21cm信号を介した原始相関のヌルの観測
| Title |
Observing_nulling_of_primordial_correlations_via_the_21_cm_signal |
| Authors |
Shyam_Balaji,_H.V._Ragavendra,_Shiv_K._Sethi,_Joseph_Silk_and_L._Sriramkumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06386 |
暗黒時代に中性水素（HI）によって放出された21cmの線は、原始的な相関関係の痕跡を持っています。単一の標準的なスカラー場によって駆動されるインフレーションのモデルでは、超低速ロールのフェーズが特定の波数$k_\textrm{dip}$でのすべての原始相関のヌルにつながる可能性があることを示しています。相関のヌルが波数$1\lesssimk_\textrm{dip}\lesssim10\、\mathrm{Mpc}^{-1}$で発生するシナリオを検討し、そのような減衰を検出する可能性を調べます。将来の観測ミッションにおけるパワーとバイスペクトルのレベルでのヌルによるHI信号。
普遍的なガス密度プロファイルを、z〜1.1までの銀河団のコアで切除されたX線の明るさにリンクする
| Title |
Linking_a_universal_gas_density_profile_to_the_core-excised_X-ray_luminosity_in_galaxy_clusters_up_to_z_~_1.1 |
| Authors |
G.W._Pratt,_M._Arnaud,_B.J._Maughan,_J.-B._Melin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06656 |
銀河団のガス密度プロファイルの規則性と、93個のSZEで選択されたオブジェクトについて、コアで切り取られた光度LXcとYxプロキシMYxからの質量との関係へのリンクを調査します。サンプルは質量M500=[0.5-20]x10e14Msunにまたがり、赤方偏移0.05<z<1.13にあります。XMM-Newton観測を使用して、SZEで選択されたシステムの平均ICM密度プロファイルを導き出し、質量と赤方偏移によるスケーリングを決定します。この平均プロファイルは、自己相似（a_z=2.09+/-0.02）よりもわずかに強く進化し、質量（a_M=0.22+/-0.01）に大きく依存します。半径による平均スケーリングからの偏差は、コア領域とバルクの異なる進化を示しています。固有の散乱の半径方向の変化を測定し、赤方偏移によるわずかな進化を見つけます。SZEで選択されたシステムの平均プロファイルは、低赤方偏移でのX線で選択されたシステムのプロファイルを表しています。スケーリングされたコアプロパティは、後で正に歪んでおり、より低い赤方偏移で中央にピークのあるオブジェクトの発生率が増加していることを示唆しています。LXcとMYxの関係には、13％の固有のばらつきがあります。シミュレーションを使用して、この関係に対する選択効果、固有の分散、および共分散の影響を調査します。傾きは、選択や量間の固有のばらつきの影響を受けません。ただし、分散はLXcとYxの間の共分散に大きく依存します。質量を決定するためのYxプロキシの使用を考慮して、22％の真の質量に関する固有散布の上限を推定します。密度プロファイルのばらつきとLXc-M関係のばらつきの関係を調べます。私たちの結果は、ICMバルクがほぼ自己相似的に進化し、コア領域が別々に進化することを示唆しています。質量によるガス含有量の変化を示します。そして、LXcが基礎となる質量と密接な関係があることを示しています。
低赤方偏移での距離依存のバリオンタリーフィッシャー関係の検索
| Title |
Search_for_a_distance-dependent_Baryonic_Tully-Fisher_Relation_at_low_redshifts |
| Authors |
Aditi_Krishak,_Shantanu_Desai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06760 |
最近の研究（arXiv：2104.14481）は、低赤方偏移データ（$z<0.1$）を使用して、バリオンタリーフィッシャー関係（BTFR）に統計的に有意な遷移を発見しました。遷移は、約9および17Mpcで発生します。この発見に動機付けられて、データを拡張BTFRに適合させることにより、この分析の変形を実行します。ここで、指数と正規化定数の両方が距離の関数として変化します。指数定数と正規化定数の両方が、距離によるわずかな変化のみを示し、$2\sigma$以内の定数値と一致していることがわかります。また、9Mpcと17Mpcの距離でデータセットを分岐した後、BTFRの結果の間に統計的に有意な差があるかどうかを確認しました。サブサンプルのほぼすべてのセットがBTFRに従い、$\chi^2$/dofが1に近く、最適なパラメーターがサブサンプル全体で一貫していることがわかります。$D<17$Mpcのサブサンプルのみが、BTFRに関してわずかな不一致（$1.75\sigma$）を示しています。したがって、9Mpcと17Mpcの距離でBTFRに統計的に有意な差があるという証拠は見つかりません。
| Title |
The_Dark_Energy_Survey_Supernova_Program_results:_Type_Ia_Supernova_brightness_correlates_with_host_galaxy_dust |
| Authors |
Cole_Meldorf,_Antonella_Palmese,_Dillon_Brout,_Rebecca_Chen,_Daniel_Scolnic,_Lisa_Kelsey,_Llu\'is_Galbany,_Will_Hartley,_Tamara_Davis,_Alex_Drlica-Wagner,_Maria_Vincenzi,_James_Annis,_Mitchell_Dixon,_Or_Graur,_Alex_Kim,_Christopher_Lidman,_Anais_M\"oller,_Peter_Nugent,_Benjamin_Rose,_Mathew_Smith,_Sahar_Allam,_H._Thomas_Diehl,_Douglas_Tucker,_Jacobo_Asorey,_Josh_Calcino,_Daniela_Carollo,_Karl_Glazebrook,_Geraint_Lewis,_Georgina_Taylor,_Brad_E._Tucker,_Michel_Aguena,_Felipe_Andrade-Oliveira,_David_Bacon,_Emmanuel_Bertin,_Sebastian_Bocquet,_David_Brooks,_David_Burke,_Jorge_Carretero,_Matias_Carrasco_Kind,_Francisco_Javier_Castander,_Matteo_Costanzi,_Luiz_da_Costa,_Shantanu_Desai,_Peter_Doel,_Spencer_Everett,_Ismael_Ferrero,_Douglas_Friedel,_Josh_Frieman,_Juan_Garcia-Bellido,_Marco_Gatti,_Daniel_Gruen,_et_al._(20_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06928 |
Ia型超新星（SNeIa）を使用した宇宙論的分析では、色と光度（$\beta$）の間に単一の経験的関係があると想定され、ホスト銀河の塵の特性の変化を考慮していません。しかし、銀河の大規模なサンプルの塵の研究から、塵の減衰は大幅に変化する可能性があることが知られています。ここでは、銀河特性の最先端のモデリングを利用して、ダークエネルギーサーベイ（DES）SNIaホストのダストパラメーター（ダスト減衰$A_V$、およびダスト法則勾配$R_V$を記述するパラメーター）を特徴付けます。公開されている\texttt{BAGPIPES}コードを使用する銀河。ホストの光学データと赤外線データのみを利用して、SNIa宇宙論に影響を与えるホストダストの3つの重要な側面を見つけます：1）ホスト$R_V$の広い範囲（$\sim1-6$）が存在する2）高恒星質量ホスト平均$R_V$が低質量ホストのそれよりも低い3）赤いSNeIaのハッブル図の残差の間に有意な（$>3\sigma$）相関があり、これを補正すると散布図が減少します$\sim13\％$と、$\sim1\sigma$への「質量ステップ」の重要性。これらは、SNIa分析における不可解な「質量ステップ」と固有の散乱（$\sigma_{\rmint}$）を説明しようとしたダストに基づく最近の予測の独立した確認を表しています。また、赤シーケンス銀河は、非赤シーケンス銀河と比較して、平均して、より低く、よりピークのあるダスト法則勾配分布を持っていることがわかります。SNIa$\beta$と$\sigma_{\rmint}$は、赤シーケンス銀河と他のすべての銀河ホストで別々に決定された場合、両方とも$>3\sigma$異なることがわかります。適合したホスト-$R_V$とSNIa$\beta$\＆$\sigma_{\rmint}$の間の合意は、ホストのダスト特性がSNIaの色-光度の標準化において主要な役割を果たし、SNIaという主張を支持することを示唆しています。固有の散乱は、$R_V$の変動によって駆動されます。
提案されたエネルギー代謝は金星の大気化学を説明することはできません
金星の雲の中での生活は、十分に豊富に存在する場合、大気化学に影響を与えているに違いありません。豊富な金星の生命は、3つの可能な硫黄エネルギー代謝を使用してその環境からエネルギーを得ることができると提案されています。これらの代謝は、金星の謎めいた雲層SO$_2$の枯渇が生命によって引き起こされる可能性を高めます。ここでは、提案された各エネルギー代謝を光化学反応速度コードに結合し、生命が観測されたSO$_2$枯渇を生成するというシナリオの下で金星の大気の組成を自己無撞着に予測します。この光生化学反応速度論コードを使用して、3つの代謝すべてがSO$_2$の枯渇を引き起こす可能性があることを示しますが、金星の大気化学に関する他の観測上の制約に違反することによってそうします。観測の制約に違反する前に、雲の中の硫黄代謝生物の可能な最大バイオマス密度を計算して、$\sim10^{-5}\、-\、10^{-3}\、{\rmmg\、m^{-3}}$。採用された方法は、金星のような太陽系外惑星、近い将来の大気の特性評価に最適な態勢を整えている惑星の空中生物圏にも同様に適用できます。
| Title |
The_Fermi_paradox:_Impact_of_astrophysical_processes_and_dynamical_evolution |
| Authors |
Dominik_R.G._Schleicher_and_Stefano_Bovino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06967 |
フェルミのパラドックスは、地球外の文明の証拠が地球と私たちの太陽系でこれまでに発見されなかった理由を説明するためのさまざまな試みを引き起こしました。ここでは、そのような文明の発展のための動的モデルを提示します。これは、ガンマ線バースト、Ia型およびII型超新星、および超大質量ブラックホールからの放射を含む文明の自己破壊、植民地化、天体物理学的破壊メカニズムを説明します。そのようなプロセスの効率に関して控えめな見積もりを採用し、天体物理学的効果がインテリジェントな文明の発達に影響を及ぼし、そのような文明を持つシステムの数をおよそ2倍変える可能性があることを発見しました。フィードバックが強化されれば、さらに多くの可能性があります。私たちの結果は、非平衡進化が、文明の割合が10^{-2}から10^{-7}のシナリオを含む、「希土類」や極端な植民地化などの極端なケース間の解決策を可能にすることを示しています。これらは、特に持続現象が考慮されている場合、次のそのような文明までの潜在的に大きな距離を意味します。以前の研究と同様に、主な不確実性は文明の存続期間と想定される植民地化率によるものであることを確認しています。SETIのような研究では、次の文明が近くにあるか、非常に遠くにある可能性があることを考慮して、偏りのない検索が必要であると考えています。
COSMOS2020：大規模な銀河調査で物理パラメータを推定するための多様体学習
| Title |
COSMOS2020:_Manifold_Learning_to_Estimate_Physical_Parameters_in_Large_Galaxy_Surveys |
| Authors |
I._Davidzon,_K._Jegatheesan,_O._Ilbert,_S._de_la_Torre,_S._K._Leslie,_C._Laigle,_S._Hemmati,_D._C._Masters,_D._Blanquez-Sese,_O._B._Kauffmann,_G._E._Magdis,_K._Ma{\l}ek,_H._J._McCracken,_B._Mobasher,_A._Moneti,_D._B._Sanders,_M._Shuntov,_S._Toft_and_J._R._Weaver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06373 |
スペクトルエネルギー分布（SED）から銀河の物理的特性を推定する新しい方法を提示します。これは、テンプレートフィッティング手法の代わりに、自己組織化マップ（SOM）に基づいて、測光銀河カタログの高次元多様体を学習します。この方法は、Davidzonetal。の流体力学的シミュレーションで以前にテストされています。（2019）ここで初めて実際のデータに適用されます。その実装には、高品質のパンクロマティックデータセットを使用してSOMを構築することが重要です。これは、「COSMOS2020」銀河カタログとして選択されています。COSMOS2020を使用したトレーニングとキャリブレーションの手順の後、他の銀河をSOMで処理して、それらの恒星の質量と星形成率（SFR）の推定値を取得できます。両方の量は、より拡張されたフォトメトリックベースラインから得られた独立した測定値とよく一致し、それらの組み合わせ（つまり、SFR対恒星の質量図）は、以前の研究と一致する星形成銀河の主系列を示しています。従来のSEDフィッティングと比較したこの方法の利点について説明し、通常の合成テンプレートの代わりに、SOMによって「データ駆動型」の方法で構築された経験的なSEDのコレクションを使用することの影響を強調します。このようなアプローチにより、非常に大きなデータセットであっても、測光誤差や特異銀河の種類を特定するための効率的な目視検査が可能になります。さらに、この新しい推定量の計算速度を考慮すると、ユークリッドやヴェラ・クーパー・ルービン望遠鏡での時空のレガシー調査のような今後の大面積調査の分析に貴重な役割を果たすと私たちは主張します。
ライマンアルファ参照サンプルXIII：Ly $ \alpha$を放出する銀河の高角度分解能21cmHI観測
| Title |
The_Lyman_Alpha_Reference_Sample_XIII:_High-Angular_Resolution_21cm_HI_observations_of_Ly$\alpha$_emitting_galaxies |
| Authors |
A._Le_Reste,_M._Hayes,_J._M._Cannon,_E._C._Herenz,_J._Melinder,_V._Menacho,_G._\"Ostlin,_J._Puschnig,_T._E._Rivera-Thorsen,_D._Kunth,_N._Velikonja |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06374 |
