| Title |
Testing_General_Relativity:_new_measurements_of_gravitational_redshift_in_galaxy_clusters |
| Authors |
D._Rosselli,_F._Marulli,_A._Veropalumbo,_A._Cimatti_and_L._Moscardini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05313 |
銀河団の固有速度分布は、銀河団内の重力ポテンシャルを直接調査し、メガパーセクスケールで重力理論をテストするための強力なツールを提供します。スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）の最新リリースから抽出された分光銀河と銀河団のサンプルを利用して、重力理論に対する新しい制約を導き出します。最大赤方偏移が$0.5$の$3058$銀河団の分光サンプルを検討します。銀河団内の重力赤方偏移効果を新たに測定するために、銀河団の速度分布を分析します。銀河団の中心を正確に推定し、最も明るい銀河団に最も近い銀河の角度位置と赤方偏移の平均として計算します。この中心の定義は、過去の文献で行われているように、クラスターの中心として最も明るいクラスター銀河を単純に仮定するのに比べて、クラスターの重力ポテンシャル井戸の中心のより良い推定を提供することがわかります。私たちの測定値を、一般相対性理論（GR）、$f（R）$モデル、およびDvali-Gabadadze-Porrati（DGP）モデルの3つの異なる重力理論の理論的予測と比較します。新しい統計的手順を使用して、測定された重力赤方偏移信号を適合させ、考慮された重力理論を区別します。最後に、分析に影響を与える可能性のある体系的な不確実性を調査します。悪用されたクラスターメンバーカタログで重力赤方偏移効果を明確に検出します。$-11.4\pm3.3$kms$^{-1}$の統合された重力赤方偏移信号を回復します。これは、エラーの範囲内で、過去の文献の研究と一致しています。全体として、私たちの結果はGRとDGPの両方の予測と一致していますが、考慮されている$f（R）$モデルの予測とはわずかに一致していません。
ネットワーク理論を使用して、宇宙構造の構成要素であるダークマターハローの階層的クラスタリングを研究します。公開されている構造形成の宇宙論的シミュレーションを分析し、関連するサブハロを接続することにより、個々のメインハローシステムのツリーグラフを作成します。これらのグラフは、指数が$-2$のべき乗則の次数分布を示しています。シミュレーションで示されたべき乗則分布を実現するために、優先アタッチメントに基づく成長グラフモデルを提案します。アタッチメントカーネルは、マイナーな合併、メジャーな合併、潮汐ストリッピングの効果を効果的に組み込んでいます。モデルは、サブハロの存在量や階層的クラスタリングなど、シミュレートされたハローの多くの重要な機能を再現します。これは、構造形成の複雑な重力ダイナミクスをモデル化する新しい方法を提供します。
標準的な宇宙論モデルへの挑戦
| Title |
A_Challenge_to_the_Standard_Cosmological_Model |
| Authors |
Nathan_Secrest,_Sebastian_von_Hausegger,_Mohamed_Rameez,_Roya_Mohayaee,_Subir_Sarkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05624 |
電波銀河とクエーサーのカタログの最初の共同分析を提示して、それらの空の分布が宇宙論の標準的な$\Lambda$CDMモデルと一致しているかどうかを判断します。このモデルは、宇宙が等方性で大規模に均質であると主張する宇宙原理に基づいているため、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）で観測された双極子異方性は、私たちの局所的な特異な動きに起因する必要があります。宇宙的に離れたソースで予想されるように、電波銀河とクエーサーの空の分布に双極異方性があるという帰無仮説をテストします。これは、CMBから推測される動きと一致しています。NRAOVLASkySurveyとWide-fieldInfraredSurveyExplorerからそれぞれ作成された2つのサンプルは、体系的に独立しており、共有オブジェクトはありません。見つかった双極子の振幅とCMB双極子からの方向オフセットとの間の相関を説明する、完全に一般的な2次元の$p$値の定義を使用して、帰無仮説は$p=7.9\times10^{-3で独立して棄却されます。}$と$p=9.9\times10^{-6}$は、それぞれ電波銀河とクエーサーのサンプルで、$2.7\sigma$と$4.4\sigma$の有意性に対応します。サンプルサイズ加重$Z$スコアを使用した共同有意性は、$5.2\sigma$です。電波銀河とクエーサーの双極子は互いに一致しており、振幅の周波数依存性の証拠は見つかりません。
熱スニヤエフ・ゼルドビッチ効果と投影された銀河密度場の間の相互相関
| Title |
Cross-correlation_between_thermal_Sunyaev-Zel'dovich_effect_and_projected_galaxy_density_field |
| Authors |
Ayodeji_Ibitoye_(1,2),_Denis_Tramonte_(3,1),_Yin-Zhe_Ma_(1,3),_Wei-Ming_Dai_(1)_((1)_University_of_KwaZulu-Natal,_(2)_Adekunle_Ajasin_University,_(3)_Purple_Mountain_Observatory,_CAS) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05689 |
PlanckCompton$y$パラメータマップのパワースペクトルと、WISE全天調査を使用した投影された銀河密度フィールドの共同分析を示します。WISEとPlanckデータ（g$y$）の間の統計的相関を、有意性$21.8\、\sigma$で検出します。また、tSZ（$yy$）と銀河密度フィールドマップ（gg）の自己相関スペクトルを、それぞれ$150\、\sigma$と$88\、\sigma$の有意性で測定します。次に、ハローモデルを構築し、測定された相関$C^{\rmgg}_{\ell}$、$C^{yy}_{\ell}$、および$C^{{\rmg}y}を使用します。_{\ell}$は、tSZ質量バイアス$B\equivM_{500}/M^{\rmtSZ}_{500}$を制約します。$b_{\rmg}（z、\ell）=b_{\rmg}^0（1+z）^{\alpha}として、明示的な赤方偏移と多重極依存性に含まれる銀河バイアスにも適合します。（\ell/\ell_0）^{\beta}$、$\ell_0=117$。$B=1.50{\pm0.07}\、（\textrm{stat}）\pm{0.34}\、（\textrm{sys}）$、つまり$1-b_{\rmH}=となる制約を取得します。0.67\pm0.03\、（{\rmstat}）\pm0.16\、（{\rmsys}）$（68％信頼水準）静水圧質量バイアス、および$b_{\rmg}^0=1.28^{+0.03}_{-0.04}\、（\textrm{stat}）\pm{0.11}\、（\textrm{sys}）$、$\alpha=0.20^{+0.11}_{-0.07}\、（\textrm{stat}）\pm{0.10}\、（\textrm{sys}）$および$\beta=0.45{\pm0.01}\、（\textrm{stat}）\pm{0.02}銀河バイアスの場合は\、（\textrm{sys}）$。将来のCMBおよび銀河調査（RubinObservatoryなど）からの受信データセットにより、大規模なガス分布をより詳細に調査できるようになります。
小規模での強化されたパワーと単一および2つのフィールドインフレーションモデルにおける摂動の量子状態の進化
| Title |
Enhanced_power_on_small_scales_and_evolution_of_quantum_state_of_perturbations_in_single_and_two_field_inflationary_models |
| Authors |
Rathul_Nath_Raveendran,_Krishnamohan_Parattu_and_L._Sriramkumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05760 |
ブラックホール連星の合体からの重力波の検出により、過去数年にわたって、これらのブラックホールが初期の宇宙で発生した可能性があるかどうかを理解するために、文献にかなりの関心が寄せられてきました。大規模なCOBE正規化振幅と比較して、小規模な原始スカラーパワーが大幅にブーストされた場合、そのような増加したパワーは、コールドダークマター密度のかなりの部分を構成する可能性のある原始ブラックホールの大量生成につながる可能性があります今日。最近、単一または2つのスカラー場を含むインフレの多くのモデルが構築されており、小規模でのパワーの向上につながります。この作業では、スクイーズ、エンタングルメントエントロピー、または量子不一致の測定を使用して、インフレーションのこのような単一および2つのフィールドモデルにおける曲率摂動の量子状態の進化を調べます。シングルフィールドモデルと2フィールドモデルでは、スカラーパワーの増加を示すモードよりも、モードのスクイーズの程度がある程度向上していることがわかります（スローロールのみを含むシナリオと比較した場合）。さらに、2つのフィールドモデルでは、曲率摂動に関連するエンタングルメントエントロピーが、等曲率摂動がトレースされたときに到達し、小規模でも強化されることを示します。また、2フィールドモデルの場合のエンタングルメントエントロピーと量子不一致の関係についても説明します。最後に、結果のより広い意味について簡単に説明します。
現在および将来のデータを使用したEモード偏波でのCMB異常のテスト
| Title |
Testing_CMB_Anomalies_in_E-mode_Polarization_with_Current_and_Future_Data |
| Authors |
Rui_Shi,_Tobias_A._Marriage,_John_W._Appel,_Charles_L._Bennett,_David_T._Chuss,_Joseph_Cleary,_Joseph_Eimer,_Sumit_Dahal,_Rahul_Datta,_Francisco_Espinoza,_Yunyang_Li,_Nathan_J._Miller,_Carolina_N\'u\~nez,_Ivan_L._Padilla,_Matthew_A._Petroff,_Deniz_A._N._Valle,_Edward_J._Wollack,_Zhilei_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05920 |
この論文では、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）偏光（Eモード）データの力を調べて、CMB温度データの4つの潜在的な異常を裏付けます：大きな角度スケールの相関関係の欠如、四重極と八重極の整列（Q-O）、ポイントパリティ非対称性、および半球パワー非対称性。Planck衛星、CosmologyLargeAngularScaleSurveyor（CLASS）、LiteBIRD衛星の3つの実験を代表するノイズを使用したCMBシミュレーションを使用して、現在および将来のデータが異常をどのように制約するかをテストします。ポイントパリティの非対称性（宇宙分散が制限されたシミュレーションの場合は$\rho=0.17$）を除いて、温度とEモード推定量の間の相関係数$\rho$は$0.1$未満であることがわかり、E-モードは、温度データにほとんど依存しない異常のチェックを提供します。Planckコンポーネント分離CMBデータ（SMICA）と比較して、推定LiteBIRD調査では、半球パワー非対称性とポイントパリティ非対称性の場合は$\sim3$、$\sim26$の係数でEモード異常推定量のエラーが減少します。大規模な相関関係の欠如のため。宇宙の分散が大きいため、Q-Oアライメントの改善は明らかではありませんが、推定量の値を特定する機能が係数$\gtrsim100$だけ改善されることがわかりました。CLASSによる改善は、これらの中間です。
ニュートリノ振動を使用して$H_0$を測定しますか？
ごく最近、ニュートリノ振動を使用して$H_0$を測定するというアイデアが提案されました。宇宙ニュートリノの典型的なエネルギーでは、振動は宇宙論的距離にわたって平均化され、振動確率は混合角度にのみ依存するため、このようなタスクは実行不可能であることを示します。
風の中のろうそく：A3562銀河団の中心にある電波フィラメント
| Title |
A_candle_in_the_wind:_a_radio_filament_in_the_core_of_the_A3562_galaxy_cluster |
| Authors |
S._Giacintucci,_T._Venturi,_M._Markevitch,_H._Bourdin,_P._Mazzotta,_P._Merluzzi,_D._Dallacasa,_S._Bardelli,_S._P._Sikhosana,_O._Smirnov,_G._Bernardi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06176 |
銀河団A3562（シャプレー超銀河団のメンバー）のMeerKAT観測を使用して、投影にある電波銀河の尾からまっすぐな角度で分岐する、狭く、長く、まっすぐで、非常に細い電波フィラメントを発見しました。クラスターのコアの近く。ラジオフィラメントは200kpcにまたがり、X線で見られるスロッシング寒冷前線と整列し、投影では寒冷前線の内側に留まります。フィラメントに沿った無線スペクトルインデックスは、$\alpha\simeq-1.5$で（大きな不確実性の範囲内で）均一に見えます。電波銀河は寒冷前線の外側にありますが、尾を寒冷前線の下に沈めていることを提案します。そこに吹く接線方向の風は、電波銀河からフィラメント状の構造に電波プラズマを伸ばす可能性があります。このシナリオでは、無線スペクトルを均一に保つために、ある程度の再加速が必要です。あるいは、尾のそのスポットからの宇宙線電子は、異常に速い拡散を介して、同じ接線方向の流れによってまっすぐにされて、クラスターの磁力線に沿って広がることができます。私たちのラジオフィラメントは、このプロセスに制約を与えることができます。また、BrightestClusterGalaxy（BCG）で、典型的なクラスター中央銀河よりも2〜3桁少ない明るさのコンパクトな電波源を発見しました。これは、おそらくガススロッシングによって降着燃料が不足しているBCGの例です。
ウルトラマリンシミュレーション：赤方偏移5.5以前の暗黒物質ハローの特性
| Title |
The_Ultramarine_Simulation:_properties_of_dark_matter_haloes_before_redshift_5.5 |
| Authors |
Qiao_Wang,_Liang_Gao,_Cheng_Meng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06313 |
宇宙の再電離が完了したばかりの赤方偏移5.5までの構造形成と進化の非常に大規模な$N$体シミュレーションであるUltramarineシミュレーションを紹介します。シミュレーションは、$512〜h^{-1}$Mpcキューブ内で2.1兆個の粒子を進化させ、この種の大容量シミュレーションで前例のない質量と力の分解能を備えています。$5.6\times10^6h^{-1}$M$それぞれ_\odot$と$1.2〜h^{-1}$kpc。ハロー質量関数、ハローバイアスパラメーター、および高赤方偏移でのハロー質量濃度関係を含む、シミュレーションのいくつかの基本的な統計結果を提示し、それらをいくつかの既存の代表的なモデルと比較します。高赤方偏移のハロー質量関数に関するいくつかのモデルとの優れた一致が見られますが、ハローバイアス係数もハロー質量濃度の関係もありません。比較のためのすべてのハローバイアスモデルは、大きな要因によって高赤方偏移ハローバイアスを過剰に予測し、シミュレーションに正確に適合します。高赤方偏移の暗黒物質ハローは、NFWモデルで依然として合理的に説明できます。ハローの質量濃度の関係は単調であり、より質量の大きいハローは濃度が低く、いくつかの研究で報告されている上向きの特徴に反しています。質量濃度の関係は、ほとんどの既存のモデルによって予測された強力な進化とは対照的に、$z=5.5$から$z=10$の間でほとんど進化していません。さらに、高赤方偏移の暗黒物質ハローの集中度パラメーターは、ほとんどのモデル予測よりもはるかに低くなっています。
インフレ後の再加熱履歴の特徴づけ、パートII：複数の相互作用する娘フィールド
| Title |
Characterizing_the_post-inflationary_reheating_history,_Part_II:_Multiple_interacting_daughter_fields |
| Authors |
Stefan_Antusch,_Kenneth_Marschall,_Francisco_Torrenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06319 |
二次-二次相互作用$g_n^2\phi^2X_n^2を介して、複数の相互作用する娘フィールド$X_n$（$n=1、\dotsN_d$）に結合されたインフラトン$\phi$のインフレ後のダイナミクスを特徴付けます$。最小値付近の単項式インフラトンポテンシャル$V（\phi）\propto|\phi|^p$（$p\geq2$）を想定しています。2+1次元格子でシステムをシミュレートすることにより、インフレの終わりから定常状態が達成されるまでの、エネルギー分布と状態方程式のインフレ後の進化を研究します。このシナリオでは、娘フィールドセクターに転送されるエネルギーが$50\％$を超える可能性があり、この方法で、単一の娘フィールドモデルで以前に見つかった上限を超える可能性があることを示します。特に、$p\geq4$の場合、非常に遅い時間のエネルギーはすべてのフィールドに均等に分散され、エネルギーの$100/（N_d+1）\％$のみがインフラトンに残ります。また、娘フィールドがスケールフリーの相互作用$\lambda_{nm}X_n^2X_m^2$を持つシナリオを検討します。これには、四次娘フィールドの自己相互作用（$n=m$の場合）の場合も含まれます。これらの相互作用が非線形レジーム中に共鳴プロセスをトリガーすることを示します。これは、単一の娘フィールドの場合、インフラトンから$p\geq4$のエネルギーの$50\％$以上をすでに枯渇させることができます。
| Title |
Ring_Seismology_of_the_Ice_Giants_Uranus_and_Neptune |
| Authors |
Joseph_A._A'Hearn,_Matthew_M._Hedman,_Christopher_R._Mankovich,_Hima_Aramona,_Mark_S._Marley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05385 |
天王星と海王星の内部を調査するためにリング地震学を使用する可能性を評価します。これを行うには、天王星と海王星のさまざまな内部モデルのノーマルモードスペクトルを、恒星振動コードGYREを使用して計算します。これらのスペクトルは、これらの惑星の環系のどこで内部振動の影響が検出される可能性があるかについての予測を提供します。方位角次数$m=2$または$7\leqm\leq19$のfモード共鳴は、天王星の内輪（6、5、4、$\alpha$、および$\beta$）に含まれることがわかります。一方、$2\leqm\leq12$のfモード共鳴は、希薄な$\zeta$リング領域に分類されます。さらに、$m=2$または$6\leqm\leq13$のfモード共鳴は、海王星の希薄なガレリングに方位角構造を与える可能性があります。また、gモードの共鳴がこれらの惑星の中央から外側のリングに落ちる可能性があることもわかりました。リング内の波と惑星のノーマルモードとの関連を確認するにはオービターが必要になる可能性が高いですが、ノーマルモードスペクトルの多様性は、天王星または海王星のリング内の1つまたは2つのモードを識別するだけでさまざまな内部が排除されることを意味しますモデル、したがってボイジャー観測と将来の宇宙船測定の解釈を支援します。
マルコフ連鎖モンテカルロおよび遺伝的アルゴリズムによるガイアDR3位置天文軌道決定。恒星、亜恒星、および惑星の質量コンパニオンを持つシステム
| Title |
Gaia_DR3_astrometric_orbit_determination_with_Markov_Chain_Monte_Carlo_and_Genetic_Algorithms._Systems_with_stellar,_substellar,_and_planetary_mass_companions |
| Authors |
B._Holl,_A._Sozzetti._J._Sahlmann,_P._Giacobbe,_D._S\'egransan._N._Unger,_J.B._Delisle,_D._Barbato,_M.G._Lattanzi,_R._Morbidelli,_D._Sosnowska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05439 |
星を周回するサブステラマスコンパニオンの位置天文学的な発見は、ミリ秒未満の精度が必要なため非常に困難であり、この手法の適用は、ターゲットごとに少数の機器と、グローバルな位置天文学宇宙ミッションのヒッパルコスに限定されます。とガイア。3番目のガイアデータリリースには、最初のガイア位置天文軌道ソリューションが含まれています。このソリューションの推定コンパニオン質量に関する感度は、惑星質量レジームにまで及びます。軌道のフィッティング、重要なソリューションの特定、およびそれらの検証に使用される方法を説明することにより、位置天文軌道ソリューションのGaiaDR3サンプルへの「太陽系外惑星パイプライン」の貢献を示します。次に、ソリューションパラメータの統計的特性の概要を示します。マルコフ連鎖モンテカルロ法と遺伝的アルゴリズムの両方を使用して、34か月のガイアDR3位置天文時系列を単一のケプレリアン位置天文軌道モデルに適合させます。検証と妥当性確認の手順は、有意性テスト、ガイア視線速度測定値（利用可能な場合）を使用した内的整合性チェック、および文献の視線速度と位置天文データを使用して行われ、「検証済み」とラベル付けされた候補のサブセットにつながります。1162のソースの位置天文軌道ソリューションを決定し、198のソリューションに「検証済み」ラベルが割り当てられました。正確なコンパニオン質量の推定値は他の場所に示されています。内部および外部の検証と妥当性確認から、サンプル内のスプリアス/不正解のレベルは、「検証されていない」候補サンプルで約5〜10％のオーダーであると推定されます。Gaiaは、既知の軌道コンパニオン軌道を確認し、場合によっては改良し、新しい候補を特定できることを示しています。これにより、将来のデータリリースで、完全なミッションデータから予想される収穫量の見通しが立てられます。
データリリース3：太陽系調査
| Title |
Data_Release_3:_the_Solar_System_survey |
| Authors |
P._Tanga,_T._Pauwels,_F._Mignard,_K._Muinonen,_A._Cellino,_P._David,_D._Hestroffer,_F._Spoto,_J._Berthier,_J._Guiraud,_W._Roux,_B._Carry,_M._Delbo,_A._Dell_Oro,_C._Fouron,_L._Galluccio,_A._Jonckheere,_S.A._Klioner,_Y._Lefustec,_L._Liberato,_C._Ord\'enovic,_I._Oreshina-Slezak,_A._Penttil\"a,_F._Pailler,_Ch._Panem,_J.-M._Petit,_J._Portell,_E._Poujoulet,_W._Thuillot,_E._Van_Hemelryck,_A._Burlacu,_Y._Lasne,_and_S._Managa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05561 |
欧州宇宙機関（DR3）のガイアミッションによる3番目のデータリリースは、小惑星や自然惑星衛星を含む15万を超える太陽系オブジェクトの観測の大規模なサンプルをコミュニティに提供する最初のリリースです。このリリースには、位置天文学（2300万エポック以上）と測光、および60518小惑星と接触要素の平均反射スペクトルが含まれています。ガイアが到達できる精度のレベルで太陽系データを処理するために、数年にわたる開発とテストで実施された手順の概要を示します。いくつかの実用的な例を使用して、データのプロパティと可能性を示します。DR3のユーザーがデータを最大限に活用できるようにするために、ソーラーシステム処理のデータ処理パイプラインの実装で従う前提条件とアプローチ、およびデータフィルタリング、最適化、パフォーマンスの観点からのそれらの効果について説明します。次に、調整された軌道への適合後の残差、微妙な動的効果（衛星または形状およびヤルコフスキー加速度による揺れ）を検出する能力を分析し、小惑星測光の既知の特性（位相曲線および回転光度曲線）を再現することにより、データ品質をテストします。）。DR3の位置天文の精度は、小惑星の非常に限られたサンプルに関するDR2で公開されたデータよりも明らかに改善されています。データ削減のパフォーマンスが満たされ、衛星または形状の影響による小惑星フォトセンターのミリ秒レベルのウォブリングを検出する能力によって示され、ヤルコフスキー効果の測定に貢献します。3回目のデータリリースは、データの完全性と正確性の観点から、ガイアによる太陽系調査の最初の本格的な実現と見なすことができます。
Gemini-LIGHTS：GeminiPlanetImagerで画像化されたHerbigAe/Beと巨大なT-Tauri原始惑星系円盤
| Title |
Gemini-LIGHTS:_Herbig_Ae/Be_and_massive_T-Tauri_protoplanetary_disks_imaged_with_Gemini_Planet_Imager |
| Authors |
Evan_A._Rich,_John_D._Monnier,_Alicia_Aarnio,_Anna_S._E._Laws,_Benjamin_R._Setterholm,_David_J._Wilner,_Nuria_Calvet,_Tim_Harries,_Chris_Miller,_Claire_L._Davies,_Fred_C._Adams,_Sean_M._Andrews,_Jaehan_Bae,_Catherine_Espaillat,_Alexandra_Z._Greenbaum,_Sasha_Hinkley,_Stefan_Kraus,_Lee_Hartmann,_Andrea_Isella,_Melissa_McClure,_Rebecca_Oppenheimer,_Laura_M._P\'erez,_Zhaohuan_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05815 |
原始惑星系円盤の完全なサンプルを、GPIHerbig/T-tauriSurvey（Gemini-LIGHTS）を使用して、近赤外偏光で明るいHerbigAe/Be星とT-Tauri星を観測して署名を検索しました。ディスクの進化と進行中の惑星形成の。44のターゲットは、近赤外線と中赤外線の色に基づいて選択され、移行ディスク、移行前ディスク、およびフルディスクの数はほぼ同じです。私たちのアプローチは、よく知られている「有名な」ディスクやALMAによって観測されたディスクを明確に支持しなかったため、惑星形成中のディスク進化の主要な段階を調査するのに適したバイアスの少ないサンプルが得られました。最適化されたデータ削減により、恒星光の0.002％程度の偏光フラックスを検出でき、ターゲットの約80％の偏光散乱光を報告しています。ターゲットの47％で、褐色矮星3個（確認済み2個、新規1個）、およびV1295Aql付近の新しいスーパージュピター質量候補を含む、点状のコンパニオンを検出しました。偏光フラックスとシステムパラメータの相関関係を検索し、いくつかの明確な傾向を見つけました。コンパニオンの存在は偏光フラックスレベルを大幅に低下させ、遠赤外線過剰は非バイナリシステムの偏光フラックスと相関し、リング構造のディスクをホストするシステム恒星の質量が$<$3Msunです。私たちのサンプルには、4つの高温でほこりっぽい「FSCMa」システムも含まれており、それぞれの周りに大規模な（$>100$au）散乱光が検出されました。これは、これらの謎めいたシステムの極端な若さの兆候です。科学対応の画像は、VLT/SPHEREチームのメンバーと共同で開発された新しいFITSファイル標準を使用して、複数の配布チャネルを通じて公開されています。
ALMAはエキセントリックHD53143塵円盤を画像化します
| Title |
ALMA_Images_the_Eccentric_HD_53143_Debris_Disk |
| Authors |
Meredith_A._MacGregor,_Spencer_A._Hurt,_Christopher_C._Stark,_Ward_S._Howard,_Alycia_J._Weinberger,_Bin_Ren,_Glenn_Schneider,_Elodie_Choquet,_Dmitri_Mawet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05856 |
