バッコシミュレーションプロジェクト：赤方偏移空間におけるバッコハイブリッドラグランジアンバイアス拡張モデル
| Title |
The_Bacco_Simulation_Project:_Bacco_Hybrid_Lagrangian_Bias_Expansion_Model_in_Redshift_Space |
| Authors |
Marcos_Pellejero-Ibanez,_Raul_E._Angulo,_Matteo_Zennaro,_Jens_Stuecker,_Sergio_Contreras,_Giovanni_Arico_and_Francisco_Maion |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06437 |
赤方偏移空間の銀河のパワースペクトルを宇宙論的パラメーターの関数として正確に予測するエミュレーターを紹介します。私たちのエミュレーターは、宇宙論的な$N$-bodyシミュレーションを使用してオイラー空間に変位する2次ラグランジアンバイアス展開に基づいています。次に、シミュレートされた粒子とハローの非線形速度場を使用して、赤方偏移空間の歪みがインプリントされます。BACCOプロジェクトのシミュレーションでトレーニングされたフォワードニューラルネットワークを使用してエミュレーターを構築します。このネットワークは、大量のニュートリノと動的な暗黒エネルギーを含む8次元パラメーター空間をカバーします。私たちのエミュレーターが、BOSS-CMASSサンプルを非線形スケール（$k\sim0.6$[$h/$Mpc]$^）まで模倣する模擬銀河カタログの単極子、四重極子、および六重極子からの偏りのない宇宙論的制約を提供することを示します。{3}$）。この研究は、宇宙の大規模構造の観測を利用して、小規模から宇宙論的情報を確実に抽出する可能性を開きます。
ライマン用のマルチフィデリティエミュレータ-$\alpha$フォレストフラックスパワースペクトル
この作業では、最近開発したマルチフィデリティエミュレーション手法を、シミュレートされたライマン-$\alpha$森林フラックスパワースペクトルに拡張します。マルチフィデリティエミュレーションでは、多くの安価な低忠実度シミュレーションといくつかの高価な高忠実度シミュレーションを使用して、宇宙論的パラメータ間のシミュレーション出力の補間が可能になります。スモールボックス（30Mpc/h）シミュレーションのテストスイートを使用して、マルチフィデリティエミュレーションがライマン-$\alpha$森林フラックスパワースペクトルをうまく再現でき、のテストスイートと比較した場合の平均精度を達成できることを示します。$0.8\％$。さらに、高忠実度または低忠実度のシミュレーションのみを使用して構築された、単一忠実度のエミュレーターよりも大幅に精度が向上していることを示します。特に、既存のシミュレーションスイートをより小さなスケールとより高い赤方偏移に拡張することができます。
$ R ^2$重力と超対称性のような暗黒物質における粒子生成の速度
$R^2$で修正された重力での宇宙加熱が考慮されます。スカラロンによる粒子生成率は、さまざまな崩壊チャネルに対して計算されます。超対称性に典型的な相互作用の強さを持つ巨大な安定した遺物の凍結が研究されています。超対称性のような粒子の質量の境界は、それらが宇宙論的暗黒物質（DM）を形成することを可能にし、スカラーロンの支配的な崩壊モードに依存することが示されています。いずれにせよ、提示された結果は、超対称性に典型的な相互作用強度を備えたDMのはるかに広い質量ウィンドウを開きます。
フラット{\Lambda}CDMとは何ですか、それを選択できますか？
| Title |
What_is_flat_{\Lambda}CDM,_and_may_we_choose_it? |
| Authors |
Stefano_Anselmi,_Matthew_F._Carney,_John_T._Giblin_Jr,_Saurabh_Kumar,_James_B._Mertens,_Marcio_ODwyer,_Glenn_D._Starkman,_and_Chi_Tian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06547 |
宇宙は均質でも等方性でもありませんが、適切に大規模にそれ自体を合理的に近似できるほど十分に近いです。インフレ-$\Lambda$-ColdDarkMatter（$\Lambda$CDM）の一致宇宙論は、これらの仮定に基づいて、変動の起源と進化を説明します。応力エネルギー源に関する標準的な仮定では、このシステムは7つの現象論的パラメーターによって指定されます。これらのパラメーターは、基礎となる基本理論との正確な関係が複雑であり、これらのフィールドの詳細に依存する場合があります。それでも、空間曲率を特徴付けるパラメータ$\Omega_K$を正確にゼロに設定するのが一般的な方法です。このパラメーターが固定された$\Lambda$CDMは、別個のモデル「フラット$\Lambda$CDM」として際立ったステータスを与えられます。事実上、これは「湾曲した$\Lambda$CDM」の支持者に責任を負わせ、次のような十分な証拠を提示します。$\Omega_K\neq0$であり、パラメーターとして必要です。パラメータの特定の値と特定の初期条件を持つ特定のインフレーションモデルのラグランジアンは、曲率がゼロであるとよく説明されている現在の宇宙につながりますが、これは、ラグランジアンのサブセット、パラメータ、および初期条件を別モデル。理論的な議論がなければ、$\Omega_K$を強制するために、小さな$\Omega_K$を示唆する観測を使用することはできません。インフレーションモデルとそのパラメータを先験的に選んだ私たちの実績は、そのような選択を疑わしいものにし、宇宙論的パラメータの緊張と大角度の宇宙マイクロ波背景放射の異常に関する懸念は、この選択に対する議論を強化します。$\Omega_K$をゼロに設定してはならず、$\Lambda$CDMは少なくとも7つのパラメーターを持つ現象論的モデルのままであると主張します。
イオン化履歴全体からの微細構造定数の一貫性テスト
宇宙論では、微細構造定数がイオン化履歴全体に影響を与える可能性があります。ただし、以前の作業は再結合の時代に限定されており、微細構造定数にさまざまな強い制約を与えています。この論文では、再電離の時代も考慮に入れ、イオン化の歴史全体から微細構造定数の一貫性テストを行います。これらの2つのエポックからの制約は、$4.64\sigma$だけ互いに一致していないことがわかります。この不一致の簡単な説明は、微細構造定数の変化です。もう1つの説明は、使用したデータが十分ではないということです。後者の説明と、再電離履歴の再構築に関係するいくつかの重要なパラメータのキャリブレーションの必要性を好みます。
DESI Legacy ImagingSurveyDataリリース9のQuasar候補カタログ
クエーサーは、高赤方偏移でのバリオン音響振動を測定するために使用できます。これは、宇宙で最も遠い大規模構造の直接トレーサーと見なされます。上記の研究を実施する前に、観測からクエーサーを選択することが基本です。この作業は、測光データに基づいてクエーサー候補のカタログを作成し、DarkEnergySpectroscopicInstrument（DESI）Surveyなどの将来の分光データでさらにオブジェクトを分類するための主要な事前確率を提供することに焦点を当てています。クエーサーの識別には機械学習アルゴリズム（ランダムフォレスト、RF）を採用しています。トレーニングセットには、651,073ドルのポジティブと1,227,172ドルのネガティブが含まれ、フォトメトリック情報はDESILegacyImagingSurveys（DESI-LIS）\＆Wide-fieldInfraredSurveyExplore（WISE）からのものであり、ラベルは分光的に確認されたデータベースからのものです。スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）と一連の識別情報\＆天文データの測定と書誌（SIMBAD）に基づくクエーサー。トレーニングされたRFモデルは、DESI-LISデータリリース9のポイントのようなソースに適用されます。分類器のパフォーマンスを定量化するために、適用されるデータにテストセットも挿入します。最終的に、$425,540,269$のソース（$\sim5.7\％$）から$1,953,932$のGrade-Aクエーサー候補と$22,486、884$のGrade-Bクエーサー候補を取得しました。カタログは、テストセットでの分類の完全性を評価することにより、適用されるデータのクエーサーの$\sim99\％$をカバーしています。候補者の統計的性質は、カラーカット選択の方法によって与えられたものと一致します。私たちのカタログは、巨大な非クエーサーを排除するが、高い完全性を維持することにより、今後のDESIデータでクエーサーを確認するための作業負荷を大幅に減らすことができます。このペーパーのすべてのデータは、オンラインで公開されています。
運動場理論：一次を超えた摂動論
| Title |
Kinetic_Field_Theory:_Perturbation_theory_beyond_first_order |
| Authors |
Christophe_Pixius,_Safak_Celik,_Matthias_Bartelmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06852 |
慣性ゼルドビッチ軌道の運動場理論（KFT）における粒子相互作用の摂動処理における最近の改善を提示します。KFTは、微視的な位相空間ダイナミクスに基づいた非線形宇宙構造形成の体系的な分析計算のために開発されました。膨張宇宙における粒子の位相空間軌道のより厳密な処理を導出することにより、相互作用演算子の既存の処理を改善します。次に、相互作用演算子で2次の遅い時間の暗黒物質パワースペクトルの補正を計算することにより、これらの結果をKFT摂動理論にどのように適用できるかを示します。相互作用の修正された処理がw.r.t.慣性ゼルドビッチ軌道は、以前の結果と比較して、中間スケールでのシミュレーション結果とのKFTの一致を改善します。さらに、2次までの粒子相互作用を含めると、1次の結果と比較して非線形パワースペクトルが体系的に改善されることを示します。
SCONCE：球形および円錐形状の宇宙ウェブファインダー
宇宙の網として知られている格子構造は、大規模な構造の組み立ての歴史への貴重な洞察を提供します。宇宙のウェブ構造を特定するためのさまざまな方法にもかかわらず、それらは主に銀河がユークリッド幾何学空間に埋め込まれているという仮定に依存しています。ここでは、2D（RA、DEC）球形または3D（RA、DEC、$z$）円錐ジオメトリを本質的に考慮するSCONCE（球形およびCONicCosmicwEbファインダー）と呼ばれる新しい宇宙ウェブ識別子を紹介します。SCONCEで提案されているアルゴリズムは、よく知られている部分空間制約付き平均シフト（SCMS）法を一般化し、主に主なフィラメント検出の問題に対処します。それらは球形/円錐形のジオメトリに固有であり、データの回転に対して不変です。さらに、人工の十字型フィラメントの例を使用してこの方法の有効性をテストし、SDSS銀河カタログに適用します。これにより、2D球形バージョンのアルゴリズムが赤緯の高い領域でも堅牢であることがわかります。最後に、IllustrisのN体シミュレーションを使用して、アルゴリズムの3D円錐曲線バージョンが、ハローの固有速度によって引き起こされる赤方偏移歪みの下で、標準のSCMS法よりもフィラメントの検出に堅牢であることを示します。私たちの宇宙ウェブファインダーはPythonでSCONCE-SCMSとしてパッケージ化されており、一般に公開されています。
拡張木星リングシステムの動的実行可能性
惑星の環は、太陽系内でのそれらの有病率に部分的に基づいて、巨大な惑星の比較的一般的な属性であるとしばしば推測されます。しかし、それらの形成と持続可能性は依然としてオープンな議論のトピックであり、私たちの惑星系の中で最も巨大な惑星は非常に控えめな環系を持っています。ここでは、木星の実質的なリング材料の存在に対する動的な制約を調査するN体シミュレーションの結果を示します。私たちのシミュレーションは、厳密な衛星ロッシュ限界内から木星の丘の半径の10\％まで拡張され、$10^6$および$10^7$年の統合からの結果が含まれています。結果は、木星の周りに月の形成の基礎を構成する可能性のある、持続的な高密度のリング物質の存在の可能性のある領域を示しています。結果は主に、ガリレオ衛星によって課せられた安定した軌道の切り捨てと、木星半径$\sim$3--29の範囲内の高密度リング材料の動的乾燥を示しています。これらの結果が太陽系外惑星に与える影響と、リングの同時存在と大規模な月系との複雑な関係について説明します。
シングルスターウォームジュピターシステムにおける整列に向けた傾向
| Title |
A_Tendency_Toward_Alignment_in_Single-Star_Warm_Jupiter_Systems |
| Authors |
Malena_Rice,_Songhu_Wang,_Xian-Yu_Wang,_Gudmundur_Stefansson,_Howard_Isaacson,_Andrew_W._Howard,_Sarah_E._Logsdon,_Heidi_Schweiker,_Fei_Dai,_Casey_Brinkman,_Steven_Giacalone,_Rae_Holcomb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06511 |
広く分離された、潮汐的に分離された太陽系外惑星を持つシステムのスピン軌道相互作用の分布は、動的に暴力的な惑星の進化の歴史の普及に独特の制約を提供します。プルーネットで分離された惑星は、システムの寿命内で潮汐的に再整列できないため、原始的な恒星の赤道傾斜角分布の比較的偏りのないビューを提供します。長期太陽系外惑星システム（SOLES）調査における恒星の忘却からの3番目の結果を提示します：WIYN/NEIDとKeck/HIRESを使用した潮汐的に分離した暖かい木星TOI-1478bの2つのトランジットにわたるロシター-マクラフリン効果の測定スペクトログラフ、空に投影されたスピン軌道角$\lambda=6.2^{+5.9}_{-5.5}$度を明らかにします。この新しい測定値を、SOLES調査からの以前の2つの制約を含む、アーカイブの忘却測定値のフルセットと組み合わせることで、単一星系では、きちんと切り離された暖かい木星が、より近い軌道を回る熱い木星よりも優先的に整列することを示します。この発見には2つの重要な意味があります。（1）単一星系の惑星は整列した原始惑星系円盤内に形成される傾向があり、（2）暖かい木星は熱い木星よりも静止状態で形成されます。ディスク分散後の段階での惑星-惑星相互作用による不整合状態。また、低質量の土星は広範囲のスピン軌道相互作用にまたがっており、これらのシステムにおける惑星-惑星散乱および/または経年メカニズムの普及を示唆しています。
HST / WFC3 H $ \ alpha $ABAurのディスクキャビティ内の点状ソースの直接イメージング検出
| Title |
HST/WFC3_H$\alpha$_Direct-Imaging_Detection_of_a_Point-like_Source_in_the_Disk_Cavity_of_AB_Aur |
| Authors |
Yifan_Zhou,_Aniket_Sanghi,_Brendan_P._Bowler,_Ya-Lin_Wu,_Laird_M._Close,_Feng_Long,_Kimberly_Ward-Duong,_Zhaohuan_Zhu,_Adam_L._Kraus,_Katherine_B._Follette,_and_Jaehan_Bae |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06525 |
原始惑星の降着は、惑星形成の直接的な特徴付けを可能にします。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）広視野カメラ3を使用した惑星の付加に関する高コントラスト画像検索の一環として、遷移を含むハービッグAe/Be星であるぎょしゃ座AB星（ABAur）のH$\alpha$画像を提示します。ディスク。データは、F656N狭帯域フィルターを使用した直接イメージング観測の2つのエポックで収集されました。一次星の点像分布関数を差し引いた後、P.A。にある点のようなソースを特定します。$182.5^{\circ}\pm1.4^{\circ}$であり、ホスト星に対して$600\pm22$〜masの間隔があります。この位置は、最近特定された原始惑星候補のABAurbと一致しています。ソースは${\sim}50$日で区切られた2つの個別のエポックで表示され、2つのエポックのH$\alpha$強度は一致します。H$\alpha$フラックス密度は$F_{\nu}=1.5\pm0.4$〜mJyであり、公開されているHST/STIS測光によって決定された光学連続体の$3.2\pm0.9$倍です。PDS70bおよびcと比較して、H$\alpha$の過剰排出は弱いです。中央の星は降着しており、恒星のH$\alpha$放射は、ぎょしゃ座AB星に見られるのと同様の線対連続体の比率を持っています。惑星の降着と散乱星の光の両方がH$\alpha$放出の可能性のある源であり、H$\alpha$の検出だけでは、ABAurbを原始惑星の降着として検証しないと結論付けます。放出の起源を解きほぐすことは、ABAurディスクの惑星形成を調査するために重要です。
冥王星での大規模な氷の火山のリサーフェシング
| Title |
Large-scale_cryovolcanic_resurfacing_on_Pluto |
| Authors |
Kelsi_N._Singer,_Oliver_L._White,_Bernard_Schmitt,_Erika_L._Rader,_Silvia_Protopapa,_William_M._Grundy,_Dale_P._Cruikshank,_Tanguy_Bertrand,_Paul_M._Schenk,_William_B._McKinnon,_S._Alan_Stern,_Rajani_D._Dhingra,_Kirby_D._Runyon,_Ross_A._Beyer,_Veronica_J._Bray,_Cristina_Dalle_Ore,_John_R._Spencer,_Jeffrey_M._Moore,_Francis_Nimmo,_James_T._Keane,_Leslie_A._Young,_Catherine_B._Olkin,_Tod_R._Lauer,_Harold_A._Weaver,_Kimberly_Ennico-Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06557 |
ニューホライズンズ宇宙船は、冥王星の地形が比較的古くてクレーターの多い地域から、クレーターがほとんどないかまったくない非常に若い表面まで、さまざまな年代にまたがっていることを示す画像と組成データを返しました。衝突クレーターが非常に少ない地域の1つは、ハンモックの側面を伴う巨大な隆起によって支配されています。同様の機能は、画像化された太陽系の他のどこにも存在しません。ここでは、地形と特徴の構成を分析し、この領域が冥王星にこれまでに固有のタイプとスケールの氷の火山プロセスによって再表面化されたと結論付けます。この地形の作成には、複数の噴火場所と大量の材料（>104km^3）が必要であり、提案するものを形成するには、高さ数kmの複数のドームがあり、そのうちのいくつかは結合してより複雑な平面形状を形成します。これらの巨大な特徴の存在は、冥王星の内部構造と進化が、冥王星の歴史の後半に水氷に富む物質の動員を可能にしたニューホライズンズの前に予想されたよりも、熱の保持を強化するか、全体としてより多くの熱を可能にすることを示唆しています。
主系列星以前のM矮星を周回する地球型惑星上のH$_2 $ -H $ _2$O大気のあまり効果的でない流体力学的脱出
| Title |
Less_effective_hydrodynamic_escape_of_H$_2$-H$_2$O_atmospheres_on_terrestrial_planets_orbiting_pre-main_sequence_M_dwarfs |
| Authors |
Tatsuya_Yoshida,_Naoki_Terada,_Masahiro_Ikoma,_and_Kiyoshi_Kuramoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06570 |
現在M矮星周辺のハビタブルゾーンにある地球型惑星は、主系列星以前の段階でホスト星の光度がゆっくりと低下したため、長期的な暴走温室効果を経験した可能性があります。したがって、それらは、強い恒星のXUV照射によって引き起こされた流体力学的脱出によって、高濃度の水蒸気を含む大気のかなりの部分を失った可能性があります。ただし、大気散逸率は、脱出流出における放射冷却の影響についての理解が不足していることもあり、非常に不確実なままです。ここでは、放射および化学プロセスを考慮して、質量が$1M_{\oplus}$の惑星上のH$_{2}$-H$_{2}$O大気の1次元流体力学的脱出シミュレーションを実行して大気散逸率と暴走温室効果の初期段階での大気の進化を追跡します。H$_{2}$Oの放射冷却によるエネルギー損失と、OHおよびH$_{3}^{+}$として：基本的なH$_{2}$O/H$_{2}の場合、H$_{2}$の脱出率は1桁小さくなります。=純粋な水素雰囲気よりも0.1$。H$_{2}$脱出のタイムスケールは、初期の大気量と組成に応じて、初期の暴走温室効果フェーズの期間を超えており、H$_{2}$とH$_{2}$Oが暴走温室効果フェーズの終了後に取り残されました。我々の結果は、M矮星の周りのいくつかの地球型惑星で、海洋を伴う温帯で還元的な環境が形成される可能性があることを示唆している。
X-SHYNE：若い太陽系外惑星類似体のXシュータースペクトル。 I.中解像度0.65-2.5$\ mathrm {\ mu m}
$VHSのワンショットスペクトル\、1256-1257 b
| Title |
X-SHYNE:_X-shooter_spectra_of_young_exoplanet_analogs._I._A_medium-resolution_0.65-2.5$\mathrm{\mu_m}$_one-shot_spectrum_of_VHS\,1256-1257_b |
| Authors |
Simon_Petrus,_Ga\"el_Chauvin,_Micka\"el_Bonnefoy,_Pascal_Tremblin,_Benjamin_Charnay,_Philippe_Delorme,_Gabriel-Dominique_Marleau,_Amelia_Bayo,_Elena_Manjavacas,_Anne-Marie_Lagrange,_Paul_Molli\`ere,_Paulina_Palma-Bifani,_Beth_Biller_James-S._Jenkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06622 |
HR8799dの既知の分光アナログである若い低質量（19+/-5MJup）L-T遷移オブジェクトVHS1256-1257bの0.65〜2.5ミクロンの中解像度（3300<R<8100）VLT/X-Shooterスペクトルを同時に提示します。。コンパニオンは、JWSTアーリーリリースサイエンス（ERS）の主要なターゲットであり、これまでに知られている最大振幅の可変褐色矮星の1つです。ベイズ推定ツールForMoSAを使用して、さまざまな大気組成を調査するクラウドレスATMOモデルのカスタムグリッドとスペクトルを比較します。また、X-Shooterデータの解釈をコンテキスト化するために、最小および最大の変動性で低解像度HST/WFC31.10〜1.67ミクロンスペクトルを再分析します。モデルは、1.10から2.48ミクロンまでの傾きとほとんどの分子吸収を自己無撞着に再現しますが、進化モデルの予測と一致する半径を提供することはできません。それらは、JバンドのKIダブレットの光スペクトルと深さを一貫して再現しません。Teff=1380+/-54K、log（g）=3.97+/-0.48dex、[M/H]=0.21+/-0.29、C/O>0.63を導き出します。HST/WFC3スペクトルの反転は、近赤外線の明るさと相関するディスク統合テフの27+6-5Kの相対的な変化を示唆しています。私たちのデータは、そのオブジェクトの特性を近赤外線に固定し、ERSの中赤外線データと一緒に使用して、これまでの超低温矮星の最も詳細な特性を提供することができます。
