銀河レンズと偏光スニヤエフ・ゼルドビッチ効果の組み合わせによる新しい宇宙論的テスト
| Title |
Novel_Cosmological_Tests_from_Combining_Galaxy_Lensing_and_the_Polarized_Sunyaev-Zel'dovich_Effect |
| Authors |
Oliver_H._E._Philcox,_Matthew_C._Johnson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07054 |
分極したスニヤエフ・ゼルドビッチ（pSZ）効果は、遠方の自由電子からのCMB光子のトムソン散乱によって引き起こされ、観測可能な宇宙全体でCMB四重極の新しいビューを生成します。銀河せん断は、銀河の形状の歪みを測定し、銀河の局所的な環境と介在する物質の分布の両方を調べます。両方の観測量は、宇宙論的モデルに興味深い制約を与えます。ここで私たちは尋ねます：それらの組み合わせから何を学ぶことができますか？pSZ-せん断クロススペクトルは、せん断銀河分極バイスペクトルを測定し、（1）ザックス-ヴォルフェ（SW）効果、（2）統合ザックス-ヴォルフェ（ISW）効果、および（3）インフレーション重力からの寄与を含みます。波。pSZ信号に寄与するモードは地球の過去の光円錐に制限されていないため、低赤方偏移のクロススペクトルはISW効果を介して暗黒エネルギーに新しい制約を与える可能性がありますが、SW信号は非常に異なる時間にスカラーモードを結合します。同様の位置;これは、宇宙の均一な時間発展のユニークなプローブを提供します。せん断、銀河、pSZの自動スペクトルとクロススペクトルへのすべての主要な寄与を表現し、フィッシャーの予測を介してそれらの検出可能性を評価します。重要な理論的有用性にもかかわらず、クロススペクトルの検出は困難です。CMB-S4とRubinを組み合わせると、ISW寄与の$1.6\sigma$検出が得られます。これは、CMB-HDとより高い銀河サンプル密度。パリティ偶数（パリティ奇数）テンソルの場合、CMB-S4とRubinの場合は$1\sigma$の制限$\sigma（r）=0.9$（$0.2$）、それ以上の場合は$0.3$（$0.06$）と予測します。未来的なセットアップ。これは、銀河せん断のみによる制約よりも大幅に優れていますが（系統分類学に対する感度は低い）、競合する可能性は低いですが、有用なクロスチェックとして役立つ可能性があります。
| Title |
Gamma-Ray_Bursts,_Supernovae_Ia_and_Baryon_Acoustic_Oscillations:_a_binned_cosmological_analysis |
| Authors |
Maria_Giovanna_Dainotti,_Giuseppe_Sarracino,_Salvatore_Capozziello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07479 |
宇宙の歴史を一貫して再構築するには、赤方偏移での宇宙論的調査が必要です。超新星タイプIa（SNeIa）によって得られたハッブル定数$H_0$の張力と宇宙マイクロ波背景放射のプランク測定を適切に研究するには、任意のエポックで距離インジケーターの完全なサンプルが必要になります。ガンマ線バースト（GRB）は、非常に高い赤方偏移で宇宙の距離梯子を拡張できる巨大な光度のため、前述のタスクに必要です。ただし、GRBを標準光源として単独で使用することは、その光度が大きく異なるため、困難です。この目的のために、固有散乱が非常に小さいGRBの信頼できる相関を選択します。これは、選択バイアスと赤方偏移の変化を補正したGRB残光のいわゆる基本平面相関です。明確に定義されたサンプルを選択します。50個のロングGRBで構成されるプラチナサンプルです。宇宙論的パラメータをさらに制約するために、標準の支配者としての信頼性を考慮して、バリオン音響振動（BAO）を使用します。したがって、GRB、SNeIa、およびBAOを赤方偏移のビン分析に適用して、GRBの寄与が最後の赤方偏移ビン（$z=5$に達する）に完全に含まれるようにしました。基本的な平面相関をSNeIaおよびBAOと一緒に使用して、$H_0$と、今日の密度の問題である$\Omega_{M}$を制約します。この方法論により、SNeIaおよびBAOと組み合わせたGRBの役割を評価することができます。GRB+SNeIa+BAOを使用して$H_0$と$\Omega_{M}$の結果を、すべてのビンでSNeIaのみよりも高い精度で取得しました。これにより、BAOとGRBを一緒に追加した場合の有益な役割が確認されました。さらに、GRB+SNeIa+BAO間で一貫した結果が得られ、SNeIa+BAOと比較した場合、距離ラダーが$z=5$まで拡張され、他のプローブで得られるのと同様の精度でGRBの重要性が示されます。GRB。
PlanckHFIデータからのダスト偏光スペクトル依存性。 CMB偏光前景モデリングのターニングポイント
| Title |
Dust_polarization_spectral_dependence_from_Planck_HFI_data._Turning_point_on_CMB_polarization_foregrounds_modelling |
| Authors |
Alessia_Ritacco,_Fran\c{c}ois_Boulanger,_Vincent_Guillet,_Jean-Marc_Delouis,_Jean-Loup_Puget,_Jonathan_Aumont,_and_L\'eo_Vacher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07671 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の原始的なBモードの検索は、より明るい前景のダスト信号からの分離に依存しています。これに関連して、偏光における熱ダストのスペクトルエネルギー分布（SED）の特性評価が重要な研究対象になっています。Planckデータのパワースペクトル分析を提示します。これは、残差データの系統分類を修正する新しくリリースされたSRoll2マップを使用し、分析を銀河面に近い領域に拡張することにより、以前の研究を改善します。私たちの分析は、l=4と32の間の最も低い多重極、およびfsky=80％、90％、および97％の空の割合を持つ3つの空の領域に焦点を当てています。偏波の平均ダストSEDと353GHzのQおよびUマップを使用して、100、143、および217GHzでの残差マップを計算し、ダスト偏波SEDの空間的変動を強調します。残差は、3つの空の領域の3つの周波数で検出されます。総強度データに基づくモデルは、ダスト偏光CMB前景の複雑さを大幅に過小評価していることを示しています。私たちの分析は、ダスト偏光CMB前景の偏光角の変化を含める必要性を強調しています。残差マップのEEおよびBBパワースペクトルの周波数依存性により、さらなる洞察が得られます。修正された黒体（MBB）スペクトルの1次へのモーメント展開が、EEパワースペクトルによく適合していることがわかります。この結果は、残差が主にダストMBBスペクトルパラメータの変動に起因する可能性があることを示唆しています。ただし、この結論は、3つの周波数での残差マップが完全に相関していないこと、およびBBパワースペクトルがMBBSEDの1次モーメント拡張と一致しないことを示すクロススペクトルによって異議を唱えられます。この作業は、ダスト分極前景およびコンポーネント分離方法のシミュレーションの新しい要件を設定します（要約）
HD 32297の周りのハロー：$ \ mu$mサイズの彗星の塵
| Title |
The_halo_around_HD_32297:_$\mu$m-sized_cometary_dust |
| Authors |
Johan_Olofsson,_Philippe_Th\'ebault,_Grant_M._Kennedy,_Amelia_Bayo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07068 |
塵円盤で観察される第2世代のダストの光学特性は、ミリメートル波長での吸収効率であろうと、近赤外波長での（非）偏光位相関数であろうと、非常にわかりにくいままです。ありがたいことに、同じ粒子がサイズに依存する力（放射圧など）を経験しており、高角度分解能の観測により、この自然な空間的分離を利用できます。さまざまな波長での観察は、さまざまな範囲のサイズを精査するため、多波長観察には大きな相乗効果があり、粒子の光学特性をより適切に制限します。SPHEREとALMAの観測を同時にモデル化し、HD\、32297の周りの塵円盤に適用する新しいアプローチを提示し、さまざまな$\beta$値を持つ粒子の空間分布に重点を置きます。このモデリングアプローチでは、粒子の実際のサイズについてほとんど仮定する必要がないため、事後的に解釈を行うことができます。ALMA観測は、小さい$\beta$値と大きい$\beta$値（$0.03$と$0.42$）の組み合わせで最もよく再現されますが、SPHERE観測は$\beta$値のいくつかの間隔を必要とします。ALMA観測で以前に報告されたハローの性質について説明し、それが過剰な$\mu$mサイズの粒子によって引き起こされる可能性があると仮定します（過剰な存在はそれらの寿命の延長の結果です）。近赤外波長で偏光位相関数をモデル化し、数$\mu$mより大きいふわふわの凝集体が最良の解決策を提供します。私たちの結果を太陽系の彗星と比較すると、ディスクで放出された粒子は、（ふわふわした凝集体の圧縮を避けるために）かなり純粋な彗星体に由来し、高度に偏心した軌道に設定されていると仮定します。長波長。
太陽系外惑星の研究における顕著な問題の1つは、多くの既知の惑星系の間で多数の検索が行われているにもかかわらず、それらの多くが他の平均運動共鳴であるにもかかわらず、共有軌道系外惑星が見つからない理由です。ここでは、トロヤ群の惑星における潮汐によるエネルギーの散逸がそれらの生存を妨げているという仮説を検証します。この論文の付録では、従来の潮汐理論を一般化して、散逸とは無関係の潮汐力と、ある物体が別の物体によって発生する潮汐に及ぼす影響を含めています。メインテキストは、この理論を、恒星の質量の一次、一次の周りの円軌道にある準恒星の質量の二次、およびシステムの等辺点の周りに小さな振幅で解放するはるかに軽いトロヤ惑星からなるモデルシステムに適用します。次に、潮汐力を含むトロイの木馬の点に関する運動方程式を線形化し、トロイの木馬の運動を解きます。結果は、一次および二次の軌道面に垂直なトロイの木馬の動き、およびその離心率による従円と周転円を潮汐が減衰させることを示しています。しかし、彼らはそのオタマジャクシの秤動の振幅を指数関数的に押し上げます。次に、いくつかのサンプルケースについて、非線形化された運動方程式を数値的に統合することにより、解析ソリューションを検証します。いずれの場合も、トロイの木馬が秤動を逃れるまで秤動が増加し、プライマリまたはセカンダリのいずれかとの緊密な遭遇につながることがわかります。
金星の謎を解き明かす：DAVINCIミッション
| Title |
Revealing_the_Mysteries_of_Venus:_The_DAVINCI_Mission |
| Authors |
James_B._Garvin,_Stephanie_A._Getty,_Giada_N._Arney,_Natasha_M._Johnson,_Erika_Kohler,_Kenneth_O._Schwer,_Michael_Sekerak,_Arlin_Bartels,_Richard_S._Saylor,_Vincent_E._Elliott,_Colby_S._Goodloe,_Matthew_B._Garrison,_Valeria_Cottini,_Noam_Izenberg,_Ralph_Lorenz,_Charles_A._Malespin,_Michael_Ravine,_Christopher_R._Webster,_David_H._Atkinson,_Shahid_Aslam,_Sushil_Atreya,_Brent_J._Bos,_William_B._Brinckerhoff,_Bruce_Campbell,_David_Crisp,_Justin_R._Filiberto,_Francois_Forget,_Martha_Gilmore,_Nicolas_Gorius,_David_Grinspoon,_Amy_E._Hofmann,_Stephen_R._Kane,_Walter_Kiefer,_Sebastien_Lebonnois,_Paul_R._Mahaffy,_Alexander_Pavlov,_Melissa_Trainer,_Kevin_J._Zahnle,_Mikhail_Zolotov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07211 |
ここで説明する希ガス、化学、およびイメージングの深層大気金星調査（DAVINCI）ミッションは、NASAディスカバリー計画の一環として金星への飛行に選ばれました。DAVINCIは、科学主導のフライバイと計装された降下球を統一されたアーキテクチャに組み込む金星への最初のミッションになります。予想される科学的成果は、金星の大気、表面、および進化の経路を、おそらくかつて住むことができた惑星であり、高温の地球型外惑星に類似しているという新しい理解になるでしょう。選択されたDAVINCIの主なミッション設計は、2029年夏/秋に優先打ち上げ、2030年に2回のフライバイ、2031年末までに降下球大気圏突入を特徴としています。アルファレジオ上空の雲頂から表面へのトランセクト中の大気。大気のこれらの現場調査と表面の近赤外線降下イメージングは、動的大気、雲の甲板、および表面の近赤外線放射率のリモートフライバイ観測を補完します。全体的なミッションの歩留まりは、大気と地表近くに関する少なくとも60Gbits（圧縮）の新しいデータ、および微量ガス、主要な安定同位体、酸素の倦怠感、局所的な制約など、深層大気環境と化学の最初のユニークな特性評価になります。岩石組成、およびテセラの地形。
乾燥した、自転と公転の岩石惑星における大気の転覆循環は、主に放射冷却によって駆動されます
| Title |
Atmospheric_Overturning_Circulation_on_Dry,_Tidally-locked_Rocky_Planets_is_Mainly_Driven_by_Radiative_Cooling |
| Authors |
Shuang_Wang_and_Jun_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07249 |
この研究では、水蒸気や他の種の凝縮を伴わない、乾燥した、潮汐的にロックされた岩石惑星での大気転倒循環の駆動メカニズムを調べます。主な推進プロセスは、CO2温室効果ガスや恒星放射ではなく、CO2（またはその他の非凝縮性温室効果ガス）の放射冷却であることがわかります。恒星放射は究極のメカニズムですが、直接的なメカニズムではありません。恒星放射の不均一な分布と自由対流圏の効果的な水平エネルギー輸送の組み合わせにより、亜恒星領域から離れた領域で強い逆転層があります。この逆転により、CO2は、地球の大気の成層圏と同じように、大気の放射温暖化効果ではなく、放射冷却効果を持つようになります。この冷却効果は負の浮力を生み出し、大規模なダウンウェルを引き起こし、地球規模の転覆循環の形成をサポートします。CO2が大気から排除されると、恒星の放射のレベルに関係なく、転覆循環は非常に弱くなります。このメカニズムは、潜熱放出および/または傾圧不安定性が支配的なメカニズムである、地球または湿った、潮汐的にロックされた岩石惑星の大気転覆循環のメカニズムとは完全に異なります。私たちの研究は、自転と公転の太陽系外惑星や、太陽系の金星や火星などの他の乾燥した惑星の大気循環の理解を深めます。
正確な視線速度におけるテルル吸収の影響の特徴づけと軽減
| Title |
