbo,_M._Sereno,_F._Marulli,_L._Moscardini,_and_C._Giocoli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14074 |
Sunyaev-Zeldovich(SZ)が選択した銀河団のプランクサンプルの3Dクラスタリングを、赤方偏移空間2点相関関数(2PCF)に焦点を当てて分析しました。私たちは、測定値を標準の$\Lambda$冷暗黒物質($\Lambda$CDM)宇宙モデルの理論的予測と比較し、プランク質量バイアス$b_{\mathrmSZ}$および宇宙パラメータの推定値を導き出しました。赤方偏移$z\leq0.8$を持つ920個の銀河団を考慮して、クラスター中心の半径範囲$r\in[10,150]$$h^{-1}$Mpcでサンプルの2PCFを測定しました。$b_{\mathrmSZ}$を制約するために、マルコフ連鎖モンテカルロ解析が実行され、プランク宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の結果から宇宙論的パラメーターの事前確率が仮定されます。また、外部データセットからの$b_{\mathrmSZ}$の事前確率を採用して、宇宙論的パラメーター$\Omega_{\mathrmm}$および$\sigma_8$を制約しました。$(1-b_{\mathrmSZ})=0.62^{+0.14}_{-0.11}$を取得しました。これは、プライマリCMBとクラスター数の観測値を調整するために必要な値と一致しています。外部データセットから$(1-b_{\mathrmSZ})$の事前確率を採用することにより、$\Omega_{\mathrmm}$の結果を導き出しました。クラスター数から。これは、銀河団統計からの情報を十分に活用するために、宇宙論研究にクラスタリングを含めることの重要性を確認しています。一方、$\sigma_8$は制約されていないことがわかりました。
銀河でのロバストなフィールドレベルの尤度のない推論
| Title |
Robust_field-level_likelihood-free_inference_with_galaxies |
| Authors |
Natal\'i_S._M._de_Santi,_Helen_Shao,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_L._Raul_Abramo,_Romain_Teyssier,_Pablo_Villanueva-Domingo,_Yueying_Ni,_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar,_Shy_Genel,_Elena_Hernandez-Martinez,_Ulrich_P._Steinwandel,_Christopher_C._Lovell,_Klaus_Dolag,_Tiago_Castro,_Mark_Vogelsberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14101 |
CAMELSプロジェクトの最先端の流体力学シミュレーションからの銀河カタログを使用して、フィールドレベルの尤度のない推論を実行するグラフニューラルネットワークをトレーニングします。私たちのモデルは、回転、並進、順列不変であり、スケールカットオフはありません。$(25~h^{-1}{\rmMpc})^3$の小さなボリュームで約$1,000$銀河の3D位置と動径速度のみを含む銀河カタログでトレーニングすることにより、モデルは約$\Omega_{\rmm}$の値を推測すると$12$%。モデルの堅牢性をテストするために、超新星とAGNフィードバックのそれぞれの効率が異なる数千の流体力学シミュレーションから銀河カタログでのパフォーマンスを評価し、IllustrisTNG、SIMBA、Astrid、Magnetiumなどの5つの異なるコードとサブグリッドモデルを実行しました。スイフトイーグル。私たちの結果は、私たちのモデルが天体物理学、サブグリッド物理学、およびサブハロー/銀河ファインダーの変更に対して堅牢であることを示しています。さらに、パラメータ空間の広大な領域をカバーする1,024のシミュレーションでモデルをテストし、5つの宇宙パラメータと23の天体物理パラメータのバリエーションで、モデルが非常によく外挿されることを発見しました。位置と速度の両方を含めることは、堅牢なモデルを構築するための鍵であり、私たちの結果は、私たちのネットワークが、銀河の形成に依存せず、少なくとも$~\sim10~hより大きいスケールで有効な、基礎となる物理的関係を学習した可能性が高いことを示しています^{-1}{\rmkpc}$.
$H_0=69.8\pm1.3$ $\rm{km \ s^{-1} \
Mpc^{-1}}$、$\Omega_{m0}=0.288\pm0.017$、および下位からのその他の制約-赤方偏移、非CMBおよび非距離はしご、膨張率データ
| Title |
$H_0=69.8\pm1.3$_$\rm{km_\_s^{-1}_\_Mpc^{-1}}$,_$\Omega_{m0}=0.288\pm0.017$,_and_other_constraints_from_lower-redshift,_non-CMB_and_non-distance-ladder,_expansion-rate_data |
| Authors |
Shulei_Cao,_Bharat_Ratra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14203 |
更新されたタイプIaパンテオン+超新星、バリオン音響振動、およびハッブルパラメーター(現在は相関関係も考慮)のデータ、および新しい残響測定CIVクエーサーデータ、およびクエーサー角度サイズ、HIIスターバースト銀河、残響測定Mgを使用します。IIクエーサー、およびアマティ相関ガンマ線バーストデータを使用して、宇宙論的パラメーターを制約します。これらのデータセットが相互に一貫した制約をもたらし、それらを組み合わせて使用して、6つの異なる空間的に平坦な宇宙論モデルと非平坦な宇宙論モデルの宇宙論的パラメーターを制約することを示します。私たちの分析は、ハッブル定数、$H_0=69.8\pm1.3$$\rm{km\s^{-1}\Mpc^{-1}}$、および現在の非相対論的物質密度パラメータ、$\Omega_{m0}=0.288\pm0.017$。要約エラーバーは、フラット$\Lambda$CDMモデルとプランクTT、TE、EE+lowE+レンズ宇宙マイクロ波背景放射(CMB)異方性データを使用して得られたものの2.4倍と2.3倍です。私たちの$H_0$値は、赤色巨星枝の先端のデータに基づく局所膨張率からの値と非常に一致しており、タイプIa超新星とセファイドデータに基づく局所膨張率からの値よりも2$\sigma$低く、PlanckTT,TE,EE+lowE+lensingCMBデータに基づくフラットな$\Lambda$CDMモデルよりも2$\sigma$高いです。私たちのデータ編集は、非平坦な空間的超曲面のせいぜい穏やかな証拠を示していますが、我々が研究している空間的に平坦な動的ダークエネルギーモデルでは、2$\sigma$以上のダークエネルギーダイナミクスのより重要な証拠を示しています。
最新の Planck、ACT、および SPT データに照らして、$\Lambda$CDM と CMB 測定値の整合性について
| Title |
On_the_consistency_of_$\Lambda$CDM_with_CMB_measurements_in_light_of_the_latest_Planck,_ACT,_and_SPT_data |
| Authors |
Rodrigo_Calder\'on,_Arman_Shafieloo,_Dhiraj_Kumar_Hazra_and_Wuhyun_Sohn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14300 |
Planck,ACTによる宇宙マイクロ波背景放射の異方性の最先端のTT、TE、およびEE測定に直面したときに、ガウス過程を使用して$\Lambda$CDMモデルの徹底的なノンパラメトリック整合性テストを実行します。、およびSPTコラボレーション。残差のシグネチャを探すとき、$\Lambda$CDMの最適な予測から統計的に有意な偏差は見つかりません。SPTの結果は、Planckデータに対する$\Lambda$CDMの最適な予測とよく一致していますが、ACTの結果はわずかに一致しています。興味深いことに、Planck/SPTとACTの間のわずかな不一致は主にTTスペクトルの残差に見られ、後者はスケール不変の傾き$n_s\simeq1$を支持し、パラメトリック分析を使用した以前の発見と一致しています。また、ACTとSPTの両方によってキャプチャされたEE測定値のいくつかの特徴を報告します。これは、共通の物理的起源、またはデータの未知の体系を示唆している可能性があります。最後に、$\ell$の高低範囲を別々に調査することで、プランクデータのみの内部整合性をテストし、小さい角度スケールと大きい角度スケールの間に矛盾がないことを発見しました。前述のTTとEEの軽度の不一致は別として、我々の結果は、さまざまな地上および宇宙ベースのCMB実験と宇宙論の標準モデルとの間の全体的な一致を示しています。
| Title |
Spatial_Curvature_from_Super-Hubble_Cosmological_Fluctuations |
| Authors |
Baptiste_Blachier,_Pierre_Auclair,_Christophe_Ringeval_and_Vincent_Vennin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14530 |
超ハッブル宇宙論的ゆらぎが、宇宙の歴史のどの時点でも、ローカルバックグラウンドメトリックの非消失空間曲率をどのように誘発するかを再検討します。これらの変動のランダムな性質は、曲率密度パラメーターを確率量に昇格させ、その平均、分散、より高いモーメント、および完全な確率分布の新しい非摂動的表現を導き出します。宇宙観測で好まれるものなど、スケール不変のガウス摂動の場合、今日の曲率密度パラメーター$\Omega_\mathrm{K}$の最も可能性の高い値は$-10^{-9}$であることがわかります。平均は$+10^{-9}$で、どちらも$10^{-5}$の標準偏差に圧倒されています。次に、これらの数値が、大規模な超ハッブル非ガウス分布の存在によって、またはインフレが非常に長く続いた場合にどのように影響を受けるかについて説明します。特に、インフレが10億回以上のe-foldの間続く場合、$\Omega_\mathrm{K}$のかなりの値が得られることがわかります。
ハローと銀河のカタログから $\Omega_{\rm m}$ を予測するための普遍的な方程式
| Title |
A_universal_equation_to_predict_$\Omega_{\rm_m}$_from_halo_and_galaxy_catalogues |
| Authors |
Helen_Shao,_Natal\'i_S.M_de_Santi,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_Romain_Teyssier,_Yueying_Ni,_Daniel_Angles-Alcazar,_Shy_Genel,_Lars_Hernquist,_Ulrich_P._Steinwandel,_Tiago_Castro,_Elena_Hernandez-Mart{\i}nez,_Klaus_Dolag,_Christopher_C._Lovell,_Eli_Visbal,_Lehman_H._Garrison,_Mihir_Kulkarni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14591 |
ハローと銀河のカタログの位置と速度係数から$\Omega_{\rmm}$の値を推測できる解析方程式を発見しました。方程式は、テーラードグラフニューラルネットワーク(GNN)アーキテクチャとシンボリック回帰を組み合わせて導出されます。最初に、ガジェットN体シミュレーションからの暗黒物質ハローでGNNをトレーニングして、フィールドレベルの尤度のない推論を実行し、モデルが$\sim6\%$精度で$\Omega_{\rmm}$を推論できることを示します。Abacus、CUBEP$^3$M、Gadget、Enzo、PKDGrav3、およびRamsesの6つの異なるコードで実行される、何千ものN体シミュレーションのハローカタログ。GNNを構成するさまざまな部分に記号回帰を適用することにより、GNNと同様の精度で上記のすべてのコードで実行されたシミュレーションのハローカタログから$\Omega_{\rmm}$を予測できる方程式を導き出します。単一の自由パラメーターを調整することにより、方程式は、CAMELSプロジェクトの最先端の流体力学シミュレーションの何千もの銀河カタログから$\Omega_{\rmm}$の値を推測できることも示します。IllustrisTNG、SIMBA、Astrid、Magneticum、SWIFT-EAGLEなど、異なるサブグリッド物理を使用する5つの異なるコードで実行されます。さらに、これらの方程式は、5つの宇宙パラメータと23の天体物理パラメータの変動をサンプリングするパラメータ空間の広大な領域をカバーするシミュレーションから銀河カタログでテストしたときにもうまく機能します。この方程式は、一般的なトレーサーの位相空間分布と$\Omega_{\rmm}$の間の基本的な物理関係の存在を反映している可能性があると推測しています。~h^{-1}{\rmkpc}$.
