日本語で流し読むastro-ph

前日にarXivに登録された論文のアブストを機械翻訳してお届けします(毎日15時台に更新)

Thu 2 Jun 22 18:00:00 GMT -- Fri 3 Jun 22 18:00:00 GMT

最小スケールから最大スケールまでのサブハロの半分析フレームワーク

Title Semi-analytical_frameworks_for_subhalos_from_the_smallest_to_the_largest_scale
Authors Nagisa_Hiroshima,_Shin'ichiro_Ando,_Tomoaki_Ishiyama
URL https://arxiv.org/abs/2206.01358
サブハロと呼ばれる暗黒物質ハローの下部構造は、暗黒物質の性質を理解するための重要な手がかりを提供します。よく知られている分析処方である拡張Press-Schechter理論に基づいて、サブハロ質量関数の特性を説明するための有用なモデルを構築します。任意の質量スケールでの展開されていないサブハロ質量関数は、自由パラメーターを導入することなく記述可能になります。さまざまなホストハローの進化の履歴は、それらのサブハロー質量関数に直接再キャストされます。アプリケーションとして、このスキームを使用して、(i)ポアソン変動、(ii)ホスト質量散乱、および(iii)現在の宇宙の観測量に対するさまざまな潮汐進化モデルからの影響を定量化します。ポアソン変動は、$\sim{\calO}(10^{-2})$のホストに対する質量比の数カウントで支配的であり、固有の散乱は数分の1になります。その平均の周りのホスト質量散乱は、サブハロ質量関数に影響を与えません。潮汐進化のさまざまなモデルは、$\lesssim{\calO}(10^{-5})$を使用して、サブハロの数に$\sim2$の差を予測しますが、ポアソン変動は潮汐進化モデルに依存します。微妙です。このスキームは、近い将来の実験で観察される宇宙の最小規模の構造を調査するための新しいツールを提供します。

せん断測定におけるピクセル化効果の許容範囲

Title Tolerance_For_the_Pixelation_Effect_in_Shear_Measurement
Authors Zhi_Shen,_Jun_Zhang,_Hekun_Li,_Haoran_Wang,_Chengliang_Wei,_Guoliang_Li,_Xiaobo_Li,_Zhang_Ban,_Dan_Yue
URL https://arxiv.org/abs/2206.01377
宇宙望遠鏡で撮影された画像は、通常、優れた空間分解能を備えていますが、CCDピクセルサイズが有限であるため、サンプリングレートは比較的低くなります。ナイキスト限界を超えると、ピクセル化効果が銀河の形状測定の精度にどの程度影響するかが不確実になります。多くの宇宙ベースの大規模な弱いレンズ効果の調査が計画されていることを考えると、この問題を研究するのは時宜を得ています。フーリエクワッド法を使用して、サンプリング係数Qの関数としてせん断回復誤差を定量化します。つまり、さまざまなPSFと銀河について、点像分布関数(PSF)のFWHMとCCDのピクセルサイズの比率を定量化します。さまざまなサイズとノイズレベルの。$Q\lesssim2$の単一露光画像で、せん断回復のサブパーセントレベルの精度が達成可能であることを示します。結論は、PSFよりもはるかに小さい銀河、およびかなりのレベルのノイズを伴う銀河にも当てはまります。

弱いレンズ効果の調査のための完全な$w$CDMマップベースの分析に向けて

Title Towards_a_full_$w$CDM_map-based_analysis_for_weak_lensing_surveys
Authors Dominik_Z\"urcher,_Janis_Fluri,_Virginia_Ajani,_Silvan_Fischbacher,_Alexandre_Refregier,_Tomasz_Kacprzak
URL https://arxiv.org/abs/2206.01450
次世代の弱いレンズ効果の調査では、これまでにない精度でローカル宇宙の物質分布を測定します。これにより、宇宙論的パラメータの推定に高次のマスマップ統計を使用することが奨励されます。ただし、データの品質の向上は、マップベースの分析に新たな課題をもたらします。これらの要件に一致するように、arXiv:2006.12506で導入された方法論を拡張します。このパイプラインを使用して、ステージ3およびステージ4の弱いレンズ効果の調査の$w$CDMパラメーター制約の予測を提供します。さまざまな調査設定、要約統計量、およびスターレットを含むマスマップフィルターを検討します。要約統計量に対するバリオンの影響が調査され、必要なスケールカットが予測に適用されます。従来の角度パワースペクトル分析を、2つの極値カウント統計(ピークカウントと最小カウント)、およびミンコフスキー汎関数と質量マップのスターレット$\ell_1$ノルムと比較します。マップフィルターに関しては、ガウスフィルターよりもStarletが優先されます。私たちの結果はさらに、5つの断層撮影赤方偏移ビンの代わりに10の調査セットアップを使用することが有益であることを示唆しています。クロストモグラフィー情報の追加は、宇宙論、特にすべての統計の銀河固有の整列に対する制約を改善することがわかっています。パワーの制約に関しては、角度パワースペクトルとピークカウントがステージ4の調査で等しく一致し、最小カウント、ミンコフスキー汎関数、スターレット$\ell_1$ノルムがそれに続きます。さまざまな要約統計量を組み合わせると、制約が大幅に改善され、厳密なスケールカットによって失われる制約力が補償されます。最も「費用効果の高い」組み合わせは、スターレットフィルタリング後の角度パワースペクトル、ピークカウント、およびミンコフスキー汎関数であると特定します。

MeerKATを使用したHI強度マッピング:WiggleZ銀河との相互相関におけるパワースペクトル検出

Title HI_intensity_mapping_with_MeerKAT:_power_spectrum_detection_in_cross-correlation_with_WiggleZ_galaxies
Authors Steven_Cunnington,_Yichao_Li,_Mario_G._Santos,_Jingying_Wang,_Isabella_P._Carucci,_Melis_O._Irfan,_Alkistis_Pourtsidou,_Marta_Spinelli,_Laura_Wolz,_Paula_S._Soares,_Chris_Blake,_Philip_Bull,_Brandon_Engelbrecht,_Jos\'e_Fonseca,_Keith_Grainge,_Yin-Zhe_Ma
URL https://arxiv.org/abs/2206.01579
WiggleZDarkEnergySurveyから、MeerKAT電波強度マップと銀河の間の相関クラスタリングの検出を示します。相互相関パワースペクトルの$7.7\sigma$検出が見つかりました。その振幅は、HI密度の割合($\Omega_{\rmHI}$)、HIバイアス($b_{\rm)の積に比例します。HI}$)と相互相関係数($r$)。したがって、制約$\Omega_{\rmHI}b_{\rmHI}r\、{=}\、[0.86\、{\pm}\、0.10\、({\rmstat})\、{を取得します。\pm}\、0.12\、({\rmsys})]\、{\times}\、10^{-3}$、実効スケール$k_{\rmeff}\、{\sim}\、0.13\、h\、{\rmMpc}^{-1}$。強度マップは、SKA天文台(SKAO)への64ディッシュパスファインダーアレイであるMeerKAT望遠鏡を使用したパイロット調査から取得されました。データは、周波数範囲$1015-973\、{\rmMHz}$(0.400$\、{<}\、z\、{<}\、赤方偏移で$0.459)。この検出は、宇宙論のためのマルチディッシュ自己相関強度マッピング技術の最初の実用的なデモンストレーションです。これは、完全なSKAOを使用した宇宙科学のケースのロードマップにおける重要なマイルストーンを示しています。

Quijote-PNG:原始的な非ガウス性のシミュレーションと物質場のパワースペクトルバイスペクトルの情報量

Title Quijote-PNG:_Simulations_of_primordial_non-Gaussianity_and_the_information_content_of_the_matter_field_power_spectrum_and_bispectrum
Authors William_R_Coulton,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_Drew_Jamieson,_Marco_Baldi,_Gabriel_Jung,_Dionysios_Karagiannis,_Michele_Liguori,_Licia_Verde_and_Benjamin_D._Wandelt
URL https://arxiv.org/abs/2206.01619
原始的な非ガウス性(PNG)は、初期の宇宙の最も強力なプローブの1つであり、宇宙の大規模構造の測定は、この領域の理解を変える可能性があります。しかし、宇宙の進化を支配する非線形プロセスのために、後期宇宙の測定値を原始的な摂動に関連付けることは困難です。この問題に対処するために、4種類のPNGを含むN体シミュレーションの大規模なスイートをリリースします:\textsc{quijote-png}。これらのシミュレーションは、さまざまな宇宙論的パラメーターが大規模構造の観測量に与える影響を調査したシミュレーションの\textsc{quijote}スイートを補強するために設計されました。これらのシミュレーションを使用して、$z=0.0$の摂動領域を超えてパワースペクトルとバイスペクトルの測定値を拡張することにより、PNGに関する情報をどれだけ抽出できるかを調査します。これは、非線形スケールのパワースペクトルとバイスペクトル測定でアクセス可能なPNGと宇宙論的情報コンテンツの最初の共同分析です。制約力は$k_\mathrm{max}\approx0.3h/{\rmMpc}$まで大幅に向上し、統計プローブの信号対雑音比が飽和するにつれて収穫逓減が減少することがわかります。この飽和は、共分散行列へのすべての寄与を正確にモデル化することの重要性を強調しています。さらに、2つのプローブを組み合わせることは、$\Lambda$CDMパラメーターを使用して縮退を解消する強力な方法であることがわかります。