Characterizing_and_Mitigating_the_Impact_of_Telluric_Absorption_in_Precise_Radial_Velocities |
| Authors |
Sharon_Xuesong_Wang,_Natasha_Latouf,_Peter_Plavchan,_Bryson_Cale,_Cullen_Blake,_\'Etienne_Artigau,_Carey_M._Lisse,_Jonathan_Gagn\'e,_Jonathan_Crass,_Angelle_Tanner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07287 |
正確な視線速度（PRV）調査は、近くの明るい星の周りの地球の類似物を検索するために重要です。このような惑星は、RV振幅が$\sim$10cm/sの小さな恒星反射運動を引き起こします。このような小さなRV信号を検出することは、計装、データ分析、および星のジッターを軽減するための天体物理学モデルの精度に重要な課題をもたらします。この作業では、PRVエラーバジェットの重要な要素である地球の大気からのスペクトル汚染（テルリック）を調査します。RVの精度に対するテルル吸収の影響を特徴づけ、350nm〜2.5$\mu$mの波長範囲にわたるRVバジェットへの寄与を定量化します。1年分の観測でテルル汚染のある太陽双子星のシミュレートされたスペクトルを使用してテルリックを軽減する効果を調査し、相互相関を実行する前にテルリックモデルを分割するかフォワードモデリングを行うという2つの一般的に採用されているアルゴリズムを使用してRVを抽出しました。テルリックモデルを組み込んだ観測スペクトル。「観測された」テルリックをモデル化するために不一致のラインプロファイルを使用することにより、テルリックラインの正確な知識の欠如を模倣することを含め、テルリックを除去する際にさまざまな程度の清浄度を想定します。テルル吸収によって引き起こされるRVエラーは、光学領域、特に青色の約1〜10cm/sで、光子制限の精度に近いか、それよりも低く抑えられると結論付けています。ただし、赤から近赤外の波長では、テルリックの残留物が、テルリック除去の最も好ましい仮定の下でも、m/sレベルでRVエラーを引き起こし、RV時系列およびピリオドグラムに重大な系統的ノイズをもたらす可能性があります。恒星の活動を緩和するために赤色光学または近赤外線が重要になった場合、EarthFinderなどの宇宙ミッションでテルリックからの系統的なエラーを排除できます。
GJ 832の詳細な恒星活動分析とモデリング：推定ハビタブルゾーン惑星GJ832cの再評価
| Title |
Detailed_stellar_activity_analysis_and_modelling_of_GJ_832:_Reassessment_of_the_putative_habitable_zone_planet_GJ_832c |
| Authors |
P._Gorrini_(1_and_2),_N._Astudillo-Defru_(3),_S._Dreizler_(2),_M._Damasso_(4),_R.F._D\'iaz_(5),_X._Bonfils_(6),_S.V._Jeffers_(7),_J.R._Barnes_(8),_F._Del_Sordo_(9_and_10),_J.-M._Almenara_(6),_E._Artigau_(11_and_12),_F._Bouchy_(13),_D._Charbonneau_(14),_X._Delfosse_(6),_R._Doyon_(11_and_12),_P._Figueira_(15_and_16),_T._Forveille_(6),_C.A._Haswell_(8),_M.J._L\'opez-Gonz\'alez_(17),_C._Melo_(18),_R.E._Mennickent_(1),_G._Gaisn\'e_(6),_N._Morales_(17),_F._Murgas_(19_and_20),_F._Pepe_(13),_E._Rodr\'iguez_(17),_N._C._Santos_(16_and_21),_L._Tal-Or_(22_and_23),_Y._Tsapras_(24),_S._Udry_(13)_((1)_Universidad_de_Concepci\'on,_Departamento_de_Astronom\'ia,_Chile,_(2)_Institut_f\"ur_Astrophysik,_Georg-August-Universit\"at,_Germany,_(3)_Departamento_de_Matem\'atica_y_F\'isica_Aplicadas,_Universidad_Cat\'olica_de_la_Sant\'isima_Concepci\'on,_Chile,_(4)_INAF_-_Osservatorio_Astrofisico_di_Torino,_Italy,_(5)_International_Center_for_Advanced_Studies_(ICAS)_and_ICIFI_(CONICET),_Argentina,_(6)_Univ._Grenoble_Alpes,_France,_(7)_Max_Planck_Institute_for_Solar_System_Research,_Germany,_(8)_School_of_Physical_Sciences,_The_Open_University,_UK,_(9)_Institute_of_Space_Sciences_(ICE-CSIC),_Spain,_(10)_INAF-Osservatorio_Astrofisico_di_Catania,_Italy,_(11)_Institut_de_Recherche_sur_les_Exoplan\`etes,_Universit\'e_de_Montr\'eal,_Canada,_(12)_Observatoire_du_Mont-M\'egantic,_Universit\'e_de_Montr\'eal,_Canada,_(13)_Observatoire_de_Gen\`eve,_Universit\'e_de_Gen\`eve,_Switzerland,_(14)_Center_for_Astrophysics_-_Harvard_&_Smithsonian,_USA,_(15)_European_Southern_Observatory,_Chile,_(16)_Instituto_de_Astrof\'isica_e_Ci\^encias_do_Espa\c{c}o,_Universidade_do_Porto,_Portugal,_(17)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Andaluc\'ia_(CSIC),_Spain,_(18)_Portuguese_Space_Agency,_Portugal,_(19)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias_(IAC),_Spain,_(20)_Departamento_de_Astrof\'isica,_Universidad_de_La_Laguna,_Spain,_(21)_Departamento_de_F\'isica_e_Astronomia,_Faculdade_de_Ci\^encias,_Universidade_do_Porto,_Portugal,_(22)_Department_of_Physics,_Ariel_University,_Israel,_(23)_Astrophysics_Geophysics_and_Space_Science_Research_Center,_Ariel_University,_Israel,_(24)_Zentrum_f\"ur_Astronomie_der_Universit\"at_Heidelberg,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07552 |
環境。グリーゼ832（GJ832）は、視線速度（RV）によって発見された、10年の長さの軌道上にある巨大な惑星GJ832bをホストするM2V星です。その後、恒星のハビタブルゾーン内を周回するスーパーアースまたはミニネプチューンが報告されました（GJ832c）。最近決定された恒星の回転周期（45.7$\pm$9.3日）は、推定上の惑星cの公転周期（35.68$\pm$0。03日）に近いです。目的。119個の新しいRVデータポイント、新しい測光データ、および分光学的恒星活動指標の分析を追加することにより、GJ832cに起因するRVシグネチャの惑星の性質を確認または却下することを目指しています。さらに、惑星系の軌道パラメータを更新し、追加の信号を検索します。メソッド。RVの周波数成分分析を実行して、周期的で安定した信号を検索しました。視線速度の時系列は、ベイズのフレームワーク内でそれらを比較するために、活動指標とともにケプレリアンおよびガウス過程（GP）回帰でモデル化されました。結果。活動指標からGJ832の自転周期を更新し、$37.5^{+1.4}_{-1.5}$日を取得し、精度を6倍向上させました。新しい測光データはこの値と一致しています。恒星の自転周期の半分である18日近く（FAP<4.6％）にRV信号を検出しました。2人のケプレリアンだけがGJ832bと35日の公転周期を持つ2番目の惑星のモデリングに失敗します。さらに、同時活動指数を使用したRVデータのGP分析からのベイズの証拠は、2番目のケプラーのないモデルを優先するため、惑星cの存在を否定します。
メインベルト彗星P/2020 O1（Lemmon-PANSTARRS）のハッブル宇宙望遠鏡による観測
| Title |
Hubble_Space_Telescope_Observations_of_Active_Asteroid_P/2020_O1_(Lemmon-PANSTARRS) |
| Authors |
Yoonyoung_Kim,_David_Jewitt,_Jessica_Agarwal,_Max_Mutchler,_Jing_Li,_Harold_Weaver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07703 |
近日点通過後1年間の発達を調べるために撮影された、アクティブ小惑星P/2020O1のハッブル宇宙望遠鏡による観測を紹介します。質量損失は2020年8月に約1kg/sでピークに達し、その後4か月でほぼゼロに減少することがわかります。長期間の質量損失（約180日）は昇華の起源と一致しており、この天体が氷を持ったメインベルト彗星である可能性が高いことを示しています。1580m^2の小さな領域からの水氷の平衡昇華は、観測された質量損失を供給することができます。時系列測光は、小さな核（有効半径〜420m）の非常に速い回転（2ピーク周期<2時間）の暫定的な証拠を示しています。0.1mmの粒子の放出速度は、核からの0.3m/sの重力脱出速度に匹敵しますが、より大きな粒子は、脱出速度よりも遅い速度で放出されます。これらの特性は、求心加速度によって支援された地表近くの氷の昇華と一致しています。水氷の昇華が確認された場合、P/2020O1は、最小の半主軸（最高温度）を持つ氷の小惑星であり、小惑星帯の氷の分布に新しい境界を設定します。
ホスト銀河環境の文脈における分子雲集団：多波長の展望
| Title |
Molecular_Cloud_Populations_in_the_Context_of_Their_Host_Galaxy_Environments:_A_Multiwavelength_Perspective |
| Authors |
Jiayi_Sun,_Adam_K._Leroy,_Erik_Rosolowsky,_Annie_Hughes,_Eva_Schinnerer,_Andreas_Schruba,_Eric_W._Koch,_Guillermo_A._Blanc,_I-Da_Chiang,_Brent_Groves,_Daizhong_Liu,_Sharon_Meidt,_Hsi-An_Pan,_Jerome_Pety,_Miguel_Querejeta,_Toshiki_Saito,_Karin_Sandstrom,_Amy_Sardone,_Antonio_Usero,_Dyas_Utomo,_Thomas_G._Williams,_Ashley_T._Barnes,_Samantha_M._Benincasa,_Frank_Bigiel,_Alberto_D._Bolatto,_Mederic_Boquien,_Melanie_Chevance,_Daniel_A._Dale,_Sinan_Deger,_Eric_Emsellem,_Simon_C._O._Glover,_Kathryn_Grasha,_Jonathan_D._Henshaw,_Ralf_S._Klessen,_Kathryn_Kreckel,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Eve_C._Ostriker,_David_A._Thilker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07055 |
PHANGS-ALMACO$\、$（2-1）調査と補助データを中心に構築された、豊富な多波長マルチスケールデータベースを紹介します。このデータベースを使用して、80個のPHANGS銀河における分子雲の人口と銀河系下の環境の分布を示し、人口平均の雲の特性とホスト銀河の特性の関係を特徴付け、分子雲の進化と星形成に関連する主要なタイムスケールを評価します。。PHANGSが、広範囲のkpcスケールのガス、恒星、星形成率（SFR）の表面密度、および軌道速度とシアーをプローブすることを示します。各開口部の人口平均雲の特性は、局所的な環境特性とホスト銀河の地球規模の特性の両方と強く相関しています。変数選択分析を利用して、分子ガスとSFRのkpcスケールの面密度は、人口平均の雲の特性に対して最も予測力を持っている傾向があることがわかります。それらの変動が制御されると、銀河のグローバルプロパティには追加情報がほとんど含まれなくなります。これは、雲の集団における銀河から銀河への見かけの変動がkpcスケールの環境条件によって媒介される可能性が高いことを意味します。さらに、多波長測定から一連の重要なタイムスケールを推定します。雲のスケールの自由落下時間と乱気流の交差時間は${\sim}5{-}20$Myrであり、以前の雲の寿命の推定値に匹敵します。軌道運動、せん断、雲と雲の衝突のタイムスケールは長く、${\sim}100$Myrです。分子ガスの枯渇時間は$1{-}3$Gyrであり、データ内の他のタイムスケールとの相関は弱いか、まったくありません。私たちは測定値をオンラインで公開し、分子雲と星形成の将来の研究に幅広い有用性があることを期待しています。
付着した超微弱矮小銀河から運動学的に同定する星の可能性と限界
| Title |
Possibilities_and_Limitations_of_Kinematically_Identifying_Stars_from_Accreted_Ultra-Faint_Dwarf_Galaxies |
| Authors |
Kaley_Brauer,_Hillary_D._Andales,_Alexander_P._Ji,_Anna_Frebel,_Mohammad_K._Mardini,_Facundo_A._Gomez,_Brian_W._O'Shea |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07057 |
