レンズ銀河のモデリングにおける方位角の自由の欠如の結果
| Title |
Consequences_of_the_lack_of_azimuthal_freedom_in_the_modeling_of_lensing_galaxies |
| Authors |
Lyne_Van_de_Vyvere,_Dominique_Sluse,_Matthew_R._Gomer,_Sampath_Mukherjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00022 |
巨大な楕円銀河は、主軸のねじれや銀河中心距離による軸比の変化など、純粋な楕円形から逸脱した構造を表示する可能性があります。満足のいくレンズモデリングは、一般にこれらの方位角構造を考慮せずに達成されますが、推定レンズパラメータへの影響、特に時間遅延宇宙誌で使用される時間遅延への影響についての疑問が残ります。このホワイトペーパーでは、これらの影響を特徴づけ、変動の現実的な振幅を考慮してそれらの影響を定量化することを目的としています。この目標は、局所的な楕円銀河の観測データと、典型的なレンズの赤方偏移での楕円銀河の流体力学的シミュレーションという2つのデータセットに基づいた形態を持つ模擬レンズ銀河を作成することで達成されました。次に、空間ベースのデータ品質でレンズシステムの画像をシミュレートし、標準的な方法でモデル化して、レンズモデルの方位角の自由の欠如の影響を評価しました。レンズ銀河のねじれは、アインシュタイン半径での参照方向に対してレンズの方向を最大10{\deg}変更し、せん断を最大20{\deg}変更することで、ホモエイダルレンズモデルで簡単に吸収されることがわかります。入力せん断方向に関して度}。一方、楕円率の勾配は、放射状の質量モデルに影響を与える可能性のあるかなりの量のせん断を導入し、その結果、最大10km/s/Mpcの$H_0$にバイアスをかける可能性があります。ただし、光は方位角構造の優れたトレーサーであることがわかります。つまり、直接イメージングでそれらの存在を診断できるはずです。これは、このような大きなバイアスが標準的なモデリング手法で説明されていない可能性が低いことを意味します。さらに、ねじれと楕円率の勾配の全体的な影響は、人口レベルで平均化されます。私たちが検討した銀河集団については、宇宙論的推論は偏りがないままです。
水磁気乱流からの重力波スペクトルの低周波テール
| Title |
Low_frequency_tail_of_gravitational_wave_spectra_from_hydromagnetic_turbulence |
| Authors |
Ramkishor_Sharma_and_Axel_Brandenburg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00055 |
初期の宇宙における流体力学および電磁流体力学（MHD）の乱流は、重力波（GW）を駆動し、それらのスペクトルをGWのスペクトルに刻印することができます。これは、今日でも観測できる可能性があります。らせん状および非らせん状の初期磁場に対して自由に減衰するMHD乱流からのGWバックグラウンドの生成を研究します。生成されたGWスペクトルを理解するために、磁気応力テンソルの進化に基づいて単純なモデルを開発します。このモデルで得られたGWスペクトルは、数値シミュレーションからの応力スペクトルの低周波数テールの時間発展を考慮すると、数値シミュレーションで得られたものを再現していることがわかります。また、生成されたGW周波数スペクトルの形状が、同じ初期磁気エネルギースペクトルのらせん状と非らせん状の場合で異なることも示します。このような違いは、らせん状および非らせん状の初期磁場をGWの偏光バックグラウンドから区別するのに役立ちます。特に、予想される円偏光を直接検出できない場合に役立ちます。
SRG/eROSITAデータの宇宙ウェブフィラメントからのX線放射
公開されているeROSITAFinalEquatorialDepthSurvey（eFEDS）データを使用して、3.8シグマの重要度で463フィラメントの位置で積み重ねられたX線放射を検出します。スローンデジタルスカイサーベイの調査では、0.2<z<0.6で長さが30Mpcから100Mpcの範囲の銀河でフィラメントが特定されました。フィラメントのスタッキングは、分解された銀河団と銀河団、およびROSAT、チャンドラ、XMM、とeROSITAの観測。さらに、フィラメントスパインから10〜20Mpcの領域の信号を差し引くことにより、拡散X線の前景および背景の放射が除去されます。スタックされた信号については、X線スペクトル分析を実行し、信号が熱放射に関連付けられていることを示します。天体プラズマ放出コード（APEC）モデルによるプラズマ放出とベータ=2/3のベータモデルガス分布を仮定すると、検出されたX線信号は、平均ガスを伴うフィラメント内の高温ガスからの放出として解釈できます。フィラメントの中心で0.8（+0.3、-0.2）keVの温度と41±11のガス過密度。
0.05 $ \ le z \ le$0.60および$4\ times 10 ^ {14} $ M $ _ {\ odot} $ $ \
le \ textrm {M}_{500}での銀河団圧力プロファイルの進化と質量依存性\ le 30 \ times 10 ^ {14} $
M $ _ {\ odot} $
| Title |
The_Evolution_and_Mass_Dependence_of_Galaxy_Cluster_Pressure_Profiles_at_0.05_$\le_z_\le$_0.60_and_$4_\times_10^{14}$_M$_{\odot}$_$\le_\textrm{M}_{500}_\le_30_\times_10^{14}$_M$_{\odot}$ |
| Authors |
Jack_Sayers,_Adam_B._Mantz,_Elena_Rasia,_Steven_W._Allen,_Weiguang_Cui,_Sunil_R._Golwala,_R._Glenn_Morris,_Jenny_T._Wan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00091 |
ChandraからのX線観測と、PlanckおよびBolocamからのSunyaev-Zel'dovich（SZ）効果データを組み合わせて、0.03R$_{500}$$\le$R$\le$からの銀河団内中圧プロファイルを測定しました。赤方偏移の中央値$\langlez\rangle=0.08$と質量の中央値$\langle\textrm{M}_{500}\rangleの21個の低$z$銀河団のサンプルの場合は5R$_{500}$=6.1\times10^{14}$M$_{\odot}$と$\langlez\rangle=0.50$および$\langle\textrm{M}_の19個の中間$z$銀河団のサンプル{500}\rangle=10.6\times10^{14}$M$_{\odot}$。低$z$サンプルの平均スケーリング圧力は、小さい半径では低く、大きい半径では高くなります。この傾向は、The300シミュレーションから同様に選択されたサンプルで正確に再現されています。この違いは、主に、小さな半径での動的状態、中間の半径での進化、および大きな半径での進化と質量依存性の組み合わせによるものと思われます。さらに、$z$の中程度のサンプルと比較した、$z$の低いサンプルの平均スケーリング圧力プロファイルの全体的な平坦化は、質量降着率の違いとフィードバックメカニズムのわずかな影響による予想と一致しています。以前の研究と一致して、平均スケーリングされた圧力プロファイルに関する部分的なばらつきは、0.5R$_{500}$の近くで最小$\simeq20$パーセントに達します。このばらつきは、すべての半径で低$z$サンプルと中$z$サンプルの間で一貫しており、サンプルの選択による強い影響を受けていないことを示しています。この一般的な動作は、The300シミュレーションで再現されています。最後に、平均圧力プロファイル形状の質量と赤方偏移の傾向を近似的に記述する分析関数が提供されます。
4つの望遠鏡からの$\sim10 ^ 6 $渦巻銀河の分析は、銀河のスピン方向の非対称性の大規模なパターンを示しています
| Title |
Analysis_of_$\sim10^6$_spiral_galaxies_from_four_telescopes_shows_large-scale_patterns_of_asymmetry_in_galaxy_spin_directions |
| Authors |
Lior_Shamir |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00168 |
前例のない量の天文データを収集する能力は、情報化以前の時代に研究するのが非現実的であった科学的な質問を研究することを可能にしました。この研究では、4つの異なるロボット望遠鏡によって収集された大規模なデータセットを使用して、渦巻銀河のスピン方向の大規模な分布をプロファイルします。これらのデータセットは、ハッブル宇宙望遠鏡によって宇宙から取得されたデータに加えて、北半球と南半球をカバーしています。データには、完全に対称的なアルゴリズムによって自動的に注釈が付けられ、長い労力を要するプロセスを通じて手動で注釈が付けられ、ほぼ$10^6$の銀河のデータセットが作成されました。データは、スピン方向の非対称分布の可能なパターンを示しており、パターンは異なる望遠鏡間で一致しています。銀河の自動または手動の注釈を使用する場合もプロファイルは一致し、非常に類似した大規模なパターンを示します。すべての望遠鏡からのすべてのデータを組み合わせると、銀河の数とフットプリントのサイズの両方の観点から、これまでで最も包括的な分析が可能になります。結果は、すべての望遠鏡で一貫している統計的に有意なプロファイルを示しています。この調査で使用された機器は、DECam、HST、SDSS、およびPan-STARRSです。また、バイアスの考えられる原因についても説明し、さまざまな結果を示した以前の作業の設計を分析します。これらの予備的観察を理解し検証するには、さらなる研究が必要です。
彗星貯水池の動的個体群
オールトの雲と散乱円盤天体は、それぞれ長周期彗星と短周期彗星の2つの主要な貯留層です。このレビューでは、これらの貯水池の特性とその形成に関する既知の観測上の制約を評価します。さらに、巨大惑星の初期の軌道進化が初期の巨大な微惑星円盤から現代の散乱円盤天体をどのように生成したか、そしてこの物質の$\sim$5\％がオールトの雲にどのように捕獲されたかについて議論します。天の川銀河内の太陽の誕生環境と動的な歴史が、オールトの雲の形成と現代の構造をどのように変化させるかを確認します。最後に、今後10年間に予想される観測キャンペーンが、オールトの雲と散乱円盤天体の形成と特性に関する新しい洞察をどのように提供するかを評価します。
手付かずの彗星はありますか？小石構造からの制約
| Title |
Are_there_any_pristine_comets?_Constraints_from_pebble_structure |
| Authors |
Uri_Malamud,_Wolf_A._Landeck,_Dorothea_Bischoff,_Christopher_Kreuzig,_Hagai_B._Perets,_Bastian_Gundlach_and_Jurgen_Blum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00012 |
彗星（またはカイパーベルトオブジェクトなどの小さな氷の微惑星）が小石の山で構成されている場合、それらの内部放射性および地球化学的加熱は、同様の過去の研究と比較してかなり異なる進化の結果をもたらすことを示します。小石の熱伝導率と圧縮の最先端の経験的測定を含むように変更された1D熱物理進化コードを利用します。後者は、ここで初めて提示された新しい実験室実験を通じて得られました。結果は、小石の熱伝導率が低いため、進化中に達成されたピーク温度は、同じ形成時間を与えられた以前のどの研究よりもはるかに高いことを示しています。隕石の放射性物質の存在量を仮定すると、非常に小さいサブキロメートルの彗星だけが、それらが形成された原始的で均一な熱的に未処理の組成を保持する可能性があることがわかります。半径が約20kmを超える彗星は、通常、急速でエネルギー的に強力な水性水和反応によって掃引されます。彗星のサイズと形成時間の全範囲にわたって、進化はさまざまな揮発性種の処理と分化、および放射状に不均一な核構造をもたらします。しかし、利用可能な唯一の彗星サンプルの同位体分析は、彗星81P/Wild2に26Alが存在しなかったことを示唆しているため、私たちの計算は、放射性核種の想定される割合が極めて重要な自由パラメーターであることも示しています。ディスク（1〜3Myr以内）では、放射性核種の存在量は、実際、彗星のサンプルに基づいて通常想定されるものよりもはるかに小さくなければなりません。彗星の形成、現在の属性、および将来の研究のための調査結果の重要性について説明します。
金属が豊富な星を周回する「熱い土星」の太陽から超太陽へのナトリウムと酸素の絶対存在量
| Title |
Solar-to-supersolar_sodium_and_oxygen_absolute_abundances_for_a_"hot_Saturn"_orbiting_a_metal-rich_star |
| Authors |
Nikolay_Nikolov,_David_Sing,_Jessica_Spake,_Barry_Smalley,_Jayesh_Goyal,_Thomas_Mikal-Evans,_Hannah_Wakeford,_Zafar_Rustamkulov,_Drake_Deming,_Jonathan_Fortney,_Aarynn_Carter,_Neale_Gibson,_Nathan_Mayne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00017 |
ハッブル宇宙望遠鏡とスピッツァー宇宙望遠鏡（HSTとスピッツァー）で実行された雲のないホットサターンWASP-96bの赤外線透過分光法の新しい分析を提示します。WASP-96bスペクトルは、雲のない大気を想定して計算された合成スペクトルと非常によく一致して、水からの吸収特性を示します。HST-Spitzerスペクトルは、超大型望遠鏡（VLT）光透過分光法と組み合わせて、ナトリウム吸収機能の完全な圧力拡大プロファイルを明らかにし、絶対存在量の導出を可能にします。$\DeltaR_{{\rmp}}/R_{\ast}=（-4.29^{+0.31}_{-0.37}）\、\times10^{-3}のスペクトルオフセットを確認して修正しますHST-Spitzerスペクトルに関連するVLTデータの$。このオフセットは、地上ベースの透過分光法のよく知られた機能である、VLTスペクトルのコモンモード補正の想定半径によって説明できます。ホスト星の彩層および測光活動の欠如の証拠を見つけます。したがって、オフセットへの寄与はごくわずかです。太陽から超太陽に一致するNaとOの存在量を測定し、太陽の値に関連する存在量はそれぞれ$21^{+27}_{-14}$と$7^{+11}_{-4}$です。3.6および$4.5\mu$mでのスピッツァー観測からの新しい熱放射制約で透過スペクトルを補完します。これは、高度とともに温度が低下する大気のスペクトルによって最もよく説明されます。等温黒体大気が昼間の温度を$T_{\rm{p}}$=$1545$$\pm$$90$Kに制限すると仮定して、スペクトルに適合させます。
