銀河の3点相関関数：方法論的分析
| Title |
The_galaxy_3-point_correlation_function:_a_methodological_analysis |
| Authors |
A._Veropalumbo,_A._Binetti,_E._Branchini,_M._Moresco,_P._Monaco,_A._Oddo,_A._G._S\'anchez,_E._Sefusatti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00672 |
ミネルバシミュレーションからの300個のハローカタログの3PCFを測定し、総量を$〜1000h^{-3}\mathrm{Gpc}^3$でカバーします。各3PCF測定には、辺が20〜$130h^{-1}\mathrm{Gpc}$のすべての可能な三角形構成が含まれます。まず、分析の重要な側面である共分散行列のさまざまな推定値をテストします。限定的ではあるが正確なベンチマークシミュレーションから数値的に計算された共分散を、Pinocchioコードで生成された$10000$の近似ハローカタログから取得されたものと比較します。2つの数値的に推定された共分散行列がほぼ一致することを示し、共分散推定に適したモックを生成するためのラグランジアン摂動理論に基づく近似法の妥当性を確認します。また、数値共分散をガウス近似の理論的予測と比較します。40$h^{-1}\mathrm{Gpc}$を超える間隔では、2つの間に適切な一致が見つかります。摂動論で3PCFツリーレベルモデルをテストします。このモデルは、バイアスパラメータの決定を目的とした尤度分析に採用されています。赤方偏移$z=1$のハローのサンプルでは、ツリーレベルのモデルが分離$r\geq40\、h^{-1}\mathrm{Gpc}$に対して適切に機能することがわかります。このスケールカットで得られた結果は、共分散行列のさまざまな選択に対してロバストです。以前の出版物ですでに提示されたハローバイスペクトルの類似の分析と比較して、2つの統計の間に顕著な一致を見つけました。次に、さまざまな仮定をテストして、偏りのないパラメーター推定につながる仮説の堅牢な組み合わせを定義するモデルを構築します。私たちの結果は、3PCFの重要性を確認し、可能性分析に含めるための確かなレシピを提供します。さらに、非線形領域から情報を抽出するために、特にモデリングにおいて、さらなる改善への道を開きます。
近赤外宇宙赤外線背景放射で宇宙の残りのフレームを精査する
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）双極子は、主に完全に運動学的であると想定されていますが、その一部が原始的であるという証拠があります。このような可能性は、観測可能な宇宙を横切るダークフローとして解釈される傾斜を暗示するモデルで発生します。CMB双極子全体の運動学的性質は、最後の散乱後の銀河からの宇宙背景の双極子を使用して調べることができます。近赤外宇宙赤外線背景放射（CIB）スペクトルエネルギー分布は、CMBと比較して増幅された双極子につながります。CIB双極子は、銀河団の影響を受け、より暗く、より遠い銀河とともに減少し、太陽系の放出と銀河の塵の影響を受けます。これらは、光学/近赤外線の正味のCIB宇宙塵を支配します。運動学的近赤外CIBダイポールの正確な測定を可能にする技術を提案します。事実上統合銀河光（IGL）であるCIBは、0.9から2.5ミクロンの4つのバンドをカバーする今後の宇宙搭載の広い調査で、分解された銀河から再構築されます。銀河団からの双極子成分が予想される運動学的双極子よりも低い、特定された大きさの範囲から銀河がサブ選択されます。この手法を使用すると、CMB双極子の運動学的性質を分離して、今後のユークリッドとローマの調査で統計的信号対雑音S/N>50-100で各帯域で双極子を測定できます。
Planck2018データを使用したCMB物理プロセスの制約
この記事の目的は、標準的な宇宙モデル$\Lambda$CDMの現象論的パラメーター化を実行して、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）異方性の角度パワースペクトルのパターンを定義するさまざまな物理プロセスに重みを付けることです。ザックス・ヴォルフェ、初期および後期の統合ザックス・ヴォルフェ、偏光寄与、ドップラーおよびレンズ効果を説明するために、6つの現象論的振幅を使用します。この目的のために、CLASSBoltzmannコードを採用し、コバヤのマルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）サンプラーを使用して、宇宙および現象論的パラメーターのさまざまな組み合わせを制約するPlanck2018の可能性を調査しました。$\Lambda$CDMモデルの予測からの現象論的振幅の平均値の偏差を観察することは、既存の宇宙論的緊張を解決するのに役立つかもしれません。Planck2018の温度、偏光、レンズパワースペクトルを使用したCMB物理プロセスの積分解析が初めて実行されました。以前の研究では、現象論的振幅はTTデータのみを使用して制約されていましたが、偏光とレンズのデータを含めると、これらの物理的寄与に対する制約が厳しくなることがわかりました。また、すべてのPlanck2018データを考慮すると、TTデータのみを考慮した場合に発生する一部の縮退は完全に解消されます。その結果、3つを超える現象論的振幅を持つモデルを研究することができました。これは、温度パワースペクトルのみを使用する場合には禁止されています。この研究で提示された結果は、プランク実験が後期統合ザックス・ヴォルフェ効果を除くすべての現象論的振幅を制約できることを示しています。$\Lambda$CDMモデルでは矛盾は見つかりませんでした。また、レンズパラメーター$A_L$を含むモデルで最大の改善が得られました。
GDM宇宙シミュレーションにおけるコンパクトグループ
| Title |
Compact_Groups_in_GDM_Cosmological_Simulations |
| Authors |
Jessica_N._L\'opez-S\'anchez,_Erick_Munive-Villa,_Ana_Avilez-L\'opez,_Oscar_M._Mart\'inez-Bravo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00758 |
この作業では、音速、粘度、状態方程式の3つの自由関数で記述される、一般化暗黒物質（GDM）モデルのN体シミュレーションを使用して、ヒクソンコンパクトグループ（HCG）のいくつかの特性を調べます。衝突効果を無視するために、自由関数の異なる値に関連付けられた3つのGDMモデルを検討します。小規模でカットオフを保持するGDM線形摂動の物質パワースペクトルに従ってシミュレーションの初期シードを構築し、小規模および中規模での非線形構造形成への影響を調査しました。さまざまなモデルの銀河の模擬カタログを生成し、模擬カタログの元の選択方法を適応させるアルゴリズムを実装することにより、HCGを分類しました。HCGサンプルが分類されたら、それらのプロパティを分析し、モデル間で比較しました。CDMカウントと比較して、GDMシミュレーションではより多くのHCGがカウントされることがわかりました。この違いは、抑制された下部構造にもかかわらず、HCGがGDM内で増殖する可能性があることを示唆しています。これは、DMがCDMと完全に似ていないモデル内でHCG形成プロセスが変更される可能性があることを示しています。さらに、銀河ハローが豊富なために自己凝集する銀河ハローが多いモデルでは、クラスター化のさまざまなメカニズムを特定しましたが、銀河ハローが少ないモデルでは、主要なポテンシャル井戸として機能する巨大なハローが必要です。最後に、シミュレートされたHCGのさまざまな観測量の分布を観測値と比較することにより、固有の特性に良好な一致が見られました。ただし、速度分散の不一致は未解決のままです。
| Title |
The_Integrated_Sachs-Wolfe_Effect_in_Interacting_Dark_Matter-Dark_Energy_Models |
| Authors |
Mina_Ghodsi_Yengejeh,_Saeed_Fakhry,_Javad_T._Firouzjaee,_Hojatollah_Fathi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.01030 |
相互作用する暗黒物質-暗黒エネルギー（IDMDE）モデルは、宇宙構造に影響を与える可能性のある現在の課題の1つとして考慮に入れることができます。この作業では、IDMDEモデルに統合されたSachs-Wolfe（ISW）効果を研究します。この目的のために、最初にIDMDEモデルの理論的フレームワークを紹介します。さらに、IDMDEモデルの安定条件について簡単に説明し、エネルギー密度伝達率の単純な関数形式を指定することにより、摂動方程式を計算します。以下では、IDMDEモデルの物質パワースペクトルの振幅を計算し、それを$\Lambda$CDMモデルから得られた対応する結果と比較します。さらに、IDMDEモデルの多極次数lの関数としてISW自動パワースペクトルの振幅を計算します。結果は、さまざまなファントム暗黒エネルギー状態方程式のIDMDEモデルのISW自動電力スペクトルの振幅が、$\Lambda$CDMモデルの振幅と同様に動作するのに対し、典型的な暗黒エネルギー状態方程式の振幅は、IDMDEモデルのISW自動電力スペクトルの振幅は、$\Lambda$CDMモデルの振幅よりも大きくする必要があります。また、結合パラメーターのさまざまな値による対応する結果は、$\xi$がIDMDEモデルのISW自動パワースペクトルの振幅に反比例することを示しています。最後に、4つの異なる調査を使用して、IDMDEモデルの多極次数$l$の関数としてISWクロスパワースペクトルの振幅を計算します。結果は、$\omega_{\rmx}$のすべての値に対するIDMDEモデルのISWクロスパワースペクトルの振幅が、$\Lambda$CDMモデルで得られたものよりも高いことを示しています。また、IDMDEモデルのISWクロスパワースペクトルの振幅は、結合パラメーター$\xi$の値に反比例して変化することがわかります。
ナノヘルツの重力波の空でガリレオンを探しています
| Title |
Looking_out_for_the_Galileon_in_the_nanohertz_gravitational_wave_sky |
| Authors |
Reginald_Christian_Bernardo,_Kin-Wang_Ng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.01056 |
パルサータイミングアレイの相互相関パワーにおける確率的重力波バックグラウンドとしてガリレオンによって誘発された偏光を研究します。ガリレオン重力内での作業では、最初に、ガリレオンのスカラー重力波シグネチャが、裸の質量、共形結合、およびおたまじゃくしによって制御される有効質量でのみエンコードされることを示します。次に、現在のNANOGravデータセットを使用して、ガリレオンによって誘発されたスカラー偏光の現象論を研究し、これらに観測上の制約を課します。私たちの結果は、$10^{-22}$eVガリレオンを示す縦方向の空間相関を特徴とし、一般相対性理論で予想される横テンソルのものと比較して、ガリレオン偏光がより統計的に関連していることを示しています。
制約されたシミュレーションによる11Gyrを超えるCOSMOS銀河プロトクラスターの予測される将来の運命
| Title |
Predicted_future_fate_of_COSMOS_galaxy_protoclusters_over_11_Gyr_with_constrained_simulations |
| Authors |
Metin_Ata,_Khee-Gan_Lee,_Claudio_Dalla_Vecchia,_Francisco-Shu_Kitaura,_Olga_Cucciati,_Brian_C._Lemaux,_Daichi_Kashino_and_Thomas_M\"uller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.01115 |
宇宙論的シミュレーションは宇宙を研究する上で重要なツールですが、それらは通常、実際に観測された構造と直接一致しません。一方、制約付き宇宙シミュレーションは、観測された銀河の分布と一致するように設計されています。ここでは、ほぼ11Gyrs前のエポックに対応する、z〜2.3の赤方偏移での分光学的調査に基づく制約付きシミュレーションを示します。これにより、シミュレーションを現在に「早送り」し、観測された宇宙構造の進化を自己無撞着に研究することができます。以前に報告されたいくつかのプロトクラスターが、現在の時代までに巨大な銀河団に進化することを確認します。これには、100メガパーセクにまたがる巨大なフィラメント状の超銀河団に崩壊すると予測される「ハイペリオン」構造が含まれます。また、他の方法で通常検出できるよりも最終質量が小さく、このボリューム内の既知のプロトクラスターの数がほぼ2倍になる、これまで知られていなかったプロトクラスターを発見します。将来の高赤方偏移データセットに適用される制約付きシミュレーションは、初期の構造形成を研究し、高赤方偏移と低赤方偏移の間で銀河の特性を一致させるためのユニークな機会を表しています。
改善された軌道制約と直接画像化された原始惑星アナログHD142527BのH$\alpha$測光モニタリング
