暗黒物質下部構造を使用した原始曲率摂動の抑制
| Title |
Constraining_primordial_curvature_perturbations_using_dark_matter_substructure |
| Authors |
Shin'ichiro_Ando,_Nagisa_Hiroshima,_Koji_Ishiwata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05747 |
暗黒物質の下部構造を観察することにより、原始曲率摂動を調べます。k>1Mpc^{-1}の波数で曲率摂動のスペクトルにバンプがあると仮定して、半解析的な方法でホストハローとサブハローの進化を追跡します。サブハロ成長に対する潮汐ストリッピング効果の評価で起こりうる不確実性を考慮に入れて、銀河で観測された矮小楕円銀河の数と恒星流の観測から、曲率摂動の新しいロバストな限界を見つけました。バンプの振幅の上限は、k〜10^3Mpc^{-1}の場合O（10^{-7}）です。さらに、暗黒物質信号の間接的な検出に重要なブースト係数は、現在の観測範囲で許可されているバンプのために最大O（10^4）であることがわかります。
観測可能な宇宙は宇宙原理と一致していますか？
| Title |
Is_the_Observable_Universe_Consistent_with_the_Cosmological_Principle? |
| Authors |
Pavan_Kumar_Aluri,_Paolo_Cea,_Pravabati_Chingangbam,_Ming-Chung_Chu,_Roger_G._Clowes,_Damien_Hutsem\'ekers,_Joby_P._Kochappan,_Andrzej_Krasi\'nski,_Alexia_M._Lopez,_Lang_Liu,_Niels_C._M._Martens,_C._J._A._P._Martins,_Konstantinos_Migkas,_Eoin_\'O_Colg\'ain,_Pratyush_Pranav,_Lior_Shamir,_Ashok_K._Singal,_M._M._Sheikh-Jabbari,_Jenny_Wagner,_Shao-Jiang_Wang,_David_L._Wiltshire,_Shek_Yeung,_Lu_Yin,_Wen_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05765 |
宇宙原理（CP）-宇宙は空間的に等方性であり、大規模に均質であるという概念-は、宇宙論における1世紀の進歩の根底にあります。これは、時空メトリックとしてフリードマン-ルマ\^itre-ロバートソン-ウォーカー（FLRW）宇宙論によって定式化され、成功した高度に予測可能な$\Lambda$-Cold-Dark-Matter（$\Lambda$CDM）モデルで最高潮に達します。。それでも、$\Lambda$CDMモデル内で緊張が生じており、最も顕著なのは、ハッブル定数$H_0$の値の統計的に有意な不一致です。単一のパラメーターによって決定される宇宙膨張の概念はCPと密接に関連しているため、$H_0$張力の影響は$\Lambda$CDMを超えてCP自体にまで及ぶ可能性があります。このレビューは、CPの期待からの逸脱に関する現在の観察のヒントを調査し、さらなる研究を必要とする相乗効果と不一致を強調しています。個々の大きな構造についての議論はさておき、CPからの潜在的な逸脱には、空の宇宙論的パラメーターの変動、宇宙の双極子の不一致、およびクエーサーの分極と銀河のスピンの不思議な整列が含まれます。多くの観測体系が結果に影響を与えている可能性はありますが、精密宇宙論がFLRWパラダイムを超えた可能性もあります。これは、非常に実用的ですが、基本的ではない対称性の仮定です。
ダークエネルギーサーベイ3年目の結果：弱いレンズ効果と銀河団を伴う$ \ Lambda$CDMへの拡張に対する制約
| Title |
Dark_Energy_Survey_Year_3_Results:_Constraints_on_extensions_to_$\Lambda$CDM_with_weak_lensing_and_galaxy_clustering |
| Authors |
DES_Collaboration:_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_A._Alarcon,_O._Alves,_A._Amon,_J._Annis,_S._Avila,_D._Bacon,_E._Baxter,_K._Bechtol,_M._R._Becker,_G._M._Bernstein,_S._Birrer,_J._Blazek,_S._Bocquet,_A._Brandao-Souza,_S._L._Bridle,_D._Brooks,_D._L._Burke,_H._Camacho,_A._Campos,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_F._J._Castander,_R._Cawthon,_C._Chang,_A._Chen,_R._Chen,_A._Choi,_C._Conselice,_J._Cordero,_M._Costanzi,_M._Crocce,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_C._Davis,_T._M._Davis,_J._DeRose,_S._Desai,_E._Di_Valentino,_H._T._Diehl,_S._Dodelson,_P._Doel,_C._Doux,_A._Drlica-Wagner,_K._Eckert,_T._F._Eifler,_F._Elsner,_J._Elvin-Poole,_S._Everett,_X._Fang,_A._Farahi,_I._Ferrero,_A._Fert\'e,_B._Flaugher,_P._Fosalba,_D._Friedel,_O._Friedrich,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_M._Gatti,_et_al._(99_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05766 |
ダークエネルギーサーベイの最初の3年間の観測と外部データからの測定値を使用して、$\Lambda$CDMモデルへの拡張を制限します。DESデータは、弱い重力レンズ効果、銀河クラスタリング、およびそれらの相互相関の2点相関関数です。シミュレーションデータと実際のデータのブラインド分析を使用して、結果の堅牢性を検証します。多くの場合、必要な精度で信頼できる非線形予測がないため、制約力は制限されます。モデルは次のとおりです。時間依存の状態方程式を持つダークエネルギー、非ゼロの空間曲率、ステライルニュートリノ、重力物理学の修正、および構造成長のプローブとして機能するビン化された$\sigma_8（z）$モデル。ピボット赤方偏移で評価された時変暗黒エネルギー状態方程式の場合、$（w_{\rmp}、w_a）=（-0.99^{+0.28}_{-0.17}、-0.9\pm1.2）$が見つかります。DES測定のみからの$z_{\rmp}=0.24$で68％の信頼度で、$（w_{\rmp}、w_a）=（-1.03^{+0.04}_{-0.03}、-0.4^{+0.4}_{-0.3}）$、考慮されるすべてのデータの組み合わせに対して$z_{\rmp}=0.21$。$\Omega_k=0.0009\pm0.0017$の曲率制約と有効な相対論的種$N_{\rmeff}=3.10^{+0.15}_{-0.16}$は外部データによって支配されます。大規模なステライルニュートリノの場合、質量$m_{\rmeff}$の上限を以前の分析と比較して3倍改善し、$（\DeltaN_{\rmeff}、m_{\の95％の制限を与えます。rmeff}）\leq（0.28、0.20\、{\rmeV}）$。また、関数$\Sigma（k、z）=\Sigma_0\Omega_{\Lambda}（z）/\Omega_{\Lambda、0}$および$\mu（k、z）=\mu_0\Omega_{\Lambda}（z）/\Omega_{\Lambda、0}$それぞれDESのみから$\Sigma_0=0.6^{+0.4}_{-0.5}$および$（\Sigma_0、\mu_0）=（0.04\pm0.05,0.08^{+0.21}_{-0.19}）$すべてのデータの組み合わせ。全体として、$\Lambda$CDMを超える物理学の重要な証拠は見つかりません。
| Title |
Forward_modeling_of_galaxy_populations_for_cosmological_redshift_distribution_inference |
| Authors |
Justin_Alsing,_Hiranya_Peiris,_Daniel_Mortlock,_Joel_Leja_and_Boris_Leistedt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05819 |
測光調査から銀河の赤方偏移分布を推定するためのフォワードモデリングフレームワークを提示します。私たちのフォワードモデルは、次のもので構成されています。銀河の物理的特性の固有の分布を記述し、銀河の進化の物理学をエンコードする詳細な人口モデル。銀河の物理的性質をそれらの測光に接続する星の種族合成モデル。特定の調査の観測および較正プロセスを特徴付けるデータモデル。そして、選択カットの明示的な処理は、メインの分析サンプルとその後の断層撮影の赤方偏移ビンへの分類の両方に行われます。このアプローチには、分光学的キャリブレーションデータに依存せず、モデリングの仮定を明示的に制御し、写真$z$推論と銀河進化物理学の間に直接的な架け橋を築くという魅力があります。赤方偏移の分布に加えて、フォワードモデリングは、銀河集団の統計的特性についてより一般的にロバストな推論を引き出すためのフレームワークを提供します。GalaxyAndMassAssembly（GAMA）およびVimosVLTDeep（VVDS）調査の赤方偏移分布を推定し、それらの分光学的赤方偏移に対して検証することにより、フォワードモデリングの有用性を示します。私たちのベースラインモデルは、平均赤方偏移に対してそれぞれ$\Deltaz\lesssim0.003$と$\Deltaz\simeq0.01$のバイアスで、GAMAとVVDSの断層撮影赤方偏移分布を予測できます-ステージIIIの宇宙論的調査に十分正確です-ハイパーパラメータの調整なし（つまり、これらのデータにフィッティングを行う前）。追加のハイパーパラメータフィッティングとモデリングの改善により、フォワードモデリングはステージIV調査の正確な赤方偏移分布推論へのパスを提供できると予想されます。
| Title |
Dark_matter_from_primordial_black_holes_would_hold_charge |
| Authors |
I._J._Araya,_N._D._Padilla,_M._E._Rubio,_J._Sureda,_J._Maga\~na_and_L._Osorio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05829 |
宇宙の歴史の初期に形成された原始ブラックホール（PBH）が現在に至るまで電荷を含んでいる可能性を探ります。PBHは、その形成時にゼロ以外の電荷を保持する必要があることがわかります。これは、（i）PBHを形成するために地平線に入るボリューム内の荷電粒子の数のポアソン変動、および（ii）最大の形成によって発生する初期電荷を計算します。初期宇宙での衝突によるPlanck質量の荷電Reissner-Nordstr\"om（RN）PBH。初期電荷は高速放電プロセスの影響を受けると考えられていますが、回転するブラックホールによって発生する双極磁場が入射または特に、ホーキング粒子の放出とシュウィンガープロセスによる相互作用の強さを推定し、荷電した最大回転のPBHが、シュウィンガーを打ち消すことができる磁場を生成することを発見しました。すべての質量に対する効果、および$M>1$kgPBHのホーキング放出これらの考慮事項により、PBHは長期間にわたって電荷を維持できます。ビリアライズされた暗黒物質ハロー内のmaは、最大$M\sim10^{13}$kgのハッブル時間内に1つの電子（つまり、$Q=e$）でPBHの一部を充電できます。ハロー内の質量の大きいPBHは、より大きな電荷を取得でき、$M>10^{22}の場合は$Q/M\simeq1.15\times10^{-52}M\、C/\mbox{kg}$のスケーリングに達します。$kgPBH。全体として、これらの計算は、すべての質量スケールのPBHが、最大RN値よりも2〜10桁低い電荷を保持でき、プランク質量PBHの極値電荷さえも保持できることを示しています。後者は、暗黒物質全体を構成する可能性のある帯電した安定した遺物を構成する可能性があるため、特に興味深いものです。
銀河団とグループにおける相対論的SZ温度スケーリングのマルチシミュレーション研究
| Title |
A_multi-simulation_study_of_relativistic_SZ_temperature_scalings_in_galaxy_clusters_and_groups |
| Authors |
Elizabeth_Lee,_Dhayaa_Anbajagane,_Priyanka_Singh,_Jens_Chluba,_Daisuke_Nagai,_Scott_T._Kay,_Weiguang_Cui,_Klaus_Dolag_and_Gustavo_Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05834 |
スニヤエフ・ゼルドビッチ（SZ）効果は、現代の宇宙論における強力なツールです。将来の観測により、SZ測定の改善が約束されており、銀河群や銀河団からのSZ信号に対する相対論的補正の関連性が高まっています。したがって、3つの温度測定値の違いを理解することが重要です：（a）平均相対論的SZ（rSZ）温度、（b）熱SZ（tSZ）効果に関連する質量加重温度、および（c）X線分光温度。この作業では、{\scバハマ}\＆{\scMacsis}、{\scIllustris-TNG}、{\scMagneticum}、および{\scTheThreeHundredProject}によって予測されたこれらのクラスター温度を比較します。シミュレーション。シミュレーションパラメータの範囲が広いにもかかわらず、SZ温度はシミュレーション全体で一貫していることがわかります。$Y\simeq10^{-4}$〜Mpc$^{-2}$を使用して、rSZからクラスターへの$\simeq10\％$レベルの補正を推定します。私たちの分析は、3つの温度測定値の間の体系的なオフセットを確認します。rSZ温度$\simeq20\％$は他の測定値よりも大きく、赤方偏移が高くなるとさらに発散します。これらの測定値が単純な自己相似進化から逸脱していることを示し、定義されたハローの半径によってどのように変化するかを調べます。さまざまなフィードバックの処方と解像度が観測された温度にどのように影響するかを調査し、SZ温度がこれらの詳細にかなり鈍感であることを発見します。シミュレーション間の一致は、相対論的SZ補正の範囲を決定する、観測的および理論的探索のための刺激的な道を示しています。将来のSZモデリングで使用するために、スケーリング関係に複数のシミュレーションベースの近似を提供します。