弱いレンズ シア応答補正の空間伝搬
この論文では、シア測定値に対する応答関数の補正(たとえば、メタキャリブレーションで必要な場合)が宇宙シアパワースペクトルにどのように伝播するかを示します。単純なガウスシミュレーションを使用して、2球体ピクセル(HEALpixel'とも呼ばれます)補正とフォワードモデリングアプローチを調査します。2球体ピクセル補正アプローチでは、ローカル応答行列の許容条件数である自由パラメーターを見つけます。これが大きすぎると、ショットノイズパワースペクトルが増幅される可能性があり、小さすぎると、面積の損失（および選択バイアスの可能性）。対照的に、パワースペクトルをフォワードモデリングすることにより、この選択を回避できます。これは、せん断応答較正マップを使用したマップベースの推論方法にも当てはまります。
CMB温度異方性のマップにおける点源の検出への機械学習アプローチ
| Title |
Machine_learning_approach_to_the_detection_of_point_sources_in_maps_of_the_CMB_temperature_anisotropies |
| Authors |
P._Diego-Palazuelos,_R._B._Barreiro,_P._Vielva,_D._Balb\'as,_M._L\'opez-Caniego,_D._Herranz,_B._Casaponsa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14724 |
宇宙マイクロ波背景放射の温度異方性のマップ上で銀河系外の点源をブラインド検出するための機械学習アプローチを提案します。プランクが見たマイクロ波の空の現実的なシミュレーションを使用して、ソース検出を画像セグメンテーション問題として解決する畳み込みニューラルネットワーク(CNN)をトレーニングします。空を銀河の前景強度が徐々に増加する領域に分割し、各領域に特化したCNNを個別にトレーニングします。この戦略は、有望なレベルの完全性と信頼性につながり、CNNは、銀河面に近い領域での整合フィルターなどの従来の検出方法よりも大幅に優れています。
すべての地球型惑星が約1AUの固体物質の小さなリング内で形成される場合、現在のシステムの集中した質量距離分布を再現できることが長い間提案されてきました。最近の微惑星形成モデルもこの考えを支持しています。この研究では、ガス円盤のさまざまな半径方向分布を使用して、自己相互作用する微惑星のリングの10Myrに対して多数の高解像度N体シミュレーションを実行することにより、リングモデルを再検討します。すべての微惑星が最小質量の太陽星雲のような円盤内で約1AUで形成されたとしても、システムは降着が進むにつれて放射状に広がる傾向があり、その結果、約1AUでの質量集中を欠く惑星胚のシステムになることがわかりました。ガスディスクの表面密度を約1AUにピークを持つ凹面形状に変更すると、質量を約1AUに集中させ、半径方向の分散の問題を解決するのに役立ちます。さらに、そのような円盤は寿命が短く(<=1Myr)、地球の急速な成長を防ぐために以前に提案されたよりも、最も内側の領域でより浅い半径勾配(<1AU)を持つべきであると提案します。将来の研究は、最も有望なシミュレーションを100Myrまで拡張し、小惑星帯の進化と地球型惑星の形成におけるその役割に首尾一貫した方法で対処する必要があります。
周惑星円盤の氷 II.構成
| Title |
Circumplanetary_disk_ices_II._Composition |
| Authors |
Nickolas_Oberg,_Stephanie_Cazaux,_Inga_Kamp,_Tara-Marie_Br\"undl,_Wing-Fai_Thi,_Carmen_Immerzeel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14425 |
氷の衛星の地下海は、太陽系の潜在的に居住可能な環境の中で最も説得力のあるものです。液体の地下層が地質学的な時間スケールにわたって維持できるかどうかの問題は、その化学組成に依存します。氷の衛星の組成は、それらが形成される惑星周円盤(CPD)の組成と関連しています。CPDは、惑星の近くにある周囲の星周円盤から物質を降着させますが、化学的遺伝の程度は不明です。ガリレオ月系に重点を置いて、内部モデリングと氷の太陽系衛星のその場測定の解釈を知らせるために、化学的にリセットされた、または継承された周惑星円盤の氷の組成を調査することを目的としています。放射熱化学コードを使用して惑星周円盤モデルを作成し、気相反応と粒子表面反応を組み込んだ時間依存化学から氷の組成を抽出しました。降着中の氷の最初の昇華により、CO2が豊富な氷の組成が生じる可能性があります。昇華したアンモニアの氷は、CPDのミッドプレーンに向かって漂流している間に背景放射によって破壊されます。解放された窒素は、効率的な自己遮蔽によりN2に固定され、氷からアンモニアが枯渇します。かなりの量のアンモニア氷成分が残るのは、氷が星周円盤から継承された場合のみです。観測されたガリレオ衛星の組成は、CPDへの降着中の氷の昇華と一致しています。このシナリオでは、ガリレオの月の氷は窒素が少なく、カリストのCO2は内因性で原始的です。氷の組成は、降着した星周氷が最初にリセットされた後、大幅に変化します。ガリレオ衛星の化学史は土星系とは対照的であり、土星系では衛星の組成が直接継承された星周円盤の物質とより密接に対応している。
ピリジン:アセチレン共結晶の実験的特性評価とタイタンの表面への影響
| Title |
Experimental_Characterization_of_the_Pyridine:Acetylene_Co-crystal_and_Implications_for_Titan's_Surface |
| Authors |
Ellen_C._Czaplinski,_Tuan_H._Vu,_Morgan_L._Cable,_Mathieu_Choukroun,_Michael_J._Malaska,_and_Robert_Hodyss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14847 |
土星最大の月であるタイタンには、大気中と表面に多数の有機化合物があり、互いに相互作用しています。共結晶などの寒冷鉱物は、タイタンの表面の地質学的プロセスと化学組成に影響を与える可能性があり、タイタンがどのように進化したか、表面がどのように変化し続けているか、タイタンの居住可能性の範囲を理解するのに役立ちます。以前の研究では、ピリジン:アセチレン(1:1)共結晶が特定の温度と実験条件下で形成されることが示されています。ただし、これはタイタン関連の条件下ではまだ実証されていません。ここでの研究は、ピリジンとアセチレンの共結晶が、N2雰囲気下で、タイタンの平均表面温度である90Kから180Kまで安定であることを示しています。特に、明確な新しいラマンバンドとバンドシフトによって証明されるように、150Kで構成要素を混合すると、数分以内に液体-固体相互作用を介して共結晶が形成されます。XRDの結果は、3つの主軸に沿って90～150Kで中程度の異方性熱膨張(約0.5%～1.1%)を示しています。さらに、共結晶は液体エタンにさらされた後に検出可能であり、残留エタンの「湿潤」での安定性を示唆しています。タイタンのシナリオ。これらの結果は、ピリジン:アセチレン共結晶がタイタンの特定の地質学的状況で形成され、液体ピリジンが存続できる暖かい環境で形成される可能性があることを示唆しています。材料。
重力波天文学時代のコンパクト天体合体工場としての静止銀河核と活動銀河核
| Title |
Quiescent_and_active_galactic_nuclei_as_factories_of_merging_compact_objects_in_the_era_of_gravitational-wave_astronomy |
| Authors |
Manuel_Arca_Sedda,_Smadar_Naoz,_Bence_Kocsis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14071 |
中心に超大質量ブラックホール(SMBH)があり、密集した核クラスター(NC)に囲まれている可能性がある銀河核は、恒星の形成、進化、ダイナミクスに独自の影響を与える多くの物理プロセスの複雑な相互作用を収容する極端な環境を表しています。ブラックホール(BH)と中性子星(NS)の合体によって放出される重力波(GW)の発見により、コンパクトな天体連星(COB)がどのように対になって合体できるかを理解することに焦点を当てた膨大な量の研究が行われました。ここでは、理論的な観点から、静止中のSMBHと活動銀河核(AGN)周辺のCOBの形成、進化、および合併にさまざまなメカニズムがどのように一致するかをレビューし、現在および将来(GW)の検出に関する主な予測を要約し、可能な機能の概要を説明します。銀河核の起源を明確に示すことができます。
ライマン $\alpha$ リファレンス サンプル XIV: 45 個の低赤方偏移星形成銀河のライマン $\alpha$ 画像と地球規模の放射に関する推論
| Title |
The_Lyman_$\alpha$_Reference_Sample_XIV:_Lyman_$\alpha$_imaging_of_45_low_redshift_star-forming_galaxies_and_inferences_on_global_emission |
| Authors |
Jens_Melinder,_G\"oran_\"Ostlin,_Matthew_Hayes,_Armin_Rasekh,_J._Miguel_Mas-Hesse,_John_M._Cannon,_Daniel_Kunth,_Peter_Laursen,_Axel_Runnholm,_E._Christian_Herenz,_Matteo_Messa,_Daniel_Schaerer,_Anne_Verhamme,_T._Emil_Rivera-Thorsen,_Lucia_Guaita,_Thomas_Marquart,_Johannes_Puschnig,_Alexandra_Le_Reste,_Andreas_Sandberg,_Emily_Freeland,_and_Joanna_Bridge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14077 |
ハッブル宇宙望遠鏡で観測された45個の低赤方偏移星形成銀河のLy$\alpha$画像を提示します。銀河は、遠紫外(FUV)光度と同等の幅の基準を使用して中程度から高い星形成率を持つように選択されていますが、Ly$\alpha$光度には制約がありません。正確な連続体減算Ly$\alpha$、H$\alpha$、およびH$\beta$マップを取得するために、ピクセル恒星連続体フィッティングコードを使用します。Ly$\alpha$は、Ly$\alpha$の放出量が多いほとんどすべての銀河で、FUVや光線放出よりも集中していないことがわかりました。Ly$\alpha$の全球測定値と、Ly$\alpha$放出のすべてを捕捉するように設計された開口部で測定されたその他の量を提示します。次に、Ly$\alpha$の脱出率が他の多くの測定量(質量、金属量、星形成、イオン化パラメーター、および吸光度)とどのように関連するかを示します。脱出率は、星雲や恒星の絶滅と強く反相関し、恒星の質量とは弱く反相関するが、他の量との相関の決定的な証拠はないことがわかった。我々は、Ly$\alpha$脱出分数が一般的なダスト消滅の法則と一致しないことを示し、放射伝達効果と塊状ダストモデルの組み合わせがどのように矛盾を解決するのに役立つかを議論します。我々は、Ly$\alpha$の光度に基づく星形成率の較正を提示し、Ly$\alpha$の等価幅を使用して、1でない脱出率を補正し、この関係がかなり正確なSFR推定値を提供することを示します。また、銀河のLy$\alpha$の積み上げ成長曲線も示しています。これを使用して、特定の物理半径での開口損失率を見つけることができます。
ガスリッチ ISM で拡大する若い電波源: 冷たい分子ガスを使用してその影響を追跡する
| Title |
Young_Radio_Sources_Expanding_in_Gas-Rich_ISM:_Using_Cold_Molecular_Gas_to_Trace_Their_Impact |
| Authors |
Raffaella_Morganti,_Suma_Murthy,_Pierre_Guillard,_Tom_Oosterloo_and_Santiago_Garcia-Burillo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14095 |
8つの若い(<10^6年)ピークスペクトル電波銀河周辺の低温分子ガスの分解分布の研究からの結果を提示します。これにより、無線ジェットと周囲の媒体との相互作用を追跡することができました。これらのソースのうち3つについて、NOEMAで取得した新しいCO(1-0)観測値を提示します。2つのターゲットでは、放出と吸収の両方でCN線も検出されました。新しい観測結果を既に公開されているデータと組み合わせて、得られた主な結果について説明します。冷たい分子ガスの大部分が円盤状の回転構造に分布していることがわかりましたが、ほとんどの発生源では、電波連続体と共空間の領域で、純粋に静止したガスからの高い乱流と偏差(流出を含む)が観察されました。放出。これは、電波プラズマと冷たい分子ガスの間の相互作用の存在を示唆しています。生まれたばかりの若い電波ジェットは、低出力のもの、つまりP_jet<10^45erg/s)であっても、冷たい分子ガスを大量に流出させることができることがわかりました。ただし、流出はサブkpc領域に限定されており、短命である可能性があります。より大きなスケール(数kpc)では、分子ガスがラジオローブを避け、代わりにラジオローブを包み込むように見えるケースが観察されました。この結果は、シミュレーションと一致する進化的シーケンスの存在を示唆しており、ジェットが拡大するにつれて電波プラズマの影響のタイプが変化し、サブkpcスケールでのジェットと雲の直接的な相互作用から、ガスをより穏やかに押しのけるようになります。、その乱流を増加させ、冷却を制限する可能性があります。この効果は、ジェット雲の相互作用によって膨張した衝撃ガスの繭によって媒介される可能性があります。このシナリオをテストするために、同様の深度と空間解像度で観測するために、若くて進化した電波源のより大きなサンプルを構築することが現在必要とされており、成長している公開アーカイブでより多くのデータが利用可能になっているおかげで可能になるかもしれません.