Ly$\alpha$輝線は、高赤方偏移での銀河の主な観測量の1つですが、その出力は、UV光子が生成される星形成領域周辺の中性ガス分布と運動学に強く依存します。中性星間物質（ISM）の特性が銀河のLy$\alpha$移動にどのように影響するかを定性的に調査することを目的として、Ly$\alpha$と21cmHI放射の観測結果を同等のスケールで提示します。ライマンアルファ参照サンプルからの2つの局所銀河のVLAで、可能な限り最高の角度分解能（〜3"ビーム）で21cmHIを観測しました。このデータを、HSTLy$\alpha$イメージングと分光法、およびMUSEと比較します。LARS08では、高強度のLy$\alpha$放出は、ダスト含有量が最も低い高カラム密度HIと共空間的です。Ly$\alpha$線は強く赤シフトされ、速度の再分布と一致します。Ly$\alpha$は、ダスト含有量の少ない高カラム密度の中性媒体から脱出します。eLARS01では、高強度のLy$\alpha$放出は、HIデータ感度限界（$<2\times10）を下回る低カラム密度HIの領域にあります。^{20}\、$cm$^{-2}$）。Ly$\alpha$放出領域の前に低カラム密度ガスがある摂動ISM分布は、脱出に重要な役割を果たします。両方の銀河で、かすかなLy$\alpha$放出（$\sim1\times10^{-16}$erg.s$^{-1}$cm$^{-2}$arcsec$^{-2}$）は中間Hをトレースします$ダスト含有量に関係なく、HIが検出される\alpha$放出領域。ほこりは、かすかなLy$\alpha$ハローの形成を調整するように見えますが、防ぐことはできません。この研究は、銀河における塵、H$\alpha$、HI、およびLy$\alpha$放出の間にスケーリング関係が存在することを示唆しています。
LOFAR2メートルスカイサーベイで明らかになった「ハニーのフォールワープ」での遺物ジェット活動
| Title |
Relic_jet_activity_in_"Hanny's_Voorwerp"_revealed_by_the_LOFAR_Two_metre_Sky_Survey |
| Authors |
D._J._B._Smith,_M._G._Krause,_M._J._Hardcastle_and_A._B._Drake |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06378 |
LOFAR2メートルスカイサーベイ（LoTSS）の2回目のデータリリースから得られた「Hanny'sVoorwerp」（以下、HV）の新しい観測結果を報告します。HVは、銀河動物園プロジェクトによって最初に発見された、銀河IC2497の周辺の高度にイオン化された領域です。新しい150MHzの観測は、既存の多周波無線データと、[Oiii]輝線を中心としたハッブル宇宙望遠鏡からのアーカイブ狭帯域光観察のコンテキストで考慮されます。LoTSSデータの感度と空間分解能の組み合わせは、以前は無線周波数で利用可能だったものをはるかに超えており、IC2497の核から放出される大規模な拡張放射の明確な証拠を明らかにしています。ラジオジェットは、HVと同じ場所にある地域で中性ガスハローに穴を開けたようです。新しい150MHzデータは、新しく処理されたアーカイブ1.64GHzeVLAデータとともに、拡張放射が急峻なスペクトルを持っていることを示しており、年齢が$>10^8$yrであることを示しています。拡張された150MHz構造を供給するジェットは、最近の研究で報告されたX線輝度の変化よりずっと前に「オフ」になっている必要があります。この写真では、ジェット活動と放射効率の高い活動銀河核の影響の組み合わせが、HVの異常な出現の原因となっています。
銀河の性質を解釈するための塵と星の種族の同時モデリングについて
| Title |
On_the_Simultaneous_Modelling_of_Dust_and_Stellar_Populations_for_Interpretation_of_Galaxy_Properties |
| Authors |
G._T._Jones,_E._R._Stanway,_A._C._Carnall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06379 |
銀河の物理的特性は、スペクトルエネルギー分布内でエンコードされており、抽出するモデルとの比較が必要です。これらのモデルには、合成星の種族が含まれている必要があり、赤外線データを使用する場合は、エネルギーの再処理とダストによる再放出の処方も考慮してください。多くのそのようなモデルが構築されていますが、星の種族モデルの選択が導出されたダストパラメータに与える影響、またはその逆の影響の分析はほとんどありません。ここでは、これらの選択の影響を比較するための単純なフレームワークを適用し、3つの一般的に使用される星の種族合成モデルと3つのダスト放出モデルを組み合わせます。高光度赤外線銀河の検証サンプルの紫外線から遠赤外線のスペクトルエネルギー分布への適合を比較します。恒星合成モデルにバイナリ恒星進化などのさまざまな物理学を含めると、主に再処理に利用できる遠紫外線放射の違いにより、ダストおよび恒星放出モデルの導出パラメータにバイアスと不確実性が生じる可能性があることがわかります。これは、宇宙の星形成率と恒星の質量密度の履歴との間の不一致を調整するのに役立つ可能性があります。特に、塵の放出モデルに塵の多い星の誕生雲成分を含めると、その再放出が紫外線放射場のスペクトルと密度に非常に敏感であるため、星の種族モデルに対応する際の柔軟性が高まります。バイナリ集団は、単一の星の集団合成のみを想定した場合に見られるよりも長い出生雲散逸タイムスケールを支持します。
低金属量分子雲におけるダスト粒子の成長とほこりっぽい超新星
| Title |
Dust_Grain_Growth_&_Dusty_Supernovae_in_Low-Metallicity_Molecular_Clouds |
| Authors |
Sergio_Mart\'inez-Gonz\'alez,_Richard_W\"unsch,_Guillermo_Tenorio-Tagle,_Sergiy_Silich,_Dorottya_Sz\'ecsi,_Jan_Palou\v{s} |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06382 |
低金属量（$Z=0.02$Z$_{\odot}$）、塊状の分子雲内の若い同時代の大規模な星団からの恒星風と超新星を動力源とするスーパーバブルの進化の3D流体力学的モデルを提示します。対不安定型超新星やコア崩壊型超新星の発生など、スーパーバブル進化の初期段階を探ります。私たちの目的は、軌道を回る塵の塊の中で、そしてスーパーバブルの掃引されたスーパーシェルの中で、塵の粒子の成長の発生を研究することです。また、連続的な超新星によって生成されたダスト粒子の生存に取り組むことを目指しています。このモデルは、親雲の星団の重力ポテンシャルと自己重力を考慮しています。また、放射冷却（ほこりによって引き起こされるものを含む）と、同時代のクラスターの最先端の人口合成モデルについても検討します。前に示したように、塊状の媒体に埋め込まれたスーパーバブルは非常に歪んでおり、主に低密度のチャネルを流れる高温ガスが原因で膨張します。私たちの結果は、大規模な（$\sim10^7$M$_{\odot}$）分子雲の場合、超星団（$\sim5.6\times10^5$M$_{\odot}$）、粒子成長は、最初の$2.5$Myrの間に、$\sim4.8\times10^{-5}$M$_{\odot}$yr$^{-1}$の割合でダスト質量を増加させます。スーパーバブルの進化、対不安定型超新星とコア崩壊超新星のスーパーバブルのダストバジェットへの正味の寄与は$\sim1200$M$_{\odot}（M_{SC}/5.6\times10^{5}$M$_{\odot}）$、ここで$M_{SC}$はスターバーストの恒星の質量です。したがって、超新星によるダスト粒子の成長とダスト注入は、トップヘビーな初期質量関数を呼び出さずに、直後の銀河に存在する大きなダスト質量に従って、低金属量の星形成分子雲内に大量のダストを生成します。宇宙の再電離の始まり。
経験的に動機付けられた初期のフィードバック：観測を通して推測された銀河シミュレーションにおける恒星のフィードバックによる運動量入力
| Title |
Empirically-motivated_early_feedback:_momentum_input_by_stellar_feedback_in_galaxy_simulations_inferred_through_observations |
| Authors |
Benjamin_W._Keller,_J.M._Diederik_Kruijssen,_M\'elanie_Chevance |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06391 |
銀河の進化のシミュレーションに初期（超新星以前）のフィードバックの効果を含めるための新しい方法を提示します。理想化された小規模なシミュレーションや分析的近似に一致させようとするモデルを構築するのではなく、星形成分子雲が初期のフィードバックによって破壊される時間スケールの直接観測測定に依存しています。$\sim100$〜pcスケールでの分子ガスと星形成トレーサー間の空間的非相関の観測を、任意のソースまたはメカニズムによって駆動されるフィードバックフロントの拡張のための分析フレームワークと組み合わせ、これらを使用して時間スケールを制約します早期フィードバックによる運動量注入率。これにより、これらの観測からのフィードバックをモデルに直接通知し、複数のフィードバックメカニズムの複雑さと、解像度スケール未満でのそれらの相互作用を回避できます。この新しいモデルは、銀河に統合された星形成率の全体的な規制を維持しながら、星形成の空間的クラスター化、ISMの構造、および銀河面からの流出の促進に大きな影響を与えることを示しています。この新しいフィードバックモデルは、非常に効率的な地球規模の銀河の流出ではなく、星形成雲の急速な崩壊を通じて星形成を制御する銀河をもたらすことがわかりました。また、これらの結果は、確率論、劣化した数値解像度、星形成モデルパラメーターの変化、および観測によって制約されていない単一の自由モデルパラメーターの変動に対してロバストであることを示しています。
分子雲のCOおよび[CII]輝線放出-恒星フィードバックと非平衡化学の影響
| Title |
CO_and_[CII]_line_emission_of_molecular_clouds_--_the_impact_of_stellar_feedback_and_non-equilibrium_chemistry |
| Authors |
S._Ebagezio,_D._Seifried,_S._Walch,_P._C._N\"urnberger,_T._E._Rathjen,_T._Naab |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06393 |
SILCC-Zoomプロジェクトのシミュレートされた分子雲の合成$^{12}$CO、$^{13}$CO、および[CII]放出マップを分析します。これには、H$_2$のオンザフライ進化が含まれます。、CO、およびC$^+$。恒星のフィードバックがある場合とない場合の両方で、流体力学的および電磁流体力学的雲のシミュレーションを使用します。恒星放射による炭素のさらなるイオン化状態を説明するために、CLOUDYを使用したC$^+$存在量の新しい後処理を紹介します。最近の観測で見つかったように、フィードバックバブル内の[CII]の最初の自己無撞着な合成エミッションマップを報告します。C$^+$の質量は、恒星のフィードバックの影響をほとんど受けませんが、[CII]の光度は、フィードバックなしの実行と比較して、$50〜85$パーセント増加します。さらに、雲の中のH$_2$の量とその進化段階のトレーサーとしてのCO/[CII]線比の能力を調査します。$^{12}$COと$^{13}$COの両方について、光度比の明確な傾向はありません。$L_\mathrm{CO}/L_\mathrm{[CII]}$。したがって、H$_2$の質量分率の信頼できる尺度として\textit{not}を使用できます。合成マップの個々のピクセルの比率を考慮すると、$L_\mathrm{CO}/L_\mathrm{[CII]}$とH$_2$の割合の間に単調な関係がありますが、ばらつきが大きいことに注意してください。さらに、化学平衡を仮定すると、H$_2$とCOの質量がそれぞれ最大110％と30％過大評価され、HとC$^+$の質量が65％と7％過小評価されることを示します。、それぞれ。その結果、$L_\mathrm{CO}$は最大50％過大評価され、$L_\mathrm{C[II]}$は最大35％過小評価されます。したがって、分子雲シミュレーションでの化学平衡の仮定は、化学物質の存在量、光度、および光度比に最大$\sim2$の係数の固有の誤差をもたらします。
AGNの降着履歴：z=0-3からのX線発光AGNにおけるホスト銀河特性の推定
| Title |
Accretion_History_of_AGN:_Estimating_the_Host_Galaxy_Properties_in_X-ray_Luminous_AGN_from_z=0-3 |
| Authors |
Brandon_Coleman,_Allison_Kirkpatrick,_Kevin_C._Cooke,_Eilat_Glikman,_Stephanie_La_Massa,_Stefano_Marchesi,_Alessandro_Peca,_Ezequiel_Treister,_Connor_Auge,_C._Megan_Urry,_Dave_Sanders,_Tracey_Jane_Turner,_and_Tonima_Tasnim_Ananna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06398 |
宇宙論的時間にわたるX線-発光クエーサーの固有の遠赤外線（遠赤外線）放射を決定することを目指しています。XMM-NewtonandHerschelSpaceObservatoryによって調査されたStripe82フィールドの16deg^2領域を使用して、z〜の範囲の2905X線発光（LX>10^42erg/s）活動銀河核（AGN）を識別します。0-3。IRは、星形成率（SFR）やガス質量などのホスト銀河の特性を制限するために必要です。ただし、X線とIRの両方で検出されるのはAGNの10％のみです。サンプルの90％がHerschelによって遠赤外線で検出されないため、X線の明るさと赤方偏移のビンにHerschel/SPIRE画像を積み重ねることにより、これらの検出されないソースの平均IR放射を調査します。光学から遠赤外線までの積み重ねられたスペクトルエネルギー分布を作成し、フィッティングルーチンを使用して、星形成率の中央値、ダスト質量、恒星質量、および赤外線輝度を推定します。スタックされたソースは、平均して、IRで検出されたソースと同様のSFR/L_bol比を持っていることがわかります。私たちの情報源の大部分は主系列星の上または上にあり、X線の選択だけでは主系列星上の銀河の位置を予測できないことを示唆しています。また、私たちのAGNのガス枯渇のタイムスケールは、ほこりっぽい星形成銀河のそれと類似していることがわかります。これは、X線で選択されたAGNが高い星形成をホストし、星形成の低下の兆候がないことを示唆しています。
銀河群と銀河団の理想化されたシミュレーションにおけるスピン駆動ジェットフィードバック
| Title |
Spin-driven_jet_feedback_in_idealised_simulations_of_galaxy_groups_and_clusters |
| Authors |
Filip_Hu\v{s}ko_(1),_Cedric_G._Lacey_(1),_Joop_Schaye_(2),_Matthieu_Schaller_(2_and_3),_Folkert_S._J._Nobels_(2)_((1)_ICC,_Durham,_(2)_Leiden_Observatory,_(3)_Lorentz_Institute_for_Theoretical_Physics,_Leiden) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06402 |
