| Title |
Planck_Constraints_and_Gravitational_Wave_Forecasts_for_Primordial_Black_Hole_Dark_Matter_Seeded_by_Multifield_Inflation |
| Authors |
Wenzer_Qin,_Sarah_R._Geller,_Shyam_Balaji,_Evan_McDonough,_David_I._Kaiser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02168 |
Planck2018宇宙マイクロ波背景放射(CMB)データに適合する、2つのスカラーフィールドが互いに結合し、重力に最小に結合していないことを特徴とする、シンプルだが一般的なマルチフィールドインフレーションモデルのマルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)解析を実行します。特に、モデルパラメーターは、CMBスケール$A_s$上のスカラー曲率摂動の原始パワースペクトルの振幅、スペクトルインデックス$n_s$、テンソルモードとスカラーモードのパワー比$r$に関するデータによって制約されます。原始パワースペクトルは、観測された暗黒物質（DM）の量を説明するのに十分な原始ブラックホール（PBH）の生成にもつながるはずです。特に$n_s$がモデルの制約を制御していることがわかります。インフレの超スローロール段階からのPBH形成に関する以前の研究では、少なくとも1つのモデルパラメーターを高度に微調整する必要性が強調されていましたが、パラメーター空間で$\sim10\シフトするような縮退方向を特定します。1つのパラメーターの%$は、モデルの予測と観測の間の密接な適合を維持しながら、他のパラメーターの同等のシフトによって補正できます。さらに、この許可されたパラメーター領域は、AdvancedLIGOとVirgo、アインシュタイン望遠鏡(ET)、DECIGO、およびLISAを含む、今後の実験が敏感であると予測される周波数範囲で観測可能な重力波(GW)信号を生成することがわかりました。
Abell 1213 の光学/X 線/電波ビュー: 異常な拡散電波放射を伴う銀河団
| Title |
An_optical/X-ray/radio_view_of_Abell_1213:_a_galaxy_cluster_with_an_anomalous_diffuse_radio_emission |
| Authors |
W._Boschin,_M._Girardi,_S._De_Grandi,_G._Riva,_L._Feretti,_G._Giovannini,_F._Govoni,_V._Vacca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02528 |
コンテクスト。貧弱な銀河系であるAbell1213は、VLAデータで検出された異常な電波暈をホストすることが知られています。これは、電波暈パワーと親星団のX線光度との関係において部外者です。ねらい。私たちの目的は、光学、X線、電波の観点からクラスターを分析して、その拡散電波放射の環境を特徴付け、その性質に新たな光を当てることです。メソッド。光SDSSデータを使用して、クラスターの内部ダイナミクスを研究しました。また、アーカイブされたXMM-NewtonX線データを分析して、高温のクラスター内媒体の特性を明らかにしました。最後に、144MHzの最近のLOFARデータと1.4GHzのVLAデータを使用して、拡散電波源のスペクトル挙動を調べました。結果。私たちの光学分析とX線分析の両方で、この質の悪い低質量星団が乱れたダイナミクスを示していることが明らかになりました。実際、周辺領域と特に中心部の両方で、いくつかの銀河グループで構成されており、そこでは、NE-SW方向に向けられた下部構造の証拠と、ほとんど視線上での合体のヒントが見つかります。.X線放出の分析は、クラスターが緩和されていない動的状態にあるというさらなる証拠を追加します。電波波長では、LOFARデータは、拡散放射のサイズが$\sim$510kpcであることを示しています。さらに、星団の中心部に浸透する表面輝度の低い発光のヒントがあります。結論。拡散電波放射の環境は、古典的なハローに期待されるものではありません。電波源のスペクトルインデックスマップは、遺物の解釈と互換性があり、光学分析で検出された下部構造と一致して、おそらくN-SまたはNE-SW方向の合併によるものです。星団の中心での断片化された拡散電波放射は、かすかな中央電波暈の表面の明るさのピークである可能性があります。
| Title |
Non-parametric_Reconstruction_of_Photon_Escape_Fraction_from_Reionization |
| Authors |
Sourav_Mitra_and_Atrideb_Chatterjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02704 |
電離放射率をモデル化する上で最も重要でありながら制約が不十分なパラメーターの1つは、星形成銀河からの光子の脱出率です。過去数年にわたっていくつかの理論的および観察的研究が行われてきましたが、その赤方偏移の進化に関するコンセンサスはまだ達成されていません。ここでは、ガウス過程回帰法を使用したデータ駆動型再イオン化モデルからの赤方偏移の関数として、このパラメーターの最初のノンパラメトリック再構成を示します。私たちの調査結果は、$z=2,6,12$で$4\%,7\%,\sim10\%$の平均値を持つエスケープフラクションの穏やかな赤方偏移進化を示唆しています。ただし、$z\gtrsim6$での$6-10\%$の一定のエスケープフラクションは現在のデータでも許容されており、他の再イオン化関連の観測とも一致します。JWSTの今後の観測からより暗い高赤方偏移銀河が検出されるため、ここで提示されるアプローチは、脱出率と再電離履歴に最も厳しい制約を課すための強力なツールになります。
初期宇宙のための銀河スピンの再編成された記憶
銀河のスピンは、線形潮汐場の中間の主軸に整列するという最初に獲得した傾向を保持していると考えられており、初期の宇宙物理学のプローブとしてそれらを使用する可能性が広まっています。しかし、このバラ色の見通しは、内半径で測定された現在の銀河の観測可能な星のスピンが、ビリアル限界で測定された暗黒物質の対応するものと同じ初期潮汐場に向かって整列する傾向があるという重要な仮定に左右されます。この仮定を高解像度の流体力学的シミュレーションに対して直接テストして、現在の銀河系の星のスピンには、初期宇宙の{\itredirectional}記憶が強いことを発見しました。この再配向の解析的単一パラメータ式が導き出され、数値結果とよく一致することがわかりました。
| Title |
The_large_scale_limit_of_the_observed_galaxy_power_spectrum |
| Authors |
Matteo_Foglieni,_Mattia_Pantiri,_Enea_Di_Dio_and_Emanuele_Castorina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03142 |
銀河パワースペクトルの大きなスケール限界は、原始非ガウス性によって生成されるスケール依存バイアスの検出の可能性を通じて、初期宇宙へのユニークなウィンドウを提供します。このような大規模なスケールでは、相対論的効果が重要になり、原始的な信号と混同される可能性があります。この作業では、観測された銀河のパワースペクトルにおけるそのような効果の最初の一貫した推定値を提供し、局所的な原始非ガウス性との可能な縮退について議論します。また、大規模な重力ポテンシャルに対する感度の違いから明らかなように、2つのシグネチャの物理的な違いも明らかにします。特に、ガウス宇宙の場合、大規模構造のトレーサーの観測されたパワースペクトルに大規模な発散がないこと、およびインフレの一貫性関係との関係について説明します。私たちの結果は、相対論的効果が観測されたパワースペクトルの10%を簡単に説明できる一方で、原始信号と同様のスケール依存性を持つもののサブセットは、現在の銀河調査では安全に無視できることを示していますが、将来の観測に関連するようになるでしょう。プログラム。
宇宙空隙と動力学的分析。 Ⅱ．ハッブル張力へのリンク
| Title |
Cosmic_voids_and_the_kinetic_analysis._II._Link_to_Hubble_tension |
| Authors |
V._G._Gurzadyan,_N._N._Fimin,_V._M._Chechetkin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03194 |
宇宙構造の形成における自己無撞着な重力相互作用の支配的な役割の可能性という主要な問題、つまり局所宇宙における空隙とその壁を考察します。それは、ハッブル張力の文脈の中で、後期(ローカル)宇宙と初期(グローバル)宇宙の記述の違いを示している可能性があります。速度論的ウラソフ処理により、基本的な役割が宇宙定数を持つ修正された重力ポテンシャルを持つ重力構造の進化を考慮することができ、グローバルなハッブルの流れとは異なるハッブルパラメーターを持つ局所的な流れの予測につながります。積分方程式の定式化を含む、追加の斥力項を含むポテンシャルのポアソン方程式を解析し、局所宇宙における多重接続された二次元重力構造とボイドの出現を予測します。開発されたメカニズムの明らかな結果は、宇宙定数が、観測調査で追跡できる局所環境の物理パラメータとともに、ボイドの自然なスケーリングをもたらすことです。
C-EAGLEシミュレーションにおける宇宙ガスハイウェイ
| Title |
Cosmic_gas_highways_in_C-EAGLE_simulations |
| Authors |
I._Vurm,_J._Nevalainen,_S._E._Hong,_Y._M._Bah\'e,_C._Dalla_Vecchia,_P._Hein\"am\"aki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03244 |
宇宙バリオンのかなりの部分は、拡散した暖熱銀河間媒質(WHIM)の形で隠れていると予想され、その大部分は宇宙ウェブのフィラメントに存在し、密度が低いため検出が非常に難しいことが証明されています。銀河団の近くでは、フィラメントガスは銀河団の重力ポテンシャルの影響を受けてかなりの落下速度に達し、最終的にはX線信号を高める可能性のある終了衝撃を受けます。クラスターとフィラメントの相互作用から生じる強化されたX線の放出と吸収の最適な場所を特定し、クラスターに近づくにつれてWHIMに影響を与えるさまざまな物理プロセスの理解を深めることを目指しています。DisPerSEフィラメントファインダーを、C-EAGLEでシミュレートされたC-EAGLE銀河団($M_{200}\sim10^{15.4}~{\rmM}_{\odot}$)の周囲の銀河分布に適用しました。.このようなフィラメント内のガスの熱力学的特性と、クラスターからの距離への依存性を特徴付け、結果の物理的解釈を提供しました。識別されたフィラメントは、クラスター近傍のホットWHIM($T>10^{5.5}$K)の$\sim50$%を占めています。フィラメントガスは、クラスターから$\sim2\r_{200}$までほぼ自由落下しており、この段階で、周囲ガスの圧力が増加するため減速し始めます。減速には、ガスのバルク運動エネルギーの熱への変換と、一般的なコズミックウェブレベル$\rho\sim10\rho_{\rmav}$および$T=10^5-からの密度と温度の上昇が伴います。$\rho\sim100\rho_{\rmav}$方向の10^6$Kおよびクラスター境界付近の$T=10^7-10^8$K。銀河団の周りの銀河の宇宙フィラメントの検出は、失われたバリオンの最も密で最も熱い段階を見つけるための実用的な観測手段を提供するかもしれないと結論付けています。
すべての質量と赤方偏移の暗黒物質ハローの正確な分析的質量スケール関係
| Title |
Accurate_Analytic_Mass-Scale_Relations_for_Dark_Matter_Haloes_of_all_Masses_and_Redshifts |
| Authors |
Eduard_Salvador-Sol\'e,_Alberto_Manrique,_David_Canales,_and_Ignacio_Botella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03328 |
CUSPは、宇宙論的N体シミュレーションで見つかったダークマターハローのすべての巨視的特性を第一原理から自由パラメーターなしで回復し、それらの特徴的な特徴の起源を明らかにする強力な形式主義です。シミュレーションの制限によって制限されないため、質量と赤方偏移の範囲全体をカバーします。本論文では、CUSPを使用して、最も関連する宇宙論における通常のNFWおよびEinasto関数に適合するハロー密度プロファイルと、最も通常の質量定義を保持する質量スケール関係を計算します。これらの関係の起源を明らかにし、すべての質量と赤方偏移を保持する正確な分析式を提供します。これらの表現のパフォーマンスは、以前のモデルのパフォーマンスと、100GeVWIMP宇宙の最近のシミュレーションで得られた$z=0$で質量が20桁を超える質量濃度関係と比較されます。
Herbig AeBe 星周辺の円盤における化学の SMA 調査
| Title |
An_SMA_Survey_of_Chemistry_in_Disks_around_Herbig_AeBe_Stars |
| Authors |
Jamila_Pegues,_Karin_I._\"Oberg,_Chunhua_Qi,_Sean_M._Andrews,_Jane_Huang,_Charles_J._Law,_Romane_Le_Gal,_Luca_Matr\`a,_David_J._Wilner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02167 |
HerbigAeBe星の周りの原始惑星系円盤は、巨大惑星が形成される化学環境を研究するための刺激的なターゲットです。ただし、いくつかのディスクを除けば、HerbigAeBeディスクの化学的性質の多くは未知の領域です。5つのHerbigAeBe星(HD34282、HD36112、HD38120、HD142666、HD144432)。4つのディスクから$^{12}$CO2--1および$^{13}$CO2--1を検出または暫定的に検出します。C$^{18}$O2--1およびHCO$^+$3--2は3つのディスクから。2つのディスクからのHCN3--2、CS5--4、およびDCO$^+$3--2。およびC$_2$H3--2およびDCN3--2をそれぞれ1つのディスクから。H$_2$CO3--2は、私たちの観測の感度では検出されません。HD34282のmm連続画像は、$\sim$5\farcs0離れたかすかな未解決のソースを示唆しています。これは、遠く離れた軌道の伴星または延長された渦状腕から発生する可能性があります。サンプルを文献からTTauriおよびHerbigAeBe/Fディスクのコンパイルに折り畳みます。全体として、ほとんどのラインフラックスは一般にmm連続体フラックスと共に増加します。CO2--1アイソトポローグ間のラインフラックス比は、HerbigAeBe/Fディスクで1に最も近くなります。これは、ディスクのダスト質量と比較して、比較的類似した、より暖かい温度とより豊富なCOを持つ放出層を示している可能性があります。低いHCO$^+$3--2フラックス比は、HerbigAeBe/Fディスクでのイオン化が少ないことを反映している可能性があります。DCO$^+$3--2、DCN3--2、およびH$_2$CO3--2の検出率とフラックス比が小さいことは、明るいHerbigAeBe/F星の周りの冷たい化学の領域が小さいことを示唆しています。
高偏心・高離心率の惑星の超居住性
惑星の傾斜度と離心率は、惑星の表面に入射する恒星エネルギーの空間的および時間的パターンを形作ることで気候に影響を与え、年間平均気候と季節変動の大きさの両方に影響を与えます。以前の研究では、惑星の傾斜度と離心率の両方が気候と居住可能性にとって重要であることを実証していますが、ほとんどの研究では、これらのパラメーターに対する生命の反応を明示的にモデル化していません。誇張された季節は一部の生物にとってストレスとなる可能性がありますが、最近の研究では、地球のような離心率を仮定すると、45$^{\circ}$未満の適度に高い傾斜角で海洋生物の活動が増加することがわかりました。しかし、45$^{\circ}$を超える傾斜角、地球よりもはるかに大きな離心率、またはその両方の組み合わせに対して、生命がどのように反応するかは不明です。このギャップに対処するために、大気大循環モデルに結合された3D海洋生物地球化学モデルであるcGENIE-PlaSimを使用して、地球のような海洋生物の広範囲の傾斜角(0-90$^{\circ}$)と離心率(0-0.4)。海洋生物の活動は、高い傾斜度と高い離心率の組み合わせを含め、考慮したパラメーター空間全体で傾斜度と離心率の両方が増加するにつれて増加することがわかりました。これらの結果を遠隔バイオシグネチャーの文脈で議論し、傾斜度や離心率が高い惑星は、系外惑星の生命の検出に特に有利な超居住可能な世界である可能性があると主張します。
白色矮星を周回する惑星の居住性に対する潮汐加熱の影響
| Title |
The_Influence_of_Tidal_Heating_on_the_Habitability_of_Planets_Orbiting_White_Dwarfs |
| Authors |
Juliette_Becker,_Darryl_Z._Seligman,_Fred_C._Adams,_Marshall_J._Styczinski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02217 |
近年、白色矮星の短周期軌道に岩石物質が存在することを示す観測が増えています。このレターでは、これらの主系列後の星系周辺の居住可能性の見通しを再検討します。通常考えられる放射入力光度に加えて、白色矮星周辺の潜在的に居住可能な惑星は、かなりの潮汐加熱にもさらされています。これら2つの熱源の組み合わせは、狭い範囲の惑星特性と軌道パラメータに対して、最大10Gyrの時間スケールにわたって、白色矮星の周りの惑星の居住に適した表面温度を継続的に維持できます。軌道パラメータ空間の特定の軌跡について、潮汐加熱は、白色矮星の周りの惑星の継続的な居住可能性のタイムスケールを大幅に延長できることを示しています。
惑星防衛のための小惑星へのキネティック インパクトの成功
| Title |
Successful_Kinetic_Impact_into_an_Asteroid_for_Planetary_Defense |
| Authors |
R._Terik_Daly,_Carolyn_M._Ernst,_Olivier_S._Barnouin,_Nancy_L._Chabot,_Andrew_S._Rivkin,_Andrew_F._Cheng,_Elena_Y._Adams,_Harrison_F._Agrusa,_Elisabeth_D._Abel,_Amy_L._Alford,_Erik_I._Asphaug,_Justin_A._Atchison,_Andrew_R._Badger,_Paul_Baki,_Ronald-L._Ballouz,_Dmitriy_L._Bekker,_Julie_Bellerose,_Shyam_Bhaskaran,_Bonnie_J._Buratti,_Saverio_Cambioni,_Michelle_H._Chen,_Steven_R._Chesley,_George_Chiu,_Gareth_S._Collins,_Matthew_W._Cox,_Mallory_E._DeCoster,_Peter_S._Ericksen,_Raymond_C._Espiritu,_Alan_S._Faber,_Tony_L._Farnham,_Fabio_Ferrari,_Zachary_J._Fletcher,_Robert_W._Gaskell,_Dawn_M._Graninger,_Musad_A._Haque,_Patricia_A._Harrington-Duff,_Sarah_Hefter,_Isabel_Herreros,_Masatoshi_Hirabayashi,_Philip_M._Huang,_Syau-Yun_W._Hsieh,_Seth_A._Jacobson,_Stephen_N._Jenkins,_Mark_A._Jensenius,_Jeremy_W._John,_et_al._(56_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02248 |
少なくとも次の世紀の間、地球に脅威を与える既知の小惑星はありませんが、地球に近い小惑星のカタログは、その影響が地域的な荒廃を引き起こす天体については不完全です。小惑星をそらしたり破壊したりすることによって、地球との小惑星の衝突を潜在的に防ぐために、いくつかのアプローチが提案されています。キネティックインパクト技術のテストは、小惑星の緩和に関連する最優先宇宙ミッションとして特定されました。NASAの二重小惑星リダイレクトテスト(DART)ミッションは、キネティックインパクト技術の最初の本格的なテストです。ミッションのターゲット小惑星はディモルフォスであり、S型バイナリ近地球小惑星(65803)ディディモスの二次メンバーです。このバイナリ小惑星システムは、地上の望遠鏡がDARTの衝突によって引き起こされる小惑星のたわみを定量化できるようにするために選択されました。過去のミッションではインパクターを利用して小天体の特性を調査してきましたが、これらの以前のミッションはターゲットをそらすことを意図しておらず、測定可能なたわみを達成していませんでした。ここでは、DART宇宙船のディモルフォスへの自律的な動的影響を報告し、衝突に至るまでのタイムライン、DART衝突サイトの場所と性質、ディモルフォスのサイズと形状など、衝突イベントを再構築します。ディモルフォスとのDART宇宙船の衝突の成功と、その結果としてのディモルフォスの軌道の変化は、キネティックインパクタ技術が、必要に応じて地球を潜在的に防御するための実行可能な技術であることを示しています。