低軌道放射計を使用した屋外人工発光の定量的評価
| Title |
Quantitative_evaluation_of_outdoor_artificial_light_emissions_using_low_Earth_orbit_radiometers |
| Authors |
Salvador_Bar\'a,_Carmen_Bao-Varela,_and_Raul_C._Lima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06848 |
低軌道放射計は、惑星の広い領域で夜間の人為的発光を監視することを可能にします。この作業では、地上の真実の情報で補完された軌道上測定を使用して、自治体レベルで重要な屋外照明の変化を評価するための簡単なモデルについて説明します。これを適用して、ガリシアのリベイラ市（42{\deg}3323N、8{\deg}5932W）で行われた変換を評価します。これにより、2015年に公有の屋外に設置されたルーメンの量が減少しました。93.2から28.7Mlmまでの照明システム。追加の制御の助けを借りて、この大幅な削減により、地域全体で平均された内腔放出密度を0.768から0.208Mlm/km2に減らすことができました。VIIRS-DNBの年次複合測定値と組み合わせて、これらのデータにより、自治体の総発光量に対する公共街路灯システムの排出量の相対的な重みが、初期値の74.86％から44.68％に変化したと推定できます。変換。VIIRS-DNBによって報告された放射輝度に対する光源のスペクトルシフトと光子校正係数の影響も評価されます。
低質量星を周回する地球のような惑星の大気の重力潮汐
| Title |
Atmospheric_gravitational_tides_of_Earth-like_planets_orbiting_low-mass_stars |
| Authors |
Thomas_Navarro,_Timothy_M._Merlis,_Nicolas_B._Cowan,_Natalya_Gomez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06974 |
低質量の星を周回する温帯の地球型惑星は、強い潮汐力の影響を受けます。固体惑星への重力潮汐の影響と大気熱潮汐の影響が研究されてきましたが、大気自体への重力潮汐の直接的な影響はこれまで無視されてきました。まず、惑星の大気に作用する潮汐の簡略化された分析理論を開発します。次に、重力潮汐を、低質量星の周りの短周期軌道にある静的海洋惑星の大循環モデルに実装します。結果は、私たちの分析理論と一致しています。大気潮汐と固体潮汐は半主軸とスケーリングを共有しているため、地球型惑星が固体表面を持ちながら経験できる大気潮汐の最大振幅があることを示します。プロキシマケンタウリbは、地球物理学的には地球に似ているが、大気潮汐が地球よりも500$\times$以上強い惑星のポスターの子です。この最も極端なシナリオでは、大気潮汐が惑星の気象に大きな影響を与えるが、気候には影響を与えないことを示しています。考えられる2つの適度な気候への影響は、最下層の大気層の縦方向の熱輸送と冷却の強化です。タイタンのような冷たい巨大惑星の衛星とは異なり、そのような惑星の強い放射強制力は重力潮汐を支配します。最大潮汐力の高度が雲の形成の高度と一致する惑星では大気潮汐が気候学的に重要である可能性があり、さらに大きな潮汐にさらされる非地球のような惑星ではその影響を検出できる可能性があると推測します。
DART衝撃後の瓦礫山としてのディディモス-ディモルフォス二重小惑星の動的進化
| Title |
Dynamical_Evolution_of_the_Didymos-Dimorphos_Binary_Asteroid_as_Rubble_Piles_following_the_DART_Impact |
| Authors |
Harrison_F._Agrusa,_Fabio_Ferrari,_Yun_Zhang,_Derek_C._Richardson,_and_Patrick_Michel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06995 |
以前の取り組みでは、Didymosシステムを2つの不規則な形状の剛体としてモデル化しましたが、一方または両方のコンポーネントが実際には瓦礫の山である可能性があります。ここでは、剛体の仮定を緩和して、これがDARTの影響を受けた後のシステムのスピンと軌道のダイナミクスにどのように影響するかを定量化します。シミュレーションコード間の既知の基本的な違いを考えると、より高速な剛体シミュレーションでは、運動量増強係数$\beta$（$\beta{\sim）が中程度のシナリオで、ラブルパイルモデルとほぼ同じ結果が得られることがわかります。}3$）および楕円体の二次。これは、DARTミッションの要件を満たすために必要な衝撃後のダイナミクスを伝播するには、剛体アプローチが適切である可能性が高いことを示しています。ただし、ディモーフォスの形状や構造が非常に不規則な場合、または$\beta$が予想外に大きい場合は、瓦礫の山の効果が重要になる可能性があります。ディモーフォスの軌道とスピン状態が十分に励起されている場合、表面粒子の運動も可能です。ただし、これらのシミュレーションは、解像度と材料パラメータの範囲が制限されているため、原理のデモンストレーションとして機能します。表面運動の可能性と大きさを完全に理解するには、今後の作業が必要です。
計画されたDART影響の前後のディディモスシステムの動的状態の予測
| Title |
Predictions_for_the_Dynamical_States_of_the_Didymos_System_before_and_after_the_Planned_DART_Impact |
| Authors |
Derek_C._Richardson,_Harrison_F._Agrusa,_Brent_Barbee,_William_F._Bottke,_Andrew_F._Cheng,_Siegfried_Eggl,_Fabio_Ferrari,_Masatoshi_Hirabayashi,_\"Ozg\"ur_Karatekin,_Jay_McMahon,_Stephen_R._Schwartz,_Ronald-Louis_Ballouz,_Adriano_Campo_Bagatin,_Elisabetta_Dotto,_Eugene_G._Fahnestock,_Oscar_Fuentes-Mu\~noz,_Ioannis_Gkolias,_Douglas_P._Hamilton,_Seth_A._Jacobson,_Martin_Jutzi,_Josh_Lyzhoft,_Rahil_Makadia,_Alex_J._Meyer,_Patrick_Michel,_Ryota_Nakano,_Guillaume_Noiset,_Sabina_D._Raducan,_Nicolas_Rambaux,_Alessandro_Rossi,_Paul_S\'anchez,_Daniel_J._Scheeres,_Stefania_Soldini,_Angela_M._Stickle,_Paolo_Tanga,_Kleomenis_Tsiganis,_and_Yun_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06998 |
NASAのダブルアステロイドリダイレクションテスト（DART）宇宙船は、2022年9月26日の23:14UTC頃にディディモス（ディディモス）の衛星に影響を与える予定であり、地上での観測で測定可能な公転周期の短縮を引き起こします。。動的インパクター技術のこのテストは、現実的なスケールでの運動量伝達増強係数$\beta$の最初の推定値を提供します。ここで、衝撃からの噴出物は、ターゲットに追加のたわみを提供します。地球ベースの観測、LICIACube宇宙船（衝突前にDARTから切り離される）、および2024年に打ち上げられるESAのフォローアップHeraミッションは、たわみテストの追加の特性を提供します。HeraとDARTはともに、NASAとESAの間の小惑星衝突およびたわみ評価（AIDA）の協力を構成しています。ここでは、到着時と衝撃後のバイナリシステムの予測される動的状態が示されています。システムの想定される動的に緩和された状態は、衝撃によって励起され、離心率の増加と軌道のわずかな傾きに加えて、現在あまり知られていないターゲット形状に依存する振幅を持つディモーフォスの秤動が強化されます。月の長軸を中心とした自由回転もトリガーされる可能性があり、公転周期は数日から数か月のタイムスケールで数秒から数分まで変動します。クレーターの形成と噴出物によって引き起こされるクレーターまたは大量の浪費によるいずれかの体の形状変化は、$\beta$に影響を与える可能性がありますが、追加の測定によって制約することができます。BYORPと重力潮汐の両方が、ヘラのランデブーのタイムスケールで測定可能な軌道変化を引き起こす可能性があります。
主な小惑星帯への最近の到着
現在、主な小惑星帯が位置している地域は、太陽系の歴史の初期に、地球型惑星によって外側に、そして巨大惑星によって内側に散乱された物質で占められるようになり、空になり始めた可能性があります。メインベルトに向かうこれらの動的経路は、今日でもアクティブである可能性があります。ここでは、過去数百年の間に小惑星帯に到達した可能性のある主な小惑星帯の現在のメンバーを特定することを目的としたデータマイニング実験の結果を示します。予想される新規参入者には、2003BM1、2007RS62、457175（2008GO98）、2010BG18、2010JC58、2010JV52、2010KS6、2010LD74、2010OX38、2011QQ99、2013HT149、2015BH103、2015BU525、2015RO127、2015RS139、2016PC41、2016UU231、2020SA75、2020UO43、および2021UJ5、これらはすべて外側ベルトにあります。これらの候補のいくつかは、木星との比較的最近の緊密な遭遇を経験した後、現在の軌道に挿入された可能性があります。また、そのような新着の可能性のあるソース領域を調査しました。小惑星2020UO43は、実際の場合、オールトの雲または星間空間に起源を持つ可能性が無視できないほどあります。小惑星2003BM1は、天王星の近くから来た可能性があります。ただし、457175、2011QQ99、および2021UJ5を含むほとんどの新参者は、ケンタウロス軌道空間に起源を持っていた可能性があります。これらの調査結果の信頼性は、利用可能な軌道決定の不確実性のコンテキスト内で評価されます。
巴御前による小さな地球近傍天体のビデオ観測
| Title |
Video_Observations_of_Tiny_Near-Earth_Objects_with_Tomo-e_Gozen |
| Authors |
Jin_Beniyama,_Shigeyuki_Sako,_Ryou_Ohsawa,_Satoshi_Takita,_Naoto_Kobayashi,_Shin-ichiro_Okumura,_Seitaro_Urakawa,_Makoto_Yoshikawa,_Fumihiko_Usui,_Fumi_Yoshida,_Mamoru_Doi,_Yuu_Niino,_Toshikazu_Shigeyama,_Masaomi_Tanaka,_Nozomu_Tominaga,_Tsutomu_Aoki,_Noriaki_Arima,_Ko_Arimatsu,_Toshihiro_Kasuga,_Sohei_Kondo,_Yuki_Mori,_Hidenori_Takahashi,_Jun-ichi_Watanabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07071 |
木曽105cmシュミット望遠鏡でTomo-eGozenを使って、小さな（直径100m未満）地球近傍天体（NEO）のビデオ観測の結果を報告します。小さな小惑星の自転周期は、小さな物体がYORP効果に敏感であるため、その動的な履歴と物理的特性を反映しています。2018年から2021年まで2fpsで60個の小さなNEOのビデオ観測を実施し、回転周期が60秒未満の13個の高速回転子を含む32個のNEOの回転周期と軸比を導き出すことに成功しました。調査中に見つかった最速の回転子は、回転周期が2.99秒の2020HS7です。NEO集団には、以前の調査では見逃されていた、特定の数の小さな高速回転子が存在することを統計的に確認しました。直径と自転周期（D-P）の図での小さなNEOの分布が、10秒の周期で切り捨てられることを発見しました。フラットトップ形状のトランケーションは、NEOの現実的な引張強度または流星物質の衝撃によるYORPの抑制のいずれによっても十分に説明されていません。接線方向のYORP効果の回転周期への依存性が、D-P図で観察されたパターンを説明する可能性があることを提案します。
掃天観測光度曲線に基づくAGN連続体残響マッピング
掃天観測施設からの$\sim$3日ケイデンス$gri$バンド光度曲線を使用して、活動銀河核（AGN）連続ラグの体系的な調査を実行します。補間された相互相関関数法とベイズ法JAVELINに基づいて、有意で一貫したバンド間ラグを持つ$z<0.8$の94タイプ〜1AGNのサンプルを選択します。街灯柱再処理モデルの枠組みの中で、私たちの調査結果は次のとおりです。1）データから推測される連続発光（CE）サイズは、標準の薄型ディスクモデルによって予測されるディスクサイズよりも大きい。2）サンプルのサブセットの場合、CEサイズは、幾何学的に薄いディスクの自己重力半径の理論上の制限（12lt-days）を超えています。3）CEサイズは、連続光度を$R_{\mathrm{CE}}\proptoL^{0.48\pm0.04}$としてスケーリングし、0.2dexの散乱を伴います。これは、広く知られている半径と光度の関係に類似しています。H$\mathrm{\beta}$。これらの発見は、ブロードライン領域（BLR）からAGN連続体ラグへの拡散連続体放出の重要な寄与を示唆しています。$R_{\mathrm{CE}}-L$の関係は、全フラックスの$\sim$23％が拡散BLR放射に由来すると仮定する光イオン化モデルによって説明できることがわかります。さらに、CEサイズとモデルで予測されたディスクサイズの比率は、連続光度と反相関しており、光度とともに進化する潜在的な非ディスクBLRラグの寄与を示しています。最後に、CEサイズとブラックホール質量の間に強い正の相関が検出されます。
非球形の投影されていないS\'ersic密度プロファイルの運動学と質量分布および多成分銀河系への応用
| Title |
Kinematics_and_Mass_Distributions_for_Non-Spherical_Deprojected_S\'ersic_Density_Profiles_and_Applications_to_Multi-Component_Galactic_Systems |
| Authors |
S._H._Price,_H._\"Ubler,_N._M._F\"orster_Schreiber,_P._T._de_Zeeuw,_A._Burkert,_R._Genzel,_L._J._Tacconi,_R._I._Davies,_C._P._Price |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06442 |
運動学を使用して暗黒物質の寄与を含む銀河の質量プロファイルを分解するには、補助的な情報に基づいてバリオンの質量分布をパラメーター化する必要があります。そのようなモデルの選択肢の1つは、固有のジオメトリが想定された、投影されていないS\'ersicプロファイルです。平坦化され、投影されていないS\'ersicモデルのケースは、以前は局所的な星形成銀河（SFG）の平坦化されたバルジに適用されていましたが、遠方のSFGの厚い乱流ディスクを記述するためにも使用できます。ここでは、球形に囲まれた3D質量プロファイル（$M_{\rmsph}$）を追加で計算することにより、密度（$\rho$）と円速度（$v_{\rmcirc}$）曲線を導出したこの以前の作業を拡張します。これらのプロファイルを使用して、投影された質量分布と3Dの質量分布を比較し、投影された質量と3Dの半質量半径の差を定量化します（$R_{\rme};r_{\rm1/2、mass、3D}$）。$v_{\rmcirc}（R）$と$M_{\rmsph}（<r=R）$または$M_{\rmtot}$に関連するビリアル係数を示します。次に、多成分系、特に暗黒物質画分の質量分率推定器間の差異を定量化し、投影された対3D半質量半径で暗黒物質画分を測定することの複合効果を検討します。フラクション推定量はわずかな違いしか生み出しませんが、異なるアパーチャ半径の定義を使用すると、推定される暗黒物質のフラクションに大きな影響を与える可能性があります。ガス運動学の分析（特に高赤方偏移）では圧力サポートが重要であるため、自己無撞着な圧力サポート補正プロファイルも計算します。これは、一般に、自己重力ディスクの場合よりも少ない圧力サポートを予測します。これらの結果は、シミュレーションと観測測定の比較、および高赤方偏移でのSFG運動学の解釈に影響を及ぼします。事前に計算されたテーブルのセットとプロファイルを計算するためのコードが公開されています。[要約]
解離に敏感な分子を特徴とするNGC1068のAGN駆動の低温ガス流出
| Title |
AGN-driven_Cold_Gas_Outflow_of_NGC_1068_Characterized_by_Dissociation-Sensitive_Molecules |
| Authors |
Toshiki_Saito,_Shuro_Takano,_Nanase_Harada,_Taku_Nakajima,_Eva_Schinnerer,_Daizhong_Liu,_Akio_Taniguchi,_Takuma_Izumi,_Yumi_Watanabe,_Kazuharu_Bamba,_Kotaro_Kohno,_Yuri_Nishimura,_Sophia_Stuber,_and_Tomoka_Tosaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06448 |
（サブ）ミリメートル施設の最近の開発により、銀河系外スペクトルスキャンから得られる情報の量が大幅に変化しました。この論文では、バンドを使用して、近くのタイプ2セイファート銀河NGC1068のアーク秒分解能（1.0-2.0arcsec=72-144pc）スペクトルスキャンデータセットに適用される主成分分析（PCA）を使用した特徴抽出手法を紹介します。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイの3つ。PCAを、一般的な150pcの解像度に畳み込まれた16のよく検出された分子線強度マップに適用します。さらに、[SIII]/[SII]線比と[CI]$^3P_1$-$^3P_0$マップを文献に含めています。どちらの分布も、kpcスケールの双円錐形流出の分布と非常によく似ています。中央AGN。2つの顕著な特徴を特定します：（1）核周囲ディスク（CND）での中心濃度、および（2）双円錐形の流出ピークと一致する中心を横切る2つのピーク。CNDに集中している分子線は、ほとんどが高双極子分子です（H$^{13}$CN、HC$_3$N、HCNなど）。照射された星間物質、CN、C$_2$H、およびHNCで増強されることが知られている分子からの線放出は、双円錐に沿って同様の濃度と拡張成分を示し、分子の解離がこれの冷たい分子流出の主要な化学的効果であることを示唆しています銀河。さらなる調査を行う必要がありますが、このシナリオは、COアイソトポログ、CH$_3$OH、およびN$_2$H$^+$からの輝線が流出にあるか、または存在しないことと一致しています。光子と電子の解離。
SOFIA FEEDBACK Legacy Survey：ダイナミクスと双極HII領域の質量放出RCW 36
| Title |
The_SOFIA_FEEDBACK_Legacy_Survey:_Dynamics_and_mass_ejection_in_the_bipolar_HII_region_RCW_36 |
| Authors |
L._Bonne,_N._Schneider,_P._Garc\'ia,_A._Bij,_P._Broos,_L._Fissel,_R._Guesten,_J._Jackson,_R._Simon,_L._Townsley,_A._Zavagno,_R._Aladro,_C._Buchbender,_C._Guevara,_R._Higgins,_A._M._Jacob,_S._Kabanovic,_R._Karim,_A._Soam,_J._Stutzki,_M._Tiwari,_F._Wyrowski,_A._G._G._M._Tielens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06479 |
APEX$で補完されたSOFIAレガシープロジェクトFEEDBACK内で取得されたVelaC分子雲の双極HII領域RCW36の[CII]158$\mu$mおよび[OI]63$\mu$m観測を提示します。^{12/13}$CO（3-2）およびチャンドラX線（0.5-7keV）データ。これは、双極性星雲の腰を形成する分子リングが1〜1.9kms$^{-1}$の速度で膨張することを示しています。また、乱流が恒星のフィードバックからのエネルギー注入によって駆動されていることを示す、リングの線幅の増加を観察します。双極空洞は、5.2$\pm$0.5$\pm$0.5kms$^{-1}$（統計的および体系的な不確実性）でブルーシフト膨張[CII]シェルをホストします。これは、高密度ガスからの膨張が不均一に発生することを示します。また、観測された双極位相は比較的短い可能性があります（$\sim$0.2Myr）。X線観測は、RCW36内およびその周辺で恒星風によって生成された高温プラズマを追跡する拡散放射を示しています。RCW36では恒星風エネルギーの少なくとも50\％が失われています。バイポーラRCW36領域の周りのさらに大きな空洞。最後に、空洞は[CII]で高速の翼をホストし、比較的高い質量放出率を示します（$\sim$5$\times$10$^{-4}$M$_{\odot}$yr$^{-1}$）。これは恒星風や放射圧によって引き起こされる可能性がありますが、制約するのは難しいままです。この局所的な質量放出は、1〜2MyrでRCW36の1個以内のすべての質量を除去でき、VelaC雲内の周囲ガスの大規模な除去は、星形成効率の抑制に星のフィードバックが重要な役割を果たしていることを示しています（SFE）。
超軟X線源による活動銀河からのコンパクトで可変の電波放射
| Title |
Compact_and_variable_radio_emission_from_an_active_galaxy_with_supersoft_X-ray_emission |
| Authors |
Lei_Yang,_Xinwen_Shu,_Fabao_Zhang,_Yogesh_Chandola,_Daizhong_Liu,_Yi_Liu,_Minfeng_Gu,_Margherita_Giustini,_Ning_Jiang,_Ya-Ping_Li,_Di_Li,_David_Elbaz,_Stephanie_Juneau,_Maurilio_Pannella,_Luming_Sun,_Ningyu_Tang,_Tinggui_Wang,_Hongyan_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06585 |