HD〜53143塵円盤のALMA1.3mm観測を提示します。これは、この〜1Gyr古い太陽アナログから生成された最初の赤外線またはミリメートル画像です。以前のHSTSTISコロナグラフ画像では、ディスクの短軸に沿ったフラックスは検出されませんでした。これは、2つの「塊」の塵を伴う正面向きの形状を示唆している可能性があります。これらのALMA観測は、著しく異なる構造のディスクを明らかにしています。モデルをミリメートルの可視性に適合させ、ディスクパラメータの不確実性を制限するために、MCMCアプローチを採用しています。これは、これまでに観測された中で最も偏心した塵円盤であり、強制的な偏心は$0.21\pm0.02$で、フォーマルハウトの塵円盤のほぼ2倍であり、アポセンターの輝きも示しています。この偏心モデルは外側の塵円盤によく適合しますが、これらの観測では未解決のままである可能性のあるエッジオン内側円盤を示唆する可能性のあるかなりの内部残留物が残っています。HSTとALMAの間で観察された構造の違いと組み合わせると、これらの結果は、このシステムにおける潜在的な以前の散乱イベントまたは動的不安定性を示唆しています。また、観測の過程で恒星フラックスが大幅に変化し、ミリメートル波長でのフレアリングを示唆していることにも注意してください。同時TESS観測を使用して、恒星の回転周期を$9.6\pm0.1$日と決定します。
SAORASロボット設備を使用したExoplanet2平方度調査
| Title |
Exoplanet_two_square_degree_survey_with_SAO_RAS_robotic_facilities |
| Authors |
O._Ya._Yakovlev,_A._F._Valeev,_G._G._Valyavin,_A._V._Tavrov,_V._N._Aitov,_G._Sh._Mitiani,_O._I._Korablev,_G._A._Galazutdinov,_G._M._Beskin,_E._V._Emelianov,_T._A._Fatkhullin,_V._V._Vlasyuk,_V._V._Sasyuk,_A._V._Perkov,_S._Bondar,_T._E._Burlakova,_S._N._Fabrika,_I._I._Romanyuk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06030 |
ロシア科学アカデミーの特殊天体物理観測所にある0.5mのロボット望遠鏡を使用して、新しい太陽系外惑星を検出する目的で2平方度の空を監視しました。太陽系外惑星がそれらのホスト星を通過するため、目に見える明るさの減光が予想されます。2020年8月から2021年1月までの間に撮影された星の約25000枚の生画像を分析し、半年のタイムスケールで約30000個の星の光度曲線をプロットしました。新たに発見された5つの太陽系外惑星候補は、それらの通過イベントパラメータを決定するために調査されています。また、数十個の連星の光度曲線も示します。
トロイの木星の小惑星と金星の共軌道ダストリング
| Title |
Trojan_asteroids_and_co-orbital_dust_ring_of_Venus |
| Authors |
Yang-Bo_Xu_(1_and_2),_Lei_Zhou_(1_and_2),_Christoph_Lhotka_(3),_Li-Yong_Zhou_(1_and_2)_and_Wing-Huen_Ip_(4)_((1)_School_of_Astronomy_and_Space_Science,_Nanjing_University_(2)_MOE_Key_Laboratory_of_Modern_Astronomy_and_Astrophysics_(3)_Space_Research_Institute,_Austrian_Academy_of_Sciences_(4)_Institute_of_Astronomy,_National_Central_University,_Taiwan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06114 |
長年の共軌道小惑星は、金星の軌道の周りの黄道帯の塵の輪の可能な源であると考えられてきましたが、軌道の安定性に関する一貫性のない結論、したがって金星のトロイの木馬の存在は文献に見られます。この論文では、一般相対性理論とヤルコフスキー効果からの動的影響を考慮に入れて、金星トロイの木馬の軌道安定性の体系的な調査を提示します。何千もの架空の金星トロイの木馬の軌道が数値的にシミュレートされています。周波数分析の方法を使用して、それらの軌道安定性と背後にある動的メカニズムが詳細に説明されています。一般相対性理論とヤルコフスキー効果の影響は、以前は無視されていたか、過度に単純化されていましたが、長期的な数値シミュレーションによって調査されています。$（a_0、i_0）$平面と$（a_0、e_0）$平面の安定性マップが示され、最も安定した金星トロイの木馬が、偏心の少ない低傾斜馬蹄形軌道を占めることがわかります。安定性マップの微細構造を刻む共振が決定されます。一般相対性理論は軌道の安定性を少し低下させますが、ヤルコフスキー効果は比較的短時間でほぼすべての金星トロイの木馬をトロイの木馬領域から追い出す可能性があります。金星のトロイの木馬は軌道の安定性が低く、太陽系の時代を乗り切ることはできません。金星の軌道の周りに見られる黄道光の塵の輪は、おそらく通過する彗星や小惑星から生成された塵粒子の1：1の平均運動共鳴に一時的に捕捉された結果として、散発的な現象である可能性が高くなりますが、金星のトロイの木馬はそうではありません。
恒星食または惑星通過からの太陽系の大気の研究
恒星食と通過は、惑星体が星（私たちの太陽を含む）の前を通過するときに発生します。大気のある物体の場合、屈折は、これらのイベント中に観測されたフラックスの液滴と光輪を説明するために重要な役割を果たします。これを使用して、密度、圧力、温度プロファイル、大気重力波や帯状風の存在など、大気の主要なパラメータを導き出すことができます。ここでは、基本原理から惑星大気の光線伝搬を支配する方程式を導き出し、それらを使用してこれらの大気の物理的パラメーターを導き出す方法を示します。
| Title |
Extra-tidal_star_candidates_in_globular_clusters_of_the_Sagittarius_dwarf_spheroidal_galaxy |
| Authors |
Richa_Kundu,_Camila_Navarrete,_Luca_Sbordone,_Julio_A._Carballo-Bello,_Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado,_Dante_Minniti,_and_Harinder_P._Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05287 |
いて座矮小楕円銀河（SgrdSph）に関連する球形クラスター（GC）は、SgrdSphと天の川の両方の重力ポテンシャルの下で進化しました。これらの電位の影響は、GCの中央領域と比較して、潮汐外領域で最も顕著です。私たちは、射手座矮小楕円体、すなわちArp2、Terzan8に関連している可能性のあるGCの潮汐外領域を研究することを目指しています。、NGC5634、NGC6284、Terzan7、NGC2419、NGC4147、M54、およびPal12、{\itGaia}初期データリリース3のデータを使用。RA-Dec平面のクラスター中心、クラスターと個々の潮汐外星候補の適切な動き、およびクラスターの色-マグニチュード図上のそれらの位置。調査した9つのGCの潮汐外の候補が見つかりました。それらのうちの8つについては、クラスターの近くにある候補の潮汐外の星の表面密度は、より遠い周囲のフィールドに対してかなり過剰です。どのクラスターでも、潮汐半径が5を超える拡張潮汐外の特徴は検出されませんでした。Gaiaの位置天文および測光データを使用して決定した最も可能性の高い潮汐外候補のリストを公開します。私たちの分析によると、SgrdSphに関連するクラスターは、潮汐外の星の分布が局所的な流れと同じ方向に伸びているため、Sgrの重力ポテンシャルの影響を受ける可能性が高いことがわかります。NGC4147が唯一の例外です。分析されたクラスターのいくつかで、確率の高い候補である潮汐外の星がいくつか見つかりました。周囲にコヒーレントな大規模な潮汐尾を検出できませんでした。
| Title |
The_imprint_of_gas_on_gravitational_waves_from_LISA_intermediate-mass_black_hole_binaries |
| Authors |
Mudit_Garg,_Andrea_Derdzinski,_Lorenz_Zwick,_Pedro_R._Capelo_and_Lucio_Mayer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05292 |
両方のBH質量が$10^2$-$10^5〜\rm{M}_\odot$の範囲にある、ガスディスクに埋め込まれた中間質量ブラックホール連星（IMBHB）の円形インスピレーションに対するトルクの影響を研究します。、赤方偏移$z=10$まで。バイナリ分離が数百シュワルツシルト半径内にある場合、トルクがレーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）の周波数帯域で検出された重力波（GW）波形にどのように影響するかに焦点を当てます。粘度係数$\alpha=0.01$、面密度$\Sigma\approx10^5$gcm$^{-2}$、マッハ数$\mathcal{M}_{\のサブエディントン降着円盤の場合バイナリがLISAバンドにある場合、rma}\approx80$、ギャップ、またはキャビティが開きます。トルクの強さに応じて、LISAはIMBHBのGW信号のディフェージングを最大質量比（$q\approx0.1$）の場合は$z\sim5$まで、$q\approx10^{の場合は$z\sim7$まで観察します。-3}$。BH質量、赤方偏移、および降着率の変動に対する測定可能な位相緩和の依存性を研究します。私たちの結果は、高赤方偏移（$z=10$）のバイナリでも、スーパーエディントン降着エピソードを経験していれば、位相シフトが検出可能であることを示唆しています。ディスク駆動トルクが、単純化されたフィッシャー形式で観察可能な「時間依存」チャープ質量をもたらすことができるかどうかを調査し、予想される信号対雑音比では、チャープ質量のガス誘発変動も検出される小さい。この作業は、ガスによって誘発された真空波形の摂動が、初期の吸気段階でIMBHBのLISAによって検出されるのに十分な強さである必要があることを示しています。これらの摂動は、降着円盤と銀河核の天体物理学に関する貴重な情報をエンコードします。このような情報を抽出するには、これらの効果を組み込んだ高精度の波形モデルが必要になります。
MOSDEF調査：注目すべきz=1.89の合併
| Title |
The_MOSDEF_Survey:_A_Remarkable_z=1.89_Merger |
| Authors |
Jordan_N._Runco,_Alice_E._Shapley,_Mariska_Kriek,_Michele_Cappellari,_Michael_W._Topping,_Ryan_L._Sanders,_Sedona_H._Price,_Naveen_A._Reddy,_Alison_L._Coil,_Bahram_Mobasher,_Brian_Siana,_Tom_Zick,_Gabriel_Brammer,_and_James_Aird |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05293 |
GOODS-Sフィールドで$z=1.89$で行われている銀河合体の詳細な研究を紹介します。ここでは、MOSFIREDeepEvolutionField（MOSDEF）調査からのKeck/MOSFIRE分光観測と、3D-HST調査によって組み立てられた多波長測光を分析します。結合されたデータセットは、両方の合体銀河の過去の星形成履歴（SFH）を推測するためにモデル化されています。それらは、log$_{10}（M_{\ast}/M_{\odot}）>11$で、典型的なメジャーマージャーの定義を満たす近い質量比で、巨大であることがわかります。さらに、遅延$\tau$モデルのコンテキストでは、GOODS-S43114とGOODS-S43683のSFHは類似しており、星形成率は低くなっています（log$_{10}$（SFR（SED）/$M_{\odot}/\rm{yr}^{-1}$）$<$1.0）過去の平均と比較。最適なモデルのSEDは、両方の銀河でH$\delta_{\rm{A}}$値が上昇していることを示しています。これは、それらの恒星スペクトルがA型星によって支配されており、星形成のピークが$\sim0.5-1であることを示しています。$Gyr前、最近は辞退しました。さらに、SEDフィッティングに基づいて、両方の合体銀河が互いに数百Myr以内で星形成をオンにし、遮断しました。これは、それらの星形成のバーストが関連している可能性があることを示唆しています。SFHとH$\delta_{\rm{A}}$の結果を最近の銀河合体シミュレーションと組み合わせると、これらの銀河は最近最初の中心中心通過を完了し、離れて移動していると推測されます。最後に、GOODS-S43114の比較的低い第2速度モーメントは、その恒星の質量を考えると、円盤状の構造を示唆しています。ただし、モデリングに銀河の形状を含めても、動的質量と恒星質量の間の不一致は完全には解決されません。この不整合をまとめて解決するには、今後の作業が必要です。
矮小銀河の宇宙論的モデルのためのバリオン解と挑戦
| Title |
Baryonic_solutions_and_challenges_for_cosmological_models_of_dwarf_galaxies |
| Authors |
Laura_V._Sales,_Andrew_Wetzel_and_Azadeh_Fattahi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05295 |
銀河とその暗黒物質のハローは、ダークエネルギーとコールドダークマター（LCDM）の宇宙論モデルにいくつかの課題をもたらしました。観測と理論の間のこれらの不一致は、最も質量の小さい（「矮小銀河」）銀河でさらに激しくなります。低質量の暗黒物質ハローの数、空間分布、および内部構造に関するLCDM予測は、歴史的に観測された矮小銀河と対立してきましたが、多くの予測は暗黒物質成分のみをモデル化したため、これは部分的に予想されます。堅牢なLCDM予測には、バリオン物質がどのように存在し、暗黒物質のハローに影響を与えるかを理解するために、銀河形成のモデルを密接に含める必要があります。この記事では、矮小銀河に関するLCDMの最も注目すべき課題を確認し、最近の宇宙論的数値シミュレーションがこれらの課題に対するバリオン解をどのように特定したかについて説明します。内部の暗黒物質の内容の多様性、衛星の平面、恒星の形態、星形成の消光など、残りの緊張を特定します。それらの解決、またはLCDMの実際の問題としての検証には、銀河形成モデルの改良とシミュレーションの数値精度の向上の両方が必要になる可能性があります。
| Title |
Hubble_Space_Telescope_Proper_Motion_(HSTPROMO)_Catalogs_of_Galactic_Globular_Clusters._VII._Energy_Equipartition |
| Authors |
Laura_L._Watkins_(1,2,3),_Roeland_P._van_der_Marel_(4,5),_Mattia_Libralato_(1),_Andrea_Bellini_(4),_Jay_Anderson_(4),_Mayte_Alfaro-Cuello_(4)_((1)_ESA-AURA_STScI,_(2)_ESO,_(3)_Vienna,_(4)_STScI,_(5)_JHU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05300 |
ハッブル宇宙望遠鏡で測定された固有運動を使用して、9つの銀河球状星団のエネルギー等分配の程度を調べます。サンプル内のほとんどのクラスターでは、これはこれまでに実行された最初のエネルギー等分配研究です。この研究は、クラスターが9つしかないにもかかわらず、この種の研究でも最大のものです。まず、カタログを厳密にクリーニングして、低品質の測定値を削除し、調査の信号対雑音比を高くします。クリーンアップされたカタログを使用して、速度分散$\sigma$が恒星の質量$m$によってどのように変化するかを調査します。2つの関数形式に適合します。1つは$\sigma\proptom^{-\eta}$の形式の古典的なべき乗則で、2つ目はエネルギー等分配の法則です。2つ目はBianchinietal。（2016）等分配の質量$m_{eq}$によってパラメーター化されます。ここで、$\eta$は恒星の質量によって変化します。両方の関数がうまく適合していることがわかりますが、どちらの関数が最適であるかを統計的に有意に区別することはできません。すべてのクラスターは、さまざまな程度の部分的な等分配を示します。完全な等分配またはその近くにあるクラスターはありません。$\eta$と$m_{eq}$とさまざまなクラスタープロパティとの相関関係を検索します。最も重要な相関関係は、クラスターが経験した緩和時間のコア数または中央値（$N_{core}$または$N_{half}$）と観察されます。最後に、各クラスターの放射状の等分配プロファイル、つまり、クラスターの中心からの投影距離に応じて等分配の程度がどのように変化するかを決定します。半径との等分配の程度の統計的に有意な傾向は検出されません。全体として、私たちの観察結果は、近年発表されたN体モデルからの理論的予測と広く一致しています。
局所赤外線高光度銀河の中赤外スペクトルを使用したタンデムでの星形成とブラックホール降着率の測定
| Title |
Measuring_Star_Formation_and_Black_Hole_Accretion_Rates_in_Tandem_using_Mid-Infrared_Spectra_of_Local_Infrared-Luminous_Galaxies |
| Authors |
Meredith_Stone_(1),_Alexandra_Pope_(1),_Jed_McKinney_(1),_Lee_Armus_(2),_Tanio_D\'iaz-Santos_(3),_Hanae_Inami_(4),_Allison_Kirkpatrick_(5),_Sabrina_Stierwalt_(6)_((1)_University_of_Massachusetts_Amherst,_(2)_Spitzer_Science_Center,_(3)_Foundation_for_Research_and_Technology-Hellas,_(4)_Hiroshima_University,_(5)_University_of_Kansas,_(6)_Occidental_College) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05301 |
GreatObservatoriesAll-SkyLIRGSurvey（GOALS）で、高光度赤外線銀河（LIRG）のスピッツァー/赤外線分光器の高解像度中赤外線スペクトルで実行されたスタッキング分析の結果を示します。中赤外線活動銀河核（AGN）の割合とスタッキングスペクトルをビニングすることにより、星形成を追跡する明るい輝線[NeII]と[NeIII]、および暗い輝線[NeV]と[OIV]を検出します。、サンプル全体でAGNアクティビティを追跡します。[NeII]の光度は、すべてのAGNフラクションビンでかなり一定であるのに対し、[OIV]と[NeV]の光度は1桁以上増加します。低AGN画分で測定された平均線比[NeV]/[NeII]と[OIV]/[NeII]は、HII銀河に似ていますが、高AGN画分での線比はLINERとSeyfertsに似ています。。[OIV]の光度を、[NeII]の光度と中赤外線のAGNの割合の関数としてフィッティングすることにより、[OIV]の光度を星形成とAGNの成分に分解します。LIRGの[OIV]光度は、中赤外線AGNフラクション$\lesssim0.3$の星形成によって支配されています。補正された[OIV]光度を使用して、低AGNフラクションでの$10^{-5}$M$_{\odot}$/年から0.2M$_{\odot}$/年までの範囲のブラックホール降着率を計算します。最高のAGNフラクションで。星形成を補正せずに[OIV]の光度を使用すると、スターバーストが支配的なLIRGでBHARが最大30倍過大評価される可能性があることがわかります。最後に、BHAR/SFR比が、LIRGの中赤外線AGNの割合の関数として3桁以上増加することを示します。
Aurigaシミュレーションでの恒星の移動
| Title |
Stellar_migration_in_the_Auriga_simulations |
| Authors |
Periklis_Okalidis,_Robert_J._J._Grand,_Robert_M._Yates,_Volker_Springel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05304 |
星の質量が$10<\textrm{log}（M_{*}/{\rmM}_\odot）<11$の円盤銀河のような17個の天の川銀河の進化における星の移動の存在と重要性を研究します。ズームイン宇宙論的流体力学的シミュレーションのAurigaスイート。星の誕生半径を各システムの$z=0$での半径と比較し、半径と星の年齢の関数として1〜4kpcの間で変化する星の移動の強さの平均値を示します。また、ディスクの年齢と金属量の放射状プロファイルに対する移行の影響を調査します。移動による年齢勾配の平坦化のいくつかのケースが見つかりましたが、金属量プロファイルへの重要な変化は、強い星を発達させる古い星の種族と円盤に対してのみです。さらに、与えられた時間間隔の間の星の粒子のガラクトセントリック半径（$\DeltaR$）と軌道誘導中心半径（$\DeltaR_g$）の変化の観点から星の移動を研究します。星は、ディスクの外側の部分と、弱いバーを持つ特定の銀河でのみ、拡散プロセスとしてほぼ移動することがわかります。私たちのサンプルの強く棒渦巻銀河は、より大きな星の移動を示していますが、そのタイムステップの進化は拡散よりも遅いです。最後に、銀河の進化の（半）分析モデルに組み込むために、時間と半径の関数としての放射状の移動の強さの依存性をカプセル化するパラメーターを示します。
$ z \ simeq 6.8 $でのUV光度銀河の星形成の歴史：初期の宇宙時代における恒星の質量集合への影響
| Title |
Star_formation_histories_of_UV-luminous_galaxies_at_$z_\simeq_6.8$:_implications_for_stellar_mass_assembly_at_early_cosmic_times |
| Authors |
Lily_Whitler,_Daniel_P._Stark,_Ryan_Endsley,_Joel_Leja,_St\'ephane_Charlot,_and_Jacopo_Chevallard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05315 |
$z\gtrsim6$銀河のさまざまな星形成履歴（SFH）は、初期の星形成への重要な洞察を提供しますが、体系的に定量化することは困難でした。いくつかの観測は、多くの$z\sim6-9$銀河が古い（$\gtrsim200$Myr）星の種族によって支配されていることを示唆しており、$z\gtrsim9$での重要な星形成を意味しますが、他の観測では、ほとんどの再電離時代の銀河は若い（$\lesssim10$Myr）、ほとんどの$z\gtrsim9$星形成と一致します。この作業では、$z\simeq6.6-6.9$にあるように色選択されたUV明るい（$-22.5\lesssimM_{UV}\lesssim-21$）銀河の年齢とSFHの分布を定量化します。恒星と星雲の放射を測光的に分離し、銀河の特性を確実に推測できる赤方偏移範囲は、再電離時代の銀河のSFHを体系的に研究する理想的な機会を提供します。2つのスペクトルエネルギー分布（SED）モデリングコードを使用してサンプルのプロパティを推測し、その結果を比較して、恒星の質量は物理モデルにほとんど影響されないが、推測される年齢は桁違いに異なる可能性があることを確認します。次に、単純なパラメトリックSFHモデルを想定して年齢の分布を推測し、SEDモデルに応じて年齢の中央値$\sim30-100$Myrを見つけます。若い銀河（$\leq10$Myr）と古い銀河（$\geq250$Myr）の割合を定量化し、これらのシステムがそれぞれ人口の$\sim10-30$％と$\sim20-30$％を構成していることを確認します。より柔軟なSFHモデルでは、SFHの一般的な形状は、単純なモデルによって示される形状と一致しています（たとえば、若い銀河ではSFHが急速に上昇しています）。ただし、恒星の質量は大きく異なる可能性があり、若いシステムの質量は、柔軟なSFHを使用すると1桁以上大きくなることがあります。最後に、これらの結果が$z\gtrsim9$の恒星質量集合に与える影響を定量化し、JWSTから期待される改善について説明します。
火の散逸暗黒物質：II。地元の矮小銀河からの観測の特徴と制約
| Title |
Dissipative_Dark_Matter_on_FIRE:_II._Observational_signatures_and_constraints_from_local_dwarf_galaxies |
| Authors |
Xuejian_Shen,_Philip_F._Hopkins,_Lina_Necib,_Fangzhou_Jiang,_Michael_Boylan-Kolchin,_Andrew_Wetzel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05327 |
散逸性の自己相互作用暗黒物質（dSIDM）における銀河の宇宙論的バリオンズームインシミュレーションの最初のセットを分析します。シミュレーションでは、FIRE-2銀河形成物理学を利用し、一定の部分エネルギー散逸としてモデル化された散逸性暗黒物質の自己相互作用を含めています。この論文では、両方に$M_{\ast}\sim10^{5}\operatorname{-}10^{9}\、{\rmM}_{\odot}$を含む矮小銀河の特性を調べます。孤立し、天の川銀河内-質量ホスト。孤立した矮星の場合、$（\sigma/m）\leq1\、{\rmcm^2\、g^{-1}}$を使用すると、dSIDMでよりコンパクトな銀河サイズと恒星/中性ガスディスク形成の促進が見られます。しかし、それらはまだ観測された銀河のサイズと質量と一致しています。さらに、dSIDMで開発されたより急な中心密度プロファイルの結果として、$（\sigma/m）\geq0.1\、{\rmcm^2\、gのモデルにおける孤立した矮小銀河のサブkpc円速度^{-1}}$は、約2倍に増強されます。これは、ローカルグループの矮小銀河の測定された恒星速度分散と一致していますが、より大規模なフィールド矮小銀河のHI回転曲線と緊張関係にあります。一方、シミュレートされた天の川質量ホストの衛星の場合、円速度プロファイルの中央値はdSIDM物理学の影響をわずかに受けますが、dSIDMはCDMで欠落しているコンパクトな矮星衛星に対処するのに役立つ可能性があります。dSIDMでは衛星の数がわずかに増えていますが、観測で明らかになったホスト間の大きな変動と比較すると、違いはわずかです。結論として、一定の断面積$（\sigma/m）\gtrsim0.1\、{\rmcm^2\、g^{-1}}$を持つdSIDMモデルは、明るい矮星（$M_{\rmhalo}\sim10^{11}\、{\rmM}_{\odot}$）円速度の制約による。ただし、（このハロー質量/速度スケールで）有効断面積が低いモデルは依然として実行可能であり、重要な観測可能なシグニチャを引き起こす可能性があります。
かすかな矮小銀河における星形成の始まりと終わり
| Title |
The_beginning_and_the_end_of_star_formation_in_faint_field_dwarf_galaxies |
| Authors |
Matthew_Pereira_Wilson,_Julio_Navarro,_Isabel_Santos_Santos,_and_Alejandro_Benitez_Llambay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05338 |
宇宙論的シミュレーションのAPOSTLEスイートを使用して、低質量LCDMハローの星形成（SF）の調整における宇宙電離バックグラウンドの役割を調べます。以前の研究と一致して、SFは、再電離後、LCDMハローの構造とUV加熱ガスの熱圧力によって決定される赤方偏移に依存する「臨界」ウイルス質量を超える質量のハローでのみ進行できることがわかりました。この臨界質量は、z〜10のM_crit10^8Msunからz=0の10^9.7Msunに増加し、その質量範囲でのハローの平均質量成長履歴にほぼ従います。これは、現在クリティカルの上下にあるほとんどのハローが初期からその状態を維持していることを意味します。今日のほとんどの銀河のハローは、高赤方偏移ですでに臨界を超えていて（したがって星を形成して）、光度に関係なく、矮星に古代の星の種族が遍在していることを説明しています。未臨界のハローは、過去のある時点で臨界を超えていた場合でも、明るい銀河をホストしている可能性があります。ハローが未臨界レジームに陥ると、SFは停止します。各ハローの降着履歴に応じて、これは広範囲の時間にわたって発生する可能性があり、多くの小人のSFが再電離の時代をはるかに超えて継続しているように見える理由を説明しています。この解釈では、一部の小人におけるSFの一時的な性質は、臨界境界の上下の一時的なハローエクスカーションにリンクされます。シミュレーションでは、M_crit（z）は、すべての赤方偏移で星形成システムと非星形成システムをきれいに分離します。これは、星のフィードバックではなく、電離UVバックグラウンドが、最も弱いフィールドの矮星のSFの終わりを制御するものであることを示しています。亜臨界ハローの銀河は、進行中の星形成がないため、より大規模なハローの銀河とは異なり、かすかなフィールドドワーフのかなりの数を構成するはずです。現在、そのような銀河はほとんど知られていません。この集団の発見は、私たちの結果を強力にサポートするでしょう。
$ \ Omega _ {\ rm bar} $ in NGC 5597 from VLA HI21cm観測