| Title |
Improved_Orbital_Constraints_and_H$\alpha$_Photometric_Monitoring_of_the_Directly_Imaged_Protoplanet_Analog_HD_142527_B |
| Authors |
William_O._Balmer,_Katherine_B._Follette,_Laird_M._Close,_Jared_R._Males,_Robert_J._De_Rosa,_J\'ea_I._Adams_Redai,_Alex_Watson,_Alycia_J._Weinberger,_Katie_M._Morzinski,_Julio_Morales,_Kimberly_Ward-Duong_and_Laurent_Pueyo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00687 |
遷移星周円盤の空洞に埋め込まれたコンパニオンは、H$\alpha$で過剰な光度を示すことが観察されており、活発に蓄積していることを示しています。MagAO/VisAO装置から埋め込まれた低質量の恒星コンパニオンHD142527Bの位置とH$\alpha$過剰光度の監視の5年間（2013-2018）を報告します。コンパニオンを検出するために、Karhounen-Loeve画像処理アルゴリズムのPython実装であるpyklipを使用します。pyklipフォワードモデリングを使用して、相対位置天文学を$1-2\mathrm{mas}$精度に制限し、Hの変化を検出するのに十分な測光精度（$\pm0.2\mathrm{mag}、3\％$エラー）を達成します。時間の経過に伴うコンパニオンの$\alpha$コントラスト。コンパニオンの相対的な位置天文を正確に決定するために、トラペジウムクラスターの20年間のKeck/NIRC2画像に対してMagAO/VisAOカメラの位置天文キャリブレーションを実行します。VisAO位置天文学が、HD142527Bの他の公開されている位置と一致していることを示し、orbitizeを使用します。HD142527Bの相対位置天文学に適合する軌道の事後分布を生成します。私たちのデータは、幅の広い周連星円盤と最近観測されたHDを取り巻く内側の円盤の両方に関して著しく誤った軌道上で、コンパニオンがペリアストロン通過に近いことを示唆しています。142527A.HD142527Bで観測されたH-α線のコントラストを、$4-9\times10^{-10}\mathrm{M_\odot}\mathrm{yr}^{-1}のオーダーの質量降着率の推定値に変換します。$。コンパニオンのHα過剰の測光変動は、コンパニオンへの降着率が変動することを示唆しています。この作業は、PDS70b\＆cなどの原始惑星への降着による変動を観察するための重要なステップを表しています。
エネルギー学は氷の海の世界の海洋循環を支配します
世界的に氷に覆われた海は、太陽系の複数の衛星で発見されており、地球の過去の特徴でもあった可能性があります。しかし、これらの氷に覆われた海洋のダイナミクスについては比較的ほとんど理解されていません。これらのダイナミクスは、物理的環境だけでなく、潜在的な生命とその検出可能性にも影響を及ぼします。多くの研究が氷の世界の海洋の循環をシミュレートしましたが、大きく異なる結論に達しました。これらの発散する結果をよりよく理解して絞り込むために、特にスノーボールアース、エウロパ、エンケラドゥスに焦点を当てて、氷に覆われた海の循環に対するエネルギーの制約について説明します。氷に覆われた物体の海洋循環を促進する可能性のあるエネルギー入力は、境界での熱と塩のフラックス、および海流と秤動に関連している可能性があります。氷床を介した熱損失とバランスの取れた固体コアからの加熱が海洋循環を促進できることを示しますが、結果として生じる流れは比較的弱く、回転の影響を強く受けます。氷床境界での凍結と融解に関連する塩フラックスは、乱流混合と組み合わせると大規模な循環を形成する可能性はありますが、エネルギー的に循環を促進する可能性は低いです。海洋の潮汐と秤動はそのような乱流のエネルギー源を提供するかもしれませんが、それらの強さは氷の月に対して非常に不確実なままです。
小惑星（3200）ファエトン：偏光、光度、およびスペクトル観測の結果
| Title |
Asteroid_(3200)_Phaethon:_results_of_polarimetric,_photometric,_and_spectral_observations |
| Authors |
N.Kiselev,_V._Rosenbush,_D._Petrov,_I._Luk'yanyk,_O.V._Ivanova,_N.V._Pit,_K.A._Antoniuk,_V.L._Afanasiev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00911 |
特別天体物理観測所の6mBTA望遠鏡と、クリミア天体物理観測所の2.6mおよび1.25m望遠鏡で実施された、地球近傍小惑星（3200）フェートンの偏光、光度、およびスペクトル観測の結果を示します。2017年の終わり（19-135度）と2020年の\alpha=52.2度で地球に接近している間、広範囲の位相角にわたって。私たちおよび他の利用可能な文献データを使用して、Vバンドでのフェートンの最大直線偏光度は、位相角124度で45％であることがわかりました。依存関係（偏光勾配-アルベド）を使用して、小惑星ファエトンの幾何アルベドが0.06であることがわかりました。この値は、さまざまな方法で決定された小惑星のアルベド値の低い範囲に分類されます。小惑星の平均色指数U-B=0.207とB-V=0.639は、それぞれ地動説と地動説の距離1.077auと0.102auで導き出されます。フェートンの有効直径は、得られた絶対等級と幾何学的アルベドから推定され、6.8kmに相当します。観測された偏光測定データに最もよく適合するのは、Mgに富むケイ酸塩（90％）とアモルファスカーボン（10％）で構成される共役ランダムガウス粒子のShマトリックスモデルで得られました。
一次平均運動共鳴への太陽系外惑星の近接性
| Title |
Proximity_of_exoplanets_to_first-order_mean-motion_resonances |
| Authors |
Carolina_Charalambous,_Jean_Teyssandier_and_Anne-Sophie_Libert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00943 |
惑星形成理論、より具体的には、移動モデルは、惑星がディスク段階の間に平均運動共鳴（MMR）で捕らえられることができると予測します。隣接する惑星間の周期比の分布は、共振の近くに蓄積を示しています。これは、公称共振の中心ではなく、わずかに外側にオフセットを示しています。ここでは、ディスク移行フェーズ中の共振オフセットに対するさまざまなディスクおよび惑星パラメータの影響を徹底的に調査することにより、以前の作業を拡張します。動的研究は、いくつかの一次MMRと、タイプIの移動を受けている低質量の地球のような惑星とタイプIIの移動の下で進化している巨大惑星の両方に対して実行されます。オフセットは、アプシダル共回転共鳴ファミリーに沿った2惑星システムの移動中に時間とともに変化することがわかります。名目上の共振からの逸脱は、惑星の質量が大きく、離心率の減衰が強いほど大きくなります。地球からスーパーアースへのレジームでは、減衰のタイムスケールが離心率に依存する惑星とディスクの相互作用に高度なモデリングを使用した場合の観測結果と一致するオフセット値が見つかります。この依存性は、共振オフセットの増加を引き起こすフィードバックを引き起こします。巨大惑星に関しては、検出された惑星ペアのオフセットは、離心率減衰率が低から中程度のままである場合の惑星-ディスク相互作用の古典的な$K$ファクターの処方でよく再現されます。どちらのレジームでも、離心率は観察結果と一致しています。その結果、惑星と円盤の相互作用は、観測で見つかったオフセットを生成するための一般的なチャネルを提供します。
Athena ++のマルチ流体ダストモジュール：アルゴリズムと数値テスト
Athena++電磁流体力学（MHD）コードで、多流体ダストモジュールのアルゴリズム、実装、および数値テストについて説明します。このモジュールは、多数の数値ソルバーを使用して、空気力学的抗力（停止時間によって特徴付けられる）を介してガスと相互作用する任意の数のダスト種に対応できます。特に、短い停止時間と高いダスト質量負荷を含む厳しい領域で安定している2つの2次の正確な、2ステージの、完全に暗黙のソルバーについて説明します。これらは、2次の明示的なvan-LeerおよびRungeとペアになっています。-それぞれAthena++のKuttaガスダイナミクスソルバー。さらに、ダストの逆反応を伴うダスト濃度拡散の一貫した処理を策定します。これは、運動量拡散を組み込み、ガリレイ不変性を保証します。新しい定式化とスティッフドラッグソルバーは、さまざまな座標系、メッシュの改良、せん断ボックス、軌道移流など、Athena++の既存のほとんどの機能と互換性があるように実装されています。線形および非線形領域でのストリーミングの不安定性、ローカルおよびグローバル設定など、一連のテスト問題を提示します。これは、コードが目的のパフォーマンスを達成することを示しています。このモジュールは、原始惑星系円盤におけるダストダイナミクスと惑星形成の研究に特に役立ちます。
階層的な粒状床に侵入する発射体に作用する衝撃抗力
小天体の表面への固体の衝撃は、階層的に構造化された粒状のターゲットへの固体の衝撃によってモデル化できます。実験に基づいて、階層構造の粒状ターゲットの衝撃抗力モデルを開発しました。ターゲット粒子の機械的強度と気孔率を体系的に変化させる一連の粒状衝撃実験を実行します。小さなガラスビーズ（直径$5$〜$\mu$m）が凝集して、直径$2$-$4$〜mmの多孔質粒子を形成します。次に、結晶粒を焼結して強度を制御します。ポリエチレン球（直径$12.7$〜mm）を、これらの多孔質粒子からなる階層的な粒状ターゲットに落とします。貫通する球体の動きを高速度カメラで捉えて解析します。階層的に構造化された粒状ターゲットによって生成される衝撃抗力は、慣性抗力と深さ比例抗力の合計によってモデル化できることがわかります。階層的な粒状衝撃の深さ比例抗力は、剛体粒子で構成される通常の粒状ターゲットのそれよりもはるかに大きくなります。粒子強度と衝撃動圧の比率は、この非常に大きな深さ比例抗力を特徴付ける重要な無次元パラメータです。衝撃動圧が粒子強度よりも十分に大きい場合、粒子破壊は衝撃力学において重要な役割を果たします。これは、小天体への影響についても、穀物の破砕の影響を考慮する必要があることを意味します。おそらく、表面粒子の有効強度は、惑星探査機の侵入または接地の運動学的観測に基づいて推定することができます。
高ケイデンス多波長観測による木星への非常に大きな衝撃フラッシュの検出
| Title |
Detection_of_an_extremely_large_impact_flash_on_Jupiter_by_high-cadence_multiwavelength_observations |
| Authors |
Ko_Arimatsu,_Kohji_Tsumura,_Fumihiko_Usui,_Jun-ichi_Watanabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.01050 |
2021年10月15日、専用望遠鏡である光学的過渡観測用惑星観測カメラ（PONCOTS）による、木星での光学的衝撃フラッシュの検出を初めて報告します。フラッシュの時間的に分解された3バンド観測により、衝撃輝度温度の概算を必要とせずに、その光エネルギーの調査が可能になりました。インパクターの運動エネルギーは約2メガトンのTNTに相当し、木星で以前に検出された閃光のそれよりも1桁大きく、1908年の地球へのツングースカ衝突に匹敵します。この検出は、木星でのツングースカのような衝突イベントを示しています。およそ1年に1回発生し、地上からの影響よりも2〜3桁頻繁に発生します。観測されたフラッシュは、有効温度が約8300Kの単一温度の黒体スペクトルを示し、明確な時間的変動はなく、おそらく陸域のTunguskaクラスのスーパーボリドの一般的な放射特性を表しています。
原始惑星系円盤の低圧範囲での衝突充電
| Title |
Collisional_Charging_in_the_Low_Pressure_Range_of_Protoplanetary_Disks |
| Authors |
T._Becker,_T._Steinpilz,_J._Teiser,_G._Wurm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.01126 |
近年、惑星形成の初期段階で小石の成長を促進するために衝突帯電が提案されています。原始惑星系円盤の大気圧は、$10^{-9}$mbar未満からmbarをはるかに超えるまでの広い範囲に及びます。それでも、同じ材料表面の衝突帯電に関する実験は、これまでのところ、地球の大気圧、火星の圧力、より一般的には$10^{-2}$mbarまでしか行われていません。この作業は、$10^{-8}$と$10^3$mbarの間の同じ材料の衝突の最初の圧力依存電荷測定を示します。強い充電は最低圧力まで発生します。詳細には、我々の観察は、2つの電極間の絶縁破壊電圧の圧力依存性との強い類似性を示しており、原始惑星系円盤の衝突粒子の最大電荷も絶縁破壊によって決定されることを示唆しています。衝突帯電は、惑星形成に関連する原始惑星系円盤のすべての部分で発生する可能性があると結論付けています。
