1ループオーダーでの赤方偏移-宇宙銀河バイスペクトル単極子による宇宙論
| Title |
Cosmology_with_the_Redshift-Space_Galaxy_Bispectrum_Monopole_at_One-Loop_Order |
| Authors |
Oliver_H._E._Philcox,_Mikhail_M._Ivanov,_Giovanni_Cabass,_Marko_Simonovi\'c,_Matias_Zaldarriaga,_Takahiro_Nishimichi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02800 |
摂動論における赤方偏移空間銀河バイスペクトル単極子の宇宙論的情報量を1ループ次数で研究する。データとの比較に必要なすべての効果を組み込みます：4次銀河バイアス、赤外線再開（バリオン音響振動の非線形進化を説明）、紫外線カウンターターム、非線形赤方偏移空間歪み、確率的寄与、投影、およびビニング効果。モデルはFFTLogを使用して実装され、$N$-bodyシミュレーションのPTチャレンジスイートで検証されます。このスイートのボリュームが大きいため、高精度のテストが可能です。質量変動振幅、$\sigma_8$、および銀河バイアスパラメータに焦点を当てると、1ループ補正を含めることで、バイスペクトルをモデル化できるスケールの範囲を大幅に拡張でき、バイアスパラメータの制約を大幅に強化できることがわかります。ただし、これは$\sigma_8$エラーバーの目立った改善にはつながりません。これは、保守的な事前設定を使用した多数の妨害パラメータに対する必要な周辺化のためです。BOSSボリュームの可能性を分析すると、1ループのバイスペクトルを追加すると、原始的な非ガウス性制約が$\lesssim30\％$改善され、$\sigma_8$が$\approx10\％$改善される可能性があることがわかります。ただし、これには、銀河バイアスパラメータが正しく回復されない可能性がある短いスケールに分析をプッシュする必要があることに注意してください。これにより、復元されたパラメータ値に偏りが生じる可能性があります。銀河のバイスペクトルの完全な情報コンテンツを実現するには、シミュレーションまたはバイスペクトル多重極などの高次統計からの制限的な事前情報が必要であると結論付けます。
LISAによる巨大ブラックホール連星からの重力波のレンズ効果の可観測性
| Title |
Observability_of_lensing_of_gravitational_waves_from_massive_black_hole_binaries_with_LISA |
| Authors |
Mesut_\c{C}al{\i}\c{s}kan,_Lingyuan_Ji,_Roberto_Cotesta,_Emanuele_Berti,_Marc_Kamionkowski,_Sylvain_Marsat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02803 |
LISAバンドの巨大なブラックホール連星から放出される重力波をレンズ化することができます。レンズのシュワルツシルト半径が放射の波長よりも小さい場合、レンズ信号の波動光学効果は非常に重要です。これらの周波数依存効果により、おそらく1回の検出だけで、レンズパラメータを推測することができます。この作業では、点質量レンズと特異等温球レンズの両方の解析ソリューションを使用して情報マトリックス分析を実行することにより、LISAによる波動光学効果の可観測性を評価します。マージ、リングダウン、高調波、および整列したスピンを含む重力波形モデルを使用して、波形モデルとソースパラメータがレンズパラメータの測定誤差にどのように影響するかを研究します。以前の研究では、波動光学効果の可観測性が過小評価されており、LISAはより高い衝突パラメータとより低いレンズ質量でレンズ信号を検出できることがわかりました。
サブホライズンおよび準静的近似の下でのスカラー-ベクトル-テンソル理論の効果的な流体記述
| Title |
An_effective_fluid_description_of_scalar-vector-tensor_theories_under_the_sub-horizon_and_quasi-static_approximations |
| Authors |
Wilmar_Cardona,_J._Bayron_Orjuela-Quintana,_C\'esar_A._Valenzuela-Toledo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02895 |
光の速度と同等の運動方程式とテンソル伝播速度の2次方程式を使用したスカラーベクトルテンソル（SVT）理論を検討します。サブホライズンと準静的近似の下で、有効な暗黒エネルギー流体の分析式、つまり、音速、異方性応力、およびエネルギー密度と圧力を見つけます。一般的な分析流体の説明を利用して、重力強度$G_{\rmeff}<G_{\rmを持ちながら、バックグラウンドレベルで$\Lambda$CDMで縮退するSVT宇宙論モデルを設計できることを示しました。遅い時間および消えない暗黒エネルギー摂動でのN}$。広く使用されているボルツマンソルバーCLASSにSVTデザイナーモデルを実装し、天体物理学的観測に対してSVTモデルをテストできるようにしました。SVTモデルへの効果的な流体アプローチは、$H_0$や$\sigma_8$などの宇宙論的パラメーターの現在の不一致に照らして、調査する価値のある音速と異方性応力の重要な動作を明らかにします。
$ z = 2.6$-4.4での3つの新しいほぼ自然のままの吸収雲の発見
| Title |
Discovery_of_three_new_near-pristine_absorption_clouds_at_$z=2.6$-4.4 |
| Authors |
P._Fr\'ed\'eric_Robert_(1),_Michael_T._Murphy_(1),_John_M._O'Meara_(2,3),_Neil_H._M._Crighton_(1),_Michele_Fumagalli_(4,5,6)_((1)_Swinburne_University_of_Technology,_(2)_Saint_Michael's_College,_(3)_W._M._Keck_Observatory,_(4)_Durham_University,_(5)_University_of_Milan,_(6)_Astronomical_Observatory_of_Trieste) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02947 |
ケック天文台での対象を絞った調査で、赤方偏移2.6、3.8、4.0で、金属量が約1/1000ソーラーの3つの新しい「ほぼ原始的な」ライマン限界システム（LLS）の発見を報告します。8つの候補の高分解能エシェルスペクトルにより、7つのLLSで水素の正確なカラム密度と弱いが明確に検出された金属線が得られました。以前に、金属量が1/10000未満の太陽の金属量が残っている、明らかに金属を含まないLLSを報告しました。ロバストな光イオン化モデリングは、金属量[Si/H]=-3.05〜-2.94、3つのLLSで0.26dexの不確実性（95％の信頼性）、残りの4つで[Si/H]>〜-2.5を提供します。以前のシミュレーションでは、ほぼ原始的なLLSがPopIII超新星の残骸である可能性があることを示唆しているため、それらの詳細な金属存在量を超新星モデルからの元素合成収量と比較することが重要な目標です。残念ながら、中性水素カラム密度（10^{19.2-19.4}cm^{-2}）が以前の2つよりも2桁大きいにもかかわらず、新しいシステムごとに最大2つの異なる金属が検出されました。手付かずのLLS。それにもかかわらず、ほぼ原始的なシステムに対するこの最初の対象を絞った調査の成功は、はるかに大規模な将来の調査がPopIII星の明確な観測的特徴を特定できるという見通しを示しています。よく理解されている選択機能を使用すると、このような調査では、ほぼ元の吸収体の数密度も得られ、将来のシミュレーションと比較して、これらのまれなシステムの起源を明らかにすることができます。
小人からクラスターまでの質量依存密度プロファイル
この論文では、Freundlichらの研究を拡張します。銀河の場合に質量に依存する形状パラメーターを持つDekel-Zhao密度プロファイルを取得する方法を示した2020年。Freundlichらの場合。2020年、バリオン依存性はNIHAOの一連のシミュレーションを使用して取得されました。私たちの場合、私たちのモデルに基づいたシミュレーションを使用しました。Freundlichらに続いて。2020年、私たちは2つの形状パラメーターのバリオン物理学からの依存性を取得し、このようにして銀河から銀河団までの暗黒物質プロファイルを記述する質量依存のDekel-Zhaoプロファイルを取得しました。銀河団へのDekel-Zhao質量依存プロファイルへの拡張は、この論文の主な結果です。この論文では、Dekel-Zhaoの質量依存プロファイルが、Freundlichetal。によってすでに示されている銀河の密度プロファイルの適切な説明をどのように提供するかを示しています。2020年だけでなく、銀河団のセットにも。
大規模構造による空間曲率の抑制
| Title |
Constraining_spatial_curvature_with_large-scale_structure |
| Authors |
Julien_Bel,_Julien_Larena,_Roy_Maartens,_Christian_Marinoni,_Louis_Perenon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.03059 |
空間的湾曲を可能にする一致モデルの拡張で、物質のクラスター化を大規模に分析します。赤方偏移空間における銀河の2点相関関数に対する曲率と広角効果への一貫したアプローチを開発します。特に、$f\sigma_{8}$のAlcock-Paczynski歪みを導き出します。これは、文献の経験的モデルとは大きく異なります。重要な革新は、「クラスタリング比」の使用です。これは、赤方偏移空間の歪みに対して異なる方法でクラスタリングをプローブし、それらの組み合わせがより強力な宇宙論的制約を提供するようにします。この組み合わせを使用して、CMB情報なしで宇宙論的パラメーターを制約します。湾曲した宇宙では、$\Omega_{{\rmm}、0}=0.26\pm0.04$（68\％CL）であることがわかります。クラスタリングプローブを低赤方偏移のバックグラウンドプローブ（BAOおよびSNIa）と組み合わせると、曲率に関する最初のCMBに依存しない制約が得られます：$\Omega_{K、0}=0.0041\、_{-0.0504}^{+0.0500}$。フラット一致モデルを棄却できるというベイズの証拠は見つかりません。さらに、デカップリング時の音の地平線が$r_{\rmd}=144.57\pm2.34\;であることを示します。{\rmMpc}$、CMB異方性からの測定と一致。結果として、遅い時間の宇宙はフラットな$\Lambda$CDMと標準のサウンドホライズンと互換性があり、CMB情報を想定して{\emなしで}$H_{0}$の小さな値になります。クラスタリング比率の測定では、CMBと一致しない唯一の低赤シフトクラスタリングデータセットが生成され、2つのデータセットを組み合わせると$\Omega_{K、0}=-0.023\pm0.010$が得られます。
原始ブラックホール（PBH）連星系は、宇宙の進化を追跡する際の標準タイマーとして機能できることを提案します。単色PBHバイナリからの重力波を介して、同じ赤方偏移からの主軸上の確率分布と離心率が取得されます。初期確率分布から観測された赤方偏移のものへのPBHバイナリの動的進化を研究することにより、赤方偏移時間のキャリブレーションを抽出でき、宇宙論モデルを制約する可能性があります。標準タイマーの一般的な形式は、動的システムにおける統計的分布の進化に基づいてさらに結論付けられます。
銀河の21cm観測のためのスペクトルスタッキングの最適化：精度評価と対称化されたスタッキング
| Title |
Optimizing_spectral_stacking_for_21-cm_observations_of_galaxies:_accuracy_assessment_and_symmetrized_stacking |
| Authors |
Francesco_Sinigaglia,_Ed_Elson,_Giulia_Rodighiero,_Mattia_Vaccari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.03300 |
$21$-cmのスペクトル線スタッキング実験で実行される一般的な操作の精度の評価を提示します。この目的のために、周波数$1310<\nu<1420$MHz（$0.005<z<0.084$）で21cmの放射を調査し、空の$\sim6$deg$^2$の領域をカバーする模擬干渉データを生成します。、実際のMeerKAT観測の観測特性を模倣します。一次ビーム補正は、真の$M_{\rmHI}からわずか数パーセント（一次ビームパワー0で$\sim8\％$、一次ビームパワー0.6で$\sim3\％$）の偏差を占めることがわかります。$信号、およびノイズ特性に基づくその重み付けスキームは、偏りのない結果を提供します。逆に、距離に基づく重み付けスキームは、フラックスが制限されたサンプルに適用された場合、体系的な質量の有意差を説明できます（調査対象のケースでは$\DeltaM_{\rmHI}\sim40-50\％$）。分光学的赤方偏移の不確実性がスタッキング手順（$\Deltaz\sim0.00035$、つまり$\Deltav\sim100\、{\rmkm\、s}^{-1}$）。また、銀河キューブレットの幾何学的対称性を利用して銀河サンプルの有効サイズを大きくし、最終的なスタックスペクトル（係数4）を分析するときにSNRを係数$\sim\sqrt{2}$だけ高める新しい手法を紹介します。キューブレットで）。この手順は、予想どおり、SNRを効率的に向上させながら、確実に偏りがないことがわかります。正確で信頼できる方法でSKAパスファインダーからの今後のデータセットを活用するには、詳細で現実的なシミュレーションを採用した適切なフレームワークが必要であると主張します。
気球搭載CMB測定からの再電離に対する光学的厚さの制約
| Title |
Constraints_on_the_Optical_Depth_to_Reionization_from_Balloon-Borne_CMB_Measurements |
| Authors |
Josquin_Errard,_Mathieu_Remazeilles,_Jonathan_Aumont,_Jacques_Delabrouille,_Daniel_Green,_Shaul_Hanany,_Brandon_S._Hensley,_Alan_Kogut |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.03389 |
名目上タウサーベイヤー（$\tau$S）と呼ばれる気球搭載実験が、1回の中緯度飛行で再電離$\sigma（\tau）$までの光学的厚さを測定し、機器のノイズと前景放射。150〜380GHzの6つの周波数帯域を備えた$\tau$S基準設計を使用し、7$\mu$Karcminの白色で均一なマップノイズを使用し、Planckの30および44〜GHzデータを含めてエラー$\sigmaを評価します。（\tau）$は、3つの前景モデルで達成され、空の割合f$_{\rmsky}$の関数として40％から54％の間で達成されます。パラメトリックとブラインドフォアグラウンド分離技術の両方を使用して分析を実行します。$\sigma（\tau）$の値を、4つから最大8つの周波数帯域を持つ$\tau$S-lfおよび$\tau$S-hfと呼ばれる実験の低周波数および高周波数バージョンで得られた値と比較します。それぞれ、より狭い周波数範囲とより広い周波数範囲で。$\tau$Sの場合、最小の制約は$\sigma（\tau）=0.0034$であり、f$_{\rmsky}$=54％で取得されます。$\sigma（\tau）$は、$\tau$S-lfを使用する場合、または前景モデルの関数として、より大きく、場合によっては2倍以上大きくなります。$\tau$S-hf構成では、制約が大幅に厳しくなることはありません。シンクロトロン放射に関する情報を提供する30GHzおよび44GHzのデータを除外すると、$\tau$の大幅な誤推定につながります。f$_{\rmsky}$=40％を維持しながら、ノイズを野心的な係数10で減らすと、$\sigma（\tau）=0.0031$になります。$\sigma（\tau）=0.0034$、DESIからのBAOデータ、およびCMB-S3/S4実験からの将来のCMBBモードレンズデータの組み合わせにより、$\sigma（\summ_{\nu}）=17が得られる可能性があります。$meV。
銀河団Abell523の不可解な大規模分極
| Title |
Puzzling_large-scale_polarization_in_the_galaxy_cluster_Abell_523 |
| Authors |
Valentina_Vacca,_Federica_Govoni,_Matteo_Murgia,_Richard_A._Perley,_Luigina_Feretti,_Gabriele_Giovannini,_Ettore_Carretti,_Fabio_Gastaldello,_Filippo_Cova,_Paolo_Marchegiani,_Elia_Battistelli,_Walter_Boschin,_Torsten_A._Ensslin,_Marisa_Girardi,_Francesca_Loi,_Federico_Radiconi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.03402 |
