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Fri 27 May 22 18:00:00 GMT -- Mon 30 May 22 18:00:00 GMT

測光および分光2点統計の共分散:宇宙パラメータ推論への影響

Title The_Covariance_of_Photometric_and_Spectroscopic_Two-Point_Statistics:_Implications_for_Cosmological_Parameter_Inference
Authors Peter_L._Taylor_(JPL)_and_Katarina_Markovi\v{c}_(JPL)
URL https://arxiv.org/abs/2205.14167
分光データからの赤方偏移空間パワースペクトルの測定からの情報を、角度の弱いレンズ、銀河クラスタリング、および測光調査からの銀河-銀河レンズパワースペクトル(つまり、$3\times2$ポイント統計)と組み合わせるには、共分散を考慮する必要があります2つのプローブの間。現在、2種類の測定値間の共分散は無視されています。これは、既存の測光および分光法による調査が、主に異なる宇宙空間のボリュームを調査するためです。ステージIVの調査からデータが到着すると、これは当てはまりません。この論文では、平面平行近似の下でのガウス場の測光2D角度パワースペクトルと3D赤方偏移空間パワースペクトル間の共分散の分析式を導き出します。2つのプローブは大きな放射状スケールで共分散であることがわかりますが、これらのモードの情報量はサンプルの分散のために非常に低いため、宇宙パラメータの推論を実行するときにこの共分散を無視しても安全であると予測します。

プランク温度と分極による$\tau_ \ mathrm{NL}$の制約

Title Constraints_on_$\tau_\mathrm{NL}$_from_Planck_temperature_and_polarization
Authors Kareem_Marzouk,_Antony_Lewis,_Julien_Carron
URL https://arxiv.org/abs/2205.14408
最終的なプランクミッションの温度と偏光データを使用して、原始三スペクトルの振幅の制約を更新します。圧迫された限界では、宇宙論的な局所三スペクトルは、CMBの空の小規模な力の空間的変調として観察されます。二次推定法を介して、この信号を統計的異方性のソースとして再構築します。再構成された変調フィールドの推定パワースペクトルを尤度法を介して$\tau_\mathrm{NL}$の制約に変換する方法を体系的に示し、既知の$\tau_\mathrm{NL}$信号を推測することで手順の有効性を示します。(s)シミュレーションから。ベースラインの結果は、95\%の信頼水準で$\tau_\mathrm{NL}<1700$を制約し、これまでで最も厳しい制約を提供します。

観測からの暗黒物質としてのPBHへの制約:レビュー

Title Constraints_on_PBH_as_dark_matter_from_observations:_a_review
Authors Marc_Oncins
URL https://arxiv.org/abs/2205.14722
原始ブラックホール(PBH)は、厳しく制限されているものの、暗黒物質であるための魅力的な候補です。このレビューは、特にそれらのニュアンスと不確実性において、それらの観察上の制約についての詳細な考察を提示します。それらのさまざまな起源にもかかわらず、標準的なPBH形成経路は、インフレーション後の摂動の崩壊であると想定されており、特定のスケールでCMBに信号が表示されたままになるはずです。他の制約は、太陽から衛星までの範囲の暗黒物質としてPBHを厳しく制限するマイクロレンズ調査から来ていますが、より低い質量範囲に関しては結果が減少しています。重力波信号とホーキング放射からのPBH蒸発も有用なプローブになりますが、前者は太陽質量範囲を超える制約を行う前に次世代の実験を必要とし、後者は$10^{-16}\rmM_{を超えると厳しく制限されます。\odot}$。大きな質量のPBHには、他の動的および降着の制約があります。これらの制約はすべて、単色質量分布と拡張質量分布の違い、およびそれらのクラスター化の程度から生じるさまざまな影響をもたらす可能性があるため、注意も必要です。これらすべての問題を超えて、原始ブラックホールが$10^{-16}$と$10^{-11}\rmM_{\odot}$の間のすべての暗黒物質であるためのウィンドウがまだ存在します

AliCPT-1の原始重力波検出パイプラインの性能予測

Title Performance_forecasts_for_the_primordial_gravitational_wave_detection_pipelines_for_AliCPT-1
Authors Shamik_Ghosh,_Yang_Liu,_Le_Zhang,_Siyu_Li,_Junzhou_Zhang,_Jiaxin_Wang,_Jiming_Chen,_Jacques_Delabrouill,_Jiazheng_Dou,_Mathieu_Remazeilles,_Chang_Feng,_Bin_Hu,_Zhi-Qi_Huang,_Hao_Liu,_Larissa_Santos,_Pengjie_Zhang,_Zhaoxuan_Zhang,_Wen_Zhao,_Hong_Li,_Xinmin_Zhang
URL https://arxiv.org/abs/2205.14804
AliCPTは、北半球でのCMB偏波の最も正確な測定を行う、最初の中国の宇宙マイクロ波背景放射(CMB)実験です。AliCPTの主要な科学目標は、原始重力波(PGW)の検出です。宇宙のインフレーションの時代は、非常に初期の宇宙で、PGWを生成する可能性があることはよく知られています。これは、奇数パリティの$B$モード分極の形でCMBに痕跡を残します。この作業では、テンソルとスカラーの比率の値を制約するコンテキストで、コンポーネントの分離とパラメーター推定パイプラインのパフォーマンスを調査します。1つの観測シーズンのシミュレーションデータに基づいて、異なる動作原理を持つ5つの異なるパイプラインを比較します。3つのパイプラインは、クリーンアップされたスペクトルから$r$を推定する前に、マップまたはスペクトルレベルでコンポーネントの分離を実行し、他の2つのパイプラインは、フォアグラウンドパラメータと$r$の両方に対してグローバルフィットを実行します。また、タイムストリームフィルタリング体系の影響を説明するために、さまざまな方法をテストします。この作業は、パイプラインがテンソルとスカラーの比率に一貫した堅牢な制約を提供し、一貫した感度$\sigma(r)\sim0.02$を提供することを示しています。これは、AliCPT-1を使用した正確な$B$モードの偏光測定の可能性を示しています。AliCPTは、PGWを検出する強力な機会を提供します。これは、南半球でのさまざまな地上ベースのCMB実験を補完するものです。

新しい結合された3形式のダークエネルギーモデルと$H_0$張力への影響

Title A_new_coupled_three-form_dark_energy_model_and_implications_for_the_$H_0$_tension
Authors Yan-Hong_Yao,_Xin-He_Meng
URL https://arxiv.org/abs/2205.14928
この論文では、ハッブルの張力を緩和するために、新しい結合された3形式の暗黒エネルギーモデルを提案します。まず、結合された3形式の暗黒エネルギーモデルを使用して動的解析を実行することにより、放射が支配的な宇宙を表す鞍点、物質が支配する宇宙を表す鞍点、および2つの飽和デシッターを表す2つのアトラクタを含む4つの固定点を取得します。宇宙。第二に、結合された3形式の暗黒エネルギーモデルと$\Lambda$冷暗黒物質モデル($\Lambda$CDMモデル)を宇宙マイクロ波背景(CMB)、バリオン音響振動(BAO)、タイプIa超新星(SNIa)観測では、結合された3形式のダークエネルギーモデルと$H_0=67.6_{に対して$H_0=67.8_{-0.6}^{+0.7}$($1\sigma$level)km/s/Mpcが得られます。-0.5}^{+0.5}$($1\sigma$level)$\Lambda$CDMモデルのkm/s/Mpc、前者は$4.3\sigma$での最新のローカル測定$H_0$値と強い緊張関係にあります後者は$5.1\sigma$レベルで最新のローカル測定$H_0$値と強い緊張関係にありますが、信頼レベル。

強い結合でのモノドロミーインフレに対するCMBの制約

Title CMB_constraints_on_monodromy_inflation_at_strong_coupling
Authors Edmund_J._Copeland,_Francesc_Cunillera,_Adam_Moss_and_Antonio_Padilla
URL https://arxiv.org/abs/2205.14952
強い結合での場の理論のモノドロミーインフレーションの徹底的な数値的検討を行います。ガウス尤度を使用してMCMC分析を実行し、スペクトルインデックスとテンソル対スカラー比のCMB制約を使用してマルチパラメーターモデルをフィッティングします。一意に正のウィルソン係数を持つモデルが除外されることを示します。両方の符号をとることができる係数がある場合、ポテンシャルを平坦化し、現在のデータを満たすことを可能にする項のキャンセル、およびテンソルとスカラーの比率に強い制約がある予測があります。フィールド理論のモノドロミーのモデルは、真空エネルギー隔離(VES)を介して、真空エネルギーの放射補正をキャンセルするメカニズムを含むように自然に拡張されます。それらにははるかに大きなパラメーター空間が含まれていますが、同様の数値検査では、VES拡張モデルのベイズ証拠に有意な変化はなく、自然性を考慮すると理論的な観点からより魅力的であることがわかります。

コンポジット疑似南部ゴールドストーンクインテセンス

Title Composite_pseudo_Nambu_Goldstone_Quintessence
Authors Mayukh_R._Gangopadhyay,_Nilanjana_Kumar,_Ankan_Mukherjee,_Mohit_K._Sharma
URL https://arxiv.org/abs/2205.15249
グローバル対称性の破れから生じる疑似ナンブゴールドストーンボソン(pNGB)($G\rightarrowH$)は、私たちの宇宙の遅い時間の加速を説明する解凍の真髄モデルを説明するための最も適切な候補の1つです。複合ヒッグスシナリオから動機付けられて、$SO(N)/SO(N-1)$に関連付けられたpNGBが、$G$の完全な表現を形成しない粒子との結合を通じてポテンシャルを発達させるケースを調査しました。。ColemanWeinberg(CW)ポテンシャルは、ループ内の外部粒子を介して生成されます。これらの粒子は、強く相互作用するダイナミクスとリンクしており、予測的に計算できます。ダークエネルギー(DE)のモデルは、パンテオンの超新星データ、バリオン音響振動(BAO)データ、赤方偏移空間歪み(RSD)データなど、いくつかの最新の宇宙観測に対してテストされています。pNGBフィールド減衰定数の値。さらに、このモデルは、観測の許容範囲内で宇宙論的パラメーターを十分に予測し、したがって、真髄の意欲的なモデルを提供することを発見しました。

$GW170817$に照らしたアインシュタイン-ガウスボネフレームワークにおけるスモールフィールドインフレーションダイナミクスケーススタディ

Title A_Case_Study_of_Small_Field_Inflationary_Dynamics_in_the_Einstein-Gauss_Bonnet_Framework_in_the_Light_of_$GW170817$
Authors Mayukh_R.Gangopadhyay,_Hussain_Ahmed_Khan,_Yogesh
URL https://arxiv.org/abs/2205.15261
アインシュタイン-ガウスボネ(EGB)重力フレームワークで、最も理論的に有望な2つのインフレモデル、つまり自然インフレと変異ヒルトップインフレを研究します。この作業では、重力波の速度が光速と等しくなるように、観測上の制約を$GW170817$から維持しながら、EGBフレームワークでこれらのモデルを調査しようとします。これは、アクションのガウス-ボネ不変量への非最小結合に直接影響します。したがって、有効ポテンシャルは新しい機能を取得します。インフレーションダイナミクスだけでなく、再加熱ダイナミクス、そして最後に重力波の対応するエネルギースペクトルも分析しました。

キューピッドはまだ運命づけられていない:天王星の内なる衛星の安定性について

Title Cupid_Is_Not_Doomed_Yet:_On_the_Stability_of_the_Inner_Moons_of_Uranus
Authors Matija_\'Cuk,_Robert_S._French,_Mark_R._Showalter,_Matthew_S._Tiscareno,_and_Maryame_El_Moutamid
URL https://arxiv.org/abs/2205.14272
天王星の小さな内側の衛星のいくつかは、非常に狭い間隔の軌道を持っています。複数の数値研究により、Portiaサブグループ内の衛星CressidaとDesdemonaは、100Myr未満で衝突する可能性が高いことがわかっています。その後の3つの新月(Cupid、Perdita、Mab)の発見により、システムはさらに混雑しました。特に、ベリンダグループ(キューピッド、ベリンダ、ペルディタ)はわずか10$^5$年で不安定になることが示唆されています。ここでは、更新された軌道要素を使用し、潮汐散逸を考慮して、天王星の内なる衛星の安定性の問題を再検討します。ベリンダとペルディタの間の軌道共鳴により、ベリンダグループは年間$10^8$のタイムスケールで安定している可能性があることがわかりました。潮汐の進化はベリンダ-ペルディタの共鳴を形成できないが、収束的な移動はポルティアグループの長期的な不安定性の一因となる可能性があることがわかった。私たちは、ベリンダがペルディタを、おそらく数百ミル前の内なる衛星間の破壊と再降着の最後のエピソードの間に共鳴に捕らえたことを提案します。

小惑星と彗星の高速衝突のSPHシミュレーション

Title SPH_simulations_of_high-speed_collisions_between_asteroids_and_comets
Authors J._Rozehnal,_M._Bro\v{z},_D._Nesvorn\'y,_K.J._Walsh,_D.D._Durda,_D.C._Richardson,_E._Asphaug
URL https://arxiv.org/abs/2205.14370
平滑化粒子流体力学(SPH)シミュレーションによって衝撃プロセスを研究しました。この方法は、彗星の砲撃中の小惑星帯の形成のモデル化に適用されました(初期または後期、${\sim}\、3.85\、{\rmGy}$前)。ニースモデルで予測されているように、小惑星が彗星に衝突した場合、数百の小惑星族(直径$D\ge100\、{\rmkm}$体の壊滅的な破壊)が作成されたはずですが、観測された数はわずか20です。したがって、代表的な$D=100\、{\rmkm}$の小惑星と高速の氷のような小惑星(彗星)の間の衝突の125のシミュレーションの標準セットを計算しました。私たちの結果によると、最大の残留質量$M_{\rmlr}$は、有効強度$Q_{\rmeff}$による適切なスケーリングにより、低速衝突の場合と同様ですが、最大のフラグメント質量$M_{\rmlf}$は体系的な違いを示します。通常、クレーターの場合は小さく、超壊滅的なイベントの場合は大きくなります。しかし、この傾向は、古い家族が存在しないことを説明するものではありません。それぞれのパラメトリック関係は、他の統計(モンテカルロ)モデルで使用して、小惑星と彗星の集団間の衝突をよりよく理解することができます。

{\tau}うしかい座タウ星の大気中に観測された水とCARMENES/CAHA

Title Water_observed_in_the_atmosphere_of_{\tau}_Bootis_Ab_with_CARMENES/CAHA
Authors Rebecca_K._Webb,_Siddharth_Gandhi,_Matteo_Brogi,_Jayne_L._Birkby,_Ernst_de_Mooij,_Ignas_Snellen_and_Yapeng_Zhang
URL https://arxiv.org/abs/2205.14975
ホットジュピターの大気を特徴づけることは、これらのエキゾチックな惑星の形成と移動を理解する上で重要です。ただし、これらの雰囲気の化学的および物理的特性については、まだ多くの未解決の質問があります。ここでは、高解像度のNIRCARMENESスペクトログラフを使用して、非遷移ホットジュピター{\tau}BootisAbからの熱放射における水蒸気の検出を確認します。17時間以上の観測(560スペクトル)を組み合わせ、ベイジアン相互相関を使用して対数尤度アプローチを使用して、$V_{sys}=-11.51^{+0.59}_{-0.60}$km/の全身速度を測定します。sおよび視線速度の半振幅$K_{P}=106.21^{+1.76}_{-1.71}$km/sで、惑星の絶対質量は$M_{P}=6.24^{になります。+0.17}_{-0.18}M_{J}$および軌道傾斜角$41.6^{+1.0}_{-0.9}$度。取得した$V_{sys}$は、ペリアストロンの不正確な時間によって引き起こされた可能性がある、文献値からの大幅なシフト(+5km/s)を示しています。探索されたモデルグリッド内で、太陽水量の優先度(VMR=$10^{-3}$)を測定し、大気中の追加のマイナー種の証拠はありません。データの広範な軌道カバレッジを考慮して、水信号の位相依存性を検索しましたが、軌道位相による変動の強力な証拠は見つかりませんでした。この検出は、SPIRou/CFHTからの最近の観測および水量の厳しい上限と矛盾しています。これらの不一致を解決するために、大気{\tau}BootisAbをさらに観察することをお勧めします。

点を切り離す:天の川の星の「ひも」の性質を再検討する

Title Disconnecting_the_Dots:_Re-Examining_the_Nature_of_Stellar_"Strings"_in_the_Milky_Way
Authors Catherine_Zucker,_J._E._G._Peek,_and_Sarah_R._Loebman
URL https://arxiv.org/abs/2205.14160
Gaiaデータの最近の分析により、Kounkel&Covey2019によって最初に提案された、恒星「ストリング」と呼ばれる新しいクラスの拡張恒星フィラメントを含む、新しい恒星構造の識別が行われました。これらの新しく発見された構造は、メンバーが共通の起源を共有する物理的なオブジェクトであることにほとんど矛盾していることを示しています。ストリングメンバーの3D空間分布を調べると、視差測定の信号対ノイズが目に見える形で向上しているにもかかわらず、最新のGaiaEDR3データリリースでは主張されているストリングスパインの周囲の空間分散が改善されていないことがわかります。正真正銘の構造への期待。弦の視線速度分散(平均$\rm\sigma_{V_r}\approx15\;km\;s^{-1}$)を使用してビリアル質量を推定すると、すべての弦が重力的に束縛されていないことがわかります。文字列が分散しているという発見を考えると、文字列の報告された恒星の年齢は、通常、測定された分散時間よりも$100\times$大きくなります。最後に、星のストリングが局所体の星よりも化学的に均質であるという以前の研究を検証しますが、空間的、時間的、および運動学的に無関係な散開星団から星のランダムなサンプルを抽出することにより、化学的均質性の同じシグネチャを取得できることを示します。私たちの結果は、いくつかの文字列が実際のサブ構造で構成されている可能性がある一方で、サンプル上のより大きな文字列のような接続の一貫した証拠がないことを示しています。これらの結果は、これらの文字列の重要性と天の川の星形成の歴史を理解する上でのそれらの役割を過度に解釈する際の注意の必要性を強調しています。