我々は、7.1"x4.2"の角度分解能での円盤銀河NGC5597からの水素原子21cm線放出の超大型アレイB配置観測を報告します。共鳴法を使用し、恒星バーの半主軸に対する共回転半径の比率が1であると仮定します（$\mathcal{R}\equivR_{\rmCR}/a_{\rmbar}=1$）、恒星バーの角度パターン速度を$\Omega_{{\rmbar}}\sim15.3$kms$^{-1}$kpc$^{-1}$と推定します。$\Omega_{\rmbar}$のこの定数値は、北の空間位置に対応する距離$\sim6.73$kpcで$\Omega_{\rmgas}+\kappa（R）/4$と交差します。外側のm=4共鳴の近くのらせん構造。この$\Omega_{\rmbar}$の値は、核周囲の輪（ILRの近く）または外側の輪（OLRの近く）を示す他の明るい近くの棒渦巻銀河について推定された値に似ています。
セイファート核への燃料供給における磁場の役割
分子ガスは、セイファート銀河の星形成と核活動の燃料であると考えられています。分子ガスを核領域に注ぎ込む際の磁場の役割を特定するには、分子ガスに埋め込まれた磁場の測定が必要です。新しい速度勾配技術（VGT）をALMAおよびPAWSのCOアイソトポログデータに適用することにより、いくつかの近くのセイファート銀河におけるCO関連磁場の検出とそれらの前例のない高解像度磁場マップを初めて取得します。VGTで測定された磁場は、既存のHAWC+ダスト分極とVLAシンクロトロン分極から推測された磁場とグローバルに一致しています。VGT-CO測定によって追跡された磁場とシンクロトロン偏光の間の全体的な良好な整列は、星形成と宇宙線生成の間の相関をサポートします。COトレース磁場は、効率的な分子ガスの流入が期待されるサンプルのほとんどのセイファートの中央領域で、より重要な放射状成分を持っていることがわかります。特に、COによってトレースされた磁場とNGC1097の核リング内のダスト分極との間に不整合が見られ、前者は二次中央バーに従います。これは、さまざまな気相でのさまざまな磁場構成を明らかにし、セイファート活動の進行中の多相燃料供給の観測診断を提供します。
分子雲サンプルの角度分解能、感度、およびアルゴリズムへの依存性
| Title |
Dependence_of_Molecular_Cloud_Samples_on_Angular_Resolution,_Sensitivity,_and_Algorithms |
| Authors |
Qing-Zeng_Yan,_Ji_Yang,_Yang_Su,_Yan_Sun,_Xin_Zhou,_Ye_Xu,_Hongchi_Wang,_Shaobo_Zhang,_Zhiwei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05436 |
この作業では、位置-位置-速度（PPV）空間から識別された分子雲サンプルに対する観測およびアルゴリズムの影響を調査します。ミルキーウェイイメージングスクロールペインティング（MWISP）調査の高品質データを平滑化および切断することにより、DBSCAN（ノイズのあるアプリケーションの密度ベースの空間クラスタリング）アルゴリズムを使用して、変更されたデータからさまざまな分子雲サンプルを抽出します。これらの分子雲サンプルは、その後、感度、角/速度分解能、およびDBSCANパラメーターの重要性を測定するために使用されます。MWISPの結果を検証するために、FCRAO外部銀河調査（OGS）とCfA-チリ1.2m完全CO（CfA-チリ）調査の2つの追加調査が使用されます。分子雲カタログは一意ではなく、境界であるため、角度分解能と感度によって数値が大きく変動することがわかりました。低角度分解能（大きなビームサイズ）では、分子雲はPPV空間で融合しますが、低感度（高カットオフ）では、小さなかすかな分子雲を見逃し、大きな分子雲の明るい部分を単一のものとして取ります。高い角度分解能と感度で、巨大分子雲（GMC）は個々の雲に分解され、それらの拡散成分も明らかになります。その結果、GMCは分子雲のクラスターまたは集合体としてより適切に解釈されます。つまり、GMCは分子雲サンプル自体を表します。
天の川銀河の伴銀河がフィールドスターを引きずる
GaiaEDR3データを使用して、伴銀河の周りの天の川のフィールドスターの速度分散が調査されました。伴銀河までの距離に対して速度分散を当てはめ、速度分散の勾配が伴銀河の質量に関係していることを発見しました。桁違いの近似により、伴銀河の質量とその重力抵抗によって引き起こされる速度分散の勾配との間に線形相関が適合されました。私たちの結果は観測的な定性的な結果ですが、将来的にはより多くの観測でより良い関係が得られる可能性があることを示しています。
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III。付着星とその場星の化学的存在量の関係
| Title |
The_stellar_halo_in_Local_Group_Hestia_simulations_III._Chemical_abundance_relations_for_accreted_and_in-situ_stars |
| Authors |
Sergey_Khoperskov,_Ivan_Minchev,_Noam_Libeskind,_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/2206.05491 |
星の化学的存在量は銀河の物理的状態の化石記録であるため、それらは銀河の集合履歴を回復するための重要な情報を提供します。この作業では、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アナログを分析することにより、付着した星とその場の星の化学クロノキネマティクスを調査します。合併の残骸は、生き残った矮小銀河とは化学的に異なることがわかりました。合併の残骸は、初期に星形成活動が抑制された矮星に由来する星に期待される豊富さを持っています。個々のデブリを含む付着した恒星のハローは、ELzに豊富な勾配を示します。ここでは、合併前に破壊されたシステムの内部に最も金属が豊富な星が形成され、主にホストの中央領域に寄与しています。したがって、内部MWでの存在量測定により、MW恒星ハローのビルディングブロックのパラメーターをより適切に制約できるようになることをお勧めします。個々のデブリのMDFはいくつかのピークを示し、デブリの大部分はLz>0の場合、その場の星よりも金属量が低くなりますが、非回転および逆行性の付着星はその場に似ています。順行性の付着した星は、[Fe/H]-[Mg/Fe]平面で顕著な膝を示しますが、逆行性の星は通常、高い[Mg/Fe]シーケンスに堆積します。HESTIA銀河の金属の少ない星（[Fe/H]<-1）は、オーロラの人口と一致する0から80km/sの正味回転を示すことがわかりました。より高い金属量では、乱流相から円盤状の回転への鋭い遷移（スピンアップ）を検出します。合併の破片は、[Fe/H]-[Mg/Fe]平面で類似しています。ただし、豊富なセットを組み合わせると、星の年齢の関数として最も目立つさまざまなデブリに対応する化学パターンをキャプチャできます。
ガイアデータリリース3：天の川の化学地図作成
| Title |
Gaia_Data_Release_3:_Chemical_cartography_of_the_Milky_Way |
| Authors |
Gaia_Collaboration,_A._Recio-Blanco,_G._Kordopatis,_P._de_Laverny,_P.A._Palicio,_A._Spagna,_L._Spina,_D._Katz,_P._Re_Fiorentin,_E._Poggio,_P.J._McMillan,_A._Vallenari,_M.G._Lattanzi,_G.M._Seabroke,_L._Casamiquela,_A._Bragaglia,_T._Antoja,_C.A.L._Bailer-Jones,_R._Andrae,_M._Fouesneau,_M._Cropper,_T._Cantat-Gaudin,_U._Heiter,_A._Bijaoui,_A.G.A._Brown,_T._Prusti,_J.H.J._de_Bruijne,_F._Arenou,_C._Babusiaux,_M._Biermann,_O.L._Creevey,_C._Ducourant,_D.W._Evans,_L._Eyer,_R._Guerra,_A._Hutton,_C._Jordi,_S.A._Klioner,_U.L._Lammers,_L._Lindegren,_X._Luri,_F._Mignard,_C._Panem,_D._Pourbaix,_S._Randich,_P._Sartoretti,_C._Soubiran,_P._Tanga,_N.A._Walton,_U._Bastian,_R._Drimmel,_F._Jansen,_F._van_Leeuwen,_J._Bakker,_C._Cacciari,_J._Casta\~neda,_F._De_Angeli,_C._Fabricius,_Y._Fr\'emat,_L._Galluccio,_A._Guerrier,_et_al._(389_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05534 |
GaiaDR3は、RVSによって観測され、GSP仕様モジュールによってパラメータ化された約560万個の星のおかげで、星の種族の全天スペクトル分析の新時代を開きます。全天のガイア化学地図作成により、前例のない空間カバレッジと統計的ロバスト性を備えた、天の川の強力で正確な化学力学的ビューが可能になります。まず、銀河の強い垂直対称性とディスクのフレア構造を明らかにします。第二に、観測されたディスクの運動学的擾乱（位相空間相関として見られる）および運動学的または軌道下部構造は、金属量が強化され、α/Fe]存在比が中央値と比較して低い星に有利な化学パターンに関連付けられています。放射状の分布。これは、らせん状の腕をたどる若い天体と古い個体群の両方で検出されます。いくつかのアルファ、鉄ピーク要素と少なくとも1つの重い要素は、太陽の円柱の薄いディスクと厚いディスクの特性をトレースします。第三に、若い円盤状の星は、いくつかの要素で最近の化学的貧困を示しています。第4に、これまでに分析された散開星団の最大の化学力学的サンプルは、年齢とともに放射状の金属量勾配の急峻化を示しています。これは、若いフィールド集団でも観察されます。最後に、ガイアの化学データは、銀河の降着デブリとハロー軌道上の加熱された円盤星をそれらのα/Fe比で明らかにし、球状星団の化学力学的特性の研究を可能にするために必要なカバレッジと精度を備えています。GaiaDR3の化学力学的診断は、地上ベースの広視野分光調査の時代の前に新しい視野を開きます。彼らは、波乱に富んだ進化の結果である複雑な天の川を明らかにし、それを現在に形作っています（要約）。
Gaiaデータリリース3：862nmでの拡散星間バンドの調査とマッピング
| Title |
Gaia_Data_Release_3:_Exploring_and_mapping_the_diffuse_interstellar_band_at_862_nm |
| Authors |
Gaia_collaboration,_M._Schultheis,_H._Zhao,_T._Zwitter,_D.J._Marshall,_R._Drimmel,_Y._Fr\'emat,_C.A.L._Bailer-Jones,_A._Recio-Blanco,_G._Kordopatis,_P._de_Laverny,_R._Andrae,_T.E._Dharmawardena,_M._Fouesneau,_R._Sordo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05536 |
拡散星間バンド（DIB）は、分光観測における一般的な星間吸収機能ですが、その起源は不明なままです。DIBは、星間物質（ISM）のライフサイクルにおいて重要な役割を果たしており、銀河の構造を追跡するためにも使用できます。ここでは、GaiaDR3のGaia-RadialVelocitySpectrometer（RVS）の能力を示し、RVS通過帯域の862nmで最も顕著なDIBの原因となる未知の分子種の空間分布を明らかにし、数以内で銀河のISMを探索します。太陽からのキロパーセク。DIBは、GSP-Specモジュール内で、冷たい星にはガウスプロファイルフィットを使用し、熱い星にはガウス過程を使用して測定されます。等価幅とその不確実性に加えて、GaiaDR3は、特徴的な中心波長、幅、および品質フラグを提供します。空全体を均一にカバーする方法で取得された476.117の個々のDIB測定値の広範なサンプルを提示します。DIBキャリアの空間分布を星間赤化と比較し、DIBキャリアがほとんど塵を含まない太陽の周りの局所泡に存在するという証拠を見つけます。DIBの等価幅を$0.19\pm0.04$Angstr\"om/kpcのローカル密度、$\rm98.60_{-8.46}^{+11.10}$pcのスケールハイトで特徴付けました。後者はダストスケールの高さ。DIBが銀河面に向かってより集中していることを示しています。これまでにない精度でレストフレームの波長を決定します（$\rm\lambda_{0}=8620.86\、\pm0.019$Angstr\"ominair）。DIB速度とCOガス速度の間の顕著な対応を明らかにし、862nmのDIBキャリアが高分子に関連していることを示唆しています。
Gaiaデータリリース3：分光法からのGeneralStellarParametriserを使用したRVSスペクトルの分析
| Title |
Gaia_Data_Release_3:_Analysis_of_RVS_spectra_using_the_General_Stellar_Parametriser_from_spectroscopy |
| Authors |
A._Recio-Blanco,_P._de_Laverny,_P._A._Palicio,_G._Kordopatis,_M._A._\'Alvarez,_M._Schultheis,_G._Contursi,_H._Zhao,_G._Torralba_Elipe,_C._Ordenovic,_M._Manteiga,_C._Dafonte,_I._Oreshina-Slezak,_A._Bijaoui,_Y._Fremat,_G._Seabroke,_F._Pailler,_E._Spitoni,_E._Poggio,_O.L._Creevey,_A._Abreu_Aramburu,_S._Accart,_R._Andrae,_C.A.L._Bailer-Jones,_I._Bellas-Velidis,_N._Brouillet,_E._Brugaletta,_A._Burlacu,_R._Carballo,_L._Casamiquela,_A._Chiavassa,_W.J._Cooper,_A._Dapergolas,_L._Delchambre,_T.E._Dharmawardena,_R._Drimmel,_B._Edvardsson,_M._Fouesneau,_D._Garabato,_P._Garcia-Lario,_M._Garcia-Torres,_A._Gavel,_A._Gomez,_I._Gonzalez-Santamaria,_D._Hatzidimitriou,_U._Heiter,_A._Jean-Antoine_Piccolo,_M._Kontizas,_A.J._Korn,_A.C._Lanzafame,_Y._Lebreton,_Y._Le_Fustec,_E.L._Licata,_H.E.P._Lindstrom,_E._Livanou,_et_al._(25_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05541 |
星のスペクトルの化学的物理的パラメータ化は、星と銀河系の星の種族の性質と進化を理解するために不可欠です。GaiaDR3には、GeneralStellarParametriser-spectroscopy、モジュールによって実行されるRVSデータのパラメーター化が含まれています。ここでは、RVS観測の最初の34か月のパラメータ化について説明します。GSP-specは、単一の星のRVSスペクトルを組み合わせて化学物理パラメータを推定します。ここで説明する主な分析ワークフローであるMatisseGauguinは、投影法と最適化法に基づいており、恒星の大気パラメーターを提供します。N、Mg、Si、S、Ca、Ti、Cr、FeI、FeII、Ni、Zr、Ce、およびNdの個々の化学的存在量。シアン線の微分等価幅;およびDIB機能のパラメーター。人工ニューラルネットワークに基づく別のワークフローは、分類制御に役立つ大気パラメータの2番目のセットを提供します。さまざまなエラーソースを考慮して、詳細な品質フラグチェーンを実装します。約560万個の星を備えた、ガイアDR3GSP仕様の全天カタログは、これまでに公開された恒星の化学物理パラメータの最大の編集物であり、宇宙データからの最初のものです。実装されたフラグを考慮して、内部および外部のバイアスが研究されています。場合によっては、低次多項式を使用した単純なキャリブレーションが提案されます。推定されたパラメータの均一性と品質により、銀河系の星の種族の化学力学的研究、個々のスペクトルからの星間減光の研究、および恒星進化モデルに対する明確な制約が可能になります。科学的利用のために提供された品質フラグを採用することを強くお勧めします。GaiaDR3GSP仕様カタログは、天の川の星の種族の科学的探査における主要なステップであり、新しい銀河のビジョン（要約）のGaiaの約束を確認しています。
ガイアデータリリース3：銀河系外のコンテンツ
| Title |
Gaia_Data_Release_3:_The_extragalactic_content |
| Authors |
Gaia_Collaboration:_C.A.L._Bailer-Jones,_D._Teyssier,_L._Delchambre,_C._Ducourant,_D._Garabato,_D._Hatzidimitriou,_S.A._Klioner,_L._Rimoldini,_I._Bellas-Velidis,_R._Carballo,_M.I._Carnerero,_C._Diener,_M._Fouesneau,_L._Galluccio,_P._Gavras,_A._Krone-Martins,_C.M._Raiteri,_R._Teixeira,_A.G.A._Brown,_A._Vallenari,_T._Prusti,_J.H.J._de_Bruijne,_F._Arenou,_C._Babusiaux,_M._Biermann,_O.L._Creevey,_D.W._Evans,_L._Eyer,_R._Guerra,_A._Hutton,_C._Jordi,_U.L._Lammers,_L._Lindegren,_X._Luri,_F._Mignard,_C._Panem,_D._Pourbaix,_S._Randich,_P._Sartoretti,_C._Soubiran,_P._Tanga,_N.A._Walton,_U._Bastian,_R._Drimmel,_F._Jansen,_D._Katz,_M.G._Lattanzi,_F._van_Leeuwen,_J._Bakker,_C._Cacciari,_J._Casta\~neda,_F._De_Angeli,_C._Fabricius,_Y._Fr\'emat,_A._Guerrier,_U._Heiter,_E._Masana,_R._Messineo,_N._Mowlavi,_et_al._(387_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05681 |
ガイア銀河調査ミッションは、銀河系の20億個近くの星の位置天文学、測光、および分光法を取得するように設計および最適化されています。しかし、全天のマルチエポック調査として、ガイアはまた、G〜21等のマグニチュードまで数百万の銀河系外天体を観測しています。Gaiaオンボード選択アルゴリズムの性質上、これらはほとんどポイントソースのようなオブジェクトです。衛星から提供されたデータを使用して、教師あり機械学習法によってクエーサーと銀河の候補を特定し、低解像度のBP/RPスペクトルを使用してそれらの赤方偏移を推定しました。さらに、クエーサーのホスト銀河と事前定義された入力リストからの銀河の表面輝度プロファイルを特徴づけます。ここでは、銀河系外天体の処理の概要を説明し、ガイアDR3のデータ製品について説明し、それらの特性を分析します。2つの統合されたテーブルには、完全性は高いが純度が低い（50〜70％）、660万個の候補クエーサーと480万個の候補銀河のセットの主な結果が含まれています。190万個の可能性のあるクエーサーと290万個の可能性のある銀河（両方とも95％の純度）を含むこれらのより純粋なサブサンプルを選択するクエリを提供します。また、赤方偏移範囲0.05〜4.36にわたる43,000の高確率クエーサーの高品質BP/RPスペクトルを使用して、72〜100nmのレストフレーム波長にまたがる複合クエーサースペクトルを構築します。
銀河面の背後にあるクエーサーを見つける。 II。 $ | b | <20 \deg$での204個のクエーサーの分光学的同定
| Title |
Finding_Quasars_behind_the_Galactic_Plane._II._Spectroscopic_Identifications_of_204_Quasars_at_$ |
b |
|
| Authors |
Yuming_Fu,_Xue-Bing_Wu,_Linhua_Jiang,_Yanxia_Zhang,_Zhi-Ying_Huo,_Y._L._Ai,_Qian_Yang,_Qinchun_Ma,_Xiaotong_Feng,_Ravi_Joshi,_Wei_Jeat_Hon,_Christian_Wolf,_Jiang-Tao_Li,_Junjie_Jin,_Su_Yao,_Yuxuan_Pang,_Jian-Guo_Wang,_Kai-Xing_Lu,_Chuan-Jun_Wang,_Jie_Zheng,_Liang_Xu,_Xiao-Guang_Yu,_Bao-Li_Lun,_and_Pei_Zuo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05704 |
銀河面の背後にあるクエーサー（GPQ）は、重要な位置天文の参照であり、銀河ガスの貴重なプローブですが、銀河面での深刻な絶滅と発生源の混雑により、GPQの検索は困難です。この論文では、$|b|<20\deg$で分光的に確認された204のGPQのサンプルを提示し、そのうち191は新しい発見です。このGPQサンプルは、0.069から4.487までの広い赤方偏移範囲をカバーしています。観測された230個のGPQ候補のサブセットの場合、クエーサーの純度の下限は85.2％であり、恒星汚染物質の割合の下限は6.1％です。多成分スペクトルフィッティングを使用して、GPQの輝線と連続フラックスを測定し、それらの単一エポックビリアルブラックホール質量を推定します。銀河系の消滅とターゲットの大きさから生じる選択効果により、これらのGPQは、SDSSDR7クエーサーサンプルと比較してブラックホールの質量と連続光度が高くなっています。スペクトルフィッティングの結果とブラックホールの質量推定値は、メインのスペクトルカタログとGPQの拡張スペクトルカタログにまとめられています。成功した識別は、GPQ選択方法とGPQ候補カタログの両方の信頼性を証明し、将来GPQの大規模なサンプルを利用する位置天文学および天体物理学のプログラムに光を当てます。
Gaiaデータリリース3：RVSスペクトルからのG_RVS測光
| Title |
Gaia_Data_Release_3:_G_RVS_photometry_from_the_RVS_spectra |
| Authors |
P._Sartoretti,_O._Marchal,_C._Babusiaux,_C._Jordi,_A._Guerrier,_P._Panuzzo,_D._Katz,_G._M._Seabroke,_F._Th\'evenin,_M._Cropper,_K._Benson,_R._Blomme,_R._Haigron,_M._Smith,_S._Baker,_L._Chemin,_M._David,_C._Dolding,_Y._Fr\'emat,_K._Janssen,_G._Jasniewicz,_A._Lobel,_G._Plum,_N._Samaras,_O._Snaith,_C._Soubiran,_O._Vanel,_T._Zwitter,_N._Brouillet,_E._Caffau,_F._Crifo,_C._Fabre,_F._Frakgoudi,_A._Jean-Antoine_Piccolo,_H.E._Huckle,_Y._Lasne,_N._Leclerc,_A._Mastrobuono-Battisti,_F._Royer,_Y._Viala_and_J._Zorec |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05725 |
GaiaDataRelease3（DR3）には、G_RVS〜14等（またはG〜15等）より明るい約3220万個の星のサンプルの視線速度分光計（RVS）スペクトルの統合から推定されたマグニチュードの最初のリリースが含まれています。このホワイトペーパーでは、DR3で公開されているG_RVSの大きさを導き出し、検証するために使用されたデータと採用されたアプローチについて説明します。また、G_RVS通過帯域および関連するG_RVSゼロポイントの推定値も提供します。G_RVS測光は、846〜870nmの波長範囲にわたるRVSスペクトルの積分から導き出されました。これらのスペクトルは、DR2で使用された手順と同様の手順に従って処理されましたが、G_RVSのより良い推定を可能にするいくつかの改善が組み込まれています。これらの改善は、迷光バックグラウンドの推定、線像分布関数のキャリブレーション、および近くの比較的明るい光源によって汚染されたスペクトルの検出に関係しています。ヒッパルコスカタログの恒星の基準光度に基づいて、30時間ごとにG_RVSゼロ点を較正し、それらを使用して、クリーンアップおよび較正されたスペクトルの積分フラックスをエポック光度に変換しました。DR3で公開された星のG_RVSマグニチュードは、その星のエポックマグニチュードの中央値です。108個の明るい星のRVSスペクトルを、外部の分光光度ライブラリからのフラックス校正されたスペクトルと比較することにより、G_RVS通過帯域を推定しました。G_RVSマグニチュードは、G、G_BP、およびG_RPマグニチュードから取得された情報を補完する情報を提供します。これは、星の金属量と星間減光を制限するのに役立ちます。G_RVS測定の精度の中央値は、明るい星の約0.006等（つまり、3.5<G_RVS<6.5等）からかすかな端の0.125等の範囲です。導出されたG_RVS通過帯域は、RVSの実効透過率が打ち上げ前の推定値よりも約1.23倍優れていることを示しています。
電波銀河とクエーサーのジェット：観測の視点
この記事では、電波銀河とクエーサーのジェットに関する現在の理解を、電波波長での観測に重点を置いて、観測の観点から簡単に紹介し、レビューします。Fanaroff-Riley分類スキームに関する最近の結果、およびFRクラス、ならびに高励起および低励起電波銀河における電波構造とジェットの性質が要約されています。原子力潜水艦から数百kpcスケールまでの観測と理論の両方の研究からのジェットのコリメーションと伝播が議論されてきた。ジェットは、特に若い電波源において、塊状の星間物質との相互作用の証拠を示し、物理的条件に応じて、星形成を引き起こすだけでなく、星形成を抑制する可能性があります。銀河の進化の理解に深い意味を持つそのような相互作用とジェットフィードバックの観測的証拠が提示されています。投影された線形サイズと時間スケールの広い範囲にわたって見られた再発ジェット活動が議論されました。この総説は、新しい望遠鏡が対処するのに役立つはずのジェットに関する未解決の質問の簡単な議論で終わります。
Gaiaデータリリース3：天体物理パラメータ推論システム（Apsis）I-メソッドとコンテンツの概要
| Title |
Gaia_Data_Release_3:_Astrophysical_parameters_inference_system_(Apsis)_I_--_methods_and_content_overview |
| Authors |
O.L._Creevey,_R._Sordo,_F._Pailler,_Y._Fr\'emat,_U._Heiter,_F._Th\'evenin,_R._Andrae,_M._Fouesneau,_A._Lobel,_C.A.L._Bailer-Jones,_D._Garabato,_I._Bellas-Velidis,_E._Brugaletta,_A._Lorca,_C._Ordenovic,_P.A._Palicio,_L.M._Sarro,_L._Delchambre,_R._Drimmel,_J._Rybizki,_G._Torralba_Elipe,_A.J._Korn,_A._Recio-Blanco,_M.S._Schultheis,_F._De_Angeli,_P._Montegriffo,_A._Abreu_Aramburu,_S._Accart,_M.A._\'Alvarez,_J._Bakker,_N._Brouillet,_A._Burlacu,_R._Carballo,_L._Casamiquela,_A._Chiavassa,_G._Contursi,_W.J._Cooper,_C._Dafonte,_A._Dapergolas,_P._de_Laverny,_T.E._Dharmawardena,_B._Edvardsson,_Y._Le_Fustec,_P._Garc\'ia-Lario,_M._Garc\'ia-Torres,_A._Gomez,_I._Gonz\'alez-Santamar\'ia,_D._Hatzidimitriou,_A._Jean-Antoine_Piccolo,_M._Kontizas,_G._Kordopatis,_A.C._Lanzafame,_Y._Lebreton,_E.L._Licata,_H.E.P._Lindstr{\o}m,_et_al._(34_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05864 |