大規模な磁場は、電波ハローなどの銀河団で観測された拡散シンクロトロン源を通して現れます。これらの光源の全強度フィラメントは偏光でも観測されていますが、現在知られている約100個のうち3個の電波ハローでのみ観測されています。この論文では、1〜2GHzの周波数範囲で銀河団Abell523の拡散放射の新しい偏光測定超大型アレイデータを分析します。〜2.5Mpcのスケールで偏光放出の証拠を初めて発見しました。全強度放射は、おそらく観測上の制限のために、線源の中央部分でのみ観測されます。中央領域を超えた全強度放射を探すために、これらのデータをサルデーニャ電波望遠鏡からの単一皿観測と組み合わせ、LOw周波数ARrayやマーチソン広視野などのさまざまな機器で得られた多周波全強度観測と比較します。配列。システムの回転測定特性を分析し、数値シミュレーションを利用することにより、この偏光放射は、システムの郊外、観測者に最も近い周辺領域にある電波ハローのフィラメントに関連していると推測されます。
大規模なハローの固有の形状整列による修正された重力と大規模なニュートリノのもつれを解く
| Title |
Disentangling_Modified_Gravity_and_Massive_Neutrinos_with_Intrinsic_Shape_Alignments_of_Massive_Halos |
| Authors |
Jounghun_Lee_(1),_Suho_Ryu_(1),_Marco_Baldi_(2,3,4)_((1)_Seoul_National_University,_(2)_Alma_Mater_Studiorum_Universit\`a_di_Bologna,_(3)_Osservatorio_Astronomico_di_Bologna,_(4)_Sezione_di_Bologna) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.03406 |
グループ/クラスターサイズの暗黒物質ハローの固有の形状アラインメントに基づいて、暗黒物質の縮退を打破するための2つの新しい診断が提示されます。Planck$\Lambda$CDM宇宙論と大量のニュートリノ（$\nu$）を含む3つの$f（R）$重力モデルの一連のDUSTGRAIN-pathfinder$N$-bodyシミュレーションからのスナップショットデータを使用して、最初に決定します巨大なハローの形状の向きと局所的な潮汐場の短主軸との間の整列角の確率密度関数。数値的に得られた結果は、宇宙ウェブに沿った異方性の融合がハロー形状の整列を誘発するという仮定の下で導き出された分析式と非常によく一致することがわかります。いくつかの標準的な診断では識別できなかった4つの宇宙論は、分析式を特徴付ける単一のパラメーターの大幅に異なる最適値を生成することがわかりました。また、隣接するグループ/クラスターハローの形状方向間の空間的相互相関を数値的に決定し、それらが2つのパラメーターによって特徴付けられるフィッティング式とよく一致していることを確認します。モデル。私たちの新しい診断は、宇宙のウェブに沿った異方性の融合の発生に対する、巨大なニュートリノの重力からの$f（R）$重力の影響を解きほぐすことができると結論付けられます。これは、巨大なハローの固有の形状整列を引き起こすと考えられています。
外部の光蒸発の影響下での巨大な惑星の成長と移動
| Title |
The_growth_and_migration_of_massive_planets_under_the_influence_of_external_photoevaporation |
| Authors |
Andrew_J._Winter,_Thomas_J._Haworth,_Gavin_A._L._Coleman,_Sergei_Nayakshin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02818 |
ガス巨大惑星の形成は、原始惑星系円盤がまだ惑星核に降着するのに十分なガスを含んでいるとき、星の生涯の最初の数Myrの間に起こらなければなりません。原始惑星系円盤の大部分は、近くの巨大な星からの強い紫外線にさらされており、それが風を駆り立て、惑星形成のための質量収支を枯渇させます。外部の光蒸発が巨大な惑星の形成にどの程度影響するかは不明なままです。この作業では、外部FUVフィールドの影響下での巨大な惑星の成長と移動の単純な1次元モデルを提示します。中程度のFUVフラックス$F_\mathrm{FUV}\gtrsim100\、G_0$でさえ、惑星の質量と移動に強い影響を与えることがわかります。局所的な表面密度を減少させ、惑星への降着を遮断することにより、外部照射は惑星の質量を抑制し、移動を早期に停止します。したがって、典型的な恒星の誕生環境の分布は、半主軸と惑星の質量との間に反相関を生み出す可能性があり、これは、公転周期$P_\mathrm{orb}\gtrsim10^3$日での惑星発生率の明らかな減少を説明する可能性があります。中程度のフラックス$F_\mathrm{FUV}$でさえ、恒星のホスト質量$M_*\lesssim0.5\、M_\odot$の場合、最初の準主軸の巨大惑星の形成と内向きの移動を強力に抑制します。そのような星の周りでの発生ははるかに少ないです。外部ディスク枯渇の処方の結果は、最先端の人口合成モデルで採用されている現在の近似との有意差を示しており、この重要なプロセスの将来の慎重な治療を動機付けています。
若い中間質量星の周りの効率的なダスト放射状ドリフト
| Title |
Efficient_Dust_Radial_Drift_Around_Young_Intermediate-mass_Stars |
| Authors |
Paola_Pinilla,_Antonio_Garufi,_and_Mat\'ias_G\'arate |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.03057 |
視線速度と太陽系外惑星の直接イメージング観測は、巨大惑星の周波数が中間質量星（2.5-8Msun）で減少する可能性があることを示唆しており、それらの形成を妨げる可能性のある主要なメカニズムが何であるかは不明です。理論的な観点から、中間質量星の周りの惑星形成はより長い時間がかかるかもしれません、そしてそれは速い移動と効率的な光蒸発と一緒にこれらの環境での惑星形成を妨げるかもしれません。この手紙では、恒星進化論を考慮した場合の、ディスク内のダスト粒子の放射状ドリフトの時間的進化を調査します。中間質量星の周りの粒子のドリフト速度は、1〜2Myr後に急激に増加するため、惑星形成の最初のステップで克服するのが難しい障壁になる可能性があることを示しています。この高い半径方向のドリフトは、ドリフトがディスクの進化に最も影響を与える要因ではない可能性がある低質量の星（<2.5sun）とは対照的に、3〜4Myrより古い中間質量の星の周りのディスク検出の欠如を説明できます。これらのディスクの将来の高解像度画像は、中間質量星の周りの惑星がまれである理由と、効率的なダスト放射状ドリフトの役割が中間質量星の周りの惑星形成を妨げるかどうかを説明するのに役立ちます。
宇宙から観測されたスーパーボリドの軌道特性：地球近傍天体、流星物質の流れとの動的な関連、および双曲線発射体の識別
| Title |
Orbital_characterization_of_superbolides_observed_from_space:_Dynamical_association_with_near-Earth_objects,_meteoroid_streams_and_identification_of_hyperbolic_projectiles |
| Authors |
E._Pe\~na-Asensio,_J._M._Trigo-Rodr\'iguez_and_A._Rimola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.03115 |
地球の大気に到達する地球外物質の絶え間ない流入フラックスがあります。これらのオブジェクトのいくつかは、極超音速で空気分子と遭遇したときにアブレーションすると、発光カラムを生成します。毎年、宇宙から検出できるほど明るい火の玉がいくつか発生します。これらの出来事の原因はまだ議論の余地がありますが、それらは散発的な起源であると一般に認められています。NASA-JPL地球近傍天体研究センター（CNEOS）の火球データベースを調査して、惑星に影響を与えたメートルサイズの発射体によって生成された大きな火球の動的な起源を推測しました。これらの隕石落下の可能性のあるイベントは、米国政府の衛星センサーによって記録されました。偽陽性率を推定し、地球近傍天体および流星物質ストリームとの潜在的な関連性に関する複数の軌道非類似度基準の時間発展を分析しました。大きな火球の少なくとも16％が流星物質の流れに関連している可能性があり、約4％が地球近傍小惑星に関連している可能性があり、4％が地球近傍彗星に関連している可能性があることがわかりました。これは、大きな火球を生成するメートルサイズのインパクターのかなりの部分が小惑星または彗星起源である可能性があることを意味します。さらに、引張強度の値が高い双曲線軌道を持つ火球が少なくとも3つ見つかりました。星間起源のメートルサイズの流星物質は、以前に考えられていたよりも一般的であり、大きな火球のフラックスの約1％に相当します。推定されるバルクの物理的特性は、星間物質がこれらの発射体を高強度の岩石に偏らせ、過酷な星間空間条件への長期暴露に耐える能力を備えていることを示唆しています。
ディスク噴火としてのHD100546のドップラーフリップ：運動学的原始惑星探索の部屋にいる象
| Title |
The_Doppler-flip_in_HD100546_as_a_disk_eruption:_the_elephant_in_the_room_of_kinematic_protoplanet_searches |
| Authors |
Simon_Casassus,_Miguel_Carcamo,_Antonio_Hales,_Philipp_Weber,_Bill_Dent,_Sebastian_Perez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.03236 |
惑星と円盤の相互作用の流体力学的シミュレーションの観点からの分子線データの解釈は、原始惑星の間接的な検出への新たな希望を育みます。モデルに依存しないアプローチでは、埋め込まれた原始惑星は、速度重心マップの突然のドップラーフリップのルートで見つける必要があります。ただし、HD100546のディスクで、反りのないディスクで知られている最大の速度摂動は、>〜1Mjup本体に関する解釈とは対照的に、厚いダストリングと一致する目立つドップラーフリップにつながります。ここでは、HD\、100546での12CO（2-1）運動学の新しいALMA観測を、2つのより細かい角度分解能で提示します。ディスクの回転曲線は中心質量2.1<M*/Msun<2.3と一致しており、ドップラーフリップの青方偏移側は垂直運動によるものであり、以前に赤方偏移から提案されたディスク風を彷彿とさせます。SOライン。ケプラーの流れに対する表面の乱れ、つまり、約10Mearthの物体によって発射された埋め込まれた流出によって引き起こされるディスクの噴火の観点から、定性的な解釈を暫定的に提案します。別の解釈には、エンベロープ降着ストリーマーの収束時のディスク質量負荷ホットスポットが含まれます。
恒星の疑似密度を使用したトランジットモデルの暗黙のバイアス
| Title |
Implicit_biases_in_transit_models_using_stellar_pseudo-density |
| Authors |
Gregory_J._Gilbert,_Mason_G._MacDougall_and_Erik_A._Petigura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.03432 |
トランジット技術は、これまでの太陽系外惑星の発見の大部分を担っています。これらの惑星の特徴を明らかにするには、それらの通過プロファイルを注意深くモデル化する必要があります。一般的な手法では、密度のようなパラメータ$\tilde{\rho}$を使用して通過時間を表現します。これは、「循環密度」と呼ばれることもあります。最も注目すべきは、これまでの通過光度曲線の最大の分析であるKeplerプロジェクトが、$\tilde{\rho}$に線形事前分布を採用したことです。ここでは、$\tilde{\rho}$と通過時間の間の非線形関係のために、このような事前のバイアス測定値$b$を示します。このバイアスは、通過信号対雑音比が$b$に独立した制約を提供するのに十分でない限り、低い値（$b\lesssim0.3$）をわずかに支持し、高い値（$b\gtrsim0.7$）を強く嫌います。ケプラー惑星の大部分については満足されていません。惑星と星の半径比$r$も、$r{-}b$共分散のために偏っています。その結果、中央値のKeplerDR25ターゲットは$r$の$1.6\％$体系的な過小評価に苦しんでいます。これらのバイアスを修正し、そもそもそれらを回避するための手法を紹介します。
M31伴銀河のハッブル宇宙望遠鏡調査I.RRライレベースの距離と洗練された3D幾何学的構造
| Title |
The_Hubble_Space_Telescope_Survey_of_M31_Satellite_Galaxies_I._RR_Lyrae-based_Distances_and_Refined_3D_Geometric_Structure |
| Authors |
Alessandro_Savino,_Daniel_R._Weisz,_Evan_D._Skillman,_Andrew_Dolphin,_Nitya_Kallivayalil,_Andrew_Wetzel,_Jay_Anderson,_Gurtina_Besla,_Michael_Boylan-Kolchin,_James_S._Bullock,_Andrew_A._Cole,_Michelle_L._M._Collins,_M._C._Cooper,_Alis_J._Deason,_Aaron_L._Dotter,_Mark_Fardal,_Annette_M._N._Ferguson,_Tobias_K._Fritz,_Marla_C._Geha,_Karoline_M._Gilbert,_Puragra_Guhathakurta,_Rodrigo_Ibata,_Michael_J._Irwin,_Myoungwon_Jeon,_Evan_Kirby,_Geraint_F._Lewis,_Dougal_Mackey,_Steven_R._Majewski,_Nicolas_Martin,_Alan_McConnachie,_Ekta_Patel,_R._Michael_Rich,_Joshua_D._Simon,_Sangmo_Tony_Sohn,_Erik_J._Tollerud_and_Roeland_P._van_der_Marel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02801 |
M31衛星のハッブル宇宙望遠鏡財務調査の一部として行われたRRLyrae星の時系列観測を使用して、M31および38の関連する恒星系（$-$16.8$\leM_V\le$$-$6.0）までの均一な距離を測定します。新しい/アーカイブACSイメージングの$>700$軌道から、$>4700$RRライレ星を識別し、それらの周期と平均光度を、通常の精度である0。01日と0.04等で決定します。GaiaeDR3距離スケールと一致するPeriod-Wesenheit-Metallicityの関係に基づいて、地動説とM31中心の距離を、通常の精度$\sim20$kpc（3％）および$\sim10$kpc（8％）で均一に測定します。それぞれ。M31銀河生態系の3D構造を修正し、次のことを行います。（i）M31の衛星の$\sim80$％がM31の手前にあるように、異方性の高い空間分布を確認します。この機能は、観察効果では簡単に説明できません。（ii）M31から300kpc以内の銀河の約半分（15）を構成する衛星の薄い（rms$7-23$kpc）平面「弧」を確認します。（iii）NGC147/185ペアやM33/ANDXXIIなどの注目すべき関連の物理的近接性を再評価します。（iv）$M_V>-9.5$の銀河の赤色巨星の分岐距離における課題を示しています。これは、最大35％のバイアスがかかる可能性があります。今後の施設（ルービン天文台など）で発見されるはずのかすかな銀河までの正確な距離については、こと座RR型変光星の重要性を強調します。サンプルの最新の光度とサイズを提供します。私たちの距離は、既知のM31衛星システム全体の星形成と軌道履歴の将来の調査の基礎として機能します。
銀河矮星衛星の暗黒物質ハロー特性：衛星の化学力学的進化への影響と$ \ Lambda$CDMへの挑戦
| Title |
Dark_matter_halo_properties_of_the_Galactic_dwarf_satellites:_implication_for_chemo-dynamical_evolution_of_the_satellites_and_a_challenge_to_$\Lambda$CDM |
| Authors |
