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Wed 29 Jun 22 18:00:00 GMT -- Thu 30 Jun 22 18:00:00 GMT

連続ニューラルフィールドを使用した強いレンズ光源の再構成

Title Strong_Lensing_Source_Reconstruction_Using_Continuous_Neural_Fields
Authors Siddharth_Mishra-Sharma,_Ge_Yang
URL https://arxiv.org/abs/2206.14820
暗黒物質の性質から私たちの宇宙の膨張率まで、強い重力レンズによって歪んだ遠方の銀河の観測は、天体物理学の主要な未解決の質問のいくつかに答える可能性があります。銀河-銀河の強いレンズ観測のモデリングには、背景の光源と前景のレンズ銀河の両方の正確な構成が不明であるため、多くの課題があります。高解像度のレンズ画像を期待する多くの今後の調査に促されたタイムリーな電話は、レンズを完全な複雑さで効率的にモデル化できる方法を要求します。この作業では、連続的な神経場を使用して、ソース銀河の複雑な形態を非パラメトリックに再構築すると同時に、前景レンズ銀河構成全体の分布を推測する方法を紹介します。近未来の天体物理学的調査で予想されるものと同様の高解像度レンズ画像を対象としたシミュレーションデータの実験を通じて、私たちの方法の有効性を実証します。

Fe Lシェルブレンドは、中温クラスターでの存在量測定にバイアスをかけますか?

Title Does_the_Fe_L-shell_blend_bias_abundance_measurements_in_intermediate-temperature_clusters?
Authors G._Riva,_S._Ghizzardi,_S._Molendi,_I._Bartalucci,_S._De_Grandi,_F._Gastaldello,_C._Grillo,_M._Rossetti
URL https://arxiv.org/abs/2206.14827
中温(T=2.5-4.5keV)銀河団では、存在量の測定値は、それぞれ$\sim$6.7keVと0.9-1.3keVで、FeKとLの遷移によってほぼ等しく駆動されます。Kシェルから得られた測定は信頼できると考えられていますが、現在利用可能な機器の解像度、および原子プロセスに関する現在の知識により、L線複合体のモデリングが困難になり、存在量測定にバイアスがかかる可能性があります。この作業では、中温範囲での鉄存在量測定に影響を与える可能性のあるFeL線複合体のモデリングに関連する体系を研究します。この目的のために、3つの明るい銀河団のサンプルを選択します。XMM-Newtonの長い観測が利用可能で、温度は2.5〜4.5keVの範囲です。同心リングから抽出されたスペクトルをAPECおよびAPEC+APECモデルに適合させ、LバンドとKバンドを交互に除外し、K-間の一貫性の指標として金属存在量の分数差$\DeltaZ/Z$を導き出します。およびLシェルから導出された測定。次に、$\DeltaZ/Z$分布が、クラスター半径、リング温度、およびX線束の関数として調べられます。各MOSおよびpnスペクトルの個別の適合によって測定された、Lによって誘発された系統分類は、2.5〜4.5keVの温度範囲全体で5〜6%の値で一定のままです。逆に、MOSスペクトルとpnスペクトルを組み合わせると、上記の推定値で1〜2%をわずかに超えることになります。リングX線束への有意な依存性は強調されていません。測定された5〜8%の値は、導出された鉄の存在量に対する系統分類学の適度な寄与を示しており、将来の測定に自信を与えます。現在までのところ、これらの調査結果は、分析における系統分類学の最も達成可能な推定値を表していますが、将来のマイクロ熱量計は、FeL放出の根底にある原子プロセスの理解を大幅に改善します。

重力波検出器で暗い塊を探す

Title Searching_for_Dark_Clumps_with_Gravitational-Wave_Detectors
Authors Sebastian_Baum,_Michael_A._Fedderke,_and_Peter_W._Graham
URL https://arxiv.org/abs/2206.14832
太陽系を通過する暗くコンパクトな物体(「塊」)は、重力波(GW)検出器のテスト質量(TM)に加速度を及ぼします。広範囲の周波数で動作する、現在および将来のさまざまなGW検出器で、これらの塊の通過の検出可能性を再検討します。内太陽系を通過する凝集塊によって引き起こされるTM加速度は、約$f\sim\mu$Hzの周波数成分を持っています。私たちの何人か[arXiv:2112.11431]は最近、小惑星から小惑星までの範囲に基づいて、$\mu$Hzの感度を持つGW検出の概念を提案しました。この概念の詳細な感度予測から、分析とシミュレーションの両方で、純粋に重力による塊と物質の相互作用により、質量が$m_{\text{cl}}\simの塊の場合、$\sim20$年ごとに1つの検出可能な通過が得られることがわかります。10^{14}\text{kg}$は、暗黒物質(DM)の密度を飽和させます。ローカルTMを使用し、より高い周波数帯域で動作する他の(提案された)GW検出器は、より小さな凝集塊に敏感であり、検出可能な信号の割合がより低くなります。また、重力よりも大幅に強い(ただし、既知の第5の力の制約を回避する)追加の長距離凝集物質の第5の力が付与された凝集の場合を検討します。$\mu$Hz検出器の概念では、シミュレーションを使用して、たとえば、$\sim$AUの範囲で重力よりも10^3$倍強い凝集物質の第5の力が質量範囲$10^{11}\text{kg}\lesssimm_{\text{cl}}\lesssim10^{14}\text{kg}$の塊の場合、検出可能なトランジットの割合は1年に数回です。それらがDMの$\sim1$%サブコンポーネントである場合。$\mu$HzGW検出器が小惑星の質量スケールの暗い物体を探査する機能は、他の方法では検出できない可能性があり、それらの開発の科学的根拠を強化します。

深層学習からのかみのけ座銀河団の動的質量

Title The_Dynamical_Mass_of_the_Coma_Cluster_from_Deep_Learning
Authors Matthew_Ho,_Michelle_Ntampaka,_Markus_Michael_Rau,_Minghan_Chen,_Alexa_Lansberry,_Faith_Ruehle,_Hy_Trac
URL https://arxiv.org/abs/2206.14834
1933年、かみのけ座銀河団の質量に関するフリッツツビッキーの有名な調査により、彼は暗黒物質\cite{1933AcHPh...6..110Z}の存在を推測しました。彼の基本的な発見は、現代の宇宙論の基礎であることが証明されています。私たちが今知っているように、そのような暗黒物質は物質の85\%と宇宙の質量エネルギー含有量の25\%を占めています。コマのような銀河団は、高温のイオン化ガスと数千の銀河に加えて、暗黒物質の大規模で複雑なシステムであり、暗黒物質の分布の優れたプローブとして機能します。ただし、経験的研究によると、このようなシステムの総質量は、とらえどころのないままであり、正確に制約することは困難です。ここでは、近年開発されたベイズ深層学習手法に基づいたかみのけ座銀河団の動的質量の新しい推定値を示します。新しいデータ駆動型アプローチを使用して、Comaの$\mthc$質量を$1.78\pm0.03\h^{-1}\mathrm{Mpc}の半径内で$10^{15.10\pm0.15}\\hmsun$と予測します。その中心の$。私たちの予測は、複数のトレーニングデータセットにわたって厳密であり、コマの質量の過去の推定値と統計的に一致していることを示しています。この測定は、かみのけ座銀河団の動的状態の理解を強化し、天文学における機械学習の経験的応用のための厳密な分析と検証方法を進歩させます。

GPの使用方法:ガウス過程回帰に対する平均関数とハイパーパラメーター選択の影響

Title How_to_use_GP:_Effects_of_the_mean_function_and_hyperparameter_selection_on_Gaussian_Process_regression
Authors Seung-gyu_Hwang,_Benjamin_L'Huillier,_Ryan_E._Keeley,_M._James_Jee,_Arman_Shafieloo
URL https://arxiv.org/abs/2206.15081
ガウス過程は、モデルに依存しない方法で宇宙論的量を再構築するために宇宙論で広く使用されてきました。ただし、採用された平均関数とハイパーパラメータの妥当性、および結果の選択への依存性は十分に調査されていません。この論文では、Ia型超新星からの距離係数の再構築に対する基礎となる平均関数とハイパーパラメータの選択の影響を研究します。任意の平均関数の選択が再構成に影響を与えることを示します。平均関数がゼロの場合、非物理的な距離係数になり、偏った再構成に最適なLCDMが得られます。再構成への影響​​を効果的に取り除くために、平均関数のファミリーとハイパーパラメーターを無視することを提案します。さらに、さまざまなカーネル関数を考慮して結果の妥当性と一貫性を調査し、方法に偏りがないことを示します。

ホストと環境:AGNと星形成銀河の(大規模な)電波の歴史

Title Hosts_and_environments:_a_(large-scale)_radio_history_of_AGN_and_star-forming_galaxies
Authors Manuela_Magliocchetti
URL https://arxiv.org/abs/2206.15286
それらの相対的なまばらさにもかかわらず、近年、銀河外の放射源(AGNと星形成銀河の両方)が、それらの本質的な価値のためだけでなく、それらの基本的な価値のために、非常に興味深い集団の混合を構成することがますます明らかになっています。私たちの宇宙を今日のように形作る上での役割。確かに、現在、放射性AGNは、巨大な銀河や銀河団の進化に関与している主要なプレーヤーであると考えられています。同時に、非常に高い赤方偏移まで観測される可能性があるため、電波銀河は、私たちの宇宙の星形成の歴史とその大規模構造の特性およびそれらの進化の両方に関する重要な情報を提供することもできます。LOFAR、MeerKAT、SKAなど、前例のない深さと幅で電波の空を探査する現在および今後の施設に照らして、このレビューは、ホストに関連する銀河系外の電波源に関する知識に関する最新技術を提供することを目的としています。、大規模な環境と宇宙論的文脈。

線強度マッピング:理論レビュー

Title Line-Intensity_Mapping:_Theory_Review
Authors Jos\'e_Luis_Bernal_and_Ely_D._Kovetz
URL https://arxiv.org/abs/2206.15377
線強度マッピング(LIM)は、比較的低口径の機器を使用して空の大部分をスキャンし、銀河と銀河間媒体からの全スペクトル線放射を収集する、宇宙を調査するための新しいアプローチです。一連の線の強度変動をマッピングすることで、他の宇宙論的観測の範囲をはるかに超えた赤方偏移を調査し、他の方法では探索できないアクセス体制を調査し、他の測定値との相互相関の巨大な可能性を活用するユニークな機会を提供します。これは、銀河の形成と進化、宇宙論、および基礎物理学に関連するさまざまな質問についての理解を深めることを約束します。ここでは、マイクロ波から光周波数までの範囲の線に焦点を当てます。その放射は、宇宙の歴史全体にわたる銀河の星形成に関連しています。今後10年間で、LIMは、最初の検出のパスファインダー時代から、新しい洞察と発見を生み出すために12を超えるミッションからのデータが収集される初期科学の時代に移行します。このレビューでは、これらのミッションの主要なターゲットラインについて説明し、それらの強度と変動をモデル化するためのさまざまなアプローチについて説明し、それらの測定の科学的展望を調査し、データを分析するための統計的手法の背後にある形式を提示し、他との相乗効果の機会を動機付けますオブザーバブル。私たちの目標は、非専門家のための分野への教育学的な紹介を提供すること、そして専門家のための包括的なリファレンスとして役立つことです。

Quijote PNG:ハローパワースペクトルバイスペクトルの情報コンテンツ

Title Quijote_PNG:_The_information_content_of_the_halo_power_spectrum_and_bispectrum
Authors William_R_Coulton,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_Drew_Jamieson,_Marco_Baldi,_Gabriel_Jung,_Dionysios_Karagiannis,_Michele_Liguori,_Licia_Verde_and_Benjamin_D._Wandelt
URL https://arxiv.org/abs/2206.15450
ハロー場の小規模測定から、4種類の原始非ガウス性(PNG)についてどれだけ学ぶことができるかを調べます。\textsc{quijote-png}シミュレーションを使用して、ハローパワースペクトルのモノポールと四重極、物質パワースペクトル、ハローと物質のクロススペクトル、およびハローバイスペクトルモノポールの測定でアクセス可能な情報コンテンツを定量化します。この分析は、$k_\mathrm{max}=0.5\mathrm{h/Mpc}$までの小さな非線形スケールを含み、これらのスケールが宇宙論的および迷惑なパラメータを使用して縮退を打破できるかどうかを調査する最初の分析です。何千ものN体シミュレーション。\emph{local}PNGの場合、サンプル分散キャンセルを使用したパワースペクトルからのスケール依存バイアス効果の測定は、ハローバイスペクトルの測定よりも大幅に厳しい制約を提供します。この場合、小規模の測定により、最小限の追加の拘束力が追加されます。対照的に、\emph{equilateral}および\emph{orthogonal}PNGの情報は、主にバイスペクトルを介してアクセスできます。これらの形状の場合、小規模な測定ではハローバイスペクトルの拘束力が最大$\times4$増加しますが、$k\approx0.3\mathrm{h/Mpc}$を超えるスケールを追加すると、PNG間の縮退が大幅に減少し、拘束が改善されます。およびその他のパラメータ。これらの縮退は、パワースペクトルとバイスペクトル測定を組み合わせることでさらに強力に軽減されます。ただし、測定値と小規模な情報を組み合わせても、\emph{equilateral}の非ガウス性は$\sigma_8$とバイアスモデルで非常に縮退したままです。

