| Title |
Cosmological_Magnetic_Fields_from_Primordial_Kerr-Newman_Black_Holes |
| Authors |
Dan_Hooper,_Aurora_Ireland,_and_Gordan_Krnjaic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04066 |
私たちの宇宙の宇宙論的磁場の起源は謎のままです。この研究では、これらの磁場が、帯電した回転する原始ブラックホールの集団によって初期宇宙で生成された可能性があるかどうかを検討します。この目的のために、この集団によって生成された磁場の強さを計算し、現在の時代までのそれらの進化を説明します。質量範囲$M\sim10^{28}-10^{36}\、{\rmg}$の極値ブラックホールは、現在の値が$B\sim10と同じ大きさの磁場を生成する可能性があることがわかります。^{-20}-10^{-15}\、{\rmG}$。これらの回転する帯電したブラックホールの起源についてはほとんど知らないままですが、新しい物理学が、初期の宇宙でブラックホールを帯電した状態に一時的に維持できた可能性のある化学ポテンシャルをどのように誘発したかについて簡単に説明します。
BOSS銀河の4点相関関数によるパリティ違反のプロービング
初期の宇宙におけるパリティ違反の物理学は、遅い時間の観測量に検出可能な痕跡を残す可能性があります。ベクトル型およびテンソル型のパリティ違反は宇宙マイクロ波背景放射の$B$モードで観察できますが、スカラー型の署名は4点相関関数（4PCF）以降でのみ表示されます。この作業は、$[20,160]h^{-1}\mathrm{Mpc}$の範囲の銀河分離を考慮して、BOSSCMASSサンプルの4PCFでのパリティ違反のブラインドテストを示します。パリティ奇数4PCFには、標準の$\Lambda$CDM物理学からの寄与が含まれておらず、最近開発された推定量を使用して効率的に測定できます。データは、ノンパラメトリック順位検定（BOSS4PCFを現実的なシミュレーションの検定と比較）と圧縮された$\chi^2$分析の両方を使用して分析され、前者はガウス尤度の仮定を回避します。これらは同様の結果を見つけ、ランクテストでは$99.6\％$（$2.9\sigma$）の検出確率が得られます。これは、宇宙論的情報源または分類学のいずれかからのパリティ違反の重要な証拠を提供します。いくつかの体系的なテストを実行します。これらは観測的なアーティファクトを明らかにしませんが、BOSSデータの統計的特性を忠実に表していないシミュレーションが検出の原因である可能性を排除することはできません。私たちの測定値は、パリティ違反の物理モデルを制約するために使用できます。例として、インフラトンと$U（1）$ゲージ場の間の結合を検討し、後者のエネルギー密度に境界を設定します。これは、以前に報告されたものよりも数桁強力です。DESIやEuclidなどの今後の調査では、パリティ違反の検出が新しい物理学によるものかどうかが明らかになり、さまざまなモデルの限界が強化されます。
{\ Lambda}バリオンを使用したCDMとMOND：Magneticumシミュレーションでのユニバーサル加速度スケールの時間発展
| Title |
{\Lambda}CDM_with_baryons_vs._MOND:_the_time_evolution_of_the_universal_acceleration_scale_in_the_Magneticum_simulations |
| Authors |
Alexander_C._Mayer,_Adelheid_F._Teklu,_Klaus_Dolag,_Rhea-Silvia_Remus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04333 |
修正ニュートン力学（MOND）は、標準のコールドダークマター（CDM）パラダイムの代替であり、普遍的な加速度スケールa_0を特徴とする、低加速度でのニュートンの運動の法則の変更を提案します。銀河の回転曲線の観測を説明し、回転加速度関係（RAR）と呼ばれる、銀河のバリオニック加速度と全加速度の特定のスケーリング関係を予測します。これは、質量不一致加速度関係（MDAR）と同等に定式化できます。SPARCなどの観測データにこれらの関係が出現したことで、標準の{\Lambda}CDMモデルを使用した宇宙論的シミュレーションにおける同様の関係の存在が調査されました。ここでは、宇宙論的、流体力学的シミュレーション（Magneticum）から抽出された銀河の大規模なサンプルを使用して、{\Lambda}CDMでMONDによって予測されたものと同様のRARおよびMDARの存在を報告します。さらに、Magneticumの銀河をさまざまな赤方偏移で使用することにより、これらの銀河にMOND力の法則を当てはめることにより、推定加速度パラメーターa_0の宇宙論的時間による進化の予測が導き出されます。Magneticumでは、a_0の最適なフィットは、赤方偏移z=0からz=2まで約3倍に増加することがわかります。これは、MONDと{\Lambda}CDMを観測的に区別するための宇宙論的シミュレーションからの強力なテストを提供します。
高速電波バーストからのヘリウム存在量に対する制約
分散測定（DM）と赤方偏移の関係を通じて、高速電波バースト（FRB）は非常に有望な宇宙論的プローブであると考えられています。この論文では、FRBのDM-z関係を使用して、宇宙のヘリウム存在量（$Y_{\rmHe}$）を研究しようとしました。まず、私たちの研究では、既知の赤方偏移を持つ17の現在のFRBを使用しました。ただし、赤方偏移が低く、$Y_{\rmHe}$と$\Omega_bh^2$の間の縮退が強いため、このカタログではヘリウムの存在量を適切に制限できませんでした。次に、$z\in[0、\、1.5]$を使用して500個の低赤方偏移FRBモックデータをシミュレートし、$Y_{\rmHe}$の制約能力を予測しました。$Y_{\rmHe}$と$\Omega_bh^2$の間の縮退をさらに解消するために、プランク測定値$（R、l_A、\Omega_bh^2）$のシフトパラメーターを事前に導入しました。$\Omega_bh^2$はバリオン密度パラメーターを表し、$R$と$l_A$はそれぞれ、再結合までのスケーリングされた距離と再結合時の音の地平線の角度スケールに対応します。ヘリウム存在量の標準偏差を取得しました：$\sigma（{Y_{\rmHe}}）=0.025$。最後に、$[0、\、3]$の赤方偏移分布を持つ2000個のより高い赤方偏移FRBデータを検討し、$Y_{\rmHe}$の拘束力が2倍以上改善されることを発見しました。$\sigma（{Y_{\rmHe}}）=0.011$。これは、赤方偏移が大きいFRBデータが、ヘリウムの存在量に対してより適切な制約を提供できることを示しています。うまくいけば、SquareKilometerArrayからの高赤方偏移を伴う大きなFRBサンプルが、近い将来、ヘリウム存在量の高精度測定を提供できるようになります。
複雑な学習からの簡単な教訓：神経ネットワークモデルが宇宙構造形成について学ぶこと
| Title |
Simple_lessons_from_complex_learning:_what_a_neural_network_model_learns_about_cosmic_structure_formation |
| Authors |
Drew_Jamieson,_Yin_Li,_Siyu_He,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_Shirley_Ho,_Renan_Alves_de_Oliveira,_David_N._Spergel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04573 |
ニューラルネットワークモデルをトレーニングして、宇宙論的N体シミュレーションの全位相空間進化を予測します。その成功は、ニューラルネットワークモデルが、シミュレーションの初期条件を後の深い非線形領域での結果に関連付けるグリーン関数の展開を正確に近似していることを意味します。正確な解がわかっているか、拡張がよく理解されている、よく理解されている単純なケースでのパフォーマンスを評価することにより、この近似の精度をテストします。これらのシナリオには、球形構成、孤立した平面波、および2つの相互作用する平面波が含まれます。トレーニングに使用されるガウス確率場とは非常に異なる初期条件です。私たちのモデルは、これらのよく理解されたシナリオによく一般化されており、ネットワークが一般的な物理原理を推測し、複雑なランダムガウストレーニングデータから非線形モード結合を学習したことを示しています。これらのテストは、モデルの長所と短所を見つけ、モデルを改善するための戦略を特定するための有用な診断にもなります。また、横モードのみを含む初期条件でモデルをテストします。これは、フェーズだけでなく、トレーニングセットで使用される縦方向の成長モードからの進化も異なるモードのファミリーです。ネットワークがトレーニングセットに直交するこれらの初期条件に遭遇すると、モデルは完全に失敗します。これらの単純な構成に加えて、密度、変位、および運動量パワースペクトルのモデルの予測を、N体シミュレーションの標準的な初期条件で評価します。これらの要約統計量を、N体の結果およびCOLAと呼ばれる近似の高速シミュレーション方法と比較します。私たちのモデルは、$k\sim1\\mathrm{Mpc}^{-1}\、h$の非線形スケールでパーセントレベルの精度を達成し、COLAよりも大幅に改善されています。
| Title |
Field_Level_Neural_Network_Emulator_for_Cosmological_N-body_Simulations |
| Authors |
Drew_Jamieson,_Yin_Li,_Renan_Alves_de_Oliveira,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_Shirley_Ho,_David_N._Spergel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04594 |
非線形領域で正確な宇宙構造形成のためのフィールドレベルエミュレータを構築します。私たちのエミュレーターは、線形入力に基づいてN体シミュレーション粒子の非線形変位と速度を出力するようにトレーニングされた2つの畳み込みニューラルネットワークで構成されています。宇宙論の依存関係は、ニューラルネットワークの各層でスタイルパラメーターの形式でエンコードされ、エミュレーターが広範囲の背景物質密度にわたって異なるフラットな$\Lambda$CDM宇宙論間の構造形成の結果を効果的に補間できるようにします。ニューラルネットワークアーキテクチャは、モデルを構築によって微分可能にし、高速フィールドレベルの推論のための強力なツールを提供します。赤方偏移空間の歪みがある場合とない場合の密度パワースペクトル、変位パワースペクトル、運動量パワースペクトル、密度バイスペクトル、ハローアバンダンス、赤方偏移スペースがある場合とない場合のハロープロファイルなど、いくつかの要約統計量を考慮して、メソッドの精度をテストします。歪み。エミュレーターからのこれらの統計を、完全なN体の結果、COLA法、および宇宙論的依存性のない基準ニューラルネットワークと比較します。私たちのエミュレーターは、$k\sim1\\mathrm{Mpc}^{-1}\、h$のスケールまで正確な結果を提供し、COLAと基準ニューラルネットワークの両方を大幅に改善していることがわかります。また、エミュレーターが、追加のスタイルパラメーターや再トレーニングを必要とせずに、原始的な非ガウス性を含む初期条件にうまく一般化することも示しています。
アクシオンミニクラスターの自己無撞着な波の記述と銀河におけるそれらの生存
| Title |
A_self-consistent_wave_description_of_axion_miniclusters_and_their_survival_in_the_galaxy |
| Authors |
Virgile_Dandoy,_Thomas_Schwetz,_Elisa_Todarello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04619 |
波動関数のWKB仮説に基づくシュレディンガー・ポアソンシステムの解を提示します。このようにして、ランダムな位相を持つエネルギー固有状態の重ね合わせによって、重力で束縛されたアクシオン暗黒物質の塊の記述を取得します。エディントンの公式に関連する放射状密度分布と位相空間密度$f（E）$の自己無撞着なペアに適用できます。これを銀河系のアクシオンミニクラスターのモデルとして採用し、量子力学で知られている標準的な摂動理論法を使用した星の遭遇最後に、モンテカルロ研究を実行して、銀河の暗黒物質ハロー内のアクシオンミニクラスターの生存率を推定します。摂動に対する反応と生存確率がわかります。密度プロファイルに大きく依存します。弱く結合したクラスターは加熱され、最終的には破壊されますが、より強く結合したシステムは、摂動の結果としてさらにコンパクトになり、drアクシオンスター構成に向けて。
LoTSS-DR2フィールドの非プランク銀河団からの拡散電波放射
| Title |
Diffuse_radio_emission_from_non-Planck_galaxy_clusters_in_the_LoTSS-DR2_fields |
| Authors |
D._N._Hoang,_M._Br\"uggen,_A._Botteon,_T._W._Shimwell,_X._Zhang,_A._Bonafede,_L._Bruno,_E._Bonnassieux,_R._Cassano,_V._Cuciti,_A._Drabent,_F._de_Gasperin,_F._Gastaldello,_G._Di_Gennaro,_M._Hoeft,_A._Jones,_G._V._Pignataro,_H._J._A._R\"ottgering,_A._Simionescu,_and_R._J._van_Weeren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04666 |
銀河団ガス（ICM）に大規模な磁場と超相対論的電子が存在することは、拡散電波シンクロトロン源、いわゆる電波ハローと遺物の検出によって確認されます。スペクトルが急峻であるため、これらのソースは、特に低質量システムでは、数GHzを超える周波数で検出されることはめったにありません。この研究の目的は、低質量銀河団の拡散電波源を発見して特徴づけ、それらの起源とホストクラスターの特性によるスケーリングを理解することです。低周波アレイ（LOFAR）の2メートルの空の調査-データリリース2（LoTSS-DR2）フィールドで、低質量銀河団からのクラスタースケールの電波放射を検索しました。既存の光学（Abell、DESI、WHL）およびX線（comPRASS、MCXC）カタログを利用しました。LoTSS-DR2データはさらに処理され、拡散源の検出と特性評価に使用される画像の品質が向上しました。28個の銀河団で拡散電波放射を検出しました。確認された（候補）ハローと遺物の数は、それぞれ6（7）と10（3）です。このうち、LOFARは11個のハローと候補者を含む10個の遺物を新たに発見しました。これらに加えて、5つの拡散源が尾のある電波銀河で検出され、おそらくホストクラスターの形成中の合併に関連しています。他の13の拡散ソースを分類することはできません。新しく検出された拡散ソースを、無線電力とホストクラスターの質量の間のスケーリング関係に配置することにより、既知のソースと比較します。
Col-OSSOS：2種類のカイパーベルト表面
| Title |
Col-OSSOS:_The_Two_Types_of_Kuiper_Belt_Surfaces |
| Authors |
Wesley_C._Fraser,_Rosemary_E._Pike_Michael_Marsset,_Megan_E._Schwamb,_Michele_T._Bannister,_Laura_Buchanan,_JJ_Kavelaars,_Susan_D._Benecchi,_Nicole_J._Tan,_Nuno_Peixinho,_Stephen_D._J._Gwyn,_Ying-Tung_Chen,_Brett_Gladman,_and_Kathryn_Volk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04068 |
外側太陽系起源調査（Col-OSSOS）の色は、92個のカイパーベルトオブジェクト（KBO）の高品質でほぼ同時の（g-r）および（r-J）色を収集し、一部には（u-g）および（r-z）が収集されました。調査とデータ分析の現状を紹介します。ほとんどの氷体の光学色が赤くなる曲線に広く従うことを認識して、縦座標に沿った光学NIRの主な非線形特徴を修正する光学NIR色の新しい投影を提示します。投影された色の分岐の証拠が見つかります。これは、光学NIRで対角線の空の領域として表示されます。過去の色の調査を再分析すると、同じ分岐点が明らかになります。これは、2つの別個の表面クラスの証拠として解釈されます。BrightIRクラスは全範囲の光学色にまたがり、赤みを帯びた曲線に広く従いますが、FaintIRオブジェクトは光学色が制限されており、NIRではBrightIRオブジェクトよりも明るくありません。2クラスモデルを提示します。各クラスのオブジェクトは、別々の青と赤の素材の組み合わせで構成されており、色の範囲が広いです。スペクトルは、ある遷移波長で交差する、異なる勾配を持つ線形光学およびNIRスペクトルとしてモデル化されます。2つのクラスの基礎となるスペクトル特性は、UV-光学-NIR色空間（$0.4\lesssim\lambda\lesssim1.4\mbox{$\mu$m}$）で観察された構造を完全に再現します。これには、Col-OSSOSおよびH/WTSOSSデータセット、コールドクラシックKBOが励起されたオブジェクトよりも低い（r-z）色を持つ傾向、およびよく知られているバイモーダル光学色分布。
Col-OSSOS：海王星の共鳴における表面クラスの分布
| Title |
Col-OSSOS:_The_Distribution_of_Surface_Classes_in_Neptune's_Resonances |
| Authors |
Rosemary_E._Pike,_Wesley_C._Fraser,_Kathryn_Volk,_J.J._Kavelaars,_Michael_Marsset,_Nuno_Peixinho,_Megan_E._Schwamb,_Michele_T._Bannister,_Laura_E._Buchanan,_Susan_Benecchi,_Nicole_Tan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04083 |
