| Title |
Benchmarks_and_Explanations_for_Deep_Learning_Estimates_of_X-ray_Galaxy_Cluster_Masses |
| Authors |
Matthew_Ho,_John_Soltis,_Arya_Farahi,_Daisuke_Nagai,_August_Evrard,_Michelle_Ntampaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00005 |
次世代サーベイからのX線測光データを使用して銀河団の質量を再構築するための深層学習(DL)モデルの有効性を評価します。これらの制約は、流体力学的シミュレーションを使用して現実的なクラスターの形態、背景放射、望遠鏡の応答、およびAGNソースをモデル化する現実的なモックeROSITAX線観測のカタログを使用して確立します。ボロメトリックX線フォトンマップを入力として使用すると、DLモデルは$\sigma_{\lnM_\mathrm{500c}}=18.3\%$の予測質量散乱を達成します。\mathrm{gal}$、1D速度分散$\sigma_\mathrm{v,1D}$、光子数$N_\mathrm{phot}$、およびボロメータX線光度$L_X$。次に、このモデルを拡張して、低、中、高エネルギーバンドに分離されたマルチチャネルX線フォトンマップを処理すると、質量散乱が$16.4\%$にさらに減少することを示します。また、動的プローブとX線クラスタープローブの両方を組み込んだマルチモーダルDLモデルをテストし、$16.2\%$の質量分散でわずかなゲインを達成しました。最後に、DLモデルの定量的な解釈可能性の研究を実施し、クラスターの中心とAGNソースの場所にあるピクセルの重要性を大幅に軽減し、DLモデリングの改善に関する以前の主張を検証し、実用的および理論的な利点を示唆していることがわかりました。X線質量推定でDLを使用するため。
MONDの相対論的拡張におけるすべてのスケールでの一貫した宇宙構造の形成
| Title |
Consistent_cosmological_structure_formation_on_all_scales_in_relativistic_extensions_of_MOND |
| Authors |
Daniel_B_Thomas,_Ali_Mozaffari_and_Tom_Zlosnik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00038 |
一般相対性理論は、さまざまな領域、特に大規模な宇宙摂動理論、非線形宇宙構造形成、および弱磁場銀河力学において非常によく似た方程式を示します。別の重力理論、特にMONDの振る舞い(MONDの「相対論的拡張」)を持つものでは、必ずしも同じことが当てはまるわけではありません。これらの理論では、異なるレジームは通常、まったく別々に研究され、異なるレジームでは異なる方法で選択された理論に自由がある場合さえあります。$\Lambda$CDMパラダイムに対してMONDを含む完全な宇宙論を適切かつ完全にテストしたい場合は、すべてのスケールで宇宙論的構造の形成を理解し、首尾一貫した方法でそれを行う必要があります。そのための方法を提案し、ケーススタディとして一般化されたアインシュタイン-エーテル理論に適用します。これらの理論のすべてのスケールで宇宙構造形成を支配する方程式を導出し、同じ自由関数(ニュートン枝とMOND枝の両方を含む可能性がある)が宇宙背景、線形摂動、および非線形宇宙構造形成に現れることを示します。銀河スケールでのMONDianの振る舞いが必ずしも宇宙スケールでのMONDianの振る舞いをもたらすとは限らず、MONDianの振る舞いが宇宙論的に発生するためには、均一な宇宙論的背景の進化を支配するフリードマン方程式に変更が加えられないことを示します。既存のN体シミュレーションが、完全で一貫性のある一般化されたEinstein-Aether宇宙論とどのように関連しているかについてコメントします。この作業で導出された方程式により、MONDianの動作が宇宙規模で現れるかどうかに関係なく、一貫した宇宙N体シミュレーションをこれらの理論で実行できます。
超軽量の原始ブラック ホールによって軽減される $H_0$ の緊張: 重力波による情報洞察
| Title |
The_$H_0$_tension_alleviated_through_ultra-light_primordial_black_holes:_an_information_insight_through_gravitational_waves |
| Authors |
Theodoros_Papanikolaou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00600 |
ビッグバン元素合成前の初期宇宙を支配していた超軽量原始ブラックホール(PBH)のホーキング蒸発は、自由度の暗放射の放出を通じて余分なニュートリノ種$\DeltaN_\mathrm{eff}$の有効数を潜在的に増加させることができるこのようにして、$H_0$の緊張の問題を緩和します。興味深いことに、これらの軽いPBHは、ポアソン分布のコンパクトなオブジェクトのガスを形成し、二次重力相互作用による重力波(GW)バックグラウンドを誘発する可能性があります。したがって、前述のGWバックグラウンドの生成による$\DeltaN_\mathrm{eff}$への寄与を考慮することにより、この作業で当面の関連パラメータ、つまりPBH質量$m_\mathrm{PBH}$、PBH形成時の初期PBH存在量、$\Omega_\mathrm{PBH,f}$およびDR放射自由度の数、$g_\mathrm{DR}$を同時に考慮することにより、Planckコラボレーションからの$\DeltaN_\mathrm{eff}$の関連する上限制約。
多種宇宙N体シミュレーションにおける数値離散誤差
| Title |
Numerical_Discreteness_Errors_in_Multi-Species_Cosmological_N-body_Simulations |
| Authors |
Xin_Liu,_J.D._Emberson,_Michael_Buehlmann,_Nicholas_Frontiere,_Salman_Habib |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00639 |
診断プローブとして密度パワースペクトルを使用して、2種、重力のみ、宇宙論的シミュレーションにおける数値離散性エラーの詳細な分析を提示します。両方の種が同じ総物質伝達関数で初期化される単純なセットアップでは、ソルバーの力の解像度が平均粒子間分離よりも細かい場合、小さなスケールで偏ったパワーフォームが形成されます。個々の密度および速度の伝達関数が適用されると、人為的なバイアスはより深刻になります。特に、力の解像度スケールが粒子間分離に一致する収束した高解像度の結果と比較すると、従来のオフセットグリッド初期条件を使用したシミュレーション間で、電力の大幅な大規模なオフセットが測定されます。これらのオフセットは、2つの粒子種が同じ質量を持つように宇宙論が選択された場合でも持続します。これは、誤差が、粒子質量が等しくないのではなく、全物質場の離散性に起因することを示しています。離散性エラーに対処するための2つの緩和戦略をさらに調査します。凍結ポテンシャル法と軟化した種間力です。前者は初期の線形理論でほぼ「凍結した」全物質ポテンシャルの下で粒子を進化させますが、後者は低密度領域の小さなスケールで種間の重力相互作用をフィルタリングします。連続体の限界に近いモデルを作成することで、両方の緩和戦略が大規模なパワースペクトルオフセットを大幅に削減することを示しています。
正規のハッブル張力を解決する初期の暗黒エネルギー宇宙論は、ライマン-$\alpha$ フォレストと矛盾しています
| Title |
Canonical_Hubble-Tension-Resolving_Early_Dark_Energy_Cosmologies_are_Inconsistent_with_the_Lyman-$\alpha$_Forest |
| Authors |
Samuel_Goldstein,_J._Colin_Hill,_Vid_Ir\v{s}i\v{c},_Blake_D._Sherwin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00746 |
現在の宇宙論的データは、現在の膨張率$H_0$の間接的な推論といくつかの直接的な推論との間に不一致を示しています。初期の暗黒エネルギー(EDE)は、再結合の前に宇宙膨張率を一時的に増加させ、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)データへの良好な適合を維持しながら、この「ハッブル張力」を解決する主要なシナリオです。スカラー摂動のスペクトル指数$n_s$を含む、後期宇宙での構造形成に影響を与えるパラメータの変化のコスト.ここでは、Lyman-$\alpha$からのデータを使用して、アクシオンのようなEDEに対する最初の制約を提示します。森林,すなわち,視線に沿った中性水素ガスによってバックグラウンドクエーサースペクトルに刻印された吸収線.SloanDigitalSkySurvey(SDSSeBOSS)からの一次元Ly$\alpha$森林フラックスパワースペクトルの2つの独立した測定値を検討)およびMIKE/HIRESおよびX-Shooterスペクトログラフから.これらをPlanckCMBデータとバリオン音響振動(BAO)測定値で構成されるベースラインデータセットと組み合わせます.eBOSSLy$\alpha$データをCMBおよびBAOdと組み合わせるatasetは、宇宙エネルギー収支$f_{\rmEDE}$に対するEDEの最大分数寄与の95\%上限を0.08から0.03に減らし、$H_0=67.9_{-0.4}^{+0.4}を制約します。~{\rmkm/s/Mpc}$(信頼度68\%)、最大事後値$H_0=67.9~{\rmkm/s/Mpc}$。MIKE/HIRESおよびX-ShooterLy$\alpha$データについても同様の結果が得られます。Ly$\alpha$ベースのEDE制約は、SH0ES距離ラダー測定で$>4\sigma$の張力にある$H_0$値を生成し、$n_sのLy$\alpha$フォレストデータの優先度によって駆動されますPlanckCMBデータに適合するEDEコスモロジーで必要とされる値よりも低い$値。額面どおりに解釈すると、Ly$\alpha$フォレストは、ハッブル張力を解決できる正規のEDEモデルを厳しく制限します。
| Title |
Self-Consistent_Spin,_Tidal_and_Dynamical_Equations_of_Motion_in_the_REBOUNDx_Framework |
| Authors |
Tiger_Lu,_Hanno_Rein,_Daniel_Tamayo,_Sam_Hadden,_Rosemary_Mardling,_Sarah_C._Millholland,_Gregory_Laughlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00006 |
人気のあるN体インテグレーターREBOUNDの追加エフェクトのライブラリであるREBOUNDxに、自己矛盾のないスピン、潮汐、動的運動方程式を導入しました。使用される運動方程式は、潮汐摩擦の平衡潮汐モデルに対する一定のタイムラグ近似から導き出されます。これらの効果により、点粒子のダイナミクスでは完全な動的画像をカプセル化できないさまざまなシステムの研究が可能になります。いくつかのテストケースを提供し、分析予測に対してコードのパフォーマンスをベンチマークします。オープンソースコードは、REBOUNDxの最新リリースで利用できます。
惑星線と降着光度のスケーリング関係: 高次水素線への外挿
| Title |
Planetary_line-to-accretion_luminosity_scaling_relations:_Extrapolating_to_higher-order_hydrogen_lines |
| Authors |
Yuhiko_Aoyama_and_Gabriel-Dominique_Marleau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00011 |
青山ら。(2021,ApJL)は、水素線の光度と惑星質量体の降着光度との間のスケーリング関係を提供しました。これらの適合は、恒星関係の盲目的外挿よりも改善されるはずです。適合はn=8電子エネルギーレベルまでしか上がらないが、UVESを使用したDelorme1(AB)bの近紫外では、より高いnバルマーラインが観測されている(Ringqvistetal.2023)。適合係数（a、b）自体をフィッティングし、それらを外挿することにより、バルマーおよび他のシリーズのスケーリング関係をより高いnレベルに拡張します。ライン放出の源としての降着衝撃の仮定の範囲内で、これらの適合は惑星質量オブジェクトの降着に対してロバストでなければなりません。
惑星人口の合成と 4 つのクラスの惑星系アーキテクチャの出現
| Title |
Planetary_Population_Synthesis_and_the_Emergence_of_Four_Classes_of_Planetary_System_Architectures |
| Authors |
Alexandre_Emsenhuber,_Christoph_Mordasini,_Remo_Burn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00012 |
惑星人口合成は、惑星系形成の物理を理解するためのツールです。これは、多数の物理プロセスを含むモデルに基づいています。結果は、系外惑星の観測と統計的に比較できます。ここでは、個体群の合成方法を確認し、1つの個体群を使用して、さまざまな惑星系のアーキテクチャがどのように出現し、どのような条件がそれらの形成につながるかを調べます。これらのシステムは4つの主要なアーキテクチャに分類できます。クラスIはほぼその場で組成的に秩序化された地球型惑星と氷惑星、クラスIIは移動した海王星亜惑星、クラスIIIは低質量と巨大惑星が混在し、太陽系に広く類似しています。内部低質量惑星のない動的に活動する巨人のクラスIV。これらの4つのクラスは、明確な典型的な形成経路を示し、特定の質量スケールによって特徴付けられます。クラスI系は、微惑星の局所的な降着とそれに続く巨大な衝突段階から形成され、最終的な惑星の質量は「ゴールドライヒ質量」に対応します。クラスIIシステムは、ガス円盤が分散する前に惑星が「等質量」(降着と移動の時間スケールが等しい)に達したときに形成されますが、急速なガスの降着を可能にするほど大きくはありません。巨大惑星は、惑星が移動している間に「等質量」が急速なガスの降着を可能にするとき、つまり臨界核質量に達したときに形成されます。4つのクラスの主な判別要因は、円盤内の固体の初期質量であり、ガス円盤の寿命と質量が寄与しています。クラスへの分類により、どの物理プロセスが支配的であるかをよりよく理解できます。観察との比較は、理論的理解の限界を指摘して、実際の母集団との特定の違いを明らかにします。たとえば、クラスIの合成スーパーアースとサブ海王星の過剰な表現により、これらの惑星は観測よりも低い金属量で発見されます。
タイタンの電離層におけるダストとプラズマの相互作用: 気相組成に関するフィードバック
| Title |
Interaction_dust-plasma_in_Titan's_ionosphere:_feedbacks_on_the_gas_phase_composition |
| Authors |
Audrey_Chatain,_Nathalie_Carrasco,_Ludovic_Vettier_and_Olivier_Guaitella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00062 |
タイタンの有機エアロゾルは電離層で形成され、太陽のVUV光子と土星の磁気圏からのエネルギー粒子によってイオン化された層であり、自然のN2-CH4-H2プラズマを形成します。以前の研究では、いくつかの化学進化プロセスが示されました。VUV光子はエアロゾルのニトリルバンドをわずかに変化させ、水素原子はエアロゾルの表面を水素化する傾向があり、炭素含有種はエアロゾルの成長に関与します。この作業では、他のプラズマ種、すなわちN2-H2由来のイオン、ラジカル、および励起状態の影響を調査します。工業用プラズマは、多くの場合、N2-H2放電を使用して、アンモニアベースの肥料を形成し、金属窒化を行い、有機表面を浸食します。その結果、これらはタイタンの有機エアロゾルに影響を与える可能性があります。そのため、タイタンのエアロゾルの類似体(ソリン)とタイタンの電離層に見られる侵食性N2-H2プラズマ種との間の相互作用を研究するために、THETIS実験を開発しました。走査型電子顕微鏡法とIR透過分光法による固相の進化に関する最初の論文(Chatainetal.,Icarus,2020)に続いて、この論文は中性およびイオン質量分析法による気相組成の進化に焦点を当てています。新たに形成されたHCN、NH3-CN、およびC2N2は、ソリン、およびその他の炭素含有種とそれらの派生イオンから抽出されます。一方、アンモニアの生成は大幅に減少します。おそらく、H、NH、およびNラジカルが、トーリンの表面でのHCNの生成に使用されるためです。不均一なプロセスが示唆されています。表面のラジカルによって引き起こされる化学プロセスは、ソリン構造を変更して弱め、イオンスパッタリングは小さな分子と高度に不飽和のイオンを脱着させます。したがって、タイタンの電離層のエアロゾルに対するプラズマ侵食の影響は、エアロゾル構造におけるCN結合の形成と、気相におけるHCNまたはR-CN種の生成につながる可能性があります。
重力と熱潮流にさらされる金星のような惑星のスピン進化
| Title |
Spin_evolution_of_Venus-like_planets_subjected_to_gravitational_and_thermal_tides |
| Authors |
Alexandre_Revol,_\'Emeline_Bolmont,_Gabriel_Tobie,_Caroline_Dumoulin,_Yann_Musseau,_St\'ephane_Mathis,_Antoine_Strugarek,_Allan-Sacha_Brun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00084 |
強力な機器の登場は、岩石系外惑星の特性評価のための貴重なデータを提供します。次に、系外惑星の動的状態を正確にモデル化することが重要です。十分に大きな軌道を持つ岩石惑星は、離心率や傾斜角がゼロでないはずです。岩石惑星の潮汐の現実的なモデルでは、離心率や傾斜角が存在する場合、同期状態よりも高いスピン状態を考慮することができます。この研究では、重力ポテンシャルの四重極成分と惑星表面の照射によってそれぞれ引き起こされる、重力と熱の両方の潮汐相互作用の下での星-惑星系の永年進化を探ります。Andradeレオロジーに関連付けられたカウラの形式を使用して、重力潮汐に対する岩石惑星の関連応答をモデル化し、熱潮汐に対する大気の応答をモデル化するために金星に適合する熱潮汐の処方を使用します。潮汐相互作用の一般的な永年発展方程式を永年コードESPEM(EvolutionofPlanetarySystemandMagneticismのフランス語の頭字語)に実装しました。偏心軌道の可能なスピン軌道進化と共鳴を示し、惑星の傾斜によって引き起こされる可能性のあるスピン軌道共鳴を調べます。私たちのシミュレーションは、以前の研究と一致して、システムが高いスピン傾斜角から始まる場合、スピンと傾斜角の永年進化が金星のような惑星の逆行スピンにつながる可能性があることを示しました。太陽の光度の進化を考慮に入れると、状況が変わります。惑星が平衡に達することは決してないことがわかります。回転進化のタイムスケールは、光度変化のタイムスケールよりも長く、これは、金星がスピン平衡状態に到達することは決してないかもしれないが、それでも進化する可能性があることを示唆しています.