ユークリッドの準備:XX。色-赤方偏移関係調査の完全なキャリブレーションLBT観測とデータリリース

Title Euclid_preparation:_XX._The_Complete_Calibration_of_the_Color-Redshift_Relation_survey:_LBT_observations_and_data_release
Authors R._Saglia,_S._De_Nicola,_M._Fabricius,_V._Guglielmo,_J._Snigula,_R._Z\"oller,_R._Bender,_J._Heidt,_D._Masters,_D._Stern,_S._Paltani,_A._Amara,_N._Auricchio,_M._Baldi,_C._Bodendorf,_D._Bonino,_E._Branchini,_M._Brescia,_J._Brinchmann,_S._Camera,_V._Capobianco,_C._Carbone,_J._Carretero,_M._Castellano,_S._Cavuoti,_R._Cledassou,_G._Congedo,_C.J._Conselice,_L._Conversi,_Y._Copin,_L._Corcione,_F._Courbin,_M._Cropper,_A._Da_Silva,_H._Degaudenzi,_M._Douspis,_F._Dubath,_C.A.J._Duncan,_X._Dupac,_S._Dusini,_S._Farrens,_M._Frailis,_E._Franceschi,_S._Galeotta,_B._Garilli,_W._Gillard,_B._Gillis,_C._Giocoli,_A._Grazian,_F._Grupp,_S.V.H._Haugan,_H._Hoekstra,_W._Holmes,_F._Hormuth,_A._Hornstrup,_K._Jahnke,_M._K\"ummel,_S._Kermiche,_A._Kiessling,_M._Kunz,_H._Kurki-Suonio,_R._Laureijs,_S._Ligori,_P._B._Lilje,_et_al._(121_additional_authors_not_shown)
URL https://arxiv.org/abs/2206.01620
色-赤方偏移関係調査(C3R2)の完全なキャリブレーションは、銀河の色-赤方偏移関係をユークリッド深度(I_E=24.5)に経験的に較正するように設計された分光プログラムであり、ステージIVダークエネルギープロジェクトの成功の重要な要素です。弱いレンズ効果の宇宙論について。ユークリッド弱レンズ効果サンプルの銀河を可能な限り代表する分光キャリブレーションサンプルが収集されており、銀河の色空間の自己組織化マップ(SOM)表現から銀河が選択されています。ここでは、LBTでLUCI機器を使用して実行された近赤外HバンドおよびKバンド分光キャンペーンの結果を示します。合計251個の銀河について、1.3<=z<=1.7および2<=z<=2.7の範囲で信頼性の高い新しい赤方偏移を示します。新しく決定された赤方偏移は、以前は分光測定を含まなかった49個のSOMセルに配置され、追加の153個のSOMセルの占有数のほぼ2倍になります。特に、分光学的キャリブレーションが不足している赤方偏移範囲1.7<=z<=2.7で欠落しているセルをキャリブレーションするには、最終的な光学地上ベースの観測作業が必要です。最終的に、Euclid自体が、キャリブレーションを完了することができるテルリックフリーのNIRスペクトルを提供します。

Quijote-PNG非線形暗黒物質密度場における原始非ガウス性の準最尤推定

Title Quijote-PNG:_Quasi-maximum_likelihood_estimation_of_Primordial_Non-Gaussianity_in_the_non-linear_dark_matter_density_field
Authors Gabriel_Jung,_Dionysios_Karagiannis,_Michele_Liguori,_Marco_Baldi,_William_R_Coulton,_Drew_Jamieson,_Licia_Verde,_Francisco_Villaescusa-Navarro_and_Benjamin_D._Wandelt
URL https://arxiv.org/abs/2206.01624
将来の大規模構造の調査は、原始的な非ガウス性(PNG)の現在の限界を超えて改善され、初期の宇宙物理学の理解に大きな影響を与えることが期待されています。ただし、このような改善のレベルは、遅い時間の非線形性が小規模でPNG信号を消去する程度に強く依存します。この作業では、PNG振幅($f_{\rmNL}$)との共同推定のための新しいシミュレーションベースの方法論を実装することにより、非線形暗黒物質密度フィールドのバイスペクトルにどれだけの原始情報が残っているかを示します。標準の$\Lambda$CDMパラメーター。推定器は、最適に圧縮された統計に基づいています。これは、特定の入力密度フィールドに対して、パワースペクトルとモーダルバイスペクトル測定値を組み合わせ、それらの共分散と宇宙論的パラメーターの変化に対する応答を数値的に評価します。さまざまなタイプのPNG(ローカル、正三角形、直交)を含むN体シミュレーションの大規模なスイート(QUIJOTE-PNG)を使用して、推定量をトレーニングおよび検証します。入力実現の総数の変化に関して、推定量の偏り、最適性、および安定性を明示的にテストします。暗黒物質のパワースペクトル自体にはごくわずかなPNG情報が含まれていますが、予想どおり、補助的な統計として含めると、バイスペクトルから抽出されたPNG情報の内容が2ドル程度増加します。その結果、摂動領域を超えて、最大$k_{\rmmax}=0.5〜h\、{\rmMpc}^{-1までの非線形スケールでPNG情報を最適に抽出するアプローチの能力を証明します。}$、$\Deltaf_{\rmNL}^{\rmlocal}\sim16$、$\Deltaf_{\rmNL}^{\rmequil}\の周辺化された$1$-$\sigma$境界を取得sim77$および$\Deltaf_{\rmNL}^{\rmオルソ}\sim40$、$1〜(\mathrm{Gpc}/h)^3$、$z=1$。同時に、これらのスケールに含まれる宇宙論的パラメーターに関する重要な情報についても説明します。

異方性宇宙複屈折とCMB偏光の間の相互相関に対するプランクの制約

Title Planck_constraints_on_cross-correlations_between_anisotropic_cosmic_birefringence_and_CMB_polarization
Authors Marco_Bortolami,_Matteo_Billi,_Alessandro_Gruppuso,_Paolo_Natoli_and_Luca_Pagano
URL https://arxiv.org/abs/2206.01635
宇宙複屈折(CB)は、マクスウェル電磁気学のパリティ違反の拡張によって引き起こされる、伝播中の光子の直線偏光方向の真空内回転です。PlanckLegacyおよびNPIPE製品を使用して低解像度のCB角度マップを作成し、CBとCMB分極場。また、更新されたCB自己相関スペクトル$C_L^{\alpha\alpha}$と、CMB温度フィールドとの相互相関$C_L^{\alphaT}$も提供します。スケール不変の振幅$A^{\alphaX}\equivL(L+1)C_L^{\alphaX}/2\pi$を定義することにより、制約を報告します。ここで、$X=\alpha、T、E、B$、CBの証拠は見つかりませんでした。特に、68%C.L.で$A^{\alphaE}=(-7.8\pm5.6)$nKdegおよび$A^{\alphaB}=(0.3\pm4.0)$nKdegが見つかります。

銀河場のマークされたパワースペクトル宇宙論的情報

Title Cosmological_Information_in_the_Marked_Power_Spectrum_of_the_Galaxy_Field
Authors Elena_Massara,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_ChangHoon_Hahn,_Muntazir_M._Abidi,_Michael_Eickenberg,_Shirley_Ho,_Pablo_Lemos,_Azadeh_Moradinezhad_Dizgah,_Bruno_R\'egaldo-Saint_Blancard
URL https://arxiv.org/abs/2206.01709
マークされたパワースペクトルは、各位置をそのポイントの周囲の局所密度に依存する関数で重み付けすることによって取得された、マークされたフィールドの2点統計です。低密度領域を強調する赤方偏移空間の銀河フィールドのマークされたパワースペクトルを検討し、フィッシャー行列分析を実行して、Quijoteシミュレーションに基づいて構築されたMolinoモックカタログを使用してこのタイプの統計の情報コンテンツを評価します。銀河フィールドをアップウェイトする4つの異なる方法を特定し、各統計の単極子と四重極を考慮して、マークされたパワースペクトルに含まれるフィッシャー情報を標準の銀河パワースペクトルの1つと比較します。私たちの結果は、4つのマークされたパワースペクトルのそれぞれが、宇宙論的パラメーター$\Omega_{\rmm}$、$\Omega_{\rmb}$、$h$、$n_s$、$M_\nu$は$15-25\%$で、$\sigma_8$は2倍です。標準と4つのマークされたパワースペクトルを組み合わせて実行した同じ分析は、等しいパワースペクトル制約と比較して大幅な改善を示しています。$\sigma_8$の場合は6倍、その他のパラメーターの場合は$2.5-3$になります。Molinoカタログの銀河数密度は、将来の銀河調査の銀河数密度よりもはるかに低いため、私たちの制約は控えめなものになる可能性があります。これにより、大規模構造の低密度領域を調査できるようになります。