共鳴外縁天体（TNO）の表面クラスの分布は、原始微惑星円盤と巨大惑星移動に対する制約を提供します。TNOの表面をよりよく理解するために、外部太陽系起源調査（Col-OSSOS）の色は92個のTNOのマルチバンド測光を取得し、TNOの表面は2つの表面分類、BrightIRとFaintIRによって十分に記述できることを発見しました。。これらの分類には両方とも光学的に赤いメンバーが含まれ、主にそれらの近赤外スペクトル勾配がそれらの光学スペクトル勾配に類似しているかどうかに基づいて区別されます。動的に励起されていない軌道を持つコールドクラシックTNOの大部分は、FaintIR表面分類を持っており、FaintIR表面を持つ他の動的分類のTNOは、コールドクラシックTNOと共通の起源を共有していると推測されます。共鳴集団と冷たい古典的で動的に励起されたTNOの可能な親集団との比較は、3：2がFaintIRクラスからの寄与が最小限であることを明らかにし、$\nu_8$永年共鳴が3：2付近の領域をクリアすることと一致します。スイープキャプチャが発生しました。逆に、FaintIRクラスは、4：3共鳴、2：1共鳴、および冷たい古典帯内の共鳴で過剰に表されており、原始惑星系円盤に〜<34.6auから〜>47auの間に形成されたFaintIR表面を意味します。、ただし、外側の境界は、移行中の共鳴掃引の程度に依存します。海王星の共鳴におけるFaintIR表面の有無は、海王星の移動の歴史、$\nu_8$の進化、および初期の微惑星ディスクにおける表面クラスの分布に重大な制約を与えます。
Col-OSSOS：原始惑星系円盤から受け継いだ組成勾配の証拠？
| Title |
Col-OSSOS:_Evidence_for_a_compositional_gradient_inherited_from_the_protoplanetary_disk? |
| Authors |
Micha_el_Marsset,_Wesley_C._Fraser,_Megan_E._Schwamb,_Laura_E._Buchanan,_Rosemary_E._Pike,_Nuno_Peixinho,_Susan_Benecchi,_Michele_T._Bannister,_Nicole_J._Tan,_and_J.J._Kavelaars |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04096 |
現在のカイパーベルトでは、組成クラスの数とこれらのクラスの軌道分布は、太陽系にとって重要な宇宙進化論的意味を持っています。Fraseretal。によるコンパニオンペーパーでは、観測された小さな（H>6）太陽系外縁天体（TNO）の色分布は、brightIRとfaintIRという名前の2つの組成クラスのみの存在によって説明できることを示しています。各クラスの色の範囲は、2つの材料の端成分の混合によって管理されます。ここでは、Fraseretal。によって特定された2つのカラークラスの軌道分布を調査します。そして、brightIRクラスのオブジェクトの軌道傾斜角がそれらの光学色と相関していることを発見します。海王星との散乱段階でのTNOの軌道進化を調査する数値シミュレーションの出力を使用して、この相関が、brightIRクラスからのTNOが付着したヘリオセントリック距離の範囲で、初期の原始惑星系円盤の組成勾配を反映する可能性があることを示します。ただし、この解釈と冷たい古典的なTNO間の青い汚染物質の存在との間の緊張、および検出された相関の可能な代替起源は、現在、提案された解釈に不確実性を負っています。
原始惑星系円盤の$M_ {\ rm d}-M_ \star$および$\dot M-M_ \ star
$相関の時間発展について：粘性のあるタイムスケールは恒星の質量とともに増加します
| Title |
On_the_time_evolution_of_the_$M_{\rm_d}_-_M_\star$_and_$\dot_M_-_M_\star$_correlations_for_protoplanetary_discs:_the_viscous_timescale_increases_with_stellar_mass |
| Authors |
Alice_Somigliana,_Claudia_Toci,_Giovanni_Rosotti,_Giuseppe_Lodato,_Marco_Tazzari,_Carlo_Manara,_Leonardo_Testi_and_Federico_Lepri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04136 |
星形成領域の大規模な調査では、恒星の質量とディスクの質量$M_{\mathrm{d}}\propto{M_{\star}}^{\lambda_{などのディスクのパラメータとのべき乗則の相関関係が明らかになりました。\mathrm{m}}}$と降着率$\dotM\propto{M_{\star}}^{\lambda_{\mathrm{acc}}}$。観測された勾配は時間とともに増加しているように見えますが、これらの相関関係の確立とその後の進化の背後にある理由はまだ不明です。原始惑星系円盤の母集団のべき乗則の初期条件に対する粘性進化の影響の理論的分析を行います。進化した母集団の場合、粘性進化により2つの相関が同じ勾配$\lambda_{\mathrm{m}}$=$\lambda_{\mathrm{acc}}$になるように強制され、この制限は一意であることがわかります。初期勾配$\lambda_{\mathrm{m}、0}$および$\lambda_{\mathrm{acc}、0}$によって決定されます。初期値の差$\delta_0=\lambda_{\mathrm{m}、0}-\lambda_{\mathrm{acc}、0}$が$1より大きい場合、観測値から主張される増加傾向を回復します。/2$;さらに、この増加傾向は、粘性のあるタイムスケールと恒星の質量との間の正の相関の結果であることがわかります。また、ディスク母集団合成の数値シミュレーションの結果を示します。これにより、スプレッドを導入し、サンプリングの効果を分析することができます。これは、分析予測との良好な一致を示しています。最後に、数値結果と観測データの予備比較を実行します。これにより、初期条件のパラメーター空間を$\lambda_{\mathrm{m}、0}\in[1.2、2.1]$、$に制限できます。\lambda_{\mathrm{acc}、0}\in[0.7、1.5]$。
原始惑星系円盤のHCN雪線：氷脱着実験からの制約
| Title |
HCN_snowlines_in_protoplanetary_disks:_constraints_from_ice_desorption_experiments |
| Authors |
Jennifer_B._Bergner,_Mahesh_Rajappan,_Karin_I._Oberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04265 |
HCNは、星や惑星を形成する領域で最も一般的に検出される分子の1つです。星形成物理学のトレーサー、窒素天体化学のプローブ、およびプレバイオティクス化学スキームの成分として広く関心があります。それにもかかわらず、HCNの最も基本的な天体化学的特性の1つは、十分に特徴付けられていないままです。それは、その熱脱離挙動です。ここでは、原始惑星系円盤のHCN昇華前線を予測することに焦点を当てて、天体物理学的に関連する条件でのHCNの熱脱着を特徴付ける一連の実験を紹介します。3207\pm197Kおよび4192\pm68KのHCN-HCNおよびHCN-H2O結合エネルギーを導き出します。これは、ディスクのミッドプレーン昇華温度が約85Kおよび103Kに相当します。一般的なミッドプレーン温度プロファイルの場合、HCNは昇華を開始するだけです。H2Oスノーラインの外部に1-2au。さらに、H2Oが優勢な混合物（20：1H2O：HCN）では、H2Oが結晶化するまで、HCNの大部分が氷に閉じ込められたままであることがわかります。したがって、HCNは、H2Oに富む微惑星が形成されるほぼすべての半径で円盤状の氷に保持される可能性があります。これは、惑星表面への氷のような体の衝撃が、この潜在的なプレバイオティクス成分を一般的に提供するはずであることを意味します。残っている未知数は、HCNが純粋であるか、天体物理学の氷の中でH2Oと混合されている程度であり、これはHCNの脱着挙動と氷相化学の結果に影響を与えます。純粋なHCNとHCN：H2Oの混合物は、明確なIRバンドを示し、JamesWebbSpaceTelescopeが星や惑星を形成する領域でのHCNの混合環境を解明し、これらの未解決の問題に対処する可能性を高めます。
岩と氷の体への潮汐の洞察：紹介と概要
| Title |
Tidal_insights_into_rocky_and_icy_bodies:_An_introduction_and_overview |
| Authors |
Amirhossein_Bagheri,_Michael_Efroimsky,_Julie_Castillo-Rogez,_Sander_Goossens,_Ana-Catalina_Plesa,_Nicolas_Rambaux,_Alyssa_Rhoden,_Michaela_Walterov\'a,_Amir_Khan,_Domenico_Giardini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04370 |
固体の潮汐は、惑星体の内部構造、進化、および起源に関する重要な情報を提供します。私たちの太陽系は、岩石、氷、ガス、またはそれらすべての混合物で構成されるものを含む、非常に多様な惑星体の集団を抱えています。地球の内部についての知識を推測するために、地球物理学的手法の豊富な武器が数年にわたって開発されてきましたが、他の太陽系の物体の内部を調査するためのツールの在庫は限られたままです。地球、月、火星でしか利用できない地震データにより、潮汐応答の観測を含む測地測定は特に価値があり、したがって、いくつかの太陽系体の内部と歴史を理解する上で重要な役割を果たしてきました。惑星体の内部構造に対する制約を取得する手段として潮汐応答測定を使用するには、惑星が形成される材料の粘弾性反応を適切に理解する必要があります。ここでは、潮汐モデリングの基本的な側面と、潮汐応答の研究に基づいて、現在の内部特性といくつかの惑星と衛星の進化に関する情報を確認します。まず、粘弾性と潮汐応答の理論の概要から始めます。次に、宇宙から提供されたデータの分析から得られた、水星、金星、火星とその衛星、月、および巨大惑星の最大の衛星の潮汐応答と推定構造に関する情報について説明します。ミッション。また、現在計画されているミッションによって提供される今後の可能性についても要約します。
土星-質量惑星の存在を示唆するCSCha周連星円盤の形態
| Title |
The_morphology_of_CSCha_circumbinary_disk_suggesting_the_existence_of_a_Saturn-mass_planet |
| Authors |
N._T._Kurtovic,_P._Pinilla,_Anna_B._T._Penzlin,_M._Benisty,_L._P\'erez,_C._Ginski,_A._Isella,_W._Kley,_F._Menard,_S._P\'erez,_A._Bayo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04427 |
惑星は、そのような環境での形成中に直面した追加の課題にもかかわらず、いくつかの異なるシステムの周連星軌道で検出されています。周連星円盤を解析することにより、分光連星CSChaにおける惑星形成の可能性を調査します。このシステムは、0.87mmでの高角度分解能ALMA観測で研究されました。視程モデリングとケプラーフィッティングを使用してCSChaの物理的特性を制約し、観測結果を流体力学シミュレーションと比較しました。私たちの観測は、ダスト連続放出と12COJ：3-2遷移のディスク空洞を解決することができます。ダスト連続体ディスクは、方位角方向に軸対称であり（リングに沿った強度変動の9％未満）、離心率が低い（リングのピーク輝度で0.039）ことがわかります。特定の条件下では、惑星を必要とせずにシミュレートされたディスクで低い離心率を達成できますが、低い離心率と軸対称性の組み合わせは、空洞の端の近くを周回する土星のような惑星の存在と一致しています。
惑星系における1/2、2 / 1、1/1逆行平均運動共鳴の数値研究
| Title |
A_numerical_study_of_the_1/2,_2/1_and_1/1_retrograde_mean_motion_resonances_in_planetary_systems |
| Authors |
G.A._Carit\'a,_A._C._Signor,_M.H.M._Morais |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04526 |
太陽質量星、木星質量惑星、および質量がゼロの追加の物体で構成される3体問題における1/2、2/1、および1/1逆行性平均運動共鳴の安定性に関する数値研究を提示します（楕円形の制限された3体問題）または海王星、土星、または木星のいずれかに対応する質量（惑星3体問題）。各システムについて、n体数値積分器REBOUNDを使用して安定性マップを取得し、カオスインジケーターの平均指数関数的成長係数（MEGNO）を計算します。周期軌道のファミリーがすべての構成に存在し、それらが単一の共鳴引数またはすべての共鳴引数（不動点）のいずれかの秤動に対応することを示します。楕円制限3体問題で得られた結果を文献の以前の結果と比較し、円形制限、楕円制限、および惑星3体問題におけるこれらの逆行共振の位相空間トポロジー間の相違点と類似点を示します。
逆行軌道、共鳴および安定性について
まず、逆行軌道構成と、逆行共振のモデリングと識別に関する以前の作業を確認します。次に、平面円形制限3体問題の低質量比レジームでの順行構成に関する逆行構成の強化された安定性に関する新しい結果を示します。太陽系の巨大惑星と逆行共鳴している小天体の最近の発見に動機付けられて、質量比0.001のケースを調査し、2/1と1の離心率に対する半主軸のグリッドで新しい安定性マップを示します。/2逆行共鳴。最後に、2/1および1/2逆行共鳴の安定境界が共鳴軌道の形状にどのように関連しているかを説明します。
乱れた外側の天の川円盤
| Title |
The_disturbed_outer_Milky_Way_disc |
| Authors |
Paul_J._McMillan,_Jonathan_Petersson,_Thor_Tepper-Garcia,_Joss_Bland-Hawthorn,_Teresa_Antoja,_Laurent_Chemin,_Francesca_Figueras,_Shourya_Khanna,_Georges_Kordopatis,_Pau_Ramos,_Merce_Romero-G\'omez,_George_Seabroke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04059 |
天の川の円盤の外側の部分は、かなり平衡状態から外れています。ガイアの初期データリリース3からの星の距離と固有運動のみを使用して、|b|<10{\deg}、130{\deg}<l<230{\deg}の範囲で、ディスク内の星について銀河中心から約10〜14kpcの間では、垂直速度は、角運動量、方位角、および銀河面の上下の位置に強く依存します。さらに、この振る舞いが、外側の天の川円盤の星の速度分布の二峰性にどのように変換されるかを示します。天の川銀河といて座矮星に似た摂動体とのインパルスのような相互作用のN体モデルを使用して、このメカニズムが同様の擾乱を生成できることを示します。この相互作用が太陽近傍で見られるものと同様の位相スパイラルを生成する可能性があることはすでに示されています。外側の銀河のこの下部構造の詳細は、銀河の摂動のタイミングや重力ポテンシャルに非常に敏感であり、したがって、天の川の歴史と構造を解きほぐすための鍵となる可能性があると私たちは主張します。
天の川銀河の宇宙論的ズームインシミュレーションにおける高度に$r$プロセスで強化された星の起源
| Title |
Origin_of_Highly_$r$-Process-Enhanced_Stars_in_a_Cosmological_Zoom-in_Simulation_of_a_Milky_Way-like_Galaxy |
| Authors |
Yutaka_Hirai,_Timothy_C._Beers,_Masashi_Chiba,_Wako_Aoki,_Derek_Shank,_Takayuki_R._Saitoh,_Takashi_Okamoto,_Junichiro_Makino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04060 |
$r$-process-enhanced（RPE）星は、天の川の集合の歴史と最も重い元素の元素合成の化石記録を提供します。$R$-ProcessAlliance（RPA）などによる観測の分析により、数百のRPE星が、天の川（MW）の付加された矮星伴銀河から来た可能性が高い化学力学的にタグ付けされたグループに関連付けられていることが確認されました。しかし、MWでRPE星がどのように形成されるかはまだわかりません。ここでは、MWのような銀河の高解像度の宇宙論的ズームインシミュレーションを実行し、RPE星が主に$r$プロセス要素で強化されたガス塊で形成されることを示します。[Fe/H]$\、<-2.5$の場合、最も高度なRPE（$r$-II;[Eu/Fe]$>+0.7$）の星は、$が豊富な低質量の矮小銀河で形成されます。r$-プロセス要素は、より高い金属量を持つものがその場で形成されますが、必ずしも矮小銀河のメンバーではなかった局所的に強化されたガスの塊になります。この結果は、低質量の付着矮小銀河が[Fe/H]$\、<-2.5$の$r$-II星の主な形成場所であることを示唆しています。また、ほとんどの低金属量の$r$-II星は、ハローのような運動学を示すことがわかります。同じハローで形成されたいくつかの$r$-II星は、観測で見られるように、[Fe/H]の分散が低く、[Eu/Fe]の分散がやや大きいことを示しています。シミュレーションで見つかった$r$-II星の割合も、RPAからの観測に見合ったものであり、ハロー$r$-II星の予測[Eu/Fe]の分布は観測されたものとよく一致しています。これらの結果は、RPE星がそれらの形成の初期段階の貴重なプローブにもなり得ることを示しています。
Musca分子雲：完璧な「フィラメント」はまだシートです
| Title |
The_Musca_molecular_cloud:_The_perfect_"filament"_is_still_a_sheet |
| Authors |
A._Tritsis,_F._Bouzelou,_R._Skalidis,_K._Tassis,_T._En{\ss}lin,_G._Edenhofer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04074 |