ダークエネルギーと動的結合を相互作用させることでハッブル張力を解決できます
低赤方偏移測定と高赤方偏移測定の間の$H_0$張力は、4$\sigma$から6$\sigma$の範囲であるため、現在の宇宙学者が直面している深刻な問題です。この緊張を和らげるために、この論文では、暗黒物質と暗黒エネルギーの密度をパラメータ化することにより、時間変化する結合パラメータを持つ新しい相互作用する暗黒エネルギーモデルを提案します。-3つの形式の$|\kappaX|\gg1$の場合、暗黒物質と暗黒エネルギーが2つの結合されていない暗黒セクターのように動作し、有効な状態方程式を持つ形式の暗黒エネルギーモデル。このため、結合された一般化された3つの形式の暗黒を再構築します。$|\kappaX_0|\gg1$の条件下でのそのようなパラメトリックモデルからのエネルギー。最後に、Planck2018宇宙マイクロ波背景（CMB）距離の事前分布、バリオン音響振動（BAO）データに照らして、前の作業で提案された結合された一般化された3形式のダークエネルギーモデルを使用して、パラメトリックモデルに制約を課します。BOSSデータリリース（DR）12、Ia型超新星（SNIa）データのパンテオンコンパイル、およびRiessetal。からのハッブル定数の最新のローカル決定、つまりいわゆるR20。フィッティングの結果は、R20と比較して、パラメトリックモデルが$\chi_{\rmmin}^2=6.70$でハッブル張力を0.05$\sigma$に緩和し、結合された一般化された3形式のダークエネルギーモデルがハッブルを緩和することを示しています。$\chi_{\rmmin}^2=9.02$で0.70$\sigma$に張力をかけます。ただし、R20とパラメトリックモデルの間の小さなハッブル張力は、パラメータ$k$の導入により、事前に$H_0$を使用せずに取得されたハッブル定数の不確実性が大幅に増加するという事実が主な原因であることに注意してください。
再電離の観測：現実的な観測条件に対するキャリブレーションと位置誤差の影響
| Title |
Observing_the_Reionization_:_Effect_of_Calibration_and_Position_Errors_on_Realistic_Observation_Conditions |
| Authors |
Aishrila_Mazumder,_Abhirup_Datta,_Arnab_Chakraborty,_Suman_Majumdar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06169 |
宇宙の再電離の宇宙の夜明けとエポックからの赤方偏移した21cmの信号の観測は、観測的宇宙論における挑戦的な試みです。桁違いに明るい天体物理学の前景とさまざまな機器分類学の存在は、これらの観測の複雑さを増します。この作業は、高感度の電波観測の合成干渉データを処理するエンドツーエンドのパイプラインを示します。模擬空モデルには、赤方偏移した21cmの信号と天体物理学の前景が含まれています。赤方偏移した21cmのパワースペクトルの抽出におけるキャリブレーションエラーと位置エラーの影響がシミュレートされています。宇宙論的信号の画像面検出における誤差の影響も研究されてきた。SKA1-Low、MWA、HERAなどのアレイ構成の比較分析が実証されています。体系的なコンポーネントの性質に関するいくつかの仮定の下で、アレイのキャリブレーションエラー許容値は、信号の検出のために$\sim0.01\％$であることが最適に見出されます。位置エラーの場合、$\gtrapprox5\arcsec$のオフセットにより、残りの前景がターゲット信号を覆い隠します。これらのシミュレーションは、SKA-1Lowのパフォーマンスが画像ドメインの他のシミュレーションよりもわずかに優れていることを示していますが、パワースペクトルドメインのMWAについても同じことが言えます。これは、宇宙論的信号の検出に向けて、同様の観測条件下で動作するさまざまな電波望遠鏡の性能を比較した最初の研究の1つです。このエンドツーエンドのパイプラインを拡張して、有彩色の一次ビーム、無線周波数の推論、スペクトルの特徴を備えた前景などの効果を研究することもできます。
「エル・ゴルド」は原始的な量子拡散をほのめかしているのだろうか？
| Title |
Could_"El_Gordo"_be_hinting_at_primordial_quantum_diffusion? |
| Authors |
Jose_Mar\'ia_Ezquiaga,_Juan_Garc\'ia-Bellido,_Vincent_Vennin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06317 |
一般に、標準的な宇宙論モデルでは、初期密度摂動はすべてのスケールでガウス分布であると想定されています。ただし、原始的な量子拡散は、インフレ摂動の分布に非ガウスの指数関数的なテールを不可避的に生成します。これらの指数関数的な尾は、原始ブラックホールの文脈で研究されてきたように、宇宙で崩壊した構造の形成に直接的な結果をもたらします。これらの尾は非常に大規模な構造にも影響を及ぼし、「エルゴルド」のような重いクラスター、または宇宙マイクロ波背景放射のコールドスポットに関連するような大きなボイドの可能性が高くなることを示します。指数関数的なテールが存在する場合の赤方偏移の関数として、ハロー質量関数とクラスター存在量を計算します。量子拡散は一般的に重いクラスターの数を増やし、サブハロを枯渇させることがわかります。これは、有名な$f_{\mathrm{NL}}$補正では捉えられない効果です。したがって、これらの後期宇宙の特徴は、インフレーション中の量子ダイナミクスの指紋である可能性があり、N体シミュレーションに組み込まれ、天体物理学的データと照合する必要があります。
線強度マッピング測定のための3Dウェーブレット散乱変換係数の調査
| Title |
Exploration_of_3D_wavelet_scattering_transform_coefficients_for_line-intensity_mapping_measurements |
| Authors |
Dongwoo_T_Chung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06383 |
ウェーブレット散乱変換（WST）は、大規模構造研究のコンテキストで最近注目を集めており、従来のパワースペクトルの範囲を超えて非ガウス性をカプセル化する要約統計量の可能なジェネレーターです。この作業では、COマッピングアレイプロジェクト（COMAP）の現在および提案されているフェーズで行われる3次元の線強度マッピング測定のコンテキストで3次元の固体高調波WSTを調べます。WST係数は、ノイズのないCO線強度シミュレーションのコンテキストで解釈可能な動作を示します。これらの係数への宇宙論的$z\sim3$信号の寄与は、COMAPのパスファインダーフェーズでも原理的に検出可能です。観測ノイズを組み込んだ多数のシミュレーションに基づくフィッシャーの予測では、$\ell$平均WST係数の縮小された「形状のない」セットでさえ、同様の検出の重要性があっても、パワースペクトルのみのそれを超える可能性のある制約パワーを示します。完全なWSTは、パワースペクトルとボクセル強度分布の組み合わせでもパラメータの制約を改善でき、ライン強度フィールドに関する形状情報を一意にカプセル化することを示しています。ただし、実際のアプリケーションでは、共分散や相互相関などの主要なコンテキストでWSTをさらに理解することが急務です。
埋め込まれたクラスター環境におけるS型惑星系の動的運命
| Title |
Dynamical_Fates_of_S-Type_Planetary_Systems_in_Embedded_Cluster_Environments |
| Authors |
Elizabeth_A._Ellithorpe_and_Nathan_A._Kaib |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05759 |
太陽系外惑星をホストする連星系の大部分は、連星系の動的進化を推進する可能性のある星形成クラスター内で、人生の最初の部分を過ごします。太陽系の4つの巨大ガスに類似した質量と軌道構造を持ち、0.5太陽質量のバイナリコンパニオンの影響を受けて軌道を回る、S型惑星の数値シミュレーションを実行します。二重惑星システムは、埋め込まれた星団環境と同時に統合されています。私たちのクラスター環境からの摂動がバイナリペリアストロンを惑星に向かって駆動すると、私たちの惑星系の約10％が不安定になります。この不安定化は、すべてのシステムが、クラスターがない場合に安定した惑星を可能にするバイナリ軌道で初期化されているにもかかわらず発生します。私たちのシステムで引き起こされた惑星-惑星の散乱は、通常、低質量の惑星の喪失と、生き残った高質量の惑星の離心率の興奮をもたらします。不安定になる私たちの惑星系の多くはまた、クラスターの分散の前にそれらのバイナリコンパニオンを失い、したがって、それらの歴史全体を孤立した星として過ごした奇行の太陽系外惑星のホストになりすますことができます。私たちのシミュレーションにおけるクラスター駆動のバイナリ軌道進化は、スピン軌道相互作用の角度がずれた惑星系を生成する可能性もあります。これは通常、惑星系が傾斜したバイナリの影響下で剛体ディスクとして進行するときに行われます。スピン軌道相互作用が最も高いシステムは、多くの場合、バイナリコンパニオンを保持し、複数の生き残った惑星を所有する必要があります。
歪んだ円盤における惑星形成の初期段階：圧力トラップの形成
歪んだ原始惑星系円盤は、圧力トラップを形成するための肥沃な地面を構成します。惑星形成の初期段階における主要な課題の1つは、惑星の成長タイムスケールに厳しい制約を設定するメートルサイズの障壁です。メーターサイズの障壁に対して多くの解決策が提案されました。その中には、圧力トラップ、つまり、微惑星の漂流が停止するように、圧力がディスクの一般的な勾配と異なるディスク内の領域があります。ただし、圧力トラップの起源はまだ明確ではないため、そのプロファイルも明確です。歪んだ円盤は、降着円盤全般、特に原始惑星系円盤に遍在しており、メートルサイズの障壁を克服するのに役立つ圧力トラップの形成を引き起こすと私たちは主張しています。一般的な外部トルクによって誘発される形成された圧力トラップのプロファイルを導き出し、周連星円盤やギャップエッジを含むいくつかの環境での惑星形成の初期段階への影響について説明します。
地球のようなものとタイタンのようなものの間のギャップを埋める赤道気候に対するさまざまな土地被覆率、自転周期、および水蒸気の影響
| Title |
Effects_of_Varying_Land_Coverage,_Rotation_Period,_and_Water_Vapor_on_Equatorial_Climates_that_Bridge_the_Gap_between_Earth-like_and_Titan-like |
| Authors |
Matthew_McKinney_(1),_J._Mitchell_(1),_S._I._Thomson_(2)_((1)_University_of_California,_Los_Angeles,_(2)_University_of_Exeter) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05815 |
土星の最大の月であるタイタンは、地球のような揮発性の周期を持っていますが、メタンが高緯度で地理的に隔離された水と地表の液体貯留層の役割を果たしています。惑星パラメータの小さなセットを変更することにより、季節のない、凝縮可能な水を使用した地球のような気候モデルの赤道で、タイタンの特徴的な乾燥水文気候を再現します。赤道でのタイタンのような条件について、観測的に動機付けられた3つの基準を使用します。1）年間平均気温が最も高いにもかかわらず、表面比湿のピークは赤道ではありません。2）赤道柱の比湿の鉛直プロファイルは、下部対流圏全体でほぼ一定です。3）赤道の表面近くの相対湿度は、飽和よりも大幅に低い（60％未満）。赤道で利用可能な水を減らすだけでは、タイタンのような状態を完全に再現することはできません。さらに、水の回転周期と揮発性を変化させて、タイタンのより遅い回転とより豊富なメタン蒸気を模倣します。乾燥した赤道面と組み合わされたより長い自転周期は、より短い自転周期での同等の実験よりも少ないタイタンのような基準を満たします。水の揮発性が高い実験は、揮発性が低い実験よりも多くの基準を満たし、揮発性が最も高い実験のいくつかは3つすべてを満たし、地球のような惑星がいくつかの物理的パラメーターを変更するだけでタイタンのような気候学を表示できることを示しています。
HATS-18惑星系におけるトランジットタイミング変化の探索
| Title |
A_search_for_transit_timing_variations_in_the_HATS-18_planetary_system |
| Authors |
John_Southworth,_A._J._Barker,_T._C._Hinse,_Y._Jongen,_M._Dominik,_U._G._J{\o}rgensen,_P._Longa-Pe\~na,_S._Sajadian,_C._Snodgrass,_J._Tregloan-Reed,_N._Bach-M{\o}ller,_M._Bonavita,_V._Bozza,_M._J._Burgdorf,_R._Figuera_Jaimes,_Ch._Helling,_J._A._Hitchcock,_M._Hundertmark,_E._Khalouei,_H._Korhonen,_L._Mancini,_N._Peixinho,_S._Rahvar,_M._Rabus,_J._Skottfelt,_P._Spyratos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05873 |
HATS-18bは、質量が大きく公転周期が短い通過惑星であり、潮汐効果によって引き起こされる軌道減衰を検出するための最良の候補の1つです。トランジット中の27回を測定するHATS-18の広範な測光を提示します。さらに2つの通過時間は、トランジット系外惑星探査衛星（TESS）からのデータから測定され、さらに3つは文献から取得されました。通過タイミングは線形および二次エフェメライドに適合し、軌道減衰の上限が決定されました。これは、修正された恒星の潮汐品質係数の下限である$Q_\star^{\、\prime}>10^{5.11\pm0.04}$に対応します。これは、内部重力波による強化された潮汐散逸の存在を制限する最前線にあります。また、HATS-18システムの測定された物理的特性を改良し、サードボディの質量に上限を設定し、このシステムの通過時間の測定におけるTESSと1.54mデンマーク望遠鏡の相対的なパフォーマンスを比較します。
TRAPPIST-1システムのトランジットのVLT、GROND、デンマーク望遠鏡による観測
| Title |
VLT,_GROND_and_Danish_Telescope_observations_of_transits_in_the_TRAPPIST-1_system |
| Authors |