超拡散銀河 II を超えて: 天の川類似体の衛星における質量サイズの外れ値の環境クエンチング
| Title |
Beyond_Ultra-Diffuse_Galaxies_II:_Environmental_Quenching_of_Mass-Size_Outliers_Among_the_Satellites_of_Milky_Way_Analogs |
| Authors |
Jiaxuan_Li,_Jenny_E._Greene,_Johnny_Greco,_Rachael_Beaton,_Shany_Danieli,_Andy_Goulding,_Song_Huang,_Erin_Kado-Fong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14108 |
最近の観測により、しばしば超拡散銀河と呼ばれる、質量の割に大きくて拡散している矮小銀河の集団に対する関心が再燃している。ただし、これらの質量サイズの外れ値の起源と進化、および環境の役割はまだ不明です。非常に深くて広いHyperSuprime-CamStrategicSurveyの画像を使用して、天の川のような銀河の周りにある、質量の平均サイズより$1.5\sigma$大きいと定義される超ふくらんでいる銀河を探します。質量サイズの外れ値のサイズと半径方向の分布を提示し、それらのクエンチされた割合を導出して、環境の影響を調査します。驚くべきことに、超ふくらんでいる銀河は、観測とシミュレーションの両方で、サイズが異常値であるにもかかわらず、通常サイズの天の川類似体の衛星と同様の消光部分を持っています。クエンチされた割合は、より赤いホストに関連付けられた超ふくらんでいる銀河と、投影でホストに近い銀河で高くなります。対照的に、超拡散銀河は、通常の衛星に比べて全体的に赤く、静止しています。超拡散銀河の古典的な定義は、消光銀河に大きく重み付けされているため、質量サイズの外れ値の消光の研究には使用できないことを示しています。
X3: 超大質量ブラック ホール Sgr~A* に近い大質量の若い星のオブジェクト
| Title |
X3:_a_high-mass_Young_Stellar_Object_close_to_the_supermassive_black_hole_Sgr~A* |
| Authors |
Florian_Pei{\ss}ker,_Michal_Zajacek,_Nadeen_B._Sabha,_Masato_Tsuboi,_Jihane_Moultaka,_Lucas_Labadie,_Andreas_Eckart,_Vladimir_Karas,_Lukas_Steiniger,_Matthias_Subroweit,_Anjana_Suresh,_Maria_Melamed,_Yann_Clenet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14127 |
今日まで、銀河中心(GC)の若い恒星天体(YSOs)の提案された観測は、これらの天体が、Sgr~A*の激しい近辺のために、どこでどのように形成されたのかという疑問を提起しています。ここでは、IRS13クラスターのメンバーである可能性があるSgr~A*に近い非常に動的なYSOの多波長検出について報告します。SINFONI(VLT)、NACO(VLT)、ISAAC(VLT)、VISIR(VLT)、SHARP(NTT)、およびNIRCAM2(KECK)。電波領域では、CO連続体とH30$\alpha$ALMA観測を使用して、中心星源に関するさまざまな温度と位置でのシステムコンポーネントを特定します。NIRBr$\gamma$線と組み合わせたこれらの電波/サブミリ観測は、PAH、SIV、NeIIなどの複雑な分子や元素を明らかにするマニホールドVISIR観測と一致するYSOの原始惑星系円盤と関連付けることができることが示唆されています。高密度でコンパクトな領域のArIII。測光多波長分析に基づいて、YSOの質量は$15^{+10}_{-5}M_{\odot}$であり、関連年齢は数$10^4$yrであると推測されます。この推定年齢と大質量星に必要な緩和時間スケールにより、この発見は内部パーセクで進行中の星形成を示しています。固有運動と3次元距離は、X3とIRS13の関係を意味します。IRS13は、星団の蒸発によって放出された若い星の誕生場所として機能する可能性があると主張しています。
z=7.3に静止銀河を発見
| Title |
Discovery_of_a_quiescent_galaxy_at_z=7.3 |
| Authors |
Tobias_J._Looser,_Francesco_D'Eugenio,_Roberto_Maiolino,_Joris_Witstok,_Lester_Sandles,_Emma_Curtis-Lake,_Jacopo_Chevallard,_Sandro_Tacchella,_Benjamin_D._Johnson,_William_M._Baker,_Katherine_A._Suess,_Stefano_Carniani,_Pierre_Ferruit,_Santiago_Arribas,_Nina_Bonaventura,_Andrew_J._Bunker,_Alex_J._Cameron,_Stephane_Charlot,_Mirko_Curti,_Anna_de_Graaff,_Michael_V._Maseda,_Tim_Rawle,_Hans-Walter_Rix,_Bruno_Rodriguez_Del_Pino,_Renske_Smit,_Hannah_\"Ubler,_Chris_Willott,_Stacey_Alberts,_Eiichi_Egami,_Daniel_J._Eisenstein,_Ryan_Endsley,_Ryan_Hausen,_Marcia_Rieke,_Brant_Robertson,_Irene_Shivaei,_Christina_C._Williams,_Kristan_Boyett,_Zuyi_Chen,_Zhiyuan_Ji,_Gareth_J._Jones,_Nimisha_Kumari,_Erica_Nelson,_Michele_Perna,_Aayush_Saxena_and_Jan_Scholtz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14155 |
局所銀河は、広く二峰性分布に従うことが知られています:活発な星形成と静止系(つまり、観測の時期に星形成活動がないか無視できる程度の銀河)。なぜ、いつ、どのようにそのような二峰性が確立されたのか、そしてそれが異なる宇宙時代の異なるプロセスに関連付けられているかどうかは、銀河系外天体物理学における重要な未解決の問題です.したがって、原始宇宙の初期の静止銀河を直接観察することは、銀河の形成と変換のモデルを制約する上で最も重要です。赤方偏移$z<5$までの初期の静止銀河が確認されており、これらはすべて大質量($M_{*}>10^{10}~M_{\odot}$)であることがわかっています。ここでは、宇宙の年齢がわずか7億マイル(現在の年齢の約5%)だったときのz$=$7.3での静止銀河の発見を報告します。JADESプログラムからのこの銀河のJWST/NIRSpecスペクトルは、星雲輝線が完全に存在しないことを示していますが、バルマーブレークとLy$\alpha$ドロップは明確に検出されています。この銀河は、観測の時代の約10から20Myrの前に、星形成の短く激しい爆発とそれに続く急速な消滅を経験したと推測されます。特に興味深いのは、この静止銀河の質量がわずか$\sim$4-6$\times10^8~M_{\odot}$であることです。この質量範囲は、一時的または永続的な静止をもたらす可能性のあるさまざまなフィードバックメカニズムに敏感です。したがって、この銀河は、初期宇宙における銀河の形成と変容についてさらに学ぶためのまたとない機会です。
低周波電波再結合線が銀河内平面から遠ざかる
| Title |
Low-Frequency_Radio_Recombination_Lines_Away_From_the_Inner_Galactic_Plane |
| Authors |
Akshatha_K._Vydula,_Judd_D._Bowman,_David_Lewis,_Kelsie_Crawford,_Matthew_Kolopanis,_Alan_E._E._Rogers,_Steven_G._Murray,_Nivedita_Mahesh,_Raul_A._Monsalve,_Peter_Sims,_Titu_Samson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14185 |
銀河の拡散電波再結合線(RRL)は、赤方偏移21~cm実験の前景となる可能性があります。$-26.7^{\circ}$~赤緯を中心とするEDGESドリフトスキャンを使用して、南天の拡散RRLを特徴付けます。大きなアンテナビーム($72^{\circ}\times110^{\circ}$)で平均化されたRRLは、赤経~2-6~hの間で最小振幅に達することがわかります。この領域では、C$\alpha$吸収振幅は$33\pm11$~mK(1$\sigma$)であり、50～87~MHz(21~cmの線では$27\gtrsimz\gtrsim15$)で平均され、増加します。頻度が減少するにつれて強くなります。C$\beta$およびH$\alpha$ラインは、それぞれ$13\pm14$および$12\pm10$~mK(1$\sigma$)の振幅で検出されないことと一致しています。108～124.5~MHz($z\approx11$)の場合、3.4~mK(1$\sigma$)のノイズレベルで水素線または炭素線の証拠は見つかりません。保守的に観測された線は、いくつかの特定の領域とは対照的に、拡散した星間媒体から広く発生すると仮定すると、これらの振幅は固有の拡散線の上限を提供します。この観測は、赤方偏移21cmの実験、特に宇宙の夜明けをターゲットにした実験が検出段階を超えて移動するまで、空の広い領域の重要な前景として銀河RRLを無視できるという期待を裏付けています。C$\alpha$については、銀河面の内側に沿って$0.79<b_n\beta_n<4.5$と$0<b_nの間で周波数の関数として滑らかに変化する最適な出発係数積$b_n\beta_n$を見つけます。内側銀河面から\beta_n<2.3$離れていると、局所的な熱力学的平衡条件を仮定するよりも、モデルとデータの間でより良い一致が得られます。
Gaia-DR3 を用いたトランプラー 37 周辺の星形成複合体のメンバーシップ解析と 3D キネマティクス
| Title |
Membership_analysis_and_3D_kinematics_of_the_star-forming_complex_around_Trumpler_37_using_Gaia-DR3 |
| Authors |
Swagat_R._Das_(1),(2),_Saumya_Gupta_(2),_Prem_Prakash_(3),_Manash_Samal_(4),_and_Jessy_Jose_(2)_((1)_Departamento_de_Astronom{\i}a,_Universidad_de_Chile,_Las_Condes,_7591245_Santiago,_Chile,_(2)_Indian_Institute_of_Science_Education_and_Research_(IISER)_Tirupati,_Rami_Reddy_Nagar,_Karakambadi_Road,_Mangalam_(P.O.),_Tirupati_517507,_India,_(3)_Department_of_Physics,_Indian_Institute_of_Technology_(IIT)_Hyderabad,_India,_(4)_Physical_Research_Laboratory,_Ahmedabad,_Gujrat,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14347 |
星形成領域の若い集団を特定して特徴付けることは、その特性を解明するために重要です。この点で、Gaia-DR3のデータと機械学習ツールは、大規模な星形成複合体の研究に非常に役立ちます。この作業では、我々の銀河系の支配的なフィードバック駆動型星形成複合体の1つの$\rm\sim7.1degree^2$領域、つまりトランプラー37周辺の領域を分析します。ガウス混合法とランダムフォレスト分類法を使用して、複合体で1243の可能性の高いメンバーを特定します。そのうち$\sim60\%$は新しいメンバーであり、質量制限$\sim$0.1$-$0.2~$\rmM_{\odot}$まで完全です。星の空間分布は、複合体に向かって複数のクラスターを明らかにし、大質量星HD206267の周りの中央クラスターが2つのサブクラスターを明らかにします。1243個の星のうち、152個の星には視線速度があり、平均値は$\rm-16.41\pm0.72~km/s$です。中心星団内の星の内部および相対運動を調べます。運動学的分析は、クラスターの拡張が複合体全体に比べて比較的遅いことを示しています。このゆっくりとした膨張は、おそらく星団内で新しく形成された若い星によるものです。これらの結果を、複合体における星形成の階層崩壊とフィードバック誘起崩壊モードの文脈で議論します。
最近の $\gamma=5/3$ ベキ則球状降着解の形式的安定性解析
| Title |
Formal_stability_analysis_for_the_recent_$\gamma=5/3$_power-law_spherical_accretion_solution |
| Authors |
X._Hernandez,_L._Nasser_and_P._L._Rendon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14371 |
最近、単純な$\rho\proptoR^{-3/2}$および$V\proptoR^{-1/2}$スケーリングを持つ正確な球対称の解析的降着解がHernandezetal.で発表されました。(2023)。無次元変数では、その解は、空の自由落下解から静水圧平衡配置までの範囲の解の1パラメーターファミリを形成します。このべき法則解は、解の1つのパラメーターの関数としてゼロから無限大まで変化する流れの一定のマッハ数によって特徴付けられ、大きな半径で自然にゼロになる降着密度プロファイルを持ちます。この降着密度プロファイルは、ヘルナンデスらに示されています。(2023)は、数百のボンダイ半径にわたるAGN銀河のサンプルの降着密度プロファイルを正確に表しています。観測された密度プロファイルは、ボンダイ半径を超えると密度が何桁も低下します。これは、降着密度プロファイルがボンダイ半径の外側の定数に急速に収束する従来のボンダイモデルと矛盾するものです。観察との良好な一致は、言及された解の全体的な安定性を示唆していますが、それに対する正式な安定性分析はこれまでに提示されていません。ここでは、そのような安定性分析を実行し、降着モードと流出モードの両方で、それを支配するパラメーターのすべての値に対してグローバルに安定であると言及されているソリューションを示します。この結果により、$\gamma=5/3$ベキ乗法球状降着モデルは、天体物理学における降着問題の研究と説明に興味深い分析的追加物となります。