太陽系科学のためのレガシーな空間と時間の調査 (LSST) 観測戦略のチューニング
| Title |
Tuning_the_Legacy_Survey_of_Space_and_Time_(LSST)_Observing_Strategy_for_Solar_System_Scienc |
| Authors |
Megan_E._Schwamb,_R._Lynne_Jones,_Kathryn_Volk,_Rosemary_C._Dorsey,_Cyrielle_Opitom,_Sarah_Greenstreet,_Tim_Lister,_Colin_Snodgrass,_Bryce_T._Bolin,_Laura_Inno,_Michele_T._Bannister,_Siegfried_Eggl,_Michael_Solontoi,_Mario_Juri\'c,_Hsing_Wen_Lin,_Darin_Ragozzine,_Pedro_H._Bernardinelli,_Steven_R._Chesley,_Tansu_Daylan,_Josef_\v{D}urech,_Wesley_C._Fraser,_Mikael_Granvik,_Matthew_M._Knight,_Carey_M._Lisse,_Renu_Malhotra,_William_J._Oldroyd,_Audrey_Thirouin,_Quanzhi_Ye |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02355 |
ヴェラC.ルービン天文台は、2025年の初めから半ばにかけて、空間と時間のレガシー調査(LSST)を開始する予定です。このマルチバンド広視野総観調査は、500万を超える小さな天体の発見と監視により、太陽系に対する私たちの見方を変えます。星間天体の通過。太陽系の目録を作成することは、LSSTの4つの主な科学推進要因の1つです。LSSTの観測頻度は、LSSTのすべての重要な科学分野の優先順位とニーズのバランスを取る必要がある複雑な最適化問題です。最適なLSST調査戦略を設計するために、ルービン天文台スケジューラーを使用した一連の操作シミュレーションが生成され、さまざまなオプションが調査されました。観察パラメータと優先順位付けを調整するため。太陽系の小天体貯留層の研究における、さまざまなシミュレートされたLSST観測戦略の影響を調査します。最良の観測シナリオとは何かを検討し、LSST太陽系科学を最大化するための重要な考慮事項を確認します。一般に、ほとんどのLSSTケイデンスシミュレーションでは、選択した主要なメトリックで+/-5%以下の変動が生じますが、シミュレーションのサブセットは、科学的リターンを著しく妨げ、発見と光曲線のメトリックではるかに大きな損失をもたらします。
一次平均運動共鳴への惑星の散逸捕獲
| Title |
Dissipative_Capture_of_Planets_Into_First-Order_Mean-Motion_Resonances |
| Authors |
Konstantin_Batygin_and_Antoine_C._Petit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02766 |
惑星間の軌道共鳴の出現は、惑星系の初期の動的進化の自然な結果です。平均運動通約性が出現するために収束移動が必要であることは十分に確立されていますが、最近の数値実験では、共鳴捕獲の既存の断熱理論が関連する物理学の不完全な説明を提供し、領域内の誤った質量スケーリングにつながることが示されています。強い散逸の。この作業では、惑星軌道の移動と円化を首尾一貫して説明する共鳴捕獲の新しいモデルを開発し、平均運動共鳴の形成に必要な条件を説明する安定性分析に基づいて分析基準を導出します。その後、数値シミュレーションに対して結果をテストし、満足のいく一致を見つけます。私たちの結果は、星雲時代の惑星系の軌道アーキテクチャを形作る上で断熱性と共鳴安定性が果たす重要な役割を解明し、それらの原始的な力学的進化を理解するための貴重なツールを提供します。
惑星軌道離心率トレンド (POET)。 I. LAMOST-Gaia-Kepler サンプルによって明らかにされた、小さな惑星の離心率と金属性の傾向
| Title |
Planetary_Orbit_Eccentricity_Trends_(POET)._I._The_Eccentricity-Metallicity_Trend_for_Small_Planets_Revealed_by_the_LAMOST-Gaia-Kepler_Sample |
| Authors |
Dong-Sheng_An,_Ji-Wei_Xie,_Yuan-Zhe_Dai,_and_Ji-Lin_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02941 |
軌道離心率は、惑星の基本的な特性の1つであり、その分布は、惑星の形成と進化の歴史に光を当てる可能性があります。ここでは、PlanetaryOrbitEccentricityTrends(POETと呼ばれる)に関する一連の作業で、惑星の離心率の分布と、恒星/惑星の特性への依存性を研究しています。POETシリーズの最初の論文であるこの論文では、小さな惑星の離心率が星の金属量([Fe/H]など)に依存するかどうか、またどのように依存するかを調査します。巨大惑星に関する以前の研究では、惑星の離心率とそれらのホストの金属量との間に重要な相関関係があることがわかっています。それにもかかわらず、そのような相関関係が小さな惑星(スーパーアースやサブネプチューンなど)に存在するかどうかは不明のままです。ここでは、大きくて均一なLAMOST-Gaia-Keplerサンプルの恩恵を受けて、単一(複数)トランジットシステムにおける244(286)個の小さな惑星の離心率分布をトランジット持続時間比法で特徴付けます。単一の小さな惑星の離心率が星の金属量とともに増加するという離心率-金属量の傾向を確認します。興味深いことに、離心率と金属量の間の同様の傾向は、動径速度(RV)サンプルでも見られます。また、複数のトランジットシステムの相互の傾きが金属量とともに増加することもわかりました。小さな惑星の離心率(傾斜角)と金属量の相関関係に関する我々の結果は、惑星形成のコア降着モデルをサポートしており、惑星形成と進化の歴史における自己(および/または外部)励起プロセスの足跡である可能性があります。
居住性の多元宇宙予測: 星と大気の居住性
| Title |
Multiverse_Predictions_for_Habitability:_Stellar_and_Atmospheric_Habitability |
| Authors |
McCullen_Sandora,_Vladimir_Airapetian,_Luke_Barnes,_Geraint_F._Lewis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03119 |
星の活動と惑星の大気特性は、居住性に強く影響する可能性があります。今日まで、どちらも多元宇宙の文脈で十分に研究されていないため、これらの効果が私たちの基本的な定数を観察する確率にどのように影響するかについての評価はありません.ここでは、太陽風、質量損失、極端紫外線(XUV)フラックスが惑星大気に及ぼす影響、これらの影響が基本定数にどのように影響するか、およびこれが観測の可能性にどのように影響するかを検討します。侵食に耐え、液体の地表水を維持し、日中の温度変化を緩和できる最小大気質量を決定します。地球の大気の2つのもっともらしいソースと、最初はゆっくりと回転する星だけが居住可能であるという考えを検討し、すべてが多元宇宙と同等に互換性があることを発見しました.惑星の磁場が居住可能性に必要かどうかを検討し、磁場が排除されるパラメーター空間で5つの境界を見つけます。地球のような炭素対酸素比が生命に必要な場合、大気の影響はマルチバース計算にあまり影響を与えないことがわかりました。大幅に異なる炭素対酸素比が生命に適合する場合、磁場は生命に不可欠ではなく、惑星の大気は恒星の窒素の存在量に比例してはならず、そうでなければ多元宇宙は高い信頼度で除外されます.
地球に近い天体を探すための広視野天文調査からのアーカイブ データのマイニング
| Title |
Mining_archival_data_from_wide-field_astronomical_surveys_in_search_of_near-Earth_objects |
| Authors |
Teymoor_Saifollahi,_Gijs_Verdoes_Kleijn,_Rees_Williams,_Marco_Micheli,_Toni_Santana-Ros,_Ewout_Helmich,_Detlef_Koschny,_Luca_Conversi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03164 |
地球近傍天体(NEO)の軌道と組成に関する知識を増やすことは、太陽系と生命の進化をよりよく理解するために重要です。大規模な天文画像調査からの何百万ものアーカイブされた露出の中から偶発的なNEOの出現を検出することは、NEO調査を補完する貢献を提供できます。この作業は、AstroWISE情報システムを使用して、VSTでOmegaCAM広視野イメージャーのESOアーカイブをデータマイニングする際の検出可能率、達成された回復率、および天体測定の品質を評価することを目的としています。AstroWISE環境内でNEOの外観を検索する自動パイプラインを開発しました。回復プロセス全体を通して、パイプラインはいくつかの公開Webツールを使用して、NEOの位置と重複する可能性のある画像を特定し、その時点でのNEOの予測位置とその他のプロパティ(大きさ、速度、動きの方向など)に関する情報を取得します。観測の。回復可能と予測された一連の968回の出現から、196回のNEOの出現を回復しました。その時点で影響リスクリストにあった3つのNEOの登場が含まれています。これらの外観は、発見のかなり前にありました。抽出されたアストロメトリを使用したその後のリスク評価により、これらのNEOがリスクリストから削除されます。OmegaCAMアーカイブのNEOのSNR>3で、NEOあたり0.05の検出可能率を推定します。当社の自動回収率は、リスクリストとフルリストのNEOについて、それぞれ40%と20%です。達成された天文および測光精度は、平均で0.12秒角および0.1等です。これらの結果は、NEOの検索、(p)回復、および特性評価のための有用な手段として、地上ベースの広視野調査のアーカイブ画像データの高い可能性を示しています。AstroWISEを使用して可能な限り高度に自動化されたアプローチにより、この取り組みが実現可能になります。
COまたはCOなし？ SPIRou を使用した WASP-127 b の大気中の CO 存在量制約の縮小と H2O 検出の回復
| Title |
CO_or_no_CO?_Narrowing_the_CO_abundance_constraint_and_recovering_the_H2O_detection_in_the_atmosphere_of_WASP-127_b_using_SPIRou |
| Authors |
Anne_Boucher,_David_Lafreni\`ere,_Stefan_Pelletier,_Antoine_Darveau-Bernier,_Michael_Radica,_Romain_Allart,_\'Etienne_Artigau,_Neil_J._Cook,_Florian_Debras,_Ren\'e_Doyon,_Eric_Gaidos,_Bj\"orn_Benneke,_Charles_Cadieux,_Andres_Carmona,_Ryan_Cloutier,_P\'ia_Cort\'es-Zuleta,_Nicolas_B._Cowan,_Xavier_Delfosse,_Jean-Fran\c{c}ois_Donati,_Pascal_Fouqu\'e,_Thierry_Forveille,_Konstantin_Grankin,_Guillaume_H\'ebrard,_Jorge_H._C._Martins,_Eder_Martioli,_Adrien_Masson_and_Sandrine_Vinatier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03232 |
系外惑星の形成史を制約するためには、惑星大気中の化学的存在量の正確な測定が必要です。HSTとスピッツァーを使用して、4.2dで太陽型の主星を周回する、ふくらんでいる土星の近くにあるWASP-127bの最近の研究では、4.5umで強い過剰吸収を持つ機能豊富な透過スペクトルが明らかになりました。ただし、これらの機器の限られたスペクトル分解能とカバレッジは、この信号を引き起こすCOおよび/またはCO2吸収を区別できず、C/O比の低いシナリオと高いシナリオの両方が考えられます。ここでは、高解像度SPIRou分光器を使用してWASP-127bの近赤外線(0.9～2.5um)トランジット観測を提示します。目標は、2.3umCOバンドを介してCO2からCOを解きほぐすことです。SPIRouを使用して、5.3シグマのt検定の有意性でH2Oを検出し、OH吸収と一致する一時的な(3シグマ)信号を観察します。共同SPIRou+HST+スピッツァー回復分析から、CO豊富なシナリオをlog10[CO]<-4.0の上限を設定することで除外し、log10[CO2]を-3.7^(+0.8)_(-0.6)、これは4.5umで見られる過剰な吸収に一致するために必要なレベルです。また、他の主要なC、O、およびNを含む分子に存在量の制約を設定し、結果は低C/O(0.10^(+0.10)_(-0.06))、不平衡化学シナリオを支持しました。さらに、惑星形成の文脈における結果の意味を議論します。これらの結果を確認し、この異常な世界をよりよく理解するには、高解像度および低解像度での追加の観測が必要です。
WASP-39 b の大気中回収における不透明度チャレンジの起源と範囲
| Title |
Origin_and_extent_of_the_opacity_challenge_for_atmospheric_retrievals_of_WASP-39_b |
| Authors |
Prajwal_Niraula,_Julien_de_Wit,_Iouli_E._Gordon,_Robert_J._Hargreaves,_Clara_Sousa-Silva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03383 |
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)が昨年の夏にオンラインになったとき、私たちは天文学の新しい時代に入りました。この新しい時代は、斬新な削減と分析技術を必要とする前例のない情報コンテンツのデータプロダクトによって支えられています。最近、ニラウラ等。2022(N22)は、系外惑星の透過スペクトルを解釈する際に、モデル主導の精度の壁に直面するのを防ぐために、アップグレードされた不透明度モデルの必要性を強調しました。ここでは、N22と同じアプローチに従って、使用された不透明度モデルに対するWASP-39bの大気特性に関する推論の感度を調べます。この最初のJWST系外惑星スペクトルからの主な大気特性の取得は、コミュニティの不透明度モデルの現在の状態にほとんど影響されないことがわかりました。水や二酸化炭素などの不透明度の高いソースの豊富さは、N22で報告されている0.50dexの精度の壁を超えて、$\sim$0.30dex以内に確実に制限されます。ラインリストの完全性と正確性を仮定すると、N22の正確性の壁は、主に拡大係数と遠翼挙動に関するモデルの不確実性によって引き起こされます。したがって、WASP-39bの透過スペクトルの未確認の吸収特性によってすでに強調されているように、金属が豊富なホットジュピターの検索における不透明度の問題の原因は、主にラインリストの不完全性と不正確性に起因します。
Galactic Warm Ionized Mediumからの中赤外微細構造線
| Title |
Mid-infrared_fine_structure_lines_from_the_Galactic_Warm_Ionized_Medium |
| Authors |
S._R._Kulkarni,_Charles_Beichman_and_Michael_E._Ressler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02193 |
銀河であり、おそらく銀河円盤の体積の4分の1を占めています。銀河拡散電離場のスペクトルを解読することは、基本的な関心事です。これは、さまざまな元素のイオン化率を直接測定することによって行うことができます。WIMの現在の物理モデルに基づいて、Ne、Ar、およびSの中赤外微細構造線は、統合フィールドユニット(IFU)分光器、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)に搭載。このように動機づけられて、試運転データセットのペアを分析し、[NeII]12.81$\mu$m、[SIII]18.71$\mu$m、および[SIV]10.51$\mu$mを検出しました。これらの検出の推定放出測定値は約10${\rmcm^{-6}pc}$であり、これはWIMの典型です。これらの検出は、WIMの物理モデルの期待とほぼ一致しています。現在の検出は、補正されていないフリンジによって制限されています(そして、ベースラインの変動によってより少ない範囲で)。やがて、他のIFUと同様に、キャリブレーションパイプラインがフォトンノイズ制限スペクトルを提供することを期待しています。ここで報告された検出は、WIMの研究にとって良い兆候です。ほとんどの見通し線に沿って、1時間のMIRI-MRS観測では、WIMからのライン放射を検出する必要があります。大型の地上望遠鏡で高いスペクトル分解能を備えた最新のIFUによる光学観測と組み合わせると、ネオンと硫黄の電離率と温度を確実に推測できます。これとは別に、WIM内のヘリウムのイオン化は、NIRspecによって調べることができます。最後に、JWSTと光IFUの共同研究により、アーク秒スケールでWIMを研究する新しい家内産業が開かれます。
RR Lyrae 可視から赤外線までの絶対等級校正。 Gaia DR3に照らして
| Title |
RR_Lyrae_Visual_to_Infrared_Absolute_Magnitude_Calibrations._In_the_light_of_Gaia_DR3 |
| Authors |
K._Looijmans,_J._Lub,_A.G.A._Brown_(Leiden_Observatory,_Leiden_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02211 |
Gaia(e)DR3からの視差データと組み合わせて確率論的アプローチが使用され、ピリオド-光度-(存在量)(PLZ)関係が較正され、RRLyrae星の可視から赤外線までの幅広い観測がカバーされています。$V$、$G$、$I$、$K_\mathrm{s}$、およびWISE$W1$と、赤みを帯びていない擬-マグニチュード$WBV$、$WVI$、そして最後にガイア$WG$。$M_V$と[Fe/H]の間の古典的な関係が再決定され、例示として、いくつかの選択されたオブジェクトに距離が与えられます。
重力波から推定される球状星団の形成史と質量と半径
球状星団(GC)はあらゆる種類の銀河に見られ、合体連星(BBH)に動的に集合する可能性のあるブラックホールなど、いくつかの最も極端な星系を抱えています。その遍在性にもかかわらず、GCの起源と進化は未解決の問題のままです。それらが形成された時期、初期の質量とサイズなどの不確実なGC特性は、BBH合併の生産率に影響します。重力波カタログGWTC-3を使用して、動的に組み立てられたBBH(等方性スピン方向と一致するもの)が、合体率全体の$61^{+29}_{-44}\%$を占めることを測定しました、$10.9^{+16.8}_{-9.3}$Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$の地方合併率で$58.9^{+149.4}_{-46.0}$Gpcに上昇$z=1$で$^{-3}$年$^{-1}$。この推定レートがGCからの寄与を表していると仮定し、それをクラスターモンテカルロ(CMC)シミュレーションカタログと比較して、GCの初期質量関数、ビリアル半径分布、および形成履歴に直接適合させます。GCの初期質量は、勾配$\beta_m=-1.9^{+0.9}_{-0.8}$のシェクター関数と一致することがわかりました。$\beta_m=-2$の質量関数勾配と$10^4$--$10^8\,M_\odot$の間の質量範囲を仮定すると、$z=2$でのGC形成率は$5.2^{+9.4}_{-4.1}$Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$、または$2.2^{+4.0}_{-1.7}\times10^6\,M_\odot$Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$質量密度に関して。$z=0$と$z=3$(84\%の信頼性)の間で、GC形成率はおそらく地球規模の星形成率よりも急激に上昇し、局所数密度が$f_\mathrm{ev}=22.8^{+29.8}_{-16.5}$生き残ったGCの観察された密度よりも高い。これは、クラスター蒸発の予想と一致していますが、他の環境が、スピンが大きく傾いたBBHの合併率に寄与していることを示唆している可能性があります。