Kohei_Hayashi,_Yutaka_Hirai,_Masashi_Chiba,_Tomoaki_Ishiyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02821 |
銀河系の矮星衛星の暗黒物質密度プロファイルを解明することは、暗黒物質の真髄だけでなく、衛星自体の進化を理解するために不可欠です。この研究では、超微弱な矮星（UFD）の暗黒物質密度と天の川の拡散銀河に対する現在の制約を示します。構築した非球形質量モデルを25個のUFDと2個の拡散衛星の現在利用可能な運動学的データに適用すると、ほとんどの銀河が推定暗黒物質密度プロファイルに大きな不確実性を持っているのに対し、エリダヌス座〜II、セグ〜I、とWillman〜1は、以前のバイアスの影響を考慮しても、尖った中央プロファイルを支持します。150〜pcでの暗黒物質密度と中心間距離の間の平面上でシミュレートされたサブハロと結果を比較します。最も観測された衛星とシミュレートされたサブハロは、シミュレートされたものからかなり逸脱しているAntlia〜2、Crater〜2、およびTucana〜3を除いて、この平面上に同様に分布していることがわかります。潮汐の影響を考慮しているにもかかわらず、一般的に使用されているサブハロファインダーによって検出されたサブハロは、そのような大きな偏差を説明するのが難しい場合があります。また、衛星の動的質量光度比を推定し、その比が恒星の質量と金属量に関連していることを確認します。これらのスケーリング関係と経験的な潮汐進化モデルを使用して、スケーリング則を維持できると推測し、さらに、質量-金属量関係のかすかな端での金属量散乱は、尖ったハローの潮汐ストリッピングによって説明できます。
皇后。 V. 12 + log（O / H）=〜6.9-8.9を超える銀河の金属量診断地方の銀河国勢調査によって確立された：JWST分光法の準備
| Title |
EMPRESS._V._Metallicity_Diagnostics_of_Galaxies_over_12+log(O/H)=~6.9-8.9_Established_by_a_Local_Galaxy_Census:_Preparing_for_JWST_Spectroscopy |
| Authors |
Kimihiko_Nakajima,_Masami_Ouchi,_Yi_Xu,_Michael_Rauch,_Yuichi_Harikane,_Moka_Nishigaki,_Yuki_Isobe,_Haruka_Kusakabe,_Tohru_Nagao,_Yoshiaki_Ono,_Masato_Onodera,_Yuma_Sugahara,_Ji_Hoon_Kim,_Yutaka_Komiyama,_Chien-Hsiu_Lee,_Fakhri_S._Zahedy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02824 |
局所SDSS銀河と、すばるEMPRESS調査で特定された新しいEMPGを含む極度に金属に乏しい銀河（EMPG）の最大の組み合わせによって確立された、光線ガス金属量診断を提示します。マグニチュードの大きなパラメーター空間（Mi=-19から-7）とH-ベータ等価幅（10-600Ang）、つまり広範囲の恒星質量と星形成率をカバーする合計103個のEMPGが含まれています。これらの銀河の直接法の信頼できる金属量測定を使用して、0.02-2太陽に対応する12+log（O/H）=〜6.9-8.9の範囲にわたる強い光線比と気相金属量の間の関係を導き出します。金属量Zsun。R23-index（[OIII]+[OII]）/H-betaが最も正確な金属量指標であり、さまざまな一般的な金属量指標の範囲で金属量の不確実性が0.14dexであることを確認します。他の金属量指標は、金属量の少ない範囲（<0.1Zsun）で大きなばらつきを示しています。CLOUDY光イオン化モデリングでは、R23インデックスとは異なり、他の金属量インジケーターは単一および二重イオン化線の合計を使用せず、低イオン化ガスと高イオン化ガスの両方を追跡できないことが説明されています。イオン化状態と密接に相関するH-ベータ等価幅測定を使用すると、金属量インジケーターの精度が大幅に向上することがわかります。この作業では、EMPGのGALEXデータから導出されたUV連続勾配ベータおよびイオン化生成率xi_ionとの物理的特性の関係も示し、銀河特性のローカルアンカーを、ASCIIテーブルの形式であり、今後のJWST分光研究に役立ちます。
S-PLUSによるろ座銀河団方向の銀河の全球特性の統計分析
| Title |
Statistical_analysis_of_global_properties_of_galaxies_in_the_direction_of_the_Fornax_cluster_with_S-PLUS |
| Authors |
J.P._Calder\'on,_A.V._Smith_Castelli,_E.V.R._de_Lima,_A.R._Lopes,_F._Almeida-Fernandes,_C._Mendes_de_Oliveira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02830 |
S-PLUSろ座プロジェクト（S+FP）のコンテキストでは、ろ座銀河団（$D\approx20$〜Mpc）の方向に銀河集団を分析します。サイズが$1.4^{\circ}\times1.4^{\circ}$の23個のフィールドがあり、文献で報告されている999個のろ座銀河の予測位置をカバーしています。これらの銀河のうち244個は、12個の測光バンドで同時に観測された私たちのフィールドで自信を持って測光されています。ろ座銀河のそれらに加えて、私達は私達のフィールドで検出された$\approx3\times10^5$追加の銀河のための自信のある構造的および測光的パラメーターを取得しました。この作業では、背景の銀河集団に関して、ろ座銀河団の銀河集団の特性評価に関する予備的な結果を示します。他の目標の中でも、このような特性評価は、クラスターの新しい候補メンバーを識別するための測光基準を提供することを期待しています。
z=6の巨大でコンパクトな星形成銀河で冷たいガスを探査する
| Title |
Probing_cold_gas_in_a_massive,_compact_star-forming_galaxy_at_z=6 |
| Authors |
Jorge_A._Zavala,_Caitlin_M._Casey,_Justin_Spilker,_Ken-ichi_Tadaki,_Akiyoshi_Tsujita,_Jaclyn_Champagne,_Daisuke_Iono,_Kotaro_Kohno,_Sinclaire_Manning,_and_Alfredo_Montana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02835 |
低次のCO遷移の観測は、星形成の燃料である銀河の冷たい分子ガスを研究するための最も直接的な方法を表しています。ここでは、z>6の星形成銀河の主系列星にある銀河でのCO（2-1）の最初の検出を示します。私たちのターゲットであるz=6.03のG09-83808は、T_dep〜50Myrの短い枯渇時間スケールと、より低い赤方偏移の主系列銀河で測定されたものとは対照的なM_gas/M_star=0.30の比較的低いガス分率を持っています。この銀河は、コンパクトな回転円盤内のガス圧縮の結果である可能性がある、高い星形成効率でスターバーストエピソードを経験していると結論付けます。そのスターバーストのような性質は、その高い星形成率の面密度によってさらにサポートされているため、スターバーストのより正確な診断図としてケニカットとシュミットの関係を使用することができます。さらに大きなガスの降着がなければ、この銀河はz〜5.5でコンパクトで巨大な静止銀河になります。さらに、ダスト連続放出からISM質量を推定するためのキャリブレーションは、CO（2-1）遷移から導出されたガス質量を十分に再現することを発見しました（約2倍以内）。これは、巨大で金属が豊富な銀河のガス対ダスト比の小さな赤方偏移の進化を主張する以前の研究と一致しています。重力増幅がない場合、この検出には約1000時間の観測時間が必要でした。したがって、高赤方偏移でのレンズのない星形成銀河での冷たい分子ガスの検出は、現在の施設では法外であり、ngVLAで想定されているような感度の10倍の改善が必要です。
森と木々を見る：ULIRGMrk273の無線調査
| Title |
Seeing_the_forest_and_the_trees:_a_radio_investigation_of_the_ULIRG_Mrk_273 |
| Authors |
Pranav_Kukreti,_Raffaella_Morganti,_Marco_Bondi,_Tom_Oosterloo,_Clive_Tadhunter,_Leah_K._Morabito,_E.A.K._Adams,_B._Adebahr,_W.J.G._de_Blok,_F._de_Gasperin,_A._Drabent,_K.M._Hess,_M.V._Ivashina,_A._Kutkin,_\'A.M._Mika,_Leon_Oostrum,_T.W._Shimwell,_J.M._van_der_Hulst,_Joeri_van_Leeuwen,_R.J._van_Weeren,_Dany_Vohl,_J._Ziemke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02847 |
銀河合体は、中央の超大質量ブラックホールにガスを供給することによって核活動を引き起こすことが観察されています。そのようなクラスのオブジェクトの1つは、超高光度赤外線銀河（ULIRG）です。これは、ほとんどがガスに富む銀河の後期の主要な合併です。最近、大規模（$\sim$100kpc）の電波連続放射が、選択された数のULIRGで検出されました。これらのすべてには、強力な活動銀河核（AGN）も含まれています。これは、核活動の証拠である大規模な電波放射の存在を示唆しています。この電波放射の起源と核活動との関連を探るには、高感度の多周波データが必要です。ULIRGMrk273のそのような分析を提示します。国際LOFAR望遠鏡（ILT）を使用して、このシステムで壮大な大規模アークを検出しました。この検出には、初めて、北にある巨大な$\sim$190kpcアークが含まれます。これらのアークは、合併によって引き起こされた低電力無線AGNによって燃料を供給されることを提案します。また、明るい$\sim$45kpcラジオリッジを特定しました。これは、その地域のイオン化ガス星雲に関連している可能性があります。これをAPERtureTileInFocus（Apertif）の高感度データおよびVeryLargeArray（VLA）のアーカイブデータと組み合わせて、スペクトル特性を調査しました。ILTにより、同時に$\sim$0.3秒角の解像度で原子核をプローブすることができ、3つのコンポーネントが検出され、初めてこれらのコンポーネントの周囲に放射が拡散しました。これを核のアーカイブ高周波VLA画像と組み合わせることで、あるコンポーネントでの吸収を検出し、別のコンポーネントで急峻なスペクトルの無線AGNを検出することができました。次に、このケーススタディから、より多くのULIRGでの電波放射の存在を調査することの重要性と、合併と放射性崩壊の存在との関連について何がわかるかを推定します。
Gaia-ESO Public Spectroscopic Survey：実装、データ製品、散開星団調査、科学、およびレガシー
| Title |
The_Gaia-ESO_Public_Spectroscopic_Survey:_Implementation,_data_products,_open_cluster_survey,_science,_and_legacy |
| Authors |
S._Randich,_G._Gilmore,_L._Magrini,_G._G._Sacco,_R._J._Jackson,_R._D._Jeffries,_C._C._Worley,_A._Hourihane,_A._Gonneau,_C._Viscasillas_V\`azquez,_E._Franciosini,_J._R._Lewis,_E._J._Alfaro,_C._Allende_Prieto,_T._Bensby_R._Blomme,_A._Bragaglia,_E._Flaccomio,_P._Fran\c{c}ois,_M._J._Irwin,_S._E._Koposov,_A._J._Korn,_A._C._Lanzafame,_E._Pancino,_A._Recio-Blanco,_R._Smiljanic,_S._Van_Eck,_T._Zwitter,_M._Asplund,_P._Bonifacio,_S._Feltzing,_J._Binney,_J._Drew,_A._M._N._Ferguson,_G._Micela,_I._Negueruela,_T._Prusti,_H.-W._Rix,_A._Vallenari,_A._Bayo,_M._Bergemann,_K._Biazzo,_G._Carraro,_A._R._Casey,_F._Damiani,_A._Frasca,_U._Heiter,_V._Hill,_P._Jofr\'e,_P._de_Laverny,_K._Lind,_G._Marconi,_C._Martayan,_T._Masseron,_L._Monaco,_L._Morbidelli,_L._Prisinzano,_L._Sbordone,_S._G._Sousa,_S._Zaggia,_V._Adibekyan,_et_al._(104_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02901 |
過去15年間で、ガイアの位置天文学を補完する、銀河系の星の大規模なサンプルの恒星パラメータと元素の存在量を提供するという一般的な目的で、さまざまな地上ベースの分光調査が開始（および完了）されました。これらの調査の中で、8mクラスの望遠鏡で唯一実施されたGaia-ESOPublicSpectroscopicSurvey（GES）は、ESOVLT（キリンとUVESの両方の分光器）でFLAMESを使用して10万個の星を対象とし、すべての天の川をカバーするように設計されました。オープンスタークラスターに特に焦点を当てた集団。この記事では、調査の実装（観測、データ品質、分析とその成功、データ製品、リリース）、オープンクラスター調査、科学の結果と可能性、および調査の遺産の概要を説明します。コンパニオン記事（Gilmoreetal。）は、全体的な調査の動機、戦略、キリンパイプラインデータの削減、編成、およびワークフローをレビューします。GESは、11万個を超える固有のターゲット星の大部分について、均一で高品質の視線速度と恒星パラメータを決定しました。元素の存在量は、UVESで観測されたターゲットの最大31の元素について導き出されました。リチウムの存在量は、サンプルの約3分の1で提供されます。分析および均質化戦略は成功することが証明されています。Gaia-ESOコンソーシアムとコミュニティは、いくつかの科学トピックに取り組み、多くのハイライト結果を達成しました。最終的なカタログは、高度なデータ製品の完全なセットを含め、2022年5月末にESOアーカイブを通じてリリースされました。これらの結果に加えて、Gaia-ESO調査は、いくつかの側面で、そして今後何年にもわたって、非常に重要な遺産を残すでしょう。
$ z =2.92$の強力なレンズの相互作用システムにおけるライマン-$\alpha$ハローの性質を明らかにする
| Title |
Revealing_the_nature_of_a_Lyman-$\alpha$_halo_in_a_strongly-lensed_interacting_system_at_$z=2.92$ |
| Authors |
Manuel_Solimano,_Jorge_Gonz\'alez-L\'opez,_Manuel_Aravena,_Evelyn_Johnston,_Crist\'obal_Moya-Sierralta,_Luis_F._Barrientos,_Matthew_B._Bayliss,_Michael_Gladders,_Leopoldo_Infante,_C\'edric_Ledoux,_Sebasti\'an_L\'opez,_Suraj_Poudel,_Jane_R._Rigby,_Keren_Sharon_and_Nicol\'as_Tejos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02949 |
ライマンアルファ（Ly$\alpha$）放出の空間的に拡張されたハローは、現在、高赤方偏移の星形成銀河の周りに遍在的に見られます。しかし、これらのハローの性質と電力供給メカニズムの理解は、Ly$\alpha$線の複雑な放射伝達効果と限られた角度分解能によって依然として妨げられています。この論文では、SGASJ122651.3+215220の解決されたマルチユニット分光エクスプローラー（MUSE）観測を提示します。これは、$L_{\のLy$\alpha$ハローに埋め込まれたz=2.92の強力なレンズのL*銀河のペアです。mathrm{Ly}\alpha}=（6.2\pm1.3）\times10^{42}\、\mathrm{erg}\、\mathrm{s}^{-1}$。世界的に、システムは著しく非対称で赤方偏移したラインプロファイルを示していますが、その幅とピークシフトはハロー全体で大幅に異なります。空間的にビニングされたLy$\alpha$スペクトルを放射伝達銀河風モデルのコレクションに適合させることにより、平均流出膨張速度が$\approx$211km/sと推測され、システムの主要な両側でより高い値が優先的に検出されます。軸。流出の速度は、中央銀河のスペクトルの低イオン化金属吸収線の青方偏移で検証されます。また、Ly$\alpha$と連続体の両方で検出されたかすかな（$M_{1500}\approx-16.7$）コンパニオンを特定します。これらの特性は、拡張されたLy$\alphaに寄与する伴銀河の予測集団と一致しています。$排出。最後に、ハローの特性に対する中央銀河間の相互作用の影響と、その場での蛍光Ly$\alpha$生成の可能性について簡単に説明します。
