eROSITA Final Equatorial Survey（eFEDS）：スバルの光学的に選択されたクラスターのX線特性
| Title |
The_eROSITA_Final_Equatorial_Survey_(eFEDS):_X-ray_properties_of_Subaru_optically-selected_clusters |
| Authors |
N._Ota,_N._T._Nguyen-Dang,_I._Mitsuishi,_M._Oguri,_M._Klein,_N._Okabe,_M._E._Ramos-Ceja,_T._H._Reiprich,_F._Pacaud,_E._Bulbul,_M._Br\"uggen,_A._Liu,_K._Migkas,_I._Chiu,_V._Ghirardini,_S._Grandis,_Y.-T._Lin,_H._Miyatake,_S._Miyazaki,_J._S._Sanders |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09536 |
eROSITAFinalEquatorial-DepthSurvey（eFEDS）フィールドで、クラスターが豊富なスバルの光学的に選択されたクラスターの体系的なX線分析の結果を示します。SRG（SpectrumRoentgenGamma）/eROSITAとすばる/HSCの共同分析により、光学的に選択されたクラスターの動的状態を調査し、クラスターのスケーリング関係を導き出すことを目指しています。サンプルは、0.16〜0.89の赤方偏移範囲で$>40$の豊富さを持つ43個の光学的に選択された銀河団で構成されています。eROSITAデータを使用して、X線画像と発光スペクトルを体系的に分析しました。光学データベースと遠赤外線データベースを使用して最も明るい銀河団（BCG）を特定し、動的状態の指標としてX線ピークとBCG位置の間のオフセットを測定しました。eROSITAX線スペクトルとHSC弱レンズ効果データ分析に基づいて、光度-温度および質量-光度の関係を調査しました。緩和されたクラスターの割合は$2（<39）$\％と推定され、X線で選択されたクラスターサンプルの割合よりも小さくなります。リッチネスカットによる選択バイアスを補正した後、$2.0\pm0.4$の浅い$L-T$勾配が得られました。これは、Fujita＆Aung（Fujita＆Aung（2019）。$1.5\pm0.3$の$L-M$勾配は、上記の理論モデルおよびeFEDフィールドでせん断選択されたクラスターの勾配と一致します。高輝度光学クラスターの分析では、緩和されたクラスターのごく一部と、光度と温度の関係の浅い傾斜が得られました。これは、光学クラスターの平均X線特性がX線サンプルで観察されたものとは異なる可能性が高いことを示唆しています。したがって、eROSITAとHSCの共同観測は、分析をより大きなサンプルに拡張し、クラスタースケーリング関係の確立に向けた選択効果を理解する上で強力です。
CSST測光および分光マルチプローブ調査の宇宙論的予測
| Title |
Cosmological_forecasts_of_the_CSST_photometric_and_spectroscopic_multi-probe_surveys |
| Authors |
Haitao_Miao,_Yan_Gong,_Xuelei_Chen,_Zhiqi_Huang,_Xiao-Dong_Li,_and_Hu_Zhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09822 |
ステージIVの宇宙ベースの望遠鏡の1つである中国宇宙ステーション望遠鏡（CSST）は、測光と分光の調査を同時に実行して、宇宙を非常に正確に効率的に探索できます。この作業では、宇宙せん断、銀河-銀河レンズ、測光および分光銀河団、銀河団の数を含むいくつかの強力なCSST宇宙論的プローブを調査し、これらのプローブの能力を、ジョイントコンストレイントの結果を予測することによって研究します。宇宙論的パラメータ。関連する実際の観測結果を参照することにより、模擬データを生成し、CSSTの観測および機器の設計に基づいて測定誤差を推定します。結果に対する体系的な影響を研究するために、CSST測光および分光調査において、固有の位置合わせ、せん断校正の不確実性、測光赤方偏移の不確実性、銀河バイアス、非線形効果、機器効果など、いくつかの体系的な影響も考慮します。フィッシャーマトリックス法は、宇宙的および体系的なパラメーターに関する個別または共同の調査から制約結果を導き出すために使用されます。これらすべてのCSST宇宙論的プローブを含めることによるジョイントコンストレイントは、現在の観測からの結果を少なくとも1桁改善できることがわかります。これにより、$\Omega_m$と$\sigma_8$<1％の精度、および$w_0$と$w_a$<5％および20％の精度。これは、CSST測光および分光マルチプローブ調査が、宇宙を探索し、関連する宇宙論的問題の研究を大幅に改善するための強力なツールを提供できることを示しています。
一次相転移と偽の真空残留物の運命
初期の宇宙における一次相転移における偽の真空の残骸は、暗黒物質を構成する可能性のあるコンパクトな物体を形成する可能性があります。このような残留物は、粒子が2つの相の間に大きな質量ギャップを生じ、古い相に閉じ込められるために形成されます。ダークセクター粒子がトラップされたモデルのクラスで生成された残骸に焦点を当て、それらの発達を追跡し、それらの最終的な運命を決定します。モデルと相転移パラメーターに応じて、これらの残骸の進化の終点は、原始ブラックホール、フェルミボール、Qボール、またはサーマルボールである可能性があり、それらはすべて、広い質量範囲。特に、暗黒物質の熱球は今日まで高温にとどまる可能性があり、質量や量子圧力ではなく内部粒子の熱エネルギーからエネルギーを引き出す新しいコンパクトな暗黒物質の候補です。
Pantheon+サンプルからの高度に赤くなったIa型超新星を使用したR$_V$変動の抑制
| Title |
Constraining_R$_V$_Variation_Using_Highly_Reddened_Type_Ia_Supernovae_from_the_Pantheon+_Sample |
| Authors |
Benjamin_M._Rose,_Brodie_Popovic,_Dan_Scolnic,_Dillon_Brout |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09950 |
Ia型超新星（SNeIa）は、宇宙の膨張履歴を測定するための強力なツールですが、SNeIaの周りの塵の影響は不明なままであり、重大な体系的な不確実性です。ダストの経験的記述を改善する1つの方法は、高度に赤くなったSNeIa（$E（B-V）>0.4$、適合したSALT2光度曲線パラメーター$c>0.3$とほぼ同等）を分析することです。最近リリースされたPantheon+サンプルでは、57個のSNeIaがあり、色が高いため（$c=1.61$までの色）、視線$R_V$の理解に多大な影響を与える可能性があります。以前の研究では、$R_V$は色とともに減少すると主張していますが、これが限られた統計、選択効果、または代替の説明によるものかどうかは不明です。この主張をテストするために、2つの別々の色と光度の関係を適合させます。1つは主要な宇宙論的サンプル（$c<0.3$）用で、もう1つは高度に赤くなった（$c>0.3$）SNeIa用です。色-光度係数の変化はゼロと一致していることがわかります。さらに、データをさまざまなカラーモデルを使用したシミュレーションと比較すると、データは、依存度の低下よりも色への依存度が$R_V$のフラットなモデルを優先していることがわかります。最後に、私たちの結果は、SNeIaへの見通し$R_V$が単一の値ではなく、分布を形成していることを強く支持しています。
統計的ダークサイレンからの宇宙論と天体物理学的人口モデルの不確実性とバイアス
| Title |
Uncertainty_and_bias_of_cosmology_and_astrophysical_population_model_from_statistical_dark_sirens |
| Authors |
Hang_Yu_and_Brian_Seymour_and_Yijun_Wang_and_Yanbei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09984 |
各イベントの光度距離は信号の振幅から直接測定できるため、合体するコンパクトなバイナリからの重力波（GW）放射は標準的なサイレンです。GWサイレンを使用して宇宙論を制約する1つの可能性は、ブラックホール連星（BBH）イベントの母集団に対して統計的推論を実行することです。本質的に、この統計的手法は次のように見ることができます。観測されたBBHイベントの分布の形状は、最終的に天体物理学的人口モデルから構築された分布と一致するまで宇宙論的パラメーターを変更することで変更できます。これにより、宇宙論的パラメーターを決定できます。この作業では、イベント分布に含まれるフィッシャー情報量を調べることにより、この統計的ダークサイレン法から宇宙論的パラメーターと天体物理学的人口モデルを支配するパラメーターの両方のクラメールラオ限界を導き出します。私たちの研究は分析的洞察を提供し、ダークサイレン宇宙論の統計的精度の高速かつ正確な推定を可能にします。さらに、合併率と質量分布のモデル化されていない下部構造による宇宙論のバイアスを考慮します。天体物理学モデルの$1\％$偏差は、ハッブル定数の$1\％$を超える誤差につながる可能性があることがわかりました。これにより、$10^4$を超えるBBHイベントが検出された場合に、ダークサイレン宇宙論の精度が制限される可能性があります。
巨大ニュートリノの存在下でのスプラッシュバック質量関数
暗黒物質ハローのスプラッシュバック質量関数の拡散係数に基づいて、ニュートリノの総質量$\summ_{\nu}$を制約するための補完的な方法論を提示します。大規模ニュートリノシミュレーションからのスナップショットデータを分析し、$\summ_{\nu}=0.0$の2つの異なるケースについて、さまざまなレッドシフトでのスプラッシュバック質量の関数としてSPARTAコードを介して識別された個別のハローの数密度を数値的に取得します。eVおよび$0.1$eV。次に、数値結果を、スプラッシュバック境界の識別におけるあいまいさの程度を定量化する拡散係数によって特徴付けられる最近開発された分析式に適合させます。私たちの分析は、分析式がニュートリノの存在下でもうまく機能し、赤方偏移による拡散係数の減少が、赤方偏移の範囲での線形フィット$B（z-z_{c}）$によって十分に説明されることを確認します。$0.2\lez\le2$。質量の大きいニュートリノの場合は、質量のないニュートリノの場合よりも大幅に低い値の$B$と、実質的に高い値の$z_{c}$を生成することがわかります。これは、ニュートリノの質量が大きいほど、スプラッシュバック境界が厳しくなることを示しています。周囲に邪魔されます。私たちの結果から、スプラッシュバック質量関数の拡散係数が$z\ge0.2$での赤方偏移によってどれだけ急速に減少するかを測定することにより、ニュートリノの総質量を原理的に制約できると結論付けます。また、両方の$\summ_{\nu}$の場合に、より低い赤方偏移で見られる拡散係数の異常な動作について説明し、それを$z\le0.13$でのSPARTAコードの基本的な制限に帰します。
弱い重力レンズせん断解析における測光赤方偏移の不確実性：モデルと周縁化
| Title |
Photometric_Redshift_Uncertainties_in_Weak_Gravitational_Lensing_Shear_Analysis:_Models_and_Marginalization |
| Authors |
Tianqing_Zhang,_Markus_Michael_Rau,_Rachel_Mandelbaum,_Xiangchong_Li,_Ben_Moews |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10169 |
弱いレンズ効果のせん断解析で信頼できる宇宙論的パラメーターの制約を回復するには、サンプルの赤方偏移分布$n（z）$の不確実性など、体系的な不確実性の潜在的な原因を説明する迷惑パラメーターを無視するために使用できる正確なモデルが必要です。$n（z）$の不確実性がパラメーター化される可能性のある高次元パラメーター空間でマルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）を実行するという課題があるため、$n（z）$パラメーター化を単純化するか組み合わせるのが一般的な方法です。それぞれが$n（z）$の不確実性からリサンプリングされた固定の$n（z）$を持つMCMCチェーン。この作業では、複数のMCMCチェーンを使用して$n（z）$の不確実性を無視するための、統計的に原理的なベイズリサンプリングアプローチを提案します。HSCの3年間の形状カタログの予測宇宙シアー分析のコンテキストで、新しい方法を文献の既存の方法と一貫して比較し、これらの方法が同様の宇宙論的パラメーターの制約を回復することを発見しました。これは、最も計算効率の高い方法を使用することを意味します。アプローチの適切です。ただし、完全なHSC調査データセットの制約力を持つデータセット（および、暗黙的に、さらに厳しい制約を持つ今後の調査）の場合、いくつかの方法の中で$n（z）$を超える不確実性を無視する方法の選択がわかります。文献から、宇宙論的パラメータの統計的不確実性に大きな影響を与える可能性があり、信頼できるパラメータ間隔を確保するために注意深いモデル選択が必要です。
ハッブルスケールのカットオフとホログラフィックダークエネルギーの相互作用に関するメモ
赤外線カットオフとしてハッブル半径を持つホログラフィックダークエネルギーは、遅い時間の宇宙の加速を説明する候補として考えられており、偶然の一致の問題を解決することができます。このシナリオでは、ゼロ以外の状態方程式は、ダークエネルギーとコールドダークマターの間に相互作用がある場合にのみ可能です。この論文では、一連の現象論的相互作用が想定され、結合定数の可能な値の詳細な分析が実行されますが、結果として生じる物質パワースペクトルと宇宙マイクロ波背景放射および偏光パワースペクトルは、観測されたものとは非常に異なる形状をしています。もの。これらの結果は、自由パラメーターの値を除外しており、宇宙論的データを考慮に入れると、ハッブルスケールのカットオフを持つ想定される相互作用するホログラフィックダークエネルギーが宇宙の加速膨張を説明するのに実行可能ではないことを示しているようです。
銀河の回転曲線による普遍的な暗黒物質の苛性リングのテスト
銀河に冷たい暗黒物質が落下すると、粒子密度が高まる苛性リングが生じる可能性があります。それらは銀河の回転曲線の特徴として検索されるかもしれません。以前の研究は、さまざまな銀河、パラメーターに共通する、普遍的なこれらの苛性リングの証拠を示唆していました。ここでは、改良された統計手法を使用して、大きな独立した回転曲線のセットを使用してこの仮説をテストします。新しい分析では、普遍的な苛性リングの証拠は見つかりませんでした。
原始的な非ガウス性を追求するために、より大きな共動距離にわたってより小さなスケールにアクセスしたいと考えています。低赤方偏移では、原始的な非ガウス性の探索は重力崩壊によって妨げられます。重力崩壊には、しばしばスケール$k_{\rmNL}$が関連付けられます。これらのスケールを超えると、原始分布に敏感なモードを再構築するのは困難になります。原始的な非ガウス性の振幅$f_{\rmNL}$に対する将来の制約を予測する場合、非対角成分は対角に比べて小さいため、通常、共分散では無視されます。すべてのモードが通常線形レジームと見なされる範囲内にある場合でも、共分散に誘導された非ガウス非対角成分が原始非ガウス性の予測制約を低下させることを示します。テストの場として、$k_{\rmmax}$と赤方偏移の関数として、$f_{\rmNL}$に対する物質バイスペクトルの拘束力に対するこれらの非対角成分の影響を調べ、結果を確認します。赤方偏移$z=10$へのN体シミュレーションに対して。次に、赤方偏移$2<z<6$でのPUMAのような21cm強度マッピング調査から観察された水素バイスペクトルに対するこれらの影響を検討し、非対角共分散を含めないことで$f_{\の拘束力を過大予測することを示します。rmNL}$最大$5$の係数。原始的な非ガウス性の究極の調査と見なされる、宇宙の夜明けや暗黒時代など、さらに高い赤方偏移を対象とした将来の調査では、非ガウス共分散が見通しを厳しく制限し、$f_{\rmNL}$を制約すると予測します。バイスペクトル。
LCOバーストオブジェクトの主要プロジェクト：概要と1年目のステータス
| Title |
The_LCO_Outbursting_Objects_Key_Project:_Overview_and_Year_1_Status |
| Authors |
Tim_Lister,_Michael_S._P._Kelley,_Carrie_E._Holt,_Henry_H._Hsieh,_Michele_T._Bannister,_Aayushi_A._Verma,_Matthew_M._Dobson,_Matthew_M._Knight,_Youssef_Moulane,_Megan_E._Schwamb,_Dennis_Bodewits,_James_Bauer,_Joseph_Chatelain,_Estela_Fern\'andez-Valenzuela,_Daniel_Gardener,_Geza_Gyuk,_Mark_Hammergren,_Ky_Huynh,_Emmanuel_Jehin,_Rosita_Kokotanekova,_Eva_Lilly,_Man-To_Hui,_Adam_McKay,_Cyrielle_Opitom,_Silvia_Protopapa,_Ryan_Ridden-Harper,_Charles_Schambeau,_Colin_Snodgrass,_Cai_Stoddard-Jones,_Helen_Usher,_Kacper_Wierzchos,_Padma_A._Yanamandra-Fisher,_Quanzhi_Ye_(for_the_LOOK_Collaboration),_Edward_Gomez,_Sarah_Greenstreet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09028 |
LCOOutburstingObjectsKey（LOOK）プロジェクトは、LasCumbresObservatory（LCO）ネットワークの望遠鏡を使用して、（1）全天にわたって動的に新しい彗星のサンプルを体系的に監視し、（2）既存の空の調査からのアラートを使用します。すべての小天体で検出された爆発活動に迅速に対応し、特徴づけること。爆発について収集されたデータは、各爆発の時間の経過に伴う進化を特徴づけるのに役立ち、爆発の頻度と大きさの分布を一般的に評価し、太陽系の爆発プロセスと揮発性分布の理解に貢献します。LOOKプロジェクトは、ZTF、PanSTARRS、LSSTなどの現在および将来の広視野調査とLCOなどの高速応答望遠鏡ネットワークの相乗効果を活用し、はるかに多くのルービン天文台から来るオブジェクト。LOOKプロジェクトの目標、計画とターゲットの選択（NEOexchangeをターゲットおよび観測マネージャーまたは「TOM」として使用することを含む）、および観測の第1フェーズの結果（巨人の活動と爆発の検出を含む）について説明します。彗星C/2014UN271（Bernardinelli-Bernstein）と、彗星の爆発の発見と追跡調査。これらの爆発の発見の中で、7P/Ponts-Winneckeの高いケイデンス、57P/duToit-Neujmin-Delporteでの大規模な爆発、および発見されたときに彗星P/2020X1（ATLAS）が爆発したという証拠を示します。
ガス巨大太陽系外惑星への惑星間塵の降着が考えられます。ポインティング・ロバートソンの抗力により、遠くの貯水池からの塵の粒子がゆっくりと星に向かってインスピレーションを与えます。星、惑星、および塵の粒子の3体システムの軌道シミュレーションは、塵のかなりの部分が近い軌道の巨大な惑星に降着する可能性があることを示しています。惑星の大気中の超音速ダストの減速は、熱蒸発とスパッタリングによるアブレーションを含めてモデル化されています。気相原子として堆積した付着ダストの割合は、接近した軌道や巨大な惑星では大きいことがわかります。質量流出と垂直混合が十分に弱い場合、付着したダストは、停止層の下に原子と残留ダスト粒子の一定の混合比を生成します。沈降とともに垂直混合が含まれる場合、溶液は、ホモポーズより上の気象源による混合比と、ホモポーズより下の十分に混合されたより深い大気の混合比との間を補間します。原子からの線の不透明度と残留ダストからの連続体の不透明度は、十分に大きなダスト降着率、ブローアウトサイズに向かって傾斜した粒子サイズ分布、および十分に弱い垂直混合の透過スペクトルで観察できます。混合が強い場合でも、気象源は、深層大気から混合された重元素を増強するだけでなく、より大きな粒子を形成するための核生成サイトを提供するように作用する可能性があります。圧力$\la1\、\rmmbar$の流速と混合係数を制限する際のローレンツ抗力の可能な役割について説明します。
ESPRESSOを使用したMASCARA-1bの透過分光法：軌道とドップラートラックの重なりの課題
| Title |
Transmission_spectroscopy_of_MASCARA-1b_with_ESPRESSO:_Challenges_of_overlapping_orbital_and_Doppler_tracks |
| Authors |
N._Casasayas-Barris,_F._Borsa,_E._Pall\'e,_R._Allart,_V._Bourrier,_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_A._Kesseli,_A._S\'anchez-L\'opez,_M._R._Zapatero_Osorio,_I._A._G._Snellen,_J._Orell-Miquel,_M._Stangret,_E._Esparza-Borges,_C._Lovis,_M._Hooton,_M._Lend,_A._M._S._Smith,_F._Pepe,_R._Rebolo,_S._Cristiani,_N._C._Santos,_V._Adibekyan,_Y._Alibert,_E._Cristo,_O._D._S._Demangeon,_P._Figueira,_P._Di_Marcantonio,_C._J._A._P._Martins,_G._Micela,_J._V._Seidel,_T._Azevedo_Silva,_S._G._Sousa,_A._Sozzetti,_A._Su\'arez_Mascare\~no,_and_H._M._Tabernero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09443 |
高スペクトル分解能での大気研究は、超高温木星の透過スペクトルに分子、中性およびイオン化金属、および水素が存在することを示し、それらの大気のダイナミクスを調査し始めました。明るい（V=8.3）星を周回する最も密度の高い超高温木星の1つであるMASCARA-1bの透過スペクトルを分析します。CaIIH＆K、NaI、LiI、H$\alpha$、およびKID1スペクトル線と、相互相関FeI、FeII、CaI、YI、VI、VII、CaH、およびTiO線に焦点を当てます。恒星スペクトルに存在しない種については、検出は報告されませんが、優れた精度で上限を測定します（特定の種については$\sim10$ppm）。恒星スペクトルに存在し、惑星に隠されたスペクトル線が惑星の透過スペクトルに偽の特徴を誘発する種の場合、ロシター-マクラフリン効果（RM）と中心から肢への変動（CLV）の正確なモデリングが必要です。可能な大気信号を回復するため。MASCARA-1bの場合、MASCARA-1bによって隠蔽された恒星表面領域の視線速度と、惑星の大気信号が見つかると予想される軌道軌道とが重なっているため、これは困難です。可能性のある惑星信号を解きほぐすために、結果をRMおよびCLV効果のモデルと比較し、さまざまなシステムパラメーターに応じてモデルの不確実性を推定します。残念ながら、惑星掩蔽軌道をより適切に拘束し、惑星の吸収の可能性を検出または破棄できる十分な精度で透過スペクトルの通過効果を補正するには、スピン軌道相互作用のより正確な測定が必要です。最後に、非検出が、MASCARA-1bなどの高表面重力惑星に期待される低吸収に関連している可能性について説明します。
| Title |
Prevalence_of_short-lived_radioactive_isotopes_across_exoplanetary_systems_inferred_from_polluted_white_dwarfs |
| Authors |
Alfred_Curry,_Amy_Bonsor,_Tim_Lichtenberg,_Oliver_Shorttle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09675 |
太陽系では、26Alなどの短寿命の放射性同位元素が、重要な追加の熱源を提供することにより、惑星体の形成中に重要な役割を果たしました。特に、これは微惑星での初期の大規模な融解と鉄コアの形成、および水素や炭素などの揮発性元素の損失につながりました。したがって、太陽系外惑星の文脈では、短命の放射性同位元素の有病率は、観測されたバルク揮発性収支と低質量の太陽系外惑星間の大気の多様性を解釈するための鍵となります。惑星物質を降着させた白色矮星は、太陽系外惑星における鉄コア形成の頻度を推測するためのユニークな手段を提供し、したがって、惑星系の遍在性は、高寿命の放射性同位元素の存在量で形成されます。ここでは、白色矮星のデータから微惑星形成時に短命の放射性核種が豊富な惑星系の割合を推測するための定量的方法を考案します。白色矮星からの現在の証拠は、鉄のコアを形成した微惑星のかなりの部分を示していると私たちは主張します。データは、重力ポテンシャルエネルギー放出のために分化することができたエキソムーンまたは冥王星サイズの物体の降着によって説明されるかもしれませんが、我々の結果は、汚染された白色矮星の間の分化した物質の有病率の最も可能性の高い説明は太陽系は26Alで濃縮されているという点で珍しいことではありません。ここに提示されたモデルは、短寿命の放射性同位元素による太陽系外惑星系の濃縮のための遍在する経路を示唆し、単一の近くの超新星、ウォルフ・ライエ星、またはAGB星とのまれな偶然の遭遇に依存する短寿命の放射性同位元素濃縮シナリオを嫌います。
（3200）ファエトンの近日点活動はほこりっぽくない
ツインソーラー地上関係観測所（STEREO）宇宙船に搭載されたCOR2カメラによる2008年から2022年までのコロナグラフ観測を使用した小惑星（3200）ファエトンの分析を提示します。小惑星は個々の画像で自信を持って検出することはできませんが、同じセットのペリヘリオン観測から組み合わせた画像スタックで小惑星を見つけることができましたが、低い位相角（$\lesssim$30\deg）で観測された場合にのみ、大きな位相角では検出されませんでした。（$\gtrsim$150\deg）。透過波長に匹敵するサイズのダスト粒子に期待される強力な前方散乱増強の欠如は、STEREOのHIに基づく以前の研究で示唆されているように、フェートンの近日点活動がダスト粒子の放出に関連する可能性が非常に低いことを意味します。-1回の観測。観測されたフェートンの活動がダストの放出によって引き起こされたと仮定すると、HI-1とCOR2の観測の間で、推定されるダストの量に1桁以上の不一致が生じます。むしろ、近日点活動はナトリウムおよび/または鉄の放出によって引き起こされていると推測されます。前者は、HI-1カメラの経年変化の影響により伝達可能になった可能性があります。モデル化された放出フラックスは、原子生成率のピークが近日点から$\sim$1日遅れた場合のHI-1観測と質的に類似しています。私たちは、私たちの推測を検証するために、小さな地動説の距離でのフェートンの将来の観測を奨励します。
ARCiSで位相曲線データを使用した3Dでの太陽系外惑星の大気検索：WASP-43bへの適用
目的。太陽系外惑星の大気の3Dの性質をカプセル化する検索フレームワークを作成し、それをホットジュピターの太陽系外惑星WASP-43bの観測された放出位相曲線と透過スペクトルに適用します。メソッド。GitHubからスタンドアロンモジュールとして無料で入手できる3Dフレームワークを紹介します。大気モデリングとベイジアン検索パッケージARCiS（太陽系外惑星科学のARtfulモデリングコード）を使用して、WASP-43bの同時送信（HST/WFC3）および位相依存放射（HST/WFC3、スピッツァー/IRAC）観測で8つの3D検索を実行しますケーススタディとして。入力の仮定が検索結果にどのように影響するかを評価します。特に、平衡化学と自由分子検索の制約、雲がない場合とパラメータ化された雲の場合、および2つの異なる文献ソースから削減されたスピッツァー位相データを使用することに注目します。無料の化学検索では、H2O、CH4、CO、CO2、AlO、およびNH3の存在量を相の関数として検索し、平衡化学検索ではさらに多くの種を考慮します。結果。平衡化学を仮定するすべての検索設定で、一貫したスーパーソーラーC/O（0.6-0.9）とスーパーソーラー金属量（1.7-2.9dex）が見つかります。大気の熱分布、ホットスポットシフト（さまざまなスピッツァーデータセットの15.6対4.5）、および温度構造は、スピッツァー放出位相データの影響を受けます。利用可能なGCMシミュレーションを含む、WASP-43bの他の研究との比較が行われます。結論。私たちが開発したパラメータ化された3Dセットアップは、分光位相曲線などの広範な観測データセットを分析するための貴重なツールを提供します。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）やアリエルなどのミッションでの近未来の観測は、WASP-43bなどの太陽系外惑星の大気の理解を大幅に向上させるでしょう。
衝突クレーターと古代火星の海岸線の可観測性
火星の北半球にある可能性のある初期の海洋の存在は、何十年にもわたって研究され、議論されてきました。初期の火星の気候の性質はまだやや神秘的ですが、1つまたは複数の初期の海洋の証拠は、居住可能性の長期的な期間を意味します。初期の海洋を支持する主な証拠は、惑星の大部分を周回する一連の提案された残骸の海岸線です。特徴は3.6Gaより古く、おそらく4Gaと同じくらい古いと考えられており、火星の表面でまだ識別可能な最も古い大規模な特徴のいくつかになります。しかし、完全に対処されていない1つの質問は、この古い海岸線が、クレーター、テクトニクス、火山活動、水文学などの修正や破壊のプロセスを認識可能な形で生き残ることができるかどうかです。ここでは、これらのプロセスの1つである衝突クレーターについて詳しく説明します。標準的なクレーターカウント年齢モデルを使用して、クレーターの合成されたグローバルな集団を生成し、それらを仮想の海岸線と交差させて、直接影響を受ける海岸線の部分を追跡します。最も古い海岸線（>=4Ga）は、直接の衝撃によって少なくとも70％破壊されています。3.6Gaを超える年齢の海岸線は、半径100mを超えるクレーターの影響を含めると、約40km以下の比較的短く不連続なセグメントに分割されます。半径500m未満のクレーターを除外すると、存続するセグメントの長さは最大1000kmに達する可能性があります。最も古い海岸線は、衝突後にフラクタル構造を示し、さまざまなスケールにわたる不連続な線の集まりとして現れます。フィーチャが本当に海岸線である場合、高解像度の調査では、同様のレベルの破壊と不連続性が見つかるはずです。しかし、私たちの結果は、4Gaの海岸線が存在する場合、それを観察することは重要な課題であり、以前のマッピング作業について疑問を投げかけることを示しています。
MillerRange07687とCM-COクラン内のその場所
| Title |
Miller_Range_07687_and_its_place_within_the_CM-CO_clan |
| Authors |
Trygve_Prestgard,_Lydie_Bonal,_Jolantha_Eschrig,_J\'er\^ome_Gattacceca,_Corinne_Sonzogni,_Pierre_Beck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09817 |
MillerRange（MIL）07687は、正式にCO3として分類されている独特の炭素質コンドライトです。ただし、このグループに特有の固有の岩石学的特性を表示することがわかっています。さらに、その多環芳香族炭素質物質のラマンスペクトルは、タイプ3コンドライトの変成作用の歴史と一致する構造秩序を反映していません。その結果、COコンドライトとして完全に除外されているわけではありませんが、CO親和性のあるグループ化されていないC2コンドライトであることが示唆されています。隕石分類の曖昧さは、本研究の背後にある動機です。MIL07687は、CO、CM、および/またはいくつかのグループ化されていない炭素質コンドライトに親和性のあるユニークな炭素質コンドライトであると結論付けています。この隕石を分類することの難しさは、（i）風化が激しく、酸素（O-）同位体測定の解釈を妨げる（ii）さまざまなCO、CM、およびグループ化されていないものの岩石学的およびO同位体記述の重複に起因します。隕石学会データベースの隕石。光学および赤外スペクトルは、隕石の不平衡な性質と一致しており、おそらく水に穏やかに変化していることを示しています。MIL07687で以前に記載された微量の水性変化にもかかわらず、水和アモルファスケイ酸塩の存在が報告されたのはこれが初めてです。実際、私たちの結果は、現在の水和がほとんどのCO3の水和を超えており、ほとんどのCM2よりも少なく、原始的なCR2に匹敵することを示しています。したがって、CO2またはCM2の分類を完全に除外することはできませんが、隕石のC2ungラベルをサポートします。
見るガラスを通して地球：測光マイクロレンズ法によって他の文明によってどれくらいの頻度で検出されますか？
| Title |
Earth_through_the_looking_glass:_how_frequently_are_we_detected_by_other_civilisations_through_photometric_microlensing? |
| Authors |
