赤方偏移の周期性と最近の観測におけるその重要性
銀河系外天文学における最近の観測的証拠であるクエーサー赤方偏移の性質の解釈は、引き続き研究の関心事です。高赤方偏移クエーサーのスペクトル観測は本質的に若いです。観測的証拠は、統計的確認とともに赤方偏移の周期性の物理的解釈について議論しています。Karlssonは対数スケールで0.089の整数倍で赤方偏移の周期性を観測し、Burbidgeは線形スケールで0.061の整数倍の赤方偏移を観測しました。観測された現象の正しい解釈を形成するには、データ分析が重要です。特異値分解（SVD）ベースの周期性推定は、ノイズの多いデータセットに優れていることが知られているため、特にデータに複数の高調波と倍音が含まれている場合、主に不規則な性質であるため、クエーサーの分析の主要なツールとして選択しました。銀河ペアの赤方偏移データ。カーネル密度推定は、ビン幅を推定するために実行されました。この量の適切な計算は、分析の正確性とデータの過度の平滑化の防止に不可欠であるためです。方法1を使用して、基本的な周期性が0.063と0.0604の整数倍であることが観察されました。線形スケールで95％の信頼区間を持つ変換されたクエーサーレッドシフトデータのmethod2。私たちの結果は、赤方偏移がクエーサーと銀河のペアのデータに対して量子化されており、そのヒストグラムが周期的なピークを示していることを明確に示しています。最後に、クエーサーと銀河の量子化赤方偏移の物理的解釈について簡単に説明しました。ホイル・ナーリカー重力理論は、最近の観測でミステリーを説明しています。
（暗黒物質）波の作成：マルチストリーミング暗黒物質の波の干渉を解く
一般に流体変数または位相空間分布によって記述される、衝突のない冷たい暗黒物質の古典的なダイナミクスは、単一の半古典的な波動関数でキャプチャできます。古典的なマルチストリーミングが、ゼルドビッチ近似のダイナミクスに対応するおもちゃモデルで波の干渉をどのように作成するかを示し、それを回折光学系にリンクします。波の干渉は、波のような（またはファジーな）暗黒物質の物理的な痕跡に似た普遍的な特徴を備えた、冷たい暗黒物質の古典的な骨格を整えます。この波動干渉を解きほぐし、波動関数を積分形式で記述することにより、古典的な流体の流れに対応する単一の流れの波動関数を取得します。私たちの波の分解は、完全な位相空間情報をキャプチャし、渦度と速度分散に関連するマルチストリーム現象を分離します。私たちのシステムの波動干渉機能を、標準的な形の回折カタストロフィ積分にリンクします。これは、コールドダークマター密度フィールドに類似した光学フィールドで明るいコースティクスを生成します。暗黒物質の波動場に関する2つの補足的な説明は、宇宙のウェブのスケールで波状の暗黒物質をモデリングおよびプロービングする新しい方法を解き放つことができる豊富な普遍的な機能を示しています。
Ia型超新星の標準化における系統分類学を探求するためのホスト銀河分光法の使用
| Title |
Using_Host_Galaxy_Spectroscopy_to_Explore_Systematics_in_the_Standardisation_of_Type_Ia_Supernovae |
| Authors |
M._Dixon_(1),_C._Lidman_(2,3),_J._Mould_(1),_L._Kelsey_(4,5),_D._Brout_(6),_A._M\"oller_(1),_P._Wiseman_(5),_M._Sullivan_(5),_L._Galbany_(7,8),_T._M._Davis_(9),_M._Vincenzi_(4,5),_D._Scolnic_(10),_G._F._Lewis_(11),_M._Smith_(5),_R._Kessler_(12,13),_A._Duffy_(1),_E._Taylor_(1),_C._Flynn_(1),_T._M._C._Abbott_(14),_M._Aguena_(15),_S._Allam_(16),_F._Andrade-Oliveir_(17),_J._Annis_(16),_J._Asorey_(18),_E._Bertin_(19,20),_S._Bocquet_(21),_D._Brooks_(22),_D._L._Burke_(23,24),_A._Carnero_Rosell_(15,25,26),_D._Carollo_(27),_M._Carrasco_Kind_(28,29),_J._Carretero_(30),_M._Costanzi_(27,31,32),_L._N._da_Costa_(15),_M._E._S._Pereira_(33),_P._Doel_(22),_S._Everett_(34),_I._Ferrero_(35),_B._Flaugher_(16),_D._Friedel_(28),_J._Frieman_(13,16),_J._Garc\'ia-Bellido_(36),_M._Gatti_(37),_D._W._Gerdes_(17,38),_et_al._(34_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12085 |
ダークエネルギーサーベイ（DES）から測光的に識別されたIa型超新星（SNeIa）のホスト銀河のスタックスペクトルを使用して、ハッブル図の残差とホスト銀河のスペクトル特性との相関関係を検索します。ハッブル残差によってビニングされたスタックスペクトルのフルスペクトルフィッティング技術を利用すると、ハッブル残差と、星の種族の年齢、金属量などのスペクトル吸収機能（<1.3{\sigma}）に依存するホスト銀河の特性との間の傾向の証拠は見つかりません。、および質量光度比。ただし、ハッブル残差と[OII]（4.4{\sigma}）およびバルマー輝線（3{\sigma}）の強度の間に有意な傾向が見られます。これらの傾向は、ハッブル残差と広帯域測光から得られるホスト銀河の恒星質量（7.2{\sigma}）との間のよく知られた傾向よりも弱いです。光度曲線を補正した後、線の強さが大きい銀河に存在するより暗いSNeIaが見られます。また、H\b{eta}とH{\gamma}を使用して、ハッブル残差とバルマー減少（ダストによる赤化の尺度）の間に傾向（3{\sigma}）が見られます。この傾向は、より赤いSNeIaにのみ存在し、より青いSNeIaは、ホストの星間物質の塵の影響を比較的受けず、塵が宇宙論的パラメーターの測定に影響を与える現在のハッブル図の散乱に寄与することを示唆しています。
アクシオンインフレーションにおけるU（1）ゲージ場の確率的形式
$\mathrm{U}（1）$ゲージ場の確率論的形式を開発します。これは、インフレーション中にチャーン・サイモンが回転する擬スカラー場に結合します。物理電磁界のランジュバン方程式が導出され、解析解が研究されます。数値シミュレーションを使用して、ハッブルスケールで平均化された電磁界が連続的に方向を変え、その振幅が分析的に得られた期待値の周りで変動することを示します。等方性は特定のローカルハッブルパッチを取得することで自発的に破られますが、各ハッブルパッチは独立していると理解され、すべてのハッブルパッチを平均化することで等方性がグローバルに保存されます。
宇宙クロノメーターと構造データの成長を組み合わせて、新しい不可知論的アプローチを使用して、暗黒エネルギーの状態方程式$w$の赤方偏移の進化を導き出します。バックグラウンド方程式と摂動方程式は、$w$の2つの式につながります。1つは純粋にバックグラウンドベースで、もう1つは大規模構造の成長率にも依存しています。再構成にガウス過程を使用して、成長ベースの$w$の機能とパフォーマンスをバックグラウンドの$w$と比較します。現在のデータは、$w$の2つの形式を堅牢に再構築するには十分に正確ではないことがわかります。次世代の調査から期待される模擬データを使用することにより、再構築が十分に堅牢であり、成長ベースの$w$がバックグラウンドの$w$よりも優れていることを示します。さらに、$w$の2つの形式の間に不一致があると、宇宙論の標準モデルからの逸脱に対する新しいテストが提供されます。
惑星形成ディスクの外部光蒸発
惑星形成ディスクの進化は、巨大な分子雲における星形成とフィードバックプロセスから独立していません。特に、OB星は、「外部光蒸発」と呼ばれるプロセスでディスクを加熱および分散させるUV放射を放出します。このプロセスは、典型的な星形成領域の惑星形成ディスクに作用する主要な環境影響であると理解されています。私たちの最もよく研究されたディスクは、外部の光蒸発があまり効果的でないまばらな星のグループの近くにあります。ただし、ディスクの大部分は、はるかに強力なUV環境に存在すると予想されます。したがって、外部の光蒸発を理解することは、ほとんどのディスクがどのように進化するか、したがってほとんどの惑星がどのように形成されるかを理解するための鍵となります。ここでは、外部光蒸発の理論的および観察的理解を確認します。また、既存の未知数に対処し、ディスクの進化と惑星形成プロセスにおける外部光蒸発の完全な役割を確立するために、将来の重要な開発について説明します。
水が豊富な太陽系外惑星は、水が豊富な地球型惑星の一種であり、その海の深さは、露出した大陸がなくても数十から数百キロに達する可能性があります。露出した大陸がないため、西岸境界流も沿岸湧昇も存在せず、深海に堆積した栄養素を水温躍層と表層海に戻すための最も重要な方法は、海洋転覆循環です。全球海洋モデルMITgcmを使用した、水に富む外惑星の風が支配的なシステムと混合が支配的なシステムの両方の水温躍層。風による循環は、エクマンのポンピングと沈み込みによる細胞の転覆と、地球上の南極環流と同様の帯状（西-東）の縦方向の海流によって支配されていることがわかります。風の影響を受けた水温躍層の深さは、海の深さにほとんど依存せず、広範囲のパラメータの下で、水温躍層は海の上層に制限されます。混合の影響を受けた水温躍層は、海の上部10km内に制限されており、非常に強い垂直混合の下でも海底に到達することはできません。地球上の水温躍層の深さのスケーリング理論は、水に富む太陽系外惑星の水温躍層の深さに適用できます。ただし、露出した大陸がないため、帯状および子午線方向の流速は地球の海洋と同じ大きさではなく、その結果、水に富む太陽系外惑星のスケーリング関係は、地球で使用されているものとは少し異なります。。
Gaiaデータリリース3：太陽系小天体の反射スペクトル
| Title |
Gaia_Data_Release_3:_Reflectance_spectra_of_Solar_System_small_bodies |
| Authors |
Gaia_Collaboration,_L._Galluccio,_M._Delbo,_F._De_Angeli,_T._Pauwels,_P._Tanga,_F._Mignard,_A._Cellino,_A._G._A._Brown,_K._Muinonen,_A._Penttila,_S._Jordan,_A._Vallenari,_T._Prusti,_J._H._J._de_Bruijne,_F._Arenou,_C._Babusiaux,_M._Biermann,_O._L._Creevey,_C._Ducourant,_D._W._Evans,_L._Eyer,_R._Guerra,_A._Hutton,_C._Jordi,_S._A._Klioner,_U._L._Lammers,_L._Lindegren,_X._Luri,_C._Panem,_D._Pourbaix,_S._Randich,_P._Sartoretti,_C._Soubiran,_N._A._Walton,_C._A._L._Bailer-Jones,_U._Bastian,_R._Drimmel,_F._Jansen,_D._Katz,_M._G._Lattanzi,_F._van_Leeuwen,_J._Bakker,_C._Cacciari,_J._Castaneda,_C._Fabricius,_M._Fouesneau,_Y._Fr\'emat,_A._Guerrier,_U._Heiter,_E._Masana,_R._Messineo,_N._Mowlavi,_C._Nicolas,_K._Nienartowicz,_F._Pailler,_P._Panuzzo,_F._Riclet,_W._Roux,_G._M._Seabroke,_R._Sordo,_F._Th\'evenin,_et_al._(385_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12174 |
