| Title |
Quasars_as_high-redshift_standard_candles |
| Authors |
A._Sacchi,_G._Risaliti,_M._Signorini,_E._Lusso,_E._Nardini,_G._Bargiacchi,_S._Bisogni,_F._Civano,_M._Elvis,_G._Fabbiano,_R._Gilli,_B._Trefoloni_and_C._Vignali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13528 |
クエーサーのX線と紫外線（UV）の光度の間の非線形関係は、クエーサーの距離を導き出し、$z\sim$7までの赤方偏移でハッブル図を作成するために使用されています。赤方偏移と光度の関係の独立性の。X線およびUVバンドでの高赤方偏移クエーサーの分光学的特性を研究することにより、この仮説の信頼性をテストしたいと思います。高品質のX線およびUV分光観測を使用して、$z>$2.5で130個のクエーサーのサンプルを1つずつ分析しました。X線とUVの相関関係がこれらの赤方偏移で維持されるだけでなく、その固有の分散が0.12dexと低いことがわかりました（以前の作業は0.20$-$0.22dexに達しました）。特に高品質の観測を伴う$z\sim$3のクエーサーのサンプルの場合、分散はさらに0.09dexに低下します。これは、固有の変動性とソースジオメトリの影響によって完全に説明できる値です。これらのクエーサーの複合スペクトルは、X線とUVの両方で、より低い赤方偏移でのクエーサーの平均スペクトルとの違いを示していません。高$z$クエーサーと低$z$クエーサーの間にスペクトルの違いがなく、X線とUVの関係が緊密であることは、この関係に進化の影響がないことを示しています。したがって、クエーサー距離を導出するために安全に使用できます。この仮定の下で、15％の不確実性で$z\sim$3で、一致モデルで4$\sigma$の張力で光度距離の測定値を取得します。
レンズ付き高速電波バーストによる宇宙ひもの検出
パルサータイミング観測から最近報告された相関する赤いノイズは、大統一エネルギースケールの近くの原始的な相転移の間に形成された宇宙ひもによって放出された確率的な重力波の兆候である可能性があります。残念ながら、宇宙ストリングの既知のプローブ、つまり宇宙マイクロ波背景放射の異方性と銀河系外銀河のストリングレンズ効果は、$G\mu=10^{-10}-10^{-7}$の低いストリング張力に対して十分な感度がありません。この推定信号を説明するために必要です。宇宙ひもによる高速電波バースト（FRB）の強い重力レンズ効果は、その範囲のひも張力値を調べるための潜在的に明白な手段であることを示します。文字列レンズの画像ペアは、同じ倍率とパリティを持ち、通常の時間遅延は$\sim10^2\、\、（G\、\mu/10^{-8}）^2$であると予想されます。秒。各FRBの固有のスペクトル指紋、および電波の電界の時系列の相関を検出する可能性により、ストリングレンズの解釈の検証が可能になります。超長基線干渉法（VLBI）観測は、画像ペアを空間的に解決し、画像の分離に基づいて弦張力の下限を提供できます。FRBレッドシフト分布のいくつかの異なるモデルについて、FRB検出数の関数としてFRBレンズレートを計算します。$\sim10^5$FRBを検出する調査は、次の調査CHORDの検出率の推定値と一致して、$G\mu\simeq10^{-の弦張力に対する強いレンズイベントを発見できることがわかりました。7}$。スクエアキロメートルアレイ（SKA）のフェーズ2などの大規模なFRB調査では、弦の張力に対する感度を$G\mu\simeq10^{-9}$に大幅に改善できる可能性があります。
次世代調査のための測光赤方偏移
測光赤方偏移は、銀河の進化と宇宙論の両方の研究に不可欠です。これらの赤方偏移は、分光法では多すぎるか弱い物体の分析を可能にするためです。ルービン天文台、ユークリッド、およびローマ宇宙望遠鏡は、前例のない領域範囲、波長範囲、および深さを備えた新世代の画像調査をまもなく提供します。これらのデータセットを最大限に活用するには、測光赤方偏移法のさらなる進歩が必要です。このレビューでは、次世代の調査への写真$z$の適用における改善の最大の共通の課題と展望に焦点を当てます：-$performance$の向上-つまり、個々の銀河の赤方偏移推定の精度-銀河の進化と宇宙論のいくつかのプローブの研究を大幅に強化することができます。-次世代の調査による宇宙論的測定には、$特性評価$の改善（つまり、個々の赤方偏移に不確実性が存在する場合の銀河の赤方偏移$分布$の正確な回復）が緊急に必要です。-これらの両方の目標を達成するには、高忠実度の写真-$z$を可能にする分光学的赤方偏移のサンプルの範囲と処理の改善も必要になります。次世代の調査の可能性を最大限に引き出すには、赤方偏移の分布の特性を現在の最先端技術と比較して約1桁改善する必要があり、さまざまな分野での進歩が必要です。測光赤方偏移法と必要な分光サンプルの収集が、近い将来の調査が完了するまでにどのように改善されるかについての投機的評価を提示することによって結論を下します。
宇宙の膨張を加速する暗黒セクターの宇宙定数（CC）の振る舞いからのわずかな偏差を研究するために、圧力パラメトリックモデルを提案しました。宇宙マイクロ波背景放射（CMB）異方性、バリオン音響振動（BAO）、Ia型超新星（SNIa）観測からのデータは、モデルパラメーターを制限するために適用されます。制約の結果は、そのようなモデルが$H_0$の張力にも苦しんでいることを示しています。このモデルをより物理的に実現するために、クインテセンスとファントムスカラー場を使用してモデルを再構築し、モデルが過去と現在のクインテセンスによって引き起こされる宇宙の加速を予測しているにもかかわらず、将来のある瞬間に、ダークエネルギーの密度が増加する傾向。
| Title |
Photometric_redshift_estimates_using_Bayesian_neural_networks_in_the_CSST_survey |
| Authors |
Xingchen_Zhou,_Yan_Gong,_Xian-Min_Meng,_Xuelei_Chen,_Zhu_Chen,_Wei_Du,_Liping_Fu_and_Zhijian_Luo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13696 |
銀河の測光赤方偏移（photo-$z$）は、弱い重力レンズ効果や銀河の角度クラスタリング測定などの宇宙論的研究において非常に重要です。この作業では、銀河フラックスと中国宇宙ステーション望遠鏡（CSST）によって取得されると予想される画像データの両方から、ベイズニューラルネットワーク（BNN）を使用して、写真$z$情報を抽出し、その確率的分布関数（PDF）を構築しようとします。）。模擬銀河画像は、ハッブル宇宙望遠鏡の調査用高度カメラ（HST-ACS）とCOSMOSカタログから生成され、CSSTの機器効果が慎重に考慮されています。そして、銀河フラックスデータは、アパーチャ測光を使用して銀河画像から測定されます。ベイズ多層パーセプトロン（B-MLP）とベイズ畳み込みニューラルネットワーク（B-CNN）を構築して、それぞれフラックスと画像からのPDFとともに写真$z$を予測します。B-MLPとB-CNNを組み合わせ、ハイブリッドネットワークを構築し、伝達学習技術を使用して、フラックスデータと画像データの両方を含めることの改善を調査します。写真の精度と外れ値の割合-$z$は、フラックスデータのみを使用してB-MLPで$\sigma_{NMAD}$=0.022と$\eta$=2.83％を達成でき、$\sigma_{NMAD画像データのみを使用するB-CNNの場合、}$=0.025および$\eta$=2.32％。ベイジアンハイブリッド転送ネットワークは、結果を$\sigma_{NMAD}$=0.021および$\eta$=1.62％に改善し、平均の不確実性が最も低く、最も信頼性の高い予測を提供できます。
最小限の仮定によるステージIV調査からの成長と拡大の履歴の共同再構築I：$ \Lambda$を超えるダークエネルギー
| Title |
Joint_reconstructions_of_growth_and_expansion_histories_from_stage-IV_surveys_with_minimal_assumptions_I:_Dark_Energy_beyond_$\Lambda$ |
| Authors |
R._Calder\'on,_B._L'Huillier,_D._Polarski,_A._Shafieloo_and_A._A._Starobinsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13820 |
次世代の（ステージIV）宇宙論的調査からの超新星、バリオン音響振動、および赤方偏移空間歪みデータを組み合わせて、$f_{\mathrmDE}（zのフォワードモデリングを使用して、大規模な赤方偏移までの拡張履歴を再構築することを目指します）=\rho_\mathrm{DE}（z）/\rho_\mathrm{DE、0}$ガウス過程（GP）を使用。データがほとんどまたはまったくない高赤方偏移で宇宙論的量を再構築するために、次の最小限の仮定を強制するGPへの新しいアプローチを採用します。a）私たちの宇宙論はフラットなフリードマン-ルマ\^itre-ロバートソン-ウォーカー（FLRW）宇宙;b）アインシュタイン・ド・シッター（EdS）宇宙は、大きな赤方偏移で得られます。これにより、再構築されたバックグラウンド拡張履歴から摂動成長履歴を再構築できます。さまざまなDEモデルを想定して、$\gtrsim2\sigma$の$\Lambda$CDMと区別するための再構築方法の機能を示します。
物質の速度プロファイルとボイド周辺のバイアスされたトレーサー
| Title |
Velocity_profiles_of_matter_and_biased_tracers_around_voids |
| Authors |
Elena_Massara,_Will_J._Percival,_Neal_Dalal,_Seshadri_Nadathur,_Sla{\dj}ana_Radinovi\'c,_Hans_A._Winther,_Alex_Woodfinden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.14120 |
ボイドの周りの銀河の速度プロファイルは、ボイド銀河相関関数を使用して行われる赤方偏移空間歪み（RSD）測定の重要な要素です。この論文では、シミュレーションを使用して、ボイドを見つけるために使用されるトレーサーの速度プロファイルが、これらのボイドの周りの暗黒物質の速度プロファイルと一致するかどうかをテストします。不一致が予想され、トレーサーが非常にまばらなボイドの内部で見つかります。ボイドの中心位置がスパーストレーサーの特定の実現とそれらの空間分布に相関している選択効果によって、この違いがどのように引き起こされるかについて説明します。次に、これはRSDボイド銀河相関分析に影響を与えます。トレーサーまたは物質速度プロファイルを使用して、実際の赤方偏移空間マッピングのジャコビアンを評価することにより、これを示します。速度プロファイルの20\％のオーダーの違いは、Jacobianでは数パーセントのオーダーの違いに変換されます。この小さな不一致は、ボイドトレーサー相関関数の単極子と四重極子に伝播し、現在の分析からの統計的不確実性のレベルで$f\sigma_8$の変化からのものと同等の大きさの変更を生成します。
GW $V$モードの異方性を使用したパリティ奇数バイスペクトルのプロービング
非自明なスクイーズドテンソルバイスペクトルは、インフレーション確率的重力波（GW）バックグラウンドの異方性につながる可能性があり、CMBに関して原始的な非ガウス性（NG）に対する代替の補完的なウィンドウを提供することはよく知られています。以前の研究では、GW$I$モードの異方性を介したパリティ-テンソルNGの検出の見通しが強調されています。この作業では、圧搾されたNGによるGW$V$モードの異方性によって運ばれる追加情報を初めて分析することにより、これを拡張します。GW$V$モードでは、パリティ奇数のスクイーズされた$\langle\rmtts\rangle$と$\langle\rmttt\rangle$バイスペクトルをプローブできることを示します。これらのバイスペクトルは、非線形レベルでパリティを破り、固体インフレーションに含まれるもののように、インフレーション中に代替の対称性の破れパターンを許可することによって導入できます。BBOのような実験を考慮すると、GW電力の短期的な拡張を必要とせずに、$V$モードの双極子でスクイーズされた$\langle\rmtts\rangle$パリティ奇数バイスペクトルの非ゼロ検出が可能であることがわかります。CMBによって設定された制約に対するスペクトル振幅。また、$V$-CMB相互相関の役割についても簡単に説明します。私たちの仕事はいくつかの方向に拡張することができ、次世代のGW実験における分極GW異方性の体系的な検索を動機付けます。
$ \ Lambda$CDM宇宙論を超えたプローブとしてのバイアストレーサー
| Title |
Biased_tracers_as_a_probe_of_beyond-$\Lambda$CDM_cosmologies |
| Authors |
Farbod_Hassani,_Julian_Adamek,_Ruth_Durrer,_Martin_Kunz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.14179 |
$\Lambda$CDMを超える宇宙モデルは、大規模なニュートリノや重力の変化を特徴とするモデルのように、$\Lambda$CDMベースラインと比較した場合、物質のパワースペクトルに特徴的な変化（スケール依存の抑制または強化）を示すことがよくあります。したがって、これらのモデルに対する制約は、大規模構造のクラスタリング統計でそのような特徴を検索することによって取得できると広く考えられています。しかし、分析に偏った物質のトレーサーを使用する場合、偏りは宇宙論にも依存するという事実によって状況は複雑になります。ここでは、トレーサーの選択が、$\Lambda$CDM宇宙論の2つの例、つまり大規模なニュートリノとクラスター化ダークエネルギー（$k$-エッセンス）の観測されたシグネチャにどのように影響するかを調査します。大規模な$N$-bodyシミュレーションからのハローカタログの赤方偏移空間パワースペクトルの単極子、四重極子、および六重極子のシグネチャを研究し、トレーサー質量などのローカル属性に基づく固定選択基準がほとんどの場合、信号。代わりに、トレーサーの選択が固定バイアスで行われた場合にのみ、完全な信号が回復されます。これは、宇宙論的モデルに意味のある制約を与えるために、バイアスパラメータを正確にモデル化または測定する必要性を強調しています。
LIMFAST。 I.線強度マッピング用の半数値ツール
| Title |
LIMFAST._I._A_Semi-Numerical_Tool_for_Line_Intensity_Mapping |
| Authors |
Llu\'is_Mas-Ribas,_Guochao_Sun,_Tzu-Ching_Chang,_Michael_O._Gonzalez,_Richard_H._Mebane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.14185 |
LIMFASTは、再電離の進行と線強度マッピング信号を自己無撞着に、大きな宇宙論的ボリュームにわたって、短い計算時間で計算するための半数値コードです。LIMFASTは、最新の銀河形成および進化モデルを実装することにより、21cmFASTコードを構築および拡張します。さらに、LIMFASTは、事前に計算された星の種族の合成と光イオン化の結果を利用して、銀河の特性の進化に続いて、赤方偏移に応じて変化する大規模な集団電離および線放出場を取得します。宇宙の再電離中の銀河における宇宙の星形成率、水素中性分率、および金属量の赤方偏移の進化に関するLIMFAST計算を示します。これは、現在の観測上の制約と一致しています。また、21cm線、Ly$\alpha$銀河間およびバックグラウンド放射、Ly$\alpha$、H$\alphaについて、赤方偏移を伴う平均信号と、さまざまな赤方偏移での自動パワースペクトルを表示します。$、H$\beta$、[OII]$3727$\r{A}、および[OIII]$5007$\r{A}星形成からの線放出。全体として、LIMFASTの結果は、他の強度マッピングモデルからの計算、特に再電離中の小さなハローの寄与を説明するモデルと一致しています。さらに、赤方偏移空間の歪み、局所的な光度と星形成の関係の使用、およびイオン化パラメータ値への線放出の依存性を考慮することの影響について説明します。LIMFASTは、広範囲の強度マッピング研究のための機知に富んだツールとなることを目指しており、さまざまな銀河の進化と再電離のシナリオおよび周波数を短時間で大量に探索できるようにします。
LIMFAST。 II。高赤方偏移銀河形成のプローブとしての線強度マッピング
| Title |
LIMFAST._II._Line_Intensity_Mapping_as_a_Probe_of_High-Redshift_Galaxy_Formation |
| Authors |
Guochao_Sun,_Llu\'is_Mas-Ribas,_Tzu-Ching_Chang,_Steven_R._Furlanetto,_Richard_H._Mebane,_Michael_O._Gonzalez,_Jasmine_Parsons,_A._C._Trapp |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.14186 |
宇宙の再電離（EoR）の時代は、銀河形成の夜明けへのユニークな窓を提供します。それを通して、高赤方偏移銀河は、それら自体と銀河間媒体への影響の両方を観察することによって研究できます。ライン強度マッピング（LIM）は、さまざまな位相で宇宙ガスを追跡する輝線の強度変動を測定することにより、宇宙の再電離とその駆動源を調査することを約束します。複数のEoRプローブのLIM信号を自己無撞着にシミュレートするように設計された新しい半数値ツールであるLIMFASTを使用して、フィードバック制御された星形成や化学濃縮など、銀河形成と進化理論の構成要素をマルチで研究する方法を調査します。-EoR中のトレーサーLIM。銀河スケールでは、星形成の法則と星形成に関連するフィードバックが、LIMパワースペクトルの形状と赤方偏移の進化の両方によって示される可能性があることを示しています。星形成を追跡する金属生成のベースラインモデルの場合、金属量に非常に敏感な線が一般に銀河形成モデルのより良いプローブであることがわかります。より大きなスケールでは、イオン化ガスと中性ガスのトレーサー間の相互相関からイオン化気泡サイズを推測するには、線の光度とハロ質量の関係を形作る天体物理学の詳細な理解が必要であることを示します。さまざまなモデリングと観測の課題にもかかわらず、広域のマルチトレーサーLIM調査は、銀河形成理論の基礎、特に銀河の低質量集団全体に統計的にアクセスすることによる星形成とフィードバックの相互作用について、重要な高赤方偏移テストを提供します。理想的な実験室として、新世代の望遠鏡による個々のソースの今後の調査を補完します。
可変チャプリギンガス：超新星と重力波の合併イベントからの制約
| Title |
Variable_Chaplygin_Gas:_Constraints_from_Supernovae_and_Gravitational_Wave_Merger_Events |
| Authors |
Ashley_Chraya,_Yuvraj_Muralichandran,_Geetanjali_Sethi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.14192 |
