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Tue 7 Jun 22 18:00:00 GMT -- Wed 8 Jun 22 18:00:00 GMT

宇宙せん断による成長の偏りのない測定のための新しい方法

Title A_novel_method_for_unbiased_measurements_of_growth_with_cosmic_shear
Authors Stefano_Camera
URL https://arxiv.org/abs/2206.03499
弱いレンズ効果の宇宙せん断のパワースペクトルを介して宇宙構造の成長を測定するための新しい手法を紹介します。これは、赤方偏移に依存するレンズの振幅が固定テンプレートパワースペクトルを変調するテンプレートフィッティングアプローチに基づいています。このような振幅は、自由パラメーターに昇格し、断層撮影の宇宙せん断データに適合し、$D(z)\、\sigma_8\、\Omega_{{\rmm}、0}=:\Omega\sigma_8(z)$、$D(z)$成長係数、$\sigma_8$物質パワースペクトルの全体的な振幅のプロキシ、および$\Omega_{{\rmm}、0}$現在の物質存在量。この方法では、赤方偏移全体のパーセントレベルで$\Omega\sigma_8$を正しく再構築できるため、個別のトレーサーを観察することで、偏りのない構造の成長を測定できることを示します。さらに、私は線形スケールでの測定のみを使用します。この方法は、銀河団分析からのバイアスと成長の測定値$b\sigma_8(z)$と$f\sigma_8(z)$を非常に補完します。また、Alcock-Paczy\'nskiパラメーターが含まれているため、このメソッドがテンプレート内の宇宙論的パラメーターの誤った選択に対して堅牢であることも示しています。

SDSS BOSSDR12CMASSおよびLOWZ銀河の大規模4点相関関数におけるパリティ奇数モードの測定

Title Measurement_of_Parity-Odd_Modes_in_the_Large-Scale_4-Point_Correlation_Function_of_SDSS_BOSS_DR12_CMASS_and_LOWZ_Galaxies
Authors Jiamin_Hou,_Zachary_Slepian,_Robert_N._Cahn
URL https://arxiv.org/abs/2206.03625
四面体は、3Dで鏡像に回転させることができない最も単純な形状です。銀河のカルテットの過剰なクラスター化をランダムに定量化する4点相関関数(4PCF)は、パリティ違反に敏感な最低次の統計です。各銀河は、四面体の1つの頂点を定義します。4PCFのパリティ奇数モードは、四面体とそれらの鏡像の間の不均衡を調査します。これらのモードは、現在利用可能な最大の分光サンプル、BOSSDR12LOWZの280,067ルミナスレッドギャラクシー(LRG)($\bar{z}=0.32$)およびBOSSDR12CMASSの803,112LRGS($\bar{z})から測定します。=0.57$)。LOWZでは、ゼロ以外のパリティ奇数4PCFの$3.1\sigma$の証拠が見つかり、CMASSでは、$7.1\sigma$でパリティ奇数4PCFが検出されます。重力の進化だけではこの効果は得られません。LSSでのパリティの破れは、宇宙論的な起源である場合、インフレの時代から生じている必要があります。系統的エラーの多くの原因を調査しましたが、結果を説明するのに十分な偽のパリティ奇数\textit{signal}を生成できるものは見つかりませんでした。\textit{noise}を過小評価すると、誤った検出につながる可能性もあります。報告された重要性は、共分散の計算に使用された模擬カタログが真のデータの共分散を十分にキャプチャしていることを前提としています。この問題を調査するために、多数のテストを実行しました。奇数パリティの4PCFは、3DLSSによるインフレの時代に新しい力を調査するための新しい道を開きます。このような探査は、DESIやEuclidなどの今後の大規模な分光サンプルがタイムリーに提供されます。

共同銀河団と弱いレンズ効果解析におけるミンコフスキー汎関数

Title Minkowski_Functionals_in_Joint_Galaxy_Clustering_&_Weak_Lensing_Analyses
Authors Nisha_Grewal,_Joe_Zuntz,_Tilman_Tr\"oster,_Alexandra_Amon
URL https://arxiv.org/abs/2206.03877
宇宙論的パラメーターを制約するために、DESのようなシミュレーションとLSSTのようなシミュレーションの弱いレンズ効果のミンコフスキー汎関数(MF)分析にクラスタリングマップを含めることを調査します。データのレンズ化とクラスタリングに対する標準の3x2ptアプローチでは、主要な統計として2点相関を使用します。物質フィールドの形状を説明する形態統計であるMFは、非ガウスフィールドの追加情報を提供します。以前の分析では、レンズ収束マップのMFが研究されています。このプロジェクトでは、クラスタリングマップへの同時適用を検討します。単純化された線形銀河バイアスモデルを採用し、湾曲した空の測定とモンテカルロマルコフ連鎖(MCMC)サンプリングプロセスをパラメーター推定に使用すると、MFは$\Omega_{\rmm}$に情報を生成しないことがわかります-$\sigma_8$平面は、3x2pt分析によってまだ生成されていません。ただし、非線形バリオンやその他の小規模な効果を考慮に入れると、MFは拘束力を改善するはずです。3x2pt分析と同様に、MFのみおよびMF$+C_\ell$せん断測定にクラスタリングデータを追加すると、制約が大幅に改善され、収束マップとクラスタリングマップの両方から将来の高次統計量を測定することを強くお勧めします。

インフレーションの代替案を跳ね返すための異方性に関する観測的制約

Title Observational_constraints_on_anisotropies_for_bouncing_alternatives_to_inflation
Authors Ivan_Agullo,_Javier_Olmedo,_Edward_Wilson-Ewing
URL https://arxiv.org/abs/2206.04037
バックグラウンド時空の原始異方性が、エキピローシスや物質バウンスシナリオなどのインフレーションの代替バウンスの宇宙論的摂動の進化にどのように影響するかを計算します。宇宙の収縮期における異方性の主な次数効果は、非常に具体的な形で宇宙マイクロ波背景放射に異方性を誘発することであることがわかります:スケール不変の四重極角分布。サブリーディング効果は、角度分布における高次モーメントの生成、およびスカラーモードとテンソルモード間の相互相関です。また、四重極モーメントの宇宙マイクロ波背景放射からの観測制約は、予想されるBelinski-Khalatnikov-Lifshitz不安定性に基づくスケーリング引数を使用して以前に取得された境界よりも大幅に制約が大きい、インフレーションの代替をバウンスするための許容異方性に強い境界を提供することもわかります。

TNGでのHARPS-NによるGAPSプログラム。 XXXVII。若い超短周期惑星TOI-1807bの正確な密度測定

Title The_GAPS_Programme_with_HARPS-N_at_TNG._XXXVII._A_precise_density_measurement_of_the_young_ultra-short_period_planet_TOI-1807_b
Authors D._Nardiello,_L._Malavolta,_S._Desidera,_M._Baratella,_V._D'Orazi,_S._Messina,_K._Biazzo,_S._Benatti,_M._Damasso,_V._M._Rajpaul,_A._S._Bonomo,_R._Capuzzo_Dolcetta,_M._Mallonn,_B._Cale,_P._Plavchan,_M._El_Mufti,_A._Bignamini,_F._Borsa,_I._Carleo,_R._Claudi,_E._Covino,_A._F._Lanza,_J._Maldonado,_L._Mancini,_G._Micela,_E._Molinari,_M._Pinamonti,_G._Piotto,_E._Poretti,_G._Scandariato,_A._Sozzetti,_G._Andreuzzi,_W._Boschin,_R._Cosentino,_A._F._M._Fiorenzano,_A._Harutyunyan,_C._Knapic,_M._Pedani,_L._Affer,_A._Maggio,_M._Rainer
URL https://arxiv.org/abs/2206.03496
近年、惑星系の形成と進化に関与するメカニズムの理解において大きな進歩がありました。それにもかかわらず、多くの観測事実にはまだ説明がありません。惑星形成過程の研究への大きな貢献は、公転周期が短い若い低質量惑星の研究から来ています。過去数年間、TESS衛星はこの種の多くの惑星を識別しており、それらがどのように形成され進化したかを理解するには、それらの特性評価が必須です。GAPSプロジェクトの枠組みの中で、超短周期惑星(USPP)TOI-1807bの検証と特性評価を行い、その若いホスト星BD+392643(〜300Myr)をわずか13時間で周回しました。これは、これまでに発見された最年少のUSPPです。TESS光度曲線とHARPS-N視線速度測定における恒星活動と惑星信号の共同モデリングのおかげで、恒星パラメータの正確な推定と組み合わせて、TOI-1807bの惑星の性質を検証し、その軌道と物理を測定しました。パラメーター。位置天文、測光、および分光観測を使用することにより、BD+392643は若くて活発なK型矮星であり、300+/-80Myrの古い移動グループのメンバーであり、Prot=8.8+/-0。1日で回転することがわかりました。。この星は、公転周期がP_b=0.54937+/-0.00001dのみのUSPPをホストしています。絶妙な測光と分光のシリーズ、および恒星の活動に関する正確な情報のおかげで、TOI-1807bの半径と質量の両方を高精度で測定し、R_b=1.37+/-0.09R_EarthとM_b=2.57+/-を取得しました。0.50M_Earth。これらの惑星パラメータは、地球のような密度を持ち、拡張されたH/Heエンベロープを持たない岩石惑星に対応します。十分に測定された年齢の惑星の年齢-R_P分布の分析から、TOI-1807bはその300Myrの寿命の間にすでにその大気の大部分を失ったかもしれないと推測しました。

補償光学イメージングは​​、高倍率マイクロレンズイベントで中央苛性カスプアプローチの縮退を打破します

Title Adaptive_Optics_Imaging_Breaks_the_Central_Caustic_Cusp_Approach_Degeneracy_in_High_Magnification_Microlensing_Events
Authors Sean_K._Terry,_David_P._Bennett,_Aparna_Bhattacharya,_Naoki_Koshimoto,_Jean-Phillipe_Beaulieu,_Joshua_W._Blackman,_Ian_A._Bond,_Andrew_A._Cole,_Jessica_R._Lu,_Jean_Baptiste_Marquette,_Cl\'ement_Ranc,_Natalia_Rektsini,_Aikaterini_Vandorou
URL https://arxiv.org/abs/2206.03502
ケック天文台を使用した補償光学(AO)画像からの重力マイクロレンズターゲットOGLE-2011-BLG-0950の新しい結果を報告します。崔らによる元の分析。2012年は、惑星と恒星のバイナリレンズシステム間の縮退解を報告しています。これは、光度曲線のピークの形状が、光源半径の交差時間が異なる2つの異なる尖点形状への光源アプローチによって説明できる高倍率イベントの縮退によるものです。この特定のケースは、太陽系外惑星の人口統計にとって最も重要なタイプの縮退です。これは、惑星の質量または恒星のバイナリコンパニオンの違いが、太陽系外惑星のマイクロレンズ統計に直接的な影響を与えるためです。イベントとケック観測の間の8年と10年のベースラインにより、$4.20\pm0.21\、$mas/yrの相対固有運動を直接測定できます。これにより、レンズ星系の検出が確認され、惑星が直接除外されます。${\sim}4\times$小さい相対固有運動を予測するコンパニオンモデル。レンズの明るさと近い恒星のバイナリ光度曲線パラメータの組み合わせにより、$M_{A}=1.12^{+0.06}_{-0.04}M_\odot$および$M_{B}=0.47^の一次および二次星の質量が得られます。{+0.04}_{-0.03}M_\odot$、距離$D_L=6.70^{+0.55}_{-0.30}\、$kpc、およびプライマリ-セカンダリの予測分離$0.39^{+0.05}_{-0.04}\、$AU。この縮退は一般的である可能性が高いため、ここで説明する高解像度イメージング法を使用して、近くで撮影された\textit{Roman}画像を使用した\textit{Roman}太陽系外惑星マイクロレンズ調査で観測されたイベントの中央苛性カスプアプローチ縮退を解きほぐします。調査の開始または終了。

ハッブル宇宙望遠鏡で広視野カメラ3を使用したホットジュピターCoRoT-1bの大気特性評価

Title Atmospheric_Characterization_of_Hot_Jupiter_CoRoT-1_b_Using_the_Wide_Field_Camera_3_on_the_Hubble_Space_Telescope
Authors Kayli_Glidic_(1),_Everett_Schlawin_(1),_Lindsey_Wiser_(2),_Yifan_Zhou_(3),_Drake_Deming_(4),_Michael_Line_(2)_((1)_Steward_Observatory_The_University_of_Arizona,_(2)_School_of_Earth_&_Space_Exploration_Arizona_State_University,_(3)_Department_of_Astronomy_The_University_of_Texas_at_Austin,_(4)_Department_of_Astronomy_University_of_Maryland_at_College_Park)
URL https://arxiv.org/abs/2206.03517
太陽系外惑星CoRoT-1bは、ホットジュピター(平衡温度〜1500K)と超ホットジュピター(平衡温度>2000K)の間の遷移惑星であると予測しているため、興味深いものです。2012年、CoRoT-1bの観測には、ハッブル宇宙望遠鏡(HST)広視野カメラ3(WFC3)とG141グリズム(1.1-1.7$\mu$m)を凝視モードで組み合わせた1回の主通過と3回の二次日食が含まれていました。。CoRoT-1bの二次食をさらに調査し、WFC3を使用した時系列観測でランプ効果としても知られる、電荷トラップを補正した分光光度曲線を作成することを目的としました。ランプ効果を補正し、通常は破棄される最初の軌道を使用すると、発光スペクトルと透過スペクトルをより適切に抑制および最適化できることがわかりました。この転移温度レジームでグリッド検索を行ったところ、CoRoT-1bのスペクトルは特徴がなく、逆温度-圧力(T-P)プロファイルと一致していることがわかりました。ただし、WFC3の寄与関数は、$10^{-3}$から$10^{0}$バーの近くでプローブされた圧力を示します。これは、T-Pプロファイルのほぼ等温領域に対応します。高高度はモデルに依存します。明確な特徴はありませんが、CoRoT-1bで行われた分析は、凝視モード分光法による高精度の結果への道を開きます。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)からの新世代の観測が近づくにつれ、JWSTのNIRSpec、MIRI、およびNIRCam機器の時系列分光モードはHSTに類似しているため、CoRoT-1bは興味深いフォローアップターゲットになる可能性があります。凝視モード。

