新しい物理学への入り口としての、超大質量ブラックホールの影をイメージした巨大銀河であるM87の正確な質量分布
| Title |
The_accurate_mass_distribution_of_M87,_the_Giant_Galaxy_with_imaged_shadow_of_its_supermassive_black_hole,_as_a_portal_to_new_Physics |
| Authors |
Maria_Felicia_De_Laurentis_and_Paolo_Salucci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.01997 |
巨大CD銀河M87の中心にある超大質量ブラックホールの質量の非常に注意深い事象の地平線望遠鏡の推定は、最近の高品質の測光および分光測定と関連して、銀河中心からそのビリアルへの適切な暗/発光質量分解をもたらします半径。それは私たちに重要な宇宙論的および天体物理学的問題に関する決定的な情報を提供します。超大質量ブラックホールの重力制御下で、初めて広く検出された銀河領域の暗黒物質と標準物質の分布。よく知られている超大質量ブラックホールの質量と最高の銀河の質量での恒星の分散速度の関係は、前者のエキゾチックな成長を意味します。これは、超大質量ブラックホールの質量成長も暗黒物質成分によってもたらされたと主張できる最初のケースかもしれません。非効率的なバリオンフィードバックを伴う銀河内の巨大なダークマターハローコアが存在し、その結果、ダークハロー粒子の性質を制約します。ディスクシステムですでに出現している、暗い/明るい構造特性間の説明のつかない絡み合いも現れます。
解像度の低い画像を使用したせん断測定
| Title |
Shear_Measurement_with_Poorly_Resolved_Images |
| Authors |
Jun_Zhang,_Cong_Liu,_Pedro_Alonso_Vaquero,_Hekun_Li,_Haoran_Wang,_Zhi_Shen,_Fuyu_Dong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02434 |
弱いレンズ効果の研究では、通常、十分に解像された銀河画像の数密度を最大化するために、優れた視界条件が必要です。弱いレンズ効果での天体画像の有用性を、見るサイズがどの程度制限するかを尋ねるのは興味深いことです。この作業では、DarkEnergySpectroscopicInstrument（DESI）のターゲット選択プログラムの一部であるDECamLegacySurvey（DECaLS）のデータを使用してこの問題を調査します。フーリエクワッドせん断測定パイプラインを使用して、比較的劣悪な視界条件（約1.5秒角）の画像でも正確なせん断推定量が得られることを示します。系統的なせん断誤差と画像解像度の間に相関関係は見つかりません。
カイラル物質と結合した修正超重力におけるインフレーション、超対称性の破れ、および原始ブラックホール
| Title |
Inflation,_SUSY_breaking,_and_primordial_black_holes_in_modified_supergravity_coupled_to_chiral_matter |
| Authors |
Yermek_Aldabergenov,_Andrea_Addazi,_Sergei_V._Ketov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02601 |
マルチフィールドインフレーション、原始ブラックホール（PBH）形成、暗黒物質（DM）、およびミンコウスキー真空中でのインフレーション後の自発的超対称性（SUSY）の破壊。2つのスローロールフェーズの間に「超スローロール」の短いフェーズがある、ダブルスローロールインフレーションの超重力モデルのPBH質量は、$10^{18}$gに近くなります。許容質量ウィンドウ内のかなりのPBHフラクションには、グラビティーノ質量が$10^{13}$GeVのオーダーのスカラーロン（インフラトン）質量$M$に近い非常に高い超対称性の破れスケールが必要であることがわかります。私たちの超重力モデルは、PBHと最も軽いSUSY粒子としての重いグラビティーノの混合物としてのDMの{\it複合}の性質を支持しています。複合DMは、PBH-DM全体に必要な微調整を大幅に緩和します。PBH-DMの割合が導き出され、強化されたスカラー摂動によって誘発された2次重力波バックグラウンドが計算されます。これらの重力波は、将来の宇宙ベースの重力干渉計によってアクセスできる可能性があります。
ホーキング放射による原始ブラックホールの制約-レビュー
原始ブラックホールは、2015年に太陽質量ブラックホールの合体から重力波が検出されて以来、厳しく監視されています。最近では、数値ツールの開発と正確な観測データにより、下部のブラックホールの存在量を制限する取り組みが再燃しています。質量範囲、つまり$M<10^{23}$g。特に、小惑星の質量$M\sim10^{17}-10^{23}\、$gの原始ブラックホールは、暗黒物質の100\％を表す可能性があります。それらの存在量に対するマイクロレンズ法と恒星破壊の制約は緩和されましたが、これらのブラックホールのホーキング放射が唯一の検出（および制約）手段であるように思われます。原始ブラックホールに対するホーキング放射の制約は、ホーキングによる最初の論文にまでさかのぼります。初期の宇宙で蒸発したブラックホールは、バリオン非対称性を生成したり、ビッグバン元素合成を修正したり、宇宙マイクロ波背景放射を歪めたり、光子やニュートリノなどの安定した粒子の宇宙論的背景を生成した可能性があります。それらの寿命の終わりに、原始ブラックホールを爆発させることは、プランクスケールまでのエネルギーで物理学へのかけがえのないアクセスを提供するであろう高エネルギー宇宙線を生成するでしょう。このレビューでは、一般相対性理論、量子力学、統計物理学の境界にあるホーキング放射の主な原理について説明します。次に、蒸発現象に依存する原始ブラックホールのさまざまな制約の最新の状況を示し、関連する場合は、将来の作業の見通しを示します。特に、非標準のブラックホールと標準模型の自由度を超える放出は、現在注目されている問題です。
天体物理学の重力波の背景の双極子
| Title |
The_Dipole_of_the_Astrophysical_Gravitational-Wave_Background |
| Authors |
Lorenzo_Valbusa_Dall'Armi,_Angelo_Ricciardone,_Daniele_Bertacca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02747 |
{\Lambda}CDMモデルの主要な柱の1つは宇宙原理です。これは、私たちの宇宙が統計的に等方性であり、大規模で均質であると述べています。ここでは、アインシュタイン望遠鏡-宇宙探査機ネットワークによって測定されると予想される天体物理学的重力波バックグラウンド（AGWB）を使用してこの仮説をテストします。特に、AGWB双極子の数値計算を実行し、クラスタリングによる固有の寄与と、観測者の動きによって引き起こされる運動学的効果を評価します。GWコンテキストでコンポーネント分離手法を適用して、さまざまな周波数でのAGWBの観測に基づいて、運動学的双極子、固有双極子、およびショットノイズ（SN）を解きほぐします。機器ノイズとSNの両方を説明する共分散を最小化するために、この手法を整合フィルタリングで実装する方法を示します。GW検出器は本質的に全天であるため、この強力なツールが次の将来の宇宙の等方性のテストに役立つことを期待しています。
CMBスペクトル歪みの再検討：FIRASデータからの$ \mu$歪みと原始的な非ガウス性の新しい見方
| Title |
CMB_spectral_distortions_revisited:_a_new_take_on_$\mu$_distortions_and_primordial_non-Gaussianities_from_FIRAS_data |
| Authors |
Federico_Bianchini_and_Giulio_Fabbian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02762 |
CMBの黒体スペクトルエネルギー分布からの逸脱は、初期宇宙（粒子崩壊や膨張に関連するものなど）と後期（再電離や天体物理学的放出など）の両方でアクティブな物理プロセスの正確なプローブです。1990年代初頭にCOBE衛星でFIRAS機器の先駆的な測定を行った後、これらのスペクトル歪みの特性評価は限られた進歩しかありませんでした。これは主に空全体の平均振幅の測定を対象としていました。現在、FIRAS測定値を更新するフォローアップミッションは予定されていないため、この作業では、FIRASデータを再分析し、空全体の$\mu$タイプのスペクトル歪みのマップを作成します。$\mu$歪みモノポール$|\langle\mu\rangle|<47\times10^{-6}$の95\％信頼水準で更新された制約を提供します。これにより、以前のFIRAS推定値が$の係数でシャープになります。\sim2$。また、$\mu$歪み異方性とCMB温度および初めての完全なセットとの相互相関により、スケール$10\lesssimk\lesssim5\times10^4$での曲率摂動の原始的な非ガウス性を制約します。プランク衛星からの偏光異方性の計算。$f_{\rmNL}\lesssim3.6\times10^6$とその実行中の$n_{\rmNL}\lesssim1.4$の上限を取得します。これは、FIRAS感度によって制限されますが、銀河系および銀河系外の前景に対して堅牢です。汚染。Planck衛星のデータに基づいて以前の同様の分析を再検討し、ノイズが大幅に低いにもかかわらず、すべての機器および天体物理学の不確実性が適切に考慮されると、それらが私たちと同様またはより悪い結果をもたらすことを示します。私たちの仕事は、分光計からのデータを自己無撞着に分析し、体系的な不確実性を減らしてこの種の科学的事例を実行するためのそのような機器の力を実証する最初のものです。
DESI LegacyImagingSurveysデータリリース9からの新しい強い重力レンズ
| Title |
New_Strong_Gravitational_Lenses_from_the_DESI_Legacy_Imaging_Surveys_Data_Release_9 |
| Authors |
C._Storfer,_X._Huang,_A._Gu,_W._Sheu,_S._Banka,_A._Dey,_A._Jain,_J._Kwon,_D._Lang,_V._Lee,_A._Meisner,_J._Moustakas,_A.D._Myers,_S._Tabares-Tarquinio,_E.F._Schlafly,_and_D.J._Schlegel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02764 |
DarkEnergySpectroscopicInstrument（DESI）LegacyImagingSurveysDataRelease9で強い重力レンズシステムの検索を実施しました。これはシリーズの3番目の論文です（Huangetal。2020;Huangetal。2021、PaperI＆II、それぞれ）。これらの調査は、北半球から見える$\sim$19,000deg$^2$をカバーし、zバンドABの大きさは$\sim$22.5に達します。既知のレンズシステムと候補、および同じフットプリント内の非レンズのコンパイルでトレーニングされた、深い残余ニューラルネットワークを使用します。トレーニング済みのニューラルネットワークを調査データに適用した後、しきい値を超える確率で画像を視覚的に検査してランク付けします。1895個のレンズ候補が見つかりました。これらのうち、1512が初めて識別されます。この研究、論文I（335）とII（1210）からの発見を組み合わせると、私たちが発見したレガシー調査からの強力なレンズ候補の総数は3057です。
ガス摩擦を伴うマルチオービターシステムの動的不安定性
密集した多惑星系は、惑星間の間隔が小さすぎると動的に不安定になることが知られています。このような不安定性は、ガス状の円盤から惑星に作用する摩擦力によって和らげることができます。同様の状況は、超大質量ブラックホールの周りのAGNディスクに埋め込まれた恒星質量ブラックホールにも当てはまります。この論文では、$N$-body統合を使用して、軌道離心率の摩擦減衰が、広範囲の惑星間隔と惑星対星の質量比の動的不安定性の成長にどのように影響するかを評価します。システムの安定性は、ゼロ摩擦不安定性成長タイムスケール$t_{\rminst}$に対する減衰タイムスケール$\tau$に依存することがわかります。2惑星系では、$t_{\rminst}\gtrsim\tau$の場合、摩擦減衰によって動的進化を安定させることができます。3つの惑星がある場合、安定化には$t_{\rminst}\gtrsim10\tau-100\tau$が必要です。惑星の軌道間の間隔が十分に小さい場合、$t_{\rminst}$は惑星間のシノディック周期よりも短くなる可能性があり、摩擦による安定化が発生する可能性は低くなります。軌道間隔が大きくなると、不安定性のタイムスケールは平均して指数関数的に大きくなる傾向がありますが、惑星の初期軌道位相に応じて数桁変化する可能性があります。一般に、安定領域（大きな軌道間隔）と不安定領域（小さな軌道間隔）は、システムの（不安定な）安定性が保証されていない遷移ゾーンによって分離されます。また、「惑星+テスト質量」システムの動的不安定性を分析するための線形マップを考案し、$N$-bodyシミュレーションと質的に類似した結果を見つけました。
表面の不均一性を推測するための統一された分光および測光モデル：Luhman16Bへの適用
超大型望遠鏡（ELT）は、ドップラーイメージングと分光測光技術を介して、M矮星、褐色矮星（BD）、ガス巨大惑星などの超低温物体の表面の不均一性を観測する機会を提供します。これらの不均一性は、星の斑点、雲、および渦によって引き起こされる可能性があります。星の斑点とそれに関連する太陽フレアは、放出頻度、大きさ、向きに応じて、生命を窒息させるか、生命の起源を触媒するかのいずれかで、居住性に重要な役割を果たします。雲と渦は、BDのL/T遷移で観測されるスペクトルと測光の変動の原因である可能性があり、ガス巨大太陽系外惑星で予想されます。分光データと測光データの両方に適用できる表面の不均一性をモデル化および推測するための多用途の分析フレームワークを開発します。このモデルは、多数の数値シミュレーションに対して検証されています。アーカイブの分光データと測光データを使用して、恒星黒点のパラメーター（位置、サイズ、コントラスト）を推測し、Luhman16B（初期のT矮星と、約2pcの距離にある太陽系の最も近い隣人の1つ）のグローバル表面マップを生成します。Luhman16Bの大気は、時間とともに変化する特徴と不均一であるという以前の発見を確認します。さらに、暗い赤道や明るい中緯度から極域のスポットなど、より長いタイムスケールの大気構造の暫定的な証拠を提供します。これらの発見は、超低温矮星の大気循環とダイナミクスの文脈で議論されています。私たちの分析モデルは、ELTを使用してガス巨大太陽系外惑星やその他の超低温物体の表面の不均一性を研究する可能性を評価するのに役立ちます。
太陽系の地震学
NASAInSightミッションは、火星によって励起された地震波の観測を使用して、火星の深部内部を測定するのに役立ちました。現在、月への地震計の設置が見込まれています。太陽系のすべての主要な惑星体での地震実験の事例をレビューします。惑星科学と宇宙生物学の10年間の調査、ESAVoyage2050プログラム、および技術的な課題と潜在的なミッションの概念に従って科学的な目標について話し合い、次の質問に答えます。他の惑星で地震学をどこで行うことができ、なぜそれを行う必要があるのか？
MEGASIM：地球のトロヤ群小惑星の寿命と共鳴-原始ETAの死？