最新の観測データから、可変チャプリギンガスモデルの宇宙論的制約を調査します。タイプIa超新星（SNeIa）のSCPUnion2.1コンパイルデータセット、SNeIaのパンテオンサンプル、および重力波併合イベントのGWTC-3です。可変チャプリギンガスは、相互作用する暗黒物質と暗黒エネルギーのモデルであり、塵が支配的な時代から真髄が支配的な時代へと補間します。可変チャプリギンガスモデルは、Ia型超新星と重力合併データと互換性があることが示されています。パンテオンのサンプルを使用して、宇宙論的パラメーター$\Omega_m$と$n$に対してより厳しい制約を取得しました。パンテオンサンプルでマルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）法を使用すると、$\Omega_m$=0.104$\pm$0.027、n=0.435$\pm$0.232および$H_0$=70.453$\pm$0.331が得られます。GWTC-3では、$\Omega_m$=0.130$\pm$0.091、n=0.815$\pm$0.725、および$H_0$=69.359$\pm$1.753を取得します。
ディスクの主な惑星形成領域におけるガス対ダスト比の推定
原始惑星系円盤のガスと塵の量を測定することは、惑星形成研究における重要な課題です。ここでは、原始惑星系円盤のサンプルの最も内側の領域のダスト枯渇係数とガスとダストの相対質量面密度の新しいセットを提供します。これを行うには、恒星理論と、ディスクホストと散開星団の両方で観測された耐火性元素の存在量を組み合わせます。私たちの結果は、空間的に分解されたディスク観測から得られた結果とは独立しており、補完的です。
銀河系外起源の可能性のあるハロー星の周りの惑星発生率を制限する
| Title |
Constraining_the_Planet_Occurrence_Rate_around_Halo_Stars_of_Potentially_Extragalactic_Origin |
| Authors |
Stephanie_Yoshida,_Samuel_Grunblatt,_and_Adrian_Price-Whelan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13556 |
最近、他の星を周回する惑星の検索が拡大し、天の川の外にある銀河からの星が含まれるようになりました。TESSとガイアの調査では、測光情報と運動学的情報を組み合わせて、銀河系外起源の通過する惑星の候補を特定できます。ここでは、ガイアとTESSによって観測された、銀河系外起源の可能性が高いことを示唆する運動学を伴う1,080個の低光度赤色巨星分枝が惑星通過について検索されました。TESSデータの感度とトランジット検索の完全性を測定するために、トランジット注入回復テストが実行されました。公転周期が10日以下の木星よりも大きい惑星の注入された信号は、ケースの$\approx$44％で回収されました。このサンプルでは惑星通過は検出されませんでしたが、ホットジュピターの惑星発生の上限は0.52％であり、同様のホスト星の周りの惑星発生に関する以前の研究と一致しています。ハロー内の星は金属量が低い傾向があり、短期間の巨大惑星の発生は星の金属量と強く相関する傾向があるため、銀河円盤の人口と比較して、ハロー星のごく一部が通過調査で検出可能な惑星をホストすると予測します。したがって、既知の惑星発生傾向をハロー星の周りの潜在的な惑星検出に適用すると、銀河系外起源の惑星が検出される可能性が高い前に、ここで研究した星と同様のリズムと精度で$\gtrsim$7,000星を検索する必要があると予測します。これは、TESSおよびガイアミッションからの将来のデータリリースで可能になる可能性があります。
太陽系のスポールクレーター
岩石、氷、その他の脆性物質で形成された小さな高速衝突クレーターは、引張破壊（破片）によって形成された外側の広く浅い同心領域で構成され、より深い中央の小さな「ピット」クレーターを囲んでいます。地球上では、その「破砕クレーター」の形態は、直径数メートルを超えるクレーターでは存在しなくなります。それらは太陽系のクレーターでは一般的に認識されていませんが、小さなもろい小惑星のクレーターの問題である可能性があります。衝撃波スポールクレーターのプロセスの物理学を考慮し、それらのプロセスを太陽系の本体に適用するためのスケーリング法則を定式化します。私たちのスケーリングは、サイズに依存する引張破壊の重要な特徴を含む衝撃波伝播と引張破壊メカニズムの分析、および破砕クレーターの外側部分を形成するための破砕された材料のロフトにおける重力の役割に基づいています。強度レジームでのクレーターの既存のスケーリング法則を考慮し、破砕特徴が存在するか存在しない条件を導き出します。破片クレーターを生じさせる条件は、「強さ」レジームの明確なサブセットであり、クレーターの新しいサブレジームを形成していることがわかります。このレジームは、惑星のクレーターにとって非常に重要である可能性があることがわかります。実際、それは小さな岩石小惑星のすべてのクレーターを支配するかもしれません。これは、クレーターカウントの解釈と、岩が多い10〜100kmのオブジェクトに予想される表面効果に重要な影響を及ぼします。
きょしちょう座47星で短期間の亜恒星コンパニオンを形成する-II。密集した環境における惑星の軌道進化の解析式
| Title |
Forming_short_period_sub-stellar_companions_in_47_Tucanae_--_II._Analytic_expressions_for_the_orbital_evolution_of_planets_in_dense_environments |
| Authors |
Andrew_J._Winter,_Cathie_J._Clarke,_Giovanni_Rosotti,_Mirek_Giersz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13558 |
ホットジュピター（HJ）として知られる短期間の巨大な惑星が、ローカルフィールドスターの約$\sim1$パーセントで発見されました。HJを生成するために必要な内向きの移動は、原始円盤のトルクによる「低離心率」または「高離心率」（HEM）である可能性があります。後者は、高い軌道離心率を刺激することを含み、ホスト星との十分に近い通路を可能にして、惑星の循環潮汐を上げます。HEM中の高密度環境での動的遭遇の役割を定量化するための分析フレームワークを提示します。局所的な恒星密度と初期の準主軸$a_0$に応じて、遭遇がHEMを強化または抑制することができることを示します。中程度の密度の場合、外部摂動は、惑星が恒星の寿命にわたって循環することを可能にする大きな偏心を励起する可能性があります。非常に高密度では、これらの摂動は代わりに惑星の潮汐破壊を引き起こす可能性があり、したがってHJを生成しません。これは、M67でのHJの見かけの過剰と、47Tucでの見かけの不足に対するローカルフィールドスターの存在量との比較を説明している可能性があります。私たちの分析フレームワークを適用して、フィールドに似た初期の大規模な惑星集団の場合、47Tucでの予想されるHJ発生率は$f_\mathrm{HJ}=2.2\times10^{-3}$であり、一貫性が保たれていることを示します現在の制約があります。初期の惑星の人口が太陽の近隣の平均に類似しているという仮説に反論するために、球形クラスター内の星の将来の大規模な（サンプルサイズ$\gtrsim10^5$）または敏感な通過調査が必要です。このような調査で検出されなかった場合、惑星形成理論に幅広い影響があり、球状星団の惑星形成率は$a_0$の広い範囲で抑制されなければならないことを意味します。
原始的なH-He大気を伴う惑星の潜在的な長期居住可能条件
| Title |
Potential_long-term_habitable_conditions_on_planets_with_primordial_H-He_atmospheres |
| Authors |
Marit_Mol_Lous,_Ravit_Helled,_Christoph_Mordasini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13859 |
原始的なH-Heが支配的な大気を保持する冷たいスーパーアースは、液体の水を受け入れるのに十分暖かい表面を持つ可能性があります。これは、水素による赤外光の衝突誘起吸収（CIA）によるもので、圧力とともに増加します。しかし、そのような惑星の居住可能性の長期的な可能性はまだ調査されていません。ここでは、さまざまなコア質量、エンベロープ質量、および準主軸の惑星をシミュレートすることにより、この潜在的なエキゾチックな居住可能性の期間を調査します。質量が$\sim$1〜10$M_{\oplus}$の地球型惑星とスーパーアース型惑星は、半径距離が$\sim$2AUを超えると、最大5〜8Gyrの温帯表面状態を維持できることがわかります。必要なエンベロープの質量は$\sim10^{-4}\、M_{\oplus}$（地球よりも2桁大きい）ですが、（接近した場合）1桁小さくすることもできます。大きい（遠くにある場合）。この結果は、惑星の居住可能性の概念を再検討し、古典的な定義に関してより包括的にする必要があることを示唆しています。
リング状原始惑星系円盤における極端なペブル集積
| Title |
Extreme_Pebble_Accretion_in_Ringed_Protoplanetary_Discs |
| Authors |
Daniel_P._Cummins,_James_E._Owen_and_Richard_A._Booth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13866 |
数十から数百の地球質量の固体を含む軸対称のダストリングが、（サブ）ミリメートルのイメージングで原始惑星系円盤で観察されています。ここでは、ダストとガスの流体力学シミュレーションを通じて、大規模な（150M$_\oplus$）軸対称ダストトラップ内の惑星胚の成長を調査します。小石の降着による惑星胚の降着光度を考慮すると、周囲のガスへの熱フィードバックが高気圧性渦の形成につながります。渦は惑星の位置で形成されるため、これは惑星の成長に重大な影響を及ぼします。最初は惑星と同じ場所にある渦の中心で最大圧力に向かって塵が漂うため、急速な降着率が達成されます。、「渦支援」小石降着の明確な段階で。ディスクとの相互作用のために渦が惑星から分離すると、それは塵を蓄積し、惑星への降着を遮断します。渦によって媒介されるこの急速な降着は、$\approx$100M$_\oplus$の固体を含む惑星をもたらすことがわかります。渦の進化と、ダスト粒子がそのサイズの関数として最大圧力で蓄積する効率を追跡し、これが惑星の成長と原始惑星系円盤の形態に与える影響を調査します。。この極端な形成シナリオは、重元素で大幅に強化されていることが確認されている巨大惑星の起源である可能性があると推測しています。
$ z \ gtrsim 2 $でのHI吸収選択銀河におけるCO（1-0）放出のJansky超大型アレイ検出
| Title |
Jansky_Very_Large_Array_detections_of_CO(1-0)_emission_in_HI-absorption-selected_galaxies_at_$z_\gtrsim_2$ |
| Authors |
Balpreet_Kaur_(1),_Nissim_Kanekar_(1),_Marc_Rafelski_(2,3),_Marcel_Neeleman_(4),_J._Xavier_Prochaska_(5,6),_Mitchell_Revalski_(2)_((1)_National_Centre_for_Radio_Astrophysics,_India,_(2)_Space_Telescope_Science_Institute,_USA,_(3)_Johns_Hopkins_University,_USA,_(4)_Max_Planck_Institute_for_Astronomy,_Germany,_(5)_University_of_California,_Santa_Cruz,_USA,_(6)_Kavli_IPMU,_Japan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13518 |
CO（3-2）またはCO（4）で以前に特定された、$z\約2$での3つのHI吸収選択銀河からの赤方偏移CO（1-0）放出のカールG.-3）排出。DLAB1228-113からのCO（1-0）排出量を$z\approx2.1933$で検出し、DLAJ0918+1636を$z\approx2.5848$で検出します。これらは、高$z$HIで選択された銀河におけるCO（1-0）放出の最初の検出です。CO（1-0）を持つ2つのオブジェクトについて、高分子ガスの質量$\rmM_{mol}\approx10^{11}\times（\alpha_{\rmCO}/4.36）\M_\odot$を取得します。検出。これは、以前の見積もりよりも$\approx1.5-2$低い係数です。HIで選択された銀河で、$J=1$レベルr$_{J1}$に対する中間$-J$CO回転レベルの励起を初めて決定し、r$_{\rm31を取得します。}=1.00\pm0.20$およびr$_{\rm41}=1.03\pm0.23$（DLAJ0918+1636の場合）、r$_{\rm31}=0.86\pm0.21$（DLAB1228の場合）-113。これらの値は、$J=3,4$レベルの熱励起と一致しています。HIで選択された銀河の$J=3$レベルの励起は、$z\gtrsim2$の大規模な主系列銀河とサブmm銀河で見られるものと似ていますが、$zの主系列銀河よりも高くなっています。\approx1.5$;$z\gtrsim2$での銀河のより高い励起は、それらのより高い星形成率（SFR）の表面密度に起因する可能性があります。ハッブル宇宙望遠鏡広視野カメラ3イメージングを使用して、DLAB1228-113の残りのフレームの近紫外線放射を検出し、$4.44\pm0.47$M$_{\odot}$yr$^{-のNUVSFRを取得します。1}$は、全赤外線光度から得られたものよりも大幅に低く、$z\approx2.1933$銀河でのかなりの塵の消滅を示しています。
JWSTの半分析的予測-VI。シミュレートされたライトコーンと銀河団の予測
| Title |
Semi-analytic_forecasts_for_JWST_--_VI._Simulated_lightcones_and_galaxy_clustering_predictions |
| Authors |
L._Y._Aaron_Yung,_Rachel_S._Somerville,_Henry_C._Ferguson,_Steven_L._Finkelstein,_Jonathan_P._Gardner,_Romeel_Dav\'e,_Micaela_Bagley,_Gerg\"o_Popping,_Peter_Behroozi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13521 |
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）の試運転によって特徴づけられる高赤方偏移探査の新時代を見越して、観測プログラムの計画と解釈を支援するように設計された2セットの銀河カタログを提示します。フットプリントが約1,000sq。arcminに及ぶ、z=10までの銀河を含む40個の広視野ライトコーンのセットと、132sq。arcminのフットプリントを持ち、zまでの銀河を含む8個の超深度ライトコーンの新しいセットを提供します。最も深いJWST調査で到達すると予想されるマグニチュードまで12まで。これらの模擬ライトコーンは、散逸のないN体シミュレーションから抽出され、銀河形成のための確立された計算効率の高いサンタクルス半解析モデルを使用して銀河が配置されます。幅広い予測物性と、NIRCamや他の多くの機器からのシミュレートされた測光を提供します。これらのシミュレートされたライトコーンの銀河について、予測されたカウントと光度関数、および角度2点相関関数を調べます。また、複数の光円錐の実現を使用して、予測されたフィールド間の分散を調査します。これらのライトコーンは、0.2<z<7.5から観測されたクラスタリングの利用可能な測定値を非常によく再現していることがわかります。将来のJWST観測から得られる可能性のある、高赤方偏移での銀河団の予測を提供します。ここに示されているすべてのライトコーンは、Webベースのインタラクティブなデータリリースポータルを通じて利用できます。
z〜10銀河のディープスピッツァー/ IRACデータは青いバルマーブレイクカラーを明らかにします：宇宙論的時間の〜500Myrでの若い星の種族
| Title |
Deep_Spitzer/IRAC_Data_for_z~10_galaxies_Reveal_Blue_Balmer_Break_Colors:_Young_Stellar_Populations_at_~500_Myr_of_Cosmic_Time |
| Authors |
Mauro_Stefanon,_Rychard_J._Bouwens,_Ivo_Labb\'e,_Garth_D._Illingworth,_Valentino_Gonzalez,_Pascal_A._Oesch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13525 |
JWSTの科学活動の前に、残りの中央値-$z\sim10$銀河のUV+光学SEDにこれまでで最も深い制約を提示します。以前にGOODSフィールド全体で識別された4つの堅牢な$J_{125}$ドロップアウトに基づいてスタックを構築しました。アーカイブHST/WFC3データと、GREATSプログラムの完全な深さのスピッツァー/IRACモザイクを使用しました。これは、これまでの$\sim3-5\mu$mで最も深いカバレッジです。SEDの最も注目すべき機能は、青色のIRAC$[3.6]-[4.5]=-0.18\pm0.25$等の色です。また、ほぼ平坦な$H_{160}-[3.6]=0.07\pm0.22$等色で、UV勾配$\beta=-1.92\pm0.25$に対応しています。これは以前の研究と一致しており、ほこりの吸収が最小限であることを示しています。観測された青いIRACカラーとSEDフィッティングは、$z\sim10$銀河が非常に若い（数$\times10$Myr）星の種族を持ち、最後の$\lesssim160$Myr（$2\sigma$）。エキサイティングな結果ですが、SEDの不確実性が大きすぎるため、$z\sim10$銀河の星雲の連続体の存在に強い制約を課すことができません（青い$[3.6]-[4.5]で示唆されているように）。<0$等色）。結果として得られるsSFRは、暗黒物質ハローの特定の降着率と一致しており、そのような初期の時代に非常に限られた進化を示す星形成効率を示しています。
アレシボギャラクシー環境調査（AGES）XI：拡張されたAbell1367フィールド。調査対象量のデータカタログとHI国勢調査
| Title |
The_Arecibo_Galaxy_Environment_Survey_(AGES)_XI:_the_expanded_Abell_1367_field._Data_catalogue_and_HI_census_over_the_surveyed_volume |
| Authors |
Boris_Deshev,_Rhys_Taylor,_Robert_Minchin,_Tom_C._Scott,_Elias_Brinks |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13533 |
多くの銀河の特性は、銀河が埋め込まれている環境と相関することが知られています。それらの冷たい中性ガス含有量は、通常21cmHIの観測によって評価され、星形成の基礎となる燃料であるため、他の多くの銀河の特性に関連しています。その高感度と広い空の範囲により、ブラインドアレシボ銀河環境調査（AGES）調査は、ボイドから大規模なクラスターのコアまで、幅広い環境における銀河のHI特性の調査に大幅な改善をもたらします。ここでは、マージクラスターAbell1367およびクラスターを取り巻く大規模構造（LSS）に向けて約44000Mpc$^{3}$のHI国勢調査をcz=20000km/sまで提示します。調査は、ビームを満たす放射と10km/sの線幅に対して、N$_{HI}$=1.5x10$^{17}$cm$^{-2}$の列密度まで感度が高くなります。おおよその質量感度限界として、M$_{HI}$=2.7x10$^{8}$M$_{\odot}$を含むA1367のメンバー（92Mpcの距離）が上部に分布しています-幅50km/sの帽子プロファイルは、4$\sigma$で検出されます。結果は、ボロノイ-ドロネー法に基づいて局所銀河密度を推定するために使用するSDSSからの光学分光データと組み合わせて分析されます。合計で457個のHIソースが検出され、そのうち213個がAGES調査によって初めて検出され、そのうち134個がこの記事で初めて検出されました。225の検出がクラスター内にあり、232が調査対象の残りのボリューム内にあります。ここでは、HI検出の完全なカタログと、光学式を含むそれらの基本的な特性を示します。クラスターと前景および背景のLSSの違いに焦点を当て、地球環境に関係なく、HIで検出された割合（およびHIの不足）と局所的な銀河密度との継続的な相関関係を明らかにします。
