ハローの職業分布の進化の起源について
私たちは、TNG300磁気流体力学シミュレーションと、サブハロー存在量マッチング(SHAM)を使用して構築されたモックカタログを使用して、ハロー占有分布(HOD)の赤方偏移進化の起源を研究します。我々は、赤方偏移範囲$0\lez\le3$にわたる、固定数密度で選択された恒星質量の銀河サンプルを分析します。私たちはそれらのハロー占有関数を測定し、HODパラメーターを当てはめて、宇宙時間にわたるそれらの進化を研究します。TNG300銀河の集団は、シミュレーションに実装されたバリオン物理学に強く依存します。対照的に、散乱のない基本的なSHAMモデルによって予測された銀河集団は、暗黒物質シミュレーションの宇宙論の直接の結果です。HODの進化は両方のモデルで類似しており、半解析モデルにおけるHODの進化に関する以前の研究と一致していることがわかりました。具体的には、これは、中心銀河と衛星銀河の特徴的なハロー質量間の比率に当てはまります。モデル間で進化が異なる唯一のHODパラメータは$\sigma_{\rmlogM}$です。これには、銀河の恒星質量とハローの質量関係に関する情報が含まれており、銀河クラスタリングには強い影響を与えません。また、宇宙論的パラメーターの特定の値への依存性が小さいことも示します。私たちは、銀河サンプルの宇宙論、つまりバリオン物理学の処方ではなく、構造の宇宙論的階層的成長が、恒星質量で選択されたサンプルのHODの進化を支配すると結論付けています。これらの結果は、シミュレーションされた光円錐に銀河を配置する上で重要な意味を持ち、さまざまな赤方偏移でのクラスタリングデータの解釈を容易にすることができます。
$\Lambda$CDM モデルのバックグラウンド進化は観測結果と一致していますか?
| Title |
Is_the_background_evolution_of_$\Lambda$CDM_model_consistent_with_observations? |
| Authors |
Yang_Liu,_Bao_Wang,_Hongwei_Yu_and_Puxun_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19634 |
この研究では、宇宙背景ダイナミクスを調査するための、宇宙論的モデルに依存しない新しい方法を確立します。最新のパンテオン+Ia型超新星サンプルとハッブルパラメーター測定を利用して、0.2から0.6の範囲の5つの異なる赤方偏移点でハッブルパラメーターと減速パラメーターの値を取得し、それらが$\の予測から逸脱する可能性があることを発見しました。$2\sigma$以上のLambda$CDMモデル。さらに暗黒エネルギーの状態方程式を調べたところ、$-1$線付近でわずかに振動している暗黒エネルギーの状態方程式が支持されていることがわかりました。
クエーサー: 超新星 Ia の精度を持つ、最大 z=7.5 の標準キャンドル
| Title |
Quasars:_standard_candles_up_to_z=7.5_with_the_precision_of_Supernovae_Ia |
| Authors |
Maria_Giovanna_Dainotti,_Giada_Bargiacchi,_Aleksander_{\L}ukasz_Lenart,_Shigehiro_Nagataki,_Salvatore_Capozziello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19668 |
現在、冷たい暗黒物質の存在と宇宙定数$\Lambda$に依存する$\Lambda$ColdDarkMatterモデルが宇宙を最もよく表しています。しかし、Ia型超新星(SNeIa)($z=2.26$まで)と宇宙マイクロ波背景放射($z=1100$)の間の高赤方偏移($z$)領域の情報が不足しています。宇宙論的モデルとその進化の可能性をテストします。我々は、SNeIaと同じ精度で物質密度パラメータ$\Omega_M$を決定する固有分散$\delta=0.007$を低減した$z=7.54$までの983個のクエーサーのサンプルを定義しました。これまでの解析では宇宙論的ツールとしてクエーサーが使用されてきましたが（例：RisalitiandLusso2019）、高赤方偏移源、この場合はクエーサーがスタンドアロンの宇宙論的プローブとして$\Omega_M$にこれほど厳しい制約を与えるのは今回が初めてです。私たちの結果は、選択バイアスと赤方偏移の進化に対する宇宙論的関係を修正することの重要性と、黄金サンプルの選択によって固有の散乱がどのように大幅に低減されるかを示しています。これは、標準的な宇宙論的キャンドルとしてのクエーサーの信頼性を証明しています。
Taiji-TianQin-LISA ネットワーク: 明るいサイレンと暗いサイレンの両方を使用してハッブル定数を正確に測定
| Title |
The_Taiji-TianQin-LISA_network:_Precisely_measuring_the_Hubble_constant_using_both_bright_and_dark_sirens |
| Authors |
Shang-Jie_Jin,_Ye-Zhu_Zhang,_Ji-Yu_Song,_Jing-Fei_Zhang,_Xin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19714 |
今後数十年間で、Taiji、TianQin、LISAなどの宇宙ベースの重力波(GW)検出器は、大質量ブラックホール連星(MBHB)の合体によって放出されるミリヘルツGWを検出できるネットワークを形成すると期待されています。この研究では、宇宙論的パラメータの制約における太地-天秦-LISAネットワークからのGW標準サイレンの可能性を調査します。電磁波（EM）対応物が検出できる楽観的なシナリオでは、3つの異なるMBHB集団モデル、つまり、popIII、Q3d、およびQ3nodに基づいて、検出可能な明るいサイレンの数を予測します。私たちの結果は、Taiji-TianQin-LISAネットワークだけで、ハッブル定数に対して$0.9\%$の制約精度を達成でき、精度宇宙論の標準を満たしていることを示しています。さらに、Taiji-TianQin-LISAネットワークは、特に動的ダークエネルギーモデルにおいて、CMBデータによって生成される宇宙論的パラメーターの縮退を効果的に破壊できる可能性があります。CMBデータと組み合わせると、CMB+Taiji-TianQin-LISAの結合データは、$w$CDMモデルで$\sigma(w)=0.036$を提供します。これは、CMB+SNデータから得られた最新の制約結果に近くなります。。また、EM対応製品が入手できないという保守的なシナリオも検討します。Taiji-TianQin-LISAネットワークによるMBHBの空の正確な位置特定により、ハッブル定数の制約精度は1.1\%に達すると予想されます。結論として、太地-天秦-LISAネットワークのGW標準サイレンは、ハッブル緊張を解決し、ダークエネルギーの性質に光を当てる上で重要な役割を果たすだろう。
重力崩壊による迅速なカスプ形成に対する角運動量の影響について
この研究では、角運動量の役割を考慮しながら、密度ピークの崩壊後の発展に関してホワイトによって提案されたモデルを拡張します。ホワイトの論文のように、ピークの崩壊$t_{0}$よりも小さいタイムスケールでは、ピークの内部領域は平衡に達し、尖ったプロファイルを形成しますが、べき乗則密度プロファイルはより平坦です。つまり$\rho\proptor^{-1.52}$は、CDM宇宙でどのように進化するかの理論モデルで得られた特定の角運動量$J$、つまり$J\proptoM^{2/3}$を使用します。前の結果は、角運動量が密度プロファイルの傾きにどのような影響を与えるか、および高解像度の数値シミュレーションでわずかに平坦なプロファイルがどのように得られるかを示しています。つまり$\rho\proptor^{\alpha}$,$(\alpha\simeq-1.5)$を再入手できます。シミュレーションと同様に、私たちのモデルでは断熱収縮は考慮されていません。これは、モデルの改良と同様に、より包括的なシミュレーションによって密度プロファイルの傾きに異なる値が得られる可能性があることを意味します。
GW170817を使用したハッブル定数の標準的なサイレン測定と、対応する電磁残光の最新の観測
| Title |
A_standard_siren_measurement_of_the_Hubble_constant_using_GW170817_and_the_latest_observations_of_the_electromagnetic_counterpart_afterglow |
| Authors |
A._Palmese,_R._Kaur,_A._Hajela,_R._Margutti,_A._McDowell,_A._MacFadyen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19914 |
重力波(GW)イベントGW170817に対応する電磁波の最新の測定値を使用して、ハッブル定数$H_0$に対する新しい制約を提示します。私たちは、GW検出後$\sim3.5$年後までの残光の最新の光学、X線、電波観測を使用し、主銀河の固有速度の影響を適切に考慮しています。$75.46^{+5.34}_{-5.39}$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$(68\%信頼区間)、$\sim7\%$精度の測定値が見つかりました。これは、最初の標準サイレン測定の$14\%$精度と比較して大幅な改善です。私たちの結果は、セファイドアンカー超新星と$1\sigma$以内、ハッブル定数の宇宙マイクロ波背景背景測定と$1.5\sigma$以内で一致しています。また、残光をフィッティングする際に行われたさまざまな仮定がハッブル定数の推定に及ぼす影響も調査します。
スカラー摂動によって引き起こされる重力波の原始非ガウス性と異方性
| Title |
Primordial_Non-Gaussianity_and_Anisotropies_in_Gravitational_Waves_induced_by_Scalar_Perturbations |
| Authors |
Jun-Peng_Li,_Sai_Wang,_Zhi-Chao_Zhao,_Kazunori_Kohri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19950 |
原初の非ガウス性は、初期宇宙、特にインフレーション時代の物理学の重要な情報をエンコードしています。局所型の原始非ガウス性を調査するために、初期宇宙の放射線支配中に線形宇宙論的スカラー摂動によって引き起こされる重力波背景の異方性を研究します。我々は、このようなスカラー誘起重力波の角パワースペクトルに対する初めての完全な解析を提供します。スペクトルは、初期の不均一性、サックス-ウルフ効果、およびそれらの交差によって表現されます。周波数依存性と多極子依存性があることが予想されます。つまり、$C_\ell(\nu)\propto[\ell(\ell+1)]^{-1}$($\nu$は周波数、$\)ell$は$\ell$番目の球面調和多重極子を指します。特に、この背景の初期の不均質岩は重力波の周波数に依存します。これらのプロパティは、コンポーネントの分離、前景の除去、モデルパラメーターの縮退の解消に潜在的に役立ち、非ガウスパラメーター$f_{\mathrm{NL}}$を測定可能にします。さらに、理論的な予想は将来、宇宙搭載の重力波検出器によってテストされる可能性があります。
ダイナミックダークエネルギーからのCosmic-Dawn 21cm信号
21cmの信号は、宇宙の夜明けの物理学を理解するために最も重要な測定値です。それは宇宙の膨張の歴史と暗黒エネルギーの性質を理解する鍵となります。この論文では、特別な動的ダークエネルギーである相互作用シュヴァリエ・ポラースキー・リンダー(ICPL)モデルの特徴的な21cmのパワースペクトルに焦点を当て、それを$\Lambda$CDMおよびCPLモデルのパワースペクトルと比較しました。HERAの予想されるノイズから、将来のより正確な実験により、21cmのパワースペクトルで相互作用する暗黒エネルギーの特徴を検出できることがわかりました。輝度温度を研究することで、$\Lambda$CDMと比較してICPLモデルがEDGESの観測に近いことがわかり、理論と実験の間の緊張が緩和されました。
MARDELS: 全天 X 線で選ばれた銀河団カタログ
我々は、銀河系外の空25,000度^2にわたる8,471個のX線選択された銀河団のMARDELSカタログを提示します。深いマルチバンド光学イメージングデータの蓄積、光学対応分類アルゴリズムMCMFの開発、銀河系外の空をカバーするDESILegacySurveyDR10カタログのリリースにより、それが可能になりました。ROSATX線衛星の打ち上げ--ROSATAll-Sky-Surveyソースカタログ(2RXS)で検出された銀河団の大部分を特定するため。結果として得られた90%純粋なMARDELSカタログは、ICMが選択したこれまでで最大のクラスターサンプルです。MARDELSは、銀河群から宇宙で最も大規模なクラスターに至るまでのクラスター質量の大きなダイナミックレンジを調査します。クラスターの赤方偏移分布はz~0.1でピークに達し、赤方偏移z~1まで広がります。z~0.4までは、MARDELSサンプルには、ICMが選択した他のサンプルよりも赤方偏移間隔(dN/dz)あたりにより多くのクラスターが含まれています。メインサンプルに加えて、6,930個と5,522個のクラスターを含む2つのサブサンプルがあり、それぞれ純度95%と99%を示します。X線曝露時間や背景変動、2RXSで採用された存在尤度の選択、MCMFによる光学クリーニングの影響など、ほとんどの観測効果を組み込んだ現実的な模擬カタログを使用して、クラスター宇宙論研究におけるサンプルの有用性を予測します。。DESベースの弱いレンズ解析からの観測可能な質量関係パラメーターに対する現実的な事前分布を使用して、パラメーター$\Omega_\に対するMARDELSxDESサンプルの拘束力が0.026、0.033、および0.15($1\sigma$)であると推定します。それぞれmathrm{m}$、$\sigma_8$、$w$。
ファジィ暗黒物質宇宙の大規模構造の有効場理論
超軽量スカラー場とその非相互作用クラス、いわゆるファジー暗黒物質(FDM)は、標準的な冷たい暗黒物質の小規模問題を解決するために導入された暗黒物質の候補です。この論文では、小規模な影響、特に量子圧力が、この問題の大規模な統計に大きな痕跡を残す可能性があるかどうかについて検討します。この目的のために、小規模な物理学が統合され、自由パラメータのセットのみによって大規模に表現される大規模構造の有効場理論(LSSのEFT)を利用します。これらのパラメータは、宇宙論的シミュレーションに適合させることによって決定できます。\textit{Gadget-2}コードを使用して、辺の長さ$250\,h^{-1}\,\mathrm{Mpc}$の箱内の$512^3$粒子の進化を研究します。EFT予測をシミュレーションデータに当てはめて、音速の値を決定します。FDMの場合には、大規模なスケールで正確な(目的に十分な)結果を生成するのに十分な、抑制されたFDM初期条件を使用します。異なる質量で3つのFDMシミュレーションを実行し、その音速を標準の冷暗黒物質(CDM)シミュレーションと比較します。FDMの音速はCDMよりもわずかに速いことがわかりました。CDMからのFDMの音速の偏差は、FDM質量が低いほど大きくなります。私たちは、FDMの影響は小規模な規模だけに限定されるものではなく、大規模な規模でこの問題を研究することでその影響を探ることができると結論付けています。現在は観測範囲を超えていますが、今後の観測で識別することは可能です。