ダストリングを確立し、その中に惑星を形成する

Title Establishing_Dust_Rings_and_Forming_Planets_Within_Them
Authors Eve_J._Lee,_J._R._Fuentes,_and_Philip_F._Hopkins
URL https://arxiv.org/abs/2206.01219
原始惑星系円盤の電波画像は、塵の粒子がそれら自身をリングに組織化する傾向があることを示しています。これらのリングは、ガス圧の最大値内にダストが閉じ込められた結果である可能性があり、局所的な高いダスト対ガス比が微惑星、そして最終的には惑星の形成を引き起こすと予想されます。2次元のせん断ボックスシミュレーションで、規定のガウス強制と惑星によって強制されるガス圧力摂動付近のダストの挙動を再検討します。ガウスのようなガス摂動を通過するとき、ダスト粒子はガス圧力バンプの正式な中心ではなく、少なくとも1〜2のガススケールの高さで凝集すると予想されることを分析的および数値的に示します。ガスと粒子の間の相対速度、抗力によって引き起こされる不安定性はアクティブなままである可​​能性があります。時間の経過とともに、ダストフィードバックはガス圧力プロファイルを複雑にし、複数の極大値を作成します。これらのダストリングは、ストークスパラメータ$\tau_s\lesssim0.05$の粒子がいくつかのドリフトタイムスケール内でリングから移流される惑星によって強制された場合を除いて、長寿命です。ALMAディスクの特性に合わせてスケーリングすると、ペブル集積を引き起こすのに十分な大きさのダストの塊がシミュレートされたダストリングで核形成された場合、そのような塊はダストリング全体を$\sim$1Myr以内で十分に摂取することがわかります。ダストリングの存続を確実にするために、私たちは非惑星起源と典型的な粒子サイズ$\tau_s<0.05$を好みます。惑星駆動のリングはまだ可能かもしれませんが、そうであれば、古いシステムではダストリングの軌道距離が大きくなると予想されます。

TOI-1259Bの分光法-膨張した暖かい土星の汚染されていない白色矮星の仲間

Title Spectroscopy_of_TOI-1259B_--_an_unpolluted_white_dwarf_companion_to_an_inflated_warm_Saturn
Authors Evan_Fitzmaurice,_David_V._Martin,_Romy_Rodriguez_Martinez,_Patrick_Vallely,_Alexander_P._Stephan,_Kiersten_M._Boley,_Rick_Pogge,_Kareem_El-Badry,_Vedad_Kunovac_and_Amaury_H._M._J._Triaud
URL https://arxiv.org/abs/2206.01259
TOI-1259は、主系列星を周回する通過する太陽系外惑星と、結合した白色矮星の伴星で構成されています。このアーキテクチャを備えたシステムは12未満しか知られていません。大双眼望遠鏡(LBT)を使用して、白色矮星TOI-1259Bの追跡分光法を実施します。強い水素線のみが観測され、TOI-1259BはDA白色矮星になっています。白色矮星の周りの惑星物質の証拠であったであろう重元素汚染の証拠は見られません。このような汚染は白色矮星の約25〜50%で見られますが、既知の惑星を含むTOI-1259のようなシステムでこの率が高いか低いかは不明です。私たちの分光法は、4.05(+1.00-0.42)Gyrsの改善された白色矮星の年齢測定を可能にします。これは、主系列星のジャイロクロノロジーと一致します。これは、これらの年代測定法を較正し、バイナリ内の惑星に関する新しい視点を提供することを可能にする、同様のバイナリの拡張サンプルの最初のものです。

天体物理学的環境におけるダスト形成:速度論の重要性

Title Dust_Formation_in_Astrophysical_Environments:_The_Importance_of_Kinetics
Authors A.G.G.M._Tielens
URL https://arxiv.org/abs/2206.01548
隕石から分離された星屑の天文観測と分析により、さまざまなアモルファス材料や結晶性化合物(ケイ酸塩と炭素)を含む、非常に多様な星間および星間粒子のインベントリが明らかになりました。この多様性は、密度、温度、元素組成などの独自の物理的特性を備えた星間物質に固体を注入するさまざまな恒星源を反映しており、これらの化合物の形成における熱力学ではなく動力学の重要性を強調しています。陸域での煤の形成に関する広範な文献に基づいて、Cが豊富な恒星の噴出物における炭素ダストの形成に関する詳細な速度論的経路が特定されています。これらは、これらの環境の天文モデルに組み込まれています。近年、酸化物とケイ酸塩の核形成における化学的経路が多くの天文学研究の焦点となっています。スターダスト形成のこれらの側面が見直され、惑星大気におけるダスト形成のレッスンは、これらの環境におけるダストの特性と構造に対する動力学の影響に重点を置いて描かれます。

尾根から多様体へ:天の川銀河ディスクの移動グループの3D特性評価

Title From_ridges_to_manifolds:_3D_characterization_of_the_moving_groups_in_the_Milky_Way_disc
Authors Marcel_Bernet,_Pau_Ramos,_Teresa_Antoja,_Benoit_Famaey,_Giacomo_Monari,_Hussein_Al_Kazwini,_Merc\`e_Romero-G\'omez
URL https://arxiv.org/abs/2206.01216
ソーラーネイバーフッドの恒星速度分布は、運動学的下部構造を示しています。これは、天の川のバーとスパイラルアーム、および以前の降着イベントの特徴である可能性があります。これらの運動学的下部構造(移動グループ)は、6D位相空間の連続多様体と考えることができ、$V_{\phi}-R$の尾根と、$V_\phi-V_R$平面のアーチが発見されました。これらの多様体の投影として、ガイアミッションで。GaiaEDR36Dデータの下部構造のブラインド検索を実行する方法を開発して適用し、多様体のサンプリングを取得します。この方法は、少量の天の川ディスクでウェーブレット変換を実行し、グラフ理論の幅優先探索アルゴリズムに基づく方法を使用して、これらのローカルソリューションをグローバルソリューションにグループ化することで構成されます。速度分布の複雑な骨格を明らかにし、ディスクの広い領域(半径、方位角、および垂直方向に$6$kpc、$60$deg、および$2$kpc)で9つの主要な移動グループをサンプリングします。半径方向では、グループは、共鳴の一次効果から素朴に期待される一定の角運動量の線から逸脱します。Acturus、Bobylev、およびHerculesの方位角速度は非軸対称です。ヘラクレスの場合、$R=8$kpcで$-0.50$km/s/degの方位角勾配を測定します。かみのけ座の方位角速度の垂直方向の非対称性を検出します。これは、バーの共振では予期されないことであり、不完全な垂直方向の位相混合の以前の仮説をサポートします。棒渦巻銀河のシミュレーションに同じ方法を適用すると、外側のリンブラッドと1:1の共鳴に対応する下部構造を抽出し、データと一致するパターンを観察します。このデータ駆動型の特性評価により、モデルとの定量的な比較が可能になり、天の川のダイナミクスを理解するための重要なツールが提供されます。(要約)

暗闇の中でのレンズ効果:$ z \ gtrsim 6 $での22のチャンドラソースのベイズ分析は、レンズ効果の証拠を示していません

Title Lensing_in_the_Darkness:_A_Bayesian_Analysis_of_22_Chandra_Sources_at_$z_\gtrsim_6$_Shows_No_Evidence_of_Lensing
Authors Fabio_Pacucci,_Adi_Foord,_Lucia_Gordon,_Abraham_Loeb
URL https://arxiv.org/abs/2206.01217
これまでに$z>6$で200ドル以上のクエーサーが検出されており、強い重力レンズの明らかな兆候を示しているのは1つだけです。いくつかの研究は、レンズ付きの高$z$クエーサーの個体群の欠落を要求していますが、それらの存在はまだ疑わしいです。レンズ化されている高$z$クエーサーの大部分は、固有のクエーサー光度関数(QLF)の形状に大きな影響を及ぼします。ここでは、ベイズ分析を使用して、コードBAYMAXを使用して$z\gtrsim6$でレンズ付きX線検出クエーサーの最初の体系的な検索を実行し、目視検査から逃れる可能性のある複数の画像の形態学的証拠を探します。チャンドラX線天文台によって画像化された$z>5.8$の22個のクエーサーのサンプルを分析したところ、統計的に有意な複数の画像を持つクエーサーは見つかりませんでした。フォトンカウントが$>20$の8つのソースのサブサンプルでは、​​分離が$r>1''$でカウント比が$f>0.4$であるか、分離が$0である複数の画像を除外します。''7$$95\%$信頼水準で$f>0.7$。この非検出を、レンズの割合が高い場合と低い場合を示唆する理論モデルからの予測と比較して、QLFの明るい端の傾き$\beta$に上限を設定しました。8つのソースを持つサブサンプルのみを使用して、高レンズモデルで制限$\beta<3.38$を取得します。22のソースの完全なサンプルに複数のソースが存在しないと仮定すると、高レンズモデルと低レンズモデルでそれぞれ$\beta<2.89$と$\beta<3.53$が得られます。これらの制約は、以前に文献で提案された急勾配のQLF形状を強く嫌います。