若い星の距離指標と銀河系外距離スケール
銀河系外距離スケールは、おそらく恒星距離指標の最も重要なアプリケーションです。これらの中で、古典的なセファイドは、ハッブル定数$H_0$の$1.4\%$測定をサポートする高精度の標準ろうそくです。したがって、セファイド距離の精度は、ハッブル張力の意味、後期宇宙の直接的な$H_0$測定値の間の$>5\sigma$不一致、および$\Lambda$CDM宇宙論。この招待されたレビューは、セファイド、ESAミッションガイアからの三角視差を使用した絶対キャリブレーション、およびその他のセファイド関連の体系に焦点を当てて、ハッブル張力を確立した最先端の距離はしごのアクセス可能な概要を提供することを目的としています。JWSTなどの新しい観測施設や今後の大規模な調査により、Cepheidsに基づく距離の推定値をさらに改善するためのエキサイティングな手段が提供されます。
スイング増幅とガイアフェーズスパイラル
せん断ボックス近似の枠組みの中で、恒星円盤の面内ダイナミクスと垂直ダイナミクスの間の相互作用を調べます。JulianとToomreはせん断シートを使用して、先行する密度波が後続の波にスイングするときに増幅されることを示しました。それらの形式をディスクに垂直な次元に拡張し、衝撃的な外部励起に対するディスクの応答の明示的な解を取得します。中央面に対して対称な励起は、密度/呼吸波と、垂直位相空間平面での2アーム位相スパイラルを生成します。一方、中間面に対して反対称な励起は、屈曲波と単一アームの位相スパイラルにつながります。どちらの場合でも、自己重力は、擾乱の進化を促進し、その後の渦巻きの振幅とピッチ角を決定する上で重要な役割を果たします。また、円盤が同方向に回転する雲によって励起されると、雲の跡に固定相スパイラルが発生することも示しています。この結果は、ガイア調査で見られたフェーズスパイラルの年齢を決定するために使用されてきた単純な運動学的議論に疑問を投げかけています。
電波科学における RFI 緩和の実装
このホワイトペーパーでは、電波科学データの無線周波数干渉(RFI)を軽減する方法の概要について説明します。緩和の主な目的は、天文台が科学サービス(RASおよびEESS)に割り当てられた周波数帯域外で有用なデータを取得できるようにすることです。パッシブバンド内では緩和は必要ありません。RFI強度を軽減し、それによる被害を制限するために、データ収集システム内のさまざまなポイントで緩和方法を導入することができます。これらの方法は、規制方法によってローカルのRFI環境を変更するための積極的な方法から、検出前および検出後の方法、さまざまな前処理方法、および処理時または後処理に適用される方法にまで及びます。
H$_2$O NGC 4258 での MegaMaser 放射は、周期的なディスクの不安定性を示しています
| Title |
H$_2$O_MegaMaser_emission_in_NGC_4258_indicative_of_a_periodic_disc_instability |
| Authors |
Wiillem_A._Baan,_Tao_AN,_Christian_Henkel,_Hiroshi_Imai,_Vladimir_Kostenko_and_Andrej_Sobolev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14738 |
H$_2$Oメガメーザーの放射は、NGC\,4258などの銀河の巨大な核を取り囲む薄いガス円盤から発生する可能性がありますが、増幅された放射の原因となる物理的条件は不明です。これらの領域の詳細なビューは、空間超長基線干渉法(SVLBI)によって提供される非常に高い角度分解能を使用して可能です。ここでは、周回中のRadioAstronObservatoryを使用して実施されたSVLBI実験を報告します。これにより、NGC\,4258でH$_2$O22GHz放射が検出され、地球空間のベースラインは地球の直径1.3、9.5、および19.5でした。11および23$\mu$の最高角度分解能での観測は、約0.126pcの軌道半径で、回転する円盤内に明確で規則的に間隔を空けた領域を示しています。後続の3つのエポックでのこれらの観測は、振幅の急激な上昇とそれに続くゆっくりとした減衰を伴う、放出機能の時間発展も示しています。発光領域の形成、それらの規則的な間隔、およびそれらの時間依存の挙動は、ディスク内の周期的な磁気回転不安定性の発生と一致しているように見えます。差動的に回転するディスク内のこのタイプのせん断駆動の不安定性は、質量降着ディスク内の半径方向の運動量の移動と粘度を支配するメカニズムであることが示唆されています。H$_2$OMegaMaser活動と磁気回転不安定性活動との関係は、ホスト銀河の核円盤における質量降着率の指標となるでしょう。
バーの不安定性メカニズムの変形
円盤状銀河がどのようにしてバーの形成を回避するかという問題は、未解決のままです。合理的な特性を持つ多くの銀河モデルは、強力なバーを急速に形成する激しい不安定性を示し続けており、これがほとんどの円盤銀河で一般に起こらない理由を説明するために広く受け入れられているアイデアはまだ進んでいません。バー形成の原因となる不安定なモードは、キャビティ内の定在波であり、ディスクの中心と共回転半径で反射し、共回転で増幅すると考えられています。ここでは、シミュレーションを使用して、おそらくフィードバックループを抑制し、安定性に寄与する可能性があるもう1つのアイデアに対処します。これは、ディスクの中心を動的に熱くする、および/またはバルジによってマスクされる可能性のある内側のディスクから質量を先細りにすることです。.残念ながら、私たちが試したモデルでは、どちらの戦略もディスクの全体的な安定性に大きな違いをもたらさないことがわかりました.ただし、空洞モードに興味深いしわが1つ発見されました。強くカットアウトされたディスクでは、波はディスクの半径から反射する可能性があります。波。
QSO でブラック ホールとその銀河ホストの急速な形成を調べる
| Title |
Probing_the_rapid_formation_of_black_holes_and_their_galaxy_hosts_in_QSOs |
| Authors |
Karla_Alejandra_Cutiva-Alvarez,_Roger_Coziol,_Juan_Pablo_Torres-Papaqui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14783 |
モデリングコードX-CIGALEを使用して、赤方偏移範囲0<z<4内の1,359SDSSQSOのSEDを再現しました。これには、SMBHを特徴付ける最高品質のNIR/MIRフラックスとスペクトルデータがあります。ホスト銀河の急速な形成と一致して、星形成履歴(SFH)は小さなe-foldingを持ち、SFH関数を使用した場合は最大で750Myrsで、Spiralの場合は1000Myrsであり、Ellipticalの場合は1000Myrsです。z\sim1.6を超えると、2つの解は縮退し、SEDはAGN連続体とスターバースト銀河に典型的な高い星形成率(SFR)によって支配されます。SpiralSFHの方がよく再現されます。一般に、SFRは赤方偏移、バルジの質量、AGNの光度、およびエディントン比とともに増加し、星形成のAGN消光の証拠がないことを示唆しています。特定のBHARを特定のSFRと比較すると、任意の赤方偏移でのすべてのQSOは、エディントン光度を下回り、平行して1対1の関係を上回る線形シーケンスをたどります。彼らのSMBHの質量は、彼らの銀河ホストの質量の増加よりも急速です。この特定の段階は、過去のQSOの銀河ホストがSMBHよりも急速に質量が増加したシナリオと一致しており、形成中の高い星形成効率が質量の制限に関与していたことを示唆しています。
GRETOBAPE気相反応ネットワーク：発熱性の重要性
| Title |
The_GRETOBAPE_gas-phase_reaction_network:_the_importance_of_being_exothermic |
| Authors |
Lorenzo_Tinacci,_Sim\'on_Ferrada-Chamorro,_Cecilia_Ceccarelli,_Stefano_Pantaleone,_Daniela_Ascenzi,_Andrea_Maranzana,_Nadia_Balucani,_Piero_Ugliengo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14799 |
気相反応ネットワークは、宇宙化学モデルのバックボーンです。ただし、その複雑さと天文学的モデリングへの非線形の影響により、誤った反応が存在する場合、シミュレーションのエラーの最初の原因になる可能性があります。時間が経つにつれて、検出された種の数が増加した後、宇宙化学者は、実験室での実験と量子力学(QM)計算、および化学的直感と類似原理によって推測された反応に基づいて、新しい反応を追加してきました。ただし、星間条件での実現可能性、つまり発熱性の検証が行われないこともありました。この作業では、新しい気相反応ネットワークGRETOBAPEを提示します。これは、KIDA2014ネットワークに基づいており、明示的に認識されていない吸熱反応からクリーンアップされたいくつかの反応で更新されています。この目的のために、GRETOBAPEネットワーク内のすべての種を正確なQM計算で特徴付けました。それらのほとんどはバリアレスとして報告されていますが、元のネットワークの反応の5%が吸熱反応であることがわかりました。Si含有種の反応ネットワークは、吸熱クリーニングプロセスによって最も影響を受けます。また、6原子未満のC、O、N、およびS含有種のみが必要な宇宙化学の状況をシミュレートするために使用する、クリーンな還元ネットワーク、GRETOBAPE-redを作成しました。最後に、新しいGRETOBAPEネットワーク、その縮小バージョン、およびすべての分子特性を含むデータベースが公開されます。種特性データベースは、将来、新しい反応の実現可能性をテストするために使用できます。
JCMT Nearby Galaxies Legacy Survey: SCUBA-2 による近くの銀河の観測
| Title |
The_JCMT_Nearby_Galaxies_Legacy_Survey:_SCUBA-2_observations_of_nearby_galaxies |
| Authors |
Kate_Pattle,_Walter_Gear,_Christine_D._Wilson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14800 |
JCMTNearbyGalaxiesLegacySurvey(NGLS)の一環としてJamesClerkMaxwellTelescope(JCMT)のSCUBA-2カメラを使用して作成された、近くにある8つの渦巻銀河のサンプルの850$\mu$mの観測結果を提示します。NGLSHARPデータを使用して、SCUBA-2850$\mu$m帯域幅の$^{12}$CO$J=3\to2$ラインの存在についてデータを修正し、典型的な$^{12}$\sim20$%の$CO貢献。SCUBA-2と過去のHerschel観測から構築されたスペクトルエネルギー分布をフィッティングすることで、ダストコラムの密度、温度、不透明度指数を測定し、過去のGALEXとスピッツァーデータを使用して、星形成の表面密度のマップを作成しました($\Sigma_{\rmSFR})。$)。通常、SCUBA-2由来のH$_2$表面密度($\Sigma_{\rmH_2}$)を$\Sigma_{\rmSFR}$と比較すると、SCUBA-2由来の銀河内の浅い星形成法則指数が得られます。通常、値は準線形であり、Herschel由来の値は通常、大まかに線形です。この違いは、SCUBA-2データに対する大気フィルタリングの影響によるものと思われます。サンプル内の銀河の$\Sigma_{\rmH_2}$と$\Sigma_{\rmSFR}$の平均値を比較すると、ケニカット-シュミット値の1.4と直線性。私たちの結果は、SCUBA-2の検出が星形成の良い予測因子であることを示しています。ハーシェル放出は、GALEXとスピッツァーのデータによってトレースされた星形成のタイムスケールに匹敵する$\sim5-100$Myrのタイムスケールで星を形成する領域でガスをトレースし、SCUBA-2はこれらの領域内で最も密度の高いガスを優先的にトレースすることを提案します。より短い時間スケールで星を形成する可能性があります。
中間質量ブラック ホールによる白色矮星の潮汐破壊からの熱核トランジェントの探索
| Title |
The_Search_for_Thermonuclear_Transients_from_the_Tidal_Disruption_of_a_White_Dwarf_by_an_Intermediate_Mass_Black_Hole |
| Authors |
Sebastian_Gomez_and_Suvi_Gezari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14070 |
白色矮星(WD)とブラックホール(BH)との接近遭遇は、WDの潮汐破壊をもたらす可能性があります。この衝突の間、WDはその潮汐圧縮により熱核爆発を起こすことがあり、その結果、Ia型超新星(SNIa)、以下Ia-TDEと同様の光学的過渡現象が発生します。それにもかかわらず、これはBHが$\lesssim10^5$M$_\odot$の場合にのみ物理的に観測可能です。したがって、Ia-TDEを見つけることは、中間質量ブラックホール(IMBH)$\lesssim10^5$M$_\odot$の発見を意味します。ここでは、とらえどころのないIa-TDEについて、ZwickyTransientFacility(ZTF)アラートストリーム全体を検索します。IMBHの可能性が高いサイトである矮小銀河の核トランジェントに検索を制限し、合計6つの可能な核Ia-TDE候補を見つけます。SN\,2020lrtは、Ia-TDEの光度曲線と分光モデルに非常によく似ているため、Ia-TDE候補である可能性が最も高いことがわかりました。これらのトランジェントをホストする矮小銀河の星の質量を測定すると、$\lesssim10^{9}$M$_\odot$となります。BHが存在することが確認されれば、知られている最も質量の小さい銀河のいくつかにIMBHが存在することが証明されるでしょう。さらに、核外のIa-TDEを検索しましたが、銀河の核内よりも銀河の周辺でより堅牢な候補を見つけることができませんでした。これは、核のIa-TDE候補が、銀河のどこでも発生する可能性がある過渡現象のクラスとは対照的に、銀河のコアでIMBHによって潮汐圧縮されたWDであるという仮説を支持しています。既存および将来の時間領域調査でIa-TDE候補を体系的に検索するための基礎を築きました。それらの性質の迅速な特性評価は、Ia-TDEの確認だけでなく、正真正銘のIMBHの明確な発見にもつながります。