ブラックホールスピン進化とジェットフィードバックモデルを、SmoothedParticleHydrodynamicsコードであるSWIFTに実装します。ジェット出力は、現実的なスピン依存効率を使用して、ボンディ降着を仮定して自己無撞着に決定されます。ジェットはブラックホールのスピン軸に沿って発射され、自然な方向転換と歳差運動をもたらします。このモデルを銀河群と銀河団の理想的なシミュレーションに適用し、ジェットフィードバックがすべてのシステムでガス冷却と星形成をうまく抑制できることを発見しました。私たちのグループサイズのハロー（$M_\mathrm{200}=10^{13}$$\mathrm{M}_\odot$）は、冷却流によって引き起こされる強いジェットエピソードによってクエンチされ、ホットハロー降着から供給される低出力ジェット。より大規模なシステム（$M_\mathrm{200}\geq10^{14}$$\mathrm{M}_\odot$）では、銀河をクエンチしたり、最初の銀河の後にクエンチを維持したりするには、ホットハロー降着が不十分です。冷却エピソード。これらの銀河は、ガス冷却、星形成、ジェットフィードバックの複数のエピソードを経験します。シミュレートする最も大規模な銀河団（$M_\mathrm{200}=10^{15}$$\mathrm{M}_\odot$）では、$10^{10}$$のピークコールドガス質量が見つかります。\mathrm{M}_\odot$と数倍のピーク星形成率$100$$\mathrm{M}_\odot\mathrm{yr}^{-1}$。これらの値は、強力な冷却フロー中に達成され、ピークパワーが$10^{47}$$\mathrm{erg}\hspace{0.3mm}\mathrm{s}^{-1}$の最強のジェットもトリガーします。これらのジェットはその後、冷却流と関連する星形成を遮断します。ジェットで膨らませた気泡は低エントロピーガスを引き出し、その後、観測で見られるように、後流に高密度の冷却フィラメントを形成します。
ヴェラC.ルービン天文台の時空のレガシー調査の3つの深部掘削フィールドにおけるスペクトルエネルギー分布：ソース分類と銀河特性
| Title |
Spectral_Energy_Distributions_in_Three_Deep-Drilling_Fields_of_the_Vera_C._Rubin_Observatory_Legacy_Survey_of_Space_and_Time:_Source_Classification_and_Galaxy_Properties |
| Authors |
Fan_Zou,_W._N._Brandt,_Chien-Ting_Chen,_Joel_Leja,_Qingling_Ni,_Wei_Yan,_Guang_Yang,_Shifu_Zhu,_Bin_Luo,_Kristina_Nyland,_Fabio_Vito,_Yongquan_Xue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06432 |
W-CDF-S、ELAIS-S1、およびXMM-LSSは、VeraC.RubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTime（LSST）の3つのDeep-DrillingFields（DDF）になりますが、それらの広範な多波長データにはありません。別のLSSTDDFであるCOSMOSフィールドで行われているように完全に利用されています。将来の科学に備えるために、X線から遠赤外線までのソーススペクトルエネルギー分布（SED）をこれらの3つの分野に適合させ、主に銀河の恒星の質量と星形成率を導き出します。SEDフィッティングには、定期的に開発および評価されているコードであるCIGALEv2022.0を使用しています。カタログには、W-CDF-Sで$4.9〜\mathrm{deg^2}$をカバーする80万のソース、ELAIS-S1で$3.4〜\mathrm{deg^2}$をカバーする80万のソース、および$4.9〜をカバーする120万のソースが含まれています。XMM-LSSの\mathrm{deg^2}$。通常の銀河に適合することに加えて、活動銀河核（AGN）をホストする可能性のある候補、または最近の星形成の変動を経験している候補を選択し、これらのソース用に特別に設計されたモデルを使用してSEDに適合させます。これにより、将来のさまざまなプロジェクトでのカタログの有用性が高まります。よく研究された小さな地域の測定値と比較して測定値を調整し、結果の影響について簡単に説明します。また、SEDで選択されたAGNの完全性と純度の詳細なテストも実行します。当社のデータは、公開Webサイトから取得できます。
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイを備えた0.4pc解像度の30ドラダス分子雲：物理的特性とCO放出構造の境界
| Title |
The_30_Doradus_Molecular_Cloud_at_0.4_pc_Resolution_with_the_Atacama_Large_Millimeter/submillimeter_Array:_Physical_Properties_and_the_Boundedness_of_CO-emitting_Structures |
| Authors |
Tony_Wong_(1),_Luuk_Oudshoorn_(2),_Eliyahu_Sofovich_(1),_Alex_Green_(1),_Charmi_Shah_(1)_R\'emy_Indebetouw_(3_and_4),_Margaret_Meixner_(5),_Alvaro_Hacar_(6),_Omnarayani_Nayak_(7),_Kazuki_Tokuda_(8_and_9_and_10),_Alberto_D._Bolatto_(11_and_4),_M\'elanie_Chevance_(12),_Guido_De_Marchi_(13),_Yasuo_Fukui_(14),_Alec_S._Hirschauer_(7),_K._E._Jameson_(15),_Venu_Kalari_(16),_Vianney_Lebouteiller_(17),_Leslie_W._Looney_(1),_Suzanne_C._Madden_(17),_Toshikazu_Onishi_(10),_Julia_Roman-Duval_(7),_M\'onica_Rubio_(18)_and_A._G._G._M._Tielens_(11_and_2)_((1)_University_of_Illinois,_(2)_Leiden_Observatory,_(3)_University_of_Virginia,_(4)_NRAO,_(5)_SOFIA-USRA,_(6)_University_of_Vienna,_(7)_Space_Telescope_Science_Institute,_(8)_Kyushu_University,_(9)_NAOJ,_(10)_Osaka_Metropolitan_University,_(11)_University_of_Maryland,_(12)_University_of_Heidelberg,_(13)_ESTEC,_(14)_Nagoya_University,_(15)_CSIRO_Space_and_Astronomy,_(16)_Gemini_Observatory,_(17)_AIM/CEA_Saclay,_(18)_University_of_Chile) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06528 |
30ドラダス星形成に関連する分子雲からのCO（2-1）と$^{13}$CO（2-1）放出の広視野（約60x90pc）ALMAモザイクの結果を提示します領域。中央のR136クラスターから北東と南西に伸びる蝶ネクタイ型の構造を形成する2つを含む3つの主要な放出複合体は、複雑なフィラメント状ネットワークに分解されます。以前の研究と一致して、雲の中央領域は、分子雲の残りの部分および他のLMC雲と比較して、固定サイズでより高い線幅を持っていることがわかり、乱流運動のレベルが向上していることを示しています。ただし、R136からの距離に伴う重力境界（ビリアルパラメータで測定）に明確な傾向はありません。$^{13}$COで観察された構造は、フィラメントと空間的に一致しており、ビリアル平衡の状態に近いです。対照的に、CO構造はガラス化において大きく異なり、主要なフィラメント状ネットワークの外側の低CO表面輝度構造は主に非結合です。低表面輝度構造は、測定されたCO光度の約10％を構成します。それらは、以前に星を形成していたガスの塊の残骸を細断するか、あるいはより大規模でCOの暗い構造のCOを放出する部分である可能性があります。
相互作用する矮小銀河IC3167のゆっくりとした偏ったバー
| Title |
A_slow_lopsided_bar_in_the_interacting_dwarf_galaxy_IC_3167 |
| Authors |
V._Cuomo,_E._M._Corsini,_L._Morelli,_J._A._L._Aguerri,_Y._H._Lee,_L._Coccato,_A._Pizzella,_C._Buttitta,_D._Gasparri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06548 |
矮小銀河であるIC3167の表面測光と運動学を紹介します。矮小銀河は、偏った弱いバーをホストし、おとめ座銀河団に落下しています。トレメイン-ワインバーグ法を恒星吸収面分光法に適用することにより、広帯域イメージングとバーパターン速度からバーの半径と強度を測定しました。運動星団とバーパターン速度から、共回転半径とバー半径の比率（R=1.7+0.5-0.3）を導き出しました。バーがゆっくり回転している確率は、バーが速い場合の2倍以上です。これにより、このバーの形成は、内部プロセスではなく、進行中の相互作用によって引き起こされたと推測できます。
L1157の典型的な原始星の衝撃の詳細な温度マップ
| Title |
A_detailed_temperature_map_of_the_archetypal_protostellar_shocks_in_L1157 |
| Authors |
S._Feng,_H._B._Liu,_P._Caselli,_A._Burkhardt,_F._Du,_R._Bachiller,_C._Codella,_C._Ceccarelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06585 |
コンパクトなプロトバイナリシステムL1157によって駆動されるブルーシフトされた流出ローブに関連する連続衝撃に対するカールG.ヤンスキー超大型アレイからの敏感な$\rmNH_3$（1,1）-（7,7）線画像を提示します。0.1pcの投影距離内で、私たちの観測は、平坦化されたエンベロープ内の静止ガスと低温ガスを追跡するだけでなく、高速ジェットが周囲の媒体に衝突する場所で発生する複雑な物理的および化学的プロセスも示しています。具体的には、$\rmNH_3$のオルソ対パラ比は、ジェットパスに沿って2〜2.5倍に強化され、ラインピークとブルーシフトされた翼の間の速度オフセットは$\rm10の高い値に達します。\、km\、s^{-1}$;また、衝撃空洞に向かって$\rm>10^{16}\、cm^{-2}$に強化された、$\rmNH_3$カラム密度との強い空間相関を示しています。1500\、auの線形解像度で、7つの$\rmNH_3$線からの洗練された温度マップは、暖かいB0東部空洞壁（$\rm>120\、K$）から冷たい空洞B1への勾配を示しています。以前のショックB2（$\rm<80\、K$）は、ショック加熱を示します。
すばるHSC（WERGS）による電波銀河の広く深い探査。 VII。 z=0.3-1.4での電波銀河環境の赤方偏移の進化
| Title |
A_Wide_and_Deep_Exploration_of_Radio_Galaxies_with_Subaru_HSC_(WERGS)._VII._Redshift_Evolution_of_Radio_Galaxy_Environments_at_z=0.3-1.4 |
| Authors |
Hisakazu_Uchiyama_(1),_Takuji_Yamashita_(2,1),_Tohru_Nagao_(1),_Kohei_Ichikawa_(3,4),_Yoshiki_Toba_(2,5,6,1),_Shogo_Ishikawa_(5,2),_Mariko_Kubo_(1),_Masaru_Kajisawa_(1),_Toshihiro_Kawaguchi_(7),_Nozomu_Kawakatu_(8),_Chien-Hsiu_Lee_(9),_and_Akatoki_Noboriguchi_(10)_((1)_Ehime_University,_(2)_NAOJ,_(3)_Tohoku_University,_(4)_MPE,_(5)_Kyoto_University,_(6)_ASIAA,_(7)_Onomichi_City_University,_(8)_Kure_College,_(9)_NOIRLab,_(10)_Shinshu_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06630 |
ハイパーサプライムに基づいて、赤方偏移が$z=0.3-1.4$の間に恒星の質量が$\sim10^{9}-10^{12}M_\odot$の2,163個の電波銀河周辺の密度環境の赤方偏移の進化を調べます。-カムスバル戦略プログラム（HSC-SSP）と20cmの電波空のかすかな画像（FIRST）。$k$最近傍法を使用して、電波銀河サンプルの周囲の局所銀河数密度を測定します。電波銀河の過密度は、赤方偏移と弱いが有意に反相関していることがわかります。これは、質量の小さい電波銀河が比較的低密度の領域に存在するため、質量の小さい電波銀河の相対的な存在量が赤方偏移とともに増加するという既知の結果と一致しています。星の質量が$M_*>10^{11}M_\odot$の巨大な電波銀河は、電波が検出されず、星の質量が一致する対照サンプル銀河と比較して、高密度環境で見られます。$M_*<10^{11}M_\odot$の質量の小さい電波銀河は、平均的な密度の環境に存在します。典型的な主要な合併規模である$<70$kpc内の隣接銀河に関連する電波銀河の割合は、$M_*>10^{11}M_\odot$（$M_*<10^{11}M_\odot$）。また、電波銀河の周りの局所的な密度は、固定された恒星の質量での電波の明るさとブラックホールの質量降着率と反相関していることがわかります。これらの発見は、巨大な電波銀河は過去に銀河合体によって成熟し、超大質量ブラックホールがあり、その質量降着は$z>1.4$でほぼ止まったが、質量の小さい電波銀河はこの時代に活発に降着することを示唆している。そのような合併イベントを避けました。
Gaia DR3：ApsisIII-非恒星のコンテンツとソースの分類
| Title |
Gaia_DR3:_Apsis_III_--_Non-stellar_content_and_source_classification |
| Authors |
L._Delchambre,_C.A.L._Bailer-Jones,_I._Bellas-Velidis,_R._Drimmel,_D._Garabato,_R._Carballo,_D._Hatzidimitriou,_D.J._Marshall,_R._Andrae,_C._Dafonte,_E._Livanou,_M._Fouesneau,_E.L._Licata,_H.E.P._Lindstrom,_M._Manteiga,_C._Robin,_A._Silvelo,_A._Abreu_Aramburu,_M.A._Alvarez,_J._Bakker,_A._Bijaoui,_N._Brouillet,_E._Brugaletta,_A._Burlacu,_L._Casamiquela,_L._Chaoul,_A._Chiavassa,_G._Contursi,_W.J._Cooper,_O.L._Creevey,_A._Dapergolas,_P._de_Laverny,_C._Demouchy,_T.E._Dharmawardena,_B._Edvardsson,_Y._Fremat,_P._Garcia-Lario,_M._Garcia-Torres,_A._Gavel,_A._Gomez,_I._Gonzalez-Santamaria,_U._Heiter,_A._Jean-Antoine_Piccolo,_M._Kontizas,_G._Kordopatis,_A.J._Korn,_A.C._Lanzafame,_Y._Lebreton,_A._Lobel,_A._Lorca,_A._Magdaleno_Romeo,_F._Marocco,_N._Mary,_C._Nicolas,_C._Ordenovic,_F._Pailler,_P.A._Palicio,_et_al._(24_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06710 |
