ELUCID VII：制約付き水力シミュレーションを使用して宇宙ウェブのガス成分を調査する
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ELUCID_VII:_Using_Constrained_Hydro_Simulations_to_Explore_the_Gas_Component_of_the_Cosmic_Web |
| Authors |
Renjie_Li,_Huiyuan_Wang,_H._J._Mo,_Shuiyao_Huang,_Neal_Katz,_Xiong_Luo,_Weiguang_Cui,_Hao_Li,_Xiaohu_Yang_and_Yuning_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08384 |
SDSS調査ボリュームで再構築された初期条件を使用して、さまざまなタイプの宇宙ウェブを表す3つの領域で制約付き流体力学シミュレーションを実行します。SDSS万里の長城。そしてz〜0.05の大きな低密度領域。これらのシミュレーションは、銀河間およびクラスター内の媒体の特性と進化を調査するために使用されます。暖かく熱い銀河間ガスの約半分は、局所的な宇宙ウェブのフィラメントに関連しています。巨大なフィラメントとハローの周辺のガスは、それぞれフィラメントとハローの合体によって生成される降着衝撃によって大幅に加熱される可能性があり、ガス温度と局所的な潮汐場の強度との間には密接な相関関係があります。シミュレーションでは、衝撃波面と接触エッジに関連するいくつかの不連続性も予測されます。これは、熱SZ効果とX線の観測を使用してテストできます。空の大部分はLy$\alpha$とOVI吸収システムで覆われており、ほとんどのOVIシステムと低柱密度HIシステムは宇宙ウェブのフィラメントに関連付けられています。観測された宇宙ウェブの形成と加熱の履歴を追跡する制約付きシミュレーションは、観測データを解釈するための重要な手段を提供します。観測される宇宙ガスの起源と場所に関する完全な情報があれば、そのようなシミュレーションを使用して観測戦略を開発することもできます。
トリプルマージャークラスターAbell98におけるクラスター周辺とクラスター間フィラメントのすざく観測
| Title |
Suzaku_Observations_of_the_Cluster_Outskirts_and_Intercluster_Filament_in_the_Triple_Merger_Cluster_Abell_98 |
| Authors |
Gabriella_E._Alvarez,_Scott_W._Randall,_Yuanyuan_Su,_Arnab_Sarkar,_Stephen_Walker,_Nicholas_P._Lee,_Craig_L._Sarazin,_Elizabeth_Blanton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08430 |
Abell98（A98）三重銀河団系と銀河団間フィラメントと称される銀河団のすざく観測を紹介します。3つのサブクラスターは、大規模な宇宙フィラメントに沿って存在すると予想されます。最北端のクラスターを部分的に方位角でカバーすると、この比較的低質量のクラスター（$kT\約2.8$keV）の推定エントロピープロファイルが、ビリアル半径の領域での自己相似純粋重力崩壊のモデルからの期待に準拠していることがわかります。。合併軸に沿って、最北端のクラスターの北に$r_{200}$を超えて拡張された構造の証拠があり、特性は暖かく熱い銀河間媒体に期待されるものと一致しています（WHIM;$kT=0.11_{-0.02}^{+0.01}$keV、$n_e={7.6\times10^{-5}}^{+3.6\times10^{-5}}_{-3.6\times10^{-5}}$〜cm$^{-3}$）。このトリプルシステムの合併軸が大規模な宇宙フィラメントに沿っているという予想と一致して、合併軸から離れた領域で同じ半径でそのような放出は検出されません。A98NとA98Sの間のブリッジ領域では、$2.2\sigma$レベルでのフィラメント状の放出の証拠と、冷たいガス（$kT\sim1$keV）の暫定的な検出があります。このクラスター間フィラメントのエントロピープロファイルは、A98システムが視線に沿ってではなく空の平面に近い位置に配置されている可能性が高いことを示しています。システムの北側、およびA98NとA98Sの間の構造は、クラスターが少なくとも4Mpcにまたがる大規模な構造に接続されていることを示しています。
$H_0$の緊張の解決策として低赤方偏移で新しい物理学を排除する
$H_0$の緊張に対する低赤方偏移の解決策はあり得ないと私たちは主張します。この質問にしっかりと答えるために、ダークエネルギーの状態方程式に非常に柔軟なパラメーター化を使用して、データによってまだ許可されているすべての宇宙論的距離がこの前のボリューム内に存在するようにします。次に、この包括的なパラメーター化内に$H_0$張力に対する満足のいく解決策が存在するかどうかに答えるために、プランク宇宙マイクロ波背景放射、SDSS-IV/eBOSSDR16バリオン音響振動、およびパンテオン超新星データセットのさまざまなパーティションを使用してパラメトリック形式を制約しました。宇宙マイクロ波背景放射データセットだけで制約される場合、高い$H_0$値を生成する一連の状態方程式が存在しますが、これらの状態方程式は、超新星とバリオン音響振動データセットの組み合わせによって除外されます。言い換えれば、宇宙マイクロ波背景放射、バリオン音響振動、および超新星データセットからの制約は、高い$H_0$値を許可せず、宇宙定数と一致する状態方程式の周りに収束します。したがって、この非常に柔軟なパラメーター化は$H_0$張力の解決策を提供しないため、低い赤方偏移でのみ物理を追加する$H_0$張力の解決策はありません。
プランク時間順データで測定されたコンパクトソースの偏光と変動性
| Title |
Polarization_and_variability_of_compact_sources_measured_in_Planck_time-ordered_data |
| Authors |
G._Rocha,_R._Keskitalo,_B._Partridge,_A._Marscher,_C._O'Dea,_T._J._Pearson,_K._M._G\'orski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08480 |
この論文では、153の光源からなる偏光および可変コンパクト光源の新しいプランクカタログ（PCCS-PV）を紹介します。その大部分は銀河系外です。データには、Planckによって測定された総磁束密度と直線偏波の両方が含まれています。周波数範囲は30〜353GHzで、時間間隔は数日から数年です。ほとんどの電波源を、ビームのある銀河系外の電波源として分類しています。カタログには、いくつかの電波銀河、セイファート銀河、およびHIIi領域や惑星状星雲を含む銀河およびマゼラン雲のソースも含まれています。偏光源の変動性の評価を可能にするために、ミッションスカイマップではなく、多周波数プランク時間順データに直接適用される高度な抽出方法が開発されました。Planckミッションtod2fluxからの時系列データの分析により、Planckが採用している30〜353GHzの全偏波周波数で、これらの光源の時変放射および偏波特性をカタログ化することができました。PCCS-PVは、153のすべての光源に対して、時間および周波数に依存する偏極磁束密度を提供します。PCCS-PVのいくつかの潜在的なアプリケーションを説明するために、選択したソースの測定値と他の天文機器からの公開データとの予備的な比較を行いました。要約すると、PlanckとInstitutdeRadioastronomieMillim\'etrique（IRAM）の偏波測定値、および非常に類似したエポックでのMets\"ahovi37GHz値との間に一般的な一致が見られます。これらの組み合わせた測定値は、PCCSの値も示しています。-PVの結果とPCCS2カタログは、欠落しているスペクトル（または時間）カバレッジを埋め、銀河系外のソースのスペクトルエネルギー分布を定義するのに役立ちます。これらの結果は、ソースの物理的特性に関する有用な手がかりを提供します。
クラスターレンズエイベル1689のコアへの遠足
| Title |
An_excursion_into_the_core_of_the_cluster_lens_Abell_1689 |
| Authors |
Agniva_Ghosh,_Dominic_Adams,_Liliya_L.R._Williams,_Jori_Liesenborgs,_Anahita_Alavi,_Claudia_Scarlata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08584 |
Abell1689は、よく研究された銀河団であり、これまでに観測された中で最大の重力レンズシステムの1つです。複数の画像データのみに依存する自由形式のレンズ反転法であるGRALEを使用して、クラスターAbell1689の再構成を取得しました。クラスターメンバー銀河に関連するデータを含めないことで、この方法の最も注目すべき特徴である質量分布の偏りのない測定が保証されます。利用可能な強いレンズデータから2つの異なるマルチレンズシステムのセットを使用しました。1つは安全なシステムのみを含み（107画像）、もう1つは非常に安全でないシステムのみを含むすべての利用可能なシステムを含みます（151画像）。両方の再構成により、円対称の放射状プロファイルが集中度パラメータ値$c\sim6.8$のNavarro-Frenk-White（NFW）プロファイルによく適合する同様の質量分布が生成されました。クラスターの非常によく制約された中央の$\sim$100kpc領域について、スペクトルエネルギー分布（SED）フィッティングソフトウェアFAST++によって取得されたGRALE再構成レンズ質量と恒星質量の詳細な比較を行いました。最も明るい銀河団（BCG）の光のピークと、それに関連するレンズの質量のピークに、約10kpcのオフセットが見つかりました。また、この領域に光を伴わない質量ピークが見つかりました。その位置は、さまざまな方法論を使用した以前の再構成のいくつかによって取得された特徴と一致しています。光を伴わない質量ピークとBCGオフセットはどちらも、暗黒物質の自己相互作用断面積$\sigma\lesssim1$cm$^2$/gと一致していますが、質量ピークはより大きな断面積で張力がかかっています。