ペーパーII:星形成主系列の更新されたビュー

Title Paper_II:_An_Updated_View_of_the_Star-Forming_Main_Sequence
Authors Charles_L._Steinhardt,_Albert_Sneppen,_Basel_Mostafa,_Hagan_Hensley,_Adam_S._Jermyn,_Adrian_Lopez,_John_Weaver,_Gabriel_Brammer,_Thomas_H._Clark,_Iary_Davidzon,_Andrei_C._Diaconu,_Bahram_Mobasher,_Vadim_Rusakov,_Sune_Toft
URL https://arxiv.org/abs/2205.14161
恒星の初期質量関数(IMF)は、星形成分子雲内のガスの温度に依存すると予測されています。フォトメトリックテンプレートフィッティングに追加のパラメーター$T_{IMF}$を導入すると、銀河をさまざまなIMFに適合させることができます。3つの驚くべき新機能が登場します。(1)ほとんどの星形成銀河は天の川よりも底が軽いIMFに最もよく適合します。(2)固定赤方偏移のほとんどの星形成銀河は、非常によく似たIMFに適合しています。(3)固定赤方偏移で最も重い星形成銀河は、代わりに、静止銀河で測定されたものと同様に、より少ないボトムライトIMFを示します。さらに、恒星の質量と星形成率はどちらもIMFに依存するため、これらの結果は結果の関係をわずかに変更しますが、以前の研究と同様の定性的特性をもたらします。

レンズ付きの直接崩壊ブラックホールと超巨大な原始星を見つける

Title Finding_lensed_direct-collapse_black_holes_and_supermassive_primordial_stars
Authors Anton_Vikaeus,_Daniel_L_Whalen_and_Erik_Zackrisson
URL https://arxiv.org/abs/2205.14163
直接崩壊ブラックホール(DCBH)は、最初のクエーサーの種である可能性があり、そのうち200以上が$z>6$で検出されています。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)は、近赤外線(NIR)のDCBHを$z\lesssim20$で検出し、初期の段階で原始クエーサーの進化を調べることができましたが、それらの多くを捉えられない可能性のある狭いフィールドでのみ可能です。EuclidとNancyGraceRomanSurveyTelescope(RST)による広視野NIR調査では、はるかに多くのDCBHが含まれますが、感度が低いため、$z\lesssim6〜8$で直接検出されます。ただし、それらの広い調査領域は、DCBHからのフラックスを重力でレンズ化する可能性のある数千の銀河団と巨大な銀河をカバーし、現在のユークリッドとRSTの検出限界を超えて、他の方法で検出できるよりも多くの銀河を明らかにします。ここでは、Euclid、RST、およびJWSTによる$z\lesssim20$での調査での検出に必要な、強くレンズ化されたDCBHと超大規模な原始星の最小数密度を推定します。ホストハロー数の合理的な推定値として、RST、Euclid、およびJWSTは、$z=7〜20$で数百の強力なレンズのDCBHを見つける可能性があることがわかります。RSTは$z\lesssim10$で最も多くのオブジェクトを検出し、JWSTはより高い赤方偏移で最も多くを検出します。レンズ付きの超巨大な原始星も潜在的に見つかる可能性がありますが、寿命が短いため、数は少なくなっています。

近赤外線バックグラウンドでの再電離フィードバックのシグネチャ

Title Signatures_of_reionization_feedback_in_the_near-infrared_background
Authors Jordan_Mirocha,_Adrian_Liu,_Paul_La_Plante
URL https://arxiv.org/abs/2205.14168
赤方偏移$z\gtrsim6$での銀河間物質の再電離は、低質量の暗黒物質ハローに存在する銀河に永続的な影響を与えると予想されます。$T\gtrsim10^4$Kの温度に光加熱されたガスを降着または保持することができず、初期の宇宙におけるかすかな銀河の星形成の歴史は、ガス供給を使い果たすにつれて減少すると予想され、銀河の光度関数(LF)と、ローカルグループの欠落している衛星の問題に対する潜在的な解決策。残念ながら、「再電離フィードバック」を経験的に制約することにはいくつかの課題があります。特に、低質量ハローの銀河は本質的にかすかであり、LFでターンオーバーを引き起こすことができる他の物理的メカニズムがあります。この研究では、原理的に他のプロセスとは異なる再電離フィードバックの新しい特徴を調査します。かすかな銀河が再電離によって抑制されると、それらの星の種族は受動的に老化し、赤くなりますが、近くの明るい銀河は増加する速度で星を形成し続けますそのため、比較的青いままです。クエンチされた銀河とクエンチされていない銀河の間のこのコントラストが、NASAの次のSPHERExミッションの予想される感度に匹敵する、現在の近赤外線背景のスケールと色に依存する特徴を誘発することがわかります。純粋な質量抑制を備えたモデルは、波長$\lesssim2\mu\rm{m}$の信号に大きく影響しますが、$\sim5$%-バックグラウンドのレベル差は$\sim5\mu\rm{mまで持続します再電離フィードバックモデルの場合は}$。最後に、強度比マップのパワースペクトルはより大きな変動を示し、したがって将来の分析の有望なターゲットになる可能性があります。

活動銀河核の赤外線スペクトルエネルギー分布と変動性:核周囲物質の構造への手がかり

Title Infrared_Spectral_Energy_Distribution_and_Variability_of_Active_Galactic_Nuclei:_Clues_to_the_Structure_of_Circumnuclear_Material
Authors Jianwei_Lyu_and_George_Rieke
URL https://arxiv.org/abs/2205.14172
活動銀河核(AGN)現象は、周囲のガス状でほこりっぽい物質を降着させる超大質量ブラックホールに起因します。赤外線(IR)レジームは、銀河からブラックホールに橋を架けるほこりっぽい構造を特徴づけるための情報のほとんどを提供し、ブラックホールの成長とホスト銀河の進化への手がかりを提供します。過去数十年にわたって、さまざまな地上、空中、宇宙のIR観測施設の試運転により、AGN核周辺構造の解釈は、波長の関数としてのダスト放出の変化と、ほこりの多い構造は、中央エンジンから放出されるエネルギーの変動に反応します。このレビューでは、AGNIR広帯域スペクトルエネルギー分布(SED)の現在の観測知識と、広範囲のAGN光度と赤方偏移をカバーするIR時間変動挙動を要約し、不明瞭な構造と関連する観測をコヒーレントな画像に統合することによって取得できるホスト銀河のIR特性。

孤児の起源の探求について-チェナーブ川:APOGEEとガイアによる詳細な元素の豊富さ

Title On_the_Hunt_for_the_Origins_of_the_Orphan--Chenab_Stream:_Detailed_Element_Abundances_with_APOGEE_and_Gaia
Authors Keith_Hawkins,_Adrian_M._Price-Whelan,_Allyson_A._Sheffield,_Aidan_Z._Subrahimovic,_Rachael_L._Beaton,_Vasily_Belokurov,_Denis_Erkal,_Sergey_E._Koposov,_Richard_R._Lane,_Chervin_F._P._Laporte,_Christian_Nitschelm
URL https://arxiv.org/abs/2205.14218
銀河ハローの恒星の流れは、天の川のような銀河の集合の有用なプローブです。近年発見された多くの潮汐星流は、既知の始祖球状星団または矮小銀河を伴っています。ただし、Orphan--Chenab(OC)ストリームは、既知の始祖がなくても比較的狭い星のストリームが見つかった1つのケースです。OCストリームの親を見つけるために、ESAのガイアミッション(ガイアEDR3)の初期の3番目のデータリリースからの位置天文学とSDSS-IVAPOGEE調査からの視線速度情報を使用して、メンバーである可能性が高い最大13個の星を見つけますOCストリームの。APOGEE調査を使用して、$\alpha$(O、Mg、Ca、Si、Ti、S)、奇数-Z(Al、K、V)のOCストリームの化学的性質(最大13個の星)を調査します。)、Fe-ピーク(Fe、Ni、Mn、Co、Cr)および中性子捕獲(Ce)元素グループ。OCストリームを構成する星は、単金属集団と一致せず、金属量の中央値が-1.92〜dexで、分散が0.28dexであることがわかります。私たちの結果はまた、$\alpha$-元素が既知の天の川の集団と比較して枯渇しており、その[Mg/Al]存在比が球状星団の第2世代の星と一致していないことを示しています。これらの星の詳細な化学的パターンは、OCストリームの始祖が、質量が〜10$^6$M$_\odot$の矮小楕円銀河である可能性が非常に高いことを示しています。

$ z =9.1$銀河の成熟した星の種族で考えられる系統的な回転

Title Possible_Systematic_Rotation_in_the_Mature_Stellar_Population_of_a_$z=9.1$_Galaxy
Authors Tsuyoshi_Tokuoka,_Akio_K._Inoue,_Takuya_Hashimoto,_Richard_S._Ellis,_Nicolas_Laporte,_Yuma_Sugahara,_Hiroshi_Matsuo,_Yoichi_Tamura,_Yoshinobu_Fudamoto,_Kana_Moriwaki,_Guido_Roberts-Borsani,_Ikkoh_Shimizu,_Satoshi_Yamanaka,_Naoki_Yoshida,_Erik_Zackrisson,_Wei_Zheng
URL https://arxiv.org/abs/2205.14378
$z=9.1$、MACS1149-JD1の重力レンズ銀河のアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイによる新しい観測結果を紹介します。[OIII]88-$\mu$mの放出は、ソース平面で$\sim0.3$kpcの空間分解能で10$\sigma$で検出され、銀河の最も遠い形態運動学的研究を可能にします。[OIII]放出は、解決された凝集塊なしでスムーズに分布し、$\DeltaV_{\rmobs}/2\sigma_{\rmtot}=0.84\pm0.23$の明確な速度勾配を示します。ここで、$\DeltaV_{\rmobs}$は観測された最大速度差であり、$\sigma_{\rmtot}$は空間的に統合されたラインプロファイルで測定された速度分散であり、回転システムを示唆しています。幾何学的に薄い自己重力回転ディスクモデルを想定すると、$V_{\rmrot}/\sigma_V=0.67_{-0.26}^{+0.73}$が得られます。ここで、$V_{\rmrot}$と$\sigma_V$は、それぞれ回転速度と速度分散であり、回転と一致しています。結果として得られる$0.65_{-0.40}^{+1.37}\times10^{9}$M$_\odot$のディスク質量は、300Myr歳の星の種族で識別される星の質量に関連付けられていることと一致しています。スペクトルエネルギー分布のバルマーブレーク。動的質量の大部分は、$z\sim15$で形成された以前に特定された成熟した星の種族に関連していると結論付けます。

衝撃駆動乱流の運転モード

Title The_driving_mode_of_shock-driven_turbulence
Authors Saee_Dhawalikar_(1_and_2),_Christoph_Federrath_(1_and_3),_Seth_Davidovits_(4),_Romain_Teyssier_(5),_Sabrina_R._Nagel_(4),_Bruce_A._Remington_(4),_David_C._Collins_(6)_((1)_Research_School_of_Astronomy_and_Astrophysics_Australian_National_University_Canberra_Australia,_(2)_Inter-University_Centre_for_Astronomy_and_Astrophysics_(IUCAA)_Pune_India,_(3)_Australian_Research_Council_Centre_of_Excellence_in_All_Sky_Astrophysics_(ASTRO3D)_Canberra_Australia,_(4)_Lawrence_Livermore_National_Laboratory_Livermore_California_USA,_(5)_Department_of_Astrophysical_Sciences_Princeton_University_Princeton_NJ_USA,_(6)_Department_of_Physics_Florida_State_University_Tallahassee_USA)
URL https://arxiv.org/abs/2205.14417
星間物質(ISM)の乱流は、星形成の過程で非常に重要です。超新星爆発、ジェット、巨大な星からの放射、または銀河のスパイラルアームダイナミクスによって生成される衝撃は、ISMの乱流の最も一般的な要因の1つです。ただし、衝撃がどのように乱流を駆動するか、特に衝撃駆動が乱流を駆動するよりソレノイド(回転、発散なし)またはより圧縮(潜在的、カールなし)モードであるかどうかは完全には理解されていません。乱流駆動のモードは、星形成に深刻な影響を及ぼします。圧縮駆動では、密度分散が3倍になり、星形成率は、ソレノイド駆動よりも1桁高くなります。ここでは、構造化された多相媒体で乱流運動を誘発する衝撃の流体力学的シミュレーションを使用します。これは、NationalIgnitionFacility(NIF)で実行される実験の準備として、フォーム材料に伝播するレーザー誘起衝撃のコンテキストで行われます。具体的には、衝撃を受けた乱流媒体の密度と速度の分布を分析し、乱流駆動パラメータ$b=(\sigma^{2\Gamma}_{\rho/\langle\rho\rangle}-1)^{を測定します。1/2}(1-\sigma_{\rho\langle\rho\rangle}^{-2})^{-1/2}\mathcal{M}^{-1}\Gamma^{-1/2}$は、密度分散$\sigma_{\rho/\langle\rho\rangle}$、乱流マッハ数$\mathcal{M}$、およびポリトロープ指数$\Gamma$を使用します。純粋なソレノイド駆動と純粋な圧縮駆動は、それぞれ$b\sim1/3$と$b\sim1$に対応します。さまざまなサイズの構造と$\Gamma<1$の多相媒体に衝撃が加えられるシミュレーションを使用すると、すべての場合で$b\sim1$が見つかり、衝撃による乱流が強い圧縮と一致していることがわかります。運転。

NGC 1068のトーラスにおける見かけの逆回転:非対称風の影響

Title Apparent_counter-rotation_in_the_torus_of_NGC_1068:_influence_of_an_asymmetric_wind
Authors Elena_Yu._Bannikova,_Nina_A._Akerman,_Massimo_Capaccioli,_Peter_P._Berczik,_Volodymyr_S._Akhmetov,_Maryna_V._Ishchenko
URL https://arxiv.org/abs/2205.14455
最近のALMAマップは、H$_2$Oメーザー放出の観測とともに、NGC1068の不明瞭なトーラスに逆回転が存在することを示唆しているようです。この現象を風の影響と向きの影響によるものとして説明することを提案します。このアイデアをテストするために:1。雲の間の相互の力を考慮に入れて、超大質量ブラックホールの重力場での塊状トーラスのN体シミュレーションを使用します。2.トーラススロートの雲に対する非対称風の影響を検討します。このような風の軸は、トーラスの対称軸に対して傾斜しています。3.レイトレーシングアルゴリズムを適用して、オブザーバーに対する不明瞭化とトーラスの向きの影響を考慮します。NGC1068に対応するAGNパラメータを選択することにより、見かけの逆回転の効果をエミュレートし、ALMAによって行われた発見を説明できるモデル速度マップを取得します。

深いVLBI観測は、セイファート銀河NGC7674に存在するバイナリ超大質量ブラックホールの以前の証拠に挑戦します

Title Deep_VLBI_Observations_Challenge_Previous_Evidence_of_a_Binary_Supermassive_Black_Hole_Residing_in_the_Seyfert_Galaxy_NGC_7674
Authors Peter_Breiding,_Sarah_Burke-Spolaor,_Tao_An,_Karishma_Bansal,_Prashanth_Mohan,_Gregory_B._Taylor,_and_Yingkang_Zhang
URL https://arxiv.org/abs/2205.14463
ベリーロングベースラインアレイ(VLBA)から取得したデータを使用した以前のKuバンド(15GHz)イメージングでは、セイファート銀河NGC7674の推定kpcスケール無線コアの位置に2つのコンパクトなサブPCコンポーネントが示されていました。次に、これらの2つの未解決のコンパクトなコンポーネントは、周囲のガスを蓄積し、ラジオブライト相対論的ジェットを発射する2つの超大質量ブラックホール(SMBH)に対応するデュアルラジオコアであると推定しました。ただし、バイナリSMBHの検出を要求するために使用された元のVLBAデータセットを利用し、VLBAとヨーロッパVLBIネットワークの両方から取得された後のマルチエポック/マルチ周波数データセットに加えて、バイナリSMBH。サブPCスケールの無線コアの磁束密度に厳しい上限を設定します。これは、元のVLBI無線コア検出よりも少なくとも1桁低く、元のバイナリSMBH検出の主張に直接挑戦します。これを念頭に置いて、イメージングでVLBI無線コアが検出されない理由の考え、NGC7674にバイナリSMBHがまだ存在する可能性、および将来の観測の見通しについて説明します。この活動銀河核。

クエーサー主系列星の高赤方偏移源はどうですか?

