赤方偏移空間における21cm宇宙論のための効果的なバイアス拡張
| Title |
An_Effective_Bias_Expansion_for_21_cm_Cosmology_in_Redshift_Space |
| Authors |
Wenzer_Qin,_Katelin_Schutz,_Aaron_Smith,_Enrico_Garaldi,_Rahul_Kannan,_Tracy_R._Slatyer,_Mark_Vogelsberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06270 |
宇宙の再電離の時代からの21cmの信号の近い将来の検出は、そのような宇宙論的情報が正確に抽出されることができれば、根底にある宇宙論を精査するユニークな機会を提供するでしょう。この目的のために、繰り込みバイアスと赤方偏移空間歪みの処理を組み込んだ、再電離の時代の21cmの明るさの温度場に対する有効場の理論（EFT）に触発された手法をさらに開発します。特に、赤方偏移空間では、21cmの明るさの測定値、たとえばパワースペクトルは、バイアス係数がなく、したがって天体物理学のない直接的な宇宙密度場に関する情報を含む、還元不可能な寄与を持つはずです。この作業では、線形順序を超えてこの効果を研究します。理論的な処理を検証するために、予測されたEFTフーリエ空間形状をフィールドレベルでの再電離の流体力学シミュレーションのTHESANスイートに適合させます。ここでは、かなりの数のモードが過剰適合を防ぎます。EFTフィットからの21cmのパワースペクトルと波数範囲$k\lesssim0.8$h/Mpcとニュートラルフラクション$x_\mathrm{HI}\gtrsim0.4$のシミュレーションの間で、数パーセントのレベルで一致が見られます。再イオン化アレイの水素エポック（HERA）と将来の実験によって差し迫って測定可能です。21cmの信号を記述するEFTの機能は、再電離のためのさまざまな天体物理学的処方を持つシミュレーションや、相互作用する暗黒物質を使用したシミュレーションにまで及びます。
スカイサーフ：パンクロマティックHST全天表面輝度測定による黄道光と銀河系外背景光の制約：II。
1.25、1.4、および1.6ミクロンでの拡散光の最初の制限
| Title |
SKYSURF:_Constraints_on_Zodiacal_Light_and_Extragalactic_Background_Light_through_Panchromatic_HST_All-Sky_Surface-Brightness_Measurements:_II._First_Limits_on_Diffuse_Light_at_1.25,_1.4,_and_1.6_microns |
| Authors |
Timothy_Carleton_(1),_Rogier_A._Windhorst_(1),_Rosalia_O'Brien_(1),_Seth_H._Cohen_(1),_Delondrae_Carter_(1),_Rolf_Jansen_(1),_Scott_Tompkins_(1),_Richard_G._Arendt_(2),_Sarah_Caddy_(3),_Norman_Grogin_(4),_Scott_J._Kenyon_(5),_Anton_Koekemoer_(4),_John_MacKenty_(4),_Stefano_Casertano_(4),_Luke_J._M._Davies_(6),_Simon_P._Driver_(7),_Eli_Dwek_(2),_Alexander_Kashlinsky_(2),_Nathan_Miles_(4),_Rushabh_Pawnikar_(1),_Nor_Pirzkal_(4),_Aaron_Robotham_(7),_Russell_Ryan_(4),_Haley_Abate_(1),_Hanga_Andras-Letanovszky_(8),_Jessica_Berkheimer_(1),_Zak_Goisman_(1),_Daniel_Henningsen_(1),_Darby_Kramer_(1),_Ci'mone_Rogers_(1),_Andi_Swirbul_(1)_((1)_Arizona_State_University,_(2)_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_(3)_Macquarie_University,_(4)_Space_Telescope_Science_Institute,_(5)_Smithsonian_Astrophysical_Observatory,_(6)_The_University_of_Western_Australia,_(7)_International_Centre_for_Radio_Astronomy_Research,_(8)_Steward_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06347 |
HSTArchivalLegacyプロジェクト「SKYSURF」の最初の結果を紹介します。Windhorstらに記載されているように。2022年、SKYSURFは、大規模なHSTアーカイブを利用して、拡散UV、光学、および近IRの背景と前景を詳細に調査します。ここでは、SKYSURFの最初の空面輝度測定を利用して、近赤外拡散銀河外背景光（EBL）のレベルを制限します。私たちの空の表面輝度の測定値は1％以上の精度で検証されており、HSTに関連する体系的なエラーと組み合わせると、$\sim$2-4％$\simeq$0.005MJy/srの空の輝度の不確実性が生じます。各画像。$>30,000$画像の予備的な空の測定値を黄道光モデルと比較し、迷光による汚染を避けるために最も暗い画像を慎重に選択することにより、3つの近赤外フィルター（F125W、F140W、およびF160W）の拡散EBLの量に制限を設けます。ライト。さらに、機器の熱放射が測定に与える影響を調査し、F125WおよびF140Wの測定に与える影響は限定的であるのに対し、HSTの正確な熱状態の不確実性は、天体物理学的拡散光のレベルに重大な不確実性をもたらします。F160W画像。Kelsallらと比較した場合。（1998）黄道帯モデル、$30$nWm$^{-2}$sr$^{-1}$の等方性拡散背景が残っていますが、ライト（1998）黄道帯モデルを使用すると識別可能な拡散背景はありません。主にフォアグラウンドモデル減算の不確実性に基づいて、29nWm$^{-2}$sr$^{-1}$、40nWm$^{-2}$srの拡散EBLの量に制限を設けます。F125W、F140W、およびF160Wの場合、それぞれ$^{-1}$、および29nWm$^{-2}$sr$^{-1}$。この光は一般に等方性ですが、この時点でのモデリングでは、宇宙論的起源と太陽系起源（彗星の塵の薄暗い、拡散した球形の雲など）を区別していません。
組換え時および組換え前の原始媒体における摂動の固有モード解析
宇宙マイクロ波背景放射の異方性は、再結合後、銀河団と銀河の形成につながる原始媒体の摂動に起因すると考えられています。目的：完全にイオン化されたバリオンプラズマ、強い黒体放射場、および冷たい暗黒物質からなる、再結合時および再結合前の原始媒体の摂動波モードを分析します。方法：放射エネルギー密度をプラズマ温度に関連付ける厳密な熱力学的平衡モデルを利用して、相対論的運動方程式の線形摂動理論を使用します。結果：仮定されたバリオン音響波に対応する波動モードが光速に近い位相速度で存在することが示されているが、このモードへの暗黒物質の関与は非常に小さい。代わりに、暗黒物質は重力崩壊の形でそれ自身の支配的なモードを持っており、バリオンプラズマによる関与はほとんどありません。結論：バリオンと暗黒物質の間のこの非常に弱い結合を考慮して、大規模構造と銀河形成のコンピューターシミュレーションのために仮定された初期条件は、再結合後、銀河形成が進行しているときに、バリオンと暗黒物質の密度の摂動を仮定します部分的な振幅に関して空間的に一致しているため、不当である可能性があります。さらに、最後の散乱面でのバリオンと暗黒物質の摂動の不一致の可能性は、宇宙マイクロ波背景放射の異方性の分析に影響を及ぼします。
ライマン-$\alpha$森林相関関数に対するクエーサー赤方偏移エラーの影響
| Title |
The_effect_of_quasar_redshift_errors_on_Lyman-$\alpha$_forest_correlation_functions |
| Authors |
Samantha_Youles,_Julian_E._Bautista,_Andreu_Font-Ribera,_David_Bacon,_James_Rich,_David_Brooks,_Tamara_M._Davis,_Kyle_Dawson,_Govinda_Dhungana,_Peter_Doel,_Kevin_Fanning,_Enrique_Gazta\~naga,_Satya_Gontcho_A_Gontcho,_Alma_X._Gonzalez-Morales,_Julien_Guy,_Klaus_Honscheid,_Vid_Ir\v{s}i\v{c},_Robert_Kehoe,_David_Kirkby,_Theodore_Kisner,_Martin_Landriau,_Laurent_Le_Guillou,_Michael_E._Levi,_Axel_de_la_Macorra,_Paul_Martini,_Andrea_Mu\~noz-Guti\'errez,_Nathalie_Palanque-Delabrouille,_Ignasi_P\'erez-R\`afols,_Claire_Poppett,_C\'esar_Ram\'irez-P\'erez,_Michael_Schubnell,_Gregory_Tarl\'e_and_Michael_Walther |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06648 |