長期的な光学的変動による潮汐破壊イベント候補 SDSS J0159 の中央 BH 質量
| Title |
Central_BH_mass_of_tidal_disruption_event_candidate_SDSS_J0159_through_long-term_optical_variabilities |
| Authors |
Zhang_XueGuang_(GXU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02289 |
この原稿では、ビリアルBH質量が別の独立した方法によって推定された質量と一致しているかどうかを確認するために、潮汐破壊イベント(TDE)候補SDSSJ0159で9年間の変動を通じて中心BH質量が決定されます。最初に、ホスト銀河の分光学的特徴は、350の単純な恒星テンプレートによって記述され、SDSSJ0159で約$7\times10^{10}{\rmM_\odot}$の総恒星質量を確認し、ビリアルBH質量が約2等級大きいことを示します。星の総質量から推定されるBH質量。第二に、効率的な方法とフィッティング手順に基づいて、SDSSJ0159のSDSS$ugriz$バンドの光度曲線を記述するために適用される理論的なTDEモデルにより、中央のBH質量は$M_{BH}\sim4.5_{-1.1として決定できます。}^{+1.3}\times10^6{\rmM_\odot}$であり、BH質量の期待されるMシグマ関係とBH質量の期待される全星質量とよく一致しています。第3に、中心BH質量のパラメーターが$10^8{\rmM_\odot}$よりも高くなるように制限された理論的なTDEモデルは、SDSSJ0159の光度曲線を合理的に説明することができず、中心BH質量が$10^よりも高いことを示しています。8{\rmM_\odot}$はSDSSJ0159では優先されません。したがって、TDEモデルは、SDSSJ0159の中央BH質量がビリアルBH質量よりも約2桁小さいことを決定し、中央TDEからのデブリの寄与の増加を含む中央BLRをサポートし、ビリアルBH質量の空間における外れ値を再確認するための興味深い手がかりを提供します。対恒星速度分散は、TDEのより良い候補となるはずです。
G351.16+0.70 (NGC 6334 V) の大質量原始星系からの流出に向かう星間複合有機分子
| Title |
Interstellar_Complex_Organic_Molecules_towards_outflows_from_the_G351.16+0.70_(NGC_6334_V)_massive_protostellar_system |
| Authors |
O._S._Rojas-Garc\'ia,_A._I._G\'omez-Ruiz,_A._Palau,_M._T._Orozco-Aguilera,_S._E._Kurtz_and_M._Chavez_Dagostino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02527 |
G351.16+0.70は比較的よく研究されている大質量星形成領域であり、OBが埋め込まれた星と複数のIRコアに由来する少なくとも2つの主要なバイポーラアウトフロー構造があります。高解像度で広い帯域幅のSMA観測を使用して、その分子含有量を調べて、バイポーラ流出またはそのジェットに関連している可能性のあるiCOMの放出を調べました。216.75から220.75GHzおよび228.75から232.75GHzの8GHz帯域幅範囲内の1mmバンドの放射スペクトルを分析しました。XCLASSソフトウェアを使用したLTE近似を使用して、iCOMから発生する260の輝線を特定しました。合成発光スペクトルの輝線は、11個のiCOMと5個の分子アイソトポローグによって説明できます。さらに、統合された速度場マップを使用して、分子の流出に関連する拡張された放出と速度勾配を検索することにより、優れた幅広いiCOM輝線を分析しました。CH$_3$OH、C$_2$H$_3$CN、CH$_3$OCHO、CH$_3$COCH$_3$、aGg'-(CH$_2$OH)$_2$のRo振動遷移球形の形態に適合せず、低速の$^{13}$CO流出の経路をたどる拡張放出の証拠を提示します。システム内の複数の流出は、CO(2-1)およびSiO(5-4)放出によっても明らかにされていますが、特に、いわゆる非常に高速な流出($|V_{Max}-V_{LSR}|\sim60$kms$^{-1}$)。さらに、主要な原始星のコアによって生成される8GHz帯域幅に沿ったiCOMの完全なカタログを提供します。
自己重力等温気体系における試験質量ポテンシャルの重力増幅
| Title |
Gravitational_Amplification_of_Test-Mass_Potential_in_the_Self-gravitating_Isothermal_Gaseous_Systems |
| Authors |
Yuta_Ito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02631 |
現在の作業は、平衡等温自己重力ガスの対称中心に瞬時に追加されるテスト質量による摂動ポテンシャルを分析します。システムが高度に衝突し、摂動後に熱平衡の新しい状態に達すると仮定して、等温シート、円柱、および球の重力増幅を調べます。仮定の下では、等温シートと円柱は、テストシートと線の質量による重力場を最大で68$\%$と53$\%$増幅します。一方では、等温球では、テストポイントの質量による重力場が半径とともに振動的に増幅され、大きな半径で反発効果を示します。
偏光解消モデルを検証するための電波帯での渦巻銀河の疑似観測
| Title |
Pseudo-observation_of_spiral_galaxies_in_the_radio_band_to_verify_depolarization_models |
| Authors |
Yuta_Tashima,_Takumi_Ohmura,_Mami_Machida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02703 |
銀河磁場の3次元(3D)構造の研究は、広帯域で高感度な電波観測と新しい解析手法により、今、新しい時代を迎えています。視線方向に積算された観測値から磁場の形状を明らかにするためには、観測特性を再現できる適切なモデルを導出する必要があります。全球三次元磁気流体力学（MHD）シミュレーション結果を用いた疑似観測により、放射場と物理量の空間分布との関係を明らかにすることを目指しています。特に、偏光解消効果を使用して偏光モデルを検証し、発光領域を特定することに焦点を当てています。まず、異方性乱流を考慮した波長に依存しない偏光解消が効率的に機能しないことを示します。これは、等方性乱流場が支配する領域よりも秩序化された螺旋場の領域で偏光放射が強いためです。ビーム偏光解消は、1GHz未満でより効果的になります。赤道面の近くでは観測波長とともに増加する強力な偏光解消がありますが、この効果はハローでは小さく、メーター波長帯域での偏光放射を通じてハロー磁場を検出可能にします。ハローからの偏光放射は、現在の施設の検出限界を下回っていますが、SKA時代には検出可能になるでしょう。また、スクリーンに映し出される渦巻き状の偏光は、赤道面から異なる高さに伸びた磁束管が重なり合うことで生じることがわかりました。これは、地球磁場の従来の分類では磁場の地球構造を再現することが困難であることを示唆しています。最後に、分極磁束の減少を引き起こすピーク周波数を使用して、異なる高さで磁束チューブを分離する方法を示します。
銀河団内、銀河団内、および銀河系周辺の媒体(ICM、IGrM、CGM)では、中心の超大質量ブラックホール(SMBH)の自己制御フィードバックと供給サイクルにおいて乱流が重要な役割を果たします。ここでは、活動銀河核(AGN)によって駆動されるフィードバックの高解像度流体力学的シミュレーションで、乱流の「天気」の体系的な分析を続けます。非順圧で成層化された大気では、気圧傾度は、地球のサイクロンストームのように、密度と圧力の勾配の不整合によって新たな乱気流を生成すると予想されます。この作業では、天体物理学的ハロー天気における気圧傾度とその構成要素を初めて分析しました。マクロスケールの銀河団では、エンストロフィー増幅に対して気圧傾度が動的に優勢になる傾向があります。ただし、SMBH付近のメソスケール以下(r<10kpc;t<20Myr)では、AGNジェットフィードバックのアクティブな期間中に初期エンストロフィーをシードするために傾圧性が重要です。気圧勾配は、圧力勾配よりも密度との相関が強いことがわかりました。多くの場合、密度圧力勾配の不整合は45{\deg}未満ですが、機械的なAGNフィードバックによって増幅された振幅は、重要なエンストロフィ/乱流の生成を可能にするのに十分です。私たちの研究は、地球の気象の複雑さに似た、統一されたBlackHoleWeatherフレームワークに向けて、天体物理学の大気を理解するための新たな一歩を提供します。
孤立した大質量原始星 G28.20-0.05 の天体化学診断
| Title |
Astrochemical_Diagnostics_of_the_Isolated_Massive_Protostar_G28.20-0.05 |
| Authors |
Prasanta_Gorai,_Chi-Yan_Law,_Jonathan_C._Tan,_Yichen_Zhang,_Ruben_Fedriani,_Kei_E._I._Tanaka,_Melisse_Bonfand,_Giuliana_Cosentino,_Diego_Mardones,_Maria_T._Beltran,_and_Guido_Garay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02772 |
孤立した大質量原始星G28.20-0.05の天体化学診断を研究します。ALMA1.3~mm観測のデータを0.2秒角($\sim$1,000au)の解像度で分析します。酸素含有(例:$\rm{H_2CO}$、$\rm{CH_3OH}$、$\rm{CH_3OCH_3}$)、硫黄含有(SO$_2$、H$_2$S)および窒素含有(例:HNCO、NH$_2$CHO、C$_2$H$_3$CN、C$_2$H$_5$CN)分子。それらの空間分布、物理的条件、異なる種間の相関関係、および考えられる化学的起源について説明します。原始星の近くの中央領域では、3つのホット分子コア(HMC)を識別します。HMC1は、mm連続体リング状構造の一部であり、投影で原始星に最も近く、$\sim300\:$Kの最高温度を持ち、最も線の多いスペクトルを示しています。HMC2はリングの反対側にあり、温度は$\sim250\:$Kで、化学的複雑性は中程度です。HMC3は遠くにあり、射影では$\sim3,000\:$auで、温度が低く($\sim70\:$K)、ラインが最も少ないです。3つのHMCの質量表面密度($\sim10\:{\rm{g\:cm}}^{-2}$)、数密度($n_{\rmH}\sim10^9\:{\rm{cm}}^{-3}$)と数$M_\odot$の質量。中心部と$3,000\:$auまでの領域の総ガス質量は$\sim25\:M_\odot$であり、これは中心の原始星に匹敵します。励起エネルギーの関数としてのピーク線強度の空間分布に基づいて、HMCは原始星によって外部から加熱されていると推測されます。列密度と検出された種の存在量を推定し、ホットコア天体化学への影響について説明します。
$Planck$ 銀河のコールド クランプの分極率とシモンズ天文台の予報
| Title |
Polarization_fraction_of_$Planck$_Galactic_cold_clumps_and_forecasts_for_the_Simons_Observatory |
| Authors |
J._Clancy,_G._Puglisi,_S._E._Clark,_G._Coppi,_G._Fabbian,_C._Hervias-Caimapo,_J._C._Hill,_F._Nati,_C._L._Reichardt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02788 |
$6282$銀河コールドクランプ$353\,\mathrm{GHz}$で、$Planck$銀河コールドクランプ(PGCC)カタログカテゴリ1オブジェクト(信号対雑音比で測定されたフラックス密度)のサンプルの分極率を測定します。比$(\mathrm{S/N})>4$)。$353\,\mathrm{GHz}$での平均二乗偏波分率は$\langle\Pi^2\rangle=[4.79\pm0.44]\times10^{-4}$であり、これは$11に相当します。\,\sigma$偏光の検出。分極率が束密度、光度、銀河緯度、物理的距離などの塊の物理的特性に依存するかどうかをテストします。銀河緯度の増加に伴い、分極率が増加する傾向が見られますが、分極が他のテストされた特性に依存するという証拠は見つかりません。シモンズ天文台は、$1\,\mathrm{arcmin}$オーダーの角度分解能と、高周波数で$22$～$54$$\mu\mathrm{K-arcmin}$のノイズレベルを備えており、決定する私たちの能力を大幅に向上させます。銀河のコールドクランプの磁場構造。$280\,\mathrm{GHz}$と$\ge5\,\sigma$の有意性で、サイモンズ天文台は強度で$6000$のコールドクランプ、偏光で$200$のコールドクランプを検出すると予測します。この分極検出の数は、現在の$Planck$の結果よりも2桁増加することになります。
暗黒物質や修正ニュートン力学を使わずに、観測された銀河の回転曲線を再現する
| Title |
Reproducing_some_observed_galactic_rotation_curves_without_dark_matter_or_modified_Newtonian_dynamics |
| Authors |
Jau_Tang_and_Qiang_Tang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02811 |
暗黒物質は物理学において長年にわたる重要な問題でしたが、その存在を直接的に示す証拠はありません。この作品はその謎を解明し、暗黒物質仮説が不要であることを示すことを目的としています。いくつかの銀河の実験的な表面輝度プロファイルに基づく従来のニュートン力学のみを使用して、観測された回転曲線をうまく再現できます。私たちの成功は、質量の放射状分布が、数百キロパーセクにわたる小さな指数で引き伸ばされた指数関数的減衰に従うことを認識したことに基づいています。私たちの定量分析は、これら4つの例の銀河について、現在人間に知られていない仮想の暗黒物質や修正ニュートン力学(MOND)パラダイムを呼び出す必要がないことを示しています。
E-XQR-30 サンプルを使用して、4.3 < z < 6.3 を超える宇宙の C IV 含有量の減少を調べる
| Title |
Examining_the_Decline_in_the_C_IV_Content_of_the_Universe_over_4.3_ |
| Authors |
Rebecca_L._Davies,_Emma_Ryan-Weber,_Valentina_D'Odorico,_Sarah_E._I._Bosman,_Romain_A._Meyer,_George_D._Becker,_Guido_Cupani,_Laura_C._Keating,_Manuela_Bischetti,_Frederick_B._Davies,_Anna-Christina_Eilers,_Emanuele_Paolo_Farina,_Martin_G._Haehnelt,_Andrea_Pallottini,_Yongda_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02816 |
介在するCIV吸収体は、宇宙時間にわたる銀河ハロー内の金属に富むガスの重要なトレーサーです。以前の研究では、CIV宇宙質量密度($\Omega_{\rmCIV}$)は1.5$\lesssimz\lesssim$5を超えてゆっくりと減少し、その後$z\gtrsim$5で急速に減少することが示唆されていますが、この下降の原因は次のとおりです。あまり理解できなかった。4.3$\lesssimz\lesssim$6.3にわたる$\Omega_{\rmCIV}$の進化を、$z\sim$6クエーサーの42個のXSHOOTERスペクトルで見つかった260個の吸収体を使用して特徴付けます。そのうち30個はESOラージプログラムXQRからのものです。-30.サンプルが多いため、景気後退の速度とタイミングを確実に制限することができます。$\Omega_{\rmCIV}$は、$z\sim$4.7と$z\sim$5.8の間の約300Myr間隔で4.8$\pm$2.0の係数で減少することがわかります。カラム密度(logN)分布関数の勾配は変化せず、CIV吸収が13.2$\leq$logN/cm$^{-2}$<15.0でほぼ均一に抑制されていることを示唆しています。銀河暈の炭素含有量が宇宙星形成速度密度の積分として進化すると仮定すると（恒星の寿命と流出移動時間による遅延がある）、化学進化だけで$\Omega_{\rmCIV}$以上4.3$\lesssimz\lesssim$6.3.ただし、CIV/CII比は最大の赤方偏移で減少するため、$z\gtrsim$5での$\Omega_{\rmCIV}$の加速的な減少は、進化によって引き起こされるガスのイオン化状態の急速な変化によって、より自然に説明される可能性があります。水素の再イオン化の終わりに向けたUVバックグラウンドの変化。
恒星の質量 - $z\sim2$ でのブラック ホールの質量関係を $\mathcal{M}_\mathrm{BH}\sim10^7
M_\odot$ まで HETDEX で決定
| Title |
The_Stellar_Mass_-_Black_Hole_Mass_Relation_at_$z\sim2$_Down_to_$\mathcal{M}_\mathrm{BH}\sim10^7_M_\odot$_Determined_by_HETDEX |
| Authors |
Yechi_Zhang,_Masami_Ouchi,_Karl_Gebhardt,_Chenxu_Liu,_Yuichi_Harikane,_Erin_Mentuch_Cooper,_Dustin_Davis,_Daniel_J._Farrow,_Eric_Gawiser,_Gary_J._Hill,_Wolfram_Kollatschny,_Yoshiaki_Ono,_Donald_P._Schneider,_Steven_L._Finkelstein,_Caryl_Gronwall,_Shardha_Jogee,_Mirko_Krumpe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02929 |
星の質量とブラックホールの質量($\mathcal{M}_*-\mathcal{M}_\mathrm{BH}$)の関係をタイプ1AGNと$\mathcal{M}_\mathrm{BHまで調べます。}=10^7M_\odot$,correspondingtoa$\simeq-21$absolutemagnitudeinrest-frameultraviolet(UV),at$z=2-2.5$.ホビー・エバリー望遠鏡暗黒エネルギー実験(HETDEX)の深部および大面積分光調査を利用して、$10^7$から$10の範囲の$\mathcal{M}_\mathrm{BH}$を持つ66のタイプ1AGNを識別します。^{10}M_\odot$thataremeasuredwithsingle-epochvirialmethodusingC{\sciv}emissionlinesdetectedintheHETDEXspectra.ホスト銀河の$\mathcal{M}_*$は、スピッツァー、WISE、および地上の4～8mクラスの望遠鏡で撮影された光学から近赤外の測光データから、CIGALESEDフィッティングによって推定されます。JWST/NIRCamCEERSデータを使用して、空間的に分解されたホスト銀河の表面輝度プロファイルフィッティングを通じて実行されるホスト核分解により、2つのケースでSEDフィッティングの有効性をさらに評価します。Weobtainthe$\mathcal{M}_*-\mathcal{M}_\mathrm{BH}$relationcoveringtheunexploredlow-massrangesof$\mathcal{M}_\mathrm{BH}~\sim~10^7-10^8~M_\odot$,andconductforwardmodellingtofullyaccountfortheselectionbiasesandobservationaluncertainties.$z\sim2$での固有の$\mathcal{M}_*-\mathcal{M}_\mathrm{BH}$関係は、ローカル関係から$0.52\pm0.14$~dexの中程度の正のオフセットを持ちます。$\mathcal{M}_\mathrm{BH}~\sim~10^7-10^8~M_\odot$.Our$\mathcal{M}_*-\mathcal{M}_\mathrm{BH}$relationisinconsistentwiththe$\mathcal{M}_\mathrm{BH}$suppressionatthelow-$\mathcal{M}_*$レジームは、最近の流体力学シミュレーションによって$98\%$の信頼水準で予測されており、低質量系のフィードバックが流体力学シミュレーションで生成されたものよりも弱い可能性があることを示唆しています。
$\Lambda$CDM に矮小銀河の衛星問題はありますか?