欧州宇宙機関（ESA）のガイアミッションは、2014年8月の運用開始以来、太陽系オブジェクト（SSO）を定期的に観測しています。ガイアデータリリース3（DR3）には、初めて平均反射スペクトルが含まれています。2014年8月5日から2017年5月28日までの間に観測された60518SSO、主に小惑星の選択されたサンプルの16の個別の波長帯で。SSOのガイアスペクトルデータの処理について説明し、ガイアDR3で公開されている小惑星スペクトルのサブセットを選択するために使用される基準と、内部検証手順のさまざまな手順の両方について説明します。GaiaSSO反射スペクトルの品質をさらに評価するために、地上望遠鏡および宇宙望遠鏡から取得され、文献で入手可能なSSO反射スペクトルに対して外部検証を実行しました。選択したSSOごとに、焦点面の各トランジットでBP/RPによって観測されたキャリブレーションされたスペクトルを太陽アナログの平均スペクトルで割ることにより、エポック反射率が計算されました。後者は、太陽のスペクトルと非常に類似したスペクトルを持つことが知られている星の選択されたサンプルのガイアスペクトル測定値を平均することによって得られました。最後に、エポック反射スペクトルの平均が、各SSOの16のスペクトルバンドで計算されました。ガイアの平均反射スペクトルと文献で入手可能なスペクトルとの一致は、分類学的スペクトルクラスに関係なく、明るいSSOに適しています。位相角の増加に伴い、SタイプSSOのスペクトル傾斜が増加することを確認します。さらに、S型小惑星ファミリーの年齢が上がるにつれて、スペクトル傾斜が増加し、1um吸収帯の深さが減少することを示します。
太陽系外惑星スペクトルのモデルグリッドを最適にサンプリングするにはどうすればよいですか？
大気モデルグリッドの構築と実装は、太陽系外惑星の特性評価で人気のあるツールです。これらは通常、パラメーター値の組み合わせごとに1つのモデルを含む、パラメーターの数を直線的に変化させます。ここでは、ランダムサンプリングやラテン超立方体（LH）サンプリングなど、パラメーターのサンプリングの代替方法と、これらが線形サンプリングされたグリッドとどのように比較されるかを調査します。ランダムフォレストを使用して、2つの異なるモデルのこれらのグリッドのパフォーマンスを分析し、Goyaletal。の特定のモデルグリッドの情報コンテンツを調査します。2019.また、ネストされたサンプリングを使用して、線形にサンプリングされたモデルグリッドで内挿することにより、シミュレートされたJWST透過スペクトルで模擬大気検索を実装します。私たちの結果は、ランダムまたはLHサンプリングが、高次元モデルのパラメーター予測可能性において線形サンプリングよりも優れており、グリッド内のモデルが少なくてすむため、より計算量の多いフォワードモデルを使用できることを示しています。また、線形グリッドでの内挿による従来の検索を使用すると、特にスペクトルに非線形効果があるパラメーターの場合、偏った事後分布が生成される可能性があることもわかりました。特に、C/O比、雲の特性、および金属量に対して線形補間を実行する場合は注意が必要です。最後に、Goyaletal。によるグリッドの情報コンテンツ分析が見つかりました。2019年は、特定の分子の有無を検出できるスペクトルの重要な領域を強調することができ、温度やC/O比などのパラメーターの優れた指標を提供します。
質量を抑制し、目に見えない仲間を5つの加速する近くの星に分離する
| Title |
Constraining_masses_and_separations_of_unseen_companions_to_five_accelerating_nearby_stars |
| Authors |
D._Mesa,_M._Bonavita,_S._Benatti,_R._Gratton,_S._Marino,_P._Kervella,_V._D'Orazi,_S.Desidera,_T._Henning,_M._Janson,_M._Langlois,_E._Rickman,_A._Vigan,_A._Zurlo,_J.-L._Baudino,_B._Biller,_A._Boccaletti,_M._Bonnefoy,_W._Brandner,_E._Buenzli,_F._Cantalloube,_D._Fantinel,_C._Fontanive,_R._Galicher,_C._Ginski,_J._Girard,_J._Hagelberg,_T._Kopytova,_C._Lazzoni,_H._Le_Coroller,_R._Ligi,_M._Llored,_A.-L._Maire,_D._Mouillet,_C._Perrot,_S._Rochat,_C._Romero,_D._Rouan,_M._Samland,_T.O.B._Schmidt,_E._Sissa,_F._Wildi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12266 |
目的。この作業は、異なる技術で取得された複数のデータセットを使用して、潜在的な星下コンパニオンの質量と分離を5つの加速星（HIP1481、HIP88399、HIP96334、HIP30314、およびHIP116063）に制限することを目的としています。メソッド。私たちのターゲットは元々SPHERE/SHINE調査の一部として観測され、視線速度（RV）アーカイブデータも5つのオブジェクトのうち4つで利用可能でした。これらのデータセットのいずれにも元々コンパニオンは検出されませんでしたが、すべての星に有意な固有運動異常（PMa）が存在することは、コンパニオンの存在を強く示唆していました。PMaからの情報と、RVおよびSPHEREデータから得られた制限を組み合わせることで、目に見えないコンパニオンの特性に制約を課すことができました。結果。私たちの分析は、HIP1481とHIP88399の両方に比較的強い制約をもたらし、コンパニオン質量をそれぞれ2-5M_Jupと3-5M_Jupに絞り込み、分離をそれぞれ2-15auと3-9auに絞り込みました。HIP96334の年齢の不確実性が大きいこと、HIP30314のSPHEREエポックの観測条件が悪いこと、HIP116063のRVデータがないことから、これらのターゲットの結果は十分に定義されていませんでしたが、それでも妥当な信頼水準内の推定コンパニオンのプロパティ。結論。5つのターゲットすべてについて、PMa信号を担当するコンパニオンは、必要なコントラストと角度分解能を簡単に達成できる、ELT用に計画された将来の機器（MICADOなど）の手の届く範囲にあることが明らかになりました。したがって、私たちの結果は、惑星系の発見と特性評価の両方のためのマルチテクニックアプローチの力のさらに別の確認を表しています。
惑星ホストバイナリシステムの特性の改訂I.:方法とパイロット研究
| Title |
Revising_Properties_of_Planet-host_Binary_Systems_I.:_Methods_and_Pilot_Study |
| Authors |
Kendall_Sullivan_(UT_Austin),_Adam_L._Kraus_(UT_Austin),_Andrew_W._Mann_(UNC_Chapel_Hill) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12304 |
ケプラー調査などのプロジェクトで見つかった多数の惑星の統計的強度を十分に活用するには、惑星とそのホスト星の特性を可能な限り正確に測定する必要があります。惑星人口統計研究の重要な母集団の1つは、近接したバイナリ（$\rho<50$au）にある恒星周辺の惑星です。ここでは、バイナリの複雑な動的環境がほとんどの惑星形成を阻害しますが、それでも一部の惑星は生き残ります。これらの複雑なシステムで星と惑星を正確に特徴づけることは、バイナリでの惑星の形成と生存をよりよく理解するための重要な要素です。その目標に向けて、未解決のスペクトル、未解決の測光、および解決済みのコントラストを使用してバイナリシステムのプロパティを取得する新しいマルコフ連鎖モンテカルロフィッティングアルゴリズムを開発しました。文献データを使用してM星連星システムの8つのKeplerObjectsofInterestを分析し、一次星（および推定される惑星ホスト）の温度が平均200K上方修正されることを発見しました。惑星半径は上方修正する必要があります一次星がホストである場合は平均20％、二次星が惑星ホストである場合は80％です。ケプラーバンドの恒星成分間の平均コントラストは0.75等であり、これは十分に小さいため、どのバイナリのどの星も潜在的な惑星ホストとして決定的に除外することはできません。私たちの結果は、特に太陽系外惑星の特性評価のコンテキストで、恒星のパラメータを測定するときに多様性を考慮することの重要性を強調しています。
大きなミリメートル/センチメートルサイズの不規則な粒子による散乱からの原始惑星系円盤の（サブ）ミリメートルのダスト分極
| Title |
(Sub)millimeter_Dust_Polarization_of_Protoplanetary_Disks_from_Scattering_by_Large_Millimeter/Centimeter-Sized_Irregular_Grains |
| Authors |
Zhe-Yu_Daniel_Lin,_Zhi-Yun_Li,_Haifeng_Yang,_Olga_Mu\~noz,_Leslie_Looney,_Ian_Stephens,_Charles_L._H._Hull,_Manuel_Fern\'andez-L\'opez,_Rachel_Harrison |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12357 |
塵の粒子のサイズは、星周円盤の物理的および化学的プロセスを決定する上で基本的な役割を果たしますが、粒子サイズの観測上の制約$a$は依然として困難です。（サブ）ミリメートルの連続体の観測では、ディスクの短軸に平行なパーセントレベルの分極が示されることがよくあります。これは、一般に、$\sim100\mu$mサイズの球状粒子（サイズパラメータ$x\equiv）による散乱から生じると解釈されます。2\pia/\lambda<1$、ここで$\lambda$は波長です）。より大きな球形の粒子（$x$が1より大きい）は、観察されたパターンとは対照的に、ディスクの主軸に平行な分極を生成します。推定される粒子サイズ$\sim100\mu$mは、より大きなmm/cmサイズの粒子を指す不透明度インデックス$\beta$と緊張関係にあります。ただし、現実的な条件下では、粒子は非球形で不規則であると予想されます。ここでは、実験室での実験から得られた光学特性を備えた、1よりもはるかに大きい$x$の大きな不規則な粒子による散乱によって生成された偏光を調査します。放射伝達コードRADMC-3Dを使用して、偏光画像をシミュレートし、大きな不規則な粒子がディスクの短軸に平行な偏光を生成することを確認します。私たちの結果は、ディスク内の（サブ）ミリメートルの波長での散乱粒子は$\sim100\mu$mに制限されないが、ミリメートルサイズまたはそれ以上のサイズを持つことが容易であり、したがって、散乱および他の手段。さらに、大きな不規則な粒子がミッドプレーンに定着しない場合、それらの強い前方散乱により、傾斜したディスクの手前側と遠側の間に非対称性が生じ、それらの存在を推測するために使用できます。
畳み込みニューラルネットワークを使用した階層型トリプルシステムの安定性の予測
| Title |
Predicting_the_Stability_of_Hierarchical_Triple_Systems_with_Convolutional_Neural_Networks |
| Authors |
Florian_Lalande_and_Alessandro_Alberto_Trani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12402 |
階層的トリプルシステムの長期的な進化を理解することは、その固有の混沌とした性質のために困難であり、計算コストの高いシミュレーションが必要です。ここでは、最初の$5\times10^5$の内部バイナリ軌道での進化を調べることにより、階層トリプルの安定性を予測する畳み込みニューラルネットワークモデルを提案します。正則化された少数体コード\textsc{tsunami}を使用して、$5\times10^6$階層トリプルをシミュレートし、そこから大規模なトレーニングおよびテストデータセットを生成します。トリプルの軌道要素のさまざまな組み合わせを使用する12の異なるネットワーク構成を開発し、それらのパフォーマンスを比較します。私たちの最良のモデルは、6つの時系列、すなわち、半主軸比、内側と外側の偏心、相互傾斜、および周辺中心の引数を使用します。このモデルは、$95\％$を超える曲線下の領域を実現し、トリプルシステムの安定性を研究するための関連パラメーターを通知します。トレーニングされたモデルはすべて公開されており、純粋な$N$-bodyメソッドよりも$200$倍速く階層トリプルシステムの安定性を予測できます。
$ z =7.2$の星形成銀河における[CII]158$ \ mu$mとLy$\alpha$線放出の間の暫定的な$\sim $ 1000
km s $ ^{-1}$オフセット
| Title |