DarkEnergySpectroscopicInstrument（DESI）調査からの合成ライマン-$\alpha$フォレストを使用して、ライマン-$\alpha$相関関数に対するクエーサー赤方偏移の推定におけるエラーの影響の研究を提示します。クエーサー赤方偏移の推定値は、輝線の幅と他の輝線からの固有のシフトのために、数百$\text{kms}^{-1}\、$の大きな不確実性を持っています。ガウスランダム赤方偏移エラーを模擬クエーサーカタログに注入し、自己相関関数とライマン-$\alpha$-クエーサー相互相関関数を測定します。半径方向にBAOフィーチャーのスミアリングが見られますが、ピーク位置の変化はごくわずかです。ただし、赤方偏移誤差の振幅とともに増加する、視線を横切る小さな分離の有意な非物理的相関が見られます。この汚染は、クエーサーの赤方偏移誤差によって引き起こされた、測定された平均連続体の輝線の広がりと、小規模でシミュレートされたクエーサーの非現実的な強いクラスター化の結果として解釈されます。
赤方偏移範囲z=0.25〜0.5の6つの大規模なX線発光銀河団システムのXMM-Newton研究
| Title |
XMM-Newton_study_of_six_massive,_X-ray_luminous_galaxy_clusters_systems_in_the_redshift_range_z_=_0.25_to_0.5 |
| Authors |
H._Boehringer,_G._Chon,_R.S._Ellis,_R._Barrena_and_N._Laporte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06729 |
巨大な銀河団は、興味深い天体物理学および宇宙論の研究対象ですが、比較的まれです。たとえば、重力レンズ研究に適した領域である赤方偏移範囲z=0.25〜0.5では、約100のそのようなシステムが知られています。それらのほとんどはX線で研究されています。この論文では、X線で十分に深い露出でこれまで観察されていない非常に完全なCLASSIX調査で、この赤方偏移間隔に残っている6つの大規模クラスターを研究します。新しいXMM-Newton観測からのデータを使用して、それらの構造を特徴付け、X線光度や銀河団ガスなどのX線特性を導き出し、それらのガスと総質量を推定します。1つのクラスターRXCJ1230.7+3439は動的に若く、クラスターの周辺に3つの異なる下部構造があり、RXCJ1310.9+2157/RXCJ1310.4+2151は二重星団システムであることがわかります。下部構造のあるシステムでは、質量の決定は困難です。したがって、スケーリング関係を含む質量推定のいくつかの方法について説明します。要約すると、6つの研究ターゲットのうち5つは実際に予想どおり大規模なクラスターであることがわかりますが、最後のクラスターRXCJ2116.2-0309は、以前の大規模な過大評価につながった、遠くのクラスターと近くのクラスターの厳密な予測です。XMM-Newton観測フィールドでは、ターゲットに近い3つの低レッドシフトクラスターも見つかります。これらもここで分析および説明されています。RXCJ2116.2-0309の分野では、1年以内に8分の1以上フラックスを減少させた非常に可変的なX線源を偶然に発見しました。このソースはおそらくAGNです。
ホモスペクトルインフレポテンシャルの再構築
| Title |
Reconstructing_homospectral_inflationary_potentials |
| Authors |
Alexander_Gallego_Cadavid,_Antonio_Enea_Romano,_Andrew_R._Liddle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06735 |
純粋に幾何学的な議論は、ホモスペクトルインフレーション宇宙論のクラスが存在することを示しています。つまり、共動曲率摂動の同じスペクトルを生成する異なる膨張履歴です。任意の展開履歴から最小結合の単一スカラー場のポテンシャルを再構築するための一般的なアルゴリズムを開発します。これをホモスペクトル拡張履歴に適用して、対応するポテンシャルを取得し、数値的および分析的な例を提供します。ホモスペクトルポテンシャルの無限クラスは、2つの自由パラメーター、初期エネルギースケールとフィールドの初期値に依存します。これは、初期エネルギースケールとフィールド値がたとえば、原始重力波の観測によって修正されました。
炭素分別は温帯サブネプチューンの大気中の空中生物圏の証拠を提供できるか？
| Title |
Can_Carbon_Fractionation_Provide_Evidence_for_Aerial_Biospheres_in_the_Atmospheres_of_Temperate_Sub-Neptunes? |
| Authors |
Ana_Glidden,_Sara_Seager,_Jingcheng_Huang,_Janusz_J._Petkowski,_and_Sukrit_Ranjan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06284 |
他の世界での生命の兆候の探求は、主に地球型惑星に焦点を合わせてきました。しかし、最近の研究では、温帯のサブネプチューンの大気中に生命が存在する可能性があると主張しています。ここでは、空中生物の証拠としての二酸化炭素アイソトポログの有用性を評価します。炭素同位体は、代謝プロセスが$^{13}$Cよりも軽い$^{12}$Cを優先的に使用するため、特に重要です。原則として、今後のジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）は、CO$_{2}$の$^{12}$Cおよび$^{13}$Cアイソトポログをスペクトル分解できますが、COおよびCH$は解像できません。_{4}$。最も近い（$<40$pc）温帯（平衡温度250-350K）のサブネプチューンのH$_{2}$が支配的な大気でのCO$_{2}$アイソトポログの観測をシミュレートしました。ドワーフホストスター。$^{13}$CO$_{2}$と$^{12}$CO$_{2}$は、大気がH$_{2}$で支配され、COが数パーセントポイントある場合に区別できます。$_{2}$は、2つの最も豊富なアイソトポログ、$^{12}$CO$_{2}$と$^{13}$CO$_{2}の地球のような構成を持つ最も理想的なターゲットです。$。ネプチューンのような金属量が100$\times$太陽で、C/Oが0.55であるため、$^{13}$CO$_{2}$と$^{12}$CO$_を区別できません。温帯のサブネプチューンの大気中の{2}$。大気組成が主に金属量スケーリングに従う場合、H$_{2}$が支配的な大気中のCO$_{2}$の濃度は低すぎて、JWSTとCO$_{2}$アイソトポログを区別できません。対照的に、金属量が高いほど、CO$_{2}$は多くなりますが、大気スケールの高さが小さいため、測定は不可能です。二酸化炭素のアイソトポログは、JWST時代の有用なバイオシグネチャーガスではない可能性があります。代わりに、アイソトポログ測定を使用して、惑星と太陽系外惑星の形成メカニズムを評価する必要があります。
小惑星族：特性、最近の進歩および将来の機会
| Title |
Asteroid_Families:_properties,_recent_advances_and_future_opportunities |
| Authors |
Bojan_Novakovic,_David_Vokrouhlicky,_Federica_Spoto,_David_Nesvorny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06340 |
衝突は、惑星系を形作る重要なプロセスの1つです。小惑星族は、私たちの太陽系全体でまだ識別可能なそのような衝突の結果です。家族は壊滅的な破壊現象のユニークな見方を提供し、1世紀以上の間惑星科学者の焦点になっています。それらのほとんどは、火星と木星の間の小惑星の輪であるメインベルトにあります。ここでは、家族の基本的な特性を確認し、最近の進歩について話し合い、将来の課題を予測します。このレビューでは、家族の特定、年齢の決定、長期的な進化などの動的な側面にさらに注意を払っています。ただし、テキストはそれを超えています。特に、ここ数年で大きな進歩を遂げた若い家族の詳細を取り上げており、今後さらに急速に発展すると予想しています。また、小惑星帯の水氷含有量に対する小惑星ファミリーの関連性と、ファミリーとメインベルト彗星の間のリンクに関する現在の知識についても説明します。
リュウグウの衝突クレーターからの噴出物の分布：より青いユニットの起源の可能性