個々の星のフィードバックを伴う高赤方偏移での星形成塊のサブパーセク解像度宇宙論的シミュレーション
| Title |
Sub-parsec_resolution_cosmological_simulations_of_star-forming_clumps_at_high_redshift_with_feedback_of_individual_stars |
| Authors |
F._Calura_(1),_A._Lupi_(2,3),_J._Rosdahl_(4),_E._Vanzella_(1),_M._Meneghetti_(1),_P._Rosati_(5),_E._Vesperini_(6),_E._Lacchin_(1,7),_R._Pascale_(1),_R._Gilli_(1)_((1)_INAF-Osservatorio_di_Astrofisica_e_Scienza_dello_Spazio,_Bologna,_Italy,_(2)_Universita'_di_Milano-Bicocca,_Italy,_(3)_INFN,_Sezione_di_Milano-Bicocca,_Italy,_(4)_CNRS,_Centre_de_Recherche_Astrophysique_de_Lyon,_France,_(5)_Universita'_di_Ferrara,_Italy,_(6)_Indiana_University,_USA,_(7)_Universita'_di_Bologna,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13538 |
重力レンズのおかげでz=6.14で検出された、非常にかすかな、非常に拡大された星形成星の塊をモデル化することを目的とした、サブPC解像度の新しい一連のズームイン宇宙論的シミュレーションを紹介します。シミュレーションには、恒星の初期質量関数の確率的で直接的なサンプリングによって生成された、個々の大質量星（超新星前と超新星の両方の段階）からのフィードバックが含まれます。非常に高密度のガス（n〜10^3-10^5cm^{-3}）で個々の星によって注入されたエネルギーの人工的な放射損失を防ぐために特別に作成された、修正された「遅延冷却」フィードバックスキームを採用しています。星形成が発火する場所は、10^5cm^{-3}のオーダーの最大密度と、局所的な乱流領域の値に対応する圧力P/k>10^7K/cm^3によって特徴付けられます。最も密度の高い恒星の集合体が形成されます。z=6.14での全恒星質量は3.4x10^7M_sunであり、観測されたシステムの観測された恒星質量と十分に一致しています。最も質量の大きい塊の質量は約10^6M_sunで、半質量のサイズは約100pcです。これらのサイズは、レンズ付きの高赤方偏移の塊の他のサンプルも含めて、観測されたものよりも大きく、観測されたものより1桁低い平均密度を意味します。サイズ-質量平面では、私たちの塊は、観測された高赤方偏移の塊と局所的なdSph銀河の中間のシーケンスに存在します。
クールコアクラスターAbell〜980で発見された超急峻なスペクトルの拡散電波源の解読
| Title |
Deciphering_the_ultra-steep_spectrum_diffuse_radio_sources_discovered_in_the_cool-core_cluster_Abell~980 |
| Authors |
Sameer_Salunkhe,_Surajit_Paul,_Gopal-Krishna,_Satish_Sonkamble,_and_Shubham_Bhagat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13550 |
銀河団は、銀河核の繰り返し核活動を研究するための優れた実験室です。なぜなら、それらの高温のガス状媒体は、より良い閉じ込めによってそれらの電波ローブの検出可能性を大幅に延長できるからです。ここでは、{\it{Chandra}}X線とGMRT（150および325MHz）およびEVLA（1.5GHz）の無線アーカイブデータの分析に基づいて、まばらに研究された銀河団Abell980のマルチバンド研究を報告します。、異常に豊富な現象学を明らかにします。これは、$T\sim6.8$keVの高温で広範な銀河団ガス（ICM）に囲まれた、クールなコア（$T\sim4.2$keV）を備えた準緩和クラスターであることが示されています。電波放射は豊富な多様性を示し、（i）ICMの反対側の端まで伸びる超急峻なスペクトル（USS）の2つの大きな拡散源を持ち、それぞれがX線の明るさの不連続性（寒冷前線）に関連付けられています。（ii）明るいラジオ-中央のBCGと一致するサイズ$\sim55$kpcの2倍、および（iii）拡散電波源、おそらく巨大な楕円体の恒星ハローを所有するBCGの周りのサイズ$\sim110$〜kpcのミニハロー範囲$\sim80$〜kpcの。寒冷前線と、クールコアクラスター内の2つの高度に老朽化した（〜260Myr）USSソースとの関連付けにより、非常にまれなシステムになっています。これらのUSSソースは、おそらくBCGでのジェット活動の前のエピソードからのラジオローブであり、X線ハローの周辺に向かって活発に駆動され、それによって寒冷前線を作成します。このクラスターのより深い電波画像は、最近提案された代替モデルを検証するまれな機会を提供する可能性があります。
大規模な若い恒星バイナリW3IRS5に向けたCOの高分解能Mバンド分光法
| Title |
High-Resolution_M-band_Spectroscopy_of_CO_towards_the_Massive_Young_Stellar_Binary_W3_IRS5 |
| Authors |
Jialu_Li,_Adwin_Boogert,_Andrew_G._Barr,_Alexander_G._G._M._Tielens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13638 |
この論文では、大規模なバイナリ原始星W3IRS5に近い高温分子ガスのiSHELL/IRTFを使用した4.7$\mu$mでの高スペクトル分解能（$R$=88,100）分光法の結果を示します。バイナリは空間的に分解され、2つのソース（MIR1とMIR2）のスペクトルが初めて同時に取得されました。数百の$^{12}$CO$\nu$=0-1、$\nu$=1-2行、および$^{12}$COの同位体の$\nu$=0-1遷移は吸収で検出され、雲の速度$v_{LSR}=-$38km/sと比較してブルーシフトされます。速度プロファイルから運動学的コンポーネントを分解および識別し、回転図と成長曲線分析を適用して、それらの物理的特性を決定します。同定されたコンポーネントの温度とカラム密度は、それぞれ30$-$700Kと10$^{21}-$10$^{22}$cm$^{-2}$の範囲です。成長曲線分析では、2つのシナリオを検討しています。ほとんどのコンポーネントの吸収を十分に再現する、部分的なカバーファクターを備えた前景スラブを想定しています。もう1つは、鉛直方向に外向きに温度が下がる星周円盤を想定しており、すべての高温成分の吸収を再現します。識別されたコンポーネントの物理的な起源は、前景エンベロープ（$<$100K）、Jショック後の領域（200$-$300K）、および星周円盤上の塊状構造（$\sim$600K）に起因すると考えられます。Jショック起源のコンポーネントは、同じ地域のウォーターメーザースポットに類似しており、移動方向に沿ったウォーターメーザーの物理的情報を補完していることを提案します。
散開星団の化学的存在量とマッピング調査：VI。 APOGEEDR17からの銀河化学勾配分析
| Title |
The_Open_Cluster_Chemical_Abundances_and_Mapping_Survey:_VI._Galactic_Chemical_Gradient_Analysis_from_APOGEE_DR17 |
| Authors |
Natalie_Myers,_John_Donor,_Taylor_Spoo,_Peter_M._Frinchaboy,_Katia_Cunha,_Adrian_M._Price-Whelan,_Steven_R._Majewski,_Rachael_L._Beaton,_Gail_Zasowski,_Julia_O'Connell,_Amy_E._Ray,_Dmitry_Bizyaev,_Cristina_Chiappini,_D._A._Garc\'ia-Hern\'andez,_Doug_Geisler,_Henrik_J\"onsson,_Richard_R._Lane,_Pen\'elope_Longa-Pe\~na,_Ivan_Minchev,_Dante_Minniti,_Christian_Nitschelm,_A._Roman-Lopes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13650 |
散開星団の化学的存在量とマッピング（OCCAM）調査の目標は、数百の散開星団の星の赤外線スペクトルの大規模で包括的で均一なデータセットの構築と分析によって、主要な銀河の動的および化学的進化パラメーターを制約することです。OCCAM調査からのこの6番目の貢献は、150個の散開星団の星のサンプルのSDSS/APOGEEデータリリース17（DR17）の結果の分析を示しています。そのうち、94個は色の外観に基づいて「高品質」と指定しています。マグニチュード図。APOGEEDR17から導出された[Fe/H]値は、以前の高解像度の散開星団の存在量研究の値とよく一致していることがわかります。高品質のサンプルのサブセットを使用して、銀河の存在量の勾配を16回測定しました。ガラクトセントリック半径（$R_{GC}$）とガイド中心半径（$R_{Guide}$）の両方の[Fe/H]を含む化学元素。全体的な銀河[Fe/H]対$R_{GC}$6<R_{GC}<11.5$kpcの範囲で$-0.073\pm0.002$dex/kpcの勾配があり、[Fe/H]と$R_{Guide}$の範囲で同様の勾配が見られます。重要O、Mg、S、Ca、Mn、Na、Al、K、Ceについても銀河の存在量の勾配が見られます。さらに、私たちの大きなサンプルにより、勾配の進化を調べることができます。残りの15個の要素の4つの年齢ビンのts。
X線ジェットの起源の調査：4つのハイブリッド形態のMOJAVEブレーザーの事例研究
| Title |
Investigating_the_origin_of_X-ray_jets:_A_case_study_of_four_hybrid_morphology_MOJAVE_blazars |
| Authors |
Biny_Sebastian,_Preeti_Kharb,_Matthew_L._Lister,_Herman_L._Marshall,_Christopher_P._O'Dea,_and_Stefi_A._Baum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13665 |
以前は無線形態の観点から「ハイブリッド」（FRI/II）ブレーザーとして分類されていたが、総無線電力ではない4つのMOJAVEブレーザーについて、チャンドラ、HST、およびVLAの観測を実施しました。この研究の動機は、ジェットのX線放出メカニズムを決定することです。これらはFRIジェットとFRIIジェットでは異なります。2つのブレーザーで十分なSNRのX線ジェット放射を検出しました。PKS0215+015およびTXS0730+504。これらのソースのジェット領域からの広帯域放射のスペクトルエネルギー分布（SED）モデリングを実行し、HST光学およびIRデータから得られた深い上限のために単一のシンクロトロン放射モデルが除外されることを発見しました。IC-CMBモデルは、極端なジェットパラメータを必要としますが、両方の線源でX線ジェット放射を再現できます。私たちの両方のソースは無線電力のようなFRIIを持っており、私たちの結果は、X線ジェットの放出メカニズムを決定する上で無線電力がFR形態よりも重要であることを示唆する以前の研究と一致しています。
z〜7の巨大銀河の構造と運動学
| Title |
Structure_and_kinematics_of_a_massive_galaxy_at_z_~_7 |
| Authors |
A._C._Posses,_M._Aravena,_J._Gonz\'alez-L\'opez,_R._J._Assef,_T._Lambert,_G._C._Jones,_R._J._Bouwens,_D._Brisbin,_T._D\'iaz-Santos,_R._Herrera-Camus,_C._Ricci,_and_R._Smit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13770 |
高赤方偏移銀河のレストフレームUV放射の観測は、銀河形成の初期段階が乱れた構造を伴うことを示唆しています。冷たい星間物質を画像化することで、銀河の集合に関連する運動学のユニークなビューを提供できます。この論文では、z=6.8076での通常の星形成銀河COS-2987030247の冷イオン化ガスの空間分布と運動学を分析しました。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ。これらの観測により、[CII]とレストフレームUV放射の空間分布と拡張を比較し、3DBaroloを使用して[CII]ラインデータキューブをモデル化し、[CII]の光度と星形成率を測定することができました（SFR）銀河サブ領域の表面密度。このシステムは、主要な中央ソース、より暗い北の延長線、および10kpc離れた場所にある候補[CII]コンパニオンで構成されていることがわかります。同様のレストフレームUVと[CII]の空間分布が見つかり、[CII]の放出が星形成領域から発生していることを示唆しています。UVと[CII]表面輝度放射状プロファイルの間の一致は、主要な銀河成分における拡散した、拡張された[CII]放射を除外します。[CII]速度マップは、回転円盤銀河で一般的に見られるように、秩序だった運動を示唆する南北方向の速度勾配を明らかにします。しかし、コンパクトな合併シナリオを除外するには、より高解像度の観察が必要になります。私たちのモデルは、平均速度分散が低く、$\sigma$<30kms$^{-1}$であることを示しています。この結果は、高赤方偏移銀河の観測と半解析モデルからの期待値よりも低い分散を意味します。COS-2987030247は、短期間の安定性を経験している回転ディスクの候補であり、後で降着源によって摂動される可能性があると主張します。
回転測定構造は、小規模な磁気変動のプローブとしての高次ステンシルで機能し、大マゼラン雲と大マゼラン雲への応用
| Title |
Rotation_measure_structure_functions_with_higher-order_stencils_as_a_probe_of_small-scale_magnetic_fluctuations_and_its_application_to_the_Small_and_Large_Magellanic_Clouds |
| Authors |
Amit_Seta,_Christoph_Federrath,_Jack_D._Livingston,_and_N._M._McClure-Griffiths |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13798 |
磁場と乱流は、星形成銀河の星間物質（ISM）の重要な要素です。小規模なISM磁場（乱流駆動スケールよりも小さいスケールの磁場）の特性を測定することは困難です。数値シミュレーションを使用して、2次回転測定（RM、熱電子密度、$n_{\rme}$、および磁場、$b$に依存）構造関数が小規模の特性をどのようにプローブできるかを示します。$b$。次に、その結果を大マゼラン雲と大マゼラン雲（SMCとLMC）の観測に適用します。まず、ガウスランダム$b$を使用して、RM構造関数が平坦になる特性スケールが相関長$b$にほぼ等しいことを示します。また、構造関数の傾きを正確に推定するには、高次のステンシル（一般的に使用される2点ステンシルよりも多い）を使用してRM構造関数を計算する必要があることも示します。次に、既知のパワースペクトルを持つガウスランダム$b$と対数正規$n_{\rme}$を使用して、$b$、$n_{\rme}$のパワースペクトルの傾きと、RM。これらの結果をSMCとLMCに適用し、小規模な$b$の次のプロパティを推定します。相関長（SMCの場合は$160〜\pm21〜{\rmpc}$、$87〜\pm〜17〜{\rmpc}$（LMCの場合）、強度（$14〜\pm2〜\mu{\rmG}$（SMCの場合）および$15〜\pm3〜\mu{\rmG}$）、および勾配磁気パワースペクトルの（SMCの場合は$-1.3〜\pm〜0.4$、LMCの場合は$-1.6〜\pm〜0.1$）。また、$n_{\rme}$は、推定された$b$相関スケールにわたって実質的に一定であることがわかります。
星のRプロセス要素の化学的進化（CERES）。 I.NaからZrまでの恒星パラメータと化学的存在量
| Title |
Chemical_Evolution_of_R-process_Elements_in_Stars_(CERES)._I._Stellar_parameters_and_chemical_abundances_from_Na_to_Zr |
| Authors |
Linda_Lombardo_(GEPI),_Piercarlo_Bonifacio_(GEPI),_Patrick_Fran\c{c}ois_(GEPI),_Camilla_J_Hansen,_Elisabetta_Caffau_(GEPI),_Michael_Hanke_(ZAH),_{\'A}sa_Sk\'ulad\'ottir,_Almudena_Arcones,_Marius_Eichler,_Moritz_Reichert,_Athanasios_Psaltis,_Andreas_J_Koch_Hansen_(ARI),_Luca_Sbordone_(ESO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13836 |
目的。星のRプロセス元素の化学進化（CERES）プロジェクトは、金属の少ない星（[Fe/H]<-1.5）のサンプルの均一な分析を提供することを目的としています。52個の巨星のサンプルについて、星のパラメーターとZrまでの元素の化学的存在量を示します。方法。高い信号対雑音比のUVESスペクトルのサンプルに依存しました。ガイア測光と視差から恒星パラメータを決定しました。化学物質の存在量は、スペクトル合成とモデル雰囲気を使用して導き出されました。結果。Na、Mg、Al、Si、Ca、Sc、Ti、V、Cr、Mn、Fe、Co、Ni、Cu、Zn、Sr、Y、Zrの18元素の26種の化学的存在量を測定しました。いくつかの星について、Si、Sc、Mn、Zrなどの中性種とイオン化種の両方を測定することができました。[Fe/H]<=-2.5の星のCuの測定数を約2倍にしました。サンプルの均質性により、2つのZnに富む星（[Zn/Fe]〜+0.7）、1つはrに富み、もう1つはrに乏しい星の存在を強調することができました。[Zn/Fe]対[Ni/Fe]平面に2つの分岐が存在することを報告し、[Zn/Fe]分岐が高いのは極超新星元素合成の結果であることを示唆しています。特異な光中性子捕獲存在量パターンを持つ2つの星を発見しました：CES1237+1922（BS16085-0050としても知られています）。これは、サンプル内の他の星に対してSr、Y、およびZrで約1dex不足しています。CES2250-4057（HE2247-4113としても知られています）。これは、YおよびZrの結論に関してSrが約1デックス過剰であることを示しています。データセットの品質が高いため、ほとんど検出できないイオンを測定できました。これは、局所的な熱力学的平衡および流体力学的効果からの偏差を考慮に入れた線形成計算の開発におけるガイダンスを提供することができます。