P/2021 HS (PANSTARRS) 彗星と低活動彗星の検出への挑戦
| Title |
Comet_P/2021_HS_(PANSTARRS)_and_the_Challenge_of_Detecting_Low-Activity_Comets |
| Authors |
Quanzhi_Ye,_Michael_S._P._Kelley,_James_M._Bauer,_Tony_L._Farnham,_Dennis_Bodewits,_Luca_Buzzi,_Robert_Weryk,_Frank_J._Masci,_Michael_S._Medford,_Reed_Riddle,_Avery_Wold |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00221 |
木星系彗星(JFC)P/2021HS(PANSTARRS)は、彗星としては非典型的な0.8~auでの近日点通過から数週間以内にのみコマ収差を示します。ここでは、偶然の調査検出と対象を絞った観測を使用して、根本的な原因の調査を提示します。活動の検出は、彗星が$\sim140^\circ$の位相角に達することによる前方散乱効果によって強化された非常に弱いコマによって引き起こされることがわかりました。コマの形態は、小さな活性領域$\sim700~\mathrm{m^2}$によって生成される持続的な昇華駆動の活動と一致しており、彗星でこれまでに測定された最小値の1つです。核の位相関数は、$0.035\pm0.002~\mathrm{mag/deg}$の位相係数を示し、$H=18.31\pm0.04$の絶対等級と$G=-0.13の位相勾配を意味します。$、典型的なJFC核と一致する色。熱観測は、核の直径が0.6--1.1~kmであることを示唆しており、典型的な彗星核よりも高い0.04--0.23の光学的アルベドを暗示しています。ダストトレイルと流星活動の探索に失敗した結果、軌道に沿って合計$\lesssim10^8$~kgの最小のダスト堆積物が確認されました。P/2021HSは典型的なJFCと同様に動的に不安定であるため、太陽系外縁部に起源があり、揮発性物質の極度の枯渇は太陽系内部への過去の多数の通過によって引き起こされていると推測されます。P/2021HSの彗星的性質の劇的な発見は、活動レベルが非常に低い彗星を検出するという課題を浮き彫りにしています。前方散乱が顕著である高位相角での観測は、そのような彗星の識別に役立ちます。
大気の質量損失を受ける密集した複数の惑星系の力学的進化
| Title |
Dynamical_Evolution_of_Closely_Packed_Multiple_Planetary_Systems_Subject_to_Atmospheric_Mass-Loss |
| Authors |
S._Wang_and_D._N._C._Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00397 |
系外惑星の半径分布のギャップは、それらの祖先のガスエンベロープの光蒸発閾値に広く起因しています。巨大な衝突は、実質的な質量損失にもつながる可能性があります。流出するガスは、惑星とその主星からの潮汐トルクに耐えます。惑星と星の潮汐および磁気相互作用と並んで、この効果は惑星の軌道進化につながります。複数のスーパーアースシステム、特に密集している、および/または平均運動共鳴(MMR)に固定された惑星を含むシステムでは、適度な質量損失が動的不安定性につながる可能性があります。惑星の質量損失の範囲にいくつかの制約を課すために、等しい質量と一般的なスケール分離を持つ複数の惑星の一連の理想化されたシステムの進化を研究します。1つまたは複数の惑星からの質量損失を、保守的な限界または系からの角運動量損失のいずれかで考慮します。理想化された複数の惑星系の安定した保存には、広い初期分離または質量損失量の適度な上限のいずれかが必要であることを示しています。この制約は、コンパクトで共鳴チェーン内の複数の惑星系には厳しいものです。スーパーアース間の衝動的な巨大衝突、または数パーセントを超える質量損失による摂動は、動的不安定性につながる可能性があります。
地球系外惑星の反射スペクトルの新しいモデル: 異なるスペクトル型の星の周りを周回する現在および生前の地球
| Title |
New_models_of_reflection_spectra_for_terrestrial_exoplanets:_Present_and_prebiotic_Earth_orbiting_around_stars_of_different_spectral_types |
| Authors |
Manika_Singla,_Sujan_Sengupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00540 |
将来観測されるスペクトルからハビタブル系外惑星を認識するために、スペクトル型F、G、K、Mの星のハビタブルゾーン内を周回する現代および前生物(3.9Ga)の地球に似た系外惑星の新しいモデル反射スペクトルと幾何学的アルベドを提示します。.惑星のさまざまな大気および表面組成についてこれを計算します。潜在的なバイオシグネチャーであり、温室効果物質として機能する分子は、モデル大気に組み込まれています。海、海岸、木、草、砂、岩からなる土地など、固体と液体の物質のさまざまな組み合わせが、惑星の表面アルベドを決定します。ProximaCentaurib、TRAPPIST-1d、Kepler-1649c、Teegarden'sStar-bを含む9つの潜在的なハビタブル惑星の幾何学的アルベドとモデル反射スペクトルも提示されています。オープンソースパッケージExo-Transmitを使用して得られた不透明度データを採用し、地球型系外惑星の特性に応じてさまざまな大気温度-圧力プロファイルを採用しています。モデル反射スペクトルは、多重散乱放射伝達方程式を数値的に解くことによって構築されます。他の研究者によって公開されたものと比較することにより、いくつかの特定のケースのモデル反射スペクトルを検証しました。前生物の地球のような太陽系外惑星と、大気中の温室効果ガスの量が増加した現在の地球のような太陽系外惑星が、光学的により多くの星の光を散乱させることを実証します。また、雲のある大気と雲のない大気を持つ、現代および前生物の地球のような太陽系外惑星の透過スペクトルも提示します。
TESS Triple-9 カタログ II: 999 個の均一に精査された太陽系外惑星候補の新しいセット
| Title |
The_TESS_Triple-9_Catalog_II:_a_new_set_of_999_uniformly-vetted_exoplanet_candidates |
| Authors |
Christian_Magliano,_Veselin_Kostov,_Luca_Cacciapuoti,_Giovanni_Covone,_Laura_Inno,_Stefano_Fiscale,_Marc_Kuchner,_Elisa_V._Quintana,_Ryan_Salik,_Vito_Saggese,_John_M._Yablonsky,_Aline_U._Fornear,_Michiharu_Hyogo,_Marco_Z._Di_Fraia,_Hugo_A._Durantini_Luca,_Julien_S._de_Lambilly,_Fabrizio_Oliva,_Isabella_Pagano,_Riccardo_M._Ienco,_Lucas_T._de_Lima,_Marc_Andr\'es-Carcasona,_Francesco_Gallo,_Sovan_Acharya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00624 |
TransitingExoplanetSurveySatellite(TESS)ミッションは、全天に広がる数百万の星の光度曲線を科学界に提供しています。2018年以来、この望遠鏡は何千もの惑星候補を検出しており、これらはフォローアッププログラムの対象と見なされる前に細心の注意を払って精査する必要があります。TESSExoFOPアーカイブ内の999の均一に精査された太陽系外惑星候補を含む、PlantPatrol市民科学プロジェクトの2番目のカタログを提示します。カタログは、市民科学惑星パトロールプロジェクトの力を最大限に活用して作成されました。系外惑星DAVEパイプラインの発見と調査の結果に基づいて、TESSの関心対象(TOI)を調査しました。また、AutomaticDispositionGeneratorも実装しました。これは、少なくとも3人のベッターによって精査された各TOIの最終的な分類を生成することを目的としたカスタムプロシージャです。私たちのカタログにある752ドルのTOIの候補の大部分は、審査プロセスに合格し、惑星の候補としてラベル付けされました.$142$の候補を偽陽性として除外し、$105$を潜在的な偽陽性としてフラグを立てました。すべての惑星候補に対する最終的な処分とコメントは、公開されている補足表として提供されています。
TESSによる低質量星を周回する巨大惑星の発生率
近くの低質量星($M_{*}\leq0.71M_{\odot}$)。低質量星の周りに巨大な惑星が形成されることは、コア降着惑星形成理論によってまれであると予測されています。TESS30分ケイデンス測光で91,306個の低質量星を検索し、15個の巨大惑星候補を検出しました。これには、既知の惑星ではなかったか、検索前にTOIとして識別された7個の新しい惑星候補が含まれます。私たちの候補者は、質量が最も低い星の周りの巨大な惑星の人口に関する知識を向上させる刺激的な機会を提供します。惑星の注入と回復のシミュレーションを実行したところ、対象となるパラメーター空間の大部分でパイプラインの検出効率が高いことがわかりました。私たちは、サンプル全体にまたがるさまざまな星の質量範囲にあるホスト星を持つ巨大惑星の発生率を測定します。$0.137\pm0.097$%(0.088-0.26$M_{\odot}$)、$0.108\pm0.083$%(0.26-0.42$M_{\odot}$)、$0.29\pm0.15$%の発生率が見つかりました。(0.42-0.71$M_{\odot}$)。サンプル全体(0.088-0.71$M_{\odot}$)では、巨大惑星の出現率が$0.194\pm0.072$%であることがわかります。$M_{*}\leq0.4M_{\odot}$の星を周回する巨大惑星の発生率を初めて測定し、この発生率がゼロでないことを示しました。この結果は、現在受け入れられている惑星形成モデルと矛盾しており、これらの惑星がどのように形成されたのかについていくつかの可能性について議論しています。
クリオネリ天文台での月面衝突の結果と宇宙監視活動
| Title |
Lunar_impact_flash_results_and_space_surveillance_activities_at_Kryoneri_Observatory |
| Authors |
Alexios_Liakos,_Alceste_Z._Bonanos,_Emmanouil_Xilouris,_Detlef_Koschny,_Panayotis_Boumis,_Ioannis_Bellas-Velidis,_Richard_Moissl,_Athanassios_Maroussis,_Spyros_Basilakos,_Charalambos_Kontoes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00670 |
クリオネリ天文台からの月面衝突閃光とNEO観測および衛星追跡に関する現在および将来の活動を紹介します。特に、ESAが資金提供したNELIOTAプログラムの結果を提示します。このプログラムは、2017年初頭から月の衝突閃光を監視してきました。1.2mのクリオネリ望遠鏡を使用して、2つの光学バンドで同時に記録する2つの高フレームレートカメラを搭載しています。、NELIOTAは170回以上の有効な月面衝突閃光を記録しましたが、別の〜90回は疑わしいものとして特徴付けられました.地球近辺の流星体の大きさ、質量、出現頻度、衝突時の気温などの統計結果を示します。さらに、衛星追跡用のセンサーとしてのクリオネリ望遠鏡の機能と、ESAの惑星防衛活動(S2P/PDO)と欧州連合の宇宙監視および追跡プログラムの両方に対する高品質のサービスの提供に関する将来の計画を提示します。(EU/SST)。
恒星のハローがバーに入る: 滑らかな分布関数からの部分構造の作成
| Title |
A_stellar_halo_walks_into_a_bar:_creation_of_substructure_from_a_smooth_distribution_function |
| Authors |
Adam_M._Dillamore,_Vasily_Belokurov,_N._Wyn_Evans_and_Elliot_Y._Davies |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00008 |
Gaia衛星のRadialVelocitySpectrometerDataRelease3(RVS、DR3)からのデータを使用して、ハロー星の位相空間分布に新しい堅牢な機能を見つけます。これは、エネルギー$E\approx-1.4\times10^5$km$^2$s$^{-2}$で角運動量$L_z>0$の顕著な尾根です。回転バーを使用して、現実的な天の川ポテンシャルで星のハローのような粒子分布のテスト粒子シミュレーションを実行します。特に共回転共鳴で、バーとの共鳴での粒子のトラップからのシミュレーションで生成された同様の構造を観察します。共鳴に閉じ込められた軌道の多くはハローのようなもので、円盤から大きく垂直方向に移動しています。エネルギー空間で観測された構造の位置は、範囲$\Omega_\mathrm{b}\approx35-40$kms$^{-1}$kpc$^{-1}$のバーパターン速度と一致しています。全体として、共鳴の効果は、内側の星のハローにバーの回転方向に穏やかな正味のスピンを与えることです。角運動量の分布が非対称になると、平均$L_z$が正で垂直方向の動きが小さい星の集団が作成されます。シミュレートされた星のハローの平均回転速度と半径の変化は、APOGEEサーベイのデータにおける金属の少ない星の挙動に似ています。バー共鳴の効果は銀河円盤で長い間知られていましたが、これは、バーがその共鳴を通じて拡散および拡張された星のハローでさえ変化を引き起こすことができるという強力な証拠です.