DES Year-3小規模測定を使用した、宇宙せん断によるバリオンフィードバックの抑制
| Title |
Constraining_the_Baryonic_Feedback_with_Cosmic_Shear_Using_the_DES_Year-3_Small-Scale_Measurements |
| Authors |
A._Chen,_G._Aric\`o,_D._Huterer,_R._Angulo,_N._Weaverdyck,_O._Friedrich,_L._F._Secco,_C._Hern\'andez-Monteagudo,_A._Alarcon,_O._Alves,_A._Amon,_F._Andrade-Oliveira,_E._Baxter,_K._Bechtol,_M._R._Becker,_G._M._Bernstein,_J._Blazek,_A._Brandao-Souza,_S._L._Bridle,_H._Camacho,_A._Campos,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_R._Cawthon,_C._Chang,_R._Chen,_P._Chintalapati,_A._Choi,_J._Cordero,_M._Crocce,_M._E._S._Pereira,_C._Davis,_J._DeRose,_E._Di_Valentino,_H._T._Diehl,_S._Dodelson,_C._Doux,_A._Drlica-Wagner,_K._Eckert,_T._F._Eifler,_F._Elsner,_J._Elvin-Poole,_S._Everett,_X._Fang,_A._Fert\'e,_P._Fosalba,_M._Gatti,_E._Gaztanaga,_G._Giannini,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_I._Harrison,_W._G._Hartley,_K._Herner,_K._Hoffmann,_H._Huang,_E._M._Huff,_B._Jain,_M._Jarvis,_N._Jeffrey,_T._Kacprzak,_E._Krause,_et_al._(80_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08591 |
バリオンフィードバックを制限するために、DESの3年目の宇宙論的分析から除外されている、ダークエネルギーサーベイ（DES）の3年目の宇宙せん断測定の小規模なスケールを使用します。バリオンフィードバックをモデル化するために、バリオン補正モデルを採用し、数値パッケージ\texttt{Baccoemu}を使用して、バリオン非線形物質パワースペクトルの評価を高速化します。フィッシャー予測の主成分分析によって与えられた含意を利用して、バリオン抑制効果の制約に焦点を当てるように分析パイプラインを設計します。次に、バリオン効果に対する私たちの制約を使用して、次世代の大規模構造調査から宇宙論的制約を生成する際のバリオンの効果をより適切にモデル化および改善することができます。$\sim2\sigma$の有意性を持つ宇宙せん断測定で、バリオン抑制を検出します。ガスの半分がバリオンフィードバックによって放出される特徴的なハロー質量は、$M_c>10^{13.2}h^{-1}M_{\odot}$（95\％C.L。）に制限されます。最適なバリオン抑制は、$k=1.0で$\sim5\％${\rmMpc}\h^{-1}$および$k=5.0で$\sim15\％${\rmMpc}\h^{-1}$。私たちの調査結果は、宇宙論的パラメーター、バリオンモデルの詳細、および固有のアラインメントに関する仮定に関して堅牢です。
近似光円錐モックにおける小規模クラスタリング問題の解決
| Title |
Solving_small-scale_clustering_problems_in_approximate_lightcone_mocks |
| Authors |
Alex_Smith,_Shaun_Cole,_Cameron_Grove,_Peder_Norberg_and_Pauline_Zarrouk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08763 |
大規模な銀河調査のクラスタリング分析では、現実的な光円錐モックが重要です。スナップショットのみが使用可能なシミュレーションの場合、球殻でスナップショットを結合することにより、おおよそのライトコーンを作成するのが一般的です。さまざまな数のスナップショットを使用して構築されたMillennium-XXLシミュレーションから構築された近似ライトコーン内の中心銀河の2点クラスタリング測定を評価します。光円錐のスナップショット間の境界でいくつかの銀河が複製されているため、実空間相関関数の単極子と四重極子は、1Mpc/h未満の小規模で強力にブーストされます。より多くのスナップショットが使用されると、複製された銀河の総数はほぼ一定になりますが、それらはより小さな間隔にプッシュされます。スナップショットが実空間でシェルにカットされている限り、赤方偏移空間でのこの影響はわずかです。重複した銀河をランダムに削除することで、過剰なクラスタリング信号を減らすことができます。伴銀河を含めると、同じハロー内の衛星から多くの小規模なペアが発生するため、重複の影響が軽減されます。境界で光円錐から欠落している銀河は、各シェルの間に小さな重なりを持たせることで光円錐に追加できます。この効果は、非常に小規模なクラスタリング測定を使用する分析、およびモックを使用してファイバー衝突の影響をテストする場合に影響を与えます。
若くて成熟している太陽系外惑星のためのトランジットハント（THYME）VIII：ケプラーからの2つのトランジット惑星系を収容するプレアデス星団-年齢協会
| Title |
Transit_Hunt_for_Young_and_Maturing_Exoplanets_(THYME)_VIII:_a_Pleiades-age_association_harboring_two_transiting_planetary_systems_from_Kepler |
| Authors |
Madyson_G._Barber,_Andrew_W._Mann,_Jonathan_L._Bush,_Benjamin_M._Tofflemire,_Adam_L._Kraus,_Daniel_M._Krolikowski,_Andrew_Vanderburg,_Matthew_J._Fields,_Elisabeth_R._Newton,_Dylan_A._Owens,_Pa_Chia_Thao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08383 |
若い惑星は、惑星系の初期段階と進化への窓を提供します。そのような研究に理想的な惑星は、親の集団が彼らの年齢を正確に決定することができる同時代の協会にあります。ケプラーフィールドの若い協会（MELANGE-3）について説明します。この協会には、2つの通過する惑星系（Kepler-1928とKepler-970）があります。高レベルのリチウムを含むケプラー惑星ホスト周辺の運動学的および空間的過密度を検索することにより、MELANGE-3を識別します。MELANGE-3の年齢とメンバーシップを決定するために、新しい高解像度スペクトルを、空間的および運動学的にKepler-1928付近の星のアーカイブ光度曲線、速度、および位置天文学と組み合わせます。結果として得られる回転シーケンス、リチウムレベル、および候補メンバーの色の大きさの図を使用して、同年代の$105\pm$10Myrの母集団の存在を確認します。MELANGE-3は、最近特定されたTheia316ストリームの一部である可能性があります。2つの太陽系外惑星については、新たに決定された年齢を考慮して、恒星と惑星のパラメーターを修正します。4.5年のケプラー光度曲線に当てはめると、ケプラー-1928bは19。58日の軌道上の$2.0\pm0.1R_\oplus$惑星であり、ケプラー-970bは上の$2.8\pm0.2R_\oplus$惑星であることがわかります。16。73日の軌道。Kepler-1928は以前、食変光星としてフラグが立てられていました。これは、APOGEEからの視線速度を使用することを除外し、信号を惑星起源として統計的に検証します。ケプラーフィールドとの重複を考えると、MELANGE-3は、年のタイムスケールでのスポット進化の研究に価値があり、両方の惑星は、若いアソシエーションの通過惑星での成長する作業に貢献しています。
巨大な惑星の内向きと外向きの移動：失速半径に向かって移動
| Title |
Inward_and_outward_migration_of_massive_planets:_moving_towards_a_stalling_radius |
| Authors |
C._E._Scardoni,_C._J._Clarke,_G._P._Rosotti,_R._A._Booth,_R._D._Alexander,_E._Ragusa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08389 |
タイプIIの移動の惑星が支配する体制に関する最近の研究は、従来の知識とは反対に、巨大な惑星が外側に移動する可能性があることを示しました。「固定惑星」シミュレーションを使用して、これらの研究は、惑星に作用するトルクの符号とパラメーター$K'$（惑星によってディスクに刻まれたギャップの深さを表す）との間に相関関係があることを発見しました。これらの結果をテストおよび拡張するために、$K'$の範囲とディスクの質量値を調査する「ライブ惑星」シミュレーションを実行します。生きている惑星のシミュレーションにおける惑星の離心率の励起は、加えられたトルクへの移動率（半主軸の変化率）の直接の依存性を壊します。これは「固定惑星」シミュレーションでは処理できない効果です。離心率の進化によるトルクから半主軸の進化によるトルクへの寄与を解きほぐすことにより、移動の大きさと符号と$K'$との関係を回復し、この関係をより適切に表現できると主張します。関連するギャップ深度パラメータ$K$の。惑星移動の兆候が$K$の制限値で変化するおもちゃのモデルを提示します。これにより、激しく進化する円盤での惑星移動を調査します。トルク反転の存在は、失速半径またはその周囲のバンド（惑星移動とディスク進化の間の相互作用によって定義される）のいずれかで惑星を蓄積することによって、惑星系のアーキテクチャを形作ります。いずれの場合も、惑星は$1-10$auの領域に堆積し、惑星が支配する体制でのタイプIIの移動によるホットジュピターの形成を嫌います。