S._Suphapolthaworn,_S._Awiphan,_T._Chatchadanoraset,_E._Kerins,_D._Specht,_N._Nakharutai,_S._Komonjinda,_A.C._Robin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09820 |
マイクロレンズ法は、銀河系で最も一般的な星の周りにある、遠くにある低質量の惑星を検出するための最良の技術の1つであることが証明されています。原則として、地球のマイクロレンズ信号は、他の技術文明が銀河系の距離を越えて地球を見つける機会を提供する可能性があります。地球の測光マイクロレンズ信号を他の潜在的な技術文明と見なし、地球の測光マイクロレンズ信号が最も容易に観測できる銀河の領域を「地球マイクロレンズゾーン」（EMZ）としてダビングします。EMZは、地球が太陽を通過するのを観測者が見る地球通過ゾーン（ETZ）のマイクロレンズアナログと考えることができます。ETZの場合と同様に、EMZは、地球外知的生命体（SETI）のターゲット検索のためのゲーム理論的なシェリングポイントを表すことができます。EMZを計算するには、マグニチュードG<20のGaiaDR2カタログを使用して、地球のマイクロレンズ確率と他の観測者への検出率マップを生成します。私たちの太陽系は多惑星系ですが、地球のフォトメトリックマイクロレンズの特徴は、ほとんどの場合、バイナリレンズの仮定によって十分に近似されていることを示しています。次に、地球が実際に私たちと同等の技術を持った観測者によく隠されていることを示します。具体的には、観測者がG<20のすべてのガイアDR2星の周りにいる場合でも、地球からの測光マイクロレンズの特徴は、それらのいずれかによって平均して年間数十個しか観測できないと予想されます。さらに、EMZは銀河中心近くのETZと重なります。これは、将来のSETI検索の主要な領域になる可能性があります。
太陽系外惑星の大気における雲とヘイズの温度傾向
| Title |
A_Temperature_Trend_for_Clouds_and_Hazes_in_Exoplanets_Atmospheres |
| Authors |
Raissa_Estrela,_Mark_Swain_and_Gael_Roudier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09934 |
ハッブル宇宙望遠鏡で近赤外線範囲（1.1-1.65$\mu$m）で観測された太陽系外惑星の大気の透過スペクトルは、雲と霞の組み合わせの証拠を頻繁に示しています。太陽系外惑星の雲とヘイズの体系的な傾向を特定することは、大気の組成と温度構造を理解するために潜在的に重要です。ここでは、現在利用可能な太陽系外惑星通過スペクトルの最大の均一に処理されたサンプルを使用したスペクトル変調の分析について報告します。スペクトル検索には、組成が熱化学的平衡から逸脱している雰囲気を検出して表す機能が含まれています。このカタログを使用すると、スペクトルの特徴の減衰の観点から測定された雲/ヘイズの影響は、ほぼ500Kの曇り/曇りから、ほぼ1650Kの晴れの傾向に従うことがわかります。低温（$<$270K）の惑星では、曇り/かすんでいる大気の減少に向けて潜在的な上昇が見られます。また、部分的に透明なエアロゾル成分が頻繁に存在し、通常は大気柱全体に垂直に分布していることもわかります。私たちの調査結果はまた、雲と霞が太陽系外惑星の大気で一般的である一方で、惑星の大部分はそれらの大気を特徴づけるのに十分な検出可能なスペクトル変調を持っていることを示唆しています。さらに、私たちのカタログで明らかにされた雲とヘイズが1650$^{+874}_{-620}$Kで最小化されるという経験的傾向は、アリエルミッション。この傾向は、将来のJWST観測のコンテキストで、特定のソースのスペクトル変調の確率ベースの予測を行うためにも使用できます。
ネプチューンとの2：1平均運動共鳴における太陽系外縁天体の光度曲線と回転
| Title |
Lightcurves_and_Rotations_of_Trans-Neptunian_Objects_in_the_2:1_Mean_Motion_Resonance_with_Neptune |
| Authors |
Audrey_Thirouin_and_Scott_S._Sheppard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09949 |
6.5mのマゼランバード望遠鏡と4.3mのローウェルディスカバリー望遠鏡で得られた海王星の2：1平均運動共鳴における21個の太陽系外縁天体（TNO）の回転光度曲線を報告します。主な調査の目的は、接触連星または非常に細長い物体を示す大きな光度曲線の振幅を示す物体を見つけることです。私たちのサンプルでは、2つの2：1共振TNOが有意な短期光度曲線振幅を示しました：2002VD$_{130}$および（531074）2012DX$_{98}$。2012DX$_{98}$の完全な光度曲線は、20.80$\pm$0.06hの周期性と0.56$\pm$0.03magの振幅を推測しますが、2002VD$_{130}$は9.85$\pm$0.07hで回転します。0.31$\pm$0.04magの光度曲線の振幅。光度曲線の形態に基づいて、（531074）2012DX$_{98}$を接触連星の可能性が高いものとして分類しますが、2002VD$_{130}$は単一の細長いオブジェクトの可能性が高いものとして分類します。私たちのサンプルと文献で報告されている光度曲線に基づいて、ほぼ同じサイズの接触連星の割合が2：1の共鳴でわずか7-14$\％$と低く見積もられています。これは、動的にコールドクラシカルな太陽系外縁天体。2：1ネプチューン共鳴におけるこの低い接触連星の割合は、最近の数値モデリングのより低い推定値と一致しています。2002VD$_{130}$のSloang'、r'、i'表面色は超赤色TNOであるのに対し、2012DX$_{98}$は公開された表面色に基づく非常に赤色のオブジェクトです。
AFM-IR分光法で研究されたOrgueil（CI）およびEET 92042（CR）炭素質コンドライトのナノスケール鉱物学および有機構造
| Title |
Nanoscale_mineralogy_and_organic_structure_in_Orgueil_(CI)_and_EET_92042_(CR)_carbonaceous_chondrites_studied_with_AFM-IR_spectroscopy |
| Authors |
Van_T.H._Phan,_Rolando_Rebois,_Pierre_Beck,_Eric_Quirico,_Lydie_Bonal,_Takaaki_Noguchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09953 |
原始的なコンドライトからの隕石マトリックスは、サブミクロンスケールの成分の相互作用であり、岩石学的な文脈で個々の成分の組成を解読するには、ナノメートルの空間分解能を備えた分析技術が必要です。赤外分光法は、有機および無機化合物の分子原子スケールで振動を調べることができる効果的な方法ですが、多くの場合、空間分解能が数マイクロメートルに制限されています。さまざまな構成要素のスペクトルシグネチャを効率的に区別するために、ここでは、回折限界を超える空間分解能を持つ、赤外線と原子間力顕微鏡の組み合わせに基づくナノIR分光法（AFM-IR）を適用します。私たちの研究は、バルク化学（CIコンドライトオルゲイユ）と有機組成（CRコンドライトEET92042）の観点から原始的な材料を調査するために2つの選択された隕石サンプルを特徴づけることを目的としています。この手法により、有機物と鉱物のIRシグネチャを混合解除して、これらのサンプル内の有機構造の変動性を評価できることを確認します。広く使用されている化学HF/HCl（フッ化水素/塩酸）抽出が難治性有機物（不溶性有機物、IOM）の性質に与える影響の調査を報告し、これら2つのサンプルからの隕石マトリックスの鉱物学に関する洞察を比較して提供します。（追加の）陸域物質を参照する。これらの発見は、コンドライトの組成に対する降着後の水性変成作用と熱変成作用の影響を理解するための視点で議論されています。最後に、隕石材料内の有機物の不均一性がナノスケールにまで及ぶこと、およびIOMと比較して、酸素化された化学基が酸抽出の影響を受けないことを強調します。
LkH $ \ alpha \、330 $、ディスクトレースの若い惑星系におけるガス、小粒子、および大粒子の分布
| Title |
The_Distributions_of_Gas,_Small-,_and_Large-grains_in_the_LkH$\alpha\,330$,_Disk_Trace_a_Young_Planetary_System |
| Authors |
P._Pinilla,_M._Benisty,_N._T._Kurtovic,_J._Bae,_R._Dong,_Z._Zhu,_S._Andrews,_J._Carpenter,_C._Ginski,_J._Huang,_A._Isella,_L._P\'erez,_L._Ricci,_G._Rosotti,_M._Villenave,_D._Wilner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09975 |
[要約]SPHERE/VLTとALMAをそれぞれ使用して、LkH$\alpha\、330$周辺の原始惑星系円盤の新しい散乱光とミリメートルの観測結果を示します。散乱光のSPHERE観測では、星から約45\、auの距離に非対称のリングがあり、さらに約90\、auに同様の放射状の発射点を持つ2つの銀河腕があります。ALMAからのミリメートル観測（解像度0.06''$\times$0.04''）は、主に星から110\、auの距離にある非対称のリングを示しています。この非対称性に加えて、60\、auと200\、auに2つのかすかな対称環があります。$^{12}$CO、$^{13}$CO、およびC$^{18}$Oの行は、内側のディスクではそれほど多くないようです（これらの観測値の解像度は0.16''$\times$0.11''）。$^{13}$COは、SPHEREで観察された内輪と同様の場所でピークに達します。これは、この線が光学的に太く、ガス面密度の変動ではなくディスク温度の変動を追跡していることを示しています。C$^{18}$Oは、約60\、auで少し離れたところにピークがあります。観測結果をガスとダストの進化を含む流体力学シミュレーションと比較し、60\、auで離心率（$e=0.1$）にある10\、$M_{\rm{Jup}}$の質量惑星であると結論付けます。観測された構造のほとんどを定性的に説明することができます。円軌道にある惑星は、ミリメートル放射の集中をはるかに狭くしますが、より偏心した軌道にある惑星は、非常に偏心した空洞にもつながります。さらに、惑星によって発射された外側のスパイラルアームは、離心率のためにスパイラルに沿ってピッチ角を変更し、渦と相互作用すると、2つの異なるスパイラルとして観測に現れる可能性があります。私たちの観測とモデルは、LkH$\alpha\、330$が、親ディスクに埋め込まれたままの（奇行）惑星を検索するためのエキサイティングなターゲットであり、惑星とディスクの相互作用に関する研究の優れた候補であることを示しています。
Gl486惑星系の詳細な分析
| Title |
A_detailed_analysis_of_the_Gl_486_planetary_system |
| Authors |
J._A._Caballero,_E._Gonzalez-Alvarez,_M._Brady,_T._Trifonov,_T._G._Ellis,_C._Dorn,_C._Cifuentes,_K._Molaverdikhani,_J._L._Bean,_T._Boyajian,_E._Rodriguez,_J._Sanz-Forcada,_M._R._Zapatero_Osorio,_C._Abia,_P._J._Amado,_N._Anugu,_V._J._S._Bejar,_C._L._Davies,_S._Dreizler,_F._Dubois,_J._Ennis,_N._Espinoza,_C._D._Farrington,_A._Garcia_Lopez,_T._Gardner,_A._P._Hatzes,_Th._Henning,_E._Herrero,_E._Herrero-Cisneros,_A._Kaminski,_D._Kasper,_R._Klement,_S._Kraus,_A._Labdon,_C._Lanthermann,_J.-B._Le_Bouquin,_M._J._Lopez_Gonzalez,_R._Luque,_A._W._Mann,_E._Marfil,_J._D._Monnier,_D._Montes,_J._C._Morales,_E._Palle,_S._Pedraz,_A._Quirrenbach,_S._Reffert,_A._Reiners,_I._Ribas,_C._Rodriguez-Lopez,_G._Schaefer,_A._Schweitzer,_A._Seifahrt,_B._R._Setterholm,_Y._Shan,_D._Shulyak,_E._Solano,_K._R._Sreenivas,_G._Stefansson,_et_al._(8_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09990 |
Gl486システムは、非常に近く、比較的明るく、弱くアクティブなM3.5V星で構成されており、わずか8個で、約1.3R_Terraと3.0M_Terraの暖かく通過する岩石惑星があり、透過と発光の両方の分光法と内部のテストに理想的です。地球型惑星のモデル。将来の研究に備えるために、CHEOPS宇宙ミッションで観測された7つの新しいトランジットの光度曲線と、MAROON-X/GeminiNorthおよびCARMENES/CalarAlto望遠鏡で得られた新しい視線速度を、以前に公開された2つの分光データと測光データとともに収集しました。分光器とTESS。また、CHARAアレイを使用した干渉観測と、一連の小型望遠鏡を使用した新しい測光モニタリングも実行しました。干渉法から、星G1486の周縁減光の円盤の角度サイズを測定します。修正されたガイアEDR3視差とともに、恒星の半径を取得します。また、新しいハッブル/STISデータを使用して、XUV（5-920AA）フラックスの上限であるP_rot〜49.9dで恒星の回転周期を測定し、初めて、さまざまな元素の存在量（Fe、Mg、Si、V、Sr、Zr、Rb）およびC/O比。さらに、システム内の恒星または亜恒星のいずれかの追加コンポーネントの存在に制限的な制約を課します。入力された恒星パラメータと視線速度および通過データを使用して、R_p=1.343+/0.063R_TerraおよびM_p=3.00+/-0.13M_Terraでの惑星Gl486bの半径と質量を決定します。惑星のパラメーターと恒星の元素の存在量から、惑星の内部構造と組成の最も可能性の高いモデルを推測します。これは、地球に対する比較的小さな金属コア、深いケイ酸塩マントル、および薄い揮発性の上層と一致しています。これらすべての要素を使用して、Gl486b大気研究の見通しを概説します。特に、今後のJamesWebb宇宙望遠鏡の観測（要約）を使用します。
Pan-STARRS1アーカイブ画像での二重小惑星の検索
| Title |
Searching_for_Binary_Asteroids_in_Pan-STARRS1_Archival_Images |
| Authors |
James_Ou,_Christoph_Baranec,_and_Schelte_J._Bus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10085 |
広視野調査で広視野二重小惑星を発見するために、2つの異なる点像分布関数（PSF）分析手法を開発しました。次に、これらの手法を、Pan-STARRS1によってキャプチャされた4〜60kmのサイズ範囲のメインベルト小惑星の画像に適用しました。Johnston（2019）は、このサイズ範囲で既知のバイナリが10未満で、プライマリのヒル半径の10％を超える間隔でリストされているため、バイナリの安定性の限界を理解し、小惑星の質量に関する知識を向上させるには、より広いバイナリ小惑星を発見することが重要です。各画像を分析するために、i）小惑星の楕円形PSFの主軸方向を空の非恒星時と比較し、ii）小惑星の運動方向に沿って画像を折りたたむことによって作成された1次元中央値プロファイルを比較します。近くの小惑星のそれ。どちらの方法でも、単一の小惑星の予想される測定値から大幅に逸脱した結果にフラグを立て、フラグが最も多いターゲットを、高感度イメージングで確認するためのバイナリ候補として識別しました。
木星型惑星形成の後期段階への分析的アプローチ
この論文は、木星型惑星形成の後期段階の分析的記述を構築します。進化のこの段階の間に、惑星は急速な速度でガス降着を通してその最終的な質量の大部分を獲得します。この作業は、中央の惑星とその周惑星円盤に落下する物質の密度と速度の場を決定し、この落下するエンベロープの対応する柱密度を見つけます。ディスクの表面密度の定常状態の解を、その粘度の関数として導き出します（ディスクの降着が発生しない限定的な場合を含む）。惑星の磁場はディスクの内縁を切り詰め、直接の落下とディスクの両方から惑星への質量降着の境界条件を決定します。形成中の惑星とその周惑星円盤の特性は、惑星と円盤の表面への落下からの光度の寄与、および円盤の粘性から決定されます。惑星形成過程の放射特性は、出現するスペクトルエネルギー分布の準球形処理を使用して調査されます。ここで開発された分析ソリューションは、原始惑星の特性（エンベロープ密度分布、速度場、カラム密度、ディスク表面密度、輝度、および放射シグネチャ）が入力パラメータ（瞬間質量、軌道位置、付着率、および惑星磁場強度）によってどのように変化するかを示しています）。
普通コンドライトの反射スペクトルによるS型小惑星表面の調査
| Title |
Investigating_S-type_asteroid_surfaces_through_reflectance_spectra_of_Ordinary_Chondrites |
| Authors |
J._Eschrig,_L._Bonal,_M._Mahlke,_B._Carry,_P._Beck,_J._Gattacceca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10172 |
39個の平衡化および41個の非平衡化普通コンドライトの反射スペクトルの詳細な研究を提示します。コンドライト間のスペクトル特性を直接比較するには、一貫した測定条件が不可欠であることを示します。そうしないと、結論が妨げられます。合計466個のS型小惑星反射スペクトルとの比較が含まれています。（i）EOCとUOC、およびH、L、LLの違いが見られるかどうか、（ii）平衡化されていないS型小惑星の表面を特定できるかどうか、（iii）さらにできるかどうかを分析します。すべて反射スペクトルに基づいて、OCとS型小惑星の間の一致を制限します。記載岩石学と磁気測定を使用して、本研究で分析された31の南極UOCの分類を確認し、それらの74％が誤って分類されたことを証明しました。反射スペクトルは、バンドの深さと位置、ピーク反射値、スペクトル勾配、Ol/（Ol+Px）比などの一連のスペクトル特性を使用して、EOCとUOC間、およびH、L、LLコンドライト間で比較されました。UOCとEOCの反射スペクトルは明確な二分法を示していませんが、一部のEOCがより強い吸収帯とピーク反射値を示し、他のEOCはUOCに匹敵する連続体を示しています。6つのEOCの例で、粒子サイズが小さくなるとバンドの深さが減少することを示します。したがって、反射スペクトルのみに基づいて、平衡化されたS型表面から平衡化されていないものを客観的に識別することは非常に困難です。化学基の明確な区別はありません。岩石学的タイプ>4のLLEOCのみが、より深い2マイクバンドの深さとより長い波長での1マイクバンドの位置によって、HおよびLと区別できます。最後に、小惑星の直径とそれらの1000nmのバンドの深さの間の反相関が見られ、より大きなサイズのS型小惑星がより細かい粒子の表面を示すことを示しています。
BlueTidesモック画像カタログ：高赤方偏移銀河のシミュレーション観測とJWST画像調査の予測
| Title |
The_BlueTides_Mock_Image_Catalogue:_Simulated_observations_of_high-redshift_galaxies_and_predictions_for_JWST_imaging_surveys |
| Authors |
Madeline_A._Marshall,_Katelyn_Watts,_Stephen_Wilkins,_Tiziana_Di_Matteo,_Jussi_K._Kuusisto,_William_J._Roper,_Aswin_P._Vijayan,_Yueying_Ni,_Yu_Feng,_Rupert_A.C._Croft |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08941 |
BlueTides宇宙論シミュレーションから、z=7-12で約100,000MUV=-22.5〜-19.6等の銀河の模擬画像カタログを提示します。ジェイムズウェッブ（JWST）、ハッブル、ローマン、ユークリッド宇宙望遠鏡、スバル、VISTAを使用して、さまざまな近赤外線および中赤外線フィルターを使用して、各銀河の模擬画像を作成します。模擬画像の測光を行い、高z銀河を検出するためのこれらの機器の成功を推定します。JWSTは、同じ波長と露光時間で、95％の完全性限界がVISTAとスバルより少なくとも2.5桁、ハッブルより1.1桁、ローマより0.9桁暗い、高z銀河の検出において前例のない力を発揮すると予測しています。。JWSTに焦点を当てて、さまざまな露出時間とフィルターを検討し、NIRCamF356WおよびF277Wフィルターが、10ksの露出でm=27.4等で95％の完全性で、最も暗い銀河を検出することを発見しました。また、今後のJWST画像調査で発見される高z銀河の数も予測しています。COSMOS-Web調査では、調査範囲が広いため、6.5<z<7.5で約1000MUV<-20.1等の銀河が検出されると予測しています。JADES-Mediumは、深さが大きいため、z<8.5でMUV<-20等の銀河のほぼ100％を検出しますが、調査領域が小さいため、6.5<z<7.5でこれらの銀河の約100個しか検出しません。宇宙分散は、各調査が検出する予測銀河の数に大きな範囲をもたらします。これは、CEERSやPEARLSNEP、GOODS-Sフィールドなどの小規模な調査でより明白になります。
IllustrisTNGシミュレーションにおける低表面輝度銀河の形成
| Title |
The_formation_of_low_surface_brightness_galaxies_in_the_IllustrisTNG_simulation |
| Authors |
Luis_Enrique_P\'erez-Monta\~no,_Vicente_Rodriguez-Gomez,_Bernardo_Cervantes_Sodi,_Qirong_Zhu,_Annalisa_Pillepich,_Mark_Vogelsberger,_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08942 |
IllustrisTNGプロジェクトの流体力学的宇宙論シミュレーションTNG100で、低表面輝度銀河（LSBG）の性質を調査し、LSBGのサンプルを選択します（$r$バンドの有効表面輝度$\mu_r>22.0$magarcsec$^{-2}$）広範囲の恒星質量（$M_{\ast}=10^{9}$-$10^{12}$M$_\odot$）にわたって$z=0$で。$M_{\ast}<10^{10}$M$_\odot$で特に一般的ですが、すべての恒星の質量のLSBGが見つかります。LSBGの特定の星形成率は、高表面輝度銀河（HSBG）の星形成率と有意差はありませんが、集団として、LSBGは、HSBGよりも体系的に質量が小さく、拡張されており、後期型の形態を示す傾向があります。運動学的基準に。恒星の質量が固定されている場合、LSBGをホストしているハローは、HSBGをホストしているハローよりも体系的に質量が大きく、バリオンの割合が高いことがわかります。以前の研究で示唆されているように、LSBGはHSBGと比較してより高い恒星比角運動量とハロースピンパラメータ値を持っていることがわかります。これらの量の進化を過去にさかのぼって追跡し、LSBGとHSBGをホストするハローのスピンパラメーターが$z\sim2$で明確な分岐を示し、銀河などの他のプロパティの進化トラックで同様の分離を引き起こすことを発見しました。角運動量と有効半径、最終的には$z=$0で観測される値になります。LSBGの特定の恒星角運動量とハロースピンの値が高いほど、それらの拡張された性質の原因であるように見え、物質がの中央領域に崩壊するのを防ぎます。銀河系はまた、LSBGがそれらの中心でそれほど大きくないブラックホールをホストする原因になります。
局所銀河群矮小銀河の恒星の金属量勾配
| Title |
The_stellar_metallicity_gradients_of_Local_Group_dwarf_galaxies |
| Authors |
S._Taibi_(1,_2_and_3),_G._Battaglia_(2_and_3),_R._Leaman_(4),_A._Brooks_(5_and_6),_C._Riggs_(5),_F._Munshi_(7,_5_and_8),_Y._Revaz_(9),_and_P._Jablonka_(9_and_10)_((1)_Leibniz-Institut_f\"ur_Astrophysik_Potsdam,_(2)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_(3)_Universidad_de_La_Laguna,_(4)_University_of_Vienna,_(5)_Rutgers_University,_(6)_Flatiron_Institute,_(7)_University_of_Oklahoma,_(8)_Vanderbilt_University,_(9)_\'Ecole_Polytechnique_F\'ed\'erale_de_Lausanne,_(10)_Observatoire_de_Paris) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08988 |
赤色巨星の分光学的文献データの均質な分析を通じて、局所銀河群の30個の矮小銀河の放射状金属量プロファイルを決定します。計算された金属量勾配と恒星の質量、星形成の歴史および環境との相関関係を調査し、このタイプのこれまでで最大の編集を提供します。私たちのサンプルの矮小銀河は、主に半径とともに減少する金属量プロファイルを示しており、いくつかはかなり急なプロファイルを示しています。半光半径の関数として導出された金属量勾配$\nabla_{\rm[Fe/H]}（R/R_e）$は、銀河の形態学的タイプや距離と比較した場合、統計的な違いを示しません。天の川またはM31から。恒星の質量または星形成のタイムスケールとの相関関係は見つかりません。特に、$\nabla_{\rm[Fe/H]}（R/R_e）$と銀河の年齢の中央値$t_{50}$の間には、代わりにシミュレートされたシステムのセット。私たちの銀河のいくつかに高い角運動量が存在することは、勾配値に影響を与えていないようです。サンプルで最も強い勾配は、過去の合併イベントを経験した可能性が高いシステムで観察されます。それらを除外することにより、分析された矮小銀河は、それらの恒星の質量、動的状態、および星形成の履歴に関係なく、それらの間の散乱がほとんどない穏やかな勾配（$\sim-0.1$dex$R_e^{-1}$）を示します。これらの結果は、文献に示され、観察されたサンプルと同じ方法を使用して分析されたシミュレーションのさまざまなセットとよく一致しています。矮小銀河の金属量勾配の形成を促進する可能性のある多数の要因間の相互作用は、複雑な方法で組み合わされて、一般的に同等の値を生成する可能性があります。
$\sim5000\、{\rmdeg^2}$DarkEnergySurvey（DES）の広い調査地域で、南半球で測光的に選択された140万個のクエーサー候補のカタログを提示します。DESの2番目のデータリリース（DR2）からの光学測光を、利用可能な近赤外線（NIR）および全天のunWISE中赤外線測光と組み合わせて選択します。赤方偏移（または星の色）と光度の関数として、相対フラックスの多次元空間に多変量スキューt分布を持つクエーサー、銀河、星のモデルを構築します。私たちの選択アルゴリズムは、クエーサー、銀河、星に確率を割り当て、同時にクエーサーと銀河の候補の測光赤方偏移（写真-$z$）を計算します。分光的に確認されたオブジェクトのベンチマークでは、すべてのIRバンド（NIR$YJHK$およびWISE$W1W2$）が利用可能な場合、クエーサーの94.7％、銀河の99.3％、星の96.3％を（測光で）分類することに成功しました。利用可能なバンドが少なくなると、分類と写真の$z$回帰の成功率が低下します。私たちのクエーサー（銀河）写真-$z$品質、写真-$z$$z_p$と分光学的赤方偏移$z_s$、$|\Deltaz|の違いを持つオブジェクトの割合として定義されます=|z_s--z_p|/（1+z_s）\le0.1$は、すべてのIRバンドが使用可能な場合は92.2％（98.1％）であり、光DESデータのみを使用すると72.2％（90.0％）に減少します。私たちの測光クエーサーカタログは、$r<21.5$（68万のクエーサー候補）で89％の推定完全性と79％の純度を達成し、$21.5<r\lesssim24$で完全性と純度を低下させます。140万のクエーサー候補のうち、87,857が既存のスペクトルを持ち、そのうち84,978（96.7％）が分光学的に確認されたクエーサーです。最後に、DESDR2で追加された測光カタログのすべて（6億9000万）の測光ソースについて、クエーサー、銀河、星の確率を提供します。
QUIJOTEライン調査によるTMC-1でのCH2CCHC4Hの発見とCH2CCHC3Nの厳密な検出
| Title |
Discovery_of_CH2CCHC4H_and_a_rigorous_detection_of_CH2CCHC3N_in_TMC-1_with_the_QUIJOTE_line_survey |
| Authors |
R._Fuentetaja,_C._Cabezas,_M._Agundez,_B._Tercero,_N._Marcelino,_J.R._Pardo,_P._de_Vicente,_J._Cernicharo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08992 |
32.0〜50.4GHzの範囲でのQUIJOTEライン調査を使用して、おうし座地域の星前寒冷低気圧TMC-1に向けた分子CH2CCHC4Hの発見を報告します。また、CH2CCHC3Nの厳密な検出と、その詳細な分析についても説明します。これらの分子のそれぞれについて、合計20の回転遷移を識別しました。回転量子数の範囲はJu=17から24まででKa<=3です。CH2CCHC4Hのカラム密度はN=（2.2+/-0.2）x1E12cm-2ですが、CH2CCHC3Nの場合、N=（1.2+/-0.15）x1E11cm-2を導き出しました。回転温度は両方の種で9.0+/-0.5Kです。CH2CCHC4HとCH2CCHC3Nのアバンダンス比は18+/-4です。また、これらの種のカラム密度を、QUIJOTEライン調査で観察されたJ=20-19からJ=30-29までの回転遷移に由来する異性体CH3C6HおよびCH3C5Nのカラム密度と比較しました。これらすべての種で観察された存在量は、TMC-1の最先端の化学モデルによってかなりよく説明されています。観測された天文学的周波数は、文献からの実験室周波数とマージされ、改善された分光パラメータを導き出しました。
ガスが豊富な合併シーケンスIIを横切る銀河風。高光度赤外線銀河におけるライマンアルファ線放出と高度にイオン化されたOVIおよびNV流出
| Title |
Galactic_Winds_across_the_Gas-Rich_Merger_Sequence_II._Lyman_Alpha_Emission_and_Highly_Ionized_O_VI_and_N_V_Outflows_in_Ultraluminous_Infrared_Galaxies |
| Authors |
Weizhe_Liu,_Sylvain_Veilleux,_David_S._N._Rupke,_Todd_M._Tripp,_Frederick_Hamann,_and_Crystal_Martin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09015 |
この論文は、合併シーケンス全体のAGN/ホスト銀河特性の関数としてz$\le$0.3クエーサーと超高光度赤外線銀河（ULIRG）のガス環境を調べることを目的としたシリーズの2番目です。この2番目の論文は、HST/COSで観測されたULIRGにおける、Ly$\alpha$放出とOVIおよびNV吸収機能、高度にイオン化されたガス流出のトレーサーに焦点を当てています。Ly$\alpha$放出は19個のULIRGのうち15個で検出され、14個の明確なLy$\alpha$検出のうち12個は、ブルーシフトされた速度重心および/または翼を伴う放出を示しています。Ly$\alpha$放射の等価幅は、AGNの光度とAGNの放射率の増加とともに増加します。Ly$\alpha$放出のブルーシフトは、[OIII]放出のブルーシフトと正の相関があり、後者はイオン化ガスの流出を追跡します。Ly$\alpha$の脱出率は、AGNが強く、流出速度が大きいオブジェクトではわずかに大きくなる傾向がありますが、星雲の線の赤みとは相関していません。良好な連続信号対雑音比を備えた12個のULIRGの中で、OVIおよび/またはNV吸収機能が6個で確実に検出され、すべてがブルーシフトされており、流出を示しています。結合されたULIRG$+$クエーサーのサンプルでは、流出はX線の弱いまたは吸収された線源でより頻繁に検出されます。流出の吸収等価幅、速度および速度分散も、X線の弱い線源でより高くなります。流出の特性とAGNまたはホスト銀河の特性との間に他の強い相関関係は見られません。
ALMAおよびHST観測とガス力学モデリングによる初期型銀河NGC1380およびNGC6861のブラックホール質量測定
| Title |