円盤銀河における圧力調節されたフィードバック変調された星形成
銀河円盤の星形成率（SFR）は、利用可能な星間物質（ISM）ガスの量とその物理的状態の両方に依存します。逆に、最近形成された大質量星によって注入された「フィードバック」エネルギーと運動量は、乱流散逸と放射冷却による損失を相殺するために重要であるため、ISMの物理的状態はSFRに依存します。ISMの物理的状態は、それを制限する重力場にも反応し、重量が増えると圧力が高くなります。準定常状態では、さまざまな熱相の平均全圧が互いに一致し、コンポーネントの圧力と全圧が熱的および動的な平衡要件を満たし、SFRが必要に応じて調整されて必要な恒星放射と超新星フィードバック。星を形成するISMの圧力調整、フィードバック変調（PRFM）理論は、これらのアイデアを形式化し、単位面積あたりのSFR、Sigma_SFRは、ISMの重みWにほぼ線形にスケーリングするという予測につながります。ガス表面密度シグマ、恒星と暗黒物質の密度rho_sd、および有効なISM速度分散sigma_eff、観測可能な重量推定器はW〜P_DE=piGSigma^2/2+（2Grho_sd）^{1/2}sigma_effであり、これはは、全ミッドプレーン圧力P_totと一致すると予測されます。TIGRESS計算フレームワークで実行される一連の多相電磁流体力学シミュレーションを使用して、PRFMモデルの原理をテストし、合計フィードバック収量Upsilon_tot=P_tot/Sigma_SFR〜1000km/sとそのコンポーネントを較正します。TIGRESSの結果を理論、以前の数値シミュレーション、および観測と比較し、優れた一致を見つけます。
SDSS IV MaNGA：逆回転するガス状円盤を備えたエッジオン銀河の特徴
| Title |
SDSS_IV_MaNGA:_Characteristics_of_Edge-on_Galaxies_with_a_Counter-rotating_Gaseous_Disk |
| Authors |
Minje_Beom,_Dmitry_Bizyaev,_Rene_A._M._Walterbos_and_Yanmei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00682 |
銀河の逆回転成分は、過去のガスの降着または融合の最も直接的な形の証拠の1つです。最終的なMaNGA（APOでの近くの銀河のマッピング）IFUサンプルで特定された523個のエッジオン銀河のサンプルで、10個のエッジオンディスクガス状逆回転子を発見しました。カウンターローテーターは小さなグループに配置される傾向があります。ガス状の逆回転子は中間の恒星の質量を持ち、色の大きさの図の緑の谷と赤のシーケンスに位置しています。恒星とイオン化ガスディスクの平均垂直範囲はサンプルの残りの部分と同じですが、それらの放射状ガスと恒星の分布はより中央に集中しています。これは、逆回転するディスクの形成プロセス中の角運動量の損失を示している可能性があります。カウンターローテーターは、ガスとダストの含有量が少なく、輝線の強度が弱く、星形成率が低くなっています。これは、逆回転子の形成が銀河をクエンチするための効率的な方法である可能性があることを示唆しています。1つのカウンターローテーターであるSDSSJ080016.09+292817.1（GalaxyF）には、スターバースト後の領域があり、中央にAGNの可能性があります。別の逆回転子であるSDSSJ131234.03+482159.8（GalaxyH）は、伴銀河であるガスが豊富な渦巻銀河との潜在的な進行中の銀河相互作用として識別されます。これは、合併の起源を介して形成されるガス状の逆回転器の代表的なケースである可能性があります。しかし、合併で予想される潮汐の歪みは、いくつかの銀河でのみ見られ、別の形成メカニズムとして直接的なガスの降着を除外することはできません。
CO振動吸収線を用いた分子トーラス内のダイナミクスと熱特性のプロービング
| Title |
Probing_dynamics_and_thermal_properties_inside_molecular_tori_with_CO_rovibrational_absorption_lines |
| Authors |
Kosei_Matsumoto,_Takao_Nakagawa,_Keiichi_Wada,_Shunsuke_Baba,_Shusuke_Onishi,_Taisei_Uzuo,_Naoki_Isobe,_and_Yuki_Kudoh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00688 |
最近の流体力学的モデル「放射駆動噴水モデル」（和田ほか2016）は、活動銀河核（AGN）トーラスが、AGNの周りのガス循環によって幾何学的な厚さを維持するという動的な画像を示し、以前の論文では、この画像が近くのセイファート銀河の多波長観測と一致しています。最近の近赤外線観測は、CO振動吸収線（$\DeltaJ=\pm1$、$v=0-1$、$\lambda\sim4.7$$\mathrm{\mum}$）が物理的特性を調べることができることを示唆しています内側のトーラスの。しかし、CO吸収線の起源については議論が続いています。本論文では、放射駆動噴水モデルに基づいて線放射伝達計算を実行することにより、吸収線の起源とそれらを検出するための条件を調査します。COの振動吸収線が傾斜角$\theta_\mathrm{obs}=50-80$$^{\circ}$で検出されることがわかります。傾斜角$\theta_\mathrm{obs}=77$$^{\circ}$で、マルチ速度成分を観察します：流入（$v_\mathrm{LOS}=30$$\mathrm{kms^{-1}}$）、全身（$v_\mathrm{LOS}=0\、\mathrm{kms^{-1}}$）、および流出（$v_\mathrm{LOS}=-75、\、-95、$および$-105$$\mathrm{kms^{-1}}$）。流入および流出成分（$v_\mathrm{LOS}=30$および$-95$$\mathrm{kms^{-1}}$）は、最大$186$および$380$Kの励起温度で衝突励起されます。それぞれ$J=12$と$4$。流入成分と流出成分は、それぞれAGN中心から1.5ドルpcの赤道面に降着するガスと、1.0ドルpcのAGN放射圧によって駆動される流出ガスから発生します。これらの結果は、CO振動吸収線が、AGNトーラスの内側の数個の領域における流入と流出の速度と運動温度を提供し、観測がトーラス内のガス循環を調べることができることを示唆しています。
COSMOSおよびXMM-LSSフィールドのソースのハイブリッド測光赤方偏移
| Title |
Hybrid_photometric_redshifts_for_sources_in_the_COSMOS_and_XMM-LSS_fields |
| Authors |
P.W._Hatfield,_M.J._Jarvis,_N._Adams,_R.A.A._Bowler,_B._H\"au{\ss}ler,_K.J._Duncan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00748 |
この論文では、VISTAとHyperSuprimeCamからの豊富な光学データと近赤外線データの両方を使用して、XMM-LSSおよびCOSMOSフィールドの270万個の銀河の測光赤方偏移を示します。テンプレートフィッティング（LePhare内の銀河と活動銀河核テンプレートを使用）と機械学習（GPzを使用）の両方の方法が、Ksバンドで選択された光源の開口測光で実行されます。次に、結果の予測を階層ベイズモデルを使用して組み合わせて、コンセンサスフォトメトリック赤方偏移点推定と、各メソッドを個別に上回る確率分布関数を生成します。私たちの点推定では、二乗平均平方根誤差が約0.08〜0.09であり、分光学的赤方偏移と比較した場合、外れ値の割合は約3〜4パーセントです。また、結果をCOSMOS2020測光赤方偏移と比較します。COSMOS2020測光赤方偏移は、より少ない光源を含みますが、より多くの帯域とより広い波長範囲にアクセスでき、同等のphoto-z品質を達成できることがわかります（直接比較することができます）。結果として得られる赤方偏移は、これまでのこれらの深いマルチ平方度の多波長フィールドの測光赤方偏移（これほど大きなカタログの場合）の最も正確なセットを表しています。
コンパス座銀河の2型活動銀河における冷たい分子とほこりっぽい円盤のALMAイメージング
| Title |
ALMA_imaging_of_the_cold_molecular_and_dusty_disk_in_the_type_2_active_nucleus_of_the_Circinus_galaxy |
| Authors |
Konrad_R._W._Tristram_(1),_C._M._Violette_Impellizzeri_(2),_Zhi-Yu_Zhang_(3_and_4),_Eric_Villard_(5),_Christian_Henkel_(6,_7_and_8),_Serena_Viti_(2),_Leonard_Burtscher_(2),_Fran\c{c}oise_Combes_(9),_Santiago_Garc\'ia-Burillo_(10),_Sergio_Mart\'in_(1_and_11),_Klaus_Meisenheimer_(12),_Paul_P._van_der_Werf_(2)_((1)_European_Southern_Observatory,_Alonso_de_C\'ordova_3107,_Vitacura,_Santiago,_Chile,_(2)_Leiden_Observatory,_Leiden_University,_PO_Box_9513,_2300_RA_Leiden,_The_Netherlands,_(3)_School_of_Astronomy_and_Space_Science,_Nanjing_University,_Nanjing_210093,_PR_China,_(4)_Laboratory_of_Modern_Astronomy_and_Astrophysics_(Nanjing_University),_Ministry_of_Education,_Nanjing_210093,_PR_China,_(5)_European_Southern_Observatory,_Karl-Schwarzschild-Stra{\ss}e_2,_85748_Garching_bei_M\"unchen,_Germany,_(6)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Radioastronomie,_Auf_dem_H\"ugel_69,_53121_Bonn,_Germany,_(7)_Dept._of_Astronomy,_Faculty_of_Science,_King_Abdulaziz_University,_P.O._Box_80203,_Jeddah_21589,_Saudi_Arabia,_(8)_Xinjiang_Astronomical_Observatory,_Chinese_Academy_of_Sciences,_Urumqi_830011,_China,_(9)_Observatoire_de_Paris,_LERMA,_Coll\`ege_de_France,_CNRS,_PSL_University,_Sorbonne_University,_75014_Paris,_France,_(10)_Observatorio_de_Madrid,_OAN-IGN,_Alfonso_XII,_3,_28014-Madrid,_Spain,_(11)_Joint_ALMA_Observatory,_Alonso_de_C\'ordova_3107,_Vitacura,_Santiago,_Chile,_(12)_Max-Planck-Insitut_f\"ur_Astronomie,_K\"onigstuhl_17,_69117_Heidelberg,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00782 |
私たちは、最も近いタイプ2の活動銀河の1つの核にある分子物質の物理的特性と運動学に光を当てることを目指しています。この目的のために、コンパス座銀河の核の高角度分解能ALMA観測を取得しました。観測結果は、350GHzと690GHzでの放射を、それぞれ〜3.8pcと〜2.2pcの空間分解能でマッピングしています。連続放出は、25pcのスケールのスパイラルアームを備えた核周囲ディスク内の冷たい（$T\lesssim100$K）ダストと、わずかに分解された核放出ピークを追跡します。後者は、以前のALMA観測に基づいて主張されているように、極方向に拡張されていません。350GHzの放射のかなりの量（40％程度）は、ほこりとは関係ありませんが、代わりにフリーフリーの放射である可能性があります。CO（3-2）とCO（6-5）、およびHCO$^+$（4-3）、HCN（4-3）、CS（4-3）を検出します。CO放出が拡大し、拡大したダスト放出と同様のスパイラルパターンを示します。核に向かって、COはより高い遷移に励起され、その放出は自己吸収され、CO（3-2）に見かけの穴ができますが、CO（6-5）の放出にはつながりません。一方、高ガス密度トレーサーHCO$^+$、HCN、およびCSは、核での放出の強いが未解決の（（$\lesssim4$pc）濃度を示し、非常に小さな「トーラス」を指しています。運動学は回転によって支配され、観測の解像度の限界まで幾何学的に薄いディスクを指します。他のいくつかのAGNとは対照的に、核に向かってHCNの増強は見られません。したがって、Circinus核は少なくとも2つの異なる核で構成されています。コンポーネント：（1）ほこりの雲を含むイオン化ガスの光学的に薄くて暖かい流出、および（2）冷たい分子とほこりっぽい円盤これらの発見は、AGNの不明瞭な構造の最新の放射伝達計算をサポートします。2成分構造（簡略化）