高解像度の浅水モデリングによる木星の極変形長の調査
| Title |
Exploring_Jupiter's_Polar_Deformation_Lengths_with_High_Resolution_Shallow_Water_Modeling |
| Authors |
Ali_Hyder,_Wladimir_Lyra,_Nancy_Chanover,_Ra\'ul_Morales-Juber\'ias,_Jason_Jackiewicz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08475 |
木星の極域は、渦の構成、折り畳まれたフィラメント領域（FFR）、カオス的な流れなど、動的に興味深い無数の現象をホストしています。Junoの観測は、高緯度の前例のないビューを提供し、対流圏と全体的な大気エネルギーサイクルにより多くの制約を課すことを可能にしました。湿った対流イベントは、惑星で観測されたように、エネルギッシュな嵐の振る舞いの主な推進力であると信じられています。ここでは、高解像度での極湿対流イベントの影響、長い時間スケールでの動的不安定性の存在、および高緯度でのFFRの出現を調査するために、新しい単層浅水モデルを紹介します。以前のモデルによって設定されたパラメーター空間を探索するために、柔軟で高度に並列化可能な有限差分流体力学コードを使用します。変形長（Ld）、注入されたパルスサイズ、および注入されたジオポテンシャルの長期的な影響を研究します。Ldが1500kmを超えるモデル（惑星バーガー数、Bu$=4.4\times10^{-4}$）は、支配的な安定極域サイクロンの形で渦位（PV）を均質化する傾向がありますが、Ldが低い場合はArnol'dタイプのフローに関して安定性が低くなります。また、大きな乱流強制スケールが一貫して高緯度FFRの形成につながることもわかりました。私たちの調査結果は、高緯度で発生する湿った対流が、木星の極で見られる動的な多様性を生み出すのに十分である可能性があるという考えを支持しています。さらに、局所的な水平せん断とLdの導出値は、FFRの形成と進化を制約する可能性があります。
バイナリスターシステムにおける惑星の共鳴捕獲と長期進化
| Title |
Resonance_capture_and_long-term_evolution_of_planets_in_binary_star_systems |
| Authors |
Arnaud_Roisin,_Nikita_Doukhanin,_Jean_Teyssandier_and_Anne-Sophie_Libert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08806 |
この作業の目的は、タイプIIの移行段階と、原始惑星系円盤の消失後の長期的な進化の両方で、2つの惑星系の進化に対するバイナリコンパニオンの影響を研究することです。シンプレクティック積分器SyMBAを使用し、ワイドバイナリコンパニオンを含むように変更しました。また、適切な離心率と傾斜減衰を伴うディスクフェーズ中の巨大惑星のタイプII移動、惑星に作用するディスク重力ポテンシャル、およびバイナリコンパニオンによって引き起こされるディスクのノード歳差運動も含まれます。バイナリコンパニオンのさまざまな傾向、偏心、および分離を考慮します。ディスクの移行により、バイナリコンパニオンが存在するにもかかわらず、平均運動共鳴（MMR）で惑星ペアを形成できます。バイナリ分離が広い場合（1000au）、惑星で発生する摂動のタイムスケールはディスクの寿命よりも長く、2：1、5：2、および3：1のMMRで共振ペアが日常的に形成されます。惑星と惑星の相互作用のタイムスケールがバイナリ摂動のタイムスケールよりも小さい場合、これらのシステムは、ディスクが散逸した後も長い間共振を続けることができます。バイナリ分離が小さい場合（250au）、2：1共鳴の惑星のみが共鳴状態にとどまる傾向があり、より多くの放出と同様に、より混沌とした進化が観察されます。それらの放出の後、残りの惑星は、バイナリコンパニオンからの摂動のために偏心する可能性があり、強く傾いたバイナリコンパニオンの場合、フォンツィーペル-リドフ-古在共鳴での捕獲が発生する可能性がありますが、2つの惑星を持つシステムでは、このメカニズムは惑星によって抑制されます-惑星の相互作用。私たちのシミュレーションは、惑星-ディスク、惑星-惑星、惑星-バイナリの相互作用の間の相互作用が、ディスクの寿命よりもはるかに長いタイムスケールにわたって安定したままである惑星の共鳴ペアの形成につながる可能性があることを明らかにしています。
VINTERGATAN IV：天の川のような銀河における星形成の宇宙段階
| Title |
VINTERGATAN_IV:_Cosmic_phases_of_star_formation_in_Milky_Way-like_galaxies |
| Authors |
\'Alvaro_Segovia_Otero,_Florent_Renaud_and_Oscar_Agertz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08379 |
銀河の星形成の歴史は、多数の内部プロセスと環境条件によって変調されています。これらがどのように進化し、結合するかの詳細はまだ完全には理解されていません。この研究では、銀河合体と形態学的変換が、銀河スケールと宇宙論的時間にわたる星形成のさまざまなモードの設定に与える影響を研究します。天の川銀河の20pc解像度の宇宙論的ズームインシミュレーションであるVINTERGATANのグローバルプロパティを監視します。赤方偏移1と5の間で、主要な合併が複数のスターバーストエピソードを引き起こし、100Myrまでのガス枯渇時間の10分の1の低下に対応することがわかります。ガスの回転速度がその速度分散を支配し始めるとき、バースト性の星形成は銀河円盤の出現によって可能になります。次に、ガスのコヒーレントな動きが無秩序な動きを上回り、銀河は大量のガスを高密度に再分配することによって、合併によって引き起こされた強制力に反応します。その結果、全体的な星形成率が向上し、それに伴って枯渇時間が減少します。レッドシフト5の前は、合併はさらに頻繁になると予想されます。しかし、より乱流の星間物質は、急速な星形成を引き起こすような集合的な方法で反応することができません。したがって、1Gyrの一定の長い枯渇時間が維持され、星形成率は低くなりますが、徐々に増加します。レッドシフト1での最後の大規模な合併の後、VINTERGATANは次の8Gyrを経年的に進化させています。それは、落ち着いて断熱的に成長する円盤を持ち、ガスの枯渇時間は1〜2Gyrで一定の星形成率を持っています。私たちの結果は、銀河が主系列星を離れるときに、星形成のさまざまなモード間で観測された急速な遷移と互換性があります。
大規模なハローのバリオンのプロパティを「すぐに使える」マッピング
| Title |
Mapping_"out-of-the-box"_the_properties_of_the_baryons_in_massive_halos |
| Authors |
M._Angelinelli,_S._Ettori,_K._Dolag,_F._Vazza,_A._Ragagnin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08382 |
平滑化粒子流体力学宇宙論シミュレーションの$Magneticum$スイートで、大規模なハロー（$M_{vir}>10^{13}\h^{-1}M_{\odot}$）のバリオンの分布を調べます。$10R_{500、\mathrmc}$の前例のない放射状の範囲に。非重力物理現象の作用下で、バリオンの質量分率は、ますます質量の小さいハローの内側領域（$<R_{500、\mathrmc}$）で低くなり、値とともに外側に向かって上昇することを確認します。これは、$R_{500、\mathrmc}$周辺の領域の51％（87％）から$10R_{500、\mathrmc}$の95％（100％）まで、最低（最高;$M_{vir}\sim5\times10^{14}\h^{-1}M_{\odot}$）の質量。銀河群は、非常に大きな半径（$r>6R_{500、\mathrmc}$）でのみ、最も大きなハローで測定されたガス（およびバリオン）の割合とほぼ一致します。ここで、バリオンの枯渇係数は$Y_{\rmbar}=f_{\rmbar}/（\Omega_{\rmb}/\Omega_{\rmm}）$は、「クローズドボックス」システムで期待される単一性の値に近づきます。バリオン、ガス、および高温の枯渇係数の半径方向および質量依存性の両方が予測可能であり、単純な関数形式に従うことがわかります。星の質量分率は、質量の小さいシステムで高く、半径の増加とともに体系的に減少し、$Y_{\rmstar}\approx0.09$の一定値に達します。ここで、ガスの金属量も、ホストのハロー質量に関係なく一定です。初期の（$z>2$）濃縮プロセスの結果として。
低質量と高質量の中央銀河の低温ガス貯留層はAGNフィードバックに応じて異なる
| Title |
Cold_Gas_Reservoirs_of_Low_and_High_Mass_Central_Galaxies_Differ_in_Response_to_AGN_Feedback |
| Authors |
Hong_Guo,_Michael_G._Jones,_Jing_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08399 |