Black_Hole_Mass_Measurements_of_Early-Type_Galaxies_NGC_1380_and_NGC_6861_Through_ALMA_and_HST_Observations_and_Gas-Dynamical_Modeling |
| Authors |
K.M._Kabasares,_A.J._Barth,_D.A._Buote,_B.D._Boizelle,_J.L._Walsh,_A.J._Baker,_J._Darling,_L.C._Ho,_J._Cohn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09043 |
2つの初期型銀河NGC1380とNGC6861の核周囲円盤からのCO（2-1）放出のアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）サイクル2観測を提示します。各銀河の円盤は非常に傾斜しています（$i\、{\sim}\、75^{\circ}$）であり、銀河中心付近の分子ガスの予測速度は${\sim}300\、\mathrm{km\、s^{-1}}$（NGC1380）および${\sim}500\、\mathrm{km\、s^{-1}}$（NGC6861）。シンディスク動的モデルをALMAデータキューブに適合させて、中央の質量を制限します。ブラックホール（BH）。ハッブル宇宙望遠鏡の画像を使用して、拡張された恒星の質量分布のホスト銀河モデルを作成し、さまざまなもっともらしい中央の減光値を組み込みました。NGC1380の場合、最適なモデルは$M_{\mathrm{BH}}=1.47\times10^8\、M_{\odot}$を生成し、${\sim}40\％$の不確実性があります。NGC6861の場合、ガス分布の中央の穴が原因でBHの影響範囲内に動的トレーサーがないため、$M_{\mathrm{BH}}$を正確に測定できません。ただし、モデルの適合には、観測値を再現するために、NGC6861の$（1-3）\times10^9\、M_{\odot}$の範囲の$M_{\mathrm{BH}}$の値が必要です。BHの質量は、一般に、ローカルのBH-ホスト銀河のスケーリング関係からの予測と一致しています。ホスト銀河の光の塵の消滅とホスト銀河の質量モデルの選択に関連する体系的な不確実性が、両方の測定のエラーバジェットを支配します。これらの制限にもかかわらず、測定値は、BHの予測される影響半径がわずかに解決されている場合、またはガス分布に中央の穴がある場合に、BHの質量に制約を与えるALMAの能力を示しています。
シミュレートされた宇宙の銀河、ガス、銀河団内の星によって追跡された銀河団内およびその周辺の暗黒物質の空間分布
| Title |
Spatial_distribution_of_dark_matter_in_and_around_galaxy_clusters_traced_by_galaxies,_gas_and_intracluster_stars_in_a_simulated_universe |
| Authors |
Jihye_Shin,_Jong_Chul_Lee,_Ho_Seong_Hwang,_Jongwan_Ko,_Rory_Smith,_Jae-Woo_Kim,_and_Jaewon_Yoo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09135 |
銀河、ガス、クラスター内の星が銀河団内とその周辺の暗黒物質をどれだけうまく追跡できるかを理解するために、IllustrisTNG宇宙力学流体力学シミュレーションを使用して、暗黒物質の空間分布をクラスター内のバリオン成分の空間分布と比較します。クラスター内の各コンポーネントの密度分布のグローバルな形態を定量化するために、楕円を各コンポーネントの密度コンターに適合させ、さまざまな半径で形状パラメーターを導き出します。暗黒物質の楕円率は、銀河の数密度や銀河の速度分散よりも、銀河の質量加重数密度の楕円率とよりよく相関していることがわかります。したがって、銀河マップの代表として、銀河の質量加重数密度マップを使用します。銀河、ガス、銀河団内の星からの3つの異なる密度マップの中で、暗黒物質の楕円形は、半径全体にわたる銀河マップの楕円形によって最もよく再現されます。「非ウイルス化」銀河団は、「非ウイルス化」銀河団よりも暗黒物質と他の成分との間の空間分布のより良い相関を示しており、イベントをマージした後、各成分が暗黒物質の空間分布に従うのに時間がかかることを示唆しています。私たちの結果は、銀河団内およびその周辺のスケールに対応する非線形領域においても、銀河が暗黒物質分布の優れたトレーサーであることを示しており、銀河が宇宙論的に大規模な物質分布をうまく追跡している場合と一致しています。
ほとんどの分子雲が重力によって支配されている理由
| Title |
Why_most_molecular_clouds_are_gravitationally_dominated |
| Authors |
Laura_Ram\'irez-Galeano,_Javier_Ballesteros-Paredes,_Rowan_Smith,_Vianey_Camacho,_and_Manuel_Zamora-Aviles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09187 |
観測的および理論的証拠は、分子雲（MC）のかなりの集団が、乱流運動によって支配され、束縛されていないように見えることを示唆しています。ただし、これらの推定は通常、いわゆるウイルスパラメータ$\alpha_{\rmvir}^{\rmclass}$を介して行われます。これは、運動エネルギーと重力エネルギーのビリアル比の観測プロキシです。このパラメーターは、MCが分離され、球形で、密度が一定であることを本質的に前提としています。ただし、MCは親銀河に埋め込まれているため、銀河からの圧縮および破壊的な潮汐力を受け、不規則な形状を示し、実質的な下部構造を示します。したがって、$\alpha_{\rmvir}^{\rmclass}$の一般的な推定値を、ビリアルパラメータのより正確な定義$\alpha_{\rmvir}^{\rmfull}$と比較します。これは、自己重力（$\alpha_{\rmvir}^{\rmclass}$として）だけでなく、潮汐応力も考慮しているため、負（自己重力）と正（潮汐）値。$\alpha_{\rmvir}^{\rmclass}>2$で、ほとんどの雲が束縛されていないように見えるという古典的な結果を回復する一方で、完全な重力エネルギーを考慮したより詳細な定義で、（i）総人口の50\％\は重力によって拘束されていますが、（ii）別の20\％\は重力によって支配されていますが、潮汐によってそれらが引き裂かれています。（iii）これらの潮汐の源は、銀河構造（バルジ、ハロー、渦巻腕）からではなく、雲が存在する分子雲複合体から、そしておそらく（iv）それらが存在する場合は巨大な若い恒星複合体から来ています。（v）最後に、我々の結果はまた、星間乱流が少なくとも部分的に重力起源を持つ可能性があることを示唆している。
天の川銀河のような銀河における2つの大規模な初期降着イベントの影響：恒星円盤とハローの蓄積への影響
| Title |
The_impact_of_two_massive_early_accretion_events_in_a_Milky_Way-like_galaxy:_repercussions_for_the_buildup_of_the_stellar_disc_and_halo |
| Authors |
Matthew_D._A._Orkney,_Chervin_F._P._Laporte,_Robert_J._J._Grand,_Facundo_A._G\'omez,_Freeke_van_de_Voort,_Federico_Marinacci,_Ruediger_Pakmor,_Volker_Springel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09246 |
報告されているKrakenとGaia-Sausage-Enceladusに匹敵する、高赤方偏移で離れた2つの連続した大規模な合併$\sim2\、$Gyrを使用して、Aurigaシミュレーションから天の川のような実現を特定して特徴付けます。クラーケンのような合併（$z=1.6$、$M_{\rmTot}=8\times10^{10}\、$M$_{\odot}$）はガスが豊富で、その質量の大部分を内側の$10\、$kpcであり、大部分は等方性です。ソーセージのような合併（$z=1.14$、$M_{\rmTot}=1\times10^{11}\、$M$_{\odot}$）は、より高いエネルギーでより拡張された質量分布を残し、放射状に異方性の分布を持っています。より高い赤方偏移の合併では、衛星とホスト銀河の恒星の質量比は1：3です。結果として、残骸の化学的性質は、同時期のその場の個体群と区別がつかず、化学物質の豊富さからこの成分を特定することは困難です。これは当然、これまでのところクラーケンに起因するすべての存在量パターンが、金属に乏しいその場でのいわゆるオーロラ個体群と厚い円盤と完全に一致している理由を説明しています。しかし、私たちのモデルは反証可能な予測をしています。天の川が高赤方偏移でガスの豊富な二重合併を受けた場合、これは約$\sim2\、$Gyrs離れた星形成の歴史に刻印されるべきです。これは、赤方偏移の最も高い主要な合併に制約力を与える可能性があります。
| Title |
Revisiting_Andromeda's_Parachute |
| Authors |
Vyacheslav_N._Shalyapin,_Luis_J._Goicoechea,_Karianne_Dyrland_and_Hakon_Dahle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09266 |
重力レンズシステムPSJ0147+4630（アンドロメダのパラシュート）は、4つのクエーサー画像ABCDとレンズ銀河で構成されています。2つの2mクラスの望遠鏡を使用したモニタリングから、2017年の$r$-$2021期間のABCDのバンド光度曲線を取得しました。これらの曲線と最先端の曲線シフトアルゴリズムにより、画像Aに対して3つの独立した時間遅延が発生し、そのうちの1つは宇宙論研究で使用するのに十分な精度（約4％の不確実性）です。2010年から2013年にかけて、細かくサンプリングされた光度曲線といくつかの追加のフラックスも、マイクロレンズの大幅な変動の存在を示しました。この論文はまた、2つの10mクラスの望遠鏡のアーカイブデータから得られた2018$-$2019のABCDの新しい近赤外スペクトルに焦点を当てました。MgII、H$\beta$、[OIII]、およびH$\alpha$輝線（0.9$-$2.4$\mu$m）を含むスペクトル領域を分析し、画像フラックス比と信頼性の高いクエーサー赤方偏移2.357を測定しました。$\pm$0.002、およびH$\alpha$排出量の流出の証拠を見つける。さらに、システムのレンズ質量モデルを更新し、クエーサーブラックホールの対数質量を推定しました${\log\left[M_{\rm{BH}}/\rm{M_{\odot}}\right]}$=9.34$\pm$0.30。
イオン化ガス中の水素原子の逆レベル集団
環境。イオン化ガス中の水素原子の反転分布は、水素再結合線の誘導放出につながる可能性があり、レベル集団は、強力な誘導放出の影響を受ける可能性があります。目的。この研究では、放射線場と水素原子の反転分布のレベルの相互作用が研究されています。ラインプロファイルに対する誘導放出の影響も調査されます。メソッド。水素原子と水素再結合線のレベル母集団を計算するための以前のnlモデルが改善されました。レベルの母集団に対する線および連続体の放射場の影響は、改良されたモデルで考慮されます。この方法を使用することにより、シミュレートされた水素再結合線とレベル母集団の特性が分析に使用されます。結果。シミュレーションは、水素無線再結合線が反転分布のエネルギー準位から放出されることが多いことを示しています。Hn$\alpha$線の幅は、強力な誘導放出によって大幅に狭くなり、10kms$^{-1}$未満になる可能性があります。水素再結合線の増幅は、全光学的厚さよりも線の光学的厚さの影響を強く受けます。イオン化ガスの電子温度と密度の推定に対する誘導放出の影響を評価します。複数の線と連続体の比率を比較することは、電子温度を推定するための信頼できる方法であり、電子密度の推定の有効性は、誘導放出の相対的な重要性によって決定されることがわかります。
VLT/MUSEによって明らかにされたセイファート1銀河NGC7469で$\sim $2kpcに拡張する空間的に解決されたイオン化された流出
セイファート1銀河NGC7469は、顕著な核スターバーストリングと明るい活動銀河核（AGN）を持っています。最も内側の核領域での流出の証拠は、以前の研究で発見されました。アーカイブのVLT/MUSEと{\emChandra}の観測を使用して、銀河内のイオン化ガスの流出をより大規模に検出します。光輝線は2つのガウス成分を使用してモデル化され、ノンパラメトリック手法を適用して[OIII]および$\rmH\alpha$放出ガスの運動学を測定します。流出の原因を調べるために、線比診断と空間的に分解されたマップが導き出されます。[OIII]のkpcスケールの運動学は、ブルーシフトされたコンポーネントによって支配されていますが、$\rmH\alpha$の速度マップは、複雑な非回転下部構造を持つ回転ディスクを示しています。核周囲リングの周りのスターバースト風が確認され、核から半径方向の距離$\rm\sim2$kpcまで伸びるAGN駆動の流出の証拠が見つかり、形態はほぼ正面向きのイオン化コーンと一致しています。以前に報告された核周囲の流出は、明るいベースの一部に似ています。スターバースト風とAGN駆動流出の両方の質量とエネルギーの流出率を導き出します。kpcスケールのAGN流出の推定動的結合効率は$\dot{E}_{\rmout}/L_{\rmbol}\sim0.1\％$であり、「2つの効果的なフィードバックのためのステージ''理論モデル。私たちの結果は、ブラックホールと銀河の成長の宇宙正午に一般的である可能性がある、AGNとスターバーストが共存するフィードバックを解きほぐすための空間的に解決された研究の重要性を強調しています。
巨大銀河の円盤における安定性と減衰
それらの最初の形成後、円盤銀河は6Gyrを超える期間にわたって回転的に安定していることが観察され、星やガス雲の大きな速度の乱れがそれらの回転のタイムスケールで急速に減衰することを意味します。ただし、この減衰にもかかわらず、縮退した崩壊に対して軌道を安定させるには、ある程度のランダムな局所運動が必要であることも知られています。このような減衰のメカニズムは、星間の重力相互作用、および各星に関連付けられたOort雲とexo-Oortオブジェクトとの相互作用の組み合わせによって提案されます。これらのメカニズムは、観測的な振り返り時間のスケールでは短いが、小さな摂動を持つ星のディスク自転周期のスケールでは長い時間内に大きな摂動の急速な減衰を生み出す可能性があります。このメカニズムはまた、若い星では8〜15km/s、古い星では20〜30km/sの天の川で局所的に観測された平均摂動を説明している可能性があります。
MUSEで観察されたM83の恒星フィードバック-II。 HII領域の人口の分析：イオン化予算とSN前のフィードバック
| Title |
Stellar_feedback_in_M83_as_observed_with_MUSE_--_II._Analysis_of_the_HII_region_population:_ionisation_budget_and_pre-SN_feedback |
| Authors |
Lorenza_Della_Bruna,_Angela_Adamo,_Anna_F._McLeod,_Linda_J._Smith,_Gabriel_Savard,_Carmelle_Robert,_Jiayi_Sun,_Philippe_Amram,_Arjan_Bik,_William_P._Blair,_Knox_S._Long,_Florent_Renaud,_Rene_Walterbos,_Christopher_Usher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09741 |
H$\alpha$放出で特定された、近くの渦巻銀河M83の$\sim$4700HII領域のサンプルで超新星前のフィードバックを研究します。星形成領域に存在するWolf-Rayet（WR）星を分光的に識別します。各HII領域について、その領域で作用するイオン化ガスの圧力（$P_{\rmion}$）と直接放射圧（$P_{\rmdir}$）を計算し、それらがガラクトセントリック距離によってどのように変化するかを調べます。、その領域の物理的特性と銀河環境の圧力（$P_\mathrm{DE}$）。$\sim$500領域のサブセットについて、圧力項とクラスター母集団のプロパティ（年齢、質量、およびLyCフラックス）の間のリンクも調査します。$P_{\rmion}$が$P_{\rmdir}$を、ディスク全体で平均して少なくとも10倍支配していることがわかります。両方の圧力項は強力に強化され、中央のスターバースト領域でほぼ同等になります。ディスク（$R\geq0.15〜R_e$）では、$P_{\rmdir}$がガラクトセントリック距離でほぼ一定に保たれていることがわかります。$P_{\rmdir}$は、放射場の強さの増加（銀河の負の金属量勾配に関連）と正の相関がありますが、低消光領域では減少します。$P_{\rmion}$は、ガラクトセントリック距離が増加するにつれて絶えず減少します。一般に、中心近くのHII領域は周囲に対して負圧がかかっていますが、ディスク内の領域は過圧であり、したがって膨張しています。若い星団をホストしている地域や若い星団の質量が多い地域は、より高い内圧を持っていることがわかります。これは、クラスター化された星形成が圧力の設定に支配的な役割を果たしている可能性が高いことを示しています。最後に、若いクラスターとWR星をホストしているHII領域の13％だけが$f_{\rmesc}\geq0$を持っていると推定します。[要約]
H $ _2 $振動線によって探査された宇宙線：JWST H $ _2 $観測を理解するために、化学モデリングは重要ですか？
| Title |
Cosmic_rays_probed_by_H$_2$_rovibrational_lines:_Is_chemical_modeling_important_to_understand_JWST_H$_2$_observations? |
| Authors |
Brandt_A._L._Gaches,_Shmuel_Bialy,_Thomas_G._Bisbas,_Marco_Padovani,_Daniel_Seifried,_Stefanie_Walch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09780 |
コンテキスト：H$_2$近赤外線は宇宙線によって励起され、高密度ガスの宇宙線イオン化率の決定を可能にすることが提案されています。一次元モデルは、H$_2$ガス柱密度とH$_2$線強度の両方を測定することで、星間物質の低エネルギー宇宙線陽子のスペクトル勾配だけでなく、宇宙線イオン化率の制約も可能になることを示しています。中（ISM）。目的：H$_2$化学モデルとISM密度分布に関する特定の仮定が宇宙線によって誘発されたH$_2$輝線の放出に与える影響を調査することを目的としています。これは、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡でこれらの線の観測を利用して宇宙線の電離率を制限するために特に重要です。方法：宇宙線によって誘発され、回転振動で励起されたH$_2$輝線からの予測放出を、ガス化学と密度分布に関するさまざまな仮定を使用して、さまざまな1次元および3次元モデルについて比較します。結果：（1-0）S（0）、（1-0）Q（2）、（1-0）O（2）、および（1-0）O（4）遷移は、それぞれ2.22、2.41、2.63、および3.00$\mu$mで、H$_2$カラム密度と比較した場合、宇宙化学モデルおよびガス密度分布から比較的独立しています。それらは宇宙線イオン化率のロバストなトレーサーです。結論：イオン化率と低エネルギー宇宙線のスペクトルを制限するために、雲のH$_2$カラム密度の推定と組み合わせて回転振動H$_2$ライン放射を使用することをお勧めします。
セイファート銀河の化学的存在量-IX。ヘリウム存在量の推定
| Title |
Chemical_abundances_in_Seyfert_galaxies_-IX._Helium_abundance_estimates |
| Authors |
O._L._Dors,_M._Valerdi,_P._Freitas-Lemes,_A._C._Krabbe,_R._A._Riffel,_E._B._Am\^ores,_R._Riffel,_M._Armah,_A._F._Monteiro,_C._B._Oliveira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09836 |
初めて、電子温度の直接測定に依存した水素（He/H）に対するヘリウムの存在量が、セイファート2核の局所サンプルからの細い線領域（NLR）で導出されました。これを考慮して、スローンデジタルスカイサーベイデータリリースから取得した65個のローカルセイファート2核（$z\：<\：0.2$）の光輝線強度[$3000\：<\lambda\：<\：7000$]15および文献からの追加の編集が検討された。光イオン化モデルグリッドを使用して、中性ヘリウムのイオン化補正係数（ICF）を導出しました。このICFの適用は、セイファート2のNLRが、総ヘリウム存在量に対して$\sim$50パーセントの中性ヘリウム画分を示すことを示しています。セイファート2核は、太陽の値の0.60〜2.50倍の範囲のヘリウムの存在量を示し、サンプルの$\sim$85％は太陽を超える存在量の値を示します。セイファート2から導出された（He/H）-（O/H）存在量の関係は、星形成領域（SF）のそれよりもステッパーであり、この違いは、星間物質に注入されたヘリウムの過剰が原因である可能性があります。ウォルフ・ライエ星。金属量ゼロへの回帰から、SF推定値と組み合わせたSeyfert2推定値を使用することにより、原始ヘリウム質量分率$Y_{\rmp}$=0.2441$\pm$0.0037を取得しました。これは、プランク共同体による宇宙マイクロ波背景放射の温度変動、すなわち$Y_{\rmp}$=0.2471$\pm$0.0003
レンズクラスターSDSSJ1004+ 4112の質量モデル：4番目の時間遅延からの制約
| Title |
A_mass_model_for_the_lensing_cluster_SDSS_J1004+4112:_constraints_from_the_fourth_time_delay |
| Authors |
R._For\'es-Toribio,_J._A._Mu\~noz,_C._S._Kochanek,_E._Mediavilla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09856 |
最近測定された4番目のクエーサー画像の時間遅延を含むレンズSDSSJ1004+4112の新しいモデルを構築しました。この時間遅延は、レンズクラスターの内部質量分布（$\rho\proptor^{-\alpha}$）に強い影響を及ぼし、$\alpha=1.18^{+0.02（+0.11）}_を決定できます。{-0.03（-0.18）}$は、68％（95％）の信頼水準で、大規模な銀河団の流体力学的シミュレーションと一致しています。最も明るい銀河団（BCG）と暗黒物質ハローの間に$3.8^{+0.6（+1.4）}_{-0.7（-1.3）}$kpcのオフセットがあり、68％（95％）の信頼度で互換性があります。他の銀河団の測定で。観測上の課題として、先行画像Cとかすかな（I=24.7）5番目の画像Eの間の推定時間遅延は約8年です。
54個の主系列銀河における分子雲のライフサイクルの環境依存性
| Title |
Environmental_dependence_of_the_molecular_cloud_lifecycle_in_54_main_sequence_galaxies |
| Authors |
Jaeyeon_Kim,_M\'elanie_Chevance,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Adam_K._Leroy,_Andreas_Schruba,_Ashley_T._Barnes,_Frank_Bigiel,_Guillermo_A._Blanc,_Yixian_Cao,_Enrico_Congiu,_Daniel_A._Dale,_Christopher_M._Faesi,_Simon_C._O._Glover,_Kathryn_Grasha,_Brent_Groves,_Annie_Hughes,_Ralf_S._Klessen,_Kathryn_Kreckel,_Rebecca_McElroy,_Hsi-An_Pan,_J\'er\^ome_Pety,_Miguel_Querejeta,_Alessandro_Razza,_Erik_Rosolowsky,_Toshiki_Saito,_Eva_Schinnerer,_Jiayi_Sun,_Neven_Tomi\v{c}i\'c,_Antonio_Usero,_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09857 |
巨大分子雲（GMC;$\sim$100pc）のスケールでガスと星の間の物質の循環を調節する星形成とフィードバックのプロセスは、銀河の進化を支配する上で主要な役割を果たします。GMCの進化のタイムスケールを測定することは、この移行を推進する特定の物理的メカニズムを特定して特徴づけるために重要です。PHANGS調査からの高解像度COおよび狭帯域H$\alpha$イメージングに堅牢な統計手法を適用することにより、分子雲から露出した若い恒星領域までの進化のタイムラインを、前例のない54のサンプルにわたってGMCスケールで体系的に測定します。星形成の主系列銀河。雲は約$1{-}3$GMC乱流交差時間（$5{-}30$Myr）で存続し、星形成領域が部分的に露出すると、$1{-}5$Myr内の恒星フィードバックによって効率的に分散されることがわかります。、結果として$1{-}8$％の統合された星形成効率が得られます。これらの範囲は、銀河間の物理的な変動を反映しています。銀河環境がGMCの進化に影響を与えるかどうかを評価するために、測定値をGMCとその局所銀河環境の平均的な特性と相関させます。物理的に理解できるいくつかの強い相関関係が見つかり、銀河規模の環境特性と小規模なGMCの進化との間の定量的な関連性が明らかになりました。特に、測定されたCO-可視雲の寿命は、銀河の質量が減少するにつれて短くなります。これは、おそらくそのような環境でのCO-ダーク分子雲の存在の増加によるものです。私たちの結果は、雲の集合と分散の包括的な全体像に向けた第一歩を表しています。これには、原子ガス、塵、および深く埋め込まれた星の種族のトレーサーによる拡張と改良がさらに必要になります。
Gaiaを使用した微分位置天文学：木星に近い相対論的光偏向の調査
| Title |
Differential_Astrometry_with_Gaia:_Investigating_relativistic_light_deflection_close_to_Jupiter |
| Authors |
U._Abbas,_B._Bucciarelli,_M.G._Lattanzi,_M._Crosta,_R._Morbidelli,_D._Busonero,_L._Bramante,_R._Messineo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09886 |
この論文では、ガイアなどの走査型宇宙衛星に適した差動位置天文フレームワークを開発します。これを最初のGAREQフィールドに適用します。これは、木星の手足に近い光の相対論的偏向の測定に焦点を当てたGaiaプロジェクト内の献身的な努力の成果です。これにより、a）木星に近い光の相対論的偏向の可観測性、およびb）明るい拡張オブジェクトの周囲などの非常に困難な条件下でのガイアの位置天文能力の予備評価が提供されます。微分位置天文モデルへの入力は、IDUシステムによって測定されたCCD通過時間であり、AGIS幾何学的キャリブレーションによってフィールド角度に変換され、コマンドされた/公称の宇宙船の姿勢です。[要約]モデルを説明するために、2017年2月のGAREQイベントの最新の周期的EDR3/DR3処理を通じて、キャリブレーション後のGaia位置天文測定を分析します。木星とその周辺の基準星は、最も接近する時間までのトランジットとその後のトランジットでG<13等より明るい。相対論的偏向信号は、ターゲット星が最も接近したときにS/Nが50で検出されます。この信号は、木星と太陽による複合効果であり、主に木星の単極によって支配されており、極端な観測条件下でのガイアの科学的性能を示しています。これは、次の理由で前例のない検出です：a）光学系で木星の手足にこれまでで最も近い（〜7"）、およびb）任意の波長で最高のS/N最後に、この作業は、将来のガイア位置天文測定による木星による相対論的四重極偏向。
SDSS-IV MaNGA：分光的に検出された強力なギャラクシー-ギャラクシーレンズ候補のカタログ
| Title |
SDSS-IV_MaNGA:_A_Catalogue_of_Spectroscopically_Detected_Strong_Galaxy-Galaxy_Lens_Candidates |
| Authors |
Michael_S._Talbot,_Joel_R._Brownstein,_Justus_Neumann,_Daniel_Thomas,_Claudia_Maraston,_Niv_Drory |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09902 |
アパッチポイント天文台（MaNGA）調査で完了した近くの銀河のマッピングに含まれる約10,000個の銀河ターゲットのスペクトル内で見つかった、8個の可能性があり、17個の可能性があり、69個の可能性のある強い銀河-銀河重力レンズ候補の候補輝線を分光学的に検出しました。この検索は、BOSS輝線レンズ調査（BELLS）およびスローンレンズACS調査（SLACS）の分光検出方法を拡張するレンズオブジェクトの分光識別（SILO）プロジェクトの方法論に基づいています。前景の減算された行スタックスペクトル（RSS）のスタックから構築した同時加算残差をスキャンしたため、シグマクリッピング法を使用して、宇宙線や、複合暴露。また、レンズ付きソース画像の兆候を観察するために、共加算された残差の信号対雑音比から狭帯域画像を構築しました。また、いくつかの方法を使用して、各候補レンズの強いレンズの可能性を計算し、強いレンズが発生するために銀河の中心近くに十分に存在する可能性のある候補の背景銀河を決定します。SDSS-IVのデータリリース17（DR17）の付加価値カタログ（VAC）内の分光学的赤方偏移を示します。また、DR17のVAC内のレンズ候補、分光データ、および狭帯域画像を提示します。これらのレンズ候補の高解像度フォローアップイメージングにより、最適なレンズモデルから得られた質量と、観測されたレンズから得られた動的質量との間の考えられる不一致を調査するのに十分な角度サイズの確認済みグレードAレンズのサンプルが得られることが期待されます。恒星の速度。
ハッブル宇宙望遠鏡の銀河球状星団のUVレガシー調査。 XXIII。固有運動カタログと内部運動学
| Title |
The_Hubble_Space_Telescope_UV_Legacy_Survey_of_Galactic_Globular_Clusters._XXIII._Proper-motion_catalogs_and_internal_kinematics |
| Authors |
M._Libralato,_A._Bellini,_E._Vesperini,_G._Piotto,_A._P._Milone,_R._P._van_der_Marel,_J._Anderson,_A._Aparicio,_B._Barbuy,_L._R._Bedin,_L._Borsato,_S._Cassisi,_E._Dalessandro,_F._R._Ferraro,_I._R._King,_B._Lanzoni,_D._Nardiello,_S._Ortolani,_A._Sarajedini,_S._T._Sohn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09924 |
$\textit{HubbleSpaceTelescope}$（$\textit{HST}$）GO-13297プログラム「銀河団のHSTレガシー調査：それらの集団と形成にUV光を当てる」によって収集されたデータに基づく多くの研究銀河団の大規模なサンプルの測光特性を調査し、それらの星の種族の理解に革命をもたらしました。この論文では、星のクラスターの内部運動学に注目することで、以前の研究を拡張します。GO-13297画像とアーカイブ$\textit{HST}$データを組み合わせることにより、56個の球状星団と1つのオープンクラスター。この論文でリリースされた天体光度カタログは、星のコアにおける星の適切な動きの最も完全で均質なコレクションを表しています。現在までのクラスターを作成し、現在（および将来）の$\textit{Gaia}$データリリースによって提供される情報を、はるかに暗い星や混雑した中央地域に拡大します。それらの明るいメンバーの速度分散と異方性放射状プロファイルを計算することによる星団の運動学的特性。濃度と緩和時間への依存性を研究し、動的距離を導き出します。最後に、球状星団NGC5904の詳細な運動学的分析を示します。
エンツォのガスと銀河の解明（FOGGIE）VI：$ L ^ * $銀河の銀河周囲媒体は、創発的な非静水圧平衡でサポートされています
| Title |
Figuring_Out_Gas_&_Galaxies_In_Enzo_(FOGGIE)_VI:_The_Circumgalactic_Medium_of_$L^*$_Galaxies_is_Supported_in_an_Emergent,_Non-Hydrostatic_Equilibrium |
| Authors |
Cassandra_Lochhaas,_Jason_Tumlinson,_Molly_S._Peeples,_Brian_W._O'Shea,_Jessica_K._Werk,_Raymond_C._Simons,_James_Juno,_Claire_E._Kopenhafer,_Ramona_Augustin,_Anna_C._Wright,_Ayan_Acharyya,_and_Britton_D._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09925 |