CLASSY II:COS Legacy ArchiveSpectroscopicSurveYの技術概要

Title CLASSY_II:_A_technical_Overview_of_the_COS_Legacy_Archive_Spectroscopic_SurveY
Authors Bethan_L._James,_Danielle_A._Berg,_Teagan_King,_David_J._Sahnow,_Matilde_Mingozzi,_John_Chisholm,_Timothy_Heckman,_Crystal_L._Martin,_Dan_P._Stark,_The_Classy_Team:_Alessandra_Aloisi,_Ricardo_O._Amor\'in,_Karla_Z._Arellano-C\'ordova,_Matthew_Bayliss,_Rongmon_Bordoloi,_Jarle_Brinchmann,_St\'ephane_Charlot,_Jacopo_Chevallard,_Ilyse_Clark,_Dawn_K._Erb,_Anna_Feltre,_Matthew_Hayes,_Alaina_Henry,_Svea_Hernandez,_Anne_Jaskot,_Tucker_Jones,_Lisa_J._Kewley,_Nimisha_Kumari,_Claus_Leitherer,_Mario_Llerena,_Michael_Maseda,_Themiya_Nanayakkara,_Masami_Ouchi,_Adele_Plat,_Richard_W._Pogge,_Swara_Ravindranath,_Jane_R._Rigby,_Ryan_Sanders,_Claudia_Scarlata,_Peter_Senchyna,_Evan_D._Skillman,_Charles_C._Steidel,_Allison_L._Strom,_Yuma_Sugahara,_Stephen_M._Wilkins,_Aida_Wofford,_Xinfeng_Xu
URL https://arxiv.org/abs/2206.01224
COSLegacyArchiveSpectroscopicSurveY(CLASSY)は、high-z(z>6)で見られるものと同様の特性をカバーするように選択された45個の近くの星形成銀河のスペクトルアトラスをコミュニティに提供するように設計されています。CLASSYの主要な高レベルの科学製品は、HSTの宇宙起源分光器(COS)で取得されたアーカイブと新しいデータの組み合わせから得られた、約1000〜2000Aの範囲の正確に同時付加されたUVスペクトルです。このホワイトペーパーでは、このプライムデータ製品を作成するための多段階の技術プロセスと、遠紫外線(FUV)および近紫外線(NUV)スペクトルの抽出、削減、整列、および同時追加に関連する方法論について詳しく説明します。COSがポイントソース用に最適化されているにもかかわらず、拡張ソースのCOS観測をうまく利用する方法に関するガイドラインと、一般的なUVスペクトルの同時追加に関するベストプラクティスの推奨事項を提供します。さらに、CLASSYデータの科学的応用における削減および追加手法の効果についても説明します。特に、フラックスキャリブレーションオフセットを正確に考慮すると、星の種族の派生プロパティに影響を与える可能性がありますが、CIII]星雲放射を介して銀河の金属量を正しく診断するには、拡張ソースのNUVスペクトルのカスタマイズされた抽出が不可欠です。個々のデータセット間で最大25%のスペクトル分解能の変化(COS線像分布関数の変化による)にもかかわらず、最終的な結合で測定した場合、孤立した吸収線の速度幅と流出速度の違いに悪影響は観察されませんでしたS/N<20の信号対雑音比に一部起因するデータ製品。

標準的な光学診断図全体でのAGN銀河のホスト特性と環境の関係について

Title On_the_relation_of_host_properties_and_environment_of_AGN_galaxies_across_the_standard_optical_diagnostic_diagram
Authors Noelia_Perez_and_Georgina_Coldwell
URL https://arxiv.org/abs/2206.01226
SDSS-DR12から取得した活動銀河核(AGN)銀河のホスト特性と環境を、$\text{[OIII]}/\text{H}\beta$と$\text{[NII]}/\text{H}\alpha$診断図。Kauffmannetal。に基づいて、BPT図の星形成軌跡に平行および垂直として定義されたAGNサブサンプルを選択します。およびSchawinskietal。基準。並列サブサンプルの場合、AGNホストのプロパティは、星形成シーケンスから離れるにつれて形態学的進化を示すことがわかります。局所密度環境は、主に複合銀河と渦巻銀河によって形成されたサブサンプルの形態と密度の関係が、AGN放射が主要な発生源であるLINERとセイファートを含む銀河よりも明白です。また、すべてのサブサンプルのAGNホストのプロパティには顕著な変動がありますが、環境に大きな違いがないことを観察している5つの最も近いAGNネイバーのプロパティを分析します。垂直サブサンプルに属するAGNは、図の左上から右下にかけて、ホストプロパティに明らかな違いを示しています。ただし、局所密度環境の分析は、ホストAGNプロパティとの強い依存関係を反映していません。この結果は、AGNに隣接する銀河の特性によって補強されています。これらの発見は、混合AGN/星形成銀河が、非活動銀河の環境的特徴により類似した環境的特徴を示すことを示唆しています。しかし、より進化した銀河の中心にあるAGNが主要な発生源になるにつれて、環境は、ガスの含有量が増え、合併率が高くなる可能性がある中央のブラックホール供給に適した条件を提供する傾向があります。

宇宙論的時間にわたる超大質量ブラックホール暗黒物質ハローの間の質量関係の進化

Title Evolution_of_the_mass_relation_between_supermassive_black_holes_and_dark_matter_halos_across_the_cosmic_time
Authors Aryan_Bansal,_Kiyotomo_Ichiki,_Hiroyuki_Tashiro,_Yoshiki_Matsuoka
URL https://arxiv.org/abs/2206.01443
正の観測的証拠は、ほとんどの銀河が$10^6M_\odot$$-$$10^{10}M_\odot$の範囲の質量を持つ中央の超大質量ブラックホール(SMBH)を含んでいることを示唆していますが、説得力のあるまたは決定的な理論はこれらがどのように説明されていませんブラックホールが形成されます。SMBHの質量は、$z=6$であっても、暗黒物質ハローの質量に比例することが示唆されています。これは、これらのSMBHがホストの暗黒物質ハローと共進化する可能性があることを意味します。この作業では、拡張されたPress-Schechter形式を使用してハローマージツリーを構築することにより、階層構造形成におけるSMBHの質量進化を調査します。初期条件として、暗黒物質ハロー質量とのさまざまなべき乗則関係に従う質量を持つSMBHが割り当てられます。すべてのブラックホールの質量成長が合併によるものであると仮定すると、現在の時代におけるSMBHと暗黒物質ハロー質量との関係が得られます。$z=0$でのSMBHの質量が、現在観測されているSMBHとダークマターハローの質量の関係よりも大きくならないように要求することで、SMBHを含むことができるダークマターハローの質量の下限を課すことができます。$z=6$as$M_{\rmlim}>3.6\times10^{10}M_\odot\times(1.4-n)^{2.3}$、ここで$n$はSMBH-$z=6$でのダークマターハローの質量関係。SMBHの質量進化についてのみ合併を検討しているため、このモデルは単純化されており、現在の時代の暗黒物質ハローの質量と比較してSMBHの質量を過小評価する必要があります。したがって、SMBHとホスト暗黒物質ハロー質量の間の初期べき乗則関係に対する私たちの制約は保守的であると見なされるべきです。

ろ座銀河団における核星団とそのホスト銀河の測光特性

Title Photometric_properties_of_nuclear_star_clusters_and_their_host_galaxies_in_the_Fornax_cluster
Authors Alan_H._Su,_Heikki_Salo,_Joachim_Janz,_Aku_Venhola,_Reynier_F._Peletier
URL https://arxiv.org/abs/2206.01490
核星団(NSC)とそのホスト銀河の間、および有核銀河と非有核銀河の構造特性の間の関係を調査します。また、ろ座メインクラスターとろ座Aグループの銀河の核形成に対する環境の影響についても取り上げます。構造分解モデルとノンパラメトリック指数が利用できる557個のろ座銀河($10^{5.5}M_{\odot}<M_{\rm*、galaxy}<10^{11.5}M_{\odot}$)を選択します。銀河の核形成は、目視検査とモデル選択統計、ベイズ情報量基準(BIC)の組み合わせに基づいて決定されます。また、核生成ラベルを決定するための教師なし方法としてBICをテストします。$M_{\rm*、galaxy}\approx10^{8.5}M_{\odot}$よりも多かれ少なかれ質量のある銀河に存在する原子核の特性に二分法が見られます。具体的には、原子核はホスト銀河よりも青くなりがちで、$M_{\rmの場合、$M_{\rm*、nuc}\propto{M_{\rm*、galaxy}}^{0.5}$のスケーリング関係に従います。*、galaxy}<10^{8.5}M_{\odot}$。$M_{\rm*、galaxy}>10^{8.5}M_{\odot}$の銀河では、原子核がホストに比べて赤く、$M_{\rm*、nuc}\proptoM_{\に従うことがわかります。rm*、galaxy}$。初期型の銀河を比較すると、有核銀河はグローバル($g'-r'$)の色でより赤くなる傾向があり、それら自身の内部領域($\Delta(g'-r')$)に比べて周辺がより赤くなることがわかります。、非対称性が少なく($A$)、与えられた恒星の質量での非核の対応物よりも、最も明るい2次光モーメント($M_{20}$)での散乱が少なくなります。さらに、核形成の割合は、通常、ろ座Aグループよりもろ座のメインクラスターの方が高く、核形成の割合は、それぞれの環境の中心に向かって最も高いことがわかります。また、BICは97\%の精度まで核形成のラベルを回復できることもわかりました。(要約)