| Title |
Is_there_a_dwarf_galaxy_satellite-of-satellite_problem_in_$\Lambda$CDM? |
| Authors |
Oliver_M\"uller,_Nick_Heesters,_Helmut_Jerjen,_Gagandeep_Anand,_Yves_Revaz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03025 |
暗黒物質はあらゆる規模でクラスター化されているため、サブ構造でさえ独自のサブ構造をホストする必要があると予想されます。銀河外距離データベースを使用して、これらの部分構造の部分構造に対応する、矮小銀河の矮小銀河衛星、つまり衛星銀河の衛星銀河を検索しました。117個の矮小銀河のHSTデータを調べて、超拡散M96伴銀河M96-DF6の周りに10Mpcで矮小銀河を発見したことを報告します。その構造パラメーターをモデル化すると、それはそのホストよりも135倍暗い超微光矮小銀河であることがわかります。M96-DF6へのその接近投影に基づいて、それらの関連付けが偶然に発生する可能性は低いです。このシステムと他の3つの既知のサテライトオブサテライトシステムの光度比を、CDMシミュレーションの2つの異なる宇宙セットの結果と比較します。中央矮小銀河の観測された星の質量範囲では、シミュレートされた矮星は、LMCシステムを除いて、観測された($\approx$100)よりも中央矮星とその最初の衛星($\approx$10'000)の間の光度比が高くなっています。これらの観測された恒星質量でのシミュレートされた矮星類似体には、観測された光度比はありません。欠落しているのは最も明るいサブハローであるため、これは解像度の欠落によるものではありません。これは、10$^6$から10$^8$M$_\odot$(古典矮小銀河のレジーム)の恒星質量範囲にCDMのサテライトオブサテライト(SoS)問題があることを示している可能性がある。ただし、より低い($<10^6$M$_\odot$)およびより高い($>10^8$M$_\odot$)質量の両方でシミュレートされた矮星モデルは、同等の光度比を持っています。高質量の星系では、LMCシステムはシミュレーションによって再現されますが、低質量の星では、これまで観測されたSoSシステムは観測されていません。光度比がCDMと矛盾しているかどうかを評価するには、SoSシステムのさらなる観察とシミュレーションが必要です。
原子間機械学習ポテンシャルを使用した非晶質固体水表面の反応ダイナミクス。 P + H -> PH反応から明らかになった微視的エネルギー分配
| Title |
Reaction_dynamics_on_amorphous_solid_water_surfaces_using_interatomic_machine_learned_potentials._Microscopic_energy_partition_revealed_from_the_P_+_H_->_PH_reaction |
| Authors |
Germ\'an_Molpeceres_and_Viktor_Zaverkin_and_Kenji_Furuya_and_Yuri_Aikawa_and_Johannes_K\"astner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03059 |
化学反応後のエネルギー再分配は、静止状態の分子雲(10K)で利用可能な熱エネルギーよりも多くのエネルギーを必要とする分子の拡散と脱離を説明する数少ないメカニズムの1つです。このエネルギー分布は、恒星間プレバイオティクス化学のとらえどころのない、しかし基本的な分子である水素化リンにおいて重要である可能性があります。ニューラルネットワーク原子間ポテンシャルによって評価される原子間力を用いた\emph{ab-initio}分子動力学を使用して、天体物理学的に興味深い反応である非晶質固体水に対する\ce{P+H->PH}反応の反応動力学を研究しました。初期のリン結合部位の正確な性質は、発生期のPH分子が反応後に結合エネルギーの高い部位に急速に移動するため、エネルギー散逸プロセスとの関連性が低いことがわかりました。非熱拡散と反応後の脱離が観察され、ダイナミクスの初期に発生し、化学反応エネルギーの散逸から本質的に切り離されました。サイトでの反応の広範なサンプリングから、シミュレーション時間(50ps)内の平均消散反応エネルギーを50～70%に制限しました。最も重要なことは、形成された分子によって獲得された並進エネルギーの割合が、ほとんど1～5%であることが判明したことです。これらの値を、特に並進エネルギー変換の2%と5%のテストケースについて、天体化学モデルに含めると、PH$_{x}$分子の非常に低い気相存在量が明らかになり、結合エネルギー分布を考慮することが最も重要であることを反映します。非熱表面天体化学プロセスの微視的および巨視的モデリングを正しくマージします。最後に、PD分子がより多くの反応エネルギーを散逸させることがわかりました。この効果は、重水素分画と星間物質中の分子の優先蒸留に関連している可能性があります。
最も高い赤方偏移銀河の周りの電離気泡のサイズについて。銀河からのライマンアルファ放射のスペクトル形状 III
| Title |
On_the_sizes_of_ionized_bubbles_around_the_highest_redshift_galaxies._Spectral_shapes_of_the_Lyman-alpha_emission_from_galaxies_III |
| Authors |
Matthew_J._Hayes_and_Claudia_Scarlata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03160 |
銀河と水素原子の前景スクリーンとの間の距離を決定する新しい方法を開発します。部分的に中立な宇宙では、球対称性を仮定すると、これは銀河を取り囲むイオン化された「バブル」(Rbub)の半径に等しくなります。この方法には、観測されたLya相当幅、全身からの速度オフセット、および低z銀河で観測されたプロファイルのスケーリングされたバージョンを採用する入力Lyaプロファイルが必要です。最近JWSTで観測されたz=7.2-10.6の6つを含む、赤方偏移z>6の21個の銀河のサンプルでこの手法を示します。私たちのモデルは、出現するLyaの特性と、吸収するIGMまでの前景距離を推定します。z>7.5の銀河は、z<7の銀河よりも小さなバブル(~1pMpc)に存在することがわかりました。3シグマで安全な関係により、再イオン化エポック中のイオン化領域の成長を初めて実証しました。ストロムグレン半径(Rstrom)の上限を独自に推定し、Rbub/Rstromの比から電離光子の脱出率を導き出し、平均して再電離に必要な光子予算を提供できる17%の中央値を見つけました。
| Title |
Observable_signatures_of_stellar-mass_black_holes_in_active_galactic_nuclei |
| Authors |
Hiromichi_Tagawa,_Shigeo_S._Kimura,_Zolt\'an_Haiman,_Rosalba_Perna,_Imre_Bartos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02172 |
恒星質量ブラックホール(BH)は、重力抗力とその場での星形成により、活動銀河核(AGN)の円盤に埋め込まれていると予測されています。ただし、AGNディスクに埋め込まれたBHの明確な証拠は現在不足しています。ここでは、これらのBHの電磁的特徴の可能性として、AGNディスク内のBHの降着から発射されたBlandford-Znajekジェットの周りに出現する衝撃からのブレイクアウト放出を調査します。非常に超エディントン流の大部分がBHに到達し、強力なジェットを生成し、ジェットがフィードバックを生成して降着を遮断し、一時的なフレアにつながると想定しています。これらの仮定は現時点では非常に不確実ですが、X線帯域の明るい熱放射と、赤外線からガンマ線帯域までの明るく広帯域の非熱放射を特徴とするブレイクアウト放射を予測しています。フレアの持続時間は、中央の超大質量BHからのBHの距離$r$に依存し、$r\sim0.01-1$pcに対して$10^3-10^6$sの間で変化します。この放射は、現在および将来の赤外線、光学、およびX線の広視野調査と近くのAGNの監視キャンペーンによって発見できます。
対流エネルギー輸送と外部X線照射による降着円盤の垂直構造と安定性
| Title |
Vertical_structure_and_stability_of_accretion_discs_with_convective_energy_transport_and_external_X-ray_irradiation |
| Authors |
A._S._Tavleev,_G._V._Lipunova,_K._L._Malanchev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02184 |
コンパクト天体周辺の降着円盤の放射状構造は、垂直構造方程式の平均化または統合から導出される解析的近似を使用して記述されることがよくあります。非太陽化学組成、部分電離、または超大質量ブラックホールの場合、このアプローチは正確ではありません。さらに、「分析的に記述された」ディスクゾーンの半径方向の拡張は、多くの場合明らかではありません。外部照射の有無にかかわらず、放射および対流エネルギー輸送を考慮して、コンパクトなオブジェクトの周りの降着円盤の垂直構造を計算します。このために、新しいオープンPythonコードを導入し、さまざまな状態方程式(EoS)と不透明度の法則(表形式の値を含む)を許可します。その結果、半径方向の構造と安定性の「Sカーブ」が、特定のディスクパラメータと化学組成に対して計算されます。特に、ディスク内の不透明度のより正確なべき乗近似に基づいて、恒星質量天体の周りのホットディスクの最も遠い領域の新しい解析式を提供します。自己照射ディスクの垂直構造を計算する際に、静止した$\alpha$ディスクの照射パラメーター$C_{\rmirr}$の自己無撞着値を計算します。X線スペクトルの形状が固定されている場合、$C_{\rmirr}$は降着率に弱く依存するが、半径とともに変化し、依存性は光球の条件とディスクの開口角によって駆動されることがわかりました。ホットゾーンの範囲は、照射フラックスと固有フラックスの比率に依存します。対応する$T_{\rmirr,\,crit}$の関係が得られます。
Spider 候補の GBT 検索で MSP 対応物が検出されない
| Title |
No_MSP_Counterparts_Detected_in_GBT_Searches_of_Spider_Candidates_4FGL_J0935.3+0901,_4FGL_J1627.7+3219,_and_4FGL_J2212.4+0708 |
| Authors |
Kyle_A._Corcoran,_Scott_M._Ransom,_Ryan_S._Lynch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02200 |
「スパイダー」ミリ秒パルサー(MSP)の候補である4FGLJ0935.3+0901、4FGLJ1627.7+3219、および4FGLJ2212.4+0708の電波探索をグリーンバンク望遠鏡を使用して実行し、提案された電波対応物を検出しようとしました。各システムで見られる多波長変動の。主に2165MHzを中心としたVEGAS分光計を使用して観察しました。ただし、4FGLJ1627.7+3219の820MHzでの観測も認められました。PRESTOを使用して各データセットで加速度検索を実行し、選択した観測の追加のジャーク検索を実行しました。現時点では、3つのシステムのそれぞれに対する観測のいずれにも、対応する電波の証拠は見られません。おそらく異なる軌道段階(例えば、劣位結合)での追加の観測により、将来的にMSPが検出される可能性があります。したがって、これらのシステムを継続的に監視して、各システムの電波の性質を完全に特徴付けることを強くお勧めします。
銀河団内媒質と相互作用する相対論的ジェットの流体力学シミュレーション: Cygnus A への応用
| Title |
Hydrodynamic_Simulations_of_a_Relativistic_Jet_Interacting_with_the_Intracluster_Medium:_Application_to_Cygnus_A |
| Authors |
John_A._ZuHone,_Paul_E._J._Nulsen,_Po-Hsun_Tseng,_Hsi-Yu_Schive,_and_Tom_W._Jones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02296 |
ファナロフ-ライリークラスII電波銀河はくちょう座Aは、電波放射、X線空洞、コクーンショック、およびジェットがICMと相互作用するX線ホットスポットを生成するジェットをホストします。1つのホットスポットを囲むのは、X線放射の不足として現れる独特の「穴」機能です。ローブとクラスタープラズマ間の傾斜した界面と相互作用する平行ジェットの相対論的流体力学シミュレーションを使用して、そのような機能につながる可能性のある基本的なプロセスをモデル化します。噴流が界面から反射して広い乱流となってローブに戻ることがわかりました。これは、最初は界面から取り除かれ、後でクラスター内媒体自体から取り除かれたガスによって支配されます。ICM、ホットスポット、および反射ジェットからのX線放出の単純なモデルを作成して、シグナスAに見られるようなホットスポットを囲む放出の穴が、反射ジェットからの放出のドップラーデブーストによって生成される可能性があることを示します。ほぼ発信物質の軸に沿った視線を持つ観察者によって見られるように.
中性子星の地殻に閉じ込められた磁場による弾性限界への進化的変形
| Title |
Evolutionary_deformation_toward_the_elastic_limit_by_a_magnetic_field_confined_in_the_neutron--star_crust |
| Authors |
Yasufumi_Kojima,_Shota_Kisaka_and_Kotaro_Fujisawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02312 |
時折発生するエネルギーの爆発と異常なX線の光度は、中性子星の強い磁場によって引き起こされると予想されます。非常に強い磁場の場合、弾性変形が過度に大きくなり、地殻破壊につながります。地殻内に閉じ込められた磁場のホールドリフトによって駆動される進化プロセスを研究しました。弾性力がローレンツ力に逆らって作用すると仮定して、弾性レジームの持続時間と臨界状態の前に蓄積された最大弾性エネルギーを調べました。ローレンツ力の接線成分が壊れやすい表面領域で消滅したため、崩壊時間は場を外部に拡張するのに必要な時間よりも長かった。内部に閉じ込められた大きな磁気エネルギーのジュール熱への変換は、中心のコンパクトな天体の力を説明すると考えられています。このプロセスは、磁気エネルギーが$2\times10^{47}$ergを超えない限り、弾性限界に達することなく機能します。地殻では、爆発を引き起こす可能性は低いです。さらに、磁場の構成は、中央のコンパクトな天体とマグネターを区別することができます。
Vera C. Rubin 天文台による高速光バーストの迅速な検出
| Title |
Prompt_Detection_of_Fast_Optical_Bursts_with_the_Vera_C._Rubin_Observatory |
| Authors |
Guillem_Megias_Homar,_Joshua_E._Meyers_and_Steven_M._Kahn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02525 |
一時的な光学的空は、非常に短い時間スケールで大部分が未踏のままです。数分から数年にわたる光トランジェントを検索するいくつかの実験が行われてきましたが、ミリ秒の高速光バースト(FOB)を区別する能力を備えたものはありませんでした。このような非常に高速なトランジェントは、高速電波バースト(FRB)の光学的対応物、高速$\gamma$-RayBursts(GRB)からの即時放出、またはその他の未知の現象である可能性があります。ここでは、異常な空間画像の検索に依存するFOBの偶然の検出への新しいアプローチを調査します。特に、その持続時間が短いため、FOBの歪んだ画像を見ることは、有限持続時間の標準的な光学的露出で安定したソースの画像とは特徴的に異なって見えるはずです。このアイデアを、ヴェラC.ルービン天文台でのシミュレートされた観測に適用します。これは、個々の光子を乱気流中を通過させ、ルービン望遠鏡の光学系とカメラを通過させることによって生成されます。これらのシミュレートされた画像を、公称ルービン露出時間である15秒の統合で安定したソースの星のシミュレーションと比較します。FOBを安定したソースから区別するためのニューラルネットワーク分類器の分類精度の結果を報告します。この分類子から、Rubin観測でFOBを明確に識別するための持続時間強度パラメーター空間の制約を導き出します。我々は、10年間のルービン・レガシー・サーベイ・オブ・スペース・アンド・タイム（LSST）中に予想されるFRBに相当するFOBの検出総数の見積もりで締めくくります。
ブラックホールや中性子星などの天体への物質の降着は、放射線源と見なされる物質の静止質量エネルギーの最大$40\%$を放出する自然現象です。活動銀河核やX線連星では、降着の結果として巨大な光度が観測されます。等温流体を使用して、Einstein-$SU(N)$非線形シグマモデルの球対称ブラックホール時空の近傍における粒子の降着と測地線運動を調べます。降着プロセスでは、ブラックホールの近くの粒子の測地線運動によって円盤状の構造が生成されます。最内周安定円軌道、エネルギーフラックス、放射温度、放射能効率を数値的に決定します。赤道面では、円軌道を形成する安定性を持つ粒子の移動性を調べます。ブラックホール付近での復元力と粒子振動を使用して、テスト粒子の摂動を調べます。流体の最大降着率と臨界流を解析します。私たちの調査結果は、パラメーター$N$がテスト粒子の円運動と、Einstein-$SU(N)$非線形シグマモデルのブラックホールの最大降着率にどのように影響するかを示しています。
42 Mpc で星を形成する銀河での、光り輝く塵で覆われた潮汐破壊イベントの候補
| Title |
A_luminous_dust-obscured_Tidal_Disruption_Event_candidate_in_a_star_forming_galaxy_at_42_Mpc |
| Authors |
Christos_Panagiotou,_Kishalay_De,_Megan_Masterson,_Erin_Kara,_Michael_Calzadilla,_Anna-Christina_Eilers,_Danielle_Frostig,_Viraj_Karambelkar,_Mansi_Kasliwal,_Nathan_Lourie,_Aaron_M._Meisner,_Robert_A._Simcoe,_Robert_Stein,_and_Jeffry_Zolkower |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02710 |
TidalDisruptionEvents(TDEs)の大部分は、光学バンドとX線バンドの広視野天空調査によって特定されていますが、最近の研究では、TDEsのかなりの部分がほこりで覆われている可能性があり、したがって赤外線で優先的に検出されることが示されています。(IR)波長帯。このレターでは、NEOWISE中赤外線サーベイからのアーカイブ画像の体系的な一時的な検索で特定された明るい中赤外線核フレア(WTP14adbjshと呼ばれる)の発見を紹介します。光源は、2015年に4.6${\mu}$mで$L\simeq10^{43}\text{ergs}^{-1}$のピーク光度に達した後、TDEのような赤外線でフェードインしました。$F\proptot^{-5/3}$減少し、過去7年間で合計$3\times10^{51}$ergを超えて放射しています。一時的なイベントは、約42Mpcの距離にある近くの銀河NGC7392で発生しました。まだ、光学またはX線フレアは検出されません。トランジェントは、過去10年間に検出された最も近いTDE候補であると解釈されます。これは、ダストの遮蔽により他の波長では見逃され、歴史的に見過ごされてきたTDEの存在を示唆しています。以前に検出されたほとんどのTDEとは異なり、トランジェントは星形成銀河で発見されました。私たちの結果は、TDEの物理を完全に理解し、TDEが特定のクラスの銀河で優先的に発生するかどうかを結論付けるために、IRで検出されたTDEの研究が重要であることを示しています。
ブラックホールX線連星4U 1630-47におけるIXPEとNICERによるX線偏光放射と降着円盤風の検出
ImagingX-rayPolarimetryExplorerによる観測で、ブラックホール連星4U1630-47のX線放射に高レベルの偏光が検出されました。$2-8$keVの偏光度は$18^\circ$の位置角で8%であり、偏光度は$\sim2$keVでの$\sim6$%から$\sim11まで、エネルギーとともに大幅に増加します。$\sim8$keVで$%。中性子星内部組成探査機NICERによる同時観測のスペクトルにおける連続体放出は、熱ディスクスペクトルだけでよく説明されており、コロナからの任意のComptonized放出に厳しい上限があります。フーリエパワースペクトルに有意な変動がないことと合わせて、これは、これらの観測時にソースが高ソフト状態にあったことを示唆しています。NICERスペクトルは、$6-9$keVバンドにいくつかの吸収線が存在することを明らかにし、2つのイオン化吸収体に適合させ、強い円盤風の存在の証拠を提供します。これは、ソースが柔らかい状態にあったという考えを裏付けています。より硬い状態にある他のソースでのX線偏光の以前の測定は、それらのシステムのコロナまたはジェットに関連していました。この4U1630-47の観測ではコロナが大幅に存在せず、ブラックホール連星のジェットが高ソフト状態で消滅することを考えると、この4U1630-47の観測では、分極はこの源の降着円盤風。
エアシャワーシミュレーションにおけるハドロン相互作用モデルとしての Pythia 8
| Title |
Pythia_8_as_hadronic_interaction_model_in_air_shower_simulations |
| Authors |
Maximilian_Reininghaus,_Torbj\"orn_Sj\"ostrand,_Marius_Utheim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02792 |
ハドロン相互作用モデルは、大規模な空気シャワーのシミュレーションの中心的な要素であり、空気シャワー観測量の予測の不確実性の主な原因となっています。最近、加速器ベースの高エネルギー物理学で人気のあるハドロン相互作用モデルであるPythia~8が、エアシャワーシミュレーションでも使用できるようになりました。エアシャワーシミュレーションフレームワークCORSIKA~8に、新しい機能を備えたPythia~8を統合しました。最初の結果は、シャワーの発達が著しく浅いことを示しています。これは、ピシアの新しい単純化された核モデルによるより高い断面積予測に起因すると考えられます。