TMC-1での環状C5Hラジカルの発見
| Title |
Discovery_of_the_cyclic_C5H_radical_in_TMC-1 |
| Authors |
Carlos_Cabezas,_Marcelino_Agundez,_Raul_Fuentetaja,_Yasuki_Endo,_Nuria_Marcelino,_Belen_Tercero,_Juan_R._Pardo,_Pablo_de_Vicente_and_Jos_Cernicharo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00955 |
c-C3Hラジカルの水素原子をエチニル基CCHで置換して形成されたラジカルである環状C5H（c-C5H）が宇宙で初めて検出されました。c-C5H種は、よく知られている線形ラジカルl-C5Hの異性体であり、6kcal/molの安定性が低くなります。イエベス40m電波望遠鏡を使用して、31.0〜50.3GHzの範囲内でTMC-1のc-C5H種に対して合計17の回転遷移が検出されました。c-C5Hのカラム密度は（9.0+/-0.9）e10cm-2です。さらに、l-C5Hの12本の線を観察し、（1.3+/-0.3）e12cm-2のカラム密度を導き出しました。これにより、存在比c-C5H/l-C5Hは0.069になります。これは、TMC-1で比率が5.5であるアナログシステムc-C3H/l-C3Hで見られる値とは対照的です。c-C5Hの形成について議論し、このラジカルはおそらく原子状炭素とジアセチレンの反応で形成されると結論付けています。
宇宙のRNAワールドの分子前駆体：G+0.693-0.027分子雲の新しいニトリル
| Title |
Molecular_precursors_of_the_RNA-world_in_space:_new_nitriles_in_the_G+0.693-0.027_molecular_cloud |
| Authors |
V\'ictor_M._Rivilla,_Izaskun_Jim\'enez-Serra,_Jesus_Mart\'in-Pintado,_Laura_Colzi,_Bel\'en_Tercero,_Pablo_de_Vicente,_Shaoshan_Zeng,_Sergio_Mart\'in,_Juan_Garc\'ia_de_la_Concepci\'on,_Luca_Bizzocchi,_Mattia_Melosso,_Fernando_Rico-Villas,_Miguel_A._Requena-Torres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.01053 |
ニトリルは、生命の起源のRNAワールドシナリオに基づくプレバイオティクス実験で分子前駆体として重要な役割を果たします。これらの化合物は、地球外の物体から若い地球に部分的に運ばれた可能性があり、星間物質にニトリルの貯蔵所を確立することの重要性を強調しています。ここでは、シアン酸（HOCN）と3つのC$_4$H$_3$N異性体（シアノアレン、CH$_2$CCHCN、シアン化プロパルギル、HCCCH）を含むいくつかのニトリルの分子雲G+0.693-0.027に対する検出を報告します。$_2$CN;およびシアノプロピン（CH$_3$CCCN）、およびシアノホルムアルデヒド（HCOCN）およびグリコロニトリル（HOCH$_2$CN）の暫定的検出。また、シアノアセトアルデヒド（HCOCH$_2$）の最初の星間探索も実行しました。検出されなかったCN）。G+0.693-0.027およびその他の星間源のさまざまなニトリルの導出された分子量に基づいて、ISMでのそれらの形成メカニズムについて説明しました。G+0.693で観察されたHOCN量を提案します。-0.027は主に表面化学とそれに続く衝撃誘起脱離によるものですが、HCOCNは主に気相化学によって形成される可能性があります。HOCH$_2$CNの場合、豊富な前駆体からのいくつかの粒子表面経路がそれを生成する可能性があります。G+0.693-0.027の3つのC$_4$H$_3$N異性体の導出された存在量はveですry類似しており、また、以前に暗い冷たい雲TMC-1で報告されたものと類似しています。これは、3つの異性体が、一般的な前駆体、おそらくシアン化物ラジカル（CN）と反応する不飽和炭化水素（CH$_3$CCHおよびCH$_2$CCH$_2$）から気相化学によって形成される可能性が高いことを示唆しています。G+0.693-0.027に向けて発見された豊富なニトリル原料は、星間化学がRNAワールドのプレバイオティクス化学を推進する可能性のある分子種を宇宙で合成できることを確認しています。
分子雲における階層的カスケードのグラフ理論に基づくマルチスケール分析：NGC2264領域への応用
| Title |
A_graph_theory-based_multi-scale_analysis_of_hierarchical_cascade_in_molecular_clouds_:_Application_to_the_NGC_2264_region |
| Authors |
B._Thomasson,_I._Joncour,_E._Moraux,_C._Crespelle,_F._Motte,_Y._Pouteau,_T._Nony |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.01154 |
小さな星団の空間特性は、それらが数十kAUまでの痕跡があるかもしれない雲の断片化カスケードに由来するかもしれないことを示唆しています。私たちの目標は、ガス塊のマルチスケールの空間構造を調査し、階層的なカスケードの存在を調査し、多様性の観点から星の生成との可能なリンクを評価することです。NGC2264のハーシェル放出マップから、関連する各空間分解能でそれぞれgetsfソフトウェアを使用して凝集塊を抽出します[8.4、13.5、18.2、24.9、36.3]"。これらの凝集塊の空間分布とクラス0/Iを使用スピッツァーデータから若い恒星状天体（YSO）を作成し、接続されたネットワークとしての雲のマルチスケール構造を表すグラフ理論解析を開発します。このネットワークから、NGC2264で3つのクラスのマルチスケール構造を導き出します。最も深いレベルで生成されたノードの数：階層、線形、孤立。構造クラスは、列密度$N_{\rmH_2}$と強く相関しています。これは、階層ノードがN$_{\rmH_2}の領域を支配しているためです。>6\times10^{22}$cm$^{-2}$。後者は少数派ですが、クラス0/IYSOの半分が含まれており、星の生成に非常に効率的であることを証明しています。小説を定義します。統計的測定基準、フラクタル指数desを測定するフラクタル係数Fカスケードのスケールフリープロセスをクリブします。NGC2264の場合、F=1.45$\pm$0.12と見積もられます。ただし、階層カスケードは13kAUの特徴的な空間スケールで開始されるため、単一のフラクタルインデックスではスケールフリープロセスを完全に説明できません。私たちの新しい方法論により、YSOをそれらのマルチスケールガス環境と相関させることができます。効率的な星形成を促進するこの階層的なカスケードは、階層的であり、最大13kAUの大規模なガス環境に根ざしていると考えられています。
3D-DASH：最も広い近赤外線ハッブル宇宙望遠鏡の調査
| Title |
3D-DASH:_The_Widest_Near-Infrared_Hubble_Space_Telescope_Survey |
| Authors |
Lamiya_A._Mowla,_Sam_E._Cutler,_Gabriel_B._Brammer,_Ivelina_G._Momcheva,_Katherine_E._Whitaker,_Pieter_G._van_Dokkum,_Rachel_S._Bezanson,_Natascha_M._Forster_Schreiber,_Marijn_Franx,_Kartheik_G._Iyer,_Danilo_Marchesini,_Adam_Muzzin,_Erica_J._Nelson,_Rosalind_E._Skelton,_Gregory_F._Snyder,_David_A._Wake,_Stijn_Wuyts,_Arjen_van_der_Wel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.01156 |
3D-DriftAndSHift（3D-DASH）プログラムは、赤道COSMOSフィールドの\textit{HubbleSpaceTelescope}WFC3F160WイメージングおよびG141グリズム調査です。3D-DASHは、HST近赤外線イメージングと分光法の遺産を空の度スケールの帯に拡張し、まれな、または銀河の進化の短命な段階にある遠方の銀河（$z>2$）の識別と研究を可能にします静止フレームの光波長で。さらに、既存のACS/F814Wイメージングと組み合わせると、このプログラムは、中間赤方偏移（$0.5<z<2$）銀河の星の種族とダスト含有量の空間分解研究を容易にします。ここでは、コミュニティで利用可能な縮小F160Wイメージングモザイクを紹介します。効率的なDASH手法で観察すると、モザイクは1256個の個別のWFC3ポインティングで構成され、1.35度$^2$（アーカイブデータを含めると1912年には1.43度$^2$）の領域に対応します。$H_{160}$の$5\sigma$点源制限の中央値は24.74等です。また、ローカル点像分布関数（PSF）を決定し、カットアウトを作成し、3D-DASHフットプリント内の任意の場所で画像を探索するためのツールも提供します。3D-DASHは、これまでのF160Wフィルターで最も広い\textit{HST}/WFC3イメージング調査であり、HST解像度での近赤外線の既存の銀河外調査領域を桁違いに増やしています。
局所宇宙における星形成とAGNフィードバック：LOFARとMaNGAの組み合わせ
| Title |
Star_Formation_and_AGN_Feedback_in_the_Local_Universe:_Combining_LOFAR_and_MaNGA |
| Authors |
C._R._Mulcahey,_S._K._Leslie,_T._M._Jackson,_J._E._Young,_I._Prandoni,_M._J._Hardcastle,_N._Roy,_K.Ma{\l}ek,_M._Magliocchetti,_M._Bonato,_H._J._A._R\"ottgering,_and_A._Drabent |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.01195 |
活動銀河核（AGN）がホスト銀河に及ぼす影響、特に星形成のレベルは、銀河の進化に関する重要な未解決の問題の1つです。銀河の進化の宇宙論的モデルを成功させるには、AGNによって放出されたエネルギーの一部を星間物質に再分配して、観測された星の質量と光度関数を再現し、過剰な銀河の形成を防ぐ必要があります。観測により、放射性AGN集団はすべての段階でエネルギー的にガスを加熱および再分配できることが確認されていますが、AGNが星形成を強化または抑制しているという直接的な証拠はほとんどありません。最新の深部電波調査と大規模な積分フィールド分光法（IFS）調査により、AGNジェットからのより暗いシンクロトロン放射を検出し、銀河の星形成特性をそれぞれ正確に調べることができます。この論文では、LOwFrequencyARray2メートルスカイサーベイのデータと、最大の光学IFSサーベイの1つであるアパッチポイント天文台の近くの銀河のマッピングのデータを組み合わせて、307個のローカル（z$<$）の星形成特性を調べます。0.15）電波検出AGN（RDAGN）をホストする銀河。結果を、それぞれがRDAGNホストの恒星の質量、赤方偏移、視覚形態、および傾斜に一致する非活動銀河のロバスト制御サンプルと比較します。RDAGNと制御銀河は、広いSFR分布を持ち、通常、星形成の主系列星の下にあり、負の恒星の軽い加重年齢勾配を持っていることがわかります。これらの結果は、現在の活動に基づいて選択されたAGNが、それらのホスト銀河の星形成を抑制することに責任がないことを示しています。むしろ、私たちの結果は、ラジオAGNがローカルユニバースで持つことが期待されるメンテナンスモードの役割をサポートしています。
GRB160821Aの放射光によって明らかにされたガンマ線バーストのプロンプトフェーズ中の粒子加速の開始
| Title |
Onset_of_particle_acceleration_during_the_prompt_phase_in_gamma-ray_bursts_as_revealed_by_synchrotron_emission_in_GRB160821A |
| Authors |