Title What_about_high_redshift_sources_in_the_Main_Sequence_of_quasars?
Authors A._Deconto-Machado,_A._del_Olmo_Orozco,_and_P._Marziani
URL https://arxiv.org/abs/2205.14499
電波源で観測された相対論的ジェットの背後にある活動銀河核メカニズムをよりよく理解するために、多くの努力が払われてきました。これらの現象は、クエーサーなどの中間/高赤方偏移のある発光物体で一般的に見られるため、これらの光源の分光特性の分析は、この問題を明らかにする方法となる可能性があります。観測された特性を放射力と重力の相対的な関連性に結び付けることを可能にするパラメータ空間であるクエーサー主系列(MS)に関連する一連の相関関係を利用して、測定値が提示され、コンテキスト化されます。私たちが考える赤方偏移の範囲では、低イオン化HIバルマー系列H\b{eta}が近赤外にシフトします。ここでは、赤方偏移が1.4〜3.8の22個の高光度クエーサーのサンプルの最初の結果を示します。H\b{eta}スペクトル領域をカバーする観測は、ESO-VLTのIR分光計ISAACで収集されました。ソースのUV領域をカバーするために、SDSSから追加のデータが収集されました。強いCIV{\lambda}1549高イオン化線とH\b{eta}の線幅と静止フレームに対するシフトの比較は、駆動における放射力の役割の評価につながります。降着円盤風。ジェットされていないクエーサーの場合、風の特性は光度やその他の物理的パラメータの関数として広く特徴付けられていますが、ジェットされたソースの場合は状況がはるかに明確ではありません。包括的な問題は、風に対する相対論的ジェットの影響、および一般的な放出領域の構造に対する影響です。ライン放出への風の寄与を特定することを目的とした光学およびUVラインプロファイルの分析結果を示します。

天の川のアンチスターと原始ブラックホール

Title Anti-stars_in_the_Milky_Way_and_primordial_black_holes
Authors A.D._Dolgov
URL https://arxiv.org/abs/2205.14644
私たちの銀河である天の川の豊富な反物質集団を支持する証拠を提示する、ここ数年の天文データが分析されています。データには、静止時の電子-陽電子消滅から確実に発生するエネルギー0.511MeVのガンマ線の登録、AMSで発見された非常に大きな反ヘリウム原子核のフラックス、および次のエネルギーの過剰なガンマ線を生成する14個の星が含まれます。これらの星が反物質で構成されていることを示すものとして解釈されるかもしれない数百MeV。はるか以前に行われたこれらの現象の理論的予測について説明します

VIPERS調査における銀河サブタイプの物理的特性の形成:環境の問題

Title Shaping_physical_properties_of_galaxy_subtypes_in_the_VIPERS_survey:_environment_matters
Authors M._Siudek,_K._Malek,_A._Pollo,_A._Iovino,_C._P._Haines,_M._Bolzonella,_O._Cucciati,_A._Gargiulo,_B._Granett,_J._Krywult,_T._Moutard,_M._Scodeggio
URL https://arxiv.org/abs/2205.14736
目的。この研究は、0.5<z<0.9で観測された31631VIMOSPublicExtragalacticRedshiftSurvey(VIPERS)銀河の分析に基づいて、さまざまな銀河サブクラスの物理的特性とそれらの環境との関係を調査することを目的としています。メソッド。教師なしクラスタリングアルゴリズムの結果を使用して、Siudeketal(2018a)で提示されたレストフレームのUVからNIRの色によって定義された多次元の特徴空間に基づいて、VIPERS銀河の11のサブクラスを区別します。銀河のこれらのサブクラスの特性とそれらの局所環境との関係を調査します。これは、5番目に近い隣接技術から導出された銀河密度のコントラストとして定義されます。結果。銀河の人口密度の関係はすでにz〜0.9で確立されており、青い銀河の割合は密度とともに減少し、赤い割合の増加によって補償されていることを確認します。平均して、高密度環境の赤い銀河は、低密度環境の赤い銀河よりも28%大きくなっています。特に、銀河の1つのグループ、サブクラスC3が見つかりました。これらの銀河のサイズの時間の経過に伴う増加は、主に合併の結果として説明できます。他の赤いサブクラスの場合、合併は主要な役割を果たしていないように見えたり(サブクラスC2)、無視できる役割を果たしているようには見えません(サブクラスC1)。緑の銀河(サブクラスC4-6)の特性は、それらの恒星の質量が遷移質量より上か下かによって異なります。低質量の緑の銀河は経年的な過程を経て成長したように見えますが、高質量の緑の銀河では、質量の集合は合併によって支配されているように見えます。青い銀河に関しては、グループ全体(サブクラスC7-11)で見られる密度の高い環境で割合が減少する傾向は、主に銀河の1つのグループであるサブクラスC10によって引き起こされていることがわかります。これらは、低密度環境で優先的に見られる、sSFRが高いコンパクトな低質量銀河です。

ガイア超高速星からの銀河中心環境への制約II:進化した集団

Title Constraints_on_the_Galactic_Centre_environment_from_Gaia_hypervelocity_stars_II:_The_evolved_population
Authors Fraser_A._Evans,_Tommaso_Marchetti,_Elena_Maria_Rossi
URL https://arxiv.org/abs/2205.14777
銀河中心(GC)での恒星のバイナリとSgrA*の動的な遭遇は、バイナリをきちんと分離し、天の川の脱出速度を超える速度で1つのメンバーを放出することができます。これらの超高速星(HVS)は、天の川の内側のパーセクにある星の種族への洞察を提供することができます。以前の研究で、私たちのシミュレーションは、正確な位置天文学と測定された視線速度を備えたガイア宇宙ミッションからの現在のデータリリースに主系列HVS候補がないため、GCからのHVSの放出率に3ドル×10倍の強い上限があることを示しました。^{-2}\、\mathrm{yr^{-1}}$。GaiaEarlyDataRelease3にポストメインシーケンスHVSがないこと、およびHVS候補S5-HVS1が存在することをさらに考慮することにより、この作業でこの制約を改善します。この証拠は、GCのHVS放出率と恒星の初期質量関数(IMF)に対する縮退したジョイントコンストレイントを提供します。最近の研究で示唆されているように、トップヘビーGCIMFの場合、私たちのモデリングは、HVS排出率$\eta=0.7_{-0.5}^{+1.5}\times10^{-4}\、\mathrm{yr^{-1}}$。この好ましい排出率は、非常にトップライトのIMFの場合は$10^{-2}\、\mathrm{yr^{-1}}$まで大きく、10$^{-4.5}\、\mathrmまで低くすることができます。{yr^{-1}}$IMFが非常に重い場合。制約は、HVS候補がいくつ見つかったかに関係なく、将来のGaiaデータリリースでさらに改善されます。

LAMOST調査からのハローK巨人によって明らかにされた銀河恒星ハローの密度形状に対するガイアソーセージエンセラダスの影響

Title Influence_of_the_Gaia-Sausage-Enceladus_on_the_density_shape_of_the_Galactic_stellar_halo_revealed_by_halo_K_giants_from_the_LAMOST_survey
Authors Wenbo_Wu,_Gang_Zhao,_Xiang-Xiang_Xue,_Wenxiang_Pei,_Chengqun_Yang
URL https://arxiv.org/abs/2205.14815
ガイア・ソーセージ・エンセラダス(GSE)が、LAMOST調査の11624Kの巨人を使用して、銀河ハローの密度形状に与える影響の研究を紹介します。すべての星には、ガウス混合モデルによる球形の速度と金属量に基づいて、GSEのメンバーになる確率が割り当てられます。得られた確率によって恒星のハローを2つに分割します。1つはGSEメンバーで構成され、GSE関連のハローとして定義され、もう1つはGSEが削除されたハローと呼ばれます。ノンパラメトリック法を使用すると、2つの恒星ハローの動径数密度プロファイルは、変数の平坦化$q$($r=\sqrt{R^2+[(Z/q(r))]^2}、\nu={\nu_0}r^{-\alpha}$)。インデックス$\alpha$は、GSE関連のハローの場合は$4.92\pm0.12$であり、GSEが削除されたハローの場合は$4.25\pm0.14$です。2つの恒星のハローは両方とも、小さい半径では垂直方向に平らになりますが、大きい半径ではより球形になります。GSE関連のハローはGSEで削除されたハローよりも垂直方向に平坦化されておらず、2つの恒星ハロー間の$q$の差は0.07から0.15の範囲であることがわかります。ただし、バイアスを考慮すると、ほとんどの半径で0.08以内であると考えられます。最後に、TNG50シミュレーションで重要な主要な合併を経験した2つのMilkyWayアナログと結果を比較します。2つの類似物の研究はまた、主要な合併に関連する恒星のハローは、主要な合併によって除去された恒星のハローよりも小さい楕円率を持っていることを示しています。

MWISP調査からの18,190ドルの$^{12}$CO分子雲における$^{13}$CO放出によって追跡された分子ガス構造

Title Molecular_Gas_Structures_traced_by_$^{13}$CO_Emission_in_the_18,190_$^{12}$CO_Molecular_Clouds_from_the_MWISP_Survey
Authors Lixia_Yuan,_Ji_Yang,_Fujun_Du,_Yang_Su,_Xunchuan_Liu,_Shaobo_Zhang,_Yan_Sun,_Xin_Zhou,_Qing-Zeng_Yan,_and_Yuehui_Ma
URL https://arxiv.org/abs/2205.14858
18,190$^{12}$CO分子雲の形態学的分類の後、$^{13}$CO($J=$1$-$0)線放出によって追跡された内部分子ガス構造の特性をさらに調査します。。3つの異なる方法を使用して各$^{12}$COクラウド内の$^{13}$COガス構造を抽出すると、$^{12}$COクラウドの$\sim$15$\%$(2,851)$^{13}$COガス構造があり、これらの$^{12}$CO雲は、$^{12}$CO排出の総統合フラックスの約93$\%$に寄与します。$^{13}$COガス構造を持つ2,851個の$^{12}$CO雲のそれぞれで、$^{13}$CO排出面積は通常$^{12}$の70$\%$を超えません。CO排出面積、および$^{13}$CO統合フラックスはその$^{12}$CO統合フラックスの20$\%$を超えません。$^{12}$COと$^{13}$COの両方の放出領域における$^{12}$CO線の速度積分強度と$^{13}$CO線の強度の強い相関関係を明らかにします。。これは、分子雲のH$_{2}$列密度が$^{13}$CO線の放出に重要であることを示しています。18,190ドルの$^{12}$CO分子雲の$^{13}$CO構造の検出率をそれらの形態、つまり非フィラメントとフィラメントに関連付けた後、$^{13}$COガス構造が主に検出されることがわかりました。フィラメント状の形態を持つ$^{12}$CO雲の中。さらに、これらのフィラメントは、複数の$^{13}$CO構造を含む傾向があります。これは、フィラメントがより大きな空間スケールを持っているだけでなく、$^{13}$CO線によってトレースされたより多くの分子ガス構造、つまり局所的なガス密度の向上も持っていることを示しています。私たちの結果は、乱流の動的圧縮が局所密度の向上を誘発する、フィラメント形成の乱流圧縮シナリオを支持しています。非フィラメントは、拡散ISMの低圧で静止状態の乱流環境にある傾向があります。

$ z = 0 $で主要な合併ペアを閉じる:バルジ対総比率と星形成の強化

Title Close_Major_Merger_Pairs_at_$z=0$:_Bulge-to-Total_Ratio_and_Star_Formation_Enhancement
Authors Chuan_He,_Cong_Kevin_Xu,_Donovan_Domingue,_Chen_Cao,_Jiasheng_Huang
URL https://arxiv.org/abs/2205.14899
SDSSrバンドの2次元分解に基づいて、88個の銀河の近接メジャーマージャーペア(H-KPAIR)のKsバンドで選択されたサンプルのバルジ対合計比(B/T)の研究を提示します。\textsc{galfit}を含む画像。相互作用によって引き起こされる特定の星形成率の向上($\rmsSFR_{enh}$)のB/T比への依存性、およびこの依存性がらせん状の星形成銀河(SFG)間の違いに及ぼす影響を調査します。+スパイラル(S+S)とスパイラル+楕円(S+E)のペア。H-KPAIRの132個の渦巻銀河すべてのうち、S+Eペアの44個は、44個のS+Sペアの渦巻銀河よりも高いB/Tを示し、平均$\rmB/T=0.35\pm0.05$および$\rmB/T=0.26\pm0.03$、それぞれ。$\rmsSFR_{enh}$はB/T比に強い負の依存関係があり、$\rmB/T<0.3$のペアのSFGのみが大幅な($>5\sigma$)拡張を示します。S+SペアのペアSFGも同様の傾向を示し、S+Sの多くのディスクSFG($\rmB/T<0.1$)には強力なsSFR拡張機能があります($\rmsSFR_{enh}>0.7$〜dex)。S+EのSFGの場合、sSFRには明確なB/T依存性がなく、B/Tビンに大幅な拡張もありません。S+Sのディスク状SFGは、分子ガス含有量($\rmM_{H_2}/M_{star}$)で有意な($>4\sigma$)強化を示しますが、S+EのSFGではそのような強化はありません。B/Tビン。対の銀河のどのB/Tビンでも、総ガス含有量($\rmM_{gas}/M_{star}$)の大幅な向上は見られません。全ガス($\rmSFE_{gas}=SFR/M_{gas}$)または分子ガス($\rmSFE_{H_2}=SFR/M_{H_2}$)の星形成効率は依存しませんB/T比について。ペアのSFGで見つかった唯一の重要な($>4\sigma$)SFE拡張機能は、S+SペアのディスクSFGの$\rmSFE_{gas}$です。

いて座恒星流のかすかな枝の円盤状の起源を再考する

Title Revisiting_a_disky_origin_for_the_faint_branch_of_the_Sagittarius_stellar_stream
Authors Pierre-Antoine_Oria,_Rodrigo_Ibata,_Pau_Ramos,_Benoit_Famaey,_Rapha\"el_Errani
URL https://arxiv.org/abs/2205.14902
いて座矮小銀河(Sgr)の恒星流で観測された分岐を生成する方法を調査します。私たちの方法は、最後の3〜Gyrの間、天の川に落ちるSgrの$N$体シミュレーションを実行することで構成され、広範囲の初期位置、エネルギー、および角運動量にまたがるディスク軌道上にテスト粒子が追加されます。かすかな枝に到達する粒子は、主に高角運動量の粒子であり、すべてが始祖内の単一の平面から発生し、始祖の軌道面と天の川の恒星円盤の両方にほぼ垂直であることがわかります。シミュレーション開始時の元の構成は、3〜Gyr前にすでに存在していたスパイラル機能に対応します。これは、たとえば、ディスクのようなコンポーネントが潮汐的に乱された結果、または衛星の潮汐尾がSgr内で破壊された結果である可能性があります。次に、この円盤状コンポーネントの自己重力を含むシミュレーションを実行します。その起源のあいまいさが残っているにもかかわらず、らせん状の過密度を持つSgr矮星のこのディスクコンポーネントは、分岐したSgrストリームの観察されたかすかな枝を再現するための作業モデルへの第一歩を提供します。

プレステラコアL1544に向けたc-C$_3 $ H $_2$の重水素

Title Deuteration_of_c-C$_3$H$_2$_towards_the_pre-stellar_core_L1544
Authors K._Giers,_S._Spezzano,_F._Alves,_P._Caselli,_E._Redaelli,_O._Sipil\"a,_M._Ben_Khalifa,_L._Wiesenfeld,_S._Br\"unken,_L._Bizzocchi
URL https://arxiv.org/abs/2205.14963
コンテキスト:プレステラコアの中心では、低温と高密度のために重水素の分別が強化されています。したがって、重水素化分子の化学を使用して、星形成の初期段階での進化と運動学を調べることができます。目的:シクロプロペニリデンc-C$_3$H$_2$の放出マップを分析して、典型的なプレステラコアL1544全体の重水素化の分布を研究します。方法:c-C$_3$H$_2$、c-H$^{13}$CC$_2$H、c-C$_3$HD、およびc-C$_3$D$_2$の単一ディッシュ観測を使用します。IRAM30m望遠鏡で実行される恒星コアL1544。カラム密度と重水素の割合のマップを導き出し、これらの観測結果を非LTE放射伝達シミュレーションと比較します。結果:最高の重水素フラクションは、L1544の中心にあるダストピークの近くにあり、H$_2$D$^+$イオンの存在量の増加が重水素化プロセスを促進します。ピーク値はN(c-C$_3$HD)/N(c-C$_3$H$_2)=0.17\pm0.01$、N(c-C$_3$D$_2$)/N(c-C$_3$H$_2)=0.025\pm0.003$およびN(c-C$_3$D$_2$)/N(c-C$_3$HD$)=0.16\pm0.03$。これは、以前の単一点の観測と一致しています。c-C$_3$HDとc-C$_3$D$_2$の分布は、重水素化された形のc-C$_3$H$_2$が実際にはダストのピークをトレースし、c-C$_3$H$_2$のピークをトレースしないことを示しています。結論:N(c-C$_3$D$_2$)/N(c-C$_3$HD)マップは、重水素化のプロセスがコアの中心に向かってより効率的であることを確認し、炭素鎖分子がまだ高密度。これは、COを破壊するHe$^+$イオンの量が増加し、気相の炭素原子の量が増加したことが原因である可能性があります。

中質量星形成領域NGC2071IRにおけるディスクと流出

Title Disks_and_Outflows_in_the_Intermediate-mass_Star_Forming_Region_NGC_2071_IR
Authors Yu_Cheng,_John_J._Tobin,_Yao-Lun_Yang,_Merel_L._R._van't_Hoff,_Sarah_I._Sadavoy,_Mayra_Osorio,_Ana_Karla_D\'iaz-Rodr\'iguez,_Guillem_Anglada,_Nicole_Karnath,_Patrick_D._Sheehan,_Zhi-Yun_Li,_Nickalas_Reynolds,_Nadia_M._Murillo,_Yichen_Zhang,_S._Thomas_Megeath,_{\L}ukasz_Tychoniec
URL https://arxiv.org/abs/2205.15108
中間質量星形成領域であるNGC2071IRに向けて、ALMAバンド6/7(1.3mm/0.87mm)とVLAKaバンド(9mm)の観測結果を示します。連続体とそれに関連する分子線の放出を、最も明るい原始星、つまりIRS1とIRS3に向けて、約100au(0.2")スケールで特徴付けます。IRS1は、ミリメートルとセンチメートルの連続体で部分的に分解され、潜在的なディスクを示します。IRS3ミリメートルの連続体で十分に分解されたディスクの外観を持ち、さらに9mmで約40au離れた近接バイナリシステムに分解されます。両方のソースは、C18O、H2CO、SO、SO2を含む複数のスペクトル線でディスクの主軸全体に明確な速度勾配を示します、およびCH3OH、13CH3OH、CH3OCHOなどの複雑な有機分子。分析手法を使用してディスクのケプレリアン回転を適合させ、MCMCルーチンを使用して物理パラメータに制約を与えます。IRS3バイナリシステムの総質量は1.4と推定されます。-1.5$M_\odot$。IRS1は、単一の原始星によって支配されていると仮定すると、運動学的モデリングとそのスペクトルエネルギー分布の両方に基づいて3-5$M_\odot$の中心質量を持ちます。IRS1とIRS3の両方について、推測するラジオジェット、ウォーターメーザー、分子流出、H2放出など、さまざまなトレーサーからの赤い放出方向は常に一貫しているわけではなく、IRS1の場合、これらは約50$^{\circ}$ずれている可能性があります。IRS3は、単一の歳差運動ジェットによってよりよく説明されます。同様のメカニズムがIRS1にも存在する可能性がありますが、IRS1の未解決の複数システムも可能です。