Musca分子雲の真の3次元（3D）形態は、最近大きな注目を集めているトピックです。ムスカは強い星形成活動を示さないことを考えると、その形を明らかにすることは、分子雲内の第一世代の星の形成を指示する物理学に関する重要な情報も明らかにする可能性があります。ここでは、Muscaの形状を再検討し、視線の次元に沿って拡張された形状を指す包括的な証拠を提示します。（a）異なる絶滅の3Dマップ。（b）シート状の磁気的に支配されたシミュレートされた雲からのCO回転遷移の新しい非局所熱力学的平衡放射伝達シミュレーション。（c）利用可能なCO観測の効果的/臨界密度分析。（d）理論的な星形成の観点から、フィラメント状の構造が持っていたであろう間接的な結果。観察証拠の完全なコレクションは、Muscaがシート状の形状をしていることを強く示唆していると結論付けます。
さまざまな恒星調査における[C/Fe]の存在量と炭素で強化された金属に乏しい星の割合の不一致について
| Title |
On_the_inconsistency_of_[C/Fe]_abundances_and_the_fractions_of_carbon-enhanced_metal-poor_stars_among_various_stellar_surveys |
| Authors |
Anke_Arentsen,_Vinicius_M._Placco,_Young_Sun_Lee,_David_S._Aguado,_Nicolas_F._Martin,_Else_Starkenburg,_Jinmi_Yoon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04081 |
炭素過剰金属欠乏（CEMP）星は、ファーストスターと密接に関連しているため、および/または非常に低い金属量でのバイナリ相互作用の調査を可能にするため、銀河考古学のユニークなリソースです。さまざまな銀河環境におけるCEMP星の割合と特性を比較することで、天の川のハローとその構成要素の形成と進化について独自の洞察を得ることができます。この作業では、非常に金属の少ない（[Fe/H]<-2.0）星のさまざまな文献サンプルからのCEMP星の割合を直接比較することが有効かどうかを調査します。過去25年間に公開されたCEMPフラクションと銀河ハロー星のサンプルをまとめたところ、それらがすべて互いに一致しているわけではないことがわかりました。巨星に焦点を当てると、[Fe/H]と[C/Fe]の傾向、およびCEMP星の分布を比較すると、さまざまな調査の間に大きな違いがあります。低解像度の分光サンプルの分析パイプラインの役割をテストするために、SSPPおよびFERREパイプラインを使用したさまざまな調査からの巨星を再分析しました。[C/Fe]に〜0.1-0.4dexの系統的な違いがあり、恒星の大気パラメータによる縮退とは部分的に無関係であることがわかりました。これらの体系は、異なるパイプラインアプローチ、採用された合成グリッドの異なる仮定、および/または異なる進化段階の比較による可能性があります。非常に金属の少ないサンプル（の分析）における現在のバイアスは、さまざまな調査を比較することから導き出せる結論を制限すると結論付けます。コミュニティが銀河考古学のためのCEMP星の可能性を最大限に引き出すのに役立つことを願って、いくつかの推奨事項と提案を提供します。
宇宙線エディントン限界の銀河
宇宙線は、銀河内の拡散ガスのダイナミクスにおいて非常に重要であり、静水圧平衡を維持するのに役立ち、星形成の調整力として機能することが示されています。この論文では、ソクラテスらによって最初に提案された宇宙線エディントン限界の理論を再検討することによって、銀河に対する宇宙線の影響に対処します。（2008）そしてCrocker等によって詳しく述べられました。（2021a）およびHuang＆Davis（2022）。宇宙線エディントン限界は、それを超えると星間ガスが静水圧平衡にならず、風が発生する最大宇宙線エネルギー密度を表します。この論文では、銀河周辺の環境を説明する一般的なフレームワークを導入し、それを星形成銀河集団の良い代表的なサンプルであると私たちが信じる5つの銀河に適用することによって、宇宙線エディントン限界のアイデアを探求し続けます。各銀河にこの限界に到達するための最良の機会を与えるものを決定するためのさまざまな宇宙線輸送モデル。宇宙線のエディントン限界は存在しますが、私たちの5つの銀河では、限界は、各銀河の測定値よりもはるかに大きい星形成率またははるかに低いガス密度のいずれかで低下することを示しています。これは、宇宙線の圧力がスターバースト銀河の光度を制限する主な要因ではないことを示唆しています。
分離された中間質量YSOの集団の分光学的確認
| Title |
Spectroscopic_Confirmation_of_a_Population_of_Isolated,_Intermediate-Mass_YSOs |
| Authors |
Michael_A._Kuhn_(1),_Ramzi_Saber_(1),_Matthew_S._Povich_(2),_Rafael_S._de_Souza_(3),_Alberto_Krone-Martins_(4,5),_Emille_E._O._Ishida_(6),_Catherine_Zucker_(7,8),_Robert_A._Benjamin_(10),_Lynne_A._Hillenbrand_(1),_Alfred_Castro-Ginard_(11),_Xingyu_Zhou_(12)_((1)_Caltech,_(2)_Cal_Poly_Pomona,_(3)_SHAO,_(4)_UC_Irvine,_(5)_Universidade_de_Lisboa,_(6)_Universit\'e_Clermont_Auvergne,_(7)_STScI,_(8)_NASA_Hubble_Fellowship,_(10)_University_of_Wisconsin-Whitewater,_(11)_Leiden_University,_(12)_Peking_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04090 |
若い恒星状天体（YSO）の広視野探索は、クラスター化された星形成と分散した星形成の普及に有用な制約を課す可能性があります。スピッツァー/IRAC候補YSO（SPICY）カタログは、そのような天体の最大の編集物の1つです（銀河系のミッドプレーンで約120,000個の候補）。多くのSPICY候補は空間的にクラスター化されていますが、おそらく驚くべきことに、候補の約半分が空間的に分散しているように見えます。この予想外の母集団をよりよく特徴付け、その性質を確認するために、光学的に明るい（G<15等）「分離された」YSO候補の26個についてPalomar/DBSP分光法を取得しました。ヘルツシュプルング・ラッセル図上の位置、サンプルの半分以上からのHおよびCaII線放射、および赤外線超過のロバストな検出に基づいて、26のソースすべてのYSO分類を確認します。これは、光学的選択基準を満たすSPICYスターの汚染率が10％未満であることを意味します。スペクトル型はB4からK3の範囲で、A型星が最も一般的です。スペクトルエネルギー分布、拡散星間バンド、銀河系の絶滅マップは、中程度から高い絶滅を示しています。恒星の質量は〜1から7$M_\odot$の範囲であり、推定降着率は$3\times10^{-8}$から$3\times10^{-7}$$M_\odot$yr$^{の範囲です。-1}$は、この質量範囲のYSOで一般的です。ガイアの位置天文学に基づくこれらの星の3D空間分布は、「孤立した」YSOが太陽の近くに均等に分布しておらず、SPICYYSOクラスターの大部分も含むkpcスケールのほこりっぽい銀河構造に集中していることを示しています。したがって、大きな銀河系の星形成構造を生成するプロセスは、クラスター化されたYSOとほぼ同じ数の分散型YSOを生成する可能性があります。
青のイメージング偏光-過剰な高温の塵で覆われた銀河WISEJ011601.41-050504.0
| Title |
Imaging_Polarization_of_the_Blue-Excess_Hot_Dust-Obscured_Galaxy_WISE_J011601.41-050504.0 |
| Authors |
Roberto_J._Assef,_Franz_E._Bauer,_Andrew_W._Blain,_Murray_Brightman,_Tanio_D\'iaz-Santos,_Peter_R.M._Eisenhardt,_Hyunsung_D._Jun,_Daniel_Stern,_Chao-Wei_Tsai,_Dominic_J._Walton,_Jingwen_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04093 |
ホットとして分類された$z=3.173$の非常に不明瞭な超発光クエーサーであるWISEJ011601.41-050504.0（W0116-0505）の$R_{\rmspecial}$バンドでのVLT/FORS2イメージング偏光観測について報告します。、中赤外色に基づくダスト-覆い隠された銀河（ホットドッグ）。最近、Assef等。（2020）W0116-0505が過剰なレストフレーム光学/UV放射を持っていると識別し、この過剰放射は非常に不明瞭なAGNからの散乱光である可能性が高いと結論付けました。広帯域レストフレームUVフラックスが強く直線偏光されていることがわかり（10.8$\pm$1.9\％、偏光角74$\pm$9〜deg）、この結論が確認されました。極開口部を持つ古典的なダストトーラスを想定して、自由電子または光学的に薄いダストによる散乱に基づく単純なモデルのコンテキストでこれらの観測を分析します。どちらも、さまざまな形状とカラム密度で散乱成分の偏光度と光度を再現できますが、ISM内の光学的に薄いダストがより可能性の高いシナリオであると主張します。また、散乱媒体がW0116-0505で最近特定された流出に対応する可能性についても調査します。これは、流出成分が双円錐形であり、散乱の大部分が後退する流出の基部で発生する場合に実行可能なオプションです。このシナリオでは、クエーサーは正面から見た場合でも覆い隠されますが、流出が拡大すると、赤くなったタイプ1のクエーサーとして表示される可能性があります。青過剰のホットドッグ、極度に赤いクエーサー（ERQ）、赤くなったタイプ1クエーサー、および進化と表示ジオメトリの組み合わせに依存する赤くないクエーサーの間の可能な接続について説明します。
ガイアの欠落している視線速度：DR3のブラインド予測
ガイアは銀河で10億個を超える星の位相空間座標を観測しましたが、圧倒的多数の場合、6つの座標のうち5つしか取得しておらず、欠落している次元は半径方向（視線）の速度です。現実的な模擬データセットを使用して、ベイジアンニューラルネットワークが他の5つの座標の関数としてこれらの視線速度を「学習」し、ギャップを埋めることができることを示します。特定の星の場合、ネットワーク出力は単なる点予測ではなく、恒星の位相空間分布の固有の分散、ネットワーク入力の観測の不確実性、および恒星についての無知に起因する「エピステミック」な不確実性を含む完全な事後分布です。位相空間分布。この手法を実際のガイアデータに適用して、マグニチュード範囲6<G<14.5の1600万ガイアDR2/EDR3星の視線速度の事後確率のカタログを生成して公開します。これらのギャップの多くは、GaiaDR3によってすぐに埋められます。これは、ブラインド予測をテストするのに役立ちます。したがって、公開されたカタログの主な用途は、私たちの方法を検証することであり、GaiaDR3から欠落している視線速度の事後確率の更新されたカタログを生成する際の将来の使用を正当化します。
固有運動と二重および複数のAGNへのリンクを備えたクエーサー
Gaiaは、測光的に選択された活動銀河核（AGN）とクエーサーの大規模なサンプルを使用して、最大慣性座標系を実現するために、グローバル固有運動システムの残留スピンを除去しました。これらの参照オブジェクトのごく一部は、ガイアEDR3で統計的に有意な位置天文固有運動を持っています。SDSSから0.5を超える正確な分光学的に決定された赤方偏移と、4未満の正規化された固有運動を含む$105,593$の忠実度の高いAGNのソースサンプルをコンパイルします。真に摂動された固有運動の割合は、少なくとも0.17\％です。0.9995の信頼水準で過剰な固有運動を伴う152個のクエーサーのより小さな高完全性サンプルが詳細に調べられます。パンスターズ画像とガイア分解ペアは、サンプルの29\％が二重光源または重力レンズクエーサーのいずれかであることを示しています。より小さな高信頼性サンプルのパラメーターとそれらの統計的制御に関するアンダーソン-ダーリング検定は、摂動位置天文学の主な原因として多重度とマルチソース構造を支持する17の重要な要因を明らかにします。AGNのはるかに大きな初期サンプルで、ガイアの最近傍距離統計分析と近接コンパニオンのカウントを使用して、ガイアの密接に分離されたソースの過剰が検出されます。すべての光学クエーサーの少なくとも0.33\％は、真に二重または多重に画像化されています。44個の候補ダブルまたはマルチAGNと4個の既知の重力レンズのリストを提供します。多くの固有運動クエーサーは、より密接に分離され、未解決のダブルスが変動性強制運動（VIM）効果を示し、わずかな部分が前景星との偶然の整列であり、弱い重力レンズ効果を引き起こします。
暗黒物質のスパイクに囲まれた銀河系ブラックホールの時空メトリクスとリングダウン波形
| Title |
Spacetime_metrics_and_ringdown_waveforms_for_galactic_black_holes_surrounded_by_a_dark_matter_spike |
| Authors |
Ramin_G._Daghigh_and_Gabor_Kunstatter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04195 |
理論モデルは、銀河の中心にある超大質量ブラックホールを取り巻く暗黒物質スパイクの存在を示唆しています。スパイク密度は、ブラックホールの地平線半径の数倍から始まり、キロパーセクのオーダーの距離$R_\text{sp}$まで伸びるべき法則に従うと考えられています。この論文では、トルマン-オッペンハイマー-フォルコフ方程式を使用して、このような暗黒物質のスパイクに囲まれたブラックホールを表す時空メトリックを構築します。暗黒物質は完全流体であると考えていますが、その性質について他の仮定はしていません。想定されるべき乗則密度は、原則として、べき乗則指数$\gamma_\text{sp}$、外部半径$R_\text{sp}$、およびスパイク密度$\rho_\textの3つのパラメーターを提供します。{DM}^\text{sp}$at$R_\text{sp}$。これらは、スパイクの総質量を決定します。DMスパイクパラメータに理論的および観測的限界が存在する射手座A*およびM87に焦点を当てます。これらの境界をトルマン-オッペンハイマー-ボルコフ方程式から得られた測定基準と組み合わせて使用して、ブラックホール摂動のリングダウン段階で放出される重力波を介してこれらのブラックホールを取り巻く暗黒物質スパイクを検出する可能性を調査します。我々の結果は、ブラックホールに対するDMスパイクの質量比がほぼ一定である場合、潜在的に観測可能な信号を生成するために、質量の大きいブラックホールは比較的小さなスパイク密度を必要とすることを示唆しています。特に、リングダウン波形によるM87の暗黒物質スパイクの検出はすぐに手の届くところにあるかもしれません。
過去9Gyrの中で最も明るいクエーサーの発見
| Title |
Discovery_of_the_most_luminous_quasar_of_the_last_9_Gyr |
| Authors |
Christopher_A._Onken,_Samuel_Lai,_Christian_Wolf,_Adrian_B._Lucy,_Wei_Jeat_Hon,_Patrick_Tisserand,_Jennifer_L._Sokoloski,_Gerardo_J._M._Luna,_Rajeev_Manick,_Xiaohui_Fan,_and_Fuyan_Bian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04204 |
赤方偏移z=0.83での明るい（g=14.5ABmag、K=11.9Vegamag）クエーサーの発見を報告します-z>0.4で光学的に最も明るい（ビームのない）クエーサー。SMSSJ114447.77-430859.3は、銀河の緯度b=+18.1度で、共生星の検索中にSkyMapperSouthernSurvey（SMSS）からの光学色によって識別されました。光学および近赤外分光法により、MgII、H-ベータ、H-アルファ、およびPa-ベータの幅広い輝線が明らかになり、そこからlog（M_BH/M_Sun）=9.4+/-0.5のブラックホール質量が測定されます。光度が高いため、L_bol=（4.7+/-1.0）*10^47erg/sまたはM_i（z=2）=-29.74magで、エディントン比は約1.4と推定されます。宇宙史の最後の約9Gyrで知られている最も明るいクエーサーとして、3C273の8倍の光度を持っているため、このソースはさまざまな潜在的なフォローアップの機会を提供します。
銀河ハロー内の13の潮流の恒星密度の均一なモデリング
| Title |
Uniform_Modelling_of_the_Stellar_Density_of_Thirteen_Tidal_Streams_within_the_Galactic_Halo |
| Authors |
Jeffrey_M._Patrick,_Sergey_E._Koposov,_Matthew_G._Walker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04241 |
DES、DECaLS、およびPan-STARRSからの測光データを使用して、天の川の周りの13のストリームのコレクションに柔軟な恒星ストリーム密度モデルをフィッティングした結果を示します。各ストリームの密度マップを作成し、各ストリームの長さに沿った空、幅、および距離係数曲線上のトラックを特徴付けます。これらの測定値を使用して、小川の長さと総光度を計算し、下部構造を特定します。いくつかの小川は、小川の広がり、ギャップ、小川の軌跡の大きな偏差、小川の密度の急激な変化など、顕著な下部構造を示しています。ストリームのグループを集団として調べると、予想どおり、球状星団の前駆体を持つストリームは、矮小銀河の前駆体を持つストリームよりも通常狭く、幅が約100pcのストリームは2つの集団間の重複を示しています。また、球状星団ストリームの平均光度は、無傷の球状星団の典型的な光度よりも大幅に低いことに注意してください。考えられる説明は、観測された球状星団の流れは、より低い光度とより低い密度の星団から優先的に来るということです。ここに示す均一な方法で行われるストリーム測定は、分光学的フォローアップや恒星ストリーム動的モデリングの候補ストリームメンバーの特定など、より詳細なストリーム研究に役立ちます。
