STRIDES：30個の4重に画像化されたクエーサーの自動化された均一モデル
| Title |
STRIDES:_Automated_uniform_models_for_30_quadruply_imaged_quasars |
| Authors |
T._Schmidt,_T._Treu,_S._Birrer,_A._J._Shajib,_C._Lemon,_M._Millon,_D._Sluse,_A._Agnello,_T._Anguita,_M._W._Auger-Williams,_R._G._McMahon,_V._Motta,_P._Schechter,_C._Spiniello,_I._Kayo,_F._Courbin,_S._Ertl,_C._D._Fassnacht,_J._A._Frieman,_A._More,_S._Schuldt,_S._H._Suyu,_M._Aguena,_F._Andrade-Oliveira,_J._Annis,_D._Bacon,_E._Bertin,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_C._Conselice,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_J._De_Vicente,_S._Desai,_P._Doel,_S._Everett,_I._Ferrero,_D._Friedel,_J._Garc\'ia-Bellido,_E._Gaztanaga,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_K._Kuehn,_O._Lahav,_F._Menanteau,_R._Miquel,_A._Palmese,_F._Paz-Chinch\'on,_A._Pieres,_A._A._Plazas_Malag\'on,_J._Prat,_et_al._(10_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04696 |
重力時間遅延は、他のすべてのプローブとは無関係に、$H_0$の強力なワンステップ測定を提供します。時間遅延宇宙誌の重要な要素の1つは、高精度レンズモデルです。これらは現在、コンピューティングと調査時間の両方の観点から取得するのに費用がかかります（それぞれ、10$^{5-6}$CPU時間と$\sim$0.5-1年）。したがって、現在の10年間に発見されると予測される多数のレンズを活用するには、モデリング速度を大幅に改善する必要があります。この障害を回避するために、Shajibetal。（2019）、自動モデリングパイプラインを開発し、ハッブル宇宙望遠鏡によって複数のバンドで観測された30個の4重に画像化されたクエーサーと1個のレンズ付きコンパクト銀河のサンプルに適用します。私たちの自動パイプラインは、30/31レンズのモデルを導き出すことができ、一般的なシステムでは、人間の時間は数時間、計算時間は100CPU時間未満です。レンズごとに、主要なパラメータの測定と倍率の予測、および複数の画像の時間遅延を提供します。フェルマーポテンシャル（時間遅延に比例）の差の安定性を使用して、モデルの宇宙誌準備を特徴付けます。モデリングの選択。10/30レンズの場合、モデルは宇宙誌またはほぼ宇宙誌のグレード（<3％および3-5％の変動）であることがわかります。6/30レンズの場合、モデルは宇宙誌グレード（5-10％）に近いです。これらの結果は有益な事前確率に基づいており、さらなる分析によって確認する必要があります。ただし、パイプラインモデリングシーケンスとオプションを拡張することで改善される可能性もあります。結論として、我々は、大きな強力なレンズサンプルの均一な宇宙誌グレードのモデリングが手の届くところにあることを示しています。
銀河団Abell399とAbell401内およびそれらの間の熱および非熱成分
| Title |
The_thermal_and_non-thermal_components_within_and_between_galaxy_clusters_Abell_399_and_Abell_401 |
| Authors |
Federico_Radiconi,_Valentina_Vacca,_Elia_Battistelli,_Annalisa_Bonafede,_Valentina_Capalbo,_Mark_J._Devlin,_Luca_Di_Mascolo,_Luigina_Feretti,_Patricio_A._Gallardo,_Ajay_Gill,_Gabriele_Giovannini,_Federica_Govoni,_Yilun_Guan,_Matt_Hilton,_Adam_D._Hincks,_John_P._Hughes,_Marco_Iacobelli,_Giovanni_Isopi,_Francesca_Loi,_Kavilan_Moodley,_Tony_Mroczkowski,_Matteo_Murgia,_Emanuela_Orr\`u,_Rosita_Paladino,_Bruce_Partridge,_Craig_L._Sarazin,_Jack_Orlowski_Scherer,_Crist\'obal_Sif\'on,_Cristian_Vargas,_Franco_Vazza_and_Edward_J._Wollack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04697 |
低周波アレイ（LOFAR）とアタカマ宇宙望遠鏡（ACT）+\Planckマップを使用して、2つの銀河団Abell399とAbell401の電波放射とCompton-$y$信号の間の局所相関を測定します。これらのデータセットにより、$\sim$arcminuteの解像度でこの種の最初の測定を行うことができます。ラジオの明るさは、Abell401の場合は$F_{\mathrm{radio}}\proptoy^{1.5}$、Abell399の場合は$F_{\mathrm{radio}}\proptoy^{2.8}$としてスケーリングされることがわかります。さらに、$XMM$データを使用して、両方のクラスターの電波とX線の明るさの間に準線形相関を導き出します（$F_{\mathrm{radio}}\proptoF_{\rmX}^{0.7}$）。最後に、Compton-$y$とX線データを相関させ、等温プロファイルが$y\proptoF_{\rmX}^{0.5}$で2つのクラスターを適切に記述していることを確認します。等温-$\beta$モデルを採用することにより、初めて、ラジオ、X線、およびCompton-$y$データを共同で使用して、磁場プロファイル$B（r）注入および再加速シナリオでの\propton_{\mathrm{e}}（r）^{\eta}$。このモデルを適用すると、無線とCompton-$y$信号の組み合わせは、データセットが独立して相関している場合よりも、クラスター全体でX線との相関が非常に強いことがわかります。$\eta\sim0.6{-}0.8$が見つかりました。これらの結果は、Abell401の2つの電波銀河の回転測定値を使用して、磁場のスケーリングインデックスについて導出した上限と一致します。また、フィラメント間の電波、コンプトン-$y$、およびX線の相関を測定します。クラスターですが、フィラメントの相関関係を説得力のある方法で決定するには、より深いデータが必要であると結論付けています。
宇宙論的スケールでの重力ポテンシャル崩壊率の最初の直接測定と改善された暗黒エネルギー制約
| Title |
The_first_direct_measurement_of_gravitational_potential_decay_rate_at_cosmological_scales_and_improved_dark_energy_constraint |
| Authors |
Fuyu_Dong,_Pengjie_Zhang,_Zeyang_Sun,_Changbom_Park |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04917 |
統合されたザックス・ヴォルフェ（ISW）効果は、大規模な重力ポテンシャルの崩壊率（$DR$）をプローブするため、ダークエネルギー（DE）に独自の制約を与えます。ただし、その拘束力は、大規模構造（LSS）との相互相関に依存し、銀河の偏りと物質のクラスター化の不確実性に悩まされているISW測定によって低下します。レンズとLSSの相互相関を組み合わせることで、$DR$は、銀河の偏りや物質のクラスター化における不確実性のない方法で分離できます。この提案を、DESI画像調査のDR8銀河カタログとPlanck宇宙マイクロ波背景放射（CMB）マップの組み合わせに適用しました。最初の$DR$測定を達成し、合計の重要度は$3.3\sigma$でした。2つのLSSトレーサー（「低密度ポイント」と従来の銀河）を使用して、3つの赤方偏移ビン（$[0.2,0.4）$、$[0.4、0.6）$、$[0.6,0.8]$）での測定値を検証しました。位置）。S/Nが比較的低いにもかかわらず、$DR$を追加すると、SDSSバリオン音響振動（BAO）データのみ、またはパンテオン超新星（SN）コンパイルのみよりも、ダークエネルギーの制約が大幅に改善されます。フラットな$w$CDM宇宙論の場合、$\Omega_m$の精度の向上は、BAOより2倍、SNより1.6倍です。DEの状態方程式$w$の場合、改善係数はBAOに対して1.4です（$w=-0.69^{+0.14}_{-0.13}\rightarroww=-0.86^{+0.11}_{-0.08}$）および1.7overSN（$w=-1.06^{+0.23}_{-0.18}\rightarroww=-1.07^{+0.15}_{-0.09}$）。これらの改善は、$DR$が有用な宇宙論的プローブであることを示しているため、将来の宇宙論的分析での使用を推奨します。
Ia型超新星と電波クエーサーとの宇宙の距離二重性関係の宇宙論的モデルに依存しないテスト
| Title |
Cosmological-model-independent_tests_of_cosmic_distance_duality_relation_with_Type_Ia_supernovae_and_radio_quasars |
| Authors |
Yuan_He,_Yu_Pan,_Dong-Ping_Shi,_Shuo_Cao,_Wen-Jie_Yu,_Jing-Wang_Diao,_Wei-Liang_Qian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04946 |
この論文では、2つのモデルに依存しないアプローチを通じて、最大のSNeIa（パンテオン）とコンパクトな電波クエーサー（QSO）のサンプルの組み合わせを使用して、宇宙の距離二重性関係（CDDR）の可能な偏差を調査します。CDDRの偏差は、$D_L（z）/D_A（z）（1+z）^{-2}=\eta（z）$および$\eta（z）=e^{\tau（z）として記述されます。/2}$、パラメータ化は$F_1$（$\tau（z）=2\epsilon_1z$）および$F_2$（$\tau（z）=（1+z）^{2\epsilon_2}-1$）。さらに、結果として得られる2つの距離を比較するために、2つの宇宙論モデルに依存しない方法、つまり、近くのSNeIa法とGP法を使用して、同じ赤方偏移で2つの異なるデータを照合します。私たちの調査結果は、文献で得られた結果と比較して、最新のSNeIaおよびQSOサンプルを使用すると精度が向上することを示しています。特に、近くのSNeIaメソッドのフレームワークでは、CDDRはモデル$F_1$では$\Delta\epsilon_{1}=0.013$の精度で、モデルでは$\Delta\epsilon_{2}=0.018$の精度で制約されます。$F_2$。GP方式に関しては、データサイズが大きいほど、CDDRパラメータに対する制約が厳しくなることがわかります。したがって、宇宙論的観測と分析方法のさらなる発展を伴って、私たちの分析は、宇宙の初期段階、または少なくとも関連する新しい物理学での説明されていない不透明度の原因の証拠への洞察を提供します。
結合された一般化された3形式のダークエネルギーモデル