彗星の爆発の様子C/2014 UN $ _ {271} $(Bernardinelli-Bernstein)20au付近

Title A_LOOK_at_Outbursts_of_Comet_C/2014_UN$_{271}$_(Bernardinelli-Bernstein)_Near_20_au
Authors Michael_S._P._Kelley,_Rosita_Kokotanekova,_Carrie_E._Holt,_Silvia_Protopapa,_Dennis_Bodewits,_Matthew_M._Knight,_Tim_Lister,_Helen_Usher,_Joseph_Chatelain,_Edward_Gomez,_Sarah_Greenstreet,_Tony_Angel,_and_Ben_Wooding
URL https://arxiv.org/abs/2206.14888
彗星の活動は、一酸化炭素氷など、昇華温度が非常に低い氷によって引き起こされる可能性があります。これは、20auをはるかに超える距離で昇華する可能性があります。この点は、オールトの雲彗星C/2014UN$_{271}$(Bernardinelli-Bernstein)の発見と、観測された活動が$\sim$26auに達したことによって強調されています。この彗星の光学的な明るさと振る舞いを観察することで、外太陽系の活動の推進力を潜在的に見分けることができます。LCOOutburstingObjectsKey(LOOK)プロジェクトの一環として、太陽から19〜20au(2021年6月から2022年2月)に撮影された広帯域光学測光によるベルナーディネッリ彗星-ベルナーディネッリ彗星の活動の研究を紹介します。私たちの分析によると、この期間中の彗星の光学的明るさは、最初は彗星の爆発、短い(<1日)タイムスケールで$\sim10^7$から$\sim10^8$kgの物質を放出する確率的イベントによって支配されていました。2021年6月と9月に発生した3つのそのような爆発の証拠を提示します。これらのイベントによって発掘された名目上の核の体積は、宇宙船によって画像化された、短周期彗星の核の表面にある10〜100mのピット型のボイドに似ています。近日点前の大きな距離で観測されたオールトの雲彗星の3つのうち2つは、20au付近で爆発的な振る舞いを示し、このようなイベントがこの集団で一般的である可能性を示唆しています。さらに、静止状態のCOによる活動が、2022年1月から2月の彗星の明るさを説明している可能性がありますが、彗星の活動領域(昇華する氷の量)がヘリオセントリック距離で変化する可能性もあります。

火星によって明らかにされたケルベルス地溝帯のテクトニクス

Title Tectonics_of_Cerberus_Fossae_unveiled_by_marsquakes
Authors Simon_C._St\"ahler,_Anna_Mittelholz,_Cl\'ement_Perrin,_Taichi_Kawamura,_Doyeon_Kim,_Martin_Knapmeyer,_G\'eraldine_Zenh\"ausern,_John_Clinton,_Domenico_Giardini,_Philippe_Lognonn\'e,_W._Bruce_Banerdt
URL https://arxiv.org/abs/2206.15136
InSightミッションは、2018年2月から火星の地震活動を測定し、別の惑星のテクトニクスを調査することを許可しています。地震データは、広く分布している地表断層のほとんどが地震活動をしておらず、地震活動は主に単一の地溝構造であるケルベルス地溝帯に由来していることを示しています。低周波成分と高周波成分、それぞれLFイベントとHFイベントを特徴とする火星の両方の主要なファミリーが、この地溝システムの中央部と東部に位置していることを示します。LF震源は、深さ15〜50kmに位置し、スペクトル特性は、これらの深さでの最近の火山活動と一致する、構造的に弱く、潜在的に暖かい震源領域を示唆しています。HF火炎は、地殻のもろくて浅い部分で発生し、地溝の側面に関連する断層面で発生する可能性があります。推定マグニチュードは2.8から3.8の間であり、ケルベルス地溝帯内の総地震モーメント放出は1.4-5.6$\times10^{15}$Nm/年、または惑星全体の観測値の少なくとも半分になります。私たちの調査結果は、ケルベルス地溝帯が現在の火山過程によって形成された独特の構造環境を表し、最小の局所的な熱流に影響を与えることを確認しています。

サイズが異なるため、エウロパとエンケラドスの氷の殻の形状が異なる:海洋熱輸送の影響

Title Different_ice_shell_geometries_on_Europa_and_Enceladus_due_to_their_different_sizes:_impacts_of_ocean_heat_transport
Authors Wanying_Kang
URL https://arxiv.org/abs/2206.15325
氷の世界では、氷の殻と地下の海洋が結合したシステムを形成します。氷の厚さの勾配によって引き起こされる氷の殻からの熱と塩分のフラックスが海洋の循環を促進し、次に、海洋の循環による熱輸送が氷の殻を形成します。。したがって、海洋熱輸送(OHT)の効率の軌道パラメータへの依存性を理解することで、直接観測が可能になる前に氷殻の形状を予測できるようになり、ミッション設計に役立つ情報が得られます。傾圧乱気流に関するこれまでの研究に触発されて、私は最初に氷の地形によって駆動される氷の衛星のOHTのスケーリング則を導き出し、次にそれらを高解像度の3D数値シミュレーションに対して検証します。次に、スケーリングの法則を使用して、氷の殻が熱収支に近いはずであることを知って、平衡氷の厚さの変化を予測することができます。小さな氷の衛星(エンケラドゥスなど)の氷の殻は、氷の極域で増幅された潮汐散逸によって引き起こされる赤道と極の間に強い厚さの変動を生じる可能性があります。カリストなど)は、効率的なOHTの平滑化効果によりフラットになる傾向があります。これらの予測は、エンケラドスとエウロパでシミュレートされたさまざまな氷の進化経路によって明らかになります。これは、氷の散逸、伝導熱損失、OHTによって引き起こされる氷の凍結/融解、および氷の流れによる大量の再分布を考慮したものです。

Dimorphos DART衝撃噴出物の地上での可観測性:測光予測

Title Ground-based_observability_of_Dimorphos_DART_impact_ejecta:_Photometric_predictions
Authors Fernando_Moreno,_Adriano_Campo_Bagatin,_Gonzalo_Tancredi,_Po-Yen_Liu,_and_Bruno_Dominguez
URL https://arxiv.org/abs/2206.15350
ダブルアステロイドリダイレクションテスト(DART)は、バイナリ(65803)ディディモスシステムの2次コンポーネントであるディモーフォスに発射体を衝突させて軌道のたわみを研究することを目的としたNASAのミッションです。衝撃の結果として、塵の雲が体から放出され、地上の計装を使用して観察される可能性のある、衝撃後の数時間または数日で一時的な昏睡または彗星のような尾を形成する可能性があります。インパクターの質量と速度に基づいて、既知のスケーリング則を使用して、放出される総質量を概算できます。次に、コマの予想される明るさのレベルとテールの範囲および形態を提供することを目的として、運動方程式を統合することによって放出された粒子の軌道を伝播し、モンテカルロアプローチを使用してコマの進化を研究しました。と尾の明るさ。インデックス--3.5の典型的なパワーロー粒子サイズ分布の場合、半径r$_{rmin}$=1$\mu$mおよびr$_{max}$=1cm、脱出速度の10倍近くの放出速度ディモーフォスの速度では、衝突直後に$\sim$3の大きさの明るさが増加し、約10日後に衝突前のレベルに減衰すると予測されます。それは、一般的な放出メカニズムが衝撃によって誘発された地震波に由来する場合に当てはまります。ただし、ほとんどのイジェクタが$\gtrsim$100$\mathrm{m\;のオーダーの速度で放出される場合。s^{-1}}$の場合、イベントの可観測性は、1日以下のオーダーの非常に短い期間に減少します。

MOSDEF調査:z〜2.3星形成銀河集団の完全な国勢調査に向けて

Title The_MOSDEF_Survey:_Towards_a_Complete_Census_of_the_z_~_2.3_Star-forming_Galaxy_Population
Authors Jordan_N._Runco,_Alice_E._Shapley,_Ryan_L._Sanders,_Mariska_Kriek,_Naveen_A._Reddy,_Alison_L._Coil,_Bahram_Mobasher,_Brian_Siana,_Michael_W._Topping,_William_R._Freeman,_Irene_Shivaei,_Mojegan_Azadi,_Sedona_H._Price,_Gene_C._K._Leung,_Tara_Fetherolf,_Laura_de_Groot,_Tom_Zick,_Francesca_M._Fornasini,_Guillermo_Barro
URL https://arxiv.org/abs/2206.14812
MOSDEF調査の完全性を分析します。この調査では、十分に研究されたHST銀河系外レガシーフィールドから固定の静止光学マグニチュード限界(H_AB=24.5)まで、静止光学分光法のためにz〜2個の銀河が選択されました。以前の研究で分析された高い信号対雑音(S/N)輝線検出を備えたz〜2MOSDEF銀河のサブセットは、可能なz〜2MOSDEFターゲットのごく少数(<10%)を表しています。したがって、この高いS/Nサブサンプルがどれほど代表的であるかを理解すると同時に、MOSDEF分光サンプルをより完全に活用することが重要です。スペクトルエネルギー分布(SED)モデルと静止光学スペクトルスタッキングを使用して、MOSDEFz〜2の高S/Nサブサンプルを、赤方偏移のあるz〜2の星形成銀河の完全なMOSDEFサンプルと比較します。後者は増加を表します。3倍以上のサンプルサイズで。特に[NII]BPTダイアグラム上の局所的な星形成シーケンスからのオフセットの大きさに関して、両方のサンプルが同様の輝線特性を持っていることがわかります。星の質量(M_*)、星形成率(SFR)と特定のSFR(sSFR)、UVJの色など、ホスト銀河の特性の中央値にはわずかな違いがあります。ただし、これらのオフセットは、分布の広がりを考慮するとわずかです。SEDモデリングを使用して、MOSDEF調査で観測されたz〜2個の星形成銀河のサンプルが、利用可能なそのようなターゲットの親カタログを代表していることも示しています。星形成銀河輝線特性の進化に関する以前のMOSDEFの結果は、親のz〜2銀河集団に対して偏っていないと結論付けています。

超大質量ブラックホール周辺の恒星分布:強力な分離レジームの再検討

Title Stellar_Distributions_Around_a_Supermassive_Black_Hole:_Strong_Segregation_Regime_Revisited
Authors Itai_Linial_and_Re'em_Sari
URL https://arxiv.org/abs/2206.14817
銀河の中心にある質量$M_{\bullet}$の中央の超大質量ブラックホールに近い星の定常状態分布に対する新しい解析解を提示します。$dN/dm\proptom^{\gamma}$の形式の連続質量関数を仮定すると、特定の軌道エネルギー$x=GM_{\bullet}/r--v^2/2$を持つ星は主に星によって散乱されます質量$m_{\rmd}(x)\proptox^{-5/(4\gamma+10)}$は、そのエネルギーでの軽い種と重い種の両方の散乱を支配します。質量$m_{\rmd}(x)$の星は、$x$未満のエネルギーでは指数関数的にまれであり、エネルギー$で密度プロファイル$n(x')\proptox'^{3/2}$に従います。x'\ggx$。私たちのソリューションは、Bahcall&Wolf(1977)の結論と同様ですが、Alexander&Hopman(2009)の仮定とは対照的に、すべての質量種のエネルギー空間を通る星の流れを無視できると予測しています。これは、異なる恒星の質量が散乱を支配するレジーム間をスムーズに移行する最初の解析ソリューションです。

天の川銀河の分子ガス円盤のスケールハイトについて

Title On_the_scale-height_of_the_molecular_gas_disc_in_Milky_Way-like_galaxies
Authors Sarah_M._R._Jeffreson,_Jiayi_Sun_and_Christine_D._Wilson
URL https://arxiv.org/abs/2206.14818
移動メッシュコードArepoの天の川銀河のシミュレーション内で、分子ガスディスクのスケールハイトと分子星間物質の乱流速度分散との関係を研究します。分子ガスの垂直分布は、スケールハイトが約50pcの均一なガウス関数で記述できることがわかります。このスケールハイトが重力と乱流圧力の間の静水圧平衡の状態と一致しているかどうかを調査します。(kpcスケールの観測から測定されるように)全乱流速度分散を使用した静水圧予測は、真の分子ディスクスケールハイトの過大評価を与えることがわかります。離散的な巨大分子雲の重心間の速度分散(雲雲速度分散)を使用した静水圧予測は、より正確な推定につながります。分子雲の内部の速度分散は、局所的に増強された重力場によって上昇します。我々の結果は、分子ディスクのスケールハイトを正確に決定するために、分子ガスの観測が個々の分子雲のスケールに到達する必要があることを示唆している。

MWハローにおけるSIDMとバリオン間の相互作用の解明:バリオンが熱伝達を決定する場所の定義

Title Unraveling_the_interplay_between_SIDM_and_baryons_in_MW_halos:_defining_where_baryons_dictate_heat_transfer
Authors Jonah_C._Rose,_Paul_Torrey,_Mark_Vogelsberger,_Stephanie_O'Neil
URL https://arxiv.org/abs/2206.14830
MWのような銀河の宇宙論的ズームインシミュレーションの新しいセットを提示します。これには、初めて弾性速度依存の自己相互作用暗黒物質(SIDM)とIllustrisTNG物理学が含まれます。これらのシミュレーションを使用して、SIDMとバリオンの間の相互作用、および銀河の進化過程に対するその影響を調査します。また、解析を簡素化し、計算コストを削減しながら、DMハローに対する完全に実現された流体力学の効果を合理的に再現できる修正されたDMOシミュレーションの新しいセットを紹介します。バリオンは、MWのような銀河のSIDM散乱よりも、ハローの中央領域の熱構造を大きく変化させることがわかります。さらに、MWのようなハローの新しい熱構造により、SIDMは、銀河の中心から熱を移動することによって熱サポートを除去するため、コアではなく、より尖った中心密度を作成することがわかります。バリオンの収縮によって引き起こされるこの効果は、恒星の質量が$10^8$M$_\odot$の銀河に影響を及ぼし始め、MW-質量スケールまで強度が増加することがわかります。これは、恒星の質量が$10^8$から少なくとも$10^{11}$M$_\odot$の銀河のSIDM断面積を制約するために使用されるシミュレーションでは、正確な予測を行うためにバリオンが必要になることを意味します。

GaiaDR3によって明らかにされた銀河スパイラルアームの化学的特徴

Title The_chemical_signature_of_the_Galactic_spiral_arms_revealed_by_Gaia_DR3
Authors E._Poggio,_A._Recio-Blanco,_P._A._Palicio,_P._Re_Fiorentin,_P._de_Laverny,_R._Drimmel,_G._Kordopatis,_M._G._Lattanzi,_M._Schultheis,_A._Spagna,_E._Spitoni
URL https://arxiv.org/abs/2206.14849
最近のガイアデータリリース3(DR3)を利用して、明るい巨星のさまざまなサンプルを使用して、天の川の円盤の化学的不均一性を太陽の$\sim$4kpcの距離にマッピングします(log($g$)<1.5dex、T$_{\rm{eff}}$\sim3500-5500K)。有効温度が比較的高い星を含むサンプルでは、​​より顕著で構造化されているように見える顕著な不均一性を検出します。このサンプルでは、​​銀河円盤の渦巻腕の近くにある、銀河面にある3つ(おそらく4つ)の金属に富む細長い特徴を特定します。銀河の半径に投影すると、これらの特徴は、観測された放射状の勾配の上に統計的に有意な隆起として現れ、線形の半径方向の減少の仮定をこのサンプルには適用できません。対照的に、より冷たい巨人を含むサンプルは、銀河の半径の関数として比較的滑らかな減少を示します。銀河方位角$\phi$のさまざまなスライスを考慮すると、クールな巨人の測定された放射状金属量勾配の傾きは、$\phi\sim-20^で$\sim$-0.05dexkpc$^{-1}$から徐々に変化します。{\circ}$から$\sim$-0.03dexkpc$^{-1}$at$\phi\sim20^{\circ}$。銀河の渦巻構造と、比較的高温の有効温度のサンプルで観察された化学パターンとの強い相関関係は、渦巻腕が検出された化学的不均一性の原因である可能性があることを示しています。このシナリオでは、銀河腕はより熱い星に強い特徴を残しますが、より冷たい巨星が考慮されると、それは徐々に消えていきます。

