アクシオンモノドロミーインフレーションからのスペクトル歪み
| Title |
Spectral_Distortions_from_Axion_Monodromy_Inflation |
| Authors |
Raul_Henriquez-Ortiz,_Jorge_Mastache_and_Saul_Ramos-Sanchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07719 |
宇宙マイクロ波背景放射のスペクトル歪みを前例のない精度で調査する新しいミッションの出現により、これらの信号の理論的予測の研究は、初期の宇宙の記述をテストするための有望な手段になります。一方、アクシオンのモノドロミーは、宇宙のインフレーションを説明するための実行可能なフレームワークを提供します。このシナリオの改ざんを目指しながら、アクシオンモノドロミーに基づくインフレーションモデルの新しい制約を調査するために、このモデルによって予測されたスペクトル歪みを計算し、Planckデータと互換性のある振動特性を明らかにします。さらに、予測される歪みは、基準LCDMモデルから得られる信号よりも最大10％大きく、原則として観測可能です。ただし、最も単純なべき乗則のインフレーションポテンシャルの予測とは対照的に、アクシオンモノドロミーの反証可能性は、PIXIE衛星の現在の予測誤差の少なくとも100倍を減らす必要があるため、いくつかの予測観測設定で可能になるため、挑戦します。
| Title |
Cosmological_constraints_from_the_power_spectrum_and_bispectrum_of_21cm_intensity_maps |
| Authors |
Dionysios_Karagiannis,_Roy_Maartens,_Liantsoa_Randrianjanahary |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07747 |
中性水素の21cm放出は、再電離後の宇宙における物質分布の潜在的なプローブです。この線強度の宇宙論的調査は、今後の銀河調査を補完する、SKAOおよびHIRAX実験によって今後数年間に実施される予定です。21cmのパワースペクトルとバイスペクトルの組み合わせからの宇宙論的制約の最初の予測を提示します。フィッシャー予報は、宇宙論的パラメーター、BAO距離関数、および成長関数に関するこれらの調査の制約力について計算されます。また、動的暗黒エネルギーと修正重力に対する拘束力を推定します。最後に、21cmのクラスタリングバイアスの制約を2次まで調査します。望遠鏡ビームの21cm相関器への影響、機器ノイズ、前景回避、Alcock-Paczynski効果、および相関器のモデリングにおける理論的誤差を検討します。Planckの事前確率を追加し、妨害パラメータを無視することで、HIRAXは$\Lambda$CDMパラメータでサブパーセントの精度を達成し、SKAOはわずかに低い精度を提供します。変更された重力パラメータ$\gamma$は、1\％（HIRAX）および5\％（SKAO）に制限されています。ダークエネルギーパラメータ$w_0、w_a$の場合、HIRAXはパーセントレベルの精度を提供しますが、SKAOの制約は弱くなります。HIRAXはBAO距離関数$D_A、H$でサブパーセントの精度を達成し、SKAOは$0.6\lesssimz\lesssim1$で$1-2\％$に達します。成長率$f$は、HIRAXの赤方偏移範囲全体およびSKAOによる$0.6\lesssimz\lesssim1$に対して、数パーセントのレベルに制限されています。HIRAXはBAO測定用に最適化されたパックド干渉計であるのに対し、SKAOは干渉計の宇宙論用に最適化されておらず、望遠鏡のビームがカバーされる小さなスケールへのアクセスを制限するシングルディッシュモードでより適切に動作するため、さまざまなパフォーマンスが発生します。干渉計。
PlanckPR4マップからのCMBレンズ
2018PR3リリースよりもわずかに多くのデータを含む最新のPlanckCMBPR4（NPIPE）マップで宇宙マイクロ波背景放射（CMB）レンズ効果を再構築し、より最適なフィルタリングを使用して2次推定量を実装します。ノイズに対する再構成信号をほぼ$20\％$増加させ、Planck2018の最適な単位でのCMBマージナルレンズパワースペクトルの振幅を$1.004\pm0.024$（$68\％$制限）に制限します。これまでのCMBレンズパワースペクトルに対する最も厳しい制約。基本的な$\Lambda$CDM宇宙論の場合、弱い事前観測と元素存在量の観測と組み合わせたCMBレンズのみからの$\sigma_8\Omega_m^{0.25}=0.599\pm0.016$が見つかります。バリオン音響振動データとの組み合わせにより、個々の$\Lambda$CDMパラメーターに厳しい$68\％$制約が与えられます$\sigma_8=0.814\pm0.016$、$H_0=68.1^{+1.0}_{-1.1}$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$、$\Omega_m=0.313^{+0.014}_{-0.016}$。Planck偏光マップだけで、レンズ効果が$7\％$に制限されるようになりました。
ライマン-$\alpha $フォレストの対数正規半数値シミュレーション：完全な流体力学シミュレーションとの比較
| Title |
Lognormal_semi-numerical_simulations_of_the_Lyman-$\alpha$_forest:_comparison_with_full_hydrodynamic_simulations |
| Authors |
Bhaskar_Arya,_Tirthankar_Roy_Choudhury,_Aseem_Paranjape_and_Prakash_Gaikwad |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08013 |
遠方のクエーサーのスペクトルでライマン-$\alpha$（Ly$\alpha$）の森を観測することで、比較的小さなスケールで物質のパワースペクトルを調べることができます。今後のいくつかの調査では、データの量と質が数倍になると予想されるため、これらのデータセットをフォワードモデル化するために効率的なシミュレーションを開発することが重要です。そのような半数値的方法の1つは、銀河間媒体（IGM）のバリオン密度が対数正規分布に従うという仮定に基づいています。この作業では、高解像度のSherwoodSPHシミュレーションと比較することにより、IGMパラメーターのセットを回復する際のLy$\alpha$フォレストの対数正規モデルの堅牢性をテストします。$z\でのパラメータ$T_0$（平均密度IGMの温度）、$\gamma$（温度-密度関係の傾き）および$\Gamma_{12}$（水素光イオン化率）の回復を調べます。パラメータ推定にマルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）手法を使用したsim2.5$。Ly$\alpha$送信フラックスの3つの統計、つまり確率分布、平均フラックス、およびパワースペクトルを使用して、パラメーター$\gamma$および$\Gamma_{12}$の値がSPHに含まれていることがわかります。シミュレーションは、対数正規モデルから推定された中央値（最適）の$1〜\sigma$（それぞれ4％と7％）以内です。$T_0$の回復は、SPHの暗黙の値が対数正規分布の中央値（最適）から$\sim3-\sigma$（11％）であるため、それほど正確ではありません。さまざまなバリオン平滑化フィルター、SNR、ボックスサイズと解像度、およびデータシードでの結果の妥当性を検証し、lognormalモデルが$z\simでのLy$\alpha$送信フラックスをモデル化するための効率的なツールとして使用できることを確認します。2.5ドル。
Ly $ \alpha$フォレストによる宇宙の加速の予測
| Title |
Forecasting_cosmic_acceleration_with_Ly$\alpha$_forest |
| Authors |
Chenxing_Dong_(1),_Anthony_Gonzalez_(1),_Stephen_Eikenberry_(1),_Sarik_Jeram_(1),_Manunya_Likamonsavad_(1),_Jochen_Liske_(2),_Deno_Stelter_(3),_Amanda_Townsend_(4)_((1)_University_of_Florida,_(2)_Universit\"at_Hamburg,_(3)_UC_Santa_Cruz,_(4)_Apache_Point_Observatory_and_New_Mexico_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08042 |
視線に沿ったライマン$\alpha$森林吸収線の赤方偏移ドリフトを使用して、宇宙の膨張履歴の変化率を制限するように設計された観測のエンドツーエンドシミュレーションの結果を示します。クエーサー。シミュレーションでは、$z>3$の明るいクエーサーのKeck/HIRESスペクトルから抽出されたライマン$\alpha$の森の線を取得し、これらの実際のクエーサースペクトルの結果をモンテカルロ実現によって生成された模擬スペクトルと比較します。これらのシミュレーションの結果を使用して、赤方偏移ドリフトを検出するための専用の天文台の可能性を評価し、これらの観測の望遠鏡と分光器の要件を定量化します。Liskeらと比較して。（2008）、現在の作業における2つの主な改良点は、より最近のカタログからのクエーサーの包含と、$\dot{v}/\sigma_{\dot{v}}を最大化する専用の赤方偏移ドリフト実験のための現実的な観測戦略の検討です。$。専用の設備と設計された観測計画を使用すると、赤方偏移のドリフトは、$R=50,000$および25の長期安定性を備えた分光器を前提として、25〜mの望遠鏡で15年間で$3\sigma$の重要性で検出できることがわかります。％総システム効率。この重要性を実現するために、ターゲットの最適な数は4つのクエーサーであり、観測時間は$\dot{v}/\sigma_{\dot{v}}$とオブジェクトの可視性に基づいて重み付けされています。この最適化された戦略により、同じクエーサーに時間を均一に分配する理想的な場合と同じS/Nを達成するために、望遠鏡の直径が9％減少するか、必要な時間が6％減少します。
局所ハッブル定数測定の超新星セクターにおける固有の張力とその意味
| Title |
Intrinsic_tension_in_the_supernova_sector_of_the_local_Hubble_constant_measurement_and_its_implications |
| Authors |
Rados{\l}aw_Wojtak,_Jens_Hjorth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08160 |
ハッブル定数の局所決定に使用されたIa型超新星（SNe）とケフェイド変光星の観測を再分析し、校正サンプル（観測されたケフェイド変光星を含む銀河）でのSN標準化には、宇宙論よりも急な色補正の勾配が必要であるという強力な証拠を見つけます。サンプル（ハッブル流の銀河）。キャリブレーションサンプルの色補正は、天の川銀河（R_B〜4.6+/-0.4）と同様の特性を持つダストによる消滅補正によるものと完全に一致しており、SNピークに固有の散乱の証拠はありません。マグニチュード。この発見の直接の結果は、ハッブル定数の局所測定が、SN基準色の選択、つまり、赤くなっていないSNの色に依存するようになることです。具体的には、同じ観測から推測されるハッブル定数は、SN標準化で想定される参照色とともに徐々に減少します。参照色の標準選択（SALT2色パラメーターc=0）について、SH0ESによって測定されたハッブル定数を復元します。一方、観測されたSN色分布の青い端（c〜-0.13）と一致する参照色については、ハッブル定数を復元します。CMBのプランク観測から（フラットLCDM宇宙論モデルを想定）が復元されます。これらの結果は、ハッブルの緊張を解消するための手段を提供する可能性があるという点で興味深いものです。ただし、2つのSNサンプルの色補正の違いには明らかな物理的根拠がないため、これらの原因については、SNハッブル図での色補正と残留散乱の可能性の背後にある物理的バイアスの可能性をさらに調査し、理解を深める必要があります。。
それらすべてを束縛する1つの可能性：ライマン-非標準暗黒物質に対する$ \alpha$制約
| Title |
One_likelihood_to_bind_them_all:_Lyman-$\alpha$_constraints_on_non-standard_dark_matter |
| Authors |
