ナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡SN宇宙論のためのスリットレスプリズムの評価と最適化
| Title |
Evaluating_and_Optimizing_a_Slitless_Prism_for_Nancy_Grace_Roman_Space_Telescope_SN_Cosmology |
| Authors |
David_Rubin,_Greg_Aldering,_Tri_L._Astraatmadja,_Charlie_Baltay,_Aleksandar_Cikota,_Susana_E._Deustua,_Sam_Dixon,_Andrew_Fruchter,_L._Galbany,_Rebekah_Hounsell,_Saul_Perlmutter,_Ben_Rose |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10632 |
この作業は、RomanHighLatitudeTimeDomainSurvey（HLTDS）の一部として、SN分光法のためのRomanでの低分散スリットレスプリズムの使用に取り組む一連の研究を示しています。プリズムデータを含むSNスペクトルエネルギー分布は、固定された総観測時間でのイメージングのみよりも多くの情報を伝達し、赤方偏移測定とSNeのサブタイピングを改善します。ローマの視野には通常、さまざまなフェーズで観測可能な赤方偏移で約10SNeIaが含まれ（ホスト銀河の多重化は常に存在するため、はるかに大きくなります）、ターゲットを絞った観測なしでSNスペクトル時系列を構築します。これらの時系列をフィッティングすると、すべてのフェーズにわたってデータをスタックするよりも多くの情報が抽出され、SNIaサブ分類測定の精度が大幅に向上することを示します。したがって、ローマのプリズムは、ミッションの科学的機会を大幅に強化し、ローマのダークエネルギーミッションの焦点である体系的に制御された測定を提供するローマのSN宇宙論プログラムにとって特に重要です。プリズムパラメータを最適化すると、プリズムの画質が許す限り青のカットオフを青に設定し（〜7500A）、熱バックグラウンドを最小限に抑えるために赤のカットオフを〜18000Aに設定し、2ピクセルの分散を>にする必要があると結論付けます。〜70。
有効密度スロープを介した強い重力レンズによる暗黒物質のプロービング
| Title |
Probing_Dark_Matter_with_Strong_Gravitational_Lensing_through_an_Effective_Density_Slope |
| Authors |
At{\i}n\c{c}_\c{C}a\u{g}an_\c{S}eng\"ul_and_Cora_Dvorkin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10635 |
現在の宇宙論的データと一致する多くの暗黒物質（DM）モデルは、特に星形成の非効率性のために観測が困難な銀河系以下のスケールで、予測される（サブ）ハロ質量関数の違いを示しています。強い重力レンズは、レンズアークの摂動によって暗い低質量（サブ）ハロを検出するための有用なツールであることが示されているため、さまざまなDMシナリオのテストが可能になります。ただし、強いレンズデータから摂動体の総質量を測定することは困難です。摂動体の質量を過大または過小評価すると、DMの性質に関する誤った推論につながる可能性があります。この論文では、暗黒物質密度プロファイルの有効勾配を推測することは、摂動者が最大の観測可能な効果を持つと予想される中間半径での摂動者のべき乗則勾配であり、これらを回避するための有望な方法であると主張します。課題。N体シミュレーションを使用して、さまざまなDMシナリオでの（サブ）ハロ集団の有効密度勾配分布が異なることを示します。強いレンズ画像のハッブル宇宙望遠鏡観測の現実的なモックを使用して、摂動体の有効密度勾配を、異なるモデルを識別するのに十分な精度で確実に測定できることを示します。また、有効密度勾配$\gamma=1.96\substack{+0.12の測定値も示します。
| Title |
Constraining_f(R)_models_with_cosmic_chronometers_and_the_HII_galaxy_Hubble_diagram |
| Authors |
Joseph_Sultana,_Manoj_K._Yennapureddy,_Fulvio_Melia,_Demosthenes_Kazanas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10761 |
いくつかのよく知られているf（R）宇宙論モデルを検討し、それらのパラメーター、つまり偏差パラメーターbと宇宙論パラメーター\Omega_mおよびhを制約します。まず、これらのパラメータに関してハッブル率H（z）と光度距離d_L（z）の分析近似を取得し、次に、宇宙クロノメーターから導出された観測膨張率とHII銀河ハッブル図の距離係数に対してこれらをテストします。、ガウスプロセス（GP）を使用してモデルに依存しない方法で取得されます。まず、宇宙クロノメーターのみに基づいてモデルを最適化し、次に宇宙クロノメーターとHII銀河の両方を使用した共同分析でこのプロセスを繰り返します。
SPTとPlanckIIIからのDES3年目のデータとCMBレンズの共同分析：宇宙論的制約の組み合わせ
| Title |
Joint_analysis_of_DES_Year_3_data_and_CMB_lensing_from_SPT_and_Planck_III:_Combined_cosmological_constraints |
| Authors |
T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_A._Alarcon,_O._Alves,_A._Amon,_F._Andrade-Oliveira,_J._Annis,_B._Ansarinejad,_S._Avila,_D._Bacon,_E._J._Baxter,_K._Bechtol,_M._R._Becker,_B._A._Benson,_G._M._Bernstein,_E._Bertin,_J._Blazek,_L._E._Bleem,_S._Bocquet,_D._Brooks,_E._Buckley-Geer,_D._L._Burke,_H._Camacho,_A._Campos,_J._E._Carlstrom,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_R._Cawthon,_C._Chang,_C._L._Chang,_R._Chen,_A._Choi,_R._Chown,_C._Conselice,_J._Cordero,_M._Costanzi,_T._Crawford,_A._T._Crites,_M._Crocce,_L._N._da_Costa,_C._Davis,_T._M._Davis,_T._de_Haan,_J._De_Vicente,_J._DeRose,_S._Desai,_H._T._Diehl,_M._A._Dobbs,_S._Dodelson,_P._Doel,_C._Doux,_A._Drlica-Wagner,_K._Eckert,_T._F._Eifler,_F._Elsner,_J._Elvin-Poole,_S._Everett,_W._Everett,_X._Fang,_I._Ferrero,_A._Fert\'e,_B._Flaugher,_et_al._(108_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10824 |
ダークエネルギーサーベイ（DES）の3年目のデータで測定された銀河の位置と銀河のレンズ効果の間の2点相関関数の分析と、南極点望遠鏡（SPT）とプランクからの宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の測定値からの宇宙論的制約を提示します。。DESのみの2点関数とDESの相互相関をSPT+PlanckCMBレンズで共同分析すると、$\Omega_{\rmm}=0.344\pm0.030$および$S_8\equiv\sigma_8（\Omega_{\rmm}/0.3)^{0.5}=0.773\pm0.016$、$\Lambda$CDMを想定。さらにCMBレンズオートスペクトルの測定値と組み合わせると、$\Omega_{\rmm}=0.306^{+0.018}_{-0.021}$および$S_8=0.792\pm0.012$が見つかります。CMBレンズの相互相関の高い信号対雑音比により、相互相関のみから導出された制約との比較や、DESからの銀河レンズとクラスタリング測定の堅牢性をテストするために設計された比較など、これらの結果のいくつかの強力な整合性テストが可能になります。。これらのテストを測定に適用すると、DESのみの分析、またはCMBレンズ相互相関を使用した共同分析からのベースライン宇宙論的制約に有意なバイアスの証拠は見つかりません。ただし、CMBレンズの相互相関は、代替レンズ銀河サンプル、特にredMaGiC銀河と高赤方偏移MagLim銀河を使用した相関関数測定で発生する可能性のある問題を示唆しており、以前の研究の結果と一致しています。CMBレンズの相互相関を使用して、これらの問題をさらに調査するための方向を特定します。
SoUthern Cluster sCale Extended Source
Survey（SUCCESS）：9つの巨大な銀河団のGMRTとMeerKATの研究
| Title |
SoUthern_Cluster_sCale_Extended_Source_Survey_(SUCCESS):_A_GMRT_and_MeerKAT_study_of_nine_massive_galaxy_clusters |
| Authors |
R._Kale_(1),_V._Parekh_(2,3),_M._Rahaman_(4,5),_D._C._Joshi_(1),_T._Venturi_(6),_K._Kolokythas_(7),_J._O._Chibueze_(7,8),_S._Sikhosana_(9,10),_D._Pillay_(9,10),_K._Knowles_(2),_((1)_National_Centre_for_Radio_Astrophysics,_Tata_Institute_of_Fundamental_Research,_India,_(2)_Centre_for_Radio_Astronomy_Techniques_and_Technologies,_Department_of_Physics_and_Electronics,_Rhodes_University,_South_Africa,_(3)_South_African_Radio_Astronomy_Observatory_(SARAO),_South_Africa,_(4)_Department_of_Astronomy,_Astrophysics_and_Space_Engineering,_Indian_Institute_of_Technology_Indore,_India,_(5)_Institute_of_Astronomy,_National_Tsing_Hua_University,_Taiwan,_(6)_INAF,_Istituto_di_Radioastronomia,_Italy,_(7)_Centre_for_Space_Research,_North-West_University,_South_Africa,_(8)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Faculty_of_Physical_Sciences,_University_of_Nigeria,_Nigeria,_(9)_Astrophysics_Research_Centre,_University_of_KwaZulu-Natal,_South_Africa,_(10)_School_of_Mathematics,_Statistics,_and_Computer_Science,_University_of_KwaZulu-Natal,_South_Africa) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10895 |
私たちは、20個の大規模な（M$_{500}>5\times10^{14}$M$_{\odot}$）からなるSoUthernClustersCaleExtendedSourceSurvey（SUCCESS）サンプルの無線研究を実施することを目指しています。プランク衛星と南極点望遠鏡によって検出された近く（赤方偏移$<0.3$）と南部（$-50^{\circ}<\delta<-30^\circ$）の銀河団。ここでは、9つのクラスターのサブサンプルのターゲットGMRT観測（325/610MHz）を報告します。また、これら9つのクラスターのうち5つについて、MeerKATGalaxyClusterLegacySurvey（1283MHz）の最初のデータリリースを使用します。RXCJ0528.9-3927のミニハロー、A3322の候補ミニハロー、A3399の無線ハローと候補二重遺物、およびRXCJ0232.2-4420の無線ハローのプロパティが表示されます。また、RXCJ0232.2-4420の中心から1および1.9Mpcの距離で候補無線遺物が検出されたことも報告します。A3399の南東の遺物は、無線電力と一致しています。無線の遺物の質量スケーリングの関係ですが、RXCJ0232.2-4420周辺の候補の遺物は外れ値です。これは、RXCJ0232.2-4420の近くの候補遺物の起源がこのクラスターから独立していること、およびA3399の遺物のクラスター合併ショックの起源を示しています。このクラスターのサブサンプルでは、1/9が無線ハローと二重遺物をホストし、1/9が無線ハローをホストし、2/9がミニハローをホストします。X線形態に基づく動的状態は、A3399が乱れたクラスターであることを示しています。ただし、ラジオハロークラスターRXCJ0232.2-4420は緩和されており、ミニハロークラスターは中間の形態を持っているため、あまり一般的に見られない関連の場合に追加されます。
ボルツマンまたはボゴリューボフ？重力粒子生成で比較されたアプローチ
| Title |
Boltzmann_or_Bogoliubov?_Approaches_Compared_in_Gravitational_Particle_Production |
| Authors |
Kunio_Kaneta,_Sung_Mook_Lee,_and_Kin-ya_Oda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10929 |
重力粒子の生成は、インフレーションの終了後に宇宙を再加熱するための最小限の貢献です。この生産チャネルを研究するために、2つの異なるアプローチが一般的に検討されてきました。1つはボルツマン方程式に基づいており、もう1つはボゴリューボフ変換に基づいています。これらのそれぞれには、実際には長所と短所があります。ボルツマン方程式の衝突項は、ミンコフスキー時空の場の量子論に基づいて計算できるため、これまでに多くの手法が開発されてきました。一方、ボゴリューボフのアプローチは、摂動論を超えた粒子生成を処理し、湾曲した時空の影響を考慮に入れることができますが、多くの場合、格子計算などの数値的方法に依存する必要があります。スカラーの純粋な重力生成の明示的な数値および分析計算により、これら2つのアプローチは、再加熱中に大きな運動量を持つ粒子生成に対して一貫した結果をもたらすのに対し、ボルツマンアプローチは、膨張中の真空からの粒子生成を計算できないことを示します。また、ボゴリューボフアプローチから得られた低運動量レジームについて、質量の有無にかかわらず生成されたスカラーのスペクトルの分析的近似を提供します。
投影された位相相関と大規模構造制約の最初の測定
| Title |
First_measurement_of_projected_phase_correlations_and_large-scale_structure_constraints |
| Authors |
Felipe_Oliveira_Franco,_Boryana_Hadzhiyska_and_David_Alonso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11005 |