拡張ライマンを検索-z=2-3で約9kクエーサーの$\alpha$放出
クエーサーの周りの巨大なLy$\alpha$星雲（ELANe）は、発見以来、巨大な銀河の形成と超大質量ブラックホールとの関連について独自の洞察を提供してきました。ただし、それらの検出は非常に制限されたままです。この論文では、HyperSuprime-Camの3回目の公開データリリースに基づくシンプルで非常に効果的な広帯域$gri$選択を使用して、$z=$2.34-3.00で8683クエーサー付近の拡張Ly$\alpha$放出の体系的な検索を紹介します。スバル戦略プログラム。広帯域選択は明るいLy$\alpha$放射のみを検出しますが（$\gtrsim1\times10^{-17}$erg〜s$^{-1}$cm$^{-2}$arcsec$^{-2}$）狭帯域光観察や面分光法と比較すると、この方法は、このような一般的なアプローチよりもはるかに多くの光源に適用できます。最初に、$r$-および$i$バンドを使用して、ホスト銀河および衛星銀河のLy$\alpha$放射からの寄与なしに連続$g$バンド画像を生成しました。次に、Ly$\alpha$の放出を伴う、観測された$g$バンド画像からそれらを差し引くことにより、Ly$\alpha$マップを確立しました。その結果、深部および超深部（35度$^2$）の366および8317クエーサーのうち、7および32の拡張Ly$\alpha$放出（マスクされた領域$>40$arcsec$^2$）を発見しました。ワイド（890度$^2$）層。その一部はELANeの潜在的な候補となる可能性があります。ただし、これらのいずれも、これまでに見つかった最大のELANeと同等ではないようです。以前の結果を裏付けるように、より明るいクエーサーまたは電波の大きいクエーサーの周りに大きな星雲を持つクエーサーのより高い割合を検出しました。VeraC.RubinObservatoryからの今後のビッグデータへの将来のアプリケーションは、より有望な候補を検出するのに役立ちます。すべてのクエーサーターゲットのソースカタログと取得したLy$\alpha$プロパティは、オンライン資料としてアクセスできます。
圧縮性MHD乱流における散逸の性質の調査
| Title |
Probing_the_nature_of_dissipation_in_compressible_MHD_turbulence |
| Authors |
Thibaud_Richard_(LPENS),_Pierre_Lesaffre_(LPENS),_Edith_Falgarone_(LPENS),_Andrew_Lehmann_(LPENS) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.03045 |
環境。乱流の本質的な側面は、高散逸のコヒーレント構造につながるエネルギーのカスケードの時空の間欠性です。目的。この作業では、等温電磁流体力学（MHD）乱流の減衰における強烈な散逸領域の物理的性質を体系的に調査しようとします。メソッド。圧縮性等温減衰MHD乱流のグリッドベースのシミュレーションを使用して、乱流散逸を調べます。散逸の解決と制御に前例のない注意を払っています。数値スキームにより、散逸を局所的に回復する方法を設計しています。流体状態変数の勾配の形状を局所的に調査します。シミュレーションで最大の勾配の物理的性質を評価し、それらの移動速度を推定する方法を開発します。最後に、それらの統計を調査します。結果。強い散逸領域は主にシートに対応していることがわかります。局所的に、密度、速度、磁場は主に一方向に変化します。これらの散逸性の高い領域を、高速/低速の衝撃またはAlfv{\'e}nの不連続性（パーカーシートまたは回転の不連続性）として識別します。これらの構造では、1D平面定常状態からの主な逸脱は、構造の平面での質量損失であることがわかります。これらの4つのカテゴリ間の相対的な分布に及ぼす初期条件の影響を調査します。ただし、これらの違いは、約1回のターンオーバー時間の後に消え、弱く圧縮可能なAlfv{\'e}nの不連続性によって支配されるようになります。磁気プラントル数はこれらの不連続性の統計にほとんど影響を与えないことを示しますが、それはそれらの内部のオーミック加熱率と粘性加熱率を制御します。最後に、構造物の入口特性（入口速度や磁気圧力など）には強い相関関係があることがわかります。結論。これらの新しい方法により、開発された圧縮性乱流を強力な散逸構造の統計的コレクションと見なすことができます。これは、観測との比較に適した詳細な1Dモデルを使用して3D乱流を後処理するために使用できます。また、乱流の新しい動的特性を定式化するためのフレームワークとしても役立つ可能性があります。
$Y$および$J$バンドの近赤外線拡散星間バンドの調査。 I.新しく識別されたバンド
| Title |
Survey_of_near-infrared_diffuse_interstellar_bands_in_$Y$_and_$J$_bands._I._Newly_identified_bands |
| Authors |
Satoshi_Hamano,_Naoto_Kobayashi,_Hideyo_Kawakita,_Keiichi_Takenaka,_Yuji_Ikeda,_Noriyuki_Matsunaga,_Sohei_Kondo,_Hiroaki_Sameshima,_Kei_Fukue,_Shogo_Otsubo,_Akira_Arai,_Chikako_Yasui,_Hitomi_Kobayashi,_Giuseppe_Bono,_Ivo_Saviane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.03131 |
早期に赤くなった31個の近赤外線（NIR）高解像度（$R=20,000$および28,000）スペクトルを分析することにより、0.91$<\lambda<$1.33$\mu$m領域の拡散星間バンド（DIB）を検索しました-タイプの星（$0.04<E（B-V）<4.58$）と赤くなっていない参照星。スペクトルは、2012年から2016年に日本の小山天文台にある1.3mの荒木望遠鏡に、2017年にチリのラシヤ天文台にある3.58mの新技術望遠鏡に取り付けられたWINERED望遠鏡を使用して収集されました。2018.54個のDIBが検出され、そのうち34個がこの調査で新たに検出され、8個のDIB候補が検出されました。この更新されたリストを使用して、光学からNIRまでの広い波長範囲でのDIB分布が調査されます。NIRDIBの半値全幅は、平均して光学DIBの半値全幅よりも狭いことがわかります。これは、より長い波長のDIBがより大きな分子によって引き起こされる傾向があることを示唆しています。より大きなキャリアがより長い波長でのDIBの原因であり、より大きな振動子強度を持っていると仮定すると、DIBキャリアの総カラム密度はDIB波長の増加とともに減少する傾向があることがわかりました。NIRDIBの候補分子とイオンについても説明します。
4mmの波長範囲での大規模な星形成W51e1/e2の領域のスペクトル線調査
| Title |
Spectral-line_Survey_of_the_Region_of_Massive_Star_Formation_W51e1/e2_in_the_4_mm_Wavelength_Range |
| Authors |
Sergei._V._Kalenskii,_Ralf_I._Kaiser,_Per_Bergman,_A._O._Henrik_Olofsson,_Kirill_D._Degtyarev,_Polina_Golysheva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.03235 |
68-88GHzでのW51e1/e2星形成領域のスペクトル線調査の結果を示します。SO、SiO、CCHなどの単純な二原子または三原子分子から、CH$_3$OCH$_3$やCH$_3$COCH$_3$などの複雑な有機化合物まで、79個の分子とそのアイソトポログが検出されました。宇宙で観測された分子線のLovasリストにないいくつかの線が検出され、これらのほとんどが識別されました。検出された分子のかなりの数は、ホットコアに典型的です。これらには、中性分子HCOOCH$_3$、CH$_3$CH$_2$OH、CH$_3$COCH$_3$などが含まれます。これらは現在、高温コアと衝撃加熱ガスの気相にのみ存在すると考えられています。さらに、数百ケルビンの上位レベルのエネルギーを持つ振動励起されたC$_4$HおよびHC$_3$Nラインが見つかりました。このようなラインは、100K以上の温度の高温ガスでのみ発生する可能性があります。中性分子とは別に、さまざまな分子イオンも検出されました。これらのいくつか（HC$^{18}$O$^+$、H$^{13}$CO$^+$、およびHCS$^+$）は通常、高い視覚的消滅を伴う分子雲に存在します。複雑な有機分子（COM）と炭化水素、およびニトリルの潜在的な形成経路が考慮されます。これらの形成経路は、最初に、冷たい分子雲の星間氷での有機分子の合成を解明する実験室実験の文脈で議論され、その後、ホットコア段階で気相に昇華します。その後、二分子中性中性反応による気相での炭化水素とそのニトリルの主な形成について説明します。
多様なタイムスケールでのPKS0735+178の多波長変動現象
BLLacオブジェクトPKS0735+178は、以前の研究で、特にその色の振る舞いに関して、いくつかの複雑な多波長変動現象を示しました。明るいときは青く、明るいときは赤く、無彩色の動作はすべて、PKS0735+178の長期的な傾向の可能性があることがわかりました。この作業では、PKS0735+178の長期多波長データを収集し、日中のタイムスケールでマルチカラー光学モニタリングも実行しました。日中変動はある夜に検出されました。長いタイムスケールでは、$R$と$\gamma$線のバンドの間に22日間のタイムラグが発生する可能性がありました。相互相関分析の結果は、日中および長い時間スケールの両方で、さまざまな光学バンド間に強い相関関係を示しました。ただし、長期の$\gamma$線と$R$バンドの光度曲線の間には、穏やかな相関関係しか見られませんでした。これは、$\gamma$線と光放射のさまざまな放出メカニズムによって解釈できます。PKS0735+178は、$\gamma$-rayバンドで大幅に明るくなると、より強くなります。これは、長期および日中の両方のタイムスケールで観測された、より明るくなると光学的に青い傾向と一致します。HWBとBWBの傾向は、特に歴史的な低状態の場合、アクティブな状態の間に強化されることがわかりました。このような現象は、PKS0735+178の特殊な活動依存の色の振る舞いを示しており、ジェット放出モデルによって十分に解釈できます。
WISDOMプロジェクト-XI。 SITELLEとALMAを使用したAGNホスト銀河NGC3169のバルジにおける星形成効率
| Title |
WISDOM_project_--_XI._Star_Formation_Efficiency_in_the_Bulge_of_the_AGN-host_Galaxy_NGC_3169_with_SITELLE_and_ALMA |
| Authors |
Anan_Lu,_Hope_Boyce,_Daryl_Haggard,_Martin_Bureau,_Fu-Heng_Liang,_Lijie_Liu,_Woorak_Choi,_Michele_Cappellari,_Laurent_Chemin,_M\'elanie_Chevance,_Timothy_A._Davis,_Laurent_Drissen,_Jacob_S._Elford,_Jindra_Gensior,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Thomas_Martin,_Etienne_Mass\'e,_Carmelle_Robert,_Ilaria_Ruffa,_Laurie_Rousseau-Nepton,_Marc_Sarzi,_Gabriel_Savard_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.03316 |
星形成効率（SFE）は、さまざまな環境、特に銀河のスターバースト内や銀河バルジの奥深くで変化することが示されています。銀河のダイナミクスから活動銀河核（AGN）からのフィードバックに至るまで、さまざまな消光メカニズムが関与している可能性があります。ここでは、カナダ-フランス-ハワイ望遠鏡（CFHT）のイメージングフーリエ変換分光器SITELLEからの温かいイオン化ガス輝線とアタカマ大型ミリ波からの冷たい分子ガス（CO（2-1））の空間分解観測を使用します。サブミリ波アレイ（ALMA）は、AGNホスト銀河NGC3169のバルジ内のSFEを研究します。輝線比診断を使用して星形成領域とAGNイオン化領域を区別した後、空間分解された分子ガス枯渇時間を測定します。（\tau_dep=1/SFE）1.8kpcのガラクトセントリック半径内で\approx100pcの空間分解能。半径1.25\pm0.6kpcに位置し、平均\tau_depが0.3Gyrの星形成リングを特定します。ただし、半径<0.9kpcでは、分子ガスの表面密度と空乏時間は半径の減少とともに増加し、後者は半径\約500pcで約2.3Gyrに達します。ガス運動学の分析とシミュレーションとの比較に基づいて、NGC3169の中央領域で観測されたSFEの放射状プロファイルの考えられる原因として、AGNフィードバック、バルジ形態、およびダイナミクスを特定します。
星団の初期ガス放出と進化のモンテカルロ研究：AMUSEフレームワークのMOCCAコードによる新しいシミュレーション
| Title |
A_Monte_Carlo_study_of_early_gas_expulsion_and_evolution_of_star_clusters:_new_simulations_with_the_MOCCA_code_in_the_AMUSE_framework |
| Authors |
A._Leveque,_M._Giersz,_S._Banerjee,_E._Vesperini,_J._Hong,_S._Portegies_Zwart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.03404 |
モンテカルロ法への最初の埋め込み気相中の球状星団（GC）の進化のための新しい処方を紹介します。AMUSEフレームワークに埋め込まれたモンテカルロMOCCAコードの簡略化されたバージョンを使用して、原始ガスの除去後のGCの存続を調査します。最初にコードをテストし、質量とラグランジアン半径の進化の結果がN体シミュレーションで得られた結果とよく一致していることを示します。モンテカルロコードは、N体シミュレーションよりも多くの星を持つシステムの進化のより迅速な調査を可能にします。さまざまな星形成効率と半質量半径について、最大$N=500000$の星を持つ球状星団の進化を調査するために、シミュレーションの新しい調査を実施しました。私たちの研究は、クラスターの溶解につながる初期条件の範囲と、クラスターがこの初期の進化段階を生き残ることができる条件を示しています。
後期型銀河NGC895、NGC 5474、およびNGC6946の渦巻腕における若い星の種族の空間的規則性
| Title |
Spatial_regularity_of_the_young_stellar_population_in_spiral_arms_of_late_type_galaxies_NGC_895,_NGC_5474,_and_NGC_6946 |
| Authors |
Alexander_S._Gusev,_Elena_V._Shimanovskaya_and_Nataliya_A._Zaitseva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.03427 |
3つの後期型渦巻銀河（NGC895、NGC5474、NGC6946）の渦巻腕に沿った若い星の種族の分布の空間的規則性を調査します。この研究は、{\itを使用した渦巻腕の測光特性の分析に基づいています。GALEX}紫外線、光学UBVRI、Halpha、および8mum{IRAC}赤外線表面測光データ。フーリエ解析アプローチを使用して、NGC895、NGC5474、およびNGC6946のすべてのアームで、若い星の種族または（および）星形成領域の規則的な連鎖の分布に空間的規則性または準規則性の特徴が見られました。異なるアームでの350から500pcの間隔、および（または）それらの倍数であるスケール。これらの特徴的なスケールは、NGC628、NGC6217、およびM100で以前に見つかったものに近いものです。
潮汐破壊現象の動的統合
| Title |
Dynamical_Unification_of_Tidal_Disruption_Events |
| Authors |
Lars_Lund_Thomsen,_Tom_Kwan,_Lixin_Dai,_Samantha_Wu,_Enrico_Ramirez-Ruiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02804 |