インフォールシグネチャーを備えた分子塊とコアのカタログ
落下運動の研究は、分子雲のダイナミクスと星形成の初期過程を研究するための一般的な手段です。多くの研究が、落下に関する詳細な研究を行ってきました。1994年以降の分子雲の落下研究に関連する文献を検索し、著者によって特定された落下源を要約しました。合計456の落下源がカタログ化されています。それらを高質量源と低質量源に分類します。高質量源は、前星、原始星、{H\small\hspace{0.1em}II}領域の3つの進化段階に分けられます。ソースをサイズに応じてクランプとコアに分割します。H$_2$列密度の値の範囲は1.21$\times$10$^{21}$から9.75$\times$10$^{24}$cm$^{-2}$で、中央値は4.17です。$\times$10$^{22}$cm$^{-2}$。高質量源と低質量源のH$_2$カラム密度は大幅に分離されています。高質量の塊の落下速度の中央値は1.12kms$^{-1}$であり、低質量のコアの落下速度は事実上すべて0.5kms$^{-1}$未満です。進化のさまざまな段階の間に明らかな違いはありません。低質量コアの質量落下率は、10$^{-7}$から10$^{-4}$M$_{\odot}\text{yr}^{-1}$の間であり、高質量の塊は10$^{-4}$から10$^{-1}$M$_{\odot}\text{yr}^{-1}$の間ですが、1つだけ例外があります。大量の落下率が進化の段階によって変化することはわかりません。
XXL-HSC：初期宇宙におけるAGN活動と星形成の間のリンク（$ z \ geqslant3.5 $）
| Title |
XXL-HSC:_The_link_between_AGN_activity_and_star_formation_in_the_Early_Universe_($z\geqslant3.5$) |
| Authors |
E._Pouliasis,_G._Mountrichas,_I._Georgantopoulos,_A._Ruiz,_R._Gilli,_E._Koulouridis,_M._Akiyama,_Y._Ueda,_C._Garrel,_T._Nagao,_S._Paltani,_M._Pierre,_Y._Toba_and_C._Vignali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13935 |
この研究では、初期宇宙における活動銀河核のホスト銀河の星形成率を調査することを目的としました。この目的のために、$\rmz\で149個の発光（$\rmL_{2-10keV}>10^{44}\、erg\、s^{-1}$）X線AGNのサンプルを作成しました。geq3.5$は、深度と観測領域が異なる3つのフィールドで選択されました（ChandraCOSMOSLegacyサーベイ、XMM-XXLNorth、eFEDS）。X線から遠赤外線までの利用可能な多波長測光を使用して、スペクトルエネルギー分布（SED）を構築しました。次に、X-CIGALESEDフィッティングアルゴリズムを使用して、恒星の質量、M$_{*}$、およびAGNのSFRを推定しました。いくつかの品質基準を適用した後、89のhigh-zソースになりました。X線サンプルの半分以上（55\％）に分光学的赤方偏移があります。私たちの分析に基づくと、私たちの高zX線AGNは、中央値$\rmM_{*}=5.6\times10^{10}〜M_\odot$および$\rmSFR_{*}\approx240\の銀河に生息しています。M_\odotyr^{-1}$。高z源の大部分（$\sim89$\％）は、星形成銀河の主系列星（MS）の内側または上にありました。MS銀河のSFRに対するAGNのSFRの比率として定義される正規化されたSFR$\rmSFR_{NORM}$の推定は、AGNのSFRが非AGN星形成システム。私たちの結果をより低い赤方偏移での以前の研究と組み合わせて、$\rmSFR_{NORM}$が赤方偏移とともに進化しないことを確認しました。エディントン比のトレーサーとして使用できる特定のBHAR（つまり、$\rmL_X$を$\rmM_{*}$で割ったもの）、$\rm\lambda_{BHAR}$を使用すると、次のことがわかりました。MSの内側または上にあるAGNの大部分は、MSの下のソースと比較して高い比降着率を持っています。最後に、最も大規模なAGNホスト銀河（$\rmlog\、（M_{*}/M_\odot）>10^{11.5-12}$）のSFRがMの関数としてほぼ一定のままであるという兆候を発見しました。$_*$、MS星形成銀河のSFRと一致。
おとめ座銀河団の若い、青い、孤立した恒星系。 I.2次元光学分光法
| Title |
Young,_blue,_and_isolated_stellar_systems_in_the_Virgo_Cluster._I._2-D_Optical_spectroscopy |
| Authors |
M._Bellazzini,_L._Magrini,_M.G._Jones,_D.J._Sand,_G._Beccari,_G._Cresci,_K._Spekkens,_A._Karunakaran,_E.A.K._Adams,_D._Zaritsky,_G._Battaglia,_A._Seth,_J.M._Cannon,_J._Fuson,_J.L._Inoue,_B._Mutlu-Pakdil,_P._Guhathakurta,_R._Munoz,_P._Bennet,_D._Crnojevic,_N._Caldwell,_J._Strader,_E._Toloba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13971 |
MUSE@VLTで得られたパノラマ光学分光法を使用して、おとめ座銀河団に向かう5つの候補となる非常に孤立した低質量星形成領域（以下、青の候補、BC）の性質を調査します。5つのうち4つ（BC1、BC3、BC4、BC5）は、いくつかのHII領域をホストし、おとめ座銀河団の一部と完全に互換性のある視線速度を持っていることがわかります。確認されたすべての候補は、それらの恒星の質量から予想されるものを大幅に超える平均金属量を持っており、それらがより大きな銀河から剥ぎ取られたガスに由来することを示しています。要約すると、これらの4つの候補は、プロトタイプシステムSECCO1の特性を共有しており、銀河団内のガスの複雑なデューティサイクルに密接に関連する新しいクラスの恒星システムの出現の可能性を示唆しています。これらのオブジェクトの性質と進化に関する徹底的な議論は、コンパニオンペーパーに示されています。ここでは、MUSEデータから得られた結果が、ハッブル宇宙望遠鏡（光学）および超大型アレイ（HI）の観測によって補完されています。
M101における星団の形成と進化：レガシー銀河系外UV調査による調査
| Title |
Star_Cluster_Formation_and_Evolution_in_M101:_An_Investigation_with_the_Legacy_Extragalactic_UV_Survey |
| Authors |
S._T._Linden,_G._Perez,_D._Calzetti,_S._Maji,_M._Messa,_B._C._Whitmore,_R._Chandar,_A._Adamo,_K._Grasha,_D._O._Cook,_B._G._Elmegreen,_D._A._Dale,_E._Sacchi,_E._Sabbi,_E._K._Grebel,_L._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13972 |
レガシー銀河外UV調査（LEGUS）の一環として、近くのグランドデザイン渦巻銀河M101のハッブル宇宙望遠鏡WFC3/UVIS（F275W、F336W）およびACS/WFC光学（F435W、F555W、およびF814W）観測を紹介します。少なくとも4つのバンドで検出されたコンパクトなソースは、人間の専門家と畳み込みニューラルネットワークStarcNetの両方によって分類されました。人間の専門家は、2,351個の最も明るい星団を分類し、$N_{c}=965$星団を取得しました。M101を含まないLEGUSデータで訓練されたStarcNetは、4つのバンドで検出された4,725のソースすべてを分類し、$N_{c}=2,270$の星団を取得しました。結合されたカタログは、M101のコンパクト星団のこれまでで最も完全な国勢調査を表しています。視覚的分類とML分類の両方を備えた2,351のソースの場合、StarcNetは人間の分類を高レベルの精度（$\sim80-90\％$）で再現できることがわかります。これは、LEGUSの人間の分類器。導出されたクラスター年齢分布は、クラスター質量$に対して$10^{7}<\tau<10^{8.5}$yrを超える$dN/d\tau\propto\tau^{-0.45\pm0.14}$の破壊率を意味します。\geq10^{3.55}M_{\odot}$（M101の中央領域）および$dN/d\tau\propto\tau^{-0.02\pm0.15}$クラスター質量$\geq10^{3.38}銀河の北西部にあるM_{\odot}$。私たちが回復する傾向は、他の近くのスパイラル（M51など）やスターバーストの傾向よりも弱く、星間物質の密度が低いM101環境と一致しており、中央、南東、およびM101の北西部。
銀河団Abell2199でほぼ真っ直ぐなスロッシングをシミュレートする
| Title |
Simulating_nearly_edge-on_sloshing_in_the_galaxy_cluster_Abell_2199 |
| Authors |
Rubens_E._G._Machado,_Tatiana_F._Lagan\'a,_Gilvan_S._Souza,_Anderson_Caproni,_Abra\~ao_S._R._Antas,_Elvis_A._Mello-Terencio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.14127 |
銀河団間の軸外衝突は、スロッシングの現象を引き起こし、高密度ガスが銀河団の冷たいコアから引きずり出され、X線放射のスパイラルを引き起こす可能性があります。Abell2199は、そのコアにスロッシングの兆候を示しており、衝突の軌道面がほぼ真正面から見られている可能性があります。Abell2199の特徴が、大きな傾斜角の下で見られるスロッシングスパイラルによって説明できるかどうかを評価することを目的としています。これに対処するために、$M_{200}=1.6\times10^{13}\、{\rmM_{\odot}}$の銀河群との非正面衝突の調整された流体力学的$N$体シミュレーションを実行します。。グループが0.8Gyr前にメインクラスターコアを通過し、ペリセントリック分離が292kpcである適切なシナリオが得られます。温度マップと、シミュレートされたX線放射に適合した$\beta$モデルからの残差から良好な一致が得られます。$i=70^{\circ}$の傾きの下で、シミュレーション結果は観測結果と一致していることがわかります。
赤外線放射フィードバックは、星団の形成や駆動風を調節しません
| Title |
Infrared_Radiation_Feedback_Does_Not_Regulate_Star_Cluster_Formation_or_Drive_Winds |
| Authors |
Shyam_H._Menon,_Christoph_Federrath,_Mark_R._Krumholz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.14190 |
ダストカラムが光学的に厚い赤外線（IR）光子である、巨大な自己重力雲における星団の形成と進化の3D放射流体力学（RHD）シミュレーションを紹介します。\texttt{VETTAM}（VariableEddingtonTensor（VET）クロージャーを使用する最近開発された新しいRHDアルゴリズム）を使用して、雲を通過するIR放射輸送をモデル化します。また、シミュレーションでは現実的な温度（$T$）に依存するIR不透明度（$\kappa$）を使用し、一定のIR不透明度または簡略化されたべき乗則（$\kappa\proptoT^2）を使用したこの領域での以前の作業を改善します。$）。これらのIR光子の放射圧が雲の星形成効率（SFE）に与える影響と、ほこりっぽい風を駆動する可能性について調査します。非常に高いガス表面密度（$\Sigma>10^5M_{\odot}\、\mathrm{pc}^{-）でも、IR放射圧は星形成を調整したり、星団への降着を防ぐことができないことがわかります。2}$）、最近の半解析的予測およびダスト不透明度の簡略化された処理を使用したシミュレーション結果とは対照的です。一般的に採用されている$\kappa\proptoT^2$または一定の$\kappa$のIRダスト不透明度の簡略化は、これらの近似が放射力を過大評価しているため、この不一致につながることがわかります。対照的に、塵の微物理を考慮した現実的な不透明度では、星形成に対するIR放射圧の影響は、塵とガスの比率が非常に高い場合でも非常に穏やかであることがわかります（$\sim3$太陽の倍）、それがISMの星形成を制御する上で重要なフィードバックメカニズムである可能性は低く、銀河風の発射にも効果がない可能性が高いことを示唆しています。
白色矮星の潮汐破壊現象における熱核開始の解像度研究
中間質量（$10^3M_\odot$）ブラックホールによる、潮汐によって破壊された白色矮星の熱核爆発の開始を研究します。開始メカニズムを解決するために必要な長さスケールは、3次元では簡単に到達できないため、代わりに、対数グリッド戦略とともに、材料が圧縮と伸長を同時に受けるときに爆発波面を適切にキャプチャできる2次元プロキシモデルを考案しました。潮汐力から。$\beta=4〜\text{to}〜23$の範囲の潮汐強度によってパラメータ化された0.15および0.6の太陽質量白色矮星を考慮します。高い空間分解能は、熱核爆発につながる方法と条件を解明し、開始シーケンスを恒星の組成と潮汐の強さに結び付けます。私たちのすべてのモデルは、断熱圧縮、穏やかな熱核プレコンディショニング、および衝突加熱の組み合わせによって引き起こされる持続的な爆発に苦しんでいます。温度、総放出エネルギー、鉄グループ製品などの多くの診断は、軌道面のスケールハイトに沿って10km未満の解像度で、かなりよく収束している（10％以上）ことがわかります。例外は、カルシウムのような中間質量過渡現象であり、1kmの分解能でも2倍まで不確実なままです。
星周中程度の人口合成予測による長いガンマ線バースト環境の理解に向けて
| Title |
Towards_an_understanding_of_long_gamma-ray_burst_environments_through_circumstellar_medium_population_synthesis_predictions |
| Authors |
A._A._Chrimes,_B._P._Gompertz,_D._A._Kann,_A._J._van_Marle,_J._J._Eldridge,_P._J._Groot,_T._Laskar,_A._J._Levan,_M._Nicholl,_E._R._Stanway_and_K._Wiersema |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13595 |
ガンマ線バースト（GRB）残光の時間的およびスペクトル的進化を使用して、衝撃が伝播している媒体の密度と密度プロファイルを推測できます。長時間（コア崩壊）GRBでは、星周媒体（CSM）は、恒星風と星間物質（ISM）を分離する終端衝撃波を伴う、風に吹かれた泡に似ていると予想されます。長年の問題は、ISMを示す平坦な密度プロファイルが、大規模な星の始祖に期待されるよりも低い半径で見つかることが多いということです。さらに、高半径での風のような環境と低半径でのISMのような環境の両方の存在は謎のままです。この論文では、長いGRB前駆体の恒星進化モデルを用いて「CSM集団合成」を実行します。風に吹かれた気泡の進化の分析結果は、2D流体力学シミュレーションのグリッドとの比較を通じて調整されます。放出半径、風のような環境に対するISMの比率、風およびISM密度の予測は、コミュニティで利用できるように、これまでにコンパイルされた残光由来のパラメーターの最大のサンプルと比較されます。1000/cm3前後の高いISM密度が観測を最もよく再現することがわかります。代わりに、長いGRBが約1/cm3の典型的なISM密度で発生する場合、理論と観測の間の不一致は、人口レベルで持続することが示されます。長いGRB残光の多様性の起源、および終端衝撃波面を過大に予測するCSMモデリングの全体的な傾向について考えられる説明について説明します。
vKompth：ブラックホールX線連星における低周波準周期的振動の可変コンプトン化モデル
| Title |
vKompth:_A_variable_Comptonisation_model_for_low-frequency_quasi-periodic_oscillations_in_black-hole_X-ray_binaries |
| Authors |
Candela_Bellavita,_Federico_Garc\'ia,_Mariano_M\'endez,_Konstantinos_Karpouzas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13609 |
低質量X線連星（LMXB）は、広範囲の時間スケールにわたって強い変動性を示します。この変動性、特に準周期的振動（QPO）の分析は、これらのシステムの降着流の最も内側の領域の特性を理解するための鍵となります。ブラックホール（BH）LMXBの低周波QPOのエネルギー依存rms振幅および位相遅れスペクトルに適合する時間依存Comptonisationモデルを提示します。降着円盤を、ディスクに戻るコンプトン化された光子のフィードバックを含む、球形のコロナでコンプトンが上方散乱されるソフトフォトンを放出する多温度黒体源としてモデル化します。シード光子源が球状黒体であるモデルで得られた結果と比較します。低エネルギーでは、時間平均、rms、および位相遅れスペクトルは、黒体よりもディスク黒体の方が滑らかです。高エネルギーの両方のモデルは、同様のスペクトルを提供します。一般に、rmsはエネルギーとともに増加し、位相遅れスペクトルの傾きはフィードバックに強く依存し、最小遅れエネルギーはディスク温度と相関していることがわかります。モデルをBHLMXBMAXIJ1438-630の4.45HzタイプBQPOに適合させ、黒体シード光子源で得られたものよりも、定常状態スペクトルで統計的に優れた適合とより互換性のあるパラメーターを見つけます。さらに、このモデルをBHLMXBGRS1915+105のタイプCQPOに適用することに成功し、この可変圧縮モデルは、BHのタイプBとCの両方の低周波QPOのrmsと位相遅れを再現すると結論付けました。LMXB。
GRBの期間はRedshiftに依存しますか？
現在までに、数百のガンマ線バースト（GRB）赤方偏移が決定されています。GRBの距離以外のその他の重要な特性の1つは、バーストの持続時間です。この論文では、これら2つの重要な現象の量を分析します。この論文では、2次元分布をマッピングし、いくつかの疑わしい領域を調査します。短いGRBが他のGRBよりも近いことはよく知られているので、GRBの持続時間が他の部分とは異なる宇宙の部分を検索します。また、赤方偏移が異なる期間に範囲があるかどうかを分析します。疑わしい領域がいくつか見つかりましたが、短いGRB領域以外の重要な領域は見つかりませんでした。
多波長機械学習アプローチを使用したChandraソースカタログ内の未確認のX線ソースの分類
| Title |
Classifying_Unidentified_X-ray_Sources_in_the_Chandra_Source_Catalog_Using_a_Multi-wavelength_Machine_Learning_Approach |
