暗黒物質ハローからの宇宙論的フリーフリー放射は、暗黒物質ハローからのフリーフリー（バックグラウンド）放射を拡散します
| Title |
Cosmological_free-free_emission_from_dark_matter_halos_diffuse_free-free_(background)_radiation_from_dark_matter_halos |
| Authors |
Katsuya_T._Abe_and_Hiroyuki_Tashiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11261 |
暗黒物質ハローに誘発された拡散バックグラウンドの自由放出を研究します。暗黒物質ハローはイオン化された熱プラズマをホストするので、それらは宇宙論的な自由放出の重要な源です。このフリーフリー発光のグローバルバックグラウンド強度と異方性を評価します。主要な寄与は、赤方偏移$z\sim1$の周りのジーンズ質量$M_{\mathrm{halo}}\sim10^{10}M_\odot$に近い質量を持つダークマターハローから来ることを示します。。したがって、自由放出の強度は、そのような小さな質量の暗黒物質ハローを形成する小規模な曲率摂動に敏感です。青く傾いた曲率摂動を考慮すると、スペクトルインデックスとランニングのパラメータセットでも、フリーフリー放出信号が$\sim25\％$によって変更されることがわかります。これは、最近のPlanckの結果と一致しています。ただし、グローバルで異方性のフリーフリーエミッションの取得された強度は、銀河系の起源によって支配されている、観測されたフリーフリーエミッションの10パーセントレベルよりも小さくなっています。したがって、宇宙論的フリーフリー信号の測定は、銀河フリーフリー放射を注意深く除去しながら、小質量暗黒物質ハローの存在量と、スペクトルインデックスやランニングを含む曲率摂動に対してより厳しい制約を与える可能性があります。多周波電波観測や銀河調査や21cmの強度マップとの相互相関研究を通じて必要とされます。
ハローになりすました量子ゆらぎ：4重に画像化されたクエーサーからの超明るい暗黒物質の境界
| Title |
Quantum_fluctuations_masquerade_as_halos:_Bounds_on_ultra-light_dark_matter_from_quadruply-imaged_quasars |
| Authors |
Alexander_Laroche,_Daniel_Gilman,_Xinyu_Li,_Jo_Bovy,_Xiaolong_Du |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11269 |
超軽量暗黒物質（ULDM）は、超軽量アクシオンを含む理論のクラスを指し、質量$m_{\psi}<10^{-20}\、\rm{eV}$の粒子が重要な暗黒物質の一部。ドブロイ波長の銀河スケールは、これらの理論をコールドダークマター（CDM）と区別し、銀河系以下のスケールの構造の全体的な存在量を抑制し、ハローの密度プロファイルに波のような干渉現象を生成します。粒子の質量を制限する目的で、11個の4画像の強い重力レンズのサンプルのフラックス比を分析します。ULDM理論によって予測されたハロー質量関数と濃度-質量関係の抑制、および銀河スケールのハローの数値シミュレーションに対する波の干渉のモデルを較正する、ホストハロー密度プロファイルの波のような変動を説明します。ハロー密度プロファイルの粒状構造、特に変動の振幅は、画像フラックス比に大きく影響し、したがってこれらのデータから導き出された粒子質量の推測に大きな影響を与えることを示します。粒子質量$\log_{10}（m_\psi/\rm{eV}）\in[-22.5について、CDMとULDMの相対的な可能性を8：1、7：1、6：1、および4：1と推測します。、-22.25]、[-22.25、-22.0]、[-22.0、-21.75]、[-21.75、-21.5]$、それぞれ。分析を繰り返し、波の干渉効果に関連する変動を除外すると、98：1、48：1、26：1、18：1の同じ範囲の粒子質量で、CDMとULDMの相対的な可能性が得られ、大きな摂動が強調されます。変動に関連する画像フラックス比。それにもかかわらず、私たちの結果は、$m_{\psi}<10^{-21.5}\、\rm{eV}$の最も軽い粒子の質量を嫌い、実行可能な暗黒物質の候補として超軽量のアクシオンに圧力をかけています。
正しい方向への一歩？ハッブル張力に対するベス・ズミノダークラディエーションソリューションの分析
| Title |
A_step_in_the_right_direction?_Analyzing_the_Wess_Zumino_Dark_Radiation_solution_to_the_Hubble_tension |
| Authors |
Nils_Sch\"oneberg_and_Guillermo_Franco_Abell\'an |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11276 |
arXiv：2111.00014で最初に提案されたベスズミノダークラディエーション（WZDR）モデルは、ローカル測定とCMBベースの測定の間のハッブル張力の動機付けられた簡単な説明として大きな期待を示しています。この作業では、元の提案で行われた仮定を調査し、モデルに追加の独立したデータセットを提示します。元の仮定が全体的な結果に影響を与える可能性があるが、通常は意欲が高いことを示します。さらに、負の$\Omega_k$の優先度は$\Lambda$CDMモデルの場合と同じレベルのままですが、$A_L$の張力はわずかに減少します。さらに、WZDRモデルでは、$\ell<800$と$\ell\geq800$のPlanckデータ間の緊張が大幅に軽減されます。独立したデータセットは、ハッブルパラメーターの許容範囲をわずかに増やし、張力をさらに$2.1\sigma$（CMBに依存しない）または$1.9\sigma$（ACT+WMAP）に減らすことができます。ただし、WZDRの存在に対する大きな優先度を示す組み合わせはありません。また、追加のダークラディエーション（暗黒物質の相互作用が$S_8$の緊張を緩和するのにも役立つかどうか）を調査します。CMBデータは、この追加コンポーネントに対して制限が厳しすぎて、クラスタリングを大幅に減らすことができないことがわかりました。
神経比推定を用いたN体シミュレーションのハロークラスタリングとハロー質量関数の再構築に向けて
| Title |
Towards_reconstructing_the_halo_clustering_and_halo_mass_function_of_N-body_simulations_using_neural_ratio_estimation |
| Authors |
Androniki_Dimitriou,_Christoph_Weniger,_Camila_A._Correa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11312 |
高解像度の宇宙論的N体シミュレーションは、暗黒物質ハローの形成とクラスター化をモデル化するための優れたツールです。これらのシミュレーションは、一連の効果的な物理パラメータによって支配されるハロー形成の複雑な物理理論を示唆しています。私たちの目標は、ベイズのコンテキストでこれらのパラメーターとその不確実性を抽出することです。宇宙論的シミュレーションから抽出された暗黒物質密度投影マップを、分析ハローモデルから生成された密度投影と直接比較することにより、このプロセスの自動化に向けた一歩を踏み出しました。このモデルは、2つの身体相関関数のおもちゃの実装に基づいています。これを実現するために、周辺尤度対証拠比をニューラルネットワークで近似することによって周辺事後確率を推定できるシミュレーションベースの推論のアルゴリズムである周辺ニューラル比推定を使用します。この場合、モック画像を使用してニューラルネットワークをトレーニングし、特定の画像を生成した物理パラメータの正しい値を特定します。宇宙論的N体シミュレーション画像で訓練されたニューラルネットワークを使用して、ハロー質量関数を再構築し、N体シミュレーション画像に類似した模擬画像を生成し、それらの画像のハローの最小質量を特定することができます。トレーニングデータと同じクラスタリングがあります。私たちの結果は、これがニューラルネットワークによって支援される宇宙論的シミュレーションの開発に向けた道の中で有望なアプローチであることを示しています。
非反復高速電波バーストの持続時間とエネルギーの関係について：CHIMEデータによる国勢調査
| Title |
On_the_relation_between_duration_and_energy_of_non-repeating_fast_radio_bursts:_census_with_the_CHIME_data |
| Authors |
Seong_Jin_Kim,_Tetsuya_Hashimoto,_Bo_Han_Chen,_Tomotsugu_Goto,_Simon_C.-C._Ho,_Tiger_Yu-Yang_Hsiao,_Yi_Hang_Valerie_Wong,_Shotaro_Yamasaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11330 |
固有エネルギーと非反復高速電波バースト（FRB）のバースト持続時間との相関関係が報告されています。存在する場合は、相関関係を使用して持続時間から固有のエネルギーを推定できるため、宇宙論の新しい距離測度を提供できます。ただし、相関関係は少数の統計（68FRB）に悩まされており、潜在的な反復集団による汚染がないわけではなく、そのような相関関係がない可能性があります。この特性を確認するには、すべての異なるタイプのFRBの混合から繰り返しバーストを分離/除外する方法が不可欠です。CHIME/FRBプロジェクトによって最近リリースされた新しいFRBカタログ（536個のFRBを含む）からのはるかに大きなサンプルと、教師なし機械学習に基づいて開発された新しい分類方法を組み合わせて、関係をさらに精査しました。ケンドールのタウ相関係数が0.239、有意性が0.001（統計的に有意）で、z<0.3で非反復FRBの固有エネルギーと持続時間の間に弱い相関があり、その傾きはガンマ線バーストの傾きと類似していることがわかりました。。この相関は、おそらく高zでのかすかなFRBの欠如および/または相関の赤方偏移の進化のために、より高い赤方偏移（z>0.3）で弱くなり、重要ではなくなります。CHIME/FRBカタログの散乱時間は、興味深い傾向を示しています。これは、これら2つのパラメーター間のエネルギー対持続時間平面の線形フィットから得られた線に沿って変化します。関係の可能な宇宙論的適用は、高zでかすかなFRBを待たなければなりません。
eBOSSデータからのライマンαの森に関連する金属線
| Title |
Metal_Lines_Associated_with_the_Lyman-alpha_Forest_from_eBOSS_Data |
| Authors |
Li_Yang,_Zheng_Zheng,_H\'elion_du_Mas_des_Bourboux,_Kyle_Dawson,_Matthew_M._Pieri,_Graziano_Rossi,_Donald_P._Schneider,_and_Axel_de_la_Macorra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11385 |
eBOSSクエーサースペクトルでLy$\alpha$フォレストに関連する金属種を調査します。金属吸収線は、森林内の選択されたLy$\alpha$吸収体とフラックス変動フィールドを相互相関させることからの積み重ねられたスペクトルで明らかになります。比較的強いLy$\alpha$吸収体（フラックス変動が$-1.0<\delta_{\rmLy\alpha}<-0.6$で、中性水素カラム密度が〜$10^{の金属種）に関連する最大13の金属種が特定されています。15-16}$$\rmcm^{-2}$）吸収体の赤方偏移範囲が$2<z_{\rmabs}<4$を超えています。これらの種のカラム密度は、赤方偏移が高くなるにつれて、Ly$\alpha$吸収体が弱くなるにつれて減少します。さまざまな種のカラム密度のモデリングから、カラム密度パターンは、銀河系周辺媒体（CGM）と銀河間媒体（IGM）の両方における複数のガス成分からの寄与を示唆していることがわかります。低イオン化種（CII、SiII、MgIIなど）はCGMからの高密度の低温ガス（$T\sim10^4$K）で説明できますが、高イオン化種はIGM内の低密度または高温ガスに存在します。測定値は、Ly$\alpha$森林バリオン音響振動測定で金属汚染をモデル化するための入力を提供します。高解像度クエーサースペクトルの金属吸収および流体力学的銀河形成シミュレーションとの比較により、これらのLy$\alpha$吸収体の物理的条件をさらに解明することができます。
フラットな$\Lambda $ CDMを（赤方偏移）ビンに入れる
| Title |
Putting_Flat_$\Lambda$CDM_In_The_(Redshift)_Bin |
| Authors |
Eoin_\'O_Colg\'ain,_M._M._Sheikh-Jabbari,_Rance_Solomon,_Maria_G._Dainotti,_Dejan_Stojkovic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11447 |
フラット$\Lambda$CDM宇宙論は、後期宇宙の2つの定数フィッティングパラメーター、ハッブル定数$H_0$と物質密度（今日）$\Omega_m$によって指定されます。$（H_0、\Omega_m）$を赤方偏移ビンの$\Lambda$CDMシミュレーションのモックに適合させることにより、$A：=H_0^2（1-\Omega_{m}）$および$B：=H_0^2であることを確認します。\Omega_m$分布は、ビンの赤方偏移が増加するにつれて、それぞれ広がりと縮小を示します。$A=H_0^2-B$であることに注意すると、$A$のスプレッドと$B$の収縮は、$H_0$のスプレッドに対応し、その結果、$\Omega_m$に対応します。非負のエネルギー密度$A、B\geq0$に制限され、$A$のスプレッドは、$A=0$または$\Omega_m=1$付近の「パイルアップ」を生成します。さらに高い赤方偏移では、さらに広がると$A$が平坦になり、$\Omega_m=0$の近くに山積みになります。したがって、一般的な高赤方偏移のビンでは、Planck値$\Omega_m\sim0.3$が低い確率で表示されます。観測ハッブルデータ、Ia型超新星、標準化可能なクエーサーがその特徴を実証しているかどうかを調べます。観測データがビンの赤方偏移の増加に伴って$\Omega_m$の増加（$H_0$の減少）傾向を示し、そのような動作がフラットな$\Lambda$CDMモデル内で確率$p=0.0021$（$3.1\、\sigma）$。
$ S_8 $張力の非線形ソリューション？
弱い銀河レンズ調査は、$Planck$が好む$\Lambda{\rmCDM}$宇宙論で予想されるよりも、$S_8$パラメーターで測定されるように、物質変動スペクトルの振幅が低いことを一貫して報告しています。ただし、拡張履歴は、宇宙マイクロ波背景放射のレンズ効果の測定と同様に、$Planck$$\Lambda{\rmCDM}$宇宙論の予測に従って高精度になります。赤方偏移の空間歪みの測定値も、$Planck$$\Lambda{\rmCDM}$と一致しているようです。この論文では、物質のパワースペクトルが弱い銀河レンズの分析で想定されるよりも非線形スケールでより強く抑制される場合、これらの観測は$Planck$$\Lambda{\rmCDM}$宇宙論と調和することができると主張します。非線形パワースペクトルの抑制を特徴付ける1パラメーターモデルをKiDS-1000弱レンズ効果測定に適合させることにより、この点を示します。このような抑制は、非線形スケールに影響を与える暗黒物質の新しい特性、または最近の宇宙論的シミュレーションから予想されるよりも強いバリオンフィードバックプロセスへの物質変動の応答に起因する可能性があります。私たちが提案する説明は、線形スケールでの物質変動スペクトルの振幅の測定を使用して、特に今後の銀河およびクエーサーの赤方偏移調査からの高精度の赤方偏移空間歪み測定を介してテストできます。
ターミネーターの空間分解：惑星の四肢と軌道相にわたるWASP-76 bのFe、温度、風の変化
| Title |
Spatially-resolving_the_terminator:_Variation_of_Fe,_temperature_and_winds_in_WASP-76_b_across_planetary_limbs_and_orbital_phase |
| Authors |
Siddharth_Gandhi,_Aurora_Kesseli,_Ignas_Snellen,_Matteo_Brogi,_Joost_P._Wardenier,_Vivien_Parmentier,_Luis_Welbanks,_Arjun_B._Savel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11268 |