偽陽性の生命存在指標検出における大気交換の役割
| Title |
The_Role_of_Atmospheric_Exchange_in_False-Positive_Biosignature_Detection |
| Authors |
Ryan_C._Felton,_Sandra_T._Bastelberger,_Kathleen_E._Mandt,_Adrienn_Luspay-Kuti,_Thomas_J._Fauchez,_Shawn_D._Domagal-Goldman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00028 |
土星の衛星タイタンは、エンケラドスの氷の火山から供給された揮発性物質（原子状酸素を含む）を大気圏の上部に受け取ります。TRAPPIST-1dから供給されるO2やO3など、ある物体から別の物体への同様のタイプの大気交換は、TRAPPIST-1eの上層大気に導入される可能性があり、生命存在指標として解釈される可能性があります。結合された1-D光化学気候モデル（Atmos）を使用して大気の上部に水と酸素の外部流入を適用し、大気組成を予測することにより、TRAPPIST-1eでの生命のこの潜在的な偽陽性をシミュレートします。さらに、合成スペクトル観測は、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡、オリジンズ宇宙望遠鏡、居住可能な太陽系外惑星観測所、および大型紫外/光学/赤外線サーベイヤー用の惑星スペクトルジェネレーターを使用して生成され、非生物的に生成されたO2およびO3の検出可能性をテストします。CH4の非生物的および生物的表面フラックスの存在。これらの観測所のいずれかによる非生物的O2/O3の検出をトリガーするために必要な物質の流入フラックスは、物理的にもっともらしいものより2桁以上（1E12分子/cm2/s）大きいと判断します。
現在および将来のミッションを持つ太陽系外惑星システムの技術署名の検索
| Title |
Searching_for_technosignatures_in_exoplanetary_systems_with_current_and_future_missions |
| Authors |
Jacob_Haqq-Misra,_Edward_W._Schwieterman,_Hector_Socas-Navarro,_Ravi_Kopparapu,_Daniel_Angerhausen,_Thomas_G._Beatty,_Svetlana_Berdyugina,_Ryan_Felton,_Siddhant_Sharma,_Gabriel_G._De_la_Torre,_D\'aniel_Apai,_and_the_TechnoClimes_2020_workshop_participants |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00030 |
テクノシグネチャーとは、天文学的な手段で検出できるテクノロジーの観測的兆候を指します。技術署名の以前の検索のほとんどは、無線信号の検索に焦点を合わせていましたが、現在および将来の多くの観測施設も、一部の非無線技術署名の普及を制約する可能性があります。したがって、技術署名科学への貢献は、信号の存在に統計的に意味のある定量的な上限を提供する否定的な結果の形をとることもあるため、この検索は天文学コミュニティによる幅広い参加から恩恵を受ける可能性があります。このペーパーでは、2020年のTechnoClimesワークショップの推奨事項をまとめました。これは、将来の理論的および観察的研究の技術署名に優先順位を付けて導くための研究アジェンダを開発することを目的としたオンラインイベントでした。この論文は、紫外線、光学、または赤外線の波長で太陽系外惑星の技術署名を検出するための現在および将来のミッションの使用の概要を提供します。これは、大気技術署名、人工表面改質、光学ビーコン、宇宙工学、およびメガストラクチャーの検出可能性に特に焦点を当てています。、および星間飛行。この概要は、新しい定量的検出限界を導き出すものではありませんが、現在および計画中の観測施設を使用するための追加の科学的正当性を提供し、そのような観測を行う天文学者に、進行中の観測と技術署名科学との関連性を検討するよう促すことを目的としています。この統合はまた、技術署名を検索する現在および計画されたミッションの能力との可能な技術ギャップを特定します。これは、将来のミッション概念の設計において技術署名科学の事例を考慮する必要があることを示唆しています。
| Title |
Changing_spatial_distribution_of_water_flow_charts_major_change_in_Mars'_greenhouse_effect |
| Authors |
Edwin_S._Kite,_Michael_A._Mischna,_Bowen_Fan,_Alexander_M._Morgan,_Sharon_A._Wilson,_Mark_I._Richardson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00036 |
初期の火星には川がありましたが、火星の湿った状態から乾いた状態への移行の原因は不明のままです。火星の過去の気候は、気候に敏感な地形の空間分布を使用して調べることができます。水で作られた地形のグローバルデータベースを分析し、時間の経過に伴う河川の空間分布の変化を特定しました。これらの変化は、全球平均表面温度（T）$\ge$268KからTまでの$\gtrsim$10Kの全球冷却の結果として、全球気候モデルシミュレーションのアンサンブルによって駆動される単純化された融雪水モデルとの比較によって簡単に説明されます。$\sim$258K、温室効果が弱いため。言い換えれば、火星初期の河川形成気候は、最初は暖かくて湿っていて、後で寒くて湿っていました。驚くべきことに、全球気候モデルシミュレーションのアンサンブル内の温室効果の分析は、このシフトが主に非CO2放射強制力の減少によって引き起こされ、CO2放射強制力の変化ではないことを示唆しています。
一般化されたエンドウ豆のポッド：ジニ係数を介した非TTVシステムへのシステム内質量均一性の拡張
| Title |
Generalized_Peas-in-a-Pod:_Extending_Intra-System_Mass_Uniformity_to_Non-TTV_Systems_via_the_Gini_Index |
| Authors |
Armaan_Goyal,_Songhu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00053 |
同じ近接したコンパクトな複数の惑星システムに属する惑星は、それらのサイズにおいて驚くべき程度の均一性を示す傾向があることが実証されています。同様の傾向がそのような惑星の質量にも当てはまることがわかっていますが、そのようなシステム内の質量均一性の考慮は、一般に、システムの大部分が通過タイミング変動の分析によって得られた構成惑星質量測定値を持つ統計サンプルに限定されています（TTV）。強いTTV信号を持つシステムは通常、平均運動共鳴内またはその近くにあるため、システム内の質量均一性が、非TTV質量の出所を持つ非共鳴システムでまだ容易に出現するかどうかは不明です。したがって、この作業では、視線速度（RV）測定によって測定された質量を持つ17の非TTVシステムの質量均一性分析を示します。経済的不平等の一般的な統計であるジニ係数を均一性の主要な指標として使用すると、17の非TTVシステムのサンプルが$\sim2.5\sigma$の信頼度でシステム内の質量均一性を示すことがわかります。この結果の可能な統計的および天体物理学的基盤についての追加の議論を提供します。また、最小質量太陽外星雲（MMEN）の特徴的な固体表面密度（$\Sigma_0$）とシステム質量Giniインデックスの間に相関関係（$r=0.25$）が存在することを示し、より質量の大きいディスクが一般にシステムを形成する可能性があることを示唆していますより不平等な惑星の質量で。
若い太陽系アナログHD95086の詳細な直接イメージングと分光学的特性評価
| Title |
In-depth_direct_imaging_and_spectroscopic_characterization_of_the_young_Solar_System_analog_HD_95086 |
| Authors |
C._Desgrange,_G._Chauvin,_V._Christiaens,_F._Cantalloube,_L.-X._Lefranc,_H._Le_Coroller,_P._Rubini,_G._P._P._L._Otten,_H._Beust,_M._Bonavita,_P._Delorme,_M._Devinat,_R._Gratton,_A.-M._Lagrange,_M._Langlois,_D._Mesa,_J._Milli,_J._Szul\'agyi,_M._Nowak,_L._Rodet,_P._Rojo,_S._Petrus,_M._Janson,_T._Henning,_Q._Kral,_R._G._van_Holstein,_F._M\'enard,_J.-L._Beuzit,_B._Biller,_A._Boccaletti,_M._Bonnefoy,_S._Brown,_A._Costille,_A._Delboulbe,_S._Desidera,_V._D'Orazi,_M._Feldt,_T._Fusco,_R._Galicher,_J._Hagelberg,_C._Lazzoni,_R._Ligi,_A.-L._Maire,_S._Messina,_M._Meyer,_A._Potier,_J._Ramos,_D._Rouan,_T._Schmidt,_A._Vigan,_A._Zurlo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00425 |
環境。HD95086は、内側と外側の破片帯の間の星から57auで周回する巨大な太陽系外惑星をホストする、近くにある若い太陽系アナログです。2つのベルトの間の広い空洞を維持するメカニズムとして、追加の惑星の存在が示唆されています。目的。HD95086bの軌道および大気特性を改善し、このシステムで追加の惑星を検索するために、VLT/SPHERE機器を使用したHD95086の専用モニタリングを紹介します。メソッド。2015年から2019年までの10エポックにまたがり、5つの新しいデータセットを含むSPHERE観測が使用されました。VLT/NaCo（2012-2013）およびGemini/GPI（2013-2016）のアーカイブ観測と組み合わせることで、位置天文測定の拡張セットにより、HD95086bの軌道特性を改善することができました。また、いくつかの大気モデルの多様性を調査する特別なフィッティングツールを使用して、HD95086b周辺のスペクトル特性と周惑星円盤の存在を調査しました。さらに、K-Stackerアルゴリズムを介して推定惑星cを検索するために、検出限界を改善しました。結果。6つの最良のエポックを積み重ねることによってHD95086bのJH低解像度スペクトルを初めて抽出し、その非常に赤いスペクトルエネルギー分布を確認しました。GPIとNaCoからの追加のデータセットと組み合わせると、この非常に赤い色は、一連の高温溶液（1400〜1600K）と大幅な消滅（Av）を伴う、惑星bの周りの周惑星円盤の存在によって説明できることが示されています。>10等）、または低温（800-1300K）で、少量から中程度の消滅（Av<10等）の超太陽金属量大気による。惑星cの強力な候補は見つかりませんが、その潜在的な質量と位置に更新された制約を与えます。
1.5度$^2$のCOSMOSフィールドでのダスティスターバーストに関連する$z=6.853$での不明瞭な超高輝度ラジオラウドAGNのALMA確認
| Title |
ALMA_Confirmation_of_an_Obscured_Hyperluminous_Radio-Loud_AGN_at_$z=6.853$_Associated_with_a_Dusty_Starburst_in_the_1.5_deg$^2$_COSMOS_Field |
| Authors |
Ryan_Endsley,_Daniel_P._Stark,_Jianwei_Lyu,_Feige_Wang,_Jinyi_Yang,_Xiaohui_Fan,_Renske_Smit,_Rychard_Bouwens,_Kevin_Hainline,_Sander_Schouws |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00018 |
$z_\mathrmにある非常に不明瞭なラジオラウド（$L_{1.4\\mathrm{GHz}}=10^{25.4}$WHz$^{-1}$）AGN候補のバンド6ALMA観測を提示します{phot}=6.83\pm0.06$が1.5deg$^2$COSMOSフィールドで見つかりました。ALMAデータは、非常に強い[CII]158$\mu$m（$z_\mathrm{[CII]}=6.8532$）と、このオブジェクト（COS-87259）からの基礎となるダスト連続放出の検出を明らかにしています。線の光度、線の幅、および158$\mu$mの連続光度は、$z\sim7$サブmm銀河およびクエーサーホストから見られるものに匹敵します。158$\mu$mの連続体検出は、合計赤外線光度が$9\times10^{12}$$L_\odot$であり、対応する非常に大きな不明瞭な星形成率（1300$M_\odot$/yr）とダスト質量（$2\times10^9$$M_\odot$）。VIRCamとIRAC測光の間に見られる明らかな強いバルマーブレイクは、COS-87259が$M_\ast\approx1.7\times10^{11}$$M_\odot$を持つ非常に大規模な再電離時代の銀河であることを示唆しています。さらに、MIPS、PACS、およびSPIREの検出は、このオブジェクトが、約5ドルの放射光度で非常に不明瞭なAGN（$\tau_{_{\mathrm{9.7\mum}}}=2.3$）を含んでいることを意味します。times10^{13}$$L_\odot$。このような非常に高いAGNの光度は、このオブジェクトがエディントン光度の近くで降着する場合、$\approx$1.6$\times$10$^9$$M_\odot$ブラックホールによって駆動されていることを示唆しており、事実上、非常にUV光度（$M_{1450}\approx-27.3$）$z\sim7$クエーサー。特に、これらの$z\sim7$クエーサーは非常にまれな集団（$\sim$0.001deg$^{-2}$）ですが、COS-87259は比較的小さなフィールドで識別されました。たとえば、RomanやEuclidを使用した将来の非常に広範囲の調査では、COS-87259に類似した、より多くの非常に赤いがUV明るい$z\gtrsim7$オブジェクトを特定できる可能性があり、強い不明瞭な星形成の発生に関するより深い洞察を提供します。この集団の間での超大質量ブラックホールの成長。