| Authors |
Hui_Yang,_Jeremy_Hare,_Oleg_Kargaltsev,_Igor_Volkov,_Steven_Chen_and_Blagoy_Rangelov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13656 |
偶発的なX線源の検出が急速に増加しているため、X線源の性質を効率的に調査するための新しいアプローチの開発が必要です。これらの情報源のごく一部でも確実に分類できれば、現在可能であるよりもはるかに大規模なさまざまな天体物理学的情報源タイプの人口調査が可能になります。複数のプロパティ（機能）を特徴とする複数のクラスからの多数のソースの分類は自動的に行われる必要があり、教師あり機械学習（ML）が唯一の実行可能なアプローチを提供するようです。ChandraSourceCatalogバージョン2（CSCv2）ソースの分類を実行して、MLアプローチの可能性を調査し、これらの種類の研究に現れるさまざまなバイアス、制限、およびボトルネックを特定します。フレームワークを確立し、他の人が使用および改善できる柔軟で拡張可能なPythonパイプラインを提示します。また、自信を持って確立されたクラスを持つ2,941個のX線源のトレーニングデータセットをリリースします。66,369個のCSCv2ソース（CSCv2カタログ全体の21％）の確率的分類を提供することに加えて、H.E.S.S。TeVソースの範囲内でいくつかのより狭い焦点のケーススタディ（高質量X線連星候補およびX線ソース）を実行します）MLアプローチのいくつかの可能なアプリケーションを示すため。また、提示されたパイプラインの将来の可能な変更についても説明します。これにより、分類の信頼性が大幅に向上することが期待されます。
球状星団NGC6652でのPSRJ1835$-$3259Bのガンマ線脈動の発見
| Title |
Discovery_of_gamma-ray_pulsations_of_PSR_J1835$-$3259B_in_the_Globular_Cluster_NGC_6652 |
| Authors |
Pengfei_Zhang_(1),_Yi_Xing_(2),_Zhongxiang_Wang_(1,2)_(1._Yunnan_University,_2._Shanghai_Astronomical_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13667 |
球状星団（GC）NGC〜6652でミリ秒パルサー（MSP）J1835$-$3259Bが新たに発見されたことに動機付けられて、搭載されている大面積望遠鏡（LAT）で得られたガンマ線データを分析します{\itFermiGamma-GC用の光線宇宙望遠鏡（フェルミ）}。データのタイミング分析から、ラジオと同様のパルスプロファイルが得られます。また、分析からの加重Hテスト値は$\sim$41であり、$7.5\times10^{-8}$（$\simeq5.4\sigma$）の確率に対応します。したがって、MSPのガンマ線放出を検出したと考え、その影響について説明します。GC内の線源のさまざまな研究に基づいて、GCからの観測されたガンマ線放出は主にこのMSPから発生する可能性があります。これは、前の2つのケースであるGCNGC〜6624およびNGC〜6626と同様です。この場合、パルサーのガンマ線光度は$\sim5\times10^{34}$\、erg\、s$^{-1}$で、ガンマ線効率は$\になります。シム0.12$。
ニュートリノ多重項トリガーフォローアップによる高エネルギーニュートリノ過渡現象の特定
| Title |
Identifying_High_Energy_Neutrino_Transients_by_Neutrino_Multiplet-Triggered_Followups |
| Authors |
Shigeru_Yoshida,_Kohta_Murase,_Masaomi_Tanaka,_Nobuhiro_Shimizu,_and_Aya_Ishihara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13719 |
超新星（SNe）や潮汐破壊現象などの一時的な発生源は、高エネルギーニュートリノ発生源の候補です。ただし、SNeは一般に宇宙で発生し、ニュートリノ信号との検出の偶然の一致は避けられません。これは、ニュートリノ放出との関連を主張するという課題につながる可能性があります。この困難を克服するために、ニュートリノマルチプレットと呼ばれる、同じ方向から来る$\sim30$日のタイムスケール内の$\sim10-100$TeVニュートリノマルチプルイベントの検索を提案します。$\sim1$km$^3$ニュートリノ望遠鏡による多重項検出を要求すると、検出可能なニュートリノ源の距離が制限されることを示します。これにより、トランジェントの偶然一致検出率が大幅に低下するため、多波長観測によって対応する線源を特定できます。。我々の結果を適用して、光学的追跡観測のための実行可能な戦略を構築し、$\gtrsim4$mディッシュを備えた広視野光学望遠鏡がニュートリノ多重項に関連する過渡現象を識別できるはずであることを示します。また、ニュートリノの放出エネルギーとバーストレート密度の関数として、多重ニュートリノ検出の結果として得られる感度を示します。放出エネルギーが${\rma〜few}\times10^{51}$ergを超え、バースト率が${\rma〜few}\times10^{-8}\よりもまれなニュートリノ過渡源のモデル{\rmMpc}^{-3}\{\rmyr}^{-1}$は、$\sim1$km$^3$スケールのニュートリノ望遠鏡による多重項のヌル検出によって制約されます。これは、TeVエネルギーニュートリノの空の主要な発生源としての標準的な高光度ガンマ線バーストとジェット潮汐破壊現象をすでに嫌っています。
| Title |
Radiative_Relativistic_Magnetohydrodynamic_Simulations_of_Neutron_Star_Column_Accretion_in_Cartesian_Geometry |
| Authors |
Lizhong_Zhang,_Omer_Blaes,_Yan-Fei_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13759 |
強く磁化された中性子星への高光度の降着は、放射圧が支配的な、磁気的に閉じ込められた降着柱をもたらします。二次元放射相対論的電磁流体力学シミュレーションを使用してこれらのカラムのダイナミクスを調査し、カラムの高さがデカルト幾何学を使用できるほど十分に低い場合の適度な降着率への考慮を制限します。柱の構造は、$\simeq10-25$〜kHzでの降着衝撃の高周波振動によって動的に維持されます。これらの振動は、降着衝撃で放出された電力を、冷却のバランスを取り、重力に対する垂直方向の圧力をサポートするために、バルクの垂直方向の動きによって再分配する必要があるために発生します。横方向の冷却は常に内部エネルギーの損失を支配します。垂直振動に加えて、シミュレーションではフォトンバブルが形成され、カラム構造に空間的な複雑さが加わります。それら自体は振動の原因ではなく、振動周期に影響を与えるようには見えません。ただし、それらは放射の垂直輸送を強化し、光度の振動振幅を増加させます。シミュレーションの時間平均柱構造は、標準の1D静止モデルの傾向に似ていますが、主な違いは、2D柱形状の冷却効率が高いため、ショックフロントの時間平均高さが低くなることです。
正規パルサーの銀河集団
現在の知恵は、それらの誕生シナリオに対する中性子星の観測的兆候の多様性を説明しており、それらの熱および磁場の進化に影響を与えています。観測された種類の中性子星の中で、ラジオパルサーは圧倒的に最大の中性子星の集団を表しています。この論文では、パルサー磁気圏における電波と高エネルギーの放出過程を理解するために、正準中性子星周期の観測された集団、磁場、および出生時の空間分布を制約することを目的としています。この目的のために、力のない磁気圏の経年変化と磁場の崩壊を考慮に入れて、自己無撞着に集団合成法を設計します。パルサーの集団を生成し、それらを誕生から現在まで進化させ、力のない近似で動作させます。自転周期、表面磁場、空間銀河の位置について、与えられた初期分布を仮定します。電波放射特性は極冠の形状によって説明されますが、ガンマ線放射は縞模様の風モデル内で生成されると想定されています。我々は、減衰する磁場が、一定の磁場モデルと比較して、観測とよりよく一致することを発見しました。$B=2.5\times10^8$〜Tの初期平均磁場強度から始まり、$4.6\times10^5〜$yrの特徴的な崩壊タイムスケール、$1/70〜$yrの中性子星の誕生率と平均初期スピン周期は60ミリ秒で、力のないモデルは、ラジオラウド、ラジオのみ、ラジオクワイエットのシミュレートされた集団を使用して、$P-\dot{P}$図のパルサーの分布を十分に再現することがわかりました。観測された集団に類似したガンマ線パルサー。
BPASSにおける安定した物質移動と超エディントン降着からの高質量連星ブラックホール集団の理解
| Title |
Understanding_the_high-mass_binary_black_hole_population_from_stable_mass_transfer_and_super-Eddington_accretion_in_BPASS |
| Authors |
M.M._Briel,_H.F._Stevance,_J.J._Eldridge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13842 |
ブラックホール連星の合併の検出におけるLVKコンソーシアムの目覚ましい成功により、母集団の特性を使用して、始祖星の進化の理解を制約することが可能になりました。観測された一次ブラックホールの質量分布の最も顕著な特徴は、1億$_\odot$までの拡張されたテールと、35M$_\odot$での過剰な質量です。現在、孤立したバイナリ母集団の合成では、これらの機能を説明するのが困難です。十分にテストされたBPASSの詳細な恒星のバイナリ進化モデルを使用して、物質移動の安定性、降着率、および残留質量を決定し、スーパーエディントン降着による安定した物質移動が尾の延長の原因であると仮定します。さらに、過剰は、以前に考えられていたように、脈動対の不安定性によるものではなく、安定した物質移動によるものです。これらのシステムは、軌道を十分に縮小して合併を可能にする極端な質量比を備えたより安定した物質移動により、ハッブル時間内に合併することができます。これらの発見は、他の集団合成コードからの発見とは相容れませんが、詳細なバイナリ進化モデルを使用した他の最近の研究と一致しています。
繰り返しおよび非繰り返しの高速電波バーストの統計的類似性
| Title |
The_Statistical_Similarity_of_Repeating_and_Non-Repeating_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
Kongjun_Zhang,_Longbiao_Li,_Zhibin_Zhang,_Qinmei_Li,_Juanjuan_Luo,_Min_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13871 |
この論文では、2021年9月以前にさまざまな無線機器によって検出された21回の高速電波バースト（FRB）のサンプルを示します。アンダーソン-ダーリング検定を使用して、銀河系外の分散測定値（$DM_{\rm）の分布を比較しました。E}$）非反復FRB、反復FRBおよびすべてのFRB。3つのサブサンプルの$DM_{\rmE}$値は、対数正規分布であることがわかりました。リピーターと非リピーターの$DM_{\rmE}$は、マン・ホイットニー・ウィルコクソン検定に基づいて異なる分布から抽出されました。さらに、現在識別されている非繰り返しFRBが潜在的にリピーターである可能性があると仮定すると、つまり、繰り返しFRBが普遍的で代表的であると仮定すると、見かけの強度分布関数を導出するための指標として、繰り返しFRBの平均フルエンスを利用できます（IDF）べき乗則インデックスが$a_1=$$1.10\pm0.14$（$a_2=$$1.01\pm0.16$、統計的バリアントとして観測されたフルエンス）であり、これは以前のIDFである16非-Liらによって発見されたFRBの繰り返し。上記の繰り返しおよび非繰り返しFRBの統計に基づいて、両方のタイプのFRBが異なる宇宙起源、空間分布、およびバースト環境を持っている可能性があることを提案します。興味深いことに、繰り返しFRBと非繰り返しFRBの光度分布の差は、同じべき乗則指数が$-$1.4の壊れたべき乗則関数によってもよく説明できます。
マルチメッセンジャー天文学は、電磁観測（EM）がもはや宇宙を探索する唯一の方法ではないため、広大で拡大している分野です。新しいメッセンジャーのために、重力波（GW）とEM放出の両方を伴う天体物理学的イベントは、もはや天文学コミュニティの夢ではありません。GWマルチメッセンジャー天文学のブレークスルーは、LIGO-Virgoネットワークがバイナリ中性子星（BNS、GW170817）と一致する2つの低質量コンパクトオブジェクトのGW信号を検出し、短いガンマ線バースト（GRB）を生成したときに起こりました。とキロノバ。GW170817は、少なくとも一部のGRBの祖先であるBNS合併の証拠を表していますが、広範囲の非常にエネルギーの高い天体物理学的現象には、GWと光子の放出が伴うと予想されます。ここでは、LIGO-Virgoデータとパートナー望遠鏡の観測を使用して、ガンマとラジオの対応物を持つGWを検索するためのモデル化されていない方法を紹介します。また、LIGO-Virgoの3回目の観測実行（O3a）の最初の部分での天体物理学的イベントを対象としたモデル化されていないコヒーレント検索の最新の結果についても説明します。Fermi衛星とSwift衛星によって検出された105個のGRBです。
時間領域天体物理学のためのインド初のロボットの目：GROWTH-インド望遠鏡
| Title |
India's_first_robotic_eye_for_time_domain_astrophysics:_the_GROWTH-India_telescope |
| Authors |
Harsh_Kumar,_Varun_Bhalerao,_G.C._Anupama,_Sudhanshu_Barway,_Judhajeet_Basu,_Kunal_Deshmukh,_Kishalay_De,_Anirban_Dutta,_Christoffer_Fremling,_Hrishikesh_Iyer,_Adeem_Jassani,_Simran_Joharle,_Viraj_Karambelkar,_Maitreya_Khandagale,_K_Adithya_Krishna,_Sumeet_Kulkarni,_Sujay_Mate,_Atharva_Patil,_DVS_Phanindra,_Subham_Samantaray,_Kritti_Sharma,_Yashvi_Sharma,_Vedant_Shenoy,_Avinash_Singh,_Shubham_Srivastava,_Vishwajeet_Swain,_Gaurav_Waratkar,_Dorje_Angchuk,_Padma_Dorjay,_Tsewang_Dorjai,_Tsewang_Gyalson,_Sonam_Jorphail,_Tashi_Thsering_Mahay,_Rigzin_Norbu,_Tarun_Kumar_Sharma,_Jigmet_Stanzin,_Tsewang_Stanzin,_and_Urgain_Stanzin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13535 |
時間領域天文学専用の0.7mロボット望遠鏡であるGROWTH-India望遠鏡の設計と性能を紹介します。望遠鏡には4kの裏面照射型カメラが搭載されており、5分間の露出で0.82度の視野とm_g〜20.5の感度を実現します。カスタムソフトウェアは、天文台の操作を処理します。空での高い観測効率（>〜80％）を達成し、機会のターゲットに迅速に対応できるようにします。データ処理パイプラインは、PSF測光と、一時的な検索のための画像減算を実行できます。また、GROWTH-重力波源、超新星、新星、太陽系オブジェクトの電磁対応物であるガンマ線バーストの研究に対するインド望遠鏡の貢献の概要を示します。
天文学の研究、教育、公共の関与のための可聴化とサウンドデザイン
| Title |
Sonification_and_Sound_Design_for_Astronomy_Research,_Education_and_Public_Engagement |
| Authors |
A._Zanella_(INAF),_C.M._Harrison_(Newcastle_University),_S._Lenzi_(Center_for_Design,_Northeastern_University),_J._Cooke_(Centre_for_Astrophysics_&_Supercomputing_and_ARC_Centre_of_Excellence_for_Gravitational_Wave_Discovery),_P._Damsma_(Sonokids_Australia),_S.W._Fleming_(Space_Telescope_Science_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13536 |
過去10年間で、天文データと概念を表すために音を使用するプロジェクトの数が大幅に増加しました。これらのプロジェクトの動機には、音の固有の多次元性とノイズからの信号をフィルタリングする聴覚の能力を利用することにより、複雑なデータセット内の科学的発見を強化する可能性が含まれます。その他の動機には、教育と公的関与のための魅力的な多感覚リソースの作成、視覚障害者や視力の弱い人々が天文学にアクセスしやすくすること、科学や関連するキャリアへの参加を促進することが含まれます。これらのコンテキスト内でのサウンドの潜在的な利点について説明し、特定したほぼ100のサウンドベースの天文学プロジェクトの概要を示します。現在の制限と採用されたアプローチの課題について説明します。最後に、一般的なサウンドベースの技術の可能性を最大限に引き出し、天文学コミュニティ内での応用を広げるための将来の方向性を提案します。
可聴宇宙
最近、学際的なチームがオンラインで集まり、天文学における可聴化の適用について話し合い、科学的発見と天文学の研究と教育へのアクセスの改善のための音の効果的な使用に焦点を当てました。ここでは、会議レポートを提供します。
高忠実度干渉キャリブレーションIIへのベイズアプローチ：シミュレーションデータによるデモンストレーション
| Title |
A_Bayesian_approach_to_high_fidelity_interferometric_calibration_II:_demonstration_with_simulated_data |
| Authors |
Peter_H._Sims,_Jonathan_C._Pober,_Jonathan_L._Sievers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13553 |
コンパニオンペーパーでは、干渉計キャリブレーションにおけるスカイモデルの不完全性を軽減するための数学的形式であるBayesCalを紹介しました。このホワイトペーパーでは、BayesCalを使用して、キャリブレーションスカイの事前に既知のコンポーネントの完全性の3つの想定レベルについて、HERAのような六角形の最密充填冗長アレイを使用してフルストークスシミュレーション観測の縮退ゲインパラメーターをキャリブレーションする方法を示します。モデル。BayesCalキャリブレーションソリューションを、ゲイン振幅ソリューションに物理的に動機付けられた事前分布を課す場合と課さない場合の両方で、ベースラインの長さ範囲の2つの選択肢について、キャリブレーションスカイモデルの事前に既知のコンポーネントのみを使用して縮退ゲインパラメーターをキャリブレーションすることによって回復されたソリューションと比較します。校正します。BayesCalは、別のアプローチで同じデータセットに対して導出されたキャリブレーションソリューションよりも、スプリアスゲイン振幅の変動が最大4桁低い、$\sim10^7$と$\sim10^{の間のキャリブレーションソリューションを提供することがわかりました。データでアクセス可能なスペクトルスケールの全範囲で、平均縮退ゲイン振幅よりも10}$小さくなります。さらに、モデル化されたシナリオでは、BayesCalのみが、大きなスペクトルスケール（$k_\parallel\lesssim0.15〜h\mathrm{Mpc}^{-1}）で21cmのパワースペクトルを偏りなく回復するための十分に高い忠実度のキャリブレーションソリューションを備えていることがわかります。$）。他のすべての場合、調査された完全性レジームでは、それらのスケールは汚染されています。