ドラドとそのメンバーの銀河。 III。 UVITからのFUVイメージングによる星形成のマッピング

Title Dorado_and_its_member_galaxies._III._Mapping_star_formation_with_FUV_imaging_from_UVIT
Authors R._Rampazzo,_P._Mazzei,_A._Marino,_L._Bianchi,_J._Postma,_R._Ragusa,_M._Spavone,_E._Iodice,_S._Ciroi,_E.V._Held
URL https://arxiv.org/abs/2206.01578
活発に進化しているドラドグループの銀河でSFを調査しており、ETGとLTGの両方での光学的および無線観測によって相互作用とマージイベントの兆候が明らかになっています。約10Myrsのタイムスケールを調査した以前のHa+[NII]の調査では、SFがETGでまだ進行中であることが示唆されました。この作業では、遠紫外線(FUV)イメージングを使用して、最近のSFを約100Myrsの時間スケールでマッピングします。アストロサットに搭載された紫外線望遠鏡UVITを使用して、以前にHa+[NII]で観測されたドラドバックボーン銀河を遠紫外線フィルターFUV.CaF2(1300-1800A)で画像化しました。サンプルには、NGC1536、NGC1546、NGC1549、[CMI2001]4136-01、NGC1553、IC2058、PGC75125、NGC1566、NGC1596、およびNGC1602が含まれます。FUV.CaF2の放出はすべての銀河で明らかになり、リング内の若い星の種族を追跡し、潮汐の歪みを示しています。光度プロファイルをフィッティングすることによって得られるセルシック指数は常にn<3であり、FUV.CaF2放出がETGのディスクから発生していることを示唆しています。SFRの範囲は[CMI2001]4136-01の0.004+-0.001M_solyr^{-1}からNGC1566の2.455+-0.027M_solyr^{-1}です。最近のSFのほとんどは、ほとんどのLTGが配置されているDoradoグループ。これらの銀河の場合、SFR_Ha/SFR_FUV.CaF2の比率は、エッジオンIC2058を除いて、1に近く、ローカルボリュームサンプルについて以前に報告された関係と同様です。ただし、ETGの場合、SFR_HaはSFR_FUVの約15倍です。ドラドのETGは、LTGに関してSFR_FUV、SFR_Ha空間に個別の軌跡を定義します。これは、関係ログ(SFR_FUV.CaF2)=0.70xlog(SFR_{Ha})-1.26.FUVのディスク構造でよく表されます。すべてのETGで発見されたCaF2放出集団は、散逸プロセスとウェットマージイベントを意味します。HaフラックスとFUVフラックスに由来するSFR間の体系的な不一致は、ETGの若返りエピソードが約100Myrsのタイムスケールで一定のSFを維持できないことを示唆しています。

マグネター形成の新しいシナリオ:フォールバックによってスピンアップした原始中性子星のテイラー-スプルートダイナモ

Title A_new_scenario_for_magnetar_formation:_Tayler-Spruit_dynamo_in_a_proto-neutron_star_spun_up_by_fallback
Authors P._Barr\`ere,_J._Guilet,_A._Reboul-Salze,_R._Raynaud,_H.-T._Janka
URL https://arxiv.org/abs/2206.01269
マグネターは、宇宙で知られている最も強い磁場を特徴とする孤立した若い中性子星です。それらの磁場の起源はまだ挑戦的な問題です。ダイナモ作用によるその場磁場増幅は、高速回転する前駆細胞に超強力な磁場を生成するための有望なプロセスです。しかし、速いコア回転を抱える始祖の割合がマグネター集団全体を説明するのに十分であるかどうかは不明です。この点に対処するために、我々は、マグネター形成の新しいシナリオを提案します。このシナリオでは、低速で回転するプロト中性子星が超新星のフォールバックによってスピンアップされます。他のダイナモプロセスが嫌われる一方で、これがテイラー-スプルートダイナモの開発を引き起こす可能性があると私たちは主張します。このダイナモで行われた以前の研究とフォールバックを特徴付けるシミュレーションを使用して、プロト中性子星の回転と磁場の連成進化をモデル化する方程式を導き出します。異なるフォールバック質量に対するそれらの時間積分は、増幅タイムスケールおよび磁場の飽和値の分析的推定とうまく比較されます。磁場はコアバウンス後$20$から$40$s以内に増幅され、ラジアル磁場は強度$10^{14}-10^{15}$Gで飽和するため、マグネターの全範囲に及ぶことがわかります。双極子磁場。また、フォールバック質量$\gtrsim4\times10^{に対応する、自転周期$\lesssim8$msおよび$\lesssim28$msまで回転する中性子星に対してマグネターのような磁場を生成できることを示す2つの提案された飽和メカニズムの予測を比較します。-2}{\rmM}_{\odot}$および$\gtrsim10^{-2}{\rmM}_{\odot}$。したがって、我々の結果は、マグネターが、最近の超新星シミュレーションと互換性があり、原始中性子星のもっともらしい初期自転周期につながるフォールバック質量の低速回転前駆体から形成できることを示唆している。

自転周期76秒の超長放射型中性子星の発見

Title Discovery_of_a_radio_emitting_neutron_star_with_an_ultra-long_spin_period_of_76_seconds
Authors Manisha_Caleb,_Ian_Heywood,_Kaustubh_Rajwade,_Mateusz_Malenta,_Benjamin_Stappers,_Ewan_Barr,_Weiwei_Chen,_Vincent_Morello,_Sotiris_Sanidas,_Jakob_van_den_Eijnden,_Michael_Kramer,_David_Buckley,_Jaco_Brink,_Sara_Elisa_Motta,_Patrick_Woudt,_Patrick_Weltevrede,_Fabian_Jankowski,_Mayuresh_Surnis,_Sarah_Buchner,_Mechiel_Christiaan_Bezuidenhout,_Laura_Nicole_Driessen_and_Rob_Fender
URL https://arxiv.org/abs/2206.01346
放射性中性子星の集団は、ミリ秒から数十秒の範囲のスピン周期を持つ物体を含みます。彼らが年をとり、よりゆっくりと回転するにつれて、彼らの電波放射は止まると予想されます。既知のスピンおよび磁気崩壊を動力源とする中性子星とは異なるスピン特性を備えた、超長周期の放射性中性子星J0901-4046の発見を紹介します。75.88秒のスピン周期、5.3Myrの特徴的な年齢、および狭いパルスデューティサイクルでは、電波放射がどのように生成されるかは不確実であり、これらのシステムがどのように進化するかについての現在の理解に挑戦します。電波放射には、準周期性や部分的なヌルなど、放射メカニズムに重要な手がかりを提供する独自のスペクトル時間特性があります。同様のソースを検出することは、観察上困難です。これは、検出されない母集団が多いことを意味します。私たちの発見は、超長周期中性子星の存在を確立し、高度に磁化された中性子星、超長周期マグネター、および高速電波バーストの進化との関連の可能性を示唆しています。

スーパーカミオカンデIVで超新星バーストを検索

Title Search_for_supernova_bursts_in_Super-Kamiokande_IV
Authors The_Super-Kamiokande_collaboration:_M._Mori,_K._Abe,_Y._Hayato,_K._Hiraide,_K._Ieki,_M._Ikeda,_S.Imaizumi,_J._Kameda,_Y._Kanemura,_R._Kaneshima,_Y._Kashiwagi,_Y._Kataoka,_S._Miki,_S._Mine,_M._Miura,_S._Moriyama,_Y._Nagao,_M._Nakahata,_Y._Nakano,_S._Nakayama,_Y._Noguchi,_T._Okada,_K._Okamoto,_A._Orii,_K._Sato,_H._Sekiya,_H._Shiba,_K._Shimizu,_M._Shiozawa,_Y._Sonoda,_Y._Suzuki,_A._Takeda,_Y._Takemoto,_A._Takenaka,_H._Tanaka,_T._Tomiya,_S._Watanabe,_T._Yano,_S._Yoshida,_S._Han,_T._Kajita,_K._Okumura,_T._Tashiro,_X._Wang,_J._Xia,_G._D._Megias,_D._Bravo-Berguno,_P._Fernandez,_L._Labarga,_N._Ospina,_B._Zaldivar,_S._Zsoldos,_B._W._Pointon,_F._d._M._Blaszczyk,_E._Kearns,_J._L._Raaf,_J._L._Stone,_L._Wan,_T._Wester,_J._Bian,_N._J._Griskevich,_W._R._Kropp,_S._Locke,_M._B._Smy,_H._W._Sobel,_V._Takhistov,_et_al._(180_additional_authors_not_shown)
URL https://arxiv.org/abs/2206.01380
スーパーカミオカンデは、1996年の運用開始以来、コア崩壊超新星に特徴的なニュートリノバーストをリアルタイムで継続的に探索してきました。本研究では、イベント率が小さすぎてリアルタイムでトリガーできない遠方の超新星の検出に焦点を当てています。、ただし、オフラインアプローチを使用して識別される場合があります。2008年から2018年に収集されたデータの分析では、遠方の超新星バーストの証拠は見つかりませんでした。これにより、90%C.L.で100kpcまでのコア崩壊超新星の速度に0。29年$^{-1}$の上限が設定されます。爆発してブラックホールに直接崩壊しない超新星の場合、限界は300kpcに達します。。