MEGASIMデータセット（Yeager＆Golovich2022）で、地球のトロヤ群小惑星（ETA）の寿命と共鳴の分析を示します。トロイの木星の小惑星は、太陽と惑星を共周しますが、ラグランジュ点、L4（60{\deg}が惑星をリード）またはL5（60{\deg}が後続）にバインドされたままです。円形の3体近似では、トロヤ小惑星の安定性は、ホスト惑星の質量と中心質量の比率に依存します。内惑星の場合、安定性の範囲はますます狭くなるため、惑星からの摂動により、原始的なトロイの木馬はまれになっています。現在までに、2つのETA（2010TK7と2020XL5）、いくつかの火星のトロヤ群、および金星のトロヤ群が発見されました。既知の内部システムトロイの木馬の推定寿命は100万年未満であり、安定した長期的な集団のメンバーではなく、侵入者であることを示唆しています。これまでで最大のETAn-bodyシミュレーションにより、初期化された広いパラメーター空間全体でそれらの生存を追跡することができます。時間の経過に伴うETAの残りの部分は、拡張指数関数によく適合しており、シミュレーションの実行時間を超えて外挿すると、2.33GyrだけETAがゼロになると予測されます。また、ETA排出量とミランコビッチサイクルの期間との相関関係も示しています。地球の軌道力学がETAの不安定性を支配しているが、ETAの放出が、すべてではないにしても、多くの惑星の軌道要素の変動に見られる共鳴に関連しているという証拠を提供します。
トランジット最小二乗調査IV。プラトンミッションから期待される地球のような通過惑星
| Title |
Transit_least-squares_survey_IV._Earth-like_transiting_planets_expected_from_the_PLATO_mission |
| Authors |
Ren\'e_Heller_(1,2),_Jan-Vincent_Harre_(3),_R\'eza_Samadi_(4)_((1)_Max_Planck_Institute_for_Solar_System_Research,_G\"ottingen,_(2)_Institut_f\"ur_Astrophysik,_Georg-August-Universit\"at_G\"ottingen,_(3)_Institute_of_Planetary_Research,_German_Aerospace_Center,_(4)_LESIA,_Observatoire_de_Paris) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02071 |
PLATO衛星は、長期間の観測段階で、2つの重なり合わないフィールドを合計4年間観測します。各ポインティングの正確な期間は、打ち上げの2年前に決定されます。太陽型星の周りのハビタブルゾーン（HZ）における地球サイズの惑星のPLATOの以前の推定値は、6〜280の範囲でした。PLATO太陽のような光曲線シミュレーター（PSLS）を使用して、明るい周りを通過する惑星の光曲線をシミュレートします（m_V>11）25秒のケイデンスの太陽のような星。PLATOの優先度の高いP1サンプル（主にF5-K7ドワーフとサブドワーフ）の15,000を超えるターゲットを大まかに表しています。私たちの研究には、2年と3年の連続観測の両方にわたるPLATOの12cmアパーチャカメラの6、12、18、および24の同期観測から生成された光度曲線が含まれています。自動トレンド除去はWotanソフトウェアを使用して実行され、トレンド除去後の通過検出は通過最小二乗（TLS）アルゴリズムを使用して実行されます。真陽性率（TPR）を、P1サンプルの予想される星の数と、太陽系外惑星の発生率の最新の推定値でスケーリングし、F5周辺のHZで0.5R_E<=R_p<=1.5R_Eの惑星の検出を予測します。K7矮星。（2年+2年）長期観測フェーズ戦略では11〜34回の検出を予測し、（3年+1年）戦略では8〜25回の発見を予測します。地球のような惑星の浅い通過に対する恒星の変動の影響に関する私たちの研究は、太陽のような測光的に静かな星を使用して導き出したPLATOの惑星収量の推定値を上限と見なさなければならないことを示しています。結論として、太陽系の星の周りのHZで約12個の地球サイズの惑星をPLATOが検出したことは、地球のような惑星を持つ太陽系外惑星のパラメーター空間のこのまだ不十分にサンプリングされた部分への大きな貢献を意味します。
Gaiaは白色矮星の周りの惑星を見つけることができますか？
ガイア宇宙船は、白色矮星を含む、H-R図全体で星を周回する長期間（$a>1\、au$）の太陽系外惑星の集団を明らかにする前例のない機会を提供します。白色矮星の惑星系は、大気中に大量の元素の惑星物質を提供する独自の能力から、惑星の組成の研究において重要な役割を果たしてきました。それでも、白色矮星の周りの惑星の人口についてはほとんど知られていません。この論文は、ガイアが白色矮星の周りで検出する惑星の集団を予測します。これは、主系列星を周回する既知の惑星から進化したものです。Gaiaは白色矮星の周りの$6\pm1$惑星を検出すると予測しています。$8\pm\、3\％$は$3\、au$の内側にあり、$30\pm10\、\％$は木星よりも質量が小さくなります。生き残った惑星は外部システムから動的に切り離される可能性が高いため、ガイアで検出された惑星を持つ白色矮星は、大気中に惑星物質を持っていない可能性があります。予測された惑星の人口とガイアによって発見された惑星の人口を比較すると、主系列星の後の惑星の動的不安定性と散乱の重要性、および光蒸発が巨大な枝の進化中に巨大ガスのエンベロープを取り除くかどうかが明らかになります
温度依存IMFIIIの意味：質量成長と静止
| Title |
Implications_of_a_Temperature_Dependent_IMF_III:_Mass_Growth_and_Quiescence |
| Authors |
Charles_L._Steinhardt,_Albert_Sneppen,_Hagan_Hensley,_Adam_S._Jermyn,_Basel_Mostafa,_John_R._Weaver,_Gabriel_Brammer,_Thomas_H._Clark,_Iary_Davidzon,_Andrei_C._Diaconu,_Bahram_Mobasher,_Vadim_Rusakov,_Sune_Toft |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.01750 |
恒星の初期質量関数（IMF）は、星形成分子雲内のガスの温度に依存すると予測されています。測光テンプレートフィッティングへの追加パラメータ$T_{IMF}$の導入は、ほとんどの銀河が銀河IMFよりもトップヘビーなIMFに従うことを示唆しています。これらの修正された近似が質量関数、静止、ターンオフに与える影響について説明します。すべての赤方偏移で、最も質量の大きい銀河が最初に静止状態になり、ターンオフ質量が現在に向かって減少します。銀河全体の同期ターンオフ質量は、静止が確率的または環境的プロセスではなく、普遍的なメカニズムによって駆動されることを示唆しています。
天の川から高$z$銀河までの活発な星形成を追跡する水放出
| Title |
Water_emission_tracing_active_star_formation_from_the_Milky_Way_to_high-$z$_galaxies |
| Authors |
K._M._Dutkowska,_L._E._Kristensen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.01753 |
（要約）宇宙の形のほとんどの星がどのように開いたままであるかという問題。星形成は主に若い大規模なクラスターで発生しますが、現在のフレームワークは孤立した星形成に焦点を当てています。星形成クラスター内の原始星活動の大部分にアクセスする1つの方法は、分子の流出からの放出を伴う活発な星形成の道標を追跡することです。これらの流出は水放出が明るく、近くの銀河と遠くの銀河の間の直接的な観測リンクを提供します。分子トレーサーで見られるような局所的な星形成の知識を利用して、宇宙における星形成の性質を探求することを提案します。銀河系の活発な星形成領域からの放出の大規模な統計的銀河系モデルを提示します。私たちのモデルは、よく解像された近くのクラスターの観測に基づいて構築されています。質量に比例することが知られている分子流出からの放出をシミュレートすることにより、銀河スケールでのクラスター化された星形成からの放出を予測するために使用できるプロキシを作成します。最も重要な全球星形成パラメーター（すなわち、初期恒星質量関数（IMF）、分子雲質量分布、星形成効率（SFE）、および自由落下時間効率）がシミュレーション結果に与える影響を評価しました。パラH2O202-111線からの放出の場合、IMFと分子雲の質量分布は、局所的および全体的に放出にほとんど影響を与えませんが、SFEと自由落下時間の効率には逆の影響があります。さらに、この水の遷移は、星形成の低コントラストのトレーサーであることが証明されています。モデルの微調整と遠方の銀河の形態への適応は、観測された分子放出の現実的な予測をもたらし、箱の中の銀河モデルを宇宙時代を通して星形成を分析し、よりよく理解するためのツールにするはずです。
短いGRBホスト銀河I：測光および分光カタログ、ホストの関連付け、およびガラクトセントリックオフセット
| Title |
Short_GRB_Host_Galaxies_I:_Photometric_and_Spectroscopic_Catalogs,_Host_Associations,_and_Galactocentric_Offsets |
| Authors |
Wen-fai_Fong_(Northwestern/CIERA),_Anya_E._Nugent,_Yuxin_Dong,_Edo_Berger,_Kerry_Paterson,_Ryan_Chornock,_Andrew_Levan,_Peter_Blanchard,_Kate_D._Alexander,_Jennifer_Andrews,_Bethany_E._Cobb,_Antonino_Cucchiara,_Derek_Fox,_Chris_L._Fryer,_Alexa_C._Gordon,_Charles_D._Kilpatrick,_Ragnhild_Lunnan,_Raffaella_Margutti,_Adam_Miller,_Peter_Milne,_Matt_Nicholl,_Daniel_Perley,_Jillian_Rastinejad,_Alicia_Rouco_Escorial,_Genevieve_Schroeder,_Nathan_Smith,_Nial_Tanvir,_Giacomo_Terreran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.01763 |
2005年から2021年に発見された90個の短いガンマ線バースト（GRB）のフィールドの包括的な光学的および近赤外線の国勢調査を提示します。これは、ホスト銀河の関連付けが実行可能なすべての短いGRBを構成します（全体の$\約$60％）迅速な短いGRB人口）。49個の異なるGRBとそれらのホスト銀河の25個のスペクトルにわたる245個の新しいマルチバンドイメージング観測に貢献します。文献とアーカイブ調査データによって補足されたカタログには、335の測光データセットと40の分光データセットが含まれています。測光カタログは、光学バンドと近赤外線バンドで、それぞれ$\gtrsim24-27$magと$\gtrsim23-26$magの$3\sigma$の深さに達します。84バーストのホスト銀河を特定します。最も堅牢なアソシエーションがイベントの54％（49/90）を構成しますが、ホストアソシエーションが決定的でないのはごく一部の6.7％にすぎません。新しい分光法に基づいて、$z\approx0.15-1.6$の範囲で17のホスト分光赤方偏移を決定し、Swiftの短いGRBの$\approx$25-44％が$z>1$に由来することを発見しました。また、83個の短いGRBのガンマ線中心オフセットカタログも示します。個々の測定の不確かさの広い範囲を考慮に入れると、予測されるオフセットの中央値は$\approx7.9$kpcであり、最も堅牢な関連付けを持つバーストの中央値は$\approx4.9$kpcと小さくなります。私たちのカタログは、以前に発見されたよりも多くの高赤方偏移と低光度のホスト、およびより高度にオフセットされたバーストをキャプチャし、それによって既知の短いGRBホストとプロパティの母集団を多様化します。場所とホストの光度の観点から、検出可能な拡張放出の有無にかかわらず、短いGRBの集団は統計的に区別できません。これは、それらが同じ始祖から、または同様の環境で形成および進化する複数の始祖から生じることを示唆しています。すべてのデータ製品は、BRIGHTのWebサイトで入手できます。
短いGRBホスト銀河II：赤方偏移のレガシーサンプル、星の種族の特性、およびそれらの中性子星合体の起源への影響
| Title |
Short_GRB_Host_Galaxies_II:_A_Legacy_Sample_of_Redshifts,_Stellar_Population_Properties,_and_Implications_for_their_Neutron_Star_Merger_Origins |
| Authors |
Anya_E._Nugent_(Northwestern/CIERA),_Wen-fai_Fong,_Yuxin_Dong,_Joel_Leja,_Edo_Berger,_Michael_Zevin,_Ryan_Chornock,_Bethany_E._Cobb,_Luke_Zoltan_Kelley,_Charles_D._Kilpatrick,_Andrew_Levan,_Raffaella_Margutti,_Kerry_Paterson,_Daniel_Perley,_Alicia_Rouco_Escorial,_Nathan_Smith,_and_Nial_Tanvir |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.01764 |
これまでに均一にモデル化された最大のサンプルを表す、68個の短いガンマ線バースト（GRB）ホスト銀河の星の種族の特性を示します。プロスペクターの星の種族推論コードを使用して、各ホスト銀河の測光および/または分光法を共同で適合させます。$z\gtrsim1$での10個の新規または改訂された測光赤方偏移を含む、$z=0.60^{+0.90}_{-0.34}$（68％の信頼度）の母集団中央値赤方偏移が見つかりました。さらに、質量加重年齢の中央値$t_m=0.85^{+2.49}_{-0.57}$Gyr、恒星の質量$\log（M_*/M_\odot）=9.69^{+0.95}_が見つかります。{-0.66}$、SFR=$1.46^{+10.55}_{-1.38}M_\odot$/yrの星形成率、$\log（Z_*/Z_\odot）=-0.4^の星の金属量{+0.46}_{-0.42}$、および$A_V=0.51^{+0.94}_{-0.43}$magのダスト減衰（68％の信頼度）。全体として、短いGRBホストの大部分は星形成（$\approx85$％）であり、遷移（$\approx6$％）または静止（$\approx$9％）のいずれかの小さな部分があります。ただし、銀河の進化に見合った、静止状態および遷移中のホストのはるかに大きな割合（$\approx60$％）が$z\lesssim0.25$で観察されます。短いGRBホストは、通常のフィールド銀河の星形成主系列に存在しますが、高質量銀河はそれほど多く含まれていないことがわかります。これは、それらのバイナリ中性子星（BNS）の合併前駆体がホスト星形成と恒星の質量。年齢と赤方偏移の分布は、$z>1$での高速マージチャネルと、より低い赤方偏移でのBNS形成効率の低下を伴う、広い遅延時間分布を意味します。さらに、短いGRBは、さまざまな恒星の金属量を持つ環境で発生することがわかります。短いGRBホストが現在の重力波検出器の範囲内のBNS合併ホストの代表である場合、これらの結果は、電磁対応物の将来の検索に情報を与えることができます。すべてのデータおよびモデリング製品は、BRIGHTWebサイトで入手できます。
HII領域の乱流磁場Sh2-27
| Title |
Turbulent_magnetic_field_in_the_HII_region_Sh_2-27 |
| Authors |
N._C._Raycheva,_M._Haverkorn,_S._Ideguchi,_J._M._Stil,_B._M._Gaensler,_X._Sun,_J._L._Han,_E._Carretti,_X._Y._Gao,_T._Wijte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.01787 |