球状星団オメガ・ケンタウリにおけるパルサーのタイミング
| Title |
Timing_of_Pulsars_in_the_Globular_Cluster_Omega_Centauri |
| Authors |
S._Dai,_S._Johnston,_M._Kerr,_J._Berteaud,_B._Bhattacharyya,_F._Camilo,_and_E._Keane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02834 |
球状星団オメガケンタウリで発見された最初の5ミリ秒パルサーのタイミングと、自転周期が3.68ミリ秒のパルサーの発見を紹介します。$\sim$3.5yrのタイミングベースラインを使用して、最初の5つのパルサーのスピン周波数($\dot{\nu}$)の導関数を測定できます。パルサーの視線加速度の上限が推定され、クラスターの解析モデルに基づく予測と比較されます。PSRJ1326$-$4728BおよびDが大きな負の加速度を示し、解析モデルによって予測される最小加速度と緊張関係にあることがわかります。フェルミ大面積望遠鏡からの14.3年のデータを使用して、パルス$\gamma$線信号を検索しました。$\gamma$線の脈動の証拠は見つかりませんでしたが、PSR~J1326$-$4728A、B、C、およびEはX線源に関連付けられています。これは、オメガケンタウリから観測された$\gamma$線放射が、MSPの集合体の放射によって引き起こされた可能性が高いことを示唆しています。最後に、PSRJ1326$-$4728Aからの直線偏光放射は、$-18\pm8$radm$^{-2}$の回転測定値をもたらします。
\textit{AstroSat} 観測を使用した GX 3$+$1 の時間的およびタイプ I X 線バースト解析
| Title |
Spectro-temporal_and_Type_I_X-ray_burst_analysis_of_GX_3$+$1_using_\textit{AstroSat}_observations |
| Authors |
Neal_Titus_Thomas,_S._B._Gudennavar_and_S._G._Bubbly |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02925 |
環礁型中性子星の低質量X線連星であるGX3$+$1は、10月5日から10月5日までの間に、\textit{AstroSat}に搭載された軟X線望遠鏡と大面積X線比例計数管によって4回観測されました。2017年と2018年8月9日。ソースの硬度強度図は、4回の観測すべてでソフトスペクトル状態にあることを示しました。ソースのスペクトルは、黒体($\mathtt{bbody}$)およびべき乗則($\mathtt{powerlaw}$)コンポーネントで構成されるモデルに適切に適合する可能性があります。これにより、黒体半径と質量降着率はそれぞれ$\sim$8kmと$\sim$2$\times$$10^{-9}$M$_{\odot}$y$^{-1}$となります.観測の1つでは、立ち上がり時間とeフォールディング時間がそれぞれ0.6秒と5.6秒のタイプIX線バーストが検出されました。バーストの時間分解スペクトル分析は、ソースが光球半径の拡大を受けたことを示しました。GX3$+$1の放射黒体の半径とその距離は9.19$\substack{+0.97と推定されました
潮汐破壊イベント AT2019dsg から観測されたニュートリノ放出の純粋なハドロン モデルの説明
| Title |
A_pure_hadronic_model_description_of_the_observed_neutrino_emission_from_the_tidal_disruption_event_AT2019dsg |
| Authors |
Prabir_Banik_and_Arunava_Bhadra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02955 |
最近、IceCubeニュートリノ天文台は、AT2019dsgという名前の電波放出潮汐破壊イベント(TDE)からニュートリノイベントIceCube-170922Aを検出しました。これまでのところ、AT2019dsgからのニュートリノ放出を解釈するために、光ハドロン相互作用が文献で考慮されています。ここでは、IceCube-170922Aとソースからの広帯域電磁放射が、陽子ブレザーにインスパイアされた(PBI)モデルを使用した純粋なハドロン放射によっても記述できるかどうかを調べます。ブレーザージェットの電荷中性状態と、衝撃加速陽子とのpp相互作用に十分なターゲット物質を提供します。私たちの調査結果は、PBIモデルがAT2019dsgでのIceCube観測と、XMM-NewtonおよびFermi-LAT望遠鏡によって課された観測されたX線およびガンマ線フラックスの上限を超えることなく、ソースの広帯域スペクトルを一貫して記述できることを示しています。
合体ブラックホールの星の崩壊と階層的合併の起源を解決する
| Title |
Resolving_the_stellar-collapse_and_hierarchical-merger_origins_of_the_coalescing_black_holes |
| Authors |
Yin-Jie_Li,_Yuan-Zhu_Wang,_Shao-Peng_Tang,_Yi-Zhong_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02973 |
スピンと質量の特性は、連星ブラックホール(BBH)を合体させるための形成チャネルを区別する上で重要な手がかりを提供します。合体連星中のブラックホール(BH)の質量、スピンの大きさ、およびスピン方向の同時分布のための専用のノンパラメトリックポピュレーションモデルを使用して、かなり異なるスピンを持つGWTC-3イベントの中でBHの2つの異なるカテゴリを見つけます。そして大量配布。$\sim25M_\odot$から$\sim80M_\odot$までの範囲の質量を持つ1つのカテゴリは、高いスピンの大きさによって区別され、(階層的な)合体の起源と一致しています。低スピンを特徴とするもう1つのカテゴリは、$\sim40M_\odot$(信頼レベル90\%で$<56.8M_{\odot}$)に急激な質量カットオフがあり、これは恒星崩壊の起源としては自然なことです。特に、大質量星の対不安定爆発では、このような質量カットオフが予想されます。恒星崩壊のカテゴリーは、$\sim70\%$のファイル化された連星と、星団(主に球状星団)からの$\sim30\%$の動的アセンブリで構成されると推定されています。一方、合体起源のカテゴリには、活動銀河核円盤と星団からの類似した量のイベントが含まれている可能性があります。
| Title |
Probing_the_origin_of_cosmic_rays_in_Cygnus_Cocoon_using_ultrahigh-energy_gamma-ray_and_neutrino_observations |
| Authors |
Prabir_Banik_and_Sanjay_K._Ghosh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03021 |
Fermi-LAT4FGLソース4FGLJ2028.6+4110e(CygnusCocoon)の方向からのHAWCによる最大100TeVおよびLHAASO観測所による最近の超高エネルギーガンマ線観測は、ハドロン起源を示しています。それらの作成のためのレプトンプロセス。IceCubeニュートリノ天文台は、同じ方向から来るニュートリノイベントであるIceCube-201120Aを報告しました。はくちょう座の繭から観測された超高エネルギーガンマ線とニュートリノイベントの明らかな関係は、加速された宇宙線と周囲の物質とのハドロン相互作用で一貫して説明できるかどうかを調べるために、この研究で調査されています。私たちの調査結果は、純粋なハドロンメカニズムとともに、レプトンメカニズムが、観測されたニュートリノイベントと同様に、全電磁スペクトルの理解に大きく貢献することを明らかにしています。はくちょう座の繭から予想されるミュー型ニュートリノイベントの推定値は、IceCubeの複数年にわたる観測でこれまでに検出された1つのミュー型ニュートリノイベントと一致しています。したがって、我々の結果は、シグナス繭が少なくともPeVエネルギーまで加速できる銀河宇宙線源になる可能性を示しています。
PKS 0402-362 のガンマ線フレアと広帯域スペクトル研究
| Title |
Gamma-ray_flares_and_broadband_spectral_study_of_PKS_0402-362 |
| Authors |
Avik_Kumar_Das,_Sandeep_Kumar_Mondal,_and_Raj_prince |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03039 |
明るいガンマ線ブレーザーPKS0402-362の長期的な挙動を調べます。2008年8月から2021年1月までの約13年間のFermi-LATデータを収集し、3つの明るい$\gamma$線活動時期を特定しました。2番目は、このソースでこれまでに見られた中で最も明るい時期であることがわかりました。我々は、$\gamma$線フレアのピークの大部分がプロファイルが非対称であることを観測しました。これは、これらのフレアの主な原因として、粒子の冷却時間が遅いか、ドップラー係数が変化していることを示唆しています。$\gamma$線スペクトルはPLおよびLPスペクトルモデルに適合し、どちらの場合もスペクトルインデックスは非常に急峻です。$\gamma$線のスペクトルは10GeVのエネルギーを超えて広がっていないことから、放出がBLR内で生成されていることが示唆されます。光IRと$\gamma$線の間にタイムラグがないことは、1つのゾーン放出モデルを示唆しています。上記の情報を使用して、公開されているコード「GAMERA」を使用した単純な1ゾーン放射モデルでブロードバンドSEDをモデル化しました。粒子分布指数は、拡散衝撃加速で予想されたものと同じであることがわかっており、4-6GeVまでの非常に高いエネルギーへの粒子加速の主なメカニズムとして示唆されています。さまざまなフラックスフェーズを通じて、発光がサーマルディスクによって支配されていることに気付きました。観測された広帯域フレアは、ジェットに伝播し、スタンディングショックと相互作用する、ディスクで生成された摂動とリンクしている可能性があると仮定しています。ただし、より詳細な検査が必要です。
GHzピークスペクトル天体の高周波・高分解能VLBI観測
| Title |
High-Frequency_and_High-Resolution_VLBI_Observations_of_GHz_Peaked_Spectrum_Objects |
| Authors |
Xiaopeng_Cheng,_Tao_An,_Ailing_Wang,_Sumit_Jaiswal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03066 |
GHzピークスペクトル(GPS)源の観測研究は、ホスト銀河の放射特性と星間環境の理解に貢献しています。8、15、および43GHzで9つのGPSソースのサンプルの多周波数高解像度VLBI観測の結果を提示します。すべてのソースは、コアジェット構造を示しています。4つのソースは、2.0から5.0の範囲のドップラーブースト係数と10{\deg}から30{\deg}の範囲のジェット視野角を持つ相対論的ジェットを示しています。他の5つのソースのコア輝度温度は、ジェットの視野角が13.6{\deg}度から71.9{\deg}の範囲にあり、このサンプルの相対論的ジェットの視野角よりも系統的に大きく、等分割輝度温度限界を下回っています。.ソースは、0.11から0.56の範囲の変動レベルで、多様な変動特性を示しています。無線スペクトルで測定されたターンオーバー周波数は、6.2GHzから31.8GHzの範囲です。等分配磁場強度は9～48mGと推定されます。これらの結果は、これらのGPSソースが進化の非常に初期段階にある若い電波ソースであるという考えを強く支持しています。
GRB 190114C からの $\gamma$ 線放出による銀河間磁場の研究
| Title |
Intergalactic_magnetic_field_studies_by_means_of_$\gamma$-ray_emission_from_GRB_190114C |
| Authors |
Paolo_Da_Vela,_Guillem_Mart\'i-Devesa,_Francesco_Gabriele_Saturni,_Peter_Veres,_Antonio_Stamerra,_Francesco_Longo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03137 |
VHE(Very-HighEnergy,$E>100$GeV)バンドでのGRB(ガンマ線バースト)などの強いトランジェント後の遅延GeV放出の存在は、非ゼロ磁場の特徴である可能性があります。銀河間媒体で。シンクロトロン自己コンプトン多波長モデルを使用して、GRB$\,$190114Cの固有VHEスペクトル(銀河外背景光(EBL)による吸収を補正)の分析的記述を推測し、モンテによる遅延放出の光度曲線とSEDを予測しました。異なるIGMF(銀河間磁場)構成のカルロシミュレーション(強度$B=8\times10^{-21}$G、$10^{-20}$G、$3\times10^{-20}$Gおよび相関長)$\lambda>1$Mpc)を計算し、いくつかの露光時間に対して計算されたFermi-LAT(FermiLargeAreaTelescope)の限界と比較しました。FermiLATは、GRB$\,$190114Cを使用してIGMFの強度を制限するほど感度が高くないことがわかりました。
GRB 200415A の高周波 QPO を使用した中性子星の質量半径の制約
強く磁化された中性子星(マグネター)の巨大なフレアで観測される準周期振動(QPO)は、中性子星の特性を抽出するための重要な情報を運んでいます。この研究の目的は、地殻のねじれ振動を伴う観測されたQPOと、核物質の特性に関する実験的制約を特定することにより、GRB200415Aの中性子星モデルの質量と半径を制約することです。地殻のねじれ振動の周波数は、約$10^{15}$Gの磁場を仮定して、カウリング近似で固有値問題を解くことによって決定されます。観測されたQPOは、核飽和パラメータの慎重に選択された組み合わせに対して、地殻振動のいくつかの倍音で識別できることがわかりました。したがって、地球実験から得られた核飽和パラメータの値と比較することにより、GRB200415Aの中性子星の質量と半径を逆に制約することができます。中性子星の質量と半径にさらなる制約を課す一方で、候補の中性子星モデルは、他の利用可能な天文学的および実験的観測から得られた制約と一致しています。
| Title |
Quasi-periodic_oscillations_for_spherically_symmetric_regular_black_holes |
| Authors |
Kuantay_Boshkayev,_Anuar_Idrissov,_Orlando_Luongo,_Marco_Muccino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03248 |
8つの異なる低質量X線連星からの準周期振動の最近のデータセットを検討します。ここでは、与えられた通常のブラックホールソリューションのコンテキストでそれらの物理的特徴を解釈し、中性子星構成への適用性を検証します。メトロポリスアルゴリズムに基づいて一連のマルコフ連鎖モンテカルロ解析を実行することにより、バーディーン、ヘイワード、およびディムニコワの正則解の自由パラメーターに対する数値制約を評価します。ソースごとに、質量と磁荷などの最適なパラメーターを評価し、それらを現在の文献と比較対照します。また、対応する最も内側の安定した円軌道半径と降着円盤の半径方向の範囲を推測します。理論モデルと観測の間の不一致を特定する方法に焦点を当てた結果は、ほとんどの場合、通常のブラックホール、特にバーディーン時空とヘイワード時空が、シュヴァルツシルト幾何学よりも中性子星を記述するのにわずかに適していることを示しています。除外されます。
暗い星と重力波: 話題のレビュー
LIGO/Virgo/KAGRAによって報告されたコンパクトな連星重力波イベントの最近の観測に動機付けられて、暗い星と混成星の基本を確認し、ブラックホールと中性子星の模倣者としての確率を調べます。このレビューは、このエキサイティングなトピックを調査し、入門レベルでの調査研究に必要なツールを提供することを目的としています。
| Title |
Gamma-ray_emission_from_the_Seyfert_galaxy_NGC_4151_and_multimessenger_implications_for_ultra-fast_outflows |
| Authors |
Enrico_Peretti,_Giada_Peron,_Francesco_Tombesi,_Alessandra_Lamastra,_Markus_Ahlers,_Francesco_Gabriele_Saturni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03298 |
セイファート銀河のコアに特有の強化された活動は、高エネルギー現象が発生する可能性のある強力な風を駆動できます。それらの高い出力内容にもかかわらず、ガンマ線で検出されたそのような噴出していない活動銀河核の数は非常に限られています。このレターでは、約15.8Mpcに位置するセイファート銀河NGC4151からのガンマ線フラックスの検出について報告します。この源は、X線分光観測を通じて最内核に超高速アウトフロー(UFO)をホストすることで知られており、ガンマ線でこれまでに検出された最初のUFOホストになりました。UFOは、強い衝撃が発生する可能性がある活動銀河の最も内側のパーセクで検出される、穏やかな相対論的で、広い開口角度の風です。ガンマ線フラックスは、UFOの風の終端衝撃での拡散衝撃加速とその環境での非弾性ハドロン衝突の結果として解釈されます。興味深いことに、NGC4151は、IceCubeニュートリノ天文台によって特定された弱い過剰なニュートリノイベントとも空間的に一致しています。このようなニュートリノ過剰へのUFOの寄与について議論します。
IceCube による超新星からの高エネルギー ニュートリノ放出の抑制
| Title |
Constraining_High-Energy_Neutrino_Emission_from_Supernovae_with_IceCube |
| Authors |
R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_S._K._Agarwalla,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_J.M._Alameddine,_N._M._Amin,_K._Andeen,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_Y._Ashida,_S._Athanasiadou,_S._N._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_M._Baricevic,_S._W._Barwick,_V._Basu,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_J._Beise,_C._Bellenghi,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_E._Blaufuss,_S._Blot,_F._Bontempo,_J._Y._Book,_C._Boscolo_Meneguolo,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_J._Braun,_B._Brinson,_J._Brostean-Kaiser,_R._T._Burley,_R._S._Busse,_D._Butterfield,_M._A._Campana,_K._Carloni,_E._G._Carnie-Bronca,_S._Chattopadhyay,_N._Chau,_C._Chen,_Z._Chen,_D._Chirkin,_S._Choi,_B._A._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_A._Connolly,_J._M._Conrad,_P._Coppin,_et_al._(327_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03316 |
コア崩壊型超新星は、有望な高エネルギーニュートリノ発生源クラスです。7年間のIceCubeニュートリノデータと、タイプIInおよびIIPの1000を超えるコア崩壊型超新星と剥ぎ取り型超新星のサンプルを含むカタログとの間の相関関係をテストします。個々の超新星からのニュートリノ放出と、スタッキング分析による超新星サンプル全体からの複合放出の両方を検索します。ニュートリノとカタログ化された超新星との有意な空間的または時間的相関は見つかりませんでした。バックグラウンドの期待値からのテストされたすべてのシナリオの全体的な偏差は、バックグラウンドと完全に互換性のある93%のp値をもたらします。ニュートリノで放出される総エネルギーの導出された上限は、エンベロープを剥ぎ取られた超新星で$1.7\times10^{48}$erg、タイプIIPで$2.8\times10^{48}$erg、および$1.3\times10^{49}$タイプIInSNeの場合、後者は、相互作用する超新星におけるニュートリノ生成の楽観的な仮定を持つモデルを不利にします。ストリップエンベロープ型超新星とタイプIInの超新星は、約$10^3-10^5$GeVのエネルギー範囲で拡散ニュートリノ束にそれぞれ$14.6\%$と$33.9\%$以上寄与しないと結論付けます。ニュートリノエネルギースペクトルは、$-2.5$のインデックスを持つべき法則に従います。同じ仮定の下で、タイプIIPSNeの寄与を$59.9\%$以下に制限することしかできません。したがって、与えられた仮定の下では、IIn型のコア崩壊型超新星と剥ぎ取られたエンベロープ型超新星の両方が拡散ニュートリノ流束の主要な発生源として除外される可能性があります。
木星系の周回X線装置による太陽物理学における基本的な粒子加速と損失プロセスの探索
| Title |
Exploring_Fundamental_Particle_Acceleration_and_Loss_Processes_in_Heliophysics_through_an_Orbiting_X-ray_Instrument_in_the_Jovian_System |
| Authors |