位相相関は、パワースペクトルからほとんど独立している天体物理学的情報を抽出するための効率的な方法です。大円上の3つの等距離点での調和空間位相間の相関によって与えられる、投影されたフィールドの線相関関数（LCF）の推定量を開発します。最初に、2MPZ調査からのデータの位相相関の6.5$\sigma$測定を行います。最後に、LCFが、通常2点データのみを使用して縮退する銀河ハロー接続を記述するパラメーターの制約を大幅に改善できることを示します。
重要度サンプリングを使用した確率的インフレの数値シミュレーション
| Title |
Numerical_simulations_of_stochastic_inflation_using_importance_sampling |
| Authors |
Joseph_H.P._Jackson,_Hooshyar_Assadullahi,_Kazuya_Koyama,_Vincent_Vennin,_David_Wands |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11234 |
重要度サンプリングを使用して、確率的インフレーションにおけるまれな宇宙論的変動の統計を再構築する方法を示します。一般的な1次元ランジュバンプロセスの初通過時間の問題を解決する、公開されているパッケージPyFPTを開発しました。確率論的-$\deltaN$形式では、これらはインフレ終了時の曲率摂動に関連しています。この方法を二次インフレに適用します。ここでは、半分析結果の存在により、アプローチのベンチマークが可能になります。ドリフトと拡散が支配的なレジームの両方で、推定された統計誤差の範囲内で優れた一致が見られます。計算は単一のCPUで最大で数時間かかり、インフレーションの終わりに観測可能な宇宙ごとに1つ未満のハッブルパッチに対応する確率値に達する可能性があります。直接サンプリングを使用すると、現在の最高のスーパーコンピューターでもシミュレーションを行うには、宇宙の年齢以上の時間がかかります。アプリケーションとして、大視野境界の存在が確率分布の裾にどのように影響するかを研究します。また、ガウス性からの非摂動的偏差は、必ずしも単純な指数型であるとは限らないこともわかりました。
CRIRES +の初見：パフォーマンス評価と太陽系外惑星分光法
| Title |
A_First_Look_at_CRIRES+:_Performance_Assessment_and_Exoplanet_Spectroscopy |
| Authors |
M{\aa}ns_Holmberg_and_Nikku_Madhusudhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10621 |
高分解能分光法は、太陽系外惑星の大気リモートセンシングのための強力な手段であることが証明されています。最近、ESOはVLTでCRIRES+高解像度赤外線分光器を委託しました。CRIRES+は、太陽系外惑星の大気特性評価に特に適しているように設計された、高スループットと近赤外線（0.95-5.3$\mu$m）にわたる広い波長範囲を備えた交差分散分光器です。この作業では、太陽系外惑星分光法のためのCRIRES+のパフォーマンスに関する初期の洞察を報告し、データ削減手順の詳細な評価を実施します。機器の目新しさのために、公式のCR2RESパイプラインと新しいカスタムビルドのExoRESパイプラインを使用して、2つの独立したデータ削減戦略を実行します。科学検証観測を使用すると、CRIRES+のスペクトル分解能は、最適な観測条件でR$\gtrsim$100,000に達する可能性があることがわかります。同様に、S/Nは、検討した観測値の予想および経験的推定値と一致していることがわかります。ケーススタディとして、太陽系外惑星の大気特性評価へのCRIRES+の最初の適用を実行します-超高温木星MASCARA-1b。マスカラ-1bの大気中のCOとH2Oをそれぞれ12.9と5.3のS/Nで検出し、太陽系外惑星で最初のCOとH2O輝線を通して温度逆転層を明らかにしました。COとH2Oの合計S/Nは13.8であり、COと比較してH2Oの存在量が少ないことが優先されます。この調査結果は、CRIRES+の科学的可能性を示し、多様な太陽系外惑星の高解像度大気分光法の絶好の機会を強調しています。
砂漠の熱いサブネプチューンとかすかなM矮星の周りの温帯スーパーアース：TOI-4479bとTOI-2081bの色の検証
| Title |
A_hot_sub-Neptune_in_the_desert_and_a_temperate_super-Earth_around_faint_M_dwarfs:_Color_validation_of_TOI-4479b_and_TOI-2081b |
| Authors |
E._Esparza-Borges,_H._Parviainen,_F._Murgas,_E._Pall\'e,_A._Maas,_G._Morello,_M.R._Zapatero-Osorio,_K._Barkaoui,_N._Narita,_A._Fukui,_N._Casasayas-Barris,_M._Oshagh,_N._Crouzet,_D._Gal\'an,_G.E._Fern\'andez,_T._Kagetani,_K._Kawauchi,_T._Kodama,_J._Korth,_N._Kusakabe,_A._Laza-Ramos,_R._Luque,_J._Livingston,_A._Madrigal-Aguado,_M._Mori,_J._Orell-Miquel,_M._Puig-Subir\'a,_M._Stangret,_Y._Terada,_N._Watanabe,_Y._Zou,_A._Baliga_Savel,_A.A._Belinski,_K._Collins,_C.D._Dressing,_S._Giacalone,_H._Gill,_M.V._Goliguzova,_M._Ikoma,_J.M._Jenkins,_M._Tamura,_J.D._Twicken,_G.R._Ricker,_R.P._Schwarz,_S._Seager,_A._Shporer,_R._Vanderspek,_and_J._Winn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10643 |
かすかなM矮星を周回する2つのTESS太陽系外惑星、TOI-4479bとTOI-2081bの発見と検証を報告します。マルチカラー測光トランジット分析パイプラインを使用して、宇宙（TESSミッション）と地上ベース（MuSCAT2、MuSCAT3、およびSINISTRO機器）の光度曲線を共同で分析しました。これにより、両方の候補の汚染限界を計算し、それらを惑星サイズのコンパニオンとして検証することができました。TOI-4479bはサブネプチューンサイズの惑星（$R_{p}=2.82^{+0.65}_{-0.63}〜\rmR_{\oplus}$）であり、TOI-2081bはスーパーであることがわかりました。-地球サイズの惑星（$R_{p}=2.04^{+0.50}_{-0.54}〜\rmR_{\oplus}$）。さらに、軌道周期が$1.15890^{+0.00002}_{-0.00001}〜\rmdays$のTOI-4479bはネプチュニアン砂漠内にあり、実際には周囲で最大のほぼ超短周期惑星であることがわかりました。これまでに知られているM矮星。これらの結果により、TOI-4479bは、M型矮星の周りの現在知られている太陽系外惑星の集団の中でまれであり、分光学的追跡と惑星の形成と進化の将来の研究にとって特に興味深いターゲットになります。
1106年の大彗星、1138年の中国の彗星、および363年後半の昼光彗星は、コンピューターでシミュレートされたクロイツ群の歴史の主要なオブジェクトとして
| Title |
The_Great_Comet_of_1106,_a_Chinese_Comet_of_1138,_and_Daylight_Comets_in_late_363_As_Key_Objects_in_Computer_Simulated_History_of_Kreutz_Sungrazer_System |
| Authors |
Zdenek_Sekanina_and_Rainer_Kracht |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10827 |
最近提案されたクロイツ群（Sekanina2021、2022）の接触連星モデルをサポートする軌道計算の結果を示します。池谷・関彗星（C/1965S1）は、1106年の大彗星（X/1106C1）から数十年前にペリヘリオンを通過したことを示し、1882年の大彗星（C/1882R1）と同様に、明らかに1138年9月に中国人によって記録された彗星の断片。代わりに、1106年の大彗星は、1843年の大彗星（C/1843D1）の以前の出現であったように見えます。運動量の交換を伴わずに、近日点の近くで潮汐的に分裂するクロイツ群の断片は、それらの重心が親に対して数キロメートル放射状にシフトしているため、著しく異なる周期の軌道になってしまうことが示されています。ローマの歴史家によって記録されたAD363の昼光彗星は、二葉の始祖が分裂した後のクロイツ群の最初の出現として、私たちの計算に含まれています。1843-1106-363（ローブI）と1882-1138-363（ローブII）は、単一の非重力軌道によって近日点に戻り、フラグメンテーションイベントで取得されたマイナーな重心シフトを重力でリンクします。また、アリストテレス彗星の動きを、遠地点で（数m/sで）2つのローブに分割され、それぞれ1843年と1882年のサングレイザーの前駆体である回転する始祖としてモデル化することに成功しました。ペレイラ彗星（C/1963R1）に1963-1041-363リンクを提供します。物質的な疲労は、遠地点を含む軌道全体でのサングレイザーの断片化の一因となる可能性があります。-軌道ソフトウェアの非重力法則に関する継続的な問題が指摘されています。
スーパーフレアライトエコーを介したかすかな塵円盤のピアリング
M-矮星の明るいスーパーフレアによって照らされたかすかな塵円盤からの強い中赤外線（MIR）光エコーの検出可能性を提示します。M矮星の周りの星周塵粒子は、スーパーフレア放射によって同時に加熱されます。したがって、MIR波長領域での再放射が期待できます。最も近いM-矮星系であるプロキシマケンタウリ系のモデル計算によると、太陽系の総質量までの総質量を持つ内側（$r<1〜{\rmau}$）の塵円盤からの熱放射エコーシステムの黄道光の塵は、$\sim10〜{\rm\mum}$より長い波長で出現し、白色光のスーパーフレアと同等以上の強度を持つと予想されます。また、近くの（$D<3〜{\rmpc}$）M-矮星が予想されます。私たちのシミュレーション結果は、OASESのような高速光学機器を使用したスーパーフレアモニタリングとTAO/MIMIZUKUのような地上ベースのMIR機器を使用した迅速なフォローアップが、太陽近傍の閃光星の周りの塵円盤からのこれらのMIR光エコーを検出できることを示しています。
不規則な形の小惑星の日周ヤルコフスキー効果
| Title |
The_diurnal_Yarkovsky_effect_of_irregularly_shaped_asteroids |
| Authors |
Yang-Bo_Xu_(1),_Li-Yong_Zhou_(1),_Hejiu_Hui_(2),_Jian-Yang_Li_(3)_((1)_School_of_Astronomy_and_Space_Science,_Nanjing_University,_(2)_School_of_Earth_Sciences_and_Engineering,_Nanjing_University,_(3)_Planetary_Science_Institute,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10921 |
ヤルコフスキー効果は、小さな天体の動きに重要な役割を果たします。観察結果をますます改善することで、効果の高精度モデリングが必要になります。マルチフィジックスソフトウェアCOMSOLを使用して、日中のヤルコフスキー効果を3次元でモデル化し、その結果を広く採用されている理論線形モデルから得られた結果と比較します。ほとんどの場合、線形モデルは球形の小惑星に対して高精度を示すことがわかります。線形モデルの相対誤差が10\％を超えるパラメーターの範囲を調べます。二軸楕円体小惑星（特に偏平な小惑星）の場合、線形モデルは横方向のヤルコフスキー力を$\sim$10\％過大評価します。三軸楕円体に対する日周効果は周期的であり、線形モデルは利用できません。私たちの数値計算は、3軸楕円体に対する平均効果が2軸楕円体に対する平均効果よりも強いことを示しています。また、実際の形状の小惑星に対する日周効果を調査し、線形モデルによって平均16\％、最大35\％まで過大評価されていることを発見しました。形状から直接ヤルコフスキー効果の強さを推定するために、任意の形状の小惑星に量の「有効面積」を導入し、ヤルコフスキー移動率と有効面積の間に有意な線形関係を見つけます。これにより、実際の見積もりに非常に便利になります。
外気ガスの垂直進化：I。垂直拡散がCO寿命をどのように短縮するか
| Title |
Vertical_evolution_of_exocometary_gas:_I._How_vertical_diffusion_shortens_the_CO_lifetime |
| Authors |
S._Marino,_G._Cataldi,_M._R._Jankovic,_L._Matr\`a,_and_M._C._Wyatt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11071 |
明るいデブリディスクには、大量のCOガスが含まれている可能性があります。このガスは、揮発性物質が豊富な固体の衝突で放出される可能性があることが最近示されるまで、原始惑星系円盤の残骸であると考えられていました。COが放出されると、星間紫外線がCOを光解離してCIを生成します。これにより、COが遮蔽され、大量のCOが蓄積されます。ただし、COとCIが垂直方向に混合されている場合、CIはシールドに非効率的であるため、この図は挑戦されました。ここでは、ガスの垂直方向の進化を初めて研究して、垂直方向の混合がCIによるシールドの効率にどのように影響するかを判断します。ガス放出、光解離、イオン化、粘性進化、および乱流拡散による垂直混合を説明する1Dモデルを提示します。ガスの面密度が高く、垂直拡散が弱い場合（$\alpha_{\rmv}/\alpha<[H/r]^2$）COはミッドプレーンの上方で光解離し、光学的に厚いCI層を形成します。下のCOをシールドします。逆に、拡散が強い場合（$\alpha_{\rmv}/\alpha>[H/r]^2$）、CIとCOが十分に混合され、COの寿命が短くなります。さらに、拡散はまた、ほこりの沈降の量を制限する可能性があります。高解像度のALMA観測は、COとCIの垂直分布を解決し、垂直混合とCIシールドの効率を制限する可能性があります。また、COおよびCIスケールの高さは、ガスの平均分子量、つまり組成の適切なプローブではない可能性があることもわかりました。最後に、混合が強い場合、COの寿命は、COがガスが生成される微惑星帯の内部に広がるのに十分な長さではない可能性があることを示します。
宇宙の化学的進化とその重力波天体物理学への影響
現在、ブラックホールと中性子星の合体によって放出される重力波（GW）を日常的に検出しています。これらは、宇宙全体に形成された巨大な星の余命です-さまざまな時期にさまざまな金属量（ヘリウムより重い元素の豊富さ）を持っています。誕生の金属量は、巨大な星の進化において重要な役割を果たします。その結果、合併の人口特性は、金属量に依存する宇宙の星形成の歴史（f$_{\rmSFR}$（Z、z））に敏感です。特に、孤立した形成シナリオ（この論文の焦点）内で、ブラックホールを含む合併の形成の強い低金属量の好みが見つかりました。この依存関係の起源とその結果について説明します。最も重要なことは、f$_{\rmSFR}$（Z、z）の不確実性（低赤方偏移、特に低金属量でも実質的）はモデルで無視できず、現在のGW観測の解釈を困難にすることです。改善の可能性のある経路と将来のGW検出器の役割が考慮されます。f$_{\rmSFR}$（Z、z）を決定するための最近の取り組みと、その不確実性を支配する要因が要約されています。これらの要因の多くは、かすかに遠くにあるために観測が難しい銀河の特性に関連しています。それらが宇宙時間の関数として合併の特性に痕跡を残すという事実は、将来のGW観測を、銀河の化学進化を研究するための有望な（そして電磁観測を補完する）ツールにします。