超大質量ブラックホールの成長、特に活動銀河核（AGN）の関連する状態は、一般に、巨大銀河の星形成を調節するための重要なステップであると考えられています。星形成の燃料として、冷たいガス貯留層は、それらのホスト銀河に対するAGNフィードバックの効果の直接的な調査です。しかし、観測では、AGN活動と低温ガス質量の間に明確な関係は見つかりませんでした。この論文では、光学的に選択されたタイプ2AGNホストの恒星質量$10^{9}$-$10^{10}M_\odot$の中央銀河における全中性水素ガス貯留層の有意な枯渇の観測信号を見つけました。冷たいガス貯留層に対するAGNフィードバックの効果は、星形成率が高く、AGNの光度が高いほど強くなります。しかし、この質量範囲を超えると、巨大な銀河に焦点を当てた以前の発見と一致して、はるかに弱くなります。私たちの結果は、低質量でガスが豊富なAGNホストの中央銀河が、AGNフィードバックがトリガーされる前に最初に高密度のコアを形成し、それらの中性水素ガスを除去することを示唆しています。より大規模な中央銀河は、効果が低く再発性のAGNフィードバックを伴う高密度のコアを徐々に構築することにより、大幅に異なる形成シナリオを経る可能性があります。
天の川銀河系の金属に乏しい星の種族、アタリディスク
| Title |
The_Atari_Disk,_a_Metal-Poor_Stellar_Population_in_the_Disk_System_of_the_Milky_Way |
| Authors |
Mohammad_K._Mardini,_Anna_Frebel,_Anirudh_Chiti,_Yohai_Meiron,_Kaley_V._Brauer,_Xiaowei_Ou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08459 |
私たちは、36,010個の金属の少ないスカイマッパー星をさまざまな銀河系の星の種族に割り当てるための化学力学的アプローチを開発しました。2つの独立した手法（速度とアクションスペースの動作）、$Gaia$EDR3位置天文学、および測光金属量を使用して、標準的な厚い円盤または他の銀河構造による汚染を最小限に抑えることにより、「金属の弱い」厚い円盤集団の特性を持つ星を選択しました。このサンプルは7,127個の星で構成され、金属量の範囲は$-3.50<${\metal}〜$<-0.8$で、体系的な回転速度は$\langleV_\phi\rangle=154$\、km\です。シックディスクよりも遅れるs$^{-1}$。軌道離心率は、典型的な厚い円盤とハローの値の中間の値です。スケールの長さは$h_{R}=2.48^{+0.05}_{-0.05}$\、kpcで、スケールの高さは$h_{Z}=1.68^{+0.19}_{-0.15}$\、kpc。金属量分布関数は、$\Delta\log{\rmN}/\Delta\metal=1.13\pm0.06$の傾きを持つ指数関数によく適合します。全体として、\metal$<-2.0$の261個のSkyMapper星からなる重要な金属の少ないコンポーネントが見つかりました。私たちのサンプルには{\metal}〜$\lesssim-3.0$の11個の星しか含まれていませんが、金属の少ない星のJINAbaseコンパイルを調査すると、運動学的に属する別の18個のそのような星（5個は{\metal}$<-4.0$）が見つかります私たちのサンプルに。これらの明確な空間的、運動学的および化学的特性は、この金属に乏しい、相混合した運動学的サンプルが、巨大な矮小銀河が初期の銀河円盤に放射状に突入した降着起源の独立した円盤成分を表すことを強く示唆しています。今後は、金属の弱い厚い円盤の母集団を、降着の起源の可能性を考慮し、銀河系の薄い円盤と厚い円盤と空間を共有することを考慮して、Atari円盤と呼ぶことを提案します。
原子：ALMA大規模な星形成領域の3ミリメートルの観測-XI。ハブフィラメントシステムの流入から流入まで
| Title |
ATOMS:_ALMA_Three-millimeter_Observations_of_Massive_Star-forming_regions_--_XI._From_inflow_to_infall_in_hub-filament_systems |
| Authors |
Jian-Wen_Zhou,_Tie_Liu,_Neal_J._Evans_II,_Guido_Garay,_Paul_F._Goldsmith,_Gilberto_C._Gomez,_Enrique_Vazquez-Semadeni,_Hong-Li_Liu,_Amelia_M._Stutz,_Ke_Wang,_Mika_Juvela,_Jinhua_He,_Di_Li,_Leonardo_Bronfman,_Xunchuan_Liu,_Feng-Wei_Xu,_Anandmayee_Tej,_L._K._Dewangan,_Shanghuo_Li,_Siju_Zhang,_Chao_Zhang,_Zhiyuan_Ren,_Kenichi_Tatematsu,_Pak_Shing_Li,_Chang_Won_Lee,_Tapas_Baug,_Sheng-Li_Qin,_Yuefang_Wu,_Yaping_Peng,_Yong_Zhang,_Rong_Liu,_Qiu-Yi_Luo,_Jixing_Ge,_Anindya_Saha,_Eswaraiah_Chakali,_Qizhou_zhang,_Kee-Tae_Kim,_Isabelle_Ristorcelli,_Zhi-Qiang_Shen,_Jin-Zeng_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08505 |
ATOMS調査から得られたH$^{13}$CO$^{+}$J=1-0分子線データを使用して、146個のアクティブなプロトクラスターの大規模なサンプルにおけるハブフィラメントシステムの存在を調査します。フィラメントはプロトクラスターに遍在しており、ハブフィラメントシステムは高密度コアスケール（$\sim$0.1pc）からクランプ/クラウドスケール（$\sim$1-10pc）まで非常に一般的であることがわかります。ハブフィラメントシステムを含むプロトクラスターの割合は、塵の温度（$T_d$）と凝集塊の光度対質量比（$L/M$）の増加とともに減少し、H{\scii}領域からの恒星のフィードバックを示します。プロトクラスターが進化するにつれて、ハブフィラメントシステムを徐々に破壊します。明確な速度勾配が最長のフィラメントに沿って見られ、平均速度勾配は8.71kms$^{-1}$pc$^{-1}$、中央値速度勾配は5.54kms$^{-1}$pc$^{-1}$。$\sim$1〜pcを超えるフィラメントの長さでは、速度勾配が小さいことがわかります。これは、慣性流入の存在を示唆していると考えられますが、後者が大規模な乱流によるものか、大規模な重力収縮によるものかは判断できません。対照的に、$\sim$1〜pc未満の速度勾配は、フィラメントの長さが短くなるにつれて劇的に増加します。これは、ハブまたはコアの重力が小規模でガスの流入を支配し始めることを示しています。自己相似ハブフィラメントシステムとすべてのスケールでのフィラメント降着が、高質量星形成において重要な役割を果たす可能性があることを示唆します。
太陽系を取り巻く閉じ込められた星間物質のハロー
この論文は、銀河を通過する重力体が、一時的に束縛された軌道上に小さな相対速度で近くを通過するより軽い星間粒子をトラップできることを示しています。捕獲メカニズムは銀河潮汐力によって駆動されます。銀河潮汐力は、落下する物体を、結合エネルギーが負になる程度まで減速させることができます。時間の経過とともに、トラップされた粒子は局所的な過密度（「ハロー」）を構築します。これは、捕捉される粒子の数が整然と除去される粒子の数と等しくなると、定常状態に達します。この論文では、古典的な確率論的手法を使用して、点質量（$m_\star$）によってトラップされた粒子の捕獲率と位相空間分布を計算します。定常状態では、結合した粒子は局所密度の向上$\delta（r）\simr^{-3/2}$（別名「密度スパイク」）を生成し、速度分散プロファイル$\sigma_h（r）\simに従います。r^{-1/2}$。衝突のない$N$-body実験は、距離範囲$r_0\lesssimr\lesssimr_t$内で、これらの理論的予測との優れた一致を示しています。ここで、$r_0=2Gm_\star/\sigma^2$は、速度分散$\sigma$であり、$r_t$は点質量の潮汐半径です。惑星や銀河の下部構造との衝突を無視する予備的な推定は、太陽系が$N^{\rmISO}（<0.1{\rmpc}）\sim10^7のオーダーを含むハローに囲まれている可能性があることを示唆しています$エネルギー的に束縛された'オウムアムアのようなオブジェクト、および$M^{\rmDM}（<0.1{\rmpc}）\sim10^{-13}M_\odot$の暗黒物質の質量。太陽系に閉じ込められた星間物質の存在は、オールトの雲のサイズに関する現在の推定に影響を及ぼし、直接暗黒物質検出実験で明確な信号を残す可能性があります。
最長の遅延
5画像クラスターレンズクエーサー重力レンズシステムSDSSJ1004+4112の4つの明るい画像の新しい光度曲線を示します。光度曲線は14.5年に及び、後続の明るいクエーサー画像Dと先行画像Cの間の時間遅延の測定を可能にします。4つの光度曲線すべてを同時に適合させ、ベイズ情報基準（BIC）を使用してモデルを組み合わせると、$\Deltat_{DC}=2458.47\pm1.02$日（6。73年）の時間遅延。これは、重力レンズでこれまでに測定された最長のものです。他の2つの独立した時間遅延については、$\Deltat_{BC}=782.20\pm0.43$日（2。14年）および$\Deltat_{AC}=825.23\pm0.46$日（2。26年）を取得します。以前の結果。情報量基準は、固有の変動性と微分マイクロレンズ効果の多項式次数が異なる光度曲線モデルの結果に重みを付けるために必要です。赤池情報量基準（AIC）を使用した結果はわずかに異なりますが、実際には、絶対遅延誤差はすべて、統計的または体系的な測定の不確かさではなく、遅延の$\sim4\％$宇宙分散によって支配されます。レンズがクラスターであるにもかかわらず、クエーサー画像は、10分の数の大きさのレベルでのマイクロレンズによるゆっくりとした微分変動を示しています。
IllustrisTNGによる輝線銀河のクラスター化I.:基本的な特性とハロー占有分布