Deanna_C._Hooper,_Nils_Sch\"oneberg,_Riccardo_Murgia,_Maria_Archidiacono,_Julien_Lesgourgues,_Matteo_Viel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08188 |
最近の宇宙論的緊張により、物質のパワースペクトルの抑制を引き起こす$\Lambda$CDMを超えるモデルの検索が再燃しました。Lyman-$\alpha$データにアクセスできるスケールが小さいため、これらはそのようなモデルをプローブするための優れた追加ツールです。この作業では、ライマン-$\alpha$データを使用して、冷気と非標準の暗黒物質のほぼすべての混合によって引き起こされるパワースペクトル抑制を制限するための最近開発されたアプローチを拡張します。この作品の公開時に公開される対応する可能性の開発に含まれるステップを強調します。パワースペクトルを抑制するモデルの3つの例、すなわち、弱く相互作用する暗黒物質、バリオンと相互作用する暗黒物質、および混合された冷たい+暖かい暗黒物質を研究します。後者の2つは、ライマン-$\alpha$データから十分に制約でき、暗黒物質とバリオンの間のゼロ以外の相互作用に対する穏やかな好みを見つけることを含め、宇宙論的に許可されたパラメーター空間に関する新しい結論を導き出します。これらのモデルで得られた制約の一貫性は、ここで開発された尤度の堅牢性と柔軟性を強調しています。
大規模構造の有効場の理論からの1つのループでのBOSSバイスペクトル分析
| Title |
The_BOSS_bispectrum_analysis_at_one_loop_from_the_Effective_Field_Theory_of_Large-Scale_Structure |
| Authors |
Guido_D'Amico,_Yaniv_Donath,_Matthew_Lewandowski,_Leonardo_Senatore,_Pierre_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08327 |
大規模構造の有効場の理論（EFTofLSS）からの予測を使用して、BOSSパワースペクトルの単極子と四重極子、およびバイスペクトルの単極子と四重極子のデータを分析します。具体的には、パワースペクトルとバイスペクトルモノポールには1ループ予測を使用し、バイスペクトル四重極にはツリーレベルを使用します。パイプラインを数値シミュレーションに対して検証し、いくつかの内部整合性をチェックした後、それを観測データに適用します。1ループ予測のおかげでバイスペクトルモノポールをより高い波数に分析し、ツリーレベルの四重極を追加すると、1ループとバイスペクトルでのパワースペクトルの元の分析に比べてエラーバーが大幅に減少することがわかります。ツリーレベルでのモノポール。スペクトルの傾きをプランクの推奨値に固定し、事前にビッグバン元素合成を使用した後、$\sigma_8=0.794\pm0.037$、$h=0.692\pm0.011$、および$\Omega_m=0.311\pm0.010$を約$4.7\％$、$1.6\％$、および$3.2\％$、それぞれ$68\％$CL。これは、それぞれ約$30\％$、$18\％$、および$13\％$のパワースペクトルのみの分析に関するエラーバーの削減を表しています。注目すべきことに、結果はパワースペクトルのみの分析で得られた結果と互換性があり、複数の観測量を同時に予測する際のEFTofLSSのパワーを示しています。Planckとの緊張はありません。
非最小インフレからの実行可能な跳ね返り
実行可能な古典的なバウンスモデルを構築する際の基本的な難しさは、テンソル対スカラー比と非ガウススカラースペクトルの観測限界を同時に維持することは不可能であるというノーゴー定理を回避することです。さらに、バウンスフェーズを構築すると、勾配、ゴーストなどの多くの不安定性が発生します。最も重要なことは、モデルがアトラクタにならないことです。これは、一般に、解が初期条件に大きく依存し、システムに異方性（BKL）が不安定になることを意味します。この論文では、等角変換を使用して、非最小のスローロールインフレーションモデルから古典的なバウンスモデルを構築します。コンフォーマル変換の結果として、モデルに上記の不安定性がなく、バウンスから従来の再加熱シナリオへのスムーズな移行につながることを示します。また、順圧流体の存在下でのシステムの動的解析を調べ、モデルがBKLの不安定性を回避できるようにする幅広いモデルパラメーターが存在することを発見し、インフレーションダイナミクスの実行可能な代替手段にします。
冷却が周連星円盤にどのように影響するか
| Title |
How_cooling_influences_circumbinary_discs |
| Authors |
Prakruti_Sudarshan,_Anna_B._T._Penzlin,_Alexandros_Ziampras,_Wilhelm_Kley,_Richard_P._Nelson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07749 |
周連星円盤の観測とシミュレーションは、大きくて偏心した内部空洞を示しています。最近の研究では、これらの空洞の形状とサイズは、ディスクのアスペクト比と粘度、および離心率と質量比に依存することが示されています。さらに、惑星によって作成されたギャップの場合、冷却のタイムスケールがギャップの形状とサイズに大きく影響することが示されています。この研究では、周連星円盤の空洞形状に対するさまざまな冷却モデルの影響を検討します。局所的に等温および放射冷却されたディスクモデルを、さまざまなバイナリ偏心の2D数値シミュレーションで実装されたパラメータ化された冷却タイムスケール（$\beta$-cooling）のモデルと比較します。放射モデルと局所等温モデルの空洞の形状は同等のままですが、内側のディスク構造がわずかに変化し、ディスクの歳差運動速度が変化します。$\beta$冷却モデルでは、キャビティの形状とサイズが$\beta$=1の値に向かって劇的に変化します。私たちの調査結果に基づいて、放射モデルの結果を適切に再現しながら、キャビティ内のより短い冷却タイムスケールを説明するパラメータ化された$\beta$モデルを紹介し、キャビティ内の熱力学の正確な処理が大きな影響を与えることを強調します周連星システムのモデリングで。
L1527IRSのクラス0/I原始星の周りの重力的に不安定な円盤における木星質量以下の塵の塊と冷たい影の領域の形成
| Title |
Formation_of_dust_clumps_with_sub-Jupiter_mass_and_cold_shadowed_region_in_gravitationally_unstable_disk_around_Class_0/I_protostar_in_L1527_IRS |
| Authors |
Satoshi_Ohashi,_Riouhei_Nakatani,_Hauyu_Baobab_Liu,_Hiroshi_Kobayashi,_Yichen_Zhang,_Tomoyuki_Hanawa,_Nami_Sakai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07799 |
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波によって得られた$\lambda=0.87$、2.1、3.3、および6.8mmでのダスト連続放出の多波長観測を使用して、クラス0/I原始星L1527IRSの周りの原始星円盤を調査しました。アレイ（ALMA）とJansky超大型アレイ（VLA）。私たちの観察は$3-13$auの空間分解能を達成し、$\sim80-100$auのサイズのエッジオンディスク構造を明らかにしました。0.87mmと2.1mmでの放射は、投影されたディスク半径$r_{\rmproj}\lesssim50$au内で光学的に厚いことがわかります。3.3mmと6.8mmでの放射は、ダストの不透明度のべき乗則指数（$\beta$）が$r_{\rmproj}\sim50$au付近の$\beta\sim1.7$であることを示しており、この粒子が成長はまだ始まっていません。ダスト温度（$T_{\rmdust}$）は、以前に$r_{で識別されたVLAクランプの外側で$T_{\rmdust}\proptor_{\rmproj}^{-2}$とともに急激に低下します。\rmproj}\sim20$au。さらに、$Q\lesssim1.0$のToomre{\itQ}パラメータ値で示されるように、ディスクは$r_{\rmproj}\sim20$auで重力的に不安定です。これらの結果は、VLAの塊が重力の不安定性によって形成され、下部構造の外側に影ができて、温度が急激に低下することを示唆しています。VLAクランプの派生ダスト質量は$\gtrsim0.1$$M_{\rmJ}$です。したがって、クラス0/Iディスクは、重力的に不安定になるほど大きくなる可能性があることをお勧めします。これは、半径20auのガス巨大惑星の起源である可能性があります。さらに、原始星のディスクはシャドウイングのために冷たくなる可能性があります。
顕著な粒子成長の証拠はありませんが、クラスI原始星L1489IRS周辺の円盤における円盤下部構造の暫定的な発見
| Title |
No_evidence_of_the_significant_grain_growth_but_tentative_discovery_of_disk_substructure_in_a_disk_around_the_Class_I_Protostar_L1489_IRS |
| Authors |
Satoshi_Ohashi,_Hiroshi_Kobayashi,_Jinshi_Sai,_Nami_Sakai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07800 |
植物形成の最初のステップを明らかにするために、原始星の周りの円盤の中で塵の粒子がいつどのように大きくなるかを理解することが重要です。粒子成長を調査するために、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイによって得られた0.9および1.3mmの波長で、クラスI原始星L1489IRSの周りの円盤に向かうダスト連続放射を分析します。ダストの連続放出は$r\sim300$auのディスク半径（$r$）まで広がり、スペクトルインデックス（$\alpha$）は半径$rで$\alpha\sim3.6$になります。\sim100-300$au、星間塵に似ています。したがって、外側のディスク（$r\sim100-300$au）では粒子の成長はあまり発生しません。さらに、空間分解能と感度がこの構造を決定するのに十分ではない場合でも、$r\sim90$auでリング状の下部構造を暫定的に識別します。これが実際のリング構造である場合、ディスクの外側部分のリングの位置と小さなほこりは、成長フロントの考え方と一致しています。これらの結果は、L1489原始星円盤が惑星形成の始まりである可能性があることを示唆しています。
FastChem 2：任意の元素分布の気相化学平衡組成を決定するための改良されたコンピュータープログラム
| Title |
FastChem_2:_An_improved_computer_program_to_determine_the_gas-phase_chemical_equilibrium_composition_for_arbitrary_element_distributions |
| Authors |
Joachim_W._Stock,_Daniel_Kitzmann,_A._Beate_C._Patzer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08247 |
複雑な中性/イオン化化学平衡組成の計算は、例えば、科学的洞察を得るために非常に貴重です。太陽系外惑星と涼しい星の大気。確立された半分析的熱化学平衡コードFastChemの新しいバージョンであるFastChem2を紹介します。FastChemの元のバージョンは、水素元素を大量に含む雰囲気に限定されていますが、FastChem2は、二酸化炭素（CO$_2$）や分子状窒素（$N_2$）などの他の化学種が優勢な化学混合物にも適用できます。例えば。新しいプログラムコードはオブジェクト指向C++で記述されており、https：//github.com/exoclime/FastChemでGNUGeneralPublicLicenseバージョン3の下で公開されています。FastChem2には、オプションのPythonモジュールが追加で付属しています。プログラムは下位互換性があるため、以前のバージョンに簡単に置き換えることができます。HNC、FeH、TiH、Ca-、および大気科学に関連する可能性のあるいくつかの有機分子（ブロモ酢酸、クロロ酢酸、オキソプロパンジニトリル、グリコール酸、グリオキサール、シアノオキソメチル、シュウ酸、メチルヒドロペルオキシド、ジメチルペルオキシド、ジアセチルペルオキシド）。プログラムコードは、その前身に対して検証され、広範囲にわたってテストされています。拡張圧力-温度グリッドFastChem2で平均すると、以前のバージョンよりも最大約50倍高速であるだけでなく、バージョン1では処理できない状況にも適用できます。