天の川は多くの超微弱な矮小銀河（UFD）を降着させており、これらの銀河の星は今日の銀河全体に見られます。これらの星を研究することは、銀河の形成と初期の化学的濃縮への洞察を提供しますが、それらを特定することは困難です。4D位相空間（$E$、$L_z$、$J_r$、$J_z$）で恒星系力学をクラスタリングすることは、付着構造を識別する1つの方法です。\textit{Caterpillar}シミュレーションスイートで粒子タグを使用して32のシミュレートされた恒星ハローを生成し、さまざまなクラスタリングアルゴリズムの能力を徹底的にテストして、潮汐によって破壊されたUFDの残骸を回復します。10,000を超えるクラスタリングの実行を実行し、7つのクラスタリングアルゴリズム、アルゴリズムごとに約20のハイパーパラメータの選択、およびそれぞれ最大32のシミュレートされたサンプルを含む6つの異なるタイプのデータセットをテストします。7つのアルゴリズムのうち、HDBSCANはUFD回復率とクラスターの現実性率のバランスを最も一貫して取っています。非常に理想的な場合でも、クラスタリングアルゴリズムによって検出されたクラスターの大部分は、実際に付加されたUFDの残骸に対応しておらず、通常、UFDの残骸の$6\％$しか回復できません。これらは最近降着した残骸、$z_{\text{accretion}}\lesssim0.5$です。これらの結果に基づいて、観測データで動的にリンクされたUFD星のクラスターの検索をガイドするのに役立つ推奨事項を作成します。実際のクラスターは一般にエネルギーの中央値と$J_r$が高く、実際のクラスターと偽のクラスターを識別するのに役立つ方法を提供します。また、クラスタリングの結果を改善する方法として、化学的タグ付けを組み込むことをお勧めします。
SDSS-IV MaNGA：近くの宇宙の銀河内の物理的性質の動径分布
| Title |
SDSS-IV_MaNGA:_The_radial_distribution_of_physical_properties_within_galaxies_in_the_nearby_universe |
| Authors |
J._K._Barrera-Ballesteros,_S._F._S\'anchez,_C._Espinosa-Ponce,_C._L\'opez-Cob\'a,_L._Carigi,_A.Z._Lugo-Aranda,_E._Lacerda,_G._Bruzual,_H._Hernandez-Toledo,_N._Boardman,_N._Drory,_Richard_R._Lane,_and_J._R._Brownstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07058 |
光学面分光器（IFU、SDSS-IVMaNGA調査、$\sim$10000ターゲット）で観測された銀河の最大のサンプルを使用して、恒星の連続体とイオン化ガス放出から得られた物理的特性の放射状分布を導き出します行。大きなサンプルが与えられた場合、両方のグローバルプロパティの異なるビンの動径分布を平均化することにより、星の総質量と形態の影響を調べることができます。区分的分析を使用して、さまざまなガラクトセントリック距離でのこれらのプロパティからの勾配の傾きを特徴付けます。一般に、星の連続体とイオン化ガスの輝線の両方に由来するほとんどの特性は、星の総質量や形態などのグローバルな特性による二次的な影響を伴う負の勾配を示すことがわかります。我々の結果は、観測された勾配を設定するために、恒星成分の特性と局所（kpc）スケールでのイオン化ガスの特性との間の密接な相互作用を確認します。さらに、同様のグローバルプロパティ（特に恒星パラメータ）の勾配の類似性は、銀河のポテンシャルに続く初期の放射状ガス分布を伴う星形成と化学濃縮の統計的に類似した履歴を示しています。
KDG 64：メシエ81の大きな矮小楕円体または小さな超拡散衛星
| Title |
KDG_64:_a_large_dwarf_spheroidal_or_a_small_ultra-diffuse_satellite_of_Messier_81 |
| Authors |
Anton_V._Afanasiev,_Igor_V._Chilingarian,_Kirill_A._Grishin,_Dmitry_Makarov,_Lidia_Makarova,_Daniel_Fabricant,_Nelson_Caldwell,_Sean_Moran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07059 |
矮小楕円体（dSph）やより明るい矮小楕円体（dE）を含む低質量の初期型銀河は、グループや銀河団の銀河集団を支配しています。最近、より拡張された超拡散銀河（UDG）の追加の初期型集団が特定され、3つの分類間の潜在的な形態学的および進化的関係についての議論が活発化しています。ここでは、M81グループの大きなdSph銀河であるKDG64（UGC5442）の深部積分光スペクトルから、空間的に分解された星の運動学の最初の測定値を示します。これらのデータから、ジーンズの動的モデリングを使用して、星の種族の特性と暗黒物質のハローパラメータを推測します。私たちは、若い星がなく、暗黒物質の質量分率が半光半径内で約90％である、古い、金属の少ない星の種族を見つけました。これらの特性と基本平面上のKDG64の位置は、それがコマと乙女座銀河団の小さなUDGの局所的な類似物であり、おそらく過渡的なdSph-UDGオブジェクトであることを示しています。その進化の道筋は、既存のデータから一意に確立することはできませんが、超新星のフィードバックと潮汐加熱がKDG64の形成に重要な役割を果たしたと主張します。
GRB 171205A /SN2017iukをホストしている他の点では通常の渦巻銀河の異常なガス構造
| Title |
Unusual_gas_structure_in_an_otherwise_normal_spiral_galaxy_hosting_GRB_171205A_/_SN_2017iuk |
| Authors |
M._Arabsalmani,_S._Roychowdhury,_F._Renaud,_A._Burkert,_E._Emsellem,_E._Le_Floc'h,_E._Pian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07060 |
カールG.ヤンスキー超大型アレイによるHI21cm輝線観測を通じて、z=0.037でのGRB171205A/SN2017iukのホスト銀河における水素原子（HI）の構造を研究します。これらの観測は、この他の点では明らかに正常な銀河におけるHIの異常な形態と運動学を明らかにしています。高い柱密度、冷たいHIは、銀河の光学中心を通過する南北の拡張領域には存在しませんが、代わりに銀河の両側で南に向かって拡張されます。さらに、HIの運動学は、古典的な回転円盤で予想されるように、銀河の主軸に沿った連続的な変化を示していません。銀河のHI構造と運動学を説明するために、いくつかのシナリオを検討します。中央のスターバーストおよび/または活動銀河核からのフィードバック、動圧ストリッピング、降着、およびコンパニオン銀河からの潮汐相互作用です。これらのオプションはすべて除外されます。最も実行可能な残りの説明は、ほんの数ミリ前に衛星がディスクを貫通して通過し、その恒星分布にまだ影響を与えることなく、GRBホストでHIを再分配することです。それはまた、激しい誘発された衝撃のために独特の星の急速な形成につながる可能性があります。歪んだ領域の近くのGRB171205Aの位置は、その始祖星がHIの特性と同じ起源を共有する極端な条件で発生したことを示唆しています。これは、そのホスト銀河におけるGRB171205Aの非定型の位置を説明することができます。
SDSS-IV MaNGA：10,000個の銀河のpyPipe3D分析リリース
| Title |
SDSS-IV_MaNGA:_pyPipe3D_analysis_release_for_10,000_galaxies |
| Authors |
S.F._S\'anchez,_J.K._Barrera-Ballesteros,_E._Lacerda,_A._Mej{\i}a-Narvaez,_A._Camps-Fari\~na,_G._Bruzual,_C._Espinosa-Ponce,_A._Rodr{\i}guez-Puebla,_A._R._Calette,_H._Ibarra-Medel,_V._Avila-Reese,_H._Hernandez-Toledo,_M._A._Bershady,_M._Cano-Diaz,_and_A.M._Munguia-Cordova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07062 |
ここでは、SDSSの17番目のデータリリースに含まれる最終的なMaNGAデータセットに対してpyPipe3Dパイプラインを使用して実行された分析を示します。このデータセットは、10,000を超える個別のデータキューブで構成されており、銀河の数が最も多い面分光銀河調査です。pyPipe3Dは、IFSデータキューブを処理して、星の種族とイオン化ガス輝線の両方の空間的に分解された分光特性を抽出します。サンプルの特性と分析されたデータの特性の簡単な要約が含まれています。この記事では、（i）実行された分析、（ii）パイプラインの説明、（iii）採用された星の種族ライブラリ、（iv）形態学的および測光分析、（v）導出された空間的に分解されたデータモデルの詳細について説明します。プロパティおよび（vi）最終カタログに含まれる個々の統合された特徴的な銀河のプロパティ。以前のデータリリースのパイプラインの以前のバージョンおよびこのデータセットを使用した他のツールの結果との比較が含まれています。完全なデータセットと最終カタログの使用方法に関する実際的な例は、提供された製品の処理方法を示しています。私たちの完全な分析は、ウェブページhttp://ifs.astroscu.unam.mx/MaNGA/Pipe3D_v3_1_1/からアクセスしてダウンロードできます。
ガス放出に対するダークマターハローの応答：CuspCore II
| Title |
The_Response_of_Dark_Matter_Haloes_to_Gas_Ejection:_CuspCore_II |
| Authors |
Zhaozhou_Li,_Avishai_Dekel,_Nir_Mandelker,_Jonathan_Freundlich,_Thibaut_Fran\c{c}ois |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07069 |
矮星や高zの巨大銀河でDM欠損コアを生成するメカニズムとして、中心ガス放出に対する暗黒物質（DM）ハローの応答の解析モデルCuspCoreIIを提案します。理想化されたN体シミュレーションを使用して、このモデルと他の3つの方法をテストします。現在のモデルは物理的に正当化されており、以前のバージョンであるCuspCoreI（Freundlichetal。2020）よりも正確な予測を提供します。CuspCoreモデルは、電位の瞬間的な変化と、それに続く新しいジーンズの平衡への緩和を想定しています。緩和は、最初の公転周期中の激しい緩和であり、その後に位相混合が続きます。エネルギー拡散dE=dU（r）を繰り返しトレースすることにより、モデルはシミュレートされたDMプロファイルを約10％以上の精度で再現します。断熱不変量に基づく方法は、中程度の質量変化に対して同様の精度を示しますが、強力なガス放出のDM膨張を過小評価します。DMと総質量比の単純な経験的関係に基づく方法では、予測がわずかに劣ります。CuspCoreIで使用されている、固定DM質量を含むシェルのエネルギー節約の大まかな仮定は、DM応答を過小評価していることがわかります。これは、代替の「エネルギー」定義を導入することで部分的に改善できます。私たちのモデルは、DM欠損銀河の形成における星とDMの多成分系の異なる応答に対処するために一般化されています。
z〜2.47で最大の宇宙構造のトレーサーとしてのLya放出の評価
| Title |
Evaluating_Lya_Emission_as_a_Tracer_of_the_Largest_Cosmic_Structure_at_z~2.47 |
| Authors |
Yun_Huang,_Kyoung-Soo_Lee,_Olga_Cucciati,_Brian_Lemaux,_Marcin_Sawicki,_Nicola_Malavasi,_Vandana_Ramakrishnan,_Rui_Xue,_Letizia_P._Cassara,_Yi-Kuan_Chiang,_Arjun_Dey,_Stephen_D.J._Gwyn,_Nimish_Hathi,_Laura_Pentericci,_Moire_Prescott,_and_Gianni_Zamorani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07101 |
z〜2.47のプロトスーパークラスターであるHyperionの発見と分光学的確認は、それらの大規模環境の文脈で遠方の銀河を研究する前例のない機会を提供します。Hyperion周辺の〜1*1deg^2領域の深狭帯域光観察を実行し、157個のLyaエミッター（LAE）を選択します。推定されるLAEの過密度は、30*20*15cMpc^3の有効体積内でdelta_g〜40であり、Hyperionが複数のプロトクラスターで構成され、総質量がM_tot〜1.4*のスーパークラスターに進化するという事実と一致しています。z=0で10^15M_sun。LAEの分布は、既知の分光学的メンバーの分布を厳密に反映しており、プロトクラスターコアとそれらに接続された延長フィラメントアームをトレースしており、同じ大規模構造をトレースしていることを示唆しています。LAEの位置をHIトモグラフィーデータと相互相関させることにより、おそらくLyaがそのような領域で抑制されているために、LAEが最も高いHI領域であまり豊富ではない可能性があるという弱い証拠が見つかります。ハイペリオン地域は、活動銀河核（AGN）の大規模な集団をホストしており、フィールドのそれよりも約12倍豊富です。プロトクラスター領域でのAGNの普及は、銀河合体などの密集した環境でより頻繁に発生する物理的プロセスによってトリガーされる可能性を示唆しています。私たちの研究は、LAEが最大の宇宙構造の信頼できるマーカーであることを示しています。進行中および今後のイメージングおよび分光学的調査と組み合わせると、広視野狭帯域光観察は、宇宙構造とその銀河住民の形成と進化に関する知識を進歩させる可能性があります。
水氷上の宇宙化学的に関連する種の拡散活性化エネルギーと脱着活性化エネルギーは明確な関係を示さない
ダスト粒子に吸着された分子の脱着（Edes）と表面拡散（Esd）の活性化エネルギーは、星間物質の化学にとって最も重要なパラメーターの2つです。Edesは実験室での実験によって測定されることがよくありますが、Esdの測定はまばらです。データが不足しているため、宇宙化学モデルは通常、単純なスケーリング関係、Esd=fEdesを想定しています。ここで、fは、吸着種に関係なく定数です。ここでは、超高真空透過型電子顕微鏡（UHV-TEM）を使用して、水氷表面のCH4、H2S、OCS、CH3OH、およびCH3CNのEsdを実験的に測定します。文献から測定されたEsd値とEdes値を編集すると、fの値は種に応じて約0.2から約0.7の範囲であることがわかります。大多数の種のf（またはEsd）が利用可能でない限り、宇宙化学モデルの自然な代替アプローチは、各種のfをランダムに変化させて複数のシミュレーションを実行することです。このアプローチでは、各シミュレーションによって予測された存在量ではなく、複数のシミュレーションによって予測された分子存在量の範囲が重要です。ここでは、分子雲と原始星エンベロープの天体化学モデルの10,000のシミュレーションを実行し、各種にfの値をランダムに割り当てます。前者の場合、Esdがモデル予測の不確実性に最も強く影響するいくつかの主要な種を特定します。これらの種のEsdは、将来の実験室および量子化学研究で調査する必要があります。後者の場合、多くの種のEsdの不確実性が、モデル予測の不確実性に寄与します。
近くと遠くの銀河バルジ星の金属量特性：Aurigaシミュレーションからの期待