JWST-TST Proper Motions: I. 高精度NIRISSキャリブレーションと大マゼラン雲の運動学
| Title |
JWST-TST_Proper_Motions:_I._High-Precision_NIRISS_Calibration_and_Large_Magellanic_Cloud_Kinematics |
| Authors |
M._Libralato,_A._Bellini,_R._P._van_der_Marel,_J._Anderson,_S._T._Sohn,_L._L._Watkins,_L._Alderson,_N._Allen,_M._Clampin,_A._Glidden,_J._Goyal,_J._Huang,_J._Kammerer,_N._K._Lewis,_Z._Lin,_D._Long,_D._Louie,_R._J._MacDonald,_M._Mountain,_M._Pe\~na-Guerrero,_M._D._Perrin,_I._Rebollido,_E._Rickman,_S._Seager,_K._B._Stevenson,_J._A._Valenti,_D._Valentine,_H._R._Wakeford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00009 |
JWSTNIRISS機器を使用した高精度アストロメトリーと測光のための効果的な点広がり関数と幾何学的歪みソリューションを開発し、普及させます。フィールドの依存性と検出器の影響を修正し、キャリブレーションの品質と一時的な安定性を評価します。科学的な応用と検証として、大マゼラン雲(LMC)中心近くのJWSTキャリブレーションフィールドにおける星の固有運動(PM)運動学を研究し、最初のエポックのハッブル宇宙望遠鏡(HST)アーカイブカタログと16-年のベースライン。G~20の星の場合、PM不確実性の中央値は~13$\mu$asyr$^{-1}$(3.1kms$^{-1}$)であり、GaiaDR3が通常最高の状態で達成するよりも優れています。-測定された星。既知の星団OGLE-CLLMC407を運動学的に検出し、その絶対PMを初めて測定し、これが他のLMC集団とどのように異なるかを示します。推定されたクラスター分散は、系統的不確実性の上限を24$\mu$asyr$^{-1}$(5.6kms$^{-1}$)に設定します。赤色巨星分枝星の速度分散は33.8$\pm$0.6kms$^{-1}$であるのに対し、若い青色集団の速度分布はより狭いが、重要な運動学的下部構造を持っている。これが、GaiaDR3から推測されるより大きな速度分散とどのように関連するかについて説明します。これらの結果は、JWSTが最先端の天体観測が可能であることを確立し、HSTの広範な遺産に基づいています。これは、JWSTTelescopeScientistTeam(TST)によるシリーズの最初の論文であり、保証された時間観測を使用して、ローカルグループ内のさまざまな恒星系のPMキネマティクスを研究します。
ガイア - ソーセージ - エンケラドスの破片に隠された金属の弱い天の川の恒星円盤: APOGEE DR17 ビュー
元素の存在量と運動学の組み合わせを使用して、天の川の初期の星の円盤を初めて特定しました。APOGEEDR17とGaiaからのデータを使用して、Mg-Mn-Al-Fe平面の星を選択し、元素の存在量が降着起源を示し、ハローのような運動と円盤のような運動の両方を持つ星を見つけます。ハローのような運動学を持つ星は[Mg/Fe]の下のシーケンスに沿ってあり、円盤のような運動学を持つ星はより高いシーケンスに沿っています。天体地震観測により、ハローのような運動学を持つ星は古く、9-11Gyrであり、より進化した星の円盤は約1-2Gyrより若いことがわかりました。深く束縛された軌道上の星のその場の割合は少なくないことを示しています。実際、銀河系の内部には、降着した星と一緒に本物のその場の人口が含まれている可能性があります。さらに、En-Lz平面でのGaia-Sausage-Enceladusの選択があまり堅牢ではないことを示します。実際、根本的に異なる選択基準により、降着した星にほぼ同一の元素存在量の特徴が与えられます。
銀河団 MACS J0035.4-2015 による $z=2.06$ の変光銀河核の三重画像
| Title |
A_variable_active_galactic_nucleus_at_$z=2.06$_triply-imaged_by_the_galaxy_cluster_MACS_J0035.4-2015 |
| Authors |
Lukas_J._Furtak,_Ramesh_Mainali,_Adi_Zitrin,_Ad\`ele_Plat,_Seiji_Fujimoto,_Megan_Donahue,_Erica_J._Nelson,_Ryosuke_Uematsu,_Gabriel_B._Caminha,_Felipe_Andrade-Santos,_Franz_E._Bauer,_Larry_D._Bradley,_Karina_I._Caputi,_St\'ephane_Charlot,_Jacopo_Chevallard,_Dan_Coe,_Emma_Curtis-Lake,_Daniel_Espada,_Brenda_L._Frye,_Kirsten_K._Knudsen,_Anton_M._Koekemoer,_Kotaro_Kohno,_Vasily_Kokorev,_Nicolas_Laporte,_Minju_M._Lee,_Georgios_E._Magdis,_Keren_Sharon,_Daniel_P._Stark,_Yuanyuan_Su,_Katherine_A._Suess,_Yoshihiro_Ueda,_Hideki_Umehata,_Alba_Vidal-Garc\'ia_and_John_F._Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00025 |
銀河団MACSJ0035.4-2015($z_{\mathrm{d}}=0.352$)によってレンズ化された、三重に画像化された活動銀河核(AGN)の発見を報告します。この物体は、RELICSプログラムのために撮影されたハッブル宇宙望遠鏡(HST)の画像で検出されました。点源と一致する準恒星核を持っているようで、縮小半径は$r_e\lesssim100$pcです。この天体は分光学的に$z_{\mathrm{spec}}=2.063\pm0.005$でAGNであることが確認されており、広い静止フレームUV輝線を示しており、\textit{Chandra}を使用した両方のX線観測で検出されています。およびALCSALMAバンド6(1.2mm)イメージング。クエーサーのような天体としては比較的弱い静止フレームUV光度$M_{\mathrm{UV},1450}=-19.7\pm0.2$を持っています。この天体は、銀河団によって多重レンズ化されていることが知られているクエーサーやその他のX線源のほんの一部に追加されます。ホスト銀河からのかすかな拡散放射も核の周りに見られ、近くには、同じ多重画像対称性と幾何学的赤方偏移を共有する別のかすかな天体があり、それは相互作用する銀河またはホスト内の星形成結び目である可能性があります。付随するレンズモデルを提示し、倍率と時間遅延を計算し、光源の物理的特性を推測します。静止系のUV連続体と輝線はAGNによって支配されており、発光は適度な星質量$M_{\star}\simeq10の比較的若い($\sim100$Myr)ホスト銀河によって支配されていることがわかります。^{9.2}\mathrm{M}_{\odot}$.また、AGNの放出の変動も観察されます。これは、AGNがかつてより活発であったことを示唆している可能性があります。この天体は、HSTとJWSTで高赤方偏移で最近発見された、いくつかの比較的微弱なAGNに対応する低赤方偏移を追加します。
摂動ディスクにおける位相混合のための包括的な摂動形式。 Ⅱ．非応答暗黒物質ハローを持つ不均一円盤銀河の位相渦巻き
| Title |
A_Comprehensive_Perturbative_Formalism_for_Phase_Mixing_in_Perturbed_Disks._II._Phase_Spirals_in_an_Inhomogeneous_Disk_Galaxy_with_a_Non-responsive_Dark_Matter_Halo |
| Authors |
Uddipan_Banik,_Frank_C._van_den_Bosch_and_Martin_D._Weinberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00034 |
非応答暗黒物質ハローに埋め込まれた不均一な恒星円盤の応答を、バー、渦巻き腕、衛星銀河の遭遇などの摂動に計算するための線形摂動形式を開発します。それを強化するための自己重力がなければ、フーリエモードの位相の応答は、垂直($\Omega_z$)、半径方向($\Omega_r$)、および方位角($\Omega_\phi$)周波数の固有の広がりのために混合されます。、局所的な位相空間スパイラルを生じさせます。巨大分子雲のような構造による星の散乱による衝突拡散は、位相螺旋振幅の超指数減衰を引き起こします。$z-v_z$フェーズスパイラルは、垂直非対称(対称)曲げ(呼吸)モードの1アーム(2アーム)です。垂直振動周期($\tau_z\sim1/\Omega_z$)に匹敵するタイムスケール($\tau_{\mathrm{P}}$)を持つ一時的な摂動のみが$z-v_z$位相スパイラルを引き起こします。インパルスに対する応答の各$(n,l,m)$モード($\tau_{\mathrm{P}}<\tau=1/(n\Omega_z+l\Omega_r+m\Omega_\phi)$)摂動はべき法則($\sim\tau_{\mathrm{P}}/\tau$)で抑制されますが、断熱($\tau_{\mathrm{P}}>\tau$)摂動は指数関数的に弱い($\sim\exp{\left[-\left(\tau_{\mathrm{P}}/\tau\right)^\alpha\right]}$)共振($\tau\to\infty$)モードを除く。より遅い($\tau_{\mathrm{P}}>\tau_z$)摂動、たとえば衛星銀河との遠方での遭遇は、より強い曲げモードを誘発します。ガイアフェーズスパイラルが衛星によって引き起こされた場合、射手座は衛星との遭遇に対する天の川の円盤の太陽近隣の反応を支配するため、主要な候補です。ただし、衝突減衰に対する生存には、衝突が$\sim0.6-0.7$Gyr前に発生したことが必要です。詳細な銀河ポテンシャルが位相渦巻きの形状をどのように決定するかについて説明します。位相混合はより遅く発生し、位相渦巻きは外側の円盤と周囲のハローの存在下であまり巻き上げられません。
うみへび座 I 星団のコア全体の初期質量関数とその他の星の特性
| Title |
The_Initial_Mass_Function_and_Other_Stellar_Properties_Across_the_Core_of_the_Hydra_I_Cluster |
| Authors |
Ilaria_Lonoce,_Wendy_Freedman_and_Anja_Feldmeier-Krause |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00044 |
うみへび座I星団は、その2つの最も明るい銀河の中心部にある古い星の遺物を研究し、比較する絶好の機会を提供します。さらに、2つの銀河の異なる運動学により、一般的なスケーリング関係の局所的な妥当性をテストすることができます。この作業では、新しい高品質のロングスリット光学およびNIR分光データの完全なスペクトルフィッティングを使用した直接比較を提示します。各銀河内の約12kpcまでの年齢、金属量、19の元素の存在量、およびそれらの中心領域のIMFを取得します。私たちの結果は、質量が異なるにもかかわらず、両方の銀河の内側の5kpc領域が同時に形成され、同様の星形成時間スケールと化学的濃縮で進化したことを示唆しています。全体的な金属量とIMFラジアルプロファイルのみが、異なる速度分散プロファイルに関連する違いを示しています。IMFの半径方向の傾向は、[Z/H]と速度分散の両方と正の相関があります。金属量のIMFの傾向は両方の銀河の世界的な傾向と一致しますが、速度分散の傾向は違いを示します。外側の領域は、中心部と比較して化学物質の含有量に大きな違いがあるが、同じような古い年齢の混合星集団の兆候を示しています。
LMC+ SOFIA レガシー プログラム
低金属量環境の星形成活動、フィードバック、および星間媒体に対する低金属量の影響を解明することを目標に、SOFIAは隣接する金属の少ない大マゼラン星の40'x20'(60pcx30pc)領域を観測しました。158ミクロン[CII]と88ミクロン[OIII]の雲で、30Doradusのすぐ南にある南の分子リッジをターゲットにしています。明るくコンパクトな星形成領域からその先の低密度環境まで、さまざまな局所的な物理的条件を網羅するこの領域で、広範な[CII]放出が見られます。その多くはCO構造に対応していません。予備分析では、水素分子の大部分がCOダークガス成分に含まれていることが示されています。
| Title |
The_Ionization_and_Dynamics_of_the_Makani_Galactic_Wind |
| Authors |
David_S._N._Rupke_(1),_Alison_L._Coil_(2),_Serena_Perrotta_(2),_Julie_D._Davis_(3),_Aleksandar_M._Diamond-Stanic_(4),_James_E._Geach_(5),_Ryan_C._Hickox_(6),_John_Moustakas_(7),_Grayson_C._Petter_(6),_Gregory_H._Rudnick_(8),_Paul_H._Sell_(9),_Christy_A._Tremonti_(3)_and_Kelly_E._Whalen_(6)_((1)_Rhodes_College,_(2)_San_Diego,_(3)_Wisconsin,_(4)_Bates_College,_(5)_Hertfordshire,_(6)_Dartmouth,_(7)_Siena_College,_(8)_Kansas,_(9)_Florida) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00194 |
マカニ銀河は、銀河周囲媒体のスケールで銀河風のポスターチャイルドをホストしています。それは2エピソードの風から成り、外側のゆっくりした風は4億年前に発生し(エピソードI;R_I=20-50kpc)、速い内側の風は7Myr古いものです(エピソードII;R_II=0-20kpc)。）。この風にはイオン化された中性ガスと分子ガスが含まれていますが、最も拡張されたフェーズ(暖かいイオン化ガス)の物理的状態と質量は不明です。ここでは、マカニ流出のケック光スペクトルを提示します。これらにより、r=30～40kpcまでの水素線を検出できるため、風の質量、運動量、およびエネルギーを制限できます。多くの衝突励起線が風全体で検出され、それらの線比は、v_shock=$\sigma$_windで、電離ガスに電力を供給する200～400km/sの衝撃と一致しています。衝撃モデル、密度に敏感なライン比、および質量と速度の測定値を組み合わせて、エピソードII風のイオン化された質量と流出速度は、分子ガスのそれと同じくらい高くなる可能性があると推定します:M_II(HII)~M_II(H_2)=(1-2)x10^9MsunおよびdM/dt_II(HII)~dM/dt_II(H_2)=170-250Msun/年。外風は減速したため、dM/dt_I(HII)~10Msun/yrになりましたが、より多くの電離ガス(M_I(HII)=5x10^9Msun)が含まれています。最近のエピソードII風の運動量とエネルギーは、エディントン限定のコンパクトなスターバーストからの高温噴出物と放射圧によって推進される運動量駆動の流れ(p``boost"~7)を暗示しています。古いエピソードIの風は、より高温の段階にあるか、CGMのさらに奥にある可能性があります。
4C12.50の多相核星間媒体におけるジェット誘導フィードバックの限定的な影響
| Title |
Limited_impact_of_jet_induced_feedback_in_the_multi-phase_nuclear_interstellar_medium_of_4C12.50 |
| Authors |
M._Villar-Mart\'in,_N._Castro-Rodr\'iguez,_M._Pereira_Santaella,_I._Lamperti,_C._Tadhunter,_B._Emonts,_L._Colina,_A._Alonso_Herrero,_A._Cabrera-Lavers,_E._Bellocchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00291 |
z=0.12にある超高輝度赤外線電波銀河4C12.50は、電波誘導フィードバックが銀河の星形成をどのように調節するかを明らかにする有望な候補ですが、このシステムの進化に対するこのメカニズムの現在または過去の影響に関する確固たる証拠は見つかりませんでした。ほこりっぽい中央の繭を効率的に一掃することも、星の形成を抑制することもありません。この天体の高温(>~1500K)分子ガスを初めて詳細に調べました。この気相と星形成活動に対する電波ジェットの潜在的な影響が調査されています。4C12.50ホスト(2.1+/-0.4)x1e4Msunの高温分子ガス。異常に高い回転温度T=3020+/-160Kが推測されます。分子ガスの質量は、温度分布d(M(H2))/dT~T^-5のべき法則に従って、T~300Kから~3000Kまで続きます。どちらの結果も、衝撃(おそらく電波ジェットによって引き起こされる)が寄与することを裏付けています。高温の分子ガスの加熱と励起に。分子流出は検出されません。流出するイオン化および中性流出と高温分子ガスとのカップリングは不十分です。星形成が抑制されているという証拠は見つかっていません。これらの問題をさらに調査するには、非常に高い空間分解能（たとえば、JWSTを使用）でのNIRおよびMIR積分フィールド分光法が重要な価値があります。
ビッグバンから5億2500万年後の巨大な相互作用銀河
| Title |
A_massive_interacting_galaxy_525_million_years_after_the_Big_Bang |
| Authors |