小惑星（162173）リュウグウは、プローブであるはやぶさ2宇宙船が接近した最初のこま形の小惑星で、リュウグウの多数の高解像度画像を地球に送信し、このタイプの小惑星の性質を明らかにしました。リュウグウの注目すべき特徴の1つは、過去の急速なスピンの結果と考えられている赤道の尾根です。多数のクレーターの存在によって示される尾根の高齢にもかかわらず、尾根は青みがかった色を示し、それが新鮮な材料で覆われていることを示しています。リュウグウに加えて、他の多くの小惑星にも同様の青い領域があり、これは噴出物の定置の結果と考えられています。リュウグウの実際のクレーターからのイジェクタブランケットの分布を調べて、リュウグウのより青いユニットの考えられる起源としてのイジェクタの定置を評価しました。リュウグウの自転が速いと、低緯度で形成されたクレーターからの噴出物が赤道に沿って蓄積し、赤道の尾根の青みがかった色を説明している可能性があると判断しました。一方、イジェクタブランケットを探したが、エジェクタ定置はトコヨフォッサの青みがかった色を完全には説明していない。
ガウス過程回帰ネットワークによる恒星活動のモデリング
| Title |
Modelling_stellar_activity_with_Gaussian_process_regression_networks |
| Authors |
J._D._Camacho,_J._P._Faria_and_P._T._P._Viana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06627 |
恒星の光球活動は、太陽系外惑星の検出と特性評価を制限することが知られています。特に、太陽のような星の周りの地球のような惑星の研究には、視線速度（RV）の測定に影響を与える恒星の活動現象を正確にモデル化できるデータ分析方法が必要です。ガウス過程回帰ネットワーク（GPRN）は、ベイズニューラルネットワークの構造特性とガウス過程のノンパラメトリックな柔軟性を組み合わせて、同時時系列の分析への原理的なアプローチを提供します。3年間にわたるHARPS-N太陽分光観測を使用して、このフレームワークがRVデータと従来の恒星活動指標を共同でモデル化できることを示します。最も単純なGPRN構成のみを検討しますが、ソーラーRVデータの動作を少なくとも以前に公開された方法と同じくらい正確に説明することができます。RVと恒星活動の時系列との相関が数日の間隔で最大に達することを確認し、太陽活動の最小値に近づくことに関連する時系列の非定常的な振る舞いの証拠を見つけます。
N体コードREBOUNDの確率的力の実装
粒子の運動が確率的力の影響を受ける物理システムをシミュレートするために使用できる新しいモジュールの実装について説明します。このような力は、乱流の星周円盤または残りの微惑星円盤に存在すると予想されます。私たちの実装は、各粒子のユーザー指定の振幅と自己相関時間で相関ノイズを生成する便利な方法を提供します。このモジュールのメモリ要件は最小限であり、REBOUNDx追加エフェクトライブラリ内で自由に利用できます。
気候に対する海洋塩分の影響とその地球の居住性への影響
| Title |
The_Effect_of_Ocean_Salinity_on_Climate_and_Its_Implications_for_Earth's_Habitability |
| Authors |
Stephanie_L._Olson,_Malte_F._Jansen,_Dorian_S._Abbot,_Itay_Halevy,_and_Colin_Goldblatt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06785 |
現在および初期の地球の気候に対する大気組成の影響は広く研究されてきましたが、海洋組成の役割はあまり注目されていません。ROCKE-3D海洋大気大循環モデルを使用して、低塩分と高塩分に対する地球の現在および始生代の気候システムの応答を調査します。塩辛い海は、主に海洋のダイナミクスの変化により、より暖かい気候を生み出すことがわかります。海洋の塩分濃度を20g/kgから50g/kgに増やすと、現在の地球のシナリオでは海氷の被覆が71％減少します。この同じ塩分変化は、始生代のシナリオでスノーボール氷河作用が発生するpCO$_2$しきい値も半分にします。CO$_2$やCH$_4$などの高レベルの温室効果ガスと組み合わせると、塩辛い海は、太陽から受けるエネルギーが20％少ないにもかかわらず、極に季節的な氷しかなく、暖かい始生代の地球を可能にする可能性があります。
Close AGN Reference Survey（CARS）：スーパーエディントンNLS1Mrk1044における核周囲の星形成の追跡
| Title |
The_Close_AGN_Reference_Survey_(CARS):_Tracing_the_circumnuclear_star_formation_in_the_super-Eddington_NLS1_Mrk_1044 |
| Authors |
N._Winkel,_B._Husemann,_T._A._Davis,_I._Smirnova-Pinchukova,_V._N._Bennert,_F._Combes,_M._Gaspari,_K._Jahnke,_J._Neumann,_C._P._O'Dea,_M._P\'erez-Torres,_M._Singha,_G._R._Tremblay,_H._W._Rix |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06271 |
急速な超大質量ブラックホールの成長のためのホスト銀河の条件はよくわかっていません。狭線セイファート1（NLS1）銀河はしばしば高い降着率を示し、その進化の初期段階で活動銀河核（AGN）のプロトタイプであると仮定されています。NLS1を蓄積する最も近いスーパーエディントンであるMrk1044のVLTMUSENFM-AO観測を提示します。アーカイブMUSEWFMデータとともに、Mrk1044のブラックホール降着を促進するホスト銀河プロセスを理解することを目指しています。AGNでブレンドされていないホストからかすかな恒星の連続発光を抽出し、前例のない解像度で空間的に分解された輝線診断を実行します。MUSEWFMとNFM-AOの両方の観測を組み合わせて、薄い回転ディスクの運動学的モデルを使用して、核の周りの10$\、$kpcから30$\、$pcまでの恒星とイオン化ガスの動きを追跡します。Mrk1044の運動星団は円回転をたどりますが、イオン化されたガスは中心に薄いらせん状の特徴を示します。306$\、$pcの短半径を持つコンパクト星形成円周楕円（CNE）を解決します。このCNE内では、ガスは金属に富んでおり、その線比は星形成による励起と完全に一致しています。統合されたSFRが$0.19\pm0.05\、{\rmM}_\odot\、{\rmyr}^{-1}$の場合、CNEは銀河全体の星形成の27％に寄与します。Mrk1044の核活動は、核周囲の星形成にまだ影響を与えていないと結論します。したがって、Mrk1044は、NLS1が若いAGNであるという考えと一致しています。単純な質量収支の考察は、核周囲の星形成とAGN相が関連しており、イオン化ガス速度場のパターンが進行中のAGN供給の特徴であることを示唆しています。
核クラスターにおける極端な質量比のインスピレーションと潮汐破壊現象。 I.時間依存料金
| Title |
Extreme_mass_ratio_inspirals_and_tidal_disruption_events_in_nuclear_clusters._I._Time_dependent_rates |
| Authors |
Luca_Broggi,_Elisa_Bortolas,_Matteo_Bonetti,_Alberto_Sesana,_Massimo_Dotti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06277 |
この論文では、潮汐破壊現象（TDE）、極度の質量比インスピレーション（EMRI）、および直接銀河核の巨大なブラックホール（MBH）の周りで発生する急落。MBHの質量、銀河の中心密度、内部密度の勾配など、天体物理学的に関連するさまざまなパラメーター空間を探索することにより、コードをテストします。質量分離、より一般的には、分布関数の時間依存性がイベント率を制御することがわかります。TDEは常に時間とともに減少しますが、EMRIとプランジは最大に達し、その後ほぼ指数関数的に減衰します。適切に正規化されると、MBH質量と銀河密度のさまざまな選択に関連する速度はほぼ完全に重なります。これに基づいて、任意のMBH質量とその下にある銀河核の時間依存イベント率を再現できる単純なスケーリングを提供します。私たちのピークレートは、定常状態（時間に依存しない）の仮定に依存する文献と概ね一致していますが、システムの特性に強く依存するタイムスケールでそれらを維持することができます。特に、これは、高密度システムに存在する比較的軽いMBHのGyrよりもはるかに短くなる可能性があります。これは、定常状態モデルを使用してグローバルTDE、EMRI、およびプランジ率を計算することに対して警告し、問題のより洗練された、時間依存の処理を要求します。
CepheidLeavittの法則に対する金属量の波長依存性の改善されたキャリブレーション
| Title |
An_Improved_Calibration_of_the_Wavelength_Dependence_of_Metallicity_on_the_Cepheid_Leavitt_law |
| Authors |
Louise_Breuval,_Adam_G._Riess,_Pierre_Kervella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06280 |