約100の潮汐破壊現象（TDE）が観測されており、それらはピーク時とその寿命の両方で広範囲の放出特性を示します。一部のTDEは主にX線エネルギーでピークに達しますが、他のTDEは主にUVおよび光波長で放射します。TDE全体のピーク光度は明確な特性を示しますが、進化的挙動は、同様のピーク発光特性を持つTDE間でも異なる可能性があります。遅い時間に、いくつかの光学TDEはX線で再明るくなりますが、他の光学TDEは強いUV/発光成分を維持します。この手紙では、エディントン降着率の数から数十の範囲のさまざまな降着率で、TDE降着円盤の3次元一般相対論的放射電磁流体力学シミュレーションを実施します。モンテカルロ放射伝達シミュレーションを利用して、さまざまな傾斜とさまざまな進化段階で再処理されたスペクトルを計算します。ダイらによって提案された統一モデルを確認します。（2018）、これは、観測された放射がディスクの向きに対する観察者の視角に大きく依存することを予測しています（正面から見た場合はX線が強く、ディスクを上から見た場合はUV/光学的に強い）。さらに、降着率が高いディスクでは風とディスクの密度が高くなり、高エネルギー放射線の再処理が増加するため、一般に特定の視野角に沿った光学対X線フラックス比が増大することがわかります。これは、後で降着レベルが低下するにつれて、漏斗が効果的に開き、中間の視野角に沿ってより多くのX線が漏れ出すことを期待していることを意味します。TDEのこのような動的モデルは、ピーク時および時間的進化に沿ってTDEで観察される発光特性の多様性を自然に説明することができます。
銀河星間ガンマ線放出の離散成分の改良されたモデリングとフェルミ-LAT銀河中心過剰への影響
| Title |
Improved_Modeling_of_the_Discrete_Component_of_the_Galactic_Interstellar_Gamma-ray_Emission_and_Implications_for_the_Fermi-LAT_Galactic_Center_Excess |
| Authors |
Christopher_M._Karwin,_Alex_Broughton,_Simona_Murgia,_Alexander_Shmakov,_Mohammadamin_Tavakoli,_and_Pierre_Baldi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02809 |
この作業の目的は、H2星間ガスに関連するガンマ線離散または小規模構造のモデルを改善することです。この寄与を確実に特定することは、星間ガスからガンマ線点源を解きほぐし、拡張されたガンマ線信号をよりよく特徴付けるために重要です。特に、Fermi-LAT銀河中心（GC）の過剰は、その起源が不明なままであり、滑らかまたは点状である可能性があります。データに適切にモデル化されていない点のような寄与が含まれている場合、スムーズなGC超過は誤って点のようなものと見なされる可能性があります。これらの特徴を追跡するのにより適したH2プロキシを介して、銀河面に沿った$50^\circ\times1^\circ$領域のH2関連ガンマ線離散放出のモデルを改善します。これらは、この領域のガンマ線フェルミ-LATデータに大きく寄与する可能性があり、最も明るいものは、検出されたフェルミ-LAT線源に関連している可能性が高く、この方法論の説得力のある検証です。この方法論を空の他の領域に拡張する見通しと、GC過剰の特性評価への影響について説明します。
Ia型超新星の遅い時間の光度曲線：観測によるモデルとの対峙
| Title |
The_Late-Time_Light_Curves_of_Type_Ia_Supernovae:_Confronting_Models_with_Observations |
| Authors |
Vishal_Tiwari,_Or_Graur,_Robert_Fisher,_Ivo_Seitenzahl,_Shing-Chi_Leung,_Ken'ichi_Nomoto,_Hagai_Binyamin_Perets,_Ken_Shen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02812 |
Ia型超新星（SNeIa）は、ハッブル定数と暗黒エネルギーの測定において標準化可能なキャンドルとして重要な役割を果たします。増加する証拠は、通常のSNeIaの起源として、複数の可能な爆発チャネルを示しており、宇宙論的パラメーターの決定に体系的な影響を与える可能性があります。初めて、公開されているSNIaモデルの元素合成データとSNIaイベントの遅い時間の光度曲線観測の観測との包括的な比較を提示します。これらのモデルは、白色矮星（WD）の始祖の質量、金属量、爆発チャネル、および数値手法の広い範囲に及びます。SNeIaの遅い時間（$t>1000$d）の光度曲線に電力を供給する際の$^{57}$Niとその等圧崩壊生成物$^{57}$Coの影響に焦点を当てます。$^{57}$Niと$^{57}$Coは、より豊富な放射性同位元素$^{56}$Niに比べて中性子が豊富であり、その結果、チャンドラシェカール付近の高密度での中性子化の高感度プローブです（ほぼ$M_{\rmCh}$）の祖先WD。1つのSNIaイベント、SN2015Fの観測は、サブ$M_{\rmCh}$WD前駆体とのみ一致することを示します。他の4つのイベント（SN2011fe、SN2012cg、SN2014J、SN2013aa）の観測は、$M_{\rmCh}$付近と$M_{\rmCh}$未満の祖先の両方と一致しています。近くのSNeIaの遅い時間の光度曲線の継続的な観察は、SNIaの始祖の性質に関する重要な情報を提供します。
短いガンマ線バーストの遅延時間分布に関する観測的推論
| Title |
Observational_Inference_on_the_Delay_Time_Distribution_of_Short_Gamma-ray_Bursts |
| Authors |
Michael_Zevin,_Anya_E._Nugent,_Susmita_Adhikari,_Wen-fai_Fong,_Daniel_E._Holz,_Luke_Zoltan_Kelley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02814 |
中性子星合体の遅延時間分布は、コンパクトオブジェクトバイナリのバイナリ進化プロセスとマージレート進化への重要な洞察を提供します。ただし、この遅延時間分布に関する現在の観測上の制約は、銀河系の二重中性子星の小さなサンプル（選択効果が不確実）、単一のマルチメッセンジャー重力波イベント、および$r$プロセス濃縮に基づく中性子星合体の間接的な証拠に依存しています。。短いガンマ線バーストの67個のホスト銀河のサンプルを使用して、遅延時間分布に新しい制約を課し、この結果を利用して、中性子星を含むコンパクトオブジェクトバイナリのマージ率の進化を推測します。$\alpha=-1.82^{+0.40}_{-0.41}$のべき乗則の傾きと$t_\mathrm{min}=171^{+74}_{-91}の最小遅延時間を回復します。〜\mathrm{Myr}$（中央値および90％の信頼区間）。最大遅延時間は、99％の信頼度で$t_\mathrm{max}>7.73〜\mathrm{Gyr}$に制限されます。復元されたべき乗則の傾きは従来の値$t_\mathrm{d}^{-1}$よりも大幅に急であり、最小遅延時間は通常、想定される値は$10〜\mathrm{Myr}$です。コンパクトオブジェクト連星の運命のこの宇宙論的プローブを二重中性子星の銀河集団と組み合わせることが、これらの集団の両方を支配するユニークな選択効果を理解するために重要になります。現在の重力波検出器で可能なよりもはるかに大きな中性子星合体のレッドシフトレジームを精査することに加えて、将来のマルチメッセンジャー重力波イベントで私たちの結果を補完することは、短いガンマ線バーストがコンパクトなオブジェクトのバイナリ合体から遍在的に生じるかどうかを判断するのにも役立ちます。
銀河星間ガンマ線放出の離散成分の深層学習モデル
| Title |
Deep_Learning_Models_of_the_Discrete_Component_of_the_Galactic_Interstellar_Gamma-Ray_Emission |
| Authors |
Alexander_Shmakov,_Mohammadamin_Tavakoli,_Pierre_Baldi,_Christopher_M._Karwin,_Alex_Broughton,_Simona_Murgia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02819 |
H2星間ガスの小規模（または離散）構造からの重要な点のような成分がFermi-LATデータに存在する可能性がありますが、この放出のモデリングは、空の限られた領域でのみ利用可能な希ガストレーサーの観測に依存しています。この寄与を特定することは、ガンマ線の点源を星間ガスから区別し、拡張されたガンマ線源をよりよく特徴付けるために重要です。これらのまれなトレーサーの観測が存在しない場合にこの放出を予測するために畳み込みニューラルネットワークを設計およびトレーニングし、Fermi-LATデータの分析に対するこのコンポーネントの影響について説明します。特に、データ内の点状構造の正確なモデリングを通じて、Fermi-LAT銀河中心の過剰の特性評価でこの方法論を活用する見込みを評価し、過剰の点状または滑らかな性質を区別するのに役立てます。ディープラーニングは、データが豊富な地域で統計的有意性の範囲内でこれらのまれなH2プロキシによって追跡されるガンマ線放出をモデル化するために効果的に使用できることを示し、まだ観測されていない地域でこれらの方法を採用する見通しをサポートします。
| Title |
EAS_optical_Cherenkov_signatures_of_tau_neutrinos_for_space_and_suborbital_detectors |
| Authors |
Mary_Hall_Reno,_Tonia_M._Venters,_John_F._Krizmanic_(for_the_POEMMA_and_JEM-EUSO_Collaborations) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02853 |
一過性の天体物理学源のマルチメッセンジャー観測は、宇宙で最も高いエネルギー加速器と最も極端な環境を特徴づける可能性があります。ニュートリノ、特にそれらの発生源から地球への輸送中のニュートリノ振動によって生成されたタウニュートリノの検出は、上向きに移動する大規模な空気シャワー（EAS）を画像化する光学チェレンコフ検出器を使用して10PeVを超えるニュートリノエネルギーで可能です。これらのEASは、地球と相互作用するタウニュートリノから生成され、タウレプトンにつながり、その後大気中で崩壊します。一般的なショートバーストおよびロングバーストの一時的なニュートリノ源のニュートリノ検出感度と、スーパープレッシャーバルーン（EUSO-SPB2）バルーン搭載ミッションの第2世代極限宇宙宇宙観測所と提案された宇宙宇宙観測所の拡散ニュートリノフラックスに対する感度を比較します-極限マルチメッセンジャー天体物理学（POEMMA）ミッションのベースのプローブ。
500メートル球面電波望遠鏡による興味深い放射特性を備えた回転無線過渡J1918$-$0449の発見
| Title |
The_discovery_of_a_rotating_radio_transient_J1918$-$0449_with_intriguing_emission_properties_with_the_five_hundred_meter_aperture_spherical_radio_telescope |
| Authors |
J._L._Chen,_Z._G._Wen,_J._P._Yuan,_N._Wang,_D._Li,_H._G._Wang,_W._M._Yan,_R._Yuen,_P._Wang,_Z._Wang,_W._W._Zhu,_J._R._Niu,_C._C._Miao,_M._Y._Xue,_and_B._P._Gong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.03091 |
この研究では、500メートル球面電波望遠鏡（FAST）で発見された最初のRRATである回転電波トランジェント（RRAT）J1918$-$0449からの電波放射の詳細な単一パルス分析について報告します。感度の高い観測は、2021年4月30日に、中心周波数1250MHz、短時間分解能49.152$\mu$sのFASTを使用して実行されました。これは、単一パルス放射特性を詳細に調査するための信頼できる基盤を形成します。発生源は約2時間連続して観察された。6$\sigma$を超える重要度を持つ合計83の分散バーストが1.8時間にわたって検出されます。ソースのDMと回転周期は、それぞれ116.1$\pm$0.4\pcm\と2479.21$\pm$0.03ミリ秒と決定されます。観測された期間の総数からの登録されたパルスのシェアは3.12\％です。平均化されたオフパルスプロファイルでは、基礎となる発光は検出されません。フルエンスが10Jymsを超えるバーストの場合、パルスエネルギーは指数$-3.1\pm0.4$のべき乗則分布に従い、明るいパルス放射の存在を示唆します。後続のパルス間の時間の分布は定常ポアソン過程と一致しており、1.8時間の観測でクラスター化の証拠はなく、66秒ごとに1バーストの平均バースト率が得られます。検出された明るいパルスを詳しく調べると、21個のパルスが明確に定義された準周期性を示していることがわかります。サブパルスドリフトは、$2.51\pm0.06$周期の周期性を持つ連続しない回転に存在します。最後に、考えられる物理的メカニズムについて説明します。
GSN069における潮汐破壊現象と準周期的噴火の間の可能な関係のモデル
| Title |
A_model_for_the_possible_connection_between_tidal_disruption_event_and_quasi-periodic_eruption_in_GSN_069 |
| Authors |
Mengye_Wang,_Jinjing_Yin,_Yiqiu_Ma_and_Qingwen_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.03092 |
準周期的噴火（QPE）は、5つの銀河の中心に見られ、QPEの数年前に発生したGSN069でも、潮汐破壊現象（TDE）のようなイベントが報告されています。ヒルメカニズムによって形成された非常に偏心した白色矮星（WD）-$10^{4-6}M_{\odot}$の巨大ブラックホール（MBH）バイナリのモデルに基づいて、これらの現象の関係を説明します。このシステムでは、WDの潮汐によって誘発された内部振動がWDエンベロープを加熱し、それによって潮汐新星を誘発し、WDエンベロープを膨張させます。これはMBHによって捕捉され、TDEを形成します。離心率軌道で生き残ったWDの潮汐ストリッピングは、QPEを生成する可能性があります。このモデルを他の4つのQPEソースにも適用します。推定フォールバック率に基づくと、これらのQPEのQPE観測時間後の残り時間は、単純なモデル推定に基づいて約1〜2年であり、WDは完全に中断されます。また、これらのQPEソースの最終段階では、降着率がエディントン降着率よりもはるかに高くなる可能性があることも示しています。ディスクのスペクトルエネルギー分布のピーク周波数は軟X線バンド（$\sim0.1-1$keV）にとどまり、これは観測結果と一致しています。
放射性崩壊
不安定な原子核の放射性崩壊は、ガンマ線光子と二次粒子（電子、陽子）の形で核結合エネルギーの解放につながります。その後、彼らのエネルギーは周囲の物質にエネルギーを与えます。不安定な原子核は核反応で形成されます。これは、恒星内部や爆発の高温で高密度の極限で、または宇宙線の衝突から発生する可能性があります。高エネルギー天文学では、放射性同位元素の崩壊による特徴的なガンマ線の直接観測は、宇宙の元素合成のプロセスとその発生源を研究するための重要なツールであり、そのような元素合成の発生源からの噴出物の流れを追跡することもできます。これらの観測は、光学系の超新星光の測定など、放射性エネルギーの堆積物の間接的な観測を補完する貴重なものです。ここでは、天体物理学の文脈における放射性崩壊の基本と、ガンマ線線が星の内部、星の表面または星全体の爆発、および元素合成灰の流れと冷却を一度に指示する星間物質のプロセスについての詳細をどのように明らかにするかを示します彼らの情報源を残した。$^{56}$Ni、$^{44}$Ti、$^{26}$Al、$^{60}$Fe、$^{22}$Na、$^{7}などの放射性同位元素に対応します$Be、そして陽電子の消滅からの特徴的なガンマ線放出がこれらにどのように関連しているか。
ファストブルー光トランジェントのマグネターエンジンとSLSNe、SNe Ic-BL、およびlGRBとの接続
| Title |
Magnetar_Engines_in_Fast_Blue_Optical_Transients_and_Their_Connections_with_SLSNe,_SNe_Ic-BL,_and_lGRBs |
| Authors |
Jian-Feng_Liu,_Jin-Ping_Zhu,_Liang-Duan_Liu,_Yun-Wei_Yu,_Bing_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.03303 |