RXJ1301.9+2747は、2keVを超えるエネルギーでの有意な放出を欠く、超軟X線源を備えたユニークな活動銀河です。さらに、それは13-20ksのタイムスケールで繰り返される準周期的なX線噴火を示す数少ない銀河の1つです。GMRT、VLA、VLBAを使用したRXJ1301.9+2747のマルチエポック電波観測を紹介します。1.6GHzでのVLBAイメージングは、<0.7pcのスケールで未解決のコンパクトな電波放射を示し、輝度温度はT_b>5x10^7Kです。電波放射は、数日間で2.5倍以上変動します。VLAモニタリングキャンペーンから取得したデータについて。短期間の電波変動は、電波放射領域のサイズが8x10^{-4}pcと小さいことを示唆しており、T_b〜10^{12}Kのさらに高い輝度温度になります。ソースサイズの同様の制限観測されたフラックスの変動が固有のものではなく、星間シンチレーション効果によって引き起こされた場合に取得できます。全体的な無線スペクトルは急峻で、0.89GHzと14GHzの間で時間平均スペクトルインデックスalpha=-0.78+/-0.03があります。これらの観測特性は、電波放射の熱的または星形成の起源を除外し、電磁流体力学的プロセスによって駆動される一時的なジェット放出のシナリオと一致しているように見えます。コンパクトで可変の電波放射が準周期的なX線の噴火と相関しているかどうかをテストするには、数時間までの電波とX線の同時観測が必要です。
銀河考古学のための機械学習：付着した円盤星を識別するための化学ベースのニューラルネットワーク法
| Title |
Machine_Learning_for_Galactic_Archaeology:_A_chemistry-based_neural_network_method_for_identification_of_accreted_disc_stars |
| Authors |
Thorold_Tronrud,_Patricia_B._Tissera,_Facundo_A._G\'omez,_Robert_J._J._Grand,_Ruediger_Pakmor,_Federico_Marinacci,_Christine_M._Simpson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06586 |
ニューラルネットワークモデル（NNM）に基づいて、AurigaProjectの一連のシミュレートされた銀河を使用して、化学指紋と年齢のみで銀河円盤に付着した星を識別する方法（「銀河考古学ニューラルネットワーク」、GANN）を開発します。私たちは、恒星のハローと生き残った衛星によって定義されたターゲット銀河自身のローカル環境でネットワークを訓練します。このアプローチにより、ディスクに空間的に混合された付着星の検出が可能になることを示します。2つのパフォーマンス測定値が定義されています。付着した星の回復率と、正の（付着した）分類を持つ星が真陽性の結果である確率P（TP）です。NNMの出力は割り当てられた確率に類似しているため、簡単に調整できる柔軟なしきい値に基づいて陽性を決定し、推定される付着星の選択を絞り込むことができます。\magaは、シミュレートされた銀河内で、回復率が高く、P（TP）が高い付着した円盤状の星を識別します。また、ガイア-エンセラダス-ソーセージ（GES）の質量システムの星は、大部分（18/24）のケースでNNMによって50％以上回収されていることがわかります。さらに、降着した星のほぼすべての個々の源は、ディスク内のそのピーク恒星質量の10％以上で検出されます。また、すべてのオーリガ銀河からのハローと衛星星で訓練された礫岩のNNMが最も一貫した結果を提供し、観測能力が拡大するにつれて、興味深い将来のアプローチになる可能性があることも示しています。
メガメーザーAGNブラックホールのセットの一般相対論的質量対距離比
| Title |
A_general_relativistic_mass-to-distance_ratio_for_a_set_of_megamaser_AGN_black_holes |
| Authors |
D._Villaraos,_G._Gonzalez-Juarez,_R._Lizardo-Castro,_A._Herrera-Aguilar_and_U._Nucamendi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06594 |
この作業では、ベイズ統計フィットを実行して、活動銀河核、つまり銀河NGC5765b、NGC6323、UGC3789、CGCG074でホストされている10個の異なるブラックホールの質量対距離比と後退赤方偏移を推定します。-064、ESO558-G009、NGC2960、NGC6264、NGC4388、J0437+2456、NGC2273。私たちの一般的な相対論的方法は、空の位置と中央のブラックホールを円周方向に周回する水メガマーの周波数シフト観測を利用します。それらの付加ディスク。このアプローチにより、ニュートン式分析では考慮されていない重力赤方偏移を定量化することもできます。ブラックホールに最も近いメガマーサーの重力赤方偏移は、1〜8km/sの範囲内にあることがわかります。取り付けられたブラックホールの質量の順序は、超大質量ブラックホールに対応し、$10^6〜10^7$M_{sun}の範囲にあります。
HI高質量星形成領域に向けた狭線自己吸収G176.51+00.20
| Title |
HI_Narrow-Line_Self-Absorptions_Toward_the_High-Mass_Star-Forming_Region_G176.51+00.20 |
| Authors |
Li_Yingjie,_Xu_Ye,_Xu_Jin-Long,_Liu_Dejian,_Li_Jingjing,_Lin_Zehao,_Jiang_Peng,_Bian_Shuaibo,_Hao_Chaojie,_Chen_Xiuhui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06601 |
500メートル球面電波望遠鏡（FAST）19ビーム追跡観測モードを使用して、高質量の星形成領域G176.51+00.20に向かって高感度および高速分解能のHIスペクトル線が観測されました。これは、双極分子の流出が検出された高質量星形成領域に向けたHI狭線自己吸収（HINSA）を検索するパイロット研究です。この作業は、FASTの中央の7つのビームに限定されています。2つのHINSAコンポーネントが7つのビームすべてで検出されます。これらは、強いCO放出領域（SCER;速度$\sim$$-$18kms$^{-1}$）と弱いCO放出領域（WCER）に対応します。;速度$\sim$$-$3kms$^{-1}$）。ビーム3で検出されたSCERは、おそらくWCERとしてより適切に分類されます。SCERでは、HINSAはおそらくCOによって追跡された分子材料に関連付けられています。HINSAの存在量の割合は、$\sim1.1\times10^{-3}$から$\sim2.6\times10^{-2の範囲です。}$。さらに、ビーム1のHINSAの存在量は、周囲のビーム（つまり、ビーム2および4--7）の存在量よりも低くなっています。この可能性のあるリングは、HIのイオン化、または高密度の内部領域でのHIからH$_2$への比較的迅速な変換によって引き起こされる可能性があります。WCER（SCERのビーム3を含む）では、HINSAはおそらくCO雲とは関連していませんが、CO暗またはCO微弱ガスと関連しています。
高質量星形成領域に向かう中性恒星風G176.51+00.20
| Title |
Neutral_Stellar_Winds_Toward_the_High-Mass_Star-Forming_Region_G176.51+00.20 |
| Authors |
Li_Yingjie,_Xu_Ye,_Xu_Jin-Long,_Liu_Dejian,_Li_Jingjing,_Lin_Zehao,_Jiang_Peng,_Bian_Shuaibo,_Hao_Chaojie,_Chen_Xiuhui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06602 |
19ビーム追跡観測モードで500メートル球面電波望遠鏡（FAST）を使用して、高質量星形成領域G176.51+00.20を観測しました。これは、Liuらによって双極分子の流出が高感度で検出された高質量の星形成領域に向けて高感度のHI線を使用して、水素原子によって追跡される中性の恒星風（つまり、HI風）を検索するパイロット作業です。この研究では、ビーム1でのみHI風が検出されました。ここでは、低質量の星形成と同様に、傾斜がいくら大きくても、HI風は分子の流出を促進するのに十分な強さである可能性があります。また、HI風中のHIの存在量は、同じビーム（つまり、ビーム1）内のHI狭線自己吸収（HINSA）の存在量と一致していることもわかります。これは、おそらくHI風とHINSAの間に内部関係があることを意味します。この結果はまた、HI風と検出された分子流出が互いに関連しているという主張を補強します。
かみのけ座銀河団の高解像度、高感度、低周波uGMRTビュー
| Title |
High-resolution,_High-sensitivity,_Low-frequency_uGMRT_View_of_Coma_Cluster_of_Galaxies |
| Authors |
D._V._Lal,_N._Lyskova,_C._Zhang,_T._Venturi,_W._R._Forman,_C._Jones,_E._M._Churazov,_R._J._van_Weeren,_A._Bonafede,_N._A._Miller,_I._D._Roberts,_A._M._Bykov,_L._Di_Mascolo,_M._Br\"uggen,_and_G._Brunetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06624 |
250〜500MHzおよび550〜850MHzでのかみのけ座銀河団（A1656）の高解像度、高感度のアップグレードされた巨大メートル波電波望遠鏡の観測結果を紹介します。250〜500MHzでは、135のソースの拡張が$>$0.45arcmin（ピーク対ローカルノイズ比$>4$）になります。これらのうち、24の情報源がコマメンバー銀河に関連しています。さらに、この24個の銀河のサンプルに、Chenetal。の20個のラム圧力を取り除いた銀河を補足します。（2020年、8つは元の拡張電波源サンプルに含まれています）、さらに5つが検出され、拡張されます。これら2つのサンプルの無線形態、無線スペクトル、スペクトルインデックスマップ、および等分配特性を示します。一般に、等分配のプロパティは狭い範囲内にあることがわかります（たとえば、$P_{\rmmin}$=1-3dynescm$^{-2}$）。2つの最も明るい中央かみのけ座銀河団の1つであるNGC4874だけが、他のかみのけ座銀河よりも中心エネルギー密度と圧力が約5倍高く、電波源の年齢が約50％低くなっています。X線で見られる「パチンコ」の尾と一致する、合併するNGC4839グループの支配的な銀河を追跡する電波放射の拡散した尾を見つけます。南西部のラジオ遺物B1253$+$275は、大部分が$\approx$32$^\prime$$\times$10$^\prime$（$\simeq$1.08$\times$0.34Mpc$^2$）。長い電波尾が遺物に合流し、相対論的なシード電子の源となる可能性があるNGC4789の場合、電波源の幅全体で南西から北東に急勾配の横方向の電波スペクトル勾配が見つかります。最後に、拡張サンプルとRPSサンプルの電波形態は、これらの銀河が（主に）放射状軌道でコマに最初に落下していることを示唆しています。
未解決のz〜8点源と銀河の光度関数の明るい端へのそれらの影響
| Title |
Unresolved_z~8_point_sources_and_their_impact_on_the_bright_end_of_the_galaxy_luminosity_function |
| Authors |
Yuzo_Ishikawa,_Takahiro_Morishita,_Massimo_Stiavelli,_Nicha_Leethochawalit,_Harry_Ferguson,_Roberto_Gilli,_Charlotte_Mason,_Michele_Trenti,_Tommaso_Treu,_Colin_Norman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06628 |
最初の銀河とクエーサーの分布と特性は、銀河の進化と宇宙の再電離を理解する上で重要なパズルのピースです。以前の研究では、未解決のソースを潜在的な低赤方偏移の侵入者として除外することがよくありました。ブロードバンドカラーおよび測光赤方偏移分析を形態学的選択と組み合わせて、深いハッブル宇宙望遠鏡画像を使用して、赤方偏移$z\sim8$の未解決の点源と一致する候補の堅牢なサンプルを識別します。また、矮星の汚染物質を特定して排除するために、G141グリズム分光データを調べます。これらの分析から、$7.5<z<8.1$の3つの明るい（$M_{UV}\lesssim-22$ABmag）ドロップアウトポイントソースを特定します。スペクトルエネルギー分布分析は、これらの源がクエーサーまたはコンパクト星形成銀河のいずれかであることを示唆しています。IRAC4.5$\mu$mチャネルによってキャプチャされたフラックスは、それらが中程度の$H\beta$+$[OIII]$等価幅を持っていることを示唆しています。$z\sim7$-8で点源の数密度を計算すると、二重べき乗則モデルが点源の分布を適切に記述していることがわかります。次に、分析を拡張して、点源と銀河の光度関数の組み合わせを推定し、点源がブライトエンドの過剰に無視できない寄与をしていることを確認します。点源が$M_{UV}\lesssim-22$でのみ支配的であるという事実は、宇宙の再電離へのそれらの寄与がおそらく限られていることを示唆しています。これらの点源の性質を確認するには分光学的フォローアップが必要ですが、この作業は、宇宙の再電離の時代の初期銀河の完全な調査には、ライマンドロップアウト点源を含める必要があることを示しています。
GaiaEDR3カタログデータからのCepheidsによる距離スケールの分析
| Title |
Analysis_of_the_Distance_Scales_by_Cepheids_from_the_Gaia_EDR3_Catalogue_Data |
| Authors |
V._V._Bobylev_and_A._T._Bajkova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06634 |
120Myr未満の古典的セファイドのサンプルの運動学を研究します。これらの星については、周期-光度関係に基づくSkowronetal。からの距離の推定値、およびGaiaカタログからの視線速度と固有運動が利用可能です。GaiaERD3カタログに含まれている三角視差から導出された距離推定値もあります。銀河の回転角速度の一次導関数の比較に依存する方法は、Skowronらによって決定された距離スケールを長くする必要性を示しました。約10％。この結論は、三角視差を使用して予測された距離と直接比較することによって確認されました。この結果を考慮して、銀河の回転パラメータと渦巻密度波のパラメータの新しい推定値を取得しました。
| Title |
Theoretically_Modelling_Photoionized_Regions_with_Fractal_Geometry_in_Three_Dimensions |
| Authors |
Yifei_Jin,_Lisa_J._Kewley,_Ralph_S._Sutherland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06672 |
最先端のメッセンジャーモンテカルロMAPPINGS〜Vコード（M$^3$）をCMFGEN恒星大気モデルと組み合わせて使用することにより、乱流ISMに埋め込まれた光イオン化モデルを作成します。乱流ISMが星雲内の電子温度と密度の不均一性を引き起こすことを示します。乱流ISMの変動により、近くの星雲に見られる複雑なイオン化構造が作成されます。星雲内の不均一な密度分布は、球形の一定密度の光イオン化モデルでは表現できない、空間的に分解された標準的な光学診断図に大きなばらつきを生じさせます。さまざまな光輝線の星雲形状の複雑さへの依存性を分析し、星雲境界にある輝線は星雲形状の複雑さに非常に敏感であるのに対し、星雲全体に生成される輝線は星雲内のISMの密度分布。私たちのフラクタル光イオン化モデルは、HII領域と輝線銀河、特に増加する観測証拠に基づいてISMが非常に乱れている高赤方偏移銀河の正確なモデリングには、複雑な星雲の形状が必要であることを示しています。
NGC6822におけるガスダイナミクスと星形成
| Title |
Gas_dynamics_and_star_formation_in_NGC_6822 |
| Authors |
Hye-Jin_Park,_Se-Heon_Oh,_Jing_Wang,_Yun_Zheng,_Hong-Xin_Zhang,_and_W._J._G._de_Blok |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06698 |
局所銀河群に約490kpcの距離にある矮小銀河であるNGC6822のHIガス運動学と星形成活動を紹介します。オーストラリアテレスコープコンパクトアレイで取得したHIデータキューブ（42.4"x12.0"空間、約100pc、1.6kms$^{-1}$スペクトルに対応）の見通し内速度プロファイルのプロファイル分解を実行します。（ATCA）。このために、ベイズ分析手法に基づく新しいツール、いわゆるBAYGAUDを使用して、見通し内速度プロファイルを最適な数のガウス成分に定量的に分解できるようにします。NGC6822の分解されたHIガス成分を、重心速度と速度分散に関して、クールバルク、ウォームバルク、クール非バルク、およびウォーム非バルクの運動に分類します。それらのガス表面密度を、GALEX遠紫外線とWISE22$\mu$mデータの両方を使用して導出された対応する星形成率密度と相関させて、NGC6822の解決されたKennicutt-Schmidt（K-S）法則を調べます。、クールバルク成分は、HIが飽和していない低ガス表面密度での水素分子（H$_2$）のK-S法則の線形拡張によく従う可能性があります。
NGC2663におけるキロパーセクスケールのラジオジェットのコリメーション
| Title |
Collimation_of_the_kiloparsec-scale_radio_jets_in_NGC_2663 |
| Authors |
Velibor_Velovi\'c,_M._D._Filipovi\'c,_L._Barnes,_R._P._Norris,_C._D._Tremblay,_G._Heald,_L._Rudnick,_S._S._Shabala,_T._G._Pannuti,_H._Andernach,_O._Titov,_S._G._H._Waddell,_B._S._Koribalski,_D._Grupe,_T._Jarrett,_R._Z._E._Alsaberi,_E._Carretti,_J._D._Collier,_S._Einecke,_T._J._Galvin,_A._Hotan,_P._Manojlovi\'c,_J._Marvil,_K._Nandra,_T._H._Reiprich,_G._Rowell,_M._Salvato,_M._Whiting |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06713 |
近くの楕円銀河NGC2663の周りに合計355kpcにまたがる高度にコリメートされた電波ジェットの発見と、キロパーセクスケールでの再コリメーションの最初の検出の可能性を紹介します。銀河までの距離が短い（〜28.5Mpc）ため、ジェットの一部を分解してその構造を調べることができます。多波長データを組み合わせます：マーチソン広視野アレイ（MWA）、オーストラリアスクエアキロメーターアレイパスファインダー（ASKAP）、オーストラリアテレスコープコンパクトアレイ（ATCA）による電波観測、およびチャンドラ、スウィフト、SRG/eROSITAからのX線データ。強度、回転測定、偏光、スペクトルインデックス、X線環境マップを提示します。南部のジェットの領域は、同時に狭くなることと明るくなることを示します。これは、断続的な活動銀河核（AGN）または複雑な内部ジェット構造とも一致しますが、外部の環境圧力によるジェットの再コリメーションの兆候として解釈できます。X線データは、環境が非常に悪いことを示唆しています。ジェットが実際に再コリメートしている場合、大きな再コリメーションスケール（40kpc）は、低密度環境での低速ジェットと一致しています。
原始星源B335周辺のいくつかのauスケールでの化学的分化と温度分布
| Title |
Chemical_Differentiation_and_Temperature_Distribution_on_a_Few_au_Scale_around_the_Protostellar_Source_B335 |
| Authors |
Yuki_Okoda,_Yoko_Oya,_Muneaki_Imai,_Nami_Sakai,_Yoshimasa_Watanabe,_Ana_L\'opez-Sepulcre,_Kazuya_Saigo,_and_Satoshi_Yamamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06721 |
原始星の近くの物理的および化学的構造を解明することは、惑星系への進化を解明するために基本的に重要です。これに関連して、ALMAを使用して低質量原始星源B335に向けて1.2mmの観測を実施しました。HCOOH、NH2CHO、HNCO、CH3OH、CH2DOH、CHD2OHを含む20以上の分子種、およびCH3ODは、連続体ピークの周囲数10au以内で検出されます。イメージキューブデータの主成分分析を使用することにより、酸素含有有機分子と窒素含有有機分子の体系的な化学的差異を見つけます。窒素の分布-ベアリング分子は、HCOOHを除いて、酸素ベアリング分子よりもコンパクトです。ディスク/エンベロープシステムの温度分布は、HCOOH、NH2CHO、CH3OH、およびCH2DOHのそれぞれのマルチライン分析によって明らかになります。CH3OHとCH2DOHのエンベロープ方向に沿った半径0."06での回転温度は、150〜165Kと導出されます。一方、分布が小さいHCOOHとNH2CHOの回転温度は、75〜112Kです。そしてそれらのfよりもかなり低いまたはCH3OHおよびCH2DOH。これは、CH3OHとCH2DOHによってトレースされた外側のエンベロープが、原始星の加熱ではなく、追加のメカニズムによって加熱されることを意味します。ここでは、加熱メカニズムとして降着衝撃を提案します。いくつかのauスケールでの化学的分化と温度構造は、原始恒星源の化学的プロセスをさらに理解するための重要な情報を提供します。
NuSTAR時代VIIIのコンプトン厚AGN：変化する外観のコンプトン厚AGNNGC1358のNuSTAR-XMM-Newton共同モニタリング
| Title |
Compton-Thick_AGN_in_the_NuSTAR_era_VIII:_A_joint_NuSTAR-XMM-Newton_monitoring_of_the_changing-look_Compton-thick_AGN_NGC_1358 |
| Authors |
Stefano_Marchesi,_Xiurui_Zhao,_N\'uria_Torres-Alb\`a,_Marco_Ajello,_Massimo_Gaspari,_Andrealuna_Pizzetti,_Johannes_Buchner,_Elena_Bertola,_Andrea_Comastri,_Anna_Feltre,_Roberto_Gilli,_Giorgio_Lanzuisi,_Gabriele_Matzeu,_Francesca_Pozzi,_Francesco_Salvestrini,_Dhrubojyoti_Sengupta,_Ross_Silver,_Francesco_Tombesi,_Alberto_Traina,_Cristian_Vignali,_Luca_Zappacosta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06734 |