Kristan_Boyett,_Michele_Trenti,_Nicha_Leethochawalit,_Antonello_Calabr\'o,_Benjamin_Metha,_Guido_Roberts-Borsani,_Nicol\'o_Dalmasso,_Lilan_Yang,_Paola_Santini,_Tommaso_Treu,_Tucker_Jones,_Alaina_Henry,_Charlotte_A._Mason,_Takahiro_Morishita,_Themiya_Nanayakkara,_Namrata_Roy,_Xin_Wang,_Adriano_Fontana,_Emiliano_Merlin,_Marco_Castellano,_Diego_Paris,_Marusa_Bradac,_Danilo_Marchesini,_Sara_Mascia,_Laura_Pentericci,_Eros_Vanzella_and_Benedetta_Vulcani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00306 |
JWST観測は、銀河形成モデルとHST観測に基づいて予想されるよりも高い数密度で、300Myrという早い時期に銀河が存在することを確認しています。それでも、最初の500Myrで分光学的に確認されたソースは、星の質量$<5\times10^8M_\odot$を推定しており、下部構造を調査するための信号対雑音比(SNR)を制限しています。$(2.5^{+0.7}_{-0.5})\times10^9M_\の恒星質量を持つ、$z=9.3127\pm0.0002$にあるまれな明るい銀河の高解像度分光および空間分解研究を提示します。odot$,$25^{+3}_{-4}M_\odot/yr$を形成し、$\sim0.1Z_\odot$の金属量を持つ-星の質量については局所宇宙よりも低いが、期待に沿っているビッグバン後の1-2Gyrの銀河における化学的濃縮。この系は通常、相互作用する2つの銀河に関連する形態を持ち、非常に若い星(年齢$<10$Myr)の2成分の主な塊が、拡張された星の集団($130\pm20$Myrold、NIRSpecのモデル化により特定)に囲まれています。スペクトル)と細長い塊状の潮汐尾。分光観測では、O、Ne、Hの輝線と、実質的なLy$\alpha$吸収の証拠があるライマンブレークが特定されています。[OII]ダブレットはスペクトル的に分解され、星間物質の電子数密度とイオン化パラメーターの推定を可能にし、低赤方偏移類似体よりも高い密度とイオン化を示します。$z>8$で初めて、吸収線(Si、C、およびFe)の証拠を特定します。個別の検出の信頼性は低くなりますが、積み重ねるとSNR$>6$になります。吸収特性は、Ly$\alpha$が星間および銀河系の媒体によって減衰されることを示唆しています。私たちの観測は、ビッグバン直後の合体による質量と金属の急速で効率的な蓄積の証拠を提供し、数十億個の星を持つ巨大な銀河が予想よりも早く存在することを示しています。
ハッブル宇宙望遠鏡のアーカイブを利用する: 21,926 個の相互作用する銀河のカタログ
| Title |
Harnessing_the_Hubble_Space_Telescope_Archives:_A_Catalogue_of_21,926_Interacting_Galaxies |
| Authors |
David_O'Ryan,_Bruno_Mer\'in,_Brooke_D._Simmons,_Ant\'onia_Vojtekov\'a,_Anna_Anku,_Mike_Walmsley,_Izzy_L._Garland,_Tobias_G\'eron,_William_Keel,_Sandor_Kruk,_Chris_J._Lintott,_Kameswara_Bharadwaj_Mantha,_Karen_L._Masters,_Jan_Reerink,_Rebecca_J._Smethurst,_Matthew_R._Thorne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00366 |
合体は、銀河の形成と進化において複雑な役割を果たします。これらのシステムの理解を深め続けるには、より多くのサンプルが必要であり、個々の調査から選択することは困難(不可能でさえあります)です。新しいプラットフォームESADatalabsを使用して、ハッブル宇宙望遠鏡の科学アーカイブから相互作用する銀河のカタログを作成します。このカタログは、以前に発行されたカタログよりもほぼ1桁大きくなっています。具体的には、Zoobot畳み込みニューラルネットワークをHST$F814W$画像の公開アーカイブ全体に直接適用し、ハッブルソースカタログの1億2600万のソースについて確率論的相互作用予測を行います。自動化された視覚表現と視覚分析を組み合わせて、21,926個の相互作用する銀河系のクリーンなサンプルを特定します。ほとんどの場合、$z<1$です。これらの星系の65%は、NASAの銀河系外データベースまたはSimbadのいずれにも以前に参照されていません。汚染を取り除く過程で、重力レンズ、エッジオンの原始惑星系円盤、「バックライト」で重なり合う銀河など、他の多くの興味深い天体も発見しています。このサンプルの基本的な特性を簡単に調査し、コミュニティが使用できるようにカタログを公開します。この作業は、HSTによって画像化された科学的に興味深いオブジェクトの新しいカタログを提供するだけでなく、ESADatalabsツールの能力を実証し、エンドユーザーに高い計算やストレージの負担をかけることなく、実質的なアーカイブ分析を容易にします。
S0銀河の形成経路としての不整列ガス降着
| Title |
Misaligned_gas_accretion_as_a_formation_pathway_of_S0_galaxies |
| Authors |
Yuren_Zhou,_Yanmei_Chen,_Yong_Shi,_Qiusheng_Gu,_Junfeng_Wang_and_Dmitry_Bizyaev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00384 |
MaNGAサーベイ(MPL-10)の内部ProductLauch-10から753個のS0銀河を選択し、S0銀河の$\sim$11%がガス星の運動学的なずれを示していることを発見しました。これは、らせん($\sim$1%)と楕円銀河($\sim$6%)のMPL-10。輝線銀河(401個の輝線S0)のみを考慮すると、S0の不整列部分は$\sim$20%に増加します。S0sでは、運動学的なミスアライメントは、合併の残りの特徴($\sim$8%)よりも一般的です。整列していないS0は、合体残骸の特徴を持つS0よりも、恒星成分とダークマターハローの質量が小さくなっています。$NUV-r$対$M_*$の図に基づいて、銀河を3つの集団に分割しました:青い雲(BC)、緑の谷(GV)、赤いシーケンスで、BCとGVのずれているS0は正の$\mathrm{D}_n4000$放射状勾配は、周辺よりも中央領域の星の数が若いことを示しています。ずれているS0をS0銀河サンプル全体の対照サンプルと比較することにより、BCとGVのずれているS0は、対照サンプルよりも$R\lesssimR_e$でより若い恒星集団を示し、$R\gtrsimR_e$でより古い恒星集団を示すことがわかります。.S0銀河における運動学的なずれの発生率が高いこと、および環境と星の集団の特性を考慮して、S0の重要な形成経路として、ずれたガスの降着を提案します。
z~3-6 における星雲の輝線比と星の質量との関係の JWST/NIRSpec 測定
| Title |
JWST/NIRSpec_Measurements_of_the_Relationships_Between_Nebular_Emission-line_Ratios_and_Stellar_Mass_at_z~3-6 |
| Authors |
Alice_E._Shapley,_Naveen_A._Reddy,_Ryan_L._Sanders,_Michael_W._Topping,_Gabriel_B._Brammer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00410 |
CosmicEvolutionEarlyReleaseScience(CEERS)Surveyから引き出された2.7<=z<6.5における星形成銀河の静止光輝線比と、星質量(M_*)との関係を分析します。私たちの分析には、[NII]6583機能に基づく両方のライン比率が含まれています--[NII]6583/Ha、([OIII]5007/Hb)/([NII]6583/Ha)(O3N2)、および[NII]6583/[OII]3727--およびアルファ要素を特徴とするもの--[OIII]5007/Hb、[OIII]5007/[OII]3727(O_32)、([OIII]4959,5007+[OII]3727)/Hb(R_23)、[NeIII]3869/[OII]3727。[NII]6583と[NeIII]3869の典型的なフラックスレベル(2.7<=z<6.5の個々のCEERS銀河の大部分では検出されない)を考慮して、M_*と赤方偏移のビンで合成スペクトルを作成します。これらの複合スペクトルを使用して、2.7<=z<6.5での輝線比とM_*の関係を、より低い赤方偏移で観測されたものと比較します。より高い励起(例えば、より高い[OIII]5007/Hb、O_32、O3N2)、およびより弱い窒素放出(例えば、より低い[NII]6583/Haおよび[NII]6583/[OII]3727)への重要な進化があります。z~0とz~3を比較すると、ほとんどの場合、z~3を超えてライン比とM_*の関係に有意な進化がないことがわかります。[NeIII]3869/[OII]3727比は、固定質量で4.0<=z<6.5でz~3.3と比較して有意な上昇を示す点で異常です。しかし、まとめると、私たちの経験的な結果は、2.7<=z<6.5で質量と金属量の関係に有意な進化がないことを示唆しています。既存および今後のJWST/NIRSpec観測に基づく金属量のキャリブレーションは、これらの経験的スケーリング関係を化学濃縮とガス循環を追跡するものに変換し、z>3での銀河形成のシミュレーションにおける星形成フィードバックの記述を区別するために必要です。
衛星飛行機の問題について
最近公開されたTNG50-1のシミュレーションデータを使用して、天の川(MW)の衛星平面問題(SP)を調べます。ここでは、最も明るい14MWの衛星(11の古典的な衛星に加えて、CanesVenaticiI(CVnI)、CraterII、およびAntliaII)で構成される衛星面のみを考慮します。(231の候補の中で)MWのようなハロー(haloID=395、z=0で、以下halo395)の1つだけが、観測されたものと同じくらい空間的に薄く、運動学的にコヒーレントな衛星面を持っています。Halo395は多くの興味深い点でMWに似ています:中央に渦巻銀河があり、その衛星面は中央の恒星円盤に対してほぼ($\sim87^{\circ}$)垂直です。さらに、halo395はシート面に埋め込まれており、MWのローカル環境と同様に、上部と下部にボイドがあります。さらに興味深いことに、halo395の衛星面の主要なサブセット(14のうち11)が、その大規模な環境(シートやボイドなど)の特異な形状から正確に生じることがわかりました。しかし、他の3人のメンバーは、z=0でたまたま適切な速度で適切な場所に出現しただけです。halo395の衛星面は一時的なものであり、z=0で存在するようになりましたが、MWのような大規模な環境が実際に衛星面の形成を促進します。私たちの結果は、以前の結論を支持しています。SPは、$\Lambda$CDMモデルに対する重大な課題ではなく、その形成は適切な環境によるものです。
miniJPAS サーベイ クエーサー選択 II: 測光測定と不確実性による機械学習分類
| Title |
The_miniJPAS_survey_quasar_selection_II:_Machine_learning_classification_with_photometric_measurements_and_uncertainties |
| Authors |
Nat\'alia_V.N._Rodrigues,_L._Raul_Abramo,_Carolina_Queiroz,_Gin\'es_Mart\'inez-Solaeche,_Ignasi_P\'erez-R\`afols,_Silvia_Bonoli,_Jon\'as_Chaves-Montero,_Matthew_M._Pieri,_Rosa_M._Gonz\'alez_Delgado,_Sean_S._Morrison,_Valerio_Marra,_Isabel_M\'arquez,_A._Hern\'an-Caballero,_L.A._D\'iaz-Garc\'ia,_Narciso_Ben\'itez,_A._Javier_Cenarro,_Renato_A._Dupke,_Alessandro_Ederoclite,_Carlos_L\'opez-Sanjuan,_Antonio_Mar\'in-Franch,_Claudia_Mendes_de_Oliveira,_Mariano_Moles,_Laerte_Sodr\'e_Jr.,_Jes\'us_Varela,_H\'ector_V\'azquez_Rami\'o,_Keith_Taylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00489 |
天体物理学の調査は、マルチバンド測光による星、銀河、またはクエーサーとしてのソースの分類に大きく依存しています。狭帯域フィルターでの調査は、より大きな識別力を可能にしますが、オブジェクトのさまざまな種類と赤方偏移は、標準的なテンプレートベースの方法に課題を提示します。miniJPASサーベイからクエーサーのカタログを構築することを目的としたより大きな取り組みの一部であるこの作業では、畳み込みニューラルネットワーク(CNN)を使用して機械学習ベースの方法を提示し、測定誤差。J-PASの56個の狭帯域フィルターを使用して北天の$\sim$1deg$^2$をカバーするJ-PASコラボレーションの概念実証プロジェクトであるminiJPASサーベイからのデータを使用して、方法を検証します。PAS調査。実際のデータが不足しているため、miniJPAS調査で見つかると予想されるさまざまな種類のオブジェクトの分布を再現する目的で作成されたモックを使用して、アルゴリズムをトレーニングしました。信号とノイズ。CNNのパフォーマンスを、決定木に基づいて確立された他の機械学習分類方法と比較し、測定誤差が入力として提供されると、CNNが分類を改善することを発見しました。miniJPASで予測された天体の分布は、恒星、クエーサー、および未解決の銀河の推定光度関数と一致しています。私たちの結果は、J-PASサーベイが前例のない数のクエーサーを高い信頼性で検出できるという考えの概念実証です。
銀河合体が初期型銀河の星の人口プロファイルに与える影響
SloanDigitalSkySurveyのStripe82領域の$z<0.055$でのETGとMaNGA積分フィールドユニット分光データを使用して、初期型銀河(ETG)の恒星集団プロファイル/勾配に対する銀河合体の影響を研究します。ディープコーディッド画像から検出されるETG周辺の潮汐の特徴は、最近の合体の直接的な観察証拠と見なされます。$M_\mathrm{star}\gtrsim10^{10.6}M_\odot$で、潮汐の特徴を持つETGは、潮汐の特徴のないETGよりも負の金属量勾配が少なく、正の年齢勾配が大きいことがわかります。さらに、すべての解決された恒星集団を統合すると、潮汐の特徴を持つETGは、潮汐の特徴のないETGよりも$\sim0.07$dexだけ金属量が低く、年齢が$\sim1$-$2$Gyr若くなっています。星形成の歴史を分析すると、年齢$<5$Gyrの若い星集団の質量分率は、潮汐の特徴を持たない対応するETGの同じ領域よりも、潮汐の特徴を持つETGの中央領域で高いことがわかりました。通常のETGと比較して、潮汐の特徴を持つETGは、初期宇宙ではゆっくりとした金属濃縮の歴史を持っていますが、最近形成された星を通じて、過去数十億年にわたって金属濃縮を加速してきました。私たちの結果の多くは、最近発生した合体の影響が、ガスが豊富である可能性が高い初期の宇宙のものと異なる場合に説明できます。
WALLABY プレパイロット調査: エリダヌス超群の電波連続体の特性
| Title |
WALLABY_Pre-Pilot_Survey:_Radio_Continuum_Properties_of_the_Eridanus_Supergroup |
| Authors |
J._A._Grundy,_O._I._Wong,_K._Lee-Waddell,_N._Seymour,_B.-Q._For,_C._Murugeshan,_B._S._Koribalski,_J._P._Madrid,_J._Rhee,_T._Westmeier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00626 |
オーストラリア広場を使用したWidefieldASKAPL-bandLegacyAll-skyBlindsurveY(WALLABY)pre-pilot観測の一部として得られたエリダヌス超群の最高の解像度と感度$\sim1.4\,$GHz連続体観測を提示しますキロメーターアレイパスファインダー(ASKAP)。平均二乗平均平方根(RMS)0.05mJy/ビームで、$6.1"\times7.9"$の解像度で$\sim0.1$mJyの磁束密度限界まで1.37GHzで9461のソースを検出します。フラックススケールは5%以内の精度であることがわかります(1.4GHzでのNVSSと比較して)。次に、電波連続体と中性水素(HI)放出の両方で検出される8つのエリダヌススーパーグループメンバーの全体的な特性を決定し、電波由来の星形成率(SFR)が以前の文献とよく一致することを発見しました。近くのエリダヌス銀河のグローバルで分解された電波連続体の特性を使用して、赤外線電波相関(IRRC)を測定および拡張し、星の質量と推測される星形成率を以前よりも下げました。解決されたIRRCは、次の場合に役立ちます。1)AGNと星形成銀河(SFG)の識別。2)バックグラウンドの電波源を特定する。3)NGC1385におけるグループ環境の前処理の影響を追跡します。NGC1385のHI、分解されたスペクトルインデックス、およびIRRC形態における潮汐相互作用とラム圧ストリッピングの証拠を見つけます。NGC1367の中央HIホールを持つダブルローブラジオジェットの投影)。合併によって誘発されたショックによる多環芳香族炭化水素(PAH)の破壊は、NGC1359で観測された観測されたWISEW3赤字を駆動している可能性があります。連続体とIRRCの研究は、銀河の進化を駆動する物理プロセスの優れたトレーサーであり、今後のASKAP電波連続体調査により、より多くのソースのサンプルで可能になります。
乱流原始雲内の塊状構造