褐色矮星およびKeck/NIRSPECを使用した太陽系外惑星の大気におけるH$_3 ^+$のオーロラ生成の制限

Title Limits_on_the_Auroral_Generation_of_H$_3^+$_in_Brown_Dwarf_and_Extrasolar_Giant_Planet_Atmospheres_with_Keck/NIRSPEC
Authors Aidan_Gibbs_and_Michael_Fitzgerald
URL https://arxiv.org/abs/2206.03595
分子イオンH$_3^+$は、電離層と木星惑星の熱構造の潜在的に強力なトレーサーですが、太陽系外の惑星の質量物体では検出されていません。モデルは、ホットジュピターのEUVフラックスと太陽風、または褐色矮星の強力なオーロラによって引き起こされるH$_3^+$放出は、木星よりも$10^2$から$10^5\times$強いと予測しています。放出の生成に最適な条件が存在する場合、放出は現在の地上ベースの機器によって、または近い将来に検出可能になる可能性があります。Keck/NIRSPEC$L^\prime$高分解能分光法を使用して、褐色矮星のH$_3^+$線放出の最初の検索を示します。さらに、$0.1-0.2$auに近い準主軸で巨大惑星をホストしている星を調査します。これは、モデルが最良の惑星ターゲットである可能性を示唆しています。候補H$_3^+$排出量は見つかりません。褐色矮星からのH$_3^+$の放出に課す制限は、これらの環境でのH$_3^+$のオーロラ生成は、おそらく木星で見られるプロセスから線形にスケーリングしないことを示しています。オーロラ電子を沈殿させます。褐色矮星のH$_3^+$放出の検出は、JamesWebbSpaceTelescope(JWST)、または将来の30メートルクラスの望遠鏡で可能になる可能性があります。

グローバル原始惑星系円盤における垂直せん断不安定性の波状の性質

Title Wavelike_nature_of_the_vertical_shear_instability_in_global_protoplanetary_disks
Authors Eleonora_Svanberg,_Can_Cui_and_Henrik_N._Latter
URL https://arxiv.org/abs/2206.03840
垂直せん断不安定性(VSI)は、照射された原始惑星系円盤(PPD)の堅牢な現象です。以前の数値シミュレーションの大部分は、飽和状態の乱流特性に焦点を合わせていました。ただし、VSIの飽和は、大規模なコヒーレントな放射状に進行する慣性波として現れます。この論文では、慣性波とディスクの相互作用とそれらがVSI飽和に与える影響について研究します。慣性波線形理論が開発され、Athena++コードを使用して代表的なグローバル2Dシミュレーションに適用されます。VSIは、ディスクを共回転共鳴(転換点)によって大まかに区切られたいくつかの放射状の波のゾーンに分離することによって飽和することがわかります。この構造は、垂直方向の乱流強度のわずかな半径方向の変動にも現れます。将来の数値作業では、VSIのこの放射状構造に対応するために大きな放射状ドメインを採用すると同時に、飽和VSI慣性波を攻撃するパラメトリック不安定性を解決するために十分に細かい解像度を採用する必要があります。

新しい第3の惑星とHD33142惑星系の動的アーキテクチャ

Title A_new_third_planet_and_the_dynamical_architecture_of_the_HD33142_planetary_system
Authors Trifon_Trifonov,_Anna_Wollbold,_Martin_K\"urster,_Jan_Eberhardt,_Stephan_Stock,_Thomas_Henning,_Sabine_Reffert,_R._Paul_Butler,_Steven_S._Vogt,_Ansgar_Reiners,_Man_Hoi_Lee,_Bertram_Bitsch,_Mathias_Zechmeister,_Florian_Rodler,_Volker_Perdelwitz,_Lev_Tal-Or,_Jan_Rybizki,_Paul_Heeren,_Davide_Gandolfi,_Oscar_Barrag\'an,_Olga_Zakhozhay,_Paula_Sarkis,_Marcelo_Tala_Pinto,_Diana_Kossakowski,_Vera_Wolthoff,_Stefan_S._Brems,_and_Vera_Maria_Passegger
URL https://arxiv.org/abs/2206.03899
最近取得されたアーカイブのHARPS、FEROS、およびHIRESの視線速度(RV)に基づいて、初登頂赤色巨星HD33142を周回する新しい惑星の証拠を示します(質量推定値は1.52$\pm$0.03M$_\odotに改善されています)。$)、すでに2つの惑星をホストすることが知られています。木星の質量惑星HD33142bおよびcを、周期$P_{\rmb}$=330.0$_{-0.4}^{+0.4}$dおよび$P_{\rmc}$=810.2$_{で確認します。-4.2}^{+3.8}$dおよび$m_{\rmb}\sin{i}$=1.26$_{-0.05}^{+0.05}$M$_{\rmJup}の最小動的質量$および$m_{\rmc}\sin{i}$=0.89$_{-0.05}^{+0.06}$M$_{\rmJup}$。さらに、正確なRVのピリオドグラム分析は、2惑星ケプラーフィットの残差における短周期ドップラー信号の強力な証拠を示しています。これは、$m_\mathrm{d}\の3番目の土星質量惑星として解釈されます。sin{i}$=0.20$_{-0.03}^{+0.02}$M$_{\rmJup}$は、公転周期が$P_{\rmd}$=89.9$の近接軌道上にあります。_{-0.1}^{+0.1}$d。N体統合スキームを使用して3惑星システム構成の動的挙動を研究し、惑星が低偏心エピソードと中程度の偏心エピソードを交互に繰り返すことで長期的に安定していることを発見しました。また、白色矮星期に向かう途中で、恒星進化論や、惑星星の潮汐や星の質量損失などの2次力学効果を含むN体シミュレーションを実行しました。惑星HD33142b、c、およびdは、潮汐の移動により、赤色巨星の分岐相の先端近くに巻き込まれる可能性が高いことがわかります。これらの結果により、HD33142システムは、進化した星の周りに見られる複数の惑星系の惑星集団統計の重要なベンチマークになります。

プテロダクティルスTESS一次ミッション測光で若い通過惑星を均一に検索して検証するためのツール

Title Pterodactyls:_A_Tool_to_Uniformly_Search_and_Vet_for_Young_Transiting_Planets_In_TESS_Primary_Mission_Photometry
Authors Rachel_B._Fernandes,_Gijs_D._Mulders,_Ilaria_Pascucci,_Galen_J._Bergsten,_Tommi_T._Koskinen,_Kevin_K._Hardegree-Ullman,_Kyle_A._Pearson,_Steven_Giacalone,_Jon_Zink,_David_R._Ciardi_and_Patrick_O'Brien
URL https://arxiv.org/abs/2206.03989
ケプラーの短期間の太陽系外惑星の個体数は、半径の谷やホットネプチューンの砂漠などの進化の特徴を明らかにしました。これらは、時間の経過に伴う大気の喪失によって形作られる可能性があります。これらの発見は、原始惑星の集団がGyr-oldKeplerの集団とは異なり、若い星の周りの太陽系外惑星の探索を動機付けていることを示唆しています。ここでは、テロダクティルスを紹介します。これは、若い星の周りの太陽系外惑星を発見する際の課題に対処し、TESSプライマリミッションの30分のケイデンス測光と連携するために特別に構築されたデータ削減パイプラインです。ほとんどの若い星は事前に選択されたTESS2分のケイデンスターゲットではなかったためです。。pterodactylsは、通過する若い惑星の候補を抽出、トレンド除去、検索、および精査するために、公開されテストされたツールに基づいて構築されています。通過する惑星がわかっている5つのクラスターを検索します。Tucana-HorologiumAssociation、IC2602、UpperCentaurusLupus、UrsaMajor、PiscesEridaniです。テロダクティルスは、確認された8つの惑星のうち7つと、2つの惑星候補のうち1つを回復し、そのほとんどが2分のケイデンスデータで最初に検出されたことを示します。これらのクラスターについて、検出効率を特徴付ける注入回復テストを実施し、12。5日以内のサブネプチューンとネプチューン(1.8-6Re)の固有の惑星発生率49+-20%を計算します。これは、ケプラーよりも高い値です。6.8+-0.3%のGyr-old発生率。これは、これらの惑星が大気の質量損失のために時間とともに縮小したことを潜在的に意味します。ただし、通過する若い惑星の発生を適切に評価するには、すでに検出されている惑星に偏っていない、より大きなサンプルが必要になります。このように、テロダクティルスは、近くのクラスターや移動グループの惑星候補を検索して精査するための将来の作業で使用されます。

位相空間エンコードされた潮汐によって誘発されたスパイラルアームラップ

Title Tidally_induced_spiral_arm_wraps_encoded_in_phase_space
Authors T._Antoja._P._Ramos,_F._L\'opez-Guitart,_F._Anders,_M._Bernet_and_C._Laporte
URL https://arxiv.org/abs/2206.03495
私たちは、いて座とのさまざまな出会いの文脈で、銀河円盤に潮汐によって誘発されたらせん状の腕のダイナミクスを研究することを目指しています。遠方の潮汐に遭遇した後、軌道統合を使用して、ホストと伴銀河の間の相互作用のおもちゃモデルを構築します。単純なべき乗則ポテンシャルの時間の関数として、位相空間で見られる構造の形状を分析的に導き出します。これらのモデルを、より現実的なN体シミュレーションおよび実際のデータと比較します。以前に発見されたように、衛星の衝動的な遠方の潮汐アプローチは、それらのアポセンターとペリセンターの間の軌道で作られた2アームのスパイラル構造につながり、したがって、負の平均ガラクトセントリック視線速度を持つ領域に対応します。2アームパターンは、ガラクトセントリック半径に依存する$\Omega-1/2\kappa$の角速度で回転するため、時間の経過とともに巻き上げが発生します。この巻線は、ガイアデータの場合と同様に、$V_R$の符号と$L_Z$-$\phi$空間での$V_R$の振動を交互に繰り返す、$R$-$V_\phi$投影の隆起を生成します。これらの運動学的特徴の頻度は時間とともに増加し、ポテンシャルと摂動の開始時間および方位角位相を推測するための強力な手段を提供します。フーリエ解析により、単純なモデルの衝撃時間を測定し、さまざまな中心周囲の通路からの摂動を測定することもできます。MWの場合、フーリエ解析は2つの周波数の重ね合わせを示し、以前の研究を確認します。両方が衝動的な遠方の近地点通過によるものであると仮定すると、摂動時間は<0.4Gyr、0.7〜1.8Gyrの範囲であることがわかります。後者は射手座の以前の近日点と互換性があり、観測された放射状の範囲でらせん状の腕の約4つのラップに関連付けられます。銀河円盤の自己重力応答と、棒によって引き起こされる経年過程を伴う可能性のある縮退に関するさらなる研究が必要です。(要約)

原始星-すべての金属量にわたるディスクの断片化

Title Protostellar-disc_fragmentation_across_all_metallicities
Authors Ryoki_Matsukoba,_Kei_E._I._Tanaka,_Kazuyuki_Omukai,_Eduard_I._Vorobyov,_Takashi_Hosokawa
URL https://arxiv.org/abs/2206.03497
宇宙の金属量の進化は、おそらく異なる時代の星形成モードの多様性を生み出します。星周円盤の重力による断片化は、近接連星を含む複数の恒星系の重要な形成チャネルを提供します。ここでは、原始値から太陽値までの幅広い金属量で、一連の2次元放射流体力学シミュレーションを体系的に実行して、ディスクの断片化の性質を研究します。特に、原始星照射による加熱の影響を取り入れて、円盤形成後15kyr以上の比較的長期の円盤進化を追跡します。私たちの結果は、ディスクの断片化がすべての金属量$1$-$0$$Z_{\odot}$で発生し、自己重力の塊を生成することを示しています。塊の数や質量分布などの物理的特性は、ガスの熱変化が異なるため、金属量に応じて変化します。たとえば、凝集塊の数は、中間の金属量範囲$10^{-2}$-$10^{-5}$$Z_{\odot}$で最大であり、ダスト冷却は高密度でのみ効果的です。ディスクの一部であり、スパイラルアームの断片化を引き起こします。恒星照射による円盤の安定化のおかげで、円盤の断片化は$1$-$0.1$$Z_{\odot}$ではより穏やかです。このような金属量依存性は、$1$-$10^{-3}$$Z_{\odot}$の範囲で金属量が減少すると、近接バイナリの割合が増加するという観察された傾向と一致します。

赤方偏移銀河のISM:CIII]および[CII]線からの手がかり

Title The_ISM_of_high-redshift_galaxies:_clues_from_C_III]_and_[C_II]_lines
Authors Vladan_Markov,_Stefano_Carniani,_Livia_Vallini,_Andrea_Ferrara,_Andrea_Pallottini,_Roberto_Maiolino,_Simona_Gallerani,_Laura_Pentericci
URL https://arxiv.org/abs/2206.03503
[CII]$158\{\rm{\mum}}$線の光度と星形成率(SFR)の間には、局所的な銀河で密接な関係が見られます。$z>5$では、銀河は代わりにローカルの$\Sigma_{\rm{[CII]}}-\Sigma_{\rm{SFR}}$の関係から下向きに逸脱します。この偏差は、初期の銀河における異なる星間物質(ISM)の特性によって引き起こされる可能性があります。[CII]およびSFRデータをCIII]$\lambda1909$線観測と物理モデルと組み合わせます。さらに、ISMプロパティ(バースト性$\kappa_s$、総ガス密度$n$、および金属量$Z$)が$\Sigma_{\rm{[CII]}}-\Sigma_{\からの偏差にどのように影響するかを調査します。これらのソースのrm{SFR}}$関係。$5.5<z<7.0$の3つの銀河におけるCIII]$\lambda1909$線放射を対象としたVLT/X-SHOOTER観測を提示します。銀河のサンプルを拡張するために、8つのソースのアーカイブX-SHOOTERおよびMUSEデータを$2<z<7$で、11の星形成システムを$6<z<7.5$で、CIII]または[CII]のデータを報告します。文学。HZ10でCIII]$\lambda\lambda1907、1909$線放射を検出し、CIII]$\lambda1909$線の固有フラックスを導き出します。MCMCアルゴリズムに基づく物理的に動機付けられたモデルを適用することにより、銀河のサンプル$\kappa_s$、$n$、および$Z$のISMプロパティを制約します。ほとんどの場合、高$z$の星形成銀河は、太陽下の金属量を示します。ソースの大部分は$\log{(\kappa_s)}\gtrsim1$を持っています。つまり、ケニカットとシュミットの関係を約1桁オーバーシュートしています。これは、KS関係全体が早い段階で上方にシフトする可能性があることを示唆しています。次に、サンプルのすべての高$z$銀河は、$\Sigma_{\rm{[CII]}}-\Sigma_{\rm{SFR}}$ローカル関係の下にあります。総ガス密度$n$は、理論モデルと一致して、ローカルの$\Sigma_{\rm{[CII]}}-\Sigma_{\rm{SFR}}$関係からの偏差と最も強い相関関係を示しています。