近くのセイファート2銀河であるNGC1358のNuSTARとXMM-Newtonを使用したマルチエポックモニタリングを紹介します。この銀河の特性により、X線変化する外観AGNの有望な候補となりました。厚い（CT-、視線水素柱密度NH、los>10^24cm^-2）状態からコンプトン-薄い（NH、los<10^24cm^-2）状態。マルチエポックX線モニタリングにより、数週間という短い時間スケールでのNH、losの有意な変動の存在が確認され、コンプトンで最近観察されたNGC1358の「変化する外観」の性質を確認することができました。-薄いステータス。NuSTARとXMM-Newtonを使用したマルチエポックモニタリングは、トーラスの平均カラム密度とカバーファクター、およびトーラス軸とオブザーバーの間の傾斜角という3つの非常に縮退したパラメーターを同時に制約するのに非常に効果的であることが実証されています。カラム密度と光度の間に暫定的な反相関が見られます。これは、再帰的なAGNフィードバックを駆動するカオス的降着雲のフレームワークで理解できます。NGC1358のモニタリングキャンペーンは、候補NH、ロス可変、非常に不明瞭なAGNを選択するための新しく開発された方法の効率を証明しました。これは、降着する超大質量を取り巻く不明瞭な物質の特性をよりよく特徴付けるために、すぐに大きなサンプルに拡張する予定です。ブラックホール、およびAGN供給モデルの制約。
複数の調査スペクトルからのタイプ2AGN細線領域のサイズの推定-デモンストレーション
| Title |
Estimating_sizes_of_Type_2_AGN_narrow-line_regions_from_multiple_survey_spectra_--_a_demonstration |
| Authors |
Zhang_XueGuang_(NNU),_Zhao_YuanBo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06748 |
レターでは、SDSSを介して分光特性を比較することにより、赤方偏移0.101でタイプ2AGNSDSSJ083823.91+490241.1（=SDSSJ0838）の狭い輝線領域（NLR）のサイズを推定する興味深い方法が提案されています。ファイバー（MJD=51873）（直径3秒角）およびeBOSSファイバー（MJD=55277）（直径2秒角）。pPXF法で決定されたホスト銀河の寄与を差し引いた後、SDSSスペクトルとeBOSSスペクトルのSDSSJ0838の狭い輝線は、ガウス関数によって十分に測定でき、[O〜{\sciii}]の90\％以上を導きます。直径2秒角のeBOSSファイバーでカバーされるエミッション。一方、SDSSJ0838がタイプ2AGNであることを確認するために、ZTF3年長g/rバンド光度曲線の広い発光成分と変動性の両方を適用できます。これは、SDSSJ0838で予測されるNLRサイズに対する配向の影響がほとんどないことを示しています。したがって、SDSSJ0838では、NLRサイズの約1秒角（2250pc）の上限を合理的に受け入れることができます。固有の赤化補正された[O〜{\sciii}]線の光度と組み合わせると、SDSSJ0838のNLRサイズの上限は、AGNのNLRのR-L経験的関係の99.9999\％信頼帯内に十分収まります。
Astraeus VII：宇宙の再電離の時代における環境に依存した銀河の集合
| Title |
Astraeus_VII:_The_environmental-dependent_assembly_of_galaxies_in_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
Laurent_Legrand,_Pratika_Dayal,_Anne_Hutter,_Stefan_Gottl\"ober,_Gustavo_Yepes,_Maxime_Trebitsch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06786 |
ASTRAEUS（N体暗黒物質シミュレーションにおける銀河形成と再電離の半数値放射伝達結合）フレームワークを使用して、再電離の時代における銀河とそのホストハローの集合に対する環境密度と放射フィードバックの影響を調査します。ASTRAEUSフレームワークを使用すると、さまざまな環境（$-0.5<{\rmlog}（1+\delta）<1.3$平均$（2〜{\rmcMpc}）^3$）。（i）質量および赤方偏移に依存する「特性」環境が存在することがわかります（${\rmlog}（1+\delta_a（M_{\rmh}、z））=0.021\timesM_{\rmh}^{0.16}+0.07z-1.12$、最大$z\sim10$）銀河は暗黒物質の降着に最も効率的です。たとえば、$ですべてのMyrの質量の$0.2\％$の割合でz=5$;（ii）マイナーおよびメジャーの合併の数と暗黒物質の集合へのそれらの寄与は、すべての赤方偏移でハローの質量とともに増加し、ほとんど環境から独立しています。（iii）$z=5$では、マイナーな合併は暗黒物質の集合にわずかに多く（最大$\sim10\％$）貢献しますが、恒星の集合では、メジャーな合併が$M_{\のマイナーな合併からの貢献を支配します。rmh}\lesssim10^{11.5}M_\odot$銀河;（iv）放射フィードバックは、過密環境（${\rmlog}（1+\）の低質量銀河（$M_{\rmh}\lesssim10^{9.5}M_\odot$）で星形成をより抑制します。デルタ）>0.5$）;それらの主要な枝によって支配されて、これはより遅い赤方偏移の進化でより古い年齢に偏った星形成の歴史をもたらします。
深いuGMRT電波連続体観測を使用した、塵で覆われた銀河における電波AGNの検出
| Title |
Detection_of_radio-AGN_in_dust-obscured_galaxies_using_deep_uGMRT_radio_continuum_observations |
| Authors |
Abhijit_Kayal,_Veeresh_Singh,_C.H._Ishwara_Chandra,_Yogesh_Wadadekar_and_Sushant_Dutta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06938 |
塵の覆い隠しに鈍感な電波観測は、塵の含有量が多い銀河に存在する活動銀河核（AGN）の集団を明らかにするために利用されてきました。この論文では、321個の塵で覆われた銀河（DOG;S$_{\rm24{\mu}m}$/S$_{\rmrband}$$\geq$1000）の電波特性を主に、アップグレードされた巨大メートル波電波望遠鏡（uGMRT）および1.5GHzJansky超大型アレイ（JVLA）観測からの深帯域3（250$-$550MHz）観測。DOGのサンプルでは、深い（中央値ノイズ-rms$=$30$\mu$Jyビーム$^{-1}$）400MHzバンド-3uGMRT観測で、最高の検出率（28％）が得られることがわかりました。）JVLAで得られたものの中で、LOwFrequencyARray（LOFAR）無線観測と${\itXMM-N}$X線観測。サンプルソースの無線特性、${\iti.e.、}$線形範囲（$<$40kpcat$z$$<$1.2）、バイモーダルスペクトルインデックス（${\alpha}_{\rm400MHz}^{\rm1.5GHz}$）分布と電波光度（L$_{\rm1.5GHz}$$>$5.0$\times$10$^{23}$WHz$^{-1}$）、それらを提案する主にCompact$-$Steve$-$Spectrum（CSS）またはPeaked-Spectrum（PS）ソースで構成され、ほこりに覆われた環境でのAGNジェット活動の初期段階を表します。スタッキングを使用すると、かすかな電波放射の存在がわかります（S$_{\rm400MHz}$=72.9$\mu$Jyビーム$^{-1}$およびS$_{\rm1.5GHz}$=29$\mu$Jyビーム$^{-1}$、信号対雑音比$\sim$20）、それ以外の場合は無線で検出されないDOG。高$-z$DOGの数十$\mu$Jyレベルでのかすかな放射を明らかにした私たちの研究は、Square-KilometerArray（SKA）とそのパスファインダー。
衝撃波と不均一媒体の相互作用による乱流磁場の増幅
| Title |
Turbulent_Magnetic_Field_Amplification_by_the_Interaction_of_Shock_Wave_and_Inhomogeneous_Medium |
| Authors |
Yue_Hu,_Siyao_Xu,_James_M._Stone,_Alex_Lazarian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06941 |
若い超新星残骸で観測された100$\mu$Gのオーダーの磁場は、衝撃圧縮だけでは増幅できません。乱流ダイナモによって引き起こされる増幅を調査するために、衝撃波とプレショック媒体の浅いスペクトルでの不均一な密度分布との間の相互作用の3次元MHDシミュレーションを実行します。衝撃後の乱流は、主に衝撃前の密度の最も強いコントラストによって引き起こされ、より小さなスケールにカスケードされます。結果として生じる乱流は、衝撃後の磁場を増幅します。磁場の時間発展は、Xu＆Lazarian（2016）の非線形ダイナモ理論の予測と一致しています。初期の弱い磁場が衝撃波の法線に垂直である場合、磁場の強さの合計増幅は、平行衝撃波の場合の2倍である$\approx200$の係数を達成します。ただし、最強の磁場は体積充填率が低く、乱流および磁化された流体で発生する再結合拡散による乱流エネルギーによって制限されます。衝撃面に沿って平均化された磁場の強さは、係数$\gtrsim10$だけ減少します。乱流速度と磁場をソレノイドモードと圧縮モードに分解します。プレショック密度分布のスペクトルが浅い場合でも、ソレノイドモードが支配的であり、コルモゴロフスケーリングに従います。衝撃前の密度分布にコルモゴロフスペクトルがある場合、圧縮成分の割合が増加します。垂直衝撃波は、平行衝撃波よりも衝撃波面付近で小さい乱流マッハ数を示すことがわかります。
PRUSSIC I-z $ \ sim$3のほこりっぽい銀河におけるHCN/HCO + /
HNC（1-0）放出のJVLA調査：高赤方偏移星形成銀河における低密度ガス分率
| Title |
PRUSSIC_I_--_a_JVLA_survey_of_HCN/HCO+/HNC_(1-0)_emission_in_z$\sim$3_dusty_galaxies:_Low_dense-gas_fractions_in_high-redshift_star-forming_galaxies |
| Authors |
M._Rybak,_J._A._Hodge,_T._R._Greve,_D._Riechers,_I._Lamperti,_J._van_Marrewijk,_F._Walter,_J._Wagg,_and_P._P._van_der_Werf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06967 |
赤方偏移z$\geq$1にあるほこりっぽい星形成銀河（DSFG）は、宇宙で最も活発な星形成銀河の1つです。ただし、それらの高密度（$\geq$10$^5$cm$^{-3}$）気相（通常はHCN（1-0）によってトレースされます）は、ほとんど完全に未踏のままです。HCN（1）で検出されたDSFGは2つだけです。-0）現在まで。z=2.5〜3.3の6つの強くレンズ化されたDSFGにおけるHCN、HCO+、およびHNC（1-0）のJ=1-0遷移のJVLA調査の結果を提示し、これらの詳細な観察によりDSFGの数を効果的に2倍にします。行。1つのソース（J1202+5354、4.4$\sigma$）でHCN（1-0）放出を検出し、別のソース（J1609+6045、3.3$\sigma$）で暫定的なHCO+（1-0）検出を行います。スペクトルスタッキングは、HCN/FIR（$\leq$3.6$\times$10$^{-4}$）およびHCN/CO（1-0）比（$\leq$0.045）に厳密な上限をもたらします。推定されたHCN/FIR比（星形成効率の代用）は、z$\sim$0FIR-発光スターバーストの比と一致しています。ただし、HCN/CO比（高密度ガスフラクションの代用）は、以前の2つのDSFG検出で示唆されたものよりも数倍低くなっています。私たちの結果は、ほとんどのDSFGの高密度ガスの割合が低いことを示しています。星形成銀河のKrumholz＆Thompson（2007）モデルとの比較は、DSFG内のガスの大部分が「通常の「超高輝度のスターバーストではなく、星形成銀河。
おとめ座への新しい銀河群の降着について：II。 dEの星の種族の内容に対する前処理の影響
| Title |
On_the_accretion_of_a_new_group_of_galaxies_onto_Virgo:_II._The_effect_of_pre-processing_on_the_stellar_population_content_of_dEs |
| Authors |
Bahar_Bidaran,_Francesco_La_Barbera,_Anna_Pasquali,_Reynier_Peletier,_Glenn_van_de_Ven,_Eva_K._Grebel,_Jesus_Falc\'on-Barroso,_Agnieszka_Sybilska,_Dimitri_A._Gadotti,_Lodovico_Coccato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06977 |
MUSEスペクトルを使用して、銀河団への前処理と降着が、矮星初期型銀河（dE）の統合された星の種族の特性にどのように影響するかを調査します。おとめ座銀河群のメンバーとしておとめ座銀河群に蓄積された（$\sim$2-3Gyr前）$\rm\sim10^9\、M_\odot$の恒星質量を持つ9つのdEのサンプルを分析します。グループ。観測されたスペクトルインデックスをロバストで反復的にフィッティングすることにより、星の種族の特性、つまり年齢、金属量（[M/H]）、および$\alpha$元素の存在比（[$\alpha$/Fe]）を導き出します。手順、および完全なスペクトルフィッティングによってそれらの星形成履歴（SFH）を推測します。これらの9つのdEは、金属が少なく（2〜3$\sigma$レベルで）、おとめ座とコマのクラスターのdEよりも大幅に$\alpha$が強化されており、恒星の質量が類似しており、クラスター中心の距離があります。と落下時間。さらに、6つのdEについて、おとめ座への降着中または直後の星形成の最近のエピソードの証拠が見つかりました。私たちは、dEのサンプルの高い[$\alpha$/Fe]を、これらの銀河が星形成に敵対する環境に以前にさらされた結果、および/またはそれらが星形成に陥った後に受けた推定上の短いバーストの結果として解釈します。おとめ座。私たちの結果は、低質量銀河の星の種族の特性は、銀河群での前処理と、降着の初期段階で作用する環境プロセス（星形成を引き起こす動圧など）の複合効果の結果である可能性があることを示唆しています。集まる。
| Title |
Hubble_Asteroid_Hunter:_II._Identifying_strong_gravitational_lenses_in_HST_images_with_crowdsourcing |
| Authors |
Emily_O._Garvin,_Sandor_Kruk,_Claude_Cornen,_Rachana_Bhatawdekar,_Raoul_Ca\~nameras,_Bruno_Mer\'in |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06997 |
ハッブル宇宙望遠鏡（HST）アーカイブは、強い重力レンズを探すための高解像度画像の豊富なデータセットを構成します。多くのHSTプログラムは特に強力なレンズを対象としていますが、他のHST観測でも偶然に存在する可能性があります。ESAitハッブル宇宙望遠鏡アーカイブ（eHST）からのほぼ20年間の画像で、レンズの特性を事前に選択することなく、非ターゲットの強い重力レンズを特定することを目指しています。ハッブル小惑星ハンター（HAH）市民科学プロジェクトでクラウドソーシングを使用して、公的に利用可能な広い視野のHST画像で、小惑星の軌跡と並んで強力なレンズを特定しました。市民科学者によって強力なレンズとしてタグ付けされた2354個のオブジェクトを視覚的に検査して、サンプルをクリーニングし、本物のレンズを識別しました。HST観測の主要なターゲットではなかった252の強力な重力レンズ候補の検出を報告します。それらの198は新しいものであり、他の研究ではこれまで報告されておらず、45Aグレード、74Bグレード、79Cグレードで構成されています。大部分は銀河-銀河構成です。新しく検出されたレンズは、平均して、以前のHST検索よりも1.3等級暗いです。高解像度HSTイメージングを備えたこの強力なレンズのサンプルは、レンズのモデリングや科学的分析のために、分光法によるフォローアップに理想的です。この論文は、エキゾチックなレンズを含む多種多様なレンズ構成を見つけることを可能にしたレンズの偏りのない検索を提示します。強力なレンズを視覚的に識別するクラウドソーシングの力と、大規模なアーカイブデータセットを探索することの利点を示します。この研究は、ESAの将来のミッションEuclidやJWSTアーカイブ画像などの将来の大規模な調査で、強力なレンズの検出と検証に人工知能と組み合わせてクラウドソーシングを使用する可能性を示しています。
Webbの最初のクラスターレンズの精密モデリングSMACSJ\、0723.3 $-$ 7327
| Title |
Precision_modeling_of_Webb's_first_cluster_lens_SMACSJ\,0723.3$-$7327 |
| Authors |
Guillaume_Mahler,_Mathilde_Jauzac,_Johan_Richard,_Benjamin_Beauchesne,_Harald_Ebeling,_David_Lagattuta,_Priyamvada_Natarajan,_Keren_Sharon,_Hakim_Atek,_Ad\'ela\"ide_Claeyssens,_Benjamin_Cl\'ement,_Dominique_Eckert,_Alastair_Edge,_Brenda_Frye,_Jean-Paul_Kneib,_and_Anna_Niemiec |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07101 |
重力レンズの基本的に無彩色の性質を利用して、大規模な銀河団SMACS\、J0723.3$-$7323（SMACS\、J0723、$z=0.388$）のレンズモデルを提示します。これは、以前の作業を大幅に改善します。以前のハッブル宇宙望遠鏡（HST）観測で特定された強いレンズの制約に基づいて、質量モデルは21のマルチイメージシステムを利用します。そのうちの16は、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）の早期リリース観測（ERO）データで新たに発見されました。。結果として得られるレンズモデルは、クラスターの質量分布をRMS空間精度\rmsにマッピングし、https：//www.dropbox.com/sh/3iatmz5k4hafzqf/AAAh0JvLgpBVoLp6qsxYZkFGa？dl=0で公開されています。以前の分析と一致して、私たちの研究は、SMACS\、J0723.3$-$7323が、最も明るい銀河団の位置を中心とする単一のクラスタースケールのコンポーネントによって十分に記述されていることを示していますが、クラスターの西にさらに2つの拡散コンポーネントを追加することによって逸脱しています。\HST-\JWSTに基づくSMACS\、J0723のコアの銀河分布、質量分布、およびガス分布の比較、および{\itChandra}データは、かなり集中した規則的な楕円形のプロファイルを見つけますが、最近の合併の兆候もありますおそらく私たちの視線に近い活動。NIRCAM\JWST\の絶妙な感度は、拡大された背景銀河における拡張されたクラスター内光分布と多数の星形成の塊の両方を壮観な方法で明らかにします。ここでSMACS\、0723用に導出された高精度レンズモデルは、遠方の宇宙における構造形成と進化の研究のために\HST\と\JWST\のデータを組み合わせる力を印象的に示しました。
SMACS0723の背後にあるJWST画像のレンズ銀河のスクランブルを解除する
| Title |
Unscrambling_the_lensed_galaxies_in_JWST_images_behind_SMACS0723 |
| Authors |
Massimo_Pascale,_Brenda_Frye,_Jose_Diego,_Lukas_Furtak,_Adi_Zitrin,_Tom_Broadhurst,_Chirstopher_Conselice,_Liang_Dai,_Leonardo_Ferreira,_Nathan_Adams,_Jeremy_Lim,_Asheesh_Meena,_Rogier_Windhorst,_Stephen_Wilkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07102 |
銀河団SMACS〜J0723.3-7327の\textit{JamesWebbSpaceTelescope}（JWST）からの最初の深視野画像は、前例のない深さと解像度で、未知の赤外線波長での豊富な新しいレンズ画像を明らかにします。ここでは、ハッブルのデータからすでに知られている5セットの明るく多重画像の銀河に加えて、合計39枚の画像の13個の新しい多重レンズ銀河のセットを安全に識別します。倍率が150以上の臨界曲線と交差するアークの例を見つけ、正確な赤方偏移の決定のためのJWST分光法、化学物質の存在量、非常に遠い若い銀河の詳細な内部ガスダイナミクスなど、詳細なコミュニティのフォローアップを可能にします。また、JWSTの優れた解像度のおかげでのみ表示されるアインシュタインの十字架候補を検出します。\emph{parametric}レンズモデルはhttps://www.dropbox.com/sh/gwup2lvks0jsqe5/AAC2RRSKce0aX-lIFCc9vhBXa?dl=0から入手でき、追加の分光赤方偏移を使用して定期的に更新されます。このモデルは複数の画像を非常によく再現し、高赤方偏移銀河の正確な倍率推定を可能にします。この作品は、JWSTがレンズ関連の科学に対して持つ強化された力の最初の味を表しています。
SKA時代のナノヘルツ重力波天文学：InPTAの展望
| Title |
Nanohertz_Gravitational_Wave_Astronomy_during_the_SKA_Era:_An_InPTA_perspective |
| Authors |