小マゼラン雲赤色巨星のCaIIトリプレット分光法。 VI。本体の化学的性質の分析

Title Ca_II_Triplet_Spectroscopy_of_Small_Magellanic_Cloud_Red_Giants._VI._Analysis_of_chemical_properties_of_the_Main_Body
Authors B.J._De_Bortoli,_M.C._Parisi,_L.P._Bassino,_D._Geisler,_B._Dias,_G._Gimeno,_M.S._Angelo,_and_F.Mauro
URL https://arxiv.org/abs/2205.15134
GEMINI-SのGMOS機器を使用して、6つのSMC星団とその周辺のフィールドで150を超える赤色巨星の視線速度とCaT金属量を導き出しました。平均クラスター視線速度と金属量は、2.2km\、s$^{-1}$と0.03dexの平均誤差で得られましたが、平均場金属量は0.13dexの平均誤差を持っています。この情報を、同じスケールのCaTメタリックを持つ別の51のクラスターと30のフィールドで利用可能な情報に追加します。この拡張されたサンプルを使用して、半主軸の内側3.4度として定義されるSMC本体の化学的性質を分析します。本体クラスターの金属量分布は、金属が豊富なクラスターグループと金属が少ないクラスターグループの二峰性であり、分散が$\mu=-0.80$、$\sigma=0.06$の平均金属量を持っている可能性が高いことがわかりました。および$\mu=-1.15$、$\sigma=0.10$dex、それぞれ。一方、本体のフィールドスターは、$[Fe/H]\sim-1$でピークに達する単峰性の金属量分布と$0.3$の分散を示します。金属が豊富なクラスターも金属が少ないクラスターも、金属量の勾配を示しません。しかし、完全な本体クラスターサンプルとフィールドスターは互いに一致する負の金属量勾配を持っていますが、クラスターに対応するものは、その領域で研究されたクラスターに存在する大きな金属量分散のために大きな誤差があります。金属が豊富なクラスターは明確な年齢と金属量の関係を示しますが、金属が少ないクラスターは銀河の寿命を通して化学的濃縮を示しません。化学濃縮がSMC本体で複雑であるという観察証拠を提示します。起源が異なる可能性のある2つのクラスターグループが本体に共存している可能性があります。正確で均質な金属性と距離を備えたより多くのデータが必要であり、2つの可能なクラスターグループの可能な異なる起源を理解するために動的シミュレーションが必要です。

矮小不規則銀河NGC6822について。I。若年、中年、老年の星の種族

Title On_the_dwarf_irregular_galaxy_NGC_6822._I._Young,_intermediate_and_old_stellar_populations
Authors Maria_Tantalo,_Massimo_Dall'Ora,_Giuseppe_Bono,_Peter_B._Stetson,_Michele_Fabrizio,_Ivan_Ferraro,_Mario_Nonino,_Vittorio_F._Braga,_Ronaldo_da_Silva,_Giuliana_Fiorentino,_Giacinto_Iannicola,_Massimo_Marengo,_Matteo_Monelli,_Joseph_P._Mullen,_Adriano_Pietrinferni,_Maurizio_Salaris
URL https://arxiv.org/abs/2205.15143
ローカルグループの矮小不規則銀河NGC6822の正確で深いマルチバンド($g、r、i$)測光を提示します。画像は2m/4m-(INT、CTIO、CFHT)および8mの広視野カメラで収集されました。-銀河の中心を横切る2平方度のFoVをカバーするクラスの望遠鏡(SUBARU)。$\approx$7,000のCCD画像のPSF測光を実行し、最終的なカタログには100万を超えるオブジェクトが含まれています。候補となるフィールドと銀河の星を特定するための新しいアプローチを開発し、古い恒星トレーサーを使用して銀河中心の新しい推定を実行し、以前の推定と1.15(RA)および1.53(DEC)分角異なることを発見しました。また、若い星(主系列星、赤色巨星分枝)、中間星(赤色巨星分枝、漸近巨星分枝[AGB])、古い星(赤色巨星分枝[RGB])は、異なる放射状分布を示すことがわかりました。古い星の種族は球形に分布しており、以前に推定された距離($\sim$1度)よりも大きい半径方向の距離まで広がっています。若い人口は、ラジオ測定によって示唆されるように、明確に定義されたバーと円盤状の分布を示しています。これは、古い人口と比較して中心から外れています。AGB星を識別するために採用されたさまざまな診断の長所と短所について説明し、酸素と炭素(C)が豊富な星を特徴付ける光学NIR-MIRカラーカラー図(CCD)に基づいて新しいものを開発します。炭素とM型(C/M)の星の間の平均人口比は0.67$\pm$0.08(光学/NIR/MIR)であり、観測されたC/M比と経験的なC/M-金属量の関係を使用して推定しました。[Fe/H]$\sim$-1.25($\sigma$=0.04dex)の平均鉄存在量は、文献の推定値と非常によく一致しています。

近くのギャラクシーM33における星の種族の年齢の関数としてのダスト放出

Title Dust_Emission_as_a_Function_of_Stellar_Population_Age_in_the_Nearby_Galaxy_M33
Authors Kate_Mallory,_Daniela_Calzetti_(University_of_Massachusetts_Amherst),_and_Zesen_Lin_(University_of_Science_and_Technology_of_China)
URL https://arxiv.org/abs/2205.15165
8ミクロンでのダスト放出は、銀河と銀河内の〜kpcサイズの領域の現在の星形成率の指標として広範囲に較正されています。それでも、8ミクロンの放出と銀河の若い星の種族との間の正確な関係はまだ疑問視されています。なぜなら、塵の粒子は古い野外の星によっても確率的に加熱される可能性があるからです。このリンクを調査するために、スピッツァー宇宙望遠鏡からの中赤外線画像を、ローカルグループ銀河M33の公開された星団候補カタログと組み合わせました。M33は十分に接近しているため、スピッツァーの8ミクロンの画像は星形成の個々の領域を解決します。星団は、ほぼ単一の年齢の星の種族を表しており、より複雑な星の混合物よりもモデル化が非常に簡単です。星団の年齢の関数として、単位恒星質量あたり8ミクロンの光度の減少が見られます。大きな散乱は、塵によって吸収される恒星光のさまざまな割合と一致しています。減少と散乱は両方とも、より遠い銀河に基づく発見を確認し、若い星の種族のダスト放出の単純なモデルによってよく説明されています。8ミクロンでのダスト放出は、星の種族の年齢に敏感に依存し、少なくともここで分析された最も古い年齢である約400Myrまでであると結論付けます。この依存性は、少なくとも小さな銀河領域と個々の星形成領域では、星形成率の指標としての8ミクロンの放射の使用を複雑にします。スピッツァーの遺産を活用することにより、この調査は、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡による将来の探査への道を開きます。

粘度は、コラプサーディスクのグローバルモデルにおけるrプロセスの実行可能な流出を抑制します

Title Viscosity_suppresses_r-process_viable_outflows_in_global_models_of_collapsar_disks
Authors Oliver_Just_(1,2),_Miguel_A._Aloy_(3,4),_Martin_Obergaulinger_(3),_Shigehiro_Nagataki_(2,5)_(1:_GSI_Darmstadt,_2:_ABBL_RIKEN,_3:_Astronomy_Department_Uni_Valencia,_4:_Observatory_Uni_Valencia,_5:_iTHEMS_RIKEN)
URL https://arxiv.org/abs/2205.14158
コラプサーディスクは重い元素の豊富な工場であると提案されていますが、それらの流出が中性子に富んでいるかどうか、したがって急速な中性子捕獲(r-)プロセスの重要な場所を表すことができるか、または鉄グループによって支配されるかどうかの主要な問題要素は、未解決のままです。星の始祖から始まり、エネルギー依存のM1ニュートリノ輸送とアルファ粘度を使用して、ディスクの進化、その組成、および膨張する星のマントルに応じた流出を自己無撞着に説明するコラプサーのグローバルモデルを提示します。乱流角運動量輸送。中性子が豊富でニュートリノが支配的な降着流(NDAF)は、ディスクが形成された直後に移流ディスク(ADAF)に崩壊する傾向があるため、非常に短い時間または非常に低い粘度のいずれかで、ごくわずかしか確立されないことがわかります。、強力な流出を開始しますが、高温で高密度の、したがって中性子に富むコアの発達を防ぎます。粘性の流出は、極超新星の爆発エネルギーに近い爆発エネルギーで、約100秒以内に星を破壊します。粘性を無視すると、ディスク質量が約1Msunの安定したNDAFが形成されますが、中性子に富む噴出物を放出することはできません。放出電子の割合が0.5に近いため、すべてのモデルで56Niが大量に生成されると考えられます。我々の結果は、中性子に富む円盤、およびそれに対応するrプロセスの実行可能な流出は、中性子星合体の残りの円盤ほど容易には発生しないことを示唆している。電磁流体力学的乱流によって生成される弱い有効粘度は、中性子に富む噴出物を得る可能性を改善します。

マグネター駆動キロノバの多様性について

Title On_the_diversity_of_magnetar-driven_kilonovae
Authors Nikhil_Sarin,_Conor_M._B._Omand,_Ben_Margalit,_David_I._Jones
URL https://arxiv.org/abs/2205.14159
無視できない割合の二元中性子星合体は、長寿命の中性子星の残骸を形成し、合併のマルチメッセンジャーの特徴を劇的に変えると予想されます。ここでは、マグネター駆動のキロノバの既存のモデルを拡張し、キロノバとキロノバの残光の多様性を探ります。(不確実な)磁場強度の役割に焦点を当てて、外部双極子および内部トロイダル磁場の関数として結果として生じる電磁特性を研究します。これらの2つのパラメーターは、それぞれ、急速に回転する残骸の磁気双極子スピンダウンと重力波スピンダウン(磁場変形による)の間の競合を支配します。重力波放出が支配的なパラメータ空間でも、このパラメータ空間はスピンダウン光度の多くが熱化される場所であるため、マグネター中央エンジンを備えたキロノバはエンジンを備えていないキロノバよりも大幅に明るくなることがわかります。対照的に、重力波の放出が最小限のシステムは、初期の観測が利用可能でない限り、通常のキロノバと区別するのが難しいかもしれないキロノバを生成します。ただし、このパラメータ空間のエネルギーの大部分が噴出物の加速に入ると、そのようなシステムはより短い時間でピークに達するより明るいキロノバ残光を生成します。マグネターの存在をキロノバとキロノバの残光から効果的に隠すには、噴出物に入力される回転エネルギーを$\lesssim10^{-3}-10^{-2}E_{\rmrot}$にする必要があります。偶然の観測でマグネター駆動のキロノバを特定するために利用できるさまざまな診断について説明し、超高輝度超新星やブロードライン超新星Icなどの他の潜在的なマグネター駆動の爆発との類似点を示します。

V404 CygniのX線と光学分光法の同時処理は、X線連星降着円盤風の多相性をサポートします

Title Simultaneous_X-ray_and_optical_spectroscopy_of_V404_Cygni_supports_the_multi-phase_nature_of_X-ray_binary_accretion_disc_winds
Authors Teo_Mu\~noz-Darias,_Gabriele_Ponti
URL https://arxiv.org/abs/2205.14162
降着円盤風の観測的特徴は、X線または光学波長のいずれかでかなりの数の低質量X線連星で発見されています。2015年のブラックホール過渡現象V404Cygniの爆発は、同じシステムで両方のタイプの流出を研究するユニークな機会を提供しました。硬X線光曲線(INTEGRAL)に加えて、同時X線(チャンドラ天文台)と光学(GranTelescopioCanarias、GTC)分光法を使用して、P-Cygから導出された風の運動特性を示します低硬X線フラックスでの光学および発光フレア中の多くのX線遷移で検出されたプロファイルは、著しく類似しています。さらに、中間の硬X線フラックスで取得された厳密に同時のデータは、同じ降着円盤風で発生する可能性が最も高い、光学およびX線輝線間の一貫した輝線特性を示しています。風の特性を説明するためのいくつかのシナリオについて説明し、システムの爆発全体の間に動的な多相流出の存在を支持します。この研究は、異なる波長でかなり類似した特徴的な速度を持つ風の検出の数の増加とともに、風型のX線連星の流出が主に多相の性質を持っている可能性があることを示唆しています。

ブレーザーの可変X線およびUV光学フラックス挙動の特徴づけ

Title Characterizing_the_Variable_X-ray_and_UV-Optical_Flux_Behavior_of_Blazars
Authors Kaitlyn_E._Moo,_Joel_N._Bregman,_and_Mark_T._Reynolds
URL https://arxiv.org/abs/2205.14183
X線領域と光学領域のブレーザーの変動性は、それらの放射領域の物理学に情報を提供し、プログラムがオブジェクトを明るくまたは暗くすることを要求する場合、観測者に要求を課します。Swiftによる広範な同時X線および光学観測は、これらのオブジェクトの可変性に対する最良の洞察を提供します。このプログラムは、19個のX線ブライトブレーザー(通常は$z>0.1$)の\textit{Swift}データを使用して、それらの変動特性を決定します。分析は構造関数に基づいており、変動の性質と、それが時間、光度、および赤方偏移にどのように依存するかについての洞察を提供します。また、観測の計画とデータの取得の間の時間遅延を考慮して、平均輝度以上でブレーザーを観測するための戦略を検討します。これは、現在または将来の軌道を回るX線望遠鏡での観測にとって重要です。軟X線バンドの変動は、通常、一定の時間差(つまり、30日または100日)で、UV光波長の場合よりも3〜8倍大きくなります。赤方偏移(30日の時間遅延)の関数としての変動の振幅(X線またはUV光学)と光度との適度な正の相関にほとんど違いはありません。X線帯では、通常よりも明るくなるブレーザーは、通常、少なくとも2〜3か月間は明るいままですが、かなりのちらつきがあります。$F_X>0.9F_{X、avg}$のときに観測をスケジュールすることにより、平均X線束を大幅に下回るオブジェクトの観測を回避できます。これには、スケジューリングアクティビティの時間の近くで観測を監視する必要があります。

GRB 220101Aのアジャイル観測:非常に大量のエネルギー放出を伴う「新年のバースト」

Title AGILE_Observations_of_GRB_220101A:_A_"New_Year's_Burst"_with_an_Exceptionally_Huge_Energy_Release
Authors Alessandro_Ursi,_Marco_Romani,_Giovanni_Piano,_Francesco_Verrecchia,_Francesco_Longo,_Carlotta_Pittori,_Marco_Tavani,_Andrea_Bulgarelli,_Martina_Cardillo,_Claudio_Casentini,_Paolo_Walter_Cattaneo,_Enrico_Costa,_Marco_Feroci,_Valentina_Fioretti,_Luca_Foffano,_Fabrizio_Lucarelli,_Martino_Marisaldi,_Aldo_Morselli,_Luigi_Pacciani,_Nicol\`o_Parmiggiani,_Patrizio_Tempesta,_Alessio_Trois,_and_Stefano_Vercellone
URL https://arxiv.org/abs/2205.14199
2022年1月1日の初めに行われ、発見以来これまでに検出された中で最もエネルギーの高いガンマ線バースト(GRB)の1つとして認識されたGRB220101Aのアジャイル観測を報告します。AGILE衛星は、このバーストのプロンプトフェーズに関する興味深いデータを取得し、数十keVから数十MeVまでの広いエネルギー範囲でイベントの全体的な時間的およびスペクトル的記述を提供しました。プロンプトエミッションを3つの主要な間隔に分割すると、バーストの中央部分でスペクトルが著しく硬化するという興味深いスペクトルの進化に気づきます。異なる時間間隔で遭遇する平均フラックスは、他の注目すべきバーストのフラックスと比較して比較的穏やかであり、全体的なフルエンスは、MCALによって検出されたGRBの中でごく普通の値を示します。ただし、GRB220101AはAGILEによって検出された2番目に遠いイベントであり、MCALGRBサンプル全体の中で最も高い等方性等価エネルギーを持つバーストであり、E_iso=2.54x10^54ergを放出し、L_iso=2.34x10^52ergの等方性光度を示します。/s(両方とも400keV〜10MeVのエネルギー範囲)。また、公開されているSwiftXRTデータを使用して、残光フェーズの最初の10^6秒を分析し、前方衝撃モデルに基づいて残光の理論的分析を実行しました。GRB220101Aは、風のような密度の媒体に囲まれている可能性が高く、初期衝撃によって運ばれるエネルギーは、E_iso全体の一部であり、おそらく50%近くであることがわかります。

観測されたX線と[OIII]の光度比が低いAGNのNuSTAR観測:非常に不明瞭なAGNまたはオフにされたAGN?