系外惑星の検出と特性評価のための高コントラスト積分場分光法のトレードオフ: 放出における若い巨大ガス惑星
| Title |
Trade-offs_in_high-contrast_integral_field_spectroscopy_for_exoplanet_detection_and_characterisation:_Young_gas_giants_in_emission |
| Authors |
Rico_Landman,_Ignas_Snellen,_Cristoph_Keller,_Mamadou_N'Diaye,_Fedde_Fagginger-Auer,_C\'elia_Desgrange |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19355 |
背景:高コントラストのイメージングと中解像度または高解像度の積分場分光法を組み合わせると、特に角度間隔が小さい場合に、系外惑星の検出率が向上する可能性があります。さらに、大気の特徴を示すために使用できる惑星のスペクトルがすぐに得られます。このような機器で達成可能なスペクトル分解能、波長範囲、およびFOVは、利用可能な検出器ピクセルの数によって制限されます。方法:トレードオフは、典型的なハイコントラスト画像機器のエンドツーエンドのシミュレーション、分析的考察、および大気の取得を通じて研究されます。次に、その結果は、惑星ベータピクトリスbのアーカイブVLT/SINFONIデータを使用して検証されます。結果:分子吸収スペクトルは一般に、スペクトル分解能が高くなるにつれてパワーが減少すること、および中程度の分解能(R>300)では分子マッピングがすでに強力であることを示します。特定の数のスペクトルビンに対して波長範囲とスペクトル分解能のどちらかを選択する場合は、まずスペクトル分解能をR～2,000まで高めてから、観測帯域内の帯域幅を最大化することが最善です。T型伴星はメタンと水の特徴を通じてJ/Hバンドで最も簡単に検出され、L型伴星は水とCOの特徴を通じてH/Kバンドで最もよく観察されることがわかりました。このような機器は、コントラストのゲインのほとんどが星に近いスペックル制限領域で得られるため、大きなFOVを持つ必要はありません。同じ結論が、C/O比、金属量、表面重力、温度などの大気パラメータの制約にも当てはまりますが、大気の動径速度とスピンを制約するにはより高いスペクトル分解能(R~10,000)が必要であることを示します。星。
中期から後期のM型ドワーフには木星類似体が欠けている
| Title |
Mid-to-Late_M_Dwarfs_Lack_Jupiter_Analogs |
| Authors |
Emily_K_Pass,_Jennifer_G_Winters,_David_Charbonneau,_Jonathan_M_Irwin,_David_W_Latham,_Perry_Berlind,_Michael_L_Calkins,_Gilbert_A_Esquerdo,_Jessica_Mink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19357 |
寒冷な木星惑星は、内部地球型惑星が形成される動的環境を形作る上で重要な役割を果たしています。核降着モデルは、低質量M矮星の周りに巨大惑星が形成できないと予測しているが、この考えは最近の惑星発見によって疑問視されている。ここでは、低質量(0.1-0.3M$_\odot$)M矮星の周りの巨大惑星の出現率を調査します。私たちは、15パーセク以内に位置する200個のそのような星の完全な体積の不活動サンプルを監視し、6年間にわたって各M矮星の4つの高解像度スペクトルを収集し、2つの候補となる動径速度変数の集中的な追跡監視を実行します。私たちは、主要なキャンペーンにはフレッド・ローレンス・ホイップル天文台の1.5メートル望遠鏡のTRESとセロ・トロロ米州天文台の1.5メートル望遠鏡のCHIRONを使用し、高精度の追跡にはジェミニノースのMAROON-Xを使用します。$M_{\rmP}$sin$i>$1M$_{\rmJ}$巨大惑星の発生については、95%信頼度の上限1.5%(68%信頼度の上限0.57%)を設定します。水雪線まで拡張し、$M_{\rmP}$sin$i$と周期の関数として巨大惑星の人口に追加の制約を与えます。スノーライン($100$K$<T_{\rmeq}<150$K)を超えると、95%の信頼上限として1.5%、1.7%、および4.4%(68%の信頼限界として0.58%、3M$_{\rmJ}<M_{\rmP}$sin$i<10$M$_{\rmJ}$、0.8M$_{\rmJ}<の場合は0.66%、1.7%)M_{\rmP}$sin$i<3$M$_{\rmJ}$、および0.3M$_{\rmJ}<M_{\rmP}$sin$i<0.8$M$_{\rmJ}$巨大惑星。つまり、木星の類似体は低質量M矮星の周囲ではまれです。対照的に、太陽に似た恒星の調査では、その巨大な惑星がこれらの木星に似た恒星に最もよく見られることが判明した。
WASP-33bのKeck/KPIC発光分光分析
| Title |
Keck/KPIC_Emission_Spectroscopy_of_WASP-33b |
| Authors |
Luke_Finnerty,_Tobias_Schofield,_Ben_Sappey,_Jerry_W._Xuan,_Jean-Baptiste_Ruffio,_Jason_J._Wang,_Jacques-Robert_Delorme,_Geoffrey_A._Blake,_Cam_Buzard,_Michael_P._Fitzgerald,_Ashley_Baker,_Randall_Bartos,_Charlotte_Z._Bond,_Benjamin_Calvin,_Sylvain_Cetre,_Greg_Doppmann,_Daniel_Echeverri,_Nemanja_Jovanovic,_Joshua_Liberman,_Ronald_A._Lopez,_Emily_C._Martin,_Dimitri_Mawet,_Evan_Morris,_Jacklyn_Pezzato,_Caprice_L._Phillips,_Sam_Ragland,_Andrew_Skemer,_Taylor_Venenciano,_J._Kent_Wallace,_Nicole_L._Wallack,_Ji_Wang,_Peter_Wizinowich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19389 |
超高温木星WASP-33bのKeck/KPIC高分解能($R\sim35,000$)$K$バンド熱放射分光分析を紹介します。KPICのシングルモードファイバーを使用すると、スリット分光器に比べてブレーズとラインスプレッドの両方の安定性が大幅に向上し、相互相関検出強度が向上します。軌道パラメータ、大気圧と温度のプロファイル、分子存在量に適合する入れ子になったサンプリングパイプラインを使用して、昼側の発光スペクトルを取得します。熱的に反転した昼側を強力に検出し、COの質量混合比($\log\rm)を測定します。CO_{MMR}=-1.1^{+0.4}_{-0.6}$)、H$_2$O($\log\rmH_2O_{MMR}=-4.1^{+0.7}_{-0.9}$)およびOH($\log\rmOH_{MMR}=-2.1^{+0.5}_{-1.1}$)は、H$_2$Oのほぼ完全な日中光解離を示唆しています。回収された存在量は、気相C/O比が$0.8^{+0.1}_{-0.2}$で、炭素とおそらく金属が豊富な大気を示唆しており、CO$近くの高金属ガスの降着と一致している。_2$雪線と円盤移動後の、または煤とH$_2$O雪線の間の降着。また、原始惑星系円盤で予想される値と一致する$\rm^{12}CO/^{13}CO\sim50$の暫定的な証拠や、金属が豊富な大気(2--15$)の暫定的な証拠も見つかりました。\times$ソーラー）。これらの観測は、近接惑星を特徴付けるKPICの能力と、相互相関技術に対するKPICの改善された機器安定性の有用性を実証しています。
WASP-39b の昼夜の輸送誘発化学物質と雲 I: 気相組成
JWSTは最近、系外惑星上で最初の強力な光化学生成物である二酸化硫黄(SO$_2$)をWASP-39bで検出しました(Rustamkulovetal.2023;Aldersonetal.2023;Tsaietal.2023b)。NIRISS機器からのデータからも、雲が部分的に覆われている兆候が明らかになりました(Feinsteinetal.2023)。これまでの研究のほとんどは、1Dモデルを使用してスペクトルデータを解釈することに焦点を当てていました。化学種と雲粒子が地球循環によってどのように変化するかを調べるために、2D光化学モデルと2D微物理雲モデルを別々に適用し、WASPの3D大循環モデル(GCM)によってシミュレートされた熱構造と力学構造を後処理しました。39b.昼側の光化学によって生成されたSO$_2$は、水平輸送の効率的な補充により夜側に輸送されることが分かりました。1Dモデルによって予測されたメタン(CH$_4$)存在量の朝夕の四肢の差は、水平輸送を含めると消失した。同様に、水平移動を含めることで、SO$_2$の四肢の差も減少しました。私たちのモデリング結果は、速い帯状風により、構成における四肢の非対称性が最小限または無視できる程度になることを示唆しています。我々の2D大気シミュレーションによって生成された合成スペクトルに基づいて、WASP-39bの発光スペクトルにおけるSO$_2$吸収をさまざまな位相で観察することは、光化学製品の水平消光プロセスを調査する機会を提供する可能性があることを提案します。この論文では気相化学に焦点を当て、雲に関する結果はシリーズの一部として後続の論文に残します。
GTC/OSIRIS が観測した 12 個の巨大系外惑星の特徴のない透過スペクトル
| Title |
Featureless_transmission_spectra_of_12_giant_exoplanets_observed_by_GTC/OSIRIS |
| Authors |
C._Jiang,_G._Chen,_E._Pall\'e,_F._Murgas,_H._Parviainen,_and_Y._Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19441 |
系外惑星の大気は、系外惑星の性質を理解する鍵となります。この目的のために、トランジット分光測光法は、系外惑星大気の物理的特性と化学組成を調査する機会を提供します。私たちは、トランジット分光測光法を使用して12個のガス状巨大系外惑星における潜在的な大気の特徴を検出することを目指しており、それらの大気の特性を制限しようとしています。対象のターゲットは、GTCOSIRIS装置によるトランジット分光測光法を使用して観察されました。ベイジアンフレームワークを使用して、通過パラメータを推定し、ターゲット惑星の光透過スペクトルを取得しました。大気検索に基づいて透過スペクトルのスペクトル特徴を分析しました。観測された透過スペクトルのほとんどには特徴がないことが判明し、CoRoT-1bのスペクトルのみが大気の特徴を示す強力な証拠を示しました。しかし、以前に発表された近赤外透過スペクトルと組み合わせると、アルカリ金属や光吸収体の決定的な証拠が不足しているため、CoRoT-1bの大気について複数の解釈ができることがわかりました。特徴のないスペクトルが雲層の高度を十分に制限しない場合、必ずしも曇った大気を示しているとは限りません。霞や雲のモデルに対する正確な制約は、観察されるスペクトル特徴の重要性に強く依存します。これらの系外惑星、特にCoRoT-1bについては、大気の性質を確認するためにさらなる調査が必要です。
浅海モデルによる亜海王星の大気循環の探査: 放射力と自転周期の影響
| Title |
A_Shallow_Water_Model_Exploration_of_Atmospheric_Circulation_on_Sub-Neptunes:_Effects_of_Radiative_Forcing_and_Rotation_Period |
| Authors |
Ekaterina_Landgren,_Alice_Nadeau,_Nikole_Lewis,_Tiffany_Kataria,_Peter_Hitchcock |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19479 |
海王星以下のタイプの系外惑星は銀河系に豊富にありますが、太陽系に類似するものはありません。それらは、太陽系の惑星や、より一般的に研究されているホットジュピターとは明らかに異なる、幅広い恒星の強制力と回転体制で存在します。ここでは、2次元浅海モデルSWAMPEを使用して生成された海王星未満の地球規模の大気循環を調査するシミュレーションを紹介します。私たちは、さまざまな恒星の日射量における惑星の自転速度と放射時間スケールの相互作用に焦点を当てて、同期回転する海王星の循環体制を調査します。高度に放射線を浴びた短時間スケールの状況では、私たちのモデルは昼夜の地電位の高いコントラストを示します。タイムスケールが長くなるにつれて、地ポテンシャルのコントラストと経度方向の変動は減少しますが、時間的変動は増加します。昼から夜の流れからジェット主体の流れへの移行は、主に放射時間スケールによって引き起こされます。強い強制力と中程度の強制力の領域では、パラメーター空間の同様の点で昼夜の流れとジェット主体の流れの間の移行が見られます。弱い強制レジームは、比較的強い回転効果により異なります。惑星の自転周期は、赤道と極の地電位のコントラストを決定する上で支配的です。私たちのシミュレーションは、放射タイムスケールまたは回転周期のいずれかが長い場合に、より高い時間変動を示します。
カルメネスは、M 矮星の周りの系外惑星を探します。 HN Lib のハビタブルゾーンにある亜海王星質量惑星
| Title |
The_CARMENES_search_for_exoplanets_around_M_dwarfs._A_sub-Neptunian_mass_planet_in_the_habitable_zone_of_HN_Lib |
| Authors |