CO排出量調査で特定された$z\約2.46$の巨大でほこりっぽいHI吸収選択銀河
| Title |
A_Massive,_Dusty_HI-Absorption-Selected_Galaxy_at_$z_\approx_2.46$_Identified_in_a_CO_Emission_Survey |
| Authors |
Balpreet_Kaur_(1),_Nissim_Kanekar_(1),_Mitchell_Revalski_(2),_Marc_Rafelski_(2,3),_Marcel_Neeleman_(4),_J._Xavier_Prochaska_(5,6)_and_Fabian_Walter_(4)_((1)_National_Centre_for_Radio_Astrophysics,_India,_(2)_Space_Telescope_Science_Institute,_USA,_(3)_Johns_Hopkins_University,_USA,_(4)_Max_Planck_Institute_for_Astronomy,_Germany,_(5)_University_of_California,_Santa_Cruz,_USA,_(6)_Kavli_IPMU,_Japan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10623 |
NOrthernExtendedMillimeterArray（NOEMA）とAtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray（ALMA）が、7つの高金属量（[M/H]$\geq-1.03$）で減衰したライマンに関連する銀河からの赤方偏移CO放出を検索したことを報告します。$z\approx1.64-2.51$の$\alpha$アブソーバー（DLA）。私たちの観測では、QSOB0201+365に対する$z=2.4628$DLAに関連付けられた、NOEMAを使用した$z=2.4604$の銀河からのCO（3-2）放出の1つの新しい検出が得られました。以前の検索を含めると、私たちの検索結果では、CO排出量の検出率はそれぞれ$\approx56^{+38}_{-24}$％と$\approx11^{+26}_{-9}$％になります。${\rm[M/H]}>-0.3$および${\rm[M/H]}<-0.3$のDLAのフィールド。さらに、[M/H]$>-0.3$の5つのDLAに関連付けられたHIで選択された銀河はすべて、高分子ガスの質量$\gtrsim5\times10^{10}\{\rmM}_\odot$を持っています。これは、$z\approx2$にある最も金属量の多いDLAが、最も巨大な銀河に関連していることを示しています。新しく識別された$z\approx2.4604$HIで選択された銀河DLA0201+365gは、QSO視線に対して$\approx7$kpcの衝突パラメータを持ち、暗黙の分子ガス質量は$（5.04\pm0.78）です。\times10^{10}\times（\alpha_{\rmCO}/4.36）\times（r_{31}/0.55）\{\rmM}_\odot$。この銀河からの残りのフレームの近紫外線（NUV）と遠紫外線（FUV）の放射をカバーするアーカイブハッブル宇宙望遠鏡広域惑星カメラ2のイメージングは、残りのフレームのNUVとFUVの放射の非検出と5ドルをもたらします。sigma$の上限は2.3M$_\odot$yr$^{-1}$で、覆い隠されていない星形成率（SFR）です。分子ガスの質量が非常に大きいにもかかわらず、NUVベースのSFRの推定値が低いことは、DLA0201+365gが非常にほこりっぽい銀河であるか、星形成銀河よりも分子ガスの枯渇時間が約2桁大きいことを示しています。同様の赤方偏移で。
GaiaDR3を使用してガラクトセントリック半径を横切ってグループを移動する
太陽の近くの運動学的な星の平面は、私たちの天の川（MW）の構造の複雑さを解くための不可欠なツールであることが証明されています。データが絶えず改善されているため、星の運動学的な「移動グループ」の特性が向上し、新しい星が発見され続けています。ここでは、私たちが開発した新しいオープンソースの2Dウェーブレット変換コードであるMGwaveを使用して、これらのグループを検出するための改善された方法を紹介します。私たちのコードは、以前のウェーブレットソフトウェアと同様の手法を実装しています。ただし、より堅牢な重要性の方法論を含め、MWの非軸対称機能に関する詳細情報を最終的に提供できる低密度の調査も可能にします。Gaia（DR3）からの最新のデータリリースにMGwaveを適用して、コヒーレントな速度を持つ45の星のグループを検出します。以前に検出された移動グループの大部分を再現し、さらに4つの重要な候補を特定します。1つはAntoja12-GCSIII-13の近く、1つはGMG5の近く、2つは$V_r$が非常に低くHerculesと同様の$V_\phi$です。最後に、ガラクトセントリック半径6.5から10〜kpcまで、太陽の近傍を超えたこれらの星の関連を追跡しました。検出されたグループのほとんどは半径全体に広がっており、おそらくMWの非軸対称の特徴が原因で星の流れであることを示しています。
ハッブルウルトラディープフィールドでのライマン連続体漏れのボトムアップ検索
| Title |
A_bottom-up_search_for_Lyman-continuum_leakage_in_the_Hubble_Ultra_Deep_Field |
| Authors |
T._Emil_Rivera-Thorsen_and_Matthew_Hayes_and_Jens_Melinder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10799 |
コンテキスト：銀河からのライマン連続体の生成と脱出の研究は、多くの場合、候補漏洩者の事前選択における間接観測トレーサーの配列に依存しています。目的：ここでは、これらの選択基準のためにどれだけの電離放射線が失われる可能性があるかを調査します。これらを完全に削除し、静止フレームのLyC放出から純粋に選択された検索を実行します。そしてそれが電離バックグラウンドの推定にどのように影響するか。方法：従来の方法を逆にして、赤方偏移2<z<3.5でライマン連続体漏れ銀河のボトムアップ検索を実行します。HSTおよびVLT/MUSEからのアーカイブデータを使用して、HUDFからのUVフィルターHST画像に対してソース検索ソフトウェアを実行し、検出されたすべてのソースを一連のテストにかけ、電離ソースと矛盾するものを排除します。結果：36％から100％の範囲の絶対脱出率を持つ6つの新しい漏出者と以前に特定された1つの漏出者候補が見つかりました。私たちのフィルタリング基準は、文献で候補電離エミッターとして以前に報告された1つのオブジェクトを排除しますが、他の2つの以前に報告されたソースの残りのフレームライマン連続体での非検出を報告します。私たちの候補者は、$\log_{10}（\epsilon_{\nu}）=25.32（+0.25）（-0.21）$および25.29（+0.27）（-0.22）ergのメタ銀河電離場に貢献していることがわかります。/s/Hz/cMpc^-3は、候補のフルセットと最強の4つの候補のみです。両方の値は、文献の他の最近の数値よりも高いですが、一致しています。結論：私たちの調査結果は、通常の選択基準を満たさない銀河が宇宙電離場に無視できない貢献をする可能性があることを示唆しています。同様の検索は、たとえばCANDELSフィールドのフルセットなど、UVと大規模な補助データの両方をカバーする十分に研究されたフィールドで大規模に実行することをお勧めします。
BALクエーサー周辺の横方向近接効果の探索的研究
| Title |
Exploratory_Study_of_Transverse_Proximity_Effect_around_BAL_Quasars |
| Authors |
Toru_Misawa,_Rikako_Ishimoto,_Satoshi_Kobu,_Nobunari_Kashikawa,_Katsuya_Okoshi,_Akatoki_Noboriguchi,_Malte_Schramm,_Qiang_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10871 |
クエーサーの周りに異方性HI吸収が存在する理由を見つけることを目指しています。つまり、クエーサーの周囲の環境は、横方向に強いHI吸収を生成する方向に大きく偏っていますが、視線に沿った数Mpcのクエーサー内にHI吸収の大幅な不足が存在します。この反対の傾向の最も説得力のある説明は、横方向がダストトーラスのためにクエーサーの紫外線放射から隠されているということです。ただし、このアイデアの重大な弱点は、トーラスに対する視線の傾斜角に関する情報がないことです。この研究では、中央の連続体をダストトーラスの近くの強力な流出を通して側面から見た場合にBALトラフが観測されると広く信じられているため、スペクトルに広い吸収トラフを持つクエーサー（つまりBALクエーサー）の環境を調べます。$\theta$$<$120$^{\prime\prime}$の分離角度で、異なる赤方偏移で密接に分離された12個の投影されたクエーサーペアを使用して、バックグラウンドクエーサーのスペクトルでフォアグラウンドBALクエーサーでのHI吸収を調べます。12個のBALクエーサーのうち2個の周りに光学的に厚いガスが存在し、平均HI吸収強度がEW$_{\rmrest}$$\sim$1Aであることを確認します。これらは、統計的に有意ではありませんが、非BALクエーサーに関する過去の結果と一致しています。ただし、BALクエーサーと非BALクエーサーの周りの光学的に厚いHI吸収体の起源は、それらの列密度が$\sim$3桁異なるため、異なる可能性があります。クエーサー周辺の異方性HI吸収の可能なシナリオを絞り込むには、より大きなサンプルが必要になります。
大規模な星形成の新しい段階？赤外線の静かなコアを中心とした明るい流出キャビティ
| Title |
A_new_phase_of_massive_star_formation?_A_luminous_outflow_cavity_centred_on_an_infrared_quiet_core |
| Authors |
L._Bonne,_N._Peretto,_A._Duarte-Cabral,_A._Schmiedeke,_N._Schneider,_S._Bontemps,_A._Whitworth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10889 |
G345.88-1.10ハブフィラメントシステムのAPEX、赤外線および無線連続観測を紹介します。これは、中心に異常に明るい双極赤外線星雲をホストする、新しく発見された星形成雲です。2.26$^{+0.30}_{-0.21}$kpcの距離で、G345.88-1.10はパーセク長の収束フィラメントのネットワークを示します。これらのフィラメントの接合部には、4つの赤外線の静かな断片があります。最も密度の高いフラグメント（M=210M$_{\odot}$、R$_{\rm{eff}}=0.14$pc）は、ワイド（開始角度$\sim$90$\）の中央にあります。pm$15$^{o}$）双極性星雲。$^{12}$CO（2-1）の観測は、これらの赤外線の明るい星雲が、中央のフラグメントからの強力な分子の流出と空間的に関連していることを示しています。電離放射線が空洞の進化を促進することを除いて、無視できるほどの無線連続体とH30$\alpha$放射は空洞に向かって検出されません。さらに、放射伝達シミュレーションでは、観測された低光度（$\lesssim$500L$_{\odot}$）の中央光源と周囲の高光度（$\sim4000$L$_{）の組み合わせを再現できません。\odot}$）中赤外線-明るい双極空洞。これは、中央の原始星からの放射加熱が流出空洞の照明の原因となることができないことを示唆しています。私たちの知る限り、これはこのタイプの最初に報告されたオブジェクトです。G345.88-1.10のようなオブジェクトの希少性は、これまで特定されていなかった大規模な星やクラスター形成プロセスの非常に短いフェーズに関連している可能性があります。崩壊するハブにおける強力な質量降着の1つのエピソードまたは連続したエピソードによる機械的エネルギーの蓄積が観察を説明するかもしれないかどうかを議論します。いくつかの側面で有望ですが、赤外線暗黒雲の断片を中心とする明るい双極空洞の存在を説明する完全にコヒーレントなシナリオは、この時点ではとらえどころのないままです。
近くのセイファート2銀河NGC7479のマルチエポックX線研究：列密度変動をトーラス幾何学にリンクする
| Title |
A_multi-epoch_X-ray_study_of_the_nearby_Seyfert_2_galaxy_NGC_7479:_Linking_column_density_variability_to_the_torus_geometry |
| Authors |
Andrealuna_Pizzetti,_Nuria_Torres-Alba,_Stefano_Marchesi,_Marco_Ajello,_Ross_Silver,_Xiurui_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10946 |
活動銀河核（AGN）は、覆い隠された物質のトーラスに囲まれた超大質量ブラックホールの降着によって動力を供給されます。最近の研究では、以前は均質であると考えられていたトーラス構造が「斑状」に見えることが示されています。実際、視線水素柱密度の変動の検出は、複雑な構造を持つ不明瞭なものの説明と一致します。柱密度の異なる雲でできています。この作業では、セイファート2銀河NGC7479のX線スペクトルのマルチエポック分析を実行して、平均柱密度や被覆率などのトーラス特性を推定します。トーラスの視線水素柱密度変動の測定により、中央エンジンからの雲の距離の上限を取得することができます。さらに、線源のX線輝度を使用して、エディントン比はすべてのエポックにわたってEdd=0.04〜0.05の範囲にあると推定されます。
王子と乞食：天の川の薄い円盤と厚い円盤の共進化
| Title |
The_Prince_and_The_Pauper:_Co-evolution_of_the_thin_and_thick_disc_in_the_Milky_Way |
| Authors |
Matthew_Raymond_Gent,_Phillip_Eitner,_Chervin_F._P._Laporte,_Aldo_Serenelli,_Sergey_E._Koposov,_Maria_Bergemann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10949 |
天の川の進化における主な未解決の質問の1つは、銀河円盤の化学的にバイモーダルな構造の起源です。バイモダリティは、明確な起源を持つ2つの集団の現れですか？これらの集団は共進化しましたか？または、現代の化学進化モデルが予測するように、厚い円盤は薄い円盤の前に形成されました。私たちの目標は、銀河円盤のアルファに乏しい集団とアルファに富む集団の化学的、時間的、運動学的構造を詳細に調査することです。Gaia-ESOの大規模分光調査、およびGaiaEDR3の位置天文学と測光からの中解像度スペクトルを使用します。恒星のパラメーターと化学的存在量は、合成スペクトルの非局所熱力学的平衡（NLTE）モデルを使用して決定されます。年齢は、GARSTEC進化トラックを使用して準巨星の大規模なサンプルに対して計算されます。ローカルボリュームの[$\alpha$/Fe]分布にバイモダリティが見つかります。これらの分布は、年齢と運動学（V$_\phi$）の空間で明確に定義された傾向によって特徴付けられます。[Fe/H]$\sim-1$および[$\alpha$/Fe]に至るまで、金属に乏しい成分の有意な検出を示します。年齢は$\sim$10Gyrまでです。[$\alpha$/Fe]が豊富な成分の傾向はわずかに異なります。これも、数歳から13歳までの全年齢層に及びます。しかし、共生的に形成され、並行して進化したことは明らかです。