W._Dunn,_G._Berland,_E._Roussos,_G._Clark,_P._Kollmann,_D._Turner,_C._Feldman,_T._Stallard,_G._Branduardi-Raymont,_E._E._Woodfield,_I._J._Rae,_L._C._Ray,_J._A._Carter,_S._T._Lindsay,_Z._Yao,_R._Marshall,_A._N._Jaynes_A.,_Y._Ezoe,_M._Numazawa,_G._B._Hospodarsky,_X._Wu,_D._M._Weigt,_C.M._Jackman,_K._Mori,_Q._N\'enon,_R._T_Desai,_L._W._Blum,_T._A._Nordheim,_J.U._Ness,_D._Bodewits,_T._Kimura,_W._Li,_H._T._Smith,_D._Millas,_A._D._Wibisono,_N._Achilleos,_D._Koutroumpa,_S._C._McEntee,_H._Collier,_A._Bhardwaj,_A._Martindale,_S.J._Wolk,_S.V._Badman,_R._P._Kraft |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02161 |
木星の磁気圏は、太陽系で最も強力な粒子加速器であると考えられており、電子をeVから70MeVに、イオンをGeVエネルギーに加速します。電磁プロセスがどのようにエネルギーと粒子の流れを駆動し、エネルギー粒子を生成および除去するかは、太陽物理学の核心です。特に、2013年の太陽および宇宙物理学の10年戦略は、「太陽圏と宇宙全体の両方で発生する基本的なプロセスを発見し、特徴付ける」ことでした。木星系は、前の10年で強調された普遍的なプロセスのすべてを調査するための理想的な自然実験室を提供します。X線波長帯は、天体物理システム全体でプラズマをリモートで研究するために広く使用されています。天体物理学的放出の大部分は、蛍光、熱/コロナ、散乱、電荷交換、粒子加速の5つのX線プロセスに分類できます。木星系はおそらく、これらすべてのX線放出プロセスの豊富なカタログを提示し、その場で訪問することもできる唯一のシステムを提供し、基本的なプラズマプロセスをその結果のX線シグネチャと直接リンクする特別な可能性を提供します。これは、その場での探査の範囲を超えた天体物理オブジェクト(宇宙をマッピングする褐色矮星、マグネター、または銀河団など)の非常に貴重なグラウンドトゥルースを提供します。ここでは、その場での測定と、木星の放射線帯、ガリレオ衛星、イオトーラス、および大気の軌道上X線観測を組み合わせることで、太陽物理学と天体物理学に広く影響を与える基本的な太陽物理学の問題にどのように対処するかを示します。小型化されたX線光学系や耐放射線検出器などの新しい開発により、木星系に完全に適したコンパクトで軽量な広視野X線装置が提供され、このエキサイティングな新しい可能性が可能になります。
| Title |
Eryn_:_A_multi-purpose_sampler_for_Bayesian_inference |
| Authors |
Nikolaos_Karnesis,_Michael_L._Katz,_Natalia_Korsakova,_Jonathan_R._Gair,_Nikolaos_Stergioulas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02164 |
近年、ベイジアン推論の方法は、検出と特徴付けが必要な物理学のさまざまな問題で広く使用されています。重力波天文学におけるデータ解析は、その代表例です。ベイジアン推論は非常に成功しています。これは、この手法がパラメータの表現を事後確率分布として提供し、不確実性が実験測定の精度によって通知されるためです。過去数十年間、さまざまな問題を解決するために、多くの特定の進歩が提案され、採用されてきました。この作業では、これらの概念の多くを単一のMCMCパッケージに統合するマルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)アルゴリズムを紹介します。この目的のために、{\ttEryn}を構築しました。ベイジアン推論用のユーザーフレンドリーで多目的なツールボックスです。これは、単純な推論の問題から大規模なモデルの問題まで、パラメータ推定とモデル選択の問題を解決するために利用できます。LISAグローバルフィット問題のように、超次元MCMCメソッドを必要とするバリエーション。このホワイトペーパーでは、このサンプラーパッケージについて説明し、さまざまなユースケースでの機能を示します。
データの組み合わせ: 電波天文学における干渉法とシングルディッシュ イメージング
| Title |
Data_Combination:_Interferometry_and_Single-dish_Imaging_in_Radio_Astronomy |
| Authors |
Adele_Plunkett,_Alvaro_Hacar,_Lydia_Moser-Fischer,_Dirk_Petry,_Peter_Teuben,_Nickolas_Pingel,_Devaky_Kunneriath,_Toshinobu_Takagi,_Yusuke_Miyamoto,_Emily_Moravec,_Sumeyye_Suri,_Kelley_M._Hess,_Melissa_Hoffman,_and_Brian_Mason |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02177 |
最新の干渉計は、通常、サブアーク秒の解像度までの電波天文画像を提供します。ただし、干渉計は、最短のベースラインによってサンプリングされたものよりも大きな空間スケールを除外します。これは、空間特性とスペクトル特性の両方の測定に影響します。補完的な単一皿データは、このような拡張された放射を持つ空間的に分解された天文源の真のフラックス分布を回復するために不可欠です。この作業では、単一皿と干渉観測を組み合わせるために利用可能な著名な方法の概要を説明します。合成連続体と観測されたスペクトルデータセットの両方で、CASAデータ分析ソフトウェアパッケージのフレームワークでこれらの各方法をテストします。私たちは、データ結合のすべての電波天文ケースに一般的に適用できる一連の新しい評価ツールを開発します。これらの新しい評価診断を適用して、メソッドのパフォーマンスを評価し、純粋な干渉による削減と比較して、組み合わせた結果の大幅な改善を示します。追加資料として組み合わせスクリプトと評価スクリプトを提供しています。私たちの結果は、データの組み合わせを使用して、空間的に分解されたオブジェクトの高品質の科学画像を確保する利点を強調しています。
deep PACO: 統計モデルと深層学習を組み合わせて系外惑星を検出し、高コントラストでの直接イメージングにおける特性評価を行う
| Title |
deep_PACO:_Combining_statistical_models_with_deep_learning_for_exoplanet_detection_and_characterization_in_direct_imaging_at_high_contrast |
| Authors |
Olivier_Flasseur,_Th\'eo_Bodrito,_Julien_Mairal,_Jean_Ponce,_Maud_Langlois,_Anne-Marie_Lagrange |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02461 |
直接イメージングは、若い亜星天体の検出と特徴付けに関する天文学の活発な研究テーマです。主星とその伴星との間のコントラストが非常に高いため、観測は特に困難です。このコンテキストでは、望遠鏡の瞳孔追跡モードで記録されたいくつかの画像を組み合わせた後処理方法が必要です。以前の作品では、多変量ガウスモデルを使用してデータの空間相関をローカルにキャプチャするデータ駆動型アルゴリズムPACOを提示しました。PACOは、この分野の標準的な後処理方法よりも優れた検出感度と信頼性を提供します。ただし、PACO統計モデルのおおよその忠実度は時間発展の観測値に基づいているため、改善の余地があります。この論文では、PACOの統計モデルと教師あり深層学習を組み合わせることを提案します。データは最初にPACOフレームワークで前処理され、定常性とコントラストが改善されます。次に、畳み込みニューラルネットワーク(CNN)が教師付きの方法でトレーニングされ、合成ソースの残差シグネチャが検出されます。最後に、トレーニングされたネットワークが検出マップを提供します。検出されたソースの測光は、2番目のCNNによって推定されます。提案されたアプローチをVLT/SPHERE機器からのいくつかのデータセットに適用します。私たちの結果は、その検出段階がベースライン方法(cADI、PCA)よりも大幅に優れており、PACOと比較して最大で半分の大きさのコントラストの改善につながることを示しています。提案された方法の特徴付け段階は、平均して、0.5インチを超える角度分離の比較アルゴリズム(PCA、PACO)と同等またはそれ以上の性能を発揮します。
STIX イメージング I -- コンセプト
| Title |
STIX_imaging_I_--_Concept |
| Authors |
Paolo_Massa,_Gordon._J._Hurford,_Anna_Volpara,_Matej_Kuhar,_Andrea_Francesco_Battaglia,_Hualin_Xiao,_Diego_Casadei,_Emma_Perracchione,_Sara_Garbarino,_Sabrina_Guastavino,_Hannah_Collier,_Ewan_C._M._Dickson,_Daniel_F._Ryan,_Shane_A._Maloney,_Frederic_Schuller,_Alexander_Warmuth,_Anna_Maria_Massone,_Federico_Benvenuto,_Michele_Piana,_S\"am_Krucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02485 |
ねらい。ソーラーオービターに搭載されたX線イメージング用分光計/望遠鏡(STIX)のイメージングコンセプトの概略的な数学的説明を提供すること。派生モデルは、STIXデータの解釈とデータキャリブレーションプロセスの説明の両方の基本的な出発点です。メソッド。タングステングリッドによるX線光子束の空間変調に基づくSTIX間接イメージング技術について説明します。30個のSTIXイメージングサブコリメータのそれぞれが、特定の角周波数に対応するフレアX線源の複素フーリエ成分を測定することを示します。また、光子束と測定されたピクセル数との関係を説明するカウント分布モデルの詳細も提供します。結果。可視性と光子数の両方からSTIXの画像再構成問題を定義します。イメージングの問題を解決するために実装されたアルゴリズムの概要と、SOL2022-03-31T18フレアイベントの場合にこれらの異なる方法で得られた結果の比較を提供します。
高美谷天文台の 1.8m 望遠鏡で、中国で最初のナトリウム レーザー ガイド スター アステリズム発射プラットフォーム
| Title |
First_sodium_laser_guide_star_asterism_launching_platform_in_China_on_1.8m_telescope_at_Gaomeigu_Observatory |
| Authors |
Rui-Tao_Wang,_Hong-Yang_Li,_Lu_Feng,_Min_Li,_Qi_Bian,_Jun-Wei_Zuo,_Kai_Jin,_Chen_Wang,_Yue_Liang,_Ming_Wang,_Jun-Feng_Dou,_Ding-Wen_Zhang,_Kai_Wei,_You-Ming_Guo,_Yong_Bo,_Sui-Jian_Xue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02847 |
ナトリウムレーザーガイドスターのアプリケーションは、最新の適応光学システムと従来の適応光学システムの重要な違いです。特に多共役適応光学のようなシステムでは、特定のパターンでいくつかのレーザーガイド星によって形成されるナトリウムレーザーガイドスターアステリズムは、さまざまな方向のより多くの大気乱流を調べるために必要です。これを実現するには、ナトリウムレーザーガイドスターアステリズム発射プラットフォームが必要です。この論文では、高美谷天文台の1.8m望遠鏡で構築およびテストされたナトリウムレーザーガイドスターアステリズム発射プラットフォームを紹介します。このプラットフォームには2つの機能があります。1つは、同じ場所で異なるレーザーによって生成されたナトリウムレーザーガイド星の性能を比較することです。もう1つは、調整可能な形状のナトリウムレーザーガイドスターアステリズムを生成することです。2021年初頭のフィールドテストの結果は、プラットフォームの重要な役割を検証しており、これは中国で初めてナトリウムレーザーガイドスターアステリズムを実現したものでもあります。
TianQin プロジェクトのアフォーカル望遠鏡の瞳孔収差補正
| Title |
Pupil_aberrations_correction_of_the_afocal_telescope_for_the_TianQin_project |
| Authors |
Zichao_Fan,_Zhengbo_Zhu,_Huiru_Ji,_Yan_Mo,_Hao_Tan,_Lujia_Zhao,_Shengyi_Cao,_and_Donglin_Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02952 |
TianQinは、10-4から1Hzの周波数帯域を持つ計画された中国の宇宙ベースの重力波(GW)観測所です。光学望遠鏡は、プルーフマスのペア間の正確な距離測定をサポートする測定ビームの配信に不可欠です。設計は干渉変位感度要件によって駆動されるため、光路長(OPL)の安定制御は、回折限界のイメージング品質の従来の要件を超えて非常に重要です。望遠鏡システムでは、波面の変形と角度のずれによるOPLの変動から、再発する傾斜と長さ(TTL)のカップリングノイズが発生します。瞳収差は、OPL仕様を理解し、TTLカップリングノイズをさらに抑制するための推奨オプションです。瞳孔収差を補正するために、級数展開形式で一次瞳孔収差を導出し、瞳孔収差理論と従来の像収差理論を組み合わせてメリット関数の定式化を改良します。瞳収差の自動補正は、市販の光学ソフトウェアZemaxのマクロプログラミングを使用して実行され、高性能の望遠鏡設計につながります。設計結果は、一方では瞳孔収差が補正され、他方ではその光学性能がTianQinプロジェクトの要件を満たしていることを示しています。科学視野(FOV)でのRMS波面誤差は{\lambda}/200未満であり、300uradのFOV全体での最大TTLカップリングノイズは0.0034nm/uradです。私たちの設計アプローチは、他の同様の光学システムと同様に、他の宇宙ベースのGW検出プロジェクトにおける宇宙望遠鏡の設計の良いガイドになると信じています。
MPI-AMRVAC 3.0: オープンソース シミュレーション フレームワークの更新
| Title |
MPI-AMRVAC_3.0:_updates_to_an_open-source_simulation_framework |
| Authors |
Rony_Keppens,_Beatrice_Popescu_Braileanu,_Yuhao_Zhou,_Wenzhi_Ruan,_Chun_Xia,_Yang_Guo,_Niels_Claes,_Fabio_Bacchini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03026 |
計算天体物理学では、グリッド適応機能と、多次元の流体力学および磁気流体力学に関する最新の衝撃を捉える高解像度の時空間スキームを日常的に組み合わせています。オープンソースのMPI-AMRVACコード内の開発に関する最新情報を提供します。オンラインドキュメントにより、MPI-AMRVAC3.0リリースには、いくつかの追加の方程式セットと、実装の詳細の影響を調査および定量化するための多くのオプションが含まれています。さまざまな水力およびMHDテストでこれを紹介し、最先端のソーラーアプリケーションに関心のある新しいモジュールを文書化します。テストケースは、高次再構成がガスダストカップリングの有無にかかわらずせん断層の長期シミュレーションにどのように影響するか、暴走放射損失が複雑な多温度、多相ダイナミクスにどのように移行するか、および時空間スキームと磁気のさまざまなフレーバーがどのように変化するかを扱います。モノポール制御は、アダプティブメッシュと組み合わせて一貫したMHD結果を生成します。特定の放物線項の超時間ステッピング戦略を示し、実装されているすべての暗黙的-明示的積分器の詳細を示します。新しい磁気摩擦モジュールは、力のない磁場の計算またはデータ駆動型の時間依存進化に使用できますが、Regularized-Biot-Savart-Lawアプローチは3Dドメインにフラックスロープを挿入できます。3DMHDシミュレーションの合成観測は、オンザフライまたは後処理で、多くのスペクトル波長帯でレンダリングできます。階層メッシュと互換性のある粒子モジュールと一般的なフィールドライントレーシングを使用して、指定された場所で情報をサンプリングしたり、荷電粒子のダイナミクスを追跡したり、MHDセットアップとフィールドアラインされた非熱プロセスとの間の双方向連成シミュレーションを実現したりできます。.最新の追加とさまざまな技術的側面を強調するオープンソース戦略では、さらなるコードの使用、貢献、またはスピンオフ開発を歓迎します。
単位制約によって導かれる物理学の深層記号回帰: 物理法則の自動発見に向けて
| Title |
Deep_symbolic_regression_for_physics_guided_by_units_constraints:_toward_the_automated_discovery_of_physical_laws |
| Authors |
Wassim_Tenachi,_Rodrigo_Ibata_and_Foivos_I._Diakogiannis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03192 |
記号回帰は、データに適合する分析式の検索を自動化するアルゴリズムの研究です。最近の深層学習の進歩により、このようなアプローチへの新たな関心が生まれていますが、データに関連付けられた単位のために重要な追加の制約がある物理学には努力が集中していません。ここでは、単位制約を学習することによる深層強化学習手法を使用して、物理データから分析記号式を復元するための物理記号最適化フレームワークである$\Phi$-SOを紹介します。私たちのシステムは、物理的な単位が構造によって一貫しているソリューションを提案するために、ゼロから構築されています。これは、物理的に不可能な解を排除するのに役立つだけでなく、方程式ジェネレータの自由度を大幅に制限し、パフォーマンスを大幅に向上させるためです。このアルゴリズムは、ノイズのないデータを適合させるために使用できます。これは、たとえば、物理モデルの分析特性を導出しようとする場合に役立ちます。また、ノイズの多いデータの分析的近似値を取得するためにも使用できます。天体物理学の例のパネルで当社の機械を紹介します。
$\texttt{Gmunu}$ の一般相対論的放射輸送スキーム I: 2 モーメント ベースの多周波数放射輸送とコード テストの実装
| Title |
General-relativistic_radiation_transport_scheme_in_$\texttt{Gmunu}$_I:_Implementation_of_two-moment_based_multi-frequency_radiative_transfer_and_code_tests |
| Authors |
Patrick_Chi-Kit_Cheong,_Harry_Ho-Yin_Ng,_Alan_Tsz-Lok_Lam,_Tjonnie_Guang_Feng_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03261 |
$\texttt{G}$eneral-relativistic$\texttt{mu}$ltigrid$\texttt{nu}$merical($\texttt{Gmunu}$)コード。一般相対論的磁気流体力学と等角平面近似によるアインシュタイン方程式の解に加えて、コードは放射の0次および1次モーメントの発展方程式を解きます。解析的閉包関係を使用して、高次のモーメントを取得し、システムを閉じます。放射モーメントには有限体積離散化が採用されています。空間および周波数空間での移流は、明示的に処理されます。さらに、光学的に厚い領域で非常に硬い放射-物質相互作用項は、暗黙的に解決されます。時間積分には陰陽ルンゲクッタ法を採用しています。周波数に統合されたケースから周波数に依存するケースまで、多数の数値ベンチマークを使用して実装をテストします。さらに、ホット中性子星とコア崩壊型超新星のモデル化における天体物理学的応用についても説明し、他のニュートリノ輸送コードと比較します。
ルービン天文台科学パイプラインのデータ管理および実行システム
| Title |
Data_management_and_execution_systems_for_the_Rubin_Observatory_Science_Pipelines |
| Authors |
Nate_B._Lust_(1),_Tim_Jenness_(2),_James_F._Bosch_(1),_Andrei_Salnikov_(3),_Nathan_M._Pease_(3),_Michelle_Gower_(4),_Mikolaj_Kowalik_(4),_Gregory_P._Dubois-Felsmann_(5),_Fritz_Mueller_(3),_Pim_Schellart_(1)_((1)_Princeton_University,_(2)_Vera_C._Rubin_Observatory_Project_Office,_(3)_SLAC_National_Accelerator_Laboratory,_(4)_NCSA,_(5)_IPAC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03313 |
データの保存/取得とパイプライン化されたコード実行のためのルービン天文台システムを紹介します。データの保存と取得のためのレイヤーは、バトラーと呼ばれます。これは、メタデータと関係を追跡するためのレジストリと呼ばれるリレーショナルデータベースと、データストアと呼ばれるデータの場所を管理するためのシステムで構成されます。これらのシステムを組み合わせることで、科学アルゴリズムを記述できる抽象化レイヤーが作成されます。この抽象化レイヤーは、予想される大規模なデータボリュームの複雑さを管理し、アルゴリズムを個別に記述しながら、一貫した処理パイプラインに自動的に結び付けることができます。このシステムは、バトラーに格納された具体的なデータを含む実行グラフにパイプラインを変換することによって、これらのパイプラインを実行するツールで構成されています。パイプラインインフラストラクチャは本質的にスケーラブルになるように設計されており、ラップトップから複数施設のデータセンターに至るまでのさまざまな環境で実行できます。このプレゼンテーションでは、データ管理の側面に焦点を当て、パイプラインの作成と対応する実行グラフについて概説します。
深層学習によるスター画像センタリング: HST/WFPC2 画像
| Title |
Star-Image_Centering_with_Deep_Learning:_HST/WFPC2_Images |
| Authors |