赤方偏移超大質量ブラックホールは、それらの巨大なホスト銀河の星間物質によって隠されていると予想されます

Title Supermassive_Black_Holes_at_High_Redshift_are_Expected_to_be_Obscured_by_their_Massive_Host_Galaxies'_Inter_Stellar_Medium
Authors R._Gilli,_C._Norman,_F._Calura,_F._Vito,_R._Decarli,_S._Marchesi,_K._Iwasawa,_A._Comastri,_G._Lanzuisi,_F._Pozzi,_C._Vignali,_M._Brusa,_M._Mignoli,_and_P._Cox
URL https://arxiv.org/abs/2206.03508
さまざまな赤方偏移での大規模な($M_*>10^{10}\;M_{\odot}$)銀河の深いALMA観測の結果を組み合わせて、星間物質(ISM)の列密度が初期に向かって急速に増加することを示します宇宙の時代。私たちの分析には、ASPECSおよびALPINEの大規模プログラムからのオブジェクト、および$z\sim6$QSOホストの個々の観測が含まれます。非検出を考慮し、選択効果を補正すると、巨大な銀河集団のISMの表面密度の中央値が$\sim(1+z)^{3.3}$として変化することがわかります。これは、$z>3$銀河の核に向かうISMカラム密度は、通常、ローカルの$>100$倍であり、$z\gtrsim6$でコンプトンの厚さの値に達する可能性があることを意味します。注目すべきことに、ISMカラム密度の中央値は、すでに$z\gtrsim2$にある大きなAGNサンプルのX線観測から測定されたものと同じオーダーです。銀河内のISM雲の空間分布の簡単な分析モデルを開発し、ホストスケールでのISM雲による不明瞭化が、pcスケールの核周囲物質(いわゆるトーラス')。モデルには、サイズ、質量、および表面密度の分布を持つ雲が含まれ、赤方偏移、$\Sigma_{c、*}\propto(1+z)^\gamma$を使用して特徴的な雲の表面密度を進化させることもできます。。$\gamma=2$の場合、このようなモデルは、異なる吸収しきい値とAGNの光度の両方を考慮した場合に、深部X線調査で一般的に観察される赤方偏移を伴う不明瞭なAGNの割合の増加をうまく再現することを示します。私たちの結果は、初期の宇宙($z>6-8$)の超大質量ブラックホールの80-90\%が、主にそれらのホストのISMによって私たちの見解に隠されていることを示唆しています。[要約]

ALPINE:10代の銀河を理解するための大規模な調査

Title ALPINE:_A_Large_Survey_to_Understand_Teenage_Galaxies
Authors A._L._Faisst,_L._Yan,_M._B\'ethermin,_P._Cassata,_M._Dessauges-Zavadsky,_Y._Fudamoto,_M._Ginolfi,_C._Gruppioni,_G._Jones,_Y._Khusanova,_O._LeF\`evre,_F._Pozzi,_M._Romano,_J._Silverman,_B._Vanderhoof
URL https://arxiv.org/abs/2206.03510
銀河の多波長研究は、銀河の形成と進化を理解するために重要です。AtacamaLarge(Sub)MillimeterArray(ALMA)のおかげで、最近になってようやく、高赤方偏移での銀河の遠赤外線(IR)特性を研究することができました。この記事では、最近の研究のハイライトと、ALPINE調査からの初期の銀河進化の理解に対するそれらの重要性を要約します。これは、z=4-6での通常の星形成銀河の塵の連続体と158umC+放出を観測するALMAの大規模なプログラムです。。ALPINEは、近赤外波長を介したUVでの補助データと組み合わせて、宇宙の再電離後の銀河の現在最大の多波長サンプルを提供し、次の理解を深めました。(ii)星形成とC+放出の関係。(iii)ガス含有量;(iv)銀河間媒体の流出と濃縮。(v)z>4の銀河における運動学、ディスクの出現、および合併率。ALPINEは、次世代の望遠鏡によるより詳細な測定の基礎を構築し、それ自体を重要な再電離後のベースラインサンプルとして位置付け、130億年以上の宇宙時間にわたる銀河の継続的な研究。

NGC4151のブロードライン領域とブラックホール質量

Title The_Broad_Line_Region_and_Black_Hole_Mass_of_NGC_4151
Authors Misty_C._Bentz,_Peter_R._Williams,_Tommaso_Treu
URL https://arxiv.org/abs/2206.03513
セイファート銀河NGC4151の2005年の残響マッピングデータの再分析を提示し、元の監視プログラムよりも大幅に長いベースラインにわたって連続体の変動を制限するための文献からの追加データを補足します。連続光度曲線とH$\beta$輝線全体の速度分解変動のモデリングは、ブロードライン領域(BLR)の形状と運動学を制約します。BLRは、同様の開き角($\theta_o\approx57^{\circ}$)と傾斜角($\theta_i\approx58^{\circ}$)を持つ非常に厚い円盤でよく説明されており、私たちの視力を示唆しています。BLRの表面のすぐ上にある最も内側の中央エンジンスキムに向かって線を引きます。傾斜は、細い線領域の幾何学的モデリングからの制約と一致しており、傾斜と開口角度の類似性は、BLRガスがX線源を一時的に覆い隠すことが観察されたことを示唆するNGC4151の以前の研究を考えると興味深いものです。BLRの運動学は、偏心した境界軌道によって支配され、軌道の$\sim10$%はほぼ円運動を好みます。BLRジオメトリと運動学が制約されている場合、モデルは$\logM_{\rmBH}/M_{\odot}=7.22^{+0.11}_{-0.10}$または$の独立した直接ブラックホール質量測定を提供しますM_{\rmBH}=1.66^{+0.48}_{-0.34}\times10^7M_{\odot}$、これは恒星の動的モデリングとガスの動的モデリングからの質量測定とよく一致しています。NGC4151は、複数の独立した手法でブラックホールの質量を測定できる、近くにある数少ない幅広のセイファート銀河の1つであり、ローカル宇宙で使用されるブラックホールの質量スケールに影響を与える可能性のある潜在的な系統を調査するための重要なテストケースを提供します。高赤方偏移クエーサー用。

対のクエーサースペクトルにおけるCIV吸収体の横方向自己相関関数を使用した銀河系周囲媒体のサイズの制約

Title Constraining_the_Size_of_the_Circumgalactic_Medium_Using_the_Transverse_Autocorrelation_Function_of_C_IV_Absorbers_in_Paired_Quasar_Spectra
Authors Abby_Mintz,_Marc_Rafelski,_Regina_A._Jorgenson,_Michele_Fumagalli,_Rajeshwari_Dutta,_Crystal_L._Martin,_Elisabeta_Lusso,_Kate_H._R._Rubin,_and_John_M._O'Meara
URL https://arxiv.org/abs/2206.03514
銀河周囲媒体(CGM)は、銀河の形成と進化において重要な役割を果たし、銀河と周囲の銀河間媒体(IGM)の間の生命線として機能します。この研究では、クエーサーペアのユニークなサンプルを活用して、吸収線トモグラフィーでCGMの特性を調査します。赤方偏移$2<z<3$での29個のクエーサーペアの中解像度Keck/ESI、Magellan/MagE、およびVLT/XSHOOTERスペクトルの新しいサンプルを示します。文献からの32ペアの追加スペクトルでサンプルを補足し、1.7"〜132.9"の角度間隔と14kpc〜8​​87kpcの投影物理間隔($r_\perp$)を持つ61クエーサーペアのカタログを作成します。6m{\AA}$\leqW_{r、1550}\leq2053$mの範囲の等価幅を持つCIV($\lambda\lambda1548、1550$)の906個の金属線吸収ダブレットのカタログを作成します。{\AA}。サンプルの対数空間等価幅度数分布($\logf(W_r)=m\log(W_{r})+b$)に最適な線形モデルは、$m=-1.44\pm0の係数を生成します。16$および$b=-0.43\pm0.16$。CIVの予測範囲を制限するために、横方向の自己相関関数を計算します。低い$r_\perp$での自己相関関数の平坦化は、金属が豊富なCGMのコヒーレンス長の下限を提供します-200$h^{-1}$共動距離のオーダー。この物理的なサイズの制約により、CGM内の金属の理解を深めることができます。CGM内のCIVの範囲は、ガスの流れ、フィードバック、金属の注入と混合のタイムスケール、およびホスト銀河の質量に依存します。

私たちの銀河の自己無撞着なモデル

Title Self-consistent_models_of_our_Galaxy
Authors James_Binney_and_Eugene_Vasiliev
URL https://arxiv.org/abs/2206.03523
恒星円盤の新しいクラスのモデルが導入され、銀河の自己無撞着なモデルを構築するために使用されます。モデルは、4つの星の円盤(3つの薄い円盤の年齢コホートと厚い円盤)、回転楕円体のバルジ、回転楕円体の星とダークハローのアクションベースの分布関数(DF)f(J)を指定するパラメーターによって定義されます。これらのDFと指定されたガスの分布から、星と暗黒物質の密度とそれらが生成する可能性を解きます。主な観測上の制約は、ガイアRVSデータを使用した星の運動学と、太陽の上の列にある星の密度です。このモデルは、銀河全体の星と暗黒物質の密度と運動学を予測します。バリオンが落下する前に、ダークハローの構造を決定します。化学を含むように恒星コンポーネントのDFを単純に拡張すると、モデルは、銀河の化学が(R、z)平面で変化するのを観察する方法を再現できます。驚くべきことに、データは、高アルファ星がJ_z>〜50kpckm/sの軌道に限定されていることを示しています。モデルの作成に使用されるコードは、Githubで入手できます。

$ F \、^ 1 \Pi_u$状態を介したC$_{2}$の事前解離の多参照配置間相互作用研究

Title Multireference_configuration_interaction_study_of_the_predissociation_of_C$_{2}$_via_its_$F\,^1\Pi_u$_state
Authors Zhongxing_Xu,_S._R._Federman,_William_M._Jackson,_Cheuk-Yiu_Ng,_Lee-Ping_Wang,_and_Kyle_N._Crabtree
URL https://arxiv.org/abs/2206.03540
光分解は、拡散星間雲などの天文環境における二炭素(C$_{2}$)の主要な破壊経路の1つですが、最新の天体化学モデルの精度は、真空紫外線範囲での正確な光分解断面積の欠如によって制限されています。。C$_{2}$は、1969年に最初に測定された130nm付近の強力な解離前$F\、^1\Pi_u--X\、^1\Sigma_g^+$電子遷移を特徴としています。ただし、それ以降、この遷移の実験的研究は行われておらず、$F\、^1\Pi_u$状態の理論的研究は限られています。この作業では、C$_{2}$の励起電子状態のポテンシャルエネルギー曲線を計算して、$F\、^1\Pi_u$状態の解離前の性質を記述し、新しいabinitio光解離断面積を提供します。宇宙化学アプリケーション。56の一重項、三重項、および五重項状態の正確な電子計算は、CAS(8,12)アクティブスペースとaug-cc-pV5Z基底関数系を使用して、理論のDW-SA-CASSCF/MRCI+Qレベルで実行されます。追加の拡散関数。振電基底状態から$F\、^1\Pi_u$状態に生じる光分解断面積は、結合チャネルモデルによって計算されます。$F\、^1\Pi_u$$v=0$および$v=1$バンドの合計積分断面積は、1.198$\times$10$^{-13}$cm$^2$cm$^{です。-1}$、標準的な星間放射場の下で5.02$\times$10$^{-10}$s$^{-1}$の光解離速度を生じ、ライデンの光解離データベースの速度よりはるかに大きい。さらに、新しい$2\、^1\Sigma_u^+$状態を報告します。これは、116nm付近の強い$2\、^1\Sigma_u^+-X\、^1\Sigma_g^+$バンドを介して検出できるはずです。

銀河ハローにおける混相流:駆動の影響

Title Multiphase_turbulence_in_galactic_halos:_effect_of_the_driving
Authors Rajsekhar_Mohapatra,_Christoph_Federrath,_Prateek_Sharma
URL https://arxiv.org/abs/2206.03602
超新星爆発、活動銀河核ジェット、銀河と銀河の相互作用、およびクラスターの合併は、銀河団ガス(CGM)と銀河団ガス(ICM)の乱流を引き起こす可能性があります。ただし、これらのソースによって強制される乱流の正確な性質と、CGM/ICMおよびそれらのグローバルな熱力学のさまざまな統計的特性への影響はまだ不明です。さまざまなタイプの強制の影響を調査するために、純粋なソレノイド(発散のない)強制、純粋な圧縮(カールのない)強制、および自然混合強制(等しい)を使用して、高解像度($1008^3$解像度要素)の理想的な流体力学シミュレーションを実行します。2つのコンポーネントの一部)。シミュレーションには放射冷却も含まれます。3つの異なる強制モード(sol、comp、mix)がガスの形態、その温度と密度の分布、エンストロフィーのソースとシンク、つまりソレノイド運動、および高温($\sim10^7〜\mathrm{K}$)X線放射および低温($\sim10^4〜\mathrm{K}$)H$\alpha$放射ガス。圧縮強制は、ソレノイド強制と比較して、ガスの密度と温度のより強い変動につながることがわかります。冷相ガスは、圧縮強制用の大規模なフィラメント状構造と、ソレノイド強制用の霧状の小規模な雲を形成します。冷相ガスは、圧縮力に対してより強い大規模速度を持っています。自然混合物の強制は、2つの極端な中間の運動学とガス分布を示し、冷相ガスは大規模なフィラメントと小規模な霧の雲の両方として発生します。

二相原子ガスの衝撃圧縮により形成された磁化分子雲における高密度凝集塊の普遍的性質

Title A_Universal_Properties_of_Dense_Clumps_in_Magnetized_Molecular_Clouds_Formed_through_Shock_Compression_of_Two-phase_Atomic_Gases
Authors Kazunari_Iwasaki_and_Kengo_Tomida
URL https://arxiv.org/abs/2206.03627
非平衡化学反応、加熱/冷却プロセス、衝突速度$V_0$と角度$\theta$を変更することによる自己重力を含む、3次元磁気流体力学的シミュレーションを使用して、原子ガスからの分子雲の形成を調査します。磁場と衝突する流れ。高密度ガス形成の効率は$\theta$に依存することがわかりました。小さな$\theta$の場合、異方性の超Alfv\'enic乱流は、重力的に不安定な塊の形成を遅らせます。$\theta$の増加は、ガスが蓄積される衝撃増幅磁場を発生させ、顕著なフィラメント状構造を作ります。さらに、さまざまな密度しきい値で識別された高密度の塊の統計的特性を調査します。密度の低い高密度の塊の統計的特性は、$V_0$と$\theta$に依存します。これは、それらの特性が分子雲のグローバルな乱流構造から継承されているためです。対照的に、より密度の高い凝集塊は、衝突する流れの特性に大きく依存しない漸近的な普遍的な統計的特性を持っているように見えます。内部速度分散は亜音速に近づき、プラズマ$\beta$は1のオーダーになります。シミュレーション結果を適度に再現するビリアルパラメータの解析式を開発します。この性質は、星の初期質量関数の普遍性の理由の1つである可能性があります。