M101の磁場と高温ガス
電波とX線の波長で近くの渦巻銀河を研究すると、磁場と高温の星間物質（ISM）の構造とエネルギーバランスが明らかになります。一部の渦巻銀河では、渦巻星の腕（いわゆる磁気腕）の間に大規模な秩序磁場が見られます。それらの起源について考えられている説明の1つは、磁気リコネクションです。これは、理論的研究によれば、低密度ISMを効率的に加熱することができます。磁場を研究し、磁気アームの存在を確認するために、初めて、近くの対面渦巻銀河M101の高解像度Cバンド（5GHz）無線マップを提示します。アーカイブXMM-NewtonX線データの分析は、この銀河のディスクとハローの磁気リコネクション効果によるガス加熱の兆候を探すために実行されます。M101の超大型干渉電波望遠鏡（VLA）とエフェルスベルク電波望遠鏡を組み合わせて、干渉観測で失われた大規模な放射を復元します。得られたマップから、磁場強度とエネルギー密度を導き出し、X線データのスペクトル分析で得られた高温ガスの特性と比較します。X線放射のほとんどは、M101のハロー内の高温ガスから発生する可能性があります。その温度は、巨大な恒星アームと、偏光電波放射が強化されたアーム間領域、およびHalpha線とHI放射のどちらも見えないアーム間領域で最も高くなります。銀河腕の外側の領域では、より低い強度、エネルギー密度、およびより高次の磁場が観察されました。M101は明確に定義された磁気アームを持っていませんが、基本的な磁気アームがアーム間領域の1つで識別されました。そこと銀河ハローでのISMの追加加熱の弱い兆候が見つかりました。これは、磁気リコネクションの作用によって説明できます。
高密度コアの化学に対する宇宙線の影響
宇宙線は、分子雲の化学とその進化にとって非常に重要です。それらは、冷たくて密度の高いコアに本質的なイオン化、解離、加熱、およびエネルギーを提供します。宇宙線が雲を突き抜けると、それらは減衰してエネルギーを失い、システムの柱密度に依存することになります。これらの粒子が中央領域に及ぼす詳細な影響は、まだ完全に理解する必要があります。ここでは、宇宙線によって誘発される励起種の生成に加えて、イオン化率とH2解離率の依存性の両方を含めることにより、UCLCHEM化学モデリングコードで宇宙線がどのように処理されるかを再検討し、これらの処理が前の化学に及ぼす影響を詳細に研究します。恒星のコア。これらの処理は、物理的条件に応じて、化学物質の存在量に最大数桁の影響を与える可能性があることがわかりました。イオン化依存性は最も重要な処理であり、イオン化種の存在の増加、粒子の脱着、および化学反応の強化を通じて化学物質の存在量に影響を与えます。観察から得られた化学的存在量との比較は、新しい処理がこれらの観察を標準的な取り扱いよりもよく再現することを示しています。宇宙線のより高度な処理が化学モデルに不可欠であり、このタイプの依存関係を含めると、より正確な化学表現が提供されることは明らかです。
ホットコアにおける複雑な有機分子の脱着の解決：非熱的脱着から熱的脱着または2段階熱脱着への移行？
| Title |
Resolving_desorption_of_complex_organic_molecules_in_a_hot_core:_Transition_from_non-thermal_to_thermal_desorption_or_two-step_thermal_desorption? |
| Authors |
Laura_A._Busch,_Arnaud_Belloche,_Robin_T._Garrod,_Holger_S._P._M\"uller,_and_Karl_M._Menten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11174 |
ALMA干渉計によって提供される高い角度分解能を使用して、高温分子コア射手座B2（N1）でのCOM放出を解決し、それによって高温コアでの複雑な有機分子（COM）の脱着プロセスに光を当てたいと考えています。3mmスペクトル線調査の一部として取得したデータを使用して、ALMA（ReMoCA）を使用した分子の複雑さの再調査を行い、SagittariusB2（N1）のCOM発光の形態を調査します。10個のCOMのスペクトルは、LTEを想定してモデル化され、人口図は、連続体のピークから南および西にさまざまな距離にある位置について導出されます。この分析に基づいて、解決されたCOM回転温度とCOM存在量プロファイルが導き出されます。形態に基づいて、OおよびNを含むCOMへの大まかな分離を行うことができます。温度プロファイルは、光学的に厚い塵を伴うエンベロープの原始星加熱の予想と一致しています。存在量プロファイルは、形態に見られるのと同様の傾向を反映しており、水との共脱着に加えて、O含有COMが主に低温でダスト粒子表面に形成されると予測する宇宙化学モデルの結果と大部分一致しています。一方、少なくともいくつかのN含有COMとCH$_3$CHOは、高温の気相で実質的に形成されます。私たちの観測結果は、モデルの予測と比較して、ダスト粒子上に排他的または大部分が形成されたCOMが、おそらく水と一緒に粒子表面から約100Kで熱的に脱着することを示唆しています。〜100K未満のゼロ以外の存在量値は、これらの低温で別の脱着プロセスが機能していることを示しています。非熱脱着または部分的な熱脱着のいずれかが、外側の水不足の氷層でCOMが経験する結合エネルギーの低下に関連しています。いずれの場合も、COM脱着の2つのレジーム間の遷移がホットコアで解決されたのはこれが初めてです。
大マゼラン雲における静止分子リッジの構造的および動的解析
| Title |
Structural_and_Dynamical_Analysis_of_the_Quiescent_Molecular_Ridge_in_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Molly_K._Finn,_Remy_Indebetouw,_Kelsey_E._Johnson,_Allison_H._Costa,_C.-H._Rosie_Chen,_Akiko_Kawamura,_Toshikazu_Onishi,_J\"urgen_Ott,_Marta_Sewi{\l}o,_Kazuki_Tokuda,_Tony_Wong,_and_Sarolta_Zahorecz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11242 |
LMCの4つの異なる領域（静止分子リッジ、30ドラダス、N159、およびN113）の低J13COおよびCS観測の比較を、すべて$\sim3$pcの解像度で提示します。30Dor、N159、およびN113の領域は活発に巨大な星を形成していますが、MolecularRidgeは、分子ガスの大きな貯留層とN159および30Dorに近いにもかかわらず、ほとんど巨大な星を形成していません。樹状図を使用して各領域からの放出を階層構造にセグメント化し、これらの構造のサイズ、質量、および線幅を分析します。リッジは、特定のサイズスケールで運動エネルギーが大幅に低く、他の領域よりも表面密度が低いため、ビリアルパラメータが高くなることがわかります。これは、リッジが他の領域ほど活発に巨大な星を形成していないことを示唆しています。これは、ガスの密度が低く、過剰な運動エネルギーによって崩壊が抑制されているためではないためです。また、これらの物理的条件とエネルギーバランスはリッジ内で大幅に変化し、この変化は$\sim1$kpc離れた30ドルのR136などの大規模な星形成のサイトからの距離とわずかに相関しているように見えることもわかります。これらの変動はまた、雲の中の局所的な星形成活動との弱い相関関係のみを示しています。
太陽の近くの恒星ハローの動的下部構造のガイアDR3ビュー
| Title |
The_Gaia_DR3_view_of_dynamical_substructure_in_the_stellar_halo_near_the_Sun |
| Authors |
Emma_Dodd,_Thomas_M._Callingham,_Amina_Helmi,_Tadafumi_Matsuno,_Tomas_Ruiz-Lara,_Eduardo_Balbinot,_and_Sofie_Lovdal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11248 |
過去の合併イベントからの破片が予想され、ある程度、太陽の近くの恒星のハローに住むことが知られています。私たちは、太陽から2.5kpc以内のハロー星について、LAMOSTLRSとAPOGEEからの金属量と化学物質の存在量情報によって補足されたGaiaDR3データを使用して、そのような合併デブリを識別し、特徴付けることを目指しています。単一のリンケージベースのクラスタリングアルゴリズムを利用して、合併の破片が原因である可能性のある運動の積分空間の過密度を特定します。金属量情報と化学的存在量を組み合わせて、これらの統計的に有意な過密度を特徴づけます。局所的な恒星ハローには8つの主要な力学系が含まれており、その一部はその場で、いくつかは付着起源であり、そのほとんどはすでに知られています。ED-1と名付けた新しい下部構造の発見を報告します。さらに、9つの独立した小さな塊の証拠が見つかりました。そのうちの4つは新しいものです。ED-2、3、4、5は通常、動的にかなりタイトで、狭い範囲の金属量と、利用可能な場合のそれらの存在量、およびそれらの運動の積分空間の位置は、付着した起源を示唆しています。
潮汐破壊現象におけるピーク光の起源
潮汐破壊現象（TDE）は、星が巨大なブラックホール（MBH）によって引き裂かれるときに発生します。それに続く多波長フレアは、おそらく宇宙で最も明るい熱過渡現象です。TDE放出は、基礎となるMBHの質量とスピンさえもエンコードし、MBH人口統計を測定し、MBHの起源と進化に関する未解決の質問を解決し、さらには基本的な物理学をテストするための大きな可能性を生み出します。残念ながら、問題のダイナミックレンジがこれまでのところ{\itabinitio}流体力学シミュレーションを妨げているため、TDE光学/UV光球の形状と電源は不明なままです。ここでは、典型的な天体物理学的パラメータを使用して、破壊からピーク放出までのTDEの初めての3D放射流体力学シミュレーションを紹介します。光度曲線は、最初は中心付近の衝撃によって駆動され、非効率的な循環と流出の生成を伴います。初期の時代は、X線放射の新しい源を特徴としています。ピーク光の近くでは、ストリームとディスクの相互作用により、戻ってくる破片が効率的に循環し、より強力な流出に電力が供給されます。私たちが見つけたピーク光学/UV光度はTDE観測の典型です。私たちの結果は、「典型的な」TDEのピーク発光は降着によるものではなく衝撃によるものですが、円形化はピーク光の近くで逃げ始めていることを示しています。このシミュレーションは、VROや{\itULTRASAT}などの次世代の時間領域調査の前に、TDE光度曲線とスペクトルの決定論的予測を計算する方法を示しています。TDEの観測サンプルは間もなく数十から数千の観測されたフレアに成長するため、現実的なシミュレーションが緊急に必要とされています。
| Title |
Angular_Momentum_Transport_in_Proto-Neutron_Stars_and_the_Fate_of_Neutron_Star_Merger_Remnants |
| Authors |
Ben_Margalit,_Adam_S._Jermyn,_Brian_D._Metzger,_Luke_F._Roberts,_and_Eliot_Quataert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10645 |
回転する大質量星のコア崩壊と中性子星（NS）バイナリの合体の両方が、高温で差動回転するNSレムナントの形成をもたらします。内部角運動量輸送プロセス（「粘度」）によって差動回転が除去されるタイムスケールは、レムナントの長期安定性とNS状態方程式（EOS）に重要な影響を及ぼします。冷却プロトNSの非回転モデルに基づいて、外部から課せられた角速度プロファイル$\Omega（r）$を使用して粘性の主な原因を推定します。磁気回転不安定性は、大きな半径で有効粘性の主要な原因を提供しますが、対流および/またはスプルート-テイラーダイナモは、$d\Omega/dr\geq0$である合併残党のコアで支配的です。さらに、残留コアの粘性タイムスケールは十分に短いため、回転支持された外層から物質が付着するよりも速く、固体の回転が強制されます。これらの結果に基づいて、降着によって合併の残骸コアが質量と角運動量でどのように成長するかについてのおもちゃモデルを開発します。十分に大きく、ゆっくりと回転する初期コアを持つ合併の残骸は、残骸の総質量が安定したものを形成するための通常考えられるしきい値$\約1.2M_{\rmTOV}$未満の場合でも、エンベロープ降着によってブラックホールに崩壊する可能性があることがわかります。ソリッドボディの回転NSレムナント（$M_{\rmTOV}$は、EOSでサポートされる非回転NSの最大質量です）。合併後の残骸の進化と安定性の基準に関するこの質的に新しい図は、バイナリNS合併から予想される電磁気の対応物、およびNSEOSのマルチメッセンジャーの制約に重要な影響を及ぼします。
長期間のGRB211211Aに続く強いNIR放出：キロノバの代替としてのダスト加熱
長期間のGRB211211Aに続いて観測された長期の近赤外線（NIR）放射は、恒星周囲媒体（CSM）に打ち込まれた衝撃からの残光放射、および考えられる潜在的な超新星からの放射と一致していません。したがって、観測されたNIRフラックスは、キロノバの特徴であることが示唆されています。これは、二元中性子星合体GW170817の結果に類似した放射性噴出物です。ここで、別のもっともらしい説明を提案します。NIRフラックスは、GRBジェットプラズマとCSMの相互作用によって生成されたUV放射によって加熱された、ダストからの熱放射と一致していることを示します。このNIR放出は、Waxman＆Draineによって、巨大な分子雲の近くまたはその中に存在するGRBについて予測されました。ダストNIR放出シナリオは、$z\lesssim1$のGRBと一致しています。GRB211211Aの環境を調べると、少なくとも2つのホスト銀河候補が存在することがわかります。1つは$z=0.076$にあり、もう1つは$z=0.459$にあります。$z=0.459$の可能性は、GRB残光の光度曲線での超新星シグネチャの非検出、およびGRB211211Aのフルエンスの典型的なGRB$\gamma$線エネルギーとも一致しています。
| Title |
Nonthermal_radiation_from_the_central_region_of_super-accreting_active_galactic_nuclei |
| Authors |
Pablo_Sotomayor_and_Gustavo_E._Romero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10731 |
降着率の高い活動銀河核（AGN）の電波放射メカニズムは不明です。低出力ジェットは、サブパーセクスケールで観測された放射を説明する可能性があることが示唆されています。しかし、スーパーエディントンレートでのジェット形成のメカニズムはよく理解されていません。同じスケールで、降着円盤によって発射された風の中で超音速で伝播するブロードライン領域（BLR）からの雲は、非熱放射の生成につながる可能性があります。我々は、超降着AGNの降着円盤の風を介した雲の伝播によって生成される非熱放射を特徴づけ、電磁スペクトルの電波帯域へのそのような寄与の関連性を推定することを目指しています。降着円盤の強風に浸されたときに、衝撃や流体力学的不安定性によってBLR雲が破壊されない条件を決定します。これらの雲は、粒子加速に適した場所であるボウショックを形成します。これらのボウショック内の相対論的粒子の分布と、放出された放射線の関連するスペクトルエネルギー分布（SED）を計算するための半解析モデルを開発します。超降着AGNの典型的なパラメータについては、雲と風の相互作用が、風の光球の外側でプロセスが発生した場合、わずかな吸収効果で、最大数十TeVの電波からの非熱放射を生成できることがわかります。降着率がスーパーエディントンであり、中央のブラックホールの周りにサブパーセクスケールでブロードライン領域がある場合、ジェットのないAGNでの電波放射は説明できます。降着率は極端に高くてはいけないので、ほとんどの雲は風の光球の外側を周回し、放射は観測者に逃げることができます。