| Title |
Clustering_of_emission_line_galaxies_with_IllustrisTNG_I.:_fundamental_properties_and_halo_occupation_distribution |
| Authors |
Ken_Osato,_Teppei_Okumura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08678 |
今後の分光赤方偏移調査では、輝線銀河（ELG）を使用して、より深い宇宙でより広い範囲をカバーする3次元の物質分布を追跡します。ELGをホストするハローは若く、フィラメント状の構造に沿ってより大きなハローに向かって落下するため、広く使用されている明るい赤い銀河のサンプルとは対照的に、非線形スケールでの理論的モデリングを洗練するためにELGに固有のダイナミクスを考慮に入れる必要があります。この論文では、IllustrisTNG銀河形成の流体力学的シミュレーションを利用して、ELGのハロー占有分布（HOD）とクラスタリング特性を精査します。星の種族合成技術と光イオン化モデルを組み合わせて、シミュレートされた銀河の線強度を計算し、模擬のH$\alpha$および[OII]ELGカタログを作成します。線の光度関数と星形成率と線の強度の関係は、観測による推定値とよく一致しています。次に、HODを測定し、中央のHODに明確な集団が存在することを示します。これは、低質量の落下ハローに対応します。次に、予測された相関関数からHODパラメーターの統計的推論を実行します。私たちの分析は、最適なモデルが予測された相関関数によく適合しているにもかかわらず、推定されたHODがシミュレーションから直接測定されたHODから大幅に逸脱していることを示しています。これは、投影された相関関数の情報コンテンツがHODモデルを正しく制約するには不十分であることを意味します。したがって、模擬ELGカタログを使用してHODモデルの関数形式を調整し、HODパラメーターに関する事前情報を追加してHODを確実に決定することが重要です。。
BUDDI-MaNGA I：きれいに分解されたバルジとディスクスペクトルの統計サンプル
多くの銀河は明確な膨らみと円盤を示しており、これらの成分がどのように形成されるかを理解することは、銀河が今日私たちが見ているものにどのように進化したかを理解するための重要なステップです。BUDDI-MaNGAプロジェクトは、バルジと円盤の星形成の歴史を通して銀河の進化と形態変化を研究することを目的としています。星の種族を導き出したバルジとディスクのスペクトルを分離するために、SDSSDR15のMaNGAサーベイの銀河にBUDDIソフトウェアを適用しました。これまでのところ、この作品は、銀河の光プロファイル情報を使用してIFUデータキューブから抽出されたクリーンなバルジとディスクスペクトルの最大のサンプルを提供し、銀河がどのように形成され進化したかに関する未解決の質問に答えることを目的とした一連の論文の基礎を形成します。それらの個々の構造の役割。このペーパーでは、これらのはめあいの概要、サンプルの特性評価、信頼性を確保するためのはめあいに関する一連のテストなど、プロジェクトの概要を説明します。
BUDDI-MaNGA II：S0のバルジとディスクの星形成の歴史
| Title |
BUDDI-MaNGA_II:_The_Star-Formation_Histories_of_Bulges_and_Discs_of_S0s |
| Authors |
Evelyn_J._Johnston,_Boris_H\"au{\ss}ler,_Keerthana_Jegatheesan,_Amelia_Fraser-McKelvie,_Lodovico_Coccato,_Ariana_Cortesi,_Yara_Jaff\'e,_Gaspar_Galaz,_Marcelo_Mora,_Yasna_Ordenes-Brice\~no |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08878 |
渦巻銀河における星形成の抑制とそれらのS0への変換を説明するために多くのプロセスが提案されてきました。これらのプロセスは、さまざまな方法でバルジとディスクに影響を与えるため、バルジとディスクのスペクトルを分離することで、これらの特徴的なシグネチャを探すことができます。この作業では、BUDDIを使用して、MaNGAサーベイで78個のS0銀河のバルジとディスクのスペクトルをきれいに抽出しました。バルジとディスクの光度と質量加重星の種族を比較したところ、バルジは一般にディスクよりも古く、金属が豊富であることがわかりました。各銀河の質量と環境を考えると、銀河の恒星の質量がバルジの形成により重要な役割を果たしていることがわかりました。質量が$\geq10^{10}M_\odot$の銀河のバルジは、寿命の早い段階で質量の大部分を急速に蓄積しましたが、質量の小さい銀河のバルジは、より長い時間スケールで、より最近になって形成されました。銀河環境の関数としての円盤の形成または急冷プロセスに明確な違いは見つかりませんでした。我々は、より大規模なS0銀河が裏返しのシナリオを通じて形成されたと結論付けています。このシナリオでは、バルジが最初に形成され、受動的に進化し、ディスクはより長期間の星形成を受けました。質量の小さいS0では、バルジとディスクは同じ材料から一緒に形成されるか、アウトサイドインシナリオで形成されます。したがって、私たちの結果は、S0銀河の複数の形成メカニズムを暗示しており、その経路は主に銀河の現在の恒星の質量によって決定されます。
VIMOS Ultra-Deep Surveyによって明らかにされた、z $ \ sim$2.6での星形成銀河の周りの銀河周辺媒体の金属含有量
| Title |
The_metal_content_of_the_circumgalactic_medium_around_star-forming_galaxies_at_z_$\sim$_2.6_as_revealed_by_the_VIMOS_Ultra-Deep_Survey |
| Authors |
H._M\'endez-Hern\'andez,_P._Cassata,_E._Ibar,_R_Amor\'in,_M._Aravena,_S._Bardelli,_O._Cucciati,_B._Garilli,_M._Giavalisco,_L._Guaita,_N._Hathi,_A._Koekemoer,_V._Le_Brun,_B.C._Lemaux,_D._Maccagni,_B._Ribeiro,_L._Tasca,_N._Tejos,_R._Thomas,_L._Tresse,_D._Vergani,_G._Zamorani,_E._Zucca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08923 |
銀河周辺媒体（CGM）は、大規模な流出と銀河への降着の間の相互作用が発生する場所です。銀河系周辺媒体と銀河間媒体の間を流れるさまざまなイオン化状態の金属は、大きな銀河系の流出と低イオン化状態の流入ガスの影響を受けます。それらの空間分布と銀河の特性との関係に関する観測研究は、銀河の形成と進化のモデルに重要な制約を与える可能性があります。星形成銀河の銀河系の空間分布に関する新しい洞察を提供するために、VIMOSUltraDeepSurveyから$1.5<z<4.5$（$\langlez\rangle\sim$2.6）の238個の近いペアのサンプルを選択します。次に、CGM全体に異なる視線を提供する$background$銀河のスペクトルを同時に追加して複合スペクトルを生成し、これらの銀河の周囲にあるガスの空間分布を調べ、低銀河と高銀河の強度の間の可能な相関関係を調査します。さまざまな銀河特性を持つイオン化吸収機能。分離$\langleb\rangle=$172kpcおよび146kpcまでのCII、SiII、SiIV、およびCIV）を検出します。私たちの$W_{0}$放射状プロファイルは、これらの吸収を生み出すCGMガス含有量の潜在的な赤方偏移の進化を示唆しています。CIIとCIVの間には、星形成率、恒星の質量、および有効半径と方位角によって推定された銀河サイズの傾向との相関関係があります。星形成率の高い銀河は、SFRが低く星の質量が小さい星形成銀河と比較して、強いCIV吸収を示します。これらの結果は、より強い流出、高イオン化状態の線をイオン化できないより柔らかい放射場、または以前の星形成エピソードから放出された金属に富むガスが銀河に戻る銀河噴水シナリオによって説明できます。
超新星前駆体の放出と爆発前の恒星質量損失の起源
| Title |
Supernova_Precursor_Emission_and_the_Origin_of_Pre-Explosion_Stellar_Mass-Loss |
| Authors |
Tatsuya_Matsumoto,_Brian_D._Metzger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08377 |
高密度の恒星周囲物質（CSM）との相互作用の証拠を示すコア崩壊超新星（SNe）の数の増加は、爆発の数週間から数ヶ月前に上昇する「前駆体」発光を伴います。前駆体の光度は、始祖星のエディントン光度を大幅に超えており、かなりの質量損失を伴うことを意味します。ここでは、爆発前の質量損失の特性とメカニズムを制約するために適用するSN前駆体光度曲線の半解析モデルを示します。2つの制限的な質量損失シナリオを検討します。（1）恒星表面下の衝撃エネルギーの堆積に続く衝撃波の発生から生じる「噴火」。（2）始祖エンベロープの持続的な加熱による安定した「風」。タイプIIPSNeの縮小版に似た噴火モデルは、噴出物の質量$\sim0.1-1\、M_{\odot}$と速度$\simについて、十分にサンプリングされた前駆体の光度とタイムスケールを説明できます。100-1000\、\rmkm\、s^{-1}$。対照的に、定常風シナリオでは、総噴出物質量が始祖質量全体を超えないという制約の下で、最高の前駆体光度$\gtrsim10^{41}\、\rmerg\、s^{-1}$を説明できません。（ただし、光度の低いSN2020tlf前駆体は、質量損失率$\sim1\、M_{\odot}\、\rmyr^{-1}$で説明できます）。ただし、風と既存の（以前に放出された）CSMとの間の衝撃の相互作用は、その放射効率を高め、この制約を緩和する可能性があります。噴火と風の両方のシナリオで、前駆体の噴出物は、コアの崩壊時にコンパクトな（$\lesssim10^{15}$cm）光学的厚さのCSMを形成します。急速な爆発後分光法（SN噴出物に追い抜かれる数日前の$\lesssim$）を介してのみ直接観測できますが、この材料は衝撃相互作用を介してSNの光度を高めることができます。