銀河系周辺媒体（CGM）は、降着の調節と、重力と熱圧力の間の安定したバランスへの摂動として扱われるフィードバックの影響により、静水圧平衡またはその近くに存在すると想定されることがよくあります。エンツォのガスと銀河の計算（FOGGIE）プロジェクトからの4つの高解像度$L^*$銀河を使用して、CGMのグローバルな静水圧平衡を調査します。FOGGIEシミュレーションは、CGMの細かい空間および質量分解能（$\Deltax\lesssim1$kpc$h^{-1}$および$M\simeq200M_\odot$）を特に対象としています。熱圧力勾配、乱流圧力勾配、大規模ラジアルバルクフローのラム圧力勾配、遠心回転、およびCGM内のガスに作用する重力によって提供される力を計算する新しい分析フレームワークを開発します。熱および乱流の圧力勾配は、CGM全体で$\lesssim5$kpcのスケールで大きく異なります。熱圧力勾配は、$\sim0.25R_{200}$、または$z=0$で$\sim50$kpcを超える場合にのみ主な支持力を提供します。$\sim0.25R_{200}$内では、乱流圧力勾配と回転サポートが熱圧力よりも強い力を提供します。より一般的には、グローバル平衡モデルは、CGMの吸収線観測によって精査された小規模に対して適切でも予測でもないことがわかります。局所的な条件は一般にグローバルな平衡から導き出すことはできませんが、空間と時間の大規模な平均をとると、半径方向の内向きと外向きの力のバランスをとる創発的な平衡が得られます。近似的な静水圧平衡は、小規模な変動を平均化する場合でも、銀河から遠い距離でのみ成立します。
z =0.029でのKlemola31グループのHI21-cmのマッピング：PKS2020-370に向けた放出と吸収
| Title |
Mapping_HI_21-cm_in_the_Klemola_31_group_at_z_=_0.029:_emission_and_absorption_towards_PKS2020-370 |
| Authors |
E._K._Maina,_Abhisek_Mohapatra,_G._I._G._Jozsa,_N._Gupta,_F._Combes,_P._Deka,_J._D._Wagenveld,_R._Srianand,_S._A._Balashev,_Hsiao-Wen_Chen,_J.-K._Krogager,_E._Momjian,_P._Noterdaeme,_and_P._Petitjean |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09940 |
ラジオラウドクエーサーPKS2020-370（$z=1.048$）の視線に沿って配置されたKlemola31銀河群（$z=0.029$）のHIガスのMeerKAT吸収線調査（MALS）観測を提示します。このグループの4つの銀河がHI放出で検出され、HI吸収もKlemola31AのPKS2020-370の前で検出されます。放出と吸収はクエーサーの視線上でいくらか補償されており、吸収の導出されたカラム密度は、隣接する放出に対して過小評価されているように見えます。Klemola31Aの対称傾斜リングモデルは、吸収ガスが平面内で規則的に回転していると仮定すると、530Kというかなり高いスピン温度をもたらします。別の解釈は、吸収ガスが平面外であり、それがその非円運動も説明するというものです。NaI/CaII比は、吸収ガスが冷たいHIディスクとは無関係であることも示唆しています。クレモラグループの2つの銀河は小さな仲間と相互作用しており、典型的な潮汐の尾と速度の摂動を明らかにしています。銀河の1つであるESO400-13だけが、強いHI欠乏と、ガスの分布に完全な非対称性を伴う特徴的な動圧ストリッピングを示しています。Klemola31のような小さな銀河群は、高密度のグループ内ガスをホストすることは期待されていないため、この銀河は、主に空の平面で、非常に高速でグループを横切っている必要があります。
Pan-STARRS1位置天文学の改善：II。微分色屈折の補正
| Title |
Improvements_to_Pan-STARRS1_Astrometry:_II._Corrections_for_Differential_Chromatic_Refraction |
| Authors |
Richard_L._White,_Stephen_H._Lubow_and_Bernie_Shiao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09988 |
以前の論文では、GaiaDR2カタログを適用して、Pan-STARRS1DataRelease2（PS1DR2）の約17億個のオブジェクトの位置天文精度を向上させました。ここでは、GaiaEDR3を利用し、偏角における微分色屈折（DCR）の影響を補正することによって行われたさらなる改善について報告します。ペーパー1の補正アルゴリズムを拡張するために、色と赤緯に依存するPS1/GaiaEDR3赤緯残差を繰り返し減算します。点のような、GaiaEDR3との交差適合試験である約4億4000万個の参照オブジェクトの位置天文の改善を確認します。このオブジェクトのセットでは、ガイアEDR3はガイアDR2よりもPS1位置天文学を最大3％改善し、DCR補正はさらに最大5％改善します。天頂から離れて観測されたオブジェクトのDCR補正は大幅に増加します。DCR補正により、天頂から50{\deg}離れた青いオブジェクト（0<g-i<1）の位置天文が約30％向上します。これらの効果による系統的な位置天文誤差の振幅は、PS1の色が0<g-i<4.5の範囲にあるオブジェクトの場合、1mas未満に大幅に減少します。これにより、ガイア星が少ない分野で有用な位置天文リファレンスカタログになります。改良された位置天文データは、MikulskiArchiveforSpaceTelescopesPS1カタログインターフェイスから入手できます。
M31のバーの喫煙銃の証拠としての大規模な流体力学的衝撃
| Title |
Large-scale_Hydrodynamical_Shocks_as_the_Smoking_Gun_Evidence_for_a_Bar_in_M31 |
| Authors |
Zi-Xuan_Feng_(SHAO),_Zhi_Li_(SJTU),_Juntai_Shen_(SJTU),_Ortwin_Gerhard_(MPE),_Roberto_Saglia_(MPE),_Matias_Blana_(PUC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10026 |
M31の形成と進化の歴史は、その動的構造と密接に関連しており、傾斜が高いために不明確なままです。ガス運動学は、M31に回転棒が存在することの重要な証拠を提供する可能性があります。[OIII]とHIの位置-速度図を使用して、M31の中央領域（4.6kpcX2.3kpc、または20）で100km/sを超える典型的な振幅を持つ明確な鋭い速度ジャンプ（衝撃）の特徴を特定できます。arcminX10arcmin）。また、禁止されたM31ポテンシャルのガス形態と運動学をシミュレートし、バーによって引き起こされた衝撃が[OIII]と同様の速度ジャンプを生成する可能性があることを発見しました。[OIII]とHIの両方で特定された衝撃の特徴は広く一貫しており、バー駆動のガス流入から予想される特徴的なパターンに従って、主にバー/バルジの前側に見られます。ディスクの向こう側の衝撃の特徴は、おそらく手前側の限られたデータカバレッジ、および歪んだガスとダスト層による不明瞭さのために、手前のそれよりも明確です。観測されたガスの特徴を完全に理解し、M31のバーのパラメータをより適切に制約するには、より高度な物理学を使用したさらなる流体力学的シミュレーションが望まれます。
WiNDS：近くの渦巻銀河のH $ \alpha$運動学調査-近くの円盤型銀河の垂直摂動
| Title |
WiNDS:_An_H$\alpha$_kinematics_survey_of_nearby_spiral_galaxies_--_Vertical_perturbations_in_nearby_disk-type_galaxies |
| Authors |
Catalina_Urrejola-Mora,_Facundo_A._G\'omez,_Sergio_Torres-Flores,_Philippe_Amram,_Beno\^it_Epinat,_Antonela_Monachesi,_Federico_Marinacci,_Claudia_Mendes_de_Oliveira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10051 |
H$\alpha$高解像度ファブリペロー干渉法によって観測された40個の近くの低傾斜円盤銀河からなる近くの円盤銀河調査（WiNDS）の波を提示します。WiNDSは、12の新しい銀河観測と、さまざまな銀河調査から得られた28のデータアーカイブ観測で構成されています。軸対称回転の減算から導出された速度残差マップを使用して、これらの低傾斜後期型銀河の銀河円盤における垂直速度流の存在の可能性を特定するために分析される2次元の視線速度場を導出します。モデルから回転速度へのマップ。ほぼ正面を向いた銀河の視線速度における大きくてグローバルにコヒーレントな流れは、その中央面に対するディスクの大きな垂直変位に関連している可能性があります。私たちの目標は、天の川で観測されたような垂直方向の摂動がローカル宇宙でどのくらいの頻度で発生するかを特徴づけることです。現在入手可能なデータにより、垂直方向に摂動された銀河円盤と一致する強い速度摂動を伴うWiNDS銀河の20$\％$を特定することができました。
XXL調査。 XLIX。メンバーの星形成履歴をz=1.98銀河団XLSSC122のクラスター質量集合体にリンクする
| Title |
The_XXL_survey._XLIX._Linking_the_members_star_formation_histories_to_the_cluster_mass_assembly_in_the_z=1.98_galaxy_cluster_XLSSC_122 |
| Authors |
A._Trudeau,_J._P._Willis,_D._Rennehan,_R._E._A._Canning,_A._C._Carnall,_B._Poggianti,_E._Noordeh_and_M._Pierre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10063 |
最も大規模なプロトクラスターは、$z\sim2$でクラスターになります。これは、メンバーの銀河の進化にとって重要な時代でもあります。XLSSC122は、37個の分光学的に確認されたメンバーを持つ$z=1.98$銀河団です。私たちは、彼らの星形成の歴史を特徴づけ、それらをクラスター降着の歴史の文脈に置くことを目指しています。12バンドで測光を測定し、クラスターメンバーのPSFに一致するカタログを作成します。バグパイプを使用して、指数関数的に減少する星形成率を特徴とする星形成履歴を適合させます。恒星の質量、金属およびダストの含有量も自由パラメーターとして扱われます。赤シーケンス銀河の中で最も古い星は、0.5Gyrから$\sim$3Gyr以上までのさまざまな年齢を示しています。特徴的な時間は$\sim$0.1から$\sim$0.3Gyrの間であり、最も古いメンバーが最も長い時間を示します。MultiDarkPlanck2暗黒物質シミュレーションを使用して、最年長のメンバーの年齢事後確率で重み付けされたXLSSC122のようなハローのアセンブリを計算します。これらのハローの74％は、星形成の開始時に10％未満しか組み立てられておらず、そのような銀河がz=1.98の恒星質量の50％を形成したとき、ハローの67％に減少することがわかりました。それらの恒星の質量の90％が形成されたとき、ハローの75％は30％未満しか組み立てられていませんでした。赤シーケンス銀河の星形成の歴史は、特徴的な時間が短い星形成のエピソードと一致しているようです。最も古い銀河での星形成の開始と停止は両方とも、XLSSC122のガラス化に先行する可能性があります。
ハロー形成中の暗黒物質からガスへのスピン移動
| Title |
Spin_transfer_from_dark_matter_to_gas_during_halo_formation |
| Authors |
Jie_Li,_Danail_Obreschkow,_Chris_Power,_Claudia_del_P._Lagos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10079 |
銀河系の密度の分野では、拡散ガスと衝突のないコールドダークマター（DM）が十分に混合されていると想定されることが多く、両方の成分が同じ潮汐トルクを経験します。ただし、宇宙論的シミュレーションのハローは、放射冷却や銀河形成の物理学がないシミュレーションでも、一貫してガスの比角運動量（sAM）が高くなります。SURFSスイートからの非放射宇宙論的シミュレーションで、$\sim$50,000の十分に分解されたハローのガスとDMのスピン分布を分析することにより、この結果を改良します。ハローガスのsAMは、平均してDMのsAMよりも$\sim$40\％高くなります。これは、ガスのよりコヒーレントな回転パターンと並行して、内側のハロー（$<$50\％ビリアル半径）の過剰なAMに固定できます。ガスとDMが最初によく混合されている、崩壊する楕円体のシルクハットの一連の制御シミュレーションを通じて、このAMの違いの主要な推進要因を明らかにします。これらの実行は、加圧された内部ガスシェルがよりゆっくりと崩壊し、DM楕円体がガス楕円体の前に回転することを示しています。発生するトルクは通常、AMをDMからガスに伝達します。このモードを介して転送されるAMの量は、初期スピン、初期軸比、および崩壊係数によって異なります。これらの量は、楕円体崩壊のAM伝達を確実に予測する、単一の無次元パラメーターに組み合わせることができます。この単純なモデルは、より複雑な非放射宇宙論的シミュレーションで見つかったガスの平均AM過剰を定量的に説明することができます。
[BHB2007] 11プロトバイナリシステムの高温メタノール：高温コリノ対衝撃起源？ ：FAUST V
| Title |
Hot_methanol_in_the_[BHB2007]_11_protobinary_system:_hot_corino_versus_shock_origin?_:_FAUST_V |
| Authors |
C._Vastel,_F._Alves,_C._Ceccarelli,_M._Bouvier,_I._Jimenez-Serra,_T._Sakai,_P._Caselli,_L._Evans,_F._Fontani,_R._Le_Gal,_C._J._Chandler,_B._Svoboda,_L._Maud,_C._Codella,_N._Sakai,_A._Lopez-Sepulcre,_G._Moellenbrock,_Y._Aikawa,_N._Balucani,_E._Bianchi,_G._Busquet,_E._Caux,_S._Charnley,_N._Cuello,_M._De_Simone,_F._Dulieu,_A._Duran,_D._Fedele,_S._Feng,_L._Francis,_T._Hama,_T._Hanawa,_E._Herbst,_T._Hirota,_M._Imai,_A._Isella,_D._Johnstone,_B._Lefloch,_L._Loinard,_M._Maureira,_N._M._Murillo,_S._Mercimek,_S._Mori,_F._Menard,_A._Miotello,_R._Nakatani,_H._Nomura,_Y._Oba,_S._Ohashi,_Y._Okoda,_J._Ospina-Zamudio,_Y._Oya,_J._E._Pineda,_L._Podio,_A._Rimola,_D._Segura_Cox,_Y._Shirley,_L._Testi,_S._Viti,_N._Watanabe,_Y._Watanabe,_A._Witzel,_C._Xue,_Y._Zhang,_B._Zhao,_and_S._Yamamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10176 |
メタノールは、分子星間物質に一般的に見られる遍在する種です。また、星形成領域で化学的複雑さを構築するための重要なシード種でもあります。したがって、その存在量が星形成過程でどのように進化するか、そしてそれが新たな惑星系を豊かにするかどうかを理解することは最も重要です。ALMALargeProgramFAUST（太陽のような原始星のディスク/エンベロープシステムにおける化学の50AU研究）からの新しいデータを使用して、[BHB2007]11プロトバイナリシステム（ソースAおよびB）へのメタノールライン放出を研究しました。ここでは、2つのソースをより大きな周連星円盤に接続するフィラメントの複雑な構造が以前に検出されています。[45-537]Kの範囲の上限エネルギーと1つの13CH3OH遷移で、12本のメタノールラインが検出されました。メタノール放出はコンパクトで、28auだけ離れた両方の原始星を含み、3つの異なる空間領域に関連付けられた、観測では空間的に分解されない3つの速度成分を示し、そのうちの2つは11Bに近く、3つ目は11Aに関連付けられています。メタノールラインの非LTE放射伝達分析では、ガスは高温で高密度であり、1e-5もの豊富なメタノールが非常に豊富であると結論付けられています。以前の連続体データを使用して、ダストの不透明度が2つのバイナリオブジェクトからのメタノール線の放出を完全に吸収できる可能性があることを示します。他の可能性をしっかりと排除することはできませんが、検出された高温のメタノールは、それぞれ[BHB2007]11AおよびBに向かって流れる流入フィラメントからの衝撃ガスに起因することを示唆しています。この仮説を確認するには、より高い空間分解能の観測が必要です。
元素の起源に関する観察上の制約。 V.天の川銀河におけるチャンドラセカール限界以下の質量SNeによる化学的濃縮に対する制約
| Title |
Observational_constraints_on_the_origin_of_the_elements._V._Constraints_on_the_chemical_enrichment_by_sub-Chandrasekhar_mass_SNe_in_the_Milky_Way |
| Authors |
P._Eitner_and_M._Bergemann_and_A._J._Ruiter_and_I._R._Seitenzahl_and_M._R._Gent_and_B._C\^ot\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10258 |
目的。銀河系の星の鉄とマンガンの存在量を研究することにより、銀河の化学的濃縮におけるさまざまなIa型超新星（SNIa）サブクラスの役割を制限します。古典的な単一縮退近チャンドラセカール質量SNIa、コンパニオンからのHe降着に関連するより暗いSNIaxシステム、および2つのサブチャンドラセカール質量SNIaモデルを含む4つの異なるSNIaサブクラスを調査します。後者には、ヘリウムに富む物質を降着させる白色矮星の二重爆発と、激しい白色矮星の合併が含まれます。メソッド。銀河系の星の化学的存在量は、ガイアeDR3位置天文学と測光、およびガイア-ESO大規模分光調査で得られた公開されたスペクトルを使用して決定されます。非局所熱力学的平衡（NLTE）モデルは、分光分析で使用されます。GCEモデルが更新され、バイナリ母集団合成シミュレーションとさまざまなSNIaチャネルから生じる詳細な遅延時間分布、およびコア崩壊超新星とAGB星の最近の収量が含まれるようになりました。データモデルの比較は、マルコフ連鎖モンテカルロフレームワークを使用して実行されます。これにより、観測されたデータの不確実性を考慮して、爆発メカニズムの多様性と銀河系SNIa率によって許容されるパラメーター空間全体を探索できます。結果。新しいデータをGCEモデルと比較すると、モデル内のサブMchSNeの割合が50％から73％の間で変動する場合にのみ、観測結果を説明できることがわかります。標準のMchSNeは主要なチャネルではありませんが、薄いディスクの[Mn/Fe]比の上昇を説明するために必要です。私たちの結果は、AGBとコア崩壊SNの収量に関する仮定にわずかに依存しているだけであり、サブMchSNeが私たちの銀河の化学的進化において主要な役割を果たしているという強力な証拠を提供します。
3.5
| Title |
Diagnosing_deceivingly_cold_dusty_galaxies_at_3.5 |
| Authors |
Shuowen_Jin,_Emanuele_Daddi,_Georgios_E._Magdis,_Daizhong_Liu,_John_R._Weaver,_Qinghua_Tan,_Francesco_Valentino,_Yu_Gao,_Eva_Schinnerer,_Antonello_Calabro,_Qiusheng_Gu,_David_Blanquez_Sese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10401 |
NOEMAとALMAの3mmラインスキャンを使用して、[CI]（1-0）とCO遷移をしっかりと検出することにより、3.5<z<4.2で6つの新しいほこりっぽい銀河の分光学的赤方偏移を測定します。サンプルは、z=4〜6の既知のサブミリ波銀河からのテンプレートIRスペクトルエネルギー分布（SED）に基づいて、FIR測光赤方偏移が6を超えるCOSMOSおよびGOODS-Northスーパーデブレンドカタログから選択されました。ダストSED分析は、一見冷たいダスト温度（Td）と急なレイリージーンズ（RJ）の傾斜から、photo-zが過大評価されていることを説明し、Jinetal。（2019）。したがって、3.5<z<6を超える10個の「冷たい」ほこりっぽい銀河の拡大サンプルの一般的な特性を研究します。これらの銀河は、表面では一見冷たいが、実際には星形成コアでは暖かいと結論付けています。いくつかの証拠がこれを裏付けています。シナリオ：（1）光学的に薄いモデルからの高い赤外線表面密度と冷たいTdは、シュテファン・ボルツマンの法則に違反しているように見えます。）暗示される高い星形成効率は冷たいTdと矛盾します;（4）光学的に厚いダストマスを使用しても、高いFIR光学的厚さは暗示されます。z>〜4で、CMBがRJ観測可能物に深刻な影響を与えるとともに、初期の宇宙における光学的厚さの塵の診断への道を開きます。RJdに基づく従来のガス質量推定連続光度は、光学的に薄い場合を暗黙的に想定しており、コンパクトなほこりっぽい星形成銀河では、ガスの質量を平均して2〜3倍過大評価しています。
アンタイオス：天の川の円盤面にある逆行性の潮汐破片のグループ
| Title |
Antaeus:_a_retrograde_group_of_tidal_debris_in_the_Milky_Way's_disk_plane |
| Authors |
Pierre-Antoine_Oria,_Wassim_Tenachi,_Rodrigo_Ibata,_Benoit_Famaey,_Zhen_Yuan,_Anke_Arentsen,_Nicolas_Martin,_Akshara_Viswanathan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10404 |
\textit{Gaia}DR3カタログから導出された作用角座標を使用して、天の川の円盤面での広い逆行性移動グループの発見を提示します。構造は、現在ほぼ軌道の中心にあり、ソーラー近傍を通過しているメンバーのサンプルから識別されます。このグループの星の動きは高度に相関しており、システムがおそらく位相混合されていないことを示しています。幅が少なくとも1.5kpcで、金属量に固有の広がりがある可能性が高いこの構造は、破壊された古代矮小銀河の潮流の広い残骸である可能性が高いです（年齢$\sim12$Gyr、$\langle{\rm[Fe/H]}\rangle\sim-1.74$）。この構造は、セコイアのマージイベントと多くの類似点（エネルギー、角運動量、金属量、離心率など）を示します。ただし、垂直方向のアクション$J_z$が非常に低いため、セコイアの動的グループの中でもユニークです。低い$J_z$は力学的摩擦に起因する可能性があるため、これらの星はセコイアの始祖の密なコアの残骸である可能性があると推測されます。
Typhon：太陽の近くを雨が降っている外側のハローからの極地の流れ
| Title |
Typhon:_a_polar_stream_from_the_outer_halo_raining_through_the_Solar_neighborhood |
| Authors |
Wassim_Tenachi,_Pierre-Antoine_Oria,_Rodrigo_Ibata,_Benoit_Famaey,_Zhen_Yuan,_Anke_Arentsen,_Nicolas_Martin,_Akshara_Viswanathan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10405 |
GaiaDR3の位置天文および分光カタログで、アクションスペースで過密度として検出された新しい極域ストリームの発見について報告します。この構造は、アポセンター距離が非常に大きく、100kpcを超えているという点で独特ですが、幅が$\sim4$kpcのソーラー近傍でコヒーレントな移動構造として検出されます。LAMOSTによって偶然に観測されたこれらの星のサブサンプルは、平均分光金属量が$\langle{\rm[Fe/H]}\rangle=-1.60^{+0.15}_{-0.16}$dexであり、$\sigma（{\rm[Fe/H]}）=0.32^{+0.17}_{-0.06}$dexの分解された金属量分散。流れの物理的な幅、金属量の分散、および垂直方向の作用の広がりは、始祖が矮小銀河であったことを示しています。太陽の近くのそれらの周辺中心にそのようなコヒーレントで非常に放射状の構造が存在することは、他の多くの矮小銀河の破片が外側のハローに潜んでいる可能性があることを示唆しています。
N化学を開始する高度に振動的に励起されたH2の役割：OrionBarPDRにおけるNH放出の量子研究と3シグマ検出
| Title |
The_role_of_highly_vibrationally_excited_H2_initiating_the_N_chemistry:_Quantum_study_and_3-sigma_detection_of_NH_emission_in_the_Orion_Bar_PDR |
| Authors |
Javier_R._Goicoechea_and_Octavio_Roncero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10441 |
H2と重元素原子間の気相反応による水素化物の形成は非常に選択的なプロセスです。基底状態の中性炭素、酸素、窒素、および硫黄原子との反応は非常に吸熱性であり、水素化物結合が形成される前にH2分子をフラグメント化する必要があるため、エネルギー障壁が高くなります。冷たい星間雲では、これらの障壁は、水素引き抜き反応によるCH、OH、NH、およびSHラジカルの形成を排除します。ここでは、非常にエネルギー的に不利なプロセスである、N（4S）原子とH2分子との反応を研究します。v=0-7の量子法と、v=12までの準古典的方法を使用して、さまざまな振動レベルでのH2の反応速度係数を計算しました。エネルギー障壁が高いため、これらの速度係数はvとともに、またガス温度とともに増加します。MeudonPDRコードに新しいレートを実装し、さまざまな紫外線（UV）照明条件のモデルに対するそれらの影響を調査しました。強くUV照射された高密度ガス（オリオンバー条件）では、高振動励起レベル（v>7）のH2の存在により、熱速度を使用するモデルと比較して、NHの存在量が（PDR表面で）2桁向上します。反応の係数N（4S）+H2->NH+H。PDR全体のNHカラム密度の増加は、約25倍です。OrionBarとHorseheadPDRの既存のHerschel/HIFI観測を調査します。バーに向かうNHN_J=1_2-0_1ラインの〜974GHz周波数での3シグマ放射機能を報告します。放出レベルは、N（NH）〜10^13cm^-2を意味します。これは、NとUV励起H2の間の反応に新しい速度係数を使用するPDRモデルと一致しています。この形成経路は、存在量の少ないN+イオンが関与する水素化反応を支配します。JWSTの観測により、多くの星間および星周環境におけるUV励起H2の量と反応度がまもなく定量化されます。
分子雲における最も単純なアミドの形成：VUV照射時のH $ _2 $ Oに富むおよびCOに富む星間氷類似体におけるホルムアミド（NH $
_ {2} $ CHO）およびその誘導体
| Title |
Formation_of_the_simplest_amide_in_molecular_clouds:_formamide_(NH$_{2}$CHO)_and_its_derivatives_in_H$_2$O-rich_and_CO-rich_interstellar_ice_analogs_upon_VUV_irradiation |
| Authors |
K.-J._Chuang,_C._J\{"a}ger,_S.A._Krasnokutski,_D._Fulvio,_and_Th._Henning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10470 |
さまざまな星形成領域および彗星物質でのホルムアミド（NH$_2$CHO）の天文学的な検出は、最も単純なアミドが低温の暗い分子雲で初期の起源を持っている可能性があることを意味します。実験室での研究により、エネルギー処理時に星間CO：NH$_3$氷類似体で効率的なNH$_2$CHOが形成されることが証明されています。ただし、複雑な有機分子を形成する提案されたラジカル-ラジカル再結合反応が豊富なH$_2$O環境で有効なままであるかどうかは、まだ議論中です。この作業の目的は、分子雲に広がる条件下で、H$_2$OおよびCOに富む氷におけるNH$_2$CHOの形成を調査することでした。したがって、H$_2$O：CO：NH$_3$（10：5：1）、CO：NH$_3$（4：1）、およびCO：NH$_3$（0.6：1）で構成されるさまざまな氷の混合物）は、10Kの超高真空チャンバー内で真空紫外線光子にさらされました。フーリエ変換赤外分光法を利用して、光子フルエンスの関数として初期および新たに形成された種をその場で監視しました。赤外線スペクトルの識別は、四重極質量分析計と組み合わせた温度プログラムされた脱着実験によって補完的に確保されます。CO：NH$_3$の氷混合物を精力的に処理すると、主にNH$_2$CHOが形成され、イソシアン酸（HNCO）やシアネートイオン（OCN$^-$）などの化学誘導体が生成されます。NH$_2$CHOの形成速度は、氷の比率と組成に明確に依存していることを示しています。最高の収量は、H$_2$Oが豊富な氷に見られます。結果として生じる反応ネットワークの天文学的な関連性が議論されます。
NIHAOシミュレーションにおける超拡散銀河の金属量プロファイル
| Title |
Metallicity_profiles_of_Ultra_Diffuse_Galaxies_in_NIHAO_simulations |
| Authors |
S._Cardona-Barrero,_A._Di_Cintio,_G._Battaglia,_A._V._Macci\`o,_S._Taibi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10481 |
超新星のフィードバック駆動による膨張は、サイズ、色、質量、内部運動学などの超拡散銀河（UDG）の平均的な特性を説明するための実行可能なメカニズムであることが証明されています。ここでは、NIHAOプロジェクトからのフィードバック駆動シミュレーションUDGにおける恒星の金属量勾配の起源を調査し、それらをローカルグループの矮星と最近観測されたUDGDF44の両方の金属量勾配の観測された分布と比較します。シミュレートされたUDGは、LGの矮星で観察されるものと同様に、フラットから負の勾配を示す多種多様な金属量プロファイルを表示しますが、DF44データはフラットから正の勾配を示します。シミュレーションにおけるさまざまな金属量勾配は、星形成が発生する半径とそれに続く超新星フィードバック駆動の恒星再分布との相互作用によって設定されます。回転支援システムは平坦な金属量プロファイルを持つ傾向があり、分散支援銀河は負の急勾配のプロファイルを示します。我々の結果は、通常の矮星と比較した場合、UDGはそれらの金属量勾配に関して特異的ではないことを示唆している。望ましいことに、私たちの予測をテストするために、UDGの勾配のより大きな観測サンプルが将来利用可能になるでしょう。
破壊された矮小銀河$Gaia$-星と球状星団を使用したソーセージ/エンセラダスの再構築
| Title |
Reconstructing_the_Disrupted_Dwarf_Galaxy_$Gaia$-Sausage/Enceladus_Using_its_Stars_and_Globular_Clusters |
| Authors |
Guilherme_Limberg,_Stefano_O._Souza,_Angeles_P\'erez-Villegas,_Silvia_Rossi,_H\'elio_D._Perottoni,_and_Rafael_M._Santucci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10505 |