John_Southworth,_L._Mancini,_M._Dominik,_U._G._J{\o}rgensen,_V._Bozza,_M._J._Burgdorf,_R._Figuera_Jaimes,_L._K._Haikala,_Th._Henning,_T._C._Hinse,_M._Hundertmark,_P._Longa-Pe\~na,_M._Rabus,_S._Rahvar,_S._Sajadian,_J._Skottfelt,_C._Snodgrass |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05874 |
TRAPPIST-1は、7つの既知の通過惑星をホストする超低温矮星です。ESOLaSilla（デンマークの1.54m望遠鏡と2.2mMPI望遠鏡）とParanal（超大型望遠鏡のユニット望遠鏡1）で3つの望遠鏡を使用して得られたシステムの測光を示します。デンマークの望遠鏡から18の光度曲線、2.2mから8つ、VLTから4つの光度曲線を取得しました。これらから、4つの惑星（b、c、f、g）の通過中の25回を測定します。これらの光度曲線と通過中の時間は、重力相互作用による通過時間の変動を示す惑星の質量と半径を決定するのに役立ちます。
惑星形成スケール（MAPS）でのALMAを含む分子。 AS209ディスクの分子線放出における周惑星円盤候補
| Title |
Molecules_with_ALMA_at_Planet-forming_Scales_(MAPS)._A_Circumplanetary_Disk_Candidate_in_Molecular_Line_Emission_in_the_AS_209_Disk |
| Authors |
Jaehan_Bae,_Richard_Teague,_Sean_M._Andrews,_Myriam_Benisty,_Stefano_Facchini,_Maria_Galloway-Sprietsma,_Ryan_A._Loomis,_Yuri_Aikawa,_Felipe_Alarcon,_Edwin_Bergin,_Jennifer_B._Bergner,_Alice_S._Booth,_Gianni_Cataldi,_L._Ilsedore_Cleeves,_Ian_Czekala,_Viviana_V._Guzman,_Jane_Huang,_John_D._Ilee,_Nicolas_T._Kurtovic,_Charles_J._Law,_Romane_Le_Gal,_Yao_Liu,_Feng_Long,_Francois_Menard,_Karin_I._Oberg,_Laura_M._Perez,_Chunhua_Qi,_Kamber_R._Schwarz,_Anibal_Sierra,_Catherine_Walsh,_David_J._Wilner,_and_Ke_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05923 |
おうし座T星AS209の星周円盤に、半径約200auで埋め込まれた周惑星円盤（CPD）候補の発見を報告します。$161^\circ$）、$^{13}$CO$J=2-1$放出によって分離されました。これは、全体的なCPD質量を追跡できるガス放出によるCPD検出の最初のインスタンスです。CPDは空間的に未解決です。$117\times82$マスビームであり、$^{13}$COの点源として現れ、その直径が$\lesssim14$auであることを示します。CPDは、以前に$^を使用して識別された星周円盤の環状ギャップ内に埋め込まれています。{12}$COと近赤外散乱光の観測、および$^{12}$COの局所的な速度摂動に関連しています。これらの特徴の一致は、それらが共通の起源を持っていることを示唆しています：埋め込まれた巨大な惑星。$^{13}$CO強度でCPDガスの温度と質量を制限します。CPD温度は$\gtrsim35$Kであることがわかります。CPDの半径方向の位置である星周円盤の温度22Kよりも高く、CPDに局在する熱源が存在する必要があることを示唆しています。CPDガスの質量は$\gtrsim0.095M_{\rmJup}\simeq30M_{\rmEarth}$で、標準の$^{13}$CO存在量を採用しています。CPDの位置（$3\sigma$フラックス密度$\lesssim26.4〜\mu$Jy）でのミリメートル連続放射の非検出から、CPDダスト質量は$\lesssim0.027M_{\rmであると推測されます。地球}\simeq2.2$月の質量。これは、ダストとガスの質量比が$\lesssim9\times10^{-4}$と低いことを示しています。重力不安定性とペブル集積の枠組みの中で、広い軌道上にあるCPDをホストする巨大惑星の形成メカニズムについて議論します。
超高温木星大気におけるH$_2$の検出可能性
| Title |
Detection_Feasibility_of_H$_2$_in_Ultra-hot_Jupiter_Atmospheres |
| Authors |
Anastasia_Morgan,_P._Wilson_Cauley,_Kevin_France,_Allison_Youngblood,_Tommi_T._Koskinen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05963 |
超高温木星（UHJ）は、その極端な特性のために、最近いくつかの大気研究の焦点となっています。水素分子（H$_2$）はUHJ大気で重要な役割を果たしますが、太陽系外惑星では直接検出されていません。LymanバンドとWernerバンドの透過分光法によるH$_2$検出の実現可能性を判断するために、H$_2$の回転温度が$T_{eff}の範囲のAタイプの星を周回する2000Kから4000Kまで変化するUHJ大気をモデル化しました。$=8,500Kから$T_{eff}$=10,300K。0.5％から2.0％までさまざまな大きさのポアソンノイズを追加しながら、惑星と星の温度の組み合わせごとにシミュレートされた透過スペクトルを示します。最後に、各温度の組み合わせについて、スペクトルを予想される大気中のH$_2$吸収テンプレートと相互相関させました。私たちの結果は、現在の設備、すなわちハッブル宇宙望遠鏡ではH$_2$の検出が不可能であることを示唆しています。ただし、H$_2$の直接大気透過分光法は、将来のUV対応のフラッグシップミッションで実行可能である可能性があります。
周縁減光星を横切る2体の相互通過の分析光度曲線
| Title |
Analytic_Light_Curve_for_Mutual_Transits_of_Two_Bodies_Across_a_Limb-darkened_Star |
| Authors |
Tyler_A._Gordon_and_Eric_Agol |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06024 |
多項式の周縁減光で星を相互に通過する2つの物体の光度曲線の解を示します。この作品の「相互通過」という用語は、2つの通過する物体の間で重なりが発生する星の通過を指します。これらは、太陽系外惑星、2つの太陽系外惑星、食変光星と惑星、または3つ星系の3分の1を食する2つの星を持つ太陽系外惑星である可能性があります。両方のボディの位置と半径に関する光度曲線の解析的導関数を含めます。相互トランジットの光力学モデルを実装するコードを提供します。2つの動的モデルを含めます。1つは二次物体がより大きな一次軌道を周回する階層システム（例：太陽系外衛星）用で、もう1つは2つの物体が独立して中心質量を周回する共焦点システム（例：大きく離れた軌道にある2つの惑星）用です。私たちのコードは、MCMCアルゴリズムによる推論を可能にするのに十分な速度であり、導関数を含めることで、ハミルトニアンモンテカルロなどの勾配ベースの推論方法を使用できます。さまざまなシステムに適用できますが、この作業は主に太陽系外衛星を念頭に置いて行われました。このコードを公開することで、コミュニティが太陽系外衛星の検出可能性を評価し、太陽系外衛星を検索し、既存の太陽系外衛星候補を検証するための障壁を減らすことができれば幸いです。また、私たちのコードは、太陽系外惑星での惑星惑星通過、周連星惑星の通過、および三重星系での日食の研究に役立つと予想しています。
漂流して蒸発する小石がどのように巨大惑星を形作るかIII：WASP-77Abと$\ tau $ Bo \"otisbの形成
異なる種が異なる温度で蒸発し、付着した大気に明確な特徴を残すため、大気の存在量は惑星形成経路を制約すると考えられています。惑星のC/O比は、H$_2$O、CO$_2$、CH$_4$、およびCOの凝縮シーケンスのために、惑星形成経路を制約すると考えられ、その結果、気相C/が増加します。距離の増加に伴うO比。ここでは、小石の成長、ドリフト、蒸発を含むディスク進化モデルと、小石とガスの降着、惑星移動を含む惑星形成モデルを使用して、巨大惑星の大気組成を計算します。私たちの結果を、太陽直下と超太陽のC/H値とO/H値をそれぞれ特徴とするホットジュピターWASP-77Abと$\tau$Bo\"otisbの最近の観測と比較します。私たちのシミュレーションは再現しますこれらの測定値は、WASP-77Abのような巨人がCO$_2$蒸発フロントを超えて形成され始め、$\tau$Bo\"otisbのような巨人がH$_2$O線を超えて発生することを示しています。私たちのモデルは、サブソーラーおよびスーパーソーラーの大気組成の形成を可能にします。ただし、小石の蒸発を伴わないシミュレーションでは、固体を追加することなく、$\tau$Bo\"otisbの大気の超太陽C/HおよびO/H比を再現することはできません。ディスクの$\alpha$粘度パラメーターを次のように識別します。重要な要素は、蒸発が揮発性の濃縮蒸気の内向きの動きを駆動し、ガス状のCとOの降着の原因となるためです。惑星の移動履歴に応じて、大気のC/HとO/Hの大きさの違いが予想されます。私たちのシミュレーションでは、$\tau$Bo\"otisbのスーパーソーラーN/HとWASP-77AbのソーラーN/Hも予測しています。小石の蒸発は、太陽系外惑星の大気の多様性を説明するための重要な要素であると結論付けています。これは、太陽系外惑星の大気の存在量の両方を説明できるためです。
z=5.7からz=6.6までのライマンアルファ輝射線幅の進化
| Title |
The_Evolution_of_Lyman_Alpha_Emitter_Line_Widths_from_z=5.7_to_z=6.6 |
| Authors |
A._Songaila,_A._J._Barger,_L._L._Cowie,_E._M._Hu,_and_A._J._Taylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05758 |
最近の証拠は、logL（Ly-alpha）>43.5erg/sの高赤方偏移Ly-alpha放射銀河（LAE）は、超光度LAE（ULLAE）と呼ばれ、赤方偏移範囲の低光度LAEよりも進化が少ない可能性があることを示唆しています。z=5.7-6.6。ここでは、この赤方偏移間隔でのLAEのLy-alpha輝線の速度幅の赤方偏移の進化を調べます。スバル/ハイパーSuprime-Camからの新しい広視野、狭帯域観測を使用して、logL（Ly-alpha）>43erg/sの24z=6.6および12z=5.7LAEのサンプルを提供します。-Keck/DEIMOSからのアップ分光法。アーカイブの低光度データと組み合わせると、logL（Ly-alpha）<43.25erg/s（通常のULLAE定義よりもいくらか低い）でLAEのLy-alpha線が大幅に狭くなっていることがわかります。z=5.7のものですが、これは高光度のLAEでは見られません。より高い赤方偏移に移行するにつれて、銀河間媒体の中性が増加すると、Ly-アルファ線の散乱が増加し、それらが狭くなるはずです。高光度のLAEにこの効果がないことは、銀河間媒体の散乱効果から自己遮蔽して、より高度にイオン化された領域にある可能性があることを示唆しています。
miniJPAS調査：星形成の抑制におけるグループ環境の役割
| Title |
The_miniJPAS_survey:_The_role_of_group_environment_in_quenching_the_star_formation |
| Authors |
R._M._Gonz\'alez_Delgado,_J._E._Rodr\'iguez-Mart\'in,_L._A._D\'iaz-Garc\'ia,_A._de_Amorim,_R._Garc\'ia-Benito,_G._Mart\'inez-Solaeche,_P._A._A._Lopes,_M._Maturi,_E._P\'erez,_R._Cid_Fernandes,_A._Cortesi,_A._Finoguenov,_E._R._Carrasco,_A._Hern\'an-Caballero,_L._R._Abramo,_J._Alcaniz,_N._Ben\'itez,_S._Bonoli,_A._J._Cenarro,_D._Crist\'obal-Hornillos,_J._M._Diego,_R._A._Dupke,_A._Ederoclite,_J._A._Fern\'andez-Ontiveros,_C._L\'opez-Sanjuan,_A._Mar\'in-Franch,_I._M\'arquez,_C._Mendes_de_Oliveira,_M._Moles,_I._Pintos,_L._Sodr\'e_Jr.,_K._Taylor,_J._Varela,_H._V\'azquez_Rami\'o,_and_J._M._V\'ilchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05770 |
miniJPAS調査では、Javalambre-PhysicsoftheAcceleratingUniverseAstrophysicalSurveyの機能を実証するために、60バンド（スペクトル解像度$R\sim60$）のAEGISフィールドで$\sim1$deg$^2$を観測しました。（J-PAS）これは、来年の北の空の$\sim8000$deg$^2$をマッピングします。この論文は、低質量グループを検出し、$z\sim1$までの銀河集団を特徴づけるJ-PASの力を示しています。スペクトルエネルギー分布フィッティングコードBaySeAGalを使用して、AMICOコードによって以前に検出された$z\leq0.8$での80グループの銀河メンバーの星の種族特性、およびminiJPASサンプル全体から取得された銀河フィールドサンプルを導出します。。青、赤、静止、および遷移銀河の集団を、それらの静止フレーム（絶滅補正済み）の色、恒星の質量（$M_\star$）、および特定の星形成率によって識別します。$M_\star$と環境の関数としてそれらの存在量を測定します。（i）グループ内の赤銀河と静止銀河の割合は、$M_\star$とともに増加し、フィールドよりもグループの方が常に高くなります。（ii）グループ内のクエンチされたフラクション過剰（QFE）は、$M_\star$とともに大幅に増加します（質量範囲$10^{10}-3\times10^{11}$で数パーセントから60％以上に）$M_\odot$。（iii）グループ内の遷移銀河の存在量の超過は、$M_\star$との適度な依存性を示しています（iv）退色時間スケールは非常に短く（$<1.5$Gyr）、星形成を示しています（v）グループ内の銀河消光率の変化は、$z\sim0.8$以降、適度ですが有意な変化を示しています。これは、以前に近くの宇宙であり、$z=1-1.4$のクラスターにある低質量の星形成銀河が環境的にクエンチされるシナリオと一致しています。