環境。3番目のGaiaデータリリースの一部として、Gaiaデータを使用したソース天体物理パラメータの決定を担当するデータ処理および分析コンソーシアムの8番目の調整ユニット（CU8）からの非恒星および分類モジュールの貢献を示します。。これは、このリリースでCU8内で行われた作業を説明する一連の3つのペーパーの3番目です。目的。CU8の5つの関連モジュールのそれぞれについて、それらの目的、それらが採用する方法、それらのパフォーマンス、およびそれらがGaiaDR3に対して生成する結果を要約します。さらに、これらのデータ製品の使用方法をアドバイスし、いくつかの制限を強調します。メソッド。DiscreteSourceClassifier（DSC）モジュールは、クエーサー、銀河、星、白色矮星、物理的な連星の5種類のソースに関連する分類確率を提供します。これらのソースのサブセットは、教師なしクラスタリング分析を実行する外れ値分析（OA）モジュールによって処理され、DSC分類を補完するためにラベルをクラスターに関連付けます。QuasiStellarObjectClassifier（QSOC）とUnresolvedGalaxyClassifier（UGC）は、DSCモジュールによってクエーサーと銀河として分類されたソースの赤方偏移を決定します。最後に、全銀河絶滅（TGE）モジュールは、別のCU8モジュールによって決定された個々の星の絶滅を使用して、銀河緯度のすべての視線に沿った漸近的絶滅を決定します|b|>5度結果。GaiaDR3には、DSC分類の1億5,100万のソースが含まれています。OAクラスタリングが適用される5600万のソース。UGCからの赤方偏移の推定値を持つ140万のソース。QSOC赤方偏移を伴う640万のソース。サイズが0.013平方度の310万レベル9のHEALPixで、TGEによって消滅が評価されます。
速度勾配法で測定された分子ガスの磁場I.オリオンA
| Title |
Magnetic_Field_of_Molecular_Gas_Measured_with_the_Velocity_Gradient_Technique_I._Orion_A |
| Authors |
Mengke_Zhao_and_Jianjun_Zhou_and_Yue_Hu_and_A._Lazarian_and_Xindi_Tang_and_Willem_A._Baan_and_Jarken_Esimbek_and_Yuxin_He_and_Dalei_Li_and_Weiguang_Ji_and_Kadirya_Tursun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06717 |
磁場は、分子雲の進化と星形成に重要な役割を果たします。VelocityGradientTechnique（VGT）モデルを使用して、0.07pcのスケールで12CO、13CO、およびC18O（1-0）輝線を使用してOrionAの磁場を測定しました。測定されたB磁場は、大規模にOrionAの一体型フィラメントに垂直な東西方向を示しています。13COとC18Oから得られたVGT磁場は、プランク353GHzダスト分極から0.55pcのスケールで測定されたB磁場と一致しています。速度分解アルゴリズムを使用して密度効果を除去すると、12CO（1-0）線で磁場を追跡する際のVGTの精度を大幅に向上させることができます。7つのサブクラウド、OMC-1、OMC-2、OMC-3、OMC-4、OMC-5、L1641-N、およびNGC1999の磁場強度も、Davis-Chandrasekhar-Fermi（DCF）およびMM2技術、およびこれらは、遠赤外線およびサブミリメートルの波長でのダスト偏光から得られた以前の結果と一致していることがわかります。小規模では、VGTは磁場を測定するための優れた方法であることが証明されています。
大規模な調査の時代のローカル宇宙-II。近くのS0銀河における活動の多波長特性
| Title |
The_local_Universe_in_the_era_of_large_surveys_--_II._Multi-wavelength_characterisation_of_activity_in_nearby_S0_galaxies |
| Authors |
C._Jim\'enez-Palau,_J._M._Solanes,_J._D._Perea,_A._del_Olmo,_J._L._Tous |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06860 |
これは、NASA-SloanAtlasから取得したローカル宇宙（$z\lesssim0.1$）の数万のS0銀河からのデータを使用したシリーズの2番目の論文です。これは、光スペクトルの主成分分析（PCA）と、最初の2つの固有ベクトルまたは主成分（PC1$\unicode）への投影に基づいて、これらのオブジェクトの新しい分類スキームを導入した前の作業の結果に基づいています。{x2013}$PC2図）。ブロードバンドPC1$\unicode{x2013}$PC2スペクトル分類器と従来の狭線BPT/WHANのものの両方で、現在のS0のアクティビティの包括的な特性を提供し、それらが定義するさまざまなタイプのアクティビティクラスを対比します。、およびWHANとPCAの境界間の一致を利用する代替図を提示します。分析は、コアサンプルをWISE、FIRST、XMM$\unicode{x2013}$Newton、およびChandraの調査からのデータとクロスマッチングすることにより、中赤外線、無線、およびX線の波長に拡張されます。これにより、さまざまな波長帯での文献で最も重要な活動診断の徹底的な比較を実行し、それらの類似点と相違点について議論し、それらの間の関係、および星形成とブラックホール降着に関連するパラメーターを調べることができました。特に、S0$\unicode{x2013}$SeyfertおよびLINERシステムで検出されたラジオおよびX線からの輝線星雲の大部分は星の誕生によって駆動されていないが、多くのLINERの主な電離放射線が来る可能性があるという証拠が見つかりました。ポストAGBスターから。現在の作業からのこれらおよび他の結果は、他の形態に転送可能である必要があります。
ALMAは、$ z =7.13$の典型的な星形成銀河における拡張された冷たいガスと熱いイオン化された流出を明らかにします
| Title |
ALMA_reveals_extended_cool_gas_and_hot_ionized_outflows_in_a_typical_star-forming_galaxy_at_$z=7.13$ |
| Authors |
Hollis_Akins,_Seiji_Fujimoto,_Kristian_Finlator,_Darach_Watson,_Kirsten_Knudsen,_Johan_Richard,_Tom_Bakx,_Takuya_Hashimoto,_Akio_Inoue,_Hiroshi_Matsuo,_Michal_Michalowski,_Yoichi_Tamura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06939 |
[CII]158$\mu$m、[OIII]88$\mu$m、ダスト、およびA1689-zD1のレストフレーム紫外線（UV）連続放射の空間分解された形態学的特性を示します。-アタカマ大型ミリ波/サブミリメートルアレイ（ALMA）とハッブル宇宙望遠鏡（HST）の深い観測を利用した、$z=7.13$のL*銀河。[OIII]ラインとUV連続体はコンパクトですが、[CII]ラインは半径$r\sim12$kpcまで延長されています。52〜400$\mu$mの範囲のマルチバンドレストフレーム遠赤外線（FIR）連続体データを使用すると、平均ダスト温度と放射率指数が$T_{\rmdust}=41^{+17}であることがわかります。銀河全体で、それぞれ_{-14}$Kと$\beta=1.7^{+1.1}_{-0.7}$。異なる波長でダスト連続体プロファイルにわずかな違いが見られます。これは、ダスト温度が距離とともに低下することを示している可能性があります。IRとUVの光度を介して星形成率（SFR）をマッピングし、合計SFRを$37\pm1〜M_\odot〜{\rmyr}^{-1}$と決定します。。[OIII]線はSFRの優れたトレーサーですが、[CII]線は、銀河の郊外でのローカルの$L_{\rm[CII]}$-SFR関係からの逸脱を示しています。最後に、[CII]と[OIII]の間のラインプロファイルに明らかな違いがあり、単一のガウスモデルを差し引いた後の[OIII]ラインスペクトルに有意な残差（$\sim5\sigma$）があります。これは、高温のイオン化された流出の冷却から拡張された[CII]構造の考えられる起源を示唆しています。拡張された[CII]と高速[OIII]の放出は両方とも、最近$z>6で報告された高い$L_{\rm[OIII]}$/$L_{\rm[CII]}$比に部分的に寄与する可能性があります$銀河。
6DのガイアDR3：銀河中心環境での高速超高速星と制約の検索
| Title |
Gaia_DR3_in_6D:_The_search_for_fast_hypervelocity_stars_and_constraints_on_the_Galactic_Centre_environment |
| Authors |
Tommaso_Marchetti,_Fraser_A._Evans,_Elena_Maria_Rossi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06962 |
欧州宇宙機関の衛星ガイアの3番目のデータリリース（DR3）は、$\sim34$百万の星のサンプルの座標、視差、固有運動、および視線速度を提供します。結合された6次元の位相空間情報を使用して、銀河中心で発生する動的プロセスによって加速された非結合星である超高速星（HVS）を検索します。ガラクトセントリック座標でガイアDR3星の運動学を調べ、それらの軌道を銀河ポテンシャルに統合することにより、$700$kms$^{-1}$を超える速度としっかりと観測された運動学を持つHVS候補を特定しません。恒星連星と巨大ブラックホールSgrA$^*$の間の相互作用が銀河中心からのHVS放出の原因であるシナリオを仮定して、HVSの放出率と初期質量関数の傾きの縮退限界を導き出します。銀河中心の連星の中の主要な星。私たちの結果は、Salpeterの質量関数を仮定すると、HVSの放出率は$\lesssim8\times10^{-5}$yr$^{-1}$であり、この上限は、ますます上部が重い質量分布に対して徐々に小さくなることを示しています。。$10^{-4}$yr$^{-1}$の基準HVS放出率は、質量関数の傾き$\lesssim-2.35$を好み、銀河中心の星の中で以前に主張されたトップヘビーの初期質量関数を嫌います。
長いガンマ線バースト（LGRB）の宇宙形成率は、宇宙時代を超えて、それらの始祖の特性とそれらの環境の進化をコード化します。LGRBの形成率と赤方偏移の進化を伴う輝度関数は、過去40年間に収集された観測の最大のセット、つまり、フェルミとコンプトンガンマ線観測所によって検出されたGRBサンプルの観測者フレームの即発放出特性を再現することによって導き出されます。（CGRO）衛星と、Swiftによって検出されたGRBのフラックス制限、赤方偏移完了、サンプルの赤方偏移、輝度、およびエネルギー分布。これらすべての制約を最もよく再現するモデルは、赤方偏移$\propto（1+z）^{3.2}$とともに増加するGRB形成率で構成されます。つまり、星形成率よりも急で、$z\sim3$まで減少します。$\propto（1+z）^{-3}$。これに加えて、私たちのモデルは、特徴的な光度関数break$\propto（1+z）^{0.6}$の適度な進化も予測します。光度または速度の変化のみを持つモデルは、$>5\sigma$の重要度で除外されます。LGRBの宇宙速度の進化は、理論モデルとホスト銀河の観測と一致して、金属量が$12+\log（\rmO/H）<8.6$の環境で発生することを好むと解釈されます。コリメーションを考慮した$z=0$でのLGRBレートは、$\rho_0=79^{+57}_{-33}$Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$（68％信頼区間）。これは、ローカル宇宙で成功したジェットを生成するブロードラインIbc超新星の$\sim$1\％に相当します。この割合は、$z\ge3$で$\sim$7％まで増加します。最後に、$z<0.5$で検出されたSwiftとFermiのバーストの少なくとも$\approx0.2-0.7$yr$^{-1}$は、わずかに軸外で観測されたジェットであると推定されます。
SXP 15.6の2021年の爆発のX線ビュー：中性子星のバイナリ軌道と磁場に対する制約
| Title |
An_X-ray_view_of_the_2021_outburst_of_SXP_15.6:_constraints_on_the_binary_orbit_and_magnetic_field_of_the_Neutron_Star |
| Authors |
G._Vasilopoulos,_G._K._Jaisawal,_C._Maitra,_F._Haberl,_P._Maggi,_A._S._Karaferias |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06396 |
小マゼラン雲にあるBeX線連星パルサーSXP15.6からのX線データのスペクトルおよび時間分析を、2021年の爆発時のNuSTAR、NICER、およびSwiftの観測に基づいて実施しました。NuSTARとNICERの同時観測に基づくシステムの広帯域X線スペクトルを初めて提示します。さらに、モニタリングデータを使用して、爆発中のシステムのスペクトルおよび時間特性を調査します。2021年の爆発の進展をアーカイブデータと比較すると、システムの軌道周期（〜36d）と同様の時間間隔で複数のピークが発生する変動の一貫したパターンが明らかになります。私たちのスペクトル分析は、ほとんどのエネルギーが10keVを超える高エネルギーで放出されることを示していますが、スペクトルにはサイクロトロン吸収線は見つかりませんでした。爆発中のスペクトルの進化を分析すると、スペクトルが明るくなると柔らかくなることがわかります。これにより、システムがおそらく降着柱が形成される超臨界領域にあることがわかります。これにより、7$\times$10$^{11}$Gのオーダーのシステムの磁場に上限が設定されます。爆発中の中性子星（NS）のスピン進化は、低磁場（$\sim{5}\times$10$^{11}$G）ですが、軌道パラメータをモデル化して導出した明らかな軌道変調があります。軌道の離心率は約0.3の中程度であることがわかりました。磁場の推定値は、広帯域X線スペクトルに電子サイクロトロン共鳴散乱機能がないことと一致しています。
天窓：任意の時空における一般相対論的レイトレーシングと放射伝達のための新しいコード
| Title |
Skylight:_a_new_code_for_general-relativistic_ray-tracing_and_radiative_transfer_in_arbitrary_spacetimes |
| Authors |
Joaqu\'in_Pelle,_Oscar_Reula,_Federico_Carrasco_and_Carlos_Bederian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06429 |
コンパクトオブジェクトの近傍で発生した観測スペクトルと光度曲線を再現するには、正確な相対論的光線追跡コードが必要です。この作業では、任意の時空ジオメトリと座標系での一般相対論的レイトレーシングと放射伝達のための新しい数値コードであるSkylightを紹介します。このコードは、遠くの観測者から見たコンパクトオブジェクトの天体物理モデルから画像、スペクトル、光度曲線を生成することができます。天体物理学領域から遠方の観測者への測地線の統合であるモンテカルロ放射伝達と、観測者から放出領域への後方統合を伴うカメラ技術の2つの異なるスキームを組み込んでいます。コードは、いくつかのテストケースに合格することで検証されます。その中には、薄い降着円盤と中性子星のホットスポット放出があります。
連続波重力放射の検索
銀河系外のコンパクトな連星の合体からの重力波信号の検出がほぼ日常的になっている今、他の潜在的な重力波の特徴を検討することは興味をそそられます。ここでは、私たち自身の銀河内の高速回転する中性子星から、そしてよりエキゾチックな源からの連続的な重力波の発見の見通しを調べます。潜在的な連続波源がレビューされ、検索方法と結果が提示され、差し迫った発見の見通しが議論されます。