E._Gonz\'alez-\'Alvarez,_J._Kemmer,_P._Chaturvedi,_J._A._Caballero,_A._Quirrenbach,_P._J._Amado,_V._J._S._B\'ejar,_C._Cifuentes,_E._Herrero,_D._Kossakowski,_A._Reiners,_I._Ribas,_E._Rodr\'iguez,_C._Rodr\'iguez-L\'opez,_J._Sanz-Forcada,_Y._Shan,_S._Stock,_H._M._Tabernero,_L._Tal-Or,_M._R._Zapatero_Osorio,_A._P._Hatzes,_Th._Henning,_M._J._L\'opez-Gonz\'alez,_D._Montes,_J._C._Morales,_E._Pall\'e,_S._Pedraz,_M._Perger,_S._Reffert,_S._Sabotta,_A._Schweitzer,_and_M._Zechmeister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19677 |
私たちは、CARMENES動径速度(RV)調査によって検出された近く($d\about$=6.25pc)M4.0V星HNLibの周囲を周回する海王星亜質量惑星、HNLibbの発見を報告します。惑星の最小質量は$M_\text{b}\sini=$5.46$\pm$0.75$\text{M}_\oplus$、公転周期は$P_\text{b}=$36.116と決定されました。$\pm$0.029d、$\sim$5年間のCARMENESデータと、13年以上にわたるHARPSおよびHIRESのアーカイブRVを使用。この惑星が受け取る光束は地球上の星座の半分に相当し、この惑星は主星の控えめなハビタブルゾーン（HZ）の中央に位置します。RVデータは、$M_\text{[c]}\sini=$9.7$\pm$1.9$\text{M}_\oplus$および$P_\text{[c]}という別の惑星候補の証拠を示しています。=$113.46$\pm$0.20d.信号の長期安定性と、私たちのデータに最適なモデルは独立した活動成分を持つ2惑星モデルであるという事実は、惑星の起源を確立するための強力な根拠となります。しかし、HNLibの自転周期に近いため、星の活動を除外することはできません。この活動は、CARMENESの活動指標と、地上のマルチサイトキャンペーンからの測光データ、およびアーカイブデータを使用して測定されました。この発見により、HNLibbがM矮星の居住可能ゾーンにあるスーパーアース惑星の最終候補リストに追加されましたが、HNLib[c]は、確認されれば氷の巨人である可能性が高いため、おそらく居住することはできません。
神経密度場の堅牢性の調査
| Title |
Investigation_of_the_Robustness_of_Neural_Density_Fields |
| Authors |
Jonas_Schuhmacher_and_Fabio_Gratl_and_Dario_Izzo_and_Pablo_G\'omez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19698 |
密度分布、いわゆる神経密度フィールドのモデリングにおける最近の進歩により、例えば形状モデルを必要とせずに天体の密度分布を正確に記述することができます。これは、これらの天体に近い軌道を設計する際に大きな利点となる特性です。以前の研究ではこのアプローチが導入されましたが、いくつかの未解決の疑問が残りました。この研究では、433エロスと67P/チュリュモフ-ゲラシメンコで例証された、特定の距離による利用可能な最大重力信号強度など、トレーニング中のノイズや制約などの外部要因に対する堅牢性の観点から、神経密度場とその相対誤差を調査します。多面体とマスコンのグラウンドトゥルースでトレーニングされた両方のモデルが同様に動作することがわかり、グラウンドトゥルースが精度のボトルネックではないことがわかります。一般的なプローブに対する太陽輻射圧力の影響は無視できるほどトレーニングに影響を及ぼし、相対誤差はノイズがない場合と同じ大きさになります。ただし、ガウスノイズを適用して測定データの精度を制限すると、得られる精度が損なわれます。さらに、ネットワークトレーニングを高速化するために、事前トレーニングが実用的であることが示されています。したがって、この研究は、重力信号がノイズと区別できる限り、重力反転問題に対するニューラルネットワークのトレーニングが適切であることを示しています。コードと結果はhttps://github.com/gomezzz/geodesyNetsで入手できます。
機械学習を使用した高解像度デジタル火星画像の分析
火星での一時的な液体の水の探索は進行中の活動です。火星の季節的な極氷冠の後退後、火星の表面と大気の熱伝導率が低いため、小さな水氷パッチが日陰の場所に残る可能性があります。春の終わりから初夏にかけて、これらのパッチは直射日光にさらされ、液相が現れるのに十分なほど急速に温まる可能性があります。このような氷床の空間的および時間的な発生を確認するには、光学画像を検索して確認する必要があります。以前は、火星偵察オービター宇宙ミッションに搭載された高解像度画像科学実験(HiRISE)カメラで撮影された南半球の110枚の画像に対して手動画像分析が実施されました。これらのうち、37枚の画像は、明るさ、色、および局所的な地形の陰影との強い関連性によって区別できる、より小さな氷斑で識別されました。この研究では、畳み込みニューラルネットワーク(CNN)を適用して、極地の氷床が季節的に後退する-40{\deg}から-60{\deg}までの緯度帯で潜在的な水氷パッチを含む画像をさらに見つけます。が起こります。以前に分析されたHiRISE画像はモデルのトレーニングに使用され、それぞれが数百の部分に分割され、トレーニングデータセットが6240枚の画像に拡張されました。38枚の新しいHiRISE画像で実施されたテスト実行では、このプログラムが小さな明るいパッチを一般的に認識できることが示されていますが、より正確な予測を行うにはさらなるトレーニングが必要になる可能性があります。CNNモデルを使用すると、利用可能なすべての表面画像の分析が現実的になり、画像の選択に役立ちます。さらなる調査が必要な領域。
| Title |
Lagrangian_Trajectory_Modeling_of_Lunar_Dust_Particles |
| Authors |
John_E._Lane,_Philip_T._Metzger,_Christopher_D._Immer,_Xiaoyi_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19993 |
高速ガス流の影響を受ける単一の月塵粒子の軌道を予測するために開発された数学的モデルとソフトウェア実装について説明します。このモデルは、ロケットノズルの高温ガスジェットの数値流体力学(CFD)または直接シミュレーションモンテカルロ(DSMC)シミュレーションからの出力を使用します。CFD/DSMCシミュレーションによって予測されたガス密度、速度ベクトル場、温度は、レゴリスの単一粒子に作用する力と加速度を計算するために必要なデータを提供します。軌道の計算はすべて、粒子の飛行時間がガスの特性の変化よりもはるかに短いことを前提としています。つまり、粒子の軌道の計算では、ガスジェットの空間的変化は考慮されますが、時間的変化は考慮されません。これは合理的な一次仮定です。最終結果は、アポロ着陸ビデオから得られた写真測量法によるダスト角度の推定値と比較されます。
永久に影に覆われた月のクレーターにおける月の土壌の物理的状態
| Title |
The_Physical_State_of_Lunar_Soil_in_the_Permanently_Shadowed_Craters_of_the_Moon |
| Authors |
Jacob_N._Gamsky,_Philip_T._Metzger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.20007 |
月の永久に影に覆われたクレーター内の月の土壌の物理的状態は、実験調査から推測されます。永久に影に覆われたクレーターは、月の他の部分が経験するような熱サイクルを受けないため、圧縮がわずかに劣る可能性があります。掘削、ロービング、着陸のインタラクションは、エネルギー予算や関連技術の導入スケジュールとともに、適切に規模を拡大し、設計する必要があるため、この研究は重要です。結果は、熱サイクルによる圧縮の程度が土柱の深さの関数であることを示しています。
バリオン駆動の収縮による巨大銀河の超尖った暗黒物質ハロー
半経験的および観測的に銀河を構築する際、暗黒物質(DM)とバリオンとの相互作用は長い間無視されてきました。ここで私は、バリオン重力がDMハローの断熱収縮を引き起こし、これは大質量銀河で最も顕著であることを示します。この効果を無視すると、派生したDMハローは動的平衡状態にあることは保証されません。私は、断熱収縮を組み込んだ、回転曲線からDMハローを導出する新しいアプローチを紹介します。圧縮されたハローは、より小さなバリオンの寄与とより低濃度の原始ハローを必要とするNFWハローと比べて非常に尖ったものになります。また、銀河を構築するための半経験的アプローチも検討し、断熱収縮によって大質量銀河が観測された半径方向の加速度関係から劇的に移動する可能性があることを発見しました。どちらのアプローチでも、大質量銀河の超尖ったDMハローが得られ、バリオン駆動の収縮の重要性が示されており、シミュレーションと完全に比較するには、この収縮を考慮する必要があります。
メリアン調査: 矮小銀河を見つけ、弱いレンズで暗黒物質ハロー特性を測定するために最適化されたフィルター セットの設計、構築、および特性評価
| Title |
The_Merian_Survey:_Design,_Construction,_and_Characterization_of_a_Filter_Set_Optimized_to_Find_Dwarf_Galaxies_and_Measure_their_Dark_Matter_Halo_Properties_with_Weak_Lensing |
| Authors |
Yifei_Luo,_Alexie_Leauthaud,_Jenny_Greene,_Song_Huang,_Erin_Kado-Fong,_Shany_Danieli,_Ting_S._Li,_Jiaxuan_Li,_Diana_Blanco,_Erik_J._Wasleske,_Joseph_Wick,_Abby_Mintz,_Runquan_Guan,_Annika_H._G._Peter,_Vivienne_Baldassare,_Alyson_Brooks,_Arka_Banerjee,_Joy_Bhattacharyya,_Zheng_Cai,_Xinjun_Chen,_Jim_Gunn,_Sean_D._Johnson,_Lee_S._Kelvin,_Mingyu_Li,_Xiaojing_Lin,_Robert_Lupton,_Charlie_Mace,_Gustavo_E._Medina,_Justin_Read,_Rodrigo_Cordova_Rosado,_Allen_Seifert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19310 |
メリアンの調査は、セロにある4メートルのビクター・M・ブランコ望遠鏡で2つの中帯域フィルターを使用して、HyperSuprime-Cam戦略的調査プログラム(HSC-SSP)の広い層$\sim$850度$^2$をマッピングしています。トロロ米州天文台は、矮小銀河の周囲の弱い重力レンズの最初の高い信号対雑音比(S/N)測定を行うことを目的としています。この論文では、Merianフィルターセットの設計について説明します:N708($\lambda_c=7080\unicode{x212B}$,$\Delta\lambda=275\unicode{x212B}$)およびN540($\lambda_c=5400\unicode{x212B}$、$\Delta\lambda=210\unicode{x212B}$)。N708とN540の中心波長とフィルター幅は、質量範囲$8<\rm\logM_*/M_\odotの銀河の$\rmH\alpha$と$\rm[OIII]$輝線を検出できるように設計されています。MerianフラックスとHSCブロードバンドフラックスを比較すると、9$未満になります。当社のフィルター設計では、弱いレンズS/Nと測光赤方偏移性能を考慮しています。私たちのシミュレーションでは、メリアンが$\sigma_{\Deltaz/(1+z)}\sim0.01$の測光赤方偏移精度と$\sim$の異常値率を持つ$\sim$85,000個の星形成矮小銀河のサンプルを生成すると予測しています。赤方偏移範囲$0.058<z<0.10$にわたる\eta=2.8\%$。ブランコ/ダークエネルギーカメラ(DECam)で60日間丸晩撮影したメリアンの調査では、$r<0.5$Mpc以内のレンズ$\rmS/N\sim32$で矮銀河の周囲の平均的な弱いレンズプロファイルを測定すると予測されています。レンズ$\rmS/N\sim90$以内$r<1.0$Mpc。この前例のない星形成矮銀河のサンプルにより、暗黒物質と恒星のフィードバックの間の相互作用、および矮小銀河の進化におけるそれらの役割の研究が可能になります。
TRINITY III: ハロー、銀河、ブラック ホールの質量と z=0 ～ 10 のエディントン比によって分解されたクエーサーの光度関数
| Title |
TRINITY_III:_Quasar_Luminosity_Functions_Decomposed_by_Halo,_Galaxy,_and_Black_Hole_Masses_and_Eddington_Ratios_from_z=0-10 |
| Authors |
Haowen_Zhang,_Peter_Behroozi,_Marta_Volonteri,_Joseph_Silk,_Xiaohui_Fan,_James_Aird,_Jinyi_Yang,_and_Philip_F._Hopkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19315 |
我々は、ハローの質量、銀河の質量、超大質量ブラックホール(SMBH)の質量、およびエディントン比によって分解されたクェーサーの光度関数の赤方偏移の進化と、自己矛盾のない柔軟な経験的モデルであるTRINITYからのSMBHの運動エネルギー/放射エネルギー出力比を提示します。観測データと一致するハロー-銀河-SMBH接続を推測します。主な発見は次のとおりです。1)異なるSMBH集団の急速な質量増加により、QLFの正規化はz~10からz~4まで~3-4dex増加します。2)z~4からz~1にかけて、AGNの小型化効果により、質量の小さい銀河とSMBHがQLFの占める割合がますます大きくなっています。3)z~0では、すべてのSMBHのエディントン比が低いため、大規模なハロー/銀河/SMBHが最も明るいクエーサーの原因となります。4)クエーサー光度関数(QLF)の明るい端は、SMBHの質量と銀河の質量関係の中央値と比較して少なくとも0.3dex過剰なSMBHによって支配されています。5)z~6-7のQLFはエディントン比0.1<$\eta_\mathrm{rad}$<1で増加するSMBHによって支配されていますが、スーパーエディントンAGNがz~9-10に向かうQLFを支配しています。