CLASSY V：局所的な星形成銀河の推定される星雲特性に対する開口効果の影響
| Title |
CLASSY_V:_The_impact_of_aperture_effects_on_the_inferred_nebular_properties_of_local_star-forming_galaxies |
| Authors |
Karla_Z._Arellano-C\'ordova,_Matilde_Mingozzi,_Danielle_A._Berg,_Bethan_L._James,_Noah._S._J._Rogers,_Alessandra_Aloisi,_Ricardo_O._Amor\'in,_Jarle_Brinchmann,_St\'ephane_Charlot,_John_Chisholm,_Timothy_Heckman,_Stefany_Fabian_Dub\'on,_Matthew_Hayes,_Svea_Hernandez,_Tucker_Jones,_Nimisha_Kumari,_Claus_Leitherer,_Crystal_L._Martin,_Themiya_Nanayakkara,_Richard_W._Pogge,_Ryan_Sanders,_Peter_Senchyna,_Evan_D._Skillman,_Dan_P._Stark,_Aida_Wofford,_Xinfeng_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04280 |
強い星雲の輝線は、宇宙論的時間にわたる星形成銀河の進化を追跡するための重要な診断ツールです。ただし、異なる観測設定は、これらの線、および物理的な星雲特性の導出に影響を与える可能性があります。COSLegacySpectroscopySurveY（CLASSY）から12個の局所的な星形成銀河を分析し、物理的条件と気相金属量の決定に対するさまざまな開口の組み合わせの使用の影響を評価します。COSと同様の直径3インチのSDSSアパーチャで観測された光学スペクトルを、5つのCLASSY銀河の新しいLBT/MODS観測を含む、IFUおよびロングスリットスペクトルと比較します。赤み、電子密度と温度、金属性、星形成率、等価幅（EWs）。電子密度と温度、および金属性の測定値は、開口サイズに対してほぼ一定であり、このサンプルのガス条件が比較的均一であることを示しています。ただし、IFU観測を使用すると、3つの銀河では、バルマー比から導き出されたE（B-V）値は、開口サイズの増加とともに減少する（最大53％）ことがわかります。値は銀河の中心で最も大きく変化し、COS開口直径の近くで横ばいになります。2.5"の。H$\alpha$と[OIII]$\lambda$5007EWを開口光の割合の関数として使用して、ガスと星からの相対的な寄与を調べますが、特定の銀河内での変動はほとんどまたはまったくありません。これらの結果は、狭い1.0インチのロングスリット観測が使用されている場合でも、光学スペクトルがFUVCLASSYスペクトルに適した星雲特性を提供することを意味します。
SIRIUSプロジェクト。 V.オリオン大星雲クラスターに関連する中心から外れたイオン化気泡の形成
| Title |
SIRIUS_Project._V._Formation_of_off-center_ionized_bubbles_associated_with_Orion_Nebula_Cluster |
| Authors |
Michiko_S._Fujii,_Kohei_Hattori,_Long_Wang,_Yutaka_Hirai,_Jun_Kumamoto,_Yoshito_Shimajiri,_Takayuki_R._Saitoh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04296 |
星団で生まれた巨大な星は、周囲のガスを電離させることで星団の形成を終わらせます。このプロセスは、巨大な星を含む若い星団で一般的であると考えられています。オリオン大星雲は、いくつかの巨大な星団（オリオン大星雲クラスター、ONC）と、観測者に向かって開いている2個のサイズのH{\scii}領域（イオン化された泡）を含む星団の形成に関連する優れた例です。ただし、反対側はまだ高密度の分子ガスで覆われています。ガイア衛星によって取得された最近の位置天文データは、この地域の運動星団を明らかにしました。このデータを星団形成シミュレーションの結果と比較することにより、ONCセンターで生まれた巨大な星が3体の遭遇によって放出されたことを示しています。さらに、軌道解析では、この領域で2番目に大きな星である$\theta^2$OriAが、ONCの中心から観測者に向かって放出され、現在はクラスターの中心に戻っていることが示されています。このように放出された巨大な星は、高密度の分子雲に穴を形成し、2個の気泡の形成に寄与する可能性があります。私たちの結果は、大質量星のダイナミクスが、常に大質量星によって中心に置かれるとは限らない星団とH{\scii}領域の形成に不可欠であることを示しています。
Sgr B領域の多波長研究：広範囲の星形成イベントを引き起こす連続した雲と雲の衝突？
| Title |
A_Multiwavelength_Study_of_the_Sgr_B_Region:_Contiguous_Cloud-Cloud_Collisions_Triggering_Widespread_Star_Formation_Events? |
| Authors |
Rei_Enokiya,_Yasuo_Fukui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04344 |
Sgr\、B1とSgr\、B2を含むSgr\、B領域は、銀河で最も活発な星形成領域の1つです。長谷川ほか（1994）当初、Sgr\、B2は、速度が$\sim$45km〜s$^{-1}$と$\sim$75km〜s$の2つの雲の間の雲と雲の衝突（CCC）によって形成されることを提案しました。^{-1}$。ただし、最近のいくつかの観察研究はこのシナリオと矛盾しています。最近の完全にサンプリングされた高密度ガスデータを使用し、最近開発されたCCC識別方法を採用して、この領域を再分析しました。これにより、50を超えるCCCを識別し、さまざまな波長で比較することに成功しました。この領域全体に広く分布し、それぞれが$\sim$10$^6$$M_\odot$の質量を持つCCCの明確なシグネチャを示す2つの速度成分が見つかりました。これらの観測結果に基づいて、相対速度が$\sim$20km〜s$^{-1}$の2つの速度フィーチャ間の連続した衝突によってSgr\、B1とSgr\、B2の両方が作成される代替シナリオを提案します。。衝突する雲の柱密度や相対速度などの物理的パラメータは、最も大規模な銀河CCCに適用されることがわかっている関係を満たします。つまり、銀河での高質量星形成のトリガーと、外部銀河は、同じ物理的なCCCプロセスによるものとして理解できます。
局所銀河群ヘスティアシミュレーションにおける恒星ハローI.その場成分と合併の効果
| Title |
The_stellar_halo_in_Local_Group_Hestia_simulations_I._The_in-situ_component_and_the_effect_of_mergers |
| Authors |
Sergey_Khoperskov,_Ivan_Minchev,_Noam_Libeskind,_Misha_Haywood,_Paola_Di_Matteo,_Vasily_Belokurov,_Matthias_Steinmetz,_Facundo_A._Gomez,_Robert_J._J._Grand,_Alexander_Knebe,_Jenny_G._Sorce,_Martin_Sparre,_Elmo_Tempel,_Mark_Vogelsberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04521 |
理論は、合併が銀河系の円盤と恒星のハローの形成に重要な役割を果たしていることを示唆しています。これは、ガイアのデータのおかげでMWで観測的に確認されました。この作業では、その場での恒星ハロー形成への合併の寄与を調査することを目的として、ローカルグループの宇宙論的流体力学的ズームインシミュレーションのHESTIAスイートからの6つのM31/MW類似体を分析します。すべてのHESTIA銀河は、1から4の合併を経験し、合併時のホストと比較して、恒星の質量比は0.2から1であることがわかりました。これらの重要な合併は、1つの例外を除いて、7-11Gyr前に発生しました。HESTIAでの最も大規模な合併の全体的な影響は、主な始祖の既存の円盤星の軌道離心率の急激な増加（および対応するVphiの減少）として明確に見られ、したがって、発見されたスプラッシュ/プルームのような特徴をうまく再現していますMWで。我々は、大規模な衛星の合併/近接したペリセントリックな通過と、その場の構成要素における星形成のバーストとの間に相関関係を見つけます。大規模な合併は、その場の星の円盤速度分散を急激に増加させますが、最近の重要な合併は、前の星の寄与が年齢と速度分散の関係であまり目立たない場合に、ディスクを数まで加熱することがよくあります。HESTIA銀河では、その場でのハローは、その割合が約30〜40％である内側の恒星ハローの重要な構成要素ですが、外側の部分では、通常、15kpcを超えて約5％を超えません。シミュレーションは、合併が完了した後も、恒星のハローのこの成分が十分に成長し続けることを示唆しています。しかし、最も重要な貢献は、合併前に最近形成された星から来ています。HESTIA銀河の軌道分析は、Rmax-Zmax空間のくさびは、主に重要な合併の間に生まれた星によって占められていることを示唆しています。
局所銀河群ヘスティアシミュレーションにおける恒星ハローII。付着したコンポーネント
| Title |
The_stellar_halo_in_Local_Group_Hestia_simulations_II._The_accreted_component |
| Authors |
Sergey_Khoperskov,_Ivan_Minchev,_Noam_Libeskind,_Misha_Haywood,_Paola_Di_Matteo,_Vasily_Belokurov,_Matthias_Steinmetz,_Facundo_A._Gomez,_Robert_J._J._Grand,_Alexander_Knebe,_Jenny_G._Sorce,_Martin_Sparre,_Elmo_Tempel,_Mark_Vogelsberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04522 |
天の川銀河では、その集合の歴史の探求における最近の進歩は、ガイアによって提供された膨大な量の高品質のデータによって推進されています。これにより、いくつかの古代の降着イベントに関連する可能性のある多数の下部構造が明らかになりました。この研究では、蓄積された星の位相空間構造を探求することを目的として、ローカルグループの宇宙論的流体力学ズームインシミュレーションのHESTIAスイートからの6つのM31/MWアナログを分析します。すべてのHESTIA銀河は数十の合併を経験しますが、星の質量比が0.2を超えるのは1〜4の合併だけであり、ハローの定義に応じて、最も大規模な合併が全星のハローの20％から70％に寄与します。個々の合併の残骸は、z=0で多様な密度分布を示し、互いに、およびELz、UV、およびRVphi座標のその場の星と大幅に重なり合っています。合併の破片は、銀河系の質量の成長とポテンシャルの非軸対称性のために、時間とともにELz内の位置を変えることがよくあります。以前の研究と一致して、個々の合併破片でさえ、いくつかの異なるELz機能を示すことを示しています。UV面では、すべてのHESTIA銀河は、放射状に熱く、回転しない、または弱く逆回転するガイアソーセージのような特徴を示します。降着系の内側の領域で形成された最年少の星がホストの最も内側の領域に堆積する、個々の破片のエルツ空間に年齢勾配が見つかりました。これらの星の大部分は降着の最終段階で形成されており、合併の日付を付けることができます。アクションスペース（Jr、Jz、J\phi）では、合併の破片は孤立した下部構造としては表示されませんが、代わりに大きなパラメータ領域に散在し、その場の星と重なります。また、純粋に運動学的な空間（Jz/Jr-離心率）を紹介します。この空間では、さまざまな合併の破片を互いに、およびその場の星からよりよく解きほぐすことができます。
ミラ型変光星に見られる天の川の箱型/ピーナッツバルジの年齢-形態依存性
| Title |
Age-morphology_dependence_of_the_Milky_Way_boxy/peanut_bulge_seen_in_Mira_variables |
| Authors |
Marcin_Semczuk,_Walter_Dehnen,_Ralph_Schoenrich,_E._Athanassoula |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04535 |
天の川銀河の中央部におけるミラ型変光星の分布を分析します。月経が長くなる、つまり年齢が下がると、ミラは銀河の経度$\ell$の負の方向にシフトすることがわかります。棒渦巻銀河の宇宙論的ズームシミュレーションと比較すると、この年齢による変化は、箱型のピーナッツ/バルジの年齢-形態依存性によって説明できることがわかります。投影効果と銀河経度の範囲の制限の組み合わせにより、$\ell>0$の近くのこぶは若い集団ではより切り捨てられ、$\ell<0$の遠いこぶが観測された分布を支配します。
GrusIのマゼラン/IMACS分光法：低金属量の超微弱矮小銀河
| Title |
Magellan/IMACS_spectroscopy_of_Grus_I:_a_low_metallicity_ultra-faint_dwarf_galaxy |
| Authors |
Anirudh_Chiti,_Joshua_D._Simon,_Anna_Frebel,_Andrew_B._Pace,_Alexander_P._Ji,_Ting_S._Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04580 |
個々のメンバーの星の中解像度（$R\sim11,000$）マゼラン/IMACSスペクトルからのGrusI超微弱矮小銀河（UFD）の化学力学的研究を提示します。低金属量とコヒーレント視線速度に基づいて、GrusIの8つの確認されたメンバーと、速度のみが導出される4つの候補メンバーを識別します。以前の作業とは対照的に、GrusIの平均金属量は$\langle$[Fe/H]$\rangle=-2.62\pm0.11$dexと非常に低く、金属が最も少ないUFDの1つであることがわかります。GrusIの全身視線速度は、$-143.5\pm1.2$kms$^{-1}$で、速度分散は$\sigma_{\text{rv}}=2.5^{+1.3}_{-です。0.8}$kms$^{-1}$により、動的質量は$M_{1/2}（r_h）=8^{+12}_{-4}\times10^5$M$_{\odot}$および質量光度比M/L$_V$=$440^{+650}_{-250}$M$_\odot$/L$_\odot$。私たちの分析は、GrusIが暗黒物質が支配的なUFD（M/L$>80$M$_\odot$/L$_\odot$）であることを確認しています。ただし、金属量の分散は解決されません（$\sigma_{\text{[Fe/H]}}<0.44$dex）。私たちの結果は、GrusIがかなり典型的なUFDであり、微弱な銀河の質量金属量と金属量-光度の傾向に一致するパラメーターを持っていることを示しています。この合意は、GrusIが、その軌道パラメータに沿って、天の川との潮汐の遭遇から特に有意な量の質量を失っていないことを示唆しています。興味深いことに、GrusIの中心密度は最も低くなっています（$\rho_{1/2}\sim3.5_{-2.1}^{+5.7}\times10^7$M$_\odot$kpc$^{-3}$）潮汐を乱すことが知られていないUFDの。UFDの形成と進化のモデルは、これらの遺物銀河の外側の領域の多様性に加えて、これらの中心密度の多様性を説明する必要があります。
CLOUDYの気相化学反応と分子線の最近の更新：ミリメートルおよびサブミリメートルの分子線予測への影響
| Title |
A_recent_update_of_gas-phase_chemical_reactions_and_molecular_lines_in_CLOUDY:_its_effects_on_millimeter_and_sub-millimeter_molecular_line_predictions |
| Authors |
Gargi_Shaw,_G._J._Ferland,_and_M._Chatzikos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04606 |
ここでは、スペクトル合成コードCLOUDYの気相化学反応速度と分子線の現在の更新と、さまざまな天体物理環境の分光モデリングにおけるその意味を示します。HF、CF$^+$、HC$_3$N、ArH$^+$、HCl、HCN、CN、CH、およびCH$_2$のエネルギーレベル、放射および衝突率が含まれます。同時に、これらの分子を含む分子ネットワークを拡大します。この目的のために、561の新しい反応を追加し、これらの分子を含む既存の165の分子反応速度を更新しました。その結果、CLOUDYは、これらの9つの分子から生じるすべての線を予測するようになりました。さらに、H$_2$-H$_2$の衝突データを、$v$=0の回転レベル$J$=31まで更新します。いくつかの天体物理学的環境でのこれらの分子の分光シミュレーションを示します。かに星雲の小球の既存のモデルは、ArH$^+$の観測された柱密度をうまく予測します。私たちのモデルは、かに星雲のHeH$^+$、OH$^+$、およびCH$^+$の検出可能な量を予測します。また、ISMをHD185418、W31C、NGC253に向けてモデル化し、予測は、観測されたエラーバー内の観測された列密度のほとんどと一致します。多くの場合、分子線はさまざまな物理的状態を追跡します。したがって、このアップデートは、さまざまな天体物理環境の分光モデリング、特にALMAとJWSTをそれぞれ使用したサブミリメートルと中赤外線の観測に非常に役立ちます。
星形成-恒星質量面における静かな中性子星の活動銀河核の分布
| Title |
The_distribution_of_radio_quiet_active_galactic_nuclei_in_the_star_formation-stellar_mass_plane |
| Authors |
D._Garofalo_and_G._Mountrichas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04611 |