| Title |
A_Bayesian_approach_to_high_fidelity_interferometric_calibration_I:_mathematical_formalism |
| Authors |
Peter_H._Sims,_Jonathan_C._Pober,_Jonathan_L._Sievers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13554 |
キャリブレーションされたデータのスプリアススペクトル構造を最小限に抑える高忠実度の無線干渉データキャリブレーションは、21cm宇宙論などの天体物理学のアプリケーションでは不可欠です。このアプリケーションでは、対象の信号を抽出するために、異なる天体物理学的放射成分の相対的なスペクトルの滑らかさに関する知識に依存しています。データのキャリブレーションに使用された空のモデルが不完全な場合、無線干渉キャリブレーションへの既存のアプローチは、キャリブレーションされたデータにスプリアススペクトル構造を与えることが示されています。この論文では、BayesCalを紹介します。これは、干渉計キャリブレーションにおけるスカイモデルの不完全性の問題に対する新しいソリューションであり、忠実度の高いデータキャリブレーションを可能にするように設計されています。BayesCalデータモデルは、空の前方モデルの事前に知られているコンポーネントを、モデルのパワーの事前確率によって制約された、データへの欠落した不確実なフラックス寄与の統計モデルで補足します。このモデルのパラメーターを分析的にマージナライズして、サンプリングするパラメーター空間の次元を減らし、キャリブレーションパラメーターの事後確率分布から直接サンプリングできるようにする方法を示します。さらに、機器ゲインのスペクトルの滑らかさに関する理論的および測定ベースの制約から導き出された物理的に動機付けられた事前分布を使用して、キャリブレーションソリューションを制約する方法を示します。コンパニオンペーパーでは、このアルゴリズムをHERAのようなアレイを使用したシミュレートされた観測に適用し、標準のキャリブレーションアプローチと比較してスプリアススペクトル変動のパワーを最大4桁抑制できることを示しています。
4人の研究者と話をして、天文学の研究、教育、視覚障害者（BVI）のアウトリーチにおけるアクセシビリティの課題、およびこれらの課題の解決策と、それがすべての天文学者のデータ分析方法をどのように革新するかを理解しました。インタビュー対象者：NicolasBonne（ポーツマス大学）;シェリルフォグルハッチ（感覚の博物館）;ギャリー・フォラン（スインバン工科大学）とエンリケ・ペレス・モンテロ（インスティトゥート・デ・アストロフ\'isicadeAndaluc\'ia）。
非対称スパース望遠鏡
展開された宇宙望遠鏡の新しいモデルを設計および構築しました。これにより、セグメントを確実に位置合わせして、可能な限り最高の解像度を実現できます。セグメント形状とその瞳孔位置の両方の非対称設計が、シミュレーションと実験でテストされました。スパースアパーチャを最適化して、空間周波数カバレッジを改善し、アーティファクトの少ない滑らかな画像を実現しました。独自のセグメント形状により、識別と位置合わせが容易になり、フィードバックは焦点画像のみに基づいて行われます。自律的な調整と微調整は、機械的な単純さと信頼性によって決まります。
指向性エネルギー推進力による星間フライバイの最適な質量と速度
| Title |
Optimal_mass_and_speed_for_interstellar_flyby_with_directed-energy_propulsion |
| Authors |
David_Messerschmitt,_Philip_Lubin,_Ian_Morrison |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13929 |
指向性エネルギーを使用して打ち上げられたプローブによる近くの恒星系のフライバイ調査のためのミッションシナリオの設計が取り上げられています。複数のプローブが固定された起動インフラストラクチャで起動され、科学データのダウンロードはターゲットの遭遇とデータ収集の後に行われます。収集された大量の科学データをより少ないデータ遅延（起動からデータの完全な回復までの経過時間）で確実に回復することが主な目標であると仮定すると、特定の時間で量を増やすことができない効率的なフロンティアがあることが示されます特定のボリュームのレイテンシーとレイテンシーを減らすことはできません。プローブの発射ごとに、このフロンティアに沿ったボリュームの増加は、プローブの質量を増やすことによって達成され、その結果、プローブの速度が低下します。したがって、実行可能な最高のプローブ速度を選択しても、通常、ボリュームと遅延の効率的なトレードオフは達成されません。このフロンティアに沿って、データのダウンロードが完了するまでに移動した合計距離は大きく変化しません。これは、ダウンロード時間が起動からターゲットまでの通過時間のほぼ一定の割合であることを意味します。プローブの質量が増加すると推進期間が長くなるため、データ量を増やすと、消費される総発射エネルギーにコストがかかりますが、規模の経済は良好です。プローブ技術の重要な特徴は、プローブの質量を送信データレートに関連付けるスケーリング則です。これは、効率的なフロンティアの詳細に影響を与えるためです。
将来の少数モード遠赤外線分光計の設計と検証のためのモーダルシミュレーションフレームワーク
| Title |
Modal_Simulation_Framework_for_the_Design_and_Verification_of_Future_Few-Mode_Far-Infrared_Spectrometers |
| Authors |
B.N.R._Lap,_W._Jellema,_S._Withington_and_D.A._Naylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13954 |
将来の遠赤外線宇宙ミッションでは、主要な診断ツールとして高感度の分光法が必要です。ただし、これらのシステムは、ハーシェルミッションで明らかにされたように、スペクトルの測定とキャリブレーションに影響を与える超高感度の少数モード検出器が使用されているため、迷光に敏感です。将来のミッションの科学的目標を確実に達成するには、複雑なモーダル動作を理解し、適切な検証およびキャリブレーション戦略を開発する必要があります。Herschel-SPIREをケーススタディとして使用して、これらの問題に対処するためのモーダルフレームワークを提案し、将来の遠赤外線ミッションで分光計の設計と検証にこの手法をどのように使用できるかを示します。
PAU調査：狭帯域画像測光
| Title |
The_PAU_Survey:_Narrow-band_image_photometry |
| Authors |
S._Serrano,_E._Gazta\~naga,_F._J._Castander,_M._Eriksen,_R._Casas,_A._Alarcon,_A._Bauer,_L._Cabayol,_J._Carretero,_E._Fernandez,_D._Navarro-Giron\'es,_C._Neissner,_P._Renard,_P._Tallada-Cresp\'i,_N._Tonello,_I._Sevilla-Noarbe,_M._Crocce,_J._Garc\'ia-Bellido,_H._Hildebrandt,_H._Hoekstra,_B._Joachimi,_R._Miquel,_C._Padilla,_E._Sanchez,_and_J._de_Vicente |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.14022 |
PAUCamは、宇宙の加速膨張の物理学（PAUS）用に構築されたWilliamHerschel望遠鏡に搭載された革新的な光学狭帯域イメージャです。40個のフィルターのセットにより、従来のデータ削減手法では処理できない特定の機器の署名を使用して、キャリブレーションが複雑な画像が生成されます。この論文では、未校正の生画像から科学に対応したカタログを作成することを目的として、PAUSデータ管理チームによって開発された2つのパイプラインを紹介します。Nightlyパイプラインは、測光キャリブレーションと散乱光補正用の特注アルゴリズムを使用して、すべての画像処理を処理します。マルチエポックおよびマルチバンド分析（MEMBA）パイプラインは、参照カタログに対して強制測光を実行して、測光赤方偏移のパフォーマンスを最適化します。現在のアプローチが40の狭帯域セット全体で0.8％の帯域間測光キャリブレーションを提供することを分光観測に対して検証します。毎晩生成される大量のデータと迅速な調査戦略のフィードバックの制約により、Portd'Informaci\'oCientificaデータセンターで両方のパイプラインを強力な並列化で運用する必要があります。photo-zパフォーマンスをさらに改善するための代替アルゴリズムが調査中ですが、この作業で提示された画像キャリブレーションと測光により、i_{AB}=22.5までの最先端の測光赤方偏移がすでに可能になっています。
CHIME/FRB実験用の注入システム
| Title |
An_Injection_System_for_the_CHIME/FRB_Experiment |
| Authors |
Marcus_Merryfield,_S._P._Tendulkar,_Kaitlyn_Shin,_Bridget_C._Andersen,_Alexander_Josephy,_Deborah_C._Good,_Fengqiu_Adam_Dong,_Kiyoshi_W._Masui,_Dustin_Lang,_Moritz_M\"unchmeyer,_Charanjot_Brar,_Tomas_Cassanelli,_Matt_Dobbs,_Emmanuel_Fonseca,_Victoria_M._Kaspi,_Juan_Mena-Parra,_Ziggy_Pleunis,_Masoud_Rafiei-Ravandi,_Ketan_R._Sand,_Paul_Scholz,_Kendrick_Smith,_Ingrid_H._Stairs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.14079 |
高速電波バースト（FRB）を検索する専用の調査は、観測されたイベントの母集団にバイアスをかける選択効果の影響を受けます。ソフトウェアインジェクションシステムは、合成FRBの模擬集団をリアルタイム検索パイプラインに直接注入することにより、これらのバイアスを修正する1つの方法です。次に、注入された母集団を使用して、ビームモデルやキャリブレーション係数などの望遠鏡の特性が適切に考慮されている限り、固有のバースト特性を予想される信号対雑音比（SNR）にマッピングできます。この論文は、カナダの水素強度マッピング実験の高速電波バーストプロジェクト（CHIME/FRB）のために開発された注入システムを提示します。システムは高い検出効率を保証するためにテストされ、パルス校正方法が検証されました。約85,000の合成FRBの注入母集団を使用して、注入されたFRBのフルエンスとSNRの相関関係は、最初のCHIME/FRBカタログのCHIME/FRB検出の相関関係と一致していることがわかりました。また、望遠鏡の感度は、バースト幅の拡大の関数として大きく変化しましたが、分散測定の関数としては変化しなかったことにも注目しました。CHIME/FRBで使用される機械学習ベースの無線周波数干渉（RFI）緩和方法のいくつかは、注入データを使用して再トレーニングし、幅広いイベントに対する感度を高めることができ、提示された注入システムへの計画的なアップグレードにより、近い将来、より正確なCHIME/FRB選択機能を決定します。
天文時系列のマルチスケールエントロピー分析。ハイブリッドパルセータのサブクラスターの発見
| Title |
Multiscale_entropy_analysis_of_astronomical_time_series._Discovering_subclusters_of_hybrid_pulsators |
| Authors |
Jeroen_Audenaert,_Andrew_Tkachenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13529 |
マルチスケールエントロピーは、さまざまなタイムスケールにわたる信号の複雑さを評価します。これは生物医学の領域に由来し、最近、恒星の変動を分類するための教師あり機械学習フレームワークの一部として光度曲線を特徴づけるために使用されました。マルチスケールエントロピーの振る舞いを、恒星の変動の文脈でそのアルゴリズム特性を研究し、それを従来の天文時系列分析法とリンクさせることによって、詳細に調査します。その後、マルチスケールエントロピーを解釈可能なクラスタリングフレームワークの基礎として使用します。これにより、pモードとgモードの両方を備えたハイブリッドパルセータと、$\delta$Sct星など、pモードの脈動のみを備えた星、または$\gamma$Dor星などのgモードの脈動。マルチスケールエントロピーは、恒星の光度曲線の変動パターンをキャプチャするための強力なツールであることがわかります。マルチスケールエントロピーは、星の脈動構造への洞察を提供し、時間領域情報のみに基づいて、短期および長期の変動が互いにどのように相互作用するかを明らかにします。また、マルチスケールエントロピーが恒星信号の周波数成分、特にgモードパルセータのコアに近い回転速度と相関していることも示しています。新しいクラスタリングフレームワークは、それぞれ$\delta$Sct星と$\gamma$Dor星のセットでpモードとgモードの両方を持つハイブリッドパルセータを正常に識別できることがわかりました。クラスタリングフレームワークの利点は、監視されていないことです。したがって、以前にラベル付けされたデータを必要としないため、以前の知識に偏ることはありません。
銀河のもつれを解きます。 IV。野外の若い星の角運動量進化とジャイロクロノロジーに対する経験的制約
| Title |
Untangling_the_Galaxy._IV._Empirical_Constraints_on_Angular_Momentum_Evolution_and_Gyrochronology_for_Young_Stars_in_the_Field |
| Authors |
Marina_Kounkel,_Keivan_G._Stassun,_Luke_G._Bouma,_Kevin_Covey,_Lynne_A._Hillenbrand,_Jason_Lee_Curtis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13545 |
シリーズの以前の論文でガイアと特定された広く分布した移動グループのメンバーの間で、TESSFFIデータの約100,000個の周期的な変光星のカタログを提示します。回転に起因するカタログからの期間を、ベンチマーク散開星団の以前に導出された回転周期と組み合わせることにより、10〜1000Myrの年齢の星に有効な角運動量進化の経験的ジャイロクロノロジーモデルを開発します。主にバイナリであることがわかっている2日より速く回転する星を除いて、私たちは〜0.2-0.3dexの典型的な年齢精度を達成し、より古い年齢で改善します。重要なことに、これらの経験的関係は、自転周期分布と比較して、角運動量分布がはるかに滑らかで、単純で、連続的で単調であるため、FGKタイプの星だけでなくMタイプの星にも当てはまります。その結果、質量と年齢の関数として、低質量星の角運動量損失の性質を詳細に追跡し始めることもできます。クールな星の恒星変動の振幅を、質量と年齢の関数として特徴付けます。これは、星黒点の被覆率と相関している可能性があります。また、$\delta$Scuti、$\gamma$Dor、SPBタイプの変数など、カタログ内のより高温の星の中で脈動変光星を特定します。これらのデータは、進化の前主系列星の段階から始めて、フィールド内のFGK型およびM型の星の正確な年齢を推定できるようにするための重要な前進を表しています。
クラス0原始星L1527IRS周辺のフレア非対称ディスクのVLAビュー
| Title |
A_VLA_View_of_the_Flared,_Asymmetric_Disk_Around_the_Class_0_Protostar_L1527_IRS |
| Authors |
Patrick_D._Sheehan,_John_J._Tobin,_Zhi-Yun_Li,_Merel_L._R._van_'t_Hoff,_Jes_K._J{\o}rgensen,_Woojin_Kwon,_Leslie_W._Looney,_Nagayoshi_Ohashi,_Shigehisa_Takakuwa,_Jonathan_P._Williams,_Yusuke_Aso,_Sacha_Gavino,_Itziar_de_Gregorio-Monsalvo,_Ilseung_Han,_Chang_Won_Lee,_Adele_Plunkett,_Rajeeb_Sharma,_Yuri_Aikawa,_Shih-Ping_Lai,_Jeong-Eun_Lee,_Zhe-Yu_Daniel_Lin,_Kazuya_Saigo,_Kengo_Tomida,_and_Hsi-Wei_Yen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13548 |
原始星L1527IRSの7mm、1.3cm、および2cmの波長での高解像度KarlG.Jansky超大型干渉電波望遠鏡（VLA）観測を提示します。3つの波長すべてでエッジオンダストディスクを検出し、ディスクの南側が北側よりも明るく、非対称であることがわかりました。分析モデリングによってこの非対称性を確認し、ディスクが7mmでフレアしていることもわかりました。強度プロファイルのギャップ特徴を含むモデルに対してデータをテストします。そのようなモデルを除外することはできませんが、データへの適合度の統計的に有意な改善は提供されません。ただし、これらの適合から、真の基礎となる強度プロファイルに存在する可能性のあるギャップの許容プロパティに制約を課すことができます。非対称性の物理的性質は、ディスクのエッジオンの性質のために物理的特徴と関連付けるのが困難ですが、より多くのフェイスオンディスクの他のイメージングで見られるスパイラルアームまたは非対称性に関連している可能性があります。
パルサーJ1124-5916へのバインドされていないステラコンパニオンの検索
| Title |
A_Search_for_Unbound_Stellar_Companions_to_Pulsar_J1124-5916 |
| Authors |
C._S._Kochanek_(1)_((1)_Department_of_Astronomy,_The^TM_Ohio_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13561 |
パルサーJ1124-5916の始祖に、より高い質量（>3Msun）の非結合バイナリ恒星コンパニオンを検索しましたが見つかりませんでした。質量の小さい候補がありますが、それらはすべて誤検知である可能性が高いです。現在、完全にバインドされていないトリプルシステムになる候補はありません。低質量の候補の1つが束縛されていない仲間であるとしても、それが超新星の前に始祖を取り除くことに貢献した可能性は低いようです。星は質量が小さすぎて質量を大幅に増やすことができず、移動が遅すぎて、コンパクトな共通外層バイナリの生存者にはなりません。もう1つのシステムを追加すると、死の直前と直後の超新星前駆体のバイナリおよびトリプルステータスに関する統計的制約がわずかに改善されます。