非周期的変動からコンパクトオブジェクトを降着させる際の磁場構造に対する制約

Title Constraints_on_the_magnetic_field_structure_in_accreting_compact_objects_from_aperiodic_variability
Authors Juhani_M\"onkk\"onen,_Sergey_S._Tsygankov,_Alexander_A._Mushtukov,_Victor_Doroshenko,_Valery_F._Suleimanov_and_Juri_Poutanen
URL https://arxiv.org/abs/2206.01502
降着する物体のパワースペクトルで一般的に観察される特徴的な破壊の特性に焦点を当てて、降着する中性子星と中間ポーラーの比較的大きなサンプルの非周期的変動を調査します。特に、磁気圏の大きさに関係する遮断周波数と磁場の強さの関係を調べます。サンプル内のオブジェクトの大部分について、測定された破壊周波数値は実際に降着円盤の推定内部半径と一致します。これにより、観測された破壊周波数を使用して、コンパクトなオブジェクトを降着する際の磁場の強さと構造を独立して評価できます。特別なケースとして、低質量のコンパニオンから降着する持続性の中輝度X線パルサーであるヘルクレス座X-1に焦点を当てます。文献では、HerX-1に見られる複雑なパルスプロファイル、スピンアップ挙動、およびサイクロトロンエネルギーの輝度相関は、中性子星の複雑な磁場構造で説明できることが示唆されています。ここでは、測定された破壊周波数を磁気圏半径に接続し、双極子構成を想定して導出された磁場強度が、サイクロトロンエネルギーに対応する磁場強度よりもほぼ1桁小さいことを示します。したがって、この不一致は、強い多重極成分を持つ磁場で説明できます。多極構造はまた、中性子星表面の降着面積を増加させ、降着柱形成の臨界光度がこの源で不可解に高い理由を説明します。

アクシオンのような粒子変換からのマグネターX線放射

Title Magnetar_Hard_X-Ray_Emission_from_Axion-like_Particle_Conversion
Authors Jean-Fran\c{c}ois_Fortin,_Marianne_Gratton
URL https://arxiv.org/abs/2206.01560
マグネターのコアで生成され、磁気圏で光子に変換されるアクシオン様粒子(ALP)が、マグネターの硬X線スペクトルを説明できる可能性を探ります。このシナリオは、マグネター加熱に関連するいくつかの質問への回答も提供することに注意してください。確かに、マグネターが持っていることを考えると:1)既知のメカニズムで説明するのが難しい硬X線スペクトル。2)高いコア温度を強制する大きな光子光度。3)大きなニュートリノ放射率を意味する高いコア温度。4)観測と矛盾する小さなマグネター寿命につながる大きなニュートリノ放射率-ALPで硬X線スペクトルを説明すると、コア温度が低下し、ニュートリノ放射率が低下し、観測から予想されるようにマグネター寿命が長くなる可能性があります。この作業では、極端な光度を持つ3つのマグネターについてこのシナリオの調査を開始し、一般的な考え方をさらに詳しく調査する価値があると結論付けています。

SN 2020wnt:O II線がなく、光度曲線がでこぼこしている、ゆっくりと進化する炭素に富む超高輝度超新星

Title SN_2020wnt:_a_slow-evolving_carbon-rich_superluminous_supernova_with_no_O_II_lines_and_a_bumpy_light_curve
Authors C._P._Guti\'errez_A._Pastorello,_M._Bersten,_S._Benetti,_M._Orellana,_A._Fiore,_E._Karamenhmetoglu,_T._Kravtsov,_A._Reguitti,_T._M._Reynolds,_G._Valerin,_P._Mazzali,_M._Sullivan,_Y.-Z._Cai,_N._Elias-Rosa,_M._Fraser,_E._Y._Hsiao,_E._Kankare,_R._Kotak,_H._Kuncarayakti,_Z._Li,_S._Mattila,_J._Mo,_S._Moran,_P._Ochner,_M._Shahbandeh,_L._Tomasella,_X._Wang,_S._Yan,_J._Zhang,_T._Zhang,_M._D._Stritzinger
URL https://arxiv.org/abs/2206.01662
赤方偏移0.032で、異常な水素不足の超高輝度超新星(SLSN-I)であるSN2020wntの分析を示します。SN2020wntの光度曲線は、$\sim5$日間続く初期のバンプと、それに続く明るいメインピークによって特徴付けられます。SNは、爆発から$\sim77.5$日で、M$_{r}^{max}=-20.52\pm0.03$magのピーク絶対等級に達します。この光度はSLSNe-Iの光度分布の下限にありますが、立ち上がり時間はこれまでに報告された中で最も長いものの1つです。他のSLSNe-Iとは異なり、SN2020wntのスペクトルはOIIを示していませんが、CIIとSiIIの強い線が検出されています。分光的には、SN2020wntはTypeIcSN2007grに似ていますが、その進化は大幅に遅くなっています。ボロメータ光度曲線を流体力学的モデルと比較すると、SN2020wntの光度は放射性電力によって説明できることがわかります。SN2020wntの始祖は、SN前の質量が80M$_\odot$で、SN前の半径が15R$_\odot$の巨大で拡張された星であり、$45\times10の非常に激しい爆発を経験します。^{51}$erg、$^{56}$Niの4M$_\odot$を生成します。このフレームワークでは、最初のピークは拡張された前駆体のショック後の冷却段階から生じ、明るいメインピークは大量のニッケル生成によるものです。これらの特性は、対不安定型SNシナリオと互換性があります。ただし、星周物質との相互作用の重要な寄与を排除することはできないことに注意してください。

新しい一般相対論的ボルツマンニュートリノ放射-流体力学コードでシミュレートされたプロトニュートロン星の対流

Title Protoneutron_Star_Convection_Simulated_with_a_New_General_Relativistic_Boltzmann_Neutrino_Radiation-Hydrodynamics_Code
Authors Ryuichiro_Akaho,_Akira_Harada,_Hiroki_Nagakura,_Wakana_Iwakami,_Hirotada_Okawa,_Shun_Furusawa,_Hideo_Matsufuru,_Kohsuke_Sumiyoshi,_Shoichi_Yamada
URL https://arxiv.org/abs/2206.01673
新しく開発された一般相対論的ボルツマンニュートリノ放射-流体力学コードを使用して、陽子中性子星(PNS)の対流を調査します。1DCCSNモデルで取得されたバウンスの2.3秒後のPNSモデルから開始して、160ミリ秒の2D軸対称でPNSプロファイルをシミュレートします。主に負の$Y_e$勾配によって駆動され、対流がPNS内で持続的に発生することを確認します。対流の存在は、1Dと比較して放出されたニュートリノエネルギーと光度を高めます。さらに、非対称の物質混合により、温度と$Y_e$が高度に非対称になり、その結果、非対称のニュートリノ放出が発生します。対流や非対称構造などの多次元効果は、バウンス後の数秒などの遅い時間でも、PNSの進化に大きな影響を与えると結論付けています。PNS構造やニュートリノの光度などの基本的な結果は、他のグループによる以前の研究と合理的に一致しています。これは、新しいコードの信頼性を構築する重要なデモンストレーションです。最後に、ボルツマンソルバーで得られた運動量空間分布を利用するために、ニュートリノ高速フレーバー変換(FFC)の発生を分析しました。FFCは$Y_e$が低い方向に発生し、成長率は非常に速くなる可能性があることがわかりました$\simo(10^{-1})\、{\mathrm{cm}^{-1}}$。

双子の星の熱進化におけるコンパクトさ

Title Compactness_in_the_Thermal_Evolution_of_Twin_Stars
Authors F._Lyra,_L._Moreira,_R._Negreiros,_R._O._Gomes,_V._Dexheimer
URL https://arxiv.org/abs/2206.01679
この研究では、双子の星のペア、つまり、同じ質量であるが半径とコンパクトさが異なる星の熱進化を初めて研究します。コアにクォークを持つ安定したコンパクト星の2番目の枝に起源を与える利用可能な状態方程式を収集します。状態方程式ごとに、星の内部の粒子組成と、各双子が時間の経過とともにどのように変化するかを調査します。これは、中心密度/圧力と、その結果としてのUrca冷却プロセスのしきい値の超過に依存します。一般的な恒星の熱進化は質量と粒子の組成に依存しますが、1つの状態方程式では、コンパクトさで大幅に異なる双子のペアだけが、それらがどのように冷却されるかによって明確に区別できます。

流体力学を天体物理学的反応ネットワークと結合するための改善された方法

Title An_Improved_Method_for_Coupling_Hydrodynamics_with_Astrophysical_Reaction_Networks
Authors M._Zingale,_M._P._Katz,_A._Nonaka,_M._Rasmussen
URL https://arxiv.org/abs/2206.01285
流体力学と反応を正確に結合することは困難であるため、天体物理学的な流れの反応はモデル化が難しい場合があります。これは、爆発的な燃焼中、または核の統計的平衡が確立されている高温で特に深刻になる可能性があります。以前に示したより包括的なSDCアプローチよりも単純な、演算子分割の代替として、明示的な流体力学とスティッフな反応源のスペクトル遅延補正(SDC)結合のアイデアに基づいた新しいアプローチを開発します。新しい方法を中程度のサイズの天体物理核反応ネットワークの二重爆轟問題に適用し、タイムステップサイズと反応ネットワークの許容誤差を調べて、簡略化されたSDCアプローチが、従来のStrang演算子分割と比較して計算コストを削減しながら結合を改善することを示します。これはすべてCastro流体力学コードのフレームワークで行われ、すべてのアルゴリズムの実装は自由に利用できます。