GaiaDataRelease3には、コミュニティ向けの新しいデータ製品が豊富に含まれています。天体物理学的パラメータは、このリリースの主要なコンポーネントです。それらは、ガイアデータ処理および分析コンソーシアム内の天体物理パラメータ推論システム（Apsis）によって作成されました。この論文の目的は、ガイアデータリリース3の天体物理学的パラメータの全体的な内容とそれらがどのように生成されたかを説明することです。Apsisでは、アストロメトリと測光とともに平均BP/RPと平均RVSスペクトルを使用し、次のパラメータを導き出します。16億個のオブジェクトのソース分類と確率、星間物質の特性評価、2Dを含む最大4億7000万個のソースの距離銀河の全消滅マップ、クエーサー候補の600万赤方偏移、銀河候補の140万赤方偏移、および教師なし分類による5,000万の外れ値ソースの分析。天体物理学的パラメーターには、最大4億7000万のソースに対する多くの恒星の分光学的および進化的パラメーターも含まれます。これらは、Teff、logg、およびm_h（BP/RPを使用して4億7000万、RVSを使用して600万）、半径（4億7000万）、質量（1億4000万）、年齢（1億2000万）、化学物質の存在量（最大500万）、拡散星間バンド分析（50万）、活動指数（200万）、H-アルファ等価幅（2億）、およびスペクトルタイプ（2億2000万）と輝線星（5万）のさらなる分類。このカタログは、これまでの天体物理学的パラメーターの最も広範な均質なデータベースであり、ガイアのデータに独自に基づいています。
Gaia DataRelease3のプロパティと視線速度の検証
| Title |
Gaia_Data_Release_3_Properties_and_validation_of_the_radial_velocities |
| Authors |
D._Katz,_P._Sartoretti,_A._Guerrier,_P._Panuzzo,_G._M._Seabroke,_F._Th\'evenin,_M._Cropper,_K._Benson,_R._Blomme,_R._Haigron,_O._Marchal,_M._Smith,_S._Baker,_L._Chemin,_Y._Damerdji,_M._David,_C._Dolding,_Y._Fr\'emat,_E._Gosset,_K._Jan{\ss}en,_G._Jasniewicz,_A._Lobel,_G._Plum,_N._Samaras,_O._Snaith,_C._Soubiran,_O._Vanel,_T._Zwitter,_T._Antoja,_F._Arenou,_C._Babusiaux,_N._Brouillet,_E._Caffau,_P._Di_Matteo,_C._Fabre,_C._Fabricius,_F._Frakgoudi,_M._Haywood,_H.E._Huckle,_C._Hottier,_Y._Lasne,_N._Leclerc,_A._Mastrobuono-Battisti,_F._Royer,_D._Teyssier,_J._Zorec,_F._Crifo,_A._Jean-Antoine_Piccolo,_C._Turon,_Y._Viala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05902 |
GaiaDataRelease3（GaiaDR3）には、結合された視線速度の2番目のリリースが含まれています。これは、名目上の任務の最初の34か月の間に収集されたスペクトルに基づいています。より長い時間ベースラインとパイプラインの改善により、処理限界をGaiaDR2のGrvs=12からGrvs=14magに引き上げることが可能になりました。この記事では、GaiaDR3に実装された新しい機能、処理および後処理中に適用される品質フィルター、および公開された速度のプロパティとパフォーマンスについて説明します。GaiaDR3では、いくつかの機能がアップグレードまたは追加されました。（要約）ガイアDR3には、33812183個の星の合計視線速度が含まれています。GaiaDR2に関しては、明るい星（Grvs\leq12mag）と[3100、6750]の温度間隔がTeff\in[3600、6750]KからTeff\in[3100、14500]Kに拡大されました。暗い星の場合はK。視線速度は天の川のかなりの部分をサンプリングします：それらは円盤の銀河中心を越えて数キロパーセクに達し、内側のハローに垂直に最大約10-15kpcに達します。速度の正式な精度の中央値は、Grvs=12で1.3km/s、Grvs=14magで6.4km/sです。速度のゼロ点は、Grvs=11等付近から始まり、Grvs=14等で約400m/sに達する大きさの小さな系統的な傾向を示します。公開されたデータに適用できる補正式が提供されています。GaiaDR3速度スケールは、APOGEE、GALAH、GES、およびRAVEと十分に一致しており、体系的な違いはほとんど数百m/sを超えません。視線速度の特性は、散開星団、球状星団、大マゼラン雲（LMC）などの特定のオブジェクトでも示されています。たとえば、データの精度により、球状星団47TucとLMCの視線回転速度をマッピングできます。
ALMaQUEST調査。 VIII。銀河のCOとH{\alpha}回転曲線の間の速度の不一致の原因は何ですか？
| Title |
The_ALMaQUEST_survey._VIII._What_causes_the_velocity_discrepancy_between_CO_and_H{\alpha}_rotation_curves_in_galaxies? |
| Authors |
Yung-Chau_Su_(1_and_2),_Lihwai_Lin_(2),_Hsi-An_Pan_(2,_3_and_4),_Carlos_L\'opez_Cob\'a_(2),_Bau-Ching_Hsieh_(2),_Sebasti\'an_F._S\'anchez_(5),_Mallory_D._Thorp_(6),_Martin_Bureau_(7),_Sara_L._Ellison_(6)_((1)_Department_of_Physics,_National_Taiwan_University_(2)_Institute_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Academia_Sinica_(3)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Astronomie_(4)_Department_of_Physics,_Tamkang_University_(5)_Instituto_de_Astronom\'ia,_Universidad_Nacional_Aut\'onoma_de_M\'exico_(6)_Department_of_Physics_&_Astronomy,_University_of_Victoria_(7)_Sub-Department_of_Astrophysics,_University_of_Oxford_(8)_Tsinghua_Center_for_Astrophysics_and_Physics_Department) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05913 |
ALMaQUESTとEDGE-CALIFAの調査から選択された、34個の近くの銀河のCO（1-0）とH$\alpha$の運動学を比較します。3D傾斜リングモデルである3-Dバローロを使用して、COおよびH$\alpha$回転曲線を導出します。近くにある34個の銀河の回転曲線を比較する前に、8個のMaNGA-CALIFAの重なり合う銀河を使用して、MaNGAとCALIFAのデータ間の系統分類を見つけました。MaNGAデータに基づく回転曲線は正確であると想定し、CALIFAデータに対応する補正を行いました。私たちの結果は、私たちの銀河の$\sim$56％（19/34）が、中央値6.5km/sのCO回転曲線と比較して遅いH$\alpha$回転曲線を示していることを示しています。残りの銀河（15/34）は、不確実性の範囲内で一貫したCO-H$\alpha$回転速度を示しています。その結果、Ha回転は、200km/sの円速度（サンプルの中央値）の場合、総動的質量を約6％過小評価する可能性があります。さらに、COとH$\alpha$の回転速度の速度差は、COとH$\alpha$の速度分散の差と相関していることがわかり、ガス圧が速度の不一致に関与していることを示唆しています。乱流ガス運動による圧力サポートの効果をサンプルに組み込んだ後、速度差の中央値は1.9km/sに減少します。これにより、動的質量の過小評価が$\sim$2％に減少します。最後に、CO-H$\alpha$速度の不一致において、平面外拡散イオン化ガス（eDIG）が果たす役割についても調査します。
W31における雲と雲の衝突とハブフィラメントシステムの観測的特徴の解明
| Title |
Unraveling_the_observational_signatures_of_cloud-cloud_collision_and_hub-filament_systems_in_W31 |
| Authors |
A._K._Maity,_L._K._Dewangan,_H._Sano,_K._Tachihara,_Y._Fukui,_N._K._Bhadari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06066 |
大質量星の形成過程を理解するために、2つの拡張HII領域（すなわち、G10.30-0.15（以下、W31-N）とG10.15-0.34）をホストするW31複合体のマルチスケールおよびマルチ波長研究を提示します。（以下、W31-S））O型星のクラスターを動力源としています。いくつかのクラスI原始星と、合計49個のATLASGAL870$\mu$mダスト凝集塊（d=3.55kpc）が、いくつかの凝集塊が分子流出活動に関連しているHII領域に向かって見られます。これらの結果は、星形成の初期段階をホストする単一の物理システムの存在を確認しています。Herschel250$\mu$m連続マップは、W31-NとW31-Sの両方に向けたハブフィラメントシステム（HFS）の存在を示しています。中央のハブにはHII領域があり、ハーシェル温度マップでは拡張構造（T$_{\text{d}}$$\sim$25-32K）で示されています。W31-Sの方向では、NANTEN2$^{12}$CO（J=1-0）およびSEDIGISM$^{13}$CO（J=2-1）ラインデータの分析は、2つの存在をサポートします約8kmと16kms$^{-1}$の雲の成分、および速度空間でのそれらの接続。2つの雲の構成要素間の空間的相補分布もW31-Sに向けて調査され、そこでは巨大なO型星を含む星形成の道標が集中しています。これらの調査結果は、W31-Sでの$\sim$2Myr前のクラウド-クラウド衝突（CCC）の適用性を支持しています。全体として、私たちの観測結果は、W31のCCCの理論的シナリオをサポートしています。これは、巨大な星の形成とHFSの存在を説明しています。
複数のフェーズスパイラルは、ガイアDR3の複数の起源を示唆しています
| Title |
Multiple_phase-spirals_suggest_multiple_origins_in_Gaia_DR3 |
| Authors |
Jason_A._S._Hunt,_Adrian_M._Price-Whelan,_Kathryn_V._Johnston,_Elise_Darragh-Ford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06125 |
ガイアデータリリース2（DR2）は、天の川が太陽近傍の星の位相空間密度の非対称的な特徴の形で平衡からの逸脱の重要な兆候を含んでいることを明らかにしました。そのような機能の1つは、Antojaetalによって発見された$z-v_z$フェーズスパイラルです。（2018）、ディスク平面に垂直な摂動の影響に対するディスクの応答として解釈されます。これは、外部（衛星など）または内部（バーまたはスパイラルアームなど）である可能性があります。この作業では、GaiaDR3を使用して、ローカルデータセットを同様の方位角アクション$J_{\phi}$と角度${\theta}_{\phi}$を持つグループに分割することにより、位相スパイラルを分析します。同様の軌道上および同様の軌道位相にある星は、過去に同様の摂動を経験したことがあります。これらの区分により、調査対象地域よりも広い銀河円盤の領域を探索することができます。分離により、$z-v_z$フェーズスパイラルの明瞭さが向上し、さまざまな作用角グループ全体でその形態の変化が明らかになります。特に、私たちは内側の天の川で2つの武装した「呼吸スパイラル」への突然の移行を発見します。ローカルデータには、1つではなく複数の摂動のシグネチャが含まれており、それらを引き起こした個別の相互作用のプロパティを推測するために、それらの個別のプロパティを使用する可能性があると結論付けます。
星形成銀河からの強いCIV放出：高ライマン連続光子脱出の場合
| Title |
Strong_C_IV_emission_from_star-forming_galaxies:_a_case_for_high_Lyman_continuum_photon_escape |
| Authors |
A._Saxena,_E._Cryer,_R._S._Ellis,_L._Pentericci,_A._Calabr\`o,_S._Mascia,_A._Saldana-Lopez,_D._Schaerer,_H._Katz,_M._Llerena_and_R._Amor\'in |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06161 |
銀河からのライマン連続体（LyC）光子漏れの信頼できる指標を見つけることは、LyCフラックスの直接測定が不可能な再電離の時代におけるそれらの脱出率を推測するために不可欠です。この目的のために、ここでは、銀河の残りのフレームのUVスペクトルにおける強いCIV$\lambda\lambda1548,1550$の放出が、LyC光子の十分な生成と脱出に適した条件をトレースするかどうかを調査します。強いCIV放射を示す、赤方偏移範囲$z=3.1-4.6$の19個の星形成銀河のサンプルを編集し、すべての主要なレストUV輝線が明確に検出されるスタックスペクトルを生成します。輝線星雲と輝線星雲の両方を含む最適なスペクトルエネルギー分布モデルは、低い星の金属量（$Z=0.1-0.2\、Z_\odot$）、若い星の年齢（$\log（\rm{age/yr}）の必要性を示唆しています。）=6.1-6.5$）、高いイオン化パラメータ（$\logU=-2$）、ダスト減衰がほとんどないかまったくない（$E（B-V）=0.00-0.01$）。ただし、これらのモデルでは、観察されたCIVおよびHeIIの線強度を完全に再現することはできません。積み重ねられたスペクトルのLy$\alpha$線は強く、全身速度に近いピークであることがわかります。これは、視線に沿ったLyC光子の重大な漏れを示す特徴です。低イオン化星間吸収線の被覆率も低く、流出ガスの兆候を伴う、$\約0.05-0.30$の範囲のLyC脱出率を意味します。最後に、両方の線の信頼できる検出を備えた個々の銀河のサブセットのCIV/CIII]比>0.75は、重大なLyC漏れを可能にする物理的条件とも一致しています。全体として、LyC漏れの複数の分光学的指標が、強力なCIV放出銀河の積み重ねられたスペクトルに存在し、CIVを$z>6$でのLyC光子脱出の重要なトレーサーにする可能性があることを報告します。
Gaiaデータリリース3：天の川の非対称ディスクのマッピング
| Title |
Gaia_Data_Release_3:_Mapping_the_asymmetric_disc_of_the_Milky_Way |
| Authors |
Gaia_Collaboration:_R._Drimmel,_M._Romero-Gomez,_L._Chemin,_P._Ramos,_E._Poggio,_V._Ripepi,_R._Andrae,_R._Blomme,_T._Cantat-Gaudin,_A._Castro-Ginard,_G._Clementini,_F._Figueras,_M._Fouesneau,_Y._Fremat,_K._Jardine,_S._Khanna,_A._Lobel,_D._J._Marshall,_T._Muraveva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06207 |
最新のガイアデータリリースでは、完全な6D位相空間情報（位置と速度）を持つソースの数が3,300万個をはるかに超える星に増加し、4億7000万個を超えるソースに恒星の天体物理学的パラメーターが提供されています。1,100万個以上の変光星。GaiaDR3で提供されている天体物理学的パラメーターと変動性分類を使用して、さまざまな星の種族を選択し、銀河系の円盤の構成と速度空間の両方で非軸対称の特徴を調査および識別します。ホットOB星として識別された約58万個のソースと、1億年未満の988個の既知の散開星団を使用して、太陽からの4〜5kpcの星形成に関連するらせん構造をマッピングします。2億年未満の2800を超える古典的セファイド星を選択します。これは、外側の円盤の太陽から10kpcまで広がるらせん状の特徴を示しています。また、赤色巨星分枝（RGB）で870万を超える光源を特定し、そのうち570万が見通し内速度を持っているため、天の川の速度場を太陽から8kpcまでマッピングできます。内側のディスク。
MaNGAの主要な合併ペアのHIコンテンツについて
銀河の相互作用におけるHIコンテンツの役割はまだ議論中です。さまざまな合体段階での銀河ペアのHI含有量を研究するために、SDSS-IVMaNGAIFU調査からの66個の主要な合体銀河ペアと433個の対照銀河のサンプルを編集します。この研究では、銀河ペアの融合段階を説明するための新しい効果的な指標として、運動学的非対称性を採用しています。HI-MaNGA調査からのアーカイブデータと、500メートル球面電波望遠鏡（FAST）からの新しい観測を使用して、HIガス分率（$f_{\text{HI}}$）、星形成の違いを調査します。レート（SFR）、およびペアサンプルとコントロールサンプル間のHI星形成効率（$\rmSFE_{\text{HI}}$）。私たちの結果は、メジャーマージャーペアのHIガスの割合が、孤立した銀河と比較して平均して$\sim15\％$だけわずかに減少していることを示唆しており、銀河相互作用中の軽度のHI枯渇を意味します。孤立した銀河と比較して、通過前のペアの銀河は、同様の$f_{\text{HI}}$、SFR、および$\rmSFE_{\text{HI}}$を持っていますが、ペリセントリック通過中のペアは、$f_{\をわずかに減少させています。text{HI}}$（$-0.10\pm0.05$dex）、大幅に強化されたSFR（$0.42\pm0.11$dex）および$\rmSFE_{\text{HI}}$（$0.48\pm0.12$dex）。アポセンターに近づくと、対になった銀河はわずかに減少した$f_{\text{HI}}$（$-0.05\pm0.04$dex）、同等のSFR（$0.04\pm0.06$dex）、および$\rmSFE_{\を示します。text{HI}}$（$0.08\pm0.08$dex）。わずかに検出されたHIの枯渇は、銀河ペアの強化された$\rmH_2$貯留層に燃料を供給する際のガス消費に起因する可能性があることを提案します。さらに、新しいFAST観測では、HI吸収体（$N_{\text{HI}}\sim4.7\times10^{21}\text{cm}^{-2}$）も明らかになります。これは、ガスの落下とAGNアクティビティのトリガー。
天の川矮小楕円体衛星で潮汐によって誘発された速度勾配
| Title |
Tidally_induced_velocity_gradients_in_the_Milky_Way_dwarf_spheroidal_satellites |
| Authors |
Alberto_Manuel_Mart\'inez-Garc\'ia,_Andr\'es_del_Pino,_Antonio_Aparicio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06339 |
天の川銀河（MW）の6つの矮小楕円銀河（dSph）衛星、すなわち、カリーナ、ドラコ、ろ座、彫刻家、ろくぶんぎ座、こぐま座の運動学的研究を紹介します。$Gaia$データリリース3（DR3）の固有運動（PM）と文献の視線速度（$v_{\mathrm{los}}$）を組み合わせて、3D内部運動学を導き出し、内部速度勾配の存在。カリーナ、ドラコ、ろ座、こぐま座の視線に沿って有意な速度勾配が見られます。このような勾配の値は、小人の軌道履歴に関連しているようであり、天の川（MW）との相互作用が小人を引き起こしていることを示しています。MWに近く、軌道の近地点に向かって移動している矮星は、平均して、より大きな速度勾配を示します。一方、最近軌道周辺を離れた小人は、有意な勾配を示していません。最後に、大きなガラクトセントリック距離に位置する矮星は、中程度の強度の勾配を示します。我々の結果は、MWによって及ぼされる強い潮汐力によって引き起こされるトルクが、矮星がそれらの軌道の近地点に近づくときに強い速度勾配を誘発することを示している。近地点通過中、力の方向の急激な変化はそのような勾配を乱し、銀河が後退するにつれて着実に回復する可能性があります。TNG50シミュレーションからの矮星衛星を分析することによって私たちの発見を評価します。衛星が近地点に近づくにつれて検出された勾配の強度が大幅に増加し、その後、衛星がそれを放棄すると急激に低下することがわかり、MWのdSphの結果を裏付けています。
| Title |
Impact_of_late-time_neutrino_emission_on_the_Diffuse_Supernova_Neutrino_Background |
| Authors |
Nick_Ekanger,_Shunsaku_Horiuchi,_Kei_Kotake,_Kohsuke_Sumiyoshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05299 |
高統計の超新星ニュートリノ測定がない場合、拡散超新星ニュートリノバックグラウンド（DSNB）の推定は、コア崩壊超新星（CCSNe）のシミュレーションの精度に依存します。ニュートリノによって放出されたエネルギーの約50％が冷却段階で放出されるため、陽子中性子星（PNS）の進化の冷却段階（コアバウンス後の$\gtrsim1\、{\rms}$）を理解することが重要です。3D流体力学シミュレーションによって予測されたニュートリノ放出を、最終的なバリオンPNS質量と衝撃波復活の時間に応じた新しい2パラメーター相関を含むいくつかの冷却相推定と組み合わせることにより、ハイブリッド法で冷却相をモデル化します。スーパーカミオカンデで予測されるDSNBイベント率は、冷却段階の処理に応じて$\sim2-3$の係数で変化する可能性があることがわかります。また、1つの冷却推定値を除いて、予測されるDSNBイベントの範囲は、ニュートリノ平均エネルギーの不確実性によって大きく左右されることもわかりました。遅い時間のニュートリノ放出をよく理解することで、次世代のDSNB検索のためにより正確なDSNB推定を行うことができます。
$ z \ approx6 $でのX線退色、UV増白QSO
| Title |
An_X-ray_fading,_UV_brightening_QSO_at_$z\approx6$ |
| Authors |
Fabio_Vito,_Marco_Mignoli,_Roberto_Gilli,_William_Nielsen_Brandt,_Ohad_Shemmer,_Franz_Erik_Bauer,_Susanna_Bisogni,_Bin_Luo,_Stefano_Marchesi,_Riccardo_Nanni,_Gianni_Zamorani,_Andrea_Comastri,_Felice_Cusano,_Simona_Gallerani,_Cristian_Vignali,_Giorgio_Lanzuisi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05303 |
$z>6$に$\gtrsim10^8\、\mathrm{M_\odot}$SMBHが存在することを説明することは、現代の天体物理学にとって根強い挑戦です。$z\gtrsim6$QSOの多波長観測は、平均して、それらの降着物理学がより低い赤方偏移でのそれらの対応物のそれと類似していることを明らかにします。ただし、一般的な動作から逸脱したプロパティを示すQSOは、初期の宇宙でのSMBHの急速な成長の原因となる物理的プロセスへの有用な洞察を提供できます。$z\approx6$QSO、J1641+3755のX線（XMM-Newton、100ks）追跡観測を提示します。これは、2018Chandraデータセットで著しくX線が明るいことがわかりました。J1641+3755は、2021年のXMM-Newton観測では検出されません。これは、そのX線フラックスが著しく短いタイムスケール（つまり、$\approx115$休止フレーム日）で係数$\gtrsim7$減少したことを意味し、変動振幅が最大の$z>4$QSO。また、textit{LBT}を使用してレストフレームUV分光および測光データを取得し、アーカイブデータセットと比較しました。驚いたことに、J1641+3755は2003年から2016年にかけてレストフレームUVバンドで明るくなりましたが、2016年から2021年にかけて強い変動は発生しませんでした。レストフレームUVスペクトルで複数の狭い吸収特性が検出され、そのうちのいくつかは$z=5.67$で介在するシステムに関連付けることができます。J1641+3755の変動特性は、降着率の固有の変動、小規模な不明瞭化イベント、介在する物体による重力レンズ、または2018年の前景銀河における無関係なX線過渡現象に起因する可能性があります。$>10$の残りのフレームの日数で区切られた複数のX線観測を伴う$z>6$QSOのうち、QSOと比較して強力に（つまり、係数$>3$）X線可変オブジェクトが強化されていることがわかりました。後の宇宙時代に。この発見は、高赤方偏移QSOにおける高速降着の物理学に関連している可能性があります。
ラジオAGNによる粒子の共鳴エネルギー化
古典的な電磁波（EM）と量子波（相対論的粒子に関連する）との共鳴相互作用に基づく粒子加速の新しいメカニズムが探求されています。モデルの実例となる計算では、活動銀河核（AGN）の近くで生成された強力な無線周波数波にさらされたクラインゴードン波の運命を研究します。論文の枠組みでは、相対論的粒子に関連する量子波を調べ、波の集団速度が光速に近づくことを示しています。これは、粒子がEM波と共鳴的にエネルギーを交換し、最終的には非常に高いエネルギーへの粒子。降着不足のエディントン無線AGNの典型的なパラメータについては、共鳴エネルギーが粒子を極端なエネルギー$\sim10^{16-20}$eVにカタパルトする可能性があることが示されています。
M87ジェットの内部のモデリング：ジェットの形態と理論との対峙
| Title |
Modeling_the_inner_part_of_M87_jet:_confronting_jet_morphology_with_theory |
| Authors |
Hai_Yang,_Feng_Yuan,_Hui_Li,_Yosuke_Mizuno,_Fan_Guo,_Rusen_Lu,_Luis_C._Ho,_Jieshuang_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05661 |
ブラックホール降着システムにおけるジェットの形成は、長年の問題です。ブラックホールの回転エネルギー（「BZジェット」）または降着流（「ディスクジェット」）を抽出することによってジェットを形成できることが提案されている。どちらのモデルもコリメートされた相対論的流出を生成できますが、どちらも観測されたジェット形態をうまく説明していません。本論文では、一般的な相対論的電磁流体力学シミュレーションを採用し、ジェットのキンク不安定性によって駆動される磁気リコネクションによって加速される非熱電子を考慮して、放射伝達計算によって画像を取得し、M87でのジェットのミリメートル観測と比較しました。高スピンブラックホールの周りの磁気的に拘束されたディスクから発生したBZジェットは、その幅や手足を明るくする特徴など、ジェットの形態をうまく再現できることがわかりました。
コンパクトなミリ秒パルサーバイナリPSR〜J1653$-$0158のXMM-NewtonおよびNuSTAR観測
| Title |
XMM-Newton_and_NuSTAR_observations_of_the_compact_millisecond_pulsar_binary_PSR~J1653$-$0158 |
| Authors |
Jane_SiNan_Long,_Albert_K._H._kong,_Kinwah_Wu,_Jumpei_Takata,_Qin_Han,_David_C._Y._Hui,_Kwan_Lok_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05702 |
ミリ秒パルサー（MSP）バイナリPSRJ1653$-$0158の最初の共同{\itXMM-Newton}および{\itNuSTAR}分析を紹介しました。光学およびガンマ線観測から推定された75分の公転周期とガンマ線の1.97ミリ秒の脈動は、このシステムがこれまでに知られている中で最もコンパクトなブラックウィドウMSPシステムであることを示しています。{\itXMM-Newton}および{\itNuSTAR}データでは、公転周期は検出されませんでした。これは、おそらく観測で得られた光子数が不十分なためです。PSRJ1653$-$0158の結合X線スペクトルをべき乗則に当てはめると、光子指数$\Gamma=1.71\pm0.09$が得られます。（$0.2-40$）〜keVバンドの線源のX線光度は、$1.18\times10^{31}\;\！{\rmerg〜s}^{-1}$と推定されます。0.84〜kpcの採用距離。広帯域X線スペクトルは、バイナリ内衝撃で加速された電子からの放射光によって説明できることを示しました。{\itFermi}データで検出されたガンマ線は、電子とポジトロンからの放射光です。パルサー磁気圏。TidarrenシステムPSR〜J1653--0158およびPSR〜J1311--3430の運動学的分析は、2つのTidarrenシステムが銀河円盤に由来する可能性が高いことを示しています。
ガンマ線パルサーの単一パルス変動