A_tentative_$\sim$1000_km_s$^{-1}$_offset_between_the_[CII]_158_$\mu$m_and_Ly$\alpha$_line_emission_in_a_star-forming_galaxy_at_$z_=_7.2$ |
| Authors |
R._Baier-Soto,_R._Herrera-Camus,_N._M._F\"orster_Schreiber,_A._Contursi,_R._Genzel,_D._Lutz_and_L._Tacconi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11904 |
GN-108036は、$z=7.21$の星形成銀河であり、北半球で最も遠い既知の源の1つです。NOrthernExtendedMillimeterArray（NOEMA）からの観測に基づいて、ここでは、$\approx4\sigma$の重要度での[CII]ラインの暫定的な検出を報告します。統合された[CII]線放射は、残りのフレームの紫外線（UV）放射から約$\sim4$kpcで空間的にオフセットされます。総[CII]光度（$L_{\rm[CII]}=2.7\times10^8〜L_{\odot}$）は、[CII]光度と近くで観測された星形成率（SFR）の関係と一致しています。そして高$z$の星形成銀河。さらに興味深いことに、[CII]ラインはLy$\alpha$ラインに対して$980\pm10$kms$^{-1}$だけブルーシフトされています。確認された場合、これは、Ly$\alpha$ラインと$z\gtrsim6$の非共振ラインの間でこれまでに報告された最大の速度オフセットに対応します。他の高赤方偏移銀河で観察された傾向によると、GN-108036の大きなLy$\alpha$速度オフセットは、その低いLy$\alpha$等価幅と高いUV絶対等級と一致しています。膨張するシェルのLy$\alpha$放射伝達モデルに基づいて、GN-108036の大きなLy$\alpha$速度オフセットは、水素ガスの大きなカラム密度の存在、および/または速度による流出として解釈できます。$v_{\rmout}\sim\Deltav_{\rmLy\alpha}/2\sim500$kms$^{-1}$の。また、GN-108036の東$\sim30$kpcに位置し、同様の全身速度で、対応するレストフレームUV放射がない、潜在的な銀河コンパニオンの3$\sigma$検出を報告します。
放射状に異方性の速度分布を持つ星団における原始バイナリの質量分離とダイナミクス
| Title |
Mass_segregation_and_dynamics_of_primordial_binaries_in_star_clusters_with_a_radially_anisotropic_velocity_distribution |
| Authors |
V\'aclav_Pavl\'ik_and_Enrico_Vesperini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11905 |
この論文は、$N$体シミュレーションによって、星団のダイナミクスに対する初期の放射状異方性速度分布の影響を調査するシリーズの3番目です。このような速度分布は、クラスターの初期の進化段階で刻印される可能性があり、いくつかの観察研究では、現在の速度分布に半径方向の異方性がまだ存在する古い球状星団の例が見つかりました。ここでは、質量分離と原始連星のダイナミクス（破壊、放出、および成分交換）への影響に焦点を当てます。異方性クラスターの外側領域の放射状/高度に偏心した軌道上の星の大部分は、質量分離のプロセスと原始バイナリの進化の両方に影響を与える内側と外側の星の間の動的相互作用の強化につながります。私たちのシミュレーションの結果は、最初に等方性のシステムと比較した場合、最初に異方性のクラスターの質量分離の時間スケールがコアで長く、外側の領域で短いことを示しています。原始バイナリの進化も初速度分布の影響を大きく受けており、異方性クラスターの原始バイナリに影響を与える破壊、放出、交換イベントの割合は、等方性クラスターよりも高いことがわかります。
巨大銀河の周りのX線ハロー：データと理論
巨大な銀河の周りのガス状のX線ハローの存在は、過去および現代のすべての構造形成シミュレーションの基本的な予測です。これらのX線ハローの重要性は、それらが最高の赤方偏移から現在までの銀河の進化を形作る物理的プロセスの特徴を保持しているという事実によってさらに強調されます。このレビューでは、近くの巨大な銀河の周りの高温ガス状X線ハローの現在の観測的および理論的理解を概説し、将来の機器でX線ハローを観測する可能性についても説明します。
ローカルボリュームホスト周辺の伴銀河のHI特性
| Title |
HI_Properties_of_Satellite_Galaxies_around_Local_Volume_Hosts |
| Authors |
Ananthan_Karunakaran,_Kristine_Spekkens,_Rhys_Carroll,_David_J._Sand,_Paul_Bennet,_Denija_Crnojevi\'c,_Michael_G._Jones,_Bur\c{c}in_Mutlu-Pakdil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11907 |
ロバートC.バードグリーンバンク望遠鏡（GBT）を使用して、8つのローカルボリュームシステム（M104、M51、NGC1023、NGC1156、NGC2903、NGC4258、NGC4565、NGC4631）。2つの候補（dw0934+2204およびdw1238$-$1122）のHIリザーバーを検出し、それらを最も近いフォアグラウンドホストシステムと比較したバックグラウンドソースとして確認します。残りの47個の衛星候補はHIで検出されないため、HIの質量に厳しい$5\sigma$の上限を設定します。私たちの非検出の一部（15/47）は、衛星が推定ホストのHI放射によって遮られていることに起因していることに注意してください。これらの新しい観測に加えて、追加の17個の衛星のHI質量に関する文献の推定値をまとめています。これらの衛星のHI特性をローカルグループ内の衛星と比較し、それらの間で幅広い一致を見つけます。重要なことに、これらの観測は、$-10\gtrsimM_V\gtrsim-14$の間の「遷移」領域を精査します。ここでは、ガスが豊富な衛星とガスが少ない衛星の混合物が見られ、消光プロセスがより長いタイムスケールからシフトします（つまり、飢餓を介して））短いものに（つまり、ストリッピングを介して）。この地域にはガスの少ない衛星がたくさんありますが、ガスが豊富な衛星もあります。これは、主にガスが豊富な衛星への移行が$L_{V}\sim10^{7}L_{\odot}$で行われていることを示しています。シミュレーションで。ここで紹介する観測は、ローカルボリュームシステム周辺の矮星伴銀河の特性を特徴づけるための重要なステップであり、より高い角度分解能（例：〜WALLABY）での将来の広視野電波調査は、そのようなシステムの研究を大幅に改善します。
ダークエネルギーカメラ平面調査2（DECaPS2）：より多くの空、より少ないバイアス、およびより良い不確実性
| Title |
The_Dark_Energy_Camera_Plane_Survey_2_(DECaPS2):_More_Sky,_Less_Bias,_and_Better_Uncertainties |
| Authors |
A._K._Saydjari,_E._F._Schlafly,_D._Lang,_A._M._Meisner,_G._M._Green,_C._Zucker,_I._Zelko,_J._S._Speagle,_T._Daylan,_A._Lee,_F._Valdes,_D._Schlegel,_D._P._Finkbeiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11909 |
銀河面全体の深部光学および近赤外線イメージングは、銀河の星、ガス、および塵を理解するために不可欠です。DECamPlaneSurvey（DECaPS2）の2番目のデータリリースは、銀河面南部の5バンド光学および近赤外線調査を拡張して、空の$6.5\％$をカバーします|b|<10{\deg}および6{\deg}>l>-124{\deg}、Pan-STARRS1によるカバレッジを補完します。混雑効果やその他の合併症を含む典型的な単一露光の有効深度は、$g$、$r$、$i$、$z$、および$Y$バンドでそれぞれ23.5、22.6、22.1、21.6、および20.8等です。、約1秒角のシーイング。この調査は、21.4千回の露出で340億回の検出から構築された、33.2億個のオブジェクトで構成され、セロトロロのダークエネルギーカメラ（DECam）での合計260時間のオープンシャッター時間です。データ削減パイプラインは、調査フットプリント全体にわたって測光ソリューションを検証するための合成ソース注入テストの追加など、いくつかの改善を特徴としています。かすかな限界での検出バイアスの便利な関数形式が導き出され、測光パイプラインのパフォーマンスを特徴づけるために活用されました。新しい後処理技術がすべての検出に適用され、特に星雲を対象とした、構造化されたバックグラウンドの存在下でのフラックスのバイアスを取り除き、不確実性の推定を改善しました。画像とソースカタログはhttp://decaps.skymaps.info/で公開されています。
恒星の角運動量は、宇宙論的な初期条件から制御することができます
| Title |
Stellar_angular_momentum_can_be_controlled_from_cosmological_initial_conditions |
| Authors |
Corentin_Cadiou,_Andrew_Pontzen,_Hiranya_V._Peiris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11913 |
銀河の角運動量は、それらの星の運動学を制御し、それが次に、見かけの半径、バルジの割合、および他の近くの構造との整列などの観測可能な量を駆動します。銀河の角運動量がどのように決定されるかを示すために、初期宇宙のラグランジアンパッチの角運動量を増減する高解像度（${35}\、\mathrm{pc}$）の数値実験を構築します。$z=200$から$z=2$までの履歴で3つの銀河をシミュレートし、それぞれが角運動量に対して5つの異なる選択肢を持っています（合計15回のシミュレーション）。私たちの結果は、初期宇宙の角運動量を変更すると、合併のタイミングと軌道パラメータが変更され、それによって銀河のビリアル半径内の全恒星角運動量が予測可能な方法で変更されることを示しています。私たちの3つの銀河のうち、1つには$z=2$の大きな衛星がありません。この場合、比角運動量は中央銀河に集中します。その恒星の角運動量を$0.7\、\mathrm{dex}$（$61$から$320\、\mathrm{kpc.km.s^{-1}}$）に変更し、これにより有効半径が大きくなることを示します$40\、\％$で、その$v/\sigma$パラメーターは$\times2.6$の係数で増加し、そのバルジ部分は$0.72$から$0.57$に減少します。角運動量を制御する能力により、将来の研究では、銀河の質量、角運動量、および形態の間のスケーリング関係の因果関係を調査し、銀河の固有の整列の起源をよりよく理解できるようになります。
極限環境におけるS0の形成III：形成経路における環境の役割
| Title |
Formation_of_S0s_in_extreme_environments_III:_the_role_of_environment_in_the_formation_pathways |
| Authors |
Lodovico_Coccato_(1),_Amelia_Fraser-McKelvie_(2,3),_Yara_L._Jaff\'e_(4),_Evelyn_J._Johnston_(5),_Arianna_Cortesi_(6,7),_Diego_Pallero_(4)_((1)_European_Southern_Observatory,_Karl-Schwarzchild-str.,2,_85748_Garching_b._M_unchen,_Germany,_(2)_International_Centre_for_Radio_Astronomy_Research,_The_University_of_Western_Australia,_35_Stirling_Hwy,_6009_Crawley,_WA,_Australia,_(3)_ARC_Centre_of_Excellence_for_All_Sky_Astrophysics_in_3_Dimensions_(ASTRO_3D),_(4)_Instituto_de_Fisica_y_Astronomia,_Universidad_de_Valparaiso,_Avda._Gran_Breta\~na_1111_Valparaiso,_Chile,_(5)_N\'ucleo_de_Astronom\'ia_de_la_Facultad_de_Ingenier\'ia_y_Ciencias,_Universidad_Diego_Portales,_Av._Ej\'ercito_Libertador_441,_Santiago,_Chile,_(6)_Observat\'orio_do_Valongo,_Ladeira_do_Pedro_Ant\^onio_43,_CEP:20080-090,_Rio_de_Janeiro,_RJ,_Brazil,_(7)_Centro_Brasileiro_de_Pesquisas_F\'isicas,_Rua_Dr._Xavier_Sigaud_150,_CEP_22290-180,_Rio_de_Janeiro,_RJ,_Brazil.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11915 |