強い乱流における非共鳴粒子加速：速度論的およびMHDシミュレーションとの比較
| Title |
Non-resonant_particle_acceleration_in_strong_turbulence:_comparison_to_kinetic_and_MHD_simulations |
| Authors |
Virginia_Bresci,_Martin_Lemoine,_Laurent_Gremillet,_Luca_Comisso,_Lorenzo_Sironi,_Camilia_Demidem |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08380 |
衝突のない磁化された乱流は、さまざまな天体物理学的サイトで非熱的高エネルギー粒子を生成するための有望なフレームワークを提供します。それでも、粒子加速を支配する詳細なメカニズムは議論の余地があります。2Dおよび3DPIC、および3D（非圧縮性）磁気流体力学（MHD）シミュレーションを使用して、ここで、強力に磁化された乱流における非共鳴粒子加速の最近のモデルをテストします〜\cite{2021PhRvD.104f3020L}元のFermiモデルの精神に基づいて、乱流のランダムな速度の流れとの連続的な相互作用に対する粒子の相互作用。そのために、シミュレーションで追跡された多数の粒子について、粒子の運動量の予測履歴と観測履歴を比較します。予測される履歴は、シミュレーションから抽出した後、粒子軌道に沿った各ポイントで、加速度を制御する3つの力の項であるモデルから導出されたものです。力線方向に沿って投影された力線速度の加速度、に沿って投影されたせん断同じ方向、およびその横方向の圧縮部分。全体として、モデルの予測と数値実験の間に明確な相関関係があり、この非共鳴モデルが、強く磁化された乱流におけるフェルミ型プロセスによる粒子の活性化の大部分をうまく説明できることを示しています。また、平行せん断の寄与は、PICシミュレーションではエネルギーの物理を支配する傾向がありますが、MHD非圧縮性シミュレーションでは、平行せん断と横方向の圧縮項の両方がほぼ等しい寄与を提供します。
NGC925ULX-3の変動挙動
| Title |
The_variability_behavior_of_NGC_925_ULX-3 |
| Authors |
Hannah_P._Earnshaw,_Murray_Brightman,_Fiona_A._Harrison,_Marianne_Heida,_Amruta_Jaodand,_Matthew_J._Middleton,_Timothy_P._Roberts,_Dominic_J._Walton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08397 |
Swiftを使用した2019-2021モニタリングキャンペーンの結果と、XMM-NewtonおよびNuSTARを使用した関連する機会のターゲット観測の結果を報告し、高可変超大光度X線源（ULX）NGC925ULX-のスペクトルおよびタイミングの動作を調べます。3.3。ソースは127〜128日の周期性を示し、フラックスは通常1e-13〜8e-13ergs/s/cm2の範囲であることがわかります。2005年にチャンドラで最初に観測されたとき、ソースははるかに低いフラックス状態にあったかもしれませんが、NGC925ULX-3が観測された期間の変化の強力な証拠は見つかりません。脈動は検出されません、また、XMM-Newtonバンドのパルスフラクションの上限を約40％に設定しました。これは、他のULXでの低エネルギーでの以前の脈動検出と一致しています。ソースは、NuSTARバンドで反転し、2つの熱成分を使用してフィッティングできる典型的なULXスペクトルを示します。これらのコンポーネントは高温比を持っており、マグネターレベルの磁場による極端な内部ディスクの切り捨てがないことを示している可能性があります。ULXの超軌道周期に対する多くの異なるモデルの影響を調べ、磁場が約10^12Gの中性子星がこの源にもっともらしいことを発見しました。このソースからの脈動の将来の検出は、そのようなモデルのさらなるテストと制約を可能にするでしょう。
中性子星合体におけるおおよそのフレーバー不安定性測定基準の評価
ニュートリノは、ニュートリノの速いフレーバーの不安定性のために、コア崩壊超新星と中性子星合体の内側の密集した領域でフレーバーを急速に変化させる可能性があります。フレーバー変換の量が重要である場合、FFIは、超新星がどのように爆発するか、および超新星と合併がどのように重元素で宇宙を豊かにするかに大きく影響する可能性があります。多くの最先端の超新星および合併シミュレーションは、放射場の角モーメントに基づくニュートリノ輸送アルゴリズムに依存しているため、分布がFFIに対して不安定であるかどうかを判断するための情報は不完全です。この作業では、文献で提案されているいくつかのモーメントベースの不安定性テストのパフォーマンスをテストします。3D中性子星合体シミュレーションのスナップショットに対して、時間に依存しない一般相対性ニュートリノ輸送を実行して、妥当なニュートリノ分布を生成し、これらの各基準が不安定性を正しく予測する場所を確認します。さらに、新しい「最大エントロピー」不安定性テストを提供します。これは、やや複雑ですが、ELN交差の幅と深さのより詳細な（まだ概算ではありますが）推定値を提供します。この最大エントロピーテストと共鳴軌道テストは、このスナップショットの不安定性を予測するのに特に正確であることがわかりますが、すべてのテストは、重大なフレーバー変換が最も起こりそうな不安定性を予測します。
シンクロ曲率スペクトルからパルサー周期を推測する
| Title |
Inferring_pulsar_periods_from_synchro-curvature_spectra |
| Authors |
Daniel_\'I\~niguez-Pascual,_Diego_F._Torres,_Daniele_Vigan\`o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08447 |
パルサーの周期と周期導関数は、磁気圏のサイズとプラズマのダイナミクスの特性を定義するための重要な大きさです。パルサーライトシリンダー、その近くの磁場強度、および曲率半径はすべて、これらのタイミング特性に依存し、観測された高エネルギー同期曲率放射を形成します。したがって、パルサーの放射特性はそれらと密接に関連しています。この事実は、与えられたパルサーのスペクトルエネルギー分布がタイミングパラメータの情報をどれだけうまく埋め込んでいるか、もしそうなら、それらが直接測定されていない場合にそれらを推定できるかどうかという問題を提起します。これは、未確認の$\gamma$線源の間で潜在的なパルサー候補のタイミング特性を制約する可能性があることに関連しています。よく測定されたパルサースペクトルは、タイミング特性の知識から私たちを盲目にし、パルサー集団の観測されたスペクトルに適合することが証明された放射シンクロ曲率モデルを使用してこの質問に対処します。研究されたケースの大部分（8/13）で、自転周期は約1桁の範囲内に制限されており、その範囲内に実周期が存在することがわかります。その他の場合、縮退があり、期間範囲を制限することはできません。これは、パルス信号のブラインド検索を容易にするために使用できます。
| Title |
Nucleosynthesis_Contribution_of_Neutrino-dominated_Accretion_Flows_to_the_Chemical_Evolution_of_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Yan-Qing_Qi,_Tong_Liu,_Zhen-Yi_Cai,_Mouyuan_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08613 |
クエーサーの最近の観測では、広い輝線で高い線フラックス比が示され、この比は$z\gtrsim6$までの赤方偏移とは無関係であるように見えます。これは、これらの初期のクエーサーの広い線領域が驚くほど金属に富んでいることを示しています。。ここでは、従来のコア崩壊超新星（CCSNe）に加えて、新しい成分、つまり流出を伴うニュートリノ優勢降着流（NDAF）を追加することにより、高赤方偏移クエーサーの化学進化を再検討します。流出を伴うNDAFからの化学的寄与が存在する場合、質量が$の範囲内にある場合、CCSNあたりの総金属質量（つまり、従来のCCSNと流出を伴うNDAFの合計）は、前駆星の質量に弱く依存します。\sim25-55〜M_{\odot}$。3つの典型的な初期質量関数（IMF）を備えた改良されたオープンボックスモデルを採用することにより、化学進化をモデル化します。流出を伴うNDAFからの追加の化学的寄与により、クエーサーの金属量は非常に初期の宇宙（$z\sim10$）でより急速に濃縮され、$z\simで非NDAFの場合よりも高い飽和に達することがわかります。8ドル、その後、赤方偏移でゆっくりと進化します。クエーサーの金属量は、$z\simで$\sim20〜Z_{\odot}$（$Z_\odot$は太陽の金属量を示し、$\sim20\％$はNDAFの流出によって生成されます）に達する可能性があります。\citet{Toyouchi2022}の「トップヘビー」IMFモデルの場合は8ドル。これは、超太陽金属の存在量と赤方偏移に依存しない進化に関するクエーサー観測を簡単に説明しています。
ユニークな中間ポーラーパロマにおける複雑な吸収と反射の研究
| Title |
Study_of_Complex_Absorption_and_Reflection_in_a_Unique_Intermediate_Polar_Paloma |
| Authors |