TXS2226-184のコアでのブラックホールの質量対距離比の一般相対論的推定
| Title |
A_general_relativistic_estimation_of_the_black_hole_mass-to-distance_ratio_at_the_core_of_TXS_2226-184 |
| Authors |
Artemisa_Villalobos-Ramirez,_Oswaldo_Gallardo-Rivera,_Alfredo_Herrera-Aguilar_and_Ulises_Nucamendi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00039 |
この研究では、一般相対論的方法を利用して、ホストされているブラックホールの質量対距離比M/D=3.54^{+0.2}_{-0.2}X10^4M_{sun}/Mpcを推定します。TXS2226-184の活動銀河核のコアで、その右上昇オフセットと銀河の後退赤方偏移（速度）とともに。私たちの統計的適合は、活動銀河核の降着円盤内のブラックホール中心の周りを円形に回転するときの、水メーザーによって放出される光子の周波数シフトとそれらの軌道位置に基づいています。以前に報告された銀河までの距離を考慮に入れることにより、ブラックホールの質量適合の結果を質量-光度相関に基づく推定値と比較します。一般相対論的方法を使用した統計的適合の助けを借りて得られたTXS2226-184のコアのブラックホール質量、M=3.67^{+0.2}_{-0.2}X10^6M_{sun}は、質量と光度の相関関係を使用して計算された、ブラックホールの質量M_{BH}=6.24^{+3.6}_{-2.3}X10^6M_{sun}の約0.6倍です。
IllustrisTNG100-1シミュレーションにおける伴銀河の分布
| Title |
The_Distribution_of_Satellite_Galaxies_in_the_IllustrisTNG100-1_Simulation |
| Authors |
Bryanne_McDonough_and_Tereasa_Brainerd |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00045 |
IllustrisTNG100-1シミュレーションで、孤立したホスト銀河の衛星の空間分布を調査します。Illustris-1シミュレーションの以前の同様の分析と一致して、衛星は通常、平均ホスト質量密度の不十分なトレーサーです。Illustris-1衛星とは異なり、ここでは完全な衛星サンプルの空間分布がNFWプロファイルにうまく適合しています。ただし、濃度は平均ホスト質量密度の約2分の1です。衛星の最も明るい50％と最も暗い50％の空間分布も、NFWプロファイルによく適合していますが、濃度は約2倍異なります。サンプルをホストの色と明るさで細分化すると、青い衛星の数密度プロファイルは一般に平均ホスト質量密度プロファイルを下回り、赤い衛星の数密度プロファイルは一般に平均ホスト質量密度プロファイルを上回ります。これらの反対の体系的なオフセットが組み合わさって、最も明るい青色のホストの平均質量密度プロファイルとそれらの衛星の対応する数密度プロファイルとの間に適度に良好な一致が得られます。最後に、衛星がホストに加わった赤方偏移に従って衛星を細分化します。このことから、衛星の最も古い3分の1も、衛星の最も若い3分の1も、平均ホスト質量密度を忠実に追跡していないことがわかります。
フィラメント状分子雲の安定性と断片化における磁場の役割：OMC-3とOMC-4での2つのケーススタディ
| Title |
The_Role_of_Magnetic_Fields_in_the_Stability_and_Fragmentation_of_Filamentary_Molecular_Clouds:_Two_Case_Studies_at_OMC-3_and_OMC-4 |
| Authors |
Pak_Shing_Li,_Enrique_Lopez-Rodriguez,_Archana_Soam,_Richard_I._Klein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00119 |
OrionAの大規模で長い分子雲複合体におけるOMC-3とOMC-4の2つの領域の安定性分析を示します。$214〜\mu$mのHAWC+/SOFIA偏光データを取得し、アーカイブデータを利用します。カラム密度とC$^{18}$O（1-0）輝線の場合。両方の観測領域で明確な偏光解消が見られ、偏光率はカラム密度および偏光角分散関数と反相関していることがわかります。OMC-3のフィラメント状の雲と密集した塊は、磁気的に超臨界であり、非常に超臨界であることがわかります。この領域は重力崩壊段階にあるはずであり、この領域で形成される多くの若い恒星状天体（YSO）と一致しています。相対配向（HRO）分析のヒストグラムは、OMC-3の高密度ガス構造では磁場が動的にサブドミナントであることを示しています。OMC-4の最初の偏光マップを提示します。観察された領域は、視線の近くに整列したフィラメント状構造の投影効果の結果である可能性がある細長い高密度コアを除いて、一般に磁気的に未臨界であることがわかります。HRO分析における高いカラム密度での比較的大きな速度分散と異常な正の形状パラメーターは、私たちの視角がOMC-4のフィラメント状下部構造の軸に近い可能性があることを示唆しています。OMC-4の支配的な強磁場は星形成に不利であり、OMC-3よりもはるかに少ないYSOと一致しています。
通路：プランクによって識別された非常に明るい高赤方偏移銀河のミリメトリコ大望遠鏡とALMA観測
| Title |
PASSAGES:_The_Large_Millimeter_Telescope_and_ALMA_Observations_of_Extremely_Luminous_High_Redshift_Galaxies_Identified_by_the_Planck |
| Authors |
Derek_A._Berman_(1_and_2),_Min_S._Yun_(1),_K._C._Harrington_(3),_P._Kamieneski_(1),_J._Lowenthal_(4),_B._L._Frye_(5),_Q._D._Wang_(1),_G._W._Wilson_(1),_I._Aretxaga_(6),_M._Chavez_(6),_R._Cybulski_(1),_V._De_la_Luz_(7),_N._Erickson_(1),_D._Ferrusca_(6),_D._H._Hughes_(6),_A._Monta\~na_(6_and_8),_G._Narayanan_(1),_D._S\'anchez-Arg\"uelles_(6),_F._P._Schloerb_(1),_K._Souccar_(1),_E._Terlevich_(6),_R._Terlevich_(6_and_10),_A._Zavala_(11)_((1)_Department_of_Astronomy,_University_of_Massachusetts,_Amherst,_MA,_USA_(2)_Department_of_Earth_and_Atmospheric_Sciences,_Cornell_University,_Ithaca,_NY,_USA_(3)_European_Southern_Observatory,_Vitacura,_Casilla,_Santiago_de_Chile,_Chile_(4)_Smith_College,_Northampton,_MA,_USA_(5)_Department_of_Astronomy/Steward_Observatory,_University_of_Arizona,_Tucson,_AZ,_USA_(6)_Instituto_Nacional_de_Astrof\'isica,_\'Optica_y_Electr\'onica,_Tonantzintla,_Puebla,_M\'exico_(7)_Escuela_Nacional_de_Estudios_Superiores_Unidad_Morelia,_Universidad_Nacional_Aut\'onoma_de_M\'exico,_Morelia,_M\'exico_(8)_CONACYT_Research_Fellow_-_SCiESMEX,_Instituto_de_Geof\'isica,_Universidad_Nacional_Aut\'onoma_de_M\'exico,_Michoac\'an,_M\'exico_(9)_Consejo_Nacional_de_Ciencia_y_Tecnolog\'ia,_Del._Benito_Ju\'arez,_M\'exico,_D.F._(10)_Institute_of_Astronomy,_University_of_Cambridge,_Cambridge_UK_(11)_National_Astronomical_Observatory_of_Japan,_Tokyo,_Japan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00138 |
重力レンズのエクストリームスターバースト（PASSAGES）プロジェクトを分析するためのプランクオールスカイサーベイは、プランクオールスカイサーベイを使用して非常に明るい銀河の集団を特定し、それらのガス燃料供給、誘導スターバースト、および結果として生じるフィードバックの性質を調査することを目的としています。それが彼らの進化を形作っています。ここでは、コンパクトソースのプランクカタログ（PCCS）とWISEAll-SkySurveyを使用して作成された候補リストから抽出された、$z=1.1-3.3$の22個の高赤方偏移発光星形成銀河（DSFG）の識別を報告します。それらは、ミリメトリコ大望遠鏡アルフォンソセラーノ（LMT）のAzTECと赤方偏移検索受信機（RSR）を使用したフォローアップダスト連続イメージングとCO分光法によって確認されます。それらの見かけのIR光度は$（0.1-3.1）\times10^{14}L_\odot$（中央値$1.2\times10^{14}L_\odot$）に及び、これまでに見つかった中で最も明るい銀河のいくつかになっています。これらは、ソース密度が$\lesssim0.01$deg$^{-2}$の空で最も希少なオブジェクトの一部でもあります。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）の1.1mm連続観測で、$\theta$$\approx$0.4"の解像度で、強いレンズに特徴的な明確なリングまたはアークの形態を示しています。レンズ補正された光度$L_{\rmIR}\gtrsim10^{13}L_\odot$（$SFR\gtrsim10^3M_\odot$yr$^{-1}$）は、これらがこれらの赤方偏移で見つかった最も本質的に明るいDSFGの拡大バージョンであることを示しています。スペクトルエネルギー分布（SED）分析では、その巨大な光度にもかかわらず、検出可能なAGN活動はほとんど見つかりません。また、存在するAGN活動は、非常に大きく隠されている必要があります。
おとめ座銀河団の星形成矮小銀河のイオン化炭素含有量のハーシェル観測における環境効果
| Title |
Environmental_effects_in_Herschel_observations_of_the_ionized_carbon_content_of_star_forming_dwarf_galaxies_in_the_Virgo_cluster |
| Authors |
Robert_Minchin,_Dario_Fadda,_Rhys_Taylor,_Boris_Deshev_and_Jonathan_Davies |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00155 |
おとめ座銀河団の14個の星形成矮小銀河の単一イオン化炭素（[CII]）含有量を調べるために、アーカイブのハーシェルデータを使用します。遠赤外線、中赤外線、近赤外線、光学、および紫外線のデータに適合するスペクトルエネルギー分布（SED）を使用して、これらの銀河の全赤外線連続体（TIR）を導き出します。ビルゴの中央部にある矮小銀河の[CII]/TIR比を、クラスターの南部にある銀河や、フィールド矮小銀河のハーシェル矮小銀河調査（DGS）サンプルで同様のTIR光度と金属度を持つ銀河と比較します。星形成とは無関係に[CII]形成の兆候を探すこと。私たちの分析によると、クラスターの中央部にあるおとめ座の矮星のサンプルは、クラスターの南部のサンプルやDGSのサンプルよりも、[CII]/TIRの値が大幅に高くなっていますが、南部のサンプルはDGS。この[CII]/TIRの過剰は、クラスター中心の矮小銀河の[CII]のかなりの部分が星形成以外の起源を持っており、クラスターの中央部分の環境プロセスに起因する可能性が高いことを意味します。また、[CII]/TIRと、クラスター内の矮小銀河が感じる局所的な動圧との間に驚くほど強い相関関係があることもわかりました。この点で、これらの銀河で見られる過剰な[CII]は、ラム圧力ショックの形成による可能性が高いと主張します。
中央分子帯にフライバイによって誘発された渦巻きを持つ巨大なケプレリアン原始星円盤
| Title |
A_massive_Keplerian_protostellar_disk_with_flyby-induced_spirals_in_the_Central_Molecular_Zone |
| Authors |
Xing_Lu,_Guang-Xing_Li,_Qizhou_Zhang,_Yuxin_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00202 |
降着円盤は、低質量星の形成のパラダイムに不可欠な要素です。最近の観測では、フライバイによって摂動された低質量の前主系列星を取り巻く円盤がさらに特定されています。より大きな星の周りの円盤が同じように進化するかどうかは緊急の問題になります。銀河中心周辺のいて座C雲で、32個の太陽質量原始星を取り巻くいくつかの太陽質量のケプレリアン円盤の発見を報告します。ディスクは重力的に安定しており、2つのスパイラルが埋め込まれています。解析ソリューションと数値シミュレーションを組み合わせた分析は、スパイラルを形成する可能性が最も高いシナリオは、近接フライバイによって引き起こされる外部摂動によるものであり、予想されるパラメーターを持つそのような摂動の1つが特定されることを示しています。このディスクに埋め込まれた巨大な初期のO型星は、ディスクを介した降着だけでなく、フライバイの影響を受けたディスクの進化という意味でも、低質量の星と同じように形成されます。
A-SLOTHの公開：ハローを追跡することによる古代の星と地元の観測量
| Title |