レンチキュラー（またはS0）銀河を形成するための少なくとも2つの主要なチャネルがあることは十分に確立されています。最初のシナリオは、「フェードスパイラル」シナリオと呼ばれ、スパイラル前駆体からのガスの消費または除去につながるクエンチングイベントが含まれます。2つ目は、「合併」シナリオと呼ばれ、合併のようなイベントと銀河間の相互作用が含まれます。各シナリオは、新しく形成されたレンズ状銀河に特徴的な特徴を残します。ただし、あるメカニズムを別のメカニズムよりもトリガーする条件はまだ不明です。この論文は、レンズ状銀河の形成における環境の役割を理解することを目的としたシリーズの第3回です。この研究では、プロセスにおける環境の役割を強調するために、SAMIおよびMaNGA調査からの329S0の星の種族の運動学、形態、および特性を組み合わせます。S0を2つのクラス（AおよびB）に分類します。）グローバルプロパティに応じて、色あせたスパイラルシナリオ（クラスA）または合併シナリオ（クラスB）の製品に関連付けることができます。次に、さまざまなクラスがさまざまな環境内でどのように分散されているかを調べます。私たちの研究は、「フェードスパイラル」経路がS0を生成するための最も効率的なチャネルであり、銀河のグループまたはクラスターの質量または局所密度が増加するにつれて、より効率的になることを明らかにしています。合併経路も実行可能なチャネルであり、その効率は、局所密度または環境質量が減少するにつれて高くなります。
種族IIIの星形成における原始磁場：磁化された解像度の研究
| Title |
Primordial_magnetic_fields_in_Population_III_star_formation:_a_magnetised_resolution_study |
| Authors |
Lewis_Prole,_Paul_Clark,_Ralf_Klessen,_Simon_Glover,_Ruediger_Pakmor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11919 |
種族IIIの星は、原始ガスの断片化のためにグループで形成されます。均一な磁場が現在の星形成における断片化をサポートすることが示されていますが、現実的なk^3/2の原始磁場が同じ効果をもたらすことができるかどうかは不明です。中心密度が10〜13gcm-3に達したときに、速度場と等分割で飽和磁場を導入することにより、乱流ダイナモのシミュレーションに関連する問題を回避します。10-10-10-8gcm-3の範囲のシンク粒子生成密度をテストします。テストされた範囲内で、フィールドはガスのフラグメンテーションを抑制しなかったため、解像度の向上に伴ってフラグメンテーションの程度が増加するのを防ぐことはできませんでした。形成されたシンク粒子の数とシンク粒子の総質量は、すべてのシードフィールドと解像度にわたる磁場の影響を受けませんでした。磁気圧力は、シミュレーションボックスの最も密度の高い領域を除いて、ガス圧力に対してサブドミナントのままでした。シミュレーションボックスでは、ガス圧力と等しくなりましたが、それを超えることはありませんでした。我々の結果は、ポップIII星形成の数値シミュレーションに磁場を含めることはほとんど重要ではないことを示唆している。
フラットスペクトル電波クエーサーにおけるブレーザー状態の持続性
明るさが相対論的にビームされたコアによって支配されるフラットスペクトル無線クエーサー（FSRQ）は、高い光偏光（>3％）および/または大きな連続体変動から一般的に推測される「ブレーザー状態」で頻繁に見られます。ここでは、これら2つの主要な光学マーカーを使用して、40年間にわたる非常に長い時間ベースラインにわたって、ブレーザー（または非ブレーザー）状態でのFSRQの継続性を調査します。私たちの基本的なサンプルは、明確に定義された偏りのない80個のFSRQのセットであり、そのブレーザー状態は1980年代に光学偏光測定から確認されました。40年後、各FSRQのブレーザー状態は、通常の持続時間$\sim$3.5年、低ノイズ（rms$\sim$2％）、および良好なケイデンス（$\sim$）の光度曲線の変動からここで確認されます。3日）、2018年から進行中のZwickyTransientFacilityプロジェクトで取得。これらのFSRQの約40％について、光度曲線調査RoboPol（2013-2017）からブレーザー状態を追加で確認できます。これらの両方のデータベースから、過去3〜40年間で、FSRQの$\sim$10％のみがブレーザー$\leftrightarrow$非ブレーザー状態遷移を経験していることがわかります。これは、個々のFSRQの状態が年のような時間スケールでより一般的に変動するにもかかわらず、ブレーザー状態の長期安定性のケースを補強します。
中国宇宙ステーション望遠鏡を使用して星団内の複数の集団を検索する
| Title |
Searching_for_multiple_populations_in_star_clusters_using_the_China_Space_Station_Telescope |
| Authors |
Chengyuan_Li,_Zhenya_Zheng,_Xiaodong_Li,_Xiaoying_Pang,_Baitian_Tang,_Antonino_P._Milone,_Yue_Wang,_Haifeng_Wang,_Dengkai_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12068 |
多くの分光学的および測光的研究で見られるように、2Gyrより古いほとんどの星団の複数の星の種族（MP）は、星形成の伝統的な見方に重大な挑戦をもたらしました。この分野では、宇宙ベースの機器、特にハッブル宇宙望遠鏡（HST）が、画像によって混雑した恒星のフィールドでMPを検出する効率を大幅に向上させたため、画期的な進歩を遂げました。中国宇宙ステーション望遠鏡（CSST）とHSTは同様の波長間隔に敏感ですが、HSTの約5〜8倍の視野をカバーしています。その機器の1つであるMulti-ChannelImager（MCI）は、NUVからNIRまでの広い波長範囲をカバーする複数のフィルターを備えており、CSSTをクラスター内のMPを研究するための潜在的に強力なツールにします。この作業では、さまざまな色-マグニチュード図（CMD）でMPを明らかにする際に、MCI/CSST用に設計されたフィルターの効率を評価します。適切なUVフィルターでMCI/CSS測光を使用して作成されたCMDは、He、C、N、O、Mgの量が異なる星の種族を解きほぐすための強力なツールであることがわかります。それどころか、従来のCMDは、球状星団（GC）の複数の集団を認識していません。CSSTは、今後数十年でGCのMPを調査するための先駆的な手段となる可能性があることを示しています。
降着バースト源G358.93-0.03におけるH2Oメーザー放出の進化
| Title |
The_evolution_of_the_H2O_maser_emission_in_the_accretion_burst_source_G358.93-0.03 |
| Authors |
O._S._Bayandina,_C._L._Brogan,_R._A._Burns,_A._Caratti_o_Garatti,_J._O._Chibueze,_S._P._van_den_Heever,_S._E._Kurtz,_G._C._MacLeod,_L._Moscadelli,_A._M._Sobolev,_K._Sugiyama,_I._E._Val'tts,_Y._Yonekura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12119 |
巨大な若い恒星状天体（MYSO）G358.93-0.03-MM1は、いくつかのクラスIIメタノールのフレアと密接に関連している、異常な近赤外線から（サブ）ミリメートルの暗く、遠赤外線の大きな降着バーストを示しました。メーザー遷移、そしてその後、22GHzの水メーザーフレア。ウォーターメーザーフレアは、降着バーストに関連する放出イベントへの貴重な洞察を提供します。22GHzのウォーターメーザーフレアのタイムスケールが短いため、非常に長いベースライン干渉計観測を実行できませんでしたが、KarlG.Jansky超大型干渉電波望遠鏡（VLA）で追跡できました。22GHzメーザーの空間構造の進化と、この地域の連続体源との関連は、H2Oメーザーフレアの前後の2つの時代のVLAで研究されています。水メーザーの分布の劇的な変化が明らかになります。エポックIで検出された4つのメーザーグループとは対照的に、エポックIIでは2つの新しく形成されたクラスターのみが検出されます。破裂源MM1に関連する22GHzの水メーザーは、形態と放出速度の範囲が変化しました。G358.93-0.03-MM1からの放出に対する降着バーストの影響の明確な証拠が提示されています。降着イベントは、半径が約2インチ（6.75kpcで約13,500AU）の地域にも影響を及ぼし、この地域の他の点源に関連する水メーザーを抑制している可能性があります。
コアカスプ問題は視点の問題ですか：数値シミュレーションに対するジーンズ異方性モデリング
| Title |
Is_the_core-cusp_problem_a_matter_of_perspective:_Jeans_Anisotropic_Modeling_against_numerical_simulations |
| Authors |
Wenting_Wang,_Ling_Zhu,_Zhaozhou_Li,_Yang_Chen,_Jiaxin_Han,_Feihong_He,_Xiaohu_Yang,_Yipeng_Jing,_Carlos_Frenk,_Jialu_Nie,_Hao_Tian,_Chao_Liu,_Yanan_Cao,_Xiaoqing_Qiu,_John_Helly,_Robert_J._J._Grand,_and_Facundo_A._Gomez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12121 |
28個の矮小銀河の模擬メンバーの星は、現実的なトレーサーの真の動的状態を反映する宇宙論的なAurigaシミュレーションから構築されています。軸対称のジーンズ異方性多変量正規分布（JAM）モデリングは、それぞれ6,000個の星の粒子に適用され、基礎となる物質の分布を回復します。恒星または暗黒物質の成分は個々に回復が不十分ですが、全体のプロファイルは適度に制約されています。トレーサーの半質量半径内の質量が最もタイトに回復され、200〜300〜pcの質量$M（200-300\mathrm{pc}）$は、0.169〜の分散で、アンサンブルに偏りなく拘束されます。dex。2,000個の粒子のより小さなサンプルと、エラーのある視線速度のみを使用すると、$M（200-300\mathrm{pc}）$の散乱は$\sim$40％増加します。静止した射手座矮小楕円体のようなシステムと流出を伴う星形成システムは、前者の場合は$M（200-300\mathrm{pc}）$がほとんど過小評価され、後者の場合は過大評価される可能性が高いという、明確な特徴を示しています。バイアスは、静止システムでの潮汐効果または星形成システムでの顕著な銀河風による収縮の結果である動的状態と相関し、システムを平衡状態から外します。GaiaDR3の固有運動エラーを含めた後、固有運動は$<\sim$60〜kpcの近くのシステムの見通し内速度と同じくらい有用であることがわかりました。中国宇宙ステーション望遠鏡の予想される固有運動誤差は、$<\sim$20〜kpcで役立ちます。密度プロファイルと動的制約を解像度以下のスケールに外挿すると、150〜pc内の質量は、$\sim$0.3〜dexのばらつきで、アンサンブルを偏りなく制約できることがわかります。最後に、近くのシステムのメンバー星の収縮がガイアDR3固有運動誤差で検出可能であることを示します。
ハロー密度勾配プロファイルの異方性と特性スケール