機械で生成されたカロンのクレーターのカタログとカイパーベルトへの影響
この論文では、深層学習モデルを使用して、カロンのクレーターのサイズ分布を調査します。これは、シンガーらの最近の結果によって動機付けられています。（2019）手動目録を使用して、直径12km未満のクレーターのサイズ分布勾配の変化を発見し、小さなカイパーベルトオブジェクトの不足に変換しました。これらの結果は、RobbinsandSinger（2021）によって裏付けられましたが、Morbidellietal。によって反対されました。（2021）、独立したレビューが必要です。MaskRCNNベースのモデルのアンサンブルは、月、水星、火星のクレーターカタログ、および光学標高画像と数値標高画像の両方でトレーニングされました。堅牢な画像拡張スキームを使用して、モデルを一般化し、氷のオブジェクトに転送学習します。事前のバイアスやカロンへの曝露がない場合、私たちのモデルは、10km未満のクレーターではq=-1.47+-0.33、15kmを超えるクレーターではq=-2.91+-0.51の最適な勾配を見つけます。これらの値は、Singeretal。によって示唆されているように、約15kmの傾斜の明らかな変化を示しています。（2019）したがって、独立して彼らの結論を確認します。しかし、私たちの斜面はどちらも、RobbinsandSinger（2021）によって最近発見されたものよりもわずかに平坦です。トレーニング済みのモデルと関連するコードは、github.com/malidib/ACIDからオンラインで入手できます。
| Title |
Gravitationally_lensed_quasars_in_Gaia_--_IV._150_new_lenses,_quasar_pairs,_and_projected_quasars |
| Authors |
C._Lemon,_T._Anguita,_M._Auger,_F._Courbin,_A._Galan,_R._McMahon,_F._Neira,_M._Oguri,_P._Schechter,_A._Shajib_and_T._Treu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07714 |
レモンらに続くガイアデータリリース2の観測を使用して選択された175個のレンズ付きクエーサー候補の分光学的フォローアップを報告します。2019.システムには、86個の確認済みレンズ付きクエーサーと、イメージングおよび/または同様のスペクトルに基づくさらに17個のレンズ付きクエーサーが含まれます。また、11個の投影クエーサーペアと11個の物理クエーサーペアを確認しますが、25個のシステムは、分類されていないクエーサーペア（同じ赤方偏移にあるクエーサーのペア）として残されます。特に興味深いオブジェクトには、8つの4重に画像化されたクエーサーがあり、そのうち2つにはBALソース、見かけのトリプル、および二重レンズのLoBaLクエーサーがあります。これらの新しいレンズの光源の赤方偏移と画像の分離は、それぞれ0.65〜3.59秒と0.78〜6.23秒角の範囲です。レンズ付きクエーサーの既知の母集団を、1〜4秒角の画像間隔で更新されたモックカタログと比較し、z<1.5で非常に良好な一致を示しています。z>1.5では、予測数の47％のみが既知であり、これらの欠落レンズの56％は、1.5秒角未満の画像間隔で検出されます。欠落している高赤方偏移の小さな分離システムは、より暗いレンズ銀河を持ち、この研究で提示された未分類のクエーサーペアとおそらくレンズによって部分的に説明されます。新たに報告された11個の予測されたクエーサーペアのうち、5個は10kpc未満の衝突パラメータを持ち、吸収研究を通じてクエーサーホスト銀河の最も内側の領域を調べることができるそのようなシステムの数をほぼ3倍にします。また、検索で発見された4つの新しいレンズ銀河を報告します。ソースの赤方偏移は、0.62から2.79の範囲です。
銀河と銀河の合体から生じるグリーンピースのスターバースト
| Title |
A_Green_Pea_starburst_arising_from_a_galaxy-galaxy_merger |
| Authors |
S._Purkayastha_(1),_N._Kanekar_(1),_J._N._Chengalur_(1),_S._Malhotra_(2,3),_J._Rhoads_(2,3),_and_T._Ghosh_(4)_((1)_National_Centre_for_Radio_Astrophysics,_India,_(2)_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_USA,_(3)_Arizona_State_University,_USA,_(4)_Green_Bank_Observatory,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07726 |
グリーンピース銀河は、低赤方偏移のスターバースト矮小銀河であり、宇宙を再電離した高赤方偏移銀河と同様の特性を持っています。巨大メートル波電波望遠鏡（GMRT）を使用して、グリーンピース、GPJ0213+0056、z=0.0399内およびその周辺の水素原子（HI）の空間分布の最初のマッピングを報告します。多くのグリーンピースと同様に、GPJ0213+0056は、シングルディッシュ分光法で強いHI21cm放射、強いLy-alpha放射、および高い[OIII]$\lambda$5007/[OIII]$\lambda$3727光度比O32$を示します。\approx$8.8、ライマン連続放射線の高い漏れと一致します。私たちのGMRTHI21cm画像は、GPJ0213+0056のフィールドでのHI21cm放射が、グリーンピースの周りの拡張された壊れたリング構造から生じ、最も強い放射がGPJ0213+0056とコンパニオンの間の領域から来ることを示しています。銀河は$\approx$4.7kpc離れており、グリーンピース自体からのHI21cm放射はほとんどありません。GPJ0213+0056とそのコンパニオンとの合併により、スターバーストが引き起こされ、HIの空間および速度分布が乱れ、Ly-alpha（および場合によってはLyman-continuum）の放出が可能になることがわかりました。グリーンピースを脱出します。私たちの結果は、そのような合併と、結果として生じるHI分布の穴が、スターバーストに燃料を供給するための低温ガスの要件と、グリーンピースで観測されたLy-alphaおよびLyman-continuum放出の漏れとの間の緊張を説明する自然な方法であることを示唆しています。銀河とその高赤方偏移の対応物。
IllustrisTNGおよびEAGLE宇宙論的シミュレーションにおけるハローの準断熱緩和
| Title |
The_quasi-adiabatic_relaxation_of_haloes_in_the_IllustrisTNG_and_EAGLE_cosmological_simulations |
| Authors |
Premvijay_Velmani_and_Aseem_Paranjape |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07733 |
重力で束縛されたハローの暗黒物質含有量は、それがホストする銀河とガスの影響を受けることが知られています。流体力学シミュレーションスイートIllustrisTNGおよびEAGLEで、デフォルトの天体物理モデルとそれぞれの重力のみの対応物を使用して、質量が4桁を超えるハローのこの応答を特徴付けます。準断熱緩和フレームワークの単純なフィッティング関数を提示します。これは、探索するハロー質量とハロー中心距離の全範囲にわたって暗黒物質の応答を正確にキャプチャします。また、総質量を超えたいくつかのハローと銀河の特性に対するこの応答の依存性を研究します。球形暗黒物質シェルの半径$r_f/r_i-1$の相対的変化を、その質量$M_i/M_f-1$の相対的変化のみの関数であると見なす、一般的に採用されているスキームは正確ではないことを示します。IllustrisTNGとEAGLEのほとんどのハローの測定された応答を説明します。むしろ、$r_f/r_i$は、ビリアル半径$R_{\rmvir}$のハローのハロー中心距離$r_f/R_{\rmvir}$にさらに明示的に依存し、IllustrisTNGとEAGLEの間で非常に似ています。また、以前はモデル化されていなかった効果を特定します。これは、フィードバック関連の流出によって引き起こされる可能性があります。この場合、$r_f/r_i\simeq1$（つまり、緩和なし）を持つシェルでは、$M_i/M_f$が1とは大幅に異なります。私たちの結果は、銀河系および大規模構造をモデル化するための多くの半解析ツール（バリオニフィケーションスキーム、回転曲線、総質量プロファイルなど）にすぐに適用できます。これらの結果を拡張して、暗黒物質とバリオンの小規模な関係をより深く物理的に理解する方法について説明します。
$ Gaia $、APOGEE $ \＆$GALAHを使用した天の川の奇行成分
| Title |
Milky_Way's_eccentric_constituents_with_$Gaia$,_APOGEE_$\&$_GALAH |
| Authors |
G._C._Myeong_(1),_Vasily_Belokurov_(2_and_3),_David_S._Aguado_(4_and_5),_N._Wyn_Evans_(2),_Nelson_Caldwell_(1)_and_James_Bradley_(2)_((1)_Harvard-Smithsonian_Center_for_Astrophysics,_(2)_Institute_of_Astronomy,_Cambridge_University,_(3)_Center_for_Computational_Astrophysics,_Flatiron_Institute,_(4)_Dipartimento_di_Fisica_e_Astrofisica,_(5)_INAF/Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07744 |
APOGEEDR17とGALAHDR3からの存在量測定にまたがる化学力学的空間における、局所的な恒星ハローの教師なし分解の結果を報告します。ガウス混合モデルでは、4つの独立したコンポーネントのみがソーラー近傍のハローを支配します。3つは以前から知られている$Aurora$、$Splash$、GS/Eで、1つは新しい$Eos$です。これら4つのうちの1つ、つまりGS/Eのみが付加起源であり、GS/Eが銀河系の恒星ハローの主な始祖であるという以前の主張を裏付けています。$Aurora$は、いわゆるHeracles合併の化学的性質と完全に一致していることを示しています。事前定義された化学物質選択カットが適用されていない私たちの分析では、$Aurora$は広範囲の[Al/Fe]にまたがり、金属量の相関関係は、巨大な銀河である若い天の川での化学物質の急速な濃縮を示しています。$Eos$と呼ばれる新しいハローコンポーネントは、平均値[Al/Fe]が高いため、$insitu$として分類されます。$Eos$は、[Fe/H]の関数として強力な進化を示し、最も低い[Fe/H]でGS/Eに最も近いものから、銀河系の低$\alpha$集団と区別がつかなくなるように変化します。最高[Fe/H]。銀河の外側の薄い円盤の少なくとも一部は、GS/Eによって汚染されたガスの中で進化を始めたと推測され、$Eos$はこのプロセスの証拠です。
C-A平面を用いた矮星潮汐銀河のサンプルの形態学的研究
この調査では、潮汐矮小銀河（TDG）または候補銀河のサンプルの濃度（C）および非対称性（A）パラメーターを決定しました。サンプル中のほとんどの銀河は、C-A平面の非常に正確な領域にあることがわかりました。これにより、他の銀河から銀河が明確に分離されています。さらに、サンプル中の恒星の質量（$M_{star}$）と星形成率（$SFR$）は、光学画像とGALEX観測を使用して決定されました。主な結果は次のとおりです。TDGサンプルの$M_{star}$と$SFR$は、残りの銀河と$M_{で観察されるように、それぞれ$C$と$A$との線形相関に従いません。star}$と$SFR$は、高赤方偏移で銀河が続くのと同様の線形相関を持っています。次に、C-A平面は、非常に乱流の環境からTDGまたは矮星オブジェクトの候補を形態学的に識別するための有用な方法である可能性があると結論付けることができます。
ALMA REBELS調査：$z\約7$での銀河の宇宙HIガス質量密度
| Title |
The_ALMA_REBELS_Survey:_The_Cosmic_HI_Gas_Mass_Density_in_Galaxies_at_$z\approx_7$ |