ぎょしゃ座シミュレーションの高解像度天の川のようなモデルを使用して、銀河バルジの化学的性質を研究し、手前側（銀河中心の前）と遠側（銀河中心の後ろ）の星の金属量の違いに焦点を当てます。）。一般に、特定の視線に沿って、反対側は反対側よりもディスク平面より上に位置するため、反対側は反対側よりも金属が豊富であり、ディスクの負の垂直金属量勾配と一致します。ただし、$l<0^\circ$と$|b|\le6^\circ$の領域では、手前側は遠側よりもさらに金属が少なく、銀経の経度によってその差が変化します。これは主に、バーの短軸の周りの星が長軸の周りの星よりも金属が少ないという事実によるものです。バーが傾いているため、負の経度領域では、手前側が主に遠側よりも短軸領域に近い星によって寄与され、そのような金属量の違いが生じます。近辺と遠辺の過密度を特定することで、X字型の星を抽出します。それらの金属量特性は、銀河バルジ全体の結果と一致しています。箱型/ピーナッツ型の膨らみは、観測における二重の赤い塊の星の金属量の違いを自然に説明することができます。星の種族が異なる古典的なバルジコンポーネントを使用する必要はありません。
M81グループの新しい球状星団候補
| Title |
New_Globular_Cluster_Candidates_in_the_M81_group |
| Authors |
Jiaming_Pan,_Eric_F._Bell,_Adam_Smercina,_Paul_Price,_Colin_T._Slater,_Jeremy_Bailin,_Roelof_S._de_Jong,_Richard_D'Souza,_In_Sung_Jang,_Antonela_Monachesi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07251 |
外側のハロー球状星団（GC）の集団の研究は、銀河合体、球状星団の降着、およびGCの起源についての洞察を与えることができます。宇宙ベースのGALEX、IRAC、GaiaEDR3データと組み合わせて、アーカイブのスバルHyperSuprime-Cam（HSC）データを使用して、確認と将来の研究のためにM81グループの外側のハローにある球状星団（GC）の候補を選択します。以前に発見されたGCの小さなサンプルを使用して選択基準を調整し、M81グループの明るい既知のGCのサイズが、通常、私たちの分野のスバルPSFよりもわずかに大きいことを確認しました。光学バンドでは、GCの色は星とわずかに異なるように見えます。長波長のベースラインが星からの分離をいくらか助け、GCを多くのコンパクトな背景銀河から明確に分離するため、アーカイブIRACデータを含めることで色の分離が劇的に改善されます。M81グループで以前に分光学的に識別されたGCのいくつかは、代わりに前景の星または背景の銀河であることを示します。M82に近いGCは視線速度を持っており、M82とともにM81グループに分類されたことを示しています。全体的なM81GCの光度関数は、天の川やM31に似ています。M81の外側のハローGCは、その金属量と数が天の川に似ており、M31のより金属が豊富な外側のハローGCの母集団よりもはるかに少ない数です。これらの特性は、3つの銀河の合併履歴の違いを反映しており、銀河のより大きなサンプルの合併履歴を追跡するために外部ハローGCを使用する可能性を強調しています。
| Title |
The_Black_Hole_Mass_Function_Across_Cosmic_Times_II._Heavy_Seeds_and_(Super)Massive_Black_Holes |
| Authors |
A._Sicilia,_A._Lapi,_L._Boco,_F._Shankar,_D.M._Alexander,_V._Allevato,_C._Villforth,_M._Massardi,_M._Spera,_A._Bressan,_L._Danese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07357 |
これは、恒星から（超）大規模レジームまでのブラックホール（BH）質量関数のモデル化を目的としたシリーズの2番目の論文です。現在の作業では、（超）大規模なBHに焦点を当て、宇宙時間にわたるそれらの質量関数のab-initio計算を提供します。中央のBHを成長させるための2つの主要なメカニズムを検討します。これらは、局所的な巨大銀河の高赤方偏移星形成前駆体で協力することが期待されています。1つ目は、ガス状の力学的摩擦プロセスであり、ガスが豊富なホスト前駆銀河での星形成の激しいバースト中に発生した恒星質量BHの核領域への移動、および中央の重いBHシードの蓄積を引き起こす可能性があります。M_\bullet\sim10^{3-5}\、M_\odot$は、短いタイムスケールで$\lesssim$年間$10^7$です。2番目のメカニズムは、重いBHシードへの標準的なエディントン型ガスディスクの降着であり、これにより、中央のBHが（超）大規模な$M_\bullet\sim10^{6-10}\、M_\odot$内になります。典型的な星形成期間$\lesssim1$ホストのGyr。観測された赤方偏移に依存するボロメータAGN光度関数とエディントン比分布、および降着する中央BHの星形成とボロメータ光度の関係を再現することにより、半経験的アプローチを検証します。次に、一般化された連続の方程式アプローチを介して、さまざまな赤方偏移での遺物（超）大規模BH質量関数を導出し、それを現在の観測推定値と比較します。最後に、BH質量の10桁以上にわたって、恒星から（超）大規模レジームまでの全体的なBH質量関数を再構築します。
VEGAS調査IIからのHydraIクラスターの銀河集団。超拡散銀河集団
| Title |
Galaxy_populations_in_the_Hydra_I_cluster_from_the_VEGAS_survey_II._The_ultra-diffuse_galaxy_population |
| Authors |
Antonio_La_Marca,_Enrichetta_Iodice,_Michele_Cantiello,_Duncan_A._Forbes,_Marina_Rejkuba,_Michael_Hilker,_Magda_Arnaboldi,_Laura_Greggio,_Chiara_Spiniello,_Steffen_Mieske,_Aku_Venhola,_Marilena_Spavone,_Giuseppe_D'Ago,_Maria_Angela_Raj,_Rossella_Ragusa,_Marco_Mirabile,_Roberto_Rampazzo,_Reynier_Peletier,_Maurizio_Paolillo,_Nelvy_Choque_Challapa,_Pietro_Schipani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07385 |
この作業では、深部画像に基づいて、超拡散銀河（UDG）候補を含む低表面輝度（LSB）銀河のカタログを、銀河団のHydraIクラスターの$\approx0.4R_{vir}$内に拡張します。VST初期型銀河調査（VEGAS）から。新しい銀河は、自動検出ツールを適用し、$g$および$r$バンド画像の追加の目視検査を実行することによって発見されます。これにより、11個のUDGとさらに8個のLSB銀河が検出されました。それらすべてについて、クラスターメンバーシップは、ハイドラIの初期型の巨銀河と矮小銀河について導出された色と大きさの関係を使用して評価されています。ハイドラIで見つかったUDGと新しいLSB銀河は、広範囲の中心表面輝度（$22.7）にまたがっています。\lesssim\mu_{0、g}\lesssim26.5$mag/arcsec$^2$）、有効半径（$0.6\lesssimR_e\lesssim4.0$kpc）および色（$0.4\leqg-r\leq0.9$mag）、および$\sim5\times10^6-2\times10^8$M$_{\odot}$の範囲の恒星の質量を持っています。両方の銀河タイプの2D投影分布は、矮小銀河の空間分布に似ており、クラスターコアとクラスター中心の北に密度が高くなっています。それらは、赤い矮小銀河と同様の色分布と同等の恒星質量を持っています。測光選択に基づいて、UDGに関連付けられた球状星団の候補を合計9つ、LSB銀河に関連付けられた4つを特定します。個々のUDGの候補の最大数は3つです。ドワーフ、LSB銀河、UDGの間に関連する違いはないことがわかります。つまり、3つのクラスの構造パラメーター（つまり、表面の明るさ、サイズ、色、n-index）とGCの内容は、同様の特性と傾向を持っています。この発見は、UDGがこの環境における矮星のサイズ-光度分布の極端なLSBテールであることと一致しています。
機械学習を使用した衛星の落下時間の決定
| Title |
Determining_Satellite_Infall_Times_Using_Machine_Learning |
| Authors |
Stan_Barmentloo_and_Marius_Cautun_(Leiden_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07419 |
天の川（MW）衛星の重要な未知数は、それらの軌道の歴史であり、特に、それらが多数の環境プロセスを経験するポイントをマークするので、それらがMWシステムに付着した時間です。落下時間を決定するための新しい方法論、すなわちニューラルネットワーク（NN）アルゴリズムを使用して提示します。NNは、矮小銀河が最初に落下するのかバックスプラッシュ銀河であるのかを予測し、その落下時間を推測するために、EAGLE流体力学シミュレーションのMWアナログで訓練されています。結果として得られるNNは、現在ビリアル半径の外側にある銀河がバックスプラッシュ衛星である場合、85\％の精度で予測し、4.4Gyrsの典型的な68\％信頼区間で落下時間を決定します。ガイアEDR3の固有運動でNNをMWの矮星に適用すると、300kpc以内のすべての矮星が銀河ハローの中にあったことがわかります。全体的なMW衛星降着率は、LMCとその衛星の落下に対応する1.5Gyrsのルックバック時間でMWが2番目のピークを示す遅い時間を除いて、理論的予測とよく一致しています。また、超微弱な矮星の急冷時間は、落下時間と有意な相関関係を示さず、したがって、それらが再電離中に急冷されたという仮説を支持することもわかりました。対照的に、星の質量が$10^5〜M_\odot$を超える矮星は、銀河ハロー内の環境の消光と一致しており、星形成は平均して$0.5^{+0.9}_{-1.2}$Gyrsで停止します。落下後。
近くのガスが豊富な渦巻きにおける銀河合体の特徴の可観測性
| Title |
The_observability_of_galaxy_merger_signatures_in_nearby_gas-rich_spirals |
| Authors |
Rebecca_McElroy,_Connor_Bottrell,_Maan_H._Hani,_Jorge_Moreno,_Scott_M._Croom,_Christopher_C._Hayward,_Angela_Twum,_Robert_Feldmann,_Philip_F._Hopkins,_Lars_Hernquist,_and_Bernd_Husemann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07545 |
銀河合体は銀河の進化を理解するために重要であるため、MUSEやSAMIなどの大規模なIFU銀河サンプルからそれらを選択するには、それらの観測シグネチャを決定する必要があります。「FeedbackInRealisticEnvironment」（FIRE-2）モデルに基づく24の高解像度の理想化された流体力学的銀河合体シミュレーションを採用し、合成画像と速度マップを使用してさまざまな構成と段階への合体の可観測性を決定します。私たちの合併は、低赤方偏移での2つのガスリッチスパイラルの固定1：2.5恒星質量比での軌道構成の範囲をカバーしています。形態学的および運動学的非対称性は、各相互作用にまたがる合成画像および速度マップに対して計算されます。相互作用シーケンスを次の3つに分割します。（1）ペアフェーズ。（2）マージフェーズ。（3）合体後の段階。合併の段階と観察の視野に応じて、66％の完全性で運動学的非対称性を使用して、合体後の最初の近地点通過と500Myrの間の合併を正しく識別します。ペアフェーズ（40％）で検出されるマージは少なく、マージフェーズと合体後フェーズ（97％）で検出されるマージは多くなります。中央に集中した非対称の運動学的特徴が検出可能性を高める逆行性の合併を除いて、合併の検出可能性は視野とともに減少することがわかります。測光と運動学的非対称性の組み合わせから導き出されたカットオフを使用して、これらの検出を全体で89％、ペアで79％、マージおよび合体後のフェーズで100％近くに増やします。この組み合わされた非対称カットオフを使用することにより、大規模に多重化された面分光プログラムによって範囲が定められたより小さな視野によって引き起こされる影響の一部を軽減します。
吸収で検出された紫外線薄暗いプロトクラスターの集団
| Title |
A_population_of_ultraviolet-dim_protoclusters_detected_in_absorption |
| Authors |
Andrew_B._Newman_(1),_Gwen_C._Rudie_(1),_Guillermo_A._Blanc_(1,2),_Mahdi_Qezlou_(1,3),_Simeon_Bird_(3),_Daniel_D._Kelson_(1),_Victoria_P\'erez_(2),_Enrico_Congiu_(2),_Brian_C._Lemaux_(4,5),_Alan_Dressler_(1),_and_John_S._Mulchaey_(1)_((1)_Observatories_of_the_Carnegie_Institution_for_Science,_(2)_Universidad_de_Chile,_(3)_University_of_California,_Riverside,_(4)_University_of_California,_Davis,_(5)_Gemini_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07661 |
銀河の原始クラスターは、最終的には局所宇宙で見られる巨大なクラスターに成長しますが、通常、銀河の過密度を特定することによって追跡されます。現在、遠方の銀河の大規模な分光学的調査が存在しますが、それらの感度は、質量ではなく、主に銀河の星形成活動とダスト含有量に依存します。したがって、銀河の構成要素に依存しない大規模なプロトクラスターのトレーサーが必要です。ここでは、バックグラウンド銀河の密なグリッドのスペクトルにおけるライマン-$\alpha$吸収の観測を報告します。これを使用して、銀河間ガスを介して赤方偏移2.2〜2.8にかなりの数の候補プロトクラスターを配置します。宇宙論的シミュレーションにおけるそれらの類似体の暗黒物質含有量と比較して、ほとんどが以前は知られていなかった、最も多くの吸収を生み出す構造が驚くほど少ない銀河を含んでいることがわかります。ほぼすべてがプロトクラスターであると予想され、それらの予想される銀河メンバーの半分は、静止フレームの紫外線波長で異常に薄暗いため、調査から欠落していると推測されます。これは、これらの銀河の進化に対するプロトクラスター環境の予想外に強力で初期の影響が、星形成を減少させたり、塵の含有量を増加させたりしたためと考えられます。
2Dおよび3Dでの磁気回転乱流の完全に動的なせん断ボックスシミュレーション。 I.ペアプラズマ
| Title |
Fully_kinetic_shearing-box_simulations_of_magnetorotational_turbulence_in_2D_and_3D._I._Pair_plasmas |
| Authors |
Fabio_Bacchini,_Lev_Arzamasskiy,_Vladimir_Zhdankin,_Gregory_R._Werner,_Mitchell_C._Begelman,_Dmitri_A._Uzdensky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07061 |