大規模なN体シミュレーションを使用して、質量が$10^{12}$から$10^{15}h^{-1}{\rmM_\odotの範囲のハロー内およびその周辺の密度勾配プロファイルの特性スケールを研究します。}$。局所潮汐テンソルの長軸（T_1）と短軸（T_3）に沿ってプロファイルを個別に調査し、特性スケールがハロー質量、形成時間、および環境にどのように依存するかを調べます。勾配プロファイルには、深い「谷」と顕著な「ピーク」という2種類の顕著な特徴があります。ガウス過程回帰を使用して勾配プロファイルを適合させ、局所的な極値を特定して、これらの特徴に関連するスケールを決定します。谷の周りでは、ハローの周りを周回する粒子のコースティクスに対応する、3つのタイプの異なる極小値を識別します。3つのコースティクスの外観と深さは、局所的な潮汐場、形成時間、およびハローの環境によって定義される方向に大きく依存します。最初の苛性アルカリは半径r>0.8R_{200}にあり、スプラッシュバック機能に対応しており、落下後の最初のアポセンターで粒子が支配的です。2番目と3番目のコースティクス（それぞれ約0.6R_{200}と0.4R_{200}）は、古いハローに対してのみ確実に決定できます。最初の苛性アルカリは常にT_3に沿った最も顕著な特徴ですが、T_1に沿った場合や方位角平均プロファイルではそうではない場合があり、平均プロファイルを使用してスプラッシュバック半径を調査する場合は注意が必要です。最初のコースティクスと他のコースティクスの間で適切な分離が行われると、スプラッシュバック機能はほぼ等方性であることがわかります。また、密度勾配プロファイルの$\sim$2.5R_{200}にあるピークフィーチャを特定します。この特徴はT_1に沿って最も顕著であり、ハローの外側の構造からの大量の蓄積によって生成されます。また、これらの機能の起源とそれらの観察上の意味についても説明します。
Gaia EDR3での星団の全天ブラインド検索：太陽から1.2kpc以内の886個の星団
| Title |
A_Blind_All-sky_Search_for_Star_Clusters_in_Gaia_EDR3:_886_Clusters_within_1.2_kpc_of_the_Sun |
| Authors |
Zhihong_He,_Kun_Wang,_Yangping_Luo,_Jing_Li,_Xiaochen_Liu,_and_Qingquan_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12170 |
以前の星団の検索は非常に成功しましたが、特に銀河系の緯度が高い地域では、多くの星団がまだ省略されている可能性があります。この作業では、ガイアEDR3の位置天文学に基づいて、近くの（視差>0.8mas）全天領域を検索し、これまでに270個の候補がカタログ化されていない886個の星団を取得しました。同時に、理論上の等時線をそれらの光学的大きさに適合させることにより、クラスターの物理的パラメーターを提示しました。多くの星団でより多くのハローメンバーと拡大する構造も発見されました。新しいオブジェクトのほとんどは、1億年未満の若いクラスターです。私たちの研究は、太陽近傍の星団のサンプルサイズと物理的パラメーターを大幅に増加させました。特に、46個の星団が|b|で新たに発見されました。>20度。これは、銀河系の緯度が高い地域でのクラスター数のほぼ3倍の増加を表しています。クラスターパラメーターとメンバースターは、CDSでhttps://cdsarc.u-strasbg.fr/ftp/vizier.submit//hezh22b/から入手でき、クラスター図セットはhttps://doi.org/10.12149から入手できます。/101133。
ALMAでOH231.8+ 4.2の中央領域を解剖する：若い双極流出の基部にある塩辛い回転円盤
| Title |
Dissecting_the_central_regions_of_OH_231.8_+_4.2_with_ALMA:_a_salty_rotating_disk_at_the_base_of_a_young_bipolar_outflow |
| Authors |
C._S\'anchez_Contreras,_J._Alcolea,_R._Rodr\'iguez_Cardoso,_V._Bujarrabal,_A._Castro-Carrizo,_G._Quintana-Lacaci,_L._Velilla-Prieto,_and_M._Santander-Garc\'ia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12185 |
AGB星の周りのよく研究された双極性星雲であるOH231.8の$\sim$1mmでのALMA連続体と分子線放出マップを提示します。マップの優れた角度分解能（$\sim$20mas）により、OH231.8の中央の星雲領域を精査することができます。これは、この象徴的なオブジェクトが複雑な星雲構造をどのように組み立てたかを解明する手がかりを保持しています。このオブジェクトとその種の他のオブジェクトで初めて、NaCl、KCl、およびH$_2$O輝線によって選択的にトレースされた回転周連星円盤の発見を報告します。これは、酸素が豊富なAGB星周エンベロープでのKClの最初の検出を表しています。半径$\sim$30auの回転円盤は、SiOとSiSの放出によって追跡された若い双極風の基部にあり、その基部にも回転の兆候が見られます。NaCl赤道構造は、平均回転速度が$\sim$4kms$^{-1}$であり、膨張速度が非常に遅い$\sim$3kms$^{-1}$であるという特徴があります。流出は、その基部で$\sim$65kms$^{-1}$arcsec$^{-1}$の一定の視線速度勾配を特徴とする、主に膨張性の運動学を持っています。$r$$\sim$350auを超えると、流出ガスは$\sim$16kms$^{-1}$の一定の終端速度で放射状に流れ続けます。私たちの連続体マップは、流出に垂直な空間的に分解されたダストディスクのような構造を明らかにし、NaCl、KCl、およびH$_2$Oの放出がディスクの表面層から発生します。ディスク内では、未解決の点連続体ソースも特定します。これは、新しく形成されたホット（$\sim$1400K）の$\sim$3$R_{\star}$コンポーネントに覆われた中央のミラ型星QXPupを表している可能性があります。ほこり。点源はディスクの重心からわずかに中心がずれているため、中央のバイナリシステムである$a$$\sim$20auと$P_{\rmorb}の軌道分離と周期に、初めて制約を課すことができます。それぞれ$$\sim$55年。（要約）。
スタックされたGaia-RVSスペクトルを使用した864.8nm付近の幅広いDIBの確実な確認
| Title |
A_solid_confirmation_of_the_broad_DIB_around_864.8_nm_using_stacked_Gaia-RVS_spectra |
| Authors |
H._Zhao,_M._Schultheis,_T._Zwitter,_C.A.L._Bailer-Jones,_P._Panuzzo,_P._Sartoretti,_G.M._Seabroke,_A._Recio-Blanco,_P._de_Laverny,_G._Kordopatis,_O.L._Creevey,_T.E._Dharmawardena,_Y._Fr\'emat,_R._Sordo,_R._Drimmel,_D.J._Marshall,_P.A._Palicio,_G._Contursi,_M.A._\'Alvarez,_S._Baker,_K._Benson,_M._Cropper,_C._Dolding,_H.E._Huckle,_M._Smith,_O._Marchal,_C._Ordenovic,_F._Pailler,_and_I._Slezak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12237 |
異なる拡散星間バンド（DIB）間の相関に関する研究は、それらの起源を調査するために重要です。ただし、846〜870nmのGaia-RVSスペクトルウィンドウにはDIBがほとんどなく、説得力のある確認が行われたのは862nmの強いDIBだけです。ここでは、864.8nm付近に広いDIBが存在することを確認し、多数の星の積み重ねられたGaia-RVSスペクトルを使用してその特性を推定しようとしています。862nmと864.8nmでの2つのDIB間の相関、および星間減光を研究します。星間物質（ISM）吸収のスペクトルは、絶滅の少ない高銀河緯度での実際のスペクトルから構築されたテンプレートを使用して星の成分を差し引くことによって取得されます。次に、HEALPixスキームによってピクセル化された銀河座標でISMスペクトルをスタックして、DIBを測定します。スタックスペクトルは、2つのDIBのプロファイル（$\lambda$862のGaussianと$\lambda$864.8のLorentzian）、および線形連続体によってモデル化されます。合計8458のスタックスペクトルが得られ、そのうち1103（13％）は、多数の保守的なフィルターを適用した後、信頼できるフィッティング結果が得られます。この作品は、クールスタースペクトルで$\lambda$862と$\lambda$864.8を同時に適合させて測定する最初の作品です。2つのDIBのEWとCDは互いによく相関していることがわかります。$\lambda$864.8の半値全幅（FWHM）は$1.62\pm0.33$nmと推定され、$\lambda$862の$0.55\pm0.06$nmと比較されます。また、$\lambda$864.8の真空レストフレーム波長を$\lambda_0=864.53\pm0.14$nmと測定し、以前の推定値よりも小さくしました。$\lambda$862との相関を調べ、そのFWHMを推定することにより、864.8nm付近にDIBが存在することを確認します。$\lambda$862は、$\lambda$864.8よりもE（BP-RP）との相関が良好です。
NGC3182の核星形成リングの起源
CalarAltoLegacyIntegralFieldArea調査の積分フィールドスペクトログラフデータを使用して、NGC3182銀河の星とイオン化ガスの運動学、および星の種族を調査します。NGC3182でリング構造の性質を明らかにしようとしています。リングで[{\alpha}/Fe]がかなり強化されている一方で、リングに向かって負の恒星年齢勾配が見られます。恒星の金属量は滑らかな負の勾配を示しています。線比診断図から、NGC3182は輝線フラックス比からセイファート銀河であり、内輪のガスは主に若い星によってイオン化されていることが確認されます。ただし、流出の明らかな特徴は、そのガス運動学には見られません。リングでは、最近星形成が起こったようで、ガスの金属量は中心に比べてわずかに強化されています。私たちの結果から、星形成は短期間で核周辺領域で発生し、これはAGN放射圧による正のフィードバックに起因する可能性があると結論付けています。
出現するパルサー風星雲と一致する122Mpcのフラットスペクトル電波トランジェント
VT1137-0337の発見と追跡観測を報告します。これは、VLAスカイサーベイ（VLASS）での銀河系外爆発の体系的な検索で見つかった異常な電波過渡現象です。VT1137-0337は、矮星スターバースト銀河の最も明るい領域にあります（恒星の質量$\sim10^{8.3}M_{\odot}$、星形成率$\sim0.5M_{\odot}$yr$^{-1}$）121.6Mpcの光度距離で。その3GHzの光度$\sim2.5\times10^{28}$ergs$^{-1}$Hz$^{-1}$は、高密度の星間相互作用と相対論的流出に関連する明るい電波超新星に匹敵します。ただし、そのブロードバンド無線スペクトル-周波数が$\gtrsim$10$\times$の範囲で、$\sim$5のレートでフェージングする機能のないべき乗則$\propto\nu^{-0.35\pm0.02}$4年間の年間％-恒星爆発の衝撃によって直接説明することはできません。さまざまなクラスの降着ブラックホールによって発射されたジェットも、VT1137-0337の観測特性の組み合わせを説明するのに苦労しています。代わりに、VT1137-0337は、周囲の超新星噴出物の自由な不透明度の中から最近出現した$\sim$decadesの古いパルサー風星雲であることを提案します。星雲がスピンダウンによって動力を与えられている場合、中央の中性子星は高度に磁化され、表面双極子場は$\sim10^{13}-10^{14}$Gで、現在の自転周期は$\simです。10-100$ミリ秒。あるいは、星雲は、マグネターからの磁気エネルギーの放出によって動力を与えられてもよい。マグネター星雲は、高速電波バーストFRB121102およびFRB190520Bの繰り返しに関連する永続的な電波源を説明するために提案されています。これらのFRB持続源は、これまで過渡現象として観測されていませんでしたが、電波の明るさ、スペクトルインデックス、およびホスト銀河の特性においてVT1137-0337と非常によく似ています。