APOGEEデータリリース17と$Gaia$初期データリリース3からの分光、測光、および位置天文情報を組み合わせて、$Gaia$-Sausage/Enceladus（GSE）の自己無撞着な特性評価を実行します。これは、天の川、星と球状星団（GC）をすべて考慮します。GSEの本物の星を選択するための新しい化学力学的基準のセットは、中央値[Fe/H]が$-1.22$dexおよび$0.23$dex分散の金属量分布関数を生成します。GSEの星は、生き残った天の川の矮星衛星と比較して、[Al/Fe]と[Mg/Mn]（また[Mg/Fe]）を過剰に示します。これは、これらの間の星形成効率とタイムスケールの違いによって説明できます。システム。ただし、別の提案された付加ハロー下部構造であるセコイアの星は、分析されたすべての化学物質存在空間でGSEフットプリントと本質的に重なりますが、金属量は低くなります。利用可能なAPOGEE観測によるGSEの可能性のあるGCの中で、$\omega$Centauri（$\omega$Cent）を除いて、非定型[Fe/H]スプレッドの証拠は見つかりません。$\omega$Cenが剥ぎ取られた核星団であるという仮定の下で、私たちはその始祖の恒星の質量を$M_\star\approx1.3\times10^9M_\odot$と推定します。これは、GSEに対する文献の期待の範囲内です。。これにより、GSEを元のホスト銀河である$\omega$Cenの最良の候補として想定することができます。また、事前確率として$Gaia$の測光とAPOGEEの金属量を利用して、統計的等時線フィッティングを介してGSEの8つの高確率（$>$70％）GCメンバーの基本パラメーターを決定します。最後に、新たに決定された年齢とAPOGEE[Fe/H]値を利用して、GSEの年齢と金属量の関係をモデル化します。
星団の複数の集団
球状クラスター（GC）の複数の母集団（MP）現象を確認します。つまり、GCは通常、光度図で異なる元素の存在量や異なるシーケンスを持つ星のグループをホストしているという証拠です。ほとんどの銀河系および銀河系外のクラスターは、He、C、N、O、Na、およびAlの内部変動を示します。それらは2つの異なる星の種族をホストします：同様の金属量を持つ野外の星に似ている最初の星の種族と、高温のH燃焼の兆候を示す1つ以上の2番目の星の種族です。さらに、クラスターのサブサンプルは、さまざまな重元素の存在量を持つ星の種族をホストします。MPの起源は、依然として最も不可解で未解決の恒星天体物理学の問題の1つです。MP形成のシナリオを要約し、GCとその星の種族の最新の状況を、主要な進化段階とともに示します。MPの動作がクラスターごとに劇的に変化することを示し、それらの複雑さを調査して共通のプロパティを定義します。ホスト銀河との関係、ホストクラスターのパラメーター（GCの質量、年齢、軌道など）、恒星の質量を調べます。MPの空間分布と内部運動学に関する結果を要約します。最後に、MPとGCの水平分枝形態のいわゆる第2パラメータ問題との関係を確認し、若いクラスターにおける拡張主系列現象に関する主な調査結果を要約します。
短いGRB201221Dの多波長分析と、他の高赤方偏移の短いGRBとの比較
| Title |
Multi-wavelength_analysis_of_short_GRB_201221D_and_its_comparison_with_other_high_\&_low_redshift_short_GRBs |
| Authors |
Dimple,_K._Misra,_D._A._Kann,_K._G._Arun,_A._Ghosh,_R._Gupta,_L._Resmi,_J._F._Ag\"u\'i_Fern\'andez,_C._C._Th\"one,_A._de_Ugarte_Postigo,_S._B._Pandey,_L._Yadav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08947 |
赤方偏移$z=1.045$にある短いGRB201221Dの詳細な分析を示します。バーストの高エネルギーデータを分析し、それを短いガンマ線バースト（SGRB）のサンプルと比較します。即時放出特性は、他のSGRBの場合に見られる典型的なものですが、ピークエネルギー（$E_{\rmp}$）は、よりソフトな端にあります（通常、長いバーストの場合に観察されます）。{\scPython}ベースのソフトウェア{\scProspector}を利用して、ホストのスペクトルエネルギー分布に適合させることにより、ホスト銀河の特性を推定します。バーストは、赤方偏移の中央値が$z=0.47$で、SGRBサンプルに比べて高い赤方偏移にあります。バースト特性を、GRB200826A（SGRBはコラプサーに由来）とともに既知の赤方偏移を持つ他のSGRBと比較します。さまざまな赤方偏移でのSGRBの特性を注意深く調べると、高赤方偏移にあるSGRBの一部は、長いGRBと同様の特性を持っており、崩壊物に由来する可能性があることがわかります。これらのGRBのさらなる研究は、SGRBの始祖システムの全体像を探求するのに役立ちます。
2019qizでの潮汐破壊現象の分光偏光測定：準球形再処理層
| Title |
Spectropolarimetry_of_the_tidal_disruption_event_AT_2019qiz:_a_quasispherical_reprocessing_layer |
| Authors |
Kishore_C._Patra,_Wenbin_Lu,_Thomas_G._Brink,_Yi_Yang,_Alexei_V._Filippenko,_Sergiy_S._Vasylyev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09039 |
最大輝度に対して$+0$および$+29$日の2019qizでの潮汐破壊現象（TDE）の光学分光偏光測定を示します。電子散乱表面の形状を知らせる連続分極は、ピーク輝度で0％と一致していることがわかりました。$+29$日目に、連続偏光は$\sim1$パーセントに上昇し、これがTDEの最初に報告された分光偏光の進化になりました。これらの調査結果は、大量の流出がない裸の偏心ディスクとは互換性がありません。代わりに、分光偏光測定法は、降着円盤からの高周波放射が、ブラックホールから遠く離れた場所にあるほぼ球形で光学的に厚い電子散乱光球によって、最大輝度で光学帯域に再処理される画像を描きます。散乱光球の半径は、最大輝度で$\sim100\rm\、au$と推定されます。これは、潮汐半径（$\sim1\rm\、au$）および熱化半径（$\）よりも大幅に大きくなります。sim30\rm\、au$）ここで光学連続体が形成されます。1か月後、フォールバック率が低下し、散乱光球が後退すると、連続体の偏光が増加し、適度に非球面の内部が現れます。また、ストークス$q-u$平面でのデータの散乱から推測される、散乱光球の小規模な密度変動の証拠も見られます。$+29$日目に、H$\alpha$輝線のピークは$\sim0.3$パーセントに偏光解消され（$\sim1$パーセントの連続偏光と比較して）、線の赤みに向かって徐々に上昇します。波長。この観察結果は、電子散乱半径の近くに形成されたH$\alpha$線を示しています。
磁気駆動降着円盤風：ガス熱力学の役割と超高速流出との比較
風は通常、明るい活動銀河核（AGN）で観測されます。これらの風のもっともらしいモデルは、電磁流体力学（MHD）ディスク風です。薄い降着円盤からの円盤風の場合、そのようなMHDモデルでは通常、等温または断熱の仮定が採用されます。この作業では、さまざまな熱処理（等温、断熱、放射）を実装する2次元MHDシミュレーションを実行して、薄い降着円盤からの風への影響を調べます。放射冷却と加熱でエネルギー方程式を解くことによって得られた結果と比較して、等温モデルと断熱モデルの両方が、温度を過大評価し、円盤風の力を過小評価し、風の局所構造を予測できないことがわかります。放射冷却と加熱を伴うモデルに基づいて、イオン化パラメータ、カラム密度、およびディスク風の速度が、観測された超高速流出（UFO）と比較されました。私たちのシミュレーションでは、UFOは数百のシュワルツシルト半径内でしか生成できないことがわかりました。はるかに大きな半径では、UFOは見つかりません。したがって、純粋なMHD風は、観測されたすべてのUFOを解釈することはできません。
CL 0217+70とそのTell-TaleRadioHaloのNuSTARとChandraのビュー
| Title |
The_NuSTAR_and_Chandra_view_of_CL_0217+70_and_Its_Tell-Tale_Radio_Halo |
| Authors |
Aysegul_Tumer,_Daniel_R._Wik,_Xiaoyuan_Zhang,_Duy_N._Hoang,_Massimo_Gaspari,_Reinout_J._Weeren,_Lawrence_Rudnick,_Chiara_Stuardi,_Francois_Mernier,_Aurora_Simionescu,_Randall_A._Rojas_Bolivar,_Ralph_Kraft,_Hiroki_Akamatsu,_and_Jelle_de_Plaa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09228 |
銀河団の合併は、宇宙で最もエネルギッシュなイベントであり、衝撃と寒冷前線を推進し、乱流を生成し、粒子を加速して電波のハローと遺物を作成します。銀河団CL0217+70は、二重の周辺電波遺物と巨大な電波ハローを備えた、注目に値する後期段階の合併です。Chandraスタディは、ハロー内の無線機能に対応する表面輝度エッジを検出します。この作業では、スペクトロイメージング法を使用して、NuSTARおよびChandraデータを使用したこのクラスターの研究を紹介します。全球温度はkT=9.1keVであることがわかります。IC磁束の上限を〜2.7x10^（-12）ergs^（-1）cm^（-2）に設定し、磁場の下限を0.08microGに設定しました。私たちのローカルIC検索は、IC放射が、電波ハロー放射の周辺およびクラスターの約0.6r500内の衝撃領域上/近くで支配的である可能性があることを明らかにしました。表面輝度エッジと一致する温度マップで「ホットスポット」機能を検出しましたが、その起源に関する調査は決定的ではありません。「ホットスポット」が衝撃波の下流にある場合、プラズマに対してkT>21keVの下限を設定します。これは、M〜2に対応します。0.5r500以内に3つのショックフロントが見つかりました。クラスターセンター内の複数の弱い衝撃は、進行中の合併活動と巨大な電波ハローの継続的な供給を示唆しています。CL0217+70は、これらの二次ショックを複数の形式でホストする唯一の例です。
PKS 1413 + 135：コンパクトな対称オブジェクトからのTeV $
\gamma$線の最初の検出のためのハードスペクトルとヒントを備えた明るいGeV$\gamma$線フレア
| Title |
PKS_1413+135:_Bright_GeV_$\gamma$-ray_Flares_with_Hard-spectrum_and_Hints_for_First_Detection_of_TeV_$\gamma$-rays_from_a_Compact_Symmetric_Object |
| Authors |
Ying-Ying_Gan,_Jin_Zhang,_Su_Yao,_Hai-Ming_Zhang,_Yun-Feng_Liang,_and_En-Wei_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09367 |
PKS1413+135は、ミニチュア無線形態の両側pcスケール構造を持つ典型的なコンパクト対称オブジェクト（CSO）であり、ソース4FGLJ1416.1+1320と空間的に関連付けられており、最近、TeVバンドで検出されました。MAGIC望遠鏡。その高エネルギー放射線物理学を明らかにするために、Swift、XMM-Newton、Chandra、およびFermi-LATで得られたX線およびガンマ線観測の分析を提示します。X線帯では大きな変動傾向は見られません。Fermi-LAT13.5年の観測から得られたそのガンマ線光度曲線は、MJD58500の前は低ガンマ線フラックス段階にあり、MJD58500の後で激しい爆発を経験していることを示しています。フラックス変動の信頼レベルは5\sigmaであり、10GeVでのフラックスは約3桁変化します。フラックスの変動には、明らかにスペクトルの変動が伴います。スペクトル形状は、低フラックス状態の対数放物線スペクトルとガンマ線フレアのハードべき乗則スペクトルを表示します。Fermi-LATによって検出された光子の最高エネルギーは約236GeVであり、これはMAGIC望遠鏡で検出可能です。さらに、GeVガンマ線バースト中にブロードバンドSEDをコンパイルし、それを2ゾーンレプトニックモデルに適合させます。X線ガンマ線バンドでの放出は、逆コンプトン散乱プロセスに起因します。結果は、PKS1413+135のガンマ線は、線源がz=0.247またはz=0.5のどちらにあるかにかかわらず、MAGIC望遠鏡で検出可能であることを示しています。私たちの分析とそのCSO放射形態に基づいて、PKS1413+135の核ジェット活動は一時的なものであり、MJD58500以前の弱いガンマ線放出は以前の活動によって動力を与えられたそのpcスケールのジェット構造からのものである可能性があります。MJD58500以降のタイムスケールの変動が短い激しい爆発は、最近再開されたジェット活動に起因する可能性があります。
BZジェットと内部ディスク結合を使用したブラックホールX線連星の「外れ値」トラックの説明
| Title |
Explaining_the_'outliers'_track_in_Black_Hole_X-ray_Binaries_with_the_BZ-jet_and_inner-disk_coupling |
| Authors |
Ning_Chang,_Xiang_Liu,_Fu-Guo_Xie,_Lang_Cui,_Hao_Shan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09434 |
この論文では、ジェットパワーへのブラックホール（BH）スピンの寄与を調査し、特に内部降着円盤の輝度のみがスピンジェットパワーと密接に関連している磁気停止ディスク（MAD）について調査し、`を説明しようとします。2つのブラックホールX線連星（BHXB）でのX線光度$L_{\rmX}$へのラジオ$L_{\rmR}$の異常なトラック。我々の結果は、BZ-jetと内部ディスク結合が、2つのBHXB、H1743-322とMAXIJ1348-630の電波/X線相関の「外れ値」トラックを説明できることを示唆しています。爆発時のH1743-322の降着円盤はMAD状態である可能性がありますが、ジェットの生成効率が低いため、MAXIJ1348-630がMAD状態である可能性は低くなります。2つの光源のディスク内ボロメータ光度比の違いは、これら2つのBHXBが異なるディスク内降着状態にあることを意味します。MAXIJ1348-630の相変化レジームをさらに調査し、$L_{\rmX}/L_{\rmEdd}\sim10^{-3}$の周りに相転移があることを発見しました。サブMADの仮定についても説明します。
数密度とエネルギー密度の両方を使用して、中性子星の各微視的領域のフェルミオンの状態方程式が、さまざまな統計的効果の存在下で導き出されます。これは、中性子星の統計的特性と対応する相に基づいて、温度（T）、化学ポテンシャル（\mu）、および磁場（B）の関数として計算されます。中性子星の動的挙動を表す測定可能な特性は、異常な統計条件によって決定されることが明らかになりました。強い磁場（Bが\muより大きい）では、圧力（P）がBへの対数依存性を示すことが示されています（Pは（\mu/Bの対数に比例します）。より高い（より低い）磁場（密度）はより短い（より長い）寿命を持ちます。さらに、磁場と化学ポテンシャルの関係は、低磁場および低磁場と比較して、大磁場および高密度が短命であることを確認します。同じ温度での密度。
QPOのもつれた磁場モデル
マグネターの高度に絡み合った磁場は、秩序だった磁場のAlfv\'en波と同様のせん断波をサポートします。ここでは、恒星内部と磁気圏で励起されたねじれモードが、SGR1900+14の巨大フレアの尾部で観測された準周期的振動（QPO）を説明できるかどうかを調べます。内部せん断波を磁気圏の相対論的Alfv\'enせん断波に結合するもつれた磁場の初期値問題を解きます。恒星の振動が磁気エネルギーの突然の放出から生じると仮定すると、プロセスのエネルギーと幾何学に対する制約が得られます。フレアエネルギーが最初に星の内部に蓄積された場合、波エネルギーは磁気圏に比較的ゆっくりと伝播します。これは、観測された放射イベントの立ち上がり時間$\lesssim10$msとは相容れません。また、フレアエネルギーを星の外側に完全に蓄積することもできません。これは、エネルギーの大部分が星の表面で反射し、磁気圏電流の検出可能な変調を生成するには不十分な大きさの表面振動を与えるためです。恒星の表面にまたがる体積へのエネルギーの蓄積は、観測された立ち上がり時間と一致し、観測されたQPO周波数でかなりの振幅を持つ一連のモードを励起します。一般に、局所的なエネルギー蓄積は、観測されたQPOの数よりもはるかに多くのモードが励起されますが、観測されたQPOを含む広範囲のモードを励起します。特定のクラスのMHD不安定性で可能なように、フレアエネルギーが軸対称に蓄積される場合、励起されるモードの数は大幅に減少します。
RAiSE HD：AGNジェットとローブの粒子ベースの分析モデル
| Title |
RAiSE_HD:_particle-based_analytical_model_of_AGN_jets_and_lobes |
| Authors |
Ross_J._Turner,_Patrick_M._Yates-Jones,_Stanislav_S._Shabala,_Benjamin_Quici,_Georgia_S._C._Stewart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09573 |
初期のジェット膨張、ローブ形成、および最終的な残留相を含む、ライフサイクル全体にわたる拡張活動銀河核（AGN）の進化のための分析モデルRAiSEHDを提示します。私たちの貢献の特に焦点は、初期のジェット膨張段階にあります。これは、従来、分析モデルでは十分に捉えられていませんでした。このモデルを\emph{半解析的環境での電波AGN}（RAiSE）フレームワーク内に実装し、予測された電波源のダイナミクスがFanaroff-RileyType-Iおよび-II電波ローブの両方の流体力学シミュレーションとよく一致していることを確認します。ジェット運動力で数桁以上。RAiSEモデルを、既存の流体力学シミュレーションから取得した一連のラグランジュトレーサー粒子の磁場および衝撃加速履歴で補完することにより、合成シンクロトロンおよび逆コンプトン表面輝度画像を構築します。ジェットと環境のパラメーターが大きく異なるFanaroff-RileyType-II無線ローブのダイナミクスと観測可能な特徴を正確に説明するには、単一の粒子セットで十分であることを示します。私たちの新しいモデルであるRAiSEHD（RAiSE+流体力学）は、若い（$\lesssim10$Myr）ソースのローブが、ジェットが支配的な拡張を欠く既存の分析モデルから、同じ年齢で予想されるよりも長く、明るくなると予測しています。段階;この発見は、電波銀河観測の解釈に重要な意味を持っています。Pythonで記述されたRAiSEHDコードは、GitHubとPyPIで公開されています。
広視野紫外線衛星による重力波追跡の見通し：ドラドの事例研究
| Title |
Prospects_of_Gravitational_Wave_Follow-up_Through_a_Wide-field_Ultra-violet_Satellite:_a_Dorado_Case_Study |
| Authors |
Bas_Dorsman,_Geert_Raaijmakers,_S._Bradley_Cenko,_Samaya_Nissanke,_Leo_P._Singer,_Mansi_M._Kasliwal,_Anthony_L._Piro,_Eric_C._Bellm,_Dieter_H._Hartmann,_Kenta_Hotokezaka,_Kamil\.e_Luko\v{s}i\=ut\.e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09696 |
バイナリニューロンスターマージャーGW170817と電磁対応物GRB170817およびAT2017gfoからの重力波の検出は、重力波マルチメッセンジャー天文学の分野をキックスタートしました。AT2017gfoの光学的に赤から近赤外線への放出（「赤」成分）は、急速な中性子捕獲（キロノバ）によって生成された新しく作成された核の崩壊によって生成されたものとして簡単に説明されました。しかし、初期（最大1。5日）に優勢だった紫外線から光学的に青色の発光（「青色」成分）は、その駆動物理学に関してコンセンサスを受け取りませんでした。多くの説明の中で、2つの主要な候補は、ランタニドの少ない噴出物成分からのキロノバ放射または衝撃相互作用（繭放出）です。この作業では、AT2017gfoのような光度曲線をシミュレートし、ベイジアン分析を実行して、重力波の迅速な追跡が可能な紫外線衛星が、初期の「青」成分を駆動する物理プロセスを区別できるかどうかを調べます。50平方度のドラドのような紫外線衛星が見つかりました。AT2017gfoのような2つの可能な光度曲線シナリオでデータ収集が3.2時間または5.2時間以内に開始された場合、視野と10分間の曝露に対する20.5の限界マグニチュード（AB）により、少なくとも160Mpcまでの放射線成分を区別できます。また、得られた測光でパラメータを制約できる程度についても研究します。紫外線データだけで外部排出物の特性を支配するパラメーターを制約する一方で、地上ベースの光学データと宇宙ベースの紫外線データの両方の組み合わせにより、160までのキロノバモデルの1つを除くすべてのパラメーターに対して厳しい制約が可能になることがわかります。Mpcこれらの結果は、ドラドのような紫外線ミッションが、合併後のシステムの初期の進化とその駆動放出物理学へのユニークな洞察を提供することを意味します。
恒星質量ブラックホールV404Cygniからの粒子加速と運動フィードバックの包括的なカバレッジ
| Title |
Comprehensive_coverage_of_particle_acceleration_and_kinetic_feedback_from_the_stellar_mass_black_hole_V404_Cygni |
| Authors |
R.P._Fender_(Oxford),_K.P._Mooley_(Oxford/NRAO/Caltech),_S.E._Motta_(Oxford/INAF),_J.S._Bright_(Oxford/Northwestern),_D.R.A._Williams_(Oxford/Manchester),_A.P._Rushton_(Oxford),_R.J._Beswick_(Manchester),_J.C.A._Miller-Jones_(Curtin),_M._Kimura_(RIKEN),_K._Isogai_(Kyoto/Tokyo),_T._Kato_(Kyoto) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09831 |
2015年の爆発時のブラックホールV404Cygの包括的な電波観測の分析を提示します。これらのデータは、ブラックホールからのジェット生成と粒子加速のこれまでで最高のカバレッジを表しています。電波フラックス密度における明確でほぼ線形のフラックス-rms相関を初めて報告します。個々のフレアを調査すると、ほとんどすべての場合、ピークは光学的に厚い放射から薄い放射、シンクロトロン放射への遷移に対応しますが、単純なインパルス注入モデルとは対照的に、粒子加速の拡張フェーズが必要です。最大の電波フレアの前には光学振動の位相があり、1日後には小さいが光学的に薄いフレアが続きます。これはおそらく星間物質と相互作用する噴出物によるものです。電波放射を同時期のX線および光学データと比較すると、X線と電波の測定値は秒から1日までのすべてのタイムスケールで相関していることがわかります。光フラックス密度との相関は、短いタイムスケールでは弱いですが、数時間より長いタイムスケールでは重要になります。86個の個別の無線フレアに関連する物理的条件（サイズ、磁場、および内部エネルギー）を評価します。これにより、15日間の激しい活動にわたる運動フィードバックに下限を設定できます。ミリアーク秒より大きい角度スケールでジェットを検出できなかったことからわかるように、このエネルギーがソースに局所的に蓄積された場合、新星のようなシェルが形成された可能性があると予測します。
StrayCats II：NuSTAR迷光観測の更新されたカタログ
| Title |
StrayCats_II:_An_Updated_Catalog_of_NuSTAR_Stray_Light_Observations |
| Authors |
R._M._Ludlam,_B._W._Grefenstette,_M._C._Brumback,_J._A._Tomsick,_D._J._K._Buisson,_B._M._Coughenour,_G._Mastroserio,_D._Wik,_R._Krivonos,_A._D._Jaodand,_K._K._Madsen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09930 |
StrayCatsの更新されたカタログ（X線源のNuSTAR迷光観測のカタログ）を提示します。これには、さらに18か月近くの観測が含まれています。StrayCatsv2には、元のカタログと比較して、53のシーケンスID、106の行、および3つの新しい識別された迷光（SL）ソースが追加されています。現在、カタログ全体には、489の一意のシーケンスID、862のエントリ、および83の確認済みStrayCatsソースが含まれています。さらに、特定の観測におけるソースの有用性とスペクトル状態を測定するための新しいリソースをコミュニティに提供します。利用可能な場合は、MAXIおよびSwift/BATデータを使用して、識別されたSLソースごとに長期光度曲線を作成しました。さらに、632個の識別されたSL観測のソース抽出領域が作成され、一般に公開されています。このホワイトペーパーでは、特定された各StrayCatsSLソースの更新されたカタログと新しいリソースの概要を示します。
確率的重力波バックグラウンドにおける異方性に対するパルサータイミングアレイの感度の予測
| Title |
Forecasting_pulsar_timing_array_sensitivity_to_anisotropy_in_the_stochastic_gravitational_wave_background |
| Authors |
Nihan_Pol,_Stephen_R._Taylor,_Joseph_D._Romano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09936 |
ナノヘルツ周波数重力波バックグラウンド（GWB）の統計的異方性は、近い将来、パルサータイミングアレイ（PTA）によって検出されると予想されます。GWBパワーを本質的に正に制限する頻度論的統計フレームワークを開発することにより、PTAのパルサーのノイズ特性、タイミングベースライン、およびケイデンスの関数である多重極依存異方性決定しきい値のスケーリング関係を確立します。パルサーの数が多い$（i）$と、パルサー間の相互相関測定の不確実性を低くし、全体的なGWB信号対雑音比を高くし、低くする$（ii）$係数を確認します。等方性の帰無仮説を棄却するための異方性決定しきい値。現実的なNANOGravデータセットの保守的なシミュレーションを使用して、角度パワー$C_{l=1}>0.3\、C_{l=0}$の異方性GWBは、$p=3\で等方性の張力を生成するのに十分である可能性があると予測します。$20$〜yrベースラインの近未来NANOGravデータのtimes10^{-3}$（$\sim3\sigma$）レベル。これらのしきい値を任意の数のパルサー、パルサーノイズ特性の構成、および空の範囲にマッピングできる、すぐに使用できるスケーリング関係を示します。PTAが異方性の検出の見通しをどのように改善できるか、および私たちの方法をより用途の広い検索にどのように適応させることができるかについて説明します。
| Title |
Polarized_X-rays_Constrain_The_Disk-Jet_Geometry_in_a_Black_Hole_X-ray_Binary |
| Authors |
Henric_Krawczynski,_Fabio_Muleri,_Michal_Dov\v{c}iak,_Alexandra_Veledina,_Nicole_Rodriguez_Cavero,_Jiri_Svoboda,_Adam_Ingram,_Giorgio_Matt,_Javier_A._Garcia,_Vladislav_Loktev,_Michela_Negro,_Juri_Poutanen,_Takao_Kitaguchi,_Jakub_Podgorn\'y,_John_Rankin,_Wenda_Zhang,_Andrei_Berdyugin,_Svetlana_V._Berdyugina,_Stefano_Bianchi,_Dmitry_Blinov,_Fiamma_Capitanio,_Niccol\`o_Di_Lalla,_Paul_Draghis,_Sergio_Fabiani,_Masato_Kagitani,_Vadim_Kravtsov,_Sebastian_Kiehlmann,_Luca_Latronico,_Alexander_A._Lutovinov,_Nikos_Mandarakas,_Fr\'ed\'eric_Marin,_Andrea_Marinucci,_Jon_Miller,_Tsunefumi_Mizuno,_Sergey_V._Molkov,_Nicola_Omodei,_Pierre-Olivier_Petrucci,_Ajay_Ratheesh,_Takeshi_Sakanoi,_Andrei_N._Semena,_Raphael_Skalidis,_Paolo_Soffitta,_Allyn_F._Tennant,_Phillipp_Thalhammer,_Francesco_Tombesi,_Martin_C._Weisskopf,_et_al._(69_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09972 |
ブラックホールX線連星（XRB）システムでは、通常の星からブラックホールに降着したガスがX線で明るく輝きます。XRBCygnusX-1（CygX-1）のImagingX-rayPolarimetryExplorerIXPEによる観測について報告します。これにより、蓄積するブラックホールからのX線偏光の最初の非常に重要な検出が得られます。電気ベクトルの偏光角は、流出する無線ジェットと一致し、ジェットが内側のX線放射領域から発射されるという仮説を支持します。4.0+-0.2％の予想よりも高い2-8keVの偏光度は、降着円盤が軌道パラメータから推測されるよりもエッジオンで表示されることを意味します。分光偏光データは、高温のX線放出プラズマがジェット軸に沿ってではなく降着円盤の平面内に広がっていることを示しています。
パルサー用の大型ヨーロッパアレイを使用した3ミリ秒パルサーの準周期的微細構造の検出
| Title |
Detection_of_quasi-periodic_micro-structure_in_three_millisecond_pulsars_with_the_Large_European_Array_for_Pulsars |
| Authors |
K._Liu,_J._Antoniadis,_C._G._Bassa,_S._Chen,_I._Cognard,_M._Gaikwad,_H._Hu,_J._Jang,_G._H._Janssen,_R._Karuppusamy,_M._Kramer,_K._J._Lee,_R._A._Main,_G._Mall,_J._W._McKee,_M._B._Mickaliger,_D._Perrodin,_S._A._Sanidas,_B._W._Stappers,_L._Wang,_W._W._Zhu,_M._Burgay,_R._Concu,_A._Corongiu,_A._Melis,_M._Pilia,_A._Possenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10045 |
無線周波数でパルサー用のLargeEuropeanArrayで取得した高時間分解能データを使用して、3ミリ秒パルサー（MSP）、PSRJ1022+1001、J2145-0750、およびJ1744-1134の準周期的微細構造の検出について報告します。1.4GHzの。準周期的な微細構造の発生率は、異なるピークフラックス密度のパルス間で一貫しています。自己相関分析を使用して、これら3つのパルサーの微細構造の周期性と幅を測定します。PSRJ1022+1001およびJ1744-1134から検出された微細構造は、多くの場合、高度に線形に分極されています。PSRJ1022+1001では、微細構造パルスの直線偏光位置角は一般に平坦で、わずかな変動があります。これらの結果を使用して、以前の作業で確立された微細構造特性の周波数および回転周期依存性を、微細構造の外観を説明する角度ビームおよび時間変調モデルとともにさらに調べます。また、微細構造と、非常に類似した放射形態を示す最近発見された高速電波バーストのいくつかの特性との関連の可能性についても説明します。
低質量X線連星
| Title |
Low-Mass_X-ray_Binaries |
| Authors |
Arash_Bahramian_(International_Centre_for_Radio_Astronomy_Research),_Nathalie_Degenaar_(Anton_Pannekoek_Institute_for_Astronomy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10053 |
私たちの銀河のX線源の大部分は低質量X線連星であり、重力によって束縛された低質量（$\leq$1M$_\odot$）コンパニオンスターからブラックホールまたは中性子星が降臨しています。。これらのシステムは、銀河系の古い星の集団と降着システムの1つであり、通常、長い降着履歴があります。低質量X線連星は、X線の変動と明るさ、コンパニオンスターやコンパクトオブジェクトの性質、バイナリ構成などの観測された特性に基づいて、さまざまなサブクラスに分類されます。この章では、これらのシステムのサブクラスの現象論をレビューし、それらの特性、集団、および銀河におけるそれらの分布に関する観測結果を要約します。
変化する-ルックAGN-I.クエーサーの主系列星の遷移を追跡する
| Title |
Changing-Look_AGNs_--_I._Tracking_the_transition_on_the_main_sequence_of_quasars |
| Authors |