太陽系外惑星の大気は本質的に3次元のシステムであり、熱的/化学的変動と風がスペクトルに強く影響する可能性があります。最近、超高温の木星WASP-76bは、時間の経過とともに凝縮と非対称のFe吸収の証拠を示しました。ただし、ベイズのフレームワークでこれらのダイナミクスをモデル化するという課題のために、これらの変動に対する正確な制約がとらえどころのないままであるため、これらの非対称性が2つの肢の間の化学的または熱的差異によって引き起こされるかどうかは現在不明です。これに対処するために、私たちは新しいモデル、HyDRA-2Dを開発しました。これは、昼夜の風で朝と夕方のターミネーターを同時に取得することができます。WASP-76bのVLT/ESPRESSO観測を使用して、Fe、温度プロファイル、風、および四肢と軌道の位相を伴う不透明度デッキの変動を調査します。トランジットの最後の四半期の夕方にはFeがより目立ち、$\log（X_\mathrm{Fe}）={-4.03}^{+0.28}_{-0.31}$であることがわかりますが、朝は不透明度デッキの縮退とより強い夕方の信号によって駆動される、より広い不確実性を伴うより低い存在量、$\log（X_\mathrm{Fe}）={-4.59}^{+0.85}_{-1.0}$。$2950^{+111}_{-156}$Kから$2615^{+266}_{-275}$Kの範囲の0.1mbarの温度を制限し、より照射された大気領域では温度が高くなる傾向があります。また、前四半期の昼夜の風速を$9.8^{+1.2}_{-1.1}$km/sに制限します。これは、最初の四半期の$5.9^{+1.5}_{-1.1}$km/sよりも高くなります。、大循環モデルに沿ったもの。私たちの新しい空間的および位相分解処理は、従来の1D検索よりも4.9$\sigma$によって統計的に支持されていることがわかり、現在および将来の施設での堅牢な制約に対するそのようなモデリングの力を示しています。
ペア：ガイアRVで恒星の二値性を決定するための統計的フレームワーク。 I.プラネットホスティングバイナリ
| Title |
paired:_A_Statistical_Framework_for_Determining_Stellar_Binarity_with_Gaia_RVs._I._Planet_Hosting_Binaries |
| Authors |
Quadry_Chance,_Daniel_Foreman-Mackey,_Sarah_Ballard,_Andrew_Casey,_Trevor_David,_Adrian_Price-Whelan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11275 |
惑星系の形成と進化に対する恒星の多様性の影響は複雑です。人口統計レベルでは、高解像度のイメージングと視線速度の観測の両方を使用したキャンペーンは、惑星の形成が、広い仲間の影響を比較的受けずに、近いバイナリによって強く破壊されることを示しています。ただし、これらのツールの大きさと距離が制限されているという性質は、広範囲の質量比と分離がほとんど未踏のままであることを意味します。ガイアミッションの初期データリリース3（EDR3）には、650万を超えるターゲットの視線速度測定が含まれています。これを使用して、ペアと呼ばれる統計フレームワーク内のバイナリコンパニオンの効果を調査します。これらのコンパニオンは、同様のスペクトルタイプと大きさの星の典型的なノイズと比較した場合、ガイアカタログに過剰な視線速度ノイズの原因として存在します。この枠組みの中で、NASAのケプラーとTESSのミッションによって調査された星の間の恒星の多様性の証拠を調べます。GaiaEDR3で公開されている視線速度誤差を使用して、KeplerおよびTESS入力カタログの星の大規模なサブセットの未解決の恒星コンパニオンの確率を推定します。調査。私たちは通常、恒星の等級に応じて、いくつかのAUと質量比$>0.1$に敏感であると判断します。ペアリングは、人口レベルでの惑星への二元性の影響を調査し、偽陽性の通過候補を効率的に特定するための有用なコミュニティツールになることを目指しています。
ALMAおうし座調査における超解像の傾向：構造化された内部ディスクとコンパクトディスク
| Title |
Super-resolution_trends_in_the_ALMA_Taurus_survey:_Structured_inner_discs_and_compact_discs |
| Authors |
Jeff_Jennings,_Marco_Tazzari,_Cathie_J._Clarke,_Richard_A._Booth,_Giovanni_P._Rosotti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11308 |
おうし座分子雲の原始惑星系円盤の1.33mmの調査では、1D可視性分布がパラメトリックに適合している場合、環状ギャップとリングが拡張ソース（>〜55au）で一般的であることがわかりました。最初に、調査の0.12"解像度でのデータに対するノンパラメトリック可視性適合の利点と制限を示します。次に、フランケンシュタイン（「フランク」）のノンパラメトリックモデルを使用して、3つのコンパクトソースと7つの拡張ソースで新しい下部構造を識別します。3つの傾向を特定します。調査のコンパクトディスクでの下部構造の発生率が以前に見られたものよりも高い、拡張ソースの最も内側のディスクでの未解決の（方位角非対称の可能性がある）下部構造、および強いディスクのリングの後縁の「肩」小さな半径での枯渇。肩の形態が高解像度で観察された複数のディスクに存在することに注目して、それが一般的な物理的メカニズムをトレースしていると仮定します。さらに、超解像度のフランク輝度プロファイルが正確なパラメトリックモデルの動機付けにどのように役立つかを示します。フランクが2つの新しいリングを見つける高度に構造化されたソースDLTau最後に、スパース（u、v）平面がサンプリングは、いくつかの追加のコンパクトな調査ソースの下部構造の存在を覆い隠している可能性があります。
近太陽小惑星の表面特性
| Title |
Surface_Properties_of_Near-Sun_Asteroids |
| Authors |
Carrie_E._Holt,_Matthew_M._Knight,_Michael_S.P._Kelley,_Quanzhi_Ye,_Henry_H._Hsieh,_Colin_Snodgrass,_Alan_Fitzsimmons,_Derek_C._Richardson,_Jessica_M._Sunshine,_Nora_L._Eisner,_and_Annika_Gustaffson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11325 |
近日点距離が小さい地球近傍小惑星（NEA）は、太陽以下の温度が1000Kを超えます。これらは、熱分解、スピンアップ、流星物質などの太陽近傍プロセスによって引き起こされる可能性のある「超壊滅的」破壊を受けると仮定されています。影響、および地下の揮発性物質の放出;これらはすべて表面の変化を引き起こす可能性があり、表面のスペクトル傾斜を変化させる可能性があります。2017年1月から2020年3月まで、q<0.15auの既知の53個の太陽に近い小惑星のうち35個を観測して、太陽に近いプロセスに関連する傾向を検索しようとしました。観測に成功した22個の天体の光学色とスペクトル勾配、および3つの天体の測定された自転周期を報告します。大きな重なりはありますが、色の分布はNEAの色の分布よりも全体的に青いことがわかります。大きな散乱は、個々のオブジェクトの未知の動的な履歴と構成、および競合する表面変化プロセスに起因すると考えられます。また、色と他の特性（近日点距離、ティセランドパラメータ、自転周期など）の間の潜在的な相関関係を調査し、活動の証拠を検索しました。最後に、確率論的なソース領域やq<0.15auの滞留時間を含む、これらのオブジェクトのすべての既知の物理的および動的なプロパティをまとめました。
グローバル流星ネットワークデータを使用した光流星フラックスの計算
| Title |
Computing_optical_meteor_flux_using_Global_Meteor_Network_data |
| Authors |
Denis_Vida,_Rhiannon_C._Blaauw_Erskine,_Peter_G._Brown,_Jonathon_Kambulow,_Margaret_Campbell-Brown,_Michael_J._Mazur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11365 |
流星群とその爆発は、短期間の宇宙船への流星物質の影響リスクの主な原因です。流星群の予測モデルは、正確な予測を生成するために過去の観測に依存しています。しかし、現在の品質の欠如と光学流星物質サイズでの持続的な世界規模の監視により、最近のいくつかの主要な爆発はほとんど観察されていません。流星群フラックスを計算する新しい方法が開発され、グローバル流星ネットワークデータに適用されます。この方法は、ペルセウス座流星群とふたご座流星群の以前に発表された観測に対して検証されています。ビデオ観測から流星群フラックスを計算することの完全な数学的およびアルゴリズムの詳細が説明されています。私たちのアプローチの適用例として、2021年のペルセウス座流星群、2020年から2022年のしぶんぎ座流星群、および2020年から2021年のふたご座流星群のフラックス測定値が示されています。2021年のペルセウス座流星群のフラックスは、1991年から1994年および2016年の爆発と同様のレベルに達しました（ZHR$\sim$280）。しぶんぎ座流星群のフラックスは、ストリームのコアで年ごとの変動が大きいことを示していますが、2つのコンポーネント間の年齢差と一致して、より長く続くバックグラウンドアクティビティの変動は少なくなっています。ふたご座流星群は、ピークの時間の近くでフラックスの二重ピークを示します。
共鳴における太陽系外衛星の潮汐加熱と検出への影響
太陽系外惑星の居住性は、太陽系外衛星の存在によって強く影響を受ける可能性があり、場合によっては、太陽系外惑星自体が生命を発達させる可能性のある場所である可能性があります。ハビタブルゾーン外の月の場合、かなりの潮汐加熱により、ハビタブルと見なされるのに十分な表面温度が上昇する可能性があります。月の潮汐加熱は、離心率、準主軸、親惑星のサイズ、追加の衛星の存在など、さまざまな要因に依存します。この作業では、半解析モデルと数値モデルの組み合わせを使用して、共鳴するマルチムーンシステムで可能な潮汐加熱の程度を調査します。これは、初期離心率がゼロの月であっても、外側の月と共鳴するときに、かなりの離心率とそれに伴う潮汐加熱を発生させる可能性があることを示しています。2つの衛星の質量比に応じて、この共振は短命（$\leq200$Myr）になるか、月の潮汐移動によって駆動され続ける可能性があります。この潮汐加熱は、太陽系外衛星の発見を容易にするのにも役立ちます。私たちは、二次日食と火山種のガス放出という2つのシナリオを検討します。次に、既知の惑星系を周回する架空の衛星を検討して、これらの方法で太陽系外衛星を見つけるのに適した獣を特定します。最後に、これらの方法で太陽系外衛星の発見を行うことがどれほど実用的であるかをよりよく理解するために、現在および将来の計装とミッションについて説明します。
質量が等しくない、コンパクトで等間隔の惑星系の安定した寿命
| Title |
Stable_lifetime_of_compact,_evenly-spaced_planetary_systems_with_non-equal_masses |
| Authors |
David_R._Rice,_Jason_H._Steffen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11374 |
3つ以上の惑星を持つコンパクトな惑星系は、惑星と惑星の摂動から軌道を横切る可能性があります。システムが軌道交差なしで安定している時間は、相互のヒル半径の単位での初期軌道分離に指数関数的に依存します。ただし、多惑星システムの周期比が平均運動共鳴に近い場合、その安定時間は惑星の分離によって決定される時間とは異なります。システムが等しい周期比のチェーンでセットアップされている場合、この違いは最大で1桁になる可能性があります。数値シミュレーションを使用して、分離が等しいが質量が等しくないシステムでの安定時間の関係を説明します。これにより、周期比が等しいチェーンが切断されます。惑星の質量の30％の偏差は、周期比に十分な大きさの偏差を作成し、特定の間隔の平均安定時間は安定時間の関係によって予測できることがわかります。ただし、特定の間隔での安定時間の分布は、等質量システムよりもはるかに広くなります。安定性の時間分布は間隔とともに異質であることがわかります。特定の間隔の安定時間の偏差は、その間隔とともに増加します。
体系的なKMTNet惑星異常検索。 VI。 2018サブプライムフィールド惑星の完全なサンプル
| Title |
Systematic_KMTNet_Planetary_Anomaly_Search._VI._Complete_Sample_of_2018_Sub-Prime-Field_Planets |
| Authors |
Youn_Kil_Jung,_Weicheng_Zang,_Cheongho_Han,_Andrew_Gould,_Andrzej_Udalski,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Kyu-Ha_Hwang,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Hongjing_Yang,_Jennifer_C._Yee,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Przemek_Mr\'oz,_Micha{\l}_K._Szyma\'nski,_Jan_Skowron,_Radek_Poleski,_Igor_Soszy\'nski,_Pawe{\l}_Pietrukowicz,_Szymon_Koz{\l}owski,_Krzysztof_Ulaczyk,_Krzysztof_A._Rybicki,_Patryk_Iwanek,_Marcin_Wrona |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11409 |
KMTNetAnomalyFinderによって特定されたすべての2018サブプライムフィールドマイクロレンズ惑星の分析を完了します。明確な惑星の解決策を伴う以前に公開されていない9つのイベントのうち、6つは明らかに惑星です（KMT-2018-BLG-0030、KMT-2018-BLG-0087、KMT-2018-BLG-0247、OGLE-2018-BLG-0298、KMT-2018-BLG-2602、およびOGLE-2018-BLG-1119）、残りの3つは本質的にあいまいです。さらに、AnomalyFinderアルゴリズムによって選択された8つの以前に公開されたサブプライムフィールド惑星があります。2018年の素体惑星に関するコンパニオンペーパー（Gouldetal。2022）とともに、この作業は、KMTNetデータで特定された惑星に基づく惑星の質量比関数の最初の統計分析の基礎を築きます。予想通り（Zhuetal。2014）、質量比分析に入る可能性が高い2018年の惑星の半分（17/33）には、非腐食性の交差異常があります。ただし、惑星とホストの質量比が$q<10^{-3}$の5つの非腐食性異常のうち1つだけが目で発見されました（$q>10^{-3}$の12の7つと比較して）、半自動化されたAnomalyFinder検索の重要性を示しています。
| Title |
Solid_Accretion_onto_Neptune-Mass_Planets_I:_In-Situ_Accretion_and_Constraints_from_the_metallicity_of_Uranus_and_Neptune |
| Authors |
Yasuhiro_Hasegawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11425 |