金属:大マゼラン雲ハッブルプログラムにおける金属の進化、輸送、および存在量。

IV。天の川銀河とマゼラン雲におけるダスト枯渇と存在比の較正と減衰ライマンアルファシステムへの応用

Title METAL:_The_Metal_Evolution,_Transport,_and_Abundance_in_the_Large_Magellanic_Cloud_Hubble_program._IV._Calibration_of_Dust_Depletions_vs_Abundance_Ratios_in_the_Milky_Way_and_Magellanic_Clouds_and_Application_to_Damped_Lyman-alpha_Systems
Authors Julia_Roman-Duval,_Edward_B._Jenkins,_Kirill_Tchernyshyov,_Christopher_J.R._Clark,_Annalisa_De_Cia,_Karl_D._Gordon,_Aleksandra_Hamanowicz,_Vianney_Lebouteiller,_Marc_Rafelski,_Karin_Sandstrom,_Jessica_Werk,_Petia_Yanchulova_Merica-Jones
URL https://arxiv.org/abs/2206.03639
宇宙の金属含有量の進化は、減衰したLy-$\alpha$システム(DLA)のレストフレームUV分光法によって追跡できます。DLAの気相存在量は、ダスト枯渇の影響を補正する必要があります。これは、[Zn/Fe]などの存在比と枯渇(ダストではなくガス中の金属の割合)との関係を調整することで実現できます。天の川(MW)、LMC、およびSMCの気相の存在量と枯渇のサンプルを使用して、[Zn/Fe]と他の存在量比の関係が、これらの局所銀河とDLAの間で大幅に変化しないことを示します。[Zn/Fe]は、これらのシステムの重元素の枯渇を追跡する必要があります。MWLMCおよびSMCにおける、中性ガスの全(ガス+ダスト)金属量の代用である若い大質量星における光球の存在量の利用可能性により、[Zn/Fe]とこれらの近くの銀河の枯渇との関係を較正できます。。枯渇のローカルキャリブレーションをDLAシステムに適用します。ダスト中の金属の割合、ダストとガスの比率、および総存在量は、MW測定と異なる形式に基づいた以前の枯渇キャリブレーションから推測されたものよりも2〜5倍低いことがわかります。ただし、FIR、21cm、および近くの銀河でのCO放出から推測され、化学進化モデルによって予測されたものとは対照的に、ダストの存在量と金属量の傾向は、既存のすべての枯渇キャリブレーションでわずかに劣線形のままです。この緊張を解消するには、太陽の20\%未満の金属量でのFIRダストの不透明度と枯渇に対する観測上の制約が必要になります。

ケンタウルス銀河団のクールコアにおける化学的濃縮

Title Chemical_enrichment_in_the_cool_core_of_the_Centaurus_cluster_of_galaxies
Authors Kotaro_Fukushima,_Shogo_B._Kobayashi,_and_Kyoko_Matsushita
URL https://arxiv.org/abs/2206.03749
ここでは、ケンタウルス座銀河団のクールコアの500キロ秒以上のチャンドラとXMM-ニュートンの観測結果を示します。CCD検出器を備えた銀河団ガス中のO、Mg、Si、S、Ar、Ca、Cr、Mn、Fe、およびNiの存在量の空間分布、およびN、O、Ne、Mg、Fe、および反射格子分光計(RGS)を備えたNi。ほとんどの元素の存在量は、中央の18秒角内で急激な低下を示していますが、検出器と原子コードが異なれば、値も大幅に異なります。RGSを含むNe/Feを含む上記の元素の存在比は、比較的平坦な動径分布を示しています。支配的なFe-L線のある最も内側の領域では、絶対存在量の測定は困難です。たとえば、AtomDBとSPEXACTは、最も内側の領域からのスペクトルに対して、それぞれFe=0.5と1.4ソーラーを与えます。これらの結果は、原子データと応答マトリックスの体系的な不確実性が、冷たいダストへの金属の枯渇ではなく、少なくとも部分的に存在量の低下を引き起こしていることを示唆しています。スーパーソーラーN/FeとNi/Fe、サブソーラーNe/Fe、Mg/Feを除いて、存在量パターンは太陽組成と一致しています。パターン全体を最新の超新星元素合成モデルで再現することは困難です。観測された超太陽N/Oと恒星の金属量プロファイルに匹敵するMgの存在量は、質量損失風が最も明るい銀河団の銀河団ガスを支配していることを意味します。太陽のCr/FeおよびMn/Fe比は、Ia型超新星のチャンドラセカール付近およびサブチャンドラセカール質量爆発の重要な寄与を示しています。

UBC 274の解明:破壊的な散開星団の形態学的、速度論的、化学的分析

Title Unraveling_UBC_274:_a_morphological,_kinematical_and_chemical_analysis_of_a_disrupting_open_cluster
Authors L._Casamiquela,_J._Olivares,_Y._Tarricq,_S._Ferrone,_C._Soubiran,_P._Jofr\'e,_P._di_Matteo,_F._Espinoza-Rojas,_A._Castro-Ginard,_D._de_Brito_Silva,_J._Chanam\'e
URL https://arxiv.org/abs/2206.03777
破壊クラスターUBC274(2.5Gyr、$d=1778$pc)の形態学的、運動学的、化学的分析を行って、そのグローバルな特性を研究します。HDBSCANを使用して、中心から最大50個、GaiaEDR3データを使用して最大$G=19$の新しいメンバーシップリストを取得します。高分解能と高信号対雑音スペクトルを使用して、6つの巨星と準巨星の大気パラメータ、および18の化学種の個々の存在量を取得します。銀河団は、銀河団の平面に対して$\sim$10度傾いた、非常に偏心した(0.93)成分を持っています。これは、破壊的な銀河団のテスト粒子シミュレーションの結果と形態学的に互換性があります。私たちの存在量分析は、クラスターが[Fe/H]$=-0.08\pm0.02$のサブソーラー金属量を持っていることを示しています。その化学的パターンは、同じ年代のRuprecht147のパターンと互換性がありますが、$[n\mathrm{/Fe]}\sim0.1が過剰に存在する中性子捕獲元素を除いて、太陽の近くにあります。$。クラスターの細長い形態は、予想される破壊の動的プロセスに従って、潮汐尾の内部に関連付けられています。最も重い星が他の星より1.5倍集中しているように見える質量分離の重要な兆候を見つけます。クラスターの中性子捕獲元素の過剰は、いくつかのモデルによって予測された、これらの元素の二次的性質による中性子捕獲収量の金属量依存性に関連している可能性があります。UBC274は、その潮汐尾のサンプリングされた領域で$0.03$dexのレベルで高い化学的均一性を示します。

天の川銀河の恒星円盤にある、金属が豊富な古い付着恒星成分

Title An_old,_metal-rich_accreted_stellar_component_in_the_Milky_Way_stellar_disk
Authors Diane_K._Feuillet,_Sofia_Feltzing,_Christian_Sahlholdt,_Thomas_Bensby
URL https://arxiv.org/abs/2206.03875
天の川のクールな恒星円盤に古代の星との合併が含まれている可能性を研究しています。銀河は階層的に形成されると理解されており、小さな(原)銀河が大きな銀河に合体します。天の川のような銀河の星は、その動きと過去の出来事の元素の豊富さのトレーサーを含み、主な銀河で形成された星から合併の残骸を解きほぐすために使用することができます。天の川の合併の歴史は、一般的に、恒星のハローで特に研究しやすいと理解されています。ESAの位置天文衛星ガイアの出現により、ガイア-エンセラダス-ソーセージなどのハロー内の完全に新しい構造の検出が可能になりました。ただし、シミュレーションでは、クールな恒星ディスクの構築には合併が重要である可能性があることも示されています。APOGEEDR17からの100個の巨星の元素存在量と、ガイアからの位置天文データを組み合わせて、元素存在量比を使用して、天の川のクールな恒星ディスクでこれまで知られていなかった古い恒星成分を見つけます。さらに、ディスクの運動学を使用してRRLyrae変数の小さなサンプルを特定します。これは、ディスクに付着した赤色巨星と同じ化学的特徴も示しています。これらの星は、付着した成分の星と日付を付けることを可能にします。それらはもっぱら古いものであることがわかります。

天の川銀河の第3象限における分子雲のガス柱密度分布

Title Gas_Column_Density_Distribution_of_Molecular_Clouds_in_the_Third_Quadrant_of_the_Milky_Way
Authors Yuehui_Ma,_Hongchi_Wang,_Miaomiao_Zhang,_Chen_Wang,_Shaobo_Zhang,_Yao_Liu,_Chong_Li,_Yuqing_Zheng,_Lixia_Yuan,_Ji_Yang
URL https://arxiv.org/abs/2206.03963
銀河の経度範囲195$^{内の天の川銀河中立面(b$\le|5|^{\circ}$)の第3象限にある120個の分子雲の偏りのないサンプルの列密度マップを取得しました。\circ}$から225$^{\circ}$、天の川のイメージングスクロールペインティングからの高感度$^{12}$COおよび$^{13}$CO($J=1-0$)データを使用(MWISP)プロジェクト。雲の分子水素カラム密度の確率密度関数であるN-PDFには、対数正規(LN)関数と対数正規プラスべき乗則(LN+PL)関数の両方が適合しています。分子雲は、N-PDFの形状に応じて、それぞれLN、LN+PL、UN(不明)の3つのカテゴリに分類されます。分子雲の約72\%がLNカテゴリに分類され、18\%と10\%がそれぞれLN+PLとUNカテゴリに分類されます。べき乗則のスケーリング関係$\sigma_s\proptoN_{H_2}^{0.44}$は、N-PDFの幅$\sigma_s$と平均列密度$N_{H_2}$の間に存在します。分子雲の。ただし、$\sigma_s$は、雲の質量との相関関係を示していません。正規化された列密度の分散$\sigma_{N/\rm<N>}$と、分子雲の音波マッハ数$\mathcal{M}$との間に相関関係が見られます。全体として、数値シミュレーションによって予測されるように、活発な星形成活動​​を伴う分子雲のN-PDFは、べき乗則の高密度テールを伴うN-PDFを持つ傾向があります。

MOCCA-調査データベース:銀河系外球状星団。 II。天の川とアンドロメダ

Title MOCCA-Survey_Database:_Extra_Galactic_Globular_Clusters._II._Milky_Way_and_Andromeda
Authors A._Leveque,_M._Giersz,_M._Arca-Sedda,_A._Askar
URL https://arxiv.org/abs/2206.03967
銀河における球状星団(GCS)の共進化の包括的な研究には、軌道進化を制御する大規模なダイナミクス(0.01〜10kpc)と小規模なダイナミクス(sub-pc〜AU)の両方をモデル化する機能が必要です。各球状星団(GC)の内部ダイナミクスを調整します。この作業では、GCSの半解析的モデルと完全に自己無撞着なモンテカルロモデルを組み合わせて、大きなGCSを同時に進化させる新しい方法を紹介します。母集団合成コードMASinGaとMOCCA-SurveyDatabaseIを使用して、天の川(MW)とアンドロメダ(M31)で観測されたGCの特徴を表すことを目的とした合成GC母集団を作成します。私たちの手順は、そのような銀河におけるGCの空間的および質量分布を回復し、GCが分散した破片としてハローまたは銀河中心に残した質量の量を制限することを可能にします。核星団(NSC)であり、そこに恒星およびおそらく中間質量ブラックホールをもたらす可能性があります。シミュレーションによって報告された最終的な質量は、観測値よりも数桁小さくなっています。これらの違いは、MWやM31のような銀河におけるNSCと中央BHの大量蓄積は、落下するGCシナリオだけでは説明できないことを示しています。この蓄積は、相互作用と、落下するGCとガスの合併との間の相互作用に依存する可能性があります。後者は、NSCでのその場での星形成と中央BHの成長の両方に寄与する可能性があります。

相互作用する超新星からのミリメートルと電波放射のモデル

Title Models_of_Millimeter_and_Radio_Emission_from_Interacting_Supernovae
Authors Nitika_Yadlapalli,_Vikram_Ravi,_and_Anna_Y._Q._Ho
URL https://arxiv.org/abs/2206.03518
この作業では、シンクロトロンを利用した光度曲線の確立されたモデルを利用して、高密度の星周環境、つまりII型およびIbn型のコア崩壊超新星について、これらのイベントからのミリメートル放射を検出する可能性を示します。これらの超新星の始祖のタイプはまだ未解決の問題ですが、シンクロトロンの光度曲線を星周環境のプローブとして使用すると、始祖の質量損失の履歴に光を当て、異なる理論を区別することができます。ミリメートルバンドでの観測は、センチメートルの放射が自己吸収される傾向がある、より小さな半径とより高い周囲密度の領域をプローブするため、特に有益です。これらの光度曲線のアプリケーションでは、光度曲線の形状への影響を理解するために、さまざまな前駆体タイプと質量損失プロファイルを調査します。さらに、モデルパラメータをタイプIIn超新星2006jdの8\、GHz光度曲線に適合させ、これらのパラメータを使用してミリメートル光度曲線を作成し、そのようなイベントから初期のミリメートルピークを検出する可能性を示します。次世代のミリメートル調査は、近くの極端なイベントを検出する機能を備えていると予測しています。ただし、真の母集団をより完全にサンプリングするには、光学的に発見された相互作用する超新星をミリメートル単位で追跡することが急務です。

食の降着ミリ秒X線パルサーの特異な長期軌道進化についてSWIFTJ1749.4-2807

Title On_the_peculiar_long-term_orbital_evolution_of_the_eclipsing_accreting_millisecond_X-ray_pulsar_SWIFT_J1749.4-2807
Authors A._Sanna_(1),_L._Burderi_(1),_T._Di_Salvo_(2),_A._Riggio_(1_and_3),_D._Altamirano_(4),_A._Marino_(2_and_13_and_14),_P._Bult_(5_and_6),_T._E._Strohmayer_(6),_S._Guillot_(7_and_8),_C._Malacaria_(9),_M._Ng_(10),_G._Mancuso_(11_and_12),_S._M._Mazzola_(1),_A._C._Albayati_(4),_R._Iaria_(2),_A._Manca_(1),_C._Cabras_(1),_A._Anitra_(2)_((1)_Universit\`a_degli_Studi_di_Cagliari,_(2)_Universit\`a_degli_Studi_di_Palermo,_(3)_INAF/IASF_Palermo,_(4)_University_of_Southampton,_(5)_University_of_Maryland,_(6)_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_(7)_IRAP,_CNRS,_(8)_Universit\'e_de_Toulouse,_(9)_Universities_Space_Research_Association,_(10)_Massachusetts_Institute_of_Technology,_(11)_Instituto_Argentino_de_Radioastronom\'ia,_(12)_Universidad_Nacional_de_La_Plata,_(13)_Institute_of_Space_Sciences,_CSIC,_(14)_Institut_d'Estudis_Espacilas_de_Catalunya.)
URL https://arxiv.org/abs/2206.03554
ほぼ11年間の静止後の最新の爆発の間に、NICERとXMM-Newtonによって監視された降着ミリ秒X線パルサーSWIFTJ1749.4-2807のパルサータイミング分析を提示します。パルスプロファイルのコヒーレントタイミング分析から、システムの軌道天体暦を更新しました。信号の基本周波数位相の大きな位相ジャンプがバースト中に表示され、前回のバースト中に観察されたものと一致します。さらに、2021年と2010年の両方の爆発の分析から独立して得られた、ゼロ以外の離心率($e\simeq4\times10^{-5}$)のわずかに重要な証拠について報告し、可能な互換性のあるシナリオについて説明します。SWIFTJ1749.4-2807の長期的な軌道進化は、NSで投影された準主軸$(x)$と軌道周期$(P_{\rmorb})$の両方が次の速度で急速に拡大することを示唆しています。$\dot{x}\simeq2.6\times10^{-13}\、\text{lt-s}\、\text{s}^{-1}$および$\dot{P}_{\rmorb}\simeq4\times10^{-10}\、\text{s}\、\text{s}^{-1}$、それぞれ。SWIFTJ1749.4-2807は、これまでのところ、観測された軌道周期のかなりの変化から軌道周期の導関数が直接測定された、唯一の降着ミリ秒X線パルサーです。最後に、コンパクトオブジェクトのスピン周波数の大幅な経年減速は検出されません。これにより、$B_{PC}<1.3\times10^{8}〜\の極冠での磁場強度に制約を設定することができました。text{G}$、AMXPについて報告された一般的な値と一致します。