Anirban_Dutta_and_Vikram_Rana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08635 |
XMM-NewtonとNuSTARの観測所からの同時データを使用して、中間ポーラーパロマの広帯域（0.3-40.0keV）X線分析を提示します。X線パワースペクトルは、自転周期と比較して、軌道周期にわたって強い変調を示しています。軌道上で折りたたまれた光度曲線は、軟X線から中程度のX線（0.3〜10.0keV）に対して強いディップを持つ単一の広いこぶのような構造を示しています。軌道サイクル全体で少なくとも1つの極が見えることを提案します。ディップは、15keV前後で効果を発揮するのに十分な強度を持つ複雑な固有吸収体が原因で発生します。この吸収体は、おそらく、プレショックフローを含む降着カーテンまたはストリームから寄与されます。この吸収体は軌道相で大きく変化し、軌道相で最大吸収が0.1〜0.22であることがわかります。吸収体は、複数の部分的な被覆吸収体コンポーネントを必要とし、光源のスペクトルモデリングにカラム密度の分布を使用する必要性を指定します。等圧冷却流コンポーネントを使用して、複数温度の衝撃後領域からの放出をモデル化し、衝撃温度を$31.7_{-3.5}^{+3.3}$keVにします。これは、白色矮星の質量$0.74_{-0.05に相当します。}^{+0.04}\;M_{\odot}$。ニュートラルアブソーバーモデルとウォームアブソーバーモデルの両方を使用しました。これらのモデルは、統計的には同様に良好な適合を示しますが、物理的な意味は異なります。FeK$_{\alpha}$線複合体の中で、中性線が最も弱いです。コンプトン反射を調べたところ、スペクトルフィッティングで統計的寄与が最小限であることがわかり、パロマに弱い反射が存在することが示唆されました。
軽量の宇宙ベースの太陽光発電および送電衛星
| Title |
A_Lightweight_Space-based_Solar_Power_Generation_and_Transmission_Satellite |
| Authors |
Behrooz_Abiri,_Manan_Arya,_Florian_Bohn,_Austin_Fikes,_Matan_Gal-Katziri,_Eleftherios_Gdoutos,_Ashish_Goel,_Pilar_Espinet_Gonzalez,_Michael_Kelzenberg,_Nicolas_Lee,_Michael_A._Marshall,_Tatiana_Roy,_Fabien_Royer,_Emily_C._Warmann,_Tatiana_Vinogradova,_Richard_Madonna,_Harry_Atwater,_Ali_Hajimiri,_Sergio_Pellegrino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08373 |
静止軌道での運用と地球への電力伝送のためのパワービーム機能と組み合わせた、軽量で高性能な宇宙ベースの太陽光発電アレイの斬新な設計を提案します。タイルと呼ばれる小さな繰り返し可能なユニットセルのモジュラー構成を使用しており、それぞれが個別に電力の収集、変換、および送信を実行します。太陽光は軽量放物線集光器を介して収集され、高効率のIII-V太陽光発電でDC電力に変換されます。各タイル内のいくつかのCMOS集積回路は、DC電源を使用して複数の独立して制御されるマイクロ波源の位相を生成および制御します。これらのソースは、RF電力を地球にビームするための大きなフェーズドアレイの要素として機能する複数の放射アンテナに結合されています。電力は、1〜10GHzの範囲で選択された周波数で地球に送信され、周囲の太陽光以下の局所強度で地上のレクテナで収集されます。太陽光集中、現在のCMOS集積回路技術、超軽量構造要素を活用することで、従来の設計に比べて大幅な質量削減を実現しています。注目すべきことに、完全に展開され、すべてのビームステアリングが電子的に行われると、結果として得られる衛星には可動部品がありません。私たちの設計は安全でスケーラブルであり、キューブ衛星に収まる単一のユニットセルから始めて、徐々に大きくなる構成で展開およびテストすることができます。ここで報告されている設計の面密度は160g/m2で、エンドツーエンドの効率は7〜14％です。これは、かつてのサイエンスフィクションの概念であった宇宙ベースの太陽光発電の実現に向けた重要な一歩であると私たちは信じています。
「Wow」信号は、確率論的な繰り返しビーコンから発信された可能性がありますか？
1977年に検出された有名な「Wow」信号は、間違いなくこれまでに見つかった中で最も説得力のあるSETI信号のままです。元のBigEarデータでは、信号が約3分（デュアルアンテナ間の時間差）にわたってオン/オフになり、72秒間（シングルビームスイープの持続時間）持続する必要があります。実質的で否定的なフォローアップの努力と組み合わせて、これらの観察は、信号自体の信頼性に疑問を呈する可能性がある範囲で、信号の繰り返しスケジュールの許容範囲を制限します。以前の研究では、40時間より短い期間、厳密に定期的な繰り返しソースの仮説を大幅に除外していました。ただし、非周期的で確率的なリピーターは、ほとんど未踏のままです。ここでは、BigEar観測ログを使用する尤度エミュレーターを使用して、この仮説の下での可能性のある信号プロパティを推測します。最大事後確率の可能性は32.3％であり、BigEarデータとの互換性が高く、信号持続時間72秒<T<77分の広い2$\sigma$信頼区間、平均繰り返し率0.0431であることがわかります。/日<$\lambda$<59.81/日。分析を拡張して、META、Hobart、およびATAからの192時間の後続の観測を含めます。これにより、ピークの可能性が1.78％に低下し、2.4$\sigma$レベルで利用可能なデータと緊張関係になります。したがって、Wow信号は、利用可能なデータを持つ確率的リピーターとして除外することはできません。3$\sigma$の信頼度を超えるには、62日間の累積追加観測が必要であると推定されます。
ガンマ線天文学用のタイムプロジェクションチェンバー
コンプトン散乱および/または対生成を介して相互作用する、MeVの数十分の一を超えるエネルギーを持つ光子の検出は、多くの困難に直面しています。単一散乱コンプトンイベントの再構築は、円錐またはその弧への入射光子の方向を決定することしかできず、ペア変換望遠鏡の角度分解能は、低エネルギーでひどく低下します。相互作用媒体の密度が低い場合、これらの困難の両方が部分的に克服されます。また、宇宙源の正確な偏光測定は、今日までそのエネルギー範囲で得られていません。コンプトンイベントの明確な光子方向測定、ペアイベントの運動学的限界までの角度分解能、および偏光測定を提供するタイムプロジェクションチェンバー（TPC）などの低密度で高精度の均質なアクティブターゲットの可能性を提示します直線偏光放射の。
古いソーラーアナログにおける弱められた磁気ブレーキの起源
| Title |
The_Origin_of_Weakened_Magnetic_Braking_in_Old_Solar_Analogs |
| Authors |
Travis_S._Metcalfe,_Adam_J._Finley,_Oleg_Kochukhov,_Victor_See,_Thomas_R._Ayres,_Keivan_G._Stassun,_Jennifer_L._van_Saders,_Catherine_A._Clark,_Diego_Godoy-Rivera,_Ilya_V._Ilyin,_Marc_H._Pinsonneault,_Klaus_G._Strassmeier,_Pascal_Petit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08540 |
主系列星の回転速度は、磁化された恒星風によって角運動量が徐々に失われるため、時間の経過とともに遅くなります。角運動量の損失率は、磁場の強さと形態、質量損失率、恒星の自転周期、質量、半径によって異なります。以前の観測では、回転速度は似ているが年齢が大きく異なる2つのF型星（88LeoとrhoCrB）の間で磁気形態が変化していることが示唆されていました。この手紙では、2〜7Gyrの年齢のソーラーアナログの進化シーケンスにおける同等の遷移を特定します。大双眼望遠鏡からの18Scoと16CygA＆Bの新しい分光偏光測定法を提示し、HD76151と18Scoの以前に公開されたZeemanDoppler画像を再分析して、この遷移の性質とタイミングに追加の制約を提供します。アーカイブX線観測とガイアからの更新された距離を組み合わせて質量損失率を推定し、星震学やその他の情報源からの正確な恒星特性を採用しています。次に、進化シーケンスの各星の風速ブレーキトルクを計算し、角運動量の損失率がHD76151と18Sco（2.6-3.7Gyr）の年齢の間で1桁以上低下し、減少し続けることを示します。適度に16CygA＆B（7Gyr）の年齢まで。この磁気遷移は、弱い差動回転から生じるグローバルダイナモの崩壊を表す可能性があることを示唆し、広範囲のスペクトルタイプにまたがる追加の星でこの現象を調査する計画の概要を説明します。
光球磁場極性の周期的変化
太陽の表面上の正と負の極性の磁場の分布を研究した。光球磁場の総観マップ（NSOキットピーク、1978年から2016年）を分析に使用しました。弱い磁場（$B\leq5G$）の時間-緯度図では、傾斜したバンドがはっきりと見えます。これは、太陽の極に向かってドリフトする正または負の極性を持つ磁場が交互に優勢であることを示しています。経験的直交関数（EOF）の方法を使用した時間-緯度図の分析により、1〜3年の周期で磁場流の極性の周期的変化を確立することが可能になりました。これは、準隔年変動との関連の可能性を示しています。。同様の周期値は、時間-緯度図の緯度を平均することによって得られます
ケプラー場から分離した食変光星：短周期系における成分の半径と測光質量
| Title |
Detached_eclipsing_binaries_from_the_Kepler_field:_radii_and_photometric_masses_of_components_in_short-period_systems |
| Authors |