太陽系惑星の現在利用可能な詳細な特性（例えば、同位体比）は、太陽系外惑星の特性評価のより良いアプローチを構築するためのガイドを提供するかもしれません。この動機で、天王星と海王星の重水素対水素（D/H）比の測定値が、それらの形成メカニズムをどのように制約できるかを探ります。その場での形成を仮定して、3つの固体降着モードを調査します。固体の半径が大きくなると、支配的な降着モードは、小石の降着から抗力が強化された3体の降着、および標準的な微惑星の降着に切り替わります。（プロト）海王星質量惑星に降着する固体の広い半径範囲を考慮し、固体サイズと固体表面密度の両方の関数として結果として生じる降着率を計算します。小さいサイズの固体の場合、すべての固体のサイズが同じであれば、ガスの同時降着を停止するのに十分な速度になることがわかります。大きなサイズの固体の場合、ガスディスクの寿命内に十分な量の固体を蓄積するために、固体の面密度を高める必要があります。これらの降着モードを天王星と海王星の形成に適用し、最小質量の原始太陽系星雲モデルが採用された場合、半径$\sim1$mから$\sim10$kmの固体が主に重水素に寄与したはずであることを示します濃縮;完全なソリッドサイズ分布が決定された場合、より厳しい制約を導き出すことができます。したがって、この研究は、D/H比が海王星-質量惑星への固体降着のトレーサーとして使用できることを示しています。金属量の指標として機能する他の原子元素についても、同様の取り組みを行うことができます。
HORuS透過分光法とKELT-7bの修正された惑星パラメータ
| Title |
HORuS_transmission_spectroscopy_and_revised_planetary_parameters_of_KELT-7b |
| Authors |
H._M._Tabernero,_M._R._Zapatero_Osorio,_C._Allende_Prieto,_E._Gonzalez-Alvarez,_J._Sanz-Forcada,_A._Lopez-Gallifa,_D._Montes,_C._del_Burgo,_J._I._Gonzalez_Hernandez,_R._Rebolo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11548 |
ホットジュピターKELT-7bの2つの惑星通過の高解像度分光観測について報告します（$M_{\rmp}$$=$1.28$\pm$0.17M$_{\rmJup}$、$T_{\rmeq}$$=$2028K）10.4mのカナリア大望遠鏡（GTC）に取り付けられた高光学分解能分光器（HORuS）で観測されました。スペクトルの分析から、急速に回転する親星の新しい恒星パラメータのセットが取得されます。新たに導出された恒星の質量と半径、トランジット系外惑星探査衛星（TESS）の惑星通過データ、HORuS速度、文献で入手可能な測光および分光データを使用して、KELT-7bの天体暦を更新および改善します。私たちの結果は、KELT-7が星のスピン軸と惑星の軌道軸の空の投影の間の角度$\lambda$=$-$10.55$\pm$0.27度を持っていることを示しています。この角度と、新しく導出された1.38$\pm$0.05dの恒星の自転周期を組み合わせることにより、3D傾斜角$\psi$=12.4$\pm$11.7度（または167.6度）が得られ、KELT-7がよく調整された惑星系。KELT-7bの透過スペクトルでH$\alpha$、LiI、NaI、MgI、およびCaIIの特徴の存在を検索しますが、それらの存在の上限は0.08〜1.4％しか決定できません。抽出された惑星スペクトルへの恒星変動の寄与を考慮した後。また、惑星データにおける恒星変動の影響についても説明します。私たちの結果は、恒星活動の存在下で惑星大気の高解像度透過分光法を実行するときに親星を監視することの重要性を強調しています。
| Title |
Dynamics_of_asteroid_systems_post_rotational_fission |
| Authors |
Alex_Ho,_Margrethe_Wold,_Mohammad_Poursina,_John_T._Conway |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11570 |
地球近傍天体の中に見られる小惑星のバイナリは、回転核分裂から形成されたと考えられています。この論文では、核分裂直後の小惑星系の動的進化を研究することを目的としています。初期条件は、ボルドリンらのそれと同様に、接触連星としてモデル化されています。（2016）。両方のボディは楕円体としてモデル化され、セカンダリには、ボディに固定された$y$軸を中心とした初期回転角が与えられます。さらに、2次の密度が変化する3つのケースと、その形状が変化する3つのケースの6つの異なるケースを検討します。シミュレーションでは、セカンダリの45の異なる初期傾斜角度が考慮され、それぞれに37の異なる質量比があります。接触連星がスピン核分裂限界に達した瞬間に動的シミュレーションを開始し、モデルにより、2つの物体の表面間の最も近い距離が常に1cmに保たれるようになります。2つの物体間の力、トルク、および重力ポテンシャルは、新しく開発された面積分スキームを使用してモデル化され、2つの楕円体の正確な結果が得られます。シミュレーションの80％以上が、2つのボディが衝突して終了し、セカンダリの密度が低い場合、またはセカンダリの密度が高くなる場合に、ボディ間の衝突がより一般的になることがわかります。Pravecらの小惑星ペアのデータと比較する場合。（2019）二次の密度と形状の変化が、観測されたペアの自転周期で見られる広がりの一部を説明できることがわかりました。さらに、二次は表面破壊のスピン限界に達することもあり、三元/複数のシステムを作成します。二次核分裂は通常、接触連星が分離してから最初の5時間以内に発生し、二次核分裂の密度が低いか、より長くなるとより一般的になることがわかります。
磁化された風のある円盤の惑星によるギャップ開口
惑星は、その質量がギャップ開口質量$M_{\rmgap}$を超えると、原始惑星系円盤に深いギャップを開きます。1次元および2次元のシミュレーションを使用して、MHDディスク風を動力源とする角運動量輸送を伴うディスクの惑星ギャップ開口部を研究します。MHDディスクの風の角運動量輸送の効率を無次元パラメーター$\alpha_{\rmdw}$でパラメーター化します。これは、乱流粘度$\alpha_{\rmv}$に類似しています。磁化された風は、乱気流よりも惑星の潮汐トルクを打ち消すのにはるかに効率が悪いことがわかります。天体物理学的に現実的な値が$\alpha_{\rmdw}$のディスクの場合、$M_{\rmgap}$は常に残留ディスク乱流によって決定され、粘性ディスクで通常得られる値よりも数倍から10倍小さくなります。。惑星形成の人口合成に役立つ可能性のある$\alpha_{\rmv}$および$\alpha_{\rmdw}$の任意の値に適用可能なギャップ開口基準を紹介します。磁化された風を動力源とするディスクでは、成長する惑星が10AU以内の$\sim0.1M_{\rmJup}$未満の惑星の質量でディスクから離れることを示しています。これにより、この地域ではガスジャイアントではなくスーパーアース惑星の形成が促進され、特にその場でのホットジュピターの形成が妨げられます。より大きな規模では、アルマギャップを開く惑星の候補は、現在信じられているほど大きくないかもしれません。拡張ALMA、ngVLA、SKAなどの機器を使用した将来の高解像度観測では、遍在するスーパーアース惑星のために、$R<10$AUで豊富な狭い環状の特徴が示される可能性があります。
大型T型小惑星の表面環境の調査
大きな（直径$>$80km）T型小惑星の表面環境を調査しました。これは、独立したグループとして比較的制約の少ない分類学的タイプであり、それらの起源の場所について議論しました。スバル望遠鏡を使用して、2つのT型小惑星（96）Aegleと（570）Kytheraの分光観測を2.8〜4.0$\mu$m以上実行しました。文献や調査データセットで利用可能な他のTタイプのスペクトルを使用して、このグループの共通点と世界的な傾向を見つけるよう努めました。また、小惑星の偏光データと隕石スペクトルを利用して、小惑星の表面のテクスチャと組成を制限しました。私たちのターゲットは、（1）Ceresおよび67P/Churyumov-Gerasimenkoと同様の赤い$L$バンド連続勾配を示し、バンド中心が$<$2.8$\mu$mのOH吸収機能を備えています。（96）Aegleは、3.1$\mu$m付近の浅いN--Hバンドと、3.4--3.6$\mu$mを超える有機物質のC--Hバンドを示唆していますが、水氷やその他の揮発性物質の診断バンドはありません。両方の小惑星でデータのノイズを超えることが見られました。大きなT型小惑星ですが、（596）シャイラは私たちのターゲットと同様のスペクトル形状を示しています。$\sim$50\％の大きなTタイプには、水和鉱物に関連している可能性が高い0.6〜0.65$\mu$m付近の吸収帯が含まれています。すべてのサイズのT型小惑星（木星のトロヤ門を除く）について、弱い相関関係が見つかりました。直径が小さく、太陽が近いほど、目に見える傾斜は赤くなります。大きなTタイプの2.9-$\mu$mのバンド深度は、Chタイプに匹敵するが、ほとんどのメインベルト小惑星よりも強い水性変化を経験した可能性があることを示唆しています。Tタイプの偏光位相曲線は、特定の表面構造によって十分に説明され、それらの0.5〜4.0$\mu$m反射スペクトルは、粒径が$\sim$25〜35$\muのCIコンドライトに最も類似しているように見えます。$m。全体として、初期の太陽系では、大きなT型小惑星がおよそ10auで除去される可能性があることを提案します。
そのゲームでは2つプレイできます。宇宙論的ズームインシミュレーションを使用して、矮小銀河における超新星とAGNフィードバックの役割を制限します。
| Title |
Two_can_play_at_that_game:_constraining_the_role_of_supernova_and_AGN_feedback_in_dwarf_galaxies_with_cosmological_zoom-in_simulations |
| Authors |
Sophie_Koudmani,_Debora_Sijacki,_Matthew_C._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11274 |
活動銀河核（AGN）をホストしている矮小銀河の観測証拠が増えており、矮小銀河でのAGNによる流出のヒントも含まれています。ただし、銀河形成の一般的な理論モデルでは、効率的な超新星（SN）フィードバックが、低質量領域での星形成を調整するための最適なツールです。この論文では、効率的なAGNと組み合わせたより穏やかなSNフィードバックが適切な代替案であるかどうかを判断することを目的として、強力なSNフィードバックの仮定を緩和する一連の高解像度宇宙論的矮星ズームインシミュレーションを提示します。重要なのは、矮星でのエディントン限定の短い降着エピソードに電力を供給するのに十分な量のガスがあることです。これは、AGN降着モデルに応じて、さまざまな結果につながります。追加の抑制なしから、星形成の適度な調節、壊滅的な消光までです。効率的なAGNは、強力な流出を促進し、放出フィードバックを介してホストのガスリザーバーを使い果たし、銀河周辺の媒体を加熱することで静止状態を維持します。適度なAGNの流出は、一般的に採用されている強力なSNフィードバックと同じくらい効率的であり、星形成の規制と、野外の矮星の観測と一致するHIガスの質量につながります。すべての効率的なAGNセットアップは、（重く外挿された）観測されたBH質量と比較して、過大なブラックホール（BH）に関連付けられています-恒星の質量スケーリング関係。この質量レジームでの将来の直接観測の制約が非常に必要です。効率的なAGN活動は、主に高赤方偏移に制限されており、高温で加速された流出と高X線光度が、将来の観測キャンペーンの最も明確な兆候です。
TangoSIDM：自己相互作用する暗黒物質の魅力的なモデル
| Title |
TangoSIDM:_Tantalizing_models_of_Self-Interacting_Dark_Matter |
| Authors |
Camila_A._Correa,_Matthieu_Schaller,_Sylvia_Ploeckinger,_Noemi_Anau_Montel,_Christoph_Weniger_and_Shinichiro_Ando |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11298 |
$\Lambda$-Self-InteractingDarkMatter（SIDM）宇宙における構造形成の一連の宇宙論的シミュレーションであるTangoSIDMプロジェクトを紹介します。TangoSIDMは、矮小銀河スケール上の大きな暗黒物質（DM）散乱断面積の影響を調査します。湯川ポテンシャルに従うDM相互作用に動機付けられて、単位質量あたりの断面積$\sigma/m_{\chi}$は、大規模な電流制約の違反を回避する速度依存形式を想定しています。私たちの実装は、ハローのコア形成だけでなく、重力熱コアの崩壊も正確にモデル化することを示しています。宇宙論的体積の中心ハローの場合、頻繁なDM粒子の衝突により、粒子の軌道が等方性になり、大部分が球形になります。速度に依存する$\sigma/m_{\chi}$モデルは、衛星ハローの円速度に大きな多様性をもたらし、断面積が20、60、100cm$^2に達すると速度の広がりが大きくなることを示します。$10^9〜\rm{M}_{\odot}$ハローの$/g。ハローの内部構造の大きな変化は、DM粒子の相互作用によって引き起こされ、一部のハローでは拡張コアの形成を引き起こしますが、他のハローでは重力熱コアの崩壊を引き起こします。タンゴプロジェクトのSIDMモデルは、観測された矮小銀河の密度と速度プロファイルの多様性について有望な説明を提供すると結論付けています。
若い銀河円盤の地形：太陽近傍におけるクラスター化された星形成の空間的および運動学的パターン
| Title |
Topography_of_the_Young_Galactic_Disk:_Spatial_and_Kinematic_Patterns_of_the_Clustered_Star_Formation_in_the_Solar_Neighborhood |
| Authors |
Emilio_J._Alfaro_(1),_Manuel_Jim\'enez_(1),_Mari_Carmen_S\'anchez-Gil_(2),_N\'estor_S\'anchez_(3),_Marta_Gonz\'alez_(3)_and_Jes\'us_Ma\'iz_Apell\'aniz_(4)_*1 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11313 |
散開星団の空間運動学的パラメーターを決定する際の正確さは、それらを銀河構造の理想的なトレーサーにします。若い散開星団（YOC）は、銀河系のほとんどの星がどのように形成されるかを識別する、クラスター化された星形成モードの主な代表です。クリギング手法を太陽の周囲3.5kpcの半径内のガイアYOCのサンプルに適用し、log（age）$\leq$7.5、年齢（年）を使用して、$Z（X、Y）$と$V_Z（X）を取得します。、Y）$マップ。アルファロらによる前の仕事。（1991）は、クリギングが小さなデータサンプル（$N\sim100$）でも信頼できる結果を提供できることを示しました。YOCによって定義された銀河円盤の3D空間および垂直速度場構造にアプローチし、星団形成の階層を分析します。これは、互いに埋め込まれた複合体を表示する、豊富な階層構造を示しています。マッピングを実行するために使用される方法論の基本的な特性について説明し、現象論的な用語で得られた主な結果を指摘します。3D空間分布と垂直速度場の両方が、高度な下部構造を持つ複雑なディスク構造を示しています。彼らの分析は、この銀河系の領域でクラスター化された星形成の位相空間を形作る主な物理的メカニズムについての手がかりを提供します。$Z$と$V_Z$の反り、波形、および高い局所偏差は、単一の複雑なシナリオで密接に関連しているように見えます。
最初の星はどのくらいの金属を超かすかな小人に提供しましたか？
| Title |
How_much_metals_did_the_first_stars_provide_to_the_ultra-faint_dwarfs? |
| Authors |
Mahsa_Sanati,_Fabien_Jeanquartier,_Yves_Revaz,_Pascale_Jablonka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11351 |
矮小銀河の数値シミュレーションは、これまでのところ、観測された金属量と光度の関係を、超微弱な矮小銀河（UFD）まで再現することができませんでした。私たちはこの問題に取り組み、第一世代の金属を含まない星（ポップIII）がこれらのかすかな銀河の平均金属量を増やすのにどのように役立つかを探ります。宇宙論的ボックスから抽出された19個のハローのズームイン化学力学シミュレーションを実行し、赤方偏移0まで追跡します。モデルは、銀河のグローバルプロパティだけでなく、恒星の存在比にも基づいて検証されます。ミニハローで最初の星を形成するために必要な条件を特定し、金属放出スキームの制約を導き出します。ポップIII星がUFDの最終的な金属量に与える影響は、さまざまなIMF、対不安定型超新星（PISNe）とそのエネルギーフィードバックの影響、および金属量のしきい値が最初の星から低質量の長寿命星。ポップIIIの星を含めると、UFDの全体的な金属量が増加しますが、観測による緊張を解消するには不十分です。140Msunを超える前駆体質量を持つPISNeを使用すると、UFDの金属含有量をさらに増やすことができます。ただし、PISNeはまれであり、最も弱いUFDには存在しない場合があるため、金属量と光度の関係のグローバルなかすかな端への影響は限定的です。UFDで分光学的に確認されたメンバーの数が限られているため、一部のUFDの金属量分布が不確実になっていますが、分析の結果、これがモデルに欠落している金属が豊富なテールであることがわかりました。したがって、残りの課題は観測と数値の両方です。i）高分解能分光データサンプルを拡張し、最も弱いUFDの平均金属量を確認する、ii）星形成の履歴が非常に短い銀河に化学的に濃縮された星が存在することを説明する。