フェルミ大面積望遠鏡は、任意の$\gamma$線パルサーから1回転あたり$\ll$1の光子を受け取ります。ただし、明るいパルサーVela（PSR〜J0835$-$4510）とGeminga（PSR〜J0633$+$1746）の数十億の監視された回転のうち、数千は$\geq$2のパルス光子を持っています。これらのまれなペアは、パルスの振幅と形状の変動性に関する情報をエンコードします。このようなペアをカタログ化し、観測された数が単純なポアソン統計とよく一致し、振幅の変動を2$\sigma$の信頼度で$<$19％（Vela）および$<$22％（Geminga）に制限していることがわかりました。基底関数の配列を使用してパルス形状の変動をモデル化すると、ペアの観測されたパルス位相分布により、Velaのパルス形状の変動のスケールが$<$13％に制限されますが、Gemingaの場合は$\sim$20％のシングルパルスのヒントが見つかりますパルスピークに最も関連する形状変動。変動が1回転より長く続く場合は、より多くのペアを収集できます。最大100回転の想定コヒーレンス時間の振幅と形状の変動の上限を計算し、$\sim$1％（振幅）と$\simの制限を見つけました。両方のパルサーで3％（形状）。大量のパルサー磁気圏が$\gamma$線パルスの生成に寄与するため、これら2つの高エネルギーパルサーの磁気圏は1回転にわたって安定しており、より長い時間スケールで非常に安定していると結論付けます。他のすべての$\gamma$線パルサーは、同様の分析には弱すぎます。これらの結果は、パルサー磁気圏のシミュレーションを急速に改善する上で有用な制約を提供します。これにより、GeV$\gamma$線放出の大部分が発生すると考えられる薄い赤道海流シートのさまざまな大規模な不安定性が明らかになりました。
Fermi 1544-0649はずれたブレーザーですか？ VLBIでジェット構造を発見する
| Title |
Is_Fermi_1544-0649_a_misaligned_blazar?_discovering_the_jet_structure_with_VLBI |
| Authors |
Chengyu_Shao,_Xiaopeng_Cheng,_Tam_Pak-Hin_Thomas,_Lili_Yang,_Yudong_Cui,_Partha_Sarathi_Pal,_Zhongli_Zhang,_Bong_Won_Sohn,_Koichiro_Sugiyama,_Wen_Chen,_Longfei_Hao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05886 |
FermiJ1544-0649は、2017年のGeVフレア中に最初に検出された一時的なGeV源です。フレア時間中の多波長観測は、ブレーザーに典型的な変動性とスペクトルエネルギー分布（SED）を示しています。フレアタイムを除けば、FermiJ1544-0649はGeVバンドでは静かで、10年間は静かな銀河（2MASXJ15441967-0649156）のように見えます。広い吸収線の特徴とともに、「ずれたブレーザーシナリオ」をさらに調査します。2018年から2020年までのベリーロングベースラインアレイ（VLBA）と東アジアVLBIネットワーク（EAVN）のデータを分析し、FermiJ1544-0649から4つのジェットコンポーネントを発見しました。約3.7{\deg}から7.4{\deg}の視野角が見つかりました。視野角の下限は、ガンマ線放出のデューティサイクルが非常に低いブレーザーを示し、上限は「不整合なブレーザーシナリオ」をサポートします。2018年以降のフォローアップ多波長観測は、FermiJ1544-0649がGeV、X線、および光学帯域で静かなままであることを示しています。ニュートリノのマルチメッセンジャー検索も実行され、3.1{\sigma}の有意性がこのソースで見つかりました。
コア崩壊超新星とCaに富む過渡現象における酸素とカルシウムの輝線星雲の関係
| Title |
Oxygen_and_calcium_nebular_emission_line_relationships_in_core-collapse_supernovae_and_Ca-rich_transients |
| Authors |
Simon_Prentice,_Kate_Maguire,_Louis_Siebenaler,_Anders_Jerkstrand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06062 |
この作業では、[OI]$\lambda\lambda$6300、6364、[CaII]$\lambda\lambda$7291、7323、およびCaの特性（フラックス比、半値全幅）の関係を調べます。II近赤外トリプレット、コア崩壊超新星（SNe）の大規模サンプルの輝線およびCaリッチトランジェント（86トランジェントの509スペクトル、うち10トランジェントはCaリッチイベント）。時間の関数としてのラインフラックス比は、過渡クラス間で識別された違いで調査されました。特に、タイプIISNeは、ストリップエンベロープ（SE）SNeと比較して明確なラインフラックス比を持っていることがわかりました。SE-SNeの[CaII]/[OI]フラックス比と、それらの噴出物の質量および運動エネルギー（光度曲線モデリングから測定）との間に相関関係は見つかりませんでした。明るいSE-SNe。[CaII]輝線の平均特性幅は、すべてのSNタイプの[OI]輝線よりも小さいことがわかりました。これは、[CaII]輝線が通常[OI]よりも噴出物の深部から発生することを示しています。これは、タイプIISNeの放出の標準モデルとある程度の緊張関係にあります。タイプIISNeの輝線特性も理論モデルと比較され、質量の小さいトラック（$M_\mathrm{ZAMS}$$<$15M$_{\odot}$）を優先することがわかりましたが、重要な証拠は見つかりませんでした。$^{56}$NiをHエンベロープに混合したり、CaをOシェルに混合したりします。一部の超高輝度SNeのフラックス比は、立ち上がり時間が長いことを考慮してスケーリングを適用した場合、SE-SNeのフラックス比と同様であることがわかりました（ただし、サンプルサイズが小さいことに注意してください）。
SPT-SZ調査分野における銀河系外フェルミガンマ線源の新しい同定と多波長特性
| Title |
New_Identifications_and_Multi-wavelength_Properties_of_Extragalactic_Fermi_Gamma-Ray_Sources_in_the_SPT-SZ_Survey_Field |
| Authors |
Lizhong_Zhang,_Joaquin_D._Vieira,_Marco_Ajello,_Matthew_A._Malkan,_Melanie_A._Archipley,_Joseph_Capota,_Allen_Foster,_Greg_Madejski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06228 |
4番目のフェルミ大面積望遠鏡（LAT）カタログ（4FGL）には、重要度の高い5064個の$\gamma$線源が含まれていますが、それらの26％はまだ他の波長での関連性を欠いています。これらの未知の$\gamma$線源を特定することは、高エネルギー天文学における主要な科学的目標の1つです。南極点望遠鏡（SPT）を使用して2008年から2011年に実施されたSPT-SZ調査は、南極の2500$\mathrm{deg^2}$を3ミリメートル波長（mm）の帯域でカバーし、ほぼ5000の放射源のカタログ。この研究では、mmカタログを使用して銀河系外の$\gamma$線源の多波長対応物を検索するための新しいクロスマッチングスキームを紹介します。ポアソン確率を適用して、偽の誤った関連の割合を評価し、ラジオ、mm、近赤外線、およびX線からの多波長関連を4FGLカタログの$\gamma$線源と比較します。SPT-SZ調査分野では、4FGLソースの85％がmmの対応物に関連付けられています。これらのmmソースには、以前に関連付けられた4FGLソースの94％と以前に関連付けられていない4FGLソースの56％が含まれます。後者のグループには、SPTが最初に特定された対応物を提供した40の4FGLソースが含まれています。SPTに関連するほぼすべての4FGLソースは、フラットスペクトルラジオクエーサーまたはブレーザーとして説明できます。完全性と純度の両方を考慮すると、mmバンドが$\gamma$線ブレーザーを検出するための最も効率的な波長であることがわかります。また、mmバンドは、ラジオまたはX線バンドよりも$\gamma$レイバンドとの相関性が高いことも示しています。次世代のCMB実験では、この手法をより高い感度とより多くの空域に拡張して、残りの未知の$\gamma$線ブレーザーの識別をさらに完了することができます。
色補正、ディスク切り捨て、ディスク風による推定降着円盤サイズの補正
| Title |
Corrections_to_Estimated_Accretion_Disk_Size_due_to_Color_Correction,_Disk_Truncation_and_Disk_Wind |
| Authors |
Andrzej_A._Zdziarski_and_Bei_You |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06262 |
色補正、最内安定円軌道よりも大きい内半径でのディスクの切り捨て、およびディスクの風による降着モデルを使用して、特定の周波数で測定されたディスクサイズの補正を検討します。マイクロレンズ法に基づくディスクサイズの推定に結果を適用します。これらの3つの効果を組み合わせると、マイクロレンズによるディスクサイズが標準のディスクモデルを使用して推定されたものよりも大きいという長年の問題を説明できることがわかります（つまり、上記の効果を考慮しない場合）。特に、温度の上昇に伴う色補正の増加は、この補正が観測された周波数に対応する温度で1に近い場合でも、半光半径の大幅な増加につながる可能性があります。半光半径を計算するために提案された形式は、降着率と観測されたフラックスに基づくディスクサイズの推定値の間の不一致の長年の問題も解決します。
SANEスーパーエディントン降着円盤からのジェット：形態、スペクトル、およびngEHTのターゲットとしてのそれらの可能性
| Title |
Jets_from_SANE_Super-Eddington_Accretion_Disks:_Morphology,_Spectra,_and_Their_Potential_as_Targets_for_ngEHT |
| Authors |
Brandon_Curd,_Razieh_Emami,_Richard_Anantua,_Daniel_Palumbo,_Sheperd_Doeleman,_and_Ramesh_Narayan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06358 |
潮汐破壊現象（TDE）に適用される可能性のある超大質量ブラックホール（SMBH）の周りの超エディントン降着流の一般相対論的放射電磁流体力学（GRRMHD）シミュレーションを提示します。長時間（$t\geq81,200\、GM/c^3$）シミュレーションを実行して、エディントン率の11$倍の質量降着率を達成し、熱シンクロトロンスペクトルとジェットの画像を生成します。ジェットは最大速度$v/c\approx0.5-0.9$に達しますが、密度加重流出速度は$\sim0.2-0.35c$です。漏斗の壁を越えて流れるガスは円錐状に膨張し、ジェットヘッドに強い衝撃を与えますが、ジェット軸に沿った可変の質量放出は内部衝撃と散逸をもたらします。$T_i/T_e=1$モデルの場合、ラジオ/サブミリ波スペクトルは$>100$GHzでピークに達し、光度はBHスピンとともに増加し、$\sim10^{41}\、\rm{erg\、s^を超えます。最も明るいモデルの{-1}}$。$T_i/T_e$が20に近づくと、一部のモデルではピーク周波数が1桁減少し、無線/サブミリ波の光度が最大4桁減少するため、放射は$T_i/T_e$に非常に敏感です。$10\{\rm{G}}\lambda$のVLBIベースライン距離、$T_i/T_e=1$モデルの230GHz画像は、ジェットヘッドがEHT（ngEHT）でその動きをキャプチャするのに十分明るい可能性があることを示しています$D\lesssim110$（180）Mpcで$5\sigma$有意水準。内部衝撃からの放出を解決するには、EHTまたはngEHTの両方に$D\lesssim45$Mpcが必要です。各モデルの5GHz放射は、無線放射のないTDEに設定された上限よりも暗い（$\lesssim10^{36}\{\rm{erg\、s^{-1}}}$）ため、私たちのモデルは、以前の観測では検出されなかった可能性があります。私たちのモデルは、ngEHTが将来のTDEの$>230$GHz無線/サブミリ波のフォローアップに利用される可能性があることを示唆しています。
詐欺師は明らかにしました：SN2016jbuは終末爆発でした
| Title |
The_impostor_revealed:_SN_2016jbu_was_a_terminal_explosion |
| Authors |
S._J._Brennan,_N._Elias-Rosa,_M._Fraser,_S._D._Van_Dyk,_and_J._D._Lyman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06365 |
この手紙では、ハッブル宇宙望遠鏡による、+5年での相互作用する過渡現象SN2016jbuの最近の観測結果を紹介します。SN2016jbuからの追加の爆発の証拠は見つかりません。また、光源は2016年の初めから始祖のマグニチュードを大幅に下回っています。SN2009ipおよびSN2015bhの最近の観測と同様に、SN2016jbuは色の大幅な変化を受けていません。過去2年間、進行中の塵の形成が不足していることを示唆しています。SN2016jbuの崩壊は、放射性ニッケルから予想される速度よりも遅いが、SN2009ipの崩壊よりは速いことがわかります。遅い時間の光度曲線は非線形の低下を示し、ピーク輝度の8か月後に発生した再輝度化イベントに続き、CSMの相互作用がSN2016jbuを支配し続けていることを示唆しています。私たちの光学観測は、生き残った、高温の、塵に覆われた星ともっともらしく一致していますが、これには、信じられないほど大きな塵の塊が必要です。これらの新しい観測は、SN2016jbuが本物の、奇妙ではあるが超新星であることを示唆しており、生き残った連星のもっともらしさについて議論します。
エアチェレンコフ望遠鏡のイメージングのための深層学習技術
| Title |
Deep_learning_techniques_for_Imaging_Air_Cherenkov_Telescopes |
| Authors |
Songshaptak_De,_Writasree_Maitra,_Vikram_Rentala,_Arun_M._Thalapillil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05296 |
非常に高エネルギー（VHE）のガンマ線と荷電宇宙線（CCR）は、極端な天体物理学的環境の加速メカニズムへの観測ウィンドウを提供します。VHEガンマ線を探すように設計されたImagingAirCherenkovTelescopes（IACT）の主要な課題の1つは、ガンマ線検索の背景を形成するCCRによって開始される空気シャワーの分離です。IACTであまりよく研究されていない他の2つの問題は、a）CCRイベント間の異なる一次核の分類とb）標準模型を超える粒子によって開始された異常なイベントの識別であり、いずれかのガンマの標準画像とは異なるシャワーシグネチャを引き起こす可能性があります光線またはCCRシャワー。シャワー画像を開始する一次粒子を分類する問題、またはモデルに依存しない方法で異常なシャワーイベントにタグを付ける問題は、機械学習（ML）アプローチに適した問題です。ガンマ線/CCR分離を調査した従来の研究では、シャワーに関する情報が大幅に削減された、派生したシャワー特性に基づく多変量解析が使用されていました。私たちの仕事では、いくつかの派生シャワープロパティでトレーニングするのではなく、完全にシミュレートされたシャワー画像でトレーニングされたMLアーキテクチャを使用して、上記の問題に対処します。畳み込みニューラルネットワークを使用したバイナリおよびマルチカテゴリ分類の手法を説明し、VHEガンマ線実験での異常検出のためのオートエンコーダの使用の先駆者でもあります。ケーススタディとして、H.E.S.S。に私たちの技術を適用します。実験。ただし、VHEガンマ線観測所のコンテキストでここで取り上げる手法の真の強みは、これらの方法を、今後のチェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）などの他のIACTに広く適用できること、または適切に適用できることです。CCR実験に適合。
SPHによる軸対称電磁流体力学
磁場を含む多くの興味深い地上および天体物理学のシナリオは、軸対称でアプローチすることができます。ラグランジュ平滑化粒子流体力学（SPH）技術は、電磁流体力学（MHD）の問題を処理するために正常に拡張されましたが、SPH技術に基づく十分に検証された軸対称MHDスキームは存在しません。この作業では、適切なジオメトリを表示する天体物理学および工学の問題に適用できる新しい軸対称MHD流体力学コードを提案して確認します。これらの軸対称の前提に基づいて構築された流体力学的コードは、標準の3D-SPHMHDコードと同様の結果を生成できますが、計算量ははるかに少なくて済みます。
Gaiaデータリリース3：GaiaAndromeda測光調査
| Title |
Gaia_Data_Release_3:_The_Gaia_Andromeda_Photometric_Survey |
| Authors |
D.W._Evans,_L._Eyer,_G._Busso,_M._Riello,_F._De_Angeli,_P.W._Burgess,_M._Audard,_G._Clementini,_A._Garofalo,_B._Holl,_G._Jevardat_de_Fombelle,_A.C._Lanzafame,_I._Lecoeur-Taibi,_N._Mowlavi,_K._Nienartowicz,_L._Palaversa_and_L._Rimoldini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05591 |
環境。GaiaDataRelease3（GaiaDR3）の一部として、エポック測光がM31を中心とした120万のソースに対してリリースされました。これは、すべてのエポック測光がリリースされるGaiaDataRelease4のテイスターです。目的。この論文では、データの品質を評価するための統計を含め、ガイアアンドロメダ測光調査の内容について説明します。測光に関する既知の問題についても概説します。メソッド。測光の解釈を改善するための方法、特に誤差繰り込みの方法が与えられています。また、3つの測光通過帯域間の相関関係を使用すると、系統的な影響によって引き起こされる誤検出の影響を受けない変数をより明確に識別できます。結果。ガイアアンドロメダ測光調査は、変動性のために事前に選択されていないガイアエポック測光を調べるユニークな機会を提供します。これにより、平均ソース結果を使用して空の残りの部分に適用できる調査を実行できます。さらに、変動性の科学的研究は、一般的にM31と天の川で実行することができます。
独立成分分析を使用したKAGRAO3GKデータからのノイズ減算
| Title |
Noise_subtraction_from_KAGRA_O3GK_data_using_Independent_Component_Analysis |
| Authors |
KAGRA_collaboration:_H._Abe,_T._Akutsu,_M._Ando,_A._Araya,_N._Aritomi,_H._Asada,_Y._Aso,_S._Bae,_Y._Bae,_R._Bajpai,_K._Cannon,_Z._Cao,_E._Capocasa,_M._Chan,_C._Chen,_D._Chen,_K._Chen,_Y._Chen,_C-Y._Chiang,_Y-K._Chu,_S._Eguchi,_M._Eisenmann,_Y._Enomoto,_R._Flaminio,_H._K._Fong,_Y._Fujii,_Y._Fujikawa,_Y._Fujimoto,_I._Fukunaga,_D._Gao,_G.-G._Ge,_S._Ha,_I._P._W._Hadiputrawan,_S._Haino,_W.-B._Han,_K._Hasegawa,_K._Hattori,_H._Hayakawa,_K._Hayama,_Y._Himemoto,_N._Hirata,_C._Hirose,_T-C._Ho,_B-H._Hsieh,_H-F._Hsieh,_C._Hsiung,_H-Y._Huang,_P._Huang,_Y-C._Huang,_Y.-J._Huang,_D._C._Y._Hui,_S._Ide,_K._Inayoshi,_Y._Inoue,_K._Ito,_Y._Itoh,_C._Jeon,_H.-B._Jin,_k._Jung,_P._Jung,_K._Kaihotsu,_T._Kajita,_M._Kakizaki,_M._Kamiizumi,_N._Kanda,_T._Kato,_K._Kawaguchi,_C._Kim,_J._Kim,_J._C._Kim,_Y.-M._Kim,_N._Kimura,_et_al._(130_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05785 |
2020年4月、KAGRAはGEO〜600検出器（O3GK）と組み合わせた最初の科学観測を2週間実施しました。ノイズバジェットの見積もりによると、低周波数帯域のサスペンション制御ノイズと中周波数帯域の音響ノイズが主要な寄与として識別されます。この研究では、独立成分分析（ICA）と呼ばれる方法を利用することにより、オフラインデータ分析でこのようなノイズを低減できることを示します。ここで、ICAモデルは、結合の線形性と定常性を想定したまま、周波数依存性を組み込むことにより、iKAGRAデータ分析で研究されたモデルから拡張されています。最適な監視センサーを使用することにより、これら2つの主要な寄与が実際の観測データで軽減されます。また、重力波探索で現在の減算法を実際にどのように使用できるかを調べるために、2週間のデータ全体の伝達関数の安定性を分析します。
Gaiaデータリリース3：BP/RP低解像度スペクトルデータの処理と検証
| Title |
Gaia_Data_Release_3:_Processing_and_validation_of_BP/RP_low-resolution_spectral_data |
| Authors |
F._De_Angeli,_M._Weiler,_P._Montegriffo,_D._W._Evans,_M._Riello,_R._Andrae,_J._M._Carrasco,_G._Busso,_P._W._Burgess,_C._Cacciari,_M._Davidson,_D._L._Harrison,_S._T._Hodgkin,_C._Jordi,_P._J._Osborne,_E._Pancino,_G._Altavilla,_M._A._Barstow,_C._A._L._Bailer-Jones,_M._Bellazzini,_A._G._A._Brown,_M._Castellani,_S._Cowell,_L._Delchambre,_F._De_Luise,_C._Diener,_C._Fabricius,_M._Fouesneau,_Y._Fremat,_G._Gilmore,_G._Giuffrida,_N._C._Hambly,_S._Hidalgo,_G._Holland,_Z._Kostrzewa-Rutkowska,_F._van_Leeuwen,_A._Lobel,_S._Marinoni,_N._Miller,_C._Pagani,_L._Palaversa,_A._M._Piersimoni,_L._Pulone,_S._Ragaini,_M._Rainer,_P._J._Richards,_G._T._Rixon,_D._Ruz-Mieres,_N._Sanna,_L._M._Sarro,_N._Rowell,_R._Sordo,_N._A._Walton,_A._Yoldas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06143 |
（要約）青（BP）および赤（RP）光度計の低解像度スペクトルデータは、ガイアデータリリース3（ガイアDR3）のエキサイティングな新製品の1つです。バックグラウンド減算、CCDジオメトリのキャリブレーション、CCD効率のキャリブレーションの反復手順、およびラインの変動を含む一連のキャリブレーションステップを通じて、約650億の個々のトランジットスペクトルを同じ平均BP/RP機器にキャリブレーションします。関数と分散を焦点面全体に時間内に広げます。次に、キャリブレーションされたトランジットスペクトルは、連続基底関数への拡張の観点から、ソースごとに結合されます。光学から近赤外の波長範囲[330、1050]nmをカバーする時間平均スペクトルは、約2億2,000万個のオブジェクトについて公開されています。これらのほとんどはG=17.65より明るいですが、一部のBP/RPスペクトルはG=21.43までのソースに対して公開されています。それらの信号対雑音比は、カバーされる波長範囲全体で、また観測対象の大きさと色によって大幅に変化します。G=15付近の光源では、一部の波長範囲でS/Nが100を超えます。最高品質のBP/RPスペクトルは、マグニチュード9<G<12の光源で達成され、RP波長範囲の中央部分でS/Nが1000に達します。科学的検証は、内部キャリブレーションが一般的に成功したことを示唆しています。ただし、明るい端G<11での不完全なキャリブレーションの証拠がいくつかあります。ここで、キャリブレーションされたBP/RPスペクトルは、推定フラックスの不確実性を超える系統的なフラックス変動を示す可能性があります。また、長距離ノイズの相関関係により、疑似波長でサンプリングした場合、BP/RPスペクトルが揺れを示す可能性があることも報告します。
Gaiaデータリリース3：BP/RP低解像度分光データの外部キャリブレーション
| Title |
Gaia_Data_Release_3:_External_calibration_of_BP/RP_low-resolution_spectroscopic_data |
| Authors |
P._Montegriffo,_F._De_Angeli,_R._Andrae,_M._Riello,_E._Pancino,_N._Sanna,_M._Bellazzini,_D._W._Evans,_J._M._Carrasco,_R._Sordo,_G._Busso,_C._Cacciari,_C._Jordi,_F._van_Leeuwen,_A._Vallenari,_G._Altavilla,_M._A._Barstow,_A._G._A._Brown,_P._W._Burgess,_M._Castellani,_S._Cowell,_M._Davidson,_F._De_Luise,_L._Delchambre,_C._Diener,_C._Fabricius,_Y._Fremat,_M._Fouesneau,_G._Gilmore,_G._Giuffrida,_N._C._Hambly,_D._L._Harrison,_S._Hidalgo,_S._T._Hodgkin,_G._Holland,_S._Marinoni,_P._J._Osborne,_C._Pagani,_L._Palaversa,_A._M._Piersimoni,_L._Pulone,_S._Ragaini,_M._Rainer,_P._J._Richards,_N._Rowell,_D._Ruz-Mieres,_L._M._Sarro,_N._A._Walton,_A._Yoldas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06205 |
環境。ガイアデータリリース3には、運用フェーズの最初の34か月間に欧州宇宙機関（ESA）のガイア衛星によって収集された観測に基づく約18億のソースの位置天文学と測光の結果が含まれています（同じ期間はガイア初期データリリース3をカバーしました;ガイアEDR3）。2億2000万のソースの低解像度スペクトルは、このリリースに含まれる重要な新しいデータ製品の1つです。目的。このホワイトペーパーでは、低解像度の分光コンテンツの外部キャリブレーションに焦点を当て、入力データ、アルゴリズム、データ処理、および結果の検証について説明します。データの品質と、カタログを最大限に活用するためにユーザーが考慮する必要のある多くの機能に特に注意が払われています。メソッド。拡張された一連のキャリブレータを使用して、平均ガイアスペクトルを対応するスペクトルエネルギー分布に関連付けるために機器モデルをキャリブレーションしました。これには、機器の分散関係、透過率、および線拡散関数のモデリングが含まれます。モデルの最適化は、ガイアと外部スペクトルのエラーを考慮した、最小二乗回帰の合計によって実現されます。結果。結果として得られる機器モデルは、ガイアスペクトルのフォワードモデリング、または絶対フラックス単位での外部キャリブレーションされたスペクトルのインバースモデリングに使用できます。結論。このホワイトペーパーで得られた絶対キャリブレーションは、BP/RPスペクトルのユーザーにとって不可欠な要素を提供します。これにより、ユーザーはBP/RPスペクトルを絶対フラックスと物理波長に接続できます。
| Title |
wdwarfdate:_A_Python_Package_to_Derive_Bayesian_Ages_of_White_Dwarfs |
| Authors |
Rocio_Kiman_(1,2,3_and_4),_Siyi_Xu_(5),_Jacqueline_K._Faherty_(3),_Jonathan_Gagne_(6_and_7),_Ruth_Angus_(3,8_and_9),_Timothy_D._Brandt_(10),_Sarah_L._Casewell_(11)_and_Kelle_L._Cruz_(2,3,4_and_8)_((1)_Kavli_Institute_for_Theoretical_Physics,_University_of_California,_Santa_Barbara,_(2)_Graduate_Center,_City_University_of_New_York,_(3)_American_Museum_of_Natural_History,_(4)_Hunter_College,_City_University_of_New_York,_(5)_Gemini_Observatory/NSF_NOIRLa,_(6)_Planetarium_Rio_Tinto_Alcan,_(7)_Institute_for_Research_on_Exoplanets,_Universite_de_Montreal,_(8)_Center_for_Computational_Astrophysics,_Flatiron_Institute,_(9)_Columbia_University,_(10)_University_of_California,_Santa_Barbara,_(11)_School_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Leicester) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05388 |