暗黒エネルギーが一般化された3つの形の場によって表され、暗黒物質が塵によって表される、結合された暗黒エネルギーモデルが考慮されます。モデルのラグランジュの関数$N$と$I$を3形式フィールドの2つのべき乗則関数と見なすことにより、アトラクターと追跡鞍点で構成される自律進化方程式系の2つの不動点を取得します。これは、偶然の問題を軽減するために使用できます。厳密に制限できない現在の3つの形式のフィールド$\kappaX_{0}$をマージナル化した後、モデルを最新のタイプIa超新星（SN\uppercase\expandafter{\romannumeral1}a）、バリオン音響振動と対峙させます。（BAO）および宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の放射観測とフィッティング結果$\Omega_{m0}=0.280_{-0.048}^{+0.048}$および$\lambda=0.011_{-0.032}^{+0.032}$$2\sigma$信頼レベルでは、最適な有効暗黒エネルギー状態方程式（EOS）が赤方偏移約0.2で$-1$と交差することもわかります。
Galaxy and Mass Assembly（GAMA）：ハローストリーミングモデルを使用した赤方偏移空間での銀河群相関の調査
| Title |
Galaxy_and_Mass_Assembly_(GAMA):_Probing_galaxy-group_correlations_in_redshift_space_with_the_halo_streaming_model |
| Authors |
Qianjun_Hang,_John_A._Peacock,_Shadab_Alam,_Yan-Chuan_Cai,_Katarina_Kraljic,_Marcel_van_Daalen,_M._Bilicki,_B.W._Holwerda,_J.Loveday |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05065 |
銀河と質量の集合（GAMA）調査のために、赤方偏移空間における銀河群の相互相関を研究しました。模擬GAMA銀河とグループカタログのセットを使用して、赤方偏移空間の歪みに対する新しい「ハローストリーミング」モデルを開発およびテストします。これは、ストリーミングモデルを介した2ハロ相関に加えて、モックから導出された経験的な1ハロ項を処理し、非線形領域への正確なモデリングを可能にします。赤方偏移空間の歪みから推測される成長率のロバスト性を調べるために、銀河を色で分割し、重力レンズを介して総質量に較正された、それらの総恒星質量に従ってグループを分割します。モデルを相関データに適合させて、摂動成長率の推定値$f\sigma_8$を取得し、異なる模擬実現間の分散を介してパラメーターエラーを検証します。モックと実際のデータの両方で、最小投影半径$r_{\rmmin}$までの相関データの使用を考慮して、グループのさまざまなサブセットと銀河集団の間で結果が密接に一致していることを示します。モックデータの場合、ハローストリーミングモデルを使用して$r_{\rmmin}=5h^{-1}$Mpc未満にすることができ、すべてのサブセットが互いに約3％以内の成長率をもたらし、本当の価値。実際のGAMAデータの場合、結果は宇宙分散によって制限されます。実効赤方偏移0.20で$f\sigma_8=0.29\pm0.10$;しかし、DESIの明るい銀河の調査など、この方法で同じタイプのより大きなデータセットから正確な制約が得られると期待する理由はすべてあります。
共分散行列モデルをシミュレーションに適合させる
| Title |
Fitting_covariance_matrices_models_to_simulations |
| Authors |
Alessandra_Fumagalli,_Matteo_Biagetti,_Alexandro_Saro,_Emiliano_Sefusatti,_An\v{z}e_Slosar,_Pierluigi_Monaco,_Alfonso_Veropalumbo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05191 |
宇宙論におけるデータ分析には、信頼できる共分散行列が必要です。数値シミュレーションから導出された共分散行列は、正確であるために非常に多くの実現を必要とすることがよくあります。共分散行列の理論モデルが存在する場合、モデルのパラメーターは、多くの場合、はるかに少ないシミュレーションで適合させることができます。このような近似を実行するための厳密なベイズ法を確立しますが、最大事後点を使用するだけで十分な場合が多いことを示しています。シミュレーションから適切な$\chi^2$分布を調べることにより、モデル共分散行列をテストする方法を示します。2つの例で私たちの方法を示します。まず、$10000$の模擬ハローカタログの大規模なセットからハローの2点相関関数を測定します。$2$の自由パラメーターを使用してモデル共分散を構築します。これは、手順を使用して適合させます。わずか100ドルのシミュレーションの実現から得られた結果の最適なモデル共分散は、完全な10000ドルのセットから構築された数値共分散行列と同じくらい信頼できることが証明されています。また、同じセットのモックの数千の三角形のハローバイスペクトルを測定することにより、共分散行列が大きいセットアップでメソッドをテストします。対角ガウス共分散の改善として、$2$の自由パラメーターを使用してブロック対角モデル共分散を構築します。この場合、モデルの共分散は$\chi^2$検定に部分的にしか合格せず、自由パラメーターを使用してもモデルが不十分であることを示しますが、ガウス分布よりも大幅に改善されます。
平均運動共鳴における惑星のアプシダルアラインメントとアンチアラインメント：ディスク駆動の移動と離心率駆動
| Title |
Apsidal_Alignment_and_Anti-Alignment_of_Planets_in_Mean-Motion_Resonance:_Disk-Driven_Migration_and_Eccentricity_Driving |
| Authors |
JT_Laune_(1),_Laetitia_Rodet_(1),_Dong_Lai_(1)_((1)_Department_of_Astronomy,_Center_for_Astrophysics_and_Space_Sciences,_Cornell_University,_Ithaca,_NY) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04810 |
出生ディスク内を移動する惑星は、平均運動共鳴（MMR）に取り込むことができます。この共鳴では、惑星の周期が整数比で関連付けられます。最近の観測によると、MMRの惑星は、軸方向に整列することも、反整列することもできます。これらの異なる構成がどのように発生するかは不明です。この論文では、捕獲された惑星の頂角の特性に焦点を当てて、移動する惑星のMMR捕獲プロセスを研究します。惑星が収束移動を受け、惑星とディスクの相互作用による離心率の減衰を経験するMMRキャプチャの標準的な画像は、常にキャプチャされた惑星のアプシダルアンチアラインメントにつながることを示します。ただし、惑星がディスクからの離心率の駆動を経験する場合、MMRで軸方向に整列した構成を生成できます。この構成では、両方の惑星の共振角度が循環しますが、「混合」共振角度は、公称共振位置の近くで惑星を解放してトラップします。ディスクの偏心駆動が存在する場合のMMRキャプチャプロセスは、一般に複雑で不規則であり、アプシダルアライメントやアンチアライメント、共振の中断など、さまざまな結果につながる可能性があります。K2-19システムの2つの共鳴惑星は、中程度の離心率と遠地点が整列しているため、過去に離心率が出生円盤から駆動されたことがあることをお勧めします。
EOS-ESTM：ハビタブル太陽系外惑星の柔軟な気候モデル
| Title |
EOS-ESTM:_A_flexible_climate_model_for_habitable_exoplanets |
| Authors |
L._Biasiotti,_P._Simonetti,_G._Vladilo,_L._Silva,_G._Murante,_S._Ivanovski,_M._Maris,_S._Monai,_E._Bisesi,_J._von_Hardenberg_and_A._Provenzale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05151 |
温帯の岩石惑星は、太陽系外の居住可能な世界や生命を発見するための最良の機会を提供します。過去数十年の間に、新しい機器施設と大規模な観測キャンペーンは、居住可能な世界の探求によって推進されてきました。岩石惑星の居住性を研究することを目的とした気候モデルは、これらの技術的および観測的努力を完済するための不可欠なツールです。これに関連して、観測によって制約されていないものを含む、複数の気候要因の居住性への影響を調査することを目的とした、高速で柔軟なモデルであるEOS-ESTMを紹介します。EOS-ESTMは、子午線輸送と垂直輸送の高度な処理を特徴とする季節-緯度エネルギーバランスモデルであるESTMに基づいて構築されています。EOS-ESTMの新しい機能には、次のものが含まれます。（1）温度と恒星の天頂距離の関数として、海、陸、氷、雲の気候への影響をシミュレートするためのパラメーター化。（2）太陽型および非太陽型の星に照らされた、地上および非地上の組成を持つ大気中の放射伝達を計算するための手順（EOS）。EOS-ESTMに地球の恒星、軌道、惑星のパラメータを供給することにより、地球の気候システムの多数の観測制約を満たす参照モデルを導き出します。非陸域条件の検証テストは、気候モデルの階層で得られた同等の結果と一致する予測をもたらします。最大温室条件の惑星大気へのEOS-ESTMの適用は、さまざまな惑星パラメータについてHZの外縁で雪玉の遷移を追跡する可能性を示し、HZのマルチパラメータ研究への道を開きます。
正確な視線速度におけるテルル吸収の特徴づけと軽減II：M2型星の研究
| Title |
Characterizing_and_Mitigating_Telluric_Absorption_in_Precise_Radial_Velocities_II:_A_Study_of_an_M2_Type_Star |
| Authors |
Natasha_Latouf,_Sharon_Xuesong-Wang,_Bryson_Cale,_Peter_Plavchan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05233 |
テルリック吸収線は、地上ベースの高解像度分光器からの正確な視線速度（RV）の測定に影響を与えます。この論文では、この影響の恒星スペクトル型への依存性をシミュレートし、G型星を研究したこのシリーズの最初の論文の研究を合成M型矮星に拡張します。シミュレートされた一連の観測におけるテルリックの存在から、可視および近赤外線（NIR）での正確なRV測定のバイアスを定量化します。M型矮星RVは、G型星に比べてテルリックの影響が大きいことがわかります。具体的には、M矮星の場合、テルリックは赤色光学で最大16cm/s、NIRで220cm/sを超えるRVエラーを引き起こす可能性があります。G型矮星の場合、同等のRV系統分類は、赤色光学系で3cm/s、NIRで240cm/sです。M矮星のこの相対的な増加は、テルリック線と恒星のドップラー情報量との間の波長の一致の増加に起因すると考えられます。シミュレーションの結果を、NASA赤外線望遠鏡施設（IRTF）のiSHELLスペクトログラフからバーナード星で収集されたデータと比較します。この研究は、NASAの探査機ミッションの概念研究であるEarthFinderのフォローアップとして実施されました。
| Title |
Lessons_from_the_Magellanic_System_and_its_modeling |
| Authors |
Jianling_Wang_(1),_Francois_Hammer_(2),_and_Yanbin_Yang_(2)_((1)_CAS_Key_Laboratory_of_Optical_Astronomy,_National_Astronomical_Observatories,_Beijing_100101,_China_(2)_GEPI,_Observatoire_de_Paris,_PSL,_CNRS,_Place_Jules_Janssen_92195,_Meudon,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04692 |