| Authors |
K._E._Heintz,_P._A._Oesch,_M._Aravena,_R._J._Bouwens,_P._Dayal,_A._Ferrara,_Y._Fudamoto,_L._Graziani,_H._Inami,_L._Sommovigo,_R._Smit,_M._Stefanon,_M._Topping,_A._Pallottini,_and_P._van_der_Werf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07763 |
大きな宇宙論的距離にある個々の銀河の中性原子ガス含有量は、超微細なHI21cm遷移の弱さのために、最近まで測定が困難でした。ここでは、主系列星形成銀河のサンプルのHIガス質量を、宇宙の再電離時代の輝線輝線調査の一環として[CII]$-158\mu$mの放出について調査した$z\sim6.5〜7.8$で推定します。（REBELS）、[CII]からHIへの変換係数の最近のキャリブレーションを使用。銀河のHIガス質量過剰は、赤方偏移の関数として増加し、平均$M_{\rmHI}/M_\star\約10$であり、これは$f_{\rmHIのHIガス質量分率に対応します。}=M_{\rmHI}/（M_\star+M_{\rmHI}）=90\％$、$z\約7$。[CII]-銀河の同じサンプルから導出された$158\mu$m光度関数（LF）に基づいて、銀河の宇宙HIガス質量密度（$\rho_{\rmHI}$）にさらに制約を課します。この赤方偏移は、$\rho_{\rmHI}=7.1^{+6.4}_{-3.0}\times10^{6}\、M_{\odot}\、{\rmMpc^{と測定されます。-3}}$。この推定値は、減衰したライマン-$\alpha$吸収体（DLA）測定値の外挿から推定された推定値よりも$\約10$の係数で大幅に低くなっています。この明らかな不一致は、DLA視線が主に高$z$銀河ハローのHIガスのかなりの部分を探査している結果であるのに対し、[CII]は星形成に関連するISMのHIを追跡していると主張します。赤方偏移の関数として銀河内の中性ガスのこの蓄積を予測し、$z\gtrsim5$では宇宙のHIガス含有量の$\approx10\％$のみが銀河に閉じ込められ、星形成ISM。
「ツインギャラクシー」の星形成と金属濃縮に対するAGNの役割のテスト
| Title |
Testing_the_role_of_AGN_on_the_star_formation_and_metal_enrichment_of_"twin_galaxies" |
| Authors |
J._Angthopo,_I._del_Moral-Castro,_I._Ferreras,_B._Garc\'ia-Lorenzo_and_C._Ramos_Almeida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07805 |
AGNの存在を除いて視覚的に類似していると選択された、近くの双銀河の10ペアの星の種族の特性を分析することにより、銀河の星形成履歴に対するAGN活動の影響を調査します。このような双子のサンプルの選択は、最近delMoralCastroetalによって提案されたように、AGNフィードバックを研究する方法を表しています。3つの固定アパーチャ内にスタックされたCALIFAからの積分フィールドユニット（IFU）データを使用します。ツインペアのAGN銀河は、開口部のサイズに関係なく、90％の確率で、非AGN銀河よりも進化した星の種族を示唆しています。SDSSの大規模なサンプルと比較すると、ほとんどの双子が一般集団を代表していることが確認されますが、各双子では双子のメンバー間の違いが重要です。一連のターゲットライン強度は、ツインペアのAGNメンバーが、非AGN銀河よりも古く、金属が豊富であることを示しています。これは、サンプルのAGN銀河の形成時間が早いか、異なる星形成と化学的濃縮の履歴に従う可能性があることを示唆しています。。これらの結果は、銀河の進化においてAGNが果たす役割について、2つの単純で対照的な仮説の中で説明されています。これらの仮説は、将来、より大きなデータセットを使用してより詳細にテストできます。
宇宙の再電離へのクエーサーのごくわずかな寄与の決定的な上限
| Title |
Definitive_upper_bound_on_the_negligible_contribution_of_quasars_to_cosmic_reionization |
| Authors |
Linhua_Jiang,_Yuanhang_Ning,_Xiaohui_Fan,_Luis_C._Ho,_Bin_Luo,_Feige_Wang,_Jin_Wu,_Xue-Bing_Wu,_Jinyi_Yang,_Zhen-Ya_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07825 |
宇宙（水素）再電離は、赤方偏移z>=6での宇宙の主要な相転移の1つを示します。この時代に、銀河間媒体（IGM）の水素原子はライマン連続体（LyC）光子によってイオン化されました。ただし、再電離の原因となるLyC光子の主な発生源を特定することは依然として困難です。特に、クエーサー（または活動銀河核、AGN）と銀河の個々の寄与についてはまだ議論が続いています。ここでは、10マグニチュード（-19<M_UV<-29）にまたがるz>=6のタイプ1クエーサーの遠紫外線（遠紫外線）光度関数を作成し、クエーサーが再電離にほとんど寄与しなかったことを最終的に示します。私たちは主に、クエーサーの総LyC光子生成を決定するために重要であるが、これまでほとんど調査されていない、M_UV>-23等の低光度範囲のクエーサーを検索します。クエーサーの母集団は、宇宙をz=6.0〜6.6でイオン化するために必要な全光子の7％（95％信頼水準）未満しか提供できないことがわかります。私たちの結果は、おそらく低光度の星形成システムである銀河が水素の再電離の主な原因であることを示唆しています。
Gaia DR3の分光パラメータに基づく恒星の年齢、質量、絶滅、軌道パラメータ
| Title |
Stellar_ages,_masses,_extinctions_and_orbital_parameters_based_on_spectroscopic_parameters_of_Gaia_DR3 |
| Authors |
G._Kordopatis,_M._Schultheis,_P._J._McMillan,_P._A._Palicio,_P._de_Laverny,_A._Recio-Blanco,_O._Creevey,_M._A._\'Alvarez,_R._Andrae,_E._Poggio,_E._Spitoni,_G._Contursi,_H._Zhao,_I._Oreshina-Slezak,_C._Ordenovic,_A._Bijaoui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07937 |
GaiaDR3は、3,300万個の星に視線速度を提供し、500万個を超えるターゲットに分光学的に導出された大気パラメータを提供します。位置天文データと組み合わせると、これらを使用して、天の川の星の種族を理解し、銀河考古学を実行するための鍵となる軌道および星のパラメーターを導き出すことができます。キャリブレーションされた大気パラメーター、2MASSおよびGaia-EDR3測光、および視差ベースの距離を使用して、等時線フィッティング法を介して、分光パラメーターを使用した星の年齢、初期恒星質量、および赤みを計算します。また、測定された視線速度と位置天文学を使用して、すべての星の軌道（アクション、離心率、遠検点、近地点、Zmax）を導き出し、文献からの2セットの視線距離と銀河の軸対称ポテンシャルを採用します。フィールド星とクラスター星の参照カタログとの比較は、推定相対年齢の不確実性が50％未満の場合、9〜10Gyr未満の星で信頼できる年齢が得られることを示唆しています。古い星の場合、年齢は過小評価される傾向があります。入力された大気パラメータに大きな不確実性がある場合でも、年齢決定のための最も信頼できる恒星タイプはターンオフ星です。巨人と主系列星の年齢は、星の視線への絶滅がA_V<2.5magより小さい場合、約2Gyrの不確実性で取得されます。完全なカタログは、ダウンロードできるように公開されています。これにより、拡張された太陽近傍の完全な化学力学的特性が明らかになり、スパイラルアームの特性をより適切に識別したり、ディスクの動的加熱をパラメーター化したり、天の川の化学的濃縮を徹底的に研究したりできます。
GLASSジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡早期リリース科学プログラム。 I.調査の設計とリリース計画
| Title |
The_GLASS_James_Webb_Space_Telescope_Early_Release_Science_Program._I._Survey_Design_and_Release_Plans |
| Authors |
T._Treu_(1),_G._Roberts-Borsani_(1),_M._Bradac_(2,3),_G._Brammer_(4),_A._Fontana_(5),_A._Henry_(6),_C._Mason_(4),_T._Morishita_(7),_L._Pentericci_(5),_X._Wang_(7),_A._Acebron_(8),_M._Bagley_(9),_P.Bergamini_(8,10),_D._Belfiori_(5),_A._Bonchi_(5),_K._Boyett_(11),_K._Boutsia_(12),_A._Calabro_(5),_G.B._Caminha_(13),_M._Castellano_(5),_A._Dressler_(14),_K._Glazebrook_(15),_C._Grillo_(8),_C._Jacobs_(15),_T._Jones_(3),_P._Kelly_(16),_N._Leethochawalit_(11),_M._Malkan_(1),_D._Marchesini_(17),_S._Mascia_(5),_A._Mercurio_(18),_E._Merlin_(5),_T._Nanayakkara_(15),_D._Paris_(5),_B._Poggianti_(19),_P._Rosati_(20,10),_P._Santini_(5),_C._Scarlata_(16),_H._Shipley_(17),_V._Strait_(4),_M._Trenti_(11),_C._Tubthong_(17),_E._Vanzella_(10),_B._Vulcani_(19),_L._Yang_(20)_((1)_UCLA,_(2)_Ljubljana,_(3)_UC_Davis,_(4)_DAWN,_(5)_INAF-Roma,_(6)_STScI,_(7)_IPAC,_(8)_Milano,_(9)_U_Texas,_(10)_INAF-Bologna,_(11)_Melbourne,_(12)_Las_Campanas,_(13)_MPA,_(14)_OCIW,_(15)_Swinburne,_(16)_Minnesota,_(17)_Tufts,_(18)_INAF-Napoli,_(19)_INAF-Padova,_(20)_INFN-Ferrara,_(20)_KIPMU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07978 |
GLASSジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡早期リリース科学（以下、GLASS-JWST-ERS）プログラムは、ERSキャンペーンの最も深い銀河系外データを取得して公開します。これは主に、「どのソースが宇宙をイオン化したのか」と「バリオンは銀河をどのように循環するのか」という2つの重要な科学的質問に対処すると同時に、さまざまな一見の科学的調査を可能にするように設計されています。一次モードでは、前景のハッブルフロンティアフィールドクラスターであるエイベル2744によってレンズ化された銀河のNIRISSおよびNIRSpec分光法を取得します。並行して、NIRCamを使用して、レンズの倍率が無視できるクラスター中心からオフセットされた2つのフィールドを観測します。したがって、これは効果的に空白のフィールドと見なすことができます。この前例のないデータへのアクセスのためにコミュニティを準備するために、科学的根拠、調査設計（ターゲットの選択と観測の設定を含む）を説明し、期待される感度の試運転前の推定値を提示します。さらに、より広い天文学コミュニティで使用するために、高レベルのデータ製品の計画された公開リリースについて説明します。
AMUSING++近くの銀河サンプルにおける$\lesssim 100$pcスケールでの空間金属量分布統計
| Title |