ケフェイド周期-光度（PL）関係（またはLeavitt法則）は、最も広く使用されている銀河系外距離ラダーの最初のラングとして機能し、ハッブル定数（$H_0$）のローカル値の決定の中心となります。距離ラダーの全体的な適合を大幅に改善する用語であるCepheidの明るさに対する金属量の影響を調査し、波長依存性をより適切に定義します。この目的のために、異なる化学組成を持つ3つのセファイドサンプル（天の川とマゼラン雲）で得られたPL関係を比較し、約1デックスの金属量範囲をカバーしながら改善された最近のデータの使用に焦点を当てます。5つのWesenheitインデックスを含む、中赤外線から光波長までの15のフィルターの金属量効果（以下$\gamma$）を推定し、最近の経験的研究とモデルに従って、すべてのフィルターで有意な金属量項を導き出します。金属が豊富なセファイドは、金属が少ないセファイドよりも明るいという感覚。$\gamma$項の決定におけるさまざまな体系的効果の寄与について説明します。ケフェイド変光星に対する金属量の主な影響が色ではなく光度にあることを示す、波長範囲0.5〜4.5$\mu$mで$\gamma$が変化するという証拠は見つかりません。マゼラン雲の深さの補正、より適切に較正されたセファイド測光、改良された天の川の絶滅推定、LMCの改訂および拡張された金属量測定など、過去の研究に対する金属量項の経験的制約を明確にする要因を特定します。
明るみに出たIII：ろ座銀河団の矮星初期型銀河における円盤と塊の下部構造の色
| Title |
Brought_to_Light_III:_Colors_of_Disk_and_Clump_Substructures_in_Dwarf_Early-Type_Galaxies_of_the_Fornax_Cluster |
| Authors |
Josefina_Michea,_Anna_Pasquali,_Rory_Smith,_Paula_Calder\'on-Castillo,_Eva_K._Grebel,_Reynier_F._Peletier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06281 |
矮星初期型銀河（ETG）はしばしば複雑な形態を示すことがあり、それによってかすかな渦巻腕、棒、エッジオンディスクまたは塊がそれらの主な明るい拡散体に埋め込まれていることは十分に確立されています。私たちの最初の論文（BroughttoLightI：Micheaetal。2021）では、おとめ座銀河団の矮星ETGの深部イメージングデータで下部構造を確実に識別して抽出するための新しい方法を開発しました。ここでは、ろ座銀河団にある23個の矮星ETGのサンプルにこの方法を適用します。そのうち、9個は円盤状、14個は塊状の下部構造を持っています。FornaxDeepSurvey（FDS）データによると、私たちのサンプルは、$\text{M}_{r}=-13$magより明るいFornaxのすべての矮星ETGの$12\％$を構成し、下部構造の特徴を明確に示すすべてのケースを含みます。$g$および$r$バンドのFDS画像を使用して、銀河の光全体に対する下部構造の相対的な寄与を測定し、それらの$g-r$の色を推定します。下部構造は通常、2つの有効半径内でそれぞれ$g$および$r$バンドの全銀河光の$8.7\％$および$5.3\％$に寄与することがわかります。ディスクの下部構造は通常、グローバルな色がより赤い矮星ETGに見られ、銀河の拡散成分と同じくらい赤か、より青くなります。対照的に、塊の下部構造は比較的青い矮星ETGに見られ、銀河の拡散成分よりも常に青いです。これらの結果は、矮星ETGが多様な複雑な下部構造を隠すことができ、星の種族が埋め込まれている主要な拡散光の種族とは大きく異なる可能性があるというさらなる証拠を提供します。
超新星残骸と原子雲および分子雲との衝撃的な相互作用-大きな雲の領域における衝撃、熱的不安定性、重力の間の相互作用
| Title |
Shocking_interactions_of_supernova_remnants_with_atomic_and_molecular_clouds_--_the_interplay_between_shocks,_thermal_instability_and_gravity_in_the_large_cloud_regime |
| Authors |
M._M._Kupilas,_J._M._Pittard,_C._J._Wareing,_S._A._E._G._Falle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06474 |
アダプティブメッシュリファインメントコードMGを使用して、「大規模な雲の領域」における超新星と雲の相互作用の3D流体力学シミュレーションを実行します。雲は最初は原子であり、熱的不安定性（TI）と重力のために進化しています。冷たくて密集した塊が存在する「TI前」と「TI後」の段階での相互作用を研究し、これらの結果を「小さな雲レジーム」の理想的な衝撃雲シナリオおよび衝撃のないシナリオと比較します。全体として、超新星の破壊は、超新星の衝撃が瞬間的であり、連続的ではないため、理想的な衝撃からの破壊よりも大幅に弱いです。超新星と雲の相互作用の両方で、2つの衝撃が雲に影響を与え、続いて雲の境界面で10kms$^{-1}$の弱い上流の流れが発生し、地球規模の周囲圧力が低下することが観察されます。クラウドがまだアトミックである場合、このドロップにより拡張します。さらに、TIは雲の前面でトリガーされ、内部に塊が埋め込まれたキャップのような構造を形成します。上流の流れはこの領域に収束し、葉のような雲の形態になります。雲が分子である場合、伝達された衝撃は凝集塊間の物質を破壊し、凝集塊の外側のエンベロープをわずかに膨張させ、尾のような形態を形成します。これらの影響は、ショッククラウドシナリオの場合よりも顕著ではなく、ショックを受けていないシナリオの場合よりも顕著です。3.5Myrs後、超新星の崩壊と雲の影響は、地球規模の周囲圧力の低下にもかかわらず、衝撃を受けていない雲とほとんど区別がつかない状態に戻ります。どちらの超新星雲のシナリオでも、局所的な重力崩壊は見られません。
銀河団における衛星の空間分布
| Title |
The_spatial_distribution_of_satellites_in_galaxy_clusters |
| Authors |
Qing_Gu,_Qi_Guo,_Tianchi_Zhang,_Marius_Cautun,_Cedric_Lacey,_Carlos_S._Frenk_and_Shi_Shao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06767 |
天の川銀河とアンドロメダ銀河周辺の伴銀河の平面分布は、標準的な宇宙論モデルへの潜在的な課題として広く研究されてきました。スローンデジタルスカイサーベイとミレニアムシミュレーションを使用して、このような研究を大規模な銀河団の伴銀河に拡張します。銀河団の観測とシミュレーションの両方が、過剰な異方性衛星分布を示していることがわかります。平均して、クラスター内の衛星は、動径分布の違いを考慮すると、天の川質量ホストの衛星よりも異方性が高くなります。衛星の平面の法線ベクトルは、ホストハローの短軸と強く整列していますが、大規模構造との整列は弱いです。固定クラスター質量では、異方性の程度は赤方偏移が高いほど高くなります。これは、衛星の降着点の異方性が非常に高いことを反映しています。この特徴は、その後の衛星の軌道進化によって部分的に消去されます。また、伴銀河はほとんどが単独で降着しているため、集団降着は衛星の平面の高度な平坦化の説明ではないこともわかりました。
ティックタック大規模ブラックホール連星候補の光学的追跡調査
| Title |
Optical_follow-up_of_the_tick-tock_massive_black_hole_binary_candidate |
| Authors |
Massimo_Dotti,_Matteo_Bonetti,_Fabio_Rigamonti,_Elisa_Bortolas,_Matteo_Fossati,_Roberto_Decarli,_Stefano_Covino,_Alessandro_Lupi,_Alessia_Franchini,_Alberto_Sesana,_Giorgio_Calderone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06275 |
巨大なブラックホール連星（MBHB）の集団の観測は、銀河合体を完全に理解し、予想される重力波（GW）信号の特性を明らかにするための鍵となります。ただし、MBHBは依然としてとらえどころのないままであり、これまでに提案された候補はごくわずかです。これらの中で、SDSSJ143016.05+230344.4（以下「ティックタック」）は、3年間の観測で変調周期と振幅の明らかな減少を示す非常によくサンプリングされた光度曲線を持つ唯一の候補です。この特定の機能は、マージしようとしているMBHBの署名であると主張されています（Jiangetal.2022）。この論文では、ラピッドアイマウント（REM）望遠鏡を使用してティックタックソースの光学的フォローアップを提供します。フォローアップで観察された光度の低下は、バイナリシナリオではほとんど説明されていません。単一の巨大なブラックホールの周りの降着円盤の相対論的なレンス・ティリング歳差運動を通して観測された光度曲線を説明するかもしれない代替シナリオについて推測します。
高速フレーバー不安定性シミュレーションのコード比較
| Title |
Code_Comparison_for_Fast_Flavor_Instability_Simulation |
| Authors |