ジェットを伴う活動銀河核（AGN）は、星形成率を交互に高めたり抑制したりすることができ、星形成率-星の質量平面上の電波の大きいAGNの位置と傾斜を説明します。ここでは、ROSAT-2XRS調査からz<0.2で860タイプ1および2AGNを探索し、星形成率-恒星質量面における非ジェットAGNのさまざまな位置と低い勾配の両方を理解します。ジェットAGNからの比較的強い正と負のフィードバックの両方と比較して、非ジェットAGNからの比較的弱い負のフィードバックで、ブラックホールフィードバックの程度の違いの観点からこれらの違いの性質を説明します。これらのアイデアの妥当性は、空間と時間にわたるブラックホールのスケーリング関係を理解するための一歩を私たちにもたらします。
Gaiaデータリリース2からの局所恒星速度場のガウス過程モデル
| Title |
Gaussian_Process_Model_for_the_Local_Stellar_Velocity_Field_from_Gaia_Data_Release_2 |
| Authors |
Patrick_Nelson,_Lawrence_M._Widrow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04627 |
Gaiaの2回目のデータリリースからの4M星の位置と速度の測定値を使用して、局所的な恒星の速度場をモデル化します。空間的に定義された約27kのビンの平均速度またはバルク速度の成分を決定します。私たちの仮定は、これらの量がガウス過程を構成し、異なる場所でのバルク速度間の相関が単純な共分散関数またはカーネルによって記述されることです。誘導点に基づくスパースガウス過程アルゴリズムを使用して、基礎となる速度場のノンパラメトリックで滑らかな微分可能モデルを構築します。オールト定数A、B、C、およびKを推定し、以前の結果と非常によく一致する値を見つけます。太陽から2kpc以内の速度場のマップは、複雑な下部構造を明らかにします。これは、ローカルディスクが不均衡な状態にあることの明確な証拠を提供します。恒星の速度場の発散の最初の3Dマップを提示し、圧縮と希薄化を受けている可能性のあるディスクの領域を特定します。
| Title |
Backward_Population_Synthesis:_Mapping_the_Evolutionary_History_of_Gravitational-Wave_Progenitors |
| Authors |
Kaze_W._K._Wong,_Katelyn_Breivik,_Will_M._Farr,_and_Rodrigo_Luger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04062 |
重力波カタログから星の天体物理学に関する情報を抽出する有望な方法の1つは、カタログをさまざまな物理的仮定を使用した星の種族合成モデリングの出力と比較することです。母集団合成における物理的仮定のパラメーター空間は高次元であり、バイナリシステムの進化を最もよく表すパラメーターの選択は、システムのプロパティにまだ決定されていない方法で依存する可能性があります。ここでは、コンパクトな連星をマージする個々の重力波観測からモデル化された連星の進化を制御するゼロ年齢の主系列星のプロパティと人口合成パラメータ設定を同時に推測するパイプラインを提案します。私たちのパイプラインは、重力波観測のカタログで、各システムの人口合成設定と始祖システムのプロパティの高次元空間を効率的に探索できます。パイプラインを3番目の3番目のLIGO-VirgoGravitational-WaveTransientCatalogの観測に適用します。観測されたGW150914のような合併を生み出す前駆体の特性と集団合成設定の詳細な研究により、このパイプラインの有効性を紹介します。私たちのパイプラインでは、バイナリプロパティがある場合は、母集団合成パラメータ設定の変動を測定できます。安定した物質移動効率パラメータが一次ブラックホールの質量によって変化する可能性があることを示唆する最近のGWTC-3過渡カタログの推論を提示します。
SRG/eROSITAで検出された超新星残骸G116.6-26.1の最初の光学的識別I.予備的な結果
| Title |
First_optical_identification_of_the_SRG/eROSITA-detected_supernova_remnant_G_116.6-26.1_I._Preliminary_results |
| Authors |
E.V._Palaiologou,_I._Leonidaki,_M._Kopsacheili |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04069 |
超新星残骸（SNR）候補G116.6-26.1は、これまでにいくつかの波長帯で検出された数少ない銀河緯度（$|b|>15^o$）の残骸の1つです。最近、SRG/eROSITA全天X線調査で発見され、低周波の弱い電波特性も表示されます。この研究では、$\rmH\alpha$、[SII]、および[OIII]光での深部、広視野、高解像度の狭帯域イメージングによるG116.6-26.1の最初の光学的検出を報告します。オブジェクトは、部分的なシェルのような形成で2つの主要で異なるフィラメント状の放出構造を示します。光フィラメントは、利用可能なX線、ラジオ、およびUVマップとの優れた位置一致で検出され、比較的長い角距離（38'および70'）でトレースでき、周囲の星間物質との強い相互作用の影響を受けないように見えます。また、バルマー系列といくつかの禁制線が検出された、単一の場所からのフラックス校正された発光スペクトルを示します。これは、典型的な進化したSNRでの衝撃励起からの発光を示します。G116.6-26.1の最も可能性の高いSNRの性質の確認は、広く受け入れられているしきい値0.4を超えるライン比$\rm[S\、II]/H\alpha=0.56\pm0.06$の観測値から提供されます。そして、衝撃放出のためのいくつかの診断テストの肯定的な結果によってさらに強化されます。私たちの結果は、分光学的に調べたフィラメントでのおよその衝撃速度範囲$70-100\、km\、s^{-1}$を示しています。これは、$\rmH\alpha$および他の輝線の低放射率と組み合わせると、G116.6-26.1が成熟した進化段階のSNRであることを示唆している。
TESSは、あいまいな核過渡現象ASASSN-18elの起源に光を当てます
| Title |
TESS_Shines_Light_on_the_Origin_of_the_Ambiguous_Nuclear_Transient_ASASSN-18el |
| Authors |
Jason_T._Hinkle,_Christopher_S._Kochanek,_Benjamin_J._Shappee,_Patrick_J._Vallely,_Katie_Auchettl,_Michael_Fausnaugh,_Thomas_W.-S._Holoien,_Helena_P._Treiber,_Anna_V._Payne,_B._Scott_Gaudi,_Jose_L._Prieto,_Keivan_G._Stassun,_Todd_A._Thompson,_John_L._Tonry,_and_Steven_Villanueva_Jr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04071 |
あいまいな核過渡現象（ANT）ASASSN-18elのトランジット系外惑星探査衛星（TESS）からの高ケイデンスデータを分析します。ASASSN-18elの光学的変化する外観の現象は、既存の活動銀河核（AGN）の降着率の劇的な変化、または潮汐破壊現象（TDE）の結果のいずれかが原因であると主張されています。TESS観測全体を通して、AGNと一致する、短期間の確率的変動が見られます。TESS光度曲線を減衰ランダムウォーク（DRW）モデルに適合させ、$\hat{\sigma}=0.93\pm0.02$mJyの静止フレーム変動振幅と静止フレームタイムスケールを回復することができます。$\tau_{DRW}=20^{+15}_{-6}$日。ASASSN-18elの推定$\tau_{DRW}$は、DRWタイムスケールと中央の超大質量ブラックホール質量との間の明らかな関係とおおむね一致していることがわかります。特にフレアの後期段階でのASASSN-18elの大振幅の確率的変動は、このANTの起源がTDEではなく極端なAGN活動に起因する可能性が高いことを示唆しています。
100GeVを超える等方性の$\gamma $線の放出：非常に高いエネルギーの$ \ gamma $線はどこから来るのですか？
| Title |
The_isotropic_$\gamma$-ray_emission_above_100_GeV:_where_do_very_high_energy_$\gamma$_rays_come_from? |
| Authors |
Raniere_de_Menezes_and_Raffaele_D'Abrusco_and_Francesco_Massaro_and_Sara_Buson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04075 |
非常に高エネルギーの天体物理学的源（VHE;$>100$GeV）$\gamma$線はまれです。これは、GeVおよびTeV光子が、相対論的粒子と局所放射線および磁場との相互作用を含む極端な状況でのみ放出されるためです。フェルミ大面積望遠鏡（LAT）のコンテキストでは、VHEエミッターとして知られているソースはごくわずかであり、最大の割合は活動銀河核の最も希少なクラスであるブレーザーに属しています。この作業では、銀河系外の等方性$\gamma$線放出の起源を調べるために、エネルギー$>100$GeVと銀河緯度$b>|50^{\circ}|$のFermi-LATデータを調べます。このようなVHE光子の生成には非常に特殊な天体物理学的条件が必要であるため、等方性の$\gamma$線放出からのVHE光子の大部分は、ブレーザーまたは星形成銀河$\gamma$などの他の極端な物体から発生すると予想されます。-光線バースト、および電波銀河、および採用された銀河緯度での単一のVHE光子の検出は、そのような対応物の存在を明確に追跡するのに十分であること。私たちの結果は、銀河系外VHE光子の$22.8^{+4.5}_{-4.1}\％$しか占めていないにもかかわらず、ブレーザーが100GeVを超えるソースの支配的なクラスであることを示唆しています。VHE光子の残りの$77^{+4.1}_{-4.5}\％$は、まだ未知の起源を持っています。
高速ニュートリノフレーバー変換の時間依存、準定常、およびグローバル機能
| Title |
Time-dependent,_quasi-steady,_and_global_features_of_fast_neutrino-flavor_conversion |
| Authors |
Hiroki_Nagakura_and_Masamichi_Zaizen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04097 |
高速ニュートリノフレーバー変換（FFC）がコア崩壊超新星と連星合体で遍在的に発生するという理論的兆候にもかかわらず、グローバルシミュレーションの欠如はそれらの天体物理学的結果を研究するための最大の障害となっています。このレターでは、シミュレーションボックスに注入されるニュートリノの数を体系的に変更する新しいアプローチを使用した球対称のFFCの最初のグローバルシミュレーションを紹介し、次にグローバルスケールでFFCの一般的な特性を調査します。すべてのモデルのFFCは、非線形領域で準定常状態を達成し、FFCの飽和特性は普遍的であることがわかります。また、ニュートリノの自己相互作用による位相の相殺により、FFCの時間的および空間的変動が大きな半径で不鮮明になることもわかりました。最後に、FFCの非線形飽和を評価するために、新しい診断量ELN-XLN角度交差を提供します。
GRQKNTコード：一般相対論的量子運動論ニュートリノ輸送
6次元位相空間における非平衡ニュートリノの量子動力学の数値研究のために、新しい一般相対論的量子動力学ニュートリノ輸送コード、GRQKNTを開発しました。このコードは、コア崩壊超新星と二元中性子星合体におけるニュートリノ輸送のローカルシミュレーションとグローバルシミュレーションの両方で使用することを目的としています。集合的なニュートリノ振動、特に高速ニュートリノフレーバー変換（FFC）のグローバルシミュレーションでは、フレーバー変換と天体物理学的現象のスケールが大きく異なるため、実行不可能な計算リソースが必要になることが広く認識されています。この問題に取り組むための新しいアプローチを提案します。このホワイトペーパーでは、GRQKNTの哲学、設計、および数値実装について説明し、各モジュールの正しい実装を保証する多数のテストを行います。このコードは、離散縦座標Sn法、平均場量子運動方程式の有限差分実現に基づいています。輸送方程式は保守的な形式に基づいて解かれ、4次のTVDルンゲクッタ時間積分を使用した5次の重み付けされた本質的に非振動的なスキームを使用します。トランスポートモジュールは任意の時空で動作するように設計されており、現在3つの異なる静止時空（フラット時空、シュワルツシルトブラックホール、およびカーブラックホール）が実装されています。ニュートリノの放出、吸収、運動量交換散乱などの衝突項もコードに実装されています。振動ハミルトニアンは、真空、物質、および自己相互作用で構成されています。2つおよび3つのニュートリノフレーバーシナリオの両方を適用できます。輸送、衝突、および振動モジュールの流体速度依存性も、完全なボルツマンニュートリノ輸送を伴う別のコードですでに確立されている2エネルギーグリッド技術を使用して自己無撞着に処理されます。
キロノバの近赤外スペクトルにおけるランタニドの特徴
| Title |
Lanthanide_Features_in_Near-infrared_Spectra_of_Kilonovae |
| Authors |
Nanae_Domoto,_Masaomi_Tanaka,_Daiji_Kato,_Kyohei_Kawaguchi,_Kenta_Hotokezaka,_and_Shinya_Wanajo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04232 |
GW170817/AT2017gfoの観測は、バイナリ中性子星合体が$r$プロセス元素合成のサイトであるという証拠を私たちに提供しました。ただし、GW170817/AT2017gfoのスペクトルで観測されたシグネチャは、特に近赤外線（NIR）波長で完全にデコードされていません。この論文では、元素の同定を目的として、全波長範囲にわたるキロノバスペクトルを調査します。重要な強い遷移に対して正確で、弱い遷移に対して完全なハイブリッドラインリストを構築することにより、境界-境界遷移の強度を体系的に計算します。Ca、Sr、Y、Zr、Ba、La、Ceなどの周期表の左側の元素は、スペクトルに顕著な吸収線を生成する傾向があることがわかります。これは、そのような元素の価電子数が少なく、エネルギー準位が低く、遷移が強いためです。噴出物全体に対して自己無撞着な放射伝達シミュレーションを実行することにより、LaIIIとCeIIIがNIRスペクトルに現れることがわかります。これは、GW170817/のスペクトルの$\lambda\sim$12000-14000Aでの吸収特性を説明できます。AT2017gfo。LaとCeの質量分率は、それぞれ$>2\times10^{-6}$と$\sim$（1-100）$\times10^{-5}$と推定されます。原子構造はCeの構造に類似しているため、アクチニド元素Thも吸収源になります。ただし、ランタニドのエネルギーレベルと比較してアクチニドのエネルギーレベルが高いため、ThIIIの特徴がスペクトルであまり目立たないことを示します。
インサイト-最初の銀河系超発光X線パルサーSwift〜J0243.6+6124からの最高エネルギーCRSFのHXMT発見
| Title |
Insight-HXMT_discovery_of_the_highest_energy_CRSF_from_the_first_Galactic_ultra-luminous_X-ray_pulsar_Swift~J0243.6+6124 |
| Authors |
Ling-Da_Kong,_Shu_Zhang,_Shuang-Nan_Zhang,_Long_Ji,_Victor_Doroshenko,_Andrea_Santangelo,_Yu-Peng_Chen,_Fang-Jun_Lu,_Ming-Yu_Ge,_Peng-Ju_Wang,_Lian_Tao,_Jin-Lu_Qu,_Ti-Pei_Li,_Cong-Zhan_Liu,_Jin-Yuan_Liao,_Zhi_Chang,_Jing-Qiang_Peng_and_Qing-Cang_Shui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04283 |
サイクロトロン共鳴散乱機能（CRSF）の検出は、中性子星（NS）の表面近くの磁場を直接かつ確実に測定する唯一の方法です。硬X線バンドの\emph{Insight}-HXMTの広いエネルギー範囲と広い収集領域により、これまでに知られている最高のエネルギーでCRSFを検出でき、2017年の最初の銀河パルスの爆発時に約146keVに達しました。超大光度X線源（pULX）Swift〜J0243.6+6124。この爆発の間、CRSFはピーク光度$\sim2\times10^{39}$ergs$^{-1}$の近くでのみ顕著であり、銀河パルサーの中でこれまでで最も高いものでした。CRSFは、パルスプロファイルのメインパルスに対応するスピン位相領域で最も重要であり、その重心エネルギーは120から146keVまで位相とともに変化します。$60-70$keVにはスペクトル機能が存在しないため、この機能を基本的なCRSFとして識別します。これは、ULXからの電子CRSFの最初の明確な検出です。また、Swift〜J0243.6+6124の表面磁場$\sim1.6\times10^{13}$Gを推定します。磁気圏半径のいくつかの独立した推定値から推測される双極子磁場強度が、私たちの測定値よりも少なくとも1桁低いことを考慮すると、ここで報告された最高エネルギーCRSFの検出は、多極磁場成分の存在を明確に証明すると主張します。中性子星の表面に。このようなシナリオは、SwiftJ0243.6+6124を含むいくつかの脈動するULXに対して以前に提案されており、私たちの結果は、このシナリオの最初の直接確認を表しています。
2014-2017年の長期フレア活動中のブレーザー4C+01.02の多波長研究
| Title |
Multi-wavelength_study_of_blazar_4C_+01.02_during_its_long-term_flaring_activity_in_2014-2017 |
| Authors |
Malik_Zahoor,_Shah_Zahir,_Sunder_Sahayanathan,_Naseer_Iqbal,_Aaqib_Manzoor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04441 |