半規則的な変数によって明らかにされた銀河の膨らみの裏側
| Title |
The_far_side_of_the_Galactic_bulge_revealed_through_semi-regular_variables |
| Authors |
Daniel_R._Hey,_Daniel_Huber,_Benjamin_J._Shappee,_Joss_Bland-Hawthorn,_Thor_Tepper-Garc\'ia,_Robyn_Sanderson,_Sukanya_Chakrabarti,_Nicholas_Saunders,_Jason_A._S._Hunt,_Timothy_R._Bedding,_and_John_Tonry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19319 |
銀河の膨らみと棒は、天の川銀河を理解する上で非常に重要です。しかし、信頼できる恒星距離が存在しないため、銀河中心を越えたバルジ/バーの構造と運動学はほとんど解明されていないままです。今回我々は、大マゼラン雲に固定された周期・振幅・光度の関係を用いて、ランダムな不確実性が10～15％、系統誤差が1～2％未満で、発光赤色巨星までの距離を測定する方法を提案する。この方法を光学重力レンズ実験(OGLE)のデータに適用して、銀河バルジ内にある$190,302$の星までの距離を20kpcまで測定します。このサンプルを使用して、銀河の中心$R_0$=$8108\pm106_{\rmstat}\pm93_{\rmsys}$pcまでの距離を測定します。これは、SgrA*を周回する星の天文観測と一致します。私たちは距離カタログをGaiaDR3と相互照合し、$39,566$重複する星のサブセットを使用して、銀河中心を越える天の川の速度場($V_R,V_\phi,V_z$)に最初の制約を与えます。バーの手前側からの$V_R$四重極が銀河の中心に関して反射していることを示し、バーが両対称であり、内側の円盤と整列しているため、その全範囲に沿って動的に安定していることを示しています。また、鉛直高さ$V_Z$マップには銀河バルジの領域に主要な構造が存在しないこともわかりました。これは、バーの座屈の現在のエピソードと一致しません。最後に、N体シミュレーションを使用して、距離の不確実性が棒の長軸と運動軸の位置合わせと速度の分布に主要な要素を果たしており、遠方の星の結果を解釈する際には注意が必要であることを示します。
CEERS: MIRI が $0.1
| Title |
CEERS:_MIRI_deciphers_the_spatial_distribution_of_dust-obscured_star_formation_in_galaxies_at_$0.1 |
| Authors |
Benjamin_Magnelli,_Carlos_G\'omez-Guijarro,_David_Elbaz,_Emanuele_Daddi,_Casey_Papovich,_Lu_Shen,_Pablo_Arrabal_Haro,_Micaela_B._Bagley,_Eric_F._Bell,_V\'eronique_Buat,_Luca_Costantin,_Mark_Dickinson,_Steven_L._Finkelstein,_Jonathan_P._Gardner,_Eric_F._Jim\'enez-Andrade,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Anton_M._Koekemoer,_Yipeng_Lyu,_Pablo_G._P\'erez-Gonz\'alez,_Nor_Pirzkal,_Sandro_Tacchella,_Alexander_de_la_Vega,_Stijn_Wuyts,_Guang_Yang,_L._Y._Aaron_Yung,_Jorge_Zavala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19331 |
[要約]我々は、宇宙集合体近赤外線深部銀河系外遺産調査からのHST画像と宇宙進化早期放出科学(CEERS)調査からのJWST画像を組み合わせて、質量完全($$0.1<z<2.5$の95個の星形成銀河(SFG)の>10^{10}M_\odot$)サンプル。静止中赤外(静止MIR)の形態(サイズとサーシックインデックス)は、ダスト放出が大半を占める最も鮮明な中赤外計測器(MIRI)画像を使用して決定されます。Rest-MIRS\'ersic指数は、最も明るいMIRI源($S/N>75$;38銀河)についてのみ測定されます。$S/N$が低い場合、シミュレーションでは、サイズとS\'ersic指数の同時測定の信頼性が低くなることが示されています。私たちは、S\'ersic指数を1に固定することで、より暗い光源($S/N>10$;95個の銀河)に研究を拡張します。明るい銀河($S/N>75$)のS\'ersic指数の中央値は0.7であり、その軸比分布と合わせて、静止近赤外銀河における円盤状の形態を示唆しています。主系列より上の銀河(MS、つまりスターバースト)は、静止光学サイズより2分の1小さい静止MIRサイズを持っています。MS銀河の静止光と静止MIRのサイズ比の中央値は、星の質量とともに増加し、$10^{9.8}M_\odot$の1.1から$10^{11}M_\odot$の1.6まで増加します。この質量依存傾向は、SFGの静止光学サイズと静止近赤外線サイズの間の文献で見られる傾向と似ており、これは静止光学サイズに影響を与える塵の減衰勾配によるものであり、恒星と星のサイズに影響を与えることを示唆しています。SFGの形成成分は、平均して、すべての質量で一貫しています。しかし、より大きな恒星構造の中にコンパクトな星形成成分が埋め込まれたSFGが少数（15％）存在します。これは、拡張された恒星構成要素を持つ銀河とコンパクトな恒星構成要素を持つ銀河の間のミッシングリンクである可能性があります。いわゆるブルーナゲット。
若い大質量星団形成の観測的特徴: 高密度HII領域からの連続放射
| Title |
Observational_signatures_of_forming_young_massive_clusters:_continuum_emission_from_dense_HII_regions |
| Authors |
Mutsuko_Inoguchi,_Takashi_Hosokawa,_Hajime_Fukushima,_Kei_E._I._Tanaka,_Hidenobu_Yajima,_Shin_Mineshige |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19432 |
若い大質量星団(YMC)は、近くの銀河で形成される最も重い星団であり、球状星団の若い類似体であると考えられています。YMCの形成プロセスを理解することは、最近のJWST観測によって示唆されている高赤方偏移銀河における非常に効率的な星形成を調べることにつながります。私たちは、特に出生時の分子雲からの降着によってクラスターの質量が増加しているときの、その形成段階の考えられる観測的兆候を調査します。この目的を達成するために、我々は、YMCを取り囲むイオン化ガスと塵からの広帯域連続放射を研究し、YMCの形成を最近の放射流体力学シミュレーションによって追跡します。シミュレーションスナップショットを使用して後処理放射伝達計算を実行し、無線および遠赤外線周波数での特徴的なスペクトル特徴を見つけます。顕著な特徴は、$\gtrsim10^7\mathrm{cm}^{-6}\という大きな放射測定値を持つ$\sim$10pcスケールのHII領域からの長期にわたる強力なフリーフリー放射であることを示します。\mathrm{pc}$、$\gtrsim10^3~\mathrm{cm}^{-3}$の平均電子密度に対応します。$\sim$10GHz未満にターンオーバーの特徴があり、これは銀河の超小型HII領域でよく見られる、光学的に厚い自由-自由放射の特徴です。これらの特徴は、クラスターの重力が光イオン化ガスを長期間効果的に捕捉し、クラスター内での継続的な星形成を可能にする独特のYMC形成プロセスに由来します。このような大きくて高密度のHII領域は、銀河HII領域の標準配列とは別に、密度-サイズ図上で明確な分布を示します。これは、YMCに関連する銀河外HII領域について推測される観測傾向と一致しています。
郊外における化学力学タグ付け: マゼラン雲の恒星下部構造の起源
| Title |
Chemo-Dynamical_Tagging_in_the_Outskirts:_The_Origins_of_Stellar_Substructures_in_the_Magellanic_Clouds |
| Authors |
C\'esar_Mu\~noz,_Antonela_Monachesi,_David_L._Nidever,_Steven_R._Majewski,_Xinlun_Cheng,_Knut_Olsen,_Yumi_Choi,_Paul_Zivick,_Douglas_Geisler,_Andres_Almeida,_Ricardo_R._Mu\~noz,_Christian_Nitschelm,_Alexandre_Roman-Lopes,_Richard_R._Lane,_Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19460 |
我々は、APOGEE-2Sによる、大型MC(LMC)中心から20度の範囲に広がるマゼラン雲(MC)の郊外にある最近発見された下部構造の6つの領域にある星の最初の詳細な化学分析を発表します。また、LMCとSMCの金属量とアルファ量の半径方向の勾配がそれぞれ11度、6度であることも初めて示しました。当社の化学タグ付けには、軽元素、アルファ元素、鉄ピーク元素を含む13種が含まれています。私たちは、北辺縁部の2つの領域(北の「流れ」のような特徴に沿った領域)に存在する星におけるこれらすべての化学元素の存在量が、LMCの化学パターンとよく一致しており、したがってLMC起源がある可能性が高いことを発見しました。LMCの南周縁部に位置する下部構造については、LMC様集団とSMC様集団の混合を示す、より複雑な化学的および運動学的特徴が見つかりました。ただし、LMCに最も近い南部領域はLMCとのより良い一致を示し、一方、SMCに最も近い南部領域はSMC化学パターンとのより良い一致を示します。この情報をこれらの星の3次元運動学的情報と組み合わせると、LMCに最も近い南の領域はLMCの起源を持っている可能性が高く、SMCに最も近い南の領域はSMCの起源を持ち、他の2つの南の領域は混合したものであると結論付けられます。LMCとSMCの起源。私たちの結果は、LMC周縁部の南側下部構造がLMCとSMCの間の密接な相互作用の産物であるという証拠をさらに裏付けるものであり、したがって、それらの詳細な力学的履歴のモデルを制約する可能性がある重要な手がかりを保持している可能性があります。
アミノアクリロニトリルの高分解能分光分析と G+0.693 に向けた星間探索
| Title |
A_high-resolution_spectroscopic_analysis_of_aminoacrylonitrile_and_an_interstellar_search_towards_G+0.693 |
| Authors |
D._Alberton,_V._Lattanzi,_C._Endres,_V._M._Rivilla,_J.C._Guillemin,_P._Caselli,_I._Jim\'enez-Serra,_J._Mart\'in-Pintado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19641 |
星間物質(ISM)には、3個の炭素原子からPAHまでの範囲のシアン化物とアルケニル化合物が豊富に含まれています。したがって、シアン化アルケニルであるアミノアクリロニトリル(3-アミノ-2-プロペンニトリル、H$_{2}$N-CH=CH-CN)は、新しい星間検出の有望な候補となります。ここでは、回転地面振動状態にあるアミノアクリロニトリルの包括的な分光実験室研究が実施されました。テラヘルツ領域まで実行された測定により、サブミリメートル波長までの宇宙での探索のための信頼できる静止周波数の正確なセットを生成することが可能になりました。$Z$-アミノアクリロニトリル($Z$-apn)異性体スペクトルは、80GHzから1THzの光源変調サブミリメートル分光計を使用して記録されました。ドップラー測定方式とサブドップラー測定方式の組み合わせにより、600の新しいラインを記録することができました。収集されたデータにより、最大10進の遠心歪み定数までの一連の分光パラメータの特性評価が可能になりました。改良されたスペクトルデータから生成されたカタログは、銀河中心付近の中央分子帯に位置するG+0.693-0.027分子雲のスペクトル調査における$Z$-apnの検索に使用されました。
AFGL 5180 および AFGL 6366S: フィラメント状クラウドの反対側の端にあるハブ フィラメント システムのサイト
| Title |
AFGL_5180_and_AFGL_6366S:_sites_of_hub-filament_systems_at_the_opposite_edges_of_a_filamentary_cloud |
| Authors |
A._K._Maity,_L._K._Dewangan,_N._K._Bhadari,_D._K._Ojha,_Z._Chen,_and_Rakesh_Pandey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19751 |
我々は、クラスII6.7GHzメタノールメーザー放出をホストするサイトAFGL5180およびAFGL6366Sの周囲の大質量星形成(MSF)プロセスを明らかにするための、マルチスケールおよびマルチ波長の研究を紹介します。8.46GHzの連続電波マップでは、AFGL5180に向かう小さな電波源のクラスターが明らかになりました。標的サイトにおけるMSFの初期段階の痕跡は、フィラメント状の雲(長さ$\sim$5pc)の反対側の端に空間的に見られます。サブミリメートル塵連続体マップで観察されます。近赤外測光データを使用すると、若い恒星天体の空間分布がフィラメント全体に向かって、主にその端に集中していることがわかります。Herschel遠赤外線画像のgetsfユーティリティは、各ターゲットサイトに向かうハブフィラメントシステム(HFS)を明らかにします。分子線データの解析では、広い範囲($\sim$1度$\times$1度)の恩恵を受けて、位置空間と速度空間の両方で接続のある2つの雲の成分が検出されます。これは、$\sim$1百万年前に発生したクラウド間衝突(CCC)のシナリオをサポートします。AFGL5180とAFGL6366Sを繋ぐこのフィラメント状の雲は、大質量O9.5星によって励起されたHII領域Sh2-247に空間的に近いようです。大質量星がその周囲に及ぼすさまざまな圧力に関する知識に基づいて、そのエネルギーフィードバックがフィラメント状の雲に及ぼす影響は重要ではないことが判明しています。全体として、我々の観察結果は、CCCシナリオがMSFとHFSの形成を標的部位に向かって推進する可能性を支持している。