弱い相互作用を伴う中性子星合体のGRMHDシミュレーション:r過程元素合成と動的噴出物の電磁的特徴

Title GRMHD_simulations_of_neutron-star_mergers_with_weak_interactions:_r-process_nucleosynthesis_and_electromagnetic_signatures_of_dynamical_ejecta
Authors Luciano_Combi_and_Daniel_Siegel
URL https://arxiv.org/abs/2206.03618
バイナリ中性子星(BNS)システムの統合中に、$<10$msを超えて動的に放出される高速物質は、システムの重力波放射に対応する特徴的な電磁波を発生させ、「喫煙銃」として機能して、BNSとNS-ブラックホールの合併。表形式の組成依存の有限温度状態方程式(EOS)、弱い相互作用、とおおよそのニュートリノ輸送。銀河系のダブルNSシステムに典型的で、最初に観測されたBNS合併GW170817の特性と一致する、1.35-1.35Msunバイナリからの動的質量放出を、許容されるコンパクトさの範囲に及ぶ3つの核EOSを使用して分析します。核反応ネットワークの計算により、堅牢な2番目から3番目のピークのrプロセスが得られます。GW170817に続く過剰なX線/電波放射の最近の暫定的な証拠と一致して、〜yrタイムスケールで広帯域シンクロトロン放射を引き起こす高速($v>0.6$c)放射のx1e-6Msunはほとんど見つかりません。<hのタイムスケールでキロノバ前駆体に電力を供給する2e-5Msunの自由中性子を見つけます。以前は無視されていた相対論的効果による初期のUV/光学輝度の数倍のブーストと、合併後10時間までのかなりの強化により、SwiftやULTRASATなどのUV/光学望遠鏡を250Mpcまで使用して将来の検出に有望な見通しを提供します。。得られた噴出物構造に基づいて、約70000Kでの高度にイオン化されたランタニドによる最近予測された不透明度のブーストが初期のキロノバ光度曲線に影響を与える可能性は低いことがわかりました。ここで見つかったソフトEOS(「ランタニド/アクチニドポケット」)の動的噴出物組成の方位角の不均一性は、初期のキロノバと後期の輝線星雲の両方に観測可能な結果を​​もたらす可能性があります。

M81球状星団で繰り返されるFRB20200120Eからのバーストストーム

Title A_burst_storm_from_the_repeating_FRB_20200120E_in_an_M81_globular_cluster
Authors K._Nimmo,_J._W._T._Hessels,_M._P._Snelders,_R._Karuppusamy,_D._M._Hewitt,_F._Kirsten,_B._Marcote,_U._Bach,_A._Bansod,_E._D._Barr,_J._Behrend,_V._Bezrukovs,_S._Buttaccio,_R._Feiler,_M._P._Gawro\'nski,_M._Lindqvist,_A._Orbidans,_W._Puchalska,_N._Wang,_T._Winchen,_P._Wolak,_J._Wu,_and_J._Yuan
URL https://arxiv.org/abs/2206.03759
繰り返し高速電波バースト(FRB)ソースFRB20200120Eは、その近接性($d=3.6$Mpc)と球状星団との関連性のために例外的です。ここでは、1.4GHzの100mエフェルスベルク望遠鏡で検出された60ドルのバーストを報告します。バースト率の大きな変動を観察し、最初のFRB20200120Eの「バーストストーム」を報告します。この場合、ソースが突然アクティブになり、わずか40分以内に53回のバーストが発生しました。嵐の間のバースト到着時間に厳密な周期性は見られず、観測間の発生源の活動に周期性の証拠も見られません。バーストストームは、急なバーストエネルギー分布(べき乗則指数$\alpha=2.39\pm0.12$)と、対数正規平均が0.94$^{+0.07}_{のバイモーダル待機時間分布を示します。-0.06}$sおよび23.61$^{+3.06}_{-2.71}$s。待機時間分布のこれらのピークは、それぞれ特徴的なイベントタイムスケールと疑似ポアソンバーストレートに起因すると考えられます。$\sim1$sでの2次待機時間のピークは$\sim50\times$であり、FRB20121102AとFRB20201124Aの両方で見られる$\sim30$msタイムスケールよりも長くなっています。この地域。同時に、FRB20200120Eは、FRB20121102AおよびFRB20201124Aと比較して、平均して桁違いに低いバースト持続時間と光度を示します。最後に、月ごとのタイムスケールで$\Delta{\rmDM}>1$pccm$^{-3}$の分散測定(DM)の変動を観測したFRB20121102Aとは対照的に、FRB20200120EのDMは、$>10$か月離れた測定間で安定しています($\Delta{\rmDM}<0.15$pccm$^{-3}$)。全体として、FRB20200120Eの観測特性は、他のアクティブなリピーターから量的に逸脱していますが、質的に異なるタイプのソースであるかどうかは不明です。

多波長キャンペーン中のMkn421の急速なX線変動

Title Rapid_X-ray_Variability_in_Mkn_421_during_a_Multiwavelength_Campaign
Authors Alex_G._Markowitz,_Krzysztof_Nalewajko,_Gopal_Bhatta,_Gulab_C._Dewangan,_Sunil_Chandra,_Daniela_Dorner,_Bernd_Schleicher,_Urszula_Pajdosz-Smierciak,_Lukasz_Stawarz,_Staszek_Zola,_Michal_Ostrowski,_Daniele_Carosati,_Saikruba_Krishnan,_Rumen_Bachev,_Erika_Benitez,_Kosmas_Gazeas,_David_Hiriart,_Shao-Ming_Hu,_Valeri_Larionov,_Alessandro_Marchini,_Katsura_Matsumoto,_A.A._Nikiforova,_Tapio_Pursimo,_Claudia_M._Raiteri,_Daniel_E._Reichart,_Diego_Rodriguez,_Evgeni_Semkov,_Anton_Strigachev,_Yuki_Sugiura,_Massimo_Villata,_James_R._Webb,_Axel_Arbet-Engels,_Dominik_Baack,_Matteo_Balbo,_Adrian_Biland,_Thomas_Bretz,_Jens_Buss,_Laura_Eisenberger,_Dominik_Elsaesser,_Dorothee_Hildebrand,_Roman_Iotov,_Adelina_Kalenski,_Karl_Mannheim,_Alison_Mitchell,_Dominik_Neise,_Maximilian_Noethe,_Aleksander_Paravac,_Wolfgang_Rhode,_et_al._(2_additional_authors_not_shown)
URL https://arxiv.org/abs/2206.03874
AGNジェットの短期変動特性の研究は、それらの粒子加速と放出メカニズムに光を当てる可能性を秘めています。2019年1月の高ピークブレーザー(HBL)Mkn421に関する4日間の調整された多波長キャンペーンの結果を報告します。AstroSATからX線データ、WholeEarthBlazarTelescope(WEBT)を使用したBVRI測光、およびFACTからTeVデータを取得して、このHBLの短期的な多波長変動を調査しました。X線の連続体は、数十ksの時間スケールで急速に変化します。フラクショナル変動の振幅は、以前の研究と一致して、シンクロトロンのこぶ全体のエネルギーとともに増加します。この観測は、べき乗則分布に従うカットオフが発光スペクトルに含まれる複数のセルを持つモデルのコンテキストで解釈されます。また、時間平均および時間分解(6ksのタイムスケール)スペクトルフィットを実行しました。壊れたべき乗則モデルは、すべてのスペクトルによく適合します。時間分解スペクトルフィッティングは、動作を明るくするときの通常の硬化を明らかにします。X線内相互相関により、0.6〜0.8keVのバンドが、他のバンドを平均4.6±2.6ksリードする可能性が高いという証拠が得られますが、これは観測の前半のみです。ソースは、すべての波長帯で最小の夜間変動を示したため、キャンペーン中の有意な帯域間相関を排除しました。ブロードバンドSEDは、標準の1ゾーンレプトンモデルで適切にモデル化されており、このソースの以前のSEDから取得されたものと一致するジェットパラメータを生成します。

GaiaEDR3を使用した高質量X線連星における中性子星キックへの制約

Title Constraints_to_neutron-star_kicks_in_High-Mass_X-ray_Binaries_with_Gaia_EDR3
Authors Francis_Fortin,_Federico_Garcia,_Sylvain_Chaty,_Eric_Chassande-Mottin,_Adolfo_Simaz_Bunzel
URL https://arxiv.org/abs/2206.03904
中性子星高質量X線連星(NSHMXB)のすべての中性子星前駆体は、連星系全体の動きに影響を与える重大な出生キックにつながる可能性のある超新星イベントを経験します。宇宙観測所ガイアは、NSHMXBの出生キックを研究するために使用できる、位置と固有運動の両方について、絶妙な位置天文精度で深い光学調査を実行します。観測された銀河系NSHMXBの母集団を調査し、NSに与えられたキックの大きさを定量化し、さまざまなHMXBタイプ間で発生する可能性のある違いを明らかにすることを目的としています。GalacticNSHMXBの調査を実施し、GaiaEarlyDataRelease3データベースを使用して、X線、光学、および赤外線の既存の検出を照合します。視差、固有運動、視線速度(利用可能な場合)を取得し、視差測定の品質に基づいて選択を実行します。次に、天の川の回転座標系に関する固有速度を計算し、それぞれの質量と周期を含めて、超新星イベントを受ける軌道のマルコフ連鎖モンテカルロシミュレーションを通じてそれらのキック速度を推定します。35個のNSHMXBの後方キック分布を推測します。マクスウェル統計を使用してキック分布を特徴づけるという決定的な試みの後、観測されたNSキックは、平均$116^{+18}_{-15}$km.s$^{-1}のガンマ分布によって最もよく再現されることがわかりました。$。超巨星システムは、高質量X線連星よりもキック速度が速い傾向があることに注意してください。固有速度対非縮退コンパニオン質量平面は、同様の傾向を示唆しており、超巨星システムは、コンパニオン質量とは無関係に、より高い固有速度を持っています。

暴走する大星のパルサー風星雲

Title Pulsar_wind_nebulae_of_runaway_massive_stars
Authors D._M.-A._Meyer_(1)_and_Z._Meliani_(2)
URL https://arxiv.org/abs/2206.03916
巨大な星のかなりの部分が、銀河の星間物質を高速で移動します。コア崩壊超新星としてのそれらの死後、可能な最終的な進化状態は、高速回転する磁化された中性子星の状態であり、その星周媒体をパルサー風星雲に形作ります。パルサー風星雲の性質を理解するには、それらの巨大な始祖の進化の歴史についての知識が必要です。2.5D磁気流体力学的シミュレーションを使用して、暴走する高質量赤色超巨星超新星前駆体のコンテキストで、その後のパルサー風星雲の形態が、過去全体を通して恒星の周囲を事前に形成する消滅した前駆星の風によって強く影響されることを示します生活。特に、覆い隠された暴走する大質量星のパルサー風星雲は、先祖の風に吹かれた空洞の形態の非対称性機能を宿しており、投影された非対称の上下シンクロトロン放射を誘発します。

公転周期が急速に減少するAXJ1745.6-2901X線新星型バイナリの集団合成

Title Population_synthesis_of_AX_J1745.6-2901_X-ray_nova_type_binaries_with_rapidly_decreasing_orbital_periods
Authors A._I._Bogomazov,_A._M._Cherepashchuk,_T._S._Khruzina,_A._V._Tutukov
URL https://arxiv.org/abs/2206.04025
中性子星低質量X線連星(LMXB)AXJ1745.6-2901は、公転周期の異常に速い減少を検出しました。公転周期の減少率は、標準模型の連星から角運動量を抽出するすべてのプロセスの寄与を上回っています。SCENARIOMACHINEコードを使用して、中性子星を用いたX線新星の集団合成研究を実施し、そのような連星の形成と進化の可能性を調査しました。このような近接したLMXBは、前の共通外層段階を経験する必要があります。この段階では、低質量の主系列星の磁場を劇的に増幅することができます。私たちの計算は、光学コンパニオンの磁気恒星風が連星系から角運動量を効率的に抽出し、AXJ1745.6-2901とブラックホールLMXBの観測された公転周期導関数を生成できることを示しています。必要な磁界誘導の推定値は次のとおりです。$B_\textrm{d}\約400$G(AX〜J1745.6-2901)、$B_\textrm{d}\約1500$G(KVUMa)、$B_\textrm{d}\約400$G(A0620-00)、$B_\textrm{d}\約1800$G(NovaMuscae)。このような異常な中性子星X線新星の現在の観測量をうまく再現し、磁気ブレーキのパラメータの適切な値を計算しました$\lambda_\textrm{MSW}$(ロッシュローブ充填星の場合は$0.8-0.6$、$0.4-ロッシュローブが部分的に充填されているバイナリの場合は0.15$)。

巨大マゼラン望遠鏡の高コントラスト補償光学フェージングテストベッド(p-HCAT):乱流におけるピラミッド波面センサーとホログラフィック分散フリンジセンサー(HDFS)を使用したセグメント/花弁フェージングのラボテスト

Title The_Giant_Magellan_Telescope_high_contrast_adaptive_optics_phasing_testbed_(p-HCAT):_lab_tests_of_segment/petal_phasing_with_a_pyramid_wavefront_sensor_and_a_holographic_dispersed_fringe_sensor_(HDFS)_in_turbulence
Authors Alexander_D._Hedglen,_Laird_M._Close,_Sebastiaan_Y._Haffert,_Jared_R._Males,_Maggie_Kautz,_Antonin_H._Bouchez,_Richard_Demers,_Fernando_Quiros-Pacheco,_Breann_N._Sitarski,_Olivier_Guyon,_Kyle_Van_Gorkom,_Joseph_D._Long,_Jennifer_Lumbres,_Lauren_Schatz,_Kelsey_Miller,_Alex_Rodack,_Justin_M._Knight
URL https://arxiv.org/abs/2206.03614
巨大マゼラン望遠鏡(GMT)の設計は、直径8.4mの円形のミラーセグメント7つで構成されており、30cmを超える大きなギャップで区切られているため、たわみ、セグメントの振動、風のバフェッティング、温度の影響により、光路差が変動する可能性があります。と大気のシーイング。GMTの完全な回折限界開口を自然ガイド星補償光学(NGSAO)科学に利用するには、7つのミラーセグメントを波長の一部以内に十分に同相にする必要があります。GMTの現在の設計には、7つの適応副鏡、軸外分散フリンジセンサー(AGWSの一部)、およびセグメントペア間の合計パス長を測定および修正するピラミッド波面センサー(PyWFS、NGWSの一部)が含まれます。、ただし、これらのメソッドは、ラボ環境で「エンドツーエンド」でテストされていません。既存のMagAO-XAO機器を活用してGMTNGSAO科学のセグメント位相検出と同時AO制御を実証する「GMT高コントラスト補償光学位相テストベッド」(p-HCAT)の設計と実用的なプロトタイプを紹介します。MagAO-XのPyWFSと新しいホログラフィック分散フリンジセンサー(HDFS)を使用した1つのGMTセグメントでの閉ループピストン制御の最初のテスト結果を、シミュレートされた大気乱流がある場合とない場合で示します。PyWFSだけでは、セグメントピストンの制御に失敗し、非線形モーダルクロストークとPyWFS検出器のセグメントギャップのピクセルサンプリングが不十分なため、乱流が発生し、約0.6秒と約1.2秒が発生したことを示します。PyWFSを純粋に傾斜センサーとして(ピストンモードを削除)、他のすべてのモードを制御しながら、新しいHDFSを使用してピストンを制御する代替ソリューションの成功を報告します。この「第2チャネル」WFS法は、シミュレートされた0.6秒角の大気シーイング条件下でピストンを50nmRMSおよび$\pm$10$\mu$mダイナミックレンジ内に制御するためにうまく機能しました。