銀河中心フィラメントの母集団の統計的性質II：フィラメント間の間隔
| Title |
Statistical_Properties_of_the_Population_of_the_Galactic_Center_Filaments_II:_The_Spacing_Between_Filaments |
| Authors |
F._Yusef-Zadeh,_R._G._Arendt,_M._Wardle,_S._Boldyrev,_I._Heywood,_W._Cotton_and_F._Camilo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10732 |
グループ化されたフィラメント間の間隔に焦点を当てることにより、MeerKATデータを使用して、銀河中心の磁化された無線フィラメントの人口調査を実行します。174個の磁化された無線フィラメントを含む43個のグループのサンプルの形態が示されています。多くのグループ化されたフィラメントは、主に銀河面に垂直に走る多くのまっすぐなフィラメントとは対照的に、ハープのような、断片化された彗星の尾のような、またはループのような構造を示します。フィラメントに沿ったプラズマの流れを示唆する、接合部で2つのプロングに分割された単一のフィラメントの多くの印象的な例があります。フィラメントに沿ったスペクトル指数、明るさ、曲げ、および鋭利さの空間的変動は、それらが10^{5-6}年の時間スケールで進化していることを示しています。与えられたグループ化の平行フィラメント間の平均間隔は、$\sim16''$でピークになります。グループ化のフィラメントはすべて同じ平面上にあり、グループ化は3D空間で等方的に配向されていることをモデル化することによって主張します。線維化の起源の1つの候補は、フィラメントが分割されて複数のフィラメントに曲がる前の、コンパクトな電波源である可能性がある障害物との相互作用です。この写真では、障害物またはフィラメント間の分離の長さスケールを設定します。別の可能性は、宇宙線によって駆動される銀河中心の流出と恒星風などの障害物との相互作用の結果として形成された彗星の尾で発生するシンクロトロン冷却の不安定性です。この写真では、フィラメントの平均間隔と平均幅は、観察された間隔と一致して、パーセクの何分の1かであると予想されます。
ピエールオージェ天文台との超高エネルギーでのハドロン相互作用の調査
| Title |
Investigating_Hadronic_Interactions_at_Ultra-High_Energies_with_the_Pierre_Auger_Observatory |
| Authors |
Isabel_Goos_(on_behalf_of_the_Pierre_Auger_Collaboration):_P._Abreu,_M._Aglietta,_J.M._Albury,_I._Allekotte,_K._Almeida_Cheminant,_A._Almela,_J._Alvarez-Mu\~niz,_R._Alves_Batista,_J._Ammerman_Yebra,_G.A._Anastasi,_L._Anchordoqui,_B._Andrada,_S._Andringa,_C._Aramo,_P.R._Ara\'ujo_Ferreira,_E._Arnone,_J._C._Arteaga_Vel\'azquez,_H._Asorey,_P._Assis,_G._Avila,_E._Avocone,_A.M._Badescu,_A._Bakalova,_A._Balaceanu,_F._Barbato,_J.A._Bellido,_C._Berat,_M.E._Bertaina,_G._Bhatta,_P.L._Biermann,_V._Binet,_K._Bismark,_T._Bister,_J._Biteau,_J._Blazek,_C._Bleve,_J._Bl\"umer,_M._Boh\'a\v{c}ov\'a,_D._Boncioli,_C._Bonifazi,_L._Bonneau_Arbeletche,_N._Borodai,_A.M._Botti,_J._Brack,_T._Bretz,_P.G._Brichetto_Orchera,_F.L._Briechle,_P._Buchholz,_A._Bueno,_S._Buitink,_M._Buscemi,_M._B\"usken,_K.S._Caballero-Mora,_et_al._(322_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10938 |
大規模な空気シャワーの開発は、一次超高エネルギー宇宙線の性質だけでなく、ハドロン相互作用の特性にも依存します。人工加速器で達成可能なエネルギーを超えるエネルギーの場合、ハドロン相互作用は、ピエールオージェ天文台で測定できる大規模な空気シャワーの研究を通じてのみアクセスできます。ハイブリッド検出器の設計により、ピエールオージェ天文台は、大気中のシャワーの縦方向の発達と、地面に到達する粒子の横方向の分布の両方を測定します。このようにして、超高エネルギーでのハドロン相互作用に敏感な観測量を得ることができます。ハドロン相互作用の断面積は縦方向のプロファイルから評価できますが、地上検出器で測定されたミューオンの数とその変動は、他の物理的特性に関連しています。これらの直接的な研究に加えて、ここでは、エアシャワープロファイルの最大値の大気深度の測定と地上でのミューオン信号の特性を使用して、LHC後のハドロンモデルの自己無撞着をテストする方法について説明します。。
近くの矮小銀河NGC4395にサブパーセクスケールのジェット基地はありますか？
| Title |
Is_there_a_sub-parsec-scale_jet_base_in_the_nearby_dwarf_galaxy_NGC_4395? |
| Authors |
Jun_Yang_(1),_Xiaolong_Yang_(2),_Joan_M._Wrobel_(3),_Zsolt_Paragi_(4),_Leonid_I._Gurvits_(4_and_5),_Luis_C._Ho_(6_and_7),_Kristina_Nyland_(8),_Lulu_Fan_(9),_Daniel_Tafoya_(1)_((1)_Chalmers_University_of_Technology,_Sweden,_(2)_Shanghai_Astronomical_Observatory,_China,_(3)_National_Radio_Astronomy_Observatory,_USA,_(4)_Joint_Institute_for_VLBI_ERIC,_Netherlands,_(5)_Delft_University_of_Technology,_Netherlands,_(6)_Kavli_Institute_for_Atronomy_and_Astrophysics,_Peking_University,_China,_(7)_Department_of_Astronomy,_Peking_University,_China,_(8)_U.S._Naval_Research_Laboratory,_(9)_University_of_Science_and_Technology_of_China) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10964 |
NGC4395は、約4.3Mpcの距離にある矮小銀河です（スケール：〜0.021pcmas$^{-1}$）。太陽質量が約10$^4$から約10$^5$の中間質量ブラックホール（IMBH）をホストします。2005年に1.4GHzで超長基線干渉法（VLBI）ネットワークである高感度アレイ（HSA）を使用したNGC4395の初期の電波観測では、その核に15masを超えるサブmJyの流出のような特徴（E）があることが示されました。。ベースが付着ディスクと物理的に結合した連続ジェットとしての特徴Eの可能性を調査するために、5GHzのヨーロッパVLBIネットワーク（EVN）で深いVLBI観測を実行し、1.4のHSAで得られたアーカイブデータを分析しました。2008年のGHz、12〜18GHzのNSFのカールG.ヤンスキー超大型アレイ（VLA）、および237GHzのアタカマ大型ミリ波/サブミリメーターアレイ（ALMA）。特徴Eは、2008年のHSA画像でより拡散した構造を示しており、EVN画像で検出されたコンパクトな下部構造はありません。光学的に薄い急峻なスペクトルと正確な光学ガイア位置からの非常に大きな角度オフセット（約220mas）とともに、IMBHの一時的な放出または広角流出によって形成される可能性のある核ショックとしての特徴Eを説明します。VLAとALMAの観測では、サブmJyのpcスケールの拡散特徴が見つかり、IMBHの近くの熱のない放出領域をトレースしている可能性があります。VLBIマップのIMBH位置でのジェットベースの検出はありません。非検出は、5GHzで<=4.7x10$^{33}$ergs$^{-1}$の非常に低い光度を示し、サブPCスケールでのディスクジェット結合の証拠がないことを示します。
連星パルサーの非対称キック後の軌道パラメータの複雑さの評価
ミリ秒パルサー（MSP）パラメーターの動的特性評価は、これらのシステムを理解する上で重要な問題です。白色矮星の降着誘導崩壊（AIC）中に与えられた非対称キックモデルによって生成された、長周期（Porb>2d）および円形（e<0.1）軌道を持つバイナリMSPの軌道パラメーターの分析分析を提示します。軌道の分布は、強い循環を伴ってP_orb;f<90dまでピークに達することがわかります。彼が3M<Mcom<5Mを主演するコンパニオンの分布についてのさまざまな仮定を考慮すると、バイナリは最小エネルギーのバランス条件の設定に影響を与えます。私たちの分析的アプローチは、非対称キック後のすべてのバイナリパラメータを記述するために必要なより完全なモデルへの最初のアプローチにすぎません。したがって、それらの結果を分析研究と比較するために、いくつかの数値シミュレーションも実行しました。可変キック時間と可変キックベクトル方向を組み合わせたときに、問題の完全な複雑さの最初の調査を開始することを目指しています。実際、数値シミュレーションは、無秩序な散乱問題に見られる複雑な振る舞いに似たパターンを示しています。決定論的な問題と有界軌道を扱いますが、通常の特徴的な軌道は、AICプロセス中のより現実的なフェーズで見つかります。さらに、全体的なプロセスは、内部キックメカニズムに強く関連する複雑な動作を示す可能性があります。これにより、通常の軌道の性質とその軌道形態を特定することができます。
相対論的なバルク運動のため、ガンマ線バーストジェットの構造と方向は、それらがどのように見えるかを決定する上で基本的な役割を果たします。GW170817バイナリ中性子星合体と関連するGRBの最近の発見は、長いGRBと短いGRBにおける（おそらく準普遍的な）ジェット構造の存在の特徴のモデリングと検索への関心を高めました。このレビューでは、教育学的アプローチに従って、ユニバーサルジェット構造のアイデアの開始から構造を形成する複雑なプロセスの現在の理解までの過去20年間のGRBジェット構造研究の歴史を要約します。ジェットに動力を供給する中央エンジンと、ジェットと前駆体の痕跡との相互作用。ジェット構造の観察可能な痕跡を、技術的な説明よりも直感的な推論を優先して、即発および残光の放出と光度関数に重点を置いています。
GRB190114Cの多波長放射シナリオの調査
| Title |
Probing_the_multiwavelength_emission_scenario_of_GRB_190114C |
| Authors |
Marc_Klinger_(1),_Donggeun_Tak_(1),_Andrew_Taylor_(1),_Sylvia_J._Zhu_(1)_((1)_Deutsches_Elektronen-Synchrotron_DESY,_Platanenallee_6,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11148 |
ガンマ線バーストの多波長観測であるGRB190114Cは、GRB残光の放出メカニズムを研究するための新しいウィンドウを開きます。その超高エネルギー（VHE;$\gtrsim100$GeV）検出は、放出の逆コンプトン解釈を動機付けましたが、これはテストされていません。ここでは、68秒から180秒までの初期の残光放出を再検討し、keVからTeVのデータセットを使用してモデリング尤度分析を実行します。シンクロトロン（syn）とシンクロトロンセルフコンプトン（SSC）を組み合わせたモデルで、synのみのモデルよりも統計的優先度を初めて計算します。以前の分析と一致して、68〜110秒の間に、SSCモデルの不安定な優先度が見つかりました。これは、含まれている機器間の体系的な相互校正効果によっても説明できます。2つのモデルのうちの1つには、安定した統計的優先度はないと結論付けます。
KITPワークショップ「星の輸送のプローブ」から6か月後の出版におけるジェンダー格差
| Title |
Gender_Disparity_in_Publishing_Six_Months_after_the_KITP_Workshop_"Probes_of_Transport_in_Stars" |
| Authors |
Meridith_Joyce,_Jamie_Tayar,_and_Daniel_Lecoanet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10617 |
会議やワークショップは科学的言説を形作ります。カブリ理論物理学研究所（KITP）は、他の方法では行われなかったであろう科学的コラボレーションを刺激するための長期ワークショップを主催しています。KITPプログラムの1つの目標は、次世代の科学者の多様性を高めることです。この分析では、2021年10月11日から2021年12月17日まで実施されたKITPプログラム\textit{ProbesofTransportinStars}の結果として生成された論文の著者の性別の傾向を調べます。ワークショップ参加者の38\％が女性であり、2021年12月1日から2022年6月3日までの間に作成された出版物の19％のみが女性の筆頭著者を持っていました。さらに、これらの初期の出版物のうち、61\％はすべて男性の著者リストを持っていました。KITPプログラムから得られた出版物の中で、男性の筆頭著者の論文とすべて男性の著者リストを持つ論文の両方の割合は、KITP参加者の性別分布を考慮したモデルによって予測されたものよりも高くなっています。これらの結果は、科学会議やワークショップでのコラボレーションネットワークのより徹底的な調査を動機付けます。重要なことに、彼らはまた、あらゆる種類のプログラム、会議、およびワークショップが、このKITPプログラムで実装されたものを超えて、より多様なコラボレーションを可能にし、科学におけるジェンダー格差に対処するための措置を講じる必要があることを示唆しています。
[Y / Mg]はFGKスターの信頼できる年齢診断ですか？
| Title |
Is_[Y/Mg]_a_Reliable_Age_Diagnostic_for_FGK_Stars? |
| Authors |
Travis_A._Berger_and_Jennifer_L._van_Saders_and_Daniel_Huber_and_Eric_Gaidos_and_Joshua_E._Schlieder_and_Zachary_R._Claytor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10624 |