フェルミ-LAT、Swift-XRT、およびSwift-UVOTからの多波長観測を使用して、フラットスペクトル電波クエーサー4C+01.02の詳細な長期スペクトルおよび時間的研究を実施しました。2014〜2017年のアクティブ状態の$2$日ビン$\gamma$線光度曲線は、最大積分フラックス$（\rmE>100\MeV）$が$\rm（2.5\pm0.2）の$14$ピーク構造を表示します。）\times10^{-6}\ph\cm^{-2}\s^{-1}$atMJD57579.1、これは$\rm（4.1\pm0.3）のベースフラックスよりも約$61$倍高い）\times10^{-8}\ph\cm^{-2}\s^{-1}$、ソースが静止状態にあるときのフラックスポイントを平均することによって計算されます。$0.66\pm0.08$日の最短の$\gamma$線変動が線源で観測されています。$\gamma$線スペクトル指数とフラックスの間の相関研究は、ブレーザーによって示されるより明るい特徴の場合、線源が通常のより困難な傾向から逸脱することを示唆しています。フラックス変動の原因となる可能性のある物理的シナリオを理解するために、多波長光度曲線からさまざまなフラックス状態を選択することにより、光源の詳細な広帯域スペクトル分析を実行しました。シングルゾーンレプトンモデルは、各状態の広帯域スペクトルエネルギー分布（SED）を再現することができました。各フラックス状態のモデルのパラメーターは、$\chi^2$近似を使用して決定されます。シンクロトロン、シンクロトロン-自己-コンプトン（SSC）、および外部-コンプトン（EC）プロセスが、さまざまなフラックス状態で広帯域SEDを生成することを観察しました。選択したすべての状態でGeVスペクトルに適切に適合させるには、ブロードライン領域（BLR）からのシード光子とECプロセスのIRトーラスの隣接する寄与が必要です。
2Dで急速に回転する孤立した中性子星の標準冷却
| Title |
Standard_cooling_of_rapidly_rotating_isolated_neutron_stars_in_2D |
| Authors |
Mikhail_V._Beznogov,_J\'er\^ome_Novak,_Dany_Page,_Adriana_R._Raduta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04539 |
完全な一般相対性理論における軸対称回転中性子星の熱進化を研究します。この目的のために、D。Pageによる1D中性子星熱進化コード「NSCool」のメジャーアップグレードである「NSCool2DRot」を開発します。新しいコードの最初のアプリケーションとして、質量放出限界までの回転周波数を持つ孤立した中性子星の標準的な冷却に取り組みます。コアEOSとクラストEOSのさまざまな組み合わせを検討することにより、状態方程式（EOS）の影響を調査します。結果は、星の全体積、特に地殻内の温度分布の複雑な時間依存の進化を示しています。その複雑さのほとんどは、地殻内の「熱ブロブ」の形成と、地殻を通る熱拡散タイムスケールの緯度依存性に起因する可能性があることを示しています。
さまざまな幾何学的構成を持つ降着円盤コロナシステムのX線スペクトルと偏光の新しいシミュレーションI.モデルの説明
| Title |
New_simulations_of_the_X-ray_spectra_and_polarizations_of_accretion-disc_corona_systems_with_various_geometrical_configurations_I._Model_Description |
| Authors |
Xiao-lin_Yang,_Jian-cheng_Wang_and_Chu-yuan_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04541 |
さまざまな降着システムから放出される高エネルギーのX線放射は、高温のコロナでのコンプトン化によって生成されると広く考えられています。コロナとそのディスクとの相互作用は、システムの進化において重要な役割を果たし、多くの観察された特徴の原因となる可能性があります。ただし、コロナの多くの固有の特性は、特に幾何学的構成については、まだ十分に理解されていません。従来のスペクトルフィッティング方法は、さまざまな構成を区別するのに十分なほど強力ではありません。この論文では、X線放射の偏光特性をモデル化することにより、可能な構成を調査することを目的としています。コロナの形状には、スラブ、球、円柱が含まれます。シミュレーションは、公開されているコードLEMONを介して実装されます。このコードは、偏光放射伝達とさまざまな電子分布を簡単に処理できます。結果は、観測された偏光がコロナの形状に大きく依存していることを明確に示しています。スラブのようなコロナは最高の偏光度を生成します。以下は円柱と球です。興味深い点の1つは、偏光度が最初に徐々に増加し、次に光子エネルギーの増加とともに減少することです。スラブジオメトリの場合、偏光が消え、偏光角が$90^\circ$回転するゼロ点が存在します。これらの結果は、$IXPE$や$eXTP$などの偏光X線観測の今後のミッションによって検証される可能性があります。
機械学習を使用して、計算コストの高いスペクトルフィッティングを必要とせずにAGNX線スペクトルから直接物理パラメータを推定する可能性を探ります。具体的には、このアプローチが適用される可能性が最も高いレジームで機能することを保証するために、長い指摘の観察ではなく、調査の品質データを考慮します。ウォームアブソーバーを使用してAGNのAthenaWFIスペクトルをシミュレートし、単純なニューラルネットワークをトレーニングして、アブソーバーのイオン化とカラム密度を推定します。このアプローチにより、スペクトルフィッティングに匹敵する精度が得られ、フィッティングが誤った最小値に固執することによって外れ値が発生するリスクがなく、速度が約3桁向上することがわかります。また、主成分分析を使用してデータをニューラルネットに入力する前にデータの次元を減らすことで、パラメーター推定の精度を大幅に向上させ、計算コストを無視できると同時に、より単純なネットワークアーキテクチャを使用できることも示します。
ラジオラウドナローラインセイファート1銀河におけるジェット誘起光学的微小変動の証拠
| Title |
Evidence_of_jet_induced_optical_microvariability_in_radio-loud_Narrow_Line_Seyfert_1_Galaxies |
| Authors |
Vineet_Ojha,_Vivek_Kumar_Jha,_Hum_Chand,_Veeresh_Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04641 |
Radio-LoudNarrow-LineSeyfert1（RLNLSy1）銀河における夜間光学変動（INOV）に対する電波ジェットの役割を定量化するために、23個のRLNLSy1銀河の最初の体系的な比較INOV研究を報告し、15個のRLNLSy1が検出を確認しました。ジェット（ジェット）と残りの8つのRLNLSy1は、非常に長いベースラインアレイの観測に基づいてジェット（ジェットなし）を検出していません。これらの2つのサンプルを、それぞれ最小3時間の37セッションと16セッションでそれぞれ監視しました。$>$3\％の典型的なINOV振幅（$\psi$）検出しきい値を使用した99\％信頼水準でのF$^{\eta}$テストに基づいて、12\％のINOVデューティサイクルが見つかります。ただし、噴射されたRLNLSy1のサンプルでは、噴射されていないRLNLSy1のサンプルでINOVを示したソースはありませんでした。噴射されたRLNLSy1の中で、噴射された$\gamma$線が検出された（$\gamma$線）RLNLSy1のデューティサイクル（DC）は、非の場合のnullINOV検出とは対照的に、34\％であることがわかります。-$\gamma$-rayRLNLSy1s。これは、相対論的ビーミングが、ジェットの単なる存在の代わりに、AGNの非熱的光放射の（はるかに安定した）希釈によるNLSy1sなどの低輝度高降着AGNの場合にINOVに重要な役割を果たすことを示唆しています。核降着円盤による光放射の可能性は非常に高いです。ジェットされた$\gamma$線RLNLSy1sの私たちの研究は、より高い見かけのジェット速度を持つソースに対してより頻繁なINOV検出を示しています。さらに、我々の結果は、NLSy1の中で、噴射された$\gamma$線RNLSy1銀河DCのみがDCのようなブレーザーに接近することも示唆しています。
闇の計量III：ガイアがどのようにして自由に浮遊するブラックホールを星占いで検出できたが、おそらく検出しなかったのか
| Title |
Weighing_the_Darkness_III:_How_Gaia_Could,_but_Probably_Won't,_Astrometrically_Detect_Free-Floating_Black_Holes |
| Authors |
Jeff_J._Andrews |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04648 |
目に見えない伴星が明るい星に引力で引っ張られると、視差がずれたり、星が固有運動したりすることがよく知られています。このシリーズの以前の論文では、位置天文ミッションのガイアがこれらの弧を正確に測定することによって長周期のバイナリを識別できると主張しています。星の進路の弧は、フライバイ、つまり別の巨大な物体との双曲線の遭遇によっても引き起こされる可能性があります。衝突パラメータ、相互作用の速度、およびコンパニオン質量の関数として、コンパニオンスターによって誘発される時間の経過に伴う見かけの加速度を定量化します。原則として、ガイアは、天の川の局所的な暗黒物質の可能性に対する巨大でコンパクトなハローオブジェクトの寄与を天文学的に特定するために使用できます。しかし、それらの速度とガイアの感度を定量化した後、フライバイは非常にまれであるため、ガイアはおそらくそれを観測することはないでしょう。したがって、位置天文加速度を示すGaiaデータベース内のすべての星は、別のオブジェクトとの長周期バイナリである可能性があります。それにもかかわらず、中間質量ブラックホールがソーラーネイバーフッドに存在する場合、それらが近くの星に誘発する異常に大きな加速度によってどのように検出できるかを示します。
| Title |
Measuring_the_Evolution_of_the_NuSTAR_Detector_Gains |
| Authors |
Brian_Grefenstette,_Murray_Brightman,_Hannah_P._Earnshaw,_Karl_Forster,_Kristin_K._Madsen,_Hiromasa_Miyasaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04058 |
このメモでは、NuSTAR検出器の長期的なゲイン変動を追跡するために使用される方法について説明しています。これは、Madsenetal。で提示された分析に基づいています。（2015）展開可能なキャリブレーションソースを使用して、NuSTARCdZnTe検出器のゲインドリフトを測定します。これは、NuSTARゲインCALDBファイルに新しいエントリが必要になったときに定期的に更新されるライブドキュメントを目的としています。このドキュメントでは、2022年初頭までの分析と、バージョン20220510でリリースされたゲインv010CALDBファイルについて説明します。
KeckOSIRIS面分光器のキャリブレーションを改善するための非負行列因子分解の使用
| Title |
Using_Non-Negative_Matrix_Factorization_to_Improve_Calibration_of_the_Keck_OSIRIS_Integral_Field_Spectrograph |
| Authors |
Katelyn_Horstman,_Michael_P._Fitzgerald,_James_E._Lyke,_Sherry_C._C._Yeh,_Devin_S._Chu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04070 |
面分光器（IFS）は、生データを処理するために重要なキャリブレーション手法を必要とすることがよくあります。W.M.Keck天文台のOH抑制赤外線イメージングスペクトログラフ（OSIRIS）は、レンズレットベースのIFSであり、検出器のフラックスを波長と検出器の位置の両方に関連付けるための正確な方法が必要です。キャリブレーションスキャン中、検出器上の個々のレンズレットのスペクトル応答を一意に決定するために、単一カラムレンズレットマスクを使用して、隣接するレンズレットカラムからの光をプライマリレンズレットカラムから分離します。単一カラムレンズレットマスクを採用しているにもかかわらず、隣接するマスクされたレンズレットカラムからの光が一次レンズレットカラムに漏れる場合、そのような較正スキームに関連する問題が発生する可能性がある。一次レンズレットカラム内の追加の光によるフラックスを誤って特性化すると、レンズレットカラム間のクロストークの1つの形式が発生します。これは、縮小されたデータのスペクトル次元における非物理的アーティファクトとして最も明確に現れます。潜在的にブレンドされたキャリブレーションスキャンの問題をソース分離の問題として扱い、ブレンドされたキャリブレーションスキャンスペクトルを分離する方法として非負行列因子分解（NMF）を実装します。キャリブレーションスキャンデータにNMFを適用した後、キャリブレーションスキャンから抽出されたスペクトルは、信号対雑音比に悪影響を与えることなく、最大26.7$\pm$0.5$\％$のクロストークの減少を示します。さらに、NMF因子を作成するために必要な、レンズレット列ごとのキャリブレーションスキャンの最適な数を決定し、レンズレット列ごとに1つのキャリブレーションスキャンを使用してNMF因子を作成すると、クロストークが最大に減少することを発見しました。
ガイアでSETI楕円体を検索する
| Title |
Searching_the_SETI_Ellipsoid_with_Gaia |
| Authors |
James_R._A._Davenport,_Barbara_Cabrales,_Sofia_Sheikh,_Steve_Croft,_Andrew_P._V._Siemion,_Daniel_Giles,_Ann_Marie_Cody |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04092 |
SETI楕円体は、目立つ天文現象に同期した信号を受信する戦略に基づいて、技術署名の観測に優先順位を付けるための幾何学的手法です。ガイアから近くの星までの正確な距離により、楕円体の交差時間を制限することが可能になります。ここでは、近くの星のガイアカタログを使用して、SN1987ASETI楕円体、および278個の古典的な新星によって定義された楕円体上のターゲットを選択することの有用性を探ります。100個のサンプル内の星の8％未満が、SN1987ASETI楕円体の内部にあります。つまり、近くの星の大部分は、長期にわたって監視するための実行可能なターゲットです。100個のボリューム内で年間平均734個の星が、SN1987Aの楕円体と交差し、ガイアからの距離の不確実性が0.1lyrよりも優れている星の約10％が見つかります。
DAMPEミッションによる宇宙線の軌道再構築のための深層学習法
| Title |
A_deep_learning_method_for_the_trajectory_reconstruction_of_cosmic_rays_with_the_DAMPE_mission |
| Authors |
Andrii_Tykhonov,_Andrii_Kotenko,_Paul_Coppin,_Maksym_Deliyergiyev,_David_Droz,_Jennifer_Maria_Frieden,_Chiara_Perrina,_Arshia_Ruina,_Mikhail_Stolpovskiy,_Xin_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04532 |
DAMPE実験による粒子軌道再構成のための深層学習法を提示します。開発されたアルゴリズムは、宇宙素粒子ミッションのための最初の完全に機械学習された軌道再構築パイプラインを構成します。標準の手作業で設計されたアルゴリズムに比べて、パフォーマンスが大幅に向上していることが示されています。より優れた精度のおかげで、開発されたアルゴリズムは、全エネルギー範囲のトラッカーで粒子の絶対電荷の識別を容易にし、PeVスケールに向けて、ほとんど達成できない極端なエネルギーでの宇宙線陽子およびヘリウムスペクトルの測定への扉を開きます標準の軌道再構成方法を使用します。さらに、開発されたアプローチは、ハドロンシャワーの場合は数百GeV以上、電磁シャワーの場合は数十GeV以上の高堆積エネルギーでの熱量計による粒子方向再構成の前例のない精度を示しています。
超高速白色矮星コンパニオンの検索：SN1006の固有運動調査
| Title |
Searching_for_a_Hypervelocity_White_Dwarf_Companion:_A_Proper_Motion_Survey_of_SN_1006 |
| Authors |
Joshua_V._Shields,_Wolfgang_Kerzendorf,_Matthew_W._Hosek_Jr.,_Ken_J._Shen,_Armin_Rest,_Tuan_Do,_Jessica_R._Lu,_Andrew_G._Fullard,_Giovanni_Strampelli,_Alfredo_Zenteno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04095 |
Ia型超新星（SNeIa）は、白色矮星の二元相互作用の結果としての熱核爆発に由来すると確実に理解されていますが、その二元相互作用と二次物体の性質は不明です。最近、動的に駆動される二重縮退二重爆轟（D6）モデルとして知られる二重白色矮星モデルが、これらのイベントの有望な説明になりました。このシナリオの1つの実現は、コンパニオンが爆発を生き延び、残骸内に高速移動（$V_{peculiar}>1000$kms$^{-1}$）、過光（$L>0.1L_\）として存在する可能性があることを予測しています。odot$）白色矮星。最近、ガイアの調査で、これらの異常な性質を持っていると思われる3つの物体が発見されました。同様の星を発見するために、ダークエネルギーカメラを使用してSNIaの残骸SN1006の測光観測を4年間にわたって取得しました。残骸の内部星の種族の深く、高精度の位置天文固有運動調査を提示します。D6シナリオのテストされた実現と一致する高い固有運動オブジェクトの存在を除外します（$V_{transverse}>600$kms$^{-1}$、$m_r<21$は、$L>0.0176L_\odot$）。そのような星は残骸の中には存在しないか、強い局所的な塵または視線にほぼ平行なバイナリシステムからの放出の可能性が低いことによる検出から隠されていると結論付けます。