Sherwood_Richers,_Huaiyu_Duan,_Meng-Ru_Wu,_Soumya_Bhattacharyya,_Masamichi_Zaizen,_Manu_George,_Chun-Yu_Lin,_Zewei_Xiong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06282 |
高速フレーバー不安定性（FFI）は、コア崩壊超新星と中性子星合体に遍在すると予想されます。爆発メカニズム、ニュートリノ信号、大量流出、および元素合成に影響を与える可能性のある方法で、ニュートリノフレーバーを急速にシャッフルします。FFIのシミュレーションで採用されているさまざまな初期条件とシミュレーション方法により、結果をリンゴごとに比較することはできません。5つの独立したコードを使用して標準化されたテスト問題をシミュレートし、それらがすべて2方向の軸対称性と均一性の仮定の下で基礎となる量子運動方程式を忠実にシミュレートしていることを確認します。各メソッドの数値エラーの量を定量化し、各メソッドがこのエラーの少なくとも1つのメトリックで優れていることを示します。結果を公開して、ベンチマークとして使用できるようにします。
ガンマ線バースト（GRB）は、宇宙で最も明るい爆発であり、超相対論的ジェットによって駆動されます。それらの迅速な$\gamma$線放出は、残りの$\gamma$線の空を一時的に凌駕し、宇宙の距離からそれらを検出できるようにします。その後に、同様にエネルギーがありますが、非常に広帯域で長持ちする残光放射が続き、場合によっては部分的に重なります。ほとんどのGRBは数MeV未満で検出されますが、100を超えるものが高（$\gtrsim0.1\;$GeV）エネルギーで検出され、\textit{Fermi}大面積望遠鏡で数十GeVまで観測されています。（LAT）。非常に高エネルギー（VHE）ドメイン（$\gtrsim0.1\;$TeV）の新しい電磁ウィンドウが最近開かれ、$（0.1$\textendash$1）\、$TeVエネルギーバンドで残光放出が検出されました。地上ベースのイメージング大気チェレンコフ望遠鏡。VHEスペクトル成分の放出メカニズムは完全には理解されておらず、その検出はGRB物理学に重要な制約を提供します。このレビューでは、GRBでVHE放出を生成できるさまざまなレプトンおよびハドロンメカニズムの概要を説明します。同じメカニズムにより、多くの\textit{Fermi}-LATGRBの迅速な放出中に見られる高エネルギースペクトル成分が生じる可能性があります。放出領域と相対論的無衝突衝撃物理学に影響を与える、その遅延した開始と長い持続時間の、残光段階に至るまでの考えられる起源について説明します。銀河系外の背景光と銀河系間磁場のモデルを制約するための理想的なプローブとして、またローレンツ不変性違反をテストするための理想的なプローブとしてGRBを使用するための主要な結果が提示されます。
ガンマ線から、合成された$^{56}$Ni質量、総エジェクタ質量、エジェクタ運動エネルギー、速度の$^{56}$Ni分布など、熱核またはタイプIaの超新星の特性を導出する方法を示します。ライン観測。公開されている少数のSNIaモデルからのデータを単純なガンマ線装置用にシミュレートし、簡単な分析からそれらの基礎となる特性を測定します。球対称性と相同展開を仮定して、すべての$^{56}$Coおよび$^{56}$Ni線の正確な線プロファイルを常に計算し、質量密度と$^{56}$Ni質量の変化のみを必要とします。入力として膨張速度を持つ分率。これらの量をパラメーター化することにより、シミュレートされたデータに合うようにパラメーターを反復します。複数のラインの完全なプロファイルを適合させるか、ラインを統合してラインフラックスのみを時間に対して適合させます。ラインプロファイルの適合はより堅牢ですが、どちらの場合でも、ラインに十分な信号対ノイズがあれば、シミュレートされたモデルの前述のプロパティの値を正確に復元できます。線感度が10$^{-6}$光子cm$^{-2}$s$^{-1}$に近づく将来のガンマ線ミッションは、多くのSNIaについて、前例のない精度と精度でこれらの特性を測定します。年に数回。SN2014Jから報告された$^{56}$Coラインに適用された分析は、他の推定値と比較して、低い$^{56}$Ni質量と低い噴出物質量を支持します。
SN 1961V：脈動対不安定型超新星
これまでに観測された中で最も謎めいた超新星（SNe）の1つであるSN〜1961Vが脈動対不安定型超新星（PPISN）であったさまざまなモデルを調査します。成功したモデルは、主要な爆発のボロメータ光度曲線を再現し、場合によっては、1年前と数年後の放射を再現します。すべてのモデルは、ヘリウムが豊富な噴出物、2000kms$^{-1}$付近のバルク水素速度、および4〜8$\times10^{50}$ergの総運動エネルギーを備えています。それぞれが最終的にブラックホールの残骸を残します。PPISNモデルの3つのサブクラスが調査され、それぞれがヘリウム燃焼後の炭素存在量の2つの異なる選択肢があります。シェルの炭素燃焼は爆発を弱める可能性があるため、炭素は重要なパラメータです。3つのサブクラスは、SN〜1961Vとその直後の残光が次のような状況に対応します。a）単一のイベント。b）数十年または数世紀離れた2つ以上の脈動イベントの最初のもの。またはc）すでに1年以上続いていた複雑な爆発の後期。低炭素の場合、SN〜1961Vの前駆体の主系列星の質量は100から115\Msunでした。そのSN以前のヘリウムコア質量は45から52\Msunでした。そして最終的なブラックホールの質量、40から45\Msun。高炭素の場合、これらの値は約20〜25\％増加します。一部のPPISNモデルでは、$\sim10^{40}$ergs$^{-1}$の星のようなオブジェクトが、SN〜1961Vのサイトでまだ輝いている可能性がありますが、大規模な付加によって置き換えられている可能性があります。ブラックホール。
M17領域の若い大質量星団NGC6618に向けたガンマ線観測
若い大規模なクラスターは、ガンマ線源と潜在的な宇宙線（CR）加速器の新しい集団として確立されました。この論文では、銀河系で最も若い星団の1つである若い星団NGC6618の近くでのガンマ線放出の検出について報告します。検出されたガンマ線放出は、2つの成分に分けることができます。1つのコンポーネントは点状で、より硬いスペクトルを示しますが、もう1つのコンポーネントは拡張され、より柔らかいスペクトルを示します。このようなスペクトルの特徴は、他の若い大規模なクラスターとは大きく異なり、NGC6618で加速されたCRの伝播効果が原因である可能性があります。
2006年から2020年までのCasAの中央コンパクトオブジェクトの冷却
カシオペア座ACIS装置をサブアレイモードで残した超新星残骸の中央コンパクトオブジェクト（CCO）の6つのチャンドラ観測（4つのエポック）の研究について報告します。このモードは、パイルアップなどのスペクトルを歪める機器の影響を最小限に抑えます。データは約14年の期間にわたって取得されました。この最も若い既知のCCOに非磁性炭素雰囲気が想定される場合、温度変化は$\dot{T}=-2900\pm600$Kyr$^{-1}$または$\dot{に制限されます。T}=-4500\pm800$Kyr$^{-1}$（$1\sigma$の不確実性）、一定または変動する吸収水素カラム密度。これらの値は、それぞれ10年あたり$-1.5\pm0.3$％および10年あたり$-2.3\pm0.4$％の冷却速度に対応します。過去5年間の冷却速度の明らかな増加と、エポック間の推定吸収水素カラム密度の変動について説明します。一緒に考えると、これらの変化は、たとえば、ACISフィルターの汚染の増加の不完全なキャリブレーションによって引き起こされるような体系的な影響を示している可能性があります。
| Title |
The_Curious_Case_of_the_"Heartworm"_Nebula |
| Authors |
W._D._Cotton,_F._Camilo,_W._Becker,_J._J._Condon,_J._Forbrich,_I._Heywood,_B._Hugo,_S._Legodi,_T._Mauch,_P._Predehl,_P._Slane,_M._A._Thompson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06600 |
G357.2$-$0.2付近の奇妙な銀河系の特徴は、UHFおよびLバンド（0.56--1.68GHz）のMeerKAT無線干渉計アレイで観察されました。関連する可能性のある2つの機能があります。新しく識別されたかすかなハート型の部分シェル（「ハート」）と、以前は知られていましたが、今でははるかによく画像化された、心臓内部の狭く湾曲した機能（「ワーム」）です。分極放出は、放出の多くが非熱的であり、高密度プラズマに埋め込まれていることを示唆しています。ワームのフィラメントは、粒子の加速の場所である埋め込まれた結び目によって動力を与えられた磁気構造であるように見えます。ワームの形態は、いくつかの既知のパルサー風星雲（PWNe）に広く似ていますが、この構造に電力を供給している可能性のある既知のパルサーまたはPWNはありません。また、フィールドのeROSITA観測を提示します。星雲のどの部分もX線で検出されませんが、現在の制限は、中間のスピンダウン光度のパルサー/PWNの存在を排除するものではありません。
有限の厚さの薄いディスクモデルに基づくブラックホールスピン測定I.MCG-06-30-15の研究例
| Title |