Blanco DECamバルジ調査(BDBS)IV:260万個のレッドクランプ星からの金属量分布とバルジ構造

Title Blanco_DECam_Bulge_Survey_(BDBS)_IV:_Metallicity_Distributions_and_Bulge_Structure_from_2.6_Million_Red_Clump_Stars
Authors Christian_I._Johnson,_R._Michael_Rich,_Iulia_T._Simion,_Michael_D._Young,_William_I._Clarkson,_Catherine_A._Pilachowski,_Scott_Michael,_Tommaso_Marchetti,_Mario_Soto,_Andrea_Kunder,_Andreas_J._Koch-Hansen,_A._Katherina_Vivas,_Meridith_Joyce,_Juntai_Shen,_and_Alexis_Osmond
URL https://arxiv.org/abs/2206.14851
BlancoDECamBulgeSurvey(BDBS)から抽出された260万個のバルジレッドクランプ星のサンプルの測光金属量測定値を示します。以前の研究と同様に、バルジは強い垂直金属量勾配を示し、金属量分布関数の少なくとも2つのピークがb<-5に現れることがわかりました。金属に乏しい([Fe/H]〜-0.3)と金属に富む([Fe/H]〜+0.2)の存在量分布を識別できます。これらはそれぞれ、緯度とともに明確な体系的な傾向を示し、バルジの星形成/濃縮プロセス。両方のグループは非対称の尾を示し、その結果、[Fe/H]空間のいずれかのピークへの星の近接は、必ずしもグループメンバーシップの肯定ではないと主張します。金属の少ないピークは、平面から離れるほど低い[Fe/H]値にシフトしますが、金属の多いテールは切り捨てられます。平面に近いと、金属が豊富なテールは、軸外のフィールドよりも短軸に沿って広く見えます。また、バルジには2つの金属不足の集団があると仮定します。1つは低緯度の金属不足の尾部に属し、主に金属が豊富なグループであり、もう1つは外側のバルジで支配的な金属不足のグループに属します。|Z|のフィールドでX字型構造を検出します。>0.7kpcおよび[Fe/H]>-0.5の星の場合。[Fe/H]<-0.5の星は球形または「太い棒」の分布を形成する可能性がありますが、[Fe/H]>-0.1の星は平面の近くに強く集中しています。

ロングガンマ線バーストのホスト銀河は、フィールドの星形成銀河よりもコンパクトですか?

Title Are_the_host_galaxies_of_Long_Gamma-Ray_Bursts_more_compact_than_star-forming_galaxies_of_the_field?
Authors B._Schneider,_E._Le_Floc'h,_M._Arabsalmani,_S._D._Vergani_and_J._T._Palmerio
URL https://arxiv.org/abs/2206.14873
(簡略化)ロングガンマ線バースト(GRB)は、特に従来の方法が固有のバイアスに悩まされていることが知られている高赤方偏移で、星形成の宇宙の歴史を追跡するための有望なツールを提供します。低赤方偏移でのGRBホスト銀河の以前の研究は、星の質量と星形成率(SFR)の高い表面密度がGRBの生成を潜在的に高めることができることを示しました。$z>1$のGRBホストのサンプルと、フィールドからの星形成源のコントロールサンプルを使用して、遠方の銀河のサイズ、恒星の質量、SFR面密度が長いGRBをホストする確率にどのように影響するかを評価します。近赤外線のハッブル宇宙望遠鏡WFC3カメラで観測された$1<z<3.1$の45個のGRBホスト銀河のサンプルを収集します。GALFITパラメトリックアプローチを使用して、GRBホストの光プロファイルをモデル化し、35個のGRBホストの半光半径を導き出します。これを使用して、各オブジェクトのSFRと恒星の質量表面密度を推定します。これらの物理量の分布を、同等の赤方偏移と恒星の質量での3D-HST深部調査からの星形成銀河の完全なサンプルのSFR加重特性と比較します。$z<1$と同様に、GRBホストはサイズが小さく、$1<z<2$の散在銀河よりも星の質量とSFRの表面密度が高いことを示しています。興味深いことに、この結果は、光学的に明るい残光を持つGRBのホストと暗いGRBのホストを別々に検討した場合でも堅牢です。ただし、$z>2$の場合、GRBホストは、散在銀河を特徴付けるものとより一致するサイズと恒星の質量表面密度を持っているように見えます。低金属量環境への可能性のある傾向に加えて、恒星密度などの他の環境特性は、少なくとも$z\sim2$までの長いGRBの形成に役割を果たすように見えます。これは、GRBが特別な環境を作り出す必要があることを示唆しているかもしれません。

プライムフォーカススペクトログラフ銀河進化調査

Title The_Prime_Focus_Spectrograph_Galaxy_Evolution_Survey
Authors Jenny_Greene,_Rachel_Bezanson,_Masami_Ouchi_and_John_Silverman_and_the_PFS_Galaxy_Evolution_Working_Group
URL https://arxiv.org/abs/2206.14908
360泊PFSスバル戦略プログラムのプライムフォーカススペクトログラフ(PFS)ギャラクシーエボリューションの柱を紹介します。この130泊のプログラムでは、PFSの広い波長範囲と大規模な多重化機能を利用して、宇宙の夜明けから現在までの典型的な銀河の進化を研究します。z〜7のライマンアルファエミッターからプローブの再電離、z〜3のドロップアウトによる銀河間媒体の吸収のマッピング、連続体で選択されたz〜1.5のサンプルまで、銀河の進化の物理学をグラフ化します。進化する宇宙のウェブ。この記事は、PFSの構築の初期の提唱者であり、GalaxyEvolutionWorkingGroupの主要な初期メンバーであったOlivierLeFevreの記憶に捧げられています。

VANDELS調査からの赤方偏移2

Title The_properties_of_the_Interstellar_Medium_in_star-forming_galaxies_at_redshifts_2_
Authors A._Calabr\`o,_L._Pentericci,_M.Talia,_G.Cresci,_M.Castellano,_D.Belfiori,_S.Mascia,_G.Zamorani,_R.Amor\'in,_J.Fynbo,_M.Ginolfi,_L.Guaita,_N.Hathi,_A.Koekemoer,_M.Llerena,_F.Mannucci,_P.Santini,_A.Saxena,_D.Schaerer
URL https://arxiv.org/abs/2206.14918
銀河の内側と外側のガス状の流れは、宇宙の時間全体で星形成活動​​を調節するため、銀河の進化を理解するための鍵となります。VANDELSスペクトルで検出された遠紫外線吸収線を使用して、330CIII]またはHeIIエミッターのISM運動学を研究します。これらの銀河は、10$^8$から10$^{11}$M$_\odot$までの広範囲の恒星質量と、1から500M$_\odot$/年までのSFRにまたがっています。2および5。バルクISM速度v$_{ism}$はグローバルに流出しており、SiII1260によってトレースされた低イオン化ガスのv$_{ism}$は-60$\pm$10km/sであることがわかります。オングストローム、CII1334、SiII1526、およびAlII1670、および-160$\pm$30および-170$\pm$30km/sのv$_{ism}$は、AlIII1854-1862によってそれぞれトレースされた高イオン化ガスの場合およびSiIV1393-1402。興味深いことに、BPASSモデルは、他の星の種族テンプレートよりも、SiIVダブレットの周りの星の連続体をよりよく再現することができます。また、サンプルの34%に流入の兆候があり(v$_{ism}>0$)、より低い赤方偏移で報告された割合のほぼ2倍であることがわかります。v$_{ism}$をホスト銀河の特性と比較すると、恒星の質量とSFRとの有意な相関関係はなく、形態に関連するパラメーターへのわずかに有意な依存性($\sim2\sigma$)があり、速度はわずかに高くなっています。サイズが小さく(同等の半径でプローブされている)、濃度が高く、SFRの面密度が高い銀河に見られます。流出は、加速する運動量駆動の風のモデルと一致しており、密度は半径とともに減少します。より低い赤方偏移での同様の研究と比較して、私たちの適度に低いv$_{ism}$は、流入と内部乱流がz>2で増加した役割を果たす可能性があることを示唆しています。銀河のSFRに匹敵する質量流出率、および625km/sの平均脱出速度を推定します。これは、ほとんどのISMが銀河ハローに拘束されたままであることを示唆しています。

ユークリッドの準備:XXIII。模擬フラックスとHバンド画像を使用した深層機械学習による銀河の物理的特性の導出

Title Euclid_preparation:_XXIII._Derivation_of_galaxy_physical_properties_with_deep_machine_learning_using_mock_fluxes_and_H-band_images
Authors Euclid_Collaboration:_L._Bisigello,_C.J._Conselice,_M._Baes,_M._Bolzonella,_M._Brescia,_S._Cavuoti,_O._Cucciati,_A._Humphrey,_L._K._Hunt,_C._Maraston11,_L._Pozzetti,_C._Tortora,_S.E._van_Mierlo,_N._Aghanim,_N._Auricchio,_M._Baldi,_R._Bender,_C._Bodendorf,_D._Bonino,_E._Branchini,_J._Brinchmann,_S._Camera,_V._Capobianco,_C._Carbone,_J._Carretero,_F.J._Castander,_M._Castellano,_A._Cimatti,_G._Congedo,_L._Conversi,_Y._Copin,_L._Corcione,_F._Courbin,_M._Cropper,_A._Da_Silva,_H._Degaudenzi,_M._Douspis,_F._Dubath,_C.A.J._Duncan,_X._Dupac,_S._Dusini,_S._Farrens,_S._Ferriol,_M._Frailis,_E._Franceschi,_P._Franzetti,_M._Fumana,_B._Garilli,_W._Gillard,_B._Gillis,_C._Giocoli,_A._Grazian,_F._Grupp,_L._Guzzo,_S.V.H._Haugan,_W._Holmes,_F._Hormuth,_A._Hornstrup,_K._Jahnke,_M._K\"ummel,_S._Kermiche,_A._Kiessling,_et_al._(136_additional_authors_not_shown)
URL https://arxiv.org/abs/2206.14944
Euclid、Rubin/LSST、Romanなどの次世代望遠鏡は、宇宙に新しいウィンドウを開き、数千万の銀河の物理的特性を推測できるようにします。機械学習手法は、従来の手法よりもデータサンプルへの適用が高速であるだけでなく、多くの場合より正確であるため、この膨大な量のデータを処理するための最も効率的なツールになりつつあります。これらのデータを活用するためのアプリケーションと制限を適切に理解することが最も重要です。この論文では、ユークリッドとルービン/LSSTの調査を模倣したデータ内の銀河の深層学習アルゴリズムを使用して、赤方偏移、恒星の質量、星形成率をどれだけうまく測定できるかを調査することにより、このトピックの調査を示します。トレーニングに使用されるサンプルのパラメーター空間に依存するディープラーニングニューラルネットワークと畳み込みニュートラルネットワーク(CNN)は、これらの銀河の特性の測定に優れており、に基づく従来の方法よりも優れた精度を備えていることがわかります。スペクトルエネルギー分布フィッティング。CNNを使用すると、$H_{E}$バンド画像とともにマルチバンドマグニチュードを処理できます。画像を使用すると恒星の質量の推定値が向上することがわかりますが、赤方偏移や星形成率の推定値は向上しません。私たちの最良の機械学習結果は、i)$H_{E}$バンドのS/N>3のサンプルの銀河の99.9%について、0.15未満の正規化誤差内の赤方偏移を導き出すことです。ii)考慮されている銀河の99.5%について、2倍以内の恒星の質量($\sim$0.3dex)。iii)サンプルの$\sim$70%に対して、2倍以内の星形成率($\sim$0.3dex)。主にEuclidとRubin/LSSTに限定されないが、調査への適用のための私たちの仕事の意味と、これらの銀河パラメーターの測定が深層学習でどのように改善されるかについて議論します。

QSO3C345の超管腔コンポーネントのドップラーブースト効果とフラックスの変化

Title Doppler_boosting_effect_and_flux_evolution_of_superluminal_components_in_QSO_3C345
Authors S.J._Qian
URL https://arxiv.org/abs/2206.14995
以前に提案された先行ジェットノズルシナリオは、VLBIで測定された5つの超光速コンポーネント(C4、C5、C9、C10、およびC22)の運動学と、ブレーザー3C345でのフラックス密度の変化を解釈するために適用されました。内側の軌道セクションでは、軌道、座標、コア分離、見かけの速度などの運動学的特性を、歳差運動期間が7.30年(ソースフレームで4.58年)のシナリオを使用してモデルシミュレーションできることが示されています。対応する歳差運動段階で個々の結び目軌道を生成する歳差運動共通軌道。それらの運動学的挙動のモデルシミュレーションを通して、それらのバルクローレンツ因子、視野角、およびドップラー因子が時間の関数として導き出された。これらの予測的に決定されたローレンツ/ドップラー係数は、ノットのドップラーブースト効果を調査し、それらのフラックスの進化を解釈するために使用されました。15、22、43GHzで観測された5つの超光速コンポーネントの光度曲線は、ドップラーブーストプロファイルと非常によく一致していることがわかりました。さらに、より短い時間スケールでのフラックスの変動は、ノットの固有フラックスとスペクトルインデックスの変動が原因である可能性があります。フラックスの進化とドップラーブースト効果の密接な関係は、QSO3C345の超管腔コンポーネントの運動学的および放出特性を説明するのに完全に適切な先行ジェットノズルシナリオをしっかりと検証するだけでなく、従来の共通の視点を強力にサポートします。超管腔コンポーネントは、らせん軌道に沿った加速/減速を伴う相対論的運動に参加する物理的実体(ショックまたはプラズモイド)です。