Dana_I._Casetti-Dinescu,_Terrence_M._Girard,_Roberto_Baena-Galle,_Max_Martone_and_Kate_Schwendemann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03346 |
フィルターF555WおよびF814Wで、ディープラーニング(DL)アルゴリズムが構築され、HST/WFPC2露出で星像の中心を決定する能力についてテストされています。これらのアーカイブ観測は、適切な動きの研究に大きな可能性を秘めていますが、カメラの検出器のアンダーサンプリングは、従来のセンタリングアルゴリズムに課題を提示します。これらのフィルターでのクラスターNGC104の600を超える露出の2つの精巧なデータセットは、DLコードのトレーニングと評価のためのテストベッドとして使用されます。結果は、検出器とフィルターに応じて、8.5から11mpixの単一測定標準誤差を示しています。重要なのは、DL方式を使用すると、ピクセル位相エラーが大幅に解消されることです。現在のテストは、各検出器の中央部分に限定されています。将来の研究では、検出器全体のPSFの既知の変動を許容するようにDLコードが変更されます。
スターリンク衛星の終焉をもたらした 2022 年 2 月 3 日の地磁気嵐の太陽の原因
2022年2月3日に発生した適度な強さの地磁気嵐により、39基のスターリンク衛星が失われた太陽源について報告します。地磁気嵐は、太陽の北東象限(N18E06)に位置するNOAA活動領域12936から発生する中程度の速度(約690km/s)の2022年1月29日のハローコロナ質量放出(CME)によって引き起こされました。噴火はM1.1フレアによって特徴付けられ、これは22:45UTに始まり、1月29日の23:32UTにピークに達し、翌日00:24UTに終了しました。CMEは、地球の約34度後方に位置するSun-EarthL1およびSTEREO-Ahead(STA)で観測された衝撃駆動磁気雲(MC)として終了しました。地磁気嵐は、MCの背後にある高速の太陽風の流れによって後押しされた、MCの強い南向きの成分によって引き起こされました。地球とSTAは約34度しか離れていませんが、MCは地球とL1でかなり異なって見えました。1つの可能性は、MCが太陽で湾曲した中立線を反映して身もだえしたということです。その場での観測は、宇宙飛行士が地球よりも宇宙飛行士に近づいていたことを示唆しています。しかし、衝撃がほぼ同時にSTAと地球に到達したことは、側面通過のために地球での衝撃が弱かったことを示唆しています。
恒星モデルの大気とスペクトルの MPS-ATLAS ライブラリ
| Title |
MPS-ATLAS_library_of_stellar_model_atmospheres_and_spectra |
| Authors |
N._Kostogryz,_A._I_Shapiro,_V._Witzke,_D._Grant,_H._R._Wakeford,_K._B._Stevenson,_S._K._Solanki,_and_L._Gizon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02685 |
星のスペクトルには、星の大気の状態に関する大量の情報が含まれています。ただし、この情報を抽出することは困難であり、包括的な数値モデリングが必要です。ここでは、最近開発された最先端のMPS-ATLASコードを使用して合成された星のスペクトルを、星の基本パラメーターの細かいグリッド上で提示します。これらの計算は、太陽と恒星の観測に対して広く検証されており、さまざまな天体物理学のアプリケーションに使用できます。スペクトルはMaxPlanckDigitalLibrary(MPDL、https://edmond.mpdl.mpg.de/dataset.xhtml?persistentId=doi:10.17617/3.NJ56TR)で入手でき、ExoTiC-LDpythonにも組み込まれています。パッケージ(https://github.com/Exo-TiC/ExoTiC-LD/)は、ソフトウェアパッケージExoplanetTimeseriesCharacterization(ExoTic)に使用される恒星の四肢の暗化係数を返します。
大質量星の磁気
磁気は天体物理学のプラズマの普遍的な特性ですが、恒星の磁気はまだ完全には理解されていません。このレビューでは、最近の観測とモデリングの取り組みと、大質量星の磁気特性に関する知識を拡大するための進歩について説明します。いくつかのメカニズム(磁気対流、質量損失消光、内部角運動量輸送、および磁気制動)は、星の進化、個体群、および最終生成物に重要な意味を持っています。その結果、大質量星の磁気に関連する未解決の問題に対処し、解決することは、依然として緊急の課題です。
太陽地球科学マルチビュー天文台 (MOST)
| Title |
The_Multiview_Observatory_for_Solar_Terrestrial_Science_(MOST) |
| Authors |
N._Gopalswamy,_S._Christe,_S._F._Fung,_Q._Gong,_J._R._Gruesbeck,_L._K._Jian,_S._G._Kanekal,_C._Kay,_T._A._Kucera,_J._E._Leake,_L._Li,_P._Makela,_P._Nikulla,_N._L._Reginald,_A._Shih,_S._K._Tadikonda,_N._Viall,_L._B._Wilson_III,_S._Yashiro,_L._Golub,_E._DeLuca,_K._Reeves,_A._C._Sterling,_A._R._Winebarger,_C._DeForest,_D._M._Hassler,_D._B._Seaton,_M._I._Desai,_P._S._Mokashi,_J._Lazio,_E._A._Jensen,_W._B._Manchester,_N._Sachdeva,_B._Wood,_J._Kooi,_P._Hess,_D._B._Wexler,_S._D._Bale,_S._Krucker,_N._Hurlburt,_M._DeRosa,_S._Gosain,_K._Jain,_S._Kholikov,_G._J._D._Petrie,_A._Pevtsov,_S._C._Tripathy,_J._Zhao,_P._H._Scherrer,_S._P._Rajaguru,_T._Woods,_M._Kenney,_J._Zhang,_C._Scolini,_K.S._Cho,_Y.D._Park,_B._V._Jackson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02895 |
太陽内部と太陽大気/内部太陽圏の間の磁気接続を理解するために必要な包括的な画像と時系列データを提供する、太陽地球科学用マルチビュー天文台(MOST)ミッションの研究について報告します。MOSTは、SOHOおよびSTEREOミッションの成功に基づいて、太陽の新しいビューと強化された機器機能を構築します。この記事は、NASAゴダード宇宙飛行センターで実施された調査に基づいており、ミッションの成功に必要な機器の改良、宇宙船の収容、打ち上げ構成、および飛行ダイナミクスを決定しました。MOSTは、コロナ質量放出、ストリーム相互作用領域、太陽風などの太陽風構造の3次元情報を取得するために配置された、次世代の大天文台として構想されています。MOSTミッションは、太陽地球ラグランジュポイントL4(MOST1、MOST3)およびL5(MOST2およびMOST4)の近くに配置された2組の宇宙船で構成されます。L4(MOST1)とL5(MOST2)に配置された宇宙船は、それぞれ7つのリモートセンシングと3つの現場機器スイートを搭載します。MOSTは、コロナおよび太陽圏構造のファラデー効果トラッカー(FETCH)として知られる新しい無線パッケージも搭載します。FETCHは、ファラデー回転技術を使用して太陽から地球に伝播する太陽風構造の磁気含有量を測定するために、4つの宇宙船すべてに偏波無線送信機と受信機を搭載します。MOSTミッションは、太陽周期にわたるミッションの存続期間中、太陽と地球に接続された空間全体で磁化プラズマをサンプリングすることができます。
太陽のような星の明るさの変化のフォワードモデリング -- II.光度曲線と変動性
| Title |
Forward_modelling_of_brightness_variations_in_Sun-like_stars_--_II._Light_curves_and_variability |
| Authors |
N.-E._N\`emec,_A._I._Shapiro,_E._I\c{s}ik,_S._K._Solanki,_and_T._Reinhold |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03040 |
太陽のような星の光度曲線の振幅と形態は、自転速度の増加に伴って大幅に変化します。明るさの変化は増幅され、より規則的になりますが、これはこれまでのところ説明されていません。さまざまな自転速度での星の明るさの変化を計算するためのモデリング手法を開発し、それを使用して、星の測光変動で観測された傾向を説明します。ケプラー望遠鏡で観測された星の合成光曲線を計算するために、磁気フラックス発生輸送(FEAT)の数値シミュレーションを星の明るさの変動のモデルと組み合わせます。さまざまな回転速度と活動領域の入れ子の程度（つまり、最近出現した活動領域の近くに活動領域が出現する傾向）について、星の表面上の磁束の分布を計算します。得られた磁束のマップを使用して、シミュレートされた星の光度曲線の回転変動を、回転速度と磁気フィーチャのネスティングの関数として計算し、計算をケプラー観測と比較します。回転速度と入れ子の程度の両方が、星の光度曲線の振幅と形態に強い影響を与えることを示します。既知の回転率を持つ\K{}ターゲットの大部分の変動性を説明するには、ネストの度合いを太陽よりもはるかに大きな値に増やす必要があります。自転速度に伴うネスティングの増加が示唆されていることは、高レベルの恒星活動のフラックス出現プロセスの手がかりを提供することができます。
太陽活動と放射照度の長期変化
| Title |
Long-term_changes_in_solar_activity_and_irradiance |
| Authors |
Theodosios_Chatzistergos_and_Natalie_A._Krivova_and_Kok_Leng_Yeo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03046 |
太陽は地球の主要なエネルギー源であり、その変動性を理解することは気候研究に直接関係します。総太陽放射照度の測定値は1978年から存在しますが、これは気候関連の時間スケールに比べて短すぎます。多数の異なる機器から得られるこれらの測定値には相互較正が必要ですが、これは簡単ではありません。したがって、いくつかの複合記録が作成されています。それらのすべては、1996年以降、わずかに減少傾向にあることを示唆しています。ほとんどの複合材料は、観測期間全体にわたって弱い減少も特徴としており、これは太陽表面磁場の観測でも見られ、CaIIKデータによってさらに裏付けられています。しかし、いくつかの矛盾が残っており、全体的な規模や長期的な傾向の存在さえも不確実なままです.さまざまなモデルが開発されており、衛星期間にわたる放射照度の変動を理解し、太陽放射照度の記録を遡って拡張するために使用されます。方法論は異なりますが、すべてのモデルは入力として太陽磁気活動のプロキシを必要とします。最も広く使用されているプロキシは、それぞれ100年および1000年スケールの太陽黒点記録と宇宙線同位体データです。しかし、これはどれも、太陽の増光に関与する白斑とネットワークの長期的な進化の十分に良い、独立した説明を提供しません.これは、太陽放射照度の長期的な変化の振幅に不確実性をもたらします。ここでは、太陽周期よりも長い時間スケールでの放射照度再構築を改善し、長期変動の大きさの既存の不確実性を減らすための最近の取り組みを確認します。特に、より物理的な放射照度モデルへの入力として太陽大気の3D磁気流体力学シミュレーションを使用する可能性と、1892年までさかのぼる直接的な黄斑情報を暗号化する歴史的なフルディスクCaIIK観測の可能性を強調します。
細孔境界における光球過渡フィラメントの崩壊と彩層応答
| Title |
Decay_of_a_photospheric_transient_filament_at_the_boundary_of_a_pore_and_the_chromospheric_response |
| Authors |
Philip_Lindner,_Rolf_Schlichenmaier,_Nazaret_Bello_Gonz\'alez,_Jaime_de_la_Cruz_Rodr\'iguez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03072 |
細孔と黒点の間の中間段階はまれな現象であり、一時的な光球の半影のようなフィラメントの形成で現れることがあります。このようなフィラメントの進化中に磁場は急速に変化しますが、それらが磁気再接続イベントに関連していることはまだ示されていません。FeI6173{\AA}とCaII8542{\AA}線の分光偏光データとCaIIK3934{\AA}の分光データを含むスウェーデン太陽望遠鏡からのNOAAAR12739の細孔の観測を分析しました。ライン。VFISVMilne-EddingtonインバージョンコードとマルチラインNon-LTEインバージョンコードSTiCを利用して、光球と彩層の大気パラメータを取得しました。傾斜した磁場の複数のフィラメント状構造が、細孔の境界で光球傾斜マップに見られますが、細孔は半影を発達させませんでした。フィラメントの1つは、光球の青方偏移に加えて、連続強度マップで明確な対応を示しています。その崩壊の間に、CaII8542{\AA}線の青い翼の増光が観察されます。CaIIK3934{\AA}とCaII8542{\AA}線は、この領域の複雑なスペクトルプロファイルを示しています。利用可能なすべてのラインからのデータを使用した深さ依存のSTiCインバージョンの結果は、logtau=-3.5で温度上昇(約1000ケルビン)と双方向の流れ(最大8km/s)をもたらします。崩壊するフィラメント(光球で観測される)の温度上昇と高光球/低彩層における双方向の流れとの時間的および空間的相関関係は、それらが関連していることを示唆しています。光球の上昇する磁束チューブの端で磁気リコネクションが発生するシナリオを提案します。これは、光球のフィラメントの崩壊と観測された温度上昇の両方につながり、高光球/低彩層で双方向の流れが発生します。
原始惑星系円盤におけるダストドリフトと降着の中間赤外線ブレンドと連続体の特徴
| Title |
Mid-infrared_blends_and_continuum_signatures_of_dust_drift_and_accretion_in_protoplanetary_disks |
| Authors |
S._Antonellini,_I._Kamp,_L.B.F.M_Waters |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03149 |
HCNと水のMIR混合フラックスの相関関係は、ダストの進化の結果、つまりダストMIR不透明度の変化として説明できます。ディスクの内半径やディスクのフレア角度などの他のディスクプロパティは、HCNと水混合観測のダイナミックレンジを部分的にしかカバーできません。同時に、MIRSED勾配のダイナミックレンジは、ダストの進化よりもディスク構造(内半径、フレアリングなど)によってよりよく再現されます。私たちのモデルシリーズは、850{\μ}mでの連続フラックスとMIRHCN/H2Oブレンド比の間で観測された傾向を再現していません。ただし、私たちのモデルは、この連続体フラックスがディスク質量の一意の指標ではないことを示しているため、最適な結果を得るには補完的な観測データと組み合わせて使用する必要があります。MIRH2OブレンドフラックスとMIRSEDの間の反相関の存在は、ダストがディスク内で進化し、スピッツァースペクトル領域でより低い不透明度とより強い特徴を生成するシナリオと一致していますが、ガスは最終的に後の段階で枯渇します。ディスクに内部空洞を残します。
異なる太陽経度での太陽エネルギー粒子イベント開始: パーカースパイラルジオメトリにおける乱流の影響
| Title |
Solar_Energetic_Particle_event_onsets_at_different_heliolongitudes:_The_effect_of_turbulence_in_Parker_Spiral_Geometry |
| Authors |
T._Laitinen_(1),_S._Dalla_(1),_C.O.G._Waterfall_(1),_A._Hutchinson_(1)_((1)_Jeremiah_Horrocks_Institute,_University_of_Central_Lancashire,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03168 |
太陽の噴火中に加速された太陽エネルギー粒子(SEP)は、惑星間空間の広い太陽経度範囲に急速に到達することが観測されています。これらの場所にアクセスするには、SEPが広い粒子源で加速されているか、パーカーの平均らせん磁場を横切って伝播している必要があります。平均磁場の螺旋形状を考慮した太陽圏乱流の新しいモデルでSEPの伝播を研究し、この改善された記述がSEP経路長と1~auでのSEP強度の全体的な進化にどのように影響するかを評価します。パーカースパイラルに関して横および2Dであるモードによって支配される乱流モデルで100MeV陽子の全軌道テスト粒子シミュレーションを使用します。SEPは蛇行する磁力線に沿って広がり、太陽に注入されてから1時間以内に1~auで60$^\circ$日経範囲に到達し、蛇行する磁力線の範囲と一致することがわかった。SEPの開始時間は、パーカースパイラルに沿ってソースに接続されている場所に関して非対称であり、西側の場所では到着が早く、ピーク強度が高くなります。最初に到着するSEPの推定経路長は1.5-1.7~auで、パーカースパイラルより30-50\%長く、曲がりくねった磁力線の長さより20\%長い。その後、SEPの分布は広がり、磁力線を横切るSEPの拡散的な広がりと一致します。私たちの結果は、広い粒子源がなくても、SEPが平均的なパーカースパイラルフィールド全体に急速に伝播して、広範囲の経度に到達できることを示しています。モデル化されたSEP開始時間、ピーク強度、およびその後の太陽縦方向の進化は、観測されたいくつかのSEPイベントの特徴を再現します。異なる乱気流環境における惑星間輸送とソースサイズの相対的な重要性を調査するには、さらなる研究が必要です。
我々は天体物理ニュートリノ、特に超新星ニュートリノと銀河系外源からの超高エネルギーニュートリノに対するニュートリノ磁気モーメントの影響を研究しています。左手系ニュートリノが観測不可能な右手系一重項状態に磁気モーメントによって変換されると、地球におけるこれらのニュートリノのフラックスとフレーバー組成が大幅に変化する可能性があることを示しています。特に、超新星の中性子化バーストからのニュートリノは、そのフラックスをO(10%)の精度で予測することができ、ニュートリノの磁気モーメント$\sim\text{few}\times10^{-13}\mu_B$,電流制限を最大1桁下回ります。強力なフラックス予測が存在しない遠方の発生源からの高エネルギーニュートリノについて、地球でのフレーバー組成をハンドルとして使用して、潜在的に$\text{few}\times10^{-17}\mu_B$単一のソースからのニュートリノで測定を実行できる場合。どちらの場合も、感度は銀河系に強く依存します。視線に沿った銀河間磁場プロファイル。したがって、発見は磁気モーメントの非常に小さな値まで可能ですが、発見がないからといって、同様に強い限界があることを意味するわけではありません。また、古典的な磁場によるコヒーレント偏向から個々の散乱ターゲットでの非コヒーレント散乱への移行に特に注意を払いながら、右手系ニュートリノ質量に対する結果の依存性についてもコメントします。最後に、高エネルギーの天体物理学ニュートリノのフレーバー比を使用して、かなり楽観的ではあるが完全に法外ではない仮定の下で、$10^{-19}\mu_B$オーダーの標準モデルディラックニュートリノ磁気モーメントの測定が可能である可能性があることを示します。
暗黒物質の素粒子物理学と天体物理学に関する TASI レクチャー
暗黒物質(DM)の素粒子物理学と天体物理学に関するこれらのレクチャーノートは、TASI2022``ヒッグス発見から10年:素粒子物理学の現在と未来''で配信されました。学生と初心者のポスドクは、粒子DMモデルの間接的（つまり、天体物理学的および宇宙論的）プローブに取り組んでいます.DMモデルと間接検出は広く議論されていますが、弱く相互作用する質量粒子（WIMP）とアクシオンの例は詳細に解決されています.対象となるトピックには次のものが含まれます:構造形成の宇宙論と天体物理学におけるDMの役割(銀河のDM密度プロファイルを含む)、粒子DMモデルの一般的な制約、最小DMの理論、関連する例示的な例としてのヒグシノを使用した間接検出今後のチェレンコフ望遠鏡アレイを含むガンマ線、強力なCP問題の解決策としてのアクシオン、および可能性のあるウルトラの議論を含むDM候補等曲率摂動、$N_{\rmeff}$、ブラックホールの超放射、電波望遠鏡、スペクトル変調、恒星偏光、恒星冷却などのアクシオンの天体物理探査。フェルミ銀河のDMの説明に関連するフェルミ大域望遠鏡からのガンマ線データを使用したセグエI矮小銀河に向けたDM消滅探索の統計分析の例を含む、関連する分析を読者に説明するJupyterノートブックの例が提供されています。センターオーバー。また、素粒子物理学および天体素粒子物理学の頻度論的統計についても紹介します。これらの講義ノートは教育的であることを意図しており、今後10年間で粒子DMの検索において重要な役割を果たすように設定されている、基礎となる物理的原理と分析技術の説明に焦点を当てています。
| Title |
Bayesian_uncertainty_quantification_of_perturbative_QCD_input_to_the_neutron-star_equation_of_state |
| Authors |
Tyler_Gorda,_Oleg_Komoltsev,_Aleksi_Kurkela,_Aleksas_Mazeliauskas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02175 |
中性子星コアの状態方程式は、高密度での摂動量子色力学(QCD)計算への一貫した接続を必要とすることによって制約を受ける可能性があります。QCD入力の制約力は、高次項の欠落による不確実性、非物理的な繰り込みスケールの選択、およびQCD計算が実行される参照密度に依存します。ベイジアンアプローチ内で、摂動QCDシリーズの収束について説明し、高密度での不確実性を定量化し、不確実性を中性子星密度まで体系的に伝播するためのフレームワークを提示します。中性子星の推定に対するQCD入力の影響は、不確実性の推定で行われたさまざまな非物理的な選択に影響されないことがわかりました。
100 eV でのシリコンの核反跳イオン化収率の最初の測定
| Title |