パンクロマティックハッブルアンドロメダ財務省：さんかく座拡張領域（PHATTER）II。 M33の空間的に解決された最近の星形成の歴史
| Title |
The_Panchromatic_Hubble_Andromeda_Treasury:_Triangulum_Extended_Region_(PHATTER)_II._The_Spatially_Resolved_Recent_Star_Formation_History_of_M33 |
| Authors |
Margaret_Lazzarini,_Benjamin_F._Williams,_Meredith_J._Durbin,_Julianne_J._Dalcanton,_Adam_Smercina,_Eric_F._Bell,_Yumi_Choi,_Andrew_Dolphin,_Karoline_Gilbert,_Puragra_Guhathakurta,_Erik_Rosolowsky,_Evan_Skillman,_O._Grace_Telford,_Daniel_Weisz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11393 |
パンクロマティックハッブルアンドロメダ財務省：さんかく座拡張領域（PHATTER）調査の一環として、ハッブル宇宙望遠鏡で撮影された光学画像を使用して、M33の空間的に分解された最近の星形成履歴（SFH）を測定します。この分析で使用された観測の対象となる領域は、$\sim$38kpc$^{2}$の非投影領域をカバーし、メジャーに沿ってM33の中心から$\sim$3.5および$\sim$2kpcまで拡張されます。それぞれ準主軸。PHATTER光学調査を2005年の領域に分割し、側面で24秒角、$\sim$100pcを測定し、各領域の色の大きさの図を個別に適合させて、PHATTERフットプリント内のM33の空間分解SFHを測定します。SFHには、小さな空間スケールと銀河全体のスケールで大きな変動があり、約630Myr前までさかのぼって測定しています。約80Myr未満の星の種族では、より羊毛状の渦巻構造が観測されますが、古い星の種族の構造は、2つの渦巻腕によって支配されています。また、M33の中央にあるバーを観察します。これは、約80Myrより古い年齢で支配的です。最後に、PHATTERフットプリント内の過去100Myrの平均星形成率（SFR）は、0.32$\pm$0.02M$_{\odot}$yr$^{-1}$であることがわかります。0.20$\pm$0.03M$_{\odot}$yr$^{-1}$の現在のSFR（過去10Myr）を測定します。このSFRは、PHATTER調査のフットプリントでカバーされるD25領域の割合を考慮してスケーリングされた場合、ブロードバンド推定からの以前の測定値よりもわずかに高くなります。
線形性：銀河形成は予期しない経験的関係に遭遇します
広範囲の形態にまたがる銀河からの測定は、標準的な銀河形成宇宙論では予想されない、囲まれた暗い質量から明るい質量への線形スケーリングを明らかにします。線形スケーリングは、銀河系の内側の領域から最も外側のデータポイントまで伸びていることがわかります。線形関係の不確実性は狭く、rms=0.31および{\sigma}=0.31です。囲まれた暗い質量から明るい質量へのこの線形性を何が生み出すのかは不明です。バリオンプロセスは線形スケーリングを説明するために挑戦され、暗黒物質候補は線形関係をもたらす特性を持っていません。線形スケーリングは、新しい暗黒物質の候補、または標準的な銀河形成理論を超えた天体物理学的プロセスを示している可能性があります。
スペクトルバイアスを補正した半径と光度の関係を使用した、体系的に小さい単一エポッククエーサーブラックホールの質量
| Title |
Systematically_smaller_single-epoch_quasar_black_hole_masses_using_a_radius-luminosity_relationship_corrected_for_spectral_bias |
| Authors |
Jaya_Maithil,_Michael_S._Brotherton,_Ohad_Shemmer,_Pu_Du,_Jian-Min_Wang,_Adam_D._Myers,_Jacob_N._McLane,_Cooper_Dix,_and_Brandon_M._Matthews |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11486 |
クエーサーを集団として理解するためには、ブラックホールの質量と降着率をより正確かつ正確に決定することが重要です。これらは活動銀河核のモデルを支える基本的な物理的性質です。ブラックホールの質量を測定するための主要な手法は、低赤方偏移クエーサーの反響マッピングを使用します。これは、単一エポックスペクトルに基づいて質量を推定するために、ブロードライン領域の半径と光度の関係を介して拡張されます。更新された半径と光度の関係には、光学FeiiとH$\beta$（$\equiv\mathcal{R}_{\rmFe}$）のフラックス比が組み込まれており、より高度に蓄積するシステムの方が小さいバイアスを補正します。以前に実現されたよりも線を放出する領域。この現在の作業では、広範囲の赤方偏移にわたるレストフレーム光学スペクトルを持つアーカイブデータセットを使用することにより、このFe補正された半径と光度の関係を質量推定に使用した場合の影響を示して定量化します。Fe補正された半径予測子を使用しないと、最も降着の多いクエーサーのシングルエポックブラックホールの質量が過大評価されることがわかります。それらの降着率の測定値（$L_{\rmBol}/L_{\rmEdd}$および$\dot{\mathscr{M}}$）も同様に過小評価されています。最強のFe放出クエーサーは、2つのクラスに属します。レストフレーム光学スペクトルを備えた高zクエーサーは、非常に高い光度を必要とし、高い降着率を必要とします。また、低zアナログは、ブラックホールの質量が低いため、調査フラックス制限を満たすために高い降着率を持っています。これらのクラスの質量補正は、平均して約2分の1になります。これらの結果は、支配的な固有ベクトル1パラメーター$\mathcal{R}_{\rmFe}$と降着プロセスとの関連を強化します。
掃天観測施設から定期的に変動するクエーサー候補。 I.サンプル
| Title |
Quasar_candidates_with_periodic_variations_from_the_Zwicky_Transient_Facility._I._Sample |
| Authors |
Yong-Jie_Chen,_Shuo_Zhai,_Jun-Rong_Liu,_Wei-Jian_Guo,_Yue-Chang_Peng,_Yan-Rong_Li,_Yu-Yang_SongSheng,_Pu_Du,_Chen_Hu,_Jian-Min_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11497 |
スローンデジタルスカイサーベイとV\'eron-Cetty＆V\'eronのクエーサーカタログとのクロスマッチングにより、掃天観測（ZTF）のアーカイブ測光データから周期的に変化するクエーサーを体系的に検索します。まず、一般化されたLomb-Scargleピリオドグラムと自己相関関数の方法を使用してプリミティブな周期的候補を選択し、次に周期性の誤警報確率を推定し、ベイズ情報量基準を計算して周期的モデルと純粋な確率モデルを比較します。そのため、最終的に、143,700個のクエーサーから最も重要な周期的変動を持つ127個の候補のサンプルを特定します。これはこれまでで最大の周期的クエーサーサンプルであり、ZTFデータの適度なサンプリングレートと高品質の測光を考慮してクエーサー周期性の起源を研究するための有用なガイドサンプルを提供します。サンプルの基本的なプロパティを要約し、その影響について簡単に説明します。
外腕IIを超えた星形成活動：星形成の分布と性質
| Title |
Star_Formation_Activity_Beyond_the_Outer_Arm_II:_Distribution_and_Properties_of_Star_Formation |
| Authors |
Natsuko_Izumi,_Naoto_Kobayashi,_Chikako_Yasui,_Masao_Saito,_Satoshi_Hamano,_and_Patrick_M._Koch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11508 |
アウターアームを超えたアウターギャラクシーは、太陽の近くとは大きく異なる環境での星形成を研究するための有望な機会を表しています。以前の研究では、広視野赤外線サーベイエクスプローラー（WISE）の中赤外線に基づいて、銀河の外側にある788個の星形成領域（ガラクトセントリック半径$R_{\rmG}$$\ge$13.5kpc）を特定しました。（MIR）全天調査。この論文では、5大学電波天文台（FCRAO）CO調査から得られた、候補者とその親分子雲の統計的特性を調査します。候補のある分子雲は、雲の質量関数の傾きが浅く、自己重力によって束縛される雲の割合が大きく、候補のない分子雲よりも密度が高いことを示しています。さまざまな$R_{\rmG}$での星形成効率（SFE）を調査するために、2つのパラメーターを使用しました。1）候補のある分子雲の割合と2）親の分子雲の質量あたりの候補の単色MIR光度。13.5kpcから20.0kpcの$R_{\rmG}$でSFEパラメーターと$R_{\rmG}$の間に明確な相関関係は見つかりませんでした。これは、SFEが金属量やガス表面などの環境パラメーターに依存しないことを示唆しています。密度。これは$R_{\rmG}$によって大幅に異なります。以前の研究では、全ガス面密度あたりの星形成率の面密度から導出された1年あたりのSFE（SFE/年）、HI+H$_2$は、$R_{\rmG}$の増加とともに減少することが報告されています。私たちの結果は、減少傾向がHIガスのH$_2$ガスへの変換の減少によるものであることを示唆している可能性があります。
水氷相の放射天体化学に関する実験室実験
| Title |
Laboratory_Experiments_on_the_Radiation_Astrochemistry_of_Water_Ice_Phases |
| Authors |
Duncan_V._Mifsud,_Perry_A._Hailey,_P\'eter_Herczku,_Zolt\'an_Juh\'asz,_S\'andor_T._S._Kov\'acs,_B\'ela_Sulik,_Sergio_Ioppolo,_Zuzana_Ka\v{n}uchov\'a,_Robert_W._McCullough,_B\'ela_Parip\'as,_Nigel_J._Mason |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11614 |
水（H2O）氷は宇宙の至る所に存在する成分であり、放射線がその物理化学的変換において重要な役割を果たすさまざまな星間および太陽系環境で検出されています。H2O天体物理学の氷類似体の放射線化学は十分に研究されていますが、異なる固相の直接かつ体系的な比較はほとんどなく、通常は2つの相に限定されています。この記事では、アモルファス固体水（ASW）、拘束アモルファス氷（RAI）、および20Kでの立方晶（Ic）および六方晶（Ih）結晶相の2keV電子照射の詳細な研究の結果について説明します。氷の固相に対する放射物理学および化学の潜在的な依存性をさらに明らかにするため。調査した4つのH2O氷相の中赤外分光分析により、RAI、Ic、およびIh相の電子照射により、ASWが圧縮されている間、それらのアモルファス化（後者はプロセスの進行が遅い）が生じることが明らかになりました。照射の結果として生成された過酸化水素（H2O2）の存在量も相間で異なり、照射されたASWで最高の収率であることがわかりました。この観察結果は、ASWの多孔性と格子欠陥の量の増加、および水素結合ネットワークの広がりが少ないことなど、いくつかの要因の累積的な結果です。私たちの結果は、特に放射場と温度勾配の両方にさらされたH2Oに富む氷の星間および太陽系の物体に関して、天体物理学的な意味合いを持っています。
非常に大きなCIV等価幅を持つ発光クエーサーの性質
| Title |
The_Nature_of_Luminous_Quasars_with_Very_Large_C_IV_Equivalent_Widths |
| Authors |
Shuqi_Fu,_W._N._Brandt,_Fan_Zou,_Ari_Laor,_Gordon_P._Garmire,_Qingling_Ni,_John_D._Timlin_III_and_Yongquan_Xue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11631 |
大きなCIV等価幅（EW>150A）を持つ10個の明るい電波の静かなクエーサーの完全なサンプルの結果を報告します。8/10については、Chandraスナップショット観測を実行しました。強化されたCIVラインEWに加えて、それらのHeIIおよびMgIIラインは強化されていますが、CIII]ラインは強化されていないことがわかります。それらのX線放射は、それらの紫外線光度から予想されるよりもかなり強いです。さらに、これらの大きなCIVEWクエーサーは、小さなCIVブルーシフトと、おそらく低いエディントン比を示し、「極低固有ベクトル1（EV1）」クエーサーであることを示唆しています。平均過剰HeIIEWは、放射圧圧縮（RPC）光イオン化モデルとよく一致しており、より硬いaox電離スペクトルを備えています。ただし、これらの結果は、CIV、MgII、およびCIII]EWの増強パターン、または観察された高いCIV/MgII比を十分に再現していません。RPC計算は、CIV/MgII線比が効果的な金属量指標であることを示しており、サブソーラー金属量ガスとハードイオン化連続体を備えたモデルは、4つの紫外線線すべての増強パターンをよく再現します。クエーサーのCIV/MgII線比は、一般に過剰なX線放射と相関していることがわかります。非常に高いEV1クエーサーは、高い金属量と抑制されたX線放射によって特徴付けられます。ガスの金属量とX線放射に関連する根本的なメカニズムは明確ではありませんが、放射圧によって駆動されるディスク風に関連している可能性があります。
FSU2Hの状態方程式モデルは、もともとはハイパーオニックコアを持つ冷たい中性子星の物質を記述するために開発されたもので、有限温度まで拡張されています。結果は、陽子中性子星物質、中性子星合体、超新星爆発で満たされる条件をカバーする、広範囲の温度とレプトン分率について提示されます。ハイパーオニック自由度を考慮すると、熱力学観測量と中性子星コアの組成に対する温度の影響が強いことがわかります。熱指数の温度および密度依存性の評価は、中性子星合体シミュレーションで広く使用されているいわゆる$\Gamma$の法則が、特にハイペロンが中性子星のコアに豊富にあります。有限温度の状態方程式に簡単にアクセスできるようにするために、ヌクレオニックおよびハイパーオニックの$\beta$安定ニュートリノフリー物質の熱指数の単純なパラメーター化が提供されています。
easyFermi：Fermi-LATデータ分析を実行するためのグラフィカルインターフェイス
2008年の打ち上げ以来、フェルミ大面積望遠鏡（LAT）により、これまでにない感度と解像度で宇宙の非常にエネルギッシュな側面を覗くことができました。Fermi-LATデータの分析に使用できるツールは、FermitoolsとFermipyです。どちらも、Pythonでスクリプトを作成し、端末またはWebベースのインタラクティブコンピューティングプラットフォームのコマンドラインから実行できます。この作業では、FermipyのフレームワークでFermi-LATデータの基本分析から中間分析を実行するための、オープンソースのユーザーフレンドリーなグラフィカルインターフェイスであるeasyFermiをコミュニティに提供します。easyFermiを使用すると、ユーザーは$\gamma$線フラックスと光子指数をすばやく測定し、スペクトルエネルギー分布、光曲線を作成し、統計マップをテストし、拡張放出をテストし、さらに$\gamma$線源の座標を再ローカライズできます。easyFermiのチュートリアルはYouTubeとGitHubで利用でき、ユーザーは約10分でFermi-LATデータの使用方法を学ぶことができます。