ホログラフィック分散フリンジセンサー(HDFS):巨大マゼラン望遠鏡の位相調整

Title The_Holographic_Dispersed_Fringe_Sensors_(HDFS):_phasing_the_Giant_Magellan_Telescope
Authors Sebastiaan_Y._Haffert,_Laird_M._Close,_Alexander_D._Hedglen,_Jared_R._Males,_Maggie_Kautz,_Antonin_H._Bouchez,_Richard_Demers,_Fernando_Quiros-Pacheco,_Breann_N._Sitarski,_Kyle_Van_Gorkom,_Joseph_D._Long,_Olivier_Guyon,_Lauren_Schatz,_Kelsey_Miller,_Jennifer_Lumbres,_Alex_Rodack,_Justin_M._Knight
URL https://arxiv.org/abs/2206.03615
次世代のジャイアントセグメントミラー望遠鏡(GSMT)は、セカンダリミラー(E-ELTおよびTMT)の機械的構造の影によって、または本質的に設計(GMT)によって、セグメント間に大きなギャップが生じます。これらのギャップは、アパーチャを通常のフライドパラメータよりも多く分離された独立したセグメントに断片化するのに十分な大きさです。これにより、シャックハルトマン波面センサーやピラミッド波面センサーなどの従来の波面センサーでは十分に感知されないピストンモードと花びらモードが作成されます。これらの花びら/ピストンモードを検知および制御するために、新しい光学デバイスであるホログラフィック分散フリンジセンサー(HDFS)を使用することを提案します。HDFSは、単一の瞳面ホログラムを使用して、焦点面のさまざまな空間位置にセグメントを干渉します。数値シミュレーションは、HDFSが非常に効率的であり、13番目のJ+Hバンドの大きさまでのガイド星のGMT/E-ELT/TMTで10nm未満の差動ピストンrmsに到達することを示しています。HDFSは、ラボでMagAO-XとGMTフェージングテストベッドであるHCATでも検証されています。実験室での実験では、マゼラン望遠鏡の開口部で5nmrmsのピストン誤差に達しました。ピラミッド波面センサーが中央値の観測条件下でシミュレートされた大気を補正している間、HDFSはセグメント化されたGMTのような開口部で50nmrmsのピストンエラーにも達しました。シミュレーションとラボの結果は、GMTの優れたピストンセンサーとしてHDFSを示しています。ピラミッドスロープセンサーとHDFSピストンセンサーの組み合わせは、GMTの強力なアーキテクチャであることがわかります。

提案されているインドの分光およびイメージング宇宙望遠鏡(INSIST)の概要

Title An_overview_of_the_proposed_INdian_Spectroscopic_and_Imaging_Space_Telescope_(INSIST)
Authors Annapurni_Subramaniam_(Indian_Institute_of_Astrophysics,_Bangalore)
URL https://arxiv.org/abs/2206.03771
インドは、最初の宇宙天文台であるアストロサットの打ち上げと打ち上げ後の運用に成功し、宇宙天文学の分野で大きなマイルストーンに到達しました。この宇宙天文台の成功と学んだ教訓は、国際的なシーンでインドの宇宙天文学の足跡を拡大するために効果的に利用されなければなりません。インド宇宙研究機関による提案の要請に応えて、次世代のUV光学ミッションであるインド分光画像宇宙望遠鏡(INSIST)の詳細な提案が提出されました。大きな焦点領域とシンプルで効率的な光学設計を組み合わせることで、INSISTはHST品質のイメージングと天文源の適度な解像度のスペクトルを生成することが期待されています。このミッションの主な科学の推進力は、グループやクラスター内の銀河の進化、近くの宇宙の化学力学と人口統計、付加物を伴う恒星系、惑星系を伴う星、近くと遠くの宇宙論に至るまで、幅広いトピックに及びます。。この提案はシード資金を授与され、2年間のプロジェクト前フェーズを完了しました。この提案されたミッションの概要は、現在の状況とともにここに提示されます。

若い星団における原始惑星系円盤の割合のガイアEDR3比較研究

Title Gaia_EDR3_comparative_study_of_protoplanetary_disk_fractions_in_young_stellar_clusters
Authors I._Mendigut\'ia,_E._Solano,_M._Vioque,_L._Balaguer-Nu\~nez,_A._Ribas,_N._Hu\'elamo,_C._Rodrigo
URL https://arxiv.org/abs/2206.03511
(要約)若い星の周りの原始惑星系円盤の寿命は、惑星が形成されるときのタイムスケールを制限します。10Myr未満のディスク散逸タイムスケールは、さまざまな年齢の若い星団のディスクを持つ星の割合を提供する調査から推測されました。ただし、これまでの調査のほとんどは、クラスターの中心から約2pc以内のコンパクトな領域に焦点を当てており、外側の部分を考慮したディスクの割合の情報は実際にはありません。クラスターの中心の周りの拡張領域から推測されたときに、ディスクの割合の推定値が変化するかどうかをテストすることを目的としています。GaiaEDR3データと最適な仮想天文台(VO)ベースのツール-Clusterix-を使用して、半径〜20pcの2つの同心視野(FOV)を考慮した19個の若いクラスターの代表的なサンプルのメンバー星を特定します。〜2個私たちの分析は、コンパクト領域と拡張領域から推測される内側のディスクの割合が約10%以内で等しいことを示しています。これは、拡張領域を考慮してディスクの割合を大幅に大きくする必要があるという以前の仮説をサポートしていません。各クラスターのメンバーとディスクスターのリストが提供され、VO準拠のアーカイブに保存されます。ガイアの色と絶対等級に基づくHRダイアグラムを含む、クラスター全体を特徴付ける平均値とプロットも提供されます。私たちの結果は、分析されたすべてのクラスターのディスクフラクションを処理するときにこれまでに調査された最大のフィールドをカバーし、それらの完全な特性評価には広いFOVの使用が必要であることを意味します。結果として得られるデータベースは、若いクラスターの将来の詳細な研究のベンチマークです。若いクラスターのディスクの割合は、今後のGaiaリリースのデータと組み合わせる可能性のある多波長分析を使用して正確に決定する必要があります。

IGRINSを使用したT6ドワーフ(1060 K)大気の1.46-2.48 $ \ mu $ m分光アトラス:H $ _2$SとH$_2

$の最初の検出、およびH $ _2 $ O、CH $_4$の検証、およびNH $_3$ラインリスト

Title A_1.46-2.48_$\mu$m_Spectroscopic_Atlas_of_a_T6_Dwarf_(1060_K)_Atmosphere_with_IGRINS:_First_Detections_of_H$_2$S_and_H$_2$,_and_Verification_of_H$_2$O,_CH$_4$,_and_NH$_3$_Line_Lists
Authors Megan_E._Tannock_(1),_Stanimir_Metchev_(2,3),_Callie_E._Hood_(4),_Gregory_N._Mace_(5),_Jonathan_J._Fortney_(4),_Caroline_V._Morley_(5),_Daniel_T._Jaffe_(5),_Roxana_Lupu_(6)_((1)_The_University_of_Western_Ontario,_(2)_Institute_for_Earth_and_Space_Exploration,_The_University_of_Western_Ontario,_(3)_American_Museum_of_Natural_History,_(4)_University_of_California,_Santa_Cruz,_(5)_The_University_of_Texas,_Austin,_(6)_Eureka_Scientific_Inc.)
URL https://arxiv.org/abs/2206.03519
前例のない解像度($R\equiv\lambda/\Delta\lambda=45\、​​000$)と信号対雑音比(SNR>200)後期型Tドワーフの場合。このベンチマーク観測を使用して、最新の大気モデルを使用した分子ラインリストの信頼性をテストします。褐色矮星、ひいては太陽系外惑星のパラメーターを推定するためにどの分光領域を使用すべきかを決定します。近赤外線の$H$および$K$バンドにわたる分子同定を備えた詳細な分光アトラスを提示します。水(H$_2$O)ラインリストは全体的に信頼できることがわかります。古いメタン(CH$_4$)ラインリストの中で最も不一致があり、最新のCH$_4$ラインリストがこれらの問題の多くを修正していることがわかります。個々のアンモニア(NH$_3$)ライン、1.5900$\mu$mの硫化水素(H$_2$S)フィーチャー、および2.1218$\mu$mの分子水素(H$_2$)フィーチャーを識別します。これらは、太陽系外の大気におけるH$_2$SおよびH$_2$の吸収特性の最初の明確な検出です。H$_2$の検出により、このT6ドワーフの大気中のダスト濃度に上限を設定します。これは星間値の少なくとも500分の1であり、大気に実質的にダストがないことを意味します。さらに、モデルスペクトルに表示されないいくつかの機能を識別します。ラインリストの私たちの評価は、星の周りの太陽系外惑星など、高分散、低SNR、高バックグラウンドスペクトルへの大気モデルのアプリケーションに役立ちます。最新のラインリストを使用して、このT6ドワーフでのCH$_4$吸収信号の検出が大幅に強化されていることを示します。

タイプIax超新星の爆発後のヘリウム星コンパニオンの長期的進化

Title Long-term_evolution_of_post-explosion_Helium-star_Companions_of_Type_Iax_Supernovae
Authors Yaotian_Zeng,_Zheng-Wei_Liu,_Alexander_Heger,_Curtis_McCully,_Friedrich_K._R\"opke,_and_Zhanwen_Han
URL https://arxiv.org/abs/2206.03521
タイプIaxの超新星(SNeIax)は、水素を含まない超新星の受け入れられているかすかなサブクラスです。しかし、それらの起源、始祖系の性質は未解決の問題です。最近の研究は、ヘリウム星ドナーを伴うバイナリシステムにおけるチャンドラセカール質量に近い白色矮星の弱い爆燃爆発がSNeIaxの起源である可能性があることを示唆しています。このシナリオでは、ヘリウム星のドナーは爆発を乗り切ることが期待されています。1次元の恒星進化コード\textsc{MESA}と\textsc{Kepler}を使用して、生き残ったヘリウムコンパニオンスターの衝突後の進化を追跡します。恒星モデルは、エジェクタとドナーの相互作用の以前の流体力学的シミュレーションに基づいており、これらの生き残ったヘリウムコンパニオンの観測特性を調査します。生き残ったヘリウムコンパニオンの光度は、衝撃後に大幅に増加することがわかります。それらは、$2\mathord、500\、\mathrm{L_{\odot}}$から$16\mathord、000\、\mathrm{L_{ケルビンヘルムホルツのタイムスケールが約$10^{4}\、\mathrm{yr}$の場合は\odot}}$。星が熱平衡に達した後、それはO型準矮星(sdO)星として進化し、同じ質量を持つ通常のsdO星の進化軌道に沿って進化を続けます。私たちの結果は、将来の観測でSNeIaxの生き残ったヘリウムコンパニオンを特定し、それらの祖先モデルに新しい制約を課すのに役立ちます。

タイプIax超新星における爆発後のヘリウム星コンパニオンの回転特性について

Title On_the_rotation_properties_of_a_post-explosion_helium-star_companion_in_Type_Iax_supernovae
Authors Yaotian_Zeng,_Zheng-Wei_Liu,_Xiangcun_Meng,_and_Zhanwen_Han
URL https://arxiv.org/abs/2206.03522
最近の研究によると、Iax型超新星(SNeIax)は、ヘリウム(He)星の伴星を持つバイナリシステムでのチャンドラセカール質量白色矮星の弱い爆燃爆発の結果である可能性が高いことが示唆されています。ほとんどのSNeIaxがこのシナリオから生成されると仮定して、この作業では、始祖系の軌道速度とスピン速度を考慮に入れて、噴出物とコンパニオンの相互作用の3次元流体力学的シミュレーションに関する以前の作業を拡張します。次に、1次元の恒星進化コード\textsc{MESA}を使用して、生き残ったHe-starコンパニオンの衝突後の進化を追跡します。SNeIaxのHe-starコンパニオンの爆発後の回転特性を調査することを目的としています。相互作用中の質量ストリッピングと衝撃加熱によって引き起こされる角運動量の損失と膨張により、衝撃後にHe-starコンパニオンがスピンダウンすることがわかります。これは、生き残ったコンパニオンの表面回転速度が、衝撃の数年後に最大半径に拡大したときに、爆発前の値の3分の1に低下する可能性がある状況につながります。その後、蓄積されたエネルギーが放出されると、星は収縮して再び回転します。SNeIaxの生き残ったHe-starコンパニオンのこのスピンスイッチング機能は、将来の観測でそのような天体を識別するのに役立つかもしれません。

リンの銀河分布:163個の円盤とハロー星の調査

Title The_Galactic_Distribution_of_Phosphorus:_A_Survey_of_163_Disk_and_Halo_Stars
Authors Z._G._Maas,_K._Hawkins,_N._R._Hinkel,_P._Cargile,_S._Janowiecki,_T._Nelson
URL https://arxiv.org/abs/2206.03528
リン(P)は地球上の生命にとって重要な元素ですが、Pの宇宙生産地は比較的不確実です。Pが太陽の近くでどのように進化したかを理解するために、ハビタブルゾーン惑星ファインダー(HPF)機器からの観測を使用して、-1.09$<$[Fe/H]$<$0.47の範囲で163個のFGK星の存在量を測定しました。ホビーエバリー望遠鏡(HET)。大気パラメータは、位置天文学、測光、およびFeI線の等価幅の組み合わせをフィッティングすることによって計算されました。リンの存在量は、合成スペクトルを10529.52オングストロームのPIフィーチャに一致させることによって測定されました。私たちの[P/Fe]比は、化学進化モデルが、観察された金属量範囲にわたってPを一般的に過小予測していることを示しています。さらに、[P/Fe]は、運動学で識別された薄い円盤と厚い円盤の星の間で$\sim$0.1dexだけ異なることがわかります。Pの存在量を$\alpha$要素、鉄ピーク、奇数Z、およびsプロセス要素と比較したところ、ディスク内のPが$\alpha$要素の進化に最もよく似ていることがわかりました。また、サンプルのモルP/CおよびN/C比は、他の存在量の研究から見られた散布図と一致していることがわかります。最後に、[P/Fe]=0.09$\pm$0.1の比率を、1つの低$\alpha$ハロー星とガイアソーセージエンセラダス(GSE)の可能性のあるメンバーで測定し、存在比は$\sim$0.3-0.5です。他の天の川の円盤やハロー星よりも同様の金属量でデックスが低い。全体として、これまでで最大のP存在量調査に基づいて、Pはコア崩壊超新星(CCSNe)の大質量星によって最も顕著に生成される可能性が高いことがわかります。