磁気回転不安定性（MRI）は、天体物理学的降着円盤の巨視的ダイナミクスを決定する基本的なメカニズムです。超大質量ブラックホールの周りの無衝突降着流では、微視的（すなわち動的）スケールにカスケードするMRI駆動プラズマ乱流は、角運動量の輸送と再分布の強化、非熱的粒子加速、および電子とイオンが不均等に加熱される2つの温度状態をもたらす可能性があります。ただし、この微視的物理学は、MRIの研究に通常使用される標準的な電磁流体力学（MHD）アプローチでは捉えることができません。この作業では、2次元および3次元で完全に動的なParticle-in-Cell（PIC）シミュレーションを使用して、ペアプラズマにおけるMRI乱流の非線形発達を調査します。まず、2Dシミュレーションを使用して軸対称MRIを徹底的に研究し、2DジオメトリがMHDの期待とは大幅に異なる結果を生成する方法と理由を説明します。次に、最大の（これまでの）3Dシミュレーションを実行します。このシミュレーションでは、新しいシャーリングボックスアプローチを採用し、3DPICモデルがメソスケール（つまりMHD）MRIダイナミクスを十分に大きな実行で再現できることを示します。完全な運動シミュレーションにより、無衝突MRIによって駆動される非熱粒子加速と角運動量輸送を説明することができます。これらの微視的プロセスは、最終的に降着プラズマで測定可能な放射線の放出につながるため、流体（MHD）モデルによって課せられる制限を超えて、第一原理から現在および将来の観測を理解するために私たちの仕事は最も重要です。この最初の研究では、単純化のためにペアプラズマに焦点を当てていますが、私たちの結果は、より現実的な電子イオンシミュレーションを設計するための重要なステップを表しており、今後の作業に焦点を当てます。
Fe-L錯体IIIのX線スペクトル：原子データの系統的不確実性
| Title |
X-ray_spectra_of_the_Fe-L_complex_III:_systematic_uncertainties_in_the_atomic_data |
| Authors |
Liyi_Gu,_Chintan_Shah,_Junjie_Mao,_A.J.J._Raassen,_Jelle_de_Plaa,_Ciro_Pinto,_Hiroki_Akamatsu,_Norbert_Werner,_Aurora_Simionescu,_Francois_Mernier,_Makoto_Sawada,_Pranav_Mohanty,_Pedro_Amaro,_Ming_Feng_Gu,_F._Scott_Porter,_Jose_R._Crespo_Lopez-Urrutia,_and_Jelle_S._Kaastra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07134 |
プラズマコードで使用される原子データに由来する体系的な不確実性の定量的推定を求めるX線天文学コミュニティからの要求が高まっています。理論計算を使用して原子データの不確実性を調査するいくつかの研究がありますが、一般に、このタスクに対して一般的に受け入れられている解決策はありません。主に恒星コロナと銀河団の観測された高解像度スペクトルの専用分析に基づいて、衝突プラズマの現在のモデルの線放射率の不確実性を推定するための新しいアプローチを提示します。イオン濃度計算からの追加の不確実性を適切に考慮した後、観測された線の系統的な不確実性は、モデル線フラックスとの反相関を一貫して示していることがわかります。スペクトルの強い線は一般によりよく再現されており、主な遷移の原子データとモデリングがマイナーな遷移よりも正確であることを示しています。この根底にある反相関は、ソースのプロパティ、ラインの位置、イオン種、およびライン形成プロセスにほぼ依存しないことがわかります。さらに、衝突プラズマ源のシミュレートされたXRISMおよびAthena観測にこの方法を適用し、これらのスペクトルの解釈に対する不確実性の影響について説明します。典型的な不確実性は、温度で1〜2％、O、Ne、Fe、Mg、およびNiの存在量で3〜20％です。
偏光測定によるX線パルサー形状の釣り
| Title |
Angling_for_x-ray_pulsar_geometry_with_polarimetry |
| Authors |
Victor_Doroshenko,_Juri_Poutanen,_Sergey_Tsygankov,_Valery_Suleimanov,_Matteo_Bachetti,_Ilaria_Caiazzo,_Enrico_Costa,_Alessandro_Di_Marco,_Jeremy_Heyl,_Fabio_La_Monaca,_Fabio_Muleri,_Alexander_Mushtukov,_George_G._Pavlov,_Brian_D._Ramsey,_John_Rankin,_Andrea_Santangelo,_Paolo_Soffitta,_Ruediger_Staubert,_Martin_C._Weisskopf,_Silvia_Zane,_Ivan_Agudo,_Lucio_A._Antonelli,_Luca_Baldini,_Wayne_H._Baumgartner,_Ronaldo_Bellazzini,_Stefano_Bianchi,_Stephen_D._Bongiorno,_Raffaella_Bonino,_Alessandro_Brez,_Niccolo_Bucciantini,_Fiamma_Capitanio,_Simone_Castellano,_Elisabetta_Cavazzuti,_Stefano_Ciprini,_Alessandra_De_Rosa,_Ettore_Del_Monte,_Laura_Di_Gesu,_Niccolo_Di_Lalla,_Immacolata_Donnarumma,_Michal_Dovciak,_Steven_R._Ehlert,_Teruaki_Enoto,_Yuri_Evangelista,_Sergio_Fabiani,_Riccardo_Ferrazzoli,_Javier_A._Garcia,_et_al._(50_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07138 |
イメージングX線偏光測定エクスプローラーによるX線パルサーHerX-1の観測を使用して、降着する中性子星からの偏光信号の非常に重要な検出について報告します。観測された$\sim10$％の偏光度は、このオブジェクトの理論上の予想をはるかに下回っており、パルサーのスピンサイクル全体を通して低いままです。分極度と角度の両方がパルス位相によって変動するため、パルサーのスピン位置角と中性子星の磁気傾斜度を測定できます。これは、X線パルサーの固有放射の詳細なモデリングに向けた重要なステップです。私たちの結果を光学偏光測定データと組み合わせると、中性子星のスピン軸と二元軌道の角運動量が少なくとも$\sim$20度ずれていることがわかります。これは、安定性を説明するモデルを支持する強力な議論です。中性子星の進行による観測された超軌道変動の比較。
光学偵察IIによるX線連星光度関数の較正。低星形成スパイラルM81のX線連星の高質量XLFと球状星団の集団
| Title |
Calibrating_X-ray_binary_luminosity_functions_via_optical_reconnaissance_II._The_high-mass_XLF_and_globular_cluster_population_of_X-ray_binaries_in_the_low_star-forming_spiral_M81 |
| Authors |
Qiana_Hunt,_Elena_Gallo,_Rupali_Chandar,_Angus_Mok_and_Andrea_Prestwich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07192 |
マルチバンドハッブル宇宙望遠鏡（HST）イメージングデータを使用して、近くの渦巻銀河M81内のコンパクトなX線源集団の光学的対応物を特徴付けます。候補のドナー星とホストクラスターについて測定された光学的光度と色を、それぞれ恒星とクラスターの進化モデルと比較することにより、フィールドとクラスターのX線連星の可能性のある質量と年齢の上限を推定します。古代の球形クラスター内の15個の低質量X線バイナリ（つまり、ドナー星の質量$\leq$3太陽質量）と、42個の候補となる高質量X線バイナリ（つまり、ドナー星の質量$\geq$8）を特定します。太陽質量）。誤分類の可能性を推定するために、4,000個の人工光源をHSTモザイク画像に注入し、球状星団と高質量X線連星の分類が90％を超えるレベルで信頼できると結論付けました。X線連星をホストする球状星団は、そうでない球状星団よりも平均してより大きく、よりコンパクトであることがわかります。しかし、クラスターのX線の明るさとそれらの質量または密度との間に明らかな相関関係はなく、X線連星は低質量X線連星の一般的なフィールド集団よりも多くのX線発光をホストしていません。この作品は、渦巻銀河の球状星団内のX線連星の母集団の最初の詳細な分析の1つを表しています。
AGNジェットのラジオ/X線ノットにおける加速電子の移流
活動銀河核（AGN）のキロパーセクスケールジェットの結び目からのX線放射は、高エネルギー放射プロセスが無線/光学対応物とは異なることを示唆しています。宇宙マイクロ波光子の逆コンプトン散乱に基づく解釈は、低赤方偏移源のフェルミガンマ線観測によって除外されています。別の説明として、異なる電子集団からのシンクロトロン放射が提案されています。AGNノットの粒子加速部位からの移流電子分布を考慮したモデルを提案する。この移流された電子分布は、加速された電子分布とは大きく異なり、2番目の電子集団の要件を満たします。加速および対流電子分布からのシンクロトロン放射は、3C273のノットの観測されたラジオからX線へのフラックスをうまく再現できます。モデルパラメータの選択された組み合わせでは、宇宙マイクロ波光子の逆コンプトン散乱によるスペクトルが低下します。フェルミガンマ線の上限内。
低質量X線連星GX3+1からの急速なタイプI熱核バーストのAstroSat観測
| Title |
AstroSat_observation_of_rapid_Type-I_thermonuclear_burst_from_the_low_mass_X-ray_binary_GX_3+1 |
| Authors |
Ankur_Nath,_Biplob_Sarkar,_Jayashree_Roy_and_Ranjeev_Misra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07450 |
{\itAstroSat}の大面積X線比例計数管（LAXPC）および軟X線望遠鏡（SXT）機器を搭載した低質量X線連星GX3+1の観測結果を報告します。初めて。LAXPC20の光度曲線に存在する1つのタイプ1熱核バースト（$\sim$15s）を検出しました。これは、より高いエネルギーで2つのピークの特徴があり、硬度-強度図の調査により、ソースがソフトにあることがわかります。バナナの状態。バースト前の放出は、熱的に圧縮されたモデルコンポーネントによってうまく説明できます。バーストスペクトルは、バーストが減衰するときのパラメトリック変化を監視するために、バースト前モデルに追加された単色黒体モデルを使用する時間分解分光法を採用してモデル化されます。時間分解分光法に基づいて、検出されたバーストは光球半径拡張（PRE）バーストであると主張します。PREフェーズ中、黒体フラックスは、平均値$\sim$2.56で$10^{-8}$ergss$^{-1}$cm$^{-2}$単位でほぼ一定であることがわかります。文献調査に基づいて、\textit{AstroSat}/LAXPC20は、10年以上後にGX3+1からのバーストを検出したと推測します。これはPREのものでもあります。得られたバーストパラメータを利用して、等方性バースト放射に対して計算された$\sim$9.3$\pm$0.4kpcであるソース距離の新しい推定値を提供します。最後に、調査結果について議論し、公開されている文献レポートと比較します。
孤立したブラックホール候補OGLE-2011-BLG-0462、および重力マイクロレンズ法によって発見された他の崩壊した物体のX線観測
| Title |
X-ray_observations_of_the_isolated_black_hole_candidate_OGLE-2011-BLG-0462_,_and_other_collapsed_objects_discovered_through_gravitational_microlensing |
| Authors |
Sandro_Mereghetti,_Lara_Sidoli,_Gabriele_Ponti,_Aldo_Treves |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07480 |
孤立したブラックホールと中性子星は、長期間の重力マイクロレンズイベントの観測を通じて明らかにすることができます。銀河バルジの方向の星の調査で、いくつかの候補が見つかりました。最近、ミリ秒レベルの位置天文情報が追加されたおかげで、これらの「暗い」重力レンズのいくつかの質量と距離の不確実性を減らし、最も有望な候補を選択することが可能になりました。これらの孤立したコンパクトオブジェクトは、星間物質からの降着によって動力を与えられたX線を放出する可能性があります。Chandra、XMM-Newton、およびINTEGRAL衛星のデータを使用して、孤立したブラックホール候補OGLE-2011-BLG-0462、および重力マイクロレンズ法で見つかった他のいくつかの推定崩壊物体でX線放射を検索しました。OGLE-2011-BLG-0462は最近、1.6kpcの距離にある7.1M_sunブラックホールとして解釈されましたが、別のグループが大規模な中性子星を除外できない質量範囲（1.6-4.4M_sun）を取得しました。フラックスの上限は、OGLE-2011-BLG-0462から、0.5〜7keVで9$\times10^{-15}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$になりました。範囲と$\sim2\times10^{-12}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$は、17〜60keVの範囲です。暗示されるX線の明るさは、ブラックホールに期待される小さな放射効率と一致しており、中性子星の解釈を嫌います。他の候補者の軟X線束については、約5倍低い限界が得られますが、それらの解釈は、質量、距離、および空間速度のより大きな不確実性の影響を受けます。
時間領域アプローチを使用して高エネルギーAGNの周期性を検索する
| Title |
Search_for_periodicities_in_High_Energy_AGNs_with_a_time-domain_approach |
| Authors |
H\'ector_Rueda,_Jean-Fran\c{c}ois_Glicenstein,_Fran\c{c}ois_Brun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07614 |
この論文では、活動銀河核（AGN）などの高エネルギーガンマ線源の光度曲線で周期を検索するための新しい方法論を調査します。高エネルギーの光度曲線にはかなりの確率的要素があり、周期の検出がやや困難になります。私たちのモデルでは、周期的な項、光度曲線のドリフト、およびカラードノイズによる磁束点間の相関を伴うランダムウォークが個別に考慮されます。モデルのパラメーターは、マルコフ連鎖モンテカルロ最小化から直接取得されます。見つかった期間は、公開されているAgathaプログラムの出力と比較されます。この検索方法は、Fermi-LATカタログからの高エネルギー周期AGN候補に適用されます。純粋なノイズモデルに対する周期モデルの重要性について説明します。最後に、振動項の周期と振幅の変動性が最も重要な候補について研究されます。