白色矮星は、文献で宇宙クロノメーターとして首尾よく使用されてきましたが、その可能性と比較して、その到達範囲は限られています。wdwarfdateは、有効温度（Teff）と表面重力（logg）に基づいて、白色矮星のベイズ年齢を導出するための公開されているPythonパッケージです。白色矮星のコスモクロノメーターとしての使用法をアクセス可能なツールに変えることを目的として、このソフトウェアを使いやすくしています。このコードは、白色矮星の質量と冷却年齢、および始祖星の質量と主系列星の年齢を推定し、オブジェクトの総年齢を決定できるようにします。以前の研究から白色矮星のパラメータを推定することによって方法の信頼性をテストし、測定誤差の範囲内で文献との一致を見つけます。コードの制限を分析することにより、両方の入力パラメーターの不確実性が1％の場合の合計年齢の不確実性は10％であり、Teffの不確実性が10％でloggの場合の合計年齢の不確実性は25％であることがわかります。1％。さらに、wdwarfdateは単一の星の進化を想定しており、1,500<Teff<90,000Kおよび7.9<logg<9.3の範囲のパラメーターを持つ白色矮星の総年齢を計算するために適用できます。最後に、このコードは、コアと単一星の進化におけるC/Oの均一な混合を想定しています。これは、白色矮星の質量0.45〜1.1Msun（7.73<logg<8.8）の範囲で信頼できます。
恒星の自転周期の測光およびアテローム地震測定のメタ分析：92ケプラーのアテローム地震ターゲットのLomb-Scargleピリオドグラム、自己相関関数、ウェーブレットおよび回転分割分析
| Title |
Meta-analysis_of_photometric_and_asteroseismic_measurements_of_stellar_rotation_periods:_the_Lomb-Scargle_periodogram,_autocorrelation_function,_wavelet_and_rotational_splitting_analysis_for_92_Kepler_asteroseismic_targets |
| Authors |
Yuting_Lu,_Othman_Benomar,_Shoya_Kamiaka,_Yasushi_Suto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05411 |
測定された恒星の自転周期の信頼性を理解するために、92個のケプラー太陽のような主系列星のフォトメトリック（Lomb-Scargleピリオドグラム、自己相関、およびウェーブレット）およびアステレオ地震解析を実行します。恒星の伴星が報告されていない70個の星に焦点を当て、Lomb-Scargle期間の四半期ごとの分散と星震学期間の精度に従って4つのグループに分類します。これらの星の測光と星震学の制約間の詳細な個々の比較を提示します。私たちのターゲットのほとんどは、測光周期で4分の1の有意な変動を示すことがわかります。これは、測光で推定された周期が、特に緯度差回転の存在下で、真の恒星の自転周期の単純化された特性と見なされるべきであることを示唆しています。一方、測光周期の4分の1から4分の1の分散が比較的小さい星の割合があり、そのほとんどは、測光および測光で推定された自転周期に対して一貫した値を持っています。また、測光期間と星震学期間が大幅に一致しない10を超える星を特定します。これは、さらに個別の調査を行うための潜在的に興味深いターゲットになります。
コロナホールの境界を横切る閉じた磁力線の存在
| Title |
Existence_of_The_Closed_Magnetic_Field_Lines_Crossing_The_Coronal_Hole_Boundaries |
| Authors |
Guan-Han_Huang,_Chia-Hsien_Lin_and_Lou-Chuang_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05477 |
コロナホール（CH）は、磁束が不均衡な領域であり、開放磁場（OMF）構造に関連付けられています。ただし、一部のCHはOMF領域と交差しないことが報告されています。不整合を調査するために、コロナホールの磁場を構築するためにポテンシャル場（PF）モデルを適用します。比較として、熱力学的電磁流体力学（MHD）モデルを使用して冠状画像を合成し、合成画像からCHを識別します。ポテンシャル場CHと合成MHDCHの両方の結果は、CH境界を超えて伸びる閉じた力線のかなりの割合があり、PF（MHD）CHの50％（17％）以上がOMF線を含まないことを示しています。境界を越える力線は、活動時間中に低緯度で見つかる可能性が高くなります。それらは、境界を越えていないものよりもCH境界にわずかに近い位置にある傾向がありますが、PF（MHD）CHのそれらのほぼ40％（20％）は境界領域にありません。開いた力線のないCHは、多くの場合、開いた力線のあるCHよりも小さく、単極ではありません。MHDモデルは、境界を越える力線に沿った温度変化が、境界を越えない力線よりも高いことを示しています。2つのモデルの結果の主な違いは、PFCHとMHDCHの主要な力線がそれぞれ閉じた力線と開いた力線であるということです。
Gaiaデータリリース3：ホットスターの視線速度
| Title |
Gaia_Data_Release_3:_Hot-star_radial_velocities |
| Authors |
R._Blomme,_Y._Fremat,_P._Sartoretti,_A._Guerrier,_P._Panuzzo,_D._Katz,_G._M._Seabroke,_F._Thevenin,_M._Cropper,_K._Benson,_Y._Damerdji,_R._Haigron,_O._Marchal,_M._Smith,_S._Baker,_L._Chemin,_M._David,_C._Dolding,_E._Gosset,_K._Janssen,_G._Jasniewicz,_A._Lobel,_G._Plum,_N._Samaras,_O._Snaith,_C._Soubiran,_O._Vanel,_T._Zwitter,_N._Brouillet,_E._Caffau,_F._Crifo,_C._Fabre,_F._Frakgoudi,_H.E._Huckle,_A._Jean-Antoine_Piccolo,_Y._Lasne,_N._Leclerc,_A._Mastrobuono-Battisti,_F._Royer,_Y._Viala,_J._Zorec |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05486 |
2番目のガイアデータリリースDR2には、有効温度がTeff=6900Kまでの星の視線速度が含まれていました。3番目のデータリリースであるガイアDR3は、これをTeff=14,500Kまで拡張します。ガイアに搭載された視線速度分光計（RVS）で得られたデータからのTeff=6900〜14,500Kの範囲）。視線速度は、観測されたスペクトルと比較されたテンプレートスペクトルのドップラーシフトを測定する標準的な手法によって決定されました。RVSの波長範囲は非常に限られています。熱い星の水素パッシェン線へのカルシウム赤外線トリプレットの近接と系統的な青方向のオフセットは、視線速度の系統的なオフセットをもたらす可能性があります。ホットスターについては、テンプレートスペクトルの選択を改善するための特定のコードを開発し、それによってこの体系的なオフセットを回避しました。改善されたコードと、DR3アーカイブの視線速度に提案する修正により、3km/s（中央値）以内で参照値と一致する値が得られます。改良されたコードを適用するために必要なS/Nのため、DR3のホットスターの視線速度は、ほとんどの場合、RVS波長帯のマグニチュードが12等以下の星に制限されています。
Gaiaデータリリース3。太陽のような変数の回転変調と色の変化のパターン
| Title |
Gaia_Data_Release_3._Rotational_modulation_and_patterns_of_color_variations_in_solar-like_variables |
| Authors |
E._Distefano,_A.C._Lanzafame,_E._Brugaletta,_B._Holl,_A._F._Lanza,_S._Messina,_I.Pagano,_M._Audard,_G._Jevardat_De_Fombelle,_I._Lecoeur-Taibi,_N._Mowlavi,_K._Nienartowicz,_L._Rimoldini,_D._W._Evans,_M._Riello,_P._Garcia-Lario,_P._Gavras,_L._Eyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05500 |
Gaiaの3番目のデータリリース（DR3）は、磁気活動によって変動が誘発された474\、026個の星のカタログを示しています。カタログには、星ごとに約70個のパラメーターのリストがあり、その中で最も重要なのは、恒星の回転周期$P$、回転信号の光度振幅$A$、および明るさと大きさの変動間のピアソン相関係数$r_0$です。。ガイアデータで磁気的に活動する星を特徴づけるために開発された特定の天体研究（SOS）パイプラインは、ガイアの2番目のデータリリースに付随する論文で説明されています。ここでは、パイプラインに加えられた変更と、ガイアの時系列を分析し、機器の効果または調査対象の恒星源の特異な性質によって誘発されたスプリアス信号を明らかにするために開発された新しい方法について説明します。DR3データで得られた周期-振幅図は、DR2リリースで見られる高速回転星の二峰性分布を確認します。DR3データにより、初めて、数千の磁気的に活動する星の光度-色の変化のパターンを分析することができました。測定された$r_0$値は、周期-振幅図の星の位置と密接に相関しています。何千もの星について推測された$P$、$A$、および$r_0$パラメータ間の関係は、恒星磁場の理解を改善し、理論モデルを改善するのに非常に役立つ可能性があります。スプリアス信号を明らかにするために開発された方法は、リリースされたGaia測光時系列のそれぞれに適用でき、Gaia時系列を直接操作することに関心のある人なら誰でも利用できます。
BYドラコニス彩層変光星の統計
| Title |
Statistics_of_BY_Draconis_Chromospheric_Variable_Stars |
| Authors |
Deepak_Chahal,_Richard_de_Grijs,_Devika_Kamath_and_Xiaodian_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05505 |
BYDraconis（BYDra）型変数とそれらの恒星パラメータの広範なカタログを提示します。BYDraは、主系列のFGKMタイプの星です。それらは、光球に不均一な恒星黒点と明るい白斑を示します。これらの特徴は、恒星磁場によって引き起こされます。恒星磁場は、回転によって恒星円盤とともに運ばれ、光度曲線（LC）に段階的な変調をもたらします。私たちの主な目的は、広範囲の恒星の質量、温度、自転周期にわたってBYDra変数の特性を特徴づけることです。最近の研究では、掃天観測施設のデータリリース2の84,697BYDra変数をLCに基づいて分類しました。複数の調査から追加の測光データを収集し、広帯域スペクトルエネルギー分布フィットを実行して恒星パラメータを推定しました。サンプルオブジェクトの半分以上がKスペクトル型であり、低質量領域（0.1〜1.3M$_{\odot}$）の広範囲の恒星パラメータをカバーしていることがわかりました。以前の研究と比較して、私たちのカタログのほとんどのソースは急速回転子であり、したがってそれらのほとんどはスピンダウンがまだ発生していない若い星でなければなりません。対流層の深さに基づいてカタログを細分化したところ、光球活動指数$S_{\rmph}$は、有効温度が高いほど、つまり対流エンベロープが薄いほど低くなることがわかりました。さまざまな年齢の星の種族が存在するため、さまざまなスペクトルクラスの光球磁気活動の広い範囲を観察します。M型星よりもK型の方が磁気活性率が高いことがわかりました。
ガイアデータリリース3：ステラの多様性、隠された財宝のティーザー
| Title |
Gaia_Data_Release_3:_Stellar_multiplicity,_a_teaser_for_the_hidden_treasure |
| Authors |
Gaia_Collaboration:_F._Arenou,_C._Babusiaux,_M.A._Barstow,_S._Faigler,_A._Jorissen,_P._Kervella,_T._Mazeh,_N._Mowlavi,_P._Panuzzo,_J._Sahlmann,_S._Shahaf,_A._Sozzetti,_N._Bauchet,_Y._Damerdji,_P._Gavras,_P._Giacobbe,_E._Gosset,_J.-L._Halbwachs,_B._Holl,_M.G._Lattanzi,_N._Leclerc,_T._Morel,_D._Pourbaix,_P._Re_Fiorentin,_G._Sadowski,_D._S\'egransan,_C._Siopis,_D._Teyssier,_T._Zwitter,_L._Planquart,_A.G.A._Brown,_A._Vallenari,_T._Prusti,_J.H.J._de_Bruijne,_M._Biermann,_O.L._Creevey,_C._Ducourant,_D.W._Evans,_L._Eyer,_R._Guerra,_A._Hutton,_C._Jordi,_S.A._Klioner,_U.L._Lammers,_L._Lindegren,_X._Luri,_F._Mignard,_C._Panem,_S._Randich,_P._Sartoretti,_C._Soubiran,_P._Tanga,_N.A._Walton,_C.A.L._Bailer-Jones,_U._Bastian,_R._Drimmel,_F._Jansen,_D._Katz,_F._van_Leeuwen,_J._Bakker,_C._Cacciari,_J._Casta\~neda,_et_al._(387_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05595 |
GaiaDR3カタログには、位置天文、分光、食変光星、およびそれらの組み合わせの軌道要素またはトレンドパラメータのいずれかを含む約80万のソリューションが初めて含まれています。この論文は、この大きな非単一星表の大きな可能性を説明することを目的としています。軌道解をバイナリのモデルと一緒に使用して、数万の恒星質量または下限のカタログが、部分的に一貫したフラックス比とともに構築されました。バイナリカタログの完全性に関する特性について説明し、軌道要素の統計的特徴を説明し、他のカタログとの比較を行います。実例となるアプリケーションは、H-R図全体のバイナリに対して提案されています。二値性はRGB/AGBで研究され、長周期変光星の中から本物のSB1の検索が実行されます。新しいELCVnシステムの発見は、変動性と二値性のカタログを組み合わせる可能性を示しています。潜在的なコンパクトオブジェクトのコンパニオン、主に白色矮星のコンパニオンまたは二重縮退が提示されますが、1つの候補中性子星も提示されます。主系列星の最下部に向かって、以前に疑われていたバイナリ超低温矮星の軌道が決定され、新しい候補バイナリが発見されます。亜恒星レジームの分析へのガイアの待望の貢献は、最小質量ではなく真の質量を使用して太陽型星の周りの褐色矮星砂漠を示し、M矮星の亜恒星コンパニオンの発生率に新しい重要な制約を提供します。検証済みの軌道解を持つ2つと白色矮星を周回する1つのスーパージュピターを含む、数十の新しい太陽系外惑星が提案されています。これらはすべて確認が必要な候補です。二値性のほかに、高次の複数のシステムも見つかります。
相互作用する惑星状星雲III：ガイアEDR3の測定に基づく検証と銀河集団
| Title |
Interacting_planetary_nebulae_III:_Verification_and_galactic_population_based_on_the_measurements_of_Gaia_EDR3 |
| Authors |
M._Mohery,_A._Ali,_A._Mindil,_S.A_Alghamdi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05638 |
惑星状星雲（PNe）と星間物質（ISM）の間の相互作用の現象は、天体物理学の分野における重要な問題の1つです。このホワイトペーパーの主な目的は、文献で相互作用PNe（IPNe）として知られているオブジェクトの相互作用プロセスを検証することです。この研究は、ガイア宇宙ミッションの初期の3番目のデータリリースによって最近促進された視差と固有運動の観測に基づいています。PNとISMの間の相互作用の領域に向かう適切な星雲中心星（CS）の動きに基づいて、68PNeのグループの相互作用プロセスを検証し、33PNeのグループの相互作用プロセスを反証することができました。両方のグループのメンバーは、文献で本物のPN-ISM相互作用オブジェクトとして確認されました。33PNeグループに属するメンバーは、IPNeの構造を模倣する偽のPN-ISM相互作用オブジェクトです。さらに、検証されたグループの物理的および運動学的特性を計算し、CSの固有運動と視差の信頼できる正確な測定値を使用して銀河系の人口分類を分析しました。このグループの41\％と41\％はそれぞれ銀河系の薄いディスクと厚いディスクに関連付けられており、18\％は薄いディスクまたは厚いディスクのメンバーであることがわかります。運動学的結果は、銀河系の薄い円盤のメンバーが、銀河系の厚い円盤に属するものよりも、銀河系の垂直方向の高さ、空間速度、および固有速度が小さいことを示しています。
Gaiaデータリリース3。位置天文連星処理
| Title |
Gaia_Data_Release_3._Astrometric_binary_star_processing |
| Authors |
Jean-Louis_Halbwachs,_Dimitri_Pourbaix,_Fr\'ed\'eric_Arenou,_Laurent_Galluccio,_Patrick_Guillout,_Nathalie_Bauchet,_Olivier_Marchal,_Gilles_Sadowski_and_David_Teyssier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05726 |
コンテキスト。ガイア初期データリリース3には、15億のソースの位置、視差、固有運動が含まれていましたが、その中には「シングルスター」モデルにうまく適合しなかったものもありました。二値性はこれの原因の1つです。目的。これらの星のうち400万個が選択され、連星を検出してそれらのパラメータを導出するためにさまざまなモデルがテストされました。メソッド。部分的に解決された二重星を破棄し、遠近法による加速のためにトランジットを修正するために、予備処理が使用されました。次に、測定値がジャークの有無にかかわらず加速度モデルにうまく適合するかどうかを調査しました。いずれかの加速度モデルの適合が許容基準を超えたときに、軌道モデルが試されました。星が測光的に可変である場合、Variability-InducedMover（VIM）モデルも試されました。おそらく星の本当の性質に対応する解決策だけを保持するために、最終的な選択が行われました。結果。最後に、338,215の加速ソリューション、約165,500の軌道ソリューション、および869のVIMソリューションが保持されました。さらに、Thiele-Innes要素で表現された軌道解からキャンベル軌道要素の不確実性を計算するための公式が付録に示されています。
ガイアデータリリース3：長周期変光星候補の2番目のガイアカタログ
| Title |
Gaia_Data_Release_3:_The_second_Gaia_catalogue_of_Long-Period_Variable_candidates |
| Authors |
T._Lebzelter,_N._Mowlavi,_I._Lecoeur-Taibi,_M._Trabucchi,_M._Audard,_P._Garc\'ia-Lario,_P._Gavras,_B._Holl,_G._Jevardat_de_Fombelle,_K._Nienartowicz,_L._Rimoldini,_and_L._Eyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05745 |
34か月のデータをカバーする3番目のガイアデータリリースには、長周期変光星（LPV）の2番目のガイアカタログが含まれています。G変動の振幅は0.1等（5〜95％の分位範囲）を超えています。このペーパーでは、このカタログの作成と内容、および公開された変動パラメーターを計算し、Cスター候補を特定するために使用される方法について説明します。他の種類の変数による汚染を最小限に抑えるために、さまざまなフィルタリング基準を適用しました。変動パラメータ、周期および振幅は、可能な限り、Gバンド光度曲線へのモデル適合から導き出されました。C星は、低解像度RPスペクトルの分子シグネチャを使用して識別されました。カタログには、公開された期間（35〜1000日の範囲）を持つ392240の星と、C星の候補として分類された546468の星を含む、1720558のLPV候補が含まれています。文献データ（OGLEおよびASAS-SN）との比較により、推定80％の完全性が得られます。回復率は、最も規則的な星（通常はミラ）で約90％、半規則的および不規則な星で60％です。同時に、特に混雑した地域では、既知のLPVの数が文献データに比べて大幅に増加しており、汚染は2％未満であると推定されています。確かな理論的議論に基づく私たちのC星の分類は、文献で分光学的に識別されたC星と一致しています。ただし、S/N比が小さい場合、混雑した地域の場合、または何らかの消滅によってソースが赤くなる場合は注意が必要です。カタログの品質と可能性は、太陽の近く、球状星団、およびローカルグループの銀河におけるLPVを提示し、議論することによって示されます。これは、G=20等までの測光深度を備えた、これまでで最大の全天LPVのカタログであり、恒星進化の後期段階の研究のための独自のデータセットを提供します。
Gaiaデータリリース3。視線速度分光計によって観測されたCaIIIRTからの恒星彩層活動と質量降着
| Title |
Gaia_Data_Release_3._Stellar_chromospheric_activity_and_mass_accretion_from_Ca_II_IRT_observed_by_the_Radial_Velocity_Spectrometer |
| Authors |
A.C._Lanzafame,_E._Brugaletta,_Y._Fr\'emat,_R._Sordo,_O.L._Creevey,_V._Andretta,_G._Scandariato,_I._Bus\`a,_E._Distefano,_A.J._Korn,_P._de_Laverny,_A._Recio-Blanco,_A._Abreu_Aramburu,_M.A._\'Alvarez,_R._Andrae,_C.A.L._Bailer-Jones,_J._Bakker,_I._Bellas-Velidis,_A._Bijaoui,_N._Brouillet,_A._Burlacu,_R._Carballo,_L._Casamiquela,_L._Chaoul,_A._Chiavassa,_G._Contursi,_W.J._Cooper,_C._Dafonte,_A._Dapergolas,_L._Delchambre,_C._Demouchy,_T.E._Dharmawardena,_R._Drimmel,_B._Edvardsson,_M._Fouesneau,_D._Garabato,_P._Garc\'ia-Lario,_M._Garc\'ia-Torres,_A._Gavel,_A._Gomez,_I._Gonz\'alez-Santamar\'ia,_D._Hatzidimitriou,_U._Heiter,_A._Jean-Antoine_Piccolo,_M._Kontizas,_G._Kordopatis,_Y._Lebreton,_E.L._Licata,_H.E.P._Lindstr{\o}m,_E._Livanou,_A._Lobel,_A._Lorca,_A._Magdaleno_Romeo,_M._Manteiga,_F._Marocco,_et_al._(30_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05766 |
GaiaRadialVelocitySpectrometerは、近赤外線で中解像度で数百万の星を分光分析するユニークな機会を提供します。この波長範囲には、後期型星の彩層における磁気活動の優れた診断であるCaII赤外線トリプレット（IRT）が含まれます。ここでは、ガイアの恒星活動指数をその科学的検証とともに推測するために考案された方法を紹介します。よく研究されたPMS星のサンプルは、ガイア恒星活動指数が質量降着によって影響を受ける可能性のあるレジームを特定するために考慮されます。色等級図におけるこれらの星の位置と、測光回転変調の振幅との相関も精査されます。彩層恒星活動の3つのレジームが特定され、はるかに小さい$R'_{\rmHK}$データセットに関する以前の著者による提案が確認されました。最高の恒星活動レジームは、PMS星とRSCVnシステムに関連しており、潮汐相互作用によって活動が強化されます。$T_{\rmeff}\ge$5000KのMS星における二峰性分布のいくつかの証拠も見られます。これは、間に明確なギャップがなく、他の2つのレジームを定義しています。3500K$\leT_{\rmeff}\le$5000Kの星は、彩層活動に単峰性の分布を持つ非常に活発なPMS星または活発なMS星のいずれかであることがわかります。$T_{\rmeff}\le$3500Kで活動分布の劇的な変化が見られ、部分対流星と完全対流星の間の遷移に近い低活動星の優勢と、完全対流への活動の上昇が見られます。-対流レジーム。
Gaia DataRelease3可変の若い恒星状天体候補の分類の検証
| Title |
Gaia_Data_Release_3_Validating_the_classification_of_variable_Young_Stellar_Object_candidates |
| Authors |
G\'abor_Marton,_P\'eter_\'Abrah\'am,_Lorenzo_Rimoldini,_Marc_Audard,_M\'aria_Kun,_Zs\'ofia_Nagy,_\'Agnes_K\'osp\'al,_L\'aszl\'o_Szabados,_Berry_Holl,_Panagiotis_Gavras,_Nami_Mowlavi,_Krzysztof_Nienartowicz,_Gr\'egory_Jevardat_de_Fombelle,_Isabelle_Lecoeur-Ta\"ibi,_Lea_Karbevska,_Pedro_Garcia-Lario_and_Laurent_Eyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05796 |
環境。Gaiaの3番目のデータリリース（DR3）は、科学運用の最初の34か月間にGaia宇宙望遠鏡によって観測された全天可変の若い恒星状天体（YSO）候補の最初のカタログを示します。目的。ガイアによって収集された測光データを使用して、多くの種類の変光星が分類されました。GaiaDR3で提供される新しいクラスの1つは、明るさの変動を示すYSOのクラスです。YSO候補として分類された79375のソースを分析して、若い性質を検証し、サンプルの完全性と純度を調査しました。メソッド。GaiaDR3YSOサンプルを、光学および赤外線データに基づくYSOカタログ、銀河系外天体および銀河系変光星のカタログなど、文献からの多数のカタログとクロスマッチングしました。YSOカタログを使用してGaiaDR3YSOサンプルの完全性を定量化し、他のカタログを検査して汚染を計算しました。結果。ガイアDR3変光星カタログに掲載されている79,375個の潜在的な若い恒星状天体の候補のうち、これらの天体の大部分は、有名な星形成領域と銀河系の中央面の視線に沿って分布しています。GaiaDR3YSOサンプルがデータ収集期間中に有意な変動を示したソースに基づいていることを考慮すると、汚染レベルは1％をはるかに下回り、完全性もパーセントレベルであることがわかりました。YSO候補としてこれまでカタログ化されたことのないサンプルのソースの数は、$\sim$40000オブジェクトのオーダーです。
Gaiaデータリリース3：天体物理学的パラメーターのゴールデンサンプル
| Title |
Gaia_Data_Release_3:_A_Golden_Sample_of_Astrophysical_Parameters |
| Authors |