Black_Hole_Spin_Measurements_Based_on_a_Thin_Disc_Model_with_Finite_Thickness_I._An_example_study_of_MCG-06-30-15 |
| Authors |
Jiachen_Jiang,_Askar_B._Abdikamalov,_Cosimo_Bambi_and_Christopher_S._Reynolds |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06696 |
よく研究されたX線明るいAGNMCG-06-30-15のXMM-NewtonとNuSTARの観測キャンペーンの再分析を紹介します。特に、有限の厚さのディスクモデルを検討します。データにディスク反射スペクトルを当てはめることにより、ディスクの厚さを考慮した後、0.87〜0.99（90\％信頼範囲）のブラックホールスピンが得られます。質量降着率のグリッドが0から$30\％\dot{M}_{\rmEdd}$のスペクトルモデルは、MCG-06-30-15に対して計算されます。この結果は、フリーディスク反射率パラメータ$f_{\rmrefl}$を考慮することによって得られ、かみそりの薄いディスクモデルに基づく以前の測定値と一致しています。さらに、等方性の点のようなジオメトリ、つまり「街灯柱」ジオメトリが、モデルのコロナに想定されています。このようなジオメトリは、データ内の$f_{\rmrefl}$を過大評価していることがわかります。したがって、$f_{\rmrefl}$の一貫した「街灯柱」値を持つシンディスクモデルは、無料の$f_{\rmrefl}$パラメータを持つモデルよりも適合性が低くなります。論文の最後で、$f_{\rmrefl}$の観測値と理論値の不一致の考えられる理由について説明します。将来の作業で薄いディスクの厚さを考慮する場合は、過度に単純化された街灯柱モデルの変更が必要になる可能性があります。
強度干渉計によるアルファケンタウリ座の位置天文惑星検出のシミュレーション
| Title |
Simulations_of_astrometric_planet_detection_in_alpha_Centauri_by_intensity_interferometry |
| Authors |
Km_Nitu_Rai,_Subrata_Sarangi,_Prasenjit_Saha_and_Soumen_Basak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06517 |
最近の動的研究は、$\alpha\;$CenAまたはBの周りの地球のような惑星の可能性を真剣に受け止めるべきであることを示しています。そのような惑星が存在する場合、それは2つの星の間の分離の$10^{-6}$である$<10\{\mu}\rmas$によって軌道位置天文学を混乱させるでしょう。地上ベースの強度干渉計を使用して、このような摂動を検出する可能性を評価します。時間分解能$0.1\、\rmns$のフォトンカウンターと相関器を備えた4つの40cm望遠鏡と、アパーチャマスクを介して実装された一種の整合フィルターで構成される専用のセットアップをシミュレートします。$\alpha\;$CenABを観測したある夜の位置天文誤差は$\approx0.5\、\rmmas$です。$（\hbox{channels}\times\hbox{nights}）^{-1/2}$のように、観測時間が長く、複数のスペクトルチャネルが使用されている場合、エラーは減少します。
敵対的生成ネットワークによるデータ拡張による天文時系列分類の改善
| Title |
Improving_Astronomical_Time-series_Classification_via_Data_Augmentation_with_Generative_Adversarial_Networks |
| Authors |
Germ\'an_Garc\'ia-Jara,_Pavlos_Protopapas_and_Pablo_A._Est\'evez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06758 |
技術の最新の進歩により、かなりの空をカバーする望遠鏡は、1泊あたり数百万の天文アラートを生成します。これは、迅速かつ自動的に分類する必要があります。現在、分類は、天体の既存の注釈の数とそれらの非常に不均衡なクラス分布によってパフォーマンスが制限される教師あり機械学習アルゴリズムで構成されています。この作業では、変光星からさまざまな合成光度曲線を生成するために、敵対的生成ネットワーク（GAN）に基づくデータ拡張手法を提案します。リサンプリング手法と評価メトリックで構成される私たちの新しい貢献は、不均衡なデータセットの生成モデルの品質を評価し、Fr\'echetInceptionDistanceが明らかにしないGAN過剰適合のケースを特定することができます。提案したモデルを、カタリナとツビッキーの掃天観測から取得した2つのデータセットに適用しました。変光星の分類精度は、実データのみを使用する場合と比較して、合成データを使用してトレーニングし、実データを使用してテストすると、大幅に向上します。
バイナリ相互作用が古典的なノバエの質量放出を支配する
最近の観測は、古典的な新星の質量損失の理解が不完全であることを示唆しており、新星の質量放出の原因となる物理的プロセスの新しい理論的検討を動機付けています。この論文では、恒星進化コードMESAを使用して、古典的な新星流出の流体力学的シミュレーションを実行します。バイナリコンパニオンを無視すると、質量が0.8Msolを超える白色矮星が、放射圧によって駆動される光学的に厚い風をうまく発射し、エンベロープの大部分を運び去ることがわかります。ただし、ほとんどの質量損失フェーズでは、これらの風は、典型的な激変星のドナーを想定して、白色矮星のロッシュ半径を超える半径で加速されます。これは、光学的に厚い風が形成される前に、代わりにバイナリシステムによって質量損失を駆動する必要があることを意味します。光学的に厚い風は、加速領域が白色矮星のロッシュ半径内に後退したときにのみ正常に発射されます。これは、エンベロープの大部分がすでに放出された後に発生します。これらの2つの流出モード（質量放出の大部分を含む低速のバイナリ駆動赤道質量損失の第1フェーズと、高速で等方性の光学的厚さの風からなる第2フェーズ）の間の相互作用は、非球面エジェクタの観測と一致しています。複数の流出コンポーネントの署名。また、孤立した低質量白色矮星<=0.8Msolは、どの段階でも束縛されていない光学的厚さの風を発生させないため、結果として生じる爆発に対するバイナリコンパニオンの影響を考慮することがさらに重要になります。
6つのWUMaシステムの測光研究と接触連星の質量半径関係の調査
| Title |
The_Photometric_Study_of_Six_W_UMa_Systems_and_Investigation_of_the_Mass-Radius_Relations_for_Contact_Binary_Stars |
| Authors |
Atila_Poro,_Ehsan_Paki,_Mark_G._Blackford,_Fatemeh_Davoudi,_Yasemin_Aladag,_Shiva_Zamanpour,_Soroush_Sarabi,_Afshin_Halavati,_Nazim_Aksaker,_Halil_Bagis,_Jabar_Rahimi,_Hamidreza_Guilani,_Aysun_Akyuz,_Faezeh_Jahediparizi,_Ozge_Doner,_Zohreh_Ashrafzadeh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06318 |
6つの短周期システム（EIOct、V336TrA、NXBoo、V356Boo、PSBoo、およびV2282Cyg）の測光分析を示します。これは、V336TrAを除くこれらのシステムの最初の測光分析です。北半球と南半球の3つの天文台で27泊の観測が行われました。最小時間と追加の文献を使用して、各システムの新しいエフェメリスを計算しました。マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）アプローチを使用して、システムの日食タイミング変動の傾向を決定しました。V336TrAとPSBooの軌道成長の可能性が見つかりました。他の4つのシステムは、公転周期の変化に線形傾向を示しています。これは、線形エフェメリスパラメータに測定誤差が蓄積されていることが原因である可能性があります。光度曲線分析は、食変光星の物理学（PHOEBE）2.3.59バージョンコードとMCMCアプローチを使用して実行されました。システムの絶対パラメータは、GaiaEarlyDataRelease3（EDR3）視差を使用して計算されました。システムの位置は、Hertzsprung-Russell（H-R）および$logJ_0-logM$図にも示されています。サンプルによると、接触連星系の質量半径（M-R）関係の関係を示すことができました。また、新しい関係を提供したWUMaシステムでは、質量比と半径比の間に強い関係があります。この研究で更新されたM-Rの関係を、分光法を使用して得られた他の研究の7つのシステムと比較しました。さらに、新しい関係に基づいて、1734EWシステムの絶対パラメータの一部を推定しました。
リチウム枯渇境界、アソシエーション、およびガイア
| Title |
Lithium_depletion_boundary,_stellar_associations,_and_Gaia |
| Authors |