Spatial_metallicity_distribution_statistics_at_$\lesssim_100$_pc_scales_in_the_AMUSING++_nearby_galaxy_sample |
| Authors |
Zefeng_Li,_Emily_Wisnioski,_J._Trevor_Mendel,_Mark_R._Krumholz,_Lisa_J._Kewley,_Carlos_L\'opez-Cob\'a,_Sebastian_F._S\'anchez,_Joseph_P._Anderson,_Llu\'is_Galbany |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08072 |
219個の局所銀河のサンプルにおける2D気相酸素存在量分布の空間統計を分析します。弱い線の信号対雑音比を強化するための新しい適応ビニング技術を紹介します。これを使用して、これらの銀河の十分に満たされた金属量マップを作成します。放射状勾配を除去した後の金属量分布から計算された2点相関関数は、ほとんどの場合、単純な注入拡散モデルによって十分に記述されていることを示します。データをこのモデルに当てはめると、相関長$l_{\rmcorr}$が得られます。これは、特徴的な星間物質の混合長スケールを表します。典型的な相関長$l_{\rmcorr}\sim1$kpcが見つかり、$l_{\rmcorr}$と恒星の質量、星形成率、有効半径の間に強い相関があり、ハッブルタイプとは弱い相関があります。銀河の相互作用または合体において、$l_{\rmcorr}$の値が大幅に上昇しました。星形成率の傾向は、高い星形成率での星間中乱流の単純な輸送+フィードバックモデルによって再現できることを示します。矮小銀河の風が大きな質量負荷係数を持っている場合は、おそらく低い星形成率でも再現できます。また、超新星残骸が金属を堆積させる初期半径を表す注入幅の最初の測定値を報告します。この半径内では、金属量相関関数は純粋に注入と拡散の間の競争の産物ではありません。このサイズスケールは一般的に60個よりも小さいことを示しています。
ガイアEDR3によって超巨星で明らかにされた銀河円盤のワープとフレア
外側の銀河円盤には、ワープやフレアなどのいくつかの特徴が含まれていますが、その起源はまだ議論されています。ガイアのデータは、銀河円盤を遠距離で探査し、これらの特徴を研究する絶好の機会を提供します。平均（古い）全母集団と超巨星（若い母集団の代表）の密度分布を導き出し、それらを使用してワープとフレアを抑制します。結果を比較することにより、これらの現象の特性が調査対象の母集団にどのように依存するかを調査します。ルーシーのデコンボリューション法を使用して、距離の関数として修正された星の数を復元し、そこから密度分布を導き出しました。超巨星は非対称のワープを持ち、$R=[19.5,20]$kpcの距離で最大振幅$z_w=0.658$kpcと最小振幅$z_w=-0.717$kpcに達します。これはほぼ2倍です。ディスクの全人口の振幅と同じくらい高い。特に厚い円盤では、人口全体に大きなフレアが見られます。スケールの高さは、太陽の近くの$h_{z、thick}\approx0.8$kpcと$h_{z、thin}\approx0.3$kpcから$h_{z、thick}\approx3$kpcと$に増加します。天の川の遠隔地にあるh_{z、thin}\約0.7$kpc（$R\約18$kpc）。超巨星の人口はわずかなフレアしか持っていません。
Keck/NIRC2によって明らかにされたオリオンバーの高角度分解能近赤外ビュー
| Title |
High_angular_resolution_near-IR_view_of_the_Orion_Bar_revealed_by_Keck/NIRC2 |
| Authors |
Emilie_Habart_and_Romane_Le_Gal_and_Carlos_Alvarez_and_Els_Peeters_and_Olivier_Bern\'e_and_Mark_G._Wolfire_and_Javier_R._Goicoechea_and_Thi\'ebaut_Schirmer_and_Emeric_Bron_and_Markus_R\"ollig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08245 |
ガスと塵が星から放出される遠紫外線によって加熱される近くの光解離領域（PDR）は、主な恒星のフィードバックプロセスを研究するための理想的なテンプレートです。この研究では、OrionBarのイオン化ガス、原子ガス、分子ガス間の界面の詳細な構造を調べることを目的としています。この近くの典型的な強く照射されたPDRは、PDRs4AllEarlyReleaseScienceプログラムの枠組み内でJamesWebbSpaceTelescope（JWST）の最初のターゲットの1つになります。Keck-IINIRC2とその補償光学システムでアクセス可能なサブアークセック解像度を使用して、2.12〜$で振動励起線H$_2$1-0S（1）のこれまでに実行された中で最も詳細で完全な画像を取得しました\mu$m、解離フロントをトレースし、[FeII]およびBr$\gamma$ラインをそれぞれ1.64および2.16〜$\mu$mでトレースし、イオン化フロントをトレースします。これらの主要なガスライン診断で、$\sim$0.1$''$（$\sim$0.0002〜pcまたは$\sim$40〜AU、414〜）の空間スケールで$\sim40''$を超える狭帯域フィルター画像を取得しました。pc）。Keck/NIRC2の観測は、尾根、フィラメント、小球、プロプリッドなどの照射された下部構造の過多を空間的に解決します。以前にALMAで得られたH$_2$1-0S（1）振動とHCO$^+$J=4-3回転放射の間の顕著な空間的一致が観察されます。これは、これら2つの分子種間の密接な関係を示している可能性があり、高圧PDRでは、一定密度の典型的な層状構造と比較して、H/H$_2$およびC$^+$/C/CO遷移ゾーンが接近していることを強調しています。PDR。これは、オリオンバーのエッジが、より拡散した環境に浸された高熱圧で非常に小さく、高密度で、高度に照射されたPDRで構成されていると主張した以前のいくつかの研究と一致しています。
$ Gaia$DR3のBP/RPスペクトルからの270万を超える炭素強化金属-貧弱な星
| Title |
Over_2.7_Million_Carbon-Enhanced_Metal-Poor_stars_from_BP/RP_Spectra_in_$Gaia$_DR3 |
| Authors |
Madeline_Lucey,_Nariman_Al_Kharusi,_Keith_Hawkins,_Yuan-Sen_Ting,_Nesar_Ramachandra,_Timothy_C._Beers,_Young_Sun_Lee,_Adrian_M._Price-Whelan,_and_Jinmi_Yoon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08299 |
炭素強化金属欠乏（CEMP）星は、[Fe/H]<-2の星のほぼ3分の1を占めていますが、その起源はまだよくわかっていません。あるタイプのCEMP星（CEMP-$s$星）は連星で発生する物質移動イベントに関連している可能性が高く、別のタイプ（CEMP-星なし）は核合成収量によって濃縮されることが示唆されています第一世代の星の。歴史的に、CEMP星の研究は銀河ハローで調査されてきましたが、最近では、天の川の厚い円盤とバルジコンポーネントでも検出されています。$Gaia$DR3は、BPおよびRP光度計からの2億を超える低解像度（R$\approx$50）スペクトルの前例のないサンプルを提供しました。この作業では、XGBoostを使用してこれらのスペクトルを分類し、これまでのCEMP星の最大の全天サンプルを検出します。合計で2,736,922個のCEMP星が見つかり、汚染率は5％です。このサンプルは、銀河中心から0.4kpcに近く、30kpcを超える距離で、天の川の内側から外側に広がっています。また、これらの星の0.28％が$Gaia$DR3で非単一星として識別されていることもわかりました。CEMP星の最大の均一に分析されたサンプルを提供することにより、銀河全体でCEMP-$s$およびCEMP-no星の頻度をさらに調査し、これらのクラスの星の起源を制約することができます。
低周波数での電波パルサービームの形状：アレシボスカイの外側の明るい光源
散乱が許す最低周波数でパルサーの形状と物理学を調べるために、パルサー放射ビームの分析とモデルを紹介します。アレシボの空の外にあるよく研究されたパルサーの2つの集団を検討します。最初の図は、ジョドレルバンクグールド＆ラインの赤緯-35{\deg}までの調査で、2番目のパルサーははるか南のパークス調査を使用しています。これらは、1990年代後半以前に知られている487個のパルサーの全天集団を集めたもので、すべて「B」の名前が付いているのが便利です。コア/ダブルコーン放射ビームモデルを最大限に活用して、低周波数での有効性を評価し、さまざまなペアのプラズマ源がおそらくその有効性の根底にあることを概説します。分析によると、ごくわずかな例外を除いて、パルサー電波放射ビームは、2つの同心円錐ビームと1GHzの規則的な角度寸法のコアビームで定量的にモデル化できます。さらに、より低い周波数でのビームフォームは、サイズが徐々に変化しますが、構成は変化しません。パルサー放射ビームの特性は、プラズマ励起が極フラックスチューブ内で中心であり、コアビームを生成するか、エッジに沿って円錐ビームを生成する周辺であるかによって大きく異なります。これは、スピンダウンエネルギーが約10ドルより大きいか小さいかによって大きく左右されるようです。^{32.5}$エルグ/秒。コア放出が支配的なパルサーは、銀河面に沿って銀河中心の方向に密接に集中する傾向があります。一方、円錐パルサーは銀経の経度と緯度の両方でやや均一に分布しています。コアが支配的なパルサーはまた、より遠くにある傾向があり、特に銀河の内側の領域ではそうです。
短時間のガンマ線バーストのジェット構造と遅延時間分布のグローバルテスト
| Title |
A_global_test_of_jet_structure_and_delay_time_distributions_of_short-duration_gamma-ray_bursts |
| Authors |
Jia-wei_Luo,_Ye_Li,_Shunke_Ai,_He_Gao_and_Bing_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07865 |
GW170817とGRB170817Aのマルチメッセンジャー共同観測は、短期間のガンマ線バースト（SGRB）の研究に新たな光を当てました。SGRBがバイナリ中性子星（BNS）の合併に由来するという仮定を実証しただけでなく、このタイプの合併によって生成されたジェットを構造化する必要があることも確認しました。したがって、SGRBの観測エネルギーは観察者。しかしながら、前記ジェットの正確な構造はまだ議論の余地がある。さらに、単一の統合ジェットモデルをすべてのSGRBに適用できるかどうかはこれまで知られていませんでした。もう1つの不確実性は、宇宙の星形成の歴史に関するBNS合併の遅延タイムスケールです。この論文では、シミュレートされたSGRBを使用して、広いパラメータ空間にわたってBNS合併の遅延モデルとジェットモデルの両方のグローバルテストを実施します。シミュレートされたピークフラックス、赤方偏移、および光度の分布を観測されたものと比較し、一連のモデルとパラメーターの組み合わせの適合度をテストします。私たちのシミュレーションは、GW170817/GRB170817AとすべてのSGRBが、さまざまな視野角で見られるユニバーサル構造化ジェットのフレームワーク内で理解できることを示唆しています。さらに、対数正規遅延タイムスケールでジェットと繭構造を呼び出すモデルが最も好まれます。他のいくつかの組み合わせ（たとえば、べき乗則ジェットモデルを使用したガウス遅延）も許容されます。ただし、ガウスジェットモデルによるガウス遅延とべき乗則遅延モデルのセット全体を除外することができます。
高$z$の短期間のGRB201221Dの前駆体と、迅速な放出におけるその可能なバルク加速の調査
| Title |
Probing_the_progenitor_of_high-$z$_short-duration_GRB_201221D_and_its_possible_bulk_acceleration_in_prompt_emission |
| Authors |
Hao-Yu_Yuan,_Hou-Jun_L\"u,_Ye_Li,_Bin-Bin_Zhang,_Hui_Sun,_Jared_Rice,_Jun_Yang,_and_En-Wei_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07899 |