ラム圧力を除去した渦巻銀河の電波連続体の尾: Abell 2255 での半経験的モデルの実験
| Title |
Radio_continuum_tails_in_ram_pressure-stripped_spiral_galaxies:_experimenting_with_a_semi-empirical_model_in_Abell_2255 |
| Authors |
A._Ignesti,_B._Vulcani,_A._Botteon,_B._Poggianti,_E._Giunchi,_R._Smith,_G._Brunetti,_I._D._Roberts,_R._J._van_Weeren,_K._Rajpurohit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19941 |
銀河団の広視野連続電波観測により、ラム圧力によって押しのけられる非熱星間物質によって生成される数十kpc長の電波尾を持つ渦巻銀河の数が増加していることが明らかになっている。我々は、均一速度で剥離方向に沿って移動する電波プラズマの純粋なシンクロトロン冷却に基づいて、ラム圧力で剥離された尾部からの多周波無線連続体放射の半経験的モデルを提示する。私たちは、144MHzと400MHzでのLOFAR観測とuGMRT観測を組み合わせて、Abell2255の7つの銀河の電波尾部の磁束密度とスペクトル指数プロファイルを研究し、モデルを使用して磁束密度とスペクトル指数プロファイルを再現し、ストリップされた電波を推測します。プラズマ速度。7個の銀河のうち5個では、星盤から$~30$kpcまで磁束密度とスペクトル指数の両方が単調減少することが観察されています。私たちのモデルは、160から430kms$^{-1}$の間の電波プラズマバルク投影速度で観察された傾向を再現します。この結果は、剥ぎ取られた非熱星間物質の速度の最初の間接的な測定値を表します。観測されたスペクトル指数の傾向は、シンクロトロンの冷却が断熱膨張損失よりも速いことを示しており、したがって、剥ぎ取られた電波プラズマが恒星円盤の外で数十ミリル生存できることを示唆している。これにより、ディスク外でのストリップされたISMの存続期間の下限が決まります。概念の実証として、最適な速度を使用して、銀河団内の銀河の3D速度を300～1300kms$^{-1}$内に制限します。これらの銀河に影響を与えるラム圧力は0.1から2.9$\times10^{-11}$ergcm$^{-3}$であると推定され、その恒星円盤とラム圧力風の間の傾きを測定しました。
後期型銀河力学の動径加速関係の基礎性について
銀河は、標準的な宇宙論によって想定される複雑な銀河形成シナリオでは予想外のレベルの単純さを示すことが観察されています。これは、スケーリング関係が多くの規則性を示し、本質的なばらつきがほとんどないダイナミクスで特に顕著です。ただし、この単純さの原因となるパラメータは特定されていません。我々は、SpitzerPhotometry&AccurateRotationCurves銀河カタログを使用して、銀河のバリオン加速度と全力学的加速度の間の動径加速度関係(RAR)が後期型銀河の動径(円盤内)力学を支配する基本的な相関関係であると主張します。特に、RARは他の利用可能な銀河特性を含めることによって強化することはできないこと、RARが銀河の動径パラメータ空間の最も強力な投影であること、および他のすべての統計的な動径相関はRARに非相関関数を加えたものから生じることを示します。-サンプルには動的相関が存在します。さらに、2番目に重要な動的関係がこれらの特徴を持たないという点で、RARの基本性が独特であるという証拠を提供します。私たちの分析により、銀河の動径力学に存在する相関関係の根本原因が明らかになりました。それらは、RARの一面にすぎません。これらの結果は、円盤内の後期型銀河のダイナミクスを統計的に説明するには、RARと有意な部分的に独立した相関の欠如を説明することが必要かつ十分であることを意味するため、銀河形成理論に重要な影響を及ぼします。一部の修正された力学モデルでは単純ですが、これは標準的な宇宙論にとっては課題となります。
DESI 調査検証クエーサー スペクトルにおける Mg II 吸収の検出と特性評価
| Title |
Detecting_and_Characterizing_Mg_II_absorption_in_DESI_Survey_Validation_Quasar_Spectra |
| Authors |
Lucas_Napolitano,_Agnesh_Pandey,_Adam_D._Myers,_Ting-Wen_Lan,_Abhijeet_Anand,_Jessica_Aguilar,_Steven_Ahlen,_David_M._Alexander,_David_Brooks,_Rebecca_Canning,_Chiara_Circosta,_Axel_De_La_Macorra,_Peter_Doel,_Sarah_Eftekharzadeh,_Victoria_A._Fawcett,_Andreu_Font-Ribera,_Juan_Garcia-Bellido,_Satya_Gontcho_A_Gontcho,_L._Le_Guillou,_Julien_Guy,_Klaus_Honscheid,_Stephanie_Juneau,_T._Kisner,_Martin_Landriau,_Aaron_M._Meisner,_Ramon_Miquel,_J._Moustakas,_Will_J._Percival,_J._Xavier_Prochaska,_Michael_Schubnell,_Gregory_Tarle,_B._A._Weaver,_Benjamin_Weiner,_Zhimin_Zhou,_Hu_Zou_and_Siwei_Zou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.20016 |
この論文では、暗黒エネルギー分光器(DESI）。DESIは約300万個のクエーサー(QSO)の分光法を取得すると予測されており、そのうち99%以上がz<0.3より大きい赤方偏移で見つかると予想されており、DESIは、バックグラウンドQSO。私たちは、最初のラインフィッティングプロセスを通じてそのようなシステムを検出し、マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）サンプラーを使用してライン特性を確認する自律的な補足スペクトルパイプラインを開発しました。目視検査と追加された観察結果の再分析の両方に基づいて、この吸収システムのサンプルの完全性は82.56%、純度は99.08%であると推定されます。MgIIシステムが検出されるスペクトルは複数の観測値を加算した結果であるため、より少ない観測値(したがって信号が低い)を加算したデータ内の既知のMgIIシステムを検索することで、サンプルの感度、つまり完全性を判断できます。ノイズ）。83,207個のクェーサーを含む親カタログから、一連の高品質カット後に合計23,921個のMgII吸収システムが検出されました。この出現率28.75%から推定すると、5年間のDESI調査完了時のカタログには80万個を超えるMgII吸収体が含まれていることになります。これらの系のカタログ化により、銀河周縁媒体(CGM)環境、介在銀河の分布、赤方偏移範囲0.3<z<2.5にわたる金属量の増加に関する情報が得られるため、今後の重要な研究が可能になります。
恒星の初期質量関数の金属量依存性
塵は星形成にとって重要である。なぜなら、塵はガスを星の放射場に結合させる重要な要素であり、放射フィードバックがガスの断片化、ひいては星の初期質量関数(IMF)に影響を与えることを可能にするからである。したがって、塵の存在量の変化は、銀河の金属性の変化がIMFに影響を与える可能性のある道筋を提供します。この論文では、金属量を変化させ、したがって、太陽の1%から太陽の3$\times$まで、金属量が最も低い矮星から最も金属が豊富な矮星までの範囲にわたる塵の存在量を変化させる、一連の放射磁気流体力学シミュレーションを紹介します。局所宇宙で発見された初期型銀河。すべての無次元パラメーターを一定に保つようにシミュレーションを設計します。そのため、表面密度と金属量が異なるフィードバック環境と星形成環境の間の相互作用が、シミュレーション間の対称性を破ってIMFを変更できる唯一の要因となり、きれいに分離してIMFを変更できるようになります。それぞれの環境パラメータの影響を理解します。一定の表面密度では、金属が豊富な雲の方が、金属が少ない雲よりも底部に重いIMFを形成する傾向があることがわかりました。これは主に、金属が少ないガスでは放射線のフィードバックがさらに伝播し、やや多量のガスが加熱されるためです。。ただし、固定表面密度での金属量によるIMFのシフトは、固定金属量での表面密度のシフトよりもはるかに小さいです。金属性によって引き起こされるIMFの変動は、質量と金属性が異なる銀河で報告されている質量対光比の変動を説明するには小さすぎます。したがって、我々は、金属量の変化は、IMFの変化を引き起こす表面密度の変化よりもはるかに重要ではなく、前者ではなく後者が初期型銀河で見られるIMF変化の原因である可能性が最も高いと結論付けています。
ちらつきジェットの相対論的流体力学シミュレーションによる電波銀河と AGN 燃料供給との関係の研究
| Title |
Studying_the_link_between_radio_galaxies_and_AGN_fuelling_with_relativistic_hydrodynamic_simulations_of_flickering_jets |
| Authors |
Henry_W._Whitehead,_James_H._Matthews |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19328 |
平均ジェット出力が$1-7\times10^{45}\,$erg~s$^{-1}$の範囲にある$\sim$kpcスケールのAGNジェットの2次元および3次元流体力学シミュレーションを示します。ここでは、フリッカーまたはピンクノイズのパワースペクトルに従って、ジェットのパワーが(ローレンツ係数の変化を通じて)変化します。我々は、ジェット繭システムの形態と力学が、繭の形状と歴史的活動との間の明確な対応を伴う変動の振幅に依存していることを発見した。ジェットは高出力状態では急速に前進しますが、静止期間では代わりにセドフ・テイラー爆風に似た受動的な膨張期間が生成されます。活動が活発な期間では、ホットスポットが優先的に生成され、ジェットヘッドとコクーンの間の圧力勾配が最大化されるため、より強い逆流が発生します。この変動により、ジェットに沿って内部衝撃構造が伝播する可能性もあります。私たちの研究は、ジェット出力の変動とちらつきが、電波銀河、超高エネルギー宇宙線の加速、ジェット出力と光度の相関関係の観測に重要な意味を持つことを示唆しています。我々は、形態と燃料供給との関連性を調査し、カオス的な寒冷降着が電波光度($\sim0.2$dex)の比較的小さな散乱と形態への控えめな痕跡を導入するはずであることを示唆しています。したがって、より劇的な変動の証拠を示すHerculesAやFornaxAなどの光源は、より赤いパワースペクトルを必要とするか、合体や他の離散的なイベントによって引き起こされる可能性があります。我々は、観測的にジェットのちらつきを探す方法を提案し、電波銀河はその「長期記憶」によりミール時間スケールのAGN燃料供給の重要な診断となる可能性があることを提案する。
行方不明のバリオンによる GRB X 線残光の吸収: 観測と宇宙論的シミュレーションとの対峙
赤方偏移が低いバリオンの大部分は検出されておらず、おそらく希薄で熱い銀河間媒体(IGM)に存在していると考えられます。行方不明のバリオンを調査する1つの方法は、明るい光源を吸収することです。$\gamma$線バースト(GRB)のX線残光における異常な吸収過剰は、バリオンの欠落に起因すると示唆されている。この仮説を検証するために、本論文ではIllustrisTNGシミュレーションを使用して、宇宙論的距離に対するX線吸収の影響を計算しました。シミュレーションは、IGMにおけるHとHeのイオン化により、金属が高$z$線源のX線不透明度の$>60\%$の原因となることを示しています(シミュレーションではHeのイオン化は利用できません。ここでは外部知識を使用します)。シミュレーションにおける0.5\,keVでの高$z$漸近光学深度は$0.15\pm0.07$に達する一方、GRB残光値は$\約0.4$になる傾向があり、欠落したバリオンが宇宙空間のかなりの部分を占める可能性があることを示唆している。不透明度が観察されました。残りの不一致は主にシミュレーションの平均金属量が低いことに起因しており、$z=0$の0.06ソーラーから$z=3$の0.01まで低下し、以前の測定値を下回っています。
キロパーセクスケールでの銀河系外X線ジェットの変動
| Title |
Variability_of_extragalactic_X-ray_jets_on_kiloparsec_scales |
| Authors |
Eileen_T._Meyer,_Aamil_Shaik,_Yanbo_Tang,_Nancy_Reid,_Karthik_Reddy,_Peter_Breiding,_Markos_Georganopoulos,_Marco_Chiaberge,_Eric_Perlman,_Devon_Clautice,_William_Sparks,_Nat_DeNigris,_Max_Trevor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19408 |
キロパーセクスケールの銀河系外電波ジェットからの予想外に強力なX線放射は、秒角以下のスケールで画像化できる唯一のX線天文台であるチャンドラの主要な発見の1つである。電波放射の2番目のスペクトル成分として現れるこのX線放射の起源については、20年以上議論されてきました。最も一般的に想定されるメカニズムは、相対論的ジェットの中での非常に低エネルギーの電子による宇宙マイクロ波背景放射(IC-CMB)の逆コンプトンアップ散乱です。このメカニズムの下では、X線放射の変動は予想されません。今回我々は、複数のチャンドラ観測による53個のジェットの新しい統計解析を使用して、大規模なジェット集団におけるX線変動の検出を報告します。母集団として捉えると、ポアソンモデルからのp値の分布は定常放出と大きく矛盾しており、予想される均一(0,1）分布。これらの結果は、kpcスケールのジェットにおけるX線生成の主要なメカニズムが、マルチTeVエネルギーに達する第2の電子集団によるシンクロトロン放射であることを強く示唆しています。数か月から数年の時間スケールでのX線の変動は、ジェットの断面積よりもはるかに小さい放出量が非常に小さいことを意味します。
明るい赤外線銀河からの HMXB 放射の大きな損失: NGC 7552 の核周スターバースト リングの場合
| Title |