Swayamtrupta_Panda_((1)_LNA/MCTIC,_Itajub\'a,_Brazil,_(2)_CFT/PAN,_Warsaw,_Poland,_Marzena_\'Sniegowska_(3)_CAMK/PAN,_Warsaw,_Poland,_(2)_CFT/PAN,_Warsaw,_Poland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10056 |
この論文は、すでに発見された変化銀河活動銀河（CLAGN）のデータベースのスペクトルおよびその他の特性を準備および分析する一連のシリーズの最初のものです。ここでは、既存のSDSS/BOSS/eBOSS分光法を使用した文献で利用可能な112CLAGNの網羅的なサンプルにおける幅広い輝線のスペクトルフィッティングと分析に焦点を当てます。さらに、データベースをより完全にするために、利用可能なすべてのSDSSデータリリースから古い/新しいスペクトルエポックを収集しました。PyQSOFitを使用して、すべてのSDSSスペクトルの均一なスペクトル分解を実行し、ソースごとのエポックごとのAGN連続体と輝線特性を時系列で表にします。これにより、サンプル内のソースをターンオンまたはターンオフとして分類し、その後、そのようなフェーズが繰り返し発生するかどうかを確認できます。次に、ブラックホールの質量（M$_{\rmBH}$）とエディントン比（$\lambda_{\rmEdd}$）を、必要なパラメーターが利用可能で十分に推定されているソースごとのエポックごとに推定します。M$_{\rmBH}$-$\lambda_{\rmEdd}$平面でのソースの移動を認識し、ソースの基本的なプロパティの体系的な変化をチェックできるようにします。次に、固有ベクトル1（EV1）スキーマの光学面に沿った遷移を追跡し、同じ母集団（AまたはB）内にとどまるか、スペクトルエポックの関数として母集団間の移動を行うソースを分類します。また、時間とAGNの光度の関数として、CLAGNのサンプルのサブセットのバルマー減少（H$\alpha$/H$\beta$）をテストします。
ブレーザーPKS2155-304の長期光度曲線における約300日間の光学的準周期的振動
| Title |
About_300_days_optical_quasi-periodic_oscillations_in_the_long-term_light_curves_of_the_blazar_PKS_2155-304 |
| Authors |
Qi_Zheng_(NNU),_Xueguang_Zhang_(NNU),_Qirong_Yuan_(NNU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10269 |
カタリナスカイサーベイ（CSS）（2005年から2013年）および超新星の全天自動サーベイ（ASAS-SN）（2014年から2018年）から収集された長期光度曲線に基づいて、光学的準周期的振動（QPO）約300日は、よく知られているブレーザーPKS〜2155-304で、一般化されたLomb-Scargleピリオドグラム（GLSP）法、加重ウェーブレットZ変換（WWZ）技術、エポック-の4つの異なる方法で十分に決定できます。フォールド方式とリフィット方式。GLSPが決定した周期性の有意水準は、誤警報の確率に基づいて99.9999\％より高くなっています。周期性のredfit提供の信頼水準は、レッドノイズの影響を考慮した後、ASAS-SN光度曲線で99\％より高くなっています。人工光度曲線を作成した連続自己回帰（CAR）プロセスに基づくと、偽のQPOを検出する確率は0.8\％未満です。CSSおよびASAS-SN光度曲線から決定された300日の光周期性は、文献で報告されている光周期性とよく一致しています。さらに、PKS2155-304の光学QPOを説明するために、相対論的慣性系の引きずり効果、ブラックホール連星（BBH）モデル、およびジェット歳差運動モデルの3つの可能なモデルについて説明します。
TUVO-21acq：UV爆発によって発見された新しい激変星
| Title |
TUVO-21acq:_a_new_cataclysmic_variable_discovered_through_a_UV_outburst |
| Authors |
David_Modiano,_Rudy_Wijnands,_David_A._H._Buckley,_Mariusz_Gromadzki,_Sill_Verberne,_Marieke_van_Etten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10395 |
矮新星（DNe）などの激変星からの爆発は銀河全体に蔓延しており、紫外線（UV）で強く放射することが知られています。ただし、DNeのUV放射は、光学系と比較して広く研究されていません。DNバースト動作の原因となる物理プロセスを詳細に特性化するには、さらにUVデータが必要です。ここでは、最近立ち上げたトランジェントUVオブジェクトプロジェクト（TUVO）の一環として、Swiftに搭載された紫外線光学望遠鏡からのデータを使用してUVで検出した新しいトランジェントであるTUVO-21acqの発見について報告します。2つの別々のバーストを検出し、UVデータを使用して、バーストの振幅とタイムスケールに焦点を当てて、ソースのプロパティを制約しました。最初のバースト中に、光源の明るさは、UVW1、UVM2、およびUVW2バンドでそれぞれ>4.1、>2.4、および>3.5マグニチュード、2番目のバースト中に>4.4、>3.4、および>3.6マグニチュード増加しました。爆発期間は6〜21日と11〜46日の範囲であり、再発時間は316日未満です。さらに、SALTを使用して静止中に光スペクトルを取得しました。スペクトルは、水素バルマー系列とヘリウム輝線、およびフラットな全体的なスペクトル形状を示しました。測光および分光特性に基づいて、DN爆発を起こした降着白色矮星としてのソースの性質を確認します。この研究は、TUVOプロジェクト戦略の概念実証として機能し、新しい興味深いUV過渡現象を発見して分類する能力を実証します。特にUV放射に関して、DNバーストの根底にある物理学を理解するための調査結果の意味について説明します。たとえば、UV遅延の特性や影響など、残りの質問に答えるために、DNバーストの開始時にUVと光学の同時観測の必要性を検討します。
パルサータイミングノイズの確率過程：内部および外部トルクの変動
若いパルサーは、衝動的なグリッチとタイミングノイズという2つの非決定論的な現象によって、完全に規則的なスピンダウンから逸脱します。どちらの現象もそれ自体が興味深いものであり、中性子星の超流動特性への洞察を提供する可能性がありますが、高精度のパルサータイミングや重力波実験の障壁としても機能します。内部トルクと外部トルクの両方が変動する多成分中性子星のスピンダウンを説明するために、最小確率モデルを研究します。この種のモデルのパワースペクトル密度とタイミングノイズ強度は、分析的に取得でき、パルサータイミング観測キャンペーンの既知の結果と比較できます。特に、パワースペクトル密度の平坦な領域の存在は、内部超流動成分の存在のサインとして解釈することができます。また、パルサーの回転パラメータ（または特性年齢）を使用して、タイミングノイズ強度の予想されるスケーリングを導き出します。したがって、現在のフレームワークは、単一パルサーとパルサー集団全体の両方で観測されたタイミングノイズの特徴を解釈するための理論的ガイドラインを提供します。
硬X線で選択された活動銀河核-II。 5〜45GHzドメインのスペクトルエネルギー分布
| Title |
Hard-X-ray-selected_Active_Galactic_Nuclei_--_II._Spectral_Energy_Distributions_in_the_5-45_GHz_domain |
| Authors |
Francesca_Panessa,_Elia_Chiaraluce,_Gabriele_Bruni,_Daniele_Dallacasa,_Ari_Laor,_Ranieri_D._Baldi,_Ehud_Behar,_Ian_McHardy,_Francesco_Tombesi,_Fausto_Vagnetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10424 |
活動銀河核（AGN）の高周波無線研究は、観測された放射の原因となる介在する放射メカニズムを評価し、それらを基礎となる降着物理学と関連付けるために重要です。広い周波数（5〜45GHz）、高感度（数microJy/ビーム）、（sub）-kpcJVLA観測で、近くの30個のサンプル（0.003<z<0.3）AGNがINTEGRAL/IBISによってハードで検出されました。X線。すべての周波数で無線放射の検出率が高いことがわかります。つまり、5、10、および15GHzで>95パーセント、22および45GHzで>80パーセントです。30のうち2つのソースは、高感度で検出されないままです。核無線の形態は主にコンパクトであり、時には拡張されたジェットのような構造、またはより複雑な特徴を伴います。無線コアの無線スペクトルエネルギー分布（SED）は、単一またはべき乗則の破れとして表示され、それらの少数はピーク成分を示します。スペクトル傾斜は、平坦/反転または急勾配で、ブレーク/ピークまで、または全範囲にわたっています。サンプルの平均SEDは、15GHzまでの平坦な勾配を示し、15〜22GHzの間で急勾配になり、22GHzを超えると再び平坦になります。有意な電波-X線相関がすべての周波数で観察されます。サンプルの約半分は、JVLAによって明確に解決された拡張放出を特徴としており、低出力ジェットまたは大規模な流出を示しています。しばしば無線電力を支配する未解決のコアは、観測された周波数に応じて、ジェット、流出、および/または冠状起源のものである可能性があります。
Kerrを超えたGRMHD：シンディスクのHARMコードをKerr以外の時空に拡張
| Title |
GRMHD_beyond_Kerr:_An_extension_of_the_HARM_code_for_thin_disks_to_non-Kerr_spacetimes |
| Authors |
Sourabh_Nampalliwar,_Aristomenis_I._Yfantis,_Kostas_D._Kokkotas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10474 |
一般相対性理論のブラックホールベースのテストは、最近、新しく改良された検出器と望遠鏡で急増しています。一般相対性理論の違反の可能性に対するロバストで正確な制約のためには、強磁場シグネチャを運ぶ放射線のほとんどが発生するブラックホール近傍のモデリングが最も重要です。最初のステップとして、この論文は、カー解を一般化するパラメトリックに変形したブラックホールへの薄い降着円盤の一般相対論的電磁流体力学シミュレーションの拡張を提示します。この拡張機能は、\textsc{harm}ファミリーのコードの公開メンバーである\textsc{harmpi}に基づいており、現象論的メトリックを使用して、カーからのパラメトリック偏差を調査します。拡張モデルは、ディスク構造、安定性、および放射効率を研究するために使用されます。また、簡略化されたシナリオでFeK$\alpha$プロファイルを計算し、将来の見通しを示します。
共通外層前駆体および高速電波バーストの永続的な対応物としての超降着X線連星からの電波星雲\ae\
| Title |
Radio_Nebul\ae\_from_Hyper-Accreting_X-ray_Binaries_as_Common_Envelope_Precursors_and_Persistent_Counterparts_of_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
Navin_Sridhar_(1),_Brian_D._Metzger_(1,_2)_((1)_Columbia_University,_(2)_Flatiron_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10486 |
ドナー星からブラックホールまたは中性子星の連星へのロッシュローブのオーバーフローは、不安定な暴走物質移動の段階に発展する可能性があり、数百の軌道（巨大なドナーの場合は$\lesssim10^{2}$年）まで続きます）、そして最終的には一般的なエンベロープイベントで最高潮に達します。この短いフェーズ（$\dot{M}\gtrsim10^{5}\dot{M}_{\rmEdd}）$の間に達成された非常に超大光度の降着率は、ディスク風の激しい質量損失を伴います。近くの宇宙にある超大光度X線（ULX）線源と類似していますが、さらに極端です。また、観測されたULXと同様に、この拡大する流出は、プラズマのエネルギーのある「泡」を周連星惑星に膨らませます。この泡の中に埋め込まれているのは、内部降着流からのより速い$v\gtrsim0.1c$風/ジェットの終端衝撃波で加熱された相対論的電子の星雲です。シンクロトロン電波放射およびそのようなULX「超星雲」の他の観測可能な特性の時間依存の1ゾーンモデルを提示します。最近提案されたように、ULXジェットが高速電波バースト（FRB）の繰り返しの発生源である場合、そのような超星雲は持続的な電波放射を生成し、FRB20121102およびFRB190520Bから見られるものと一致して、バーストに大きくて時間的に変化する回転測定に寄与する可能性があります。ULXハイパー星雲は、VLASSなどの電波調査でFRBの関連性とは無関係に、そのフラックスが数年という短いタイムスケールで大幅に進化する可能性のある核外の点源として発見できます。
津波と沖波による重力の少数体問題のモデル化
近年、重力の少数体問題とその天体物理学的シナリオへの応用にますます注目が集まっています。この新たな関心の主な理由の中には、新しく発見された太陽系外惑星の数と重力波の検出があります。ここでは、津波と沖波と呼ばれる、3体および少数体のシステムをモデル化するための2つの数値コードを示します。TSUNAMIコードは、アルゴリズムによる正則化、潮汐力、およびポストニュートン補正を備えた直接的な少数体コードです。OKINAMIは、安定した階層トリプルのための長期的な二重平均コードです。コードに実装されている主な方法について説明し、最近の結果と重力波天文学、惑星科学、統計的脱出理論への応用を確認します。
BURSTT：台湾向けのにぎやかな宇宙無線調査望遠鏡
| Title |
BURSTT:_Bustling_Universe_Radio_Survey_Telescope_for_Taiwan |
| Authors |
Hsiu-Hsien_Lin,_Kai-yang_Lin,_Chao-Te_Li,_Yao-Huan_Tseng,_Homin_Jiang,_Jen-Hung_Wang,_Jen-Chieh_Cheng,_Ue-Li_Pen,_Ming-Tang_Chen,_Pisin_Chen,_Yaocheng_Chen,_Tomotsugu_Goto,_Tetsuya_Hashimoto,_Yuh-Jing_Hwang,_Sun-Kun_King,_Derek_Kubo,_Chung-Yun_Kuo,_Adam_Mills,_Jiwoo_Nam,_Peter_Oshiro,_Chang-Shao_Shen,_Hsien-Chun_Tseng,_Shih-Hao_Wang,_Vigo_Feng-Shun_Wu,_Geoffrey_Bower,_Shu-Hao_Chang,_Pai-An_Chen,_Ying-Chih_Chen,_Yi-Kuan_Chiang,_Anatoli_Fedynitch,_Nina_Gusinskaia,_Simon_C.-C._Ho,_Tiger_Y.-Y._Hsiao,_Chin-Ping_Hu,_Yau_De_Huang,_Jose_Miguel_Jauregui_Garcia,_Seong_Jin_Kim,_Cheng-Yu_Kuo,_Decmend_Fang-Jie_Ling,_Alvina_Y._L._On,_Jeffrey_B._Peterson,_Bjorn_Jasper_R._Raquel,_Shih-Chieh_Su,_Yuri_Uno,_Cossas_K.-W._Wu,_Shotaro_Yamasaki,_and_Hong-Ming_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08983 |
高速電波バースト（FRB）、明るいミリ秒の持続時間の無線トランジェントは、1日に何千回も発生しています。FRBの天体物理学的メカニズムはまだ不可解です。台湾向けのにぎやかな宇宙電波調査望遠鏡（BURSTT）は、明るく近くにあるFRBの大規模なサンプルを検出してローカライズするように最適化されています。BURSTTには、可視空全体を常に監視するための$\sim$10$^{4}$deg$^{2}$の広い視野（FoV）があり、400MHzの有効帯域幅は300〜800です。MHz、および数百から数千km離れたいくつかのアウトリガーステーションを備えたサブ秒のローカリゼーション機能。当初、BURSTTには256個のアンテナが装備され、さまざまな設計をテストしてシステムパフォーマンスを向上させます。スケーラブルな機能により、BURSTTはより多くのアンテナを装備し、最終的には最適化された設計を実現できます。BURSTTは、最初に$\sim$100の明るい（$\geq$100Jyms）と近くのFRBを検出し、1秒未満の精度でローカライズすることを期待しています。さらに、FoVが大きいと、FRBの繰り返しを理解するために重要な、高いケイデンスでFRBを監視できます。BURSTTに局在する明るいサンプルの多波長/マルチメッセンジャー観測は、FRBの性質と局所環境を理解するための鍵となるでしょう。
残留大気スペックルのリアルタイム焦点面波面制御の実験室でのデモンストレーション
| Title |
Laboratory_Demonstration_of_Real-Time_Focal_Plane_Wavefront_Control_of_Residual_Atmospheric_Speckles |
| Authors |
Benjamin_L._Gerard,_Daren_Dillon,_Sylvain_Cetre,_Rebecca_Jensen-Clem |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08986 |
現在および将来の高コントラストイメージング機器は、前任者よりも近い軌道分離、より低い質量、および/またはより古い年齢で太陽系外惑星を検出することを目的としています。ただし、コロナグラフ科学画像の継続的に進化するスペックルは、最先端の地上ベースの太陽系外惑星イメージング機器のコントラストを制限します。地上ベースの補償光学（AO）機器の場合、ほとんどのスペックル抑制技術では、空の動的大気と準静的機器スペックルの両方を減衰させることが依然として困難です。この課題に対処するために、高速大気自己コヒーレントカメラ（SCC）技術（FAST）と呼ばれる焦点面波面センシングおよび制御アルゴリズムを提案しました。スペックルごとに検出されます。ここでは、SantaCruzExtremeAOラボラトリー（SEAL）テストベッドでのFASTの最初の実験結果を示します。特に、「第2段階」のAOベースの焦点面波面制御の利点を示し、進化する残留大気乱流のFAST閉ループ補償による最大5倍のコントラスト改善を示します-低次および高次の空間モードの両方で--20ミリ秒まで-タイムスケール。
アーカスミッション用の臨界角透過型回折格子プロトタイプのX線性能
| Title |
X-ray_performance_of_critical-angle_transmission_grating_prototypes_for_the_Arcus_mission |
| Authors |
Ralf_K._Heilmann,_Alexander_R._Bruccoleri,_Vadim_Burwitz,_Casey_deRoo,_Alan_Garner,_Hans_Moritz_Guenther,_Eric_M._Gullikson,_Gisela_Hartner,_Ed_Hertz,_Andreas_Langmeier,_Thomas_Mueller,_Surangkhana_Rukdee,_Thomas_Schmidt,_Randall_K._Smith,_Mark_L._Schattenburg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09013 |
Arcusは、提案されている軟X線回折格子分光計Explorerです。銀河と銀河団内および銀河団間の高温ガスをマッピングし、超大質量ブラックホールからのジェットと風を特徴づけることによって宇宙フィードバックを調査し、原始惑星系円盤と星の降着のダイナミクスを調査することを目的としています。Arcusは、アテナミッション用に開発された12mの焦点距離のかすめ入射シリコン細孔光学系（SPO）を備えています。臨界角透過（CAT）グレーティングは、高回折次数をCCDに効率的に分散させます。2つの整列したCATグレーティングの記録分解能を含む、ArcusのようなCATグレーティングの新しく改善されたX線性能の結果を報告します。複数のArcusプロトタイプ格子ファセットがPANTER施設のSPOによって照らされました。ファセットは、金属フレームに結合された$32\times32.5$mm$^2$パターン化されたシリコン膜で構成されています。結合角は、膜内のグレーティングバーの測定された平均傾斜角に従って調整されます。同時に照らされた2つのファセットは、18$^{\rmth}$および21$^{\rmst}$の注文でAl-K$_{\alpha}$ダブレットがわずかに広がっていることを示しており、$R_G\approx1.3^{+\infty}_{-0.5}\times10^4$（$3\sigma$）、Arcus要件の約3〜4倍。アーカスのような構成で、O-K波長で準完全に照射されたグレーティングの回折効率を4〜7次で測定し、結果をシンクロトロンスポット測定と比較しました。幾何学的効果と制動放射の連続性を補正した後、2つの異なる施設での完全照明とスポット照明、およびArcusの有効面積予測に使用されるモデルの間に一致が見られます。これらの飛行のような格子は回折効率を満たし、分解能Arcusの要件を大幅に上回っています。
トリコロール：MeerKAT用に最適化されたSumThresholdフラガー
| Title |
Tricolour:_an_optimized_SumThreshold_flagger_for_MeerKAT |
| Authors |
Benjamin_V._Hugo_and_Simon_Perkins_and_Bruce_Merry_and_Tom_Mauch_and_Oleg_M._Smirnov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09179 |
広帯域の細かくチャネル化されたMeerKAT相関データの無線周波数干渉を軽減するためのパッケージであるTricolourを紹介します。MeerKAT通過帯域は、衛星、モバイル、航空機、および地上のトランスポンダからの干渉の影響を大きく受けます。208kHzのチャネライゼーション解像度で100GiB/hrを超える一般的なデータレートと相まって、緩和は重大な処理上の課題をもたらします。当社のフラガーは、高度に構成可能で、並列で最適化されており、DaskおよびNumbaテクノロジーを使用して、広く使用されているSumThresholdおよびMAD干渉検出アルゴリズムを実装しています。最新のデュアルソケットIntelXeonサーバーでの一般的なLバンドフラグ戦略では、一般的な208kHzのチャネライズドデータセットを400GiB/hrを超える速度で処理できることがわかりました。
インドのパルサータイミングアレイ：最初のデータリリース
| Title |
The_Indian_Pulsar_Timing_Array:_First_data_release |
| Authors |
Pratik_Tarafdar,_Nobleson_K.,_Prerna_Rana,_Jaikhomba_Singha,_M._A._Krishnakumar,_Bhal_Chandra_Joshi,_Avinash_Kumar_Paladi,_Neel_Kolhe,_Neelam_Dhanda_Batra,_Nikita_Agarwal,_Adarsh_Bathula,_Subhajit_Dandapat,_Shantanu_Desai,_Lankeswar_Dey,_Shinnosuke_Hisano,_Prathamesh_Ingale,_Ryo_Kato,_Divyansh_Kharbanda,_Tomonosuke_Kikunaga,_Piyush_Marmat,_B._Arul_Pandian,_T._Prabu,_Aman_Srivastava,_Mayuresh_Surnis,_Sai_Chaitanya_Susarla,_Abhimanyu_Susobhanan,_Keitaro_Takahashi,_P._Arumugam,_Manjari_Bagchi,_Sarmistha_Banik,_Kishalay_De,_Raghav_Girgaonkar,_A._Gopakumar,_Yashwant_Gupta,_Yogesh_Maan,_P._K._Manoharan,_Arun_Naidu,_Dhruv_Pathak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09289 |
アップグレードされた巨大メートル波電波望遠鏡（uGMRT）を使用して、300〜500MHzと1260〜1460MHzの周波数帯域で同時に観測された14ミリ秒パルサーのパルス到着時間と高精度分散測定値の推定値を示します。データは3。5年（2018-2021）のベースラインにまたがり、インドのパルサータイミングアレイのコラボレーションによって利用可能になった最初の公式データリリースです。このデータリリースは、低無線周波数での星間物質の影響と、パルサータイミングアレイ実験のタイミング精度への影響を調査するためのユニークな機会を提供します。狭帯域と広帯域の両方のタイミング手法を使用して取得された分散測定時系列とパルス到着時間に加えて、選択されたパルサーの分散測定構造関数分析も提示します。分散測定の周波数依存性に関する現在進行中の調査について説明しました。5ミリ秒パルサーの予備分析に基づくと、分散測定における色度の決定的な証拠は見つかりません。定期的な同時2周波数観測からのデータは、この作業で初めて提示されます。この特徴的な機能により、サンプルのサブセットについてこれまでに得られた最高精度の分散測定値の推定値が得られます。バンド3とバンド5でのマルチバンドuGMRTの同時観測は、高精度の分散測定値の推定と、近い将来、さまざまなパルサータイミングアレイコンソーシアムからのデータの組み合わせによる全体的な周波数カバレッジの拡大の見通しにとって重要です。この作業で提示されたデータの一部は、InternationalPulsarTimingArrayの次の3番目のデータリリースに組み込まれる予定です。
DoG-HiT：新しいVLBIマルチスケールイメージングアプローチ
フーリエドメイン（uvカバレッジ）のスパースサンプリングを使用して非常に長いベースライン干渉法（VLBI）データから画像を再構築することは、不適切なデコンボリューション問題を構成します。サンプリングされたすべての空間スケールからの情報抽出を最大化し、サンプリングされていないスケールが画質に与える影響を最小化する堅牢なアルゴリズムを適用する必要があります。ガウス（DoG）ウェーブレットとハードイメージしきい値（HiT）の違いを組み合わせた、まばらにサンプリングされた干渉データをイメージングするための新しいマルチスケールウェーブレットデコンボリューションアルゴリズムDoG-HiTを開発します。DoG-HiTに基づいて、干渉計データの分析のためのマルチステップイメージングパイプラインを提案します。DoG-HiTは、UVカバレッジにスムーズに適応するように設計された柔軟なDoGウェーブレット辞書を採用することにより、圧縮センシングアプローチをイメージングに適用します。クロージャプロパティをデータ忠実度の項として最初にのみ使用し、振幅を保存し、全フラックスを保存するハードしきい値分割によって、非凸、非滑らかな最適化を実行します。DoG-HiTは、副産物として多重解像度サポートを計算します。最終的な再構成は、自己校正ループと、多重解像度サポートにのみ適用される振幅と位相の情報を使用したイメージングによって洗練されます。DoG-HiTの安定性を示し、合成データを使用したCLEANおよび正則化最尤法（RML）で作成された画像再構成に対するパフォーマンスのベンチマークを行います。比較は、DoG-HiTがRML再構成によって達成された超解像と一致し、CLEANによって到達された拡張放出に対する感度を上回っていることを示しています。干渉計データのイメージングへの柔軟なマルチスケールウェーブレット辞書を装備した正則化最尤法の適用は、最先端の凸最適化イメージングアルゴリズムのパフォーマンスと一致し、事前およびユーザー定義の制約が少なくて済みます。
超高エネルギー粒子を検出するためのBEACON機器のプロトタイプの設計と初期性能
| Title |
Design_and_Initial_Performance_of_the_Prototype_for_the_BEACON_Instrument_for_Detection_of_Ultrahigh_Energy_Particles |
| Authors |
D._Southall,_C._Deaconu,_V._Decoene,_E._Oberla,_A._Zeolla,_J._Alvarez-Mu\~niz,_A._Cummings,_Z._Curtis-Ginsberg,_A._Hendrick,_K._Hughes,_R._Krebs,_A._Ludwig,_K._Mulrey,_S._Prohira,_W._Rodrigues_de_Carvalho,_Jr.,_A._Rodriguez,_A._Romero-Wolf,_H._Schoorlemmer,_A._G._Vieregg,_S._A._Wissel,_E._Zas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09660 |
宇宙ニュートリノ用ビームフォーミング高架アレイ（BEACON）は、地球内の超高エネルギータウニュートリノ相互作用によって生成された上昇するエアシャワーからの電波放射を検出するように設計された計画ニュートリノ望遠鏡です。この検出メカニズムは、宇宙ニュートリノのタウフラックスの測定を提供します。2018年から稼働しているバークロフトフィールドステーションの高所に8チャンネルのプロトタイプ機器を設置しました。これは、信号がフィルタリング、増幅、デジタル化、保存された、30〜80MHzの感度を持つ4つの二重偏波アンテナで構成されています。カスタムデータ取得システム（DAQ）を使用してディスクに接続します。BEACONプロトタイプは、有効体積を最大化するために高高度にあり、指向性ビームフォーミングトリガーを使用して、トリガーレベルでの人為的バックグラウンドノイズの除去を改善します。ここでは、BEACONプロトタイプ機器の設計、構築、および校正について説明します。また、機器によって観測された無線周波数環境について説明し、宇宙線候補イベントの可能性を含め、機器によって観測されたイベントのタイプを分類します。
Astroaccesibleアウトリーチプロジェクトの音声ガイドとその他の包括的なリソース
| Title |
Audio_Description_And_Other_Inclusive_Resources_In_The_Outreach_Project_Astroaccesible |
| Authors |
Enrique_P\'erez-Montero,_Celia_Barn\'es-Casta\~no,_Emilio_Garc\'i_a_L\'opez-Caro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09703 |
Astroaccesibleは、InstitutodeAstrof\'IsicadeAndaluc\'Ia--CSICが主催し、あらゆる種類の障害者と非障害者の間で天文学と天体物理学の教育と普及を目的とした盲目の天文学者が主導するアウトリーチプロジェクトです。目の不自由な人や弱視の人に情報を送信するためのさまざまな戦略の中で、音声ガイドは映画や美術館の場合に最もアクセスしやすく人気のあるものの1つですが、天文画像の説明にはまだ広く組み込まれていません。この寄稿では、{"TheUniverseinwords"を紹介します。これは、メシエカタログで最も人気のある天体のいくつかの画像を説明する一連のビデオです。これらの音声ガイドは、明確な包括的側面を持っているだけでなく、すべての人にとって表現された画像のより良い、より深い理解を意味します。これは、包括的リソースを使用する上で最も重要な側面の1つです。これは、あらゆる種類の公衆の送信プロセスの効率も明らかに向上させるためです。これらのビデオは、対面活動の補足資料として、また、同じまたは類似のタイプの天体の可聴化やモデルなど、他の種類の資料の補足として使用することもできます。
動的インダクタンス検出器アレイに対応するためのスケーラブルなLEDモジュール
| Title |
A_Scalable_LED_Module_for_Addressing_Kinetic_Inductance_Detector_Arrays |
| Authors |
Jordan_E._Shroyer,_Matt_Nelson,_Liam_Walters,_Bradley_R._Johnson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09840 |
実験室で動的インダクタンス検出器アレイを空間的にマッピングするためのLEDモジュールの設計と測定された性能を紹介します。私たちの新しいアプローチは、480個の赤色LEDを制御するために7本のワイヤーのみを必要とする多重化（MUX）スキームを使用し、LEDの数は追加のワイヤーを追加することなくスケールアップできます。この多重化アプローチは、10Kまでの極低温で動作できるアクティブな表面実装コンポーネントに依存しています。液体窒素および当社のクライオスタット内での極低温テストは、MUX回路がそれぞれ77Kおよび10Kで動作することを示しています。ここで紹介するLEDモジュールは、私たちが開発しているミリ波検出器モジュールに合わせて調整されていますが、このアプローチは、他のKIDベースの検出器システムにも広く役立つ可能性があります。
粒子群最適化のリサンプリングを使用した複数の衛星による大面積ターゲット観測スケジューリング
| Title |