Public_Release_of_A-SLOTH:_Ancient_Stars_and_Local_Observables_by_Tracing_Halos |
| Authors |
Tilman_Hartwig,_Mattis_Magg,_Li-Hsin_Chen,_Yuta_Tarumi,_Volker_Bromm,_Simon_C._O._Glover,_Alexander_P._Ji,_Ralf_S._Klessen,_Muhammad_A._Latif,_Marta_Volonteri,_Naoki_Yoshida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00223 |
半解析モデルA-SLOTH（ナマケモノを追跡することによる古代の星と局所観測量）は、最初の星と銀河の形成を観測量に接続する最初の公開コードです。このモデルでいくつかのプロジェクトが成功した後、ソースコードを公開し、このペーパーで公開バージョンについて説明します。このモデルは、ExtendedPress-Schechter理論に基づいて生成できるか、暗黒物質シミュレーションからインポートできる暗黒物質マージツリーに基づいています。これらの合併ツリーに加えて、A-SLOTHはバリオン物理学の分析レシピを適用して、金属を含まない星と金属が少ない星の両方の形成と、それらの間の遷移を前例のない精度と忠実度でモデル化します。A-SLOTHは個々の星をサンプリングし、放射、化学的、および機械的フィードバックを含みます。トムソン散乱までの光学的厚さ、天の川とその衛星銀河の恒星の質量、極度に金属の貧しい星の数、高赤方偏移での宇宙の星形成率密度など、6つの観測可能なものに基づいて較正されます。A-SLOTHには、適度な計算要件を持つ用途の広いアプリケーションがあります。これは、局所的な観測量に基づいて最初の星と高z銀河の特性を制約するために使用でき、天の川の最も古くて最も金属の少ない星の特性を予測し、より大きな宇宙シミュレーションのサブグリッドモデルとして機能します。超新星率や重力波イベントなど、初期の宇宙の次世代の観測量を予測します。
DBSCANとガイアEDR3によって発表された天の川の低質量の若い星。 1.5Kpc以内の星形成領域のマッピング
| Title |
Low_mass_young_stars_in_the_Milky_Way_unveiled_by_DBSCAN_and_Gaia_EDR3._Mapping_the_star_forming_regions_within_1.5_Kpc |
| Authors |
L._Prisinzano_(1),_F._Damiani_(1),_S._Sciortino_(1),_E._Flaccomio_(1),_M._G._Guarcello_(1),_G._Micela_(1),_E._Tognelli_(2),_R._D._Jeffries_(3),_and_J._M._Alcal\'a_(4)_((1)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Palermo,_(2)_CEICO,_(3)_Keele_University,_(4)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Capodimonte) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00249 |
ガイアEDR3は、前例のない位置天文および測光データの精度で、初めて、ミルキーウェイの星形成領域（SFR）の低質量集団である光学バンドを体系的に検出してマッピングする機会を提供します。銀河面（|b|<30度）で約1.5kpc以内に特定された若い恒星状天体（YSO）のガイアEDR3データ（測光、固有運動、視差）のカタログを提供します。それらが属するSFRのカタログも、非常に若いクラスターの特性を研究し、それらを銀河構造の文脈に置くために提供されています。機械学習の教師なしクラスタリングアルゴリズムDBSCANを、非常に若い星（t<10Myr）が見つかると予想される領域で測光的に選択されたガイアEDR3データのサンプルに適用し、共動で空間的に一貫した星団を特定することを目的としました。。DBSCANで検出された7323から選択された52クラスターのサブサンプルがテンプレートデータセットとして使用され、パターンマッチングプロセスを通じて観測された色絶対等級図のパターンから非常に若いクラスターを識別しました。354個のSFRにクラスター化された124440個の候補YSOと、10Myrより若く、約1.5Kpc以内の星団が見つかりました。さらに、約500pc以内に位置し、10Myr<t<100Myrの年齢の322個の星団の65863個の低質量メンバーも見つかりました。選択されたYSOは、よく知られているSFRと空間的に相関しています。それらのほとんどは、銀河の十分に集中した領域または複雑な構造に関連しており、それらのかなりの数が初めて認識されました。600〜700pc以内にあるOrion、Sco-Cen、Velaなどの大規模なSFRは、非常に複雑な3次元パターンをトレースしますが、最も遠いSFRは、銀河面に沿ってより規則的なパターンをたどるように見えます。
C2H2、C2H4およびC2H6におけるラジカル付加およびH引き抜き反応：星間物質中のエチルおよびビニル含有分子のゲートウェイ
| Title |
Radical_Addition_and_H_Abstraction_Reactions_in_C2H2,_C2H4_and_C2H6:_A_Gateway_for_Ethyl_and_Vinyl_Bearing_Molecules_in_the_Interstellar_Medium |
| Authors |
German_Molpeceres_and_Victor_M._Rivilla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00350 |
最近の星間検出には、その構造にビニル（C2H3）およびエチル（C2H5）基を含むかなりの数の分子が含まれています。これらの分子のいくつかについては、より単純な前駆体からのそれらの形成を裏付ける明確な実験的または理論的証拠はありません。2つの炭素原子（エタン、C2H6、エチレン、C2H4、およびアセチレン、C2H2）を含むクローズドシェル炭化水素から開始する実行可能な反応の体系的な検索を実行し、上部にビニルおよびエチル分子を形成するための実行可能な化学的経路を決定しました。星間ダスト粒子の。私たちの結果は、HラジカルとOHラジカルの両方が、アセチレンとエチレンを、反応を続けて星間複合有機分子を形成しやすい、より複雑なラジカルに変換する上で重要であることを示しています。関連する反応、たとえばOHの添加は、10$^{1}$s$^{-1}$を超える速度定数を示し、粒子上のOH拡散と競合する可能性があります。同様に、アセチレンとエチレンへのH原子の付加は、すべての場合で10$^{4}$s$^{-1}$を超える速度定数を持つ非常に高速なプロセスであり、量子トンネリングによって大幅に強化されます。水素引き抜き反応はあまり関連性がありませんが、OHラジカルが関与する特定の場合に役割を果たす可能性があります。他のラジカルNH2、CH3との反応は、エチルおよびビニル含有分子の化学に与える影響がはるかに少ない可能性があります。
こと座RR型変光星とII型ケフェイド変光星IIを使用したミルキーウェイ考古学。高速のこと座RR型変光星と天の川の質量
| Title |
Milky_Way_archaeology_using_RR_Lyrae_and_type_II_Cepheids_II._High_velocity_RR_Lyrae_stars,_and_mass_of_the_Milky_Way |
| Authors |
Z._Prudil,_A._J_Koch-Hansen,_B._Lemasle,_E._K._Grebel,_T._Marchetti,_C._J._Hansen,_J._Crestani,_V._F._Braga,_G._Bono,_B._Chaboyer,_M._Fabrizio,_M._Dall'Ora,_C._E._Mart\'inez-V\'azquez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00417 |
天の川銀河で見つかったこと座RR型変成星の中から高速候補が発見されたことを報告します。想定される銀河ポテンシャルに基づいて、局所脱出速度を超えるガラクトセントリック速度を持つ9つのRR〜Lyrae星を特定しました。彼らの軌道を綿密に調べた結果、天の川銀河の円盤とバルジの放出位置を除外しました。空間分布は、9つのパルセータのうち7つがいて座の恒星流の位置と重なっていることを明らかにしました。これらの7つのRR〜Lyrae星のうちの2つは、それらの軌道に基づいて、射手座矮小楕円銀河に暫定的にリンクすることができます。RR〜Lyrae速度分布の高速テールに焦点を当てて、太陽近傍の脱出速度を$v_{\rmesc}=512^{+94}_{-37}$\、km\と推定します。s$^{-1}$〜（$4$から$12$\、kpc）、および太陽近傍を超えて$v_{\rmesc}=436^{+44}_{-22}$\、km\、s$^{-1}$〜および$v_{\rmesc}=393^{+53}_{-26}$\、km\、s$^{-1}$〜（$12の間の距離の場合それぞれ$から$20$\、kpcおよび$20$から$28$\、kpc）。天の川の質量を推定するために、3つの脱出速度の推定値と局所的な円速度を利用しました。結果の測定値$M_{\rm200}=0.83^{+0.29}_{-0.16}\cdot10^{12}$\、M$_{\odot}$は現在の天の川の下端になります質量推定値ですが、脱出速度のバイアスの可能性（脱出速度の約$10$パーセントの増加）を補正すると、質量推定値は$M_{\rm200}=1.26^{+0.40}_{-0.22}\になります。cdot10^{12}$\、M$_{\odot}$、これは天の川の質量のさまざまな診断に基づく推定値と一致しています。$20$\、kpc内のMW質量は、$M_{\rmMW}\left（r<20\、\text{kpc}\right）=1.9^{+0.2}_{-0.1}\times10に対応します。^{11}$\、M$_{\odot}$バイアスの補正なし、および$M_{\rmMW}\left（r<20\、\text{kpc}\right）=2.1^{+0.2}_{-0.1}\times10^{11}$\、M$_{\odot}$は、脱出速度のオフセットの可能性を修正しました。
星間物質の構造を駆動する大規模な乱流の特徴
| Title |
The_signature_of_large_scale_turbulence_driving_on_the_structure_of_the_interstellar_medium |
| Authors |
Tine_Colman,_Jean-Fran\c{c}ois_Robitaille,_Patrick_Hennebelle,_Marc-Antoine_Miville-Desch\^enes,_No\'e_Brucy,_Ralf_S._Klessen,_Simon_C._O._Glover,_Juan_D._Soler,_Davide_Elia,_Alessio_Traficante,_Sergio_Molinari,_Leonardo_Testi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00451 |
星間物質（ISM）の乱流を維持するメカニズムはまだ特定されていません。この作業では、2つの基本的な駆動メカニズムを区別する方法を調査します。星のフィードバックの累積効果と銀河スケールからのエネルギー注入です。自己無撞着な恒星フィードバックの対象となる層状星形成ISMを記述する一連の数値シミュレーションを実行します。銀河系の駆動メカニズムを模倣するために、さまざまな強度の大規模な外部乱流駆動が追加されています。コヒーレント構造とガウス背景を分離するマルチスケール非ガウスセグメンテーションと呼ばれる手法を使用して、結果の列密度マップを分析します。これは、さまざまなシミュレーションを効果的に区別し、ISM構造を理解するための有望な方法です。特に、乱流が恒星のフィードバックによってのみ駆動される場合、コヒーレント構造のパワースペクトルは60pcを超えると平坦になります。大規模な運転を適用すると、ターンオーバーはより大きなスケールにシフトします。次に、大マゼラン雲（LMC）との体系的な比較が実行されます。25の領域のうち1つだけが、フィードバックのみのシミュレーションと一致するコヒーレントパワースペクトルを持っています。ターンオーバースケールの詳細な研究により、60pcを超えるスケールで観測されたISM構造を説明するには、通常の恒星フィードバックでは不十分であると結論付けることができます。超巨星の殻の形での極端なフィードバックはおそらく重要な役割を果たしますが、LMCのすべての領域を説明することはできません。ISM構造が乱流によって生成されると仮定すると、観測全体を説明するために、別の大規模な駆動メカニズムが必要になります。
局所宇宙におけるスターバースト後の銀河のサイズと質量の関係
| Title |
The_Size-Mass_Relation_of_Post-Starburst_Galaxies_in_the_Local_Universe |
| Authors |
Xinkai_Chen,_Zesen_Lin,_Xu_Kong,_Zhixiong_Liang,_Guangwen_Chen,_Hong-Xin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00662 |
スローンデジタルスカイサーベイデータリリース8から選択された$z\lesssim0.33$でのローカルポストスターバースト（PSB）銀河のサイズと質量の関係の研究を提示します。星の質量（$M_*$）$10^9〜M_{\odot}<M_*<10^{12}〜M_{\odot}$の銀河のサイズは、静止銀河（QG）のサイズよりも小さいか同等です。赤方偏移と恒星の質量を制御した後、PSBのサイズはQGのサイズよりも平均して$\sim13\％$小さくなり、そのような差は、特に$10^{9.5}で、低$M_*$の終わりに向かって大きくなります。〜M_{\odot}\lesssimM_*\lesssim10^{10.5}〜M_{\odot}$ここで、PSBは平均してQGよりも$\sim19\％$小さくなります。宇宙論的シミュレーションからの可能なPSB進化経路の予測と比較して、短命のスターバーストイベント（大規模な合併によって引き起こされる可能性がある）に続く星形成の急速な消光が、PSBサンプルの支配的な経路であるべきであることを示唆します。さらに、グループカタログとのクロスマッチングにより、$M_*\lesssim10^{10}〜M_{\odot}$のローカルPSBがより大規模なPSBよりもクラスター化されていることを確認します。グループに存在するPSBは、フィールドPSBと比較して、銀河のサイズがわずかに大きく、ディスクに似ていることがわかります。これは、グループPSBの環境駆動型の高速消光経路と定性的に一致しており、ヒントになります。まとめると、私たちの結果は、ローカルPSB銀河の複数の進化経路をサポートしています。大規模なPSBは、大規模な合併によって引き起こされたスターバーストに続く高速クエンチングの産物と考えられていますが、環境によって引き起こされた高速クエンチングは、それほど大規模ではないPSBの進化において役割を果たすはずです。特に$M_*\lesssim10^{10}〜M_{\odot}$で。