深海60Feの時間履歴によって調査された超新星ダストの進化
深海の堆積物、月のレゴリス、宇宙線、南極の雪の中で、腐敗していない生きた60Fe（$t_{1/2}=2.6\\rmMyr$）に関する豊富なデータがあります。少なくとも2つの近地球超新星の最近の爆発。深海堆積物の60Feプロファイルを使用して、$\sim3$Myr前に始まる超新星デブリ堆積のタイムスケールを推定します。利用可能なデータはさまざまな異なるプロファイル関数を認めていますが、すべての場合において、すべてのデータを組み合わせると、最適な60Feパルス幅は$>1.6$Myrになります。このタイムスケールは、60Feが超新星爆風プラズマに同伴された場合に予想される$\lesssim0.1$Myrパルスをはるかに超えています。長い信号持続時間は、60Feが超新星ダストの形で到着する証拠として解釈されます。そのダイナミクスは、爆風プラズマの進化とは別ですが、結合しています。このフレームワークでは、$>1.6$Myrのタイムスケールは、抗力によるダストの停止のタイムスケールです。このシナリオは、Fryet。のシミュレーションと一致しています。al（2020）、超新星残骸に磁気的に閉じ込められ、それによって磁場が低い超新星噴出物によって支配される残骸の領域とその近くに閉じ込められます。この写真は、飛散した超新星塵粒子としての耐火性元素の宇宙線注入のモデルに自然に適合し、宇宙線での最近の60Fe検出が、地球と月に到着するまで生き残った粒子の断片を補完することを意味します。最後に、このシナリオで可能なテストを示します。
パルサーPSRJ0737-3039Bの共回転磁気圏における放射状拡散
PSRJ0737$-$3039A/BシステムのパルサーBに関連する豊富な観測現象は、風と磁気圏の相互作用に起因する、地球と木星の磁気圏で観測される現象に多くの点で似ています。スピン周期が第3断熱周期よりも短い場合の、パルサーBの高速共回転磁気圏における粒子ダイナミクスを検討します。トラップされた粒子は、磁気圏の変形によって引き起こされる大規模な電場との旋回運動のパラメトリック相互作用のために、Lパラメータ（有効半径距離）の大きな半径方向の変動を時折経験することを示します。これはベータトロンと呼ばれる可能性があります。誘導拡散。パルサーB磁気圏の内部に閉じ込められたパルサーAの風からの粒子のダイナミクスは、マシューの方程式によって支配されるため、パラメトリックに不安定な軌道がときどきアクティブになります。粒子のダイナミクス自体は拡散性ではありません。このモデルは、パルサーBの閉じた力線上の高いプラズマ密度と、観測された食領域が流体力学モデルによって予測されたものよりも数倍小さいという事実を説明しています。
SN 2019zrk、前駆体を備えた明るいSN2009ipアナログ
| Title |
SN_2019zrk,_a_bright_SN_2009ip_analog_with_a_precursor |
| Authors |
Claes_Fransson,_Jesper_Sollerman,_Nora_L._Strotjohann,_Sheng_Yang,_Steve_Schulze,_Cristina_Barbarino,_Erik_C._Kool,_Eran_O._Ofek,_Arien_Crellin-Quick,_Kishalay_De,_Andrew_J._Drake,_Christoffer_Fremling,_Avishay_Gal-Yam,_Anna_Y._Q._Ho_and_Mansi_M._Kasliwal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06497 |
タイプIIn超新星SN2019zrk（ZTF20aacbyecとしても知られています）の測光および分光観測を提示します。SNは、$\gtrsim$100日の前兆を示し、ゆっくりと上昇し、その後、$r$および$g$バンドでM$\sim-19.2$に急速に上昇します。ピーク後の光度曲線の低下は、$\sim39$日のタイムスケールでの指数関数的減衰によく適合しますが、振幅が$\sim1$magの顕著な起伏を示しています。光度曲線とスペクトルの両方は、おそらく以前の大量放出からの高密度星周媒体（CSM）との相互作用によって支配されています。スペクトルは、散乱が支配的なタイプIInスペクトルから、強いP-Cygni吸収を持つスペクトルに進化します。最後のスペクトルでも、膨張速度は速く、$\sim16,000$kms$^{-1}$です。主な噴火から110$日後の最後のスペクトルは、高度な元素合成の証拠を明らかにしていません。スペクトルと光度曲線の分析から、CSM速度が100kms$^{-1}$、および$\gtrsim1$M$_\odot$のCSM質量。SN2019zrkはより明るいピークの大きさを示しますが、SN2009ipおよび同様のSNeとの前駆体、一般的な光度曲線、およびスペクトル進化の両方に強い類似性が見られます。脈動対不安定型噴火、波動加熱、および合併に基づく、09ipクラスのSNeの性質に関するさまざまなシナリオについて説明します。}
SMC X-1のエクスカーション（MOOSE）の観測の監視I：プログラムの説明と初期の高状態スペクトル結果
| Title |
Monitoring_Observations_of_SMC_X-1's_Excursions_(MOOSE)_I:_Program_Description_and_Initial_High-State_Spectral_Results |
| Authors |
Kristen_C._Dage,_McKinley_Brumback,_Joey_Neilsen,_Chin-Ping_Hu,_Diego_Altamirano,_Arash_Bahramian,_Philip_A._Charles,_William_I._Clarkson,_Daryl_Haggard,_Ryan_C._Hickox,_Jamie_Kennea |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06558 |
SMCX-1は、1995年のRXTEの打ち上げから始まるX線モニタリングの開始以来、3つの超公転周期エクスカーションを示しました。NICERは最近、私たちのプログラムSMCX-1のエクスカーションのモニタリング観測（ムース）。これらの敏感な新しいMOOSEデータは、それらの中で異なる超軌道周期と位相を精査します。2021年4月から2022年1月までの高状態の連続体へのスペクトル適合は、固有のスペクトル形状がソフト（kT〜0.19keV）ディスクコンポーネントとハード（ガンマ〜0.7）べき乗則テールによって特徴付けられることを示しています。エクスカーション中に行われた2021年から2022年のNICER観測を、2016年のXMM-Newton観測（エクスカーション外）と比較すると、高状態全体での固有のスペクトル変動の証拠はほとんど見つかりませんが、3シグマを超える証拠は見つかります。吸収の変化。ただし、2つの機器の間にキャリブレーションの違いがある可能性があることに注意してください。したがって、超軌道周期のさまざまな長さにわたって、高状態での固有のスペクトル変化の証拠はほとんど見られません。パルスプロファイルの今後の研究は、エクスカーションの背後にあるメカニズムに光を当てる可能性があります。
| Title |
X-ray_polarization_detection_of_Cassiopeia_A_with_IXPE |
| Authors |
Jacco_Vink,_Dmitry_Prokhorov,_Riccardo_Ferrazzoli,_Patrick_Slane,_Ping_Zhou,_Kazunori_Asakura,_Luca_Baldini,_Niccolo_Bucciantini,_Enrico_Costa,_Alessandro_Di_Marco,_Jeremy_Heyl,_Frederic_Marin,_Tsunefumi_Mizuno,_C._Y._Ng,_Melissa_Pesce-Rollins,_Brian_D._Ramsey,_John_Rankin,_Ajay_Ratheesh,_Carmelo_Sgro,_Paolo_Soffitta,_Douglas_A._Swartz,_Toru_Tamagawa,_Martin_C._Weisskopf,_Yi-Jung_Yang,_Ronaldo_Bellazzini,_Raffaella_Bonino,_Elisabetta_Cavazzuti,_Luigi_Costamante,_Niccolo_Di_Lalla,_Luca_Latronico,_Simone_Maldera,_Alberto_Manfreda,_Francesco_Massaro,_Ikuyuki_Mitsuishi,_Nicola_Omodei,_Chiara_Oppedisano,_Silvia_Zane,_Ivan_Agudo,_Lucio_A._Antonelli,_Matteo_Bachetti,_Wayne_H._Baumgartner,_Stefano_Bianchi,_Stephen_D._Bongiorno,_Alessandro_Brez,_Fiamma_Capitanio,_Simone_Castellano,_Stefano_Ciprini,_et_al._(49_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06713 |
ImagingX-rayPolarimetryExplorer（IXPE）ミッションを使用して、超新星残骸カシオペアAからの偏光3〜6keVX線放射の5$\sigma$検出について報告します。1.8$\pm$0.3％の全体的な偏光度は、偏光ベクトルの円対称を仮定して広い領域で合計することによって検出されます。熱X線放射を補正することは、シンクロトロンコンポーネントの偏光度が2.4％であることを意味します。X線シンクロトロンが支配的な前方衝撃領域の場合、シンクロトロン成分の偏光度は5％に近い。偏光のピクセルごとの検索は、3$\sigma$信頼水準で離散領域からのいくつかの暫定的な検出を提供します。ピクセル数を考えると、個々のピクセルの検出を主張するには重要性は不十分ですが、小規模ではかなりの乱れを意味します。CasAのX線連続放射は、前方および後方の衝撃から$10^{17}$cm以内の領域からのシンクロトロン放射によって支配されています。i）測定された偏光角は、電波観測から推測されたものと同様の放射状に配向された磁場に対応することがわかります。ii）X線の偏光度は電波帯域よりも低い（約5％）。衝撃圧縮は接線方向の磁場構造を課すはずなので、IXPEの結果は、磁場が衝撃から約$10^{17}$cm以内で再配向されることを意味します。磁場の整列が準平行衝撃の近くで局所的に強化された加速によるものである場合、好ましいX線偏光角は放射状磁場を持つセルのサイズを$3\times10^{16}$cmと提案します。
reXcor：イオン化反射と暖かいコロナを組み合わせた活動銀河核のX線スペクトルのモデル
| Title |
reXcor:_A_Model_of_the_X-ray_Spectrum_of_Active_Galactic_Nuclei_that_Combines_Ionized_Reflection_and_a_Warm_Corona |
| Authors |
Xin_Xiang,_D.R._Ballantyne,_S._Bianchi,_A._De_Rosa,_G._Matt,_R._Middei,_P.-O._Petrucci,_A._Rozanska_and_F._Ursini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06825 |
活動銀河核（AGN）のX線スペクトルは、多くの場合、エネルギー<〜$2$keVで一次べき乗則を超える過剰な放出を示します。この「ソフト過剰」の起源の2つのモデルは、内部降着円盤からのイオン化された相対論的反射と、暖かいコロナでの熱放射のコンプトン化です。ここでは、イオン化された相対論的反射と暖かいコロナからの放出の両方の効果を自己無撞着に組み合わせた新しいAGNX線（$0.3$-$100$keV）スペクトルフィッティングモデルであるreXcorを紹介します。このモデルでは、内側の円盤で解放された降着エネルギーは、暖かいコロナ、街灯柱のX線源、および降着円盤の間に分配されます。ディスクの内側の$400$$r_g$からの放射とイオン化された反射スペクトルが計算され、相対論的な光の曲がりとぼかしの効果が組み込まれます。結果として得られるスペクトルは、暖かいコロナと街灯柱で消費されるエネルギーの割合に依存する、さまざまなソフトな過剰な形状とサイズを予測します。セイファート1銀河HE1143-1820とNGC4593のXMM-NewtonとNuSTARの共同観測にフィッティングすることにより、reXcorの使用法を説明し、両方の天体がソフト過剰への暖かいコロナの寄与を必要とすることを発見しました。降着率、街灯柱の高さ、ブラックホールのスピンのさまざまな値をカバーする8つのreXcorテーブルモデルが、XSPECWebサイトから公開されています。reXcorを体系的に使用することで、AGN降着流におけるエネルギーの分布についての洞察が得られます。
ETホワイトペーパー：最初のEarth2.0を見つける
| Title |
ET_White_Paper:_To_Find_the_First_Earth_2.0 |
| Authors |
Jian_Ge,_Hui_Zhang,_Weicheng_Zang,_Hongping_Deng,_Shude_Mao,_Ji-Wei_Xie,_Hui-Gen_Liu,_Ji-Lin_Zhou,_Kevin_Willis,_Chelsea_Huang,_Steve_B._Howell,_Fabo_Feng,_Jiapeng_Zhu,_Xinyu_Yao,_Beibei_Liu,_Masataka_Aizawa,_Wei_Zhu,_Ya-Ping_Li,_Bo_Ma,_Quanzhi_Ye,_Jie_Yu,_Maosheng_Xiang,_Cong_Yu,_Shangfei_Liu,_Ming_Yang,_Mu-Tian_Wang,_Xian_Shi,_Tong_Fang,_Weikai_Zong,_Jinzhong_Liu,_Yu_Zhang,_Liyun_Zhang,_Kareem_El-Badry,_Rongfeng_Shen,_Pak-Hin_Thomas_Tam,_Zhecheng_Hu,_Yanlv_Yang,_Yuan-Chuan_Zou,_Jia-Li_Wu,_Wei-Hua_Lei,_Jun-Jie_Wei,_Xue-Feng_Wu,_Tian-Rui_Sun,_Fa-Yin_Wang,_Bin-Bin_Zhang,_Dong_Xu,_Yuan-Pei_Yang,_Wen-Xiong_Li,_Dan-Feng_Xiang,_Xiaofeng_Wang,_Tinggui_Wang,_Bing_Zhang,_Peng_Jia,_Haibo_Yuan,_Jinghua_Zhang,_Sharon_Xuesong_Wang,_Tianjun_Gan,_Wei_Wang,_Yinan_Zhao,_Yujuan_Liu,_Chuanxin_Wei,_Yanwu_Kang,_et_al._(105_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06693 |
一時的に「Earth2.0（ET）」と名付けられた、広視野で超高精度の測光測光ミッションの開発を提案します。このミッションは、地球サイズの惑星の発生率と軌道分布を初めて測定するように設計されています。ETは7つの30cm望遠鏡で構成されており、地球-太陽のL2ポイントに向けて打ち上げられます。これらのうち6つは、500平方度の視野を持つトランジット望遠鏡です。元のケプラーフィールドを含む方向を4年間連続して見つめ、この監視により、太陽型の星を周回するとらえどころのない地球の双子を含む、何万もの通過する惑星が返されます。7番目の望遠鏡は30cmのマイクロレンズ望遠鏡で、銀河バルジに向かって4平方度の領域を監視します。これを地上ベースのKMTNet観測と組み合わせることで、何百もの長周期で浮遊する惑星の質量を測定できます。トランジット望遠鏡とマイクロレンズ望遠鏡が一緒になって、軌道距離と自由空間の広い範囲にわたる地球型惑星の理解に革命をもたらします。さらに、調査データは、星震学、銀河考古学、時間領域科学、および連星のブラックホールの分野での研究も容易にします。