この論文では、宇宙の進化において重要な役割を果たしている最初の星として知られている種族III(PopIII)星の形成過程における乱流の影響を研究しています。PopIII星形成の以前の宇宙論的シミュレーションは、これらの星が$\mathrm{\sim100\,M_\odot}$の典型的な質量を持つことを示唆していました。しかし、この質量スケールは、PopIII星の質量スケールが$\mathrm{25\,M_\odot}$付近であると推測している極度に金属の少ない星の最近の観測と矛盾しています。この質量の不一致は、以前の宇宙論的シミュレーションでのミニハロー形成中の原始ガスの加速によって引き起こされた、PopIII星形成雲の未解決の乱流による可能性があります。残念ながら、このような乱流は、これらのシミュレーションでは解決できません。ポップIII星形成雲の乱流の影響を調べるために、適応メッシュリファインメント(AMR)コード$\texttt{Enzo}$を使用して、人工的に駆動された乱流を使用して乱流ポップIII星形成雲をモデル化します。スキームと関連するガス物理学を含みます。この人工的に駆動された乱流は、確率的強制モデルを使用して、ミニハロー内の未解決の乱流を模倣します。$\mathrm{22.7-174.9\,M_\odot}$の密度の高いコアを持ついくつかの塊が、乱流のポップIII星形成雲で形成されることがわかりました。これらのコアはジーンズ不安定性にさらされており、すぐに崩壊して星を形成します。乱気流がより強く圧縮されると、塊の数が増えます。私たちの結果は、強力で圧縮性の乱流が原始星形成雲を効果的に断片化し、シミュレーションと観測の間の質量の不一致を解決する可能性のあるポップIII星の理論上の質量スケールを減少させる可能性があることを示唆しています。
| Title |
What_neutron_stars_tell_about_the_hadron-quark_phase_transition:_a_Bayesian_study |
| Authors |
J\'anos_Tak\'atsy,_P\'eter_Kov\'acs,_Gy\"orgy_Wolf,_J\"urgen_Schaffner-Bielich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00013 |
最も重い中性子星内のクォーク物質の存在は、最近の多くの研究のトピックであり、それらの多くは、中性子星内で強く相互作用する共形物質への相転移が実現可能であることを示唆しています。ここでは、さまざまなハドロンモデル、3つのクォークフレーバーを持つ構成クォークモデルを使用し、2つの間に滑らかなクロスオーバー遷移を適用して、この混成星のシナリオを調べます。ベイジアンの枠組みの中で、中性子星観測からの最新の制約が状態方程式パラメーターとさまざまな中性子星観測量に与える影響を厳密に研究します。私たちの結果は、中性子星の最大質量が$\sim2.3~M_\odot$未満の場合にのみ、純粋なクォークコアが可能であることを示しています。しかし、他の研究と一致して、$1/3$を超える音速のピークは、天体物理学的測定によって非常に支持されており、これは$\sim3-4n_0$でのハドロンのパーコレーションを示している可能性があります。相転移パラメーターの予測は、使用される特定の天体物理学的制約によって異なりますが、音速ピークの位置はわずかに変化するだけであり、$\sim4n_0$未満の純粋なクォーク物質の存在は好ましくありません。さらに、完全な確率密度データと鋭いカットオフを使用して半径推定値の上限の違いを提示し、前者を使用する必要性を強調します。
銀河中心の中質量ブラック ホールに対する LISA 制約
銀河核は中間質量ブラックホール(IMBH)の潜在的なホストであり、その重力場は星やコンパクトオブジェクトの運動に影響を与える可能性があります。私たち自身の銀河中心に観測可能な摂動がないため、推定されるIMBHの質量と軌道にいくつかの制約が生じました。ここで、レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)は、IMBHがコンパクトな残骸(白色矮星、中性子星、または恒星質量ブラックホール)を含む連星を形成する場合、これらのパラメーターをさらに制約できることを示します。連星からの波動信号は、いて座A$^\star$の周りを周回するときにドップラーシフトの変動を示します。この方法は、質量が$10^3\,M_\odot\lesssimM_{\rmIMBH}\lesssim10^5\,M_\odot$で、距離が$0.1$mpcから$2$mpcのIMBHに対して最も効果的であると主張します。超大質量ブラックホールに関しては、他の方法によって部分的に制約されていないパラメーター空間の領域。この領域では、バイナリがLISAバンドで検出されるたびにドップラーシフトが測定可能である可能性が最も高く、銀河の中心にある推定IMBHの質量と軌道を制約するのに役立つことを示しています。また、IMBHが銀河中心部で連星を形成する可能性のある方法についても説明し、恒星質量ブラックホールと中性子星の重力波捕捉が最も効率的なチャネルであることを示します。
| Title |
A_shared_accretion_instability_for_black_holes_and_neutron_stars |
| Authors |
F._M._Vincentelli,_J._Neilsen,_A.J._Tetarenko,_Y._Cavecchi,_N._Castro_Segura,_S._del_Palacio,_J._van_den_Eijnden,_G._Vasilopoulos,_D._Altamirano,_M._Armas_Padilla,_C._D._Bailyn,_T._Belloni,_D._J._K._Buisson,_V._A._Cuneo,_N._Degenaar,_C._Knigge,_K._S._Long,_F._Jimenez-Ibarra,_J._Milburn,_T._Mu\~noz_Darias,_M._Ozbey_Arabaci,_R._Remillard,_T._Russell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00020 |
コンパクトな天体の周りの降着円盤は、高光度で不安定な段階に入ることが予想されます。1つの不安定性は、降着によって生成された放射圧が円盤の粘性を変更し、その結果、短い時間スケールで内側円盤の周期的な枯渇と再充填が起こる場合に発生する可能性があります。ただし、そのようなシナリオは、単一の恒星質量ブラックホールに対してのみ定量的に検証されています。いくつかの孤立したケースでこれらのサイクルのヒントがありますが、ほとんどの明るい降着中性子星とブラックホールの可変放出にそれらが明らかに存在しないことは、長引くパズルです.ここでは、降着中の中性子星の周りに同じ多波長不安定性が存在することを報告します。さらに、ブラックホールと中性子星の高い降着率における電波からX線までの電磁スペクトル全体の変動性は、降着円盤が不安定で、枯渇または補充する遷移中に相対論的放出を生成する場合、一貫して説明できることを示します。内側のディスク。このような新しい関連付けにより、高度に降着するコンパクトなオブジェクトの高速な多波長変動の原因となる主な物理コンポーネントを特定できます。
LHAASO ソース J2226+6057、J1908+0621、および J1825-1326 の候補としてのパルサー: レプトン起源
| Title |
Pulsars_as_candidates_of_LHAASO_sources_J2226+6057,_J1908+0621_and_J1825-1326:_The_leptonic_origin |
| Authors |
Zhe_Chang,_Yu-Ting_Kuang,_Xukun_Zhang,_Jing-Zhi_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00183 |
最近、12の$\gamma$線銀河源から、LHAASOは1.4PeVまでの超高エネルギー光子を検出した。源J2226+6057、J1908+0621、J1825-1326の$\gamma$線スペクトルと、源近くにある提案された起源のパルサーが公開されている。以前の研究では、パルサーのヘルツ双極子モデルの観点から、ソースJ2226+6057、J1908+0621、J1825-1326のハドロン$\gamma$線スペクトルを調べました。この論文では、$\gamma$線のレプトン起源の可能性を調査します。ヘルツ双極子モデルを使用して、ソースの周りのパルサーを記述します。パルサーの周囲の電子は、パルサーの電磁界によってPeVまで加速されます。初期電子がパルサーの周りの$10^{7}$から$10^{9}$mの間の球殻に均一に分布しているという仮定の下で、電子のエネルギー分布を求めます。レプトンの$\gamma$線スペクトルは、逆コンプトン散乱過程で計算できます。レプトンの$\gamma$線スペクトルがLHAASOの観測に非常によく適合することがわかりました。
最初の 4 年間の銀河面スキャン調査における Insight-HXMT の長期モニタリング結果
| Title |
The_Long-term_Monitoring_Results_of_Insight-HXMT_in_the_First_4_Yr_Galactic_Plane_Scanning_Survey |
| Authors |
Chen_Wang,_Jin-Yuan_Liao,_Ju_Guan,_Yuan_Liu,_Cheng-Kui_Li,_Na_Sai,_Qi_Luo,_Jing_Jin,_Yi_Nang_and_Shuang-Nan_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00360 |
Insight-HXMTGalacticPlane(|b|<10deg)ScanningSurvey(GPSS)の最初のX線源カタログは、2017年6月から2021年8月までに蓄積されたデータに基づいて提示されます。8.2x10^(-12)erg/s/cm^2}(2-6keV)、4.21x10^(-11)erg/s/cm^2(7-40keV)、2.78x10^(-11)エルグ/秒/cm^2(25-100keV)。1300以上のソースが広帯域(1$-$100\,keV)で監視されており、そのうち223のソースが5を超える信号対雑音比を持っています。Insight-HXMTとMAXIのGPSSデータを組み合わせて、スキャン結果から、より完全な長期光度曲線を取得することが可能です。223の明るい光源の異なるエネルギーバンドでフラックスの変動は、過剰な分散に基づいて分析されます。X線連星のフラックスは、超新星残骸や孤立したパルサーのフラックスよりも活発であることがわかっています。低質量X線連星(LMXB)、高質量X線連星(HMXB)、中性子星連星、ブラックホール連星など、さまざまな種類の連星も、異なる規則性を明確に示します。さらに、硬度比(HR)と過剰分散、およびHRとソースタイプとの関係を分析します。HMXBのHRはLMXBのHRよりもハードである傾向があり、HMXBはLMXBのHRよりもアクティブである傾向があることは明らかです。
Fermi/GBM TTE データからガンマ線バーストを区別するための深層学習手法の適用
| Title |
Application_of_Deep_Learning_Methods_for_Distinguishing_Gamma-Ray_Bursts_from_Fermi/GBM_TTE_Data |
| Authors |
Peng_Zhang,_Bing_Li,_RenZhou_Gui,_Shaolin_Xiong,_Ze-Cheng_Zou,_Xianggao_Wang,_Xiaobo_Li,_Ce_Cai,_Yi_Zhao,_Yanqiu_Zhang,_Wangchen_Xue,_Chao_Zheng,_Hongyu_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00370 |
ガンマ線バースト(GRB)のバースト現象を詳細に研究するには、GRBの効果的かつ正確な識別を調査する必要があります。オンボードブラインドサーチ、グランドブラインドサーチ、およびターゲットサーチ法は、GRBを特定する一般的な方法です。ただし、特にサブスレッショルドトリガーの場合、スレッショルドの影響により、間違いなくGRBを見逃します。畳み込みニューラルネットワーク(CNN)を使用して、より多くの次元のバースト情報を含むカウントマップを分類することにより、GRBを区別する新しいアプローチを提示します。比較のために、構造の異なる3つの教師ありCNNモデルを設計します。Fermi/GBMからの13年間のTime-TaggedEvent(TTE)形式のデータを使用して、有用なデータセットを構築し、これらのモデルをトレーニング、検証、およびテストします。最適なモデル、つまり64ミリ秒のデータセットでトレーニングされたResNet-CBAMモデルを見つけます。これには、残差と注意メカニズムのモジュールが含まれています。この深層学習モデルを、勾配加重クラス活性化マッピング(Grad-CAM)とT分布確率的近隣埋め込み(t-SNE)という2つの視覚化分析手法を別々に追跡し、GRBの主な機能に焦点を当てていることを発見しました。これを1年間のデータに適用することで、フェルミバーストカタログのGRBの約96%が正確に識別され、サブスレッショルドトリガーの10個のGRBのうち6個が正しく識別されました。SNR情報。私たちの研究は、深層学習手法がGRBを背景のようなマップから効果的かつ確実に区別できることを意味します。将来的には、リアルタイム分析パイプラインに実装して手動検査を減らし、精度を向上させ、マルチバンド望遠鏡による追跡観測を可能にすることができます。
弱衝突プラズマ乱流における圧力異方性と粘性加熱
| Title |
Pressure_anisotropy_and_viscous_heating_in_weakly_collisional_plasma_turbulence |
| Authors |
Jonathan_Squire_and_Matthew_W_Kunz_and_Lev_Arzamasskiy_and_Zade_Johnston_and_Eliot_Quataert_and_Alexander_A_Schekochihin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00468 |
圧力異方性は、弱く衝突する高ベータプラズマのダイナミクスに強く影響する可能性がありますが、その効果は標準的な磁気流体力学(MHD)では見逃されます。磁場強度のわずかな変化が大きな圧力異方性力を生成し、プラズマを加熱し、不安定性を引き起こし、流れを再編成します。これは、動力学的効果が伝統的に最も重要であると考えられている粒子のジャイロスケールをはるかに超えるスケールでも発生します。ここでは、平均磁場(Alfv\'enic乱流)によってスレッド化された乱流プラズマに対する圧力異方性の影響を調べます。BraginskiiMHDに関する以前の結果を拡張し、Landau流体閉包を使用して計算された熱流束を使用したドリフト動力学に基づく単純化された流体モデルを使用して、幅広い領域とパラメーターを検討します。粘性圧力異方性加熱は、大規模に注入された乱流カスケード電力の4分の1から2分の1の間で散逸することを示します。これは、異なる散逸チャネル(電子とイオンの熱など)間のエネルギー分配を調整することにより、プラズマの熱力学に影響を与えます。しかし、それを生み出す流れへの圧力異方性の急速な動的フィードバック(私たちが「磁気不変性」と呼ぶ効果)により、粘性加熱は強制スケール近くの狭い範囲のスケールに限定され、ほぼ保守的なものをサポートします。MHDのような慣性範囲。単純化されたモデルにもかかわらず、粘性加熱速度、分布、乱流スペクトルを含む私たちの結果は、最近のハイブリッド動力学シミュレーションに匹敵します。これは、クラスター内媒体、高温降着流、太陽風などの弱い衝突プラズマをモデル化するための拡張流体(またはMHD)アプローチのより一般的な使用に有望です。
Insight-HXMT と NICER による広帯域 0.2-200 keV の低周波準周期振動の詳細図
| Title |
A_detailed_view_of_low-frequency_quasi-periodic_oscillation_in_the_broadband_0.2-200_keV_with_Insight-HXMT_and_NICER |
| Authors |
X._Ma,_L._Zhang,_L._Tao,_Q.C._Bu,_J._L._Qu,_S.N._Zhang,_D.K._Zhou,_Y._Huang,_S.M._Jia,_L.M._Song,_S._Zhang,_M.Y._Ge,_H.X._Liu,_Z.X._Yang,_W._Yu,_E._S._Yorgancioglu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00481 |
硬X線変調望遠鏡(Insight-HXMT)と中性子星内部組成探索ミッション(NICER)観測を使用して、2018年の爆発中のブラックホール候補MAXIJ1820+070のX線タイミング結果を報告します。低周波準周期振動(LFQPOs)は、約90日間続いた低/ハード状態とハード中間状態で検出されます。高エネルギーでのInsight-HXMTと低エネルギーでのNICERの大きな有効領域のおかげで、LFQPO特性のエネルギー依存性と、これまでのミッションで調査されたことのない0.2keVから200keVまでの位相遅れを示すことができます。LFQPOの重心周波数はエネルギーによって大きく変化しないことがわかりますが、半値全幅（FWHM）と分数rmsはエネルギーとともに複雑な進化を示します。LFQPO位相は、高エネルギーで遅れ、低エネルギーでは、約2keVを基準として一貫したエネルギー依存関係を示します。私たちの結果は、高エネルギーからのLFQPOは相対論的ジェットのLT歳差運動から来ているのに対し、低エネルギー放射は主に降着円盤の垂直な最も内側の領域からのものであることを示唆しています。
マイクロレンズ MOA-2011-BLG-191/OGLE-2011-BLG-0462 の放射の直接検出の可能性について -- 可能性のあるブラック ホール
最近発見されたマイクロレンズMOA-2011-BLG-191/OGLE-2011-BLG-0462である、孤立した恒星質量ブラックホールの観測結果について説明します。このオブジェクトで利用可能なデータは、その局所的な星間媒体の密度、温度、音速を計算し、その速度を推定するために使用されます。天体の降着率と光度を求め、その理論スペクトルを構築します。さまざまな周波数範囲での現在および将来の機器の感度レベルとスペクトルを比較すると、このブラックホールからの放射を直接検出することが、将来のいくつかの観測ミッションで可能であることが示されました。
M81* の電波ジェット歳差運動
| Title |
Radio_jet_precession_in_M81* |