TeV {\gamma}線源 3HWC J1928+178、3HWC J1930+188、および新しい線源 HAWC J1932+192 の詳細な分析
| Title |
Detailed_Analysis_of_the_TeV_{\gamma}-Ray_Sources_3HWC_J1928+178,_3HWC_J1930+188,_and_the_New_Source_HAWC_J1932+192 |
| Authors |
A._Albert,_R._Alfaro,_C._Alvarez,_J._C._Arteaga-Vel\'azquez,_D._Avila_Rojas,_H.A._Ayala_Solares,_R._Babu,_E._Belmont-Moreno,_C._Brisbois,_K._S._Caballero-Mora,_T._Capistr\'n,_A._Carrami\~nana,_S._Casanova,_O._Chaparro-Amaro,_U._Cotti,_J._Cotzomi,_S._Couti\~nodeLe\'on,_E._De_la_Fuente,_C._de_Le\'on,_R._Diaz_Hernandez,_J._C._D\'iaz-V\'elez,_B._L._Dingus,_M._A._DuVernois,_M._Durocher,_K._Engel,_C._Espinoza,_K._L._Fan,_M._Fern\'andez_Alonso,_N._Fraija,_J._A._Garc\'ia-Gonz\'alez,_F._Garfias,_H._Goksu,_M._M._Gonz\'alez,_J._A._Goodman,_J._P._Harding,_S._Hernandez,_J._Hinton,_B._Hona,_D._Huang,_F._Hueyotl-Zahuantitla,_P._H\"untemeyer,_A._Iriarte,_A._Jardin-Blicq,_V._Joshi,_S._Kaufmann,_D._Kieda,_W._H._Lee,_H._Le\'on_Vargas,_J._T._Linnemann,_A._L._Longinotti,_G._Luis-Raya,_R._L\'opez-Coto,_K._Malone,_et_al._(41_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14137 |
56TeVまでの最新の高高度水チェレンコフ(HAWC)点状ソースカタログは、銀河経度52\deg<l<55\deg、3HWCJ1930+188および3HWCの銀河面の領域で2つのソースの検出を報告しました。J1928+178.最初のものは、既知のTeV源、超新星残骸SNRG054.1+00.3に関連付けられています。現在運用中のイメージング大気チェレンコフ望遠鏡(IACT)の1つである高エネルギー放射イメージング望遠鏡アレイシステム(VERITAS)によって発見され、高エネルギー立体視システム(H.E.S.S.)によって検出され、複合SNRとして識別されました。しかし、HAWCによって発見され、パルサーPSRJ1928+1746と一致するソース3HWCJ1928+178は、H.E.S.S.データで確認できました。さらに、このパルサーからは、対応するX線が検出されていません。最新のHAWCデータを使用して、この領域のマルチコンポーネントフィットを提示します。これは、追加の新しいソースHAWCJ1932+192を明らかにします。これは、潜在的にパルサーPSRJ1932+1916に関連付けられており、そのガンマ線放出は、そのパルサー風星雲内の粒子の加速に由来する可能性があります。3HWCJ1928+178の場合、非常に高エネルギーのガンマ線放出の起源を明らかにする試みとして、いくつかの可能な説明が調査されています。
磁気阻止円盤におけるゼーマン効果について
磁気的に逮捕された円盤(MAD)は、相対論的ジェットの形成を実現するための重要な降着段階として議論されてきました。しかし、降着システムの磁場測定が不足しているため、MADはまだ観測的に確認されていません。ここでは、MADを伴う強い磁場が、X線連星と活動銀河核で相対論的に広がったFeK$\alpha$蛍光線のゼーマン分裂を誘発することを提案する。、磁気的に優勢なホットコロナとコールドリフレクター。このような幾何学的構成は、X線観測から示唆され、最近数値シミュレーションによって確認されました。降着流の乱流は分割線を広げますが、将来のX線高エネルギー分解能衛星XRISMとAthenaは、MAD構成の場合、X線連星のFe線に対するゼーマン効果を見ることができるでしょう。ゼーマン分割線の署名は、MADの観測証拠を提供します。
最も内側の安定した円軌道内での降着: 断熱限界における解析的な熱力学的解
| Title |
Accretion_within_the_innermost_stable_circular_orbit:_analytical_thermodynamic_solutions_in_the_adiabatic_limit |
| Authors |
Andrew_Mummery_and_Steven_Balbus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14437 |
カーブラックホールの最内周安定円軌道(ISCO)内の領域における薄い降着流の熱力学的(温度、圧力、密度など)特性の解析解を示します。これは、この種の最初の解析解です。これらの解は、断熱限界で構築され、放射損失を無視します。これは、パラメーター空間の制限された領域に有効な理想化です。ブラックホールのスピンや、降着流の状態方程式。これらの解の放射温度は、理論の自由パラメーターの値によっては、円盤の本体ではなくISCO内でピークに達する可能性があります。これらの解は、基本的に新しいクラスの分析降着解であり、非円形および非放射状の両方の特徴があります。
磁化X線連星における超巨星伴星の年齢の研究
大質量X線連星(HMXB)の中性子星(NS)を、その超巨星(SG)伴星の風力供給に埋め込まれた周回X線プローブとして使用して、SGからの恒星線駆動の風。ドナーの年齢を推定して制約するために、風力供給されたNSによって生成されるX線降着光度からHMXBのさまざまな観測量を組み合わせる方法を示します。これは、各ドナーモデルの星の進化経路を研究するのに役立ちます.大質量星の進化は本質的に質量損失によって決定されるため、質量損失率の直接測定は、未知の風の微細構造による重要な不確実性に悩まされます。
超光度超新星の静止枠紫外 -- I. 宇宙探査機としての可能性
| Title |
The_restframe_ultraviolet_of_superluminous_supernovae_--_I._Potential_as_cosmological_probes |
| Authors |
Nandita_Khetan,_Jeff_Cooke,_Marica_Branchesi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14659 |
超高輝度超新星(SLSNe)は$z\sim4$で検出されており、現在および今後の施設を使用して$z\gtrsim15$で検出できます。SLSNeは非常にUV発光性が高いため、$z\gtrsim7$のオブジェクトは、光学および赤外線機能を使用して静止フレームUVを介して排他的に検出されます。SLSNeは、恒星と銀河の進化の複数の分野で非常に有用です。ここでは、静止フレームUVにおける高赤方偏移宇宙論的距離指標としてのSLSNeタイプIの潜在的な使用を探ります。赤方偏移範囲$1\lesssimz\lesssim3$のSLSNe-Iサンプルを使用して、250nmを中心とする合成UVフィルターのピーク絶対等級と、SLSNe-I光曲線の立ち上がり時間、色、および減衰率との相関関係を調べます。.$M_0(250)$と立ち上がり時間の間には、固有の分散が0.29の線形相関が見られます。興味深いことに、この相関関係は、光度曲線でピーク前の隆起を示すSLSNeを除外することによってさらに強化されます($\sigma_{int}\approx0.2$)。この結果は、「でこぼこの」SLNSeが別の母集団に属している可能性を示唆しています。ピーク光度と色指数の間には弱い相関関係が見られます。光学バンドで通常見られるものとは対照的に、UVピークの大きさと減衰率の間には関係がありません。ここで見つかった相関関係は有望であり、UVでの標準化関係を使用して高赤方偏移で宇宙論的プローブとしてSLSNeを使用するための有望な洞察を与えます。また、光度曲線の特性を制約するための初期の一貫した測光データの重要性も強調しています。
フレアリング状態における Blazar PKS 2326-502 のミリ波、ガンマ線、光学による同時モニタリング
| Title |
Simultaneous_Millimeter-wave,_Gamma-ray,_and_Optical_Monitoring_of_the_Blazar_PKS_2326-502_During_a_Flaring_State |
| Authors |
J._C._Hood_II,_A._Simpson,_A._McDaniel,_A._Foster,_P._A._R._Ade,_M._Ajello,_A._J._Anderson,_J._E._Austermann,_J._A._Beall,_A._N._Bender,_B._A._Benson,_F._Bianchini,_L._E._Bleem,_J.E.Carlstrom,_C.L.Chang,_P.Chaubal,_H.C.Chiang,_T-L.Chou,_R.Citron,_C._Corbett_Moran,_T._M._Crawford,_A._T._Crites,_T._de_Haan,_M._A._Dobbs,_W._Everett,_J._Gallicchio,_E._M._George,_N._Gupta,_N._W._Halverson,_G._C._Hilton,_G._P._Holder,_W._L._Holzapfel,_J._D._Hrubes,_N._Huang,_J._Hubmayr,_K._D._Irwin,_L._Knox,_A._T._Lee,_D._Li,_A._Lowitz,_G._Madejski,_M._Malkan,_J._J._McMahon,_S._S._Meyer,_J._Montgomery,_T._Natoli,_J._P._Nibarger,_G._Noble,_V._Novosad,_Y._Omori,_S._Padin,_S._Patil,_C._Pryke,_C._L._Reichardt,_J._E._Ruhl,_B._R._Saliwanchik,_K._K._Schaffer,_C._Sievers,_G._Smecher,_A._A._Stark,_C._Tucker,_T._Veach,_J._D._Vieira,_G._Wang,_N._Whitehorn,_W._L._K._Wu,_V._Yefremenko,_J._A._Zebrowski,_and_L._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14749 |
活動銀河核(AGN)の変動性の多波長研究にミリ波(mm-wave)データを含めることで、他の波長では容易にアクセスできないAGN物理学への洞察を得ることができます。この研究では、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)望遠鏡が、空の大部分で長期にわたる高ケイデンスのミリ波AGNモニタリングを提供する可能性を示しています。南極望遠鏡(SPT)のSPTpol装置からのデータを使用したパイロット研究について報告します。この装置は、CMBを分角以上の角度スケールで観測するように設計されています。2013年から2016年の間、SPTpolは主に単一の500度^2フィールドを観測するために使用され、95GHzと150GHzを中心とする帯域の放射線に敏感な検出器でフィールド全体を1日に数回カバーしました。SPT150GHz観測を使用してAGN光度曲線を作成し、これらのミリ波光度曲線を他の波長、特にガンマ線と光の光度曲線と比較します。このレターでは、2013年から2016年の間に、ガンマ線、光学、そして現在はミリ波で、広範囲にわたる日単位の監視データを持っている単一のソース、PKS2326-502に焦点を当てています。PKS2326-502がこのモニタリングの最初の2年間でフレア状態にあり、ミリ波、光学Rバンド、およびガンマ線観測の間の相関変動の証拠の検索を提示します。このパイロット研究は、VRO-LSSTなどの施設による多波長研究を含む、SPT-3G、シモンズ天文台、CMB-S4などの現在および今後のCMB実験によるAGNモニタリングへの道を開いています。
ディープ シノプティック アレイの科学: 2 つの銀河団高速電波バーストの間の巨大な楕円ホスト
| Title |
Deep_Synoptic_Array_science:_A_massive_elliptical_host_among_two_galaxy-cluster_fast_radio_bursts |
| Authors |
Kritti_Sharma,_Jean_Somalwar,_Casey_Law,_Vikram_Ravi,_Morgan_Catha,_Ge_Chen,_Liam_Connor,_Jakob_T._Faber,_Gregg_Hallinan,_Charlie_Harnach,_Greg_Hellbourg,_Rick_Hobbs,_David_Hodge,_Mark_Hodges,_James_W._Lamb,_Paul_Rasmussen,_Myles_B._Sherman,_Jun_Shi,_Dana_Simard,_Reynier_Squillace,_Sander_Weinreb,_David_P._Woody,_Nitika_Yadlapalli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14782 |