HIの空を支配する著名なマゼラニックストリームは、マゼラン雲と天の川の周辺を潜在的に制約する、興味をそそる多数の観測を提供します。ここでは、「動圧と衝突」モデルがこれらの特性を自然に説明し、モデルの作成後に行われた最新の観測のいくつかを予測できることを示します。これらには、運動学、年齢、距離が十分に測定されているマゼラニックブリッジの星の種族の複雑さや、モデルが天の川の潮汐力からその形成を予測する北潮汐力が含まれます。この過度に制約されたモデルは、Streamプロパティを調査するための適切なパスを提供するようです。これは、ストリームの主な特性の半分しか再現しない潮汐モデルとは対照的です。特に、潮汐の尾は、観測されたねじれたフィラメントを再現できず、そのガス含有量は、に関連する大量のHIおよびHIIガスを提供するのに十分な量ではありません。ストリーム。雲によってもたらされた大量のガスを再現するために行われた努力にもかかわらず、潮汐モデルの実行可能な解決策は予見できなかったようです。2$\times10^{10}$$M_{\odot}$を超える大マゼラン雲の質量では、「動圧と衝突」モデルが成功しなかったため、ストリームを形成するには低質量が必要であると推測されます。
TNG50銀河の形態学的分解：方法論とカタログ
| Title |
Morphological_decomposition_of_TNG50_galaxies:_methodology_and_catalogue |
| Authors |
Tommaso_Zana,_Alessandro_Lupi,_Matteo_Bonetti,_Massimo_Dotti,_Yetli_Rosas-Guevara,_David_Izquierdo-Villalba,_Silvia_Bonoli,_Lars_Hernquist,_and_Dylan_Nelson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04693 |
MORDOR（MORphologicalDecOmposeR、星の運動学に基づいてシミュレートされた銀河の構造分解のための新しいアルゴリズム）を提示します。コードは、最大5つの構造コンポーネント（薄い/冷たいディスクと厚い/暖かいディスク、古典的および世俗的なバルジ）のプロパティを測定します、および球形の恒星ハロー）、および恒星バーのプロパティを決定します（存在する場合）。文献に示されている他のアルゴリズムとの比較により、全体的に良好な一致が得られ、MORDORは、システムを正しく分解し、混雑しているバーを識別する際により高い柔軟性を示します。環境（例：進行中のフライバイがあり、宇宙シミュレーションで観察されることが多い）TNG50シミュレーションで銀河を分析するためにモルドールを使用し、次のことを発見します：（$i$）厚い円盤成分は結合エネルギー-循環性において最も強い進化を遂げます平面、予想通り、円盤状の銀河が宇宙の時間とともに乱流回転のサポートを減少させるとき;（$ii$）より小さな銀河（星の質量、$10^{9}\lesssimM_{*}/{\rmM_{\odot}}\leq5\times10^{9}$）は、$z\sim1$の後にディスクコンポーネントが大幅に増加しますが、（$iii$）は最も巨大な銀河（$5\times10^{10}<M_{*}/{\rmM_{\odot}}\leq5\times10^{11}$）は、回転楕円体が支配的なオブジェクトに向かって$z=0まで進化します。$衛星との頻繁な重力相互作用による。（$iv$）棒渦巻銀河の割合は、高赤方偏移で急速に成長し、$z\sim2$未満で安定します。ただし、最も大規模な銀河は、低赤方偏移で棒渦巻銀河の割合が減少します。（$v$）$M_{*}\sim10^{11}〜{\rmM_{\odot}}$の銀河は、観測研究と一致して、$z=0$でバーの相対発生率が最も高くなっています。MORDORとTNG50銀河の形態カタログを公開します。
準-銀河核からの周期的な噴火
私は銀河核からの準周期的噴火（QPE）を考えています。既知のすべてのケースは、重力波の放出によって崩壊する中央のブラックホールの周りの非常に偏心した軌道にある白色矮星（WD）からの降着の画像に自然に適合します。ASASSN--14koとESO243-39HLX--1は、この進化の初期段階ではQPEソースであり、それに応じて期間が長く、極端な偏心があり、WDドナーが大幅に多いと私は主張します。ASASSN--14koの派生パラメーターは、測定された期間の導関数を正しく与えます。最近の文献での反対の主張にもかかわらず、QPEシステムでの物質移動は常に非常に安定していることを明示的に示します。この安定性は、一部のQPEソースで見られる交互の長い-短い噴火を説明する可能性があります。WD軌道が減衰するにつれて、噴火は軌道のより大きな部分を占めて明るくなり、明るい低質量銀河核の準周期性の探索が潜在的に実り多いものになります。
NGC253の中心にある超星団のモルフォキネマティックアーキテクチャ
| Title |
The_Morpho-Kinematic_Architecture_of_Super_Star_Clusters_in_the_Center_of_NGC253 |
| Authors |
Rebecca_C._Levy,_Alberto_D._Bolatto,_Adam_K._Leroy,_Mattia_C._Sormani,_Kimberly_L._Emig,_Mark_Gorski,_Laura_Lenki\'c,_Elisabeth_A._C._Mills,_Elizabeth_Tarantino,_Peter_Teuben,_Sylvain_Veilleux,_Fabian_Walter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04700 |
近くの銀河NGC\、253の中心には、まだ形成過程にある12個以上の超星団（SSC）の集団があります。バーストの星形成の大部分はこれらのSSCに集中しており、スターバーストは銀河からの混相流に電力を供給しています。この作業では、アタカマ大型ミリ秒/サブミリ秒アレイ（ALMA）のデータを使用して、NGC\、253の中心に向かって350〜GHzのダスト連続放射を47ミリ秒（0.8pc）の解像度で測定します。著名な南西ストリーマーに関連して、流出における350〜GHz（ダスト）連続放出の検出を初めて報告します。この機能では、ダスト放出の幅は$\approx$〜8〜pcで、CO放出の外縁に位置し、$\sim〜（8-17）\times10の分子ガス質量に対応します。^6$〜M$_\odot$。スターバースト核では、SSCの分解された放射状プロファイル、サイズ、および分子ガス質量を測定します。やや低い空間分解能での以前の作業と比較して、ここでのSSCは、半径$0.4-0.7$〜pcの小さな下部構造に分解されます。投影では、SSC、ダスト、および高密度分子ガスは、長さが約155〜pcの薄い、ほぼ線形の構造として配置されているように見えます。この構造の形態と運動学は、禁止されたポテンシャルの中心で$x_2$軌道をたどるガスとしてよく説明できます。SSC自体の形態運動学的配置を制約し、楕円形の角運動量保存リングがSSCの形態と運動学の両方を適切に説明していることを発見しました。
過去10年間、天の川型銀河の半質量半径に進化はありませんでした
| Title |
No_Evolution_in_the_Half-Mass_Radius_of_Milky-Way-Type_Galaxies_over_the_Last_10_Gyrs |
| Authors |
Maryam_Hasheminia,_Moein_Mosleh,_Sandro_Tacchella,_S._Zahra_Hosseini-ShahiSavandi,_Minjung_Park,_and_Rohan_P._Naidu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04702 |
天の川銀河（MW）は、新しい観測データのおかげで焦点が合っています。ここでは、銀河系外の調査から特定したMWの始祖の構造進化を研究することにより、MWの過去に新たな光を当てました。具体的には、MWの恒星質量成長履歴（SMGH）を次の2つの方法で制約します。（$i$）MWの星形成履歴の直接測定。（$ii$）MWが、星形成の主系列星に残っている典型的な星形成銀河であると仮定します。CANDELS/3D-HSTデータから、$z=0.2-2.0$のこれら2つのSMGHに基づいてMW前駆体を選択します。恒星の質量プロファイルから構造パラメータ（半質量半径$r_{50}$とS\'ersicインデックスを含む）を推定します。私たちの重要な発見は、MW銀河の前駆体は、過去10Gyrにわたってほぼ一定の半質量半径（$\sim2-3$kpc）で空間的に分解されたスケールで自己相似的に成長する一方で、それらの恒星の質量は約1増加することです。dex、裏返しの成長がほとんどまたはまったくないことを意味します。恒星の質量（$r_{20}$）の$20\％$を含む半径は、$z=2.0$と$z=0.7$の赤方偏移の間で、$60\％$減少しますが、中央の恒星の質量密度（$\Sigma_1$）は、同時に1.3dexの係数で増加し、S\'ersicインデックスは$n\propto（1+z）^{-1.41\pm0.19}$として変化します。これは、厚い円盤の初期（$z>1$）の形成と、それに続くコアの質量の増加につながるバーの形成と一致しています。薄いディスクの形成と進化は、全体的な半質量サイズにほとんど影響を与えませんでした。また、MW前駆体の一定サイズの進化が、半経験的アプローチと数値シミュレーションに挑戦することも示しています。
歳差運動する無線ジェットを備えた候補デュアルAGNの動的モデリングと放射シグネチャ
| Title |
Dynamical_Modelling_and_Emission_Signatures_of_a_Candidate_Dual_AGN_with_Precessing_Radio_Jets |
| Authors |
Gourab_Giri,_Ravi_Pratap_Dubey,_K._Rubinur,_Bhargav_Vaidya,_Preeti_Kharb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04705 |
この論文では、歳差運動するジェットによる観測されたS字型電波源（2MASXJ12032061+131931）の動的および放射特性（放射損失および拡散衝撃加速の存在下）をモデル化しました。この点で、銀河環境における歳差運動ジェットの高解像度3D電磁流体力学（MHD）シミュレーションを実行しました。バウショック領域が時間の経過とともに弱くなると、2つの明るいホットスポットを持つ明確なS字型の外観を示します。形成された形態は、パラメータの選択に敏感です。らせん状ジェットと周囲媒体との間の相互作用の増加、およびMHDの不安定性によるジェットの減速も、結果として生じる構造に大きく影響します。したがって、歳差運動パラメータを適切に予測するには、これらの減速効果について運動学的モデルを修正する必要があります。合成スペクトルインデックスマップは、ジェット側と前縁がジェットリッジラインよりも比較的急なスペクトルインデックス値を持っているのに対し、ホットスポットはフラットなスペクトルインデックス値を示していることを示しています。ジェットはまた、高度に直線偏光されており（最大76％）、磁力線は、一般に、ジェットと周囲の媒体の相互作用によって形成されるジェット軌跡をたどります。この文脈では、拡散衝撃は、その進化の過程で構造をアクティブに保ちます。さらに、これらの銀河は等分配近似から大幅に逸脱し、スペクトルと力学の年代に不一致が生じることを示しました。
理想化された天の川のような銀河の自己調整シミュレーションを求めて
| Title |
Seeking_Self-Regulating_Simulations_of_Idealized_Milky_Way-Like_Galaxies |
| Authors |
Claire_Kopenhafer,_Brian_W._O'Shea,_G._Mark_Voit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04706 |