太陽X線コロナ

Title The_Solar_X-ray_Corona
Authors Paola_Testa,_Fabio_Reale
URL https://arxiv.org/abs/2206.03530
太陽からのX線放射は、非常に動的な高温大気であるコロナを明らかにします。コロナは、複雑な形態と、変動性と空間構造の幅広いタイムスケールを特徴としています。太陽磁場は、太陽コロナの加熱と構造化において基本的な役割を果たします。高い空間(サブアーク秒まで)および時間分解能を備えたますます高品質のX線太陽観測は、太陽磁気活動および太陽外気の加熱につながる基礎となる物理的プロセスの理解を深めるための基本的な情報を提供します。ここでは、X線太陽観測の歴史的概要を簡単に説明し、最先端の現在のX線観測によって可能になった太陽コロナの理解における最近の進歩を要約します。

太陽から逃げる電子は、太陽と地球の間の巨大な放電のEMFを提供します

Title Electrons_running_away_from_the_Sun_provide_the_EMF_of_a_giant_discharge_between_the_Sun_and_the_Earth
Authors Philipp_I._Vysikaylo
URL https://arxiv.org/abs/2206.03562
人類の出口とそのオープンスペースへの生産に関連して、太陽風(SW)の性質の問題は深刻です。電子温度を決定するE/Nパラメータの値が非常に大きい非平衡不均一巨大ガス放電が太陽圏で実現されることを証明しました。この準定常放電は、太陽圏の遅いSWの主なパラメータを決定し、太陽圏、電離層、さらには地球の上層大気や正に帯電した太陽におけるすべてのより強力な電気現象の初期の背景とエネルギー貯蔵庫です。正に帯電した太陽と太陽圏を離れることができない逆電子流によって太陽圏全体に接続されています。私たちの記事は、2つの方法を使用して得られたグローバル電場の実験プロファイルの比較に専念しています:1)電子速度分布関数(パーカーソーラープローブを使用した実験)によるものと2)SWの陽イオンのタイプによるもの(Prognozz-7衛星での実験による)。Pannekoek-Rosseland-Eddingtonモデルは、高エネルギー暴走(太陽からの脱出)電子の重要な役割を考慮しておらず、したがって、太陽圏(太陽から太陽に向かう電子の流れの二重性)を考慮していないことを証明しました。太陽)。私たちのモデルでは、高エネルギー(太陽から逃げる)電子と低エネルギー(太陽に戻る)電子の反対の電流のわずかな違いは、正に帯電した太陽からの正イオンと陽子の電流によって補償されます-SW(陽イオンは電子を運びます)。

LAMOSTM矮星の正確な赤色矮星の推定

Title Estimating_accurate_reddening_values_of_LAMOST_M_dwarfs
Authors Han_Shen,_Bingqiu_Chen,_Helong_Guo,_Haibo_Yuan,_Weixiang_Sun,_and_Jing_Li
URL https://arxiv.org/abs/2206.03632
M矮星は、太陽の近くで支配的なタイプの星です。それらは、近くの星間塵の分布と特性を研究するための優れたトレーサーとして機能します。この作業では、大空域マルチオブジェクトファイバー分光望遠鏡(LAMOST)データリリース8(DR8)からM矮星の高精度赤色矮星の値を取得することを目指しています。LAMOSTスペクトルとGaiaEarlyDataRelease3(GaiaEDR3)の高品質光学測光を組み合わせて、641,426Mの赤化値$E(G_{\rmBP}-G_{\rmRP})$を推定しました。機械学習アルゴリズムのランダムフォレスト回帰を使用した小人。典型的な赤化の不確実性は、$E(G_{\rmBP}-G_{\rmRP})$でわずか0.03等です。恒星固有色$(G_{\rmBP}-G_{\rmRP})_0$および赤字値$E(B-V)$。$E(B-V)$の値は、カタログの個々の星にも提供されています。結果として得られるM矮星の高精度赤色矮星は、ガイア視差と組み合わされて、太陽​​近傍の塵の微細構造をマッピングするのに非常に強力になります。

CARMENESの準備と科学的探索:M-矮星の金属量

Title Preparation_&_Scientific_Explotation_of_CARMENES:_The_Metallicity_of_M-dwarfs
Authors R._Gonz\'alez-Peinado
URL https://arxiv.org/abs/2206.03782
CARMENESは、視線速度測定によって外地球を検出することを目的として、300個のM型矮星の調査を実施するためにドイツとスペインの機関のコンソーシアムによって構築されている次世代の機器です。F、G、またはKの主星とM-矮星(または後期K)の伴星によって形成された、209個のバイナリまたは複数の星系の特定のサンプルのさまざまなオンラインカタログから関連情報を収集するため。ペアが実際に物理的なペアであるかどうかを証明するため、これらの連星系でKバンドの異なる金属量キャリブレーションを取得するため。すべての星からのデータ編集は、VizieRのカタログと文献を検索して行われました。さらに、物理的なペアチェックは、両方の星(一次および二次)から収集された固有運動を研究し、仮想天文台の2つのツールであるAladinとTopCatを使用して行われました。適切なシステムのリストから、分光法と測光法の2種類のキャリブレーションが取得されました。これらのキャリブレーションを決定するために、CARMENESUCM研究グループによって決定された一次星からの金属量が二次星に等しいと考えました。

仮想天文台ツールによる新しい準矮星連星システムの識別

Title Identification_of_new_hot_subdwarf_binary_systems_by_means_of_Virtual_Observatory_tools
Authors E._Solano,_A._Ulla,_E._P\'erez-Fern\'andez,_C._Rodrigo,_R._Oreiro,_A._Aller,_M._Manteiga,_R._Santove\~na-G\'omez,_M._A._\'Alvarez,_C._Dafonte
URL https://arxiv.org/abs/2206.03791
高温準矮星の二元部分の推定は、赤色巨星分枝期の水素エンベロープの喪失を説明するために提案されたさまざまな進化シナリオに光を当てるための鍵です。この論文では、コンパニオンを特定することを目的として、最近の包括的なカタログに含まれている高温の準矮星のスペクトルエネルギー分布を分析します。私たちの方法論は、その研究で使用された測光基準よりも優れたパフォーマンスを示し、スペクトルエネルギー分布に従ってバイナリとして誤って分類された202個のオブジェクトを識別し、269個の新しいバイナリを見つけます。3186個のオブジェクトの最初のサンプルから、2469個をシングルとして分類し、615個をバイナリの準矮星として分類しました。残りのオブジェクト(102)は、測光の品質が低いためにスペクトルエネルギー分布のフィッティングが不十分なため、分類されませんでした。有効温度、光度、半径は、192個のシングルと42個のバイナリについて計算されました。それら、特にバイナリサンプルは、最短周期システムの化学組成、質量、年齢、回転特性、または反射効果の詳細な値を提供できる、より注意深い分光分析をさらに実行するための優れたデータセットを構成します。この論文で得られた結果は、人工知能ベースの手法を使用してバイナリおよびシングルのホット準矮星分類を一般化することを目的とした今後の作業の参照として使用されます。

磁気スイッチバックのパッチとその起源

Title Patches_of_magnetic_switchbacks_and_their_origins
Authors Chen_Shi,_Olga_Panasenco,_Marco_Velli,_Anna_Tenerani,_Jaye_L._Verniero,_Nikos_Sioulas,_Zesen_Huang,_A._Brosius,_Stuart_D._Bale,_Kristopher_Klein,_Justin_Kasper,_Thierry_Dudok_de_Wit,_Keith_Goetz,_Peter_R._Harvey,_Robert_J._MacDowall,_David_M._Malaspina,_Marc_Pulupa,_Davin_Larson,_Roberto_Livi,_Anthony_Case,_Michael_Stevens
URL https://arxiv.org/abs/2206.03807
パーカーソーラープローブ(PSP)は、太陽圏内の太陽風が、磁力線の局所的な後方への曲がりである磁気スイッチバック(以下「スイッチバック」)の準全存在によって特徴付けられることを示しました。スイッチバックもパッチで提供される傾向があり、大規模な変調は、太陽の超粒子化に匹敵する空間スケールサイズを持っているように見えます。ここでは、PSPによって明確なスイッチバックパッチが観察されたときのさまざまな時間間隔に焦点を当てて、PSPの最初の10回の遭遇からのデータを調べます。数時間のタイムスケールでのスイッチバック変調は、PSPが同じ地動説の距離に残っている経度の大きな帯を急速に横断するとき、または軌道の放射状スキャン部分の近くにあるとき、近日点に近いかどうかとは無関係のように見えることを示します、PSPが太陽の同じ経度上をホバリングしながら、半径方向内側または外側に急速に移動する場合。これは、スイッチバックパッチにも、おそらく太陽に起因する本質的に時間的な変調が必要であることを意味します。2つの連続するパッチの間では、磁場は通常非常に静止しており、変動は弱いです。静止間隔とスイッチバック間隔の間でさまざまなパラメータを比較します。結果は、静止間隔は通常、スイッチバック間隔よりもAlfv\'enicが少なく、磁気パワースペクトルは通常静止間隔では浅いことを示しています。スイッチバックパッチの時間的変調は、Hinode/SOT観測の隆起の下の「泡」の形成として画像に現れる出現するフラックスの「呼吸」に関連している可能性があることを提案します。

DAV星L19-2の星震学

Title Asteroseismology_of_the_DAV_star_L19-2
Authors Yanhui_Chen
URL https://arxiv.org/abs/2206.03817
L19-2はDAV星で、1976年から2013年まで断続的に観測されています。350\、s、192\、s、143\、s、118\、s、113\、sの5つの独立した脈動モードが識別されます。。5つのモードを使用して、フィッティングモデルを制約できます。周期変化率は、192\、sおよび113\、sのモードのO-C法によって取得でき、DAV星の進化効果を研究するために使用できます。\texttt{WDEC}(2018バージョン)を使用して、大規模なサンプルDAVスターモデルが進化します。理論モードが計算され、観測されたモードに合わせるために使用されます。細かいモデルフィッティングの後、$\Phi$=0.06\、sの絶対差を持つ最適なモデルを取得します。コア酸素プロファイルをパラメータ化することにより、\texttt{WDEC}(2018バージョン)手順は星震学モデルのフィッティングエラーを大幅に減らすことができます。私たちの最適なモデルによると、モデルの光度によって得られた距離は、ガイアデータリリース2によって報告された距離とわずか1\%異なります。L19-2は、比較的厚いH大気と厚いHeを持つ、大きくて熱いDAV星です。層。私たちの最適なモデルの恒星パラメータと周期変化率は、前の仕事のものに少し変更を加えたものです。私たちの最適なモデルは、中央の酸素量が多いです。中心の酸素の存在量は、恒星進化の以前の物理的プロセスと強く相関しています。白色矮星に関する多くの星震学的研究には、始祖星を探索する機会があります。

銀河系Be星のJ、H、K、Lバンドの同時分光観測。 I.IRアトラス

Title Simultaneous_J-,_H-,_K-_and_L-band_spectroscopic_observations_of_galactic_Be_stars._I._IR_atlas
Authors Y.R._Cochetti_(1,2),_M.L._Arias_(1,2),_L.S._Cidale_(1,2),_A._Granada_(3),_A.F._Torres_(1,2)_((1)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_La_Plata_(CCT_La_Plata_-_CONICET,_UNLP),_(2)_Departamento_de_Espectroscop\'ia,_Facultad_de_Ciencias_Astron\'omicas_y_Geof\'isicas,_Universidad_Nacional_de_La_Plata,_(3)_Centro_Interdisciplinario_de_Telecomunicaciones,_Electr\'onica,_Computaci\'on_y_Ciencia_Aplicada_(CITECCA),_Sede_Andina,_Universidad_Nacional_de_R\'io_Negro)
URL https://arxiv.org/abs/2206.03819
Be星が星周エンベロープに囲まれていることはすでに認められています。星周エンベロープは、ケプラー回転の円盤形状とほとんど互換性があります。私たちは、Be現象の理論モデルを制約するのに役立つ、Be星の星周環境の特性のより完全な特性を取得することを目指しています。さまざまなスペクトルサブタイプと光度クラスを持つ銀河系Be星のサンプルの近赤外線、中解像度スペクトルを提示します。Paschen、Brackett、Pfund、およびHumphreysシリーズの水素再結合線のさまざまなパラメーターを測定し、それらを使用して星周環境の物理的状態を診断します。Br$\alpha$とBr$\gamma$の線の間の等価幅(EW)比と、フラックス比のさまざまな図を分析しました。また、HeI、CI、NI、OI、NaI、MgI、MgII、SiI、FeI、およびFeIIからの線を識別します。特定のHeI、MgII、FeI、FeII、およびOI線のEW測定値を分析すると、いくつかの線について、それらが星のスペクトル型と相関していることがわかります。特に、OI〜$\lambda\、1.3168\、\mu$m線の放射は、後のスペクトル型に向かって減少します。準同時観測で広い赤外線(IR)スペクトル範囲をカバーする22個のBe星のアトラスを提示します。詳細な分析から、ディスクの不透明度に応じてメニケントがBe星を分類するための新しい補完的な基準を定義します。サンプルの一部のオブジェクトはコンパクトで厚いエンベロープを示していますが、他のオブジェクトは拡張されて光学的に薄いものです。半値全幅(FWHM)とピーク分離($\Delta\mathrm{V}$)と、Br10、Br$\delta$、およびHu14の$V\、\sin\、i$との相関線は、広がりのメカニズムが回転していることを示しています。Ly$\beta$蛍光は、MgIIおよびOI線の発光強度を説明するための重要なメカニズムです。

ガス状円盤のグローバルシミュレーションにおける重力乱流ダイナモ

Title Gravitoturbulent_dynamo_in_global_simulations_of_gaseous_disks
Authors William_B\'ethune_and_Henrik_Latter
URL https://arxiv.org/abs/2206.03917
重力不安定性(GI)によって引き起こされる乱流は、巨大なガス状ディスクの磁場を増幅する可能性があります。このGIダイナモは、弱いイオン化が他の増幅経路に挑戦する若い星周円盤や活動銀河核に現れる可能性があります。大規模なダイナモと見なされていますが、局所的な数値シミュレーションのみがその運動学的レジームをまだ説明していません。降着円盤のグローバル電磁流体力学(MHD)モデルで、その運動学的相に焦点を当ててGIダイナモを研究します。さまざまな放射冷却時間と電気抵抗率について、Plutoコードを使用して抵抗率MHDシミュレーションを実行します。弱い磁場がダイナモの種となり、その本質を捉えるために平均場モデルとヒューリスティックモデルを採用しています。ローカルシミュレーションで以前に特定されたのと同じ誘導プロセスを回復して、磁場増幅を引き起こします。しかし、ダイナモは本質的にグローバルであり、固定された成長率の大規模なダイナモモードを介してディスクの離れた環を接続します。この大規模な増幅は、従来のアルファオメガ効果に依存しない平均場モデルによって説明できます。ディスクパラメータを変化させると、磁気増幅を促進する最適な抵抗率が見つかります。その磁気レイノルズ数Rm<10は、ローカルシミュレーションよりも大幅に小さくなっています。ローカルシミュレーションとは異なり、最適な冷却速度とグローバルな振動ダイナモモードの存在がわかります。ダイナモの非線形飽和により、ディスクはGIの有効射程のマージンで強く磁化された乱流状態になります。私たちのシミュレーションでは、降着力は最終的に冷却に対する局所的な熱バランスに必要なしきい値を超え、GIダイナモの長期的な非線形結果は不確実になります。