Felix_Ryde,_Shabnam_Iyyani,_Bj\"orn_Ahlgren,_Asaf_Peer,_Vidushi_Sharma,_Christoffer_Lundman,_Magnus_Axelsson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00680 |
GRBのプロンプトフェーズ中のガンマ線放出と粒子加速の物理的プロセスはまだ不安定です。観測の明確な物理モデリングを実行するには、放出メカニズムの明確な識別が必要です。明確な識別の例は、GRB160821Aの非常に強いフレア中のシンクロトロン放射であり、これは135秒のプロンプトフェーズ中に発生します。ここでは、このフレア内の放射電子の分布が最初は非常に狭いが、後で加速された電子のべき乗則の裾を発達させることを示します。したがって、GRBジェットでの粒子加速の開始を初めて特定します。フレアは、中央エンジンからの遅いエネルギー放出と一致しており、始祖のウォルフ・ライエ星の既存の環状星雲に遭遇すると、外部ショックを引き起こします。相対論的な順方向および逆方向の衝撃が発生し、同様の特性を持つ2つの異なる放出ゾーンにつながります。粒子の加速は前方衝撃でのみ発生し、高密度の星雲物質に移動します。ここで、磁化も臨界値を下回り、フェルミ加速が作動できるようになります。この事実を使用して、$420\simleq\Gamma\simleq770$のバルクローレンツ因子、および$R\sim10^{18}$cmの放出半径を見つけます。これは、周囲の周囲の希薄なガスを示しています。したがって、粒子加速の開始を観察すると、流れの特性と、衝突のない天体物理学的衝撃における粒子加速の理論に、新しい独立した制約が与えられます。
低質量X線連星における弱磁化中性子星の偏光特性
| Title |
Polarization_properties_of_weakly_magnetized_Neutron_Stars_in_Low_Mass_X-ray_Binaries |
| Authors |
Andrea_Gnarini,_Francesco_Ursini,_Giorgio_Matt,_Stefano_Bianchi,_Fiamma_Capitanio,_Massimo_Cocchi,_Ruben_Farinelli,_Wenda_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00749 |
IXPEのようなX線偏光測定ミッションは、低質量X線連星に蓄積する弱く磁化された中性子星の偏光特性を初めて測定できるようになります。この作業では、コロナ自体のさまざまな形状、つまり降着円盤の上のスラブと中性子星の周りの球殻のコロナ放射を含む、予想されるX線偏光信号のシミュレーションを示します。シミュレーションは、中性子星、円盤、コロナのさまざまな物理入力パラメータのX線偏光度と角度を計算できる完全相対論的モンテカルロコードモンクを使用して実行されます。コロナルジオメトリが異なると、X線の偏光特性が大幅に異なるため、システムのジオメトリを制約するために使用できます。
マーチソン広視野アレイによる異常なサブパルスドリフト特性を持つヌルパルサーの独立した発見
| Title |
Independent_discovery_of_a_nulling_pulsar_with_unusual_sub-pulse_drifting_properties_with_the_Murchison_Widefield_Array |
| Authors |
Samuel_J._McSweeney,_N._D._Ramesh_Bhat,_Nicholas_A._Swainston,_Keegan_R._Smith,_Sanjay_Kudale,_Paul_Hancock,_Willem_van_Straten,_Shi_Dai,_Ryan_M._Shannon,_Steven_J._Tingay,_Melanie_Johnston-Hollitt,_David_L._Kaplan,_and_Mia_Walker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00805 |
進行中の南天MWAラピッド2メートル（SMART）パルサー調査で、マーチソン広視野アレイ（MWA）によるPSRJ0027-1956の独立した発見を報告します。J0027-1956の周期は約1.306秒、分散測定値（DM）は約20.869pccm^-3、ヌル率は約77％です。このパルサーは、調査の長い滞留時間（〜80分）の利点を強調しています。これは、完全に検索すると、長いヌルを持つ同様に明るく断続的なパルサーの予想される母集団に敏感になります。MWAの140〜170MHz帯域での単一パルス分析では、モード切り替えパルサーに特徴的なドリフトレートの急激な変化と、内部のドリフトレートのゆっくりとした一貫した変化の両方を含む、複雑なサブパルスドリフト動作も明らかになります。モード。いくつかのより長いドリフトシーケンスでは、それ以外の場合はスムーズなドリフトレートの変化の中断が特定のフェーズで優先的に発生し、通常は数パルス続きます。これらの特性により、このパルサーは、カルーセルモデルなどのドリフト挙動の一般的なモデルの理想的なテストベッドになります。
SN2014Cの7年間の調整されたChandra-NuSTAR観測は、その恒星の始祖の極端な質量損失の歴史を明らかにします
| Title |
Seven_years_of_coordinated_Chandra-NuSTAR_observations_of_SN2014C_unfold_the_extreme_mass-loss_history_of_its_stellar_progenitor |
| Authors |
Daniel_Brethauer,_Raffaella_Margutti,_Danny_Milisavljevic,_Michael_F._Bietenholz,_Ryan_Chornock,_Deanne_L._Coppejans,_Fabio_De_Colle,_Aprajita_Hajela,_Giacomo_Terreran,_Felipe_Vargas,_Lindsay_DeMarchi,_Chelsea_Harris,_Wynn_V._Jacobson-Gal\'an,_Atish_Kamble,_Daniel_Patnaude,_Michael_C._Stroh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00842 |
SN\、2014Cの7年間の長距離広帯域X線観測キャンペーンの結果を\emph{Chandra}と\emph{NuSTAR}で紹介します。これらの調整された観測は、コア崩壊後の数年間の0.3-80keVのエネルギー範囲での若い銀河系外SNの進化の最初の見方を表しています。SN\、2014Cの通常のタイプIbSNから大量の水素放出を伴う相互作用SNへの分光学的変態には、$L_x\approx5.6\times10^{40}\、\rm{ergに達する発光X線が伴うことがわかります。\、s^{-1}}$（0.3--100keV）爆発後1000$日で、その後$L_x\proptot^{-1}$として減少します。広帯域X線スペクトルは熱起源であり、ピーク後の冷却の明確な証拠を示しており、$T（t）\approx20\、{\rmkeV}（t/t_{\rmpk}）^{-0.5}$。サブkeVエネルギーの軟X線は、$NH_{\rmint}（t）\approx3\times10^{22}（t/400\、\rm{days）のローカルSN環境から発生する大きな光電吸収に悩まされています。}）^{-1.4}\、\rm{cm^{-2}}$。これらの発見は、SNショックと高密度（$n\約10^{5}-10^{6}\、\rm{cm^{-3}}$）、H-との相互作用の結果として解釈されます。内側の半径が$\sim2\times10^{16}$cmで、$\sim10^{17}$cmまで伸びる豊富な円盤状の星周円盤（CSM）。減少する$NH_{\rmint}（t）$とX線光度の変化に基づいて、$\sim（1.2\、f$-2.0$\sqrt{f}）\rm{のCSM質量を推測します。M_{\odot}}$、ここで$f$はボリューム充填率です。最後に、SN\、2014Cを119個のコア崩壊SNeのコンテキストに配置し、厚い星周媒体との強い衝撃相互作用の証拠を示し、現在の質量損失理論（波動による質量損失、バイナリ相互作用を含む）の課題を強調します。観測から推測されるCSMパラメータの広い動的範囲を解釈するときに直面します。
GRB 171010A /SN2017htpおよびGRB171205A/ SN 2017iukの物語：マグネター起源？
| Title |
Tale_of_GRB_171010A/SN_2017htp_and_GRB_171205A/SN_2017iuk:_Magnetar_origin? |
| Authors |
Amit_Kumar,_Shashi_B._Pandey,_Rahul_Gupta,_Amar_Aryan,_Amit_K._Ror,_Saurabh_Sharma,_and_Nameeta_Brahme |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00950 |
4K$\times$4KCCDImagerを使用して取得したGRB171010A/SN2017htp（$z$=0.33）および低光度GRB171205A/SN2017iuk（$z$=0.037）の遅い時間の光学追跡観測を提示します3.6mDevasthal光学望遠鏡（3.6mDOT）に搭載され、これら2つの興味深いバーストの迅速な放射データ分析が行われました。スペクトル硬度、T$_{90}$、最小変動時間スケールなどの迅速な特性（明るさ以外）は、両方のバーストで同等です。GRB171205Aのプラトー相の等方性$X$線および運動エネルギーは、マグネターの最大エネルギー収支よりも小さいことがわかり、マグネターを中央エンジンの動力源としてサポートしています。ここに示されているSN2017htpとSN2017iukの新しい光学データは、公開されているものとともに、SN2017htpが最も明るいものの1つであり、SN21017iukが最も暗いGRB関連SNe（GRB-SNe）の1つであることを示しています。SN2017htp、SN2017iuk、および既知のGRB関連超高輝度超新星（SLSN2011kl）の半解析的光度曲線モデリングは、{\ttMINIM}コードを使用して実行されます。中央エンジンの動力源としてスピンダウンミリ秒マグネターを備えたモデルは、上記の3つのGRB-SNeすべてのボロメータ光度曲線をうまく再現しました。SN2017htp、SN2017iuk、およびSLSN2011klのマグネター中央エンジンは、初期スピン周期が高く、磁場が長いGRBおよびH欠損SLSNeで観測された値に近い値を示します。このような後期におけるこれらのまれなイベントの検出は、時間領域天文学の時代における縦方向の利点を考慮した、深部イメージングのための3.6mDOTの機能も示しています。
高エネルギーのソーラーディスク
高エネルギー宇宙線は太陽を「照らし」、最大5つの異なるチャネルで観測できる画像を生成します。宇宙線の影（エネルギー依存性はHAWCによって研究されています）。ガンマ線フラックス（Fermi-LATによって$E\le200$GeVで観測）。ミューオンシャドウ（ANTARESとIceCubeによって検出されます）;中性子束（宇宙にはハドロン熱量計がないため、検出されません）;そして高エネルギーニュートリノのフラックス。これらの信号は相関しているため、すでに観測されている信号を使用して、まだ検出されていない信号の不確実性を減らすことができます。ここでは、Fermi-LATとHAWCの観測を説明し、太陽円盤からの中性子とニュートリノの非常に明確なフラックスを暗示する簡単なセットアップを定義します。特に、天頂角と太陽周期の周期への依存性を含む、10GeV-10TeVでのニュートリノフラックスの適合を提供します。このフラックスは、間接的な暗黒物質探索における「ニュートリノフロア」を表しています。いくつかのベンチマークモデルでは、暗黒物質-核子断面積の電流境界が太陽信号をこのニュートリノ床の下に押しやることを示しています。
GRAVITY Wideの最初のライト：超大型望遠鏡干渉計用の大型分離フリンジトラッキング
| Title |
First_Light_for_GRAVITY_Wide:_Large_Separation_Fringe_Tracking_for_the_Very_Large_Telescope_Interferometer |
| Authors |
GRAVITY+_Collaboration:_R._Abuter,_F._Allouche,_A._Amorim,_C._Bailet,_M._Baub\"ock,_J.-P._Berger,_P._Berio,_A._Bigioli,_O._Boebion,_M.L._Bolzer,_H._Bonnet,_G._Bourdarot,_P._Bourget,_W._Brandner,_Y._Cl\'enet,_B._Courtney-Barrer,_Y._Dallilar,_R._Davies,_D._Defr\`ere,_A._Delboulb\'e,_F._Delplancke,_R._Dembet,_P.T._de_Zeeuw,_A._Drescher,_A._Eckart,_C._\'Edouard,_F._Eisenhauer,_M._Fabricius,_H._Feuchtgruber,_G._Finger,_N.M._F\"orster_Schreiber,_E._Garcia,_P._Garcia,_F._Gao,_E._Gendron,_R._Genzel,_J.P._Gil,_S._Gillessen,_T._Gomes,_F._Gont\'e,_C._Gouvret,_P._Guajardo,_S._Guieu,_M._Hartl,_X._Haubois,_F._Hau{\ss}mann,_G._Hei{\ss}el,_Th._Henning,_S._Hippler,_S._H\"onig,_M._Horrobin,_N._Hubin,_E._Jacqmart,_L._Jochum,_L._Jocou,_A._Kaufer,_P._Kervella,_H._Korhonen,_L._Kreidberg,_S._Lacour,_S._Lagarde,_et_al._(54_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00684 |