降水は、銀河周囲の媒体（CGM）が銀河の星形成を制御できるメカニズムである可能性があります。ここでは、特に降水を介して、銀河が星形成を自己調整する能力を調べることを目的とした、孤立した天の川のような銀河の理想的なシミュレーションを紹介します。私たちのシミュレーションは、星の明示的な形成による恒星のフィードバックを含む、CGMに焦点を合わせた最初の理想化されたモデルです。また、CGMでのローテーションの影響も調べます。6つのシミュレーションを使用して、初期CGM$t_{\rmcool}/t_{\rmff}$比と回転プロファイルの変動を調べます。これらの変動は、銀河円盤内の星形成とガス降着の量に影響を与えます。私たちのシミュレーションは初期条件に敏感であり、ガスが付着する前にCGMが破壊されないように、恒星のフィードバックの効率を徐々に上げる必要があります。この段階的な増加にもかかわらず、結果として生じる流出は、CGM内、さらには$r_{200}$を超える大きな高温の空洞を依然として排出します。一部のCGMガスは、キャビティとの相互作用を回避し、ミッドプレーンに沿ってディスクに供給することができますが、ミッドプレーンから遠く離れたフィードバック加熱ガスの冷却は遅すぎて、ディスクに追加のガスを供給することができません。私たちのシミュレーションは、天の川スケールのハローにおける星形成調節のための外側のCGMとIGMの物理的メカニズムの重要性を示しています。
バルジ成長とディスククエンチングによって特徴づけられる、形態学的シーケンスに沿った銀河の老化
近くの銀河の広範なEFIGI形態学的分類を使用して、銀河の色の二峰性を再検討します。g、r、iバンドの銀河SDSS画像は、SourceXtractor++を使用してバルジ+ディスクとして分解されます。GALEXNUVで補完されたグリ測光で作成されたスペクトルエネルギー分布は、銀河全体の恒星の質量と特定の星形成率（sSFR）、およびそれらのバルジとディスクのコンポーネントを推定するためにZPEGに適合しています。絶対NUV-r色対恒星質量図は、現在の銀河のsSFRとそれらの恒星質量との間の連続的な関係を示しており、ハッブルシーケンスのすべての形態学的タイプにまたがっています。不規則銀河からサブスパイラルまでは青い雲を構成し、グリーンプレーン（以前の谷）は初期型スパイラル（S0a-Sa）で構成され、レッドシーケンスにはすべてのレンズ状銀河と楕円銀河が含まれ、楕円銀河の質量は体系的に大きくなります。グリーンプレーンを横切る銀河は、バルジ対総質量比で2〜3倍の著しい成長を遂げ、疑似バルジから古典的なバルジへの体系的なプロファイルの変化、およびそれらのディスクでの星形成の衰退として解釈される有意な赤みを経験します。したがって、グリーンプレーンは遷移領域であり、急速な急冷のために主に高速通過を除外します。星形成の増加のトレーサー（明るいHII領域、渦巻腕、綿毛）が、星形成銀河の主系列星の限られた散乱を決定することをお勧めします。すべてのスパイラルのバーの頻度が高いこと、およびグリーンプレーンの膝のスパイラルアームと綿毛が強いことは、フライバイまたは合併によって引き起こされる可能性が高い内部ダイナミクスが、巨大な円盤銀河のバルジ成長の鍵である可能性があることを示唆しています。星形成から静止までの銀河の老化の分析。ハッブルシーケンスは、銀河の物理的進化の逆シーケンスと見なすことができます。
皇后。 IX。非常に金属の少ない銀河は非常にガスが豊富な分散が支配的なシステムです：JWSTはガス状の乱流高z原始銀河を目撃しますか？
| Title |
EMPRESS._IX._Extremely_Metal-Poor_Galaxies_are_Very_Gas-Rich_Dispersion-Dominated_Systems:_Will_JWST_Witness_Gaseous_Turbulent_High-z_Primordial_Galaxies? |
| Authors |
Yuki_Isobe,_Masami_Ouchi,_Kimihiko_Nakajima,_Shinobu_Ozaki,_Nicolas_Bouche,_John_H._Wise,_Yi_Xu,_Eric_Emsellem,_Haruka_Kusakabe,_Takashi_Hattori,_Tohru_Nagao,_Gen_Chiaki,_Hajime_Fukushima,_Yuichi_Harikane,_Kohei_Hayashi,_Yutaka_Hirai,_Ji_Hoon_Kim,_Michael_V._Maseda,_Kentaro_Nagamine,_Takatoshi_Shibuya,_Yuma_Sugahara,_Hidenobu_Yajima,_Shohei_Aoyama,_Seiji_Fujimoto,_Keita_Fukushima,_Takuya_Hashimoto,_Shun_Hatano,_Akio_K._Inoue,_Tsuyoshi_Ishigaki,_Masahiro_Kawasaki,_Takashi_Kojima,_Yutaka_Komiyama,_Shuhei_Koyama,_Yusei_Koyama,_Chien-Hsiu_Lee,_Akinori_Matsumoto,_Ken_Mawatari,_Takashi_J._Moriya,_Kentaro_Motohara,_Kai_Murai,_Moka_Nishigaki,_Masato_Onodera,_Yoshiaki_Ono,_Michael_Rauch,_Tomoki_Saito,_Rin_Sasaki,_Akihiro_Suzuki,_Tsutomu_T._Takeuchi,_Hiroya_Umeda,_Masayuki_Umemura,_Kuria_Watanabe,_Kiyoto_Yabe,_and_Yechi_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04709 |
金属量が低く（$0.016-0.098\Z_{\odot}$）、恒星の質量が小さい（$10^{4.7}-10^{7.6}M_{\odot}）6つの局所的な非常に金属の少ない銀河（EMPG）の運動学を示します。$）。8.2mのスバルで深い中高解像度（$R\sim7500$）の面分光スペクトルを取得し、H$\alpha$放射でEMPGの小さな内部速度勾配と分散を解決します。流入および/または流出によって発生した下部構造を注意深くマスキングし、3次元ディスクモデルを観測されたH$\alpha$フラックス、速度、および速度分散マップに適合させます。すべてのEMPGは、17〜31kmの速度分散（$\sigma_{0}$）よりも5〜23kms$^{-1}$小さい回転速度（$v_{\rmrot}$）を示します。s$^{-1}$は、流入および/または流出の影響を受ける分散が支配的な（$v_{\rmrot}/\sigma_{0}=0.29-0.80<1$）システムを示します。不確実性が大きい2つのEMPGを除いて、EMPGのガス質量分率は$f_{\rmgas}\simeq0.9-1.0$と非常に大きいことがわかります。私たちの結果を他のH$\alpha$運動学研究と比較すると、$v_{\rmrot}/\sigma_{0}$は減少し、$f_{\rmgas}$は金属量の減少、星の質量の減少、および特定の星形成率の増加。また、シミュレートされた高$z$（$z\sim7$）を形成する銀河は、観測されたEMPGと同様のガスの割合とダイナミクスを持っていることがわかります。私たちのEMPG観測とシミュレーションは、原始銀河がガスに富む分散が支配的なシステムであることを示唆しています。これは、$z\sim7$での今後のジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）観測によって識別されます。
火の磁場：シミュレートされたL $ _*$銀河の多相ISMとCGMのB磁場の観測との比較
| Title |
Magnetic_Fields_on_FIRE:_Comparing_B-fields_in_the_multiphase_ISM_and_CGM_of_Simulated_L$_*$_Galaxies_to_Observations |
| Authors |
Sam_B._Ponnada,_Georgia_V._Panopoulou,_Iryna_S._Butsky,_Philip_F._Hopkins,_Sarah_R._Loebman,_Cameron_Hummels,_Suoqing_Ji,_Andrew_Wetzel,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere,_Christopher_C._Hayward |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04764 |
磁場（$\textbf{B}$）と宇宙線（CR）の物理学は、最近、銀河形成のシミュレーションに含まれています。ただし、これらのコンポーネントが銀河の進化にどのように影響するかについては、重大な不確実性が残っています。それらの一般的な観測トレーサーを理解するために、FIRE-2プロジェクトからの天の川のような銀河の一連の高解像度、電磁流体力学、宇宙論的シミュレーションで磁場を分析します。CRを使用した場合と使用しない場合のシミュレーションの磁場トレーサーの模擬観測量を、ゼーマン分裂および回転/分散測定の観測値と比較します。中性星間物質とイオン化星間物質（ISM）の両方で、シミュレーションと観測の間に合理的な一致が見られます。CRを使用してシミュレートされた銀河は、磁場のみの銀河と比較して、平均して弱いISM$|\textbf{B}|$フィールドを示していることがわかります。これは、拡散した低密度の銀河系内部媒体（CGM）におけるCRの影響の現れです。磁気光線エネルギー密度と宇宙線エネルギー密度の間の等分配は、天の川のような銀河の典型的なISM密度に対して、大きな（$>$1kpc）スケールで有効である可能性がありますが、それらのハローでは有効ではないことがわかります。ISM内では、シミュレートされた銀河の磁場は、ガス密度によるべき乗則のスケーリングに従います。スケーリングは、観測から導出されたモデルとは対照的に、水素数密度$<$300cm$^{-3}$まで拡張されますが、観測測定と一致します。最後に、シミュレートされた銀河の投影のための合成回転測定（RM）プロファイルを生成し、CGMの観測制約と比較します。上限と一致していますが、10〜200kpcで予測されたCGMRMを検出し、理論上の予測をより適切に制約するには、改善されたデータが必要です。
ガイア時代の散開星団の構造への新しい洞察
| Title |
New_insights_into_the_structure_of_open_clusters_in_the_Gaia_era |
| Authors |
Jing_Zhong,_Li_Chen,_Yueyue_Jiang,_Songmei_Qin,_Jinliang_Hou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04904 |
Gaiaデータの助けを借りて、コアコンポーネントに加えて、散開星団の拡張領域に低密度の外部ハローコンポーネントがあることに注意してください。散開星団のコア半径（$\sim$10pc）を超えて拡張された構造を研究するために、GaiaEDR3データに基づいて、検索半径として最大50pcを取り、pyUPMASKアルゴリズムを使用して1〜2kpc以内の散開星団。256個の散開星団のメンバー星、特に散開星団の外側のハロー領域にある星を取得します。さらに、外側の領域にある散開星団の放射状密度プロファイルのほとんどが、キングのプロファイルから外れていることがわかります。散開星団の内部および外部の構造特性をよりよく説明するために、説明のために二重成分モデルを提案します。キングモデル分布のコアコンポーネントと対数ガウス分布の外部ハローコンポーネントを提案し、4つの半径（$r_c$、$r_t）を使用することを提案します。$、$r_o$、$r_e$）は、星団の構造と分布プロファイルを記述します。ここで、$r_t$と$r_e$は、それぞれコアコンポーネントと外部ハローコンポーネントの境界を表します。最後に、構造パラメーターを持つ256クラスターのカタログを提供します。さらに、私たちの研究は、これらの半径のサイズが統計的に線形に関連していることを示しています。これは、クラスターの内側と外側の領域が相互に関連しており、同様の進化過程に従うことを示しています。さらに、2つのコンポーネントの構造を使用して、さまざまな段階でクラスターの進化特性をより適切に追跡できることを示します。
Si + SO $ _2 $衝突と、シリコンと硫黄含有種間の中性中性反応の拡張ネットワーク
| Title |
The_Si+SO$_2$_collision_and_an_extended_network_of_neutral-neutral_reactions_between_silicon_and_sulphur_bearing_species |
| Authors |