高赤方偏移でのライマン連続光子脱出推定量としての遠紫外線連続光子勾配
| Title |
The_Far-Ultraviolet_Continuum_Slope_as_a_Lyman_Continuum_Escape_Estimator_at_High-redshift |
| Authors |
J._Chisholm,_A._Saldana-Lopez,_S._Flury,_D._Schaerer,_A._Jaskot,_R._Amorin,_H._Atek,_S._Finkelstein,_B._Fleming,_H._Ferguson,_V._Fernandez,_M._Giavalisco,_M._Hayes,_T._Heckman,_A._Henry,_Z._Ji,_R._Marques-Chaves,_V._Mauerhofer,_S._McCandliss,_S._Oey,_G._Ostlin,_M._Rutkowski,_C._Scarlata,_T._Thuan,_M._Trebitsch,_B._Wang,_G._Worseck,_and_X._Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05771 |
銀河間媒体（IGM）の水素のほとんどは、高赤方偏移で急速にイオン化されました。観測により、再電離が発生したことが確認されていますが、高赤方偏移での電離光子の放射率に対する観測上の制約は、とらえどころのないままです。ここでは、低赤方偏移ライマン連続光子調査（LzLCS）とアーカイブ観測の新しい分析を紹介します。これは、z〜0.3の89個の星形成銀河と、それらのイオン化連続光子（またはライマン連続光子、LyC）のハッブル宇宙望遠鏡観測を組み合わせたサンプルです。）。1550\r{A}（F$_\lambda\propto\lambda^{\beta}$として定義）の連続体の傾きとLyCエスケープフラクションの両方の間に強い（6$\sigma$有意な）逆相関が見つかります（f$_{esc}$）およびf$_{esc}$に電離光子生成効率（$\xi_{ion}$）を掛けます。平均して、より赤い連続体の傾斜を持つ銀河は、より青い傾斜を持つ銀河よりも小さいf$_{esc}$を持っています。LyC放出の5％（20％）以上が、$\beta$<-2.1（-2.6）で銀河から逃げ出します。$\beta$と気相イオン化（[OIII]/[OII]フラックス比;7.5$\sigma$の有意性）、銀河の恒星質量（5.9$\sigma$）、ガス-相の金属量（4.6$\sigma$）、および観測されたFUVの絶対等級（3.4$\sigma$）。高赤方偏移での$\beta$の以前の観測を使用して、赤方偏移と銀河の大きさの両方でf$_{esc}$の進化を推定します。LzLCSの観測は、おそらくそれらの急速に進化する金属とダストの含有量のために、より暗い銀河とより低い質量の銀河がより高い赤方偏移で電離光子収支を支配することを示唆しています。最後に、$\beta$とf$_{esc}\times\xi_{ion}$の間の相関関係を使用して、再電離の時代における銀河の電離放射率を予測します。私たちの推定放射率はIGMの観測結果と一致しており、星形成銀河がIGMに十分なLyC光子を放出して、7〜8の赤方偏移付近の再結合を超えることを示唆しています。
VVVレッドクランプ巨人からの銀河円盤象限IVにおける遠方の銀河腕の証拠
| Title |
Evidence_of_distant_spiral_arms_in_the_Galactic_disk_quadrant_IV_from_VVV_red_clump_giants |
| Authors |
R._Kammers,_R._K._Saito,_E._Botan,_D._Minniti,_J._Alonso-Garc\'ia,_L._C._Smith,_and_P._W._Lucas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05877 |
VVV近赤外消光マップを使用した銀河面での新しい透明な窓の発見により、天の川（MW）ディスクの構造の研究が可能になります。この作業の最終的な目標は、距離の指標としてレッドクランプ（RC）の巨人を使用して、銀河系の比較的未踏の領域であるMWの向こう側にある銀河腕をマッピングすることです。VVV近赤外消光マップを使用して、MWディスクの低銀河緯度（$|b|<1$deg）にある近赤外クリアウィンドウを検索します。以前に知られているウィンドウVVVWIN1713-3939を補完する、VVVWIN1607-5258およびVVVWIN1475-5877という名前の2つの新しいウィンドウをそれぞれ識別しました。これらの3つの明確な近赤外ウィンドウ内のRC星の分布を分析し、視線に沿ったそれらの数密度を測定します。これにより、分布内の過密度を見つけて、視線に沿った距離を測定できます。次に、VVVの固有運動を使用して、さまざまな距離でRC星の運動学を測定します。調査したすべてのウィンドウでRC巨人の距離分布が向上し、MWディスクに銀河腕が存在すると解釈されます。これらの構造は、同じMWの視線の合成集団の現在のモデルにはありません。銀河系の棒の端、じょうぎ腕、そして遠い円盤のたて座ケンタウルス座の腕をたどることができました。VVVの固有運動を使用して、これらの銀河の特徴の運動学を測定し、それらが銀河円盤のバルク回転を共有していることを確認します。
CANDELS/3D-HSTフィールドで$z= 2
$までの銀河のカラーグラデーションと半質量半径：質量加重サイズと軽量サイズの進化における重要な違いのさらなる証拠
| Title |
Color_gradients_and_half-mass_radii_of_galaxies_out_to_$z=2$_in_the_CANDELS/3D-HST_fields:_further_evidence_for_important_differences_in_the_evolution_of_mass-weighted_and_light-weighted_sizes |
| Authors |
Tim_B._Miller,_Pieter_van_Dokkum,_Lamiya_Mowla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05895 |
最近の研究によると、半質量と半光の半径の比率$r_{\rmmass}/r_{\rmlight}$は、恒星の質量と赤方偏移の関数として大幅に変化し、遍在するものの解釈を複雑にします。$r_{\rmlight}-M_*$関係。調査するために、この研究では、$\texttt{imcascade}$を使用して、$1<z<2$で$\log\、M_*/M_\odot>10.25$の$\sim3000$銀河の光と色のプロファイルを作成します。、マルチガウス展開（MGE）手法のベイズ実装。$\texttt{imcascade}$は、事前のパラメーター化なしで、一連のガウス分布を使用して銀河プロファイルを柔軟に表します。星形成銀河と静止銀河の両方が平均して負の色の勾配を持っていることがわかります。星形成銀河の場合、赤方偏移とともに進化し、塵の含有量と相関するより急な勾配が見つかります。$M/L$比の勾配の代用としてカラーグラデーションを使用して、銀河のサンプルの半質量半径を測定します。個々の$r_{\rmmass}/r_{\rmlight}$比には大きなばらつきがあり、これはカラーグラデーションの変化と相関しています。$r_{\rmmass}/r_{\rmlight}$比の中央値は、以前の結果と一致して、$z=2$の0.75から$z=1$の0.5に変化することがわかります。$r_{\rmmass}-M_*$の関係を特徴づけると、$r_{\rmlight}-M_*$の関係よりも傾斜が浅く、赤方偏移の進展が少ないことがわかります。これは、星形成銀河と静止銀河の両方に当てはまります。サイズ傾斜バイアスの調査や数値シミュレーションとの比較など、$r_{\rmlight}$の代わりに$r_{\rmmass}$を使用することの影響について説明します。
CO励起とNGC1365の200pcでの星形成への接続
CO（1--0）およびCO（2--1）輝線の近くの棒渦巻銀河NGC1365の中央領域の高解像度2"〜200pcマッピングを報告します。2-1/1-積分強度の-0の比率は、中央値が0.67の大きな散乱（0.15）を示します。また、速度分散とピーク温度の比率を計算し、ほとんどの場合、速度分散比率が1に近く、したがってピーク温度であることがわかります。この結果は、CO（1--0）線とCO（2--1）線の両方が分子ガスの同様の成分をトレースし、それらの積分強度（またはピーク温度）比がガスを反映していることを示しています。密度および/または温度。最近のkpcスケールの研究と同様に、これらの比率は星形成率インジケーター（ここでは消光補正されたH-アルファマップを使用）と正の相関を示し、最近の星形成に関連する分子ガスがより高密度であることを示唆していますおよび/またはより暖かい。また、いくつかのCOスペクトルが複雑な運動学のために2つのピークを示し、そのような2つの成分は異なる条件で分子ガスを追跡する可能性があります。この結果は、積分強度とその比率をより正確に測定するためのスペクトルフィッティングの重要性を示しています。
いて座ストリームの軌道面周辺のオフプレーンOリッチAGBに向けたウォーターメーザー調査
いて座ストリームに関連するメーザー放出を特定することを目的として、22GHzの水メーザー調査が178個のOに富むAGB星に対して実施されました。この調査では、メーザー排出量が21のターゲットで検出され、そのうち20が新しい検出でした。Sgr軌道面に向かうH2OおよびSiOメーザートレースAGBの銀河分布を調べ、（l、b）〜（340、40）方向に向かって細長い構造を見つけました。いて座の潮流との関連を検証するために、これらのソースの3Dモーションをさらに調査しましたが、運動学的には、これらのメーザートレースAGBは、ストリームの破片ではなく、依然として銀河円盤のソースであることがわかりました。さらに、これらのメーザートレースAGBの銀河中心から約50km/s離れたところに、顕著な外向きの動きが見つかりましたが、2000年に太陽の近くのミラで報告された回転速度のシステリックな遅れはありませんでした。
MaNGAにおけるイオン化ガスの速度マップの非対称性。 I.カタログと一般的なプロパティ
SDSS-IVMaNGA調査では、近くの銀河の統計的に強力なサンプルの輝線速度の2次元マップを測定しました。これらの運動学マップの非対称の特徴は、銀河のイオン化ガスの内部運動の非回転成分を反映しています。この研究では、5353MaNGA銀河のサンプルの$H\alpha$速度マップの運動学的非対称性測定のカタログを提示します。このカタログに基づいて、「特別な」銀河（例えば、銀河合体、棒渦巻銀河、AGNホスト銀河）には、高度に非対称な速度マップを持つより多くの銀河が含まれていることがわかります。しかし、私たちのサンプルで運動学的非対称性が高い銀河の半分以上が非常に「規則的」であることに気づきました。これらの「通常の」銀河の場合、運動学的非対称性は、$\logM_\star<9.7$で恒星の質量との有意な反相関を示しますが、そのような傾向は$\logM_\star>9.7$で非常に弱くなります。さらに、与えられた恒星の質量では、運動学的非対称性は、測光形態、星形成率、および環境との弱い相関関係を示しますが、HIガス含有量には依存しません。また、運動学的非対称性測定における観測効果を定量化しました。$H\alpha$フラックスの信号対雑音比とディスク傾斜角の両方が運動学的非対称性の測定に寄与する一方で、物理的な空間分解能はMaNGAレッドシフトカバレッジ内の無関係な要因であることがわかります。
前恒星コアに向けた窒素分別は、同位体選択的光解離を追跡します
| Title |
Nitrogen_fractionation_towards_a_pre-stellar_core_traces_isotope-selective_photodissociation |
| Authors |
Silvia_Spezzano,_Paola_Caselli,_Olli_Sipil\"a,_Luca_Bizzocchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06121 |
アイソトポログの存在比は、天体物理学的オブジェクトの進化、そして最終的には私たち自身のような惑星系の起源を理解するために重要です。窒素は前生物材料の基本的な成分であるため、その化学的性質と継承を理解することは、生命の構成要素の形成を理解するために基本的に重要です。ここでは、IRAM30m望遠鏡を使用した、HCN、HNC、およびCNの$^{13}$Cおよび$^{15}$Nアイソトポログの基底状態の回転遷移のシングルディッシュ観測を示します。それらの列密度を分析し、HCNの$^{14}$N/$^{15}$N比マップを計算します。CNとHNCの$^{15}$Nの分別は、L1544全体の異なるオフセットに向けて計算されます。HCNの$^{15}$N分別マップは、炭素鎖分子がピークを示すL1544の南端に向かって$^{14}$N/$^{15}$N比が明らかに減少していることを示しています。同位体選択的光解離が、星の前のコアを横切る窒素の分別に強い影響を与えることを強く示唆している。コア全体の4つの位置に向かって測定されたCNの$^{14}$N/$^{15}$N比も、コアの南東に向かって減少を示していますが、HNCは反対の動作を示しています。星前のコアL1544の不均一な照明は、HCNとCNの$^{15}$N分割が、星間放射場にさらされる領域に向かって強化されるという明確な証拠を提供します。N$_2$の同位体選択的光分解は、原始惑星系円盤ですでに見られるように、$^{15}$N分別を理解するための重要なプロセスです。したがって、星前の物質の$^{15}$Nの分別は、星の前のコアが埋め込まれている環境に応じて変化すると予想されます。$^{12}$CN/$^{13}$CN比もコア全体で異なりますが、その変動は、窒素の分別に対する環境の影響に関する結論には影響しません。
金属の少ない星形成矮小銀河の赤外線輝線からの電離光子のHII領域脱出率の推測
| Title |
Inferring_the_HII_region_escape_fraction_of_ionizing_photons_from_infrared_emission_lines_in_metal-poor_star-forming_dwarf_galaxies |
| Authors |
L._Ramambason,_V._Lebouteiller,_A._Bik,_C._T._Richardson,_F._Galliano,_D._Schaerer,_C._Morisset,_F._L._Polles,_S._C._Madden,_M._Chevance,_I._De_Looze |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06146 |