Large_region_targets_observation_scheduling_by_multiple_satellites_using_resampling_particle_swarm_optimization |
| Authors |
Yi_Gu,_Chao_Han,_Yuhan_Chen,_Shenggang_Liu,_Xinwei_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10178 |
過去数十年で地球観測衛星（EOS）が急速に増加し、EOSのスケジューリングがますます複雑になっています。大領域観測の広範なアプリケーションのために、この論文は、大領域ターゲットのEOS観測スケジューリング問題に取り組むことを目的としています。投影基準面とポリゴンクリッピング技術を使用した高速カバレッジ計算方法が最初に開発されました。次に、スケジューリング問題の非線形整数計画モデルを定式化します。ここで、目的関数は、開発されたカバレッジ計算方法に基づいて計算されます。モデルを解くために、貪欲な初期化ベースのリサンプリング粒子群最適化（GI-RPSO）アルゴリズムが提案されています。採用された貪欲な初期化戦略と粒子リサンプリング法は、進化プロセス中に効率的で効果的なソリューションを生成するのに役立ちます。最後に、提案された方法の有効性と信頼性を説明するために、広範な実験が行われます。従来の粒子群最適化および広く使用されている欲張りアルゴリズムと比較して、提案されたGI-RPSOは、スケジューリング結果をそれぞれ5.42％および15.86％改善できます。
この章では、イメージング偏光計を使用したX線望遠鏡観測の感度を高めるためのディープニューラルネットワークベースの方法を紹介します。ディープニューラルネットワークを使用して、統計的およびモデルの不確実性の両方の推定値を使用して、2D光電子トラック画像から光電子放出方向、光子吸収点、および光子エネルギーを決定できます。ディープニューラルネットワークの予測の不確実性は、ソース偏光パラメータを推定するための重み付き最尤法に組み込むことができます。トラックが偏光感度をほとんど持たない基準ガスボリュームの外側で変換するイベントは、偏光推定を複雑にします。ディープニューラルネットワークベースの分類器を使用して、これらのイベントを選択し、エネルギー分解能と偏光感度を向上させることができます。ディープニューラルネットワーク手法のパフォーマンスを標準のデータ分析手法と比較すると、IXPE固有のシミュレーションで検出可能な最小偏波が0.75倍未満向上していることがわかります。これらのメソッドの潜在的な将来の開発と改善について説明します。
天の川の金属に乏しい星のためのマイニングS-PLUS
| Title |
Mining_S-PLUS_for_Metal-Poor_Stars_in_the_Milky_Way |
| Authors |
Vinicius_M._Placco,_Felipe_Almeida-Fernandes,_Anke_Arentsen,_Young_Sun_Lee,_William_Schoenell,_Tiago_Ribeiro,_Antonio_Kanaan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09003 |
この作業は、SouthernPhotometricLocalUniverseSurvey（S-PLUS）からの522個の低金属量星候補の中解像度（$R\sim1,500$）の分光学的フォローアップを示しています。オブジェクトは、金属量に敏感なS-PLUSカラーを利用して、狭帯域測光から選択されました。フォローアップ観測は、それぞれCOSMOSおよびGMOS分光器を使用して、BlancoおよびGeminiSouth望遠鏡で実施されました。恒星の大気パラメータ（T$_{\rmeff}$、log$g$、および[Fe/H]）、ならびに炭素および$\alpha$元素の存在量は、次のことを行うためにプログラム星について計算されました。色の選択の有効性を評価します。結果は、観測された星の$92^{+2}_{-3}\％$が[Fe/H]$\leq-1.0$、$83^{+3}_{-3}\％$が[Fe/H]$\leq-2.0$、および$15^{+3}_{-3}\％$には[Fe/H]$\leq-3.0$があり、2つの超金属に乏しい星（[Fe/H]$\leq-4.0$）。観測されたサンプルの金属量累積分布関数の80パーセンタイルは、[Fe/H]$=-2.04$です。サンプルには、68個の炭素強化金属欠乏（CEMP）星も含まれています。計算された金属量に基づいて、さらにS-PLUSのカラーカットが提案されます。これにより、[Fe/H]$\leq-1.0$および$\leq-2.0$の星の割合を$98\％$および$88\に増やすことができます。それぞれ％$。このような高い成功率は、ターゲットを絞った高解像度の分光学的フォローアップの取り組みを可能にするだけでなく、ファイバーフィード多重分光法調査の選択基準を提供します。
L/T遷移褐色矮星における混合光大気の特徴を解きほぐす
| Title |
Disentangling_the_Signatures_of_Blended-Light_Atmospheres_in_L/T_Transition_Brown_Dwarfs |
| Authors |
Afra_Ashraf,_Daniella_C._Bardalez_Gagliuffi,_Elena_Manjavacas,_Johanna_M._Vos,_Claire_Mechmann,_Jacqueline_K._Faherty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09025 |
分光光度的に変化するL7-T3褐色矮星を、単一エポック、低解像度、近赤外SpeXスペクトルで識別する手法を紹介します。既知の可変褐色矮星のスペクトルインデックスを計算し、それらを使用して、既知の変数を他の褐色矮星の一般的な集団と区別できる11個のインデックスインデックスパラメーター空間を選択しました。62の候補変数が見つかり、そのうち12は、独立した測光モニタリング調査で有意な変動振幅を示しています。この手法は、統合された光スペクトルの特性から変動性などの時間依存効果を識別する最初の形式手法を構成します。この手法は、JWSTおよび30mクラスの望遠鏡の時代における将来の測光および分光モニタリングのターゲットに優先順位を付けるための便利なツールになります。
Be星の粘性遷音速デクリジョンディスクの再考
| Title |
Revisiting_Viscous_Transonic_Decretion_Disks_of_Be_Stars |
| Authors |
Michel_Cur\'e,_Rodrigo_Meneses,_Ignacio_Araya,_Catalina_Arcos,_Greco_Pe\~na,_Natalia_Machuca,_and_Abigali_Rodriguez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09031 |
Be星の文脈で、これらの星の粘性遷音速デクリションディスクモデルを再調査しました。このモデルは、ShakuraSunyaevの処方を考慮して、光学的に細い線と粘性の集合による放射力によって駆動されます。非線形の運動方程式は、特異点（音の点）と固有値を示します。これは、恒星表面の初期条件でもあります。次に、この固有値を取得するために、それを放射状の量として設定し、詳細なトポロジ分析を実行します。その後、ノードとサドルの遷音速解を解くための数値的方法について説明します。粘度の値「アルファ」は、音波点の位置をほとんど決定しませんが、ソリューションのトポロジーを決定します。2つのノードソリューションが見つかりました。これらはほとんど区別できません。サドルソリューションは、ノードソリューションに必要な値よりも低い「アルファ」値に対して確立されています。さらに、粘度の影響により、すべての解が恒星表面の上の小さな領域でほぼ一意の解に崩壊するため、回転速度は速度（および密度）プロファイルに決定的な役割を果たしません。電気力線パラメータおよび/またはディスク温度の適切な組み合わせにより、50恒星半径よりも低い音波点の位置が示され、切り詰められたディスクが記述されます。これは、連星を必要とせずに、Be星で観測されたSEDターンダウンを説明することができます。
2013年8月17日M3.3フレアに関連する黒点せん断と突然の後退運動
| Title |
Sunspot_shearing_and_sudden_retraction_motion_associated_with_the_2013_August_17_M3.3_Flare |
| Authors |
Yanjie_Zhang,_Zhe_Xu,_Qingmin_Zhang,_Jun_Dai,_Haisheng_Ji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09156 |
このレターでは、2013年8月17日に発生したM3.3クラスのフレア（SOL2013-08-17T18：16）について詳細に分析します。それは、フレアの前の小さな黒点の突然の急速なせん断運動を介して最初に光球からコロナへの相互磁気相互作用の明確な画像を提示し、次に同じ太陽黒点の突然の収縮運動を介してコロナから光球に突然戻るフレアインパルスフェーズ。フレアの約10時間前に、活動領域NOAA11818の小さな黒点が磁気極性反転線（PIL）に沿って北東に移動し始め、活動領域の準静的状態を変更するせん断運動を作成しました。サンスポットの動きに続いて、PILの真上にあるフィラメントが活性化され、部分的に噴火しました。噴火は最終的にM3.3フレアにつながりました。その後、黒点はフレアの開始時に突然反対方向に引き戻されました。後退運動中、ローレンツ力は大きさと方向の両方で同時に衝撃的な変化を受けました。その方向の変化は、後退運動に適合していることがわかります。この観測は、フレアに電力を供給してトリガーする際の黒点のせん断運動の役割の直接的な証拠を提供します。特に、太陽フレア中の黒点の急激な動きが、冠状磁場の再構成によって引き起こされた逆反応の結果であることを確認しています。
前主系列星：星震学の課題と展望
星は主系列星に単に現れるだけではありません。星がゼロエイジの主系列星に到着する前に、それらは分子雲の崩壊で形成され、降着プロセスを通じて物質を獲得し、水素が完全に平衡状態で燃焼できるまでコアを圧縮します。この進化の段階は比較的短時間続きますが、単純化された仮定によってしばしば無視されるのは、これらの重要な物理的プロセスの痕跡です。星震学はこれらの物理的プロセスを調査するための優れたツールを提供しますが、MS前の振動を研究することはこの分野をさらに前進させる可能性を秘めています。前主系列星の星震学は、観測的および理論的な課題に直面しています。多くの場合、まだ若い星を取り囲んでいる彼らの誕生環境の残骸は、脈動の信号を妨害する可能性のある変動を引き起こします。さらに、長いタイムベースの衛星観測がないため、この方法の適用が制限されます。前主系列星の理論モデルには、脈動周波数と脈動モードの励起特性の計算に影響を与えるいくつかの仮定と単純化が含まれています。このすべてを念頭に置いて、前主系列星震学の見通しは多岐にわたります。若い恒星状天体の構造の理解が深まると、角運動量の輸送や磁場の形成など、恒星進化の未解決の質問のいくつかに答える可能性があります。たとえば、ジャイロクロノロジーは最年少のクラスターの年齢を決定するのに苦労しますが、前主系列星の脈動は、単一の星の精度を高める独立した年齢インジケーターとして機能することができます。星や惑星の形成と初期進化を調査するための一般的な恒星天体物理学の関心の高まりは、前主系列星震学の重要性が高まっていることを示しています。
バウショック星雲に動力を与える中央星の運動学と暴走するOB星の大きな多重度の割合
| Title |
Kinematics_of_the_Central_Stars_Powering_Bowshock_Nebulae_and_the_Large_Multiplicity_Fraction_of_Runaway_OB_Stars |
| Authors |
Henry_A._Kobulnicky,_William_T._Chick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09281 |
恒星のバウショック星雲（SBNe）に動力を与えるOB星は、大きな固有速度を持っていると推定されています。SBN中心星の固有速度を測定し、267個のSBN中心星の$Gaia$EDR3データと455個の銀河系O星のサンプルを使用して、一般的なO星の集団に対する運動学を評価し、予測速度$v_{\rm2D}$を導き出しました。。各サンプルのサブセットについて、視線速度を測定し、複数の星系を識別するための新しい光学分光法を取得しました。SBN中心星の最小多重度は36$\pm$6％であり、暴走する銀河系O型星の$>$28％と一致しています。暴走の間の大きな多重度の割合は、バイナリ超新星の起源ではなく、非常に効率的な動的放出を意味します。SBN中心星の中央値$v_{\rm2D}$は$v_{\rm2D}$=14.6kms$^{-1}$であり、中央値$v_{\rm2D}$=11.4kmよりも大きいバウショック以外のO型星の場合はs$^{-1}$。SBNeの中心星は、暴走（$v_{\rm2D}$$>$25kms$^{-1}$）の割合が24$^{+9}_{-7}$％であり、22と一致しています。コントロールサンプルのO型星の場合は$^{+3}_{-3}$％。SBNeの中心星のほとんど（76％）は暴走していません。星雲の形態学的位置角と$v_{\rm2D}$運動学的位置角の間の整列（$\Delta_{\rmPA}$）の分析により、2つの母集団が明らかになります：高度に整列した（$\sigma_{PA}$=25$^\circ$）最大の$v_{\rm2D}$（サンプルの31％）とランダムな（整列されていない）母集団（サンプルの69％）を持つ星を含む母集団。HII領域内またはその近くにあるSBNeは、孤立した環境ではSBNeよりもこの後者の成分の大部分を占めており、それらの配向と形態を形成する要因として局所的なISMフローを示しています。太陽LSR運動を計算するための新しい概念的アプローチの概要を説明し、[U$_\odot$、V$_\odot$、W$_\odot$]=[5.5、7.5、4.5]kms$^{-を生成します。1}$。
主成分分析を使用した宇宙線データからのヘイルサイクル関連成分の抽出
| Title |
Extracting_Hale_Cycle_Related_Components_from_Cosmic-Ray_Data_Using_Principal_Component_Analysis |
| Authors |
Jouni_J._Takalo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09350 |
主成分分析（PCA）を使用して、サイクル19〜24のいくつかの中性子モニターカウント率を使用して、毎月の宇宙線データを分解します。異なるサイクル制限を使用して、宇宙線（CR）データの1番目と2番目のPCがオウルCRサイクル20-24（C20-C24）、73-の全変動の77-79％と13-15％を説明することを示します。ヘルマナスC20-C24の変動の77％と13-17％、およびクライマックスC19-C22のそれぞれ74-78％と17-21％。CRサイクル19〜24のPC1時系列には、10。95年の期間でパワースペクトルにピークが1つだけあります。これは、SC19〜SC24の間隔の平均太陽周期期間です。同じサイクルのPC2時系列には、周期21.90（ヘイルサイクル）に明確なピークがあり、その周期の1/3に別のピークがあり、太陽周期周期にはピークがありません。CRのPC2は、CRの偶数サイクルと奇数サイクルの強度の違いを説明するのに不可欠であることを示します。奇数サイクルでは、PC2の前半に正相、後半に負相があります。これにより、サイクルの開始時に強度がゆっくりと減少し、少なくとも奇数サイクルでは強度が低下します。逆に、偶数サイクルの場合、フェーズはその逆であり、これにより、サイクルのCR強度がより速く減少し、より迅速に回復します。結果として、偶数サイクルはよりピークのような構造になります。このルールの唯一の例外はサイクル23と24であり、前者はほぼゼロのラインPC2を持ち、後者は以前の奇数サイクルと同様のPC2を持ちます。これらの結果は、歪度-尖度（S-K）分析で確認されます。さらに、S-Kは、サイクル21を除く他の偶数および奇数サイクルが、相関係数0.85の回帰直線上にあることを示しています。計算された8つのステーションすべてのサイクル21は、S-K座標系にコンパクトに配置されており、奇数のサイクル23よりも歪度が小さく尖度が高くなっています。
太陽周期18-24のソーラーグリーンラインコロナの空間的および時間的分布
緑のコロナ（FeXIV）の均質な冠状データセット（HCDS）と太陽活動の冠状指数（CI）を使用して、太陽周期18〜24の時間-緯度分布を研究し、太陽黒点の同様の分布と比較しました。フィールドと太陽の電波フラックス10.7cm。最も重要な結果は次のとおりです。（a）サイクルの最大値に関連する冠状強度の分布は、個々のサイクルで異なります。（b）非常に弱いサイクル24でも、各サイクルの中緯度からのHCDSの極方向への移動が存在します。同じことが赤道方向への移動にも当てはまります（c）HCDSの全体的な値は、南半球よりも北半球の方がわずかに強いです。（d）HDCSの分布は、最も強い光球磁場（B>50ガウス）と一致しています。黒点グループのヒストグラム、（e）Gnevyshevギャップは、CIで少なくとも95％の信頼度で確認されましたが、奇数サイクルと偶数サイクルでは動作が異なります。主成分分析（PCA）は、第1成分と第2成分がCIの全変動の87.7％と7.3％を占めることを示しました。さらに、緑色のコロナのPC2は、他のサイクルと比較して、サイクル21ではかなり異なっていました。
掩蔽ポータル：恒星食のデータ収集と分析のためのウェブベースのプラットフォーム
| Title |
Occultation_Portal:_a_web-based_platform_for_data_collection_and_analysis_of_stellar_occultations |
| Authors |
Y._Kilic,_F._Braga-Ribas,_M._Kaplan,_O._Erece,_D._Souami,_M._Dindar,_J._Desmars,_B._Sicardy,_B._E._Morgado,_M._N._Shameoni,_F._L._Rommel,_A._R._Gomes-J\'unior |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09615 |
恒星食を記録することは、掩蔽する太陽系オブジェクトの物理的特性に関する直接的な情報を与える強力な方法の1つです。信頼性が高く正確な結果を得るには、投影されたパスのトラック全体のさまざまな場所からの同時観測が非常に重要です。ただし、すべての観測所の整理、データの集計、分析には時間がかかり、それほど簡単ではありません。中央サーバーからこれらすべての掩蔽観測キャンペーンを管理するために、掩蔽ポータル（OP）という名前のWebポータルを開発しました。このポータルでは、恒星食キャンペーンに参加しているすべての観測者の機器および観測情報と関連データが標準形式で体系的にアーカイブされます。その後、研究者はアーカイブされたデータをイベントベースで視覚化できます。調査員は、ポータルベースに削減パイプラインを追加して、各データセットの光度曲線を抽出することもできます。このホワイトペーパーでは、ポータルの構造と開発された機能について詳しく説明します。
冠状伝播擾乱の速度場を推定するための改良された方法
| Title |
An_improved_method_for_estimating_the_velocity_field_of_coronal_propagating_disturbances |
| Authors |
Huw_Morgan_and_Marianna_Korsos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09640 |
太陽コロナは、伝播する擾乱（PD）の連続的な流れのホストです。これらは、静かな太陽を含むコロナの広い領域にわたって継続的で遍在しています。この論文の目的は、極紫外線（EUV）画像の時系列で観察されるPDの方向と大きさに基づいて、速度ベクトル場マップを作成するための改善された効率的な方法を提示することです。この方法は、大気イメージングアセンブリ（AIA）/ソーラーダイナミクスオブザーバトリー（SDO）EUVチャネルで使用するためにここに示され、入力として最高12秒のケイデンスで\app2時間の画像を取ります。ディスクの中心に近い領域からデータが抽出され、時間正規化と呼ばれるプロセスが同時整列されたデータに適用されます。\atrous\分解を使用したノイズリダクションに続いて、PDが効果的に明らかになります。次に、修正されたLucasKanadeアルゴリズムを使用して、速度フィールドをマッピングします。ここで説明する方法は、デスクトップコンピューター上で数分で快適に実行され、以前の実装と比較して効率が大幅に向上します。静かな太陽の領域に適用すると、速度場は、典型的なサイズ50〜100\arcsec\（36〜72Mm）のコヒーレントな外向きに発散するPDフローのセルのモザイクを表すことがわかります。流れは、セルの中心にある点と狭い廊下から始まり、セル間の狭い境界で終わります。紫外線AIA画像との視覚的比較は、フローソースが明るい光球超粒状ネットワーク境界と相関していることを示しています。PDが局所磁場に従うと仮定すると、速度流れ場はコロナ磁場の空の平面分布の代理であり、したがって、マップはコロナのトポロジーへのユニークな洞察を提供します。これらは、EUV画像の構造の外観を解釈するのが難しい静かな太陽の領域に特に役立ちます。
断層撮影で再構築された静かな太陽の冠状ループのエンタルピーベースのモデリング
| Title |
Enthalpy-based_modeling_of_tomographically_reconstructed_quiet-Sun_coronal_loops |
| Authors |
C._Mac_Cormack,_M._L\'opez_Fuentes,_C.H._Mandrini,_D.G._Lloveras,_A.M._V\'asquez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09896 |
太陽コロナの構造は磁束管またはループでできています。彼らの環境とのコントラストが不足しているため、静かな太陽の下で冠状ループを観察して研究することは非常に困難です。この作業では、太陽の自転全体をカバーする一連のEUV画像から、冠状プラズマの熱特性の平均3D分布を再構築するために、微分放射測定断層撮影（DEMT）技術を使用します。DEMT製品をグローバルなコロナ磁場の外挿と組み合わせることにより、コロナループを再構築し、コロナの典型的な百万度の温度に保つために必要なエネルギー入力を取得します。キャリントン回転（CR）2082の再構築された多数のループを統計的に調査し、さまざまな長さの一連の典型的な平均ループを取得します。熱特性と構築された典型的なループの長さの関係を探し、前の作品\citep{maccormack_2020}で見つかったものと同様の結果を見つけます。また、典型的なループ特性を、ゼロ次元（0D）流体力学モデルのエンタルピーベースのループの熱進化\citep[EBTEL、][]{klimchuk_2008}と比較して分析します。2つの加熱シナリオを検討します。最初のものでは、典型的なループが準静的平衡にあると仮定して、一定の加熱速度を適用します。2番目のシナリオでは、短い衝撃イベントを使用してループ内のプラズマを加熱します。再構築された典型的なループは、流体力学モデルの準静的平衡解に関して過密であることがわかります。一方、衝撃加熱は、より短くほぼ半円形のループで観察された密度と温度をよりよく再現します。
クワイエットサンコロナルループのスケーリング則
| Title |
Scaling_Laws_of_Quiet-Sun_Coronal_Loops |
| Authors |
C._Mac_Cormack,_M._L\'opez_Fuentes,_C.H._Mandrini,_D.G._Lloveras,_M._Poisson,_A.M._V\'asquez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09921 |
断層撮影技術とコロナ磁場のモデリングを組み合わせて再構築された静かな太陽のコロナループの物理パラメータ間の一連の関係を研究します。微分放射測定トモグラフィー（DEMT）を使用して、コロナ内の電子密度と温度の3次元分布を決定し、シノプティックマグネトグラムの電位場ソース表面（PFSS）外挿で磁場をモデル化します。外挿された磁力線に沿ってDEMT生成物をトレースすることにより、ループ平均の電子密度と温度を取得します。また、ループ積分されたエネルギー関連の量は、閉じた磁力線ごとに計算されます。太陽周期23と24の間の最小活動期間中に、この手順をキャリントン回転2082に適用します。ループ平均密度$N$とループ長$L$の間のスケーリング則を見つけます、$N_m\simL^{-0.35}$ですが、ループ平均温度とループ長の間に有意な関係は見つかりません。以前に発見された結果ではあるが、赤道緯度でのループ平均気温は高緯度よりも低いことを確認している。この振る舞いを、長さに沿って温度が下がるループ（「下」ループ）の赤道緯度での存在と関連付けます。これは、一般に、温度が上がるループ（「上」ループ）よりも低温です。クワイエットサンループで得られたスケーリングは、以前の観測的および理論的研究からのARループの場合に見られたものと一般的に一致しないことがわかります。見つかった関係をよりよく理解するには、静かな太陽コロナの物理的条件下で機能する流体力学的コードを使用して、再構築されたループをフォワードモデル化する必要があることをお勧めします。
ガイアにおける赤色超巨星対流の非検出
| Title |
A_Non-Detection_of_Red_Supergiant_Convection_in_Gaia |
| Authors |
C._S._Kochanek_(1)_((1)_Department_of_Astronomy,_The_Ohio_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09926 |
赤色超巨星（RSG）の大規模な表面対流は、ガイアによって測定され、これらのまれではあるが重要な星の表面ダイナミクスの新しいプローブとして使用される可能性のある星の光中心のシフトにつながる可能性があります。明るさの変化とは異なり、光中心の動きは対流セルの物理的スケールに関する情報を提供します。信号は、RSGが恒星の半径の数パーセントのレベルで過剰な位置天文ノイズを示すことです。残念ながら、GaiaEDR3の過剰な位置天文ノイズレベルは、予測された動きを検出するにはおおよそ1桁大きすぎ、RSGには、同様の大きさや視差の他の星と区別できない過剰な位置天文ノイズがあることがわかります。典型的な過剰な位置天文ノイズは、Gの大きさ（G<11等の場合）とともに着実に減少するため、同じ明るさの星を比較することが重要です。
UGPS J194310 + 183851：異常な光学およびX線のかすかな激変星？
| Title |
UGPS_J194310+183851:_an_Unusual_Optical_and_X-ray_Faint_Cataclysmic_Variable? |
| Authors |
C._Morris,_T._J._Maccarone,_P._W._Lucas,_J._Strader,_C._T._Britt,_N._Miller,_S._J._Swihart,_W._J._Cooper,_J._E._Drew_and_Z._Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09957 |
マルチエポックの光学および赤外線の空の調査の数の増加は、タイプの数の増加する、前例のない数の新しい変光星を明らかにしています。UKIDSS銀河面調査（UGPS）の隣接する近赤外線フィルターでの観測間の短い間隔により、数分のタイムスケールでの変動の発見が可能になります。光学分光法、時系列測光、およびターゲットX線観測を使用して、そのようなオブジェクトの性質について報告します。UGPSJ194310.32+183851.8は、新しい性格の磁気激変変光星であり、おそらく平均よりも長い自転周期と、周期ギャップよりも短い可能性が高い公転周期を特徴としていることを提案します（つまり、P$_{\text{orb}}$<2時間）。星は、この期間の境界の下に存在する短期間の中間ポーラーサブクラスのメンバーである可能性が高いと考えられますが、システムのSEDは、グループの他のメンバーよりも暗くて赤いという追加機能があります。
NGC6752でゆっくりと冷却する白色矮星
| Title |
Slowly_cooling_white_dwarfs_in_NGC_6752 |
| Authors |
J._Chen,_F._R._Ferraro,_M._Cadelano,_M._Salaris,_B._Lanzoni,_C._Pallanca,_L._G._Althaus,_S._Cassisi,_E._Dalessandro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10039 |
最近、球状星団M13で、白色矮星の新しいクラス（「ゆっくりと冷却するWD」）が特定されました。これらの星の冷却時間は、それらの残留エンベロープでの安定した熱核水素燃焼によって増加します。これらのWDは、漸近巨星分枝の段階をスキップしたHBブルーテールに存在する水平分枝（HB）星によって発生したと考えられています。この現象をさらに調査するために、ハッブル宇宙望遠鏡で取得した近紫外線の深部測光データを利用して、NGC6752のWD冷却シーケンスの明るい部分を調査しました。これは、金属量、年齢、HB形態が類似している別の銀河球状星団です。M13へ。NGC6752で導出された正規化されたWD光度関数は、これら2つのシステムのHBに沿った恒星の質量分布がほぼ同じであるという事実と一致して、M13で観察されたものと非常に似ていることがわかります。M13の場合と同様に、理論的予測との比較は、調査対象のWDの$\sim70\％$が、標準の純粋な冷却WDよりも遅い速度で進化していることと一致しています。地球からの距離が比較的短いため、NGC6752測光は、M13の場合よりも1桁暗い明るさに達し、標準のWDモデルと比較して冷却時間の遅延が$\simに達する状況をサンプリングできます。300$Myr。この論文で提示された結果は、ゆっくりと冷却するWDの存在の新しい証拠を提供し、この現象とホスト星団の水平分枝形態との間の直接的な因果関係を提案するシナリオをさらにサポートします。
太陽に近い太陽風における間欠性と電子加熱との関連
| Title |
Association_of_intermittency_with_electron_heating_in_the_near-Sun_solar_wind |
| Authors |
C._Phillips,_R._Bandyopadhyay,_D._J._McComas,_S._D._Bale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10084 |
地球に近い環境でのいくつかの研究は、断続的な構造がエネルギー散逸と粒子エネルギー化の重要な場所であることを示しています。太陽に近い環境でサンプリングされた最近のパーカーソーラープローブ（PSP）データは、陽子加熱がコヒーレント構造の近くに集中していることを示しており、この領域での乱流カスケードによる陽子の局所加熱を示唆しています。しかし、電子が太陽に近い環境で同様の振る舞いを示すかどうかは明らかではありません。ここでは、最初の7つの軌道の間に太陽の近くで収集されたPSPデータを使用してこの質問に対処します。コヒーレント構造を識別するために、増分の部分分散（PVI）手法を使用します。電子温度は、陽子との結合よりもいくらか弱いものの、強い不連続性の近くで優先的に高められることがわかります。私たちの結果は、断続的な構造の近くの乱流変動の散逸に関連する、「若い」太陽風における電子の不均一な加熱を強力にサポートします。
2019年7月2日の太陽極小期日食：II。 3.4RsまでのFeX、XI、およびXIVの最初の絶対輝度測定とMHDモデル予測
| Title |
The_Solar_Minimum_Eclipse_of_2019_July_2:_II._The_First_Absolute_Brightness_Measurements_and_MHD_Model_Predictions_of_Fe_X,_XI_and_XIV_out_to_3.4_Rs |
| Authors |
Benjamin_Boe,_Shadia_Habbal,_Cooper_Downs,_and_Miloslav_Druckm\"uller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10106 |
2019年7月2日の皆既日食（TSE）中に観測された、1.08から3.4$R_\odot$までのFeX、FeXI、およびFeXIVの可視冠状輝線の空間的に分解された絶対輝度を示します。コロナの形態は太陽極小期に典型的であり、大きな極コロナホールと広い赤道ストリーマーベルトによって示される双極子場の優位性がありました。FeXIラインが最も明るく、次にFeXとFeXIV（ディスク$B_\odot$単位）が続きます。すべての線は、ストリーマーとコロナホールの間で明るさの変動があり、FeXIVが最大の変動を示しました。しかし、FeXは緯度に対して驚くほど均一なままでした。Fe線の明るさは、コロナ全体の相対的なイオン存在量と視線平均電子温度（$T_e$）を推測するために使用され、コロナホールで1.25〜1.4MK、ストリーマのコアで1.65MKまでの値を生成します。次に、線の明るさと推定された$T_e$値が、このTSEのPSI電磁流体力学モデルの予測と定量的に比較されます。MHDモデルは一般的にFe線をかなりよく予測しましたが、前方モデル化された線の比率は、コロナ全体で平均して5〜10％以内で観測的に推定された$T_e$をわずかに過小評価していました。極コロナホールの大きな不一致は、不十分な加熱および/またはアプローチにおける他の制限を示している可能性があります。これらの比較は、コロナと太陽風の形成のモデルを制約するためのTSE観測の重要性を強調しています。
IRISによって観測された移動フレアカーネルのBlueshiftedSiIV 1402.77{\AA}ラインプロファイル
| Title |
Blueshifted_Si_IV_1402.77{\AA}_line_profiles_in_a_moving_flare_kernel_observed_by_IRIS |