GRAVITY+は、GRAVITYと超大型望遠鏡干渉計（VLTI）のアップグレードであり、4つの8〜mユニット望遠鏡（UT）のすべてに、ワイドセパレーションフリンジトラッキング、新しい補償光学、レーザーガイド星が搭載されています。高コントラスト、ミリ秒干渉法。ここでは、GRAVITYWideと呼ばれるGRAVITY+の最初のフェーズの設計と最初の結果を示します。GRAVITYWideは、VLTIとGRAVITY機器のデュアルビーム機能を組み合わせて、科学ターゲットと参照星の間の最大分離を2秒角から8mUTで最大数10秒角まで増加させます。これは、地球の乱気流によってのみ制限されます。これにより、GRAVITYの空の範囲が2桁増加し、かすかな天体、特に銀河系外の空のミリ秒単位の解像度の観測が可能になります。2019〜2022年の最初の観測には、2つの赤方偏移$z\sim2$クエーサーの最初の赤外線干渉法、バイナリシステムHD105913Aでの干渉計イメージング、およびOrionトラペジウムクラスターでの複数の星系の繰り返し観測が含まれます。科学オブジェクトとフリンジトラッキング参照星の間のコヒーレンス損失は、地球の大気の乱れによってよく説明されていることがわかります。UTの開口部が大きいほど、空に投影された瞳孔の重なりが大きくなるため、特定の分離の可視性が高くなることを確認し、将来の計画に使用する分離の関数としての視程損失を予測します。
天文のアルカナが難解に見える人を対象とした恒星測光に関するこの教育文書は、マグニチュード、カラーインデックス、絶対マグニチュード、距離係数、減光、減衰、色過剰、K補正、およびボロメータ補正の概念を説明するように努めています。観測技術の議論と認識論の議論を含めますが、ここでの主な焦点は、観測天文量と観測ターゲットの物理的特性との間の理論的または解釈的な関係にあります。
広視野測光測光のための測光校正方法
均一で正確な測光キャリブレーションは、現在および次世代の広視野イメージング調査で重要な役割を果たします。ここでは、古典的な標準星法、「ハードウェア/観測駆動型」法（Ubercalibration、Hypercalibration、ForwardGlobalCalibration法など）、および「ソフトウェア/物理学駆動型」法（ソフトウェア/物理駆動型）を含む最新の測光校正法を確認します。例：StellarLocusRegression、StellarLocus、およびStellarColorRegressionMethods）。さらに、それらの利点、制限、およびミリマグニチュード精度キャリブレーションに向けた将来の開発について説明します。
プロトバイナリーL483のねじれた磁場
| Title |
The_Twisted_Magnetic_Field_of_the_Protobinary_L483 |
| Authors |
Erin_G._Cox,_Giles_Novak,_Sarah_Sadavoy,_Leslie_W._Looney,_Dennis_Lee,_Marc_Berthoud,_Tyler_L._Bourke,_Simon_Coud\'e,_Frankie_Encalada,_Laura_M._Fissel,_Rachel_Harrison,_Martin_Houde,_Zhi-Yun_Li,_Philip_C._Myers,_Kate_Pattle,_Fabio_P._Santos,_Ian_W._Stephens,_Hailin_Wang,_and_Sebastian_Wolf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00683 |
低質量コアL483のHバンド（1.65$\mu$m）およびSOFIAHAWC+154$\mu$m偏光観測を示します。私たちのHバンド観測は、E-W方向に圧倒的に強い磁場を示しています。これは、散乱IR光およびシングルディッシュ$^{12}$CO観測で観測される双極流出とほぼ平行です。154個の$\mu$mデータから、L483の内側5"（1000au）内の磁場の$\sim$45$^{\circ}$ねじれを推測します。これらの新しい観測値を公開されたシングルと比較します。-皿350$\mu$m偏光測定で、10,000auスケールのHバンドデータが小さいスケールの350$\mu$mデータと一致することを確認します。これは、L483の崩壊がこれらの大きいスケールで磁気的に制御されていることを示しています。-L483の解像度1.3mmALMAデータは、34auの間隔を持つ近接したバイナリスターであることを示しています。L483のバイナリの平面は、内側の1000auのねじれた磁場にほぼ平行であることが観察されます。この結果を次のように比較します。$\sim$1000auプロトステラエンベロープでは、エンベロープが1000auHAWC+フィールドにほぼ垂直であることがわかります。提示されたデータを使用して、L483が最初にワイドバイナリとして形成され、コンパニオンスターが現在の位置に移動したと推測します。角運動量の極端なシフトを引き起こし、それによってねじれた磁場mを生成します観察されたorphology。このシナリオをさらにテストするには、さらに多くの観察が必要です。
HMIリングダイアグラム分析：トラッキング、ノイズ、および解像度の影響
リングダイアグラム分析は、標準的な局所ヘリオサイミック手法です。太陽力学観測所（SDO）の日震および磁気イメージャ（HMI）からのデータは、リングダイアグラム分析に日常的に使用され、パワースペクトルに適合し、反転結果は標準のデータ製品です。このホワイトペーパーでは、リングダイアグラムの結果に対するさまざまなトラッキングレート、ノイズ、および解像度の影響を調べます。ほとんどの分析は$15^\circ$タイルを対象としていますが、さまざまなタイルサイズの影響も調べています。私たちが見つけた最大の効果は、解像度の効果です。ドップラーノイズは、タイルが信頼できる結果をもたらすことができる最も深い領域を除いて、結果にほとんど影響を与えません。トラッキングレートの変動も同様の影響を及ぼします。
Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager（RHESSI）
この論文では、RamatyHighEnergySolarSpectroscopicImager（RHESSI）のX線およびガンマ線イメージング分光機能について説明します。また、2002年から2018年までの16年間の運用におけるRHESSIの主要な科学的成果についても概説します。これらには、太陽フレア研究や、太陽物理学（偏平）、天体物理学（マグネター）、地球科学（地球ガンマ線）の他の側面への独自の貢献が含まれます。点滅）。
掃天観測施設からの2つの候補KH15Dのようなシステム
| Title |
Two_Candidate_KH_15D-like_Systems_from_the_Zwicky_Transient_Facility |
| Authors |
Wei_Zhu,_Klaus_Bernhard,_Fei_Dai,_Min_Fang,_J._J._Zanazzi,_Weicheng_Zang,_Subo_Dong,_Franz-Josef_Hambsch,_Tianjun_Gan,_Zexuan_Wu,_Michael_Poon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00813 |
KH15Dには、中央のバイナリの軌道面に対して傾斜している周連星円盤が含まれています。ディスクの歳差運動とバイナリの軌道運動が一緒になって、測光光度曲線に豊かな現象を生み出します。この作業では、掃天観測施設のKH15Dの主要な機能に類似した2つのオブジェクトの発見と予備分析を紹介します。これらの新しいオブジェクト、ベルンハルト1世とベルンハルト2世は、大振幅（$>1.5\、$mag）、長時間（数十日以上）、および定期的な調光イベントを示します。片側スクリーンモデルは、これらのオブジェクトの測光動作をモデル化するために開発されました。その物理的解釈は、内側のバイナリを覆い隠す傾斜した、ゆがんだ周連星ディスクです。オブジェクトの光度曲線の変化は、10年を超えるタイムスケールでの潜在的な歳差運動期間を示唆しています。これらの興味深いシステムの性質をよりよく理解するために、追加の測光および分光観測が推奨されます。
太陽風における磁場の間欠性：アルフベン地域から1AUまでの範囲のPSPおよびSolO観測
| Title |
Magnetic_field_intermittency_in_the_solar_wind:_PSP_and_SolO_observations_ranging_from_the_Alfven_region_out_to_1_AU |
| Authors |
Nikos_Sioulas,_Zesen_Huang,_Marco_Velli,_Rohit_Chhiber,_Manuel_E._Cuesta,_Chen_Shi,_William_H._Matthaeus,_Riddhi_Bandyopadhyay,_Loukas_Vlahos,_Trevor_A._Bowen,_Ramiz_A._Qudsi,_Stuart_D._Bale,_Christopher_J._Owen,_P._Louarn,_A._Fedorov,_Milan_Maksimovic,_Michael_L._Stevens,_Justin_Kasper,_Davin_Larson,_Roberto_Livi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00871 |
$PSP$と$SolO$のデータは、太陽風（SW）の磁場の間欠性を調査するために利用されます。小規模な間欠性$（20-100d_{i}）$は、高次のモーメントに依存する方法（$SF_q$、$SDK$）を考慮すると放射状に強化されることが観察されますが、大規模では明確な傾向は観察されません。ただし、低次のモーメントベースの方法（PVIなど）は、コヒーレント構造（CS）の大部分である$PVI\ge3$の進化を調べるのに適していると見なされます。PVIを使用して、CSが占めるデータセットの一部である$f_{PVI\ge3}$のスケール依存の進化を観察します。具体的には、SW速度に関係なく、$\ell=20d_i$の$f_{PVI\ge3}$に微妙な増加が見られます。これとは対照的に、大規模で観察されるCSの放射状の増加はより顕著です。間欠性は、プラズマパラメータに関連して調査されます。SW速度の間隔が遅いと、$f_{PVI\geq6}$が高くなり、尖度の最大値が高くなりますが、$f_{PVI\geq3}$の統計的な違いは観察されません。高度にAlfv\'enic間隔、より低いレベルの間欠性を表示します。磁場とSWの流れの間の角度に関する異方性$\Theta_{VB}$が調査されます。断続性は$\Theta_{VB}\approx0^{\circ}$で弱く、より大きな角度で強化されます。一定のアライメント角度での進化を考慮すると、SWの移流時間が長くなるにつれて間欠性の弱まりが観察されます。我々の結果は、内側太陽圏における間欠性の強化は、距離の増加に伴うプローブによってサンプリングされた比較的非常に断続的な垂直間隔の増加によって駆動されることを示しています。これは、パーカースパイラルの進化に直接関連する効果です。
M16-M17領域におけるミラ型変光星の周期変化
| Title |
Period_changes_of_Mira_variables_in_the_M16-M17_region |
| Authors |
Roberto_Nesci_(1),_Igor_Soszy\'nski_(2),_Taavi_Tuvikene_(3)_((1)_INAF/IAPS-Roma,_Roma,_Italy,_(2)_Warsaw_University_Observatory,_Warszawa,_Poland,_(3)_Tartu_Observatory,_University_of_Tartu,_T\~oravere,_Estonia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00905 |
I_CバンドのOGLEGVSデータベースを使用して、M16とM17（l=16、b=0）の中央にある空の領域で165個のAGB変数（主にMiras）の光度曲線を分析しました。コダックI-N写真乾板を使用してP.〜Maffeiによって約50年前に導出された公開された光度曲線との比較により、どの星にも有意な周期変化は見られませんでした。注目すべきことに、サンプルのいくつかの星は、平均光度を大幅に変更したように見えます。最も顕著なケースはKZSerです。IXSer、NSV10522、NSV10326の3つの星をより適切に識別できます。これらはすべて、ミラです。マフェイによって発見されたが分類されていない6つの星の光度曲線（GLSer、NSV10271、NSV10326、NSV10522、NSV10677、NSV10772）を分類し、そのうちの5つが新しいミラであり、のRCrBの性質を確認します。V391Sct。Maffeiが使用するマグニチュードスケールは、最新のI_Cのものと比較されます。