磁気回転超新星：洗練された3Dモデルの元素合成分析
| Title |
Magnetorotational_supernovae:_A_nucleosynthetic_analysis_of_sophisticated_3D_models |
| Authors |
Moritz_Reichert,_Martin_Obergaulinger,_Miguel-Angel_Aloy,_Michael_Gabler,_Almudena_Arcones,_Friedrich-Karl_Thielemann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11914 |
磁気回転超新星は、磁場と回転が爆発のダイナミクスにおいて中心的な役割を果たす、まれなタイプのコア崩壊超新星です。爆発後の進化を数秒間追跡する、最先端のニュートリノ-MHD超新星モデルの後処理された元素合成を紹介します。重いrプロセス要素を生成するための3つの異なる動的メカニズムを見つけます：i）コアバウンス直後の物質の迅速な放出、ii）陽子中性子星の形状の再構成のために遅い時間に放出される中性子に富む物質、iii）小さいジェットの中心に高いエントロピーで放出された質量の量。$^{26}$Al、$^{44}$Ti、$^{56}$Ni、$^{60}$Feなどの不安定な核の収量を含む、総エジェクタ収量を調査します。得られた$^{56}$Niの質量は$0.01-1\、\mathrm{M_\odot}$の間で変化します。後者の最大値は、極超新星の観測と互換性があります。さらに、私たちのモデルはすべて、古い金属の少ない星の観測と一致して、Znの質量を合成します。簡略化された光度曲線を計算して、モデルが超高輝度超新星の候補になるかどうかを調査します。核加熱のみを考慮して得られたピーク光度は、最大数$\sim10^{43}\、\mathrm{erg\、s^{-1}}$に達します。特定の条件下では、$^{56}$Ni崩壊系列のみを含むモデルと比較して、ピーク光度を$\sim38\％$まで上げることができる$^{66}$Ni崩壊系列の大きな影響が見られます。。この研究は、極超新星、超高輝度超新星、および重元素の合成の発生を理解するための磁気回転超新星の重要な役割に関する理論的証拠を補強します。
突入領域からの非熱放射：ブラックホールX線連星軟状態の高エネルギーテールのモデル
| Title |
Nonthermal_emission_from_the_plunging_region:_a_model_for_the_high-energy_tail_of_black_hole_X-ray_binary_soft_states |
| Authors |
Amelia_Hankla_and_Nicolas_Scepi_and_Jason_Dexter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12018 |
X線連星は、1keVでの熱黒体放射と10keVを超えるべき乗則テールを含むソフトスペクトル状態を示します。経験的モデルは、高エネルギーのべき乗則の裾を非熱的電子分布からの放射に適合させますが、非熱的電子の物理的位置と、それらのべき乗則指数および高エネルギーカットオフの理由はまだほとんどわかっていません。ここでは、非熱電子がブラックホールの最内安定円軌道（「プランジ領域」）内から発生することを提案します。プランジング領域のダイナミクスとセル内粒子シミュレーションからの電子分布関数のプロパティの分析モデルを使用して、観測されたスペクトルの特徴を再現できる定常状態モデルの概要を説明します。特に、私たちのモデルは、$\Gamma\gtrsim2$の光子指数と、強磁場のディスク光度の数パーセントのべき乗則光度を再現し、軟状態の観測と一致しています。放出はブラックホールの非常に近くで発生するため、べき乗則の光度はシステムの傾斜角とブラックホールのスピンに強く依存するはずであると予測します。このモデルは、X線連星の硬い状態で400keV以上で観測されるべき乗則の裾に拡張することができます。
ブラックホールの周りの厚い円盤の画像と光子球の特徴
| Title |
Images_and_photon_ring_signatures_of_thick_disks_around_black_holes |
| Authors |
F._H._Vincent,_S._Gralla,_A._Lupsasca,_M._Wielgus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12066 |
高周波超長基線干渉法（VLBI）観測により、近くの超大質量ブラックホールのすぐ近くにあるソースからの地平線スケールの放射を解決できるようになりました。将来の宇宙-VLBI観測は、ブラックホール画像の高度にレンズ化された特徴（光子リング）にアクセスし、強磁場重力の特に鋭いプローブを提供します。超大質量ブラックホールM87*の特定のケースに焦点を当て、私たちの目標は、カーブラックホールへの多種多様な降着の流れを調査し、それらに対応する画像と可視性を理解することです。特に、光子球の形状をエンコードし、その測定によってカー仮説の厳密なテストを提供できる、宇宙へのベースラインの可視性に関心があります。可変ディスク厚と純粋な方位角回転と純粋な半径方向の落下の間をスムーズに補間できる物質4元速度の静止した軸対称降着流の完全な分析モデルを開発します。次に、熱シンクロトロンの放射と吸収の影響を含めるように注意しながら、そのような流れの観測的外観を決定します。私たちの画像は一般的に、モデルに依存するサイズの中央の明るさの低下を囲むより広い一次放射の上に積み重ねられた離散した狭い光子リング（n=1,2、...）で構成される「ウエディングケーキ」構造を表示します。「ブラックホールの影」はモデルに依存する現象であり、拡散した光学的に薄い光源の場合でも、一般相対性理論の一般的な予測と見なすべきではないことがわかります。230GHzでは、n=1のリングが常に表示されますが、吸収のためにn=2のリングが抑制される場合があります。345GHzでは、媒体は光学的に薄く、n=2リングは画像ドメインと可視領域の両方で明確なシグニチャを表示し、この周波数が光子リング形状の将来の宇宙VLBI測定にとってより有望であることを示します。
タイプIIb超新星SNの電波進化\、2016gkg
タイプIIb超新星（SNIIb）、SN2016gkgの広範囲な無線監視を周波数$\nu\sim$0.33$-$25GHzで爆発後$t\sim$8$-$1429日間提示します。詳細な電波光度曲線とスペクトルは、SNショックと星周円盤との相互作用による自己吸収シンクロトロン放射とほぼ一致しています。このモデルは、爆発後299日でのフラックス密度を2倍予測していません。これは、始祖からの不均一な質量損失によるCSMの密度の向上を示している可能性があります。風速$v_{\rmw}\sim$200kms$^{-1}$と仮定すると、質量損失率は$\dot{M}\sim$（2.2、3.6、3.8、12.6、3.7、および5.0）$\times$10$^{-6}$$M_{\odot}$yr$^{-1}$$\sim$8、15、25、48、87、および爆発のそれぞれ115年前。SN2016gkgからの衝撃波は$t\sim$24$-$492の間に$R\sim$0.5$\times$10$^{16}$から7$\times$10$^{16}$cmに拡大しています爆発後の日数は、衝撃波減速指数、$m$$\sim$0.8（$R\proptot^m$）、および平均衝撃波速度$v\sim$0.1cを示します。自由自由吸収モデルとより高い衝撃速度と矛盾する無線データは、SN2016gkgの比較的コンパクトな前駆体をサポートしています。
111MHzでの2つの新しいRRATの検出
LPALPI電波望遠鏡で実施された2020年の観測で、2つの新しい回転過渡現象が検出されました。検出されたトランジェントの分散測定値はDM=21および35pc/cm^3であり、パルス半値幅はJ1550+09およびJ2047+13でそれぞれWe=18および35msです。期間RRATJ2047+13P=2.925sの上限推定値が得られました。この研究は、10時間の観測ごとに1つのパルスよりも少ない頻度でパルスが現れる回転過渡現象の存在を示しています。
111MHzでの新しいパルサーからの電波放射の特異性
| Title |
Peculiarities_of_radio_emission_from_new_pulsars_at_111_MHz |
| Authors |
Daria_Teplykh_and_Valery_Malofeev_and_Oleg_Malov_and_Sergey_Tyul'bashev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12140 |
プシュチノ電波天文台で発見された3つの新しいパルサーの電波放射の分析が提示されます。詳細な観測は、ラージフェーズドアレイ（LPA）を使用して111MHzの周波数で実行され、合計帯域幅が2.245MHz、時間分解能が2.46または5.12msの標準デジタル受信機です。すべてのパルサーはそれらの放射の特徴を示し、サブパルスドリフトはJ0220+3622で観察され、フレア活動はJ0303+2248で示され、ヌル現象はJ0810+3725で検出されました。
EASコアのデータによる宇宙線の組成
| Title |
The_composition_of_cosmic_rays_according_to_the_data_on_EAS_cores |
| Authors |
S._B._Shaulov,_V._A._Ryabov,_S._E._Pyatovsky,_A._L._Shepetov,_V._V._Zhukov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12165 |
この作業の結論は、X線乳剤チャンバーを使用して得られたEASコアの特性の分析に基づいています。これらのデータによると、二次ハドロンのスペクトルのスケーリング違反、ガンマファミリーを持つEASの過剰なミューオンなど、膝の領域で多くの異常な影響が観察されます。1〜100PeVに相当する同じエネルギーで、実験室システムの衝突型加速器はスケーリング動作を示します。したがって、EASコアのデータの分析は、それらのスペクトルの膝が、おそらく仮想のストレンジクォーク物質の安定した（準安定した）粒子からなる非核性の宇宙線の成分によって形成されていることを示唆しています。
NGC315でのディスクジェット接続の調査
| Title |
Exploring_the_disk-jet_connection_in_NGC_315 |
| Authors |
L._Ricci,_B._Boccardi,_E._Nokhrina,_M._Perucho,_N._MacDonald,_G._Mattia,_P._Grandi,_E._Madika,_T._P._Krichbaum,_J._A._Zensus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12193 |
目的。高温降着流は、活動銀河核で観測された相対論的ジェットに電力を供給することができると考えられています。それらは、SANE（標準および通常の進化）ディスクまたはMAD（磁気的に停止したディスク）として現れる可能性があります。2つの状態は、ディスク自体とディスクが生成する流出の物理的特性に大きな違いがあることを意味します。メソッド。この論文では、降着円盤とサブ解析ジェットの特性を調査することを目的として、マルチ周波数およびマルチエポックのデータセットを使用して巨大電波銀河NGC315を研究します。ピクセルベースの分析でソースマップを分析し、理論モデルを使用して、ジェットの観測特性を降着円盤の物理的状態にリンクします。結果。NGC315のバルクフローは、放物線状の拡張と同時に、サブPCスケールで加速することを提案します。この速い加速は、理論的には磁気駆動の加速と調和させることができることを示しています。加速およびコリメーションゾーンに沿って、22GHz〜43GHzの非常に急なスペクトルインデックス値$\alpha\sim-1.5$（$S_\nu\propto\nu^\alpha$）で、予期しないスペクトル動作が観察されます。この領域の特性に基づいて、NGC315のブラックホールは高速回転し、降着円盤を通る磁束はMADの場合に予想されるものと非常によく一致すると予測します。コアシフト効果に基づく新しい形式を使用して、準放物線加速ジェットの下流の磁場をモデル化し、事象の地平線半径まで再構築します。MADシナリオでは、ディスクの予想される磁気飽和強度と比較して、良好な一致を見つけます。