Bhal_Chandra_Joshi_(1),_Achamveedu_Gopakumar_(2),_Arul_Pandian_(3),_Thiagaraj_Prabu_(3),_Lankeswar_Dey_(2),_Manjari_Bagchi_(4,5),_Shantanu_Desai_(6),_Pratik_Tarafdar_(4),_Prerna_Rana_(2),_Yogesh_Maan_(1),_Neelam_Dhanda_Batra_(7),_Raghav_Girgaonkar_(8),_Nikita_Agarwal_(9),_Paramasivan_Arumugam_(10),_Sarmistha_Banik_(21)Avishek_Basu_(11),_Adarsh_Bathula_(12),_Subhajit_Dandapat_(2),_Yashwant_Gupta_(1),_Shinnosuke_Hisano_(13),_Ryo_Kato_(14,15),_Divyansh_Kharbanda_(6),_Tomonosuke_Kikunaga_(13),_Neel_Kolhe_(16),_M._A._Krishnakumar_(17,18),_P._K._Manoharan_(19),_Piyush_Marmat_(10),_Arun_Naidu_(20),_K._Nobleson_(21),_Avinash_Kumar_Paladi_(22),_Dhruv_Pathak_(23),_Jaikhomba_Singha_(10),_Aman_Srivastava_(6),_Mayuresh_Surnis_(11),_Sai_Chaitanya_Susarla_(24),_Abhimanyu_Susobhanan_(25,1),_Keitaro_Takahashi_(26,27),_((1)_National_Centre_for_Radio_Astrophysics_India,_(2)_Tata_Institute_of_Fundamental_Research_India,_(3)_Raman_Research_Institute_India,_(4)_The_Institute_of_Mathetical_Sciences_India,_(5)_Homi_Bhabha_National_Institute_India,_(6)_IIT_Hyderabad_India,_(7)_University_of_Delhi_India,_(8)_Amity_University_India,_(9)_Manipal_Institute_of_Technology_India,_(10)_Indian_Institute_of_Technology_Roorkee_India,_(11)_Jodrell_Bank_Centre_for_Astrophysics_UK,_(12)_The_Indian_Institute_of_Science_Education_and_Research_India,_(13)_Kumamoto_University_Japan,_(14)_Faculty_of_Advanced_Science_and_Technology_Kumamoto_University_Japan,_(15)_Osaka_City_University_Advanced_Mathematical_Institute_Japan,_(16)_St_Xavier's_College_India,_(17)_Max-Planck-Institut_for_Radioastronomie_Germany,_(18)_Universitat_Bielefeld_Germany,_(19)_Arecibo_Observatory_University_of_Central_Florida_USA,_(20)_University_of_Oxford_UK,_(21)_BITS_Pilani_Hyderabad_Campus_India,_(22)_Indian_Institute_of_Space_Science_and_Technology_Thiruvananthapuram_India,_(23)_Inter-University_Centre_for_Astronomy_and_Astrophysics_India,_(24)_National_University_of_Ireland_Galway_Ireland,_(25)_National_Astronomical_Observatories_Chinese_Academy_of_Sciences_China,_(26)_Faculty_of_Advanced_Science_and_Technology_Kumamoto_University_Japan,_(27)_International_Research_Organization_for_Advanced_Science_and_Technology_Kumamoto_University_Japan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06461 |
パルサータイミングアレイ実験における、非常に安定した回転周期を示すミリ秒パルサーの数十年にわたるモニタリングは、ナノヘルツの確率的重力波バックグラウンドを発見する限界にあります。この論文では、この目的のためにミリ秒パルサーのアンサンブルのタイミングをとるためにアップグレードされた巨大メートル波電波望遠鏡（uGMRT）を使用するインドパルサータイミングアレイ（InPTA）実験について説明します。InPTAの観測戦略と分析方法に焦点を当てます。これらは、より感度の高いSquareKilometerArray（SKA）望遠鏡を使用した将来のPTA実験に関連しています。InPTAの独自のマルチサブアレイマルチバンド広帯域幅周波数カバレッジが、PTAパルサーに対して前例のない精度で分散測定推定を提供することを示します。たとえば、〜2x10{-5}pc-cm{-3}PSRJ1909-3744。SKA-lowとSKA-midをそれぞれ2つと4つのサブアレイとして構成すると、InPTAが追求するものと同様の観測戦略を使用して、約26と7を必要とする62個のパルサーのより大きなサンプルに対して同等の精度が達成可能であることが示されます。それぞれSKA-mid望遠鏡とSKA-low望遠鏡のエポックあたりの時間。また、ブレーザーOJ287のような孤立した超大質量ブラックホールバイナリシステムからナノヘルツ重力波を検索するために必要となるPTA関連の一般相対論的構造を開発するための継続的な取り組みをレビューします。これらの取り組みは、永続的なマルチメッセンジャー重力を追求するために関連するはずです。SKA望遠鏡、30メートル望遠鏡、および次世代イベントホライゾン望遠鏡の次の時代の波の天文学。
| Title |
Extreme_X-ray_Reflection_in_the_Nucleus_of_the_Seyfert_Galaxy_NGC_5033 |
| Authors |
S._B._Yun,_J._M._Miller,_D._Barret,_D._Stern,_W._N._Brandt,_L._Brenneman,_P._Draghis,_A._C._Fabian,_J._Raymond,_and_A._Zoghbi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06524 |
NGC5033は、そのサブ分類が時間とともに変化する可能性があり、光学的およびサブmmの観測により、巨大なブラックホールが銀河の動的中心に位置しておらず、過去の合併を示しているため、興味深いセイファート銀河です。パロマーの200インチヘイル望遠鏡を使用してNGC5033の新しい光スペクトルを取得しました。これは、広いH$\beta$線（FWHM$=5400\pm300〜{\rmkm}〜{\rms}^）を明確に示しています。{-1}$）。これは、光学ブロードライン領域（BLR）の明確なビューを示し、Seyfert-1.5の指定が必要です。過去に得られたいくつかのスペクトルは、セイファート-1.9分類を示唆しており、可変または「変化する外観」の形状を示している可能性があります。巨大なブラックホールの2019年のチャンドラスペクトルの分析は、ほとんど不明瞭ではないことを明らかにしており、中央エンジンのきれいなビューも示唆しています。ただし、狭いFe〜K$\alpha$輝線は、EW$=460^{+100}_{-90}$〜eVと同等であると測定されます。この値は、隠されていないAGNの一般的な値と比較して非常に高くなっています。実際、NGC5033では線が持続的に強くなっています。2002XMM-Newtonスナップショットの線等価幅は、EW$=290^{と同様に、EW$=250^{+40}_{-40}$〜eVです。+100}_{-100}$〜eV1999年にASCAを使用して測定された等価幅。これらの結果は、反射の非常に高い被覆率と、軽い移動時間のために位相がずれて見えるフラックスの組み合わせによって説明できる可能性があります。。NGC5033がX線ボールドウィン効果の証拠を強化する可能性を検討します。
XTEJ1752-223の長期安定ハード状態とディスク切り捨てのジレンマ
| Title |
The_long-stable_hard_state_of_XTE_J1752-223_and_the_disk_truncation_dilemma |
| Authors |
Riley_M._T._Connors,_Javier_A._Garcia,_John_Tomsick,_Guglielmo_Mastroserio,_Victoria_Grinberg,_James_F._Steiner,_Jiachen_Jiang,_Andrew_C._Fabian,_Michael_L._Parker,_Fiona_Harrison,_Jeremy_Hare,_Labani_Mallick,_Hadar_Lazar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06567 |
ブラックホールX線連星の薄い降着円盤がハードスペクトル状態の間に切り捨てられる程度は、ブラックホール天体物理学において論争の的となる未解決の問題のままです。$2009\mbox{-}2010$で観測された特異な爆発の間に、ブラックホールX線連星XTEJ1752-223は、光度$\sim0の長期安定ハードスペクトル状態で$\sim1$〜monthを費やしました。02\mbox{-}0.1〜L_{\rmEdd}$。この期間中に56のRXTEポインティングで観測され、RXTE観測の最初の10日間はSwift-XRTの毎日のカバレッジが同時に行われました。これらのデータの分析では反射モデリングが広く検討されてきましたが、反射機能によって暗示される降着円盤とコロナの形状を取り巻く不一致があります。組み合わされた、高い信号対雑音比のSwiftとRXTEの同時観測を再検討し、新しい高ディスク密度モデルを含む最新のrelxill反射モデルスイートを使用して広範な反射モデリングを実行します。反射モデリングでは、ハードスペクトル状態でディスクが$\sim5〜R_{\rmISCO}$内にある必要がありますが、熱ディスク放出による制約が弱いほど、切り捨てが大きくなることを示します（$R_{\rmin}=6\mbox{-}80〜R_{\rmISCO}$）。また、より複雑な冠状連続体モデルを調査し、1つではなく2つのComptonizationコンポーネントを可能にし、反射機能が依然として穏やかに切り詰められたディスクのみを必要とすることを示します。最後に、同じデータセットの分析から見つかった以前の制約との結果の完全な比較を示します。
NGC1313X-2周辺の気泡星雲のVLTMUSE観測と追加の光イオン化の証拠
NGC1313X-2を取り巻く気泡星雲は、超臨界降着の結果として、中央の超大光度X線源（ULX）からの高速風によって動力を供給されていると考えられています。星雲のマルチユニット分光エクスプローラー（MUSE）観測により、星団と中央のX線源と空間的に一致する場所でOIII放射が強化されていることがわかり、衝撃イオン化に加えて光イオン化が星雲に電力を供給します。ULXのX線光度と星雲領域の大質量星の数は、MAPPINGSVで得られた必要な電離光度を説明できます。これは、純粋な衝撃では観測された輝線比を説明できないことも確認しています。
ウォルフ・ライエ星をホストする大規模な星形成領域に向けた拡散ガンマ線放出の検出
| Title |
Detection_of_diffuse_gamma-ray_emission_towards_a_massive_star_forming_region_hosting_Wolf-Rayet_stars |
| Authors |
Kai_Wang,_Hai-Ming_Zhang,_Ruo-Yu_Liu,_and_Xiang-Yu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06583 |
銀河宇宙線に見られる同位体および元素の存在量は、宇宙線（CR）核の$\sim20\％$がおそらく巨大なウォルフライエ（WR）星によって合成されていることを意味します。WRおよびOBタイプの星をホストする大規模な星団は、特に風の終結衝撃での拡散衝撃加速を介して、数十年にわたって潜在的な銀河宇宙線加速器として提案されてきました。ここでは、{\emFermi}大面積望遠鏡のデータを、2つのWR星をホストしている若い大質量星団候補であるMasgomas-6aの方向に向けて分析したことを報告します。2つの関連のない{\emFermi}4FGL線源と空間的に一致する、Masgomas-6aの近くで$\rm{TS}=183$の拡張された$\gamma$線源を検出します。また、天の川銀河イメージングスクロールペインティングプロジェクトのデータを使用して、この地域の分子雲のCO観測結果を示します。$\gamma$線の放出強度は、Masgomas-6aの距離での分子ガスの分布とよく相関しており、これらのガンマ線は、Masgomas-6aの巨大な星によって加速されたCRによって生成される可能性があることを示しています。Masgomas-6aの$3.9{\rm\kpc}$の距離では、拡張光源の光度は$（1.81\pm0.02）\times10^{35}{\rm\erg\s^{-1}}$。恒星風における$\sim10^{37}{\rmerg\s^{-1}}$の動的光度により、WR星は、中性パイ中間子崩壊を介して$\gamma$線放出に電力を供給することができます。宇宙線$pp$の相互作用から生じました。GeV源のサイズとエネルギー要件は、銀河系星間物質よりも小さいCR拡散係数を示唆しており、分子雲内のCR拡散が強力に抑制されていることを示しています。
Imaging X-rayPolarimetryExplorerで観測されたケンタウルス座AのコアでのX線偏光の限界
| Title |
Limits_on_X-ray_Polarization_at_the_Core_of_Centaurus_A_as_Observed_with_the_Imaging_X-ray_Polarimetry_Explorer |
| Authors |
Steven_R._Ehlert,_Riccardo_Ferrazzoli,_Andrea_Marinucci,_Herman_L._Marshall,_Riccardo_Middei,_Luigi_Pacciani,_Matteo_Perri,_Pierre-Olivier_Petrucci,_Simonetta_Puccetti,_Thibault_Barnouin,_Stefano_Bianchi,_Ioannis_Liodakis,_Grzegorz_Madejski,_Fr\'ederic_Marin,_Alan_P._Marscher,_Giorgio_Matt,_Juri_Poutanen,_Kinwah_Wu,_Iv\'an_Agudo,_Lucio_A._Antonelli,_Matteo_Bachetti,_Luca_Baldini,_Wayne_H._Baumgartner,_Ronaldo_Bellazzini,_Stephen_D._Bongiorno,_Raffaella_Bonino,_Alessandro_Brez,_Niccol\`o_Bucciantini,_Fiamma_Capitanio,_Simone_Castellano,_Elisabetta_Cavazzuti,_Stefano_Ciprini,_Enrico_Costa,_Alessandra_De_Rosa,_Ettore_Del_Monte,_Laura_Di_Gesu,_Niccol\`o_Di_Lalla,_Alessandro_Di_Marco,_Immacolata_Donnarumma,_Victor_Doroshenko,_Michal_Dov\v{c}iak,_Teruaki_Enoto,_Yuri_Evangelista,_Sergio_Fabiani,_et_al._(54_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06625 |
電波銀河ケンタウルス座A（CenA）の核からの$2-8\thinspace\mathrm{keV}$バンドでのX線の偏光の測定値を、ImagingX-rayPolarimetryExplorerからの100ks観測を使用して示します。（IXPE）。CenAのほぼ同時の観測は、Swift、NuSTAR、およびINTEGRALの観測所でも行われました。IXPEでは統計的に有意な偏光度は検出されません。これらの観測値は、$2-8\thinspace\mathrm{keV}$での重み付けされたスペクトルモデルに依存しない計算を使用して、$$99\％$パーセント信頼度（MDP$_{99}$）で$6.5\％$の最小検出可能偏光を持ちます。バンド。したがって、偏光角$\psi$には制約がありません。X線エネルギーの3桁にわたるスペクトルフィッティング（$0.3-400\thinspace\mathrm{keV}$）は、CenAのSEDが、中程度の固有吸収を持つ単純なべき乗則（$N_H\sim10^{23}\thinspace\mathrm{cm}^{-2}$）およびFeK$\alpha$輝線。ただし、$2\thinspace\未満のエネルギーで観測されたスペクトルを説明するには、2番目の非吸収べき乗則が必要です。mathrm{keV}$。このスペクトルは、この輝線の原因となる再処理材料が光学的に薄く、中央のブラックホールから離れていることを示唆しています。X線偏光の上限は、コンプトン散乱の予測と一致していますが、X線の生成に関与する特定のシード光子集団を特定することはできません。低い偏光度、コア放出の変動性、およびFeK$\alpha$輝線の変動性の相対的な欠如は、最も内側のジェットを取り巻く高度に無秩序な磁場の領域で電子が加速される画像をサポートします。
無機結晶の光収量の非比例性と宇宙線測定へのその影響
| Title |
Light_yield_non-proportionality_of_inorganic_crystals_and_its_effect_on_cosmic-ray_measurements |
| Authors |
O._Adriani,_E._Berti,_P._Betti,_G._Bigongiari,_L._Bonechi,_M._Bongi,_S._Bottai,_P._Brogi,_G._Castellini,_C._Checchia,_R._D_Alessandro,_S._Detti,_N._Finetti,_P._Maestro,_P._S._Marrocchesi,_N._Mori,_M._Olmi,_L._Pacini,_P._Papini,_C._Poggiali,_S._Ricciarini,_P._Spillantini,_O._Starodubtsev,_F._Stolzi,_A._Tiberio,_E._Vannuccini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06696 |
宇宙線スペクトルのマルチTeVエネルギー領域は、最近、熱量測定技術を使用して宇宙粒子のエネルギーを測定する直接検出実験によって調査されました。興味深いスペクトルの特徴は、全電子スペクトルと核スペクトルの両方で観察されています。ただし、結果の解釈は、引用された実験の不確実性と一致しない、さまざまな実験から得られたデータ間の不一致によって損なわれます。測定値の不一致の理由を理解することは、宇宙で計画されている今後の高エネルギー宇宙線実験、および利用可能な結果の正しい解釈を考慮すると、基本的に重要です。この作業の目的は、優れたエネルギー分解能性能のために高エネルギー熱量測定で通常使用される無機結晶の光応答の非比例性から体系的な効果が生じる可能性を調査することです。結晶の非比例性の主な理由は、シンチレーション光の収量がイオン化密度に依存することです。イオンビームで得られた実験データを使用して、さまざまなシンチレータ材料の光応答を特徴付けました。得られた発光効率をモンテカルロシミュレーションの入力として使用して、高エネルギーの電磁シャワーとハドロンシャワーの検出に対する光収量の非比例性の影響の比較研究を実行しました。この研究の結果は、最小電離粒子のエネルギー蓄積を使用して熱量計の応答を較正する場合、測定されたシャワーエネルギーは、符号と大きさが特に依存する数パーセントのレベルで、大幅な系統的シフトの影響を受ける可能性があることを示しています使用するシンチレータ材料の種類について。
ヒルベルト・ファン変換による重力波イベントの包括的な分析：コンパクトな二元合体から超新星へ
| Title |
A_Comprehensive_Analysis_of_the_Gravitational_Wave_Events_with_the_Hilbert-Huang_Transform:_From_Compact_Binary_Coalescence_to_Supernova |
| Authors |
Chin-Ping_Hu,_Lupin_Chun-Che_Lin,_Kuo-Chuan_Pan,_Kwan-Lok_Li,_Chien-Chang_Yen,_Albert_K._H._Kong,_and_C._Y._Hui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06714 |
モデルに依存しない時間周波数分析を使用して重力波信号を分析します。これは、ヒルベルト・ファン変換（HHT）から改善され、時間周波数マップで周波数変動を特徴づけるために最適化されています。通常のHHTアルゴリズム、つまり、アンサンブルの経験的モード分解を使用して固有モード関数を取得し、瞬間周波数を生成することを除いて、時間-周波数マップでアンサンブル平均を操作する代替アルゴリズムを提案します。LIGOO1とO2、およびコア崩壊超新星（CCSNe）からのシミュレートされた重力波信号で観測されたコンパクトなバイナリ合体の既知の重力波イベントを私たちの方法で体系的に分析します。ブラックホール連星合体の場合の時間-周波数マップは、それらのウェーブレットスペクトルと比較してはるかに優れた詳細を示しています。さらに、モード混合によって引き起こされる瞬間周波数の振動は、私たちのアルゴリズムで減らすことができます。CCSNeデータの場合、原始中性子星からの振動と定常降着衝撃不安定性からの放射は、HHTを使用して非常に詳細に決定できます。さらに重要なことに、振動のさまざまなモードの初期段階を明確に分離することができます。これらの結果は、検出アルゴリズムをさらに確立するための新しいヒントと、基礎となる物理的メカニズムを調査するための新しいプローブを提供します。
ケプラーのSNRにおける硬X線放出の空間的に分解された研究：粒子加速の異なるレジームの兆候
| Title |
A_spatially_resolved_study_of_hard_X-ray_emission_in_Kepler's_SNR:_indications_of_different_regimes_of_particle_acceleration |
| Authors |
Vincenzo_Sapienza,_Marco_Miceli,_Aya_Bamba,_Satoru_Katsuda,_Tsutomu_Nagayoshi,_Yukikatsu_Terada,_Fabrizio_Bocchino,_Salvatore_Orlando_and_Giovanni_Peres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06804 |
若い超新星残骸（SNR）のシンクロトロンX線放射は、衝撃波面と加速過程で加速された高エネルギー電子の集団を研究するための強力な診断ツールです。若いケプラーのSNRのNuSTARおよびXMM-Newton観測の空間分解スペクトル分析を実行し、硬X線での非熱放射を詳細に研究することを目的としました。シェルの縁の周りの領域のセットを選択し、対応するスペクトルを抽出しました。スペクトルは、放射光のカットオフエネルギーの衝撃速度への依存性を制限するために、損失が制限された領域での放射光のモデルを採用することによって分析されました。異なるボーム係数を特徴とする、粒子加速の2つの異なるレジームを特定します。衝撃が高密度の星周円盤（CSM）と相互作用する北部では、衝撃速度が速く、高密度のCSMとの衝撃の相互作用の兆候がない南部よりも効率的な加速が見られました。我々の結果は、衝撃波とCSMの相互作用が増幅された乱流磁場を生成する領域での加速プロセスの効率の向上を示唆しています。硬X線スペクトルをKeplerのSNRのラジオおよび$\gamma-$ray観測と組み合わせることにより、スペクトルエネルギー分布をモデル化しました。私たちの結果に照らして、観測された$\gamma-$光線の放出は主にハドロンであり、シェルの北部で発生することを提案します。
2017年の事象の地平線望遠鏡キャンペーン中に観測されたいて座A*のミリメートル光度曲線
| Title |