現在の分光学的調査は、すべてのタイプの星の化学的存在量の大規模なカタログを作成しています。イットリウムとマグネシウムの比率[Y/Mg]は、地元の恒星周辺の太陽双子の年齢指標の候補として浮上しています。しかし、それがより多様な恒星タイプの実行可能な年齢診断であるかどうかは不明であるため、$Kepler$によって観測されたFGKタイプの惑星ホスト星の年齢指標として[Y/Mg]を調査します。[Y/Mg]"Clock"は、[Y/Mg]/Ageの傾きが$m$=$-$0.0370$\pm$0.0071dex/Gyrおよび$\sigma_{で、ソーラーツインに最も正確であることがわかります。\mathrm{Age}}$=2.6Gyr。文献の結果と比較して精度が低いのは、太陽の双子のサンプルを汚染している非太陽の双子に起因し、[Y/Mg]-年齢の関係から導き出された恒星の年齢に対して1.5Gyrの系統的な不確実性を推奨します。また、[Y/Mg]時計を$T_{\mathrm{eff}}$、$\logg$、および金属量の関数として個別に分析し、強い傾向は見つかりませんでしたが、統計的に有意な[Y/Mg]-を計算しました。$T_{\mathrm{eff}}$、$\logg$の範囲、および金属量によって定義されるサブサンプルの年齢関係。最後に、[Y/Mg]と回転年齢を比較し、等時線年齢と統計的に類似した傾向を見つけますが、回転年齢はGK矮星の方が優れており、等時線はFG準巨星の方が優れていることがわかります。[Y/Mg]時計は、太陽の双子と類似体に最も正確であるだけでなく、FGK星の年齢診断にも役立つと結論付けています。
1RXH J082623.6-505741：進化したドナーと低い物質移動係数を備えた新しい長周期激変星
| Title |
1RXH_J082623.6-505741:_a_new_long-period_cataclysmic_variable_with_an_evolved_donor_and_a_low_mass_transfer_rate |
| Authors |
Kirill_V._Sokolovsky,_Jay_Strader,_Samuel_J._Swihart,_Elias_Aydi,_Arash_Bahramian,_Laura_Chomiuk,_Craig_O._Heinke,_Allison_K._Hughes,_Kwan-Lok_Li,_Raimundo_Lopes_de_Oliveira,_James_C._A._Miller-Jones,_Koji_Mukai,_David_J._Sand,_Laura_Shishkovsky,_Evangelia_Tremou,_Karina_Voggel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10625 |
10.4時間の公転周期コンパクトバイナリである1RXHJ082623.6-505741の発見を報告します。広範な光学測光と分光法をモデル化すると、$\sim0.4M_{\odot}$K型の二次降着円盤を介して、非磁性の$\sim0.8M_{\odot}$白色矮星に質量が移動することがわかります。二次はその質量に対して過光であり、すべてのエポックで光学スペクトルを支配し、この公転周期でロッシュローブを満たすように進化する必要があります。X線の明るさ$L_X\sim1$-$2\times10^{32}$ergs$^{-1}$は、ほとんどのCVと比較して高いものの、新しいXMM-Newtonとアーカイブの両方の観測から得られました。$\dot{M}\sim3\times10^{-11}$から$3\times10^{-10}M_{\odot}$yr$^{-1の白色矮星への適度な降着率が必要です}$、進化した二次星を持つ激変星の予想よりも低い。矮新星の爆発はまだシステムから観察されておらず、低い物質移動係数と一致しています。同様の軌道周期を持つ他のいくつかの激変星も、選択効果がこれらの特性を持つバイナリの発見を嫌うとしても、予想外に低い物質移動速度を示します。これは、長期間の低物質移動係数の激変星の豊富さと進化の状態がさらに注目に値することを示唆しています。
近くのバイナリシステムGls67ABの軌道解と動的質量
35年以上にわたる近くの19。5年のバイナリシステムGls67ABの分光観測を報告します。私たちは、視線速度の測定値を1世紀以上前にさかのぼる文献の他の測定値、および他のすべての利用可能な位置天文観測と組み合わせて、グローバルな軌道ソリューションを実行します。後者には、相対位置の測定、ヒッパルコスの中間データ、およびフォトセンターの動きを追跡する写真観察が含まれます。一次およびM矮星の二次質量はそれぞれ$0.95\pm0.11$および$0.254\pm0.019〜M_{\odot}$であり、より正確な三角視差は$79.08\pm0.63$masです。軌道運動。GaiaDR3からのはるかに小さい視差が偏っていることを示唆する証拠を提供します。質量の精度は、主に相対位置の測定値がまだ少ないために制限されたままです。
SpinSpotter：自己相関分析で恒星の自転周期を特定するための自動アルゴリズム
| Title |
SpinSpotter:_An_Automated_Algorithm_for_Identifying_Stellar_Rotation_Periods_With_Autocorrelation_Analysis |
| Authors |
Rae_J._Holcomb,_Paul_Robertson,_Patrick_Hartigan,_Ryan_J._Oelkers,_Caleb_Robinson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10629 |
Spinspotterは、最小限の監視で大規模な測光データセットから恒星の自転周期を抽出するように設計された、堅牢で自動化されたアルゴリズムです。私たちのアプローチでは、自己相関関数（ACF）を使用して、データの観測ベースラインの3分の1までの恒星の自転周期を特定します。私たちのアルゴリズムは、ACFの機能を説明する一連の診断も提供します。これにより、ユーザーは、期間検出を受け入れるための許容範囲を微調整できます。トランジット系外惑星探査衛星（TESS）がセクター1〜26の間に2分周期で観測した約13万個の主系列星に適用し、0。4〜14日の範囲の13,504個の星の自転周期を特定します。私たちは、サンプルと文献からの既知の値との間に良好な一致を示し、回転子の集団とケプラー分野で以前に特定された集団、特に高速回転するM矮星の大集団との重要な違いに注目します。回転する星のサンプルは、将来のジャイロクロノロジー研究の基礎として使用でき、ガイアからの固有運動と距離と組み合わせると、若い星の密度が高い領域を検索するために使用できる、ほぼ全天をカバーするデータセットを提供します。、したがって、最近の星形成の領域と未発見の移動グループメンバーを識別します。私たちのアルゴリズムは、GitHubでダウンロードして使用できるように公開されています。
太陽活動領域における臨界トーラス不安定高さとCME尤度の進化
| Title |
Evolution_of_the_critical_torus_instability_height_and_CME_likelihood_in_solar_active_regions |
| Authors |
Alexander_W._James,_David_R._Williams,_Jennifer_O'Kane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10639 |
目的。宇宙天気予報の改善に向けて、トーラスの不安定性がコロナ質量放出（CME）を駆動する臨界高度が、太陽活動領域のサンプルで時間とともにどのように変化するかを定量化することを目指しています。メソッド。42の活性領域の冠状磁場をモデル化し、観測された寿命全体にわたる中心極性反転線での臨界高さを定量化します。次に、これらの高さを光球境界で変化する磁束と比較し、これらの領域のCMEを特定します。結果。私たちのサンプルでは、単位時間あたりのCMEの割合は、磁束が減少しているときよりも増加している段階で2倍高く、磁束が増加している段階では、臨界高さが上昇しているときにCMEの割合が63％高くなります。それが落ちているときよりも。さらに、アクティブ領域の臨界高さが一般に時間の経過に伴うそれらの磁気極性の分離に比例することを実証することにより、以前の研究の結果をサポートおよび拡張します。活性領域での磁気極性の分離が増加すると、たとえば、磁気双極子の連続的な出現と拡張の間に、臨界高さも増加する傾向があります。逆に、極性分離が減少すると、たとえば、既存のアクティブ領域の中央反転線または静かな太陽環境への新しいコンパクトな双極子の出現により、臨界高さは減少する傾向があります。
ヘンの進化\、3-1357、アカエイ星雲
| Title |
Evolution_of_Hen\,3-1357,_the_Stingray_Nebula |
| Authors |
Miriam_Pe\~na,_Mudumba_Parthasarathy,_Francisco_Ruiz-Escobedo,_and_Rajeev_Manick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10663 |
アカエイ星雲であるHen\、3-1357の分光学的進化は、1990年から2021年までのデータを分析することによって示されます。2021年に南アフリカの大型望遠鏡高解像度分光器で、2009年にヨーロッパ南天天文台-超大型望遠鏡で得られた高解像度データUVES分光法は、星雲の物理的状態と化学的存在量を決定するために使用されます。これらのデータをさまざまな時代のデータと比較すると、高電離輝線の強度は時間とともに減少し、低電離線の放出は増加していることがわかり、星雲が再結合して励起が低下していることが確認されます。クラス、2002年に60,000Kの有効温度を持っていた中央の星の変化の結果として、それ以来、それはより冷たくなってきました。中心星の現在の有効温度は約40,000Kです。中心星は遅い熱パルスを受けており、AGB相に戻っていることが示唆されています。Hen\、3-1357の星雲の化学的性質は、HeとNeを除くすべての元素が太陽直下の存在量を示していることを示しています。星雲の存在量とAGBフェーズの終わりに恒星内元素合成モデルによって予測された値との比較は、中央の星の初期質量が1.5M$_{\odot}$未満であることを示しています。ADF（O$^{+2}$）は2.6から3.5の間であると推定しました。
南北日震移動時間測定への活動領域周辺の流れの寄与
| Title |
Contribution_of_flows_around_active_regions_to_the_north-south_helioseismic_travel-time_measurements |
| Authors |
Paul-Louis_Poulier,_Zhi-Chao_Liang,_Damien_Fournier,_Laurent_Gizon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10751 |
環境。局所日震学では、同じ子午線に沿って反対方向に伝播する音波の移動時間は、南北方向の水平方向の流れについて私たちに知らせます。南北の日震移動時間シフトの縦方向の平均は、太陽黒点周期によって異なります。目的。私たちは、この太陽周期変動に対する太陽活動領域への流入の寄与を研究することを目指しています。メソッド。そうするために、SDO/HMI連続画像の造粒の相関追跡から得られた水平フローマップのアクティブ領域の周りのローカルフローを識別します。3D感度カーネルを使用して、これらの流入によって引き起こされる前方モデル化された移動時間の摂動を計算します。観測結果と比較するために、これらの前方モデル化された移動時間の摂動を、測定された移動時間と同じ方法で経度と時間にわたって平均します。結果。フォワードモデリングアプローチは、活動領域に関連する流入が南北移動時間測定の太陽周期変動のほんの一部を占める可能性があることを示しています。結論。活動領域を取り巻く大規模な流入によって引き起こされる移動時間の摂動は、子午面循環の日震学的測定で見られる太陽周期の変動を完全には説明していません。キーワード：太陽：活動-太陽：日震学
Gaiaデータリリース3：視線速度分光計（RVS）で導出された線幅拡大パラメーターのプロパティ
| Title |
Gaia_Data_Release_3:_Properties_of_the_line_broadening_parameter_derived_with_the_Radial_Velocity_Spectrometer_(RVS) |
| Authors |
Y._Fr\'emat_and_F._Royer_and_O._Marchal_and_R._Blomme_and_P._Sartoretti_and_A._Guerrier_and_P._Panuzzo_and_D._Katz_and_G._M._Seabroke_and_F._Th\'evenin_and_M._Cropper_and_K._Benson_and_Y._Damerdji_and_R._Haigron_and_A._Lobel_and_M._Smith_and_S.G._Baker_and_L._Chemin_and_M._David_and_C._Dolding_and_E._Gosset_and_K._Jan{\ss}en_and_G._Jasniewicz_and_G._Plum_and_N._Samaras_and_O._Snaith_and_C._Soubiran_and_O._Vanel_and_J._Zorec_and_T._Zwitter_and_N._Brouillet_and_E._Caffau_and_F._Crifo_and_C._Fabre_and_F._Fragkoudi_and_H.E._Huckle_and_Y._Lasne_and_N._Leclerc_and_A._Mastrobuono-Battisti_and_A._Jean-Antoine_Piccolo_and_Y._Viala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10986 |
Gaiaカタログの3番目のリリースには、有効温度が3100Kから14,500Kの範囲の33,812,183個の星の視線速度が含まれています。測定は、観測されたRVSスペクトルの比較に基づいています（波長範囲：846〜870nm、分解能の中央値：11,500）適切なAlong-ScanLineSpreadFunctionに拡張された合成データ。軸回転のみが原因であるために取り付けられた追加の線幅拡大もパイプラインによって生成され、カタログ（フィールド名gaia_source：vbroad）で入手できます。RVSから抽出され、カタログに公開された線幅拡大情報の特性を説明し、採用された方法、波長範囲、および機器によって課せられた制限を分析します。シミュレーションを使用して、GaiaDataRelease3で提供されているラインブロードニング測定とVsin（i）の間に存在するリンクを表現します。次に、観測値を、さまざまなカタログや調査（GALAH、APOGEE、LAMOSTなど）によって公開された測定値と比較します。vbroad測定の解釈には注意を払うことをお勧めしますが、GaiaDataRelease3の線の広がりの値と他のカタログにある値との間に合理的なグローバルな一致も見られます。公開されたvbroad値の有効性ドメインについて話し合い、確立します。推定値は、vsiniの下限で過大評価される傾向があり、$T_\mathrm{eff}>7500\、\mathrm{K}$では、$G_\mathrm{RVS}>10$になると、その品質と重要性が急速に低下します。既知および報告されているすべての制限にもかかわらず、GaiaDataRelease3のライン拡大カタログには、3500〜14,500Kの範囲の$T_\mathrm{eff}$\、および$G_\mathrm{RVS}<12の3,524,677個の星について取得された測定値が含まれています。$。これは、この目的のためにこれまでに検討された中で最大の恒星サンプルを収集し、HR図全体の\Gaia\線拡大パラメーターの最初のマッピングを可能にします。