F._J._Galindo-Guil,_D._Barrado,_H._Bouy,_J._Olivares,_A._Bayo,_M._Morales-Calder\'on,_N._Hu\'elamo,_L._M._Sarro,_P._Rivi\`ere-Marichalar,_H._Stoev,_B._Montesinos,_J._R._Stauffer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06354 |
恒星の年齢は、さまざまな天体物理学的現象の理解を深めるための鍵です。ただし、恒星の年齢を推定するための多くの手法は、モデルに大きく依存しています。低質量星のリチウムの有無に基づくリチウム枯渇境界（LDB）を使用して、20〜500〜Maのアソシエーションの年齢を導き出すことができます。この作業の目的は、均一な\textit{Gaia}視差と、単色放射補正に依存しないボロメータ光度推定を利用して、アソシエーションの以前のLDB年齢を一貫した方法で修正することです。LDBの年齢を以前に決定したことを特徴とする、9つの散開星団と3つの移動グループを研究しました。私たちは、データと文献から入手可能なすべての情報を収集しました：メンバーシップ、距離、測光データ、発赤、金属量、および表面重力。メンバーシップを再割り当てし、GaiaDR2から導出された距離と、以前のLDBの周囲の個々のオブジェクトの多波長測光を使用して、ボロメータの光度と有効温度を計算しました。すべてのアソシエーションに対して同種の方法を使用してLDBを特定しました。最後に、さまざまな進化モデルと比較して年齢を推定しました。12のアソシエーションのLDBを特定し、いくつかの理論的進化モデルを使用してそれらの年齢を導き出しました。それらの間のLDBの年齢を、等時性フィッティングなどの他の手法で得られたデータと比較し、最終的にはさまざまなアプローチの間にいくつかの不一致を見つけました。最後に、32OriMGは、年齢の異なる少なくとも2つの集団で構成されている可能性が高いことに注意してください。
工場と蜂の巣。 IV。プレセペ星団とヒアデス星団における回転X線活動関係の包括的研究
| Title |
The_Factory_and_the_Beehive._IV._A_Comprehensive_Study_of_the_Rotation_X-ray_Activity_Relation_in_Praesepe_and_the_Hyades |
| Authors |
Alejandro_N\'u\~nez,_Marcel_A._Ag\"ueros,_Kevin_R._Covey,_Stephanie_T._Douglas,_Jeremy_J._Drake,_Rayna_Rampalli,_Emily_C._Bowsher,_Phillip_A._Cargile,_Adam_L._Kraus,_Nicholas_M._Law |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06461 |
散開星団の低質量星のX線観測は、磁気活動の恒星特性とその進化への依存性を理解するために重要です。最も近く、最も研究されている散開星団の2つであるプレセペ星団とヒアデス星団は、質量が$\approx1\M_{\odot}$未満の星の回転に対する磁気活動の依存性を調べるために利用できる最良の実験室の1つです。2つのクラスターにおける回転X線活動関係の最新の研究を提示します。Gaia以前のカタログとGaiaDataRelease2に基づく新しいカタログを組み合わせたメンバーシップカタログを更新しました。結果のカタログは、1739Praesepeと1315Hyadesの星の両方のクラスターで最も包括的なカタログです。クラスターメンバーのX線検出を収集し、ROSAT、チャンドラX線天文台、ニールゲーレルスウィフト天文台、XMM-Newtonからのデータを分析、再分析、または照合しました。326個のPraesepeメンバーと462個のHyadesメンバーが検出され、そのうち273個と164個はローテーション期間があり、以前に利用可能だったものと比較して6$\times$増加しています。$\approx$700Myrでは、M個の矮星だけがX線で飽和したままであり、過飽和の暫定的な証拠しかありません。また、不飽和単一メンバーのロスビー数と部分X線光度$L_\mathrm{X}/L_\mathrm{bol}$の間には密接な関係があり、$-3.2$と$-の間のべき乗則指数を示唆しています。3.9ドル。最後に、バイナリメンバーとシングルメンバーの間でコロナルパラメータに違いはありません。これらの結果は、星の大気の磁気加熱の相対的な効率への本質的な洞察を提供し、それによって、ロバストな年齢-回転-活動関係の発達を知らせます。
太陽周期25の最小期と上昇期における白色光コロナの状態-過去の周期との比較
| Title |
The_State_of_the_White-Light_Corona_over_the_Minimum_and_Ascending_Phases_of_Solar_Cycle_25_--_Comparison_with_Past_Cycles |
| Authors |
Philippe_Lamy_(1),_Hugo_Gilardy_(1)_((1)_Laboratoire_Atmospheres,_Milieux_et_Observations_Spatiales) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06462 |
太陽周期（SC）25の最小および上昇段階におけるコロナの状態を、その放射輝度の時間的進化と、実行された白色光観測から決定されたコロナ質量放出（CME）の特性に基づいて報告します。SOHO/LASCO-C2コロナグラフによる。これらの進化は、過去2回のSCで決定されたものとさらに比較されます。Kコロナの統合された放射輝度とCMEの発生率は、太陽活動の指標/プロキシ、特に放射輝度の全磁場とCMEの電波フラックスを厳密に追跡し、すべての上昇段階で急激に増加します。SC25.この増加は、SC25と24の間の予測された準類似性に基づいて予測されたよりもはるかに急であり、太陽黒点数の最近の進化によって確認されています。放射輝度はSC24と25の最小値の間に同じ基準レベルに達しましたが、ストリーマーベルトの緯度範囲は異なり、後者の最小値の間はより平坦で、実際にはSC23の最小値のそれにより類似しています。SC23および24の期間は、サンスポット番号によって与えられるものと同様に、11。0年のSC24の期間につながりました。対照的に、SC25の最小値の間のCMEの発生率の基本レベルは、前の2つの最小値の間よりも有意に大きかった。南半球は、いくつかの予測と半球の黒点数の現在の進化と一致して、北半球よりも著しく活発です。CMEの平均見かけの幅とハローCMEの数は、SC25の初期段階を通じて比較的大きく一定のレベルにとどまり、太陽圏での弱い全圧の持続を意味します。これらの結果と予想よりも活発なコロナの展望は、ソーラーオービターとパーカーソーラープローブによる今後の観測にとって非常に有望です。
惑星系の窓としてのHD163296ジェットの形態
| Title |
The_Morphology_of_the_HD_163296_jet_as_a_window_on_its_planetary_system |
| Authors |
A._Kirwan,_A._Murphy,_P.C_Schneider,_E._T._Whelan,_C._Dougados,_J._Eisl\"offel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06569 |
HD163296は、全長が約6000auの双極ノッティジェットを駆動するハービッグAeスターです。HD163296のディスクが惑星を収容しているという強力な証拠が存在します。研究によると、ジェット駆動星の周りに仲間がいると、ジェットの形態に影響を与える可能性があります。これには、ジェット軸の「揺れ」とジェットノットの位置の周期性が含まれます。この研究では、HD163296ジェットの形態（ジェット幅と軸位置を含む）と適切な動きを調査し、その結果を使用してシステム全体をよりよく理解します。この研究は、VLT/で得られた光学面分光観測に基づいています。2017年のMUSE。MUSEデータキューブから抽出された分光画像と位置速度図を使用して、ジェットノットの数と位置を調査しました。2012年に収集されたX-Shooterデータと比較され、結び目の適切な動きが推定されました。抽出された分光画像から、星からの距離に伴うジェット幅とジェット軸位置を調べた。ノットのマージを観察し、以前は検出されなかった2つのノットを識別します。ジェット軸の位置を測定すると、ジェットの最初の20秒角に沿ったすべての禁止された輝線で同様の偏差パターンが明らかになります。この結果は、ジェット軸の揺れによるものではなく、非対称の衝撃によるものと解釈されます。検出された新しいノットの数とその位置は、以前の研究で提案された16年のノット排出周期性に挑戦し、以前に想定されていたよりも複雑なジェットシステムを主張しています。ジェット軸の揺れの非検出を使用して、質量が$>$0.1〜\Msun\で、軌道が1〜auから35〜auのコンパニオンを除外します。他の方法を使用してこれらの距離で推測されるオブジェクトは、褐色矮星または惑星でなければなりません。そうでない場合、ジェット軸の位置に影響を与えます。歳差運動と軌道運動の両方のシナリオが考慮されます。
球状星団M4の複数の星の種族の星震学
| Title |
Asteroseismology_of_the_multiple_stellar_populations_in_the_Globular_Cluster_M4 |