First_measurement_of_the_nuclear-recoil_ionization_yield_in_silicon_at_100_eV |
| Authors |
M.F._Albakry,_I._Alkhatib,_D._Alonso,_D.W.P._Amaral,_P._An,_T._Aralis,_T._Aramaki,_I.J._Arnquist,_I._Ataee_Langroudy,_E._Azadbakht,_S._Banik,_P.S._Barbeau,_C._Bathurst,_R._Bhattacharyya,_P.L._Brink,_R._Bunker,_B._Cabrera,_R._Calkins,_R.A._Cameron,_C._Cartaro,_D.G._Cerde\~no,_Y.-Y._Chang,_M._Chaudhuri,_R._Chen,_N._Chott,_J._Cooley,_H._Coombes,_J._Corbett,_P._Cushman,_S._Das,_F._De_Brienne,_M._Rios,_S._Dharani,_M.L._di_Vacri,_M.D._Diamond,_M._Elwan,_E._Fascione,_E._Figueroa-Feliciano,_C.W._Fink,_K._Fouts,_M._Fritts,_G._Gerbier,_R._Germond,_M._Ghaith,_S.R._Golwala,_J._Hall,_N._Hassan,_S.C._Hedges,_B.A._Hines,_Z._Hong,_E.W._Hoppe,_L._Hsu,_M.E._Huber,_V._Iyer,_V.K.S._Kashyap,_M.H._Kelsey,_A._Kubik,_N.A._Kurinsky,_M._Lee,_A._Li,_L._Li,_M._Litke,_J._Liu,_Y._Liu,_B._Loer,_E._Lopez_Asamar,_P._Lukens,_D.B._MacFarlane,_R._Mahapatra,_V._Mandic,_N._Mast,_A.J._Mayer,_H._Meyer_zu_Theenhausen,_._Michaud,_E._Michielin,_N._Mirabolfathi,_B._Mohanty,_B._Nebolsky,_J._Nelson,_H._Neog,_V._Novati,_J.L._Orrell,_M.D._Osborne,_S.M._Oser,_W.A._Page,_S._Pandey,_R._Partridge,_D.S._Pedreros,_L._Perna,_R._Podviianiuk,_F._Ponce,_S._Poudel,_A._Pradeep,_M._Pyle,_W._Rau,_E._Reid,_R._Ren,_T._Reynolds,_A._Roberts,_A.E._Robinson,_J._Runge,_T._Saab,_D._Sadek,_B._Sadoulet,_I._Saikia,_J._Sander,_A._Sattari,_B._Schmidt,_R.W._Schnee,_S._Scorza,_B._Serfass,_S.S._Poudel,_D.J._Sincavage,_P._Sinervo,_Z._Speaks,_J._Street,_H._Sun,_F.K._Thasrawala,_D._Toback,_R._Underwood,_S._Verma,_A.N._Villano,_B._von_Krosigk,_S.L._Watkins,_O._Wen,_Z._Williams,_M.J._Wilson,_J._Winchell,_K._Wykoff,_S._Yellin,_B.A._Young,_T.C._Yu,_B._Zatschler,_S._Zatschler,_A._Zaytsev,_A._Zeolla,_E._Zhang,_L._Zheng,_Y._Zheng,_A._Zuniga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02196 |
我々は、極低温フォノン感受性グラムスケール検出器を用いてシリコン中の核反跳イオン化収率を測定した。単一エネルギービームからの中性子は、4\,keVから100\,eVまでのエネルギー蓄積に対応する角度でシリコン核から散乱します。これは、これまでに調べられた中で最も低いエネルギーです。結果は、100\,eVを超えるイオン化生成しきい値の兆候を示していません。これらの結果は、イオン化収率理論のさらなる調査と、keVスケール未満のエネルギーでの検出器応答関数の包括的な決定を必要とします。
らせん流体乱流での輸送
速度論的ヘリシティ(以下、ヘリシティ)は、速度と流れに沿った渦度との相関関係によって定義されます。ヘリシティは、エネルギーと同様に、流体力学的方程式の非粘性不変量です。エネルギーとは対照的に、乱流強度の尺度である乱流ヘリシティは、変動運動に関連する右巻きと左巻きのねじれを表し、揺らぎの構造的またはトポロジー的特性の尺度を提供します。乱流輸送に対するヘリシティ効果は、最低次（均一および等方性）速度相関の非反射対称部分を含めることにより、複数スケールの繰り込まれた摂動展開理論の枠組みで分析的に取得できます。運動量輸送へのヘリシティ関連の寄与の物理的重要性が説明されています。レイノルズ応力の解析的表現を利用して、ヘリシティ効果を組み込んだ乱流モデル（ヘリシティモデル）を構築します。このヘリシティモデルを旋回流に適用して、流れの顕著な特性を説明する際の有効性を示します。輸送抑制に加えて、回転と相まって不均一なヘリシティが大規模な流れを誘発する可能性があります。ヘリシティによる地球規模の流れの生成を確認する直接数値シミュレーション(DNS)の結果もレビューされ、その後、地球物理学および天体物理学の流れ現象におけるいくつかの可能なアプリケーションが続きます。
過冷却出口: QCD トリガー共形対称性の破れからの重力波
古典的な共形標準モデルの拡張により、初期宇宙の興味深い熱履歴が予測されます。一般的なパラダイムとは対照的に、宇宙が熱膨張の期間を経ている間、電弱相転移の開始は大幅に遅れる可能性があります。次に、一次キラル相転移は、電弱対称性の破れを引き起こすだけでなく、過冷却からの脱出を開始する可能性があります。このシナリオのダイナミクスを研究するために、一次遷移を示す低エネルギークォークベースのQCD有効モデルに焦点を当てます。熱膨張が終了すると大量の潜熱が自然に関与しますが、QCDスケールの前の過冷却期間が移行のタイムスケールを大幅に高めることがわかりました。この増強は、将来の重力波天文台での大きな観測の見通しを意味します。私たちの結果は、幅広いクラスのスケール不変のSM拡張、および強く結合されたダークセクターに容易に適用できます。
曲がった宇宙における温暖インフレーション中の暗黒物質と放射線の生成 - 不可逆的な熱力学的アプローチ
| Title |
Dark_matter_and_radiation_production_during_warm_inflation_in_a_curved_Universe-an_irreversible_thermodynamic_approach |
| Authors |
Teodora_Matei,_Tiberiu_Harko,_Gabriela_Mocanu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02464 |
物質の生成/消滅を伴う開放系の不可逆的な熱力学を使用して、暖かいインフレーションモデルの枠組みでスカラー場の崩壊の結果として暗黒物質粒子の生成を調査します。曲率項が存在する場合、スカラー場、放射、および暗黒物質を、均一で等方性のフリードマン-ルメートル-ロバートソン-ウォーカー(FLRW)宇宙における相互作用する3成分の宇宙流体と見なします。重力場の方程式と共に3成分の宇宙流体に適用される開放系の熱力学は、暖かいインフレーションモデルの理論的基礎である基本的なスカラー場-放射相互作用モデルの一般化につながります。さらに、物質生成を記述する崩壊(生成)圧力は、宇宙流体のエネルギー-運動量テンソルの一部として明示的に考慮されます。コヒーレントに振動するスカラー波を記述する特定の理論モデルが考慮されます。特に、重力場方程式の数値解を考慮することにより、初期宇宙の動的進化における曲率項の役割を調査します。私たちの結果は、宇宙がインフレ時代の終わりに平らになるという事実にもかかわらず、曲率項が存在する場合、宇宙の進化の最初の段階で依然として重要な役割を果たしている可能性があることを示しています。
等角幾何学の標準モデル: ローカル vs ゲージスケール不変性
標準モデル(SM)とアインシュタインの重力を超えた比較的局所的なワイル対称性とゲージ化されたワイル対称性、およびそれらの幾何学的解釈について説明します。SMとアインシュタインの重力は、ワイル共形(非計量)幾何学の特別な限界であるワイル可積分幾何学への自然な埋め込みを認めます。この理論には、{\itlocal}ワイルスケール対称性がありますが、関連するゲージボソンはありません。このような対称性を持つ以前のモデルとは異なり、この埋め込みは本当に最小限です。つまり、SMと基礎となるジオメトリを超える追加のフィールドはありません。この理論は、関連付けられたワイルゲージボソンを使用して、{\itGauged}スケールの完全な不変性を持つワイル共形幾何学(SMW)における同様のSMおよびアインシュタイン重力の最小埋め込みと比較されます。大きな場の値では、どちらの理論も現実的なスタロビンスキー・ヒッグス型インフレーションを与えます。現在のモデルの壊れたフェーズは、SMWの壊れたフェーズの巨大なワイルゲージボソンのデカップリング限界であり、現在のモデルのローカルスケール対称性は、SMWのより大きなゲージスケール対称性の一部です。したがって、現在の理論ではSMWにゲージが埋め込まれています。SMWとは異なり、ローカルスケールの対称性を持つモデルでは、関連する電流は自明であり、この対称性の物理的な意味が懸念されることに注意してください。したがって、SMWは、効果的な理論として、(自発的に)壊れた段階でアインシュタイン重力を生成するスケール不変性のフルゲージ理論におけるSMのより基本的なUV完成です。
$Z_2$ 対称性を破るドメイン壁の一般的な消失の重力波サイン
| Title |
Gravitational_wave_signature_of_generic_disappearance_of_$Z_2$-symmetry_breaking_domain_walls |
| Authors |
Piyali_Banerjee_and_Urjit_A._Yajnik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02593 |
高スケールで離散パリティを破ると、$Z_2$ドメインの壁が生じます。そのような壁の準安定性は、壁を比較的長寿命にし、標準的な宇宙論と矛盾する可能性があります。類似の基本機能を持つ2つのクラスの理論、左右対称理論と2つのヒッグスダブレットモデルを検討します。これらの理論は、$Z_2$の離散対称性を破る2つのステップを効果的に持っています。最初のステップで高エネルギースケールで形成されたドメインは、2番目のステップで電弱スケール近くのサブドメインにさらに分解します。次に、QCDインスタントンによって引き起こされるエネルギー差により、ドメイン壁だけでなくサブドメイン壁もうまく除去できます。この結果は、磁壁の除去が小さな対称性の破れ項によって導かれるか、均一な真空の純粋に統計的な結果によって導かれるかに関係なく保持されます。次に、そのような磁壁の崩壊から生じる重力波を調査し、これらの波のピーク周波数が$10^{-9}$-$10^{-7}$Hz帯域にあり、$10の消滅温度に依存することを示します。^{-2}$-1GeV。これは、SKAやNANOGravなどのパルサータイミングベースの実験に敏感です。
MUYSC: エンドツーエンドのミュオグラフィ シミュレーション ツールボックス
| Title |
MUYSC:_An_end-to-end_muography_simulation_toolbox |
| Authors |
J._Pe\~na-Rodr\'iguez,_J._Jaimes-Teher\'an,_K._Dlaikan-Castillo,_L.A._N\'u\~nez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02627 |
ミュオグラフィは、地質学的構造または人為的構造を横断する指向性ミュー粒子束の減衰に基づくイメージング技術です。いくつかのシミュレーションフレームワークは、ミューオン生成(CORSIKAおよびCRY)とミューオン輸送(GEANT4、PUMAS、およびMUSIC)から検出器の性能(GEANT4)までの特殊なコードを組み合わせることで、ミュオグラフィ研究を実行するのに役立ちます。この方法論は非常に正確ですが、かなりの計算リソースと時間を消費します。この作業では、エンドツーエンドのPythonベースのMUographYシミュレーションコードを紹介します。MUYSCは、世界中のあらゆる地質構造の大まかなムオグラムを迅速に推定できるミュオグラフィシミュレーションフレームワークを実装しています。MUYSCは、観測場所でミュオンフラックスを生成し、地質ターゲットに沿ってミュオンを輸送し、望遠鏡で検出された積算ミュオンフラックスを決定します。さらに、MUYSCはミューオン検出器のパラメーター(受容度、立体角、角度分解能)を計算し、ターゲットの3次元密度分布を再構成します。いくつかのシミュレーションフレームワークの以前の結果と比較して、そのパフォーマンスを評価しました。
居住性の多元宇宙予測: 生命シナリオの起源
| Title |
Multiverse_Predictions_for_Habitability:_Origin_of_Life_Scenarios |
| Authors |
McCullen_Sandora,_Vladimir_Airapetian,_Luke_Barnes,_Geraint_F._Lewis,_Ileana_P\'erez-Rodr\'iguez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02678 |
生命の起源がまれであり、その出現場所の局所的な条件に敏感である場合、多元宇宙の枠組み内で平凡の原則を使用すると、これらの必要なものを作成するのに通常よりも優れた宇宙にいることに気付くかもしれません条件。この推論を使用して、いくつかの生命の起源のシナリオを調査し、それらが多元宇宙と互換性があるかどうかを判断します。これには、プレバイオティクススープシナリオ、熱水噴出孔、衝突によるプレバイオティクス物質の送達、およびパンスペルミアが含まれます。これらのシナリオのほとんどは、より弱い重力の宇宙への優先を誘発し、不均衡の原因として太陽放射または大きな影響を伴うパンスペルミアおよびシナリオは好まれないことがわかりました。さらに、生命の起源が考慮されていない場合に好ましくないいくつかの仮定された居住可能性基準が多元宇宙と互換性を持つようになること、および生命の出現と知性の出現の両方が不均衡な生産条件に敏感になることはできないことを示します。
回転するブラック ホールが捉えた宇宙ストリング ループのシミュレーション
| Title |
Simulating_cosmic_string_loop_captured_by_a_rotating_black_hole |
| Authors |
Heling_Deng,_Andrei_Gruzinov,_Yuri_Levin_and_Alexander_Vilenkin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02726 |
ストリングの再接続を無視して、回転するブラックホールによって捕捉された宇宙ストリングループのダイナミクスを研究します。ループはカー時空で数値的に進化し、その結果、赤道面のブラックホールの周りを回転する1つまたは複数の成長または収縮する二重線になります。これは、弦ループに関連する補助曲線の進化を研究したXingらによって調査された問題の近似分析処理とよく一致しています。補助曲線の変形が実際に現実的な物理シナリオでの弦の動きを合理的な精度で記述できることを確認し、したがって、超放射やキャプチャされたループの再接続などの他の現象をさらに研究するために使用できます。
因果的にコヒーレントなインフレホライズンの角度相関
スローロールインフレーションにおける標準的な因果幾何学的関係に基づいて、最大角度スケールでの宇宙マイクロ波背景異方性の相関モデルを開発します。量子化された場のモードに基づく標準モデルとは異なり、原因となるダイヤモンドの球面境界での非局所的な方向コヒーレンスを伴う摂動を記述します。因果的制約は、独立した自由度の数を減らし、新しい角度対称性を課し、純粋な角度2点相関の宇宙分散を排除します。真空ゆらぎによる因果構造の歪みは、標準的なインフレーションホライズンによって形成された因果ダイヤモンドの曲面上の非局所的にコヒーレントな方向変位を伴う、ランダムに方向付けられた発信および着信重力ゼロショックからの重力記憶としてモデル化されます。角度分布は、CMB光球と他のインフレーションホライズンを表す共動球の円形交点における軸対称の衝撃変位によって決定されます。インフレーション終了時の薄い球体の変位は、小さな角度スケールでは標準的な期待値に近似する独自の角度パワースペクトル$C_\ell$を持ちますが、大きな角度スケールでは地平線の曲率により大幅に異なります。薄い球体の場合、モデルは正確な「因果的影」の対称性$C(\pi/4<\Theta<3\pi/4)=0を持つユニバーサル角度相関関数$C(\Theta)$を予測します。$、および重大な大角度パリティ違反。モデルをWMAPおよびPlanck衛星データと比較するためにランク統計を適用し、形状パラメーターまたは宇宙分散のない因果関係のあるモデルが、測定された$C(\Theta)$と大部分($>0.9999$)標準モデルの実現。ホログラフィック因果対称性のモデルに依存しないテストが提案されています。
モジュラーフレーバー対称性からのモジュライインフレーション
モジュラーフレーバー対称性によって制御されるスローロールインフレーションモデルを研究します。モデルでは、モジュラス場がインフレトンの役割を果たし、超ポテンシャルのモジュラー形式に結合されたスタビライザー場の導入により、インフレトンポテンシャルが生成されます。スローロールインフレーションのフラットな方向を生成するために、モジュラ形式によって補正されたケーラーポテンシャルを考慮します。インフレーションの間、インフレーション方向に垂直なモジュラスフィールドが安定することに注意してください。モデルは現在の観測と一致することが判明し、一部のパラメータ空間では$\alpha$アトラクタモデルと同様に動作します.インフレーションの終わりに、インフレトンはCP対称真空にロールダウンします.
量子重力によるハッブル張力の可能な解
Planck2018とSH0ESデータセットから生じるハッブル張力に対処するために、インフレーション中の量子重力の関連性を調査します。インフレーション中の量子重力の影響が$H_0$の変化率を増加させ、それによって観察された$H_0$の広い範囲を説明できることを示します。さらに、インフレーションに対する量子重力効果により、再加熱開始時の温度が標準的な場合よりも低くなり、再加熱プロセスの遅延を引き起こす可能性があることを示しています。ハッブル張力を解決するには、量子重力の役割は避けられません。現在の研究の結果は、ハッブル張力の解決、インフレーションモデルと量子重力の検証に使用される可能性があります。
| Title |
Relativistic_cosmology_and_intrinsic_spin_of_matter:_Results_and_theorems_in_Einstein-Cartan_theory |
| Authors |
Paulo_Luz_and_Jos\'e_P._S._Lemos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03104 |
まず、4つの時空次元での1+3スレッド時空分解の構造方程式の一般的なセットを提示することから始めます。これは、計量互換アフィン接続に基づくあらゆる重力理論に有効です。次に、これらの方程式をアインシュタイン-カルタン理論の宇宙論的解の研究に適用します。この理論では、固有のスピンを持つ完全な流体によって物質がモデル化されます。計量テンソルは、一般的なFLRWソリューションによって記述できることが示されています。ただし、ねじれの存在により、ワイルテンソルが消失しない場合があります。ねじれテンソルとワイルテンソルの間の結合は、この宇宙モデルでは、宇宙は平らか開いている必要があり、閉じた宇宙の可能性を確実に排除しているという結論につながります。オープンケースでは、ワイルテンソルの磁気部分のトレースレス部分の波動方程式を導出し、動的宇宙における物質の固有スピンが重力波の生成と放出にどのようにつながるかを示します。最後に、この宇宙論モデルでは、固有のスピンを源とするトーションテンソルが、宇宙の正の加速膨張に寄与していることがわかりました。モデルの理論的予測を現在の実験データと比較すると、ねじれは宇宙定数の役割を完全に置き換えることはできないと結論付けています。
光スカラーボソンの恒星冷却限界の再検討
標準モデル粒子への結合がヒッグス粒子との混合によって記述される光スカラー粒子の星の冷却限界を再検討します。電子原子核制動放射過程と媒質中の共鳴プラズマ効果によって強い制約が得られた。電子と原子核の散乱による制動放射の寄与は、オフレゾナント混合を含むプラズマ混合効果と同様の大きさであることがわかりました。スカラー結合の制約は、以前の評価よりも約3桁弱いことがわかっています。白色矮星の場合、パウリのブロッキング効果により、星の冷却制約はさらに抑制されます。スカラー質量が約10keVよりも軽い領域で、10^{-10}～10^{-8}のヒッグススカラー混合角の極限が得られます。
修正重力における大質量白色矮星の不安定性
| Title |
In-Stabilities_of_massive_white_dwarfs_in_modified_gravity |
| Authors |
Ronaldo_V._Lobato,_Geanderson_A._Carvalho,_Neelima_G._Kelkar_and_Marek_Nowakowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03243 |
超チャンドラセカール白色矮星は、超新星Ia型(SNIa)との関連性から、科学界でここ数年タイムリーな話題になっています。いくつかの初期の研究では、白色矮星がチャンドラセカール限界を超える可能性に磁場を使って取り組んだ。最近では、これらの星がチャンドラセカール限界を超えて超新星の前駆体になる理由として、修正された重力が強調されています。ただし、一般に、星の構造と状態方程式(EoS)については単純な仮定が考慮されているため、信頼できない結論につながる可能性があります。この作業では、最大質量を制限する核の不安定性を考慮して、一般相対性理論と修正重力における白色矮星を記述するために、厳密になり、現実的なEoSを検討したいと考えています。
天体物理学上の物体の質量は、それが引き起こす別の物体の重力レンズ作用の量によって見積もることができます。ただし、推定に到達するには、重力の逆二乗法則、または同等に魅力的な$1/r$の可能性が有効であると仮定します。上記は、銀河の長さスケールでの対数ポテンシャルによって増強され、平らな銀河の回転曲線を説明するために以前に提案され、特定の質量に対してより大きな偏向角を予測することを示しています。つまり、オブジェクトの真の質量は推定値よりも小さくなります。これは、さまざまな観測結果を説明する上での暗黒物質の重要性と役割を低下させる可能性があります。