NGC253の多相ISMの赤外線ビューI.イオン化ガスの観測と基本的なパラメータ

Title Infrared_view_of_the_multiphase_ISM_in_NGC_253_I._Observations_and_fundamental_parameters_of_the_ionised_gas
Authors Andr\'e_Beck,_Vianney_Lebouteiller,_Suzanne_Madden,_Christof_Iserlohe,_Alfred_Krabbe,_Lise_Ramambason,_Christian_Fischer,_Maja_Ka\'zmierczak-Barthel,_Serina_Latzko,_and_Juan-Pablo_P\'erez-Beaupuits
URL https://arxiv.org/abs/2206.15062
環境。大規模な星形成は、星間物質の重元素による濃縮につながります。一方、重元素の豊富さは、銀河の星形成の歴史を研究するための重要なパラメーターです。さらに、通常COまたは[Cii]158$\mu$mの光度を変換することによって決定される総分子水素質量は、金属量にも依存します。ただし、金属量に敏感な輝線の励起は、それらが発生するHii領域のガス密度に依存します。目的。スターバースト銀河NGC253の核領域のSOFIA、ハーシェル、スピッツァーからの分光観測と、GALEX、2MASS、スピッツァー、ハーシェルからの測光観測を使用して、光学的厚さなどの物理的特性を導き出しました。中央領域のガス密度と金属量だけでなく、消滅。メソッド。ガス密度と金属量を導き出すために、いくつかの種の統合された線束の比率が利用されました。たとえば、[Oiii]と[Siii]および[Nii]の線束比は、ガス密度に敏感ですが、局所的な温度にはほとんど依存しません。これらの線比はさまざまなガス密度とイオン化状態を追跡するため、これらの線が観測ビーム内のさまざまな領域から発生する可能性があるかどうかを調べました。一方、([Neii]13$\mu$m+[Neiii]16$\mu$m)/Hu$\alpha$の線束比は、ダスト粒子の枯渇とは無関係ですが、Ne/H存在比であり、ガスの金属量のトレーサーとして使用されます。結果。最も重要な種の気相存在量の値、およびNGC253の核領域におけるイオン化ガスの光学的厚さとガス密度の推定値を導き出しました。少なくとも2つの異なるイオン化成分の密度を取得しました$(<84$cm$^{-3}$と$\sim170-212$cm$^{-3})$と太陽の価値の金属性。

銀河団における2点相関関数の研究への単純なアプローチ

Title A_simplistic_approach_to_the_study_of_two-point_correlation_function_in_galaxy_clusters
Authors Durakhshan_Ashraf_Qadri,_Abdul_W._Khanday,_Prince_A._Ganai
URL https://arxiv.org/abs/2206.15173
固定粒子数密度n(bar)の近似の下で2点相関関数の関数形式を開発しました。特性曲線法により準線形偏微分方程式(PDE)を解き、正準集団のパラメトリック解を得ました。多くの関数形式を試み、システム温度の値が上がるか、銀河間の分離が大きくなると、2点相関関数がゼロになるような関数形式である必要があると結論付けました。また、温度Tと空間分離rの値が大きい場合に開発された2点相関関数のグラフィカルな動作を調査しました。赤方偏移範囲0.023〜0.546のクラスターの温度測定から、2点関数の動作も調べました。

銀河ハローの回転対称性を説明するビリアル雲

Title Virial_clouds_to_explain_rotational_asymmetry_in_galactic_halos
Authors Asghar_Qadir,_Noraiz_Tahir,_Francesco_De_Paolis,_Achille_A._Nucita
URL https://arxiv.org/abs/2206.15197
銀河系の天体の回転は、CMBデータの非対称ドップラーシフトによって見られました。ビリアル温度での分子水素雲は銀河ハロー暗黒物質に寄与する可能性があり、それらが銀河ハローで観測された回転非対称性の理由である可能性があります。それらが単一の流体で構成されていることを前提として、これらのビリアル雲のパラメーターを制約する方法を提示します。この方法は、それを複数の流体に拡張することが可能であるべきであるようなものである。

新たに定義された高解像度指数を使用したろ座銀河団のdEの非太陽存在比の傾向

Title Non-solar_abundance_ratios_trends_of_dEs_in_Fornax_Cluster_using_newly_defined_high_resolution_indices
Authors \c{S}eyda_\c{S}en,_Reynier_F._Peletier,_Alexandre_Vazdekis
URL https://arxiv.org/abs/2206.15214
新しく定義された線指数のセットを使用して、巨大なろ座矮小銀河のサンプルの星の種族の詳細な研究を実行します。面分光データからのデータを使用して、ろ座銀河団で10$^8$から10$^{9.5}$M$_\odot$の範囲の恒星質量を持つ8つのdEの存在比を研究します。未解決の小さな星の種族の星の種族の研究に使用される高解像度のリックスタイルのインデックスの新しいセットの定義を提示します。4700〜5400の波長範囲で主に12の元素(Na、Ca、Sc、Ti、V、Cr、Mn、Fe、Ni、Y、Ba、Nd)によって支配される23の吸収特性と連続領域を特定します\r{A}そして、年齢、金属量、およびアルファ元素の存在比の関数としてそれらを特徴付けます。8つのdEを分析し、十分に高いスペクトル解像度を持つ星の種族モデルを使用して、新しい高解像度のインデックスシステムで測定された線の強さを解釈します。ローカルグループ外の矮小楕円体についてこれまで研究されたことのない多くの要素の存在比プロキシを取得します。これらのプロキシは、銀河の豊富なパターンに従って構築された基本的な星の種族モデルの予測されたインデックス強度からの相対的な偏差を表しています。存在量プロキシトレンドの結果は、ローカルグループの分解された星からの存在量比、およびより大きな初期型銀河の統合された光からの指数と比較されます。私たちのすべての矮星は、天の川の円盤と一致する存在比のパターンを示しており、それらの高質量の矮星と比較して形成が遅いことを示しています。

タイプ2クエーサーJ0945+1737における温かい分子およびイオン化ガスの運動学

Title Warm_molecular_and_ionized_gas_kinematics_in_the_Type-2_quasar_J0945+1737
Authors G._Speranza,_C._Ramos_Almeida,_J._A._Acosta-Pulido,_R._A._Riffel,_C._Tadhunter,_J._C._S._Pierce,_A._Rodr\'iguez-Ardila,_M._Coloma_Puga,_M._Brusa,_B._Musiimenta,_D._M._Alexander,_A._Lapi,_F._Shankar,_and_C._Villforth
URL https://arxiv.org/abs/2206.15347
タイプ2クエーサー(QSO2)SDSSJ094521.33+173753.2の近赤外面分光器(NIFS)観測を分析して、その温かい分子とイオン化ガスの運動学を調査します。このQSO2の放射光度は10$^{45.7}$ergs$^{-1}$で、赤方偏移はz=0.128です。NIFSによって提供されるKバンドスペクトルは、1.99〜2.40$\mu$mの範囲をカバーします。ここで、低イオン化(Pa$\alpha$およびBr$\delta$)、高イオン化([SXI]$\lambda$1.920$\mu$mと[Si〜VI]$\lambda$1.963$\mu$m)と暖かい分子線(H$_2$1-0S(5)から1-0S(1)まで)が検出され、多相ガス運動学を研究します。私たちの分析では、検出されたすべての輝線で通常の回転のガスが明らかになり、低イオン化および高イオン化輝線の場合は流出ガスも明らかになりました。直径0.3\arcsec〜(686pc)の円形開口に対応する核スペクトルの場合、半値全幅(FWHM)=350-の単一のガウス成分を使用して暖かい分子線を特徴付けることができます。400kms$^{-1}$、Pa$\alpha$、Br$\delta$、および[Si〜VI]は、FWHM$\sim$800と1700kmsの2つのブルーシフトガウスコンポーネントに最適です。$^{-1}$、$\sim$300kms$^{-1}$の狭いコンポーネントに加えて。ブルーシフトされた広い成分は、南東方向(PA$\sim$125$^{\)で最大$-$840kms$^{-1}$の最高速度に達する流出ガスとして解釈されます。circ}$)、核から$\sim$3.4kpcの距離まで伸びます。イオン化された流出の最大質量流出率は$\dot{\text{{M}}}_{\text{{out、max}}}$=42-51M$_\odot$yr$^{-1}$であり、その運動力はクエーサーのボロメータ光度の0.1$\%$を表します。

銀河系の星間物質は、磁気のずれの利き手が好ましい

Title The_Galactic_interstellar_medium_has_a_preferred_handedness_of_magnetic_misalignment
Authors Zhiqi_Huang
URL https://arxiv.org/abs/2206.15375
プランクミッションは、銀河の熱ダスト放出の強度($T$)と$B$モードの偏光の間に正の相関関係を検出しました。$TB$相関はパリティ奇数信号であり、その統計的平均は鏡面対称のモデルでは消失します。最近の研究は、ダストフィラメントと空に投影された磁場との間の不整合の局所的な利き手が$TB$信号を生成することを強力な証拠で示しています。ただし、観測されたグローバル$TB$信号が磁気ミスアラインメント角度の統計的変動によって引き起こされているのか、星間物質のパリティ違反の物理学が好ましいミスアラインメントの利き手を設定しているのかは不明です。本研究は、偏極ダスト放出のフィラメントベースのシミュレーションによって統計的変動の解釈がどれほど自信を持って除外されるかについて定量的な声明を出すことを目的としています。公開されているDUSTFILAMENTSコードを使用して、磁気ミスアライメント角度が対称的にランダム化されたフィラメントからのダスト放出をシミュレートし、$TB$パワースペクトルの加重和である$\xi_{p}$の確率密度関数を作成します。Planckデータには、シミュレートされた$\xi_{p}$分布との$\gtrsim10\sigma$張力があることがわかります。私たちの結果は、銀河フィラメントのミスアライメントが好ましい利き手を持っていることを強く支持していますが、その物理的な起源はまだ特定されていません。

CIB相互相関からの過去100億年の星形成の歴史

Title The_star_formation_history_in_the_last_10_billion_years_from_CIB_cross-correlations
Authors Baptiste_Jego,_Jaime_Ruiz-Zapatero,_Carlos_Garc\'ia-Garc\'ia,_Nick_Koukoufilippas,_David_Alonso
URL https://arxiv.org/abs/2206.15394
宇宙赤外線背景放射(CIB)は、すべての宇宙時代を通して星形成銀河の放出を追跡します。観測されたCIBマップへの異なる赤方偏移の銀河からの寄与を分解することで、星形成の歴史を調べることができます。この論文では、CIBのマップを$z\lesssim2$の範囲をカバーする銀河サンプルと相互相関させて、バイアス加重星形成率(SFR)密度$\langleb\rho_{\rmSFR}\rangleを測定します。モデルに依存しない方法での時間の関数としての$。この量は、SFR密度$\rho_{\rmSFR}$の直接測定を補完するものであり、より大きなハローに高い重みを与えるため、星形成の物理的特性を制約するための追加情報を提供します。DESILegacySurveyおよび拡張BaryonOscillationSpectroscopicSurveyからの銀河とCIBの相互相関を使用して、$\langleb\rho_{\rmSFR}\rangle$の高い信号対雑音比の測定値を取得します。次に、星形成履歴のハローベースのモデルに制約を設定するために使用します。ハローベースのSFRモデルをデータに適合させ、復元された$\rho_{\rmSFR}$をこの量の直接測定値と比較します。詳細は想定される特定のハローモデルによって異なりますが、両方の独立したデータセット間で質的に良好な一致が見られます。これは、CIBの物理的解釈のための有用なロバスト性テストを構成し、大規模構造の貴重な天体物理学的プローブとしてのCIBマップの役割を強化します。$\langleb\rho_{\rmSFR}\rangle$の測定値と、他のデータと組み合わせて星形成モデルを制約するために使用できる統計的不確実性の完全な説明を報告します。

マゼラン雲の星形成領域からの放出の解きほぐし:[OIII]88ミクロンと24ミクロンのリンク

Title Disentangling_emission_from_star-forming_regions_in_the_Magellanic_Clouds:_Linking_[OIII]88_micron_and_24_micron
Authors Antigone_Lambert-Huyghe,_Suzanne_C._Madden,_Vianney_Lebouteiller,_Fr\'ed\'eric_Galliano,_Nicholas_P._Abel,_Dangning_Hu,_Lise_Ramambason,_Fiorella_L._Polles
URL https://arxiv.org/abs/2206.15417
この研究では、HII領域のよく知られたトレーサーである[OIII]88mu放射と、銀河のイオン化相の暖かい塵を追跡するためによく使用される24mu連続体との関連を調べます。マゼラン雲のこれらのトレーサー間の関係を推進する局所的な条件を調査し、HII領域と光解離領域(PDR)コンポーネントで構成される曇りモデルとの観測を比較し、恒星の年齢、初期密度(雲)、およびイオン化パラメータ。新しいパラメータcPDRを導入して、PDRから発生する放出の割合と、各視線に沿ったHII領域を起源とする放出の割合を定量化します。比率([CII]+[OI])/[OIII]を、PDRとHII領域の発光の比率のプロキシとして使用し、[OIII]/24muと比較します。[OIII]/24muと[OIII]/70muを一緒に使用すると、モデルを最も効率的に制約できます。[OIII]88muと24muの連続体で、マゼラン雲領域の空間的に分解されたマップと、矮小銀河調査の未分解の銀河全体の低金属量銀河で、少なくとも3桁の相関関係が見つかります。ほとんどの地域では、視線に沿ったPDRの割合が低く(<12%)、一部のマップされた地域の限られた領域は30〜50%に達する可能性があります。マゼラン雲で研究した星形成領域内のほとんどの視線では、HII領域が支配的な段階です。[OIII]88muと24muの連続体の間の相関関係を新しい予測ツールとして使用して、たとえば、24muの連続体が利用可能な場合またはその逆の場合の[OIII]88muの放出を推定することを提案します。これは、高z銀河における[OIII]88muのALMA観測の準備に役立ちます。このシンプルで斬新な方法は、他の3D情報が利用できない場合に、視線に沿ってさまざまなフェーズを解きほぐす方法も提供する可能性があります。