Danilo_R._Campanha,_Edgar_Mendoza,_Mateus_X._Silva,_Paulo_F._G._Velloso,_Miguel_Carvajal,_Valentine_Wakelam,_Breno_R._L._Galv\~ao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04982 |
Si+SO$_2$反応は、SiS、SiO、SOなどの天体化学的関心を持つ分子の存在量への影響を検証するために調査されます。私たちの結果によると、Si（$^3$P）とSO$_2$はバリアレスに反応し、生成物として一酸化炭素SOとSiOのみを生成します。他の生成物につながる好ましい経路は見つかっておらず、この反応はSiSの存在量に寄与しないはずです。さらに、SiSはO$_2$との衝突で安定しており、S（$^3$P）+SiO$_2$およびO（$^3$P）+OSiSもSO+SiOを生成すると予測されています。これらの結果を使用し、文献からさらに実験データと計算データを収集して、SiおよびS含有分子が関与する中性中性反応の拡張ネットワークを提供します。これらの反応の影響は、ノーチラスガスグレインコードを使用して、原始星の衝撃モデルで調べられました。これは、$i。$原始寒冷低気圧、$ii。$衝撃領域自体、$iii。$から発生する衝撃ガスの物理化学的状態、そして最後に衝撃通過後のガスバルク状態をシミュレートすることで構成されていました。雲の年齢を強調し、これらの化学反応を体系的に含めると、[SiS/H$_2$]は、$tの雲から発生する衝撃で$\sim$10$^{-8}$のオーダーになる可能性があることがわかりました。=1\times10^6$yr、その値は主にSiS+O$\longrightarrow$SiO+S反応の影響を受けます。観察とともにさらなるモデルの展望は、分子の流出を宿す情報源の文脈で議論されます。
低質量IMFの環境変動
初期質量関数の環境変動を研究するために、放射と原始星の両方の流出フィードバックを含む一連の電磁流体力学シミュレーションを使用します。シミュレーションは注意深く制御された実験を表しており、フィードバックに関連するものを除いて、フローのすべての無次元パラメーターを一定に保ちます。面密度が増加するにつれて、放射フィードバックが低質量オブジェクトの形成をより効果的に抑制することを示しますが、これは、密度の高い環境でのジーンズ質量の減少を部分的にしか補償しません。同様に、原始星の流出は、より高い面密度環境での大質量星の形成を抑制するのにより効果的であることがわかります。これら2つの傾向の複合効果は、高面密度環境で特性質量が低く、全体的な質量範囲が狭いIMFに向かっています。初期型銀河におけるIMF変動の観測的証拠の解釈に対するこれらの発見の意味を議論します。
XMM-SERVSAGNサンプルを使用したAGNスペクトルエネルギー分布フィッティングの再検討
| Title |
A_Fresh_Look_at_AGN_Spectral_Energy_Distribution_Fitting_with_the_XMM-SERVS_AGN_Sample |
| Authors |
Adam_Marshall,_Matthew_W._Auger-Williams,_Manda_Banerji,_Roberto_Maiolino,_Rebecca_Bowler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05055 |
XMM-SERVS内のオブジェクトの10バンドの光学および赤外線測光データを使用して、0.7<z<4.5の711発光X線AGNにスペクトルエネルギー分布（SED）フィッティングを実行します。このフィッティングは、AGNとホスト銀河の特性に関する510の信頼できる（$\chi^2<3$の削減）推論を提供しました。SEDフィッティングから推定されたAGN光学（3000\r{A}）の光度は、以前の研究とよく一致して、測定されたX線（2-10keV）の光度と相関することがわかりました。X線硬度をAGNの不明瞭化の代用として使用して、不明瞭化されたAGNと不明瞭化されていないAGNのホスト銀河特性の違いについても調査します。両方の集団は一貫した恒星質量を持っています（log$_{10}（M_*/M_{\odot}）$=10.88$\pm0.09M_\odot$およびlog$_{10}（M_*/M_{\odot}）$=10.8$\pm0.1M_\odot$は、それぞれ、隠されていないAGNと隠されているAGNの場合）。また、サンプルの18.8％で標準のAGNテンプレートからAGN輝線特性が変化し、$\chi^2<3$が減少した証拠が見つかりました。ここで、追加の輝線強度自由パラメーターを含めると、フィット。SDSSスペクトルへのこれらの適合の比較は、広帯域測光から推測された輝線特性が、オブジェクトの91％の分光法からの結果と一致していることを示しました。SED適合から推測されるように、より弱く、よりブルーシフトされた輝線の存在は、$\alpha_{ox}$のより負の値に関連していることがわかります。電離SEDの硬度と輝線特性の相関関係は以前から知られていましたが、この相関関係は純粋に広帯域測光から導き出すことができます。
静止した偏った恒星円盤内のバルジ形成：z〜3銀河群における降着、星形成、および形態学的変換の接続
| Title |
Bulge_formation_inside_quiescent_lopsided_stellar_disks:_connecting_accretion,_star_formation_and_morphological_transformation_in_a_z_~_3_galaxy_group |
| Authors |
Boris_S._Kalita,_Emanuele_Daddi,_Frederic_Bournaud,_R._Michael_Rich,_Francesco_Valentino,_Carlos_G\'omez-Guijarro,_Sandrine_Codis,_Ivan_Delvecchio,_David_Elbaz,_Veronica_Strazzullo,_Victor_de_Sousa_Magalhaes,_J\'er\^ome_Pety_and_Qinghua_Tan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05217 |
RO-1001銀河のコア内にある3つの高度に星形成の巨大な（$>10^{11}\、\rmM_{\odot}$）銀河の十分に分解された近赤外およびサブmm分析を提示します。$\rmz=2.91$のグループ。それらのそれぞれは、拡張された巨大な恒星円盤の中心に埋め込まれた、銀河バルジの形成と一致する特性を備えたkpcスケールのコンパクト星バーストコアを表示します。驚くべきことに、恒星の円盤は明確に静止していて、ひどく偏っています。したがって、「アウトサイドイン」クエンチングは、3つのグループの銀河で進行中です。降着したガスと塊の影響下で生成された可能性が高い、ディスク内の強い質量偏り（1.6から$>$3の範囲）が星形成の抑制に関与し、ガスを核、したがって中央のスターバーストを作成します。ディスクの偏った側は、降着ストリームの影響の場所を示し、追加の物質成分（塵と星）が流入方向を直接トレースするそれらの近接で検出されます。マイナーマージャーと見なすことができる付着した塊との相互作用は、3つの銀河の主軸が外側のライマン-$\alpha$-放出供給フィラメントと密接に整列するように導きます。これらの結果は、それらが供給する銀河の形成と進化に対する冷たい降着流の影響の最初の観測的証拠を提供します。現在の段階では、これは降着の影響下での膨らみの急速な蓄積の形をとっていますが、少なくとも暴力的な大合併に遭遇するまで、大規模な静止状態と偏った恒星円盤を保持しています。
| Title |
The_viability_of_ultralight_bosonic_dark_matter_in_dwarf_galaxies |
| Authors |
Isabelle_S._Goldstein_(Brown_U.),_Savvas_M._Koushiappas_(Brown_U.),_Matthew_G._Walker_(CMU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05244 |
矮小銀河の暗黒物質分布は、暗黒物質粒子の基本的な性質と相互作用に関する豊富な情報を保持しています。この論文では、超軽量のボソニック暗黒物質が、運動星団から抽出された重力ポテンシャルと一致しているかどうかを調べます。6つの古典的な矮小銀河からの速度分散測定を使用して、粒子の質量とハローの質量の間に反相関があることを示します。$m\sim10^{-22}{\rm{eV}}$のオーダーの粒子質量は、$\sim10^{10}M_\odot$を超える質量のハローを必要としますが、$m\のオーダーの粒子質量はgtrsim10^{-20}{\rm{eV}}$は、質量のハローによって支持されます$\sim[10^{8}-10^{9}]M_\odot$、冷たい暗黒物質と同様の振る舞い。粒子の質量に関係なく、恒星のダイナミクスが最大でホストのハロー質量$\sim10^{-2}$の質量の中央ブラックホールの存在によって影響を受ける場合、より低いハロー質量が許可されます。ブラックホールを含まないモデルよりも、ブラックホールを含むモデルの方が優先されることはありません。それにもかかわらず、天の川の階層アセンブリが天の川サイズのハローの平均進化を追跡する場合、粒子の質量は$m\gtrsim10^{-20}{\rm{eV}}$でなければなりません。
パルサーは宇宙線電子および陽電子スペクトルで鋭い特徴を生成しません
パルサーは、PAMELAとAMS-02によって検出された宇宙線陽電子の過剰の主要な説明であると考えられています。標準的なパルサーモデルの注目すべき特徴は、シンクロトロンおよび逆コンプトンプロセスによる非常に高エネルギーの電子のますます効率的な冷却によって生成される鋭いスペクトルカットオフです。このスペクトルブレークは、（1）過剰に寄与するパルサーの年齢を制限する、（2）多数のパルサーが陽電子フラックスに大きく寄与する必要があると主張する、および（3）スペクトルカットオフが区別できないと主張するために使用されました。暗黒物質とパルサーモデルの間。このスペクトルの特徴が存在しないことを証明します。これは、逆コンプトン散乱を離散的で壊滅的なエネルギー損失プロセスとしてではなく、連続として扱う近似のために表示されます。天体物理学の源は、冷却によって鋭いスペクトルの特徴を生成せず、そのような特徴が暗黒物質の議論の余地のない証拠を提供する可能性を再び開きます。
ZTFとSRG/eFEDSX線カタログの交差適合試験からの2つの極の発見
| Title |
Discovery_of_Two_Polars_from_a_Crossmatch_of_ZTF_and_the_SRG/eFEDS_X-ray_Catalog |
| Authors |
Antonio_C._Rodriguez,_Shrinivas_R._Kulkarni,_Thomas_A._Prince,_Paula_Szkody,_Kevin_B._Burdge,_Ilaria_Caiazzo,_Jan_van_Roestel,_Zachary_P._Vanderbosch,_Kareem_El-Badry,_Eric_C._Bellm,_Boris_T._G\"ansicke,_Matthew_J._Graham,_Ashish_A._Mahabal,_Frank_J._Masci,_Przemek_Mr\'oz,_Reed_Riddle,_Ben_Rusholme |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04714 |
磁気CVは明るい銀河X線源ですが、爆発的な振る舞いがないため、純粋な光学的調査では見つけることが困難でした。Spektr-RG（SRG）ミッションに搭載されたeROSITA望遠鏡は、全天X線調査を実施しており、最近、公開されているeROSITAFinalEquatorialDepthSurvey（eFEDS）カタログをリリースしました。eFEDSカタログを掃天観測（ZTF）の測光と照合し、2つの新しい磁気激変星（CV）を発見しました。各磁気CV候補について、高ケイデンス光学測光と位相分解分光法を取得し、両方が極性であることがわかりました。新たに発見された磁気CVの中には、公転周期$P_\textrm{orb}=1.72$hr、白色矮星の質量$M_\textrm{WD}=0.81\pm0.08M_\odot$および降着を伴う食極であるZTFJ0850+0443があります。レート$\dot{M}\sim10^{-11}M_\odot$/年。ZTFJ0850+0443は、$B_\textrm{WD}\lesssim10$MGの、低磁場強度の極性であることをお勧めします。また、公転周期$P_\textrm{orb}=1.48$hr、磁場の強さ$B_\textrm{WD}\gtrsim26$MG、降着率$\dotの非食極、ZTFJ0926+0105を発見しました。{M}\sim10^{-12}M_\odot$/年。