| Authors |
S.D._von_Fellenberg,_M._Janssen,_J._Davelaar,_M._Zaja\v{c}ek,_S._Britzen,_H._Falcke,_E._K\"ording,_E._Ros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00603 |
\cite{Marti-Vidal2011}が示唆するように、M81ジェット領域の正弦ジェット歳差運動の存在を確認する、5GHzおよび8GHzでのM81*のコア領域の4つの新しい位置角度測定値を報告します。このモデルは、ジェット歳差運動の進化に関する3つのテスト可能な予測を行います。これを2017年、2018年、2019年の観測データでテストします。小さな線形ドリフト。さらに、2つの8GHz観測が$\sim7~\mathrm{yr}$の歳差運動期間と一致していることを示していますが、異なるタイムラグを示しています。5GHzおよび1.7GHzの観測に。ジェットの歳差運動による光度曲線の周期的な変調は見られないため、歴史的な1998年から2002年のフレアのドップラー性質を除外します。私たちの観察結果は、歳差運動の起源である連星ブラックホールか、Lense-Thirring効果のいずれかと一致しています。
RXC J0225.1-2928 における WIMP の無線周波数検索
間接暗黒物質検出における電波データの使用に焦点を当てた最近の研究は、特にASKAPやMeerKATなどの機器からの高解像度データに照らして、WIMP消滅断面積に一連の非常に競争力のある制限をもたらしました。この作業では、最近のMeerKATGalaxyClusterLegacySurvey公開データリリースから取得した、RXCJ0225.1-2928銀河団の電波観測の分析を提示します。このソースの堅牢な形態学的分析を採用して、消滅断面積の上限セットを導き出すことができます。最も制約のあるシナリオでは、これらの結果は、文献でまだ見つかっている最も厳しい制限に匹敵します。
SHIMM: 天文学のための万能シーイング モニター
| Title |
SHIMM:_A_Versatile_Seeing_Monitor_for_Astronomy |
| Authors |
Saavidra_Perera,_Richard_W._Wilson,_Tim_Butterley,_James_Osborn,_Ollie_J._D._Farley,_Douglas_J._Laidlaw |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00153 |
大気光乱流の特性評価は、最新の地上ベースの光学望遠鏡の設計と運用にとって重要です。特に、大型および非常に大型の望遠鏡での適応光学補正の効果的な適用は、光学乱流強度の垂直プロファイルや大気コヒーレンス時間スケールなど、一般的な大気条件の詳細な知識に依存しています。微分画像モーションモニター(DIMM)は、世界中の多くの天体観測サイトで数十年にわたって施設のシーイングモニターとして採用されており、シーイングアングルの信頼できる推定値を提供しています。ここでは、明るいターゲット星の差分画像運動測定を利用するという点で、DIMM機器の開発であるシャックハルトマン画像運動モニター(SHIMM)を紹介します。ただし、SHIMMは、DIMMで使用される2穴アパーチャマスクの代わりに、Shack-Hartmann波面センサーを使用します。これにより、SHIMMは、ショットノイズやシンチレーション効果による偏りのないシーイングの推定値を提供できます。SHIMMは、垂直乱流プロファイルの低解像度(3層)測定と、コヒーレンスタイムスケールの推定も生成します。SHIMMは、低コストで持ち運び可能な機器として設計されています。既製のコンポーネントで構成されているため、簡単に複製でき、異なる観測サイト内および観測サイト間の大気条件の比較に適しています。ここでは、主要な大気パラメーターを推定するためのSHIMMの設計と方法論、およびステレオSCIDAR機器との比較を含む初期のフィールドテスト結果が提示されます。
最初の5年間のInsight-HXMT搭載MEの軌道上性能
| Title |
In-orbit_Performance_of_ME_onboard_Insight-HXMT_in_the_first_5_years |
| Authors |
Ying_Tan_(1),_Xuelei_Cao_(1),_Weichun_Jiang_(1),_Xiaobo_Li_(1),_Bin_Meng_(1),_Wanchang_Zhang_(1),_Sheng_Yang_(1),_Tao_Luo_(1),_Yudong_Gu_(1),_Liang_Sun_(1),_Xiaojing_Liu_(1),_Yuanyuan_Du_(1),_Jiawei_Yang_(1),_Yanjun_Xu_(1),_Jinyuan_Liao_(1),_Yupeng_Xu_(1),_Fangjun_Lu_(1),_Liming_Song_(1)_and_Shuangnan_Zhang_(1) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00339 |
はじめに:中エネルギーX線望遠鏡(ME)は、Insight硬X線変調望遠鏡(Insight-HXMT)衛星に搭載されたコリメートX線望遠鏡です。54個の低ノイズ特定用途向け集積回路(ASIC)を使用して、1728個のSi-PINピクセルを読み出します。MEは5～30keVのエネルギー範囲をカバーし、合計検出面積は952cm2です。ミッション開始時のMEの典型的なエネルギー分解能は17.8keVで3keV(半値全幅、FWHM)で、時間分解能は255usです。この研究では、運用の最初の5年間におけるMEの軌道上でのパフォーマンスを示します。方法:MEのパフォーマンスは、搭載された放射線源と天文X線オブジェクトを使用して監視されました。MEは、オンボードキャリブレーション用に6つの241Am放射線源を搭載しており、キャリブレーションピクセルを連続的に照射できます。MEの長期的なパフォーマンスの進化は、キャリブレーションピクセルの蓄積されたスペクトルのプロパティを使用して定量化できます。さらに、カニ星雲とパルサーの観測を使用して、エネルギーの関数としての検出効率の長期的な進化を確認しました。結論:5年間の運用後、742cm2のSi-PINピクセルがまだ正常に機能していました。241Am輝線のピーク位置は高エネルギー領域に徐々にシフトし、1.43%のMEゲインの緩やかな増加を意味します。かに星雲とパルサーのMEスペクトルを比較すると、E-C関係と再分布行列ファイルがほとんどのデータ解析作業で依然として許容可能であり、検出効率に検出可能な変動がないことが示されます。
H.E.S.S での解析チェーンのモンテカルロ シミュレーションの検証
| Title |
Validating_Monte_Carlo_simulations_for_an_analysis_chain_in_H.E.S.S |
| Authors |
Fabian_Leuschner_(1),_Johannes_Sch\"afer_(2),_Simon_Steinmassl_(3),_Tim_Lukas_Holch_(4),_Konrad_Bernl\"ohr_(3),_Stefan_Funk_(2),_Jim_Hinton_(3),_Stefan_Ohm_(4),_Gerd_P\"uhlhofer_(1)_*1 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00412 |
イメージング空気チェレンコフ望遠鏡(IACT)は、超高エネルギー(VHE)ガンマ線を検出します。彼らは、ガンマ線が大気中に誘導する電磁シャワーカスケードで放出されるチェレンコフ光を観察します。一次光子エネルギーとソースフラックスの正確な再構成は、シャワーの伝搬と検出器の応答の正確なモンテカルロ(MC)シミュレーションに大きく依存し、したがって、サイトの大気と測定時の適切な仮定にも依存します。ここでは、H.E.S.S.の解析チェーンのMCシミュレーションの広範な検証の結果を提示します。大型の28m望遠鏡に最近設置されたFlashCamカメラに特に焦点を当てて実験します。この作業の1つの目標は、柔軟で使いやすいフレームワークを作成して、H.E.S.Sの過去および将来のフェーズについてもMCシミュレーションの詳細な検証を容易にすることでした。実験。基礎となる物理学に導かれて、宇宙線(CR)トリガー率などの低レベルのパラメーターがシミュレーションと観測データの間で数パーセント以内で一致するまで、検出器のシミュレーションと大気透過プロファイルが徐々に改善されました。これにより、現在のH.E.S.Sの分析に使用される機器応答関数（IRF）が生まれました。データは最終的にパーセント精度内で実行できるため、以前のシミュレーションが大幅に改善されます。
光/赤外干渉計の進歩
数十年にわたる実験プロジェクトと急速な技術進歩を経て、光学/赤外線(O/IR)干渉計はここ数年で革命を遂げました。4つの8メートルの望遠鏡を備えたVLTIのGRAVITY装置は、以前の干渉計で可能だったよりも1000倍も暗い天体に到達します。CHARAアレイは、最大330メートルのベースラインと6つの1メートルの望遠鏡による開口合成を定期的に提供します。観測された天体は19等級よりも暗く、画像の解像度はミリ秒以下で、アストロメトリーはマイクロ秒角の精度に達します。銀河中心、系外惑星とその大気、活動銀河核、若い恒星天体、恒星物理学における過去15年間のO/IR干渉計の画期的な結果の概要を説明します。干渉計の入門書に続いて、最新の干渉計の感度、精度、およびイメージングの向上につながった技術的および概念的な進歩を要約します。シングルモードビームコンバイナは現在、イメージング用の主要な干渉計の利用可能なすべての望遠鏡を組み合わせており、専用の画像再構成ソフトウェアは、以前の無線干渉法よりも進歩しています。大型望遠鏡、補償光学、フリンジトラッキング、特にデュアルビーム干渉法を組み合わせることで、GRAVITYは感度を何桁も向上させました。もう1桁の改善は、レーザーガイドスターアダプティブオプティクスによるアップグレードからもたらされます。O/IR干渉法は、大きな分離フリンジトラッキングと組み合わせて、銀河面での観測を完全にカバーし、銀河系外のターゲットを十分にカバーします。VLTIとCHARAは、今後登場する30～40mの超大型望遠鏡(ELT)の時代でも独自性を維持します。
検出器の帯域幅と偏光切り替え率: バーミンガム太陽振動ネットワーク (BiSON) による太陽の分光測光観測
| Title |
Detector_bandwidth_and_polarisation_switching_rates:_spectrophotometric_observations_of_the_Sun_by_the_Birmingham_Solar_Oscillations_Network_(BiSON) |
| Authors |
S._J._Hale,_W._J._Chaplin,_G._R._Davies,_Y._P._Elsworth,_R._Howe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00518 |
バーミンガム太陽振動ネットワーク(BiSON)は、太陽の音響振動を観測します。主なノイズ源は、地球の大気の変動によって引き起こされます。BiSONは、交互の偏光状態での複数の迅速な観測を組み合わせることによって、この影響を軽減しようとしています。現在の計測器は、特注のポッケルス効果セルを使用して偏光状態を選択します。ここでは、代替の既製のソリューションである液晶リターダーを調査し、性能の違いによる潜在的な影響について説明します。フォトダイオードベースの検出器の電気シミュレーションと、両方のタイプの偏光デバイスの評価を通じて、スイッチング速度は遅くなりますが、既製のLCDリターダーが特注のポッケルス効果セルの実行可能な代替品であることを示します。既製のコンポーネントを使用することによる簡素化により、計測器の展開がより簡単かつ迅速になります。
GECAM-CのSiPMベースガンマ線検出器(GRD)の性能
| Title |
The_performance_of_SiPM-based_gamma-ray_detector_(GRD)_of_GECAM-C |
| Authors |
Dali_Zhang,_Chao_Zheng,_Jiacong_Liu,_Zhenghua_An,_Chenwei_Wang,_Xiangyang_Wen,_Xinqiao_Li,_Xilei_Sun,_Ke_Gong,_Yaqing_Liu,_Xiaojing_Liu,_Sheng_Yang,_Wenxi_Peng,_Rui_Qiao,_Dongya_Guo,_Peiyi_Feng,_Yanqiu_Zhang,_Wangchen_Xue,_Wenjun_Tan,_Ce_Cai,_Shuo_Xiao,_Qibin_Yi,_Yanbing_Xu,_Min_Gao,_Jinzhou_Wang,_Dongjie_Hou,_Yue_Huang,_Xiaoyun_Zhao,_Xiang_Ma,_Ping_Wang,_Jin_Wang,_Xiaobo_Li,_Peng_Zhang,_Zhen_Zhang,_Yanguo_Li,_Hui_Wang,_Xiaohua_Liang,_Yuxi_Wang,_Bing_Li,_Jianying_Ye,_Shijie_Zheng,_Liming_Song,_Fan_Zhang,_Gang_Chen,_Shaolin_Xiong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00537 |
GECAMミッションの新しいメンバーとして、GECAM-C(HighEnergyBurstSearcher、HEBSとも呼ばれる)は、ガンマ線を検出するために2022年7月27日に打ち上げられたSATech-01衛星に搭載されたガンマ線全天モニターです。ガンマ線バースト(GRB)、重力波(GW)および高速電波バースト(FRB)の高エネルギー対応物、ソフトガンマ線リピータ(SGR)などの6keVから6MeVまでの過渡現象。2020年12月に打ち上げられたGECAM-AおよびGECAM-Bとともに、GECAM-Cは、ガンマ線過渡現象の監視範囲、位置特定、および時間的およびスペクトル測定を大幅に改善します。GECAM-Cは、12個のSiPMベースのガンマ線検出器(GRD)を使用して、ガンマ線トランジェントを検出します。この論文では、最初にGECAM-CGRDの設計について簡単に説明し、次にGRDの地上試験と飛行中の性能に焦点を当てます。また、GECAM-CとGECAM-Bの間のSiPM飛行中性能の比較研究も行いました。結果は、GECAM-CGRDが期待どおりに機能し、科学的な観測を行う準備ができていることを示しています。
オートエンコーダーを使用したシングルショット画像のノイズ低減
| Title |
Noise_reduction_on_single-shot_images_using_an_autoencoder |
| Authors |
Oliver._J._Bartlett,_David._M._Benoit,_Kevin._A._Pimbblet,_Brooke_Simmons,_Laura_Hunt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00656 |
シングルショットの天文画像のノイズ削減の問題へのオートエンコーダーの適用を提示し、今後の大規模な調査への適合性を探ります。オートエンコーダーは、入力を要約してその主要な特徴を識別し、この知識から別の入力の表現を予測する機械学習モデルです。オートエンコーダーモデルの広範な目的は、調査データからの形態情報(ノンパラメトリック形態情報など)を保持すると同時に、画像に含まれるノイズを削減することです。畳み込みレイヤーとmaxpoolingレイヤーを使用してオートエンコーダーを実装します。さまざまなレベルのノイズを含むPanoramicSurveyTelescopeandRapidResponseSystem(Pan-STARRS)からの画像で実装をテストし、平均二乗誤差(MSE)、構造的類似性指数(SSIM)、銀河のフラックスM20の最も明るい20%の2次モーメント、およびジニ係数。元の画像、重ね合わせた画像、およびノイズを低減した画像の間で結果がどのように異なるかに注意してください。ターゲット分析によるターゲットのメトリック評価により、銀河の形態を保持しながら、多くの異なる観測ターゲットでノイズを削減できることを示します。このプロセスは、他のノイズ低減技術で見られる複数の調査画像と比較して、1つの単一ショット画像のみを使用することで、数分で肯定的な結果を達成することができることを確立します。
GECAM-Cのガンマ線検出器の地上校正
| Title |
Ground_calibration_of_Gamma-Ray_Detectors_of_GECAM-C |
| Authors |
Chao_Zheng,_Zheng-Hua_An,_Wen-Xi_Peng,_Da-Li_Zhang,_Shao-Lin_Xiong,_Rui._Qiao,_Yan-Qiu_Zhang,_Wang-Chen_Xue,_Jia-Cong_Liu,_Pei-Yi_Feng,_Ce._Cai,_Min_Gao,_Ke_Gong,_Dong-Ya_Guo,_Dong-Jie_Hou,_Gang_Li,_Xin-Qiao_Li,_Yan-Guo_Li,_Mao-Shun_Li,_Xiao-Hua_Liang,_Ya-Qing_Liu,_Xiao-Jing_Liu,_Li-Ming_Song,_Xi-Lei_Sun,_Wen-Jun_Tan,_Chen-Wei_Wang,_Hui_Wang,_Jin-Zhou_Wang,_Xiang-Yang_Wen,_Shuo_Xiao,_Yan-Bing_Xu,_Sheng_Yang,_Qi-Bing_Yi,_Fan_Zhang,_Peng_Zhang,_Zhen_Zhang,_Yi_Zhao,_Xing_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00687 |
GECAMミッションの新しいメンバーとして、2022年7月27日にSATech-01衛星に搭載されたGECAM-C(HighEnergyBurstSearcher、HEBSとも呼ばれる)が打ち上げられました。keV～6MeV。主検出器として、GECAM-Cに搭載されているガンマ線検出器(GRD)が12台あります。GECAM-CGRD検出器の性能を検証し、検出器応答のモンテカルロシミュレーションを検証するために、X線ビームと放射線源を使用して、エネルギーとチャネルの関係、エネルギー分解能、検出を含む包括的な地上較正実験が行われました。効率、SiPM電圧ゲイン関係、および位置応答の不均一性。このホワイトペーパーでは、GECAM-CGRDの詳細なキャリブレーションキャンペーンとデータ解析結果が提示され、GECAM-CGRD検出器の優れた性能が実証されています。