Millimeter_light_curves_of_Sagittarius_A*_observed_during_the_2017_Event_Horizon_Telescope_campaign |
| Authors |
Maciek_Wielgus,_Nicola_Marchili,_Ivan_Marti-Vidal,_Garrett_K._Keating,_Venkatessh_Ramakrishnan,_Paul_Tiede,_Ed_Fomalont,_Sara_Issaoun,_Joey_Neilsen,_Michael_A._Nowak,_Lindy_Blackburn,_Charles_F._Gammie,_Ciriaco_Goddi,_Daryl_Haggard,_Daeyoung_Lee,_Monika_Moscibrodzka,_Alexandra_J._Tetarenko,_Geoffrey_C._Bower,_Chi-Kwan_Chan,_Koushik_Chatterjee,_Paul_M._Chesler,_Jason_Dexter,_Sheperd_S._Doeleman,_Boris_Georgiev,_Mark_Gurwell,_Michael_D._Johnson,_Daniel_P._Marrone,_Alejandro_Mus,_Dimitrios_Psaltis,_Bart_Ripperda,_Gunther_Witzel_+_the_Event_Horizon_Telescope_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06829 |
イベントホライズンテレスコープ（EHT）は、2017年4月5日から11日まで、銀河中心で射手座A*（SgrA*）のコンパクトな電波源を1.3ミリメートルの波長帯で観測しました。同時に、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイおよびサブミリメーターアレイから干渉計アレイデータが収集され、EHT観測と同時にSgrA*光度曲線が提供されました。これらのデータセットは、EHTの超長基線干渉法を補完するものであり、以前はミリ波波長のSgrA*では達成できなかったケイデンスと信号対雑音比を特徴とし、最短のタイムスケールでソースの変動性を調査できます。一分。ほとんどの光度曲線はSgrA*の変動性の低い状態に対応していますが、4月11日の観測はX線フレアに従い、変動性が大幅に向上しています。すべての光度曲線はレッドノイズプロセスと一致しており、パワースペクトル密度（PSD）の傾きは1分から数時間のタイムスケールで-2から-3の間で測定されます。私たちの結果は、0.3時間より短いタイムスケールでPSD勾配が急勾配になることを示しています。スペクトルエネルギー分布は220GHzでフラットであり、213GHzと229GHzの周波数帯域の間にタイムラグがないため、事象の地平線スケールの光源の光学的厚さが低いことを示しています。SgrA*の変動性を特徴づけ、X線フレアの直後に観察されたさまざまな動作を強調し、ガウス過程モデリングを使用して非相関タイムスケールとPSD勾配を抽出します。また、独立したデータ削減パイプラインからのデータを分析することにより、体系的なキャリブレーションの不確実性を調査します。
Gaiaデータリリース3：可変AGNの最初のGaiaカタログ
| Title |
Gaia_Data_Release_3:_The_first_Gaia_catalogue_of_variable_AGN |
| Authors |
Maria_I._Carnerero,_Claudia_M._Raiteri,_Lorenzo_Rimoldini,_Deborah_Busonero,_Enrico_Licata,_Nami_Mowlavi,_Isabelle_Lecoeur-Ta\"ibi,_Marc_Audard,_Berry_Holl,_Panagiotis_Gavras,_Krzysztof_Nienartowicz,_Gr\'egory_Jevardat_de_Fombelle,_Ruth_Carballo,_Gisella_Clementini,_Ludovic_Delchambre,_Sergei_Klioner,_Mario_G._Lattanzi_and_Laurent_Eyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06849 |
以前のデータリリースに関するGaia-DR3の目新しさの1つは、約100万AGNのマルチバンド光度曲線の公開です。この作業の目的は、Gaiaデータのみに基づいて選択された変数AGNのカタログを作成することでした。最初に、変動パラメータを推定するためのメソッドの実装を、AGNの特定のオブジェクトスタディモジュールに提示します。次に、高純度変数AGNサンプルの定義につながった選択手順について説明し、選択したソースのプロパティを分析します。変動処理に基づいて11の異なる分類器によってAGN候補として識別された、数百万のソースのサンプルから開始しました。変動性の特性に焦点が当てられていたため、最初に、データポイントの数と必須の変動性パラメーターに関していくつかの前提条件を定義しました。次に、ガイアデータとガイア天体参照フレーム3（Gaia-CRF3）サンプルのみを参照として使用して一連のフィルターを適用しました。GLEANという名前の結果のガイアAGN変数サンプルには、約872000個のオブジェクトが含まれ、そのうち21000個以上が新しいオブジェクトです。識別。選択したソースをさまざまな銀河や恒星のカタログとクロスマッチングすることにより、汚染物質の存在を確認しました。前回のスローンデジタルスカイサーベイクエーサーカタログの可変AGNに関するGLEANの完全性は約47％ですが、Gaia-CRF3サンプルの可変AGNに基づく完全性は約51％です。他のAGNカタログとの比較と汚染物質の可能性の調査の両方から、純度は95％を超えると予想できると結論付けています。これらのソースの多波長特性が調査されます。特に、それらの約4％がラジオラウドであると推定されます。最後に、強くレンズ化されたクエーサーの複数の画像のフラックス変動間のタイムラグを評価する可能性を探り、1つのケースを示します。
光潮汐破壊現象の周りの非対称電子散乱光球
| Title |
An_asymmetric_electron-scattering_photosphere_around_optical_tidal_disruption_events |
| Authors |
Giorgos_Leloudas,_Mattia_Bulla,_Aleksandar_Cikota,_Lixin_Dai,_Lars_L._Thomsen,_Justyn_R._Maund,_Panos_Charalampopoulos,_Nathaniel_Roth,_Iair_Arcavi,_Katie_Auchettl,_Daniele_B._Malesani,_Matt_Nicholl,_Enrico_Ramirez-Ruiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06855 |
超大質量ブラックホールの潮汐半径を横切る星は、付随する放射のバーストで見事に引き裂かれます。現在、このような潮汐破壊現象（TDE）の数十が光の波長で特定されていますが、強い発光の正確な起源はまだ決定的ではありません。ここでは、3つのTDEの偏光観測を報告します。連続偏光は波長に依存しませんが、輝線は部分的に偏光解消されます。これらのシグニチャは、自由電子のエンベロープ内で散乱および偏光されている光子と一致しています。さまざまな角度から見たほぼ軸対称の光球はデータとほぼ一致していますが、フレアのピーク前の軸対称からの逸脱と、降着円盤の急速な形成と互換性のある初期の大幅な時間発展の証拠もあります。スーパーエディントン降着モデルを放射伝達コードと組み合わせることにより、ディスクの質量と視角の関数として偏光度の予測を生成し、予測されたレベルが観測値と互換性があることを示します。\sim$1000重力半径。したがって、分光偏光測定は、TDEモデルの新しい観測テストを構成し、TDEの研究における重要な新しい探索ラインを開きます。
GBT / MUSTANG-2 MS0735.6 + 7421のSZ効果の9インチ解像度イメージング：直接イメージングによるSZキャビティの確認
| Title |
GBT/MUSTANG-2_9"_resolution_imaging_of_the_SZ_effect_in_MS0735.6+7421:_Confirmation_of_the_SZ_Cavities_through_direct_imaging |
| Authors |
John_Orlowski-Scherer,_Saianeesh_K._Haridas,_Luca_Di_Mascolo,_Karen_Perez_Sarmiento,_Charles_E._Romero,_Simon_Dicker,_Tony_Mroczkowski,_Tanay_Bhandarkar,_Eugene_Churazov,_Tracy_E_Clarke,_Mark_Devlin,_Massimo_Gaspari,_Ian_Lowe,_Brian_Mason,_Craig_L_Sarazin,_Jonathon_Sievers,_Rashid_Sunyaev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07100 |
活動銀河核（AGN）からの機械的フィードバックは、銀河団コアの冷却流と星形成を抑える主要なフィードバックメカニズムであると考えられています。ただし、AGNが銀河団ガス（ICM）に結合するメカニズムはよく理解されていません。空洞を支える圧力の性質は知られていない。グリーンバンク望遠鏡（GBT）のMUSTANG-2機器を使用して、MS0735.6+7421のX線空洞に関連する熱スニヤエフゼルドビッチ（SZ）効果信号を測定することを目的としました。知られている最もエネルギッシュなAGN爆発。これらの測定値を使用して、磁場や乱流などの非熱的な圧力源のレベル、および空洞をサポートする相対論的および宇宙線成分を推測します。前処理付きの最急降下法を使用して、クラスター、キャビティ、および中心点源のモデルを、MUSTANG-2信号の時系列データに直接適合させました。このモデルを使用して、キャビティの熱力学的状態を調べます。キャビティに関連するSZ信号は、温度が$\sim$数十keVの熱プラズマの予想と比較して抑制されていることを示しました。データと一致する抑制係数$f$の最小値は、$\sim$0.4であり、以前の作業で推測された値よりも低くなっています。気泡を取り巻く繭の衝撃の寄与を考慮に入れると、$f$のより大きな値が可能になります。この特定の幾何学的設定を使用したベースラインモデルは、最適な値f〜0.5を生成します。これは、額面価格で、熱的および非熱的圧力サポートの混合を意味します。見通し内のジオメトリのバリエーションを考慮した場合でも、$f$の値を大きくすることができます（最大1、つまりバブルからのtSZ信号はありません）。
宇宙重力波検出におけるプルーフマスの並進および傾斜測定のためのヘテロダイン干渉計システムの実験室開発
| Title |
Laboratory_development_of_a_heterodyne_interferometric_system_for_translation_and_tilt_measurement_of_the_proof_mass_in_the_space_gravitational_wave_detection |
| Authors |
Xin_Xu_and_Yidong_Tan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06420 |
レーザーヘテロダイン干渉法は、宇宙重力波検出で複数の自由度の動きを測定することにより、プルーフマスのモニターと制御において重要な役割を果たします。象限光検出器（QPD）を使用した偏光多重化ヘテロダイン干渉計（PMHI）の実験室開発は、プルーフマスの並進と傾斜を測定することを目的として、この論文で紹介されています。このシステムは対称設計であり、偏光多重化と微分波面センシング（DWS）に基づいて5自由度の測定に拡張できます。地上でシミュレートされた実験結果は、1Hzでそれぞれ3pm/Hz$^{1/2}$と2nrad/Hz$^{1/2}$の測定ノイズが達成されたことを示しています。傾斜から長さへの誤差は、現在のシステムの幾何学的な不整合によって支配されており、その結合は、1000{\mu}radの傾斜範囲内のマイクロメートルレベルにあります。
高スペクトル分解能での若い太陽系外惑星の特性評価のためのSPHEREとCRIRES+の接続：VLT/HiRISEのステータス更新
| Title |
Connecting_SPHERE_and_CRIRES+_for_the_characterisation_of_young_exoplanets_at_high_spectral_resolution:_status_update_of_VLT/HiRISE |
| Authors |
A._Vigan,_M._Lopez,_M._El_Morsy,_E._Muslimov,_A._Viret,_G._Zins,_G._Murray,_A._Costille,_G._P._P._L._Otten,_U._Seemann,_H._Anwand-Heerwart,_K._Dohlen,_P._Blanchard,_J._Garcia,_Y._Charles,_N._Tchoubaklian,_T._Ely,_M._Phillips,_J._Paufique,_J.-L._Beuzit,_M._Houll\'e,_J._Costes,_R._Pourcelot,_I._Baraffe,_R._Dorn,_M._Jaquet,_M._Kasper,_A._Reiners,_A._Smette,_L._Blanco,_L._Pallanca,_A._Carlotti,_\'E._Choquet,_D._Mouillet,_M._N'Diaye |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06436 |
大型の地上望遠鏡に搭載された新世代の太陽系外惑星イメージャーは、近赤外線で若い巨大な太陽系外惑星を検出するために高度に最適化されていますが、面分光器のスペクトル分解能が低いため、特性評価が本質的に制限されています（$R<100$）。$R\gg10^4$での高分散分光法は、これらの惑星の特性評価のための強力なツールですが、現在、そのような特性評価を可能にする極端な補償光学とコロナグラフを備えた高解像度分光法はありません。プロジェクトHiRISEでは、ファイバーカップリングを使用して、チリの超大型望遠鏡の2つの主力機器である太陽系外惑星イメージャーSPHEREと高解像度分光器CRIRES+の機能を組み合わせることを提案します。カップリングは2023年初頭に望遠鏡で実装されます。HiRISEの実装の概要、ヨーロッパでの組み立て、統合、テスト（AIT）フェーズ、および最終的なハードウェアに基づく期待されるパフォーマンスの簡単な評価を提供します。。
SKA時代のパルサータイミングの不規則性と中性子星内部：インドの展望
| Title |
Pulsar_timing_irregularities_and_the_Neutron_Star_interior_in_the_era_of_SKA:_An_Indian_Outlook |
| Authors |
Jaikhomba_Singha,_Bhal_Chandra_Joshi,_Debades_Bandyopadhyay,_Himanshu_Grover,_Shantanu_Desai,_P._Arumugam_and_Sarmistha_Banik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06446 |
パルサーに見られるタイミングの不規則性には、グリッチとタイミングノイズの2種類があります。これらの現象は両方とも、そのようなエキゾチックなオブジェクトの内部を調査するのに役立ちます。この記事では、パルサータイミングの不規則性の観測的および理論的側面の概要と、インドでのこれらの現象の調査から得られた主な結果について説明します。スクエアキロメートルアレイ（SKA）で若いパルサーを監視するためのそのようなインドのプログラムの関連性が提示され、今後のSKAの取り組みに対するインドの中性子星コミュニティの可能な貢献が強調されています。
宇宙航法への振とう格子干渉法ベースのセンサーの応用
| Title |
Application_of_Shaken_Lattice_Interferometry_Based_Sensors_to_Space_Navigation |
| Authors |
Margaret_R._Rybak,_Penina_Axelrad,_Catie_LeDesma,_Dana_Z._Anderson,_Todd_Ely |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06453 |
高感度振とう格子干渉法（SLI）ベースのセンサーは、非重力摂動力を正確に測定する機能を深宇宙ミッションに提供する可能性があります。この作業では、搭載されているSLIベースの加速度計からの測定値を追加して、ベンヌ近郊でのOSIRIS-RExミッションナビゲーションのシミュレーションを検討します。シミュレーションは、ジェット推進研究所（JPL）のミッション分析、運用、およびナビゲーションツールキット（MONTE）で実行され、ナビゲーションおよび補助情報機能（NAIF）データベースからOSIRIS-RExで再構築された軌道および姿勢データが組み込まれています。NAIFから再構築されたデータを使用すると、現実的な真の動的エラーが発生し、JPLのMONTEソフトウェアにより、フィルターの公称基準の忠実度の高いシミュレーションが可能になります。オンボードSLIベースのセンサーによって可能になるナビゲーションパフォーマンスと追跡の削減および複雑なモデリングは、OSIRIS-RExミッションの2つの軌道フェーズで提示されます。全体として、結果は、SLIベースの加速度計測定値を追加すると、放射分析追跡のみの構成と比較して、ナビゲーションパフォーマンスが向上することを示しています。さらに、結果は、高精度の加速度計測定により、3日間で少なくとも1日のDSNパスを効果的に置き換えることができるため、追跡要件が軽減されることを示しています。さらに、オンボードSLIベースの加速度計を使用する場合は、忠実度の低い表面力モデリングとパラメーター推定が必要であることが示されています。
KeckPlanetFinderの科学的出力を最大化するためのコミュニティケイデンス観測に関するレポート
| Title |
Report_on_Community_Cadence_Observing_to_Maximize_the_Scientific_Output_of_the_Keck_Planet_Finder |
| Authors |
Erik_Petigura,_Andrew_Howard,_Jacob_Bean,_Charles_Beichman,_Debra_Fischer,_BJ_Fulton,_Howard_Isaacson,_John_O'Meara,_Carolyn_Jordan,_Daniel_Huber,_Paul_Robertson,_Arpita_Roy,_Johanna_Teske,_and_Josh_Walawender |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06523 |
2022年にケック惑星ファインダー（KPF）が登場したことは、W。M.ケック天文台の高精度視線速度（PRV）機能の大きな進歩を表しています。KPF科学の準備として、PRV専門家とWMKOスタッフの委員会は、Keckおよびその他のPRV施設でのケイデンス観測の現在の実装を調査しました。KPFの主要な科学的事例の多くは、Keckが個々のPIに1泊または半夜を標準的に割り当てることでは実現不可能であることがわかりました。HIRESとのCaliforniaPlanetSearch（CPS）のコラボレーションによって現在行われているように、複数のPI間で時間をプールすると、KPFがより高い観測ケイデンスで利用できる場合よりも質の低い科学結果が得られます。この戦略はまた、特に小さな提案を主導したい研究者にとって、参入障壁を生み出します。このレポートは、次の制約に従って、ケックでのPRVケイデンスを最適化するための推奨事項を示しています。ケイデンス観測と従来のスケジュールされた時間との間の明確な境界の維持。さまざまなKeckTACとさまざまなKPFPIの公平性と科学的独立性を確保します。Keck時間割り当ての新しいカテゴリ、「KPFCommunityCadence」（KPF-CC）を確立することをお勧めします。多くの点で、KPF-CCは、CPSによって提供される観測戦略を形式化しますが、KPF科学に適したより高い観測ケイデンスを持ち、すべてのKeckユーザーがプログラムに普遍的にアクセスできます。KPF-CCの時間は、明るい時間と暗い時間、季節による提案の圧力の変化、およびKPF以外の監視プログラムのニーズを考慮して、古典的に4分の1夜程度のブロックにスケジュールすることをお勧めします。KPF-CC時間内に、KeckObservingAssistantsは、動的スケジューラーによって生成された観測を実行します。KeckのスタッフとPRVの専門家の委員会が、スケジューリングソフトウェアを設計および保守することをお勧めします。
宇宙ミッションでのX線検出器用フィルター
宇宙では、薄いフィルターと気密窓を使用して、感度の高いX線検出器を帯域外の電磁放射、低エネルギー粒子、および分子汚染から保護しています。フィルターは非常に薄く、軽い素材でできていますが、X線を完全に透過するわけではありません。このため、最終的には低エネルギーでの検出器の量子効率を定義します。この章では、最初に、かすめ入射X線望遠鏡の焦点面で動作する検出器に主に焦点を当てて、宇宙実験で採用されたフィルター材料と特定の設計の概要を説明します。次に、高エネルギー天体物理学の宇宙ミッション用のフィルターの設計と開発を推進する一連の入力を提供します。まず、予備設計を推進する主な機能目標と要件を特定し、テクノロジを証明して設計を統合するために必要なモデリングツールと実験的特性評価手法を特定します。最後に、フィルター応答を高精度で導出するために必要なキャリブレーションアクティビティについて説明します。最後に、将来のX線ミッションのために現在調査中の材料と技術に関するヒントをいくつか示します。
荷電粒子ダイバータによって偏向された陽子からのATHENAワイドフィールドイメージャの残留バックグラウンドのGeant4シミュレーション
| Title |
Geant4_simulation_of_the_residual_background_in_the_ATHENA_Wide_Field_Imager_from_protons_deflected_by_the_Charged_Particle_Diverter |
| Authors |
G\'abor_Galg\'oczi,_Jean-Paul_Breuer,_Valentina_Fioretti,_Jakub_Zl\'amal,_Norbert_Werner,_Vojt\v{e}ch_\v{C}alkovsk\'y,_Nathalie_Boudin,_Ivo_Ferreira,_Matteo_Guainazzi,_Andreas_von_Kienlin,_Simone_Lotti,_Teresa_Mineo,_Silvano_Molendi,_Emanuele_Perinati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06864 |