Chandra、HST / STIS、NICER、Swift、およびTESSは、繰り返される核過渡現象ASASSN-14koのフレア進化の詳細を示します
| Title |
Chandra,_HST/STIS,_NICER,_Swift,_and_TESS_Detail_the_Flare_Evolution_of_the_Repeating_Nuclear_Transient_ASASSN-14ko |
| Authors |
Anna_V._Payne,_Katie_Auchettl,_Benjamin_J._Shappee,_Christopher_S._Kochanek,_Patricia_T._Boyd,_Thomas_W.-S._Holoien,_Michael_M._Fausnaugh,_Chris_Ashall,_Jason_T._Hinkle,_Patrick_J._Vallely,_K._Z._Stanek,_Todd_A._Thompson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11278 |
ASASSN-14koは、AGNESO253-G003の中心にある一過性の核であり、周期的にフレアを起こします。光学フレアは2014年に全天自動捜索システム（ASAS-SN）によって最初に観測され、そのピーク時間は$115.2^{+1.3}_{-1.2}$日の周期と$-0.0026\pm0.0006$。ここでは、2020年12月、2021年4月、2021年7月、および2021年11月に発生したフレアのASAS-SN、チャンドラ、HST/STIS、NICER、Swift、およびTESSデータを示します。$\sim$10日間で、吸収機能から赤にシフトした広範な放射機能。SwiftUV/光学光曲線はタイミングモデルによって予測されたようにピークに達しましたが、2021年7月のフレアとUVフラックスの間で変化したピークUV光度は、他のすべてのピークの約半分の明るさでした。X線の光度は一貫して減少し、スペクトルはUV/光学的上昇中に硬くなりましたが、明らかに吸収に変化はありませんでした。最後に、2020年12月と2018年11月の2つの高ケイデンスTESS光度曲線は、上昇段階と下降段階の勾配が時間の経過とともに変化したことを示しています。これは、フレアの駆動メカニズムにある程度の確率論があることを示しています。ASASSN-14koは、繰り返しの部分的な潮汐破壊現象と観測的に一致していますが、これらの豊富な多波長データには、詳細な理論モデルが必要です。
| Title |
Sensitivity_of_Neutron_Star_Observations_to_Three-nucleon_Forces |
| Authors |
Andrea_Sabatucci,_Omar_Benhar,_Andrea_Maselli,_Costantino_Pacilio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11286 |
中性子星の天体物理学的観測は、核物質の状態方程式の特性を推測するために広く使用されてきました。しかし、高密度物質の平均的な特性に関する情報源であることに加えて、電磁および重力波（GW）施設によって提供されるデータは、高密度物質の核力学を初めて制約するために必要な精度に達しつつあります。この作業では、現在および将来の中性子星観測の感度を評価して、状態方程式の剛性を決定するための鍵となる反発する3核子力の強さを直接推測します。ベイズアプローチを使用して、第2世代および第3世代の重力波干渉計によって観測されたバイナリ中性子星合体からの3体相互作用から導き出せる制約に焦点を当てます。単一の観測と複数の観測の両方を考慮します。設計感度の電流検出器の場合、分析は、信号対雑音比（SNR）が大きい低質量システムのみが三体力を確実に抑制できることを示唆しています。しかし、私たちの結果は、アインシュタイン望遠鏡やコズミックエクスプローラーなどの第3世代干渉計を使用した単一の観測により、反発する3体ポテンシャルの強度が絶妙な精度で制限され、第3世代のGW検出器が新しい実験室に変わることを示しています。核子のダイナミクスを研究します。
特有の長時間GRB211211Aからの熱および非熱放射
| Title |
Thermal_and_non-thermal_emission_from_a_peculiar_long-duration_GRB_211211A |
| Authors |
Xue-Zhao_Chang,_Hou-Jun_L\"u,_Jia-Ming_Chen,_and_En-Wei_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11438 |
このような低い赤方偏移$z=0.076$で非常に厳しい限界まで超新星放出を欠き、キロノバ放出に関連する長期GRB211211Aは、その物理的起源がバイナリコンパクト星の合併に由来することを示唆しています。フェルミミッションに搭載されたGBMで観測されたデータを再分析することにより、時間積分スペクトルと時間分解スペクトルの両方が、即発放出でバンドプラス黒体（バンド+BB）モデルを使用することによってうまく適合できることがわかります。流出のバルクローレンツ因子（$\Gamma_{\rmph}$）は、純粋な火の玉モデル内の光球半径で観測された熱放射を呼び出すことによって推測でき、$\Gamma_{\rmの時間発展を見つけることができます。ph}$は光度曲線で追跡しているようです。$\Gamma_{\rmph}$の派生値は、$\Gamma_{\rmph}$-$L_{\gamma、iso}$/$E_{\gamma、iso}$の相関関係とも一致しています。他のバーストで発見されました。さらに、中央エンジンの磁化係数$\sigma_{0}$と、ハイブリッドジェットモデルのフレームワーク内の光球半径の$\sigma_{\rmph}$も計算し、両方の$1+の値を見つけます。\sigma_{\rm0}$と$1+\sigma_{\rmph}$は、異なるタイムスライスで1より大きくなっています。これは、少なくともポインティングフラックス成分が実際に流出に存在していることを示唆しています。これが事実である場合、GRB211211Aの熱および非熱放出の1つの可能な物理的解釈は、恒星のときの相対論的ジェットにおける$\nu\bar{\nu}$消滅とブランドフォード-ナエックメカニズムの両方の寄与からです。質量ブラックホールは中央エンジンにあります。
シンクロトロン自己コンプトン残光閉鎖関係とFermi-LATで検出されたガンマ線バースト
| Title |
Synchrotron_Self-Compton_Afterglow_Closure_Relations_and_Fermi-LAT_Detected_Gamma-Ray_Bursts |
| Authors |
N._Fraija,_M._G._Dainotti,_S._Ugale,_D._Jyoti_and_D._C._Warren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11490 |
フェルミ大面積望遠鏡（Fermi-LAT）コラボレーションは、10GeVを超える光子エネルギーを持つ29バーストのサブセットで構成される第2ガンマ線バーストカタログ（2FLGC）を報告しました。標準のシンクロトロン前方衝撃モデルは、ガンマ線バースト（GRB）の残光観測をうまく説明していますが、これらの一時的なイベントからの10GeVを超える高エネルギー光子は、このシナリオではほとんど説明できません。断熱および放射シナリオでのシンクロトロン自己コンプトン（SSC）残光モデルの閉鎖関係（CR）を提示し、中央エンジンが連続エネルギーを爆風波に注入して、2FLGC。恒星風と星間物質で進化するSSC残光モデルと、$1<p<2$および$2\leqp$の放射パラメータ、エネルギー注入指数、および電子スペクトル指数の関数としてのCRを検討します。。2FLGCで単純またはべき乗則の両方でモデル化されたすべてのGRBを選択します。SSCモデルのCRは、中間密度プロファイル（GRB130427Aなど）または増幅に与えられた総エネルギーの非定型部分を必要とする場合でも、シンクロトロンシナリオでは解釈できないバーストのかなりの部分を満たすことができることがわかりました。磁場（$\varepsilon_B$）。SSCモデルのこのパラメーターの値は、冷却スペクトルブレークがGRB残光の一般的な値のFermi-LATバンドに対応する場合、範囲（$\varepsilon_B\approx10^{-5}-10^{-4}$）になります。分析は、エネルギー注入のないシナリオにはISMが、エネルギー注入のシナリオには恒星風媒体が好ましいことを示しています。
ガンマ線バイナリ1FGLJ1018.6-5856の改良されたバイナリソリューション
| Title |
Improved_binary_solution_for_the_gamma-ray_binary_1FGL_J1018.6-5856 |
| Authors |
B._van_Soelen,_S._Mc_Keague,_D._Malyshev,_M._Chernyakova,_N._Komin,_N._Matchett,_I.M._Monageng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11647 |
ガンマ線バイナリ1FGLJ1018.6-5856は、O6V（（f））タイプの星と未知のコンパクトオブジェクトで構成され、電波から非常に高エネルギーのガンマ線への軌道変調された放射を示します。X線光度曲線は、GeV放出とほぼ同じ位相の最大値を示していますが、位相間の2次最大値$\phi=0.2-0.6$も示しています。バイナリシステムの明確な解決策は、システム内で発生する放出メカニズムを理解するために重要です。既存のバイナリソリューションを改善するために、SouthernAfricanLargeTelescopeを使用して光学コンパニオンの視線速度測定を行い、公開されているX線およびGeVガンマ線データを分析しました。Fermi-LATデータの周期性を検索すると、$P=16.5507\pm0.0004$dの公転周期が見つかりました。この新しい期間に行われた視線速度の最適解は、システムが以前の観測よりも偏心していることを発見しました。$e=0.531\pm0.033$、近日点黄経の経度は$151.2\pm5.1^\circ$、より大きな質量関数$f=0.00432\pm0.00077$M$_\odot$。フェーズ0周辺のX線およびガンマ線光度曲線のピークは、観測者に向けられたパルサーと恒星風の間に形成された閉じ込められた衝撃の観測によるものであると提案します。フェーズ0.25-0.75でのX線フラックスの二次的な増加または強い急激な変化は、アパストロンの周りの複数のランダムに配向された恒星風の塊/パルサー風の相互作用によるものです。
銀河M51における宇宙線電子伝達
| Title |
Cosmic-ray_electron_transport_in_the_galaxy_M_51 |
| Authors |
Julien_D\"orner,_Patick_Reichherzer,_Julia_Becker_Tjus,_Volker_Heesen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11670 |
放射光による宇宙線電子（CRE）の分布を間接的に観測することは、星間物質におけるCRE輸送の理解を深め、銀河系の流出の役割を調査する上で非常に重要です。この論文では、関連するエネルギー損失プロセスを考慮して、銀河M51における宇宙線電子の拡散と移流が支配的な輸送の寄与を定量化します。拡散係数、星形成率、磁場の強さの導出を可能にするM51からの最近の測定を使用します。この入力により、オープンソースのトランスポートフレームワークCRPropa（v3.1）を使用して、測定によって提供される空間依存性を含む3Dトランスポート方程式を数値的に解きます。3次元輸送（拡散と移流）、および関連する損失プロセスが含まれます。最近の測定からのパラメータを使用して、データを適切に記述できることがわかります。最適にフィットさせるには、観測された星形成率に続く風速を5分の1に減らす必要があります。内側の銀河が移流脱出によって支配され、外側の銀河が拡散性のものはデータによく適合します。正面向きの銀河M51での宇宙線輸送の三次元モデリングは、宇宙線の特徴の説明で風の必要性を定量化することにより、そのような銀河の流出の強さについての結論を可能にします。これにより、一般的に対面銀河の銀河風を調査する可能性が広がります。
X線偏光測定-タイミング
X線偏光測定のタイミングは、X線の偏光度と角度の急激な変動の特徴です。スペクトルタイミングの場合に関しては、それはコンパクトオブジェクトの近くの間接的な地図を再構築するために価値のある因果情報を提供します。X線偏光測定タイミング分析を真に可能にする最初のX線ミッションが執筆時点で開始されたばかりであることを考えると、若い分野をX線偏光測定タイミングと呼ぶことはやや控えめな表現です。したがって、今はこの分野にとってエキサイティングな時期であり、理論的な予測があり、データを熱心に待っています。この章では、理論上の期待について説明し、使用できるデータ分析手法についても説明します。
| Title |
Observational_characteristics_of_radiation-mediated_shocks_in_photospheric_gamma-ray_burst_emission |
| Authors |
Filip_Samuelsson,_Felix_Ryde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11701 |
ガンマ線バースト（GRB）ジェットでの光球からの放出は、通常、放射線媒介衝撃（RMS）によって引き起こされる光球下のエネルギー散逸の影響を大きく受ける可能性があります。このような発光の観測特性、特にスペクトルシグネチャを研究します。関連する衝撃の初期条件を推定するために内部衝突フレームワークを呼び出し、RMSモデルを使用して合成光球スペクトルを生成します。次に、スペクトルに標準のカットオフべき乗則（CPL）関数を適用して、対応するGRBカタログと比較します。低エネルギー指数とピークエネルギーの平均値と標準偏差は、$\langle\alpha_{\rmcpl}\rangle=-0.76\pm0.227$および$\langle\log（E_{\rmpeak}/{\rmkeV}）\rangle=2.42\pm0.408$、それぞれ。得られた$\alpha_{\rmcpl}$値の範囲は、カタログ化された値のかなりの部分、$\langle\alpha_{\rmcpl}^{\rmcat}\rangle=-0.80\pm0.311$をカバーします。これには、火の玉の自由な加速が$r_0\sim10^{10}〜$cmで始まる必要があります。これは、流体力学的シミュレーションと一致しています。合成スペクトルは通常、より低いエネルギーで追加のブレークを示しますが、CPL関数は一般的に良好な適合を提供します。また、「光学的に浅い衝撃」と呼ばれる無視できないパラメータ領域を特定します。これは、デカップリング前に定常状態のスペクトルに到達するのに十分な散乱を蓄積しない衝撃です。これらは、光学的厚さ$\tau\lesssim55\、u_u^{-2}$で発生します。ここで、$u_u=\gamma_u\beta_u\sim2$は、ショックレストフレームで測定された上流の無次元比角運動量です。RMSを通過した光球放射は、観測されたバーストの主要な部分とスペクトル的に一致していると結論付けます。
| Title |
The_Super-Massive_Black_Hole_close_environment_in_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
W._Alston_(1),_M._Giustini_(2)_and_P.O._Petrucci_(3)_((1)_European_Space_Agency_(ESA),_European_Space_Astronomy_Center_(ESAC),_Villanueva_de_la_Ca\~nada,_Madrid,_Spain,_(2)_Centro_de_Astrobiologia_(CAB),_CSIC-INTA,_Villanueva_de_la_Ca\~nada,_Madrid,_Spain,_(3)_Univ._Grenoble_Alpes,_CNRS,_IPAG,_Grenoble,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11790 |