陽電子過剰へのゲミンガパルサーの寄与の新しい推定
陽電子過剰の起源は、宇宙素粒子物理学で最も興味深い謎の1つです。パルサーGeminga、Monogem、PSRJ0621+3755の周りの拡張された$\gamma$線ハローの最近の発見は、パルサー風星雲が$e^{\pm}$を非常に高エネルギーまで加速するという間接的な証拠をもたらしました。以前のデータの精度ではパルサーのパラメーターを正確に評価することはできませんが、2020年と2021年にHAWCとLHAASOによってリリースされた新しいデータを使用して、注入スペクトルのより正確な形状を見つけることができます。指数関数的なカットオフを持つべき乗則によって適合されます。カットオフエネルギーが約100TeVであるのに対し、スペクトルインデックスは1前後の値で非常に困難です。また、パルサーの周りの拡散係数の強さを導き出し、銀河の平均よりも2桁低いことを発見しました。最後に、上記の結果を使用して、陽電子過剰に対するゲミンガの寄与を推定します。このソースだけでも、約1TeVで陽電子全体の過剰に寄与する可能性があります。
CHIME/FRBリアルタイム強度データにおける無線周波数干渉の軽減
銀河系外の高速電波バースト（FRB）は、起源が不明な新しいクラスの天体物理学的過渡現象であり、世界中の電波観測所の主な焦点となっています。FRBは非常にエネルギッシュで（$\sim10^{36}$-$10^{42}$ergs）、約1ミリ秒続くフラッシュです。その広い帯域幅（400-800MHz）、広い視野（$\sim$200sq。deg。）、および大規模なデータレート（1日あたり1500TBのコヒーレントビームフォーミングデータ）のおかげで、カナダの水素強度マッピング実験/高速電波バースト（CHIME/FRB）プロジェクトは、3年間の運用で発見されたFRBの総数を10倍以上増やしました。CHIME/FRBの観測は、人工デバイス（携帯電話、航空機など）からの無線周波数干渉（RFI）に絶えずさらされることによって妨げられ、帯域幅が$\sim$20％失われます。この作業では、CHIME/FRBリアルタイム強度データのRFIを軽減するための新しい手法について説明します。一連の反復操作によってRFIを軽減します。これにより、効果的にハイパスフィルター処理された周波数チャネル化された強度データから統計的外れ値がマスクされます。誤検知率と誤検知率を非常に低いレベルに保つことで、私たちのアプローチは、将来の無線トランジェントの高性能調査に役立ちます。
コリメートビームプロジェクターを使用した望遠鏡の透過率の測定
| Title |
Measurement_of_telescope_transmission_using_a_Collimated_Beam_Projector |
| Authors |
Thierry_Souverin,_J\'er\'emy_Neveu,_Marc_Betoule,_S\'ebastien_Bongard,_Sasha_Brownsberger,_Johann_Cohen-Tanugi,_Sylvie_Dagoret-Campagne,_Fabrice_Feinstein,_Claire_Juramy,_Laurent_Le_Guillou,_Auguste_Le_Van_Suu,_Pierre_Eric_Blanc,_Fran\c{c}ois_Hazenberg,_Eric_Nuss,_Bertrand_Plez,_Eduardo_Sepulveda,_K\'elian_Sommer,_Christopher_Stubbs,_Nicolas_Regnault,_Elana_Urbach |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07530 |
Ia型超新星観測の数は、特にチリのヴェラルービン天文台によって行われた空間と時間のレガシー調査のおかげで、今後10年以内に大幅に増加するでしょう。この上昇に伴い、統計的不確実性は減少し、フラックスキャリブレーションはダークエネルギーの特性評価の主な不確実性になります。SNeIaの色を測定する場合、望遠鏡の透過率の不確実性は主要な体系的です。ここでは、望遠鏡とそのフィルターの透過率を測定できる装置であるコリメートビームプロジェクター（CBP）を紹介します。調整可能な単色光源と光学系で構成され、平行出力ビームを提供するこのデバイスは、フィルター透過率を高精度で測定できます。以下では、望遠鏡の透過率を正確に測定することで、暗黒エネルギーパラメータの精度をどのように改善できるかを示します。例として、StarDice実験のコンテキストでCBPの最初の結果を示します。
偏光放射に対するIXPE焦点面X線偏光計の校正
| Title |
Calibration_of_the_IXPE_focal_plane_X-ray_polarimeters_to_polarized_radiation |
| Authors |
Alessandro_Di_Marco,_Sergio_Fabiani,_Fabio_La_Monaca,_Fabio_Muleri,_John_Rankin,_Paolo_Soffitta,_Fei_Xie,_Fabrizio_Amici,_Primo_attin\`a,_Matteo_Bachetti,_Luca_Baldini,_Mattia_Barbanera,_Wayne_Baumgartner,_Ronaldo_Bellazzini,_Fabio_Borotto,_Alessandro_Brez,_Daniele_Brienza,_Ciro_Caporale,_Claudia_Cardelli,_Rita_Carpentiero,_Simone_Castellano,_Marco_Castronuovo,_Luca_Cavalli,_Elisabetta_Cavazzuti,_Marco_Ceccanti,_Mauro_Centrone,_Saverio_Citraro,_Enrico_Costa,_Elisa_D'Alba,_Fabio_D'Amico,_Ettore_Del_Monte,_Sergio_Di_Cosimo,_Niccol\`o_Di_Lalla,_Giuseppe_Di_Persio,_Immacolata_Donnarumma,_Yuri_Evangelista,_Riccardo_Ferrazzoli,_Luca_Latronico,_Carlo_Lefevre,_Pasqualino_Loffredo,_Paolo_Lorenzi,_Leonardo_Lucchesi,_Carlo_Magazz\`u,_Guido_Magazz\`u,_Simone_Maldera,_Alberto_Manfreda,_Elio_Mangraviti,_Marco_Marengo,_Giorgio_Matt,_Paolo_Mereu,_Massimo_Minuti,_Alfredo_Morbidini,_Federico_Mosti,_Hikmat_Nasimi,_Barbara_Negri,_Alessio_Nuti,_Stephen_L._O'Dell,_Leonardo_Orsini,_Matteo_Perri,_Melissa_Pesce-Rollins,_Raffaele_Piazzolla,_Stefano_Pieraccini,_Maura_Pilia,_Michele_Pinchera,_Alessandro_Profeti,_Simonetta_Puccetti,_Brian_D._Ramsey,_Ajay_Ratheesh,_Alda_Rubini,_Francesco_Santoli,_Paolo_Sarra,_Emanuele_Scalise,_Andrea_Sciortino,_Carmelo_Sgr\`o,_Gloria_Spandre,_Marcello_Tardiola,_Allyn_F._Tennant,_Antonino_Tobia,_Alessio_Trois,_Marco_Vimercati,_Martin_C._Weisskopf,_Davide_Zanetti,_Francesco_Zanetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07582 |
IXPE（ImagingX-rayPolarimetryExplorer）は、NASASmallExplorerのミッションであり、イタリア宇宙機関（ASI）と協力して、2〜8keVのエネルギー帯域でのX線偏光測定を専門としています。IXPE望遠鏡は、それぞれをホストする3つの検出器ユニットに結合された3つのかすめ入射ミラーモジュールで構成されています。ガスピクセル検出器（GPD）は、光電効果を使用して偏光度を測定できるガス検出器です。イタリアのINAF-IAPSにあるIXPE検出器ユニット（DU）で、広く正確な地上校正が実施されました。この目的のために専用の施設が設置されました。この論文では、偏光放射に対するIXPE焦点面検出器の応答を研究するために、このキャリブレーションキャンペーンから得られた結果を提示します。特に、旋光計の感度を推定するための主要なパラメータである変調係数について報告します。
ディープフィールドMETACALIBRATIONを紹介します。これは、キャリブレーションに深い画像調査を使用することにより、弱いレンズ効果のせん断信号のMETACALIBRATION推定量のピクセルノイズを低減する新しい手法です。標準のMETACALIBRATIONでは、オブジェクトのせん断応答を推定するときに、画像内のノイズのせん断の影響を修正するために追加のノイズが追加され、せん断推定の不確実性が約20％増加します。私たちの新しいディープフィールドMETACALIBRATION技術は、個別のより深い画像調査を活用して、画像ノイズの劣化が少ないキャリブレーションを計算します。深磁場METACALIBRATIONを使用した弱いレンズ効果のせん断測定は、2次のせん断効果まで偏りがないことを示します。この手法をイメージング調査に適用するアルゴリズムを提供し、オブジェクト検出に明示的に依存するせん断推定量（METACALIBRATIONなど）に一般化する方法を説明します。VeraC.RubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTime（LSST）の場合、弱いレンズ効果の精度の向上は、LSSTDeepDrillingField（DDF）観測の面積と深さ、相対点の詳細がやや不明であることに依存します。-DDFおよびメインLSSTサーベイの広がり関数のプロパティ、およびサーベイの全体的な形状ノイズに対するピクセルノイズと固有の形状ノイズの相対的な寄与。精度の低下は、METACALIBRATIONの20％から深視野METACALIBRATIONの約5％以下に減少すると控えめに見積もっています。これは、主にソース密度の増加と全体的な形状ノイズへのピクセルノイズの寄与の減少に起因します。最後に、この手法は、LSSTDDFの面積が大きいため、サンプルの分散に対してロバストであり、同等のキャリブレーションエラーは約0.1％であることを示します。ディープフィールドMETACALIBRATION技術は、将来の調査の厳格な体系的エラー要件を満たしながら、より高い信号対雑音比の弱いレンズ効果の測定を提供します。
SN 2016dsg：厚いヘリウムシェルを含む熱核爆発
| Title |
SN_2016dsg:_A_Thermonuclear_Explosion_Involving_A_Thick_Helium_Shell |
| Authors |
Yize_Dong,_Stefano_Valenti,_Abigail_Polin,_Aoife_Boyle,_andreas_fl\"ors,_Christian_Vogl,_Wolfgang_Kerzendorf,_David_Sand,_Saurabh_Jha,_Lukasz_Wyrzykowski,_K._Bostroem,_Jeniveve_Pearson,_Curtis_McCully,_Jennifer_Andrew,_Stefano_Benettii,_Stephane_Blondin,_Llu\'is_Galbany,_Mariusz_Gromadzki,_Griffin_Hosseinzadeh,_D._Andrew_Howell,_Cosimo_Inserra,_Jacob_Jencson,_M._Lundquist,_Joseph_Lyman,_Mark_Magee,_Kate_Maguire,_Nicolas_Meza,_Shubham_Srivastav,_Stefan_Taubenberger,_J_Terwel,_Samuel_Wyatt,_and_David_Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07065 |
炭素-酸素白色矮星コアでのヘリウム殻爆発によって引き起こされた熱核爆発は、ヘリウム殻燃焼中に生成された鉄族元素のために、早い時期に強いUV線ブランケットを有すると予測されています。厚いHeシェルを含む熱核爆発と一致するサブルミナス特有のタイプISNであるSN2016dsgの測光および分光観測を提示します。赤方偏移が0.04の場合、$i$バンドのピーク絶対等級は約-17.5になります。この天体は、そのホストである初期型の銀河から遠く離れた場所にあり、古い星の種族に由来していることを示唆しています。ピーク後に収集されたスペクトルは異常に赤く、強いUV線ブランケットと弱いOI$\lambda$7773吸収線を示し、30日間で大幅に変化することはありません。9700-10500\AA付近の吸収線が近赤外線スペクトルで検出され、噴出物中の未燃ヘリウムからのものである可能性があります。分光学的進化は、厚いヘリウム殻を持つサブチャンドラセカール質量白色矮星の熱核爆発モデルと一致していますが、測光進化は既存のモデルでは十分に説明されていません。
次の銀河高輝度赤色新星を探して
| Title |
Searching_for_the_Next_Galactic_Luminous_Red_Nova |
| Authors |
Harry_Addison,_Nadejda_Blagorodnova,_Paul_J._Groot,_Nicolas_Erasmus,_David_Jones,_Orapeleng_Mogawana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07070 |
高輝度赤色新星（LRNe）は、連星の共通外層（CE）の部分的な放出と、その構成要素の融合によって引き起こされると考えられている天体物理学的な過渡現象です。CEの形成は、主系列星から進化している一次星（ヘルツシュプルングギャップ星）とより低い質量の伴星によって開始される、不安定な物質移動中に発生する可能性があります。観察結果と一致して、理論的研究は、CE前の段階からの流出が、放出イベントの数年前に始祖系の検出可能な明るさを生み出すことを示しました。これらの仮定に基づいて、銀河系LRNe前駆体、結果として生じる前駆体候補を特定する方法、およびそれらの性質を明らかにするための追跡分析を提示します。まず、「行儀の良い」ガイアDR2ソースから形成された色の大きさの図の密度を統計的にモデル化することにより、始祖システムのサンプル、つまりヘルツシュプルングギャップスターを構築します。掃天観測（ZTF）調査からの時間領域の進化は、CE以前の前兆候補としてゆっくりと明るくなるイベントを検索するために使用されます。結果として得られる候補の性質は、アーカイブデータと独自の分光学的フォローアップを使用してさらに調査されます。全体として、$\sim5.4\times{10^4}$の前駆体ソースのサンプルを作成し、そこから21がLRNe前駆体の候補として識別されました。さらなる分析により、16個の候補がH$\alpha$エミッターであることが明らかになり、それらのスペクトルは、より高温の（適度に消滅したものの）A型またはB型星を示唆することがよくあります。光学波長と中赤外波長は長期的に変動するため、候補の多くは、ほこりっぽい星周円盤または磁気的に活性な星周円盤に囲まれたコンパクトなコンパニオンを備えた物質移動バイナリであると提案します。