（簡略化）近くの銀河の電離光子に対するISMの多孔性を定量化すると、銀河からのライマン連続光子の漏れにつながるメカニズムの理解が深まる可能性があります。金属とダストの含有量が少ない原始銀河は、高金属量の銀河よりも斑状で多孔質のISMをホストすることが示されています。この特異な構造が電離光子の漏れにどの程度寄与するかについては、まだ定量的に研究されていません。これらの質問に対処するために、密度に制限された領域とX線源の可能な寄与を含むモデルの洗練されたグリッドを構築します。モンテカルロサンプリングに基づく新しいベイズコードであるMULTIGRISを使用して、さまざまな仮定の下でモデルをセクターとして組み合わせ、パラメーターの確率密度分布を抽出し、HII領域（fesc、HII）から対応するエスケープフラクションを推測します。この新しいコードを、矮小銀河調査からの39の有名な地元のスターバースト矮小銀河のサンプルに適用します。低金属量銀河におけるISMの電離光子への多孔性の増加を示唆する以前の結果を確認し、初めて、fesc、HIIの定量的予測を提供します。低金属量の天体について予測されたfesc、HIIは、最大60％の広い範囲の値に及びますが、より金属量の多い銀河について得られた値は世界的に低くなっています。また、他のパラメーターが脱出率に与える影響を調べ、特定の星形成率がfesc、HIIと最もよく相関していることを確認します。最後に、密度に制限された領域から逃げる光子のトレーサーとして使用できる観測線比を提供します。このマルチセクターモデリングは、ISMの複雑さを完全に捉えるには単純すぎますが、ローカルおよび高赤方偏移銀河の未解決の調査で、現在および今後のスペクトルデータに基づいて電離光子が漏れる可能性のある銀河サンプルを事前に選択するために使用できます。
kpcスケールでの電波星形成相関の解読II。統合された赤外線-ラジオ連続体と星形成-ラジオ連続体相関
| Title |
Deciphering_the_radio_star_formation_correlation_on_kpc_scales_II._The_integrated_infrared-radio_continuum_and_star_formation_-_radio_continuum_correlations |
| Authors |
B._Vollmer_(1),_M._Soida_(2),_J._Dallant_(1)_((1)_Universite_de_Strasbourg,_CNRS,_Observatoire_astronomique_de_Strasbourg,_France,_(2)_Astronomical_Observatory,_Jagiellonian_University,_Krakow,_Poland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06173 |
銀河における宇宙線電子の複数のエネルギー損失メカニズムを考えると、赤外線と電波の連続体の相関関係の緊密さは驚くべきものです。Vollmerらの銀河円盤の解析モデルを拡張しました。（2017）シンクロトロン放射率の簡略化された処方を含めることによって。局所渦巻銀河、低zスターバースト銀河、高z主系列星形成、および高zスターバースト銀河の銀河ガス円盤は、乱流の塊状付着円盤として扱われます。磁場の強さは、乱流運動エネルギー密度と磁気エネルギー密度の間の等分配によって決定されます。銀河風もCR電子二次も含まない私たちの基準モデルは、ほとんど（〜70％）の銀河の観測された電波連続体SEDを再現します。局所的な渦巻銀河を除いて、速い銀河風は潜在的に矛盾するモデルを観測と一致させる可能性があります。観測されたIR-無線相関は、すべてのデータセットのモデルとデータの共同不確実性から2シグマ以内のモデルによって再現されます。モデルは、観測されたSFRと一致します-〜4シグマ内の無線相関。CR粒子と磁場の間のエネルギー等分配は、主系列星形成銀河のモデルにほぼ当てはまります。CR電子熱量計を想定すると、IR-無線相関の傾きは大幅に平坦になります。スターバースト銀河では、ガス密度だけでなく乱流速度分散も通常のスター形成銀河よりも高いため、逆コンプトン（IC）損失はスターバースト銀河では支配的ではありません。乱流運動エネルギー密度と磁場エネルギー密度の間の等分配は、非常に高い磁場強度と非常に短いシンクロトロンタイムスケールにつながります。モデルSFRの指数-150MHzと1.4GHzでの無線相関は1に非常に近いです。
ASTRODEEPの1
| Title |
Bayesian_hierarchical_modelling_of_the_$\mathrm{M_{\star}}$-SFR_relation_from_1 |
| Authors |
L._Sandles,_E._Curtis-Lake,_S._Charlot,_J._Chevallard,_R._Maiolino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06322 |
ハッブルフロンティアフィールドは、大規模な銀河団の前景レンズ効果のおかげで、星形成銀河の主系列の高赤方偏移の進化を、空白のフィールドで可能な質量よりも低くするために調査する機会を表しています。BEAGLESED適合コードを使用して、恒星の質量、$\mathrm{M_{\star}}=\log（M/\mathrm{M_{\odot}}）$、SFR、$\Psi=\log（\psi/\mathrm{M_{\odot}}\、\mathrm{yr}^{-1}）$およびASTRODEEPカタログ内の銀河からの赤方偏移。$1.25<z<6$の形式の$\Psi=\alpha_\mathrm{9.7}（z）+\beta（\mathrm{M_{\star}}-9.7の形式で、主系列の完全ベイズ階層モデルを適合させます。）+\mathcal{N}（0、\sigma^2）$外れ値の分布を明示的にモデル化します。$\mathrm{M_{\star}}=9.7$での赤方偏移に依存する切片は、$\alpha_\mathrm{9.7}（z）=\log[N（1+z）^{\gamma}]+としてパラメーター化されます。0.7$。私たちの結果は、$\gamma=2.40^{+0.18}_{-0.18}$の暗黒物質ハローへのガスの赤方偏移依存の降着率に従う、高赤方偏移への主系列の正規化の増加と一致しています。$\beta=0.79^{+0.03}_{-0.04}$と$\sigma=0.26^{+0.02}_{-0.02}$の傾きと固有の散布図を測定します。フィルタの組み合わせ（ハッブル+地上ベースのKsバンド+スピッツァー3.6および4.5$\mathrm{\mum}$）によって提供されるSEDのサンプリングは、$\mathrm{M_{\starを制約するには不十分であることがわかります。}}$と$\Psi$は、調査された最低の赤方偏移でも、観測された主系列のダイナミックレンジ全体にわたっています。このフィルターセットは、$z>3$までの高赤方偏移銀河SEDの最良の現在のサンプリングを表していますが、低質量および高赤方偏移への主系列の測定は、SEDフィッティング（および他のフィッティングの仮定）で採用された事前条件に強く依存します。）。JWSTを使用した将来のデータセットは、これを改善するはずです。
銀河核における恒星円盤の数値研究
直接$N$体シミュレーションを用いて、超大質量ブラックホール（SMBH）のすぐ近くにある恒星円盤のダイナミクスを調べます。球形の星団がない場合、孤立した核星団は異方性の質量分離を示します。これは、重い星が軽い星よりも低い軌道傾斜角とより多くの円軌道に落ち着くことを意味します。しかし、星団がはるかに大きな等方性星団に埋め込まれているシステムでは、異方性の質量偏析が抑制される傾向があります。どちらの場合も、最初は薄い恒星円盤は、球形成分の異方性が変動するため、特に内部で厚くなります。ベクトル歳差運動は、ノードの歳差運動によってディスク内でクエンチされることがわかりますが、それでも、質量$10^6M_\odot$以上のSMBHの周りで最も効率的な緩和プロセスです。矮小銀河に見られる質量の小さいSMBHでは、2体緩和が支配的である可能性があります。大規模な等方性星団に埋め込まれた恒星円盤は、最終的には局所的な二体緩和時間スケールで等方性になる傾向があります。私たちのシミュレーションは、天の川の中心にある若い星のダイナミクスは、軌道傾斜角の散乱とSMBHからの距離との間に反相関をもたらすベクトル共鳴緩和によって主に駆動されることを示しています。10Myr未満前にディスクに形成された$S$星の場合、観測された角運動量の散乱を再現するには、オブジェクトのルートサム二乗質量が0.05pc以内で500--$1000M_\odot$でなければなりません。この領域で最大$1000M_\odot$の質量を持つ恒星質量ブラックホールまたは中間質量ブラックホールの先端。
CCDUBV測光およびGaiaEDR3データを使用したNGC1193およびNGC1798散開星団の研究
| Title |
A_study_of_the_NGC_1193_and_NGC_1798_open_clusters_using_CCD_UBV_photometric_and_Gaia_EDR3_data |
| Authors |
T._Yontan,_H._Cakmak,_S._Bilir,_T._Banks,_M._Raul,_R._Canbay,_S._Koc,_S._Tasdemir,_H._Ercay,_B._Tanik_Ozturk,_D._C._Dursun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06407 |
古いオープンスタークラスターNGC1193とNGC1798の測光、位置天文学、および運動学的研究を提示します。両方のクラスターは、ガイアEDR3とCCDUBV観測データからのデータセットを組み合わせることによって調査されます。クラスター領域を通る星の動径分布の分析は、クラスターの限界半径が両方のクラスターで$r_{\rmlim}=8'$であることを示しています。ガイアEDR3の固有運動と三角関数の視差データを考慮して星のメンバーシップ確率を決定します。その結果、NGC1193の361個の星とNGC1798の428個の星が、P>0.5より大きいメンバーシップ確率を持つ最も可能性の高いクラスターメンバーとして識別されます。平均固有運動成分は、NGC1193および（$\mu_{\alpha}\cos\delta$、$\mu_{\delta}）=（0.793（0.006）、-0.373（0.005）$）mas/yrforNGC1798.E（B-V）色過剰はNGC1193は$0.150（0.037）$で、NGC1798は0.505（0.100）等で、2色の図を使用しています。測光金属量も2色図から決定され、NGC1193では[Fe/H]=-0.30（0.06）dex、NGC1798では[Fe/H]=-0.20（0.07）dexの結果が得られます。等時線フィッティング距離NGC1193の年齢はそれぞれ5562（381）pcと4.6（1）Gyrです。NGC1798の場合、これらのパラメーターは4451（728）pcおよび1.3（0.2）Gyrです。これらの年代は、NGC1193とNGC1798が古い散開星団であることを示しています。主系列星の現在の全体的な質量関数の傾きは、NGC1193では1.38（2.16）、NGC1798では1.30（0.21）であり、Salpeter（1955）の値とかなり一致しています。運動学的および動的な軌道計算は、NGC1193およびNGC1798がそれぞれシックディスクおよびシンディスクの母集団に属することを示しています。さらに、両方のクラスターは太陽円の外側で生まれ、両方とも銀河円盤の金属の少ない領域を周回しています。
重力波観測による等方性測定
| Title |
An_Isotropy_Measurement_with_Gravitational_Wave_Observations |
| Authors |
Reed_Essick,_Will_M._Farr,_Maya_Fishbach,_Daniel_E._Holz,_Erik_Katsavounidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05792 |
LIGO-Virgo-KAGRACollaborations（LVK）の3回目の観測実行からのGWTC-3カタログを使用して、天球全体でのコンパクトなバイナリのマージの分布を制限します。O3からの63の信頼区間検出により、速度密度の対数がガウス確率によって記述されると仮定して、空全体の速度密度の相対変動（標準偏差）を90\％の信頼度で$\lesssim16\％$に制限します。相関長が$\geq10^\circ$のフィールド。相関長が$\geq20^\circ$の場合、これは$\lesssim3.5\％$に引き締められます。新しいO3データは、これまでに利用可能な異方性に対する最も厳しい制約を提供しますが、等方性を支持する圧倒的な証拠も見つかりません。単純なカウント実験では、$\mathcal{B}^\mathrm{iso}_\mathrm{ani}=3.7$の係数で等方性分布が優先されますが、類似の分析と比較して2倍以上の改善が見られます。LVKの1回目と2回目の観測実行のみに基づいています。
回転するブラックホールからのジェット、ディスク、風：自然か育成か？
近くの銀河M87の核にある巨大なブラックホールの事象の地平線望遠鏡観測の別の解釈の簡単な要約が与えられます。流れは、落下するガスによる重力エネルギーの放出ではなく、主にブラックホールの回転によって駆動されることが提案されています。その結果、観測されたミリメートル放射は、ブラックホールの地平線を「放出ディスク」に接続する「エルゴマグネトスフィア」によって生成され、そこから遠隔の「磁気圏境界面」で供給されたガスのほとんどが磁気遠心風によって失われます。磁気圏境界面の高緯度での境界条件は、相対論的ジェットのコリメーションにおいて重要な役割を果たしていると主張されています。これらのアイデアを他のタイプのソースに適用する方法について簡単に説明します。
チャンドラによるSS433/ W50西部領域の空間分解研究：X線構造と非熱放射のスペクトル変動
| Title |
Spatially_resolved_study_of_the_SS_433/W50_west_region_with_Chandra:_X-ray_structure_and_spectral_variation_of_non-thermal_emission |
| Authors |
Kazuho_Kayama,_Takaaki_Tanaka,_Hiroyuki_Uchida,_Takeshi_Go_Tsuru,_Takahiro_Sudoh,_Yoshiyuki_Inoue,_Dmitry_Khangulyan,_Naomi_Tsuji,_Hiroaki_Yamamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05924 |
W50星雲（または超新星残骸W50）に埋め込まれたX線連星SS433は、穏やかな相対論的速度で放出され、東西に向かって数十パーセクのスケールまで伸びる双極ジェットを示しています。以前のX線観測では、ジェット歳差運動軸に沿って、シンクロトロン放射が支配的なコンパクトで明るい結び目を含む双晶ローブが明らかになりました。これは、このシステムでの電子加速の証拠を提供します。このシステムでの粒子加速は、少なくとも25TeVまでのエネルギーを持つ最近検出されたガンマ線によって実証されています。SS433/W50の結び目と粒子加速サイトの起源をさらに解明するために、チャンドラを使用した西葉の詳細な空間分解X線分光法についてここで報告します。ジェット歳差運動軸に沿ったシンクロトロン放射と、より空間的に拡張された光学的に薄い熱放射を検出します。以前から知られている2つの結び目w1とw2の間に、w1.5と呼ばれる別のシンクロトロンノットが見つかります。SS433と最も内側のX線ノット（w1）の間に有意な放射光は見られず、電子がw1でのみ加速され始めることを示唆しています。X線スペクトルはw1からw2に向かって徐々に急勾配になり、その後w2のすぐ外側で急速に急勾配になります。ジェットに沿った電子輸送と冷却を考慮したモデルと比較すると、この結果は、w2の磁場が大幅に強化されていることを示しており、これもその明るさを説明しています。w2の増強された磁場の考えられる起源と、他の2つの結び目を説明するシナリオについて説明します。