活動銀河核は、質量Mbh〜10^{5}-10^{9}Msunの超大質量ブラックホール（SMBH）への物質の降着によって動力を供給されます。降着プロセスは、実際に私たちが現在知っているエネルギー放出の最も効率的なメカニズムであり、放射に変換できる重力静止質量エネルギーの最大30〜40％を備えています。このエネルギーの大部分は、中央のSMBHから中央の$100$の重力半径内の高エネルギー（UV-X線）で放出されます。このエネルギー放出は、電磁スペクトル全体に及ぶさまざまな放出および吸収メカニズムを通じて発生します。紫外線は一般に光学的に厚い降着流の存在によって説明されますが、X線は一般に、より高温で光学的に薄いプラズマ、いわゆるX線コロナを必要とします。流出が存在する場合、それらは重力のかなりの部分を抽出することもできます。SMBHの深いポテンシャル井戸に起源を持つ、AGNの高エネルギー放出の研究は、SMBHの近接環境で発生する降着、放出、および放射メカニズムの物理的特性への直接的な洞察を提供します。網羅的ではありませんが、この章では、これらのメカニズムの現在の理解、現在直面している制限、および将来予想される進歩について説明します。
パルサーハローはまれですか？
電子-陽電子対による周囲光子の逆コンプトン散乱によって形成されたハローとして解釈される拡張ガンマ線放出は、多くの中年パルサーに向かって観察されます。銀河における現象の物理的起源と実際の共通性は依然として不明です。ペアの閉じ込めの条件は、最近の理論モデルで達成できるものと比較して極端に見えます。J0633+1746とB0656+14のハローでの拡散抑制の範囲と大きさを可能な限り最小化するシナリオを検索し、それらが近くの中年パルサーすべてに適用された場合の局所陽電子フラックスへの影響を調査しました。現象論的な静的2ゾーン拡散フレームワークを使用し、その予測を2つのハローのFermi-LATおよびHAWC観測、およびAMS-02で測定された局所陽電子フラックスと比較しました。データでは、約100TeVで2〜3桁の強力な拡散抑制が必要ですが、両方のオブジェクトで30pc程度の拡散抑制範囲のソリューションを見つけることができます。近くにあるすべての中年パルサーがそのようなハローを発達させる場合、ゲミンガからの寄与を含むそれらの結合された陽子フラックスは、J0633+1746およびB0656+の標準的なハローについて推定されたものよりはるかに小さい注入効率の>100GeVAMS-02測定を飽和させます14、そしてより一般的には若いパルサー風星雲に典型的な値で。逆に、他の近くのパルサーからの陽電子が星間物質に放出され、ソースの周りに閉じ込められていない場合、それらの総陽電子フラックスは、すべてのパルサーについて、数十パーセントの同じ注入効率で観測されたスペクトルに適合します。J0633+1746やB0656+14のような100kyr古いオブジェクトにパルサー風星雲に電力を供給します。ほとんどの中年のパルサーがハロー（要約）を発生しないと仮定するのは、より簡単なシナリオのようです。
ホリスモックス-IX。地上ベースの画像からの強レンズパラメータと不確実性のニューラルネットワーク推論
| Title |
HOLISMOKES_--_IX._Neural_network_inference_of_strong-lens_parameters_and_uncertainties_from_ground-based_images |
| Authors |
S._Schuldt,_R._Ca\~nameras,_Y._Shu,_S._H._Suyu,_S._Taubenberger,_T._Meinhardt,_L._Leal-Taix\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11279 |
強い重力レンズのモデリングは、天体物理学や宇宙論でのさらなる応用のために必要です。特に、RubinLegacySurveyofSpaceandTime（LSST）などの現在および今後の調査で多数の検出が行われるため、従来の時間のかかるマルコフ連鎖モンテカルロサンプリング法を超えた自動化された高速分析手法で調査するのはタイムリーです。Schuldtetal。で提示された畳み込みニューラルネットワーク（CNN）に基づいて構築します。（2021b）、ここでは別のCNN、具体的には残余ニューラルネットワーク（ResNet）を示します。これは、特異等温楕円体（SIE）プロファイルの5つの質量パラメーター（レンズ中心$x$および$y$、楕円率$e_x$および$e_y$、アインシュタイン半径$\theta_E$）および地上ベースのイメージングデータからの外部せん断（$\gamma_{ext、1}$、$\gamma_{ext、2}$）。CNNとは対照的に、このResNetは、各パラメーターの1$\sigma$の不確実性をさらに予測します。ネットワークをトレーニングするには、Schuldtetalの改良されたパイプラインを使用します。（2021b）HyperSuprime-CamSurvey（HSC）からの銀河の実像と、ハッブルウルトラディープフィールドからの銀河の実像をそれぞれレンズ銀河と背景源として使用して、レンズ画像をシミュレートします。SIEパラメータの全体的な回復率は非常に良好ですが、外部せん断の予測には違いがあります。私たちのテストから、おそらく低い画像解像度が外部せん断を予測するための制限要因です。システムあたりの実行時間がミリ秒であることを考えると、私たちのネットワークは、次に現れる画像とレンズ過渡の時間遅延を予測するのに完全に適しています。したがって、シミュレーションと比較して、これらの量でのネットワークのパフォーマンスも示します。ResNetは、単一のCPUでSIEとせん断パラメーターの値を数分の1秒で予測できるため、近い将来、予想される大量の銀河スケールのレンズを効率的に処理できます。
シリコンポアオプティクス
| Title |
Silicon_Pore_Optics |
| Authors |
Nicolas_M._Barri\`ere,_Marcos_Bavdaz,_Maximilien_J._Collon,_Ivo_Ferreira,_David_Girou,_Boris_Landgraf,_and_Giuseppe_Vacanti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11291 |
シリコンポアオプティクス（SPO）は、市販の単結晶両面超研磨シリコンウェーハをベースとして使用し、軽量で高解像度のX線光学系を形成するミラーを製造します。この技術は、コサイン測定システムと欧州宇宙機関（ESA）によって発明され、科学的および産業的パートナーと共同で大量生産レベルまで開発されました。半導体業界で数十年にわたって開発された技術とプロセスを活用して、シリコンウェーハとプレートを処理、処理、および洗浄します。SPOは、アテナやARCUSなどの大型宇宙搭載X線望遠鏡を可能にする技術であり、0.2〜12keVの帯域で動作し、角度分解能は5秒角を目指します。SPOはまた、ガンマ線光学、医療用途、および材料研究のためにさらに開発できる用途の広い技術であることが示されています。
超大型望遠鏡のレーザー支援断層撮影補償光学システムの主要な波面センサー機能
| Title |
Key_wavefront_sensors_features_for_laser-assisted_tomographic_adaptive_optics_systems_on_the_Extremely_Large_Telescope |
| Authors |
Thierry_Fusco,_Guido_Agapito,_Benoit_Neichel,_Sylvain_Oberti,_Carlos_Correia,_Pierre_Haguenauer,_C\'edric_Plantet,_Felipe_Pedreros,_Zibo_Ke,_Anne_Costille,_Pierre_Jouve,_Lorenzo_Busoni,_Simone_Esposito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11383 |
レーザーガイド星（LGS）波面センシング（LGSWFS）は、断層撮影補償光学システムの重要な要素です。ただし、超大型望遠鏡（ELT）スケールを検討する場合、LGSスポットの伸びが非常に大きくなるため、LGSWFSを設計するための標準的なレシピに挑戦します。すべてのELTLGS支援機器の現在のベースラインである古典的なシャックハルトマン波面センサー（SHWFS）の場合、瞳孔空間サンプリング[サブアパーチャ（SA）の数]とSAフィールドの間のトレードオフ-of-view（FoV）と各SA内のピクセルサンプリングが必要です。ELTスケールの場合、このトレードオフは、特に使用可能な検出器、特にそれらのピクセル数に関する強力な技術的制約によっても引き起こされます。SHWFSの場合、SAあたりの視野が広いため、LGSスポットの切り捨てを軽減できます。これは、測定バイアスによるパフォーマンスの大幅な低下を意味します。利用可能な検出器ピクセルの特定の数について、SAFoVは、LGSスポットの適切なサンプリングおよび/またはSAの総数と競合しています。感度分析を提案し、これらのパラメーターが最終的なパフォーマンスにどのように影響するかを調査します。特に、超解像の概念を紹介します。これにより、WFSごとの瞳孔サンプリングを減らすことができ、ELTスケールに最高のパフォーマンスを提供する潜在的なLGSWFS設計を提案する機会が開かれます。
RACS2：望遠鏡観測のための遠隔自律制御システムのフレームワークとその応用
| Title |
RACS2:_A_Framework_of_Remote_Autonomous_Control_System_for_Telescope_Observation_and_its_application |
| Authors |
Zhi-yue_Wang,_Guang-yu_Zhang,_Jian_Wang,_Qian_Zhang,_Zhe_Genga,_Ze-yu_Zhu,_Jia-Yao_Gu,_Zhen-hao_Zheng,_Lu-cheng_Zhu,_Kun_Ge,_Hong-fei_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11451 |
天文観測の需要が高まるにつれ、望遠鏡システムはますます複雑になっています。したがって、観測所制御ソフトウェアはよりインテリジェントである必要があり、観測所内の各機器を制御し、観測タスクを自律的に終了し、必要に応じてユーザーに情報を報告する必要があります。これらの要件を満たすために、RemoteAutonomousControlSystem2nd、RACS2という名前の分散型自律天文台制御フレームワークを開発しました。RACS2フレームワークは分散型分散アーキテクチャを使用し、機器制御ソフトウェアと観測制御サービスなどのシステムサービスが異なるコンポーネントとして実装されています。コンポーネント間の通信は、高性能シリアル化ライブラリと軽量メッセージングライブラリに基づいて実装されます。PythonおよびExperimentalPhysicsandIndustrialControlSystem（EPICS）へのインターフェイスが実装されているため、RACS2フレームワークはEPICSベースのデバイス制御と通信できます。ソフトウェアとPythonベースのソフトウェア。ログ、エグゼキュータ、スケジューラ、およびその他のモジュールを含むいくつかのシステムコンポーネントは、監視を支援するために開発されています。監視タスクはPython言語でプログラムでき、計画はスケジューラコンポーネントによってスケジュールされ、自律的な監視を実現します。一連のWebサービスは、ユーザーがフレームワークをリモートで制御および管理できるFastAPIフレームワークに基づいて実装されます。RACS2フレームワークでは、DAT望遠鏡の観測システムと宇宙物体観測システムを実装し、遠隔自律観測を行い、これらのシステムで多くのデータを受信しました。
CONCERTO：LEKIDを見つけて調整するためのデジタル処理
| Title |
CONCERTO_:_Digital_processing_for_finding_and_tuning_LEKIDs |
| Authors |
Julien_Bounmy,_Christophe_Hoarau,_Juan-Francisco_Mac\'ias-P\'erez,_Alexandre_Beelen,_Alain_Beno\^it,_Olivier_Bourrion,_Martino_Calvo,_Andrea_Catalano,_Alessandro_Fasano,_Johannes_Goupy,_Guilaine_Lagache,_Julien_Marpaud_and_Alessandro_Monfardini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11554 |
この論文では、集中定数キネティックインダクタンス検出器（LEKID）をプローブするために開発されたオンラインアルゴリズムについて説明します。LEKIDは、天文学用のミリメートル波長検出器です。LEKIDアレイは現在、スペインのIRAM望遠鏡のNIKA2、テネリフェ島のTeideObservatory望遠鏡のKISS、チリのAPEX12メートル望遠鏡のCONCERTOなどのさまざまな機器で運用されています。LEKIDは、ミリメートル波長の入射光を検出できる超伝導マイクロ波共振器であり、周波数多重化（現在、単一のマイクロ波ガイドで最大360ピクセル）に適しています。それにもかかわらず、天文観測に使用するには、機器と多重化の複雑さに対処し、観測要件（高速サンプリングレート、バックグラウンド変動、オンラインキャリブレーション、測光精度など）に適応するために、特定の読み出しおよび取得システムが必要です。この論文では、各LEKIDの共振周波数の特定から、バックグラウンド変動によって引き起こされるドリフトするLEKID共振周波数の連続自動制御まで、さまざまな治療手順を紹介します。
短周期のバイナリシステムにおけるおそらく休眠中の中性子星
| Title |
Probable_Dormant_Neutron_Star_in_a_Short-Period_Binary_System |
| Authors |
Tsevi_Mazeh,_Simchon_Faigler,_Dolev_Bashi,_Sahar_Shahaf,_Niv_Davidson,_Matthew_Green,_Roy_Gomel,_Dan_Maoz,_Amitay_Sussholz,_Subo_Dong,_Haotong_Zhang,_Jifeng_Liu,_Song_Wang,_Ali_Luo,_Zheng_Zheng,_Na'ama_Hallakoun,_Volker_Perdelwitz,_David_W._Latham,_Ignasi_Ribas,_David_Baroch,_Juan_Carlos_Morales,_Evangelos_Nagel,_Nuno_C._Santos,_David_R._Ciardi,_Jessie_L._Christiansen,_Michael_B._Lund,_Joshua_N._Winn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11270 |
2XMMJ125556.57+565846.4を、600pcの距離で、通常の星とおそらく休眠中の中性子星からなる連星として識別しました。光学スペクトルは、わずかに進化したFタイプの単一星を示し、2。76日のケプラーの円軌道で周期的なドップラーシフトを示し、二次成分からの光の兆候はありません。光学およびUV測光は、F星の潮汐変形のために、公転周期の半分の楕円体の変化を明らかにします。見えないコンパニオンの質量は、$1.1$-$2.1\、M_{\odot}$の範囲に$3\sigma$の信頼度で制限され、質量分布の中央値は$1.4\、M_{\odot}$、既知の中性子星の典型的な質量。主系列星は、暗い仲間になりすますことはできません。可能性のあるコンパニオンマスの分布は、依然として非常に巨大な白色矮星の可能性を考慮に入れています。コンパニオン自体も、白色矮星とM星、または2つの白色矮星からなる近接ペアである可能性がありますが、このような近接トリプルシステムにつながるバイナリ進化はありそうにありません。休眠中の中性子星の特定の識別に関する同様の曖昧さは、このタイプの非相互作用システムのほとんどの将来の発見に影響を与えるに違いありません。システムに実際に休眠中の中性子星が含まれている場合、将来的には明るいX線源になり、ミリ秒パルサーをホストする可能性さえあります。
TESS測光から組み立てられた可変B型星のサンプルの高分解能FEROS分光法の分析
| Title |
Analysis_of_high-resolution_FEROS_spectroscopy_for_a_sample_of_variable_B-type_stars_assembled_from_TESS_photometry |
| Authors |
Sarah_Gebruers,_Andrew_Tkachenko,_Dominic_M._Bowman,_Timothy_Van_Reeth,_Siemen_Burssens,_Luc_IJspeert,_Laurent_Mahy,_Ilya_Straumit,_Maosheng_Xiang,_Hans-Walter_Rix_and_Conny_Aerts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11280 |