核反応速度の太陽測定に向けて
| Title |
Towards_solar_measurements_of_nuclear_reaction_rates |
| Authors |
Earl_Patrick_Bellinger_and_J{\o}rgen_Christensen-Dalsgaard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13570 |
核反応速度は、恒星進化モデルの基本的であるが不確実な要素です。陽子-陽子鎖の初期反応に関連する天体物理学的S因子は、1％レベルでは不確実であり、これは、星の理論的年代において、系統的であるが一般に伝播されない同様の次数の誤差の一因となります。この研究では、日震学と太陽ニュートリノを使用して、ppチェーンとCNOサイクルにおけるこの反応速度と他の反応速度の測定を改善する可能性を研究します。太陽モデルの他の側面が改善されると、現在の太陽データを使用して、この測定の精度をほぼ1桁改善することが可能になり、したがって、低質量星の年齢に対応する不確実性が同様の量。
高分解能光学スペクトルからのディスクとバルジの巨人の存在量V.モリブデン-p過程要素
| Title |
Abundances_of_disk_and_bulge_giants_from_high-resolution_optical_spectra_V._Molybdenum_--_the_p-process_element |
| Authors |
Rebecca_Forsberg,_Nils_Ryde,_Henrik_J\"onsson,_R_Michael_Rich,_Anders_Johansen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13575 |
目的。この作業では、分析で起こりうる系統的影響を最小限に抑えることに焦点を当てて、ローカルディスクとバルジの星の種族における中性子捕獲とp過程元素のモリブデン（Mo）の差分比較を行うことを目指しています。メソッド。恒星のサンプルは、45個のバルジと291個のローカルディスクKジャイアントで構成されており、高解像度の光学スペクトルで観測されています。存在量は、SMEコードを使用して合成スペクトルをフィッティングすることによって決定されます。ディスクサンプルは、アバンダンスとキネマティクスの組み合わせを使用して、シンディスクコンポーネントとシックディスクコンポーネントに分離されます。Moの宇宙起源は、以前に発表されたMoの存在量と、中性子捕獲元素であるセリウム（Ce）およびユーロピウム（Eu）と比較することによって調査および議論されています。結果。35個のバルジと282個のディスクジャイアントの信頼できるMo存在量を決定し、バルジとディスクの典型的な不確実性はそれぞれ[Mo/Fe]〜0.2と〜0.1dexです。結論。[Ce/Fe]でも[Eu/Fe]でも観察されない厚い円盤と比較して、[Mo/Fe]ではバルジが強化されている可能性があることがわかります。これは、バルジ内の過去の星形成率が高いことを示唆している可能性がありますが、[Eu/Fe]でバルジが強化されることは観察されていないため、モリブデン強化の起源はまだ制約されていません。散乱は大きいですが、バルジの化学的進化において重元素の生成に寄与するp過程の証拠を観察している可能性があります。
砂山モデルにおけるデータ同化による太陽フレアの予測
| Title |
Forecasting_Solar_Flares_by_Data_Assimilation_in_Sandpile_Models |
| Authors |
Christian_Thibeault,_Antoine_Strugarek,_Paul_Charbonneau_and_Benoit_Tremblay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13583 |
太陽フレアの予測は、宇宙天気研究において依然として重要な課題であり、現在、気候学を大幅に上回る信頼性の高い予報を生成できる技術はありません。この論文では、砂山モデルと呼ばれる計算コストの低いセルオートマトンと組み合わせたデータ同化を使用したフレア予測手法を紹介します。私たちのデータ同化アルゴリズムは、シミュレーテッドアニーリング法を使用して、エネルギー放出時系列を適切に再現する最適な初期条件を見つけます。3つの砂山モデル、つまりLuおよびHamiltonモデル（LH）と2つの決定論的駆動モデル（D）の予測機能を提示し、経験的に分析します。それらの確率的要素にもかかわらず、決定論的に駆動されるモデルは、データ同化に必要な条件である、シミュレートされたイベント間の時間的相関を表示することを示します。新しいデータ同化アルゴリズムを紹介し、雪崩モデル自体によって生成された合成観測を同化することに成功したことを示します。次に、この方法を、生涯にわたって複数のXクラスフレアを生成した11のアクティブ領域のGOESX線時系列に適用します。このような大きなフレアの場合、データ同化スキームは、モデルの気候学と比較して、「オールクリア」予測の成功を大幅に向上させることを示しています。
低速中性子捕獲プロセス：低質量AGB星とプレソーラー炭化ケイ素粒子
| Title |
Slow_Neutron-Capture_Process:_Low-mass_AGB_stars_and_presolar_silicon_carbide_grains |
| Authors |
Nan_Liu,_Sergio_Cristallo,_and_Diego_Vescovi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13721 |
プレソーラー粒子は、太陽系の形成前に死んだ恒星風や古代の星の爆発で形成された微細な塵の粒子です。主流（MS）、Y、およびZ型を含む、プレソーラー炭化ケイ素（SiC）粒子の大部分（数の約90％）は、低質量のCに富む漸近巨星分枝（AGB）星からのものであり、AGB星の星周エンベロープで観察されたSiCダストの遍在的な存在と、これらの粒子に保存された遅い中性子捕獲プロセスの兆候。ここでは、重元素同位体に重点を置いてプレソーラーAGBSiC粒子の同位体研究の状況をレビューし、核天体物理学におけるプレソーラー粒子研究の重要性を強調します。さまざまなタイプの核のさまざまなAGB恒星パラメーターに対する感度と、プレソーラーAGBSiC粒子内のそれらの存在量を使用して、13C形成、恒星温度、核反応速度などの恒星パラメーターに独立した詳細な制約を提供する方法について説明します。
銀河系リチウムの供給源としての新星の生存率
すべての軽い元素の中で、天の川のリチウム（Li）の進化は、おそらく説明するのが最も難しいでしょう。Liは合成が難しく、簡単に破壊されるため、ほとんどの恒星サイトは、原始太陽の存在量を説明するのに十分な量のLiを生成するのに不適切です。何十年もの間、新星はこの「銀河Li問題」の潜在的な説明として提案されており、複数の新星噴火の噴出物での7Beの最近の検出は、この理論に新しい命を吹き込みました。この作業では、天の川銀河におけるLiの優勢な生産者としての新星の実行可能性を評価します。銀河化学進化コードでこれまでで最も包括的な新星の処理を提示し、バイナリ母集団合成コードバイナリcを使用して計算された金属性依存の新星噴出物プロファイルを銀河化学進化コードと統合することにより、理論的および観測的に導出された新星Li収量をテストしますオメガ+。観測から得られたLi収量を使用する銀河の化学進化モデルは、原始太陽系星雲の存在量を非常によく説明しますが、理論的な新星収量に依存するモデルは、原始太陽系星雲の観測を再現できないことがわかります。単一星の収量、新星処理の金属量分解能、共通外層物理学、新星降着効率などの物理的不確実性の簡単な調査は、この結果が物理的仮定に対してロバストであることを示しています。新星での観測から得られたLi収量内の散乱は、不確実性の主な原因として特定され、新星噴出物での7Beのさらなる観測を動機付けます。
隠されたダイナモが放射星をスピンダウンします
星の生と死は、微妙な輸送と混合のメカニズムを介したその内部回転のダイナミクスによって制御されていますが、これまでのところよく理解されていません。磁場は角運動量と化学種の輸送に重要な役割を果たさなければなりませんが、放射星層の磁気の起源とその回転ダイナミクスへの影響はまだ解明されていません。グローバル数値モデリングを使用して、強力な磁場を生成し、放射層での輸送を大幅に強化できる（観測されていない）Tayler-Spruitモデルと多くの特性を共有するダイナモの存在を報告します。結果として生じる深いトロイダル磁場は、外側の媒体によって遮蔽され、これまで磁場を直接観測できなかった放射星に強い磁気が存在することを可能にします。
両面ループジェットの経路を追跡することによるフィラメントキャビティフラックスロープシステムの立体診断
| Title |
Stereoscopic_diagnosing_of_a_filament-cavity_flux_rope_system_by_tracing_the_path_of_a_two-sided-loop_jet |
| Authors |
Song_Tan,_Yuandeng_Shen,_Xinping_Zhou,_Yadan_Duan,_Zehao_Tang,_Chengrui_Zhou,_and_Surui_Yao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13827 |
微細な磁気構造は、太陽フィラメントの形成、安定化、噴火を理解する上で極めて重要ですが、これまでのところ、まだ解決されていない未解決の問題です。ソーラー・ダイナミクス・オブザーバトリーとソーラー・テレストリアル・リレーションズ・オブザバトリーによる立体視観測を使用して、両面ループジェット（TJ）の生成メカニズムと、上にあるフィラメントキャビティシステムへのジェットプラズマの放出プロセスを研究しました。両面ループジェットの生成は、出現するフラックスループと上にあるフィラメントとの間の磁気リコネクションによるものであることがわかります。ジェットの2つのアームは、初期段階でフィラメント軸に沿って放出されました。その後、北アームは再接続サイトから約50mmで2つの部分に分岐しました。分岐後、2つの分岐部分はそれぞれフィラメント軸とフィラメントをホストするキャビティに沿っていました。フィラメント内のTJの放出プラズマ流を追跡することにより、フィラメントに蓄積された磁気ねじれが少なくとも5$\pi$であることを測定しただけでなく、フィラメント-キャビティ磁束ロープシステムの微細な磁気構造が磁束ロープモデルの理論的結果とよく一致しています。
太陽光球研究のための酸素と窒素の原子放射データ
| Title |
Atomic_Radiative_Data_for_Oxygen_and_Nitrogen_for_Solar_Photospheric_Studies |
| Authors |
Manuel_A._Bautista,_Maria_Bergemann,_Helena_Carvajal_Gallego,_S\'ebastien_Gamrath,_Patrick_Palmeri,_and_Pascal_Quinet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.14095 |
非局所熱力学的平衡（非LTE）モデルを使用した太陽光球スペクトルの最近の再分析の結果、以前の研究と比較して金属の存在量が高くなりました。新しい化学物質の存在量を標準太陽モデルの計算に適用すると、新しい組成は、日震学からの太陽構造に対する独立した制約との長年の不一致を解決します。化学物質の存在量を決定する上で重要なのは、放射伝達モデルで使用される原子データ、特に$f$値の精度です。ここでは、非LTEモデルで使用される中性酸素と窒素の$f$値の計算について詳しく説明します。$f$値の計算は、マルチメソッド、マルチコードアプローチに基づいており、対象のスペクトル線に対してこの種の最も詳細で広範囲にわたるものです。また、この論文では、酸素の光イオン化断面積の広範なR行列計算の詳細を報告します。私たちの計算では、不確実性が十分に制限された信頼できる$f$値が得られました。我々の結果を、原子データの以前の理論的および実験的決定と比較します。また、さまざまなソースからのデータを使用して、採用された光イオン化断面積が太陽O存在量の分光学的推定に与える影響を定量化します。Naharによる最近の主張に反して、当社の3D非LTE値は堅牢であり、光イオン化データの選択による影響を受けないことを確認します。
UV Cetからの電波放射：恒星磁気圏からのオーロラ放射
| Title |
Radio_Emission_from_UV_Cet:_Auroral_Emission_from_a_Stellar_Magnetosphere |
| Authors |
Timothy_Bastian,_Bill_Cotton,_Gregg_Hallinan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.14099 |
典型的な閃光星UVCetは、2021年10月5-6日にMeerKATによって観測されました。$\sim\！2$時間の持続時間の大規模な電波爆発が、8秒の時間分解能と周波数分解能で886-1682MHzの間に観測されました。0.84MHzで、高感度の動的スペクトルを形成できます。放射は、時間-周波数領域に多数の広帯域アークまたは部分アークを含む3つのピークによって特徴付けられます。一般に、アークは高度に右旋円偏光されています。3番目のピークの終わりに、大幅に楕円偏光された短いバーストが発生します。UVCetからの電波放射の特性とおおむね一致しているように見える単純なモデルを提示します。簡単に言えば、恒星磁場は、星の自転軸と整列した双極子としてモデル化されます。電波放射メカニズムは、電子ジャイロ周波数付近のxモード放射が増幅されるサイクロトロンメーザーの不安定性によるものと考えられます。楕円偏光バーストはソースに固有である可能性がありますが、ソース内および伝搬パスに沿ったプラズマ密度にはかなり厳しい制限が課せられます。楕円偏光放射は、代わりに、光源からある程度の距離にある過密プラズマ構造での反射の結果である可能性があることをお勧めします。UV〜Cetからの電波放射は、恒星と惑星の両方の属性を共有しています。
完全対流M矮星のシミュレーション：さまざまな磁気プラントル数によるダイナモ作用
| Title |
Simulations_of_fully_convective_M_dwarfs:_dynamo_action_with_varying_magnetic_Prandtl_numbers |
| Authors |
Carolina_A._Ortiz-Rodr\'iguez,_Dominik_R._G._Schleicher,_Petri_J._K\"apyl\"a,_Felipe_H._Navarrete |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.14123 |
M矮星は、低質量の主系列星であり、太陽の近くで最も多くの種類の星であり、重要な磁気活動を持っていることが知られています。この作業の目的は、さまざまな磁気プラントル数${\rmPr_M}$、および43の自転周期（${\rmP_{rot}}$）を持つ完全対流M矮星のダイナモ解と磁場を調査することです。日々。${\rmPr_M}$は、ダイナモアクションで重要な役割を果たすことが知られています。低$\rmPr_M$と大$\rmPr_M$のダイナモは非常に異なるプロパティを持っています。$0.21M_{\odot}$のM5矮星の恒星パラメータを使用して、「star-in-a-box」モデルで3次元電磁流体力学（MHD）数値シミュレーションを実行しました。ダイナモソリューションは${\rmPr_M}$に敏感であることがわかりました。この自転周期でのシミュレーションは、${\rmPr_M}\leq2$までの大規模磁場の周期的なサイクルを示しています。より高い値の場合、サイクルが消え、不規則な解決策が発生します。私たちの結果は以前の研究と一致しており、完全な対流星で動作するダイナモは、部分的な対流星でのダイナモと同様に動作することを示唆しています。
銀河ノヴァ率：ASAS-SNおよびガイア調査からの推定
| Title |
The_Galactic_Nova_Rate:_Estimates_from_the_ASAS-SN_and_Gaia_Surveys |
| Authors |
A._Kawash,_L._Chomiuk,_J._Strader,_K._V._Sokolovsky,_E._Aydi,_C._S._Kochanek,_K._Z._Stanek,_Z._Kostrzewa-Rutkowska,_S._T._Hodgkin,_K._Mukai,_B._Shappee,_T._Jayasinghe,_M._Rizzo_Smith,_T._W.-S._Holoien,_J._L._Prieto,_T._A._Thompson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.14132 |
空全体をカバーする光学的過渡調査に基づいた銀河新星率の最初の推定値を提示します。全天自動捜索システム（ASAS-SN）と\textit{Gaia}（古典的な新星候補を報告する唯一の2つの全天調査）のデータを使用すると、39個の確認済み銀河新星と7個の追加の未確認候補が発見されました2019年から2021年まで、新星の発見率は$\約14$yr$^{-1}$になります。正確な銀河の恒星質量モデル、3次元のダストマップを使用し、現実的な新星の光度曲線を組み込んで、この期間のこれらの調査から銀河の新星の回復率を推定できる洗練された銀河の新星モデルを構築しました。各調査の観測機能は異なります。ASAS-SNの高いケイデンスにより高速新星に敏感になり、\textit{Gaia}の広い観測フィルターと高い空間分解能により銀河全体で高度に赤くなった新星に敏感になります。平面と膨らみ。これらの違いにもかかわらず、ASAS-SNと\textit{Gaia}は一貫した銀河新星率を示し、最終的な共同新星率は$26\pm5$yr$^{-1}$であることがわかります。この推定される新星率は、他の多くの最近の研究で見られるよりも大幅に低くなっています。銀河系新星率の体系的な不確実性を批判的に評価し、かすかな急速に衰退する新星の役割は過大評価されている可能性が高いが、一時的な警報パイプラインの操作における微妙な詳細は、一時的な回復効率に大きな、時には評価されない影響を与える可能性があると主張します。私たちの予測される新星率は、南半球での今後の赤/近赤外線過渡調査で直接テストすることができます。
太陽対流層における乱流磁気ヘリシティフラックス
プラズマのらせん運動（$\alpha$効果）と不均一（微分）回転の複合作用は、太陽と銀河の大規模磁場の重要なダイナモメカニズムです。小規模磁場の磁気ヘリシティのダイナミクスは、乱流磁気ヘリシティフラックスが$\alpha$効果の壊滅的な消光を回避することを可能にする非線形ダイナモ飽和における重要なメカニズムです。太陽と太陽のような星の対流層、および銀河系の円盤は、乱流磁気ヘリシティフラックスの生成源です。平均場アプローチとスペクトル$\tau$近似のフレームワークでは、密度成層乱流でクーロンゲージを使用して乱流磁気ヘリシティフラックスを導出します。乱流磁気ヘリシティフラックスには、非勾配および勾配の寄与が含まれます。非勾配磁気ヘリシティフラックスは、非線形有効速度（密度成層がない場合に消失）に小規模磁気ヘリシティを掛けたものに比例しますが、勾配寄与は、小規模磁気ヘリシティの乱流磁気拡散を表します。さらに、乱流磁気ヘリシティフラックスには、運動$\alpha$効果またはその勾配に比例するソース項と、大規模なせん断（太陽の差動回転）によって引き起こされる寄与も含まれます。太陽対流層では、運動論的$\alpha$効果による乱流磁気ヘリシティフラックスと、小規模磁気ヘリシティの非線形磁気拡散と組み合わせたその半径方向導関数が支配的であることを示しました。
ZZタウの軌道パラメータと活動-周連星円盤を持つ低質量の若いバイナリ
| Title |
Orbital_parameters_and_activity_of_ZZ_Tau_--_a_low_mass_young_binary_with_circumbinary_disc |