The_Large_Deficit_of_HMXB_Emission_from_Luminous_Infrared_Galaxies:_the_Case_of_the_Circumnuclear_Starburst_Ring_in_NGC_7552 |
| Authors |
Lacey_West,_Kristen_Garofali,_Bret_D._Lehmer,_Andrea_Prestwich,_Rafael_Eufrasio,_Wasutep_Luangtip,_Timothy_P._Roberts,_Andreas_Zezas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19491 |
近くの(D$<$30Mpc)宇宙で最も極端な星形成銀河である発光赤外銀河(LIRG)は、スケーリングによる予測と比較して、顕著なX線放射不足(最大$\sim$10倍)を示しています。銀河全体にわたる高質量X線連星(HMXB)の明るさと星形成速度の関係。近くの($\約$20Mpc)LIRGNGC7552では、IR放射の大部分は核周スターバーストリングから発生しており、これは星形成のいくつかの離散的な結び目に分解されています。我々は、NGC7552の最近のチャンドラ観測の結果を紹介します。この結果は、最も強力な星形成ノットの2つからの2～7keVのX線光度の重大な欠損を明らかにしています。我々は、これらの節で期待される発光HMXB集団は、(1)非常に大きな柱密度によって隠されているか、(2)比較的高い金属性および/または非常に若い年齢($\lesssim$5Myr)を持つ節により抑制されていると仮説を立てます。我々は、最近のNuSTAR観測のデータを使用してこれらの可能性を区別します。これらのエネルギーでの発光は吸収効果の影響を受けにくいため、感度が10keVを超えると、非常に不明瞭なHMXB集団を明らかにすることができます。NGC7552の中央領域では、著しく不明瞭なHMXB集団の証拠は見つからず、HMXB形成が抑制されていることを示唆しています。さらに、金属量に依存するスケーリング関係では、最も強力な星形成の結び目または全体としての中心領域から観察された欠陥を完全には説明できないことを示します。したがって、局所的な星形成活動の最近のバーストが、HMXBの形成に必要な時間スケールよりも短い$\lesssim$5Myrの時間スケールで、これらの領域内の$L_{\rm{IR}}$の上昇を引き起こしている可能性が高いことを示唆しています。
異方性ストレンジオン星の自由エネルギー
パルサーのようなコンパクトな天体は、回転の運動エネルギー以外にさらに巨大な自由エネルギーを放出できるのでしょうか?これは実際、依然として熱い議論が行われている冷たい超核物質の状態方程式に関連しています。$\gamma-$線バースト、高速電波バースト、ソフト$\gamma-$線リピータなどのさまざまな観測を理解するには、確かに膨大なエネルギーが必要です。一般相対性理論で計算するための2つのアプローチを使用して、固体ストレンジン星の弾性/無重力エネルギーを再考します。異方性が非常に小さい場合($(p_{\rmt}-p_{\rmr})/p_{\rmr}\sim10^{-4}$、$p_{\rmt}$/$p_{\rmr}$は接線方向/ラジアル方向の圧力）。
最初の CHIME/FRB カタログからの高速無線バーストの赤方偏移とエネルギー分布の推定
| Title |
Inferring_redshift_and_energy_distributions_of_fast_radio_bursts_from_the_first_CHIME/FRB_catalog |
| Authors |
Li_Tang,_Hai-Nan_Lin_and_Xin_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19692 |
ベイジアン推論法を使用して、局在性の高い高速無線バースト(FRB)から銀河系外分散尺度\--赤方偏移関係(${\rmDM_E}-z$関係)を再構築します。次に、${\rmDM_E}-z$関係を使用して、最初のCHIME/FRBカタログの赤方偏移とエネルギーが推測されます。非反復CHIME/FRBの銀河系外分散測定値と推定赤方偏移の分布はカットオフべき乗則に従っていますが、低赤方偏移範囲で大幅な超過があることがわかります。選択効果の影響を受けやすいイベントを除外するために一連の基準を適用しますが、低赤方偏移での過剰が残りのFRB(ゴールドサンプルと呼ぶ)に依然として存在することがわかります。完全なサンプルとゴールドサンプルの両方のフルエンスとエネルギーの累積分布は、単純なべき乗則に従いませんが、曲がったべき乗則にうまく適合します。根底にある物理的影響については、さらに調査する必要があります。
小さすぎて失敗できない: 太陽質量以下のコンパクトな天体合体の測定可能性を評価する
| Title |
Too_small_to_fail:_assessing_the_measurability_of_sub-solar_mass_compact_object_mergers |
| Authors |
Noah_E._Wolfe,_Salvatore_Vitale,_Colm_Talbot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19907 |
このような天体には伝統的な天体物理学的形成メカニズムが欠けているため、太陽質量未満のブラックホールの検出は、暗黒物質と初期宇宙の物理学の性質について劇的な新たな洞察をもたらす可能性があります。重力波を使用すると、連星合体中のコンパクトな天体の質量を直接測定できます。また、低質量合体からの重力波信号は数千秒間、LIGO周波数帯域内に留まると予想されます。しかし、太陽質量未満のコンパクト天体の特性を自信を持って測定し、太陽質量未満のブラックホールと他のエキゾチックな天体を区別できるかどうかは不明です。この目的を達成するために、太陽質量未満のブラックホール合体からのシミュレートされた重力波信号に対してベイズパラメーター推定を実行し、そのソース特性の測定可能性を調査します。私たちは、O4観測実行中のLIGO/Virgo検出器が検出可能限界値で太陽系以下の成分の質量を自信を持って識別できることを発見しました。これらの出来事は空の局所的にも局在化しており、そのバイナリスピン幾何学に関する何らかの情報が明らかになるかもしれない。さらに、コズミック・エクスプローラーやアインシュタイン望遠鏡などの次世代検出器を使用すると、太陽以下の質量合体の特性を正確に測定したり、そのコンパクトな天体としての性質に対するより厳しい制約が可能になるでしょう。
宇宙ベースの高コントラストイメージング用の微小電気機械変形可能ミラーのランダム振動試験
| Title |
Random_Vibration_Testing_of_Microelectromechanical_Deformable_Mirrors_for_Space-based_High-Contrast_Imaging |
| Authors |
Axel_Potier,_Camilo_Mejia_Prada,_Garreth_Ruane,_Hong_Tang,_Wesley_Baxter,_Duncan_Liu,_A_J_Eldorado_Riggs,_Phillip_K._Poon,_Eduardo_Bendek,_Nick_Siegler,_Mary_Soria,_Mark_Hetzel,_Charlie_Lamb,_Paul_Bierden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19495 |
宇宙ベースの恒星コロナグラフ装置は、秒角の何分の一かの距離にあり、主星よりも100億倍暗い系外惑星を直接画像化することを目的としています。これを達成するために、1つまたは複数の変形可能ミラー(DM)をコロナグラフマスクと組み合わせて使用し、波面を制御し、「ダークゾーン」または「ダークホール」として知られる画像の領域での回折星の光を最小限に抑えます。DMには、必要な範囲の系外惑星分離を画像化するのに十分な大きさのダークホールを許可するために、多数のアクチュエーター(直径50～96個)が必要です。さらに、必要なコントラストを実現するには、DMの表面をピコメートルレベルで制御する必要があります。DMや電子システムの機械的構造に欠陥があると、ミッションの科学的可能性に重大な影響を与える可能性があります。そこで、NASAの系外惑星探査プログラム(ExEP)は、ボストンマイクロマシンズコーポレーション(BMC)が製造した50ドル×50ドルのマイクロ電気機械(MEMS)DMを2台調達し、打ち上げ中にDMがさらされる振動環境に対する堅牢性をテストしました。DMは、飛行のようなランダムな振動にさらされる前後に、一連の機能的および高コントラストの画像テストを受けました。DMは、$10^{-8}$のコントラストレベルで重大な機能低下やパフォーマンス低下を示さなかった。
ハードウェアを追加せずに VLT/SPHERE を改善する: 準静的補正戦略の比較
| Title |
Improving_VLT/SPHERE_without_additional_hardware:_Comparing_quasi-static_correction_strategies |
| Authors |
Axel_Potier,_Zahed_Wahhaj,_Raphael_Galicher,_Johan_Mazoyer,_Pierre_Baudoz,_Gael_Chauvin,_and_Garreth_Ruane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19501 |
直接イメージングは、若く暖かい系外惑星を検出し、その形成シナリオを理解するために現在使用されている主な技術です。系外惑星とその主星の間の極端な光束比では、コロナグラフを使用して星の光を減衰させ、高コントラストの画像を作成する必要があります。しかし、その性能は波面収差によって制限され、星の光子がコロナグラフを通って科学検出器に漏れ出すため、より暗い太陽系外伴星の観測が妨げられます。VLT/SPHERE機器は、効率的な補償光学システムを利用して動的収差を最小限に抑え、画像のコントラストを向上させます。良好な視界条件では、ゆっくりと変化する収差や光学部品の製造上の欠陥によって引き起こされる準静的収差によって性能が制限されます。これらの収差を軽減するには、SPHEREのコントラスト性能を高める追加の波面検出および制御アルゴリズムが必要です。ダークホールアルゴリズムは、当初は宇宙ベースのアプリケーション用に開発され、最近SPHEREキャリブレーションユニットで実行され、コントラストが大幅に向上しました。この研究では、SPHEREに適用されたダークホールアルゴリズムの最新状況と、2022年2月15日に実行されたオンスカイテストで得られた結果を紹介します。
\v{C}erenkov 光の到着時間の確率密度関数
\v{C}erenkov光の光電子増倍管への到達時間の確率密度関数が研究されています。この研究では、光の生成、伝達、検出について説明します。光の発生には、ミュオンからの光、シャワーからの光、ミュオンのエネルギー損失による光が含まれます。光の透過には、媒質中での分散、吸収、散乱の影響が考慮されます。光の検出では、光電子増倍管の受光角と量子効率が考慮されます。
ペア変換 $\gamma$ 線望遠鏡の角度分解能について
私は、MeVエネルギー範囲におけるペア望遠鏡の単一光子の角度分解能に対するいくつかの寄与に関する研究を紹介します。私はいくつかのテストケース、現在アクティブな{\slFermi}LAT、「純粋なシリコン」プロジェクトASTROGAMおよびAMEGO-X、および乳剤ベースのプロジェクトGRAINEを調べます。
パロマー天文台での近赤外高分解能 VIPA 分光計の上空デモンストレーション
| Title |
On-sky_demonstration_at_Palomar_Observatory_of_the_near-IR,_high-resolution_VIPA_spectrometer |
| Authors |
Alexis_Carlotti,_Alexis_Bidot,_David_Mouillet,_Jean-Jacques_Correia,_Laurent_Jocou,_St\'ephane_Curaba,_Alain_Delboulb\'e,_Etienne_Le_Coarer,_Patrick_Rabou,_Guillaume_Bourdarot,_Thierry_Forveille,_Xavier_Bondils,_Gautam_Vasisht,_Dimitri_Mawet,_Rick_S._Burruss,_Rebecca_Oppenheimer,_Ren\'e_Doyon,_Etienne_Artigau,_Philippe_Vall\'ee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19736 |
補償光学(AO)支援望遠鏡とシングルモードファイバー入射ユニットを使用して系外惑星の大気を直接特徴付けるために、近赤外の高分解能R=80000分光計がIPAGで開発されました。パロマー天文台の200フィートヘイル望遠鏡による最初の技術テストは、この望遠鏡が提供するPALM3000AOシステムを使用して2022年3月に行われました。観測はPARVI分光計でも同時に行われているため、2つの機器間で直接比較することができます。この分光計は、エシェル回折格子の代わりに仮想イメージングフェーズドアレイ(VIPA)を使用しており、その結果、0.25m3クライオスタットに収まる非常にコンパクトな光学レイアウトが得られます。分光計は、H2RG検出器の4分の1を使用して、シングルモードファイバーを使用して望遠鏡から分光計に光が転送される2つの光源について、1.57～1.7ミクロンのHバンドの中央部分を分析します。設計上、分光計の透過率は40～50%になると予想されており、これはCRIRES+やNIRSPECなどの現在の高解像度分光計の透過率より2～3倍高くなります。ただし、クロスディスパーサーが損傷したため、その値は21%に制限されました。上空でのデモンストレーションの後、正確で2倍の高効率を備えた交換用格子が調達されました。この文書では、VIPA分光計の主な仕様を思い出すことに加えて、この装置用に開発された制御ソフトウェア、校正プロセス、および削減パイプラインについて説明します。また、ヘイル望遠鏡を使用した上空での技術テストの結果、実効解像度と透過率の測定結果、分光計で取得した太陽のスペクトルとBASS2000基準スペクトルの比較も示します。計画された変更についても説明します。これには、新しい専用のH2RG検出器とKバンド光学系の統合が含まれます。
非常に大規模なアレイに推奨される最終構成
ngVLAの建設が2026年に開始されれば、その感度は2029年末までにVLAの感度と一致すると予想される。その時点で、VLAでのオープンスカイ観測が終了し、ngVLAで開始されることが予想される。2026年から2029年の間、VLAは標準A、B、C、D構成の一部を含むカスタマイズされた最終構成で維持されることを提案します。このような最終的なVLA構成は、(1)VLAの運用コストを最小限に抑え、ngVLAの構築と試運転のペースを最大化するのに役立ちます。(2)VLAユーザーがngVLA科学プログラムの目玉となると予想される高解像度、高頻度の研究トピックに軸足を移すのを支援します。(3)ルービン天文台とLIGOA+の時代における過渡現象への対応中の発生源の混乱の影響を軽減するのに役立ちます。