HIで選択された銀河の暗黒物質ハロー特性の推測

Title Inferring_dark_matter_halo_properties_for_HI-selected_galaxies
Authors Tariq_Yasin,_Harry_Desmond,_Julien_Devriendt,_Adrianne_Slyz
URL https://arxiv.org/abs/2206.15443
HI(ALFALFA調査から)と光学光(SDSSから)の両方で見える暗黒物質ハローの質量と約22,000個の個々の銀河の濃度に制約を設定しました。これは、2つのベイジアンモデルを組み合わせることによって実現されます。1つは運動学的モデリングを使用した銀河内の恒星および中性水素質量分布の関数としてのHI線幅、もう1つは逆サブハロ存在量マッチングの手法を使用した銀河の総バリオン質量です。。したがって、分光および測光観測のハロー特性に対する拘束力を定量化し、それらの一貫性を評価します。2セットの事後確率の間には良好な一致が見られますが、アバンダンスマッチングから予想されるよりも大幅に小さい動的質量を支持する低線幅銀河のかなりの数があります(特にカスピーハロープロファイルの場合)。アバンダンスマッチングは、質量濃度が事前に含まれている場合でも、HI線幅よりもハロープロパティに大幅に厳しい境界を提供しますが、2つを組み合わせると、NFWプロファイルをフィッティングするときにサンプルの平均ゲインが40%になります。また、運動学的事後確率を使用して、べき乗則に近く、存在量のマッチングから予想されるよりもやや浅い勾配を持つ、バリオン質量とハロ質量の関係を構築します。私たちの方法は、SKAなどの今後のHI調査を使用して、測光観測と分光観測を組み合わせて、銀河スケールでの暗黒物質の分布を正確にマッピングする可能性を示しています。

準垂直衝撃加速とTDE無線フレア

Title Quasi-perpendicular_shock_acceleration_and_TDE_radio_flares
Authors Siyao_Xu
URL https://arxiv.org/abs/2206.14823
光潮汐破壊現象(TDE)の遅延電波フレアは、TDEに伴う非相対論的流出の存在を示しています。TDE流出と周囲の核周囲媒体との相互作用により、トロイダル磁場の存在下で準垂直衝撃が発生します。衝撃の傾斜角が大きく、流出速度が大きいため、TDEの流出によって引き起こされる衝撃加速は、一般に、べき乗則指数が並列衝撃の「ユニバーサル」指数よりも大幅に大きい、急勾配の粒子エネルギースペクトルにつながることがわかります。最近検出されたTDE無線フレアの測定されたシンクロトロンスペクトルインデックスは、私たちの理論上の予想と一致しています。これは、準垂直衝撃波での粒子加速が、TDEの遅延電波放射を説明する一般的な加速メカニズムである可能性があることを示唆しています。

50 TeVを超える新しい物理学:UHECRエアシャワーシミュレーションによるその現象論の調査

Title New_physics_above_50_TeV:_probing_its_phenomenology_through_UHECR_air-shower_simulations
Authors S._Romanopoulos,_V._Pavlidou,_T._Tomaras
URL https://arxiv.org/abs/2206.14837
地上での観測は、最高エネルギー(>10^{18.7}eV)の超高エネルギー宇宙線(UHECR)が重い粒子で構成されていることを示しているようです。つまり、シャワー深度とミューオン生成データの両方がこの結論を示しています。一方、10^{18.9}eVを超えるエネルギーでの宇宙線の到達方向は、双極子異方性を示します。これは、高Z原子核が銀河磁場によって強く偏向され、異方性を抑制するため、重い組成を嫌います。これがUHECRの合成問題です。1つの解決策は、CMエネルギー50TeVでの陽子相互作用における未知の効果の存在である可能性があります。これにより、相互作用断面積と相互作用生成物の多様性が変化し、重い原始分子を模倣します。sqrt{sで調べることができる高エネルギー陽子相互作用の新しい効果の現象論に制約を課すために、ExtensiveAir-Shower(EAS)のシミュレーションを使用して、このような変化が宇宙線の観測量に与える影響を研究することを目指しています。}>50TeVの衝突。CORSIKAコードを使用して、エネルギーが10^{17}-10^{20}eVの範囲のプライマリのシャワーをシミュレートし、重心を超えるハドロン衝突で断面積と多重度を増加させる可能性を実装するように変更しました(CM)50TeVしきい値のエネルギー。断面積、多重度、および一次エネルギーの関数として、組成に敏感なシャワーの観測量(シャワーの深さ、ミューオン)を研究しました。新しいハドロン衝突効果のみでオージェシャワー深度の測定値を一致させるには(銀河外UHECRが最高エネルギーでもすべて陽子である場合)、陽子-空気相互作用の断面積は140で800mbでなければならないことがわかりました。二次粒子の2〜3倍の増加を伴うTeVCMエネルギー。また、同じシナリオでシャワーのミューオン生成を調べました。

動的時空二元中性子星合体シミュレーションにおける有限温度効果:パラメトリックアプローチの検証

Title Finite-temperature_effects_in_dynamical-spacetime_binary_neutron_star_merger_simulations:_Validation_of_the_parametric_approach
Authors Carolyn_Raithel,_Pedro_Espino,_Vasileios_Paschalidis
URL https://arxiv.org/abs/2206.14838
パラメトリック状態方程式(EoSs)は、中性子星合体シミュレーションでEoS効果を体系的に研究するための重要なツールを提供します。この作業では、有限温度EoSテーブルをパラメトリックに計算するためのM*フレームワークの数値検証を実行します。Raitheletal。で導入されたフレームワーク。(2019)は、低温のベータ平衡EoSを有限温度および任意の電子分数に一般的に拡張するためのモデルを提供します。この作業では、SFHo有限温度EoSと、この同じEoSのM*近似を使用して、バイナリ中性子星合体の数値進化を実行します。この近似では、ゼロ温度のベータ平衡スライスを使用します。SFHoは、有限温度および組成に依存する部品をM*モデルに置き換えます。近似バージョンのEoSは、フルバージョンのSFHoを使用して見つかった結果と比較した場合、バイナリ中性子星の残骸の温度と熱圧力のプロファイルを正確に再現できることがわかります。さらに、マージダイナミクスと重力波信号は両方のケースでよく一致しており、EoSの近似によって、マージ後の重力波のピーク周波数に約1〜2%の差が導入されていることがわかります。M*フレームワークは、数値シミュレーションで中性子星合体の特性を調べるために確実に使用できると結論付けています。

数ヶ月からのブレーザーのジェットにおけるGeV放出領域の特定-タイムスケールの複数波長の爆発

Title Locating_the_GeV_Emission_Region_in_the_Jets_of_Blazars_from_Months-Timescale_Multi-Wavelength_Outbursts
Authors Saugata_Barat,_Ritaban_Chatterjee,_Kaustav_Mitrs
URL https://arxiv.org/abs/2206.14952
ブレーザーでの$\gamma$線の放出は、観測者に向けられた相対論的ジェットに起因することはよく知られています。ただし、GeV放出の正確な位置が中央エンジンからのpc未満であるかどうかは明らかではないため、ブロードライン領域(BLR)から十分な量の光子を受け取るか、1〜100pcの範囲でさらに遠くに受け取る可能性があります。。前者の仮定は、多くのブレーザーのスペクトルエネルギー分布をモデル化するためにうまく使用されています。ただし、場合によっては、GeVバーストとともにTeV$\gamma$線を同時に検出すると、放出領域がBLRの外側にある必要があることが示されます。さらに、GeVの爆発は、中央エンジンから数十pc離れた場所にあるいわゆる「VLBIコア」を介した外乱の通過と同時に観察されることがあります。したがって、$\gamma$線放出の正確な位置はあいまいなままです。ここでは、放出領域の位置を制限するために開発した方法を紹介します。11個のブレーザーのサンプルの8年以上にわたる光度曲線で、月単位のタイムスケールGeVと光バーストを同時に識別します。理論的なジェット放出モデルを使用して、同時の光学的爆発とGeV爆発のエネルギー比が放出領域の位置に強く依存することを示します。観測された多波長バーストのエネルギー散逸と、理論モデルでシミュレートされたフレアのエネルギー散逸を比較すると、上記のバーストのほとんどは、中央エンジンから約数pcのBLRを超えて発生していることがわかります。

活動銀河の流出におけるイオン化分布:普遍的な傾向と将来のXRISM観測の見通し

Title Ionization_Distributions_in_Outflows_of_Active_Galaxies:_Universal_Trends_and_Prospect_of_Future_XRISM_Observations
Authors Noa_Keshet_and_Ehud_Behar
URL https://arxiv.org/abs/2206.15074
ブラックホールからの流出のイオン化構造の背後にある物理学はまだ完全には理解されていません。過去20年間のChandra\HETG格子によるアーカイブ観測を使用して、9つの活動銀河(AGN)の流出のサンプルの吸収測定分布、つまり、流出カラム密度$N_H$のイオン化パラメーターへの依存性を測定しました。、$\xi$。$\log(N_H)$と$\log\xi$の傾きは、0.00から0.72の間であることがわかります。流出の総カラム密度のログとAGNの光度のログの間に反相関が見られ、ブラックホールの質量と降着効率には相関がありません。XRISM/Resolve分光計の発売により、AGN流出の診断が大幅に改善される可能性があります。Resolveの優れた分解能と有効面積を利用して、シミュレートされたResolveスペクトルから吸収測定分布を構築することにより、流出イオン化構造を明らかにするResolveの能力を研究します。Resolveは、HETGと同様にカラム密度を制約しますが、観測値ははるかに短くなります。

マグネターにおける電子捕獲と浅い加熱の開始

Title Onset_of_Electron_Captures_and_Shallow_Heating_in_Magnetars
Authors Nicolas_Chamel,_Anthea_Francesca_Fantina
URL https://arxiv.org/abs/2206.15222
マグネター内の磁場の崩壊に伴う磁気圧力の喪失は、恒星地殻の浅い層の原子核による発熱電子捕獲を引き起こす可能性があります。電子運動のLandau-Rabi量子化を考慮に入れて、しきい値密度と圧力、および放出される可能性のある最大熱量について、非常に正確な分析式が得られます。これらの公式は、弱い量子化レジームから、電子がすべて最低レベルに閉じ込められる最も極端な状況まで、任意の磁場強度に対して有効です。数値結果は、ブリュッセル-モントリオールモデルHFB-24からの予測で補足された実験的核データに基づいて提示されています。この同じ核モデルは、マグネターのすべての領域の状態方程式を計算するためにすでに採用されています。

LISAによる重力波からの白色矮星潮汐の抑制

Title Constraining_white_dwarf_tides_from_gravitational_waves_with_LISA
Authors Sylvia_Biscoveanu,_Kyle_Kremer,_Eric_Thrane
URL https://arxiv.org/abs/2206.15390
二重白色矮星(DWD)システムは、その進化が一般相対性理論だけでなく、物質移動と潮汐によっても支配されているため、重力波源の中で独特です。地上ベースの重力波検出器で観測されたブラックホールと中性子星のバイナリは、重力放射の放出のためにインスピレーションに駆り立てられます-「チャープ」のような重力波信号として現れます-で働いている天体物理学的プロセスDWDは、インスピレーションを失速させ、さらにはアウトスパイラルに逆転させる可能性があります。したがって、DWDアウトスパイラルのダイナミクスは、電子縮退物質の振る舞いについて教えてくれる潮汐に関する情報をエンコードします。人口調査を実施して、レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)が制約できるDWDバイナリパラメーターの分布に対する潮の強さの影響を判断します。潮汐結合の強さは、検出可能な物質移動DWDシステムの重力波周波数と周波数導関数の分布に独自の特徴を残すことがわかります。DWDの母集団特性を測定することにより、LISAは電子縮退物質の挙動を調べることができます。

コンパクトなバイナリ合体:天体物理学的プロセスと学んだ教訓

Title Compact_Binary_Coalescences:_Astrophysical_Processes_and_Lessons_Learned
Authors Mario_Spera,_Alessandro_Alberto_Trani,_Mattia_Mencagli
URL https://arxiv.org/abs/2206.15392
2016年2月11日、LIGOとVirgoの科学的コラボレーションは、重力波の最初の直接検出を発表しました。これは、2015年9月14日にLIGO干渉計によって捕捉され、2つの恒星質量ブラックホールの合体によって生成された信号です。この発見は、宇宙を調査するためのまったく新しい方法の始まりを表しています。LIGO、Virgo、およびKAGRAによる最新の重力波カタログにより、重力波イベントの総数は90になり、地上ベースおよび宇宙で生まれた干渉計が追加で稼働する今後数年間で、その数は大幅に増加すると予想されます。。理論的な観点からは、検出されたイベントがどこから来たのかについてはあいまいな考えしかなく、5つのWのほとんどに対する答えとコンパクトなバイナリ合体の天体物理学の方法はまだ不明です。この作業では、コンパクトオブジェクトバイナリのマージの背後にある天体物理学的プロセスに関する現在の知識と不確実性を確認します。さらに、例外的なイベント(GW190521やGW190814など)から生じる理論上の課題に特に注意を払いながら、最新の重力波検出を通じて学んだ天体物理学の教訓について説明します。

アルファケンタウリを標的とする太陽重力レンズでの無線技術署名の検索

Title A_Search_for_Radio_Technosignatures_at_the_Solar_Gravitational_Lens_Targeting_Alpha_Centauri
Authors Nick_Tusay,_Macy_J._Huston,_Cayla_M._Dedrick,_Stephen_Kerby,_Michael_L._Palumbo_III,_Steve_Croft,_Jason_T._Wright,_Paul_Robertson,_Sofia_Sheikh,_Laura_Duffy,_Gregory_Foote,_Andrew_Hyde,_Julia_Lafond,_Ella_Mullikin,_Winter_Parts,_Phoebe_Sandhaus,_Hillary_H._Smith,_Evan_L._Sneed,_Daniel_Czech,_Vishal_Gajjar
URL https://arxiv.org/abs/2206.14807
星は、おそらく星間ネットワークの一部として、重力の焦点で星間通信に莫大な利益を提供します。太陽がそのようなネットワークの一部である場合、近くの星の重力焦点にプローブがあるはずです。そのようなネットワークに接続された太陽系内にプローブがある場合、これらの焦点でリレーからの送信を傍受することによってそれらを検出する可能性があります。ここでは、グリーンバンク望遠鏡(GBT)とブレイクスルーリッスン(BL)バックエンドを使用して、550AUでの太陽の最も内側の重力焦点を超えた星間通信リレーの広い帯域幅での検索を示します。最初のターゲットとして、太陽の周りの地球の軌道による視差を補正しながら、AlphaCentauriABシステムの焦点でリレーを検索しました。内太陽系に向けられた無線信号を、LバンドとSバンドのこのようなソースから検索しました。BLによって開発されたturboSETIソフトウェアを利用した私たちの分析では、人為的でない人工的な起源を示す信号は検出されませんでした。さらなる分析では、近くのターゲットHD13908からの偽陰性と信号を除外しました。Lバンドで10^3、Sバンドで約4倍の控えめなゲインを想定すると、7を超える検索で約1メートルの指向性送信機が検出されます。Lバンドで550AUでWまたは1000AUで23W、Sバンドで550AUで2Wまたは1000AUで7Wを超える。最後に、この方法を他の周波数とターゲットに適用する方法について説明します。