乱流星間物質（ISM）の磁場は、銀河のダイナミクスを理解する上で重要な要素ですが、多くの観測上の課題があります。視線（LoS）に平行な磁場成分を研究するための1つの有用なプローブは、H$\alpha$観測と組み合わせた、直線偏光放射光のファラデー回転です。HII領域は、空間に局在しているため、このような磁場を調べるのに最適な実験室であり、多くの場合、既知の距離と測定可能な電子密度を備えた明確なソースです。HII領域のSharpless2-27（Sh2-27）を選択しました。LoS（$B_{\parallel}$）に沿った磁場強度のマップを初めて使用することにより、Sh2-27内の乱流磁場の基本的な統計的特性を調査します。磁場変動のスケーリングを研究し、それをコルモゴロフスケーリングと比較して、乱流磁場変動の外側のスケールを見つけようとします。$n_e$の中央値を$7.3\pm0.1$cm$^{-3}$と推定し、$B_{\parallel}$の中央値を$-4.5\pm0.1$$\mu$と推定します。G、これは拡散ISMの磁場強度に匹敵します。推定された$B_{\parallel}$マップの構造関数の傾きは、Kolmogorovよりもわずかに急であることがわかります。これは、Gaussian-random-field$B_{\parallel}$シミュレーションと一致しており、入力Kolmogorovの傾きが磁場により、$B_{\parallel}$の勾配がやや急になります。これらの結果は、乱流の外側のスケールの下限がHII領域で10pcであることを示唆しており、これは計算領域のサイズに匹敵します。これは、ここで調査された乱流が、Sh2-27の存在によって照らされている、一般的なISMの星間乱流に関連する、周囲の媒体のより大きなスケールから実際にカスケードしている可能性があることを示している可能性があります。
APOGEEと$Gaia$データの直接軌道統合によるMilkyWayバーの長さとパターン速度の制約
| Title |
Constraining_the_length_and_pattern_speed_of_the_Milky_Way_bar_from_direct_orbit_integration_of_APOGEE_and_$Gaia$_data |
| Authors |
Madeline_Lucey,_Sarah_Pearson,_Jason_A._S._Hunt,_Keith_Hawkins,_Melissa_Ness,_Michael_S._Petersen,_Adrian_M._Price-Whelan,_and_Martin_D._Weinberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.01798 |
内側の銀河のダイナミクスには、天の川の進化の歴史を解くための重要な手がかりが含まれています。ただし、銀河系の棒渦巻銀河の長さは現在、3.5〜5kpcの範囲の長さの推定値で議論されているため、内部銀河の重力ポテンシャルは十分に制約されていません。軌道を直接統合するために6D位相空間情報を使用して、銀河棒の長さとパターン速度を制限するための新しい方法を提示します。N体シミュレーションを使用してこの方法を検証し、バー内の軌道の最大範囲が、軌道の計算に使用されるポテンシャルの最大範囲と常に一致するとは限らないことを確認しました。これは、上記のポテンシャルのバーの長さが、星の初期位置と速度がサンプリングされるN体モデルと類似している場合にのみ一貫しています。APOGEEDR17および$Gaia$eDR3データの$\approx$210,000の星に軌道積分法を適用すると、動的バーの長さが$\approx$3.5kpcでパターン速度が39の潜在的なモデルに対してのみ、自己無撞着な結果が得られます。km/s/kpc。天の川の閉じ込められたバーの軌道はわずか$\approx$3.5kpcまで伸びていますが、バーの端には4.8kpcまでの星の密度が高く、これは取り付けられたスパイラルアームに関連している可能性があります。また、バーの測定された軌道構造は、想定されるポテンシャルの特性に強く依存していることがわかります。
コールドダークマターハローの潮汐トラックと人工破壊
潮汐加熱のインパルス近似で2次項を考慮した、暗黒物質サブハロの潮汐加熱の既存のモデルへの簡単な拡張について説明します。この改訂されたモデルは、高解像度のN体シミュレーションで測定されたサブハロが進化する潮汐トラックと正確に一致する可能性があることを示しています。さらに、一定密度のコアがサブハロに導入されると、このモデルは、有限の解像度効果から生じるN体サブハロの進化と人工的な破壊を定量的に再現できることを示します。これらの結果を組み合わせることで、N体シミュレーションの人為的な混乱により、ホストハローの内部領域のサブハロ質量関数が2倍過小評価され、ビリアルボリューム全体で10〜20％減少する可能性があることを示す以前の作業を確認します。
ALMA連続体観測を用いた高赤方偏移銀河のダスト温度と遠赤外線光度の推定
| Title |
Estimating_Dust_Temperature_and_Far-IR_Luminosity_of_High-Redshift_Galaxies_using_ALMA_Continuum_Observations |
| Authors |
Y._Fudamoto,_A._K._Inoue,_Y._Sugahara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.01879 |
単純な塵と恒星の分布幾何学における放射平衡を仮定して、高赤方偏移銀河の塵の温度と赤外線（IR）の光度を導き出す方法を提示します。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）アーカイブの公開データを使用して、高赤方偏移銀河の塊状星間物質（ISM）モデルのダスト温度を調査し、他の方法から得られた結果との一貫性をテストしました。${\rmlog}\、\xi_{\rmclp}=-1.02\pm0.41$の塊が、高赤方偏移の星形成銀河のISMを表すことができると仮定して、ダスト分布モデルを見つけます。$\xi_{\rm{clp}}$の値を仮定することにより、この方法では、この方法に必要な2つのALMA測定値を提供するシングルバンドALMA観測のみから、高赤方偏移銀河のダスト温度とIR光度を導き出すことができます。ダスト連続フラックスとダスト連続放出サイズ。この方法を使用して、$z\sim8.3$星の塵の温度（$T_{\rmd}=95^{+13}_{-17}\、\rm{K}$）を見つけることを示します-形成銀河、MACS0416-Y1。この方法では、ダスト温度を導出するためにシングルバンドダスト観測のみが必要です。高赤方偏移でのマルチバンド観測や輝線探索よりも簡単にアクセスできます。したがって、ALMAなどの高解像度干渉計を使用した将来の研究では、銀河の大規模なサンプルに適用できます。
$ z \sim7$と$z\sim4$の間の星形成銀河の平均[CII]$158 \、\ rm {\ mum}$サイズ
| Title |
Average_[CII]_$158\,\rm{\mu_m}$_sizes_of_Star-Forming_Galaxies_between_$z\sim7$_and_$z\sim4$ |
| Authors |
Y._Fudamoto,_R._Smit,_R._A._A._Bowler,_P._A._Oesch,_R._Bouwens,_M._Stefanon,_H._Inami,_R._Endsley,_V._Gonzalez,_S._Schouws,_D._Stark,_H._S._B._Algera,_M._Aravena,_L._Barrufet,_E._da_Cunha,_P._Dayal,_A._Ferrara,_L._Graziani,_J._A._Hodge,_A._P._S._Hygate,_A._K._Inoue,_A._Pallotini,_E._Pizzati,_R._Schneider,_L._Sommovigo,_Y._Sugahara,_M._Topping,_P._van_der_Werf,_M._Bethermin,_P._Cassata,_M._Dessauges-Zavadsky,_A._L._Faisst,_S._Fujimoto,_M._Ginolfi,_N._Hathi,_G._C._Jones,_F._Pozzi,_D._Schaerer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.01886 |
$z\sim7$でのUV明るい星形成銀河の平均[CII]$158\、\rm{\mum}$輝線サイズを示します。私たちの結果は、大規模なプログラムである宇宙の再電離時代の輝線輝線調査（REBELS）を利用して、ALMAによって観測された[CII]$158\、\rm{\mum}$輝線とダスト連続体のスタッキング分析から導き出されました。$z\sim7$での平均[CII]放出の有効半径$r_e$は$2.2\pm0.2\、\rm{kpc}$であることがわかります。最近報告された$z\lesssim6$銀河の測定値と一致して、ダスト連続体と残りのフレームのUV放射よりも$\gtrsim2\times$大きくなっています。さらに、平均[CII]サイズを、ALMA大規模プログラムによって観測された$4<z<6$銀河と比較して、初期の[CII]を調査しました（ALPINE）。2つの赤方偏移ビンにある$4<z<6$銀河の[CII]サイズを分析すると、$r_{\rme}=2.2\pm0.2\、\rm{kpc}$の平均[CII]サイズがわかります。$r_{\rme}=2.5\pm0.2\、\rm{kpc}$は、それぞれ$z\sim5.5$銀河と$z\sim4.5$銀河です。これらの測定値は、星形成銀河が、平均して、$z\sim7$と$z\sim4$の間の赤方偏移で[CII]$158\、{\rm\mum}$放出領域のサイズに進化を示さないことを示しています。。この発見は、星形成銀河が、広い赤方偏移範囲にわたって形態学的にガスによって支配されている可能性があることを示唆しています。
活動銀河核における光周期変調の3つのケース
| Title |
Three_Cases_of_Optical_Periodic_Modulation_in_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Jie_Li,_Zhongxiang_Wang,_Dong_Zheng_(Department_of_Astronomy,_Yunnan_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02129 |
2つの活動銀河核（AGN）と1つの候補AGNで発見された光周期変調の事例を報告します。大規模な過渡観測、すなわちカタリナ実観測（CRTS）と掃天観測（ZTF）から得られたアーカイブ光学データを分析すると、ソースJ0122+1032で2169.7、2103.1、および1462.6\日の周期性が見つかります。、J1007+1248（またはPG〜1004+1248）、およびJ2131$-$1127。最初の2つの光学スペクトルは、最初の銀河がブレーザーであり、2番目の銀河がタイプ1セイファート銀河である可能性が高いことを示しています。また、3番目の銀河の分光情報はありませんが、その全体的な特性から、AGNである可能性が高いことがわかります。さらに、広視野赤外線サーベイエクスプローラー（WISE）によって取得された、3つの光源の中赤外線（MIR）光度曲線データも分析されます。光度曲線は変動を示しており、これはおそらく光学的周期性に関連している可能性があります。広く議論されている超大質量ブラックホール連星（SMBHB）シナリオに基づいて、光変調の起源とMIRの変動について説明します。2つの考えられる興味深い機能、J2131$-$1127での追加の162日間の短い光周期性、およびJ1007+1248のX線フラックス変動とその光周期性との一貫性もSMBHBシナリオ内で説明されています。
SDSS（z〜0）からVIPERS（z〜0.7）への基本的な金属量の関係データの選択または進化
| Title |
The_fundamental_metallicity_relation_from_SDSS_(z~0)_to_VIPERS_(z~0.7)_Data_selection_or_evolution |
| Authors |
F._Pistis,_A._Pollo,_M._Scodeggio,_M._Figueira,_A._Durkalec,_K._Ma{\l}ek,_A._Iovino,_D._Vergani,_and_S._Salim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02458 |
目的。異なる特性を持つ銀河サンプル間の比較を均質化する方法に焦点を当てています。$z\sim0$（SDSS）と$z\sim0.7$（VIPERS）で選択されたサンプル間で、基本的な金属量関係（FMR）の予測とこれらの予測の展開を確認します。特に、選択基準が結果に影響を与える可能性があるかどうか、またどの程度影響するかを確認します。メソッド。FMRとその投影に対する、物理的制約（光度関数の進化と青い銀河の割合の違い）またはデータ選択（信号対雑音比とスペクトルの品質）のいずれかによって導入されたさまざまなバイアスの影響を確認しました。。赤方偏移を伴う銀河の物理的進化によって発生する違いを、これらのバイアスによって模倣された誤った進化から分離するために、最初にこれらのバイアスがSDSSサンプルに及ぼす影響を個別に分析し、次にSDSSデータから始めてVIPERSを構築しました。-同等の$z\sim0$サンプル。公正な比較のために、VIPERSサンプルの主な特性を$z\sim0.7$に複製します。結果。FMR投影はすべて、S/Nの選択によって導入されたバイアスと、スペクトルの輝線測定の品質フラグ、特に$\left[\text{O{\、\sc{iii}に敏感であることがわかりました。}}\right]\lambda4959$行。例外は、これらのバイアスの影響を受けないsSFR平面に対する金属量です。光度関数の進化は、星形成率（SFR）に対する平面金属量にのみバイアスを導入しますが、青い銀河の割合は結果に影響を与えません。
天の川はちょうど点灯しましたか？銀河円盤の最近の星形成の歴史
[要約]銀河円盤の6kpc$\、\times\、$6kpc領域全体に恒星の年齢分布（$\lesssim1$Gyr）をマッピングして、銀河の最近の星形成の歴史を制約します。私たちのモデリングは、Zariらのサンプルを利用しています。（2021）$G<16$のすべての推定ディスクOBAスター（$\sim500,000$ソース）を含みます。赤みの影響を受けにくくするために、これらの星の詳細なCMD分布をフォワードモデル化するのではなく、$M_K<0$および$T_{\の星間のKバンド絶対等級分布$n（M_K）$を転送モデル化します。mathrm{eff}}>7000$K、ディスク内の特定の位置$\vec{x}$で、5つの年齢ビン、$b（\tau〜|〜\vec{x}、\vec{\alpha}）$、対数的に$\tau=5$Myrから$\tau=1$Gyrまでの年齢間隔。等時線のセットとKroupa（2001）の初期質量関数が与えられた場合、$b（\tau\、|\、\vec{x}、\vec{\alpha}）$をサンプリングして、データの尤度を最大化します。選択機能用。これにより、銀河円盤のかなりの部分にまたがる一連の単核星密度マップが作成されます。これらの地図は、すべてではありませんが、いくつかのらせん状の腕が500Myr未満の星の過密度に反映されていることを示しています。最年少の星（$<10$Myr）の地図は、主要な星形成領域をトレースしています。すべての年齢のマップは、外向きの密度勾配と明確なスパイラルのような空間構造を示しています。これは、すべての年齢間隔で大規模に質的に類似しています。マップの面積を合計してディスク全体に外挿すると、過去10Myrの$\approx3.3\mathrm{M_{\odot}/yr}$の有効な星形成率が、以前に公開された推定値よりも高いことがわかります。。驚くべきことに、私たちの恒星の年齢分布は、星形成率が最後のGyrのほとんどで3倍低く、ごく最近の過去にのみはっきりと上昇したことを意味します。