ミンコウスキーの天体における電波放射と磁場の観測とシミュレーション
| Title |
Observations_and_Simulations_of_Radio_Emission_and_Magnetic_Fields_in_Minkowski's_Object |
| Authors |
C._Nolting,_M._Lacy,_S._Croft,_P._C._Fragile,_S._T._Linden,_K._Nyland,_and_P._Patil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04757 |
KarlG.Jansky超大型アレイからの新しいデータを以前の電波観測と組み合わせて、銀河NGC541からの電波ジェットとミンコウスキーの天体（MO）として知られる星形成システムとの間の進行中の相互作用のより完全な画像を作成します。次に、これらの観測結果を、MOのパラメーターに合わせて特別に調整されたジェットクラウド相互作用の新しい電磁流体力学シミュレーションのセットから生成された合成無線データと比較します。電波強度、偏波、およびスペクトルインデックス測定の組み合わせはすべて、相互作用シナリオを説得力を持ってサポートし、銀河団ガスの局所的な動的状態とジェットと雲の相互作用が最初に始まってからの時間に追加の制約を提供します。特に、曲がった無線ジェットを使用したシミュレーションのみが観測を再現できることを示します。
いて座A*の長期フレアの放射衝撃振動モデル
時間依存の2D相対論的放射MHDフローを調べて、SgrA*の長期フレアの衝撃振動モデルを開発します。以前の研究に加えて修正されたフローパラメータを採用して、Chandra、Swift、およびSgrA*のXMM-Newtonモニタリングによる観測と互換性のある$\sim$5および10日の期間の準周期的フレアを確認します。イオンと電子の単純化された2温度モデルを使用すると、シンクロトロン放射によるフレアは制動放射放射のフレアより1〜2時間遅れることがわかります。これは、いくつかで報告された1〜5時間のタイムラグに定性的に匹敵します。SgrA*における放射光とX線の変動の同時観測。シンクロトロン放射は、強い磁場を伴う3$R_{\rmg}$サイズのコア領域に限定されますが、制動放射は、主に10〜20$R_{\rmg}$後方の遠方領域で発生します。振動衝撃。ここで、$R_{\rmg}$はシュワルツシルト半径です。タイムラグは、上記の2つの領域間の音波の通過時間として推定されます。放射の時間平均分布は、回転軸に沿って強い異方性を示しますが、半径方向には等方性の分布を示します。回転軸に沿って$\sim0.6c$の高速ジェットが、コリメーション角度$\sim15^\circ$の狭い漏斗領域で断続的に検出されます。衝撃振動モデルは、SgrA*の長期フレアのフレアレートと電波放射とX線放射の間のタイムラグをよく説明しています。
EHTコラボレーションによって明らかにされた超大質量ブラックホールSgrA*の画像でのダークスポットの物理的起源
| Title |
Physical_origin_of_the_dark_spot_at_the_image_of_supermassive_black_hole_SgrA*_revealed_by_the_EHT_collaboration |
| Authors |
Vyacheslav_I._Dokuchaev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05019 |
このコメントでは、EHTのコラボレーションによってごく最近提示された超大質量ブラックホールSgrA*の画像でのダークスポットの物理的起源を解明します。古典的なブラックホールの影よりも著しく小さいこのダークスポットは、事象の地平線地球の北半球であると主張されています。同時に、このダークスポットの外側の境界は、事象の地平線の地球上の赤道です。
極端に変化するルックAGN1ES1927+654における相対論的流出とX線コロナの進化
| Title |
Evolution_of_a_Relativistic_Outflow_and_X-ray_Corona_in_the_Extreme_Changing-Look_AGN_1ES_1927+654 |
| Authors |
Megan_Masterson,_Erin_Kara,_Claudio_Ricci,_Javier_A._Garc\'ia,_Andrew_C._Fabian,_Ciro_Pinto,_Peter_Kosec,_Ronald_A._Remillard,_Michael_Loewenstein,_Benny_Trakhtenbrot,_Iair_Arcavi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05140 |
1ES1927+654は、パラダイムに反するAGNであり、最も特異なX線核過渡現象の1つです。2018年の初めに、この有名なAGNは外観が変化するイベントを経験しました。このイベントでは、広い輝線が現れ、光フラックスが増加しました。しかし、2018年7月までに、X線フラックスは2桁以上減少し、内部降着流に劇的な変化があったことを示しています。NICER、XMM-Newton、およびNuSTARでの3年間の観測により、1ES1927+654のX線進化を示します。これは、3つのフェーズに分割できます-（1）Xの急激な変動を伴う初期のスーパーエディントンフェーズ-光線の光度とスペクトルパラメータ、（2）ピークX線の光度での安定したスーパーエディントン位相、および（3）バースト前の光度とスペクトルパラメータに戻る着実な低下。X線スペクトルが熱的に支配的なものから主にコンプトン化されたものに移行するにつれて、初めてX線コロナの形成を目撃しました。また、初期のX線スペクトルで目立つ広い1keVの特徴の進化を追跡し、この特徴が、新しいxillverTDEを使用して、単一温度の黒体照射スペクトルからのブルーシフト反射（z=-0.33）でモデル化できることを示します。xillverモデルのフレーバー。したがって、1keVの特徴は、幾何学的に厚い超エディントン内部降着流からの光学的厚さの流出のベースからの反射放出から生じる可能性があり、内部降着流を極端な降着イベント（潮汐破壊など）中に放出される流出と接続することを提案します。イベント）。最後に、1ES1927+654を他の核過渡現象と比較し、xillverTDEのスーパーエディントンアクレッターへの適用について説明します。
ホットスターの質量損失率を抑制するためのツールとしてのX線の信頼性のテスト
| Title |
Testing_the_Reliability_of_X-rays_as_a_Tool_for_Constraining_Mass-loss_Rates_of_Hot_Stars |
| Authors |
Sean_J._Gunderson,_Kenneth_G._Gayley,_Pragati_Pradhan,_David_P._Huenemoerder,_Nathan_A._Miller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05219 |
新しい線形状モデルをO超巨星$\zeta$とも座の\textit{Chandra}X線スペクトルに適合させて、想定されるさまざまな加熱モデルに対するX線風線プロファイルから導出された質量損失率のロバスト性をテストします。私たちの目標は、高温ガスが低温ガス排出量に比例するという一般的な仮定を置き換えることにより、高温ガスを追跡することです。高温ガスのターンオン半径を想定する代わりに（風の内部のラインシャドウイングの不安定性に応じて）、加速された低密度ガスが低速の高気圧に遭遇するための平均自由行程の観点から高温ガスをパラメータ化します。-密度の高い素材。この代替モデルは、5〜17\AA\波長範囲のX線スペクトル線をフィッティングする以前のアプローチと同様に成功します。最も高温のガスが現れる特徴的な半径は、線形成温度に反比例することがわかり、より強い衝撃が一般に表面近くに現れることを示唆しています。この写真は、内部で生成された風の不安定性よりも、下部境界での低密度で急速な加速のポケットとより一致しています。また、以前に文献で使用された手法を使用して、プロファイル形状から全体的な風の質量損失率を推測します。そうすることで、X線風線プロファイルから得られた質量損失率が、使用された特定の加熱画像の変化に関してロバストではないという証拠が見つかります。
マルチエポックX線観測を使用したMrk926の広帯域スペクトル分析
| Title |
Broadband_spectral_analysis_of_Mrk_926_using_multi-epoch_X-ray_observations |
| Authors |
S._Chalise,_A._M._Lohfink,_J._Chauhan,_T._D._Russell,_D._J._K._Buisson_and_L._Mallick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05237 |
いくつかの活動銀河核（AGN）のX線スペクトルは、軟X線過剰、2keV未満の外挿された一次X線連続体への過剰放出を示しています。最近の研究によると、このソフトな過剰は、相対論的イオン化反射、降着円盤の最も内側の領域からの再処理された放出の極端なぼやけ、または「暖かい」と呼ばれる光学的に厚く暖かい領域からのコンプトン化のいずれかに起因するものとして説明できます。コロナ'、電子散乱が不透明度の主な原因です。セイファート1銀河Mrk926のソフト過剰の起源を制約するために、Suzaku（2009）、XMM-NewtonandNuSTAR（2016）、およびNuSTARandSwift-の観測を使用して、マルチエポックX線スペクトル研究を実施します。XRT（2021）。Mrk926の広帯域X線スペクトルには、熱的に圧縮された一次連続体、可変のソフト過剰、および遠方反射が含まれます。Mrk926では、多くの情報源と同様に、観察されたソフト過剰の原因について明確な説明をすることは困難であることがわかります。暖かい冠状成分はデータによってわずかに好まれますが、反射の起源も可能です。アーカイブ無線データを使用して、Mrk926のブロードバンド研究で光学的に薄い無線コンポーネントを検出します。このコンポーネントは光学的に薄い無線ジェットと一致していますが、複数の周波数での高空間分解能の無線観測を含む将来の多波長観測が必要です。電波放射の発生源をより詳細に調査します。
ETpathfinder：干渉計重力波検出器用の極低温テストベッド
| Title |
ETpathfinder:_a_cryogenic_testbed_for_interferometric_gravitational-wave_detectors |
| Authors |