WISE-PS1-STRMからのクエーサーの測光赤方偏移

Title Photometric_redshifts_for_quasars_from_WISE-PS1-STRM
Authors S\'andor_Kuns\'agi-M\'at\'e,_R\'obert_Beck,_Istv\'an_Szapudi,_Istv\'an_Csabai
URL https://arxiv.org/abs/2206.01440
宇宙論的研究の基本は、3次元の散在銀河の調査です。銀河が弱すぎる赤方偏移(z>1.0)の場合でも、クエーサーは宇宙の大規模構造を追跡します。利用可能な望遠鏡の時間は分光学的調査を制限するので、測光法は多くのクエーサーの赤方偏移を推定するのに効率的です。最近、機械学習手法はクエーサー測光赤方偏移でますます成功していますが、トレーニングセットの分布に依存しています。したがって、信頼性を厳密に見積もることが重要です。WISEAll-SkyおよびPS13$\pi$DR2空調査の交差適合カタログから光学および赤外線測光データを抽出しました。XGBoostリグレッサと人工ニューラルネットワークを、カラーインデックスと分光学的赤方偏移の関係についてトレーニングしました。有効なトレーニングセットのカバレッジをK最近傍アルゴリズムで近似しました。特徴空間のトレーニングセットと重複する2,879,298クエーサーの信頼できる測光赤方偏移を推定しました。導出された赤方偏移を、独立したクラスタリングベースの赤方偏移推定手法で検証しました。最終的なカタログは公開されています。

MAXI:全天X線画像のモニター

Title MAXI_:_Monitor_of_All-sky_X-ray_Image
Authors Tatehiro_Mihara,_Hiroshi_Tsunemi,_Hitoshi_Negoro
URL https://arxiv.org/abs/2206.01505
全天X線画像のモニター(MAXI)は、国際宇宙ステーション(ISS)に搭載されている日本のX線全天モニターです。

ペルセウス座の赤色超巨星におけるリチウムの検出

Title Lithium_detection_in_red_supergiant_stars_of_the_Perseus_complex
Authors C._Fanelli,_L._Origlia,_A._Mucciarelli,_N._Sanna,_E._Oliva_and_E._Dalessandro
URL https://arxiv.org/abs/2206.01218
若いペルセウス複合体の27個の赤色超巨星(RSG)の化学的に均質なサンプルにおけるリチウム存在量の最初の体系的な研究を提示します。これらの星については、鉄と鉄のピーク、CNO、アルファ、光、および中性子捕獲元素の正確な恒星パラメータと詳細な化学的存在量が、高分解能光学および近赤外分光法によってすでに得られています。観測されたRSGは、半太陽金属量、10-30Myr年齢、10$^4$-10$^5$L$_{\odot}$範囲の放射光度、および9-14M$の質量前駆体の可能性があります。_{\odot}$の範囲。観察された27個のKおよびMタイプRSGのうち8個で光学LiIダブレットを検出し、比較的低いA(Li)$<$1.0dex存在量を検出しましたが、残りの19個のRSGではA(Li)$<$-の上限を検出しました。0.2デックスが設定されています。Li検出を備えたRSGは、より暖かく、発光が少なく(つまり、質量が小さい)、混合が少ない(つまり、[C/N]が低く$^{12}$C/$^{13}$Cが枯渇している)RSGがやや高いLiを示します。豊富さ。観測されたRSGの$\sim$30\%でのLi検出を説明するために、対流大気でLiが完全に破壊されなかった確率論とシナリオ、および/または主系列星後の二次生成が発生したと推測します。進化は、機能している必要があります。

Chroma + GAS:クールな恒星大気の化学平衡のための迅速なソリューション

Title Chroma+GAS:_An_Expedited_Solution_for_the_Chemical_Equilibrium_for_Cool_Stellar_Atmospheres
Authors C._Ian_Short_and_Philip_D._Bennett
URL https://arxiv.org/abs/2206.01236
二原子および多原子分子を​​含む後期型星の一般的な化学平衡および状態方程式問題の解を節約するための独自のアプローチについて説明します。これは、高速で正確であり、応答性のある近似データモデリングアプリケーションに適しています。他の側面をより現実的に処理できるようにするために、ガス平衡の計算を促進する必要がある、より集中的なモデリングアプローチ。この方法は、線形化されたSahaと保存方程式のニュートン法の新しい経済化に基づいており、Pythonで実装され、スタンドアロンパッケージGASPyとして利用可能になり、インタラクティブなPythonの雰囲気とスペクトルに統合されています。モデリングコードChromaStarPy。その結果、ChromaStarPyは、ガスの状態、吸収体の数密度、表面フラックススペクトルを計算し、34の二原子分子と16の多原子中性分子、およびH$^を含む105の化学種を一貫して含めます。-$とH$_2^+$、および多くの中性およびイオン化原子種。経済化された方法は非常に迅速に収束し、後期型の恒星および褐色矮星スペクトルモデリングに対するコードの関連性を大幅に改善します。GAS方法論の概要を簡単に説明し、M型輝巨星と矮星の化学平衡とスペクトルのいくつかの実例となる結果、およびPHOENIX/PPRESSパッケージの結果との比較を示します。すべてのコードは、OpenStarswwwサイト(www.ap.smu.ca/OpenStars)から入手できます。

2つの宇宙船の現場測定の最適化によって導き出された磁束ロープ構成

Title A_Magnetic_Flux_Rope_Configuration_Derived_by_Optimization_of_Two-Spacecraft_In-situ_Measurements
Authors Qiang_Hu,_Wen_He,_and_Yu_Chen
URL https://arxiv.org/abs/2206.01247
ますます1つの惑星間コロナ質量放出(ICME)構造が、太陽風の中で複数の宇宙船を横切って伝播する可能性があります。これは通常、2つ以上の宇宙船が互いに比較的小さな縦方向の分離角度でほぼ放射状に整列している場合に発生します。これにより、同じ構造の多点測定が可能になり、これらのICMEに埋め込まれた構造のモデリング結果のより優れた特性評価と検証が可能になります。2019年10月13〜14日に、太陽周回軌道観測所(STA)宇宙船とパーカーソーラープローブ(PSP)が、地動説の距離と縦方向の角度の両方で公称間隔で2つの異なる場所で1つのICME構造を横切ったときにこのようなイベントを報告します。最初に、分析的な準3次元(3D)モデルに基づいて、STAの現場測定に最適なフィッティングを実行し、最小の削減された$\chi^2=0.468$を生成します。次に、ICME構造全体の別々の経路に沿って、両方の宇宙船からの磁場測定値を組み合わせることにより、最適化アプローチをさらに適用します。モデル出力とPSPデータの一致が大幅に改善された場合、結合された2つの宇宙船データセットの最適化(最小の削減$\chi^2=3.15$)に基づく出力では、より一貫性のある結果が得られることがわかります。結果は、明確な3D空間変動を伴う磁束ロープ構成を示しています。

平衡潮汐への磁気効果と連星系の軌道進化へのその影響

Title Magnetic_effect_on_equilibrium_tides_and_its_influence_on_the_orbital_evolution_of_binary_systems
Authors Xing_Wei
URL https://arxiv.org/abs/2206.01387
平衡潮汐の標準理論では、流体力学的乱流が考慮されます。この論文では、平衡潮汐に対する磁場の影響を研究します。潮流に関連する乱流オーム散逸は、乱流粘性散逸よりもはるかに強力であるため、磁場がバイナリシステムの潮汐進化を大幅に加速できることがわかります。次に、この理論を3つの連星システムに適用します。51ペガスス座bの軌道移動、WASP-12bの軌道減衰、および近接連星の循環です。理論的予測は、流体力学的平衡潮汐では明確に解釈できない観測結果とよく一致しています。