Gaia_Collaboration:_O.L._Creevey,_L.M._Sarro,_A._Lobel,_E._Pancino,_R._Andrae,_R.L._Smart,_G._Clementini,_U._Heiter,_A.J._Korn,_M._Fouesneau,_Y._Fr\'emat,_F._De_Angeli,_A._Vallenari,_D.L._Harrison,_F._Th\'evenin,_C._Reyl\'e,_R._Sordo,_A._Garofalo,_A.G.A._Brown,_L._Eyer,_T._Prusti,_J.H.J._de_Bruijne,_F._Arenou,_C._Babusiaux,_M._Biermann,_C._Ducourant,_D.W._Evans,_R._Guerra,_A._Hutton,_C._Jordi,_S.A._Klioner,_U.L._Lammers,_L._Lindegren,_X._Luri,_F._Mignard,_C._Panem,_D._Pourbaix,_S._Randich,_P._Sartoretti,_C._Soubiran,_P._Tanga,_N.A._Walton,_C.A.L._Bailer-Jones,_U._Bastian,_R._Drimmel,_F._Jansen,_D._Katz,_M.G._Lattanzi,_F._van_Leeuwen,_J._Bakker,_C._Cacciari,_J._Casta\~neda,_C._Fabricius,_L._Galluccio,_A._Guerrier,_E._Masana,_R._Messineo,_N._Mowlavi,_C._Nicolas,_K._Nienartowicz,_F._Pailler,_et_al._(386_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05870 |
GaiaDataRelease3（DR3）は、5億個の星の天体物理学的パラメーターを含む、天文学コミュニティが利用できる豊富な新しいデータ製品を提供します。この作業では、これらのデータ製品の高品質を示し、さまざまな天体物理学のコンテキストでの使用を示します。天体物理パラメータテーブルをGaiaDR3の他のテーブルと一緒にクエリして、関心のある星のサンプルを導き出します。Gaiaカタログ自体を使用し、外部データと比較して、結果を検証します。コミュニティが利用できるように、HR図全体で高品質の天体物理学的パラメーターを持つ星の6つの均質なサンプルを作成しました。最初に、大きなパラメータ空間にまたがる3つのサンプルに焦点を当てます。若い巨大なディスク星（〜3M）、FGKMスペクトル型星（〜3M）、およびUCD（〜20K）です。Gaiaアーカイブで利用できるようになっているテーブルとして、これらのソースと追加情報（フラグまたは補完パラメーターのいずれか）を提供します。さらに、15740個の善意の炭素星、5863個の太陽アナログを識別し、分光測光標準星の最初の均質な恒星パラメータのセットを提供します。OBAサンプルのサブセットを使用して、天の川の回転曲線を分析するための有用性を示します。次に、FGKM星の特性を使用して、既知の太陽系外惑星システムを分析します。また、FGKMスターのいくつかの目に見えないUCDコンパニオンの年齢を分析します。さらに、太陽アナログサンプルを使用して、さまざまな通過帯域（Gaia、2MASS、WISE）の太陽の色を予測します。
Gaiaデータリリース3：カタログ検証
| Title |
Gaia_Data_Release_3:_Catalogue_Validation |
| Authors |
C._Babusiaux,_C._Fabricius,_S._Khanna,_T._Muraveva,_C._Reyl\'e,_F._Spoto,_A._Vallenari,_X._Luri,_F._Arenou,_M.A._Alvarez,_F._Anders,_T._Antoja,_E._Balbinot,_C._Barache,_N._Bauchet,_D._Bossini,_D._Busonero,_T._Cantat-Gaudin,_J._M._Carrasco,_C._Dafonte,_S._Diakite,_F._Figueras,_A._Garcia-Gutierrez,_A._Garofalo,_A._Helmi,_O._Jimenez-Arranz,_C._Jordi,_P._Kervella,_Z._Kostrzewa-Rutkowska,_N._Leclerc,_E._Licata,_M._Manteiga,_A._Masip,_M._Monguio,_P._Ramos,_N._Robichon,_A._C._Robin,_M._Romero-Gomez,_A._Saez,_R._Santovena,_L._Spina,_G._Torralba_Elipe,_M._Weiler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05989 |
3番目のgaiaデータリリース（DR3）は、豊富な新しいデータ製品を提供します。リリースの初期の部分であるガイアEDR3は、すでに20億近くのソースの位置天文および測光データを提供していました。フルリリースでは、視線速度、天体物理学的パラメーター、変動情報、光度曲線、および太陽系オブジェクトの軌道について、GaiaDR2と比較して改善されたパラメーターが追加されています。改善点は、ソースの数、パラメーター情報の多様性、精度、および精度の点です。GaiaDR3は、初めて、視線速度分光計で得られた分光光度法とスペクトルのサンプル、連星解、および銀河系外の物体候補の特性評価も提供します。カタログの公開前に、これらのデータは専用の横断検証プロセスを経ています。このホワイトペーパーの目的は、このプロセス中に見つかったデータの制限を明らかにし、カタログの使用に関する推奨事項を提供することです。検証は、データの統計分析、さまざまな製品の内部整合性の確認、および値と外部データまたはモデルとの比較を通じて得られました。GaiaDR3は、Gaia製品の数、多様性、精度、および精度の点で、新たな大きな前進です。しかし、このように大きくて複雑なカタログではいつものように、問題や制限も発見されています。GaiaDR3リリースの科学的品質の詳細な例は、付属のデータ処理ペーパーおよびパフォーマンス検証ペーパーに記載されています。ここでは、データを科学的に利用するためにユーザーが知っておくべき警告にのみ焦点を当てます。
Gaiaデータリリース3：ApsisII-恒星パラメータ
| Title |
Gaia_Data_Release_3:_Apsis_II_--_Stellar_Parameters |
| Authors |
M._Fouesneau,_Y._Fr\'emat,_R._Andrae,_A.J._Korn,_C._Soubiran,_G._Kordopatis,_A._Vallenari,_U._Heiter,_O.L._Creevey,_L.M._Sarro,_P._de_Laverny,_A.C._Lanzafame,_A._Lobel,_R._Sordo,_J._Rybizki,_I._Slezak,_M.A._\'Alvarez,_R._Drimmel,_D._Garabato,_L._Delchambre,_C.A.L._Bailer-Jones,_D._Hatzidimitriou,_A._Lorca,_Y._Le_Fustec,_F._Pailler,_N._Mary,_C._Robin,_E._Utrilla,_A._Abreu_Aramburu,_J._Bakker,_I._Bellas-Velidis,_A._Bijaoui,_R._Blomme,_J.-C._Bouret,_N._Brouillet,_E._Brugaletta,_A._Burlacu,_R._Carballo,_L._Casamiquela,_L._Chaoul,_A._Chiavassa,_G._Contursi,_W.J._Cooper,_C._Dafonte,_C._Demouchy,_T.E._Dharmawardena,_P._Garc\'ia-Lario,_M._Garc\'ia-Torres,_A._Gomez,_I._Gonz\'alez-Santamar\'ia,_A._Jean-Antoine_Piccolo,_M._Kontizas,_Y._Lebreton,_E.L._Licata,_H.E.P._Lindstr{\o}m,_E._Livanou,_A._Magdaleno_Romeo,_et_al._(24_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05992 |
3番目のガイアデータリリースには、位置天文学と測光を超えて、ガイアプリズムスペクトル（BPとRP）とスペクトログラフ（RVS）からの何億もの光源の分散光が含まれています。このデータリリースは、私たちの銀河の星の化学力学的特性、天の川の構造、形成、進化を理解するための重要な知識に関する新しいウィンドウを開きます。天の川の星の物理的特性への洞察を提供するために、これらのデータを使用して、恒星の天体物理パラメータ（AP）の均一に導出された全天のカタログを作成しました：Teff、logg、[M/H]、[$\alpha$/Fe]、活動指数、輝線、回転、13の化学物質存在量の推定値、半径、年齢、質量、ボロメータの光度、距離、およびダストの消滅。位置天文学、測光、BP/RP、およびRVSスペクトルを分析することにより、ガイアオブジェクトのAPを推測するApsisパイプラインを開発しました。ベンチマーク星、干渉法、星震学など、他の文献の研究に対して結果を検証します。ここでは、Apsisからの恒星分析性能を統計的に評価しました。結果の基礎となる仮定と制限を含め、取得した量について説明します。私たちはガイダンスを提供し、私たちのパラメータが使用されるべきであり、使用されるべきではないレジームを特定します。いくつかの制限はありますが、これはこれまでに均一に推定された恒星パラメータの最も広範なカタログです。これらは、Teff、logg、および[M/H]（BP/RPを使用して4億7000万、RVSを使用して600万）、半径（4億7000万）、質量（1億4000万）、年齢（1億2000万）、化学物質の存在量（500万）で構成されます。、拡散星間バンド分析（20万）、活動指数（200万）、H{$\alpha$}等価幅（2億）、およびスペクトルタイプ（2億2000万）と輝線星のさらなる分類（50千）。エポックBP、RP、およびRVSに基づくより正確で詳細な天体物理学的パラメーターは、次のGaiaデータリリースで計画されています。
Be/ブラックホール連星MWC656の光学分光法-ブラックホールと星周円盤との相互作用
| Title |
Optical_spectroscopy_of_the_Be/black_hole_binary_MWC656_--_interaction_of_a_black_hole_with_a_circumstellar_disc |
| Authors |
R._K._Zamanov,_K._A._Stoyanov,_D._Marchev,_N._A._Tomov,_U._Wolter,_M._F._Bode,_Y._M._Nikolov,_S._Y._Stefanov,_A._Kurtenkov,_G._Y._Latev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06013 |
2015年から2021年の間に得られたBe/ブラックホール連星MWC656の新しい分光観測を提示します。H$\alpha$（EW$_\alpha$）、H$\beta$（$EW_\beta$）、およびH$\alpha$（$\DeltaV_\alpha$）、H$\beta$（$\DeltaV_\beta$）、およびFeII（$\DeltaV_{FeII}$）行。新旧のデータを組み合わせると、次のことがわかります。-MWC656の星周円盤の密度（$\DeltaV_\alpha$対$EW_\alpha$図）はBe星に似ています。Be星の場合、関係$\DeltaV_\beta=0.999\DeltaV_\alpha+62.4$kms$^{-1}$が見つかり、MWC〜656の位置はBe星の平均的な振る舞いに対応します。。これは、ブラックホールの存在が星周円盤の全体的な構造を変えないことを意味します。-ピリオドグラム分析は、$EW_\alpha$の変調を$60.4\pm0.4$日の周期で示しています。これは、バイナリ軌道周期と同じです。$EW_\alpha$と$EW_\beta$の最大値は、ペリアストロン付近（フェーズ0）です。-軌道位相ゼロ付近で、$\DeltaV_\beta$と$\DeltaV_{FeII}$は約$30$kms$^{-1}$減少します。これは、ブラックホールのペリアストロン通過によって引き起こされる星周円盤のサイズの増加を観察し、星周円盤全体が10〜20％の相対振幅で公転周期で脈動することを示唆しています。観測はまた、MWC656のブラックホールが深い静止状態にある理由は、降着の効率が非常に低いことを示しています（$\sim2\times10^{-6}$）。
Gaiaデータリリース3：ブラックホールまたは中性子星の二次星の可能性がある楕円体状変光星
| Title |
Gaia_Data_Release_3:_Ellipsoidal_Variables_with_Possible_Black-Hole_or_Neutron_Star_secondaries |
| Authors |
R._Gomel,_T._Mazeh,_S._Faigler,_D._Bashi,_L._Eyer,_L._Rimoldini,_M._Audard,_N._Mowlavi,_B._Holl,_G._Jevardat,_K._Nienartowicz,_I._Lecoeur,_L._Wyrzykowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06032 |
GaiaDataRelease3の一部として、教師あり分類により、多数の楕円体状変光度が特定されました。この楕円体状変光星の周期的変動は、おそらく、接触連星系の仲間との潮汐相互作用によって引き起こされます。この論文では、比較的大きな振幅のガイアGバンド測光変調を伴う、6306の短周期の可能性のある楕円体状変光度を示します。これは、大規模で目に見えない二次的な可能性を示しています。主系列星の一次星の場合、より大規模な二次星はおそらくコンパクト星であり、ブラックホールまたは中性子星のいずれかであり、白色矮星の場合もあります。識別は、一次質量または半径を使用せずに、観測された楕円体振幅のみから導出された、Gomel、Faigler、およびMazeh（2021）によって最近提案された堅牢な修正最小質量比（mMMR）に基づいています。また、mMMRが1より大きい262システムのサブセットをリストします。これらのシステムでは、コンパクトセカンダリ確率が高くなります。これらの変数の本質を検証するには、フォローアップの観察が必要です。
平衡潮流：母集団合成コードの更新された処方箋
| Title |
The_Equilibrium_Tide:_An_Updated_Prescription_for_Population_Synthesis_Codes |
| Authors |
Holly_P._Preece,_Adrian_S._Hamers,_Patrick_G._Neunteufel,_Adam_L._Schafer,_Christopher_A._Tout |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06068 |
人口合成コードに適した平衡潮汐の最新の処方箋を提示します。1D進化モデルのグリッドが作成され、各詳細モデルの粘性時間スケールが計算されました。モデルの対流コアと対流エンベロープの両方に、金属量に依存するべき乗則の関係が適用されました。処方箋は人口合成コードBSEに実装され、主系列星を含むものが最も影響を受けて、マージの総数が16.5％減少すると予測しています。新しい処方はまた、個々のチャネルが異なる影響を受けるため、全体的な超新星率を3.6％削減します。単一の縮退したIa超新星の発生は12.8％減少します。Ia型超新星を引き起こすための2つの炭素酸素白色矮星の併合は16％少ない頻度で発生します。共通外層の進化の開始時の非循環系の数と同様に、近接連星内の準同期的に回転する星の数は、私たちの処方によって大幅に増加します。
Gaiaデータリリース3：主系列星の脈動OBAFタイプの星
| Title |
Gaia_Data_Release_3:_Pulsations_in_main_sequence_OBAF-type_stars |
| Authors |
Gaia_Collaboration:_Gaia_Collaboration,_J._De_Ridder,_V._Ripepi,_C._Aerts,_L._Palaversa,_L._Eyer,_B._Holl,_M._Audard,_L._Rimoldini,_A.G.A._Brown,_A._Vallenari,_T._Prusti,_J.H.J._de_Bruijne,_F._Arenou,_C._Babusiaux,_M._Biermann,_O.L._Creevey,_C._Ducourant,_D.W._Evans,_R._Guerra,_A._Hutton,_C._Jordi,_S.A._Klioner,_U.L._Lammers,_L._Lindegren,_X._Luri,_F._Mignard,_C._Panem,_D._Pourbaix,_S._Randich,_P._Sartoretti,_C._Soubiran,_P._Tanga,_N.A._Walton,_C.A.L._Bailer-Jones,_U._Bastian,_R._Drimmel,_F._Jansen,_D._Katz,_M.G._Lattanzi,_F._van_Leeuwen,_J._Bakker,_C._Cacciari,_J._Casta\~neda,_F._De_Angeli,_C._Fabricius,_M._Fouesneau,_Y._Fr\'emat,_L._Galluccio,_A._Guerrier,_U._Heiter,_E._Masana,_R._Messineo,_N._Mowlavi,_C._Nicolas,_K._Nienartowicz,_F._Pailler,_P._Panuzzo,_F._Riclet,_W._Roux,_G.M._Seabroke,_et_al._(387_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06075 |
3番目のガイアデータリリースは、約1,000万個の星の34か月をカバーする測光時系列を提供します。それらの星の多くについては、フーリエ空間での特性評価とそれらの変動性分類も提供されています。この論文は、ベータCep、ゆっくりと脈動するB（SPB）、デルタSct、およびかじき座ガンマ星。これらの星は多くの場合多周期であり、振幅が小さいため、まばらな時系列で分析するのは難しいターゲットになります。この分析で使用されるすべてのデータセットは、GaiaDR3データリリースの一部です。測光時系列を使用してフーリエ解析を実行し、経験的不安定帯に必要なグローバル天体物理パラメータをGaiaDR3gspphotテーブルから取得し、vsiniデータをGaiaDR3esphsテーブルから取得しました。近くのOBAFタイプのパルセータについて、GaiaDR3データがヘルツシュプルング・ラッセル図でそれらを正確に特定するのに十分正確で正確であることを示します。理論的に予測されたよりも広い領域をカバーする経験的な不安定帯を見つける。特に、私たちの研究は、ストリップの外側に高速回転する重力モードパルセータの存在、および以前に文献で報告されたように、ストリップの内側に回転変調された変数が共存することを明らかにしています。デルタSct星の広範な周期-光度関係を導き出し、その関係が振動周期に応じて異なるレジームを特徴とするという証拠を提供します。最後に、恒星の自転がデルタSct星の支配的な振動モードの振幅をどのように減衰させるかを示します。
星としての太陽のスペクトルおよびディスク分解活動指数に基づく彩層活動の特性化
| Title |
Characterization_of_chromospheric_activity_based_on_Sun-as-a-star_spectral_and_disk-resolved_activity_indices |
| Authors |
Ekaterina_Dineva,_Jeniveve_Pearson,_Ilia_Ilyin,_Meetu_Verma,_Andrea_Diercke,_Klaus_G._Strassmeier,_and_Carsten_Denker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06076 |
強い彩層吸収線CaH＆Kは、恒星の表面磁場にしっかりと接続されています。太陽の場合のみ、スペクトル活動指数は、太陽円盤上の進化する磁気的特徴に関連付けることができます。ソーラーディスク統合（SDI）望遠鏡は、米国アリゾナ州のグレアム山国際天文台（MGIO）にある大双眼望遠鏡（LBT）のポツダムエシェル偏光分光計器（PEPSI）に給電します。高解像度、高忠実度を提供します。2018年と2019年の184日と82日に記録され、CaHとKの放出率、つまりS指数を導き出したスペクトル。さらに、スペインのテネリフェ島のオブザーバトリオデルテイデにある彩層望遠鏡（ChroTel）のフルディスクCaKラインコアフィルターグラムとフルディスク紫外線（UV）1600〜{\AA}に基づいて過剰輝度と面積指数を編集します。ソーラーダイナミクス天文台（SDO）に搭載された大気イメージングアセンブリ（AIA）の画像。したがって、星としての太陽のスペクトル指標は、太陽彩層の分解された画像から導出された対応するものに関連しています。すべての指標は、太陽周期24の最小値での非常に低い磁気活動の間でも、回転変調の兆候を示します。さまざまなタイプの活動指標をまとめると、異なる彩層データセットに結合する可能性があり、多くの太陽周期にわたる彩層活動の包括的な説明が得られます。。
Gaiaデータリリース3：全天からのマイクロレンズイベント
| Title |
Gaia_Data_Release_3:_Microlensing_Events_from_All_Over_the_Sky |
| Authors |
{\L}ukasz_Wyrzykowski_and_K.Kruszy\'nska_and_K.A.Rybicki_and_B.Holl_and_I.Lec{\o}e_ur-Ta\"ibi_and_N.Mowlavi_and_K.Nienartowicz_and_G.Jevardat_de_Fombelle_and_L.Rimoldini_and_M.Audard_and_P.Garcia-Lario_and_P.Gavras_and_D.W.Evans_and_S.T.Hodgkin_and_L.Eyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06121 |
コンテキスト：最もまれなタイプの変動の1つは、重力マイクロレンズ法の現象です。これは、介在するレンズオブジェクトによる背景の星の一時的な明るさです。マイクロレンズ法は、惑星やブラックホールなど、天の川の目に見えない、または検出できない集団を研究するための強力なツールです。目的：マイクロレンズイベント候補の最初のガイアカタログについて説明し、その内容の概要を示し、その検証について説明します。方法：ガイアマイクロレンズイベントのカタログは、2014年から2017年までの34か月にわたる全天からのガイアデータリリース3の約20億のソースの光度曲線を分析することによって構成されます。結果：363のガイアマイクロレンズイベントを提示し、それらの特性について説明します。90のイベントはこれまでに報告されたことはなく、他の調査では発見されませんでした。カタログの汚染は0.6〜1.7％と評価されています。
Gaiaデータリリース3：測光のGeneralStellarParameterizerを使用したGaiaBP/RPスペクトルの分析
| Title |
Gaia_Data_Release_3:_Analysis_of_the_Gaia_BP/RP_spectra_using_the_General_Stellar_Parameterizer_from_Photometry |
| Authors |
R._Andrae,_M._Fouesneau,_R._Sordo,_C.A.L._Bailer-Jones,_T.E._Dharmawardena,_J._Rybizki,_F._De_Angeli,_H.E.P._Lindstr{\o}m,_D.J._Marshall,_R._Drimmel,_A.J._Korn,_C._Soubiran,_N._Brouillet,_L._Casamiquela,_H.-W._Rix,_A._Abreu_Aramburu,_M.A._\'Alvarez,_J._Bakker,_I._Bellas-Velidis,_A._Bijaoui,_E._Brugaletta,_A._Burlacu,_R._Carballo,_L._Chaoul,_A._Chiavassa,_G._Contursi,_W.J._Cooper,_O.L._Creevey,_C._Dafonte,_A._Dapergolas,_P._de_Laverny,_L._Delchambre,_C._Demouchy,_B._Edvardsson,_Y._Fr\'emat,_D._Garabato,_P._Garc\'ia-Lario,_M._Garc\'ia-Torres,_A._Gavel,_A._Gomez,_I._Gonz\'alez-Santamar\'ia,_D._Hatzidimitriou,_U._Heiter,_A._Jean-Antoine_Piccolo,_M._Kontizas,_G._Kordopatis,_A.C._Lanzafame,_Y._Lebreton,_E.L._Licata,_E._Livanou,_A._Lobel,_A._Lorca,_A._Magdaleno_Romeo,_M._Manteiga,_F._Marocco,_N._Mary,_et_al._(27_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06138 |
天体物理学的パラメーター推論システム（Apsis）の一部である測光（GSP-Phot）からの一般的な恒星パラメーター化を提示します。GSP-Photは、位置天文学、測光、および低解像度BP/RPスペクトルに基づいて、数億の単一変光星のパラメーターの均一なカタログを作成するように設計されています。これらのパラメータは、各星の有効温度、表面重力、金属量、絶対$M_G$の大きさ、半径、距離、および絶滅です。GSP-Photは、ベイジアンフォワードモデリングアプローチを使用して、BP/RPスペクトル、視差、および見かけの$G$の大きさを同時に適合させます。GSP-Photの主な設計上の特徴は、BP/RPスペクトルの見かけのフラックスレベルを使用して、等時線モデルと組み合わせて、半径と距離に対する厳密な観測制約を導き出すことです。同じソースのガイア観測を繰り返し利用することにより、不確実性の推定値を慎重に検証します。データリリースには、$G<19$の4億7,100万のソースのGSP-Photの結果が含まれています。文献値との一般的な違いは、$T_{\rmeff}$の場合は110K、$\logg$の場合は0.2-0.25ですが、これらはデータ品質に大きく依存します。特に、GSP-Photの結果は、視差の測定値が良好な星（$\varpi/\sigma_varpi>20$）で、ほとんどが2kpc以内の場合に大幅に向上します。金属量の推定値は、文献値と比較してかなりのバイアスを示しており、定性的なレベルでのみ有用です。ただし、これらのバイアスを大幅に除去する金属量推定の経験的キャリブレーションを提供します。絶滅$A_0$と$A_{\rmBP}$は、0.07〜0.09等の基準値との典型的な違いを示しています。パラメータのMCMCサンプルは、ソースの95％でも利用できます。GSP-Photは、サンプルの選択（OB星、赤色巨星、太陽類似体など）など、さまざまな目的に使用できる恒星のパラメーター、距離、および絶滅の均質なカタログを提供します。
ガイア計画DR3：全天のRRライレ星とケフェイド星の特定の処理と検証-ケフェイドサンプル
| Title |
Gaia_DR3:_Specific_processing_and_validation_of_all-sky_RR_Lyrae_and_Cepheid_stars_--_The_Cepheid_sample |
| Authors |
V._Ripepi,_G._Clementini,_R._Molinaro,_S._Leccia,_E._Plachy,_L._Moln\'ar,_L._Rimoldini,_I._Musella,_M._Marconi,_A._Garofalo,_M._Audard,_B._Holl,_D._W._Evans,_G._Jevardat_de_Fombelle,_I._Lecoeur-Taibi,_O._Marchal,_N._Mowlavi,_T._Muraveva,_K._Nienartowicz,_P._Sartoretti,_L._Szabados,_and_L._Eyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06212 |
環境。ケフェイド変光星は脈動変光星であり、いくつかの天体物理学の文脈で重要な役割を果たします。さまざまなタイプの中で、古典的セファイド星は銀河系外距離梯子のキャリブレーションのための基本的なツールです。それらはまた、銀河系の研究の文脈において強力な星の種族トレーサーです。Gaiaサードデータリリース（DR3）は、運用の最初の34か月間に収集されたCepheidに関する改善されたデータを公開します。目的。特定オブジェクト研究（SOS）Cep＆RRLパイプラインで実行された分析を通じて得られた、すべてのタイプのCepheidのGaiaDR3カタログを提示します。メソッド。Cepheidサンプルを偽のオブジェクトからクリーンアップし、結果を検証し、SOSCep＆RRLパイプラインからの誤った結果でソースを再分類するために採用された手順について説明します。結果。GaiaDR3には、すべてのタイプの15,006個のCepheidのサンプルに対する、マルチバンド時系列測光とSOSCep＆RRLパイプラインによる特性評価が含まれています。サンプルには、LMC、SMC、M31、M33にそれぞれ分布する4,663、4,616、321、185のパルセータと、MWフィールド/クラスター内の星を含む残りのAllSkyサブ領域にある5221個のオブジェクトが含まれています。私たちの銀河の小さな衛星の数。このサンプルの中で、327個の天体は文献では変光星として知られていましたが、分類が異なります。一方、私たちの知る限りでは、474個の星が変光星であると報告されていないため、ガイアによって発見された新しいケフェイド変光星である可能性があります。。
Gaiaデータリリース3：お好みの色のGalaxy。 Gaia低解像度スペクトルからの合成測光
| Title |
Gaia_Data_Release_3:_The_Galaxy_in_your_preferred_colours._Synthetic_photometry_from_Gaia_low-resolution_spectra |