観測された証拠の増加は、長期および短期のガンマ線バースト（GRB）が、それぞれ大規模な星のコア崩壊とコンパクト星の合併に起因することを示しています。GRB201221Dは、高赤方偏移$z=1.046$で、拡張エミッション（EE）なしで$\sim0.1$s持続する短期間のGRBです。Swift/BATおよびFermi/GBMで観測されたデータを分析することにより、カットオフべき乗則モデルがソフト$E_{\rmp}=113^{+9}_{-7}でスペクトルに適切に適合することがわかります。$keV、および等方性エネルギー$E_{\gamma、iso}=1.36^{+0.17}_{-0.14}\times10^{51}〜\rmerg$。GRB201221Dの物理的起源の可能性を明らかにするために、多波長基準（たとえば、アマティ関係、$\varepsilon$パラメーター、振幅パラメーター、局所イベント率密度、光度関数、およびホスト銀河の特性）を採用しました。そして、GRB201221Dの観測のほとんどが、コンパクト星の合併の起源を支持していることがわかります。さらに、$\hat{\alpha}$は即発放出段階で$2+\hat{\beta}$よりも大きいことがわかります。これは、放出領域がポインティングフラックスによる即発放出段階で加速している可能性があることを示唆しています。-支配的なジェット。
SRG/eROSITAを使用したHOFNARの可観測性
中性子星は、さまざまな性質の源として現れる可能性があります。この論文では、仮想クラスの中性子星（HOtおよび高速非降着回転子、HOFNAR）の可観測性について説明します。これらのオブジェクトは、rモードの不安定性のために加熱されます。表面温度が$\sim10^6$〜Kの場合、それらは熱軟X線エミッターであると予想されます。HOFNARの人口合成モデリングを実行して、eROSITA全天調査で検出可能な可能性のあるソースの数を予測します。表面温度$\sim10^6$〜Kの場合、検出限界0.01〜cts〜s$^{-1}$を超える$\sim500$ソースと、$>0.1$の$\sim100$より簡単に識別できるソースを取得します。〜cts〜s$^{-1}$。温度$\gtrsim1.2\times10^6$〜Kは、ROSATによるHOFNARの非検出と矛盾し始めます。$T\lesssim5\times10^5$〜Kの場合のみ、eROSITAで予測される数値は非常に低いため、識別が不可能に見えます。eROSITAには、HOFNARが存在する場合、それを発見する可能性が高いと結論付けています。非検出は、このタイプの中性子星の特性に非常に厳しい制限を課します。
触媒作用を受けた中性子星のパスタ相の性質
「パスタ」相として知られるエキゾチックな非球形の原子核は、中性子星の内部地殻の底に存在すると予想されます。圧縮可能な液滴内の触媒された中性子星におけるこれらの構成の特性を研究します。実験的な核質量を再現するために最適化された表面パラメータを使用したモデルアプローチ。我々の結果は、パスタ相の特性が強いモデル依存性を示すことを示しています。モデルの不確実性を推定するために、核物理実験からの情報とキラル摂動理論を組み合わせてベイジアン解析を実行します。天体物理学的観測による計算。予測に対する低密度エネルギー関数の影響に特に焦点を当てて、推定された後方分布について説明します。
相対論的反射に対する戻り放射の影響
| Title |
The_Effect_of_Returning_Radiation_on_Relativistic_Reflection |
| Authors |
Thomas_Dauser,_Javier_A_Garc\'ia,_Amy_Joyce,_Stefan_Licklederer,_Riley_M_T_Connors,_Adam_Ingram,_Christopher_S_Reynolds,_J\"orn_Wilms |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07973 |
薄い降着円盤の場合のX線反射スペクトルの形状に対する戻り放射線の影響を研究します。戻り放射は主に、大きなブラックホールスピン（a>0.9）と、高さh<5$r_\mathrm{g}$のブラックホールに近いコンパクトな一次放射源で観測された反射スペクトルに影響を与えることを示します。スピンとコンパクトさの極端な値の反射フラックスを支配すること。戻り放射の主な効果は、降着円盤の外側部分への照射フラックスを増加させることであり、より強い反射とより平坦な全体的な放射率プロファイルにつながります。シミュレートされた観測を分析することにより、反射が支配的な線源の既存の研究で戻り放射線を無視すると、ブラックホール上のコロナの高さを過大評価する結果になった可能性が高いことを示します。戻り放射を含む相対論的反射モデルの公に利用可能なrelxillスイートの更新バージョンも提示されます。
反響する活動銀河核のX線タイミングとスペクトル分析
公開されているXMM-Newtonアーカイブを使用して、中央のブラックホールエンジンに供給する降着円盤からのコロナからのX線の反射によって引き起こされる残響の兆候を示すことが知られている20個の活動銀河核（AGN）のサンプルを選択します。降着円盤の変動と相まって、高エネルギー電子による逆コンプトン散乱は、非常に変動性の高い観測されたX線スペクトルを生じさせますが、その振る舞いはまだ完全には理解されていません。ソースごとに3〜4の異なるスペクトル状態で121の観測値を使用し、周波数の関数としてタイムラグを計算します。相対論的反射モデルRELXILLを適合させ、パラメーターの相関関係を調べます。ブラックホールの質量とタイムラグの間の既知のスケーリング関係は十分に回復されており、連続フラックスはディスク反射フラックスと強く結合しています。また、1H0707-495およびIRAS13224-3809は、さまざまなフラックス状態での反射および吸収モデリングを使用して十分に記述されていることがわかります。反射率はべき乗則の光子指数と強く結びついており、放出領域のダイナミクスに関連している可能性があります。データは、2〜10keVのエディントン分率が$\sim0.02$である場合のべき乗則の進化的回転率のヒントを示していますが、その起源は完全には理解されていません。最後に、被覆率がIRAS13224-3809のフラックスとべき乗則の光子指数と逆相関していることを報告します。これらの発見は、被覆率が不均一な軌道雲からのフラックス変調を介して観測された変動に寄与する可能性がある1H0707-495の最近の研究をサポートしています。
| Title |
Binaries_Wandering_Around_Supermassive_Black_Holes_Due_To_Gravito-electromagnetism |
| Authors |
Xian_Chen_(PKU),_Zhongfu_Zhang_(PKU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08104 |
極端な質量比のインスピレーション（EMRI）は、宇宙で運ばれる重力波（GW）検出器の重要な情報源です。このようなソースは通常、恒星質量ブラックホール（BH）とカー超大質量BH（SMBH）で構成されていますが、最近の天体物理学モデルでは、小さな天体も恒星質量バイナリBH（BBH）である可能性があると予測されています。SMBHのいくつかの重力半径に達するBBHは、波形に豊富な観測可能なシグネチャを誘導しますが、現在の数値ツールは、本質的な相対論的効果をキャプチャしながら、そのようなトリプルシステムをシミュレートするには不十分です。ここでは、BBHに沿って自由に落下するフレームのダイナミクスを調べることで問題を解決します。BBHは通常非相対論的であり、カー背景の曲率半径よりもはるかに小さいため、自由落下フレームの進化は、湾曲した背景によって引き起こされる摂動重力電磁（GEM）力を除いて、本質的にニュートンダイナミクスに減少します。。この方法を使用して、SMBHの周りのほぼ円軌道上のBBHを研究し、SMBHから2〜3ドルの重力半径の距離までそれらの進化を追跡します。私たちのシミュレーションは、従来の方法を使用した以前の研究では示されていない一連の動的効果を明らかにしています。最も注目すべきものは、SMBHに対するBBHの放射状振動と方位角ドリフトです。これらの結果は、BBHを含むEMRIの進化と検出に対する新しい洞察を提供します。
時空の基本対称性として、ローレンツ対称性は物理学のさまざまな分野で重要な役割を果たしてきました。ローレンツ対称性が破れるかどうかは魅力的な問題です。アインシュタインが特殊相対性理論を提案して以来、ローレンツ対称性は非常に厳しいテストに耐えてきましたが、理論的考察と実験的実現可能性の両方からローレンツ対称性違反（LV）研究の動機があり、物理学者はLV理論、現象、実験的テストに熱心に取り組んでいます。。LV効果を含む多くの理論モデルがあり、さまざまな理論モデルがさまざまなLV現象を予測し、そこからLV効果を検証または制約することができます。ここでは、量子重力理論、時空間構造理論、有効場の理論の3種類のLV理論を紹介します。粒子のエネルギーによって制限されるため、LVの実験的テストは非常に困難です。ただし、エネルギーが高く伝播距離が長いため、天文源からの高エネルギー粒子をLV現象論的研究に使用できます。特に宇宙光子の場合、さまざまな天文観測から豊富なデータが得られ、そこからLV研究のさまざまな制約を得ることができます。ここでは、光子のLV効果に対する現在の制約とともに、LV研究に理想的な4つの一般的な天文現象を確認します。
オーストラリアに設置されたイメージングエアチェレンコフ望遠鏡の小さなアレイの性能
| Title |
Performance_of_a_Small_Array_of_Imaging_Air_Cherenkov_Telescopes_sited_in_Australia |
| Authors |
Simon_Lee,_Sabrina_Einecke,_Gavin_Rowell,_Csaba_Balazs,_Jose_A._Bellido,_Shi_Dai,_Dominik_Els\"asser,_Miroslav_Filipovi\'c,_Violet_M._Harvey,_Padric_McGee,_Wolfgang_Rhode,_Steven_Tingay,_Martin_White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07945 |
TeVガンマ線天文学がチェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）の時代に進むにつれて、過渡現象を瞬時に追跡し、$10^{12}$eVを超えるエネルギーでガンマ線フラックスを継続的に監視する能力が求められています。。この目的のために、CTA観測と補完的な連続監視のトリガーを提供するために、イメージングエアチェレンコフ望遠鏡（IACT）の世界的なネットワークが必要です。オーストラリアに設置されたIACTアレイは、南半球の空をかなりカバーすることに貢献します。ここでは、小さなIACTアレイの適合性と、さまざまな設計要素がそのパフォーマンスにどのように影響するかを調査します。モンテカルロシミュレーションは、CTAの小型望遠鏡（SST）および中型望遠鏡（MST）の設計に基づいて作成されました。望遠鏡間のベースライン距離が最大277mになると、角度分解能が向上し、高度1000mでは0mよりもエネルギーしきい値が低くなりました。MSTの$\sim$300GeVエネルギーしきい値は、SSTの$\sim$1.2TeVしきい値よりも過渡現象の観測に適していることが証明されました。1000mにある4つのMSTのアレイは、4時間の観測からへびつかい座RS星のような新星の噴火を5.7$\sigma$検出すると推定されました。オーストラリアのサイトにある4つのMSTクラスIACTの配列は、CTAの機能を理想的に補完すると結論付けています。
MAGIC：インテリジェント計算によるマイクロレンズ分析
標準的なサンプリングベースの方法によるバイナリマイクロレンズ光度曲線のモデリングは、時間のかかる光度曲線の計算と高次元パラメータ空間での病理学的尤度ランドスケープのために困難な場合があります。この作業では、現実的なデータ品質でバイナリイベントのマイクロレンズパラメータを効率的かつ正確に推測するための機械学習フレームワークであるMAGICを紹介します。MAGICでは、バイナリマイクロレンズパラメータは2つのグループに分けられ、異なるニューラルネットワークで別々に推測されます。MAGICの重要な機能は、神経制御された微分方程式の導入です。これは、不規則なサンプリングと大きなデータギャップを持つ光度曲線を処理する機能を提供します。シミュレートされた光度曲線に基づいて、MAGICが2成分の質量比と分離で数パーセントの不確実性を達成できることを示します。また、実際のマイクロレンズイベントでMAGICをテストします。MAGICは、大きなデータギャップが導入された場合でも、縮退したソリューションを見つけることができます。不規則なサンプリングは天文学調査で一般的であるため、私たちの方法は時系列を含む他の研究にも影響を及ぼします。
Gaia DR3主系列の近くにある高質量関数を持つ分光連星とは何ですか？