SMART/SDDIによって観測された太陽フレアのH$\ alpha $スペクトルの星としての太陽の分析:赤の非対称性と線の広がりの時間発展

Title Sun-as-a-star_Analysis_of_H$\alpha$_Spectra_of_a_Solar_Flare_Observed_by_SMART/SDDI:_Time_Evolution_of_Red_Asymmetry_and_Line_Broadening
Authors Kosuke_Namekata,_Kiyoshi_Ichimoto,_Takako_T._Ishii,_Kazunari_Shibata
URL https://arxiv.org/abs/2206.01395
太陽フレアは、H$\alpha$線の赤/青の非対称性を示すことがあります。これは、彩層のダイナミクスとプロミネンスの活性化を示している可能性があります。しかし、非対称性の起源は完全には理解されていません。恒星データをより深く理解するために、太陽ダイナミクスのデータを使用して、フレアリボンからの優勢な放射を示すM4.2クラスの太陽フレアのH$\alpha$ラインプロファイルの星としての太陽分析を実行しました。飛騨天文台の太陽磁気活動研究望遠鏡に搭載されたドップラーイメージャー。フレアの星としての太陽のH$\alpha$スペクトルは、最大$\sim$95kms$^{-1}$の赤い非対称性と、最大$\sim$7.5{\AA}の線の広がりを示しています。。星としての太陽のH$\alpha$プロファイルは、強度の弱いフレア領域からのスペクトルと一致していますが、強度の強いものよりも赤方偏移の速度と線幅が$\sim$2の係数で小さくなっています。赤方偏移の速度と線の幅は、H$\alpha$の等価幅よりも急速にピークに達し、減衰します。これは、彩層凝縮モデルと空間的に分解されたフレアスペクトルと一致しています。これは、重ね合わせの結果として、恒星のフレアスペクトルからでも彩層凝縮の性質が観察できることを示唆しています。赤方偏移速度の時間発展は、近紫外線(1600{\AA})の光度の時間発展に類似しているのに対し、線の広がりの時間発展は、光学白色光の時間発展に類似していることがわかります。星としての太陽のビューでのこれらのH$\alpha$スペクトルの振る舞いは、恒星フレアのH$\alpha$の赤い非対称性の原因がフレアリボンまたは他の現象であるかどうかを区別するのに役立つ可能性があります。

太陽質量主系列星の回転変調振幅の進化について

Title On_the_Evolution_of_Rotational_Modulation_Amplitude_in_Solar-mass_Main-sequence_Stars
Authors Kento_Masuda
URL https://arxiv.org/abs/2206.01595
$P_\mathrm{を使用して、Keplerによって観測された$\approx4,000$の太陽のような主系列星の自転周期$P_\mathrm{rot}$と測光変調振幅$R_\mathrm{per}$の関係を調査します。McQuillanetal。のrot}$および$R_\mathrm{per}$。(2014)、LAMOSTDR6からの有効温度$T_\mathrm{eff}$、およびGaiaEDR3からの視差データ。以前の研究で示唆されているように、$P_\mathrm{rot}$は、対流ターンオーバー時間$\tau_\mathrm{c}$、またはロスビー数$\mathrm{Ro}=P_\mathrm{によってスケーリングされることがわかります。rot}/\tau_\mathrm{c}$は、$R_\mathrm{per}$の優れた予測子として機能します:$0.2\lesssim\mathrmの相対フラックスで$1\%$前後の$R_\mathrm{per}$プラトー{Ro}/\mathrm{Ro}_\odot\lesssim0.4$、$0.4\lesssim\mathrm{Ro}/\mathrm{Ro}_\odot\lesssim0.8の$\mathrm{Ro}$の増加に伴って急激に減衰します$、ここで$\mathrm{Ro}_\odot$は太陽の$\mathrm{Ro}$を示します。後者のレジームでは、$\mathrm{d}\lnR_\mathrm{per}/\mathrm{d}\ln\mathrm{Ro}\sim-4.5$から$-2.5$が見つかりますが、値は弱い変調に対する検出バイアス。$T_\mathrm{eff}$や表面の金属量などの他のパラメータに依存する場合があります。既存のX線およびCaIIH&Kフラックスデータも$\mathrm{Ro}/\mathrm{Ro}_\odot\sim0.4$での遷移を示しており、これらすべての遷移が同じ物理的起源を共有していることを示唆しています。また、$\mathrm{Ro}$の増加に伴う$R_\mathrm{per}$の急激な減少により、$\mathrm{Ro}/\mathrm{Ro}_\odot\gtrsimで暗いケプラー星の回転変調が発生することもわかりました。0.6$は測光ノイズの下に埋もれます。この効果は、McQuillanetalで検出された最長の$P_\mathrm{rot}$を設定します。(2014)$T_\mathrm{eff}$の関数としてのサンプルであり、$\mathrm{Ro}/\mathrm{Ro}_\odot\simの周りに設定することが提案されているストールしたスピンダウンのシグネチャを覆い隠します1ドル。

流出によって汚染された星を研究することによってAGB星について学ぶ

Title Learning_about_AGB_stars_by_studying_the_stars_polluted_by_their_outflows
Authors Ana_Escorza_and_Robert_J._De_Rosa
URL https://arxiv.org/abs/2206.01712
漸近巨星分枝(AGB)の星が連星系で相互作用すると、独特のオブジェクトの豊富な動物園が形成されます。たとえば、バリウム(Ba)星は主系列星であり、赤色巨星であり、現在は薄暗い白色矮星(WD)である以前のAGBコンパニオンの流出から質量を降着させました。それらの軌道特性は、AGBバイナリ相互作用メカニズムを制約するのに役立ち、それらの化学的存在量は、以前のAGB星の内部で起こった元素合成プロセスのトレーサーです。Ba星の軌道および恒星の特性に関する観測上の制約は、過去数年間で増加していますが、それらのWDコンパニオンに関して重要な不確実性が残っています。この寄稿では、HD76225を使用して、視線速度データをヒッパルコスおよびガイア位置天文学と組み合わせることにより、これらのシステムの軌道傾斜角を正確に制約し、これらのWDの絶対質量を取得し、初期のAGB前駆体に関する直接情報を取得できることを示しました。-最終的な質量関係。

G-コンスタントロールインフレーション

Title G-constant-roll_inflation
Authors Ramon_Herrera,_Jafar_Sadeghi_and_Mehdi_Shokri
URL https://arxiv.org/abs/2206.01264
ガリレイインフレまたはGインフレのコンテキストでのコンスタントロールインフレが分析されます。Gインフレのモデルの結合関数$G(\varphi、\chi)\proptog(\varphi)\、\chi^n$を検討することにより、インフレモデルの適切な開発のためのさまざまな式を見つけます。一定のロールインフレのコンテキスト。分析ソリューションを取得するために、2つの特定のケースを分析します。$g(\varphi)=\varphi$および$n=0$、つまり$G(\varphi、\chi)\propto\、\varphi$であり、$g(\varphi)=$定数および$n=$G(\varphi、\chi)\propto\、\chi$を使用する1$。どちらの場合も、バックグラウンド変数の再構築と、一定のロールインフレーションのフレームワークにおける宇宙論的摂動について、異なる表現が見つかります。最近の天文観測を利用して、一定のロール状態の段階でも結合関数$G(\varphi、\chi)$に現れるさまざまなパラメーターを制約します。

数値相対論コードBAMに放射流体力学スキームを組み込む

Title Incorporating_a_radiative_hydrodynamics_scheme_in_the_numerical-relativity_code_BAM
Authors Henrique_Gieg,_Federico_Schianchi,_Tim_Dietrich,_Maximiliano_Ujevic
URL https://arxiv.org/abs/2206.01337
連星中性子星系を研究し、重力波やキロノバ信号などの観測データを解釈するには、数値相対論シミュレーションなどを通じて、合体の最終段階で発生するプロセスを正確に説明する必要があります。この作業では、核理論に基づく状態方程式とニュートリノ漏れスキームによるニュートリノ相互作用の簡単な説明を組み込むために、数値相対論コードBAMの更新バージョンを提示します。ニュートリノによって引き起こされた重力崩壊を受けている星と連星中性子星システムのためのさまざまなテストシミュレーションは、私たちの新しい実装を検証します。バイナリ中性子星システムの場合、SFHo、DD2、およびハイパーオニックBHB$\Lambda\phi$のさまざまな状態方程式を使用して、安定して正確に異なる微物理モデルを進化させることができることを示します。全体として、私たちのテストシミュレーションは、文献で報告されているものとよく一致しています。

PUMASライブラリ

Title The_PUMAS_library
Authors Valentin_Niess
URL https://arxiv.org/abs/2206.01457
PUMASライブラリは、物質中のミューオンおよびタウレプトンの輸送エンジンです。高速決定論的CSDAモードから詳細なモンテカルロシミュレーションまで、構成可能な詳細レベルで動作できます。PUMASの特徴は、リバーシブルであるということです。つまり、フォワードモードまたはバックワードモードで実行できます。したがって、PUMASライブラリはミュオグラフィアプリケーションに特に適しています。本書では、PUMAS、その物理学、およびその実装について詳細に説明します。

ハイブリッド星の安定性におけるアクシオン効果

Title Axion_effects_in_the_stability_of_hybrid_stars
Authors Bruno_S._Lopes,_Ricardo_L._S._Farias,_Veronica_Dexheimer,_Aritra_Bandyopadhyay_and_Rudnei_O._Ramos
URL https://arxiv.org/abs/2206.01631
巨大なハイブリッド星の記述にアクシオン場を介して強い電荷パリティ(CP)の破れの効果を含めることの効果を調査します。それらのコアには、限定されていないクォーク物質が含まれており、効果的なホーフト行列式相互作用を介したアクシオンの効果が含まれていると想定しています。ハドロン地殻は、結果をより一般的にするために、さまざまなアプローチを使用して説明されています。アクシオンの存在は、非閉じ込め相転移を弱め、それをより低い密度にすることによって、重力崩壊に対して大規模なハイブリッド星を安定させることを発見しました。これにより、現代の天体物理学的制約と一致してハイブリッド星を再現することができます。