核過渡現象AT2017gge：ほこりっぽくてガスが豊富な環境での潮汐破壊現象と休眠中のSMBHの目覚め
| Title |
The_nuclear_transient_AT_2017gge:_a_tidal_disruption_event_in_a_dusty_and_gas-rich_environment_and_the_awakening_of_a_dormant_SMBH |
| Authors |
F._Onori,_G._Cannizzaro,_P._G._Jonker,_M._Kim,_M._Nicholl,_S._Mattila,_T._M._Reynolds,_M._Fraser,_T._Wevers,_E._Brocato,_J._P._Anderson,_R._Carini,_P._Charalampopoulos,_P._Clark,_M._Gromadzki,_C._P._Guti\'errez,_N._Ihanec,_C._Inserra,_A._Lawrence,_G._Leloudas,_P._Lundqvist,_T._E._M\"uller-Bravo,_S._Piranomonte,_M._Pursiainen,_K._A._Rybicki,_A._Somero,_D._R._Young,_K._C._Chambers,_H._Gao,_T._J.L._de_Boer,_E._A._Magnier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00049 |
トランジェントの発見から合計1698日をカバーする、核トランジェントAT2017ggeの高密度多波長（光学/UV、IR、およびX線）フォローアップキャンペーンの結果を示します。ボロメータの光度曲線、黒体の温度と半径、および広いHとHeI$\lambda$5876の輝線とそれらの経時変化は、すべてTDEの性質と一致しています。軟X線フレアは光学/UVピークに対して約200日の遅延で検出され、その後急速に幅広いHeII$\lambda$4686が出現し、多数の長期的な高イオン化が続きます。冠状輝線。X線フレアの後に光学/UVTDE光のダスト再放射に起因するIRエコーが観察され、関連する近IRスペクトルは、HeI$\lambda$10830に対応する一時的な広い特徴を示します。データは、TDEがガスとダストが豊富な環境で発生し、その光学/UV、軟X線、およびIR放射が異なる起源と場所を持っているシナリオによって十分に説明されています。光放射は、降着円盤が形成される前の恒星の破片の流れの衝突によって生成される可能性があり、代わりに、円形化プロセスの終了後に放出される軟X線フレアの原因となります。
銀河団と銀河団におけるAGNフィードバック
| Title |
AGN_Feedback_in_Groups_and_Clusters_of_Galaxies |
| Authors |
J._Hlavacek-Larrondo_(University_of_Montreal),_Y._Li_(University_of_North_Texas)_and_E._Churazov_(Max_Planck_Institute_for_Astrophysics,_Space_Research_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00098 |
AGNフィードバックは、SMBHがその環境に与える可能性のある劇的な影響を表しています。それは、巨大なガラス化されたハローにおけるバリオンの形成と進化を説明するモデルの不可欠な要素になりました。これらのハローのコアでのバリオンの放射損失は、10〜1000Msun/年のオーダーの大規模な冷却と活発な星形成につながる可能性がありますが、観測によると、星形成率はかなり低いことが示されています。観測、理論、シミュレーションの観点から、中央のSMBHの活動がガス冷却損失を補償し、巨大な銀河での非常に高い星形成率を防ぐことが明らかになりました。AGNフィードバックは広範囲のハロー質量にわたって重要ですが、銀河群や銀河団のような最も質量の大きいオブジェクトは、AGNフィードバックの本質的な詳細を理解するための優れた実験室を本当に提供します。部分的には、これは、近くの大規模なオブジェクトでは、それほど大規模ではないシステムとは対照的に、AGNフィードバックが周囲のホットハローに対して何を行っているかを精巧な詳細で直接確認できるためです。さらに別の理由は、最も大きなオブジェクトでは、AGNフィードバックの大きさが非常に大きくなければならず、最も厳しい制約を提供することです。一言で言えば、グループとクラスターのAGNフィードバックパラダイムは、（i）ハローの中心にあるSMBHが大量のエネルギーを放出する可能性があり、（ii）このエネルギーがガス状大気によって遮断されて熱化される可能性があることを前提としています。）システムは、放出されたエネルギーがハローの特性に比例するように自己調整します。多波長観測の組み合わせは、AGNフィードバックの重要性の説得力のある証拠を提供します。同様に、理論的な議論は、自己調整が、ガス状雰囲気とポテンシャル井戸の底にあるSMBHからなるシステムの自然な特性である可能性があることを示唆しています。
星周中型相互作用モデルにおけるiPTF14hls：脈動対不安定型超新星の有望な候補
| Title |
iPTF14hls_in_the_circumstellar_medium_interaction_model:_A_promising_candidate_for_a_pulsational_pair-instability_supernova |
| Authors |
Ling-Jun_Wang,_Liang-Duan_Liu,_Wei-Li_Lin,_Xiao-Feng_Wang,_Zi-Gao_Dai,_Bing_Li,_and_Li-Ming_Song |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00178 |
iPTF14hlsは、光度曲線がでこぼこした発光型II型超新星（SN）であり、その起源については議論が続いています。発見以来、約600日間、ほぼ一定の有効温度と光度を維持し、その後ゆっくりと減衰します。発見後$\sim1000$\日で、光度曲線は非常に急激な低下に移行します。この急激な衰退段階で得られたスペクトルは、高密度の星周円盤（CSM）との衝撃波の相互作用の明確な兆候を示しています。ここでは、インタラクションを利用したSNとしてのiPTF14hlsの可能性を探ります。iPTF14hlsの光度曲線は、風のようなCSMに適合させることができます。分析モデリングは、iPTF14hlsが最後の$\sim200\mathrm{yr}$の間に6回の質量損失のエピソードを引き受けた可能性があることを示しています。1954年の噴火が最後の質量損失のエピソードを引き起こしたと仮定すると、さまざまなモデルに応じて、恒星風速は$40-70\mathrm{km}\mathrm{s}^{-1}$と決定されます。質量損失率は$％0.4-3.3M_{\odot}\mathrm{yr}^{-1}$の範囲です。推定された排出物とCSMの総質量（$M_{\mathrm{ej}}+M_{\mathrm{CSMs}}\simeq245M_{\odot}$）は、iPTF14hlsが（脈動）対不安定型SN。より類似した恒星爆発の発見と観測は、これらの特異なSNeを理解するのに役立ちます。
Insight-HXMTで明らかにされたVelaX-1のサイクロトロン共鳴散乱機能のバリエーション
| Title |
Variations_of_cyclotron_resonant_scattering_features_in_Vela_X-1_revealed_with_Insight-HXMT |
| Authors |
Q._Liu,_W._Wang,_X._Chen,_Y._Z._Ding,_F._J._Lu,_L._M._Song,_J._L._Qu,_S._Zhang,_and_S._N._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00179 |
タイミング分析とパルス位相分解分光法を含むスペクトル研究に焦点を当てて、2019年と2020年にInsight-HXMTによって実行された観測を使用して、高質量X線連星VelaX-1の詳細な研究を提示します。サイクロトロン線のエネルギーは、基本波と第1高調波でそれぞれ約21〜27keVと43〜50keVであることがわかります。スペクトルパラメータの進化を提示し、2線重心エネルギー比E2/E1がMJD58900の前の約2からその後の約1.7に進化したことを発見します。調和サイクロトロン線エネルギーは光度とは関係ありませんが、基本線エネルギーはX線光度と正の相関を示しており、VelaX-1が未臨界の付着領域にあることを示唆しています。さらに、VelaX-1のパルス位相分解分光法が実行されます。CRSFと連続体の両方のパラメーターは、パルス位相全体で強い変動を示し、2つの線エネルギーの比率はピーク位相の近くで約2、オフピーク位相の周りで約1.6になります。吸収塔密度の長期にわたる有意な変動とパルス相にわたるその進化は、中性子星の近くに塊状の風の構造が存在することを意味している可能性があります。
ガンマ線超新星残骸とも座Aに関連する分子雲と原子雲
| Title |
Molecular_and_Atomic_Clouds_Associated_with_the_Gamma-Ray_Supernova_Remnant_Puppis_A |
| Authors |
M._Aruga,_H._Sano,_Y._Fukui,_E._M._Reynoso,_G._Rowell,_K._Tachihara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00211 |
NANTENCOとATCAHIのデータを用いて、殻状の超新星残骸SNRとも座Aに向けた星間物質（ISM）の研究を行いました。ISMデータをガンマ線およびX線分布と組み合わせることにより、SNR放射の包括的な画像を合成しました。ISMは、原子ガスと分子ガスの両方で、密度が高く、非常に塊状であり、SNRシェルの北東端に沿って分布しています。CO分布は、CO（$J$=2-1）/（$J$=1-0）遷移の強化された線強度比と、衝撃加熱/加速を示すCO線の広がりを明らかにしました。さらに、COとHIの速度分布は、シェルの後退部分の$\sim$10kms$^{-1}$で膨張の兆候を示しています。SNRと相互作用するISMの質量は$\sim$10$^{4}$$M_{\odot}$であり、HIが支配的であり、Fermi-LATガンマ線画像との良好な空間的対応を示しています。これは、ガンマ線のハドロン起源に有利に働きますが、レプトン成分の追加の寄与は除外されません。シェル内のX線イオン化タイムスケールの分布は、ショックフロントが数から101000年にわたるエポックでISMのさまざまな部分をイオン化したことを示唆しています。したがって、最大のイオン化タイムスケールで示されるように、SNRの年齢は約10$^{4}$年であることをお勧めします。宇宙線の総エネルギー$W_{\rmp}$は10$^{47}$ergと推定されます。これは、年齢-$W_{\rmp}$プロットの宇宙線エスケープフェーズに適切に配置されています。10を超えるSNR。
| Title |
A_Chandra_Survey_of_Milky_Way_Globular_Clusters._III._Searching_for_X-ray_Signature_of_Intermediate-mass_Black_Holes |
| Authors |
Zhao_Su,_Zhiyuan_Li,_Meicun_Hou,_Mengfei_Zhang,_Zhongqun_Cheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00284 |
球状星団（GC）は、長い間求められていた中間質量ブラックホール（IMBH）の集団を抱えていると考えられています。アーカイブチャンドラX線観測に基づいて、81個のミルキーウェイGCで推定IMBHの体系的な検索を提示します。たった6つのGCで、クラスターの中心と位置的に一致する重要なX線源が見つかりました。X線源の光度は$\sim1\times10^{30}〜{\rmerg〜s^{-1}}です。$から$\sim4\times10^{33}〜{\rmerg〜s^{-1}}$。ただし、これら6つのソースのスペクトル特性と時間特性は、連星の観点からも説明できます。残りの75個のGCには検出可能な中央ソースがなく、ほとんどの場合、$3\sigma$の上限は$10^{29-32}〜{\rmerg〜s^{-1}}$の範囲であり、0.5〜8keVを超えます。正規のボンディ降着について予測されるよりも大幅に低いです。微弱なX線の特徴を理解しやすくするために、主系列星のいずれかと一致する恒星風の特性について、最も境界のある周回星からの$1000〜{\rmM_\odot}$IMBHへの恒星風降着の流体力学的シミュレーションを実行します。（MS）星または漸近巨星分枝（AGB）星。MSの場合の合成X線光度（$\sim10^{19}\rm〜erg〜s^{-1}$）は、現在のX線限界をはるかに下回っています。一方、AGBの場合の予測X線光度（$\sim10^{34}\rm〜erg〜s^{-1}$）は、検出された中央X線源と互換性があります。特にTerzan5とNGC6652のものです。しかし、推定IMBHの周りで最も束縛された星としてAGB星を持つ可能性は非常に低いです。私たちの研究は、たとえそれらが現在のGCで流行していたとしても、IMBHからの降着によって誘発されたX線放射を検出することは非常に難しいことを強く示唆しています。
孤立したブラックホールバイナリにおけるスピン歳差運動と章動運動の特徴
孤立した高質量連星に由来する連星ブラックホール（BBH）のスピン歳差運動は、潮汐、風、降着、共通外層の進化、出生キック、恒星の核とエンベロープの結合などの現象の相互作用によって決定されます。以前の研究では、出生キックからの大きなミスアラインメントと、潮汐、降着、または最小限のコアエンベロープ結合による継承の3つのメカニズムからの高いスピンの大きさを持つBBHを生成する可能性のあるパラメーター空間の領域を特定しました。ここでは、軌道角運動量が総角運動量について歳差運動し、重力波放出を変調する振幅と周波数を記述する5つのパラメーターを使用して、このようなBBHのスピン歳差運動を調査します。ブラックホールの少なくとも1つが回転していれば、歳差運動は一般に十分に強い出生キックで可能です。章動運動はスピン-スピン結合の結果であり、3つのスピンアップメカニズムに依存します。潮汐同期は、整列した有効スピンと章動周波数の間に明確な相関関係を残すことができますが、大きな章動を生成しません。ブラックホールがコンパニオンのエンベロープの$\gtrsim20\％$を降着させると、歳差運動の頻度と振幅が大きくなります。降着者がウォルフ・ライエ（WR）星である場合、大きな歳差運動の頻度と振幅を提供するには、はるかに少量の降着、たとえば$\approx2\％$が必要です。最小のコア-エンベロープ結合を介した高い出生WRスピン（最大分裂値の$\gtrsim5\％$）の継承は、章動BBHを生成するための最も有望なメカニズムであり、重力波観測からの章動の測定が示唆する可能性があることを意味しますコアとエンベロープの結合が最小限の孤立したバイナリオリジン。