A._Utina,_A._Amato,_J._Arends,_C._Arina,_M._de_Baar,_M._Baars,_P._Baer,_N._van_Bakel,_W._Beaumont,_A._Bertolini,_M._van_Beuzekom,_S._Biersteker,_A._Binetti,_H._J._M._ter_Brake,_G._Bruno,_J._Bryant,_H._J._Bulten,_L._Busch,_P._Cebeci,_C._Collette,_S._Cooper,_R._Cornelissen,_P._Cuijpers,_M._van_Dael,_S._Danilishin,_D._Dixit,_S._van_Doesburg,_M._Doets,_R._Elsinga,_V._Erends,_J._van_Erps,_A._Freise,_H._Frenaij,_R._Garcia,_M._Giesberts,_S._Grohmann,_H._Van_Haevermaet,_S._Heijnen,_J._V._van_Heijningen,_E._Hennes,_J.-S._Hennig,_M._Hennig,_T._Hertog,_S._Hild,_H.-D._Hoffmann,_G._Hoft,_M._Hopman,_D._Hoyland,_G._A._Iandolo,_C._Ietswaard,_R._Jamshidi,_P._Jansweijer,_A._Jones,_P._Jones,_N._Knust,_G._Koekoek,_X._Koroveshi,_T._Kortekaas,_A._N._Koushik,_M._Kraan,_M._van_de_Kraats,_S._L._Kranzhoff,_P._Kuijer,_K._A._Kukkadapu,_K._Lam,_N._Letendre,_P._Li,_R._Limburg,_F._Linde,_J.-P._Locquet,_P._Loosen,_H._Lueck,_M._Mart{\i}nez,_A._Masserot,_F._Meylahn,_M._Molenaar,_C._Mow-Lowry,_J._Mundet,_B._Munneke,_L._van_Nieuwland,_E._Pacaud,_D._Pascucci,_S._Petit,_Z._Van_Ranst,_G._Raskin,_P._M._Recaman,_N._van_Remortel,_L._Rolland,_L._de_Roo,_E._Roose,_J._C._Rosier,_D._Ryckbosch,_K._Schouteden,_A._Sevrin,_A._Sider,_A._Singha,_V._Spagnuolo,_A._Stahl,_J._Steinlechner,_S._Steinlechner,_B._Swinkels,_N._Szilasi,_M._Tacca,_H._Thienpont,_A._Vecchio,_H._Verkooijen,_C._H._Vermeer,_M._Vervaeke,_G._Visser,_R._Walet,_P._Werneke,_C._Westhofen,_B._Willke,_A._Xhahi,_T._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04905 |
アインシュタイン望遠鏡（ET）やコズミックエクスプローラー（CE）などの第3世代の重力波観測所は、現在の高度な検出器と比較して、広い周波数範囲で少なくとも10倍の感度の向上を目指しています。第3世代の検出器の設計を通知し、それらのサブシステムを開発および認定するには、専用のテスト設備が必要です。ETpathfinderプロトタイプは、完全な干渉計構成を使用し、ETと同様の環境で高感度の機能を提供することを目的としています。ETpathfinderは、1550nmでの干渉法とシリコンテストマスに加えて、極低温技術、2090nmでのレーザーと光学、および高度な量子ノイズ低減スキームに焦点を当てます。このホワイトペーパーでは、基盤となるノイズの寄与を分析し、それらを組み合わせて、最初にターゲットにした2つの構成の完全なノイズバジェットを作成します。1）1550nmのレーザー光と18Kの温度で動作し、2）2090nmの波長と123Kの温度で動作します。。
3ビーム自己校正カーネルヌルフォトニック干渉計
| Title |
3-beam_self-calibrated_Kernel_nulling_photonic_interferometer |
| Authors |
Nick_Cvetojevic,_Frantz_Martinache,_Peter_Chingaipe,_Romain_Laugier,_Katarzyna_{\L}awniczuk,_Ronald_G._Broeke,_Roxanne_Ligi,_Mamadou_N'Diaye,_and_David_Mary |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04977 |
太陽系外惑星の直接的な特性評価に干渉ヌルを使用することはエキサイティングな見通しですが、望遠鏡に配備すると多くの実際的な課題に直面します。最大の制限は、補償光学またはフリンジトラッカー補正後でも、入射望遠鏡ビーム間の残留光路差に対するヌルの極端な感度です。最近提案されたカーネルヌルアーキテクチャは、自己較正された観測量を効率的に作成できるスキームで、ヌルに必要な破壊的な干渉を生成することによってこれを軽減しようとし、実質的に残留大気ピストン項をキャンセルします。ここでは、実験室で干渉計をヌルにするための自己較正されたカーネルヌルオブザーバブルの作成に成功したことを初めて実験的に示します。これは、3つの同相望遠鏡ビームを注入すると、1つの明るい出力と2つのヌル出力を生成するマルチモード干渉カプラーを含む専用のフォトニック統合デバイスを使用して実現しました。デバイスは、測定された出力フラックスを差し引くことにより、単一の自己校正されたカーネルヌルを作成する方法でヌル出力を生成します。1.55{\mu}mの波長で実験室のテストベンチを使用して、最大200nmの誘発ピストンエラーに対するカーネルヌルの抽出を実験的に示します。さらに、100nmRMSの上流ピストン残差の下で、10^{-2}のコントラストで2.32masの分離に相当するバイナリコンパニオンアナログを注入した場合のカーネルヌルの動作を経験的に示します。
PerOB2の動的星形成の歴史
PerOB2やCaliforniaCloudなどのGaiaEDR3データを使用して、ペルセウスに向かう若い星の内部ダイナミクスを分析します。現在のダイナミクスを解釈すると、PerOB2は、互いに近接して星を形成し始めた2つの別々の雲から形成された可能性があると推測されます。IC348は、2つの中間に位置し、両方の運動学を継承しており、クラウドクラウドの相互作用の可能性のあるサイトとして際立っています。また、PerOB2で過去の超新星の可能性を検討します。1つは発生した可能性がありますが、明らかなトリガーされた星形成を引き起こしたようには見えませんでしたが、IC348から分子ガスを一掃する衝撃を引き起こしました。最後に、おうし座とペルセウスの間で最近提案されたシェルを調べます。その起源は不明ですが、運動星団の膨張する泡のサポートは見つかりません。また、それを引き起こした可能性のある超新星の可能性のある前駆体を特定することもできず、この明らかな殻の形成におけるこのシナリオを嫌います。
巨大な星に関するガイアの見解：EDR3とDR3に何を期待するか
| Title |
The_Gaia_view_on_massive_stars:_EDR3_and_what_to_expect_from_DR3 |
| Authors |
J._Ma\'iz_Apell\'aniz,_R._H._Barb\'a,_M._Pantaleoni_Gonz\'alez,_M._Weiler,_B._C._Reed,_R._Fern\'andez_Aranda,_P._Crespo_Bellido,_A._Sota,_E._J._Alfaro,_and_J._A._Molina_Lera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04908 |
この会議の時点で、最新のガイアデータリリースは2020年12月3日に公開されたEDR3ですが、次のリリースであるDR3は2022年6月13日にまもなく登場します。巨大な星と若い星のクラスター。天体測定と光度測定のキャリブレーションを正しく処理することで、正確で正確な結果が得られることに特に重点を置いています。一方、GaiaDR3に期待できるエキサイティングな結果について簡単に説明します。
成層対流のシェルモデル：太陽対流の難問への影響
| Title |
Shell_model_for_stratified_convection:_implications_for_the_solar_convective_conundrum |
| Authors |
Kishore_Gopalakrishnan_and_Nishant_K._Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04912 |
シェルモデルの概念を層状システムに拡張し、低マッハ数での層状、非磁性、非回転対流を表すモデルを提案します。太陽などの星の対流をサポートする背景成層のプロファイルに動機付けられて、穏やかに不安定な層の上の非常に不安定な層に対応する数値解法を研究します。プラントル数が低い場合、対流の振幅は下層の深さとともに減少することがわかります。これは、太陽の対流層のより深い層での対流の抑制（対流の難問）が、必ずしも回転や磁場に訴えることなく対処できることを示唆しています。
ウィザード星雲の近くの新しい半規則型変光星-赤色巨星の進化MACOMP_V1
| Title |
New_Semiregular_Variable_Star_Near_The_Wizard_Nebula_--_Evolution_of_the_Red_Giant_MACOMP_V1 |
| Authors |
G._Conzo,_M._Moriconi_and_P.G._Marotta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04926 |
座標RA（J2000）22:49:05:49およびDEC（J2000）+57：52：41：6にあるケフェウス座の赤色巨星MaCoMP_V1は、AAVSOVSXデータベースでSRS、番号2225960として分類された半規則型変光星です。フーリエ変換を使用して、周期P=24.751（0.062）dが評価され、ASAS-SNおよびZTF調査のサポートにより、明確に定義された光度曲線が作成されました。分析の結果、質量M=4.97（0.38）M（Sun）や半径R=40.5（6.7）R（Sun）などのMaCoMP_V1の基本的な物理パラメータが得られ、一貫した値は半規則的な赤色巨星の特性を示唆しています。さらに、ガイアカタログからの有効温度Teff=4500（135）Kと、シェーンベルク-チャンドラスケハール限界に基づく恒星進化論が推定されました。
衝撃を受けた大気を伴う放射状に脈動する星のスペクトル合成
SPEC_PULSは、放射状に脈動する星からの出現スペクトルをシミュレートするための一連のコンピュータープログラムについて説明しています。これは、クリスティタイプの非線形脈動コードと古典的な恒星大気コードを組み合わせたものです。主な目的は、放射状に脈動する極端なヘリウム星V652Herの動的スペクトルを解釈することです。これは、最小半径で強い衝撃を示します。コンポーネントは、他のクラスの放射状脈動を処理するのに十分一般的です。衝撃を受けた脈動モデルからの理論的スペクトルは、青い成分が停止速度で現れ、青い方向に加速する、ラインダブリングを示しています。倍増フェーズは、ラインの深さと親イオンによって異なります。モデルのガス温度は高いままですが、衝撃後のラインコアの挙動はイオン化温度の低下を示しています。衝撃圧縮は、スタークを広げたラインウィングの位相依存の強化につながり、遠いウィングが最初に応答します。速度、温度、および圧力に敏感な診断により、V652Herの脈動駆動ショックの詳細な断層撮影が可能であるように思われます。衝撃が存在しない場合でも、動的スペクトルは静水圧平衡のモデルとは大幅に異なります。準静的近似を使用すると（たとえば、最大半径で）、星の平均有効温度と表面重力をかなり過小評価する可能性があります。
ライマンαプロファイルの正確なモデリングと地球型惑星大気の光分解に対するそれらの影響
| Title |
Accurate_Modeling_of_Lyman-alpha_Profiles_and_their_Impact_on_Photolysis_of_Terrestrial_Planet_Atmospheres |
| Authors |
Sarah_Peacock,_Travis_S._Barman,_Adam_C._Schneider,_Michaela_Leung,_Edward_W._Schwieterman,_Evgenya_L._Shkolnik,_R._O._Parke_Loyd |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05147 |