galmask：教師なし銀河マスキング用のPythonパッケージ
銀河の形態分類は、銀河の形成と進化の研究の基本的な側面です。大規模な調査の自動パイプライン分析のためにさまざまな機械学習ツールが開発されており、関心のあるオブジェクトをすばやく検索できます。ただし、画像内の混雑した領域は、学習アルゴリズムに偏りが生じる可能性があるため、問題が発生する可能性があります。このリサーチノートでは、教師なし銀河マスキング用のオープンソースパッケージであるgalmaskを紹介し、画像内の対象の中心オブジェクトを分離します。galmaskはPythonで記述されており、pipコマンドを介してPyPIからインストールできます。
qrpca：GPUアクセラレーションを使用した高速主成分分析のパッケージ
| Title |
qrpca:_A_Package_for_Fast_Principal_Component_Analysis_with_GPU_Acceleration |
| Authors |
Rafael_S._de_Souza,_Xu_Quanfeng,_Shiyin_Shen,_Chen_Peng,_Zihao_Mu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06797 |
高速でスケーラブルなQRベースの主成分分析パッケージであるqrpcaを紹介します。R言語とPython言語の両方で記述されたソフトウェアは、内部マトリックス計算にトーチを使用し、利用可能な場合はGPUアクセラレーションを有効にします。qrpcaは、それぞれprcomp（R）およびsklearn（python）パッケージと同様の機能を提供します。ベンチマークテストは、qrpcaがデフォルトの実装よりも大きな次元の行列に対して10〜20$\times$速い計算速度を達成でき、スペクトルデータキューブの標準的な分解に対して少なくとも2倍速いことを示しています。qrpcaソースコードはコミュニティで無料で利用できます。
| Title |
Impact_of_correlated_seismic_and_correlated_Newtonian_noise_on_the_Einstein_Telescope |
| Authors |
Kamiel_Janssens,_Guillaume_Boileau,_Nelson_Christensen,_Francesca_Badaracco_and_Nick_van_Remortel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06809 |
相関ノイズは、将来の地球ベースの重力波検出器での重力波背景の検索に影響を与える可能性があります。アインシュタイン望遠鏡の異なる干渉計間の距離が小さいため（$\sim$400m）、相関する地震ノイズが大きな影響を与える可能性があります。この点で、我々は、0.05Hz〜50Hzの周波数範囲で、地震計と数百メートル離れた受振器の間の地表および地下での地震相関を研究します。これらの相関する地震場に基づいて、相関するニュートンノイズ（NN）のレベルを予測します。相関する地震ノイズが等方性重力波バックグラウンドの検索に影響を与えないように、許容される地震結合関数の上限を構築します。地表から300mの位置にある施設を想定すると、レイリー波からの相関NNの重力波背景の検索への影響は、$\sim$5Hzまで問題があることがわかります。しかし、実体波からのNNは、重力波の背景の探索に対する深刻な脅威を構成します。実体波からの相関NNは、$\sim$3Hzで計画された感度を最大5〜7桁超える可能性があり、40Hz未満の重力波バックグラウンドの検索を妨げる可能性があります。各干渉計でのNNキャンセルによるNN削減の係数10を使用すると、確率的検索に対するNNの影響を30Hz以上で排除できます。
大質量星の共通外層II：水素とヘリウムの再結合の明確な役割
| Title |
Common_envelopes_in_massive_stars_II:_The_distinct_roles_of_hydrogen_and_helium_recombination |
| Authors |
Mike_Y._M._Lau,_Ryosuke_Hirai,_Daniel_J._Price,_Ilya_Mandel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06411 |
共通外層イベント中に組換えが果たす役割は、長い間議論の対象となってきました。多くの研究は、比較的低温で光学的に薄い層で放射される水素再結合エネルギーの多くは、エンベロープ内で熱化しない可能性があると主張しています。一方、ヘリウム再結合は全再結合エネルギーの30％を含み、恒星のエンベロープのはるかに深いところで発生します。12太陽質量赤色超巨星ドナーが経験する共通外層相互作用において水素とヘリウムの再結合が果たす明確な役割を調査します。（i）水素、ヘリウム、および分子水素再結合を含み、（ii）水素とヘリウム再結合を含み、（iii）ヘリウム再結合のみを含み、（iv）再結合エネルギーを含まない断熱3D流体力学的シミュレーションを実行します。これらのシミュレーションを比較することにより、ヘリウム再結合エネルギーを追加するだけで、エンベロープ質量が30％増加し、プランジイン後の分離が16％大きくなることがわかります。断熱的な仮定の下では、水素再結合エネルギーを追加すると、放出される質量の量がさらに40％増加し、エンベロープ全体の結合が解除される可能性がありますが、プランジ後の分離には影響しません。ほとんどの噴出物は、水素イオン化の比較的高い（>70％）度で非結合になります。この場合、水素再結合エネルギーは、放射されるのではなく、エンベロープを拡張する可能性があります。
Gaiaデータリリース3。変動性の処理と分析の概要
| Title |
Gaia_Data_Release_3._Summary_of_the_variability_processing_and_analysis |
| Authors |
L._Eyer,_M._Audard,_B._Holl,_L._Rimoldini,_M.I._Carnerero,_G._Clementini,_J._De_Ridder,_E._Distefano,_D.W._Evans,_P._Gavras,_R._Gomel,_T._Lebzelter,_G._Marton,_N._Mowlavi,_A._Panahi,_V._Ripepi,_L._Wyrzykowski,_K._Nienartowicz,_G._Jevardat_de_Fombelle,_I._Lecoeur-Taibi,_L._Rohrbasser,_M._Riello,_P._Garcia-Lario,_A._C._Lanzafame,_T._Mazeh,_C._M._Raiteri,_S._Zucker,_P._Abraham,_C._Aerts,_J._J._Aguado,_R.I._Anderson,_D._Bashi,_A._Binnenfeld,_S._Faigler,_A._Garofalo,_L._Karbevska,_A._Kospal,_K._Kruszynska,_M._Kun,_A._F._Lanza,_S._Leccia,_M._Marconi,_S._Messina,_R._Molinaro,_L._Molnar,_T._Muraveva,_I._Musella,_Z._Nagy,_I._Pagano,_L._Palaversa,_E._Plachy,_K._A._Rybicki,_S._Shahaf,_L._Szabados,_E._Szegedi-Elek,_M._Trabucchi,_F._Barblan,_M._Roelens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06416 |
環境。Gaiaは2014年から運用されています。3番目のGaiaデータリリースは、2020年の初期データリリース（EDR3）から拡張され、34か月のマルチエポック観測を提供して、体系的に天体変動現象を調査、特性評価、分類できるようにしました。目的。GaiaDR3に対して行われた18億のソースの測光および分光時系列の変動処理と分析の概要を示します。メソッド。統計的手法と機械学習手法を使用して、変数のソースを特徴付け、分類しました。トレーニングセットは、公開されている主要な変光星カタログのグローバルリビジョンから作成されました。クラスのサブセットについては、特定の詳細な調査を実施して、クラスのメンバーシップを確認し、検討対象のクラスの特性に適合したパラメーターを導き出しました。結果。合計で、1,050万個のオブジェクトがGaiaDR3で可変として識別され、G、GBP、GRPの時系列、場合によっては視線速度の時系列が関連付けられています。DR3変光星は、950万個の変光星と100万個の活動銀河核/クエーサーに細分されます。さらに、教師あり分類では、これらの天体の範囲によって引き起こされた偽の変動のおかげで、250万個の銀河が特定されました。DR3アーカイブの変動分析出力は、合計365個のパラメーターを含む17個のテーブルになります。可変オブジェクトの35のタイプとサブタイプを公開しています。11の変数タイプについては、追加の特定のオブジェクトパラメータが公開されています。ほとんどの変動性クラスの推定された完全性と汚染の概要が提供されます。結論。Gaiaのおかげで、コヒーレントな測光、位置天文学、および分光データに基づいた最大の全天変動分析を提示します。その後のGaiaデータのリリースでは、時系列のスパンと観測数が2倍以上になるため、将来的にはさらに豊富なカタログが可能になります。
ルービン-LSSTフィルターにおけるRRLyraeの新しい理論的周期-光度-金属量関係
| Title |
New_theoretical_Period-Luminosity-Metallicity_relations_for_RR_Lyrae_in_the_Rubin-LSST_filters |
| Authors |
Marcella_Marconi,_Roberto_Molinaro,_Massimo_Dall'Ora,_Vincenzo_Ripepi,_Ilaria_Musella,_Giuseppe_Bono,_Vittorio_Braga,_Marcella_Di_Criscienzo,_Giuliana_Fiorentino,_Silvio_Leccia_and_Matteo_Monelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06470 |
将来のRubin-LSST観測の革命的な力により、RRLyraeを含む脈動星の物理を大幅に改善することができます。このコンテキストでは、対応する測光フィルターで観測可能なすべての関連する脈動を予測する更新された理論シナリオが必須です。RRLyrae星の非線形対流脈動モデルの最近計算された広範なセットに基づくボロメータ光度曲線は、金属含有量の広い範囲をカバーし、Rubin-LSST測光システムに変換されます。予測されたRubin-LSSTの平均の大きさと脈動の振幅は、ベイリー図（光度の振幅と周期）およびこれらのバンドの色-色図を作成するために採用されました。現在の調査結果は、gLSST-rLSST、rLSST-iLSSTの色が、金属含有量との明確な線形関係に従うことを示しています。さらに、周期-光度関係は、最も赤いフィルター（rLSST、iLSST、zLSST、yLSST）で、想定される金属の存在量に大きく依存していることを示しています。特に、金属が豊富なこと座RR型変光星は、一定期間でより暗くなると予測されています。光学フィルターとNIRフィルターのさまざまな組み合わせに対する金属依存の周期-Wesenheit関係も提供されます。これらは、金属の存在量が判明し、採用された消滅法からの関連する逸脱が発生しなくなった場合に、不確実性を赤くすることとは無関係に個々の距離を推測するための強力なツールを表しています。最後に、新しい線形および二次絶対等級金属量関係（gLSST対[Fe/H]）も導出し、金属量係数はBおよびVバンドに関する以前の調査結果と一致しています。
| Title |
The_Dynamic_Evolution_of_Solar_Wind_Streams_following_Interchange_Reconnection |
| Authors |
Roger_B._Scott,_Stephen_J._Bradshaw,_Mark_G._Linton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06471 |
インターチェンジの再接続は、コロナホールの境界付近から発生する遅い太陽風のダイナミクスと物質組成を決定する上で重要な役割を果たすと考えられています。このプロセスの意味を探求するために、新しく開いた磁気フラックスチューブに沿った太陽風の流れの動的進化をシミュレートします。初期条件は、再接続サイトの上下の領域が開いた力線と閉じた力線に沿った定常状態の解から抽出される区分的に連続的な動的平衡で構成されます。再接続サイトでの最初の不連続性は非常に不安定で、リーマン問題として進化し、外向きに伝播する衝撃波と内向きに伝播する希薄化に分解し、最終的には古典的なN波構成に発展します。この構成は、最終的にはコヒーレント構造として太陽圏に伝播し、システム全体が最終的に準定常風の解に落ち着きます。流体の進化をシミュレートすることに加えて、再接続サイトの近くの状態のその場診断を構築するために、酸素の時間依存の非平衡イオン化もリアルタイムで計算します。新しく開かれた磁力線に沿ったプラズマダイナミクスのこの理想的な記述は、遅い太陽風のインターチェンジ再接続の影響を予測および解釈するためのベースラインを提供します。特に、拡大するN波内の密度と速度は、O7+/O6+イオン化比と同様に、一般に周囲の風に対して強化されます。これは、流れによって輸送され、伝播するNよりも遅く到着する再接続サイト全体で不連続性を示します。-波。
強成層対流における大規模ダイナモの回転依存性：何が原因か？
対流乱流を伴う剛体回転電磁流体力学（MHD）システムでは、スピン速度が十分に大きい場合、$\alpha^2$タイプに分類される大規模なダイナモを励起できます。この論文では、$\alpha^2$タイプのダイナモの回転依存性とその原因を、MHD対流の直接数値シミュレーション（DNS）と組み合わせた平均場（MF）ダイナモモデルによって調査します。太陽/恒星ダイナモへの応用を念頭に置いて、対流大気のモデルとして強成層ポリトロープを採用しています。私たちのDNSモデルは、${\rmRo}\lesssim0.1$のときに、$\alpha^2$タイプのダイナモが励起されることを示しています。ここで、${\rmRo}$は、体積平均の平均対流速度で定義されるロスビー数です。対応するMFモデルから、$\alpha^2$タイプのダイナモの回転依存性は、主に乱流磁気拡散の大きさの変化によるものであることを示しています。スピン速度を上げると、乱流磁気拡散は弱まりますが、$\alpha$効果は対流層全体で本質的に変化せず、大規模ダイナモの励起の臨界点を提供します。クールスターで観測できる恒星の磁気活動の${\rmRo}$依存性についても、乱流起電力の回転依存性の観点から説明します。全体として、私たちの結果は、恒星のダイナモ活動とその${\rmRo}$依存性をよりよく把握するために、対流速度が恒星のスピン速度とともにどのように変化するかを、回転クエンチングと対流乱流の磁場からのローレンツ力フィードバック。
散開星団NGC2355とその周辺地域で変光星を探す
| Title |
Searching_for_Variable_Stars_in_the_Open_Cluster_NGC_2355_and_Its_Surrounding_Region |
| Authors |
Hong_Wang,_Yu_Zhang,_Xiangyun_Zeng,_Qingshun_Hu,_Jinzhong_Liu,_Mingfeng_Qin,_Guoliang_L\"u |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06569 |
時系列測光観測データに基づいて、NGC2355を取り巻く変光星を調査しました。南山1メートル広視野望遠鏡で13夜に渡って広がるVバンドで3000以上のCCDフレームが得られました。私たちは、72個の新しい変光星と16個の既知の変光星を含む88個の変光星を検出しました。これらの光度曲線を分析することにより、変光星を次のように分類しました。26個の食変光星、52個の脈動変光星、4個の回転変数、および6個の不明瞭なタイプの変光星。ガイアDR2視差、運動学、および測光を使用して、これらの変光星のクラスターメンバーシップもNGC2355について分析されました。Cantat-Gaudinetal。によって報告された11個の変光星に加えて。（2018）、NGC2355の外側領域に位置する、さらに4つの可変メンバー候補を特定し、クラスターメンバーとの空間位置および運動学的特性の均一性を示しました。2色および色の大きさの図から推定されたNGC2355の主な物理的パラメータは、log（age/yr）=8.9、E（B-V）=0.24mag、および[Fe/H]=--0.07dexです。