熱的不均衡を伴うプラズマスラブにおける高速および低速の磁気音響波のダイナミクス

Title Dynamics_of_fast_and_slow_magnetoacoustic_waves_in_plasma_slabs_with_thermal_misbalance
Authors D._V._Agapova,_S._A._Belov,_N._E._Molevich,_D._I._Zavershinskii
URL https://arxiv.org/abs/2206.03958
放射冷却や不特定の加熱などの非断熱プロセスの存在に伴う太陽大気の不均一性は、磁気音響(MA)波のダイナミクスと特性に大きな影響を与える可能性があります。MA波の分散特性に対するこれらの要因の共影響に対処するために、熱活性プラズマで構成される単一の磁気スラブを検討しました。摂動理論を使用して、2次元摂動のダイナミクスを決定する微分方程式を取得しました。強い磁気構造の仮定を適用して、ソーセージとキンクのMAモードの分散関係を導き出しました。コロナル条件の分散関係の数値解法を実行して、不均一性と熱的不均衡の間の相互作用を調査しました。検討した加熱シナリオでは、ソーセージとキンクの遅いMA波の両方の位相速度が、長波長限界での熱的不均衡の影響を大きく受けることがわかりました。得られた徐波散逸の特徴的なタイムスケールは、コロナで観測された波の周期と一致します。同時に、高速波の位相速度は熱の不均衡の影響を受けません。磁気構造の形状は、依然として高速波の主な分散メカニズムです。私たちの推定は、冠状状態での遅い波の散逸よりも速い波の散逸が弱いことを明らかにしています。得られた結果は、プラズマパラメータを推定するためのツールとしてだけでなく、非断熱過程を推定するためのツールとしても磁気音響波を使用するために重要です。

等角キリングベクトルを認める非静的流体球:正確な解

Title Non-static_fluid_spheres_admitting_a_conformal_Killing_vector:_Exact_solutions
Authors L._Herrera,_A._Di_Prisco,_J._Ospino
URL https://arxiv.org/abs/2206.02143
等角キリングベクトル(CKV)を受け入れる非静的球対称流体に関する一般的な研究を続けます。散逸レジームと断熱レジームの両方で、CKVのさまざまな選択に対して、正確な分析ソリューションのいくつかのファミリが見つかります。解を指定するために、流体分布の境界での接合条件の充足に加えて、複雑さの要因の消失や準相同進化など、さまざまな条件が課せられます。得られたソリューションの詳細な分析、天体物理学のシナリオへのその将来のアプリケーション、および新しいソリューションを取得するための代替アプローチについて説明します。

Axionic Festina Lente

Title Axionic_Festina_Lente
Authors Veronica_Guidetti,_Nicole_Righi,_Gerben_Venken,_Alexander_Westphal
URL https://arxiv.org/abs/2206.03494
FestinaLente(FL)として知られる沼地の推測は、準ドジッター空間内のすべての荷電粒子の質量に下限を課します。この論文では、タイプII弦理論から生じるアクシオン様粒子へのFLの拡張であるaFL(axionicFestinaLente)バインドを提案します。インスタントン作用とアクシオン崩壊定数の積は、下から真空エネルギーによって制限されていることがわかります。これは、カラビ・ヤウの3倍の次元削減を使用し、双極子のFL結果を純粋な幾何学的境界に変換することで間接的に実現されます。アクシオンブラックホールの進化とユークリッドワームホールのaFL制約について説明し、U$(1)$荷電粒子のFL境界につながる重力の議論をアクシオンに直接適用できないことを示します。さらに、ストリングインフレーションモデルの制約や動的混合によるアクシオン-光子結合など、aFLバウンドの現象論的影響についても説明します。

回転分光法$n$-プロパノール:$Aa$および$Ag$配座異性体

Title Rotational_spectroscopy_$n$-propanol:_$Aa$_and_$Ag$_conformers
Authors O._Zingsheim_and_J._Ma{\ss}en_and_H._S._P._M\"uller_and_B._Heyne_and_M._Fatima_and_L._Bonah_and_A._Belloche_and_F._Lewen_and_S._Schlemmer
URL https://arxiv.org/abs/2206.03578
第一級アルコール$n$-プロパノール(つまり、$normal$-プロパノールまたはプロパン-1-オール;C$_3$H$_7$OH)は、$Ga$、$Gg$、$Gg'の5つの異なる配座異性体で発生します。$、$Aa$、および$Ag$。$G$ファミリーの3つの配座異性体のすべての回転スペクトルは十分に説明されており、$Aa$および$Ag$配座異性体とは対照的に、それらの分光学的シグネチャの天文学的検索が可能です。私たちの目標は、回転スペクトルを特徴づけることにより、$n$-プロパノールの$Aa$および$Ag$配座異性体の天文学的検出を容易にすることです。18$-$505\、GHzの周波数領域で$n$-プロパノールの回転スペクトルを記録しました。さらに、弱い遷移を明確に割り当てることを目的として、追加の二重変調二重共鳴(DM-DR)測定を実行しました。$Aa$適合者の、および$Ag$適合者の割り当てを確認します。$Aa$$n$-プロパノールについて、実験精度($J_\textrm{max}=70$および$K_{a、\textrm{max}}=6$)の分光量子力学モデルを導出しました。さらに、$Ag$$n$-プロパノールの遷移($J_\textrm{max}=69$および$K_{a、\textrm{max}}=9$)を明確に割り当てました。そうすることで、$Ag^+$と$Ag^-$の2つのトンネリング状態の存在を証明します。$n$-プロパノールの5つの配座異性体すべての天文学的検索が、回転シグネチャを介して可能になりました。これらは、ホット分子コアSgrB2(N2)への$n$-プロパノールの検出に関する関連記事に適用されます。

$ \ alpha$-vacuumの重力子ガウス

Title Graviton_non-gaussianity_in_$\alpha$-vacuum
Authors Sugumi_Kanno,_Misao_Sasaki
URL https://arxiv.org/abs/2206.03667
一般相対性理論におけるド・ジッター空間の一般的な$\alpha$-vacuumにおけるテンソル摂動の主要な非ガウス性、つまりバイスペクトルを計算します。よく知られているBunch-Davies(BD)真空に加えて、実数パラメーター$\alpha$と位相$\phi$で表される無数のドジッター不変真空が存在します。$\alpha=0$はBDバキューム。それらは$\alpha$-vacuaと呼ばれます。標準のスローロールインフレーションでは、ドジッター不変性が適用されなくなったため、$\alpha$-vacuaは厳密な意味での関連性を失います。それでも、パラメータ$\alpha$が適切なUVカットオフで波数にわずかに依存していると仮定すると、疑似$\alpha$-vacuaを検討できます。バックグラウンド時空が純粋なド・ジッターである偽の真空インフレの場合、自明ではない(非BD)$\alpha$-真空が実際に実現される可能性があります。スペクトルが小さすぎて検出できない場合でも、バイスペクトルが指数関数的に増強されて観測によって検出できる可能性があるという興味深い結果が見つかりました。

非局所重力の枠組みにおけるPeVIceCube信号と$H_0$張力

Title PeV_IceCube_signals_and_$H_0$_tension_in_the_framework_of_Non-Local_Gravity
Authors Salvatore_Capozziello_and_Gaetano_Lambiase
URL https://arxiv.org/abs/2206.03690
我々は、PeV次のエネルギーで検出された高エネルギーニュートリノフラックスを報告するIceCubeコラボレーションによる最近の発見に対する非局所重力補正の考えられる影響を研究します。4次元演算子$\simy_{\alpha\chi}\bar{{L_{{\alpha}}}}\、H\、\chi$を考えると、IceCubeニュートリノ率と非局所的な補正が宇宙論的背景に存在するという条件で、暗黒物質の豊富さ。さらに、このメカニズムは、$H_0$張力の問題に対処するための自然な方法を構成する可能性があります。

X線およびGWデータを使用した通常のブラックホールのテスト

Title Testing_regular_black_holes_with_X-ray_and_GW_data
Authors Shafqat_Riaz,_Swarnim_Shashank,_Rittick_Roy,_Askar_B._Abdikamalov,_Dimitry_Ayzenberg,_Cosimo_Bambi,_Zuobin_Zhang,_Menglei_Zhou
URL https://arxiv.org/abs/2206.03729
アインシュタイン方程式の物理的に関連する解に時空特異点が存在することは、通常、非常に高い密度/曲率での古典的な一般相対性理論の崩壊の兆候として解釈されます。しかし、過去数十年間の多大な努力にもかかわらず、時空の特異点の問題を解決するための強力な理論的枠組みはまだありません。これに関連して、過去数年間、特異点のないブラックホール、重力崩壊、および宇宙論的モデルを説明するための現象論的シナリオの研究への関心が高まっています。本研究では、Mazza、Franzin、Liberatiによる回転する正則ブラックホールの最近の提案を検討し、利用可能なX線および重力波ブラックホールデータからそれらの正則化パラメーター$l$を測定します。$l=0$の場合、一般相対性理論の特異なカー解を回復しますが、$l\neq0$の場合、通常のブラックホールまたは通常のワームホールを持つことができます。私たちの分析は、利用可能なデータが消失する正則化パラメーター$l$と一致しており、その値を制約できることを示しています。EXO1846-031の銀河系ブラックホールのNuSTARスペクトルから、$l/M<0.49$(90%CL)が見つかります。重力波イベントGW190707Aから、$l/M<0.72$(90%CL)が見つかります。

ナノヘルツ重力波バックグラウンドとのPPTA信号の一貫性

Title Consistency_of_the_PPTA_signal_with_a_nanohertz_gravitational_wave_background
Authors Boris_Goncharov,_Eric_Thrane,_Ryan_M._Shannon,_Jan_Harms,_N._D._Ramesh_Bhat,_George_Hobbs,_Matthew_Kerr,_Richard_N._Manchester,_Daniel_J._Reardon,_Christopher_J._Russell,_Xing-Jiang_Zhu,_Andrew_Zic
URL https://arxiv.org/abs/2206.03766
パルサータイミングアレイ実験は、ナノヘルツ周波数の重力波バックグラウンドに期待されるものと一致するひずみスペクトルインデックスを備えた共通スペクトル確率過程の強力な証拠を最近報告しましたが、確実な検出に必要な空間相関の証拠は無視できますがゼロではありません。ただし、最近の分析で使用された同じモデルが、存在しないシミュレーションでの共通スペクトルプロセスの強力な証拠をもたらしたことが、ParkesPulsarTimingArray(PPTA)のコラボレーションによって指摘されました。この作業では、同じ振幅のパルサーパワースペクトルを、類似しているが異なる振幅のノイズパワースペクトルから区別する方法を紹介します。前者は、ナノヘルツ重力波背景の空間的に無相関のパルサー項の特徴ですが、後者は、アンサンブルパルサーノイズ特性を表す可能性があります。シミュレートされたデータセットで方法論をテストします。PPTAパルサーで報告されている一般的なプロセスは、パルサー項のスペクトル特性と実際に一致していることがわかります。この方法論は、実際の天体物理学的および宇宙論的背景が合格する必要がある妥当性テストの1つとして、また背景の空間的に相関のないコンポーネントに関する推論のために推奨されます。

近似計算によるアンダーソン加速:科学計算への応用

Title Anderson_acceleration_with_approximate_calculations:_applications_to_scientific_computing
Authors Massimiliano_Lupo_Pasini,_M._Paul_Laiu
URL https://arxiv.org/abs/2206.03915
アンダーソンアクセラレーション(AA)の厳密な理論的限界を提供します。これにより、残差の効率的な近似計算が可能になり、収束を維持しながら計算時間とメモリストレージを削減できます。具体的には、AAの縮小バリアントを提案します。これは、最小二乗法を射影して、縮小次元の部分空間にアンダーソン混合を計算することで構成されます。この部分空間の次元は、理論上の誤差範囲によって導かれる計算可能なヒューリスティック量によって規定されるように、各反復で動的に適応します。近似計算によって導入されたエラーを監視するためのヒューリスティックの使用は、収束の単調性のチェックと組み合わせて、残差の規定された許容しきい値内で数値スキームの収束を保証します。近似計算を使用してAAのパフォーマンスを数値的に評価します。(i)さまざまな前提条件を備えたオープンソースベンチマーク行列を使用して線形システムを解くためのリチャードソンのスキームから生じる線形決定論的​​不動点反復、および(ii)非線形決定論的​​不動点非線形の時間依存ボルツマン方程式から生じる反復。

銀河系外考古学における星の種族-運動学的分布の再構築への予測されたNesterov-Kaczmarzアプローチ

Title A_projected_Nesterov-Kaczmarz_approach_to_stellar_population-kinematic_distribution_reconstruction_in_Extragalactic_Archaeology
Authors Fabian_Hinterer_and_Simon_Hubmer_and_Prashin_Jethwa_and_Kirk_M._Soodhalter_and_Glenn_van_de_Ven_and_Ronny_Ramlau
URL https://arxiv.org/abs/2206.03925
この論文では、光学面分光器の測定値から銀河の星の種族-運動学的分布関数を再構築する問題について考察します。これらの量は、高次元の積分方程式を介して接続されます。この問題を解決するために、問題の構造を効率的に活用し、滑らかさや非負の制約などの物理的な事前情報を組み込む、射影されたNesterov-Kaczmarz再構成(PNKR)法を提案します。再構成アプローチのパフォーマンスをテストするために、既知のグラウンドトゥルース密度からシミュレートされたデータセットに適用し、広く使用されているpPXFソフトウェアによって取得された回復と比較することによって検証します。

S2スターで超軽量ボソンの許容質量範囲を遮断する

Title Shutting_the_allowed_mass_range_of_the_ultralight_bosons_with_S2_star
Authors Riccardo_Della_Monica,_Ivan_de_Martino
URL https://arxiv.org/abs/2206.03980
銀河中心にある超大質量ブラックホールの周りの星S2の軌道運動を利用して、超軽量ボソンの質量の許容範囲を狭めています。超軽量ボソンがハローの最も内側の部分でソリトン暗黒物質コアを形成することはよく知られています。このようなソリトンのスケールの長さは、ボソンの質量の逆数に依存します。一方、銀河中心の星の軌道運動は、バリオンか暗いかにかかわらず、物質の分布に依存します。したがって、S2の将来の位置天文および分光観測は、ボソンの質量に上限を設けると予測します。これは、実際、補完的な制約が考慮されると、ボソンの質量の許容範囲を制限するのに役立ちます。