| Authors |
A._Belinski,_M._Burlak,_A._Dodin,_N._Emelyanov,_N._Ikonnikova,_S._Lamzin,_B._Safonov,_and_A._Tatarnikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.14154 |
周連星円盤を持つ若いバイナリZZタウの新しい観測結果を提示します。このシステムは、総質量$0.86\pm0.09$M$_\odot$、公転周期$46.8\pm0.8$yr、半主軸$88.2\の2つの同時代（年齢$<2$Myr）の古典的なTTauri星で構成されていることがわかりました。pm2.1$mas、離心率$0.58\pm0.02$および軌道傾斜角$123。^{\rmo}8\pm1。^{\rmo}0.$ZZTauAとZZTauBの降着率はおよそそれぞれ$7\times10^{-10}$と$2\times10^{-10}$M$_\odot$yr$^{-1}、$。ZZタウの長期測光変動とその構成要素の軌道位置との間に相関は見られなかった。$P=4.171\pm0.002$日の周期的な光の変化が、おそらく一次（ZZタウA）の表面の降着（ホット）スポットに関連している$BVRI$バンドで観察されました。同時に、$U$バンドにも輝線プロファイルの変動にも周期性は観察されませんでした。これは、おそらく$\lambda\approx0.4\、\mu$mの手前で支配的なZZTauBの放出の重要な寄与によるものです。一次方向の絶滅は二次方向の絶滅よりも著しく大きいと私たちは主張します。プライマリの回転軸は、視線に対して$\approx31^{\rmo}\pm4^{\rmo}だけ傾いているように見えました。また、ZZタウがCOの発生源であると結論付けました。ただし、分子の流出は、ZZタウではなくZZタウIRSがハービッグハローオブジェクトHH393のソースです。
磁束ロープの閉じ込められた噴火の放射電磁流体力学シミュレーション：磁気構造とプラズマ熱力学
| Title |
Radiative_Magnetohydrodynamic_Simulation_of_the_Confined_Eruption_of_a_Magnetic_Flux_Rope:_Magnetic_Structure_and_Plasma_Thermodynamics |
| Authors |
Can_Wang,_Feng_Chen,_Mingde_Ding,_Zekun_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.14188 |
磁束ロープは太陽噴火の重要な構造であると広く信じられています。ただし、それらの観察可能な対応物はまだ明確ではありません。フレア生成活性領域の包括的な放射電磁流体力学シミュレーションで、フラックスロープの噴火に関連するフレアを研究します。特に、噴火に関与するプラズマの熱力学的特性と磁束ロープとの関係に焦点を当てます。冷たくて高密度のプラズマを運ぶ既存のフラックスロープは、噴火が始まる前に準静的に上昇します。この段階では、フラックスロープは極端紫外線（EUV）放射で明らかな兆候を示しません。フレアの発生後、噴出するフラックスロープの周りに薄い「電流シェル」が生成されます。さらに、現在のシートがフラックスロープの下に形成され、そこで2つのグループの磁気アーケードが再接続してポストフレアループのグループを作成します。「電流シェル」、電流シート、およびポストフレアループ内のプラズマは、10MK以上に加熱されます。ポストフレアループは、豊富な軟X線放射を引き起こします。一方、フラックスロープでホストされているプラズマの大部分は約1MKに加熱され、フラックスロープの本体は、AIA171\AA〜チャネルなどのより低温のEUV通過帯域で明るいアーチとして現れます。
非局所ドジッター重力とその正確な宇宙論的解
| Title |
Nonlocal_de_Sitter_gravity_and_its_exact_cosmological_solutions |
| Authors |
Ivan_Dimitrijevic,_Branko_Dragovich,_Zoran_Rakic_and_Jelena_Stankovic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13515 |
この論文は、単純な非局所ド・ジッター重力モデルとその正確な真空宇宙論的解法に専念しています。$\Lambda$項を使用したEinstein-Hilbertアクションでは、次の方法で非局所性を導入します。$R-2\Lambda=\sqrt{R-2\Lambda}\\sqrt{R-2\Lambda}\to\sqrt{R-2\Lambda}\F（\Box）\\sqrt{R-2\Lambda}、$ここで、${F}（\Box）=1+\sum_{n=1}^{+\infty}\big（f_n\Box^n+f_{-n}\Box^{-n}\big）$は、d'Alembert-Beltrami演算子$\Box$とその逆$\Box^{の解析関数です。-1}$。このようにして、$R$と$\Lambda$は、ローカルバージョンと同じ形式で非ローカルバージョンに入力され、非ローカル演算子$F（\Box）$は無次元になります。重力場$g_{\mu\nu}$に対応する運動方程式が表示されます。いくつかの正確な宇宙解を見つけるための最初のステップは、方程式$\Box\sqrt{R-2\Lambda}=q\sqrt{R-2\Lambda}、$を解くことです。ここで$q=\zeta\Lambda\quad（\zeta\in\mathbb{R}）$は固有値であり、$\sqrt{R-2\Lambda}$は演算子$\Boxの固有関数です。$均質で等方性の宇宙のためのいくつかの正確な宇宙解を提示し、議論しました。これらのソリューションの1つは、通常、暗黒物質と暗黒エネルギーに割り当てられる効果を模倣します。他のいくつかの解決策は、平らな、閉じた、開いた宇宙における非特異な跳ね返りの例です。特異なソリューションと循環的なソリューションもあります。これらの宇宙論的解決策はすべて、非局所性の結果であり、局所的なド・ジッターの場合には存在しません。
低赤方偏移ライマン-$\alpha$森林の観測と流体力学的シミュレーションからの暗黒光子暗黒物質のヒント
| Title |
Hints_of_dark_photon_dark_matter_from_observations_and_hydrodynamical_simulations_of_the_low-redshift_Lyman-$\alpha$_forest |
| Authors |
James_S._Bolton,_Andrea_Caputo,_Hongwan_Liu_and_Matteo_Viel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13520 |
最近の研究では、赤方偏移$z\simeqでのライマン-$\alpha$森林吸収線幅と流体力学的シミュレーションを調整するには、銀河間媒体での加熱のバリオンごとに追加の$\lesssim6.9\rm{\、eV}$が必要であることが示唆されています。0.1ドル。暗黒光子暗黒物質の低周波光子への共鳴変換は、そのような加熱の実行可能な源です。暗光子加熱を含む最初の流体力学的シミュレーションを実行し、質量$m_{A'}\sim8\times10^{-14}\rm\、eV\、c^{-2}$および運動論を伴う暗光子を示します。$\epsilon\sim5\times10^{-15}$を混合すると、過剰な加熱を軽減できます。このモデルの予測は、$z\gtrsim3$での低密度ガスの非標準の熱履歴です。
数値相対論シミュレーションの初期データからの離心率推定
| Title |
Eccentricity_estimation_from_initial_data_for_Numerical_Relativity_Simulations |
| Authors |
Alessandro_Ciarfella,_James_Healy,_Carlos_O._Lousto,_and_Hiroyuki_Nakano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13532 |
ブラックホール連星の完全な数値シミュレーションの最初の瞬間に適用される離心率の瞬間的な定義を説明し、研究します。この方法は、バイナリが最大に分離された瞬間の離心率を評価することで構成されます。最大3番目のポストニュートニアン（3PN）次数を使用して推定し、これらの結果を全軌道の進化する（保守的な）3PN運動方程式の結果と比較し、半径方向の転換点から離心率$e_r$を計算して、優れた一致を見つけます。次に、最大3.5PNのスピンを持つ項を含め、この方法を、分数係数$0\leqfによって不変に特徴付けられるスピンするバイナリブラックホールの完全な数値進化中の離心率$e_r^{NR}$の対応する推定値と比較します。初期接線運動量の\leq1$。私たちの最初の瞬間的な定義は、非常に偏心した完全な数値シミュレーションでさえ予測し、特徴づけるための非常に有用なツールであることがわかります。
軸性暗黒物質に対する共鳴電気プローブ
| Title |
Resonant_Electric_Probe_to_Axionic_Dark_Matter |
| Authors |
Junxi_Duan,_Yu_Gao,_Chang-Yin_Ji,_Sichun_Sun,_Yugui_Yao,_and_Yun-Long_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13543 |
振動する光アクシオン場は波暗黒物質として知られています。ソレノイド磁石設備を用いたアクシオン暗黒物質による狭帯域電気信号のLC共鳴増強検出を提案する。信号電界の完全な3D電磁シミュレーション結果を提供します。電気信号は、共振LC回路の高い$Q$ファクターによって強化され、最先端の極低温電気輸送測定技術によって増幅および検出されます。アンプのノイズは、セットアップの主要なノイズです。セットアップが$10^{-6}$eV未満の質量$m_a$の軸性暗黒物質に対して有望な感度を持っていることを示します。予測される感度は磁場のサイズとともに増加し、電気信号測定は$g_{a\gamma}\sim10^{-16}$GeV$^{-1}$でQCDアクシオンに潜在的に敏感になる可能性がありますマルチメートルスケールの磁化領域を備えています。
インフレ期の直後から始まるビッグバン元素合成（BBN）の前の長期にわたる放射線支配の存在は、まだ満場一致で確立されていません。代わりに、宇宙が非標準の宇宙論的段階を経る場合、それはハッブル膨張率を大幅に変更し、非断熱進化を通じて実質的なエントロピーを生成する可能性もあります。これは、BBNの近くでの標準的な放射支配の復活の前に、温泉から切り離された遺物種の特性に大きな影響をもたらします。この研究では、ニュートリノのディラックの性質を考慮して、2つの可能な非標準宇宙論的段階の存在下での超相対論的右手ニュートリノ（$\nu_R$s）のデカップリングを研究しました。どちらの場合も、初期宇宙でより速い膨張を引き起こすハッブルパラメータを変更しましたが、状況の1つは、非断熱進化を予測し、それによって膨張による光子温度のより遅い赤方偏移を予測します。フェルミディラック分布とパウリブロッキング係数を使用した衝突項の最も一般的な形式を考慮して、ボルツマン方程式を数値的に解き、3つの右手ニュートリノの$\Delta{\rmN}_{\rmeff}$を取得しました。。パラメータ空間の大部分で、$\nu_R$の早期デカップリングと光子浴のより遅い赤方偏移の複合効果により、$の正確な測定にもかかわらず、右手ニュートリノの特徴を簡単に隠すことができることがわかりました。\Delta{\rmN}_{\rmeff}$、CMB-S4、SPT-3Gなどの次世代CMB実験で。ただし、これは高速拡張のみのシナリオには適用されません。
| Title |
Image_of_Kerr-Melvin_black_hole_with_thin_accretion_disk |
| Authors |
Yehui_Hou,_Zhenyu_zhang,_Haopeng_Yan,_Minyong_Guo,_Bin_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13744 |
本研究では、降着円盤に照らされたカーメルビンブラックホール（KMBH）の観測的外観を研究する。降着円盤は赤道面上にあり、幾何学的にも光学的にも薄いと想定されています。最内安定円軌道（ISCO）の外側では、降着円盤は順行または逆行円軌道で移動し、ISCO内の急降下軌道に沿って地平線に向かって落下するという事実を考慮して、数値後方光線追跡法を開発し、KMBHの画像を取得します。さまざまなブラックホールスピン、磁場の強さ、観測者の傾斜角のための降着円盤を伴います。強度分布を水平方向および縦方向に示し、直接画像とレンズ画像の赤方偏移のプロファイルを示します。私たちの研究は、内側の影と臨界曲線を使用して、縮退することなくブラックホールの周りの磁場を推定できることを示唆しています。
奇行バイナリの重力波推論：近地点引数の議論
| Title |
Gravitational-wave_inference_for_eccentric_binaries:_the_argument_of_periapsis |
| Authors |
Teagan_A._Clarke,_Isobel_M._Romero-Shaw,_Paul_D._Lasky,_Eric_Thrane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.14006 |
ブラックホール連星の合体からの重力波により、私たちは初めて恒星質量ブラックホール連星を直接観測することができ、したがってそれらの形成チャネルを探索することができました。バイナリシステムがどのように組み立てられているかを推測する方法の1つは、システムの軌道離心率を測定することです。パラメータ推定の現在の方法には、スピンによる歳差運動、高次モード、近地点引数の最初の議論（軌道楕円の方向を表す角度）など、偏心システムのすべての物理的効果が含まれているわけではありません。近地点引数の変化が重力波形をどのように変化させるかを調査し、天体物理学的パラメーターの推論に対するその影響を研究します。偏心スピン整列波形\texttt{TEOBResumS}および\texttt{SEOBNRE}を使用して、近地点引数が変更されたときの波形の変化を測定します。近地点引数の議論は、LIGO--Virgo--KAGRAによって観測された最も大きなイベントについてのみ、予見可能な将来に解決される可能性が高いことがわかります。近地点引数の議論を考慮していない以前の分析の系統的誤差は小さい可能性があります。
球形および軸対称時空と天体物理学的制約における赤と青のシフト
| Title |
Red_and_blue_shift_in_spherical_and_axisymmetric_spacetimes_and_astrophysical_constraints |
| Authors |
Roberto_Giamb\`o,_Orlando_Luongo,_Lorenza_Mauro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.14043 |
天体物理学および宇宙論のソースの赤と青のシフトを計算します。特に、低、中、高の重力エネルギー領域を考慮します。これにより、白色矮星と中性子星が高エネルギー源であるのに対し、私たちはバイナリシステムの地球-火星を低エネルギー地形として扱います。この目的のために、球形のシュヴァルツシルト-ド・ジッター時空と軸対称のジポイ-ヴォールヒーズメートル法を考慮して、前述のすべてのシステムをモデル化します。実現可能な結果は、四重極効果が関連するZipoy-Voorheesメトリックを使用して中性子星と白色矮星をモデル化し、Schwarzschild-deSitter時空を使用して太陽系オブジェクトをフレーミングすることから得られます。最初のケースでは、大きな$\delta$パラメータが好まれているようで、主に中性子星の許容範囲につながります。2番目のケースでは、宇宙定数がプランク衛星の最適に適合した後、月と衛星レーザー測距の期待に関して互換性のない赤と青のシフトを示します。この問題を解決するために、粗視化された実験セットアップを提案し、現在の実験範囲よりも互換性のある、より適切な赤と青のシフト間隔を得るために衛星レーザー測距を行うためのPhobosを提案します。宇宙論的緊張への影響も議論されています。
パラティーニ$R^2$典型的なインフレ
| Title |
Palatini_$R^2$_Quintessential_Inflation |
| Authors |
Konstantinos_Dimopoulos,_Alexandros_Karam,_Samuel_S\'anchez_L\'opez_and_Eemeli_Tomberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.14117 |
単純な指数ポテンシャルを持つスカラー場を使用し、実行中の非最小結合で重力に結合された、Palatini$R^2$重力の典型的なインフレーションのモデルを構築します。初期には、フィールドはインフラトンとして機能しますが、後でそれは現在のダークエネルギーになります。スカラーセクターを理想的な流体と組み合わせて、インフレーションからダークエネルギー支配までのモデルの宇宙論的進化を研究します。結果をアインシュタインのフレームで解釈します。アインシュタインのフレームでは、流体とフィールドの間に結合が発生し、物質が支配的な時代に前者から後者にエネルギーを供給します。パラメータ空間で数値スキャンを実行し、インフレCMBデータと遅い時間の動作の両方の観測値と一致するポイントを見つけます。最終的な暗黒エネルギー密度は、$\Lambda$CDMの宇宙定数の極端な微調整を必要とせずに、モデルパラメーター間の相互作用から生じます。
真空エネルギーキャンセルの幾何学的メカニズム
真空エネルギーのゼロ点変動の幾何学的キャンセルのメカニズムを探求し、宇宙定数の問題を\emph{事実上}解決します。そうするために、我々は、真空エネルギーが、摂動されたフリードマン-ロバートソン-ウォーカー計量に背景がある標準的な湯川のような相互作用項を介して重力に非最小的に結合されたインフレーション二次丘頂ポテンシャルに燃料を供給すると仮定します。真空エネルギー放出がどのように幾何学的粒子に変換されるかを示し、予想される粒子密度と質量範囲を計算する準ドジッター相を採用します。したがって、我々は最も適切な暗黒物質候補を提案し、どのような状況下で暗黒物質を幾何学的準粒子によって構成されていると解釈できるかを示します。私たちは、ヒッグスポータルを使用して作成された量子粒子の生成と制約に直面します。さらに、裸の宇宙定数の役割は、今日の宇宙をスピードアップするために再解釈されています。したがって、標準の$\Lambda$CDMパラダイムへの影響が非常に強調されており、偶然の一致と微調整の両方の問題を修復する方法が示されています。
La orientaci \'on de las iglesias jesu \'iticas en Am
\'erica：resultados preliminares
私たちはアメリカのイエズス会の宣教教会を研究します。これは、1767年に教団が追放されるまで、大陸でのキリスト教の福音宣教の過程で最も代表的な建造物でした。主な目的は、研究された構造の可能な方向パターンを識別することです。そして、初期のキリスト教の作家のテキストによって示唆されているように、これらの向きが地元の地平線上の太陽や他の天体の上昇に関連しているかどうかを評価します。天文考古学のフィールドワークは、過去に南アメリカの2つの大きな地域、パラグアイとチキタンアイオワ（現在のボリビア東部）の歴史的な州で実施されてきました。これらのデータは、より広い文化的および地理的コンテキスト内で解釈される必要があります。したがって、大陸の宗教建築のより完全な全体像を得るためには、その結果を分析し、北米（ニュースペインの勝利）に17世紀と18世紀に建てられたイエズス会教会の方向性と比較する必要があります。私たちは、かつてのミッションサイトの歴史的および文化的分析と衛星画像を使用して、このプロジェクトに取り組みました。この論文では、私たちが到達したいくつかの予備的な結果を提示します。