カーブラックホールの地平線に固定されたダブルフロー。 I.負荷項を含む子午線方向に自己相似のMHDモデル
| Title |
Double_flows_anchored_in_a_Kerr_black_hole_horizon._I._Meridionally_self-similar_MHD_models_with_loading_terms |
| Authors |
L._Chantry,_V._Cayatte,_C._Sauty,_N._Vlahakis,_K._Tsinganos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06094 |
超大質量ブラックホールの最近の観測は、それらの磁気圏に関する新しい情報を私たちにもたらしました。この研究では、3つのイノベーションを介して、ブラックホールとそのジェットおよびディスクとの結合の理論的モデリングを試みます。まず、正孔回転エネルギーの抽出に特徴的な定常相対論的流入-流出構造の半解析的MHD記述を提案します。質量負荷は、周囲のディスクからのガンマ線放出に起因する2光子対生成によって、停滞表面である薄層で保証されます。ダブルフローは、軸対称子午線自己相似MHDモデルによって極軸の近くで記述されます。第二に、流入と流出のソリューションはMHDの臨界点を超えており、停滞面で一致しています。地平線上のMHDフィールドの知識は、ブラックホールから抽出された角運動量とエネルギーを私たちに与えます。最後に、MHDフィールドと回転するブラックホールの間のエネルギー相互作用を変化させることにより、ダブルフローソリューションの3つの特定の例を使用してモデルを説明します。等回転周波数がブラックホールの半分である場合、抽出されたポインティングフラックスは、力のない仮定を使用して得られたものに匹敵します。提示されたソリューションのうちの2つでは、ペンローズ過程が大きな余緯度で支配的であり、3つ目は中程度の余緯度で支配的なポインティングフラックスです。ディスクの光度と内側の半径からの質量注入率の推定では、2つのソリューションで得られた値のすぐ上の上限が示されます。このモデルは、対生成がより効率的な極軸付近の流れを記述するのに適しています。
赤い超巨人の爆発からの衝撃冷却放出：I。数値的に較正された分析モデル
| Title |
Shock_cooling_emission_from_explosions_of_red_super-giants:_I._A_numerically_calibrated_analytic_model |
| Authors |
Jonathan_Morag,_Nir_Sapir_and_Eli_Waxman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06179 |
超新星の光度曲線は、膨張する衝撃加熱されたエンベロープからの光子の脱出によって、数時間から数日という早い時期に支配されます。H再結合（$T\）まで有効な赤色超巨星（対流ポリトロープエンベロープ）の爆発について、時間依存の光度$L$と色温度$T_{\rmcol}$の簡単な分析的説明を提供します。約0.7$eV）。分析の説明は、拡張のさまざまな（初期の平面および後の球形）段階で有効な以前の分析式間の補間に基づいており、広範囲の前駆体パラメーター（質量、半径、コア/エンベロープの質量と半径の比率、金属性）、および爆発エネルギー。数値的に導出された$L$と$T_{\rmcol}$は、それぞれ10\％と5\％の精度で分析式によって記述されます。$T_{\rmcol}$は、この目的のために作成した（そして公開される予定の）不透明度テーブルに基づいて、（時間と空間に依存する）有効な「灰色」（周波数に依存しない）不透明度を使用して流体力学プロファイルから推測されます。バウンドバウンドおよびバウンドフリー遷移の寄与を含みます。付随する論文（論文II）では、マルチグループ光子拡散計算の大規模なセットを使用して、スペクトルエネルギー分布がUVを除いて$T=T_{\rmcol}$のPlanckスペクトルによって十分に記述されていることを示しています周波数（$3T_{\rmcol}$のスペクトルピークを超える）。強い線吸収が存在するため、フラックスが大幅に抑制されます。マルチグループの結果の完全な議論は論文IIに委ねますが、完全を期すために、UV抑制についても分析的に説明します。私たちの分析結果は、超新星の初期のマルチバンド衝撃冷却観測に基づいて、始祖の特性、爆発速度、および相対的な絶滅を推測するための有用なツールです。
多様化した星周媒体におけるIa型超新星残骸とコア崩壊超新星残骸からの非熱放射の長期的進化
| Title |
Long-term_evolution_of_non-thermal_emission_from_Type_Ia_and_core-collapse_supernova_remnants_in_a_diversified_circumstellar_medium |
| Authors |
Ryosuke_Kobashi,_Haruo_Yasuda,_Shiu-Hang_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06203 |
宇宙線（CR）の起源への銀河超新星残骸（SNR）の寄与は、現代の天体物理学における重要な未解決の問題です。ブロードバンドの非熱放射は、SNRのCRのエネルギー収支と生産履歴を調査するための有用なプロキシです。流体力学的シミュレーションを実施して、爆発から放射相までの長期的なSNRの変化（または最大で$3\times10^5$年）をモデル化し、広帯域の非熱スペクトルの時間発展を計算して、その可能性を探ります。SNR前駆体の性質と質量損失の履歴だけでなく、周囲の環境を制約するためのアプリケーション。パラメトリック調査は、2つの主要なグループに分けられた周囲環境で実行されます。つまり、均一なガス密度を持つ均質な媒体と、巨大な赤色超巨星（RSG）の前駆星の恒星風によって作成された恒星構造が存在する媒体です。私たちの結果は、SNRの環境特性と密接に相関する非熱放射の非常に多様な進化の歴史を明らかにしています。放射相まで、スペクトル進化におけるCR再加速とイオン中性波減衰の役割が調査されます。最後に、次世代硬X線宇宙天文台FORCEによるSNR観測の将来展望を評価し、進化モデルとの比較から何を学べるかを予測します。
NGC1672のULXの光学カウンターパート
この作業では、{\itHST}、{\itChandra}、{\itXMM-Newton}、および{\itSwift-XRT}からのアーカイブデータを展開して、NGC1672の9つの候補ULXの性質を調査します。具体的には、私たちの研究は、{\itChandra}と{\itHST}の観測に基づく位置天文学の改善によって得られた正確な光源位置を使用して、これらのULXの潜在的な光学的対応物を検索および特定することに焦点を当てています。ULX候補の2つ、つまりX2とX6について、固有の光学的対応物が識別されます。候補の3つ、つまりX1、X5、およびX7について、それぞれのエラー半径内の各ソースに対して2つの潜在的な対応物が見つかりました。残りの4つの光源については、光学的な対応物は見つかりませんでした。X2のスペクトルエネルギー分布は、温度$\sim$10$^{4}$Kの黒体スペクトルに適合し、ソースのスペクトルクラスはB7$-$A3、超巨星ドナー星であると決定されます。色の大きさの図（CMD）を使用して、対応するものの年齢を調査しました。研究されたすべての情報源の中で、X9は最も変動性が高く、X線フラックスは2004年から2019年までの期間にわたって$\sim$50の係数で変動し、硬度の部分的なq曲線のような特徴もトレースします。-強度図。スペクトル遷移の可能性を示唆しています。
グラフ理論を使用したパルサー集団の視覚化
$P\dotP$ダイアグラムは、パルサー研究の基礎です。これは、人口の分類、進化の軌跡の理解、理論上の到達範囲の問題の特定など、さまざまな方法で使用されます。しかし、私たちは50年以上にわたって同じプロットを見てきました。新鮮な評価は健康かもしれません。$P\dotP$ダイアグラムは、私たちが知っているパルサーを視覚化するための最も有用な、または完全な方法ですか？ここでは、パルサーの個体数に関する情報を新たに確認します。まず、固有のパルサーのタイミング特性（関連する物理的なパルサーの特徴のプロキシ）に応じた主成分分析を使用して、パルサーの周期と周期導関数に含まれる情報がパルサーの母集団の多様性を説明するのに十分かどうかを分析します。対象の変数が$P$と$\dotP$に依存している場合でも、$P\dotP$が主成分ではないことを示します。したがって、$P$と$\dotP$のみに基づく距離のランク付けまたは視覚化は、誤解を招く可能性があります。次に、適切に正規化された距離を定義および計算して、パルサーの近さを測定し、母集団の最小全域木を計算し、可能なアプリケーションについて説明します。パルサーツリーは、$P$と$\dotP$を超えるパルサーの類似性に関する情報をホストしているため、$P\dotP$図から読み取るのは当然困難です。この作業を使用して、ユーザーがMSTと距離ランキングに関する情報を収集できるようにする視覚化ツールとデータを含むパルサーツリーWebサイトhttp://www.pulsartree.ice.csic.esを紹介します。
宇宙を横断する旅の始まり：銀河系外ニュートリノファクトリーの発見
| Title |
Beginning_a_journey_across_the_universe:_the_discovery_of_extragalactic_neutrino_factories |
| Authors |
Sara_Buson,_Andrea_Tramacere,_Leonard_Pfeiffer,_Lenz_Oswald,_Raniere_de_Menezes,_Alessandra_Azzollini_and_Marco_Ajello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06314 |
ニュートリノは宇宙で最もとらえどころのない粒子であり、ほとんど妨げられることなく宇宙を横切って移動することができます。収集された膨大な量のデータにもかかわらず、長年の未解決の問題は、高エネルギーニュートリノとそれらを発生させる天体物理学的源との関連です。ニュートリノの候補となる発生源の中には、地球に向けられた非常に相対論的なジェットを供給する超大質量ブラックホールを動力源とする銀河系外発生源のクラスであるブレーザーがあります。以前の研究は物議を醸しているように見え、いくつかの努力は高エネルギーニュートリノイベントと個々のブレーザーの間の暫定的な関連を主張し、他の研究はそのような関係に疑問を投げかけています。この研究では、ブレーザーが前例のないレベルの信頼度、つまり6x10^{-7}の確率で高エネルギーの天体物理ニュートリノと明確に関連していることを示しています。私たちの統計分析は、ブレーザーが天体物理学的ニュートリノファクトリーであり、したがって銀河系外の宇宙線加速器であるという観測的証拠を提供します。
ウェーブレットを使用して、銀河スケールの強力なレンズの滑らかさからの逸脱をキャプチャします
| Title |
Using_wavelets_to_capture_deviations_from_smoothness_in_galaxy-scale_strong_lenses |
| Authors |
Aymeric_Galan,_Georgios_Vernardos,_Austin_Peel,_Fr\'ed\'eric_Courbin,_Jean-Luc_Starck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05763 |
銀河スケールの強い重力レンズの質量分布をモデル化することは、ますます困難になる作業です。現在利用可能な高解像度で深さのある画像データは、空間スケール、質量スケール、および形態の広い範囲にわたるレンズ構造をキャプチャするのに単純な分析フォームを無効にします。この作業では、ウェーブレットに基づく新しいマルチスケール法で問題に対処します。さまざまなタイプの質量下部構造を含む強力なレンズのシミュレートされたハッブル宇宙望遠鏡のイメージングデータでメソッドをテストし、滑らかなモデルから逸脱させます：（1）局所化された小さな暗黒物質サブハロ、（2）非局所化を模倣するガウス確率場視線に沿ったサブハロの集団、（3）楕円対称性を破る銀河スケールの多極子。ウェーブレットがこれらすべての構造を正確に回復できることを示します。これは、数千のパラメーターの自動微分に基づく勾配情報に基づく最適化を使用することで技術的に可能になり、すべてのモデルパラメーターの事後分布を同時にサンプリングすることもできます。構築により、私たちの方法は、現在のすべてのモデリングパラダイム（分析、ピクセル化、ディープラーニング）を単一のモジュラーフレームワークにマージします。また、レンズの大きなサンプルの高速モデリングにも適しています。ここに示されているすべてのメソッドは、新しいHerculensパッケージで公開されています。
低SNRのLAMOST低解像度スペクトルからの大気パラメータの推定
| Title |
Estimating_Atmospheric_Parameters_from_LAMOST_Low-Resolution_Spectra_with_Low_SNR |
| Authors |
Xiangru_Li,_Si_Zeng,_Zhu_Wang,_Bing_Du,_Xiao_Kong,_Caixiu_Liao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06042 |
大空域マルチオブジェクトファイバー分光望遠鏡（LAMOST）は、数千万の低解像度の恒星スペクトルを取得しました。大量のスペクトルは、自動大気パラメータ推定方法を探求する緊急性をもたらします。信号対雑音比（SNR）が低いLAMOSTスペクトルが多数あるため、推定の精度が大幅に低下します。したがって、低SNRスペクトルのより良い推定方法を検討する必要があります。この論文は、大気パラメータを提供するためのニューラルネットワークベースのスキーム、LASSO-MLPNetを提案した。まず、多項式フィッティング法を採用して疑似連続体を取得し、それを削除します。次に、LeastAbsoluteShrinkageandSelectionOperator（LASSO）を使用して、高ノイズが存在するいくつかのパラメーターに敏感な機能が検出されました。最後に、LASSO-MLPNetは、多層パーセプトロンネットワーク（MLPNet）を使用して、大気パラメーター$T_{\mathrm{eff}}$、log$g$、および[Fe/H]を推定しました。LASSO-MLPNetの有効性は、APOGEE（アパッチポイント天文台銀河進化実験）とLAMOSTの間の共通の星のいくつかのLAMOST恒星スペクトルで評価されました。$10<\mathrm{SNR}\leq80$を使用すると、恒星スペクトルの推定精度が大幅に向上することが示されています。特に、LASSO-MLPNetは、$T_{\mathrm{eff}}$、log$g$、および[Fe/H]の推定の平均絶対誤差（MAE）を（144.59K、0.236dex、0.108dex）（LASP）から（90.29K、0.152dex、0.064dex）（LASSO-MLPNet）、$10<\mathrm{SNR}\leq20$の恒星スペクトル。参照を容易にするために、付加価値出力として$10<\mathrm{SNR}\leq80$および3500<SNR$g$$\leq$6500を使用して、482万を超える恒星スペクトルからLASSO-MLPNetの推定値をリリースします。