時変銀河確率的背景におけるLISA重力波

Title LISA_Gravitational_Wave_Sources_in_A_Time-Varying_Galactic_Stochastic_Background
Authors Matthew_C._Digman,_Neil_J._Cornish
URL https://arxiv.org/abs/2206.14813
レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)を使用したデータ分析の独自の課題は、機器のノイズと天体物理学的ソースからのノイズのバックグラウンドが、1年とミッション全体の両方で大幅に変化することです。ノイズレベルの変動は、ほとんどの信号が検出器の高感度帯域で費やす時間と同等か、それよりも短い時間スケールになります。アンテナパターンが銀河中心に対して回転するときの銀河バイナリからの銀河確率GWバックグラウンドの振幅の変動は、ノイズ変動の特に重要な要素です。したがって、さまざまなソースクラスに対するLISAの感度は、空の位置と時間の関数として変化します。この変動は、全体的な信号対雑音比と、マルチメッセンジャーの対応物を検索するためのEMオブザーバーへのアラートの効率の両方に影響を与えます。

ヴェラC.ルービン天文台データバトラーおよびパイプライン実行システム

Title The_Vera_C._Rubin_Observatory_Data_Butler_and_Pipeline_Execution_System
Authors Tim_Jenness_and_James_F._Bosch_and_Nate_B._Lust_and_Nathan_M._Pease_and_Michelle_Gower_and_Mikolaj_Kowalik_and_Gregory_P._Dubois-Felsmann_and_Fritz_Mueller_and_Pim_Schellart
URL https://arxiv.org/abs/2206.14941
ルービン天文台のデータバトラーは、データファイルの場所とファイル形式を科学パイプラインアルゴリズムを作成する人々から抽象化できるように設計されています。バトラーはワークフローグラフビルダーと連携して、アルゴリズムタスクからパイプラインを構築できるようにします。これらのパイプラインは、オブジェクトストアとマルチノードクラスターを使用して大規模に実行することも、ローカルファイルシステムを使用してラップトップで実行することもできます。バトラーとパイプラインシステムは現在、ルービンの建設と初期の運用中に日常的に使用されています。

銀河系外のソースポジション時系列を介してICRF3軸の安定性を評価する

Title Evaluate_the_ICRF3_axes_stability_via_extragalactic_sourceposition_time_series
Authors Niu_Liu,_Sebastien_Lambert,_Felicitas_Arias,_Jia-Cheng_Liu,_Zi_Zhu
URL https://arxiv.org/abs/2206.15038
アーカイブの超長基線干渉計観測の分析からの銀河系外のソース位置の時系列に基づいて、線形ドリフトと散乱の観点から、第3世代の国際天体参照フレーム(ICRF3)の軸の安定性を評価する最新の研究を紹介します。私たちの結果は、ICRF3の軸が10〜20マイクロ秒のアークのレベルで安定しており、新しいネットワークからの観測を含めると、ICRF3の採用後に劣化しないことを示しています。また、位置時系列を導出するために一般的に使用される方法(4ステップのソリューション)が堅牢であることも示します。

偏光一次ビーム補正を備えたGPUベースのイメージャ

Title A_GPU-based_Imager_with_Polarised_Primary-beam_Correction
Authors Chris_J._Skipper,_Anna_M._M._Scaife,_J._Patrick_Leahy
URL https://arxiv.org/abs/2206.15117
次世代の電波望遠鏡は、広い視野にわたって前例のないダイナミックレンジを目指して努力します。一次ビームパターンからのゲインや、あるストークス製品の別の製品への漏れなど、方向に依存するゲインは、クリーンアップされた画像から削除する必要があります。ダイナミックレンジがその潜在能力を最大限に発揮する場合。残念ながら、このような処理は非常に計算量が多く、これらの機器が生成する非常に大量のデータによってさらに困難になります。ここでは、主にASKAP望遠鏡での使用を目的とした、広視野、一次ビーム、および偏光漏れ補正を含む、クリーンな全偏光画像を生成できる新しいGPUベースのイメージャーについて説明します。

wGANでサポートされている増強による電波銀河分類

Title Radio_Galaxy_Classification_with_wGAN-Supported_Augmentation
Authors Janis_Kummer,_Lennart_Rustige,_Florian_Griese,_Kerstin_Borras,_Marcus_Br\"uggen,_Patrick_L._S._Connor,_Frank_Gaede,_Gregor_Kasieczka,_Peter_Schleper
URL https://arxiv.org/abs/2206.15131
新世代の電波望遠鏡からの大量のデータを処理するには、新しい技術が不可欠です。特に、画像内の天文源の分類は困難です。電波銀河の形態学的分類は、ラベル付けされたトレーニングデータの大規模なセットを必要とする深層学習モデルを使用して自動化できます。ここでは、生成モデル、特にワッサースタインGAN(wGAN)を使用して、さまざまなクラスの電波銀河の人工データを生成する方法を示します。続いて、wGANからの画像でトレーニングデータを補強します。生成された画像をトレーニングセットに含めることで、分類用の単純な完全接続ニューラルネットワークを大幅に改善できることがわかりました。

CONCERTO:ミリメートル波長での広視野分光法の飛躍的進歩

Title CONCERTO:_a_breakthrough_in_wide_field-of-view_spectroscopy_at_millimeter_wavelengths
Authors Alessandro_Fasano,_Alexandre_Beelen,_Alain_Benoit,_Andreas_Lundgren,_Peter_Ade,_Manuel_Aravena,_Emilio_Barria,_Matthieu_B\'ethermin,_Julien_Bounmy,_Olivier_Bourrion,_Guillaume_Bres,_Martino_Calvo,_Andrea_Catalano,_Fran\c{c}ois-Xavier_D\'esert,_Carlos_De_Breuck,_Carlos_Dur\'an,_Thomas_Fenouillet,_Jose_Garcia,_Gregory_Garde,_Johannes_Goupy,_Christopher_Groppi,_Christophe_Hoarau,_Wenkai_Hu,_Guilaine_Lagache,_Jean-Charles_Lambert,_Jean-Paul_Leggeri,_Florence_Levy-Bertrand,_Juan-Francisco_Macias-P\'erez,_Hamdi_Mani,_Julien_Marpaud,_Philip_Mauskopf,_Alessandro_Monfardini,_Giampaolo_Pisano,_Nicolas_Ponthieu,_Leo_Prieur,_Samuel_Roni,_Sebastien_Roudier,_Damien_Tourres,_Carol_Tucker,_Mathilde_Van_Cuyck
URL https://arxiv.org/abs/2206.15146
宇宙の再電離後および再電離イオン化(CONCERTO)のCarbONCIIラインは、130〜310GHzの透明な大気窓で動作する、18.6分角の瞬間視野を持つ低解像度分光計です。これは、海抜5100mの12メートルのアタカマパスファインダー実験(APEX)望遠鏡に設置されています。フーリエ変換分光計(FTS)には、合計4304個の動的インダクタンス検出器をホストする2つの焦点面が含まれています。FTS干渉パターンは、空を継続的にスキャンしながらオンザフライで記録されます。CONCERTOの目標の1つは、未解決の銀河からの統合された放出を観察することによって、宇宙の大規模構造を特徴づけることです。この方法論は革新的な手法であり、線強度マッピングと呼ばれます。本稿では、CONCERTO装置、FTSビームスプリッターの振動の影響、CONCERTO本調査の状況について説明します。

ATHENA X-IFUデモンストレーションモデル:メインTESアレイとその極低温衝突防止検出器(CryoAC)の最初の共同操作

Title ATHENA_X-IFU_Demonstration_Model:_First_joint_operation_of_the_main_TES_Array_and_its_Cryogenic_AntiCoincidence_Detector_(CryoAC)
Authors M._D'Andrea,_K._Ravensberg,_A._Argan,_D._Brienza,_S._Lotti,_C._Macculi,_G._Minervini,_L._Piro,_G._Torrioli,_F._Chiarello,_L._Ferrari_Barusso,_M._Biasotti,_G._Gallucci,_F._Gatti,_M._Rigano,_H._Akamatsu,_J._Dercksen,_L._Gottardi,_F._de_Groote,_R._den_Hartog,_J.-W._den_Herder,_R._Hoogeveen,_B._Jackson,_A._McCalden,_S._Rosman,_E._Taralli,_D._Vaccaro,_M._de_Wit,_J._Chervenak,_S._Smith,_N._Wakeham
URL https://arxiv.org/abs/2206.15150
X-IFUは、将来のATHENAX線天文台に搭載された極低温分光計です。これは、極低温抗一致検出器(CryoAC)と組み合わせて機能するTESマイクロ熱量計の大規模なアレイに基づいています。これは、粒子のバックグラウンドレベルを下げて、ミッションサイエンスの目標の一部を可能にするために必要です。ここでは、FDMセットアップで実行されたX-IFUTESアレイとCryoACデモンストレーションモデルの最初の共同テストを紹介します。両方の検出器を適切に操作できることを示し、宇宙ミューオンの同時検出によって達成されるシステムの反一致機能の予備的なデモンストレーションを提供します。

遠赤外線宇宙用途向けの大規模超低ノイズ検出器アレイへのルート

Title A_Route_to_Large-Scale_Ultra-Low_Noise_Detector_Arrays_for_Far-Infrared_Space_Applications
Authors D_J_Goldie,_S._Withington,_C._N._Thomas,_P._A._R._Ade_and_R._V._Sudiwala
URL https://arxiv.org/abs/2206.15151
将来の冷却宇宙望遠鏡用の遠赤外線検出器には、0.2aW/\sqrtHzのオーダーの光ノイズ相当電力を備えた超高感度検出器が必要です。この性能は、遷移エッジセンサーのアレイですでに実証されています。重要なステップは、性能を維持しながら、たとえば、より小さなサブアレイからアレイを製造することが有利な分散型分光計でのアプリケーションに適した大規模アレイを作成するために拡張可能な製造および組み立ての方法を実証することです。ここで重要なのは、全体的なパフォーマンスを維持するために、コンポーネントの空間的配置に必要な許容誤差を維持する組み立てと計測の方法です。これらについて説明し、デモンストレーションします。

変分自己ブーストサンプリングによる宇宙の再構築

Title Reconstructing_the_Universe_with_Variational_self-Boosted_Sampling
Authors Chirag_Modi,_Yin_Li,_David_Blei
URL https://arxiv.org/abs/2206.15433
宇宙論におけるフォワードモデリングアプローチは、観測された調査データから宇宙の始まりの初期条件を再構築することを可能にしました。ただし、パラメータ空間の高次元性は、相関サンプルを生成するためにハミルトニアンモンテカルロ(HMC)などの従来のアルゴリズムが計算効率が悪く、変分推論のパフォーマンスが発散(損失)関数。ここでは、変分自己ブーストサンプリング(VBS)と呼ばれるハイブリッドスキームを開発し、モンテカルロサンプリングの提案分布の変分近似を学習して、HMCと組み合わせることにより、これら両方のアルゴリズムの欠点を軽減します。変分分布は正規化フローとしてパラメーター化され、その場で生成されたサンプルで学習されますが、そこから引き出された提案はMCMCチェーンの自己相関長を短縮します。正規化フローでは、フーリエ空間の畳み込みと要素ごとの演算を使用して、高次元にスケーリングします。短い初期ウォームアップおよびトレーニングフェーズの後、VBSは単純なVIアプローチよりも優れた品質のサンプルを生成し、HMCのみを使用して初期の事後確率を探索するよりもサンプリングフェーズの相関長を10〜50分の1に短縮することを示します。64$^3$および128$^3$の次元問題の条件で、信号対雑音比の高いデータ観測のゲインが大きくなります。

Faro:ペタスケールのRubinObservatoryデータ製品の科学的パフォーマンスを測定するためのフレームワーク

Title Faro:_A_framework_for_measuring_the_scientific_performance_of_petascale_Rubin_Observatory_data_products
Authors Leanne_P._Guy,_Keith_Bechtol,_Jeffrey_L._Carlin,_Erik_Dennihy,_Peter_S._Ferguson,_K._Simon_Krughoff,_Robert_H._Lupton,_Colin_T._Slater,_Krzysztof_Findeisen,_Arun_Kannawadi,_Lee_S._Kelvin,_Nate_B._Lust,_Lauren_A._MacArthur,_Michael_N._Martinez,_Sophie_L._Reed,_Dan_S._Taranu,_and_W._Michael_Wood-Vasey
URL https://arxiv.org/abs/2206.15447
ヴェラC.ルービン天文台は、独自のワイドファストディープマルチカラーイメージングサーベイであるLegacySurveyofSpaceandTime(LSST)により、今後10年間で天文学の多くの分野を前進させます。LSSTは、1泊あたり約20TBの生データを生成します。これは、LSSTサイエンスパイプラインによって自動的に処理され、科学対応のデータ製品(処理された画像、カタログ、アラート)を生成します。これらのデータ製品がLSSTによる変革科学を可能にすることを保証するために、たとえば画質と深度、位置天文と測光のパフォーマンス、オブジェクトの回復の完全性など、品質と科学的忠実度に厳しい要件が課せられています。このホワイトペーパーでは、単一検出器から完全調査の要約統計量に至るまで、さまざまな粒度のデータの単位について、LSSTデータ製品の科学的パフォーマンスメトリックを自動的かつ効率的に計算するためのフレームワークであるファロを紹介します。指標を測定および監視することで、アルゴリズムのパフォーマンスの傾向を評価し、開発中に回帰テストを実施し、あるアルゴリズムのパフォーマンスを別のアルゴリズムと比較し、仕様と比較してLSSTデータ製品がパフォーマンス要件を満たしていることを確認できます。シミュレートされたデータセットとプリカーサーデータセットで生成されたデータ製品のパフォーマンスを特徴付けるファロを使用した初期結果を示し、LSSTコミッショニングデータ製品のパフォーマンスを検証するためにファロを使用する計画について説明します。