40個の高速青色光度曲線（FBOT）のマルチバンド光度曲線をマグネターエンジンモデルに適合させます。FBOT噴出物の質量、初期スピン周期、およびFBOTマグネターの極性磁場は、それぞれ$M_{\rm{ej}}=0.18^{+0.52}_{-0.13}\、M_\odot$に制限されます。、$P_{\rm{i}}=9.4^{+8.1}_{-3.9}\、{\rm{ms}}$、および$B_{\rmp}=7^{+16}_{-5}\times10^{14}\、{\rm{G}}$。$B_{\rmp}$の値の広い分布は、マグネターのパラメーター範囲を超高輝度超新星（SLSNe）からブロードラインタイプIc超新星（SNeIc-BL;一部は長距離に関連していることが観察されています-持続時間ガンマ線バースト）、これもマグネターによって駆動されることが示唆されています。FBOTを他の過渡現象と組み合わせると、$P_{\rm{i}}\propto{M_{\rm{ej}}^{-0.45}}$として強力な普遍的な反相関が見つかり、共通点を共有できることを示しています元。具体的には、これらの過渡現象はすべて、近接連星系での極端に剥ぎ取られた星の崩壊に起因していると考えられていますが、始祖の質量は異なります。その結果、FBOTは、上限が${\sim}1\、M_\odot$の小さな噴出物の質量によって区別されます。これにより、光度曲線$\sim12\、{\の立ち上がり時間が観測的に分離されます。rmd}$。さらに、FBOTとSLSNeは、質量$^{のエネルギー要件に対応する$M_{\rmピーク}-t_{\rm上昇}$平面の経験的な線によってSNeIc-BLから分離できます。56}$Niof$\sim0.3M_{\rmej}$、ここで$M_{\rmpeak}$はトランジェントのピーク絶対等級、$t_{\rmrise}$は立ち上がり時間です。
SRG / ART-XC、NuSTAR、Swiftを使用したLMC eRASSU J050810.4$-$660653の新しい高質量X線連星の最初の特性評価
| Title |
First_characterization_of_a_new_High_Mass_X-ray_Binary_in_LMC_eRASSU_J050810.4$-$660653_with_SRG/ART-XC,_NuSTAR_and_Swift |
| Authors |
Alexander_Salganik,_Sergey_S._Tsygankov,_Alexander_A._Lutovinov,_Alexander_A._Mushtukov,_Ilya_A._Mereminskiy,_Sergey_V._Molkov,_Andrei_N._Semena |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.03395 |
SRG/ART-XC、NuSTAR、Swift/XRT機器からのデータに基づいて、LMCで最近発見されたBe/X線連星eRASSUJ050810.4$-$660653の最初の詳細なスペクトルおよび時間的研究の結果を報告します。2021年12月-2022年5月0.5-79keVの広いエネルギー範囲。$40.5781\pm0.0004$sの周期の脈動が光源の光度曲線に見られ、パルスの割合はエネルギーとともに単調に増加しました。システムの長期監視に基づいて、$\sim38$日の公転周期の推定値が得られました。ソーススペクトルは、高エネルギーでの指数関数的カットオフによって修正されたべき乗則モデルで十分に近似できます。パルス位相分解分光法は、中性子星の回転の位相に応じて、スペクトルパラメータの強い変動を示しています。eRASSUJ050810.4$-$660653の位相平均スペクトルと位相分解スペクトルの両方で、サイクロトロン吸収線に関連する特徴は見つかりませんでした。ただし、中性子星の磁場は、さまざまな間接的な方法を使用して、約$10^{13}$Gと推定されました。パルス相全体で発見された硬度比の変化は、放出領域の物理的および幾何学的特性の観点から説明されています。
新しいX線トランジェントMAXIJ0637-430の特異なスペクトル進化
| Title |
The_peculiar_spectral_evolution_of_the_new_X-ray_transient_MAXI_J0637-430 |
| Authors |
R._C._Ma,_R._Soria,_L._Tao,_W._Zhang,_J._L._Qu,_S._N._Zhang,_L._Zhang,_E._L._Qiao,_S._J._Zhao,_M._Y._Ge,_X._B._Li,_Y._Huang,_L._M._Song,_S._Zhang,_Q._C._Bu,_Y._N._Wang,_X._Ma,_S._M._Jia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.03409 |
Insight-HXMT、Swift、XMM-Newtonのデータを使用して、一時的な銀河系ブラックホール候補MAXIJ0637-430を調査しました。Insight-HXMTからの広帯域X線観測は、べき乗則コンポーネントを制約するのに役立ちます。MAXIJ0637-430は、銀河の緯度が異常に高い場所にあります。銀河系の厚い円盤に属している場合は、おそらく7kpc未満の距離をお勧めします。他のブラックホールトランジェントと比較して、MAXIJ0637-430は他の理由でも珍しいです：爆発の開始時に熱優勢状態への速い遷移。低いピーク温度と光度（それぞれ、エディントンの約0.7keVと<0.1倍と推定されます）。短い衰退のタイムスケール。ソフトからハードへの遷移光度が低い（エディントンの0.01倍未満）。このような特性は、小さなバイナリ分離、短いバイナリ期間（P〜2時間）、および低質量ドナー星（M2〜0.2M_sun）と一致していると主張します。さらに、スペクトルモデリングは、単一のディスク黒体コンポーネントが熱放射に適切に適合しないことを示しています。ソフトスペクトル残差、および標準のL_disk〜T^4からの偏差は、2番目の熱成分の必要性を示唆しています。このソースの以前の研究で提示されたものに加えて、そのようなコンポーネントのさまざまなシナリオを提案し、議論します。たとえば、最内安定円軌道近くのより高温の内輪とより低温の外円盤の間の降着円盤のギャップ。別の可能性は、2番目の熱成分がイオン化された流出からの熱プラズマ放出であるということです。
| Title |
V392_Persei:_a_\gamma-ray_bright_nova_eruption_from_a_known_dwarf_nova |
| Authors |
F._J._Murphy-Glaysher,_M._J._Darnley,_\'E._J._Harvey,_A._M._Newsam,_K._L._Page,_S._Starrfield,_R._M._Wagner,_C._E._Woodward,_D._M._Terndrup,_S._Kafka,_T._Arranz_Heras,_P._Berardi,_E._Bertrand,_R._Biernikowicz,_C._Boussin,_D._Boyd,_Y._Buchet,_M._Bundas,_D._Coulter,_D._Dejean,_A._Diepvens,_S._Dvorak,_J._Edlin,_T._Eenmae,_H._Eggenstein,_R._Fournier,_O._Garde,_J._Gout,_D._Janzen,_P._Jordanov,_H._Kiiskinen,_D._Lane,_R._Larochelle,_R._Leadbeater,_D._Mankel,_G._Martineau,_I._Miller,_R._Modic,_J._Montier,_M._Morales_Aimar,_E._Muyllaert,_R._Naves_Nogues,_D._O'Keeffe,_A._Oksanen,_M._Pyatnytskyy,_R._Rast,_B._Rodgers,_D._Rodriguez_Perez,_F._Schorr,_E._Schwendeman,_S._Shadick,_S._Sharpe,_F._Sold\'an_Alfaro,_T._Sove,_G._Stone,_T._Tordai,_R._Venne,_W._Vollmann,_M._Vrastak_and_K._Wenzel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.03443 |
V392ペルセウス座は、2018年に古典的な新星噴火を起こした既知の矮新星（DN）です。ここでは、ほぼ3年間の噴火後の地上ベースの光学、SwiftUVおよびX線、およびFermi-LAT\gamma-ray観測について報告します。。V392Perは、これまでに観測された中で最も急速に進化している新星の1つであり、$t_2$の下降時間は2日です。初期のスペクトルは、複数の相互作用する質量放出の証拠を示し、関連する衝撃がガンマ線と初期の光度の両方を駆動します。V392Perは、噴火から数日以内に太陽の制約を受けました。出口で、新星は星雲相に進化しました、そして、我々は超軟X線源の尾を見ました。その後の発光は、降着円盤からの持続的な細い線の発光スペクトルとともに、フェージングする噴出物を捉えました。進行中の硬X線放射は、中間ポーラーでの定常降着衝撃の特徴です。光学データの分析により、3.230\pm0.003日の公転周期が明らかになりましたが、白色矮星（WD）の自転周期の証拠は見られません。光学およびX線データは高質量WDを示唆し、新星前スペクトルエネルギー分布（SED）は進化したドナーを示し、新星後SEDは高質量降着率を示します。噴火後、システムは、新星以前のDNの低物質移動構成に戻るのではなく、新星のような高物質移動状態のままになっています。この高い状態は、新星噴火によるドナーの照射によって引き起こされることを示唆している。多くの点で、V392Perはよく研究されている新星やDNGKPerseiとの類似性を示しています。
微視的核モデルから導出された超高エネルギー宇宙線核の伝播のシミュレーションにおける不確実性の評価
| Title |
Evaluations_of_uncertainties_in_simulations_of_propagation_of_ultrahigh-energy_cosmic-ray_nuclei_derived_from_microscopic_nuclear_models |
| Authors |
E._Kido,_T._Inakura,_M._Kimura,_N._Kobayashi,_S._Nagataki,_N._Shimizu,_A._Tamii,_Y._Utsuno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.03447 |
光崩壊は、最高エネルギーの銀河間空間における超高エネルギー宇宙線（UHECR）核の主なエネルギー損失プロセスです。したがって、UHECR核の伝播をシミュレートするには、光崩壊の体系的な不確実性を理解することが重要です。この作業では、密度汎関数理論（DFT）のランダム位相近似（RPA）、微視的核モデルを使用して断面積を計算しました。3つの異なる密度汎関数を使用して、29個の原子核の$E1$強度を計算しました。$E1$の強度で、光崩壊を含む光核反応の断面積を取得しました。次に、宇宙線伝搬コードCRPropaに断面を実装しました。エネルギースペクトルにおけるCRPropaのRPA計算とTALYSの違いは、いくつかの天体物理学的パラメーターを想定したUHECRエネルギースペクトルの統計的不確かさよりも大きい可能性があることがわかりました。また、UHECRエネルギースペクトルと組成データの組み合わせフィットによって得られたいくつかの天体物理学的パラメーターの違いは、UHECRソースの現象論的モデルを想定したRPA計算とTALYSの間のデータの不確実性以上のものである可能性があることもわかりました。
X線反射分光測定におけるイオン化と電子密度勾配の影響
| Title |
Impact_of_ionization_and_electron_density_gradients_in_X-ray_reflection_spectroscopy_measurements |
| Authors |
Gitika_Mall,_Ashutosh_Tripathi,_Askar_B._Abdikamalov,_Cosimo_Bambi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.03478 |
ブラックホールの反射スペクトルの分析に現在使用されているモデルは、通常、一定のイオン化と電子密度を持つディスクを想定しています。ただし、特に降着円盤の内部で非常に急な放射率プロファイルがフィットによって示唆される場合は、これらの仮定がソースのプロパティの推定に与える影響についていくつかの議論があります。この作業では、銀河系ブラックホールの高品質なNuSTARおよびSuzakuデータの選択されたセットを再分析し、反射成分を3つの異なるモデルに適合させます：イオン化パラメーターと電子密度が一定であるRELXILL_NK、RELXILLION_NK、ここで、電子密度は一定ですが、イオン化プロファイルは電力法則によって記述され、RELXILLDGRAD_NKは、電子密度プロファイルが電力法則によって記述され、イオン化プロファイルが電子密度と放射率から自己無撞着に計算されます。RELXILLION_NKの方がわずかに適合している可能性がありますが、3つのモデル間でソースのプロパティの推定値に実質的な違いは見られません。私たちの結論は、一定の電子密度とイオン化パラメータを持つモデルは、ほとんどの場合、現在利用可能なブラックホールの蓄積のX線データに適合するのにおそらく十分であるということです。
光トランジェントと相関ホストのシミュレートされたカタログ（SCOTCH）
| Title |
The_Simulated_Catalogue_of_Optical_Transients_and_Correlated_Hosts_(SCOTCH) |
| Authors |
Martine_Lokken,_Alexander_Gagliano,_Gautham_Narayan,_Ren\'ee_Hlo\v{z}ek,_Richard_Kessler,_John_Franklin_Crenshaw,_Laura_Salo,_Catarina_S._Alves,_Deep_Chatterjee,_Maria_Vincenzi,_Alex_I._Malz,_The_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02815 |
急速に増加している天体物理学的過渡現象を観察するにつれて、それらが発生する多様なホスト銀河環境についてさらに学びます。ホスト銀河情報は、宇宙論的なIa型超新星のサンプルを浄化し、個々のクラスの始祖システムを明らかにし、まれで独特な爆発の低潜時の追跡を容易にするために使用できます。この作業では、ホスト銀河の大きさ、色、星形成率、および質量を条件とする複数の過渡クラスの確率密度関数の詳細なモデリングを含む、時間領域の空をシミュレートする新しいデータ駆動型の方法論を開発します。これらのシミュレーションは、今後の大規模なシノプティック調査での測光分類と分析を最適化するように設計されています。ホスト銀河情報をSNANAシミュレーションフレームワークに統合して、LSST通過帯域の500万個の理想化された過渡光度曲線と赤方偏移範囲$0にわたるそれらのホスト銀河特性の公開カタログである光過渡および相関ホストのシミュレーションカタログ（SCOTCH）を構築します。<z<3$。このカタログには、超新星、潮汐破壊現象、キロノバ、活動銀河核が含まれています。各光度曲線は、高い（$\lesssim$2日）ケイデンスでサンプリングされた真の銀河系の最高光度で構成されています。SCOTCHと組み合わせて、関連する一連のチュートリアルとトランジェント固有のライブラリもリリースし、任意の宇宙ベースおよび地上ベースの調査のシミュレーションを可能にします。私たちの方法論は、ベラC.ルービン天文台とナンシーG.ローマン宇宙望遠鏡による調査に先立って重要な科学インフラストラクチャをテストするために使用されています。
TIGREロボット分光法の8年：運用経験と選択された科学的結果
| Title |
Eight_years_of_TIGRE_robotic_spectroscopy:_Operational_experience_and_selected_scientific_results |
| Authors |
J._N._Gonz\'alez-Perez_(1),_M._Mittag_(1),_J._H._M._M._Schmitt_(1),_K.-P._Schr\"oder_(2),_D._Jack_(2),_G._Rauw_(3)_and_Y._Naz\'e_(3)_((1)_Hamburger_Sternwarte,_Hamburg,_Germany,_(2)_Departamento_de_Astronom\'ia,_Universidad_de_Guanajuato,_Guanajuato,_Mexico,_(3)_Groupe_d'Astrophysique_des_Hautes_Energies,_STAR,_Universit\'e_de_Li\`ege,_Li\`ege,_Belgium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02832 |