高速電波バースト(FRB)ソースに関連付けられている星の個体群環境は、それらの祖先理論を開発するための重要な洞察を提供します。私たちは、ディープシノプティックアレイ(DSA-110)の委託観測中に発見された大規模な銀河団内の2つのFRBを報告することにより、既知のFRBホスト環境の多様性を拡大します。FRB20220914Aは、赤方偏移が0.1139の星形成後期型銀河に局在しており、ルックバック時間が$\sim$3.5Gyr未満のAbell2310銀河団内にあります。FRB20220914Aのホスト銀河は、典型的なFRBホストに似ていますが、FRB20220509Gホストは、Abell2311銀河団の中で赤方偏移が0.0894の静止した初期型銀河として際立っています。後期型銀河と初期型銀河の両方でFRBが発見されたことで、FRBの発生源に複数の形成チャネルがあるという一連の証拠が追加されました。したがって、FRBホストは典型的には星を形成しますが、銀河内の古い星の集団と一致する形成チャネルが存在するに違いありません。我々が報告する2つのFRBホストのさまざまな星形成の歴史は、FRB前駆細胞の幅広い遅延時間分布を示しています。ここで開発した方法を使用してFRB遅延時間分布を制約する将来の作業は、FRBソースの進化の歴史を決定する上で重要であることが証明されます。
ディープ シノプティック アレイの科学: 大規模な銀河団の 2 つの高速電波バースト ソース
| Title |
Deep_Synoptic_Array_science:_Two_fast_radio_burst_sources_in_massive_galaxy_clusters |
| Authors |
Liam_Connor,_Vikram_Ravi,_Morgan_Catha,_Ge_Chen,_Jakob_T._Faber,_James_W._Lamb,_Gregg_Hallinan,_Charlie_Harnach,_Greg_Hellbourg,_Rick_Hobbs,_David_Hodge,_Mark_Hodges,_Casey_Law,_Paul_Rasmussen,_Jack_Sayers,_Kritti_Sharma,_Myles_B._Sherman,_Jun_Shi,_Dana_Simard,_Jean_Somalwar,_Reynier_Squillace,_Sander_Weinreb,_David_P._Woody,_Nitika_Yadlapalli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14788 |
クラスター内媒質(ICM)を構成する高温ガスは、X線およびミリ波/サブミリ波(Sunyaev-Zeldovich効果)で数十年にわたって研究されてきました。高速電波バースト(FRB)は、分散測定(DM)やファラデー回転測定(RM)などの観測量を介して、ICMとガス周辺クラスターを直接測定する追加の方法を提供します。ディープシノプティックアレイ(DSA-110)で検出された2つのFRB源の発見を報告します。そのホスト銀河は大規模な銀河団に属しています。どちらの場合も、FRBは過剰な銀河系外DMを示しており、その一部はそれぞれのクラスターのICMに由来する可能性があります。FRB20220914Aは銀河団Abell2310のz=0.1125にあり、銀河団の中心からのオフセットは520kpcです。2番目のソースであるFRB20220509Gのホストは、z=0.0894にある楕円銀河で、投影オフセット870kpcにある銀河団Abell2311に属します。これらの情報源は、FRBが銀河団に局在化された初めての例です。FRBデータをこれらのクラスターのアーカイブX線、SZ、および光学観測と組み合わせて、DMからのガス温度の測定および0.8～3.9keVのySZを含むICMの特性を推測します。次に、結果をIllustrisTNGシミュレーションからの大規模なクラスターハローと比較します。最後に、将来の調査からのローカライズされたFRBの大きなサンプルが、特にクラスターのビリアル半径を超えて、ICMをどのように制約するかについて説明します。
電波干渉法におけるスケーラブルで精密な広視野イメージング: I. ASKAP データで検証された uSARA
| Title |
Scalable_precision_wide-field_imaging_in_radio_interferometry:_I._uSARA_validated_on_ASKAP_data |
| Authors |
Amanda_G._Wilber,_Arwa_Dabbech,_Adrian_Jackson_and_Yves_Wiaux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14148 |
新しいイメージングフレームワークを紹介する一連の論文のパートIとして、最近提案された、広視野、高解像度、高ダイナミックレンジ、単色強度イメージング用の制約のないスパース性平均再重み付け分析(uSARA)最適化アルゴリズムを検討します。オーストラリアのスクエアキロメートルアレイパスファインダー(ASKAP)で得られた実際の電波干渉観測から画像を再構築し、これらの結果を広く使用されている最先端のイメージャーWSCleanと比較して提示します。選択されたフィールドは、ASKAPEarlyScienceandEvolutionaryMapoftheUniverse(EMU)パイロット調査から取得され、いくつかの複雑な電波源が含まれています:合体星団システムAbell3391-95、合体星団SPT-CL2023-5535、および多くの拡張、またはX型の電波銀河PKS2014-558と、まとめてPKS2130-538として知られる「踊る幽霊」を含む、尾が曲がった電波銀河。uSARAの背後にある最新のフレームワークは、並列化と自動化を利用してw効果を解決し、測定演算子を効率的に計算して、個々のASKAPビーム(それぞれ最大3.3度)の全視野にわたる広視野再構成を可能にします。uSARAの精度機能は、超解像と拡散成分に対する感度の向上の両方を備えた画像を生成し、通常、このような収量間の妥協を必要とする従来のCLEANアルゴリズムを凌駕します。選択したデータの結果として得られた単色のuSARA-ASKAP画像は、拡張された拡散発光とコンパクトなフィラメント状発光の両方を非常に高い解像度（最大2.2秒角）で強調し、これまでにない構造を明らかにしています。ここでは、再構成されたソースの形態、拡散フラックスの測定値、およびスペクトルインデックスマップをWSCleanで作成された画像から得られたものと比較することにより、uSARA-ASKAP画像の検証を示します。
電波干渉法におけるスケーラブルな精密広視野イメージング: II. ASKAP データで検証された AIRI
| Title |
Scalable_precision_wide-field_imaging_in_radio_interferometry:_II._AIRI_validated_on_ASKAP_data |
| Authors |
Amanda_G._Wilber,_Arwa_Dabbech,_Matthieu_Terris,_Adrian_Jackson_and_Yves_Wiaux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14149 |
パートIに付随するこの続編では、オーストラリアの平方キロメートルアレイパスファインダー(ASKAP)からの観測に基づいて、最近提案された無線干渉イメージング(AIRI)アルゴリズムの正則化のためのAIの検証について説明します。この作品で紹介されている単色のAIRI-ASKAP画像は、パートI:「ASKAPデータで検証されたuSARA」で説明したものと同じ並列化され自動化された画像処理フレームワークを使用して形成されています。プラグアンドプレイアプローチを使用するAIRIは、デコンボリューション中の前方後方アルゴリズムの正則化ステップで、近位演算子をトレーニング済みのノイズ除去ディープニューラルネットワーク(DNN)に置き換えることで、uSARAとは異なります。選択したデータの推定画像ダイナミックレンジをターゲットとする、訓練されたDNNデノイザーのシェルフを構築します。さらに、棚にある最も近いDNNを選択する場合と、ダイナミックレンジが最も高いユニバーサルDNNを使用する場合のAIRI再構成のバリエーションを定量化し、画像推定を提供するだけでなく、認識モデルの不確実性も定量化する、より完全なフレームワークへの扉を開きます。AIRIとパートIのアルゴリズム(uSARAとWSClean)によって画像化された、選択されたターゲットソースのソース構造、拡散フラックス測定、スペクトルインデックスマップの比較分析を続けます。全体的に、AIRI画像の拡散成分の再構成において、uSARAとWSCleanよりも改善が見られます。AIRIによってもたらされる科学的可能性は、さらなるイメージング精度、より正確なスペクトルインデックスマップ、およびデコンボリューション時間の大幅な加速において明らかです。これにより、AIRIは、部分反復スパース性ベースの対応するuSARAよりも4倍高速になります。
ESO の超大型望遠鏡ワーキング グループ
| Title |
The_ESO's_Extremely_Large_Telescope_Working_Groups |
| Authors |
Paolo_Padovani_(ESO),_Michele_Cirasuolo_(ESO),_Remco_van_der_Burg,_Faustine_Cantalloube,_Elizabeth_George,_Markus_Kasper,_Kieran_Leschinski,_Carlos_Martins,_Julien_Milli,_Sabine_M\"ohler,_Mark_Neeser,_Benoit_Neichel,_Angel_Otarola,_Rub\'en_S\'anchez-Janssen,_Benoit_Serra,_Alain_Smette,_Elena_Valenti,_Christophe_Verinaud,_Jo\"el_Vernet,_Olivier_Absil,_Guido_Agapito,_Morten_Andersen,_Carmelo_Arcidiacono,_Matej_Arko,_Pierre_Baudoz,_Olivier_Beltramo-Martin,_Enrico_Biancalani,_Thomas_Bierwirth,_Leonard_Burtscher,_Giulia_Carl\`a,_Julio_A._Castro-Almaz\'an,_Anne-Laure_Cheffot,_Lodovico_Coccato,_Carlos_Correia,_Romain_Fetick,_Giuliana_Fiorentino,_Thierry_Fusco,_Bego\~na_Garc\'ia-Lorenzo,_Nicola_Gentile_Fusillo,_Oscar_Gonzalez,_Andrea_Grazian,_Marco_Gullieuszik,_Olivier_Hainaut,_Valentin_Ivanov,_Melanie_Kaasinen,_Darshan_Kaddad,_Tomasz_Kami\'nski,_Wolfgang_Kausch,_Florian_Kerber,_Stefan_Kimeswenger,_Rosita_Kokotanekova,_Arseniy_Kuznetsov,_Alexis_Lau,_Miska_Le_Louarn,_Fr\'ed\'eric_Lemmel,_Jochen_Liske,_Gaspare_Lo_Curto,_David_Lucsanyi,_Lars_Lundin,_Stefan_Noll,_Sylvain_Oberti,_James_Osborn,_Elena_Masciadri,_Dinko_Milakovi\'c,_Michael_T._Murphy,_Fernando_Pedichini,_Miguel_Pereira_Santaella,_Roberto_Piazzesi,_Javier_Piqueras_L\'opez,_C\'edric_Plantet,_Thibaut_Prod'homme,_Norbert_Przybilla,_Mathieu_Puech,_Derryck_T._Reid,_Ansgar_Reiners,_Rutger_Rijnenberg,_Myriam_Rodrigues,_Fabio_Rossi,_Laurence_Routledge,_Hans_Smit,_Mathias_Tecza,_Niranjan_Thatte,_Roy_van_Boekel,_Aprajita_Verma,_Arthur_Vigan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14375 |
2005年以来、ESOはコミュニティや業界と協力して、非常に大きな光学/赤外線望遠鏡を開発してきました。ESOのExtremelyLargeTelescope（略してELT）は、39メートルの主鏡を備え、世界最大の可視および赤外線望遠鏡となる革新的な地上望遠鏡です。望遠鏡の科学運用と校正に必要な特定のトピックに対処するために、ESO、機器コンソーシアム、およびより広いコミュニティの間の取り組みを調整するために、13の特定のワーキンググループが作成されました。ここでは、これらのワーキンググループの目標とこれまでの成果について説明します。
Insight-HXMTの軌道上での5年間の背景
| Title |
Five-year_in-orbit_background_of_Insight-HXMT |
| Authors |
Jin-Yuan_Liao,_Shu_Zhang,_Juan_Zhang,_Gang_Li,_Zhi_Chang,_Yu-Peng_Chen,_Ming-Yu_Ge,_Jing_Jin,_Xue-Feng_Lu,_Yuan_You,_Xue-Lei_Cao,_Yong_Chen,_Yue_Huang,_Wei-Chun_Jiang,_Xiao-Bo_Li,_Xu-Fang_Li,_Zheng-Wei_Li,_Cong-Zhan_Liu,_Ying_Tan,_Yan-Ji_Yang,_Yi-Fei_Zhang,_Hai-Sheng_Zhao,_Fang-Jun_Lu,_Yu-Peng_Xu,_Jin-Lu_Qu,_Li-Ming_Song_and_Shuang-Nan_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14459 |