バーチャル天文台を使用してPOSSIの赤い画像で消えるオブジェクトを発見する
| Title |
Discovering_vanishing_objects_in_POSS_I_red_images_using_the_Virtual_Observatory |
| Authors |
E._Solano,_B._Villarroel,_C._Rodrigo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00907 |
この論文では、仮想天文台のアーカイブ、ツール、およびサービスを使用して、POSSIの赤い画像で消失するソースの検索について報告します。VASCOプロジェクトのフレームワークで行われる検索は、Pan-STARRSDR2（限界マグニチュードr=21.4）やGaiaEDR3（限界マグニチュードG=21）などの最近のカタログに存在しないPOSSI（赤）ソースを見つけることを目的としています。POSSIプレートでのみ表示される298165のソースが見つかりました。そのうち、288770は他のアーカイブ（主に赤外線）で5秒以内にクロスマッチがあり、189は小惑星として分類され、35は可変オブジェクトとして、3592はからのアーティファクトとして分類されました。2番目のデジタル化（Supercosmos）との比較、およびGaiaEDR3の固有運動に関する情報のない高固有運動オブジェクトとしての180。残りの未確認のトランジェント（5399）と、光学では検出されないが赤外線領域で識別される172163のソースは、仮想天文台に準拠したアーカイブから入手でき、強いM-ドワーフフレアの検索に役立ちます。赤方偏移超新星、小惑星、またはその他のカテゴリの未確認の赤いトランジェント。消滅する前にPOSS-IとPOSS-IIの両方でポイントソースは検出されず、70年間の天の川での超新星の失敗率は10億分の1未満に設定されました。
上部蠍座とへびつかい座の自由浮遊惑星候補の赤外分光法
| Title |
Infrared_Spectroscopy_of_free-floating_planet_candidates_in_Upper_Scorpius_and_Ophiuchus |
| Authors |
H._Bouy,_M._Tamura,_D._Barrado,_K._Motohara,_N._Castro_Rodr\'iguez,_N._Miret-Roig,_M._Konishi,_S._Koyama,_H._Takahashi,_N._Huelamo,_E._Bertin,_J._Olivares,_L._M._Sarro,_A._Berihuete,_J.-C._Cuillandre,_P.A.B._Galli,_Y._Yoshii,_T._Miyata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00916 |
コンテキスト：最近、上部蠍座とへびつかい座の星形成複合体で、低質量の褐色矮星と孤立した惑星の質量の物体の豊富な集団が報告されました。目的：低解像度の近赤外スペクトルを使用して、これらの孤立した惑星質量候補の17のメンバーシップ、性質、およびプロパティを調査します。方法：4つの診断を使用して若さの証拠を探すことによってメンバーシップを調査します：JとKsバンド間の連続体の傾き、HcontとTLI-g重力感受性指数、およびスペクトルを若年および野外（旧）と比較することによってMおよびL型褐色矮星規格。結果：1つを除くすべてのターゲットは、進化モデルによると、スペクトルタイプがL0〜L6で、質量が0.004〜0.013Mの範囲にある若い超クールオブジェクトとして確認されています。現時点では、最後のターゲットのステータスは不明です。結論：17のターゲットのうち、考えられる汚染物質は1つだけであり、元のサンプルの汚染レベルは6％未満でなければならないことを示唆しています。
Turbospectrumを使用した非LTE放射伝達
| Title |
Non-LTE_Radiative_Transfer_with_Turbospectrum |
| Authors |
Jeffrey_M._Gerber,_Ekaterina_Magg,_Bertrand_Plez,_Maria_Bergemann,_Ulrike_Heiter,_Terese_Olander,_and_Richard_Hoppe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00967 |
星のスペクトルの物理的に現実的なモデルは、基本的な星のパラメーターの分析から、銀河の太陽系外惑星や星の種族の研究まで、さまざまな天文学の研究で必要とされています。ここでは、広く使用されている放射伝達コードTurbospectrumの新しいバージョンを紹介します。これは、非局所熱力学的平衡（NLTE）で複数の化学元素のラインのスペクトル合成を実行する機能で更新されます。このコードは、1次元のMARCS大気モデルと、恒星表面対流の3D放射流体力学シミュレーションの平均を使用して、GaiaFGKベンチマーク星のメタリックと存在量の分析に使用します。新しいより物理的に現実的なモデルが観測データのより良い説明を提供し、H、O、Na、Mg、Si、Ca、Ti、のNLTE出発係数のグリッドを含むプログラムと関連する微物理データを公開することを示します。Mn、Fe、Co、Ni、Sr、およびBa。
正則化された$\kappa$分布を使用した内側ヘリオシースの0.11keVから344MeVのイオンスペクトルの特性について
| Title |
On_the_properties_of_0.11_keV_to_344_MeV_ion_spectra_in_the_inner_heliosheath_using_regularized_$\kappa$-distributions |
| Authors |
Klaus_Scherer,_Kostas_Dialynas,_Horst_Fichtner,_Ander_Galli,_Elias_Roussos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.01021 |
イオンエネルギースペクトルの形状は、イオンエネルギー、加速メカニズム、およびさまざまなプラズマおよび超熱イオン集団の考えられる発生源を決定する上で重要な役割を果たします。全粒子スペクトルの正確な形状の決定は、内部ヘリオシース（IHS）ダイナミクスに対処するために必要な手段を提供します。さまざまなモデリング作業とは別に、$\sim$0.11〜344MeVの拡張エネルギー範囲で測定されたイオンスペクトルへの直接フィットはこれまで実行されていません。星間境界エクスプローラー（IBEX-LoおよびIBEX-Hi）とカッシーニ/イオンおよびニュートラルカメラ（INCA）からの0.11〜55keVENA測定値の拡張セットを使用し、陽子に変換して、$\sim$28keVからVoyager2での低エネルギー荷電粒子（LECP）および宇宙線サブシステム（CRS）実験からの344MeVイオン測定、ソーラーサイクル23（SC23）の下降相およびソーラーサイクル24（SC24）の上昇相（2009-2016）粒子エネルギースペクトルの特性を研究する。0.11keVから344MeVの複合スペクトルを、巨視的な物理的特性の決定を可能にする一連の正則化された等方性$\kappa$分布関数（RKD）に適合させます。SC23の下降段階に対応する2009-2012スペクトルは、3つの異なるRKDによく適合しますが、SC24の上昇に関連する2013-2016スペクトルは、6つの異なるRKDでのみ近似できることを示します。私たちの結果は、一般に、IHS内で追加の加速を受ける衝撃加速粒子と一致しています。粒子の低エネルギー伝達集団、超熱反射集団、およびGCRによって変調される非常に高エネルギーの成分を特定します。2013〜2016年の期間は、SC23とSC24の粒子の混合に関連している可能性が高く、これは6つのRDKを使用する必要があることを反映しています。
超低温矮星の均一な検索分析。 IV。 50人の後期T型矮星からの統計調査
| Title |
A_Uniform_Retrieval_Analysis_of_Ultra-cool_Dwarfs._IV._A_Statistical_Census_from_50_Late-T_Dwarfs |
| Authors |
Joseph_A_Zalesky,_Kezman_Saboi,_Michael_R._Line,_Zhoujian_Zhang,_Adam_C_Schneider,_Michael_C_Liu,_William_M_J_Best,_Mark_S_Marley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.01199 |
褐色矮星のスペクトルは、彼らの大気中で起こる化学と物理学を探求するための鍵です。後期T矮星スペクトルは、比較的雲のない雰囲気と深い分子バンドのため、特に診断に役立ちます。これらのオブジェクトのスペクトルに適用される強力な大気検索ツールを使用すると、分子/原子の存在量、重力、および垂直方向の熱プロファイルに対する直接的な制約を取得でき、大気中で動作する化学的/物理的メカニズムの幅広い調査が可能になります。最近のボリューム制限調査の一部としての新しい観測を含む、50T矮星のサンプルの低解像度IRTFSpeX近赤外スペクトルに関する均一な検索分析を提示します。この分析は、取得された温度プロファイルと存在量（H$_2$O、CH$_4$、NH$_3$、Kおよびその後のC/Oと金属性）を持つTドワーフのサンプルを4倍以上にします。一般に、有効温度を50K以内、主要種の体積混合比を0.25dex以内、大気中の金属度[M/H]を0.2以内、C/O比を0.2以内に制限することができます。これらのオブジェクトの熱構造、化学、および重力に関する取得した制約を、自己無撞着な放射対流平衡モデルからの予測と比較し、一般に、かなりのばらつきはあるものの、太陽組成の化学的性質および隣接する恒星の熱プロファイルとの一貫性を見つけますFGK人口。2つのモデリング手法の間に顕著な不一致があり、モデリングアプローチに関連するものであれ、物理的に動機付けられているものであれ、それらの違いの潜在的なメカニズムについては、本文でさらに詳しく説明します。
シュワルツシルトブラックホールとその摂動兄弟による重力波の散乱を研究し、リングダウン信号に対する準ノーマルモードの提案されたスペクトル不安定性の影響を調査します。私たちの結果は、摂動されていないシュワルツシルトブラックホールの基本的な（つまり、最小の減衰）準ノーマルモードに起因する支配的なリングダウン信号の情報が、透過振幅（1/A_{in}表記）。これは、量子システムの共鳴がS行列の位相シフトに刻印されているという事実とほぼ同じです。基本モードの発振周波数周辺の位相シフトは、準ノーマルモードスペクトルが離れた場所での摂動バンプによって不安定化された場合でも、摂動的にのみ変更され、リングダウン信号の安定性を示します。同時に、低周波数での位相シフトは、不安定化後の準ノーマルモードスペクトルに関連するエコー信号の遅い時間の励起を実質的に反映して変調されます。
コア崩壊超新星の深い内部にある大きなニュートリノ密度は、それらの間のニュートリノのコヒーレントな前方散乱のために、ニュートリノフレーバーの進化を非線形にします。球対称性の仮定の下で、物質からのニュートリノデカップリングをモデル化し、荷電電流と中性カレントの衝突およびニュートリノ移流の存在下でのフレーバー進化の最初の非線形シミュレーションを提示します。ニュートリノが物質から完全に分離される前にフレーバー変換が起こり、すべてのニュートリノ種のフレーバー分布に動的に影響を与え、ニュートリノ分離表面の位置をシフトします。私たちの発見は、超新星の爆発メカニズム、重元素の元素合成、および観測可能なニュートリノ信号に影響を与える可能性がありますが、これらはすべてまだ評価されていません。
初期宇宙における非ゼロレプトン非対称性の兆候
スバル調査による極度に金属の少ない銀河の近赤外分光法からのヘリウム4の最近の測定は、初期宇宙の新しい謎を示しているかもしれません。この新しいヘリウム測定と原始重水素のパーセントレベルの決定を活用して、ビッグバン元素合成（BBN）時代のレプトン非対称性の兆候を評価し、核反応ネットワークにおける不確実性の役割に特に注意を払います。。宇宙マイクロ波背景放射からの情報と組み合わせたBBNデータの最先端のベイジアン分析は、2$\sigma$レベル付近にゼロ以外のレプトン非対称性が存在することを示唆しており、$\Lambda$CDMを超える宇宙論のヒントを提供します。初期宇宙で一貫して実現される大きな全レプトン非対称性の条件について議論します。
$ \ nu$SOL実験用の宇宙ベースの近太陽ニュートリノ検出器の設計
| Title |
Design_of_a_Space-based_Near-Solar_Neutrino_Detector_for_the_$\nu$SOL_Experiment |
| Authors |
N._Solomey_(1),_J._Folkerts_(1),_H._Meyer_(1),_C._Gimar_(1),_J._Novak_(1),_B._Doty_(1),_T._English_(1),_L._Buchele_(1),_A._Nelsen_(1),_R._McTaggart_(2),_M._Christl_(3)_((1)_Wichita_State_University,_(2)_South_Dakota_State_University,_(3)_NASA_Marshall_Space_Flight_Center) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00703 |