| Title |
Cross_calibration_of_gamma-ray_detectors_(GRD)_of_GECAM-C |
| Authors |
Yan-Qiu_Zhang,_Shao-Lin_Xiong,_Rui_Qiao,_Dong-Ya_Guo,_Wen-Xi_Peng,_Xin-Qiao_Li,_Wang-Chen_Xue,_Chao_Zheng,_Jia-Cong_Liu,_Wen-Jun_Tan,_Chen-Wei_Wang,_Peng_Zhang,_Ping_Wang,_Ce_Cai,_Shuo_Xiao,_Yue_Huang,_Pei-Yi_Feng,_Xiao-Bo_Li,_Li-Ming_Song,_Qi-Bin_Yi,_Yi_Zhao,_Zhi-Wei_Guo,_Jian-Jian_He,_Chao-Yang_Li,_Ya-Qing_Liu,_Ke_Gong,_Yan-Qi_Du,_Xiao-Jing_Liu,_Sheng-Lun_Xie,_Guo-Ying_Zhao,_Xiao-Yun_Zhao,_Xiao-Lu_Zhang,_Zhen_Zhang,_Shi-Jie_Zheng,_Jin_Wang,_Xiang-Yang_Wen,_Zheng-Hua_An,_Da-Li_Zhang,_Min_Gao,_Xi-Lei_Sun,_Xiao-Hua_Liang,_Sheng_Yang,_Jin-Zhou_Wang,_Gang_Chen,_Fan_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00698 |
GECAM-ConboradSATech-01衛星のガンマ線検出器(GRD)は、6keVから6MeVまでの全天のガンマ線トランジェントを監視するように設計されています。エネルギー応答マトリックスは、バーストのスペクトル測定を行うための鍵となります。これは通常、GEANT4シミュレーションから生成され、地上校正によって部分的に検証されます。この作業では、GECAM-CGRDのエネルギー応答マトリックスが、ガンマ線バースト(GRB)とソフトガンマ線リピータ(SGR)のサンプルを使用して、Fermi/GBMおよびSwift/BATと相互較正されます。キャリブレーションの結果は、GECAM-Cと他の適度にキャリブレーションされた機器(つまり、Fermi/GBMおよびSwift/BAT)との間に良好な一致があることを示しています。また、GECAM-Cの異なるGRD検出器が互いに一貫性を示すこともわかりました。これらすべての結果は、GECAM-CGRDが信頼できるスペクトル測定を提供できることを示しています。
ZTFとLSSTによる超新星前駆星の直接検出
| Title |
Direct_detection_of_supernova_progenitor_stars_with_ZTF_and_LSST |
| Authors |
Nora_L._Strotjohann,_Eran_O._Ofek,_Avishay_Gal-Yam,_Jesper_Sollerman,_Ping_Chen,_Ofer_Yaron,_Barak_Zackay,_Nabeel_Rehemtulla,_Phillipe_Gris,_Frank_J._Masci,_Ben_Rusholme,_Josiah_Purdum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00010 |
コア崩壊超新星(SN)前駆星の直接検出は、星の進化の最終段階を調べる強力な方法です。ただし、ハッブル宇宙望遠鏡のアーカイブ画像での検出は、1年に約1回に限られています。ここでは、地上での広域調査のデータを使用して、検出率を高めることができるかどうかを検討します。混雑と大気のぼやけのため、通常、前駆星は爆発前の画像だけでは識別できません。代わりに、多くのpre-SNと後期の画像を組み合わせて、前駆星の消失を検索します。概念実証として、ZTFデータの検索を実装します。数百枚の画像で、gバンドとrバンドで約23等の極限等級を達成しています。ただし、z<0.01内の29SNeでは前駆星や長寿命の爆発は検出されず、ZTF限界は通常、文献で検出された前駆星よりも制約が数桁少なくなります。次に、近くのSNeの人口をシミュレートすることにより、VeraC.Rubin望遠鏡を使用したLegacySurveyofSpaceandTime(LSST)の前駆体検出率を推定します。明るいホスト銀河からの背景は、公称LSST感度を平均で0.4等低下させます。10年間の調査で、約50の赤色超巨星前駆体と数個の黄色および青色超巨星が検出されると予想されます。SNeIbとIcの前駆体は、LSSTiバンドでそれぞれ-4.7等または-4.0等より明るい場合に検出可能です。さらに、明るさと持続時間に応じて、何百ものプレSNバーストが検出されると予想されます。
大質量原始星 W75N(B)-VLA1 および W75N(B)-VLA2 周辺の偏極 $H_{2}O$ メーザー放射のモニタリング
| Title |
Monitoring_of_the_polarized_$H_{2}O$_maser_emission_around_the_massive_protostars_W75N(B)-VLA1_and_W75N(B)-VLA2 |
| Authors |
G.Surcis,_W.H.T._Vlemmings,_C._Goddi,_J.M._Torrelles,_J.F._G\'omez,_A._Rodr\'iguez-Kamenetzky,_C._Carrasco-Gonz\'alez,_S._Curiel,_S.-W._Kim,_J.-S._Kim,_H.J._van_Langevelde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00019 |
HMSFRW75N(B)には複数の電波源が検出されており、その中でも巨大なYSOVLA1とVLA2は非常に興味深いものです。これらは異なる進化段階にあると考えられています。特に、VLA1は光イオン化の初期段階にあり、熱電波ジェットを駆動していますが、VLA2は、ほこりの多い円盤またはエンベロープに囲まれたコリメートされた熱電離風です。両方のソースで、22GHzの水メーザーが過去に検出されています。VLA1周辺のものは、ラジオジェットに沿った永続的な分布を示し、VLA2周辺のものは、20年間にわたって非コリメートからコリメートされた流出への進化をたどっています。VLA1とVLA2の両方の周囲の水メーザーの偏光放出を6年間にわたって監視することにより、メーザー分布が時間の経過とともに変化するかどうか、および磁場がそれに応じて動作するかどうかを判断することを目的としています。EVNは、完全な偏光と位相基準モードで使用され、メーザーの絶対位置を測定し、磁場の方向と強度の両方を決定しました。2014年から2020年までの2年を隔てた4つのエポックを観測しました。すべてのエポックで、両方のYSOの周りの水メーザーからの偏光放射を検出しました。VLA1周辺のメーザーは、熱電波ジェットの膨張に起因する非解離性衝撃を追跡しているのに対し、VLA2周辺のメーザーは、ガスが非常に高密度の媒体に遭遇する可能性が高い北東部で停止するガスの非対称膨張を追跡していることがわかります。.また、各エポックの水メーザーから推定された磁場は、その時点ではなくその場所で推定された準静磁場の一部と見なすことができることもわかりました。これにより、すべてのエポック全体で推定されたベクトルを考慮することにより、より広い領域で両方のYSOの周囲の磁場の形態を局所的に研究することができました。
GRAVITY-VLTIを搭載したミラスターRカーのKバンド最高解像度画像
| Title |
The_K-band_highest-resolution_images_of_the_Mira_star_R_Car_with_GRAVITY-VLTI |
| Authors |
A._Rosales-Guzman,_J._Sanchez-Bermudez,_C._Paladini,_A._Alberdi,_W._Brandner,_E._Cannon,_G._Gonz\'alez-Tor\`a,_X._Haubois,_Th._Henning,_P._Kervella,_M._Montarges,_G._Perrin,_R._Sch\"odel,_M._Wittkowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00056 |
M型AGB星の質量損失メカニズム、特に、これらの星の最も内側のガス層からのダスト駆動風の形成はよくわかっていません。これらの領域でのガスとダストの相互作用と、質量損失メカニズムへの影響を理解する1つの方法は、星の表面とその最も近い環境の高解像度観測の分析によるものです。脈動周期のさまざまな段階で、近赤外線でM型ミラスターRカーの星周環境(~3R*)を特徴付けることが目的です。2018年の2つの異なるエポックで得られたKバンドのGRAVITY干渉観測を使用しました。これらのデータは、パラメトリックモデルと、観測された疑似連続体とCOバンドヘッドの両方の画像再構成を使用して分析されました。報告されたデータは、Kバンドのソースでの最高の角度分解能観測です。Rカーの恒星円盤のサイズは、2018年1月に16.67±0.05mas(3.03天文単位)、2018年2月に14.84+-0.06mas(2.70天文単位)とそれぞれ決定されました。物理モデルから、Rカー周辺で検出された最も内側のCO層の温度とサイズ範囲を決定しました。マグネシウム複合体、Mg2SiO4およびMgSiO3は、CO層モデルおよび純線再構成画像で得られたものと一致する温度と凝縮距離を持ち、風の形成に関与する最も妥当なダストタイプであることがわかります。私たちの再構成された画像は、非対称で不均一な構造の証拠を示しています。これは、CO分子分布の複雑でおそらく塊状の構造をたどる可能性があります。私たちの研究は、ダストの核生成の条件、つまりM型AGB星のダスト駆動風を初期化する条件がRCarで満たされていることを示しており、マグネシウム複合体が最も可能性の高い候補として特定されています。この観測証拠は、M型星における対流と脈動の役割を制約するために重要です。
12C+12C 反応速度の不確実性と超大質量 WD の組成への影響
| Title |
Uncertainties_in_the_12C+12C_reaction_rate_and_their_impact_on_the_composition_of_ultra-massive_WDs |
| Authors |
F._C._De_Ger\'onimo,_M._M._Miller_Bertolami,_M._Catelan,_and_T._Battich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00060 |
初期質量が7Msunの星。MZAMS。9Msunは、Heコア燃焼の終了後、縮退条件下でCを発火させるのに十分高い温度に達する(Garcia-Berro&Iben1994)。これらの孤立した星は、いわゆるスーパーAGB(SAGB)フェーズに進化すると予想され、超大質量の1つのWDとしてその寿命を終える可能性があります(Siess2006、2007、2010;Camisassaetal.2019、およびその中の参考文献を参照)。SAGBフェーズの最後にコアに見られるOとNeの正確な比率は、これらのWDの冷却時間と脈動特性を決定します。C燃焼フェーズ中に発生する核反応の速度に影響を与える不確実性は、16O、20Ne、23Na、および24Mgの分布に測定可能な影響を与え、その結果、WDの進化に影響を与えるはずです。ここでは、12C(12C,{\alpha})20Neおよび12C(12C,p)23Naの核反応速度(およびそれらの分岐比)の不確実性が中質量から大質量の化学構造に与える影響についての研究を紹介します。C燃焼段階の終わりの前駆細胞。星の進化コードModulesforExperimentsinStellarAstrophysics(MESA)を使用して、初期質量7.25<=MZAMS/Msun<=8.25を持つ星の進化シーケンスを、ZAMSからSAGBフェーズまで計算し、12C+12C燃焼に異なる処方箋を採用しました。料金。12C+12C燃焼に低い反応速度を採用すると、C点火が最大で2700年遅れ、中心から離れた位置で点火が起こることがわかりました。私たちの結果は、20Ne中心存在量の差が14%未満で、控えめなままであることを示しています。
8 つの酸素を含む白色矮星で確認された新しいコンドライト体
| Title |
New_chondritic_bodies_identified_in_eight_oxygen-bearing_white_dwarfs |
| Authors |
Alexandra_E._Doyle,_Beth_L._Klein,_Patrick_Dufour,_Carl_Melis,_B._Zuckerman,_Siyi_Xu,_Alycia_J._Weinberger,_Isabella_L._Trierweiler,_Nathaniel_N._Monson,_Michael_A._Jura_and_Edward_D._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00063 |
周囲の惑星系から岩石物質を降着させた8つの白色矮星の観測と分析を紹介します。これらのヘリウム大気白色矮星のスペクトルには、4つの主要な岩石形成元素(O、Mg、Si、Fe)すべての検出可能な光学線が含まれています。この研究により、親の体組成分析で酸素を含む白色矮星のサンプルが約33%増加しました。まず第一に、8つの白色矮星によって降着した母体は、相対的な元素量と酸化状態がコンドライト隕石のものと似ています。この研究の白色矮星の75%は、コンドライト隕石と同様の存在量を持つ親天体の揮発性物質を意味する酸素過剰を観察しました。3つの白色矮星の酸化状態は、CIコンドライトに見られるよりも多くの物質が還元されていることを示しており、水星のような母体が検出された可能性を示していますが、制約は少ないです。これらの結果は、太陽系外の岩体が太陽系の岩体に非常に似ており、全体として異常またはユニークな組成をもたらさないという繰り返しの結論に貢献しています。
コロナ加熱、コロナホール太陽風、および太陽風磁場スイッチバックの磁気ネットワーク生成に対するEUVコロナプルームの予想される影響
| Title |
Prospective_Implications_of_EUV_Coronal_Plumes_for_Magnetic-network_Genesis_of_Coronal_Heating,_Coronal-hole_Solar_Wind,_and_Solar-wind_Magnetic-field_Switchbacks |
| Authors |
Ronald_L._Moore,_Sanjiv_K._Tiwari,_Navdeep_K._Panesar,_Alphonse_C._Sterling |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00097 |
EUVコロナプルームのコロナ加熱は、隣接する非プルームコロナ磁気漏斗よりも弱く、強くはないことを提案します。この予想は、(i)プルームの磁気漏斗の足元の磁束が密集するにつれてEUVプルームが生まれるという観測、および(ii)静かな領域でのコロナ加熱が海岸に比例して増加するという観測から生じています。-基礎となる磁気ネットワークの線の長さ。EUVプルームのコロナ加熱が弱くなるのではなく、強くなる可能性を排除するわけではありませんが、その逆がいかにもっともらしいかを指摘します。プルームの発生中にコロナ加熱が増加すると、プルームの正味の上向きの質量フラックスが同時増加するのに対し、プルームの発生中にコロナ加熱が減少すると、静かな領域のプルームに正味の下向きの質量フラックスが同時に発生し、正味の上向きの質量フラックス、またはコロナホールプリューム内の正味の下向きの質量フラックスですらあります。さらに、EUVプルームでのコロナ加熱が弱いという決定的な証拠は、磁気ネットワークの端での微細な磁気爆発からの磁気ツイスト波が(1)静かな領域でのコロナ加熱の多くに電力を供給し、(2)）コロナホールでのコロナ加熱と太陽風の加速のほとんどに電力を供給し、多くのツイスト波が生き残り、コロナホールからの太陽風の磁場スイッチバックになります。
若い散開星団のガイア色等級図: UBC カタログでの同定と手動および自動解析の比較
| Title |
Gaia_colour-magnitude_diagrams_of_young_open_clusters:_Identification_in_the_UBC_catalogue_and_a_comparison_of_manual_and_automated_analysis |
| Authors |
Ignacio_Negueruela_(Alicante),_Abel_de_Burgos_(IAC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00467 |
ガイアの天文データの自動分析により、多くの新しい高品質の散開星団候補が発見されました。それらのパラメータを適切に決定することで、これらのオブジェクトは銀河の特性を調査するための優れたツールになります.ガイアの色等級図の特性を調べることで、ガイアのデータだけから若い散開星団を容易に識別できるかどうかを調べます。また、従来のクラスター分析の結果と自動化された方法の結果を比較したいと考えています。UBCカタログから3つの若い散開星団候補を選択しました。これは、配列が明確に定義された十分に人口の多いオブジェクトから、人口が少なく、定義が不十分な候補にまで及びます。それぞれの中で最も明るい星の分類スペクトルを取得しました。EDR3データに基づいてメンバーを再決定し、等時線を適合させて、年齢、距離、赤みを導き出しました。3つの候補はすべて、年齢が100Ma未満の実際のクラスターです。UBC103は適度に人口の多い星団で、年齢は約70Maです。$\sim$3kpcの距離で、近くのNGC6683とバイナリクラスターを形成します。UBC114は比較的近く($\sim1.5$kpc)にある人口密度の低い星団で、2つの初期B星を含んでいます。UBC587は分散した非常に若い($<$10Ma)星団で、シグナス~X領域の背後の$\sim3$kpcに位置し、オリオンアームの貴重なトレーサーである可能性があります。新しい散開星団を識別するためのOCfinder方法論は非常に成功しており、貧弱な候補でも興味深い検出結果が得られています。ガイアの色等級図にほぼ垂直な測光シーケンスが存在することは、若い散開星団を識別する安全な方法です。クラスターのプロパティを決定するための自動化された方法は、おおよその解を与えますが、それでもいくつかの問題があります。人工知能システムが体系的に絶滅を過小評価する可能性があることを示唆するいくつかの証拠があり、これは年齢の決定に影響を与える可能性があります.