| Title |
What_are_the_spectroscopic_binaries_with_high_mass_functions_near_the_Gaia_DR3_main_sequence? |
| Authors |
Kareem_El-Badry_and_Hans-Walter_Rix |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07723 |
ガイアミッションの3番目のデータリリースには、$>10^5$の単一線分光連星の軌道解が含まれており、これまでのすべての研究に比べてサンプルサイズが1桁以上増加しています。このデータセットは、静止ブラックホール+通常の星の連星を検索するための宝庫です。データリリースで強調表示されたブラックホール候補バイナリの1つの母集団を調査します。動的に推定されたコンパニオン質量$M_2$が発光星のCMD推定質量よりも大きい、色-マグニチュード図（CMD）の主系列星の近くのソースです。DR3の14個のそのようなオブジェクトの光度曲線、スペクトルエネルギー分布、およびアーカイブスペクトルを、重要度の高い軌道解を使用してモデル化し、$M_2>3\、M_{\odot}$を推測します。これらのソースの100\％は、高度に除去された下部の巨大ドナー（$0.2\lesssimM/M_{\odot}\lesssim0.4$）とはるかに大規模な（$2\lesssimM/M_{\）を含む物質移動バイナリであることがわかります。odot}\lesssim2.5$）メインシーケンスアクレタ。Gaia軌道ソリューションは、GaiaRVSバンドパスの光の約半分に寄与するドナー向けですが、$g-$bandでは$\lesssim20\％$のみです。アクレターの幅広いスペクトルの特徴により、ソースが二重線として分類されるのを妨げた可能性があります。ドナーはすべてロッシュローブの充填に近いですが（$R/R_{\rmRoche\、lobe}>0.8$）、モデリングは大部分が切り離されていることを示唆しています（$R/R_{\rmRoche\、lobe}<1$）。バイナリ進化モデルは、これらのシステムが間もなく分離ヘリウム白色矮星+主系列「ELCVn」バイナリになると予測しています。私たちの調査は、バイナリの興味深いサブポピュレーションを選択するためのガイアデータの力と、バイナリの進化が標準的なCMDベースの恒星の質量推定を打ち破ることができる方法の両方を強調しています。
紫外線におけるIIペグのスペクトル挙動とフレアリング活性
15年間にわたる国際紫外線エクスプローラー観測を使用して、紫外線帯域でのIIペグバイナリシステムのスペクトル挙動を調査しました。紫外線観測は、彩層と遷移領域でのフレア活動の兆候を、それらの強化されたスペクトル線で示しています。フレア活動の前後に、紫外線スペクトル線は低、中、高のフラックスを示します。スペクトルの振る舞いは以前の研究と比較されます。3年間で顕著なフレア活動を検出します。この期間の前後で、活動レベルが徐々に明らかに低下します。IIペグの発赤は、2200オングストロームの吸収特性から推定されました。質量損失の平均速度と紫外線光度を決定しました。スペクトル変動は、基礎となる磁気ダイナモの周期的挙動に起因すると考えられ、顕著な活動は、2つのリボンフレアのモデルによって解釈できます。
非放射状および非ポリトロピック天体物理学的流出。 XI。 RYタウの星周環境のシミュレーション
| Title |
Nonradial_and_nonpolytropic_astrophysical_outflows._XI._Simulations_of_the_circumstellar_environment_of_RY_Tau |
| Authors |
C._Sauty,_R._M._G._de_Albuquerque,_V._Cayatte,_J._J._G._Lima_and_J._F._Gameiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08015 |
環境。RYタウが2つの異なる流出段階、静止段階とより活発な段階を示す可能性があるという最近の観察証拠があります。その現象をモデル化しようとしています。目的。緩和時間を短縮するための分析ソリューションに基づいて、RYタウの可能な降着-流出環境の新しい2.5D磁気流体力学シミュレーションを実行しました。メソッド。初期条件として、RYTauマイクロジェットのモデル化に使用した解析的自己相似解を使用しました。磁気圏の閉じた力線領域では、流れの方向を逆にし、密度と速度を上げることで降着率を上げました。また、加熱速度を実装し、流れの速度に応じて調整しました。降着円盤は境界条件として扱われます。結果。シミュレーションは、恒星ジェットと降着磁気圏がわずか数回の恒星の自転で定常状態に達することを示しており、自己相似解のロバスト性と安定性を確認しています。さらに、RYタウで観察されたものと同様の2つのタイプの行動が観察されました。定常的な恒星の流出と磁気圏の流入は、静的な力のない領域によって分離されているか、恒星のジェットと磁気圏の降着との相互作用によって、ディスクから発生して星に跳ね返るコロナ質量放出が発生します。結論。RYタウで観察された挙動の変化と一致する質量損失率と質量増加率の比率は、マイクロジェット初期分析の期間中に測定された比率の範囲内にあります。
低質量星のスーパーフレアからの1分間の準周期的脈動の倍増
| Title |
Doubling_of_minute-long_Quasi-Periodic_Pulsations_from_super-flares_on_a_low_mass_star |
| Authors |
J._Gerry_Doyle,_Puji_Irawati,_Dmitrii_Y._Kolotkov,_Gavin_Ramsay,_Nived_Vilangot_Nhalil,_Vik_S._Dhillon,_Tom_R._Marsh,_Ram_Kesh_Yadav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08070 |
2.4mのタイ国立望遠鏡に取り付けられたULTRASPEC機器を使用して、2つの大きなフレアを観測しました。それぞれのフレアの合計エネルギーは10^34ergに近く、1秒未満のリズムです。ウェーブレット解析、フーリエ変換、および経験的モード分解の組み合わせにより、振動周期の明らかな倍増を示す準周期脈動（QPP）が明らかになります。両方のイベントは、数分の間隔で数分の振動を示し、1秒未満のリズムが利用可能であったにもかかわらず、1分未満の振動の証拠はありませんでした。QPP周期の倍増とより短い周期のQPPモードのより短い寿命は、冠状ループ内の電磁流体力学的波の共鳴ダイナミクスを強く支持します。太陽冠状ループの典型的な長さと一致して、ループの長さは0.2-0.7R*と推定されます。これらの観測は、恒星コロナにコンパクトなプラズマループが存在するというまれで説得力のある証拠を示しています。
回転変動は、大規模クラスターNGC1846の拡張された主系列ターンオフにおける狭い年齢の広がりを可能にします
| Title |
Rotational_Variation_Allows_for_Narrow_Age_Spread_in_the_Extended_Main_Sequence_Turnoff_of_Massive_Cluster_NGC_1846 |
| Authors |
Mikhail_Lipatov,_Timothy_D._Brandt_and_Seth_Gossage |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08167 |
中年の星団（約2Gyr未満）の色の大きさの図（CMD）は、同時代の非回転恒星進化モデルによって予測されたものよりもはるかに複雑です。彼らが観測した拡張主系列星のターンオフ（eMSTO）は、恒星の年齢、恒星の自転、またはその両方の変動に起因する可能性があります。eMSTOの物理的解釈は、主に、恒星モデル（質量、回転、方向、および2値の関数）とCMDの間の複雑なマッピングに基づいています。この論文では、回転する恒星進化モデルに基づいて、クラスターのeMSTO内の個々の星の3次元の色、光度、およびvsini空間での連続確率密度を計算します。これらの密度により、恒星モデルからのクラスタープロパティの厳密な推論、またはクラスターのCMDからの恒星モデルへの制約が可能になります。MIST恒星進化モデルを使用して、大マゼラン雲クラスターNGC1846の年齢分散、回転分布、およびバイナリフラクションを共同で推測します。年齢分散は約70〜80Myrであり、これは以前の推定値の約半分です。非回転モデル。この発見は、回転変動がeMSTOの主な原因であるという推測と一致しています。ただし、MISTモデルは、クラスター内のすべての星に十分な適合を提供するわけではなく、非現実的に高い2進分数で最良の一致を達成します。主系列星のターンオフの近くでの合意の欠如は、クラフトブレーキの質量の減少や、急速に回転する星の主系列星の寿命の延長など、恒星進化モデルへの特定の物理的変化を示唆しています。
H $ _ {2}$OおよびH$_ {2} $による励起状態のリン原子の除去に関する実験的研究：恒星風におけるPOの形成への影響
| Title |
Experimental_study_of_the_removal_of_excited_state_phosphorus_atoms_by_H$_{2}$O_and_H$_{2}$:_implications_for_the_formation_of_PO_in_stellar_winds |
| Authors |
Kevin_M._Douglas,_David_Gobrecht,_and_John_M._C._Plane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08193 |
原子状リンの低位準安定状態P（$^2$D）およびP（$^2$P）と、H$_{2}$OおよびH$_{2}$との反応を調べました。P（$^2$D）、P（$^2$P）およびPOのレーザー誘起蛍光検出と組み合わせたPCl$_{3}$の248nmでのパルスレーザー光分解による。P（$^2$Dまたは$^2$P）+H$_{2}$Oから（35$\pm$15）のPOの生成の収量とともに、291〜740Kの速度係数が測定されました。）％。H$_{2}$は、励起された両方のP状態と比較的効率的に反応します。生成されたPH+Hに対する化学反応ではなく、物理的（つまり衝突）消光がより可能性の高い経路であることが示されています。次に、電子構造理論計算と複雑なポテンシャルエネルギー面上で発生する反応のマスター方程式処理の組み合わせを使用して、包括的なリン化学ネットワークが開発されます。結果として得られたモデルは、酸素が豊富な条件でのMIRA可変AGB星の2つの恒星半径内の高温で、基底状態P（$^4$S）からP（$^2$D）への衝突励起が続くことを示しています。H$_{2}$Oとの反応により、POを生成するための重要な経路です（P（$^4$S）とOHの間の反応に加えて）。このモデルは、定常的な（脈動のない）流出におけるPNの部分的な存在量が、約2桁過小予測されていることも示しています。ただし、4000Kを超える温度でN$_2$の十分な熱解離が発生するショック状態では、結果として生じるN原子がPOのかなりの部分をPNに変換します。
ミラ型変光星TUMiのヘリウム燃焼殻における熱パルスの初期段階での脈動周期の減少は、恒星進化論と放射流体力学の数値的方法で調査されます。この目的のために、主系列星$1M_\odot\leM_\textrm{ZAMS}\le2.2M_\odot$と金属量$Z=0.01$に質量を持つ星について、進化の軌跡のグリッドが計算されました。AGB進化シーケンスの選択されたモデルは、放射状に脈動する星の進化的変化を記述する流体力学の方程式の初期条件と時間依存の内部境界条件の決定に使用されました。熱パルスの初期段階での周期の減少の開始は、ピークのヘリウム燃焼光度とほぼ一致することが示されています。期間の最も急速な減少は、最初の30年間に発生します。星の収縮と基本モードから最初の倍音へのモード切り替えの両方により、脈動周期は減少します。モード切り替えのタイムスケールは、数十回の脈動サイクルのオーダーです。ミラ型変光星TUMiの現在のモデルは、小振幅の半規則型振動を伴う最初の倍音パルセータです。周期減少の開始時の脈動周期と30年後の周期変化率の理論的推定値は、質量が$1.04M_\odot\leM\le1.48M_\のAGB星のTUMiに関する利用可能な観測データと一致することが示されています。odot$。
マルチフラクタルアプローチを使用して、無線および赤外線周波数で観測されたかに星雲の構造の複雑さの分析
| Title |
Analysis_of_the_structural_complexity_of_Crab_nebula_observed_at_radio_and_infrared_frequencies_using_a_multifractal_approach |
| Authors |