| Authors |
Juraj_L\"orin\v{c}\'ik,_Jaroslav_Dud\'ik,_Vanessa_Polito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10114 |
2015年6月22日のM6.5クラスのフレア中に観測されたスリッピングフレアカーネルのスペクトルを、インターフェイス領域イメージングスペクトログラフ（IRIS）で分析します。フレアの衝動的なピーク段階では、リボンに沿って明らかな滑り運動を示すループがSDO/AIAの131{\AA}チャネルで観察されました。IRISスペクトログラフスリットは、非常に高い1秒のケイデンスでSiIV、CII、およびMgIIのフレアループフットポイントに対応する移動カーネルを含むリボンの一部を観察しました。カーネルで観察されたスペクトルは、大部分が赤方偏移しており、大きなフレアで通常観察されるように、顕著な赤い翼を示しました。ただし、リボンの1つの小さな領域では、SiIV1402.77{\AA}線が部分的にブルーシフトされ、対応するドップラー速度|v_{D}|が発生しました。50kms$^{-1}$を超えています。同じ地域で、CII1334.53{\AA}、1335.66{\AA}、1335.71{\AA}の線は弱くブルーシフトされ（|v_{D}|<20kms$^{-1}$）、顕著な青い翼は、MgIIk2796.35{\AA}、MgIIトリプレット2798.75{\AA}および2798.82{\AA}ラインでも観察されました。ハイケイデンスのAIA観測を使用して、ブルーシフトが発生した領域は、弱磁場領域を移動するときに加速するカーネルフロントに対応することがわかりました。高解像度のIRIS観測により、スリットの下のカーネルの加速度を初めて捉えることができました。ブルーシフトされた彩層とTR線のユニークな観測は、フレアの現在のモデルに新しい制約を提供します。
隠された共生星SULyn--Uバンドのちらつきの検出
| Title |
The_hidden_symbiotic_star_SU_Lyn_--_detection_of_flickering_in_U_band |
| Authors |
R._K._Zamanov,_A._Kostov,_M._Moyseev,_N._Petrov,_Y._M._Nikolov,_D._Marchev,_K._A._Stoyanov,_M._S._Minev,_J._Marti,_V._Radeva,_E._Sanchez-Ayaso,_M._F._Bode,_B._Borisov,_K._Ilkiewicz,_G._Nikolov,_A.Kurtenkov,_B._Spassov,_P._L._Luque-Escamilla,_G._Y._Latev,_S._Boeva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10151 |
光学バンドに隠された共生星SULynの測光観測を報告します。4泊で、振幅が約0.05のUバンドの弱いちらつきを検出します。B、V、g'、r'バンドでは夜間の変動は見られません。これは、二次成分が低い降着率で降着する白色矮星であることを示すもう1つの指標です。また、ダースの関連オブジェクト（RRBoo、RTBoo、AMCyg、AGPeg、BFCyg、NQGem、StHa190、V627Cas、XXOph、FSCet、YGem）の夜間変動を検索しました。観測誤差が検出されました。
A58における新生噴出物のスペクトル変動
| Title |
Spectral_variability_of_the_born-again_ejecta_in_A_58 |
| Authors |
Borja_Montoro_Molina,_Mart\'in_A._Guerrero,_Jes\'us_A._Toal\'a,_Janis_B._Rodr\'iguez_Gonz\'alez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10203 |
生まれ変わった惑星状星雲（PNe）は、人間のタイムスケールでの恒星進化、塵の生成、星雲の衝撃を調査することを可能にします。ここでは、約1世紀前に非常に遅い熱パルス（VLTP）を経験した、V605Aql周辺で生まれ変わったPNA58のマルチエポック光学分光観測の分析を示します。H欠乏噴出物は、1996年から2021年までの期間にかなりの明るさを経験し、多くの輝線比にも顕著な変化が見られました。噴出物の希釈によって引き起こされる消滅の減少も、中心星からの電離光子束の増加も、これらのスペクトル変化を生み出すことができないようであり、代わりに、分子材料を解離する双極H-poor流出の衝撃に起因します。外側の星雲を通って伝播します。
高速時間分解分光法によって明らかにされた2つのM矮星におけるフレアリング関連の複素力学
| Title |
Flaring-associated_Complex_Dynamics_in_Two_M-dwarfs_Revealed_by_Fast,_Time-resolved_Spectroscopy |
| Authors |
J._Wang,_H._L._Li,_L._P._Xin,_G._W._Li,_J._Y._Bai,_C._Gao,_B._Ren,_D._Song,_J._S._Deng,_X._H._Han,_Z._G._Dai,_E._W._Liang,_X._Y._Wang,_and_J._Y._Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10412 |
太陽系外惑星の居住性は、ホスト星の活動によって大きく影響を受けると考えられていますが、関連するコロナ質量放出（CME）は、太陽のような後期型の星ではまだめったに検出されません。ここでは、地上広角カメラシステムによって実行された高ケイデンス調査によって引き起こされた2つのM矮星のフレアに関する観測研究を報告します。どちらの場合も、高速の時間分解分光法により、バルク速度がほぼゼロであるだけでなく、予測される最大速度が$\sim700-800\\mathrmと高い対称的な広いH$\alpha$放射を特定できます。{km\s^{-1}}$。この広がりは、スターク（圧力）効果または恒星の四肢でのフレア関連のCMEのいずれかから生じる可能性があります。CMEシナリオのコンテキストでは、CME質量は$\sim4\times10^{18}$gおよび$2\times10^{19}$gと推定されます。さらに、私たちのスペクトル分析は、両方のイベントで狭いH$\alpha$放射の線の中心の時間的変化を明らかにします。変動の振幅は数十$\mathrm{km\s^{-1}}$であり、これは1つのイベントでは彩層の蒸発に、もう1つのイベントではバイナリシナリオに起因する可能性があります。測光モニターから決定された総フレアリングエネルギーにより、フレアリングエネルギーが大きいほどCME質量が大きくなるという強化された傾向が示されます。
惑星状星雲M3-38の高速ジェットの共通外層起源
| Title |
The_common_envelope_origins_of_the_fast_jet_in_the_planetary_nebula_M_3-38 |
| Authors |
J._S._Rechy-Garc\'ia,_J._A._Toal\'a,_M._A._Guerrero,_C._Rodr\'iguez-L\'opez,_L._Sabin,_and_G._Ramos-Larios |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10483 |
双極性星雲（PN）M3-38のマルチエスペクター\'ografoenGTCdeAltaResoluci\'onparaAstronom\'ia（MEGARA）高分散面分光観測の分析を紹介します。これらの観察結果は、M3-38の対称軸に沿って、最大$\pm$225kms$^{-1}$の速度で膨張する高速流出の存在を明らかにしています。この特徴の投影されていない空間速度は、$\approx$320$^{+130}_{-60}$kms$^{-1}$と見積もることができます。これは、高度にコリメートされた形態と合わせて、それが1つであることを示しています。PNで検出された最速のジェットの。また、M3-38の中心星のケプラー観測を使用して、17。7日の支配的な期間に関連する変動を明らかにしました。これは、軌道分離が$\approx$0.12-0.16auの低質量星の存在に起因すると考えられます。高速でコリメートされた放出と近接連星システムは、M3-38の共通外層形成シナリオを示しています。
| Title |
Scalar_Dark_Matter_Production_from_Preheating_and_Structure_Formation_Constraints |
| Authors |
Marcos_A._G._Garcia,_Mathias_Pierre,_and_Sarunas_Verner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08940 |
インフレーションと再加熱中のインフラトン凝縮物からのスカラー暗黒物質（DM）の非平衡生成を調査します。このスカラーは、直接四次結合を介してインフラトンにのみ結合し、重力との結合は最小限であると想定しています。純粋な重力、弱い直接結合（摂動）、および強い直接結合（非摂動）のすべての可能な生産レジームを考慮します。レジームごとに、さまざまなアプローチを使用して、暗黒物質の位相空間分布と対応する熱的残存粒子を決定します。純粋な重力レジームの場合、スカラー暗黒物質の量子はインフレーション中に大量に励起され、赤外線（IR）が支配的な分布関数と、再加熱温度で宇宙を覆う熱的残存粒子をもたらします$T_\text{reh}>34〜\text{GeV}$。消失しない直接結合は、効果的なDM質量を誘導し、紫外線（UV）モードを優先して大きなIRモードを抑制し、直接結合と重力結合の間の干渉が最大になると、最小のスカラー存在量が生成されます。大きな直接結合の場合、インフラトン凝縮の逆反応は、ハートリー近似と格子シミュレーション技術を使用して説明されます。スカラーDM候補は非コールドダークマターとして振る舞うことができるので、物質パワースペクトルに対するそのような種の影響を推定し、ライマン-$\alpha$測定から対応する制約を導き出します。これらは、純粋な重力生成の場合は$\gtrsim3\times10^{-4}\、\rm{eV}$、および$\gtrsim20\、\rm{eVのDM質量の下限に対応することがわかります。直接結合の生産のための}$。これらの結果の意味について説明します。
大型高高度空気シャワー天文台によって測定された拡散ガンマ線フラックスによるアクシオンのような粒子の拘束
| Title |
Constraining_axion-like_particles_with_the_diffuse_gamma-ray_flux_measured_by_the_Large_High_Altitude_Air_Shower_Observatory |
| Authors |
Leonardo_Mastrototaro,_Pierluca_Carenza,_Marco_Chianese,_Damiano_F.G._Fiorillo,_Gennaro_Miele,_Alessandro_Mirizzi_and_Daniele_Montanino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.08945 |
IceCube実験による非常に高エネルギーのニュートリノの検出は、同じ宇宙加速器からの同等のガンマ線対応物の存在をサポートします。これらの粒子の源が銀河系外起源であるというありそうな仮定の下で、放出された光子束は、宇宙距離にわたるその伝播の間にかなり吸収されるでしょう。ただし、超軽量アクシオン様粒子（ALP）との光子混合が存在する場合、この予想は大幅に変更されます。特に、ホスト銀河での光子-ALP変換は、銀河系外の空間で妨げられることなく伝播するALPフラックスを生成します。次に、銀河磁場でのALPの逆変換により、拡散した高エネルギー光子束が発生します。これに関連して、大高高度空気シャワー観測所（LHAASO）による拡散高エネルギー光子フラックスの最近の検出により、$95\％$CLでALP-光子結合$g_{a\gamma}\を除外することができます。gtrsim3.9-7.8\times10^{-11}〜\mathrm{GeV^{-1}}$for$m_{a}\lesssim4\times10^{-7}〜\mathrm{eV}$、磁場と元のガンマ線スペクトルに関する仮定。この新しい限界は、非常に高エネルギーのガンマ線実験からの他のALP制約、および将来の実験の感度を補完するものです。
$ f（R）$重力の虹の再考：インフレと原始ゆらぎ
インフレーションと$f（R）$重力の虹の原始ゆらぎの生成を研究します。宇宙論的摂動を計算し、次にスカラーとテンソルの原始パワースペクトルを計算します。モデルの予測を、PLANCKおよびBICEP/Keckからの現在の観測データと対比します。特に、スカラースペクトルインデックス$n_s$とテンソル対スカラー比$r$の新しい結果と、レインボー関数の新しい観測制約が見つかりました。
| Title |
Bandwidth_and_Aliasing_in_the_Microwave_SQUID_Multiplexer |
| Authors |
Cyndia_Yu,_Zeeshan_Ahmed,_Jake_A._Connors,_J._Mitch_D'Ewart,_Bradley_Dober,_Josef_C._Frisch,_Shawn_W._Henderson,_Gene_C._Hilton,_Johannes_Hubmayr,_Stephen_E._Kuenstner,_J.A._Ben_Mates,_Maximiliano_Silva-Feaver,_Joel_N._Ullom,_Leila_R._Vale,_Dan_Van_Winkle,_Edward_Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09066 |
マイクロ波SQUIDマルチプレクサー（umux）は、素粒子物理学、天文学、および分光法の幅広い実験にわたって、より高い帯域幅またはより多くのチャネル数を可能にしました。マイクロ波コンポーネントとウォームエレクトロニクス読み出しシステムの最近の商業的利用可能性と相まって、大きな多重化係数は、それを大量の極低温検出器数を必要とするシステムの魅力的な候補にします。マルチプレクサは、信号周波数の数桁にわたるボロメータと熱量測定の両方のアプリケーションで考慮されているため、デバイスの帯域幅と読み出し電子機器との相互作用を理解することが、システムを適切に設計およびエンジニアリングするための鍵となります。ここでは、固有のデバイス帯域幅、ウォームエレクトロニクス読み出しシステムとの相互作用、エイリアシングなど、umuxシステムの帯域幅特性に寄与するいくつかの重要な要因について説明します。SLACマイクロレゾネーターRF（SMuRF）トーントラッキング電子機器と組み合わせたumuxデバイスのシミュレーションと測定を提示し、将来の実験計画に対するいくつかの影響について説明します。
| Title |
Strange_quark_matter_from_a_baryonic_approach |
| Authors |
Eduardo_S._Fraga,_Rodrigo_da_Mata,_Savvas_Pitsinigkos,_Andreas_Schmitt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09219 |
キラル相転移を示し、超音速自由度によるストレンジネスを含む低密度核物質特性に基づいて、高密度物質のモデルを構築します。核物質のみからの経験的制約により、比較的低密度での強い一次キラル遷移から高密度での弱い遷移、さらには許容範囲の端をはるかに超えない滑らかなクロスオーバーまで、さまざまなシナリオが可能になります。モデルパラメータは、漸近的に大きな密度でキラル復元された相にストレンジネスが含まれ、音速が共形限界に近づき、デコンファインドクォーク物質に似た高密度相になるように選択できます。さらに、モデルが十分に大きなコンパクト星を再現する必要がある場合、許容されるパラメーター範囲は大幅に絞り込まれ、たとえば、対称エネルギーのあまり知られていない勾配パラメーター$L\simeq（88-92）の範囲は非常に狭くなります。）\、{\rmMeV}$。また、許可されたパラメータ範囲では、ストレンジネスはキラル破壊相のハイペロンの形で現れず、キラル遷移は一次であることがわかります。その統一されたアプローチと比較的単純なため（ここではゼロ温度と平均場近似に制限します）、このモデルは将来、たとえば、キラル相転移の近くのコンパクト星条件下で高密度物質を研究するために使用できます。表面張力を計算したり、空間的に不均一な相を調べたりします。
ニュートリノ散乱と高速フレーバー変換のモデルにおける自己無撞着
最近のいくつかの数値研究では、ニュートリノ中性カレント散乱が高速フレーバー変換（FFC）に及ぼす影響を調べています。これらの研究は明らかに矛盾しており、フレーバー変換の強化を発見するものと抑制を発見するものがあります。強化を報告するものはすべて同種モデルを使用しており、その結果として直面する自己整合性の問題について詳しく説明します。散乱増強FFCを独自の均一計算で再現します。これは、中性電流散乱と荷電電流散乱の両方で発生し、時間の経過に伴う角度分布の等方性によるものであることを示しています。これは自己矛盾のない計算の特徴であるため、強化効果は天体物理学的関連性が不明確であり、自然環境では発生しない可能性があると結論付けます。
黒の跳ね返り、ワームホール、閉じ込められた幽霊
SimpsonとVisserは最近、ゼロ値が特異点に対応するパラメーター（たとえば、$r$）を明らかに非ゼロの式$r（u）=\sqrt{uに置き換えることにより、ある種の時空特異点を回避する現象論的方法を提案しました。^2+b^2}$、ここで$u$は新しい座標であり、$b=$\const$>0$です。このトリックは、一般的にブラックホールの地平線を超えて通常の最低$r$（「ブラックバウンス」と呼ばれる）につながり、量子重力の予想される結果を模倣する可能性があり、以前はシュワルツシルト、ライスナーを正規化するために適用されました-Nordstrom、Kerrおよびその他のいくつかのメトリック。この論文では、一般相対性理論（トラバース可能なワームホールをもたらす）と静的な球対称ディラトンブラックホール（通常のブラックホールとワームホールをもたらす）の質量のない正準スカラー場でフィッシャー解を正規化するために適用されます。これらの新しい通常の測定基準は、非ゼロの自己相互作用ポテンシャルを持つスカラー場の応力エネルギーテンソルと、ラグランジアン関数$L（F）$を使用した非線形電気力学の枠組みにおける磁場の合計による一般相対性理論の正確な解を表します。$F=F_{\mu\nu}F^{\mu\nu}$。本研究の新しい特徴は、関与するスカラー場が「トラップされたゴースト」特性を持っていることです。つまり、強磁場領域ではファントムであり、その外側では正準であり、領域間の遷移はスムーズです。また、上記の場の組み合わせの応力-エネルギーテンソルを使用して、アインシュタイン方程式の正確な解として、静的な球対称のメトリックを取得できることも示されています。
現実的な状態方程式を用いた異方性コンパクト星の非放射振動と全球恒星特性
| Title |
Non-radial_oscillations_and_global_stellar_properties_of_anisotropic_compact_stars_using_realistic_equations_of_state |
| Authors |
Elvis_J._Aquino_Curi_and_Luis_B._Castro_and_Cesar_V._Flores_and_C\'esar_H._Lenzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09260 |
この研究では、コンパクト星からの基本モードの重力波周波数が、現実的な状態方程式を使用して異方性効果によってどのように影響を受けるかを体系的に研究しました。私たちの研究は、Doneva[Phys。Rev.D85（2012）124023]、ポリトロープ状態方程式が使用されました。私たちの目的を達成するために、ハドロン星の場合は相対論的平均場理論の枠組みで、クォーク星の場合はMITモデルの枠組みで、状態方程式を使用して構築されたコンパクト星を検討しました。コンパクト星の異方性を検出する可能性を与える可能性のあるいくつかの適切な情報を取得するために、重力赤方偏移、恒星の質量、半径など、さまざまなグローバルな恒星の量の振る舞いも調査および分析しました。異方性効果は、異方性パラメータと高密度物質の状態方程式に強く関連する重要な結果をもたらす可能性があると結論付けました。さらに、観測データとの比較が行われ、異方性パラメータ$\lambda$を、中性子星の質量と半径の観測データを再現するための調整パラメータとして使用できることを示しました。
$ f（R、L_m）$重力の巨大な白色矮星
この作業では、修正された重力、つまり$f（R、L_m）$重力のコンテキストで、大規模な白色矮星（MWD）の平衡構成を調査します。ここで、$R$はRicciスカラーを表し、$L_m$はラグランジアンです。物質密度。$f（R、L_m）=R/2+L_m+\sigmaRL_m$の特定のケースに焦点を当てました。つまり、重力場と物質場の間の非最小結合を検討しました。$\sigma$結合定数。初めて、この理論は白色矮星に適用され、特にここ数年で非常に興味深いトピックである巨大な白色矮星を研究するために適用されます。平衡構成は、チャンドラセカール限界を超える最大質量を予測します。理論の最も重要な効果は、半径が2000km未満の星の質量を大幅に増やすことです。この理論は、さまざまな星の組成の超チャンドラセカール白色矮星に対応できることがわかりました。これとは別に、理論は、$\sigma$の値に関係なく、半径が3000kmを超える星の一般相対性理論の結果を復元します。
ストレンジオン星からの振動モードと重力波
低エネルギースケールでの強い相互作用は、中性子星（NS）の核上性物質の状態方程式（EOS）を決定します。バルク高密度物質は、$u$、$d$、および$s$クォークの数がほぼ等しいクォーククラスターであるストレンジンで構成されている可能性があると推測されます。近距離での強い反発相互作用と見知らぬ人の非相対論的性質を特徴づけるために、2つのパラメーターを持つ現象論的レナードジョーンズモデルを使用して、見知らぬ星（SS）のEOSを記述します。初めて、非回転SSの振動モードを調査し、EOSのさまざまなパラメーター化の周波数を取得します。SSの放射状振動の特性は、特に中心エネルギー密度が比較的低い星の場合、NSの特性とは異なることがわかります。さらに、相対論的カウリング近似内でSSの非放射振動の$f$モード周波数を計算します。SSの$f$モードの周波数は、$6.7\、$kHzから$8.7\、\rm{kHz}$の範囲にあることがわかります。最後に、$f$モード周波数と、コンパクト性や潮汐変形性などのSSのグローバルプロパティとの間の普遍的な関係を研究します。私たちが得た結果は、パルサータイミングと重力波に関連しており、NSのEOSを精査し、量子色力学における非摂動挙動を推測するのに役立ちます。
高温での核パスタ構造
| Title |
Nuclear_pasta_structures_at_high_temperatures |
| Authors |
Cheng-Jun_Xia_and_Toshiki_Maruyama_and_Nobutoshi_Yasutake_and_Toshitaka_Tatsumi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.09438 |
トーマス・フェルミ近似を用いた相対論的平均場モデルの枠組みの中で、高温での核パスタ構造を調査します。典型的なパスタ構造（液滴、ロッド、スラブ、チューブ、およびバブル）は、ウィグナーザイツセルの球形および円筒形の近似を採用して得られます。ここでは、自由エネルギーを最小化することによって最適な構成が固定されます。次に、これらのオブジェクトで構成される結晶構成を、反射対称の3次元ジオメトリで調べます。異なる結晶構造は、体積を保存する変形を介して互いに進化し、かなり小さな障壁を克服できることがわかっています。一定の密度と温度の場合、さまざまな形状と格子構造の核パスタのバリオンあたりの自由エネルギーの差は、通常、数十keVのオーダーであり、これらの構造が共存する可能性を示唆しています。温度が上昇すると、熱力学的変動が核パスタ構造の長距離秩序を乱すと予想されます。次に、核パスタが無秩序になり、液体のように振る舞うための臨界条件を推定します。これは、密度、温度、陽子分率、および核の形状に敏感であることがわかります。さらに温度を上げると、核パスタの不均一な構造が不安定になり、均一な核物質に変換されます。次に、核物質の相図が推定されます。これは、中性子星の進化、超新星のダイナミクス、および二元中性子星合体を理解するのに役立つはずです。
カーターの変分定式化を使用して、一般相対性理論における熱伝導の問題を研究します。エントロピーと粒子の生成率を、温度と化学ポテンシャルの渦の組み合わせとして記述します。カロリーと数の流れに垂直な部分に対して、Cattaneo方程式の相対論的アナログを選択する際に2つの追加の自由度があるという事実に注意を払います。従法線部分からの寄与を含めて、$\textit{new}$熱流方程式を見つけ、熱力学系におけるそれらの動的役割を発見します。バイノーマルパーツを導入する利点は、熱力学システムの全体的な進化を説明するための物理的な仮説の余地ができることです。このプラットフォームを利用して、熱平衡システムの物理的特性から始まる従法線の寄与を処理する適切な仮説を提案します。また、平坦な背景での熱力学系の安定性も考慮します。既知のモードに加えて、$\textit{new}$"Klein"モードが存在することがわかります。また、安定性の要件は、文献の要件よりも厳しくないことがわかります。
曲率バウンスの詳細な分析：CMBの背景ダイナミクスとインプリント
宇宙の空間セクションが正に湾曲している場合、インフレ段階を時間的に後方に外挿すると、必然的に古典的な跳ね返りにつながります。この単純なシナリオは、特異ではなく、エキゾチックな物理学がないため、詳細に調査する価値があります。背景のダイナミクスは興味深い特徴を示しており、観察結果が考慮されている限り、初期条件にほとんど影響されないことが示されています。さまざまなインフラトンポテンシャルについて、原始スカラーパワースペクトルが明示的に計算され、その後のCMB温度異方性が計算されます。結果は現在の測定値と互換性があります。ただし、標準パラダイムに関するいくつかの逸脱は大規模に現れる可能性があり、真空の選択に関連するものと、より根本的にバウンス自体に起因するものを慎重に解きほぐします。
カー・ニューマンブラックバウンス時空における重力レンズの分析的研究
カー・ニューマンブラックバウンス時空を伝搬する光線の赤道偏向角を調べます。さらに、光線の軌跡を分析し、楕円積分の観点から偏向角の閉形式の式を導き出します。たわみ角は、特定の衝突パラメータの電荷と正則化パラメータの減少とともに増加します。また、偏向角の強い場の限界についても研究します。この強いたわみ角の公式とレンズ方程式を使用して、最初のアインシュタインの環の半径を見つけ、電荷と正則化パラメーターへの依存性を調べます。電荷がアインシュタインの環のサイズに強い影響を与えることを示しますが、正則化パラメーターの環のサイズへの影響は無視できます。これらの結果は、カーニューマンブラックバウンスの観測的外観に直接影響します。
非摂動レジームにおける偽の真空の運命：重力効果
非摂動レジームにおける偽の真空崩壊を説明するための形式主義が最近提案された。ここでは、それをアインシュタイン重力の存在に拡張し、$\lambda\phi^4$スカラー場の理論に対応する有効ポテンシャルと崩壊率を計算します。通常の摂動崩壊率との比較は、結合$\lambda$が高いほど、崩壊確率が高くなることを示しています。自己相互作用結合の実行から、理論は赤外線限界で弱結合になると結論付けます。これは、アインシュタインの重力が、宇宙が冷えるにつれて弱結合近似をさらに信頼できるものにしたことを証明しています。これらの結果の宇宙論的相転移、重力波天文学、および凝縮物質システムへの将来の応用についてコメントします。
情報損失パラドックスの解決策としての複数の履歴間のトンネリング
| Title |
Tunneling_between_multiple_histories_as_a_solution_to_the_information_loss_paradox |
| Authors |
Pisin_Chen,_Misao_Sasaki,_Dong-han_Yeom,_Junggi_Yoon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10251 |
ブラックホールホーキング蒸発に関連する情報損失のパラドックスは、現代の理論物理学では未解決の問題です。最近の簡単なエッセイで、量子状態のユークリッド経路積分（EPI）を介したブラックホールエンタングルメントエントロピーの進化を再検討し、ローレンツ進化に沿った半古典的歴史の分岐を可能にしました。EPIに寄与する少なくとも2つの履歴が存在し、1つは情報を失う履歴であり、もう1つは情報を保持する履歴であると仮定しました。初期には前者がEPIを支配し、後期には後者が支配的になります。そうすることで、ページ曲線の本質を取り戻し、ユニタリー性を回復しましたが、ターニングポイント、つまりページ時間は、かなり遅い時間にシフトしました。このフルレングスの論文では、私たちの概念を強化するために、私たちの議論と計算の詳細を記入します。この変更されたページ曲線の1つの意味は、エントロピー境界に違反する可能性があることです。私たちのアプローチとレプリカワームホールおよび島の推測のアプローチとの類似点と相違点についてコメントします。
磁化されたカーバックグラウンドでの帯電した物体の共鳴交差：極端な質量比のインスピレーションの類似物
| Title |
Resonance_crossing_of_a_charged_body_in_a_magnetized_Kerr_background:_an_analogue_of_extreme_mass_ratio_inspiral |
| Authors |
Sajal_Mukherjee,_Ondrej_Kopacek_and_Georgios_Lukes-Gerakopoulos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10302 |
外部の均一磁場に浸されたカーブラックホールの周りを移動する荷電体の共鳴交差を調べます。このシステムは、弱く可積分でない極限質量比インスパイア（EMRI）の電磁アナログとして機能します。特に、磁場の存在は、システムの保守的な部分をリウヴィルの意味で統合不可能にしますが、電磁的な自己力は、帯電した物体を刺激します。保守的なダイナミクスを研究することにより、近似カーターのような定数の存在を示し、摂動パラメーターの関数として共鳴がどのように成長するかを議論します。次に、電磁自己力を適用して、吸気中のこれらの共鳴の交差を調査します。交差中のエネルギーと角運動量の損失を平均化することで、それらに断熱近似を採用することができます。このような断熱近似は、瞬間的な自己力の進化と質的に同等の結果を提供することを示します。これは、断熱近似がEMRIで十分な精度で共鳴交差を記述できることを示しています。
カスケード反転と乱流ディスクの密度と磁場に対するその意味
天体物理学の円盤のような圧縮性平面乱流のエネルギーカスケードの方向は、より高いマッハ数で逆転しなければならないことを示しています。これは超音速乱流につながり、3次元の乱流と同様に、マルチフラクタル密度場を生成します。磁場の弱い初期変動が存在する場合、その水平成分は、2次元非圧縮性流れのゼルドビッチ反ダイナモ定理のように崩壊します。ただし、平均場がゼロ以外の場合、垂直成分は大きく変動する定常状態に達する可能性があります。このような場合、磁場エネルギーは、平均場に基づく推定値と比較して、大きな要因で増強されます。降着の問題について考えられる影響を検討します。
太陽風における電子駆動の不安定性
| Title |
Electron-driven_instabilities_in_the_solar_wind |
| Authors |
Daniel_Verscharen_(UCL/MSSL)_and_Benjamin_D._G._Chandran_(UNH)_and_Elisabetta_Boella_(U_Lancaster,_Cockroft_Inst)_and_Jasper_Halekas_(U_Iowa)_and_Maria_Elena_Innocenti_(RUB)_and_Vamsee_K._Jagarlamudi_(APL,_INAF)_and_Alfredo_Micera_(ROB)_and_Viviane_Pierrard_(ROB,_UCLouvain)_and_Stepan_Stverak_(CAS)_and_Ivan_Y._Vasko_(UCB,_RAS)_and_Marco_Velli_(UCLA)_and_Phyllis_L._Whittlesey_(UCB) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10403 |
電子は太陽風に不可欠な粒子種です。それらは、速度分布関数で非平衡の特徴を示すことがよくあります。これらには、温度異方性、尾部（尖度）、および反射非対称性（歪度）が含まれ、これらは太陽風に大きな熱流束をもたらします。これらの非平衡の特徴が十分に強い場合、それらは動的な微小不安定性を引き起こします。太陽風における電子駆動不安定性を記述するために、準線形理論の方程式に基づいた半グラフィカルフレームワークを開発します。フレームワークを、温度異方性によって引き起こされる共鳴不安定性に適用します。これらには、電子ウィスラー異方性の不安定性と伝播する電子ファイアホースの不安定性が含まれます。次に、電子分布関数の反射非対称性によって引き起こされる共鳴不安定性について説明します。これらには、電子/イオン音響、動的Alfv\'en熱流束、ラングミュア、電子ビーム、電子/イオンサイクロトロン、電子/電子音響、ホイッスラー熱流束、斜め高速磁気音波/ホイッスラー、下部が含まれます。ハイブリッドファン、および電子不足ホイッスラー不安定性。ミラーモードや非伝播ファイアホース不安定性などの電子温度異方性によって引き起こされる非共鳴不安定性について簡単にコメントします。太陽風における電子駆動不安定性の分野におけるオープンリサーチトピックのリストでレビューを締めくくります。