分光データは、高質量星と中間質量星の内部構造の星震学的モデリングの縮退を打破するために必要です。均一な分光分析により、詳細な星震学研究に適した、TESS光度曲線を持つ166個のB型星のサンプルの正確な光球恒星パラメータを導き出します。これらの星の変動タイプは、現在利用可能なすべてのTESSセクターに基づいて分類されます。大規模なプログラムのコンテキストで、FEROSスペクトログラフを使用して、166個のターゲットすべての高解像度スペクトルを取得しました。最小二乗デコンボリューション法は、スペクトル線プロファイルの変動性を調査し、連星系を検出するために使用されます。26の分光学的二重線バイナリを識別します。サンプルの残りは、LMC銀河の42個の超巨星と98個の銀河系の星です。銀河系の星のスペクトルは、機械学習ベースのスペクトル分析アルゴリズムであるゼータペインを使用して分析されます。70K（Teff）、0.03dex（logg）、0.07dex（[M/H]）、8km/s（vsini）、および0.7km/s（vmicro）の平均形式精度で5つの主要な表面パラメーターを決定します。。スペクトル分析法でFEROSスペクトルについて検出された平均内部不確かさは、430K（Teff）、0.12dex（logg）、0.13dex（[M/H]）、12km/s（vsini）、および2km/sです。（vmicro）。98個の銀河ターゲットのうち8個が、ゆっくりと脈動するB（SPB）星とたて座デルタ型不安定帯の間に発生する高速回転gモードパルセータであるという分光学的証拠が見つかりました。これらのパルセータのgモード周波数は、それらの回転のために比較的高い周波数値にシフトされます。SPB不安定領域に比べて明らかに低すぎるTeffは、ほとんどの場合、重力減光効果によって説明できます。また、13個の新しいHgMn星を発見しましたが、そのうちの1つだけが分光連星に見られ、偏りがあり、したがって信頼性の低い低い連星率はわずか8％です。
巨大な星の半径の金属量依存性の背後にある微物理学を分析する
| Title |
Dissecting_the_microphysics_behind_the_metallicity-dependence_of_massive_stars_radii |
| Authors |
Chengcheng_Xin,_Mathieu_Ranzo,_Brian_Metzger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11316 |
主系列星の二元相互作用から超新星以前の半径まで、恒星物理学に関する多くの質問に答えるには、進化全体を通して大質量星の半径を理解することが重要です。星の半径を決定する重要な要素の1つは、ヘリウムより重い元素（金属量、$Z$）の質量の割合です。ただし、金属量はいくつかの異なる微物理的プロセスを通じて恒星進化に入り、支配的なものは恒星進化全体を通して、全体の大きさが$Z$で変化する可能性があります。15M$_{\odot}$MESAモデルを使用して一連の数値実験を実行し、放射不透明度に入る金属量、状態方程式、および核反応ネットワークを別々に2倍にして、それぞれが恒星半径に与える影響を分離します。2つの金属量値を中心としたモデルを個別に調査します。1つは太陽直下$Z=0.02$に近く、もう1つは太陽直下$Z\sim10^{-3}$であり、主系列星の終わりからコア炭素の枯渇までのいくつかの重要な時期を検討します。。不透明度に入る金属量は、太陽の金属量モデルのほとんどのエポックで支配的であり、星の半径の全変化の平均$\sim$60-90％に寄与していることがわかります。核反応は、サブソーラー$Z$モデルのほとんどの時代に、より大きな影響を及ぼします（$\sim$50-70％）。ここで紹介する方法論は、既知の微物理エラーを恒星半径を含むマクロ物理観測量の不確実性に伝播するために、より一般的に使用できます。
冠状動脈加熱におけるミッシングリンクとしての検出されない少数極性フラックス
過去数十年の間に、コロナ加熱で最も広く支持されているモデルは、エネルギーのその場での散逸を伴い、フットポイントのシャッフルにより、複数の電流シート（「ナノフレア」モデル）またはAlfv{\'e}n波が発生します。コロナに漏れ、散逸的な相互作用を起こします（波の加熱シナリオ）。以前に認識されたように、観測は、代わりに、エネルギー沈着が非常に低い高さに集中し、冠状ループがそれらの過密度と平坦な温度プロファイルを説明する下から高温で高密度の材料で満たされていることを示唆しています。フットポイント加熱の明らかなメカニズムは小規模なフィールドとの再接続ですが、マグネトグラムはアクティブ領域（AR）プラージ内の少数極性フラックスをほとんど示さないため、この可能性は広く無視されているようです。ここでは、（1）マグネトグラムがプラージュと「単極」ネットワーク内の少数極性フラックスの量を大幅に過小評価していること、および（2）小さなループが\ion{Fe}の主要な構成要素であるという以前の結論を裏付けるさらなる例を示します。{9}17.1nmの苔。小規模フラックスの出現または攪拌速度が、静かな太陽の混合極性領域と同じプラージュ内であると仮定すると、プラージュフィールドとの再結合に関連するエネルギーフラックス密度は10のオーダーであると推定されます。$^7$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$、ARコロナを加熱するのに十分です。
ガイアDR3位置天文学に隠れている近くのマイクロレンズ恒星の残骸はありますか？
| Title |
Is_there_a_nearby_microlensing_stellar_remnant_hiding_in_Gaia_DR3_astrometry? |
| Authors |
Maja_Jab{\l}o\'nska,_{\L}ukasz_Wyrzykowski,_Krzysztof_A._Rybicki,_Katarzyna_Kruszy\'nska,_Zofia_Kaczmarek,_and_Zephyr_Penoyre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11342 |
アインシュタイン半径が大きい銀河系の大容量レンズは、測定可能な位置天文マイクロレンズ効果、つまり2つの画像の動きによる軽い重心シフトを引き起こすはずです。マイクロレンズによる背景星の位置のこのようなシフトは、$Gaia$位置天文モデルに含まれていなかったため、大幅な偏差により、$Gaia$位置天文パラメーターが誤って決定されるはずです。ここでは、$Gaia$DR3で報告された測光マイクロレンズイベントの1つ、GaiaDR3-ULENS-001を調査しました。このイベントでは、$Gaia$の適合度が低く、視差が誤っているため、位置天文マイクロレンズ信号の存在が示される可能性があります。測光マイクロレンズモデルに基づいて、位置天文マイクロレンズ効果を追加した$Gaia$位置天文時系列をシミュレートしました。2.23-2.81masからの$\theta_{\rmE}$の角度アインシュタイン半径のマイクロレンズを含めると、$Gaia$によって報告された位置天文量がよく再現されることがわかりました。レンズの質量は0.57-1.23$M_\odot$以内、距離は0.60-1.04kpc以内と推定され、レンズが近くの孤立した白色矮星である可能性があります。
機械学習を使用したCMEの地理的有効性の予測
| Title |
Predicting_the_Geoeffectiveness_of_CMEs_Using_Machine_Learning |
| Authors |
Andreea-Clara_Pricopi,_Alin_Razvan_Paraschiv,_Diana_Besliu-Ionescu,_and_Anca-Nicoleta_Marginean |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11472 |
コロナ質量放出（CME）は、最も地理的に効果的な宇宙天気現象であり、大規模な地磁気嵐に関連しており、通信障害、衛星ネットワークの中断、送電網の損傷および障害を引き起こす可能性があります。したがって、これらの暴風雨が人間の活動に及ぼす潜在的な影響を考慮すると、CMEの地理的有効性を正確に予測することが最も重要です。この作業は、太陽に近いCMEの白色光コロナグラフデータセットでトレーニングされたさまざまな機械学習方法の実験に焦点を当て、そのような新しく噴出する放出が地磁気活動を誘発する可能性があるかどうかを推定します。ロジスティック回帰、K最近傍法、サポートベクターマシン、フィードフォワード人工ニューラルネットワーク、およびアンサンブルモデルを使用して、二項分類モデルを開発しました。現時点では、警告時間を延長するために、太陽の開始パラメータのみを使用するように予測を制限しました。このタスクの主な課題、つまり、データセット内の地理的に有効なイベントと無効なイベントの数の極端な不均衡、およびそれらの多数の類似点と利用可能な変数の数の制限について説明します。このような状況でも、これらのモデルで適切なヒット率を達成できることを示します。
星震学データからの恒星構造の反転
| Title |
Inversions_of_stellar_structure_from_asteroseismic_data |
| Authors |
Ga\"el_Buldgen,_J\'er\^ome_B\'etrisey,_Ian_W._Roxburgh,_Sergei_V._Vorontsov,_Daniel_R._Reese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11507 |
21世紀初頭の宇宙ベースの測光ミッションの出現により、それまでは日震学の分野に限定されていた高度な推論技術の星震学データへの適用が可能になりました。観測の質の高さ、進化した太陽のような発振器の混合モードの発見、質量、半径、年齢などの恒星の基本パラメータの決定の改善の必要性により、高度なモデリングツールが開発されました。反転は重要な役割を果たします。このレビューでは、ヘリオから星震学に適応した遠方の星の内部構造の既存の反転技術について説明します。さまざまなケプラーターゲットで得られた結果、他の既存のモデリング手法との結合、地震解析の限界、現在のTESSおよび将来のPLATOミッションのコンテキストでのこれらのアプローチの将来の開発の展望、および変分定式化では十分な精度が得られない可能性がある、主系列後の太陽のような発振器で観察される混合モードの利用。
星形成領域
80年代以降、\textit{Einstein}天文台は、若い恒星状天体（YSO）を示し、0.3〜8keVのバンドパスで最大$\rm10^3$-$\の光度のX線を放出します。rmは太陽の10^4$倍であり、X線放射は大きく変動します。ROSATは、YSOからのX線放射の普及を確認し、ASCAは、クラスIYSOの放射が、主に1〜50$\times10^6$Kの温度の光学薄プラズマから発生しているという証拠を提供しました。\textit{Chandra}および\textit{XMM-Newton}天文台の予想外の特性と変換機能により、X線は太陽の周りの数kpcの距離まで星の形成過程を追跡するための強力なツールになりました。80年代の初期の証拠と彼らが提起した興味深い質問から始めて、得られた結果と、それらが職場での物理的プロセスの現在の理解にどのように影響したかを要約し、まだ未解決の問題のいくつかと可能性のあるいくつかの問題について説明します次世代のX線天文台が開く道。
パーカーソーラープローブの観測と電磁流体力学的理論の調整：\`アラコルモゴロフ対\`アラクライヒナンスケール不変性
| Title |
Reconciling_Parker_Solar_Probe_observations_and_magnetohydrodynamic_theory:_\`a_la_Kolmogorov_vs._\`a_la_Kraichnan_scale-invariance |
| Authors |
Tommaso_Alberti_and_Simone_Benella_and_Giuseppe_Consolini_and_Mirko_Stumpo_and_Roberto_Benzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11514 |
パーカーソーラープローブミッションは、さまざまな地動説の距離で太陽風のいくつかの特徴を特徴づけるユニークな機会を提供します。最近の調査結果は、太陽から離れるときに異なるスケール不変の性質の存在を示しています。ここでは、磁気流体力学理論から引き出された2つのシナリオを使用して、慣性範囲全体の磁場および速度場の変動の半径方向の進化の性質に関するこれらの観測結果を調整する方法を初めて提供します。詳細には、（i）最大0.4AUの磁気が支配的なシナリオ、および（ii）より遠い距離での流体のようなシナリオを証明します。観測された破壊は、磁場変動とプラズマ熱膨張の放射状の進化の結果であり、磁気変動と運動変動の間の分布に影響を及ぼします。2つのシナリオは、フィールド間の結合の進化する性質の観点から、乱流のIroshnikov-KraichnanおよびKolmogorovの写真のシナリオと一致させることができます。私たちの調査結果は、乱流研究とモデリングアプローチに重要な意味を持っています。
選択されたMV星の星黒点モデリングとフレア分析
| Title |
Starspots_Modelling_and_Flare_Analysis_on_Selected_MV_Stars |
| Authors |
Kamil_Bicz,_Robert_Falewicz,_Ma{\l}gorzata_Pietras,_Marek_Siarkowski_and_Pawe{\l}_Pre\'s |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11611 |
TESSによって観測された、GJ1243、YZCMi、およびV374Pegの光度曲線を調べて、恒星のスポットと恒星のフレアの存在を調べました。主な目標の1つは、スポットされた星の光度曲線をモデル化して、独自のBASSMANソフトウェアを使用してスポットの数とそのパラメーターを推定することでした。モデル化された光度曲線は、フレア検出の効率を高めるために観測から差し引かれました。フレアは、新しい専用ソフトウェアWARPFINDERを使用して自動的に検出されました。GJ1243に平均気温が約2800$\、$Kの2つのスポットがあり、斑点が星の表面の$3\％-4\％$と、平均気温が約3000$のV374ペグに2つのスポットがあると推定しました。\、$Kと星の表面の約6$\％$の斑点。YZCMiで、1年半の時間間隔の2つの光度曲線の2つの異なるモデルが見つかりました。そのうちの1つは、平均気温が約3000$\、$Kで、星の斑点が恒星表面の約9$\％$である3スポットモデルです。2つ目は、平均気温が約2800$\、$Kで、斑点が恒星表面の約7$\％$である4スポットモデルです。フレアが同相で均一に分布しているかどうか、およびスポットの存在とフレアの分布の間に相関関係があるかどうかをテストしました。YZCMiの場合、1つのスポットはフレアの分布と反相関しており、GJ1243の場合はフレアの不均一な分布を示しています。
V1294 Aql = HD 184279：Be星の中の悪い男の子、またはBe現象の重要な手がかり？
| Title |
V1294_Aql_=_HD_184279:_A_bad_boy_among_Be_stars_or_an_important_clue_to_the_Be_phenomenon? |
| Authors |
P._Harmanec_and_H._Bo\v{z}i\'c_and_P._Koubsk\'y_and_S._Yang_and_D._Ru\v{z}djak_and_D._Sudar_and_M._\v{S}lechta_and_M._Wolf_and_D._Kor\v{c}\'akov\'a_and_P._Zasche_and_A._Opli\v{s}tilov\'a_and_D._Vr\v{s}nak_and_H._Ak_and_P._Eenens_and_H._Baki\c{s}_and_V._Baki\c{s}_and_S._Otero_and_R._Chini_and_T._Demsky_and_B.N._Barlow_and_P._Svoboda_and_J._Jon\'ak_and_K._Vitovsk\'y_and_A._Harmanec |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11649 |
高温輝線星の基本的な物理的性質と変動パターンの信頼できる決定は、Be現象、そして最終的にはBe星の進化段階を理解するために重要です。この研究は、最も注目に値するBe星の1つ、V1294Aql=HD184279に専念しています。約25000日（68年）の時間間隔をカバーする分光および測光観測を収集して分析しました。オブジェクトが単一線の192.9d分光連星であるという証拠を提示し、セカンダリはおそらく約1.1〜1.2太陽質量の質量を持つ高温コンパクト天体であると推定します。非常に複雑な軌道と長期のスペクトル、光、および色の変化を見つけて文書化しました。これらは、いくつかの異なる変動パターンの組み合わせから生じる必要があります。それらをモデル化する試みは、追跡調査のために計画されています。V1294Aqlの時間的振る舞いを、他の体系的に研究されたBe星で知られているバリエーションとの関連で配置し、Be現象の性質に関する現在のアイデアについて説明します。