Title NuSTAR_Observations_of_AGN_with_Low_Observed_X-ray_to_[OIII]_Luminosity_Ratios:_Heavily_Obscured_AGN_or_Turned-Off_AGN?
Authors M._Lynne_Saade,_Murray_Brightman,_Daniel_Stern,_Matthew_A._Malkan,_and_Javier_A._Garcia
URL https://arxiv.org/abs/2205.14216
タイプ2活動銀河核(AGN)は、数百から数千のパーセクのスケールで伸びる強力で高イオン化の狭い輝線を介して超大質量ブラックホールへの降着の兆候を示しますが、黒に近いところから広い輝線を欠いていますタイプ1AGNを特徴付ける穴。広い放射の欠如は、最も内側の核領域の不明瞭さを示している可能性があり、またはブラックホールがもはや強く付着していないことを示している可能性があります。高エネルギーX線は厚い不明瞭な柱を透過する可能性があるため、これら2つのシナリオを区別する力があります。IRAS12ミクロン調査からの9Seyfert2AGNの高エネルギーNuSTAR観測を提示し、Chandra、XMM-Newton、およびSwiftからの低エネルギーX線観測を補足します。銀河は、[OIII]光学光度と比較して、観測された2〜10keVの光度が異常に低くなるように選択されました。これは、非常に不明瞭なAGNの従来の診断であり、水素カラム密度が最も高いコンプトン厚領域に達します。更新された[OIII]光度と硬X線スペクトルの物理モデリングに基づく固有のX線光度に基づいて、1つの銀河がタイプ2(NGC5005)として誤って分類され、残りのAGNのほとんどが不明瞭になっていることがわかります。3つはコンプトン厚として確認されました(IC3639、NGC1386、およびNGC3982)。1つの銀河NGC3627は、最近非アクティブ化されたようです。また、NGC6890に新しいX線変化する外観のAGNがあります。

太陽磁場中の等方性超高エネルギー光子束のシミュレーション

Title Simulation_of_the_isotropic_ultra-high_energy_photons_flux_in_the_solar_magnetic_field
Authors Bo\.zena_Poncyljusz,_Tomasz_Bulik,_Niraj_Dhital,_Oleksandr_Sushchov,_S{\l}awomir_Stuglik,_Piotr_Homola,_David_Alvarez-Castillo,_Marcin_Piekarczyk,_Tadeusz_Wibig,_Jaroslaw_Stasielak,_P\'eter_Kov\'acs,_Katarzyna_Smelcerz,_M_D_Rodriguez_Frias,_Micha{\l}_Nied\'zwiecki,_Justyna_Miszczyk,_Tomasz_So\'snicki,_{\L}ukasz_Bibrzycki,_Arman_Tursunov,_Luis_Del_Peral,_Krzysztof_Rzecki
URL https://arxiv.org/abs/2205.14266
超高エネルギー(UHE)光子の観測の欠如と、それらの識別に適用されている最先端の方法論の限界の両方が、関連するシミュレーションおよび関連する観測戦略への代替アプローチに関する研究を動機付けています。このような新しいアプローチの1つがこのレポートで提案されており、一度に観測される多くの空間的に相関する大規模なエアシャワーまたは一次宇宙線で構成される宇宙線現象を通じてUHE光子の間接的な識別を可能にする新しい観測量に関するものです。この研究は、いくつかの重要な変更を加えたPRESHOWERプログラムを使用した、UHE光子と太陽の磁場との相互作用のシミュレーションに基づいています。このような相互作用の期待される結果の1つは、宇宙線エネルギースペクトル全体にまたがるエネルギーの二次光子の非常に薄く非常に細長いカスケードの形での宇宙線集団(CRE)の生成です。地球の大気圏に入ると、これらのカスケードまたはその部分は、空間的に相関する大規模なエアシャワーの独特の特徴的な壁を生成する可能性があり、一次UHE光子が地球に向けられていない場合にも効果が期待されます。これらのマルチプライマリUHE光子フットプリントの粒子分布は、メートルのオーダーの厚さと数億キロメートルに達する伸びを持つと予想され、履歴データの再調査を含むグローバルなマルチ実験アプローチで潜在的に観測可能になります、予想されるイベント率は、非常に大規模な宇宙線観測所の能力を超えています。このレポートで説明されている方法では、UHE光子によって誘発されるCREに関連する潜在的に観測可能な量(地球の大気の上部にある粒子の密度、エネルギースペクトル、地理的方向)をシミュレートできます。

Kerrおよび4-DEinstein-Gauss-Bonnet重力の領域におけるBondi-Hoyle降着流における漸近速度の研究

Title Study_of_Asymptotic_Velocity_in_the_Bondi-Hoyle_Accretion_Flows_in_the_Domain_of_Kerr_and_4-D_Einstein-Gauss-Bonnet_Gravities
Authors Orhan_Donmez,_Fatih_Dogan,_Tugba_Sahin
URL https://arxiv.org/abs/2205.14382
クエーサーと活動銀河核(AGN)のブラックホールに非常に近い付着物の物理的構造を理解することは、それらの中心で発生する活動を制約するための重要なマイルストーンです。この論文では、カーとアインシュタイン-ガウス-ボネ(EGB)の急速に回転するブラックホールの周りの降着円盤の物理的構造に対する漸近速度の影響を数値的に調査します。ボンダイホイル降着は、計算領域の上流領域のブラックホールに向かってガスが落下すると考えられます。ショックコーンは、両方のブラックホールの周りの流れの下流部分で自然に生成されます。円錐の構造と付着物の量は、漸近速度$V_{\infty}$(マッハ数)と重力の種類(カーまたはEGB)に依存することがわかります。超音速領域で流入する物質のマッハ数を増やすと、ブラックホールに向かってガスが急速に落下するため、衝撃開口角と降着率が小さくなります。質量降着率$\dot{M}$がガウス-ボネ(GB)結合定数$\alpha$でEGB重力で減少している間、EGB重力はショックコーンの衝撃開放角度の増加につながります。また、EGB重力により付着率と抗力が大きく変化することも確認されています。私たちの数値シミュレーション結果は、降着円盤の降着メカニズムと物理的特性、およびNGC$1313$$X-1$や$1313$$X-2$やMAXIなどの観測された$X-$光線のブラックホールを特定するために使用できます。$J1803-298$。

LHAASOによるTeVハローの検出の見通し:異方性拡散モデルの枠組みの中で

Title Prospect_of_detecting_TeV_halos_with_LHAASO:_in_the_framework_of_the_anisotropic_diffusion_model
Authors Kai_Yan,_Ruo-Yu_Liu,_S.Z._Chen,_Xiang-Yu_Wang
URL https://arxiv.org/abs/2205.14563
これまでに観測された3つのTeVパルサーハローの粒子拡散係数は、星間物質(ISM)の典型的な値よりも大幅に小さいと推測されます。異方性拡散モデルは、観測者の視線(LOS)とパルサーの間の視角がパルサーと局所平均場方向は小さい。一般に、このモデルでのTeVハローの形態は、視野角に大きく依存し、LOSが局所平均場方向とほぼ一致していない場合、細長い非対称の形態が予測されます。小さな視角の特定の要件は、TeVハローのごく一部に対してのみ確立されていると思われますが、明らかに非対称な形態のTeVハローは検出されていません。この論文では、特に検出可能性に対する視角の影響に焦点を当てて、異方性拡散モデルの枠組みの中でTeV-PeVガンマ線検出器LHAASOによって測定されたTeVハローの期待を研究します。TeVハローは、より小さな視角でより検出可能であり、この選択効果は、これまでに検出された3つのTeVハローすべての形態が一貫して球形である理由を説明している可能性があります。また、LHAASOは、妥当なソースパラメータを使用して、数年間の運用後に非対称TeVハローを検出できることも示しています。これは、異方性拡散モデルの重要なテストとして役立ちます。

MeerTRAPによる高速電波バーストの最初の発見とローカリゼーション:リアルタイムの共同MeerKAT調査

Title First_discoveries_and_localisations_of_Fast_Radio_Bursts_with_MeerTRAP:_a_real-time,_commensal_MeerKAT_survey
Authors K._M._Rajwade,_M._C._Bezuidenhout,_M._Caleb,_L._N._Driessen,_F._Jankowski,_M._Malenta,_V._Morello,_S._Sanidas,_B._W._Stappers,_M._P._Surnis,_E._D._Barr,_W._Chen,_M._Kramer,_J._Wu,_S._Buchner,_M._Serylak,_F._Combes,_W._Fong,_N._Gupta,_P._Jagannathan,_C._D._Kilpatrick,_J.-K._Krogager,_P._Noterdaeme,_C._N\'un\~ez,_J._Xavier_Prochaska,_R._Srianand_and_N._Tejos
URL https://arxiv.org/abs/2205.14600
南アフリカのミーアキャットでの一般的な高速電波過渡検出プログラムであるMeerTRAPプロジェクトからの高速電波バースト(FRB)の発見と位置特定について報告します。私たちのハイブリッドアプローチは、平均視野が0.4$\rmdeg^{2}$のコヒーレント検索と、$\sim$1.27$\rmdeg^{2}の視野を利用したインコヒーレント検索を組み合わせたものです。$(両方とも1284〜MHz)。ここでは、最初の3つのFRBの結果を示します:FRB20200413A(DM=1990.05pccm$^{-3}$)、FRB20200915A(DM=740.65pccm$^{-3}$)、およびFRB20201123A(DM=433.55pccm$^{-3}$)。FRB20200413Aは、インコヒーレントビームでのみ発見されました。FRB20200915A(これもインコヒーレントビームでのみ発見されます)は、銀河やプラズマレンズの星間シンチレーションでは説明できない動的スペクトルの斑点状の放射を示しており、光源に固有である可能性があります。FRB20201123Aは、メインバーストの約200ミリ秒後にかすかなポストカーソルバーストを示し、それが繰り返しFRBであるかどうかを確認するためのさらなるフォローアップを保証します。FRB20201123Aは、乱流媒体による散乱と一致する有意な時間的広がりも示します。広がりは、私たちの銀河を通る視線に沿った中程度の予測を超えています。この散乱を、ホスト銀河のFRBの環境における乱流媒体と関連付けます。FRB20201123Aの約$1'$のローカリゼーション領域内で、ホストアソシエーションの事後確率を支配する1つの発光銀河($r\約15.67$;J173438.35$-$504550.4)を識別します。銀河の測定された特性は、安全な関連付けを持つ他のFRBホストと一致しています。

大気レプトンフラックス計算のためのデータ駆動型ハドロン相互作用モデル

Title Data-driven_hadronic_interaction_model_for_atmospheric_lepton_flux_calculations
Authors Anatoli_Fedynitch,_Matthias_Huber
URL https://arxiv.org/abs/2205.14766
大気ニュートリノフラックス計算の不確実性への主な貢献は、宇宙線核子フラックスとハドロン-空気相互作用における二次粒子の生成断面積から生じます。この作業で開発されたデータ駆動型モデル(DDM)は、固定ターゲットアクセラレータデータからの粒子収量をパラメータ化します。加速器データから包括的ミューニュートリノフラックス予測への誤差の伝播は、以前の推定よりも不確実性が小さくなり、大気フラックスデータの記述は良好です。このモデルはMCEqパッケージの一部として実装されているため、ニュートリノ望遠鏡での理論的なフラックス誤差推定に柔軟に使用できます。

4FGL J0935.3 + 0901の光度曲線:フレアリングブラックウィドウ候補

Title Optical_Light_Curve_of_4FGL_J0935.3+0901:_A_Flaring_Black_Widow_Candidate
Authors J._P._Halpern
URL https://arxiv.org/abs/2205.14786
Fermiソース4FGLJ0935.3+0901のコンパクトなバイナリ候補の時系列測光を取得しました。2.44時間の軌道変調に重ね合わされるのは、いくつかのセアカゴケグモとブラックウィドウのミリ秒パルサー(MSP)に見られるように、日々の変動と頻繁なフレアです。短い公転周期は黒人の未亡人を支持します。$\leq1$magの変調は、ほとんどの黒い未亡人の変調よりも小さいですが、軌道傾斜角が低いことを示している可能性があります。公開された光スペクトルは強い輝線を示していますが、光度曲線は、過渡的なMSPの降着円盤放出ではなく、コンパニオンスターのパルサー加熱を示しています。放出線とフレアリングは同じオブジェクトで発生します。おそらく、相対論的なパルサー風とコンパニオンスターから追い出される風との間の衝撃によって駆動されます。また、掃天観測施設から測光期間を回復しました。MDM天文台と4年間にわたるZTFデータから導出された位相接続された天体暦は、0.10153276(36)日の期間と、推定パルサーの昇交点黄経のエポックをもたらします。

合併から4。5年後のGW170817:動的排出残光の制約

Title GW170817_4.5_years_after_merger:_Dynamical_ejecta_afterglow_constraints
Authors Arvind_Balasubramanian,_Alessandra_Corsi,_Kunal_P._Mooley,_Kenta_Hotokezaka,_David_L._Kaplan,_Dale._A._Frail,_Gregg_Hallinan,_Davide_Lazzati,_Eric_J._Murphy
URL https://arxiv.org/abs/2205.14788
GW170817は、重力波(GW)と光子で検出された最初の連星中性子星(NS)の合体であり、これまでのところ、決定的な電磁(EM)対応物を備えたこのクラスの唯一のGWイベントです。GW170817に関連する構造化ジェットからの電波放射は、現在動作中の最も感度の高い電波アレイを使用した深い電波観測によって達成可能な感度を下回りました。したがって、私たちは今、いくつかのモデルが予測する電波の再増光を精査する機会があります。これは、動的に剥ぎ取られた合体噴出物と星間物質との相互作用から遅い時間に現れるはずです。ここでは、合併から4。5年後のカールG.ヤンスキー超大型干渉電波望遠鏡(VLA)によるGW170817フィールドの深部電波観測の最新の結果を紹介します。$3\、$GHzでの新しいデータは、ジェット残光の尾部($<3.3\、\mu$Jy)を超える放出の説得力のある証拠を示しておらず、以前の結果を確認しています。したがって、動的噴出残光モデルに新しい制約を設定します。これらの制約は、エネルギー$\lesssim10^{50}\、$erg($\beta_0=0.5$のエジェクタ速度の場合)のシングルスピードエジェクタ、またはキロノバエジェクタのより急なエネルギー速度分布を優先します。私たちの結果はまた、等しい質量のシナリオで、冷たく回転しない最大NS質量の値が大きいことを示唆しています。ただし、動的な噴出物の残光を検出しないと、NS状態方程式の正確な制約を取得することは困難なままです。

ハイペロンコアがある場合とない場合の磁化された中性子星の熱光度縮退

Title Thermal_luminosity_degeneracy_of_magnetized_neutron_stars_with_and_without_hyperon_cores
Authors F._Anzuini,_A._Melatos,_C._Dehman,_D._Vigan\`o,_J._A._Pons
URL https://arxiv.org/abs/2205.14793
強い地殻電流の散逸は、中性子星の冷却において高いジュール熱率を生み出します。ここでは、ジュール熱が急速冷却を相殺し、観測された熱光度$L_\gamma$の測定値からハイペロン(冷却を加速する)の存在を推測することを困難にする可能性があることが示されています。ハイペロンコアがあるモデルとないモデルは、若いマグネターの$L_{\gamma}$と一致します(極表面でポロイダル双極子場$B_{\textrm{dip}}\gtrsim10^{14}$G、$L_{\gamma}\gtrsim10^{34}$ergs$^{-1}$at$t\lesssim10^5$yr)と、成熟した中程度に磁化された星($B_{\textrm{dip}}\lesssim10^{14}$Gおよび$10^{31}\\textrm{ergs}^{-1}\lesssimL_{\gamma}\lesssim10^{32}$ergs$^{-1}$$t\gtrsim10^5$yrで)。マグネターでは、地殻温度は、コアがハイペロンの超流動によって抑制されているかどうかに関係なく、コア内のハイペロンの直接的なウルカ冷却とはほとんど無関係です。ハイペロンのない軽いマグネターとハイペロンのある重いマグネターの熱光度は同じ範囲に$L_{\gamma}$があり、ほとんど区別できません。同様に、$B_{\textrm{dip}}\lesssim10^{14}$Gであるが、強い内部場を持つ中性子星の$L_{\gamma}$データは、状態方程式に関する情報を抽出するのに適していません。ハイペロンは超流動であり、エネルギーギャップの最大振幅は$\approx1$MeVのオーダーです。

ピエールオージェ天文台の低エネルギー拡張からのハイブリッドデータを使用した、$ 2 {\ times} 10 ^

{17}$eVを超えるエネルギーを持つ光子の検索

Title A_search_for_photons_with_energies_above_$2{\times}10^{17}$_eV_using_hybrid_data_from_the_low-energy_extensions_of_the_Pierre_Auger_Observatory
Authors 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,_L._Caccianiga,_F._Canfora,_et_al._(320_additional_authors_not_shown)
URL https://arxiv.org/abs/2205.14864
エネルギーが$10^{17}$eVを超える超高エネルギー光子は、宇宙線天体物理学のさまざまな側面や、ガンマ線やニュートリノ天文学との豊富なつながりを提供します。$10^{15}$eVの範囲のエネルギーを持つ光子の最近の観測は、さらに高エネルギーの光子の検索をさらに動機付けています。この論文では、ピエールオージェ天文台の低エネルギー拡張からの約5。5年間のハイブリッドデータを使用して、$2{\times}10^{17}$eVを超えるエネルギーを持つ光子の検索を示します。ここで導出された積分光子束の上限は、$10^{17}$〜$10^{18}$eVのエネルギー領域でこれまでで最も厳しいものです。

現在および次世代のイベントホライズンテレスコープアレイで見られる地平線のない時空

Title Horizonless_spacetimes_as_seen_by_present_and_next-generation_Event_Horizon_Telescope_arrays
Authors Astrid_Eichhorn,_Roman_Gold,_Aaron_Held
URL https://arxiv.org/abs/2205.14883
ブラックホールと地平線のない時空を区別するために、現在および将来の超長基線干渉法アレイの機能を研究します。通常のブラックホールをオーバースピンすることによって得られる地平線のない時空の例を考えます。その画像は、影の内側にある2番目の光子リングのセットにより、カー時空の画像とは異なります。これらのフォトンリングは、現在および次世代のイベントホライズンテレスコープアレイで直接解決することはできませんが、代わりに、ブラックホールの中心輝度に比べて過剰な中心輝度として地平線スケールの画像に刻印されます。将来のアレイがそのような間接的なインプリントを検出できることを示します。

MUSSES2020J:赤方偏移1.063での高速青色超高輝度トランジェントの最初の発見

Title MUSSES2020J:_The_Earliest_Discovery_of_a_Fast_Blue_Ultra-luminous_Transient_at_Redshift_1.063
Authors Ji-an_Jiang,_Naoki_Yasuda,_Keiichi_Maeda,_Nozomu_Tominaga,_Mamoru_Doi,_\v{Z}eljko_Ivezi\'c,_Peter_Yoachim,_Kohki_Uno,_Takashi_J._Moriya,_Brajesh_Kumar,_Yen-Chen_Pan,_Masayuki_Tanaka,_Masaomi_Tanaka,_Ken'ichi_Nomoto,_Saurabh_W._Jha,_Pilar_Ruiz-Lapuente,_David_Jones,_Toshikazu_Shigeyama,_Nao_Suzuki,_Mitsuru_Kokubo,_Hisanori_Furusawa,_Satoshi_Miyazaki,_Andrew_J._Connolly,_D._K._Sahu,_G._C._Anupama
URL https://arxiv.org/abs/2205.14889
この手紙では、8.2mのすばる望遠鏡に搭載されたハイパーサプライムカム(HSC)を使用して、レストフレームUV波長MUSSES2020Jの超発光の急速に進化する過渡現象の発見を報告します。非常に高いUVピーク光度での約5日間の立ち上がり時間は、ピーク光度が最も明るい超新星に匹敵する少数の高速青色光トランジェントと類似していますが、タイムスケールは大幅に短くなっています(以下「高速青色超新星トランジェント」「FBUT)。さらに、MUSSES2020Jは、赤方偏移1.063の通常の低質量銀河の中心近くに位置しており、MUSSES2020Jのエネルギー源とホスト銀河の中心部との間の接続の可能性を示唆しています。風による潮汐破壊現象や超新星と星周物質間の相互作用など、この極端な過渡現象に電力を供給する可能性のある物理的メカニズムについて、FBUTの最初のマルチバンド初期段階の光度曲線に基づいて定性的に説明します。MUSSES2020Jの光度曲線の振る舞いには、体系的な理論的調査が必要です。これらの極端な過渡現象のUVおよび青色光波長の超高光度のおかげで、近い将来、深遠広視野光学調査を通じて、局所から高z宇宙までの有望な数のFBUTを発見することができます。