目的:Insight-HXMTの打ち上げから5年間の軌道上での背景の進化と、データ解析における背景モデルの効果を紹介します。方法:低エネルギー望遠鏡、中エネルギー望遠鏡、高エネルギー望遠鏡の3つの主なペイロードの背景をそれぞれ説明します。Insight-HXMTの軌道上運用中の毎年のバックグラウンドを単純に比較することで、経時的なバックグラウンドの変化が得られます。結果:光度曲線、スペクトル、地理的分布、および長期進化を含む、Insight-HXMT軌道上背景の主要な観測特性が提示されます。バックグラウンド推定の系統誤差は、毎年調査されます。結論:5年間の軌道上背景の観測特性は、衛星設計と宇宙環境に関する私たちの知識と一致しており、背景モデルはInsight-HXMTの最新の観測に対して依然として有効です。
硬 X 線の高解像度イメージング用のワイドギャップ CdTe ストリップ検出器
| Title |
Wide-gap_CdTe_Strip_Detectors_for_High-Resolution_Imaging_in_Hard_X-rays |
| Authors |
Shunsaku_Nagasawa,_Minami_Takahiro,_Shin_Watanabe,_Tadayuki_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14544 |
隣接するストリップ間のギャップが各ストリップの幅よりもはるかに広い、「ワイドギャップCdTeストリップ検出器」と名付けられた、CdTeX線検出器の新しいストリップ構成を提案します。入射X線光子によって誘導された電荷雲が複数のストリップに分割され、かつそれらのエネルギーは正確に測定されます。ただし、既存のCdTeストリップ検出器では、このような電荷共有イベントの比率は限られています。電荷共有イベントの比率を大幅に向上させる潜在的なブレークスルーのアイデアは、検出器のストリップ間のギャップを広げることです。この概念をテストするために、60um(30umストリップと30umギャップ幅)から80um(30umストリップ幅)までのストリップピッチのいくつかのバリエーションを持つカソード側に64個のプラチナストリップ電極を備えたワイドギャップCdTeストリップ検出器を開発しました。ストリップと50umのギャップ幅)。Am-241からのX線を検出器に照射し、ストリップピッチによる性能評価を行いました。検出器のより広いギャップによる電荷損失は、電荷共有イベントの入射光子のエネルギーが隣接するストリップで検出されたエネルギーの単純な合計であるという仮定が重要な結果をもたらす程度に重要であることが判明しました標準的なギャップ幅を持つ前任者で得られたものと比較して、蓄積されたスペクトルのエネルギー分解能が低下します。次に、電荷損失を補うための新しいエネルギー再構成方法を開発しました。この方法をデータに適用すると、前任者と同等のスペクトル分解能を持つスペクトルが得られました。17.8keVイベントの電荷共有イベントの比率は、前任者の24.3から49.9%の2倍になりました。
無線周波数干渉によるデータ損失の測定
| Title |
Measuring_Data_Loss_resulting_from_Radio_Frequency_Interference |
| Authors |
Willem_A._Baan,_Axel_Jessner_and_Jaap_Steenge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14575 |
このホワイトペーパーでは、電波干渉レベルの校正測定の観測方法を示し、電波天文学サービスに割り当てられた帯域に入る干渉に対して確立されたしきい値干渉制限とこれらを比較します。これらの観測の測定時間と帯域幅の間隔は、干渉信号の時間と周波数の変動特性に対応している可能性があり、しきい値レベルは、2\,000秒基準を使用してITU-RRA.769で提示されている値から適切にスケーリングされている可能性があります。時間間隔。天文計測器のデータ損失は、短い測定間隔と長い測定間隔の両方で、時間-周波数ドメインの占有率として測定される場合があります。移動衛星サービスにおける非静止衛星システムと地球局の観測された時間-周波数占有特性は、これらのサービスによる効果的なデータ損失と空の遮断を取得するために、効果的な電力束密度シミュレーションに組み込まれる場合があります。
Planetary Exploration Horizon 2061 レポート 第 5 章: 惑星探査を可能にするテクノロジー
| Title |
Planetary_Exploration_Horizon_2061_Report_Chapter_5:_Enabling_technologies_for_planetary_exploration |
| Authors |
Manuel_Grande_(1),_Linli_Guo_(2),_Michel_Blanc_(3),_Advenit_Makaya_(4),_Sami_Asmar_(5),_David_Atkinson_(5),_Anne_Bourdon_(6),_Pascal_Chabert_(6),_Steve_Chien_(5),_John_Day_(5),_Alberto_G._Fairen_(7),_Anthony_Freeman_(5),_Antonio_Genova_(8),_Alain_Herique_(9),_Wlodek_Kofman_(9),_Joseph_Lazio_(5),_Olivier_Mousis_(10),_Gian_Gabriele_Ori_(11_and_12),_Victor_Parro_(7),_Robert_Preston_(5),_Jose_A_Rodriguez-Manfredi_(7),_Veerle_Sterken_(13),_Keith_Stephenson_(4),_Joshua_Vander_Hook_(5),_Hunter_Waite_(14),_Sonia_Zine_(9) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14832 |
この章の主な目的は、第4章(ピラー2ホライズン2061レポート)で特定された代表的なミッションのうち、技術的に最も困難なミッションを飛行するために必要となる主要技術のさまざまな分野の概要を提示することです。それは、第3章(柱1Horizon2061レポート)で説明されているHorizon2061の重要な問題に対処する将来の科学機器と、次世代の宇宙機器が必要とする新技術(セクション2)の説明から始まります。そこから、この章は、惑星ミッションの論理的な開発と実装のラインに従います。セクション3では、必要となるいくつかの新しいミッションアーキテクチャと、それらが惑星間宇宙船と科学プラットフォームをどのように明確にするかについて説明します。セクション4では、必要なシステムレベルの技術をまとめています。セクション5では、将来のミッションが対象とする極端な環境から生き残り、運用し、科学データを返すために必要となる専門的な科学プラットフォームの多様性について説明します。セクション6では、長期ミッションと半永久的な定住に必要な新しい技術開発について説明します。最後に、セクション7では、将来の惑星ミッションの長期的なニーズを満たすために出現し、数十年で徐々に普及するはずの破壊的技術について予測しようとしています。
セファイド変光星からのCO放出の最初の検出
| Title |
First_detection_of_CO_emission_from_Cepheid_Variable_stars |
| Authors |
S._L._Hamer_(1),_S._Ardern_(1)_and_V._Scowcroft_(University_of_Bath) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14075 |
8つのセファイド変光星のサンプルにおけるCO(1-0)およびCO(2-1)輝線のIRAM30~m望遠鏡観測を提示します。CO(1-0)線は8つのターゲットのうちの4つで$>$3.5の信号対雑音比で検出され、Cepheid大気中のCOの存在が確認されました。2つのソースは、両方のCOラインで強い吸収を示します。これは、視線に沿った、または視線に近い冷たい分子ガス雲による汚染に関連している可能性があります。残りの2つのターゲットは、どちらのCOラインにも関連する強い特徴を示しませんでした。これらの検出は、セファイド大気中のCOの存在の最初の直接的な証拠を表しており、セファイドで観察された中赤外線の色の変化を説明するために提案されたメカニズムの強力な証拠を提供します。さらに、これらの検出は、Cepheidsの堅牢な測光金属量インジケーターとして提案されている中赤外色の使用をサポートしており、$H_0$エラーバジェットからの金属量体系の排除につながる可能性があります。この分野で必要な将来の研究と、大規模な専用研究のための最適な観察戦略を知らせるために私たちの観察をどのように使用できるかについて話し合います。
ソーラー マキシマム ミッションで観測された太陽フレア中のさまざまなカルシウム存在量
| Title |
Varying_Calcium_Abundances_in_Solar_Flares_seen_by_Solar_Maximum_Mission |
| Authors |
Barbara_Sylwester,_Janusz_Sylwester,_Kenneth_J._H._Phillips,_Anna_K._Kepa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14668 |
我々は、太陽最大ミッション（運用開始1980年～1989年）のベント結晶分光計（BCS）からのアーカイブデータを使用して、194回の太陽X線フレアの崩壊段階におけるカルシウム存在量$A({\rmCa})$推定値を報告する。）。存在量は、衛星対共鳴線比からの温度を使用して、BCSチャネル〜1の総カルシウムX線放出と隣接する連続体の総カルシウムX線放出の比から導き出されます。一般に、カルシウム存在量は、以前に発見された光球存在量の約3倍であることが判明しており、比較的低いFIP値を持つカルシウムの「FIP」(第一イオン化ポテンシャル)効果を示しています。存在量推定の精度($A({\rmH})=12$の対数スケールで水素を参照)は、通常$\sim\pm0.01$であり、$A({\rmフレア崩壊中のCa})$を調べます。$A({\rmCa})$が2.3\%よりも高い精度で決定された合計270の短時間セグメントについて、多く(106;39\%)が$A({\rmCa})$の変動を示しました。$3\sigma$レベル。大部分では、これら106のセグメントのうち74(70\%)$A({\rmCa})$が時間とともに減少し、32(30\%)で$A({\rmCa})$が時間とともに増加しました。270のうち79(29\%)については、一定またはほぼ一定の$A({\rmCa})$が観測され、残りの85(31\%)では不規則な時間の動作が観察されました。共通の特徴は、$A({\rmCa})$の時間挙動における不連続性の存在でした。これらの結果をLamingの動重力理論に関連付けると、$A({\rmCa})$の変化の性質は、最初のメインループに加えて、それぞれに特徴的なカルシウム存在量を持つループ構造の出現によるものであると考えられます。
太陽周期の長期変調
太陽活動には周期的な性質があり、年々時間スケールでの変動性を支配する約11年のシュヴァーベサイクルがあります。ただし、太陽周期は、ほぼスポットのないグランドミニマムから非常にアクティブなグランドマキシマまで、長さ、形状、大きさが大幅に変調されています。約400年にわたる直射黒点数シリーズは、品質が不均一であり、長期的な太陽変動のロバストなパラメーターを研究するには短すぎます。宇宙線同位体の代用は、タイムスケールを12,000年に拡張し、長期的な太陽ダイナモ変調の重要な観測上の制約を提供します。ここでは、100年から1000年という時間スケールでの太陽活動の長期変動の最新の概要を簡単に紹介します。大極小と極大の発生について議論され、100周年のGleissberg、210年Suess/deVries、2400年Hallstattサイクルなどの既存の準周期性についても議論されています。太陽周期には重要なランダム成分が含まれており、長期記憶の欠如を意味する時計のような位相ロックがないことが示されています。ダイナモの非線形性と確率的変動を含む、ダイナモモデルのフレームワークで観察された機能を説明するための理論的展望の簡潔かつ包括的なレビューが提示されます。私たちは、新しいデータを知り、新しいモデルを開発することで、太陽の変動性を促進するプロセスに関する知識を獲得し続けています。
アマゾニア上の熱帯自由対流圏における酸化された有機分子
| Title |
Oxidized_organic_molecules_in_the_tropical_free_troposphere_over_Amazonia |
| Authors |
Qiaozhi_Zha,_Diego_Aliaga,_Radovan_Krejci,_Victoria_Sinclair,_Cheng_Wu,_Wiebke_Scholz,_Liine_Heikkinen,_Eva_Partoll,_Yvette_Gramlich,_Wei_Huang,_Markus_Leiminger,_Joonas_Enroth,_Otso_Per\"akyl\"a,_Runlong_Cai,_Xuemeng_Chen,_Alkuin_Maximilian_Koenig,_Fernando_Velarde,_Isabel_Moreno,_Tuukka_Pet\"aj\"a,_Paulo_Artaxo,_Paolo_Laj,_Armin_Hansel,_Samara_Carbone,_Markku_Kulmala,_Marcos_Andrade,_Douglas_Worsnop,_Claudia_Mohr,_Federico_Bianchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14054 |
熱帯自由対流圏(FT)における新粒子形成(NPF)は、雲の性質と気候に影響を与える、世界的に重要な雲凝縮核の発生源です。生物起源の揮発性有機化合物から生成される酸化有機分子(OOM)は、熱帯FTでのエアロゾル形成に寄与すると考えられていますが、直接的な化学的観測はありません。アマゾニアの西端、海抜5240メートルにあるボリビアのチャカルタヤ駅で、その場で分子レベルのOOM測定を行いました。初めて、アマゾニアからの熱帯FT空気中の気相と粒子相の両方に、主に4～5個の炭素原子を持つOOMが同時に存在することを実証しました。これらの観察は、気団の歴史分析と組み合わせて、観察されたOOMが数百キロ離れた熱帯雨林から放出されたイソプレンに関連していることを示しています.粒子相測定に基づいて、これらの化合物が新しく形成された粒子の成長に寄与し、大陸規模の熱帯自由対流圏での新しい粒子形成に潜在的に重要であることを発見しました。したがって、私たちの研究は、熱帯地方におけるエアロゾル形成プロセスの理解を向上させるでしょう。