MUSEから見た青色コンパクト銀河ハロ14の温かいイオン化ガス。低質量スターバーストで作用する多様なイオン化メカニズム
| Title |
Warm_ionized_gas_in_the_blue_compact_galaxy_Haro_14_viewed_by_MUSE._The_diverse_ionization_mechanisms_acting_in_low-mass_starbursts |
| Authors |
L._M._Cair\'os_(1),_J._N._Gonz\'alez-P\'erez_(2),_P._M._Weilbacher_(3),_R._Manso_Sainz_(4)_((1)_Institut_f\"ur_Astrophysik,_Georg-August-Universit\"at,_G\"ottingen,_Germany,_(2)_Hamburger_Sternwarte,_Hamburg,_Germany,_(3)_Leibniz-Institut_f\"ur_Astrophysik_(AIP),_Potsdam,_Germany,_(4)_Max_Planck_Institute_for_Solar_System_Research,_G\"ottingen,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02754 |
MUSE/VLTで行われた面分光観測により、青色コンパクト銀河（BCG）Haro14の温かいイオン化ガスを調べます。MUSEの大きなFoVとその前例のない感度により、大きな銀河中心距離までの輝線星雲の放出を観測することができます。これにより、イオン化ガスの形態とイオン化構造をキロパーセクスケールまで追跡し、初めて、典型的なBCGの周辺で動作する励起メカニズムを正確に調査することができました。強度マップと診断マップは、イオン化ガスの少なくとも2つの非常に明確な成分を明らかにします。明るい中央領域は、ほとんどが個々の塊でできており、かすかな成分は、キロパーセクスケールまで広がり、広範囲の拡散放出、明確に描写されたフィラメント状構造で構成されています。かすかな結び目。注目に値するのは、南西に2および2.3kpcまで伸びる2つの曲線フィラメントであり、銀河の流出によって駆動される超巨星の膨張する泡のエッジをトレースしている可能性があります。Haro14の中央の塊はHII領域の複合体ですが、低表面輝度成分全体の形態と線の比率は、星形成の光イオン化と互換性がないことがわかります。空間的に分解された輝線比診断図では、最大スターバースト線より上のスパクセルが大部分を占めています。さらに、我々の発見は、複数の代替メカニズムが外側の銀河領域を電離していることを示唆している。拡散成分の特性は、希釈された放射線によるイオン化と一致しており、大きなフィラメントとシェルは、おそらく気泡の端にある衝撃を受けた領域です。銀河周辺で観測されたかすかな個々の塊のイオン化の原因となるメカニズムを評価することはより困難です。これらの塊は、断片化されたシェルの衝撃を受けた破片、または極端な条件下で星形成が進行している領域である可能性があります。
条件付きの存在量を使用して評価された天の川円盤の化学的濃縮
| Title |
The_chemical_enrichment_of_the_Milky_Way_disk_evaluated_using_conditional_abundances |
| Authors |
Bridget_Ratcliffe_(1)_and_Melissa_Ness_(2_and_3)_((1)_Department_of_Statistics,_Columbia_University,_(2)_Department_of_Astronomy,_Columbia_University,_(3)_Center_for_Computational_Astrophysics,_Flatiron_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02772 |
天の川銀河円盤の星の化学的存在量は、その濃縮の歴史の経験的なトレーサーです。しかし、それらは解きほぐすのに価値のある共同情報をキャプチャします。この作業では、固定された超新星の寄与（[Fe/H]、[Mg/Fe]）で、ディスクの現在の半径全体で個々の存在量がどのように変化するかを定量化しようとしています。18,135個のAPOGEEDR17レッドクランプ星と7,943個のGALAHDR3主系列星を使用して、それぞれ$3〜13$kpcと$6.5〜9.5$kpcで（[Fe/H]、[Mg/Fe]）を条件とする存在量分布を比較します。合計で15の元素を調べます：C、N、Al、K（光）、O、Si、S、Ca、（$\alpha$）、Mn、Ni、Cr、Cu、（鉄ピーク）Ce、Ba（s-プロセス）およびEu（r-プロセス）。条件付き中性子捕獲および軽元素は、絶対条件付き放射状勾配$\leq0.03$dex/kpcを使用して、ディスクの濃縮履歴の変動を最も顕著に追跡することがわかります。調査した他の要素には、絶対条件付き勾配$\lesssim0.01$dex/kpcがあります。構造化された条件付き存在量の変動を、低$\alpha$の[Fe/H]の関数として明らかにしますが、高$\alpha$シーケンスでは明らかにしません。異なる半径での平均条件付き存在量間の平均分散は、$\sigma_\text{intrinsic}\approx$0.02dex（Ce、Eu、Ba$\sigma_\text{intrinsic}>$0.05dex）です。これらの結果は、基準となる超新星の相関が考慮された後、さまざまな元素が銀河系の放射状濃縮の履歴を追跡する大きさの尺度として機能します。さらに、銀河の化学進化モデルをおそらく制約するであろう条件付き存在量分布のすべての瞬間における微妙な系統的変動を明らかにします。
変化する外観のAGNにおける幅広い輝線とX線スペクトルの共進化
変化する活動銀河核（CLAGN）は、数年以内に幅広い輝線の消失と再出現を示します。これは、方向ベースのAGN統合モデルに挑戦します。過去数十年の間に広い輝線の強い変化を示す5つのよく研究されたCLAGNのX線データを減らします。X線フォトンインデックス$\Gamma$とエディントンスケールのX線光度$L_{\rm2-10keV}/L_{\rmEdd}$は、通常、負と正の相関関係に従うことがわかります。エディントン比が臨界値$\sim10^{-3}$よりも低い場合と高い場合。広いH$\beta$輝線で観測されたCLAGNは、$\Gamma-L_{\rm2-10keV}/L_{\rmEdd}$相関の正の部分にとどまり、広いH$$\Gamma-L_{\rm2-10keV}/L_{\rmEdd}$相関の反相関部分では、\beta$線が弱くなるか消えます。これは、幅の広い線の進化が根底にある付着プロセスの進化。さらに、CLAGNは、$L_{\rmbol}-L_{\rmbol}/L_{\rmEdd}$相関関係で他の異なるタイプのAGNと一致していることがわかります。これらの結果は、CLAGNがボロメータエディントン比$\sim$1\％のAGNの特別な段階に属していることを裏付けています。この段階では、降着モードの遷移によって引き起こされるイオン化光度の強い変動によって、広い輝線が簡単に影響を受けます。。
IceCubeを使った銀河団からの高エネルギーニュートリノ放出の探索
| Title |
Searching_for_High-Energy_Neutrino_Emission_from_Galaxy_Clusters_with_IceCube |
| Authors |
R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_M._Ahrens,_J.M._Alameddine,_A._A._Alves_Jr.,_N._M._Amin,_K._Andeen,_T._Anderson,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_Y._Ashida,_S._Athanasiadou,_S._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_M._Baricevic,_S._W._Barwick,_V._Basu,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_J._Beise,_C._Bellenghi,_S._Benda,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_E._Blaufuss,_S._Blot,_F._Bontempo,_J._Y._Book,_J._Borowka,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_F._Bradascio,_J._Braun,_B._Brinson,_S._Bron,_J._Brostean-Kaiser,_R._T._Burley,_R._S._Busse,_M._A._Campana,_E._G._Carnie-Bronca,_C._Chen,_Z._Chen,_D._Chirkin,_K._Choi,_B._A._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_A._Connolly,_J._M._Conrad,_P._Coppin,_P._Correa,_et_al._(318_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02054 |
銀河団は、降着衝撃や埋め込まれたCR加速サイトを介して、宇宙線（CR）を超高エネルギーに加速する可能性があります。エネルギーがヒラス条件を下回るCRはクラスター内に閉じ込められ、最終的には銀河団ガス（ICM）ガスと相互作用して、二次ニュートリノと$\gamma$線を生成します。IceCubeニュートリノ天文台からの9。5年間のミューニュートリノ追跡イベントを使用して、質量$\gtrsim10^{14}$\（\textup{M}_\odot\）および0.01と$\sim$1の間の赤方偏移は、Sunyaev-Zeldovich（SZ）効果を介して{\itPlanck}ミッションによって検出されます。スタッキングの3つの異なる重み付けシナリオと、3つの異なるべき乗則スペクトルを想定して、カタログの完全性を考慮した後、銀河団からの累積的な未解決のニュートリノフラックスの上限を報告します。質量と距離に応じてソースに重みを付け、銀河団からのニュートリノのフラックスを100TeVでの拡散IceCube観測の$4.6\％$以下に制限する、上限を$90\％$の信頼水準に設定します。$E^{-2.5}$べき乗則スペクトル。
{\itXMM-Newton}を使用したTeVブレーザーMrk421のX線日中変動
| Title |
X-ray_intraday_variability_of_the_TeV_blazar_Mrk_421_with_{\it_XMM-Newton} |
| Authors |
A_Priyana_Noel,_Haritma_Gaur,_Alok_C.Gupta,_Alicja_Wierzcholska,_Michal_Ostrowski,_Vinit_Dhiman,_Gopal_Bhatta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02159 |
変動性の高いMarkarian421は、明るく高シンクロトロンエネルギーでピークに達したブレーザーであり、特徴のない広い非熱スペクトルを示しているため、日中のフラックスとスペクトルの経時変化を研究するのに適しています。EPIC-PN装置で17年以上にわたって撮影されたX線観測を分析して、日中の変動特性を調べます。0.3〜10.0keVの光子エネルギーバンドとそのサブバンド、ソフト0.3〜2.0keVおよびハード2.0〜10.0keV。フラックスの変動性を調べるために、部分的な変動性の振幅と最小の変動性のタイムスケールが計算されました。また、各観測の硬度比と、離散相関関数を使用して2つのエネルギーバンド間の相関を調べ、正規化された光度曲線を調べることにより、スペクトルの変動性を調べました。これらの方法から得られたパラメータは、相関または非ランダムな傾向について研究されています。この作業から、衝撃以外の乱流挙動を伴うプロセスをよりよく理解するために、ジェットで発生する可能性のある粒子加速および放出プロセスの制約について推測します。2つのサブバンド間の正の離散相関関数は、2つのバンドの光子の放出における同じ電子集団の役割を示します。フラックス変動のパラメータとスペクトル変動のパラメータおよびサブエネルギーバンドのラグとの間の相関関係は、放出プロセスのモデリングのために考慮されるべき制約を提供します。
観測されたrプロセスの存在量との比較による現実的なキロノバシミュレーションへの入力の制約
| Title |
Constraining_inputs_to_realistic_kilonova_simulations_through_comparison_to_observed_r-process_abundances |
| Authors |
M._Ristic,_E._M._Holmbeck,_R._Wollaeger,_O._Korobkin,_E._Champion,_R._O'Shaughnessy,_C._L._Fryer,_C._J._Fontes,_M._R._Mumpower,_T._M._Sprouse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02273 |
中性子星合体に関連する電磁放射の1つの源であるキロノバは、中性子に富む合体噴出物中の放射性同位体の崩壊によって動力を供給されます。利用可能なモデリングと一致するキロノバ放出のモデルおよびGW170817の電磁的対応物も、流出中のさまざまなタイプの物質の相対的なバランスによって決定される特徴的な存在量パターンを予測します。観測されたソースが典型的なものであると仮定すると、この推定された存在量パターンは、太陽系で観測されたものなど、他の手段によって推定された\emph{r}プロセスの存在量と一致する必要があります。放射伝達シミュレーションで採用された入力質量加重元素組成を太陽の元素の質量分率と比較する分析について報告します。パラメータ推論の結果が動的および風の噴出物の想定される構成にどの程度依存するかを特徴づけ、新しい結果が以前の作業とどのように比較されるかを調べます。$M_w/M_d$=2.81の質量比は、観測されたAT2017gfoキロノバ光度曲線を再現すると同時に、太陽系に豊富な中性子捕獲元素を生成することがわかります。
MAXI / GSC、RXTE / ASM、Ginga/ASMで観測されたNS-LMXBの数十年にわたる長期変動
| Title |
Decades'_long-term_variations_in_NS-LMXBs_observed_with_MAXI/GSC,_RXTE/ASM_and_Ginga/ASM |
| Authors |
Kazumi_Asai,_Tatehiro_Mihara,_and_Masaru_Matsuoka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02299 |
中性子星（NS-LMXB）を含む明るい低質量X線連星における数十年にわたる長期X線変動を調査しました。MAXI/GSCおよびRXTE/ASMの光度曲線は$\sim$26年をカバーし、33のNS-LMXBから高品質のX線光度曲線が得られます。その中で、Ginga/ASMとともに、2つのソース（GX3$+$1とGX9$+$1）は、34年間で$\sim5$yrと$\sim10$yrの周期で明らかな正弦波変動を示しました。光度曲線。それらのX線光度は、NS-LMXBの光度分布の中央で$（1-4）\times10^{37}$ergs$^{-1}$でした。他の7つのソース（SerX-1、4U1735--444、GX9$+$9、4U1746$-$37、4U1708$-$40、4U1822$-$000、および1A1246$-$588）も同様の正弦波を持っていますプロファイル（振幅、周期、および位相）は可変ですが、変動します。既知の公転周期を持つ21のソースを比較すると、長期的な正弦波変動の考えられる原因は、ドナー星への照射によって誘発される物質移動サイクルである可能性があります。
PSRJ1750-3503での逆ドリフトサブパルスのMeerKAT観測