| Title |
Shock_Breakout_in_3-Dimensional_Red_Supergiant_Envelopes |
| Authors |
Jared_A._Goldberg_and_Yan-fei_Jiang_and_Lars_Bildsten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04134 |
Athena++を使用して、コア崩壊を受けてタイプIIP超新星になる赤色超巨星（RSG）の外被における衝撃波の放射ブレイクアウトの3D放射流体力学計算を実行します。完全な対流RSGエンベロープの本質的な3D構造は、1D恒星モデルで予測されたものとは、衝撃ブレイクアウト（SBO）の明るさと持続時間に重要な違いをもたらします。まず、3Dモデルの従来の光球の外側にある材料の低密度の「ハロー」は、1Dモデルよりも低密度での衝撃の発生につながります。これにより、表面の任意の場所でのショックブレイクアウトフラッシュの持続時間が$\approx$1-2時間に延長されます。ただし、さらに大きな影響は、密度の大規模な変動に関連する本質的に3D効果であり、さまざまな半径でさまざまな時間に衝撃が発生することがわかります。これにより、SBOの持続時間が約3〜6時間に大幅に延長され、恒星表面全体のさまざまなパッチが任意の時点で放射ブレイクアウトと冷却のさまざまな段階にあるため、放射温度の多様性が示唆されます。これらの予測期間は、SBOの既存の観察結果とよりよく一致しています。持続時間が長くなると、予測される明るさが3〜10倍低くなり（$L_\mathrm{bol}\sim10^{44}\mathrm{erg\s^{-1}}$）、次の新しいスケーリングが導き出されます。爆発エネルギーと恒星の特性を備えた明るさと持続時間。これらの本質的に3Dの特性は、観測された立ち上がり時間を使用して、光の移動時間の影響を介して恒星の半径を測定する可能性を排除します。
有意なオコンネル効果を示すケプラー食変光星の特徴
| Title |
Characteristics_of_Kepler_Eclipsing_Binaries_Displaying_a_Significant_O'Connell_Effect |
| Authors |
Matthew_F._Knote,_Saida_M._Caballero-Nieves,_Vayujeet_Gokhale,_Kyle_B._Johnston,_Eric_S._Perlman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04142 |
オコンネル効果（食変光星に不均等な最大値が存在する）は、近接連星システムの研究では未解決の謎のままです。ケプラー宇宙望遠鏡は、約3,000の食変光星の高精度測光を生成し、以前の研究よりも詳細に、大規模なサンプルでオコンネル効果を研究するユニークな機会を提供しました。オコンネルの最大のサンプルを表す、少なくとも1％の最大フラックス差を示す212個のシステム（ケプラー食変光星の7.3％）のセットの観測特性（温度、光度、食の深さなど）を特徴づけましたエフェクトシステムはまだ研究されています。オコンネル効果の根本的な原因を理解するために、これらの特性が互いにどのように相関しているかを調査しました。また、時間的変動や非対称最小値など、オコンネル効果（サンプルの約30％）以外に、独特の光度曲線機能を備えたいくつかのシステムクラスについても説明します。オコンネル効果量と周期および温度との相関関係は、Kouzumaの恒星黒点研究と一致していないことがわかりました。システムの最大20％が、物質移動中のバイナリに期待される放物線食のタイミング変動信号を表示します。オコンネル効果を表示するほとんどのシステムは、一次日食に続いてより明るい最大値を持ち、最大値がより明るい基本的なリンクとオコンネル効果の物理的原因を示唆しています。最も重要なことは、オコンネル効果が、コンポーネントが互いに大きく影響するほど十分に接近しているシステムでのみ発生することです。これは、コンポーネント間の相互作用が最終的にオコンネル効果の原因であることを示唆しています。
大調光直前の7mmと1.3cmでのベテルギウスの空間分解観測
| Title |
Spatially_Resolved_Observations_of_Betelgeuse_at_7mm_and_1.3cm_Just_Prior_to_the_Great_Dimming |
| Authors |
L._D._Matthews_(MIT_Haystack_Observatory)_and_A._K._Dupree_(Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04144 |
直前の2019年8月2日に〜7mm（44〜GHz）および〜1.3cm（22〜GHz）の波長でKarlG.Jansky超大型アレイ（VLA）で得られたBetelgeuse（AlphaOrionis）の空間分解観測を提示します2019年後半から2020年初頭にかけて発生した歴史的な光学調光の始まりまで。私たちの測定は、半径r〜2-3R*の間の大気の温度と密度構造の最近の変化を示唆しています。7mmの星は、1996年から2004年までの以前に公開された観測エポックよりも約20％暗くなります。r〜2.1R*でT_B=2270+\-260Kの平均ガス温度を測定します。ここでR*は標準的な光球半径です。これは、同等の半径で以前に報告された温度よりも約2シグマ低く、大気の以前の半経験的モデルによって予測されたものよりも1200K以上低くなっています。r〜2.6R*（T_B=2580+\-260K）で測定された輝度温度も、過去の測定の傾向に基づいて予想されたよりも低くなっています。私たちの現在の測定における恒星の明るさのプロファイルは、巨大な対流セルや他の表面の特徴の明らかな兆候がなく、比較的滑らかで対称に見えます。ただし、方位角方向に平均化された輝度プロファイルは、均一な楕円形のディスクよりも複雑であることがわかります。私たちの観測は、紫外線での分光測定が大規模な流出と相まって、ベテルギウスの南半球における彩層電子密度の増加の証拠を明らかにする約6週間前に得られました。これらのイベントを、強い衝撃波の通過を含む、観測された星の電波特性と関連付ける可能性のあるシナリオについて説明します。
原始星の雪線位置のモデリング：原始星の雲のコアの構造の影響
| Title |
Modeling_snowline_locations_in_protostars:_The_impact_of_the_structure_of_protostellar_cloud_cores |
| Authors |
Nadia_M._Murillo,_Tien-Hao_Hsieh,_and_Catherine_Walsh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04314 |
要約コンテキスト：星と円盤の形成中の雪線は、エンベロープと円盤の化学組成の設定など、原始星の進化中のさまざまな影響の原因です。これは次に、固体の元素組成を変化させ、衝突特性とダスト粒子の結果に影響を与えることにより、惑星の形成に影響を与えます。雪線は降着バーストを明らかにすることもでき、星の形成過程への洞察を提供します。方法：円筒対称の物理モデルのグリッドと組み合わせた数値化学ネットワークを使用して、COおよびH$_2$Oの雪線の位置を変更する物理パラメーターを特定しました。調査されたパラメータは、初期の分子量、COとH$_2$Oの結合エネルギー、熱源、雲のコア密度、流出空洞の開口角、およびディスクの形状です。シミュレートされた分子線放出マップを使用して、各パラメーターで雪線の位置の変化を定量化しました。結論：この作業で提示されたモデルは、COとH$_2$Oの雪線の位置が、一般的に想定されているような単一の明確な温度では発生しないことを示しています。代わりに、雪線の位置は、光度、雲のコア密度、およびディスクが存在するかどうかによって異なります。傾斜と空間分解能は、雪線の位置の可観測性と測定の成功に影響を与えます。N$_2$H$^+$とHCO$^+$の放出は、COとH$_2$Oの雪線の位置の優れた観測トレーサーとして機能することに注意してください。ただし、ディスクが存在するかどうかの制約、追加の分子トレーサーの観測、およびエンベロープ密度の推定は、観測された雪線の位置の原因を正確に特定するのに役立ちます。N$_2$H$^+$とHCO$^+$のピーク放射半径と光度のプロットを提供して、COとH$_2$Oの雪線の位置を測定することを目的とした深く埋め込まれた原始星の観測とモデルを比較します。
AU Mic b、cおよびProxCenbに到達する銀河宇宙線の強力な抑制
| Title |
The_strong_suppression_of_Galactic_cosmic_rays_reaching_AU_Mic_b,_c_and_Prox_Cen_b |
| Authors |
A._L._Mesquita,_D._Rodgers-Lee,_A._A._Vidotto_and_R._D._Kavanagh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04376 |
銀河宇宙線の伝播は、太陽系の文脈ではよく理解されていますが、M矮星系については十分に研究されていません。宇宙線は生命の文脈に関連しているので、太陽系外惑星に到達する宇宙線のフラックスを定量化することは重要です。ここでは、けんびきょうとプロックスセンの惑星系における銀河宇宙線フラックスを計算します。1D宇宙線輸送モデルを使用して銀河宇宙線を伝播します。ProxCenb、AUMicb、およびAUMiccの場合、銀河宇宙線フラックスは強く抑制されており、地球に到達するフラックスよりも低いことがわかります。私たちのモデルには、太陽以外の星で初めて、恒星磁場の勾配と曲がりによる放射状の粒子ドリフトの影響が含まれています。ProxCenの場合、粒子ドリフトを含めると、モデルから除外した場合よりも銀河宇宙線フラックスの抑制が少なくなることがわかります。けんびきょうちょの場合、恒星風の質量損失率が低いものと高いものの2つの異なる風環境を調査します。けんびきょうちょの場合、粒子のドリフトは銀河宇宙線フラックスの抑制も少なくなりますが、それは質量損失率の高いシナリオでのみ重要です。ただし、けんびきょうちょの両方の風のシナリオは、銀河宇宙線を強く抑制します。全体として、太陽系外惑星に到達する銀河宇宙線フラックスを計算するには、恒星風の注意深いモデリングが必要です。ここで見つかった結果は、将来の太陽系外惑星の大気観測や大気モデルの解釈に使用できます。
位置天文および分光学的エラーからのバイナリパラメータ、およびGaiaeDR3の候補となる大規模なダークコンパニオン
| Title |
Binary_parameters_from_astrometric_and_spectroscopic_errors,_and_candidate_massive_dark_companions_in_Gaia_eDR3 |
| Authors |
Shion_Andrew,_Zephyr_Penoyre,_Vasily_Belokurov,_N._Wyn_Evans,_Semyeong_Oh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04392 |
未解決のバイナリシステムによって導入された位置天文誤差と分光誤差を組み合わせて、バイナリ周期と質量比の推定値を得る方法を示します。これは、観測ベースライン上に1つ以上の完全な軌道が見られると仮定した場合、または任意の期間の数値で実行できます。これらのエラーがさまざまなシステムでどのように動作するか、およびそれらから何を推測できるかを示します。この方法をGaiaeDR3データに適用し、2番目のデータリリースからの視線速度を最新の位置天文データと組み合わせます。予測期間と質量比をAPOGEEの既知のバイナリと比較し、私たちの方法で計算された推定値と測定値の間に良好な一致を見つけます。最後に、このメソッドを使用して、GaiaRVSデータセット全体でコンパクトオブジェクトの候補を検索します。位置天文および分光誤差が大きく（$RUWE_{ast}>1.25$および$RUWE_{spec}>3$）、推定質量比が大きく、推定コンパニオン質量が大きい（$q>1$および$M_c>）ソースを選択します。3M_\odot$）2,601の候補メインシーケンス+コンパクトオブジェクトペアのカタログを提供します。より厳密なカットを適用し、低レベルの測光変動を課してトリプル（$RUWE_{phot}<2$）を削除し、182の候補の金サンプルを生成します。
高速コロナ質量放出の偏光測定研究
| Title |
Polarimetric_Studies_of_a_Fast_Coronal_Mass_Ejection |
| Authors |
Marilena_Mierla,_Bernd_Inhester,_Andrei_N._Zhukov,_Sergei_V._Shestov,_Alessandro_Bemporad,_Philippe_Lamy,_Serge_Koutchmy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04411 |
この作業では、2012年7月12日に太陽地球関係観測所（STEREO）ミッションに搭載されたCOR1およびCOR2機器によって観測された、高速で広いコロナ質量放出（CME）の偏光測定研究を行いました。CMEソース領域は、地球の視点から観察した場合、ソーラーディスクの約S15W01にあるX1.4フレアでした。3D段階的円筒シェル（GCS）再構成法から導出されたCMEの位置は、太陽半径2.5でS18W00付近、太陽半径5.7でS07W00付近でした。つまり、CMEは、コロナ内を外側に伝播しながら赤道に向かって偏向しました。CMEの前縁の予測速度も、下部コロナの約200kms$^{-1}$からCOR2視野の約1000kms$^{-1}$に変化しました。CMEの偏光度は約65％ですが、一部のCME領域では80％に達する可能性があります。CMEは、10$^\circ$-15$^\circ$（またはそれ以上）の範囲で、接線からの偏光角の偏差を示しました。私たちの分析によると、これは主に、偏光パラメータが導出される3つの偏光画像のシーケンスが同時に取得されるのではなく、数秒の時間差で取得されるという事実によるものです。この時間間隔では、CMEは機器のFOV内で少なくとも2ピクセル移動しており、この変位により、偏光パラメータ（偏光度、偏光角など）が不確実になります。偏光の導出を改善するためのいくつかのステップを提案します。この研究は、分極機能を備えた機器からの将来のデータを分析するために重要です。
Gaia EDR3に基づく、惑星状星雲の新しい統計的距離スケール
現在の作業は、厳密なキャリブレーションサンプルに基づいて惑星状星雲（PNe）の新しい統計的距離スケールを構築することを目的としています。キャリブレーションサンプルの距離は、ガイアの初期の3番目のデータリリース（ガイアEDR3）の最近の測定値を使用して三角視差法から導き出されます。新しい距離スケールは、電波表面輝度温度と星雲半径の間のよく知られた線形関係を適用することによって作成されます。キャリブレーションサンプルは、正確に計算された距離の96PNeで構成されており、不確かさは$20\％$未満です。PNeの初期の地上および宇宙ベースの三角視差は、ガイアの視差、特にヒッパルコスの結果との不一致を示しています。さらに、これらの測定の精度はガイアの測定よりもかなり低くなります。三角法と比較した場合、膨張法と運動学的方法は、分光法、消滅法、重力法、および光イオン化法よりも一貫性がありました。さらに、文献の以前の結果とは反対に、絶滅と重力の方法は、平均して、PN距離を過小評価し、わずかに過大評価しています。ガイア視差の抽出の副産物として、それぞれ14個と3個のPN中心星（CS）の視線速度と変動を検出します。私たちの知る限り、Hen2-447CSの変動性が初めて決定されました。
MAXI J0709-159からの最近のX線フレア：光学分光法とマルチエポック測光を使用した追跡調査
| Title |
Recent_X-ray_flare_from_MAXI_J0709-159:_a_follow-up_study_using_optical_spectroscopy_and_multi-epoch_photometry |
| Authors |
Suman_Bhattacharyya,_Blesson_Mathew,_Savithri_H_Ezhikode,_S_Muneer,_Selvakumar_G,_Maheswer_G,_R._Arun,_Hema_Anilkumar,_Gourav_Banerjee,_Pramod_Kumar_S,_Sreeja_S_Kartha,_KT_Paul,_C._Velu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04473 |
2022年1月25日に、MAXIJ0709-159からHD54786（LYCMa）方向の軟X線および硬X線でのMAXI/GSC観測による2つのX線フレアリングイベントの最近の検出に関する追跡調査を提示します。。フレア中のX線輝度は約10^（37）erg/s（MAXI）でしたが、フレア後は10^（32）erg/s（NuSTAR）に減少しました。2022年2月1日と2日に、インドのHCTおよびVBT施設からHD54786の低解像度スペクトルを取得しました。Hα線放射に加えて、この星の光スペクトルにHeIの輝線が見つかりました。オブジェクトのスペクトルを文献のスペクトルと比較することにより、HeI線が変動性を示すことがわかりました。測光研究を使用して、星の有効温度は20000Kであると推定します。以前の研究では、HD54786が超巨星として報告されていますが、私たちの分析では、色-マグニチュード図の主系列から進化していることがわかります。ほこりっぽい星周円盤からのIR放射の可能性を排除して、赤外線超過を検出できませんでした。私たちの現在の研究は、HD54786がコンパクトオブジェクトコンパニオン（おそらく中性子星）を備えたBe/X線連星システムであることを示唆しています。
2リボンフレア上の大規模電流シートにおける引き裂きモードに支配された磁気リコネクションの二次元モデリング
| Title |
Two-dimensional_modeling_of_the_tearing-mode-governed_magnetic_reconnection_in_the_large-scale_current_sheet_above_the_two-ribbon_flare |
| Authors |
Yining_Zhang,_Jing_Ye,_Zhixing_Mei,_Yan_Li_and_Jun_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04484 |