X線望遠鏡は、高エネルギー宇宙への新しい窓を開きました。しかし、これらの望遠鏡の最後の世代は予期しない問題に遭遇しました。それらの光学系は、X線だけでなく、低エネルギー（いわゆるソフト）陽子にも焦点を合わせていました。これらの陽子はモデル化が非常に難しく、X線と区別できません。たとえば、XMM-Newtonの観測値の40％は、ソフトプロトンによって誘発されたバックグラウンドフレアによって著しく汚染されています。このような低エネルギー陽子からのバックグラウンドを最小限に抑えるために、高エネルギー天体物理学用高度望遠鏡（ATHENA）衛星は、いわゆる荷電粒子ダイバーター（CPD）という新しい概念を導入しました。これは、ハルバッハ設計の磁石の配列であり、陽子がWideFieldImager（WFI）検出器に衝突する前に、陽子を76keV未満に偏向させます。この作業では、CPD壁とWFI検出器アセンブリの内面で偏向した陽子の散乱の影響を調査します。このような散乱陽子は、エネルギーを失い、方向を変え、それでもWFIに衝突する可能性があります。最も現実的な機器モデルを採用するために、CPDとWFIフォーカルプレーンアセンブリの両方のCADモデルをインポートしました。この作業では、L1太陽風への$\approx$2.5時間の曝露に対応する軟陽子がシミュレートされます。CPDの不均一磁場がシミュレーションに含まれています。視野内に存在する光ブロッキングフィルターの場合、ソフトプロトン二次散乱によって誘発されるWFI残留バックグラウンドの予備的な推定値を提示します。陽子を散乱して視野に戻す原因となる体積の最初の調査が報告されています。
「$\texttt {GWFAST} $を使用した第3世代重力波検出器の検出機能の予測」の補足：$ \ textit {how to}
$ $ \ texttt {GWFAST} $
| Title |
Supplement_to_"Forecasting_the_detection_capabilities_of_third-generation_gravitational-wave_detectors_using_$\texttt{GWFAST}$":_$\textit{how_to}$_$\texttt{GWFAST}$ |
| Authors |
Francesco_Iacovelli,_Michele_Mancarella,_Stefano_Foffa,_Michele_Maggiore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06910 |
これは、「$\texttt{GWFAST}$を使用した第3世代重力波検出器の検出機能の予測」の補足であり、第2世代および第3世代の地上重力波検出器の検出機能が研究されています。これらの結果を生成するために使用されるソフトウェアは、$\texttt{GWFAST}$（https://github.com/CosmoStatGW/gwfast）です。これは、信号を簡単かつ効率的に推定できるフィッシャー情報$\texttt{Python}$コードです。重力波検出器のネットワークによって観測された、分解されたソースの大規模なカタログの対雑音比とパラメータ測定誤差。特に、$\texttt{GWFAST}$は、信号の展開中の地球の動きの影響を含み、並列計算をサポートし、有限差分法ではなく自動微分に依存します。これにより、に近い精度で導関数を計算できます。機械の精度。また、$\texttt{Python}$に最先端の重力波波形を実装するライブラリ$\texttt{WF4Py}$（https://github.com/CosmoStatGW/WF4Py）もリリースします。この補足では、$\texttt{GWFAST}$と$\texttt{WF4Py}$のドキュメントを、パフォーマンスと信頼性の実際的な例とテストとともに提供します。
サイモンズ天文台：ラジオホログラフィーによる大口径望遠鏡受信機の特性評価
| Title |
The_Simons_Observatory:_Characterizing_the_Large_Aperture_Telescope_Receiver_with_Radio_Holography |
| Authors |
Grace_E._Chesmore,_Kathleen_Harrington,_Carlos_E._Sierra,_Patricio_A._Gallardo,_Shreya_Sutariya,_Tommy_Alford,_Alexandre_E._Adler,_Tanay_Bhandarkar,_Gabriele_Coppi,_Nadia_Dachlythra,_Joseph_Golec,_Jon_Gudmundsson,_Saianeesh_K._Haridas,_Bradley_R._Johnson,_Anna_M._Kofman,_Jeffrey_Iuliano,_Jeff_McMahon,_Michael_D._Niemack,_John_Orlowski-Scherer,_Karen_Perez_Sarmiento,_Roberto_Puddu,_Max_Silva-Feaver,_Sara_M._Simon,_Julia_Robe,_Edward_J._Wollack,_Zhilei_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07040 |
SimonsObservatoryLargeApertureTelescopeReceiver光学系の近接場ラジオホログラフィー測定を紹介します。これらの測定は、極低温レンズ、フィルター、およびフィードホーンを含む複雑なミリ波光学システムのラジオホログラフィーが、展開前の波の伝播の詳細な特性を提供できることを示しています。レシーバー近接場ビームパターンの4Kで測定された振幅と位相を使用して、2つの主要なパフォーマンスパラメーターを予測しました。1）望遠鏡を通過して300Kにこぼれる散乱光の量、および2）望遠鏡にフィールドされたときの受信機。これらの極低温測定は、フィルターの取り外しを通知しました。これにより、光学効率が向上し、レシーバーの出口のサイドローブが減少しました。このシステムのホログラフィー測定は、望遠鏡ミラーを通過するこぼれたパワーが1％未満であり、その近くのサイドローブを持つメインビームが公称望遠鏡の設計と一致していることを示唆しています。新しい受信機を配備する前に、このようなパラメータがラボで確認されたのはこれが初めてです。このアプローチは、ミリメートルおよびサブミリメートルの機器に広く適用できます。
SKAトランジェントサーチ用のハイパフォーマンスコンピューティング：FPGAベースのアクセラレータの使用-簡単なレビュー
| Title |
High-Performance_Computing_for_SKA_Transient_Search:_Use_of_FPGA_based_Accelerators_--_a_brief_review |
| Authors |
R._Aafreen,_R._Abhishek,_B._Ajithkumar,_Arunkumar_M._Vaidyanathan,_Indrajit._V._Barve,_Sahana_Bhattramakki,_Shashank_Bhat,_B._S._Girish,_Atul_Ghalame,_Y._Gupta,_Harshal_G._Hayatnagarkar,_P._A._Kamini,_A._Karastergiou,_L._Levin,_S._Madhavi,_M._Mekhala,_M._Mickaliger,_V._Mugundhan,_Arun_Naidu,_J._Oppermann,_B._Arul_Pandian,_N._Patra,_A._Raghunathan,_Jayanta_Roy,_Shiv_Sethi,_Benjamin_Shaw,_K._Sherwin,_O._Sinnen,_S._K._Sinha,_K._S._Srivani,_B._Stappers,_C._R.Subrahmanya,_Thiagaraj_Prabu,_C._Vinutha,_Y._G._Wadadekar,_Haomiao_Wang,_C._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07054 |
このホワイトペーパーでは、SKAのパルサー/トランジェント検索を高速化するためのFPGAを使用したハイパフォーマンスコンピューティングの取り組みについて説明します。ケーススタディは、SKAおよびパスファインダー望遠鏡内から提示され、将来の機会を強調しています。電波望遠鏡データのオフライン処理から、巨大な帯域幅で数百/数千のアンテナ出力をデジタル化し、数百のビームを形成し、SKAリアルタイムパルサー検索パイプラインでデータを処理するシナリオをレビューします。ここでは、アクセラレータのさまざまなアーキテクチャ、主に新世代のフィールドプログラマブルゲートアレイベースのアクセラレータについて簡単に説明し、高性能コンピューティングを実現し、SKAの膨大なデータ量の問題を処理する上での重要な役割を示します。また、この新しいテクノロジーの電力パフォーマンス効率を示し、将来のシナリオの可能性を示します。
電子分布パラメータによって組織化された太陽風の放射状進化
| Title |
The_Radial_Evolution_of_the_Solar_Wind_as_Organized_by_Electron_Distribution_Parameters |
| Authors |
J._S._Halekas,_P._Whittlesey,_D._E._Larson,_M._Maksimovic,_R._Livi,_M._Berthomier,_J._C._Kasper,_A._W._Case,_M._L._Stevens,_S._D._Bale,_R._J._MacDowall,_and_M._P._Pulupa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06563 |
パーカーソーラープローブ（PSP）からの観測を利用して、太陽圏内の太陽風の放射状の進化を研究します。太陽風電子、アルファ、陽子スイートによって観測された電子速度分布関数を分析して、太陽風の冠状電子温度と局所電位を推定します。後者の値と局所的な流速から、漸近的な太陽風速を計算します。PSP観測を漸近速度でグループ化し、各グループ内の風速、電子温度、および電位の半径方向の変化を特徴づけます。以前の研究と一致して、電子温度（局所的および冠状の両方）と電位は風速と反相関していることがわかりました。これは、電子の熱圧力とそれに関連する電場が、速風よりも遅風の方が正味の加速度を大きくできることを意味します。次に、推定された冠状動脈温度と外挿された電気+重力ポテンシャルを利用して、電場駆動の外圏モデルと同等の熱駆動流体力学モデルの両方が、最も遅い太陽風の流れの観測された速度全体を説明できることを示します。一方、どちらのクラスのモデルも、より速い太陽風の流れの観測された速度を説明できないため、追加の加速メカニズムが必要になります。
超造粒による静止プロミネンス磁場の形成
静止太陽プロミネンスの形成を理解するには、それらの磁場構造の起源、つまり磁束ロープ（MFR）を明らかにする必要があります。球状サブドメインでの3次元磁気摩擦シミュレーションを使用して、プロミネンス磁場の長期形成における典型的な超粒状運動の役割を調査します。コリオリの力の影響がある場合とない場合の時間依存の水平超顆粒運動は、ボロノイ分割を介して太陽表面でシミュレートされます。超粒子の境界でのコリオリ効果による渦運動は、コロナに磁気ヘリシティを注入します。ヘリシティは、ヘリシティ凝縮を介して強くせん断された磁場として、極性反転線（PIL）に沿って伝達および蓄積されます。超粒子の発散運動は、PILで反対の磁気極性に収束し、せん断された磁気アーケードのフットポイント間の磁気リコネクションを駆動してMFRを形成します。磁気ネットワーク、北半球の負のヘリシティMFR、および磁気伏角領域の断片化から連続化への形成プロセスは、観測結果と一致しています。発散する超造粒、差動回転、子午線の流れが含まれていますが、コリオリ効果のないシミュレーションでは、プロミネンスをホストするためのMFRまたはせん断アーケードを生成できません。したがって、コリオリの力は、ヘリシティ注入と静止太陽プロミネンスの磁気構造の形成の重要な要素です。
完全に縮退した白色矮星コアとそれらのほぼ縮退した雰囲気における核音響波の安定性
| Title |
Stability_of_nucleus-acoustic_waves_in_completely_degenerate_white_dwarf_cores_and_their_nearly_degenerate_ambience |
| Authors |
Sayanti_Dasgupta,_Ahmed_Atteya,_and_Pralay_Kumar_Karmakar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06637 |
完全に縮退した（CD）コアと、ONeおよびCO白色矮星（WD）のほぼ縮退した（ND）環境で励起可能な伝播核音響波（NAW）モードを分析します。これは、小さな非熱量子電子、古典的な熱軽核種（LNS）、および古典的な熱重核種（HNS）で構成される3成分球形流体力学量子プラズマに基づいています。内側の同心の層ごとの電子圧力は、慎重にモデル化されています。フェルミディラック（FD）熱統計分布法則によって支配される電子エネルギー分布には、熱力学的温度と化学ポテンシャルの両方が含まれます。私たちの調査では、中間縮退の境界領域の熱力学的温度とフェルミ温度の間の遷移状態に重点を置いています。通常の球面モード分析は、NAW機能のプラズママルチパラメータ依存性を強調する六次一般化線形分散関係を手続き的に生成します。数値的な実例となるプラットフォームは、完全なNAWの伝播および分散動作を調査するために構築されます。ONe（CO）WDのNAWが、超臨界（超臨界）波帯の近くで感知可能な成長特性を示すことを示します。NAW成長の温度感受性は、ONe（CO）WDでより（より）顕著になります。星震学のプローブからコンパクトなアストロオブジェクトの内部構造を見ることが、集合的な量子相互作用プロセスの観点から役立つことを願っています。
酸素が豊富なAGB星RHyaの内部CSEのモルフォ運動学への回転、拡張、および線の広がりの寄与
| Title |
Contributions_of_rotation,_expansion_and_line_broadening_to_the_morpho-kinematics_of_the_inner_CSE_of_oxygen-rich_AGB_star_R_Hya |
| Authors |
Nhung,_P.T.,_Hoai,_D.T.,_Darriulat,_P.,_Diep,_P.N.,_Ngoc,_N.T.B.,_Thai,_T.T._and_Tuan-Anh,_P |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06690 |
AGB星RHyaのCO（2-1）およびSiO（5-4）分子線放出のアーカイブALMA観測を使用して、星周エンベロープの形態運動学に対する回転、拡張、および線の広がりの相対的な寄与を示します（CSE）星の中心から約0.5秒角以内。星の中心から約100mas以内の内部領域を支配するために、回転と重要な線の広がりの証拠を示します。前者は、北から数度西に突き出た軸の周りであり、投影された回転速度は数km/sです。後者は星の中心から約50-100mas以内に発生し、線幅はこの領域の外側の値の2〜3倍に達します。これは、脈動変光星と対流細胞の放出によって引き起こされる衝撃によって引き起こされることを示唆しています。回転について議論し、回転速度の半径方向の依存性を評価する際に、観察された線の広がりを適切に考慮することの重要性を示します。
EUHFORIAでのFRi3Dフラックスロープモデルの実装と検証
| Title |
Implementation_and_validation_of_the_FRi3D_flux_rope_model_in_EUHFORIA |
| Authors |
Anwesha_Maharana,_Alexey_Isavnin,_Camilla_Scolini,_Nicolas_Wijsen,_Luciano_Rodriguez,_Marilena_Mierla,_Jasmina_Magdalenic,_Stefaan_Poedts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06707 |
3Dのフラックスロープ（FRi3D、Isavnin、2016）は、グローバル3次元（3D）ジオメトリを備えたコロナ質量放出（CME）モデルであり、宇宙天気予報ツールEUHFORIA（PomoellandPoedts、2018）に実装されています。この高度なフラックスロープモデルをEUHFORIAに組み込むことにより、CME側面の遭遇のモデリング、そして最も重要なこととして、地球での磁場予測を改善することを目指しています。合成イベントを使用してCMEフランクをモデリングするFRi3Dの機能を紹介した後、モデルを最適化して実際のイベントの堅牢なシミュレーションを実行し、その予測機能をテストします。2012年7月12日に発生したハローCMEイベントの観測ベースのモデリングを実行します。既存のモデルと比較して、追加のフラックスロープジオメトリの柔軟性を備えたFRi3Dに含まれるフォワードモデリングツールを使用して、ジオメトリ入力パラメータが制約されます。磁場入力パラメータは、差分進化アルゴリズムを使用して導出され、FRi3Dパラメータを1AUの現場データに適合させます。FRi3Dジオメトリに対応する質量のより良い推定を達成するために、CMEの密度を制限するための観測ベースのアプローチが採用されています。CMEはEUHFORIAの太陽圏ドメインで進化し、FRi3Dの予測性能とEUHFORIAで以前に実装されたスフェロマックCMEとの比較が示されています。このイベントの場合、FRi3Dは、地球での全磁場の大きさとBzのモデリングをそれぞれ約30％と約70％改善します。さらに、経験的なDstモデルを使用して、地球での嵐の予想される地理的有効性を計算し、FRi3DモデルがスフェロマックCMEモデルと比較して最小Dstの予測を約20％改善することを発見しました。最後に、EUHFORIAでのFRi3Dの現在の実装の制限について説明し、可能な改善を提案します。
AB Aur、惑星形成の研究のためのロゼッタストーン（II）：H $ _2$S検出と硫黄収支
| Title |
AB_Aur,_a_Rosetta_stone_for_studies_of_planet_formation_(II):_H$_2$S_detection_and_sulfur_budget |
| Authors |
Pablo_Rivi\`ere-Marichalar,_Asunci\'on_Fuente,_Gisela_Esplugues,_Valentine_Wakelam,_Romane_le_Gal,_Cl\'ement_Baruteau,_\'Alvaro_Ribas,_Enrique_Mac\'ias,_Roberto_Neri,_David_Navarro-Almaida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06716 |
硫黄の存在量は、ほとんどの環境でほとんど知られていません。それでも、硫黄の存在量を導き出すことは、分子雲から惑星大気への化学の進化を理解するための鍵です。HerbigAeスターABAurに向けた168.763GHzでのH$_2$S110-101の観測結果を示します。ABAurに向けて硫黄化された種の豊富さを研究し、さまざまな種と相が硫黄収支にどのように寄与するかを制限することを目指しています。ABAurに向かう168.763GHzでの連続体とH$_2$S110-101ラインの新しいNOrthernExtendedMillimeterArray（NOEMA）干渉計観測を提示します。半径方向と方位角のプロファイルを導き出し、それらを使用して、ディスク内のさまざまな種の幾何分布を比較しました。局所的な熱力学的平衡（LTE）を想定して、H$_2$Sのカラム密度と存在量のマップを導き出し、さらにNautilusを使用して、距離rの中央平面上のさまざまな高さでの化学物質の存在量のより詳細なモデルを作成しました。=200au。ぎょしゃ座AB原始惑星系円盤のH$_2$S放出を解決しました。放出は、0.67（109au）から1.69（275au）まで伸びるリングから発生します。単純な仮定の下で、H原子核に関して（3.1$\pm$0.8）$\times$10$\rm^{-10}$の存在量を導き出しました。これをノーチラスモデルと比較して、硫黄化学の理解を深めます。原始惑星系円盤。化学モデルは、H$-2$Sが固相および気相における重要な硫黄担体であることを示しています。また、硫黄収支が氷種によって支配される状態からガス種によって支配される状態に移行する、12auの高さでの重要な遷移を見つけます。星間物質のさまざまな段階で硫化された種を詳細に研究することは、問題を解決するための鍵です。
火星への輸送中に中国の天問1号ミッションによって観測された太陽エネルギー粒子イベントの最初の報告
| Title |
First_report_of_a_solar_energetic_particle_event_observed_by_China's_Tianwen-1_mission_in_transit_to_Mars |
| Authors |
Shuai_Fu,_Zheyi_Ding,_Yongjie_Zhang,_Xiaoping_Zhang,_Cunhui_Li,_Gang_Li,_Shuwen_Tang,_Haiyan_Zhang,_Yi_Xu,_Yuming_Wang,_Jingnan_Guo,_Lingling_Zhao,_Yi_Wang,_Xiangyu_Hu,_Pengwei_Luo,_Zhiyu_Sun,_Yuhong_Yu,_and_Lianghai_Xie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06740 |
フレアおよび/またはコロナ質量放出（CME）による衝撃に関連する太陽エネルギー粒子（SEP）は、宇宙探査に急性放射線障害を引き起こす可能性があります。火星付近の空間でエネルギー粒子を測定するために、中国の天問1号（TW-1）ミッションに搭載された火星エネルギー粒子アナライザー（MEPA）装置が設計されました。ここでは、TW-1が火星に輸送されていた2020年11月29日に発生した広範なSEPイベントの最初のMEPA測定を報告します。このイベントは、TW-1と地球が磁気的に十分に接続されているときに発生しました。これは、ホーマン-パーカー効果として知られているため、基礎となる粒子の加速と輸送プロセスを理解する貴重な機会を提供します。TW-1と近地球宇宙船からの測定は、同様の2乗則スペクトルとSEPピーク強度の半径方向依存性を示しています。さらに、さまざまな場所での時間強度プロファイルの減衰段階は、貯留効果を明確に示しています。二重べき乗則スペクトルは加速サイトで生成される可能性が高く、SEP貯留層現象の形成を理解するには、小さいが有限のクロスフィールド拡散が重要であると結論付けます。これらの結果は、関連する物理モデルの改善に寄与する可能性のある、CME駆動の衝撃に関連する粒子の加速と輸送に関する洞察を提供します。
合体した非コンパクト星のリチウム
環境。銀河系の赤い新星は、主系列星やクールな巨星などの非コンパクト星の恒星衝突で生成されると考えられています。彼らは、共通外層の進化と恒星の二体衝突に関係する物理的プロセスを説明するのに役立つことが期待されています。目的。3つの最もよく観察された銀河系の赤い新星残骸におけるリチウムの存在を調査します。リチウムの起源を説明することは、合併前、合併中、または合併後に存在する混合メカニズムを指している可能性があります。メソッド。6707.81Aのリチウム線を、[CaIat6572.78Aの特徴と比較して、星周ガスの相対的な存在量を導き出しました。次に、太陽のカルシウムとリチウムの存在比を仮定して、絶対存在比を計算しました。結果。リチウムの存在量は、A（Li）=2.3のV838Mon、A（Li）=2.5のCKVul、およびA（Li）=1.8のV1309Scoの合併残骸で測定されました。結論。リチウムは赤い新星に過剰に含まれており、少なくともいくつかの合併生成物がキャメロン-ファウラーメカニズムを活性化し、それによって対流混合が深い恒星内部に到達できることを示唆しています。深い対流とそれに伴う拡散のみ、または他のプロセス（スピンダウンなど）が残骸のキャメロン-ファウラーメカニズムの推進に関与する可能性があるかどうかについては、さらなる研究が必要です。V838Monでのリチウムの初期の観察は、これらのメカニズムが早期に、おそらくすでに共通外層段階で活性化できることを示唆しています。これらの複雑なシステムをモデル化する際には、これらの観察結果を考慮に入れる必要があります。
白斑は活発な太陽の表面で相殺されます
| Title |
Faculae_cancel_out_on_the_surfaces_of_active_Suns |
| Authors |