ATHENAミッションのモジュラーX線光学系の新しい試験施設であるBEaTriXの最初のライト

Title First_light_of_BEaTriX,_the_new_testing_facility_for_the_modular_X-ray_optics_of_the_ATHENA_mission
Authors S._Basso,_B._Salmaso,_D._Spiga,_M._Ghigo,_G._Vecchi,_G._Sironi,_V._Cotroneo,_P._Conconi,_E._Redaelli,_A._Bianco,_G._Pareschi,_G._Tagliaferri,_D._Sisana,_C._Pelliciari,_M._Fiorini,_S._Incorvaia,_M._Uslenghi,_L._Paoletti,_C._Ferrari,_R._Lolli,_A._Zappettini,_M._Sanchez_del_Rio,_G._Parodi,_V._Burwitz,_S._Rukdee,_G._Hartner,_T._M\"uller,_T._Schmidt,_A._Langmeier,_D._Della_Monica_Ferreira,_S._Massahi,_N._C._Gellert,_F._Christensen,_M._Bavdaz,_I._Ferreira,_M._Collon,_G._Vacanti,_N._M._Barri\`ere
URL https://arxiv.org/abs/2206.15468
ビームエキスパンダーテストX線施設(BEaTriX)は、イタリアのメラーテにあるIstitutoNazionalediAstrofisica(INA​​F)、OsservatorioAstronomicodiBrera(OAB)で現在運用されているユニークなX線装置です。シリコン細孔光学系に基づいて、高エネルギー天体物理学用高度望遠鏡(ATHENA)X線望遠鏡のミラーモジュール(MM)の点像分布関数(PSF)と有効面積(EA)を測定するように特別に設計されています(SPO)テクノロジー、ミラーアセンブリに統合する前に受け入れるため。この目的のために、BEaTriXは4.51keVで広く均一な単色のコリメートX線ビームを生成します[...]BEaTriXでは、チタンアノードを備えたマイクロフォーカスX線源が放物面鏡の焦点に配置されます、平行ビームを生成します。結晶モノクロメータは4.51keVの線を選択します。これは、結晶面に対して非対称に切断された結晶によって最終的なサイズに拡張されます。[...]特性評価後、BEaTriXビームの公称寸法は60mmx170mmで、高コリメーションまたは高コリメーションのモノクロメータ設定に応じて、垂直方向の発散は1.65アーク秒、水平方向の発散は2.7〜3.45アーク秒の間で変化します。高強度。面積単位あたりのフラックスは、構成ごとに10〜50フォトン/秒/cm2の範囲で変化します。BEaTriXビームの性能は、SPOMMを使用してテストされました。この入射瞳は、拡大されたビームによって完全に照らされ、その焦点はカメラに直接画像化されました。最初のライトテストでは、期待に完全に一致するPSFとEAが返されました。今日の時点で、BEaTriXの4.51keVビームラインは動作可能であり、モジュラーX線光学系を特徴付けることができ、通常30分の露光でPSFとEAを測定します。[...]BEaTriXは、ATHENAのSPOMMなど、モジュラーX線光学系の機能テストにとって重要な機能であると期待しています。

潮汐的に同期した太陽ダイナモ:反論

Title Tidally_synchronized_solar_dynamo:_a_rebuttal
Authors Henri-Claude_Nataf
URL https://arxiv.org/abs/2206.14809
太陽周期の惑星起源の考えは19世紀にさかのぼります。克服されていない問題にもかかわらず、それはまだいくつかによって提唱されています。したがって、Stefani、Giesecke、およびWeier(2019)は、このアイデアに基づいたシナリオを最近提案しました。彼らが提唱した重要な議論は、$\sim$11年-太陽周期が計時されているという証拠です。彼らのデモンストレーションは、Schove(1955)の太陽周期時系列に適用されたDicke(1978)によって提案された比率の計算に基づいています。Schoveが時系列を構築するために使用した仮定は、クロックされた動作を強制するため、それらのデモンストレーションは無効であることを示します。また、磁化された流体の不安定性により、クロックに近い変動時系列が生成される可能性があることも示しています。

内側太陽圏における銀河宇宙線伝搬:改良された力場モデル

Title Galactic_Cosmic-Ray_Propagation_in_the_Inner_Heliosphere:_Improved_Force-Field_Model
Authors Jung-Tsung_Li_and_John_F._Beacom_and_Annika_H._G._Peter
URL https://arxiv.org/abs/2206.14815
太陽物理学の重要な目標は、太陽系の複雑で動的な環境で宇宙線がどのように伝播するかを理解することです。観測可能なものの1つは、太陽変調です。つまり、宇宙線が内側に伝播するときに、宇宙線のフラックスとスペクトルがどのように変化するかです。パーカーソーラープローブによる磁力スペクトル密度の新しい測定値を利用して、改良された力場モデルを構築し、地球の軌道内の太陽変調を予測します。地球と太陽の間の宇宙線の変調は、少なくとも太陽極小期と黄道面では控えめであることがわかります。私たちの結果は、フォースフィールドモデルの過去の処理よりも、地球の軌道内の宇宙線放射状勾配に関する限られたデータとはるかによく一致しています。私たちの予測は、パーカーソーラープローブとソーラーオービターによる太陽圏内部での今後の直接宇宙線測定でテストすることができます。それらはまた、太陽物質と光子による宇宙線の散乱による太陽からのガンマ線放出を解釈するために重要です。

ガウス過程は超新星光度曲線について実際に何を教えてくれますか?タイプII(b)の形態と系譜の結果

Title What_can_Gaussian_Processes_really_tell_us_about_supernova_lightcurves?_Consequences_for_Type_II(b)_morphologies_and_genealogies
Authors H._F._Stevance_and_A._Lee
URL https://arxiv.org/abs/2206.14816
機械学習は天文学で広く使用されるようになりました。特にガウス過程(GP)回帰は、超新星(SN)の光度曲線を適合または再サンプリングするために何度も使用されてきましたが、その性質上、一般的なGPモデルはSN測光データの適合には適していないため、オーバーフィット。最近、GPリサンプリングがタイプIIおよびIIbSNeの形態を研究する文脈で使用され、それらは4つのパラメーターに関して明確に異なることがわかりました:立ち上がり時間(t$_{\rmrise}$)、爆発後40日と30日の間の光度差($\Deltam_{\rm40-30}$)、および光度曲線の1次導関数と2次導関数の最も早い最大値(dm1とdm2)。ここでは、一般的なSNe光度曲線のコンテキストでのガウス過程回帰とその制限を詳しく見ていきます。また、これらの特定のパラメーターの不確実性についても説明し、dm1とdm2では信頼できる天体物理学的情報を提供できないことを発見しました。以前に示したほど明確ではありませんが、t$_{\rmrise}$-$\Deltam_{\rm40-30}$スペースでクラスタリングを再現します。t$_{\rmrise}$-$\Deltam_{\rm40-30}$スペースを正確に設定するための最良の戦略は、高品質の光度曲線の拡張サンプルを使用することです(ATLAS過渡調査)および分析フィッティング方法。最後に、BPASS基準モデルを使用して、将来の測光研究により、遷移イベントの明確な連続性を伴うタイプIIbおよびIIの光度曲線形態の明確なクラスタリングが明らかになると予測します。

太陽圏境界探査のツールとしての後方散乱太陽ライマンα線放射

Title Backscattered_solar_Lyman-alpha_emission_as_a_tool_for_the_heliospheric_boundary_exploration
Authors I._Baliukin,_J.L._Bertaux,_M._Bzowski,_V._Izmodenov,_R._Lallement,_E._Provornikova_and_E._Quemerais
URL https://arxiv.org/abs/2206.15175
このレビューは、惑星間ライマン-$\alpha$放出の観測とモデリングから推測される、太陽圏外と局所星間物質(LISM)の現在の理解をまとめたものです。放出は、LISMから太陽圏に流入する星間H原子によって後方散乱された太陽ライマンα光子(121.567nm)によって生成されます。ライマンα線の研究により、太陽からのいくつかの天文単位内の星間水素のパラメーターが決定されました。星間水素原子は、ヘリウム原子と比較して、減速、加熱、およびシフトしているように見えました。検出された減速と加熱は、ヘリオポーズの近くに生成された二次水素原子の存在を証明しました。この発見は、近くの星に向かうHST/GHRSライマンα吸収スペクトルで観測された加熱水素からなる太陽圏を超えた水素壁の発見を裏付けています。星間水素バルク速度のシフトは、後にボイジャーのその場測定によって確認された全球太陽圏の非対称性の最初の観測的証拠でした。後方散乱ライマンアルファ強度のSOHO/SWAN全天マップは、太陽風の質量流束のヘリオラティチュードと時間による変動を識別しました。特に、太陽活動の最大値の間に中緯度で2つの最大値が発見されましたが、ユリシーズはその特定の軌道のためにそれを見逃しました。最後に、Voyager/UVSとNewHorizo​​ns/AliceUVスペクトログラフは、太陽圏外のライマンα線放射を発見しました。これらの科学的進歩をレビューし、オープンサイエンスの質問の概要を説明し、将来の太陽圏ライマンα実験の可能性について議論します。

ワイドフィールドバイナリを使用した完全対流M矮星のスピンダウンに対する制約

Title Constraints_on_the_Spindown_of_Fully-Convective_M_Dwarfs_Using_Wide_Field_Binaries
Authors Emily_K._Pass,_David_Charbonneau,_Jonathan_M._Irwin,_Jennifer_G._Winters
URL https://arxiv.org/abs/2206.15318
M矮星は、太陽のような矮星よりも長い時間スケールで活動を続けており、惑星の大気に壊滅的な影響を与える可能性があります。しかし、完全対流のM矮星が活発で急速に回転している状態から静止状態でゆっくりと回転している状態に移行する年齢はよくわかっていません。これらの星は、低質量のM矮星の大規模なサンプルに十分近い最も古いクラスターで急速に回転し続けているからです。研究される。これらの低質量星のスピンダウンを制限するために、主にTESSとMEarthを使用して、ワイド連星系のフィールドM矮星の測光自転周期を測定します。私たちの分析には、白色矮星または太陽のような原色を持つM-Mペアと、白色矮星の冷却曲線、ジャイロクロノロジー、リチウムの存在量などの手法を使用して年齢を推定できるM-Mペアが含まれます。スピンダウンのエポックは質量に強く依存していることがわかります。完全対流型M矮星は、最初はゆっくりとスピンダウンし、0.2〜0.3M$_\odot$の急速回転子の個体数は、600Myrでの$P_{\rmrot}<2$日から$2<P_{\rmrotに進化します。}<1〜3Gyrで10$日後、より古い年齢で長い自転周期に急速にスピンダウンします。ただし、完全対流型M矮星のスピンダウンにはある程度の変動性もあり、少数の星が600Myrだけ実質的にスピンダウンしています。これらの観察結果は、磁場の変化によってスピンダウンが急速に進行するまで、角運動量の損失が最初は非効率的である、磁気形態駆動スピンダウンのモデルと一致しています。

若返ったアクレッターのエンベロープは少なくなります:その後の一般的なエンベロープイベントに対するロッシュローブオーバーフローの影響

Title Rejuvenated_accretors_have_less_bound_envelopes:_Impact_of_Roche_lobe_overflow_on_subsequent_common_envelope_events
Authors M._Renzo,_E._Zapartas,_S._Justham,_K._Breivik,_M._Lau,_R._Farmer,_M._Cantiello,_B._D._Metzger
URL https://arxiv.org/abs/2206.15338
共通外層(CE)の進化は、恒星進化における未解決の未解決の問題であり、重力波(GW)源を含むコンパクトな連星の形成に不可欠です。ダブルコンパクトオブジェクトの「古典的な」孤立したバイナリ進化シナリオでは、CEは通常2番目の物質移動フェーズです。したがって、CEのドナースターは、以前のバイナリ相互作用の産物であり、多くの場合、安定したロッシュローブオーバーフロー(RLOF)です。最初のRLOFの間に質量が降着したため、主系列星の主系列星のコアが成長し、「若返り」ます。これにより、コアとエンベロープの境界領域が変更され、残りの進化のエンベロープ結合エネルギーが大幅に減少します。自己無撞着なバイナリモデルから単一として進化した星までの付加星を比較すると、若返りにより、ブラックホールと中性子星の両方の前駆体について、CEを放出するのに必要なエネルギーを$\sim4-58\%$下げることができることを示します。進化段階と最終的な軌道分離。したがって、最初の安定した物質移動を経験しているGW前駆体は、その後の起こりうるCEイベントをより簡単に乗り越え、現在の予測と比較して、おそらくより広い最終分離をもたらす可能性があります。それらの高い質量にもかかわらず、私たちのアクレタリーはまた、拡張された「ブルーループ」を経験します。これは、低金属量の星の種族と星震学に観測結果をもたらす可能性があります。

110-200{\AA}領域でのFeIXのスペクトルへの追加

Title Additions_to_the_Spectrum_of_Fe_IX_in_the_110-200_{\AA}_Region
Authors Alexander_N._Ryabtsev,_Edward_Y._Kononov_and_Peter_R._Young
URL https://arxiv.org/abs/2206.15354
8倍イオン化された鉄FeIXのスペクトルは、110〜200{\AA}領域で研究されました。スペクトルの励起と記録には、低インダクタンスの真空スパークと3mのかすめ入射スペクトログラフを使用しました。FeIXの以前の分析は大幅に拡張され、部分的に改訂されました。3p^53d-3p^54fおよび3p^53d-3p^43d^2遷移配列の既知の行の数は、それぞれ25および81に拡張されます。太陽スペクトルの3p^53d-3p^43d^2遷移アレイからのFeIX線のほとんどの識別が確認されており、いくつかの新しい識別が提案されています。

特殊相対性理論から逸脱するための窓としての宇宙ニュートリノ

Title Cosmic_Neutrinos_as_a_Window_to_Departures_from_Special_Relativity
Authors J.M._Carmona,_J.L._Cortes,_J.J._Relancio,_M.A._Reyes
URL https://arxiv.org/abs/2206.14257
ニュートリノを高エネルギー天体物理学における非常に特別な宇宙メッセンジャーにする特性をレビューし、特に、量子重力モデルによって理論的に示唆されているように、特殊相対性理論からの逸脱の可能な指標を提供します。この点で、我々は、ニュートリノの生成、伝播、および検出において、ローレンツ不変性違反のよく研究されたシナリオだけでなく、相対性原理を維持するが変形させるモデルにおいても期待できる効果を調べます。二重特殊相対論の枠組みで考慮されているものなど。特殊相対性理論を超えた物理学へのこの現象論的ウィンドウによって提供される課題と有望な将来の見通しについて説明します。

静止した帯電したスカラーヘアはどれくらい短くできますか?