| Title |
MeerKAT_observations_of_the_reversing_drifting_subpulses_in_PSR_J1750-3503 |
| Authors |
Andrzej_Szary,_Joeri_van_Leeuwen,_Geoff_Wright,_Patrick_Weltevrede,_Crispin_H._Agar,_Caterina_Tiburzi,_Yogesh_Maan,_Michael_J._Keith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02382 |
ドリフト方向の急激な遷移を特徴とするPSRJ1750-3503のサブパルスドリフトの分析を示します。パルサーは他のモード変化や明確なヌルを示さないため、ドリフト方向の変化の現象を研究するための理想的な候補システムです。$\sim80\％$の場合、サブパルスは正のドリフト（早い経度から遅い経度へ）によって特徴付けられますが、他の$\sim20\％$ではドリフト方向が負になります。正のドリフトを持つ単一パルスのサブパルス分離$P_2=（18.8\pm0.1）^{\circ}$は、負のドリフトを持つ単一パルス$P_2=（17.5\pm0.2）^{\circ}よりも高くなります。$。ドリフトが安定している場合、ドリフトパターンの測定された繰り返し時間は$P_3^{\rmobs}=（43.5\pm0.4）P$です。ここで、$P$はパルサー周期です。観測されたデータは、表面磁場の純粋な双極子構成を使用して、磁気軸を中心にサブパルス回転するカルーセルモデルによって再現できることを示します。観測されたドリフト特性は、実際の繰り返し時間が$P_3<2P$であると仮定してモデル化できるため、エイリアス値が観測されます。$6\％$のオーダーの$P_3$の小さな変動（またはより高いエイリアスオーダーを想定するとそれ以下）は、私たちが観察する特徴的なドリフト方向の変化を再現するのに十分です。
バースト減衰とその後のミニバースト中のMAXIJ1820+070の多波長観測
| Title |
Multiwavelength_observations_of_MAXI_J1820+070_during_its_outburst_decay_and_subsequent_mini-outburst |
| Authors |
M._\"Ozbey_Arabac{\i},_E._Kalemci,_T._Din\c{c}er,_C._Bailyn,_D._Altamirano,_T._Ak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02461 |
2018年の爆発とその後の2019年3月のミニ爆発全体の崩壊中の銀河ブラックホールX線過渡MAXIJ1820$+$070の準同時多波長観測の結果を提示します。X線スペクトルを現象論的に適合させます。およびComptonizatonモデルを作成し、システムの多波長挙動と比較したX線スペクトルの進化について説明します。システムは、X線とラジオでフェードしている間に、主な爆発崩壊の間にソフトからハードへの遷移の7日後にUV/光学/NIRバンドで再明るくなりました。対照的に、ミニバーストは、最初のバースト減衰のハード状態遷移の165日後に発生し、すべての波長で検出されました。どちらのイベントでも、測定されたタイムスケールは他のブラックホールシステムで観測されたものと一致しています。同時の硬X線/軟$\gamma$線観測は、UV/光学/NIR再増光の開始時の非熱電子エネルギー分布を示していますが、熱分布は、ハードミニバースト活動中のデータに適合できます。再増光までの広帯域スペクトルエネルギー分布は、照射された外部降着円盤モデルと一致しています。ただし、再増光のピークとミニバーストのピークに近いものの両方で生成されたSEDは、ジェット原点で解釈されることが多いUV/光学/NIR周波数範囲の追加のべき乗則成分でのみ良好な適合を提供しました。
ニュートリノロケットジェットモデル：高速パルサーとそのスピンダウン進化の説明
| Title |
Neutrino_Rocket_Jet_Model:_An_Explanation_of_High-velocity_Pulsars_and_their_Spin-down_Evolution |
| Authors |
Zheng_Li,_Qiu-He_Peng,_Miao_Kang,_Xiang_Liu,_Ming_Zhang,_Yong-Feng_Huang_and_Chih-Kang_Chou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02569 |
パルサーの空間速度がそれらの始祖星のそれより一般に速いという事実は、ほぼ50年の間天文学者を悩ませてきました。超新星爆発では、100ms〜10秒のタイムスケールで出生キックプロセス中に高いパルサー速度を取得する必要があると広く議論されてきました。この場合、非対称の動的メカニズムが重要な役割を果たします。ただし、一般的に満足のいく画像はまだ不足しています。この研究では、ニュートリノロケットモデルがパルサーの高速および長期的な進化挙動を十分に説明できると主張されています。ニュートリノは、ニュートリノサイクロトロン放射メカニズムを介して超流動渦中性子から放出されます。弱い相互作用におけるパリティの非保存に起因する左巻きニュートリノと右巻き反ニュートリノのユニークな特性は、空間的非対称性において主要な役割を果たします。パルサーの連続加速度は、このモデルによって自然に説明できます。このモデルでは、1000kms$^{-1}$を超える最大速度が得られます。かにパルサー（PSR0531）とベラパルサー（PSR0833）で観測された回転軸と運動方向の位置合わせは、十分に説明できます。スピンダウン率と$P\gtrsim0.5$sの長周期パルサーの周期との間に観測された相関関係も十分に説明できます。
銀河宇宙線における陽子最大加速エネルギーの測定
| Title |
Measurement_of_the_Proton_Maximum_Acceleration_Energy_in_Galactic_Cosmic_Rays |
| Authors |
G._Di_Sciascio,_INFN_-_Roma_Tor_Vergata_(Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02649 |
宇宙線は、宇宙の最も重要なエネルギー変換プロセスの1つです。それらは、周囲の宇宙、私たちの銀河、そしておそらく銀河系外の空間についての情報を、少なくとも観測された最高のエネルギーでもたらします。それらが発見されてから1世紀以上経った今でも、放射線の起源、加速、伝播過程についての決定的なモデルはありません。主な理由は、おそらく測定に影響を与えるいくつかのまだ未知の体系的な不確実性のために、さまざまな実験によって得られた結果の間にまだ重大な不一致があることです。この論文では、全粒子エネルギースペクトルのいわゆる\emph{`knee'}が観測される10$^{15}$eVエネルギー範囲での銀河宇宙線の検出に焦点を当てます。（p+He）エネルギースペクトルの測定が提示され、説明されています。
中性子星の磁気圏における超光速移動電流シートによる放射の発見的説明
| Title |
A_heuristic_account_of_the_radiation_by_the_superluminally_moving_current_sheet_in_the_magnetosphere_of_a_neutron_star |
| Authors |
Houshang_Ardavan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02729 |
Ardavan（2021、MNRAS、507、4530）で発表された、中性子星の磁気圏での超発光移動電流シートによる放射の数学的処理の結果は、ここではイラストを使用してより透明な物理的用語で説明されています。これらの結果は、パルサーから受け取った放射の顕著な特徴（その輝度温度、偏光、スペクトル、および微細構造と放射線とガンマ線のピーク間の位相遅れを伴うプロファイル）の包括的な説明を提供するだけでなく、また、ガンマ線パルサーとマグネターの推定エネルギー要件、および高速電波バーストとガンマ線バーストの発生源にも光を当てます。
宇宙ベースおよび軌道下の光学チェレンコフ検出器によるニュートリノ臨機目標観測
| Title |
Neutrino_Target-of-Opportunity_Observations_with_Space-based_and_Suborbital_Optical_Cherenkov_Detectors |
| Authors |
Tonia_M._Venters,_Mary_Hall_Reno,_and_John_F._Krizmanic_(for_the_POEMMA_and_JEM-EUSO_Collaborations) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02730 |
超高エネルギーに到達できる宇宙線加速器は、ソースまたはその周囲の環境内のハドロン相互作用を介して非常に高エネルギーのニュートリノを生成することも期待されています。候補となる天体物理学的ソースクラスの多くは、本質的に一過性であるか、フレア活動を示します。地球をニュートリノ変換器として使用すると、POEMMAやEUSO-SPB2などの軌道下および宇宙ベースの光学チェレンコフ検出器は、エネルギーのある宇宙タウニュートリノから生成されたタウレプトンの崩壊によって引き起こされる上向きに移動する広範囲の空気シャワーを検出できるようになります。\sim10$PeV以上。EUSO-SPB2とPOEMMAはどちらも迅速にリポイントできるようになり、天体物理学的な一時的なイベントへの迅速な対応が可能になります。EUSO-SPB2とPOEMMAの両方について、太陽と月が観測時間に課す制約を考慮して、過渡感度と空の範囲を計算します。また、モデル化されたさまざまな天体物理学的ニュートリノフルエンスについて、両方の検出器のニュートリノ範囲を計算します。EUSO-SPB2とPOEMMAの両方が、近くのソースのモデル化されたニュートリノフルエンスのレベルで一時的な感度を達成することがわかります。最後に、モデル化されたさまざまな天体物理ニュートリノ源について、少なくとも1つの一時的なイベントを検出する各ミッションの見通しについて説明します。
極端なデコンボリューションを使用したパルサーグリッチ振幅の分類
グリッチ振幅$\left（\frac{\Delta\nu}{\nu}\right）$で観測された不確実性が取得される、極端なデコンボリューションベースのガウス混合モデルを使用して、電波パルサーのグリッチ振幅の分類を実行します。考慮に入れます。次に、AICやBICなどの情報理論基準を使用して、グリッチクラスの最適な数を決定します。AICとBICの両方が、パルサーグリッチの振幅が二峰性分布を使用して最適に記述できることを示していることがわかります。2つのコンポーネントの分数グリッチ振幅の平均値は、それぞれ$5.9\times10^{-9}$と$1.3\times10^{-6}$に等しくなります。この作業で使用される統合データセットと分析コードは、一般に公開されています。
カー仮説の光子リングテスト：リング形状の変化
| Title |
Photon_ring_test_of_the_Kerr_hypothesis:_variation_in_the_ring_shape |
| Authors |
Hadrien_Paugnat,_Alexandru_Lupsasca,_Fr\'ed\'eric_Vincent,_Maciek_Wielgus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02781 |
イベントホライズンテレスコープ（EHT）のコラボレーションにより、最近、超大質量ブラックホールM87*の地平線スケールの画像がリリースされました。これらの画像は、カー時空における光学的に薄いレンズ付き降着流によって一貫して記述されています。一般相対性理論（GR）は、そのような流れの高解像度画像が、極端に曲がった軌道上の光子によって生成された薄いリング状の特徴を示すことを予測しています。最近の理論的研究は、これらの「光子リング」が明確な干渉サインを生成することを示唆しており、その観測は、天体物理学的構成にほとんど依存せずに、カー仮説の厳密な一貫性テストを提供できます。Gralla、Lupsasca、Marrone（GLM）は、高次光子リングの形状は、天体物理学的ソースの詳細に影響されない特定の関数形式に従うと主張し、宇宙ベースでこのGR予測形状を測定するための実験方法を提案しました。干渉法。さまざまな天体物理学的プロファイル、ブラックホールのスピン、観測者の傾きに当てはまるかどうかを確認することで、予測の堅牢性を評価したいと思います。何百ものモデルについて分析を繰り返し、光子リングの幅とその角度変化を、メソッドの成功の主な障害として特定します。この幅が放出プロファイル、ブラックホールのスピン、観測者の傾きによってどのように変化するかを定性的に説明します。傾斜が小さい場合、改良された方法は、さまざまな放出プロファイルの形状予測を確認するのに十分な堅牢性を備えています。ただし、ベースラインの選択は、メソッドの成功にとって重要です。高い傾斜では、リングの不均一な幅によって引き起こされる質的に新しい効果に遭遇し、方法をさらに改良する必要があります。また、光子球の形状がブラックホールのスピンと傾斜をどのように抑制できるかについても調べます。
| Title |
General_Relativistic_Implicit_Monte_Carlo_Radiation-Hydrodynamics |
| Authors |
Nathaniel_Roth,_Peter_Anninos,_Peter_B._Robinson,_J._Luc_Peterson,_Brooke_Polak,_Tymothy_K._Mangan,_Kyle_Beyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.01760 |
一般相対論的放射線-電磁流体力学コード、Cosmos++に追加された新機能について報告します：放射線輸送のための暗黙のモンテカルロ（IMC）処理。この方法は、放射流体力学方程式のフレック型の暗黙の離散化に基づいていますが、ニュートンおよび相対論的レジームの両方に対して一般化されています。複数の参照フレームアプローチを使用して、座標フレームで光子パケットを地理的に輸送（および流体力学方程式を解く）します。一方、放射と物質の相互作用は、流体または電子フレームのいずれかで処理され、ローレンツブーストとそれに接続されたオルソノーマルテトラッドベースを介して通信されます。体液。平坦または湾曲した時空の任意の座標系に一般化するパス重み付けを使用して、放射モーメントの推定量を構築する方法について説明します。吸収、放出、散乱、および相対論的コンプトン化は、このレポートで考慮される物質の相互作用の1つです。公式化と数値解法について説明し、平坦な時空と湾曲した時空の両方で、一連の放射および結合された放射-流体力学テストの問題に対してモデルを検証します。
Pythonでの0.8メートルのジョージメイソン大学のキャンパス望遠鏡の自動化への非同期オブジェクト指向アプローチ
| Title |
An_asynchronous_object-oriented_approach_to_the_automation_of_the_0.8-meter_George_Mason_University_campus_telescope_in_Python |
| Authors |
Michael_Reefe,_Owen_Alfaro,_Shawn_Foster,_Peter_Plavchan,_Nick_Pepin,_Vedhas_Banaji,_Monica_Vidaurri,_Scott_Webster,_Shreyas_Banaji,_John_Berberian,_Michael_Bowen,_Sudhish_Chimaladinne,_Kevin_Collins,_Deven_Combs,_Kevin_Eastridge,_Taylor_Ellingsen,_Mohammed_El_Mufti,_Ian_Helm,_Mary_Jimenez,_Kingsley_Kim,_Natasha_Latouf,_Patrick_Newman,_Caitlin_Stibbards,_David_Vermilion,_Justin_Wittrock |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.01780 |