TIGRE（TelescopioInternacionaldeGuanajuatoRob\'oticoEspectrosc\'opico）は、2013年末から、観測所LaLuz（グアナファト、メキシコ）で完全ロボットモードで動作しています。唯一の機器であるHEROS、\'echelleスペクトログラフTIGREは、スペクトル分解能R〜20000で、1151の異なる光源の48000を超えるスペクトルを収集し、この8年間で合計露光時間は11000時間を超えました。ここでは、過去数年間に実行されたシステムとアップグレードについて簡単に説明します。天文観測に影響を与える特性を強調して、ラルス天文台の気象条件の統計を提示します。光学と運用の両方でTIGREの性能と効率を評価し、望遠鏡の性能を最適化し、観測のタイミング制約とスペクトルの品質の観点から天文学者の要件を満たすために実装されたシステムの改善について説明します。光学面の経年劣化による光学効率の低下を抑えるための対策、観測の中断や観測が必要な品質に達しないために失われる時間を最小限に抑えるためのスケジューラと観測手順のアップグレードについて説明します。。最後に、TIGREデータで得られた主な科学的結果のいくつかを強調します。
宇宙天気指向の研究のための成功した小型衛星ミッションから学んだ成果と教訓
| Title |
Achievements_and_Lessons_Learned_from_Successful_Small_Satellite_Missions_for_Space_Weather-Oriented_Research |
| Authors |
Harlan_E._Spence,_Amir_Caspi,_Hasan_Bahcivan,_Jesus_Nieves-Chinchilla,_Geoff_Crowley,_James_Cutler,_Chad_Fish,_David_Jackson,_Therese_Moretto_J{\o}rgensen,_David_Klumpar,_Xinlin_Li,_James_P._Mason,_Nick_Paschalidis,_John_Sample,_Sonya_Smith,_Charles_M._Swenson,_Thomas_N._Woods |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02968 |
最初のCubeSatsがほぼ20年前に打ち上げられたとき、ミニチュア衛星が有用な科学的ツールであることが証明される可能性が高いと信じていた人はほとんどいませんでした。懐疑論者はたくさんいました。しかし、過去10年間で、重要な科学実験とミッションを実行するために、急速に進歩するCubeSatと小型衛星技術を創造的かつ革新的に使用する宇宙ミッションの実装が非常に成功しました。現在、いくつかのプロジェクトがCubeSatsを使用して、注目を集める工学および科学の出版物の基礎を形成した独自の観察および発見を取得し、それによってCubeSatsの科学的価値と幅広い有用性を間違いなく確立しています。この論文では、宇宙天気に焦点を当てた成功したCubeSatミッションの代表的な選択から学んだ最近の成果と教訓について説明します。これらのミッションは、限られたリソースがミッションの焦点だけでなく、比較的高い科学的利益のための適切なリスクテイクも促進したこともあり、成功したと結論付けています。これらのCubeSatミッションおよびいくつかのより大きなミッションからの参照された出版物の定量分析は、出版物数がミッションコストによって正規化された場合、またはすべてのミッション出版物の加重正味科学的影響として表された場合、ミッション結果メトリックが良好に比較されることを明らかにします。
太陽重力レンズによるスペクトル分解イメージング
太陽を巨大でコンパクトな物体として扱う太陽重力レンズ（SGL）の光学特性を考えます。以前に開発したSGLの波動光学処理を使用して、光学望遠鏡を表す薄レンズと組み合わせ、望遠鏡の焦点面にあるイメージセンサーの個々のピクセル位置でのパワースペクトル密度と関連する光子フラックスを推定します。。また、SGLでかすかな物体を画像化する際の主要なノイズ源である太陽コロナについても検討します。波長の関数として、個々のピクセルでの信号対雑音比を評価します。太陽光を遮断するために、Lyot-stopを備えた従来の内部コロナグラフの使用を外部の掩蔽装置（つまり、スターシェード）と対比します。観測望遠鏡の回折限界の影響を受けない外部のオカルターにより、広範囲の波長でSGLを使用した空間的およびスペクトル的に分解されたイメージングに、小型の望遠鏡（$\sim40$〜cmなど）を使用できます。光から中赤外線（IR）まで、内部デバイスに特徴的な光スループットを大幅に損なうことなく。惑星はこれらの波長で自発光し、強い信号を生成する一方で、太陽コロナからのノイズが大幅に少ないため、中赤外線観測は特に興味深いものです。スペクトルのこの部分には、宇宙生物学および生命存在指標の検出に関心のある多数の機能が含まれています。機器の要件を推定し、SGLを使用して高解像度のスペクトル分解イメージングを行うための最適な観察戦略を考案するために使用できるツールを開発し、最終的には遠方の世界での生命の存在を確認および研究する能力を向上させます。
南極観測望遠鏡3-3：雲南省姚安での概観、システム性能および予備観測
| Title |
Antarctic_Survey_Telescope_3-3:_Overview,_System_Performance_and_Preliminary_Observations_at_Yaoan,_Yunnan |
| Authors |
Tianrui_Sun,_Xiaoyan_Li,_Lei_Hu,_Kelai_Meng,_Zijian_Han,_Maokai_Hu,_Zhengyang_Li,_Haikun_Wen,_Fujia_Du,_Shihai_Yang,_Bozhong_Gu,_Xiangyan_Yuan,_Yun_Li,_Huihui_Wang,_Lei_Liu,_Zhenxi_Zhu,_Xuehai_Huang,_Chengming_Lei,_Lifan_Wang,_Xuefeng_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.03170 |
南極の3番目の南極調査望遠鏡アレイ機器{at}ドームA、AST3-3望遠鏡は、2021年3月から試運転を開始しました。私たちは{AST3-3}を雲南省の八尾庵天文台に自動時間領域で配備しました最適化された観測および保護システムによる調査および追跡観測。AST3-3の望遠鏡システムは、{14K〜$\times$〜10K}QHY411CMOSカメラが装備されていることを除いて、AST3-1およびAST3-2の望遠鏡システムと似ています。AST3-3の視野は$1.65^\circ\times1.23^\circ$で、{現在}$g$バンドフィルターを使用しています。八尾庵での試運転中、AST3-3は銀河系外の一時的な調査を実施し、機会目標の迅速なフォローアップを行うことを目的としています。{この論文では、AST3-3自動観測システムのアーキテクチャを紹介します。}代表者SN2022eywおよびGRB210420Bによる観測のデータ処理を示します。
MeerKATMIGHTEE-POL調査のための圧縮センシングファラデー深度再構築フレームワーク
| Title |
A_Compressed_Sensing_Faraday_Depth_Reconstruction_Framework_for_the_MeerKAT_MIGHTEE-POL_Survey |
| Authors |
Miguel_C\'arcamo,_Anna_Scaife,_Russ_Taylor,_Matt_Jarvis,_Micah_Bowles,_Srikrishna_Sekhar,_Lennart_Heino_and_Jeroen_Stil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.03283 |
この作業では、ノイズの多い不完全な分光偏光無線データセットからファラデー深度信号を再構築するための新しい計算フレームワークを紹介します。このフレームワークは、体系的かつスケーラブルな方法でファラデー深度再構築における多くの未解決の問題に対処する圧縮センシングアプローチに基づいています。このフレームワークを、MeerKATMIGHTEE分極調査からの早期リリースデータに適用します。
ハッブル宇宙望遠鏡のイメージングは、SN2015bhがその祖先よりもはるかに暗いことを明らかにしています
| Title |
Hubble_Space_Telescope_Imaging_Reveals_that_SN_2015bh_is_Much_Fainter_than_its_Progenitor |
| Authors |
Jacob_E._Jencson_(1),_David_J._Sand_(1),_Jennifer_E._Andrews_(2),_Nathan_Smith_(1),_Jay_Strader_(3),_Mojgan_Aghakhanloo_(1),_Jeniveve_Pearson_(1),_Stefano_Valenti_(4)_((1)_University_of_Arizona,_(2)_Gemini_Observatory,_(3)_Michigan_State_University,_(4)_UC_Davis) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02816 |
爆発のピークからほぼ4年後の2017年から2019年の間に撮影された、近くの渦巻銀河NGC2770のSN2015bhのサイトのハッブル宇宙望遠鏡（HST）画像を提示します。2017-2018年には、トランジェントは光学フィルターで着実にフェードし、2019年には$F814W=-7.2$magまでゆっくりと低下します。これは、2008-2009年にHSTで観測された高光度青色変光星（LBV）のレベルよりも4等近く低くなっています。。ソースは、2018年まで$F555W-F814W=0.3$magの一定の色でフェードします。これは、SN2009ipと同様であり、星周物質（CSM）との噴出物の継続的な相互作用によって支配されるスペクトルと一致しています。2021年に得られた深い光スペクトルには、進行中の相互作用の兆候がありません（$L_{\mathrm{H}\alpha}\lesssim10^{39}$ergs$^{-1}$、放出の拡大$\lesssim2000$kms$^{-1}$）ですが、近くのHII領域（$\lesssim300$pc）の存在を示します。フェージングソースの色の変化により、散乱光エコーまたは前駆体のバイナリOBコンパニオンからの発光が遅い時間の光度曲線の平坦化に大きく寄与する可能性は低くなります。2019年の残りの放出は、おそらく未解決の（$\lesssim3$pc）若い星団に起因する可能性があります。重要なことに、SN2015bhの色の進化は、生き残った始祖が熱く、静止した、光学的にかすかな状態に戻ったり、発生期の塵によって隠されたりするシナリオも除外します。最も簡単な説明は、巨大な始祖が生き残れなかったということです。したがって、SN2015bhは、数十年にわたる末期の噴火変動が先行する大質量星の終末爆発の注目すべき例を表している可能性があります。
どのバイナリコンポーネントがTESS通過惑星をホストしているかを判断する
| Title |
Determining_Which_Binary_Component_Hosts_the_TESS_Transiting_Planet |
| Authors |
Kathryn_Lester,_Steve_Howell,_David_Ciardi,_and_Rachel_Matson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02825 |
NASATESSミッションは、近くの明るい星を周回する多くのトランジット系外惑星を発見しました。高解像度の画像研究により、これらの太陽系外惑星のホストの多くがバイナリまたは複数の星系に存在することが明らかになりました。このようなシステムでは、通過観測だけでは、バイナリシステムのどの星が実際に軌道を回っている惑星をホストしているかを判断することはできません。惑星の正確な物理的特性、特にその真の半径と平均かさ密度を決定するには、惑星がどの星を周回するかを知る必要があります。光度曲線の通過形状とスペックルイメージングからの連星比を使用して、23個の連星システムのコンポーネントの平均恒星密度を導き出し、恒星モデルとの整合性をテストして、どのコンポーネントがホスト星であるかを判断しました。サンプルのTESS通過惑星の70％が主星を周回していることがわかりました。
ガイアDR3白色矮星のランダムフォレスト分類-主系列スペクトル：実現可能性調査
| Title |
Random_Forest_classification_of_Gaia_DR3_white_dwarf-main_sequence_spectra:_a_feasibility_study |
| Authors |
David_Echeverry,_Santiago_Torres,_Alberto_Rebassa-Mansergas,_Aina_Ferrer-Burjachs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.03074 |
3番目のGaiaデータリリースは、約2億のソースに対して低解像度のスペクトルを提供します。それらのかなりの部分が、分離された白色矮星（WD）を含むか、主系列（MS）コンパニオンを持つバイナリシステム、つまり白色矮星-主系列（WDMS）バイナリを含むと予想されます。WDの分類に使用される統合されたランダムフォレストアルゴリズムを利用して、GaiaWDMSバイナリスペクトルの分類の実現可能性を研究するためにそれを拡張します。ランダムフォレストアルゴリズムは、最初に、有効温度と表面重力の全範囲について、個々のWDスペクトルとMSスペクトルを組み合わせることによって生成された一連の合成スペクトルでトレーニングされます。さらに、詳細な母集団合成コードを使用して、上記の母集団のガイアスペクトルをシミュレートします。モデルのパフォーマンスを評価するために、一連のメトリックが分類に適用されます。私たちの結果は、300を超える分解能の場合、分類の精度はスペクトルのSNRにのみ依存しますが、その値を下回ると、分解能を下げて特定の精度を維持するため、SNRを上げる必要があります。次に、アルゴリズムがすでに分類されたSDSSWDMSカタログに適用され、自動分類が以前の分類方法と同等（またはそれ以上）の精度を示すことが明らかになります。最後に、{\itGaia}スペクトルをシミュレートし、アルゴリズムが合成WDMSスペクトルの80％近くを正しく分類できることを示します。私たちのアルゴリズムは、実際のGaiaWDMSスペクトルの分析と分類に役立つツールです。MS星のフラックスが支配的なスペクトルでも、アルゴリズムは高い精度（60％）に達します。
| Title |
Observation_of_Magnetic_Switchback_in_the_Solar_Corona |
| Authors |
Daniele_Telloni,_Gary_P._Zank,_Marco_Stangalini,_Cooper_Downs,_Haoming_Liang,_Masaru_Nakanotani,_Vincenzo_Andretta,_Ester_Antonucci,_Luca_Sorriso-Valvo,_Laxman_Adhikari,_Lingling_Zhao,_Raffaele_Marino,_Roberto_Susino,_Catia_Grimani,_Raffaella_D'Amicis,_Denise_Perrone,_Roberto_Bruno,_Francesco_Carbone,_Salvatore_Mancuso,_Marco_Romoli,_Vania_Da_Deppo,_Silvano_Fineschi,_Petr_Heinzel,_John_D._Moses,_Giampiero_Naletto,_Gianalfredo_Nicolini,_Daniele_Spadaro,_Luca_Teriaca,_David_Berghmans,_Fr\'ed\'eric_Auch\`ere,_Regina_Aznar_Cuadrado,_Lakshmi_P._Chitta,_Louise_Harra,_Emil_Kraaikamp,_David_M._Long,_Sudip_Mandal,_Susanna_Parenti,_Gabriel_Pelouze,_Hardi_Peter,_Luciano_Rodriguez,_Udo_Sch\"uhle,_Conrad_Schwanitz,_Phil_J._Smith,_Cis_Verbeeck,_Andrei_N._Zhukov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.03090 |
スイッチバックは、パーカーソーラープローブによって惑星間空間で広く明らかにされた、太陽風磁場の突然の大きな半径方向の偏向です。候補となるメカニズムには、アルフエニック乱流、せん断駆動ケルビンヘルムホルツ不安定性、交換再接続、パーカースパイラルに関連する幾何学的効果などがありますが、スイッチバックの形成メカニズムとソースはまだ解決されていません。この手紙は、太陽コロナのスイッチバックの最初の証拠として解釈された、単一の大きな伝播するS字型渦のソーラーオービターに搭載されたメティスコロナグラフからの観測を提示します。それは、東と西のオープンフィールド領域に囲まれた関連するループシステムを備えたアクティブ領域の上で発生しました。観察、モデリング、および理論は、スイッチバックのインターチェンジ再接続の起源を支持する強力な議論を提供します。メティスの測定は、スイッチバックの開始が遅い太陽風の起源の指標でもあるかもしれないことを示唆しています。
新星爆発の物理学-自己無撞着な風の質量損失を伴う古典的な新星爆発の理論モデル
| Title |
Physics_of_nova_outbursts_--_A_theoretical_model_of_classical_nova_outbursts_with_self-consistent_wind_mass_loss |