ニュートリノ検出器を太陽の近くの軌道に置くという概念は、ごく最近まで未踏でした。主な科学的見返りは、NASAの主要な目標である太陽内部の理解を大幅に高めることです。予備計算によると、このような宇宙船は、適切にシールドされていれば、ニュートリノの相互作用からデータを取得しながら、宇宙環境で動作することができます。これらの相互作用は、ダブルパルスシグネチャを使用することにより、太陽電磁放射、銀河系荷電宇宙線、およびガンマ線のランダムなバックグラウンドレートと区別できます。このプロジェクトの初期のシミュレーションでは、この拒否スキーマがバックグラウンドを排除し、ガンマ線相互作用の75％以上およびその他の相互作用のほぼ100％でニュートリノ相互作用信号を特定することに成功していることが示されています。したがって、私たちは太陽を探索して研究するための新しい機器を提案します。逆二乗スケーリングにより、この機器は、地球の軌道からアクセスできない測定を行うなど、いくつかの領域で地球ベースの実験を上回る可能性があります。
幾何学的に実現された初期暗黒エネルギー時代が原始重力波のスペクトルに及ぼす影響
この研究では、幾何学的に生成された初期の暗黒エネルギー時代が原始重力波のエネルギースペクトルに及ぼす影響を調査します。状態方程式パラメーター$w$が一定になるように選択した初期の暗黒エネルギーの時代は、物質と放射の完全な流体の存在下で適切な$f（R）$重力によって相乗的に生成されます。私たちが示すように、$f（R）$の原始重力波のエネルギースペクトルの予測信号は増幅され、さまざまな再加熱温度、特に大きな再加熱温度で検出できます。信号の振幅は、初期の暗黒エネルギー時代の期間と暗黒エネルギーの状態方程式パラメーターの値に依存し、後者の最も重要な影響は増幅に影響します。具体的には、状態方程式パラメーターがdeSitter値$w=-1$に近づくと増幅が発生します。初期の暗黒エネルギー時代の期間に関して、最大の増幅は、初期の暗黒エネルギー時代が$T=0.85\、$eVから$T=7.8\、$eVまでの温度で始まるときに発生することがわかります。さらに、初期の暗黒エネルギー時代が$T=0.29\、$eVで始まり、温度が$\DeltaT\sim1.7\、$eV上昇するまで続く、増幅が発生する同様のシナリオを研究します。
| Title |
Assessing_the_impact_of_non-Gaussian_noise_on_convolutional_neural_networks_that_search_for_continuous_gravitational_waves |
| Authors |
Takahiro_S._Yamamoto,_Andrew_L._Miller,_Magdalena_Sieniawska,_Takahiro_Tanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.00882 |
非定常狭帯域に悩まされているシミュレーションデータの$\sim1$年で、連続重力波、非対称に回転する中性子星から生じる準単色、持続信号を検索できる畳み込みニューラルネットワークを提示します。外乱、すなわち線。私たちのネットワークは、入力ひずみデータを4つのカテゴリに分類することを学習しました：（1）ガウスノイズのみ、（2）ガウスノイズに注入された天体物理信号、（3）ガウスノイズに埋め込まれた線、（4）汚染された天体物理信号ガウスノイズとラインノイズの両方によって。私たちのアルゴリズムでは、異なる周波数は独立して扱われます。したがって、私たちのネットワークは、等間隔の線のセット、つまりコームに対して堅牢であり、この作業では完全に正弦波の線を考慮するだけで済みます。私たちのニューラルネットワークは、天体物理学的信号と線を高精度で区別できることがわかりました。ラインノイズのない周波数帯域では、ネットワークの感度の深さは約$\mathcal{D}^{95\％}\simeq43.9$であり、誤警報の確率は$\sim0.5\％$です。ラインノイズの場合、ラインノイズの振幅が$h_0^\mathrmの場合、誤警報の確率を$\sim10\％$に維持し、$\mathcal{D}^\mathrm{95\％}\simeq3.62$を達成できます。{line}/\sqrt{S_\mathrm{n}（f_k）}=1.0$。メソッドの計算コストを$O（10^{19}）$浮動小数点演算と評価し、カバーされたパラメータースペース間の違いを除いて、標準の全天検索からのコストと比較します。私たちの結果は、私たちの方法が標準的な検索よりも1桁または2桁効率的であることを示しています。ニューラルネットワークは、現在の機能（GTX1080Tiの単一GPU）を使用して使用するのに約$O（10^8）$秒かかりますが、より多くの改良されたGPUを利用することで、許容レベルまで減らすことができると期待しています。
平均原子モデルは、核核、白色矮星、慣性閉じ込め核などの極端な条件下で物質を研究する上で重要なツールです。適切なコンテキストでは、平均原子モデルは、桁違いに多くの計算時間を必要とするシミュレーションと同様の精度で結果を生成できるため、財務コストと環境コストを大幅に削減できます。残念ながら、可能なモデルと近似の範囲が広く、オープンソースコードがないため、平均原子モデルにアクセスできない場合があります。この論文では、オープンソースの平均アトムコードであるatoMECを紹介します。平均原子計算のさまざまな段階とオプションを明らかにし、コミュニティの貢献を促進するためのatoMECの目的と構造について説明します。また、atoMECでのさまざまなオープンソースPythonパッケージの使用についても説明します。これにより、開発が促進されました。
電弱バリオン数生成におけるVIAソースの再開とキャンセル
| Title |
Resummation_and_cancellation_of_the_VIA_source_in_electroweak_baryogenesis |
| Authors |
Marieke_Postma,_Jorinde_van_de_Vis,_Graham_White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.01120 |
電弱バリオン数生成におけるvev挿入近似（VIA）ソースを再導出します。元の導出とは対照的に、1粒子還元不可能な自己エネルギー図のみに依存しています。グリーン関数方程式を摂動的に解き、すべてのvev挿入に対して再開します。VIAソースは、カダノフ-ベイム（KB）方程式の勾配展開における主要な寄与に対応します。摂動と再開アプローチの両方で、ボソンとフェルミ粒子の両方で消滅することがわかります。興味深いことに、ソースが存在しないのは、KB方程式の異なる項の間のキャンセルの結果であり、vev挿入近似自体の病理の結果ではありません。
宇宙の一次相遷移の重力波のエネルギー収支は、気泡壁の周りの両方の相の熱プラズマの音速に依存します。強力な2段階の電弱相転移を認める実一重項拡張標準模型で作業し、圧力と音速の高次補正を計算します。結果を音速とエネルギー収支の低次近似と比較し、重力波信号への影響を調査します。$c_s^2=1/3$からの音速の偏差は、高次の計算で$\mathcalO（5\％）$まで向上することがわかります。これにより、$c_s^2=1/3$を想定した近似値と比較して、最大$\mathcalO（50\％）$のエネルギー収支が抑制されます。この効果は、ハイブリッドおよびデトネーションソリューションで最も重要です。仮想的なダークセクターの相転移を模倣するために、複数の不活性スカラーの場合とフェルミ粒子ファミリーの数を減らした場合に議論を一般化します。フィールドコンテンツが変更されたこのセクターでは、音速が大幅に抑制され、重力波の振幅に桁違いの影響が及ぶ可能性があります。
| Title |
The_energy_budget_of_cosmological_first-order_phase_transitions_beyond_the_bag_equation_of_state |
| Authors |
Shao-Jiang_Wang,_Zi-Yan_Yuwen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.01148 |
宇宙の一次相転移（FOPT）からの確率的重力波バックグラウンド（SGWB）は、素粒子物理学の標準模型を超える新しい物理学の有望なプローブとして機能します。ほとんどの気泡壁が末端壁速度に達した後ずっと互いに衝突する場合、SGWBへの主な寄与は、放出された真空エネルギーをバルク流体運動に挿入する効率係数によって特徴付けられる音波に由来します。ただし、この効率係数を推定する以前の作業では、音速が等しいバッグモデルまたは音速が異なる$\nu$モデルのいずれかについて、対称相と壊れた相の両方で一定の音速の単純化されたケースのみを考慮していました。対称で壊れた位相。これは、粒子物理学の観点から非現実的であるだけでなく、音速プロファイルを流体運動方程式（EoM）から解く必要があるため、一貫性がありません。この論文では、単純なバッグモデルと$\nu$モデルを超えた一般的で現実的な状態方程式（EoS）について、気泡壁全体の音速変動を考慮に入れて、反復法を使用して流体EoMを一貫して解きます。。バルク流体運動の効率係数に対する普遍的な抑制効果が見つかりましたが、そのような抑制効果は強力なFOPTでは無視できる可能性があります。その場合、バルク流体運動の効率係数に関するバッグEoSからの以前の推定は次のように機能します。良い近似。
| Title |
Primordial_black_hole_formation_in_$F(R)$_bouncing_cosmology |
| Authors |
Shreya_Banerjee,_Theodoros_Papanikolaou,_Emmanuel_N._Saridakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.01150 |
原始ブラックホール（PBH）物理学の現象学、および関連するPBH存在量の制約は、初期宇宙の進化を精査するために使用できます。この作業では、$F（R）$修正重力内でのバウンスの実現に焦点を当て、対応するPBHの動作を調査します。特に、関連する理論的パラメータの関数として地平線交差時間でのエネルギー密度パワースペクトルを計算し、密度コントラストと共動の間の非線形関係を考慮して、ピーク理論のコンテキストでPBH存在量を抽出します曲率摂動、およびPBH質量の臨界崩壊則。最初にPBH質量関数を計算し、次にモデルパラメーター、つまり関連する$F（R）$パラメーター$\alphaの関数として形成時にPBH存在量$\Omega_\mathrm{PBH、f}$を抽出します。$と、バウンスから放射が支配的なエポック$H_\mathrm{RD}$への遷移時のハッブルパラメータ。興味深いことに、重要なブラックホールを生成するには、$10^{-10}<\Omega_\mathrm{PBH、f}<1$、$H_\mathrm{RD}$および$\alpha$が必要であることがわかります。おおよそ$10^{-7}M_\mathrm{Pl}\leqH_\mathrm{RD}\leq10^{-6}M_\mathrm{Pl}$、$10^{-9}M_\mathrmの範囲内にあります{Pl}\leqH_\mathrm{RD}\leq2\times10^{-9}M_\mathrm{Pl}$および$10^{-30}M^2_\mathrm{Pl}\leq\alpha\leqそれぞれ10^{-12}M^2_\mathrm{Pl}$。最後に、PBHの過剰生産に対応する除外された領域が閉じたリングを形成することを示します。
SNR1987AにおけるNS1987Aからの重力波放出の最初の制約上限
| Title |
First_Constraining_Upper_Limits_on_Gravitational_Wave_Emission_from_NS_1987A_in_SNR_1987A |
| Authors |
Benjamin_J._Owen_(1),_Lee_Lindblom_(2),_and_Luciano_Soares_Pinheiro_(1)_((1)_Texas_Tech_University,_(2)_University_of_California_at_San_Diego) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.01168 |
SN1987Aで生まれた中性子星であるNS1987Aからの連続重力波（GW）の探索について報告します。検索は75〜275Hzの周波数帯域をカバーし、初めて広範囲のスピンダウンパラメータを含み、2回目のAdvancedLIGO観測からの125Hz未満の12。8日間のデータと125Hzを超える8。7日間のデータをコヒーレントに統合しました。走る。天体物理学的信号は見つかりませんでした。GW排出量の上限を、90\％の信頼度で$2\times10^{-25}$の固有ひずみと同じくらい厳しく設定しました。大きなスピンダウンパラメータ空間により、この検索はNS1987Aからの連続GWの最初の天体物理学的に一貫したものになります。私たちの上限は、中性子星の年齢に基づくスピンダウン限界の類似物を打ち負かす最初の一貫したものであり、したがって、NS1987Aに新しい制約を課す最初のGW観測です。