評決を覆す: 結局のところ、激変変数は AM CVn バイナリの主要な祖先である可能性がある
| Title |
Reversing_the_verdict:_cataclysmic_variables_could_be_the_dominant_progenitors_of_AM_CVn_binaries_after_all |
| Authors |
Diogo_Belloni_and_Matthias_R._Schreiber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19312 |
コンテクスト。AMCVn連星、つまり白色矮星がヘリウムを豊富に含む（半）縮退天体から物質を降着させる系は、熱核超新星の潜在的な前駆体であり、持続的な重力波放射の強力な発生源である。長い間、初期条件を微調整する必要があり、さらに悪いことに、結果として表面水素の存在量が減少するため、これらのシステムは、少なくとも多数の場合には、激変変数(CV)から派生することはできないと考えられてきました。これは検出できるほど十分に高く、AMCVnバイナリの定義機能と矛盾します。目的。ここで我々は、AMCVnバイナリのCV形成チャネルの主張されている両方の弱点がモデルに依存しており、磁気ブレーキの制約が不十分な仮定に依存していることを示します。方法。私たちは、共通包絡線後の白色矮星と随伴質量のさまざまな組み合わせと、強力な磁気ブレーキを想定した軌道周期について、MESAコードを使用してバイナリ進化シミュレーションを実行しました。結果。われわれは、ドナー星が物質移動の開始前に無視できないヘリウム核を発達させた場合、表面水素存在量が極めて低いAMCVn連星はCV進化の自然な結果の1つであることを発見した。この場合、CV発生中に水素エンベロープが使い果たされた後、ドナーは変性し、その表面の水素存在量は大幅に低下し、検出できなくなります。私たちのシミュレーションは、CV形成チャネルが、他の形成チャネルでは実証されていない、非常に低質量で肥大化したドナー星(Gaia14aaeおよびZTFJ1637+49)を含む観察されたAMCVn連星を説明できることも示しています。結論。進化したドナーを持つCVは、AMCVnバイナリの少なくとも一部の前駆体である可能性があります。
太陽噴火における磁気ヘリシティの重要な隠れた提供者としての乱流対流
| Title |
Turbulent_convection_as_a_significant_hidden_provider_of_magnetic_helicity_in_solar_eruptions |
| Authors |
Shin_Toriumi,_Hideyuki_Hotta,_Kanya_Kusano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19323 |
太陽フレアとコロナ質量放出は、太陽圏全体と地球近傍環境に影響を与える主要な宇宙気象擾乱であり、主に高度の磁気ねじれを抱えた黒点領域から発生します。しかし、磁気のねじれを測定するための量である磁気ヘリシティが、乱流対流帯からの磁束の出現を介して太陽大気上部にどのように供給されるのかは明らかではありません。ここでは、深い対流ゾーンから現れる磁束の最先端の数値シミュレーションを報告します。出現する光束のねじれを制御することにより、対流上昇流のサポートを受けて、これまでの理論的予測とは対照的に、ねじれが解けた出現する光束が崩壊することなく太陽表面に到達し、最終的に黒点を形成できることがわかりました。磁束の乱流のねじれにより、生成された黒点は回転を示し、磁気ヘリシティを高層大気中に注入します。これは、フレア噴出を引き起こすのに十分な、ねじれの場合に注入されたヘリシティのかなりの部分に達します。この結果は、乱流対流が無視できない量の磁気ヘリシティの供給に関与しており、太陽フレアに潜在的に寄与していることを示しています。
黒点におけるMHD波モードの時間的および空間的進化
| Title |
The_temporal_and_spatial_evolution_of_MHD_wave_modes_in_sunspots |
| Authors |
A._B._Albidah,_V._Fedun,_A._A._Aldhafeeri,_I._Ballai,_D._B._Jess,_W._Brevis,_J._Higham,_M._Stangalini,_S._S._A._Silva,_C._D._MacBride,_and_G._Verth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19418 |
黒点は生涯を通じてその面積と形状が変化し、崩壊するにつれてより小さな構造に断片化します。今回、我々は初めて、観測された本影における磁気流体力学（MHD）低速体モードと高速表面モードの空間構造を、その断面形状の変化に応じて解析する。適切な直交分解(POD)および動的モード分解(DMD)技術を使用して、ほぼ円形および楕円形の黒点の光球レベルでのドップラー速度の3時間および6時間のSDO/HMI時系列を分析しました。黒点の形状の変化を証明するために、各時系列は時間間隔に均等に分割されました。物理波モードを識別するために、本影の正確な形状を使用してPOD/DMDモードを低速ボディモードモデルと相互相関させました。一方、形状は時間間隔ごとに平均強度のしきい値レベルを適用することによって得られました。我々の結果は、特に高次モードの場合、本傘形状の一見小さな変化によってさえ、MHDモードの空間構造が影響を受けることを示しています。私たちの研究で使用したデータセットの場合、観察されたMHDモードに対する形状の変化の影響を考慮するための最適な時間間隔は37～60分です。これらの間隔の選択は、パワースペクトルに対する各波モードのエネルギー寄与を適切に定量化するために重要です。
太陽周期の延長と大規模磁場の非対称性
| Title |
The_Extended_Solar_Cycle_and_Asymmetry_of_the_Large-Scale_Magnetic_Field |
| Authors |
V.N._Obridko,_A.S._Shibalova,_D.D._Sokoloff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19427 |
伝統的に、太陽活動サイクルは、太陽ポロイダル磁場の主な双極子成分とトロイダル磁場の相互作用であると考えられています。しかし、拡張太陽周期モデルで示される実際の状況は、はるかに複雑です。ここでは、表面活動トレーサーの赤道方向および極方向への伝播特性にどのような帯状高調波が関与しているかを明らかにする拡張太陽周期の概念を開発します。私たちは、L=5のゾーン高調波が、奇数ゾーン高調波に関連する両方のタイプの現象を分離する上で重要な役割を果たしているという結論に達しました。私たちの分析のもう1つの目的は、偶数帯高調波の役割であり、これは11年の太陽周期よりもむしろ太陽活動の南北非対称性と関連していることが証明されています。
人口 II 距離指標: RR こと座変数、赤色巨星枝先端 (TRGB) 星および J 枝漸近巨星枝 (JAGB/炭素) 星
| Title |
Population_II_Distance_Indicators:_RR_Lyrae_Variables,_Tip_of_the_Red_Giant_Branch_(TRGB)_Stars_and_J-Branch_Asymptotic_Giant_Branch_(JAGB/Carbon)_Stars |
| Authors |
Barry_F._Madore_and_Wendy_L._Freedman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19437 |
我々は、3つの明るい集団II銀河系外距離指標、赤色巨星枝先端(TRGB)星、こと座RR変光星、J枝漸近巨大枝(JAGB/炭素)星についての理論的基礎、進化の状況、校正、および現在の応用をレビューします。M_I(TRGB)=-4.05等級の場合、ハッブル定数はHo=69.8+/-0.6(stat)+/-1.6(sys)km/s/Mpcと決定されます。
開放磁場を伴う太陽フレアにおける粒子の加速と太陽圏への脱出
| Title |
Particle_acceleration_and_their_escape_into_the_heliosphere_in_solar_flares_with_open_magnetic_field |
| Authors |
Mykola_Gordovskyy,_Philippa_K._Browning,_Kanya_Kusano,_Satoshi_Inoue_and_Gregory_E._Vekstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19449 |
太陽コロナと太陽圏のエネルギー粒子集団は、同じ太陽フレアで生成された場合でも、異なる特性を持つように見えます。この違いの原因は、加速領域の特性、フレア内の大規模な磁場配置、または散乱などの粒子輸送効果であるかは明らかではありません。この研究では、磁気流体力学と試験粒子アプローチを組み合わせて、2つの太陽フレア(2013年6月19日のMクラスフレアと2011年9月6日のXクラスフレア)における磁気リコネクション、粒子加速、輸送を調査します。両方の事象において、同じ領域が、冠状に残り太陽圏に向かって放出される粒子の加速に関与していることを示します。ただし、加速領域の周囲の磁場構造がフィルターとして機能し、その結果、これら2つの集団によって取得される異なる特性(エネルギースペクトルなど)が得られます。我々は、この効果は相互接続再接続によって生じる現在の層における粒子加速の固有の特性であり、したがって、特に太陽圏への大量の粒子放出を伴う非噴火性太陽フレアにおいて遍在する可能性があると主張する。
ミラ型変数 R うみへび座の理論質量推定値
ヘリウム$Y=0.28$と重い元素$Z=0.014$の初期存在量における星の進化の計算は、主系列$1.7M_\odot\leM_\textrm{ZAMS}\le5.2M_\odot上の質量を持つ星に対して行われました。$。AGB段階に対応する進化シーケンスは、Mira型変数RHyaでほぼ2世紀にわたって観察された脈動周期の減少をモデル化するために使用されました。18世紀後半の$\Pi\約$495dから1950年代の$\Pi\約380$dまでの期間の縮小は、放射線の散逸に伴う恒星の半径の減少によるものです。ヘリウムフラッシュ。観測の歴史を通じて、RHyaは基本モードパルセータでした。観測値と最もよく一致するのは、初期質量$M_\textrm{ZAMS}=4.8M_\odot$およびBl\"ocker式の質量損失率パラメータ$0.03\le\eta_\mathrm{B}を持つ8つの進化モデルで得られます。\le0.07$.RHyaの理論質量推定値は$4.44M_\odot\leM\le4.63M_\odot$の範囲にありますが、平均恒星の半径($421R_\odot\le\barR\le445R_\odot)脈動周期$\Pi\約380$に対応する$)は、光干渉イメージング法による角直径の測定値とよく一致します。
黒点半影からのカウンターエバーシェッドの流れの追放
| Title |
Expulsion_of_counter_Evershed_flows_from_sunspot_penumbrae |
| Authors |
J.S._Castellanos_Dur\'an,_A._Korpi-Lagg_and_S.K._Solanki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19705 |
本影から黒点の外側境界に向かうエバーシェッド流に加えて、特殊な状況下では、逆方向の逆エバーシェッド流(CEF)も発生します。私たちは、ひので探査機に搭載された太陽光学望遠鏡と太陽力学観測所に搭載された太陽地震・磁気イメージャによって観測された3つのCEFの固有運動と進化を特徴付けることを目的としています。私たちは、偏光の放射伝達方程式の最先端の逆変換を使用して、630nm付近のFeI線対の分光偏光測定に適用します。3つのCEFが半影内に現れました。CEF構造のうち2つは、その崩壊過程の一部として、固有運動から推定される65～117m/sの範囲の速度で、半影フィラメントと平行に半影を通って半径方向外側に移動することが判明しました。これら2つのケースでは、CEFが半影の外側に到達した後、主要な黒点の堀に新しい黒点が現れました。一方、CEFは本影から遠ざかり、磁場の強度は減少しました。これら2つのCEFの追放は、通常のEvershedの流れに関連しているようです。3番目のCEFは衛星スポットの回転に引きずられたように見えました。彩層の増光はCEFと関連していることが判明し、本影と半影の境界に達したCEFは彩層活動の増強を示しました。2つのCEFは、その形成段階で視線速度マップが利用可能であったため、半影への侵入物として見えます。それらは磁束の出現に関連している可能性があります。
M クラスおよび X クラスの太陽フレアに関連する準周期脈動 (QPP) における非定常性の蔓延
| Title |
Prevalence_of_non-stationarity_in_quasi-periodic_pulsations_(QPPs)_associated_with_M-_and_X-class_solar_flares |
| Authors |
Tishtrya_Mehta,_Anne-Marie_Broomhall,_Laura_Hayes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19737 |
準周期脈動(QPP)は太陽や恒星のフレア放射で頻繁に観察されており、最近の研究では瞬間周期の増大がQPPの共通の特徴であることが示唆されています。QPPにおける非定常性の蔓延を判定することは、どのメカニズムがQPP生成に関与しているかをより深く理解するのに役立ちます。太陽周期24の平均周期8～130秒の98個のMクラスおよびXクラスのフレアにおけるQPPから周期進化の速度を取得し、QPPの非定常性の蔓延を調査します。また、コロナ質量放出（CME）の存在がQPPの周期進化に影響を与えるかどうかも調査します。GOESのX線センサー(XRS)から得られた軟X線のライトカーブを分析し、高速フーリエ変換を使用してフレアの衝撃相と減衰相の支配的な期間を評価します。周期の発展速度をフレア持続時間、ピークフレアエネルギー、平均QPP周期に関連付けます。評価したフレアの81%で非定常性の証拠が見つかり、ほとんどのQPPは衝撃相と減衰相の間で10秒未満の周期変化を示し、そのうち66%が見かけの周期の成長を示し、14%が見かけの周期の縮小を示しました。。周期発展の絶対的な大きさとフレアの持続時間の間には正の相関関係があり、QPPの周期発展とフレアエネルギーやCMEの存在の間には相関がないことがわかりました。さらに、非定常性は太陽光QPPでは一般的であり、フレア解析では考慮する必要があると結論付けています。