中性子星における繰り返しの不均一な地殻破壊による山の形成

Title Mountain_formation_by_repeated,_inhomogeneous_crustal_failure_in_a_neutron_star
Authors A._D._Kerin_and_A._Melatos
URL https://arxiv.org/abs/2205.15026
中性子星の弾性地殻は、電磁的にスピンダウンするときに繰り返し破壊されます。不均一な地殻破壊の理想化された巨視的モデルは、ひずみの再分布と熱放散を含む最も近い構造的相互作用を持つセルオートマトンに基づいて提示されます。予測は、障害イベントのサイズと待機時間の分布、およびスターがスピンダウンするときの障害の割合で行われます。最後の失敗イベントは通常、星がその誕生頻度の約1%までスピンダウンしたときに発生し、回転グリッチ活動に影響を及ぼします。中性子星は、一般的に連続的な重力波の源として提案されています。オートマトンの出力は、星の質量楕円率と重力波ひずみの予測に変換され、その年齢の関数として、レーザー干渉計重力波観測所(LIGO)などの機器を使用した将来の観測に影響を与えます。

超広角ブラックホール-重力波と短いガンマ線バーストの可能な源としての中性子星連星

Title Ultra_wide_black-hole_-_neutron_star_binaries_as_a_possible_source_for_gravitational_waves_and_short_gamma_ray_bursts
Authors Erez_Michaely,_Smadar_Naoz
URL https://arxiv.org/abs/2205.15040
LIGO/Virgo/KARGAコラボレーションの3回目の観測では、いくつかの中性子星-ブラックホール(NSBH)の合併イベントが報告されました。NSBHの合併はまだ広範な理論的注目を集めていませんが、短いガンマ線バーストの形で有望な電磁的特徴を持っている可能性があります。ここでは、NSBHの動的合併が、フィールド内の超ワイドバイナリから自然に形成される可能性があることを示します。これらの超ワイドシステムにおける銀河内の他の隣人とのフライバイ重力相互作用は、バイナリを合併に追いやる高い離心率をもたらす可能性があります。このプロセスにより、$\sim10$〜Gpc$^{-3}$〜yr$^{-1}$($\sim5$〜Gpc$^{-3}$〜yr$^{-1}$)楕円形(渦巻)銀河の場合。このチャネルは、ホストのより高い速度分散でより高い合併率を予測します-銀河、均一よりも浅いが$1/t$より急な遅延時間分布、より低いBH対NS質量比のより高い合併率。

EASミューオンに対する地磁気の影響から一次宇宙線の質量組成を調べる:シミュレーション研究

Title Probing_the_mass_composition_of_primary_cosmic_rays_from_the_effect_of_the_geomagnetic_field_on_EAS_muons:_A_simulation_study
Authors Rajat_K._Dey
URL https://arxiv.org/abs/2205.15078
高度に傾斜したモンテカルロ宇宙線シャワーのミューオン含有量の分布は、地球の地磁気の影響を受けます。正と負のミューオン分布の形状は、地球の地磁気の影響によって影響を受けたり修正されたりすることがわかります。地球の地磁気活動と宇宙線(CR)エアシャワーミューオンとの間のこのような相関関係は、一次宇宙線の質量組成に敏感であることがわかります。

ガンマ線バーストにおける繭からの噴出に及ぼす流体組成の影響:相対論的ラバールノズル処理

Title Effect_of_Fluid_Composition_on_a_Jet_Breaking_Out_of_a_Cocoon_in_Gamma-ray_Bursts:_A_Relativistic_de_Laval_Nozzle_Treatment
Authors Mukesh_K._Vyas
URL https://arxiv.org/abs/2205.15188
この論文では、繭または恒星のエンベロープから放出されているガンマ線バースト(GRB)ジェットの半解析的一般相対論的研究を実行します。流体の組成を処理する相対論的な状態方程式を使用して、流体力学方程式を解きます。短いGRBでは、強い重力で湾曲した時空を説明するために一般相対論的アプローチが必要です。繭を通るジェットの貫通は、ラバールノズルに似ており、ジェットは再衝突衝撃遷移を通過する可能性があります。衝撃遷移の可能性と衝撃特性が物質組成と繭の強さに敏感であることを示します。熱駆動ジェットで得られたローレンツ因子は、数ドル\回$10に快適に達します。

球状星団のパルサーのアップグレードされたGMRT調査。 I:NGC6652でのミリ秒連星パルサーの発見

Title The_upgraded_GMRT_survey_for_pulsars_in_globular_clusters._I:_Discovery_of_a_millisecond_binary_pulsar_in_NGC_6652
Authors T._Gautam,_A._Ridolfi,_P._C._C._Freire,_R._S._Wharton,_Y._Gupta,_S._M._Ransom,_L._S._Oswald,_M._Kramer,_M._E._DeCesar
URL https://arxiv.org/abs/2205.15274
球状星団には独特のパルサー集団が含まれており、密集した恒星環境でのみ形成できる多くのエキゾチックなシステムがあります。インドのアップグレードされた巨大メートル波電波望遠鏡(uGMRT)の感度の飛躍は、特に低無線周波数($<$1GHz)で、8つの南部球状星団のグループで電波パルサーの新しい検索を動機付けました。NGC6652で1.83ミリ秒のパルサーであるPSRJ1835$-$3259Bを発見しました。これは、28.7時間のほぼ円形の広い軌道にあり、低質量($\sim0.2\、M_{\rm\odot}$)の伴星、おそらくヘリウム白色矮星があります。このシステムの10年間のタイミングソリューションを導き出しました。また、これらのGCで以前から知られているパルサーのいくつかについて、散乱、フラックス密度、スペクトル指数の測定値を示します。これらのクラスターのパルサーのかなりの部分は、急峻なスペクトル指数を持っています。さらに、無線画像内の既知のパルサー位置に関連付けられていない8つの無線ポイントソースを検出しました。新たに特定されたソースは4つあり、NGC6652に3つ、NGC6539に1つ、NGC1851、NGC6440、NGC6544、Terzan5にそれぞれ1つ以前に特定されたソースがあります。$-$3259Bは、私たちが画像化したすべてのGCの中で最も明るいパルサーです。広いプロファイルを持つ他のパルサー(Ter5CおよびO)と同様に、ラジオ画像のフラックス密度は脈動よりもはるかに大きくなります。これは、それらのパルス放射がそれらの総放射のほんの一部であることを示しています。コア半径の外側であるが、これらのクラスターの潮汐半径内にある電波源の検出は、将来のGC調査が干渉計のイメージング機能を使用して検索分析を補完し、より大きなものを取得するために多数の検索ビームを優先的に合成する必要があることを示しています視野。

過去10年間で、天文学者は他の分野をどのように引用しましたか?

Title How_have_astronomers_cited_other_fields_in_the_last_decade?
Authors Michele_Delli_Veneri,_Rafael_S._de_Souza,_Alberto_Krone-Martins,_Emille_E._O._Ishida,_Maria_Luiza_L._Dantas,_Noble_Kennamer
URL https://arxiv.org/abs/2205.14153
過去10年間のarXivデータベース($2010-2020$)に基づいて、天文論文と他の13の分野との間の引用パターン分析を示します。天文学以外の14,531以上のユニークな出版物を引用している12,600の天文学論文を分析します。2つの印象的なパターンが解明されています。第一に、一般相対性理論は最近、天文学者によって最も引用された分野になりました。この傾向は、重力波の発見と非常に相関しています。第二に、コンピュータサイエンスと統計における参照論文の急速な成長、2015年以来最初の15倍の増加。このような調査結果は、最近の天文学研究における天文学、統計、およびコンピュータサイエンスを含む学際的な取り組みの重要な役割を裏付けています。

重力波の可能性に対する圧縮されたパラメトリックおよびノンパラメトリック近似

Title Compressed_Parametric_and_Non-Parametric_Approximations_to_the_Gravitational_Wave_Likelihood
Authors Vera_Delfavero,_Richard_O'Shaughnessy,_Daniel_Wysocki,_Anjali_Yelikar
URL https://arxiv.org/abs/2205.14154
準円形のコンパクトなバイナリマージの重力波観測は、それらのパラメータの複雑な後方測定を意味します。関連する可能性に対するガウス近似は、この分野で数十年の歴史がありますが、注意深く包括的な一般的なベイズパラメータ推論に焦点を当てているため、これらの近似の相対的な一般性と実用性は評価されていません。3次元での以前の作業に基づいて、有界多変量正規尤度近似が正確であり、個々のソースと母集団に対する有用な洞察を提供し、母集団や低遅延パラメーターの推論ではアクセスできない強力な高速計算を可能にすることを例で示します。https://gitlab.com/xevra/nal-dataのGravitational-WaveTransientCatalogsで公開されている各イベントに、通常の近似尤度(NAL)フィットを提供し、近い将来に公開コードをリリースします。

ケックII補償光学ベンチでの予測波面制御:空のコロナグラフの結果

Title Predictive_wavefront_control_on_Keck_II_adaptive_optics_bench:_on-sky_coronagraphic_results
Authors Maaike_A.M._van_Kooten,_Rebecca_Jensen-Clem_Sylvain_Cetre,_Sam_Ragland,_Charlotte_Z._Bond,_J._Fowler,_and_Peter_Wizinowich
URL https://arxiv.org/abs/2205.14164
地上ベースの高コントラストイメージング(HCI)用の補償光学(AO)システムの動作は、機器の達成可能なコントラストを決定します。大気のコヒーレンス時間がAOシステムの速度に比べて短い状況では、サーボラグエラーがAOシステムの主要なエラー項になる可能性があります。AOシステムが波面誤差を測定し、その後補正を適用している間(通常、合計1または数ミリ秒かかります)、望遠鏡の上の大気の乱気流が変化し、サーボラグ誤差が発生します。ストレールレシオを低下させることに加えて、サーボラグエラーは、コロナグラフ画像の卓越風ベクトルの方向に沿ってスペックルの蓄積を引き起こし、小さな角度間隔でのコントラストを大幅に制限します。この問題を軽減するための1つの戦略は、遅延時間にわたる乱流の進展を予測することです。私たちの予測波面制御アルゴリズムは、平均二乗の意味で、遅延に対する波面誤差を最小化し、KeckIIAOベンチに実装されています。このホワイトペーパーでは、アルゴリズムの最新の結果について報告し、アルゴリズム自体の更新について説明します。日中の実験室テストと空中テストの両方に基づいて、さまざまなフィルターパラメーターを調整する方法を探ります。3つの別々の夜にKeckに実装された漏れのある積分器(Keckの標準コントローラー)と比較して、予測子の残差平均二乗波面誤差の減少を示します。最後に、昼間と空でのテストのコントラストの改善を初めて紹介します。KeckのNIRC2機器のLバンド渦コロナグラフを使用すると、3ラムダ/Dの間隔で最大2、より大きな間隔(3〜7ラムダ/D)で最大3のコントラストゲインが見つかります。

初期のキャリアの天文学者のための審判の入門書

Title A_Referee_Primer_for_Early_Career_Astronomers
Authors Michelle_Ntampaka,_Ana_Bonaca,_Sownak_Bose,_Daniel_J._Eisenstein,_Boryana_Hadzhiyska,_Charlotte_Mason,_Daisuke_Nagai,_Joshua_S._Speagle
URL https://arxiv.org/abs/2205.14270
審判は天文学研究を出版する上で重要な要素ですが、原稿を効果的に審判する方法について正式なトレーニングを受けているプロの天文学者はほとんどいません。この記事では、レフリーのための考慮事項とベストプラクティスを示します。この文書は、初期のキャリア研究者が審判への公正で効果的かつ効率的なアプローチを開発するためのツールとして意図されています。

蒸着されたアモルファス水の赤外線多重角度入射分解能分光法

Title Infrared_multiple-angle_incidence_resolution_spectrometry_for_vapor-deposited_amorphous_water
Authors Takumi_Nagasawa,_Naoki_Numadate,_Tetsuya_Hama
URL https://arxiv.org/abs/2205.14547
赤外線(IR)多重角度入射分解能分光法(IR-MAIRS)は、最近開発された分光技術であり、斜め入射透過測定とケモメトリックス(多変量解析)を組み合わせて、純粋な面内(IP)と面外(OP)薄いサンプルの振動スペクトル。IR-MAIRSは、大気圧での有機薄膜の分子配向を分析するために確立されていますが、真空中で調製された蒸着薄膜の構造特性評価にも強力なはずです。IR-MAIRSの蒸気堆積アモルファス水への適用は、星間氷塵粒子の代表的なモデル材料であるため、物理化学および星間化学の分野で特に興味深いものです。私たちは最近、低温、超高真空条件下でのinsituIR-MAIRSの実験装置を開発しました。これにより、蒸着されたアモルファス水などの星間氷類似体の測定が容易になります。このレビューでは、IR-MAIRSの理論的枠組みと、蒸着されたアモルファス水の最近の実験結果について考察します。90Kのアモルファス水表面での3配位水分子のぶら下がりOH結合の垂直配向の分光学的シグネチャを示します。3配位ぶら下がりOH結合の絶対吸収断面積を定量的に測定します。IR-MAIRSは、基本的にフーリエ変換IR分光計と角度制御可能な直線偏光子のみを使用して実行できるため、蒸気堆積したアモルファス水を含む星間氷の実験室類似物を研究するための有用で低コストの簡単な分光技術です。。

セグメント化されたミラーの偏光特性

Title Polarimetric_characterization_of_segmented_mirrors
Authors Adur_Pastor_Yabar,_Andr\'es_Asensio_Ramos,_Rafael_Manso_Sainz,_and_Manuel_Collados
URL https://arxiv.org/abs/2205.14640
各セグメントが異なるエージング段階に存在する場合に、セグメント化された主鏡を備えた望遠鏡の偏光特性に対する光軸の周りの軸対称性の喪失の影響を研究します。時間内に置換される各セグメントの異なる酸化段階は、無視できないクロストーク項につながります。この効果は波長に依存し、主に反射材料の特性によって決まります。アルミニウムコーティングの場合、酸化による最悪の偏光挙動は、可視の青い部分で見られます。逆に、この作業でモデル化されているように、ほこりは光学システムの偏光挙動を大きく変えることはありません。望遠鏡によっては、この機器の偏光を強く減衰させるセグメント置換シーケンスが存在する場合があります。

ひまわり8号気象衛星から見たベテルギウスの大減光

Title The_Great_Dimming_of_Betelgeuse_seen_by_the_Himawari-8_meteorological_satellite
Authors Daisuke_Taniguchi,_Kazuya_Yamazaki,_Shinsuke_Uno
URL https://arxiv.org/abs/2205.14165
最も研究されている赤色超巨星の1つであるベテルギウスは、2019年後半から2020年初頭にかけて、光学系で約1.2等減光し、「グレート調光」と呼ばれる歴史的な最小値に達しました。これまでの多大な観測努力のおかげで、調光を説明できる2つの仮説が残っています。それは、有効温度の低下と、新しく生成された星周塵によって引き起こされる絶滅の強化です。しかし、特に星周塵からの放射を検出できる中赤外線では、多波長モニタリング観測が不足しているため、これらの仮説を綿密に調べることができませんでした。ここでは、ひまわり8号の静止気象衛星によって撮影された画像を使用して、2017〜2021年の間に0.45〜13.5ミクロンの波長範囲でBetelgeuseの4。5年間の16バンド測光を示します。光学および近赤外光の曲線を調べることにより、有効温度の低下とダストの消滅の増加の両方が、グレートディミングにほぼ同じ量で寄与した可能性があることを示しています。さらに、中赤外光の曲線を使用すると、強化された星周の絶滅が実際に調光に寄与していることがわかります。このように、ベテルギウスの調光イベントは、超新星としての大質量星の運命に影響を与える赤色超巨星の質量損失の原因となるメカニズムを調べる機会を私たちに提供します。

TESSセクターからの370の新しい食変光星候補1-26

Title 370_New_Eclipsing_Binary_Candidates_from_TESS_Sectors_1-26
Authors Erin_L._Howard,_James_R._A._Davenport,_and_Kevin_R._Covey
URL https://arxiv.org/abs/2205.14184
〜510,000の短いケイデンスTESS光度曲線から識別された370の候補食変光星(EB)を提示します。私たちの統計的基準は、日食と一致する特徴を持つ5,105の光度曲線を識別します(最初のサンプルの約1%)。光度曲線を視覚的に確認した後、2,288個のEB候補の最終サンプルが得られます。これらの中に、Prsaらによって最近発行されたカタログに含まれていなかった370の情報源が見つかりました。370の新しいEB候補の完全なサンプルと、それらの識別に使用される統計的特徴を、観測セクターごとに報告して公開します。

PSPからの太陽の近くのテイラーマイクロスケールと有効レイノルズ数

Title Taylor_microscale_and_effective_Reynolds_number_near_the_Sun_from_PSP
Authors C._Phillips,_R._Bandyopadhyay,_D._J._McComas
URL https://arxiv.org/abs/2205.14215
テイラーマイクロスケールは、乱流流体の基本的な長さスケールであり、流体特性の終わりと散逸プロセスの開始を表します。テイラーマイクロスケールは、古典的な乱流理論でレイノルズ数を評価するためにも使用できます。太陽風は弱い衝突ですが、運動スケールよりも大きなスケールで電磁流体力学(MHD)流体としてほぼ振る舞います。その結果、古典的な流体乱流理論と形式は、MHD範囲の乱流を研究するためによく使用されます。したがって、テイラーマイクロスケールを使用して、太陽風の有効レイノルズ数を推定できます。NASAのパーカーソーラープローブ(PSP)は、これまでの他のどの宇宙船よりも太陽に徐々に近づいています。収集されたデータは、太陽に近い太陽風における多くの新しい発見を明らかにしました。ここでは、PSPデータを使用して、太陽の近くのテイラーマイクロスケールと有効レイノルズ数を推定します。テイラーのマイクロスケールとレイノルズ数は、対応する地球に近い値と比較して小さいことがわかります。これは、太陽の近くで非常に小規模な散逸プロセスがあり、乱流による処理が少ない太陽風を示しています。