新しいNLTE光度曲線とスペクトル合成コードJEKYLLを使用して、光球と星雲の相を介して12太陽質量の初期質量を持つ星から発生するタイプIIb超新星（SN）の巨視的に混合された噴出物モデルを進化させます。SN2011dhと比較すると、スペクトルと光度曲線の両方がよく再現されていることがわかります。私たちの研究は、このSNが、水素エンベロープのごく一部（<0.1太陽質量）を除いてすべて失われた約12太陽質量の初期質量を持つ星に由来するという証拠をさらに強化します。また、巨視的混合モデルと微視的混合モデルを比較し、凝集形状を変化させることにより、巨視的混合の影響を調査します。光球相では、巨視的に混合された領域の有効不透明度に強い影響があり、モデルの光度曲線に影響を与えます。拡散ピークは巨視的に混合された場合ではかなり狭く、ヘリウムエンベロープ内の放射性物質が標準モデルよりも膨張することを許可された場合は大きく異なります。この効果は主に幾何学的であり、放射性物質を含む塊の膨張によって引き起こされます。これらの発見は、一般に、ストリップエンベロープSNeの光度曲線モデリングに影響を及ぼし、その影響により、推定される噴出物の質量が増加します。星雲相では、巨視的に混合された領域での衝突冷却速度に強い影響が見られます。これは、衝突冷却によって駆動される線、特に[CaII]7291、7323および[OI]6300、6364線に影響します。これらの線は質量測定によく使用されるため、カルシウムと酸素が豊富な材料をどのように混合するかが重要であることを示しています。この研究と以前の研究で示されているように、NLTEと巨視的混合の両方が、進化全体を通してタイプIIbSNeの光度曲線とスペクトルを正確にモデル化するために不可欠な要素です。
GaiaEDR3データに基づくStePPeDデータベースの更新中に見つかった重要な恒星摂動体
| Title |
Important_stellar_perturbers_found_during_the_StePPeD_database_update_based_on_Gaia_EDR3_data |
| Authors |
Piotr_A._Dybczy\'nski,_Filip_Berski,_Jakub_Tokarek,_Edyta_Podlewska-Gaca,_Krzysztof_Langner,_and_Przemys{\l}aw_Bartczak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11047 |
環境。2020年に、長周期彗星の動きを混乱させる可能性のある星や恒星系に関する最新情報を提供することを目的として、StellarPotentialPerturbersDatabase（StePPeD）の初期バージョンが発表されました。太陽系との密接な出会いを持つ興味深いオブジェクトのリストを編集する際の選択ツールとして、星と太陽の間の最小距離を使用しました。その研究の選択は、ガイアDR2データに基づいていました。目的。GaiaEDR3データリリースが公開されたとき、このデータベースを更新する必要がありました。さらに、モンテカルロシミュレーションを実行して、各オブジェクトの太陽に最も近いアプローチのパラメーターの不確実性を取得しました。メソッド。以前のStePPeDリリースですべての星の接近パラメータを再計算した結果、全体の約3分の1が削除されました。次に、GaiaEDR3カタログ全体で新しい候補を検索しました。また、発見された星の重複を考慮し、以前の論文で見落とされていた太陽の近くを通過する二重星をさらに検索しました。また、新しいオブジェクトに必要な質量推定値を見つけ、以前に選択した星についてこの情報を更新しました。結果。収集されたすべてのデータを注意深くチェックした後、私たちは、長周期彗星運動の155の潜在的な恒星摂動体の新しいリストを作成しました。星と太陽の最小距離に2pcの新しいしきい値を適用しました。このリストは、146個の単一の星と9個の複数のシステムで構成されています。各オブジェクトについて、太陽に最も近いアプローチのパラメーターの不確実性も推定しました。これらの星の中で、新しい潜在的な強力な過去の摂動者、HD7977を発見し、将来のグリーゼ710側での同様の行動の妥当性を確認しました。
タンザニアの核と潮汐の進化の違いに関する探索的シナリオ
TZFornacisは、質量が類似している（2.057$\pm$0.001と1.958$\pm$0.001$M_{\odot}$）が、半径が大きく異なる（8.28$\pm$0.22と3.94$\pm）二重線食変光星です。$0.17$R_{\odot}$）。質量に関するこの類似性により、システムの恒星進化の差異と、その潮汐進化のいくつかの側面を研究することが可能になります。軌道要素については、最近、公転周期75。7日で軌道が円形であることが確認されました。質量の小さいコンポーネントは、平均軌道角速度と同期しているプライマリコンポーネントよりも約17倍速く回転します。この研究における私たちの主な目的は、システムの核進化と潮汐進化の両方を研究することです。初期の離心率に関する2つのシナリオを検討しました。高い離心率（0.30）と初期の円軌道の場合です。離心率、同期レベル、および公転周期の観測値と、潮汐進化方程式の積分によって予測された値との間には、良好な一致が見られました。TZForの軌道要素の進化に対する摩擦タイムスケールの影響もここで研究されています。摩擦タイムスケールの不確実性によって最も影響を受ける軌道要素は、2つのコンポーネントの同期レベルです。一方、試行値を使用する代わりに、GRANADAコードによって生成された回転モデルのプロパティを初期角速度として使用しました。この場合、軌道要素の理論値とそれらの観測された対応物との比較もまた、良好な相互一致につながります。
2000{\AA}から3{\mu} mまでの後期型星の非LTE存在量補正：I。Na、Mg、およびAl
| Title |
Non-LTE_abundance_corrections_for_late-type_stars_from_2000{\AA}_to_3{\mu}m:_I._Na,_Mg,_and_Al |
| Authors |
K._Lind,_T._Nordlander,_A._Wehrhahn,_M._Montelius,_Y._Osorio,_P._S._Barklem,_M._Afsar,_C._Sneden,_C._Kobayashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11070 |
冷たい星の大気が局所的な熱力学的平衡（LTE）から逸脱することはよく知られています。正確なアバンダンスの決定には、これらの影響を考慮する必要がありますが、必要な非LTE計算が不足していることがよくあります。私たちの目標は、存在量の診断として役立つ可能性のある、紫外線から赤外線までのすべてのスペクトル線について、FGKタイプの星のNLTE効果の詳細な推定値を提供することです。このシリーズの最初の論文は、軽元素Na、Mg、Alに焦点を当てています。コードPySMEは、広いパラメーター範囲で2158MARCSモデル大気の成長曲線を計算するために使用されます。9つの存在点を使用して、35Na線、134Mg線、および34Al線の等価幅を計算することにより、個々の線の成長曲線を作成します。線は、紫外線から近赤外線の波長範囲から選択されます。5つのベンチマーク星の等価幅測定により、LTEおよびNLTEアバンダンス分析を使用して新しいグリッドの能力を実証します。太陽、アークトゥルス、HD84937、HD140283、HD122563。Naの場合、NLTEの存在量はLTEよりも低く、金属の少ない星では線から線への散乱が著しく減少しています。Mgについては、NLTE（0.18dex）でわずかに改善された、金属の少ない星での0.25dexLTEイオン化の重大な不均衡に関する以前の報告を確認します。MgIIラインに基づくLTEの存在量は、銀河系の化学進化のモデルとよく一致しています。Alの場合、NLTE計算により、金属の少ない星のLTEで見られる0.6dexイオン化の不均衡が大幅に減少します。この作業で提示されたアバンダンス補正は、強く飽和したラインを除いて、オーバーラップするラインのサブセットに関する以前の研究とよく一致しています。
伝播する擾乱を使用して静かなコロナの磁場トポロジーを追跡する
| Title |
Tracing_the_magnetic_field_topology_of_the_quiet_corona_using_propagating_disturbances |
| Authors |
Huw_Morgan_and_Marianna_Korsos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11077 |
太陽コロナのかすかな伝播擾乱（PD）の動きは、磁場によって定義されなければならない複雑な構造を明らかにします。AtmosphericImagingAssembly（AIA）/SolarDynamicsObservatory（SDO）による静かな太陽観測に適用された新しい方法は、クールな304\AA\チャネルに典型的な直径50\arcsec\、100\のセルを持つセルラーネットワークを明らかにします。コロナル193\AA\チャネルのarcsec\。193\AA\セルは、複数の304\AA\セルを覆うことができますが、両方のチャネルが共通のソース領域とシンク領域を共有します。ソースは、セルの中心を占める分岐のポイントまたは狭いコリドーです。それらは、光球ネットワーク機能および強化された磁気要素と大幅に連携しています。これは、明るいネットワークがPDの生成に重要であることを示しており、ネットワークが静かな冠状ループのソースフットポイントのホストであることを確認しています。他のフットポイント、またはPDのシンクは、冠状細胞の境界を形成します。これらは、光球ネットワークと大きく一致していません。通常、暗いインターネットワークの光球の上にあります。それらはコンパクトなポイントまたはコリドーを形成しますが、多くの場合、下にある光球に明らかな署名はありません。これらのシンクポイントは、インターネットワーク内のマイナーな磁気要素に関連する閉じたフィールドのフットポイントの集中、または上向きに整列した開いたフィールドの集中のいずれかである可能性があると主張します。コロナ速度と磁場の間のリンクは、いくつかの一般的および特定の類似性を示す磁気外挿との比較によって強化されます。したがって、速度マップはモデルに貴重な追加の制約を提供します。
ガイアDR3ワイド連星からの太陽型星の重力赤方偏移
重力ポテンシャルから逃げる光は、ポテンシャルの深さに比例した大きさの赤方偏移を被ります。この「重力赤方偏移」は、白色矮星などの高密度の星では簡単に測定できますが、はるかに弱く、主系列星での明確な検出を回避しています。この効果は、幅の広い連星の成分のガイアDR3視線速度（RV）で直接測定できることを示しています。太陽型主系列星と赤色巨星または赤色巨星の伴星を含む$\sim$500幅のバイナリのサンプルでは、巨星の見かけのRVは平均$0.49\pm0.02\、\、\rmkm\、主系列星よりもs^{-1}$低い。これは主に巨人の弱い重力場によるものであり、一般相対性理論から期待される値とかなりよく一致しています。
uvby、UBVRIJHK、SDSS ugriz、Gaia、Kepler、およびTESS測光システムのパワー2周縁減光係数
| Title |
Power-2_limb-darkening_coefficients_for_the_uvby,_UBVRIJHK,_SDSS_ugriz,_Gaia,_Kepler,_and_TESS_photometric_systems |
| Authors |
A._Claret_and_J._Southworth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11098 |
周縁減光は重要な恒星現象であり、恒星スペクトル、食変光星、通過する惑星系、およびマイクロレンズイベントの研究で説明する必要があります。パワー2の周縁減光の法則は、恒星大気モデルによって予測される特定の強度との良好な一致を提供します。これは、他の2パラメーターの法則よりも優れており、4パラメーターの法則によってのみ超えられます。パワー2の法則の周縁減光係数の予測は広く利用できません。したがって、ATLAS（平面平行）コードによって生成された恒星大気モデルを使用して、それらを計算します。周縁減光係数は、宇宙ミッションGaia、Kepler、TESS、および測光システムuvby、UBVRIJHK、SDSSugrizについて計算されました。計算は、Levenberg-Marquardt最小二乗最小化法を採用して実行され、次のように計算されました。100の等間隔の表示角度の解像度。19の金属量、3500〜50000Kの有効温度、0.0〜5.0のlogg値、0、1、2、4、および8kmの微視的乱流速度をカバーする9586モデル大気を使用しました。近似の質の点で、他の2パラメーター法に対する2乗法の優位性を確認します。これは、広く使用されている2次法則に特に関係があります。2パラメータの法則が必要な場合は、2乗の法則を使用することをお勧めします。
古典的セファイド星の更新された金属依存理論シナリオ
| Title |
An_updated_metal-dependent_theoretical_scenario_for_Classical_Cepheids |
| Authors |
Giulia_De_Somma,_Marcella_Marconi,_Roberto_Molinaro,_Vincenzo_Ripepi,_Silvio_Leccia,_Ilaria_Musella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11154 |
古典的セファイド距離スケールに影響を与える可能性のある残留系統誤差を適切に定量化するには、詳細な理論的シナリオが推奨されます。$Z=0.02$\citep[][]{Desomma2020a}に対して公開された非線形対流脈動モデルのセットを$Z=0.004$、$Z=0.008$、および$Z=0.03$に拡張することにより、詳細な均質非線形を提供します。質量光度関係、超断熱対流の効率、および化学組成の同時変動を考慮したモデルグリッド。推定された周期-半径、周期-質量-半径、および周期-質量-光度-温度の関係の入力パラメータへの依存性について、基本モードと最初の倍音モードの両方について説明します。金属量が増加するにつれて不安定帯が赤くなる傾向は、追加のML仮定と混合長値で確認されます。得られたマルチフィルター光度曲線から、平均の大きさと色を導き出し、次に、想定される各化学組成、質量光度関係、および超断熱対流の効率について、周期-光度-色と周期-光度の関係を導き出します。大マゼラン雲のセファイドのよく研究されたサンプルへの適用は、仮定された質量光度関係への推定距離係数の依存性を制約することを可能にし、周期-ウェセンハイト関係の導出に金属量項を含めることにより、、仮定された質量光度関係ごとに、Cepheid距離スケールの金属量依存性を予測します。得られた金属依存の期間-Wesenheit関係は、文献の最近の結果と比較され、個々の視差を導出するために、既知の金属存在量を持つGaiaEarlyDataRelease3銀河セファイドのサンプルに適用されます。これらの予測とガイアの結果との比較について、最後に説明します。
非摂動レジームにおける偽の真空の運命：重力効果
非摂動レジームにおける偽の真空崩壊を説明するための形式主義が最近提案された。ここでは、それをアインシュタイン重力の存在に拡張し、$\lambda\phi^4$スカラー場の理論に対応する有効ポテンシャルと崩壊率を計算します。通常の摂動崩壊率との比較は、結合$\lambda$が高いほど、崩壊確率が高くなることを示しています。自己相互作用結合の実行から、理論は赤外線限界で弱結合になると結論付けます。これは、アインシュタインの重力が、宇宙が冷えるにつれて弱結合近似をさらに信頼できるものにしたことを証明しています。これらの結果の宇宙論的相転移、重力波天文学、および凝縮物質システムへの将来の応用についてコメントします。
相対論的ブラックホールジェットに動力を供給する主要なメカニズムの1つは、ブランドフォード-ナエック（BZ）プロセスです。その成功に触発されて、5つの時空次元でブラックホールのエネルギー抽出モデルを構築します。ここでは、ゆっくりと回転するマイヤーズ-ペリーブラックホールのプラズマ磁気圏を表す力のない電気力学的方程式の解を見つけます。これらのソリューションでは、エネルギーと角運動量の両方のフラックスが計算され、より高次元のブラックホールからの電力抽出が実現されます。5次元BZモデルの主な機能と下位4次元モデルの主な機能の比較について説明します。
変曲点のインフレと暗黒物質の還元
| Title |
Inflection-point_Inflation_and_Dark_Matter_Redux |
| Authors |