GZK光子観測による拡散銀河系外電波バックグラウンドの上限
| Title |
Upper_limit_on_the_diffuse_extragalactic_radio_background_from_GZK_photon_observation |
| Authors |
Graciela_B._Gelmini_(UCLA),_Oleg_Kalashev_(INR,_Moscow)_and_Dmitri_Semikoz_(APC,_Paris) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00408 |
ここで、超高エネルギー宇宙線（UHECR）光子「GZK光子」の観測は、UHECR陽子原色のレベルに応じて、銀河系外の電波バックグラウンドのレベルに上限を与える可能性があることを指摘します。ピエールオージェ天文台のアップグレードAugerPrimeによる数年のデータ取得後に決定されます）。また、陽子原色から予想されるGZK光子フラックスの範囲の2005年の予測を更新します。
パルサーとトランジェントのGMRT高解像度南天調査-III：長期間のパルサーの検索
| Title |
The_GMRT_High_Resolution_Southern_Sky_Survey_for_pulsars_and_transients_--_III:_searching_for_long_period_pulsars |
| Authors |
Shubham_Singh,_Jayanta_Roy,_Ujjwal_Panda,_Bhaswati_Bhattacharyya,_Vincent_Morello,_Benjamin_W._Stappers,_Paul_S._Ray,_and_Maura_A._McLaughlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00427 |
完全位相コヒーレント高速折りたたみアルゴリズム（FFA）を使用して、理想的なホワイトノイズが存在する場合に周期的な非加速信号を検索することは、非コヒーレント高調波加算を使用する高速フーリエ変換（FFT）検索よりも感度の高い検索方法として理論的に確立されています。この論文では、RIPTIDEを使用したFFA検索実装とPRESTOを使用したFFT検索実装のパフォーマンスを、uGMRTを使用したGHRSS調査からのホワイトノイズと実際の望遠鏡ノイズを含む信号パラメータの範囲で比較します。時系列の適切な赤みを取り除いたFFA検索は、実際のGHRSSノイズ条件での長期間のパルサーのスペクトルホワイトニングを使用したFFT検索よりも優れていることがわかります。GHRSS調査用に実装されたFFA検索パイプラインについて説明します。パルサーは0.1秒から100秒の範囲で、分散測定値は500pccm$^{-3}$までです。このパイプラインを使用して、空の$\sim$1500度$^2$をカバーするGHRSS調査データを処理しました。FFT検索よりもFFA検索の方が、信号対雑音が優れている43個の既知のパルサーを再検出しました。また、このFFA検索パイプラインでデューティサイクルが短い長周期パルサーを含む2つの新しいパルサーの発見を報告します。数秒以上の周期を持つ長期間のパルサーの集団は、パルサーの死の線を制限するのに役立ちます。
高エネルギーニュートリノを用いたコア崩壊超新星検出範囲の拡大の見通し
| Title |
Prospects_for_extending_the_core-collapse_supernova_detection_horizon_using_high-energy_neutrinos |
| Authors |
Nora_Valtonen-Mattila,_Erin_O'Sullivan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00450 |
IceCubeのような大型ニュートリノ検出器は、低エネルギー（MeV）ニュートリノを使用してコア崩壊超新星を監視し、マゼラン雲への超新星ニュートリノバーストに到達します。ただし、一部のモデルでは、星周物質との噴出物の相互作用によるコア崩壊超新星からの高エネルギーニュートリノ（GeV-TeV）の放出と、チョークジェットによる（TeV-PeV）の放出を予測しています。この論文では、これらのモデルからの高エネルギーニュートリノを使用して、コア崩壊超新星のIceCubeの検出範囲を調査します。IceCubeからの2つの高エネルギーニュートリノデータサンプルの可能性を調べます。1つは北の空で最高のパフォーマンスを示し、もう1つは南の空でより高い感度を示します。コア崩壊超新星からの高エネルギーニュートリノを使用することにより、検出範囲を低エネルギーニュートリノでアクセスできる範囲をはるかに超えてMpc範囲に拡張できることを示します。IceCube-Gen2に目を向けると、このリーチは大幅に拡大されます。
大きな磁気プラントル数での降着円盤におけるMRI乱流
連星とは異なる天体物理学環境でこの体制が実現されているにもかかわらず、磁気回転不安定性（MRI）の乱流輸送とエネルギーに及ぼす大きな磁気Prandtl数Pm（粘度と抵抗率の比）の影響はよくわかっていません。合併、低質量X線連星と活発な銀河核の内部領域、および陽子中性子星の内部。主にケプレリアンの場合に焦点を当て、有限体積コード\textsc{PLUTO}を使用して完全に圧縮可能な3DMHDせん断ボックスシミュレーションを実行することにより、レジーム$\text{Pm}>1$におけるMRIダイナモと関連する乱流を調査します。降着円盤に関連するせん断。磁気レイノルズ数が固定されている場合、乱流輸送（応力対熱圧力比$\alpha$で測定）は、磁気プラントル数を$\alpha\sim\text{Pm}としてスケーリングすることがわかります。^{\delta}$、$\delta\sim0.5-0.7$から$\text{Pm}\sim128$まで。ただし、磁気レイノルズ数が増加すると、このスケーリングは弱まります。重要なことに、以前の研究と比較して、非常に大きなPmで新しい効果が見つかりました。乱流エネルギーと応力がプラトーになり始め、${\rmPm}$に依存しなくなりました。これらの結果を理解するために、フーリエ空間での乱流ダイナミクスの詳細な分析を実行しました。Pmの増加が横方向のカスケードに与える影響に焦点を当てています。これは、維持に関与するディスクせん断流によって引き起こされる重要な非線形プロセスです。MRI乱流の。最後に、Pmによる乱流輸送のスケーリングは、ボックスの垂直対半径方向のアスペクト比、および背景のせん断に敏感であることがわかります。背の高いボックスは、立方体のボックスと比較してスケーリングが弱いのに対し、サブケプレリアンのMRI乱流はせん断流（陽子中性子星の特徴）は、ケプレリアン円盤よりも強いスケーリングを示します。
星団や球状星団から活動銀河核の円盤まで、多くの天体物理学的環境は、星とそれらが残すコンパクトな物体との間の頻繁な相互作用によって特徴付けられます。ここでは、一連の$3-D$流体力学シミュレーションを使用して、重力波レジームにおける$1M_{\odot}$星と連星ブラックホール（BBH）の間の密接な相互作用の結果を調査し、潮汐破壊現象（TDE）または純粋な散乱、降着率、BH連星軌道パラメータの逆反応、および連星BH有効スピンの増加に焦点を当てます。TDEは、純粋な散乱の軌道とは異なることが多いバイナリ軌道に大きな影響を与える可能性があることがわかります。順行（逆行）TDEを経験しているバイナリは、最大$\simeq20\％$まで拡大（強化）される傾向があります。最初に円形のバイナリは、順行または逆行TDEによって$\lesssim10\％$だけ偏心しますが、最初に偏心したバイナリの偏心は、逆行（順行）TDEによって$\lesssim5\％$だけ増加（減少）します。全体として、単一のTDEは、一般に、重力波駆動のマージ時間スケールを次数1で変更する可能性があります。両方のブラックホールの降着率は非常にスーパーエディントンであり、公転周期の時間スケールで変調（優先的に逆行性TDEの場合）を示します。これはBBH駆動TDEの特徴である可能性があります。順行性TDEの場合、有効なスピンパラメータ$\chi$は$\lesssim0.02$だけ変化しますが、逆行性TDEの場合は$\chi\gtrsim-0.005$になります。
放射損失は、ブレーザーMkn 421の特徴的な放出を決定しますか？
| Title |
Do_radiative_losses_determine_the_characteristic_emission_of_the_blazar_Mkn_421? |
| Authors |
C._Baheeja,_S._Sahayanathan,_Frank_M._Rieger,_Sitha_K_Jagan,_C._D._Ravikumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00659 |
ブレーザーのべき乗則スペクトルの破損に対する放射損失の解釈は、インデックス間の違いがこの推論をサポートしていないため、しばしば疑問視されます。ケーススタディとしてブレーザーMkn421を使用して、スペクトルインデックスが大幅に変化する特徴的な光子エネルギーの詳細な分析を実行しました。2008年から2019年までのSwift-XRTによるソースの観測を使用して、特徴的な光子エネルギーと対応するスペクトルインデックスを特定しました。0.3〜10.0keVのエネルギー範囲のスペクトルは、対数放物線と滑らかなべき乗則にうまく適合できます。滑らかに壊れたべき乗則のスペクトル適合から、特徴的な光子エネルギーの前後のスペクトル指数が強く反相関していることを示します。さらに、特徴的な光子エネルギーで測定されたスペクトル曲率は、低エネルギースペクトル指数との反相関を示し、高エネルギースペクトル指数は正の相関を示します。これらの調査結果は、特徴的な光子エネルギーの単純な放射損失の解釈とは異なり、代替シナリオについて説明します。これらのシナリオは、原則として相関結果を再現することができますが、観察された特性から大幅に逸脱しています。
太陽系外惑星の直接イメージングのための冗長アポダイゼーション2：島の効果への応用
| Title |
Redundant_apodization_for_direct_imaging_of_exoplanets_2:_Application_to_island_effects |
| Authors |
Lucie_Leboulleux,_Alexis_Carlotti,_Mamadou_N'Diaye,_Arielle_Bertrou-Cantou,_Julien_Milli,_Nicolas_Pourr\'e,_Faustine_Cantalloube,_David_Mouillet,_Christophe_V\'erinaud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00295 |
クモからの望遠鏡の瞳孔の断片化は、さまざまな望遠鏡で観察され、建設中の大型望遠鏡で予想される特定の収差を生成します。このいわゆるアイランド効果は、瞳孔の花弁に異なるピストン、チップ、および傾斜を引き起こし、機器のPSFを変形させ、高コントラストのイメージングによる太陽系外惑星の検出に対する主な制限の1つです。これらの収差には、補償光学の再構成における弱風効果や花弁誤差など、さまざまな原因があります。この論文では、花びらレベルの収差に対するロバスト性を高めるためにコロナグラフの設計を適応させることにより、島の影響によって引き起こされる収差が高コントラストのイメージングに与える影響を軽減することを提案します。主鏡のセグメンテーションによるエラー（セグメントのフェージングエラー、セグメントの欠落など）のために最初に開発された方法に従って、冗長アポダイズ瞳孔（RAP）、つまり花弁スケールで設計されたアポダイザーを開発およびテストし、複製して回転させて模倣します瞳孔の花びらの形状。この概念を6つの同一の花びらで構成されるELTアーキテクチャに適用して、8〜40lambda/Dの暗い領域で10^-6のコントラストを生成します。この論文で提案されている振幅アポダイザーと位相アポダイザーはどちらも、花弁間の差動ピストンに対してロバストであり、コロナグラフのPSFとコントラストレベルの劣化を最小限に抑えます。さらに、瞳孔全体用に設計されたアポダイザーよりも花びらレベルのチップチルトエラーに対して堅牢であり、コロナグラフダークゾーンでのコントラストの限界は、最大2radRMSの制約で達成されます。これらの花びらレベルのモード。RAPの概念は、ELTアーキテクチャへの適用により、島の効果（弱風効果と補償光学のペタリング後）に対する堅牢性を証明しています。また、VLT/SPHERE、スバル/SCExAO、GMT/GMagAO-X、TMT/PSIなどの他の8〜30メートルクラスの地上ユニットにも使用できます。
改良されたAberth-Ehrlich求根アルゴリズムとそのバイナリマイクロレンズ法へのさらなる応用
| Title |
Improved_Aberth-Ehrlich_root-finding_algorithm_and_its_further_application_for_Binary_Microlensing |
| Authors |
Hossein_Fatheddin,_Sedighe_Sajadian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00482 |
重力マイクロレンズ法およびバイナリ光度曲線のモデリングでは、重要なステップはバイナリレンズ方程式を解くことです。現在、バイナリ光度曲線のモデリングには、Skowron\＆Gould（SG）によって最初に導入されたニュートンとラゲールの方法の組み合わせが使用されています。本論文では、ニュートン法の改良として1967年に最初に開発されたAberth-Ehrlich（AE）法に基づく単変量多項式の高速求根アルゴリズムを最初に紹介します。AEアルゴリズムは、ニュートン、ラゲール、デュランカーナーの方法よりもはるかに高速であることが証明されており、他の求根アルゴリズムとは異なり、すべての根を同時に生成できます。基本的なAEアルゴリズムを改善し、その特性について説明した後、複素係数を持つ5次多項式であるバイナリレンズ方程式を解くために最適化します。私たちの方法は、SGアルゴリズムよりも約$1.8$から$2.0$倍高速です。点状または有限の光源星の倍率を計算するには、最初にバイナリレンズ方程式を解き、生成された画像の画像平面内の位置を見つける必要があるため、この新しい方法により、バイナリマイクロレンズの速度と精度が向上します。モデリング。
| Title |
An_Atlas_of_Convection_in_Main-Sequence_Stars |
| Authors |