宇宙物質の元素と同位体の起源は、宇宙の進化を理解する上で重要な側面です。元素合成は通常、高温と密度の物理的条件を必要とします。これらはビッグバン、星の内部、そしてそれらの圧縮衝撃と高いニュートリノと中性子束を伴う爆発で発見されます。宇宙線、隕石、星屑粒子、月および陸域の堆積物などの地球外起源の物質、および電磁スペクトル全体の天文観測を通じて、宇宙物質の組成を解きほぐすために多くの異なるツールが利用可能です。宇宙の存在量とその進化を理解するには、そのような測定値を天体物理学、核理論、実験室実験のアプローチと組み合わせ、ニュートリノや重力波などの追加の宇宙メッセンジャーを活用する必要があります。近年、これらのほとんどすべての分野で大きな進歩が見られました。それらはこのレビューで提示されます。より重い元素の核融合を探求するには、モデルが必要です。これらは、星や超新星の噴出物中の元素合成生成物の観測によって確認されており、星屑粒子やこれらの物体から見たスペクトルの特徴的な線によって、また地球によって何百万年もかけて堆積物に捕らえられた噴出物によって確認されています。これらはすべて、宇宙物質が星間空間でどのように輸送され、星の世代間で再循環されるかをつなぎ合わせるのに役立ちます。宇宙の組成進化についての私たちの説明は、挑戦されているように見えるいくつかの仮定に基づいているため、観察によるサポートが必要です。この概要は、宇宙がどのように元素で豊かになるかについての現在の知識に向けて、多くの技術と観測を組み合わせることから理解されるように、宇宙物質の流れと元素合成のさまざまな場所を提示します。
グローバル21cm実験LEDAのアンテナビーム特性評価と信号モデルパラメータ再構成への影響
| Title |
Antenna_beam_characterisation_for_the_global_21cm_experiment_LEDA_and_its_impact_on_signal_model_parameter_reconstruction |
| Authors |
M._Spinelli,_G._Kyriakou,_G._Bernardi,_P._Bolli,_L.J._Greenhill,_A._Fialkov,_H._Garsden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12158 |
初期宇宙での星形成の始まりである宇宙の夜明けは、原則として、中性水素の21cm遷移を介して研究できます。このため、MHz周波数に赤方偏移した空平均吸収信号は{\itO}（10-100）\、mK。検出には、銀河構造による明るい色の前景放射から21cmの信号を分離し、それが機器の応答にどのように結合するかを特性評価する必要があります。この作業では、シミュレーションを介して暗黒時代（LEDA）を検出するための大口径実験のアンテナゲインパターンの特性を示し、使用したアンテナグランドプレーンの形状の影響を評価し、土壌特性を測定します。次に、ビームパターンの不確実性がガウス吸収特性の再構築に与える影響を調査します。パターンが既知であり、機器の色度を補正していると仮定すると、前景は対数多項式でモデル化でき、21cmの信号は高精度で識別されます。ただし、土壌特性の不確実性は、信号の回復にバイアスをかける可能性のある色度の\textperthousand\変化につながります。バイアスは、振幅が最大2倍、周波数位置が最大数\％になる可能性があります。これらの影響は、より大きなグランドプレーンによって軽減されるようには見えません。逆に、より大きなグランドプレーンでのゲインパターンは、より複雑な周波数構造を示し、パラメータの再構築を大幅に損ないます。他のアンテナ設計研究からの発見と一致する私たちの結果は、色応答の重要性を強調し、グローバル信号実験で対数多項式前景モデルを想定する際の注意を示唆しています。
不足しているビット：NVIDIAGPUでbfloat16を使用してエキゾチックなパルサーを見つける
フーリエドメイン加速検索（FDAS）は、大規模な電波天文学データセットでかすかな連星パルサーを検出するための効果的な手法です。このホワイトペーパーでは、AstroAccelerateソフトウェアパッケージのGPUアクセラレーションFDASパイプラインで数値精度を下げることによる感度への影響を定量化します。以前の実装では、連星パルサー検出パイプライン全体でIEEE-754単精度を使用し、ランタイムコンピューティングGPUで高速化されたFFTの大部分を費やしていました。AstroAccelerateは、FDASルーチンのフーリエドメイン畳み込みセクション内でbfloat16（および「ゴールドスタンダード」比較を提供するためのIEEE754倍精度）を使用するように変更されました。連星パルサーを表す約20,000の合成パルサーフィルターバンクファイルは、さまざまな物理パラメーターを使用してSIGPROCを使用して生成されました。これらは、bfloat16、単精度および倍精度の畳み込みを使用して処理されています。すべてのbfloat16ピークは、対応する単精度ピークの予測信号対雑音比の3％以内です。44.982の累乗（実験的に測定された最高のノイズ値）を超える14,971の「明るい」単精度基本ピークのうち、14,602（97.53％）は、bfloat16出力プレーンの同じ加速度および周波数ビンにピークがあり、残りの369にピークがあります。最も近いピークは、隣接する加速ビンにあります。単精度と倍精度の結果の間で測定されたビンドリフトはありません。FDASのbfloat16バージョンは、単精度と比較して約1.6倍の高速化を実現します。AstroAccelerateとPRESTOソフトウェアパッケージの比較は、2.8時間のコンパクト軌道で2.16msのブラックウィドウパルサーであるPSRJ1544+4937のGMRTで収集された観測を使用して提示されます。
速い黄色の脈動する超巨星の特性：FYPSは赤色超巨星の欠落への道を示します
| Title |
The_Properties_of_Fast_Yellow_Pulsating_Supergiants:_FYPS_Point_the_Way_to_Missing_Red_Supergiants |
| Authors |
Trevor_Z._Dorn-Wallenstein,_Emily_M._Levesque,_James_R._A._Davenport,_Kathryn_F._Neugent,_Brett_M._Morris,_and_K._Azalee_Bostroem |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11917 |
高速黄色の脈動超巨星（FYPS）は、最近発見された進化型の巨大な超巨星のクラスです。赤色超巨星の候補として、また脈動する進化した大質量星の数少ないクラスの1つとして、これらの天体は、大質量星の構造と進化についての私たちの理解を変える信じられないほどの可能性を秘めています。ここでは、脈動変光星を特定するために、トランジット系外惑星探査衛星（TESS）によって観測されたマゼラン雲の126個のクールな超巨星のサンプルの光度曲線を調べます。高品質のカットを行い、汚染物質を除去した後、ヘルツシュプルングラッセル（HR）ダイアグラムで脈動星の分布を調べ、FYPSが$\logL/L_\odot\gtrsim5.0$より上の領域を占めていることを確認します。この光度の境界は、初期質量が$\sim$18-20$M_\odot$の星に対応し、超新星（SNe）II-Pの最も質量の大きい赤色超巨星の始祖、およびSNeIIbの始祖の観測された特性と一致します。このしきい値は、FYPSがRSG後のスターであるという図と一致しています。最後に、HR図での位置の関数としてFYPS脈動の振る舞いを特徴づけます。有効温度が高くなると低周波の脈動が見られ、低温では高周波の脈動が見られ、中間温度では2つの動作が遷移します。FYPSの観察された特性は、それらを将来の理論的研究のための魅力的なオブジェクトにします。
SPHINXM-矮星スペクトルグリッド。 I.基本的なM-矮星の特性を導き出すための新しいモデルの雰囲気のベンチマーク
| Title |
The_SPHINX_M-dwarf_Spectral_Grid._I._Benchmarking_New_Model_Atmospheres_to_Derive_Fundamental_M-Dwarf_Properties |
| Authors |
Aishwarya_R._Iyer,_Michael_R._Line,_Philip_S._Muirhead,_Jonathan_J._Fortney,_Ehsan_Gharib-Nezhad |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12010 |
私たちの太陽と銀河系の近隣の星の約70-80％はM矮星です。それらは、太陽型の星に比べて質量と温度が低い範囲にまたがっており、大気全体での分子形成を促進します。主にFGK星用に設計された標準的な恒星大気モデルは、冷たい星のスペクトルの広帯域分子の特徴を特徴づけるときに課題に直面します。ここでは、SPHINXを紹介します。これは、低解像度（R〜250）のM矮星の大気とスペクトルの新しい1次元自己無撞着放射対流熱化学平衡化学モデルグリッドです。後期K、初期/主系列Mの星で優勢な主要分子の圧力拡大を伴う、最新の事前計算された吸収断面積を組み込みます。次に、既知のホスト金属性を持つ10個のベンチマークM+G連星と干渉測定で測定された10個のM矮星の基本特性（Teff、log（g）、[M/H]、半径、およびC/O）を取得することにより、グリッドモデルを検証します。角直径。ガウス過程推論ツールStarfishを組み込んで、低解像度（SpeX、SNIFS、およびSTISのスペクトルスティッチング）観測における相関および系統的ノイズを考慮し、基本的なMドワーフ大気パラメーターのロバストな推定値を導き出します。さらに、取得した[M/H]に対する光球の不均一性の影響を評価し、観測からの逸脱を説明できることを発見しました。また、モデルで仮定された対流混合長パラメーターが推定半径、有効温度、および[M/H]に影響を与えるかどうかを調べ、干渉計観測とより低温のM矮星のモデルから導出された恒星パラメーターとの間の不一致を説明できることを再度見つけます。主に、低解像度のM矮星スペクトルで発生する広帯域分子吸収機能を活用する独自の強みを示し、太陽系外惑星のホストと後期褐色矮星のコンパニオンの基本的な特性に対する制約を改善する能力を示します。
ホット四重システムの一貫したモデルに向けてHD93206= QZ Carin \ ae：II。 N体モデル
| Title |
Towards_a_consistent_model_of_the_hot_quadruple_system_HD_93206_=_QZ_Carin\ae:_II._N-body_model |
| Authors |
M._Bro\v{z},_P._Harmanec,_P._Zasche,_R._Catalan-Hurtado,_B.N._Barlow,_W._Frondorf,_M._Wolf,_H._Drechsel,_R._Chini,_A._Nasseri,_J._Labadie-Bartz,_G.W._Christie,_W.S.G._Walker,_M._Blackford,_D._Blane,_A.A._Henden,_T._Bohlsen,_H._Bo\v{z}i\'c,_J._Jon\'ak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12160 |
HD93206は、初期型の大規模な恒星系であり、直接イメージング（Ab、Ad、B、C、D）によって解決されたコンポーネントと、コンパクトなサブシステム（Aa1、Aa2、Ac1、Ac2）で構成されています。その形状は、広範な測光、分光法、干渉法による観測に基づいてすでに決定されています。ただし、基本的な絶対パラメータはまだ十分に正確にはわかっていません。高度なN体モデルを使用して、4つの近接成分間のすべての相互重力摂動、および位置天文学、視線速度、日食タイミング変動、二乗可視性、閉鎖位相、三重積、正規化スペクトル、およびスペクトルエネルギー分布（SED）。それぞれのモデルには、38の自由パラメーター、つまり3セットの軌道要素、コンポーネントの質量、およびそれらの基本的な放射特性（$T$、$\logg$、$v_{\rmrot}$）があります。QZカーの基本パラメータを以下のように修正しました。公称吸光係数$R_V\equivA_V/E（B-V）=3.1$のモデルの場合、最適な質量は$m_1=26.1\、M_{\rmS}$、$m_2=32.3\、M_{です。\rmS}$、$m_3=70.3\、M_{\rmS}$、$m_4=8.8\、M_{\rmS}$、$2\、M_{\rmS}$のオーダーの不確実性、およびシステム距離$d=（2800\pm100）\、{\rmpc}$。RVおよびTTV観測の重みを増やし、SED制約を緩和した別のモデルでは、$R_V\sim3.4$で消滅が異常になる可能性があるため、距離は小さくなります。$d=（2450\pm100）\、{\rmpc}$。これは、Collinder228クラスターのそれに対応します。独立して、これはSEDの赤化によって確認されます。これは、初期タイプの分類（Aa1の場合はO9.7Ib、Ac1の場合はO8III）と一致します。将来のモデリングでは、Ac2コンポーネント周辺の降着円盤も考慮する必要があります。