2Dシミュレーションを使用して、ランキスト数$S=10^6$の重力成層太陽大気における2リボンフレア中の磁気リコネクションのモデル化を試みます。引き裂きモードの不安定性は、再接続電流シート（CS）内の不均一な乱流につながり、再接続の高速フェーズを引き起こすことがわかりました。高速再接続は、磁場の余分な散逸をもたらし、見かけ上再接続率を高めます。CSのエネルギースペクトルはべき乗則パターンを示し、プラズモイドのダイナミクスが関連するスペクトルインデックスを支配します。エネルギー散逸は100-200〜kmのスケール$l_{ko}$で発生し、関連するCSの厚さは1500〜2500〜kmの範囲であり、テイラースケール$l_T=l_{ko}S^に従うことに気づきました。{1/6}$。終端衝撃波面（TS）は、フレアループの上の乱流領域に現れます。これは、フレアループを加熱する重要な要因です。実質的な磁気エネルギーは、TSを介して運動エネルギーと熱エネルギーの両方に変換され、累積加熱速度は運動エネルギー伝達の速度よりも大きくなります。さらに、乱流はTSによって何らかの形で増幅され、その振幅はTSのローカルジオメトリに関連しています。
太陽近傍のクラスタリング分析によって明らかにされた新しいコロナとアソシエーション
| Title |
New_Coronae_and_Stellar_Associations_Revealed_by_a_Clustering_Analysis_of_the_Solar_Neighborhood |
| Authors |
Leslie_Moranta,_Jonathan_Gagn\'e,_Dominic_Couture,_Jacqueline_K._Faherty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04567 |
含まれているだけだった以前の研究とは対照的に、HDBSCANを使用した視線速度を持つ近くの（$\leq$200pc）ガイアEDR3星の6次元XYZ銀河位置とUVW空間速度の密度ベースのクラスタリング分析の結果を提示します位置と接線速度。241個の回収されたクラスターの中から、50以上の既知の関連、100Myr-3Gyrの32個の新しい候補恒星ストリーム、Kounkel＆Covey（2019）によって発見された既知のTheiaグループの9個の拡張、および近くの散開星団の周りの8個の新しく認識されたコロナを識別します。。確認された3つの太陽系外惑星をホストする星とさらに3つのTESS通過太陽系外惑星候補は、ヘッジスらのTOI-1807とTOI-2076を含む、ここで発見された新しいグループの一部です。（2021）まだ特定されていない移動グループに属していると疑われた。ここで紹介する新しいグループは、年齢が高く、空間密度が低く、近くの共動メンバーの接線速度を広げる投影効果があるため、以前は認識されていませんでした。いくつかの新しく識別された構造は、太陽から60pc以内の距離に到達し、孤立した惑星質量オブジェクトを識別するための新しい根拠を提供します。Volans-Carinaの新しく認識されたコロナの最も近いメンバーはV419Hyaであり、22pcの距離にある既知の若い塵円盤の星です。この研究は、近くの星、太陽系外惑星、亜恒星天体の正確な年齢校正のための新しい実験室を提供する、太陽のすぐ近くにある若い協会のさらなる特徴づけの重要性を概説しています。
静かな太陽のインターネットワークにおける光球磁気キャンセルの特性の定量化
| Title |
Quantifying_Properties_of_Photospheric_Magnetic_Cancellations_in_the_Quiet_Sun_Internetwork |
| Authors |
Vincent_E._Ledvina,_Maria_D._Kazachenko,_Serena_Criscuoli,_Dennis_Tilipman,_Ilaria_Ermolli,_Mariachiara_Falco,_Salvatore_Guglielmino,_Shahin_Jafarzadeh,_Luc_Rouppe_van_der_Voort,_Francesca_Zuccarello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04644 |
スウェーデンの1メートル太陽望遠鏡からの分光偏光データを分析して、静かな太陽光球における小規模な磁気キャンセルの物理的特性を調査しました。具体的には、FeI557.6nmに沿った完全なストークス偏光プロファイルとCRispImagingSpectroPolarimeter（CRISP）によって測定されたFeI630.1nmラインを調べて、42.5の間の視線（LOS）磁場の時間的変化を研究しました。静かな太陽の進化の分。このマグネトグラムシーケンスから、38のキャンセルイベントを視覚的に識別しました。次に、さらに別の機能追跡アルゴリズム（YAFTA）を使用して、これらの磁気キャンセルの物理的特性を特徴付けました。各イベントで平均$1.6\times10^{16}$Mxの磁束がキャンセルされ、平均キャンセル率は$3.8\times10^{14}$Mxs$^{-1}$であることがわかりました。導出されたキャンセルされたフラックスは、平均速度が$V_\mathrm{LOS}\approx1.1$kms$^{-1}$の強い下降流に関連しています。私たちの結果は、各イベントの平均寿命が$9.2$分であり、初期磁束の平均$44.8\％$がキャンセルされていることを示しています。研究された磁気キャンセルイベントは、機器のノイズレベルに非常に近い磁場値を持っているため、磁束の推定値は下限を提供します。キャンセルサイトでは水平磁場は観察されなかったため、イベントが磁気リコネクションを引き起こす可能性のある関連構造であるかどうかを結論付けることはできません。
複数の加圧ガスチェレンコフ放射器を用いたコンパクトミューオン分光計の開発
| Title |
Development_of_Compact_Muon_Spectrometer_Using_Multiple_Pressurized_Gas_Cherenkov_Radiators |
| Authors |
Junghyun_Bae_and_Stylianos_Chatzidakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04048 |
素粒子物理学とミューオンアプリケーションの両方で、高解像度ミューオン運動量測定機能は、素粒子の特性に関する貴重な情報を提供するだけでなく、宇宙線ミューオンの利用可能性を改善する上でも重要な役割を果たします。通常、ミューオンの運動量は、強磁場とミューオントラッカーを使用して湾曲したミューオン経路を再構築することによって測定されます。あるいは、特に磁場を回避する必要がある場合は、飛行時間型およびチェレンコフリングイメージャの適用頻度は低くなります。ただし、測定分解能は磁気分光計よりもはるかに低く、約20％ですが、磁石やトラッカーを使用した場合は約4％以下です。ここでは、複数の加圧ガスチェレンコフラジエーターを利用するミューオン運動量を推定するための別のパラダイムを提案します。気体媒体の屈折率はその圧力と温度によって変化するという事実を使用して、ミューオン信号が検出されるミューオンチェレンコフしきい値運動量レベルを最適化できます。この作業では、各チェレンコフからの光子信号を分析することにより、ミューオンの運動量が{sigma_p}/p<20％の平均分解能と0.1〜10.0GeV/cの運動量範囲で90.08％の平均分類率で推定できることを示します。ラジエーター。私たちの新しい分光計は、既存の機器に組み込まれることにより、イメージングの品質を大幅に改善し、宇宙線ミューオンアプリケーションのスキャン時間を短縮することを期待しています。
ペナルティ付きモデルのペナルティ強度を最適化するための単純なデータ駆動型手法とそのノンパラメトリック平滑化への応用
| Title |
A_simple_data-driven_method_to_optimise_the_penalty_strengths_of_penalised_models_and_its_application_to_non-parametric_smoothing |
| Authors |
Jens_Thomas,_Mathias_Lipka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04067 |
多くの場合、関心のある情報は、モデルフィッティングによってのみデータから抽出できます。そのようなモデルの関数形式が第一原理から推測できない場合、異なる可能なモデルから選択する必要があります。このような場合の一般的なアプローチは、データへの許容可能な適合を実現しながら、適合変数の数（またはそれぞれモデルの柔軟性）を可能な限り減らすことによって、モデルの情報損失を最小限に抑えることです。赤池情報量基準（AIC）によるモデル選択は、オッカムの剃刀のそのような実装を提供します。同じ原則を適用して、ペナルティ付き最尤モデルのペナルティ強度を最適化できると主張します。ただし、一般的なアプリケーションでは、AICを使用して最尤モデルの有限の離散セットから選択しますが、ペナルティ最適化では候補モデルの連続体から選択する必要があり、これらのモデルは最尤条件に違反します。このケースを含む一般化された情報量基準AICpを導き出します。それは当然、非常に柔軟で、線形または非線形、パラメトリックまたはノンパラメトリック、およびパラメーターの制約方程式の有無にかかわらず、任意のモデルに適用できる効果的な自由パラメーターの概念を含みます。一般化されたAICpにより、個別のモンテカルロシミュレーションを必要とせずに、ペナルティ強度の最適化が可能になることを示します。アプリケーションの例として、動的モデリング、スペクトルフィッティング、重力レンズなどの天体物理学で多くのアプリケーションがあるノンパラメトリックモデルでの平滑化の最適化について説明します。
巨大重力における構造の線形成長
巨大重力の拡張された準膨張セットアップにおけるバックグラウンドダイナミクスと物質摂動の成長を研究します。摂動の解析では、最初にスカラー場の物質成分を選択し、すべてのスカラー摂動が安定する条件を取得します。私たちは物質分野のユニタリーゲージで作業します。これにより、一般相対性理論の限界で既知の結果に直接マッピングすることができます。パラメータ検索を実行することにより、摂動は一般に不安定であることがわかりますが、スカラー場が圧力のない物質のように効果的に動作するポテンシャルの特定の選択により、安定した摂動が可能になります。次に、コールドダークマターが支配する宇宙における物質摂動の成長について考察します。等角ニュートンゲージで作業して、成長因子や成長率を含むさまざまな観測量の進化方程式を取得し、準静的およびサブホライズン近似でスケールに依存しない成長を見つけます。最後に、ハッブルパラメータと物質の摂動が特定のパラメータ値の選択に対して大重力でどのように進化するか、そしてこの進化が宇宙定数とコールドダークマターからなる標準的な宇宙モデルとどのように比較されるかを示します。
$ ^ {17} $ O $ + \alpha$反応速度の不確実性が回転する大質量星のs過程に与える影響
| Title |
The_impact_of_$^{17}$O$+\alpha$_reaction_rate_uncertainties_on_the_s-process_in_rotating_massive_stars |
| Authors |
J._Frost-Schenk,_P._Adsley,_A.M._Laird,_R._Longland,_C._Angus,_C._Barton,_A._Choplin,_C._Aa._Diget,_R._Hirschi,_C._Marshall,_F._Portillo_Chaves,_K._Setoodehnia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04167 |
巨大な星は、鉄より重い元素の銀河系の化学進化に不可欠です。しかし、宇宙の進化の初期におけるそれらの貢献は、核反応速度の制約が不十分であるために不明確です。競合する$^{17}$O（$\alpha、\gamma$）$^{21}$Neと$^{17}$O（$\alpha、n$）$^{20}$Neは強く反応します低金属量で回転する巨大な星からの弱いs過程の収量に影響を与えます。豊富な$^{16}$Oは中性子を吸収し、s過程からフラックスを取り除き、$^{17}$Oを生成します。$^{17}$O（$\alpha、n$）$^{20}$Ne反応は中性子を放出し、$^{17}$O（$\alpha、\gammaの場合、継続的なs過程元素合成を可能にします$）$^{21}$Ne反応は十分に弱いです。公表されている料金は入手可能ですが、関連する温度に関する限られた間接的な実験データに基づいており、さらに重要なことに、不確実性は提供されていません。利用可能な原子核物理学が評価され、$^{20}$Ne（$d、p$）$^{21}$Neを使用した天体物理学的に関連する$^{21}$Ne状態の新しい研究からのデータと組み合わされました反応。（$\alpha、n$）/（$\alpha、\gamma$）反応速度の比率に制約が課せられ、初めて提供される速度には不確実性があります。新しいレートは（$\alpha、n$）反応を支持し、低金属量の星を回転させる際の弱いs過程がバリウムまで続き、計算された不確実性の範囲内で鉛にさえなる可能性が高いことを示唆しています。
磁気圏に耳を傾ける：ULF波を聞こえるようにする最善の方法
| Title |
Listening_to_the_magnetosphere:_How_best_to_make_ULF_waves_audible |
| Authors |
Martin_O._Archer,_Marek_Cottingham,_Michael_D._Hartinger,_Xueling_Shi,_Shane_Coyle,_Ethan_"Duke"_Hill,_Michael_F._J._Fox,_Emmanuel_V._Masongsong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04279 |
太陽圏全体の観測は、通常、時系列データを生成するその場の宇宙船観測に依存しています。多くの場合、このデータは視覚的に分析されますが、私たちの音の感覚により自然に役立ちます。振動データを可聴音に変換する最も簡単な方法は、オーディフィケーション（データサンプルからオーディオサンプルへの1対1のマッピング）です。これには、情報が失われないという利点があり、元のデータを真に表現できます。ただし、オーディフィケーションにより、一部の磁気圏ULF波の観測が速すぎて、誰かが現実的に効果的に聞くことができなくなる可能性があります。このため、音楽用に開発されたさまざまな既存のオーディオタイムスケール修正手法について詳しく説明し、これらを宇宙船によるULF波観測に適用して、結果のオーディオのプロパティにどのように影響するかを調べます。公開対話を通じて、これらの波を可聴にすることに関するULF波研究者への推奨事項に到達し、これらの新しい方法の科学的および教育的可能性について話し合います。
シベリア上空の2015/2016年冬のオゾンミニホール：特徴的な特徴と大気ブロッキングとの関係
| Title |
Ozone_mini-hole_in_winter_2015/2016_over_Siberia:_Characteristic_features_and_relationship_to_atmospheric_blocking |
| Authors |
I.I._Mokhov,_S.A._Sitnov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04389 |
2015/2016年冬のシベリア上空での深部オゾンミニホール（OMH）の形成の特徴とメカニズムは、AIRSとCALIOP衛星データを使用して実行されました。全カラムオゾンの枯渇は、主に下部成層圏でのオゾン混合比の大幅な低下によって引き起こされ、70hPaの圧力レベル近くで50％に達しました。OMHの形成は、対流圏界面の高さの増加や、オゾン層が破壊された亜熱帯の空気の対流圏での移流など、大気の遮断に関連する動的要因と密接に関連していた。また、OMH形成の重要な要因は、OMHの領域からのオゾンの流出の増加による成層圏でのオゾンの減少でした。極成層圏雲の表面でのハロゲン含有化合物との触媒反応による成層圏オゾンの化学的破壊のOMH形成への寄与を評価した。
| Title |
Shadow_of_Kerr_black_hole_surrounded_by_an_angular_Gaussian_distributed_plasma |
| Authors |
Zhenyu_Zhang,_Haopeng_Yan,_Minyong_Guo_and_Bin_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04430 |
この研究では、軸対称プラズマに囲まれたカーブラックホールの影を研究します。その密度は、角度方向にガウス分布を取ります。放射状方向に沿って、2つのモデルを検討します。モデルAでは、プラズマの密度はべき法則で崩壊します。モデルBでは、密度は対数ガウス分布に従います。数値後方光線追跡法を使用すると、プラズマの密度の角度分布により、影のサイズが観測者の傾斜角に敏感であることがわかります。特に、モデルBに特に注意を払い、最大密度の半径方向の位置、事象の地平線に向かう密度の減衰率、およびプラズマの開き角がカーブラックホールの形状とサイズに及ぼす影響を調査します。影の多い。この研究で研究されたプラズマの効果は、プラズマを屈折率が1ドル未満の凸レンズとしてとることによって定性的に説明することができます。
磁化された高密度中性子に富む物質の熱力学
中性子星は、大質量星の可能な最終状態の1つです。それは重力によって圧縮され、核縮退圧力によって安定化されます。その名前にもかかわらず、これらのオブジェクトの構成は正確にはわかっていません。しかし、推定された密度から、中性子はおそらく星の内部のかなりの部分を構成します。すべての中性子星は磁場を持っていると予想されますが、一部の中性子星（「マグネター」）は、推定マグネター表面磁場が$10^{14}$から$10^{15}$の間である他の中性子星よりもはるかに高度に磁化されています。ガウス。中性子星は巨視的な物体ですが、星のエネルギー、圧力、磁場の極値のために、微視的スケールの熱力学を星の大規模な振る舞いに刻印することができます。この貢献は、磁化された高密度中性子物質の熱力学、その状態方程式を説明し、可能な強磁性状態の条件、磁化された真空からの貢献、および考えられる観測の意味を探求することに焦点を当てています。
この研究では、低質量の完全対流星の初期進化が、重力のDHOST（縮退した高次スカラーテンソル）理論の文脈で研究されています。静水圧平衡方程式がスカラーテンソル重力に対して修正されることは知られていますが、星の初期進化段階への結果としての修正は、このフレームワークでは調査されませんでした。これを念頭に置いて、主系列星への収縮、リチウム燃焼、主系列星への入り口という3つの進化段階を検討し、これらの各段階が理論のパラメーターによってどのように影響を受けるかを調査します。これらの影響を考慮に入れると、とりわけ、林トラックがシフトし、星の年齢が大幅に変更されていることを示すことができます。