| Authors |
Gaia_Collaboration,_P._Montegriffo,_M._Bellazzini,_F._De_Angeli,_R._Andrae,_M.A._Barstow,_D._Bossini,_A._Bragaglia,_P.W._Burgess,_C._Cacciari,_J.M._Carrasco,_N._Chornay,_L._Delchambre,_D.W._Evans,_M._Fouesneau,_Y._Fremat,_D._Garabato,_C._Jordi,_M._Manteiga,_D._Massari,_L._Palaversa,_E._Pancino,_M._Riello,_D._Ruz_Mieres,_N._Sanna,_R._Santovena,_R._Sordo,_A._Vallenari,_N._Walton,_Gaia_DPAC |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06215 |
GaiaDataRelease3は、波長範囲330nm〜1050nm（XPスペクトル）の約2億2,000万の光源に対して、新しいフラックス校正済みの低分解能分光光度法を提供します。物理単位のフラックスに直接関連付けられた合成測光は、この波長範囲に完全に囲まれた通過帯域のこれらのスペクトルから取得できます。XPスペクトルから合成測光を取得する方法について説明し、通過帯域幅や波長範囲などのさまざまな条件で達成できるパフォーマンスと、それに影響を与える制限と問題について説明します。既存の最高品質の測光は、広い範囲の光度と色で、広帯域および中程度の帯域で、これらの外部ソースに関して合成測光が標準化されている場合、最大ミリマグの精度で数パーセント以内で再現できます。球状星団内の複数の集団の検出、非常に金属の少ない領域に拡張された金属量の推定、白色矮星の分類など、潜在的な科学的応用のいくつかの例が示されています。広く使用されている測光システムのいくつかの広帯域で約2億2000万の光源の標準化された測光を提供するカタログ（GaiaSyntheticPhotometryCatalogue;GSPC）と、DA/非DAを備えた$\simeq10^5$白矮星のカタログが提供されます。ランダムフォレストアルゴリズム（白矮星用のガイア合成測光カタログ;GSPC-WD）で取得された分類。
TESS Hunt for Young and Maturing
Exoplanets（THYME）VII：メンバーシップ、ローテーション、および若いクラスターGroup-Xと新しい若い太陽系外惑星のリチウム
| Title |
TESS_Hunt_for_Young_and_Maturing_Exoplanets_(THYME)_VII_:_Membership,_rotation,_and_lithium_in_the_young_cluster_Group-X_and_a_new_young_exoplanet |
| Authors |
Elisabeth_R._Newton,_Rayna_Rampalli,_Adam_L._Kraus,_Andrew_W._Mann,_Jason_L._Curtis,_Andrew_Vanderburg,_Daniel_M._Krolikowski,_Daniel_Huber,_Grayson_C._Petter,_Allyson_Bieryla,_Benjamin_M._Tofflemire,_Pa_Chia_Thao,_Mackenna_L._Wood,_Ronan_Kerr,_Boris_S._Safanov,_Ivan_A._Strakhov,_David_R._Ciardi,_Steven_Giacalone,_Courtney_D._Dressing,_Holden_Gill,_Arjun_B._Savel,_Karen_A._Collins,_Peyton_Brown,_Felipe_Murgas,_Keisuke_Isogai,_Norio_Narita,_Enric_Palle,_Samuel_N._Quinn,_Jason_D._Eastman,_G\'abor_F\H{u}r\'esz,_Bernie_Shiao,_Tansu_Daylan,_Douglas_A._Caldwell,_George_R._Ricker,_Roland_Vanderspek,_Sara_Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_David_W._Latham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06254 |
ガイアとTESSの全天調査では、新しい若い団体を特定し、年齢を特定することができます。これらの協会は、若い太陽系外惑星を発見する新しい機会を提供することにより、惑星の進化の研究を可能にします。若い協会は最近Tangらによって特定されました。ガイアの位置天文学を使用したF{\"u}rnkranzetal。（前者では「Group-X」と呼ばれます）。この作業では、この協会の年齢とメンバーシップを調査し、太陽系外惑星TOI2048bを検証します。TESSの測光を使用して、グループXの若い後期G型矮星を通過することが確認されました。まず、ガイアEDR3データを使用してグループXの新しい候補メンバーを特定しました。協会の年齢を推測するために、候補メンバーのローテーション期間を測定しました。TESSデータを使用します。明確な色-周期シーケンスは、関連付けが$300\pm50$Myr-oldNGC3532と同じ年齢であることを示します。この若い年齢と一致するリチウム吸収を示す候補メンバーの光学スペクトルを取得しました。Group-Xの近くにある新しい小さな関連を偶然に特定します。これをMELANGE-2と呼びます。最後に、TOI2048bを統計的に検証します。これは、その周りの13。8日の軌道上の$2.1\pm0.2$\rearth\半径の惑星です。300Myr-古いホストスター。
ガイア計画3：全天のこと座RR型変光星とケフェイド変光星の特定の処理と検証-こと座RR型変光星のサンプル
| Title |
Gaia_DR3:_Specific_processing_and_validation_of_all-sky_RR_Lyrae_and_Cepheid_stars_--_The_RR_Lyrae_sample |
| Authors |
G._Clementini,_V._Ripepi,_A._Garofalo,_R._Molinaro,_T._Muraveva,_S._Leccia,_L._Rimoldini,_B._Holl,_G._Jevardat_de_Fombelle,_P._Sartoretti,_O._Marchal,_M._Audard,_K._Nienartowicz,_R._Andrae,_M._Marconi,_L._Szabados,_D._W._Evans,_I._Lecoeur-Taibi,_N._Mowlavi,_I._Musella_and_L._Eyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06278 |
GaiaDR3は、科学活動の最初の34か月間に観測された全天のRRLyrae星（RRL）のカタログを公開しています。これらは、Gaiaによって観測されたCepheidsおよびRRL（SOSCep＆RRL）の特定オブジェクト研究（SOS）パイプラインを通じて処理されました。DR3候補RRLのSOSCep＆RRL検証は、真正な既知のRRL（ゴールド）のサンプルに基づいて、周期（P）G振幅図とG光度曲線フーリエ分解のP-phi21および-phi31パラメーターを含むツールに依存しています。サンプル）。SOS処理により、DR3のvari_rrlyraeテーブルにリストされている271779RRLのカタログが作成されました。明らかに汚染物質である、または分類が不確実なソースを削除することにより、SOSCep＆RRLによって確認および完全に特徴付けられた270905ソース（174947ファンダメンタルモード、93952ファーストオーバートーンおよび2006ダブルモードRRL）を含むSOS確認済みDR3RRLの最終カタログを作成します。パイプライン。それらは、95個の球状星団と25個の天の川の仲間を含めて、空中に分布しています。RVS時系列の視線速度は、1096RRLおよび799セファイドについても公開されています。270905DR3RRLのうち、200294はすでに文献で知られており、70611は、私たちの知る限り、ガイアによる新しい発見です。星間吸収の推定値は、Gバンドの振幅と脈動周期に基づく関係から142660の基本モードRRLについて公開されています。周期から導出された金属量とG-光度曲線のphi31フーリエパラメータも133559RRLでリリースされます。確認されたRRLの最終的なGaiaDR3カタログは、DR2RRLカタログのほぼ2倍になります。統計的有意性の増加、RRLの脈動および天体物理学的パラメーターのより良い特性評価、およびGaiaEDR3で公開された改良された位置天文学により、SOSCep＆RRLDR3サンプルは、公開されたAll-SkyRRLの最大で、最も均質で、パラメーターが豊富なカタログになります。遠い。
標準模型を超える多くのシナリオは、長年の宇宙論的および素粒子物理学の問題を解決することを目的としており、暗黒物質が途切れのない暗い$U（1）$ゲージ対称性によって媒介される長距離相互作用を経験する可能性があることを示唆しています。暗い光子。巨大な暗光子とは対照的に、質量のない暗光子は、効果的な高次元演算子によってのみ標準モデルセクターに結合できます。衝突型加速器での質量のない暗光子の生成は、一般に、UVエネルギースケールによって低エネルギーで抑制されます。これは、暗黒セクターと観測可能セクターを結ぶポータル（メッセンジャー）フィールドの質量のオーダーです。この期待の違反は、非デカップリングヒッグス特性のおかげで、ヒッグスボソンによって媒介される暗光子生成によって提供されます。コライダーでのヒッグス粒子の生成と、それに続くヒッグス粒子の光子と暗光子への崩壊は、新しい物理学のUVスケールに鈍感であり、暗光子発見のための非常に有望な生成メカニズムを提供します。この崩壊チャネルは、ヒッグス質量の半分（ヒッグス静止フレーム内）のエネルギーと欠落したエネルギーを持つ単色光子を特徴とする独特の特徴を生じさせます。このような共鳴光子と欠落エネルギーのシグニチャが、どのようにして暗光子生成に一意に関連するかを示します。ヒッグス粒子の生成と、暗い光子の発生源としての光子と暗い光子への崩壊は、CMSとATLASのコラボレーションによる対応する署名の現在の境界に照らして、大型ハドロン衝突型加速器でレビューされます。将来の$e^+e^-$衝突型加速器でのヒッグス媒介プロセスにおける暗光子生成の展望についても議論されています。
UVXブラジルシンクロトロンを転用してダークセクターを検索
| Title |
Search_for_Dark_Sector_by_Repurposing_the_UVX_Brazilian_Synchrotron |
| Authors |
L._Duarte,_L._Lin,_M._Lindner,_V._Kozhuharov,_S._V._Kuleshov,_A._S._de_Jesus,_F._S._Queiroz,_Y._Villamizar,_H._Westfahl_Jr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05305 |
第4世代ストレージリングであるシリウスのサイトであるブラジルのシンクロトロン光研究所で、最初のダークセクターの検索を提案します。Siriusの前身であるUVXが、前例のない感度を備えた有望なダークセクター検出器SeDSになり得ることを示します。この検索は、1〜3GeVの陽電子ビームが厚いターゲットに衝突し、$e^+e^-\rightarrow\gammaA'$反応を引き起こし、その後に質量スペクトルイベントの再構成が欠落することに基づいています。SeDSは、データから数か月以内に、質量が最大55MeVで、動的結合が$\epsilon\sim10^{-14}$までの暗い光子をプローブできる可能性があることを示しています。したがって、このような実験は、10〜55MeVの質量範囲で世界最高の暗光子プローブを構成し、パラメータ空間の未踏の領域をプローブすることができます。
原始テンソルスペクトルの量子補正：オープンEFTとUVモードのマルコフデカップリング
| Title |
Quantum_corrections_to_the_primordial_tensor_spectrum:_Open_EFTs_&_Markovian_decoupling_of_UV_modes |
| Authors |
Suddhasattwa_Brahma,_Arjun_Berera_and_Jaime_Calder\'on-Figueroa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05797 |
原始パワースペクトルに対する摂動量子補正は、有効場の理論としてのインフレーションのロバスト性と有効性のレジームをテストするために重要です。これは、ループ補正を使用して密度パワースペクトル（およびある程度はテンソルスペクトル）に対して広範囲に行われていますが、問題に対するオープン量子システムアプローチでこれを行います。具体的には、（立方体の）テンソル相互作用のみによる原始重力波スペクトルの1次補正を計算します。私たちの結果は、厳密なマルコフ限界でのみ標準ループ補正からの期待と一致することを示します。したがって、重力システムで一般的に必要となるように、将来この近似を緩和する体系的な方法を確立します。
これらの講義ノートは、Refsに基づいています。arXiv：2110.15351、arXiv：2012.06586、およびarXiv：1908.02927は、2つの異なる同等の方法を介して1.5PNで回転する偏心連星ブラックホールダイナミクスに閉じた形の解を与えることを目的としています。（2）作用角変数を使用します。上記の論文は、古典力学へのシンプレクティック幾何学的アプローチにある程度精通していることを前提としています。これらの講義ノートの目的は、上記の論文が読者の側で想定しているこの前提知識を読者に提供することです。
一般的な回転時空のメトリック
一般的な回転時空の測定基準を提案します。これらの時空は静止しており、軸対称であり、空間的に漸近的に平坦です。それらは、回転するブラックホールまたは太陽や地球などの回転する天体の外側の時空である可能性があります。距離関数は距離のべき級数で展開され、角度変数は展開係数に含まれます。
スタロビンスキー膨張における電弱真空の不安定性
| Title |
Instability_of_the_Electroweak_Vacuum_in_Starobinsky_Inflation |
| Authors |
Qiang_Li,_Takeo_Moroi,_Kazunori_Nakayama,_Wen_Yin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.05926 |
スタロビンスキー膨張中および膨張後の電弱真空の安定性を、Ricciスカラーに結合する非最小ヒッグスの存在を仮定して研究します。スタロビンスキーインフレーションには、ヒッグス場の進化方程式を修正する$R^2$項（$R$はRicciスカラー）が存在します。非最小結合がかなり大きく、ヒッグス場の量子ゆらぎが抑制され、インフレーション中にヒッグス振幅が原点近くに落ち着く場合を考えます。このような場合、非最小結合によるパラメトリック共振のために、インフレーション後の予熱エポックでヒッグス振幅が増幅される可能性があります。現在の宇宙で電弱真空を実現するために、数値格子シミュレーションによって予熱エポックのヒッグス場の進化の詳細な分析を実行し、非最小結合定数$\xi$の上限を導き出します。スタロビンスキーインフレモデルの$\xi$の上限は、$R^2$項のない従来のインフレモデルの上限よりも厳しいことがわかります。
キーの制約$^{17} $ O（$ \ alpha、\ gamma $）$ ^ {21}$Ne共鳴と弱いs過程への影響
| Title |
Constraints_on_key_$^{17}$O($\alpha,\gamma$)$^{21}$Ne_resonances_and_impact_on_the_weak_s-process |
| Authors |
M._Williams,_A.M._Laird,_A._Choplin,_P._Adsley,_B._Davids,_U._Greife,_K._Hudson,_D._Hutcheon,_A._Lennarz,_and_C._Ruiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06016 |
重い星での遅い中性子捕獲プロセスの効率は、軽い元素での中性子捕獲反応に強く影響されます。低金属量では、$^{16}$Oは重要な中性子吸収体ですが、軽元素中性子毒としての$^{16}$Oの有効性は、後続の$^{17}$O$（\alpha、n）^{20}$Neおよび$^{17}$O$（\alpha、\gamma）^{21}$Ne反応。巨大な星で燃焼するコアヘリウムのガモフウィンドウ内の主要な$^{17}$O$（\alpha、\gamma）^{21}$Ne共鳴の強さは、実験によって十分に制約されていません。この作業は、エネルギー範囲$E_{c.m.}=612-1319$keVでの共鳴のより正確な測定値を示します。$\omega\gamma_{638}=4.85\pm0.79$$\mu$eV、$\omega\gamma_{721}=13.0^{+3.3}_{-2.4}$$\muの共振強度を抽出します$eV、$\omega\gamma_{814}=7.72\pm0.55$meVおよび$\omega\gamma_{1318}=136\pm13$meV、$E_{c.m。}=$638、721、それぞれ814および1318keV。また、$\omega\gamma<140$neV（$95\％$c.l.）の612keV共鳴の上限を報告します。これは、この共鳴から反応速度への重要な寄与を効果的に除外します。この作業から、新しい$^{17}$O$（\alpha、\gamma）^{21}$Ne熱核反応速度が計算され、文献と比較されます。次に、$^{17}$O$（\alpha、\gamma）^{21}$Ne反応速度の現在の不確実性が弱いsプロセスの収率に及ぼす影響を、回転する$20M_に基づく後処理計算を使用して調査します。{\odot}$低金属量の巨大な星。結果として得られる$^{17}$O$（\alpha、\gamma）^{21}$Neの反応速度は、既存の文献に比べて低く、回転する大質量星モデルの弱いs過程の収率を高めることがわかりました。
$ F（R）$重力のスペクトルインデックスとインフレダイナミクスの実行
この作業では、真空$F（R）$重力のスペクトルインデックスの実行のモデルに依存しない一般的な計算を提供します。真空$F（R）$重力理論の一般的な$n_s-r$関係を示すために、スペクトルインデックスとテンソル対スカラー比の関数形式を利用します。私たちが示すように、実行可能な$F（R）$重力理論は、実行中のスペクトルインデックスの予測に関して2つのクラスのモデルに分類できます。$R^2$-アトラクタモデルは、$-10^{-3}<a_s<-10^{-4}$の範囲でスペクトルインデックスの実行を予測します。これにより、ほとんどのインフレと同じ普遍性クラスに分類されます。スカラー場モデルはに属します。この種のモデルを3つ提供し、そのためにクレームを詳細に検証します。ただし、スペクトルインデックスが$-10^{-3}<a_s<-10^{-4}$の範囲外で実行されている、実行可能な$F（R）$重力モデルが存在し、場合によっては正になることがあります。また、$R^2$で修正されたスカラー場モデルを示します。これは、$-10^{-3}<a_s<-10^{-4}$の範囲でのスペクトルインデックスの実行も予測します。私たちが調査したすべてのケースで、$r<10^{-4}$と実行中の$a_s<-10^{-3}$を持つという最も現象学的に興味深いシナリオの証拠は見つかりませんでした。これは、原則として実現できます。。
$ ^ {19} $ F $（$ p、\ gamma $）$ ^ {20}$Ne反応における$E_
{\mathrm{c.m。}}=323$keV共鳴の新しい測定
| Title |
New_measurement_of_the_$E_{\mathrm{c.m.}}=323$_keV_resonance_in_the_$^{19}$F$($p,\gamma$)$^{20}$Ne_reaction |
| Authors |
M._Williams,_P._Adsley,_B._Davids,_U._Greife,_D._Hutcheon,_J._Karpesky,_A._Lennarz,_M._Lovely,_C._Ruiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06044 |
0.1GK未満の温度では、$^{19}$F$（p、\gamma）^{20}$Ne反応がCNOサイクルからの唯一のブレークアウトパスです。この反応の実験的研究は、はるかに強力な$^{19}$F$（p、\alpha）^{16}$O反応チャネルからの大量の$\gamma$線バックグラウンドのため、技術的な観点からは困難です。ここでは、$^{19}$F$（p、\gamma）^{20}$Ne反応の最初の逆運動学研究を紹介します。ここでは、323keVの共鳴の強さを測定します。$\omega\gamma=3.3^{+1.1}_{-0.9}$meVの強度値が見つかりました。これは、最新の以前の研究より2倍大きい値です。不一致は、以前の研究が敏感ではなかった基底状態への直接遷移の結果である可能性があります。また、最初の$2^{-}$状態への遷移も観察されます。これは、以前の研究ではこの共鳴では観察されていません。新しい熱核反応速度が計算され、文献と比較されます。
中性子星の構造と熱進化による強い場$f（R）$重力と超高密度物質の探査
| Title |
Probing_Strong_Field_$f(R)$_Gravity_and_Ultra-Dense_Matter_with_the_Structure_and_Thermal_Evolution_of_Neutron_Stars |
| Authors |
Mart\'in_Nava-Callejas,_Dany_Page,_Mikhail_V._Beznogov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06132 |
中性子星の熱進化は、$f（R）=R+\alphaR^{2}$重力理論で研究されています。最初に、球対称時空と完全流体の静止時の恒星の構造と進化の方程式について説明します。次に、4つの核密度物質の状態方程式とゼロからの$\alpha$の一連の重力理論、つまり一般相対性理論から$\alpha\approx10^{16までの一連の重力理論を使用して、中性子星の構造の数値結果を示します。}$cm$^2$。直接ウルカ過程による強化されたニュートリノ放出の閾値質量、このニュートリノ放出が許可される恒星コアの適切な体積、地殻の厚さ、および観測可能な有効温度に直接影響を与える表面重力加速度。最後に、熱進化の方程式を数値的に解き、重力の変化の影響を明示的に分析します。コア化学組成と超流動/超伝導特性としての高密度物質微物理学の不確実性、および表面層の化学組成の天体物理学的不確実性は、研究されたファミリー内の重力の可能な変更よりもはるかに強い影響を与えることがわかります$f（R）$理論の。この重力理論のファミリー内では、中性子星の熱進化に関する以前の研究からの結論は、重力の変化によって大幅に変化することはないと結論付けています。逆に、これは、中性子星冷却モデリングが、$f（R）=R+\alphaR^{2}$フレームワークよりもはるかに急進的でない限り、アインシュタイン理論からの重力の偏差を制限するための有用なツールではない可能性があることを意味します。
インフレーション中のおよそ$U（1）$対称性の角度モードの相関長
軽いスカラー場は、ド・ジッターインフレーション背景の変動を得ることが知られています。このような変動は、Affleck-Dineメカニズムを介したバリオン数生成の初期条件を提供する可能性があります。このメカニズムでは、通常、おおよその$U（1）_B$対称性が想定されます。ただし、この方法でのバリオン数の生成の解釈は、角度モードの相関長に強く関係しています。この作業では、近似$U（1）$対称性を示すモデルの角度モードの相関長を計算します。大規模でほとんど相互作用しないフィールドの場合、角度モードの相関長はモデルの質量パラメーターによって決定され、$H^{-1}\exp（H^2/m^2）$。この結果を確率論的起源のAffleck-Dineメカニズムを介してバリオン数生成に適用すると、$m\ll\mathcalO（0.1）H$（$N_*=60$と仮定）の場合にのみ、バリオン数の相関長が可能であることがわかります。密度は現在の地平線のサイズよりもはるかに大きいため、バリオンが豊富な地域に住んでいます。これが当てはまらない場合、初期の宇宙は、平均バリオン数がほぼゼロである、バリオンが豊富な領域と反バリオンが豊富な領域の多数のパッチで構成されていました。
教師なし学習技術を使用した光学銀河形態の分類
| Title |
The_Classification_of_Optical_Galaxy_Morphology_Using_Unsupervised_Learning_Techniques |
| Authors |
Ezra_Fielding,_Clement_N._Nyirenda,_Mattia_Vaccari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06165 |
大規模でデータ集約的な天文学調査の出現により、人間ベースの銀河形態分類法の実行可能性が疑問視されています。簡単に言えば、科学者が視覚的にラベルを付けるには、あまりにも多くの天文データが生成されています。一般の人々からボランティアを募集することにより、この作品をクラウドソーシングする試みがなされてきました。しかし、これらの努力でさえ、すぐに現代の調査によって生成されたデータに追いつくことができなくなります。教師なし学習手法は、データを分類するために既存のラベルを必要とせず、計画外の発見への道を開く可能性があります。したがって、このペーパーは、教師なし学習アルゴリズムを実装して、人間の監督なしでGalaxyZooDECaLSデータセットを分類することを目的としています。最初に、畳み込みオートエンコーダが特徴抽出器として実装されました。次に、抽出された特徴は、k-means、ファジーc-means、および凝集クラスタリングを介してクラスター化され、分類が提供されました。結果は、GalaxyZooDECaLSデータセットのボランティア分類と比較されました。凝集クラスタリングは一般的に最良の結果をもたらしましたが、k-meansクラスタリングよりもパフォーマンスが向上することは重要ではありませんでした。適切な最適化を行うことで、このアプローチを使用して、GalaxyZooDECaLSデカールツリーの質問のパフォーマンスを向上させるための分類を提供できます。最終的に、この教師なし学習アプローチは、科学者に役立つ貴重な洞察と結果を提供しました。
階層的相関再構成を使用した活動銀河核の赤方偏移の条件付き確率分布の予測
| Title |
Predicting_conditional_probability_distributions_of_redshifts_of_Active_Galactic_Nuclei_using_Hierarchical_Correlation_Reconstruction |
| Authors |
Jarek_Duda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06194 |
値の予測に一般的な焦点が当てられていますが、実際のデータでは、条件付きエントロピー$H（Y|X）$によって制限される機能を使用して、条件付き確率分布のみを予測できることがよくあります。不確実性をさらに推定する場合、予測値をラプラス分布のガウス分布の中心として扱うことができます。これは、実際のデータの複雑な条件付き分布からはほど遠い理想化です。この記事では、階層相関再構成（HCR）アプローチを適用して、非常に複雑な条件付き確率分布（マルチモーダルなど）を安価に予測します。条件付き分布の再構築を可能にする複数のモーメントのようなパラメーターの独立したMSE推定によって。この目的で線形回帰を使用すると、解釈可能なモデルが得られます。条件付きモーメントへの特徴の寄与を表す係数を使用します。この記事は、特に特徴の最適化とl1「ラッソ」正則化にCanonicalCorrelationAnalysis（CCA）を使用することにより、元のアプローチを拡張し、第4回Fermi-LATデータリリース2に基づく活動銀河核（AGN）の赤方偏移の予測の実際的な問題に焦点を当てています。（4LAC）データセット。
超拡散銀河におけるDHOST重力-パートI：NGC1052-DF2の場合
超拡散銀河NGC1052-DF2は、その運動学から、暗黒物質がまったく不足していないとしても、「非常に不足している」ことが明らかになったため、最近厳しく監視されています。この主張は、超拡散銀河におけるバリオンと暗黒物質の関係に関して多くの疑問と解決策を提起しました。しかし、そのような非常に低い暗黒物質の含有量が確認され、他の同様の銀河系の天体に拡張された場合、それは一般相対性理論を修正および拡張する理論への必殺技である可能性があるという非常に満場一致の信念があるようです。したがって、不十分な暗黒物質銀河は、標準的な暗黒物質と修正された重力理論の両方をテストするための肥沃な地面を表しています。この作業では、特定の縮退高次スカラーテンソルモデルを検討して、銀河の動的質量を推測するために、NGC1052-DF2に関連付けられた10個のコンパクトな球状星団のようなオブジェクトの速度分散を研究します。対応するスクリーニングメカニズムが部分的に壊れているため、このモデルは、銀河のような小さな構造のダイナミクスに影響を与える大きな宇宙論的スケールの影響を与える可能性があります。2つのシナリオを検討します。1つはモデルがダークエネルギーのみを記述しているシナリオです。そしてそれがさらに完全に暗黒物質を置き換えるもの。データを説明するための最良のモデルは、一般相対性理論と恒星の寄与のみを持っているモデルであることがわかります。しかし、前者のシナリオでは一般相対性理論が依然として統計的に（ベイジアン）支持されていますが、後者のシナリオでは、代替モデルは観測値のマッチングにおいて一般相対性理論と同じくらい成功し、効果的です。したがって、NGC1052-DF2のようなオブジェクトでさえ、一般相対性理論の信頼できる代替案の研究と定義に対して、対照的ではなく、障害でもないと結論付けることができます。