ポロイダル-トロイダル表現を使用したコロナル磁場の再構成
| Title |
Reconstruction_of_Coronal_Magnetic_Fields_Using_a_Poloidal-Toroidal_Representation |
| Authors |
Sibaek_Yi,_G._S._Choe,_Kyung-Suk_Cho,_Sami_K._Solanki_and_J\"org_B\"uchner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07189 |
力のない磁場（FFF）として冠状磁場を再構成するための新しい方法が提示されます。私たちの方法は、ポロイダル関数とトロイダル関数を使用して、発散のない磁場を記述します。この磁場表現により、光球境界での境界条件、つまり、通常の磁場とそこでの通常の電流密度を簡単に実装できます。コロナの上部境界では、下部境界での磁束の不均衡に対応するソース表面条件を採用できます。私たちの反復アルゴリズムは現存する変分法に触発されていますが、それは非変分法であり、それらのほとんどよりもはるかに少ない反復ステップを必要とします。私たちの新しい方法に基づく計算コードは、Titov＆D\'{e}moulin（1999）によって分析FFFソリューションに対してテストされています。しっかりと巻かれたフラックスロープ、禿げたパッチ、双曲線フラックスチューブを備えた準セパラトリックス層の再現に優れていることがわかります。
自発的MHD磁気リコネクションに対する磁気せん断と熱力学的非対称性の影響
| Title |
Effects_of_magnetic_shear_and_thermodynamic_asymmetry_on_spontaneous_MHD_magnetic_reconnection |
| Authors |
Shin-ya_Nitta_and_Koji_Kondoh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07205 |
一般化された状況（電流シートと磁気せん断に関する熱力学的非対称性を伴う）での磁気リコネクションの自発的進化は、2次元電磁流体力学シミュレーションを使用して調査されます。時間発展の漸近状態、つまり自己相似的に拡大する段階に焦点を当てます（Nittaetal.2001）。1）せん断のない熱力学的に非対称な場合のように、短いプラズモイドの前に長い高速モードの衝撃が発生します。ただし、せん断された磁気コンポーネントは衝撃を弱めます。この速い衝撃は、粒子加速サイトとして機能する可能性があります。2）短いプラズモイド側のプラズマは、現在のシート全体で長いプラズモイドに浸透します。次に、現在のシートの両側からのプラズマは、より長いプラズモイドの同じ磁力線上に共存します。これにより、効率的なプラズマ混合が可能になります。3）熱力学的非対称性と磁気せん断により、再結合率が何桁も大幅に低下します。
低分解能分光調査に基づく変分オートエンコーダを使用した恒星磁気活動の調査
| Title |
Investigation_of_stellar_magnetic_activity_using_variational_autoencoder_based_on_low-resolution_spectroscopic_survey |
| Authors |
Yue_Xiang,_Shenghong_Gu,_Dongtao_Cao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07257 |
変分オートエンコーダー（VAE）をLAMOST-K2低解像度スペクトルに適用して、K2フィールドの星の磁気活動を検出します。選択した非アクティブな星のスペクトルに関するトレーニングの後、VAEモデルは、恒星のパラメーターを知らなくても、スペクトル減算手順に必要な合成参照テンプレートを効率的に生成できます。次に、サンプル内の彩層放射、強い星雲放射、リチウム吸収などの固有のスペクトル特性を検出します。彩層活動インジケーター、H$\alpha$およびCa$〜{\rm{\smallII}}$赤外線トリプレット（IRT）線の放射を測定して、恒星の磁気活動を定量化します。アクティブな星のH$\alpha$とCa$〜{\rm{\smallII}}$IRT線の過剰放射は、K2測光から得られた光度曲線の回転周期と振幅とよく相関しています。LAMOSTスペクトルを分解して、計画されている中国宇宙ステーション望遠鏡（CSST）のスリットレススペクトルをシミュレートし、シミュレートされたデータにVAEを適用します。クールなアクティブな星の場合、2つの解像度のスペクトルから導出されたH$\alpha$線の等価幅（EW）がよく一致していることがわかります。この結果は、将来のCSST調査で磁気的に活性な星を特定できることを示しています。これにより、前例のない大規模な低解像度スペクトルのデータベースと、星の同時マルチバンド測光が実現します。
クラスター内のバイナリーの頻度と質量比の分布I：方法の説明とM67への適用
| Title |
The_Frequency_and_Mass-Ratio_Distribution_of_Binaries_in_Clusters_I:_Description_of_the_method_and_application_to_M67 |
| Authors |
Michael_D._Albrow_and_Isaac_H._Ulusele_(University_of_Canterbury) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07306 |
連星の頻度とその質量比分布を推測するために、恒星の色と大きさの図（CMD）の確率的生成モデリングの新しい方法を紹介します。このメソッドは、混合モデルを呼び出して、CMD内の単一の星、バイナリ、および外れ値の重複する母集団を考慮します。このモデルを古い散開星団M67のガイア観測に適用し、質量比が0.5より大きい連星の周波数$f_B（q>0.5）=0.258\pm0.019$を見つけます。質量比分布関数の形式は、$q>0.3$の場合に質量比が高くなる方向に上昇します。
原始星の降着による前主系列星モデルの脈動不安定性II。回転分裂を伴わない$\delta$Scuti星のエシェル図のモデリング
| Title |
Pulsational_instability_of_pre-main-sequence_models_from_accreting_protostars_II._Modelling_echelle_diagrams_of_$\delta$_Scuti_stars_without_rotational_splitting |
| Authors |
T._Steindl,_K._Zwintz,_M._M\"ullner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07317 |
初期の恒星進化の物理学（降着過程など）は、主系列星以前のモデルの計算に適切に含まれていないことが多く、モデルグリッドが不十分であり、結果に系統的なエラーが発生します。前主系列星のたて座デルタ型星の星震学的モデリングのための現在の改善されたアプローチを調査することを目指しています。初期降着段階を含む前主系列星モデルの広範なグリッドを計算し、得られた平衡モデルを入力として使用して、理論上の周波数スペクトルを計算しました。これらのスペクトルを使用して、エシェル図をモデル化する際のさまざまなアプローチを調査し、最も信頼性の高い方法を見つけました。Petersenダイアグラムを適用することにより、観測された脈動周波数からエシェルダイアグラムを抽出するための簡単なアルゴリズムを提示します。入力物理学が不十分でモデリングアプローチが不完全なモデルグリッドは、抽出された恒星パラメータの不確実性と系統的誤差を過小評価することにつながることを示しています。HD139614の再検討により、マーフィーらによって導出されたものとは異なる恒星パラメータがもたらされます。（2021）。赤池情報量基準とベイズ情報量基準を適用して、この以前の調査と結果のモデル比較を実行しました。私たちの10-dモデルに関する結果は決定的ではありませんが、固定降着パラメーター（10-dモデルのものとほぼ同じ恒星パラメーターにつながる）を持つ6-dモデルの（非常に）強力な証拠が好ましいことを示していますマーフィーらによって適用されたモデルを超えて。（2021）。一般に、私たちのモデリングアプローチは、恒星パラメータに狭い制約を提供できます（\DeltaR〜0.05R_\odot、\Deltalogg<〜0.01、および\DeltaM_\star〜0.1M_\odot）。広範囲にテストされたモデリングアプローチとエシェル図の自動抽出により、将来、より多くの前主系列星のたて座デルタ型星を研究し、信頼できる恒星パラメータにつながるはずです。
POLARISを使用した合成観測：大規模な星前コアのシミュレーションへの応用
| Title |
Synthetic_observations_using_POLARIS:_an_application_to_simulations_of_massive_prestellar_cores |
| Authors |
Joaquin_Zamponi,_Andrea_Giannetti,_Stefano_Bovino,_Giovanni_Sabatini,_Dominik_R._G._Schleicher,_Bastian_K\"ortgen,_Stefan_Reissl,_Sebastian_Wolf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07440 |
若い巨大な星は通常、非常に不明瞭で遠くにあることで知られている高密度で巨大な分子の塊に埋め込まれているのが見られます。それらの形成過程の間、重水素化の程度は、非常に初期の形成段階の潜在的な指標として使用することができます。これは、豊富なH$_2$D$^+$を使用する場合に特に効果的です。ただし、その存在量が少なく、距離が長いため、大量のソースでの検出を実現するのは困難です。放射伝達コードPOLARISのアプリケーションを提示し、オルソH$_2$D$^+$遷移$1_{10}$-$1_{11}$（372.42GHz）の可観測性をテストすることを目的としています。重水素化化学を含む高質量崩壊コアのシミュレーション。60M$_{\odot}$コアの崩壊の初期段階と後期段階を分析し、さまざまなソース距離をテストしました。すべての場合について、合成シングルディッシュおよび干渉計観測を生成し、両方の手法の違いを調査しました。私たちが導き出したカラム密度は、同様の情報源について報告された値に匹敵します。これらの推定値は、それらが平均化される程度に依存し、コンパクトな放射を伴うソースは、ビーム希釈の影響を大きく受ける可能性があります。組み合わせたALMA-ACA観測は、信号対雑音比を改善し、ALMA単独と比較してより良いカラム密度推定につながります。7kpcの距離までのオルソH$_2$D$^+$放出を研究する可能性を確認します。合成観測のフレームワークの概念実証を提供し、数値シミュレーションを実際の観測と比較する際のその重要性を強調します。この作業はまた、適切なソースカラム密度を導出するためにシングルディッシュと干渉測定を組み合わせることがどれほど適切であるかを証明します。
一般的な大振幅の球面偏光アルヴェーン波の構築について
イオン運動スケールをはるかに超えるスケールの磁化プラズマでは、平行なAlfv\'enicフローを伴う一定の大きさの磁場は、等圧の一定密度のバックグラウンドで非線形解を形成します。これらの構造は、球形に分極したアルヴェーン波としても知られ、太陽風の中で遍在的に観察されます。これは、コロナ内で外側に伝播する際の小振幅の変動の成長によって作成されたと考えられます。ここでは、一般的な多次元構造を持つ任意の振幅のそのような解を構築するための計算方法を提示し、それらの特性のいくつかを調査します。難しさは、ゼロ発散の一定の大きさの磁場を計算することにあります。これにより、解を定義するための単一の準自由関数が残りますが、磁場の個々のコンポーネントに強い制約が必要になります。太陽風の波の成長の物理的プロセスに動機付けられて、私たちの方法は、強い平均場によって支配される低振幅のAlfv\'enic変動から始めて、次に大振幅領域に磁気摂動を「成長」させることによってこの問題を回避します。1次元、2次元、および3次元の重要な構造を持つソリューションの例を示します。これは、ソリューションが1次元でない限り、非常に鋭い勾配または不連続性を形成する明確な傾向を示しています。他の計算、特にパラメトリック減衰の研究の入力として役立つだけでなく、私たちの結果は、低太陽風の磁場スイッチバック全体で観測された非常に鋭い磁場の不連続性の自然な説明を提供します。
惑星がある場合とない場合の星の幅広いペアの詳細な存在量：連星システム16CygおよびHD219542
| Title |
Detailed_abundances_of_the_wide_pairs_of_stars_with_and_without_planets:_the_binary_systems_16_Cyg_and_HD_219542 |
| Authors |
T._Ryabchikova,_Yu._Pakhomov,_L._Mashonkina,_T._Sitnova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07463 |
巨大なガス惑星が16CygBの周りを周回している、16Cygと、惑星が検出されていないHD219542の2つのワイドバイナリシステムの比較分析の結果を示します。バイナリコンポーネントと太陽の大気パラメータは、それらの高解像度スペクトルと自動スペクトル分析用のSMEツールを使用して決定されました。合成スペクトル法を適用することにより、16CygとHD219542でそれぞれ29と23の化学元素の存在量を導き出しました。これらの要素のうち19個について、私たちの結果は非局所熱力学的平衡（NLTE）線の形成に基づいています。16CygとHD219542の両方で、A成分とB成分の間にわずかな存在量の差が得られました。それぞれ+0.019$\pm$0.012と-0.014$\pm$0.019であり、化学物質に対する巨大ガス惑星形成の影響が弱いことを示唆しています。ホスト星の大気の構成。HD219542AおよびBの場合、ダスト凝縮温度による太陽に対する相対的な存在量の傾向は、惑星が検出されていない太陽アナログの文献データと同様です。16Cygの成分は、凝縮温度と[X/H]の非常に類似した振る舞いを示しますが、HD219542の場合とは異なります。これは、16Cygバイナリシステムが形成された雲の特定の化学組成を示しています。
急速に回転する後期T矮星の大気圏頂部と垂直雲構造の追跡
| Title |
Tracing_the_Top-of-the-atmosphere_and_Vertical_Cloud_Structure_of_a_fast-rotating_late_T-dwarf |
| Authors |
Elena_Manjavacas,_Theodora_Karalidi,_Xianyu_Tan,_Johanna_M._Vos,_Ben_W._P._Lew,_Beth_A._Biller,_Natalia_Oliveros-Gomez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07566 |