| Authors |
M._Tailo,_E._Corsaro,_A._Miglio,_J._Montalb\'an,_K._Brogaard,_A._P._Milone,_A._Stokholm,_G._Casali,_A._Bragaglia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06645 |
K2ミッションによって収集されたデータに基づいて、球状星団（GC）M4の星の新しい星震学的分析を提示します。37個の星、32個の赤色巨星分枝（RGB）、6個の赤色巨星分枝（rHB）の星での太陽のような振動の検出を報告します。これは、これまでのGCでのこの種の研究の最大のサンプルです。星震学とマルチバンド測光からの情報を組み合わせて、ターゲットの質量と半径の両方を推定します。私たちの推定値は独立した情報源と一致しており、低金属量レジームにおける星震学の重要な検証として機能します。M4は古いGCであるため、軽元素の存在量とヘリウムの質量分率が異なる複数の星の種族をホストします。これにより、RGBに沿った母集団間に質量差が生成されます。これは、M4の場合は$0.017M_\odot$と推定されます。この豊富な情報を使用して、人口のメンバーシップを割り当て、星の種族の平均質量を推定できますが、現在の不確実性により、この質量の違いを解決することはできません。ただし、RGB星とHB星の人口メンバーシップと地震データにより、クラスター内の第1世代の星のRGBに沿った統合質量損失を評価できます。$\rm\DeltaM=0.227\pm0.028M_\odot$を取得します。これは、独立した見積もりとよく一致しています。最後に、rHB星に統計的に有意な質量温度勾配が存在することを観察します。これは、理論によって予測された色-温度-質量相関の最初の直接的なモデルに依存しない観察を表しています。
恒星の隆起とそれらの質量損失率に対する磁気サイクルの影響
急速に回転する冷たい星の観測は、それらが放出されるときに質量と角運動量を取り除く冠状のスリングショットの隆起をしばしば示します。これらのプロミネンスの導出された質量は、約2桁のばらつきを示しています。この散乱が内因性であるかどうかを調査するために、太陽マグネトグラムの完全な磁気サイクルを使用して、若い太陽の冠状構造とプロミネンス分布をモデル化します。ここで、マグネトグラムの磁場強度を$B\に従って角速度でスケーリングします。プロプト\Omega^{-1.32}$。観測されたプロミネンス質量とその散乱の両方を再現します。電界強度と電界形状の両方が、サポートできるプロミネンス質量とそれらが放出される速度に寄与することを示します。予測されるプロミネンス質量は磁気サイクルに従いますが、周期は半分で、サイクルの最大値と最小値の両方でピークに達します。プロミネンスの質量損失率は、恒星風で予測されたものよりも少ないことを示しています。また、典型的な恒星のマグネトグラムでは解決されない可能性のある小規模な磁場の役割についても調査します。これは、主にスリングショットプロミネンスをサポートできる大きな磁気ループの数を減らすことによって、予測される総プロミネンス質量をわずかに減らすだけです。観測されたプロミネンス質量の散乱は、基礎となる磁気サイクルによって説明できると結論付けています。
星周円盤の摂動の原因としての前主系列星の塊状降着
| Title |
Clumpy_accretion_in_pre-main-sequence_stars_as_a_source_of_perturbations_in_circumstellar_disks |
| Authors |
Tatiana_V._Demidova_and_Vladimir_P._Grinin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06763 |
塊状降着によって引き起こされた前主系列星の星周円盤における摂動の発達が調査された。ここでは、最近の凝集塊の降着イベントによって摂動されたディスクの3D流体力学平滑化粒子流体力学シミュレーションを実行します。これらのシミュレーションは、そのようなディスクの観測的外観を定量化するための放射伝達計算によってさらに調査されます。ディスク内の密度波は凝集塊の落下時に形成されたことが示された。数回転した後、それらはスパイラルとリング構造に変形することができます。ミリ波の波長でのそれらの画像は、いくつかの原始惑星系円盤のアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイで観察されたものと非常に似ています。塊状の降着がそのような構造の原因である可能性があると想定しています。
がか座ベータ星移動群の分析に役立つ単純な線形モデル
| Title |
A_simple_linear_model_to_aid_in_analyses_of_the_Beta_Pictoris_moving_group |
| Authors |
Josina_O._do_Nascimento,_Valmir_C._Barbosa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06789 |
がか座ベータ星移動グループ（BPMG）は、Shkolniketalによって編集されたものと見なされます。[2017、アストロン。J.、154、69]そして、主成分分析（PCA）の2つのネストされたアプリケーションに基づいて、そのメンバーシップの4次元線形モデルを構築し、約150万のオブジェクトに関する高品質のデータを作成します。これらのデータには、オブジェクトの銀河系の空間速度とガイア$G$の大きさが含まれています。PCAを介して、最終的にはPC$1'$と呼ばれる4次元の直線になり、BPMGのメンバーは一般的に短い距離に集まります。データセット内の外れ値のグループにフラグを立てる標準的な手順を使用して、そのような距離に基づいてフラグが立てられたオブジェクトが、使用中のBPMGコンパイルと一致していることを示します。PC$1'$をBPMG分析用のツールセットに追加し、他の若い恒星移動グループに拡張することを提案します。
漸近的に円形の重力レンズの4重画像構成
| Title |
The_Quadruple_Image_Configurations_of_Asymptotically_Circular_Gravitational_Lenses |
| Authors |
Chirag_Falor_and_Paul_L._Schechter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06269 |
楕円率が消失する重力レンズの4倍の画像構成を調べます。そのようなレンズは漸近的に真円度に近づきますが、消失するダイヤモンド苛性アルカリに対する光源の位置が一定に保たれていれば、構成は安定しています。構成は、単一の複素数によってパラメーター化された、「漸近円形レンズ方程式」（ACLE）である四次方程式の解です。いくつかの代替パラメータ化が検討されています。画像の相対倍率が導き出されます。外部せん断（XS）の形で消えない四重極が特異等温球（SIS）に追加されると、その構成は、円形構成の引き伸ばされて絞られたバージョンとして自然に現れます。また、SIS+XSモデルは、ほとんどの4重レンズのクエーサーに適した最初の近似であるため、それらの構成も同様に2+1の顕著な寸法しかありません。漸近的に円形の構成は、太陽系の「掩蔽フラッシュ」の問題に簡単に適応させることができます。
強磁場における中程度の分極テンソル（II）：有限の温度と密度での軸方向のウォードの同一性
強磁場中の巨大フェルミ粒子の軸方向ウォードアイデンティティ（AWI）を調査します。軸方向ベクトル電流の発散は、最小のランダウレベル（LLL）で実現される有効（1+1）次元の分極図と異常図の関係を利用して、有限の温度および/または密度で計算されます。断熱限界でのスペクトル流のパターン、より一般的には断熱キラリティー生成率を決定する、真空と媒体の寄与の間の微妙な相互作用について説明します。また、結合定数に関して、LLL近似とナイーブ摂動系列のよく知られた三角形の図からAWI間の明示的な関係を確立します。
より多くのものが変化すればするほど、それらは同じままになります：不確定性原理と分散関係が変更されていない最小の長さ
| Title |
The_more_things_change_the_more_they_stay_the_same:_Minimum_lengths_with_unmodified_uncertainty_principle_and_dispersion_relation |
| Authors |
Michael_Bishop,_Joey_Contreras,_and_Douglas_Singleton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06624 |
幅広い議論は、量子重力が最小の長さスケールを持つべきであることを示しています。このエッセイでは、量子力学と相対性の構造の多くをそのままに保ちながら、時間位置とエネルギー運動量演算子を一般化することによって最小長モデルを構築します：標準位置-運動量整流器、特別な相対論的時間位置、およびエネルギー-勢いの関係はすべて同じままです。変更された演算子の時間-位置とエネルギー-運動量の関係は同じままなので、ローレンツ対称の形式を保持します。これにより、超高エネルギー宇宙線のGreisen-Zatsepin-Kuzmin（GZK）パズルに対処する可能性を保ちながら、光子分散の欠如に起因するこれらの理論への制約が回避されます。