孤立した原始星源CB68の化学的および物理的特性評価：FAUST。 IV
| Title |
Chemical_and_Physical_Characterization_of_the_Isolated_Protostellar_Source_CB68:_FAUST._IV |
| Authors |
Muneaki_Imai,_Yoko_Oya,_Brian_Svoboda,_and_FAUST_members |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06603 |
低質量の原始星源の化学的多様性はこれまで認識されており、環境への影響がその起源として引き起こされています。この文脈では、近くの物体の影響を受けずに孤立した原始星源を観測することが特に重要です。ここでは、一部として実施された$\sim$70〜auの空間分解能での1.3mmALMA観測に基づいて、ボックグロビュールCB68の低質量クラス0原始星源IRAS16544$-$1604の化学的および物理的構造を報告します。大規模なプログラムFAUSTの。3つの星間飽和複合有機分子（iCOM）、CH$_3$OH、HCOOCH$_3$、およびCH$_3$OCH$_3$が原始星に向かって検出されます。CH$_3$OHの回転温度と発光領域のサイズは、それぞれ$131\pm11$〜Kと$\sim$10〜auになります。原始星に近接したiCOMの検出は、CB68が高温のコリノを宿していることを示しています。C$^{18}$O、CH$_3$OH、およびOCS線の運動学的構造は、落下回転エンベロープモデルによって説明され、原始星の質量と遠心力障壁の半径は$0.08と推定されます-それぞれ0.30$〜$M_\odot$と$<30$au。遠心バリアの小さな半径は、iCOMの小さな発光領域に関連しているようです。さらに、原始星に関連するc-C$_3$H$_2$とCCHの輝線を検出し、1000〜auスケールの暖かい炭素鎖化学（WCCC）を明らかにします。したがって、CB68の化学構造はハイブリッド化学によって記述されることがわかります。分子量は、他のホットコリノソースおよび報告されている化学モデルと比較して説明されています。
恒星の周縁減光。 I. Kepler、TESS、CHEOPS、およびPLATOパスバンド用の新しいMPS-ATLASライブラリ
| Title |
Stellar_limb_darkening._I._A_new_MPS-ATLAS_library_for_Kepler,_TESS,_CHEOPS,_and_PLATO_passbands |
| Authors |
N._M._Kostogryz,_V._Witzke,_A._I._Shapiro,_S._K._Solanki,_P._F._L._Maxted,_R._L._Kurucz,_L._Gizon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06641 |
最初の太陽系外惑星の検出は、さまざまなタイプの星の周りの新しい太陽系外惑星システムを発見することを目的とした革新的な測光精度で、通過測光宇宙ミッションの時代への道を開きました。この高精度により、太陽系外惑星の半径を非常に正確に導き出すことができます。これは、太陽系外惑星のタイプと構成を制約するために重要です。ただし、惑星と星の半径比の決定に影響を与えるため、ホスト星の正確な説明、特に強度の中心から肢への変動（いわゆる周縁減光）が必要です。広範囲の基本パラメータを持つ星の周縁減光計算の精度を向上させることを目指しています。最近開発された1DMPS-ATLASコードを使用して、モデルの大気構造を計算し、星のパラメーターの非常に細かいグリッド上で星の周縁減光を合成しました。計算には、化学元素の存在量と対流オーバーシュートを含む混合長パラメータに関する最も正確な情報を利用しました。恒星の周縁減光は、2つの最も正確な周縁減光の法則を使用して適合されました。2乗と4パラメーターの非線形法則です。恒星モデルの大気構造の新しい広範なライブラリ、合成された恒星の周縁減光曲線、およびKepler、TESS、CHEOPS、およびPLATO通過帯域の恒星パラメータの非常に細かいグリッド上のパラメータ化された周縁減光則の係数を示します。細かいグリッドにより、補間の必要性によって生じるかなりのエラーを克服できます。太陽の周縁減光の計算は、さまざまな視野角と波長で利用可能な太陽の測定値とよく一致しています。恒星の周縁減光の計算は、ケプラー星の利用可能な測定値とよく一致しています。恒星モデル構造の新しいグリッド、周縁減光、およびさまざまな幅広いフィルターでのそれらの適合係数がCDSで提供されます。
RAMSESコードを用いた恒星磁気対流の完全圧縮性数値シミュレーションに向けて
| Title |
Toward_fully_compressible_numerical_simulations_of_stellar_magneto-convection_with_the_RAMSES_code |
| Authors |
Jos\'e_R._Canivete_Cuissa_and_Romain_Teyssier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06824 |
磁気対流の数値シミュレーションは、恒星内部と恒星磁気の理解を大幅に拡大しました。最近、フルスターモデルの完全に圧縮可能な流体力学的シミュレーションにより、星震学の測定値との直接比較を可能にする、恒星内部の圧力波と内部重力波の励起と伝播を研究する可能性が実証されました。しかし、そのような波に対する磁場の影響は、3次元シミュレーションではまだ考慮されていません。RAMSESコードを使用して、恒星内部の3次元、完全圧縮性、磁気流体力学的数値シミュレーションを実現するための概念実証を実施します。数値ソルバーにバランスの取れたスキームを実装することにより、恒星の対流に典型的な高度に亜音速の乱流を処理するようにRAMSESコードを適合させました。次に、デカルトグリッド上の平面平行対流エンベロープのさまざまな解像度を使用して、3次元流体力学および磁気流体力学シミュレーションを実行および分析しました。流体力学的シミュレーションと磁気流体力学的シミュレーションの両方で、初期プロファイルに導入されたランダムな密度摂動から、準定常の乱流対流層が発生します。対流は、シミュレーション時間全体にわたって維持される、恒星内部の流体力学的平衡の周りの小さな振幅の変動によって特徴付けられます。圧縮性のバランスの取れたスキームを使用して、マッハ数が$\mathcal{M}\sim10^{-3}$と低いフローをモデル化できましたが、原則として、さらに低いマッハ数のフローが可能です。磁気流体力学的実行では、小規模ダイナモの作用と一致する磁気エネルギーの指数関数的成長を観察します。（要約）
共通外層後の日食のタイミング変動：それらは周連星の仲間の信頼できる指標ですか？
| Title |
Eclipse_timing_variations_in_post-common_envelope_binaries:_Are_they_a_reliable_indicator_of_circumbinary_companions? |
| Authors |
D._Pulley,_I._D._Sharp,_J._Mallett_and_S._von_Harrach |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06919 |
ポストコモンエンベロープ連星システムは、物質が一次星から二次コンパニオンが対応できない速度で移動するときに進化します。一般的なエンベロープが形成され、その後排出されて、2〜3時間のバイナリ期間を持つシステムになります。周連星の伴星が予測される場合、それらが共通外層の放出の前に形成されるのか後に形成されるのかは不明なままです。日食の時間変動（ETV）の観測から、太陽系外惑星データベース（例：NASAExoplanetArchiveには、通常、周連星惑星が確認された12のシステムがリストされています。ここでは、これらのシステムの7つを調べ、他の考えられる原因について説明し、これらの動的システムの場合、ETV方法論が惑星の仲間の信頼できる指標であるかどうかを検討します。選択されたシステムは、正確な日食のタイミングを決定でき、脈動などの重大な外部効果がなく、既存のモデルをテストできる最小値の163の新しい時間を提示できるシステムでした。これらの7つのシステムに対して30以上の周連星モデルが提案されており、完全にテストされていないNYVirの最新モデルを除いて、1年以内に日食時間を正確に予測できないことに注意してください。代替メカニズムを調べると、調査した7つのシステムのうち2つで磁気効果が大きく寄与する可能性があることがわかりました。極端な温度差と小さなバイナリ分離を伴うこれらの動的システムの構造は完全には理解されておらず、多くの要因が観測されたETVに寄与している可能性があると結論付けています。
低温でのバリオン数生成のための高エネルギースファレロン
宇宙が長寿命の巨大粒子のエネルギーSM粒子への崩壊によって$\lesssim100\、$GeVの温度に再加熱されるシナリオでのバリオン数生成について説明します。その熱化の前に、そのような粒子と周囲のプラズマからの粒子との間の衝突における重心エネルギーは、プラズマ自体の温度がはるかに低くても、典型的なスファレロンの質量よりも高くなる可能性がある。スファレロン断面積の高エネルギー増強の楽観的な推定は、$0.1\text{-}1\、$GeVという低い再加熱温度でバリオン数生成が成功する可能性があることを示唆しています。SMを単純に拡張することで、スファレロン率の悲観的な結果が正しい場合でも、十分なバリオンの生成を実現できます。どちらの場合も、このシナリオはコライダーと宇宙線の実験で調べることができます。必要なCP対称性の破れの考えられる原因について簡単に説明します。
宇宙ひもからの高エネルギー天体物理ニュートリノ
ニュートリノに結合する宇宙ひもは、IceCubeによって見られる高エネルギー天体物理ニュートリノ（HEAN）フラックスの一部を占める可能性があります。ここでは、準カスプ、キンク、またはキンクキンクの衝突を含む宇宙ひもループの集団から放出されたニュートリノの観測されたスペクトルを計算します。2つの広いニュートリノ放出モデルを検討します。1つはこれらのストリングの特徴がニュートリノを直接放出するモデルで、もう1つはスカラー粒子を放出して最終的にニュートリノに崩壊するモデルです。いずれの場合も、宇宙ひもニュートリノのスペクトルは、観測されたHEANスペクトルのスペクトルと一致しません。したがって、これら2つのシナリオを通じて、宇宙ひもニュートリノの最大の寄与は、観測されたフラックスの最大$\sim45$％であることがわかります。しかし、宇宙ひもニュートリノの存在は、観測されたニュートリノスペクトルの隆起につながる可能性があることもわかりました。最後に、提示されたモデルのそれぞれについて、ニュートリノ放出の実行可能なパラメーター空間を提示します。
ターゲットのない砂丘でのBSMターゲット
| Title |
BSM_Targets_at_a_Target-less_DUNE |
| Authors |
Aayush_Bhattarai,_Vedran_Brdar,_Bhaskar_Dutta,_Wooyoung_Jang,_Doojin_Kim,_Ian_M._Shoemaker,_Zahra_Tabrizi,_Adrian_Thompson,_Jaehoon_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06380 |
この手紙では、陽子線がビームダンプに衝突するモードで動作することにより、DUNEなどの将来の加速器ベースのニュートリノ実験がさまざまな新しい物理シナリオに対する感度を大幅に向上できることを示しています。2つの新しい物理シナリオ、すなわちライトダークマター（LDM）とアクシオン様粒子（ALP）を検討し、DUNEでダンプモードを利用することにより、パラメーター空間の未踏の新しい領域をわずか3か月の露出でプローブできることを示します。予想される初期ビームパワーの半分。具体的には、将来の高強度ニュートリノ実験のターゲットレス構成は、熱遺物DMおよびQCDアクシオン（DFSZおよびKSVZ）のパラメーター空間を精査します。新しい物理学の検索のコンテキストでのそのような構成の強さは、ニュートリノフラックスがターゲットのフラックスと比較して大幅に減少し、ニュートリノ相互作用からのバックグラウンドがはるかに小さくなるという事実に由来します。ターゲットのない構成でのさらなる研究を容易にするために、公に利用可能にするニュートリノフラックスを明示的に計算することによって、これを詳細に検証しました。
量子重力の初期宇宙
有限の非局所量子重力における初期宇宙の新しい、テスト可能な画像を提示します。これは、古典的レベルと量子レベルで等角不変です。理論の高エネルギーレジームは、2つのフェーズで構成されます。つまり、等角不変のトランスプランキアンフェーズと、リッチテンソルの2次アクションによって記述され、標準的な放射線優勢モデルに従って宇宙が進化するサブプランキアンまたはヒッグスフェーズです。。最初のフェーズでは、特異点、平坦度、地平線問題などのホットビッグバンのすべての問題が、理論の微視的な詳細に関係なく、ワイル共形不変性による普遍的で単純な非インフレ解を見つけます。第2段階では、共形対称性が自発的に破られると、作用に対する対数量子補正により、原始テンソルスペクトル（重力子変動から）とスカラースペクトル（熱ゆらぎから）の両方が準スケール不変になります。非局所量子重力はこのシナリオの明示的な実現ですが、二次極限を持つ有限共形理論でも同じ結果が得られます。特に、スカラースペクトルインデックスの値はベータ関数とスケール比にのみ依存し、観測結果と一致しています。理論はまた、正のテンソルスペクトルインデックス$n_{\rmt}=1-n_{\rms}$、固定テンソル対スカラー比$r_{0.05}\gtrsim0.01$、および青傾斜を予測します確率的重力波の背景、すべての普遍的な予測は、近い将来または近い将来にテスト可能です。
曲率特異点解消は量子重力の特徴であるべきであることが広く受け入れられています。量子重力における重力崩壊をモデル化する時間依存の漸近的に平坦な球対称メトリックのクラスを提示します。メトリックは、特異点解消のダイナミクス、および物質の跳ね返りに続く地平線の形成と蒸発に関連する直感をキャプチャします。バウンスの速度に関連するメトリックのパラメーターは、ブラックホールの寿命をその質量の累乗として決定します。これには、ホーキング蒸発時間$M^{3}$が含まれます。
宇宙空洞におけるカメレオンスクリーニング
今後10年間の宇宙論の重要な目標は、宇宙の加速膨張についての理解を深めることです。VeraC.RubinObservatoryの10年間のLegacySurveyofSpaceandTime（LSST）、Euclid、SquareKillometerArray（SKA）などの今後の調査では、現代の宇宙論におけるこのパズルやその他のパズルに取り組むために必要な主要なデータセットが提供されます。このデータを使用すると、前例のないパワーの制約が、ダークエネルギーと修正された重力のさまざまなモデルに課せられます。この文脈では、局所実験における一般相対性理論の予測からこれらの理論の逸脱を隠すスクリーニングメカニズムが構造形成にどのように影響するかを理解することが重要です。この作業では、分析的手法と数値的手法を組み合わせて、宇宙のボイドのコンテキストでカメレオンのスクリーニングを説明することにより、この問題に取り組みます。有限要素法コードSELCIEを適用して、観測データとシミュレーションから導出された多数のボイドプロファイルのカメレオン運動方程式を解きます。得られた結果は、宇宙ボイドの特性と試験粒子のカメレオン加速のサイズとの間の複雑な関係を示しています。ボイド内のテスト粒子にかかる5番目の力は、主にボイドの深さと内部密度勾配に関連していることがわかります。現実的なボイドプロファイルの場合、得られたカメレオンとニュートンの加速比は、$a_{\phi}/a_{\rmNewt}\approx10^{-6}-10^{-5}$の範囲です。ただし、内部密度勾配が大きい異常に深いボイドでは、加速比が大幅に高くなる可能性があることに注意してください。また、今後の観測調査で5番目の力を検出するための最適な密度プロファイルについても説明します。