ObservatoriodelTeideでのASTRIミニアレイガンマ線空気-チェレンコフ実験の監視ロギングおよび警報システム
| Title |
The_Monitoring_Logging_and_Alarm_System_of_the_ASTRI_Mini-Array_gamma-ray_air-Cherenkov_experiment_at_the_Observatorio_del_Teide |
| Authors |
Federico_Incardona,_Alessandro_Costa,_Kevin_Munari,_Salvatore_Gambadoro,_Stefano_Germani,_Pietro_Bruno,_Andrea_Bulgarelli,_Vito_Conforti,_Fulvio_Gianotti,_Alessandro_Grillo,_Valerio_Pastore,_Federico_Russo,_Joseph_Schwarz,_Gino_Tosti,_and_Salvatore_Cavalieri,_for_the_ASTRI_Project |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06372 |
ASTRIMini-Arrayは、TeVエネルギー範囲のチェレンコフ天文学のためのプロジェクトです。ASTRIミニアレイは、テイデ天文台（カナリア諸島）にある9つのイメージング大気チェレンコフ望遠鏡で構成されています。大規模な天体物理観測所の運用により、大量のモニタリングとロギングのデータが得られます。過去数年間で、特にモノのインターネット（IoT）フレームワークで、このような大量のデータを処理するために、いくつかの「ビッグデータ」テクノロジーが開発されました。科学データの分析をサポートし、望遠鏡施設の運用活動を改善することを目的としたASTRIMini-Arrayの監視、ロギング、およびアラーム（MLA）システムを紹介します。MLAシステムは、アレイの運用によってもたらされる課題に対応するために、ビッグデータとIoTに由来する最新のソフトウェアツールと概念を考慮して設計および構築されました。すべてのアレイサブシステムおよび補助デバイスに対する信頼性、可用性、および保守性の要件を満たすことに特に関連性があります。システムアーキテクチャは、監視対象のデバイスの数と、分散ロギングシステムで考慮されるソフトウェアコンポーネントの数に応じてスケールアップするように設計されています。
CTAの監視システムのためのストレージデータベースの最適化
| Title |
Optimization_of_the_storage_database_for_the_Monitoring_system_of_the_CTA |
| Authors |
Federico_Incardona,_Alessandro_Costa,_Kevin_Munari,_Pietro_Bruno,_Stefano_Germani,_Alessandro_Grillo,_Igor_Oya,_Dominik_Neise,_Eva_Sciacca,_for_the_CTA_Observatory |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06381 |
チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）の監視システム（MON）のデータベースをホストするベアメタルハードウェアの正しいサイズ設定に関する予備テスト結果を示します。MONは、アレイ制御およびデータ取得システム（ACADA）のサブシステムであり、CTAアレイ全体の監視とログ記録を担当します。各CTAサイトで、アレイ要素から監視ポイントとログ情報を取得して保存します。MONは、ビッグデータの時系列を処理するために設計および構築されており、データベースおよびモノのインターネット（IoT）の分野で現在最先端のテクノロジーのいくつかを活用しています。監視システム（ロギングを除く）に必要なベアメタルハードウェアの寸法を決定するために、このホワイトペーパーで説明するテストキャンペーンを実行しました。ここでは、1秒あたりの更新された行数の観点から、データベースデータの書き込みを最大化するための最適なパラメーターセットと最適化された構成について説明します。また、CTA要件の枠内で私たちのアプローチの実現可能性を示します。
黄色極超巨星に向けて10年間の活動を追跡します。 auスケールでのIRC+10420のスペクトルおよび空間形態
| Title |
Tracing_a_decade_of_activity_towards_a_yellow_hypergiant._The_spectral_and_spatial_morphology_of_IRC+10420_at_au_scales |
| Authors |
Evgenia_Koumpia,_R._D._Oudmaijer,_W.-J._de_Wit,_A._M\'erand,_J._H._Black,_and_K._M._Ababakr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05812 |
進化の最新段階における大質量星の運命は、その質量損失の履歴と形状に大きく依存しており、黄色極超巨星は進化のこれらの段階を研究するための重要なオブジェクトです。有名な黄色極超巨星IRC+10420の近赤外干渉観測と、1994年から2019年の間に取得された青色スペクトルを示します。私たちの2.2$\mu$mGRAVITY/VLTI観測は、$\sim$5恒星半径の空間分解能を達成し、Nai二重放射とBr$\gamma$放射を介してガスを追跡するKバンドの高温放射を調べます。観察された構成は、2.2$\mu$mの連続体、およびBr$\gamma$とNaiの輝線を空間的に解決します。私たちの幾何学的モデリングは、連続体よりわずかに大きいが、拡張されたBr$\gamma$放出領域内にあるコンパクトなニュートラルゾーン（Nai）の存在を示しています。Br$\gamma$放出の幾何学的モデルは、風の砂時計の幾何学的形状を確認します。この独特の幾何学を説明するために、7-800auの間隔でコンパニオンの存在を調査し、観測のコントラスト限界（3$\sigma$で3.7等）に特徴がないことを発見しました。7年間の噴出物の進化を報告します。これにより、砂時計のジオメトリの開き角度を$<$10$^\circ$に制限できます。最後に、1994年以来のIRC+10420の最初の青色光学スペクトルを示します。マルチエポックデータは、オブジェクトのスペクトルタイプ、したがって温度が、その間の数年間、本質的に一定のままであることを示しています。これは、1994年以前の20年以内に2000Kの温度上昇に続いて、温度上昇が停止したという以前の結論を裏付けています。これは、この黄色極超巨星がHRダイアグラムの白い壁に「当たって」、青方向に進化するのを妨げており、近い将来、大規模な質量損失イベントが発生する可能性があることを示しています。
太陽活動領域の全球磁気パラメータをモデル化するためのベイズアプローチ
| Title |
Bayesian_approach_for_modeling_solar_active_region_global_magnetic_parameters |
| Authors |
M._Poisson,_F._Grings,_C.H._Mandrini,_M._L\'opez-Fuentes,_P._D\'emoulin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05900 |
環境。磁束管の出現の結果として、太陽大気中に活性領域（AR）が現れます。見通し内（LOS）マグネトグラムに細長い磁気極性が存在することは、それらを形成する磁束管にねじれが存在することを示しています。磁気タングと呼ばれるこれらの極性の伸びは、出現段階で得られるAR特性の測定にバイアスをかけます（たとえば、傾斜角や磁束など）。特に、傾斜角の変化を適切に推定することは、フラックス輸送ダイナモモデルを制約する上で重要な役割を果たします。目的。この研究では、観測されたLOSマグネトグラムをトロイダル磁束管モデルから導出された合成のものと定量的に比較することにより、ARを形成するツイストフラックスチューブまたはフラックスロープの固有の特性を推定することを目的としています。メソッド。このため、推論されたモデルパラメータの統計的分布を取得するためのベイズ推定法を開発します。例として、この方法をNOAAAR10268に適用します。次に、合成ARジェネレーターを使用して結果をテストし、推定されたパラメーター分布に対する小規模な摂動の影響を定量化します。結果。この方法は、派生したARグローバル特性に対する磁気舌の影響を大幅に除去し、出現するフラックスロープの固有の特性に関するより良い知識を提供できると結論付けています。結論。これらの結果は、ベイズ統計を使用して、新しいARの物理的特性を将来分析するためのフレームワークを提供します。
四肢の太陽フレアにおける動的過程の画像化と分光学的観測
| Title |
Imaging_and_Spectroscopic_Observations_of_the_Dynamic_Processes_in_Limb_Solar_Flares |
| Authors |
Ke_Yu,_Y._Li,_Jie_Hong,_De-Chao_Song,_and_M._D._Ding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05925 |
太陽ダイナミクス天文台に搭載されたインターフェース領域イメージングスペクトログラフ（IRIS）と大気イメージングアセンブリ（AIA）からのイメージングと分光観測を通じて、2肢の太陽フレアにおける磁気リコネクション、彩層蒸発、冠状雨の流出など、さまざまな動的プロセスを調査します。フレアの初期段階では、カスプのような形をした明るく高密度のループトップ構造が多波長画像で見られます。これは、硬X線25〜50keVの放射と共空間的です。特に、断続的な磁気リコネクションのダウンフローは、AIA304{\AA}の時空間マップで検出されます。再接続のダウンフローは、投影効果により、IRISSi{\sciv}1393.76{\AA}ラインのループの半分で赤方偏移、残りの半分で青方偏移として現れます。Si{\sciv}プロファイルは、ループトップ領域で比較的広い幅を持つ複雑な機能（たとえば、マルチピーク）を示します。衝動的な段階では、彩層の蒸発がAIA画像とIRISFe{\scxxi}1354.08{\AA}ラインの両方で観察されます。上向きの動きは、AIA131{\AA}画像から見ることができます。Fe{\scxxi}線は大幅に強化されており、良好なガウス形状を示しています。段階的な段階では、AIA304{\AA}画像で、暖かい雨が下向きに移動するプラズマとして観測されます。Si{\sciv}とFe{\scxxi}の線はどちらも、ループ上部の周りの幅が広い比較的対称的な形状を示しています。これらの結果は、太陽フレアのエネルギー放出プロセスに関与し、それを理解するために重要なさまざまな動的プロセスの観測的証拠を提供します。
2つの接触連星の測光研究：CRTS J025408.1+265957およびCRTSJ012111.1+ 272933
| Title |
A_photometric_study_of_two_contact_binaries:_CRTS_J025408.1+265957_and_CRTS_J012111.1+272933 |
| Authors |
S._Ma,_J._Z._Liu,_Y._Zhang,_Q._S._Hu,_G._L._Lv |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06255 |
XingjiangAstronomicalObservatoryの1.0m望遠鏡で観測された、2つの接触連星（CRTSJ025408.1+265957とCRTSJ012111.1+272933）の新しい測光観測を実行しました。光度曲線といくつかの調査データから、いくつかの測光ソリューションのセットを導き出しました。CRTSJ025408.1+265957とCRTSJ012111.1+272933はそれぞれAとWタイプのWUMaであることがわかりました。結果は、スポットが2つの接触連星で移動または消失することを意味します。これらは、LAMOSTスペクトルからの彩層活動放出（たとえば、H{\alpha}放出）によって識別されました。O-C曲線から、2つの接触連星の公転周期が増加している可能性があります。これは、質量の小さい連星から質量の大きい連星への物質移動によって解釈されます。物質移動により、2つの接触連星は、熱緩和振動の理論によって予測されるように、接触構成から半検出された構成に進化する可能性があります。
太陽から1パーセク以内に接近する星：ガイアデータリリース3で特定された新しくより正確な遭遇
| Title |
Stars_that_approach_within_one_parsec_of_the_Sun:_New_and_more_accurate_encounters_identified_in_Gaia_Data_Release_3 |
| Authors |
C.A.L._Bailer-Jones_(Max_Planck_Institute_for_Astronomy,_Heidelberg) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06258 |
星が太陽に接近して遭遇すると、オールトの雲の彗星の重力摂動や電離放射線への曝露を通じて、地球上の生命に影響を与える可能性があります。銀河のポテンシャルを介して軌道を統合することにより、完全な位相空間情報を持つガイアDR3の3300万個の星のどれが太陽に近づくかを特定します。61個の星が正式に1個以内に接近しますが、これらの42個（3分の2）のみに高い信頼性があり、残りは偽の測定値または（in）連星です。ほとんどの星は過去または未来の6Myr以内に遭遇します。ガイアの視線速度（RV）の大きさの限界のため、早い/遅い遭遇はあまり一般的ではありません。いくつかの接近する星が初めて識別され、以前のリリースよりも大幅に改善されたGaiaDR3のおかげで、以前に知られている接近した遭遇の遭遇時間、距離、および速度がより正確に決定されます。K7ドワーフGl710は、1.3Myrで発生する推定（中央値）遭遇距離0.0636pc（90％信頼区間0.0595-0.0678pc）で、最も近い既知の遭遇のままです。新しい2番目に近い遭遇は2.8Myr前に起こりました：これはG3ドワーフHD7977で、現在76pc離れており、3分の1の確率で太陽から0.05pc以内に接近しました。白色矮星UPMJ0812-352の見かけの接近遭遇は、ガイアDR3のRVが正しくないため、おそらく偽物です。