Anish_Ghoshal,_Gaetano_Lambiase,_Supratik_Pal,_Arnab_Paul,_Shiladitya_Porey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10648 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）やその他の観測からのすべての制約を満たし、インフラトン崩壊プロセスから暗黒物質（DM）を正常に生成できるインフレーションの実行可能なモデルを調査します。特に、再加熱時代の崩壊するインフラトン場からのフェルミオンDMの非熱的生成を伴う、変曲点に近い小さな場のインフレーションシナリオを分析します。この目的のために、多項式ポテンシャルを持つ2つの異なるインフレモデルを提案します。モデルIの可能性には、インフラトンの線形、2次、および4次に比例する項が含まれています。一方、モデルIIでは、可能性にはインフラトンの均等な力しか含まれておらず、最も高い項はインフラトンの六次方程式です。両方のモデルについて、小さなフィールドモデルから予想されるように、テンソルとスカラーの比率が非常に小さいCMBデータから適切なインフレーションパラメーターにつながるモデルパラメーターの制約の可能性を見つけます。次に、CMBから許可されたパラメーター空間を使用して、DMのパラメーター空間の現在のコールドダークマター（CDM）の遺物密度と一致するように、再加熱によってインフラトンから生成できるDMの十分な遺物の存在量を検索します。$10^{-9}\gtrsimy_{\chi}\gtrsim10^{-15}$および$10^3\text{GeV}\lesssimm_{\chi}\lesssimの範囲の\chi$質量と湯川の結合10^9\text{GeV}$。DMの遺物は、製造中に初期の宇宙で到達した最高温度を介して、各モデルの変曲点に関連付けられています。最後に、インフラトンとBBNおよびライマン-$\alpha$境界からの、SMヒッグスとDM崩壊の両方の安定性解析から、組み合わされた制約から生じる許容パラメーター空間を見つけます。
LISAおよびTaijiミッションの重力基準センサーの外乱を抑制するための時間遅延干渉計チャネル
| Title |
Time_delay_interferometer_channels_to_suppress_gravitational_reference_sensor_disturbances_for_LISA_and_Taiji_missions |
| Authors |
Pengzhan_Wu_and_Peng_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10664 |
LISAの科学運用やLISAのような大地ミッションで発生する可能性のある重力基準センサー（GRS）の異常や余分な外乱を再考しました。この作業では、時間遅延干渉計チャネルのセット$P^{（N）}_i$を提案して、$ith$宇宙船のこのようなGRS位置ノイズを十分に抑制します。最適な軌道が与えられた場合、LISAおよびTaijiミッションの感度帯$0.1\mHz\sim0.05\Hz$で抑制係数が$10^{-5}\sim10^{-3}$に達する可能性があることを証明しました。1つのS/C$_i$のGRSノイズが設計レベルよりも5$桁大きい$4\simに成長した極端な場合でも、チャネル$P^{（N）}_i$は正常にワイプできます。余分なノイズを取り除き、期待される感度レベルを維持します。このアプローチにより、LISAとTaijiのミッションの実現可能性が向上し、GRSシステムに関連するリスクが大幅に軽減される可能性があります。
宇宙における混沌と決定論の境界
宇宙論の標準モデルによれば、銀河よりもはるかに大きいスケールでの宇宙の物質の配置は、インフレーション中に設定された初期条件によって完全に指定されます。しかし、顕微鏡（および人間？）のスケールに数十桁拡大すると、初期条件に関係なく、量子ランダム性が支配します。決定論の境界はどこにあり、それはカオスとどのように相互作用しますか？ここでは、現在理解されているプロセスを含め、天文学的な文脈でこの質問に答える最初の試みを行います。境界は、少なくとも長さのスケール、位置、および物質の種類の関数です（暗黒物質はより簡単に予測できます）。銀河間ボイドでは、密度変動の原始的なパターンが大部分保存されています。しかし、銀河内では、条件は少なくとも混沌としており、非原始的な情報、または初期条件とは無関係のランダム性によってさえ影響を受ける可能性があると私たちは主張します。ランダム性は、活動銀河核（AGN）やその他の降着円盤からの超新星やジェットなどのイベントによって供給される可能性があり、カオスダイナミクスの助けを借りて、可能な限り微視的なランダム性をより大きなスケールに、最終的には銀河全体にブロードキャストできます。これは、自発的確率論と呼ばれる最近調査されたプロセス、または任意の小さな摂動から生じる乱流システムの効果的なランダム性によって生成または増幅される可能性があります。
パーカーソーラープローブの最初の近日点通過中のコヒーレント構造からの電子加熱よりも優先的な陽子
| Title |
Preferential_Proton_over_Electron_heating_from_coherent_structures_during_the_first_perihelion_of_Parker_Solar_Probe |
| Authors |
Nikos_Sioulas,_Chen_Shi,_Zesen_Huang,_Marco_Velli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10671 |
太陽風は、太陽から離れる方向に伝播するときにかなりの加熱を受けます。この加熱の原因となる正確なメカニズムは不明なままです。パーカーソーラープローブミッションの最初の近日点からのデータを使用して、増分の部分分散（PVI）法によって識別された磁気コヒーレント構造内で発生する陽子と電子の加熱の特性を調べます。統計的には、磁場に強い勾配がある空間の領域$PVI\geq1$は、陽子が強く増強されていますが、電子温度がわずかに上昇しているだけです。私たちの分析は、電子よりも陽子を優先的に加熱する非線形乱流カスケードによって促進される、初期の太陽風環境における加熱メカニズムを示しています。
LoRa対応のCubeSatからの低遅延イメージングと推論
近年、主に研究、教育、および地球観測のために、低軌道に低コストのCubeSatが急速に配備されています。これらのCubeSatの大部分は、画像がキャプチャされてから地上で利用できるようになるまで、かなりの遅延（数時間）を経験します。これは主に、配備がかさばり、レンタルに費用がかかる傾向がある専用衛星地上局の利用可能性が限られているためです。このホワイトペーパーでは、主に大規模な地上LoRaインフラストラクチャが利用可能であり、地上通信への干渉が最小限であるため、CubeSatsからの低遅延ダウンリンク通信にISM帯域でLoRa無線を使用する方法について説明します。ただし、LoRaの帯域幅が限られているため、豊富な衛星地球画像を送信できません。代わりに、CubeSatsはせいぜい短いメッセージ（数百バイト）を送信できます。このホワイトペーパーでは、私たちのチームが立ち上げたLoRa対応のCubeSatとの通信の経験について詳しく説明します。CubeSatに搭載されたLoRaエンコーディングと商用LoRa地上局でのデコードにソフトウェア変更を加えて衛星画像を通信できるようにする通信システムであるVistaと、これらの画像に関する幅広い機械学習推論を紹介します。これは、衛星画像の構造、その上で実行されるタスク、および衛星信号のドップラー変動によって通知されるLoRaチャネル対応の画像エンコーディングによって実現されます。LoRa-CubeSatの打ち上げ（2021年）からのトレースを使用したトレース駆動型エミュレーションによるVistaの詳細な評価では、LoRa画像のPSNRが4.56dB向上し、これらの画像の土地利用分類が1.38倍向上しています。
$ \ sqrt {s_ {NN}} \ sim 3$GeVでの重イオン衝突における$\Xi ^ {-} / \ Xi
^{0}$比での高密度核対称エネルギーのプロービング
| Title |
Probing_high-density_nuclear_symmetry_energy_with_$\Xi^{-}/\Xi^{0}$_ratio_in_heavy-ion_collisions_at_$\sqrt{s_{NN}}_\sim_3$_GeV |
| Authors |
Gao-Chan_Yong,_Bao-An_Li,_Zhi-Gang_Xiao_and_Zi-Wei_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10766 |
STARコラボレーション（PLB{\bf831}、137152（2022）およびPRL{\bf128}、202303（2022））によるRHICでの最近のビームエネルギースキャン（BES）実験では、ハドロン相互作用が集団流と陽子を支配することがわかりました。累積比は、$\sqrt{s_{NN}}$=3GeVAu+Au反応におけるバリオン密度の高い領域でのバリオン数の保存によって駆動されます。これは、このような衝突で形成された高密度媒体がハドロン物質である可能性が高いことを示しています。過飽和密度での異なる対称エネルギーに対応する運動量依存のアイソスカラーおよびアイソベクトル単一核平均場ポテンシャルを持つ更新されたART（相対論的輸送）モデル内で、$n/p$、$\pi^{-}/\pi^{+}$、$K_{s}^{0}/K^{+}$、$\Sigma^{-}/\Sigma^{+}$、$\Xi^{-}/\Xi^{0}$比は、最大中心密度が約$（3.6\sim4.0）\rho_0$に達する$\sqrt{s_{NN}}$=3GeVでの中心Au+Au衝突について調べられます。二重に奇妙な$\Xi^{-}/\Xi^{0}$比は、高密度核対称エネルギーの変動に対して最も強い感度を持っていることがわかります。したがって、$\sqrt{s_{NN}}\sim3$GeVでの相対論的重イオン反応における$\Xi^{-}/\Xi^{0}$比は、中性子星のさまざまな性質を理解するために非常に重要な高密度の中性子に富む物質。
ミューオニウム原子とミューオニウム原子を含む超軽量スカラー暗黒物質の探索
超軽量のスカラー暗黒物質は、ミューオニウム質量の見かけの振動を誘発する可能性があり、ミューオニウムおよびミューオニウム原子のスペクトルの時間的シフトを介して直接調べることができます。既存のデータセットとミューオニウムを使用した進行中の分光測定は、既存の天体物理学および実験室の境界よりも最大11桁弱いスカラー-ミューオン相互作用を調べることができます。ミューオニウムを使った進行中の実験では、ミューオンと標準模型粒子の間の仮想超軽量スカラーボソンの交換に関連する力を調べることもでき、補完的な天体物理学および実験室の境界を超えて感度が最大6桁向上します。
暗黒物質混合中性子星バイナリの数値シミュレーション
| Title |
Numerical_Simulations_of_Dark_Matter_Admixed_Neutron_Star_Binaries |
| Authors |
Mattia_Emma,_Federico_Schianchi,_Francesco_Pannarale,_Violetta_Sagun_and_Tim_Dietrich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10887 |
コンパクトなバイナリー合併のマルチメッセンジャー観測は、中性子星の中や周りに蓄積する可能性のある暗黒物質の性質を制限する新しい方法を提供します。この記事では、数値相対論コードBAMのインフラストラクチャを拡張して、追加のミラー暗黒物質成分を含む中性子星のシミュレーションを可能にします。コードとこの種の最初のバイナリ中性子星シミュレーションを検証するために、単一星テストを実行します。暗黒物質の存在は、合併の残骸の寿命を縮め、ブラックホールへの迅速な崩壊を助長することがわかります。さらに、総質量と質量比は同じであるが、暗黒物質の量が異なるシステムでは、合併時間に違いが見られます。最後に、暗黒物質と混合された二元中性子星の融合によって生成された電磁信号は、暗黒物質を含まない対応物ほど明るくなる可能性は非常に低いことがわかります。マルチメッセンジャー施設の感度が高まっていることを考えると、私たちの分析は、暗黒物質の存在を調査する方法についての新しい視点を提供します。
連星ブラックホールを回転させるインスピレーションプロセスの実効一体型（EOB）形式で、非回転テスト粒子の測地線ダイナミクスのカオス的特徴を研究します。最初に、EOBメトリックがカーター定数の存在の基準を満たさないことを示すことにより、2次ポストニュートン（2PN）EOBダイナミクスが可積分でないことを示します。次に、数値研究を使用して、回転曲線のプラトーを見つけます。これは、ポアンカレ断面の表面にビルコフ島が存在することに関連しており、システムのカオスダイナミクスを示しています。変形したEOBバックグラウンドメトリックのスピンパラメータ$a$が増加するにつれて、カオス的振る舞いがより明白になることがわかります。さらに、Birkhoff島の開始について、対称的な質量比に依存する臨界値$a$が存在することへのヒントが見つかりました。私たちの結果は、重力波天文学における動的カオスの影響を明らかにするのに役立ちます。最後に、3PNオーダーでの修正によるいくつかの予備的な結果も示します。
宇宙論的ブラックホールの物理的に合理的なモデルを探すために、さまざまな座標系で等角シュワルツシルト時空を徹底的に調査します。共形係数は時間座標のみに依存し、時空は漸近的に平坦なフリードマン-レマ\^{\i}トレ-ロバートソン-ウォーカー宇宙であり、線形方程式の状態$p=w\rho$に従う完全流体で満たされていると仮定します。$w>-1/3$で。このクラスの時空では、等方座標で構成されたマクルーア-ダイアー時空と、標準のシュワルツシルト座標で構成されたタクルタ時空は同一であり、宇宙論的ブラックホールを記述していません。対照的に、カーシルト座標の観点から構築された時空のスルタナ-ダイアークラスは、宇宙論的ブラックホールを記述し、対応する物質場は、均質な完全流体と不均質なヌル流体の組み合わせとして解釈できます。スルタナとダイアーの解釈とは異なり、時空のどこでも有効です。Painlev\'{e}-グルストランド座標で構築されたCuletu時空は、宇宙論的ブラックホールも表し、対応する物質場は、均質な完全流体と不均質な異方性流体の組み合わせとして解釈できます。ただし、Sultana-Dyer時空とCuletu時空の両方で、総エネルギー運動量テンソルは、十分に遅い時間に、半径座標の有限値ですべての標準エネルギー条件に違反することがわかります。
| Title |
Cannibal_dark_matter_decoupled_from_standard_model:_cosmological_constraints |
| Authors |
Avirup_Ghosh,_Sourav_Gope_and_Satyanarayan_Mukhopadhyay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11046 |
低温で標準模型（SM）粒子との重力相互作用のみを伴う内部熱化暗黒物質（DM）は、初期の宇宙で数が変化する自己散乱を受け、最終的には観測されたDMの存在量に凍結する可能性があります。DMが非相対論的であるときに$3\rightarrow2$プロセスなどのこれらの反応が発生した場合、DMは共食いし、共食い段階で標準の非相対論的物質よりもはるかにゆっくりと冷却します。以前の研究で示されているように、共食い段階が物質が支配的な時代に起こった場合、構造形成からの非常に強い制約があります。代わりに、放射線が支配的な時代に共食い相が凍結するシナリオを考慮して、SMから分離された共食いDMが実行可能であり、現在のすべての宇宙論的制約と一致していることを示します。この目的のために、DMの温度と密度の連成進化方程式を解き、さまざまなDM自己連成の存在量を決定します。次に、宇宙マイクロ波背景放射パワースペクトル、相対論的自由度のビッグバン元素合成限界、DMフリーストリーミング長のライマン-$\alpha$限界、および理論上の上限から、これらのパラメーターの制約を評価します。$S-$matrixユニタリー性からの$3\rightarrow2$消滅率について。DMの自己結合に応じて、質量が約$50$eVから$1$TeVの範囲のスカラー共食いDMが、観測されたDM密度を構成し、初期DM温度（$T_{\rmDM}$）はSMのもの（$T_{\rmSM}$）よりも低く、$T_{\rmSM}/2000\lesssimT_{\rmDM}\lesssimT_{\rmSM}/2$。