可変惑星状星雲IC4997の物理的条件と化学的存在量

Title Physical_Conditions_and_Chemical_Abundances_of_the_Variable_Planetary_Nebula_IC_4997
Authors A._Danehkar,_M._Parthasarathy
URL https://arxiv.org/abs/2205.14250
惑星状星雲(PN)IC4997は、水素が不足している星の周りで明るさが変化し、輝線星雲が放出される、急速に進化する数少ない天体の1つです。この研究では、2014年7月にファイバーフィード\'Echelleで取得された中解像度スペクトルから測定された衝突励起線(CEL)と光再結合線(ORL)を使用して、このオブジェクトの物理的条件と化学的存在量を決定しました。ラパルマ天文台の北欧光学望遠鏡の分光写真。CELから$\gtrsim3\times10^4$cm$^{-3}$の電子密度と$\gtrsim14,000$Kの電子温度を導き出しましたが、$\sim11,000$と$\sim7,000のより低い温度は$Kは、それぞれヘリウムと重元素のORLから得られました。CELから推定される元素の存在量は、[O/H]$\lesssim-0.75$の金属量の少ない始祖を示していますが、ORLの存在量は太陽の金属量[O/H]$\約0.15$をわずかに上回っています。私たちのアバンダンス分析は、このPNのアバンダンス不一致係数(ADFs$\equiv$ORLs/CELs)が比較的大きいことを示しています:ADF(O$^{2+})\gtrsim8$およびADF(N$^{2+})\gtrsim7$。このオブジェクトでADFと変動放出がどのように形成されるか、およびそれらがバイナリコンパニオンまたは非常に遅い熱パルスに関連付けられているかどうかを調べるには、さらなる研究が必要です。

共通外層の進化の結果-準矮星B型準矮星の事例研究

Title The_Common_Envelope_Evolution_Outcome_--_a_Case_Study_on_Hot_Subdwarf_B_Stars
Authors Hongwei_Ge,_Christopher_A_Tout,_Xuefei_Chen,_Matthias_U_Kruckow,_Hailiang_Chen,_Dengkai_Jiang,_Zhenwei_Li,_Zhengwei_Liu,_and_Zhanwen_Han
URL https://arxiv.org/abs/2205.14256
共通外層進化(CEE)物理学は、恒星重力波源、パルサー連星、Ia型超新星の融合などの連星系の形成において基本的な役割を果たします。大規模な調査や重力波検出器の時代では、正確に制約されたCEEがより重要になっています。断熱質量損失モデルを使用して、残留質量の関数として総エンベロープエネルギーがどのように変化するかを調べます。これにより、ドナーの結合エネルギーを計算するためのより自己矛盾のない方法が提供されます。比較のために、コアから表面までの総エネルギーを積分して結合エネルギーも計算します。結果を142個のホットな準矮星バイナリに適用します。より短い公転周期sdBsの場合、結合エネルギーは非常に一貫しています。サンプルのより長い公転周期sdBsの場合、結合エネルギーは最大2倍異なる可能性があります。CE効率パラメーター$\beta_\mathrm{CE}$は、最終的な$\alpha_\mathrm{CE}$よりも小さくなります。公転周期$\log_{10}P_{\mathrm{orb}}/\mathrm{d}>-0.5$。また、質量比$\log_{10}q$とCE効率パラメーター$\log_{10}\alpha_{\mathrm{CE}}$と$\log_{10}\beta_{\mathrm{CE}}$は、DeMarcoetal。と同様に、sdBsで線形に相関します。(2010)ポストAGBバイナリの場合。

X線分光法によるEVラックのコロナにおけるフレア誘起プラズマ流の検出

Title Detection_of_Flare-induced_Plasma_Flows_in_the_Corona_of_EV_Lac_with_X-ray_Spectroscopy
Authors Hechao_Chen,_Hui_Tian,_Hao_Li,_Jianguo_Wang,_Hongpeng_Lu,_Yu_Xu,_Zhenyong_Hou,_Yuchuan_Wu
URL https://arxiv.org/abs/2205.14293
ステラフレアは、星の大気からの電磁放射の突然の増強によって特徴付けられます。それらの太陽の対応物と比較して、恒星フレアのコロナプラズマダイナミクスとコロナ質量放出(CME)へのそれらの接続に関する私たちの知識は非常に限られたままです。\textit{Chandra}X線天文台からの時間分解高分解能分光観測により、近くのdMe星EVLacでのいくつかの恒星フレアの間に顕著な冠状プラズマの流れを検出しました。観測されたO〜{\sc{viii}}(3MK)、Fe〜{\sc{xvii}}(6MK)、Mg〜{\sc{xii}}(10MK)、およびSi〜のスペクトル{\sc{xiv}}(16MK)線、これらのフレアによって引き起こされる上昇流/下降流は、数十から\speed{130}への有意なドップラーシフトとして現れ、上昇流速度は一般に温度とともに増加します。Si〜{\sc{xiii}}トリプレットの可変ライン比は、ほとんどのフレアでのこれらのプラズマの流れが、冠状プラズマの密度と温度の上昇を伴うことを示しています。これらの結果は、EVラックでの色球蒸発のX線証拠として解釈されます。2つの連続するフレアでは、プラズマの流れのパターンと測定された冠状動脈密度の急激な増加は、爆発的な蒸発を強く示唆しています。このような爆発的な蒸発における赤方偏移から青方偏移への遷移は、太陽フレアで観察される温度($\sim$1MK)よりもはるかに高い少なくとも10MKの温度で発生します。ただし、1つのフレアでは、低温および高温の上昇流はプラズマ密度の低下を伴うように見えます。これは、このフレアに結合した恒星のフィラメント/プロミネンスの噴火によって説明される可能性があります。これらの結果は、Mドワーフのフレア中のコロナプラズマダイナミクスを理解するための重要な手がかりを提供します。

へびつかい座RS星が2021年の新星爆発に続いて静止状態を再確立すると、ちらつきが戻ります

Title Flickering_returns_as_RS_Oph_reestablishes_quiescent_conditions_following_its_2021_nova_outburst
Authors Ulisse_Munari_and_Fulvio_Tabacco
URL https://arxiv.org/abs/2205.14363
へびつかい座RS星は、繰り返し発生する新星の爆発から離れて観察すると、光の波長でちらつきを持続的に示しています。2006年の噴火の間にちらつきは消え、これは最近の2021年の出来事の間に繰り返されました。私たちは、2021年の爆発後のBバンドでのちらつきの再現を探してRSOphを監視してきました。ちらつきは+210日目(シグマ(B)<0.002等)でまだ存在せず(新星光学最大値から数えて)、+224日目にシグマ(B)=0.008等で現れ、シグマ(B)=0.029等に上昇した。+250日目。次の日付では、振幅は変動しましたが、大きいままでした。へびつかい座RS星によるBバンド静止輝度の回復は、+225日頃に始まり、+260日までに完了しました。平行パターンとそれに続くシステムの明るさの上昇とちらつきの再現は、降着円盤の爆発前の状態への復帰と、星周円盤のRG風による補充によって、へびつかい座RS星で中心的な役割を果たしたことを確認します。

Mクラス太陽フレアからの熱および非熱放射の時間発展の研究

Title Study_of_Time_Evolution_of_Thermal_and_Non-Thermal_Emission_from_an_M-Class_Solar_Flare
Authors Shunsaku_Nagasawa,_Tomoko_Kawate,_Noriyuki_Narukage,_Tadayuki_Takahashi,_Amir_Caspi_and_Thomas_N._Woods
URL https://arxiv.org/abs/2205.14369
ミニチュアX線太陽分光計(MinXSS)CubeSatを使用して、2016年7月23日のM7.6クラスフレアの時間変化を研究するために、1.5〜100keVのエネルギー範囲で広帯域X線スペクトル分析を実施します。ReuvenRamaty高エネルギー太陽分光イメージャー(RHESSI)宇宙船。軟X線用のMinXSSと硬X線用のRHESSIの組み合わせにより、非熱成分と3温度多熱成分-「クール」($T\約$3MK)、「ホット」($T\approx$15MK)と「スーパーホット」($T\approx$30MK)-を同時に測定しました。さらに、10秒のケイデンスで多熱成分と非熱成分のスペクトル進化を取得することに成功しました。これは、太陽コロナのAlfv\'enタイムスケールに対応します。冷熱成分の放出量は数百倍以上に大幅に増加しており、非熱放出のピーク後、超熱熱成分が徐々に現れていることがわかります。また、野辺山電波偏光計(NoRP)で得られたマイクロ波スペクトルを調べたところ、穏やかな相対論的非熱電子からの連続的なジャイロシンクロトロン放射があることがわかりました。さらに、SolarDynamicsObservatory(SDO)に搭載されたAtmosphericImagingAssembly(AIA)を使用して、微分放射測定(DEM)分析を実施し、フレアループ内で低温プラズマのDEMが増加することを確認しました。低温および高温のプラズマ成分が色圏蒸発に関連していることがわかります。超高温プラズマ成分は、フレアリングループにトラップされた非熱電子の熱化によって説明できます。

磁気臨床性の不安定性

Title Magnetoclinicity_Instability
Authors Nobumitsu_Yokoi_and_Steven_M._Tobias
URL https://arxiv.org/abs/2205.14453
強く圧縮可能な磁気流体力学的乱流では、大規模な密度勾配と磁場の間の傾斜が、密度の変化(密度の変動の強さ)によって媒介される起電力を与えます。この効果は「磁気クリニシティ」と呼ばれ、天体物理学的な圧縮性乱流における大規模な磁場発生に重要な役割を果たすことが期待されています。磁気クリニシティ効果による大規模な不安定性の分析は、平均磁場摂動が密度分散の存在下で強い平均密度勾配の近くで大規模に不安定化されることを示しています。

ディープラーニングによる$G$および$K_s$バンドのRRab星のフォトメトリック[Fe/H]

Title Photometric_[Fe/H]_of_RRab_stars_in_the_$G$_and_$K_s$_bands_by_deep_learning
Authors Istv\'an_D\'ek\'any_and_Eva_K._Grebel
URL https://arxiv.org/abs/2205.14471
こと座RR型変光星は、重元素の存在量と光度曲線の形状との経験的な関係のおかげで、有用な化学トレーサーです。ただし、複数のフォトメトリック波長帯にわたるこの関係の一貫した正確なキャリブレーションが不足しています。深層学習により、ガイア光学$G$および近赤外VISTA$K_s$波長帯における基本モードRRLyrae星の金属量推定のための新しい方法を考案しました。まず、既存の金属量予測方法を大規模なフォトメトリックデータセットに適用します。このデータセットを使用して、[Fe/H]を他の波長帯の光曲線に回帰するための長期短期記憶リカレントニューラルネットワークをトレーニングします。このアプローチにより、追加のノイズを最小限に抑えながら、正確で分光学的に較正された$I$バンド式を追加のバンドに偏りなく転送できます。交差検定によって測定された$K_s$および$G$バンドについて、それぞれ$0.1$dexの低い平均絶対誤差と$0.84$および$0.93$の高い$R^2$回帰パフォーマンスを達成します。結果として得られる予測モデルは、GaiaDR2およびVVV内部バルジRRLyraeカタログに展開されます。内側のバルジの平均金属度は$-1.35$dex、ハローの平均金属度は$-1.7$と推定されます。これは、以前の測光予測法で得られた値よりも大幅に低くなっています。私たちの結果を使用して、60,000を超える銀河のRRライレ星の測光金属量の公開カタログを確立し、結果として得られるRRリレの金属量分布の全天地図を提供します。リカレントニューラルネットワークのトレーニングと展開に使用されるソフトウェアコードは、オープンソースドメインで公開されています。

LBVはどのくらい眠ることができますか?銀河候補高光度青色変光度MN112の長期光度青色変光度とスペクトル研究

Title How_long_can_LBVs_sleep?_A_long-term_photometric_vaiability_and_spectral_study_of_the_Galactic_candidate_luminous_blue_variable_MN112
Authors Olga_Maryeva,_Sergey_Karpov,_Alexei_Kniazev,_Vasilii_Gvaramadze
URL https://arxiv.org/abs/2205.14542
高光度青色変光星(LBV)は、強いスペクトルおよび光度変動を示す巨大な星です。それらがどの進化段階を表し、何がそれらの不安定性を正確に駆動するのかという問題はまだ未解決であり、したがって、重要な継続的活動のないLBVが存在するかどうか、およびそのような休止状態のLBVが「眠る」可能性がある期間を理解することが重要です。この記事では、LBV候補MN112の長期変動特性を、12年間にわたる光学および赤外線スペクトルデータと、最新の時間領域空調査と過去の写真乾板の両方によって取得されたほぼ1世紀にわたる測光データとを組み合わせて調査します。スペクトルを分析し、大気をモデル化して星の物理的特性を導き出し、ガイアデータリリース3(DR3)からの新しい距離推定を使用して、銀河内とヘルツシュプルング-ラッセル図の両方でMN112の位置を決定します。距離推定は、ガイアDR2と比較してほぼ2倍に増加しました。そのため、MN112は図の上部に移動し、私たちのモデリングによれば、ハンフリーズ-デビッドソン限界近くの初期質量$M_*=70M_\odot$の星の進化軌道上にあります。大きな変動がないことを考えると、この星は、少なくとも1世紀の間、活動していない休止状態のLBVであると結論付けます。

モデリングによる古典的ノヴァエの光度曲線の長引く変動の説明

Title Explaining_Prolonged_Fluctuations_in_Light_Curves_of_Classical_Novae_via_Modeling
Authors Yael_Hillman
URL https://arxiv.org/abs/2205.14708
白色矮星の噴火に起因する何らかのメカニズムに対する実際の物理的反応である場合、それが発生している場合、それは明確ではなく、観測から直接推測することはできませんが、長期の最大値の間の変動がいくつかの新星噴火で観察されています膨張する放出されたシェルで、またはそれが白色矮星の仲間との相互作用の形である場合。この種の特徴が噴火自体の実際の一部である可能性を評価するために、この研究では、いくつかの噴火する新星モデルが調査されています。結果は、そのような変動の形成を引き起こす可能性のある条件を説明し、低質量WDを支持します。

W80地域のLAMOSTMRS-N観測

Title LAMOST_MRS-N_Observations_of_the_W80_Region
Authors Yao_Li,_Chao-Jian_Wu,_Yong-Qiang_Yao,_Wei_Zhang,_Jia_Yin,_Juan-Juan_Ren,_Chih-Hao_Hsia,_Rui_Zhuang,_Jian-Jun_Chen,_Yu-Zhong_Wu,_Hui_Zhu,_Bin_Li,_Yong-Hui_Hou,_Meng-Yuan_Yao_and_Hong_Wu
URL https://arxiv.org/abs/2205.14821
W80領域のスペクトル観測と分析は、大空域多目的ファイバー分光望遠鏡(LAMOST)を使用した星雲の中解像度分光調査(MRS-N)のデータを使用して提示されます。W80複合体をカバーする20平方度の視野(FoV)で合計2982の高品質の星雲スペクトルが取得され、スペクトルデータの最大のサンプルが初めて確立されました。H$\alpha$$\lambda$6563\AA、[\ion{N}の場合、相対強度、視線速度(RV)、および最大値の半分の全幅(FWHM)は、LAMOSTMRSの高スペクトル分解能で測定されます。{ii}]$\lambda$$\lambda$6548\AA、6584\AA\、および[\ion{S}{ii}]$\lambda$$\lambda$6716\AA、6731\AA\輝線。W80領域全体の視野では、最も強い線放射は明るい星雲、NGC7000、IC5070、およびLBN391と一致していることがわかり、弱い線放射は明るい星雲がない中部領域にも実際に存在します。広帯域光学観測によって検出されます。W80領域への大規模なスペクトル観測は、RVとFWHMの体系的な空間変動、およびいくつかのユニークな構造的特徴を明らかにします。NGC7000の東にある「湾曲した特徴」、およびLBN391の西にある「ジェットの特徴」は、より大きな視線速度で示されていることが検出されます。「より広いFWHM領域」は、NGC7000の東部で識別されます。[\ion{S}{ii}]/H${\alpha}$比の変化は、NGC7000の南西から北東への勾配を示します。領域であり、L935のO型星によってイオン化された「W80バブル」の周りにリング形状を示します。さらなるスペクトルおよびマルチバンド観察は、構造的特徴を詳細に調査することが保証されています。

リモートCME特性評価のためのマルチスケール画像前処理と特徴追跡

Title Multi-Scale_Image_Preprocessing_and_Feature_Tracking_for_Remote_CME_Characterization
Authors Oleg_Stepanyuk,_Kamen_Kozarev_and_Mohamed_Nedal
URL https://arxiv.org/abs/2205.15088
コロナ質量放出(CME)は、高速太陽プラズマと高エネルギー粒子(SEP)の巨大な雲を注入することにより、太陽系の広大な距離にわたって惑星間環境に影響を与えます。SEPがどのように生成されるかについては、いくつかの基本的な疑問が残っていますが、現在の理解では、CMEによる恒星コロナの衝撃と圧縮が指摘されています。同時に、前例のない遠隔および現場(パーカーソーラープローブ、ソーラーオービター)の太陽観測が、既存の理論を制約するために利用できるようになっています。ここでは、CME衝撃波やフィラメントなどの物体の太陽画像を認識して追跡するための一般的な方法を紹介します。計算スキームは、マルチスケールデータ表現の概念であるウェーブレット変換と一連の画像フィルタリング技術に基づいています。SDO/AIA望遠鏡で観測されたCME関連の現象の小さなセットでのパフォーマンスを紹介します。さまざまな分解レベルと強度レベルで階層的に表されたデータを使用して、私たちの方法では、時間の経過に伴う進化を追跡するために、イメージング観測から特定のオブジェクトとそのマスクを抽出できます。ここで紹介する方法は一般的であり、イメージング観測におけるさまざまな太陽および太陽圏の現象の検出と追跡に適用できます。ディープラーニング用の大規模なトレーニングデータセットを準備する可能性があります。このメソッドを無料で利用できるPythonライブラリに実装しました。