コンパクトバイナリのマージによる宇宙史の調査
高度な重力波検出器からのコンパクトな連星合体の急速に成長しているカタログにより、大質量星連星の天体物理学を調査することができます。合体観測は、個体群モデルにおける星と連星系の進化の根底にあるプロセスを説明する不確実なパラメータを制限することができます。この論文では、連星ブラックホールの個体数(検出率、チャープ質量、赤方偏移)を使用して、赤方偏移に依存する星形成率と金属量分布を表す宇宙パラメーターを測定できることを示します。人工ニューラルネットワークを使用してバイナリ母集団合成コンピューターモデルをエミュレートし、推論に使用する高速で柔軟な並列化可能な代理モデルを構築する方法を提示します。
7つのA型星の化学異常の探索
7つのA型星の化学存在量分析を提示しますが、文献には詳細な化学存在量測定はありません。ターゲットHD2924、HD4321、HD26553、HD125658、HD137928、HD154713、およびHD159834の高解像度スペクトルは、TUBITAK国立天文台のCoudeEchelleSpectrographを使用して取得されました。サンプルの大気存在量を決定し、C、N、O、Na、Mg、Al、Si、S、K、Ca、Sc、Ti、V、Cr、Mn、Fe、Co、Niの元素存在量を測定しました。Cu、Zn、Sr、Y、Zr、Ba、La、Ce、Nd、Sm、Eu、Gd。星の質量は進化の軌跡に基づいて推定され、星の年齢は等時線を使用して計算されました。星の半径も計算しました。HD4321、HD125658、およびHD154713の存在パターンは、古典的なAm星の存在パターンと一致し、CaとScが不足し、より重い元素が過剰に存在し、鉄ピーク元素が適度に過剰であることがわかった。HD137928とHD159834は、周辺のAm型星と同様の組成特性を持つことがわかりました。HD2924とHD26553の元素分布は、通常のA型星のパターンと一致しています。HD125658とHD137928の鉄、ニッケル、亜鉛の存在量は、他のAm星よりもかなり高い。これらの値は、それらが最も金属に富むAm星の1つであることを示唆しています。
多波長ハッブル宇宙望遠鏡観測による、相互作用する連星 R みずがめ座の内部 650 AU ジェットの衝撃と光イオン化
| Title |
Shocks_and_Photoionization_of_the_Inner_650_AU_Jet_of_the_Interacting_Binary_Star_R_Aquarii_from_Multiwavelength_Hubble_Space_Telescope_Observations |
| Authors |
Caroline_D._Huang,_Margarita_Karovska,_Warren_Hack,_John_C._Raymond,_Rodolfo_Montez_Jr.,_and_Vinay_L._Kashyap |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00734 |
天体物理ジェットは、若い恒星天体、X線連星、活動銀河核など、さまざまな環境に存在しますが、その形成についてはまだ完全には理解されていません。最も近い共生連星の1つとして、みずがめ座R($D\sim220$pc)はジェット源から$\sim$600天文単位以内の内部領域を研究するユニークな機会を提供します。-相対論的ジェットの形成と起源。内側ジェットの6つの輝線領域における\emph{ハッブル}宇宙望遠鏡からの高角度解像度の紫外および光学イメージングを提示します。これらの観察を使用して、システムの代表的なライン比の範囲と、以前の研究との比較から得られた運動学的データを取得し、RAquariiシステムにおける衝撃加熱と光イオン化の相対的な役割を決定するために、衝撃を受けたガスをモデル化します。私たちの衝撃モデルは、測定されたライン比を説明するためにゼロ以外の磁場が必要であることを示唆していることがわかりました。また、Mg~II$\lambda\lambda$2795,2802の強度が、おそらく粒子の枯渇またはこれらの共鳴線の不透明度のために、ほとんどのジェット領域のモデルによって過大に予測されていることもわかります。
隠された宇宙の探索: 任意の重力波ミリレンズ構成を回復するための新しい現象論的アプローチ
| Title |
Exploring_the_hidden_Universe:_A_novel_phenomenological_approach_for_recovering_arbitrary_gravitational-wave_millilensing_configurations |
| Authors |
Anna_Liu,_Isaac_C._F._Wong,_Samson_H._W._Leong,_Anupreeta_More,_Otto_A._Hannuksela,_Tjonnie_G._F._Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09870 |
2015年に重力波が初めて検出されて以来、重力波天文学は、ブラックホールの特性の調査から現在の重力の理解の限界のテストまで、宇宙を研究するための大きな可能性を秘めた急速に進歩する分野として浮上しています。重力波天文学の重要な側面の1つは、重力レンズ効果の現象です。この現象では、介在する大規模な物体が重力波を曲げて拡大し、宇宙の物質の分布を調べる独自の方法を提供し、基礎物理学、天体物理学への応用を見つけることができます。、宇宙論。しかし、現在の重力波ミリレンズ-小規模な天体物理オブジェクトが重力波信号を複数のコピーに分割できるレンズ効果の特定の形式-の現在のモデルは、多くの場合、単純な孤立したレンズに限定されており、複雑なレンズ効果のシナリオでは現実的ではありません。この論文では、モデルに依存しない方法でデータ分析にミリレンズを組み込むための新しい現象論的アプローチを提示します。私たちのアプローチは、大規模な計算レンズモデリングを必要とせずに任意のレンズ構成の回復を可能にし、重力波信号を使用して宇宙の物質の分布を研究するためのより正確で計算効率の高いツールになります。重力波レンズ観測が可能になると、暗黒物質のサブハローやMACHOを含む複雑なレンズ構成を研究するための強力なツールを提供できます。
daemonflux: DAta-drivEn MuOn で校正された Neutrino Flux
この論文では、GeVからPeVのエネルギーにまたがる大気ニュートリノフラックスの精密な計算を提示します。私たちの方法であるDaemonfluxは、データ駆動型の入力を利用し、調整可能なパラメーターを組み込んで、不確実性を考慮に入れます。ミューオンデータと固定ターゲット実験からの制約の組み合わせを使用してこれらのパラメーターを最適化することにより、計算されたニュートリノフラックスの不確実性を1TeVまで10%未満に抑え、ニュートリノ比率を10%未満に抑えました。私たちのモデルは、最小のエラーが得られる100GeV未満のエネルギーで特にうまく機能します。フィッティングから得られた共分散行列を含む、フラックス、比率、およびエラーの予測へのアクセスを提供するソフトウェアパッケージとしてモデルを利用できるようにします。
| Title |
Gravitational_lensing_by_a_charged_spherically_symmetric_black_hole_immersed_in_thin_dark_matter |
| Authors |
Xiao-Jun_Gao,_Xiao-kun_Yan,_Yihao_Yin_and_Ya-Peng_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00190 |
球対称ブラックホールの周囲の重力レンズ効果を調べます。その計量は、電荷と完全流体暗黒物質がエネルギー運動量テンソルに寄与するアインシュタイン場の方程式から得られます。我々は弱磁場極限で解析的に計算を行い、ブラックホール質量と比較して、電荷と暗黒物質の両方がはるかに少ない（次の主要な寄与のみを生じさせる）と仮定します。特に、光の偏向角とアインシュタインリングのサイズを導出します。ここでは、特に完全流体暗黒物質からの対数項について、次数までの近似が細心の注意を払って行われます。私たちの結果は、完全な流体暗黒物質の理論モデルを薄い暗黒物質に浸された天体の観測と関連付けるために、将来的に役立つことを期待しています。
「単一場インフレーションから原始ブラック ホール形成を除外する」に対する批判への対応: 原始ブラック
ホール形成を伴う単一場インフレーションにおけるバイスペクトルとワンループ補正に関するメモ
| Title |
Response_to_criticism_on_"Ruling_Out_Primordial_Black_Hole_Formation_From_Single-Field_Inflation":_A_note_on_bispectrum_and_one-loop_correction_in_single-field_inflation_with_primordial_black_hole_formation |
| Authors |
Jason_Kristiano_and_Jun'ichi_Yokoyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00341 |
原始ブラックホール(PBH)は、初期宇宙における小さなスケールでの大振幅摂動の崩壊から形成される可能性があります。このような強化されたスペクトルは、単一フィールドのインフレの可能性にフラットな領域を導入することで実現できます。これにより、インフレトンは一時的な超低速ロール(USR)期間に入ります。この論文では、このようなシナリオにおける曲率摂動のバイスペクトルを計算します。bispectrumがMaldacenaの定理を満たすことを明示的に確認します。USR期間の終わりに、バルク相互作用とフィールドの再定義によってバイスペクトルが生成されます。インフレーションの終わりに、バイスペクトルはバルク相互作用によってのみ生成されます。また、ソース法と呼ばれる、バイスペクトルからのパワースペクトルに対する1ループ補正も計算します。インイン摂動理論の二次展開からのワンループ補正の計算と一致することがわかります。この論文の最後のセクションでは、[arXiv:2301.00599]による私たちの手紙[arXiv:2211.03395]に対する批判への回答を書きます。この批判は、マルダセナの定理の誤った使用に基づいていると主張します。このような間違いを修正した後、私たちの手紙のワンループ修正がソースメソッドでも再現されることを示します。これは、単一分野のインフレーションによるPBHの形成を除外するという私たちの書簡の結論を裏付けるものです。
古典的共形 $U(1)_{B-L}$ ヒッグス インフレーション モデルの再加熱一貫性条件
| Title |
Reheating_consistency_condition_on_the_classically_conformal_$U(1)_{B-L}$_Higgs_inflation_model |
| Authors |
Shinsuke_Kawai,_Nobuchika_Okada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00342 |
標準モデルの古典的な共形$U(1)_{B-L}$拡張に基づく宇宙論的シナリオを再検討します。私たちの焦点は、インフレーション後の再加熱のメカニズムとモデルパラメーターの制約です。このシナリオでは、インフレのダイナミクスは$U(1)_{B-L}$ヒッグス場によって駆動され、重力と非最小結合であり、真空期待値を獲得すると$U(1)_{B-L}$対称性を自発的に破ります。Coleman-Weinbergメカニズムによる値。再加熱プロセスは段階的に進行することがわかり、$U(1)_{B-L}$ヒッグス場の崩壊チャネルがわかっているので、再加熱温度を評価します。e-foldingインフレーション数と再加熱温度の間の関係は、モデルパラメーターに強い整合性条件を提供し、最近の宇宙データが$U(1)_{B-L}$ブレークスケールに上限を与えることを発見しました。$v_{BL}\lesssim10^{12}$GeV.下限は$v_{BL}\gtrsim10^6$GeVであり、このモデルで再加熱が成功する条件として得られます。このモデルの宇宙マイクロ波背景放射(CMB)スペクトルの予測は、今日の宇宙論データと非常によく一致しています。このモデルは、LiteBIRDやCMB-S4などの近い将来のCMB観測によってテストおよび反証可能です。
IBEX によって観測されたエネルギー中性原子フラックス成分の球面調和表現
| Title |
Spherical_Harmonic_Representation_of_Energetic_Neutral_Atom_Flux_Components_Observed_by_IBEX |
| Authors |
P._Swaczyna_(1),_M._A._Dayeh_(2_and_3),_E._J._Zirnstein_(1)_((1)_Department_of_Astrophysical_Sciences,_Princeton_University,_Princeton,_NJ,_USA,_(2)_Southwest_Research_Institute,_San_Antonio,_TX,_USA,_(3)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Texas_at_San_Antonio,_San_Antonio,_TX,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00661 |
星間境界探査機(IBEX)は、エネルギー中性原子(ENA)を観測することで太陽圏を画像化します。IBEXに搭載されたIBEX-Hi装置は、超熱イオンと星間中性原子との電荷交換を通じて、太陽圏および非常に局所的な星間物質(VLISM)で生成されたENAフラックスの全天マップを提供します。最初のIBEX-Hiの結果は、予想される全球分布フラックス(GDF)に加えて、IBEXリボンと呼ばれる空の円形領域からの狭くて明るい放射が、すべてのエネルギー段階で見えることを示しました。GDFは主に内側のヘリオシースで生成されますが、星間磁場が視線に垂直な領域でヘリオポーズの外側でリボンが形成されることを示す十分な証拠があります。ミッションチームによって作成されたIBEXマップは、観測結果を黄道座標の$6\deg\times6\deg$四角形ピクセルに分散します。GDFとリボンコンポーネントの重複により、各ソースの定性分析が複雑になります。ここでは、IBEXマップの球面調和表現を見つけて、GDFとリボンコンポーネントを分離しています。この表現は、ピクセル化スキームに依存することなく、空のENAフラックスコンポーネントを表します。この分離を使用して、太陽周期にわたる各コンポーネントの時間的進化について説明します。GDFは、リボンよりも大きな空間スケールの構造によって特徴付けられることがわかります。ただし、さらなる研究が必要なGDF領域で2つの孤立した小規模な信号を識別します。
摺動接触と粘性接触の電気的界面条件
| Title |
Electric_interface_condition_for_sliding_and_viscous_contacts |
| Authors |
J\'er\'emy_Rekier_and_Santiago_A._Triana_and_Antony_Trinh_and_Bruce_A._Buffett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00718 |
電磁気学の第一原理は、接線方向の電場が2つの媒体間の界面で連続していなければならないことを課しています。電場の定義は、境界面の2つの側面が同じ静止座標系を共有していない場合、連続条件の数式にあいまいさをもたらす基準座標系に依存します。界面条件の各選択を支持する議論を簡単に確認し、最も理論的に一貫した選択が誘導実験でパラドックスにつながる方法を示します。次に、2つの固体間および流体と固体間の滑り接触のモデルを提示し、境界面の薄い中間粘性層の微分運動によって引き起こされるせん断を考慮に入れることで、このパラドックスをどのように解消できるかを示します。電気的インターフェース条件のあいまいさを取り除きます。惑星内部シミュレーションなど、導電性固体と非常に粘性の低い流体との間の粘性界面の近似として滑り接触が使用される数値シミュレーションで使用する適切な界面条件に関するガイドラインをいくつか示します。