ほんの一握りのT後期褐色矮星だけが分光測光変動について監視されており、いくつかの冷たい直接画像化された太陽系外惑星と温度を共有する最も冷たい褐色矮星の大気雲構造の研究は不完全なままです。2MASSJ00501994-332240は、スピッツァー宇宙望遠鏡で得られたデータに低レベルの測光変動を示した、T7.0の急速に回転する褐色矮星です。近赤外分光測光の変動を抑えることを目的として、KeckI望遠鏡に設置されたMOSFIREを使用して2MASSJ00501994-332240を約2.6時間監視しました。Jバンド光度曲線でピークツーピーク振幅1.48+\-0.75％、Jバンド分光光度曲線で振幅0.62+/-0.18％、振幅で変動を測定しました。Hバンドの光度曲線で1.26+/-0.93％、CH_4-H_2Oバンドの光度曲線で5.33+/-2.02％の振幅。それにもかかわらず、ベイズ情報量基準は、どの光度曲線でも有意な変動を検出しません。したがって、MOSFIREの感度による検出の制限を考えると、最良のシナリオでは、2M0050-3322の暫定的な低レベルの変動しか主張できません。2MASSJ00501994-332240で測定されたピークツーピーク変動の振幅は、オブジェクトのエッジのT7.0褐色矮星の大循環モデルの変動振幅予測と一致します。放射伝達モデルは、Na_2SおよびKCl雲が、CH_4-H_2Oバンドによってトレースされた圧力よりも低い圧力で凝縮することを予測しています。これは、この光度曲線で測定されたより高いピークツーピーク変動を説明している可能性があります。最後に、大循環モデルによって提供される地図の視覚的な再現と、放射伝達モデルによって提供される2MASSJ00501994-332240の垂直構造を提供します。
ガイア計画からの$\sim $136,000RRLyrae星の測光金属量と距離の推定
| Title |
Photometric_metallicity_and_distance_estimates_for_$\sim$_136,000_RR_Lyrae_stars_from_Gaia_DR3 |
| Authors |
Xin-Yi_Li,_Yang_Huang,_Gao-Chao_Liu,_Timothy_C._Beers,_Hua-Wei_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07668 |
新しく校正された$P$-$\phi_{31}$-[Fe/H]および$G$バンドの絶対等級金属量からの正確な測光金属量と距離推定値を使用して、135,873個のRRライレ星（RRL）のサンプルを提示します。関係。RRabとRRcの$P$-$\phi_{31}$-[Fe/H]の関係は、光度曲線からの正確な$\phi_{31}$測定値を使用して、ほぼ3000の{\itGaia}で識別されたRRLから取得されます。分光法からの金属量の推定。GaiaEDR3を使用した視差測定から推定された正確な距離を持つ、1,000を超える近くのRRL、新しい$G$バンドの絶対等級金属量関係、および$K_{\rms}$と$の近赤外周期-絶対等級金属量関係を使用します。W1$バンドが構築されます。球状星団のフィールドRRLおよびRRLメンバーの他の分光サンプルを使用した外部チェックでは、測光金属量の典型的な不確実性は、RRab/RRc星に対してそれぞれ0.27/0.17dexであり、有意な系統的オフセットはありません。GaiaDR3によって提供されるものと比較した場合、これらの金属量推定の精度は、特にRRab星の場合に大幅に改善されます。球状星団のRRLメンバーを使用した距離推定の検証では、典型的な距離誤差はRRab/RRc星でそれぞれ4.6％/3.4％であることが示されています。この研究からの距離スケールは、球状星団の距離スケールと一致しています。LMCの距離係数$\mu_{0}=18.444\pm0.135$magとSMCの$\mu_{0}=18.940\pm0.147$magは、それぞれRRabスターサンプルから推定され、次のようになります。以前の測定値と非常によく一致しています。この作業で得られたLMCとSMCの平均金属量も、以前の決定と一致しています。サンプルを使用すると、LMCでは$-0.021\pm0.001$dex/kpcの急な金属量勾配が見つかりますが、SMCでは$-0.005\pm0.003$dex/kpcの無視できる金属量勾配が得られます。
太陽のような星の位置天文ジッターの予測。 III。高速回転子
| Title |
Predictions_of_Astrometric_Jitter_for_Sun-like_Stars._III._Fast_Rotators |
| Authors |
K._Sowmya,_N.-E._N\`emec,_A._I._Shapiro,_E._I\c{s}{\i}k,_N._A._Krivova,_S._K._Solanki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07702 |
ガイア宇宙天文台に搭載された計装によって提供される前例のない位置天文測定機能により、太陽系外惑星の検出における飛躍的進歩が予見されます。その上、地球のような惑星の発見は、計画された赤外線位置天文学宇宙ミッション、Small-JASMINEから期待されています。この設定では、現在の一連の論文は、位置天文信号に対するG2V型ホスト星の磁気活動の影響を推定することに焦点を合わせています。この効果は、地球質量惑星の位置天文検出を妨害します。最初の2つの論文は、太陽の自転速度で回転する星について考察しましたが、この論文は、太陽の有効温度と金属性を持ちながら、太陽よりも速く回転し、その結果、より活発な星に焦点を当てています。フラックスの出現と輸送モデルを使用してそのような星の活動領域の分布をシミュレートすることにより、位置天文測定への磁気活動の寄与が回転速度の増加とともにますます重要になることを示します。さらに、最も変動しやすい周期的なケプラー星のジッターが、ガイアによって検出されるのに十分高いことを示します。さらに、より活発な星の白斑とスポットの面積比が減少するため、高速回転子では磁気ジッターがスポットに支配されることがわかります。位置天文ジッターのシミュレーションは、ガイアと今後の宇宙天文観測ミッションからのデータの解釈を支援する可能性があります。
| Title |
The_Dark_Dimension,_the_Swampland,_and_the_Dark_Matter_Fraction_Composed_of_Primordial_Black_Holes |
| Authors |
Luis_Anchordoqui,_Ignatios_Antoniadis,_Dieter_Lust |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07071 |
ごく最近、スワンプランドプログラムをダークエネルギーの小ささと組み合わせて、これらのアイデアに立ち向かい、実験することで、特徴的な長さスケールを持つ単一の余分な次元（ダーク次元と呼ばれる）の存在を予測することが提案されました。ミクロン範囲。暗黒物質を知覚するブラックホールではホーキング放射の速度が遅くなることを示し、原始ブラックホールで構成される可能性のある暗黒物質の割合を評価する際の調査結果の影響について説明します。${\calO}（10^{10}〜{\rmGeV}）$の種スケールの場合、原始ブラックホールに関するすべての暗黒物質の解釈は、範囲内の質量に対して実行可能であるはずであることを示します。$10^{15}\alt\mbh/{\rmg}\alt10^{21}$。この範囲は、4D理論の範囲と比較して、低質量領域で3桁拡張されています。
量子減少ループ重力から量子ブラックホールを理解する
| Title |
Understanding_quantum_black_holes_from_quantum_reduced_loop_gravity |
| Authors |
Wen-Cong_Gan,_Geeth_Ongole,_Emanuele_Alesci,_Yang_An,_Fu-Wen_Shu,_Anzhong_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07127 |
最近、Alesci、Bahrami、Pranzetti（ABP）によって導出された、ループ量子ブラックホール（LQBH）のトップダウンモデルを体系的に研究しています。モデルの構造を理解するために、最初に適切な制限を適用して、いくつかのよく知られたLQBHソリューションを導き出します。これらには、B\"ohmer-VanderslootモデルとAshtekar-Olmedo-Singhモデルが含まれます。これらはすべて、ミニ超空間量子化のフレームワーク内でのいわゆるボトムアップ重合によって得られました。次に、ABPモデルを調べて、逆体積補正は、2つの球の半径がプランクサイズの場合にのみ重要になります。巨視的なブラックホールの場合、遷移面で得られる最小半径は常にプランクスケールよりもはるかに大きいため、これらの補正は常にサブです。遷移面は、時空間全体を2つの領域に分割し、一方の領域では、時空間は漸近的にシュヴァルツシルトのようになりますが、もう一方の領域では、無症候性の振る舞いは、モデルに含まれる2つのスピン数の比率に敏感に依存します。3つの異なるクラスに分けることができます.1つのクラスでは、2つの球に直交する2平面の時空間は漸近的に平坦であり、2番目のクラスではそれは共形的にさえも平坦ではありませんt、3番目のものでは、モデルの自由パラメーターを適切に選択することにより、漸近的に共形平坦にすることができます。後者では、それは漸近的にdeSitterです。ただし、これら3つのクラスのいずれにおいても、ボトムアップアプローチで得られたモデルとは対照的に、時空はすでに地質学的に完了しており、遷移面の両側に追加の延長は必要ありません。特に、同一の複数のブラックホールとホワイトホールの構造は存在しません。
時系列外れ値検出による太陽フレア予測の改善
| Title |
Improving_Solar_Flare_Prediction_by_Time_Series_Outlier_Detection |
| Authors |
Junzhi_Wen,_Md_Reazul_Islam,_Azim_Ahmadzadeh,_Rafal_A._Angryk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07197 |
太陽フレアは、宇宙技術や宇宙飛行士の幸福にリスクをもたらすだけでなく、私たちの生活が大きく依存しているハイテクで相互接続されたインフラストラクチャに地球上の混乱を引き起こします。フレア予測を改善するために多くの機械学習手法が提案されていますが、私たちの知る限り、信頼性とそれらのモデルのパフォーマンスに対する外れ値の影響を調査したものはありません。この研究では、多変量時系列ベンチマークデータセット、つまりSWAN-SFの外れ値がフレア予測モデルに与える影響を調査し、仮説を検証します。つまり、SWAN-SFには外れ値が存在し、その外れ値を削除すると、見えないデータセットの予測モデルのパフォーマンスが向上します。分離フォレストを使用して、弱いフレアインスタンス間の外れ値を検出します。現在の外れ値のパーセンテージを決定する広範囲の汚染率を使用して、いくつかの実験が実行されます。TimeSeriesSVCを使用して、実際の汚染の観点から各データセットの品質を評価します。最良の結果では、TrueSkillStatisticが279％増加し、HeidkeSkillScoreが68％増加しました。結果は、外れ値が適切に検出および削除された場合、フレア予測に対して全体的に大幅な改善を達成できることを示しています。
時変$\theta$角度による質量のないQEDでの異常な粒子生成の理解
マクスウェルの方程式は、ゼロ以外の$\boldsymbol{B}$の背景の下で、$\theta$項を変化させると$\boldsymbol{E}\cdot\boldsymbol{B}$が生成されることを意味します。興味深い例は、磁気単極子がディオンになるウィッテン効果ですが、フェルミ粒子の正確な質量のない限界で消えるはずです。この現象の根底にあるメカニズムは、おおよそフェルミ粒子の位相である単極子の周りに効果的なアクシオンのような自由度が存在することによって、カランによって理解されています。このアクシオンの構成は、$\theta$項の効果をキャンセルします。ここで、カイラルアノマリーは、消えない$\boldsymbol{E}\cdot\boldsymbol{B}$がシステムにカイラル電荷を誘導することを意味します。問題は、議論でアクシオンのような自由度を考慮したときに、キラル電荷が質量のない限界で生成されるかどうかです。この議論は、時間依存の$\theta$の背景の下でのバリオン数生成のメカニズムに関連しています。2次元QEDに還元することにより、時間依存の$\theta$を使用して質量のないQEDのシステムを解きます。磁気単極子と均一磁束の2つのケースで、静磁場のバックグラウンドでキラル電荷が発生することを示します。単極子の場合、ウィッテン効果をキャンセルしながら、キラル電荷が単極子から出てきます。一方、均一フラックスの場合、逆反応の影響を無視することはできず、より重要な時間依存性を与えます。また、バリオン数生成に対するそれらの影響についても説明します。
磁気的に支配的な乱流の減衰におけるサフマンヘリシティ積分のスケーリング
| Title |
Scaling_of_the_Saffman_helicity_integral_in_decaying_magnetically-dominated_turbulence |
| Authors |
Hongzhe_Zhou,_Ramkishor_Sharma,_Axel_Brandenburg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07513 |
HoskingとSchekochihin（2021、PRX11、041005）のサフマンヘリシティ積分は、磁気的に支配された乱流の崩壊特性を支配する可能性のある重要な量として浮上しています。さまざまな計算方法を使用して、この量が実際にゲージ不変であり、大きなランキスト数の限界でほぼ完全に保存されていることを確認します。通常の粘度と磁気拡散係数の演算子を使用した直接数値シミュレーションの場合、ソリューションはほぼ自己相似的に展開されることがわかります。磁気エネルギーと積分スケールの瞬間的な減衰係数を定量化する図では、解がサフマンヘリシティ積分の支配的な役割を実際に示唆する線に沿って進化することがわかります。解は、磁気エネルギースペクトルの自己相似進化に期待されるこの図の線の近くに落ち着きます。ただし、磁気拡散係数が時間とともに減少すると、解はわずかに異なる位置に落ち着く可能性があります。これは、Alfv\'en時間ではなく、再接続時間スケールによって支配される崩壊と互換性があります。
ブラックホールオリンピック：事象の地平線望遠鏡とLIGO-VIRGO観測からのメトリック選択
ブラックホール物理学の分野で新しいパラダイムを提案します。つまり、ますます高精度の観測を行う場合、どのブラックホールが観測的に好ましいかを判断するためにメトリックを選択する必要があります。イベントホライズン望遠鏡からのシャドウイメージングデータとLIGO-VIRGOコラボレーションからの重力波測定に照らして、この問題に対処しようとしています。現在のデータに基づいて特定のブラックホールメトリックの明らかな好みを見つけることはできませんが、この新しい研究パラダイムのプレゼンテーションとして、ベイズ情報量基準を使用してこれらのブラックホールメトリックをランク付けします。KerrとReissner-Nordstr\"{o}mがブラックホールオリンピックで1位になっていることがわかりました。興味深いことに、平均電子料金$Q<2.82\times10^の上限$2\、\sigma$を示しています。{18}$CforReissner-Nordstr\"{o}m時空、および平均スピンパラメーター$a=-0.02^{+4.07}_{-4.04}$mの$2\、\sigma$制約カー時空。これは、遠方の観測者のゼロ回転の予測と一致しています。将来のマルチメッセンジャーとマルチ波長の観測は、重力理論とブラックホールのテストへのこの新しいパラダイムの適用を強化するでしょう。
フィンスラー時空における宇宙素粒子のローレンツ違反による到着時間遅延
フィンスラー幾何学は、リーマン幾何学の自然で基本的な一般化です。フィンスラー構造は、座標と速度の両方に依存します。フィンスラー幾何学の枠組みの中でローレンツ違反の対象となる宇宙素粒子の到着時間遅延を提示し、その結果は宇宙論の標準モデルでジェイコブとピランによって導出されたものに対応します。