Adam_S._Jermyn,_Evan_H._Anders,_Daniel_Lecoanet,_and_Matteo_Cantiello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00011 |
対流は星に遍在し、多くの異なる条件下で発生します。ここでは、主系列星の対流を2つのレンズで調べます。恒星の構造から生じる無次元パラメーターと混合長理論の適用から生じるパラメーターです。まず、1D恒星進化論コミュニティと流体力学コミュニティの両方に馴染みのある用語で各量を定義します。次に、さまざまな対流層、さまざまな質量、および主系列進化のさまざまな段階にわたるこれらの量の変動を調査します。恒星の対流層全体で非常に多様性が見られます。対流は、薄いシェル、深いエンベロープ、およびほぼ球形のコアで発生します。それは、非効率的、回転的に制約されているかどうか、超音速または深く亜音速の効率的である可能性があります。このアトラスは、特定の星でどの対流レジームがアクティブであるかを示し、数値シミュレーションの適切なモデルの仮定を説明することにより、将来の理論的および観測的調査のガイドとして機能します。
GaiaEDR3のワイドダブル白色矮星バイナリを使用した白色矮星の年齢推定値のテスト
| Title |
Testing_White_Dwarf_Age_Estimates_using_Wide_Double_White_Dwarf_Binaries_from_Gaia_EDR3 |
| Authors |
Tyler_M._Heintz,_J.J._Hermes,_Kareem_El-Badry,_Charlie_Walsh,_Jennifer_L._van_Saders,_C._E._Fields,_Detlev_Koester |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00025 |
白色矮星（WD）の星は単純かつ予測可能に進化し、信頼できる年齢指標になります。ただし、WDの総年齢を決定するための方法の自己矛盾のない検証はまだ広く実行されていません。この作業では、1565ワイド（>100au）WD+WDバイナリと少なくとも2つのWDを含む24の新しいトリプルを使用して、WDの合計年齢決定の精度と妥当性をテストします。これらの1589ワイドダブルWDバイナリおよびトリプルについて、ガイア視差および現在の水素大気WDモデルと組み合わせて、全天調査からの測光データを使用して、各WDの総年齢を導き出します。初期質量と最終質量の関係を無視し、WDの冷却年齢のみを考慮すると、システム内のより大規模なWDの約21〜36％の冷却期間が短いことがわかります。より大規模なWDは、より大規模な主系列星として生まれるはずなので、この非物理的な不一致は、以前の合併または未解決のコンパニオンの存在の証拠であると考えられます。これは、幅の広いWD+WDバイナリの約21〜36％がかつてトリプルであったことを示唆しています。忠実度の高いカットに合格した423のワイドWD+WDペアの中で、総年齢の不確実性の25％は、質量が0.63Msunを超え、気温が12,000K未満のWDに一般的に適切であり、年齢の不確実性に対する推奨インフレーション係数を提供します。マスWD。全体として、WDは信頼できる恒星の年齢を返しますが、特にWDが0.63Msun未満の場合、合計年齢の信頼性が最も低いケースについて詳しく説明します。
APOGEE、GALAH、およびRAVEによって観測された150万個の星の絶滅と半径の修正
| Title |
Revised_extinctions_and_radii_for_1.5_million_stars_observed_by_APOGEE,_GALAH,_and_RAVE |
| Authors |
Jie_Yu,_Shourya_Khanna,_Nathalie_Themessl,_Saskia_Hekker,_Guillaume_Dr\'eau,_Laurent_Gizon,_and_Shaolan_Bi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00046 |
星震学は、正確で正確な基本的な星の特性のベンチマークとして広く受け入れられるようになりました。したがって、他のアプローチから導き出された恒星パラメータを検証および較正するために使用できます。一方、測光、分光法、および位置天文学におけるアーカイブおよび進行中の大量調査を活用して、星震学とは無関係に、広範囲の進化段階にわたる恒星パラメータを推測することができます。私たちのパイプライン$\texttt{SEDEX}$は、MARCSおよびBOSZモデルスペクトルによって予測されたスペクトルエネルギー分布を32の測光バンドパスと比較し、9つの主要な大量測光調査からのデータを組み合わせます。分析を利用可能な分光法を備えたターゲットに限定して、温度消滅の縮退を解消します。CHARA干渉法、HSTCALSPEC分光光度法、および星震学による方法と結果の検証は、高精度と高精度を達成していることを示しています。低から高の絶滅（$A_V\lesssim6$mag）APOGEE、GALAH、およびRAVE分光調査によって観測されたフィールド。191GaiaDR2散開星団の全球絶滅を導き出します。NGC6791（$A_V=0.2$〜$0.6$mag）とNGC6819（$A_V=0.4$〜$0.6$mag）で、広範囲のアテローム地震解析の対象となった絶滅の差を確認します。
クールスターの小規模ダイナモ：I。主系列スペクトル型の成層と地表近くの対流の変化
| Title |
Small-scale_Dynamo_in_Cool_Stars:_I._Changes_in_stratification_and_near-surface_convection_for_main-sequence_spectral_types |
| Authors |
Tanayveer_S._Bhatia,_Robert_H._Cameron,_Sami_K._Solanki,_Hardi_Peter,_Damien_Przybylski,_Veronika_Witzke,_Alexander_Shapiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00064 |
小規模な太陽磁束の一部は、地表近くの対流で動作する小規模なダイナモ（SSD）に起因する可能性があります。SSDフィールドは、太陽の粒状対流、基底フラックス、および彩層加熱に影響を及ぼします。同様のSSDメカニズムは、他のクールな主系列星の表面近くの対流でアクティブになると予想されますが、これは調査されていません。F3V、G2V、K0V、M0Vスペクトル型のSSDフィールドが地表近くの対流に含まれることによる成層と対流の変化を調査することを目的としています。小さなデカルトボックス内の下部光球までの地下対流層をカバーする4つの恒星ボックスの3D電磁流体力学（MHD）モデルは、\textit{MURaM}放射MHDシミュレーションコードを使用して研究されます。SSDの実行は、参照流体力学の実行と比較されます。SSDは、さまざまな深さでプラズマ運動エネルギーの5\％から80\％の範囲のエネルギーで効率的に磁場を生成することがわかっています。$T_{\mathrm{eff}}$が大きいほど、この比率は大きくなる傾向があります。SSD磁場によるより深い対流層の密度とガス圧成層の相対的な変化は、F星を除いて無視できます。Fスターの場合、磁場からのローレンツ力のフィードバックにより対流速度が大幅に低下し、乱流圧力が低下します。クールな主系列星の地表近くの対流におけるSSDは、対流速度の低下により、熱力学的成層（特にF星の場合）に小さいながらも大きな変化をもたらします。
Gaia-EDR3からの銀河系炭素星と関連星の特性
| Title |
Characterisation_of_Galactic_carbon_stars_and_related_stars_from_Gaia-EDR3 |
| Authors |
Carlos_Abia,_Patrick_de_Laverny,_Merce_Romero,_and_Francesca_Figueras |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00405 |
ここでは、より正確なEDR3位置天文学測定を使用して、銀河系炭素星の特性に関する以前の調査を拡張します。はるかに大きな統計に基づいて、N型とSC型の炭素星が非常に類似した光度関数を共有しているのに対し、J型星（Mbol）の光度は平均して半分の大きさで暗いことを確認します。R-hotタイプの炭素星は、RGB全体に光度があり、炭素増強のための外部起源の仮説を支持しています。さらに、R-hot星のかなりの部分の運動学的特性は、ほとんどが薄い円盤に属するN型およびSC型の星のそれとは対照的に、厚い円盤の集団と互換性があります。また、多数の銀河の外因性および内因性（Oリッチ）S星の光度関数を導き出し、後者の光度は通常、太陽金属量のAGB中の3回目のドレッジアップの予測開始よりも高いことを示します。この結果は、これらの星が本物の熱的に脈動するAGB星であることと一致しています。一方、いわゆるガイア-2MASSダイアグラムを使用して、LAMOST調査でAGB星として特定された炭素星の圧倒的多数は、おそらくR-hotおよび/またはCHタイプの星であることを示しています。最後に、2MASS測光、Gaia位置天文学、およびGaia-2MASSダイアグラムでの位置から特定した、2660個の新しい炭素星候補の特定を報告します。
マルチリボンフレアの進展とフィラメント噴火の失敗の分析
| Title |
Analysis_of_the_Evolution_of_a_Multi-Ribbon_Flare_and_Failed_Filament_Eruption |
| Authors |
Reetika_Joshi,_Cristina_H._Mandrini,_Ramesh_Chandra,_Brigitte_Schmieder,_Germ\'an_D._Cristiani,_Cecilia_Mac_Cormack,_Pascal_D\'emoulin,_Hebe_Cremades |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00531 |
フィラメントがどのように形成され、噴火するかは、ソーラー研究者が1世紀以上にわたって疑問に思ってきたトピックであり、まだ議論の余地があります。SDO、STEREO-A、IRIS、およびNSO/GONGからのデータを使用して、フィラメント形成、その噴火の失敗、およびアクティブ領域（AR）12740で発生した関連するフレア（SOL2019-05-09T05：51）の観測結果を示します。AR12740は、非常に分散した次の極性と強力な先行スポットによって形成された減衰領域であり、移動する磁気フィーチャ（MMF）がスポットから絶えず発散しているのが見られる非常に動的なゾーンに囲まれています。我々の分析は、フィラメントが磁束のキャンセルが観察された場所でのフィブリルの収束によって形成されたことを示しています。さらに、その不安定化は、MMFの絶え間ないシャッフルに関連するフラックスキャンセルにも関連していると結論付けます。フィラメントの噴火に関連して2リボンフレアが発生しました。ただし、ARの大規模な磁気構成は四重極であったため、2つの主要なフレアリボンから遠く離れた2つの追加のフレアリボンが開発されました。ARスケールサイズで力のないフィールドアプローチを使用して、ARの磁気構成をモデル化します。このローカルモデルは、グローバルポテンシャルフィールドソースサーフェスモデルによって補完されます。ローカルモデルに基づいて、フィラメントの失敗した噴火とフレアが2つの再接続プロセスに起因するシナリオを提案します。1つは噴火フィラメントの下で発生し、2リボンフレアにつながり、もう1つはフィラメントフラックス間で発生します。ロープ構成と大規模な閉ループ。噴火する磁束ロープに追加された再接続された磁束の計算は、それを覆う大規模な磁場の計算と比較して、後者はフィラメントの噴火を防ぐのに十分な大きさであったと結論付けることができます。大域体モデルから導き出された磁気張力の計算からも、同様の推測を引き出すことができます。
GaiaEDR3の既知の軌道を持つ視覚連星
ガイアEDR3視差を検証し、尊敬されるシステムの質量推定値を提供するために、視覚連星（ORB6）の軌道の6番目のカタログからのオブジェクトが調査されます。EDR3では、0.2〜0.5秒角の間隔のバイナリの2/3が視差ソリューションなしで残されていることを示しています。両方のコンポーネントで別々に知られている視差のある521ペアに特別な注意が払われています。16エントリは光学ペアと見なされます。一度に、報告された視差の大きな不一致を伴う固体連星の例を示します。これは、RUWEが大きい星では少なくとも3倍過小評価されています。視差は、恒星の質量を推定するために必要です。ORB6エントリの30\％近くがEDR3の完全な5または6パラメータソリューションを欠いているため、位置天文データを充実させようとしています。ORB6エントリの遠いコンパニオンは、恒星の固有運動とヒッパルコス視差の分析によってEDR3で明らかになります。場合によっては、バイナリコンポーネントの固有のEDR3視差は、外部のコンパニオンよりも信頼性が低くなります。EDR3データが利用できない場合は、ガイアDR2、TGAS、およびヒッパルコス視差が使用されます。主系列星のGバンドの合成質量光度関係は、ケプラーの第3法則によって計算された動的質量とともに質量推定値を提供するために取得されます。
SN 2021foa、タイプIIn（SN 2009ip-like）とタイプIbn超新星の間の移行イベント
| Title |
SN_2021foa,_a_transitional_event_between_a_Type_IIn_(SN_2009ip-like)_and_a_Type_Ibn_supernova |
| Authors |
A._Reguitti,_A._Pastorello,_G._Pignata,_M._Fraser,_M.D._Stritzinger,_S.J._Brennan,_Y.-Z._Cai,_N._Elias-Rosa,_D._Fugazza,_C.P._Gutierrez,_E._Kankare,_R._Kotak,_P._Lundqvist,_P.A._Mazzali,_S._Moran,_I._Salmaso,_L._Tomasella,_G._Valerin,_H._Kuncarayakti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00625 |