歴史的なGLEイベント中の太陽圏電流シートに沿った相対論的太陽陽子の輸送のモデリング
| Title |
Modelling_the_transport_of_relativistic_solar_protons_along_a_heliospheric_current_sheet_during_historic_GLE_events |
| Authors |
Charlotte_O._G._Waterfall,_Silvia_Dalla,_Timo_Laitinen,_Adam_Hutchinson,_Mike_Marsh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11650 |
地球での高エネルギー太陽粒子現象の予測には多くの困難が伴います。1つの問題は、一部の大規模な太陽噴火イベントが地表レベル向上（GLE）イベントをトリガーし、他のイベントがトリガーしない理由を理解することです。この作業では、一連の歴史的なGLEの3Dテスト粒子シミュレーションを実行して、これらの強力なイベントの原因について詳しく理解します。太陽圏電流シート（HCS）が、イベント後の太陽圏を通過する高エネルギー陽子輸送にどのように影響するかを研究することに特に焦点が当てられています。1976$-$2020の間の$\geq$M7.0フレアの分析は、HCS（$<$10$^{\circ}$）の近くにあるアクティブな領域がGLEイベントに関連付けられている可能性が高いことを示しています。ソース領域がHCSに近いモデル化されたGLEイベントも、経度での太陽圏輸送の増加とカウント率の増加につながることがわかりました（地球がドリフト方向にある場合）。乱流に関連する垂直拡散を含まないモデルでは、HCSは、GLE42および69の太陽圏粒子輸送に影響を与える主要なメカニズムであり、他のパラメーターを変化させます（たとえば、狭い、10$^{\circ}$、または広い、60$^{\circ}$、注入幅）はほとんど変化しません。全体として、私たちのモデルでは、HCSは分析されたGLEの71$\％$に関連しており、それを含めると、地球の近くで観測された強度をより正確に再現します。私たちのシミュレーションにより、地球でのモデルプロファイルを作成し、GOES衛星や中性子モニターによる既存の観測と比較したり、将来の予測モデルの開発に使用したりすることができます。
TESS測光と地上分光法に基づくHD134319の磁気活動の調査
| Title |
An_investigation_of_the_magnetic_activity_of_HD_134319_based_on_TESS_photometry_and_ground-based_spectroscopy |
| Authors |
Fukun_Xu,_Shenghong_Gu,_Panogiotis_Ioannidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11814 |
セクター14-16（T1）、21-23（T2）％のセクター14-16および21-23でのTESSによる高精度測光と、1995年から2013年の間のOHP/ELODIEおよびKeck/HIRES。GLSで決定された期間$P=4.436391\pm0.00137$日の2スポットモデルを適用して、TESS光度曲線上をスライドするチャンクをモデル化し、CaIIHおよびK、H$\beta$およびH$の相対等価幅を測定しました。個々のスペクトルから全体のスペクトルを差し引くことによる\alpha$排出量。実際の恒星黒点の分布は収集されたデータ。最適なソリューションで明らかになったスポット半径-緯度の縮退にもかかわらず、PとSの半径が突然変化した後、T1のSが徐々に減少し、PとSの両方がT1からT2に減少しました。これは進化に対応しています。磁気活動の。その上、SはT1のPに同期した回転と振動経度の移動を明らかにしましたが、T2のPよりはるかに大きな移動を保持しました。これは、内部の磁気構成の進化を示している可能性があります。彩層活動指標は互いに密接に相関していることがわかり、回転変調と放出の長期的な減少を明らかにしました。これは、HD134319の磁気活動の存在と進化を意味します。
糸状のマルチフィールドの真髄と沼地
| Title |
Stringy_multifield_quintessence_and_the_Swampland |
| Authors |
Max_Brinkmann,_Michele_Cicoli,_Giuseppe_Dibitetto,_and_Francisco_G._Pedro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.10649 |
2つのスカラー場に結合された重力の4D効果的な記述内の典型的なモデルを検討します。これらの理論は、平坦なポテンシャルを必要とせずに、後期宇宙加速の実行可能なモデルを生み出すことが知られているため、dSスワンプランド予想と一致する可能性があります。この論文では、そのような構造を弦理論に一貫して埋め込む可能性を調査します。典型的なフィールドが閉じた弦のユニバーサルモジュラスまたはブローアップモードなどの非ユニバーサルモジュラスのいずれかである状況を識別します。物質が支配的な初期条件から始めた場合、今日の宇宙論的パラメーターと互換性のある軌道が存在しないことを一般的に示します。初期の開始点が運動支配の段階であるという条件で、観察と互換性のある普遍的な軌道が現れることは注目に値します。ただし、堅固な根拠に基づいてこの初期条件を選択することを正当化することは容易ではありません。このクラスのモデルでQボールの形成を研究することで結論を出し、ここで分析したすべてのケースでQボールの安全性に起因する制約について説明します。
Cuscuton重力理論によるEMPRESSVIIIのヘリウム異常に対する可能な解決策
| Title |
A_Possible_Solution_to_the_Helium_Anomaly_of_EMPRESS_VIII_by_Cuscuton_Gravity_Theory |
| Authors |
Kazunori_Kohri,_and_Kei-ichi_Maeda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11257 |
EMPRESSの共同研究によって報告された観測$^4$Heの存在量の異常を解決するために、カスクトン重力理論に基づく宇宙論について議論します。フリードマン方程式の重力定数$G_{\rmcos}$は、ニュートンの定数${G_{\rmN}}$よりも小さく、${\DeltaG_{\rmN}}/{G_{\rmN}}\equiv（G_{\rmcos}-G_{\rmN}）/{G_{\rmN}}=-0.086_{-0.028}^{+0.026}\quad（68\％\text{C.L.}）$ビッグバン元素合成の観点から、95〜$\％\text{C.L.}$データを適合させるために、プランク質量スケールが$\sim-{\calO}（1）{M_{\rmPL}^2}（{\mu}/{0.5M_{\rmPL}}）^{4}$とcuscuton質量パラメータ$\mu$。この事実は、二次ポテンシャルを持つカスクトン重力理論などの修正された重力理論の必要性を示唆している可能性があります。これは、低エネルギーHo\v{r}ava-Lifshitz重力と見なすことができ、量子重力のヒントを与える可能性があります。
中性子寿命パズルは、プロセスを通じて暗黒物質に崩壊する中性子によって解決される可能性があるという提案を探求します。n\rightarrow\chi\chi\chi、\chiの質量は中性子の3分の1です。特に、中性子星の性質に対するそのような崩壊モードの結果を調べます。以前に提案された崩壊モードとは異なり、中性子星の質量と潮汐変形性の制約を満たすために、暗黒物質粒子間に強い反発力は必要ありません。この研究は、中性子星の中心にホットダークマターがある可能性を示唆し、中性子星の誕生直後にこのように崩壊する中性子の信号の可能性を調べています。
大規模構造のレンズによる暗黒物質希釈機構
エントロピーの生成は、熱遺物の人口過多に対処するために必要な要素です。暗黒物質の起源を説明する素粒子物理学モデルで広く採用されています。宇宙を支配しながら、既知の粒子に崩壊する長寿命の粒子は、希釈器の役割を果たします。暗黒物質への部分的な崩壊が原始物質のパワースペクトルに与える影響を指摘します。SDSSデータを用いた大規模構造観測から、初めて、暗黒物質に対する希釈剤の分岐比に厳しい限界を導き出しました。これは、暗黒物質希釈メカニズムを備えたモデルをテストするための新しいツールを提供します。これを左右対称モデルに適用し、右手ニュートリノのウォームダークマターのパラメーター空間の大部分をしっかりと除外していることを示します。
複数の隠れたセクターにおけるバリオン数生成と暗黒物質
| Title |
Baryogenesis_and_Dark_Matter_in_Multiple_Hidden_Sectors |
| Authors |
Hassan_Easa,_Thomas_Gregoire,_Daniel_Stolarski,_Catarina_Cosme |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11314 |
標準模型に似ているが、ヒッグス質量パラメーターが変化する複数の隠れたセクターを持つモデルで、バリオン非対称性と暗黒物質を生成するメカニズムを探ります。標準模型とエキゾチックセクターの再加熱を担当するフィールドに非対称性がある場合、その非対称性は、標準スファレロンプロセスを使用してバリオン非対称性に変換できます。正のヒッグス質量の2乗を持つ隠れたセクターは、バリオンの非対称性で暗黒物質に対応できます。バリオンに比べて暗黒物質の量が多いことは、暗いスファレロンが隠れたセクターのQCDスケールのずっと下でアクティブであるという事実によって説明されます。このシナリオは、暗黒物質が大きな暗黒核に集まっていること、および$\DeltaN_{\rmeff}\gtrsim0.05$であることを予測しています。これは、次世代の宇宙マイクロ波背景放射（CMB）実験CMB-S4で観測できる可能性があります。
インフレーション重力子が重力にどのように影響するか
| Title |
How_Inflationary_Gravitons_Affect_the_Force_of_Gravity |
| Authors |
L._Tan_(University_of_Florida),_N._C._Tsamis_(University_of_Crete)_and_R._P._Woodard_(University_of_Florida) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11467 |
繰り込みされた結果を推測するために、無秩序な計算を使用して、ド・ジッター背景の重力子からの重力子自己エネルギーを推測します。これは、線形化されたアインシュタイン方程式を量子補正するために使用されます。この方程式を、静的な点質量に対する重力応答を表すポテンシャルについて解きます。ニュートンポテンシャルと重力シフトに対する大きな空間的および時間的対数補正が見つかります。微小なループカウントパラメータによって抑制されますが、これらの修正により、摂動理論は長距離および遅い時間で崩壊します。もう1つの興味深い事実は、重力子が最大3つの大きな対数を誘導するのに対し、質量のない最小結合スカラーのループは1つの大きな対数のみを生成することです。これは、重力子モード関数の修正と一致しています。重力子のループは2つの大きな対数を誘導しますが、スカラーループは何も生成しません。
宇宙がスカラー場によって支配されている間、線形スカラー宇宙論的摂動の二次項によって構築された二次有効エネルギー運動量テンソル（2EMT）を調査します。2EMTがゲージに依存することを示します。次に、インフレのスローロール段階で、3つの（縦方向、空間的に平坦、および共動）ゲージ条件で2EMTを研究します。2EMTは、これらすべてのゲージ条件で、スーパーホライズンスケールでw=-1/3の有効流体を示すことがわかります。
VISH $ \ nu $：保護された電弱スケールによる5つのSMの欠点に対する統合ソリューション
| Title |
VISH$\nu$:_a_unified_solution_to_five_SM_shortcomings_with_a_protected_electroweak_scale |
| Authors |
Alexei_H._Sopov,_Raymond_R._Volkas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11598 |
標準モデルの拡張であるVISH$\nu$（Variant-axIonSeesawHiggs$\nu$-trino）を提案します。これは、その前身である$\nu$DFSZモデルのバリエーションです。ニュートリノの質量、暗黒物質、および宇宙のバリオン非対称性の起源を説明する際に、VISH$\nu$は、もちろん、強い$CP$問題を解決しながら、$\nu$DFSZの説明力を継承します。どちらのモデルでも、電気弱スケールは、ペッチェイ・クイン（PQ）自発的対称性の破れスケールで識別される高いシーソースケールの存在下で自然に保護されます。重要なことに、VISH$\nu$は、$\nu$DFSZの宇宙論的範囲を拡張して、実行可能なインフレーション期間を含め、さまざまなフレーバー結合構造を通じて、宇宙論的磁壁の問題を回避します。したがって、この論文の焦点は、VISH$\nu$のインフレダイナミクスと、放射安定性という意味でのそれらの自然性にあります。特に、VISH$\nu$スカラー場の非最小重力結合は、実行可能なインフラトンの選択を自然に生じさせることがわかります。今後の検索でアクセス可能なアクシオン質量ウィンドウ[$40\mu\text{eV}、\sim2\text{meV}$]は、（p）再加熱フェーズ中にPQ対称性が復元された場合の結果です。
Verlindeの出現重力による銀河の回転曲線の理解
| Title |
Understanding_Galaxy_Rotation_Curves_with_Verlinde's_Emergent_Gravity |
| Authors |
Youngsub_Yoon,_Jong-Chul_Park,_Ho_Seong_Hwang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11685 |
Verlindeの出現重力による銀河の回転曲線の分析からの結果を提示します。SPARC（SpitzerPhotometryandAccurateRotationCurves）データベースのデータを使用します。このデータベースには、3.6$\mu$mの表面測光と回転曲線を持つ175個の近くの円盤銀河のサンプルが含まれています。出現重力を伴う銀河のバリオン分布から予想されるさまざまなガラクトセントリック半径での重力加速度を計算し、銀河の回転曲線から得られた観測された重力加速度と比較します。予測および観測された加速度は、平均オフセット$\mu{\rm[log（g_{obs}）-log（g_{Ver}）]}=-0.060\pm0.004$および散乱$\sigma{とよく一致します。\rm[log（g_{obs}）-log（g_{Ver}）]}=0.137\pm0.004$ド・ジッター宇宙を仮定します。これらのオフセットと散乱は、より現実的な宇宙である準ドジッター宇宙を$\mu=-0.027\pm0.003$および$\sigma=0.129\pm0.003$と仮定すると、小さくなります。私たちの結果は、Verlindeの出現する重力が、暗黒物質を導入することなく、質量の欠落の問題に対する良い解決策になる可能性があることを示唆しています。
| Title |
Axion_induced_angular_momentum_reversal_in_Kerr-like_black_holes |
| Authors |
Nikos_Chatzifotis,_Panos_Dorlis,_Nick_E._Mavromatos_and_Eleftherios_Papantonopoulos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11734 |
チャーン・サイモン重力異常項に結合された擬スカラーアクシオンのような場を考えます。アクシオンフィールドは、回転するカーブラックホールの背景に逆反応し、時空に変化をもたらします。潜在的に観測可能なサインを決定する試みにおいて、我々は修正されたカーのようなブラックホールのシステムの角運動量とブラックホールの地平線の外側の軸索物質を研究します。軸場のチャーン・サイモン項への結合の強さが増すにつれて、システムの全角運動量を一定に保つという要件により、ブラックホールの角運動量が減少します。この結合には臨界値があり、それを超えるとブラックホールは反対方向に回転し始め、角運動量の大きさが増加します。この効果は、軸索物質と、回転するブラックホールによって引き起こされる重力異常との間のエネルギー交換の結果として解釈されます。