ねじれアルフベン波によって駆動される不均一なコロナループの乱流への遷移。 II。拡張分析と磁気ツイストの効果
| Title |
Transition_to_turbulence_in_nonuniform_coronal_loops_driven_by_torsional_Alfv\'en_waves._II._Extended_analysis_and_effect_of_magnetic_twist |
| Authors |
Sergio_D\'iaz-Su\'arez_and_Roberto_Soler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06315 |
以前の研究で、ねじれアルフベン波が純粋に軸方向の磁場で不均一なコロナループの乱流を駆動できることが示されています。ここでは、磁気ツイストの役割を探ります。冠状ループを、光球に固定され、均一な冠状環境に埋め込まれた、横方向に不均一な直線フラックスチューブとしてモデル化します。磁場がねじれていると考え、モデルの自由パラメーターによって磁気ねじれの強さを制御します。高解像度の3次元理想電磁流体力学数値シミュレーションによって時間発展が得られる、ねじれアルフベン波の縦方向の基本モードを励起します。ねじれアルフベン波の位相混合により、磁力線に垂直な方向に速度せん断が発生することがわかります。速度せん断は、最終的にケルビン・ヘルムホルツ不安定性（KHi）を引き起こします。弱くねじれた磁性管では、KHiは非線形に成長することができ、その後、乱流は、ねじれていない場合と同様の方法で冠状ループに駆動されます。磁気ツイストが弱いままであるとすると、磁気ツイストの効果は、KHiの開始を遅らせ、乱流の発生を遅らせることです。対照的に、磁気ねじれが十分に強い場合、たとえKHiが相混合せん断によって局所的に励起されたとしても、磁気張力はKHiの非線形成長を抑制することができます。したがって、乱流は強くねじれたループでは生成されません
| Title |
Direct_detection_of_dark_photon_dark_matter_using_radio_telescopes |
| Authors |
Haipeng_An,_Shuailiang_Ge,_Wen-Qing_Guo,_Xiaoyuan_Huang,_Jia_Liu,_Zhiyao_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05767 |
暗黒光子は、動的混合を介して標準模型粒子と相互作用することができる超明黒物質の候補になる可能性があります。電波望遠鏡で局所吸収を伴う超軽量暗黒物質（DPDM）を探すことを提案します。DPDMは、電波望遠鏡のアンテナで電子の調和振動を誘発します。これにより、単色の無線信号が誘発され、望遠鏡の検出器によって記録されます。この方法では、動的混合に関するFAST望遠鏡の観測データの上限が、CMB制約よりも強い振動周波数範囲$1〜1.5$GHzのDPDMですでに$10^{-12}$に達する可能性があることを示しています。約1桁。また、大規模な干渉アレイを使用すると、LOFARおよびSKA1望遠鏡が10MHz〜10GHzのDPDMに対して並外れた感度を実現し、DPDMを直接検索するための競合する補完的な方法を提供できることも示します。
宇宙定数を持つバルディーン-キセレフブラックホールの重力摂動と電磁摂動：準ノーマルモードとグレイボディ因子
| Title |
Gravitational_perturbations_and_electromagnetic_perturbations_of_the_Bardeen-Kiselev_black_hole_with_cosmological_constant:_quasinormal_modes_and_greybody_factors |
| Authors |
S._R._Wu,_B._Q._Wang,_Z._W._Long |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05907 |
この研究では、アインシュタイン非線形マクスウェル場の方程式と典型的な場の解である宇宙定数を持つ、静的で球対称のバルディーン-キセレフブラックホールの周りの粒子のダイナミクスを調査します。電磁気および重力の摂動による宇宙定数を使用して、バルディーン-キセレフブラックホール（BH）の準法線周波数を計算します。ブラックホールパラメータを変化させることにより、BH準正規周波数の実数部と虚数部の両方の動作について説明します。興味深いことに、減衰率に対する正規化係数の影響を除いて、重力摂動は他のパラメーターに関して電磁摂動と同様の定性的振る舞いをしていることがわかります。WKB法を用いて、宇宙定数を用いたバルディーン・キセレフブラックホールからの摂動と散乱のダイナミクスを研究します。また、グレイボディファクターとBHパラメーターによるそれらの変動も調査されます。
完全流体の接合条件$f（\ mathcal {G}、〜T）$重力理論
| Title |
Junction_conditions_in_perfect_fluid_$f(\mathcal{G},~T)$_gravitational_theory |
| Authors |
M._Z._Bhatti,_Z._Yousaf_and_M._Yousaf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05965 |
この原稿は、$f（\mathcal{G}、〜T）$重力の重力接合条件（JC）を確立することを目的としています。この重力理論では、$f$はガウスボネ不変量$\mathcal{G}$の任意の関数であり、エネルギー運動量テンソル$T_{\mu\nu}$、つまり$T$のトレースです。この重力理論を通常の幾何学的表現に導入することから始め、その後、動的に等価なスカラーテンソルのデモンストレーションを取得します。このデモンストレーションでは、$\mathcalG$と$T$の両方の総称関数$f$への任意の依存関係が2つのスカラーによって交換されます。フィールドとスカラーポテンシャル。次に、物質セクターが等方性の完全流体構成によって記述されると仮定して、分離超曲面$\Sigma$全体の2つの異なる時空間間のマッチングのためのJCを導出します。2つの時空間の間に$\Sigma$で発生する薄肉シェルの可能性を想定して、一般的なアプローチを採用します。しかし、私たちの結果は、分布形式が明確に定義されるために、この理論の一般的なバージョンで薄いシェルが出現することを許可されていないことを確立しています。したがって、代わりに、同じ条件下で$\Sigma$でスムーズにマッチングするためのJCの完全なセットを取得します。次に、理論のスカラーテンソル表現でも同じ結果が得られるため、これら2つの表現の同等性が強調されます。私たちの結果は、$f（\mathcal{G}、〜T）$重力で薄いシェルによってサポートされる代替のコンパクトな構造のモデルを開発する可能性を大幅に制限します。グラバスターと薄殻ワームホールですが、表面で滑らかなマッチングを示すモデルを検索するための適切なフレームワークを提供します。このフレームワークから、完全流体の星が考えられます。
ほぼ対蹠地での磁場変動の相関から低緯度電離層に対するIMF$B_y$の影響を特定するための新しい方法
| Title |
A_novel_method_to_identify_IMF_$B_y$_influence_over_low-latitude_ionosphere_from_the_correlation_of_magnetic_field_variations_at_nearly_antipodal_stations |
| Authors |
Sumanjit_Chakraborty,_Dibyendu_Chakrabarty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05977 |
この作業は、地磁気嵐の間、ほぼ対蹠地にある2つの赤道/低緯度ステーションでの磁場の$\Delta$X成分間の強力で一貫した相関の有効性を調査することを目的としています。考慮される対極観測所は、ペルーの経度セクターのワンカヨ（HUA：12.06$^\circ$S、地理的75.21$^\circ$W;伏角0.3$^\circ$N）とアリバグ（ABG：18.64$^\インドの経度セクターでのcirc$N、72.87$^\circ$E地理的;磁気伏角10$^\circ$N）。この研究では、太陽周期23の最大から下降の段階にある、2000年から2005年の期間中の6つの強い磁気嵐イベントが分析されます。これらのステーションはSuperMAGネットワークの一部であり、これらのステーションからのデータは公開されています。これらの2つのステーションでの$\Delta$Xの変動は一般に無相関ですが、特定の場合に有意な相関が観察されることに注意してください。10分間で少なくとも75$\％$の相関係数は、これら2つのステーションでの$\Delta$X変動間の可能な接続を推測するための必要な基準として定義されます。SuperDARNネットワークからの電離層対流マップは、これらの観測期間中の高緯度での2セル電離層対流パターンの時空間進化を理解するためにも使用されます。この演習では、2セルの対流マップが適切な回転を示し、両方のステーションが単一のセルの下にある可能性がある場合、対蹠位置での$\Delta$Xの変動が有意に相関していることを示しています。したがって、この調査は、公開されているデータに基づいて、低/赤道緯度に対するIMF$B_y$の影響を特定するための新しい方法を明らかにします。
典型的な物質場に囲まれたシュワルツシルトブラックホールの近くを移動する回転する試験粒子のカオス運動とペリアストロン歳差運動
| Title |
Chaos_motion_and_Periastron_precession_of_spinning_test_particles_moving_in_the_vicinage_of_a_Schwarzschild_black_hole_surrounded_by_a_quintessence_matter_field |
| Authors |
Shobhit_Giri,_Pankaj_Sheoran,_Hemwati_Nandan_and_Sanjar_Shaymatov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06007 |
本研究では、私たちの主な目的は、典型的な物質場（SQBH）の影響下でシュワルツシルトブラックホールの周りの回転する試験粒子の軌道を調査することです。まず、SQBHの周りの回転するテスト粒子のダイナミクスから始めます。これは、重力場と粒子のより高い多重極が無視される極-双極子近似の下で、Mathisson-Papapetrou-Dixon（MPD）方程式によって支配されます。鞍点の種類に応じて、有効ポテンシャルが分類され、無秩序な軌道の可能性が議論されます。パラメータ$S$（粒子のスピン）と$\epsilon$（状態パラメータの方程式）の効果と同様に、SQBHの周りの回転する粒子の内側の最も安定した円軌道（ISCO）が扱われます。その後、ペリアストロン歳差運動は、SQBHの周りのほぼ円軌道を移動するスピン粒子の1次スピン補正まで調査されます。粒子のスピンを追加すると、非スピン粒子で得られた結果が刷新され、SQBHのいくつかの興味深い観測特性が明確になります。さらに、ISCOを分析するために一次スピン補正を採用することの影響について説明し、結果をシュワルツシルトブラックホールと比較して、状態方程式パラメーター$\epsilon=-1/3の場合に限界で一貫していることを確認します。$および正規化係数$\alpha\to0$。
| Title |
Do_shadows_of_Sgr_A*_and_M87*_indicate_black_holes_with_a_magnetic_monopole_charge? |
| Authors |
Indrani_Banerjee,_Subhadip_Sau_and_Soumitra_SenGupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06034 |
いて座A*とM87*の観測された影を説明する際に、バルディーンブラックホールの見通しを研究します。バルディーンブラックホールは、非線形電気力学と結合したアインシュタイン重力で発生する磁気単極子電荷を与えられた通常のブラックホールです。これらのブラックホールは、一般相対性理論で生じるr=0の曲率特異点を回避できるので興味深いものです。したがって、天体物理学的観測でバルディーンブラックホールの兆候を探すことは価値があります。イベントホライズンテレスコープ（EHT）のコラボレーションによるブラックホール画像の2つの連続したリリースにより、強い重力の性質をテストする範囲が大幅に拡大しました。理論的に計算された影の観測量を、いて座A*とM87*の観測画像と比較します。私たちの分析は、観測されたM87*の角直径がカーシナリオを支持している一方で、SgrA*の影はバルディーンの背景によってよりよく説明できることを明らかにしています。これは、まれではありますが、特定のブラックホールがバルディーン時空のような通常のブラックホールよりも優先されることを示しています。
精密干渉法における非幾何学的な傾斜と長さの結合：メカニズムと分析の説明
| Title |
Non-geometric_tilt-to-length_coupling_in_precision_interferometry:_mechanisms_and_analytical_descriptions |
| Authors |
Marie-Sophie_Hartig,_S\"onke_Schuster,_Gerhard_Heinzel,_and_Gudrun_Wanner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06278 |
このペーパーは、傾斜から長さ（TTL）への結合を調査する2つのセットの2番目です。TTLは、角度または横方向のジッターの干渉位相信号へのクロスカップリングを表し、LISAなどの宇宙重力波検出器を含む高精度干渉計の重要なノイズ源です。10.1088/2040-8986/ac675eで、光路長の変化に起因するTTL結合効果、つまり幾何学的TTL結合について説明しました。この作業では、2つの干渉する基本的なガウスビームの場合に、非幾何学的TTL結合と呼ばれる波面と検出器の形状に依存するTTL結合に焦点を当てます。干渉ビームの特性、つまり検出器での絶対角度と相対角度、相対オフセット、および個々のビームパラメータに起因する結合を特徴づけます。さらに、TTL結合が検出フォトダイオードの形状に依存することについても説明します。可能な限り、予想されるTTL結合効果の分析式を提供します。ミラーまたは受信システムの角度または横方向のジッターに起因するビームウォークに起因する非幾何学的結合効果を調査します。これらの効果は、10.1088/2040-8986/ac675eで検出された対応する光路長の変化と直接比較されます。両方が一緒になって、完全な干渉計の読み取り値を提供します。幾何学的および非幾何学的TTL効果が互いに打ち消し合う場合について説明します。さらに、他のTTL効果を打ち消すために使用できる線形TTL寄与をリストします。全体として、私たちの結果は、設計または再調整による実験での合計TTL結合ノイズを最小限に抑えるための重要な知識を提供します。