ジョージメイソン大学（GMU）天文台の0.8メートル望遠鏡でデータを収集するプロセスを完全に自動化するために、非同期オブジェクト指向プログラミング（OOP）フレームワークでPythonコーディングの独自の実装を紹介します。このプロジェクトの目標は、トランジット系外惑星探査衛星（TESS）ミッションの自動追跡観測を実行すると同時に、人間による制御、監視、調整を可能にすることです。実装前は、施設は、Webカメラ、TheSkyX、ASCOMドーム、MaxImDL、および気象観測所の組み合わせを介して、人間の観測者によってコンピューター制御されていました。自動化されたスルーとドームの動き、CCD露出、FITS画像とメタデータの保存、初期焦点合わせ、ターゲットへのガイド、望遠鏡が夜の残りの時間に冷えるときに周囲温度を使用して焦点を調整し、キャリブレーション画像（暗闇とフラット）、およびローカル気象データの監視。自動気象モニターは、複数のソースからのさまざまな気象データを定期的にチェックして、悪条件のときに天文台を閉鎖する決定を自動化します。OOPコード構造は、各ハードウェアデバイスまたは重要な上位レベルのプロセスが、コードの再利用のためにモジュール間で共通のメソッドを継承し、属性とメソッドが関連付けられた独自のオブジェクトクラスまたは「モジュール」として分類されるように編成されています。異なるモジュール間でアクションを同時に実行できるようにするために、各モジュールに他のすべてのスレッドと同時に動作する独自のCPUスレッドを与えるマルチスレッドアプローチを実装しました。最初のいくつかのモジュール（カメラ、望遠鏡、ドーム、データI/O）が開発された後、晴れた夜の空でのテストと並行して、コードのさらなる開発が実行されました。このコードは、現在の状態でテストされ、171泊の観測に使用されており、さらに計画的な使用法と機能の追加が行われています。
中赤外波追跡を用いたコンパクトな宇宙空間型イマージョンエシェル分光計のスペクトル分解能のシミュレーション
| Title |
Simulations_of_the_Spectral_Resolving_Power_of_a_Compact_Space-Borne_Immersion-Echelle_Spectrometer_Using_Mid-Infrared_Wave_Tracing |
| Authors |
Satoshi_Itoh,_Daisuke_Ishihara,_Takehiko_Wada,_Takao_Nakagawa,_Shinki_Oyabu,_Yasuhiro_Hirahara_and_the_SMI_consortium |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02379 |
中赤外波長で波動光学ベースの数値シミュレーションを実行して、入口スリットと光収差の有無が、液浸を含むコンパクトな高スペクトル分解能分光計のスペクトル分解能$R$にどのように影響するかを調査しました。-エシェル回折格子。20-$\mathrm{\mum}$-の宇宙赤外線望遠鏡宇宙物理学（SPICA）の収差バジェットを想定して、望遠鏡収差の3つのケース（収差なし、非点収差、球面収差）をテストしました。波長回折限界。スリットがある場合、約10〜20$\mathrm{\mum}$での$R$の値は、想定される収差とはほぼ無関係であり、幾何光学の予測とは大きく異なります。我々の結果はまた、スリットからの回折が格子窓上の有効照射領域を拡大することによって$R$を改善し、この改善が短波長で減少することを示しています。スリットのない場合、$R$に対する収差の影響は、ストレールレシオを使用して概算できることがわかりました。
バイナリ超低温矮星システムからの電波放射
よく特徴付けられたバイナリシステムは、超低温矮星領域でのオーロラと非オーロラの両方の磁気圏電波放射の開始に必要な条件を研究するための貴重な機会を提供します。3つの超低温矮星バイナリシステムGJ564BC、LP415-20、および2MASSJ21402931+1625183の4〜8GHzでの非オーロラ「静止」電波放射の新しい検出を提示します。また、GJ564BCからのオーロラを示している可能性のある、4〜6GHzの高度に円偏波のパルスを暫定的に検出します。最後に、最も明るいバイナリ超低温矮星システムは、単一オブジェクトシステムからの予測よりも明るい可能性があることを示します。
拡大する太陽風における全波作用の保存
移動するプラズマにおける波動の保存は、半世紀以上にわたってよく知られています。ただし、複数の波動モードが伝播し、縮退状態の近くで共存する場合、波動作用は保存されません（音速はAlfv\'en速度、つまりプラズマ$\beta\sim1$に等しい）。ここでは、保存の違反が波動モード変換によるものであり、相互作用するモードで合計された波動の総作用が依然として保存されていることを示します。結果は一般的ですが、MHD波に焦点を当て、縮退、線形モード変換、共振の3つの特徴的なモード変換メカニズムを特定し、モード変換プロセスの直感的な物理的画像を提供します。拡大ボックスモデルで1DMHDシミュレーションを使用して、拡大する太陽風における単色MHD波の非線形進化をシミュレートします。シミュレーション結果は理論を検証します。したがって、全波の作用は、太陽風の波と乱流の研究にとって興味深い診断であり続けます。
天文マイクロレンズ法による単一の白色矮星を使用した白色矮星の質量と半径の関係の最初の半経験的テスト
| Title |
First_semi-empirical_test_of_the_white_dwarf_mass-radius_relationship_using_a_single_white_dwarf_via_astrometric_microlensing |
| Authors |
Peter_McGill,_Jay_Anderson,_Stefano_Casertano,_Kailash_C._Sahu,_Pierre_Bergeron,_Simon_Blouin,_Patrick_Dufour,_Leigh_C._Smith,_N._Wyn_Evans,_Vasily_Belokurov,_Richard_L._Smart,_Andrea_Bellini,_Annalisa_Calamida,_Martin_Dominik,_No\'e_Kains,_Jonas_Kl\"uter,_Martin_Bo_Nielsen_and_Joachim_Wambsganss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.01814 |
2019年11月、近くの単一の孤立したDQタイプの白色矮星LAWD37（LP145-141）は、遠方のバックグラウンドソースと密接に整列し、位置天文マイクロレンズイベントを引き起こしました。ガイアからの位置天文学とハッブル宇宙望遠鏡からの追跡データを利用して、バックグラウンドソースの位置天文偏向を測定し、LAWD37の重力質量を取得します。この分析の主な課題は、かすかなバックグラウンドソースのレンズ信号を抽出することです。LAWD37の点像分布関数の翼に埋もれています。LAWD37の点像分布関数を削除すると、かなりの量の相関ノイズが発生します。これは、位置天文レンズ信号を模倣できることがわかります。LAWD37の点像分布関数の除去によって引き起こされる相関ノイズを含むたわみモデルがデータを最もよく説明し、LAWD37の質量が$0.56\pm0.08M_{\odot}$になることがわかります。この質量は、COコア白色矮星に期待される理論的な質量半径の関係と冷却軌道と一致しています。さらに、質量は、LAWD37のようなヘリウムが豊富な大気を持つオブジェクトに予想される水素がないか、微量と一致しています。ソースに関する位置天文追跡データをさらに増やすと、$でのLAWD37の質量の推定が改善される可能性が高いと結論付けます。\approx3$パーセントレベルであり、データの純粋に相関するノイズの説明を完全に除外します。この作業は、単一の孤立した白色矮星を使用した白色矮星の質量と半径の関係の最初の半経験的テストを提供し、DQ白色矮星と白色矮星の進化論の現在のモデル大気をサポートします。
ケプラーフィールドにおける基本モードRRLyraeを使用したVバンド測光金属量の評価
| Title |
Evaluating_the_V-band_Photometric_Metallicity_with_Fundamental_Mode_RR_Lyrae_in_the_Kepler_Field |
| Authors |
Chow-Choong_Ngeow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.01852 |
この作業の目的は、grバンドの光度曲線から測光的に変換されたVバンドの光度曲線に基づいて決定された測光金属量[Fe/H]のパフォーマンスを評価することです。ケプラーフィールドにある基本モードRRLyraeの均質なサンプルのセットを使用してこれをテストしました。このような測光変換には色名が必要であることがわかった。色名を含めると、キャリブレーションまたは変換されたVバンド光度曲線に基づいて、決定された測光[Fe/H]が分光[Fe/H]とよく一致することを示しました。また、BlazhkoRRLyraeが測光Fe/H]を決定する際の影響をテストし、BlazhkoRRLyraeが一貫した測光[Fe/H]を提供できることを発見しました。最後に、光度曲線を使用して、独立したgVrバンド[Fe/H]-$\phi_{31}$-P関係（$\phi_{31}$とPはそれぞれフーリエパラメーターと脈動周期）を導き出しました。Vバンドの関係は、文献に記載されている最新の決定とよく一致しています。
銀河系SNRG272.2-3.2のSNIaの生き残った可能性のあるコンパニオン
| Title |
A_possible_surviving_companion_of_the_SN_Ia_in_the_Galactic_SNR_G272.2-3.2 |
| Authors |
Pilar_Ruiz-Lapuente,_Jonay_I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_R\'egis_Cartier,_Konstantina_Boutsia,_Francesca_Figueras,_Ramon_Canal_and_Lluis_Galbany |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.01855 |
{\itGaia}EDR3を使用して、約7、500年前にIa型超新星（SNIa）の爆発によって生成された、銀河系の超新星残骸SNRG272.2-3.2を探索し、生き残った仲間を探します。SNRエジェクタの存在量から、G272.2-3.2は通常のSNIaです。{\itGaia}視差により、SNRの推定距離範囲内にある星を選択し、{\itGaia}の固有運動でそれらの運動学を研究することができます。{\itGaia}EDR3測光から、選択したサンプルのHRダイアグラムを作成します。これを、SNIaの可能なスターコンパニオンの進化に関する理論的予測と比較します。運動学と測光を組み合わせることで、提案されたいくつかのタイプのコンパニオンを破棄できます。運動学的に最も特異な星である{\itGaia}EDR35323900215411075328（以下MV-G272）に焦点を当てて研究します。これは、サンプルとBesan\cの両方と比較して、銀河面に沿った動きの非常に明確な外れ値です。{c}銀河のモデル。空の軌道は、6、000〜8、000年前のSNRの中心に位置しており、サンプルの3,082個の星の中で独特の特徴を構成しています。恒星パラメータの決定と化学的存在量の分析を可能にするスペクトルが得られました。星はM1-M2ドワーフとして表示されます。その化学的性質は、深い対流層がSN噴出物から捕獲された物質を希釈した可能性があるM矮星の仲間の化学的性質と一致しています。また、SN爆発によって放出された可能性のある超高速星を探して、SNR周辺の広い領域を探索しました。何も見つかりませんでした。結論として、SNRG272.2-3.2をもたらしたSNIaの生き残ったコンパニオンになる候補者がいます。それは、そのすべての運動学的特性とSNR内の軌道によってサポートされています。これは、M-矮星質量ドナーを持つ連星系に由来するSNeIaの可能性を開きます。
振動モード変動に関するK2測光：新しい脈動する高温のB型準矮星EPIC 220422705
| Title |
K2_photometry_on_oscillation_mode_variability:_the_new_pulsating_hot_B_subdwarf_star_EPIC_220422705 |
| Authors |
Xiao-Yu_Ma,_Weikai_Zong,_Jian-Ning_Fu,_M.D.Reed,_Jiaxin_Wang,_Stephane_Charpinet,_and_Jie_Su |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.01887 |
{\emK}2測光の$\sim78$〜日から発見された新しいパルセータであるホットB準矮星EPIC〜220422705の振動モード変動の分析を提示します。高品質の光度曲線は、66の重要な独立した周波数の検出を提供し、そこから9つの不完全な潜在的なトリプレットと3つの5つ組を識別しました。これらの{\slg-}および{\slp-}多重項は、コアと表面でそれぞれ$\sim$36日と29日の自転周期を示し、わずかに異なる回転を示唆している可能性があります。ダイポールモードとクアドラプルモードのシーケンスについて、それぞれ268.5\、sと159.4\、sの周期間隔を導き出しました。私たちは、科学に十分な振幅を持つ22の周波数の振幅および周波数変調（AMおよびFM）の正確なパターンを特徴づけました。それらの多くは、AMとFMの固有の周期的なパターンを示し、最適なフィッティングと\texttt{MCMC}テストによって導き出された月のタイムスケールの期間があります。非線形共振モードの相互作用は、他のメカニズムが除外された後のそのようなAMおよびFMの自然な解釈である可能性があります。私たちの結果は、{\emK}2測光からのモード変動と恒星振動の非線形摂動理論との間に橋を架けるための最初のステップです。
高コロナにおけるコロナ質量放出の加速と拡大：磁気リコネクションの役割
| Title |
Acceleration_and_Expansion_of_a_Coronal_Mass_Ejection_in_the_High_Corona:_Role_of_Magnetic_Reconnection |
| Authors |
Bin_Zhuang,_No\'e_Lugaz,_Manuela_Temmer,_Tingyu_Gou,_and_Nada_Al-Haddad |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02090 |
コロナ質量放出（CME）の早期加速において磁気リコネクションが果たす重要な役割は、広く議論されてきました。ただし、CMEの拡張速度はコロナでの伝播速度に匹敵する可能性があるため、再接続が真の加速と拡張に別々に寄与するかどうか、またどのように寄与するかは明らかではありません。この質問に対処するために、2013年2月27日の適度に高速なCMEのダイナミクスを分析します。これは、速度が$\sim$700〜km〜s$^{-に達した場合でも、前面が高コロナに向かって継続的に加速することに関連しています。1}$以上太陽風速よりも大きい。見かけのCME加速は、半径方向のCME拡張によるものであることがわかります。次に、CMEの真の加速度、つまりその中心の加速度は、高速CMEに作用する太陽風の抗力によって引き起こされる予想される減速を考慮して推定されます。真の加速度と半径方向の膨張は同じ大きさであることがわかります。磁気リコネクションはCMEの噴火後に発生し、高コロナでのCMEの伝播中に継続し、CMEの動的進化に寄与することがわかります。膨張に関連する見かけの加速度と抗力を補償する真の加速度を比較すると、この場合、磁気リコネクションがCMEの膨張とCMEの加速度にほぼ等しく寄与することがわかります。コロナから太陽圏に移動する際のCMEの進化に対するこれらの測定の結果について説明します。