Title How_short_can_stationary_charged_scalar_hair_be?
Authors Shahar_Hod
URL https://arxiv.org/abs/2206.14819
荷電回転カーニューマンブラックホールが、最小結合の大規模スカラー場でできている束縛状態の荷電物質構成をサポートできることは、今では十分に確立されています。ここで、外部でサポートされている定常荷電スカラー構成{\itは}任意にコンパクトであることを証明します。特に、荷電回転近臨界カーニューマンブラックホールによってサポートされる線形化された荷電スカラーフィールドの場合、非常にコンパクトな下限$(r_{\text{field}}-r_+)/(r_+-r_-)>1/s^2$は、外部の荷電スカラー「雲」の有効長です[ここで$r_{\text{field}}$は、定常スカラー構成の放射状のピーク位置であり、$\{s\equivJ/M^2、r_{\pm}\}$はそれぞれ、無次元の角運動量と中央を支えるカーニューマンブラックホールの地平線半径です]。注目すべきことに、この下限は、サポートされている荷電スカラー場の物理的パラメーター(適切な質量、電荷、および角運動量)に依存しないという意味で普遍的です。

ホログラフィックワームホールとしての宇宙論

Title Cosmology_as_a_holographic_wormhole
Authors Stefano_Antonini,_Petar_Simidzija,_Brian_Swingle,_Mark_Van_Raamsdonk
URL https://arxiv.org/abs/2206.14821
この論文では、負の基本宇宙定数を持つ重力有効場理論に基づく宇宙論の枠組みを提案します。これは、回転するスカラー場の正のポテンシャルエネルギーによって加速膨張を示す可能性があります。このフレームワークは、量子状態の正確な時間反転対称性(時間対称ビッグバン/ビッグクランチバックグラウンド宇宙論)と、宇宙論的観測可能物を、漸近的に反deSitter(AdS)平面境界。ホログラフィーを使用してこのユークリッド理論の微視的定義を提案するため、モデルはUV完全です。フレームワークが現実的な予測を提供できるかどうかはまだ明らかではありませんが、インフレを必要とせずにさまざまな自然のパズルを解決できる可能性があります。これはarXiv:2203.11220の短いバージョンであり、有効場の理論の観点を強調しています。

ループ量子宇宙論におけるインフレーションの持続時間からのバルベロ-イミールジパラメーターの制約

Title Constraining_the_Barbero-Immirzi_parameter_from_the_duration_of_inflation_in_Loop_Quantum_Cosmology
Authors L._N._Barboza,_G._L._L._W._Levy,_L._L._Graef_and_Rudnei_O._Ramos
URL https://arxiv.org/abs/2206.14881
ループ量子宇宙論におけるバウンス後のインフレ段階の期間の予測を再検討します。単項式のべき乗則カオス型ポテンシャル、スタロビンスキー、および真空期待値の値が異なるヒッグスのような対称性の破れポテンシャルを含む、さまざまなクラスのインフレーションポテンシャルの分析を示します。私たちのセットアップは、私たちが考えていたもの以外の原始ポテンシャルの形に簡単に拡張することができます。収縮段階の詳細とは関係なく、ダイナミクスが十分に過去に開始された場合、運動エネルギーがバウンスで支配的になり、この瞬間のインフラトンの振幅を一意に決定します。これは、バウンスから加速インフレ体制の開始およびその後のインフレ期間までの{\ite}倍の数の結果を提供する、さらなる進化の初期条件になります。また、検討した各モデルが宇宙マイクロ波背景放射(CMB)のスペクトルで観測可能なシグニチャにつながる可能性がある条件、または十分な加速膨張を予測できないために除外される条件についても説明します。最初の分析は、ブラックホールのエントロピー計算から得られるBarbero-Immirziパラメーターの標準値$\gamma\simeq0.2375$を考慮して実行されます。2番目の分析では、このパラメーターの値を変更する可能性を検討します。これは、Barbero-Immirziパラメーターが、ループ量子重力のコンテキストで基礎となる量子理論の自由パラメーターと見なすことができるという事実に動機付けられています。{}この分析から、モデルをCMBの観測値と一致させる最小量のインフレ拡大を要求することにより、このパラメーターの下限を取得します。

バリオン密度とコンパクトステラオブジェクトでの状態方程式

Title Equation_of_State_at_High-Baryon_Density_and_Compact_Stellar_Objects
Authors Veronica_Dexheimer
URL https://arxiv.org/abs/2206.14963
この寄稿では、クォーク物質への閉じ込めを解除するための天体物理学的観測量に焦点を当てて、コンパクト星と高バリオン密度物質との関係をレビューします。中性子星の状態方程式の最新の成分、リポジトリ、および制約について説明します。最後に、中性子星合体と重イオン衝突で生成された高密度物質と高温物質の比較と、それらの間のリンクを定量的に確立する可能性を描きます。

10 km/sの発射体速度が可能な爆発駆動ランチャー

Title An_Explosively_Driven_Launcher_Capable_of_10_km/s_Projectile_Velocities
Authors Justin_Huneault,_Jason_Loiseau,_Myles_T._Hildebrand,_and_Andrew_J._Higgins
URL https://arxiv.org/abs/2206.15003
10km/sを超える速度で大きな(>1g)十分に特性化された発射体を発射することは、多くの科学分野で関心がありますが、現在の超高速発射体技術の範囲を超えています。この論文は、直径8mm、0.36gのマグネシウム発射体を10.4km/sで発射する能力を実証した爆発的に駆動されるライトガスガンの開発を報告します。爆縮駆動ランチャー(IDL)は、加圧されたチューブの線形爆縮を使用して、ヘリウムガスを\SI{5}{\giga\pascal}の圧力に衝撃圧縮し、次に膨張して発射体を超高速に推進します。IDLの起動サイクルは、ダウンボア速度測定実験と準1次元砲内弾道ソルバーを使用して調査されます。8mmランチャーの設計の詳細な概要が示され、爆発的に駆動される推進剤の圧縮とその結果生じる極端な圧力と温度から生じる固有の考慮事項に重点が置かれています。平均駆動圧力が高いため、ランチャーはコンパクトで、全長は通常1メートル未満です。設計をより大きな発射体サイズ(直径25mm)に拡大縮小する可能性が示されています。最後に、IDLが大幅に高い発射体速度に到達できるようにする変更された発射サイクルの概念を、概念的に、予備実験で検討します。

r過程元素合成のための放射中性子捕獲反応速度

Title Radiative_neutron_capture_reaction_rates_for_r-process_nucleosynthesis
Authors Vinay_Singh,_Joydev_Lahiri,_Malay_Kanti_Dey_and_D._N._Basu
URL https://arxiv.org/abs/2206.15022
鉄以外の元素の約半分は、高速中性子捕獲プロセス(rプロセス)によって星で合成されます。恒星環境は、短時間($\sim$秒)で非常に高い中性子束を提供します。これは、待機点に到達するまで徐々に中性子に富む原子核を作成するのに役立ち、その後、それ以上の中性子捕獲反応は進行しません。この時点で、このような非常に中性子が豊富な原子核は、$\beta^-$崩壊によって安定します。rプロセスの詳細な理解は幻想のままです。本研究では、放射中性子捕獲(n、$\gamma$)断面積と、質量数80付近のrプロセスピーク周辺の反応速度を調べます。固有の不確実性は、場合によっては、特に中性子に富む原子核の場合には、依然として大きいままです。低エネルギー増強が存在する場合、それは中性子捕獲の反応速度の大幅な増加をもたらします。

サブバリア融合の妨害と中性子移動チャネルの欠如

Title Sub-barrier_fusion_hindrance_and_absence_of_neutron_transfer_channels
Authors Vinay_Singh,_Joydev_Lahiri,_Partha_Roy_Chowdhury_and_D._N._Basu
URL https://arxiv.org/abs/2206.15087
サブバリア融合障害は、天体物理学的関連性の非常に低いエネルギーの領域で観察されています。この現象は、ガウス分布の拡散バリアを推定して収集された、単純でわかりやすいエレガントな数式を使用して効果的に分析できます。核融合反応の断面積の数式は、核融合障壁の高さ分布を表すガウス関数と、固定障壁を想定した古典的な核融合断面積の式を一緒に折りたたむことによって得られました。このようにして得られたエネルギーの関数としての核融合断面積の変化は、天体物理学的に関心のあるより軽いシステムのためのサブバリア重イオン核融合に関する既存のデータをよく説明しています。この洗練された公式を使用して、$^{16}$O+$^{18}$Oから$^{12}$C+$^{198}$Ptまでの相互作用する原子核の断面積。$<$10$\mu$bが分析されました。現在の分析と測定値との一致は、より高度な計算から計算されたものと同等です。この式の3つのパラメーターはかなりスムーズに変化し、励起関数の推定や、まだ測定されていない相互作用する原子核のペアの断面積の外挿に使用できることを意味します。重イオン融合の障害に対する中性子移動の考えられる影響が調査された。

強磁場重力試験の実験室としての電波パルサー

Title Radio_Pulsars_as_a_Laboratory_for_Strong-field_Gravity_Tests
Authors Lijing_Shao
URL https://arxiv.org/abs/2206.15187
一般相対性理論は、重力と時空の古典的な記述を提供し、現代物理学の基礎です。それは、主に低重力レジームで、しかし今日では強重力レジームでも、飛行色を用いた多くの経験的テストに合格しています。ラジオパルサーは、重力テストのための最も初期の太陽系外惑星の1つを提供します。それらは、強い自己重力体、すなわち中性子星を持っており、強磁場重力の研究において独特の役割を果たしています。連星パルサーの無線タイミングは、システムパラメータの非常に正確な測定を可能にし、パルサータイミング技術は、軌道力学のさ​​まざまなタイプの変化に非常に敏感です。代替重力理論が一般相対性理論に関して二元軌道進化に修正をもたらす場合、理論予測はタイミング結果に直面する可能性があります。この章では、重力双極放射のテスト、大規模重力理論、および強力な等価原理を含む、この点に関するいくつかの最近の例を使用して、強磁場重力テストにラジオパルサーを使用する際の基本的な概念を確認します。より感度の高い電波望遠鏡がオンラインになると、パルサーは近い将来、さらに多くの強力な重力の専用テストを提供することになっています。

$d$次元の中性子に富む物質の状態方程式

Title Equation_of_State_of_Neutron-Rich_Matter_in_$d$-Dimensions
Authors Bao-Jun_Cai_and_Bao-An_Li
URL https://arxiv.org/abs/2206.15314
高度な対称性および/または集合性を備えた制約下の原子力システムは、空間的次元が縮小された空間で効果的に移動していると見なすことができます。まず、対称核物質の核固有エネルギー$E_0(\rho)$、圧力$P_0(\rho)$、非圧縮係数$K_0(\rho)$、およびスキューネス係数$J_0(\rho)$の解析式を導き出します。(SNM)、2次対称エネルギー$E_{\rm{sym}}(\rho)$、その勾配パラメーター$L(\rho)$および曲率係数$K_{\rm{sym}}(\rho)$また、一般に$d$の空間次元(「$d$D」と略記)の中性子に富む物質の4次対称エネルギー$E_{\rm{sym、4}}(\rho)$一般化されたHugenholtz-VanHove(HVH)の定理による、アイソスピン依存の単一核ポテンシャルの等スカラー部分と等ベクトル部分。$d$Dの核物質の状態方程式(EOS)は、$\epsilon$展開によって、従来の3次元(3D)空間の状態方程式にリンクできます。秩序相転移と関連する臨界現象、そして最近では冷原子のEOSの研究。$\epsilon$-参照次元に基づく$d$Dでの核EOSの拡張$d_{\rm{f}}=d-\epsilon$は、$-1\lesssim\epsilon\lesssim1で有効であることが示されています。$1\lesssimd_{\rm{f}}\lesssim3$から開始し、HVH定理を使用して導出された正確な式と比較します。さらに、SNMのEOS(潜在的な部分を考慮した/考慮しない)は、より低い(より高い)次元で減少(強化)されることがわかります。これは、特に、多核子システムがより深い境界を持つ傾向があるが、より高い密度で飽和することを示しています。低次元のスペース。$\epsilon$-expansionからの3D空間と$d$D空間のEOS間のリンクは、中性子に富む物質のEOSに新しい視点を提供します。

ニュートリノ冷却から超飽和密度での核対称性エネルギーを推測する

Title Inferring_the_nuclear_symmetry_energy_at_supra_saturation_density_from_neutrino_cooling
Authors Tuhin_Malik,_B._K._Agrawal,_and_Constan\c{c}a_Provid\^encia
URL https://arxiv.org/abs/2206.15404
天体物理学コミュニティの野心的な目標は、中性子星(NS)物質の状態方程式(EOS)を天体物理学の観測に直面させることによって制約するだけでなく、最終的にはNS組成を推測することでもあります。それにもかかわらず、超飽和密度($\rho>\rho_0$)での核対称性エネルギーを正確に決定しない限り、NSコアの組成は不確実なままである可​​能性があります。核直接Urca(dUrca)プロセスを、高密度核対称エネルギーを制約するための効果的なプローブとしてどのように使用できるかを調査します。ベイズアプローチを適用して、NSのいくつかの選択されたプロパティを使用して、さまざまな密度での対称エネルギーの相関を研究することにより、多数の最小制約付きEOSが構築されています。バリオン密度0.5fm$^{-3}$($\sim3\rho_0$)を超える核対称エネルギーは、核内のdUrcaニュートリノ冷却の開始がコアで発生するNS質量と強く相関していることがわかります。これにより、核対称性エネルギーの高密度の振る舞いを狭い範囲内に制限することができます。{カイラル有効場の理論による純粋な中性子物質圧力の制約により、質量が$\lesssim$1.4$M_\odot$の星でのヌクレオニックdUrcaの開始が除外されます。}1.6M$_\odot$から1.8までのdUrcaの開始M$_\odot$NSは、それぞれ$\sim2.5〜\rho_0$での対称エネルギー$L$の54〜48MeVの勾配を意味します。