異常な相互作用超新星（SN）2021foaの測光および分光データを提示します。20日で絶対等級のピーク$M_r=-18$magに上昇しました。最初の光度曲線の低下は、長期にわたる平坦化の前に、いくつかの光度の変動を示しています。メインイベントの数週間前にかすかな光度（$M_r\sim-14$mag）が検出され、光度の上昇傾向がゆっくりと現れています。$r$バンドの絶対光度曲線は、SN2009ipのようなイベントの曲線と非常によく似ていますが、明るくなり（「イベントA」）、その後にはるかに明るいピーク（「イベントB」）が続きます。SN2021foaの初期のスペクトルは、狭い（$v_{FWHM}\sim$400kms$^{-1}$）H輝線を持つ青い連続体を示しています。これは、2週間後、狭いPを持つ複雑なプロファイルを示します。中間幅（$v_{FWHM}\sim$2700kms$^{-1}$）コンポーネントの上にあるCygni。+12日で、放出の金属線が現れますが、\Hei線は非常に強くなり、\Hei〜$\lambda$5876は\Haの光度の半分に達し、以前のSN2009ipのようなオブジェクトよりもはるかに高くなります。SN2021foaは、HリッチSN2009ipのようなSNeとHeリッチタイプIbnSNeの間の移行イベントであると提案します。
ORBYTSを使用したSN2012awおよびiPTF14hlsのダストの定量化
| Title |
Quantifying_the_dust_in_SN_2012aw_and_iPTF14hls_with_ORBYTS |
| Authors |
Maria_Niculescu-Duvaz,_M._J._Barlow,_W._Dunn,_A._Bevan,_Omar_Ahmed,_David_Arkless,_Jon_Barker,_Sidney_Bartolotta,_Liam_Brockway,_Daniel_Browne,_Ubaid_Esmail,_Max_Garner,_Wiktoria_Guz,_Scarlett_King,_Hayri_Kose,_Madeline_Lampstaes-Capes,_Joseph_Magen,_Nicole_Morrison,_Kyaw_Oo,_Balvinder_Paik,_Joanne_Primrose,_Danny_Quick,_Anais_Radeka,_Anthony_Rodney,_Eleanor_Sandeman,_Fawad_Sheikh,_Camron_Stansfield,_Delayne_Symister,_Joshua_Taylor,_William_Wilshere,_R._Wesson,_I._De_Looze,_G._C._Clayton,_K._Krafton,_and_M._Matsuura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00643 |
コア崩壊超新星（CCSNe）は、大量のダストを生成する可能性があり、噴出ダストの塊が長期間にわたって大幅に成長する可能性があるという強力な証拠があります。CCSNeの広い輝線の赤青の非対称性は、モンテカルロ放射伝達コードDAMOCLESを使用してモデル化でき、噴出ダストの質量を決定できます。DAMOCLESをより簡単に使用できるように、DAMOCLESを実行するTkinterグラフィカルユーザーインターフェイス（GUI）を紹介します。GUIは、2つのタイプIIPCCSNe（SN2012awおよびiPTF14hls）の2つのエポックで形成されたダスト質量を測定するために使用したYoungTwinkleStudent（ORBYTS）プログラムの一環として、高校生によってテストされました。さまざまな人々が科学の進歩に大きく貢献することができます。モデルパラメータの不確実性を定量化するためにベイズ法が使用されました。SN2012awの1863年のH$\alpha$プロファイルに赤い散乱翼が存在することから、ダスト組成を大きな（半径$>0.1\mu$m）ケイ酸塩粒子に制限することができました。$6.0^{+21.9}_{-3.6}\times10^{-4}M_\odot$。SN2012awの1158H$\alpha$プロファイルから、$3.0^{+14}_{-2.5}\times10^{-4}$M$_\odot$のダスト質量が見つかりました。iPTF14hlsの場合、50％のアモルファスカーボンと50％天文学的ケイ酸塩。爆発後1000日で、SN2012awとiPTF14hlsはSN1987Aよりも少ないダストを形成しました。これは、SN1987Aが他のタイプIIPよりも大きなダスト塊を形成する可能性があることを示唆しています。
新しい光の基本的なフィールドは、暗黒物質のすべてまたは一部の自然な候補です。そのようなフィールドの自己重力構造は、宇宙の一般的なオブジェクトである可能性があり、銀河のハローでさえ含む可能性があります。これらの構造は、ブラックホールと重力的に相互作用します。これは、その寿命、ブラックホールの動き、および重力放射の可能性を決定するため、最も重要なプロセスです。ここでは、自己相互作用のない複雑な最小結合の質量スカラーでできた、はるかに大きな完全相対論的ボソン星を貫通するブラックホールのダイナミクスを研究します。ブラックホールがボソニック構造を貫通すると、降着と力学的摩擦によって減速し、重力波の放出を引き起こします。大きくて重いスカラー構造との相互作用の研究に関心があるので、最大$q\sim10$の質量比と${\calL}\sim62$までの長さの比を考慮します。やや意外なことに、すべてのシミュレーションで、最初は小さなブラックホールが大きな速度で衝突したとしても、ブラックホールはボソン星の物質の95％以上を降着させます。これは、これらの質量比に対して、ブラックホールとボソン星を結合する極端な「潮汐捕獲」プロセスの結果です。プロセスの産物として残された「重力原子」の証拠を見つけます。
| Title |
Gravitational_scattering_of_spinning_neutrinos_by_a_rotating_black_hole_with_a_slim_magnetized_accretion_disk |
| Authors |
Maxim_Dvornikov_(IZMIRAN) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00042 |
現実的な磁場のある薄い降着円盤に囲まれた回転する超大質量ブラックホールから重力的に散乱するニュートリノを研究します。ニュートリノは、非ゼロの磁気モーメントを持つディラック粒子であると考えられています。ニュートリノは散乱しながら、赤道面に制限されない任意の軌道に沿って移動します。ニュートリノの運動とそのスピンの進化に対する重力と磁場の両方の影響を正確に説明します。曲がった時空の外部場でのニュートリノスピン歳差運動を考慮に入れて、出て行くニュートリノの測定可能なフラックスを見つけます。これらのフラックスは、システムの一部のパラメーターで大幅に抑制されていることがわかります。最後に、私たちの銀河でコア崩壊する超新星ニュートリノの予測される現象を観察する可能性について議論します。
アインシュタインの地平線を越えて：重力の効果的な理論における重力凝縮とブラックホール内部
| Title |
Beyond_Einstein's_Horizon:_Gravitational_Condensates_and_Black_Hole_Interiors_in_the_Effective_Theory_of_Gravity |
| Authors |
Emil_Mottola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00139 |
アインシュタインの古典的な一般相対性理論（GR）と場の量子論（QFT）の結びつきにおける最も基本的な問題の2つは、次のとおりです。、これは量子論の多くの逆説を生み出します。（2）宇宙の加速膨張を推進する宇宙の暗黒エネルギーの起源と大きさ。このスノーマスホワイトペーパーでは、異なるスケールのこれらの双子のパズルは関連しており、それらの解像度は重力場における量子物質の共形異常を完全に考慮に入れることに依存することが提案されています。異常のトポロジー用語は、当然、アベリアの$3$形式のゲージ場の導入につながります。この場の強さは、真空暗黒エネルギーの状態方程式$p=-\rho$で、変動する重力凝縮を説明できます。これは、紫外線カットオフではなく、巨視的な境界条件に依存します。結果として得られる低エネルギーの場の量子論（EFT）は、情報のパラドックスのない重力の凝縮星である古典的な事象の地平線に代わる、非特異的な「BH」内部および物理的表面をもたらします。このEFTの開発と予測は、今後10年間の重力波と観測的宇宙論によってテストすることができます。
スピン偏極した中性子星物質のスピン対称エネルギーと状態方程式
| Title |
Spin_symmetry_energy_and_equation_of_state_of_spin-polarized_neutron_star_matter |
| Authors |
Nguyen_Hoang_Dang_Khoa,_Ngo_Hai_Tan,_and_Dao_T._Khoa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00218 |
スピン分極核物質（NM）の状態方程式（EOS）は、現実的な密度依存核子-核子相互作用を使用して、ハートリーフォック（HF）形式で研究されます。NMのスピン分極バリオンの非ゼロ部分$\Delta$を使用すると、HFエネルギー密度のスピンおよびスピンアイソスピン依存部分により、\emph{スピン対称性}エネルギーが発生します。\emph{アイソスピン対称性}エネルギー。核対称性エネルギーとして文献で広く議論されています。現在のHF研究は、バリオン密度の全範囲にわたってスピン対称エネルギーと核対称エネルギーの間に強い相関関係があることを示しています。スピン偏極NMのEOSへのスピン対称エネルギーの重要な寄与は、アイソスピン偏極または非対称（中性子に富む）NMのEOSへの核対称エネルギーの寄与に匹敵することがわかっています。HFエネルギー密度に基づいて、スピン分極（$\beta$-stable）np$e\mu$物質のEOSが取得され、中性子星（NS）の巨視的特性が決定されます。スピン偏極部分$\Delta$の現実的な密度依存性は、重力質量$M$と半径$R$に対するスピン対称エネルギーの影響、およびNSの潮汐変形性を調査するために提案されています。NS合併GW170817の重力波信号のコヒーレントベイズ分析と最も重いパルサーの観測された質量から推測される経験的制約を考えると、スピン対称エネルギー$W$、核対称エネルギー$S$、および核非圧縮性の強い影響マグネター中の核物質のEOSへの$K$が明らかになった。
| Title |
Puzzling_time_properties_of_proportional_electroluminescence_in_two-phase_argon_detectors_for_dark_matter_searches |
| Authors |
A._Buzulutskov,_E._Frolov,_E._Borisova,_V._Nosov,_V._Oleynikov,_A._Sokolov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00296 |
貴ガス中の比例エレクトロルミネッセンス（EL）は、液相での粒子散乱によって誘発される気相の一次イオン化信号を記録するために、暗黒物質探索用の2相（液体ガス）検出器で日常的に使用される物理的効果です。この作業では、二相アルゴン検出器の可視光ELの時間特性が初めて体系的に研究されました。特に、時定数が約4〜5$\mu$sと50$\mu$sのEL信号の2つの異常な低速成分が観察されました。それらの不可解な特性は、それらの寄与と時定数が電場とともに増加することです。これは、二相媒体における光子と電子の放出の既知のメカニズムのいずれにおいても予想されません。さらに、低速コンポーネントの特定のしきい値動作が明らかになりました。これらは、気相密度に関係なく、約5Tdの低減電界のしきい値で出現しました。これは、標準（エキシマー）ELの開始より1Td上です。このしきい値は、より高い原子励起状態Ar$^{*}（3p^{5}4p）$に関連していることが示されています。遅い成分の予想外の温度依存性も観察されました：それらの寄与は温度とともに減少し、室温で事実上消失しました。遅い成分の不可解な特性は、準安定な負のアルゴンイオンにドリフトする電子がトラップされるため、電荷信号自体で生成されるという仮説の枠組みで説明できることを示します。
| Title |
Simulation_of_dielectric_axion_haloscopes_with_deep_neural_networks:_a_proof-of-principle |
| Authors |
Philipp_Alexander_Jung,_Bernardo_Ary_dos_Santos,_Dominik_Bergermann_Tim_Graulich,_Maximilian_Lohmann,_Andrzej_Nov\'ak,_Erdem_\"Oz,_Ali_Riahinia,_Alexander_Schmidt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00370 |
\mbox{{\scMadmax}}実験などの誘電体アクシオンハロスコープは、暗黒物質アクシオンを直接検索するための有望な概念です。信頼性の高いシミュレーションは、実験を成功させるための基本的な要件です。シミュレーションは複雑であるため、コンピューティングリソースへの要求はすぐに法外になります。この論文では、誘電体ハロスコープのシミュレーションと最適化を支援するために、最新の深層学習技術を適用できることを初めて示します。
コンスタンティノス9世とSN1054のAD1054コインの超新星のヨーロッパの歴史的証拠
| Title |
European_historical_evidence_of_the_supernova_of_AD_1054_coins_of_Constantine_IX_and_SN_1054 |
| Authors |
Miroslav_D._Filipovi\'c,_Jeffrey_L._Payne,_Thomas_Jarret,_Nick_F.H._Tothill,_Evan_J._Crawford,_Dejan_Uro\v{s}evi\'c,_Giuseppe_Longo,_Jordan_D._Collier,_Patrick_J._Kavanagh,_Christopher_Matthew_and_Miro_Ili\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00392 |
西暦1054年に東ローマ帝国で生産された特別に鋳造されたコインで有名なSN1054イベントの描写の可能性を調査します。これらのコインで、皇帝の頭であるコンスタンティノス9世が明るい「星」で太陽を表す可能性があるかどうかを調査します。どちらかの側-東の金星と西のSN1054は、おそらく新しく分割されたキリスト教の教会を表しています。東の星は安定した有名な金星と東方正教会を表し、西の星は短命の「新しい星」と「衰退する」西カトリック教会を表すという考えを探ります。この珍しいコンスタンティノス9世クラスIVバッチの36枚のコインを調べました。これらのコインのいずれにも正確な日付を関連付けることはできませんでしたが、1054年のコンスタンティノス9世の統治の最後の6か月の間に鋳造された可能性があります。宇宙の秩序と混沌に関する教会の姿勢を仮定します。大分裂を取り巻くは、空での明らかな出来事の公式報告を阻止する上で重要な役割を果たしましたが、それでも危険な前兆です。これらすべてのイベントの一時的な一致も、合理的な説明になる可能性があります。