太陽周期の観測
我々は、太陽内で作動するダイナモプロセスに制約を与える太陽周期の決定的な観測について説明します。具体的には、次のトピックについて報告します。歴史的な黒点の数と改訂。活性領域（AR）の磁束範囲と寿命。傾斜角。ヘイルとジョイの法則。サイクルの進行に対する不正ARの影響。バタフライダイアグラムを作成するARの時空間的出現。極地フィールド。帯状、子午線、AR流入を含む大規模な流れ。短期的な周期の変動。モードパラメータの変化を含むヘリオ地震結果。
太陽における磁束出現に対する部分電離の影響
磁束の出現過程に対する部分イオン化の影響を調査するために、3次元数値シミュレーションを実行しました。私たちの研究では、中性物質の存在を含むように単流体MHD方程式を修正し、2つの基本的な実験を実行しました。1つは完全に電離したプラズマ(FIの場合)を想定し、もう1つは部分的に電離したプラズマ(PIの場合)を想定したものです。PIケースでは、太陽表面およびその上に密度の低いプラズマがもたらされることがわかりました。さらに、部分的なイオン化により出現する磁場の構造が変化し、FIの場合と比較して出現する双極領域の極性の形状が異なることがわかりました。太陽大気中に出現する磁束の量は、PIの場合の方が大きく、FIの場合と同じ初期プラズマベータを持ちますが、初期の磁場強度はより大きくなります。光球上の場の拡大はPIの場合では比較的早期に起こり、部分電離を含めることで断熱膨張による冷却が減少することが確認されました。ただし、大気プラズマの加熱機構としては機能していないようです。三次元でのこれらの実験の結果は、PIが太陽外部大気中に噴出する不安定な磁気構造の形成を妨げないことを示しています。
TESS OB パルセータの ESO UVES/FEROS 大規模プログラム。 I. 高分解能分光法による全球恒星パラメータ
| Title |
The_ESO_UVES/FEROS_Large_Programs_of_TESS_OB_pulsators._I._Global_stellar_parameters_from_high-resolution_spectroscopy |
| Authors |
Nadya_Serebriakova,_Andrew_Tkachenko,_Sarah_Gebruers,_Dominic_M._Bowman,_Timothy_Van_Reeth,_Laurent_Mahy,_Siemen_Burssens,_Luc_IJspeert,_Hugues_Sana,_Conny_Aerts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19948 |
現代の星の構造と進化理論では、中質量星の内部物理学と高質量星の内部物理学に対する観測による校正が不足しています。これにより、理論的な予測と、主に角運動量と元素輸送に関連する観察された現象との間に矛盾が生じます。最先端の分光法と星地震学を結びつけた大質量星の大規模なサンプルの分析は、それらの内部構造についての理解を深める方法の手がかりを提供する可能性があります。私たちは、高分解能分光法による正確な大気パラメータとともに、天の川銀河および大マゼラン雲(LMC)銀河の金属状態にあるO型およびB型星のサンプルを提供するとともに、ラインプロファイルの広がりの詳細な調査を行うことを目指しています。、将来の星地震研究のために。私たちの2つの大規模プログラムの一般的な目的を説明した後、スペクトル線をフィッティングし、高解像度のマルチエポックUVESおよびFEROS分光法から正確な全球恒星パラメータを推定するための専用の方法論を開発します。私たちは、質量、実効温度、進化段階の幅広さを考慮して、地球規模のサンプルでカバーされる3つの領域に対して利用可能な最良の大気モデルを使用します。ヘルツシュプルング・ラッセル図における正確な大気パラメータと位置のほかに、動径成分と接線成分の推定を含む、巨大乱流の線の広がりの詳細な分析を提供します。私たちは、信号対雑音比が250未満のスペクトルからこれら2つの成分を解きほぐすのが難しいことを発見しました。私たちのサンプル内で最も有望な星の深層内部物理の将来の星地震モデリングは、大規模なサンプルに対するそのような知識の既存の不足を改善するでしょう。OB星(LMCの金属性の低い星を含む)。
| Title |
Gravitational_Waves_from_Black-Hole_Encounters:_Prospects_for_Ground-_and_Galaxy-Based_Observatories |
| Authors |
Subhajit_Dandapat,_Michael_Ebersold,_Abhimanyu_Susobhanan,_Prerna_Rana,_Achamveedu_Gopakumar,_Shubhanshu_Tiwari,_Maria_Haney,_Hyung_Mok_Lee,_Neel_Kolhe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19318 |
ブラックホール(BH)の双曲線接近遭遇は、運用中、計画中、および提案されている重力波(GW)観測所の周波数ウィンドウで特定のBurstWithMemory(BWM)イベントを生成します。我々は、LIGO-Virgo-KAGRAおよびInternationalPulsarTimingArray(IPTA)コンソーシアムに関連する、このようなイベントの検出可能なパラメーター空間の詳細な調査を紹介します。基礎となる時間的に進化するGW偏光状態はChoetal.から適応されています。[物理学。Rev.D98,024039(2018)]したがって、ポストニュートン次数の3次までの一般相対論的効果が組み込まれています。さらに、接近遭遇を説明しながら波形ファミリーの妥当性を保証するための処方箋を提供します。予備調査により、最適に配置されたBWMイベントは、既存の地上観測所からメガパーセクの距離まで視認できるはずであることが明らかになりました。対照的に、成熟したIPTAデータセットは、ギガパーセクの距離までの超大質量BHのこのような双曲線遭遇の発生に制約を与えることができるはずです。
LISA望遠鏡用光学トラス干渉計
| Title |
The_Optical_Truss_Interferometer_for_the_LISA_Telescope |
| Authors |
Kylan_Jersey,_Ian_Harley-Trochimczyk,_Yanqi_Zhang,_Felipe_Guzman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19425 |
LISA望遠鏡は、ミッション要件を満たすために、mHz観測帯域内で$\frac{\mathrm{pm}}{\sqrt{\mathrm{Hz}}}$の光路長安定性を示さなければなりません。光学トラス干渉計は、望遠鏡の地上試験と飛行ユニットのリスク軽減計画を支援するために提案された方法です。これは、構造変位を監視するために使用される望遠鏡に取り付けられた3つのファブリペロー空洞で構成されています。当社は、ファイバコンポーネント、モード整合光学系、およびキャビティ入力ミラーをコンパクトな入力段に統合する、ファイバベースのキャビティ注入システムを設計および開発しました。入力ステージは、リターンミラーステージと組み合わせて望遠鏡に取り付けて、光学トラスキャビティを形成できます。3つの第一世代試作キャビティの製造と組み立てをサポートするために、さまざまなシミュレーション手法を使用して徹底的な感度解析を実行しました。各キャビティは、モデルに基づいて満足のいく性能を示しました。
ダイナモの開始に対する流れせん断の影響
天体物理条件における平均磁場の起源と構造を理解することは大きな課題です。このような天体物理学的条件ではせん断流が共存することが多く、ダイナモ機構に対する流れせん断の役割は研究され始めたばかりです。ここでは、制御可能な鏡面対称性（つまり、流体のヘリシティ）を備えたさまざまな基本流れについて、ダイナモの不安定性に及ぼす流れせん断の影響に関する直接数値シミュレーション（DNS）研究を紹介します。私たちの観察は、ヘリカルベースの流れの場合、せん断の効果は小規模ダイナモ（SSD）の作用を抑制することである、つまり、せん断はSSDの作用を抑制することによって大規模な磁場の発現を助けることを示唆しています。非螺旋ベースの流れの場合、流れせん断は小規模なダイナモ作用を増幅するという逆の効果をもたらします。非螺旋ベース流の磁気エネルギー増加率($\gamma$)は、$\gamma=-aS+bS^\frac{2}{3}$という形式の代数的性質に従うことがわかります。ここで、a、b>0は実定数、Sはせん断流れの強さ、$\gamma$は流れせん断のスケールに依存しないことがわかります。我々の発見の普遍性をテストするために、非螺旋ベース流に対する異なるせん断プロファイルとせん断スケール長を使用した研究が実行されました。
物質へのスカラーフィールド結合に対するマルチスケール制約: 測地効果とフレームドラッグ効果
| Title |
Multi-scale_Constraints_on_Scalar-Field_couplings_to_Matter:_The_Geodetic_and_Frame-Dragging_Effects |
| Authors |
David_Benisty,_Philippe_Brax,_Anne-Christine_Davis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19977 |
物質に等角的および異形的に結合した光スカラーが、測地およびフレームドラッグ(FD)歳差運動に及ぼす影響が計算されます。周波数が大きくなると、非形式的な相互作用がますます重要になります。いくつかの衛星実験とパルサー到達時間(ToA)測定を使用して、重力プローブB、LARES、LAGEOS、GRACEの結果とパルサーのタイミングを組み合わせて、カップリングの限界を導き出します。GINGER実験に基づいた共形結合と非形式結合に関する将来の制約の予測、すなわち、地球上のサニャック効果の将来の測定、銀河中心の周りの$S$星の運動、および将来のパルサーのタイミング観測が提示される。
トライポテンシャル MOND 理論
私は、新しい種類の非相対論的修正重力MOND理論を紹介します。これらの「TRIMOND」理論の3つの重力自由度は、MONDポテンシャルと2つの補助ポテンシャルであり、そのうちの1つはニュートンポテンシャルとして現れます。それらのラグランジアンには、3つの加速度変数、つまりポテンシャルの勾配の関数が含まれます。したがって、ニュートン体制からMOND体制への移行は、それぞれ単一変数のラグランジュ関数によって定義されるTRIMONDの特殊なケースである二次ラグランジュ理論(AQUAL)や準線形MOND理論(QUMOND)よりもかなり豊かです。。特に、ディープMOND制限(DML)が必要なスケール不変性によって完全に決定されるAQUALおよびQUMONDとは異なり、ここではスケール不変DMLは2つの変数の関数を指定する必要があります。一次元（球面など）質量分布の場合、すべてのTRIMOND理論において、MOND加速度はニュートン加速度の（理論固有だがシステムに依存しない）関数です。それらの多様性は非対称な状況で現れます。また、それらはすべて、顕著な主要なMOND予測を行っています。たとえば、AQUALおよびQUMONDと同じDMLビリアル関係、つまり同じDML$M-\sigma$関係、および同じDML二体力を予測します。しかし、二次的な予測に関しては大きく異なる可能性があります。このようなTRIMOND理論は、スカラーを追加したBIMONDなど、MONDのスカラーバイメトリック相対論的定式化の非相対論的限界である可能性があります。
AION 超冷ストロンチウム研究所向けの超高真空およびレーザー安定化システムの集中設計および製造
| Title |
Centralised_Design_and_Production_of_the_Ultra-High_Vacuum_and_Laser-Stabilisation_Systems_for_the_AION_Ultra-Cold_Strontium_Laboratories |
| Authors |
B._Stray,_O._Ennis,_S._Hedges,_S._Dey,_M._Langlois,_K._Bongs,_S._Lellouch,_M._Holynski,_B._Bostwick,_J._Chen,_Z._Eyler,_V._Gibson,_T._L._Harte,_M._Hsu,_M._Karzazi,_J._Mitchell,_N._Mouelle,_U._Schneider,_Y._Tang,_K._Tkalcec,_Y._Zhi,_K._Clarke,_A._Vick,_K._Bridges,_J._Coleman,_G._Elertas,_L._Hawkins,_S._Hindley,_K._Hussain,_C._Metelko,_H._Throssell,_C._F._A._Baynham,_O._Buchmuller,_D._Evans,_R._Hobson,_L._Iannizzotto-Venezze,_A._Josset,_E._Pasatembou,_B._E._Sauer,_M._R._Tarbutt,_L_Badurina,_A._Beniwal,_D._Blas,_J._Carlton,_J._Ellis,_C._McCabe,_E._Bentine,_M._Booth,_D._Bortoletto,_C._Foot,_C._Gomez,_T._Hird,_K._Hughes,_A._James,_A._Lowe,_J._March-Russell,_J._Schelfhout,_I._Shipsey,_D._Weatherill,_D._Wood,_S._Balashov,_M._G._Bason,_J._Boehm,_M._Courthold,_M._van_der_Grinten,_P._Majewski,_A._L._Marchant,_D._Newbold,_Z._Pan,_Z._Tam,_T._Valenzuela,_I._Wilmut |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.20060 |
この文書では、AION超冷ストロンチウム研究所向けの超高真空サイドアームとレーザー安定化システムの集中設計と製造の概要を説明します。サイドアームチャンバー内の残留ガスと定常状態の圧力、磁場の品質、レーザーの安定化、および3D磁気光学トラップの装填率に関する試運転データが示されています。サイドアームおよびレーザー安定化システムの設計と製造を合理化することで、AIONコラボレーションは、コラボレーションにおける重要な専門知識を活用して、24か月以内に5つの最先端の超冷ストロンチウム研究所を並行して構築し、装備することができました。このアプローチは、国立研究所に専用の設計および製造ユニットを設立することにより、原子時計実験や中性原子量子コンピューティングシステムなど、他の低温原子実験の開発および構築のモデルとして機能する可能性があります。