低質量星からのライマン-$\alpha$（Ly$\alpha$;$\lambda$1215.67\AA）輝線を正確に測定およびモデリングすることは、予測的な高エネルギーの恒星スペクトルを構築する能力にとって不可欠ですが、星間物質（ISM）この線を吸収すると、通常、モデルと測定値の比較ができなくなります。Ly$\alpha$はまた、太陽系外惑星の大気中の水やメタンなどの重要な分子の光分解を制御するため、潜在的な生命存在指標や大気の存在量を評価する光化学モデルでは、正確なLy$\alpha$ホスト星フラックスの推定が必要です。非常に高い視線速度（>100kms$^{-1}$）を持つ3つの初期のMおよびK星（K3、M0、M1）の最近の観測は、これらのタイプの星の固有のプロファイルをほとんどのLy$\として明らかにしています。alpha$フラックスは、ジオコロナラインコアからシフトされ、ISMから汚染されます。これらの観測は、PHOENIX大気コードで計算された以前の恒星スペクトルが、これらのタイプの星のLy$\alpha$のコアを過小予測していたことを示しています。これらの観測により、上層大気の微物理をよりよく理解し、PHOENIX大気コードの予測能力を向上させることができました。これらの波長は重要な分子種の光分解を駆動するため、地球型惑星大気で観測可能な化学に対する合成恒星スペクトルへの結果として生じる変化の影響を分析した結果も提示します。
恒星の自転を使用して、プレセペ星団の散開星団の整然と剥ぎ取られたメンバーを特定する
| Title |
Using_stellar_rotation_to_identify_tidally_stripped_members_of_the_Praesepe_open_cluster |
| Authors |
Jessica_McDivitt,_Stephanie_T._Douglas,_Jason_Lee_Curtis,_Mark_Popinchalk,_Alejandro_N\'u\~nez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05179 |
散開星団が天の川を周回すると、重力場が天の川を歪め、星団をコアから剥ぎ取り、潮汐の尾を形成します。最近の研究により、プレセペ星団の潮汐尾が特定されました。これらの候補メンバーを確認する方法として、ローテーション期間を検討します。散開星団では、磁気ブレーキにより自転周期の分布が時間とともに変化します。もともとはクラスター内で形成された、きちんと剥ぎ取られた星なので、クラスターコアと同じ周期分布に従う必要があります。NASAのトランジット系外惑星探査衛星（TESS）ミッションで観測された96人の候補メンバーを分析します。32個の星の信頼できる自転周期を測定しますが、64個の光度曲線はノイズが支配的です。新たに特定された32個の回転子は、コアの期間分布、およびプレセペ星団の過去のメンバーシップと一致しています。したがって、近くの散開星団の場合、恒星の自転は、過去のメンバーが潮汐の尾に分散していることを確認するための迅速で安価な方法を提供することをお勧めします。
A星の二値性とそれ以降I.ガイア-ヒッパルコスの加速が高いVASTターゲットのVLTI/GRAVITY観測の調査の説明と最初の結果
| Title |
Binarity_and_beyond_in_A_stars_I._Survey_description_and_first_results_of_VLTI/GRAVITY_observations_of_VAST_targets_with_high_Gaia-Hipparcos_accelerations |
| Authors |
Idel_Waisberg,_Ygal_Klein,_Boaz_Katz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05251 |
A星は、現在存在する白色矮星（WD）の約半分の始祖です。A星の多重度とWDの多重度の関係は不明であり、両方の多重度の観測マッピングは完全にはほど遠いです。数十のAUの分離で考えられるコンパニオンは、特に十分に調査されていません。私たちは、VASTサンプル内の108個の南A星のうち20個のVLTI/GRAVITYを使用して近赤外線干渉計調査を実施しています。これは、$M\sim1M_{\odot}$コンパニオンを示唆する大きなガイア-ヒッパルコス固有運動の変化を示しています。$1-20$AUの分離。この論文では、サンプルの選択について詳しく説明し、13個のターゲットの部分サンプルにおける$8_{-0}^{+2}$の新しい星（4つの高多重度（3+）システムを含む）の干渉検出について報告します。さらに、GaiaeDR3を使用して108個のA星の一般的な固有運動検索も実行しました。その結果、10個の新しい検出が行われ、以前の補償光学コンパニオンが物理的であることが確認されました。A星の分離分布と、WDの多様性への影響という文脈で予備的な結果について説明します。特に、（i）約30-50AU未満のA星へのコンパニオンの明らかな抑制は、観測バイアスによる可能性が非常に高いこと、（ii）6つの最も近いWDのうち4つが数以内にコンパニオンを持っているという事実がわかります。数十のAUは統計的なまぐれですが、10〜20のそのようなバイナリは20pc以内にまだ欠落している可能性があります。プライマリAスターに、したがって、重要な進化を経ている必要があります。
惑星の残骸によって汚染された超低温白色矮星のスペクトル分析
| Title |
Spectral_analysis_of_ultra-cool_white_dwarfs_polluted_by_planetary_debris |
| Authors |
Abbigail_K._Elms,_Pier-Emmanuel_Tremblay,_Boris_T._G\"ansicke,_Detlev_Koester,_Mark_A._Hollands,_Nicola_P._Gentile_Fusillo,_Tim_Cunningham_and_Kevin_Apps |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05258 |
2つの超クール（$T_\mathrm{eff}<4000$K）金属汚染（DZ）白色矮星WDJ2147$-$4035とWDJ1922$+$0233を、これまでに$T_で知られている最もクールで2番目にクールなDZスターとして識別します。\mathrm{eff}\approx3050$Kと$T_\mathrm{eff}\approx3340$K、それぞれ。強い大気衝突誘起吸収（CIA）により、WDJ1922$+$0233で赤色の光学フラックスと赤外線フラックスが抑制され、低温で異常に青色になります。WDJ2147$-4035は中程度の赤外線CIAを持っていますが、DZ白色矮星で知られている最も赤い光学色を持っています。モデル大気コードの非理想的な効果とCIAの不透明度に対する微物理の改善により、これらの超低温星の観測に対する合理的な解決策が得られます。WDJ2147$-$4035の冷却年齢は10Gyrを超えており、これはDZ白色矮星で知られている最大のものですが、WDJ1922$+$0233はわずかに若く、冷却年齢は9Gyrです。正確なガイアEDR3位置天文学からの銀河運動学計算は、これらの超クールなDZ星が銀河円盤のメンバーである可能性が高いことを明らかにしているため、天の川銀河の円盤の年齢の上限を制約する将来の研究で極めて重要なオブジェクトになる可能性があります。WDJ2147$-$4035の最初の分光観測を提供する、両方のオブジェクトの中間分解能分光法を提示します。ナトリウムとカリウムの検出は、WDJ1922$+$0233のカルシウムとWDJ2147$-$4035のリチウムに加えて、白色矮星の両方で行われます。リチウム線で分裂するゼーマンからWDJ2147$-$4035の磁気的性質を特定し、炭素の暫定的な検出も行うため、この星をDZQHとして分類します。WDJ1922$+$0233は惑星の地殻の残骸を付着させた可能性がありますが、WDJ2147$-$4035を汚染した残骸の組成は制約されていません。
一次相転移によって引き起こされるレプトン数生成
一次相転移（FOPT）によってトリガーされるレプトン数生成の新しいシナリオを提案します。右巻きニュートリノ（RHN）は、古い真空では質量がありませんが、新しい真空気泡では質量を獲得し、FOPT温度と比較して質量ギャップが大きくなります。超相対論的極限の気泡壁がRHNを気泡に掃引し、そこでRHNは急速な崩壊を経験し、レプトンの非対称性を生成します。これはさらに宇宙のバリオン非対称性（BAU）に変換されます。RHNはバブル内で平衡状態から外れているため、生成されたBAUはサーマルバスウォッシュアウトの影響を受けません。まず、このようなFOPTレプトン数生成メカニズムの一般的な機能について説明し、次に拡張された$B-L$モデルでそれを実現します。$U（1）_{B-L}$破壊からの重力波は、将来の干渉計で検出される可能性があります。
曲率摂動の（半）正確なハミルトニアン$ \ zeta $
ファーストクラスのハミルトニアンと運動量の制約を含む一般相対性理論の総ハミルトニアンは、弱く消えます。ただし、単一のスカラー場のインフレーションモデルの場合のように、アクションが古典的なソリューションを中心に拡張されると、消滅しないハミルトニアンと追加のファーストクラスの制約が表示されます。しかし今回は、理論は変動場の数で摂動になります。この展開を再編成し、ハミルトニアン制約を正確に解決できることを示します。これにより、明示的な全順序アクションが生成されます。一方、運動量制約は、曲率摂動$\zeta$依存性を正確に保つことにより、テンソルモード$\gamma_{ij}$で摂動的に解くことができます。このようにして、ゲージ固定後、テンソルモードとの相互作用からのみ補正を取得する$\zeta$の半正確なハミルトニアンを取得できます（したがって、テンソル摂動がゼロに設定されるとハミルトニアンが正確になります）。運動方程式は、$\zeta$の進化に対数の時間依存性が含まれる場合に明確に示されます。これは、文献で議論されている微妙な点です。長波長と遅い時間制限について説明し、$\zeta$ゼロモードのいくつかの単純だが自明ではない古典的な解を取得します。
急速に膨張する宇宙での長寿命の不活性ヒッグスと宇宙マイクロ波背景放射へのその痕跡
宇宙マイクロ波背景放射の形成時に余分な放射エネルギー密度が存在すると、有効な相対論的ニュートリノ自由度またはPlanckコラボレーションによって非常に正確に測定される${\rm\DeltaN_{eff}}$の測定に大きな影響を与える可能性があります。。ここでは、暗黒物質と非常に弱く結合している長寿命の不活性スカラーが、非常に低温で凍結メカニズムと標準模型ニュートリノを介してフェルミオン暗黒物質に崩壊するシナリオを提案します$（T<T_{\rmBBN}）$。急速に膨張する宇宙でこのモデルを探索します。宇宙の初期の時代$（T>T_{\rmBBN}）$は、標準的な放射線ではなく、非標準的な種$\Phi$によって支配されていると想定されています。。この非標準的な宇宙論の図では、不活性スカラーのそのような遅い時間の減衰は、それが熱浴から切り離された後、ニュートリノセクターにいくらかのエントロピーを注入する可能性があり、これは${\rm\Delta{N_{eff}}にかなりの貢献をします}$。さらに、このシナリオでは、$\DeltaN_{\rmeff}$への新しい寄与は、暗黒物質セクターと高い相関関係があります。したがって、現在（Planck2018）および今後（CMB-S4\＆SPT3G）の実験を使用して、$\DeltaN_{\rmeff}$を正確に測定することにより、このような弱く相互作用する暗黒物質粒子（FIMP）を調べることができます。
keVステライルニュートリノの微調整されたシーソー機構の宇宙論的限界の改善
| Title |
Improved_cosmological_bounds_for_a_fine-tuned_see-saw_mechanism_of_keV_sterile_neutrinos |
| Authors |
M._N._Dubinin_(1),_D.M._Kazarkin_(2)_((1)_Skobeltsyn_Institute_of_Nuclear_Physics,_Lomonosov_Moscow_State_University,_(2)_Physics_Department,_Lomonosov_Moscow_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05186 |
右巻きのステライルニュートリノによるレプトンセクターの拡張を伴うゲージモデルSU（2）_LxU（1）を考慮して、6x6光（アクティブ）の完全なマトリックスの「最小パラメトリック混合シナリオ」を区別します。ステライルニュートリノは、実験的に測定された物理的パラメータに加えて、ステライルニュートリノの質量のみに依存します。このようなシナリオでは、ステライルニュートリノの寿命とステライルニュートリノ暗黒物質によって運ばれるエネルギーの一部から、宇宙論的境界が改善されます。