公転周期とVSgeのモデルについて
VSgeの公転周期は、1962年のdP/dt=-（4.11\pm0.33）\times10^{-10}から-（5.44\pm0.61）\times10^{-10に増加する速度で減少しています。これは、二次コンポーネントからの大量転送が加速していることを意味します。公転周期の変動に基づく証拠と、電波観測に基づくシステムからの質量損失の推定値を組み合わせると、（1）二次成分からの物質移動速度がdM2/dt=-5\timesよりも大きいことがわかります。10^{-6}M{\odot}/年、おそらくdM2/dt=-2.5\times10^{-5}M{\odot}/年と同じ大きさ、および（2）主成分はdM1/dt=-4\times10^{-7}M{\odot}/yr以上です。VSgeとバイナリのWolf-Rayet星との密接な類似性は、主要なコンポーネントがその質量を失う高温の進化した星であるモデルをサポートします。降着円盤を持つ白色矮星を主な構成要素とする代替モデルを除外するいくつかの議論が提示されています。
極コロナホール内の非常に動的な小規模ジェット
| Title |
A_highly_dynamic_small-scale_jet_in_a_polar_coronal_hole |
| Authors |
Sudip_Mandal,_Lakshmi_Pradeep_Chitta,_Hardi_Peter,_Sami_K._Solanki,_Regina_Aznar_Cuadrado,_Luca_Teriaca,_Udo_Sch\"uhle,_David_Berghmans,_Fr\`ed\`eric_Auch\`ere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02236 |
ソーラーオービターに搭載された極紫外線イメージャーとソーラーダイナミクス天文台に搭載された大気イメージングアセンブリによって取得された高解像度の極紫外線イメージングデータを使用して、太陽コロナジェットのベースでのプラズマダイナミクスの観測研究を紹介します。幅が約4mmで、極コロナホールに埋め込まれているドーム状のベースから、$\sim$1時間にわたって複数のプラズマ放出イベントが観測されました。ジェットスパイアの下のドーム内では、サイズが約1〜2Mmの複数のプラズマブロブが音速のオーダーの速度（約120〜km〜s$^{-1}$）でドームの頂点まで上向きに伝播します。。頂点に達すると、これらのブロブの一部は、ドームの他のフットポイントに向かって同様の速度で流れを開始します。同時に、ジェットスパイアに沿って高速超音速流出（$\sim$230〜km〜s$^{-1}$）が検出されます。これらの流出とドームの頂点付近の強度は繰り返し発生しているように見えます。さらに、その進化の間に、ジェットは、標準的な噴火と噴火型の噴火の間の遷移を含む多くの複雑な形態学的変化を経験します。これらの新しい観測結果は、これらのジェットに電力を供給する再接続プロセスの根本的な複雑さを浮き彫りにし、急速なエネルギー注入を受けたときのプラズマ応答への洞察も提供します。
MADYSの紹介：若い星の多様体年齢の決定
ガイア計画の比類のない位置天文および測光機能は、若い星の研究に新たな推進力を与えました。共動星形成領域のメンバーとしての環境の観点から、および惑星の直接的な狩猟に適したターゲットとしての個人の観点の両方からです。-イメージング観測。理論的進化モデルの大きな利用可能性を考慮すると、両方の分野は、異なる恒星モデルと亜恒星モデルによって得られた物理的パラメーターの直接比較を可能にする統一されたフレームワークから恩恵を受けるでしょう。メソッド。この目的のために、私たちは、若い恒星および亜恒星天体の年齢と質量を決定するための柔軟なPythonツールであるMADYSを開発しました。この最初のリリースでは、MADYSはいくつかのカタログから測光を自動的に取得して交差適合試験し、星間減光を推定し、等時性フィッティングを通じて個々のオブジェクトの年齢と質量の推定値を導き出します。公的に利用可能な等時性グリッドの不均一性を調和させるこのツールでは、16のモデルから選択でき、その多くはカスタマイズ可能な天体物理学的パラメーターを備えており、合計$\sim$110の等時性グリッドになります。数値出力を直感的に視覚的に認識できるように、いくつかの専用のプロット機能が用意されています。徹底的なテストの結果、ツールを公開しました（https://github.com/vsquicciarini/madys）。ここでは、すでに公開されている結果を要約し、いくつかの新しい例を提供して、マディの機能を示します。
ソーラージェットおよび関連するフレアの研究
ソーラージェットは、太陽の彩層から太陽のコロナに埋め込まれた、小規模なナノジェットからいくつかの太陽半径まで、さまざまなサイズにわたる太陽大気中の遍在する過渡的なコリメートされた質量の流出です。ジェットはしばしば太陽フレアを伴い、これらのフレアはプラズマ物質を上方に伝播する力を提供し、コロナ質量放出を伴う可能性があります。これらのジェットは、かなりの質量とエネルギーを下部の太陽大気から上部の冠状高さまで輸送し、その結果、太陽コロナを加熱して太陽風を加速するための源として機能する可能性があります。磁気リコネクションがこれらのジェット活動の背後にある引き金となる理由であると考えられています。「ソーラージェットと関連フレアの研究」というタイトルの論文には、ジェットの開始、関連する大規模な噴火を開始するためのさまざまなメカニズムを備えたさまざまなケーススタディが含まれ、磁束出現モデルの数値実験を検証するための強力な観測証拠が含まれています。太陽ジェットとその磁気起源に関するこのような研究は、スキャンダラスな恒星コロナ加熱問題の解決に貢献し、既存の理論モデルの証拠を提供し、惑星間科学の新しい窓を開きます。
FG Sge：2019年の新しい多色測光と短期間のダストシェルクリア
| Title |
FG_Sge:_new_multicolor_photometry_and_short-term_dust_shell_clearing_in_2019 |
| Authors |
V._P._Arkhipova,_N._P._Ikonnikova,_V._I._Shenavrin,_M._A._Burlak,_A._M._Tatarnikov,_D._Yu._Tsvetkov,_A._A._Belinskii,_N._N._Pavlyuk,_S._Yu._Shugarov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02493 |
惑星状星雲編1-5の急速に進化する中心星であるFGSgeの長期測光研究の新しい段階の結果を提示します。2008年から2021年と2013年から2021年にそれぞれ光学（$BVR_CI_C$）と赤外線（IR）（$JHKLM$）領域でSAIMSU望遠鏡で行われた新しい観測により、星の明るさの進化を追跡することができました。近年では。最も重要な観測は、星がダストシェルの短い除去に苦しみ、$BVR_C$で見えるようになった2019年に実行されました。0.4〜5$\mu$mの波長範囲でのFGSgeのスペクトルエネルギー分布に基づいて、ダストシェルパラメータを導き出しました。ダスト粒子のサイズ$a=0.01\mu$m、内半径温度$T_{\text{dust}}=900$K、光学的厚さ$\tau（K）=0.5$（$\tau（V）=4.5$）、ダストの総質量$M_{\text{dust}}=7\cdot10^{-5}M_{\odot}$。2019年にダストシェルが短期的に除去された後、別のダスト構造が放出され、観測されたすべてのバンドで星の退色が発生しました。IRの明るさと色の曲線に基づいて、2019年から2020年のダスト深度の増加を推定しました。
けんびきょうのH$_2$の不思議な事件
| Title |
The_Mysterious_Affair_of_the_H$_2$_in_AU_Mic |
| Authors |
Laura_Flagg,_Christopher_Johns-Krull,_Kevin_France,_Gregory_Herczeg,_Joan_Najita,_Allison_Youngblood,_Adolfo_Carvalho,_John_Carptenter,_Scott_J._Kenyon,_Elisabeth_R._Newton,_Keighley_Rockcliffe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02636 |
水素分子は銀河系で最も豊富な分子であり、惑星、星周環境、および多くのホスト星にとって重要な役割を果たしています。静止時とフレア時の両方で、HST-STISからの高分解能FUVスペクトルを使用して、AUMicシステムに水素分子が存在することを確認しました。AUMicは、塵円盤と少なくとも2つの惑星をホストする$\sim$23MyrM矮星です。以前の検出と一致して、ガスの温度を1000〜2000Kと推定します。H$_2$線プロファイルの視線速度と幅、および恒星フレアに対するH$_2$線の応答に基づいて、H$_2$線放射は、ディスクまたは惑星。ただし、このガスの温度は、光球の温度（$\sim$3650K）とその星のスポットの予測温度（$\gtrsim$2650K）を大幅に下回っています。前主系列星M矮星の光球におけるより冷たい星のスポットまたは冷たい層の可能性について議論します。
クラス0/I褐色矮星に対するHDCOとD$_ {2}$COの調査
重水素の分別は、褐色矮星形成の初期段階で物理的および化学的条件を制約する可能性があります。クラス0/I褐色矮星（プロトBD）に向けた、単一および二重に重水素化されたホルムアルデヒド種（HDCOおよびD$_{2}$CO）の213〜279GHzの広い周波数範囲にわたるIRAM30m観測を提示します。エネルギー準位が$\leq$40Kの複数の低励起HDCOおよびD$_{2}$CO遷移線が検出されます。D$_{2}$CO/HDCO、HDCO/H$_{2}$CO、D$_{2}$CO/H$_{2}$COの存在比は、原始星で0.01〜2.5の範囲です。-BD、低質量の原始星に見られる範囲と同様。D$_{2}$CO/HDCO$\sim$1.3-2.5の最も高い比率は、2つのステージ0プロトBDで測定されます。これらの天体は、クラス0の原始星で報告されたいくつかの熱いコリーノのケースと同様に、暖かいコリーノを持っている可能性があります。プロトBDの平均D$_{2}$CO/HDCO、D$_{2}$CO/H$_{2}$CO、およびHDCO/H$_{2}$COの比率は比較的現在のガス粒子化学モデルによって予測された範囲よりも高く、HDCOとD$_{2}$COは、初期の形成段階でプロトBDの高密度で冷たい内部で粒子表面反応を介して形成されることを示しています。
ディスク材料は、単一の星のGaiaRUWE値を膨らませます
バイナリースターシステムの動的進化、およびそれらが恒星と惑星の進化に及ぼす影響を理解するには、恒星の年齢を超えて十分に特徴付けられたバイナリー集団が必要です。ただし、バイナリを見つけて特徴づけるために必要な観測リソースは高価です。高精度のガイア位置天文学のリリースにより、再正規化された単位重量誤差（RUWE）統計は、連星系の存在を明らかにすることが示されました。RUWE値が1.2より大きい場合は、$\sim1内に恒星の伴星が存在することを示します。$"。私たちの目標は、フィールドエイジシステム（$>$1Gyr）用に開発されたこの新しい診断が、若いシステム、特に星周円盤をホストするシステムに適用されるかどうかを評価することです。シングルスターシステムのコントロールサンプルを使用、トーラスとアッパースコーピウスの星形成領域の高コントラストの想像上の調査から編集され、星周円盤があるシステムとないシステムのRUWE値を比較します。原始惑星円盤の存在だけでRUWE値が膨らむ可能性があることを示します。ディスクを含む単一星のRUWEの分布については、より保守的な単一星をお勧めします。ディスク材料が存在する場合は連星のしきい値が保証されます。このカットオフは、分布の95パーセンタイルに配置されます。RUWE$=2.5$で。
初期宇宙におけるアクシオン場の宇宙論的進化は、熱化された隠れたセクターへのアクシオン結合によって引き起こされる熱摩擦によって大きく影響を受ける可能性があります。アクシオンフィールドが潜在的な最小値の周りで振動し始めるまで、熱摩擦がハッブル摩擦を支配するときの、アクシオン暗黒物質密度とその摂動に対するそのような熱摩擦の影響を調べます。かなりの熱摩擦が存在する場合、振動段階の前にアクシオン場の指数関数的減衰段階が存在する可能性があり、その間にアクシオンエネルギー密度が隠れた熱浴に効率的に放散されることを示します。その結果、遺物アクシオン密度をオーバークローズするために以前に除外されたパラメータ領域は、熱摩擦で宇宙論的に実行可能になります。特に、$\mu$eVよりもはるかに軽いQCDアクシオンは、初期のミスアライメント角度を調整しなくても実行可能です。また、熱摩擦がアクシオン暗黒物質の密度摂動にさまざまな形で影響を与える可能性があることもわかりました。たとえば、インフレ前のPQ破壊シナリオで、アクシオン暗黒物質に結合する大規模な等曲率を緩和できます。これにより、インフレ前のアクシオン暗黒物質は、広範囲のモデルパラメータにわたって大規模なインフレーションと互換性があります。インフレーション後のPQ破壊シナリオでは、熱摩擦によってアクシオンストリングのスケーリング動作も大幅に変化する可能性があるため、結果として得られるアクシオンミニクラスターの一般的なサイズも変化します。
Suomi 100ナノ衛星と地上観測を組み合わせたオーロライメージング：ケーススタディ
| Title |
Auroral_imaging_with_combined_Suomi_100_nanosatellite_and_ground-based_observations:_A_case_study |
| Authors |
Esa_Kallio,_Ari-Matti_Harri,_Olli_Knuuttila,_Riku_Jarvinen,_Kirsti_Kauristie,_Antti_Kestil\"a,_Jarmo_Kivek\"as,_Petri_Koskimaa,_Juha-Matti_Lukkari,_Noora_Partamies,_Jouni_Ryn\"o_and_Mikko_Syrj\"asuo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.01915 |
オーロラは宇宙天気の最も魅力的な兆候と見なすことができ、それらは地上ベースで、そして今日ではますます宇宙ベースの測定によっても継続的に観測されています。オーロラと地理空間の調査は、2018年12月3日の打ち上げ以来地球の電離層を測定している最初のフィンランドの宇宙研究衛星であるSuomi100ナノ衛星の主な研究目標です。この作業では、北ヨーロッパのオーロラの衛星によるカメラ観測は、同じイベントの地上観測と組み合わされています。分析された画像は、著者の知る限り、cubesatによってこれまでに撮影された最初のオーロラ画像です。私たちのデータ分析は、衛星の見晴らしの良い場所がオーロラの補完的で斬新な情報を提供することを示しています。分析されたオーロライベントの3Dオーロラ位置再構成は、2D画像からの情報を使用して、調査中のオーロラの位置情報を提供する方法を示しています。位置シミュレーションはまた、分析された画像の場合であった地球の四肢の方向が、かすかなオーロラを観測するための理想的な方向であることを示唆しています。全体として、データ分析と再構築シミュレーションは、安価な市販のコンポーネントで構築された小さな1ユニット（サイズ：10cmx10cmx10cm）のCubeSatとそのカメラでさえ、オーロラルの新しい可能性を開くことができることを示しています特に、その測定値が地上観測と組み合わされた場合の研究。
最初のレーダー-CubeSatTransionosphericHF伝搬観測：Suomi100衛星およびEISCATHF施設
| Title |
First_Radar_--_CubeSat_Transionospheric_HF_Propagation_Observations:_Suomi_100_Satellite_and_EISCAT_HF_Facility |
| Authors |