Patricia_Cruz,_John_F._Aguilar,_Hern\'an_E._Garrido,_Marcos_P._Diaz,_Enrique_Solano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08708 |
低質量成分を持つ分離した食変光星の特性評価は、恒星進化モデルにおける対流の役割を検証する際に重要になりました。これには、モデルに依存しない恒星パラメーターの高精度な測定が必要です。ただし、分光学的特性評価は単一ターゲットの視線速度観測に依存しており、この方法で診断されたのは、十分に研究された数十の低質量システムのみです。純粋な測光法を採用することにより、{\itKepler}フィールドからの食の分離システムを低質量成分で特徴付けます。広範なマルチカラーデータセットに基づいて、クラスタリング手法を使用して個々のコンポーネントの有効温度と測光質量を導き出します。また、利用可能な{\itKepler}光度曲線の追加モデリングから恒星の半径を推定します。私たちの測定は、低質量レジームの理論的な恒星モデルに対する質量半径図のインフレーション傾向の存在を確認します。
2020年から2021年の円盤噴火中のガンマカシオペア座のX線放射
| Title |
The_X-ray_emission_of_gamma_Cassiopeiae_during_the_2020-2021_disc_eruption |
| Authors |
Gregor_Rauw,_Ya\"el_Naz\'e,_Christian_Motch,_Myron_A._Smith,_Joan_Guarro_Fl\'o,_Raimundo_Lopes_de_Oliveira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08730 |
カシオペヤ座ガンマ星は、コンパクトなコンパニオンによる降着、高温の準矮星コンパニオンとの風の相互作用、または星とそのBeデクリションディスク間の磁気相互作用を追跡できる、硬くて強いX線放射で知られています。これらのシナリオは、硬X線放射のディスク密度への多様な依存性につながるはずです。2021年1月頃の強化されたディスク活動のエピソード中にガンマCasのX線観測を収集しました。専用の光学分光法と既存の広帯域測光法の時系列を使用してディスク特性の変動を調査します。H-アルファ、H-ベータ、およびHeI5876輝線のエポック依存ドップラーマップは、速度空間の輝線領域を特徴づけるために作成されます。強化されたディスク活動エピソードの重要な段階で行われた4つのXMM-Newton観測を分析します。アーカイブデータは、光学放射とX線放射の間の長期的な相関関係を研究するために使用されます。光学分光法は、強化されたディスク活動のエピソードの間に放出領域の半径方向の範囲の増加を明らかにしますが、Vバンドフラックスの増加は記録されません。ドップラーマップは、Beディスクの外側部分でのコンパニオンの推定アクションに起因するディスクの安定した機能を明らかにしません。強化された椎間板活動に関連して、ハードエミッションの増加は観察されません。ただし、2つの場合、ガンマCasの軟X線放射は強く減衰し、大きなフレアBeディスクによるより効率的な不明瞭化を示唆しています。X線束とVバンド測光の長期変動の間には強い相関関係があります。ガンマCasの観測された振る舞いは、Beディスクの外側領域の特性と硬X線放射との間に直接的な関連がないことを示唆していますが、X線放射のレベルと内部の特性との間の関連を支持しています。ディスクになります。したがって、これらの結果は、降着または衝突する風のシナリオを嫌います。
$ f（R、T）$重力で急速に回転する中性子星
| Title |
Rapidly_rotating_neutron_stars_in_$f(R,T)$_gravity |
| Authors |
F._M._da_Silva,_L._C._N._Santos,_C._E._Mota,_T._O._F._da_Costa_and_J._C._Fabris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08469 |
この研究では、急速に回転する中性子星に対する$f（R、T）$重力の影響を研究します。最初に、重力ラグランジアンがRicciスカラー$R$とエネルギー運動量テンソル$T$のトレースの任意の関数である、この修正された重力理論の主な側面について説明します。次に、ハドロン物質を記述するために本研究で使用された状態方程式を含む中性子星の基本方程式を提示します。質量半径の関係、慣性モーメント、角運動量、コンパクトさなど、関心のあるいくつかの物理量が計算されます。4つの異なる回転レジームを考慮することにより、一般相対性理論の文脈と比較した場合に、$f（R、T）$重力における中性子星の物理的特性の実質的な変更を示す結果が得られます。特に、星のシーケンスの質量半径の関係は、$f（R、T）$重力が、ケプラー限界よりも小さい角速度で回転している星の中性子星の質量と赤道半径を増加させることを示しています。
地球の放射帯における電磁イオンサイクロトロン波による相対論的電子の非共鳴散乱
| Title |
Nonresonant_scattering_of_relativistic_electrons_by_electromagnetic_ion_cyclotron_waves_in_Earth's_radiation_belts |
| Authors |
Xin_An,_Anton_Artemyev,_Vassilis_Angelopoulos,_Xiaojia_Zhang,_Didier_Mourenas,_Jacob_Bortnik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08483 |
電磁イオンサイクロトロン波は、しばしばピッチ角散乱を引き起こし、地球の放射帯で相対論的（$>1$MeV）電子の大気沈殿を引き起こすと予想されます。しかし、これらの波と共鳴しない数百keVの範囲（ただし$<1$MeV）の相対論的電子が$>1$MeVと同時に沈殿するのは長年の謎でした。波束が短い場合、非共鳴相互作用により、波数空間に広がりを導入することにより、100ドルのkeV電子の散乱が可能になることを示します。非共鳴効果を含むように準線形拡散モデルを一般化します。結果として得られるモデルは、波束の短さに応じて、最小共振エネルギーを下回る散乱率の指数関数的減衰を示します。この一般化されたモデルは、$>1$MeVの降水と同時に数百keVで観測された非共鳴電子の降水を自然に説明します。
ダストプラズマにおける無衝突磁気リコネクションに関連する二重ホールパターンの発見
| Title |
Discovery_of_Double_Hall_Pattern_Associated_with_Collisionless_Magnetic_Reconnection_in_Dusty_Plasmas |
| Authors |
Shu-Di_Yang,_Liang_Wang_and_Chuanfei_Dong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08553 |
磁気リコネクションは、宇宙や実験室の磁化プラズマで広く見られます。電子イオンプラズマの再結合に関する重要な調査にもかかわらず、負に帯電したダスト粒子を伴う磁化プラズマの再結合の研究は非常にまばらです。ここでは、3種（すなわち、電子、陽子、および負に帯電したダスト粒子）のダストプラズマにおける無衝突再結合の最初の完全に動的なシミュレーションを報告します。これにより、ダブルホールパターンが発見されます。ダブルホールパターンは、イオンと電子の拡散領域の間の従来のホール4倍電流と、イオンとダストの拡散領域の境界の間の逆ホール電流で構成されます。再接続率の分析も提供されます。この研究は、惑星磁気圏と天体物理学の天体の観測を説明するために適用できるかもしれません、そして、ダストプラズマの実験室研究で実現されるかもしれません。
いて座A*の最初の画像を使用したローレンツ対称性違反のプロービング：標準モデル拡張係数の制約
イベントホライズンテレスコープ（EHT）によって提供されたメシエ87*（M87*）と射手座A*（SgrA*）の影の比類のない近水平画像のおかげで、それらは強視野のための2つの素晴らしい窓を私たちに開いてくれました重力理論と基本的な物理学のテスト。SgrA*の影についてEHTから最近公開された情報は、標準模型の拡張（SME）フレームワーク内のローレンツ対称性違反（LSV）の新しいプローブに私たちを導きます。いて座A*の影像と一般相対性理論の予測との間の一致にもかかわらず、いくつかの基本的な修正を考慮に入れることによって修正されることが期待される小さなスペースがまだあります。SgrA*の最近推定された影の画像は、ポストニュートン近似から得られたローレンツ違反（LV）項を含む最小の中小企業に触発されたシュワルツシルト計量によって説明できるという考えを持ち出します。シュワルツシルト計量に埋め込まれたLV項は、最小SME理論の重力セクターのLSVに関与するフィールドに関連付けられた無次元の空間係数${\bars}^{jk}$です。このようにして、SgrA*の最初の影画像の許容感度レベルでのローレンツ不変性違反を制御できます。実際、SgrA*のシャドウサイズの$1\sigma$の不確実性の範囲内で解放され、標準シュワルツシルトからのわずかな偏差を使用して、SMEの空間対角係数と時間-時間係数の2つの異なる組み合わせに上限を設定します。良い。最良の上限は$10^{-3}$レベルであり、SMEの時間係数と空間係数の組み合わせについてGravityProbeBからすでに抽出された値と一致しています。
ジョーダンフレームのスローロールインフレ
スカラーテンソル重力理論に基づくインフレーションモデルは、ジョーダンフレームで定式化されますが、ほとんどの場合、アインシュタインフレームで分析されます。フレーム間の変換は必ずしも望ましいとは限りません。この作業では、ジョーダンフレームでスローロール条件を定式化します。これは、両方のフレームの同じ空間スライスで異なる背景量と近似値を比較することによって実現されます。これらの近似を使用して、ジョーダンフレーム量のみの観点からインフレモデルの観測量を計算するために適用できる簡単な方程式を導き出します。最後に、いくつかの結果を適用して、一般化された誘導重力モデルを分析し、それらを最新の観測と比較します。