Athokpam_Langlen_Chanu,_Pravabati_Chingangbam,_Fazlu_Rahman,_R.K._Brojen_Singh_and_Preeti_Kharb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.04717 |
かに星雲は、さまざまな観測頻度で複雑な形態パターンを示す天体物理学のシステムです。電波と赤外線の周波数で公開されている画像データを使用して、星雲の構造の複雑さを体系的に調査します。分析には、2次元でよく知られているマルチフラクタルトレンド除去変動分析（MFDFA）を使用します。かに星雲をさまざまな長さのスケールで研究して、局所的なスケーリングの振る舞いを探します。超新星の爆発と進化の基礎となる物理学から予想されるように、無線データと赤外線データの両方が長距離相関を示すことがわかります。相関は、長さスケールによるべき乗則スケーリングに従います。一般化されたハースト指数がトレンド除去された変動関数のモーメントの次数に依存していることから明らかなように、構造の複雑さは本質的にマルチフラクタルであることがわかります。マルチフラクタル性の性質と強さは、観測頻度によって異なります。シャッフルされたデータの分析を繰り返すことにより、両方の画像データのマルチフラクタル性の起源をさらに詳しく調べます。無線データの場合、確率密度関数（PDF）がガウス形式に近いことがわかります。したがって、マルチフラクタル動作は、トレンド除去された変動フィールド値の大小の長距離相関の性質が異なるためです。対照的に、赤外線データには幅広い非ガウスPDFがあることがわかります。その結果、そのマルチフラクタル特性は、広いPDFと、変動値の大小の異なる相関関係に由来します。したがって、私たちの分析は、統計物理学の観点からかに星雲の形態に関する新鮮な視点を提供します。
銀河系外のラジオの背景の刺激的な説明
| Title |
A_Stimulating_Explanation_of_the_Extragalactic_Radio_Background |
| Authors |
Andrea_Caputo,_Hongwan_Liu,_Siddharth_Mishra-Sharma,_Maxim_Pospelov_and_Joshua_T._Ruderman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07713 |
過去10年間の激しい理論的および実験的努力にもかかわらず、10GHz未満の複数の周波数での銀河外電波バックグラウンドの観測は、既知の電波源の観点からは理解されておらず、新しい物理学の兆候を表している可能性があります。このレターでは、粒子が弱く相互作用する新しいクラスのダークセクターモデルを特定します。このモデルでは、ダークフォトンが振動して通常のフォトンになり、ラジオのバックグラウンドに寄与します。私たちのシナリオは、他の宇宙論的および天体物理学的制約と一致しながら、電波バックグラウンドの大きさとスペクトル指数の両方を説明することができます。これらのモデルは、宇宙マイクロ波背景放射の新しい相対論的自由度とスペクトル歪みを予測します。これは、次世代の実験で検出できます。
フェルミオン-ボソン星は、中性子星の通常の核物質とボソン暗黒物質の混合物です。核物質の現実的な状態方程式を使って、初めてフェルミ粒子ボソン星を動的に進化させます。動的解を使用して、弱く摂動された静的解と強く摂動された静的解の進化を詳細に調べます。調査結果の例として、弱く摂動された不安定な静的解が安定した構成に移行するパラメーター空間の領域を特定し、強く摂動された安定した静的解がブラックホールに崩壊するのではなく、常に安定した構成に移動する基準を決定します。。
$ C $メトリックの動的挙動：荷電スカラー場、準ノーマルモードおよび超放射
| Title |
Dynamical_behavior_of_the_$C$-metric:_charged_scalar_fields,_quasinormal_modes_and_superradiance |
| Authors |
Kyriakos_Destounis,_Giacomo_Mascher_and_Kostas_D._Kokkotas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07794 |
$C$メトリックは、宇宙ひもの張力の下で均一に加速されるブラックホールを記述する真空アインシュタイン場の方程式に対するブースト対称時空解です。ごく最近、加速するブラックホールの熱力学と中性スカラー摂動に対するそれらのモード安定性が簡潔に確立されました。電荷を組み込むための加速ブラックホールの一般化、すなわち、帯電した$C$メトリックは、準ノーマルモード周波数の3つの異なるファミリーを持っています。光子表面の赤道面での不安定なヌル粒子に関連する複雑な光子表面の準正規モード、その存在が時空の加速にのみ依存する純粋に想像上の加速モード、およびリングダウンのダイナミクスを支配する純粋に想像上の近極モードイベントとコーシーの地平線が互いに近づく遅い時間。準ノーマルモード解析を荷電スカラー変動に拡張し、スカラー電荷が増加するにつれて、光子表面モードがそれらの中性対応物に対して連続的に変形することを発見します。さらに、スカラー電荷が導入されると、加速および近極値ファミリーが発振周波数を獲得することがわかります。最後に、荷電加速ブラックホールに衝突する荷電スカラー単色波の超放射増幅を研究します。超放射増幅の周波数範囲は加速によって減少しますが、増幅率はライスナー・ノルドストロームブラックホールで発生するものに比べてかなり高く、スカラー電荷が非常に大きいときに最大になることがわかります。
太陽スピキュールにおける共鳴アクシオン放射変換
最近、ほとんどすべての太陽表面を覆う太陽スピキュールが強い磁場$B\sim10^2$Gを持っていることが観察されました。それらは彩層から放出されたプラズマジェットであると考えられており、$\sim10^4$kmまで到達します。それらの電子数密度は、$n_e=10^{10}\rmcm^{-3}\sim$$10^{12}\rmcm^{-3}$のようなものです。対応するプラズマ周波数$m_p=\sqrt{e^2n_e/m_e}$（電子質量$m_e$）は、アクシオン質量$m_a=10^{-5}$eV$\sim10^{-4}$とほぼ同じです。eV。したがって、質量によるアクシオンの共鳴放射変換は、針状体で発生する可能性があります。アクシオン暗黒物質から変換された放射線がフラックス密度を持っていることを示します$\sim10^{-6}\mbox{Jy}（m_a/10^{-4}\mbox{eV}）（B/3\times10^2\rmG）^2$。放射は、周波数$\simeq24$GHz$（m_a/10^{-4}\rmeV）$の線スペクトルを示します。電子数密度などの物理的パラメータが太陽でより明確に観察されているため、私たちの推定では、中性子星での同様の推定よりも物理的パラメータのあいまいさが少なくなっています。しかし、非常に強い太陽熱放射は、軸からのそのような放射の敏感な観測を妨げるでしょう。
二光子崩壊および逆プリマコフ散乱からの光子との軸索様粒子結合の新しい限界
| Title |
New_Limits_on_Axionlike_Particle_Coupling_with_the_Photons_from_Two-Photon_Decays_and_Inverse_Primakoff_Scattering |
| Authors |
C.-P._Wu,_C.-P._Liu,_L._Singh,_Greeshma_C.,_J.-W._Chen,_H.-C._Chi,_M.K._Pandey_and_H.T._Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07878 |
AxionlikeParticles（ALP）は太陽の下で生成される可能性があり、宇宙論的暗黒物質の実行可能な候補です。それは2つの光子に崩壊するか、逆プリマコフ（IP）散乱を介して物質と相互作用する可能性があります。原子の励起とイオン化によるIPプロセスへの非弾性チャネルを特定します。それらの断面積は、原子電荷と電流密度の完全な電磁場で導出され、十分にベンチマークされた原子多体法によって計算されます。光子とのALP結合の制限が導き出されます。以前の実験室での実験ではアクセスできなかった1〜eV〜1〜MeVのALP質量の新しいパラメータ空間が調査され、除外されます。将来の実験プロジェクトにおける感度の到達は予測されています。
| Title |
Primordial_Black_Holes_and_Gravitational_Waves_in_Multi-Axion-Chern-Simons_Inflation |
| Authors |
Nick_E._Mavromatos,_Vassilis_C._Spanos,_Ioanna_D._Stamou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.07963 |
インフレーションの側面と、Chern-Simons重力に結合された2つのアクシオン場のストリングに触発されたモデルで原始ブラックホール（PBH）と重力波（GW）の生成が強化される可能性を研究します。インフレーション。宇宙論的データと一致するスケール不変スペクトルの変動は、ストリングのコンパクト化から生じるアクシオン場の世界面（非摂動）インスタントン項によってこのモデルで提供されます。そのような変調の結果として、そのような宇宙論におけるPBHとGWの生成が強化され、放射線時代のGWのプロファイルの原理的なパターンを観察できるようになる可能性があります。さらに、PBHがこの宇宙でかなりの量の暗黒物質を提供する可能性があることを示しています。比較のために、従来のストリングに触発されたアクシオンモノドロミーの2段階のインフレーション宇宙論モデルについても説明します。これには、2つのアクシオンフィールドが含まれます。これらの2つのクラスのモデル間でGWスペクトルに刻印された結果の変更は明確であり、原則として、将来の干渉計によって区別できます。
インフレーション、宇宙搭載干渉計、宇宙の膨張の歴史
一般的な知恵によれば、mHzの一部から数Hzの間では、宇宙搭載検出器の最も楽観的な感度を想定しても、インフレーション重力子のスペクトルエネルギー密度は安全に無視できます。元素合成の前に、インフレ後の進化が放射線よりも速くまたは遅く拡大する一連の段階を含む場合、この結論は回避されます。結果として、Hzの何分の1か以下では、遺物重力子のスペクトルエネルギー密度は、光核の形成前の全膨張履歴を通じて放射優勢の仮説の下で得られた従来の信号を超える可能性があります（8桁でも）。スペクトルの傾きと振幅は、膨張のダイナミクスとそれに続く減速した進化の両方を具体的に反映しているため、たとえば、TeVスケールでの推定上の強い一次相転移。したがって、mHz範囲の遺物重力子のスペクトルエネルギー密度に制限があると、インフレーション後の膨張履歴とインフレーション初期データが同時に制約されます。
GWTC-1および-2のブラックホール連星イベントからのレンズ付き重力波信号の深層学習ベースの検索
| Title |
Deep_Learning-based_Search_for_Lensed_Gravitational-Wave_Signals_from_Binary_Black_Hole_Events_in_GWTC-1_and_-2 |
| Authors |
Kyungmin_Kim,_Joongoo_Lee,_Otto_A._Hannuksela,_Tjonnie_G._F._Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08234 |
観測された重力波信号から、重力レンズの特徴の1つであるビートパターンのディープラーニングベースの検索の結果を提示します。この検索では、1番目と2番目の重力波過渡カタログのブラックホール連星イベントを調べます。この検索は、重力波からレンズの特徴を検索するためにディープラーニングを利用する最初の試みです。具体的には、この検索では、重力波信号のスペクトログラムから、質量が$10^3$-$10^5M_\odot$のレンズによって引き起こされる鼓動パターンを特定します。シミュレートされたノイズの多い重力波信号のスペクトログラムを使用して深層学習モデルをトレーニングし、ブラックホール連星イベントをレンズ付き信号またはレンズなし信号の2つのクラスに分類します。深層学習モデルを使用したアンサンブル学習を導入し、すべてのアンサンブル学習者の予測に多数決戦略を採用します。多数決による一次分類では、46のイベントのうち1つのイベントGW190707\_093326がレンズクラスに分類されます。ただし、イベントの$p$値を推定すると、$p$値の不確実性には、イベントのレンズが解除される可能性が依然として含まれていることがわかります。したがって、GW190707\_093326の重力波信号はレンズのない信号である可能性が高く、その結果、評価された連星ブラックホールイベントからのビートパターンの有意な証拠は見つかりません。