Esa_Kallio,_Antti_Kero,_Ari-Matti_Harri,_Antti_Kestil\"a,_Anita_Aikio,_Mathias_Fontell,_Riku_Jarvinen,_Kirsti_Kauristie,_Olli_Knuuttila,_Petri_Koskimaa,_Jauaries_Loyala,_Juha-Matti_Lukkari,_Amin_Modabberian,_Joonas_Niittyniemi,_Jouni_Ryn\"o,_Heikki_Vanham\"aki_and_Erik_Varberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.01917 |
電離層は高周波（HF）電磁波の透過と特性に影響を与えるため、電波は電離層の特性を調査するための有用な診断ツールを提供します。2020年12月に、ノルウェーのトロムセーにある低軌道のナノ衛星とEISCATHF送信機施設を使用して、超イオノスフェアHF伝搬研究キャンペーンを実施しました。アクティブ測定では、EISCATHF施設は正弦波を送信しました。1ユニット（サイズ：10cmx10cmx10cm）に搭載されたHEARER電波分光計で受信された7.953MHz信号Suomi100宇宙気象ナノ衛星。データ分析は、衛星がその軌道に沿ってヒーターに最も近いときに、EISCATHF信号が衛星の無線分光計で検出されたことを示しました。信号に見られる観測された変動の一部は、ヒーターのアンテナパターンと送信されたパルス形状に関連していることが確認されました。他の観測された変動は、電離層の空間的および時間的変動と、使用された送信周波数および送信されたO波とX波モードに対するその異なる応答に関連している可能性があります。観測された信号のいくつかの傾向は、ヒーターの電磁波エネルギーに起因する電離層プラズマの特性の変化にも関連している可能性があります。この論文は、著者の知る限り、地上の強力な電波源から衛星搭載受信機までの超イオン圏信号経路から測定されたこの種の「自己吸収」の最初の観測です。
素粒子物理学、宇宙論、天体物理学に重要な意味を持つ、最も活発な研究分野の1つであるニュートリノ物理学。一方、弦理論を含むいくつかの理論に動機付けられて、4つ以上の時空次元での物理理論の定式化が近年ますます注目されている。ニュートリノと重力場との相互作用は、異なるヘリシティ状態間の遷移（スピン振動）につながる可能性のある興味深い現象の1つです。シュワルツシルトのニュートリノスピン振動と高次元重力場のRNバックグラウンドを研究します。時間の関数として遷移確率を計算し、軌道半径に対する振動周波数の依存性も調べます。この結果は、高次元での重力とニュートリノの振る舞いをよりよく理解するのに役立ちます。
| Title |
Black_holes,_fast_scrambling_and_the_breakdown_of_the_equivalence_principle |
| Authors |
Zhi-Wei_Wang,_Saurya_Das,_and_Samuel_L._Braunstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02053 |
ブラックホールは、自然界で最速の量子スクランブラーであると推測されており、引き伸ばされた地平線がスクランブリングの境界となっています。この仮定の下で、落下する物体は、そのような物体が経験するはずの等価原理の頻繁に引用される主張を維持する希望があるために、ページ時間の前でさえ、事実上ブラックホールヒルベルト空間全体に結合しなければならないことを示します彼らはブラックホールの地平線を通過するので、「ドラマはありません」。さらに、スクランブリングの仮定の下で、複雑さや計算上の仮定を必要とせずに、最初は純粋な状態のブラックホールのブラックホールのページ時間で通常のファイアウォールの結果を回復します。最初は不純なブラックホールの場合、ファイアウォールの開始が標準のページ時間より前の時間に進んでいることがわかります。最後に、ブラックホールが実際に量子情報を効率的にスクランブルする場合、これは、本格的なファイアウォールの開始前でも等価原理のこの主張を維持するために、ブラックホール内部の量子状態はボーズでなければならないことを示唆しています-アインシュタイン凝縮。
| Title |
Do_we_need_equation_of_state_in_curved_spacetime_for_neutron_stars? |
| Authors |
Jianing_Li,_Tao_Guo,_Jiaxing_Zhao,_Lianyi_He |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02106 |
中性子星（NS）は、原子核物理学の自然実験室と見なされています。フラット時空で抽出された状態方程式（EoS）は、NSの構造を制約するために、トルマン-オッペンハイマー-フォルコフ（TOV）方程式への入力として慢性的に使用されます。ただし、このようなEoSを使用してNSを明らかに重力効果で特徴付けることは、物議を醸すようです。私たちの研究では、相対性原理により、地球上またはNS内の同じ核物質のEoSが同じ形である必要があることを示しています。重力は、トルマンの法則とクラインの法則として知られている、温度と化学ポテンシャルを高めるだけです。また、TOV方程式の自己無撞着性、つまり平衡熱力学と重力が均一に含まれていることを明らかにします。JCAP02、026（2021）およびPhysの結論の理由。Rev.D104、123005（2021）は、局所時空の等価原理によって保護された平衡熱力学的関係が考慮されていないことです。
$ R ^ 2$で修正された$F（R）$重力の暗黒エネルギーモデルにおける初期宇宙の統一された解釈に向けて
| Title |
Towards_a_unified_interpretation_of_the_early_Universe_in_$R^2$-corrected_dark_energy_model_of_$F(R)$_gravity |
| Authors |
Hua_Chen,_Taishi_Katsuragawa,_Shinya_Matsuzaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02130 |
$R^2$-$F（R）$重力の補正された暗黒エネルギー（DE）モデルは、近年広く研究されており、DEモデルに存在する可能性のある弱い特異点を取り除くだけでなく、インフレとDEの時代を含む宇宙の歴史。$R^2$補正されたDEモデルのクラスにおける宇宙史全体の動的DEの統一された解釈に向けて、カメレオンメカニズムとともに、放射が支配的な時代のスカラーロンダイナミクスの普遍的な特徴を探求します。インフレとDEの時代に目を向けます。スカラロンの進化は{\itサーフィンソリューション}に従わず、ビッグバン元素合成（BBN）の前はほとんど断熱的であり、非摂動的QCD相転移による{\itキック}を適切に含むことを示しています。したがって、壊滅的な結果が主張されています。文献はこのクラスのDEモデルには適用されません。これは、$R^2$補正とDEの間に巨大なスケール階層が存在するためであり、$R^2$補正されたDEモデルのクラスのユニバーサル機能も同様です。カメレオンメカニズムが存在するため、インフレ後またはインフレ開始のエポックの見通しは、標準の$R^2$インフレシナリオが経験するものとはかなり異なります。
中性子星とハイペロン星の相対論的平均場研究
この論文は、核物質、中性子星、RMFモデルの枠組み内での相転移など、さまざまな活発な研究トピックに焦点を当てています。ハドロン物質を分析して無限の核物質と中性子星を調べるために、以前に成功した有効場の理論に基づく相対論的平均場（RMF）と密度依存RMF（DD-RMF）の形式を使用します。クォークなどのエキゾチックな相の存在は、MITバッグモデルとそのバリアント（vBagモデルなど）を使用して、さまざまなバッグ定数で調査されています。ハイペロンなどの他のエキゾチックな相も、強い磁場の影響下で研究されてきました。
PandaX-4Tの電子への軽いフェルミオン暗黒物質の吸収の探索
| Title |
A_Search_for_Light_Fermionic_Dark_Matter_Absorption_on_Electrons_in_PandaX-4T |
| Authors |
Dan_Zhang,_Abdusalam_Abdukerim,_Zihao_Bo,_Wei_Chen,_Xun_Chen,_Yunhua_Chen,_Chen_Cheng,_Zhaokan_Cheng,_Xiangyi_Cui,_Yingjie_Fan,_Deqing_Fang,_Changbo_Fu,_Mengting_Fu,_Lisheng_Geng,_Karl_Giboni,_Linhui_Gu,_Xuyuan_Guo,_Ke_Han,_Changda_He,_Jinrong_He,_Di_Huang,_Yanlin_Huang,_Zhou_Huang,_Ruquan_Hou,_Xiangdong_Ji,_Yonglin_Ju,_Chenxiang_Li,_Jiafu_Li,_Mingchuan_Li,_Shu_Li,_Shuaijie_Li,_Qing_Lin,_Jianglai_Liu,_Xiaoying_Lu,_Lingyin_Luo,_Yunyang_Luo,_Wenbo_Ma,_Yugang_Ma,_Yajun_Mao,_Nasir_Shaheed,_Yue_Meng,_Xuyang_Ning,_Ningchun_Qi,_Zhicheng_Qian,_Xiangxiang_Ren,_Changsong_Shang,_Xiaofeng_Shang,_Guofang_Shen,_Lin_Si,_Wenliang_Sun,_Andi_Tan,_Yi_Tao,_Anqing_Wang,_Meng_Wang,_Qiuhong_Wang,_Shaobo_Wang,_Siguang_Wang,_Wei_Wang,_Xiuli_Wang,_Zhou_Wang,_Yuehuan_Wei,_Mengmeng_Wu,_Weihao_Wu,_Jingkai_Xia,_Mengjiao_Xiao,_Xiang_Xiao,_Pengwei_Xie,_Binbin_Yan,_Xiyu_Yan,_Jijun_Yang,_Yong_Yang,_Chunxu_Yu,_Jumin_Yuan,_Ying_Yuan,_Xinning_Zeng,_Minzhen_Zhang,_Peng_Zhang,_Shibo_Zhang,_Shu_Zhang,_Tao_Zhang,_Yuanyuan_Zhang,_Li_Zhao,_Qibin_Zheng,_Jifang_Zhou,_Ning_Zhou,_Xiaopeng_Zhou,_Yong_Zhou,_Yubo_Zhou,_Shao-Feng_Ge,_Xiao-Gang_He,_Xiao-Dong_Ma,_Jie_Sheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02339 |
PandaX-4T液体キセノン実験によって収集された0.63トン年の曝露を使用して、出て行くアクティブニュートリノで電子によって吸収されたサブMeVフェルミオン暗黒物質の検索を報告します。予想されるバックグラウンドで有意な信号は観察されません。データは、そのような暗黒物質と電子の間の効果的な結合に対する限界に解釈されます。軸方向のベクトルまたはベクトルの相互作用については、そのような暗黒物質の光子の最終状態への崩壊に関する既存の天体物理学的境界と比較して、私たちの感度は競争力があります。特に、25〜45（35〜50）keV/c$^2$の質量範囲で最も強い軸-ベクトル（ベクトル）相互作用の最初の直接検出限界を示します。
宇宙監視のためのパッシブレーダーとしてのマーチソン広視野アレイの能力の確立
| Title |
Establishing_the_Capabilities_of_the_Murchison_Widefield_Array_as_a_Passive_Radar_for_the_Surveillance_of_Space |
| Authors |
Brendan_Hennessy,_Robert_Young,_Steven_Tingay,_Ashley_Summers,_Daniel_Gustainis,_Brian_Crosse,_Marcin_Sokolowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02357 |
この論文では、宇宙を監視するための大陸にまたがるマルチスタティックレーダーネットワークの一部を形成するレーダー受信機として、西オーストラリアの静かな場所にある低周波電波望遠鏡であるマーチソン広視野アレイの使用について説明します。このペーパーでは、採用されているシステムジオメトリ、軌道固有のレーダー信号処理、および居住空間オブジェクトが検出、追跡、および伝播されることを保証するために必要な軌道決定アルゴリズムについて詳しく説明します。最後に、この論文には、2500kmを超える最大ベースライン距離まで、全国の複数のFM無線送信機を利用した短い収集キャンペーンの後に処理された結果が含まれています。結果は、マーチソン広視野アレイが低軌道の物体の広視野で永続的なカバレッジを提供できることを示しています。
修正重力理論としてのMOGは、暗黒物質に置き換えられるように設計されています。この理論では、計量テンソルに加えて、質量ベクトルは重力場であり、各粒子は慣性質量に比例する電荷を持ち、粒子の4元速度を介してベクトル場に結合します。この作品では、この理論における粒子のダイナミクスのハミルトニアン形式を提示します。ハミルトニアン形式の利点は、質量のある粒子と質量のない粒子のダイナミクスをよりよく理解して分析できることです。巨大な粒子は時空の測地線から逸脱し、光子は測地線に従います。また、観測目的で、ニュートンおよびポストニュートンレジームにおける粒子のダイナミクスを研究します。ハミルトニアン形式の重要な結果は、大規模なレンズ効果は観測と互換性がありますが、恒星サイズのレンズ効果からの偏向角は一般相対性理論よりも大きいということです。この結果は、星のようなコンパクトな物体の近くで有効な重力定数を変更するためのスクリーニングメカニズムを導入しない限り、この理論を除外することができます。
SgrA*の事象の地平線望遠鏡の結果によるカーのようなブラックホールの抑制
| Title |
Constraining_Kerr-like_black_holes_with_Event_Horizon_Telescope_results_of_Sgr_A* |
| Authors |
Sushant_G._Ghosh_and_Misba_Afrin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02488 |
イベントホライズンテレスコープ（EHT）は、最近、超大質量ブラックホールSgrA*の画像をリリースしました。これは、ブラックホールの質量が推定される$M=で、影の直径$d_{sh}=48.7\pm7\、\mu$asを示しています。4.0^{+1.1}_{-0.6}\times10^6M_\odot$およびシュワルツシルトシャドウ偏差$\delta=-0.08^{+0.09}_{-0.09}〜\text{（VLTI）}、-0.04^{+0.09}_{-0.10}〜\text{（Keck）}$。SgrA*のEHT画像は、カーブラックホールの予想される外観と一致しており、その結果は、天の川の中心にある超大質量ブラックホールを直接証明しています。一般相対性理論（GR）の強磁場予測であるカー仮説は、基礎となる理論から生じる追加の偏差パラメーターを持つカーのようなブラックホールを認める重力理論には当てはまらない可能性があります。ここでは、SgrA*のEHT観測結果を使用して、偏差パラメータの制約を調査します。これにより、このような回転するカーのようなブラックホールは、3つの主要なモデルに注目して、天体物理学的ブラックホールの候補になります。カーのようなブラックホールを超大質量ブラックホールSgrA*としてモデル化すると、それが実行可能な天体物理的ブラックホール候補であるために、SgrA*のEHTの結果は、EHTの結果よりもパラメーター空間に厳しい制約を課すことがわかります。M87*の。ただし、体系的なバイアス分析では、カーのようなブラックホールの影が、制約されたパラメータ空間のかなりの部分でカーのブラックホールの影をキャプチャし、カーのようなブラックホールとカーのブラックホールを区別できなくなり、潜在的な変更の可能性を排除できないことが示されています。カーメトリックまたはGRの。