コンパニオン摂動AGB流出の完全な3D水化学シミュレーションに向けたルート
| Title |
Route_towards_complete_3D_hydro-chemical_simulations_of_companion-perturbed_AGB_outflows |
| Authors |
Silke_Maes,_Lionel_Siess,_Ward_Homan,_Jolien_Malfait,_Frederik_De_Ceuster,_Thomas_Ceulemans,_Dion_Donne,_Mats_Esseldeurs_and_Leen_Decin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12278 |
低質量星と中間質量星は、進化の最後の段階でかなりの質量損失を経験し、それが広大でほこりっぽいエンベロープでそれらを覆い隠します。このエンベロープは一般に球対称の形状であると長い間考えられてきましたが、最近の高解像度の観測では、これらの星のほとんどが複雑で非対称な形態を示し、おそらくバイナリ相互作用に起因することがわかりました。これらのシステムについての理解を深めるために、数値シミュレーションの形で理論的研究が必要です。現在、主に流出の流体力学に焦点を当てていますが、いくつかのシミュレーションが存在します。したがって、ここでは、欠落しているが重要な物理的および化学的プロセスについて説明することにより、ファントムを使用したコンパニオン摂動流出のより詳細で正確なモデリングへの道筋を示します。これらの最先端のシミュレーションを使用して、観測と直接比較し、組み込みシステムの真のアイデンティティを明らかにすることを目指しています。
炭素に富むAGB星の星周エンベロープにおける振動的に励起されたHCN遷移
| Title |
Vibrationally_excited_HCN_transitions_in_circumstellar_envelopes_of_carbon-rich_AGB_stars |
| Authors |
Manali_Jeste,_Yan_Gong,_Ka_Tat_Wong,_Karl_M._Menten,_Tomasz_Kami\'nski_and_Friedrich_Wyrowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12371 |
環境。HCNは、炭素が豊富な漸近巨星分枝（AGB）星の星周エンベロープ（CSE）で、H$_{2}$とCOの次に最も豊富な分子です。振動励起状態でのその回転線は、CリッチCSEの最も内側の領域の例外的なトレーサーです。目的。HCN分子の熱線を使用して、Cに富む星のCSEの物理的条件を制約することを目指しています。さらに、新しいHCNメーザーを検索し、HCNメーザーの時間的変動を調べます。これにより、ポンプメカニズムに光が当てられるはずです。メソッド。APEX12mサブミリ波望遠鏡を使用して、地上のさまざまなHCN回転遷移で16個のCに富むAGB星と、12個の振動励起状態を観測しました。結果。39個の熱遷移と29個のメーザー線を含む13個のCに富む星から68個の振動的に励起されたHCN線を検出します。これは、振動的に励起されたHCN線がCに富む星に遍在していることを示唆しています。サンプルからの2つのオブジェクトについて、異なる振動励起状態からの熱遷移について作成された母集団図は、約800〜900Kの励起温度を示し、CSEの最も高温の領域（つまり、r<20$R_{*}）から発生することを確認します。$）。検出されたメーザーのうち、23個が新たに検出され、その結果、既知のHCNメーザーラインの総数がCに富む星に向かって47％拡大しました。特に、J=2-1（0、3$^{1e}$、0）、J=3-2（0、2、0）、J=4-3（0、1$^{1f}$、0）メーザーは、天文源で初めて検出されました。私たちの観測は、数年のタイムスケールでの2-1（0、1$^{1e}$、0）メーザーの時間的変動を確認しています。データの分析は、検出されたすべてのHCNメーザーが不飽和であることを示唆しています。HCNメーザーを励起するには、${\gtrsim}$700Kのガス運動温度と>10$^{8}$cm$^{-3}$のH$_{2}$数密度が必要です。ある意味で、Cに富む星のHCNメーザーは、Oに富む星のSiOメーザーのアナロジーと見なされるかもしれません。
ビアンキI型宇宙におけるインフラトンと粒子生成の圧搾熱状態表現
この研究では、シングルモードのスクイーズド熱真空状態の形式を使用し、ビアンキタイプI宇宙の半古典的重力の枠組みの中で重力に最小限に結合された大規模な均質スカラー場の性質を調べます。ビアンキタイプIユニバースが示す半古典的アインシュタイン方程式の推定解を取得しました。それぞれの方向の各スケールファクターはt^（2/3）べき乗則展開に従います。非古典的な熱宇宙論的粒子生成のメカニズムは、BianchiタイプIユニバースでも分析されています。
ハイブリッド対照学習によるGalaxyFoundationモデルに向けて
| Title |
Towards_Galaxy_Foundation_Models_with_Hybrid_Contrastive_Learning |
| Authors |
Mike_Walmsley,_Inigo_Val_Slijepcevic,_Micah_Bowles,_Anna_M._M._Scaife |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11927 |
新しい天文学的タスクは、多くの場合、ラベルがすでに収集されている以前のタスクに関連しています。対照的なフレームワークBYOLを適応させて、これらのラベルを事前トレーニングタスクとして活用すると同時に、拡張の不変性を適用します。大規模な事前トレーニングのために、GZ-Evov0.1を紹介します。これは、552kの銀河画像に対する96.5Mのボランティア応答のセットに加えて、さらに134万の同等のラベルのない銀河です。206個のGZ-Evoの回答のほとんどは、特定の銀河について不明であるため、事前トレーニングタスクでは、不明な回答を自然に処理するディリクレ損失を使用します。GZ-Evo事前トレーニングは、ハイブリッド学習の有無にかかわらず、豊富なダウンストリームラベルを使用した場合でも直接トレーニングを改善します（44kラベルで+4％の精度）。私たちのハイブリッド事前トレーニング/対照的方法は、特に低ラベル転送レジームで、事前トレーニングまたは対照学習と比較して、ダウンストリームの精度をさらに向上させます（750ラベルで+6％の精度）。
コンパクトオブジェクトの安定状態のプローブとしての配置エントロピー
| Title |
Configurational_entropy_as_a_probe_of_the_stability_condition_of_compact_objects |
| Authors |
P.S._Koliogiannis,_G.A._Tsalis,_C.P._Panos,_and_Ch.C._Moustakidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12138 |
配置エントロピーは、M。GleiserとN.Jiang、Physの以前の研究で実行された、コンパクトオブジェクトの重力安定性を研究するための代替アプローチを提供するというステートメントを体系的に調査します。Rev.D{\bf92}、044046（2015）。計算の精度を保証するために、最初にトルマン-オッペンハイマー-フォルコフ方程式の2つの解析解、つまりユニフォームとトルマンVIIを使用します。分析解の予測は、対応する数値計算と比較されます。フーリエ変換の使用に特に注意を払います。フーリエ変換は、配置エントロピーをバルク中性子星の特性に接続するための主要な役割を果たします。その後、現実的な状態方程式の大規模なセットを含めるために、調査を拡張します。それらのすべては、コンパクト星の研究のための文献で広く使用されています。特に、中性子星、クォーク星、およびコンパクトな星の3番目のファミリー（ハイブリッド星）に焦点を当てます。ここでは、相遷移の可能性により、双子の星（質量は等しいが半径が異なる星）が存在する可能性があります。。従来の摂動法から得られた安定領域を、配置エントロピーの最小値によって得られた安定領域に関連付ける一般的な規則が成り立たないことがわかりました。このステートメントを確認するケースは1つだけでした。それは、自由フェルミガスの状態方程式に対応する構成です。さまざまなコンパクトオブジェクトに関して、配置エントロピーの最小化による安定性の提案された予測は、理論的な議論に基づく根拠がなく、さらには経験的にも確認されていない推測であると結論付けます。
ExoMol光分解断面積I：HClおよびHF
光子によって開始される化学、\textit{i.e。}光と化学種の相互作用は、太陽系外惑星の大気の進化における重要な要素です。UVが豊富な環境で星を周回する惑星の場合、高エネルギー光子によって誘発される光分解が大気の組成とダイナミクスを支配します。光解離の速度は、気温の上昇が振動励起状態の集団の増加とその結果としての光解離閾値の低下につながるため、大気温度に大きく依存する可能性があります。この論文は、さまざまな恒星場に対して生成された速度で計算された温度依存の光分解断面積を提示する新しい一連の論文を開始します。断面積の計算は、プロセスに関与する各電子状態の時間に依存しないSchr\"{o}dinger方程式を解くことによって実行されます。ここでは、塩化水素とフッ化水素の光解離断面積が、0から10までの34の温度のグリッドに対して計算されます。〜000K.さまざまな放射場を使用すると、太陽とより涼しい星の場合、光解離速度は1000Kを超える分子温度で指数関数的に増加する可能性があります。逆に、UVが豊富な場での光解離速度は、分子の温度にほとんど影響されません。、これらの率は、涼しい星に使用される放射モデルに対して非常に敏感であることを示しており、これらのさらなる作業が必要になる可能性があることを示唆しています。断面のExoMolデータベースの提供について説明します。
暗黒物質によってクエンチされた暗黒光子超放射
| Title |
Dark_photon_superradiance_quenched_by_dark_matter |
| Authors |
Enrico_Cannizzaro,_Laura_Sberna,_Andrea_Caputo_and_Paolo_Pani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12367 |
ブラックホール超放射は、アクシオン、新しい光スカラー、暗い光子などの超軽量ボソンのさまざまなモデルに非常に強い境界を設定するために使用されてきました。超放射の境界はモデルに広く依存せず、したがってかなり堅牢であると信じるのが一般的な伝承です。ただし、この作業では、ミニマルモデルの単純で説得力のある拡張によって、暗い光子の超放射境界に挑戦できることを示します。特に、暗黒光子がより大きな暗黒物質に存在し、暗黒物質の役割を果たす暗黒フェルミ粒子に結合する場合、暗黒物質の質量と（暗黒）電荷に応じて、超放射の境界を簡単に回避できます。
$k$エッセンス場と相対論的流体との非最小導関数依存結合の存在下での動的安定性
| Title |
Dynamical_Stability_in_presence_of_non-minimal_derivative_dependent_coupling_of_$k$-essence_field_with_a_relativistic_fluid |
| Authors |
Kaushik_Bhattacharya,_Anirban_Chatterjee,_Saddam_Hussain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12398 |
この論文では、変分アプローチを使用して、$k$エッセンスフィールドと相対論的流体の間の非最小の時空間微分依存の結合を調査します。微分結合項は、$k$エッセンスフィールドの時空間微分を内積を介して流体4元速度と結合します。内積には、相互作用のさまざまなモデルを指定する形式の係数があります。ラグランジアンレベルで結合項を導入し、変分法を使用することにより、空間的にフラットなフリードマン-ルメートル-ロバートソン-ウォーカー（FLRW）メトリックのバックグラウンドで、$k$エッセンスフィールド方程式とフリードマン方程式を取得します。動的分析アプローチを明示的に使用して、2種類の相互作用モデルのコンテキストでこの結合シナリオのダイナミクスを分析します。モデルは、微分結合項を乗算する係数の形式によって区別されます。最も単純なアプローチでは、$k$-essenceフィールドの逆二乗の法則の可能性を使用します。どちらのモデルも、安定した加速ソリューションを生成できるだけでなく、進化宇宙のさまざまなフェーズを説明することもできます。