N.-E._N\`emec,_A._I._Shapiro,_E._I\c{s}{\i}k,_K._Sowmya,_S._K._Solanki,_N._A._Krivova,_R._H._Cameron_and_L._Gizon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06816 |
太陽や他の涼しい星の表面は磁場で満たされています。磁場は、暗いコンパクトなスポットとして、または白斑のようなより拡散した明るい構造として見られます。太陽系外惑星の検出と特性評価の両方が妨げられ、恒星の明るさとスペクトル、および透過スペクトルに影響を与えます。ただし、恒星データで予想される白斑信号とスポット信号はまったく異なります。たとえば、時間プロファイルとスペクトルプロファイルが異なります。その結果、磁気活動の恒星データの補正は、恒星信号がスポットまたは白斑によって支配されているかどうかに関する洞察から大いに恩恵を受けることができます。ここでは、表面フラックス輸送モデル（SFTM）を利用して、白斑に関連する拡散磁束をより効果的にキャンセルすると、白斑よりも恒星の磁気活動によってスポットエリアのカバレッジが速く増加することを示します。私たちの計算は、太陽スポットと白斑領域の範囲の間に観測された依存性を説明し、太陽よりも活発な星へのその拡張を可能にします。この拡張により、太陽系外惑星とその大気のより正確な特性評価につながる、恒星信号の特性とそのより信頼性の高い緩和を予測することができます。
活性領域のXSM、Hinode、SDOによる多波長観測。化学物質の存在量と温度
| Title |
Multi-wavelength_observations_by_XSM,_Hinode_and_SDO_of_an_active_region._Chemical_abundances_and_temperatures |
| Authors |
G._Del_Zanna,_B._Mondal,_Y.K.Rao,_N._P._S._Mithun,_S._V._Vadawale,_K._K._Reeves,_H._E._Mason,_A._Sarkar,_P._Janardhan,_A._Bhardwaj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06879 |
チャンドラヤーン2号に搭載されたソーラーX線モニター（XSM）の観測の最初の年と、ソーラーダイナミクス天文台AIAとヒノデXRT、EIS観測に焦点を当てて、XSMデータを補完するために利用可能な多波長観測をレビューしました。XSMは、1〜15keVのエネルギー範囲でディスク統合太陽スペクトルを提供し、多数のマイクロフレアを観測しています。そのディスク交差中のAR12759の多波長観測の分析を提示します。EISの新しい放射測定キャリブレーションを使用して、ディスク交差中の静止ARコア放射が、時間の経過とともに大幅に変化しない温度と化学物質の存在量の分布を持っていることを確認します。XSMスペクトルの分析により、EISの結果が確認され、光球の値と比較して、低い第1イオン化ポテンシャル（FIP）要素が強化されていることがわかります。ARによって頻繁に発生するマイクロフレアは、静止状態のARコアの存在量に影響を与えませんでした。また、それが生成したフレアの1つであるSOL2020-04-09T09：32の分析も示します。XSM分析は、等温温度が6MKに達することを示しています。非常に高いT放出がないことは、AIAによって確認されています。観測されたXSMスペクトルと、AIADEM分析を使用して予測されたスペクトルとの間に優れた一致が見られます。対照的に、XRTAl-Poly/Be-thinフィルター比は、静止期とフレアリング相の温度を低くします。EISとAIAに基づくDEM分析で予測されたXRTフィルター比は、観測された値とよく一致する値を与えるため、これは低温に対するこの比の感度によるものであることを示します。
低質量の前主系列星（PMS）は、古い主系列星と同じように高温のコロナを持っているため、強力なX線源です。しかし、若い星に特有なのは降着と流出からのX線であり、両方のプロセスは星と惑星の形成にとって極めて重要です。X線データが降着と流出の物理学への重要な洞察をどのように提供するかを説明します。まず、星周円盤から星の表面に降着した質量は、降着衝撃の衝撃後の領域で軟X線を生成するのに十分な速さで、最大数百km/sの速度に達します。X線観測と実験室実験および数値シミュレーションは、若い星の降着形状が複雑であることを示しています。具体的には、降着柱の中心は、内部の流れを視界から遮断する材料に囲まれている可能性がありますが、それ自体もX線を放出するのに十分な高温です。第二に、X線は原始星ジェットの2つの場所で観測されます。おそらく流出コリメーションに関連する内部静止放出成分と、年とともに進化し、衝撃がジェットを通過する作業面に関連する可能性が高い外部成分です。ジェットを動力源とするX線は、最速のジェットコンポーネントを追跡し、若い星でのジェット発射に関する新しい情報を提供するように見えます。X線データは、他の波長領域で研究された多くの発光特性の起源を直接調査するため、星や惑星の形成を理解するために引き続き非常に重要であると結論付けています。さらに、将来のX線ミッションでは、感度とスペクトル分解能が向上し、PMS星の大規模なサンプルの主要なモデルパラメータ（速度など）を精査する予定です。
太陽風乱流における圧縮可能エネルギーカスケード速度の統計的研究：パーカーソーラープローブ観測
| Title |
A_Statistical_Study_of_the_Compressible_Energy_Cascade_Rate_in_Solar_Wind_Turbulence:_Parker_Solar_Probe_Observations |
| Authors |
Maia_Brodiano,_Nahuel_Andr\'es,_Pablo_Dmitruk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06935 |
さまざまな地動説距離での太陽風における非圧縮性および圧縮性電磁流体力学（MHD）エネルギーカスケード速度を調査しました。パーカーソーラープローブ（PSP）ミッションによって提供されたその場磁場とプラズマ観測、および完全に発達した乱流における正確な関係を使用しました。圧縮性カスケード速度を推定するために、圧縮性等温およびポリトロープMHD乱流にそれぞれ2つの最近の正確な関係を適用しました。私たちの観測結果は、太陽に近づくにつれて、圧縮性および非圧縮性のカスケード速度が明らかに増加することを示しています。さらに、プラズマの圧縮率が増加するにつれて、非圧縮性の場合に関して等温およびポリトロープカスケード速度の両方の増加が得られました。圧縮率と地動説の距離との関係についてさらに議論が行われます。最後に、太陽風の圧縮率が増加するにつれて両方の正確な関係を比較し、ポリトロープクロージャーを使用してより大きなカスケードを観測する傾向がわずかに見られますが、観測された圧縮率の範囲で本質的に同じカスケード率が得られました。
大きなOBスターサンプルの赤外線超過
OB星からの赤外線超過は、一般に、イオン化された恒星風または星周塵からの寄与と見なされます。新しく公開されたLAMOST-OBカタログとGOSSSデータを使用して、この作業はOB星の赤外線超過を理解する上でさらに進んでいます。観測スペクトルエネルギー分布（SED）のスペクトル勾配と光球モデルを比較するフォワードモデリングアプローチに基づいて、1147個の星は、高品質の測光データで7818個の星からの赤外線超過を持っていることがわかります。暗い雲の視線にある天体を取り除いた後、532（$\sim7\％$）のB型星と118（$\sim23\％$）のO型星が、恒星の赤外線超過放射を伴う真のOB星であると識別されます。。イオン化された恒星風モデルと星周塵モデルを採用して赤外線超過を説明し、ベイズ因子を計算して2つを定量的に比較します。赤外線超過は、約65\％の場合、恒星風によって説明できることが示されています。この場合、33\％は自由放射、32\％は放射光です。他の30\％のソースには、ダスト成分または他のメカニズムがあり、$\lambda>10\mu$mでフラックスが急激に増加することを説明する必要があります。ダストモデルのパラメータは、大規模な星周ハロー構造を示しています。これは、OB星の発祥の地からのダストの起源を暗示しています。統計的研究は、OB星の赤外線超過の割合が恒星の有効温度と光度とともに増加し、恒星のパラメータによる赤外線放射のメカニズムの体系的な変化がないことを示唆しています。
投影された回転速度とバイナリスペクトルモデルを使用した、LAMOST-MRSでの2460個のSB2候補の検出
| Title |
Detection_of_2460_SB2_candidates_in_the_LAMOST-MRS,_using_projected_rotational_velocities_and_a_binary_spectral_model |
| Authors |
Mikhail_Kovalev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06996 |
スペクトルフィットから二重線分光連星（SB2）$v\sin{i}$値を検出するための新しい方法を紹介します。このメソッドは、LAMOST-MRSからの合成スペクトルと実際のスペクトルでテストされます。視線速度の分離が十分に大きい場合、$v\sin{i}_1+v\sin{i}_2<300\、km\、s^{-1}$の二重線バイナリのSB2候補を確実に検出できます。。この方法を使用して、2460個のSB2候補を検出し、そのうち1410個が新しい発見です。選択したサンプルを使用して、バイナリモデルによって推定された視線速度分離とシングルスターモデルによって推定された$v\sin{i}_0$との相関関係を確認します。さらに、私たちの方法は、散開星団M〜11で1つの新しいSB2候補を見つけます。
2種類の閉じ込められた太陽フレアの動的特性と磁気的非ポテンシャル
| Title |
Dynamic_Property_and_Magnetic_Nonpotentiality_of_Two_Types_of_Confined_Solar_Flares |
| Authors |
Xuchun_Duan,_Ting_Li_and_Qihang_Jing |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07004 |
2010$-$2019の間に152個の大きな閉じ込められたフレア（ディスクセンターからのGOESクラス$\geq$M1.0および$\leq$$45^{\circ}$）を分析し、Liらの仕事。（2019）。「タイプI」フレアは、フレアループとリボンの滑り運動とフレアループの下にある安定したフィラメントによって特徴付けられます。「タイプII」フレアは、フィラメントの噴火の失敗に関連しています。これは、古典的な2Dフレアモデルで説明できます。合計59個のフレアが「タイプI」フレア（約40\％）であり、93個のイベントが「タイプII」フレア（約60\％）です。2種類の閉じ込められたフレアを生成するアクティブ領域（AR）の総符号なし磁束（$\Phi$$_\mathrm{AR}$）の分布には大きな違いがあり、ARからの「タイプI」の閉じ込められたフレアは「タイプII」よりも大きい$\Phi$$_{AR}$。フレアが発生する前のARのコア内の平均せん断角$\Psi$$_\mathrm{HFED}$を計算すると、「タイプI」のフレアの方が「タイプII」のフレアよりもわずかに小さいことがわかります。イベント。相対的な非ポテンシャルパラメータ$\Psi$$_\mathrm{HFED}$/$\Phi$$_\mathrm{AR}$は、2つのタイプのフレアを区別するのに最高のパフォーマンスを発揮します。「タイプI」の閉じ込められたフレアの約73\％には、$\Psi$$_\mathrm{HFED}$/$\Phi$$_\mathrm{AR}$$<$1.0$\times$$10^{-21}があります。$度Mx$^{-1}$、および「タイプII」の限定イベントの約66\％には$\Psi$$_\mathrm{HFED}$/$\Phi$$_\mathrm{AR}$$\geq$1.0$\times$$10^{-21}$度Mx$^{-1}$。「タイプI」の閉じ込められたフレアは、2D/3Dの標準的なフレアモデルでは説明できず、複雑な磁気システム内で複数の滑り磁気リコネクションが発生すると、おそらくフレアが観測されることになります。
2つの亜恒星サバイバー候補。 1つが見つかり、もう1つが欠落しています
| Title |
Two_substellar_survivor_candidates;_one_found_and_one_missing |
| Authors |
N._Walters,_J._Farihi,_T._R._Marsh,_E._Breedt,_P._W._Cauley,_T._von_Hippel,_J._J._Hermes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07022 |
この研究は、現在白色矮星を周回している、主系列星後の巻き込みの2つの可能な亜恒星生存者の観測を示しています。GD1400の赤外線および光学分光法は、9.98時間の公転周期を示しています。ここで、ベンチマークの褐色矮星は$M_2=65\pm3$M$_{\rmJup}$、$T_{\rmeff}\approx1900$K、および1Gyrに近い年齢。GD1400Aの$0.558\pm0.005$M$_{\odot}$の質量は、亜恒星のコンパニオンがRGBホストとの接触を逃れたことを示唆していますが、後でAGBの間に包まれました。PG0010+281に向かう既知の赤外線超過は、亜恒星のコンパニオンと一致していますが、複数の機器を検索しても、視線速度や測光の変動は見られません。PG0010+281の3つの独立した質量測定はすべて、バイナリ進化に関連する質量損失の増加を示唆しています。孤立した星の最年少の合計年齢は$7.5\pm2.5$Gyrです。この難問に対する可能な解決策は、1つまたは複数の巨大惑星の共食いであり、これは主系列星の後の質量損失を強化しましたが、最終的には破壊されました。したがって、PG0010+281は、ロッシュ限界の外側にある塵円盤によって周回されている可能性が高く、白色矮星を周回する非標準円盤の数が増えています。現在、L型（褐色）矮星だけが主系列星後の直接の巻き込みに耐えることが知られていますが、T型とY型の亜恒星コンパニオンは広い間隔で存続します。これらの人口統計は、主系列星の消滅を確実に回避するために約50M$_{\rmJup}$が必要であることを示唆しており、白色矮星の質量損失と磁場生成に寄与する可能性のある、すべての密接に周回する巨星が消費されていることを示唆しています。彼らの直接の祖先。
Hinode/EISおよびIRISによって観測されたFeXII線からの太陽活性領域における非マクスウェル電子分布の診断
| Title |
Diagnostics_of_non-Maxwellian_electron_distributions_in_solar_active_regions_from_Fe_XII_lines_observed_by_Hinode/EIS_and_IRIS |
| Authors |
G._Del_Zanna,_V._Polito,_J._Dud\'ik,_P._Testa,_H.E._Mason,_E._Dzif\v{c}\'akov\'a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07026 |
ディスク上と四肢外の両方のアクティブ領域でのFeXIIラインのHinode/EISとIRISの共同観測を提示します。EISデータの改善されたキャリブレーションを使用し、192.4A/1349Aの観測比率は、CHIANTIによって予測された値および静止領域のコロナル近似と一致しますが、比率が頻繁に発生するすべてのアクティブ領域の観測では一致しません。予想よりも最大で約2倍低くなります。不透明度やクーラー材料からの吸収など、この比率に影響を与える可能性のあるいくつかの物理的メカニズムを調査します。以前の調査結果と一致して、EISFeXII193および195Aラインにはかなりの不透明度が見られますが、192.4Aラインには見られません。ディスク上の観測ではH、He、HeIIによるEUV吸収の可能性を排除できないため、このような吸収が最小である四肢外の観測に焦点を当てます。これらと考えられる非平衡効果を考慮した後、観察された低FeXII192.4A/1349A比の最も可能性の高い説明は、活性領域における非マクスウェル電子分布の存在であると示唆します。これは、EISとIRISの独立した観察に基づく以前の調査結果と一致しています。
パブリックコードパッケージDarkHistoryのコンテキストで、高密度ニューラルネットワークを使用して初期宇宙の高エネルギー粒子の冷却を正確にモデル化できることを示します。DarkHistoryは、暗黒物質の消滅や崩壊から生じる可能性のあるエキゾチックなエネルギー注入の存在下で、初期宇宙の温度とイオン化の履歴を自己無撞着に計算します。DarkHistoryの元のバージョンは、事前に計算された大きな伝達関数テーブルを使用して、大量のメモリとストレージスペースを必要とする赤方偏移ステップで光子と電子のスペクトルを進化させます。DarkHistoryのライトバージョンを紹介します。これは、単純な高密度ニューラルネットワークを使用して伝達関数を格納および補間します。これは、メモリやストレージを大量に使用することなく、小型のコンピューターで適切に機能します。この方法では、指数関数的に大きなデータテーブルを必要とせずに、伝達関数にパラメトリック依存性を追加して将来の拡張を予測します。
| Title |
Kicks_in_charged_black_hole_binaries |
| Authors |
Raimon_Luna,_Gabriele_Bozzola,_Vitor_Cardoso,_Vasileios_Paschalidis,_Miguel_Zilh\~ao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06429 |
準円形の荷電ブラックホール連星の完全に一般相対論的な数値進化において、重力放射と電磁放射の両方による線形運動量（キック）の放出を計算します。ゆっくりと動く物体の解析式を導き出し、さまざまな質量比と電荷対質量比を数値的に調べます。等質量の場合、解析式は観測値と非常によく一致しており、真空の場合とは逆に、電磁界の存在下では重力波による運動量の放出があることがわかります。また、質量が等しくないバイナリの強い重力キックが電磁キックに影響を及ぼし、ケプラーの予測から大きく外れることもわかりました。この研究で考慮された電荷対質量比の値について、電磁キックの大きさは常に重力のものよりも小さいことが観察されます。
中性子星の共形性のサインとしてのトレースアノマリ
観測データが示唆するように、中性子星物質の音速のピークは、強く結合した共形物質を意味するという解釈について議論します。正規化されたトレースアノマリは、音速への微分および非微分の寄与につながる無次元の適合性の尺度です。音速のピークは、等角限界に急激に近づくトレース異常からの微分寄与に起因することがわかります。高密度QCDの動作へのスムーズな連続性は、トレースアノマリの問題部分が正定値である可能性があることを意味します。中性子星の$M$-$R$関係に対する、トレースアノマリの陽性条件の考えられる影響について説明します。
金星の大気中の屈折と散乱：ロモノソフ弧
M.ロモノッソフによる1761年の主な観察とそれに続く観察は、議論を通路の他の注目に値する視覚的観察に拡張することによって想起され、その後、ますます強力なイメージャが大量の画像を生成します。寄生効果の現代的な扱いは、最近広くコメントされ批判されている1761年の専門家の観察に焦点を当てることによって簡単に思い出されます。これには、「ブラックドロップ効果」と呼ばれるスプリアス効果が含まれていました。太陽円盤の外側で観測された金星の殻または光輪または大気リングは、金星大気の今日のパラメータを参照して考慮されます。通過中の接触は、散乱、吸収の影響、および惑星の角度寸法の一部に匹敵することがわかった小さな角距離での屈折の支配的な影響を考慮して説明されています。ロモノッソフの弧が何であるかを解明するために、2004年と2012年のトランジットの現代の観測が暫定的に議論されていますか？
高強度実験によるダークセクターポータルの探索
今後10年以降の高強度実験での幅広い検索プログラムは、最小の再正規化可能なベクトル、ヒッグス、ニュートリノポータル、および高次元のアクシオンのような粒子ポータルを介して相互作用する新しい光メディエーター粒子を高感度でプローブします。これらのポータルは、可視セクターと暗セクターをリンクし、素粒子物理学と宇宙論のいくつかの大きな未解決の質問に対する多くの提案されたソリューションで重要な役割を果たす可能性があります。このホワイトペーパーでは、最小限のダークセクターポータルの研究における理論的および実験的な進歩、状況、および展望を調査します。
湯川相互作用による凝縮暗黒物質
| Title |
Condensed_dark_matter_with_a_Yukawa_interaction |
| Authors |
Raghuveer_Garani,_Michel_H.G._Tytgat_and_J\'er\^ome_Vandecasteele |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06928 |
ゼロ温度で有限密度で、湯川相互作用がスカラー粒子に結合したフェルミ粒子の形であると見なされる凝縮暗黒物質（DM）候補の可能な相を調査します。この理論は、基本的に、湯川相互作用、フェルミオン質量、スカラーメディエーター質量、およびDM密度の4つのパラメーターのみに依存します。低フェルミオン密度では、散乱長の概念を使用して、モデルパラメータの関数として、バーディーン-クーパー-シュリーファー（BCS）、ボーズ-アインシュタイン凝縮（BEC）、およびクロスオーバー相を区切ります。さらに、スカラー密度凝縮や超流動ギャップなどの緊急効果を一貫して含めることにより、BCSフェーズを研究します。平均場近似内で、ギャップ方程式の一貫したセットを導き出し、それらの運動量依存性を保持し、非相対論的レジームと相対論的レジームの両方で有効です。特にメディエーターの質量がDMの質量よりも小さく、大きい場合は、ギャップ方程式のセットに対する数値解を示します。最後に、状態方程式（EoS）と、非対称DMの天体物理学的影響について説明します。
FLRW時空における場の量子論の最近の研究は、宇宙のスピードアップの原因が量子真空であり、アドホックスカラー場を導入する必要がないことを示唆しています。エネルギー運動量テンソルの適切な再正規化は、真空エネルギー密度がハッブル率とその導関数の滑らかな関数であることを示しています。$\rho_{\rmvac}=\rho_{\rmvac}（H、\dot{H}、\ddot{H}、...）$。これは、QFTでは繰り込み点を伴う$\rho_{\rmvac}$の量子スケーリングが$H$を伴う宇宙進化に変わるためです。その結果、標準のFLRWエポック中の宇宙膨張の2つの近くのポイントは、$\delta\rho_{\rmvac}\sim{\calO}（H^2）$を介してスムーズに関連付けられます。このシナリオでは、微調整はまったく必要ありません。私たちが「宇宙定数」と呼んでいるのは、$\Lambda$は、与えられたエポックの周りの$\rho_{\rmvac}（H）$のほぼ持続的な値です。非常に初期の宇宙では、より高い（偶数）パワー$\rho_{\rmvac}\sim{\calO}（H^N）$（$N=4,6、..$）は、短い間に急速なインフレを引き起こしました$H=$constである期間。その中で、真空の状態方程式（EoS）は$w_{\rmvac}=-1$に非常に近いですが、これはFLRW時代には当てはまりません。驚くべきことに、量子真空は手ごわい宇宙カメレオンとして機能します。その後、相対論的（$w_{\rmvac}=1/3$）と非相対論的（$w_{\rmvac}=0）の間に物質のEoSを採用します。$）エポックであり、後期宇宙では、それは典型的な$w_{\rmvac}\gtrsim-1$を模倣しますが、遠い将来に再び$-1$になる傾向があります。輸送中、量子真空は$H_0$と$\sigma_8$の緊張を解決するのに役立ちます。