非縮退内部スクイーズ：重力波検出のための全光学的で損失に強い量子技術
| Title |
Nondegenerate_internal_squeezing:_an_all-optical,_loss-resistant_quantum_technique_for_gravitational-wave_detection |
| Authors |
James_W._Gardner,_Min_Jet_Yap,_Vaishali_Adya,_Sheon_Chua,_Bram_J._J._Slagmolen,_and_David_E._McClelland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06529 |
キロヘルツバンドの重力波の検出は、天体物理学、エキゾチック物質、および宇宙論における発見を約束します。干渉計重力波検出器のキロヘルツ量子ノイズ制限感度を改善するために、非縮退内部スクイーズを調査します。これは、信号とアイドラーの周波数が異なる信号リサイクルキャビティ内の光パラメトリック発振です。分析ハミルトニアンモデルを使用して、この安定した全光学技術が光検出損失からのデコヒーレンスに耐性があり、最適な読み出し方式でブロードバンド感度の向上に適していることを示します。
ワイル可積分時空からの湾曲したFLRW時空における相互作用する暗黒エネルギー
| Title |
Interacting_dark_energy_in_curved_FLRW_spacetime_from_Weyl_Integrable_Spacetime |
| Authors |
S._Chatzidakis,_A._Giacomini,_P.G.L._Leach,_G._Leon,_A._Paliathanasis_and_S._Pan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06639 |
今回の記事では、アインシュタイン・ヒルベルト作用を簡単に変更することで、宇宙流体間の相互作用の可能性を説明できることを示します。これは、宇宙の非平坦なフリードマン-ルムナ\^{i}トレ-ロバートソン-ウォーカー幾何学の背景にあるワイル可積分時空を考慮して達成されます。広く知られている現象論的相互作用宇宙論的シナリオがこの文脈で自然に現れる可能性があることを示します。次に、基礎となる宇宙論的シナリオの力学系分析を実行し、この重力理論から抽出された多くの可能性を調査しました。
CosmologicalColliderPhysicsは、宇宙マイクロ波背景放射によるインフレーションによって生成される時空変動を観測することにより、高エネルギー素粒子に関する情報を提供します。言い換えれば、それは宇宙の正確な観測によって地上の加速器によって到達することができないエネルギースケールで物理学を調査する方法です。この論文では、GUTスケールがインフレのエネルギースケールに近い場合に焦点を当て、GUTのヒッグス粒子によって生成されるスカラー変動による非ガウス性を計算します。結果は、パラメータを大幅に微調整することなく、現在観察されている非ガウス性の制限と一致していることがわかりました。これは、GUTにヒッグス粒子が存在することを示唆しています。
非弾性暗黒物質と左右対称モデルに対する白色矮星の制約の改善
| Title |
Improved_White_Dwarves_Constraints_on_Inelastic_Dark_Matter_and_Left-Right_Symmetric_Models |
| Authors |
Anirban_Biswas_(CQUeST),_Arpan_Kar_(CQUeST),_Hyomin_Kim_(Sogang_U._and_CQUeST),_Stefano_Scopel_(Sogang_U._and_CQUeST),_Liliana_Velasco-Sevilla_(CQUeST_and_KIAS) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06667 |
WIMPは、白色矮星（WD）などのコンパクト星に捕獲され、消滅プロセスを通じて星の光度が増加します。WIMPが非弾性散乱を介してWD内の核ターゲットと相互作用し、その質量が数十GeVを超える場合、Messier4球状星団の低温大質量WDのデータが質量分割の値を調べることができることを示します$\delta\lesssim$40MeV。このような値は、直接検出や太陽ニュートリノの探索から得られる値を大幅に上回っています。このような改善された制約を、左右対称モデル（LRSM）の自己共役バイダブレットの特定のDMシナリオに適用します。ここでは、結合$g_L$を持つ標準の$SU（2）_L$グループが追加で拡張されます。$SU（2）_R$とカップリング$g_R$。WDからの境界は、特に$g_R>g_L$を必要とする、そのようなシナリオの宇宙論的に実行可能なパラメーター空間を大幅に削減することを示します。たとえば、$g_R/g_L$=1.8の場合、2つの実行可能な質量範囲が1.2TeV$\lesssimm_\chi\lesssim$3TeVと5TeV$\lesssimm_\chi\lesssim$10TeVであり、SU（2）_R$ゲージボソン質量$M_{W_2}$は$\simeq$12TeVよりも軽い。また、LRSMモデルが大統一理論に組み込まれている場合のLRSMモデルの紫外完成についても説明します。このような低エネルギーパラメータ空間と陽子崩壊境界への互換性には、最小モデルの粒子含有量の自明でない拡張が必要であることを示します。$M_{W_2}\lesssim$10TeVが、他のすべてのグループの下でシングレットであるカラートリプレットを使用して高エネルギーでLRSMを拡張することによって達成され、$g_R/g_L>$1が$SU（2）_L$は、対応する$SU（2）_R$のないトリプレットです。つまり、$SU（2）_L$と$SU（2）_R$のマルチプレット間の対称性を破ります。
JUNOにおけるMeV暗黒物質の消滅と崩壊からのニュートリノ線
| Title |
Neutrino_lines_from_MeV_dark_matter_annihilation_and_decay_in_JUNO |
| Authors |
Kensuke_Akita,_Gaetano_Lambiase,_Michiru_Niibo_and_Masahide_Yamaguchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06755 |
モデルに依存しない方法で、MeV暗黒物質（DM）の消滅と崩壊からのニュートリノ線に対するJUNO実験の発見の可能性について議論します。JUNOは、ニュートリノに消滅するDMの断面積と、ニュートリノに崩壊するDMの寿命に厳しい制約を与えることができることがわかります。より具体的には、基準量$17$ktonでの$20$年間のデータ取得により、断面積は$4\times10^{-26}\、{\rmcm^{3}\、secと同じくらい強く制約されます。^{-1}}$は、DM粒子の質量$m_{\chi}\simeq15\、{\rmMeV}$at$90\、\％$C.L.であり、熱生成メカニズムをテストするのに十分な強度がある可能性がありますそのような範囲のDM質量に対するDM粒子の分析。寿命は、DM粒子の質量$m_{\chi}\simeq100\、{\rmMeV}$に対して$90で$1\times10^{24}\、{\rmsec}$と同じくらい強く制約されます。\、\％$C.L.。
大規模テンソルモードは、二次重力においてスカラーモードよりも多くのエネルギーを運びます
| Title |
Massive_tensor_modes_carry_more_energy_than_scalar_modes_in_quadratic_gravity |
| Authors |
Avijit_Chowdhury,_Semin_Xavier_and_S._Shankaranarayanan_(IIT_Bombay) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06756 |
過去20年間で、重力を修正する動機は、理論レベルと観測レベルの両方から現れてきました。$f（R）$とチャーン・サイモン重力は、最も単純な一般化であるため、より注目を集めています。ただし、$f（R）$とチャーンサイモン重力にはスカラーの自由度しか含まれておらず、その結果、修正された重力理論の他のモードは含まれていません。対照的に、二次重力（ステレ重力とも呼ばれる）は、4次元一般相対性理論に対する最も一般的な二次修正であり、$f（R）$およびチャーンサイモン重力には存在しない大規模なテンソルモードを含みます。2つの異なる物理設定$-$を使用して、検出器によって測定された重力波エネルギーフラックスと残りのブラックホールの時空での放出された重力放射の逆反応$-$は、大規模なテンソルモードがスカラーモードよりも多くのエネルギーを運ぶことを示しています。私たちの分析は、LISAの主要なターゲットである中間質量ブラックホールに対して効果が顕著であることを示しています。
ダークマターのフレーバーにインスパイアされたモデル
基礎となる中性カレント遷移$b\からs\ell^+\ell^-（\ell=e、\mu）$によって制御される、まれな$b$-ハドロン崩壊に関するデータと、対応する標準模型との間の不一致予測は、新しい物理学にとって最も興味深いヒントの1つです。レプトクォークはこれらの異常を解決するための主要な候補であり、特に、スカラーレプトクォーク、$S_3$、ハイパーチャージ$Y=-1/3$の$SU（2）_L$の下のトリプレットは、データに非常によく適合します。ここで初めて、LFUの異常の原因となる同じスカラーレプトクォークが、2つの追加のベクトルのようなフェルミ粒子からなる暗黒物質へのポータルであり、そのうちの1つが宇宙論的暗黒物質の候補である可能性を楽しませます。。暗黒物質候補がそれぞれ$SU（2）_L$一重項と三重項に属する2つのシナリオを研究し、暗黒物質候補の遺物密度と直接および間接暗黒物質検索の見通しのコンテキストで理論パラメーター空間について説明します。。直接検出率は非常に抑制されており、一般的にニュートリノ床より下にあります。HESSやチェレンコフ望遠鏡アレイなどの高エネルギーガンマ線望遠鏡での現在の観測と将来の展望は、検討中のモデルにすでに強力な制約を提供し、潜在的に全パラメータ空間を精査するため、はるかに有望です。未来。
次の銀河系および拡散型超新星ニュートリノからの軽いボソンとの非標準ニュートリノ相互作用のプロービング
| Title |
Probing_non-standard_neutrino_interactions_with_a_light_boson_from_next_galactic_and_diffuse_supernova_neutrinos |
| Authors |
Kensuke_Akita,_Sang_Hui_Im,_Mehedi_Masud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06852 |
非標準的なニュートリノと巨大なボソンとの相互作用は、コア崩壊超新星（SNe）のコアにボソンを生成する可能性があります。SNコアからボソンが放出された後、それらがニュートリノに崩壊すると、SNニュートリノフラックスが変化する可能性があります。スーパーカミオカンデ（SK）とハイパーカミオカンデ（HK）の次の銀河SNからのニュートリノの将来の観測が、フレーバーに普遍的な非標準ニュートリノ結合を軽いボソンにプローブし、SN1987Aニュートリノバーストからの以前の限界を改善できることを示します数桁。また、拡散超新星ニュートリノバックグラウンド（DSNB）として知られる、過去のすべてのSNeからの拡散ニュートリノの将来の観測におけるフレーバーユニバーサル非標準ニュートリノ相互作用の感度についても説明します。私たちの分析によると、HK、JUNO、およびDUNEの実験でのDSNBの観測は、SN1987Aの制約を超えて$\sim2$の係数でそのような結合を調べることができます。ただし、DSNBの正確な推定に関しては、結果にも大きな不確実性が伴います。
残光の探索：スーパーノバニュートリノによってブーストされたライトダークマター
暗黒物質（DM）とニュートリノ（$\nu$）を含む標準模型粒子との相互作用を調べるために飛行時間測定を使用する新しいアイデアを提案します。銀河で超新星（SN）爆発が発生すると、ハロー内の質量が$m_\chi\lesssim\mathcal{O}$（MeV）のDMは、SN$\nu$によって相対論的速度にブーストされます。SN$\nu$ブーストDM（BDM）の大部分は、断面のサイズに関係なく、$m_\chi$によってのみ決定される遅延時間で地球に到着します。これらのBDMは、ニュートリノおよびDM実験でターゲットと相互作用し、SN$\nu$の検出後に残光イベントを生成することができます。BDMイベントには、$m_\chi$の測定を可能にする独自の時間依存機能が含まれています。$\sqrt{\sigma_{\chie}\sigma_{\chi\nu}}$の新しい断面積制約は、大マゼラン雲のSN1987aから、カミオカンデとスーパーカミオカンデの実験から得られたデータを使用して導出されています。ハイパーカミオカンデを使用した次の銀河SNの潜在的な感度が予測されます。私たちの結果は、$\sigma_{\chie}$の既存の境界を、$m_\chi\lesssim\mathcal{O}（100\、{\rmkeV}）$の場合に1〜3桁改善します。\sigma_{\chi\nu}$と$\sigma_{\chie}$は同じような強さです。
高温および高密度媒体におけるレプトンの磁気モーメントの比較研究
非常に高温の宇宙と高温の星の超高密度媒体におけるレプトンの磁気モーメントを研究します。帯電したレプトンの異常磁気モーメントはその質量に反比例しますが、中性レプトンの誘導双極子モーメントはそれらの質量に正比例します。中性の巨大な点粒子は、高次の効果として非ゼロの磁気モーメントを発揮します。これは、同じフレーバーパートナーの荷電粒子の異常磁気モーメントよりも小さいものです。すべてのレプトンは、媒体との相互作用のためにいくらかの余分な質量を獲得し、それに応じて磁気モーメントに影響を与えます。温度と化学ポテンシャルに依存する質量によるさまざまなレプトンの磁気モーメントへの寄与を比較します。磁気モーメントの寄与は、軽いレプトンと重いニュートリノでは無視できないことが示されています。これらの計算は、初期の宇宙や超高密度の恒星媒体における粒子の伝播を研究するために非常に重要です。
ペアプラズマにおけるスイッチオン無衝突衝撃の磁場の関数としての密度ジャンプ
| Title |
Density_jump_as_a_function_of_magnetic_field_for_switch-on_collisionless_shocks_in_pair_plasmas |
| Authors |
Antoine_Bret,_Ramesh_Narayan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.06989 |
密度ジャンプのような無衝突衝撃の特性は、通常、等方性圧力が想定される電磁流体力学（MHD）から導き出されます。しかし、無衝突プラズマでは、外部磁場は安定した異方性を維持できます。\cite{BretJPP2018}では、衝撃波面を通過するプラズマの運動履歴のモデルを考案しました。これにより、上流のパラメータに関して、下流の異方性、つまり密度のジャンプを自己無撞着に計算できます。このモデルは、磁場が上流と下流の両方で前面に垂直である平行衝撃の場合を扱いました。それでも、MHDはショックソリューション、いわゆるスイッチオンソリューションも可能にします。このソリューションでは、フィールドは上流でのみ前面に垂直になります。この記事は、これらのスイッチオンショックにモデルを適用することで構成されています。MHDは限られた範囲のAlfv\'{e}nマッハ数内で1つのスイッチオンソリューションしか提供しませんが、私たちのモデルはわずかに異なる範囲のAlfv\'{e}nマッハ数内で2種類のソリューションを提供します。これらの2つの解決策は、私たちのモデルの下での中間および高速のMHDショックの結果である可能性が最も高いです。並列の場合、MHDでは中速衝撃と高速衝撃が融合しますが、モデルには含まれていません。簡単にするために、形式は上流が冷たいペアプラズマの非相対論的衝撃に制限されています。