らゅうこつ座イータ:中央のバイナリ、その相互作用する風、およびその前景の噴出物の進化するビュー

Title Eta_Carinae:_an_evolving_view_of_the_central_binary,_its_interacting_winds_and_its_foreground_ejecta
Authors Theodore_R._Gull,_D._John_Hillier,_Henrik_Hartman,_Michael_F._Corcoran,_Augusto_Damineli,_David_Espinoza-Galeas,_Kenji_Hamaguchi,_Felipe_Navarete,_Krister_Nielsen,_Thomas_Madura,_Anthony_F._J._Moffat,_Patrick_Morris,_Noel_D._Richardson,_Christopher_M._P._Russell,_Ian_R._Stevens,_and_Gerd_Weigelt
URL https://arxiv.org/abs/2205.15116
EtaCarのFUVスペクトルは、HST/STISを使用して20年間にわたって記録されており、視線の消滅によって引き起こされる共振線の複数の変化を記録しています。FUVフラックスはほぼ10倍に増加し、ホムンクルス内の複数のシェルのイオン化と水素分子の光破壊が増加しました。観測された共鳴線プロファイルをCMFGENモデルプロファイルと比較することで、風と風の衝突とシェルの吸収を一次風から分離することができます。Pシグニプロファイル。これで、軌道位相と衝突する風の変化を監視できるようになりました。高速の過渡吸収は、最新のペリアストロン通過を横切って発生しました。これは、二次風による一次風の加速を示しており、公転周期ごとに新たに生成される下流の高速ボウショックにつながります。二元風の性質に変化の証拠はありません。

種族IIIの均質な恒星進化が初期の宇宙の再電離に与える影響

Title Impact_of_Population_III_homogeneous_stellar_evolution_on_early_cosmic_reionisation
Authors Yves_Sibony,_Boyuan_Liu,_Charlotte_Simmonds,_Georges_Meynet,_Volker_Bromm
URL https://arxiv.org/abs/2205.15125
コンテキスト:種族III(PopIII)の星は高速で回転している可能性があります。高速回転の予想される結果は、ヘルツシュプルング・ラッセル図の進化軌道に深く影響する強力な内部混合であり、したがってそれらの電離力に深く影響します。目的:化学的に均質な進化(CHE)につながる内部混合の極端な場合のポップIII星の電離力への影響を調査します。そのような状況では、主系列星の段階で、星はその中心から表面まで同じ化学組成を保ちます。均質な星は、不均質に進化する星よりも有効温度と光度が大きいため、より強力な電離源です。方法:恒星進化モデルは、時間とともに変化する水素の質量分率を持つ$n=3$ポリトロープに基づいています。イオン化モデルは、Shuらの自己相似シャンパンフローソリューションを採用しています。(2002)、および赤方偏移とハロー質量のグリッド上の星団の確率的処理のための数値シミュレーション。結果:化学的に均質な星を含むハローは、古典的なポップIII星を含むハローの約2倍の電離光子の脱出率を持っていることがわかります。PopIII星($z\gtrsim15$)を動力源とする高$z$イオン化履歴を再電離後のエポックに外挿することにより、トムソン散乱光学的厚さ$\tau$を導き出し、測定値と比較します。$\textit{Planck}$によって。すべてのPopIII星が均一に進化する場合、$\tau$は$\sim1.5-5\sigma$によって過剰生産されることがわかります。これは、CHEが大多数のポップIII星で実現される可能性が低いことを示していますが、現在の研究では、それらの一部がCHEを受けることを除外することはできません。結論:高速回転は、ポップIII星の電離予算に大きな影響を与える可能性があり、したがって初期の宇宙の再電離に大きな影響を与える可能性があります。

短命の放射性同位元素の源としての非常に大きな星の風$^{26} $ Al

Title Very_massive_star_winds_as_sources_of_the_short-lived_radioactive_isotope_$^{26}$Al
Authors S._Martinet,_G._Meynet,_D._Nandal,_S._Ekstr\"om,_C._Georgy,_L._Haemmerl\'e,_R._Hirschi,_N._Yusof,_M._Gounelle,_V._Dwarkadas
URL https://arxiv.org/abs/2205.15184
$^{26}$Alの短寿命放射性核種は、1.8MeVで観測された銀河拡散$\gamma$線放出の原因です。AGB星、巨大な星の風、超新星など、さまざまな$^{26}$Alのソースが調査されてきましたが、非常に巨大な星の寄与はこれまで研究されていません。銀河系星間物質の$^{26}$Alの濃縮に対する、非常に重い星、つまり初期質量が150〜300M$_\odot$の星の恒星風の寄与を調べます。$^{26}$Alの生成について、金属性Z=0.006、0.014、および0.020の初期質量が150〜300M$_\odot$の回転および非回転の非常に大規模な恒星モデルを研究することによって説明します。この結果は、金属量と星形成率の勾配の両方を考慮に入れた単純な天の川モデルに直面しています。Z=0.006-0.020の金属量範囲にある非常に重い星は、星間物質の$^{26}$Al濃縮に非常に重要な貢献をしている可能性があることがわかります。通常、銀河の$^{26}$Alの総量に対する大質量星の風の寄与は、非常に大質量の星を考慮すると150\%増加します。非常に巨大な星は、その希少性にもかかわらず、$^{26}$Alの重要な貢献者であり、銀河の元素合成にとって全体的に非常に重要なアクターである可能性があります。

ソーラーオービターに搭載されたEUI/FSIによってHeII304{\AA}で最大$>6R_ \sun$で観測された顕著な噴火

Title Prominence_eruption_observed_in_He_II_304_{\AA}_up_to_$>6_R_\sun$_by_EUI/FSI_aboard_Solar_Orbiter
Authors M._Mierla,_A.N._Zhukov,_D._Berghmans,_S._Parenti,_F._Auchere,_P._Heinzel,_D.B._Seaton,_E._Palmerio,_S._Jejcic,_J._Janssens,_E._Kraaikamp,_B._Nicula,_D.M._Long,_L.A._Hayes,_I.C._Jebaraj,_D.-C._Talpeanu,_E._D'Huys,_L._Dolla,_S._Gissot,_J._Magdalenic,_L._Rodriguez,_S._Shestov,_K._Stegen,_C._Verbeeck,_C._Sasso,_M._Romoli,_V._Andretta
URL https://arxiv.org/abs/2205.15214
2022年2月15〜16日にソーラーオービターに搭載された極紫外線イメージャー/フルサンイメージャー望遠鏡のHeII304{\AA}通過帯域で観測された、独特で大きな隆起の噴火の観測を報告します。ソーラーオービター、太陽と地球の関係の天文台、太陽と太陽圏の天文台、および地球を周回する衛星)を使用して、噴火する隆起とそれに関連する冠状物質の放出の運動学を測定しました。三次元再構成を使用して、プロミネンスのさまざまな部分の投影されていない位置と速度を計算しました。いくつかの通過帯での観測により、噴火する隆起の放射特性を分析することができました。噴火するプロミネンスの前部と対応するコロナ質量放出の前縁は、それぞれ約1700km/sと2200km/sの速度で伝播しますが、プロミネンスの後部はかなり遅くなります(約500km/s)。)。プロミネンスの一部は、$6R_\sun$を超える高さまで追跡されます。HeII放出は、おそらく散乱ではなく衝突励起によって生成されます。驚いたことに、トレーリングフィーチャーの明るさは高さとともに増加します。報告されたプロミネンスは、HeII304{\AA}の放出で、このような非常に高い高さ(6$R_\sun$を超える)で最初に観測されたものです。

タイプIIIの電波ストームは、衝撃を加速するシード粒子の発生源になる可能性がありますか?

Title Can_Type_III_Radio_Storms_be_a_Source_of_Seed_Particles_to_Shock_Acceleration?
Authors Nat_Gopalswamy,_Sachiko_Akiyama,_Pertti_M\"akel\"a,_Seiji_Yashiro,_and_Hong_Xie
URL https://arxiv.org/abs/2205.15233
激しいタイプIIIの電波嵐は、2000年4月4日の高速ハローコロナ質量放出(CME)によって中断されました。CMEは、大きな太陽エネルギー粒子(SEP)イベントにも関連付けられています。嵐は約10時間後に回復します。2003年11月11日に発生し、同様のCMEプロパティを持つ別のCMEを特定しましたが、進行中のタイプIIIストームはありません。2003年11月11日のCMEも、バックグラウンドを超えるSEPイベント(2pfu未満)とは関連付けられていませんが、タイプIIIストームのCMEには激しいSEPイベント(約56pfu)があります。SEPイベントの強度に影響を与える要因の1つは、CME駆動の衝撃によって加速されるシード粒子の存在です。電子を加速してストームを生成するタイプIIIストームソースは、CMEショックのシード粒子として機能するイオンも加速することをお勧めします。

高温でのスカラー場の減衰

Title Scalar_field_damping_at_high_temperatures
Authors Dietrich_Bodeker_and_Jan_Nienaber
URL https://arxiv.org/abs/2205.14166
再加熱中のインフラトンのように、高温プラズマと相互作用するスカラー場の運動は減衰されます。これは散逸プロセスです。高温では、減衰は有効な運動方程式の局所項で表すことができます。減衰係数は多重散乱に敏感です。ループ拡張では、その計算には全次数の再開が必要になります。代わりに、輸送係数の計算と同様に、効果的なボルツマン方程式を解きます。別のスカラー場との相互作用については、減衰係数と体積粘度の間に単純な関係が得られるため、後者の既知の結果を利用できます。減衰係数の数値的前因子はかなり大きく、$10^4$のオーダーであることがわかります。

量子ショットノイズの下に重力波をさらす

Title Exposing_Gravitational_Waves_below_the_Quantum_Shot_Noise
Authors Hang_Yu_and_Denis_Martynov_and_Rana_X_Adhikari_and_Yanbei_Chen
URL https://arxiv.org/abs/2205.14197
地上ベースの重力波(GW)検出器の感度は、数百ヘルツ以上の量子ショットノイズによって制限されます。それにもかかわらず、マルティノフらによって提案された量子相関技術を使用することができます。[物理。Rev.A95、043831(2017)]ショットノイズの期待値を削除し、GW干渉計の反対称ポートで2つの出力を相互相関させることによって形成されるクロススペクトルの基礎となる古典的な信号を公開します。ここでは、展望を探り、量子相関を使用して天体物理学のGW信号を検出する感度を分析します。概念的には、この手法は、GW信号が2つの出力で相関するが、ショットノイズは相関しないという事実を利用するため、2つの異なるGW検出器の相関に似ています。量子相関には、検出を行うために1つの干渉計しか必要としないという独自の利点もあります。したがって、量子相関は、デューティサイクルを増加させ、検索効率を高め、高度に分極化された信号の検出を可能にする可能性があります。特に、量子相関は、短い($<1\、{\rms}$)と中間($\sim10-10^4\)の両方を持つバイナリ中性子星の合併後の残骸を検出するのに特に役立つ可能性があることを示します。、{\rms}$)期間と、未知のパルサーからの連続放出の上限の設定。

条件付きカバレッジの診断による校正済み予測分布

Title Calibrated_Predictive_Distributions_via_Diagnostics_for_Conditional_Coverage
Authors Biprateep_Dey_and_David_Zhao_and_Jeffrey_A._Newman_and_Brett_H._Andrews_and_Rafael_Izbicki_and_Ann_B._Lee
URL https://arxiv.org/abs/2205.14568
不確実性の定量化は、AIアルゴリズムの予測能力を評価するために重要です。大量の作業(フローの正規化とベイズニューラルネットワークを含む)は、入力特徴$\mathbf{X}$が与えられた場合のターゲット変数Yの予測分布(PD)全体を記述することに専念しています。ただし、既製のPDは通常、条件付きで校正されるにはほど遠いです。つまり、入力$\mathbf{X}$が与えられた場合のイベントの発生確率は、予測された確率とは大幅に異なる可能性があります。予測推論(共形予測など)に関する現在のほとんどの研究は、母集団全体の平均で正しい不確実性を提供するだけでなく(つまり、$\mathbf{X}$の平均でも)、予測セットの構築に関するものです。個々のインスタンスの正確な不確かさで条件付きで調整されます。条件付きで校正されたPD全体を取得して評価するという問題は、アプローチするのが難しすぎるとよく考えられています。この作業では、再校正と検証が実際に達成可能な目標であることを示します。私たちが提案する方法は、$\mathbf{X}$に対して確率積分変換(PIT)スコアを回帰するという考えに依存しています。この回帰は、機能空間全体にわたる条件付きカバレッジの完全な診断を提供し、誤って指定されたPDを再調整するために使用できます。補正された予測バンドを、オラクルバンドおよび合成データの最先端の予測推論アルゴリズム(分布シフトおよび依存する高次元シーケンスデータの設定を含む)に対してベンチマークします。最後に、イメージングデータ(つまり、測光赤方偏移)を使用して銀河距離を測定するためのキャリブレーションされたPDを評価および生成する、物理科学へのアプリケーションを示します。

高精度で計算された平面3体問題の周期軌道の新しいファミリー

Title New_families_of_periodic_orbits_for_the_planar_three-body_problem_computed_with_high_precision
Authors I._Hristov,_R._Hristova,_I._Puzynin,_T._Puzynina,_Z._Sharipov,_Z._Tukhliev
URL https://arxiv.org/abs/2205.14709
この論文では、ニュートン法の連続アナログと高精度算術に基づく修正ニュートン法を使用して、平面3体問題の周期軌道の一般的な数値検索を行います。比較的短い期間と比較的粗い検索グリッドを検討します。その結果、[ScienceChinaPhysics、MechanicsandAstronomy60.12(2017)]のデータベースに含まれていない105の新しいトポロジカルファミリーに属する123の周期解が見つかりました。広範な数値検索は、計算クラスター内の多くのコアを使用して、多くの独立したタスクを並列に解決することによって実現されます。

可能性のあるインフラトン:ヒッグスで誘発されたタキオン不安定性からの原始ブラックホールと二次重力波-$ R ^2$インフレーション

Title The_Inflaton_that_Could_:_Primordial_Black_Holes_and_Second_Order_Gravitational_Waves_from_Tachyonic_Instability_induced_in_Higgs-$R^2$_Inflation
Authors Dhong_Yeon_Cheong,_Kazunori_Kohri,_Seong_Chan_Park
URL https://arxiv.org/abs/2205.14813
ヒッグスの自己結合の実行は、初期の宇宙宇宙論において多くの現象を引き起こす可能性があります。この論文では、走っているヒッグスがタキオン質量のある領域を通過する軌道にターンを誘発し、曲率パワースペクトルの一時的なタキオン成長につながるシナリオを紹介します。ヒッグスによって引き起こされたこの効果は、原始ブラックホールと確率的重力波の形で現象を残し、提案されたGW観測所は近い将来調査できるようになるでしょう。

EDGES21cm信号のWIMPless暗黒物質

Title WIMPless_Dark_Matter_In_EDGES_21-cm_Signal
Authors Shengyu_Wu,_Shuai_Xu_and_Sibo_Zheng
URL https://arxiv.org/abs/2205.14876
EDGESによって報告された水素21cm信号の温度に関する最初の測定は、WIMPのない暗黒物質とバリオン流体の間のクーロンのような相互作用を強く支持します。クーロンのような相互作用に不可欠な光の力のキャリアが光子ではない状態で、1成分と2成分の両方のコンテキストでこのような暗黒物質を調査します。関連する実験とボルツマン方程式で使用される断面の変換を使用して、暗黒物質とバリオンの相互作用の効果をエンコードし、GeV未満の暗黒物質の質量範囲の厳しい恒星冷却境界によって両方のケースが確実に除外されることを示します。1成分の場合の除外は、$B-L$、$L_{e}-L_{\mu}$、または$L_{e}-L_{\tauで測定された、暗い光子としての軽い力のキャリアを持つ単純化されたWIMPless暗い物質に適用されます。}$、またはアクシオンのような粒子。2成分の場合の除外は、標準モデルのクォークとレプトンにそれぞれ結合された2つのアクシオンのような粒子として2つの軽い力のキャリアを持つ単純化されたWIMPless暗黒物質に適用されます。

新しいリングダウン振幅-位相整合性テスト

Title A_novel_ringdown_amplitude-phase_consistency_test
Authors Xisco_Jim\'enez_Forteza,_Swetha_Bhagwat,_Sumit_Kumar,_Paolo_Pani
URL https://arxiv.org/abs/2205.14910
ブラックホール連星の合体中に放出されるリングダウン信号は、合併段階で励起される残りのブラックホールの特徴的な減衰モードの線形重ね合わせとしてモデル化できます。一般相対性理論〜(GR)によって予測されたカーBHスペクトルに対して測定された周波数と減衰時間の一貫性をチェックすることは重力の強磁場試験の基礎ですが、測定された励起振幅と位相の一貫性はほとんど未踏のままです。非先行の準円形連星ブラックホールの併合の場合、GRは、連星成分のスピンとは無関係に、モード振幅比と位相差の空間内の狭い領域を予測することがわかります。%この予期しない結果を使用して、さまざまなリングダウンモードの測定された振幅と位相がGRによって予測されたこの狭い領域内にあることを要求する強磁場重力の新しいヌルテストを開発します。これを\emph{振幅-位相整合性テスト}と呼び、リングダウン信号からの情報を使用して実行する手順を紹介します。最後に、Capanoetal。〜(2021)〜\cite{Capano:2021etf}によって推測されたマルチモーダルリングダウンパラメータを使用して、このテストをGW190521イベントに適用します。このイベントのリングダウン測定誤差は大きいですが、GW190521が振幅-位相整合性テストと一致していることを示しています。私たちのテストは、近い将来に予想される複数の大きなリングダウン検出に対応するのに特に適しており、修正重力、ブラックホール以外のコンパクトなオブジェクト、およびバイナリ歳差運動のプロキシとして、標準のブラックホール分光法を補完的に使用できます。

ブラックホール超放射からのマイクロボーズ/プロカ暗黒物質

Title Micro-Bose/Proca_dark_matter_stars_from_black_hole_superradiance
Authors John_March-Russell_and_Jo\~ao_G._Rosa
URL https://arxiv.org/abs/2205.15277
小さな集団からのホーキング蒸発と超放射(SR)の同時プロセスを介して、重い$\mu\gtrsim1$TeV、ボソンスピン$s=0.1$暗黒物質(DM)の生成を研究します。\lesssim10^6$kg、原始ブラックホール(PBH)。小さな初期PBHスピンの場合でも、SRプロセスは、半径$\lesssim{\rmpm}$および質量$\sim10^{\rm少数}$kgの非常に高密度の重力結合DMボーズまたはプロカソリトン「星」を生成できます。PBHが崩壊した後も、今日まで生き残ることができます。これらのソリトンはDM密度のかなりの部分を構成する可能性があり、ベクトルDMの場合は$\gtrsim50\%$に上昇します。