スペクテイターフィールドによって引き起こされる宇宙論的確率的重力波(GW)は、通常、曲率摂動によって生成されるもの、または宇宙を支配するフィールドによって生成されるものと比較して、振幅が非常に小さいと予想されます。この予想に反して、計量テンソル摂動に加えて、テンソル摂動を提供するスペクテーターフィールドが、かなりの量のGWを生成できることを示します。生成されたGWの振幅と周波数は、将来のGW検出器の感度範囲内にある可能性があります。特に、2つのテンソル摂動の音速が一致する場合、誘導されたGW振幅は、それらの間の結合が小さい限界でも、強制振動による共鳴により非常に大きくなる可能性があります。このシナリオの際立った特徴は、テンソルモードは原始ブラックホール(PBH)の形成にほとんどつながらないため、通常のスカラー誘起の場合とは対照的に、PBHが存在しないと予想されることです。GWは、PBHの存在を意味します。
DMRadio-m$^3$ の電磁モデリングと科学範囲
| Title |
Electromagnetic_modeling_and_science_reach_of_DMRadio-m$^3$ |
| Authors |
DMRadio_Collaboration:_A._AlShirawi,_C._Bartram,_J._N._Benabou,_L._Brouwer,_S._Chaudhuri,_H._-M._Cho,_J._Corbin,_W._Craddock,_A._Droster,_J._W._Foster,_J._T._Fry,_P._W._Graham,_R._Henning,_K._D._Irwin,_F._Kadribasic,_Y._Kahn,_A._Keller,_R._Kolevatov,_S._Kuenstner,_N._Kurita,_A._F._Leder,_D._Li,_J._L._Ouellet,_K._M._W._Pappas,_A._Phipps,_N._M._Rapidis,_B._R._Safdi,_C._P._Salemi,_M._Simanovskaia,_J._Singh,_E._C._van_Assendelft,_K._van_Bibber,_K._Wells,_L._Winslow,_W._J._Wisniewski,_and_B._A._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14084 |
DMRadio-m$^3$は、10～200MHz(41neV$/c^2$-0.83$\mu$eV/$c^2$)範囲。この実験では、ソレノイドDC磁場を使用して、アクシオン暗黒物質信号を同軸銅ピックアップのAC電磁応答に変換します。このアクシオン信号によって誘導される電流は、DCSQUIDによって測定されます。この作業では、DMRadio-m$^3$の全周波数範囲にわたるアクシオン信号に対する実験の応答の電磁モデリングを提示します。これは、低周波数の集中要素限界から、axionコンプトン波長は、検出器サイズの2倍にすぎません。これらの結果を使用して、実験のライブ時間と感度を決定します。30～200MHzにわたるDFSZアクシオンに対する感度という主要な科学目標は、3.7年の$3\sigma$のライブスキャン時間で達成できます。
全ニュートリノ質量スケール$\Sigmam_\nu$に対する宇宙論の感度は、振動データが必要とする最小値に近づいています。ベイジアン疑わしさ、パラメーター適合度検定、またはパラメーター差検定などの適切な統計検定を適用することにより、現在および予測される宇宙論的および地球ニュートリノの質量限界の間の定量的に可能な張力を研究します。特に、張力は、通常のニュートリノ質量秩序と逆ニュートリノ質量秩序のどちらが仮定されているかによって異なります。データが通常の順序付けと一致している場合にのみ、宇宙論/振動の比較から逆方向の順序付けを拒否することが理にかなっていると主張します。私たちの結果は、この引数で逆順序付けを拒否するために、将来の宇宙観測から0.02~eVよりも優れたニュートリノ質量$\sigma({m_\nu})$の合計の精度が必要であることを示しています。
| Title |
Spontaneous_Lorentz_symmetry_breaking_effects_on_GRBs_jets_arising_from_neutrino_pair_annihilation_process_near_a_black_hole |
| Authors |
Mohsen_Khodadi,_Gaetano_Lambiase_and_Leonardo_Mastrototaro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14200 |
電子陽電子対へのニュートリノ対消滅($\nu{\bar\nu}\toe^-e^+$)の研究は、ガンマ線バースト(GRB)。この論文では、ローレンツ対称性の破れ（背景のマルハナバチベクトル場によって引き起こされる）によって修正されたゆっくりと回転するブラックホールジオメトリの赤道面でのニュートリノペアの消滅から生じるガンマ線エネルギー蓄積率（EDR）を推定します。.より具体的には、マルハナバチ場と非ゼロの真空期待値と重力との間の非最小結合から生じる無次元ローレンツ対称破り(LSB)パラメーター$l$の存在により、問題の計量解は、標準のゆっくり回転するカーブラックホールとは異なります。.マルハナバチ重力ベースの低速回転ブラックホールの周囲の等温と勾配の2つの形式で薄い降着円盤の温度プロファイルを理想化することにより、$\nu{\bar\nu}$消滅効率に対する自発LSBの影響を調べます。両方のプロファイルについて、LSBパラメータ$l>0$の正の値は、ニュートリノ-反ニュートリノ消滅に関連するEDRの増強を誘発することがわかりました。したがって、マルハナバチの重力が修正されたゆっくりと回転するジオメトリの周りでGRBジェットに電力を供給するプロセスは、標準的なメートル法と比較してより効率的です。さまざまなGRBタイプ(短、長、超長)に関連する観測されたガンマ線光度を使用して、パラメーター空間$l-a$($a^2\ll1$)でのEDRの分析を通じて、いくつかのLSBパラメータ$l$の許容範囲。
スカラーBose-Einstein凝縮体の背景で伝播するフェルミ粒子の分散関係を考察します。フェルミオンとスカラー場の間の単純な湯川型結合モデルを使用して、いくつかの実例を説明します。これらの場合、分散関係は最低次数まで明示的に決定されます。この方法により、ボース・アインシュタイン凝縮体の励起との相互作用による分散関係の補正を決定することもできます。ニュートリノの場合への結果の応用の可能性を示した。
重力波からの暗いサイレンを聞いています:\it{第 5 の力、超軽量粒子放射、および離心率の複合効果}
| Title |
Listening_to_dark_sirens_from_gravitational_waves:\it{Combined_effects_of_fifth_force,_ultralight_particle_radiation,_and_eccentricity} |
| Authors |
Tanmay_Kumar_Poddar,_Anish_Ghoshal,_Gaetano_Lambiase |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14513 |
一般的な偏心ケプラー軌道の5番目の力と超軽量粒子の放射の存在下で、コンパクトな連星系の軌道周期損失を詳細に導出します。コンパクトな連星系の軌道周期崩壊から、5番目の力の強さ$\alpha\lesssim1.11\times10^{-3}$に関する制約を取得します。超軽量スカラー$(g_S\lesssim3.06\times10^{-20})$とベクトル$(g_V\lesssim2.29\times10^{-20})$粒子のゲージ結合に関する制約を軌道周期損失から導出し、制約は第5の力$(\alpha=0.9)$の存在下でより強くなります。さらに、アクシオンの減衰定数$(7.94\times10^{10}~\rm{GeV}\lesssimf_a\lesssim3.16\times10^{17}~\rm{GeV},\alphaに関する制約も取得します。=0.9)$軌道周期がアクシオン第5力とアクシオン放射の複合効果により減衰する場合。また、GW170817からの第5の力$(\alpha\lesssim0.025)$と放射$(\beta\lesssim10^{-3})$の強度に関する制約も達成します。新しい力パラメータの制約は、分析$(\epsilon_0=10^{-6},0.1)$に含める初期偏心の選択に依存します。連星系による暗黒物質の質量分率の捕捉について、モデルに依存しない推定を行います。最後に、連星系$(\omega_{\rm{BD}}>266)$の2つのコンパクト星の間のBrans-Dicke媒介スカラーとNordtvedt効果$(\omega_{\rm{BD}}>75858)$.ブランス・ディッケ結合の境界は、偏心の影響を含めるとより強くなります。私たちの制約は、重力の代替理論に一般化することができ、第2世代および第3世代の重力波検出器の範囲内になります.
双子星のrモードによるクォーク脱閉じ込めの特徴
質量が同じで半径が異なる2つのコンパクトな星の観察と区別は、核物質におけるハドロン-クォーク相転移の明確な兆候となるでしょう。双子星の観測量の有意な偏差を調査する研究に動機付けられて、我々はそれらのrモード不安定性ウィンドウとスピンダウン進化に現れる違いを調査します。まず、定速音速パラメータ化の現象論的フレームワーク内で、よく知られたマクスウェル構造を使用して、一連のハイブリッド状態方程式(コンパクトオブジェクトの3番目の安定ブランチの存在を予測する)を取得します。次に、エネルギー密度ジャンプ(得られた混成状態方程式)や地殻弾性などの特定のパラメーターが、rモード不安定ウィンドウと双子星のスピンダウン進化の間の偏差に及ぼす影響を体系的に研究します。質量が同じで、スピン周波数と温度がかなり似ている2つの星は、rモードに関して異なる振る舞いをする可能性があると結論付けています。したがって、周波数温度平面の安定領域にある星からの重力波（不安定なrモードによる）が将来検出される可能性は、双子星の存在を強く示唆するものです。さらに、観測されたパルサーのスピン周波数と温度に関する現在のデータを考慮し、それらをこの研究で使用された状態方程式から行われた予測と比較します。遷移密度と地殻の剛性に応じて、ハイブリッド状態方程式が既存のデータを説明するための実行可能な解決策になる可能性があることがわかりました。
磁気テルリック伝達関数を使用したアイルランドの地電場のナウキャスティング
| Title |
Nowcasting_Geoelectric_Fields_in_Ireland_using_Magnetotelluric_Transfer_Functions |
| Authors |
John_Malone-Leigh,_Joan_Campany\`a,_Peter_T._Gallagher,_Maik_Neukirch,_Colin_Hogg_and_Jim_Hodgson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.14636 |
地球電場によって駆動される地磁気誘導電流(GIC)は、電力網やパイプラインなどの地上インフラストラクチャに危険をもたらします。ここでは、GICの影響を軽減するのに役立つ貴重な情報を提供することを目的として、ほぼリアルタイムで地電場をモデル化するための新しい方法を紹介します。この方法では、アイルランドの磁力計ネットワーク(MagIE;\url{www.magie.ie})の磁場測定値を使用し、球状素電流システム(SECS)を使用して磁力計間の地磁気変動を補間し、島を取り囲む磁気テルリック伝達関数(MT-TF)の高密度($<~40~km$)ネットワーク。このモデルは、ほぼリアルタイムで動作するように最適化されており、地電場の時系列に補正曲線が適用されています。このアプローチは、多数の地磁気嵐について4つのサイトで測定された電場で正常に検証され、高いコヒーレンス($0.70-0.85$)と信号対雑音比で、リアルタイムから最大1分の遅延で正確な電場を提供しました。(SNR;$3.2-6.5$)測定された電場検証時系列と比較。これは、標準の非リアルタイム地電場モデル(coherence$~=~0.80-0.89$およびSNR$~=~4.0-7.0$)に匹敵するものでした。）。モデルに対するガルバニック歪みの影響も簡単に評価され、ガルバニック歪み補正により、地域規模で電界の方向がより均一に表現されました。
滑らかな量子コアを持つブラック ホールの正確な解
太陽質量のブラックホールの内部とそれ以降の正確な解のクラスが提示されます。内側の地平線に囲まれたコアでは、崩壊前の核の溶解によって解放された結合エネルギーが静電エネルギーとゼロ点エネルギーに蓄えられます。重力崩壊はそれらの負圧によって防止されます。内部ホライズンと事象ホライズンの間の領域であるマントルには、標準的な真空があります。アップクォークとダウンクォークと電子の静止質量を考慮すると、パーセントレベルで補正されます。球対称ゆらぎは、不安定なモードのないスペクトルを持ちます。充電電流を伴う表面層は、内側の地平線の外側に存在する可能性があります。事象の地平線上の反対の電荷の層は、極度に帯電したブラックホールを中性にすることができます。極値ブラックホールが別の極値ブラックホールまたは中性子星と合体すると、電磁花火が発生する可能性があります。
2011年、BlanchetとMarsatは、ミルグロムの修正ニュートン力学の完全相対論的バージョンを提案しました。このバージョンでは、動的自由度は、時空計量と時空の葉状構造であるクロノンフィールドで構成されます。ブランシェ・マルサット理論は非相対論的極限またはスローモーション極限の不一致に悩まされているという文献の以前の主張は正しくなく、その極限における計量の形式に対する不当な推論から生じたことを示します。BlanchetとMarsatは、スローモーション極限において、理論が特定の座標系でゼロに設定されたクロノン摂動を使用して修正ニュートン力学の定常解を再現することを示しました。これらの解は、球面対称、円筒面対称、平面対称の場合、低加速領域でクロノン摂動に対して安定であることを示しています。