| Authors |
Mariko_Kato,_Hideyuki_Saio,_Izumi_Hachisu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.03136 |
放射圧の勾配によって加速される自己無撞着な風の質量損失、すなわちいわゆる光学的厚さの風に基づく古典的な新星爆発の1サイクルのモデルを提示します。進化モデルは、質量降着率が$5\times10^{-9}〜M_\odot$yr$^{-1}$の1.0$M_\odot$白色矮星（WD）のHenyeyコードによって計算されます。光学的に厚い風が発生すると、水素に富むエンベロープの最も外側の部分が着実に移動するエンベロープに接続されます。熱核暴走時に内部衝撃波が発生しないことを確認しました。風の質量損失率は、光球の温度が$\logT_に低下する最大光球膨張の時期に、$1.4\times10^{-4}〜M_\odot$yr$^{-1}$のピークに達します。{\rmph}$（K）=3.90。付着した質量のほとんどすべてが風で失われます。水素燃焼で生成された核エネルギーは、光子放出（64％）、重力エネルギー（重力に逆らって風の物質を持ち上げる、35％）、および風の運動エネルギー（0.23％）の形で失われます。古典的な新星は、熱核暴走の開始直後の1日（光学的最大値の25日前）に、遠紫外線（100〜300\AA）帯域で非常に明るくなるはずです。新星爆発の崩壊段階では、エンベロープ構造は定常状態の解のそれに非常に近い。
超クール白色矮星の性質について：結局それほどクールではない
| Title |
On_the_Nature_of_Ultracool_White_Dwarfs:_Not_so_Cool_Afterall |
| Authors |
P._Bergeron,_Mukremin_Kilic,_Simon_Blouin,_A._B\'edard,_S._K._Leggett,_Warren_R._Brown |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.03174 |
SDSSフットプリントの100個の白色矮星サンプルの最近の分析は、ヘルツシュプルング・ラッセル図に明確に定義された超低温またはIR微弱な白色矮星シーケンスの存在を初めて示しました。ここでは、この発見を利用して、IRの弱い白色矮星のサンプルを3倍に拡大します。Pan-STARRS調査のフットプリント全体とモントリオール白色矮星データベース100pcサンプルに選択を拡大し、光学系に強いフラックス不足がある37の候補を特定します。これらのシステムのうち30個のフォローアップジェミニ光学分光法を提示し、それらすべてがIRかすかな白色矮星であることを確認します。色と大きさに基づいて、33個のオブジェクトの追加セットを候補として識別します。新たに同定された70個のIRかすかな白色矮星すべての詳細なモデル大気分析と、文献で報告されている35個の既知の天体を紹介します。モデル大気の物理について説明し、前世代のモデル大気に欠けていた主要な物理的要素が、Heマイナスフリーフリー吸収係数の高密度補正であることを示します。この分析の目的で計算された新しいモデル大気により、これらのIRかすかな白色矮星について、以前の分析で報告されたTeffおよびM値よりも大幅に高い有効温度と大きな恒星質量が得られ、20年前の問題が解決されました。特に、私たちのサンプルでは、これまで測定されたことのない恒星パラメータを持つデバイ冷却段階の超大質量白色矮星のグループを特定しています。
V1309Sco2008バーストスペクトルの再検討。天体衝突の理論的モデリングの観測的証拠
| Title |
Revisiting_V1309_Sco_2008_outburst_spectra._Observational_evidence_for_theoretical_modeling_of_stellar_mergers |
| Authors |
Elena_Mason_and_Steven_N._Shore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.03191 |
コンテキスト：V1309Scoは、ほぼ等しい質量の星の接触連星の光度曲線と一致する議論の余地のない爆発前の光度曲線のため、唯一の特定の非コンパクトな恒星の合併です。したがって、既存の観測から推測できるものはすべて、モデルのベンチマーク制約として機能します。目的：将来の流体力学的シミュレーションと共通外層研究を導くためのいくつかの観測的証拠を提示します。方法：V1309Scoの爆発と遅い衰退の間に高および中スペクトル解像度で取得されたアーカイブスペクトルを、パンクロマティック高解像度分光フォローアップを通じて新星噴出物を研究するために開発した推論方法とともに使用して、物理的状態、構造、ダイナミクスを制約します。トランジェントの幾何学は、恒星の合併に端を発しています。結果：放出されたスペクトルは、2008年の爆発の間に放出された物質と、歴史的な質量損失のエピソードの間に生成された周連星ガスの2つの異なる寄与から生じることがわかりました。これらの2つのコンポーネントは、2008年の質量損失が時間制限のある急速に加速する風とドーナツのような形状の周囲ガスによって生成された、ダストを含んだ双極噴出物を示す直交形状を持っている可能性があります。中央の光源が両方に電力を供給し、蛍光パルスを生成しますが、それが開始した時間やそのスペクトルエネルギー分布を正確に判断することはできません。ただし、その上限エネルギーカットオフを約54eVに設定し、その放出の大部分を$<$20eVに設定することができます。また、爆発から数か月以内に、噴出物が光学的に薄くなる前に、中央のソースがオフになったこともわかっています。
サザンクラブの爪の発掘と発掘
サザンクラブ（別名Hen2-104）は、近くで高度に進化した連星に関連するさまざまなタイプの双極性星雲の葉を発掘して衝撃を与える目に見えない風の形と速度を研究するための縁起の良い機会を提供することを示します。Hen2-104の深い3色の画像オーバーレイは、そのローブエッジ、つまり「爪」のイオン化状態が、壁の緯度の増加に伴い、単一イオン化値から二重イオン化値へと着実に増加していることを示しています。この「逆」イオン化パターンは、惑星状星雲（および同様のオブジェクト）の中で独特であり、中央の光源からのUV光イオン化とは互換性がありません。イオン化パターンの最も自己矛盾のない説明は、赤道緯度とともに風の速度と運動量フラックスが増加する高速（〜600kms^-1）の「テーパー」恒星風による衝撃イオン化であることを示します。緯度に依存するフォーム、節のある壁、およびHen2-104の外葉の逆イオン化を統一されたコンテキストに配置する流体力学シミュレーションを提示します。
滝の「キネーション」は、観測可能な原始重力波を生成する可能性があります
おもちゃのモデルが研究されています。これは、通常のハイブリッド膨張メカニズムを実現するように、強化された対称点で交わる2つの平坦な方向を考慮しています。ウォーターフォールフィールドの運動項は、プランク真空期待値（VEV）の極を特徴としています。その結果、ハイブリッドインフレーションを終了する相転移の後、ウォーターフォールフィールドはそのVEVにロールバックすることはありません。代わりに、それは「キネーション」の期間を駆動します。そこでは、宇宙の堅い順圧パラメーター$w\approx1/2$が、次のLISAミッションで観測できる、原始重力波のスペクトルの穏やかなスパイクをもたらします。
重力によって生成されたベクトルボソンに対するBBN光崩壊の制約
宇宙膨張による大量の粒子の重力生成は、宇宙のインフレーションと再加熱の期間中に重要になる可能性があります。粒子がその生成に大きな影響を与えない非重力相互作用も持っている場合、宇宙論的プローブを含む多数の観測プローブが開きます。この作業では、標準模型（SM）粒子に弱く結合する光ベクトルボソンの重力生成に焦点を当てます。結合が非常に弱いため、光ベクトルボソンは熱平衡に達することはなく、インフレーション終了時のハッブルスケールが$10^8$GeVを超えると、重力生成がフリーズインメカニズムを介した熱生成を圧倒する可能性があります。桁数。結果として、ビッグバン元素合成（BBN）からのはるかに強い制約が、熱生成のみが考慮されるシナリオと比較して、ベクトルボソンの寿命と質量に課される可能性があります。例として、動的混合によってのみSMに結合するサブGeVスケールの暗光子を研究し、に関連する軽元素の存在量に対する光崩壊効果から、暗光子の質量と動的混合パラメーターの制約を導き出します。宇宙時代が約$10^4$秒だったときのBBNの終わり。
| Title |
Delta_baryons_in_neutron_stars |
| Authors |
Kauan_D._Marquez,_Helena_Pais,_D\'ebora_P._Menezes,_Constan\c{c}a_Provid\^encia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02935 |
密度に依存する結合を持つ中性子星物質の相対論的平均場記述を適用することにより、2つの異なる物質組成の特性を分析します：デルタバリオンを持つ核物質とハイプロンとデルタバリオンを持つ核物質。デルタ-中間子結合は、実験データによって得られた値の広い範囲内で変化することができますが、ハイペロン-中間子結合は、超核特性に適合しています。閉じ込め解除相転移のない中性子星の性質が研究されている。最大質量構成に達する前に有効核子質量がゼロになるため、多くのモデルが除外されていることが確認されています。デルタが支配的な組成のコンパクト星、デルティック星を備えたハイペロンフリーが可能です。パラメータの便利な選択により、星の中心にデルタバリオンの80％を持つデルティック星の存在が可能であることがわかります。ただし、ハイペロンが存在すると、デルタバリオンの割合が中央で20％未満、飽和密度が2〜3で30％未満に低下します。デルタバリオンが存在する場合、デルタは$\omega$中間子とより強く結合し、状態方程式の剛性は$\omega$優位性によって決定されるため、ハイペロンの軟化はそれほど劇的ではないことが議論されています。高密度で。音速はこの振る舞いを非常によく反映しています。パルサーRXJ0720.4-3125のコンパクトさは、$x_{\sigma\Delta}>x_{\omega\Delta}>1$を課し、$x_{\rho\Delta}>1$を優先します。
Canfrancアクシオン検出実験（CADEx）：動的インダクタンス検出器を使用して90GHzでアクシオンを検索
| Title |
The_Canfranc_Axion_Detection_Experiment_(CADEx):_Search_for_axions_at_90_GHz_with_Kinetic_Inductance_Detectors |
| Authors |
Beatriz_Aja,_Sergio_Arguedas_Cuendis,_Ivan_Arregui,_Eduardo_Artal,_R._Bel\'en_Barreiro,_Francisco_J._Casas,_Maria_C._de_Ory,_Alejandro_D\'iaz-Morcillo,_Luisa_de_la_Fuente,_Juan_Daniel_Gallego,_Jos\'e_Mar\'ia_Garc\'ia-Barcel\'o,_Benito_Gimeno,_Alicia_Gomez,_Daniel_Granados,_Bradley_J._Kavanagh,_Miguel_A._G._Laso,_Txema_Lopetegi,_Antonio_Jos\'e_Lozano-Guerrero,_Maria_T._Magaz,_Jes\'us_Mart\'in-Pintado,_Enrique_Mart\'inez-Gonz\'alez,_Jordi_Miralda-Escud\'e,_Juan_Monz\'o-Cabrera,_Jose_R._Navarro-Madrid,_Ana_B._Nu\~nez_Chico,_Juan_Pablo_Pascual,_Jorge_Pelegrin,_Carlos_Pe\~na_Garay,_David_Rodriguez,_Juan_M._Socu\'ellamos,_Fernando_Teberio,_Jorge_Teniente,_Patricio_Vielva,_Iv\'an_Vila,_Roc\'io_Vilar,_Enrique_Villa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.02980 |
未踏のパラメータ空間であるWバンド（80-110GHz）内で、330-460$\mu$eVの範囲の質量を持つ暗黒物質アクシオンをプローブするための新しい実験、CanfrancAxionDetectionExperiment（CADEx）を提案します。QuantumChromoDynamics（QCD）アクシオンの動機のある暗黒物質ウィンドウで。実験計画は、最適化された準光学系（ホーンとミラー）を介した動的インダクタンス検出器に基づく高感度検出システムに結合された、高静磁場内のマイクロ波共振空洞ハロースコープで構成されています。実験は準備中であり、CanfrancUndergroundLaboratoryの希釈冷凍機に設置されます。CADExを使用したアクシオン検出の感度予測と、暗い光子を検索する実験の可能性が示されています。
Rezzolla-Zhidenkoパラメータ化の分析境界についてのコメント
この短いメモでは、参考文献で紹介されているRezzolla-Zhidenko（RZ）メトリックパラメーター化アプローチのパラメーター空間に課されなければならない分析限界について簡単にコメントします。[1]。これにより、この問題に関して最近浮上した混乱の一部が明らかになることを願っています[2]。
巨大重力の拡張された最小理論
この作業では、理論がdeRham-Gabadadze-Tolleyの大重力と同じ均質で等方性の宇宙論的解を認めるべきであるというアプリオリを必要とせずに、拡張された大重力の最小理論（eMTMG）のクラスを紹介します。理論は、重力セクターで2つの自由度しかないように構築されています。このステップを実行するために、最初に一般的な重力子質量項を備えた前駆体理論を導入します。これに、ハミルトニアンのレベルで、不要な自由度を削除するために2つの追加の制約を追加します。幽霊および/または不安定性。独立した制約の数とテンソルモード摂動の特性を分析すると、予想どおり、重力波が、自明でない質量を獲得する唯一の伝播する重力自由度であることがわかります。この理論で有効な重力がどのように機能するかを理解するために、次に、圧力のない流体の存在下での宇宙論的スカラー摂動を調査します。次に、常に次の条件を課すことにより、モデルのクラス全体を制限します。1）有効な重力定数$G_{{\rmeff}}$を定義することができます。2）値$G_{\text{eff}}/G_{N}$は常に有限ですが、常に1に等しいとは限りません（大規模なテンソルモードに加えて、重力の重要な変更を可能にするため）。3）重力子の質量の2乗は常に正です。これらの制約により、ISW効果の寄与も常に有限になります。最後に、そのような理論の単純なサブクラスに焦点を当て、それらがすでに豊かで興味深い現象学を与えることができることを示します。
多状態重力原子の可能な形成メカニズム
Schr\"odinger-Poisson（SP）システムの2つの平衡基底状態解の直交状態での衝突が、球形および第1双極成分を持つSPシステムの混合状態解の形成メカニズムとして提案されています。衝突がシミュレートされます。正面からの遭遇を考慮し、正面からの運動量が異なる初期構成間でさまざまな質量比を使用して、2つの直交状態のSPシステムを数値的に解くことにより、結果は、構成の質量が小さいほど、質量の大きい構成をピンチオフすることを示しています。、および衝突の軸に沿ってその密度を再分配します。2つの状態の時間密度の平均は、単極および双極の寄与を伴う2状態平衡構成の物質の分布に似ています。
| Title |
Energizing_gamma_ray_bursts_via_$Z^\prime$_mediated_neutrino_heating |
| Authors |
Tanmay_Kumar_Poddar,_Srubabati_Goswami,_and_Arvind_Kumar_Mishra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.03485 |
ニュートリノのペア消滅による恒星爆発のエネルギー蓄積$（\nu\overline{\nu}\rightarrowe^+e^-）$は、タイプII超新星、中性子星の合体、ガンマ線バーストなどのイベントにエネルギーを与えることができます（GRB）など。このニュートリノ加熱は、ニュートリノ時空の背景形状を変更することでさらに強化できます。しかし、それでも、GRBで観測されたエネルギーを達成することはできません。この論文では、ニュートリノ対消滅過程に追加の$Z^\prime$ゲージボソンによる寄与を含めることで、GRBに必要なエネルギーを説明できるかどうかを調べます。ニュートン流体、シュワルツシルト流体、およびハートルソーン時空のバックグラウンドでの$Z^\prime$を介したプロセスから生じるエネルギー蓄積の式を計算します。$Z^\prime$を介したプロセスによる寄与により、ニュートン流体のバックグラウンドでもエネルギー蓄積率が大幅に向上する可能性があることを示します。中性子星の近くのバックグラウンド時空に一般相対論的補正と回転を含めることで、エネルギー沈着率をさらに高めることができます。GRBの観測されたエネルギーから、前述の3つのバックグラウンド時空の追加の$Z^\prime$の質量とゲージ結合に関する制約を取得します。
